8 دقیقه
نمای خیره‌کنندهٔ تلسکوپ هابل از NGC 4571 تصویری از یک کهکشان مارپیچی درخشان را نشان میدهد که با ستاره‌های نوزاد و سحابیهای صورتی‌رنگ زنده شده است. هابل NGC 4571 را با سحابیهای فعال تشکیل‌دهندهٔ ستاره و خوشه‌های درخشان که در طول بازوهای مارپیچی پراکنده‌اند، به تصویر کشیده است.
کهکشانی مارپیچی و زنده مرکز تصویر هفتهٔ اخیر هابل است: NGC 4571، که در فاصلهٔ تقریبی 60 میلیون سال نوری در صورفلک مویی (Coma Berenices) قرار دارد. این تصویر خوشه‌های ستارهای درخشان را نشان میدهد که در بازوهای ظریف مارپیچی بافته شدهاند و سحابیهای صورتی چشمگیری را به نمایش می‌گذارد که در آن‌ها ستارگان جوانِ پرجرم محیط اطراف را پرانرژی میکنند. این نما همزمان یک عکس‌العمل زنده از جوانی ستارهای و هم پنجره‌ای به سوی مناطق یخ‌زده و تاریکی است که ستاره‌ها از آن آغاز میشوند.
لحظه‌ای از ستاره‌های نوزاد و ابرهای سردی که آن‌ها را زاده‌اند
ناحیه‌های صورتی در تصویر هابل، سحابیهای نشری (emission nebulae) هستند؛ ابرهایی از گاز که توسط نور فرابنفشِ ستارگان داغ و پرجرم یونیده شدهاند. در این حفره‌های درخشان دماهای گازی ممکن است تا حدود 10000 کلوین برسد و همان رنگ‌های قرمز و صورتی برجسته‌ای را تولید کند که اخترشناسان معمولاً با مناطق تشکیل ستاره مرتبط می‌دانند. با این وجود این پیله‌های روشن، تنها بخش پایانی فرایند تشکیل ستاره‌اند. مراحل آغازین تشکیل ستاره در اعماق ابرهای مولکولی عظیم به وسعت چندین تا صدها سال نوری رخ میدهد، جایی که دما تا چند درجه بالاتر از صفر مطلق کاهش می‌یابد و غبار ستارگان نوزاد را از دید پنهان میکند.
برای درک بهتر فرآیندهای مشاهده‌شده در تصویر NGC 4571 لازم است تفاوت میان اجزای مختلف محیط بین‌ستاره‌ای روشن شود: سحابی نشری که هابل می‌بیند عمدتاً از گاز یونیده تشکیل شده و نور H-alpha و خطوط دیگر را ساطع میکند، در حالی که تلسکوپ‌هایی مانند آلما (ALMA) با طول‌موج‌های میلی‌متری و زیرمیلی‌متری ابرهای سرد مولکولی و خطوطی مانند CO را آشکار میکنند. ترکیب این دیدها نشان میدهد که بخش‌هایی از بازوهای مارپیچی سرشار از مخازن گاز سرد هستند که سوخت آیندهٔ تشکیل ستاره را تأمین میکنند.
مشاهدات دقیق از NGC 4571 می‌توانند به تعیین نرخ تشکیل ستاره (star formation rate)، توزیع جرم خوشه‌های ستارهای، و مکانیزم‌هایی که بر تبدیل گاز سرد به ستاره اثر می‌گذارند کمک کنند. این اطلاعات برای مدلسازی تکامل کهکشانها و درک نقش بازوهای مارپیچی، فیدبک ستارهای و تخلیهٔ گاز اهمیت زیادی دارد.
از سرد تا درخشان: نقش گرانش و تراکم
فرآیند تشکیل ستاره اساساً داستانِ فروپاشی است. گرانش به‌تدریج گاز داخل یک ابر مولکولی را به سمت گِردآوری و تشکیل توده‌های چگال‌تر می‌کشاند. هنگامی که یک توده منقبض میشود، فشار و دما در هستهٔ آن بالا می‌رود تا جایی که همجوشی هسته‌ای آغاز شده و یک پیش‌ستاره (protostar) به یک ستارهٔ واقعی تبدیل میشود. ستارگان پرجرم با تابش شدید خود گاز پیرامونی را گرم و یونیده میکنند و سحابیهای درخشانِ قابل رؤیت برای تلسکوپ‌هایی همچون هابل را به وجود می‌آورند.
در سطح بزرگ‌تر، بازوهای مارپیچی معمولاً مکان‌هایی هستند که موج‌های چگالی، گاز را فشرده میکنند و باعث آغاز فروپاشی‌های گرانشی در داخل ابرهای مولکولی میشوند؛ بنابراین دینامیک بازوها به‌طرز قابل‌توجهی تعیین‌کنندهٔ محل و کارایی تشکیل ستاره در یک کهکشان مارپیچی است. تصویر NGC 4571 هر دو ناحیهٔ یونیدهٔ درخشان و ساختار گسترده‌ترِ غبارآلود مارپیچی را نشان میدهد که مخازن مولکولی سرد را در خود جای داده است.
تحقیقات نظری و شبیه‌سازی‌های عددی نشان می‌دهند که عوامل متعددی بر روند تشکیل ستاره تأثیر می‌گذارند: تلاطم درون ابرها، میدان‌های مغناطیسی، فشار پرتو و بادهای ستارهای و نیز برخوردهای کوچک کهکشانها یا گذر بازوها. در مجموع، این عوامل تعیین میکنند چه بخشی از گاز سرد به ستاره تبدیل میشود و چه میزان از گاز از کهکشان بیرون رانده یا گرم میشود.
چرا مطالعات چندتلسکوپی اهمیت دارند
NGC 4571 بخشی از برنامه‌های هماهنگ‌شده‌ای بوده که مشاهدات هابل را با داده‌های تلسکوپ فضایی جیمز وب (JWST) و آرایهٔ میلی‌متری/زیرمیلی‌متری آتاکاما (ALMA) ترکیب میکنند. پروژه‌هایی مانند PHANGS-HST دیدگاه‌های نوری، فروسرخ و رادیویی را کنار هم قرار می‌دهند تا مراحل مختلف چرخهٔ تشکیل ستاره را آشکار سازند—از هستههای پوشیده در غبار که آلما مشاهده میکند تا گردوغبار گرم که در فروسرخ دیده میشود و دید اپتیکی هابل از گاز یونیده و خوشه‌های جوان.
افزودن مشاهدات هدفمند بر روی غبار به اخترشناسان کمک میکند تا برای پوشیدگی ناشی از غبار تصحیح انجام دهند و بهتر تخمین بزنند چه تعداد ستارهٔ جوان هنوز درون ابرهای زایندهٔ خود مخفی مانده‌اند. با لایه‌گذاری دادهها در طول‌موج‌های مختلف—اپتیکی، فروسرخ، میلی‌متری و رادیویی—پژوهشگران می‌توانند کارایی تشکیل ستاره، تأثیر فیدبک از ستارگان پرجرم و چگونگی تأثیر دینامیک بازوهای مارپیچی بر محل تشکیل ستاره را اندازه‌گیری کنند.
به‌عنوان مثال، خطوط طیفی مثل H-alpha و خطوط نشری دیگر نمایانگر گاز یونیده و مراحل پس از تشکیل ستاره‌اند، در حالی که خطوط انتقالی مولکولی مانند CO که در طول‌موج‌های میلی‌متری مشاهده میشوند نشان‌دهندهٔ ذخایر گاز سرد مولکولی هستند. مقایسهٔ نقشه‌های CO از آلما با نقشه‌های H-alpha و تصاویر فروسرخ از JWST این امکان را میدهد که زمان‌بندی تبدیل گاز به ستاره و سیر تحولِ ساختارهای مولکولی تا تشکیل خوشه‌های ستارهای را بازسازی کنیم.
این نوع مطالعات چندطولی‌موجی همچنین به تعیین تابع توزیع جرم اولیه (Initial Mass Function یا IMF) در خوشه‌های مختلف کمک میکنند که برای پیش‌بینی طول عمر خوشهها، نرخ ابرنواخترها و بازخورد انرژی در گاز بین‌ستاره‌ای اهمیت دارد. به‌عبارت دیگر، NGC 4571 به‌عنوان یک آزمایشگاه کیهانی برای فهم فرآیندهای کیهانیِ پایه عمل میکند که در بسیاری از کهکشانها تکرار میشوند.
از منظر رصدی، هر تلسکوپ یا طولموج اطلاعات متفاوتی ارائه میدهد: هابل جزئیات فضاییِ بالا در نور مرئی را فراهم می‌آورد، جیمز وب حساسیت بالاتری در فروسرخ دارد و آلما بر روی گاز سرد تمرکز میکند. ترکیب این مجموعه‌ها باعث میشود نقشهٔ کاملتری از چرخهٔ تشکیل ستاره و ساختار بین‌ستاره‌ای بهدست آید.
همچنین، تحلیل‌های همزمان امکان اندازه‌گیری پارامترهایی مانند تراکم سطحی گاز مولکولی، فشار تابشی، نرخ تشکیل ستاره سطحی (ΣSFR) و نسبت گاز به ستاره را فراهم می‌آورد که برای مقایسهٔ NGC 4571 با دیگر کهکشان‌های مارپیچی و ارائهٔ تصویر کلی‌تری از تکامل کهکشانی ضروری است.
تصاویر زیبا و دقیق مانند این فقط جذاب نیستند؛ آن‌ها مدل‌های نظری را تصفیه میکنند و نشان می‌دهند چگونه کهکشانها گاز سرد را به ستاره تبدیل میکنند و چگونه غبار سیگنال‌های مورد استفادهٔ اخترشناسان برای شمارش تولدهای ستارهای را تغییر میدهد. با گسترش نظرسنجی‌های چندتلسکوپی، NGC 4571 به آزمایشگاهی واضح‌تر برای درک فرایندی جهانی تبدیل میشود که ابرهای یخ‌زده و تاریک را به ستارگان جدید و درخشان مبدل میکند.
در آینده، تحلیل‌های بیشتر با بهره‌گیری از داده‌های طیف‌نگاریِ با وضوح مکانی بالا، سن‌سنجی خوشهها (cluster age dating)، و مدلسازی پیشرفتهٔ تشعشع و دینامیک می‌تواند تصویر دقیق‌تری از سیر زمانی تشکیل ستاره در بازوهای مارپیچی NGC 4571 ارائه دهد. این مطالعات همچنین می‌توانند به بهبود برآورد جرم مولکولی کلی کهکشان و توزیع فلزی آن کمک کنند—عواملی که بر تبخیر گاز و تکامل ستارهای تأثیرگذارند.
در مجموع، ترکیب مشاهدات هابل، جیمز وب و آلما همراه با مطالعات میدانی و شبیه‌سازی‌های نظری، ما را به پاسخ به پرسش‌های بنیادی نزدیک‌تر میکند: چگونه بازوها مکان تشکیل ستاره را سازمان‌دهی میکنند، چه مکانیزم‌هایی مانع از تشکیل ستاره میشوند یا آن را تسریع میکنند، و چگونه فیدبک ستارهای به شدت تکامل کهکشان را شکل میدهد. NGC 4571 نمونهٔ مهمی است که می‌تواند به این پرسش‌ها نور بیشتری بتاباند.
منبع: scitechdaily
نظرات
امیر
قشنگ و تاثیرگذار، اما یه جورایی اغراق شده تو بعضی استنتاج‌ها، با این حال تصویر محشره و الهام‌بخشه
ستارنو
تو پروژه دانشگاهی دیدم، ترکیب هابل و آلما عالیه اما پردازش و اصلاح پوشیدگی غبار یه کابوسه، زمان‌بر و پر از خطا
توربوژ
آیا واقعا با این مجموعه داده ها میشه IMF رو به‌خوبی تعیین کرد؟ یا باز هم فرضیه‌س و نیاز به طیف‌نگاری بیشتره؟
کوینپال
معنی‌دارِ، بازوها قطعاً محل تشکیل ستاره رو سازمان میدن، اما اعداد و نرخ‌ها کجاست؟ بدون ارقام حسّی میشه فقط
دیتاویو
وای این تصویر واقعن نفس‌گیرِ... سحابی‌ها مثل نقاشی‌ان، اما کنجکاوم ببینم آلما چی رو پنهون میکنه
ارسال نظر