شکل ۱: در این نمودار محورهای عمودی و افقی نسیب شار نوری در دو فیلتر گوناگون (یا همان رنگ) را نشان می‌دهند (محور عمودی شار ۲۱ میکرون به ۱۵ میکرون و محور افقی شار ۱۸ به ۱۰ میکرون). به چنین نمودارهایی، نمودار رنگ-رنگ می‌گویند. با استفاده از این دو رنگ می‌توان کهکشان‌های ستاره‌زا (SFG)، هسته‌های کهکشانی فعال (AGN)، و کهکشان‌های ترکیبی (Composite) را طبقه‌بندی کرد.
کیهان در حدود ۳ میلیارد سال پیش در اوج ستاره‌زایی‌اش بوده است. در آن زمان بخش اعظم جرم ستاره‌ای در کیهان شکل گرفته است، کهکشان‌ها غبار زیادی داشته‌اند، و همچنین فعالیت سیاهچاله‌های مرکزی در کهکشان‌ها نیز در اوج بوده است. یکی از پرسش‌های مهم در کیهان‌شناسی امروزی ارتباط میان کهکشان‌ها و سیاهچاله‌های مرکزی آن‌ها است. سیاهچاله‌های مرکزی که هسته‌های کهکشانی فعال را به وجود می‌آورند، خود در میزان زیادی از غبار پنهان بوده‌اند. به همین علت یکی از روش‌های موثر در آشکارسازی و مطالعه‌ی ارتباط میان ستاره‌زایی و فعالیت‌های سیاهچاله‌ی مرکزی کهکشان‌ها رصد اجرام در طول‌موج فروسرخ (ناشی از تابش غبار) است. منجمان معمولا کهکشان‌های دور را به دو دسته‌ی کهکشان‌های ستاره‌زا و هسته‌های کهکشانی فعال تقسیم‌بندی می‌کنند و آن‌ها را جداگانه بررسی می‌کنند. اما واقعیت این است که بسیاری از کهکشان‌ها در این بین قرار دارند، به این معنا که بخشی از نور آن‌ها از ستاره‌ها و بخشی از هسته‌ی فعال مرکزی می‌آید. در این مقاله، مولفان سعی کرده‌اند دسته‌بندی کهکشان‌ها را دقیق‌تر کنند به طوری که بتوان درصد فعالیت هسته‌ی کهکشانی فعال مرکزی در هر کهکشان را از روی رنگ آن تخمین زد.
هسته‌ی کهکشانی فعال تابش بسیار شدید و پرانرژی‌ای دارد که هم موجب برانگیخته شدن گاز اطرافش می‌شود و هم بخشی از آن جذب شده و در طول‌موج‌های فروسرخ میانه تابش می‌کند. ستاره‌های پرجرم نیز تابش پرانرژی دارند و موجب تابش غباری در طول‌موج‌های فروسرخ می‌شوند. مهم‌ترین تفاوت تابش غباری کهکشان‌های ستاره‌زا و هسته‌های فعال کهکشانی در این است که نور ستاره‌ها در کهکشان‌های ستاره‌زا موجب تابش ملکول‌های آروماتیکی به نام PAH در طول موج حدود ۷.۷ میکرون می‌شوند (درباره‌ی این ملکول‌ها اینجا بیشتر بخوانید) و از طرف دیگر تابش بسیار ظعیفی در طول‌موج ۳ تا ۵ میکرون دارند. در حالی که طیف هسته‌های کهکشانی فعال فاقد تابش PAH است و از طرف دیگر تابش غباری آن آنقدر زیاد است که بازه‌ی ۳ تا ۵ میکرون را پوشش می‌دهد. به این ترتیب با اندازه‌گیری نسبت تابش جرم در طول‌موج‌های حدود ۷-۱۰ میکرون به ۳-۵ میکرون می‌توان پی برد که آیا جرم رصد شده یک هسته‌ی کهکشانی فعال است یا یک کهکشان ستاره‌زا.
تاکنون برای این مقایسه از فیلترهای نوری تلسکوپهای فضایی اسپیتزر و هرشل استفاده می‌شده است. یکی از مشکلات این ابزارها این است که حساسیت بسیار پایینی دارند. مساله‌ی دیگر توان تفکیک بسیار کم ابزارهای کنونی است. این مشکلات موجب می‌شوند که رصد کهکشان‌های دور بسیار سخت شود و در نتیجه با تکنیک‌های طبقه‌بندی کهکشان‌ها فقط بتوان هسته‌های کهکشانی فعال بسیار پرنور را تشخیص داد. تلسکوپ فضایی جیمز وب که در سال ۲۰۱۸ قرار است به فضا فرستاده شود، ابزارهای بسیار دقیق‌تری خواهد داشت که رصد و طبقه‌بندی کهکشان‌ها و هسته‌های فعال را بسیار ساده‌تر و موثرتر خواهد کرد. شکل ۱ یکی از روش‌های طبقه‌بندی معرفی‌شده در این مقاله را که بر اساس فیلترهای تلسکوپ جیمز وِب است، نشان می‌دهد. با این تکنیک می‌توان کهکشان‌های ستاره‌زا، هسته‌های کهکشانی فعال، و کهکشان‌های میانه را تفکیک کرد. چنین طبقه‌بندی‌هایی برای مطالعه‌ی کهکشان‌ها و تاثیر سیاهچاله‌های مرکزی بر تحول آن‌ها بسیار مهم است، چرا که با کمک طبقه‌بندی‌های موثر می‌توان کهکشان‌ها را در مراحل مختلف تحولشان تشخیص داد و جداگانه بررسی کرد.
تصویر بالای صفحه: تصویری ترکیبی از کهکشان هرکول-آ که قرص ستاره‌زای کهکشان (بخش میانی) و جت‌های پرانرژی بیرون‌رونده را که ناشی از سیاهچاله‌ی مرکزی هستند (جت‌های قرمز رنگ) نشان می‌دهد. تصویر مرکزی کهکشان از تلسکوپ هابل و جت‌ها از تلسکوپ رادیویی VLA هستند.
عنوان اصلی مقاله: The AGN-Star Formation Connection: Future Prospects with JWST
نویسندگان: Kirkpatrick, A. et. al
این مقاله برای چاپ به نشریه ApJ فرستاده شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی:
گردآوری: آیرین شیوایی
بسیار جالب بود