مقدمة

يُعد تحديد أعمار وفلزّية التجمعات النجمية بدقة هدفاً محورياً في الفيزياء الفلكية المجريّة وخارج المجريّة، إذ يتيح دراسة تكوّن وتطور النجوم، والتجمعات النجمية، والمجرات، والكون ككل. وتُعتبر التجمعات النجمية عادةً أفضل الأمثلة المعروفة للتجمعات النجمية البسيطة (SSPs)، ما يوفر لمحات قيّمة عن تاريخ الإثراء الكيميائي للمنطقة التي نشأت فيها ضمن المجرة. وبينما أظهرت الدراسات الحديثة وجود تباينات في وفرة بعض العناصر الخفيفة في العناقيد الكروية القديمة ، إلا أن مثل هذه التباينات لم تُكتشف بعد في التجمعات الأصغر عمراً من \(\sim\) 2 مليار سنة . في هذا البحث، نبسط الوضع باعتبار التجمعات النجمية موصوفة جيداً بنماذج SSP (أي نماذج مبنية من نجوم ذات عمر وفلزّية واحدة)، ونفترض نسب وفرة عناصر شمسية.

الطريقة الأكثر شيوعاً ومباشرة لتقدير عمر التجمع النجمي هي الحصول على مخطط اللون-القدر (CMD) للنجوم المكونة له وإجراء ملاءمة للإيزوكرون . لكن بالنسبة للمجرات البعيدة حيث لا يمكن حل التجمعات النجمية إلى نجوم منفردة، نعتمد على قياسات الضوء المندمج لاستنتاج الأعمار والفلزّية، مثل استخدام الأطياف . بعض هذه الدراسات قارنت دقة الطريقة المندمجة مع نتائج CMD لعدد محدود من التجمعات. تتوفر عدة نماذج SSP ، وبرامج ملاءمة طيفية كاملة مختلفة لتحليل أطياف الضوء المندمج للتجمعات النجمية. في هذا البحث الأول من سلسلة تهدف لتقديم رؤى حول دقة وموثوقية طريقة ملاءمة الطيف الكامل للضوء المندمج، ندرس الدقة الجوهرية لهذه التقنية في تحديد عمر وفلزّية تجمعات نجمية بسيطة ذات "كتلة لا نهائية تقريباً"، بحيث تكون تأثيرات التقلبات العشوائية في عدد النجوم القريبة من الكتلة النجمية القصوى عند عمر معين مهملة. عملياً، هذا يعادل كتل تجمعات \(M_{\rm cl} \gtrsim 10^6\;M_{\odot}\) . في هذا العمل، أنشأنا 21,000 نموذج افتراضي لتجمعات معروفة العمر والفلزّية، في النطاق 6.8 < log (age/yr) < 10.2، مع نسب S/N بين 10 و100 لثلاثة مجالات طول موجي في النطاق البصري، باستخدام نماذج إيزوكرون بادوفا وMIST. والسؤال الرئيسي الذي نطرحه: كيف تعتمد دقة وموثوقية الأعمار والفلزّية المستخرجة من ملاءمة الطيف الكامل للضوء المندمج على S/N، ونطاق الطول الموجي، والنموذج المستخدم؟ الإجابة على هذا السؤال ستساعد الفلكيين في تفسير نتائجهم، كما ستوفر معلومات مهمة لاختيار الإعداد الأمثل للأجهزة قبل الرصد (مثل النطاق الطيفي الأمثل المطلوب رصده والحد الأدنى لـ S/N اللازم لاستخلاص معلومات موثوقة).

البيانات والمنهجية

تجمعات نجمية افتراضية

استخدمنا كود توليف التجمعات النجمية المرن (FSPS) عبر حزمة بايثون python-FSPS لإنشاء مجموعتين من أطياف الضوء المندمج (بوحدات L_{\odot}/Å) لـ SSPs بفرض دالة الكتلة الابتدائية لـ Kroupa وفلزّية [Z/H] = -0.4 لمجال أعمار 6.8 < log age < 10.2 بخطوات 0.1 ديكس. المجموعة الأولى تستخدم إيزوكرونات بادوفا ، والثانية تستخدم إيزوكرونات MIST . في كلتا الحالتين استخدمنا مكتبة الأطياف MILES بدقة طيفية 2.5 Å. اخترنا الفلزّية [Z/H] = -0.4 لمحاكاة متوسط فلزّية سحابة ماجلان الكبرى (LMC)¹. استخدمنا الإعدادات الافتراضية لـ python-FSPS، بما في ذلك غياب الانبعاث السديمي للأعمار الصغيرة، وعدم وجود نجوم الفرع الأفقي الأزرق في الأعمار الكبيرة. اخترنا النطاق الطيفي 3700–6200 Å، وهو النطاق المستخدم غالباً في تحاليل ملاءمة الطيف الكامل في الأدبيات . كما أجرينا التحليل ذاته بعد تقسيم هذا النطاق إلى جزئين متساويين تقريباً، 3700-5000 Å و5000-6200 Å، لقياس حساسية كل منهما لتغيرات العمر والفلزّية، وأثر تقليص النطاق الطيفي بما يعادل مضاعفة القدرة التحليلية للطيف R.

تم إنشاء أطياف التجمعات الافتراضية بإضافة 30 تحقيقاً مختلفاً من الضوضاء العشوائية، بحيث تغطي قيم S/N بين 10 و100 (بخطوات 10) لكل SSP، ليصبح المجموع الكلي 21,000 نموذج افتراضي.

المنهجية

باستخدام FSPS، أنشأنا شبكة نماذج تتغير في كل من العمر (6.8 < log (age) < 10.2، بخطوات 0.1 ديكس) والفلزّية (-1.0 < [Z/H] < 0.2، بخطوات 0.2 ديكس). تم إنشاء مجموعتي الشبكات باستخدام FSPS لضمان أن الاختلاف الوحيد بينهما هو عائلة الإيزوكرون (بادوفا مقابل MIST). استخدمنا برنامج ملاءمة الطيف الكامل ASAD_{2} لاستخلاص أفضل عمر وفلزّية باستخدام المعادلة التالية:

\[ \sum_{\lambda=\lambda_{\rm initial}}^{\lambda_{\rm final}} \frac{[(OF)_{\lambda} - (MF)_{\lambda}]^{2}}{(OF)_{\lambda_{\rm norm}}}. \]

حيث OF هو فيض التجمع الافتراضي، وMF هو فيض نموذج SSP، و\(\lambda_{\rm norm}\) هو الطول الموجي الذي يتم عنده تطبيع النموذج والطيف الافتراضي.

النتائج والمناقشة