شکل ۱. نمایی از ۳ میدان دید مورد بررسی در مساحی KiDS+GAMA. دایره‌های رنگی، شعاع R200 گروه‌های مورد مطالعه را نشان می‌دهد و انتقال‌به‌سرخ آن‌ها با رنگ و جدول رنگی در کنار هر میدان دید مشخص شده است. نقاط ریز قرمز رنگ نیز موقعیت UDGهای شناسایی‌شده را نشان می‌دهد.
در سال‌های اخیر، مطالعات متعدد، وجود جمعیت قابل ملاحظه‌ای از کهکشان‌های بزرگ با روشنایی سطحی کم را در خوشه‌های کهکشانی نزدیک نشان داده و مدل‌های مختلفی در توضیح ویژگی‌های این کهکشان‌ها موسوم به کهکشان‌های به‌شدت‌پخشی۱ یا به اختصار UDG، ارائه شده است. پرسش کلیدی و بسیار مهم در فهم شکل‌گیری و تحول این کهکشان‌ها، مطالعه‌ی فراوانی آن‌ها در محیط‌های مختلف، گروه‌ها و خوشه‌های کهکشانی با جرم هاله‌ی ماده‌ی تاریک متفاوت و تلاش برای جستجوی همتای آن‌ها در هاله‌های کم‌جرم‌تر است.
درحالی‌که مطالعات اولیه روی کهکشان‌ها با روشنایی سطحی کم به چندین دهه‌ی گذشته باز می‌گردد، کشف تعداد قابل ملاحظه‌ای از کهکشان‌های بزرگ و با روشنایی سطحی کم در خوشه‌های کهکشانی نزدیک، توجه زیادی را طی چند سال اخیر به خود جلب کرده است. در دو سال گذشته، مطالعات متعدد، وجود کهکشان‌های به‌شدت‌پخشی را در خوشه‌های کهکشانی مختلف مانند Virgo، Coma و Fornax نشان داده است. سایر مطالعات مربوط به خوشه‌های کهکشانی مختلف تا انتقال‌به‌سرخ ۰٫۳ نیز حضور این نوع از کهکشان‌ها را نشان داده است. به نظر می‌رسد که UDGها نوع متداولی از کهکشان‌ها در خوشه‌ها هستند.
مدل‌های تحولی متنوعی در چند سال اخیر در توضیح شکل‌گیری و تحول این کهکشان‌ها ارائه شده است. یکی از مدل‌ها، بیان می کند که UDGها، کهکشان‌های “شکسته” و با هاله‌ی (ماده‌ی تاریک) پرجرم، قابل مقایسه با هاله‌ی کهکشان‌های پرنور هستند. جرم زیاد هاله به آن‌ها کمک می‌کند تا در فواصل نزدیک به مرکز خوشه‌ها، جایی که اثرات گرانشی و نیروهای کشندی سایر کهکشان‌ها می‌تواند مختل‌کننده‌ی دینامیک داخلی یک کهکشان باشد، زنده بمانند. از طرف دیگر، فرآیندهای دیگر در این محیط می‌تواند ستاره‌زایی این کهکشان‌ها را کاهش دهد. در واقع شبیه‌سازی‌ها تا به امروز توانسته‌اند برخی ویژگی‌های UDGها را با استفاده از مدل‌های کشندی، تولید کنند.
شکل ۲. نمودار فراوانی UDGها بر حسب جرم هاله. نتایج این مطالعه به رنگ سیاه و نتایج مطالعه‌ی قبلی به رنگ قرمز نمایش داده شده است.
برخی دیگر از مدل‌های تحولی، ادعا کرده‌اند که UDGها به سادگی با مدل استاندارد شکل‌گیری و تحول کهکشان‌های دیسکی قابل توجیه هستند. این مدل‌ها، UDGها را متعلق به بخشی از گستره‌ی کهکشان‌های دیسکی می‌دانند که اندازهی بزرگ و درخشندگی کمی دارند. در نتیجه، با توجه به آن‌چه این مدل‌ها بیان کرده‌اند، UDGها می‌تواند در محیط‌های کم‌چگال‌تر نیز وجود داشته باشند. همین‌طور فرآیندهایی مانند هسته‌ی فعال کهکشانی در این کهکشان‌ها می‌تواند تنوع ظاهری آن‌ها را توضیح دهد.
سناریوهای مختلف مطرح‌شده در توضیح UDGها، مشاهده‌پذیرها و پیش‌بینی‌های مختلف و قابل آزمایشی را در اختیار قرار می‌دهند. یکی از این مشاهده‌پذیرها، فراوانی آن‌ها در محیط‌های مختلف است. با استفاده از داده‌های مساحی‌های نجومی در سال‌های اخیر، پیش‌تر بررسی‌هایی صورت گرفته است اما این مطالعات از لحاظ آماری، محدود هستند. در این مقاله، با استفاده از دو مساحی بزرگ KiDS و GAMA، تعداد ۳۲۶ گروه کهکشانی در ۱۹۷ درجه‌ی مربع از آسمان مورد بررسی قرار گرفته‌اند.
شکل ۳. نمودار فراوانی UDGها برحسب اندازهی کهکشان. نقاط سیاه مربوط به تمامی نمونه‌های مورد مطالعه هستند. همین‌طور این نمودار برای کهکشان‌ها در بازه‌های مختلف روشنایی سطحی با دو رنگ آبی و قرمز رسم شده است.
در این مطالعه، در ابتدا گروه‌های کهکشانی استخراج‌شده از مساحی GAMA، در داده‌های مساحی KiDS بررسی و UDGها در هر گروه کهکشانی شناسایی شده‌اند (شکل ۱). مساحی KiDS، مساحی وسیعی برای اندازه‌گیری اثرات همگرایی گرانشی ضعیف و نقشه‌برداری جرمی کیهان است. بنابراین، با استفاده از داده‌های آن، علاوه بر پارامترهای نورسنجی، قدر، روشنایی سطحی و ریخت‌شناسی کهکشان‌ها، می‌توان جرم هاله‌ی ماده‌ی تاریک را نیز تخمین زد. در ادامه نیز، فراوانی UDGها در گروه‌ها با جرم هاله متفاوت اندازه‌گیری شده که نتایج آن در شکل ۲ آورده شده است. همین‌طور، فراوانی این کهکشان‌ها با توجه به اندازهی آن‌ها در شکل ۳ نمایش داده شده است.
نمودارهای آورده‌شده در شکل‌های ۲ و ۳، قیدهای مناسبی بر روی مدل‌های شکل‌گیری و تحول این کهکشان‌ها قرار می‌دهند. با توجه به شکل ۲، تعداد UDGها بر واحد جرم هاله‌ی گروه، با حرکت به سمت جرم‌های بیشتر، افزایش می‌یابد. در شکل ۴ نیز، نمودار مشابهی برای کهکشان‌های پرنور گروه‌ها رسم شده است. با برازش خط بر داده‌های این دو نوع از کهکشان‌ها (UDGها و کهکشان‌های پرنور)، مشاهده می‌شود که شیب خط مربوط به کهکشان‌های پرنور کم‌تر است (شکل ۴). همین‌طور، در شکل ۳، مشاهده می‌شود که نمودار فراوانی کهکشان‌های با اندازه‌های متفاوت، شیب زیادی داشته که حاکی از نادربودن UDGهای بزرگ است.
شکل ۴. نمودار فراوانی UDGها (نقاط سیاه‌رنگ) و کهکشان‌های پرنور(نقاط آبی‌رنگ) بر حسب جرم هاله.
نمودارها و نتایج آورده‌شده در این مقاله نشان می‌دهند که UDGها، در گروه‌ها (در مقایسه با خوشه‌ها)، با بازدهی بیشتری از بین می‌روند و یا آن‌که خوشه‌های کهکشانی نقش مؤثر و مثبتی در شکل‌گیری آن‌ها ایفا می‌کنند. از طرف دیگر می‌توان گفت که فراوانی کهکشان‌های کوتوله در خوشه‌ها بیشتر بوده و UDGها معمولا کسر یکسانی از کوتوله‌ها را تشکیل می‌دهند که در نتیجه، در گروه‌های کهکشانی، حمعیت کم‌تری دارند. باید در نظر داشت که مطالعات بر روی UDGها به دو سال اخیر باز می‌گردد و در ابتدای راه خود قرار دارد. بررسی ویژگی‌های این کهکشان‌ها و مقایسه‌ی آن‌ها در محیط‌های مختلف، در آینده اطلاعات بهتری برای بازسازی سناریو شکل‌گیری و تحول آن‌ها در اختیار قرار خواهد داد.
(۱) Ultra-Diffuse Galaxies
عنوان اصلی مقاله: The abundance of ultra-diffuse galaxies from groups to clusters: UDGs are relatively more common in more massive haloes
نویسندگان: Remco F. J. van der Burg et. al
این مقاله برای انتشار در نشریه A&A فرستاده شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: https://arxiv.org/abs/1706.02704
گردآوری: تیمور سیف اللهی
