رابطه‌ی فراوانی فلزی و جرم ستاره‌ای کهکشان‌های دوردست

رابطه‌ی فراوانی فلزی و جرم ستاره‌ای کهکشان‌های دوردست

یکی از کمیت‌های فیزیکی مهم در شناخت کهکشان‌ها فراوانی فلزی ۱  آنهاست. فراوانی فلزی، فراوانی عناصر سنگین‌تر از هیدروژن و هلیوم را که در نجوم به آنها «فلز» گفته می‌شود، نشان می‌دهد. از آنجایی که فلزات در هسته‌ی ستاره‌ها ساخته می‌شوند، فراوانی فلزی نشان می‌دهد که چه مقدار گاز در داخل ستاره‌ها تغییر پیدا کرده و با محیط میان‌ ستاره‌ای مبادله شده است. برای هر کهکشان دو نوع فراوانی فلزی را می‌توان بررسی کرد: فروانی فلزی ستاره‌های کهکشان، و فراوانی فلزی گاز میان ستاره‌ای در کهکشان. فراوانی فلزی گاز میان‌ ستاره‌ای را می‌توان از روی خطوط نشری طیف کهکشان به دست آورد، اما فراوانی فلزی ستاره‌ها از روی خطوط جذبی ناشی از جو ستاره‌ها به دست می‌آید که اندازه‌گیری آن برای کهکشان‌های دور، بسیار دشوار و حتی گاهی ناممکن است. در این مقاله‌ نیز فراوانی فلزی گازی کهکشان‌ها بررسی شده است.

تصویر ۱: در این تصویر خطوط نشری هیدروژن-آلفا، [NII]،  هیدروژن-بتا، و [OIII] را می‌بینید که در طیف ترکیبی چند کهکشان نشان داده شده است. محور عمودی روشنایی و محور افقی طول موج است.

تصویر ۱: در این تصویر خطوط نشری هیدروژن-آلفا، [NII]، هیدروژن-بتا، و [OIII] را می‌بینید که در طیف ترکیبی چند کهکشان نشان داده شده است. محور عمودی روشنایی و محور افقی طول موج است.

یکی از واحدهای رایج برای بیان میزان فراوانی فلزی گازی کهکشان‌ها، فراوانی عنصر اکسیژن نسبت به هیدروژن است. این کمیت به صورت Log(O/H)+12 بیان می‌شود، که در آن O فراوانی اکسیژن و H فراوانی هیدروژن است. برای اندازه‌گیری فراوانی اکسیژن از شاخص‌های گوناگونی استفاده می‌شود. برای مثال، یکی از شاخص‌ها، N2‌ است که نسبت درخشندگی خط نشری نیتروژن دوبار یونیده ([NII]‌) به درخشندگی خط نشری هیدروژن-آلفا (یکی از خطوط بالمر هیدروژن) است. شاخص مورد استفاده‌ی دیگر O3N2 نام دارد که با خطوط [OIII]، ‌‌[NII]، هیدروژن-آلفا، و هیدروژن-بتا اندازه‌گیری می‌شود. رابطه‌ی تبدیل این شاخص‌ها به فراوانی اکسیژن برای کهکشان‌های نزدیک محاسبه شده است. به این ترتیب، بر اساس این‌ که کدام یک از خطوط نشری در طیف کهکشان قابل رصد باشند، می‌توان از شاخص‌های متفاوتی برای به دست آوردن فراوانی اکسیژن استفاده کرد. در تصویر شماره ۱ می‌توانید خطوط نشری نام‌برده را در یک طیف ترکیبی ببینید.

در این مقاله، نویسندگان با بررسی طیف ۸۷ کهکشان در انتقال‌ به سرخ حدود ۲/۳، فراوانی فلزی این کهکشان‌ها را محاسبه کرده و آن را با جرم ستاره‌ای کهکشان‌ها مقایسه کرده‌اند. این مطالعه بخشی از پروژه بزرگی تحت عنوان MOSDEF است که قرار است حدود ۱۵۰۰ کهکشان را در انتقال به سرخ‌های بین ۱/۴ تا ۳/۸ با طیف‌سنج جدید ‌Mosfire بر روی تلسکوپ کک ۱ بررسی کند. مجموعه‌ی مطالعه شده در این مقاله در نوع خود بزرگترین مجموعه کهکشانی است که در این انتقال‌ به سرخ بررسی شده است. رابطه‌ی میان فراوانی فلزی و جرم ستاره‌ای از قدیم مورد بررسی بوده است و نشان داده شده است که برای کهکشان‌های نزدیک، این دو کمیت رابطه‌ی تنگاتنگی با هم دارند. به این معنا که کهکشان‌های کم‌جرم فراوانی فلزی گازی کمتری نیز دارند. ساده‌ترین توضیح فیزیکی برای این رابطه این است که کهکشان‌های کم‌جرم، چاه پتانسیل گرانشی ضعیف‌تری دارند و بادهای کهکشانی فلزات سنگین را ساده‌تر از کهکشان خارج می‌کنند.

تصویر ۲: رابطه فراوانی فلزی (محور عمودی) و جرم ستاره‌ای (محور افقی)، برای کهکشان‌های محلی (نقاط خاکستری) و کهکشان‌های بررسی شده در این مقاله (نقاط مشکی). برای توضیحات بیشتر به متن رجوع کنید.

تصویر ۲: رابطه فراوانی فلزی (محور عمودی) و جرم ستاره‌ای (محور افقی)، برای کهکشان‌های محلی (نقاط خاکستری) و کهکشان‌های بررسی شده در این مقاله (نقاط مشکی). برای توضیحات بیشتر به متن رجوع کنید.

در تصویر شماره‌ی ۲ می‌توانید مقایسه‌ی فراوانی فلزی گازی و جرم ستاره‌ای را ببینید. محور عمودی، فراوانی فلزی اکسیژن را نشان می‌دهد که در نمودار سمت راست از شاخص O3N2 به دست آمده و در نمودار سمت چپ از شاخص N2. نقاط خاکستری کهکشان‌های نزدیک (محلی) را نشان می‌دهند و علامت‌های مشکی کهکشان‌های انتقال به سرخ ۲ هستند که در این مقاله بررسی شده‌اند. همان‌طور که می‌بینید کهکشان‌های انتقال به سرخ ۲ کاملا منطبق بر کهکشان‌های محلی نیستند. این عدم تطابق علل مختلفی ممکن است داشته باشد. از جمله، ممکن است که رابطه‌ی تبدیل شاخص‌ها به فراوانی اکسیژن که از روی کهکشان‌های محلی به دست آمده است، برای کهکشان‌های دور صادق نباشد. از طرف دیگر، ممکن است علت این عدم تطابق در ویژگی‌های فیزیکی متفاوت کهکشان‌های انتقال به سرخ ۲ و کهکشان‌های محلی نهفته باشد، به طوری که در یک جرم خاص، کهکشان‌های انتقال به سرخ ۲ کم‌فلز‌تر از کهکشان‌های محلی باشند. شناخت علل این اختلاف به ما در مطالعه تحول کهکشان‌ها کمک بسیاری می‌کند. اما برای بررسی‌های دقیق‌تر به مجموعه بزرگتری از کهکشان‌های دور نیاز است.

تصویر بالای صفحه، عکس تلسکوپ فضایی هابل از یکی از میدان‌های بررسی شده در این پروژه است که GOODS-North نام دارد.

۱. Metallicity

عنوان اصلی مقاله:
The MOSDEF Survey: Mass, Metallicity, and Star-Formation Rate at z ~ 2.3
نویسندگان:
Ryan L. Sanders, Alice E. Shapley, Mariska Kriek, Naveen A. Reddy, William R. Freeman, Alison L. Coil, Brian Siana, Bahram Mobasher, Irene Shivaei, Sedona H. Price, and Laura de Groot

این مقاله قرار است در نشریه‌ی ApJ چاپ شود.
لینک مقاله‌ اصلی: http://arxiv.org/pdf/1408.2521.pdf

گردآوری: آیرین شیوایی

دسته‌ها: مقالات روز
برچسب‌ها: فراکهکشانی, کهکشان

درباره نویسنده

آیرین شیوایی

پژوهشگر پَسادکترا در زمینه‌ی نجوم رصدی کهکشان‌ها و عضو تیم علمی ابزار فروسرخ تلسکوپ فضایی جیمز وب در دانشگاه آریزونا است. او در سال ۲۰۱۷ دکترای فیزیک خود را از دانشگاه کالیفرنیا در ریورساید، در زمینه‌ی تحول کهکشان‌های جوان عالم از طریق بررسی غبار میان‌ستاره‌ای و ستاره‌زایی آن‌ها، دریافت کرد. او برای مطالعه و بررسی این کهکشان‌ها، که حدود ۱۰ میلیارد سال نوری از ما فاصله دارند، از داده‌های تلسکوپ‌های زمینی کک و تلسکوپ‌های فضایی هابل و اِسپیتزر استفاده می‌کند.

یک دیدگاه بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد.
بخش‌های لازم مشخص شده‌اند*