کهکشان‌ها و محیط اطراف آن‌ها
مطالعه کهکشان ها و به طور کلی تصویری که ما در حال حاضر از پیدایش و تحول ساختارهای کوچک تا بزرگ مقیاس از عالم داریم تا امروز بیشتر با استفاده از تلسکوپ هایی با اندازه متوسط انجام شده اند.
کهکشان ها که ابعادشان از کیلوپارسک تا مگاپارسک متغیر است تا کنون در نواحی مختلفی از عالم کشف شده اند. آن ها در زمینه عالم تا گروه های کهکشانی و بعلاوه تا خوشه های چگال پراکنده شده اند. این نواحی نقش مهمی را تعیین مشخصات کهکشان بازی می کنند. به عنوان مثال ریخت شناسی کهکشان، گاز و بخش های ماده تاریک در کهکشان همگی متأثر از آن ها هستند. مطالعات پیشین در کنار آن هایی که هم اکنون در حال انجام هستند و همچنین جستجوهای آینده مثل رصدهای پرتو ایکس عمیق تصویر بسیار پیشرفته تری را از مناطق کهکشانی بدست خواهند داد.
نمونه های دقیقی که برای تصویربرداری و طیف نگاری با کیفیت تعیین شده باشند می توانند به ما در فهم بهتر فرایندهای پیدایش کهکشان و تحول آن کمک کممد. بعلاوه این نوع داده های رصدی قیود ارزشمندی را در اختیار مدل ها و شبیه سازی های کیهان شناسی قرار می دهند.
برای جامعه منجمان ایران، انجام رصدهای فراکهکشانی و کیهانی تجربه جدیدی است که بیشتر به دلیل نبود ابزار رصدی مناسب پیش از این بود است. این موضوع دقیقاً یکی از دلایل اصلی برای شکل گیری پروژه رصدخانه ملی بوده است. طی سال های گذشته محققان و دانشجویان جوان ایرانی علاقه زیادی را به مطالعات ساختار، پیدایش و تحول کهکشان ها نشان داده اند. همچنین به کیهان شناسی و AGN ها، ستاره زایی آشکار و پنهان، همگرایی گرانش و غیره. برخی از این علائق در زیر نشان داده می شوند.
مشخصات ساختاری کهکشان ها
یکی از شاخه های اصلی در مطالعات نجوم فراکهکشانی، شناخت ساختار کهکشان هاست. برخی از موضوعاتی که پیش از این در این زمینه مورد توجه قرار گرفته اند عبارتند از: شناخت پروفایل درخشندگی سطحی کهکشان ها، شکل آیزوفوت کهکشان های بیضوی، جدایی بالج از دیسک و همین طور ریز ساختارهای کهکشانی.
روابط مقیاسی در کهکشان ها
شاخه دیگری که مورد علاقه است روابط مقیاسی در کهکشان هاست. پارامترهای ستاره ای چون اندازه، درخشندگی، شیب پروفایل درخشندگی سطحی، پراکندگی سرعتهای کهکشانی و بسیاری از پارامترهای دیگر در کهکشان ها از هم مستقل نیستند. آن ها از قواعد مقیاسی تبعیت می کنند. این روابط نه تنها رفتار و طبیعت جهان امروزی ما را تعیین می کنند بلکه benchmark مدرن مطالعات تحول کهکشانی هستند چه بر مبنای رصد باشند، چه شبیه سازی های N-body و چه مدل سازی های نیمه تحلیلی.
ستاره زایی در کهکشان ها
مطالعه ساختار ستاره زایی در کهکشان ها یکی دیگر از موضوعات مهم در این زمینه است. مدل های فعلی پیدایش کهکشانی به یک سری فرض های اولیه وابسته هستند که هر کدام باید با دقت مورد آزمایش قرار گیرند. مثلاً فرض اینکه ستاره ها زمانی شکل می گیرند که گاز پیش ستاره ای از لحاظ حد جینز نامتعادل شود ( و اینکه بتوان از اثرات مغناطیسی صرف نظر کرد). دیگر اینکه این ناپایداری ها (یعنی ستاره زایی) در دیسک های کهکشانی اتفاق می افتند و همین طور در برخوردهای کهکشانی. فرض دیگر این است که تابع جرم اولیه کهکشان ها در بیشتر طول عمرشان یکسان است و این فارغ از شرایط فیزیکی یا شیمیایی کهکشان است. این فرض ها را می توان با خاص ترین نمونه های ستاره زایی در نواحی مختلف کهکشانی و اندازه گیری تغییرات جمعیت های ستاره ای کهکشان در طول زمان کیهانی آزمایش کرد. شیوه دیگر آزمایش این فرضیات این است که بتوان ثابت کرد جرم ستاره‌ای مشاهده شده در کهکشان های امروزی با مقدار مورد انتظار از تخمین های ستاره زایی در گذشته تطابق دارد.
سینماتیک کهکشانی
مطالعه مرکز کهکشان ها پله مهمی در فهم تاریخچه برخورد آن ها و رشد اجسام پرجرم در هسته آن هاست. سینماتیک دوبعدی ستاره در کهکشان های بیضوی و میله ای نشان داده است که کهکشان های قدیمی به دو دسته تقسیم می شوند، کهکشان هایی که چرخش تمیز بزرگ مقیاس دارند و آن هایی که ندارند (Emsellem et al., 2007).
بخش زیادی از مطالعات اجرا شده بر روی کهکشان های نوع late type با استفاده از تلسکوپ SAURON انجام شده که یک طیف نگار integral-field پانورامیک است که برای تلسکوپ WHT توسط تیم های لایدن، لیون و آکسفورد ساخته شده است. SAURON می توانست به طور همزمان ۱۵۷۷ طیف بگیرد و با میدان ۳۳ دقیقه در ۴۴ دقیقه قوسی اش تمام آسمان را پوشش می داد.
در حال حاضر نیاز به تهیه مجموعه کاملی از سینماتیک کهکشان هاست که محدوده های وسیعی را درتاریخچه ستاره زایی و برهم کنش های کهکشانی دربربگیرد. مطالعات دقیق سینماتیک تعداد زیادی از کهکشان ها که از لحاظ آماری قابل توجه باشند با استفاده از تکنولوژی IFU امکان پذیر است و این در نهایت اطلاعات ارزشمندی را درباره مراحل مختلف برهم کنش به دست می دهد. استفاده از IFU به همراه طیف نگاری به ما این امکان را می دهد که رفتار جمعیت های مختلف ستاره ای را در یک کهکشان از هم تفکیک کنیم.
تابع درخشندگی کهکشان (LF)
تابع درخشندگی کهکشان ها که اصولاً با استفاده از تابع ششتر (Schechter) توصیف می شود، یک روش آماری ساده است که به طور گسترده برای توضیح جمعیت درخشندگی کهکشان ها استفاده می شوند (Schechter 1976). تحول تابع درخشنگی کهکشان یکی از شاخه های کلیدی تحقیق برای تلسکوپ های رده چهارمتری و تلسکوپ های بزرگتر محسوب می شود.
از آنجایی که بخش کم نور و نورانی تابع درخشندگی حدهای رصدی دقیقی را برای مدل های پیدایش و تحول کهکشا ها بدست می دهند هر دو آن ها تا کنون مورد مطالعات دقیق قرار گرفته اند. بخش نورانی این تابع تحت تأثیر AGN ها یا همان هسته های فعال کهکشانی است (Bower et al. 2006) و قسمت کم نور آن به طور خاص با اطلاعات دریافتی از ابرنواخترها شکل می گیرد (Dekel et al. 1986). این بخش اخیر شاخص مستقیمی از اهمیت کهکشان های کوتوله است که انتظار می رود در خوشه های کهکشانی پرجرم در مقایسه با کم جرم ها رفتار متفاوتی داشته باشند. مطالعه بخش کم نور به همراه داده ای انتقال به سرخ کار جذاب و البته پیچیده ای است که بیشتر به خاطر این است که تعداد کهکشان های کشف شده با بالارفتن پارامتر انتقال به سرخ به شدت کم می شود.
