تلسکوپ فضایی جیمز وب شش کهکشان در حال ادغام را ۱۲ میلیارد سال پیش مشاهده کرد

تلسکوپ فضایی جیمز وب (James Webb Space Telescope) شش کهکشان عظیم را در حال برخورد و ادغام شدن در یک سیستم واحد و عظیم مشاهده کرده است، آن‌گونه که ۱۲ میلیارد سال پیش به نظر می‌رسیدند؛ زمانی که عمر کیهان تنها ۱.۵ میلیارد سال بود. در مرکز این تجمع، یک سیاه‌چاله ابرپرجرم (supermassive black hole) جوان در حال تغذیه است و فوران‌هایی از پلاسما را به سمت بیرون به درون گاز اطراف می‌راند، که به اخترشناسان نگاهی بی‌سابقه و مستقیم به پرسشی می‌دهد که دهه‌هاست این رشته را به چالش کشیده است: چگونه بزرگترین کهکشان‌های جهان و سیاه‌چاله‌های عظیم در هسته آن‌ها در کنار یکدیگر رشد کرده‌اند؟

این یافته‌ها در دو مقاله هماهنگ و داوری‌شده که این ماه منتشر شده‌اند، ارائه شده‌اند؛ یکی در مجله باز اخترفیزیک (The Open Journal of Astrophysics) به سرپرستی آیوش ساکسنا (Aayush Saxena) از دانشگاه آکسفورد و دیگری در اخترشناسی و اخترفیزیک (Astronomy & Astrophysics) به سرپرستی کریستینا گابانیی (Krisztina Gabányi) از دانشگاه ELTE Eötvös Loránd در بوداپست. این دو مقاله در کنار هم، اولین توصیف همزمان فروسرخ و رادیویی با وضوح بالا از سیستمی به نام TGSS J1530+1049 را ارائه می‌دهند که در انتقال به سرخ (redshift) تقریباً ۴ قرار دارد؛ به این معنی که نور ثبت‌شده توسط هر دو شبکه تلسکوپ، زمانی این منطقه را ترک کرده که کیهان تنها کسری از سن فعلی خود را داشته است.

ساکسنا (Saxena) در مورد این کشف گفت: «ما یک کهکشان تنها پیدا نکردیم، بلکه یک مجموعه کامل متشکل از حداقل شش کهکشان را یافتیم.»

شش کهکشان در مسیر برخورد

آنچه محققان بر اساس مشاهدات رادیویی قبلی انتظار داشتند پیدا کنند، یک کهکشان منفرد دوردست بود که میزبان یک سیاه‌چاله ابرپرجرم فعال است. اما آنچه به دست آوردند، یک پیش‌خوشه (protocluster) بود: گروهی از کهکشان‌ها که از نظر گرانشی به هم پیوسته‌اند و در مراحل اولیه تشکیل قرار دارند و قرار است به یک کهکشان بزرگ‌تر ادغام شوند.

هیچ‌یک از شش کهکشان درگیر، کوچک نیستند. چهار کهکشان از این شش کهکشان به خودی خود عظیم هستند و کل سیستم صدها میلیارد جرم خورشیدی ستاره را در حجمی به وسعت تنها چند ده هزار سال نوری جای داده است – کوچکتر از کهکشان راه شیری. نرخ تشکیل ستاره جمعی آن‌ها، بین ۷۰ تا ۱۶۳ جرم خورشیدی در سال، سرعت فعلی کهکشان راه شیری را که کمتر از ده جرم خورشیدی در سال است، بسیار ناچیز جلوه می‌دهد. بر اساس جدایی‌های فیزیکی و تفاوت‌های سرعت اندازه‌گیری شده بین کهکشان‌ها، محققان تخمین می‌زنند که آن‌ها ظرف چند میلیارد سال ادغام خود را کامل خواهند کرد و در نهایت آنچه را که اخترشناسان "پرنورترین کهکشان خوشه (brightest cluster galaxy)" می‌نامند، تولید خواهند کرد – پرنورترین و پرجرم‌ترین نوع کهکشان شناخته شده که معمولاً در مرکز متراکم خوشه‌های کهکشانی در کیهان امروزی یافت می‌شود.

رودریک اورزیر (Roderik Overzier) از رصدخانه لیدن، یکی از نویسندگان مقاله ساکسنا، گفت: «ما ساختارهایی مانند این را پیش‌خوشه (protocluster) می‌نامیم: پیش‌ساز مجموعه‌های وسیع کهکشان‌هایی که امروز می‌بینیم. این‌ها مکان‌هایی هستند که ماده خیلی زود در آن‌ها به هم پیوست. ما فکر می‌کنیم شاهد لحظه‌ای نادر هستیم که چندین کهکشان عظیم هنوز جداگانه وجود دارند، اما قبلاً در حال شکل‌گیری یک کهکشان بسیار بزرگ‌تر هستند.»

پیکربندی این سیستم همچنین، از نظر کیفی، با پیش‌بینی‌های شبیه‌سازی‌های کیهان‌شناختی برای شکل‌گیری پرنورترین کهکشان‌های خوشه (brightest cluster galaxies) مطابقت دارد – مجموعه‌هایی که از طریق ادغام‌های سریع و پی‌درپی در اولین دوران‌های کیهان رشد می‌کنند. اینکه سیستم مشاهده شده به سیستم‌های شبیه‌سازی شده شباهت دارد، اعتماد به این موضوع را تقویت می‌کند که مدل‌های فعلی شکل‌گیری ساختار سلسله‌مراتبی، واقعیت‌هایی از نحوه سازماندهی کیهان اولیه را به تصویر می‌کشند.

چگونه تلسکوپ‌های رادیویی سیاه‌چاله را آشکار کردند

مقاله دوم آنچه را که دوربین‌های فروسرخ تلسکوپ جیمز وب (JWST) به تنهایی نمی‌توانستند حل کنند، آشکار می‌کند. تیم گابانیی (Gabányi) از شبکه VLBI اروپا (European VLBI Network)، یک آرایه گسترده از تلسکوپ‌های رادیویی که توسط ساعت‌های اتمی همگام‌سازی شده‌اند، و آرایه e-MERLIN در بریتانیا برای تولید تصاویر رادیویی با وضوح بالا از این سیستم در مقیاس‌های زاویه‌ای تقریباً ۱۰۰ میلی‌ثانیه قوس (milliarcsecond) استفاده کردند – دقتی قابل مقایسه با وضوح اپتیکی تلسکوپ فضایی هابل، اما در طول موج‌های رادیویی به دست آمده است.

این رویکرد چندمقیاسی در این دلیل اصلی است که چرا کهکشان‌های رادیویی با انتقال به سرخ بالا (high-redshift radio galaxies) مانند TGSS J1530+1049 اهداف بسیار ارزشمندی هستند. هنگامی که یک سیاه‌چاله ابرپرجرم (supermassive black hole) به طور فعال ماده را جذب می‌کند، دیسک برافزایشی (accretion disk) اطراف آن چنان درخشان می‌شود که می‌تواند از تمام ستارگان کهکشان میزبان خود در مجموع پرنورتر باشد و مطالعه خود کهکشان را تقریباً غیرممکن سازد. اما در یک کهکشان رادیویی با انتقال به سرخ بالا، انتشار غالب نه از این درخشش حرارتی، بلکه از فوران‌های پلاسمای نسبیتی (relativistic plasma jets) می‌آید – جریان‌هایی از ذرات باردار که توسط میدان مغناطیسی سیاه‌چاله تا نزدیکی سرعت نور شتاب گرفته و از قطب‌های آن به بیرون پرتاب می‌شوند. این فوران‌ها تابش سنکروترون (synchrotron radiation) در طول موج‌های رادیویی منتشر می‌کنند، و چون تابش سنکروترون و نور ستاره‌ای بخش‌های متفاوتی از طیف را اشغال می‌کنند، ناظران می‌توانند به طور همزمان فعالیت سیاه‌چاله و جمعیت‌های ستاره‌ای در کهکشان‌های اطراف آن را مطالعه کنند.

گابانیی (Gabányi) گفت: «با استفاده از شبکه‌ای از تلسکوپ‌های رادیویی متصل، توانستیم تصویری بسیار واضح از TGSSJ1530+1049 تولید کنیم. انتشار رادیویی زمانی تولید می‌شود که ماده به درون سیاه‌چاله سقوط می‌کند، در حالی که مقداری از آن با سرعت بالا دوباره بیرون رانده می‌شود.»

نقشه‌های رادیویی یک ساختار پیچیده با جهت‌گیری شمال-جنوب را با ویژگی‌های انتشار رادیویی با طیف شیب‌دار (steep-spectrum) نشان دادند که با لوب‌ها (lobes) و نقاط داغ (hot spots) ناشی از یک هسته کهکشانی فعال فوران‌کننده (jetted active galactic nucleus) سازگار است. ساختار رادیویی تقریباً ۵.۵ کیلوپارسک (حدود ۱۸,۰۰۰ سال نوری) را در بر می‌گیرد – که TGSS J1530+1049 را در دسته‌ای قرار می‌دهد که اخترشناسان آن را اجرام متقارن با اندازه متوسط (medium-sized symmetric objects) می‌نامند: منابع رادیویی فشرده‌ای که هنوز از محیط میان‌ستاره‌ای (interstellar medium) کهکشان میزبان خود خارج نشده‌اند. اینکه آیا این فوران‌ها در نهایت به ساختارهای رادیویی عظیمی که در کهکشان‌های نزدیک دیده می‌شوند تبدیل خواهند شد، یا محدود و محبوس خواهند ماند، یک پرسش باز است.

داده‌های تلسکوپ جیمز وب و رادیویی، که در تصاویر ترکیبی با هم ادغام شدند، تأیید کردند که سیاه‌چاله دقیقاً در داخل یکی از شش کهکشان در حال ادغام قرار دارد، که در منطقه‌ای فوق‌العاده متراکم که چندین ساختار در مقیاس کهکشانی در آن همگرا می‌شوند، جای گرفته است – دقیقاً همان نوع محیط غنی از گاز و از نظر دینامیکی آشفته که نظریه پیش‌بینی می‌کند منجر به تحریک و تداوم برافزایش سریع سیاه‌چاله می‌شود.

آنچه یک انتقال به سرخ اصلاح‌شده درباره یک کشف قبلی آشکار می‌کند

داستان TGSS J1530+1049 شامل یک اصلاح قابل توجه است. هنگامی که این جرم برای اولین بار در سال ۲۰۱۸ توسط همان نویسنده اصلی، ساکسنا و همکارانش شناسایی شد، به عنوان دورترین کهکشان رادیویی کشف شده گزارش شد، که در انتقال به سرخ z = 5.72 اندازه‌گیری شده بود – آن را درست پس از دوران بازيونيزاسيون (Epoch of Reionization)، تقریباً ۸۰۰ میلیون سال پس از مهبانگ (Big Bang)، قرار می‌داد. این یک رکورد معروف در آن زمان بود.

داده‌های طیف‌سنجی جدید تلسکوپ جیمز وب (JWST)، که اندازه‌گیری‌های بسیار دقیق‌تری از انتقال به سرخ این سیستم نسبت به مشاهدات اپتیکی زمینی قبلی ارائه می‌دهند، به وضوح TGSS J1530+1049 را در z = 4.0 به جای z = 5.72 قرار می‌دهند. اندازه‌گیری قبلی از یک خط انتشار واحد که به عنوان تابش لیمان-آلفا (Lyman-alpha radiation) شناسایی شده بود، استخراج شده بود؛ طیف‌سنج واحد میدان انتگرالی تلسکوپ جیمز وب (JWST's integral field unit spectrograph) سیستم را به طور همزمان در چندین خط انتشار و با جزئیات فضایی بسیار بالاتر حل کرد و هیچ ابهامی باقی نگذاشت. انتقال به سرخ اصلاح‌شده هنوز این سیستم را ۱۲ میلیارد سال نوری دورتر و در دوران کودکی کیهان قرار می‌دهد – اما تحلیل علمی قبلی را بازنویسی می‌کند. تخمین‌های جرم ستاره‌ای، تاریخچه تشکیل ستاره، و تکامل فوران‌های سیستم که بر اساس z = 5.72 بودند، دیگر دقیق نیستند.

چرا هم‌تکاملی سیاه‌چاله و کهکشان اهمیت دارد

یکی از مهمترین پرسش‌های حل نشده در اخترفیزیک این است که چگونه سیاه‌چاله‌های ابرپرجرم و کهکشان‌هایی که در آن‌ها ساکن هستند، بر رشد یکدیگر تأثیر می‌گذارند – رابطه‌ای که به عنوان هم‌تکاملی (co-evolution) شناخته می‌شود. کیهان امروزی همبستگی آماری محکمی بین جرم یک سیاه‌چاله و پراکندگی سرعت ستارگان در برآمدگی مرکزی کهکشان اطراف آن نشان می‌دهد، الگویی که رابطه M-سیگما (M-sigma relation) نامیده می‌شود. این همبستگی نشان‌دهنده یک ارتباط عمیق و علّی است: این دو به نوعی رشد یکدیگر را تنظیم می‌کنند. اما اینکه چگونه و چه زمانی این تنظیم آغاز می‌شود – و آیا در اولین دوران‌های کیهان به همین شکل عمل می‌کند – هنوز به شدت مورد بحث است.

TGSS J1530+1049 یک آزمایش رصدی مستقیم ارائه می‌دهد. داده‌های تلسکوپ جیمز وب (JWST) چندین کهکشان را در حال تجمع از طریق ادغام‌ها ثبت می‌کنند، در حالی که به طور همزمان، داده‌های رادیویی نشان می‌دهند که یک سیاه‌چاله ابرپرجرم در حال جذب ماده و پرتاب فوران‌هایی است که با گاز اطراف تعامل دارند. اینکه آیا این فوران‌ها تشکیل ستاره را سرکوب می‌کنند یا آن را تحریک می‌کنند، هنوز حل نشده است؛ هر دو نتیجه در دیگر کهکشان‌های رادیویی با انتقال به سرخ بالا مستند شده‌اند. آنچه روشن است این است که شکل‌گیری سیاه‌چاله و تجمع کهکشان در یک زمان و در یک مکان اتفاق می‌افتد، در سیستمی که در نهایت به یکی از عظیم‌ترین ساختارهای جهان تبدیل خواهد شد.

هوب روتگرینگ (Huub Röttgering) از رصدخانه لیدن، یکی از نویسندگان مطالعه رادیویی، گفت: «آنچه این موضوع را خاص می‌کند این است که ما می‌توانیم هم تجمع یک کهکشان غول‌پیکر و هم رشد سیاه‌چاله در مرکز آن را دنبال کنیم. بنابراین، این مشاهدات نگاهی نادر به یک سایت ساخت و ساز کیهانی در کیهان جوان ارائه می‌دهند، جایی که اجداد بزرگترین کهکشان‌های امروزی در حال شکل‌گیری هستند.»

چرا تلسکوپ‌های رادیویی در دوران تلسکوپ جیمز وب (JWST) همچنان ضروری هستند

این کشف یک درس روش‌شناختی دارد: حتی با قدرتمندترین تلسکوپ فضایی فروسرخ که تاکنون ساخته شده است، شبکه‌های تلسکوپ رادیویی همچنان ضروری هستند. دوربین‌های فروسرخ تلسکوپ جیمز وب (JWST) کهکشان‌های منفرد، جرم‌های ستاره‌ای آن‌ها، نرخ‌های تشکیل ستاره آن‌ها و گاز یونیزه سریع‌الحرکت را آشکار کردند که ممکن است بازخورد سیاه‌چاله باشد که در سراسر سیستم پخش می‌شود. آرایه‌های رادیویی فعالیت سیاه‌چاله و ساختار فوران را حل کردند – اطلاعاتی که تنها فروسرخ نمی‌توانست در این فاصله و انتقال به سرخ به طور کامل توصیف کند.

شناسایی اولیه TGSS J1530+1049 به عنوان یک کهکشان رادیویی با انتقال به سرخ بالا، نه از هیچ تلسکوپ فضایی، بلکه از شاخص طیفی رادیویی فوق‌العاده شیب‌دار آن که در یک بررسی در ۱۵۰ مگاهرتز اندازه‌گیری شد، به دست آمد. یک شاخص طیفی شیب‌دار در یک منبع رادیویی فشرده – اساساً، کاهش شدید انتشار رادیویی به سمت فرکانس‌های بالاتر – یک نشانه آماری از یک کهکشان رادیویی واقعاً دوردست است، زیرا پراکندگی معکوس کامپتون (inverse Compton scattering) فوتون‌های تابش زمینه کیهانی (cosmic microwave background) توسط الکترون‌های فوران، انتشار رادیویی با فرکانس بالاتر را به طور تهاجمی‌تر در انتقال به سرخ‌های بالاتر سرکوب می‌کند. این روش بررسی رادیویی، که طی سه دهه اصلاح شده است، همان چیزی است که تلسکوپ جیمز وب (JWST) را در وهله اول به سمت این سیستم هدایت کرد.

نویسندگان مقاله اول نتیجه گرفتند: «این کار نشان داده است که شناسایی کهکشان‌های رادیویی با انتقال به سرخ بالا از نمونه‌های صرفاً انتخاب‌شده رادیویی، همچنان کاوشگرهای جالبی از کیهان‌شناسی، شکل‌گیری کهکشان‌های عظیم و سیاه‌چاله‌های ابرپرجرم ارائه می‌دهد.»

مجموعه داده‌های ترکیبی اکنون نشان می‌دهد که TGSS J1530+1049 یکی از متراکم‌ترین تجمعات شناخته شده کهکشان‌های سنگین‌وزن در کیهان اولیه است – سندی زنده از فرآیندهای خشونت‌آمیز و سازنده‌ای که ساختارهایی را که امروز در اطراف خود می‌بینیم، شکل داده‌اند.

پیش‌خوشه کهکشانی چیست و چرا یافتن آن مهم است؟

پیش‌خوشه کهکشانی (galaxy protocluster) مجموعه‌ای از کهکشان‌هاست که به صورت گرانشی به هم پیوسته‌اند اما هنوز در یک ساختار واحد و ویرالیزه‌شده (virialized) فرو نریخته‌اند. پیش‌خوشه‌ها اجداد خوشه‌های کهکشانی مدرن هستند که بزرگترین اجرام گرانشی به هم پیوسته در کیهان محسوب می‌شوند. یافتن یکی از آن‌ها در انتقال به سرخ z = 4 – زمانی که کیهان تنها حدود ۱.۵ میلیارد سال عمر داشت – به اخترشناسان اجازه می‌دهد تا فرآیند تجمع را مستقیماً مشاهده کنند، به جای اینکه آن را از خواص خوشه‌های امروزی استنباط نمایند. TGSS J1530+1049 به ویژه ارزشمند است زیرا شش کهکشان عضو آن عظیم، نزدیک به هم و همراه با یک سیاه‌چاله فعال در حال رشد هستند، که آن را به تصویری نادر از فرآیندهای همزمان تشکیل متعدد تبدیل می‌کند.

سیاه‌چاله‌های ابرپرجرم و کهکشان‌ها چگونه با هم رشد می‌کنند – و این کشف چه چیزی را نشان می‌دهد؟

کیهان مدرن همبستگی آماری محکمی بین جرم سیاه‌چاله مرکزی یک کهکشان و ویژگی‌های خود کهکشان نشان می‌دهد – الگویی که نشان‌دهنده تنظیم متقابل رشد این دو است، اگرچه مکانیسم آن هنوز مورد بحث است. TGSS J1530+1049 یک آزمایش رصدی مستقیم به اخترشناسان می‌دهد: تصویربرداری تلسکوپ جیمز وب (JWST) کهکشان‌های میزبان را در حال تجمع از طریق ادغام‌ها ثبت می‌کند، در حالی که داده‌های رادیویی به طور همزمان، سیاه‌چاله را در حال جذب ماده و راندن فوران‌ها به گاز اطراف مستند می‌کنند. اینکه آیا این فوران‌ها تشکیل ستاره را در این سیستم سرکوب می‌کنند یا تحریک می‌نمایند، هنوز حل نشده است، اما مشاهده همزمان هر دو فرآیند – در سپیده‌دم کیهانی – یک نقطه داده حیاتی برای مدل‌های چگونگی توسعه رابطه M-سیگما بین سیاه‌چاله‌ها و کهکشان‌ها در طول زمان کیهانی فراهم می‌کند.

چرا دانشمندان برای درک این سیستم به هر دو تلسکوپ جیمز وب (JWST) و تلسکوپ‌های رادیویی نیاز داشتند؟

هیچ یک از این ابزارها به تنهایی نمی‌توانستند تصویری کامل ارائه دهند. دوربین‌های فروسرخ نزدیک تلسکوپ جیمز وب (JWST) کهکشان‌های منفرد، جرم‌های ستاره‌ای آن‌ها، نرخ‌های تشکیل ستاره آن‌ها و مناطقی از گاز یونیزه سریع‌الحرکت را آشکار کردند که ممکن است بازخورد سیاه‌چاله باشد که در سراسر سیستم پخش می‌شود. شبکه VLBI اروپا (European VLBI Network) و آرایه‌های e-MERLIN تصاویر رادیویی با وضوح بالا ارائه دادند که ساختار فوران را نشان دادند و تأیید کردند که انتشار رادیویی از یک هسته کهکشانی فعال فوران‌کننده (jetted active galactic nucleus) نشات می‌گیرد که در متراکم‌ترین بخش سیستم در حال ادغام جای گرفته است – جزئیاتی که مشاهدات فروسرخ در این فاصله نمی‌توانند به آن دست یابند. این کشف همچنین بر اساس بررسی‌های رادیویی قبلی است که در ابتدا این جرم را به عنوان یک هدف کاندید برای پیگیری شناسایی کردند، و نشان می‌دهد که نجوم رادیویی زمینی و نجوم فروسرخ فضایی ابزارهایی مکمل هستند، نه رقیب.

چه مشکلی در اندازه‌گیری قبلی فاصله این کهکشان وجود داشت؟

هنگامی که TGSS J1530+1049 برای اولین بار در سال ۲۰۱۸ گزارش شد، به عنوان دورترین کهکشان رادیویی کشف شده جشن گرفته شد، با انتقال به سرخ اندازه‌گیری شده z = 5.72. این اندازه‌گیری بر اساس یک خط انتشار واحد بود که به عنوان تابش لیمان-آلفا (Lyman-alpha radiation) از طیف‌سنجی اپتیکی زمینی شناسایی شده بود. مشاهدات جدید تلسکوپ جیمز وب (JWST) از طیف‌سنج واحد میدان انتگرالی (integral field unit spectrograph) برای حل همزمان چندین خط انتشار در سراسر سیستم استفاده کردند و به وضوح آن را در z = 4.0 قرار دادند. انتقال به سرخ اصلاح‌شده هنوز این سیستم را ۱۲ میلیارد سال نوری دورتر قرار می‌دهد، اما تمام تخمین‌های علمی قبلی مربوط به سن سیستم، محدودیت‌های جرم ستاره‌ای، و جدول زمانی تکامل فوران را که بر اساس رقم قبلی و نادرست بودند، تغییر می‌دهد.