تصویر ۱: نقشه‌ی کهکشان‌های شبیه‌سازی‌شده در فیلتر خط نشری هیدروژن-آلفا. نواحی تیره‌تر مناطق فعال ستاره‌زا هستند که با دایره‌ی سفید نشان داده شده‌اند. نقطه‌ی سفید مرکز جرم کهکشان را نشان می‌دهد.
رصدها نشان داده‌اند که در بیشتر کهکشان‌ها، فراوانی فلزی از مرکز به سمت لبه‌های کهکشان کاهش می‌یابد. از طرف دیگر، مطالعات و رصدهای کهکشان‌های نزدیک نشان می‌دهند که در بخش‌هایی از کهکشان‌ها که انفجارهای ناگهانی ستاره‌زایی رخ می‌دهد، فراوانی فلزی کمتر از محیط میان‌ستاره‌ای اطرافش است. از آنجایی که گاز میان‌ستاره‌ای در کهکشان‌های مارپیچی در زمان کوتاهی مخلوط می‌شود، احتمالا بخش‌های کم‌فلز در کهکشان‌ها مربوط به رویدادی جدید و اخیر هستند. یک توضیح محتمل برای چنین نواحی تازه‌به‌وجود آمده‌ی کم‌فلز این است که این کهکشان‌ها از گازهای میان‌کهکشانی تغذیه می‌شوند. شبیه‌سازی‌ها نشان می‌دهند که ستاره‌زایی در کهکشان‌ها به طور مداوم با شار گاز به داخل کهکشان ادامه می‌یابد. زمانی که گاز از شبکه‌ی کیهانی به داخل کهکشان وارد می‌شود، فشرده شده و موجب به وجود آمدن توده‌ای از ستاره‌ها می‌شود. تنها در حالتی که ستاره‌زایی سریع اتفاق بیفتد است که گاز کم‌فلز با سایر گازهای داخل کهکشان مخلوط نمی‌شود و غالب می‌ماند. در این مقاله، مؤلفان با کمک شبیه‌سازی‌های کیهانی بررسی می‌کنند که آیا می‌توان توده‌های گازی کم‌فلز در کهکشان‌های دور را با شار گاز از شبکه‌ی کیهانی به داخل کهکشان‌ها توضیح داد یا خیر.
در تصویر ۱، نمونه‌ای از نقشه‌های خط نشری هیدروژن-آلفا (از خطوط نشری سری بالمر هیدروژن) از کهکشان‌های شبیه‌سازی‌شده را می‌بینید. در این نقشه‌ها، نواحی تیره، تابش هیدروژن-آلفای بیشتر و در نتیجه ستاره‌زایی بیشتر را نشان می‌دهند (برای مرور رابطه‌ی خط هیدروژن آلفا و ستاره‌زایی به این مقاله مراجعه کنید). دایره‌ی سفید در هر نقشه، یکی از نواحی به‌شدت ستاره‌زا را نشان می‌دهد. انتظار می‌رود که در مناطق ستاره‌زا به علت فراوانی انفجارهای ابرنواختری، فلزات بیشتری وجود داشته باشد، اما مؤلفان به نتیجه‌‌ای مخالف با این فرضیه رسیده‌اند: آن‌ها با مقایسه‌ی فراوانی فلزی داخل دایره‌های سفید که مناطق فعال ستاره‌زایی هستند (با شعاعی برابر ۰.۴ کیلوپارسک) با فراوانی فلزی سایر مناطق کهکشان متوجه شدند که مناطق فعال ستاره‌زا کم‌فلزتر هستند. این ناهمگونی فراوانی فلزی را می‌توان با شار گاز جدید و کم‌فلز از خارج از کهکشان به داخل مناطق ستاره‌زا توضیح داد.
تصویر ۲: سه نقشه از زمان شار گاز میان‌کهکشانی به داخل کهکشان.
چپ: نقشه‌ی شار گاز (نقاط قرمز منطقه ورود گاز به دیسک کهکشان را نشان می‌دهد).
میانه: نقشه‌ی چگالی گازی (که در محل ورود گاز افزایش یافته است).
راست: نقشه‌ی فراوانی فلزی (که در محل ورود گاز کاهش یافته است).
برای آزمودن این سناریو، مؤلفان مقاله اثر شار گاز به داخل کهکشان را در شبیه‌سازی‌هایشان بررسی کرده‌اند. در تصویر ۲ شاری از گاز کم‌فلز از سمت بالا راست وارد کهکشان می‌شود. مربع مرکزی، مرکز کهکشان را نشان می‌دهد و دو مربع دیگر دو منطقه از کهکشان را که بر اثر شار گاز فعالیت ستاره‌زایی آن‌ها زیاد شده است. در تصویر سمت چپ رنگ قرمز منطقه‌ای را که شار گاز به داخل کهکشان راه یافته است نشان می‌دهد. در تصویر میانی می‌بینیم که چگالی گاز همان منطقه افزایش زیادی پیدا کرده است، که نشان‌دهنده‌ی انفجار ستاره‌زایی است. در تصویر راست می‌بینیم که فراوانی فلزی آن منطقه نزول کرده است، چرا که گازی که از خارج وارد کهکشان شده فراوانی فلزی بسیار کمی در ابتدا داشته است. این مناطق فعال ستاره‌زا و کم فلز به سرعت از بین می‌روند. در حدود ۵۰٪ کهکشان‌های بررسی شده در این مقاله شار گاز منجر به تشکیل توده‌های ستاره‌زای کم‌فلز شده است. به این ترتیب رصد کاهش فراوانی فلزی می‌تواند نشانه‌ای برای شار سریع گاز میان‌کهکشانی با فراوانی فلزی کم به داخل کهکشان باشد.
عنوان اصلی مقاله:Gas Inflow and Metallicity Drops in Star-forming Galaxies
نویسندگان: Ceverino, Daniel; Sanchez-Almeida, Jorge; Muñoz-Tuñon, Casiana; Dekel, Avishai; Elmegreen, Bruce G.; Elmegreen, Debra M.; Primack, Joel
این مقاله برای چاپ به نشریه‌ی MNRAS فرستاده شده است.
لینک مقاله‌‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1509.02051
گردآوری: آیرین شیوایی
