برای فهم چگونگی شکل‌گیری و تحول کهکشان‌های خاموش(۱)، منجمان جمعیت‌های ستاره‌ایِ این کهکشان‌ها را که در محیط‌های مختلف کهکشانی قرار گرفته‌اند (اعم از خوشه، گروه و تهی‌جا(۲))، در طی زمان‌های مختلف مطالعه می‌کنند. خصوصیات جمعیت‌های ستاره‌ای نه تنها به آهنگ و بازدهی ستاره‌زایی وابسته است، بلکه به نوع ستاره‌هایی که شکل گرفته‌اند هم بستگی دارد. از آن جایی که خصوصیات و تحول ستاره ها با جرم آن ها مشخص می شود، تابع جرم اولیهی ستاره‌ای(۳) یکی از خصوصیات مهم ستاره زایی محسوب می‌شود. تابع جرم اولیهی ستاره‌ای، توزیع جرمی ستاره‌ها را هنگام تولد آن‌ها نمایش می دهد؛ در واقع این تابع مشخص می‌کند که در یک دوره‌ی ستاره‌زایی چه تعداد ستاره با چه جرمی به وجود آمده است. اهمیت این تابع در این است که میزانِ نسبیِ ستاره‌های کم‌جرم به پرجرم را مشخص می‌کند و در نتیجه به نوعی میزان غنی شدنِ فلزی و بازخوردهای ابرنواختری در کهکشان را تنظیم می‌کند. در سمت راست شکل بالای صفحه، چند تابع جرم اولیهی ستاره‌ای رایج نشان داده شده است. در این نمودار، محور افقی جرم ستاره‌ای و محور عمودی فراوانی را نشان می‌دهد.
در مطالعات گذشته، این تابع برای کهکشان‌های مختلف، یکسان درنظر گرفته می‌شد؛ به این معنی که تصور می‌شد نسبت ستاره‌های کم‌جرم به پرجرم در همه‌ی کهکشان‌ها در ابتدای پیدایششان یکسان است و با گذشت زمان، بسته به نحوه‌ی تحول کهکشان نسبت ستاره‌های کم‌جرم به پرجرم تغییر می‌کند. در حالی‌که در سال‌های اخیر نشانه‌هایی از تغییرات تابع جرم اولیهی ستاره‌ای برحسب پراکندگی سرعت کهکشان‌ها دیده شده‌است.
سه روش برای بررسی تابع جرم اولیه وجود دارد: ۱) همگرایی گرانشی قوی ۲) سینماتیک ستاره‌ای ۳) خطوط طیفی حساس به نسبت فراوانی ستاره‌های کم‌جرم به پرجرم. روش‌های ۱ و ۲ جرم کلی کهکشان را که شامل جرم ستاره‌ای و ماده‌ی تاریک و همین‌طور گاز است، مشخص می‌کند. با درنظر گرفتن توزیع ماده‌ی تاریک درون کهکشان‌ها (به کمک مدل‌های کیهان‌شناسی) و همین‌طور با فرضِ این‌که چگالیِ جرم ستاره‌ای از چگالی درخشندگی تبعیت می‌کند، می‌توان مولفه‌های ستاره‌ای و ماده‌ی تاریک کهکشان‌ها را از هم تفکیک کرد که منجر به قید گذاشتن روی نسبت درخشندگی-به-جرم و در نتیجه قید گذاشتن روی شکل تابع جرم اولیه می‌شود. روش طیفی، روش مستقیم‌تری نسبت به دو روش اول است و حساسیت بیش‌تری به نسبت ستاره‌های کم‌جرم به پرجرم دارد. در طیف کهکشان‌ها چندین خطوط طیفی وجود دارد که از آن‌ها برای مطالعه‌ی میزان نسبی ستاره‌های کم‌جرم به پرجرم و یا به عبارتی توزیع جرم اولیهی کهکشان‌ها استفاده می‌شود. برای مثال خطوط Mg با طول‌موج ۴۷۸۰ آنگستروم، NaI با طول‌موج ۸۱۹۰ آنگستروم، و TiO نشان‌دهنده‌ی حضور ستاره‌های کم‌جرم و یا به اصطلاح کوتوله در کهکشان‌ها هستند و خطوطی مثل خطوط سه‌گانه‌ی کلسیم، CaT، نشان‌دهنده‌ی حضور ستاره‌های پرجرم و یا اصطلاحا غول‌ها هستند. مطالعات اخترشناسان روی کهکشان‌های نوع پیشین نشان داده‌است که شدت این خطوط طیفی با پراکندگی سرعت کهکشان‌ها تغییر می‌کند. هرچقدر کهکشان، پراکندگی سرعت بیش‌تری داشته باشد، یا به عبارتی پرجرم‌تر باشد، شدت خطوط حساس به کوتوله‌ها بیش‌تر و در نتیجه نسبت ستاره‌های کم‌جرم به پرجرم بیش‌تر است.
شکل ۱: طیف انباشته‌ی کهکشان‌ها در محیط‌های مختلف کهکشانی. قرمز: طیف کهکشان‌های درون خوشه، سبز طیف کهکشان‌های درون گروه، آبی: طیف کهکشان‌های درون تهی‌جا. پلات‌های درونی، شاخص‌های طیفیِ مطالعه شده در این مقاله را نشان می‌دهد.
علی رغم مطالعات زیادی که در زمینه‌ی تابع جرم اولیهی ستاره‌ای صورت گرفته‌است، تاکنون میزان وابستگیِ این تابع به محیط‌های بزرگ مقیاس کهکشانی بررسی نشده‌است. نویسندگان در این مقاله، برای نخستین بار، تابع جرم اولیهی کهکشان‌هایی با جرم متوسط را در سه محیط کهکشانیِ خوشه، گروه و تهی‌جا بررسی می‌کنند. آن‌ها نمونه‌ای از کهکشان‌های غیرستاره‌زا را در کیهان محلی، که در سه محیط مختلف قرار دارند، مطالعه کرده‌اند: کهکشان‌هایی که درون خوشه قرار دارند (از کاتالوگ Tempel et al. 2014)، کهکشان‌هایی که در گروه‌های کهکشانی قرار دارند (از کاتالوگTempel et al. 2014) و کهکشان‌هایی که در تهی‌جاهایافت می‌شوند (از کاتالوگ Tavasoli et al. 2015). این سه دسته از کهکشان‌ها به گونه‌ای انتخاب شده‌اند که دارای توزیع جرمیِ یکسانی باشند تا از سوییدگی جرم در تحلیل‌ها جلوگیری شود (جزییات بیش‌تر در مقاله‌ی Mosleh et al. 2018 ). طیف این کهکشان‌ها از داده‌های سری هفتم مساحی دیجیتالیِ آسمان اسلون(۴) استخراج شده‌است. از آن‌جایی که این داده‌ها نسبتِ سیگنال-به-نوفه‌ی پایینی دارند، برای داشتن تحلیل‌های بهتر، طیف کهکشان‌های هر محیط، در هر دسته، بر اساس پراکندگی سرعت و انتقال به سرخ کهکشان‌ها با هم ترکیب شده و طیف‌های انباشته(۵) ساخته شده‌است. سپس شدت خطوط طیفیِ حساس به تابع جرم اولیه اندازه‌گیری شده و رفتار آن‌ها به عنوان تابعی از پراکندگی سرعت در محیط‌های مختلف کهکشانی مقایسه شده‌است. شکل ۱ نمونه‌ای از طیف های انباشته ی کهکشان های خوشه، گروه و تهی‌جا را به همراه خطوط طیفیِ مورد مطالعه در این مقاله نمایش می‌دهد.
این مطالعه نشان داده‌است که برای کهکشان‌هایی با پراکندگی سرعت بین ۱۰۰ تا ۲۰۰ کیلومتر بر ثانیه، خطوط طیفی حساس به تابع جرم اولیه، به محیط کهکشانی وابستگی ندارند. نویسندگان برای تایید این یافته، نتایج خود را با مدل‌های جمعیت ستاره‌ایِ MILES مقایسه کرده‌اند و دریافتند که نسبت ستاره‌های کم‌جرم به پرجرم (و یا همان تابع جرم اولیه) در محیط‌های کهکشانی مختلف، با دقت ۰/۲، با هم تفاوتی ندارد.
شکل بالای صفحه، یک نمونه تصویر شبیه‌سازی از شبکه‌ی کیهانی است. در این تصویر ساختارهای بزرگ مقیاس کیهانی مانند رشته‌ها، خوشه‌ها و تهی‌جاها دیده می‌شود. هر نقطه‌ی روشن در این تصویر نشان‌دهنده‌ی یک کهکشان و یا خوشه‌ای از کهکشان‌ها است. نمودار سمت راست، روابط مختلفی را که برای تابع جرم اولیهی ستاره‌ای در نظر گرفته می‌شود، نمایش می‌دهد (La Barbera et al. 2013). نمونه‌ای از طیف اپتیکیِ کهکشان‌ها در محیط‌های مختلف کهکشانی در سمت چپ تصویر دیده می‌شود.
(۱) Quiescent Galaxies
(۲) Voids
(۳) stellar Initial Mass Function
(۴) Sloan Digital Sky Survey Data Release 7
(۵) Stacked Spectra
عنوان اصلی مقاله: Comparing IMF-sensitive indices of intermediate-mass quiescent galaxies in various environments
نویسندگان: Elham Eftekhari, Moein Mosleh, Alexandre Vazdekis, Saeed Tavasoli
این مقاله برای چاپ در مجله‌ی MNRAS پذیرفته شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: https://arxiv.org/abs/1904.11493
گردآوری: الهام افتخاری
