کهکشانی پرجرم و خاموش در ابتدای کیهان

کهکشانی پرجرم و خاموش در ابتدای کیهان
شکل ۱: تصویر کهکشان پرجرم و خاموش COSMOS-11494 (شکل a) و توزیع انرژی طیفی آن (شکل b) در بالای تصویر نشان داده شده است. دایره‌های مشکی در شکل b، نورسنجی‌ها در فیلترهای گوناگون است که درخشندگی آن‌ها در محور عمودی آمده است. شکل c، طیف کهکشان را به همراه خطوط جذبی عناصر گوناگون نشان می‌دهد.

شکل ۱: تصویر کهکشان پرجرم و خاموش COSMOS-11494 (شکل a) و توزیع انرژی طیفی آن (شکل b) در بالای تصویر نشان داده شده است. دایره‌های مشکی در شکل b، نورسنجی‌ها در فیلترهای گوناگون است که درخشندگی آن‌ها در محور عمودی آمده است. شکل c، طیف کهکشان را به همراه خطوط جذبی عناصر گوناگون نشان می‌دهد.

برخلاف کهکشان‌های مارپیچی مانند راه‌ شیری، بیشتر ستاره‌های کهکشان‌های بیضوی پرجرم (شکل بالای صفحه) در زمان کوتاهی در گذشته‌شان به وجود آمده‌اند. دوره‌ی شکل‌گیری ستاره‌ها در این کهکشان‌ها را با اندازه‌گیری فراوانی منیزیوم نسبت به آهن در طیف کهکشان‌ها می‌توان اندازه گرفت. منیزیوم و آهن در محیط میان‌ستاره‌ای توسط انفجارهای ابرنواختری به وجود می‌آیند و نسبت فراوانی آن‌ها نشان دهنده‌ی نسبت غنی‌سازی محیط میان‌ستاره‌ای توسط ابرنواخترهای رمبش هسته‌ای به ابرنواخترهای نوع یک-a است. دورترین کهکشانی که تاکنون در آن نسبت منیزیوم به آهن (Mg/Fe) اندازه‌گیری شده است در انتقال‌به‌سرخ ۱٫۴ قرار دارد. در فاصله‌ای دورتر (انتقال‌به‌سرخ ۱.۶) منجمان با ترکیب طیف ۲۴ کهکشان پرجرم و خاموش توانسته‌اند میانگین Mg/Fe را تخمین بزنند. در این مقاله، مولفان با داده‌های بهتر توانسته‌اند نسبت Mg/Fe را در زمانی نزدیک‌تر به مهبانگ در کهکشانی پرجرم و خاموش در انتقال‌به‌سرخ ۲.۱ اندازه‌گیری کنند. فراوانی منیزیوم این کهکشان (COSMOS-11494) دو برابر بیشتر از کهکشان‌های مشابه امروزی‌اش است و بیشترین فراوانی منیزیوم تاکنون کشف‌شده را دارد. شکل یک تصویر این کهکشان را به همراه داده‌های نورسنجی و طیف آن نشان می‌دهد.

در تصویر دو نسبت عناصر گوناگون کهکشان با مربع مشکی نشان داده شده است. کهکشان‌های نزدیک و محلی با دایره‌های مشکی کوچک نشان داده شده‌اند و کهکشان‌های انتقال‌به‌سرخ‌های پایین (اما دورتر از کهکشان‌های محلی) با دایره‌های رنگی. کهکشان مورد مطالعه در این مقاله منیزیوم بیشتری از کهکشان‌های نزدیک با جرم مشابهش دارد، همچنین نسبت کلسیوم به آهن (Ca/Fe) این کهکشان از کهکشان‌های نزدیکتر بیشتر است. بنابر یک مدل ستاره‌ای ساده، میزان نسبتا کم آهن و نسبت بالای منیزیوم به آهن این کهکشان با یک دوره‌ی ستاره‌زایی ۱۰۰ تا ۵۰۰ میلیون ساله هم‌خوانی دارد. این دوره‌ی ستاره‌زایی مشابه ستاره‌های نسل دو در کهکشان راه‌شیری است. کلسیوم نیز مانند منیزیوم عنصری است که در انتفجار ابرنواخترهای رمبش هسته‌ای به وجود می‌آید اما تفاوت Ca/Fe این کهکشان نسبت به کهکشان‌های نزدیک بیشتر تفاوت Mg/Fe است. این اختلاف در فراوانی کلسیوم و منیزیوم انتظار نمی‌رفته است و ممکن است بتوان آن را با تحول فراوانی فلزی بازمانده‌های ابرنواخترها توضیح داد.

شکل ۲: نسبت آهن به منیزیوم و کلسیوم به آهن کهکشان COSMOS-11494 بر حسب جرم ستاره‌ای کهکشان (مربع مشکی)، در مقایسه با کهکشان‌های نزدیک‌تر (دایره‌های رنگی) و کهکشان‌های محلی بسیار نزدیک (دایره‌های مشکی). برای توضیح بیشتر به متن رجوع کنید.

شکل ۲: نسبت آهن به منیزیوم و کلسیوم به آهن کهکشان COSMOS-11494 بر حسب جرم ستاره‌ای کهکشان (مربع مشکی)، در مقایسه با کهکشان‌های نزدیک‌تر (دایره‌های رنگی) و کهکشان‌های محلی بسیار نزدیک (دایره‌های مشکی). برای توضیح بیشتر به متن رجوع کنید.

با توجه به جرم بسیار زیاد کهکشان COSMOS-11494، تخمین زده می‌شود که آهنگ ستاره‌زایی این کهکشان‌ در گذشته به طور میانگین حدود ۶۰۰ تا ۳۰۰۰ جرم خورشیدی در سال بوده است. این آهنگ ستاره‌زایی بالا کهکشان COSMOS-11494 را در زمره‌ی فعال‌ترین کهکشان‌های گذشته‌ی کیهان قرار می‌دهد. با توجه به اندازه‌ی کوچک و میزان بالای Mg/Fe این کهکشان به نظر نمی‌رسد که COSMOS-11494 به آرامی به یک کهکشان خاموش (با ستاره‌زایی کم) در کیهان امروزی تبدیل شود. یک نظریه برای وصل کردن کهکشان خاموش و پرجرم COSMOS-11494 با اندازه‌ی کوچک و Mg/Fe بالایش به کهکشان‌های خاموش امروزی که جرم مشابهی دارند اما اندازه‌شان بزرگ‌تر و Mg/Fe آن‌ها کمتر است، ادغام کهکشان‌های کوچک و کم‌جرم با کهکشان COSMOS-11494 است. کهکشان‌های کوچک و کم‌جرم معمولا Mg/Fe کمی دارد و در نتیجه با ادغام با کهکشان پرجرم ما میزان کلی Mg/Fe را کاهش می‌دهند. فلش‌های قرمز در شکل ۲، میزان کاهش Mg/Fe و Ca/Fe را برای سناریوی ادغام با کهکشان‌های کوچک‌تر با فراوانی Mg کمتر نشان می‌دهد. انتهای فلش میزان فراوانی عناصر در زمان حال است (در شرایطی که COSMOS-11494 با کهکشان‌های کوچک ادغام شود).

داده‌های طیفی بیشتری از کهکشان‌های خاموش در انتقال‌به‌سرخ‌های بالا احتیاج است تا تحول این کهکشان‌ها بررسی شود. ترکیب داده‌های بهتر با مدل‌های ستاره‌ای و ابرنواختری پیشرفته‌تر اطلاعات گرانبهایی درباره تاریخچه‌ی ستاره‌زایی این کهکشان‌ها و نقش آن‌ها در دوران بازیونش کهکشان در اختیار ما قرار خواهد داد.

عنوان اصلی مقاله: A massive, quiescent, population II galaxy at a redshift of 2.1
نویسندگان: .M. Kriek; et al
این مقاله در نشریه‌ی Nature چاپ شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: https://arxiv.org/abs/1612.02001
گردآوری: آیرین شیوایی

دسته‌ها: مقالات روز

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.

یک دیدگاه بنویسید

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