آنچه که از طبقه‌بندی کهکشان‌ها به طور معمول تصور می‌شود، تقسیم‌بندی آنها براساس ریخت ظاهری آنهاست که معمولا به دو دسته‌ی عمده‌ی کهکشانهای بیضوی و کهکشانهای مارپیچی اطلاق می‌شوند. با این حال منجمین کهکشان‌ها را گاهی بر اساس نوع جمعیت ستاره‌ای آنها نیز تقسیم‌بندی می‌کنند. کهکشان‌هایی را که جمعیت ستاره‌ای جوان دارند و یا درحال ستاره‌زایی هستند به عنوان کهکشانهای ستاره‌زا و کهکشان‌هایی را که جمعیت ستاره‌ای پیر دارند و ستارگان جوانی در آنها در طی چندین میلیارد سال گذشته متولد نشده‌اند کهکشانهای غیرستاره‌زا یا خاموش می‌نامند. اینکه ستاره‌زایی و شکل کهکشان‌ها چه ارتباطی با هم دارند، منشاء هر یک از این خصوصیات در چیست، و چرا اغلب کهکشانهای غیرستاره‌زا، بیضوی هستند و کهکشانهای ستاره‌زا مارپیچی، از سوالات مهمی هستند که منجمان را به خود مشغول ساخته است.
شکل ۱. طرحی نمایشی برای توضیح در مورد سناریوی دو مرحله‌ای پیدایش و تحول کهکشانهای غیرستاره‌زا و بیضوی مشاهده‌شده در عالم نزدیک. در فاز اول این نظریه، هسته‌ی این کهکشان‌ها به سرعت تشکیل شده و در فاز دوم بر اثر ادغام‌های کوچک و بدون گاز کهکشانی، پوشش بیرونی این هسته‌ها رشد پیدا می‌کند و کهکشانهای پرجرم بیضوی امروزی را می‌سازند.
برای درک بهتر منشاء ویژگی‌هایی که از کهکشان‌ها در عالم نزدیک و پیرامون می‌بینیم، در مرحله‌ی اول باید به مطالعهی دقیق و باجزئیات کهکشانهای نزدیک پرداخت و در مرحله‌ی بعد باید به سراغ روش‌هایی رفت که بتوانند گذشته‌ی آنها را برای ما بهتر ترسیم کنند، که این کار در حقیقت مطالعهی کهکشانهای دور دست یا کهکشان‌هایی است که در انتقال‌به‌سرخ‌های بالاتر وجود دارند (به بیانی مطالعهی کهکشان‌هایی که در عالم جوان‌تر حضور داشتند.)
آنچه که از مطالعهی کهکشانهای دوردست به دست آمده است، کشف کهکشان‌هایی است غیرستاره‌زا در سرخ‌گرایی‌های نزدیک ۲ (یعنی زمانی که عالم در حدود ۳ میلیارد سال سن داشته است). به بیان دیگر، کهکشانهای پرجرمی که فعالیت ستاره‌زایی آنها ۱۰ میلیارد سال پیش متوقف شده است و از لحاظ شکل ظاهری شبیه به کهکشانهای بیضوی امروزی هستند. اینکه این کهکشان‌ها چگونه این‌قدر سریع شکل گرفته‌اند و چرا به طور متوسط اندازه‌ی فیزیکی آنها ۳ الی ۵ برابر کوچکتر از کهکشانهای مشابه هم‌جرم در عالم نزدیک هستند، دو پرسش بسیار مهم و اساسی هستند که منجمان برای یافتن پاسخ‌های آن تلاش بسیاری انجام می‌دهند.
برای پاسخ به این دو پرسش اساسی، یعنی تشکیل اولیه‌ی این کهکشان‌ها در انتقال‌به‌سرخ‌های نزدیک ۲، و تحول و رشد آنها تا به امروز، نظریه‌های متفاوتی ارائه شده است. یکی از این نظریات، سناریوی دو مرحله‌ای را پیشنهاد می‌کند که در مرحله‌ی اول، هسته‌ی فشرده‌ی اولیه‌ی این کهکشان‌ها در یک فرآیند سریع و اتلافی(۱) شکل می‌گیرد. در این فرآیند ستاره‌زایی بسیار شدیدی رخ می‌دهد و در یک دوره‌ی کوتاه زمانی هسته‌ی اولیه تشکیل می‌شود. بر اساس این سناریو، در مرحله‌ی دوم، هسته‌ی شکل‌گرفته از طریق فرآیندهایی هم‌چون ادغام کهکشانی، پوشش بیرونی این کهکشان‌ها رشد می‌کند. شکل ۱، این دو مرحله را به تصویر کشیده است. با این سناریو، بعد از آنکه کهکشان‌ها ستاره‌زایی خود را از دست داده و به رشتهی قرمز می‌پیوندند (شکل ۱)، به مرور زمان به موازات رشتهی اصلی به سمت رنگ‌های قر‌مزتر (به دلیل افزایش سن جمعیت ستاره‌ای) و جرم‌های بیشتر (به دلیل ادغام با کهکشانهای دیگر) حرکت می‌کنند.
شکل ۲. با تفکیک پروفایل نوری کهکشان‌ها به دو مولفه‌ی داخلی (هسته‌ی اولیه‌ی شکل‌گرفته) و مولفه‌ی بیرونی (پوشش پیرامونی کهکشان) و تبدیل پروفایل نوری به پروفایل جرمی، می‌توان به مقایسه‌ی بین نسبت جرمی اضافه شده به کهکشان در اثر ادغام و در نتیجه افزایش پوشش ستاره‌ای بیرونی آنها پرداخت. البته با این فرض که این کهکشان‌ها بر اساس سناریوی دومرحله‌ای رشد می‌کنند (متن). مقایسه‌ی نتایج بدست آمده با شبیه‌سازی‌های انجام شده، می‌تواند بر روی این سناریو قید بهتری بگذارد و درک ما را از نحوه‌ی تحول کهکشان‌ها بهتر سازد.
اختلاف نظر در مورد این سناریو، به ویژه، مرحله‌ی دوم آن در بین منجمان وجود دارد. گروهی معتقدند که این نوع کهکشان‌ها بر اثر ادغام با کهکشان‌هایی با نسبت جرمی کم (ادغام کوچک) پوشش ستاره‌ای بیرونی خود را رشد داده‌اند و گروهی معتقدند که این متوسط رشد آنها بیشتر به دلیل ادغام با کهکشانهای بزرگ‌تری است که اخیرا ستاره‌زایی خود را از دست داده‌اند. البته نظریه‌ی پف‌کردن و بزرگ‌شدن آنها به دلیل عواملی هم‌چون وجود هسته‌ی کهکشانی فعال (یا مدهای اختروشی آنها)، نیز در کنار این نظریات مطرح هستند.
نویسندگان این مقاله با فرض اینکه سناریوی دو مرحله‌ای مورد پذیرش باشد، و رشد کهکشان‌ها در مرحله‌ی دوم به دلیل برخورد‌های کهکشانی است، با استفاده از تصاویر مختلف و عمیق کهکشانهای بیضوی در عالم نزدیک، به مطالعهی متوسط نسبت جرمی کهکشانهای ادغام شده پرداخته‌اند.
در این مقاله پروفایل نوری تعدادی از کهکشانهای پرجرم بیضوی رصدی در کیهان نزدیک، به دو مولفه‌ی داخلی و بیرونی تفکیک شده است (شکل ۲). با این فرض که قسمت بیرونی یا مولفه‌ی غالب بیرونی، بر اثر ادغام پیرامون هسته‌ی درونی شکل گرفته باشد، و بر اساس اختلاف رنگ بین این دو مولفه‌ی داخلی و خارجی، نسبت جرمی آنها تخمین زده شده است. متوسط نسبت جرمی به‌دست‌آمده در حدود ۱:۵ تا ۱:۱۰ است، به این معنا که ادغام‌های صورت‌گرفته از جنس ادغام‌های کوچک (یعنی نسبت جرمی بین کهکشان اصلی و برخوردی کم باشد) است.
هرچند که فرضیات زیادی در این مقاله لحاظ شده است و روش‌های پیچیده‌ای برای استخراج و استنباط این نتایج استفاده شده است، با این حال قدمی است رو به جلو برای شناخت و گذاشتن قید بهتر بر نظریه‌ی ادغام کهکشان‌ها و تعیین آهنگ این اتفاق در مقایسه با تئوری‌های موجود. برای ادامه‌ی این مطالعات در آینده احتیاج به استفاده از داده‌های بیشتر و عمیق‌تر است تا بتوان به درک بهتری از تحول کهکشان‌ها رسید.
(۱) Dissipative
گردآوری: معین مصلح
عنوان اصلی مقاله: The Carnegie-Irvine Galaxy Survey. IV. A Method to Determine the Average Mass Ratio of Mergers That Built Massive Elliptical Galaxies
نویسنده: Song Huang, et al.
این مقاله برای چاپ در نشریه‌ی ApJ پذیرفته شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1603.00876
