کهکشان میزبان یک اختروش

0 0 0 0

توسط آزاده کیوانی , 20 فوریه 2017

اختروش‌ها^(۱) اجرام درخشانی هستند که با برافزایش مواد حول سیاهچاله‌های ابرپرجرم در مرکز کهکشان‌های دوردست به وجود می‌آیند. اختروش‌ها می‌توانند نماینده‌ی مرحله‌ای از تحول کهکشان‌ها باشند. دورترین اختروشی که تا به حال کشف شده است در انتقال‌به‌سرخ حدود ۷ واقع شده است که در واقع زمانی است که عالم کمتر از ۱ میلیون سال سن داشته است. این اجرام درخشان پرجرم عموما در کهکشان‌هایی قرار دارند که دارای نرخ ستاره‌زایی بالایی هستند. یکی از مهم‌ترین سؤالات نجوم این است که اولین سیاهچاله‌ها چگونه شکل گرفته‌اند و آیا سیاهچاله‌ها و کهکشان‌های میزبانشان به طور هم‌زمان تحول یافته‌اند؟

در ۱۵ سال اخیر، مساحی‌های زیادی اختروش‌ها را در طیف‌های مختلف بررسی کرده‌اند. از آن‌جایی که تابش سیاهچاله‌ی برافزایشی غالبا در طول‌موج مرئی و فرابنفش رخ می‌دهد، مشاهدات در محدوده‌ی زیرمیلی‌متری برای مطالعه‌ی کهکشان‌های میزبان سیاهچاله لازم است. گروه‌های مختلفی اختروش‌ها را در انتقال‌به‌سرخ بیشتر از ۶ و محدوده‌ی میلی‌متری بررسی می‌کنند از جمله PdBI^۲ و ALMA^۳. این داده‌ها نشان‌ می‌دهند که رشد سریع سیاهچاله در برخی موارد با نرخ ستاره‌زایی خیلی بالایی (حدود ۱۰۰۰ برابر جرم خورشید در سال) همراه است.

شکل ۱. نقشه‌ی تابش C II در اختروش J1120+0641. کانتورهای خط‌چین آبی -۳سیگما و -۲سیگما را نشان می‌دهند و کانتورهای سیاه +۲سیگما و +۳سیگما را. کانتورهای سفید مربوط به ۵، ۷، ۹، ۱۱، و ۱۳سیگما هستند. اندازه‌ی پرتو در گوشه‌ی پایین سمت چپ نشان داده شده است.

در این مقاله، کهکشان میزبان دورترین اختروشی که تاکنون شناخته شده (ULAS J112001.48+064124.3 در انتقال‌به‌سرخ ۷.۰۸۵) بررسی شده است. این اختروش توسط یک سیاهچاله به جرم تقریبی ۲.۴ در ۱۰^۹ برابر جرم خورشید تغذیه می‌شود که برافزایش مواد، نزدیک حد ادینگتون^(۴) است. در این مقاله مشاهدات با دقت زاوایه‌ای بالا (۰.۲۳ ثانیه‌ی قوسی یا ۱.۲ کیلوپارسک) توسط ALMA و مشاهدات انجام‌شده توسط PdBI و VLA^۵ گزارش شده است. این مشاهدات تابش گردوغبار و خطوط گاز مولکولی و خنثی (C II، C I، و دو خط CO^۶) مورد هدف قرار می‌دهند. مشاهدات ALMA از خط C II دقت زاویه‌ای را نسبت به اندازه‌گیری‌های گذشته توسط PdBI به مقدار قابل توجهی افزایش داده است (شکل ۱).

این مطالعه نکات مختلف مهمی را نشان می‌دهد. یکی از آن‌ها این است که در زاویه‌ی دید ALMA (حدود ۲۵ ثانیه‌ی قوسی)، این اختروش تنها منبعی است که آشکار شده است. هم‌چینن طیف حاصل‌ از گردوغبار و مناطق تابش C II بسیار فشرده است و به سختی در داده‌های ALMA تفکیک می‌شود. در واقع حدود ۸۰٪ تابش مربوط به منطقه‌ی فشرده‌ای است که ابعادی به اندازه‌ی ۱.۲ کیلوپارسک در ۰.۸ کیلوپارسک دارد. همین‌طور عدم حضور خط C I در مشاهدات نشان می‌دهد که گرمایش در کهکشان میزبان اختروش غالبا از طریق ستاره‌زایی ناشی می‌شود و نه با برافزایش سیاهچاله‌ی ابرپرجرم. این مطالعه هم‌چنین حد بالایی برای جرم گاز مولکولی معادل ۴ در ۱۰^۱۰ برابر جرم خورشید به دست می‌دهد که از حدود مشاهده‌شده از خطوط CO به دست می‌آید. این مقدار با نسبت جرم گاز به گردوغبار (برابر ۱۰۰) که در عالم محلی اندازه‌گیری شده است، مطابق است.

نویسندگان این مقاله نرخ ستاره‌زایی در کهکشان میزبان این اختروش را با استفاده از دو روش متفاوت (طیف پیوسته‌ی فروسرخ دور و خط C II) تخمین زده‌اند که هر دو روش محدوده‌ی یکسان ۱۵۰ تا ۳۴۰ جرم خورشید در سال را به دست می‌دهند. این مقدار بسیار کم‌تر از نرخ ستاره‌زایی حد برافزایشی ادینگتون است. جرم دینامیکی کهکشان میزبان با استفاده از نظریه‌ی ویریال، برابر با ۴.۳ در ۱۰^۱۰ جرم خورشید است که تنها ۲۰ برابر جرم سیاهچاله‌ی مرکزی است. در منطقه‌ای مرکزی‌تر، این جرم تنها ۵ برابر جرم سیاهچاله‌ی مرکزی می‌شود. در این منطقه، جرم سیاهچاله و گاز و گردوغبار است که جرم دینامیکی را تعیین می‌کند، به این معنا که در منطقه‌ی مرکزی، مؤلفه‌ی ستاره‌ای پرجرمی وجود ندارد. به هر حال خطای زیادی در تخمین جرم گاز و گردوغبار وجود دارد و جرم دینامیکی امکان مقیدکردن جرم ستاره‌ای را به وجود نمی‌آورد.

این موضوع که مشاهدات ALMA امکان تفکیک کهکشان میزبان در دورترین اختروشی که تاکنون مشاهده شده است را فراهم آورده است، بسیار قابل توجه است و استفاده از ابزار جدیدتری که اخیرا در این مساحی کار گذاشته شده است، تصاویر با تفکیک بالاتری را منجر خواهد شد که امکان تفکیک زاویه‌ای منطقه‌ی تاثیرگذاری سیاهچاله‌ی ابرپرجرم مرکزی را فراهم خواهد کرد.