تصویر ۱: نمایش نمودار HR که تحول ستارگان را نشان می‌دهد. شاخه‌ی غولی مجانبی با رنگ قرمز مشخص شده است.
تصویر برگرفته از http://goo.gl/IG6Iqq
نور رسیده از یک کهکشان در طول‌موج‌های گوناگون تحت تاثیر جمعیت‌های ستاره‌ای مختلف در آن کهکشان است. برای مثال کهکشانی که ستاره‌های جوان و پرجرم دارد، درخشندگی بیشتری در طول‌موج‌های فرابنفش خواهد داشت و کهکشانی که پیر است یا غبار زیادی دارد قرمزتر دیده می‌شود. برای شبیه‌سازی نور رسیده از کهکشان در طول‌موج‌های گوناگون (یا همان توزیع انرژی طیفی کهکشان) باید تحول انواع ستاره‌های کهکشان را در نظر گرفت. یکی از انواع ستاره‌هایی که تاکنون تاثیر آن‌ها کمتر در مدل‌های توزیع انرژی طیفی کهکشان‌ها در نظر گرفته شده است، ستاره‌های متغیر بلنددوره هستند.
ستاره‌های متغیر بلنددوره در آخرین مراحل شاخه‌ی غولی مجانبی(۱) در تحول ستاره‌ای پدیدار می‌شوند (شکل ۱ را ببینید). دوره‌ی تناوب آن‌ها تا هزار روز است و دامنه‌ی تغییرات نوری‌شان تا حدود ۳ برابر شار ممکن است باشد. تناوب این ستاره‌ها تابعی از جرم و اندازه‌شان است و به همین علت دوره‌ی تناوبشان تحت تاثیر سن جمعیت ستاره‌ای که در آن هستند قرار دارد. با درنظر گرفتن خطای مدل‌های تحول ستاره‌ای، تخمین دقیق تعداد این متغیرها در یک جمعیت ستاره‌ای کار ساده‌ای نیست.
تصویر ۲: شبیه‌سازی تغییرات نوری پیکسل‌ها بر اثر وجود ستاره‌های متغیر بلنددوره. a: مدل درخشندگی سطحی کهکشان M87 است. b: شار نوری در زمان t=0 تقسیم بر میانگین شار نوری در طی هزار روز در هر پیکسل. c: تصاویر بزرگنمایی شده از بخشی از تصویر b. به تغییرات نوری منسجم در هر یک از پیکسل‌ها دقت کنید.
در این مقاله مولفان مدل‌های جمعیت ستاره‌ای جدیدی ساخته‌اند که در آن تاثیر متغیرهای بلنددوره در نظر گرفته شده و نتایج آن با داده‌های کهکشان M87 (تصویر بالای صفحه) مقایسه شده است. در یک کهکشان معمولی پرجرم حدود ۱۰ به توان ۱۱ ستاره وجود دارد. تعداد زیاد این ستاره‌ها موجب می‌شود که تغییرات نوری متغیرهای بلنددوره در نور کلی رسیده از کهکشان دیده نشود (چرا که تغییرات نوری ستاره‌های گوناگون یکدیگر را خنثی می‌کنند). اما اگر به جای نور کلی کهکشان به نور رسیده از کهکشان در یک پیکسل نگاه کنیم، تعداد کمتری ستاره‌ی متغیر خواهیم داشت و در نتیجه تغییرات نوری متغیرها ممکن است قابل مشاهده باشد: در واقع انتظار می‌رود که هر پیکسل در بازه‌های زمانی چند صد روزه روشن و خاموش شود.
تصویر ۳: منحنی نوری پیکسل‌های کهکشان M87. هر نمودار، منحنی تغییرات نوری یکی از پیکسل‌های تصویر کهکشان M87 را در طی ۷۲ روز نشان می‌دهد. خط قرمز میانگین داده‌ها است. تغییرات نوری وابسته به ستاره‌های متغیر بلنددوره به وضوح دیده می‌شود.
برای بررسی این اثر، مولفان کهکشانی را با ستاره‌های متغیر بلنددوره شبیه‌سازی کردند. این مدل را در تصویر ۲ می‌بینید. تغییرات نوری منسجم را در هر یک از پیکسل‌های تصویر می‌توانید ببینید. سپس برای آزمودن این تغییرات پیش‌بینی‌شده، مولفان به سراغ داده‌های آرشیوی تلسکوپ هابل از کهکشان M87 که در طی ۷۲ روز در سال ۲۰۰۵ تهیه شده بود رفتند. نمونه‌هایی از منحنی تغییرات نوری پیکسل‌های M87 در تصویر ۳ نشان داده شده است. تغییرات نوری منسجمی که در منحنی نوری پیکسل‌ها دیده می‌شود از نظر کیفی با مدل‌ها توافق دارد. بر اساس این مدل‌ها ۲۴٪ پیکسل‌ها نشانی از تغییرات نوری دارند.
دانش ما درباره‌ی تحول ستاره‌هایی که منجر به متغیرهای بلنددوره می‌شوند بسیار کم است. تنها قیود رصدی که در این زمینه تا به امروز وجود داشته‌اند بر اساس ابرهای ماژلانی بوده که فراوانی فلزی کمی دارند. رصدهای ارائه شده در این مقاله اطلاعات مهمی درباره‌ی این فاز از تحول ستاره‌ای در ستاره‌های پرجرم با فراوانی فلزی زیاد به ما می‌دهند. رصد تغییرات نوری در هر پیکسل در بازه‌های زمانی طولانی اطلاعات ارزشمندی درباره‌ی جمعیت ستاره‌ای کهکشان‌ها به ما خواهد داد.
(۱) Asymptotic Giant Branch
عنوان اصلی مقاله: Ubiquitous Time Variability of Integrated Stellar Populations
نویسندگان: Conroy, Charlie; van Dokkum, Pieter; Choi, Jieun
این مقاله در نشریه‌ی Nature منتشر شده است.
لینک مقاله‌‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1511.04086
گردآوری: آیرین شیوایی
