مطالعه‌ی کهکشان‌های خط نشری در ابعاد کیلوپارسک

مطالعه‌ی کهکشان‌های خط نشری در ابعاد کیلوپارسک

درک دقیق چگونگی پیدایش و تحول کهکشان‌ها از چالش‌های اصلی اخترفیزیک رصدی است. با وجود پیشرفت‌های بسیاری که تحقیقات نورسنجی و طیف‌سنجی اخیر در یافتن تکامل ساختاری کهکشان‌ها با زمان داشته‌اند، دلایل دقیق این تغیرات مشخص نیستند. فهم کامل سؤالاتی از قبیل چگونگی پیدایش رشته‌ی هابل، رشد توده‌ی مرکزی کهکشان، نشست دیسک۱، و کاهش ستاره‌زایی در کهکشان‌ها ممکن نخواهد بود، مگر با مطالعه‌ی درون کهکشان‌ها در ابعاد کیلوپارسک یا کوچکتر.

تصویر ۱: از چپ به راست و از بالا به پایین، نقشه‌ی رنگ مرئی، جرم ستاره‌ای، سن، نرخ تشکیل ستاره، غبار میان ستاره‌ای و تصویر ترکیبی هابل از یک کهکشان دیسکی در انتقال‌به‌سرخ ۰/۵۶( فاصله‌ی ۶/۵ میلیارد سال نوری).

تصویر ۱: از چپ به راست و از بالا به پایین: نقشه‌ی رنگ مرئی، جرم ستاره‌ای، سن، نرخ تشکیل ستاره، غبار میان ستاره‌ای و تصویر ترکیبی هابل از یک کهکشان دیسکی در انتقال‌به‌سرخ ۰/۵۶( فاصله‌ی ۶/۵ میلیارد سال نوری).

این تحقیق، ویژگی‌های ۱۱۹ کهکشان با داده‌های نورسنجی (فوتومتری) از تلسکوپ فضایی هابل و داده‌های طیف‌سنجی از تلسکوپ ده متری کِک را در انتقال‌به‌سرخ‌های متوسط (۰/۲ تا ۱/۳) در ابعاد کیلوپارسک بررسی می‌کند. این کار از طریق برازش داده‌های رصدی با مدل‌های تئوری سنتز جمعیت ستاره‌ای در هر پیکسل صورت می‌گیرد. برای مقایسه جالب است بدانید که ابعاد این کهکشان‌ها بین ۲ تا ۱۰ کیلوپارسک است و هر پیکسل حدود ۰/۲ تا ۰/۵ کیلوپارسک را نشان می‌دهد. نقشه‌ی رنگ مرئی، جرم ستاره‌ای، نرخ ستاره‌زایی، سن و غبار میان‌ستاره‌ای با بالاترین تفکیک‌پذیری با استفاده از بهترین مدل برازش‌شده در هر پیکسل، برای هر کهکشان ساخته می‌شود. تصویر ۱، این نقشه‌ها را برای یک نمونه از کهکشان‌های این مقاله در انتقال به سرخ ۰/۵۶ نشان می‌دهد. تصاویر و نقشه‌های سایر کهکشان‌های این تحقیق را می‌توانید در اینجا ببینید. علی‌رغم وجود توده‌های آبی و قرمز در نقشه‌ی رنگ مرئی، جرم ستاره‌ای درون دیسک هموار است و طبق انتظار بیشتر جرم در مرکز قرمز کهکشان مشاهده می‌شود.

تصویر ۲: از چپ به راست و از بالا به پایین، توزیع جرم ستاره‌ای،  نرخ ستاره‌زایی، نرخ ستاره‌زایی خاصه، و سن پیکسل‌های مناطق آبی و قرمز در داخل کهکشان‌ها.

تصویر ۲: از چپ به راست و از بالا به پایین: توزیع جرم ستاره‌ای، نرخ ستاره‌زایی، نرخ ستاره‌زایی خاصه، و سن پیکسل‌های مناطق آبی و قرمز در داخل کهکشان‌ها.

با استفاده از روش‌های پردازش تصویر، مناطق آبی و قرمز در داخل کهکشان‌ها براساس توزیع رنگ در هر کهکشان انتخاب شده‌اند. با این حال، این مناطق ویژگی‌های فیزیکی بسیار متفاوتی دارند. تصویر ۲، توزیع جرم ستاره‌ای، نرخ ستاره‌زایی، سن و نرخ ستاره‌زایی خاصه۲ را برای تمامی پیکسل‌هایی که در مناطق آبی و قرمز در داخل کهکشان‌ها هستند نشان می‌دهد. مناطق قرمز، پرجرم‌تر و پیرتر از مناطق آبی هستند. چندی از مطالعات نظری با انجام شبیه‌سازی نشان داده‌اند که توده‌های آبی درون دیسک با مهاجرت به سمت توده‌ی مرکزی می‌توانند باعث نشست دیسک و رشد توده‌ی مرکزی کهکشان شوند. این تحقیق نشان می‌دهد که در بازه‌ی زمانی (انتقال به سرخ) و جرمی مطالعه‌شده، تغییر زمان و یا جرم ستاره‌ای تاثیری بر نسبت پوشش سطحی و همچنین فاصله‌ی مناطق آبی و قرمز داخل کهکشان‌ها از مرکز کهکشان ندارد.

تصویر ۳: تغییر نرخ ستاره‌زایی خاصه با انتقال‌به‌سرخ درون کهکشان‌ها. خطوط رنگی مختلف برازش به پیکسل‌ها در بازه‌های جرمی متفاوت هستند.

تصویر ۳: تغییر نرخ ستاره‌زایی خاصه با انتقال‌به‌سرخ درون کهکشان‌ها. خطوط رنگی مختلف برازش به پیکسل‌ها در بازه‌های جرمی متفاوت هستند.

یکی از نمودارهایی که منجمان برای بررسی تحول کهکشان‌ها آن را مطالعه می‌کنند، نمودار نرخ ستاره‌زایی کهکشان بر حسب جرم ستاره‌ای آن است. مطالعات نشان داده‌اند که کهکشان‌های ستاره‌زا در مکان خاصی در این نمودار قرار می‌گیرند که به آن رشته‌ی اصلی۳ می‌گویند. این بدان معناست که جرم ستاره‌ای کهکشان‌ها با نرخ ستاره‌زایی آنها رابطه تنگاتنگی دارد. در این مقاله، مناطق آبی و قرمز در نمودار رشته‌ی اصلی کاملا از هم جدا می‌شوند. در هر انتقال‌به‌سرخ مشخص، میانگین نرخ ستاره‌‌زایی خاصه برای کهکشان‌های پرجرم کم‌تر است. این بدان معنی است که در فرضیه‌ی «کوچک‌سازی»۴، کهکشان‌های پرجرم ستاره‌های خود را پیش از کهکشان‌های دیگر تشکیل داده‌اند. در این مقاله نیز مشاهده شده است که زیرساخت‌های قرمز در یک کهکشان که عموما جرم ستاره‌ای بیشتری دارند، مانند روند فوق‌الذکر مشاهده شده در کهکشان‌های پرجرم عمل می‌کنند. به این ترتیب، این مناطق قرمز نیز بیشتر جرمشان را پیش از مناطق آبی تشکیل داده‌اند و نرخ ستاره‌‌زایی خاصه در ابعاد کیلوپارسک، در هر انتقال به سرخ، با افزایش جرم ستاره‌ای کم می‌شود.

 

۱٫ Disk Settling
نشست دیسک به کاهش حرکات نامنظم و پراکندگی سرعت ستاره‌ها در دیسک کهکشان، و افزایش عمق چاه پتانسیل و سرعت چرخشی دیسک می‌گویند
۲٫ Specific Star-Formation Rate
نرخ ستاره‌زایی خاصه، نرخ ستاره‌زایی تقسیم بر جرم ستاره‌ای است، که بیان‌گر میزان فعالیت ستاره‌زایی کهکشان در حال حاضر نسبت به گذشته‌ی آن است
۳٫ Main Sequence
۴٫ Downsizing

عنوان اصلی مقاله:
Kpc-scale Properties of Emission-line Galaxies
نویسندگان:
Hemmati, ShoubanehMiller, Sarah H.Mobasher, BahramNayyeri, Hooshang; et al
این مقاله برای چاپ در نشریه‌ی ApJ ارسال شده است.
لینک مقاله‌‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1409.4791

گردآوری: شوبانه همتی

 

دسته‌ها: مقالات روز
برچسب‌ها: فراکهکشانی, کهکشان

درباره نویسنده

شوبانه همتی

پژوهشگر پسادکترا در موسسه‌ی کلتک در کالیفرنیا است. او تحصیلات دوره‌ی کارشناسیش را در دانشگاه صنعتی شریف و تحصیلات دکترای خود را در دانشگاه کالیفرنیا در ریورساید به انجام رسانده است. زمینه‌ی اصلی پژوهش او مطالعه‌ی تحول ساختاری کهکشان‌ها است.

بازتاب‌ها

  1. مطالعه‌ی کهکشان‌های خط نشری در ابعاد کیلوپارسک | اسطرلاب (StarYab) ۲۰ آذر, ۱۳۹۳، ۰۷:۴۸

    […] برای مطالعه‌ی خلاصه‌ی این سخنرانی به این مقاله رجوع […]

دیدگاه‌ها

  1. حسن
    حسن ۷ مهر, ۱۳۹۳، ۰۸:۵۷

    مقاله ی خیلی خوبی بود. ممنون از نشر این مقاله

    پاسخ به این دیدگاه
  2. جهانباني
    جهانباني ۱۰ مهر, ۱۳۹۳، ۲۲:۵۵

    سلام
    لطفا در مورد رشته هابل توضیح زهید

    پاسخ به این دیدگاه
    • شوبانه همتی
      شوبانه همتی نویسنده ۱۲ مهر, ۱۳۹۳، ۰۰:۳۴

      رشته‌ی هابل (Hubble Sequence) طبقه‌بندی کهکشان ها بر اساس ریخت‌شناسی است، که اولین بار توسط ادوین هابل در سال ۱۹۶۳ میلادی صورت گرفت. بر اساس این طبقه‌بندی کهکشان‌های نزدیک را می‌توان به سه گروه اصلی بیضوی، مارپیچی و نامنظم تقسیم کرد. زمان و دلیل پیدایش رشته‌ی هابل از سوالات باز در مطالعات کهکشان‌هاست.

      پاسخ به این دیدگاه

یک دیدگاه بنویسید

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