مطالعه تابع درخشندگی انتقال به سرخ ۷ و ۸، با کمک عدسی‌های گرانشی

0 0 0 0

توسط آیرین شیوایی , 8 سپتامبر 2014

یکی از بنیادیترین کمیت‌های کهکشان‌ها، درخشندگی ^۱ آنها در طول موج یا یک فیلتر مشخص است، که باحرف L نشان داده می‌شود. بر این اساس، یکی از کمیت‌های مهم آماری در بررسی پراکندگی کهکشان‌ها، «تابع درخشندگی» ^۲  آنهاست. تابع درخشندگی، چگالی تعداد کهکشان‌ها را در هر بازه دلخواه درخشندگی تعیین می‌کند. به بیان دیگر تابع درخشندگی به ما می‌گوید که چه تعداد کهکشان با درخشندگی بین L–dL/2 تا L+dL/2 وجود دارد، که درآن L درخشندگی موردنظرو dL بازه کوچکی در درخشندگی است. برای به دست آوردن تابع درخشندگی منجمان کهکشان‌ها را در یک بازه‌ی انتقال به سرخ مشخص رصد می‌کنند و چگالی تعداد آنها را در هر درخشندگی رسم می‌کنند. رصدهای متعدد نشان داده‌اند که رفتار تابع درخشندگی در درخشندگی‌های کم به شکل توانی و در درخشندگی‌های زیاد نمایی است. به این تابع، تابع شِکتِر ^۳  می‌گویند. شکتر فردی بوده است که نخستین بار این تابع را در سال ۱۹۷۶ معرفی کرده است. همان‌طور که انتظار می‌رود در هر انتقال به سرخ و در هر حجم فرض شده‌ی فضایی، تعداد کهکشان‌های کم‌نور (درخشندگی کم) بسیار بیشتر از کهکشان‌های پرنور است. نمونه‌ای از یک تابع درخشندگی را در تصویر ۱ ببینید. بررسی تابع درخشندگی کهکشان‌ها در انتقال به سرخ‌های متعدد به مطالعه‌ی شکل‌گیری کهکشان‌ها کمک می‌کند.

تصویر ۱: نمونه‌ای از یک تابع درخشندگی. خط قرمز تابع شِکتِر منطبق شده است. محور عمودی چگالی فضایی و محور افقی قدر مطلق را نشان می‌دهد که از چپ به راست زیاد می‌شود (یعنی درخشندگی کمتر می‌شود). کهکشان‌های کم‌نور در سمت راست نمودار هستند و فراوانی آنها بیشتر است. تعیین شیب بخش کم‌نور تابع درخشندگی کهکشان‌های دور یکی از موضوعات روز اخترشناسی است.

تابع درخشندگی در هر فیلتر یا طول موج‌ بیان‌گر ویژگی خاصی از کهکشان‌ها است. برای مثال تابع درخشندگی کهکشان‌ها در طول موج فرابنفش نشان دهنده بازدهی ستاره‌زایی کهکشان‌ها است، زیرا طول موج فرابنفش ازستاره‌های پرجرم و جوان ساطع می‌شود که شاخص میزان ستاره‌زایی در کهکشان هستند. مطالعه تابع درخشندگی فرابنفش کمک می‌کند که چگالی ستاره‌زایی و تحول آن را در طول کیهان بررسی کنیم. یکی از دشواری‌هایی این مطالعات رصد کهکشان‌های بسیار کم‌نور است که شیب بخش کم‌نور تابع درخشندگی را تعیین می‌کنند. گرچه این کهکشان‌ها بسیار کم‌نور هستند اما چون تعداد آنها بسیار زیاد است، در انتقال به سرخ‌های بیشتر از ۲ تاثیر به سزایی در تعیین چگالی کلی ستاره‌زایی کیهان دارند. به همین علت تعیین شیب بخش کم‌نور تابع درخشندگی یکی از موضوعات مهم در مطالعه کهکشان‌های دور است.

رصد این کهکشان‌های بسیار کم‌نور در انتقال به سرخ‌های بالا، کار بسیار دشواری است و از توان ابزاری کنونی خارج است. در این مقاله، مولفان از یک خوشه‌ کهکشانی بزرگ به عنوان یک عدسی گرانشی استفاده کرده‌اند تا کهکشان‌های بسیار کم‌نور در انتقال به سرخ‌های ۷ و ۸ را رصد کنند و شیب بخش کم‌نور تابع درخشندگی را در این انتقال به سرخ تعیین کنند.

تصویر ۲: تصویر رنگی خوشه کهکشانی Abell 2744 به همراه مدل گرانشی و کاندیداهای کهکشان‌های دور که توسط خوشه بزرگنمایی شده‌اند. این تصویر ترکیبی از تصاویر گوناگون در فیلترهای مختلف است. برای توضیح بیشتر به متن رجوع کنید.

این مقاله از داده‌های میدان‌های مرزی هابل استفاده کرده است. درباره میدان‌های مرزی در این مقاله پیشین اسطرلاب بیشتر بخوانید. در برنامه میدان‌های مرزی، تلسکوپ فضایی هابل به سراغ خوشه‌های کهکشانی بزرگ می‌رود. خوشه‌های کهکشانی عدسی‌های گرانشی عظیمی هستند که نور کهکشان‌هایی را که در پشت آنها قرار دارند بزرگنمایی می‌کنند. ترکیب این عدسی‌های عظیم کیهانی و توان رصدی تلسکوپ فضایی هابل به ما کمک می‌کند تا کهکشان‌های بسیار کم‌نور را رصد کنیم و به مرزهای بسیار دور کیهان دسترسی پیدا کنیم. در این مقاله، مولفان با استفاده از داده‌های مربوط به یکی از خوشه‌های کهکشانی میدان‌های مرزی، به نام Abell 2744، شیب قسمت کم‌نور تابع درخشندگی فرابنفش را در انتقال به سرخ‌های ۷ و ۸ بررسی کرده‌اند.

چنین مطالعاتی پیچیدگی‌های خاص خودش را دارد. در وهله‌ی اول استفاده از یک خوشه کهکشانی به عنوان عدسی گرانشی ملزم به داشتن مدل گرانشی دقیقی برای خوشه است تا بتوان نور کهکشان‌های پشت خوشه را بنابر آن تصحیح کرد. مدل‌های دقیق گرانشی خوشه Abell 2744 نشان می‌دهند که نور کهکشان‌های پس‌زمینه تا حدود ۳۰ بار تشدید شده‌اند. سپس کاندیداهای کهکشان‌های انتقال به سرخ ۷ و ۸ با روش نورسنجی تعیین می‌شوند. این کاندیداها از طریق رصد کهکشان‌‌ها در فیلتر‌های گوناگون و مقایسه شدت درخشندگی‌ آنها در هر فیلتر پیدا می‌شوند (برای مطالعه بیشتر درباره این روش کشف کهکشان‌های دور به این مقاله رجوع کنید). خوشه‌ Abell 2744 و مدل گرانشی آن را به همراه کاندیداهای کهکشان‌های انتقال به سرخ ۷ و ۸ در تصویر ‍۲ می‌توانید ببینید. کهکشان‌های پرنوری که در میانه تصویر می‌بینید مربوط به خوشه هستند. دایره‌های زرد کاندیداهای انتقال به سرخ ۷ و دایره‌های قرمز کاندیداهای انتقال به سرخ ۸ را نشان می‌دهند. منحنی قرمز نیز مدل گرانشی انتقال به سرخ ۷ را نشان می‌دهد. از طرف دیگر، عدسی گرانشی ممکن است موجب به وجود آوردن چندین تصویر از یک کهکشان شود. دایره‌های سبز مکان این تصاویر چندگانه را برای سه کهکشان نشان می‌دهند.

تصویر ۳: نمودار تابع درخشندگی فرابنفش انتقال به سرخ ۷. دایره‌های آبی و خط ممتد آبی نتایج این مقاله هستند.

در تصویر ۳ تابع درخشندگی فرابنفش انتقال به سرخ ۷ را می‌بینید. دایره‌های آبی نتایج این مقاله‌ هستند و منحنی آبی تابع شکتر منطبق شده بر این نقاط است. نتایج پژوهش‌های پیشین نیز برای مقایسه در این تصویر آورده شده‌اند. دقت کنید که محور افقی این نمودار قدر مطلق را نشان می‌دهد و از چپ به راست درخشندگی کم می‌شود. محور عمودی نیز تابع درخشندگی را نشان می‌دهد که واحد آن «تعداد در واحد حجم در واحد قدر مطلق» است. همان‌طور که می‌بینید این مقاله توانسته است برای نخستین بار کهکشان‌های بسیار کم‌نور را، تا قدر حدود ۱۵/۵– رصد کند.

این مقاله بر اساس رصدهای یک خوشه از شش خوشه برنامه‌ریزی شده در میدان‌های مرزی است. با تکمیل رصد‌های هابل در این شش خوشه دانش ما درباره تابع درخشندگی کهکشان‌های دور کامل‌تر و دقیق‌تر خواهد شد.