فراوانی فلزی گازی به درصد فلزات سنگین نسبت به هیدروژن در سحابی‌ها و گازهای یک کهکشان (و نه ستاره‌های آن) می‌گویند. فراوانی فلزی کهکشان‌ها به فرآیندهای شکلگیری و تحول کهکشان‌ها وابسته است. برای مثال، هرچه ستاره‌زایی در یک کهکشان بیشتر باشد فراوانی فلزی گازی آن هم بیشتر است. این فرآیند در رابطه‌ای بین جرم ستاره‌ای و فراوانی فلزی کهکشان‌ها بازتاب پیدا می‌کند: هرچه جرم ستاره‌ای یک کهکشان بیشتر باشد، فراوانی فلزی بیشتری نیز در آن دیده می‌شود. رابطه‌ی جرم ستاره‌ای و فراوانی فلزی هم در کهکشان‌های نزدیک دیده شده است و هم در کهکشان‌های دور، با این تفاوت که برای یک جرم مشخص کهکشان‌های دور فراوانی فلزی کمتری دارند. فهم بهتر تحول این رابطه در طول تاریخ کیهان دانش ما را درباره‌ی چگونگی تغییر فرآیندهای تحول کهکشان‌ها، مانند ستاره‌زایی، برافزایش گاز، و فرآیندهای بازخوردی در طول زمان افزایش می‌دهد.
فهم بهتر این روابط به دقت اندازه‌گیری فراوانی فلزی کهکشان وابسته است. یکی از روش‌های بسیار متدوال برای محاسبه‌ی فراوانی فلزی گازی، اندازه‌گیری نسبت خطوط نشری قوی در طیف کهکشان‌هاست. برای مثال می‌توان نسبت شدت خط نیتروژن یونیزه‌شده به خط هیدروژن آلفا (از سری خطوط بالمر هیدروژن) را به فراوانی فلزی گازی تبدیل کرد. از جمله‌ی دیگر خطوط نشری قوی که برای اندازه‌گیری فراوانی فلزی از آن‌ها استفاده می‌شود، برخی از خطوط اکسیژن یک و دو بار یونیزه هستند. علت محبوبیت این روش‌های غیر مستقیم برای اندازه‌گیری فراوانی فلزی، سادگی رصد خطوط نشری قوی به علت درخشندگی زیاد آن‌هاست. تبدیل نسبت شدت خطوط نشری قوی به فراوانی فلزی بر اساس کالیبرشن‌های تجربی‌ای انجام می‌شود که از رصد کهکشان‌های نزدیک به دست آمده است. از آن‌جا که این کالیبریشن‌ها بر اساس کهکشان‌های نزدیک است، منجمان از صحت آن‌ها برای کهکشان‌های دور مطمئن نیستند. اگر شرایط فیزیکی محیط‌های میان‌ستاره‌ای در کهکشان‌های دور متفاوت از کهکشان‌های امروزی باشد، باید از کالیبریشن‌های متفاوتی برای تبدیل خطوط نشری قوی به فراوانی فلزی استفاده کرد.
یکی از راه‌های مستقیم‌تر برای اندازه‌گیری فراوانی فلزی و امتحان کردن صحت کالیبریشن‌های تجربی خطوط نشری قوی، اندازه‌گیری شدت خط اکسیژن دو بار یونیزه در طول‌موج ۴۳۶۳ آنگستروم است. این خط خاص، به شدت به دمای الکترونی گاز یونیزه‌شده حساس است و به همین علت می‌توان با استفاده از آن دمای گاز را به دست آورد. با داشتن دمای الکترونی گاز می‌توان فراوانی فلزی را به دست آورد و دیگر لازم نیست به کالیبریشن‌های تجربی اتکا کرد.
شکل ۱: طیف کهکشان در انتقال‌به‌سرخ ۳.۰۸ که در آن خطوط اصلی نشری را می‌بینید. محور افقی طول‌موج و محور عمودی شدت درخشندگی است. تصویر بالا راست، طیف دوبعدی است که در آن خطوط نشری با لکه‌های روشن نشان داده شده‌اند.
در این مقاله خط اکسیژن دو بار یونیزه ۴۳۶۳ آنگستروم در یک کهکشان بسیار دور در انتقال‌به‌سرخ ۳.۰۸ رصد شده است. این دورترین کهکشانی است که در آن این خط رصد شده است (همان‌طور که پیشتر گفته شده به علت شدت کم این خط طیفی رصد آن برای کهکشان‌های دوردست بسیار دشوار است). در شکل ۱، طیف دوبعدی و یک‌بعدی کهکشان را می‌بینید. در طیف یک‌بعدی (سمت چپ) محور افق طول‌موج و محور عمودی درخشندگی است، همه‌ی خطوط اصلی طیفی در این طیف نشان داده شده‌اند. در سمت راست شکل ۱، طیف اکسیژن ۴۳۶۳ آنگستروم را می‌بینید (شکل بالا طیف دوبعدی است که خط نشری به شکل یک لکه‌ی سفید در آن دیده می‌شود). مولفان این مقاله سعی کرده‌اند که با استفاده از این داده‌ی رصدی کالیبریشن‌های تجربی را که برا اساس کهکشان‌های نزدیک به دست آمده‌اند برای این کهکشان دوردست بیازمایند. آن‌ها به این نتیجه رسیده‌اند که فراوانی فلزی به دست آمده از دمای گاز الکترونی با استفاده از اکسیژن ۴۳۶۳ آنگستروم، مطابق با کالیبریشن‌های تجربی است. البته تعمیم بیشتر این نتایج احتیاج به داده‌های بیشتر و کهکشان‌های بیشتری دارد.
عنوان اصلی مقاله:The MOSDEF Survey: Detection of [OIII]$\lambda$4363 and the direct-method oxygen abundance of a star-forming galaxy at z=3.08
نویسندگان:Sanders, Ryan L.; Shapley, Alice E.; Kriek, Mariska; Reddy, Naveen A.; Freeman, William R.; Coil, Alison L.; Siana, Brian; Mobasher, Bahram; Shivaei, Irene; Price, Sedona H.;de Groot, Laura
این مقاله برای چاپ در نشریه‌ی ApJ Letters پذیرفته شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1606.04107
گردآوری: آیرین شیوایی
