چرا جهان با وجود هیدروژن، ستاره های کمتری می سازد؟

یک کتاب آشپزی را تصور کنید که پر از مواد اولیه است و فری که دیگر غذاهای سابق را آماده نمی‌کند. دستور پخت ناپدید نشده است. انبار هنوز پر است. با این حال، شام ناگهان کمیاب شده است.

وقتی کوره کیهانی کند می‌شود

اخترشناسان مدت‌هاست می‌دانند که جهان در میلیاردها سال پیش، در ساخت ستاره‌ها بسیار پربارتر از امروز بوده است. نرخ شکل‌گیری ستاره‌ها در گذشته دور به اوج رسید و از آن زمان به‌شدت کاهش یافته است. در حدود ۴.۵ میلیارد سال اخیر، نرخ جهانی تولد ستاره‌های تازه به کمتر از نصف مقدار گذشته رسیده است. این تغییر بزرگی است. همچنین معما برانگیز است، زیرا یکی از مواد خام ساخت ستاره‌ها، یعنی هیدروژن اتمی خنثی، با همین سرعت ناپدید نشده است.

هیدروژن اتمی خنثی که معمولا با نام اچ‌آی شناخته می‌شود، گاز سرد و پراکنده‌ای است که مخازن کهکشانی را پر می‌کند. این گاز یک سیگنال رادیویی بسیار ضعیف با طول موج ۲۱ سانتی‌متر منتشر می‌کند. آشکارسازی این نجوا در فاصله‌های کیهانی دشوار است. نویز پس‌زمینه بلند است. تلسکوپ‌های بسیار حساس می‌توانند نواهای کم‌جان را بشنوند، اما معمولا فقط در بخش‌های باریکی از آسمان. پیمایش‌های گسترده‌تر آسمان بیشتری را می‌بینند، اما نرم‌ترین سیگنال‌ها را از دست می‌دهند. این بده‌بستان رصدی، شکافی در تصویر ما از تحول اچ‌آی در جهان با انتقال‌به‌سرخ کم تا میانی ایجاد کرده بود.

چگونه دو ابزار این شکاف را پر کردند

برای پر کردن این شکاف، گروهی به سرپرستی پژوهشگران آکادمی علوم چین، داده‌های دو پروژه مکمل را ترکیب کردند: تلسکوپ رادیویی کروی با دهانه پانصد متری، معروف به فست، و ابزار طیف‌سنجی انرژی تاریک، دسی. راهبرد در مفهوم ساده و در اجرا دشوار بود. از دسی برای اندازه‌گیری انتقال‌به‌سرخ دقیق میلیون‌ها کهکشان استفاده شود. از فست برای شنیدن گسیل ۲۱ سانتی‌متری آن‌ها بهره گرفته شود. سپس طیف‌های رادیویی ضعیف فراوان، بر اساس انتقال‌به‌سرخ هم‌تراز و روی هم انباشته شوند تا سیگنال از دل نویز بالا بیاید.

روی هم گذاشتن سیگنال‌های ضعیف

روش انباشت بسیار ظریف است. گسیل اچ‌آی از یک کهکشان دوردست به‌تنهایی معمولا آن‌قدر ضعیف است که آشکار نمی‌شود. اما میلیون‌ها کهکشان هر کدام تکه‌های بسیار کوچکی از اطلاعات را فراهم می‌کنند. وقتی این تکه‌ها به چارچوب سکون یکسان منتقل و با هم جمع شوند، نمای میانگین اچ‌آی آشکار می‌شود. گروه پژوهشی این روش را برای حدود ۲.۵ میلیون کهکشان در نزدیک به یک‌سوم آسمان به کار برد. مجموعه داده ترکیبی، دقیق‌ترین اندازه‌گیری تا امروز را از چگونگی تغییر چگالی هیدروژن اتمی خنثی در ۴.۵ میلیارد سال گذشته ارائه کرد.

نتیجه اصلی غیرمنتظره بود. حدود ۴.۵ میلیارد سال پیش، جهان با نرخی نزدیک به ۲.۵ برابر امروز ستاره می‌ساخت. با این حال، چگالی اچ‌آی در آن زمان فقط حدود ۱.۴ برابر امروز بود. به زبان ساده: شکل‌گیری ستاره‌ها بسیار سریع‌تر از مخزن هیدروژن خنثی کاهش یافته است.

چرا با وجود باقی ماندن سوخت، ستاره‌زایی کمتر شده است؟

این ناهماهنگی پرسش اصلی را تغییر می‌دهد. دیگر کافی نیست بپرسیم آیا کهکشان‌ها صرفا گازشان را تمام کرده‌اند یا نه. اکنون باید بپرسیم چرا گازی که هنوز وجود دارد، به ستاره تبدیل نمی‌شود. پاسخ ظاهرا در شیوه حرکت و دگرگونی گاز درون کهکشان‌ها و پیرامون آن‌ها نهفته است، یعنی چرخه دیرپای باریونی که تعیین می‌کند ماده چگونه از تار کیهانی وارد هاله‌ها می‌شود، سرد می‌شود، به گاز مولکولی تبدیل می‌شود و سرانجام فرو می‌ریزد تا ستاره بسازد.

ستاره‌ها مستقیما از اچ‌آی پراکنده شکل نمی‌گیرند. آن‌ها به ابرهای مولکولی چگال، عمدتا اچ۲، نیاز دارند. اچ‌آی نقش یک مرحله میانی را دارد، نوعی وضعیت انتظار میان ذخیره بزرگ‌مقیاس و محل‌های کوچک‌مقیاس تولد ستاره‌ها. اگر نرخ تبدیل اچ‌آی به هیدروژن مولکولی کاهش یابد، شکل‌گیری ستاره‌ها عقب می‌ماند، حتی اگر اچ‌آی همچنان فراوان باشد.

چرا این تبدیل کند می‌شود؟ چند فرایند فیزیکی می‌توانند نقش داشته باشند. جریان ورودی گاز تازه از رشته‌های میان‌کهکشانی ممکن است با بلوغ شکل‌گیری ساختارها کاهش یافته باشد. فرایندهای گرمایشی، از بادهای ناشی از ابرنواخترها گرفته تا هسته‌های فعال کهکشانی یا محیط پیرامون‌کهکشانی گرم‌تر، می‌توانند مانع سرد شدن و چگالش گاز شوند. عوامل محیطی مانند برهم‌کنش‌ها، جداشدگی گاز یا افت فشار در فاز چگال می‌توانند سهم گازی را که مولکولی می‌شود کاهش دهند. هر ترکیبی از این اثرها می‌تواند مخازن اچ‌آی را در جای خود نگه دارد، در حالی که جریان تامین گاز مولکولی ستاره‌ساز را خفه می‌کند.

پیامدهای گسترده‌تر برای تحول کهکشان‌ها

این اندازه‌گیری‌ها فقط یک اختلاف عددی را حل نمی‌کنند. آن‌ها مسیر کارهای نظری را تغییر می‌دهند. مدل‌هایی که کاهش دیرهنگام شکل‌گیری ستاره‌ها را توضیح می‌دهند، اکنون باید وضعیتی را بازتولید کنند که در آن اچ‌آی نسبتا پایدار می‌ماند، اما گاز مولکولی و ستاره‌زایی کاهش می‌یابند. این موضوع کارایی بازخورد، زمان‌بندی و مقدار برافزایش گاز، و فیزیک خرد تشکیل ابرها درون کهکشان‌ها را محدود می‌کند.

معیار تازه حاصل از ترکیب فست و دسی، نقطه مرجعی برای شبیه‌سازی‌ها و برنامه‌های رصدی دیگر فراهم می‌کند. برای نمونه، پیمایش‌های رادیویی برنامه‌ریزی‌شده با آرایه کیلومتر مربعی، اچ‌آی را در حجم‌هایی حتی بزرگ‌تر و تا ژرفای بیشتر بررسی خواهند کرد. تاسیسات میلی‌متری مانند آلما و ابزارهای آینده، مولفه مولکولی را به‌طور مستقیم ردیابی می‌کنند و به پژوهشگران امکان می‌دهند بررسی کنند آیا نسبت اچ۲ به اچ‌آی واقعا با گذشت زمان کاهش می‌یابد، همان‌گونه که این مطالعه نشان می‌دهد.

دیدگاه کارشناس

دکتر النا مارکز، اخترفیزیک‌دان در رصدخانه جنوبی اروپا، می‌گوید: «آنچه بسیاری از ما را شگفت‌زده کرد این بود که کاهش چگالی اچ‌آی در مقایسه با افت چشمگیر شکل‌گیری ستاره‌ها چقدر ملایم به نظر می‌رسد. این نتیجه روایتی را نشان می‌دهد که در آن کهکشان‌ها مواد خام خود را نگه می‌دارند، اما به‌تدریج توانایی پردازش آن‌ها به ستاره را از دست می‌دهند. فهم گلوگاه اصلی، چه برافزایش باشد، چه سرمایش و چه بازخورد، اکنون گام حیاتی بعدی است.»

دکتر مارکز اضافه می‌کند که ترکیب داده‌های چندطولی‌موج ضروری است. «به انتقال‌به‌سرخ‌های نوری، حساسیت رادیویی عمیق و ردیاب‌های مولکولی در کنار هم نیاز دارید. هر کدام فصل متفاوتی از زندگی گاز را مشاهده می‌کند. فقط در این صورت می‌توانیم روایت کامل خاموشی کهکشان‌ها را بخوانیم.»

چشم‌انداز آینده و فناوری‌ها

این مطالعه یک مسیر عملی رو به جلو را نشان می‌دهد: پیوند دادن کاتالوگ‌های عظیم طیف‌سنجی نوری با رصدهای رادیویی عمیق و استفاده از روش‌های آماری برای استخراج سیگنال‌هایی که زیر آستانه آشکارسازی تک‌به‌تک قرار دارند. همین رویکرد با گسترش پیمایش‌ها بزرگ‌تر خواهد شد. دسی همچنان انتقال‌به‌سرخ میلیون‌ها کهکشان دیگر را نقشه‌برداری می‌کند. فست نیز به گردآوری طیف‌های رادیویی حساس ادامه خواهد داد. هم‌زمان، ابزارهایی که خطوط مونوکسید کربن و دیگر خطوط مولکولی را هدف می‌گیرند، روشن خواهند کرد که آیا کاهش پیش‌بینی‌شده گاز مولکولی واقعی و فراگیر است یا نه.

شبیه‌سازی‌های بهبودیافته‌ای که برخوردی واقع‌گرایانه با جریان‌های ورودی، بازخورد و محیط میان‌ستاره‌ای چندفازی دارند، با این تکیه‌گاه‌های رصدی سنجیده خواهند شد. اگر مدل‌ها نتوانند مخزن بزرگ اچ‌آی را در کنار کاهش اچ۲ و شکل‌گیری ستاره بازتولید کنند، باید درک ما از چرخه باریونی تغییر کند.

جمع‌بندی

جهان هنوز بخش زیادی از سوخت لازم برای ساخت ستاره‌ها را در خود نگه داشته است، اما در تبدیل آن سوخت به جمعیت‌های ستاره‌ای درخشان کم‌بازده‌تر شده است. تحلیل ترکیبی فست و دسی مسئله را از نو تعریف می‌کند: کند شدن دیرهنگام شکل‌گیری ستاره‌ها در مقیاس کیهانی، در اصل به تمام شدن هیدروژن مربوط نیست. موضوع به جریان‌های در حال تحول و گذارهای فازی گاز درون کهکشان‌ها مربوط می‌شود. این داده‌ها معیار تازه‌ای برای نظریه فراهم می‌کنند و مسیر کارزارهای رصدی بعدی را نشان می‌دهند؛ کارزارهایی که خواهند آزمود چرا آشپزخانه کیهانی دیگر به اندازه گذشته ستاره‌های تازه تولید نمی‌کند.