جرم کهکشان‌‌ها چه رابطه‌ای با آهنگ ستاره‌زایی آن‌ها دارد؟

تصویر ۱: تصویر شماتیکی از مکان انواع کهکشان‌ها در نمودار آهنگ ستاره‌زایی بر حسب جرم ستاره‌ای کهکشان

همان‌طور که می‌دانیم کهکشان مجموعه‌ای از ستاره‌ها و گاز و غبار میان‌ستاره‌ای (سحابی‌ها) است. در کهکشان‌های فعال که ستاره‌زایی دارند، رابطه‌ی نسبتا تنگاتنگی میان جرم ستاره‌ای^(۱) کهکشان  و آهنگ ستاره‌زایی آن است. این رابطه که به آن اصطلاحا «رشته‌ی اصلی ستاره‌زایی»^(۲)  گفته می‌شود، به این معناست که با افزایش آهنگ ستاره‌زایی کهکشان، جرم ستاره‌ای آن نیز بیشتر می‌شود. مطالعات سال‌های اخیر نشان داده‌اند که بیشتر کهکشان‌ها در طول زندگی‌شان بر روی این رشته قرار دارند (تصویر ۱). شیب این رابطه نشان‌دهنده‌ی بازدهی ستاره‌زایی در کهکشان‌ها است و پراکندگی رابطه به ما نشان می‌دهد که ستاره‌زایی در کهکشان‌ها چقدر متغیر است. ستاره‌زایی متغیر و ناگهانی، برای مثال به علت برخورد و ادغام دو کهکشان، موجب می‌شود که پراکندگی این رابطه بیشتر شود. مطالعه‌ی شیب، پراکندگی، و سایر پارامترهای این رابطه در دوره‌های مختلف کیهان‌شناسی به ما کمک می‌کند که شناخت بهتری از تحول کهکشان‌ها در طول تاریخ کیهان به دست بیاوریم.

تصویر ۲: نمونه‌ای از طیف چند کهکشان در انتقال‌به‌سرخ حدود ۲ با طیف‌سنج MOSFIRE بر تلسکوپ کک.
نقاط سفید که دورشان دایره‌های سبز کشیده شده است خطوط نشری هیدروژن-آلفا هستند. این طیف حاصل ۳۰ دقیقه نوردهی است.
Credit: Keck Observatory

در این مقاله، من و همکارانم به مطالعه‌ی رشته‌ی اصلی کهکشان‌ها در انتقال‌به‌سرخ ۲ پرداخته‌ایم. انتقال‌به‌سرخ ۲، یعنی حدود ۳ میلیارد سال پس از مهبانگ^(۳)، از دوره‌های کلیدی در تاریخ کیهان به شمار می‌رود، چرا که در این زمان کهکشان‌ها در اوج ستاره‌زایی خود بوده‌اند. برتری این مطالعه نسبت به مطالعات پیشین این است که ما از داده‌های طیف‌سنجی ابزار جدیدی که بر روی یکی از تلسکوپ‌های ۱۰ متری کِک نصب شده است استفاده کرده‌ایم. این طیف‌سنجی‌ها شامل خطوط نشری هیدروژن-آلفا و هیدروژن-بتا^(۴) می‌شوند. نمونه‌ای از طیف این کهکشان‌ها را در تصویر ۲ می‌بینید. در این تصویر هر نوار افقی طیف یک کهکشان را نشان می‌دهد. محور افقی طول موج و محور عمودی مکان جرم در آسمان است. نقاط سفیدرنگ که با دایره‌های سبز نشان داده شده‌اند، خطوط نشری هیدروژن-آلفا هستند. خطوط عمودی، خطوط نشری جوی هستند که در جو زمین به وجود آمده‌اند و در پردازش نهایی حذف می‌شوند.

تصویر ۳: رابطه‌ی ستاره‌زایی و جرم ستاره‌ای (رشته‌ی اصلی) کهکشان‌ها در انتقال‌به‌سرخ ۲. دایره‌های آبی کوچک هر کدام نشان‌دهنده‌ی یک کهکشان هستند و دایره‌های آبی بزرگ، میانگین ستاره‌زایی کهکشان‌ها در پنج دسته‌ی جرم ستاره‌ای هستند. خط برازش شده به داده‌ها با خط‌چین آبی نشان داده شده است.

خطوط نشری هیدروژن از سحابی‌های برانگیخته در اطراف ستاره‌های بسیار پرجرم نشات می‌گیرند و به همین علت نشان‌دهنده‌ی ستاره‌زایی کهکشان در بازه‌ی زمانی بسیار کوتاه (ستاره‌زایی آنی) هستند. از طرف دیگر، در اختیار داشتن هر دوی خطوط نشری هیدروژن-آلفا و هیدروژن-بتا به ما کمک می‌کند که بتوانیم میزان جذب نور کهکشان را توسط غبار میان‌ستاره‌ای با دقت بالایی تخمین بزنیم و نور کهکشان را بنا بر آن تصحیح کنیم. این نخستین بار در مطالعه‌ی رشته‌ی اصلی کهکشان‌ها است که هر دوی این خطوط نشری برای نمونه‌ی نسبتا بزرگی از کهکشان‌ها (حدود ۲۰۰ کهکشان) در این انتقال‌به‌سرخ اندازه‌گیری شده است.

تصویر ۴: رابطه‌ی ستاره‌زایی و جرم ستاره‌ای (رشته‌ی اصلی) کهکشان‌ها که با دو روش مختلف برای جذب غبار میان‌ستاره‌ای تصحیح شده است. همان‌طور که می‌بینید، روش‌های مختلف منجر به نتایج گوناگونی می‌شوند. خطوط آبی و زرد با روش مطمئن‌تری تصحیح شده‌اند.

در تصویر شماره‌ی ۳ رابطه‌ی ستاره‌زایی و جرم ستاره‌ای کهکشان‌های مطالعه شده در این مقاله را می‌بینید. دایره‌های آبی کوچک هر کدام نشان‌دهنده‌ی یک کهکشان هستند و دایره‌های آبی بزرگ، میانگین ستاره‌زایی کهکشان‌ها در پنج دسته‌ی جرم ستاره‌ای هستند. خط برازش شده به داده‌ها شیبی برابر ۰.۶۵ دارد که با خط‌چین آبی نشان داده شده است. عوامل گوناگونی، مانند تصحیح جذب نور توسط غبار به روش‌های دیگر و یا تفاوت‌های موجود در نمونه‌های کهکشان‌ها، می‌تواند منجر به محاسبه‌ی شیب متفاوتی برای این رابطه شود. این عوامل و تاثیرشان به تفصیل در این مقاله مورد بررسی قرار گرفته‌اند. برای مثال، تاثیر تصحیح غبار به دو روش گوناگون بر شیب به دست آمده در این رابطه در تصویر ۴ نشان داده شده است. خط زرد رنگ، رابطه استفاده شده در این مقاله است.

پراکندگی عمودی نقاط این نمودار در یک جرم معین، نشان می‌دهند که ستاره‌زایی کهکشان‌ها چقدر آرام و یا ناگهانی است. بخشی از پراکندگی رصدشده در نمودارها ناشی از خطای اندازه‌گیری است (خطای اندازه‌گیری هر داده با خطوط باریک طوسی در شکل ۳ نشان داده شده‌اند). با در نظر گرفتن خطا می‌توان به پراکندگی ذاتی ستاره‌زایی کهکشان‌ها پی برد. پراکندگی ذاتی به دست آمده در این مقاله از پراکندگی به دست آمده در برخی از شبیه‌سازی‌های تحول کهکشان‌ها بیشتر است، که نشان می‌دهد شکل‌گیری ستاره‌ها در کهکشان‌ها به یکنواختی تصور شده در شبیه‌سازی‌ها نیست و تغییرات بیشتری دارد.

(۱) جرم ستاره‌ای، جرم ستاره‌های کهکشان است و شامل جرم ماده‌ی تاریک نمی‌شود.
(۲) Star-forming Main Sequence
(۳) کیهان ما در حال حاضر ۱۳.۸ میلیارد سال سن دارد.
(۴) از خطوط نشری سری بالمر هیدروژن

عنوان اصلی مقاله: The MOSDEF Survey: Dissecting the star-formation rate vs. stellar mass relation using H-alpha and H-beta emission lines at z ~ 2
نویسندگان: Shivaei, Irene; Reddy, Naveen A.; Shapley, Alice E.; et al
این مقاله برای چاپ در نشریه‌ی Astrophysical Journal ارسال شده است.
لینک مقاله‌‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1507.03017

گردآوری: آیرین شیوایی