دوگانگی کهکشانی۱، وجود دو گروه متمایز از کهکشانها است که بر اساس ویژگی‌هایی مانند رنگ، ریخت‌شناسی۲ و نرخ ستاره‌زایی۳ کهکشانها از یک‌دیگر متمایز می‌شوند. این مفهوم اشاره به تفاوت بین کهکشانهای نوع پیشین۴ که معمولاً قرمز، بیضوی و از نظر ستاره‌زایی غیرفعال هستند، و کهکشانهای نوع پسین۵ که آبی، مارپیچی و ستاره‌زا می‌باشند، دارد. در نمودار رنگ-قدر مطلق (شکل ۱)، این دوگانگی به صورت دو توزیع مجزا دیده می‌شود: یک رشته‌ی قرمز که شامل کهکشانهای بیضوی است و یک ابر آبی که کهکشانهای مارپیچی را در بر می‌گیرد. کهکشانهای دارای هسته‌ی فعال۶ که معمولا در مرحله‌ی گذار هستند مابین این دو گروه، در ناحیه‌ای به نام دره‌ی سبز۷ قرار می‌گیرند؛ این دسته از کهکشانها یا در حال گذار به سمت خاموش شدن۸ هستند و یا در حال جوان سازی۹ و تشکیل مجدد ستاره می‌باشند.
شکل ۱. نمودار قدر-رنگ: طرح شماتیک از نمودار قدر-رنگ کهکشانها با سه جمعیت: رشته‌ی قرمز، ابر آبی و دره‌ی سبز. منبع: ویکیپدیا
مقاله‌ی پیش رو به بررسی دوگانگی کهکشانها بر اساس ریخت‌شناسی جنبشی آنها و رابطه‌ی این دوگانگی به مسیرهای متفاوت خاموش شدن ستاره‌زایی در کهکشانها می‌پردازد. نویسندگان با تحلیل داده‌های طیف‌نگاری پروژه‌ی MaNGA و بررسی بیش از ۳۰۰۰ کهکشان، به این نتیجه رسیده‌اند که توزیع پارامتر چرخش ذاتی۱۰ ستارهای (λ_Re) در کهکشان‌هایی با جرم ستارهای یکسان در تمامی حالات ستاره‌زایی و محیط‌ها به طور جهان‌شمولی دوگانه است.
پارامتر چرخش ذاتی ستارهای (λ_Re) یکی از معیارهای کلیدی در توصیف ریخت‌شناسی جنبشی کهکشانها است و میزان چرخش منظم ستاره‌ها را نسبت به حرکت تصادفی آنها در یک سیستم کهکشانی نشان می‌دهد. این پارامتر به طور مستقیم به تکانه‌ی زاویه‌ای ویژه‌ی به‌هنجارشده۱۱ی ستاره‌ها مرتبط است و اطلاعات مهمی درباره‌ی تاریخچه‌ی شکل‌گیری و تحول کهکشانها ارائه می‌دهد. بر اساس نظریه‌ی تشکیل ساختار سلسله‌مراتبی۱۲، رویدادهای شدید و آشوبناکی مانند ادغام کهکشانها، می‌توانند چرخش کهکشانها را کاهش دهند و یا از بین ببرند و آنها را تبدیل به سیستم‌های ستارهای با چرخش کند و ساختارهای کروی کنند. برعکس، کهکشان‌هایی که تاریخچه‌ی ستاره‌زایی آرام و منظمی داشته‌اند، معمولاً ساختارهای دیسکی با چرخش سریع دارند.
در این مقاله ابتدا توزیع پارامتر چرخش ذاتی ستارهای در یک جرم ستارهای و نرخ ستاره‌زایی مطالعه شده است. نمودار سمت چپ در شکل ۲ نرخ ستاره‌زایی را در مقابل جرم ستارهای کهکشانهای MaNGA نشان می‌دهد. این نمودار توسط سه خط زردرنگ به سه ناحیه تقسیم شده‌است: گروه کهکشانهای فعال یا ستاره‌زا، گروه کهکشانهای در حال گذار یا دره‌ی سبز، و گروه کهکشانهای غیرستاره‌زا یا منفعل۱۳. در دو نمودار سمت راست، کهکشانهای MaNGA به دو دسته‌ی کم‌جرم و پرجرم تقسیم شده‌اند و رابطه‌ی بین پارامتر چرخش ذاتی ستارهای آنها با نرخ ستاره‌زایی‌شان نشان داده شده‌است. در این دو نمودار از بالا به پایین نرخ ستاره‌زایی کاهش می‌یابد. همان‌طور که دیده می‌شود، چرخش ذاتی ستارهای کهکشانهای پرجرم با کاهش نرخ ستاره‌زایی، کندتر می‌شود. طبق نمودارهای شکل ۲، در هر بازه‌ی جرمی و هر میزان ستاره‌زایی، دوگانگی آشکاری در رفتار جنبشی کهکشانها وجود دارد. با افزایش جرم و کاهش نرخ ستاره‌زایی، کهکشان‌هایی با چرخش ستارهای کند (منحنی قرمز) غالب می‌شوند. درحالی که کهکشانهای در حالت گذار (کهکشانهای دره‌ی سبز)، ترکیب متعادل‌تری از هر دو جمعیت را دارند. این خود می‌تواند شاهدی بر مسیرهای متفاوت خاموش‌شدن در کهکشانها باشد. برای مثال کهکشانهای دیسکی (با چرخش سریع) می‌توانند تاریخچه‌ی آرام‌تری داشته باشند و کهکشانهای کروی (با چرخش کند) می‌توانند تاریخچه‌ی پرآشوب‌تری (مانند ادغام کهکشانی) داشته باشند.
شکل ۲. نموارد سمت چپ کهکشانهای مورد مطالعه در این مقاله را نشان می‌دهد؛ کهکشانهای مورد مطالعه به صورت نقاط مشکی بر اساس میزان ستاره‌زایی و جرم ستارهای نشان داده شده‌اند. ازسمت بالا به پایین ناحیه‌ی بین دو خط زرد نشان دهنده‌ی محدوده‌ی کهکشانهای ستاره‌زا و ناحیه‌ی بین خط زرد دوم و سوم، محدوده‌ی دره‌ی سبز و ناحیه‌ی زیر خط سوم، محدوده‌ی کهکشانهای خاموش شده را نشان می‌دهند. دو گروه قرمز و آبی، به ترتیب نشان دهنده‌ی کهکشانهای کم جرم و پر جرم هستند. بررسی توزیع پارامتر چرخش ذاتی ستاره‌ها در این کهکشانهای کم جرم و پرجرم درنمودار سمت راست، به ترتیب در ستون اول و دوم نشان داده شده است.
نویسندگان برای بررسی تاریخچه‌ی ستاره‌زایی این کهکشانها به سراغ اندازه‌گیری نرخ ستاره‌زایی در دو بازه‌ی زمانی رفته‌اند: یک بازه‌ی زمانی کوتاه و یک بازه‌ی زمانی بلند. آنها از این واقعیت استفاده کرده‌اند که درخشندگی خط نشری هیدروژن-آلفا در طیف کهکشانها می‌تواند فوتون‌های یونیزه شده توسط ستاره‌های پرجرم با طول عمر کوتاه را ردیابی کند و در نتیجه، نرخ ستاره‌زایی را در بازه‌ی زمانی حدود ۱۰ میلیون سال اخیر نشان دهد. در حالی که نرخ ستاره‌زایی که بر اساس توزیع انرژی طیفی در بازه‌ی طول موجی فرابنفش و مادون قرمز میانه اندازه‌گیری می‌شود، میانگین نرخ ستاره‌زایی را در بازه زمانی ۱۰۰ میلیون ساله نشان می‌دهد. این بازه‌ی زمانی مربوط به طول عمر ستاره‌های جوان است که در ناحیه‌ی فرابنقش تابش می‌کنند. در کهکشان‌هایی با تاریخچه‌ی ستاره‌زایی یکنواخت (مثل کاهش تدریجی نرخ ستاره‌زایی)، این دو روش نتایح یکسانی را برای نرخ ستاره‌زایی کهکشان می‌دهند. اما در کهکشان‌هایی که دچار تغییرات سریع در نرخ ستاره‌زایی شده‌اند (مانند فوران یا توقف ناگهانی ستاره‌زایی)، ناسازگاری بین نتایج این دو روش دیده می‌شود. این ناسازگاری ناشی از این است که ستارگان پرجرم و کوتاه‌عمر به پایان عمر خود رسیده‌اند، اما ستارگان جوان‌تر (ستارگانی که در مراحل اولیه‌ی عمر خود هستند) و کم‌جرم‌تر همچنان در بازه‌ی ۱۰۰ میلیون ساله تابش دارند.
در شکل ۳ رابطه‌ی بین تاریخچه‌ی ستاره‌زایی حاصل از این دو روش و پارامتر چرخش ستارهای برای دو گروه کهکشانهای ستاره‌زا و دره‌ی سبز نشان داده شده‌است. در این شکل کهکشانهای غیرستاره‌زا (منفعل) نشان داده‌نشده‌اند زیرا طبق تعریف این کهکشانها دارای تابش هیدروژن-آلفا که نشان دهنده‌ی فعالیت اخیر ستاره‌زایی است، نیستند. طبق این شکل، کهکشان‌هایی که میزان تابش هیدروژن-آلفای آنها با نرخ ستاره‌زایی حاصل از روش توزیع انرژی طیفی رابطه‌ی یک‌به‌یک دارد، معمولاً چرخش سریع‌تری دارند (آبی‌تر هستند، در این شکل متمایل به رنگ سبز). این نشان‌دهنده‌ی تاریخچه‌ی ستاره‌زایی پایدارتر آنها است. کهکشان‌هایی که از روند کلی منحرف شده‌اند (یعنی هیدروژن-آلفا کم‌تر از انتظار در مقابل نرخ ستاره‌زایی صد ساله دارند)، معمولاً چرخش آهسته‌تری دارند (رنگ متمایل به صورتی) که این نشان‌دهنده‌ی توقف سریع ستاره‌زایی در این کهکشانها است، زیرا ستارگان پرجرم در این کهکشانها سریع‌تر به پایان عمر خود رسیده‌اند. همچنین در این شکل مشاهده می‌شود که در میان کهکشانهای ستاره‌زا، ردیف اول، اکثر کهکشانها دارای پارارمتر چرخش ستارهای سریع هستند در حالی که در میان کهکشانهای دره‌ی سبز شاهد دو گروه مجزا از کهکشانهای سریع و کند هستیم که نشان‌دهنده‌ی تحول کهکشانها به سمت خاموش شدن و طی مسیرهای متفاوت می‌باشد.
شکل ۳. محور افقی نرخ ستاره زایی صد میلیون ساله را نشان می‌دهد که براساس مدل سازی بر اساس توزیع انرژی طیفی در بازه‌ی طول موجی فرابنفش و مادون قرمز میانه اندازه‌گیری می‌شود. محور عمودی، نرخ ستاره‌زایی در بازه زمانی کوتاه‌تر، حدود ۱۰ میلیون سال اخیر است که براساس درخشندگی خط تابشی هیدروژن-آلفا اندازه‌گیری شده است. رنگ داده‌ها: هر کهکشان با رنگ‌هایی کدگذاری شده که بیانگر تفاوت میان پارارمتر چرخش ستارهای برای یک کهکشان و میانگین پارامتر چرخش ستارهای برای کهکشانهای با جرم و نرخ تشکیل ستاره مشابه است ؛سبز: کهکشان‌هایی با حرکت زاویه‌ای بیش‌تر از میانگین و صورتی: کهکشان‌هایی با حرکت زاویه‌ای کم‌تر از میانگین.
به منظور بررسی مسیرهای متفاوت تکامل کهکشانها، نویسندگان میزان فلزیت این کهکشانها را نیز بررسی کرده‌اند. زیرا فلزیت می‌تواند سرنخ‌های کلیدی درباره فرآیندهای فیزیکی که منجر به خاموشی کهکشانها شده‌اند را بدهد. از دست دادن سریع گاز می‌تواند منجر به تشکیل کهکشانی منفعل با فلزیتی مشابه کهکشان اولیه‌ی ستاره‌زا شود. در صورتی‌که اگر کهکشانها به طور تدریجی منابع گازی خود را از دست بدهند، ستاره‌زایی رفته‌رفته کاهش می‌یابد و فلزیت، به دلیل غنی شدن محیط بین ستارهای افزایش می‌یابد. کهکشان‌هایی با چرخش سریع، تمایل دارند دیسکی‌شکل و پایدارتر باشند. این پایداری به آنها اجازه می‌دهد که فرآیند از دست دادن گاز را به آرامی تجربه کنند، بدون اینکه به طور ناگهانی دچار اختلال شوند. این درحالی است که اگر کهکشانها به صورت ناگهانی خاموش شوند، گاز خود را توسط فرآیندهای شدید و آشوبناک از دست می‌دهند و فلزیت کم‌تری پیدا می‌کنند. کهکشان‌هایی با چرخش آهسته، معمولاً کروی یا بیضوی هستند و اغلب از طریق ادغام‌های بزرگ و شدید شکل گرفته‌اند. این ادغام‌ها می‌توانند گاز را به سرعت از کهکشان خارج کنند. ستارگان پرجرم و فعال و یا سیاه‌چاله‌های ابرپرجرم۱۴ می‌توانند گاز میان‌ستاره‌ای را با فوران‌های قوی به خارج پرتاب کنند. کهکشان‌هایی که در خوشه‌های کهکشانی قرار دارند، ممکن است گاز خود را به دلیل حرکت سریع در میان محیط چگال میان‌خوشه‌ای۱۵ از دست بدهند. با حذف گاز، کهکشان به طور ناگهانی و سریع خاموش می‌شود. حذف ناگهانی گاز فرصت زیادی برای غنی‌سازی عناصر سنگین باقی نمی‌گذارد. در نتیجه، فلزیت کهکشانهای با چرخش آهسته نسبت به کهکشانهای با چرخش سریع کم‌تر است.
شکل ۴ نشان می‌دهد که فلزیت کهکشان‌هایی با چرخش سریع با کاهش نرخ ستاره‌زایی (از ستاره‌زا (آبی) تا عیر ستاره‌زا (قرمز)) افزایش می‌یابد. این رفتار نشان‌دهنده‌ی فرایند خاموشی تدریجی در کهکشان‌هایی است که به تدریج منابع گازی خود را از دست می‌دهند و در نتیجه فلزیت ستارهای آنها افزایش می‌یابد. فلزیت کهکشان‌هایی با چرخش آهسته به نرخ ستاره‌زایی بستگی ندارد زیرا هر سه گروه کهکشانی فلزیت مشابهی را برای کهکشانها با جرم‌های مختلف نشان می‌دهند. این نشان‌دهنده‌ی فرآیند خاموشی سریع است که در آن کهکشانها گاز خود را از طریق فوران‌های قوی یا ادغام‌های بزرگ به سرعت از دست می‌دهند، بدون اینکه فرصت کافی برای افزایش فلزیت داشته باشند.
شکل۴. رابطه‌ی میان فلزیت و جرم ستارهای را برای دو جمعیت مختلف کهکشانها. جمعیت با چرخش سریع (چپ): این دسته معمولاً کهکشانهای قرصی و دیسکی‌شکل هستند که پارامتر چرخش ستارهای بالاتری دارند. جمعیت با چرخش آهسته (راست): این دسته معمولاً کهکشانهای کروی‌شکل و دارای حرکت آهسته هستند. رنگ قرمز، سبز و آبی به ترتیب نشان دهنده‌ی کهکشانهای منفعل، کهکشانهای دره‌ی سبز و کهکشانهای فعال یا ستاره‌زا هستند.
به طور خلاصه این مقاله نشان می‌دهد که دوگانگی در پارامتر چرخش ستارهای کهکشان‌هایی که در یک گروه جرمی و با یک میزان از نرخ ستاره‌زایی هستند، وجود دارد و این دوگانگی نشان‌دهنده‌ی مسیرهای تحولی متفاوت آنها می‌باشد.
۱. Galaxy Bimodality
۲. Morphology
۳. Star Formation Rate
۴. Early-Type Galaxies
۵. Late-Type Galaxies
۶.Active Galactic Nuclei
۷. Green Valley
۸. Quenching
۹. Rejuvenation
۱۰. Intrinsic Spin Parametr
۱۱. Normalised
۱۲. Hierarchichal Structure Formation
۱۳. Passive
۱۴. Super Massive Blackhole
۱۵. Intracluster Medium
شکل بالای صفحه مربوط به مقاله‌ای از Schawinski و همکاران در سال ۲۰۱۴ هست که به بررسی کهکشانهای شناسایی شده در پروژه‌ی Galaxy Zoo در دره‌ی سبز می‌پردازند. لینک مقاله: https://arxiv.org/abs/1402.4814
عنوان اصلی مقاله: Universal bimodality in kinematic morphology and the divergent pathways to galaxy quenching
نویسندگان: Bitao Wang, Yingjie Peng, Michele Cappellari
لینک اصلی مقاله: https://arxiv.org/abs/2409.17257
گردآوری: زهرا شعرباف
