مع تحسن تلسكوباتنا وتمكّننا من النظر أبعد في الزمن، بدأنا في اكتشاف ميزات رائعة للكون، ولكن هناك شيء واحد لا يزال غامضًا حتى الآن وهو نجوم المجموعة الثالثة (Pop III). تعتبر هذه النجوم الأولى في الكون، حيث تشكلت بالكامل من الهيدروجين والهيليوم الأصليين، دون وجود أي “معادن” (أي عناصر أثقل من هذين العنصرين) تلوث عملياتها. وهي تُعتبر أيضًا ضخمة للغاية، وتظهر وكأنها “تموت بشغف”، كما أشار بيل وورتز في أحد المقاطع الشهيرة على يوتيوب. تتناول ورقة بحثية جديدة، متاحة في شكل ما قبل الطباعة على موقع arXiv بقلم تاي بونج جيون من مركز الحدود الكونية بجامعة تكساس في أوستن، مدى ضخامة تلك الانفجارات النجمية وما إذا كان تلسكوب جيمس ويب الفضائي قادرًا على اكتشافها.

حتى الآن، عثر تلسكوب جيمس ويب الفضائي على إشارات محتملة لهذه النجوم، وقد تم توقع ذلك في وقت لاحق بناءً على النماذج النظرية التي تم تطويرها قبل إطلاق التلسكوب. تظهر بعض المجرات القريبة من نهاية عصر إعادة التأين سمات تبدو وكأنها نتاج لهذه الانفجارات النجمية الأولية، ولكن بعد مرور مئات الملايين من السنين على ما كان متوقعًا.

لكي يحدث ذلك، يجب تجنب فخين وجوديين. الأول هو أن سحب غاز الهيدروجين والهيليوم التي تشكل هذه النجوم يجب أن لا تنهار مبكرًا. والثاني هو أن هذه السحب يجب أن تتجنب “التلوث” بالمعادن الواردة من المستعرات الأعظمية القريبة. دعونا نفحص كيفية تأخير انهيار سحابة الغاز أولاً.

في بداية الكون، كانت سحب الغاز البدائية قادرة على الانهيار بفعل جاذبيتها فقط إذا تمكنت من التبريد. عادةً، عندما تصبح السحب كثيفة بما يكفي، فإنها تسخن، مما يتسبب في تمدده للخارج. والمبرد الوحيد المتاح لها كان الهيدروجين الجزيئي (H2). هذا الجزيء الحيوي كان عنصرًا أساسيًا في تكوين نجوم Pop III الأولى لأنه سمح للمادة المظلمة بجذب الغاز بالقرب من بعضها البعض بدرجة كافية لبدء عملية الاندماج.

ومع ذلك، في المراحل اللاحقة من الكون، أصبح الهيدروجين الجزيئي أكثر وفرة، لذا ووفقًا للنماذج النظرية، كانت نجوم Pop III ستتشكل بسهولة أكبر. على الرغم من ذلك، نظرًا لقصر عمرها، فإنها تحترق قبل أن تتمكن من رؤية تلسكوب جيمس ويب الفوتونات المنبعثة منها في الأطر الزمنية السليمة. إحدى الحلول المحتملة لهذه المشكلة هي تقليل كمية الهيدروجين الجزيئي المستخدمة كمبرد بالقرب من سحب الغاز، ولحسن الحظ، هناك آلية تعرف بإشعاع ليمان-فيرنر (LW) يمكن أن تساعد في ذلك.

إشعاع LW هو نوع من الفوتونات فوق البنفسجية الناعمة التي تحلل الهيدروجين الجزيئي عند التلامس، مما ينتج عنه الهيدروجين الذري، الذي لا يعمل بنفس كفاءة على تبريد الغاز. عندما تتعرض سحابة غازية لإشعاع LW، يتم تأخير تكوين النجم حتى تصل السحابة إلى مرحلة “التبريد الذري”، مما يسهل عملية الانهيار لتشكل نجم جديد.

لتأكيد هذه الآلية، قام الباحثون بتطوير نموذج “هالة” المادة المظلمة التي كانت في مرحلة تبريد قبل الانهيار، وقاموا بتعريضها لمستويات مختلفة من إشعاع LW. لوحظت بنية فريدة تتكون فيها الطبقات الخارجية للهالة تحت تأثير الأشعة فوق البنفسجية الخارجية، بينما يصبح قلب الهالة أكثر كثافة، ويمثل نوعًا من الدرع حولها. في الأساس، تمتص الطبقة الخارجية الحرارة بينما تتمكن الطبقة الداخلية من البرودة والتشكل إلى نجم.

لكن إشعاع LW ليس العامل الوحيد الذي يؤثر على تكوين النجوم في تلك الأطر الزمنية. المعادن الناتجة عن المستعرات الأعظمية الأخرى يمكن أن تتسلل أيضًا إلى سحب الغاز، ولكن بشكل أبطأ. يؤكد مؤلفو الورقة أن إشعاع LW القادم من المستعرات الأعظمية القريبة يصل إلى سحب الغاز والغبار البكر بسرعة أكبر من الجزيئات المعدنية التي يمكن أن “تلوثها”، مما يسهل تشكيل نجوم الجيل الثاني (Pop II)، التي تحتوي على محتوى معدني أكبر.

على الرغم من ذلك، يبقى التفريق بين الانفجارات النجمية للجيل الثالث وأقربائها الأكثر تلوثًا يمثل تحديًا تقنيًا. يعتقد المؤلفون أنه، مع بعض المساعدة من عدسة الجاذبية، يمكننا التقاط الانفجارات النجمية لنجوم Pop III باستخدام المعدات الحديثة المتاحة لدينا. ولكن يتطلب استخدام عدسات الجاذبية توفيقًا كبيرًا، حيث يجب أن تتماشى ما تبحث عنه مباشرة مع المجرة التي تقوم بالعدسة.

تزداد صعوبة هذا الأمر بسبب ندرة الظروف الخاصة اللازمة لتشكيل هذه الانفجارات النجمية، التي تعتمد على وجود حمام مكثف للأشعة فوق البنفسجية وجيب غير ملوث من الغاز. ومع ذلك، يرى المؤلفون أنه باستخدام استطلاعات مثل GLIMPSE، التي تم تصميمها خصيصًا لاستغلال عدسات الجاذبية، يمكن للباحثين اكتشاف ما يصل إلى تسعة من هذه الانفجارات النجمية المتأخرة لـ Pop III. إذا تُركت الأبحاث خلال السنوات القادمة لوصف ذلك، فقد تُعتبر هذه الورقة واحدة من نقاطها المرجعية، أو حتى مصدر إلهام للعمل نفسه.