داده‌های تلسکوپ فضایی جیمز وب اطلاعات ارزشمندی درباره‌ی فرآیند ستاره‌زایی درون کهکشان‌ها به دانشمندان می‌دهد. توان تفکیک بالای این تلسکوپ، همراه با پوشش گسترده‌ی طول‌موجی ( از ۰/۵ تا ۳/۵ میکرومتر)، امکان مطالعه‌ی کهکشان‌ها را در انتقال‌به‌سرخ‌های بالاتر و با درخشندگی‌های سطحی پایین‌تر برای منجمان فراهم می‌سازد. یکی از موضوعات کلیدی در مطالعه‌ی ستاره‌زایی کهکشان‌ها، بررسی توده‌های^۱ چگال و ستاره‌زا است. این توده‌ها که در طول‌موج فرابنفش^۲ و تابش هیدروژن-آلفا^۳ به‌وضوح قابل مشاهده‌اند، بخش قابل‌توجهی از نرخ تشکیل ستاره‌ در کهکشان را به خود اختصاص می‌دهند. در انتقال‌به‌سرخ‌های پایین (کم‌تر از ۰/۱۵)، پژوهش‌های گسترده‌ای درباره‌ی ارتباط میان نرخ ستاره‌زایی و فلزیت^۴ در توده‌ها انجام شده است. در مطالعه‌ی ساختار کهکشان‌ها، «فلزیت» به میزان حضور عناصر سنگین‌تر از هیدروژن — که حاصل فرایندهای هسته‌ای در ستارگان هستند — در محیط گازی یا درون خود ستارگان گفته می‌شود. این نتایج نشان می‌دهند که ورود گازهای با فلزیت پایین به درون کهکشان می‌تواند با افزایش منابع سوخت ستاره‌زایی، موجب تشدید نرخ تشکیل ستاره شود. در عین حال، ورود این گازها موجب تغییر در ترکیب شیمیایی گازهای درون کهکشان شده و با رقیق کردن آن، میزان فلزیت درون توده‌های ستاره‌زا را کاهش می‌دهد.

نویسندگان این مقاله با بهره‌گیری از داده‌های تصویری و طیفی تلسکوپ فضایی جیمز وب، به مطالعه‌ی کهکشان‌هایی می‌پردازند که توده‌های ستاره‌زایی در آن‌ها دیده شده‌اند. هدف اصلی این مطالعه، بررسی فلزیت و میزان تغییرات آن در این نوع از کهکشان‌ها در انتقال به سرخ بین ۰/۶ تا ۱/۳۵ است. این بازه‌ی انتقال‌به‌سرخ به‌گونه‌ای انتخاب شده است که خطوط نشری هیدروژن-آلفا (Hα) و گوگرد ۳ (SIII) در طیف این کهکشان‌ها قابل مشاهده باشند. خط هیدروژن-آلفا نشان‌دهنده‌ی تابش ناشی از بازترکیب هیدروژن یونیزه است. در نواحی ستاره‌زا، مناطقی از گاز هیدروژن یونیزه وجود دارد که پیرامون ستارگان جوان و پرجرم تشکیل می‌شوند. این ستارگان با تابش فوتون‌های پرانرژی، اتم‌های هیدروژن اطراف را یونیزه کرده و باعث جدا شدن الکترون‌های آن‌ها می‌شود. زمانی که این الکترون‌ها دوباره با هسته‌های هیدروژن ترکیب می‌شوند، در طول‌موج‌های مشخصی تابش می‌کنند، که شامل خطوط بازترکیب هیدروژن مانند هیدروژن-آلفا (از سری خطوط بالمر هیدروژن با طول موج ۶۵۶۳ آنگستروم) می‌شود. میزان تابش این خط مستقیماً با میزان فعالیت ستارگان جوان و در نتیجه نرخ ستاره‌زایی اخیر در کهکشان مرتبط است. گوگرد ۳ نیز یکی از مهم‌ترین خطوط طیفی برای مطالعه‌ی فلزیت است، زیرا نسبت شدت آن به خطوط دیگر، به‌ویژه خطوط دیگر گوگرد و اکسیژن، به دما و ترکیب شیمیایی گاز حساس است و می‌تواند برآورد دقیقی از فراوانی عناصر سنگین‌تر (فلزیت) در محیط ارائه دهد.

تصویر شماره ۱ چندین نمونه از کهکشان‌های مطالعه شده در این مقاله را نشان می‌دهد. یکی از مزایای داده‌های طیفی و تصویری جیمز وب، وضوح بالای آن‌ها از نظر توان تفکیک طیفی^۵ و مکانی^۶ است. این ویژگی امکان مطالعه‌ی کهکشان‌ها را در مقیاس‌های کوچک‌تر و با جزئیات بیش‌تر فراهم می‌کند. در هر ردیف نمایش داده شده در تصویر شماره ۱، تصویر رنگی از کهکشان، نقشه‌های تفکیکی^۷ از توده‌های ستاره‌زا، میزان ستاره‌زایی و فلزیت به ترتیب از چپ به راست نمایش داده شده است. با توجه به این تصاویر، به‌وضوح می‌توان مشاهده کرد که فلزیت این توده‌های ستاره‌زا نسبت به سایر نواحی نشان‌داده شده از کهکشان کم‌تر است .

شکل ۱. نقشه‌‌های تفکیک شده از سه کهکشان نمونه . هر ردیف شامل تصویر رنگی کهکشان، نقشه‌ی تفکیک شده‌ی توده‌های ستاره‌زا، نقشه‌ی لگاریتمی نرخ ستاره‌زایی و همچنین نقشه‌ی لگاریتمی فلزیت محاسبه شده در نواحی مختلف کهکشان (از چپ به راست) است.

نویسندگان در ادامه برای مقایسه‌ی فلزیت توده‌های ستاره‌زا با فلزیت نواحی اطراف آن، ابتدا فلزیت داخل توده‌ها و سپس دیسک خارج از آن‌ها را اندازه‌گیری می‌کنند. در نمودار سمت چپ تصویر شماره‌ی ۲، فلزیت مربوط به توده‌ها و دیسک اطراف آن‌ها نمایش داده شده است. برازش‌های خطی نشان می‌دهند که توده‌های ستاره‌زا عموماً فلزیتی کم‌تر از دیسک پیرامون‌شان دارند، که بیان‌گر رقیق‌شدن گاز در این توده‌ها است. نمودار سمت راست، میانه‌ی فلزیت اندازه‌گیری‌شده برای همه‌ی توده‌های ستاره‌زای هر کهکشان نشان می‌دهد. شواهدی از وجود دو جمعیت احتمالی در این کهکشان‌ها دیده می‌شود: کهکشان‌هایی که فلزیت توده‌های آن‌ها مشابه فلزیت دیسک پیرامونشان است، که با رنگ قرمز نشان داده شده‌اند و نزدیک به خط برابری قرار دارند و کهکشان‌هایی که توده‌هایشان اختلاف فلزیت بیش‌تری دارند، که با رنگ آبی نمایش داده شده‌اند.

شکل ۲. نمودار سمت چپ: فلزیت هر توده‌‌ی ستاره‌زا و دیسک پیرامونش به همراه خط برازش خطی و همچنین خط‌چین ۱:۱ (برابری فلزیت). نمودار سمت راست: مقدار میانه‌‌ی به دست آمده برای فلزیت توده‌ها در هر کهکشان. نقاط قرمز کهکشان‌هایی با اختلاف فلزیت کم و نزدیک به خط برابری و نقاط آبی کهکشان‌هایی با اختلاف بیش‌تر را مشخص می‌کنند.

آنچه احتمالاً در این‌جا مشاهده می‌کنیم این است که کهکشان‌هایی با اختلاف فلزیت کم‌تر بین توده‌های ستاره‌زا و دیسک پیرامونشان (رنگ قرمز در نمودار سمت راست شکل ۲) ممکن است عمدتاً توده‌های ستاره‌زای خود را از طریق ناپایداری‌های دیسکی تشکیل داده باشند و بنابراین این توده‌ها از گازی که پیش‌تر در خود کهکشان وجود داشته شکل گرفته باشند و منجر به اختلاف فلزیت کم بین آن‌ها و محیط پیرامون‌شان شده باشد. در مقابل، کهکشان‌هایی با اختلاف فلزیت بیش‌تر توده‌های ستاره‌زا و دیسک پیرامونشان (رنگ آبی در نمودار سمت راست شکل ۲) احتمالاً توده‌هایشان را از گازهای ورودی به کهکشان تشکیل داده‌اند. این گاز که فلزیت کمی دارد، می‌تواند باعث افزایش میزان ستاره‌زایی در این توده‌ها شود، و هم‌زمان با رقیق کردن محیط باعث کاهش فلزیت توده‌ها شود.

شکل ۳. توزیع فلزیت و تابش هیدوژن-آلفا در یک کهکشان نمونه. توده‌های ستاره‌زا به صورت نواحی بنفش کوچک بر روی پس‌زمینه‌ی نارنجی کهکشان دیده می‌شوند. پنل‌های سمت راست: نقشه‌های تفکیکی از کهکشان برای نرخ ستاره‌زایی به دست آمده از شار هیدوژن-آلفا، نرخ ستاره‌زایی ویژه، و فلزیت را نشان می‌دهند. پنل پایین، تغییرات هیدوژن-آلفا (نقاط سبز) و فلزیت (خطوط سفید) را در طول نواری که روی کهکشان مشخص شده، نمایش می‌دهد.

نویسندگان این مقاله پس از بررسی تغییرات فلزیت در نواحی مختلف کهکشان، به دنبال یافتن ارتباط میان نرخ ستاره‌زایی و فلزیت هستند. نقشه‌های نرخ‌ستاره‌زایی و فلزیت (تصویر شماره ۱) نشان می‌دهد که کاهش فلزیت در توده‌های ستاره‌زا با افزایش نرخ ستاره‌زایی ارتباط دارد. برای بررسی بیشتر این ارتباط، آن‌ها یک کهکشان خاص را که درتصویر شماره ۳ نشان داده شده است، بررسی کرده‌اند. برای ارزیابی رابطه‌ی میان نرخ ستاره‌زایی و فلزیت، شار هیدوژن-آلفا را بر روی نوار نشان داده شده در تصویر جمع زده و فلزیت را در طول این نوار اندازه‌گیری کرده‌اند. این نوار شامل سه توده‌ی‌ستاره‌زا و بخشی از برآمدگی مرکزی کهکشان است. نمودار پایین تصویر کهکشان، فلزیت (خطوط سفید) را به‌طور مستقیم با شار هیدوژن-آلفا (نقاط سبز) مقایسه می‌کند. این نمودار با تصویر رنگی هم‌تراز شده است تا محل دقیق اندازه‌گیری شار هیدوژن-آلفا و فلزیت به درستی مشخص شود.

هر توده نه‌تنها نرخ ستاره‌زایی بالاتر و فلزیت کم‌تری دارد، بلکه ناحیه‌ای که بیشترین چگالی نرخ ستاره‌زایی را نشان می‌دهد، کمترین فلزیت را نیز دارد. برآمدگی بخش مرکزی کهکشان در مجاورت یک توده‌ی ستاره‌زا قرار گرفته است. توزیع شار هیدوژن-آلفا نشان می‌دهد که بخش مرکزی مقدار زیادی شار هیدوژن-آلفا منتشر می‌کند و شار اندازه‌گیری‌شده از توده‌ی مجاور را تحت‌تاثیر قرار می‌دهد. با این حال، فلزیت در جایی که شار هیدوژن-آلفا در مرکز مقدار بیشینه را دارد، به کمینه‌ی محلی نمی‌رسد، بلکه کمینه‌ی محلی فلزیت با مکان توده‌ی ستاره‌زا ارتباط دارد. این موضوع نشان می‌دهد که اگرچه میان نرخ ستاره‌زایی و فلزیت یک ارتباط معکوس وجود دارد، اما سازوکار محرک ستاره‌زایی در برآمدگی مرکز کهکشان با سازوکار موجود در توده‌های ستاره‌زا متفاوت است. همچنین مطالعه‌ی جمعیتی از توده‌های ستاره‌زا در کهکشان‌هایی با جهت‌گیری عمود به خط دید، روندی را نشان می‌دهد که در آن توده‌های پرجرم‌تر، بیش‌تر به مرکز کهکشان نزدیک هستند؛ رفتاری که برای توده‌هایی که درون کهکشان تشکیل شده و به سمت برآمدگی مرکز کهکشان مهاجرت می‌کنند، انتظار می‌رود.

یافته‌های این مقاله نشان می‌دهد که توده‌های ستاره‌زا در این کهکشان‌ها فلزیتی کم‌تر از نواحی پیرامون خود دارند.  این امر می‌تواند بیانگر ورود گاز کم‌فلزیت به درون کهکشان باشد. ورود این گاز با فلزیت پایین می‌تواند نرخ ستاره‌زایی را افزایش دهد و همزمان ترکیبات شیمیایی محیط را رقیق کند. این پژوهش بر اهمیت درک پیچیدگی رابطه‌ی بین ستاره‌زایی و غنی‌سازی شیمیایی در ظهرکیهانی اشاره می‌کند و قدمی است رو به جلو برای بررسی دیدگاه‌های تازه‌ در مورد سازوکارهایی که شکل‌گیری کهکشان‌ها را در انتقال به سرخ‌های بالاتر (عالم جوان‌تر) کنترل می‌کنند.

غبار همه‌جا هست؛ نه فقط روی قفسه‌ی کتاب‌ها، که در دل فضای میان ستارگان، و بی‌صدا داستانی را که از نورشان می‌خوانیم بازنویسی می‌کند. دانه‌هایی میکروسکوپی که حدود نیمی از فوتون‌های فرابنفش و مرئی کهکشان‌ها را می‌بلعند و انرژی‌شان را در فروسرخ بازمی‌تابانند. در بعضی کهکشان‌ها، به‌ویژه آن‌هایی که غبارِ غنی از کربن دارند، این جذب نوری، ویژگی مشخصی در منحنی جذب غبار (منحنی تضعیف برحسب طول موج) بر جای می‌گذارد. یک برآمدگی‌ پهن حوالی ۲۱۷۵ آنگستروم که به‌نام «برآمدگی فرابنفش^۱» شناخته می‌شود و آن را به ذراتی ریز از جنس هیدروکربن‌های آروماتیک چندحلقه‌ای^۲ نسبت می‌دهند.

برای درک بهترِ مفهوم برآمدگی فرابنفش (۲۱۷۵ آنگستروم)، لازم است به منحنی «جذب غبار یا خاموشی^۳» نگاهی بیندازیم (شکل ۱). این منحنی‌ها نشان می‌دهند که غبار کیهانی چگونه در طول‌موج‌های مختلف نور ستارگان را جذب می‌کند و شدت این جذب را به‌صورت تابعی از طول‌موج نشان می‌دهند. محور عمودی شدت جذب را نشان می‌دهد و محور افقی طول‌موج برحسب آنگستروم است. همان‌طور که در این نمودار مشاهده می‌کنید، در منحنی‌های غبار کهکشان راه شیری که توسط افراد مختلف به‌دست آمده‌است (منحنی‌های صورتی و قرمز) حوالی طول‌موج ۲۱۷۵ آنگستروم، یک «برآمدگی» واضح دیده می‌شود که به معنای افزایش جذب نوری در این ناحیه است. این ویژگی، نشان‌دهنده‌ی حضور ذرات غبار کربنی است که نور را در این طول موج خاص به‌شدت جذب می‌کنند و باعث مشاهده‌ی فرورفتگی در طیف رصد شده از کهکشان در حوالی طول‌موج ۲۱۷۵ آنگستروم می‌شود.

شکل ۱: نمونه‌هایی از منحنی‌های خاموشی در محیط‌های مختلف کهکشانی: راه شیری، ابر ماژلانی بزرگ (LMC)، ابر ماژلانی کوچک (SMC)، و کهکشان‌های ستاره‌فشان (Calzetti). این برآمدگی در منحنی جذب کهکشان راه شیری (قرمز/صورتی) و ابر ماژلانی بزرگ (آبی) واضح است، اما در منحنی‌های جذب ابر ماژلانی کوچک (سبز) و کهکشان‌های ستاره‌فشان (فیروزه‌ای) نامشهود است.

به لطف تلسکوپ فضایی جیمز وب، اکنون توانسته‌ایم اثر این برآمدگی را در کهکشانی دوردست به نام GNWY-7379420231 رصد کنیم- کهکشانی که تنها ۷۰۰ میلیون سال بعد از مه‌بانگ رصد شده و گرفتار ادغام^۴ شده است. همین برآمدگی کوچک، پرسش‌هایی بزرگ درباره‌ی زمان و چگونگی پیدایش نخستین غبارهای کیهانی پیش روی ما می‌گذارد.

اما اهمیت این برآمدگی کوچک در چیست؟ برای اخترشناسان، غبار مانند شیشه‌ای دودی‌ است که نور ستارگان را تحریف می‌کند و اگر این اثر اصلاح نشود، نرخ‌ ستاره‌زایی^۵ کم‌تر از مقدار حقیقی آن برآورد می‌شود، جرم ستاره‌ای با خطا محاسبه می‌شود، و حتی زمان‌بندی بازیونش^۶ کیهان به‌درستی تعیین نمی‌شود. همان‌طور که در شکل ۱ دیده می‌شود، منحنی جذب غبار^۷ در کهکشان راه شیری، شیب ملایمی دارد و در ۲۱۷۵ آنگستروم یک برآمدگی متمایز را نشان می‌دهد (درباره‌ی منحنی غبار این‌جا و این‌جا بیشتر بخوانید). یافتن چنین ویژگی‌ در کهکشانی با انتقال به سرخ بالا، به این معنی است که ذرات غبار در همان اوایل عمر کیهان به سرعت تحول یافته و به ساختاری پیشرفته رسیده‌اند. این کهکشان در میدان دید GOODS-North قرار دارد که طیف‌سنج دقیق NIRSpec آن را در همان اوایل مأموریت جیمز وب نشانه گرفته‌است. انتقال به سرخ دقیق این کهکشان، ۷/۱۱۲۳۵ گزارش شده است؛ این بدان معناست که با رصد این کهکشان، در حال مشاهده‌ی کیهان در زمانی هستیم که تنها پنج درصد امروز عمر داشته‌است.

در این مقاله، با استفاده از طیف این کهکشان، دو مدل برای منحنی جذبِ غبار آزمایش شده‌است: نخست، یک مدل ساده که جذب غبار را به‌صورت پیوستاری توانی^۸ بدون ویژگی خاصی فرض می‌کند؛ دوم، همان مدلِ پیوستار توانی، ولی این‌بار با افزودن یک برآمدگی (از نوع پروفایل درود^۹) در حوالی ۲۱۷۵ آنگستروم برای توصیف بهتر جذب اضافی ناشی از غبار کربنی. با اعمال این مدل‌های جذب روی طیف کهکشان، نویسندگان دریافتند که مدل دوم با داده‌ها تطابق بیش‌تری دارد (شکل ۲).

شکل ۲: طیف کهکشان GNWY-7379420231؛ در ناحیه‌ی حدود ۲۱۷۵ آنگستروم، مدل توانی ساده (خط قرمز) به‌تنهایی نمی‌تواند افتِ مشاهده‌شده در شدت نور (فرورفتگی) را توضیح دهد، ولی زمانی که مدل جذب غبار شامل «برآمدگی فرابنفش»  (توانی+درود، خط آبی) استفاده می‌شود، طیف رصدشده را بسیار بهتر توصیف می‌کند. نمودار پایین سمت راست، باقی‌مانده‌های برازش با مدل توانی ساده و برازش ترکیبی مدل توانی و پروفایل درود را نشان می‌دهد. برازش تنها با تابع توانی دارای یک افزایش منفی شار به اندازه ۷ سیگما است، در حالی که مدل توانی و پروفایل درود، برازش به‌مراتب بهتری ارائه می‌دهد.

تصاویر دقیق NIRCam نیز داستان را تکمیل می‌کنند (شکل ۳). در این تصاویر دو هسته‌ی درخشان، توده‌های ستاره‌زای پراکنده، و ساختارهای پیچیده‌ای دیده می‌شود که همه نشانه‌هایی از یک ادغام کهکشانی هستند. برازشِ توزیع انرژی طیفی^۱۰، در مقیاس پیکسلی، سه نسل ستاره‌ای متفاوت را آشکار می‌کند: نسلی با سن بالا (حدود ۲۵۰ میلیون سال)، و دو موج ستاره‌زاییِ جوان‌تر با سن تقریبی ۵۰ و ۳ میلیون سال، که تحت‌تأثیر برخورد و آشفتگی ناشی از ادغام پدید آمده‌اند.

شکل ۳: تصاویر جیمز وب از GNWY-7379420231؛ چپ: یک ادغام فعال. میانه: بهترین مدل با دو مؤلفه‌ی سِرسیک (بیضی‌های آبی و قرمز) و یک منبع نقطه‌ای (ضربدر سفید). راست: باقیمانده‌ها که عمدتاً نوفه هستند و درستیِ مدل ادغام را تأیید می‌کنند. اندیس‌های سِرسیک (که نمایش‌گر میزان فشردگی و شکل کهکشان است) کاهش روشنایی از مرکز به بیرون را توصیف می‌کنند و ساختارها یا نواحی مختلف ستاره‌زایی را نشان می‌دهند.

در ناحیه‌ای که ستاره‌های تازه متولد شده و غبارِ متراکم گرد آمده‌اند و خطوط نشریِ قوی از آن به چشم می‌خورد، برآمدگی فرابنفش به بیشینه‌ی درخشندگی خود می‌رسد. چنین مشاهده‌ای، تصادفی نیست. نمودارهای توزیع مکانی که از پارامترهایی مانند نرخ ویژه‌ی ستاره‌زایی^۱۱، چگالی جرم ستاره‌ای^۱۲، شیب فرابنفش (β)، و شدت برآمدگی به دست آمده، نشان می‌دهند که مقادیر بیشنه‌ی تمامی این پارامترها دقیقاً در همان ناحیه‌ای قرار دارد که نشانه‌های ادغام کهکشانی در آن‌جا دیده می‌شود (شکل ۴).

شکل ۴: نتایج برازش توزیع انرژی طیفی. (بالا، از چپ به راست) نقشه‌ی چگالی سطحی جرم ستاره‌ای، چگالی سطحی نرخ ستاره‌زایی، شیب پیوستار فرابنفش، تضعیف غبار در طول موج مریی. (پایین، از چپ به راست) سن، نرخ ویژه‌ی ستاره‌زایی، شدت خطوط [O III]+Hβ و شدت برآمدگی فرابنفش. مقادیر بالاتر (نواحی زردرنگ) در محل ادغام متمرکز شده‌اند و نقش کلیدی این ناحیه را در تکاملِ سریع غبار تأیید می‌کنند.

از سوی دیگر، بررسی خطوط نشری اکسیژن در طیف کهکشان‌ها، دمای گاز ستاره‌زا را آشکار می‌کند. در GNWY-7379420231، نسبت شار خطوط [O III]+Hβ به نور پیوستار زمینه حدود پنجاه برابر است که نشانه‌ای از طغیان ستاره‌زایی و تعداد زیاد فوتون‌های پرانرژی است. این فوتون‌ها و آشوب‌های ناشی از ستاره‌زایی، ذرات بزرگ غبار را می‌شکنند و به تشکیل ریزدانه‌هاب کربنی مانند هیدروکربن‌های آروماتیک چندحلقه‌ای می‌انجامند. این فرآیند، برآمدگی فرابنفش را در طیف برجسته می‌کند. جایگاه این کهکشان در نمودار O32 در مقابل R23 (به ترتیب نسبت خطوط نشری [O III] به [O II] و مجموع خطوط نشری [O II] و [O III] به خط نشری Hβ) نشان می‌دهد که در ناحیه‌ای متفاوت از باقی کهکشان‌ها قرار دارد (شکل ۵).

شکل ۵: نمودار تشخیصی خطوط نشری: جایگاه GNWY-7379420231 (دایره‌ی قرمز) روی دو نمودار O32 در مقابل R23، نسبت به کهکشان‌های ستاره‌فشان معمولی (شش‌ضلعی‌های خاکستری) و «گرین‌پی (Green Peas)»‌ها (نقاط سبز) و «بلوبری (Blueberries)»‌ها (آبی) (کهکشان‌های محلی با خطوط نشری بسیار قوی). این کهکشان در ناحیه‌ی جداگانه‌ای (حاشیه قرمز) قرار می‌گیرد و نسبت‌های خطوط نشری‌ آن نشان‌دهنده‌ی ستاره‌زایی شدید و شرایط فیزیکی خاص است که نتیجه‌ی ادغام آن در اوایل کیهان است.

این نتایج نشان می‌دهند که شکل‌گیری برآمدگی فرابنفش، نیازمند دو فرایند مکمل است: نخست، ستارگان پیر شاخه‌ی غول مجانبی^۱۳ دانه‌های غبار کربنی به فضای میان‌ستاره‌ای پس‌ می‌زنند و فضای میان‌ستاره‌ای را غنی می‌کنند، و دوم، ادغام کهکشانی شوک و تلاطم شدید ایجاد میکند و باعث شکسته شدن ذرات غبار به ذرات کربنی کوچکتر می‌شود که عامل ایجاد برآمدگی فرابنفش در طیف هستند.

این یافته‌ها پیامدهایی مهم برای کیهان‌شناسی دارد. تاکنون تصور می‌شده‌است که تشکیل غبار کربنی پیچیده چندین میلیارد سال طول می‌کشد. اما GNWY-7379420231 نشان می‌دهد که عالم آغازین در تشکیل و بازآرایی غبار بسیار سریع‌تر از آن بوده که تصور می‌شده‌است. اکنون پرسش این است: آیا این کهکشان یک استثناست یا نشانه‌ای از یک روند گسترده؟ مشاهدات آینده‌ی جیمز وب خواهند گفت که آیا برآمدگی فرابنفش در کهکشان‌های آغازین رایج بوده یا تنها محصول ادغام‌هایی پرآشوب است.

شاید وقتی بار دیگر گردوخاک میزتان را پاک می‌کنید، به یاد بیاورید: همان لحظه، جایی در عالمِ جوان، دو کهکشان نوزاد در آغوش هم می‌پیچند و دانه‌هایی از غبار به وجود می‌آورند—دانه‌هایی که سرنوشت نور را برای همیشه دگرگون می‌کنند.

مطالعه‌ی کهکشان‌های اولیه در عالم یکی از چالش‌برانگیزترین موضوعات در بررسی ساختار و تحول کهکشان‌ها است. رصد این کهکشان‌ها به دلیل روشنایی ذاتی بسیار کم آن‌ها و انتقال به سرخ بسیار بالا، با دشواری‌های زیادی همراه است. منجمان تا پیش از پرتاب تلسکوپ‌ فضایی جیمز وب، ستاره‌زایی در زمان‌های اولیه‌ی عالم را تنها از طریق مطالعه‌ی داده‌های نورسنجی^۱ از گروهی از کهکشان‌ها با انتقال به سرخ حدود ۷-۸ و نمونه‌های کوچکی از کهکشان‌ها در انتقال به سرخ ۱۱ بررسی کرده بودند و امکان مطالعه‌ی دقیق ویژگی‌های طیفی این کهکشان‌ها در چنین انتقال به سرخ‌های بالایی را نداشتند. اکنون با استفاده از داده‌های طیفی تلسکوپ فضایی جیمز وب٬ دانشمندان توانسته‌اند وجود کهکشان‌هایی در انتقال به سرخ ۱۴ را تایید کنند؛ که نشان‌دهنده‌ی وجود این کهکشان‌ها تنها حدود ۲۸۰ میلیون‌سال پس از مهبانگ^۲ است.

افزایش تعداد کهکشان‌های درخشان با قدر مطلق کمتر از ۲۰- در ناحیه‌ی فرابنفش در تضاد با پیش‌بینی‌ مدل‌های کیهان‌شناسی و برون‌یابی‌های آماری است. این موضوع نشان می‌دهد که در انتقال به سرخ‌های بیش‌تر از ۱۰، چگالی نرخ ستاره‌زایی^۲ در کیهان با پیش‌بینی‌ها سازگار نبوده و برخلاف انتظار، کاهش چشم‌گیری را نشان نمی‌دهد. اما دلیل این فراوانی غیرمنتظره‌ی کهکشان‌های درخشان در این انتقال به سرخ‌های بالا چیست؟

توضیحات مختلفی برای این فراوانی بیش از حد پیشنهاد شده است. برخی مطالعات به وجود هسته‌های فعال کهکشانی^۴ در این کهکشان‌های درخشان اشاره دارند، چرا که ساختارهای فشرده و خطوط تابشی قوی در ناحیه‌ی فرابنفش، نشانه‌هایی از هسته‌های فعال کهکشانی هستند. با این حال، مشاهدات رصدی تا به امروز نتوانسته‌اند به نتایج قطعی در این خصوص برسند.

یکی دیگر از توضیحات مهم، نوسانی بودن (تصادفی بودن)^۵ تاریخچه‌ی ستاره‌زایی است. شواهدی از این نوع رفتار درکهکشان‌هایی که به طور موقت خاموش شده‌اند^۶ یا کهکشان‌های کم‌جرم و ستاره‌زا در انتقال به سرخ‌های بالا، دیده‌ شده‌است. همچنین مطالعه‌ی داده‌های نورسنجی برای کهکشان‌های درخشان در انتقال به سرخ‌های کم‌تر از ۶، نشان‌دهنده‌ی روندی افزایشی در نرخ ستاره‌زایی آن‌ها است. با این‌حال، کمبود داده‌های طیف‌سنجی برای بررسی خطوط نشری، مانع تحلیل‌های آماری جامع‌تر شده‌است.

در این مقاله محققان با استفاده از داده‌های طیفی ابزار NIRSpec بر روی تلسکوپ فضایی جیمز وب شرایط فیزیکی و تاریخچه‌ی ستاره‌زایی دو کهکشان درخشان با نام‌های CAPERS UDS z10 و CAPERS UDS z11 را بررسی کرده‌اند. با تأیید این دو جرم، تعداد کل کهکشان‌هایی با انتقال به سرخ بیش‌تر از ۱۰ به عدد ۱۲ رسیده‌است. لازم به ذکر است که این نتایج تنها از ۱۴٪ کل داده‌های برنامه‌ی CAPERS به دست آمده‌اند، بنابراین انتظار می‌رود تعداد این کهکشان‌ها با ادامه‌ی مشاهدات افزایش یابد (در این‌جا می‌توانید طرح پیشنهادی رصدی این پروژه برای تلسکوپ فضایی جیمز وب را ببینید).

در سمت راست تصویر شماره‌ی یک، تصاویر به دست آمده از این دوکهکشان توسط ابزار NIRCam (در این‌جا با ابزارهای مختلف تلسکوپ فضایی جیمز وب آشنا شوید)، نمایش داده شده‌است. هر دو کهکشان بسیار فشرده و کم‌نورند، اما در یکی از آن‌ها (CAPERS UDS z10) ساختاری با دو توده دیده می‌شود که می‌تواند نشانه‌ای از یک ادغام کهکشانی در عالم اولیه باشد. طیف‌های یک‌بعدی و دوبعدی به دست آمده از ابزار NIRSpec نیز در سمت چپ این تصویر آمده‌اند. در این طیف‌ها وجود افت شدید شار در طول موج‌های فرابنفش (که به آن شکست لیمان^۷ گفته می‌شود)-ناحیه‌ی خاکستری در تصاویر طیف یک بعدی-برای هر دو کهکشان آشکار است و یکی از شواهد کلیدی برای تعیین فاصله‌ی بسیار زیاد آن‌هاست. در طیف هر کهکشان تنها یک خط نشری قابل اطمینان دیده شده است. خط نشری هیدروژن گاما در CAPERS UDS z10 با شدت بسیار بالا و پهنای هم‌عرضی^۸ حدود ۷۴ آنگستروم مشاهده شده است. این خط نشری زمانی ایجاد می‌شود که الکترون‌ها با پروتون‌ها بازترکیب شده و فوتونی با طول موج مشخص منتشر می‌کنند. وجود این خط نشانه‌ای واضح از ستاره‌زایی بسیار فعال در این کهکشان در بازه‌ی زمانی اخیر است. در مقابل، در کهکشان CAPERS UDS z11 خط نشری واضحی مشاهده نشده است. نبود این خطوط چندان غیرمنتظره نیست، چرا که خطوط نشری قوی‌تر مانند (Hβ یا خطوط اکسیژن یونیزه‌شده [O III]) در این انتقال به سرخ‌ها به طول‌موج‌هایی منتقل می‌شوند که خارج از محدوده‌ی حساسیت ابزار هستند.

تصاویر و طیف کهکشان‌ها با تصاویر به دست آمده از NIRCam و MIRI به همراه طیف دو‌بعدی و یک‌بعدی از ابزار NIRSpec PRISM. طیف مدل شده بر روی داده‌ی رصدی با استفاده از کد BAGPIPES (آبی)، داده‌های نورسنجی NIRCam (مربع قرمز). خطوط نشری آشکارشده با خط‌های عمودی پیوسته و خطوط دارای حد بالایی با خط‌چین نمایش داده شده‌اند.

برای بررسی تاریخچه‌ی ستاره‌زایی، نویسندگان از کد پیشرفته‌ی BAGPIPES استفاده کرده‌اند. این کد با مدل‌سازی طیف و داده‌های نورسنجی، امکان بازسازی نرخ ستاره‌زایی در زمان‌های مختلف را فراهم می‌کند. یکی از پارامترهای مهم بررسی‌شده، نسبت نرخ ستاره‌زایی در ۱۰ میلیون سال اخیر به نرخ آن در ۱۰۰ میلیون سال گذشته (log(SFR₁₀/SFR₁₀₀)) است. این نسبت برای کهکشان CAPERS UDS z10 عددی بزرگ به دست آمده است که با نتایج به دست آمده از خطوط نشری تطابق دارد و تأییدی بر ستاره‌زایی انفجاری اخیر در آن است. در کهکشان دوم، با این‌که مدل‌سازی‌های غیرپارامتری نیز به فوران احتمالی ستاره‌زایی اشاره دارند، اما به‌دلیل نبود خطوط نشری قوی، نمی‌توان با قطعیت گفت این روند ادامه‌دار است یا نه. ممکن است این کهکشان در یک وقفه‌ی موقتی پس از یک فوران پیشین باشد. همچنین پارامترهای دیگری مانند شیب فرابنفش طیف (بتا)^۹ و میزان تضعیف نور در ناحیه‌ی مرئی (Av)^۱۰ اندازه‌گیری شده‌اند. مقادیر بتا در CAPERS UDS z10 و CAPERS UDS z11 به ترتیب ۲/۲۷- و ۱/۷۱- و پارامتر تضعیف نور ۰/۳۱ و ۰/۷۱گزارش شده‌است. اگرچه این مقادیر نشان‌دهنده‌ی مقدار کمی غبار هستند، ولی اگر صحت داشته باشند، مقدار Av در CAPERS UDS z11 بیش‌ترین مقداری است که تاکنون در چنین انتقال به سرخ بالایی گزارش شده است. این موضوع اهمیت غبار در تفسیر ویژگی‌های طیفی را برجسته می‌کند.

شکل ۲. مقایسه‌ی نسبت نرخ ستاره‌زایی اخیر به گذشته در کهکشان‌های بسیار دور (انتقال به سرخ‌های بالاتر از ۱۰)

در بخش نهایی مقاله، نویسندگان با ترکیب داده‌های این دو کهکشان با سایر نمونه‌های طیف‌سنجی تأییدشده در انتقال به سرخ‌های بیش‌تر از ۱۰، یک تحلیل آماری از میزان انفجاری بودن تاریخچه‌ی ستاره‌زایی انجام داده‌اند. تصویر شماره‌ی ۲، نسبت log(SFR₁₀/SFR₁₀₀) را برحسب عمر عالم نشان می‌دهد. مقایسه با نتایج حاصل از مدل‌سازی‌های عددی (نمودار سمت راست) و مشاهدات در انتقال به سرخ‌های پایین‌تر (۶–۸، نمودار سمت چپ) نشان می‌دهد که کهکشان‌هایی با انتقال به سرخ بیشتر از ۱۰ (نمودار میانی) احتمالاً به‌طور میانگین دارای نرخ ستاره‌زایی اخیر بالاتری بوده‌اند.

ستاره‌زایی فورانی، می‌تواند یکی از دلایل اصلی فراوانی بیش از انتظار کهکشان‌های درخشان در عالم اولیه باشد. با این حال، به‌دلیل پراکندگی زیاد داده‌ها، هنوز دشوار است با اطمینان بالا تایید کرد که آیا این روند از نظر آماری معنادار است یا خیر. برای رسیدن به نتایج قطعی، نیاز به افرایش چشم‌گیری در تعداد کهکشان‌های تأییدشده در انتقال به سرخ‌های بالا است.

اگر به گذشته‌ی بسیار دور کیهان نگاه کنیم، می‌بینیم که در بازه‌ی انتقال به سرخ حدود ۱۵ تا ۶، بیش‌تر گاز هیدروژن در فضای میان‌کهکشانی^۱ از حالت خنثی به حالت یونیزه تبدیل شد؛ یعنی الکترون‌ها از اتم‌های هیدروژن جدا شدند. به این فرآیند، بازیونش^۲ کیهان گفته می‌شود. یکی از بزرگ‌ترین پرسش‌های کیهان‌شناسی این است که چه عاملی باعث این یونیزه شدن شد؟

فرضیه‌ی رایج این است که ستارگان جوان در کهکشان‌های تازه‌متولدشده، نقش اصلی را با انتشار فوتون‌های یونیزه‌کننده ایفا کردند؛ گرچه احتمالاً سهم کوچکی نیز از سیاه‌چاله‌های فعال و پرجرم ناشی می‌شد. مهم‌ترین عامل در ارزیابی توانایی کهکشان‌ها برای بازیونش کیهان، مقدار کل فوتون‌های یونیزه‌کننده‌ای است که از آن‌ها به بیرون نشت می‌کند.

متأسفانه آشکارسازی مستقیم این فوتون‌ها از کهکشان‌های دوران بازیونش (در z ≥ ۶) به دلیل جذب شدید توسط گازهای میان‌کهکشانی ممکن نیست. بنابراین اخترشناسان طی دو دهه‌ی گذشته تلاش کرده‌اند تا با بررسی کهکشان‌های ستاره‌زا در انتقال به سرخ‌های پایین‌تر (z ≤ ۴) که ویژگی‌هایی مشابه کهکشان‌های نخستین دارند (مانند طیف فرابنفش آبی، گرد و غبار کم، و فعالیت ستاره‌زایی بالا) میزان فرار این فوتون‌ها را اندازه‌گیری کنند.

این فوتون‌های پرانرژی که طول‌موجی کم‌تر از ۹۱۲ آنگستروم دارند، به تابش پیوستار لیمان^۳ معروف‌اند و نقشی حیاتی در درک بازیونش دارند، اما همچنان میزان “نرخ فرار” آن‌ها و سازوکار خروج‌شان از کهکشان‌ها به‌درستی مشخص نیست (اینجا و اینجا بیش‌تر بخوانید).

در این مقاله، دانشمندان به سراغ مجموعه‌ای از کهکشان‌ها در انتقال به سرخ بین ۱/۳ تا ۳ رفتند که می‌توانند همتایان کهکشان‌های دوران باز‌یونش در نظر گرفته شوند. آن‌ها از تلسکوپ فضایی هابل و ابزارهای تصویربرداری فرابنفش آن استفاده کرده‌اند تا ببینند آیا فوتون‌های پیوستار لیمان از این کهکشان‌ها در حال فرار هستند یا نه. اما این فوتون‌ها معمولاً در داخل کهکشان جذب می‌شوند، مگر این‌که شرایط خاصی مسیر فرار از داخل کهکشان به محیط میان‌کهکشانی را باز کند (برای مثل کانال‌های بدون گاز خنثی، بادهای ستاره‌ای، یا فوران‌های هسته‌ای).

برای انتخاب نمونه‌ی مناسب، پژوهشگران به سراغ هشت کهکشان رفتند که ویژگی‌های خاصی داشتند:

• توسط همگرایی گرانشی^۴ بزرگ‌تر و پرنورتر دیده می‌شدند (همگرایی گرانشی باعث می‌شود کهکشان‌های بسیار کوچک و کم‌نور هم قابل رصد شوند).
• انتقال به سرخ آن‌ها از طریق طیف‌‌سنجی اندازه‌گیری شده بود؛ در نتیجه فاصله‌شان با دقت زیادی مشخص شده بود.
• طیف فرابنفش آن‌ها آبی بود (β < -۱/۷) که معمولاً نشانه‌ی ستاره‌زایی فعال و کم‌غبار بودن است.
• بیش‌تر آن‌ها از روی خطوط تابشی (مثل اکسیژن یونیزه در ۳۷۲۶ و ۳۷۲۹ آنگستروم) شناسایی شدند.
• از مساحی‌های SGAS و CLASH انتخاب شدند که مخصوص شناسایی نمونه‌های عدسی‌شده هستند.

تصویرهای ۱۷ در ۱۷ دقیقه‌ی قوسی هابل از این هشت کهکشان. برای هر کهکشان از چپ به راست: تصویربرداری با فیلتر پیوستار لیمان؛ نقشه‌های تقسیم‌بندی‌شده که برای فوتومتری پیوستار لیمان استفاده شده‌اند؛ و یک فیلتر هابل با پهنای باند بالا که کهکشان را در ناحیه‌ی فرابنفش نشان می‌دهد. خط‌های قرمز مرزهای فوتومتری باند پهن، و خط های سبز نواحی پس‌زمینه را نشان می‌دهند.

برای آشکارسازی فوتون‌های پیوستار لیمان، از تصویربرداری فرابنفش تلسکوپ فضایی هابل با دو ابزار ACS/SBC و WFC3/UVIS استفاده شده‌است. هفت کهکشان از نمونه‌ی مورد بررسی با ابزار ACS/SBC و فیلتر F150LP تصویربرداری شده‌اند (در بازه‌ی قرمزگرایی ۱/۳ تا ۱/۶)، و یک کهکشان دیگر با ابزار WFC3/UVIS و فیلتر F336W در قرمزگرایی ۳/۰ بررسی شده‌است. این فیلترها در چارچوب سکون به طول‌موج‌های حدود ۶۲۰–۷۰۰ آنگستروم (F150LP) و ۸۳۸ آنگستروم (F336W) حساس‌اند که هر دو در محدوده‌ی پیوستار لیمان قرار دارند. برای هر کهکشان بین ۲/۲۵ تا ۶ ساعت نوردهی انجام شده‌است. برای سنجش دقیق تابش پیوستار لیمان، نویسندگان از فوتومتری با نقشه‌های تفکیکی دقیق استفاده کرده‌اند. آن‌ها با استفاده از ابزار photutils در پایتون، مرزهای ناحیه‌ی کهکشانی را مشخص کرده و سپس میزان شار را در این نواحی اندازه‌گیری کرده‌اند. برای برآورد بهتر نویز پس‌زمینه، در هر تصویر فوتومتری مشابهی در ۱۰۰ نقطه‌ی تصادفی اطراف کهکشان انجام شده‌است.

نتیجه؟ هیچ‌کدام از کهکشان‌ها سیگنال قابل‌توجهی از تابش پیوستار لیمان نشان ندادند. حتی در خوش‌بینانه‌ترین حالت، تنها می‌توان گفت که کسری از فوتون‌های یونیزه‌کننده که از این کهکشان‌ها فرار کرده‌اند، کم‌تر از ۳ تا ۱۵ درصد است. گرچه هدف اصلی این مطالعه یافتن نشانه‌ای از نشت فوتون‌های یونیزه‌کننده بود، همین عدم آشکارسازی هم خود حامل اطلاعات ارزشمندی است.

نسبت فرار فوتون‌های پیوستار لیمان بر حسب سه متغیر نمایش داده شده است: قدر مطلق فرابنفش (سمت چپ)، قرمزشدگی ناشی از غبار (وسط)، و شیب طیف فرابنفش (سمت راست). حد بالای یک‌سیگما برای نسبت‌های فرار به‌صورت پیکان‌های قرمز مشخص شده‌اند. کهکشانی با انتقال به سرخ ۳ با نماد مربع و سایر کهکشان‌ها با نماد لوزی نمایش داده شده‌اند. برای مقایسه، نمونه‌هایی از نشت‌دهندگان فوتون‌های لیمان نیز با دایره‌ها و پیکان‌های خاکستری نشان داده شده‌اند.

نویسندگان مقاله با استفاده از کدهای مربوط به برازش خطوط جذبی و نشری موجود در طیف، ویژگی‌های فیزیکی کهکشان‌ها را نیز بررسی کردند. نتایج آن‌ها نشان می‌دهد که بیش‌تر این کهکشان‌ها دارای مقدار اندکی غبار هستند  (E(B-V) ≲۰/۱)، و جرم‌های ستاره‌ای پایینی در بازه‌ی ۷*۱۰ تا ۹*۱۰ برابر جرم خورشیدی دارند. برخی از آن‌ها همچنین نشانه‌هایی از ستاره‌زایی انفجاری در حدود ۱۰۰ میلیون سال اخیر را نشان می‌دهند- ویژگی‌هایی که معمولا انتظار می‌رود با نرخ بالای فرار فوتون‌های یونیزه‌کننده همراه باشند. اما با وجود تمام این شرایط مساعد، چرا باز هم نشتی مشاهده نمی‌شود؟ یکی از احتمالات مهم این است که فرار فوتون‌های لیمان، به شدت وابسته به جهت‌گیری است؛ یعنی ممکن است این فوتون‌ها فقط در برخی جهت‌ها از کهکشان خارج شوند، و اگر ما دقیقاً در مسیر مناسب نباشیم، این فرار را آشکار نخواهیم کرد. این پدیده پیش‌تر نیز در کهکشان‌هایی مثل Sunburst Arc در انتقال به سرخ ۲/۳۷ دیده شده است. احتمال دیگر این است که به دلیل بازده‌ی پایین ستاره‌زایی، کهکشان‌های کم‌جرم و کم‌نور واقعاً نرخ فرار کمی داشته باشند، یا هنوز نتوانسته باشند کانال‌های خالی از گاز ایجاد کنند تا این فوتون‌ها از آن عبور کنند.

در نهایت، این مقاله با دقت بالایی نشان می‌دهد که نمی‌توان به سادگی فرض کرد که هر کهکشان کم‌جرم و جوانی، الزاماً در حال نشت پیوستار لیمان است. برای درک بهتر این فرآیند، باید نمونه‌های بیش‌تری از چنین کهکشان‌هایی را رصد کنیم، و سعی کنیم جهت‌های مختلف و اطلاعات طیفی کامل‌تری از آن‌ها داشته باشیم. تنها در این صورت است که می‌توانیم با اطمینان بگوییم دقیقاً چه چیزهایی کیهان را یونیزه کرده‌است.

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 محلی^۱ 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 خاموش^۲ 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 ترمزی^۳ 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 تهی‌جاها^۴ و رشته‌های کیهانی^۵ 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 هسته‌ای^۶ 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 فعال^۷ 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 ابرنواختری^۸ 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 منزوی^۹ 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.

با استفاده از حساسیت و عمق بی سابقه‌ی داده‌های تلسکوپ فضایی جیمز وب، مطالعه‌ی تاریخچه‌ی ستاره‌زایی^۱ کهکشان‌ها در اوایل عالم، تنها چند صد میلیون سال پس از مهبانگ با پیشرفت چشم‌گیری روبه‌رو شده‌است. عوامل گوناگونی مانند سرد شدن گاز^۲، فرآیندهای بازخوردی^۳ و عوامل محیطی^۴، 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 برافزایش^۶ 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 ابرنواختری^۸ 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 لایمن^۹ و جرم ‌کم‌تر از ۱۰^۱۰ برابر جرم خورشید را در دوره‌ی بازیونش^۱۰ 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 ماهواره‌ای^۱۲ (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.

 در حدود ۱۳ میلیارد سال پیش، کهکشان‌هایی در جهان وجود داشتند که هنوز از نظر ساختار به کهکشان راه شیری شباهت پیدا نکرده‌بودند. اما چگونه می‌توان از راز این کهکشان‌های باستانی پرده برداشت؟ سرعت شکل‌گیری ستارگان در این کهکشان‌ها تا چه اندازه بوده‌است و چه مسیر تکاملی‌ای را  طی کرده‌اند؟

نور این کهکشان‌ها، پس از سفری طولانی و بی‌نظیر به ما رسیده‌است. در این مسیر، غبار کیهانی^۱، متشکل از ذرات بسیار ریز کربن و سیلیکات، نور را پراکنده^۲ می‌کند و باعث کاهش شدت آن می‌شود. این موضوعی‌ست که مطالعه‌ی کهکشان‌های اولیه را دشوارتر می‌کند. غبار کیهانی علاوه بر جذب کردن نور آن را تغییر هم می‌دهد. برای مثال، نور فرابنفش^۳، بیش‌تر از طول‌موج‌های بلندتر پراکنده می‌شود. این ویژگی باعث می‌شود که کهکشان‌ها قرمزتر و کم‌نورتر از چیزی که هستند به نظر برسند. تصویری جدید از ستون‌های آفرینش^۴، توسط تلسکوپ فضایی جیمز وب، این تغییرات را به وضوح نشان می‌دهد (شکل ۱).

شکل ۱: تلسکوپ فضایی هابل ستون‌های آفرینش را در سال ۱۹۹۵ رصد کرد. در سال ۲۰۱۴، هابل این صحنه را دوباره بازبینی کرد و تصویری واضح‌تر و گسترده‌تر در نور مرئی ارائه داد (سمت چپ). همان تصویر از دید تلسکوپ فضایی جیمز وب (سمت راست).

برای درک بهتر این تغییرات و اصلاح این اعوجاجات نوری، اخترشناسان از ابزارهایی به نام منحنی‌های جذبی غبار^۵ استفاده می‌کنند. این منحنی‌ها تاثیر غبار بر روی نور در طول‌موج‌های مختلف را نشان می‌دهد؛ یعنی چه مقدار از نور در هر طول‌موج پراکنده یا جذب می‌شود. برای مثال، منحنی غبار کهکشان راه شیری دارای برآمدگی خاصی در طول‌ موج ۲۱۷۵ آنگستروم است که ناشی از ذرات ریز کربنی در غبار است. از سوی دیگر، این برآمدگی در منحنی غبار ابر ماژلانی کوچک ^۶ وجود ندارد و در طول‌ موج فرابنفش، شیب بیش‌تری نشان می‌دهد. این تفاوت‌ها، تصادفی نیستند و اطلاعات ارزشمندی درباره ترکیب و توزیع ذرات غبار در کهکشان‌های مختلف به ما می‌دهند.

اما نکته‌ی مهم این است که بیش‌تر منحنی‌های غباری که در اختیار داریم، برای کهکشان‌های نزدیک‌تر مانند راه شیری یا ابر ماژلانی کوچک طراحی شده‌اند. آیا همین منطق و منحنی‌های جذبی برای کهکشان‌هایی که میلیاردها سال پیش وجود داشته‌اند نیز صادق است؟

این پرسش رایان سندرز و تیم او را بر آن داشت که کهکشان GOODSN-17940 را مورد مطالعه قراردهند، کهکشانی ستاره‌فشان^۷ که در انتقال به سرخ  ۴/۴۱ قرار دارد. این کهکشان که تنها ۱/۳۶ میلیارد سال پس از مهبانگ ^۸ وجود داشته، فرصتی بی‌نظیر برای مطالعه‌ی رفتار غبار در گذشته‌ی دور را فراهم می‌کند.

این تیم با استفاده از ابزار طیف‌سنجی فروسرخ نزدیک تلسکوپ فضایی جیمز وب، ۱۱ خط نشری هیدروژن ^۹ از Hα تا H12 را بررسی کردند. این خطوط مانند فانوس‌های دریایی‌ عمل می‌کنند؛ شدت نور آن‌ها نشان می‌دهد که چه مقدار نور در هر طول‌ موج توسط غبار جذب شده‌است. با مقایسه‌ی روشنایی مشاهده‌شده‌ از این خطوط، آن‌ها توانستند منحنی جذبی دقیقی برای کهکشان GOODSN-17940 ترسیم کنند.

شکل ۲: طیف کهکشان GOODSN-17940 ، که خطوط بالمر هیدروژن را نشان می‌دهد. این خطوط طیفی به برآورد شرایط غبار و یونش کهکشان کمک می‌کنند.

منحنی جذبی رصد شده از GOODSN-17940 متفاوت از آن‌چه انتظار می‌رفت ظاهر شده‌است. در ناحیه‌ی فروسرخ^۱۱، این منحنی شیب بسیار بیش‌تری نسبت به منحنی‌های راه شیری یا ابر ماژلانی کوچک دارد. این موضوع احتمالاً به دلیل کوچک‌تر بودن یا توزیع متفاوت ذرات غبار در این کهکشان است. اما در قسمت فرابنفش طیف، این منحنی مسطح‌تر است و جذب کم‌تری نسبت به مدل‌های کلاسیک نشان می‌دهد. همچنین هیچ‌گونه برآمدگی‌ در ۲۱۷۵ آنگستروم دیده نمی‌شود. این یافته‌ها نشان می‌دهد که غبار این کهکشان به دلیل سن بسیار کم جمعیت ستاره‌ای و محیط فعال ستاره‌زا در آن، ویژگی‌های منحصر به فردی دارد. شکل ۳ این نتایج را نشان می‌دهد. محور عمودی بیانگر این است که نور در هر طول‌موج، چند برابر بیش‌تر از مقدار آن در طول‌موج ۹۵۵۰ آنگستروم توسط غبار جذب یا پراکنده می‌شود. به عنوان مثال، مقدار عددی ۲ در این نمودار به این معنی است که نور در آن طول‌ موج دو برابر بیش‌تر از نور در طول‌موج ۹۵۵۰ آنگستروم تضعیف شده‌است.

اما اهمیت این منحنی جذبی جدید در چیست؟ این منحنی در تخمین پارامترهای مهمی چون نرخ شکل‌گیری ستارگان^۱۲، نقش کلیدی دارد. به طور مثال اگر از منحنی غبار کهکشان راه شیری برای کهکشانی مانند GOODSN-17940 استفاده کنید، نرخ شکل‌گیری ستارگان را تا ۵۰٪ کم‌تر برآورد خواهید کرد! این اشتباه، می‌تواند درک ما از ساختار و تحول کهکشان‌ها را به طور کلی تغییر دهد.

تلسکوپ فضایی جیمز وب، با قابلیت‌های خود، به تیم سندرز این امکان را داد که این کهکشان دوردست را مطالعه کرده و بتوانند پیچیدگی غبار را در زمانی حدود ۱۰٪ از عمر کنونی جهان، بررسی کنند. این یافته‌ها به ما کمک می‌کند تا جهان اولیه را با دقتی بی‌سابقه مطالعه کنیم و به درک بهتری از تکامل کهکشان‌ها برسیم.

شکل ۳: منحنی جذبی غبار کهکشان GOODSN-17940 (خط قرمز پیوسته) در انتقال به سرخ (z=4.41)، که در این مطالعه به دست آمده‌است. این منحنی با منحنی‌های شناخته‌شده‌ای چون منحنی جذبی غبار کهکشان راه شیری ( خط سبز خط‌چین)، ابر ماژلانی کوچک ( خط آبی کمرنگ نقطه‌چین)، و یا مدل‌های Calzetti (خط آبی نقطه-خط) و Reddy در انتقال به سرخ حدود ۲ (z∼۲: خط بنفش پیوسته) مقایسه شده است. منحنی این کهکشان در ناحیه‌ی فروسرخ نزدیک دارای شیب‌ بیش‌تر و در ناحیه‌ی فرابنفش مسطح‌تر از سایر نمودارها است، که این نشان‌دهنده‌ی ویژگی‌ منحصربه‌فرد غبار در این کهکشان است.

دوگانگی کهکشانی^۱، وجود دو گروه متمایز از کهکشا‌ن‌ها است که بر اساس ویژگی‌هایی مانند رنگ، ریخت‌شناسی^۲ و نرخ ستاره‌زایی^۳ کهکشان‌ها از یک‌دیگر متمایز می‌شوند. این مفهوم اشاره به تفاوت بین کهکشان‌های نوع پیشین^۴ که معمولاً قرمز، بیضوی و از نظر ستاره‌زایی غیرفعال هستند، و کهکشان‌های نوع پسین^۵ 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 فعال^۶ که معمولا در مرحله‌ی گذار هستند مابین این دو گروه، در ناحیه‌ای به نام دره‌ی سبز^۷ قرار می‌گیرند؛ این دسته از کهکشان‌ها یا در حال گذار به سمت خاموش شدن^۸ هستند و یا در حال جوان سازی^۹ 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 ذاتی^۱۰ 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 به‌هنجارشده‌^۱۱ی ستاره‌ها مرتبط است و اطلاعات مهمی درباره‌ی تاریخچه‌ی شکل‌گیری و تحول کهکشان‌ها ارائه می‌دهد. بر اساس نظریه‌ی تشکیل ساختار سلسله‌مراتبی^۱۲، 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 منفعل^۱۳. 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 ابرپرجرم^۱۴ 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 میان‌خوشه‌ای^۱۵ 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.

با استفاده از مطالعه‌ی جمعیت ستاره‌ای^۱ کهکشان‌ها می‌توان آن‌ها را به دو دسته‌ی کلی ستاره‌زا^۲ و غیرستاره‌زا یا خاموش^۳ 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 وب^۴، 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 ستاره‌ای^۵، بازخورد هسته‌ی فعال کهکشانی^۶، ادغام‌^۷ 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 بزرگ^۸ 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 بالمر^۹ (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 پساستاره‌زا^۱۰ 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-هم‌عرض^۱۱ 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 ابرسیاه‌چاله‌^۱۲ 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.

MOND یا دینامیک Milgromian یک چارچوب نظری است که پارادایم ماده‌ی تاریک را به چالش می‌کشد (این‌جا بیش‌تر راجع به ماده‌ی تاریک بخوانید) . MOND که توسط Mordehai Milgrom در دهه‌ی ۱۹۸۰ پیشنهاد شد، توضیحی جایگزین برای منحنی چرخش غیرعادی کهکشان‌ها ارائه می‌کند. طبق قوانین نیوتن، نواحی بیرونی کهکشان‌ها باید کندتر از آنچه که ما مشاهده می‌کنیم، بچرخند. برای توضیح این مشاهده، معمولاً به وجود ماده‌ی تاریک استناد می شود. ولی MOND پیشنهاد می‌کند که در شتاب‌های بسیار کم – کم‌تر از حدود ۱/۲*۱۰×-۱۰ m/s^2 – برهمکنش‌های گرانشی از قوانین نیوتن (مربع معکوس) پیروی نمی‌کنند و نیرو‌های گرانشی قوی‌تر از حالت نیوتونی هستند. بدین ترتیب MOND بدون فرض وجود ماده‌ی تاریک می‌تواند دلیل چرخش سریع‌تر ستاره‌ها در لبه‌های بیرونی کهکشان‌ها را توضیح دهد. با وجود آن‌که MOND در توضیح برخی پدیده‌ها در مقیاس کهکشانی موفق بوده است، اما در در توضیح تابش ‌پس‌زمینه‌ی کیهانی و ساختارهای بزرگ-مقیاس^۱ عالم با چالش‌های جدی رو به‌روست.

به طور کلی ما با رصد آسمان تصویری از جهان به دست می‌آوریم که برای توضیح این تصویر از مدل‌های کیهان‌شناسی کمک می‌گیریم. در این مقاله با دو مدل مختلف برای توجیه رصدها آشنا می‌شویم: مدل استاندارد کیهان‌شناسی و یا Lambda-CDM و مدل MOND.

تصویری که رصدها از شکل‌گیری و تحول کهکشان‌ها به ما می‌دهند یک تصویر کوچک‌سازی شده‌است؛ بدین صورت که کهکشان‌های کم‌جرم، ستاره‌زایی ممتد^۲ دارند- به عبارت دیگر ستاره‌زایی آن‌ها از ابتدای شکل‌گیری کهکشان تاکنون ادامه‌داشته است در‌حالی‌که کهکشان‌های پرجرم بیش‌تر ستاره‌های خود را در انتقال به سرخ‌های بالا (z>2) و در مدت زمان کوتاهی به وجود آورده‌اند.

در چارچوب Lambda-CDM، سناریویی برای توضیح این تصویر وجود دارد که سناریوی تشکیل کهکشان دوفازی^۳ نامیده می‌شود. طبق این سناریو، در فاز اول، هسته‌ی کهکشان‌های پرجرم از طریق فروپاشی یکپارچه‌ی ابر گازی^۴، در زمان‌های اولیه‌ی عالم و در مدت زمان خیلی کوتاهی به وجود آمده است. به این هسته‌ی اولیه ناگت قرمز^۵ گفته می‌شود. سپس در فاز دوم به واسطه‌ی برافزایش^۶ و ادغام‌های کهکشانی^۷ سایز کهکشان بزرگ می‌شود. بدین ترتیب این سناریو می‌تواند کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم^۸ در عالم نزدیک^۹ را توضیح دهد. این سناریو همچنین پیش‌بینی می‌کند که تعداد کمی‌ از ناگت‌های قرمز وارد فاز دوم نمی‌شوند و به صورت دست‌نخورده تا z~0 باقی می‌مانند. چنین سیستم‌های ستاره‌ای که نماینده‌ی کهکشان‌های خاموش^۱۰ و فشرده^۱۱ در zهای بالا هستند اخیرا در جهان پیرامون ما مشاهده شده‌اند. چنین کهکشان‌هایی در جهان نزدیک، کهکشان عتیقه نامیده می‌شوند. این‌طور به نظر می‌رسد که چارچوب Lambda-CDM به خوبی کار می‌کند اما این چارچوب مشخص نمی‌کند که چگونه و چرا چنین کهکشان‌های پرجرمی در کیهان اولیه و در مدت زمان کوتاه‌تری نسبت به کهکشان‌های کم‌جرم شکل گرفته‌اند.

در این مقاله خواهیم دید که در نظریه‌ی MOND، مقیاس زمانی کوتاه ستاره‌زایی^۱۲ در کهکشان‌های نوع اولیه‌ی پرجرم می‌تواند نتیجه‌ی طبیعی این نظریه تحت یک سری از شرایط خاص باشد.

در کیهان‌شناسی، شبیه‌سازی‌هایی برای فروپاشی ابرهای گازی پس از مهبانگ^۱۳ بر اساس MOND وجود دارد. این شبیه‌سازی‌ها نشان می‌دهند که با فروپاشی ابرهای گازی چرخان، خصوصیات رصدی کهکشان‌های دیسکی قابل بازیابی است. اما آن‌ها همزمان این را هم نشان می‌دهند که چنین کهکشان‌هایی ممکن است عمده‌ی جرم ستاره‌ای خود را اخیرا از طریق ادغام کهکشان‌های ستاره‌زا به دست آورده باشند. نویسندگان این مقاله با استناد به نتایج مقالات سالوادور و همکاران ۲۰۲۲ و افتخاری و همکاران ۲۰۲۲ ادعا می‌کنند که چنین نتیجه‌ای در تضاد با رصدهای کهکشانی هست. این دو مقاله با استفاده از طیف فرابنفش نزدیک، اپتیکی و فروسرخ نزدیک کهکشان‌های نوع-اولیه‌ی پرجرم و هم‌چنین یک کهکشان‌ عتیقه نشان داده‌اند که اکثر ستاره‌های کهکشان‌های پرجرم نوع اولیه پیر هستند و تحول این کهکشان‌ها تا به امروز منفعل بوده‌است. بنابراین آن‌ها علاوه بر شبیه‌سازی‌های ابرهای گازی چرخان، کهکشان‌های حاصل از شبیه‌سازی‌های ابرهای گازی غیرچرخان را هم مورد مطالعه قرار دادند و مشاهده کردند که کهکشان‌های حاصل مقیاس زمانی ستاره‌زایی کوتاهی مشابه کهکشان‌هایی که رصد شده‌اند، دارند. به عبارت دیگر، چارچوب MOND با فروپاشی ابرهای گازی غیرچرخان پس از بیگ بنگ می‌تواند کهکشان‌های پرجرمی با مقیاس زمانی ستاره‌زایی کوتاهی مشابه رصدها تولید کند.

نویسندگان یکی از کهکشان‌های مدل را که از طریق فروپاشی یک‌پارچه‌ی یک ابر گازی غیرچرخان شکل گرفته‌است را انتخاب کرده و سینماتیک و پروفایل چگالی جرم ستاره‌ای آن را با کهکشان‌های پرجرم فشرده‌ی عتیقه مقایسه می‌کنند و ثابت می‌کنند که حاصل شبیه‌سازی MOND برای ابر گازی غیرچرخان یک کهکشان عتیقه هست که مقیاس زمانی ستاره‌زایی کوتاهی دارد. کهکشان‌های عتیقه‌‌ی رصدشده‌ای که آن‌ها در این مطالعه استفاده کرده‌اند NGC 1277، Mrk 1216 و PGC 032873 می‌باشند که از مطالعات تروخیو و همکاران ۲۰۱۴ و فر-متیو و همکاران ۲۰۱۷ گرفته شده‌اند.

آن‌ها پروفایل سرعت چرخشی کهکشان مدل MOND را با کهکشان‌های عتیقه‌ی رصد شده مقایسه می‌کنند (شکل ۱). برخلاف کهکشان‌های نوع اولیه‌ی معمولی، کهکشان‌های عتیقه سرعت‌ چرخشی بالایی دارند و کهکشان مدل نیز از این الگو پیروی می‌کند.

شکل ۱. مقایسه‌ی پروفایل سرعت چرخشی کهکشان مدل MOND (آبی) با کهکشان‌های عتیقه‌ی رصد شده.

نویسندگان همچنین پروفایل پراکندگی سرعت^۱۴ کهکشان مدل را با کهکشان‌های عتیقه مقایسه می‌کنند. شکل ۲ نشان می‌دهد که کهکشان‌های عتیقه‌ی رصد شده پراکندگی سرعت بالایی دارند و سرعت بیشینه‌ در مرکز کهکشان مدل، مشابه کهکشان‌های عتیقه هست اما افت سرعت کهکشان مدل مانند آن‌ها نیست؛ به خصوص که بیش‌ترین تقاوت مربوط به کهکشان NGC1277 هست. نویسندگان ادعا می‌کنند که این به دلیل اثر میدان خارجی^۱۵ می‌تواند باشد. به عبارتی کهکشان مدل یک کهکشان ایزوله هست در حالی‌که کهکشان NGC1277 در یک خوشه‌ی کهکشانی قرار دارد.

شکل ۲. مقایسه‌ی پروفایل پراکندگی سرعت کهکشان مدل MOND (آبی) با کهکشان‌های عتیقه‌ی رصد شده.

از آن‌جایی‌که مطالعات تروخیو و همکاران ۲۰۱۴ و فر-متیو و همکاران ۲۰۱۷ نشان داده‌اند که کهکشان‌های عتیقه، پروفایل چگالی جرمی ستاره‌ای متفاوتی نسبت به کهکشان‌های نوع اولیه‌ی معمولی دارند (برای مثال کهکشان NGC 1277 پروفایل چگال‌تری درون شعاع موثر^۱۶ خود دارد)، نویسندگان پروفایل چگالی سطحی کهکشان مدل را با کهکشان‌های عتیقه‌ی رصد شده هم مقایسه کرده‌اند. شکل ۳ نشان می‌دهد که کهکشان مدل پروفایل مشابهی با کهکشان‌های عتیقه دارد. بدین ‌ترتیب نویسندگان ثابت می‌کنند که کهکشانی که در چارچوب MOND شکل گرفته است درواقع یک کهکشان عتیقه هست که مقیاس زمانی ستاره‌زایی کوتاهی دارد.

شکل ۳. مقایسه‌ی پروفایل چگالی جرم ستاره‌ای کهکشان مدل MOND (آبی) با کهکشان‌های عتیقه‌ی رصد شده.

نتیجه‌گیری آن‌ها این است که در چارچوب MOND فروپاشی ابر گازی غیرچرخان پس از بیگ بنگ موجب شکل‌گیری کهکشان‌هایی با سرعت چرخشی و سرعت پراکندگی بالا، مشابه کهکشان‌های عتیقه‌ی رصد شده می‌شود. بنابراین این کهکشان‌ها مانند کهکشان‌های عتیقه مقیاس زمانی ستاره‌زایی کوتاهی دارند.

چارچوب نظری MOND حتی می‌تواند پدید آمدن سریع اختروش‌ها^۱۷ و سیاه‌چاله‌های ابرپرجرم^۱۸ را هم توجیه کند؛ بدین صورت که فروپاشی‌اولیه‌ی ابر گازی ابتدا یک خوشه‌ی ستاره‌زا و پرجرم را در مرکز شکل می‌دهد.تابع جرم اولیه‌ی^۱۹ این خوشه‌ی ستاره‌زا به گونه‌ای است که ستاره‌های پرجرم زیادی نسبت به ستاره‌های کم‌جرم دارد (به دلیل فلزیت کم و چگالی زیاد) و ممکن است به صورت یک شبه اختروش ظاهر شود (این‌جا، این‌جا و این‌جا بیش‌تر راجع به تابع جرم اولیه بخوانید). ستاره‌های یونیزه‌کننده یک میدان تابشی شبه اختروش به‌وجود می‌آورند که خوشه را از سقوط گاز بیش‌تر محافظت می‌کند. از آن‌جایی‌که خوشه دارای تعداد زیادی ستاره‌ی پرجرم است که به سرعت متحول می‌شوند، پس از ۵۰ میلیون سال ستاره‌ها می‌میرند و آن‌چه باقی می‌ماند جمعیت زیادی از سیاه‌چاله‌ها است. سپس این خوشه از سیاه‌چاله‌ها گاز بیش‌تری را می‌بلعند و منقبض می‌شوند تا زمانی‌که دچار فروپاشی شده و یک سیاه‌چاله‌ی ابرپرچرم را تشکیل می‌دهند. نویسندگان محاسبه کرده‌اند که کل این فرآیند در زمان کمتری نسبت به مقیاس زمانی تشکیل کهکشان طول می‌کشد. بدین ترتیب MOND پدید آمدن سریع اختروش‌ها و سیاه‌چاله‌های ابرپرجرم را توجیه می‌کند.