اختروش‌های کم‌درخشش نوع ۱ و کره‌وارهای درخشان میزبانشان

اختروش‌های کم‌درخشش نوع ۱ و کره‌وارهای درخشان میزبانشان

امروزه این فرضیه رایج است که کهکشان‌ها، میزبان سیاهچاله‌های ابر پرجرم (از چند میلیون تا چند میلیارد برابر جرم خورشید) در مرکزشان هستند. در دو دهه‌ی اخیر، هم‌بستگی‌های بسیاری بین جرم این سیاهچاله‌ها و ویژگی‌های بخش کره‌وار(۱) واقع در مرکز کهکشان کشف شده است (این بخش در کهکشان‌های بیضوی، شامل همه‌ی کهکشان میزبان و در کهکشان های مارپیچی، مربوط به دوکوهه(۲) کهکشان است). معروف‌ترین آن‌ها، رابطه‌ی بین جرم سیاهچاله‌ها و سرعت حرکت ستاره‌ها در دوکوهه است. مثال معروف دیگر، رابطه‌ی بین جرم سیاهچاله و درخشش دوکوهه است. این روابط به‌هیچ‌وجه بدیهی نیستند، چرا که نسبت جرم سیاهچاله به بخش کره‌وار اطرافش فقط یک درصد است و در نتیجه ستاره‌های درون دوکوهه، نیروی گرانش سیاهچاله را احساس نمی‌کنند و کاملا تحت تاثیر نیروی گرانش ستاره‌های اطرافشان هستند. از این‌رو یک برداشت متداول در مورد ارتباط جرم سیاهچاله و دوکوهه، سناریوی تحول هم‌زمان سیاهچاله‌ی مرکزی و کهکشان میزبانشان است.

شکل ۱. چپ: درخشش بلومتریک بر حسب مقیاس زاویه‌ای. راست: نسبت ادینگتون نمونه‌ی اختروش‌های کم‌درخشش در مقایسه با نمونه‌ی هسته‌ی کهکشان‌های نزدیک و نمونه‌ی AGNIFS. مقیاس زاویه‌ای در مقایسه با نمونه‌ی کهکشان‌ها سیفرت‌ نزدیک، تقریبا ۱۰ برابر کم‌تر است. با این حال، نسبت ادینگتون و درخشش بلومتریک (از برافزایش سیاهچاله) به اندازه‌ی یک قدر بیشتر هستند.

شکل ۱. چپ: درخشش بلومتریک بر حسب مقیاس زاویه‌ای. راست: نسبت ادینگتون نمونه‌ی اختروش‌های کم‌درخشش در مقایسه با نمونه‌ی هسته‌ی کهکشان‌های نزدیک و نمونه‌ی AGNIFS. مقیاس زاویه‌ای در مقایسه با نمونه‌ی کهکشان‌ها سیفرت‌ نزدیک، تقریبا ۱۰ برابر کم‌تر است. با این حال، نسبت ادینگتون و درخشش بلومتریک (از برافزایش سیاهچاله) به اندازه‌ی یک قدر بیشتر هستند.

شکل ۲. نمودار جرم سیاهچاله-قدر دوکوهه در فیلتر K. اختروش‌های کم‌درخشش زیر سطح رابطه‌ی منتشرشده برای کهکشان‌های غیرفعال قرار دارند. این می‌تواند به دلیل درخشش بیش از حد دوکوهه (به علت ستاره‌زایی) یا جرم کم سیاهچاله (که هنوز در مرحله‌ی رشد است) باشد.

شکل ۲. نمودار جرم سیاهچاله-قدر دوکوهه در فیلتر K. اختروش‌های کم‌درخشش زیر سطح رابطه‌ی منتشرشده برای کهکشان‌های غیرفعال قرار دارند. این می‌تواند به دلیل درخشش بیش از حد دوکوهه (به علت ستاره‌زایی) یا جرم کم سیاهچاله (که هنوز در مرحله‌ی رشد است) باشد.

برای این مطالعه، کهکشان‌های فعال گزینه‌های خوبی هستند، زیرا سیاهچاله‌ی مرکزی این کهکشان‌ها، قرص بر افزایشی در حال رشد دارند و هم‌چنین فعالیت ستاره‌زایی آنها بالا است (در مقایسه با کهکشان‌های غیرفعال که ستاره‌زایی در صفحه‌شان اتفاق می‌افتد). این بدان معناست که در کهکشان‌های فعال، سیاهچاله‌ی مرکزی و اجزای ستاره‌ای، هم‌زمان در حال رشد هستند. بسیاری از مطالعات بر روی نوعی از هسته‌های فعال محلی به نام سیفرت(۳) متمرکز هستند که به لطف نزدیکی‌شان می‌توان آن‌ها را با جزییات بیشتری بررسی کرد. هم‌چنین تلاش بسیاری برای مطالعه‌ی نمونه‌ی بزرگی از اختروش‌ها(۴) در فاصله‌ی انتقال‌به‌سرخ ۲ صورت گرفته است. زیرا این کهکشان‌ها در اوج ستاره‌زایی و فعالیت برافزایشی در تاریخ کیهان هستند. هر چند کیفیت تصاویر اختروش‌های دور کم است و نمی‌توان جزییات ساختار این اجرام را در مرکز به راحتی بررسی کرد، با اختروش‌های کم‌درخشش نزدیک (در انتقال‌به‌سرخ ۰.۰۲-۰.۰۶) توافق خوبی دارند: نسبت ادینگتونی آن‌ها ده برابر بیشتر از سیفرت‌های محلی است ولی درعین حال به اندازه‌ی کافی نزدیک هستند تا بتوان ساختار یک کیلوپارسکی مرکز آنها را تجزیه‌ و تحلیل کرد (شکل ۱). محققان دانشگاه کلن در آلمان نمونه‌ای از اختروش‌های کم‌درخشش از نوع یک را با انتقال‌به‌سرخ کم‌تر از ۰.۰۶ را انتخاب کرده‌اند تا به طور سیستماتیک روی این اجرم تحقیق کنند (www.astro.uni-koeln.de/llqso).

شکل ۳. پیش‌زمینه: تلسکوپ بسیار بزرگ رصدخانه‌ی اروپای جنوبی که واقع در کوه‌های پارانال شیلی است. این رصدخانه چهار تلسکوپ ۸.۲ متری و چهار تلسکوپ ۱.۸ متری دارد. طیف‌سنج فروسرخ نزدیک انتگرالی فیلد SINFONI روی یکی از این تلسکوپ‌ها نصب شده است. تصویر جلو: نقشه‌ی تابش پاشن‌آلفای اختروش کم‌درخشش HE1029-1831. چپ: دید محدود با وضوح زاویه‌ای برابر ۰.۸ ثانیه‌ی قوسی. راست: با اپتیک سازگار با وضوح زاویه‌ای ۱۲۰ میلی ثانیه. در نقشه‌ی سمت راست، یک حلقه‌ در اطراف هسته که ستاره‌زایی در آن در حال وقوع است، مشاهده می‌شود.

شکل ۳. پیش‌زمینه: تلسکوپ بسیار بزرگ رصدخانه‌ی اروپای جنوبی که واقع در کوه‌های پارانال شیلی است. این رصدخانه چهار تلسکوپ ۸.۲ متری و چهار تلسکوپ ۱.۸ متری دارد. طیف‌سنج فروسرخ نزدیک انتگرالی فیلد SINFONI روی یکی از این تلسکوپ‌ها نصب شده است. تصویر جلو: نقشه‌ی تابش پاشن‌آلفای اختروش کم‌درخشش HE1029-1831. چپ: دید محدود با وضوح زاویه‌ای برابر ۰.۸ ثانیه‌ی قوسی. راست: با اپتیک سازگار با وضوح زاویه‌ای ۱۲۰ میلی ثانیه. در نقشه‌ی سمت راست، یک حلقه‌ در اطراف هسته که ستاره‌زایی در آن در حال وقوع است، مشاهده می‌شود.

در این مقاله، اختروش‌های کم‌درخشش در طیف فروسرخ نزدیک بررسی شده‌اند. همه‌ی این کهکشان‌ها نشانه‌هایی از ستاره‌زایی در حال وقوع یا متاخر دارند. در این تحقیق با استفاده از داده‌ها، جرم دقیقی برای سیاهچاله‌های مرکزی تخمین زده شده است. هم‌چنین درخشش دوکوهه در  فیلتر فروسرخ نزدیک K با کمک ابزاری به نام بودا(۵) به دست آورده‌ شده است. اگر به ترکیب جرم سیاهچاله‌ها و درخشش دوکوهه دقت کنیم، می‌توانیم ببنیم که اختروش‌های کم‌درخشش از رابطه‌ی بین جرم سیاهچاله و درخشش دوکوهه‌ی کهکشان‌های غیرفعال پیروی نمی‌کنند (شکل ۲). این رفتار را می‌توان این‌گونه تفسیر کرد: (۱) دوکوهه‌ها در مقایسه با همتاهایشان در کهکشان‌های غیرفعال بیش از حد درخشان هستند. این با یافته‌هایی که می‌گویند در مرکز کهکشان‌های فعال ستاره‌زایی رخ می‌دهد مطابقت دارد. چون ستاره‌های با جرم یکسان، اگر جوان‌تر باشند درخشش‌شان بیشتر است. در نمودار رابطه‌ی جرم سیاهچاله-درخشش دوکوهه، نقاط مربوط به این داده‌ها به سمت راست سوق داده شده‌اند. هر چند میزان ستاره‌زایی و تاثیرش روی درخشش دوکوهه محدودیت‌هایی دارد. (۲) سیاهچاله‌های مرکزی بیش از حد کم‌جرم هستند. می‌دانیم که در کهکشان‌های فعال، جرم سیاهچاله‌ها در حال افزایش است و به همین دلیل در نمودار جرم سیاهچاله-درخشش دوکوهه، به سمت بالا حرکت می‌کنند. هر دوی این سناریوها قابل درک هستند: اگر فرضیه‌ی رشد هم‌زمان سیاهچاله‌ی مرکزی و کهکشان میزبانشان را در نظر بگیریم برای به‌وجودآمدن و حفظ رابطه‌ی جرم سیاهچاله-درخشش دوکوهه، سیاهچاله با افزایش جرم و دوکوهه با ستاره‌زایی باید رشد کنند. به هر حال مشخص نیست کدام یک از این دو اول شروع می‌شوند: ستاره‌فشانی مرکزی یا برافزایش سیاهچاله. درک طبیعت اختروش‌های کم‌درخشش در رابطه‌ی جرم سیاهچاله-درخشش دوکوهه می‌تواند به یافتن پاسخ این سؤال کمک کند.

در یک مطالعه‌ی آزمایشی، طیف فروسرخ نزدیک مرکز کهکشان HE1029-1831 با طیف‌سنج انتگرالی فیلد سینفونی(۶) مورد بررسی قرار گرفته است (شکل ۳). طیف‌سنجی انتگرالی فیلد به ما این قدرت را می‌دهد تا اطلاعات طیفی نقاط مختلف تصویر دو بعدی جرم مورد نظر را با وضوح بالا به‌ دست آوریم. این به ما امکان مطالعه‌ی پراکندگی گاز و ستاره‌ها و دینامیک آنها را در هر نقطه از میدان دید می‌دهد. بررسی داده‌ها نشان می‌دهد که حداقل در این مورد خاص، درخشش بیش از حد دوکوهه، سناریوی مورد نظر است. به هر حال، مطالعات طیف‌سنجی انتگرالی فیلد با کیفیت بالای بیشتری لازم است تا بتوان تمام نمونه‌های اختروش‌های کم‌درخشش را بررسی کرد.

(۱) Spheroid
(۲) Bulge
(۳) Syfert: سیفرت نوعی هسته‌ی کهکشانی فعال است که بیشتر در مرکز کهکشان‌های مارپیچی دیده می‌شود و درخشش آن از اختروش‌ها کمتر است. سیفرت‌ها این برتری را دارند که کهکشان میزبانشان با جزییات بیشتری قابل مشاهده است.
(۴) Quasar
(۵) نرم‌افزار بودا در تصویر دو بعدی به‌دست‌آمده از کهکشان، قسمت‌های بالج-صفحه-بازو-هسته‌ی فعال را از هم تجزیه می‌کند تا بتواند درخشش ایجادشده توسط هر قسمت را تخمین بزند.
BUDDA: http://www.sc.eso.org/~dgadotti/budda.html
(۶) SINFONI

عنوان اصلی مقاله: A low-luminosity type-1 QSOs and their overluminous host spheroids
نویسندگان: Gerold Busch, Nastaran Fazeli, et al.
این مقاله برای چاپ در نشریه‌ی Astronomy & Astrophysicsقبول شده است.‌
لینک مقاله اصلی: http://arxiv.org/abs/1511.00904
گردآوری: نسترن فاضلی

دسته‌ها: مقالات روز

درباره نویسنده

نسترن فاضلی

دانشجوی دوره‌ی کارشناسی ارشد در دانشگاه کلن است. نسترن تحصیلات کارشناسی مهندسی صنایع را در دانشگاه آزاد تهران شمال و تحصیلات کارشناسی فیزیک را در دانشگاه لایپزیگ به انجام رسانده است. تحقیقات وی در زمینه‌ی نجوم رصدی در طیف فروسرخ نزدیک در رابطه با هسته‌های فعال کهکشانی و برهم‌کنش آنها با محیط اطرافشان است.

دیدگاه‌ها

  1. arman
    arman ۲۳ آذر, ۱۳۹۴، ۱۹:۵۸

    بسیار عالی :-)

    پاسخ به این دیدگاه
  2. حسین
    حسین ۲ شهریور, ۱۳۹۵، ۲۳:۳۵

    سلام. راجع به صافی (filter) و اینکه در BOSS بین ۱ تا ۱۰۰۰ تغییر میکنه اطلاعاتی دارید، میخاستم ببینم اصلا چطوری میشه از روی این اعداد فهمید که از چه صافی استفاده شده است (u، g، r و …) اصلا ربطی به این موضوع داره یا نه؟ ممنون میشم راهنمایی کنید.

    پاسخ به این دیدگاه
  3. نسترن
    نسترن ۱۸ شهریور, ۱۳۹۵، ۱۴:۴۵

    سلام,
    ببخشید من دیر پاسخ میدم. دقیقا متوجه سوالتون نشدم. در مورد صافی به کار رفته توی این تحقیق میتونم بگم حروف انگلیسی جی (μm 1.1 – 1.4), اچ (μm 1.1 – 1.4) و کی (μm 1.1 – 1.4)… به عنوان مثال مشخص کننده بازه های طول موج این صافی ها هستند.

    پاسخ به این دیدگاه

یک دیدگاه بنویسید

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