اندازه‌گیری ستاره‌زایی کهکشان‌ها در دوران بیشینه‌ی ستاره‌زایی کیهان

0 0 0 0

توسط آیرین شیوایی , 30 مارس 2015

یکی از کمیت‌های مهم که به مطالعه‌ی تحول کهکشان‌ها کمک می‌کند، نرخ ستاره‌زایی آن‌ها است. اندازه‌گیری نرخ ستاره‌زایی در طول تاریخ کیهان به ما نشان می‌دهد که کهکشان‌ها چگونه در طول زمان جرم ستاره‌ای و فلزات خود را به دست آورده‌اند.

تاریخچه‌ی چگالی ستاره‌زایی کیهان بر حسب زمان (یا انتقال‌به‌سرخ). محور عمودی چگالی ستاره‌زایی را در واحد لگاریتمی نشان می‌دهد. محور افقی انتقال‌به‌سرخ (محور پایینی) یا سن کیهان (محور بالایی) است. همان‌طور که می‌بینید، کیهان در انتقال‌به‌سرخ حدود ۲، زمانی که سنش حدود ۳ میلیارد سال است، در اوج ستاره‌زایی بوده است.
Credit: Bouwens

انتقال‌به‌سرخ ۲، زمانی که عالم فقط حدود ۳ میلیارد سال سن داشته است (سن کنونی عالم حدود ۱۴ میلیارد سال است)، دوره‌ی مهمی در تحول کهکشان‌ها محسوب می‌شود. این دوران، بیشینه‌ی ستاره‌زایی در کهکشان‌ها است (تصویر ۱) و زمانی است که کهکشان‌ها بیشترین جرم ستاره‌ای خود را کسب کردند. به همین علت، بررسی این دوره از کیهان نقش کلیدی در بهتر فهمیدن تحول کهکشان‌ها دارد.

نرخ ستاره‌زایی، همان‌طور که از نامش پیداست، به ما نشان می‌دهد که یک کهکشان صرف نظر از گذشته‌اش، در حال‌ حاضر چه‌قدر ستاره تولید می‌کند. کهکشان‌های فعال و جوان، ستاره‌زایی بیشتری دارند و کهکشانی که پیر باشد و بیشتر گازهای میان‌ستاره‌ای خود را از دست داده باشد، نرخ ستاره‌زایی کمی خواهد داشت. در کهکشان‌های دور، ما نمی‌توانیم مناطق ستاره‌زای کهکشان را به طور مجزا تفکیک کنیم و به همین علت اندازه‌گیری نرخ ستاره‌زایی کهکشان کار ساده‌ای نیست.

تصویر ۲: نمودار پراکندگی انرژی طیفی یک کهکشان نمونه. نقاط آبی نور کهکشان را در فیلترهای گوناگون نشان می‌دهند. دایره‌ی خالی فیلتری است که خط نشری هیدروژن در آن می‌افتد و به همین دلیل درخشندگی آن بیشتر از چیزی است که از مدل کهکشان (خط سبز) انتظار داریم. درخشندگی بیشتر این فیلتر میزان درخشندگی خط نشری را به ما می‌دهد.

منجمان برای اندازه‌گیری نرخ ستاره‌زایی در کهکشان‌های دور، از نور رسیده از پرجرم‌ترین ستاره‌ها استفاده می‌کنند. علت این کار این است که ستاره‌های پرجرم، ستاره‌های رده‌ی O و B، طول عمر بسیار کوتاهی دارند و شمردن تعداد آن‌ها به ما می‌گوید که در زمان کوتاهی در گذشته‌ی کهکشان (حدود ۱۰ تا ۱۰۰ میلیون سال گذشته) چه‌ تعداد ستاره‌‌ی پرجرم در کهکشان تولید شده است. سپس می‌توان تعداد ستاره‌های پرجرم را به تعداد کل ستاره‌های تولید شده در کهکشان تعمیم داد و نرخ کلی ستاره‌زایی در کهکشان را به دست آورد. ستاره‌های پرجرم در طول‌موج‌های فرابنفش تابش شدیدی دارند، به این‌ معنا که نور رسیده از یک کهکشان در بازه‌ی فرابنفش عمدتا ناشی از ستاره‌های جوانش است. بنابراین با اندازه‌گیری شدت نور فرابنفش می‌توان آن را به تعداد ستاره در سال (همان نرخ ستاره‌زایی) تبدیل کرد.

طول موج دیگری که نشان‌دهنده‌ی ستاره‌های پرجرم رده‌ی O است، خطوط نشری طیف هیدروژن است. این خطوط مستقیما از ستاره‌ها تابش نمی‌شوند (یادتان باشد طیف ستاره‌ها خطوط تیره‌ی جذبی دارد)، بلکه در واقع از گازهای میان‌ستاره‌ای اطراف ستاره‌های جوان تابش می‌شود. ستاره‌ی جوان در گاز میان‌ستاره‌ای متولد می‌شود و سپس با تابش به گاز باقی‌مانده در اطرافش، که بیشتر از هیدروژن است، آن را یونیزه می‌کند و موجب تابش خطوط نشری می‌شود. یکی از پرشدت‌ترین خطوط نشری هیدرژون خط بالمر لایه‌ی ۳ به ۲ است که به خط هیدروژن-آلفا (H-alpha) معروف است.

تصویر ۳: مقایسه‌ی نرخ ستاره‌زایی محاسبه شده از دو نشانه: نور فرابنفش رسیده از ستاره‌های پرجرم (محور افقی) و خط نشری هیدروژن-آلفا حاصل از گازهای میان‌ستاره‌ای (محور عمودی). دایره‌های قرمز میانگین کمیت‌ها هستند و خط‌چین مشکی خط با شیب واحد است.
نمودار داخلی، این دو کمیت را پیش از تصحیح جذب‌شدگی توسط غبار نشان می‌دهد. همان‌طور که می‌بینید، پیش از تصحیح غبار دو کمیت با یکدیگر بسیار تفاوت دارند.

بخش اصلی این مقاله به مقایسه‌ی این دو نشانه‌ی ستاره‌زایی در کهکشان‌ها می‌پردازد. از آن‌جایی که یکی از این نشانه‌ها از خودِ ستاره‌های پرجرم ناشی می‌شود (تابش فرابنفش) و دیگری از گاز هیدروژن میان‌ستاره‌ای که ستاره‌های پرجرم آن را یونیزه کرده‌اند (خط نشری هیدروژن-آلفا)، ذاتا با یکدیگر تفاوت‌هایی دارند و برای بررسی دقیق لازم است که این تفاوت‌ها به خوبی شناخته شوند.

در این مقاله ۲۶۲ کهکشان در انتقال‌به‌سرخ حدود ۲ با تلسکوپ کک در طول‌موج‌های مختلف رصد شده‌اند. تابش فرابنفش یک کهکشان را می‌توان با نورسنجی کهکشان در فیلترهای مناسب به دست آورد. اما معمولا برای اندازه‌گیری تابش خطوط نشری از طیف‌سنجی استفاده می‌شود، چراکه خطوط نشری پهنای کمی دارند و در طیف کهکشان می‌توان آن‌ها را دید و اندازه‌گیری کرد. اما در این مقاله، ما برای اندازه‌گیری خطوط نشری نیز از نورسنجی در فیلترهای مختلف استفاده کردیم. ایده‌ی اصلی کار این بود که از آنجایی که خط هیدروژن-آلفا بسیار پرنور است درخشندگی فیلتری را که در آن قرار می‌گیرد تحت تاثیر قرار می‌دهد. اختلاف درخشندگی در این فیلتر با درخشندگی رسیده از کهکشان بدون در نظر گرفتن خط نشری، شدت خط نشری را می‌دهد (تصویر ۲).

در تصویر شماره‌ی ۳، ستاره‌زایی محاسبه شده از این دو نشانه برای ۲۶۲ کهکشان در انتقال‌به‌سرخ ۲ مقایسه شده است. نقاط قرمز مقادیر میانگین را نشان می‌دهند. نکته‌ی بسیار مهمی که در این اندازه‌گیری‌ها وجود دارد، تصحیح نور رسیده از کهکشان به ما (هم نور فرابنفش و هم هیدروژن-آلفا) برای جذب‌شدگی توسط غبار است. اگر این تصحیح انجام نشود، نور رصد‌شده نشان‌دهنده‌ی کل نور تابش شده از کهکشان نخواهد بود. مقایسه‌ی این دو نشانه‌ی ستاره‌زایی به ما کمک می‌کند که پی ببریم بهترین روش برای تصحیح غبار کدام روش است، و کدام نمودار غباری بیشترین توافق را به ما می‌دهد.