بخشی از مقاله
چکیده
یکی از مهمترین کمیت هایی که نقش به سزایی در حوزه های مختلف اخترفیزیک دارد، تابع جرم اولیه ستاره ها می باشد. محاسبه تابع جرم اولیه به طور مستقیم و با شمارش ستاره ها، تنها در برخی از خوشه های ستاره ای انجام شده است و غالبا فرض می شود که تابع جرم اولیه کهکشان ها نیز همان تابع جرم اولیه خوشه ها است. با فرض آن که همه ستاره های کهکشان با تبعیت از تابع جرم اولیه ای جهان شمول در خوشه ها متولد شده اند و بیشترین مقدار جرم ستاره ای تولید شده در هر خوشه، به جرم کل آن خوشه وابسته می باشد، تابع جرم اولیه تجمعی جدیدی برای کهکشان ها ارائه شده است. هدف ما بررسی تاثیر توابع جرم اولیه کانونیک، اسکالو و تجمعی کهکشانی در تعبیر فیزیکی از کمیت های رصد شده از کهکشان راه شیری، به خصوص تابع جرم زمان حال کهکشان است. طبق محاسبات ما نسبت جرم به درخشندگی مشاهده شده از کهکشان راه شیری در دو مدل کانونیک و تجمعی برابر است ولی بر خلاف مدل کانونیک، تابع جرم اولیه تجمعی به فلزیت و نرخ ستاره زایی ابر اولیه وابسته بوده و شیب تابع جرم زمان حال را تحت تأثیر قرار می دهد.
مقدمه
جمعیت ستاره ای پیچیده، مجموعه ای از ستاره هایی هستند که در زمان های مختلف و با ترکیبات شیمیایی متفاوت شکل گرفته اند. نمونه رصدی این جمعیت، کهکشانهای مارپیچ هستند که از نسل های مختلف ستاره ای تشکیل شده و علائم واضحی از ستاره زایی نشان می دهند. مهمترین ویژگی یک جمعیت ستاره ای پیچیده، فعالیت های ستاره زایی آن است. این گونه فعالیت ها تاثیر مستقیمی بر تابع درخشندگی دارند. تابع درخشندگی یک جمعیت عبارت است از تعداد ستاره های موجود در هر درخشندگی در واحد پارسک مکعب. از آنجایی که رصد ستاره های کم نور دشوار است و تعداد ستاره های پرنور هم کم است، تعیین دو انتهای کم نور و پر نور تابع درخشندگی مشکل است ]١.[ برای حل این مشکل، از تابع جرم اولیه، به جای تابع درخشندگی اولیه استفاده می کنیم. تابع جرم اولیه، هیستوگرام جرمی ستاره ها در هنگام تشکیل یک سیستم ستاره ای است. از آن جایی که خصوصیات و روند تحولی ستاره ها وابستگی شدیدی به جرم آن ها دارد، بنابراین تابع جرم اولیه، تحول ستاره ها را به تحول سیستم های ستاره ای مرتبط می کند. در نهایت با استفاده از تابع جرم اولیه، نرخ فعالیت های ستاره زایی و نسبت جرم به درخشندگی، تابع درخشندگی یک جمعیت ستاره ای پیچیده قابل محاسبه خواهد بود.
تابع جرم اولیه
تابع جرم اولیه بر بازه گسترده ای از فرایندهای اخترفیزیکی مانند تحول شیمیایی کهکشان ها و تحول دینامیکی خوشه ها تاثیرگذار است. به همین دلیل اهمیت زیادی در اخترفیزیک دارد. همچنین از آنجایی که نظریه های تشکیل ستاره ای باید توانایی بازتولید تابع جرم اولیه را داشته باشند نیز حائز اهمیت است.تابع جرم اولیه ستاره ای سیستمهای ساده و پیچیده در اثر تحولات دینامیکی و ستاره ای متحول می شود. بنابراین برای استخراج تابع جرم اولیه از روی تابع جرم مشاهده شده در زمان حال باید نحوه تاثیرگذاری این فرایندها بر تابع جرم اولیه را بدانیم]٢.[
به دلیل اهمیت زیاد تابع جرم اولیه، تلاش زیادی برای تعیین شکل آن صورت گرفته است. اولین بار سالپیتر در سال ۵۵١٩ تابع جرم اولیه را برای ستاره های همسایگی خورشید و در محدوده جرمی ۴٠٬ تا ١٠ برابر جرم خورشید به دست آورد. او تابع جرم اولیه را با یک تابع توانی با توان ۵٢٬٣ - توصیف کرد . اسکالو در ۶١٩٨، شیب تابع جرم اولیه را برای ستاره های سنگینتر از دو برابر جرم خورشید حدود ٢٬٧ به دست آورد که برای ستاره های فوق سنگین با جرم های بیش از ١٠ برابر جرم خورشید عدم قطعیت های بزرگی داشت. ]٣[ این عدم قطعیت را فیلیپ ماسی با در نظر گرفتن مقدار ۵٢٬٣ برای شیب تابع جرم اولیه ستاره های سنگین و بر اساس طیف سنجی و رصدهای زیاد، بر طرف نمود.
تابع جرم اولیه کروپا
بعد از معرفی تابع جرم اولیه سالپیتر، کروپا در سال ٢٠٠١ با بررسی ستاره های اطراف خورشید، تابع جرم اولیه خود را به شکل رابطه زیر معرفی کرد. تابع جرم اولیه کروپا معمولا در مدل های تحول شیمیایی دیسک کهکشان به کار می رود]۴.[ تابع جرم اولیه کروپا، مشکل واگرایی شیب تابع جرم اولیه سالپیتر برای ستاره های سبک را برطرف می کند.
نرخ ستاره زایی
کمیتی که جمعیت ستاره ای پیچیده را توصیف می کند، تاریخچه تشکیل ستاره ای آن است که عبارت است از تحول زمانی جرم ستاره ای تولید شده - آهنگ ستاره زایی - و ترکیب شیمیایی اولیه آن ها - رابطه سن و فلزیت - . تعداد ستاره هایی که در واحد زمان در کهکشان شکل می گیرند، آهنگ ستاره زایی نامیده می شود که به میزان گاز میان ستاره ای در کهکشان بستگی دارد. رابطه سن و فلزیت و آهنگ ستاره زایی مستقل از هم نیستند، چون نسل های ستاره ای نهایتا طی انفجار ابرنواختری و یا هدررفت جرم در دیگر فازهای تحول ستاره ای، دوباره وارد مواد میان ستاره ای می شوند و سپس ستاره های جدیدی از مواد میان ستاره ای تشکیل می شوند که فلزیت بیشتر دارند. از آنجایی که با گذشت زمان مواد زیادی برای شکی گیری ستاره ها در دسترس نیست، انتظار می رود آهنگ ستاره زایی کاهش یابد. یک مدل استاندارد ساده برای توصیف آهنگ ستاره زایی، مدل نمایی کاهنده است که در آن آهنگ ستاره زایی در مقیاس زمانی به شکل نمایی کاهش یابد]۵.[
تابع جرم اولیه تجمعی کهکشانی
بر مبنای تعریف، تابع جرم اولیه در خوشه های ستاره ای معرفی می شود، در حالی که ما نیازمند یک مفهوم مشابه برای کهکشان هاهستیم که بتوانیم فراوانی عناصر شیمیایی، درخشندگی در باندهای مختلف و سایر کمیت های رصدی را به کمیت های دینامیکی نظیر جرم کل، آهنگ ستاره زایی و یا تاریخچه تحولات شیمیایی مرتبط کنیم. از آنجایی که تهیه هیستوگرام جرم از تک تک ستاره های یک کهکشان امکان پذیر نیست، در ابتدا فرض شد تابع جرم اولیه ستاره های یک کهکشان شبیه تابع جرم اولیه ستاره ها در خوشه های کروی - سالپیتر یا کروپا - است. اما مشاهدات رصدی خلاف این فرضیه را ثابت نمودند. بنابراین مفهوم جدیدی به مفاهیم اخترفیزیکی اضافه شد که تابع جرم اولیه تجمعی کهکشانی یا IGIMF نام گرفت]۶.[ بر مبنای این تعریف، کهکشان را مجموعه ای از خوشه های کروی با سن، فلزیت و نرخ های ستاره زایی مختلف در نظر می گیریم و سعی می کنیم با مشخص نمودن تابع جرم و تابع درخشندگی هر خوشه، مجموع درخشندگی کهکشان را در باندها و رنگ های مختلف به دست آوریم.
