کهکشانی که نباید وجود می‌داشت!

شکل ۱: کهکشان A1689-zD1 در انتقال‌به‌سرخ ۷.

منجمان کهکشانی یافته‌اتد که وجود آن مطابق با تئوری‌های پیدایش کهکشان‌ها، چندان قابل توجیه نیست! این کهکشان، در زمانی که سن عالم در حدود ۷۰۰ میلیون سال بوده، یافت شده و آکنده ازغبار است (شکل ۱).

در ابتدای پیدایش عالم، تنها دو عنصر هیدروژن و هلیوم به وجود آمدند؛ به تعبیری، ذرات غبار وجود نداشته و از این گاز اولیه، ستارگان اولیه تشکیل شده‌اند. با پیدایش ستارگان اولیه و نابودی آن‌ها، عناصر سنگین‌تری همانند کربن، اکسیژن و یا سیلیکن تشکیل و در فضا پراکنده شدند، و این آغازی بوده است برای پیدایش ذرات غبار. بنابراین زمانی که سن عالم در حدود ۷۰۰ میلیون سال بوده، عالم کاملا بدون غبار نبوده است.

اما آنچه که در مورد این کهکشان قابل تأمل است، میزان غبار آن در مقایسه با جرم ستاره‌ای و درخشندگی است. به طور معمول، عمده‌ی ذرات غباردر کهکشان‌های بزرگ و پرنوری که ستارگان زیادی دارند، می‌تواند وجود داشته باشد. به بیانی دیگر، در این نوع کهکشان‌ها فرایند تشکیل ذرات غبار سریع‌تر است چرا که ستارگان پرجرم و کوتاه‌عمر، بیشتر یافت می‌شوند. با انفجارهای ابرنواختری این ستارگان، در یک بازه‌ی کوتاه چند میلیون ساله، غبار فراوانی می‌تواند در سطح کهکشان تشکیل شود. اما در کهکشان‌های کوچک، بیشتر غبار در فرآیندی بسیار کند‌تر(چند میلیارد سال)، از تحول ستارگانی کم‌جرم‌تر، پدیدار می‌گردند.

کهکشان کشف شده A1689-zD1، کهکشانی کوچک در حد و اندازه‌ی ابر ماژلانی بزرگ و همانند یک کهکشان کوتوله است، اما مقدار غبار آن قابل توجه است و این که این مقدار غبار چگونه تشکیل شده‌، جای سؤال دارد!

شکل ۲: نمونه‌ای از روش پیدا کردن کهکشان‌های شکستی لایمان. تصویر آن‌ها در طول موج‌های مختلف تشکیل می‌گردد و قابل آشکار ساختن است، به استثنای کوتاه‌ترین طول‌موج(ها) (متناسب با طول‌موج‌های سرخ گراییده شده‌ی کوتاه‌تر از ۹۱۲ آنگستروم).

چگونه این کهکشان‌ کشف شد؟

روش‌های متعددی برای یافتن کاندیدهای کهکشانی در انتقال‌به‌سرخ‌های بالا یعنی زمانی که سن عالم  کمتر از دو یا سه میلیارد سال بوده، وجود دارد. عمده‌‌ی این روش‌ها بر پایه‌ی تصویر‌برداری‌های طولانی در فیلترها (طول موج‌های) مختلف هستند. از جمله‌‌ی این روش‌‌ها، پیدا کردن کهکشان‌های شکستی لایمان، به شیوه‌ی ترک‌شدگی (dropout) از تصاویر است. این نوع کهکشان‌های ستاره‌زا، به دلیل ویژگی شکست طیفی آن‌ها در طول موج‌های کوتاه‌تر از ۹۱۲ آنگستروم در انتقال‌به‌سرخ‌های بالاتر از ۳، با کمک تصویربرداری در چند فیلتر، قابل شناسایی هستند. به بیانی دیگر، این کهکشان‌ها به دلیل ستاره‌زایی، در طول موج‌های فرابنفش تابش زیادی دارند، اما تابش آن‌ها در طول موج‌های کوتاه‌تر از ۹۱۲ آنگستروم، توسط محیط میان ستاره‌ای و میان‌کهکشانی، کاملا جذب می‌شوند (شکست لایمان در طیف کهکشان). به دلیل سرخ‌گرایی طیف این کهکشان‌ها، تابش فرابنفش آن‌ها به سمت فیلترهای نور مرئی جابجا می‌شود. بنابراین اگر از مجموعه‌ فیلترهای مناسب استفاده شود، هیچ‌گونه تصویری در طول موج‌های سرخ‌گرا شده‌‌ی کوتاه‌تر از ۹۱۲ آنگستروم، مشاهده نخواهد شد، و به اصطلاح به نوعی ترک‌شدگی از تصاویر را از خود نشان میدهد (شکل ۲). این روش ترک‌شدگی از تصاویر، شیوه‌ی مناسبی برای پیدا کردن کاندیدهای کهکشانی با انتقال‌به‌سرخ‌های زیاد هستند.

شکل ۳: تصویر خوشه‌ی پرجرم کهکشانی Abell 1689. محل قرارگرفتن کهکشان A1686-zD1 با دایره‌ی قرمز مشخص شده است (اطلاعات بیشتر در مرجع ۱).

کهکشان A1689-zD1 ابتدا در سال ۲۰۰۸ توسط گروهی، در میدان خوشه‌ی پرجرم کهکشانی ابل ۱۶۸۹، با استفاده از شیوه‌ی بالا کشف شد^(۱) (شکل ۳). تخمین اولیه از سرخ‌گرایی این کهکشان مقدار ۷.۶ را پیشنهاد داده بود که از طریق رصد در طول‌موج‌های مرئی و فروسرخ توسط تلسکوپ فضایی هابل و اسپیتزر، حاصل می‌گشت. بزرگ‌نمایی گرانشی این کهکشان توسط خوشه‌ی کهکشانی ابل ۱۶۸۹، ۹.۳ برابر است. اخیرا این کاندید کهکشانی، در یک برنامه‌ی رصدی برای طیف‌سنجی از کهکشان‌هایی با سرخ‌گرایی بالای ۷، توسط طیف نگار X-shooter بر روی تلسکوپ خیلی بزرگ اروپایی (VLT) رصد شده است. نتایج حاصل از این رصد، سرخ‌گرایی ۷.۵ را برای این کهکشان تایید می‌کند و این کهکشان را جزو معدود کهکشان‌های تاییدشده در انتقال‌به‌سرخ بالای ۷ قرار می‌دهد (شکل ۴). مقدار جرم ستاره‌ای به‌دست‌آمده برای این کهکشان ۱.۷ ضربدر ^۹ ۱۰ جرم خورشیدی است و مقدار ستاره‌زایی تخمینی از تابش فرابنفش آن بدون تصحیح غبار، ۲.۷ جرم خورشیدی در سال است (ستاره‌زایی حقیقی بیشتر از این است، زیرا اثر غبار نیز باید در نظر گرفته شود).

شکل ۴: تصویر کهکشان A1689-zD1 که در میدان خوشه‌ی کهکشانی ابل ۱۶۸۹ قرار دارد. خطوط زرد رنگ، نشانگر تابش مادون قرمز دور (FIR) آشکارشده توسط آرایه‌ی آلما است، و مستطیل صورتی رنگ، محل قرار گرفتن شکاف طیف نگار است.

اما رصدی‌های تکمیلی توسط آرایه میلیمتری بزرگ آتاکاما^۲ مقدار کلی تابش فروسرخ آن را ۶.۲ ضربدر ^۱۰ ۱۰ درخشندگی خورشید محاسبه کرده است که این متناسب با ستاره زایی ۹ جرم خورشیدی در سال است. تابش فروسرخ کهکشان‌ها عمدتا ناشی از ذرات غبار است. بنابراین جرم تخمینی غبار این کهکشان، ۴ ضربدر ^۷ ۱۰ جرم خورشیدی است ( با فرض دمای ۳۵ کلوین برای غبار). این‌که این مقدار غبار با چه فرآیندی در زمانی کوتاه پدید آمده است، نامشخص است. نسبت تخمینی جرم غبار به جرم گاز این کهکشان نیز زیاد است.  آنچه که می‌تواند باعث درک بهتر این پدیده شود، رصدهای آتی از کهکشان‌های بیشتر در سرخ‌گرایی های بالا است.