بخشی از مقاله
چکیده
یکی از مهمترین کمیت هایی که نقش به سزایی در حوزه های مختلف اخترفیزیک دارد، تابع جرم اولیه ستاره ها - IMF - می باشد. محاسبه IMF 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 IMF خوشه ها است. در این مقاله تاثیر سیستم های دوتایی در تابع جرم اولیه کهکشان راه شیری و در نتیجه، تابع درخشندگی آن مورد بررسی قرار می گیرد.
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.
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.[1]
به دلیل اهمیت زیاد تابع جرم اولیه، تلاش زیادی برای تعیین شکل آن صورت گرفته است. اولین بار سالپیتر1 در سال 1995 تابع جرم اولیه را برای ستاره های همسایگی خورشید و در محدوده جرمی 0/4 تا 10 برابر جرم خورشید به دست آورد. او تابع جرم اولیه را با یک تابع توانی با توان -2/35 توصیف کرد. اسکالو2 در 1986، شیب تابع جرم اولیه را برای ستاره های سنگینتر از دو برابر جرم خورشید حدود 2/7 به دست آورد که برای ستاره های فوق سنگین با جرم های بیش از 10 برابر جرم خورشید عدم قطعیت های بزرگی داشت. [3] این عدم قطعیت را فیلیپ ماسی3 با در نظر گرفتن مقدار 2/35 برای شیب تابع جرم اولیه ستاره های سنگین و بر اساس طیف سنجی و رصدهای زیاد، بر طرف نمود.
تابع جرم اولیه با ξ - - نشان داده می شود به طوری که ξ - - تعداد نسبی ستاره هایی است که در بازه جرمی − 2 و + 2 متولد شده اند. با فرض اینکه تابع جرم اولیه یک تابع پیوسته است، می توان آن را با رابطه - 1 - به هنجار کرد که حد پایین و حد بالای جرم ستاره هاست. معمولا و به ترتیب 0/08 و 100 برابر جرم خورشید در نظر گرفته می شوند.
اگر ∗ جرم کل ستاره های تازه متولد شده باشد، تعداد کل و جرم ستاره ها در بازه جرمی − 2 و + 2 از روابط - 2 - و - 3 - بدست می آیند.
تابع جرم اولیه کروپا
بعد از معرفی تابع جرم اولیه سالپیتر، کروپا در سال 2001 با بررسی ستاره های اطراف خورشید، تابع جرم اولیه خود را به شکل رابطه - 4 - معرفی کرد. تابع جرم اولیه کروپا معمولا در مدل های تحول شیمیایی دیسک کهکشان به کار می رود. تابع جرم اولیه کروپا، مشکل واگرایی شیب تابع جرم اولیه سالپیتر برای ستاره های سبک را برطرف می کند.
شکل :1 مقایسه توابع جرم اولیه سالپیتر و کروپا
تاریخچه تشکیل ستاره ای
کمیتی که جمعیت ستاره ای پیچیده را توصیف می کند، تاریخچه تشکیل ستاره ای5 آن است که عبارت است از تحول زمانی جرم ستاره ای تولید شده - آهنگ ستاره زایی - 6 و ترکیب شیمیایی اولیه آن ها - رابطه سن و فلزیت. - 7 معمولا تاریخچه تشکیل ستاره ای را به صورت تابع γ - - - Φ - - - تعریف می کنند که - - معرف آهنگ ستاره زایی و Φ - - معرف رابطه سن - فلزیت است. 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. به بیان دیگر آهنگ ستاره زایی مقدار جرم گازی است که در واحد زمان به ستاره تبدیل می شود.
رابطه سن - 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 τ به شکل نمایی کاهش یابد.
مقدار τ از مقدارهای کم برای کهکشان های بیضوی تا مقدارهای زیاد برای کهکشان های مارپیچ با بازوهای گسترده، متغیر است.
