شرح خبر

رصدهای یک سیستم ستاره‌ای به‌نام جریان ستاره‌ای ققنوس اولین شواهد از خوشه‌های ستاره‌ای ناپدیدشده‌ای را نشان می‌دهد که عناصر سنگین بسیار کمی داشتند. ممکن است بقایای آنها هنگام تشکیل راهِ شیری اولیه عناصر سبک به درون آن ریخته باشد.

خوشه‌های کروی یکی از اسرارآمیزترین اجرام در جهان‌اند. خوشه‌‌ی کروی سیستمی از حدود ۱۰۰۰۰۰ ستاره در فاصله‌ای با قطر حدود ۱۰ پارسک (چندده سال نوری) است (شکل ۱) و بیشتر آنها تقریباً به قدمت جهان‌اند. خوشه‌های کروی تقریباً به‌دور همه کهکشان‌های شناخته‌شده‌ای که بیش از یک‌میلیارد ستاره۱ دارند می‌چرخند. توزیع کروی آنها اطراف این کهکشان‌ها نشان می‌دهد که بیشتر آنها در دیگر کهکشان‌های با جرم کمتری شکل گرفته‌اند که زمانی حول کهکشان مرکزی می‌چرخیدند اما از آن زمان توسط این کهکشان شتاب گرفته و با نیروهای (گرانشی) کشندی آن پاره‌پاره می‌شوند.


شکل ۱. جریان ستاره‌ای ققنوس درحال چرخیدن به‌دور راهِ شیری. کهکشان‌هایی مانند راهِ شیری با بیش از ۱۰۰ خوشه‌ی کروی، سیستم‌هایی با حدود ۱۰۰۰۰۰ ستاره که در ناحیه‌ای به‌قطر فقط ۱۰ پارسک در ناحیه‌ی هاله‌ی کهکشانی قرار دارند، احاطه شده‌اند. ون و همکارانش لایه‌ی نازکی از ستارگان موسوم به جریان ستاره‌ای ققنوس گزارش کرده‌اند که خوشه‌کروی‌ای است که گرانش راهِ‌ شیری آن را مختل کرده است. فراوانی فلزات (عناصر سنگین‌تر با جرم اتمی بیشتر از هلیوم) در این جریان به‌شکل قابلِ‌توجهی پایین‌تر از هر خوشه‌ی کروی پایداری درون کهکشان خودی است. این کشف پیش‌بینی‌های نظری را تأیید می‌کند که راهِ شیری میزبان بقایای گروهی از خوشه‌های به‌شدت فقیر فلزی است که در اوایل تاریخ جهان تشکیل شده‌اند. تصویر: Robert Gendler/SPL

اخترفیزیک‌دان‌ها آموخته‌اند که از خوشه‌های کروی به‌عنوان «فسیل» برای بازسازی این فرایند برافزایشی۲ استفاده کنند که به شکل‌گیری کهکشان‌های بزرگ کمک می‌کند. بااین‌حال خوشه‌های کروی همچنین می‌توانند تحت نیروهای کشندی کهکشان میزبان ازبین بروند و رازهای آنها محو شود. طبق گزارش ون و همکارانش۳ در نشریه Nature رصدهای طیف‌سنجی یک جریان ستاره‌ای - لایه‌ای نازک و دنباله‌دار از ستارگان - که آنها آن را به‌عنوان بقایای خوشه‌ی کروی اغلب خالی از عناصر فلزی شناسایی کرده‌اند، در فاصله‌ی دوردست کشف شده و چشم‌انداز منحصربه‌فردی در دوره‌های اولیه شکل‌گیری کهکشان‌ها فراهم کرده است.

ترکیب شیمیایی ستارگان در خوشه کروی ویژگی قابلِ‌رصدِ کلیدی‌ای است که آنها را به کهکشان‌های وابسته متصل می‌کند. ستاره‌ها در یک خوشه با هم متولد شده‌اند، در همان ابرِ گازی مولکولی اولیه، و ترکیبات شیمیایی بسیار مشابهی۴ دارند. به‌طور دقیق‌تر همه‌ی ستارها در یک خوشه محتوای آهن یکسانی دارند که به‌نوبه‌ی خود نشان‌دهنده‌ی محتوای آهن کهکشانی است که در آن شکل گرفته‌اند.

آهن، در طی تاریخ کیهانی،‌ در انفجارهای ابرنواختری‌ای تولید شده است که گاز اطراف آنها را ازنظر شیمیایی غنی کرده است؛ بعداً این گاز برای ساخت نسل بعدی ستاره‌ها استفاده می‌شود. چرخه‌ی غنی‌سازی در کهکشان‌هایی که جرم بیشتر و نرخ تشکیل ستاره‌ای بالاتری دارند، سریع‌تر پیش می‌رود، طوری که فلزیت (فراوانی عناصری که جرم اتمی بالاتر از هلیوم دارند، و اغلب به‌سادگی با محتوای آهن سنجیده می‌شود) نه‌فقط با زمان بلکه با جرم کهکشان۵ نیز افزایش می‌یابد. پیش‌بینی می‌شود که رابطه‌ی جرم کهکشان-فلزیت با گذشت زمان فقط در تاریخ اولیه جهان۶، بسیار کُند تغییر می‌کرده است، زمانی که خوشه‌های کروی تشکیل می‌شدند. بنابراین از فلزیت خوشه‌ی کروی می‌توان برای تعیین جرم کهکشانی که در آن شکل گرفته استفاده کرد.

رابطه‌ی جرم کهکشان- فلزیت نشان می‌دهد که فلزیت باید کمتر از چیزی باشد که در آن کهکشان‌های جهان اولیه محتوای ستاره‌ای کمتری از خوشه‌های کروی معمولی دارند، و نشان‌دهنده‌ی این است که این کهکشان‌ها نتوانسته‌اند چنین خوشه‌های پرجرمی تشکیل دهند. مدل‌های نظری۷ پیش‌بینی می‌کنند که این حد مربوط به فلزیت حدود ۰.۳٪ فلزیت خورشید است (هرچند نیازی نیست این حد مقدار مشخصی باشد، چراکه فلزیت کهکشان‌های جداگانه حدود میانه‌ی رابطه‌ی جرم کهکشان-فلزیت پراکنده شده است). کهکشان‌های جهان اولیه در این (مقدار) فلزیت باید فقط چندصدهزار ستاره داشته باشند، مانند تعداد ستاره‌ها در خوشه‌های کروی معمولی امروزی.

درواقع رصدها نشان‌دهنده‌ی مرگ خوشه‌های کروی با آهنگ فلزیت کمتر از ۰.۳٪ مقدار خورشیدی۸ است. تصور می‌شود که چنین خوشه‌های کهکشانی‌ای وجود داشته‌اند، اما لزوماً جرم کمتر و مقید بودن توسط گرانش کمتری نسبت به خوشه‌های با فلزیت بالاتر دارند. درنتیجه تصور می‌شود که این خوشه‌های ستاره‌ای به‌شدت فقیرِ فلز، با نیروهای کشندی کهکشان میزبان طی دوره‌های کیهانی نابود شده‌اند.۷ اگر این فرضیه درست باشد، ممکن است هنوز بقایای خوشه‌های کهکشانی به‌شدت فقیرِ فلز به دور راهِ شیری بچرخند.

ون و همکارانش برای اندازه‌گیری میزان فلزیت ۱۱ ستاره در جریان ستاره‌ای ققنوس، گروهی از ستارگان که به دور مرکز کهکشانی در فاصله‌ی حدود ۲۰۰۰۰ پارسک۹ می‌چرخند، از رصدهای بررسی طیف‌سنجی جریان‌های ستاره‌ای جنوبی استفاده کردند (شکل ۱). محققان در کمال تعجب فراوانی به‌شدت ضعیف خطوط کلسیم (که ارتباط نزدیکی با محتوای آهن ستارگان دارد) را در طیف ستاره‌ای اندازه‌گیری کردند، که نشان می‌دهد میانگین فلزیت فقط 0.20 ± 0.03% خورشید است.

علاوه بر این فلزیت ستارگان از تغییرپذیری ستاره‌ای به ستاره‌ی دیگر، مشابه عدمِ‌قطعیت در اندازه‌گیری، به‌طور یکنواختی پایین است. این گستره فلزیت که بسیار کمتر از کهکشان‌های کوتوله است بیان‌کننده‌ی این است که جریان ققنوس بقایای چنین سیستمی نیست. درعوض نشان‌دهنده‌ی این است که ستارگان در جریان ققنوس در همان خوشه‌ی ستاره‌ای متولد شده‌اند. به‌شکل هیجان‌آوری پایین بودن فلزیت غیرمعمول آنها نشان‌دهنده‌ی این است که خوشه باید در زمانی تشکیل شده باشد که کهکشان مولد آن یکی از کهکشان‌های بسیار کم‌جرم بوده است.

مانند همه‌ی اکتشافات مهم فلزیت اندازه‌گیری‌شده‌ی جریان ققنوس پرسش‌های بیشتری از پاسخ‌هایی که فراهم کرده، ایجاد می‌کند. بااین‌حال این فقط یک جرم تکی است، اولین شواهد مستقیمی را نشان می‌دهد که پیشتر راهِ‌ شیری میزبان جمعیتی از خوشه‌های کروی به‌شدت فقیرِ ‌فلزی بوده است. فراوانی این خوشه‌ها چقدر بود؟ کشف بقایای بیشتری از این دست نشان از راهی جدید و هیجان‌انگیز از بازسازی جمعیتی از گروه کهکشان‌های با جرم پایین‌تر دارد که در تشکیل راهِ شیری مشارکت داشته‌اند.

پژوهش‌های آینده با تخمین جرم اولیه‌ی چنین خوشه‌های کروی با فلزیت به‌شدت پایین، می‌تواند به‌طور بالقوه تعیین کند که چه کسری از جرم کهکشان اولیه‌ی آنها از این خوشه‌ها تشکیل شده است، بدین‌ترتیب نشان‌دهنده‌ی این است که چطور کهکشان‌های با کمترین جرم در جهان اولیه تشکیل شده و رشد کردند. با استفاده از تلسکوپ جیمز وبِ ناسا، که در سال ۲۰۲۱ به فضا پرتاب می‌شود، می‌توان رصدهای مستقیم از کهکشان‌های نخستین تشکیل ستاره‌ای انجام داد، و به‌طور مستقل نتایج چنین پژوهش‌هایی را آزمود.۱۰ درنهایت با مقایسه‌ی سینماتیک مداری جریان‌های ستاره‌ای فسیل با گروهی از خوشه‌های کروی که تصور می‌شود طی همان رخداد برافزایشی۱۱ به راهِ شیری رسیده‌اند، ممکن است بتوان جریان‌ها را به کهکشان‌های ویژه‌ی اجداد راهِ شیری ارجاع داد.

درنتیجه‌ی بررسی‌های سراسر آسمان که می‌توان با آن ستاره‌هایی با درخشندگی سطحی به‌شدت پایین را آشکارسازی کرد و سینماتیک ستاره‌ای اعلایی به‌دست آورد، موجی در کشف جریان‌های ستاره‌ای فسیل۱۲ به‌راه افتاده است که احتمالاً بسیاری از آنها نشان‌دهنده‌ی بقایای خوشه‌های کرویِ مختل‌شده‌ی کشندی است. کشف ون و همکارانش به‌دست‌آوردن فلزیت همه‌ی این جریان‌ها را در اولویت قرار داده است. چه کسی می‌داند که ممکن است چند فسیل مانند جریان ققنوس در هاله‌ی راهِ شیری پنهان شده باشد. اکنون که اولین مورد پیدا شده است، شکار ادامه خواهد داشت.

نویسنده: J. M. Diederik Kruijssen، از Astronomisches Rechen-Institut، مرکز نجوم دانشگاه هایدلبرگ در زوریخ در آلمان.

منبع:

Nature 583, 687-688 (2020)

مراجع:

1.

Harris, W. E., Blakeslee, J. P. & Harris, G. L. H. Astrophys. J. 836, 67 (2017).

2.

Adamo, A. et al. Space Sci. Rev. 216, 69 (2020).

3.

Wan, Z. et al. Nature 583, 768–770 (2020).

4.

Krumholz, M. R., McKee, C. F. & Bland-Hawthorn, J. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 57, 227–303 (2019).

5.

Maiolino, R. & Mannucci, F. Astron. Astrophys. Rev. 27, 3 (2019).

6.

Ma, X. et al. Mon. Not. R. Astron. Soc. 456, 2140–2156 (2016).

7.

Kruijssen, J. M. D. Mon. Not. R. Astron. Soc. Lett. 486, L20–L25 (2019).

8.

Beasley, M. A. et al. Mon. Not. R. Astron. Soc. 487, 1986–1993 (2019).

9.

Balbinot, E. et al. Astrophys. J. 820, 58 (2016).

10.

Pfeffer, J. et al. Mon. Not. R. Astron. Soc. 487, 4550–4564 (2019).

11.

Massari, D., Koppelman, H. H. & Helmi, A. Astron. Astrophys. 630, L4 (2019).

12.

Ibata, R., Malhan, K. & Martin, N. F. Astrophys. J. 872, 152 (2019).



نویسنده خبر: سمانه نوروزی
کد خبر :‌ 3122

آمار بازدید: ۱۴۲
همرسانی این خبر را با دوستان‌تان به اشتراک بگذارید:
«استفاده از اخبار انجمن فیزیک ایران و انتشار آنها، به شرط
ارجاع دقیق و مناسب به خبرنامه‌ی انجمن بلا مانع است.»‌


صفحه انجمن فیزیک ایران را دنبال کنید




حامیان انجمن فیزیک ایران   (به حامیان انجمن بپیوندید)
  • پژوهشگاه دانش‌های بنیادی
  • مرکز فناوری‌های کوانتومی ایران
  • دانشگاه صنعتی شریف
  • دانشکده فیزیک دانشگاه تهران

کلیه حقوق مربوط به محتویات این سایت محفوظ و متعلق به انجمن فیریک ایران می‌باشد.
Server: Iran (45.82.138.40)

www.irandg.com