کشف تلسکوپ جیمز وب: کهکشان‌های اولیه چهار برابر سنگین‌تر از انتظار، مدل استاندارد کیهان‌شناسی را زیر سوال می‌برند

داستان چگونگی آغاز جهان ما، داستان نهایی پیدایش است و دهه‌هاست که کتاب‌های درسی آن را به یک شکل روایت می‌کنند. در مدل استاندارد کیهان‌شناسی، جهان به صورت یک سوپ داغ و چگال آغاز شد که به آرامی سرد شد و به ماده تاریک اجازه داد تا طی صدها میلیون سال به هم بپیوندد. این هاله‌های نامرئی در نهایت گاز هیدروژن کافی را جذب کردند تا اولین ستارگان روشن شوند و به تدریج اولین کهکشان‌های کوچک را تشکیل دهند. قرار بود این فرآیند یک سپیده‌دم تدریجی و روشمند باشد. اما تلسکوپ فضایی جیمز وب چهار سال گذشته را صرف بازنویسی این جدول زمانی کرده و جهانی جوان را آشکار ساخته که از قبل با کهکشان‌های عظیم و بالغ می‌درخشید. اکنون، کشف جدیدی نشان می‌دهد که آن کهکشان‌های اولیه حتی بسیار عظیم‌تر از آن چیزی بوده‌اند که تصور می‌شد، و بهترین مدل‌های کیهان ما را تا مرز فروپاشی پیش می‌برند.

این تنش بر مسئله‌ای متمرکز است که ستاره‌شناسان آن را «کهکشان‌های ناممکن» می‌نامند. هنگامی که جیمز وب برای اولین بار حسگرهای فروسرخ خود را به سمت اعماق جهان نشانه گرفت، کهکشان‌هایی را کشف کرد که تنها ۳۰۰ تا ۵۰۰ میلیون سال پس از بیگ بنگ وجود داشتند و به نظر می‌رسیدند بسیار روشن هستند. روشنایی معمولاً با جرم همبستگی دارد، و به نظر می‌رسید این کهکشان‌ها حاوی میلیاردها ستاره باشند—سطحی از بلوغ که باید میلیاردها سال طول می‌کشید تا به دست آید، نه چند صد میلیون سال. برای مدتی، برخی از اخترفیزیکدانان امیدوار بودند که این مشاهدات یک خطای دید نوری باشد. شاید سیاه‌چاله‌های کلان‌جرم گاز را چنان شدید مصرف می‌کردند که نور میلیاردها ستاره را تقلید کرده و روشنایی کهکشان‌های بسیار کوچک‌تر را به طور مصنوعی افزایش می‌دادند.

با این حال، مطالعه جدیدی که در نشریه «نیچر آسترونومی» منتشر شده است، این راه گریز را برای زیرمجموعه مهمی از این ساختارهای باستانی مسدود کرده است. محققان با تجزیه و تحلیل طیف‌های فوق‌العاده عمیق از نُه کهکشان عظیم و آرام (کهکشان‌هایی که قبلاً تشکیل ستاره‌های جدید را متوقف کرده‌اند)، کشف کردند که مشکل در واقع بسیار جدی‌تر است. این کهکشان‌ها خطای دید نوری نیستند که توسط سیاه‌چاله‌ها تغذیه شوند. در عوض، آن‌ها جمعیت عظیمی از ستارگان کوچک و کم‌نور را پنهان کرده‌اند که اندازه‌گیری‌های قبلی به سادگی قادر به شناسایی آن‌ها نبودند.[1]

برای درک اینکه چگونه یک کهکشان می‌تواند جرم خود را پنهان کند، بهتر است بدانیم ستاره‌شناسان اصلاً چگونه آن‌ها را وزن می‌کنند. از آنجایی که تلسکوپ‌ها نمی‌توانند ستارگان منفرد را در کهکشان‌هایی که میلیاردها سال نوری فاصله دارند تفکیک کنند، اخترفیزیکدانان به نور کلی ساطع شده توسط کهکشان متکی هستند. آن‌ها سپس یک فرمول ریاضی به نام «تابع جرم اولیه» (Initial Mass Function یا IMF) را اعمال می‌کنند. IMF اساساً یک فرض جمعیتی در مورد تولد ستاره است. در کهکشان راه شیری ما، به ازای هر ستاره آبی عظیم و خیره‌کننده‌ای که تشکیل می‌شود، جهان صدها ستاره کوتوله قرمز کوچک و کم‌نور تولید می‌کند.

این پیشرفت به لطف طیف‌نگار فروسرخ نزدیک (NIRSpec) تلسکوپ جیمز وب امکان‌پذیر شد. در حالی که مشاهدات اولیه جیمز وب بر فوتومتری (اندازه‌گیری روشنایی کلی یک کهکشان از طریق فیلترهای مختلف) متکی بود، NIRSpec مانند یک منشور کیهانی عمل می‌کند. این ابزار نور را به یک طیف بسیار دقیق تجزیه می‌کند و خطوط جذب خاصی را که توسط عناصر مختلف در جو ستارگان ایجاد می‌شوند، آشکار می‌سازد. با اندازه‌گیری عمق این خطوط جذب، ستاره‌شناسان می‌توانند امضاهای شیمیایی ستارگان عظیم و داغ را از ستارگان کوچک و سرد تشخیص دهند.

برای دهه‌ها، ستاره‌شناسان فرض می‌کردند که نسبت IMF یک ثابت جهانی است و جمعیت‌شناسی کهکشان راه شیری را به تمام کهکشان‌ها در طول زمان کیهانی تعمیم می‌دادند. اما داده‌های جدید جیمز وب نشان می‌دهد که عظیم‌ترین کهکشان‌های اولیه از قوانین محلی ما پیروی نمی‌کردند. محققان با تقسیم نور این کهکشان‌های دوردست به طیف‌های بسیار دقیق، اثرات شیمیایی ظریف یک IMF «سنگین در پایین» (bottom-heavy) را کشف کردند. به عبارت دیگر، این کهکشان‌های اولیه نسبت بسیار بیشتری از ستارگان کوچک و کم‌جرم نسبت به کهکشان راه شیری تولید کرده‌اند.[1]

محققان اصلی این مطالعه، این پدیده را به تماشای خط افق یک شهر از دور تشبیه کردند. اگر یک کهکشان یک شهر باشد، درخشان‌ترین و عظیم‌ترین ستارگان، آسمان‌خراش‌های سر به فلک کشیده‌ای هستند که بلافاصله از کیلومترها دورتر جلب توجه می‌کنند. اما طیف‌های جدید نشان می‌دهند که در سایه آن آسمان‌خراش‌ها، محله‌های گسترده‌ای از خانه‌های کوچک – یعنی ستارگان کم‌جرم – پنهان شده‌اند. از آنجایی که این ستارگان کوچک نور بسیار کمی ساطع می‌کنند اما همچنان جرم دارند، حضور آن‌ها محاسبات را به طور چشمگیری تغییر می‌دهد.[1]

هنگامی که محققان جرم این کهکشان‌ها را با استفاده از IMF جدید و «سنگین در پایین» باز محاسبه کردند، اعداد به شدت افزایش یافت. برای قدیمی‌ترین کهکشان در نمونه آن‌ها، جمعیت پنهان ستارگان کوچک، کل جرم تخمینی آن را تا ضریب چهار افزایش داد. این بدان معناست که «کهکشان‌های ناممکن» کشف شده توسط جیمز وب، فقط کمی سنگین‌تر از حد انتظار نیستند؛ آن‌ها به طور ساختاری بسیار عظیم‌تر از آن چیزی هستند که مدل استاندارد کیهان‌شناسی به راحتی می‌تواند بپذیرد.[1]

این افزایش چهار برابری، هنگامی که در برابر مدل لامبدا-سی‌دی‌ام (Lambda-CDM)، چارچوب غالب کیهان‌شناسی، قرار می‌گیرد، یک پارادوکس فیزیکی جدی ایجاد می‌کند. تحت مدل لامبدا-سی‌دی‌ام، میزان ماده معمولی (گازی که برای تشکیل ستاره در دسترس است) به شدت توسط اندازه هاله ماده تاریکی که آن را احاطه کرده، محدود می‌شود. جهان دارای نسبت ثابتی از ماده معمولی به ماده تاریک است که به عنوان «کسر باریونی کیهانی» شناخته می‌شود و حداکثر آن تقریباً ۱۵.۷ درصد (۱۵.۷٪) است.[2]

اگر این ضریب جرم چهار برابری جدید را برای قدیمی‌ترین کهکشان‌های کاندیدای جیمز وب اعمال کنیم، جرم ستاره‌ای آن‌ها از کل ماده باریونی موجود در هاله‌های ماده تاریک میزبانشان فراتر می‌رود. برای اینکه این امر درست باشد، این کهکشان‌ها باید ۱۰۰ درصد (۱۰۰٪) گاز موجود خود را به ستاره تبدیل کرده باشند. در واقعیت، تابش شدید و انفجارهای ابرنواختری ناشی از اولین نسل ستارگان، بیشتر گاز را قبل از فروپاشی از کهکشان خارج می‌کند، که باعث می‌شود بازده تشکیل ستاره ۱۰۰ درصدی از نظر فیزیکی غیرممکن باشد.[2]

بنابراین، کشف یک IMF «سنگین در پایین»، اخترفیزیک را مجبور به بازنگری می‌کند. اگر بازده تشکیل ستاره نمی‌تواند از محدودیت‌های فیزیکی دینامیک گاز فراتر رود، پس خود هاله‌های ماده تاریک باید بسیار بزرگ‌تر و پرجرم‌تر از آن چیزی بوده باشند که مدل لامبدا-سی‌دی‌ام برای آن دوران اولیه پیش‌بینی می‌کند. این امر نشان می‌دهد که ماده تاریک ممکن است سریع‌تر از آنچه معادلات فعلی ما اجازه می‌دهند، به هم فشرده شده باشد، که به فیزیک جدیدی حاکم بر بخش تاریک جهان اشاره دارد.[2]

از طرف دیگر، ممکن است شرایط جهان اولیه اساساً نحوه فروپاشی گاز به ستاره‌ها را تغییر داده باشد. پس‌زمینه مایکروویو کیهانی در طول سپیده‌دم کیهانی بسیار گرم‌تر بود و گاز بکر بود، یعنی فاقد عناصر سنگینی بود که توسط نسل‌های بعدی ستارگان ساخته شدند. این شرایط ترمودینامیکی منحصربه‌فرد ممکن است تشکیل ستارگان عظیم را سرکوب کرده و منجر به IMF «سنگین در پایین» مشاهده شده توسط جیمز وب شده باشد.[1]

پیامدهای این کشف فراتر از کیهان‌شناسی رفته و به جستجوی سیارات فراخورشیدی نیز می‌رسد. ستارگان کم‌جرم، به ویژه کوتوله‌های قرمز، رایج‌ترین میزبانان سیارات سنگی در جهان محلی ما هستند. اگر عظیم‌ترین کهکشان‌های اولیه به طور غالب توسط این ستارگان کوچک پر شده بودند، ممکن است جهان اولیه حاوی سیستم‌های سیاره‌ای بسیار بیشتری نسبت به آنچه قبلاً تصور می‌شد، بوده باشد. اگرچه حیات آن‌گونه که ما می‌شناسیم به عناصر سنگینی نیاز دارد که در آن زمان کمیاب بودند، اما حجم محض املاک بالقوه سیاره‌ای حیرت‌آور است.[1]

در حالی که جیمز وب مأموریت خود را ادامه می‌دهد، کهکشان‌های دورتر دیگری را نیز هدف قرار خواهد داد تا ببیند آیا این IMF «سنگین در پایین» یک ویژگی جهانی سپیده‌دم کیهانی است یا یک ویژگی عجیب و غریب از محیط‌های کهکشانی خاص. در حال حاضر، این تلسکوپ دقیقاً کاری را انجام داده که برای آن ساخته شده بود: به عقب، به آغاز زمان نگاه کرده و جهانی را یافته که از انطباق با انتظارات ما سر باز می‌زند و از ما می‌خواهد که یک داستان پیدایش جدید بنویسیم.