9 دقیقه
ستاره‌شناسان برای نخستین‌بار تصویر مستقیمی از یک سیارهٔ نوزاد که در داخل یک شکاف تاریک در دیسک «پروپلانتی» چندحلقهای در حال جذب ماده است، بهدست آوردند. این جهان تازه‌متولد شده که با نام WISPIT 2b شناخته میشود، از طریق تابش هیدروژن-آلفا (H‑alpha) شناسایی شد — نوری که هنگام یونیزه شدن هیدروژن و سپس بازترکیب آن تولید میشود، خصوصاً وقتی گاز افتان با سرعت روی سطح یا محیط سیارهٔ در حال شکلگیری فرو می‌ریزد و گرم میشود تا پلاسمای داغ ایجاد کند. این آشکارسازی تأییدی قوی بر یکی از توضیحات دیرینه برای ساختار حلقه‌ها و شکاف‌های مشاهده‌شده در بسیاری از دیسک‌های جوان است: سیاراتی که در حال رشد، با حفاری دیسک، شکاف‌ها را به‌وجود می‌آورند.
زمینهٔ علمی: اهمیت تابش ه‑آلفا
دیسک‌های پروپلانتیال صفحات چرخان از غبار و گاز پیرامون ستارگان جوان هستند که محیط شکلگیری سیارات را فراهم می‌کنند. بسیاری از این دیسک‌ها الگوهای هم‌مرکزی از حلقه‌ها و شکاف‌های تاریک نشان می‌دهند؛ تئوری‌های فیزیکی و شبیه‌سازی‌ها مدت‌هاست پیشنهاد می‌کنند که سیارات نهفته میتوانند علت این سازه‌ها باشند، اما شناسایی مستقیم آنها درون این شکاف‌های تاریک همواره دشوار بوده است. تابش ه‑آلفا یک خط نشری در طول‌موج‌های قابلرؤیت است که هنگامی ظاهر میشود که هیدروژن یونیده شده دوباره الکترون جذب کند و به حالت پایه نزدیک شود — این فرآیند در محیط‌های داغ و پلاسما مانند شوک‌های آکریکی که در جریان فرو‌ریختن گاز رخ میدهد، بسیار قوی است. در نتیجه، پروپلانِت‌هایی که به‌طور فعال ماده جذب می‌کنند میتوانند تابش ه‑آلفای شدیدی تولید کنند و این ویژگی آنها را از پس‌زمینهٔ نور ستاره و تابش حرارتی دیسک متمایز می‌سازد.
بهعنوان ردیابی برای سیارات نوزاد، ه‑آلفا مزایای ویژه‌ای دارد: اول اینکه این خط نشری معمولاً در برابر تابش بازتابی ضعیف‌تر است و میتواند سیگنال جدایی را از میان تابش ستاره‌ای و پراکندگی گردوغبار آشکار سازد. دوم اینکه شدت ه‑آلفا با نرخ جذبی یا «اکریشن» رابطهٔ مستقیمی دارد؛ بنابراین اندازه‌گیری شدت این خط میتواند پشتوانه‌ای برای تقریب نرخ اکریشن و، ضمن مدل‌سازی، برآورد جرم و سنِ مرحلهٔ تجمع جرم ارائه دهد. در عمل، تفسیر تابش ه‑آلفا پیچیده است و نیاز به احتیاط دارد: مقدار تابش میتواند تحت تأثیر پوشش غبار، ویژگی‌های شوک آکریشن، و هندسهٔ جریان گاز باشد. با این حال، وقتی همراه با دادههای فروسرخ و تصاویر با رزولوشن بالا ترکیب میشود، ه‑آلفا یک نشانگر قدرتمند برای جداسازی پروپلانِتهای در حال رشد از توپ‌های غبار بی‌جان است.
مشاهدات و ابزارها
کشف WISPIT-2b توسط گروهی از محققان به رهبری لِرد کلوز (دانشگاه آریزونا) و ریچل فن کاپلِوِن (رصدخانه لیدن) هدایت شد، و از چندی از پیشرفته‌ترین سامانه‌های اپتیک تطبیقی (adaptive optics) جهان استفاده گردید. دادههای کلیدی از ابزار MagAO-X دانشگاه آریزونا بر روی تلسکوپ 6.5 متری ماژلان در شیلی بهدست آمد؛ این ابزار برای تصویربرداری ه‑آلفا طراحی و بهینه شده است و قابلیت حذف اغتشاشات جوی را در طول‌موج‌های قابلرؤیت تا سطحی بسیار بالا دارد. بررسی‌های پیگیرانهٔ فروسرخ نیز توسط تلسکوپ بزرگ دوچشمی (Large Binocular Telescope) با آینه‌های 8.4 متری در آریزونا انجام شد تا تابش گرمایی سیاره‌ها را ثبت کند؛ به‌علاوه مشاهدات پشتیبان از طریق ابزار SPHERE نصب‌شده روی تلسکوپ بسیار بزرگ (VLT) در رصدخانهٔ جنوبی اروپا در شیلی تأییدهایی با وضوح بالا ارائه داد.
ترکیب این مجموعهٔ ابزارها اهمیت زیادی دارد: MagAO-X با فیلترهای نوآورانهٔ باریک‌پهنای ه‑آلفا و الگوریتم‌های پیشرفتهٔ کنتراست بالا میتواند سیگنال‌های بسیار ضعیفِ نشتی تابش ستاره را از تصویر حذف کند و منابع نقطه‌ایِ مرتبط با اکرسیون را بیرون بکشد. در مقابل، فروسرخِ LBT و SPHERE اطلاعات تکمیلی دربارهٔ دمای درخششِ حرارتی و توزیع غبار در دیسک فراهم می‌آورند. هماهنگی بین این مشاهدات چندطولی‌موجی، به‌ویژه در زمینهٔ تعیین محل دقیق منبع، تخمین نرخ اکرسیون و برآورد جرم‌های تقریبی، حیاتی است. همچنین زمان‌بدی مناسبِ قرارگیری ابزارها برای یک هدف واحد — تا چند ساعت تا چند روز — باعث شد سیگنال‌ها با کیفیت کافی هم‌زمان یا نزدیک‌به‌هم ثبت شوند و احتمال خطاهای متغیر زمانی کاهش یابد.
سامانهٔ WISPIT-2 و نتایج به‌دست‌آمده
دیسک WISPIT-2 چندین حلقه و شکاف نشان میدهد که ساختارهای منظم و قابل‌توجهی دارند. در تصاویر ه‑آلفا یک منبع فشردهٔ روشن — که WISPIT 2b نامیده شده — داخل یکی از شکاف‌های پاک‌شده ظاهر میشود؛ این شکاف در فاصلهٔ حدود 56 واحد نجومی (AU) از ستارهٔ میزبان واقع است (1 AU تقریباً برابر فاصلهٔ زمین تا خورشید است). علاوه بر این، یک نامزد دوم به‌نام CC1 در محفظهٔ داخلی دیسک دیده شده که در حدود 14 تا 15 واحد نجومی قرار دارد. اندازه‌گیری‌های فروسرخِ حرارتی نشان میدهد که CC1 ممکن است حدود 9 جرم مشتری و WISPIT 2b حدود 5 جرم مشتری جرم داشته باشند؛ البته این برآوردها ناپایداری‌هایی دارند زیرا نور ناشی از اکرسیون میتواند به‌طور موقت درخشش را افزایش دهد و مفروضات سنی برآوردها را تحت‌تأثیر قرار دهد.
تعیین جرم واقعی یک پروپلانِتِ در حال اکرسیون نیازمند تفکیک سهم تابش گرماییِ داخلی (پسماند گرماییِ خود سیاره) از نور ناشی از شوک‌های اکرسیونی است؛ برای این کار محققان از مدلهای اکرسیون متداول و منحنی‌های تکامل گرمایی استفاده کردند تا برآوردهایی با بازهٔ عدمقطعیت ارائه دهند. عواملی مثل میزان جذب و پراکندگی غبار پیش‌بینی‌نشده، زاویهٔ دید دیسک، و نرخ اکرسیون متغیر میتوانند باعث شوند که جرم واقعی اندکی بیشتر یا کمتر از مقادیر اولیه باشد. از سوی دیگر، قرارگیری WISPIT 2b درون یک شکاف پاک‌شده و هم‌زمان مشاهده شدن سیگنال ه‑آلفا، یکی از قوی‌ترین شواهد عملی برای ایدهٔ «حفرهزنی جرمی» توسط سیارات در دیسک‌های جوان است.
تیم گزارش میدهد که به‌محض فعال شدن MagAO-X، سیگنال ه‑آلفا به‌سرعت و با وضوح از داده‌ها «پرید بیرون» — به‌عبارتی نسبت سیگنال به نویز (S/N) به میزانی رسید که پس از ترکیب تنها چند ساعت اکسپوژر می‌توانستند با اطمینان منبع را تشخیص دهند. تشدید سیگنال در طول فازهای مشاهده و تطبیق موقعیت آن با منابع فروسرخ ثبت‌شده، همراه با بررسی‌های آزمون و خطا در پردازش تصویر و حذف پس‌زمینهٔ ستاره‌ای، باعث شد تحلیل‌ها از اعتبار قوی‌تری برخوردار شوند. از سوی دیگر، رصدهای موازی SPHERE و LBT الگوی چندحلقهای دیسک را به‌طور مستقل تأیید کردند و این همگرایی شواهد تفسیرِ وجودِ سیاراتی که دیسک را شکل می‌دهند را تقویت نمود.
این آشکارسازی نشان میدهد که سیارات در حال شکلگیری میتوانند مستقیماً درون شکاف‌های تاریک دیسک قرار داشته باشند و با استفاده از نشانههای اکرسیونی‌شان قابل مشاهده باشند. سامانهٔ WISPIT-2 یک آزمایشگاه کمیاب و نسبتاً نزدیک فراهم میآورد تا سازوکارهای ساخت غول‌های گازی را از نزدیک مطالعه کنیم: اینکه چگونه آنها تجمع جرم می‌کنند، چگونه در طول زمان مهاجرت می‌کنند و چگونه با غبار و گاز پیرامون خود تعامل می‌نمایند. مقایسه‌هایی که با ساختار اولیهٔ منظومهٔ شمسی انجام شده است نشان میدهد که غول‌هایی مانند مشتری و زحل در جوانی اکرسیونی احتمالاً تابشی مشابه داشته‌اند، اما غول‌های گازیِ WISPIT-2 بزرگ‌تر و فاصله‌گذاری‌شان از هم بیشتر به‌نظر می‌رسد؛ این تفاوت‌ها میتواند بازتابی از شرایط اولیهٔ دیسک، جرم ستارهٔ میزبان، یا روندهای مهاجرتی متفاوت باشد.
نتیجه‌گیری و چشم‌اندازهای آینده
نخستین تصویر ه‑آلفای یک سیارهٔ نوزاد در داخل یک شکاف دیسکی پیوند بین ساختار دیسک و فرایند شکلگیری سیارات را تقویت می‌کند. ادامهٔ پایش‌های چندطولی‌موجی، مشاهدات طیفی با وضوح بالا و رصدهای زمانی منظم میتواند برآوردهای جرم و نرخ اکرسیون را دقیق‌تر نماید و جزئیات چگونگی تحول چنین سامانه‌هایی به سیستم‌های بالغ را روشن‌تر کند. به‌ویژه طیف‌سنجی خطی و سرعت‌محور در خطوط هیدروژنی و خطوط مولکولیِ فروسرخ میتواند اطلاعاتی در مورد سرعت جریان گاز، دما و چگالی محیط اطراف پروپلانِت‌ها ارائه کند؛ این داده‌ها برای مدل‌سازی دقیق‌تر اکرسیون و تعیین نقش تعاملات دیسک–سیاره حیاتی است.
علاوه بر این، پی‌گیری‌های زمانی میتواند نوسانات نرخ اکرسیون را آشکار سازد و پرسش‌های مهمی را پاسخ دهد: آیا اکرسیون پیوسته است یا پُتکی و متناوب؟ آیا تغییرات نوری با تغییرات در ساختار دیسک همبسته است؟ پاسخ به این سوالات نه‌تنها برای درک تکامل WISPIT-2 مهم است، بلکه برای تدوین یک تصویر کلی از مسیرهای محتمل شکلگیری غول‌های گازی در کهکشان ما نیز حیاتی خواهد بود. در نهایت، ترکیب این رصدها با شبیه‌سازی‌های دینامیکی و هیدرودینامیکی پیشرفته به ما امکان میدهد تا سناریوهایی را که منجر به فاصله‌گیری‌های بزرگ‌تر و جدایی‌های متفاوت میان سیارات می‌شوند، ارزیابی کنیم و مرزهای نظریهٔ تشکیل سیاره را به چالش بکشیم.
بنابراین، کشف WISPIT 2b با استفاده از ه‑آلفا نه‌تنها یک نقطهٔ دادهٔ جدید در فهرست سیارات در حال شکلگیری است، بلکه پنجره‌ای تعاملی به سوی فهم بهتر فرایندهای اکرسیون، حفرهزنی دیسکی و تکامل اولیهٔ سیستم‌های سیارهای باز می‌کند. بررسی‌های آینده که از امکانات بالاترِ تلسکوپ‌های زمینی و فضایی استفاده کنند، میتوانند به تفکیک بیشتر ویژگی‌های این منابع کمک کنند و پاسخ‌های دقیق‌تری به پرسش‌های اساسی دربارهٔ منشأ و تکامل سیارات بزرگ ارائه دهند.
منبع: scitechdaily
نظرات