دسته‌ای از کهکشان‌ها که کهکشان‌های زیرمیلیمتری نامیده می‌شوند(۱) در اوایل پیدایش کیهان بسیار فعال بوده‌اند. آن‌ها با آهنگی حدود ۱۰۰۰ بار بیشتر از راه‌شیری ستاره تولید می‌کنند که بخش زیادی از آن در مرکز ۱ کیلوپارسکی کهکشان رخ می‌دهد. این منطقه‌ی مرکزی حدودا هم‌اندازه‌ی کهکشان‌های پرجرم و آرام در دوران اوج فعالیت ستاره‌زایی کیهان (حدود ۳ میلیارد سال پیش، انتقال‌به‌سرخ ۲) و هم‌اندازه‌ی مرکز کهکشان‌های غول‌پیکر بیضی‌گون در کیهان امروزی است. علارغم اهمیت زیاد این مراکز فعال ستاره‌زا، دانش ما درباره‌ی آن‌ها بسیار محدود است، چرا که برای مطالعه‌ی فیزیک و سینماتیک این مراکز به داده‌هایی با رزولوشن بسیار بالا (حتی بالاتر از دقت تلسکوپ هابل) احتیاج داریم. در این مقاله، منجمان درباره‌ی نتایج رصدی‌شان از گاز و غبار داخل یک کهکشان پرنور زیرمیلیمتری در انتقال‌به‌سرخ ۴.۳ با رزولوشن ۵۵۰ پارسک صحبت می‌کنند. این نتایج بر اساس داده‌های آرایه‌ی آلما(۲) به دست آمده است.
شکل ۱: نمای کهکشان در تابش مونوکسید کربن (چپ)، طول موج ۳.۲ میلیمتر (میانه)، و ۸۷۰ میکرون (تابش غبار، راست). دو توده‌ی ستاره زا در تصویر میانه نشان داده شده است (clump 1 و ۲).
با استفاده از آرایه‌ی آلما، منجمان توانسته‌اند این کهکشان را در طول‌موج منتشر شده از نوسانات ملکول CO (مونوکسید کربن) رصد کنند. این تابش گاز ملکولی داخل کهکشان را نشان می‌دهد. مولفان همچنین تابش غبار این کهکشان را در طول‌موج‌های بلندتر رصد کرده‌اند. این رصدها نشان می‌دهند که دو توده در مرکز کهکشان وجود دارد. تصور می‌شود که بسیاری از کهکشان‌های فعال زیرمیلیمتری یک هسته‌ی بسیار ستاره‌زا داشته باشند، اما این مقاله نشان می‌دهد که ساختار مرکزی این کهکشان‌ها ممکن است به این سادگی نیز نباشد.
رصدها و شبیه‌سازی‌ها نشان می‌دهند که توده‌های ستاره‌زا در نواحی ناپایدار گرانشی در منطقه‌ی خارجی کهکشان ساخته می‌شوند و به سمت مرکز کهکشان مهاجرت می‌کنند. اگر دیسک کهکشان ناپایدار باشد، تابش شدید ستاره‌ای به طور موقتی فشار را در دیسک بالا می‌برد و آن را گرم می‌کند تا به پایداری برسد. زمانی که به پایداری رسید، ستاره‌زایی کم‌بازده می‌شود و فشار پایین می‌آید. در همین زمان جذب گاز ممکن است منجر به بالارفتن چگالی سطحی گاز در کهکشان شود. زمانی که گرانش خود گاز بر کاهش فشار غلبه کند، دیسک ناپایدار می‌شود. اما در مورد کهکشان بررسی شده در این مقاله، فشار تابش ستاره‌ای آنقدر نیست که توده‌های ستاره‌زا را برهم بزند. در چنین دیسک گازی‌ای که از نظر گرانشی ناپایدار است، انتظار می‌رود که ابرهای ملکولی با بازدهی بالایی به ستاره تبدیل شوند. تخمین زده می‌شود که گاز داخل این کهکشان در طی ۱۰۰ میلیون سال آینده به ستاره تبدیل می‌شود. این اپیزودهای کوتاه ستاره‌زایی موجب می‌شوند که کهکشان به طور موقت در طول‌موج‌های زیرمیلیمتری بسیار پرنور شود.
هنوز مشخص نیست که چگونه چنین مقدار زیادی گاز ملکولی در منطقه‌ی کوچکی از مرکز کهکشان جمع شده است. بنابر پیش‌بینی‌های شبیه‌سازی‌های کهکشانی، محتمل‌ترین سناریو یک برخورد کهکشانی است. رصدهای بیشتری با آرایه‌ای مانند آلما از کهکشان‌های مشابه کهکشان این مقاله لازم است تا دانش ما درباره‌ی چگونگی شکل‌گیری کهکشان‌های زیرمیلیمتری در ابتدای کیهان کامل شود.
(۱) Submillimeter Galaxies. علت این نام‌گذاری این است که این کهکشان‌ها در طول‌موج‌های زیرمیلیمتری بسیار درخشان هستند.
(۲) Atacama Large Millimeter/submillimeter Array – ALMA
عنوان اصلی مقاله: A gravitationally unstable gas disk of a starburst galaxy 12 billion years ago
نویسندگان:Tadaki, Ken-ichi, et al
این مقاله در نشریه‌ی Nature چاپ شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: https://arxiv.org/abs/1808.09592v1
گردآوری: آیرین شیوایی
