در مرکز خوشه‌های کهکشانی نوع خاصی از کهکشانهای بیضوی یافت می‌شود که بسیار پرجرم و درخشان هستند. به این کهکشان‌ها درخشان‌ترین کهکشان خوشه۱ یا به اختصار BCG گفته می‌شود. مطالعه‌ی جمعیت ستاره‌ای این کهکشان‌ها نشان می‌دهد که بیش‌تر ستاره‌های آن‌ها طی یک دوره‌ی ستاره‌زایی کوتاه و باشدت در انتقال‌به‌سرخ‌های بالاتر از ۲ به وجود آمده‌اند، که از این بابت، تفاوت چندانی با کهکشانهای بیضوی معمولی ندارند. هم‌چنین این کهکشان‌ها از لحاظ قرمزی، ریخت، و جمعیت‌های ستاره‌ای پیر با فراوانی فلزی بالا، شباهت زیادی به کهکشانهای بیضوی دارند. اما از آن‌جا که تحول BCGها تحت تاثیر محیط اطرافشان است، در دسته‌ی جداگانه‌ای از اجرام با تاریخچه‌ی ستاره‌زایی خاص قرار می‌گیرند. از آن‌جایی که این کهکشان‌ها در مرکز چاه پتانسیل گرانشی خوشه‌ها قرار دارند، ستاره‌ها و گازهای کهکشان‌هایی که در حال سقوط به چاه پتانسیل هستند را می‌بلعند. درواقع نواحی دور از مرکز BCGها به طور پیوسته در حال اضافه‌کردن جرم از طریق ادغام جزئی۲ با کهکشانهای اطراف است. بنابراین بخشی از جمعیت‌های ستاره‌ای BCGها از طریق ستاره‌زایی در داخل کهکشان۳ به وجود آمده‌اند و بخشی دیگر از طریق برهمکنش با کهکشانهای اطراف و حتی نور درون خوشه‌ای۴.
مطالعات نشان داده‌اند که مرکز BCGها دارای جمعیت‌های ستاره‌ای پیر (از مرتبه‌ی ۱۳ میلیاردسال) و فراوانی فلزی بالایی ([Fe/H]~0.3) هستند. این یافته‌ها تایید خوبی برای نظریه‌ی شکل‌گیری دو مرحله‌ای کهکشان‌ها است. در واقع این نتایج نشان می‌دهند که هسته و نواحی مرکزی BCGها سریع‌تر و زودتر از نواحی بیرونی آن‌ها شکل گرفتهاند؛ درحالی‌که نواحی بیرونی اخیرا به وجود آمده‌اند. درواقع نواحی بیرونی، مدتی بعد از شکل‌گیری هسته‌ی BCGها، با اضافه‌کردن جرم از طریق ادغام کهکشانی، سایز BCGها را افزایش داده‌اند.
شکل ۱. طیف انباشته‌ی ۶ BCG در فواصل مختلف از مرکز. قرمز: طیف مرکز BCG، آبی روشن: طیف دورترین فاصله از مرکز BCG
سن بالا و فراوانی منیزیم زیاد در BCGها نشان‌دهنده‌ی آن است که ستاره‌زایی آن‌ها به سرعت در انتقال‌به‌سرخ‌های بالا خاموش شده است. در واقع فرآیندهایی چون برهنگی ناشی از فشار ترمزی۵ (بیش‌تر بخوانید) توسط ماده‌ی درون خوشه‌ای۶، اختلالات کشندی با نور درون خوشه‌ای، ادغام‌های کهکشانی و برهمکنش با کهکشانهای دیگر و بازخوردهای هسته‌های کهکشانی فعال (بیش‌تر بخوانید) باعث می‌شوند که گاز مورد نیاز برای شکل‌گیری ستاره‌های جدید به پایان برسد. ولی چندین مطالعه نشان داده‌اند که برخی از BCGها در کیهان نزدیک اخیرا ستاره‌زایی داشته‌اند. Pipino et al. 2009 با استفاده از داده‌های GALEX در بازه‌ی طول‌موج فرابنفش دریافته‌اند که هسته‌ی BCGها نشانه‌هایی از ستاره‌زایی دارند. آن‌ها دریافته‌اند ستاره‌های جوان این کهکشان‌ها حتی جوان‌تر از ۲۰۰میلیون سال هستند و کمتر از ۱٪ جرم ستاره‌ای کل این کهکشان‌ها را تشکیل می‌دهند. به همین دلیل طی دهه‌ی گذشته، فرآیندهایی که باعث آغاز ستاره‌زایی اخیر در BCGها می‌شوند، بسیار مورد مطالعه قرار گرفته است. از آن‌جایی که BCGها دارای پراکندگی سرعت بالایی هستند، بعید است که گاز سرد لازم برای ستاره‌زایی اخیر از ادغام‌های غنی از گاز تامین شده باشد؛ زیرا این نوع از ادغام‌ها برای کهکشان‌هایی با پراکندگی سرعت بالا، کمتر رخ می‌دهد. رصدها و شبیه‌سازی‌ها نشان می‌دهند که ادغام‌های غنی از گاز در انتقال‌به‌سرخ‌های بالا بسیار رایج هستند.
مطالعات زیادی نشان داده‌اند که BCGهایی که علائم ستاره‌زایی اخیر را دارند در خوشه‌هایی با جریان‌های سرد از مواد درون خوشه‌ای قرار گرفتهاند. برای مثال Bildfell et al. 2008 پروفایل رنگی نمونه‌ای از BCGها را مطالعه کرده‌اند و دریافته‌اند که رنگ ۲۵٪ از BCGها در قسمت مرکزی این کهکشان‌ها آبی‌تر از نواحی بیرونی آن‌هاست (یعنی جمعیت ستاره‌ای جوان‌تری دارند). آن‌ها نتیجه گرفتند که هسته‌ی مرکزی این کهکشان‌ها در حال ستاره‌زایی است و این ستاره‌زایی را به فرآیندهای محیطی درون خوشه ربط دادند.
شکل۲. درصد جرمی ستاره‌های جوان‌تر از ۱میلیاردسال بر حسب فاصله از مرکز BCG
در مقاله‌ی حاضر، نویسندگان جمعیت ستاره‌ای جوان (ناشی از ستاره‌زایی اخیر) در مرکز BCGها را با روشی متفاوت آشکارسازی کردند و حتی به صورت دقیق نشان داده‌اند که این جمعیت‌های ستاره‌ای جوان چند درصد از جرم ستاره‌ای کل BCGها را تشکیل می‌دهد. آن‌ها برای این مطالعه از داده‌های فرابنفش و اپتیکی طیف‌سنج X-SHOOTER نصب‌شده بر روی تلسکوپ VLT استفاده کرده‌اند. نویسندگان این مقاله طیف ۶ BCG در انتقال‌به‌سرخ ۰.۰۵ را در مرکز و هم‌چنین فواصل مختلف از مرکز این کهکشان‌ها به دست آورده‌اند و شدت چندین خطوط طیفی را روی آن‌ها اندازه‌گیری کرده‌اند. شکل ۱ طیف انباشته‌ی۷ این شش کهکشان (جمع طیف شش کهکشان) را در فواصل مختلف از مرکز کهکشان با رنگ‌های مختلف نشان می‌دهد. خطوط طیفی مورد استفاده در این مقاله با نقطه‌چین‌های عمودی مشخص شده‌اند. سپس با مقایسه‌ی شدت خطوط طیفی رصدشده با مدل‌های جمعیت ستاره‌ای E-MILES، درصد جرمی ستاره‌های جوان‌تر از ۱میلیاردسال را در فواصل مختلف از مرکز کهکشان به دست آورده‌اند. شکل ۲ تغییرات درصد جرمی ستاره‌هایی که اخیرا شکل گرفتهاند را برحسب فاصله از مرکز BCGها نشان می‌دهد. همان‌طور که دیده می‌شود، در مرکز BCGها تنها ۰.۷٪ از جرم ستاره‌ای کل آن‌ها را ستاره‌های جوان‌تر از ۱میلیاردسال تشکیل می‌دهند. این درصد در نواحی بیرونی حتی به صفر هم می‌رسد. آن‌ها یکی از منابع گاز مورد نیاز برای چنین ستاره‌زایی اخیری در مرکز BCGها را در تابع جرم اولیه‌ی ستاره‌ای۸ (در اینجا، اینجا و اینجا بیش‌تر بخوانید) این کهکشان‌ها می‌بینند. طبق یافته‌های این گروه، تابع جرم اولیه‌ی این کهکشان‌ها در مرکز، دارای ستاره‌های کم‌جرم بیش‌تری نسبت به ستاره‌های پرجرم است. نسبت ستاره‌های کم‌جرم به پرجرم با فاصله از مرکز BCGها کاهش می‌یابد. از آن‌جایی که ستاره‌های کم‌جرم عمر طولانی‌تری نسبت به ستاره‌های پرجرم دارند، بعد از مدت زمان طولانی‌تری به پایان عمر خود می‌رسند و گاز مورد نیاز برای شکل‌گیری ستاره‌های جدید را در محیط بین ستاره‌ای آزاد می‌کنند. درواقع جمعیت ستاره‌ای پیر BCGها (که جمعیت ستاره‌ای غالب است) منبعی برای گاز مورد نیاز ستاره‌زایی در دوران اخیر است و چون سن جمعیت ستاره‌ای پیر BCGها با فاصله گرفتن از مرکز کاهش می‌یابد، میزان جمعیت ستاره‌ای جوان (کمتر از ۱میلیاردسال) با فاصله‌گرفتن از مرکز BCGها هم کاهش می‌یابد.
* شکل بالای صفحه یک BCG در خوشه‌ی کهکشانی آبل را نشان می‌دهد که توسط تلسکوپ فضایی هابل گرفته شده است.
(۱) Brightest Cluster Galaxy
(۲) Minor Merger
(۳) in-situ formation
(۴) Intra Cluster Light
(۵) Ram Pressure Stripping
(۶) Intra Cluster Medium
(۷) Stacked Spectra
(۸) Stellar initial Mass Function
عنوان اصلی مقاله: Young stellar population gradients in central cluster galaxies from NUV and optical spectroscopy
نویسندگان: Salvador-Rusiñol, Núria; Beasley, Michael. A.; Vazdekis, Alexandre; La Barbera, Francesco
این مقاله برای چاپ در مجله‌ی MNRAS پذیرفته شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: https://arxiv.org/pdf/2011.12042v1.pdf
گردآوری: الهام افتخاری
