یکی از پرسش‌های اساسی اخترفیزیک این است که نخستین نسل‌های ستاره‌ها چگونه در کیهان اولیه شکل گرفتند و چه زمانی کیهان از حالت تاریک و خنثی به محیطی درخشان و یونیزه تبدیل شد. برای پاسخ به این پرسش، پژوهشگران به سراغ کهکشان‌هایی می‌روند که فلزیت آن‌ها بسیار کم است، چون این اجرام شبیه‌ترین نمونه به شرایط شیمیایی کیهان در آغاز ستاره‌زایی هستند. در چنین محیط‌هایی، هنوز ابرنواخترها نتوانسته‌اند گاز میان‌ستاره‌ای را با عناصر سنگین غنی کنند؛ بنابراین ستاره‌های این کهکشان‌ها شبیه‌ترین به نخستین نسل ستاره‌ها هستند. طیف گاز یونیزه در این کهکشان‌ها به اخترفیزیک‌دان‌ها اجازه می‌دهد دمای گاز، ترکیب شیمیایی، و ماهیت منبع یونیزه‌کننده را مستقیماً بسنجند و درک کنند که نخستین ستاره‌ها چگونه باعث بازیونش کیهان شدند.

در این مقاله، پژوهشگران کشف یک کهکشان ستاره‌زا در انتقال‌به‌سرخ ‎‎z = 8.27‎ (زمانی کم‌تر از ۶۰۰ میلیون سال پس از مهبانگ) را گزارش می‌دهند که یکی از کم‌فلزترین کهکشان‌های شناخته شده‌است: EXCEL-63107. این کهکشان یکی از کهکشان‌های مساحی EXCELS است که توسط تلسکوپ فضایی جیمز وب رصد شده‌است. ستون چپ شکل ۱، طیف دو‌بعدی (بالا) و تک‌بعدی (پایین) این کهکشان را نشان می‌دهد. پنل درونی سمت چپ، تصویر ترکیبی رنگی NIRCam (فیلترهای F200W، F365W، F444W) را از این کهکشان نشان می‌دهد. همان‌طور که دیده می‌شود این جرم بسیار فشرده است و تقریبا نقطه‌مانند/تفکیک‌ناپذیر است. انداز‌ه‌ی این کهکشان مشابه نواحی ستاره‌زای غول‌پیکر محلی (مانند ۳۰ Doradus و IIZw4) است، اما نرخ ستاره‌زایی آن حدود ده برابر بیش‌تر و چگالی سطحی ستاره‌زایی آن بسیار بالاتر است. در همین تصویر، موقعیت سه‌ شاترِ ابزار NIRSpec/‏MSA نیز رسم شده است تا مشخص باشد طیف دقیقاً از کجا گرفته شده است. طیف تک‌بعدی این کهکشان، مجموعه‌ای از خطوط نشریِ۱ درخشان را نشان می‌دهد که ویژگی‌های گاز میان‌ستاره‌ای را درون این کهکشان آشکار می‌کند. برای مثال خطوط قوی ‎[O III] λ۴۳۶۳ و ‎[Ne III] λ۳۸۶۹ با مواد میان‌ستاره‌ای به شدت یونیزه شده، فلزیت کم و دمای بسیار بالا قابل توضیح هستند. از روی این طیف‌ها می‌توان خواص فیزیکی گاز را استخراج کرد. نویسندگان این مقاله با تحلیل «روش مستقیم» به‌وسیله‌ی کُد pyneb‎ و در نظر گرفتن یون‌های دیده‌نشده،  فراوانی فلزی برابر با ‎۱۲ + log(O/H) = ۶/۸۹‎ (با عدم قطعیت ۰/۲۶+ و ۰/۲۱-) را برای این کهکشان به‌دست آورده‌اند (این‌جا بیش‌تر راجع به اندازه‌گیری مستقیم فراوانی فلزی در کهکشان‌های دور بخوانید). این فلزیت معادل تنها ۱/۶ درصد فلزیت خورشید است (از پایین‌ترین مقادیر ثبت‌شده تاکنون). تحلیل آن‌ها همچنین دمای الکترونی حدود ۴۰ هزار کلوین را به‌دست می‌دهد؛ عددی بی‌سابقه که وجود منبعی با تابش یونیزه‌کننده‌ی فوق‌العاده داغ را نشان می‌دهد.

آن‌ها با استفاده از کُد CLOUDY سه نوع طیفِ یونیزه‌کننده را آزمودند تا ببینند کدام می‌تواند خطوط مشاهده‌شده و پیوستار فرابنفش را هم‌زمان بازتولید کند. در ستون راست شکل ۱، طیف انرژی هر مدل با داده‌های فوتومتری (نقاط سیاه) مقایسه شده است. این سه مدل عبارتند از:

مدل BPASS : این مدل در واقع طیف جمعیت‌های ستاره‌ای معمولی با ستاره‌های دوتایی (حداکثر تا جرم ‎۳۰۰ M☉‎) و فلزیت بسیار پایین است (نقطه‌چین نارنجی). این مدل نمی‌تواند گاز را تا دمای لازم برای تولید نسبت بزرگ ‎[O III] λ۴۳۶۳ / ‎[O III] λ۵۰۰۷‎ گرم کند و در نتیجه خطوط اکسیژن در طیف این مدل بسیار ضعیف‌تر از مقدار مشاهده‌شده‌اند.

مدل جمعیتِ ستاره‌ای بسیار کم‌فلز (ستارگان جمعیت III): این مدل (خط‌چین آبی) ستاره‌هایی با جرم اولیه‌ی بین ۱۲M☉‎ تا ۸۲۰M☉‎ و دمای موثر بین ۵۱۱۱۸ و ۱۱۰۶۲۹ کلوین را در نظر می‌گیرد که فاقد فلز هستند. این مدل می‌تواند طیفِ به‌شدت یونیزه‌شده‌ی این کهکشان را توضیح دهد. اما کهکشان ‎EXCEL-63107‎ قطعا دارای مقادیری فلز است، بنابراین این مدل نمی‌تواند توصیح مناسبی برای این کهکشان باشد.

مدل ستاره‌های Wolf–Rayet (WR) : در نهایت، مدل ستاره‌های ‎Wolf–Rayet‎ (WR) با دمای مؤثر ‎Tₑff ≈ ۸۹,۰۰۰ K‎ بهترین انطباق را دارد. این مدل (خط نقطه‌ی قرمز) ناحیهٔ یونیزه شده با شعاع پنجاه پارسک‎، دمای حدود‎ ۳۳,۷۰۰ ‎ کلوین، فلزیتی برابر با ‎ ۰٫۰۲ Z☉‎ ، همهٔ نسبت‌های خطی، شار ‎[O III] λ۵۰۰۷‎ و شیب ‎β ≈ −۳٫۳‎ را با دقت بازتولید می‌کند.

در مقایسه‌ی مدل‌ها، مشخص شد که تنها مدل ستاره‌های WR می‌تواند تمام ویژگی‌های طیفی این کهکشان را بازتولید کند. طیف این مدل از نظر شدت خطوط نشری، دمای گاز، و شکل پیوستار فرابنفش با داده‌های رصدی بیش‌ترین انطباق را دارد. دلیل آن این است که ستاره‌های WR دمای سطحی بسیار بالایی دارند و فوتون‌های پرانرژیِ زیادی تولید می‌کنند؛ همین تابش سخت می‌تواند گاز اطراف را تا دماهای بسیار بالا گرم کند و خطوط قوی ‎[O III]‎ را پدید آورد.

به نظر می‌رسد در ‎EXCELS-63107‎ جمعیت ستاره‌ای متفاوتی وجود دارد که در آن ستارگان پرجرم سهم بیش‌تری دارند (یا به‌اصطلاح، تابع جرم اولیه‌ی۲ آن‌ها «بالاسنگین۳» است؛ این‌جا و این‌جا راجع به این تابع بیش‌تر بخوانید). چنین جمعیتی می‌تواند تابش یونیزه‌کننده‌ی بسیار قوی‌تری نسبت به کهکشان‌های معمول تولید کند. بنابراین، هم داده‌های طیفی و هم شواهد فیزیکی از سناریویی پشتیبانی می‌کنند که در آن گروهی از ستارگان بسیار داغ و پرجرم (مشابه ستارگان WR) عامل اصلی یونش گاز و تولید خطوط درخشان در این کهکشان‌اند.

برای درک بهتر جایگاه ‎EXCELS-63107‎ در میان دیگر کهکشان‌ها، پژوهشگران مقدار فلزیتِ اندازه‌گیری‌شده را در برابر جرم ستاره‌ای آن رسم کرده‌اند (شکل ۲). در این نمودار، نقطه‌ی قرمز کهکشان ‎EXCELS-63107‎ را نشان می‌دهد که در پایین‌ترین بخشِ رابطه‌ی جرم–فلزیت قرار دارد، در کنار منابع بسیار کم‌فلز محلی (مربع‌های آبی) و نمونه‌های ‎۶ < z < ۹‎ (دایره‌های سیاه). خطوط سیاه روابط تجربی جرم–فلزیت را در کهکشان‌های محلی (z ≈ ۰) و در کهکشان‌های بسیار دور (انتقال به سرخ بین ۶ تا ۱۰)  نشان می‌دهند. این جایگاه استثنایی تأیید می‌کند که ‎EXCELS-63107‎ یکی از کم‌فلزترین اجرام ستاره‌زای شناخته‌شده با اندازه‌گیری مستقیم است و حد پایینِ فلزیت کهکشان‌ها را در اوایل کیهان تعیین می‌کند.

جمع‌بندی:کهکشان ‎EXCELS-63107‎ جرمی است بسیار فشرده، بدون غبار، و با تابشی فوق‌العاده سخت که تنها مدلِ ستاره‌های ‎Wolf–Rayet‎ توانسته آن را توضیح دهد. به‌نظر می‌رسد این کهکشان میزبان جمعیتی از ستارگان بسیار پرجرم و داغ باشد که تعدادشان نسبت به ستارگان کم‌جرم بیش‌تر است؛ موضوعی که نشان‌دهنده‌ی تابع جرم اولیه‌ی بالاسنگین است. چنین جمعیت‌هایی می‌توانند تابش یونیزه‌کننده‌ی بسیار قوی داشته باشند و بخش چشمگیری از گاز میان‌ستاره‌ای پیرامون خود را یونیزه کنند.

اگر اجرامی مانند ‎EXCELS-63107‎ در دوران اولیه‌ی کیهان رایج بوده باشند، نقش آن‌ها در باز‌یونش کیهان بسیار پررنگ‌تر از برآوردهای گذشته خواهد بود. این یافته‌ها نشان می‌دهند که ستارگان پرجرم در کهکشان‌های کم‌فلز می‌توانند عامل اصلی درخشان شدن دوباره‌ی جهان پس از دوران تاریک کیهانی بوده باشند، یکی از جذاب‌ترین فصل‌های تاریخ کیهان.