ستاره‌زایی کهکشان‌ها در طول عمرشان

0 0 0 0

توسط آیرین شیوایی , 2 آگوست 2015

نوری که از کهکشان‌ها به ما می‌رسد اطلاعات زیادی درباره‌ی ویژگی‌های فیزیکی آنی آن‌ها به ما می‌دهد، مثل آهنگ ستاره‌زایی و جرم ستاره‌ای آن‌ها در زمان رصد. اما یکی از کمیت‌های مهم در شناخت تحول کهکشان‌ها تاریخچه‌ی ستاره‌زایی^(۱) کهکشان در طول عمر آن است، به این معنا که کهکشان از زمان به وجود آمدن تا کنون با چه آهنگی ستاره‌زایی کرده است: آیا ستاره‌زایی آن آهنگ ثابتی داشته، یا با زمان کاهش/افزایش پیدا کرده، انفجارهای ناگهانی ستاره‌زایی داشته، و یا ترکیب پیچیده‌ای از همه‌ی این‌ها بوده است؟

تصویر ۱: توزیع طیفی انرژی یک کهکشان نمونه. محور افقی طول‌موج و محور عمودی درخشندگی است. علامت‌های مشکی نورسنجی در فیلتر‌های مختلف هستند و منحنی‌های مدل‌های برازش‌شده به داده‌ها. برای توضیح بیشتر به متن مراجعه کنید.

اگر بتوان کهکشان را در زمان‌های گوناگون رصد کرد می‌توان به تاریخچه‌ی ستاره‌زایی آن پی برد. اما پیدا کردن پیشینگان و آیندگان یک کهکشان کار ساده‌ای نیست. اگر بتوان ستاره‌های یک کهکشان را تفکیک کرد (مانند کهکشان‌های نزدیک) می‌توان با کمک رنگ و قدر ستاره‌های کهکشان به تاریخچه‌ی ستاره‌زایی آن پی برد. اما برای کهکشان‌های دور این روش امکان‌پذیر نیست. ما نور کلی رسیده از همه‌ی ستاره‌های کهکشان دور را می‌بینیم. تصویربرداری (نورسنجی) از کهکشان‌ها در فیلتر‌های مختلف (طول‌موج‌های مختلف) بسیار ساده‌تر و کم‌هزینه‌تر از طیف‌سنجی است. به همین علت بسیاری از پژوهش‌ها بر مبنای نورسنجی کهکشان‌ها در فیلترهای گوناگون شکل می‌گیرد، تا طیف آن‌ها. در واقع نورسنجی در فیلتر‌های گوناگون، مانند طیف‌سنجی با کیفیت بسیار پایین است.

منجمان برای پی بردن به ویژگی‌های کهکشان‌ها از روشی به نام برازش توزیع طیفی انرژی^(۲) استفاده می‌کنند. توزیع طیفی انرژی، درخشندگی کهکشان را در طول‌موج‌های گوناگون به ما نشان می‌دهد (تصویر ۱). توزیع طیفی یک کهکشان به جرم، سن، ستاره‌زایی، تاریخ ستاره‌زایی، و فراوانی فلزی آن وابسته است. بنابراین می‌توان توزیع‌ انرژی طیفی کهکشانی نوعی را، با ویژگی‌های مشخص، پیش‌بینی کرد. منجمان نورسنجی‌ کهکشان‌ها را در فیلترهای گوناگون با مدل‌های از پیش تهیه شده مقایسه می‌کنند و از بین آن‌ها مدلی را که بهترین برازش را با داده‌های رصدی (نورسنجی‌ها) دارد انتخاب می‌کنند. به این ترتیب می‌توان به جرم، سن، آهنگ ستاره‌زایی آنی، تاریخ ستاره‌زایی و سایر کمیت‌های یک کهکشان پی برد. در تصویر ۱، علامت‌های سیاه داده‌های رصدی هستند و منحنی‌ها مدل برازش‌شده را نشان می‌دهند. منحنی آبی توزیع طیفی انرژی بخش ستاره‌ای کهکشان است (طول‌موج‌های فرابنفش، مرئی، و فروسرخ نزدیک) و منحنی آبی توزیع طیفی انرژی بخش غباری است (طول موج‌های فروسرخ میانه و دور). توزیع طیفی انرژی ستاره‌ای ناشی از ستاره‌های کهکشان است و قسمت غباری ناشی از بخشی از نور ستاره‌هاست که توسط غبار جذب شده و در طول‌موج‌های بلندتر دوباره تابش شده است.

تصویر ۲: تاریخچه‌ی ستاره‌زایی (آهنگ ستاره‌زایی بر حسب سن کهکشان). منحنی آبی تاریخچه‌ی ستاره‌زایی حقیقی کهکشان شبیه‌سازی شده است. منحنی‌های مشکی و قرمز مدل‌های پیش‌بینی‌شده از دو روش مختلف هستند. همان‌طور که می‌بینید پیش‌بینی روش قرمز بسیار دور از واقعیت است.

در این مقاله، تاریخچه‌ی ستاره‌زایی کهکشان‌های شبیه‌سازی شده با آنچه از روش برازش توزیع انرژی به دست می‌آید بررسی شده است. مزیت این روش این است که از آنجایی که کهکشان‌ها شبیه‌سازی شده‌اند، تاریخچه‌ی ستاره‌زایی حقیقی آن‌ها را می‌دانیم. بنابراین می‌توانیم دقت روش برازشمان را در پیش‌بینی تاریخچه‌ی ستاره‌زایی بسنجیم.

در تصویر شماره‌ی ۲ تاریخچه‌ی ستاره‌زایی یک کهکشان نمونه (آهنگ ستاره‌زایی بر حسب سن کهکشان) نشان داده شده است. منحنی خط‌چین آبی تاریخچه‌ی حقیقی است. منحنی‌های قرمز و مشکی تاریخچه‌ی تخمین‌‌زده‌شده به دو روش گوناگون هستند. همان‌طور که می‌بینید، در منحنی قرمز، انفجارهای ستاره‌زایی تخمین زده شده است (قله‌های نمودار قرمز) که حقیقت ندارد. این منحنی بر اساس روش برازش توزیع طیفی انرژی به دست آمده است. دقیق نبودن تخمین عمدتا به این علت است که در مدل‌ها انواع محدودی از تاریخچه‌های ستاره‌زایی در نظر گرفته می‌شود و تاریخچه‌ی ستاره‌زایی کمیت پیچیده‌ای است که به متغیرهای زیادی وابسته است. منحنی مشکی روش‌ آماری جدیدی است که در این مقاله معرفی شده است. تخمین این مدل در محدوده‌ی خطایش (بخش هاشورخورده‌ی خاکستری) تخمین خوبی از تاریخچه ی ستاره‌زایی حقیقی (منحنی آبی) است.

این مقاله همچنین نشان می‌دهد که هیچ‌یک از این دو روش برای کهکشان‌های برخوردی مناسب نیستند و نمی‌توان تاریخچه‌ی ستاره‌زایی کهکشان‌هایی را که برخوردی هستند به سادگی به دست آورد.