گروه ها و خوشه های کهکشانی
خوشه های کهکشانی بزرگترین سیستم هایی هستند که در عالم از لحاظ گرانشی بسته و پایدار هستند. جرم آن ها از ۱۰۱۴ تا ۱۰۱۵ برابر جرم خورشید متغیر است. گروه های کهکشانی جرم کمتری در حدود ۱۰۱۲ تا ۱۰۱۴ برابر جرم خورشید دارند. اما واقعاً حد مشخصی بین گروه ها و خوشه ها وجود ندارد. تفاوت اصلی در مکانیزم هایی است که در هر یک از این دو سیستم اتفاق می افتد. در معروف ترین مدل پیدایش ساختار موجود آن ها در جایی بین پر جرم ترین سیستم هایی که از لحاظ گرانشی پایسته هستند قرار می گیرند و در واقع بلوک های شکل دهنده عالم هستند.
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.
محتوای ماده
ماده موجود در خوشه های کهکشانی تقریباً از ٪۸۵ ماده تاریک و حدود ٪۱۰ گاز داغ و پراکنده میان کهکشانی تشکیل شده است و همچنین درصد خیلی کمی از ستاره، غبار و گاز سرد. شواهدی وجود دارد مبنی بر اینکه خوشه های کهکشانی در حال تعادل پایدار هستند. برای مثال پراکندگی سرعت (velocity dispersion) در خوشه ها با مشخصاتی مرتبط است که مستقیماً از گاز داغ فراخوشه ای بدست می آیند (LX–É– relation). این امر نشان می دهد که گاز و کهکشان های خوشه در داخل یک چاه پتانسیل قرار دارند.
در این دسته از مطالعات سنجش جرم کلی خوشه بسیار مهم است. بیشتر روش های موجود از تابش پرتو X و روش لنزینگ برای این کار استفاده می کنند. با این وجود نتایج بدست آمده با هم تطابق ندارند. این موضوع ممکن است به دلیل خطاهای سیستماتیک در اندازه گیری جرم خوشه ها باشد که خود از دانش ناقص ما درباره روابط بین ماده تاریک و باریون ها نشأت می گیرد و این خطاها آزمایشات کیهان شناسی خوشه ها را تحت تأثیر قرار می دهد.
گروه های کهکشانی
گروه های کهکشانی جاهایی هستند که انتظار می رود برخوردهای کهکشانی در آنجا به بهترین نحو اتفاق بیفتند. این به دلیل پایین بودن پراکندگی سرعت کهکشان ها در این محیط نسبت به خوشه های کهکشانی است. برخورد کهکشان های پرنور در یک گروه می تواند طی چند میلیارد سال منجر به پیدایش یک کهکشان بیضوی شود (Barnes 1989). این کهکشان های بیضوی با تعداد قابل توجهی کهکشان کوچک تر احاطه شده اند که البته مقیاس زمانی اصطکاک دینامیکی برای آن ها بزرگتر از زمان هابل است. در جهان سلسله هاله های معمول گروه های کهکشانی عموماً در زمان های اخیر شکل گرفته اند. از این رو اگر بتوان گروه های کهکشانی ای پیدا کرد که در زمان های قدیم بوجود آمده اند، می توان اطلاعات ارزشمندی را درباره پیدایش و تحول کهکشان ها، فضای میان کهکشانی و پراکندگی ماده تاریک در عالم بدست آورد.
تبدیل کهکشان ها در گروه و خوشه
در حال حاضر این باور پذیرفته شده است که بخاطر برهم کنش سیستم های کهکشانی شکل کهکشان های دیسکی به تدریج از مارپیچی به یک قرص یکنواخت تبدیل می شود. شبیه سازی های هیدرودینامیکی با توان تفکیک بالا پیشنهاد می کنند که در اثر برهم کنش میان محیط داغ و یونیده فراخوشه ای و محیط میان ستاره ای سرد کهکشان های مارپیچی، فشار ram و همین طور فرایندهای آشفته چسبندگی ٪۱۰۰ هیدروژن اتمی را از کهکشان های پرنوری همچون راه شیری حذف می کند آن هم تنها طی ۱۰۰ میلیون سال. این مکانیزم ها در نهایت یک قرص صاف و یکنواخت و قطور را باقی می گذارند (کهکشان های S0) که در آنها ستاره زایی پایان یافته (Quilis, Moore and Bower 2001).
شبیه سازی ها نشان می دهند که در برخوردهای کهکشانی که نسبت جرمی در حدود ۱ به ۱ تا ۳ به ۱ دارند بازمانده های برخورد مشخضاتی شبیه به کهکشان های بیضوی دارند و در برخوردهای کوچک که نسبتی زیر ۱۰ به ۱ دارند نتیجه بوجود آمدن یک کهکشان مارپیچی پراکنده خواهد بود. در محدوده های نسبی میانه بین ۴ به ۱ تا ۱۰ به ۱، برخوردها می توانند منجر به سیستم های خیلی عجیبی شوند که مورفولوژی شان شبیه یک کهکشان دیسکی است که دارای پروفایلی نمایی است، اما سینماتیک آن بیشتر شبیه به کهکشان های بیضوی است (Bournaud, Combes and Jog, 2004).
گروه های فسیلی و گروه های فشرده
بر اساس مشخصات نوری کهکشان های تشکیل دهنده، گروه های کهکشانی به انواع مختلفی دسته بندی می شوند. کم چگال (poor)، پرچگال (rich)، فسیل و گروه های فشرده. در این میان گروه های فسیلی و فشرده بطور خاص مورد توجه می باشند (Ponamn et al 1994; Hickson 1982).
گروه های فسیلی، که می توان به آن ها سیستم های کهکشانی “پیر و دست نخورده” هم گفت،آزمایشگاهی ساده را برای مطالعه مشخصات مختلف گروه ها و کهکشان های تشکیل دهنده آن ها در اختیار می گذارند. آن ها تحت تأثیر یک تک کهکشان بیضوی غول هستند. درخشندگی پرتو X گروه های فسیل با گروه های پر نور قابل مقایسه است (LX > ۱۰۴۲ erg s-۱) و اختلافی در حدود دو قدر یا بیشتر میان درخشندگی اولین و دومین کهکشان پرنور گروه وجود دارد که البته در نصف فاصله شعاع ویریال گروه از هم قرار گرفته اند (Jones et al 2003). این دو نوع انتخاب (پرتو X و اپتیکی) باعث رخداد نتایج بسیار متفاوتی در مشخصات محیط میان کهکشانی آن ها، ماده تاریک و حتی مشخصات ستاره ای پرنورترین کهکشان گروه می شود. مورفولوژی پرتو X کهکشان های فسیل دست نخورده است که این نشان دهنده رخ ندادن برخورد در تاریخچه اخیر گروه است. کهکشان های پرنور داخل گروه های فسیل می توانند به روشنی پرنورترین کهکشان های خوشه های کهکشانی باشند (BCGs) و در مرکز تابش پرتو X قرار دارند.
مطالعه گسترده گروه های فسیلی مشخصات مهم و جذابی را در باره این گونه از گروه های کهکشانی نشان داده است (Khosroshahi etal , 2004, 2006a,b, 2007). در این مطالعات مشخصات پرتو X نزدیک ترین گروه کهکشانی به ما (NGC 6482)، پرجرم ترین گروه فسیلی (RX J1416.4+2315) و بزرگترین مجموعه از گروه های فسیلی بررسی شده است.
در سال ۱۳۸۵ گروه خسروشاهی و همکاران رابطه ای قوی را بین مورفولوژی کهکشان مرکزی فسیل ها و تاریخچه برخورد آن ها گزارش کردند که کاربرد مهمی در پیدایش پرنورترین خوشه های کهکشانی داشت. این موضوع چند سال بعد (Smith et al. 2010) با کمک یک مجموعه بزرگ از خوشه های کهکشانی که با تلسکوپ فضایی هابل رصد شده بودند اثبات شد.
بخاطر اهمیت این دسته از گروه ها و این حقیقت که پیدا کردن گروه های فسیل نیاز به جستجوهای گسترده پرتو X دارد ما به دنبال روش های کارامد دیگری برای تشخیص آن ها در نور اپتیکی در کنار رصدهای پرتو X هستیم. در رصدهای آینده به دنبال رصد سرعت شعاعی کهکشان های بیشتری هستیم تا بتوانیم پراکندگی سرعت گروه یا خوشه ها را با دقت قابل اطمینان تری تخمین بزنیم.
بعلاوه گروه های فشرده که در آن ها چند کهکشان پرنور هست نیز در تاریخچه تحولی گروه های کهکشانی بسیار مهم هستند. هنوز معلوم نیست چه عاملی باعث می شود آن ها در ته چاه پتانسیل گرانش نیفتند. آیا این بخاطر این است که ما مقطع خاصی از تحول آن ها را می بینیم و یا پراکندگی جرم هاله در آن ها به شیوه ای است که این پدیده را موجب می شود؟ حتی پیشنهاد شده است که گروه های فشرده مرحله قبل از فسیل شدن یک گروه هستند.
در کنار این نقاط مبهم نادانسته های زیادی درباره این گروه ها وجود دارد مثل تابع درخشندگی کهکشان های آن ها، جمعیت کوتوله های آن ها، ستاره زایی شان و مشخصات بسیار دیگری که نیاز به رصد و کار فراوان دارند.
شکل گیری پرنورترین کهکشان های خوشه
امروزه باور بر این است که بیشتر کهکشان های بزرگ و درخشان بیضوی در نتیجه برخورد کهکشان های دیسکی بوجود آمده اند (Toomre & Toomre 1972; Searle, Sargent & Bagnuolo 1973). این موضوع با استفاده روش های مختلفی آزمایش شده است از جمله رابطه چگالی مورفولوژی (Dressler 1980)، فرکانس برخوردهای کهکشانی رصد شده در انتقال به سرخ بالا و همچنین شبیه سازی های کامپیوتری فراوان (Barnes 1989). بسیار از این کهکشان های بیضوی درخشان (MB ≤ -۲۱) در خوشه های کهکشانی پرجرم پیدا شده اند. اما این به این معنا نیست که آن ها لزوماً در محیط خوشه ای متولد شده اند.
پرنورترین کهکشان های خوشه (BCGs) از آن رو که در مرکز تابش پرتو X خوشه قرار دارند (Jones & Forman 1984) جذاب و مورد توجه هستند. نتایج همگرایی گرانشی بعلاوه نشان داده اند که آن ها همچنین در مرکز گستره ماده تاریک خوشه ها هستند (Smith et al. 2005) که این موضوع نشان می دهند آن ها در کف چاه پتانسیل خوشه قرار دارند. آن ها همچنین روابط مختلف دیگری را با دیگر پارامترهای خوشه ها نشان می دهند.
در کل دو نوع روش برای شکل گیری BCGs های سلسله مراتبی با توجه به محیط اطرافشان می توان در نظر گرفت:
۱) BCGs در محیط هایی با سرعت بالا در خوشه شکل گرفته اند. با وجود آن که کارایی اصطکاک دینامیکی در نزدیک کردن کهکشان ها به مرکز خوشه بخاطر سرعت زیاد کاهش می یابد، اما گروه هایی که در حال سقوط هستند هنوز هم دچار فرسایش سریع مداری می شوند و اگر به اندازه کافی دوام بیاورند می توانند کهکشان های پرنورشان را به مرکز برسانند (Lin & Mohr 2004; Hausman & Ostriker 1978).
۲) BCGs در محیط های با سرعت کمتر گروه ها بوجود آمده اند که در آن ها اصطکاک دینامیکی موجب فرسایش مداری تک تک کهکشان ها می شود و باعث برخورد میان همه کهکشان ها که البته منوط به این است که خود گروه زود شکل گرفته باشد و دست نخورده هم باقی بماند. گروهی که شامل این BCG از پیش آماده می باشد آن گاه هسته مرکزی خوشه را تشکیل می دهد.
BCG هایی که از دو روش بالا درست شده باشند باید اثرات متعدد رصدی را از خود نشان دهند که شاهدی از شیوه تشکیل شان باشند. روش های خوب برای مطالعه این موضوع استفاده از شکل مورفولوژی آیزوفوتال، پروفایل های درخشندگی سطحی شعاعی و حضور یا عدم حضور هسته های متعدد هستند. برخی از این روش ها نیاز به داده های رصدی دریافتی از تلسکوپ های فضایی دارند اما بسیاری از آن ها نیز با استفاده از تلسکوپ های زمینی قابل انجام هستند. این شاخه از مطالعات به دو بخش قبلی که مطالعه خوشه ها و گروه های کهکشانی بود کاملاً پیوسته است.
یکی از مشکلات موجود در تلاش بر محدود کردن مدل های شکل گیری کهکشان ها کمبود حدهای رصدی موجود است. این در حالی است که این مدل ها وارامترهای زیادی دارند که نیاز است با استفاده از داده های رصدی محدود شوند. امروزه بیشتر از تابع درخشندگی و روابط قدر-رنگ موجود برای سنجش موفقیت یک مدل استفاده می شود. اما برای از بین بردن تبهگنی های موجود و رسیدن به یک مدل دقیق از پیدایش کهکشان ها ما نیاز به داده های رصدی و تحولی بسیار بیشتری داریم.
یکی از موفق ترین روش ها در زمینه فهم شکل گیری کهکشان ها مربوط می شود به مدل های نیمه تحلیلی در حجم ها و توان تفکیک های مختلف که در شبیه سازی ملنیوم وارد شده اند (Springel 2005).
نمونه جدیدتری از حدهای رصدی در مطالعات اخیر (Tavassoli et al 2011, Smith et al 2010) دیده می شود که با تلسکوپ های متوسط انجام شده اند و حتی مدل های بسیار موفق نیمه تحلیلی (e.g. Bower et al 2006) نتوانسته اند نتایج مشابه آن ها در مقایسه با رصد بدست بیاورند.
تهی جاه ها (Voids) در ساختار بزرگ مقیاس عالم
از همان ابتدای تحقیق بر روی کهکشان ها نشان داده شد که آن ها بطور یکنواخت یا تصادفی در عالم پراکنده نشده اند. کهکشان ها ساختارهای بزرگ تری را می سازند که شامل دیوار، فیلامان، خوشه های کهکشانی و نواحی بزرگ کاملاً خالی در میان آن ها می شود. به این شبکه و توزیع سلولی کهکشان ها،ساختار بزرگ مقیاس عالم گفته می شود. با شروع نقشه برداری های انتقال به سرخ وسیع در دهه ۸۰ و توسعه آن ها به بانک های اطلاعاتی بزرگ در دهه ۹۰ میلادی معلوم شده است که تهی جاه ها یکی از ویژگی های معمول ساختار بزرگ مقیاس عالم هستند. تقریباً همان زمان ها روش های مختلفی برای شبیه سازی پیدایش ساختارهای بزرگ مقیاس شروع به کار کردند. اولین سناریویی که در توضیح وجود ساختار سلولی بزرگ مقیاس عالم موفق بود مدل ماده تاریک سرد بود. کمی بعد از کشف انبساط تند شونده عالم، اعتقاد مردم به مدل های دارای ماده تاریک سرد و با ثابت کیهان شناسی غالب (مدل ΛCDM) بیشتر شد. پیش بینی های مدل ΛCDM به شیوه های متفاوتی امتحان شده اند. مهمترین این آزمایشات رصد ناهمسانگردی تابش پس زمینه کیهانی، نقشه ابرنواخترهای نوع اول هابل و چگالی عددی خوشه های کهکشانی است.
تهی جاه ها بسیار بزرگ تر از دیگر عناصر ساختار بزرگ مقیاس عالم هستند. آن ها اطلاعات تکمیلی درباره پیدایش کهکشان ها و ساختار عالم بدست می دهند. بخاطر این بزرگ تر بودن آن ها بعلاوه چگونگی قرار گرفتن ماده را در ساختارهای خیلی بزرگ نشان می دهند. این ها مناطقی هستند که در مطالعات معمول آماری در قسمت نویز قرار می گیرند. مطالعات نشان داده اند که تهی جاه ها به تنهایی می توانند بر روی مدل های شکل گیری ساختار بزرگ مقیاس عالم قید بگذارند. از طرفی از شبیه سازی های N-body بر مبنای مدل ΛCDM برای مطالعه تهی جاه ها استفاده شده است. اینکه نتایج این شبیه سازی ها با داده ای رصدی مقایسه شود روش منحصر به فردی را برای تست نتایجی که تا کنون بدست آمده در اختیار می گذارد.
مطالعه تحول تهی جاه ها، یعنی گستره اندازه شان در بازه های انتقال به سرخ، نیاز به قابلیت تصویربرداری در سطح بزرگ دارد. همچنین به چند فیلتر نیاز دارد تا با آن ها بتوان حداقل انتقال به سرخ نوری کهکشان ها را اندازه گرفت. در مرحله بعد این انتقال به سرخ ها را با استفاده از کهکشان هایی که وضوح شان برای این کار مناسب باشد کالیبره می کنند. اگر تلسکوپ رصدخانه ملی ایران به یک طیف نگار چند جسمی (multi-object) مجهز شود می تواند داده های رصدی بسیار ارزشمندی را در این زمینه بدست آورد که در سطح جهانی یکتاست.
مطالعه همگرایی ضعیف
همگرایی گرانشی روش مستقیمی را برای اندازه گیری جرم در اختیار می گذارد و بعلاوه روش یکتایی برای رصد ماده تاریک در همه ابعاد است. همگرایی بطور مستقیم ساختار بزرگ مقیاس ماده تاریک که جهان را پی ریزی می کند را مورد مطالعه قرار می دهد. با استفاده از تئوری نسبیت عام می توان مشاهده پذیرهایی مثل بیضویت کهکشان ها را بدون هیچ فرض دیگری به مدل ربط داد. از این رو این روش قوی ای برای آزمایش مدل های کیهان شناسی و سناریوی ΛCDM است. همگرایی گرانشی بعلاوه به ما امکان نقشه برداری از ماده تاریک را می دهد که خود می تواند روی مدل های پیدایش و تحول کهکشان ها قید بگذارد.
مطالعه خوشه های در حال برخورد
با استفاده از رصد کاتالوگ های همگرایی گرانشی خوشه ها می توان برخورد خوشه های کهکشانی را با جزییات مطالعه کرد. خوشه های در حال برخورد شواهد مستقیمی از وجود ماده تاریک را نشان می دهند.
مطالعه کهکشان های دارای انتقال به سرخ بالا
استفاده از خوشه ها به عنوان تلسکوپ های گرانشی طبیعی تنها راهی است که می توان از کهکشان های کم نور با انتقال به سرخ بالا تصویربرداری کرد و طیف گرفت (z>7) و این امکان مشاهده کهکشان ها را در دوره (reionization) بدست می دهد.
یکی از ملزومات استفاده از تکنیک قدرتمند همگرایی گرانشی ضعیف این است که خطاهای سیستماتیک کنترل شوند. اگر این اتفاق بیفتد آن گاه همگرایی قوی ترین روش برای مطالعه انرژی تاریک خواهد بود. بعلاوه با در کنار هم قرار دادن نقشه برداری های همگرایی گرانشی با داده های انتقال به سرخ فوتومتری دقت این مطالعات را بالاتر می برد. با این وجود اندازه گیری دقیق یک سیگنال همگرایی گرانشی ضعیف کار ساده ای نیست و طراحی تلسکوپ و آشکارسازی که در آن PSF به اندازه کافی کنترل شده باشد حتی پیچیده تر است.
در عمل شکل درونی کهکشان شناخته شده نیست و برش (shear) حاصل از همگرایی گرانشی به عنوان یک اثر آماری اندازه گیری می شود. از آنجایی که جو زمین و خود تلسکوپ نیز در تصویر پیچش (convolution) ایجاد می کنند، برای انجام این نوع رصد ها داشتن دید نجومی خوب و یک PSF که خوب شناخته شده برای اندازه گیری ها ضروری است. تصویری که توسط آشکارسازها بدست می آید پیکسل پیکسل شده است. از این رو لازم است که اندازه پیکسل ها نیز به اندازه کافی کوچک باشد. از طرفی برای رسیدگی به نویز لازم است که سیگنال به نویز بالا و رصدهای عمیقی داشته باشیم. اثر پیچشی جو و تلسکوپ را هم می توان از روی دیگر اقرات آن ها بر منابع نور نقطه ای یعنی ستاره ها تعیین کرد.
برای مجهز کردن تلسکوپ INO340 برای رصد خوشه های کهکشانی با استفاده از همگرایی گرانشی ضعیف،لازم است میدان دید تلسکوپ آن قدر وسیع باشد که ناحیه یک خوشه را بپوشاند. معادل خوشه ها در شبیه ساز ها هاله های ماده تاریک هستند که میدان دید باید آن ها را بتواند در بر بگیرد. محدوده جرمی جذاب برا ما در اینجا از ۱۰۱۴ تا ۱۰۱۵ برابر جرم خورشید است که تقریباً برابر با جرم ویریال خوشه هاست. از این رو اندازه زاویه ای متوسط خوشه در محدوده انتقال به سرخ جذاب برای ما از ۱۵ تا ۲۰ دقیقه قوس است.
در نتیجه میدان دید تلسکوپ باید در محدوده مناسبی باشد که بتواند خوشه را به طور بهینه با یک تصویر پوشش دهد. برای رسیدن به محدوده انتقال به سرخ مورد نظر نیاز به مجموعه ای از ۵ فیلتر یا بیشتر است. یکی از فاکتورهای مهم در این گونه رصدها این است که اندازه پیکسل ها به قدر کافی کوچک باشد (کمتر از ۰/۲۵ ثانیه قوس).
