اولین تصاویر تلسکوپ فضایی وب رونمایی شد!!

 

اولین میدان عمیق وب (تصویر NIRCam)

 

 

هزاران کهکشان به این تصویر نزدیک به مادون قرمز از خوشه کهکشانی SMACS 0723 سرازیر شده‌اند. تصویربرداری با وضوح بالا از تلسکوپ فضایی جیمز وب ناسا همراه با یک اثر طبیعی به نام عدسی گرانشی، این تصویر با جزئیات دقیق را ممکن ساخته است.

 

ابتدا، روی کهکشان‌های مسئول عدسی‌دهی تمرکز کنید: کهکشان سفید روشن بیضوی در مرکز تصویر و کهکشان‌های سفید کوچک‌تر در سراسر تصویر. آنها که توسط گرانش در یک خوشه کهکشانی به هم متصل شده‌اند، نور کهکشان‌هایی را خم می‌کنند که در فواصل وسیع پشت سرشان ظاهر می‌شوند. جرم ترکیبی کهکشان ها و ماده تاریک به عنوان یک تلسکوپ کیهانی عمل می‌کند و تصاویر بزرگنمایی، انحرافی و گاهی آینه‌ای از کهکشان‌های منفرد ایجاد می‌کند.

 

نمونه‌های واضح عدسی گرانشی در کمان‌های نارنجی برجسته در سمت چپ و راست درخشان‌ترین کهکشان خوشه‌ای یافت می‌شود. این کهکشان‌ها دارای عدسی هستند – هر کهکشان مجزا دو بار در یک کمان نشان داده می‌شود. تصویر وب به طور کامل هسته‌های درخشان آن‌ها را نشان داده است که پر از ستاره‌ها همراه با خوشه‌های ستاره‌ای نارنجی در امتداد لبه‌هایشان است.

همه کهکشان‌ها در این میدان آینه‌ای نیستند – برخی کشیده شده‌‌اند. برخی دیگر به دلیل برهم‌کنش با کهکشان‌های دیگر پراکنده به نظر می رسند و ردپایی از ستارگان را پشت سر خود بر جای می گذارند.

 

وب سطح جزئیاتی را که ما می‌توانیم در این زمینه مشاهده کنیم، اصلاح کرده است. کهکشان‌های بسیار پراکنده مانند مجموعه‌ای از دانه‌های قاصدک در یک نسیم ظاهر می‌شوند. «غلاف‌های» منفرد تشکیل ستاره عملاً در برخی از دورترین کهکشان‌ها شکوفا می‌شوند: واضح‌ترین و دقیق‌ترین نماها از خوشه‌های ستاره‌ای در کیهان اولیه تاکنون.

 

یک کهکشان لکه‌دار با خوشه‌های ستاره‌ای در نزدیکی انتهای پایین  پراش عمودی ستاره مرکزی درخشان – درست در سمت راست یک کمان نارنجی بلند- ظاهر می‌شود. این کهکشان بلند و نازک شبیه کفشدوزک با حفره‌هایی از شکل‌گیری ستارگان پر شده است. بین «بال‌های» آن خطی بکشید تا تقریباً با خوشه‌های ستاره‌ای آن، که از بالا به پایین آینه شده‌اند، مطابقت داشته باشد. از آنجایی که این کهکشان بسیار بزرگ‌نمایی شده و خوشه‌های ستاره‌ای منفرد آن بسیار واضح هستند، محققان می‌توانند آن را با جزئیات بسیار عالی مطالعه کنند، چیزی که قبلاً برای کهکشان‌هایی به این دور امکان‌پذیر نبود.

 

کهکشان‌هایی که در این صحنه دورتر هستند – کوچک‌ترین کهکشان‌هایی که در پشت خوشه قرار دارند – هیچ شباهتی به کهکشان‌های مارپیچی و بیضوی مشاهده‌شده در جهان محلی ندارند. آنها بسیار انبوه تر و نامنظمتر هستند. تصویر بسیار دقیق وب ممکن است به محققان در اندازه‌گیری سن و جرم خوشه‌های ستاره‌ای در این کهکشان‌های دور کمک کند. این امر ممکن است به مدل‌های دقیق‌تری از کهکشان‌ها منجر شود که در «بهار» کیهانی وجود داشتند، زمانی که کهکشان‌ها در حال «جوانه‌های» کوچک از رشد جدید بودند، به طور فعال در تعامل و ادغام بودند و هنوز به مارپیچ‌های بزرگتر تبدیل نشده بودند. در نهایت، مشاهدات آتی وب به ستاره‌شناسان کمک می‌کند تا درک بهتری از نحوه شکل‌گیری و رشد کهکشان‌ها در کیهان اولیه داشته باشند.

 

سحابی حلقه جنوبی (تصاویر NIRCam و MIRI در کنار هم)

این مقایسه، مشاهدات سحابی حلقه جنوبی را در نور مادون قرمز نزدیک، در سمت چپ، و نور مادون قرمز میانی، در سمت راست، از تلسکوپ وب ناسا نشان می‌دهد.

 

این صحنه توسط یک ستاره کوتوله سفید ایجاد شد – بقایای ستاره‌ای مانند خورشید ما پس از اینکه لایه‌های بیرونی خود را ریخت و سوخت را از طریق همجوشی هسته‌ای متوقف کرد. لایه‌های بیرونی اکنون پوسته‌های بیرون رانده شده در طول این نمای را تشکیل می‌دهند.

 

در تصویر دوربین مادون قرمز نزدیک (NIRCam)، کوتوله سفید در سمت چپ پایین ستاره درخشان و مرکزی ظاهر می‌شود که تا حدی توسط یک پراش پنهان شده است. همان ستاره – اما درخشانتر، بزرگتر و قرمزتر – در تصویر ابزار مادون قرمز میانی (MIRI) ظاهر می‌شود. این ستاره کوتوله سفید در لایه‌های ضخیم غبار پوشانده شده است که آن را بزرگتر نشان می‌دهد.

 

ستاره درخشان‌تر در هر دو تصویر هنوز لایه‌های خود را رد نکرده است. از نزدیک به دور کوتوله سفید تیره‌تر می‌چرخد و به توزیع آنچه کمک می‌کند که به بیرون پرتاب می‌شود.

 

در طول هزاران سال و قبل از اینکه به یک کوتوله سفید تبدیل شود، ستاره به طور دوره‌ای جرمی را به بیرون پرتاب می‌کرد (پوسته‌های قابل مشاهده مواد). گویی در حال تکرار، منقبض و گرم شدند و سپس قادر به بیرون راندن مواد بیشتر نبود. مواد ستاره ای به همه جهات فرستاده شد – مانند یک آب پاش چرخان – و مواد تشکیل دهنده این منظره نامتقارن را فراهم کرد.

 

امروزه، کوتوله سفید در حال گرم کردن گاز در نواحی داخلی است که در سمت چپ آبی و در سمت راست قرمز به نظر می‌رسند. هر دو ستاره در حال روشن کردن مناطق بیرونی هستند که به ترتیب با رنگ‌های نارنجی و آبی نشان داده‌شده اند.

 

تصاویر بسیار متفاوت به نظر می‌رسند زیرا NIRCam و MIRI طول موجهای مختلف نور را جمع‌آوری می‌کنند. NIRCam نور مادون قرمز نزدیک را مشاهده می‌کند که به طول موج های مرئی نزدیک تر است که چشم ما تشخیص می‌دهد. MIRI دورتر به مادون قرمز می رود و طول موج های مادون قرمز متوسط ​​را می‌گیرد. ستاره دوم با وضوح بیشتری در تصویر MIRI ظاهر می‌شود، زیرا این ابزار می‌تواند گرد و غبار درخشان اطراف خود را ببیند.

 

ستارگان – و لایه‌های نوری آنها – در تصویر NIRCam توجه بیشتری را به خود جلب می‌کنند، در حالی که در تصویر MIRI غبار، به‌ویژه غباری که روشن می‌شود، حرف اول را می‌زند.

 

به ناحیه دایره‌ای در مرکز هر دو تصویر نگاه کنید. هر کدام شامل یک تسمه متزلزل و نامتقارن از مواد است. این جایی است که دو “کاسه” که سحابی را تشکیل می‌دهند به هم می‌رسند. (در این نما، سحابی در زاویه 40 درجه قرار دارد.) این کمربند در تصویر MIRI راحتتر قابل تشخیص است – به دنبال دایره زرد رنگ باشید – اما در تصویر NIRCam نیز قابل مشاهده است.

 

نوری که از میان غبار نارنجی در تصویر NIRCam عبور می‌کند – که شبیه نورافکن است – در طول موج های مادون قرمز طولانی تر در تصویر MIRI ناپدید می شود.

 

در نور مادون قرمز نزدیک، ستارگان پراش مشخص‌تری دارند زیرا در این طول موج ها بسیار درخشان هستند. در نور مادون قرمز میانی، پراش نیز در اطراف ستاره‌ها ظاهر می‌شوند، اما کم‌نورتر و کوچک‌تر هستند.

 

فیزیک دلیل تفاوت وضوح این تصاویر است. NIRCam تصویربرداری با وضوح بالا ارائه می‌دهد زیرا این طول موج‌های نور کوتاه‌تر هستند. MIRI تصاویری با وضوح متوسط ​​ارائه می دهد زیرا طول‌موج های آن طولانی‌تر است – هر چه طول موج طولانی‌تر باشد، تصاویر درشت‌تر هستند. اما هر دو جزئیات فوق‌العاده‌ای را در مورد هر جسمی که مشاهده می‌کنند ارائه می‌کنند – مناظری که قبلاً هرگز از کیهان دیده نشده‌اند.

 

سیاره فراخورشیدی WASP-96 b (طیف انتقال NIRISS)

این گرافیک طیف انتقال سیاره فراخورشیدی غول پیکر گاز داغ WASP-96 b را نشان می‌دهد که با استفاده از طیف سنجی NIRISS  وب با تصویری از سیاره و ستاره آن در پس زمینه گرفته شده است. نقاط داده بر روی نموداری از مقدار نور مسدود شده در بخش در میلیون در مقابل طول موج نور بر حسب میکرون رسم می‌شوند. خط آبی منحنی نشان دهنده بهترین مدل است. چهار قله برجسته قابل مشاهده در داده‌ها و مدل دارای برچسب “آب، H2O” هستند.

 

طیف انتقالی که از یک رصد منفرد با استفاده از تصویرگر مادون قرمز نزدیک وب و طیف‌نگار بدون شکاف (NIRISS) ساخته شده است، ویژگی‌های جوی سیاره فراخورشیدی غول پیکر گاز داغ WASP-96 b را نشان می‌دهد.

 

یک طیف انتقالی با مقایسه نور ستاره ای که در جو سیاره در حال حرکت در سراسر ستاره فیلتر شده است، با نور ستاره فیلتر نشده شناسایی شده زمانی که سیاره در کنار ستاره است، ساخته می شود. هر یک از 141 نقطه داده (دایره های سفید) در این نمودار نشان دهنده مقدار طول موج خاصی از نور است که توسط سیاره مسدود شده و توسط جو آن جذب می شود.

 

در این مشاهدات، طول‌موج‌های شناسایی شده توسط NIRISS از 0.6 میکرون (قرمز) تا 2.8 میکرون (در مادون قرمز نزدیک) متغیر است. مقدار مسدود شده نور ستاره از حدود 13600 قسمت در میلیون (1.36 درصد) تا 14700 قسمت در میلیون (1.47 درصد) متغیر است.

 

محققان می‌توانند فراوانی گازهای کلیدی در جو سیاره را براساس الگوی جذب – مکان‌ها و ارتفاعات قله‌ها در نمودار شناسایی و اندازه‌گیری کنند: هر گاز دارای مجموعه مشخصی از طول‌موج‌هایی است که جذب می‌کند. دمای جو را می‌توان تا حدی بر اساس ارتفاع قله ها محاسبه کرد: سیاره گرمتر قله‌های بلندتری دارد. سایر ویژگی‌ها مانند وجود مه و ابرها را می‌توان بر اساس شکل کلی بخش های مختلف طیف استنباط کرد.

 

خطوط خاکستری که در بالا و پایین هر نقطه داده گسترش می یابند، نوارهای خطا هستند که عدم قطعیت هر اندازه‌گیری یا محدوده معقول مقادیر واقعی ممکن را نشان می دهند. برای یک مشاهده، خطا در این اندازه‌گیری‌ها به‌طور قابل‌توجهی کم است.

 

خط آبی بهترین مدلی است که داده‌ها، ویژگی‌های شناخته شده WASP-96 b و ستاره آن (به عنوان مثال، اندازه، جرم، دما) و ویژگی‌های فرضی جو را در نظر می‌گیرد. محققان می‌توانند پارامترهای مدل را تغییر دهند – تغییر ویژگی‌های ناشناخته مانند ارتفاع ابر در جو و فراوانی گازهای مختلف – تا به تناسب بهتری دست یابند و بیشتر درک کنند که جو واقعاً چگونه است. تفاوت بین بهترین مدل نشان داده شده در اینجا و داده ها به سادگی نشان دهنده کار اضافی برای تجزیه و تحلیل و تفسیر داده ها و سیاره است.

 

اگرچه تجزیه و تحلیل کامل طیف به زمان بیشتری نیاز دارد، اما می‌توان تعدادی نتیجه گیری اولیه را به دست آورد. پیک های نشاندار شده در طیف نشان دهنده وجود بخار آب است. ارتفاع قله‌های آب که بر اساس مشاهدات قبلی کمتر از حد انتظار است، دلیلی بر وجود ابرهایی است که ویژگی‌های بخار آب را سرکوب می‌کنند. شیب تدریجی سمت چپ طیف به سمت پایین (طول موج های کوتاه تر) نشان دهنده مه احتمالی است. ارتفاع قله ها همراه با سایر مشخصات طیف برای محاسبه دمای اتمسفر حدود 1350 درجه فارنهایت (725 درجه سانتیگراد) استفاده می‌شود.

 

این دقیق‌ترین طیف انتقال سیاره فراخورشیدی مادون قرمز است که تا کنون جمع آوری شده است، اولین طیف انتقالی است که شامل طول موج های بیشتر از 1.6 میکرون با وضوح و دقت بالایی است، و اولین طیفی است که کل محدوده طول موج از 0.6 میکرون (نور قرمز مرئی) تا 2.8 میکرون را پوشش می دهد.  سرعتی که محققان توانسته‌اند تفسیرهای مطمئنی از این طیف داشته باشند، گواهی دیگری بر کیفیت داده‌ها است.

 

این رصد با استفاده از حالت طیف‌سنجی بدون شکاف تک شی (SOSS) NIRISS انجام شد که شامل گرفتن طیف یک شی درخشان منفرد، مانند ستاره WASP-96، در یک میدان دید است.

 

WASP-96 b یک سیاره فراخورشیدی غول پیکر گاز داغ است که به دور ستاره‌ای شبیه به خورشید در فاصله 1150 سال نوری از ما می‌چرخد. این سیاره بسیار نزدیک به ستاره خود می‌چرخد ​​(کمتر از 1/20 فاصله زمین و خورشید) و یک دور آن را در کمتر از 3 و نیم روز زمینی کامل می‌کند. کشف این سیاره، بر اساس مشاهدات زمینی، در سال 2014 اعلام شد. این ستاره، WASP-96، تا حدودی قدیمی‌تر از خورشید است، اما تقریباً به همان اندازه، جرم، دما و رنگ است.

 

تصویر پس‌زمینه WASP-96 b و ستاره‌اش بر اساس درک فعلی سیاره از طیف‌سنجی NIRISS و مشاهدات زمینی و فضایی قبلی است. وب تصویر مستقیمی از سیاره یا جو آن نگرفته است.

 

 

“صخره‌های کیهانی” در سحابی کارینا (تصویر NIRCam)

چیزی که در یک غروب مهتابی شباهت زیادی به کوه‌های سنگی دارد، در واقع لبه یک منطقه ستاره‌ساز جوان، NGC 3324 در سحابی کارینا است. این تصویر که توسط دوربین مادون قرمز نزدیک (NIRCam) در تلسکوپ فضایی جیمز وب ناسا در نور فروسرخ گرفته شده است.

 

این منطقه که صخره‌های کیهانی نامیده می‌شود، در واقع لبه یک حفره گازی غول پیکر در NGC 3324 است که تقریباً 7600 سال نوری از ما فاصله دارد. ناحیه غاردار توسط تابش شدید فرابنفش و بادهای ستاره‌ای ستارگان بسیار عظیم، داغ و جوان واقع در مرکز حباب، بالای ناحیه نشان داده شده در این تصویر، از سحابی حک شده است. تشعشعات پرانرژی این ستارگان دیواره سحابی را با فرسایش آهسته از بین می‌برد.

 

NIRCam – با وضوح واضح و حساسیت بی‌نظیر خود – از صدها ستاره پنهان شده قبلی و حتی کهکشان‌های پس‌زمینه متعدد پرده‌برداری می‌کند. چندین ویژگی برجسته در این تصویر در زیر توضیح داده شده است.

 

– «بخار»ی که به نظر می‌رسد از «صخره‌های» کیهانی برمی‌خیزد، در واقع گاز داغ و یونیزه و غبار داغی است که به دلیل تشعشعات شدید فرابنفش از سحابی دور می شود.

 

– ستونهای دراماتیک بالای دیوار درخشان گاز بالا می‌روند و در برابر تشعشعات ماوراء بنفش تاول‌آور ستاره‌های جوان مقاومت می‌کنند.

 

— حباب‌ها و حفره‌ها توسط تشعشعات شدید و بادهای ستاره‌ای ستارگان تازه متولد شده دمیده می‌شوند.

 

– فواره‌ها و جریان‌های پیش‌ستاره‌ای که به رنگ طلا ظاهر می‌شوند، از ستارگان نوپا و پوشیده از غبار بیرون می‌آیند.

 

– یک “دمش” در مرکز بالای خط الراس فوران می‌کند و گاز و غبار را به محیط بین ستاره‌ای پرتاب می‌کند.

 

– یک “قوس” غیرمعمول ظاهر می‌شود که شبیه یک استوانه خمیده است.

 

گرفتن این دوره از شکل‌گیری ستاره‌های اولیه دشوار است، زیرا برای یک ستاره منفرد، تنها حدود 50000 تا 100000 سال طول می‌کشد – اما حساسیت فوق‌العاده وب و قدرت تفکیک فضایی بدیع این رویداد نادر را نشان می‌دهد.

 

NGC 3324 که تقریباً در فاصله 7600 سال نوری از ما قرار دارد، اولین بار توسط جیمز دانلوپ در سال 1826 فهرست بندی شد. این NGC 3324 که از نیمکره جنوبی قابل مشاهده است، در گوشه شمال غربی سحابی کارینا (NGC 3372) قرار دارد که در صورت فلکی کارینا قرار دارد.

 

 

پنجگانه استفان (NIRCam و تصویر ترکیبی MIRI)

تصویر بزرگ از پنج‌گانه استفان بزرگترین تصویری است که تا به امروز از تلسکوپ فضایی جیمز وب ناسا گرفته شده است که حدود یک پنجم قطر ماه را پوشش می‌دهد. این تصویر شامل بیش از 150 میلیون پیکسل است و از تقریبا 1000 فایل تصویری جداگانه ساخته شده است. گروه‌بندی بصری پنج کهکشان توسط دوربین مادون قرمز نزدیک (NIRCam) وب و ابزار مادون قرمز میانی (MIRI) ثبت شده است.

 

وب با دید قدرتمند، مادون قرمز و وضوح فضایی بسیار بالا، جزئیاتی را نشان می دهد که قبلاً هرگز در این گروه کهکشانی دیده نشده بود. خوشه‌های درخشان میلیون‌ها ستاره جوان و نواحی ستاره‌باران تولد ستاره‌های تازه، این تصویر را زیبا می‌کنند. دم فراگیر گاز، غبار و ستارگان به دلیل فعل و انفعالات گرانشی از چندین کهکشان بیرون کشیده می‌شوند. از همه مهم‌تر، ابزار MIRI وب امواج ضربه‌ای عظیم را هنگامی ثبت می‌کند که یکی از کهکشان‌ها، NGC 7318B، از میان خوشه می‌کوبد. این مناطق اطراف جفت مرکزی کهکشانها به رنگهای قرمز و طلایی نشان داده شده‌اند.

 

این تصویر ترکیبی NIRCam-MIRI از دو فیلتر از سه فیلتر MIRI استفاده می‌کند تا غبار داغ و ساختار کهکشان را به بهترین نحو نشان دهد و متمایز کند. MIRI تفاوت رنگ مشخصی را بین غبار موجود در کهکشانها در مقابل امواج ضربه‌ای بین کهکشانهای متقابل مشاهده می‌کند. متخصصان پردازش تصویر در مؤسسه علمی تلسکوپ فضایی در بالتیمور تصمیم گرفتند این تفاوت را با دادن رنگ‌های زرد و نارنجی متمایز به داده‌های MIRI بر خلاف رنگ‌های آبی و سفید اختصاص داده شده به ستارگان در طول موج NIRCam برجسته کنند.

 

پنج‌گانه استفان با هم به عنوان گروه فشرده هیکسون 92 (HCG 92) شناخته می‌شوند. اگرچه “پنج” نامیده می‌شود، تنها چهار کهکشان واقعاً به هم نزدیک هستند و در یک رقص کیهانی گرفتار شده‌اند. پنجمین و سمت چپ‌ترین کهکشان به نام NGC 7320 در مقایسه با چهار کهکشان دیگر به خوبی در پیش زمینه قرار دارد. NGC 7320 در فاصله 40 میلیون سال نوری از زمین قرار دارد، در حالی که چهار کهکشان دیگر (NGC 7317، NGC 7318A، NGC 7318B و NGC 7319) حدود 290 میلیون سال نوری از زمین فاصله دارند. این در مقایسه با کهکشان‌های دورتر که بیلیونها سال نوری از ما فاصله دارند، هنوز از نظر کیهانی بسیار نزدیک است. مطالعه این کهکشان‌های نسبتاً نزدیک به دانشمندان کمک می‌کند ساختارهایی را که در جهان بسیار دورتر دیده می‌شوند، بهتر درک کنند.

 

این نزدیکی برای ستاره‌شناسان مقدمه‌ای برای مشاهده ادغام و تعامل بین کهکشانهایی فراهم میکند که برای همه تکامل کهکشانها بسیار مهم هستند. به ندرت دانشمندان با جزئیات بسیار دقیق مشاهده می‌کنند که چگونه کهکشان‌های متقابل باعث تشکیل ستاره در یکدیگر می‌شوند و چگونه گاز این کهکشان‌ها مختل می‌شود. پنج‌گانه استفان یک “آزمایشگاه” فوق العاده برای مطالعه این فرآیندهای اساسی برای همه کهکشانها است.

 

گروه‌های فشرده مانند این ممکن است در کیهان اولیه رایج‌تر بوده باشند، زمانی که مواد در حال فروریختن فوق‌گرمشان ممکن است سیاهچاله‌های بسیار پرانرژی به نام اختروش را به وجود آورده باشد. حتی امروز، بالاترین کهکشان در این گروه – NGC 7319 – دارای یک هسته کهکشانی فعال است، یک سیاهچاله بسیار پرجرم که به طور فعال مواد را برافزایش می دهد.

 

در NGC 7320، چپ‌ترین و نزدیک‌ترین کهکشان در گروه‌بندی بصری، NIRCam به‌طور قابل‌توجهی قادر به تشخیص ستاره‌های منفرد و حتی هسته درخشان کهکشان بود. ستاره‌های قدیمی و در حال مرگ که غبار تولید می‌کنند به وضوح با NIRCam به صورت نقاط قرمز برجسته هستند.

 

اطلاعات جدید از وب، بینش ارزشمندی را در مورد این امر ارائه می‌دهد که چگونه فعل و انفعالات کهکشانی ممکن است باعث تکامل کهکشان ها در جهان اولیه شده باشد.

 

به عنوان یک امتیاز، NIRCam و MIRI دریای وسیعی از هزاران کهکشان پس‌زمینه دوردست را نشان دادند که یادآور میدان‌های عمیق هابل است.

 

NIRCam توسط تیمی در دانشگاه آریزونا و مرکز فناوری پیشرفته لاکهید مارتین ساخته شده است.

 

MIRI توسط ESA و NASA با ابزار طراحی و ساخته شده توسط کنسرسیومی از مؤسسات اروپایی با بودجه ملی (کنسرسیوم اروپایی MIRI) با مشارکت JPL و دانشگاه آریزونا انجام شد.

 

برای آرایه کامل از اولین تصاویر و طیف های وب، از جمله فایل های قابل دانلود، لطفاً به این آدرس مراجعه کنید: https://webbtelescope.org/news/first-images

 

ترجمه: سارا سیدحاتمی