تحول فعالیت‌های ستاره‌زایی در گروه‌های کهکشانی

تحول فعالیت‌های ستاره‌زایی در گروه‌های کهکشانی

تاریخ ستاره‌زایی کیهان۱ روند رو به افزایشی پس از مهبانگ دارد. در حدود ۱۰ میلیارد سال پیش این روند به اوج خود می‌رسد و پس از آن تا زمان حال افت شدیدی می‌کند. علت دقیق این نزولِ نرخ ستاره‌زایی کیهان مشخص نیست. کاندیداهای متفاوتی برای عامل کاهش ستاره‌زایی وجود دارد که می‌توان آن‌ها را به دو دسته بزرگ عوامل داخلی و خارجی تقسیم کرد. در مدل‌های رایج تشکیل کهکشانی، عوامل داخلی عمدتا به تحول هم‌زمان کهکشان‌ها و سیاهچاله‌ی مرکزی آن‌ها مرتبط می‌شود. هسته‌ی کهشانی فعال باعث گرمایش گاز سرد (سوخت اصلی ستاره‌زایی) شده و کهکشان‌ها را به مرور زمان از حالت فعال ستاره‌زایی به حالت غیر فعال۲ تبدیل می‌کند.

شکل ۱: توزیع جرم گروه های کهکشانی برحسب انتقال به سرخ.

شکل ۱: توزیع جرم گروه‌های کهکشانی برحسب انتقال‌به‌سرخ.

ما در این تحقیق به عوامل داخلی نمی‌پردازیم و سعی به پاسخگویی این سوال داریم که آیا عوامل خارجی تاثیری بر کاهش نرخ ستاره‌زایی دارند یا خیر. عوامل خارجی آن دسته از عواملی هستند که به محیطی که کهکشان در طول عمر خود زندگی می‌کند وابسته‌اند. متداول‌ترین محیطی که کهکشان‌ها از حدود ۱۰ میلیارد سال پیش تاکنون تجربه می‌کنند گروه‌های کهکشانیند. گروه‌های کهکشانی سیستم‌های مقید گرانشی متشکل از تعدادی کهشان، هاله‌ی ماده‌ی تاریک و گاز میان کهکشانی هستند. این سیستم‌ها از نظر جرم و تعداد کهکشان‌ها کوچکتر از خوشه‌های کهکشانی هستند. جرم گروه‌های کهکشانی در حدود ۱۴^۱۰*۲ – ۱۲^۱۰*۵ جرم خورشید است. ما برای پاسخگویی به این سوال که آیا عوامل خارجی نقشی در به‌دست آوردن نرخ نزولی تاریخ ستاره‌زایی کیهان دارند از ۴ مساحی عمیق کیهان (AEGIS, COSMOS, CDFN, ECDFS) استفاده کردیم. مزیت این ۴ مساحی، عمق زیاد آنها در تابش پرتوی ایکس و فرو سرخ است. با استفاده از داده‌های تابش پرتوی ایکس گسترده‌ای که از گاز میان کهکشان‌ها ساطع می‌شود ما سعی کردیم که خالص‌ترین گروه‌های کهکشانی در این ۴ مساحی را پیدا کنیم. شکل ۱ توزیع جرمی این گروه‌های کهکشانی را نشان می‌دهد. علاوه بر داده‌های پرتوی ایکس، ما به انتقال‌به‌سرخ کهکشان‌ها (برای به‌دست آوردن اعضای گروه‌ها)، درخشنگی فروسرخ کهشان‌های فعال ستاره‌زا (برای تخمین نرخ ستاره‌زایی) و داده‌های نورسنجی (برای تخمین جرم کهکشان‌ها و نرخ ستاره‌زایی کهکشان‌های غیرفعال) نیاز داریم. خوشبختانه این ۴ مساحی در تمامی این داده‌ها غنی هستند.

شکل ۲: متوسط نرخ ستاره زایی بر حسب انتقال به سرخ برای کهکشان های ساکن گروه ها (نقاط قرمز) و کهکشان های ساکن محیط های کم جرم تر و کهکشان ها ی تنها (نقاط سیاه).

شکل ۲: متوسط نرخ ستاره‌زایی بر حسب انتقال‌به‌سرخ برای کهکشان‌های ساکن گروه‌ها (نقاط قرمز) و کهکشان‌های ساکن محیط‌های کم‌جرم‌تر و کهکشان‌های تنها (نقاط سیاه).

نتیجه تحقیق ما نشان می‌دهد که از حدود ۸ میلیارد سال پیش متوسط نرخ ستاره‌زایی در کهکشان‌هایی که در گروه‌ها هستند سریع‌تر از کهکشان‌های دیگر افت می‌کند (شکل ۲). علاوه بر این در همین بازه‌ی زمانی تحول شایانی در جرم کل ستاره‌ای و تعداد کهکشان‌های عضو گروه‌ها نمی‌بینیم. این مشاهدات بر این موضوع دلالت دارد که از ۸ میلیارد سال پیش مهمترین تحول کهکشان‌های پرجرم گروه‌ها در نرخ ستاره‌زاییشان بوده است. علاوه بر این، کاهش سریع نرخ ستاره‌زایی کهکشان‌ها نشان می‌دهد که عوامل خارجی تاثیر مهمی در به‌دست آوردن نرخ نزولی ستاره‌زایی کیهان ایفا می‌کنند. اینکه دقیقا چه فرآیندهایی در گروه‌ها باعث کاهش نرخ ستاره‌زایی کهکشان‌ها می‌شوند هنوز نیازمند تحقیق بیشتری است.

شکل ۳: نرخ ستاره‌زایی بر حسب جرم ستاره‌ای کهکشان‌ها ی شبیه‌سازی‌شده (نقاط خاکستری). نقاط قرمز محل رشته‌ی اصلی را برای داده‌های رصدی نشان می ‌دهد.

شکل ۳: نرخ ستاره‌زایی بر حسب جرم ستاره‌ای کهکشان‌ها ی شبیه‌سازی‌شده (نقاط خاکستری). نقاط قرمز محل رشته‌ی اصلی را برای داده‌های رصدی نشان می ‌دهد.

به منظور مقایسه‌ی نتایج حاصل از داده‌های رصدی با مدل‌های تئوری، ما از داده‌های شبیه‌سازی میلینیوم استفاده کردیم. سعی ما بر این بود که دقیقا تمام مراحلی را که در کار رصدی انجام داده‌ایم بر روی کهکشان‌های شبیه‌سازی‌شده نیز انجام دهیم تا علاوه بر تخمین خطا، مقایسه‌ای بین مدل‌های تئوری و داده‌های رصدی نیز داشته باشیم. شکل ۳ نرخ ستاره‌زایی بر حسب جرم ستاره‌ای را برای اعضای گروه‌های شبیه‌سازی شده نشان می‌دهد. کهشان‌های فعال ستاره‌زا یک رشته‌ی باریک بر روی این صفحه اشغال می‌کنند که پراکندگی آن حدود ۰.۳-۰.۴ dex۳ است و به آن رشته‌ی اصلی۴ می‌گویند. نقاط قرمز بر روی شکل ۳ مکان این رشته را برای داده‌های رصدی نشان می‌دهند. همان‌طور که در این شکل می‌بینیم اعضای گروه‌های شبیه‌سازی‌شده زیر رشته‌ی اصلی قرار دارند. این به این دلیل است که در تئوری وقتی کهکشان‌ها وارد محیط گروه‌ها می‌شوند ذخیره‌ی گاز گرم آن‌ها کاملا به طور ناگهانی جدا می‌شود. این اثر علاوه بر گرمایش توسط هسته‌های کهکشانی فعال باعث خاموش شدن سریع کهکشان‌های فعال ستاره‌زای شبیه‌سازی‌شده می‌شود. بنابراین مدل‌های تئوری هنوز نیازمند تغییرات مهمی به خصوص در زمینه تبدیل کهکشان‌های فعال به غیرفعال هستند.

۱. Cosmic star formation history
۲. Passive
۳. ۰.۴ dex به معنای ۱۰ به توان ۰.۴ است
۴. Star forming Main Sequence

عنوان اصلی مقاله:
The evolution of star formation activity in galaxy groups
نویسندگان:
G.ErfanianfarP. PopessoA. FinoguenovS. WuytsD. WilmanA. BivianoF. ZiparoM. SalvatoK. NandraD. LutzD. ElbazM. DickinsonM. TanakaM. MirkazemiM. L. BaloghM B. AltieriH. AusselF. BauerS. BertaR. M. BielbyN. BrandtN. CappellutiA. CimattiM. CooperD. FaddaO. IlbertE. Le FlochB. MagnelliJ. S. MulchaeyR. NordonJ. A. NewmanA. PoglitschF. Pozzi
این مقاله برای چاپ در نشریه‌ی MNRAS پذیرفته شده است.
لینک مقاله‌‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1409.5795

گردآوری: غزاله عرفانیان‌فر

دسته‌ها: مقالات روز

درباره نویسنده

غزاله عرفانیان‌فر

پژوهشگر پَسادکترا در دانشگاه صنعتی مونیخ است که در زمینه‌ی کیهان‌شناسی رصدی پژوهش می‌کند. وی در فوریه ۲۰۱۴ دکترای خود را در رشته‌ی فیزیک از دانشگاه لودویگ ماکسیمیلیان مونیخ گرفته است و در طول تحصیلات تکمیلیش در موسسه «ماکس پلانک برای تحقیقات فیزیک فرازمینی» فعالیت کرده است. زمینه‌ی مورد علاقه‌ی تحقیقاتی او، تاثیر عوامل محیطی بر تشکیل و تحول کهکشان‌ها است.

یک دیدگاه بنویسید

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