آیا کهکشان‌های نخستین عالم ستاره‌زایی کم‌بازدهی داشتند؟

0 0 0 0

توسط آیرین شیوایی , 26 اکتبر 2014

نخستین کهکشان‌های عالم از ستاره‌هایی تشکیل شده بودند که عناصر سنگین بسیار کمی داشتند. در نجوم به عناصر سنگین‌تر از هلیوم فلز گفته می‌شود. در این کهکشان‌های کم‌فلز ستاره‌زایی نیز با بازدهی بسیار کمی رخ می‌داده است. مطالعه‌ی کهکشان‌های نزدیک به ما که بسیار کم‌فلز هستند بهترین موقعیت برای بررسی شرایطی است که در کهکشان‌های کم‌فلزِ نخستینِ عالم حکم‌فرما بوده‌ است. در این مقاله نویسندگان دو کهکشان نزدیک را که فراوانی فلزی کمتر از ۱۰ درصد خورشید دارند، بررسی کرده‌اند.

معمولا فراوانی فلزی کهکشان‌ها را با نسبت فراوانی اکسیژن، که از فلزات فراوان در کهکشان‌هاست، به فراوانی هیدروژن، که غیرفلز است، نشان می‌دهند. اولین کهکشان بررسی‌شده در این مقاله به نام سدس-آ^۱، در فاصله‌ی ۱.۴ مگاپارسکی از ما است و نسبت فراوانی اکسیژن به هیدروژن آن ۷ درصد خورشید است. کهکشان دوم ESO 146-G14 نام دارد، در فاصله‌ی ۲۲.۵ مگاپارسکی و نسبت فراوانی اکسیژن به هیدروژن ۹ درصد خورشید. فراوانی فلزی این دو کهکشان بسیار کمتر از کهکشان‌های معمولی در نزدیکی ما است. میزان فلز این کهکشان‌ها مشابه فراوانی فلزی گازهای کهکشان‌های آغازین عالم در انتقال‌به‌سرخ‌های ۷ تا ۱۲ است، که ستاره‌های نسل دوم از آنها به وجود می‌آمدند.

تصویر ۱: تصویر ترکیبی در طول‌موج‌های گوناگون از دو کهکشان بسیار کم‌فلز. رنگ سبز داده‌های فرابنفش تلسکوپ فضایی گلِکس (مناطق ستاره‌زا)، رنگ قرمز داده‌های فروسرخ تلسکوپ فضایی هِرشل (مناطق پرغبار)، و رنگ آبی تابش رادیویی ۲۱ سانتی‌متر (مناطق گازی) است.
رنگ‌ها در این تصویر واقعی نیستند.

منجمان برای محاسبه‌ی بازدهی ستاره‌زایی کهکشان‌ها، نرخ ستاره‌زایی و میزان گاز کهکشان را اندازه می‌گیرند. به یاد داشته باشیم که ستاره‌ها از گازهای میان‌ستاره‌ای به وجود می‌آیند، بنابراین هرچه نرخ ستاره‌زایی به نسبت میزان گاز کهکشان بیشتر باشد، به معنای آن است که بازدهی ستاره‌زایی کهکشان بیشتر است.

برای به دست آوردن نرخ ستاره‌زایی و همچنین میزان گاز، منجمان کهکشان‌‌ها را در طول‌موج‌های گوناگون رصد می‌کنند. ستاره‌های جوان بیشتر در طول‌موج‌های فرابنفش تابش می‌کنند، بنابراین برای به دست آوردن نرخ ستاره‌زایی باید به بخش فرابنفش طیف کهکشان نگاه کرد. در این مقاله منجمان از داده‌های تلسکوپ فضایی گلِکس^۲ در فرابنفش دور استفاده کرده‌اند. از طرف دیگر برای محاسبه‌ی مقدار کلی گاز کهکشان، راه ساده‌تر این است که غبار کهکشان را در طول موج‌های فروسرخ رصد کرد و سپس با کمک آن میزان گاز را تخمین زد. غبار میان‌ستاره‌ای نور فرابنفش و مرئی ستاره‌ها را جذب می‌کند و در طول‌موج فروسرخ دور و میانه تابش می‌کند. با رصد فروسرخ کهکشان می‌توان جرم غبار را محاسبه کرد و از روی آن جرم کلی گاز کهکشان را تخمین زد. به همین منظور مولفان این مقاله از داده‌های فروسرخ دور تلسکوپ فضایی هرشِل^۳ و فروسرخ میانه‌ی تلسکوپ فضایی اسپیتزر^۴ استفاده کرده‌اند.

شکل ۱، تصویر ترکیبی کهکشان‌ها در چند طول‌موج مختلف است. دایره سفید بزرگ دیسک ستاره‌ای را نشان می‌دهد. دایره‌های کوچک مناطق بسیار ستاره‌زا را نشان می‌دهند و دایره‌های نقطه‌چین مناطق ستاره‌زای پراکنده هستند. در این شکل‌ها رنگ قرمز داده‌های فروسرخ دور هستند که نشان‌دهنده‌ی مناطق غباری‌اند. معمولا در مناطقی که ستاره‌‌‌های زیادی تولید می‌شود غبار فراوانی نیز وجود دارد. مناطق سبز داده‌های فرابنفش هستند که مناطق ستاره‌زا را نشان می‌دهد. رنگ آبی نیز داده‌های رادیویی طول‌موج ۲۱ سانتی‌متر است که مناطق گازی را نشان می‌دهد.

تصویر ۲: چگالی سطحی ستاره‌زایی بر حسب چگالی سطحی جرم گاز میان‌ستاره‌ای. نقاط آبی داده‌های این مقاله هستند که از مناطق ستاره‌زای کهکشان‌های بسیار کم‌فلز به دست آمده‌اند. ستاره‌زایی در این کهکشان‌ها نسبت به کهکشان‌های معمولی که فراوانی فلزی بیشتری دارند، بسیار کم‌بازده است.
کهکشان‌های کم‌فلز مانند کهکشان‌های نخستین عالم هستند که در آنها ستاره‌های نسل دوم از گازهایی با فراوانی فلزی بسیار کم متولد می‌شدند.

مولفان نرخ ستاره‌زایی و میزان گاز را در هر یک از مناطق ستاره‌زای این دو کهکشان (دایره‌های سفید کوچک) اندازه گرفتند و آن را با کهکشان‌های معمولی که فراوانی فلزی بیشتری دارند مقایسه کردند. نتایج این مقایسه در شکل ۲ نمایش داده شده‌ است. محور افقی چگالی سطحی جرم کلی گاز و محور عمودی چگالی سطحی ستاره‌زایی را نشان می‌دهند. مربع‌های آبی مناطق ستاره‌زای سدس-آ هستند و دایره‌های آبی مناطق ستاره‌زای ESO 146-G14. در این نمودار، خطوط حد فاصل رنگی (کانتورهای رنگی) مربوط به دیسک‌های کهکشان‌های مارپیچی است و دو خط مشکی کهکشان‌های مارپیچی به طور کلی و کهکشان‌های برخوردی را نشان می‌دهد. نرخ ستاره‌زایی همه‌ی مناطق بررسی‌شده در این مقاله از کهکشان‌های دیگر که فراوانی فلزی بالاتری دارند، کمتر است. این یافته نشان می‌دهد که بازدهی ستاره‌زایی در کهکشان‌های کم‌فلز بسیار کمتر از سایر کهکشان‌هاست.

کهکشان‌های نخستین عالم که در آن‌ها ستاره‌های نسل دوم از گازهای میان‌ستاره‌ای بسیار کم‌فلز به وجود می‌آمده‌اند، ستاره‌زایی بسیار کم‌بازدهی داشتند. مطالعه‌ی کهکشان‌های کم‌فلز در نزدیکی ما، مانند این مقاله، نیز نشان داده‌ است که بازدهی ستاره‌زایی این کهکشان‌ها بسیار کمتر از کهکشان‌های پرفلز است. مطالعه این کهکشان‌ها به ما کمک می‌کند که تحول کهکشان‌های نخستین را بهتر بتوانیم بررسی کنیم.