با استفاده از مطالعه‌ی جمعیت ستاره‌ای۱ کهکشانها می‌توان آن‌ها را به دو دسته‌ی کلی ستاره‌زا۲ و غیرستاره‌زا یا خاموش۳ طبقه‌بندی کرد. دسته‌ی اول شامل کهکشان‌هایی است که جوان و در حال ستاره‌زایی هستند و دسته‌ی دوم کهکشان‌هایی را شامل می‌شود که ستاره‌زایی در آن‌ها متوقف شده است و جمعیت ستاره‌ای پیرتری دارند. یکی از اهداف اصلی تلسکوپ فضایی جیمز وب۴، پاسخ به یکی از چالش‌برانگیزترین سوالات در مطالعه‌ی ساختار و تحول کهکشانها است: چگونگی شکل‌گیری سریع جرم کهکشانها در یک بازه‌ی زمانی بسیار کوتاه، پایان یافتن ستاره‌زایی آن‌ها و قرار گرفتن آن‌ها در دسته‌ی خاموش یا غیرستاره‌زا.
بر اساس تئوری‌های موجود در زمینه‌ی تحول کهکشانها پیش‌بینی می‌شود که برای مصرف تمام گاز مورد نیاز برای ستاره‌زایی به زمانی از مرتبه‌ی میلیارد سال نیاز است (هر چند عواملی مانند بادهای ستاره‌ای۵، بازخورد هسته‌ی فعال کهکشانی۶، ادغام۷ و برهم‌کنش با دیگر کهکشانها می‌توانند این فرآیند را تسریع کنند). در نتیجه انتظار می‌رود با نگاه کردن به فواصل دورتر (نگاه به گذشته در زمان) شاهد تعداد کم‌تری از کهکشان‌های خاموش باشیم.
نویسندگان این مقاله با استفاده از داده‌های به دست آمده از طیف‌سنج فروسرخ نزدیک تلسکوپ فضایی جیمز وب (NIRSpec) حضور یک کهکشان خاموش به نام GS-9209 با جرم ستاره‌ای نزدیک به ۳۸ میلیون برابر جرم خورشید در انتقال به سرخ ۴/۶۵۸، تنها ۱/۲۵ میلیارد سال بعد از انفجار بزرگ۸ را گزارش می‌کنند. بر اساس مطالعات انجام شده توسط این گروه به نظر می‌رسد تمام جرم ستاره‌ای این کهکشان تنها در یک بازه‌ی زمانی ۲۰۰ میلیون ساله، قبل از به پایان رسیدن فعالیت ستاره‌زایی در انتقال به سرخ ۶/۵ معادل با زمانی که عمر کیهان تنها ۸۰۰ میلیون سال بوده‌است، تشکیل شده باشد.
در این مقاله، نویسندگان خطوط جذبی طیف کهکشان GS-9209 را مطالعه کرده‌اند. بررسی خطوط جذبی طیف کهکشانها، یکی از روش‌های مطالعه‌ی تاریخچه‌ی خاموشی کهکشان‌های ستاره‌زا است. تصویر۱ طیف کهکشان GS-9209 را که توسط تلسکوپ فضایی جیمز وب رصد شده‌است، نشان می‌دهد. این طیف در بازه‌ی طول موجی۵/۱ -۱/۷میکرومتر قرار دارد که شامل تعداد زیادی خطوط جذبی بالمر۹ (خط جذبی حاصل از گذار الکترون از تراز۲ به ترازهای بالاتر) است. طیف به دست آمده از این کهکشان خاموش با حضور این خطوط جذبی بالمر شباهت بسیار زیادی به طیف ستارگان نوع A داشته که با استفاده از آن‌ها می‌توان تحولات ستاره‌زایی را در طول زمانی از مرتبه‌ی حدود ۱۰۰ میلیون سال بررسی کرد. به بیان ساده‌تر، این ستارگان اطلاعات مربوط به تغییرات ستاره‌زایی در طی ۱۰۰ میلیون سال اخیر را در بر دارند. حضور این جمعیت ستاره‌ای یادآور کهکشان‌های پساستاره‌زا۱۰ در انتقال به سرخ‌های پایین‌تر و نشان‌دهنده‌ی پایان ستاره‌زایی در یک بازه‌ی کوتاه، در حدود طول عمر ستارگان نوع A بر روی رشته‌ی اصلی است. نویسندگان این مقاله برای تعیین عمق هر کدام از این خطوط جذبی پهنای-هم‌عرض۱۱ این خطوط را گزارش می‌کنند (پهنای-هم‌عرض معیاری است که شدت یک خط جذبی را توصیف می‌کند). مطالعه‌ی پهنای-هم‌عرض خطوط مشاهده شدهی جذبی سری بالمر و پهن‌شدگی نسبی خط نشری نیتروژن-۲ نسبت به خط نشری پهن شدهی هیدروژن-آلفا (حاصل از گذار الکترون برانگیخته از تراز ۳ به ۲) به ترتیب نمایان‌گر غالب بودن جمعیت ستاره‌ای در پیوستار و حضور هسته‌ی فعال کهکشانی است.
شکل ۱. طیف گرفته‌شده از GS-9209 با استفاده از طیف‌سنج تلسکوپ فضایی جیمز وب در ناحیه‌ی فروسرخ نزدیک. خط سیاه مدل به دست آمده از کد Bagpipes برای برازش بر روی خطوط جذبی و نشری موجود در طیف را نمایش می‌دهد. این کد با بهره‌گیری از آمار بیز و همچنین در برداشتن فرضیات گسترده در مورد تاریخچه‌ی ستاره‌زایی برای مدل سازی طیف کهکشانها استفاده می‌شود.
شکل ۲. نرخ ستاره‌زایی کهکشان GS-9209 بر اساس تابعی از زمان. طبق این نمودار، کهکشان GS-9209، عمده‌ی جمعیت ستاره‌ای خود را طی یک بازه‌ی زمانی ۲۰۰ میلیون ساله، از حدود ۶۰۰ تا ۸۰۰ میلیون سال پس از انفجار بزرگ شکل داده‌است.
مطالعات خط نشری پهن شدهی هیدروژن-آلفا و نیتروژن-۲ بر روی طیف کهکشان GS-9209 نشان می‌دهد که این کهکشان دربردارنده‌ی یک ابرسیاه‌چاله۱۲ با جرمی ۴-۵ برابر جرم قابل انتظار برای کهکشان‌هایی با جرم ستاره‌ای مشابه GS-9209 است. بر اساس نتایج به دست آمده از بررسی تاریخچه‌ی ستاره‌زایی در این کهکشان، میانگین نرخ ستاره‌زایی این کهکشان در ۱۰۰ میلیون سال گذشته تقریبا برابر با صفر است و این کهکشان را در دسته‌بندی غیرستاره‌زا قرار می‌دهد. بررسی بیش‌تر بر روی پیشینه‌ی فعالیت این ابرسیاه‌چاله، بازخورد فعالیت‌های ناشی از هسته‌ی فعال کهکشانی را یکی از دلایل احتمالی برای توقف ستاره‌زایی در این کهکشان می‌داند. هسته‌ی فعال کهکشانی باعث گرمایش گاز سرد (سوخت اصلی ستاره‌زایی) شده و کهکشانها را از حالت فعال ستاره‌زایی به حالت غیرفعال تبدیل می‌کند. GS-9209 یک نمونه‌ی جالب توجه است که نشان می‌دهد تشکیل ساختارهای عظیمی مانند کهکشانها، در همان یک میلیارد سال اولیه‌ی عالم و خاموشی ستاره‌زایی حداکثر تا ۸۰۰ میلیون سال بعد از انفجار بزرگ به خوبی صورت گرفته‌است.
۱. Stellar Population
۲. Star Forming
۳. Quiescent
۴. James Webb Space Telescope (JWST)
۵. Stellar Winds
۶.Active Galactic Nucleus (AGN) Feedback
۷. Merger
۸. Big Bang
۹. Balmer Absorption Lines
۱۰. Post-Starburst Galaxies
۱۱. Equivalent Width
۱۲. Super Massive Blackhole
شکل بالای صفحه: گروه کهکشانی HCG 87. در این تصویر کهکشان‌های ستاره‌زا و غیرستاره‌زا دیده می‌شوند. منبع: ویکیپدیا
عنوان اصلی مقاله: A massive quiescent galaxy at redshift 4.658
نویسندگان: Adam C. Carnall et al
لینک اصلی مقاله: https://arxiv.org/pdf/2301.11413
گردآوری: فائزه اخلاقی‌منش
