رصد دورترین کهکشان‌ها توسط تلسکوپ جیمز وب و چالش‌های جدید برای مدل استاندارد کیهان شناسی و تشکیل ساختار سلسله مراتبی

0 0 0 0

توسط مهسا کهندل , 25 جولای 2023

یکی از اهداف اصلی تلسکوپ جیمز وب کاوش کیهان اولیه می‌باشد (این‌جا بیش‌تر راجع به تلسکوپ جیمز وب بخوانید)؛ به همین دلیل بخش قابل توجهی از برنامه‌های سال اول این تلسکوپ به رصد کهکشان‌های جوان در دوران بازیونش کیهان (انتقال به سرخ بزرگ‌تر از ۶) اختصاص داده شده است (این‌جا بیش‌تر راجع به دوران بازیونش بخوانید). محققان با بررسی نتایج اولیه‌ی داده‌های دوربین فروسرخ نزدیک تلسکوپ جیمز وب (NIRCam)، کهکشان‌هایی را در دوران بازیونش کشف کرده‌اند که جرم ستاره‌ای آن‌ها بیش‌تر از پیش‌بینی‌های قبلی است. تصویر ۱، عکس شش کهکشان مورد مطالعه‌ی Labbe et al. 2023 (بخشی از برنامه‌ی رصدی CEERS) را در فیلترهای مختلف تلسکوپ جیمز وب نشان می‌دهد. انتقال به سرخ فوتومتریک که برای این کهکشان‌ها محاسبه شده است بین ۷/۴ تا ۹/۱ و جرم ستاره‌ای آن‌ها بیش‌تر از ده میلیارد برابر خورشید است.

تصویر ۱: تصاویر ۶ کهکشان در دوران بازیونش کیهان مورد مطالعه Labbe et al. 2023 با جرم ستاره‌ای بیشتر از ده میلیارد برابر خورشید در طول موج‌های مختلف از ۰.۶ میکرون تا ۴.۴ میکرون؛ تصاویر رنگی از ترکیب سه فیلتر F150W (رنگ آبی)، F277W (رنگ سبز) و F444W (رنگ قرمز) به دست آمده‌ اند؛ اندازه هرکدام از پنل‌ها ۲/۴×۲/۴ ثانیه‌ی قوسی است.

این یافته‌ها مشکلی بنیادی مدل استاندارد کیهان‌شناسی محسوب می‌شوند زیرا توصیف تشکیل ساختارهایی به این پرجرمی در مدل استاندارد کیهان‌شناسی بسیار دشوار است. در مدل تشکیل ساختار سلسه مراتبی^۱، کهکشان‌ها در مرکز هاله‌ی ماده‌ی تاریک به وجود می‌آیند. در این مدل مقدار بیشینه‌ای برای جرم ستاره‌ای کهکشان‌ها (*M) وجود دارد که معادل ضریبی از جرم هاله‌ی ماده‌ی تاریکشان (Mhalo) است. این ضریب با مقدار بیشینه‌ی نسبت کیهانی باریون‌ها (۰٫۱۶~Ωb/Ωm=fb یافته های پلانک ۲۰۱۶) تعیین می‌شود. پارامتر دیگر در تعیین جرم ستاره‌ای کهکشان‌ها بازده‌ی تبدیل باریون‌ها به ستاره می‌باشد. بازده‌ی تشکیل ستاره ^۲ (ε) به پارامترهای مختلفی بستگی دارد و مطالعات پیشین نشان داده است که کهکشان‌های پرجرم در انتقال به سرخ‌های بالا قابلیت تبدیل ۱۰-۴۰ درصد جرم باریونی خود را به ستاره دارند (ε~۱۰-۴۰٪).

برای بررسی این‌که آیا رصد کهکشان‌های پرجرم با انتقال‌به‌سرخ‌های بالا توسط تلسکوپ جیمز وب، مدل استاندارد تشکیل ساختار را زیر سوال می‌برد یا نه، می توان از تابع جرمی هاله ^۳ استفاده کرد. با استفاده از این تابع می‌توان چگالی عددی تلفیقی کهکشان‌ها با هاله‌ی ماده تاریک پرجرم‌تر از یک مقدار آستانه را تعیین کرد. این مقدار تعیین کننده‌ی بیشینه‌ی تعداد کهکشان‌ها با جرم ستاره‌ای مشخص است. شکل ۲ (برگرفته از Boylan-Kolchin 2023)، تابع چگالی جرمی ستاره‌ای کهکشان‌ها در انتقال به سرخ‌های ۹/۱ (پنل سمت چپ) و ۷/۵ (پنل سمت راست) را نشان می‌دهد. در این نمودارها، پیش‌بینی‌های مدل استاندارد تشکیل ساختار سلسله مراتبی برای سه مقدار متفاوت از بازده‌ی تشکیل ستاره با سه منحنی به رنگ‌های متفاوت (طوسی برای ۱۰٪، نارنجی برای ۳۲٪، مشکی برای ۱۰۰٪) رسم شده‌اند، و نقاط مربعی یافته‌های جدید تلسکوپ جیمز وب را نشان می‌دهند. این مقایسه گویای آن است که کهکشان‌های پرجرم رصد شده در انتقال به سرخ‌های بالا (Labbe et al. 2023) تنها زمانی قابل توصیف با مدل استاندارد تشکیل ساختار هستند که با بازدهی بسیار بالا (حتی نزدیک به ۱۰۰٪)‌ جرم باریونی خود را به ستاره تبدیل کنند، مقادیری که تاکنون مشاهده نشده‌اند.

تصویر ۲: چگالی جرم ستاره‌ای کهکشان‌ها با جرمی بیش از مقدار آستانه در انتقال به سرخ‌های ۹/۱ (پنل سمت چپ) و ۷/۵ (پنل سمت راست) برای سه مقدار بازده‌ی تشکیل ستاره‌ی فرضی. تصویر از مقاله‌ی Boylan-Kolchin 2023 چاپ شده در Nature Astronomy.

با اینکه یافته‌های تلسکوپ جیمز وب سوال‌های جدیدی برای مدل تشکیل ساختار سلسله مراتبی ایجاد می‌کنند، وجود عدم قطعیت‌های زیاد، ارایه‌ی شواهد قوی برای کیهان‌شناسی فراتر از مدل استاندارد را دشوار می‌کند. یکی از مهم‌ترین عدم قطعیت‌ها مربوط به تخمین جرم ستاره‌ای کهکشان‌ها با استفاده از داده‌های فوتومتری است که وابسته به انتخاب نوع تاریخچه‌ی تشکیل ستاره ^۴ و تابع جرم اولیه‌ی ستاره‌ای ^۵ است. برخی از این عدم قطعیت‌ها با طیف‌سنجی این کهکشان‌ها با استفاده از طیف‌سنج فروسرخ نزدیک (NIRSpec) جیمز وب برطرف خواهند شد.