غبار در کهکشان‌های دور

0 0 0 0

توسط آیرین شیوایی , 5 ژانویه 2015

ذرات ریز ملکول‌های سنگین، که به ذرات غبار شناخته می‌شوند، در داخل کهکشان‌ها با گازهای میان‌ستاره‌ای مخلوط هستند. این ذرات غبار نور ستاره‌ها را جذب و پراکنده می‌کنند. در تصویر بالای صفحه کهکشان کلاه مکزیکی را می‌بینید که جذب غبار نوار تیره‌ای در میانه‌ی آن به وجود آورده است. شناخت ویژگی‌های حقیقی یک کهکشان وابسته به آن است که اثر جذب نور در طول‌موج‌های گوناگون توسط ذرات غبار شناخته و تصحیح شود. میزان جذب و پراکندگی نور علاوه بر آنکه به نحوه‌ی پراکندگی غبار نسبت به ستاره‌ها بستگی دارد، به ویژگی‌های ذرات تشکیل دهنده‌ی غبار مانند اندازه‌ی ذرات و ترکیبات شیمیایی آن‌ها نیز وابسته است. نور کهکشان در طول‌موج‌های فرابنفش و مرئی به شدت تحت تاثیر غبار است. هرچه طول موج کوتاه‌تر باشد بیشتر توسط غبار جذب می‌شود؛ این اثر موجب «قرمزگرایی»^۱ طیف نوری کهکشان می‌شود. به زبان ساده‌تر طول‌موج‌های آبی‌تر بیشتر جذب می‌شوند و موجب‌ می‌شود که رنگ کهکشان قرمزتر شود. اما از طرفی کهکشانی که سن زیادی داشته باشد نیز به علت آنکه ستاره‌های پیر بیشتری دارد رنگ قرمزی پیدا خواهد کرد. این دو کمیت (سن و غبار) با یکدیگر تبهگنی دارند. برای جدا کردن این دو از یکدیگر باید بدانیم که منحنی جذبی^۲ غبار دقیقا چه شکلی دارد. منحنی جذبی نشان می‌دهد که در هر طول‌موج چه میزان از شار نوری کهکشان جذب شده است. با دانستن این منحنی می‌توان شار نور رسیده از کهکشان را تصحیح کرد و به طیف نوری حقیقی کهکشان دست یافت. از روی این طیف، ویژگی‌های کهکشان مانند سن و جرم تخمین زده می‌شود.

تصویر ۱: منحنی جذبی بر حسب طول‌موج. محور افقی طول‌موج و محور عمودی میزان شار جذب شده توسط غبار در آن طول‌موج است. همان‌طور که می‌بینید طول‌موج‌های کوتاه‌تر بیشتر جذب می‌شوند.
منحنی آبی نتیجه‌ی به دست آمده در این مقاله برای کهکشان‌های دور است. برای توضیح بیشتر به متن مراجعه کنید.

در انتقال‌به‌سرخ‌های پایین منحنی جذبی با روش‌های مستقیم اندازه‌گیری شده است. در این روش‌ها نور یک ستاره در همه‌ی طول موج‌ها رصد می‌شود و با نوری که از آن نوع ستاره می‌شناسیم مقایسه می‌شود. تفاوت این دو طیف نوری^۳ (جذب شده و حقیقی) میزان جذب غبار را نشان می‌دهد. چند مورد معروف این منحنی‌های جذبی، منحنی راه شیری، منحنی ابر ماژلانی بزرگ، و منحنی ابر ماژلانی کوچک است (به ترتیب منحنی‌های MW و LMC و SMC در تصویر ۱). اما برای کهکشان‌های دور، نمی‌توانیم نور یک ستاره را رصد کنیم. نوری که از کهکشان‌های دور به ما می‌رسد از مجموعه‌ای از ستاره‌ها با سن‌ها و ویژگی‌های گوناگون است که غبار ممکن است بخشی از آن‌ها را جذب کرده باشد. رایج‌ترین منحنی غباری که برای کهکشان‌های دور استفاده می‌شود منحنی‌ای است که از روی رصد نور کلی مجموعه‌ای از کهکشان‌های محلی به دست آمده است. از آنجایی که این منحنی بر اساس کهکشان‌های محلی است، ممکن است استفاده‌ی آن برای کهکشان‌های دور کار صحیحی نباشد (منحنی SB در تصویر ۱).

در این مقاله نویسندگان با استفاده از روش خلاقانه‌ای منحنی جذبی را در انتقال‌به‌سرخ ۲ تا ۶.۵ به دست آورده‌اند. برای این کار لازم است که از طریقی به طیف نوری حقیقی کهکشان پی برد و سپس از مقایسه‌ی آن با طیف نوری رصد شده می‌توان فهمید که در هر طول موج چه میزان از شار جذب شده است. مولفان این مقاله برای آنکه به طیف نوری حقیقی کهکشان‌های مورد بررسی‌شان پی ببرند، از مشخصه‌ی خاصی در طیف فرابنفش کهکشان‌ها استفاده کردند. این مشخصه خط جذبی کربن سه بار یونیزه‌شده (C IV) در طول‌موج ۱۵۴۹ آنگستروم است. این خط جذبی در جو ستاره‌های بسیار جوان و داغ نوع O و ‌B به وجود می‌آید. اگر کهکشانی خط جذبی C IV شدیدی داشته باشد نشان‌دهنده‌ی آن است که ستاره‌های جوان بسیاری دارد. این ستاره‌های جوان بخش غالبی از طیف فرابنفش و مرئی کهکشان را شکل می‌دهند. به این ترتیب طیف نوری رسیده‌ از این کهکشان‌ها دیگر ناشی از مجموعه‌ای از ستاره‌های گوناگون نیست، بلکه نور ستاره‌های جوان غالب است و حالا ما می‌دانیم که این طیف دقیقا چگونه باید باشد. تفاوت این طیف با آنچه در رصد دیده می‌شود ناشی از جذب نور توسط غبار خواهد بود.

تصویر شماره‌ی ۱ منحنی جذبی به دست آمده در این مقاله را با رنگ آبی نشان می‌دهد. این منحنی از مقایسه‌ی طیف نوری رصد شده‌ از ۲۶۶ کهکشان در انتقال‌به‌سرخ‌های ۲ تا ۶.۵ با طیف نوری ناشی از کهکشانی که ستاره‌های جوان زیادی دارد، به دست آمده است. این ۲۶۶ کهکشان بر اساس شدت خط جذبی C IV در طیفشان انتخاب شده‌اند که نشان می‌دهد ستاره‌های جوان زیادی دارند. در تصویر ۱ منحنی‌های جذبی دیگر که در انتقال‌به‌سرخ‌های پایین محاسبه شده‌اند نیز برای مقایسه نشان داده شده‌اند. MW منحنی راه‌شیری، LMC ابر ماژلانی بزرگ، و SMC ابر ماژلانی کوچک است. این سه منحنی از روی رصد ستاره‌های مجزا در کهکشان‌های مذکور به دست آمده‌اند. SB منحنی جذبی‌ای است که از کل نور رسیده از کهکشان‌ها به دست آمده است اما داده‌های استفاده شده در آن مربوط به کهکشان‌های محلی بوده است (پیشتر این منحنی را ذکر کرده بودیم). این مقاله یکی از نخستین پژوهش‌هایی است که در آن منحنی جذبی کهکشان‌های دور محاسبه می‌شود.