سحابی N159: کارگاه ستاره‌زایی جیمز وب در ابر ماژلانی بزرگ

نگاهی به یک پرورشگاه ستاره‌ای در فاصله ۱۶۱ هزار سال نوری

تلسکوپ فضایی جیمز وب (James Webb Space Telescope) تصویری با جزئیات کم‌سابقه از سحابی گسیلی (emission nebula) موسوم به N159 ثبت کرده است. این سحابی در ابر ماژلانی بزرگ (Large Magellanic Cloud)، یکی از کهکشان‌های ماهواره‌ای راه شیری، و در فاصله حدود ۱۶۱ هزار سال نوری از زمین قرار دارد. آنچه در تصویر دیده می‌شود پهنه‌ای به پهنای حدود ۲۳۰ سال نوری است که در آن گاز، غبار و ستارگان تازه‌متولدشده در هم تنیده‌اند.

اهمیت این تصویر تنها در زیبایی آن نیست. N159 یکی از جوان‌ترین نواحی ستاره‌زایی در ابر ماژلانی بزرگ است و عمر آن کمتر از سه میلیون سال برآورد می‌شود. به بیان دیگر، ما در این تصویر نه یک ساختار کهن و تکامل‌یافته، بلکه مرحله‌ای بسیار آغازین از تولد ستارگان را می‌بینیم؛ مرحله‌ای که در کهکشان خودمان اغلب پشت لایه‌های ضخیم غبار پنهان می‌ماند.

چه چیزی در تصویر دیده می‌شود

در میانه تصویر، ابرهای آبی‌رنگ و کم‌رنگ هیدروژن یونیده (ionized hydrogen) یا ناحیه H II خودنمایی می‌کنند. این گاز از سوی تابش فرابنفش ستارگان جوان و پرانرژی اطراف، انرژی گرفته و به تابش مرئی وادار شده است. بادهای ستاره‌ای این ستارگان نیز ساختار آشفته و ناهموار این پرورشگاه ستاره‌ای را شکل داده‌اند؛ گویی جریان‌های نیرومندی درون یک دیگ جوشان، مرزهای گاز را پیوسته جابه‌جا می‌کنند.

در اطراف این نواحی روشن، ابرهای نارنجی‌رنگ و درهم‌پیچیده‌ای از هیدروکربن‌های آروماتیک چندحلقه‌ای (polycyclic aromatic hydrocarbons) دیده می‌شود. این مولکول‌های آلی کوچک بر اساس برآورد وزارت انرژی ایالات متحده ممکن است حدود ۳۰ درصد از کل کربن جهان را در خود جای داده باشند. رشته‌های سرخ‌رنگ و چگال‌تر هیدروژن مولکولی (molecular hydrogen) نیز در سراسر تصویر کشیده شده‌اند و درست همین رشته‌های چگال هستند که ستارگان جوان و پرانرژی را در دل خود پنهان می‌کنند.

چگونه یک سحابی گسیلی می‌درخشد

سحابی گسیلی برخلاف سحابی بازتابی، نور خود را از بازتاباندن نور ستارگان دیگر نمی‌گیرد؛ بلکه خود می‌درخشد. سازوکار آن چنین است: ستارگان جوان و داغ، تابش فرابنفش شدیدی گسیل می‌کنند. فوتون‌های فرابنفش هنگام برخورد با اتم‌های هیدروژن، الکترون را از اتم جدا می‌کنند و گاز را یونیده می‌سازند. سپس الکترون‌های آزاد دوباره با یون‌ها ترکیب می‌شوند و در این بازترکیب (recombination)، انرژی مازاد را به شکل فوتون‌های مرئی، از جمله در طول‌موج مشخصه خط هیدروژن آلفا، آزاد می‌کنند.

نتیجه این چرخه، درخششی است که می‌تواند پهنه‌ای به گستردگی ده‌ها یا صدها سال نوری را روشن کند. می‌توان این فرایند را به لامپ‌های فلورسنت تشبیه کرد: گاز درون لامپ به‌واسطه تخلیه الکتریکی برانگیخته می‌شود و نور می‌دهد. در سحابی نیز ستاره جوان نقش منبع انرژی و گاز اطراف نقش محیط برانگیخته را بازی می‌کند.

چرا تصویر فروسرخ است و رنگ‌ها چه معنایی دارند

نکته کلیدی درباره این تصویر آن است که جیمز وب در نور فروسرخ (infrared) رصد می‌کند، نه در نور مرئی. غبار میان‌ستاره‌ای نور مرئی را به‌شدت جذب و پراکنده می‌کند و بسیاری از نواحی ستاره‌زایی را از دید تلسکوپ‌های نوری پنهان نگه می‌دارد. اما فروسرخ از این غبار عبور می‌کند و جزئیات درونی ابرها را آشکار می‌سازد. به همین دلیل، این تصویر پنجره‌ای است به درون چیزی که در نور مرئی عملاً تاریک به نظر می‌رسد.

رنگ‌های تصویر طبیعی نیستند؛ آن‌ها حاصل نگاشت داده‌های چند فیلتر فروسرخ به رنگ‌های قابل مشاهده‌اند. آبی نشان‌دهنده هیدروژن یونیده، نارنجی نمایانگر مولکول‌های کربن‌دار و سرخ بیانگر هیدروژن مولکولی چگال است. این شیوه رنگ‌آمیزی، ابزاری تحلیلی است: اخترشناسان با تفکیک سهم هر فیلتر می‌توانند دما، چگالی و ترکیب شیمیایی گاز را در بخش‌های مختلف سحابی مقایسه کنند.

فلزیت پایین: پنجره‌ای به کیهان آغازین

یکی از مهم‌ترین ویژگی‌های N159، ترکیب شیمیایی آن است. در زبان اخترشناسی، همه عناصر سنگین‌تر از هلیم «فلز» (metal) نامیده می‌شوند. سحابی‌های ستاره‌زای راه شیری از نظر فلزیت غنی‌ترند، زیرا نسل‌های متوالی ستارگان در آن‌ها عناصر سنگین را ساخته و در محیط پراکنده‌اند. اما N159 فلزیت کمتری دارد و همین ویژگی، آن را به نمونه‌ای ارزشمند تبدیل می‌کند.

در کیهان آغازین، عملاً فلزی وجود نداشت؛ نسل اول ستارگان از گازی تقریباً خالص از هیدروژن و هلیم زاده شدند. بنابراین مطالعه نواحی ستاره‌زایی با فلزیت پایین، به اخترشناسان امکان می‌دهد شرایطی را بررسی کنند که به محیط‌های اولیه جهان شباهت دارد. این مقایسه، همان چیزی است که N159 را از یک تصویر زیبا به یک آزمایشگاه کیهان‌شناسی تبدیل می‌کند.

ستارگانی که هنوز در حال تولدند

با هدایت جیمز وب به سوی N159، اخترشناسان می‌توانند ستارگانی را در مراحل مختلف تحول، در یک ناحیه مقایسه کنند. از جمله این اجرام، ستارگان پیش‌از‌رشته اصلی (pre-main-sequence stars) هستند که هنوز در حال شکل‌گیری‌اند و ماده را از ابر میان‌ستاره‌ای پیرامون خود می‌بلعند. در این مرحله، ستاره هنوز به تعادل هیدرواستاتیکی نرسیده و درخشندگی و دمای آن با گذشت زمان به‌سرعت تغییر می‌کند.

مشاهده هم‌زمان ستارگان در مراحل گوناگون، به منزله تماشای یک فیلم در قالب مجموعه‌ای از عکس‌های جداگانه است. هر جرم، نماینده لحظه‌ای متفاوت از یک فرایند واحد است و کنار هم گذاشتن آن‌ها امکان بازسازی مسیر تکامل ستاره‌ای را فراهم می‌کند.

چرا این رصد اهمیت دارد

ستاره‌زایی یکی از بنیادی‌ترین فرایندهای کیهان است: بدون آن، هیچ ستاره، سیاره یا عنصر سنگینی شکل نمی‌گرفت. با این حال، جزئیات این فرایند، به‌ویژه در مراحل نخستین، هنوز به‌درستی شناخته نشده است. غبار، تابش و بادهای ستاره‌ای محیط را چنان پیچیده می‌کنند که مدل‌های نظری نیازمند داده‌های دقیق‌ترند.

تصویر N159 در چارچوب این نیاز اهمیت می‌یابد. ابر ماژلانی بزرگ به دلیل فاصله نسبتاً کم، امکان تفکیک ساختارهای ریزتر را فراهم می‌کند؛ همان چیزی که در نواحی دورتر کهکشان‌های دیگر ممکن نیست. ترکیب این مزیت با توان تفکیک و حساسیت فروسرخ جیمز وب، N159 را به آزمونگاهی برای بررسی چگونگی فروپاشی ابرها، شکل‌گیری پیش‌ستارگان و اثر بازخورد ستارگان جوان بر محیط تبدیل می‌کند.

چشم‌انداز آینده

گام بعدی، فراتر از تصویربرداری است. طیف‌سنجی (spectroscopy) فروسرخ می‌تواند ترکیب شیمیایی، سرعت و دمای گاز را با دقت اندازه‌گیری کند و نشان دهد که چگونه عناصر سنگین در این محیط کم‌فلز توزیع شده‌اند. چنین داده‌هایی به اخترشناسان کمک می‌کند تا مدل‌های تکامل شیمیایی کهکشان‌ها را بیازمایند و درک بهتری از شرایط حاکم بر نسل‌های نخستین ستارگان به دست آورند. سحابی N159، در فاصله ۱۶۱ هزار سال نوری، در واقع آینه‌ای است که گذشته دوردست کیهان را به ما نشان می‌دهد.