با استفاده از حساسیت و عمق بی سابقه‌ی داده‌های تلسکوپ فضایی جیمز وب، مطالعه‌ی تاریخچه‌ی ستاره‌زایی۱ کهکشان‌ها در اوایل عالم، تنها چند صد میلیون سال پس از مهبانگ با پیشرفت چشم‌گیری روبه‌رو شده‌است. عوامل گوناگونی مانند سرد شدن گاز۲، فرآیندهای بازخوردی۳ و عوامل محیطی۴، همگی در چگونگی تشکیل ستارهها در کهکشان‌ها تاثیرگذار هستند. تاثیر این عوامل در کهکشانهای کم‌جرم، به دلیل گرانش ضعیف‌تر، بیش‌تر از کهکشانهای پرجرم است. این تاثیرات معمولا به نوسانات شدید در نرخ ستاره‌زایی در بازههای زمانی کوتاه منجر می‌شود که از آن به عنوان “ستاره‌زایی ناگهانی” یا “ستاره‌زایی فورانی”۵ یاد می‌شود. شبیه‌سازی‌های صد میلیون سال ابتدای عالم، نشان می‌دهند که کهکشانهای کم‌جرم با تاریخچه‌ی ستاره‌زایی فورانی، جمعیت غالب در آن دوره‌ی کیهانی بوده‌اند.
مطالعه‌ی تاریخچه‌ی ستاره‌زایی فورانی از چند جهت اهمیت دارد. برای مثال، از آن‌جایی که فرایندهای بازخوردی و برافزایش۶ در مقیاس‌های زمانی متفاوت عمل می‌کنند، بررسی بازه‌ی زمانی تغییرات نرخ ستاره‌زایی به درک بهتر عوامل فیزیکی تاثیرگذار بر این پدیده کمک می‌کند. از دیگر دلایل اهمیت مطالعه‌ی ستاره‌زایی فورانی این است که این پدیده منجر به تغییرات ناگهانی در درخشندگی کهکشان‌ها می‌شود، که در مشاهده‌پذیری آن‌ها تأثیر دارد. یکی دیگر از پیامدهای کلیدی چنین ستاره‌زایی ناگهانی، ورود کهکشان به یک دوره‌ی “خاموشی موقت” پس از توقف شدید ستاره‌زایی است. در این مقاله کهکشانهای این دوره را “کهکشانهای موقتا خاموش”۷ نامیده‌اند. فرآیندهای فیزیکی محتمل برای توضیح این خاموشی هنوز مورد بحث هستند. به نظر می‌رسد بازخورد ابرنواختری۸ به تنهایی برای توقف ناگهانی ستاره‌زایی در بازههای زمانی کوتاه کافی نباشد و ممکن است عوامل محیطی هم در برخی موارد نقش داشته باشند.
نویسندگان این مقاله، با بهره‌گیری از روش‌های آماری و مطالعه‌ی بیش از ۲۰۰ کهکشان شبیه‌سازی شده در انتقال به سرخ بین ۶ تا ۸، به بررسی این سیستم‌های کیهانی در مراحل مختلف ستاره‌زایی‌شان پرداخته‌اند. با در نظر گرفتن این کهکشان‌ها به عنوان یک “مجموعه”ی آماری و مقایسه‌ی تعداد کهکشانهای موقتا خاموش با کهکشان‌هایی که در حال ستاره‌زایی فورانی هستند، می‌توان اطلاعات ارزشمندی در خصوص ساختار و تحول کهکشانهای اولیه در عالم به دست آورد.
مقایسه‌ی نتایج بدست آمده با داده‌های رصدی جیمز وب به محدودکردن نظریات موجود درباره‌ی این شکل از ستاره‌زایی و همچنین فرآیندهای شکل‌دهنده‌ی آن کمک می‌کند. شبیه‌سازی SERRA، تکامل کهکشان‌هایی با شکست لایمن۹ و جرم کم‌تر از ۱۰^۱۰ برابر جرم خورشید را در دوره‌ی بازیونش۱۰ دنبال می‌کند. در این مقاله برای بررسی رفتار ستاره‌زایی فورانی در هر کهکشان، از نسبت نرخ ستاره‌زایی در ۳ میلیون‌سال اخیر به ۵۰ میلیون سال اخیر استفاده کرده‌اند؛ به طوری‌که نسبت SFR3/SFR50 > 1 نشان‌دهنده‌ی زمانی است که کهکشان تحت تاثیر ستاره‌زایی فورانی بوده، در حالی‌که نسبت کم‌تر از یک به معنای رکود در نرخ ستاره‌زایی است. همان‌طور که در شکل شماره ۱ نمایش داده شده است، در یک جرم ثابت، کهکشان‌هایی با نرخ ستاره‌زایی بالا معمولا در فاز ستاره‌زایی ناگهانی هستند و این نسبت به مقدار ۵ می‌رسد، در حالی‌که کهکشانهای با نرخ ستاره زایی کم‌تر، با احتمال بیش‌تری به سمت رکود در نرخ تشکیل ستاره پیش می‌روند. در میان این نمونه از کهکشان‌ها که در حال رکود در نرخ ستاره‌زایی هستند، تنها سیستم‌هایی با جرم کم‌تر از ۹^۱۰ برابرجرم خورشید دچار یک رکود شدید در ستاره‌زایی می‌شوند و به طور موقت در حالت خاموش قرار می‌گیرند. این یک نتیجه‌ی مستقیم از چگونگی تاثیر ستاره‌زایی فورانی بر کهکشانهای با جرم گوناگون است و این‌که کهکشانهای کم‌جرم بیش‌تر تحت تاثیر این فرآیند هستند. هیستوگرام سمت راست نشان می‌دهد که کهکشانهای مورد مطالعه در این مقاله، طیف وسیعی از نرخ ستاره‌زایی را در بردارند. همچنین، جالب توجه است که کهکشانهای موقتا خاموش، کسر قابل توجهی از جمعیت کهکشان‌ها (۲۵٪) را در بازه‌ی انتقال به سرخ ۶ تا ۸ تشکیل می‌دهند.
رابطه‌ی جرم ستاره‌ای و نرخ ستاره‌زایی میانگین ۳ میلیون سال اخیر، برای ۲۰۸ کهکشان شبیه‌سازی شده در انتقال به سرخ ۶ تا ۸. کهکشانهای موقتا خاموش با رنگ نارنجی نشان داده شده‌اند. کهکشان های ماهواره‌ای که به دور سیستم‌های پرجرم‌تر می‌چرخند (مربع) از کهکشانهای مرکزی (دایره) متمایز شده‌اند. در این مقاله، نویسندگان با استفاده از نتایج شبیه‌سازی SERRA همراه با مدل‌سازی طیف کهکشان‌ها به پیش‌بینی فراوانی مورد نظر برای کهکشانهای موقتا خاموش در انتقال به سرخ‌های بالا می‌پردازند. این نمودار نشان می‌دهد که پراکندگی زیادی در نرخ ستاره‌زایی به‌ویژه در کهکشانهای کم‌جرم وجود دارد، که نتیجه‌ی همان نوسانات فورانی است.
در ادامه‌ی این مقاله، برای بررسی اثر محیط بر فرایند ستاره‌زایی ناگهانی در انتقال به سرخ‌های بالا، کهکشان‌ها به دو دسته‌‌ی کهکشانهای مرکزی ۱۱و کهکشانهای ماهواره‌ای۱۲ (کهکشان‌هایی که در مجاورت کهکشان‌هایی با جرم بیش‌تر قرار دارند) تقسیم شدند. همان‌طور که در تصویر شماره‌ی ۱ نشان داده شده است، توزیع این دو دسته از کهکشان‌ها در رابطه‌ی جرم و نرخ‌ستاره‌زایی تفاوت زیادی ندارد و هر دو گروه با تقریب خوبی یک ناحیه را پوشش می‌دهند. با این حال، در مقایسه‌ی تعداد کهکشان‌ها، ۳۲ درصد از کهکشانهای ماهواره‌ای و ۱۷ درصد از کهکشانهای مرکزی در فاز موقتا خاموش قرار دارند. در مطالعه‌ی دیگری توسط Geli et al. 2023 نشان داده می‌شود که در هر دو دسته از کهکشان‌ها فرایندهای بازخورد ستاره‌ای، دلیل اصلی این خاموشی ستاره‌زایی است. در این مقاله نیز از بازخورد ابرنواختری به عنوان فرآیند اصلی برای توقف ستاره‌زایی در کهکشان‌هایی با جرم کم‌تر از ۹^۱۰ جرم خورشید اشاره می‌شود. بنابراین، طبق این مطالعه، خاموشی مستقل از محیطی است که کهکشان‌ها در آن قرار دارند. تفاوت جزئی در تعداد سیستم‌های خاموش بین دو گروه کهکشانهای مرکزی و ماهواره‌ای می‌تواند به دلیل توانایی آن‌ها برای از سرگیری مجدد ستاره‌زایی پس از یک دوره‌ی خاموشی باشد، که این موضوع به محیط کهکشان مورد مطالعه وابسته است. به طور خاص در این مقاله اشاره می‌شود که کهکشانهای ماهواره‌ای با احتمال کم‌تری قادر به تجدید منابع گازی برای ستاره‌زایی هستند؛ زیرا کهکشانهای مرکزی که جرم بیش‌تری نسبت به کهکشانهای ماهواره‌ای دارند، به دلیل پتانسیل گرانشی قوی‌تر، منابع لازم برای شروع مجدد ستاره‌زایی و خارج شدن از فاز خاموشی را در اختیار دارند.
۱. Star-Formation History
۲. Gas cooling
۳. Feedback
۴. Environmental factors
۵. Bursty star formation
۶. Accretion
۷. Temporarily quiescent
۸. Supernovae feedback
۹. Lyman break
۱۰. Reionization era
۱۱. Central galaxies
۱۲. Satellite galaxies
شکل بالای صفحه: تصویر گرفته شده توسط تلسکوپ جیمز وب از خوشه‌ی کهکشانی MACS-J0138.
عنوان اصلی مقاله: Temporarily quiescent galaxies at cosmic dawn: probing bursty star formation
نویسندگان: .Viola Geli et al
لینک اصلی مقاله: https://arxiv.or/pdf/2408.05273
گردآوری: فائزه اخلاقی‌منش
