معمای خطوط جذبی CO قوی در طیف کهکشان‌های پرجرم

0 0 0 0

توسط الهام افتخاری , 2 آگوست 2022

یکی از معماهای قدیمی در نجوم رصدی، مشاهده‌ی خطوط قوی کربن‌مونوکسید یا CO در ناحیه‌ ی فروسرخ نزدیک^۱ طیف کهکشان‌های نوع اولیه^۲ است. شکل ۱ طیف یک کهکشان پرجرم را در ناحیه‌ی فروسرخ نزدیک نشان می‌دهد. در این شکل با رنگ سبز تعدادی از خطوط جذبی مهم در مطالعه‌ی محتوای ستاره‌ای کهکشان‌ها نشان داده شده‌ است، از جمله خطوط CO. خطوط جذبی CO در جو ستاره‌های غول قرمز و همین‌طور ابرغول‌های قرمز تولید می‌شود. ستاره‌های غول شاخه‌ی مجانبی^۳ نسبت به ستاره‌های دیگر از جمله ستاره‌های کوتوله، خطوط CO قوی‌تری را نشان می‌دهند. این ستاره‌ها بیش‌ترین مشارکت را در نور فروسرخ نزدیک جمعیت‌های ستاره‌ای سن-متوسط (بین ۰/۱ تا ۲ گیگاسال) دارند. از این‌رو منجمان تاکنون منشأ خطوط قوی CO در طیف کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم را وجود قابل توجهی از جمعیت‌های ستاره‌ای سن-متوسط که شامل ستاره‌های غول شاخه‌ی مجانبی هستند، می‌دانستند. طبق این تفسیر تحول کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم منفعل^۴ نبوده و این کهکشان‌ها در طول عمر خود دوره‌های ستاره‌زایی مختلفی را تجربه کرده‌اند و یا حتی ستاره‌زایی ممتد^۵ داشته‌اند. اما چنین تفسیری از داده‌های فروسرخ نزدیک در تضاد با نتایجی هست که از داده‌های مرئی به‌دست می‌آید. زیرا بر اساس داده‌های مرئی، عمده‌ی ستاره‌های کهکشان‌های پرجرم نوع اولیه پیر هستند. در این مقاله، ما تفسیر رایج از رصد خطوط جذبی CO در طیف کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم را زیر سؤال می‌بریم.

شکل ۱. طیف کهکشان پرجرم NGC 1277 در دو فیلتر H و K (خط سیاه‌رنگ). برخی از خطوط جذبی مهم در مطالعه‌ی محتوای ستاره‌ای کهکشان‌ها با رنگ سبز مشخص شده‌اند. طیف سرمه‌ای رنگ، خطوط جذبی ناشی از جو زمین را نشان می‌دهد. طیف صورتی‌رنگ، خطوط تابشی جو زمین را نمایش می‌دهد. پیش از تحلیل علمی بر روی طیف رصدی، اثر این خطوط جوی تا حد امکان از روی طیف پاک شده‌است. نسبت سیگنال به نوفه‌ی به‌دست آمده در هر طول‌موج در نمودارهای پایینی با رنگ خاکستری نمایش داده شده‌است.

برای این کار ما از نوع خاصی از کهکشان‌ها به نام کهکشان‌های عتیقه^۶ استفاده کرده‌ایم. اعتقاد بر این است که کهکشان‌های پرجرم فشرده^۷ در انتقال به سرخ‌های بالا، باقی‌مانده‌ی کهکشان‌های اولیه‌ای هستند که عمده‌ی ستاره‌هایشان در یک فرآیند اتلافی کوتاه با نرخ ستاره‌زایی بالا شکل گرفته است و پس از آن، فرآیند ستاره‌زایی در آن‌ها متوقف شده و تا انتقال‌به‌سرخ z~2-3 به صورت منفعل متحول شده‌اند. به این کهکشان‌های پرجرم فشرده در z~2-3، ناگت قرمز^۸ گفته می‌شود. به طور معمول، ناگت‌های قرمز در مسیر تحول خود در طول دوران کیهانی، ابتدا (در انتقال‌‌به‌سرخ‌های بالا) برخوردهای کهکشانی^۹ را تجربه می‌کنند و جریانی از گاز را به درون خود خواهند داشت. در پی این برخوردها و فعالیت‌های ستاره‌زایی، اندازه‌ی آن‌ها تا z~0 حدود ۴ برابر بزر‌گ‌تر می‌شود و در نهایت به کهکشان‌های نوع اولیه‌ی غول در کیهان نزدیک^۱۰ تبدیل می‌شوند. اما تعداد خیلی کمی از ناگت‌های قرمز می‌توانند تا z~0 دست‌نخورده باقی بمانند و هیچ‌گونه ادغام کهکشانی قابل توجه و یا برهمکنش با کهکشان‌های دوروبر را تجربه نکنند. به این نوع کهکشان‌ها در کیهان نزدیک، کهکشان عتیقه گفته می‌شود. کهکشان‌های عتیقه بهترین اجرام برای مطالعه‌ی مؤلفه‌ی اولیه و خالص کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم هستند؛ زیرا نه تنها مؤلفه‌ی اولیه‌ی این کهکشان‌ها به دلیل برهم‌کنش کم و یا عدم برهم کنش با محیط اطراف دست‌خوش تغییر نشده‌است، بلکه به دلیل نزدیک‌تر بودن این کهکشان‌ها نسبت به همتایان خود در z~2، می‌توان جمعیت‌های ستاره‌ای آن‌ها را با دقت بسیار بالایی مطالعه کرد و از این طریق به خصوصیات ناگت‌های قرمز پی برد.

شکل ۲. خطوط جذبی CO روی طیف کهکشان عتیقه‌ی NGC 1277 (خط سیاه‌رنگ)، طیف انباشته‌ی کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم (خط قرمزرنگ) و مدل‌های سنتز جمعیت ستاره‌ای با سن، فراوانی فلزی و توابع جرم اولیه‌ی مختلف (ناحیه‌ی سبزرنگ).

در این کار ابتدا ما یک نمونه‌ی اولیه از کهکشان‌های عتیقه به نام کهکشان NGC 1277 را از طریق بزرگ‌ترین تلسکوپی که در حال حاضر در فروسرخ نزدیک کار می‌کند، رصد کردیم. این تلسکوپ Gran Telescopio Canarias یا به اختصار GTC نام دارد، قطر آن ۱۰/۴ متر است و در جزیره‌ی لاپالما از جزایر قناری قرار گرفته‌است. طیف‌سنج EMIR بر روی این تلسکوپ به ما این امکان را داد تا طیف این کهکشان را در فیلتر‌های H و K (یعنی بازه‌های طول موجی ۱.۵ میکرون تا ۱/۸ میکرون و ۲ تا ۲/۴ میکرون) با رزولوشن ۴۳۰۰ و ۴۱۰۰ به دست آوریم. پس از داده‌کاهی و آماده‌سازی طیف این کهکشان برای تحلیل‌های علمی، ما خطوط جذبی CO این کهکشان را با نمونه‌ای از کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم و همچنین با پیش‌بینی مدل‌های سنتز جمعیت ستاره‌ای مقایسه کردیم. شکل ۲ این مقایسه را نشان می‌دهد. در این شکل خطوط سیاه‌رنگ طیف کهکشان عتیقه، NGC 1277، را نشان می‌دهد و خط قرمزرنگ طیف انباشته‌ی^۱۱ کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم مشاهده شده در جهان نزدیک را نشان می‌دهد. ناحیه‌ی سبزرنگ پیش‌بینی مدل‌های سنتز جمعیت ستاره‌ای E-MILES با سن‌ها و فراوانی‌های فلزی و حتی توابع جرم اولیه‌ی متفاوت را نشان می‌دهد (در اینجا و اینجا و اینجا می‌توانید راجع به تابع جرم اولیه‌ی ستاره‌ای بیش‌تر بخوانید). بازه‌ی طول موجی خطوط جذبی CO با رنگ خاکستری مشخص شده‌است. طبق این شکل، هم کهکشان عتیقه‌ی NGC 1277 و هم کهکشا‌ن‌های نوع اولیه‌ی پرجرم خطوط بسیار قوی CO را در طیف فروسرخ نزدیک خود نشان می‌دهند و هیج‌کدام از مدل‌های سنتز جمعیت ستاره‌ای قادر به توضیح این خطوط قوی نیستند.

از آن‌جایی که جمعیت‌های ستاره‌ای کهکشان‌های عتیقه از z~2 تا کنون تغییری نکرده‌است، انتظار می‌رود که ستاره‌های این کهکشان‌ها پیر باشند و این کهکشان‌ها جمعیت‌های ستاره‌ای سن-متوسط نداشته باشند. بنابراین طبق باور منجمانی که منشأ خطوط قوی CO در کهکشان‌ها را وجود جمعیت‌های ستاره‌ای سن-متوسط می‌دانند، این کهکشان‌ها نباید خطوط جذبی CO قوی داشته باشند ولی همان‌طور که در شکل ۲ دیده می‌شود، کهکشان عتیقه‌ی NGC 1277 مانند کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم خطوط بسیار قوی CO را داراست. بنابراین باور منجمان در رابطه با منشأ خطوط قوی CO درست نبوده‌است. شایان ذکر است که ما با رد کردن این نظریه توانستیم تصویری که از شکل‌گیری و تحول کهکشان‌ها که از ناحیه‌ی مرئی و فروسرخ نزدیک استنباط می‌شود را با یک‌دیگر تطبیق دهیم.

نکته‌ی آخر این‌که ما در مطالعات قبلی نشان داده‌ایم که بالا بودن فراوانی کربن^۱۲ در ستاره‌های کهکشان‌های پرجرم، به خصوص ستاره‌های سرد، می‌تواند عامل اصلی خطوط قوی CO در طیف این کهکشان‌ها باشد. اما تایید و یا رد این ادعا نیازمند پیشرفت‌های بیش‌تر در مطالعه‌ی جمعیت‌های ستاره‌ای در ناحیه‌ی کم‌تر شناخته‌شده‌ی فروسرخ نزدیک است.

عکس بالای صفحه: خوشه‌ی کهکشانی برساووش. کهکشان عتیقه‌ی NGC 1277 در مرکز تصویر قرار دارد. Copyright: Sloan Digital Sky Survey (SDSS)