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.