اینکه ستارگان در چه محیط‌هایی و تحت چه شرایط فیزیکی در کهکشانها متولد می‌شوند از مهمترین موضوعاتی است که در اخترفیزیک مورد مطالعه قرار می‌گیرد. میزان ستاره‌زایی در کهکشانهای مختلف متفاوت است و گاه در بعضی کهکشانها، تقریبا هیچ ستاره‌ی جدیدی متولد نمی‌شود. بنابراین، معمول است که کهکشانها را (سوای از شکل ظاهری آنها) به کهکشانهای ستارهزا و غیرستاره‌زا دسته بندی می‌کنند. برای مثال میزان ستاره‌زایی در کهکشانهای مارپیچی (به ویژه بر روی بازوهای مارپیچی) بسیار بیشتر از کهکشانهای بیضوی است. همچنین، بنابر شواهد رصدی، میزان ستاره‌زایی در کهکشان‌هایی که متعلق به خوشههای (و یا گروه‌های) کهکشانی هستند، به طور متوسط کمتر است از کهکشانهای دیگر در محیط‌هایی کم تعداد از کهکشانها. بنابراین یکی از مهمترین سوالاتی که در اخترفیزیک مطرح است، مربوط به بررسی شرایط محیطی و فیزیکی‌ای است که تحت آن ستارگان جدید می‌توانند متولد شوند.
آنچه که به تازگی گروهی از محققان به طور اتفاقی کشف کرده‌اند، رصد مجموعه‌ای از ابرخوشه‌های ستارهای با ستارگانی جوان در اطراف دو کهکشان بیضوی در حال برخورد، در مرکز یک خوشه‌ی کهکشانی است. این مطلب از این بابت دارای اهمیت است که تا کنون ستاره‌زایی در چنین محیط‌هایی دیده نشده بود و علت ایجاد چنین مجموعه‌ای از خوشههای ستارهزا کاملا مشخص نیست.
رصد این خوشه‌ی کهکشانی، بخشی از برنامه‌ی رصدی خوشههای کهکشانی با همگرایی گرانشی قوی توسط تلسکوپ هابل است. این خوشههای کهکشانی، ابتدا در مساحی آسمان دیجیتال اسلون۱، رصد، طبقه بندی و انتخاب شده‌اند. این مطالعه در آغاز به منظور بررسی کهکشان‌هایی با انتقال به سرخ بالا (کهکشانهای پس‌زمینه‌ی خوشه‌ی کهکشانی) صورت گرفته بود. همگرایی گرانشی در حقیقت عدسی‌هایی طبیعی هستند که به منجمان کمک می‌کند تا اجرام بسیار دورتر نسبت به خوشههای کهکشانی را بهتر بررسی کنند. اما این گروه از منجمان به صورت اتفاقی، رشته‌ای عجیب از ابرخوشه‌های ستارهای با ستارگانی جوان در تصاویر به‌دست آمده از تلسکوپ فضایی هابل برای این خوشه‌ی کهکشانی را کشف کرده‌اند. این کشف تعجب برانگیز موجب گشته تا در مورد منشا آن به تحقیق بیشتر و رصدهای تکمیلی بر روی این مجموعه بپردازند.
چپ: تصویر رنگی بدست آمده (در مقیاس تقریبی ۲۰۰ در ۲۰۰ کیلو پارسک) ازخوشه‌ی کهکشانی با همگرایی گرانشی قوی در انتقال به سرخ ۰.۳۳۵ با استفاده از رصد با تلسکوپ فضایی هابل. کمان‌های همگرا شده از کهکشانهای پس‌زمینه بر اثر همگرایی گرانشی این خوشه‌ی کهکشانی در تصویر به وضوح قابل رویت است.
راست: تصویر بزرگ شده از مرکز این خوشه‌ی کهکشانی که دو کهکشان بیضوی در حال برخورد با یکدیگر را نشان می‌دهد. ستاره‌زایی در ابرخوشه‌های ستارهای موجب تابش روشن آنها در طول موج‌های نزدیک فرابنفش شده است (رنگ آبی).
تصاویر گرفته شده توسط تلسکوپ فضایی هابل، در طول موج‌های فرابنفش و مرئی از این خوشه‌ی کهکشانی با همگرایی گرانشی قوی، در انتقال به سرخ ۰/۳۳۵ هستند (تصویر سمت چپ شکل ۱). تصاویر با تفکیک‌پذیری بالای به‌دست آمده توسط تلسکوپ فضایی هابل، نشان می‌دهند که دو کهکشان غول بیضوی در مرکز خوشه‌ی کهکشانی، احتمالا در حال برخورد با یکدیگر هستند. همانطور که در تصویر سمت راست شکل ۱ مشاهده می‌کنید، فاصله‌ی بین هسته‌های این دو کهکشان بیضوی در حدود ۷ کیلوپارسک است. بررسی‌های انجام شده توسط طیف سنجی، احتمال اینکه این دو کهکشان در حال ادغام هستند را تایید می‌کند. آنچه که بررسی تصاویر نشان می‌دهد این است که پوشش ستارهای اطراف آنها به‌طور عمیقی در یکدیگر فرو رفته‌اند.
اما مهیج تر از ادغام این دو کهکشان، این است که برخورد آنها همراه شده است با ستاره‌زایی در شبکه‌ای از ابرخوشه‌های ستارهای که در رشته‌ای به طول کلی ۲۷ کیلوپارسک گسترده شده‌اند و ساختاری شبیه به گردنبند مروارید تشکیل داده‌اند. تصاویر به‌دست آمده‌ی آنها در نور فرابنفش، گویای وجود ستارگانی جوان با سنی کمتر از ۳۰۰ میلیون سال است (که این مجموعه در تصویر راست شکل ۱ و تصویر پایینی و چپ شکل ۲ به رنگ آبی نشان داده شده‌اند). در صورتی که هسته‌ی دو کهکشان مرکزی را در نظر نگیریم، تابش فرابففش شامل حداقل نوزده ابرخوشه‌ی ستارهای است. این ابرخوشه‌ها در فواصلی تقریبی بین ۱ الی ۲ کیلوپارسک در ۳ یا ۴ رشته‌ی باریک قرارگرفته‌اند که یادآور دانه‌های تسبیح هستند. قابل ذکر است که سناریوهای مختلفی در مورد علت دیده شدن این مجموعه ستارهزا در این منطقه پیشنهاد شده بود. یکی احتمال اینکه این تصویر در حقیقت از تصاویر کهکشانهای پس زمینه ناشی شده باشد که بر اثر همگرایی گرانشی به‌وجود آمده باشند و یا در واقع تصویری از مجموعه‌ای باشد که در پیش‌زمینه‌ی خوشه‌ی کهکشانی قرار گرفته باشند. هر دوی این سناریو با توجه به رصدهای تکمیلی و طیف سنجی‌های انجام شده، غیر محتمل است. سناریوی محتمل این است که این ستاره‌زایی‌ها در حال انجام در لفاف ستارهای کهکشانهای بیضوی در حال ادغام است. احتمالا این برهمکنش تا حدی شامل گاز سردشده است که در نهایت این ادغام همراه گشته با شبکه‌ی پیچیده‌ای از نوزده ابرخوشه‌ی ستارهای جوان (یا کهکشانهای کوتوله‌ای کشندی) در فواصل تقریبا مساوی یک کیلوپارسکی از یکدیگر و با مجموع ستاره‌زایی پنج جرم خورشیدی در سال.
تصاویر گرفته‌شده از مرکز این خوشه‌ی کهکشانی در فیلتر‌های مادون قرمز (بالا سمت چپ)، مرئی (سمت راست) و نزدیک فرابنفش (پایین سمت چپ) است. خوشههای ستارهای در فواصل تقریبا مساوی ۱.۵ کیلوپارسکی نسبت به یکدیگر قرار گرفته‌اند. در مجموع ۱۹ ابرخوشه‌ی ستارهای در حال تولید ستاره در اطراف دو کهکشان بیضوی در حال ادغام مشاهده شده است.
این ساختار ستاره‌زای گردنبند مرواریدی، یادآور سبک معروف ستاره‌زایی “دانه تسبیحی” مشاهده شده در بازوی کهکشانهای مارپیچ و یا در بازوی کشندی کهکشانهای در حال برهمکنش (یا برخورد) است. فرآیند فیزیکی که موجب بوجود آمدن ستاره‌زایی دانه تسبیحی می‌شود، به ناپایداری جینز۲ مرتبط می‌شود. پدیده‌ای فیزیکی که زمانی که فشار داخلی ابر گازی میان ستارهای برای مقابله با فروریزش گرانشی کافی نیست و باعث ستاره‌زایی می‌شود. و فیزیکی که موجب تجزیه (پاره پاره) شدن ابرگازی میان ستارهای می‌شود، متشابه با ناپایداری پلاتو-ریلی۳ است (پدیده‌ای مشابه بارش قطره‌ای باران از یک ستون پیوسته‌ی نزولی آب).
با این حال، از لحاظ ریخت‌شناسی و جهت‌گیری، این زنجیره‌ی ستارهزا شبیه به هیچ سیستم شناخته شده‌ی در حال ادغام نیست و چنین پدیده‌ای تاکنون در هیچ کهکشان غول از گونه‌های آغازین (بیضوی‌ها) مشاهده نشده است. به بیانی دیگر، تفسیر ترتیب قرارگیری این مجموعه‌ی ستارهزا نسبت به هسته‌ی این دو کهکشان، از لحاظ دینامیکی مشکل است. چرا که تا کنون چنین ساختار دانه‌تسبیحی همراه با شکلی نامتعادل در مقیاس چندین کیلوپارسک در اطراف دو سیستم در حال برخورد، مشاهده نشده است.
دانشمندان در حال بررسی درک بهتر منشا این ستاره‌زایی زنجیره‌ای هستند. با وجود اینکه در سال‌های اخیر شواهدی در مورد ستاره‌زایی کهکشانهای بیضوی چه در محیط‌های کم تراکم وچه پرتراکم (همانند خوشههای کهکشانی) بدست آماده است، با این حال، پدیده‌ی ستاره‌زایی دانه تسبیحی، در یک برخورد احتمالا پر گاز بین دو کهکشان غول بیضوی، پدیده‌ای بسیار نادر است. و سوال اصلی این جاست که آیا این ستاره‌زایی ناشی شده بر اثر برخورد کهکشانها است یا بر اثر خنک شدن جریان گازی در مرکز خوشه‌ی کهکشانی و یا حاصل موج ضربه‌ی ایجاد شده در اثر برخورد کهکشانها؟
این ساختار که به طور اتفاقی رصد شده است، احتمالا دارای عمر کوتاهی خواهد بود و کاندیدایی استثنایی است برای مطالعه‌ی ستاره‌زایی و چگونگی پاسخ دینامیکی گاز نسبت به میدانهای کشندی سیستم‌های برخوردی. درک کامل‌تراین پدیده، نیازمند مطالعه‌ی بیشتر این سیستم با استفاده از داده‌های تکمیلی در طول موج‌های رادیوئی و پرتو ایکس است.
۱. (Sloan Digital Sky Survey (SDSS
۲. Jeans instability
۳. Plateau-Rayleigh instability
عنوان اصلی مقاله:
A Thirty Kiloparsec Chain of “Beads on a String” Star Formation Between Two Merging Early Type Galaxies in the Core of a Strong-Lensing Galaxy Cluster
نویسندگان:
Grant R. Tremblay, Michael D. Gladders, Stefi A. Baum, Christopher P. O’Dea, Matthew B. Bayliss, Kevin C. Cooke, Håkon Dahle,Timothy A. Davis, Michael Florian, Jane R. Rigby, Keren Sharon, Emmaris Soto, Eva Wuyts
این مقاله قرار است در نشریه‌ی ApJ Letters به چاپ برسد.
لینک مقاله اصلی: http://arxiv.org/abs/1407.2251
گردآوری: معین مصلح
خیلی ممنون از این مقاله ی عالی