کهکشانی پرجرم در حال شکل‌‌گیری، سه میلیارد سال پس از مهبانگ

کهکشانی پرجرم در حال شکل‌‌گیری، سه میلیارد سال پس از مهبانگ

کهکشان‌ها همان‌طور که در اندازه و شکل با هم متفاوت هستند، جرم‌های بسیار متفاوتی نیز دارند. جرم کهکشان را معمولا با واحد جرم خورشیدی بیان می‌کنند و یکی از کمیت‌های مهم دسته‌بندی کهکشان‌ها است. بیشتر کهکشان‌های پرجرم تصور می‌شود که هسته چگال ستاره‌ای خود را در دوران‌های اولیه کیهان ساخته باشند. در این مقاله برای اولین بار کشف هسته ستاره‌ای پرجرمی که در حال شکل‌گیری است، گزارش می‌شود. این هسته در ۱۱ میلیارد سال پیش، در انتقال به سرخ ۲/۳ رصد شده است. پیش از این کهکشان‌های پرجرم دیگری در دوره‌های اولیه کیهان کشف شده بودند اما تا به حال هسته‌ای که در مرحله شکل‌گیری باشد دیده نشده بود.

تصویر ۱: مقایسه چگالی جرم سطحی کهکشان GOODS- N-774 (آبی تیره) با دو نمونه کهکشان غیرستاره‌زا (قرمز) و کهکشان ستاره‌زا (آبی روشن). در بالا تصاویر سه کهکشان را نیز می‌بینید.

تصویر ۱: مقایسه چگالی جرم سطحی کهکشان GOODS- N-774 (آبی تیره) با دو نمونه کهکشان غیرستاره‌زا (قرمز) و کهکشان ستاره‌زا (آبی روشن).
در بالا تصاویر سه کهکشان را نیز می‌بینید.

جرم ستاره‌ای کهکشان پرجرم کشف‌شده در این مقاله که GOODS- N-774 نام دارد، برابر ۱۰ به توان ۱۱ جرم خورشیدی است و با نرخ زیادی در حال تولید ستاره است. مولفان، پراکندگی چگالی جرم  ستاره‌ای این کهکشان را بر حسب فاصله از مرکز کهکشان رسم کرده‌اند. این چگالی جرم از روی درخشندگی سطحی کهکشان در فیلتر H160 محاسبه شده است. مولفان از مقایسه چگالی سطحی جرم این کهکشان با کهکشان‌های دیگر، متوجه شدند که GOODS- N-774 بسیار شبیه به کهکشان‌های پرجرم غیرستاره‌زا۱  در انتقال به سرخ ۲ است. کهکشان‌ها را در هر دوره‌ای می‌توان به دو دسته غیرستاره‌زا و ستاره‌زا۲  تقسیم کرد. کهکشان غیرستاره‌زا، کهکشانی است که ستاره‌زایی زیادی ندارد و بیشتر گازش را در گذشته به ستاره‌ها تبدیل کرده است. این کهکشان‌ها معمولا جرم ستاره‌ای بیشتری دارند، و رنگ آنها سرخ‌تر است. از طرف دیگر کهکشان‌های ستاره‌زا، کهکشان‌های جوان‌تر، آبی‌تر، با فعالیت ستاره‌زایی بیشتری هستند.

همان‌طور که در تصویر شماره ۱ می‌بینید، مقایسه پراکندگی چگالی سطحی جرم کهکشان GOODS- N-774 (نمودار آبی تیره) با نمونه‌های شاخص کهکشان‌های پرجرم غیرستاره‌زا (نمودار قرمز) و کهکشان‌های پرجرم ستاره‌زا (نمودار آبی روشن) در انتقال به سرخ ۲، نشان می‌دهد که این کهکشان بسیار شبیه به کهکشان‌های غیرستاره‌زا است. جرم کهکشان‌های پرجرم ستاره‌زا (نمودار آبی روشن) تا شعاع بیشتری در اطراف کهکشان پخش شده است. در همین تصویر، تصاویر رنگی کهکشان GOODS- N-774، یک کهکشان پرجرم غیرستاره‌زا، و یکی کهکشان پرجرم ستاره‌زا را نیز می‌بینید.

تصویر ۲: تصویر بالا یک کهکشان را نشان می‌دهد که ستاره‌های درون آن در جهت‌های گوناگونی حرکت می‌کنند. هر یک از این ستاره‌ها خطوط طیفی‌ای تولید می‌کنند که به علت حرکت‌شان در راستای دید ما انتقال به سرخ یا آبی پیدا می‌کنند (منحنی‌های کوچک در شکل پایین). برآیند این جابه‌جایی‌ها موجب می‌شود که خط طیفی رسیده از کهکشان دچار پهن‌شدگی بشود (تصویر پایین)، که به آن پراکندگی سرعت می‌گویند. Credit: Galaxy Formation by Houjun Mo

تصویر ۲: تصویر بالا یک کهکشان را نشان می‌دهد که ستاره‌های درون آن در جهت‌های گوناگونی حرکت می‌کنند. هر یک از این ستاره‌ها خطوط طیفی‌ای تولید می‌کنند که به علت حرکت‌شان در راستای دید ما انتقال به سرخ یا آبی پیدا می‌کنند (منحنی‌های کوچک در شکل پایین). برآیند این جابه‌جایی‌ها موجب می‌شود که خط طیفی رسیده از کهکشان دچار پهن‌شدگی بشود (تصویر پایین)، که به آن پراکندگی سرعت می‌گویند. Credit: Galaxy Formation by Houjun Mo

جرم ستاره‌ای کهکشان‌ها، که در واقع جرم ستاره‌های تشکلیل‌دهنده آنها است، تقریبا از ۱۰ به توان ۸ تا ۱۰ به توان ۱۲ جرم خورشیدی است. از طرف دیگر جرم کلی کهکشان‌ها شامل جرم گاز و غبار میان‌ستاره‌ای و ماده تاریک نیز می‌شود، که به آن جرم دینامیکی می‌گویند. جرم دینامیکی از طریق پراکندگی سرعت خطوط طیفی کهکشان اندازه‌گیری می‌شود. گردش هر یک از ستاره‌های کهکشان به دور مرکز جرم آن، بر اثر پدیده دوپلر انتقال به سرخ یا آبی پیدا می‌کنند. برآیند پراکندگی سرعت‌های ستاره‌ها به دور مرکز جرم موجب پهن شدن خطوط طیفی کلی کهکشان می‌شود. از آنجایی که پراکندگی سرعت ستاره‌ها ناشی از چاه پتانسیل گرانشی کهکشان است، اندازه‌گیری پراکندگی سرعت (از طریق اندازه‌گیری میزان پهن شدگی خطوط طیفی) جرم کلی کهکشان را به ما می‌دهد. این اثر در تصویر شماره ۲ نشان داده شده است.

مولفان این مقاله از روی خط طیفی هیدروژن-آلفا (از سری خطوط بالمر هیدروژن با طول موج ۶۵۶۳ آنگستروم)، مقدار پراکندگی سرعت این کهکشان پرجرم را نیز به دست آورده‌اند. در تصویر شماره ۳ بخشی از طیف را می‌بینید. تصویر بالا طیف دو بعدی را نشان می‌دهد. طیف کهکشان در راستای افقی (طول موج) است، و راستای عمودی بعد فضایی را نشان می‌دهد. هرچه درخشندگی بیشتر باشد نقاط طیف دو بعدی پرنورتر نشان داده می‌شوند. نقطه پرنور در میان طیف خط هیدروژن-آلفا است. تصویر میانی طیف یک بعدی را نشان می‌دهد. محور افقی طول موج و محور عمودی درخشندگی است. همان‌طور که می‌بینید خط هیدروژن-آلفا درخشندگی زیادی دارد. پراکندگی سرعت این خط بسیار شبیه به پراکندگی سرعت معمول در کهکشان‌های غیرستاره‌زا و پرجرم است.

 

تصویر ۳: خط هیدروژن-آلفا  در طیف دو بعدی (بالا) و یک بعدی (میانی) کهکشان GOODS- N-774. برای توضیحات بیشتر به متن رجوع کنید.

تصویر ۳: خط هیدروژن-آلفا در طیف دو بعدی (بالا) و یک بعدی (میانی) کهکشان GOODS- N-774. برای توضیحات بیشتر به متن رجوع کنید.

اما این شواهد برای نتیجه‌گیری کافی نیستند و مولفان باید مطمئن شوند که پراکندگی سرعت بالا و نرخ ستاره‌زایی زیاد این کهکشان ناشی از حضور یک هسته کهکشانی فعال نباشد. اگر بخشی یا تمام نور رسیده از کهکشان حاصل تابش یک هسته کهکشانی فعال باشد، همه این محاسبات اشتباه خواهند بود. اما مولفان این مقاله از طریق رصد کهکشان در  پرتو ایکس و فروسرخ دور، اطمینان حاصل کرده‌اند که این کهکشان هسته فعال ندارد.

بنابر تمام این شواهد، کهکشان GOODS- N-774 به احتمال زیاد از اجداد کهکشان‌های کوچک و پرجرم غیرستاره‌زایی است که در انتقال به سرخ ۲ می‌بینیم. این کهکشان‌ همچنین ممکن است از اجداد کهکشان‌های غولپیکر بیضوی محلی (مانند کهکشانی که در تصویر بالای این صفحه می‌بینید) نیز باشد. رصد این کهکشان‌ها در زمان شکل‌گیری هسته پرجرمشان به ما کمک می‌کند که تحول کهکشان‌های پرجرم را بهتر بشناسیم.

۱. Quiescent ۲. Star Forming

مقاله اصلی: A massive galaxy in its core formation phase three billion years after the Big Bang
نویسندگان: Nelson E., van Dokkum P., Franx M., et al.
این مقاله برای چاپ در نشریه Nature پذیرفته شده است.
لینک مقاله اصلی: http://adsabs.harvard.edu/abs/2014arXiv1406.3350N

گردآوری: آیرین شیوایی

دسته‌ها: مقالات روز
برچسب‌ها: فراکهکشانی, کهکشان

درباره نویسنده

آیرین شیوایی

پژوهشگر پَسادکترا در زمینه‌ی نجوم رصدی کهکشان‌ها در دانشگاه آریزونا است. او هم‌اکنون عضو تیم علمی ابزار فروسرخ تلسکوپ فضایی جیمز وب است. او در سال ۲۰۱۷ دکترای فیزیک خود را از دانشگاه کالیفرنیا در ریورساید دریافت کرد. پروژه‌ی دکترای او تحقیق درباره‌ی چگونگی تحول کهکشان‌های جوان عالم از طریق بررسی غبار میان‌ستاره‌ای و ستاره‌زایی در آن‌ها بود. او برای مطالعه و بررسی این کهکشان‌ها، که حدود ۱۰ میلیارد سال نوری از ما فاصله دارند، از داده‌های تلسکوپ‌های زمینی کک و تلسکوپ‌های فضایی هابل و اِسپیتزر استفاده کرد.

دیدگاه‌ها

  1. حسن
    حسن ۱۶ تیر, ۱۳۹۳، ۲۰:۰۴

    خیلی ممنون از این مقاله ی عالی

    پاسخ به این دیدگاه

یک دیدگاه بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد.
بخش‌های لازم مشخص شده‌اند*