هر ده سال یک بار منجمان در آمریکا مطالعه‌اى را به نام “ارزیابى ده‌سالانه‌ی اخترشناسى و اخترفیزیک” (Astronomy and Astrophhysics Decadal Survey) انجام مى‌دهند که وضعیت نجوم را در گذشته و در حال حاضر بررسى کرده و مسیر نجوم را در دهه‌ی پیش رو پیشنهاد کرده و یا پیش‌بینى مى‌کند. براى این ارزیابى منجمان از سراسر کشور مقالاتی درباره‌ی موضوعات گوناگون نجومی می‌نویسند که در آن به وضعیت دانش نجوم در آن موضوع خاص و آنچه برای پیشرفت در آن موضوع از نظر ابزاری و تکنولوژی در آینده نیاز است، می‌پردازند. به این مقالات، مقالات سفید می‌گویند. سپس هیاتى از منجمان جمع‌بندى این مطالعات و ارزیابى‌ها را تهیه کرده و در اختیار نهادهاى گوناگون، از جمله کنگره‌ی آمریکا، قرار مى‌دهند تا براى تصمیم‌گیرى‌هاى اساسى از آن استفاده شود. تاکنون شش ارزیابی نجوم تهیه شده است (نخستین ارزیابی در سال ۱۹۶۴ بود). امسال نیز ارزیابی نجوم دهه‌ی ۲۰۲۰ در حال تنظیم و بررسی است. به همین منظور، اسطرلاب تصمیم گرفته است به مرور، خلاصه‌ای از برخی از مقاله‌های سفید ارزیابی دهه‌ی ۲۰۲۰ را منتشر کند. نخستین مقاله‌ی این مجموعه به موضوع اندازه‌گیری تابع جرم اولیه‌ی ستاره‌ای می‌پردازد. ——————————————————————————————————————————————————— تابع جرم اولیه‌ی ستاره‌ای(۱) (IMF) که توزیع جرم ستاره‌های تازه متولد شده را در کهکشان‌ها نشان می‌دهد، نقش مهمی در فهم ما از کهکشان‌ها دارد؛ از بازخوردهای ستاره‌ای گرفته تا غنی شدن فلزی و پروسه‌های باریونی در کیهان، همگی به این تابع بستگی دارند (در اینجا و اینجا می‌توانید راجع به این تابع بیش‌تر بخوانید). شکل ۱. شکل‌های مختلف تابع جرم اولیه‌ی ستاره‌ای (نقطه‌چین Kroupa IMF و خط‌چین Chabrier IMF و خط قهوه‌ای‌رنگ Salpeter IMF ) و همچنین تابع جرم هسته‌ی ستاره‌ای (نمودار قرمزرنگ). محور افقی جرم ستاره‌ای و محور عمودی فراوانی اجرام در واحد جرم را نشان می‌دهد. تاکنون فرض می‌شده است که این تابع شکل یکسانی در تمامی نواحیِ ستاره‌زا درون راه شیری و همچنین در کهکشان‌های مختلف دارد و یا اصطلاحا شکل این تابع جهان‌شمول(۲) است؛ اما در دهه‌ی گذشته، نشانه‌های زیادی از متفاوت بودنِ شکل IMF مشاهده شده است. ابر مولکولی ثور یک مثال از استثنابودنِ جهان‌شمولیِ IMF، درون راه شیری است. در این ابر مولکولی، تعداد ستاره‌ها با بازه‌ی جرمیِ ۰/۶ تا ۰/۸ جرم خورشید، بیش‌تر از آن چیزی است که با در نظر گرفتنِ Kroupa IMF و Chabrier IMF به دست می‌آید (شکل ۱ این دو IMF را به ترتیب با نقطه‌چین و خط‌چین نشان می‌دهد). در حوزه‌ی فراکهکشانی، از سال ۲۰۱۰، مطالعات بسیار زیادی با تمرکز بر کهکشان‌های بیضویِ نوع پیشین صورت گرفته‌است. این مطالعات نتایج کاملا متفاوتی را نشان داده‌اند: در برخی از این مطالعات، تابع جرم اولیه‌ی کهکشان‌ها به گونه‌ای به‌دست آمده‌است که تعداد ستاره‌های پرجرم بسیار بیش‌تر از آن چیزی است که با در نظر گرفتن تابع جرم اولیه‌ی راه شیری به‌دست می‌آید و در برخی دیگر، تعداد ستاره‌های کم‌جرم بسیار بیش‌تر از IMF راه شیری است. البته باید در نظر داشت که مشخص کردن شکل دقیق IMF فرایندی بسیار پیچیده است و شامل چندین مرحله می‌شود: ۱) اندازه‌گیری تابع درخشندگیِ یک نمونه‌ی کامل از ستاره‌ها که در یک حجم معیَن قرار گرفته‌اند. ۲) تبدیل تابع درخشندگی به تابع جرم کنونیِ ستاره‌ها با استفاده از رابطه‌ی جرم_قدر. ۳) تصحیح تابع جرم کنونیِ ستاره‌ها با در نظر گرفتن تاریخچه و تحول ستاره‌ای، ساختار کهکشانی، تحول دینامیکیِ خوشه‌های ستاره‌ای و همچنین در نظر گرفتن ستاره‌های دوتایی برای به‌دست آوردن تابع جرم اولیه یا همان تابع جرم ستاره‌ها هنگام تولد. هر کدام از این مراحل تحت تاثیر سوییدگی‌هایی است که می‌تواند منجر به نتایجی با عدم قطعیت زیاد شود. فرض دیگری که تاکنون در رابطه با تابع جرم اولیه می‌شده‌است این است که رابطه‌ی مستقیمی بین این تابع و توزیع جرمِ هسته‌هایی که ستاره‌ها از آن به وجود می‌آیند (تابع جرم هسته‌ای (۳) (IMF(CMF)) وجود دارد [منظور از هسته‌ها، نواحیِ گازی با چگالیِ کافی برای پیدایش ستاره‌ها است]. شکل ۱ تابع جرم هسته‌ای (نمودار قرمزرنگ) و شکل‌های مختلف IMF (نقطه‌چین Kroupa IMF و خط‌چین Chabrier IMF و خط قهوه‌ای‌رنگ Salpeter IMF ) را نشان می‌دهد. همان‌طور که از این شکل پیداست، برای ستاره‌هایی با جرمِ بیش‌تر از ۰/۲ جرم خورشید، شکل‌های مختلف IMF با یک‌دیگر تطابق دارند و شکل این تابع برای ستاره‌هایی با جرم کم‌تر از ۰/۲ جرم خورشید هنوز نادقیق است و یکی از مسائل داغ روز است. شکل کلیِCMF مشابهِ Kroupa IMF و Chabrier IMF است ولی به سمت راست نمودار (یعنی ستاره‌های پرجرم) جابه‌جا شده‌است. این جابه‌جایی به عنوان بازده‌ی تبدیلِ ۳۰ درصدیِ هسته به ستاره تعبیر می‌شود. مشابه بودنِ شکل CMF و IMF به این باور منجر شده‌است که یک نگاشت ذاتی بین این دو کمیت وجود دارد. با این حال این تطابقِ یک‌به‌یک زمینه‌ی تئوریِ محکمی ندارد. یکی از سوالاتی که در مورد IMF مطرح می‌شود، این است که محیط چگونه روی این تابع اثر می‌گذارد. برای پاسخ دادن به این سوال دو پارامتر بنیادیِ فلزیت و بازخوردهای ستاره‌ای باید در نظر گرفته شود. فراوانی فلزی: فراوانی فلزی (نسبت فراوانی عناصر سنگین‌تر از هیدروژن و هلیوم به فراوانی هیدروژن) میزان کدریِ ابر مولکولی را تنظیم می‌کند. میزان کدریِ یک ابر مولکولی، کمینه‌ی جرم یک هسته‌ی پایدار گرانشی، آهنگ سرد شدن هسته و بیشینه‌ی جرم ستاره‌ای که از آن متولد می‌شود را کنترل می‌کند. بنابراین فراوانی فلزی نقش حیاتی در شکل‌گیریِ IMF دارد. رصدهای اخیر از کهکشان‌های نوع پیشین نشان داده‌اند که IMF در کهکشان‌های پُرفلز به گونه‌ای است که ستاره‌های کم‌جرمِ بیش‌تری نسبت به IMF راه شیری دارند. بازخوردهای ستاره‌ای: طبق شبیه‌سازی‌های Krumholz et al. 2016، زمانی‌که گرمایش تابشی افزایش می‌یابد، بازده‌ی تکه تکه شدنِ ابر مولکولی کاهش می‌یابد که منجر به IMFهایی با تعداد بیش‌تری ستاره‌ی پرجرم می‌شود. برعکس Conroy & van Dokkum 2012 پیشنهاد می‌کنند که نقش حیاتی در شکل‌گیریِ IMF را فشار تابشیِ محیطی(۴) ایفا می‌کند که باعث افزایش تعداد ستاره‌های کم‌جرم می‌شود. این توضیح با رصدهای کهکشان‌های بیضوی تطابق دارد. بادهای ستاره‌ای، جت‌ها/فوران‌های پیش‌ستاره‌ای و یونیزاسیون نیز بر بازدهیِ ستاره‌زاییِ یک ابر مولکولی تاثیر می‌گذارند. با این حال این سوال وجود دارد که این فرآیندها چگونه بر جرم‌های ستاره‌ای اثر می‌گذارند؟ برای مثال، فوران‌های پیش‌ستاره‌ای، آهنگ ستاره‌زاییِ یک ابر مولکولی را کاهش می‌دهند ولی آیا بر روی توزیع جرم ستاره‌ای هم اثر دارند؟ به طور مشابه برای یونیزاسیون، مطالعات زیادی نشان داده‌اند که تابش یونیزاسیون می‌تواند هم بازخورد مثبت و هم بازخورد منفی بر روی ستاره‌زایی داشته باشد؛ اما هیچ کدام از این مطالعات نتیجه‌ی قاطعی از تاثیر یونیزاسیون بر روی IMF نداشته‌اند. برخی از سوالات بازی که در این مقاله از مجموعه مقالات سفید ۲۰۲۰ مطرح شده است بدین شرح است: اهداف رصدی و توصیه‌هایی که برای جواب دادن به سوالات بالا مطرح شده‌است، در اینجا خلاصه می‌شود: برای داشتن یک اندازه‌گیری دقیق از IMF در محیط‌های مختلف و بررسی تغییرات احتمالی آن بافراوانی فلزی و بازخوردهای ستاره‌ای، نیاز به رصدهای فراوان از تجمعات ستاره‌ای در سرتاسر راه شیری و حتی فراتر از راه‌شیری است. در حالی‌که ماهواره‌ی Gaia، فاصله و سرعت ستاره‌ها را در تجمعات ستاره‌زا در اختیارمان قرار می‌دهد، نیازمند قدرت تفکیک بالا (کم‌تر از ۰/۱ ثانیه‌ی قوسی)، نورسنجی و طیف‌سنجیِ میدان دیدِ وسیع در طول موج‌های اپتیکی و به خصوص مادون قرمز هستیم تا بتوانیم سن و جرم ستاره‌ها را هم در نواحی پوشیده از غبار و هم در نواحی عاری از غبار تعیین کنیم. این‌گونه اطلاعات به وسیله‌ی CASTRO(۵) و WFIRST می‌تواند به‌دست آید. این تسهیلات به علاوه‌ی تلسکوپ‌های LSST و Euclid، به دلیل پوشش بازه‌ی طول موجیِ وسیع و همین‌طور میدان دید وسیع، برای مطالعه‌ی IMF بسیار مناسب هستند. شکل بالای صفحه: تصویر سحابی سر اسب در طول‌موج فروسرخ نزدیک، توسط تلسکوپ فضایی هابل ۱) stellar Initial Mass Function, IMF عنوان اصلی مقاله: Astro2020: White Paper: on the Origin of the Initial Mass Function گردآوری: الهام افتخاری
۲) Universal
۳) Core Mass Function
۴) radiative ambient pressure
۵) Cosmological Advanced Survey Telescope for Optical and ultraviolet Research
نویسندگان: Paladini et al.
لینک اصلی مقاله: https://arxiv.org/pdf/1904.10012.pdf
دسته‌ها: مقالات آموزشی
