رصد کهکشان‌های دور با تداخل‌سنج‌های میلیمتری

رصد کهکشان‌های دور با تداخل‌سنج‌های میلیمتری

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

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.

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.

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.

۱. Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array; ALMA
۲. Plateau de Bure Interferometer

عنوان اصلی مقاله: New constraints on dust emission and UV attenuation of z=6.5-7.5 galaxies from IRAM and ALMA observations
نویسندگان: Schaerer, D.Boone, F.Zamojski, M.; et al
این مقاله برای نشر به A&A فرستاده شده است.
لینک مقاله‌ اصلی: http://arxiv.org/abs/1407.5793

گردآوری: آیرین شیوایی

دسته‌ها: مقالات روز

درباره نویسنده

آیرین شیوایی

پژوهشگر پَسادکترا در زمینه‌ی نجوم رصدی کهکشان‌ها و عضو تیم علمی ابزار فروسرخ تلسکوپ فضایی جیمز وب در دانشگاه آریزونا است. او در سال ۲۰۱۷ دکترای فیزیک خود را از دانشگاه کالیفرنیا در ریورساید، در زمینه‌ی تحول کهکشان‌های جوان عالم از طریق بررسی غبار میان‌ستاره‌ای و ستاره‌زایی آن‌ها، دریافت کرد. او برای مطالعه و بررسی این کهکشان‌ها، که حدود ۱۰ میلیارد سال نوری از ما فاصله دارند، از داده‌های تلسکوپ‌های زمینی کک و تلسکوپ‌های فضایی هابل و اِسپیتزر استفاده می‌کند.

دیدگاه‌ها

  1. حسن
    حسن ۶ مرداد, ۱۳۹۳، ۰۹:۳۱

    بسیار مقاله ی خوبی بود. در یوتیوب مستندهای خوبی درباره ی آلما هست. کسانی که مشتاق اند بیشتر بدانند مراجعه کنند

    پاسخ به این دیدگاه
  2. شایان
    شایان ۸ مرداد, ۱۳۹۳، ۲۲:۲۱

    مرسی، این آلما خیلی هیجان‌انگیزه!
    و سوالی که من دارم در مورد غبار کهکشانه… غبار یعنی از چه چیزهایی تشکیل شده؟ چرا به وجود اومده؟ و فرقش با گاز چیه؟ من هیچ نمی‌دونم ولی تصور می‌کنم از مقایسه نورهای مرئی و فرابنفش و نیز نورهای فروسرخی که از اون کهکشان‌ها میاد میشه فهمید که اون غبارها چی هستند…

    پاسخ به این دیدگاه
    • آیرین شیوایی
      آیرین شیوایی نویسنده ۹ مرداد, ۱۳۹۳، ۰۳:۱۵

      فضای میان‌ستاره‌ای در کهکشان‌ها، علاوه بر ستاره‌ها، از گاز میان‌ستاره‌ای تشکلیل شده. این گاز بیشتر از هلیوم و هیدروژن است، و می‌تواند به شکل‌های مختلفی مثل ملکولی (مثلا H2)، اتم خنثی، یا گاز یونیزه شده باشه.
      فضای میان‌ستاره‌ای غبار هم دارد. غبار، ذرات جامد بسیار ریز (چند میکرون) هست که در طی فرآیند چگالش به وجود می‌آیند: مثلا سیلیسیم دی اکسید، کربن و ترکیباتش، انواع فلزات، … .
      از کجا به وجود آمده: معمولا ذرات غبار در شرایط خاصی در بادهای ستاره‌ای چگال و پرجرم، یا در بادهایی که در انفجارهای نواختری و ابرنواختری از ستاره خارج می‌شوند، شکل می‌گیرد. البته ما هنوز درباره اینکه این ذرات از کجا آمده‌اند و دقیقا چی هستند خیلی کم می‌دونیم!

      ذرات گاز نور را فقط در طول موج‌هایی که برابر فاصله بین لایه‌های اتمی‌شان است جذب و نشر می‌کنند، اما بر خلاف آن ذرات غبار می‌توانند تابش یا جذب پیوسته‌ای در طول موج‌های مختلف داشته باشند. به همین علت هم هست که بیشتر جذب نور مرئی و فرابنفش و تابش آن در فروسرخ توسط ذرات غبار، پیوسته است.

      و در آخر: بله، دقیقا از مقایسه نورهای مرئی و فرابنفش و فروسرخ، و البته با مطالعه دقیق طیف فروسرخ به تنهایی، به اطلاعات زیادی درباره ماهیت تشکیل‌دهنده ذرات غبار می‌شه پی برد، مثلا اینکه چه ترکیبات شیمیایی‌ای دارند و اندازه‌شان چقدر است. این ذرات غبار همه‌ جا یک جور نیستند، و ممکن است در هر محیطی و در هر کهکشانی ترکیب متفاوتی داشته باشند.
      اما! وقتی سراغ کهکشان‌های دور می‌رویم، و در اینجا منظورم از دور همه‌ی کهکشان‌ها به جز راه شیری و دو سه تا کهکشان خیلی نزدیک به ما است، مطالعه این جزئیات خیلی سخت می‌شه. چون دیگه ما نمی‌دونیم که حتی گاز چه‌جوری در اطراف ستاره‌ها قرار گرفته: آیا کاملا آنها رو پوشانده؟ یا اینجا یک قسمت‌هاییش خالی است و نور ستاره از آن رد می‌شود؟ برای کهکشانی مثل راه شیری چون می‌توانیم تک تک ستاره‌ها را ببینیم این پیچیدگی وجود ندارد…

      داستان غبار خیلی مفصل و پیچیده است، و هنوز خیلی چیزها درباره‌اش نمی‌دانیم!

      پاسخ به این دیدگاه

یک دیدگاه بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد.
بخش‌های لازم مشخص شده‌اند*