آهنگ ستاره‌زایی و جرم ستاره‌ای کهکشان‌های فعال ستاره‌زا رابطه‌ی نسبتا تنگاتنگی دارند، به‌طوری‌که در نمودار آهنگ ستاره‌زایی بر حسب جرم ستاره‌ای رشته‌ی باریکی را تشکیل می‌دهند که به رشته‌ی اصلی ستاره‌زایی معروف است. شیب و پراکندگی این رشته در مطالعات گوناگون، متفاوت گزارش شده است. بیشتر این تفاوت‌ها از معیارهای متفاوت در انتخاب کهکشان‌ها به وجود می‌آیند. به عنوان مثال اگر کهکشان‌ها از یک نمونه‌ی محدودشده بر اساس آهنگ ستاره‌زایی مانند نمونه‌های انتخاب‌شده بر اساس تابش فرابنفش یا فروسرخ باشند، رشته‌ی اصلی ستاره‌زایی قابل تشخیص نخواهد بود، چرا که تنها کهکشان‌هایی در این طول‌موج‌ها مشاهده شده‌اند که آهنگ ستاره‌زاییشان از یک آستانه‌ی مشخص بیشتر است. علاوه بر انتخاب اولیه‌ی نمونه‌ی کهکشان‌ها که با محدودیت‌هایی روبه‌رو است، چگونگی انتخاب کهکشان‌های ستاره‌زا نیز می‌تواند بر شیب و رشته‌ی اصلی تاثیر داشته باشد.
شکل ۱. آهنگ ستاره‌زایی بر حسب جرم ستاره‌ای برای کهکشان‌هایی با دیسک آشکار و با انتقال‌به‌سرخی در محدوده‌ی ۰.۰۲-۰.۲. رنگ‌بندی هر سلول بر اساس متوسط زاویه‌ی انحراف کهکشان‌ها در آن سلول است. خط سیاه، مکان رشته‌ی اصلی را نمایش می‌دهد. اگر بایاسی در تخمین آهنگ ستاره‌زایی نبود، انتظار می‌رفت که زاویه‌ی انحراف دیسک به صورت تصادفی در این صفحه پخش می‌شد. اما این‌گونه نیست و به طور متوسط کهکشان‌هایی که پایین رشته‌ی اصلی قرار دارند انحراف دیسکی بیشتری دارند.
داده‌ها:
در این مقاله، من و همکارانم به مطالعه‌ی تاثیر انحراف دیسک کهکشان‌ها بر شیب و پراکندگی رشته‌ی اصلی ستاره‌زایی در کیهان نزدیک پرداخته‌ایم. داده‌ها از پایگاه داده‌ای SDSS-DR7 استخراج شده‌اند. آهنگ ستاره‌زایی و جرم ستاره‌ای از کاتالوگ‌های MPA-JHU استخراج شده‌اند. آهنگ ستاره‌زایی در این کاتالوگ‌ها (در Brinchmann et al. ۲۰۰۴) از میزان درخشندگی خطوط نشری هیدروژن-آلفا که تصحیح قرمزگرایی نیز شده‌اند، محاسبه می‌شود. برای کهکشان‌هایی که خطوط نشری هیدروژن-آلفای آشکاری ندارند، آهنگ ستاره‌زایی بر اساس شدت شکست ۴۰۰۰ آنگستروم (D4000) تخمین زده شده است.
نتایج:
شکل شماره ۱ نشان می‌دهد که چگونه انحراف دیسک کهکشان‌ها در نمودار آهنگ ستاره‌زایی بر حسب جرم ستاره‌ای در نمونه‌ی مورد مطالعه‌ی ما تغییر می‌کند. کد رنگی نمودار، نشان‌دهنده‌ی مقدار متوسط زاویه‌ی انحراف دیسک کهکشان‌ها در هر سلول است. خط سیاه، محل رشته‌ی اصلی را نمایش می‌دهد. از این شکل کاملا مشخص است که بیشترین مقدار متوسط زاویه‌ی انحراف کهکشان‌ها با فاصله‌ی ۰.۵ dex(۱) (در فضای لگاریتمی) به صورت موازی با رشته‌ی اصلی قرار دارد. کهکشان‌هایی که بالای رشته‌ی اصلی قرار دارند متوسط زاویه‌ی انحراف دیسکی کمتری دارند. روند زاویه‌ی انحراف دیسک کهکشان در نمودار آهنگ ستاره‌زایی-جرم، وجود بایاس در تخمین آهنگ ستاره‌زایی را آشکار می‌کند.
شکل ۲. توزیع آهنگ ستاره‌زایی در محدوده‌های مختلف جرم ستاره‌ای و زاویه‌ی انحرف دیسک برای کهکشان‌های با دیسک آشکار. خطوط سبز مکان متوسط بهترین برازش گاوسی را نشان می دهند. در هر محدوده‌ی مشخص جرم ستاره‌ای، قله‌ی آهنگ ستاره‌زایی با افزایش زاویه‌ی انحراف دیسک به سمت آهنگ ستاره‌زایی کمترتغییر می‌کند و پراکندگی توزیع گاوسی بیشتر می‌شود.
برای بررسی بیشتر وابستگی تخمین آهنگ ستاره‌زایی به زاویه‌ی انحراف دیسک کهکشان‌ها، در شکل ۲، توزیع آهنگ ستاره‌زایی در محدوده‌های مختلف جرم ستاره‌ای و زاویه‌ی انحراف برای کهکشان‌های دیسکی را مورد مطالعه قرار داده‌ایم. تمام نمودارها در این شکل به خوبی توزیع دو قله‌ای آهنگ ستاره‌زایی کهکشان‌های فعال ستاره‌زا و کهکشان‌های خاموش را نشان می‌دهند. این نمودارها دو تاثیر مهم انحراف دیسک کهکشان‌ها را که با افزایش جرم ستاره‌ای بارزتر می‌شود، نمایش می‌دهند: با افزایش انحراف دیسک ۱) قله‌ی کهکشان‌های فعال ستاره‌زا به سمت آهنگ ستاره‌زایی کمتر سوق پیدا می‌کند، و ۲) شدت قله‌ی کهکشان‌های فعال ستاره‌زا نسبت به کهکشان‌های خاموش افزایش می‌یابد. این نمودارها دو اثر وابستگی انحراف دیسکی را آشکار کرده که در تخمین آهنگ ستاره‌زایی یک کهکشان ایفای نقش می‌کنند و به جرم ستاره‌ای آنها نیز وابسته‌اند. اولین اثر، مستقل از شکل ساختاری کهکشان‌ها(۲) است و به جذب توسط غبار داخل کهکشان‌ها مربوط است. فوتون‌ها درکهکشان‌هایی که انحراف دیسکی بیشتری دارند، مدت زمان بیشتری را باید در داخل دیسک کهکشان طی کنند تا به مشاهده‌گر برسند، و کسر زیادی از شار هیدروژن-آلفا و هیدروژن-بتا در داخل صفحه‌ی کهکشان در راستای دید ما جذب می‌شوند. اثر دوم به ساختار کهکشان‌ها وابسته است و برای کهکشان‌های پرجرم آشکارتر است.
(۱) ۰.۵ dex به معنای ۱۰ به توان ۰.۵ است
(۲) Morphology
عنوان اصلی مقاله: The effect of disk inclination on the main sequence of star forming galaxies
نویسندگان: L. Morselli, A. Renzini, P. Popesso, G. Erfanianfar
این مقاله برای چاپ در نشریه‌ی MNRAS پذیرفته شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1607.05472
گردآوری: غزاله عرفانیان‌فر
