مقدّمة

يُعَدّ تحديد أعمار وفلزّية التجمّعات النجمية بدقّة هدفاً محوريّاً في فيزياء الفلك المجرّية وخارج المجرّية، إذ يُتيح دراسة تكوّن وتطوّر النجوم والتجمّعات النجمية والمجرّات والكون ككل. وتُعَدّ التجمّعات النجمية عادةً أفضل الأمثلة المعروفة للتجمّعات النجمية البسيطة (SSPs)، ما يوفّر لمحاتٍ قيّمة عن تاريخ الإثراء الكيميائي للمنطقة التي نشأت فيها ضمن المجرّة. وبينما أظهرت الدراسات الحديثة وجود تبايناتٍ في وفرة بعض العناصر الخفيفة في العناقيد الكروية القديمة ، فإنّ مثل هذه التباينات لم تُكتشَف بعد في التجمّعات الأصغر عُمراً من \(\sim\) 2 مليار سنة . في هذا البحث، نُبسّط الوضع باعتبار التجمّعات النجمية موصوفةً جيداً بنماذج SSP (أي مبنيّة من نجوم ذات عُمر وفلزّية واحدة)، ونفترض نسب وفرةٍ شمسية للعناصر.

الطريقة الأكثر شيوعاً ومباشرةً لتقدير عُمر التجمّع النجمي هي الحصول على مخطّط اللون–القدر (CMD) لنجومه وإجراء ملاءمةٍ للإيزوكرونات . لكن بالنسبة للمجرّات البعيدة حيث لا يمكن حلّ التجمّعات النجمية إلى نجوم منفردة، نعتمد على قياسات الضوء المندمج لاستنتاج الأعمار والفلزّية، مثل استخدام الأطياف . وقد قارنت بعض هذه الدراسات دقّة الطريقة المندمجة مع نتائج CMD لعددٍ محدود من التجمّعات. تتوفّر عدّة نماذج SSP ، وبرامج ملاءمة طيفية كاملة مختلفة لتحليل أطياف الضوء المندمج للتجمّعات النجمية. في هذا البحث الأوّل من سلسلةٍ تهدف إلى تقديم رؤى حول دقّة وموثوقية طريقة ملاءمة الطيف الكامل للضوء المندمج، ندرس الدقّة الجوهرية لهذه التقنية في تحديد عُمر وفلزّية تجمّعات نجمية بسيطة ذات «كتلةٍ لا نهائية تقريباً»، بحيث تُهمَل تأثيرات التقلبات العشوائية في عدد النجوم القريبة من الكتلة النجمية القصوى عند عُمرٍ معيّن. عمليّاً، يُعادِل ذلك كتل تجمّعات \(M_{\rm cl} \gtrsim 10^6\;M_{\odot}\) . في هذا العمل، أنشأنا 21,000 نموذجٍ افتراضيّاً لتجمّعات معروفة العُمر والفلزّية، في النطاق 6.8 < log (age/yr) < 10.2، مع نسب S/N بين 10 و100 لثلاثة مجالاتٍ طيفية في النطاق البصري، وذلك باستخدام إيزوكرونات بادوفا وMIST. والسؤال الرئيسي الذي نطرحه: كيف تعتمد دقّة وموثوقية الأعمار والفلزّية المستخرَجة من ملاءمة الطيف الكامل للضوء المندمج على S/N، والنطاق الطيفي، والنموذج المستخدم؟ الإجابة عن هذا السؤال تُساعِد الفلكيين في تفسير نتائجهم، كما تُوفّر معلوماتٍ مهمّة لاختيار الإعداد الأمثل للأجهزة قبل الرصد (مثل النطاق الطيفي المطلوب رصده والحدّ الأدنى لـ S/N اللازم لاستخلاص معلوماتٍ موثوقة).

البيانات والمنهجيّة

تجمّعات نجمية افتراضية

استخدمنا كود توليف التجمّعات النجمية المرِن (FSPS) عبر حزمة بايثون python-FSPS لإنشاء مجموعتين من أطياف الضوء المندمج (بوحدات L_{\odot}/Å) لنماذج SSP بافتراض دالّة الكتلة الابتدائية لـ Kroupa وفلزّية [Z/H] = -0.4 لمجال أعمار 6.8 < log (age/yr) < 10.2 بخطوات 0.1 ديكس. تعتمد المجموعة الأولى على إيزوكرونات بادوفا ، والثانية على إيزوكرونات MIST . في كلتا الحالتين استخدمنا مكتبة الأطياف MILES بدقّة طيفية 2.5 Å. اخترنا الفلزّية [Z/H] = -0.4 لمحاكاة متوسّط فلزّية سحابة ماجلان الكبرى (LMC)¹. استخدمنا الإعدادات الافتراضية لـ python-FSPS، بما في ذلك غياب الانبعاث السديمي عند الأعمار الصغيرة، وعدم وجود نجوم الفرع الأفقي الأزرق عند 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 جزأين متقاربين في العرض، 3700-5000 Å و5000-6200 Å، لقياس حساسية كلٍّ منهما لتغيّرات العُمر والفلزّية، واستقصاءِ أثر تقليص النطاق الطيفي المُتاح.

تم إنشاء أطياف التجمّعات الافتراضية بإضافة 30 تحقيقاً مختلفاً من الضوضاء العشوائية، بحيث تُغطّي قيم S/N بين 10 و100 (بخطوات 10) لكل نموذج SSP، ليُصبح المجموع الكلّي 21,000 نموذجٍ افتراضي.

المنهجيّة

باستخدام FSPS، أنشأنا شبكة نماذج تتغيّر في كلٍّ من العُمر (6.8 < log (age/yr) < 10.2، بخطوات 0.1 ديكس) والفلزّية (-1.0 < [Z/H] < 0.2، بخطوات 0.2 ديكس). تم إنشاء مجموعتي الشبكات بالاعتماد على FSPS لضمان أنّ الاختلاف الوحيد بينهما هو عائلة الإيزوكرون (بادوفا مقابل MIST). استخدمنا برنامج ملاءمة الطيف الكامل ASAD_{2} لاستخلاص أفضل عُمر وفلزّية بتصغير الدالّة:

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

حيث إنّ OF هو فيض التجمّع الافتراضي، وMF هو فيض نموذج SSP، و\(\lambda_{\rm norm}\) هو الطول الموجي الذي يتمّ عنده تطبيع كلٍّ من النموذج والطيف الافتراضي.

النتائج والمناقشة

تتّسق النتائج الإجمالية مع ما ورد في الملخّص: ترتفع دقّة تقدير العُمر والفلزّية مع ازدياد S/N واتّساع النطاق الطيفي المستخدم، بينما تتدهور في النوافذ العمريّة التي تسود فيها مساهمة مراحل التطوّر النجمي اللامعة مثل AGB وRGB. كما تُظهِر المقارنة بين شبكتي بادوفا وMIST فروقاتٍ منهجية في الأعمار المُستنتجة ينبغي التنبيه إليها عند تفسير النتائج.