رصد تابش اتم کربن [CI] در کهکشان‌های دور

0 0 0 0

توسط آیرین شیوایی , 15 اکتبر 2018

یکی از پرسش‌های مهم در اخترفیزیک این است که جرم ستاره‌ای موجود در کهکشان‌های امروز چگونه در طول تاریخ کیهان شکل گرفته است. ما می‌دانیم که کهکشان‌های حدود ۱۰ میلیارد سال پیش (انتقال‌به‌سرخ ۲) با نرخ بیشتری نسبت به کهکشان‌های امروز ستاره تولید می‌کرده‌اند و به همین علت بیشتر جرم ستاره‌ای موجود در کهکشان‌ها تا حدود ۷ میلیارد سال پیش شکل گرفته بوده است. از طرف دیگر، نرخ تولید ستاره در کیهان از حدود ۸–۱۰ میلیارد سال پیش به شدت افت می‌کند و کهکشان‌های امروز نسبت به کهکشان‌های آن زمان کم فعال‌تر، کم جرم‌تر، و کم غبارتر هستند. با این حال، این دستاوردها درباره‌ی مقدار گاز سرد در کهکشان‌ها که لازمه‌ی ستاره‌زایی است چیزی نمی‌گویند. مطالعات اخیر نشان می‌دهند که کیهان اولیه نه تنها بیشتر از کیهان امروز گاز سرد برای تولید ستاره داشته است، بلکه بازدهی تولید ستاره در کهکشان‌های آن زمان نیز بیشتر بوده است.

شکل ۱: دو کهکشان نمونه از کهکشان‌های بررسی شده در این مطالعه. از چپ به راست: تصویر ستاره‌های کهکشان در نور مرئی (گرفته شده توسط هابل)، تصویر کهکشان در تابش غبار، تابش خط نشری اتم کربن، تابش خط نشری ملکول مونوکسیدکربن. سه تصویر سمت راست توسط آرایه‌ی میلیمتری آلما گرفته شده است. نمودارهای پایین تصاویر نشان‌دهنده‌ی طیف خطوط نشری هستند.

یکی از راه‌های رایج برای اندازه‌گیری مقدار گاز در کهکشان‌ها رصد خطوط نشری ناشی از گذرهای چرخشی ملکول کربن مونوکسید (CO) است. اما این روش به چگالی، دینامیک، و چگالی سطحی گاز بستگی دارد. روش دیگر اندازه‌گیری میزان غبار و تبدیل آن به مقدار گاز در کهکشان است. اما این روش هم خطاهایی دارد. بنابراین احتیاج به روش‌های مستقل دیگری داریم که از طریق آن‌ها بتوان مقدار گاز سرد را در کهکشان‌ها اندازه‌گیری کرد و آن را با روش‌های دیگر مقایسه کرد.

در این مقاله، مولفان از روش جدیدی برای اندازه‌گیری میزان گاز سرد در کهکشان‌های دور استفاده کرده‌اند. آن‌ها از تابش اتم کربن در ۴۹۲ گیگاهرتز استفاده می‌کنند و این تابش را با میزان غبار در کهکشان کالیبره می‌کنند تا بررسی کنند آیا هر دوی این نشانه‌ها گاز سرد را دنبال می‌کنند یا خیر و هر کدام را در چه شرایطی می‌توان استفاده کرد. برای این مطالعه، آن‌ها ۱۰ کهکشان را با آرایه‌ی تداخلی میلیمتری/زیرمیلیمتری آلما رصد کرده‌اند. تصاویر مرئی تعدادی از این کهکشان‌ها را در بالای صفحه می‌بینید و در شکل ۱، تصاویر آلمای دو نمونه از کهکشان‌های این مقاله را می‌بینید. از چپ به راست، تصویر کهکشان را در نور مرئی (توسط هابل)، تابش غبار (توسط آرایه‌ی آلما)، خط نشری اتم کربن (توسط آرایه‌ی آلما)، و خط نشری ملکول CO (توسط آرایه‌ی آلما) می‌بینید. یکی از نتایج اصلی این مقاله، یافتن رابطه‌ی قوی میان شدت تابش غبار و شدت تابش خط نشری اتم کربن است. به این معنا که هرچه تابش غبار در کهکشان بیشتر باشد، خط اتم کربن نیز قوی‌تر است. این یافته می‌تواند به این معنا باشد که هر دوی این تابش‌ها یک گونه (فاز) از گاز سرد را با دما و چگالی مشابهی دنبال می‌کنند.