فرار فوتون‌های لیمان از کهکشان‌های کم‌جرم عدسی‌شده در کیهان اولیه

0 0 0 0

توسط نگین خسروانی‌نژاد , 14 آوریل 2025

اگر به گذشته‌ی بسیار دور کیهان نگاه کنیم، می‌بینیم که در بازه‌ی انتقال به سرخ حدود ۱۵ تا ۶، بیش‌تر گاز هیدروژن در فضای میان‌کهکشانی^۱ از حالت خنثی به حالت یونیزه تبدیل شد؛ یعنی الکترون‌ها از اتم‌های هیدروژن جدا شدند. به این فرآیند، بازیونش^۲ کیهان گفته می‌شود. یکی از بزرگ‌ترین پرسش‌های کیهان‌شناسی این است که چه عاملی باعث این یونیزه شدن شد؟

فرضیه‌ی رایج این است که ستارگان جوان در کهکشان‌های تازه‌متولدشده، نقش اصلی را با انتشار فوتون‌های یونیزه‌کننده ایفا کردند؛ گرچه احتمالاً سهم کوچکی نیز از سیاه‌چاله‌های فعال و پرجرم ناشی می‌شد. مهم‌ترین عامل در ارزیابی توانایی کهکشان‌ها برای بازیونش کیهان، مقدار کل فوتون‌های یونیزه‌کننده‌ای است که از آن‌ها به بیرون نشت می‌کند.

متأسفانه آشکارسازی مستقیم این فوتون‌ها از کهکشان‌های دوران بازیونش (در z ≥ ۶) به دلیل جذب شدید توسط گازهای میان‌کهکشانی ممکن نیست. بنابراین اخترشناسان طی دو دهه‌ی گذشته تلاش کرده‌اند تا با بررسی کهکشان‌های ستاره‌زا در انتقال به سرخ‌های پایین‌تر (z ≤ ۴) که ویژگی‌هایی مشابه کهکشان‌های نخستین دارند (مانند طیف فرابنفش آبی، گرد و غبار کم، و فعالیت ستاره‌زایی بالا) میزان فرار این فوتون‌ها را اندازه‌گیری کنند.

این فوتون‌های پرانرژی که طول‌موجی کم‌تر از ۹۱۲ آنگستروم دارند، به تابش پیوستار لیمان^۳ معروف‌اند و نقشی حیاتی در درک بازیونش دارند، اما همچنان میزان “نرخ فرار” آن‌ها و سازوکار خروج‌شان از کهکشان‌ها به‌درستی مشخص نیست (اینجا و اینجا بیش‌تر بخوانید).

در این مقاله، دانشمندان به سراغ مجموعه‌ای از کهکشان‌ها در انتقال به سرخ بین ۱/۳ تا ۳ رفتند که می‌توانند همتایان کهکشان‌های دوران باز‌یونش در نظر گرفته شوند. آن‌ها از تلسکوپ فضایی هابل و ابزارهای تصویربرداری فرابنفش آن استفاده کرده‌اند تا ببینند آیا فوتون‌های پیوستار لیمان از این کهکشان‌ها در حال فرار هستند یا نه. اما این فوتون‌ها معمولاً در داخل کهکشان جذب می‌شوند، مگر این‌که شرایط خاصی مسیر فرار از داخل کهکشان به محیط میان‌کهکشانی را باز کند (برای مثل کانال‌های بدون گاز خنثی، بادهای ستاره‌ای، یا فوران‌های هسته‌ای).

برای انتخاب نمونه‌ی مناسب، پژوهشگران به سراغ هشت کهکشان رفتند که ویژگی‌های خاصی داشتند:

• توسط همگرایی گرانشی^۴ بزرگ‌تر و پرنورتر دیده می‌شدند (همگرایی گرانشی باعث می‌شود کهکشان‌های بسیار کوچک و کم‌نور هم قابل رصد شوند).
• انتقال به سرخ آن‌ها از طریق طیف‌‌سنجی اندازه‌گیری شده بود؛ در نتیجه فاصله‌شان با دقت زیادی مشخص شده بود.
• طیف فرابنفش آن‌ها آبی بود (β < -۱/۷) که معمولاً نشانه‌ی ستاره‌زایی فعال و کم‌غبار بودن است.
• بیش‌تر آن‌ها از روی خطوط تابشی (مثل اکسیژن یونیزه در ۳۷۲۶ و ۳۷۲۹ آنگستروم) شناسایی شدند.
• از مساحی‌های SGAS و CLASH انتخاب شدند که مخصوص شناسایی نمونه‌های عدسی‌شده هستند.

تصویرهای ۱۷ در ۱۷ دقیقه‌ی قوسی هابل از این هشت کهکشان. برای هر کهکشان از چپ به راست: تصویربرداری با فیلتر پیوستار لیمان؛ نقشه‌های تقسیم‌بندی‌شده که برای فوتومتری پیوستار لیمان استفاده شده‌اند؛ و یک فیلتر هابل با پهنای باند بالا که کهکشان را در ناحیه‌ی فرابنفش نشان می‌دهد. خط‌های قرمز مرزهای فوتومتری باند پهن، و خط های سبز نواحی پس‌زمینه را نشان می‌دهند.

برای آشکارسازی فوتون‌های پیوستار لیمان، از تصویربرداری فرابنفش تلسکوپ فضایی هابل با دو ابزار ACS/SBC و WFC3/UVIS استفاده شده‌است. هفت کهکشان از نمونه‌ی مورد بررسی با ابزار ACS/SBC و فیلتر F150LP تصویربرداری شده‌اند (در بازه‌ی قرمزگرایی ۱/۳ تا ۱/۶)، و یک کهکشان دیگر با ابزار WFC3/UVIS و فیلتر F336W در قرمزگرایی ۳/۰ بررسی شده‌است. این فیلترها در چارچوب سکون به طول‌موج‌های حدود ۶۲۰–۷۰۰ آنگستروم (F150LP) و ۸۳۸ آنگستروم (F336W) حساس‌اند که هر دو در محدوده‌ی پیوستار لیمان قرار دارند. برای هر کهکشان بین ۲/۲۵ تا ۶ ساعت نوردهی انجام شده‌است. برای سنجش دقیق تابش پیوستار لیمان، نویسندگان از فوتومتری با نقشه‌های تفکیکی دقیق استفاده کرده‌اند. آن‌ها با استفاده از ابزار photutils در پایتون، مرزهای ناحیه‌ی کهکشانی را مشخص کرده و سپس میزان شار را در این نواحی اندازه‌گیری کرده‌اند. برای برآورد بهتر نویز پس‌زمینه، در هر تصویر فوتومتری مشابهی در ۱۰۰ نقطه‌ی تصادفی اطراف کهکشان انجام شده‌است.

نتیجه؟ هیچ‌کدام از کهکشان‌ها سیگنال قابل‌توجهی از تابش پیوستار لیمان نشان ندادند. حتی در خوش‌بینانه‌ترین حالت، تنها می‌توان گفت که کسری از فوتون‌های یونیزه‌کننده که از این کهکشان‌ها فرار کرده‌اند، کم‌تر از ۳ تا ۱۵ درصد است. گرچه هدف اصلی این مطالعه یافتن نشانه‌ای از نشت فوتون‌های یونیزه‌کننده بود، همین عدم آشکارسازی هم خود حامل اطلاعات ارزشمندی است.

نسبت فرار فوتون‌های پیوستار لیمان بر حسب سه متغیر نمایش داده شده است: قدر مطلق فرابنفش (سمت چپ)، قرمزشدگی ناشی از غبار (وسط)، و شیب طیف فرابنفش (سمت راست). حد بالای یک‌سیگما برای نسبت‌های فرار به‌صورت پیکان‌های قرمز مشخص شده‌اند. کهکشانی با انتقال به سرخ ۳ با نماد مربع و سایر کهکشان‌ها با نماد لوزی نمایش داده شده‌اند. برای مقایسه، نمونه‌هایی از نشت‌دهندگان فوتون‌های لیمان نیز با دایره‌ها و پیکان‌های خاکستری نشان داده شده‌اند.

نویسندگان مقاله با استفاده از کدهای مربوط به برازش خطوط جذبی و نشری موجود در طیف، ویژگی‌های فیزیکی کهکشان‌ها را نیز بررسی کردند. نتایج آن‌ها نشان می‌دهد که بیش‌تر این کهکشان‌ها دارای مقدار اندکی غبار هستند  (E(B-V) ≲۰/۱)، و جرم‌های ستاره‌ای پایینی در بازه‌ی ۷*۱۰ تا ۹*۱۰ برابر جرم خورشیدی دارند. برخی از آن‌ها همچنین نشانه‌هایی از ستاره‌زایی انفجاری در حدود ۱۰۰ میلیون سال اخیر را نشان می‌دهند- ویژگی‌هایی که معمولا انتظار می‌رود با نرخ بالای فرار فوتون‌های یونیزه‌کننده همراه باشند. اما با وجود تمام این شرایط مساعد، چرا باز هم نشتی مشاهده نمی‌شود؟ یکی از احتمالات مهم این است که فرار فوتون‌های لیمان، به شدت وابسته به جهت‌گیری است؛ یعنی ممکن است این فوتون‌ها فقط در برخی جهت‌ها از کهکشان خارج شوند، و اگر ما دقیقاً در مسیر مناسب نباشیم، این فرار را آشکار نخواهیم کرد. این پدیده پیش‌تر نیز در کهکشان‌هایی مثل Sunburst Arc در انتقال به سرخ ۲/۳۷ دیده شده است. احتمال دیگر این است که به دلیل بازده‌ی پایین ستاره‌زایی، کهکشان‌های کم‌جرم و کم‌نور واقعاً نرخ فرار کمی داشته باشند، یا هنوز نتوانسته باشند کانال‌های خالی از گاز ایجاد کنند تا این فوتون‌ها از آن عبور کنند.

در نهایت، این مقاله با دقت بالایی نشان می‌دهد که نمی‌توان به سادگی فرض کرد که هر کهکشان کم‌جرم و جوانی، الزاماً در حال نشت پیوستار لیمان است. برای درک بهتر این فرآیند، باید نمونه‌های بیش‌تری از چنین کهکشان‌هایی را رصد کنیم، و سعی کنیم جهت‌های مختلف و اطلاعات طیفی کامل‌تری از آن‌ها داشته باشیم. تنها در این صورت است که می‌توانیم با اطمینان بگوییم دقیقاً چه چیزهایی کیهان را یونیزه کرده‌است.