تاریخچه‌ی ستاره‌زایی(۱) در کهکشان‌ها یکی از کمیت‌های مهمی است که نشان می‌دهد کهکشان چگونه شکل گرفته و تکامل یافته است. دو سناریوی اصلی، ستاره‌زایی ناگهانی یا فورانی(۲) و ستاره‌زایی پیوسته(۳) هستند. در ستاره‌زایی فورانی کهکشان ستاره‌هایش را ناگهانی و در مدتی کوتاه به وجود می‌آورد و پس از آن ستاره‌ی جدید دیگری تولید نمی‌کند و فقط ستاره‌های قبلی‌اش تحول پیدا می‌کنند. در ستاره‌زایی پیوسته، کهکشان به طور پیوسته با نرخ ثابتی ستاره‌های جدید تولید می‌کند. مدل‌های ستاره‌زایی پیچیده‌تری نیز وجود دارند؛ مانند ستاره‌زایی کاهشی که در آن نرخ ستاره‌زایی به شکل نمایی کاهش پیدا می‌کند.
تصویر ۱: تکامل فراوانی عناصر آلفا به آهن (محور عمودی) نسبت به فراوانی آهن (که با زمان نسبت مستقیم دارد). برای توضیح بیشتر به متن مراجعه کنید.
یکی از راه‌های پی بردن به تاریخچه‌ی ستاره‌زایی کهکشان بررسی نسبت فراوانی عناصر سنگین ستاره‌های پیر کهکشان است. ایده‌ی این تکنیک به فیزیک ستاره‌ای برمی‌گردد. همان‌طور که می‌دانیم، در نجوم به همه‌ی عناصر سنگین‌تر از هلیوم فلز گفته می‌شود. این فلزات در مرکز ستاره‌ها و در انفجارهای ستاره‌ای تولید می‌شوند. از طرف دیگر ستاره‌ها از طریق بادهای ستاره‌ای و انفجارهای ابرنواختری فلزاتشان را وارد محیط میان‌ستاره‌ای کهکشان می‌کنند. ابرنواخترهای نوع یک-b که در منظومه‌های دوتایی کوتوله‌ی سفید رخ می‌دهند، از اصلی‌ترین منابع تولید عنصر آهن هستند. از طرف دیگر عناصر آلفا(۴) (مانند اکسیژن، نئون، منیزیوم، سیلیکون و گوگرد) در هر دو نوع ابرنواخترهای نوع یک-b و ابرنواخترهای نوع دو به وجود می‌آیند. ابرنواخترهای نوع دو پایان عمر ستاره‌های پرجرم (بیشتر از ۸ جرم خورشیدی) هستند که طول عمر بسیار کوتاهی، حدود ۱۰ میلیون سال دارند (مقایسه کنید با عمر خورشید که حدود ۱۰ میلیارد سال است). در حالی که ابرنواخترهای نوع یک-b معمولا از ستاره‌هایی با حدود ۳ جرم خورشیدی و عمر بیشتر از ۱۰۰ میلیون سال به وجود می‌آیند. بنابراین در یک مجموعه‌ی ستاره‌ایِ تازه به وجود آمده از زمانی که اولین ابرنواخترهای نوع دو تولید می‌شوند تا زمانی که اولین ابرنواخترهای یک-b تولید شوند حدود ۱۰۰ میلیون سال فاصله است. در نتیجه تاخیری نیز در تولید آهن نسبت به عناصر آلفا وجود خواهد داشت.
تصویر ۲: نقاط سیاه، شبیه‌سازی فراوانی عناصر در مدل ستاره‌زایی پیوسته هستند. مربع‌های رنگی مقادیر رصد شده‌ی ستاره‌های کهکشان‌های کوتوله را نشان می‌دهند.
محور عمودی نسبت فراوانی عناصر آلفا به آهن و محود افقی فراوانی آهن است.
از اختلاف زمانی گفته شده بین ابرنواخترهای دو و یک-b می‌توان استفاده کرد و با اندازه‌گیری نسبت فراوانی عناصر آلفا به آهن در ستاره‌های پیر به تاریخچه‌ی ستاره‌زایی کهکشان پی برد. ستاره‌های کم‌جرم، مانند ستاره‌های نوع F و G عمر بسیار زیادی، حدود سن عالم، دارند و به همین علت نشان‌گر تاریخچه‌ی ستاره‌زایی کهکشان هستند. اگر همه‌ی ستاره‌های کهکشان در زمان کوتاهی (کمتر از ۱۰۰ میلیون سال) شکل گرفته باشند، گازی که ستاره‌ها از آن تولید می‌شوند می‌تواند فقط از طریق ابرنواخترهای نوع دو غنی شده باشند. بنابراین ستاره‌های به وجود آمده از این گاز عناصر آلفای بیشتری نسبت به فلز آهن خواهند داشت. از طرف دیگر، اگر ستاره‌زایی برای مدت طولانی‌تری رخ داده باشد اثر ابرنواخترهای نوع یک-b نیز در غنی کردن سحابی‌ها مهم خواهد بود. در این حالت ستاره‌های جوان‌تر عنصر آهن بیشتری خواهند داشت. با بررسی نسبت فراوانی آلفا به آهن می‌توان به مدت زمانی که ستاره‌زایی در کهکشان در جریان بوده است پی برد. در تصویر شماره‌ی ۱ نمودار ساده‌ای را از چگونگی تغییر عناصر محیط میان‌ستاره‌ای در حالت ستاره‌زایی فورانی می‌بینید. محور افقی فراوانی آهن به هیدروژن (نشان‌دهنده‌ی میزان فلز در کهکشان)، و محور عمودی نسبت عناصر آلفا به آهن است. هرچه سن کهکشان بیشتر شود فراوانی آهن در آن نیز بیشتر می‌شود، بنابراین محور افقی مانند زمان است. در ۱۰۰ میلیون سال ابتدایی که ابرنواخترهای نوع دو تنها عامل تبادل فلزها با محیط میان ستاره‌ای هستند، نسبت آلفا به آهن زیاد است. سپس نخستین ابرنواخترهای نوع یک-b شکل می‌گیرند و این نسبت کم می‌شود تا جایی که دوباره به نسبت ثابتی، اما این بار کمتر، می‌رسند.
در این مقاله، مولفان تکامل عناصر شیمیایی شش کهکشان کوتوله را با شبیه‌سازی‌ها مقایسه کرده‌اند. کهکشان‌های کم‌جرم بسیار کم‌نور، که به کوتوله‌های فراکم‌نور(۵) شناخته می‌شوند، فقط از ستاره‌های بسیار پیر تشکیل شده‌اند که برای بررسی تاریخچه‌ی ستاره‌زایی بسیار مناسب هستند. البته رصد این کهکشان‌ها و به دست آوردن دقیق میزان فلزات آن‌ها با طیف‌سنجی کار دشواری است، چرا که این کهکشان‌ها بسیار کم‌نور هستند.
شش کهکشان کوتوله‌ی فراکم‌نور که در این مقاله بررسی شده‌اند کهکشان‌های عَوّا ۱، گیسوان بِرنیکه، تازی‌ها ۲، جاثی، اسد ۴، و دب اکبر ۱ هستند. دو مدل تاریخچه‌ی ستاره‌زایی در نظر گرفته شده‌اند:
۱. دو فوران ستاره‌ای با سن‌های یکسان که با فاصله از هم اتفاق افتاده‌اند،
۲. ستاره‌زایی پیوسته که در آن گاه‌گاه انفجاری ابرنواختری توده‌های گازی چگال را پراکنده می‌کند.
سپس فراوانی عناصر این دو مدل با مقادیر رصدشده در ستاره‌های کهکشان‌های کوتوله مقایسه شده‌اند. مدل دوم که همخوانی بیشتری با داده‌های رصدی دارد در تصویر شماره‌ی ۲ نشان داده شده است. این مدل تا حد خوبی پراکندگی نسبت فراوانی عناصر آلفا به آهن را نسبت به فراوانی آهن به هیدروژن رصدشده بازسازی می‌کند. مولفان این مقاله نتیجه‌گیری کرده‌اند که تاریخچه‌ی ستاره‌زایی در کهکشان‌های کوتوله احتمالا از یک یا دو دوره‌ی ستاره‌زایی پیوسته تشکیل شده است که اولین آن‌ها حداقل تا ۱۰۰ میلیون سال دوام داشته است.
(۱) Star Formation History
(۲) Bursty star formation history
(۳) Continuos (Constant) star formation history
(۴) Alpha elements
(۵) Ultra-faint dwarfs
عنوان اصلی مقاله:
Star Formation in Ultrafaint Dwarfs: Continuous or Single-age Bursts?l
نویسندگان:
Webster, David; Bland-Hawthorn, Joss; Sutherland, Ralph S
لینک مقاله اصلی: http://arxiv.org/abs/1501.02799
این مقاله برای چاپ در نشریه‌ی Astrophysical Journal پذیرفته شده است.
گردآوری: آیرین شیوایی
