دادههای تلسکوپ فضایی جیمز وب اطلاعات ارزشمندی دربارهی فرآیند ستارهزایی درون کهکشانها به دانشمندان میدهد. توان تفکیک بالای این تلسکوپ، همراه با پوشش گستردهی طولموجی ( از ۰/۵ تا ۳/۵ میکرومتر)، امکان مطالعهی کهکشانها را در انتقالبهسرخهای بالاتر و با درخشندگیهای سطحی پایینتر برای منجمان فراهم میسازد. یکی از موضوعات کلیدی در مطالعهی ستارهزایی کهکشانها، بررسی تودههای۱ چگال و ستارهزا است. این تودهها که در طولموج فرابنفش۲ و تابش هیدروژن-آلفا۳ بهوضوح قابل مشاهدهاند، بخش قابلتوجهی از نرخ تشکیل ستاره در کهکشان را به خود اختصاص میدهند. در انتقالبهسرخهای پایین (کمتر از ۰/۱۵)، پژوهشهای گستردهای دربارهی ارتباط میان نرخ ستارهزایی و فلزیت۴ در تودهها انجام شده است. در مطالعهی ساختار کهکشانها، «فلزیت» به میزان حضور عناصر سنگینتر از هیدروژن — که حاصل فرایندهای هستهای در ستارگان هستند — در محیط گازی یا درون خود ستارگان گفته میشود. این نتایج نشان میدهند که ورود گازهای با فلزیت پایین به درون کهکشان میتواند با افزایش منابع سوخت ستارهزایی، موجب تشدید نرخ تشکیل ستاره شود. در عین حال، ورود این گازها موجب تغییر در ترکیب شیمیایی گازهای درون کهکشان شده و با رقیق کردن آن، میزان فلزیت درون تودههای ستارهزا را کاهش میدهد.
نویسندگان این مقاله با بهرهگیری از دادههای تصویری و طیفی تلسکوپ فضایی جیمز وب، به مطالعهی کهکشانهایی میپردازند که تودههای ستارهزایی در آنها دیده شدهاند. هدف اصلی این مطالعه، بررسی فلزیت و میزان تغییرات آن در این نوع از کهکشانها در انتقال به سرخ بین ۰/۶ تا ۱/۳۵ است. این بازهی انتقالبهسرخ بهگونهای انتخاب شده است که خطوط نشری هیدروژن-آلفا (Hα) و گوگرد ۳ (SIII) در طیف این کهکشانها قابل مشاهده باشند. خط هیدروژن-آلفا نشاندهندهی تابش ناشی از بازترکیب هیدروژن یونیزه است. در نواحی ستارهزا، مناطقی از گاز هیدروژن یونیزه وجود دارد که پیرامون ستارگان جوان و پرجرم تشکیل میشوند. این ستارگان با تابش فوتونهای پرانرژی، اتمهای هیدروژن اطراف را یونیزه کرده و باعث جدا شدن الکترونهای آنها میشود. زمانی که این الکترونها دوباره با هستههای هیدروژن ترکیب میشوند، در طولموجهای مشخصی تابش میکنند، که شامل خطوط بازترکیب هیدروژن مانند هیدروژن-آلفا (از سری خطوط بالمر هیدروژن با طول موج ۶۵۶۳ آنگستروم) میشود. میزان تابش این خط مستقیماً با میزان فعالیت ستارگان جوان و در نتیجه نرخ ستارهزایی اخیر در کهکشان مرتبط است. گوگرد ۳ نیز یکی از مهمترین خطوط طیفی برای مطالعهی فلزیت است، زیرا نسبت شدت آن به خطوط دیگر، بهویژه خطوط دیگر گوگرد و اکسیژن، به دما و ترکیب شیمیایی گاز حساس است و میتواند برآورد دقیقی از فراوانی عناصر سنگینتر (فلزیت) در محیط ارائه دهد.
تصویر شماره ۱ چندین نمونه از کهکشانهای مطالعه شده در این مقاله را نشان میدهد. یکی از مزایای دادههای طیفی و تصویری جیمز وب، وضوح بالای آنها از نظر توان تفکیک طیفی۵ و مکانی۶ است. این ویژگی امکان مطالعهی کهکشانها را در مقیاسهای کوچکتر و با جزئیات بیشتر فراهم میکند. در هر ردیف نمایش داده شده در تصویر شماره ۱، تصویر رنگی از کهکشان، نقشههای تفکیکی۷ از تودههای ستارهزا، میزان ستارهزایی و فلزیت به ترتیب از چپ به راست نمایش داده شده است. با توجه به این تصاویر، بهوضوح میتوان مشاهده کرد که فلزیت این تودههای ستارهزا نسبت به سایر نواحی نشانداده شده از کهکشان کمتر است .
شکل ۱. نقشههای تفکیک شده از سه کهکشان نمونه . هر ردیف شامل تصویر رنگی کهکشان، نقشهی تفکیک شدهی تودههای ستارهزا، نقشهی لگاریتمی نرخ ستارهزایی و همچنین نقشهی لگاریتمی فلزیت محاسبه شده در نواحی مختلف کهکشان (از چپ به راست) است.
نویسندگان در ادامه برای مقایسهی فلزیت تودههای ستارهزا با فلزیت نواحی اطراف آن، ابتدا فلزیت داخل تودهها و سپس دیسک خارج از آنها را اندازهگیری میکنند. در نمودار سمت چپ تصویر شمارهی ۲، فلزیت مربوط به تودهها و دیسک اطراف آنها نمایش داده شده است. برازشهای خطی نشان میدهند که تودههای ستارهزا عموماً فلزیتی کمتر از دیسک پیرامونشان دارند، که بیانگر رقیقشدن گاز در این تودهها است. نمودار سمت راست، میانهی فلزیت اندازهگیریشده برای همهی تودههای ستارهزای هر کهکشان نشان میدهد. شواهدی از وجود دو جمعیت احتمالی در این کهکشانها دیده میشود: کهکشانهایی که فلزیت تودههای آنها مشابه فلزیت دیسک پیرامونشان است، که با رنگ قرمز نشان داده شدهاند و نزدیک به خط برابری قرار دارند و کهکشانهایی که تودههایشان اختلاف فلزیت بیشتری دارند، که با رنگ آبی نمایش داده شدهاند.
شکل ۲. نمودار سمت چپ: فلزیت هر تودهی ستارهزا و دیسک پیرامونش به همراه خط برازش خطی و همچنین خطچین ۱:۱ (برابری فلزیت). نمودار سمت راست: مقدار میانهی به دست آمده برای فلزیت تودهها در هر کهکشان. نقاط قرمز کهکشانهایی با اختلاف فلزیت کم و نزدیک به خط برابری و نقاط آبی کهکشانهایی با اختلاف بیشتر را مشخص میکنند.
آنچه احتمالاً در اینجا مشاهده میکنیم این است که کهکشانهایی با اختلاف فلزیت کمتر بین تودههای ستارهزا و دیسک پیرامونشان (رنگ قرمز در نمودار سمت راست شکل ۲) ممکن است عمدتاً تودههای ستارهزای خود را از طریق ناپایداریهای دیسکی تشکیل داده باشند و بنابراین این تودهها از گازی که پیشتر در خود کهکشان وجود داشته شکل گرفته باشند و منجر به اختلاف فلزیت کم بین آنها و محیط پیرامونشان شده باشد. در مقابل، کهکشانهایی با اختلاف فلزیت بیشتر تودههای ستارهزا و دیسک پیرامونشان (رنگ آبی در نمودار سمت راست شکل ۲) احتمالاً تودههایشان را از گازهای ورودی به کهکشان تشکیل دادهاند. این گاز که فلزیت کمی دارد، میتواند باعث افزایش میزان ستارهزایی در این تودهها شود، و همزمان با رقیق کردن محیط باعث کاهش فلزیت تودهها شود.
شکل ۳. توزیع فلزیت و تابش هیدوژن-آلفا در یک کهکشان نمونه. تودههای ستارهزا به صورت نواحی بنفش کوچک بر روی پسزمینهی نارنجی کهکشان دیده میشوند. پنلهای سمت راست: نقشههای تفکیکی از کهکشان برای نرخ ستارهزایی به دست آمده از شار هیدوژن-آلفا، نرخ ستارهزایی ویژه، و فلزیت را نشان میدهند. پنل پایین، تغییرات هیدوژن-آلفا (نقاط سبز) و فلزیت (خطوط سفید) را در طول نواری که روی کهکشان مشخص شده، نمایش میدهد.
نویسندگان این مقاله پس از بررسی تغییرات فلزیت در نواحی مختلف کهکشان، به دنبال یافتن ارتباط میان نرخ ستارهزایی و فلزیت هستند. نقشههای نرخستارهزایی و فلزیت (تصویر شماره ۱) نشان میدهد که کاهش فلزیت در تودههای ستارهزا با افزایش نرخ ستارهزایی ارتباط دارد. برای بررسی بیشتر این ارتباط، آنها یک کهکشان خاص را که درتصویر شماره ۳ نشان داده شده است، بررسی کردهاند. برای ارزیابی رابطهی میان نرخ ستارهزایی و فلزیت، شار هیدوژن-آلفا را بر روی نوار نشان داده شده در تصویر جمع زده و فلزیت را در طول این نوار اندازهگیری کردهاند. این نوار شامل سه تودهیستارهزا و بخشی از برآمدگی مرکزی کهکشان است. نمودار پایین تصویر کهکشان، فلزیت (خطوط سفید) را بهطور مستقیم با شار هیدوژن-آلفا (نقاط سبز) مقایسه میکند. این نمودار با تصویر رنگی همتراز شده است تا محل دقیق اندازهگیری شار هیدوژن-آلفا و فلزیت به درستی مشخص شود.
هر توده نهتنها نرخ ستارهزایی بالاتر و فلزیت کمتری دارد، بلکه ناحیهای که بیشترین چگالی نرخ ستارهزایی را نشان میدهد، کمترین فلزیت را نیز دارد. برآمدگی بخش مرکزی کهکشان در مجاورت یک تودهی ستارهزا قرار گرفته است. توزیع شار هیدوژن-آلفا نشان میدهد که بخش مرکزی مقدار زیادی شار هیدوژن-آلفا منتشر میکند و شار اندازهگیریشده از تودهی مجاور را تحتتاثیر قرار میدهد. با این حال، فلزیت در جایی که شار هیدوژن-آلفا در مرکز مقدار بیشینه را دارد، به کمینهی محلی نمیرسد، بلکه کمینهی محلی فلزیت با مکان تودهی ستارهزا ارتباط دارد. این موضوع نشان میدهد که اگرچه میان نرخ ستارهزایی و فلزیت یک ارتباط معکوس وجود دارد، اما سازوکار محرک ستارهزایی در برآمدگی مرکز کهکشان با سازوکار موجود در تودههای ستارهزا متفاوت است. همچنین مطالعهی جمعیتی از تودههای ستارهزا در کهکشانهایی با جهتگیری عمود به خط دید، روندی را نشان میدهد که در آن تودههای پرجرمتر، بیشتر به مرکز کهکشان نزدیک هستند؛ رفتاری که برای تودههایی که درون کهکشان تشکیل شده و به سمت برآمدگی مرکز کهکشان مهاجرت میکنند، انتظار میرود.
یافتههای این مقاله نشان میدهد که تودههای ستارهزا در این کهکشانها فلزیتی کمتر از نواحی پیرامون خود دارند. این امر میتواند بیانگر ورود گاز کمفلزیت به درون کهکشان باشد. ورود این گاز با فلزیت پایین میتواند نرخ ستارهزایی را افزایش دهد و همزمان ترکیبات شیمیایی محیط را رقیق کند. این پژوهش بر اهمیت درک پیچیدگی رابطهی بین ستارهزایی و غنیسازی شیمیایی در ظهرکیهانی اشاره میکند و قدمی است رو به جلو برای بررسی دیدگاههای تازه در مورد سازوکارهایی که شکلگیری کهکشانها را در انتقال به سرخهای بالاتر (عالم جوانتر) کنترل میکنند.
۱. Clump
۲. Ultraviolet
۳. (Hα) H-alpha
۴. Metallicity
۵. Spectral resolution
۶. Spatial resolution
۷. Resolved map
شکل بالای صفحه: کهکشان بیضوی NGC 5291 در مرکز تصویر.
منبع: Image credit: ESO
عنوان اصلی مقاله: Metal-Poor Star-Forming Clumps in Cosmic Noon Galaxies: Evidence for Gas Inflow and Chemical Dilution Using JWST NIRISS
نویسندگان: .Vicente Estrada-Carpenter et al
لینک اصلی مقاله: https://arxiv.org/pdf/2508.00985
گردآوری: فائزه اخلاقیمنش
