از چه راه‌هایی می‌توان به میزان غبار در کهکشان‌ها پی برد؟
تصویر ۱: توزیع انرژی طیفی برای چهار نوع کهکشان مختلف: کهکشان ستاره‌زا (آبی)، ستاره‌زای غباری (بنفش)، پسا ستاره‌زا (سبز)، و آرام (قرمز). عکس از Kriek et al. 2011 (ApJ 743)
اندازهگیری غبار در کهکشان‌ها قدم اول در تحلیل داده‌های رصدی است. نوری که از کهکشان‌ها به ما می‌رسد از غبار میان‌ستاره‌ای داخل آن کهکشان‌ها عبور کرده است و بخشی از آن توسط ذرات غبار جذب و پراکنده شده است. برای پی بردن به نور حقیقی رسیده از کهکشان در طول‌موج‌های مختلف لازم است که بدانیم چه مقدار از آن جذب شده است. این شرایط مانند زمانی است که خورشید را از پشت تراکمی از ابرها می‌بینیم. تا زمانی که ندانیم چه مقدار از نور خورشید توسط ابرها جذب شده است نمی‌توانیم به میزان درخشندگی حقیقی خورشید پی ببریم. پیش از این در اسطرلاب راجع به غبار و راه‌های اندازهگیری آن در کهکشان‌ها صحبت کرده‌ایم (برای مثال: اینجا، اینجا، و اینجا). در این مقاله، مؤلفان از روشی نسبتا جدید استفاده می‌کنند تا روش‌های اندازهگیری غبار را در کهکشان‌های دور بررسی کنند.
نورسنجی از کهکشان‌ها در مقابل طیف‌سنجی، کار به‌صرفه‌تری از نظر زمان و هزینه است اما مسلما وضوح بسیار کمتری دارد. با روشی که در این مقاله از آن استفاده شده است می‌توان با نورسنجی از کهکشان‌ها به وضوحی نزدیک به طیف‌سنجی دست یافت. در این روش تعداد زیادی کهکشان در ابتدا انتخاب می‌شود و کهکشان‌هایی که از نظر شکل توزیع انرژی طیفی شبیه به هم هستند در دسته‌های یکسان قرار می‌گیرند. توزیع انرژی طیفی یک کهکشان به توزیع درخشندگی کهکشان در تمام طول‌موج‌ها (از فرابنفش تا فروسرخ) گفته می‌شود. توزیع انرژی طیفی به عوامل بسیار گوناگونی از جمله سن کهکشان، ستاره‌زایی کهکشان، فراوانی فلزی، و میزان غبار کهکشان بستگی دارد. در تصویر ۱، توزیع انرژی طیفی چهار گونه‌ی متفاوت از کهکشان‌ها را می‌بینید. کهکشان‌های ستاره‌زا (آبی کم‌رنگ) تابش بیشتری در طول‌موج‌های کوتاه‌تر دارند، زیرا تعداد بیشتری ستاره‌ی پرجرم و داغ دارند. کهکشان‌های پرغبار (بنفش) در طول‌موج‌های بلندتر تابش بیشتری دارند. این تابش از ذرات غبار ناشی می‌شود: ذرات غبار نور فرابنفش را جذب می‌کنند و در طول‌موج‌های بلندتر دوباره تابش می‌کنند.
تصویر ۲: نمونه‌های توزیع انرژی طیفی ترکیبی برای کهکشان‌های ستاره‌زا، ستاره‌زای غباری، و آرام. نقاط طوسی نورسنجی‌های کهکشان‌های گوناگون هستند و نقاط رنگی میانگین آن‌ها.
در این مقاله حدود ۳۰۰۰ کهکشان بر اساس شباهت‌های توزیع انرژی طیفی‌شان به ۳۸ دسته تقسیم‌بندی شده‌اند. از آنجایی که کهکشان‌های موجود در هر دسته هر کدام در انتقال‌به‌سرخ متفاوتی قرار دارند، هر کدامشان بخشی از نور کهکشان در دستگاه مبداش را نشان می‌دهند. بنابراین اگر همه‌ی نورسنجی‌های کهکشان‌های یک درسته را به دستگاه مبدا ببریم مانند این است که تعداد بسیار زیادی نورسنجی در طول‌موج‌های نزدیک به هم داریم. به این روش توزیع انرژی طیفی ترکیبی می‌گویند. نمونه‌هایی از این توزیع‌های انرژی ترکیبی را برای سه گونه کهکشان ستاره‌زا، ستاره‌زای غباری، و آرام در تصویر ۲ می‌بینید (به ترتیب از چپ به راست). هر کدام از نقاط طوسی یکی از نورسنجی‌های کهکشان‌های مربوط به آن دسته است و نقاط رنگی میانگین آن‌هاست. به این ترتیب توزیع انرژی طیفی کهکشان‌ها با دقتی بسیار بالاتر از زمانی که فقط چند نورسنجی متعلق به یک کهکشان را داریم، به دست می‌آید.
تصویر ۳: میزان جذب‌شدگی فرابنفش توسط غبار (محور عمودی) بر حسب رنگها در فیلترهای U-V (بالا) و V-J (پایین).
تصویر ۴: نسبت تابش فروسرخ به فرابنفش (محود عمودی) بر حسب شیب طیف فرابنفش (محور افقی). هر دوی این کمیت‌ها نشان‌دهنده‌ی میزان غبار در کهکشان‌ها هستند: هر چه مقدارشان بیشتر باشد نشان‌دهنده‌ی غبار بیشتری است.
مؤلفان مقاله با استفاده از توزیع‌های انرژی ترکیبی به چند روش میزان غبار این کهکشان‌ها را به دست آورده و آن‌ها را با کهکشان‌های محلی (نزدیک) مقایسه کرده‌اند. در زیر سه روش استفاده شده را به اختصار بیان می‌کنیم:
۱. نسبت تابش فروسرخ به تابش فرابنفش: همان‌طور که پیش‌تر گفتیم، نور فرابنفش توسط ذرات غبار جذب شده و در فروسرخ بازنشر می‌شود. بنابراین نسبت این دو به ما نشان می‌دهد که میزان جذب غبار چقدر بوده است.
۲. شیب فرابنفش (بتا): شیب طیف کهکشان‌ها در محدوده‌ی فرابنفش (حدود ۱۵۰۰ تا ۲۶۰۰ آنگستروم) نشان‌دهنده‌ی میزان غبار است. هرچه شیب بیشتر باشد غبار بیشتری در کهکشان وجود داشته است.
۳. رنگ‌های کهکشان در فیلترهای U، V، و J: مکان کهکشان در نمودار رنگ U-V بر حسب V-J می‌تواند کهکشان‌های غباری را از کهکشان‌های کم‌غبار جدا کند (در این‌باره در این مقاله‌ی گذشته‌ی اسطرلاب بیشتر بخوانید).
در تصاویر ۳ و ۴ نمودارهای این سه روش را می‌بینید که بر حسب هم کشیده شده‌اند. همان‌طور که می‌بینید همه‌ی این کمیت‌ها به هم مربوطند و با زیاد شدن یکی دیگری نیز زیاد می‌شود. مؤلفان این مقاله نتیجه‌گیری کرده‌اند که کهکشان‌های غباری در انتقال‌به‌سرخ‌های بالا بیشتر از آن چیزی که بر اساس رابطه‌های کهکشان‌های نزدیک به دست می‌آید، غبار دارند.
عنوان اصلی مقاله:UV to IR Luminosities and Dust Attenuation Determined from ~4000 K-Selected Galaxies at 1<z<3 in the ZFOURGE Survey
نویسندگان:Forrest, Ben; Tran, Kim-Vy H.; Tomczak, Adam R.;et al
این مقاله برای چاپ در نشریه‌ی ApJ Letters پذیرفته شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1602.01096
گردآوری: آیرین شیوایی
[…] در مقاله‌های اسطرلاب نوشتیم (برای مثال اینجا، اینجا، اینجا، و اینجا) غبار میان‌ستاره‌ای یکی از اجزای مهم […]