مهاجماني از فراسوي کهکشان
ترجمه:شادي حامدي آزاد
برخي از خالص ترين ستاره هاي موجود در عالم، در کهکشان هاي همسايه ي ما کشف شده اند که استحکام بخش اين نظرند که راه شيري ما، دست کم بخشي از آن، حاصل تصاد م وادغام کهکشان هاي کوتوله ي کوچک تر است.اين ادغام ها سبب شده اند که يک چهارم خوشه هاي کروي کهشان ما مهاجراني از کهکشان هاي بيگانه باشند.
همه ي ستاره هايي که امروز مي بينيم عناصري سنگين تر از هيدروژن و هليوم ابتدايي به وجود آمده در انفجار بزرگ دارند0اين عناصر سنگين ان طور كه اخترشناسان ان ها را مي نامند «عناصر فلزي»درون هسته ي ستاره ها خلق شده اند.فراواني عناصر سنگين در ستاره هاي جوان بيشتر است.زيرا آنها اجداد بيشتري داشته اند که اين عناصر را براي شان بسازند.به همين ترتيب هرچه ستاره اي پيرتر باشد، فراواني عناصر فلزي در آن کمتر است.مي توانيم ستاره ها را به دو دسته تقسيم کنيم:ستاره هاي جمعيت I مانند خورشيد ما که غني از فلزند و ستاره هاي جمعيت II که پيرتر و کم فلزترند اخترشناسان در کهکشان ما تعدادي ستاره ي متعلق به جمعيت II يافته اند که به طرز چشم گيري کم فلز و بنابراين بسيار باستاني اند.اما اگر نظريه ي ادغام کهکشان هاي کوچک تر به بزرگ ترها درست باشد (که به آن تشکيل سلسله مراتبي مي گويند) بايد انتظار کشف چنين ستاره هاي کم فلزي را داخل کهکشان هاي کوتوله ي همسايه نيز داشته باشيم اما تا به حال هيچ کس آنها را نيافته بود.تا اين که ناگهان سروکله ي دو کشف با هم پيدا شد.
دکتر کربي مي گويد:«در طيفي که من بررسي کردم در چند خط ضعيف آهن، اطلاعات (نسبت سيگنال به نويز)بيشتري وجود داشت تا در سه خط قوي کلسيم».او شبيه سازي هايي در رايانه ساخت که طيف ستاره هايي با فراواني هاي متفاوت آهن را شرح مي داد.سپس اين گروه با تهيه ي طيف تعداد بسياري ستاره در کهکشان کوتوله ي حجار به کمک تلسکوپ ماژلان کلي در شيلي و مقايسه ي يک به يک آنها با شبيه سازي هاي رايانه اي توانست يک ستاره ي غول سرخ –به نام 1020549 Sرا بيابد که فراواني فلز در آن 6000 برابر کمتر از خورشيد بود.در اندازه گيري هاي بعدي با طيف نگار و تصويربردار ژرف چند جرمي (ديموس- DEIMOS)سوار بر تلسکوپ 10 متري کک 2 بر فراز قله ي موناکي در هاوايي همچنين مقدار ديگر عناصر مانند تيتانيوم، منيزيم، و کلسيم تعيين شد و ترکيبات اين ستاره کاملاً با ستاره هايي که با فلزيت يکسان در راه شيري مقايسه شد و معلوم شد که ويژگي هاي مشترک بسياري دارند.
همزمان، گروهي از اخترشناسان اروپايي نيز به رهبري دکتر الس ستارکنبرگ از دانشگاه گرونينگن هلند با استفاده از طيف نگار فرابنفش و مرئي اشل (UVES) سوار بر تسلکوپ بسيار بزرگ (VLT) در رصدخانه ي جنوبي اروپا در شيلي موفق به کشف ستاره هايي با ميزان کم فلز-اين بار در کهکشان کوتوله ي کوره-شدند.جالب اين جاست که خانم ستارکنبرگ و همکارانش به روشي بسيار پيشرفته تر در تبديل خطوط سه گانه ي کلسيم به فراواني آهن دست پيدا کردند.آن ها هم، مانند دکتر کربي، شبيه سازي رايانه اي براي مقايسه ساختند و دريافتند که ردّپاهاي ستاره هاي کم فلز بسيار ظريف اند و به آساني ممکن است از دست بروند. در ميان کشف هاي آنها سه ستاره بود که ميزان فلز در آنها چيزي بين يک سه هزارم و يک ده هزارم خورشيد بود.اين ستاره ها به همراه ستاره ي 1020549 S رکورد شکن کمترين ميزان فلز در ميان ستارگان عالم اند.
به گفته ي ستارکنبرگ، کمبود درک ما از سرعت فلزسازي در کهکشان هاي کوتوله به اين معناست که نمي توانيم دقيقاً سن اين ستاره ها را تخمين بزنيم و فقط مي توانيم بگوييم که بسيارپيرند.او مي گويد:«ميزان فلز درون هر ستاره به اين بستگي دارد که چه تعداد ستاره پيش از آن وجود داشته و گاز سازنده ي اين ستاره را غني از فلز کرده است.اين ستاره هايي که ما يافته ايم به يکي از نخستين نسل هاي ستاره ها تعلق دارند؛ البته نه نخستين نسل!زيرا آن زمان ستاره ها فقط از هيدوژن وهليوم تشکيل شده بودند». اين ستاره هاي نخستين، که خيلي هم پرجرم بودند و بسيار هم سريع به صورت ابرنواختر منفجر شده اند ستارگان جمعيت III نام دارند و حدود 400 ميليو ن سال پس از انفجار بزرگ پديد آمده اند.کمي فلز که آن ها طي انفجار ابرنواختري خود مي سازند و در فضا پراکنده مي کنند، منجر به فلزدار شدن نسل هاي بعدي-مانند ستاره ي 1020549 Sمي شود.
وقتي کهکشان کوتوله ي ميزبان آنها براي ساختن بخشي از راه شيري ما با کهکشان ديگري ادغام شد، کهکشان ما فقط وارث اين ستاره هاي تکي نشد بلکه همچنين گروه هاي بزرگي ا زصدها هزار ستاره به صورت خوشه هاي کروي را نيز به ارث برد.
فوربز و بريجس حدس مي زنند که آن به اين سبب است که آنهادر کهکشان هاي کوتوله ي ديگري شکل گرفته اند که از نظر عناصر سنگين دچار سوء تغذيه بودند!اين کوتوله ها را آن زمان راه شيري مي بلعد؛ از جمله کهکشان هاي کوتوله ي کلب اکبر و قوس که هم اکنون هم در حال ادغام شد ن با کهکشان ما هستند.فوربز و بريجس 9 خوشه ي کروي را به کهکشان کوتوله ي قوس و 7 خوشه را به کهکشان کوتوله ي کلب اکبر مرتبط دانسته اند.
شايد اين فرايند ادغام شد ن با راه شيري حتي موجب خلق خوشه هاي جديد در اين کوتوله ها شده باشد که البته اين خوشه ها حالا ديگر بخشي از مجموعه خوشه هاي کروي راه شيري به حساب مي آيند.16 تا از آنها، از جمله 13 M نيز چشمگيرند زيرا در جهت مخالف به دور راه شيري مي گردند.افزون بر اين تعداد اندکي از خوشه هاي کروي نيز، از جمله خوشه ي امگا-قنطورس و 54،M ظاهراً هسته هاي باقي مانده از کهکشان هاي کوتوله ي «تبخير شده»هستند.
فوربس تخمين مي زند که چيزي حدود 24 تا 47 خوشه ي کروي در کهکشان ما مهاجماني از فراسوي کهکشان اند.همين ارتباط باعث مي شود که رديابي تاريخ ادغام ها در راه شيري آسان شود.و البته کم بودن تعداد ادغام هاي کوچک نشان مي دهد که چرا کهکشان هاي قرص داري مانند راه شيري دوام آورده اند؛ زيرا آنها در مناطق کم چگالي از عالم ساکن اند و دچار ادغام هاي کمي مي شوند.
برگرفته از AstronOmy Now, April 2010
ماهنامه ي نجوم، ارديبهشت 1389
همه ي ستاره هايي که امروز مي بينيم عناصري سنگين تر از هيدروژن و هليوم ابتدايي به وجود آمده در انفجار بزرگ دارند0اين عناصر سنگين ان طور كه اخترشناسان ان ها را مي نامند «عناصر فلزي»درون هسته ي ستاره ها خلق شده اند.فراواني عناصر سنگين در ستاره هاي جوان بيشتر است.زيرا آنها اجداد بيشتري داشته اند که اين عناصر را براي شان بسازند.به همين ترتيب هرچه ستاره اي پيرتر باشد، فراواني عناصر فلزي در آن کمتر است.مي توانيم ستاره ها را به دو دسته تقسيم کنيم:ستاره هاي جمعيت I مانند خورشيد ما که غني از فلزند و ستاره هاي جمعيت II که پيرتر و کم فلزترند اخترشناسان در کهکشان ما تعدادي ستاره ي متعلق به جمعيت II يافته اند که به طرز چشم گيري کم فلز و بنابراين بسيار باستاني اند.اما اگر نظريه ي ادغام کهکشان هاي کوچک تر به بزرگ ترها درست باشد (که به آن تشکيل سلسله مراتبي مي گويند) بايد انتظار کشف چنين ستاره هاي کم فلزي را داخل کهکشان هاي کوتوله ي همسايه نيز داشته باشيم اما تا به حال هيچ کس آنها را نيافته بود.تا اين که ناگهان سروکله ي دو کشف با هم پيدا شد.
کمبود آهن
دکتر کربي مي گويد:«در طيفي که من بررسي کردم در چند خط ضعيف آهن، اطلاعات (نسبت سيگنال به نويز)بيشتري وجود داشت تا در سه خط قوي کلسيم».او شبيه سازي هايي در رايانه ساخت که طيف ستاره هايي با فراواني هاي متفاوت آهن را شرح مي داد.سپس اين گروه با تهيه ي طيف تعداد بسياري ستاره در کهکشان کوتوله ي حجار به کمک تلسکوپ ماژلان کلي در شيلي و مقايسه ي يک به يک آنها با شبيه سازي هاي رايانه اي توانست يک ستاره ي غول سرخ –به نام 1020549 Sرا بيابد که فراواني فلز در آن 6000 برابر کمتر از خورشيد بود.در اندازه گيري هاي بعدي با طيف نگار و تصويربردار ژرف چند جرمي (ديموس- DEIMOS)سوار بر تلسکوپ 10 متري کک 2 بر فراز قله ي موناکي در هاوايي همچنين مقدار ديگر عناصر مانند تيتانيوم، منيزيم، و کلسيم تعيين شد و ترکيبات اين ستاره کاملاً با ستاره هايي که با فلزيت يکسان در راه شيري مقايسه شد و معلوم شد که ويژگي هاي مشترک بسياري دارند.
همزمان، گروهي از اخترشناسان اروپايي نيز به رهبري دکتر الس ستارکنبرگ از دانشگاه گرونينگن هلند با استفاده از طيف نگار فرابنفش و مرئي اشل (UVES) سوار بر تسلکوپ بسيار بزرگ (VLT) در رصدخانه ي جنوبي اروپا در شيلي موفق به کشف ستاره هايي با ميزان کم فلز-اين بار در کهکشان کوتوله ي کوره-شدند.جالب اين جاست که خانم ستارکنبرگ و همکارانش به روشي بسيار پيشرفته تر در تبديل خطوط سه گانه ي کلسيم به فراواني آهن دست پيدا کردند.آن ها هم، مانند دکتر کربي، شبيه سازي رايانه اي براي مقايسه ساختند و دريافتند که ردّپاهاي ستاره هاي کم فلز بسيار ظريف اند و به آساني ممکن است از دست بروند. در ميان کشف هاي آنها سه ستاره بود که ميزان فلز در آنها چيزي بين يک سه هزارم و يک ده هزارم خورشيد بود.اين ستاره ها به همراه ستاره ي 1020549 S رکورد شکن کمترين ميزان فلز در ميان ستارگان عالم اند.
به گفته ي ستارکنبرگ، کمبود درک ما از سرعت فلزسازي در کهکشان هاي کوتوله به اين معناست که نمي توانيم دقيقاً سن اين ستاره ها را تخمين بزنيم و فقط مي توانيم بگوييم که بسيارپيرند.او مي گويد:«ميزان فلز درون هر ستاره به اين بستگي دارد که چه تعداد ستاره پيش از آن وجود داشته و گاز سازنده ي اين ستاره را غني از فلز کرده است.اين ستاره هايي که ما يافته ايم به يکي از نخستين نسل هاي ستاره ها تعلق دارند؛ البته نه نخستين نسل!زيرا آن زمان ستاره ها فقط از هيدوژن وهليوم تشکيل شده بودند». اين ستاره هاي نخستين، که خيلي هم پرجرم بودند و بسيار هم سريع به صورت ابرنواختر منفجر شده اند ستارگان جمعيت III نام دارند و حدود 400 ميليو ن سال پس از انفجار بزرگ پديد آمده اند.کمي فلز که آن ها طي انفجار ابرنواختري خود مي سازند و در فضا پراکنده مي کنند، منجر به فلزدار شدن نسل هاي بعدي-مانند ستاره ي 1020549 Sمي شود.
وقتي کهکشان کوتوله ي ميزبان آنها براي ساختن بخشي از راه شيري ما با کهکشان ديگري ادغام شد، کهکشان ما فقط وارث اين ستاره هاي تکي نشد بلکه همچنين گروه هاي بزرگي ا زصدها هزار ستاره به صورت خوشه هاي کروي را نيز به ارث برد.
خوشه هاي کروي
فوربز و بريجس حدس مي زنند که آن به اين سبب است که آنهادر کهکشان هاي کوتوله ي ديگري شکل گرفته اند که از نظر عناصر سنگين دچار سوء تغذيه بودند!اين کوتوله ها را آن زمان راه شيري مي بلعد؛ از جمله کهکشان هاي کوتوله ي کلب اکبر و قوس که هم اکنون هم در حال ادغام شد ن با کهکشان ما هستند.فوربز و بريجس 9 خوشه ي کروي را به کهکشان کوتوله ي قوس و 7 خوشه را به کهکشان کوتوله ي کلب اکبر مرتبط دانسته اند.
شايد اين فرايند ادغام شد ن با راه شيري حتي موجب خلق خوشه هاي جديد در اين کوتوله ها شده باشد که البته اين خوشه ها حالا ديگر بخشي از مجموعه خوشه هاي کروي راه شيري به حساب مي آيند.16 تا از آنها، از جمله 13 M نيز چشمگيرند زيرا در جهت مخالف به دور راه شيري مي گردند.افزون بر اين تعداد اندکي از خوشه هاي کروي نيز، از جمله خوشه ي امگا-قنطورس و 54،M ظاهراً هسته هاي باقي مانده از کهکشان هاي کوتوله ي «تبخير شده»هستند.
فوربس تخمين مي زند که چيزي حدود 24 تا 47 خوشه ي کروي در کهکشان ما مهاجماني از فراسوي کهکشان اند.همين ارتباط باعث مي شود که رديابي تاريخ ادغام ها در راه شيري آسان شود.و البته کم بودن تعداد ادغام هاي کوچک نشان مي دهد که چرا کهکشان هاي قرص داري مانند راه شيري دوام آورده اند؛ زيرا آنها در مناطق کم چگالي از عالم ساکن اند و دچار ادغام هاي کمي مي شوند.
برگرفته از AstronOmy Now, April 2010
ماهنامه ي نجوم، ارديبهشت 1389
