کهکشان‌های کوتوله و محاسبه‌ی تابع درخشندگی

0 0 0 0

توسط آناهیتا علوی , 12 ژوئن 2016

مطالعه‌ی نحوه‌ی پیدایش و تحول کهکشان‌ها یکی از مهم‌ترین اهداف در علم کیهان‌شناسی مشاهداتی است. در میان ابزار‌ها و روش‌های گوناگونی که از دیرباز مورد استفاده‌ی منجمان قرار گرفته است، اندازه‌گیری تابع درخشندگی کهکشان‌ها^(۱) یکی از بنیادی‌ترین روش‌های موجود برای این منظور است. تابع درخشندگی نشان‌دهنده‌ی چگالی تعداد کهکشان‌ها (دریک حجم مشخص) با درخشندگی‌های متفاوت است. بر‌اساس این تابع، چگالی تعداد کهکشان‌ها با درخشندگی آن‌ها رابطه‌ی عکس دارد. بنابراین در یک حجم مشخص از کیهان، کهکشان‌های کم‌نور بسیار زیادتر از کهکشان‌های پرنور هستند. شکل تابع درخشندگی و یا به عبارتی چگونگی تغییر تعداد کهکشان‌ها با درخشندگی آنها (شیب تغییر) به عوامل کنترل‌کننده‌ی فعالیت ستاره‌زایی در کهکشان‌ بستگی دارد. به همین دلیل، اندازه‌گیری این تابع در درخشندگی‌ها و انتقال به سرخ‌های متفاوت، یکی از روش‌های متداول برای فهم شکل‌گیری کهکشان‌ها است.

اندازه‌گیری این تابع در طول‌موج‌های فرابنفش از اهمیت بسزایی برخوردار است، زیرا نور کهکشان در این طول‌موج‌ها از ستاره‌های جوان ساطع می‌شود و بنابراین تعیین‌کننده‌ی میزان فعالیت‌ ستاره‌زایی کهکشان است. در طی دو دهه‌ی اخیر، پژوهش‌های زیادی در زمینه‌ی اندازه‌گیری تابع درخشندگی در امواج فرابنفش، دربازه‌ی وسیعی از انتقال‌به‌سرخ‌‌ها (از زمان حال تا پیدایش اولین کهکشان‌ها در ابتدای عالم) انجام گرفته است. منجمان برای توصیف این تابع از یک تابع تجربی به نام تابع شِکتِر (Schechter Function) استفاده می‌کنند. این تابع ترکیبی از دو تابع نمایی با مجموعاً سه متغیر آلفا (? ، شیب افزایش تابع درخشندگی در درخشندگی‌های کم)، درخشندگی مشخصه (*M) و نرمالیزاسیون (*ɸ) است.

یکی از چالش‌های مهم در تعیین تابع درخشندگی، مشاهده‌ی کهکشان‌های کم‌نور در انتقال‌به‌سرخ‌های بالا است. این کهکشان‌ها که اصطلاحاً کهکشان‌های کوتوله^(۲) نامیده می‌شوند، بسیار کم‌نو‌رتر و کم‌جرم‌تر (گاه تا چندین هزار بار) از کهکشان‌های معمولی درخشان نظیر کهکشان راه‌شیری هستند. در تمامی مقاله‌های پیشین، اندازه‌گیری تابع درخشندگی محدود به کهکشان‌های پرنور بوده است. در این مقاله، ما به کمک تکنیک همگرایی گرانشی قوی، اندازه‌گیری دقیقی از تابع درخشندگی در درخشندگی‌های بسیار کم ارائه می‌دهیم.

عدسی‌های گرانشی عظیم، با بزرگنمایی نور تابیده از کهکشان‌های دور، به ما امکان مشاهده‌ی کهکشان‌های کم‌نور در فواصل دور را می‌دهد. پروژه‌ی میدان‌های مرزی هابل تصاویر ژرفی از شش عدسی‌ گرانشی قوی، خوشه‌‌های کهکشانی، در طول‌موج‌های مرئی و فروسرخ فراهم کرده است. هم‌زمان با این پروژه، گروه ما نیز با استفاده از آشکارساز WFC3 در تلسکوپ هابل، تصاویر ژرفی در طول‌موج‌های فرابنفش از این خوشه‌های پرجرم کهکشانی به دست آورده‌ است. در این مقاله، ما با ترکیب و آنالیز این اطلاعات نورسنجی برای سه خوشه‌ی کهکشانی و با بهره‌گیری از بزرگنمایی حاصل از همگرایی گرانشی قوی توانستیم برای اولین بار مجموعه ای بزرگ از حدود ۸۰۰ کهکشان کوتوله در انتقال‌به‌سرخ ۱ تا ۳ پیدا کنیم (تصویر بالای صفحه). این کهکشان‌های کوتوله، بین ۱۰ تا ۱۰۰ برابر کم‌نورتر از کهکشان‌هایی هستند که تا به حال در این انتقال‌به‌سرخ‌ها رصد و مطالعه شده‌اند.

شکل ۱: تابع درخشندگی در امواج فرابنفش در انتقال‌به‌سرخ‌های ۱.۳، ۱.۹ و ۲.۶ به ترتیب از چپ به راست. محاسبات ما نشان می‌دهد که چگالی تعداد کهکشان‌ها با شیب زیاد، با کاهش درخشندگی آنها افزایش می‌یابد.

ما با اندازه‌گیری درخشندگی این کهکشان‌های کوتوله در امواج فرابنفش و سپس شمارش تعداد کهکشان‌ها در واحد حجم، تابع درخشندگی را تعیین می‌کنیم. در شکل ۱، تابع درخشندگی را در انتقال‌به‌سرخ‌های ۱.۳، ۱.۹ و ۲.۶ مشاهده می‌کنید. در این مقاله، ما نشان داده‌ایم که چگالی تعداد کهکشان‌های کوتوله بین ۱۰ تا ۱۰۰ برابر بیشتر از کهکشان‌های معمولی درخشان (مشابه کهکشان راه شیری) است. برخلاف تمامی مقاله‌های پیشین که از طریق برون‌یابی تعداد کهکشان‌های کوتوله را مشخص می‌کردند، ما در این مقاله یک اندازه‌گیری دقیق از این کمیت ارائه می‌دهیم.

سپس ما با استفاده از انتگرال تابع درخشندگی، چگالی کیهانی درخشندگی در طول‌موج فرابنفش را محاسبه می‌کنیم (شکل ۲). طبق این محاسبات، منبع بیش از ٪۵۵ از کل امواج فرابنفش در انتقال‌به‌سرخ‌های بین ۱ تا ۳، کهکشان‌های کوتوله هستند. این یافته اهمیت مطالعه‌ی این کهکشان‌های کم‌‌نور را نشان می‌دهد.

شکل ۲: چگالی کیهانی درخشندگی در طول‌موج‌های فرابنفش در انتقال‌به‌سرخ‌های ۱.۳، ۱.۹ و ۲.۶ به ترتیب از چپ به راست. خطوط خط‌چین آبی، محدوده‌ی کهکشان‌های کم‌نور‌ی را نشان می‌دهند که در این مقاله بررسی شده‌‌اند.