جمعیت ستاره‌ای یک کهکشان از اجزای بسیار مهم کهکشان به حساب می‌آید. برای بهتر فهمیدن تحول کهکشان‌ها لازم است که بدانیم ستاره‌ها با چه آهنگی در آن‌ها تولید می‌شوند، کمیتی که به آن «آهنگ ستاره‌زایی» کهکشان می‌گویند. کهکشان‌های جوان آهنگ ستاره‌زایی بالایی دارند، در حالی که کهکشان‌های پیرتر با آهنگ بسیار کمی ستاره تولید می‌کنند. پدیده‌هایی مانند برخوردهای کهکشانی نیز باعث افزایش ستاره‌زایی در کهکشان‌ها می‌شوند. برای پی بردن به آهنگ ستاره‌زایی در کهکشان‌ها لازم است که تعداد ستاره‌های جوان کهکشان را که عمر کوتاهی دارند بدانیم؛ از آنجایی که این ستاره‌ها به تازگی به وجود آمده‌اند نشان می‌دهند که کهکشان اخیرا چه تعداد ستاره تولید کرده و آهنگ ستاره‌زایی آنی آن چقدر است. اما مگر در مورد کهکشان راه‌شیری و کهکشان‌های نزدیک، ما نمی‌توانیم ستاره‌های کهکشان‌ها را تفکیک کنیم. در نتیجه، برای کهکشان‌های دور باید به نوری که از کل کهکشان به ما می‌رسد اکتفا کنیم و آن را تعبیر کنیم.
تصویر ۱: نشانه‌های بنفش داده‌های رصدی و خط آبی مدل کهکشانی برازش شده است. محور افقی طول‌موج و محور عمودی شار تابشی است. همان‌طور که می‌بینید، داده‌های رصدی طول‌موج‌های فرابنفش تا فروسرخ را پوشش می‌دهند. بر اساس مدل برازش‌شده آهنگ ستاره‌زایی کهکشان (در واحد جرم خورشیدی در سال) و تابش فروسرخ (در واحد درخشندگی خورشیدی) در گوشه‌ی پایین-راست نمودار نشان داده شده‌اند. انتقال‌به‌سرخ این کهکشان نیز در بالا-چپ (z=2.18) نشان داده شده است.
رصد کهکشان‌ها در هر طول‌موج اطلاعات متفاوتی به ما می‌دهد؛ برای مثال، ستاره‌های جوان و پرجرم امواج پرانرژی فرابنفش از خود ساطع می‌کنند، در حالی که بیشتر تابش ستاره‌های پیرتر در طول‌موج‌های مرئی و فروسرخ نزدیک است. از طرف دیگر، بخشی از فوتون‌های پرانرژی تابش‌شده از ستاره‌های جوان گازهای میان‌ستاره‌ای (سحابی‌ها) را یونیزه کرده و باعث تابش خطوط نشری سحابی می‌شود (مانند خطوط نشری سری لیمان و بالمر هیدروژن). بخشی از فوتون‌های پرانرژی نیز توسط غبار میان‌ستاره‌ای جذب شده و در طول‌موج‌های کم‌انرژی فروسرخ دوباره تابش می‌شوند. بنابراین برای درک کامل ویژگی‌های یک کهکشان (مانند سن، آهنگ ستاره‌زایی، جرم ستاره‌ای، و …) لازم است که آن را در بازه‌ی وسیعی از طول‌موج‌ها رصد کنیم.
در این مقاله، ما ۱۷ کهکشان پرنور را که با طیف‌سنج MOSFIRE بر روی تلسکوپ کک در هاوایی رصد کرده بودیم، انتخاب کردیم. طیف این کهکشان‌ها به ما شدت خطوط نشری سحابی را نشان می‌دهد. سپس، با استفاده از تلسکوپ فضایی هابل و تلسکوپ‌های فضایی فروسرخ اسپیتزر و هرشل، اطلاعات نورسنجی این کهکشان‌ها را در طیف وسیعی از طول‌موج‌ها (از فرابنفش تا فروسرخ) تهیه کردیم. به این ترتیب تصویر کاملی از کهکشان‌ها به دست آمد. در تصویر ۱ نمونه‌ای از توزیع طیفی انرژی یکی از کهکشان‌ها را می‌بینید. در این تصویر نورسنجی‌های رصد شده با نقاط بنفش و مدل برازش‌شده به داده‌های رصدی با خط آبی نشان داده شده است.
با مقایسه‌ی نور کهکشان‌ها در طول‌موج فرابنفش (که ناشی از تابش ستاره‌های جوان است) با شدت خطوط نشری طیفی (که باز هم ناشی از تابش فوتون‌های پرانرژی ستاره‌های جوان است) و تابش فروسرخ (که ناشی از تابش غباری کهکشان است) می‌توان مشخصه‌های مختلف ستاره‌زایی کهکشان‌ها را با یکدیگر مقایسه کرد. چنین مقایسه‌ای پیشتر برای کهکشان‌های نزدیک انجام شده بود اما در این مقاله برای نخستین بار برای کهکشان‌های دور (در انتقال‌به‌سرخ ۲) نشان دادیم که خطوط نشری سحابی مشخصه‌‌ی قابل اعتمادی برای به دست آوردن آهنگ ستاره‌زایی است.
این پژوهش بخشی از پروژه‌ی MOSDEF۱ است که با همکاری چهار دانشگاه کالیفرنیا (UC Riverside، UC Berkeley، UCLA، UC San Diego) انجام می‌شود. هدف پروژه‌ی MOSDEF رصد حدود ۱۵۰۰ کهکشان با طیف‌سنج MOSFIRE بر روی تلسکوپ کک به منظور بررسی محتوای ستاره‌ای، گازی، و سیاهچاله‌ای کهکشان‌ها است. این کهکشان‌ها در دوران بسیار مهمی از تاریخ کیهان هستند که بیشینه‌ی فعالیت ستاره‌زایی کهکشان‌ها را دربرمی‌گیرد (انتقال‌به‌سرخ ۱.۳ تا ۳.۸). طیف این کهکشان‌ها به ما اطلاعات ارزشمندی مانند آهنگ ستاره‌زایی، میزان غبار، فعالیت سیاهچاله‌ای، و فراوانی فلزی کهکشان‌ها می‌دهد.
(۱) MOSFIRE Deep Evolution Field (MOSDEF) survey
عنوان اصلی مقاله: The MOSDEF Survey: The strong agreement between H-alpha and UV-to-FIR star formation rates for z~2 star-forming galaxies
نویسندگان: Shivaei, I., et al
این مقاله در نشریه‌ی ApJ Letters چاپ شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1603.02284
گردآوری: آیرین شیوایی
[…] طول‌موج‌هایی که ستاره‌زایی را نشان می‌دهند، مانند خطوط بالمر هیدروژن، ما را به پاسخ این پرسش‌ها نزدیک می‌کند. چنین […]