بیشتر کهکشان‌ها در کیهان روند تکاملی آرام و مشخصی را دنبال می‌کنند: همان‌طور که ستاره‌زایی بیشتری در آن‌ها رخ می‌دهد، جرم ستاره‌ای بیشتری کسب می‌کنند. بر این اساس، کهکشان‌های آرام (Quiescent) که ستاره‌زایی بسیار کمی دارند، بازمانده‌های کهکشان‌های ستاره‌زا و فعالی هستند که سوخت ستاره‌زایی‌شان به اتمام رسیده است. بنا بر این نظریه، کهکشان‌ها از داخل به خارج (inside out) رشد می‌کنند و اندازه‌ی آن‌ها با گذشت زمان بزرگتر می‌شود. اما برخی از نخستین کهکشان‌های پرجرم آرام در ۲ تا ۴ میلیارد سال پس از مهبانگ، اندازه‌های بسیار کوچکی دارند (شعاع موثری حدود ۱ کیلوپارسک). دو سناریو برای توجیه این اندازه‌های کوچک وجود دارد: ۱. این کهکشان‌های آرام فشرده بازمانده‌های کهکشان‌های ستاره‌زای حتی کوچکتری هستند که بسیار فشرده و چگال بوده‌اند. ۲. کهکشان‌های فشرده‌ی آرام در فرآیندهای اتلافی، مانند برخوردهای کهکشانی که منجر به ستاره‌زایی زیاد و ناگهانی در هستهی کهکشان و افزایش چگالی ستاره‌ای هستهی کهکشان می‌شود، به وجود آمده‌اند. هر دوی این سناریوها منجر به شکل‌گیری کهکشان‌های آرام فشرده می‌شوند. تشخیص این دو سناریو از یکدیگر با بررسی توزیع شعاعی آهنگ ستاره‌زایی در کهکشان (پیش از آنکه به کهکشان آرام تبدیل شود) امکان‌پذیر است: اگر سناریوی (۱) رخ داده باشد، آهنگ ستاره‌زایی توزیع تدریجی‌ای از مرکز به سمت خارج کهکشان دارد. اما اگر سناریوی (۲) رخ داده باشد، آهنگ ستاره‌زایی در مرکز کهکشان بسیار زیاد است و با نرخ سریعی هر چه به لبه‌های کهکشان نزدیک بشویم کمتر می‌شود.
بررسی توزیع فضایی آهنگ ستاره‌زایی در چنین کهکشان‌های دوری احتیاج به ابزارهای دقیق با توانایی تفکیک بالا دارد. از طرف دیگر، از آنجایی که بخش زیادی از نور مرئی و فرابنفش رسیده از کهکشان‌ها در غبار میان‌ستاره‌ای آن‌ها جذب شده است، رصد در این طول‌موج‌ها احتیاج به تصحیح میزان جذب‌شدگی نور دارد که پیچیدگی‌های خودش را دارد. تداخل‌سنج‌های میلیمتری (و زیر میلیمتری) و رادیویی جدید مانند آلما (تصویر بالای صفحه،Image credit: C. Padilla, NRAO/AUI/NSF) و JVLA با توانایی‌های تفکیک بسیار بالا چنین پژوهش‌هایی را امکان‌پذیر کرده‌اند. لازم به ذکر است که این ابزارها نور فرابنفش کهکشان‌های دور را رصد می‌کنند که از جذب‌شدگی توسط غبار در امان است.
تصویر ۱: تصاویر ترکیبی (بالا-چپ)، فروسرخ (پایین-چپ)، مرئی (بالا-راست)، و فرابنفش (پایین-راست) یکی از کهکشان‌های مورد بررسی در این مقاله. سمت راست نمودارهای توزیع شعاعی درخشندگی سطحی در طول‌موج‌های گوناگون را می‌بینید.
در این مقاله، مولفان با استفاده از تصاویر دقت بالای هابل و آلما توانسته‌اند توزیع شعاعی آهنگ ستاره‌زایی و جرم ستاره‌ای شش کهکشان فشرده و ستاره‌زا را در انتقال‌به‌سرخ ۲.۵ بررسی کنند. این کهکشان‌ها اجداد کهکشان‌های آرام فشرده در انتقال‌به‌سرخ‌های کمتر هستند. در تصویر ۱، تصاویر و نمودارهای توزیع نور یکی از این شش کهکشان را می‌بینید. تصویر بالا-چپ تصویر رنگی ترکیب شده از ۳ فیلتر است. پایین-چپ تصویر آلما است که توزیع غبار در کهکشان را نشان می‌دهد. بالا-راست تصویر نور مرئی (و جرم ستاره‌ای) و پایین-راست تصویر نور فرابنفش (بخش جذب نشده‌ی ستاره‌زا توسط غبار) است.آهنگ ستاره‌زایی کلی از جمع نور فرابنفش و فروسرخ به عنوان بخش‌های جذب‌نشده و جذب‌شده توسط غبار به دست می‌آید. در ۵ تا از ۶ کهکشان، توزیع نور فرابنفش (نمودار قرمز) فشرده‌تر از نور مرئی (نمودار مشکی) است. این یافته نشان می‌دهد که توزیع آهنگ ستاره‌زایی از توزیع جرم ستاره‌ای فشرده‌تر است و آهنگ ستاره‌زایی در مرکز کهکشان متمرکز شده است.
مولفان این یافته را با نمودارهای تکاملی رایج کهکشان‌ها مقایسه کرده‌اند و نشان داده‌اند که فعالیت ستاره‌زایی متمرکز در توزیع جرمی گسترده‌ی این کهکشان‌های فشرده، نشانه‌ی خوبی برای سناریوی اتلافی (سناریوی شماره‌ی ۲) است. این کهکشان‌ها در مدت زمان کمی (۲۰۰ میلیون سال) جرم ستاره‌ای‌شان بسیار افزایش پیدا می‌کند، در حالی که شعاع موثرشان به دلیل افزایش ناگهانی جرم کمتر می‌شود و تبدیل به کهکشان‌های آرام پرجرم فشرده می‌شوند.
(۱) Quiescent
(۲) Inside-out scenario
عنوان اصلی مقاله: SUB-KPC ALMA IMAGING OF COMPACT STAR-FORMING GALAXIES AT z ~ ۲٫۵: REVEALING THE FORMATION OF DENSE GALACTIC CORES IN THE PROGENITORS OF COMPACT QUIESCENT GALAXIES
نویسندگان: G. Barro, et al.
این مقاله برای چاپ در نشریه‌ی ApJ Letters پذیرفته شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1607.01011
گردآوری: آیرین شیوایی
