ساختار کهکشان‌ها عاملی تأثیرگذار بر شیب و پراکندگی رشته‌ی اصلی ستاره‌زایی
شکل ۱: پارامتر سرسیک کهکشان‌ها بر حسب جرم ستاره‌ای رنگ‌بندی‌شده با نرخ ستاره‌زایی کهکشان‌ها. خط‌چین‌های عمودی حد جرم ستاره‌ای را نشان می‌دهند که بالاتر از آن حد، تخمین قابل اطمینانی از پارامتر سرسیک داریم. کهکشان‌های پرجرم، در جرم ستاره‌ای ثابت هر چه پارامتر سرسیک بیشتری دارند، نرخ ستاره‌زایی خاص کمتری دارند که دلالت بر رابطه‌ی بین تشکیل بالج و خاموشی کهکشان‌ها دارد.
همان‌طور که می دانیم رابطه‌ی تنگاتنگی میان نرخ ستاره زایی۱ و جرم ستاره‌ای کهکشان‌های فعال۲ وجود دارد که به اصطلاح به آن رشته‌ی اصلی ستاره‌زایی۳ می‌گویند. کهکشان‌های آرام یا خاموش که نرخ ستاره‌زایی بسیار کمی دارند در زیر این رشته‌ی اصلی در صفحه‌ی نرخ ستاره‌زایی و جرم ستاره‌ای قرار دارند. یکی از مسائل مهم در مبحث شکل‌گیری کهکشان‌ها، درک رابطه‌ی علی شکل کهکشان‌ها و تاریخ ستاره‌زایی آن‌ها است. شواهد روزافزونی وجود دارد که نشان می‌دهند کهکشان‌های آرام۴ که نرخ ستاره‌زایی بسیار کمی دارند اندازه‌ی کوچک‌تر و پروفایل نوری متمرکزتری نسبت به کهکشان‌های فعال دارند. می‌دانیم که کهکشان‌های فعال می‌توانند خاموش شوند و به جمعیت کهکشان‌های آرام منتقل شوند. با این حال عوامل اصلی و مهمی که باعث خاموشی کهکشان‌ها۵ می‌شوند هنوز ناشناخته‌اند. هنوز به طور کامل مشخص نیست که جرم ستاره‌ای کهکشان‌ها تنها عامل رابطه‌ی بین جرم ستاره‌ای و فعالیت ستاره‌زایی کهکشان‌هاست یا پارامترهای دیگر مانند چگالی سطحی و جرم بالج۶ کهکشان‌ها نیز در آن نقشی ایفا می‌کنند.
در این مقاله پژوهشگران سعی دارند که با استفاده از یک نمونه‌ی ۲۳،۸۴۸ تایی از کهکشان‌ها در انتقال‌به‌سرخ ۰.۵ تا ۲.۵ از یکی از کاتالوگ‌های نورسنجی هابل (۳D-HST) به بررسی رابطه‌ی بین
شکل ۲: رابطه‌ی *logSFR-LogM برای کل کهشان‌ها در سمت چپ و برای کهکشان‌های فعال در سمت راست. رنگ‌بندی نقاط بر اساس پارامتر سرسیک است. رشته‌ی اصلی کهکشان‌های بالجی (پارامتر سرسیک بزرگتر از ۲) شیب کمتری نسبت به رشته‌ی اصلی کل کهکشان‌ها دارد.
شکل ۱ رابطه‌ی بین پارامتر سرسیک و جرم کهکشان‌ها (همه‌ی کهکشان‌ها در چپ، کهکشان‌های ستاره‌زا در وسط و کهکشان‌های خاموش در راست) را نشان می‌دهد که براساس ستاره‌زایی خاص۸ کهکشان‌ها (*sSFR=SFR/M) کدبندی رنگی شده است. این شکل نشان می‌دهد که در جرم‌های ستاره‌ای بالاتر از ۱۰ برابر جرم خورشید، کهکشان‌های با شاخص سرسیک بالا (بالجی‌تر) کاهش در نرخ ستاره‌زایی خاص دارند. برای کهکشان‌های با جرم ستاره‌ای کم‌تر رابطه‌ای بین متوسط نرخ ستاره‌زایی خاص و شاخص سرسیک وجود ندارد.
شکل ۲ تصویرشده‌ی شکل ۱ در صفحه *logSFR-logM است که بر اساس پارامتر سرسیک کهکشان‌ها رنگ‌بندی شده است. در تمام انتقال‌به‌سرخ‌ها، ارتباط روشنی بین *SFR/M و n وجود دارد. بر اساس این شکل، رشته‌ی اصلی کهکشان‌های دیسکی در تمام انتقال‌به‌سرخ‌ها و جرم‌های ستاره‌ای، شیب تندتری نسبت به رشته‌ی اصلی کل کهکشان‌ها دارد.
یافته‌های این پژوهش، ایده‌ی تشکیل سریع بالج در کهکشان‌های پرجرم در انتقال‌به‌سرخ ۲ را تایید می‌کند. وجود یک بالج قابل توجه ممکن است از شرایط مهم برای کم‌شدن یا خاموش‌شدن فعالیت ستاره‌زایی کهکشان‌ها یا حداقل کهکشان‌های پرجرم باشد.
(۱) (Star Formation Rate (SFR
(۲) Star forming galaxies
(۳) Star formation main sequence
(۴) Quiescent galaxies
(۵) Quenching
(۶) Bulge
(۷) Sersic index
(۸) (Specific star formation rate (sSFR
عنوان اصلی مقاله: Galaxies Structure as a Driver of the Star Formation Sequence Slope and Scatter
نویسندگان: Katherine E. Whitaker, et al.
این مقاله برای چاپ به نشریه‌ی Astrophysical Journal Letters پذیرفته شده است.
لینک مقاله‌‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1508.04771
گردآوری: غزاله عرفانیان‌فر
