شکل ١: عکس لحظه‌ای مواد گازی داخل یک کهکشان کوتوله با جرم حدود ١٠ به توان ٨ جرم خورشیدی در فواصل زمانی حدود ٧٠ میلیون سال را نشان می‌دهد. پس از یک انفجار ابرنواختری، مواد کهکشان به بیرون پرتاب می‌شوند ( شماره ی ٢،٣،۴،۵) و پس از گذشت اندک زمانی پتانسیل گرانشی کهکشان این مواد را به داخل کشانده و ستاره‌زایی را از سر می‌گیرد (شماره‌ی ۶،٧) و این چرخه به صورت متناوب در کهکشان ادامه می‌یابد. این عکس‌ها مربوط به کهکشان شبیه‌سازی شده‌ی m10 از مدل شبیه‌سازی FIRE تهیه شده است.
مطالعات گوناگون نشان می‌دهند که کهکشان‌هایی با جرم هاله‌ی (Halo Mass) حدود ۱۰ به توان ۱۲ برابر جرم خورشیدی بیشترین توان تولید ستاره نسبت به سایر کهکشان‌ها را دارند. بر این اساس، هر چه جرم کهکشان بیشتر یا کمتر از این جرم خاص شود٬ توانایی‌اش در میزان تولید ستاره به نسبت کل جرم کهکشان کاهش می‌یابد. این که چرا توانایی ستاره‌زایی کهکشان در جرم‌های بالاتر کاهش می‌یابد را می‌توان به فعالیت‌های هستهی کهکشانی فعال (Active Galactic Nuclei) ربط داد. باد‌های قوی ناشی از فعالیت‌های هستهی کهکشانی فعال٬ به طور گسترده‌ای گازها و مواد داخل کهکشان‌ها را با فشار و تکانه‌ی زیادی به مرزهای خارجی‌تر جا به جا می‌کند و مانع متراکم شدن و سرد شدن آن‌ها برای تشکیل ستاره می‌شوند. در جرم‌های کمتر از ۱۰ به توان ۱۲ برابر جرم خورشیدی نیز رخداد دیگری نظم و سکون داخل کهکشان‌ها را بر هم زده و مانع از سرد و متراکم شدن گازها و تشکیل ستاره‌ها می‌شود. این رخداد، انفجار ابرنواختری است که سرنوشت ستارگان پر جرم و داغ با طول عمر کوتاه (پر جرم‌تر از هشت برابر جرم خورشیدی٬ از خانواده ی O و B) است. در کهکشان‌های با جرم کم که پتانسیل گرانشی ضعیف‌تری نسبت به کهکشان‌های پرجرم‌تر دارند٬ این انفجار ابرنواختری به صورت موثرتری گازها و مواد داخلی را جا به جا نموده (به اطراف رانده) و مقدار زیادی انرژی تابشی و حرارتی آزاد می‌کند و دمای گازها را بیشتر از دمای مورد نیاز برای تشکیل ستارها بالا می‌برد. این در حالی است که پس از این انفجار و پرتاب گازها به نواحی دورتر، این گازها پس از مدتی سردتر شده و توسط پتانسیل گرانشی مرکزی کهکشان دوباره در مرکز جمع می شوند و عمل ستاره‌زایی را از سر می‌گیرند تا زمانی که یک ستاره پر جرم دیگر نوع O یا B تولید شده و منفجر شود و این چرخه ادامه یابد (شکل ۱). در شبیه‌سازی‌ها، پس از اعمال این فرضیه وقتی که به فعالیت ستاره‌زایی کهکشان بر اساس گذر زمان نگاه می کنیم، به نظر می‌رسد که ستاره‌زایی به صورت نوسانی در فواصل زمانی چند میلیون سال افزایش و کاهش می یابد (شکل ۲). این ویژگی نوسانی ستاره‌زایی اولین بار در شبیه‌سازی‌های کهکشان‌های کم جرم (کوتوله) مشاهده شدند. منجمان به دنبال اندازه‌گیری این پدیده‌ی نوسانی ستاره‌زایی در کوتوله‌ها هستند. به این منظور آن‌ها به شناسه‌هایی نیاز دارند که بتواند با تقریب خوبی آخرین تحولات ستاره‌زایی را در کهکشان‌های کوتوله ردیابی کند. بر این اساس یک شناسه‌ی رصدی٬ اندازه‌گیری نور تابش‌شده از ستارگان خانواده‌ی B, O است که به دلیل طول عمر کوتاهشان (حدود ۵ میلیون سال) نشان‌دهنده‌ی فعالیت ستاره‌زایی کهکشان طی ۵ میلیون سال اخیر هستند. این ستارگان به دلیل جرم بالایشان، امواج بسیار پر انرژی در طول موج فرابنفش دور (FUV) تابش می‌کنند که اتم هیدروژن را یونیزه می‌کند. اما این تابش معمولا توسط اتم‌های خنثی هیدروژن داخل کهکشان و همچنین غبار در فضای میان‌ستاره‌ای جذب می‌شود و ما در حالت کلی قادر به اندازه گیری مقدار واقعی این تابش فرابنفش نخواهیم بود. یک راه حل پیشنهادی اندازه‌گیری تابش خط طیفی هیدروژن برانگیخته از تراز ۳ به ۲ ( بالمر آلفا H𝞪) است (الکترون آزاد شده توسط موج فرابنفش دور طی فرایند بازترکیبی به یون هیدورژن باز می‌گردد و از ترازهای بالاتر به طور متوالی به تراز پایه نزول می‌کند).
شکل ٢: روند تغییر فعالیت ستاره‌زایی کهکشان کوتوله‌ی شبیه‌سازی شده‌ی m12 نسبت به زمان. نوسانات ستاره‌زایی در کهکشان‌های کوتوله به صورت چشمگیری بالاتر از کهکشان‌های معمولی و پرجرم است.
تابش نشری H𝞪 شناسه‌ی خوبی برای اندازه‌گیری نرخ تولید ستاره‌های نوع O و B هستند که به نوبه خود آخرین تحولات ستاره زایی ۵ میلیون سال اخیر را بازگو می‌کنند. یک شناسه دیگر ستاره‌زایی، ستارگان نوع A , B هستند که تحولات ستاره‌زایی را در طول زمان طولانی‌تری از مرتبه حدودا ۱۰۰ میلیون سال بازگو می‌کنند. این ستارگان عمدتا امواج فرابنفش (UV) در طول موج ۱۵۰۰ انگستروم تابش می‌کنند.
به بیان ساده‌تر، این ستارگان اطلاعات مربوط به تغییرات ستاره‌زایی در طی ۱۰۰میلیون سال اخیر را در بردارند و ستارگان O , B اطلاعات آخرین بازه زمانی ۵ میلیون سال اخیر را گزارش می‌دهند. بر این اساس، اگر نرخ تولید ستاره به میزان ثابتی نسبت به زمان ادامه یابد ستارگان از انواع مختلف متولد شده و می‌میرند ( بسته به طول عمرشان) و نرخ تولید و مرگ ستارگان پس از مدت زمانی به تعادل می‌رسد و نسبت امواج H𝞪 و UV یا همان ٬H𝞪/UV٬ در طول زمان ثابت می‌ماند. حال آنکه اگر نرخ تولید ستاره در طول زمان نوسانی باشد، این نوسان به طرز متفاوتی در H𝞪 و UV آشکار می‌شود. به طوری که با کاهش(افزایش) نرخ تولید ستاره‌زایی،H𝞪 خیلی سریع‌تر از UV این کاهش (افزایش) را منعکس می‌کند و بعد از چند میلیون سال تاخیر (۳۰-۱۰۰ میلیون سال) UV هم به این نوسانات پاسخ می‌دهد. پس این نسبت H𝞪/UV به میزان دقیقی ما را از میزان تحولات ستاره‌زایی کهکشان‌ها با خبر می‌کند. در مطالعاتی که توسط (Weisz et al. 2012) انجام شده، با استفاده از این شناسه، سعی بر اندازه‌گیری پارامترهای مختلف نوسان ستاره‌زایی شد. این پارامترها شامل شدت یا دامنه‌ی افت و خیز ستاره‌زایی (Amplitude) و دوره‌ی افزایش و کاهش ستاره‌زایی (duration) و فاصله زمانی بین یک نوسان تا نوسان بعدی هستند (Period) . هر چند این مطالعات قادر نبودند به طور دقیقی واگرایی موجود بین پارامترهای مختلف را از هم تفکیک کنند به طوری که به جای رسیدن به یک دسته پارامتر واحد (A,d,p) چندین دسته پارامتر می توانست جواب مسئله باشد.
شکل ٣: رابطه‌ی بین دو شناسه‌ی لگاریتم H𝞪/UV و اختلاف 𝞓H𝞪 در ۶ دسته کهکشانی با جرم‌های مشابه که از کم‌جرم‌ترین به پر جرم‌ترین دسته‌بندی شده‌اند. شیب این رابطه گویای زمان مشخصه‌ی افت و خیز ستاره‌زایی (τ) در کهکشان است که در دسته کهکشان‌های کمجرمتر شیب تندتر دارد که زمان افت و خیز ستاره‌زایی کوتاه‌تری را پیش‌بینی می‌کند و هر چه به سمت کهکشان‌های پرجرم‌تر می‌رویم، شیب نمودار صاف‌تر و مدت زمان افت و خیز طولانی‌تر می‌شود. همچنین دامنه‌ی این افت و خیزها (A) در کهکشان‌های کمجرمتر حدود ١٠ برابر بیشتر از کهکشان‌های پرجرم‌تر است.
در مطالعاتی که ما انجام دادیم، برای برطرف نمودن این نادقیقی و واگرایی موجود در پارامترها، لازم دانستیم که یک شناسه‌ی رصدی دیگری هم به شناسه موجود H𝞪/UV اضافه نمونده و به توزیع نمونه‌های کهکشانی در فضای شناسه‌ای دو بعدی بنگریم. این شناسه ی جدید را با استفاده از رابطه ی بین تابش طیفی H𝞪 و جرم کهکشان‌ها تعریف می‌کنیم. به طور کلی یک رابطه‌ی افزایشی بین نور تولید شده‌ی H𝞪 ی کهکشان و جرم کهکشان وجود دارد ( هرچه کهکشان پر جرم‌تر باشد، شدت H𝞪 بیشتر خواهد بود). این روند افزایشی را در مورد نمونه‌ی رصدی خود بدست آورده و خط صافی به آن برازش می‌کنیم ( شکل ۴).
بر این اساس، کهکشان‌هایی که بالاتر از این خط قرار بگیرند، از میزان H𝞪 ی معمول برای جرم کهکشان نور H𝞪ی بیشتری تولید می کنند و به نوعی فعالیت ستاره‌زایی بالاتری نسبت به مقدار H𝞪ی میانگین مجموعه دارند (Bursty). همینطور اگر در زیر این خط قرار گیرند فعالیت ستاره‌زایی‌شان کمتر از مقدار میانگین مجموعه است و بیانگر خاموش بودن ستاره زایی (quiescent ) است. شناسه جدید در مطالعه‌ها همان میزان بالا و یا پایین بودن نور تابشی H𝞪 از خط میانگین مجموعه است که بازگو می‌کند کهکشان در چه وضعیتی از ستاره‌زایی نسبت به سایر کهکشان‌ها قرار دارد. پس با اندازه‌گیری اختلاف H𝞪 ی هر نقطه در این نمودار نسبت به خط سبز برازش‌شده، شناسه جدید 𝞓H𝞪 بدست می‌آید که مثبت بودن آن حاکی از فعال بودن ستاره‌زایی و منفی بودن آن خاموشی فعالیت را اطلاع می‌دهد. نکته‌ی جالب در مطالعه‌ی ما ترکیب این دو شناسه با هم (H𝞪/UV و 𝞓H𝞪) است که به ما اطلاعات بیشتری در مورد وضعیت نوسان ستاره‌زایی کهکشان و ارتباط آن با موقعیت کهکشان در صفحه H𝞪/UV – 𝞓H𝞪 می‌دهد. قدم بعدی مدل‌سازی تابع نوسانی ستاره‌زایی کهکشان است تا بتوان پارامترهای نوسانی را برای هر جرم کهکشانی بدست آورد. ما بر آن شدیم تا تابعی با تعداد پارامترهای کمتری انتخاب کنیم که اطلاعات فیزیکی بیشتری در اختیار ما بگذارد و آن تابع نمایی نوسانی ستاره‌زایی بود.
بر اساس این تابع ما می‌توانیم شدت (دامنه) افت‌وخیز ستاره‌زایی (A) و سرعت این افت‌وخیز بر اساس زمان مشخصه‌ی τ (افزایش/کاهش ستاره زایی به اندازه ی ۲.۷ برابر ( عدد نمایی نپر)) تعریف کنیم.
نمونه ی رصدی ما شامل ۶۸ کهکشان کوتوله با میانگین جرمی ۱۰به توان ۷ الی۱۰ به توان ۱۰برابر جرم خورشیدی است که در نزدیکی ما قرار دارند (انتقال‌به‌سرخ ۰).
شکل ۴: رابطه‌ی بین لگاریتم شدت تابش H𝞪 و لگارتیم مجموع جرم ستاره‌ای کهکشان در نمونه‌ی نزدیک‌ترین کهکشان های کوتوله محلی. همانطور که دیده می‌شود، یک روند افزایشی بین این دو شناسه وجود دارد. کهکشان‌های بالای خط سبز، فعالیت ستاره‌زایی بیشتری از میانگین کهکشان‌های با جرم مشابه دارند ( کهکشان‌های فعال یا bursty). همینطور، کهکشان‌های پایین خط سبز، فعالیت ستاره‌زایی کمتر از میانگین کهکشان‌های با جرم مشابه خود دارند ( کهکشان‌های خاموش یا quiescent). مقدار بالا یا پایین بودن تابشH𝞪 از مقدار متوسط، شناسه‌ی مهمی برای وضعیت ستاره‌زایی کهکشان‌ها است.
در فضای H𝞪/UV – 𝞓H𝞪 مدل‌هایی با زمان مشخصه‌ی کوتاه‌تر (تقریبا ۳۰ میلیون) مسیری با شیب تندتر را ایجاد می‌کنند که به خوبی با کهکشان‌های با جرم کمتر از ۱۰ به توان ۸ برابر جرم خورشیدی سازگاری دارد. هر چه زمان مشخصه‌ی تابع نمایی نوسان ستاره‌زایی افزایش یابد، شیب رابطه ی H𝞪/UV – 𝞓H𝞪 کمتر شده و با کهکشان‌های پرجرم‌تر همخوانی بیشتری می‌یابد. همچنین بر این اساس، کهکشان‌های کمجرمتر با شدت بیشتری در نوسان ستاره‌زایی افت و خیز می‌کنند به طوری که این شدت حدود ۱۰ برابر بیشتر از کهکشان‌های پر جرم است. (شکل ۳)
این روش اندازه‌گیری نوسان ستاره‌زایی با استفاده از پارامتر های H𝞪/UV ,𝞓H𝞪 و مدل نمایی نوسان ستاره‌زایی اولین بار توسط گروه ما پیشنهاد شده و به طور خوبی قادر به اندازه‌گیری شدت نوسان و مدت زمان افت و خیز ستاره‌زایی است. در ادامه، ما به دنبال پیدا نمودن سازگاری مدل‌های شبیه‌سازی در چارچوب این روش تحلیلی رفتیم و دریافتیم که شبیه‌سازی ( FIRE ( Feedback in Realistic Environment مدت زمان افت و خیز کوتاه‌تری نسبت به نمونه واقعی پیش‌بینی می‌کند.
در آینده، قصد داریم که با استفاده از این روش تحلیلی٬ پارامترهای نوسانی ستاره‌زایی نمونه دیگری از کهکشان‌ها را که در فاصله دورتری نسبت به ما قرار دارند به دست آوریم. انتظار می رود که در کیهان اولیه با شرایطی که چگالی گاز بیشتر از اکنون بوده و بر هم‌کنش‌های بین کهکشانی بیشتر رخ می داده، شدت و سرعت نوسان ستاره‌زایی بالاتری مشاهده شود. نسل جدید تلسکوپ‌های جیمز وب و تلسکوپ سی متری که توان تشخیص بالاتری از اجسام کم نورتر دارند٬ این امکان را به ما می‌دهند تا کهکشان‌های کوتوله را (که معمولا کم نورتر از سایر کهکشان‌ها هستند) بهتر بشناسیم.
عنوان اصلی مقاله: A Closer look at Bursty Star Formation with LHα and LUV Distributions
نویسندگان: Najmeh Emami, et al
این مقاله برای جاپ به نشریه‌ی ApJ فرستاده شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: https://arxiv.org/abs/1809.06380
گردآوری: نجمه امامی
چقدر شگفت‌انگیز!
عالی بود. ممنون. موفق باشید.
بسیار ممنون از پیام پرمهرتان.