یک کهکشان عتیقه چگونه به ما در درک ستاره‌زایی مرکز کهکشان‌های پرجرم کمک می‌کند؟
مطالعات اخیر در بازه‌ی طول موجی مرئی و فرابنفش نزدیک1 نشان داده‌اند که کم‌تر از ۱٪ از جرم ستاره‌ای کهکشان‌های نوع اولیه2ی پرجرم را ستاره‌های جوان (جوان‌تر از ۱گیگاسال) تشکیل می‌دهند. اما منشأ این جمعیت ستاره‌ای جوان در چنین کهکشان‌های پیری هنوز ناشناخته است؛ پرسش مهم این است که این ستاره‌های جوان چگونه به‌وجود آمده‌اند؟ گاز مورد نیاز برای تشکیل آن‌ها چگونه تامین شده‌است؟ آیا منشأ این گاز از فرآیندهایی سرچشمه می‌گیرد که درون کهکشان‌های پرجرم رخ می‌دهد یا این‌که منشأ آن‌ها خارجی است؟
برای مثال در مورد فرآیندهای داخل کهکشان3 ممکن است مقدار خیلی کمی گاز در ابتدای شکل‌گیری کهکشان باقی مانده باشد و باعث شکل‌گیری این ستاره‌های جوان شده باشد و یا در اثر تحول ستاره‌ها، مقداری گاز به محیط میان ستاره‌ای4 تزریق شده باشد و این ستاره‌های جوان را شکل داده باشد. از جمله فرآیندهای خارجی5 احتمالی که می‌تواند باعث شکل‌گیری این ستاره‌های جوان شوند می‌توان به برهم‌کنش کهکشان‌ها با یک‌دیگر، ادغام‌های کهکشانی6 و یا جریان گاز از خارج به داخل کهکشان نام برد.
نویسندگان این مقاله تلاش کرده‌اند که داخلی یا خارجی بودن منشأ گاز مورد نیاز برای تشکیل ستاره‌های جوان کشف شده در مرکز کهکشان‌های پرجرم را از یک‌دیگر تمییز دهند. آن‌ها برای این کار از یک کهکشان عتیقه – Relic Galaxy که نوع خاصی از کهکشان‌ها هست، کمک گرفته‌اند. طبق نظریه‌ی تشکیل دومرحله‌ای کهکشان7، کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم طی دو مرحله شکل گرفته‌اند: در مرحله‌ی اول هسته‌ی این کهکشان‌ها در انتقال به سرخ‌های بالا شکل گرفته است و در مرحله‌ی دوم بر اثر ادغام و برهم‌کنش‌های کهکشانی، این هسته‌ی اولیه بزرگ‌تر و پرجرم‌تر شده است و امروزه به شکل کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم در کیهان نزدیک8 دیده می‌شوند. اما به دلیل خاصیت تصادفی بودن فرآیندهای ادغام و برافزایشی9 ، تعداد خیلی کمی از این هسته‌های پرجرم وارد مرحله‌ی دوم نمی‌شوند و از انتقال‌به‌سرخ z=2 تا z=0 دست‌نخورده باقی می‌مانند. به این کهکشان‌ها عتیقه گفته می‌شود. از آن‌جایی‌که این کهکشان‌ها از z=2 بدون تغییر باقی مانده‌اند، انتظار می‌رود اکثر ستاره‌های این کهکشان‌ها پیر باشند. در این صورت اگر کهکشان‌های عتیقه مانند کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم درصد خیلی کمی از ستاره‌های جوان داشته باشند، منشأ گاز مورد نیاز برای تشکیل این ستاره‌ها چیزی نمی‌تواند باشد جز فرآیندهای درونی کهکشان‌ها. زیرا این کهکشان‌ها از z=2 تاکنون برهمکنشی با کهکشان‌های دیگر نداشته‌اند. اما اگر این کهکشان‌ها هیج ستاره‌ی جوانی نداشته باشند، می‌توان نتیجه گرفت که گاز مورد نیاز برای تشکیل ستاره‌های جوان در کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم از طریق فرآیندهای خارجی تأمین شده‌است.
شکل ۱. طیف فرابنفش نزدیک (آبی) و مرئی (قرمز) کهکشان NGC 1277 رصد شده به وسیله‌ی Isaac Newton Telescope و William Herschel Telescope. خطوط جذبی مورد مطالعه در این مقاله با خط‌چین مشخص شده‌اند. این خطوط به منجمان کمک می‌کنند تا به محتوای ستاره‌ای کهکشان‌ها پی ببرند.
در این مطالعه نویسندگان طیف مرئی و فرابنفش نزدیک یک نمونه‌ی اولیه از کهکشان‌های عتیقه را به دقت مورد مطالعه قرار دادند تا بتوانند به وجود و یا عدم وجود ستاره‌های جوان در این کهکشان پی ببرند. کهکشان مورد مطالعه‌ی آن‌ها NGC 1277 هست که در خوشه‌ی کهکشانی برساووش قرار دارد. جرم این کهکشان ۱/۲x۱۰^۱۱ برابر جرم خورشید و شعاع مؤثر آن ۱/۲kpc است. مطالعات گذشته در ناحیه‌ی مرئی نشان داده‌اند که ستاره‌های این کهکشان پیر هستند و در z>2 شکل گرفته‌اند. اما مطالعاتی که در ناحیه‌ی مرئی طیف الکترومغناطیسی صورت می‌گیرند قابلیت آشکارسازی ستاره‌های خیلی جوان را ندارند. بنابراین برای مطالعه‌ی جمعیت ستاره‌ای جوان کهکشان‌ها لازم است آن‌ها را در فرابنفش نزدیک که حساسیت زیادی به این نوع ستاره‌ها دارند هم مطالعه کرد. بدین منظور نویسندگان این مقاله از طیف‌سنج IDS که بر روی تلسکوپ ۲/۵ متری Isaac Newton Telescope نصب هست استفاده کرده‌اند و طیف فرابنفش نزدیک کهکشان عتیقه‌ی NGC 1277 را در دسامبر ۲۰۱۸ به‌دست آورده‌اند. این طیف بازه‌ی طول موجی ۳۱۰۰ تا ۴۰۰۰ آنگستروم را با رزولوشن ۳/۵ آنگستروم پوشش می‌دهد. خط آبی رنگ در شکل ۱ طیف فرابنفش نزدیک رصد شده برای این مطالعه را نشان می‌دهد. این گروه با تحلیل خطوط جذبی طیف کهکشان NGC 1277 به این نتیجه رسیدند که حدود ۰/۸درصد از جرم ستاره‌ای کل این کهکشان را ستاره‌های جوان تشکیل می‌دهند. خطوط جذبی مورد استفاده در این مطالعه با خط‌چین در شکل ۱ مشخص شده‌است. لازم به ذکر است که آن‌ها در این مطالعه علاوه‌بر طیف فرابنفش نزدیک از طیف مرئی این کهکشان هم استفاده کرده‌اند (خط قرمز رنگ در شکل ۱). آن‌ها نشان‌داده‌اند که برای آشکارسازی جمعیت‌های ستاره‌ای جوان یک کهکشان پیر لازم است که طیف مرئی و فرابنفش نزدیک هم‌زمان باهم مطالعه شوند.
از آن‌جایی که کهکشان عتیقه‌ی NGC 1277 طی سال‌های اخیر درگیر هیج‌گونه فرآیند خارجی نبوده‌است بنابراین می‌توان نتیجه گرفت که گاز مورد نیاز برای شکل‌گیری ستاره‌های جوان در این کهکشان از فرآیندهایی در داخل خود کهکشان تأمین شده‌است. فرآیندهایی مانند مرگ ستاره‌های پیر و در پی آن بازگردانده شدن گاز به محیط میان ستاره‌ای.
شکل ۲. درصد جرم ستاره‌های جوان‌تر از ۱ گیگاسال برای کهکشان عتیقه‌ی NGC 1277 و یک نمونه از کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم در z=0.4 و همچنین نمونه‌ای دیگر از این نوع کهکشان‌ها در z=0.05 نشان داده شده‌است.
این گروه پس از تعیین میزان ستاره‌های جوان در کهکشان عتیقه‌ی NGC 1277، نتایج خود را با دو نمونه از کهکشان‌های پرجرم نوع اولیه، یکی در z=۰/۰۵ و دیگری در z=۰/۴ مقایسه کردند. نمودار شکل ۲، درصد ستاره‌های جوان‌تر از ۱Gyr را در مرکز کهکشان عتیقه‌ی NGC 1277 (ستاره‌ی قرمزرنگ)، کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم در z=۰/۴ (دایره‌ی سیاه‌رنگ) و کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم در z=۰/۰۵ (مثلث سیاه‌رنگ) نشان می‌دهد. این نمودار نشان می‌دهد که درصد ستاره‌های جوان در مرکز کهکشان‌های پرجرم نوع اولیه اندکی کم‌تر از کهکشان عتیقه‌ی NGC 1277 است. با این مقایسه می‌توان نتیجه گرفت که ستاره‌های جوان در کهکشان‌های پرجرم نوع اولیه هم، از گاز ناشی از فرآیندهای داخلی کهکشانی به وجود آمده‌اند. بدین ترتیب نویسندگان این مقاله، داخلی یا خارجی بودن منشأ گازی که باعث شکل‌گیری ستاره‌های جوان در کهکشان‌های پرجرم نوع اولیه شده‌است را از یک‌دیگر تمییز داده‌اند.
برای آشنایی بیش‌تر با کاربردهای دیگر کهکشان‌های عتیقه در مطالعه‌ی جمعیت‌های ستاره‌ای کهکشان‌های پرجرم می‌توانید به این مقاله مراجعه کنید.
* شکل بالای صفحه تصویر کهکشان عتیقه‌ی NGC 1277 که توسط تلسکوپ فضایی هابل گرفته شده‌است را نشان می‌دهد.
۱. Near UltraViolet
۲. Early Type Galaxies
۳. In-Situ Processes
۴. Interstellar Medium
۵. Ex-Situ Processes
۶. Galaxy Mergers
۷. Two-Phase Galaxy Formation Scenario
۸. Nearby Universe
۹. Accretion
عنوان اصلی مقاله: Lessons from the massive relic NGC 1277: remaining in-situ star formation in the cores of massive galaxies
نویسندگان: N. Salvador-Rusiñol, A. Ferré-Mateu, A. Vazdekis, M. A. Beasley
این مقاله در نشریه‌ی MNRAS چاپ شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: https://arxiv.org/abs/2207.01968
گردآوری: الهام افتخاری
