شواهد رصدی برای ستاره‌زایی فورانی در ابتدای عالم

0 0 0 0

توسط فائزه اخلاقی‌منش , 22 می 2025

مطالعه‌ی کهکشان‌های اولیه در عالم یکی از چالش‌برانگیزترین موضوعات در بررسی ساختار و تحول کهکشان‌ها است. رصد این کهکشان‌ها به دلیل روشنایی ذاتی بسیار کم آن‌ها و انتقال به سرخ بسیار بالا، با دشواری‌های زیادی همراه است. منجمان تا پیش از پرتاب تلسکوپ‌ فضایی جیمز وب، ستاره‌زایی در زمان‌های اولیه‌ی عالم را تنها از طریق مطالعه‌ی داده‌های نورسنجی^۱ از گروهی از کهکشان‌ها با انتقال به سرخ حدود ۷-۸ و نمونه‌های کوچکی از کهکشان‌ها در انتقال به سرخ ۱۱ بررسی کرده بودند و امکان مطالعه‌ی دقیق ویژگی‌های طیفی این کهکشان‌ها در چنین انتقال به سرخ‌های بالایی را نداشتند. اکنون با استفاده از داده‌های طیفی تلسکوپ فضایی جیمز وب٬ دانشمندان توانسته‌اند وجود کهکشان‌هایی در انتقال به سرخ ۱۴ را تایید کنند؛ که نشان‌دهنده‌ی وجود این کهکشان‌ها تنها حدود ۲۸۰ میلیون‌سال پس از مهبانگ^۲ است.

افزایش تعداد کهکشان‌های درخشان با قدر مطلق کمتر از ۲۰- در ناحیه‌ی فرابنفش در تضاد با پیش‌بینی‌ مدل‌های کیهان‌شناسی و برون‌یابی‌های آماری است. این موضوع نشان می‌دهد که در انتقال به سرخ‌های بیش‌تر از ۱۰، چگالی نرخ ستاره‌زایی^۲ در کیهان با پیش‌بینی‌ها سازگار نبوده و برخلاف انتظار، کاهش چشم‌گیری را نشان نمی‌دهد. اما دلیل این فراوانی غیرمنتظره‌ی کهکشان‌های درخشان در این انتقال به سرخ‌های بالا چیست؟

توضیحات مختلفی برای این فراوانی بیش از حد پیشنهاد شده است. برخی مطالعات به وجود هسته‌های فعال کهکشانی^۴ در این کهکشان‌های درخشان اشاره دارند، چرا که ساختارهای فشرده و خطوط تابشی قوی در ناحیه‌ی فرابنفش، نشانه‌هایی از هسته‌های فعال کهکشانی هستند. با این حال، مشاهدات رصدی تا به امروز نتوانسته‌اند به نتایج قطعی در این خصوص برسند.

یکی دیگر از توضیحات مهم، نوسانی بودن (تصادفی بودن)^۵ تاریخچه‌ی ستاره‌زایی است. شواهدی از این نوع رفتار درکهکشان‌هایی که به طور موقت خاموش شده‌اند^۶ یا کهکشان‌های کم‌جرم و ستاره‌زا در انتقال به سرخ‌های بالا، دیده‌ شده‌است. همچنین مطالعه‌ی داده‌های نورسنجی برای کهکشان‌های درخشان در انتقال به سرخ‌های کم‌تر از ۶، نشان‌دهنده‌ی روندی افزایشی در نرخ ستاره‌زایی آن‌ها است. با این‌حال، کمبود داده‌های طیف‌سنجی برای بررسی خطوط نشری، مانع تحلیل‌های آماری جامع‌تر شده‌است.

در این مقاله محققان با استفاده از داده‌های طیفی ابزار NIRSpec بر روی تلسکوپ فضایی جیمز وب شرایط فیزیکی و تاریخچه‌ی ستاره‌زایی دو کهکشان درخشان با نام‌های CAPERS UDS z10 و CAPERS UDS z11 را بررسی کرده‌اند. با تأیید این دو جرم، تعداد کل کهکشان‌هایی با انتقال به سرخ بیش‌تر از ۱۰ به عدد ۱۲ رسیده‌است. لازم به ذکر است که این نتایج تنها از ۱۴٪ کل داده‌های برنامه‌ی CAPERS به دست آمده‌اند، بنابراین انتظار می‌رود تعداد این کهکشان‌ها با ادامه‌ی مشاهدات افزایش یابد (در این‌جا می‌توانید طرح پیشنهادی رصدی این پروژه برای تلسکوپ فضایی جیمز وب را ببینید).

در سمت راست تصویر شماره‌ی یک، تصاویر به دست آمده از این دوکهکشان توسط ابزار NIRCam (در این‌جا با ابزارهای مختلف تلسکوپ فضایی جیمز وب آشنا شوید)، نمایش داده شده‌است. هر دو کهکشان بسیار فشرده و کم‌نورند، اما در یکی از آن‌ها (CAPERS UDS z10) ساختاری با دو توده دیده می‌شود که می‌تواند نشانه‌ای از یک ادغام کهکشانی در عالم اولیه باشد. طیف‌های یک‌بعدی و دوبعدی به دست آمده از ابزار NIRSpec نیز در سمت چپ این تصویر آمده‌اند. در این طیف‌ها وجود افت شدید شار در طول موج‌های فرابنفش (که به آن شکست لیمان^۷ گفته می‌شود)-ناحیه‌ی خاکستری در تصاویر طیف یک بعدی-برای هر دو کهکشان آشکار است و یکی از شواهد کلیدی برای تعیین فاصله‌ی بسیار زیاد آن‌هاست. در طیف هر کهکشان تنها یک خط نشری قابل اطمینان دیده شده است. خط نشری هیدروژن گاما در CAPERS UDS z10 با شدت بسیار بالا و پهنای هم‌عرضی^۸ حدود ۷۴ آنگستروم مشاهده شده است. این خط نشری زمانی ایجاد می‌شود که الکترون‌ها با پروتون‌ها بازترکیب شده و فوتونی با طول موج مشخص منتشر می‌کنند. وجود این خط نشانه‌ای واضح از ستاره‌زایی بسیار فعال در این کهکشان در بازه‌ی زمانی اخیر است. در مقابل، در کهکشان CAPERS UDS z11 خط نشری واضحی مشاهده نشده است. نبود این خطوط چندان غیرمنتظره نیست، چرا که خطوط نشری قوی‌تر مانند (Hβ یا خطوط اکسیژن یونیزه‌شده [O III]) در این انتقال به سرخ‌ها به طول‌موج‌هایی منتقل می‌شوند که خارج از محدوده‌ی حساسیت ابزار هستند.

تصاویر و طیف کهکشان‌ها با تصاویر به دست آمده از NIRCam و MIRI به همراه طیف دو‌بعدی و یک‌بعدی از ابزار NIRSpec PRISM. طیف مدل شده بر روی داده‌ی رصدی با استفاده از کد BAGPIPES (آبی)، داده‌های نورسنجی NIRCam (مربع قرمز). خطوط نشری آشکارشده با خط‌های عمودی پیوسته و خطوط دارای حد بالایی با خط‌چین نمایش داده شده‌اند.

برای بررسی تاریخچه‌ی ستاره‌زایی، نویسندگان از کد پیشرفته‌ی BAGPIPES استفاده کرده‌اند. این کد با مدل‌سازی طیف و داده‌های نورسنجی، امکان بازسازی نرخ ستاره‌زایی در زمان‌های مختلف را فراهم می‌کند. یکی از پارامترهای مهم بررسی‌شده، نسبت نرخ ستاره‌زایی در ۱۰ میلیون سال اخیر به نرخ آن در ۱۰۰ میلیون سال گذشته (log(SFR₁₀/SFR₁₀₀)) است. این نسبت برای کهکشان CAPERS UDS z10 عددی بزرگ به دست آمده است که با نتایج به دست آمده از خطوط نشری تطابق دارد و تأییدی بر ستاره‌زایی انفجاری اخیر در آن است. در کهکشان دوم، با این‌که مدل‌سازی‌های غیرپارامتری نیز به فوران احتمالی ستاره‌زایی اشاره دارند، اما به‌دلیل نبود خطوط نشری قوی، نمی‌توان با قطعیت گفت این روند ادامه‌دار است یا نه. ممکن است این کهکشان در یک وقفه‌ی موقتی پس از یک فوران پیشین باشد. همچنین پارامترهای دیگری مانند شیب فرابنفش طیف (بتا)^۹ و میزان تضعیف نور در ناحیه‌ی مرئی (Av)^۱۰ اندازه‌گیری شده‌اند. مقادیر بتا در CAPERS UDS z10 و CAPERS UDS z11 به ترتیب ۲/۲۷- و ۱/۷۱- و پارامتر تضعیف نور ۰/۳۱ و ۰/۷۱گزارش شده‌است. اگرچه این مقادیر نشان‌دهنده‌ی مقدار کمی غبار هستند، ولی اگر صحت داشته باشند، مقدار Av در CAPERS UDS z11 بیش‌ترین مقداری است که تاکنون در چنین انتقال به سرخ بالایی گزارش شده است. این موضوع اهمیت غبار در تفسیر ویژگی‌های طیفی را برجسته می‌کند.

شکل ۲. مقایسه‌ی نسبت نرخ ستاره‌زایی اخیر به گذشته در کهکشان‌های بسیار دور (انتقال به سرخ‌های بالاتر از ۱۰)

در بخش نهایی مقاله، نویسندگان با ترکیب داده‌های این دو کهکشان با سایر نمونه‌های طیف‌سنجی تأییدشده در انتقال به سرخ‌های بیش‌تر از ۱۰، یک تحلیل آماری از میزان انفجاری بودن تاریخچه‌ی ستاره‌زایی انجام داده‌اند. تصویر شماره‌ی ۲، نسبت log(SFR₁₀/SFR₁₀₀) را برحسب عمر عالم نشان می‌دهد. مقایسه با نتایج حاصل از مدل‌سازی‌های عددی (نمودار سمت راست) و مشاهدات در انتقال به سرخ‌های پایین‌تر (۶–۸، نمودار سمت چپ) نشان می‌دهد که کهکشان‌هایی با انتقال به سرخ بیشتر از ۱۰ (نمودار میانی) احتمالاً به‌طور میانگین دارای نرخ ستاره‌زایی اخیر بالاتری بوده‌اند.

ستاره‌زایی فورانی، می‌تواند یکی از دلایل اصلی فراوانی بیش از انتظار کهکشان‌های درخشان در عالم اولیه باشد. با این حال، به‌دلیل پراکندگی زیاد داده‌ها، هنوز دشوار است با اطمینان بالا تایید کرد که آیا این روند از نظر آماری معنادار است یا خیر. برای رسیدن به نتایج قطعی، نیاز به افرایش چشم‌گیری در تعداد کهکشان‌های تأییدشده در انتقال به سرخ‌های بالا است.