8 دقیقه
با دقت نگاه کنید و چشمانتان ممکن است فریب بخورند. یک مارپیچ روشن و فشرده لبهٔ یک کهکشان تیره و پارهپاره را در آغوش گرفته است. صحنه حس صمیمیت و نزدیکی میدهد؛ گویی یک برخورد نزدیک یا زوج کهکشانی را میبینیم. با این حال، این جفتنمایی فریبنده ریشه در پرسپکتیو دارد؛ این فقط یک توهم دیداری است که از همراستایی تصادفی در امتداد خط دید ما ناشی شده است.
در نگاه اول، این جفت کیهانی شبیه یک کهکشان مارپیچی کوچک و پرانرژی است که دور یک همدم بزرگتر و سایهگون میرقصد. اما این ترکیب فریب پرسپکتیو است. اعتبار: ESA/Hubble & NASA, J. Dalcanton, Dark Energy Survey/DOE/FNAL/DECam/CTIO/NOIRLab/NSF/AURA
این اجرام بخشی از یک فهرست شناختهشده برای دانشمندانی هستند که شکلهای نامتعارف کهکشانی را مطالعه میکنند: اطلس کهکشانهای نامعمول هالتون آرپ. این اطلس که در دههٔ ۱۹۶۰ تدوین شد، مجموعهای از کهکشانهای عجیب و نامتقارن را گرد آورد تا ستارهشناسان دربارهٔ ساختارها و فرآیندهایی که آنها را شکل دادهاند بهتفکر بپردازند. پس از آن، تلسکوپ هابل با رزولوشن بالا بسیاری از ورودیهای آرپ را دوباره مشاهده کرده و نوارهای بافتدار غبار، خوشههای ستارهای پخششده و بازوهای رشتهای را نشان داده است که در تصاویر قدیمیتر محو و بیجزئیات بودند. این بازکاویها نمونهٔ آشکاری از چگونگی پیشرفت تصویرسازی نجومی و تأثیر آن بر تحلیل مورفولوژی کهکشانها هستند.
در این قاب که در فهرستنگاران با عنوان آرپ ۴ شناخته میشود، دو هدف اصلی با نامهای MCG تعیین شدهاند. جزئیات ضعیف و پخششده بهعنوان MCG-02-05-050 فهرست شده است. این جزء پروفیل سطحدرخشندگی پایینی را نشان میدهد: یک دیسک پهن و گسترده که در هر واحد سطح نور بسیار کمی ساطع میکند، بنابراین ساختار مارپیچی آن پاره، ناتمام و پراکنده بهنظر میرسد. در مجاورت، شریک درخشان برچسبخورده با MCG-02-05-050a بهصورت فشرده، با تهرنگ آبی و مزین به گرههایی از مناطق شکلگیری ستارهای دیده میشود. پرانرژی، جوان و بهنظر میرسد که روحیهٔ بیشتری نسبت به همسایهٔ تاریک خود دارد.
چرا این صحنه ما را فریب میدهد
فریب ساده است. MCG-02-05-050 در حدود ۶۵ میلیون سال نوری از زمین قرار دارد؛ حال آنکه MCG-02-05-050a تقریباً در فاصلهای حدود ۶۷۵ میلیون سال نوری جای گرفته — بیش از ده برابر دورتر. هنگامی که دو جرم با چنین فاصلههای عظیمی بهصورت تصادفی در امتداد خط دید ما هممحور شوند، نتیجه میتواند چشمگیر و گمراهکننده باشد. یک غول کمنور میتواند نقش پسزمینه را ایفا کند و یک کهکشان دوردست و درخشان میتواند کوچک و چسبیده به هالهٔ نزدیک دیده شود. پرسپکتیو مقیاسهای عظیم را در یک تابلو واحد فرو میریزد و یک تصویر گمراهکننده میسازد.
آیا این کهکشانها در حال تعامل گرانشی هستند؟ خیر. شواهدی مانند پلهای کشندی (tidal bridges) یا اختلالات همشکل که نشاندهندهٔ آغوش گرانشی باشند مشاهده نمیشود. سرعتها و قرمزگراییهای آنها آنها را در پلههای کاملاً متفاوتی از نردبان کیهانی قرار میدهد. آنچه هابل به ما ارائه کرده است، یک ترکیب تصادفی است — شبیه دو پرنده که بر روی همان سیم برق نشستهاند اما روی قارههای متفاوت.
اهمیت این موضوع فراتر از یک تصویر زیباست؛ تصاویر اینچنینی تفکر ما را دربارهٔ استدلالهایی که در نجوم برای تعیین ارتباط بین اجرام بهکار میرود تیز میکنند. بدون اندازهگیری فاصله — بهعنوان نمونه قرمزگرایی طیفی (spectroscopic redshift) — همنشینی ظاهری میتواند گمراهکننده باشد. نقشهبرداریهایی که موقعیتها و روشنایی را ثبت میکنند باید با اطلاعات سرعت و فاصله همراه شوند تا بتوانیم ادعای ارتباط فیزیکی بین اجرام را داشته باشیم. درس عملی روشن است: هرگز فرض نکنید همسایگان روی آسمان، همسایگان در فضا هم هستند.
آرپ ۴ همچنین توجه را به جستجوی مداوم برای کهکشانهای کمسطحدرخشندگی (Low Surface Brightness galaxies — که اغلب با مخفف LSB شناخته میشوند) جلب میکند. این غولهای کمنور میتوانند جرم زیادی داشته باشند اما کشفشان دشوار است؛ زیرا نورشان در واحد سطح بسیار پایین است و در برابر پسزمینه آسمان، پراکندگی نور تلسکوپ و آلودگی نوری زمینی پنهان میشوند. کهکشانهای کمسطحدرخشندگی میتوانند سوابقی از رویدادهای همافزایی (accretion)، تاریخچهٔ شکلگیری ستاره و توزیع مادهٔ تاریک را در خود جای دهند. پیشرفت در تصویربرداری پهنمیدانی، تکنیکهای حذف پسزمینه، و نوردهیهای عمیقتر اکنون باعث فاش شدن بیشتر این سیستمهای ساکت شده و مدلهای رشد و پیری کهکشانها را بازنویسی میکنند.
چند نکتهٔ فنی دربارهٔ سطح درخشندگی: واحد معمول گزارش سطح درخشندگی کهکشانها در مناظق نجومی، قدر بر هر ثانیه قوسی مربع (mag arcsec^-2) است. کهکشانهای کمسطحدرخشندگی معمولاً مرکزی با قدر سطحی بیشتر از حدود ۲۳–۲۴ mag arcsec^-2 دارند؛ این مرزها طوری تنظیم شدهاند که تشخیص ساختارهای دیفیوز و هالههای گسترده را مشکل میسازند. برای مطالعهٔ این گونه کهکشانها اغلب به نوردهی طولانی، کنترل دقیق آلودگی نوری، و پردازش تصویر حساس نیاز است.
از منظر ابزاری، ترکیب دادههای فضاپایه مانند هابل با مشاهدات زمینی از پروژههایی مانند Dark Energy Survey (با استفاده از DECam در CTIO)، یا پایگاههایی مانند NOIRLab و رصدخانههایی که با NSF و AURA همکاری دارند، یک تصویر جامعتر فراهم میآورد. تصویربرداری فضاپایه مزیت حذف اغتشاشات جوئی و ارائه رزولوشن زاویهای بالاتر را دارد؛ در حالی که تصویربرداریهای پهنمیدانی زمینی اجازهٔ پوشش حجمهای بزرگتر آسمان و یافتن نمونههای آماری از کهکشانهای کمسطحدرخشندگی را میدهند.
آیا میتوان با تصویرهای موجود فاصلهها را قطعی کرد؟ بهترین ابزار برای تشخیص فاصلهٔ واقعی و تعیین اینکه آیا دو جسم واقعاً در هم آمیختهاند، طیفسنجی است. قرمزگرایی طیفی (z) نه تنها فاصلهٔ نسبی را تعیین میکند، بلکه سرعت بازگشتی ناشی از انبساط کیهان را نشان میدهد. در غیاب طیفسنجی، برآوردهای فاصله میتوانند با استفاده از روشهایی مانند تناسب روشنایی سطحی یا ویژگیهای رنگی انجام شوند، اما این روشها با عدم قطعیتهایی همراهاند. بنابراین ترکیب تصویربرداری با طیفسنجی برای اثبات پیوند فیزیکی بین کهکشانها ضروری است.
تصاویر مانند این تصویر آرپ ۴ دعوتیاند برای رصدگران و تحلیلگران: آنها ما را به اندازهگیری، مقایسه و پرسش وادار میکنند که آیا آنچه میبینیم واقعاً آن چیزی است که در فضا وجود دارد. کیهان به اجرای توهمهای بصری خود ادامه خواهد داد و ما نیز همچنان یاد میگیریم چگونه آنها را «بخوانیم» و از آنها سرنخهایی دربارهٔ تاریخچه و ساختار جهان استخراج کنیم.
چند برداشت کلیدی و پیامدهای علمی این تصویر و تصاویر مشابه:
1) اهمیت اندازهگیری فاصله: هر تحلیل ساختاری یا دینامیکی باید بر پایهٔ دادههای فاصلهای محکم بنا شود. بدون قرمزگرایی و سرعتشناسی، خطر اشتباه در تفسیر تعاملات کهکشانی افزایش مییابد.
2) بازنگری مورفولوژی با رزولوشن بالا: تصاویر هابل نشان میدهد که بسیاری از جزئیات غبار، خوشههای ستارهای و ساختارهای رشتهای که در تصاویر زمینی محو بودهاند، اکنون قابلتمایزاند؛ این اطلاعات برای مدلسازی تشکیل ستاره و سیر تکاملی کهکشانها ضروری است.
3) جستجوی کهکشانهای کمسطحدرخشندگی: این نوع کهکشانها ممکن است میزبان جرم قابلتوجهی از مادهٔ تاریک باشند و نقش مهمی در رشد و تجمع جرم کهکشانی ایفا کنند؛ بنابراین شناسایی و شمارش آنها میتواند مدلهای تئوریک را به چالش بکشد یا تأیید کند.
4) تکنیکهای نوین پردازش تصویر: حذف دقیق پسزمینه، تصحیح تابش پراکنده، و استفاده از پشتهسازی (stacking) تصاویر برای افزایش نسبت سیگنال به نویز، ابزارهای کلیدی برای آشکارسازی هالهها و سازههای دیفیوز هستند.
در نهایت، این گونه تصاویر ترکیبی از زیبایی بصری و چالش علمیاند. آنها نه تنها چشم را مسحور میکنند، بلکه پژوهشگران را برمیانگیزند تا ابزارها و روشهایشان را دقیقتر کنند — از طیفسنجی برای تعیین قرمزگرایی و فاصله تا تحلیل ساختاری برای بازسازی تاریخچهٔ تجمع جرم و ستارهزایی. هر تصویر میتواند بهمثابهٔ یک معما باشد که با جمعآوری دادههای تلسکوپی و تحلیل نظری حل میشود. و همانطور که فناوری رصدی پیشرفت میکند — از جمله تلسکوپهایی مانند جیمز وب، پروژهٔ Rubin/LSST، و امکانات طیفسنجی پهنمیدانی — انتظار داریم نمونههای بیشتری از این جفتنماییهای فریبنده و کهکشانهای کمسطحدرخشندگی کشف شوند و تصویر ما از تکامل کهکشانها دقیقتر شود.
منبع: scitechdaily
ارسال نظر