ساختار سینماتیکی کهکشان‌های دور

ساختار سینماتیکی کهکشان‌های دور
تصویر ۱: نمایشی از پهن‌شدگی خطوط طیفی یک کهکشان به علت حرکت تصادفی ستاره‌ها (چپ) و حرکت چرخشی دیسک کهکشان (راست). Credit: Galaxy Formation by Houjun Mo

تصویر ۱: نمایشی از پهن‌شدگی خطوط طیفی یک کهکشان به علت حرکت تصادفی ستاره‌ها (چپ) و حرکت چرخشی دیسک کهکشان (راست). Credit: Galaxy Formation by Houjun Mo

ابزارهای طیف‌سنجی در نور مرئی طیف کهکشان‌ها را به ما می‌دهند، به این معنا که به ما می‌گویند شدت انرژی رسیده از کهکشان در هر طول‌موج (بنابر دقت ابزار طیف‌سنج) چقدر است. طیف کهکشان‌ها حاوی اطلاعات بسیاری است که تصویربرداری (یا نورسنجی) از کهکشان آن‌ها را به ما نمی‌دهد. برای مثال، خطوط نشری و جذبی در طیف کهکشان به ما درباره‌ی فراوانی فلزی ستاره‌ها و ابرهای گازی، دما و چگالی گاز، و سن جمعیت ستاره‌ای کهکشان می‌گویند. علاوه بر این کمیت‌ها، طیف کهکشان اطلاعات بسیار مهم دیگری نیز به ما می‌دهد. همان‌طور که می‌دانیم، خطوط نشری در طیف حاصل از گذر الکترون بین دو لایه‌ی اتم است. بر اثر این گذر، فوتونی تابش می‌شود که انرژی کاملا مشخصی با فرکانس (یا طول‌موج) مشخصی دارد. حالا تصور کنید که ستاره‌ یا ابر گازی که منشا خط طیفی است در حال حرکت باشد. در این حالت بنابر اثر دوپلر فرکانس (یا طول‌موج) تابش شده به سمت قرمز یا آبی انتقال پیدا می‌کند (درباره‌ی اثر دوپلر اینجا بیشتر بخوانید). منجمان با اندازه‌گیری این جابه‌جایی‌ها به سینماتیک کهکشان‌ها پی می‌برند.

تصویر ۲: تصاویر هابل (ستون چپ)، مدل‌های شبیه‌سازی شده (ستون میانس)، و طیف خط نشری (ستون راست) سه نمونه از کهکشان‌های این مقاله. در طیف این کهکشان‌ها پهن‌شدگی خط طیفی در راستای محور افقی (طول‌موج) مشخص است. این پهن‌شدگی حاصل چرخش دیسک کهکشان‌ است.

تصویر ۲: تصاویر هابل (ستون چپ)، مدل‌های شبیه‌سازی شده (ستون میانس)، و طیف خط نشری (ستون راست) سه نمونه از کهکشان‌های این مقاله. در طیف این کهکشان‌ها پهن‌شدگی خط طیفی در راستای محور افقی (طول‌موج) مشخص است. این پهن‌شدگی حاصل چرخش دیسک کهکشان‌ است.

همان‌طور که گفتیم، حرکت ستاره‌ها و سحابی‌ها در داخل کهکشان موجب می‌شود که خطوط نشری و جذبی آن‌ها انتقال به سرخ و آبی پیدا کنند. بر اثر این انتقال، خطوط طیفی دچار پهن‌شدگی می‌شوند. به تصویر ۱، سمت چپ، نگاه کنید. هر یک از ستاره‌های کهکشان یکی از خطوط جذبی کوچک را به وجود آورده‌اند اما به علت حرکت تصادفی آن‌ها، این خطوط از دید ما انتقال به سرخ یا آبی پیدا کرده‌اند. نتیجه‌ی این حرکات یک خط جذبی پهن‌شده است. با اندازه‌گیری پهنای این خط، منجمان به حرکات ستاره‌های می‌توانند پی ببرند.

اما از طرف دیگر، تنها حرکت‌های تصادفی نیستند که موجب پهن‌شدگی خطوط طیفی می‌شوند. اگر کهکشانی قرص پایدار داشته باشد که به اصطلاح حرکت چرخشی در آن غالب باشد، خط طیفی آن مانند تصویر سمت راست شکل ۱ خواهد بود. علت آن هم ساده است: ستاره‌ها و گاز در حال گردش به دور مرکز کهکشان هستند؛ آن دسته از ستاره‌ها و گاز که به سمت ما می‌آیند انتقال به آبی و آن دسته که دور می‌شوند انتقال به سرخ پیدا می‌کنند.

در این مقاله، مولفان از روی خط طیفی هیدروژن-آلفا(۱) حرکات ستاره‌ها و گاز داخل کهکشان‌های دور (انتقال‌به‌سرخ حدود ۲) را بررسی کرده‌اند. برای کهکشان‌های دور این اندازه‌گیری‌های کار بسیار دشواری است، چرا که این کهکشان‌ها در بسیاری از مواقع کوچک‌تر از وضعیت دید (seeing) رصدی هستند و قرص آن‌ها قابل تفکیک نیست. در این حالت هرگونه اثر چرخشی در طیف کهکشان از بین می‌رود. مولفان مقاله برای تعدادی از کهکشان‌هایشان که قرص چرخشی در آن‌ها تفکیک می‌شده است مدل‌سازی‌ کرده‌اند. در تصویر دو نمونه‌ای از کهکشان‌های این مقاله را که در آن‌ها قرص چرخشی قابل تفکیک بوده است می‌بینید. ستون سمت چپ تصویر کهکشان توسط تلسکوپ فضایی هابل است. ستون میانی مدلی است که نویسندگان برای بازسازی قرص چرخشی کهکشان ساخته‌اند، و تصویر سمت راست طیف دو بعدی خط نشری هیدروژن-آلفای کهکشان است. در طیف کهکشان به وضوح کشیدگی بر اثر چرخش قرص را در محور افقی می‌بینید (محور افقی طول‌موج و محور عمودی مکان فضایی کهکشان است). برای کهکشان‌هایی که قرص تفکیک‌نشده داشتند، پراکندگی سرعت (ناشی از حرکت تصادفی ستاره‌ها) از روی طیف یک‌ بعدی هیدروژن-آلقا اندازه‌گیری شده است و با پیش‌فرض‌هایی سرعت چرخشی آن‌ها نیز تخمین زده شده است.

تصویر ۳: مقایسه‌ی جرم دینامیکی و جرم باریونی (ستاره و گاز) کهکشان‌ها

تصویر ۳: مقایسه‌ی جرم دینامیکی و جرم باریونی (ستاره و گاز) کهکشان‌ها

یکی از محاسبات مهم با استفاده از سرعت چرخشی و پراکندگی سرعت کهکشان‌ها، اندازه‌گیری جرم دینامیکی آن‌هاست. جرم دینامیکی یک کهکشان به کل جرم کهکشان، اعم از جرم ستاره‌ای، جرم گازی، و جرم ماده‌ی تاریک گفته می‌شود. سرعت گردش ستاره‌ها به دور مرکز کهکشان تحت تاثیر مستقیم این جرم است. در تصویر ۳ مقایسه‌ی جرم دینامیکی کهکشان (محور عمودی) با جرم ماده‌ی باریونی (ستاره‌ و گاز) کهکشان (محور افقی) نشان داده شده است. اگر این جرم‌ها تا شعاع‌های زیادی اندازه‌گیری شوند انتظار می‌رود که جرم دینامیکی بیشتر از جرم ماده‌ی باریونی باشد، اما در این مقاله این اندازه‌گیری‌ها در شعاع کمتری (در واقع در شعاعی به اندازه‌ی نیم‌قطر بزرگ بیضی کهکشان) انجام شده است. در این فاصله اندازه‌ی دو جرم بسیار به هم نزدیک است.

این مقاله نشان‌دهنده‌ی توانایی زیاد طیف‌سنج‌های فروسرخ در پرده‌برداری از ماهیت سینماتیکی کهکشان‌های دور است.

(۱) خط نشری هیدروژن-آلفا از گذر الکترون اتم هیدروژن از لایه‌ی سوم به دوم حاصل می‌شود (خطوط نشری بالمر هیدروژن).

عنوان اصلی مقاله: The MOSDEF Survey: Dynamical and Baryonic Masses and Kinematic Structures of Star-Forming Galaxies at 1.4<z<2.6
نویسندگان: Price, Sedona H.; et al
این مقاله برای چاپ به نشریه‌ی ApJ فرستاده شده است.
لینک مقاله‌‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1511.03272

گردآوری: آیرین شیوایی

دسته‌ها: مقالات روز

درباره نویسنده

آیرین شیوایی

پژوهشگر پَسادکترا در زمینه‌ی نجوم رصدی کهکشان‌ها در دانشگاه آریزونا است. او هم‌اکنون عضو تیم علمی ابزار فروسرخ تلسکوپ فضایی جیمز وب است. او در سال ۲۰۱۷ دکترای فیزیک خود را از دانشگاه کالیفرنیا در ریورساید دریافت کرد. پروژه‌ی دکترای او تحقیق درباره‌ی چگونگی تحول کهکشان‌های جوان عالم از طریق بررسی غبار میان‌ستاره‌ای و ستاره‌زایی در آن‌ها بود. 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 کرد.

یک دیدگاه بنویسید

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