کشف اولین کهکشانِ حاوی ۹۸ درصد ماده‌ی تاریک

0 0 0 0

توسط امین‌ فرهنگ‌ , 2 اکتبر 2016

در تحقیقی که اخیرا در دانشگاه Yale انجام شده است با استفاده از آرایه‌ی سنجاقک (Dragonfly)، یک کهکشان بسیار گسترده با درخشندگی سطحی کم در خوشه‌ی کهکشانی گیسو شناسایی شده است. رصدهای طیف‌سنجی یک‌بعدی با استفاده از تلسکوپ کِک^(۱) و هم‌چنین رصدهای نورسنجی با استفاده از تلسکوپ جِمینی^(۲) در شرایط مناسب رصدی، نشان داده‌اند که ۹۸ درصد از جرم این کهکشان عجیب از ماده‌ی تاریک تشکیل شده است. در شبیه‌سازی‌های ماده‌ی تاریک بر مبنای مدل استاندارد کیهانشناسی ΛCDM پیش‌بینی می‌شود که تعداد قابل توجهی کهکشان پایدار با مقدار غالب ماده‌ی تاریک در طول تحول کیهانی شکل گرفته‌اند، ولی تا به امروز نمونه‌های چندان پایداری از این کهکشان‌ها به صورت دقیق رصد نشده‌اند. محققان این پژوهش نشان داده‌اند که کهکشانی با جرم دینامیکی ۱۰^۱۰×۰٫۷۱ جرم خورشیدی در خوشه‌ی گیسو وجود دارد که علی‌رغم پایداربودن، حدود ۹۸ درصد از جرم آن از ماده‌ی تاریک تشکیل شده است.

شکل ۱. سمت چپ: نمایی باز از خوشه‌ی کهکشانی کُما. سمت راست: نمایی بزرگ‌شده از مرکز تصویر سمت چپ که کهکشان پخشی Dragonfly 44 در مرکز آن دیده می‌شود.

در سال ۱۹۹۷ گونه‌ی جدیدی از کهکشان‌ها کشف شدند که به کهکشان‌های به‌شدت‌پخشی^(۳) یا UDG معروف گشتند. این کهکشان‌ها بسیار کم‌نورند، به‌طوری‌که درخشندگی سطحی^(۴) آن‌ها معادل ۲۴ mag arcsec^-2 است. هم‌چنین میزان شعاعِ نیم‌نور^(۵) تصویرشده بر صفحه‌ی آسمان آن‌ها هم در محدوده‌ی بیشتر از ۱.۵ کیلوپارسک است. این بدین معنی است که این کهکشان‌ها بسیار کوچک و در حد و اندازه‌ی کهکشان‌های کوتوله هستند. این کهکشان‌ها تا حدودی قرمز و کمی هم کروی‌اند ولی تا به امروز هیچ‌کدام از آن‌ها در محیط‌هایی با چگالی بالا مثل خوشه‌های کهکشانی پیدا نشده بودند. اما در مرداد ماه امسال مقاله‌ای در نشریه‌ی ApJ به چاپ رسید که اولین کهکشان UDG را در خوشه‌ی کهکشانی گیسو گزارش کرد (شکل ۱). حضور و باقی‌ماندن این کهکشان پخشی در خوشه‌ای به پرجرمی و بزرگی گیسو، این نظریه را پیشنهاد می‌دهد که اگر جرم این کهکشان‌ها کم باشد خیلی سریع توسط نیروهای کِشندی سایر کهکشان‌های مجاور نابود می‌شوند مگر اینکه دارای حجم بسیار بالایی از ماده‌ی تاریک باشند تا بتوانند پایداری خود را حفظ کنند.

هنوز معلوم نیست که چگونه کهکشان‌های UDG با سایر گونه‌های کهکشانی مرتبط هستند. یک احتمال این است که این کهکشان‌ها به دلیل فعالیت محیط خوشه‌ها به وجود آمده باشند که در ابتدا با یک دیسک کم‌جرم و کم‌نور متولد شده‌اند. نظریه‌ی دیگر این است که UDGها از انتهای توزیع کهکشان‌های کوتوله‌ی به‌شدت‌چرخان به‌ وجود می‌­آیند. در این کهکشان‌ها اندازه و درخشندگی یک کهکشان به میزان چرخش آن‌ها وابسته است. نظریه‌ی دیگر این است که کهکشان‌های UDG نوعی کهکشان به اصطلاح “ناموفق” هستند^(۶). در این نوع کهکشان‌ها، بازخوردهای شدید ابرنواختری و ستاره‌های جوان مانع از شکل‌گیری جمعیت نرمال ستاره‌ای می‌شود. البته بیشتر تحقیقات، سناریوی اخیر را تایید می‌‌کنند، چرا که مشاهده شده است که UDGها دارای جمعیت‌های پرباری از خوشه های غیرعادی و سنگین ستاره‌ا‌یند. اما از طرف دیگر وجود این خوشه‌های سنگین ستاره‌ای در یک کهکشان می‌تواند دلیلی بر وجود مقدار زیاد ماده‌ی تاریک در این کهکشان‌ها باشد.

شکل ۲. تصویر بالا نمایی از طیف ۲بعدی رصدشده‌ی کهکشان است و تصویر پایین طیف ۱بعدی کهکشان را نشان می‌دهد. خطوط خاکستری مقدار عدم قطعیت ۱σ را نشان می‌دهند و خط قرمز نشان‌دهنده‌ی بهترین برازش ممکن به طیف است. برای گرفتن این طیف در مجموع ۳۳ ساعت نوردهی انجام شده است.

معمولاً برای اندازه‌گیری مقدار جرم ماده‌ی تاریک درون کهکشان، با استفاده از طیف آن، میزان سرعت پخشی اجرام درون کهکشان را محاسبه می‌کنند. سپس با اندازه‌گیری مقدار نور ساطع‌شده از کهکشان مورد نظر، یک شعاع فیزیکی برای سایز کهکشان محاسبه می‌شود که در نهایت خیلی ساده، طبق قانون بقاء انرژی، میزان جرم محصورشده در درون شعاع مورد نظر- که باعث ایجاد سرعت پخشی شده است- محاسبه می‌گردد. البته باید در نظر گرفت که این محاسبه، جرم دینامیکی کهکشان است به این معنی که ترکیبی از تمامی اجرام درون شعاع مؤثر از جمله، جرم ستاره‌ای، جرم گازی و نهایتاً جرم ماده‌ی تاریک است. درنتیجه برای استخراج جرم ماده‌ی تاریک ابتدا با استفاده از رصدهای پرتوی ایکس میزان جرم گاز درون کهکشان را تخمین می‌زنند. سپس با استفاده از فیلترهای رنگی و نمودار قدر-رنگ میزان جرم ستاره‌ای درون کهکشان را محاسبه می­‌کنند و در نهایت با کم‌کردن جرم‌های گازی و ستاره‌ای از جرم کل، میزان جرم ماده‌ی تاریک را به دست می‌آورند.

در این تحقیق ابتدا برای اندازه‌گیری سینماتیک کهکشان Dragonfly 44 رصدهایی در طول موج ۶۳۰۰ Å با استفاده از تلسکوپ کِک انجام گرفته است (شکل ۲). سپس با برازش یک مدلِ جمعیت ستاره‌ای مصنوعی به طیف رصدشده، سرعت پخشی ستاره‌ای طیف را استخراج کرده‌اند. همان‌گونه که در شکل ۲ مشخص شده است، خط قرمز بهترین برازش ممکن را به طیف رصدشده نشان می‌دهد. با استفاده از این برازش، سرعت پخشی این کهکشان معادل km s^–1 ۴۷ اندازه‌گیری شده است.

در مرحله‌ی بعدی برای تخمین جرم کلی کهکشان، با برازش یک تابع سرسیک به تابع نوری کهکشان، میزان شعاع نیم‌نور کهکشان مقداری معادل ۴.۳ کیلوپارسک به دست می‌آید. سپس برای تخمین جرم موجود در درون کهکشان که باعث ایجاد یک چنین سرعت پخشی شده است، جرمی معادل ۱۰^۱۰×۰٫۷۱ جرم خورشیدی محاسبه می‌شود تا بتواند در شعاع مؤثر یک چنین سرعت پخشی بالایی را ایجاد کند. با نگاه‌کردن به خوشه‌های ستاره‌ای موجود در این کهکشان به خوبی معلوم می‌شود که این جرم به شدت بیشتر از مقدار جرم ستاره‌ای موجود در درون کهکشان است.

در این تحقیق، به دلیل اینکه در این کهکشان پخشی ستاره‌زایی صورت نگرفته است، میزان گاز به شدت کم و درنتیجه قابل چشم پوشی در نظر گرفته می‌شود. از طرف دیگر برای تخمین جرم ستاره‌ای درون کهکشان از درخشندگی فیلتر i و همچنین رنگ g-i استفاده شده است (برای دیدن جزئیات این روش به این مقاله‌^(۷) مراجعه کنید). با استفاده از این روش جرم ستاره ای ۱۰^۸×۳ جرم خورشیدی به دست آمده است. درنتیجه با تقسیم جرم ستاره‌ای بر جرم کل، مقدار جرم ماده‌ی تاریک به دست می‌آید. برای این کهکشان پخشی چیزی حدود ۹۸% جرم دینامیکی کهکشان از ماده‌ی تاریک درست شده است. این میزان جرم برای جلوگیری از پخش‌شدن کهکشان توسط نیروهای کِشندی گیسو قابل توجه است.