چه چیزی باعث از بین رفتن توان ستاره‌زایی در کهکشان‌های کم‌جرم یا کوتوله می‌شود؟ این سوالی است که منجمان مدت‌ها معتقد بودند پاسخ دقیق به آن را یافته‌اند، اما نتایج جدید نشان می‌دهد که ما هنوز از تصویری دقیق و واقع‌بینانه دور هستیم.
کهکشان‌های کوتوله، که جرم ستاره‌ای آن‌ها حدود یک تا دو میلیارد برابر جرم خورشید یا کم‌تر است، از رایج‌ترین انواع کهکشان‌ها در کیهان محسوب می‌شوند. به عنوان مثال، در گروه محلی۱ بیش از ۶۰ کهکشان کوتوله وجود دارد و این تعداد، با بهتر شدن حساسیت تلسکوپ‌ها، روز به روز در حال افزایش است. داده‌های رصدی وجود تعداد زیادی از کهکشان‌های کوتوله‌ی قرمز و خاموش۲ در مراکز پرتراکم کیهان مانند مرکز گروه‌ها و خوشه‌های کیهانی را تایید می‌کند، در حالی‌که کهکشانهایی که در محیط‌های خلوت‌تر (مانند اطراف گروه محلی یا در محیط‌هایی خارج از خوشه‌ها) رصد شده‌اند، غالبا حاوی گاز و در حال ستاره‌زایی هستند. بر اساس این مشاهدات این باور کلی به وجود آمده است که محیط تنها عامل خاموش‌شدن ستاره‌زایی در کهکشان‌های کوتوله است.
زمانی که یک کهکشان با سرعت زیاد درون محیط متراکم و داغ گاز خوشه‌ای حرکت می‌کند، تحت نیرویی به نام فشار ترمزی۳ قرار می گیرد. این نیرو در اثر برخورد و حرکت کهکشان در میان گاز میان خوشه‌ای، بر آن اعمال می‌شود و می‌تواند گاز سرد درون کهکشان را از آن خارج کند. هر چقدر جرم کهکشان بیش‌تر باشد، چاه پتانسیل عمیق‌تری خواهد داشت و خارج کردن گاز سرد از آن سخت‌تر خواهد بود. چاه پتانسیل کم‌عمق کهکشان‌های کوتوله، آن‌ها را به یک قربانی بسیار ساده برای محیط‌های متراکم و شلوغ کیهان تبدیل می‌کند. مثال بارز این پدیده، کهکشان کوتوله‌ی مسیه ۱۱۰ در فاصله ۲/۷۱ میلیون سال نوری از خورشید است. این کهکشان کوتوله حدود چند میلیارد سال قبل، یعنی درست زمانی که وارد خوشه‌ی محلی می‌شده‌است، تمامی گاز خود را از دست داده‌است. مسیه ۱۱۰ امروز یک کهکشان کوتوله‌ی خاموش است که با نور قرمز و توزیع نوری کاملا یکنواخت، در تصاویر نجومی خودنمایی می‌کند.
چرا درک بهتر فرایند خاموش‌شدن کهکشان‌های کوتوله تا این اندازه اهمیت دارد؟ پاسخ ساده به این سوال این است که هر آن‌چه که بتواند ستاره‌زایی را در کهکشان‌های کوتوله متوقف کند، می‌تواند (با نسبت‌های متغیر) سبب خاموش‌شدن کهکشان‌های بزرگ‌تر نیز شود. در واقع، مطالعه‌ی آغاز و پایان ستاره‌زایی در این کهکشان‌ها می‌تواند یک تصویر دقیق از تمامی فرایندهایی که ستاره‌زایی در کهکشان‌ها را مدیریت می‌کند، ارائه دهد. از طرف دیگر، بر اساس مدل استاندارد کیهان‌شناسی Lambda-CDM، این کهکشان‌های کوتوله (یا نمونه‌های هم‌جرم آن‌ها) بودند که ابتدا در عالم شکل گرفتند و سپس، با ادغام‌شدن، کهکشان‌های بزرگ‌تر را شکل دادند. بنابراین، درک بهتر این کهکشان‌ها در واقع درک بهتر آجرهایی است که عالم امروزی را بنا کرده‌اند.
در جستجوی کوتوله‌های خاموش و منزوی!
اگر محیط تنها عامل خاموش‌شدن ستاره‌زایی در کهکشان‌های کوتوله باشد، بنابراین هیچ کهکشان کوتوله‌ی خاموشی نباید در کم‌تراکم‌ترین نقاط کیهان، یعنی تهی‌جاها۴ و رشته‌های کیهانی۵ وجود داشته باشد. تهی‌جاهای کیهانی مناطق وسیعی از کیهان، با ابعاد حدودی ۱۰ تا ۱۰۰ مگاپارسک، هستند که در مقایسه با خوشه‌های کهکشانی، چگالی ماده‌ی بسیار کم‌تری دارند. رشته‌های کیهانی در مرز میان تهی‌جاها قرار گرفته‌اند. برای راستی‌آزمایی این فرضیه، ما به سراغ ۴۲ تهی‌جای کیهانی در بازه‌ی انتقال به سرخ ۰/۰۰۵ تا ۰/۰۵، که کاتالوگ آن‌ها توسط تیم CAVITY جمع‌آوری شده‌است، رفته‌ایم. برای بررسی کوتوله‌ها در رشته‌های کیهانی نیز از کاتالوگ کهکشان‌های رشته‌ای Dominguez-Gomez et al. 2023 استفاده کردیم. هدف ما پیداکردن تنهاترین کوتوله‌ها در کم‌تراکم‌ترین نقاط کیهان بود. بنابراین، کهکشان‌های کوتوله‌ای را در این تهی‌جاها و رشته‌ها انتخاب کردیم که هیچ کهکشان همسایه‌ای، تا فاصله‌ی ۱ مگاپارسکی، از آن‌ها حضور نداشته باشد. دلیل این انتخاب، مطالعاتی هستند که ثابت کرده‌اند یکی از علت‌های خاموشی در کهکشان‌های کوتوله، نزدیکی یا همسایگی با کهکشان‌های دیگر است. سپس در این مطالعه به بررسی تاریخچه‌ی ستاره‌زایی در این کهکشان‌ها با کمک تکنیک‌های طیف‌سنجی، با استفاده از داده‌های طیفی Sloan Digital Sky Survey پرداختیم. طیف‌سنجی یک ابزاری کلیدی و دقیق برای بررسی کهکشان‌هاست و به ما کمک می‌کند تا تخمینی از سن، درصد فراوانی آهن (عناصر سنگین‌تر از هلیوم) و روند ستاره‌زایی در کهکشان داشته باشیم.
شکل ۱. گروهی کمیاب از کهکشان‌های کوتوله‌ی خاموش و منزوی در تهی‌جاها و رشته های کیهانی.
این جستجو سبب شد تا ما گروهی کمیاب از کهکشان‌های کوتوله‌ی پرجرم و خاموش را پیدا کنیم که در تنهاترین و کم‌چگال‌ترین نقاط کیهان حضور دارند. ستاره‌زایی در این کهکشان‌ها بیش از ۲ میلیارد سال پیش متوقف شده‌است و هیچ گازی در این کهکشان‌ها وجود ندارد. این کهکشان‌ها از نظر برخی خصوصیات مانند اندازه و جرم، تفاوتی با سایر کهکشان‌های کوتوله‌ی خاموش در خوشه‌ها ندارند، اما وجه مشترک تمامی آن‌ها، میزبانی از خوشه‌های ستاره‌ای هسته‌ای۶ است. خوشه‌های ستاره‌ای هسته‌ای، مجموعه‌ای فشرده از ستارگان هستند که در مرکز بسیاری از کهکشان‌ها، از جمله کهکشان‌های کوتوله و حتی در راه شیری پیدا می‌شوند. این خوشه‌ها از لحاظ جرم و چگالی، درخشان‌ترین و متراکم‌ترین خوشه‌های ستاره‌ای در کهکشان میزبان خود محسوب می‌شوند.
در شکل ۲، ما تاریخچه‌ی ستاره‌زایی این کهکشان‌ها را با نمونه‌های مشابه (از نظر جرم) در خوشه‌های بزرگ کیهانی مقایسه کردیم. آن‌چه که قابل توجه است، شباهت میزان ستاره‌زایی در برخی از این کهکشان‌های کوتوله‌ی خاموش در تهی‌جاها و رشته‌ها با گروهی از کهکشان‌های کوتوله است که امروزه در مرکز خوشه‌های کیهانی قرار دارند. کهکشانی که امروز در مرکز یک خوشه‌ی کیهانی قرار داشته باشد، بیش از ۵ میلیارد سال را در آن خوشه زندگی کرده‌است و این به معنای قرارگرفتن در معرض تمامی محرک‌های محیطی برای بیش از ۵ میلیارد سال است. به بیان دیگر، ما شاهد دو گروه از کهکشان‌های کوتوله در محیط‌هایی کاملا متفاوت با فعالیت‌های ستاره‌زایی کاملا مشابه هستیم. هر دو گروه بیش از ۴ میلیارد سال پیش به ستاره‌زایی خود خاتمه داده‌اند. از سویی دیگر، کهکشان‌های کوتوله‌ای که امروزه در اطراف خوشه‌ها قرار دارند (یعنی مدت زمان بسیار کمی را در معرض محرک‌های محیطی بوده‌اند) اما حضور یک خوشه ستاره‌ای هسته‌ای در آن‌ها تایید شده‌است، در ستاره‌زایی، رفتاری مشابه با کهکشان‌های خاموش تهی‌جاای و رشته‌ای دارند. سوالی که پیش می‌آید این است: در نبود محرک‌های محیطی، چه چیزی سبب از بین رفتن ستاره‌زایی در این کهکشان‌ها می‌شود؟
شکل ۲. نمودار درصد جرم ستاره‌ای تشکیل‌شده در کهکشان‌ها بر حسب زمان. در تصویر فوق، متوسط فعالیت ستاره‌زایی کهکشان‌های کوتوله‌ی خاموش و منزوی (نشان داده شده با خطوط ممتد) را با فعالیت ستاره‌زایی کهکشان‌های کوتوله‌ی خاموش خوشه‌ای مقایسه کرده‌ایم. کهکشان‌های کوتوله‌ای که در مرکز خوشه‌ها قرار دارند با خط‌چین و کهکشان‌های کوتوله‌ای که در خوشه‌ها، میزبان خوشه‌های ستاره‌ای هسته‌ای هستند، با نقطه‌چین مشخص شده‌اند. خطوط بنفش کهکشانهایی که ستاره‌زایی سریعی داشته‌اند و خطوط صورتی کهکشانهایی که هاله و جمعیت ستاره‌ای خود را در بازه‌ی زمانی طولانی‌تری شکل داده‌اند، نمایش می‌دهد.
خاموشی در حضور سیاهچاله‌ها؟
در سال های اخیر، فعالیت هسته‌های کهکشانی فعال۷ به عنوان یکی از فرآیندهای خاموشی ستاره‌ای در کهکشان‌های کوتوله مورد بحث بوده‌است. فعالیت هسته‌ای کهکشانی فعال به فعالیت‌های شدید و پرانرژی در مرکز برخی از کهکشان‌ها اطلاق می‌شود که معمولا ناشی از حضور یک سیاه‌چاله‌ی پرجرم است. یک سیاه‌چاله با جذب ماده، انرژی زیادی را به صورت تابش در طول موج‌های مختلف تابش می‌کند. این تابش با افزایش دمای گاز میان‌ستاره‌ای و به بیرون راندن بخشی از این گاز، به خاموشی فعالیت ستاره‌زایی در کهکشان منجر می‌شود. بر اساس داده‌های موجود، ما نتوانستیم حضور یا عدم حضور سیاه‌چاله در مرکز این کهکشان‌های کوتوله‌ی خاموش را تایید کنیم. از آن‌جایی که در این بازه‌ی جرمی، معمولا یافتن سیاهچاله‌های مرکزی و تمیزدادن آن‌ها از خوشه‌های ستاره‌ای هسته‌ای کار دشواری است، برای بررسی و مطالعه‌ی این موضوع به داده‌های رصدی بهتری نیاز است.
خودکشی کهکشان‌ها با ستاره‌زایی؟
مطالعات اخیر ثابت کرده‌اند که کهکشان‌ها، فارغ از جرم و محل سکونتشان، دو نوع ستاره‌زایی را در طول زندگی خود تجربه می‌کنند: ستاره‌زایی کوتاه‌مدت و بلندمدت. در شکل ۲، این دوگانگی در فعالیت ستاره‌زایی، حتی در یک نمونه‌ی کوچک کهکشان‌های خاموش تهی‌جاای و رشته‌ای، مشهود است.
کهکشانهایی که هاله و جمعیت ستاره‌ای خود را خیلی سریع شکل می‌دهند، فارغ از محیط امروزی‌شان، رفتار ستاره‌زایی مشابهی دارند. این امر در مقایسه‌ی بین کهکشان‌های تهی‌جا و خوشه‌ای در شکل ۲، قابل تشخیص است. این بدان معناست که این کهکشان‌ها در یک بازه‌ی زمانی خیلی کوتاه، بخش بزرگی از جمعیت ستاره‌ای خود را تشکیل داده‌اند. ستاره‌زایی در این بازه‌ی کوتاه، به معنای تشکیل بادهای ستاره‌ای و فعالیت‌های ابرنواختری۸ شدید است. این فعالیت‌ها می‌توانند با افزایش دمای گاز میان ستاره‌ای و به بیرون راندن بخش زیادی از گاز، سبب خاموش شدن کهکشان‌های کوتوله شوند. البته نقش کلیدی بادهای ستاره‌ای در خاموشی کهکشان‌های کوتوله‌ی کم جرم تا به حال اثبات شده است اما نقش این فرایند برای کهکشان‌های کوتوله‌ی پرجرم، هنوز به درستی درک نشده‌است. ستاره‌زایی شدید، فعالیت‌های ابرنواختری و بادهای ستاره‌ای پس از آن، می‌توانند سبب خاموشی کهکشان‌های کوتوله در تهی‌جاها و حتی در مرکز خوشه‌های کیهانی شوند اما بررسی دقیق‌تر این موضوع، منوط به بررسی داده های دقیق‌تر و مناسب‌تر است.
همچنین کهکشان‌های کوتوله‌ای که هاله و جمعیت ستاره‌ای خود را در بازه‌ی زمانی طولانی‌تری ساخته‌اند، اما میزبان یک خوشه‌ی ستاره‌ای هسته‌ای هستند، فارغ از محیطی که در آن زندگی می کنند رفتار ستاره‌زایی مشابهی را از خود نشان می‌دهند. این امر می‌تواند بدان معنا باشد که شکل‌گیری یا حضور یک خوشه‌ی ستاره‌ای هسته‌ای ممکن است به خاموشی کهکشان‌های کوتوله‌ی میزبان منجر شود. از یک زاویه‌ی دیگر، می‌توان گفت که شکل‌گیری خوشه‌ی ستاره‌ای هسته‌ای، خود نتیجه‌ی یک فرآیند خاموشی (مثل انفجارهای ابرنواختری یا حضور فعالیت‌های هسته‌ای کهکشانی) است و پیدا کردن آن‌ها، مانند یافتن رد پای فرآیندهای خاموشی، به غیر از محرک‌های محیطی، در این کهکشان‌هاست.
آن‌چه که سبب خاموشی کهکشان‌های کوتوله‌ی پرجرم منزوی۹ در تهی‌جاها و رشته‌ها شده‌است، هنوز برای ما مشخص نیست. در این مقاله و با استناد به داده‌ها و نتایجی که به‌دست آوردیم، تنها می‌توانستیم حدس‌هایی را در خصوص فرآیندهای مسئول ارائه دهیم و یافتن پاسخ دقیق‌تر، وابسته به ارزیابی و بررسی داده‌های بهتر است. یافتن این جمعیت بسیار کمیاب از کهکشان‌های کوتوله‌ی خاموش در انزوا بدان معناست که بر خلاف باورهای رایج قبلی، محیط تنها عامل خاموشی کهکشان‌های کوتوله نیست و ما هنوز از یک تصویر واقع‌بینانه از فیزیک باریونی در کهکشان‌ها و فرایند‌های مسئول در خاموشی کهکشان‌های کوتوله بسیار فاصله داریم.
۱. Local group
۲. Quenched
۳. Ram pressure
۴. Voids
۵. Filaments
۶. Nuclear star cluster
۷. Active galactic nuclei
۸. Supernova feedback
۹. Isolated dwarf galaxy
شکل بالای صفحه: کهکشان کوتوله‌ی مسیه ۱۱۰ در فاصله ۲/۷۱ میلیون سال نوری از خورشید. منبع: https://www.starkeeper.it/M110.htm
عنوان اصلی مقاله: The Puzzle of isolated and quenched dwarf galaxies in cosmic voids
نویسندگان: .Bahar Bidaran et al.
لینک اصلی مقاله: https://arxiv.org/pdf/2408.05273
گردآوری: بهار بیداران
