کهکشان‌ها سیستم‌های مقیدِ گرانشیِ عظیمی هستند که از ستاره‌ها، غبار، گاز و «ماده‌ی تاریک» تشکیل شده‌اند. دانستن چگونگی تشکیل و تحول کهکشان‌ها با زمان از دیدگاهِ کلی چگونگی تجمع مواد در ساختارهای بزرگ اهمیت دارد –قطعه‌ای کلیدی از معمای درکِ جهان که برای حل آن تلاش می‌کنیم.

یک گام مهم برای رسیدن به این هدف، به‌دست‌آوردن تصویری واضح از زمانی است که اولین ساختار دیسک‌ها در کهکشان‌ها پدید آمد. براساس مقاله‌ی نیلمن و همکاران^۱ در نشریه Nature، رصدهای کنونی دیسک پرجرمِ چرخنده‌ای از گاز سرد درون یک کهکشانِ تشکیلِ ستاره‌ای را نشان می‌دهد که مربوط به فقط ۱.۵ میلیارد سال پس از مهبانگ است.^۲

طبق درک کنونی ما از کیهان‌شناسی، اولین ساختارهای بزرگ‌مقیاس عالم «هاله‌های» کروی ماده‌ی تاریک بودند که تحتِ گرانش خود^۳ رمبش کردند. گاز اطرافِ هاله و در پی آن ستاره‌های درحالِ شکل‌گیری و درنهایت کهکشان‌ها به درون این هاله ریخته شد^۴. گمان می‌کنیم که هاله‌ها و کهکشان‌ها سلسله‌مراحل تشکیل مختلفی را (در حال ادغام) با یکدیگر گذرانده‌اند و ازطریق برافزایش بیشتر گاز و تبدیل آن به ستاره به رشد خود ادامه دادند^۵. سلسله‌مراتب تشکیل ساده است و گمان می‌کنیم که به‌خوبی آن را می‌دانیم. بااین‌حال هنوز بحث‌های زیادی درباره‌ی مسیر دقیقِ برافزایش گاز و تبدیل آن به ستاره و چگونگی ارتباط آن با رخدادهای مربوط به تشکیل ساختارهای فیزیکی و دینامیکی در کهکشان‌ها طی گذر زمان، وجود دارد.^۲

یکی از مؤلفه‌های مهم این معما این است که چرا برخی کهکشان‌ها، مانند کهکشانِ تشکیلِ ستاره‌ایِ خودیِ راه‌شیری، ساختارهای فیزیکی‌ای دارد که تحتِ‌تسلطِ‌ دیسک‌های ستاره و گاز است (شکل ۱)، درحالی‌که دیگر کهکشان‌ها، عموماً کهکشان‌های قدیمی‌تر و خاموش‌تر، این‌طور نیست. احتمالاً پاسخ این پرسش با تاریخچه‌ی تشکیل -به‌طور خاص به اهمیت نسبی ادغام مرحله‌به‌مرحله (که بسته به شرایط می‌تواند باعث رشد یا نابودی دیسک شود^{۶ و ۷})- و رشد ازطریق برافزایش گاز (درمیان دیگر فرایندها) ارتباط نزدیکی دارد.

شکل ۱. کهکشان مارپیچی پوشیده‌در غبارِ NGC 4414. بسیاری از کهکشان‌های تشکیل‌ ستاره‌ای دیسک‌هایی از گاز و غبار دارند –غبار این تصویر به‌صورت تکه‌ها و رگه‌های تیره در پس‌زمینه‌ی نور ستارگان دیده می‌شود. نیلمن و همکارانش۱ مشاهده‌ی صفحه‌ی کهکشانی دیگری را گزارش کرده‌اند که فقط ۱.۵ میلیاردسال پس از مهبانگ، به‌شکل قابل‌توجهی بسیار پیش‌تر از گزارش‌های پیشین دیسک‌های کهکشانی، وجود داشته است.

تصور می‌شود که برافزایش گاز به دو طریق حالتِ‌ داغ یا سرد رخ می‌دهد. همان‌طور که از نام آن برمی‌آید مهم‌ترین تفاوت این دو این است که گاز هنگام فروافتادن در مرکز یک هاله‌ی ماده‌ی تاریک درون کهکشان، داغ است یا سرد. حالت داغِ برافزایش باعث تأخیر در تشکیل دیسک می‌شود، زیرا زمان بسیار زیادی برای سردشدن گازِ برافزاینده و درنهایت قرارگرفتن آن درون دیسک لازم است. در حالتِ سردِ برافزایش، گاز هنگام فروافتادن درونِ مرکز هاله سرد باقی می‌ماند و به‌این‌ترتیب تشکیل دیسک با سرعت بیشتری انجام می‌شود.^۸

تعیین زمان ایجاد اولین دیسک‌ها در کهکشان‌ها و چگونگی تکرار آن بینش مهمی در درک چگونگی رخداد تشکیل اولین کهکشان‌ها فراهم می‌کند. برای انجام این کار باید به‌تدریج دیسک‌ها در کهکشان‌های دوردست یافت شود تا محققان بتوانند زمان بیشتری به عقب، به سمت مهبانگ، را کاوش کنند. (نور کهکشان‌های دوردست‌تر نسبت به کهکشان‌های نزدیک‌تر زمان بیشتری لازم دارد تا به تلسکوپ‌ها و آشکارسازهای زمینی برسد و بنابراین با برگشت در زمان اطلاعات بیشتری از جهان برای ما فراهم می‌کند.) این کار به ابزارهای بسیار حساسی نیاز دارد که داده‌های با وضوح بسیار بالایی تولید می‌کند. پیشرفت‌های جدید در فناوری آشکارسازها و تلسکوپ‌ها و نیز طراحی ابزار، امکان آشکارسازی دیسک‌های گاز در کهکشان‌های پرجرمی که حدود ۳میلیارد سال پس از مهبانگ به‌وجود آمده‌اند را فراهم کرده است^۲.

نیلمن و همکارن برای گسترش رصدهای خود از گازِ درون کهکشان‌ها تا دوره‌های خیلی دورتر تاریخ کیهان‌شناسی از آرایه‌ی میلی‌متری/کمتر از میلی‌متری بزرگ آتاکاما (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA)) (آلما)، یکی از قدرتمندترین تلسکوپ‌های رادیویی جهان واقع در صحرای آتاکاما در شمال شیلی، استفاده کردند. محققان نورِ تابش‌شده از گازِ سردِ کهکشانی مربوط به حدود ۱۲.۵ میلیارد سال پیش را آشکارسازی کردند. آنها با تجزیه‌ی نور به مقیاس ۱.۳ کیلوپارسک (حدود یک‌ششم فاصله‌ی خورشید تا مرکز کهکشان راه‌ شیری^۹) توانستند ساختار و سینماتیک (حرکت‌شناسی) گاز تابیده‌شده را با جزئیات چشمگیری بررسی کنند. سپس از مدل‌های تحلیلی ساده و محکمی استفاده کردند تا نشان دهند که رصدهای آنها نشان‌دهنده‌ی حضور یک دیسک گازی چرخانِ سریع است که ازلحاظ مکانی با غبار و ستاره‌ی کهکشانی هماهنگ است.

نتایج کار نیلمن و همکارانش تشکیل‌دهنده‌ی برخی شواهد رصدی اولیه بر وجود دیسک‌های گازی سرد در کهکشان‌های بزرگ در زمانی خیلی نزدیک به مهبانگ است و به‌طور مستقیم ثابت می‌کند که دیسک‌های گازی پرجرم می‌توانند ۱.۵ میلیارد سال پیش زودتر از آن‌چه که رصدهای پیشین نشان می‌داد شکل گرفته باشند^۲. این کار نویسندگان مقاله به میزان قابل‌توجهی مرزهای رصدی بررسی جزئیات ویژگی‌های گازهای کهکشانی که ازلحاظ مکانی موردتجزیه قرار گرفته را تا زمانی که جهان فقط حدود یک‌دهم سن کنونی خود را داشت جابه‌جا کرده است.

وقتی در کنار نتایج برخی شبیه‌سازی‌های عددی از تشکیل کهکشانی که نشان می‌دهد وقتی که جهان بین ۴ تا ۶ میلیارد سال سن داشت اثری از شروع تشکیل دیسک‌ها در کهکشان‌هایی با جرم مشابه دیده نمی‌شود، به این کشف می‌نگریم، کار آنها جالب است^{۱۰ و ۱۱}. بااین‌حال این کشف با انتظارات نظری مبنی بر این‌که برافزایشِ حالت سرد در اوایل تاریخ جهان غلبه کرده باشد سازگار است^۸. همچنین با شبیه‌سازی‌های‌ باوضوح بالاترِ اخیر که در آن دیسک‌ها در دوره‌های کیهانی اولیه پدید آمده‌اند، سازگار است^۱۲.

وقتی به‌دنبال درک نظری چگونگی تشکیل کهکشان خودی یا آزمودن پیش‌بینی‌های مختلف شبیه‌سازی‌های عددی می‌رویم یکی از محدودیت‌های این کار این است که نویسندگان فقط یک کهکشان را درنظر گرفتند. پیش از آن‌که بتوانیم تعیین کنیم که آیا کهکشان‌های موردِبررسی نشان‌دهنده‌ی کل کهکشان‌ها در آن دوره هستند یا نه، و یا این یک استثناء است یا نه، رصدهای بسیار بیشتری از کهکشان‌ها در همان دوره نیاز است. علاوه‌براین با این‌که به‌نظر می‌رسد نتایج نویسندگان مقاله برخلاف سناریوهای برافزایشی حالت داغ برای رشد کهکشان‌های اولیه است، داده‌های آنها به‌وضوح دیگر راه‌ها، به‌جز برافزایش حالت سرد را که در آن گاز سرد می‌تواند به‌شکل موثری به مرکز هاله منتقل شود، غیرمحتمل می‌داند؛ مثلاً از طریق ادغام کهکشان‌ها و هاله‌های آنها. برای حل این مشکل به داده‌های رصدی بیشتری نیاز داریم. بااین‌حال یافته‌های نیلمن و همکاران اخترشناسان را هیجان‌زده خواهد کرد و دوران جدیدی از تاریخ جهان را برای مطالعه‌ی تشکیل کهکشان‌های اولیه خواهد گشود.

منبع:

https://www.nature.com/articles/d41586-020-01418-1

نویسنده: Alfred Tiley، از مرکز بین‌المللی تحقیقات نجوم رادیویی، دانشگاه استرالیای غربی، در شهر پرت در استرالیای غربی ۶۰۰۹ در استرالیا، است.

مراجع:

1.

Neeleman, M., Prochaska, J. X., Kanekar, N. & Rafelski, M. Nature 581, 269–272 (2020).

2.

Wisnioski, E. et al. Astrophys. J. 799, 209 (2015).

3.

Blumenthal, G. R., Faber, S. M., Primack, J. R. & Rees, M. J. Nature 311, 517–525 (1984).

4.

Fall, S. M. & Efstathiou, G. Mon. Not. R. Astron. Soc. 193, 189–206 (1980).

5.

L’Huillier, B., Combes, F. & Semelin, B. Astron. Astrophys. 544, 68 (2012).

6.

Welker, C. et al. Mon. Not. R. Astron. Soc. 465, 1241–1258 (2017).

7.

Grand, R. J. J. et al. Mon. Not. R. Astron. Soc. 467, 179–207 (2017).

8.

Kereš, D., Katz, N., Weinberg, D. H. & Davé, R. Mon. Not. R. Astron. Soc. 363, 2–28 (2005).

9.

Eisenhauer, F. et al. Astrophys. J. 597, L121–L124 (2003).

10.

Zavala, J. et al. Mon. Not. R. Astron. Soc. 460, 4466–4482 (2016).

11.

Dubois, Y. et al. Mon. Not. R. Astron. Soc. 463, 3948–3964 (2016).

12.

Pillepich, A. et al. Mon. Not. R. Astron. Soc. 490, 3196–3233 (2019).