بخشی از مقاله
چکیده
اختروشها به عنوان منابع پس زمینهای، امکان مطالعه حالتهای گازی اجرام مداخله کننده را از طریق خطوط جذبیشان فراهم میکنند. به این منظور در این پژوهش به جستجوی این خطوط از طریق سیستمهای جذبی شناسایی شده Mg II و C IV پرداخته شده است. از ۶۶ خط جذبی مورد پذیرش، ٢۴ خط متعلق به سیستمهای جذبی - 0.3 <zabs< 2 .6 - Mg II و ۴٢ خط در سیستمهای - 1 .2 <zabs< 2.3 - C IV شناسایی شدند . همچنین با توجه به نمودارهای پهنای معادل و سرعتی سه یون، خطوط Al III به غیر از یک مورد، از پهنای سرعتی و معادل کمتری برخوردارند. پهنای سرعتی هر سه یون با زیاد شدن انتقال به سرخ، روند افزایشی دارد.
مقدمه
برهمکنش بین کهکشانها و محیط اطرافشان شامل برافزایش گازی میشود که برای حفظ شکلگیری ستارهها و فرآیندهای دینامیکی مورد نیاز است. این برهمکنشها باعث حرکت عناصر سنگین - گاز غنی فلزی - حاصل از ستارهها، از محل تولیدشان به هالهها، محیط دور کهکشانی و محیط میان کهکشانی شده و از طرف دیگر مواد را برای شکلگیری ستارههای آینده غنی میکنند. با وجود ابزارهای حساس، مشاهدهی ساختارهای ریز و مواد تشکیل دهندهی ابرهای گازی موجود در کهکشانهای دور، به ویژه برای کهکشانهای ضعیف امکانپذیر نمیشود. خوشبختانه ویژگیهای جذبی که اغلب در طیف اجرام دور مانند اختروشها شناسایی می-شوند با این شرط که راستای دید این اجرام از میان ابرهای سرعت بالا، محیط میان کهکشانی، گازهای رشتهای و محیط دورکهکشانی و غیره عبور کند، فرصتی عالی برای بررسی محتوای گازی اجرام فرا کهکشانی است ]١.[
آنچه که در قدم اول اهمیت دارد، جستجو و شناسایی درست این خطوط جذبی است. از این رو در این پژوهش با استفاده از سیستم های جذبی Mg II و C IV شناسایی شده در]٢[ و ]٣[، برای جستجوی خطوط جذبی Mg I λ2852، Al III λ1262,1854 ,1862، Si II λ1526, 1808، Si IV λ 1393 ,1402، NV λ1238, 1240, 1242، O VI λ 1033 اقدام شد. در این تحقیق از طیف ٣ اختروش حاصل از طیف سنج با توان تفکیک بالایرUVES، نصبشده بر روی تلسکوپ بسیار بزرگ رصدخانه جنوبگان اروپارVLT، استفاده شده است. در ادامه پهنای معادل و سرعتی خطوط معین، به دست آمد و نمودارهای آنها بر حسب انتقال به سرخ رسم گردید. در جدول زیر سطر اول نام اختروشهای مذکور و سطر دوم انتقال به سرخ نشری آنها آمده است.
جستجو و شناسایی خطوط
در مرحله اول با توجه به انتقال به سرخ سیستمهای جذبی Mg II و C IV با کد نویسی در برنامه متلب، طول موج خطوط تعیین گردید.zabs انتقال به سرخ سیستم جذبی، λr-f طول موج چارچوب مرجع - آزمایشگاهی - یون مربوطه، λobs طول موج مشاهداتی یون مورد نظر است.در مرحله بعد به دلیل احتمال آلایش خطوط مذکور با خطوط جنگل لیمان آلفا، خطوط جذبی جو و سایر، این خطوط با توجه به جذب-های مشابه برای یونهای یکسان، از نظر بصری به طور دقیق بررسی شدند. در مرحله سوم انتقال به سرخ هر خط جذبی با توجه به طول موجی که وزن عمق اپتیکی در دو طرف آن برابر است، محاسبه شد]۴.[ خطوط با انتقال به سرخ مشابه با انتقال به سرخ سیستم جذبی اصلی با اطمینان کامل مورد پذیرش قرار گرفت.
خطوط جذبی مورد پذیرش
از ۶۶ خط جذبی مورد پذیرش، ٢۴ خط متعلق سیستمهای جذبی - 0 .3 <zabs< 2.6 - Mg II و ۴٢ خط در سیستمهای 3.2 - C IV - 1.2 <zabs< شناسایی شدهاند، که آمار آن در جدول زیر آمده است.در شکل١ تصویر دو خط به عنوان نمونه آمده است.در شکل٢ نمودار پهنای معادل و پهنای سرعتی حاصل از این پژوهش مربوط به خطوط جذبی با جمعیت زیاد بر حسب انتقال به سرخ آمده است.
نتیجه گیری
علیرغم حضور سیستمهای جذبی C IV در انتقال به سرخهای زیادتر، این سیستمها نسبت به سیستمهای جذبی Mg II، از نظر حضور سایر عناصر از غنای کمتری برخوردار هستند. البته این نتیجه در مورد یونهای N V و O VI بر عکس است و حضور پر رنگ آنها در سیستمهای C IV کاملا مشخص است. سیستمهای Mg II در گستره وسیعتری از انتقال به سرخ، حضور دارند و غنای این سیستمها در همه انتقال به سرخها حفظ شده است. با توجه به شکل ٢ خطوط Al III نسبت به Si II و Si IV به غیر از یک مورد، از پهنای معادل و سرعتی کوچکتری برخوردارند. پهنای سرعتی برای هر سه یون با زیاد شدن انتقال به سرخ روند افزایشی دارد که با توجه به زیاد بودن جنبشها در کیهانهای جوانتر، قابل توجیه بهنظر میرسد .[5]
