رصد کهکشان‌های دور با تداخل‌سنج‌های میلیمتری

0 0 0 0

توسط آیرین شیوایی , 27 جولای 2014

آرایه‌ی میلیمتری بزرگ آتاکاما (آلما) ^۱ مجموعه‌ای از ۶۶ آنتن بسیار دقیق است که مجموعا تداخل‌سنج عظیمی را در صحرای آتاکامای شیلی تشکیل می‌دهند. این ۶۶ آنتن با هم در طول‌موج‌های میلیمتری و زیرمیلیمتری کار می‌کنند. آلما که از سال ۲۰۱۳ کار خود را آغاز کرده است، ابزاری پیشرو در رصد نخستین کهکشان‌های عالم است.

تصویر ۱: ردیف بالا تصاویر شبیه‌سازی شده آلما از بخشی از آسمان است. آلما کهکشان‌های دورتر (انتقال به سرخ بالای ۱/۵) را بهتر از تلسکوپ هابل که در طول‌موج مرئی است می‌تواند رصد کند.
ردیف پایین تصویر ژرف هابل را در طول‌موج مرئی نشان می‌دهد. با هابل کهکشان‌های نزدیکتر (انتقال به سرخ زیر ۱/۵) بیشتر از کهکشان‌های دورتر (انتقال به سرخ بالای ۱/۵) ثبت می‌شوند. طیف کهکشان‌های دور به طول‌موجهای بالاتر انتقال به سرخ پیدا می‌کند و در محدوده رصدی آلما قرار می‌گیرد.
Credit: Wootten & Gallimore (2000) and 1997 Kenneth M. Lanzetta

آلما (تصویر بالای صفحه) آرایه بسیار مناسبی برای رصد طول‌موجهای فروسرخ کهکشان‌های دوردست با انتقال به سرخ زیاد است. برای مثال، خط نشری کربن یونیزه شده [CII] در طول‌موج ۱۵۸ میکرون، یکی از خطوط نشری درخشان در فروسرخ است که اندازه‌گیری شدت آن به ما کمک می‌کند تا میزان تابش کلی فروسرخ کهکشان را به دست بیاوریم. برای کهکشانی در انتقال به سرخ حدود ۷/۵ این خط به طول موج ۱۲۰۰ میکرون (۱/۲ میلیمتر) انتقال پیدا می‌کند که تحت پوشش تلسکوپ آلما است. رصد کهکشان‌ها در طول‌موجهای فروسرخ اطلاعات بسیاری درباره فعالیت آنها به ما می‌دهد. نور تابیده شده از ستاره‌های جوان بیشتر در طول‌موجهای مرئی و فرابنفش است، اما به علت وجود غبار میان‌ستاره‌ای بخشی از این نور جذب می‌شود. ذرات غبار نور جذب شده را در طول‌موجهای بلندتر فروسرخ بازمی‌تابانند. بنابراین برای دانستن میزان کل ستاره‌زایی یک کهکشان باید هر دو بخش جذب نشده (مرئی و فرابنفش) و جذب شده (فروسرخ) را بدانیم و با هم جمع کنیم. کهکشان‌های دور تابش فروسرخشان به طول‌موج‌های میلیمتری انتقال به سرخ پیدا می‌کند و رصد آنها با تلسکوپ‌های اپتیکی مانند تلسکوپ فضایی هابل امکان‌پذیر نیست. آرایه‌های میلیمتری مانند آلما برای این مقصود بسیار مناسب هستند. در تصویر شماره ۱ تصاویر فرضی گرفته شده از بخشی از آسمان را با تلسکوپ فضایی هابل و آلما می‌بینید. تلسکوپ هابل در طول‌موج مرئی رصد می‌کند و آلما در طول موج‌های میلیمتری. ستون سمت چپ تصویر کهکشان‌های نزدیک را نشان می‌دهد و ستون سمت راست کهکشان‌های دورتر را (انتقال به سرخ بیشتر از ۱/۵). کهکشان‌های دور چون تابششان به طول‌موج‌های بلندتر انتقال پیدا کرده است با آلما بهتر دیده می‌شوند (برای مطالعه بیشتر درباره انتقال به سرخ به این مقاله رجوع کنید).

تصویر ۲: آرایه تداخل‌سنج میلیمتری پلاتو دو بور در آلپ فرانسه.

آرایه تداخل‌سنج دیگری که مانند آلما در طول‌موج میلیمتری رصد می‌کند، آرایه پلاتو دو بور ^۱  در ارتفاعات آلپ فرانسه است که شش آنتن دارد (تصویر ۲). در این مقاله، نویسندگان دو کهکشان در انتقال به سرخ حدود ۷ را با این آرایه رصد کرده‌اند و داده‌های ژرفی از تابش [CII] به دست آورده‌اند. یکی از این کهکشان‌ها، کهکشانی است که در پشت خوشه کهکشانی عظیمی بزرگنمایی شده است ( درباره همگرایی گرانشی در این مقاله بخوانید)، و کهکشان دیگر یکی از دورترین کهکشان‌های تایید شده است (کشف این کهکشان را پیشتر در این مقاله بررسی کرده بودیم).

تصویر ۳: محور عمودی، تابش فروسرخ به تابش فرابنفش است، که میزان نور جذب شده توسط غبار به میزان نور جذب‌نشده را نشان می‌دهد. محور افقی، شیب ناحیه فرابنفش طیف است. منحنی‌ها مدل‌هایی را نشان می‌دهند که این دو کمیت را به هم مربوط می‌کند و فلش‌ها داده‌های رصدشده هستند. داده‌های با یکی از مدل‌های معرفی شده تطابق دارند.

مولفان رصدهایشان را با داده‌های ژرف آرایه آلما از سه کهکشان‌ دیگر ترکیب کردند و با این مجموعه کوچک پنج کهکشان اطلاعاتی درباره تابش فروسرخ، نرخ کلی ستاره‌زایی، جرم غبار و جرم ستاره‌ای این کهکشان‌ها به دست آورده‌اند. یکی از این یافته‌ها اندازه‌گیری میزان غبار کهکشان‌ها با داده‌های به دست آمده از رصد فروسرخ است. همان‌طور که پیشتر گفته شد، نور کهکشان‌ها در طول‌موج‌های مرئی و فرابنفش توسط ذرات غبار میان‌ستاره‌ای در کهکشان جذب می‌شود و دوباره در طول‌موج بلندتر فروسرخ تابش می‌شود. بنابراین میزان تابش در فروسرخ اطلاعاتی درباره غبار موجود در کهکشان به ما می‌دهد. از آنجایی که نور فروسرخ کهکشان‌های دورتر به طول‌موج‌های بسیار بلند انتقال پیدا می‌کند و در بسیاری از مواقع منجمان دسترسی به ابزارهایی مانند آلما که در این طول‌موجها رصد می‌کنند ندارند، روش دیگری برای پیدا کردن میزان غبار پیدا کرده‌اند. در این روش، با اندازه‌گیری شیب طیف فرابنفش می‌توان به میزان غبار پی برد. در تصویر شماره ۳، منحنی‌های مشکی مدل‌های این روش را نشان می‌دهند که شیب طیف فرابنفش (محور افقی) را به میزان غبار رصد‌شده در فروسرخ (محور عمودی) ارتباط می‌دهد. رصدهای انجام شده با فلش‌های رنگی نشان داده شده‌اند و بیان‌گر همخوانی داده‌ها با یکی از مدل‌ها هستند.

تصویر بالای صفحه، نمایی از آنتن‌های آلما است. آلما ۵۴ آنتن ۱۲ متری، مانند آنهایی که در تصویر می‌بینید، و ۱۲ آنتن ۷ متری دیگر دارد. تصویر متعلق به ESO و عکاس آن بابک امین‌تفرشی است.