شکل ۱: طیف فرابنفش کهکشان‌های کوتوله که با تلسکوپ فضایی هابل رصد شده‌اند. خطوط عمودی خطوط نشری مهم را در این طیف‌ها نشان می‌دهند (خطوط عمودی در بالای شکل نام‌گذاری شده‌اند). برای بزرگ کردن شکل روی آن کلیک کنید.
دانشمندان اطلاعات زیادی درباره‌ی نحوه‌ی پیدایش عناصر گوناگون در کیهان دارند اما هنوز نادانسته‌های بسیاری در این زمینه وجود دارد. عناصر کربن، اکسیژن، و نیتروژن تصور می‌شود که از ستاره‌های با جرم‌های گوناگون منشا بگیرند: اکسیژن معمولا در ستاره‌های پرجرم به وجود می‌آید (جرم بیشتر از ۱۰ جرم خورشیدی)، در حالی‌که کربن و نیتروژن هم در ستاره‌های پرجرم شکل می‌گیرند و هم در ستاره‌های با جرم متوسط. عناصر شیمیایی بنابر نحوه‌ی پیدایش‌شان به دو دسته‌ی اولیه و ثانویه تقسیم می‌شوند. عناصر اولیه آن‌هایی هستند که مستقیما از هیدروژن و هلیوم در ستاره به وجود می‌آیند و فراوانی آن‌ها مستقل از فراوانی عناصر سنگین‌تر از هیدروژن و هلیوم (که به آن‌ها فلز گفته می‌شود) در ستاره است. عناصر ثانویه آن‌هایی هستند که از عناصر سنگین‌تری که در ستاره هستند به وجود می‌آیند و فراوانی آن‌ها به فراوانی عناصر سنگین وابسته است. در تئوری، اکسیژن و کربن هر دو عنصر اولیه شناخته می‌شوند و نیتروژن عنصر ثانویه به حساب می‌آید. بنابراین انتظار می‌رود که نسبت کربن به اکسیژن (C/O) نسبت ثابتی باشد و با فراوانی فلزی تغییر نکند. اما داده‌های رصدی گاهی بر خلاف این هستند. برخی رصدهای مناطق کم‌فلز در کهکشان نشان می‌دهند که C/O با افزایش فراوانی اکسیژن (یعنی نسبت اکسیژن به هیدروژن، O/H) افزایش می‌یابد. همین‌طور برخی رصدها نشان داده‌اند که نسبت کربن به نیتروژن (C/N) با افزایش O/H نسبتا ثابت است (با وجود اینکه تصور می‌شود یکی از آن‌ها عنصر اولیه و دیگری ثانویه باشد). چنین رصدهایی پیشنهاد می‌کنند که فراوانی کربن ممکن است تحت تاثیر پیدایش ثانویه‌ی کربن در ستاره‌های با جرم متوسط یا در بادهای ستاره‌ای ستاره‌های پرجرم باشد. در مناطق پرفلز انتظار می‌رود که نحوه‌ی غالب پیدایش کربن، ثانویه باشد و بنابراین افزایش C/O با افزایش O/H در کهکشان‌های پرفلز دیده می‌شود، اما این رابطه در کهکشان‌های کم‌فلز هنوز کاملا مشخص نیست — یکی از علل نامشخص بودن رابطه، سخت بودن رصد فراوانی کربن در محیط‌های کم‌فلز است. در این مقاله، مولفان با استفاده از تلسکوپ فضایی هابل از ۲۰ کهکشان کوتوله‌ی کم‌فلز در نور فرابنفش طیف‌سنجی کرده‌اند (تصویر بالای صفحه) تا خطوط نشری کربن دوباریونیزه و اکسیژن دوباریونیزه را ثبت کرده و با استفاده از آن‌ها نسبت کلی C/O را در این کهکشان‌های کم‌فلز اندازه بگیرند. شکل ۱ طیف چند کهکشان در این مقاله را نشان می‌دهد. خطوط کربن دوباریونیزه و اکسیژن دوباریونیزه (CIII] و OIII] ) را در این طیف می‌توانید ببینید.
مولفان داده‌های این مقاله را با داده‌های پیشین در مقاله‌های دیگر ترکیب کردند تا فراوانی عناصر را در کهکشان‌های کم‌فلز بررسی کنند. یکی از نتایج این کار مشاهده‌ی روند ثابت C/O با افزایش O/H بود، که بر خلاف برخی رصدهای دیگر است. از آنجایی که طیف فرابنفش استفاده‌ی زیادی در بررسی مشخصات کهکشان‌های دوردست (انتقال‌به‌سرخ‌های بالا) دارد (چرا که نور فرابنفش به طول‌موج‌های بلندتر انتقال پیدا می‌کند و رصد آن برای کهکشان‌های انتقال‌به‌سرخ بالا ساده‌تر می‌شود)، چنین نتایجی برای تفسیر رصدهای کهکشان‌های دور اهمیت بالایی دارند.
شکل ۲: مقایسه‌ی مدل‌های تحول عناصر شیمیایی (خطوط رنگی) با داده‌های رصدی که میزان نسبی کربن به اکسیژن (محور عمودی) و اکسیژن به هیدروژن (محور افقی) را اندازه‌گیری کرده‌اند. برای توضیح بیشتر درباره‌ی این شکل به متن مراجعه کنید.
شکل ۲ یکی دیگر از نتایج این مقاله را نشان می‌دهد. در این بخش، مولفان نتایج رصدی را با پیش‌بینی‌های مدل‌ها مقایسه کرده‌اند. در این مدل‌ها یک انفجار ستاره‌زا (starburt) رخ می‌دهد. متغیرهای مدل، بازدهی ستاره‌زایی، مدت زمان انفجار، و میزان اکسیژن تازه تولید شده که در جریان‌های بیرون‌رونده (outflow) از دست داده می‌شود، هستند. در این شکل، خطوط رنگی مدل‌های مختلف را با شرایط اولیه متفاوت نشان می‌دهد و داده‌های رصدی این مقاله و مقاله‌های دیگر با اشکال هندسی نشان داده شده‌اند. ویژگی‌های مدل‌ها در نمایه‌ی شکل نوشته شده است. شکل سمت راست، روند دندانه‌دار نمودار آبی تیره را نشان می‌دهد و دلایل فیزیکی محتملی که موجب این روند می‌شوند را توضیح می‌دهد. در این شکل، یک انفجار ستاره‌ای تک با فلش‌های مشکی نشان داده شده است که با گذر زمان از چپ به راست پیش می‌رود. فقط چند میلیون سال پس از آغاز انفجار، اکسیژن در ابرنواخترهای نوع ۲ به وجود می‌آید که موجب می‌شود C/O کم و O/H زیاد شود. پس از آنکه تولید اکسیژن توسط ابرنواخترها متوقف شد، کربن وارد محیط می‌شود که ستاره‌ی شاخه‌ی غولی مجانبی (Asymptotic Giant Branch) آن را تولید کرده‌اند. افزایش کربن و توقف تولید اکسیژن افزایش عمودی در نمودار را به وجود می‌آورد. تاثیر از دست دادن اکسیژن توسط جریان‌های بیرون‌رونده نیز با فلش آبی در گوشه‌ی نمودار نشان داده شده است. مجموعه‌ی این مدل‌ها پراکندگی عمودی C/O در داده‌های رصدی را در شکل سمت چپ توضیح می‌دهند. در مجموع این مدل‌ها و مدل‌سازی‌های دقیق‌تر در آینده دانش ما را درباره‌ی تحول شیمیایی عناصر در کهکشان‌ها افزایش می‌دهند و کمک می‌کنند پراکندگی زیاد در داده‌های رصدی را بتوانیم بهتر توضیح دهیم.
عنوان اصلی مقاله: The Chemical Evolution of Carbon, Nitrogen, and Oxygen in Metal-Poor Dwarf Galaxies
نویسندگان: Danielle Berg, et al
این مقاله برای جاپ به نشریه‌ی ApJ فرستاده شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: https://arxiv.org/abs/1901.08160v1
گردآوری: آیرین شیوایی
عالی .بسیار مفید . درود بر شما