latex
المجرات الأثرية هي مجرات ضخمة ومندمجة وهادئة تُرصد في الكون المحلي ولم تمر بأي حلقات تفاعل كبيرة أو أحداث اندماج منذ حوالي \(z = 2\)، وبقيت نسبياً دون تغيير منذ تكوينها. من ناحية أخرى، تُظهر المجرات الضخمة والمندمجة من النوع المبكر (cETGs) في الكون المحلي خصائص مماثلة للمجرات الأثرية، رغم تاريخ الاستحواذ الكبير. يمكن أن توفر المجرات الأثرية، بتاريخها "المتجمد"، أدلة هامة حول العمليات الجوهرية المتعلقة بمسارات تطور المجرات من النوع المبكر ودور الاندماجات في تطورها. باستخدام المحاكاة الكونية عالية الدقة TNG50-1 من مشروع Illustris، نحقق في تاريخ تجميع عينة من الفروع الضخمة والمندمجة والقديمة والهادئة مقسمة حسب نسبة استحواذ الأقمار الصناعية. نقارن مسارات التطور في ثلاث حقب كونية: \(z=2\)، \(z=1.5\)، و \(z = 0\)، باستخدام طريقة التحليل العددي للتحليل الفلكي للمكونات الحركية لكل مجرة وارتباطاتها البيئية. تشير نتائجنا إلى مسار ثابت عبر الزمن لا يعتمد بشكل كبير على الاندماجات أو البيئة. لا تُظهر المجرات الأثرية وcETGs تفضيلاً واضحاً للبيئات ذات الكثافة العالية أو المنخفضة ضمن الحجم المستكشف في \(z=0\)، حيث توجد في كلا السيناريوهين. ومع ذلك، فقد سكنت أسلاف المجرات الأثرية في بيئات ذات كثافة عالية منذ \(z=2\)، بينما تم نقل cETGs إلى مثل هذه البيئات في مرحلة لاحقة. يمكن استرداد تاريخ الاندماج من البصمات الحركية النجمية في الكون المحلي. تُظهر المجرات الأثرية وcETGs تشابهات ديناميكية متسقة في \(z=2\) واختلافات في \(z=0\) مقارنة بالقرص والنُتُوء والهالة النجمية الداخلية الساخنة. في السيناريو الحالي، لا تؤدي الاندماجات التي تدفع نمو cETGs إلى ظهور مسار تطوري جديد ومميز مقارنة بالمجرات الأثرية.
لقد تم إظهار أن الفروق بين المجرات الضخمة من النوع المبكر ونظيراتها في الانزياح الأحمر العالي (\(z \gtrsim 2\)) ذات أهمية (2005Daddi, 2006ApJKriek_vanDokkum, 2008Buitrago, 2007Trujillo, van_der_Wel_2009, 2009Cemarro&Trujillo, 2014BelliandNewman). تشير الملاحظات والدراسات العددية إلى أن المجرات من النوع المبكر في الانزياح الأحمر العالي تميل إلى أن تكون مدمجة وأصغر مقارنة بنظيراتها المحلية، مع أنصاف أقطار ضوئية أصغر بمعامل يقارب \(\sim 3\) (vanderWel2014, 2009Naab, 2010VanDokkum, 2010OserOstriker, 2022Remus).
السيناريو البسيط لتكوين وتطور المجرات من النوع المبكر هو سيناريو الطورين (2010OserOstriker). يتميز الطور الأول للتكوين عند \(z > 2\) بالنمو السريع لكتلة النجوم من خلال الاندماجات الرطبة مما يؤدي إلى مرحلة ذات معدل تكوين نجوم عالٍ، بينما لا يوجد نمو ملحوظ في الحجم (على سبيل المثال، 2015ApJVanDokkun, 2015Zolotov, 2020Zibetti). نظراً للزيادة السريعة في الكتلة (حتى حوالي \(10^{11} \rm{M_\odot}\)) وتكوين النجوم، من المتوقع أن تُخمد هذه الأجسام المدمجة والضخمة وتصبح ساكنة. المرحلة الأولى من التكوين تعرف بـ "النواة الحمراء". المرحلة الثانية تشير إلى نمو في الحجم حول النواة من خلال الاندماجات الجافة مع هياكل أصغر أخرى. يتم حالياً التحقيق في سيناريو الطورين المرتبط بتاريخ تجميع المجرات من النوع المبكر من خلال النهج الرصدي والعددي (2016CitroAnnalisa, 2022Ditrani, Floresfreitas2022, 2022Ji, 2022ZhuLing, zhu2022b). في هذا السياق، تعرف المجرات الأثرية بأنها أجسام ضخمة ومدمجة وهادئة ملحوظة في الكون المحلي والتي لم تمر بأي حلقات تفاعل مهمة أو أحداث اندماج كبيرة منذ \(z\sim 2\) (النواة المحفوظة)، وبالتالي تظل غير متغيرة إلى حد كبير منذ تكوينها.
تستطيع المجرات الأثرية تقديم أدلة هامة حول العمليات العشوائية المتعلقة بتكوين المجرات الضخمة من النوع المبكر (2009Trujillo, 2017Ferré-Mateu, 2022Salvador, 2023Martin, 2021Spiniello). موضوع نقاش شائع هو تأثير الاندماجات وأي من آليات الإخماد هي السائدة، وعلاقتها بالتطور المورفولوجي للمجرات الضخمة والساكنة الموجودة في الكون المحلي وعبر الأزمنة الكونية (Hopkins_2010, 2015Zolotov, 10.1093tacchella2016, 2019Tacchella, 2022Park, 2022Ji). لقد بحث 2016Davidzon في الآثار البيئية على تطور المجرات من النوع المبكر عند \(z \approx 0.5 - 0.9\)، حيث يمكن أن تكون دالة كتلة النجوم الجلكسية في المناطق الأكثر كثافة لها شكل مختلف عما يتم قياسه في الكثافات المنخفضة، خاصة بالنسبة للمجرات الضخمة. يدعم هذا النتيجة الإخماد التدريجي بسبب العمليات الداخلية في المجرات الموجودة في البيئات المنخفضة الكثافة (2010Peng, Papovich2018). في الأزمنة الكونية الأعلى، بحث Taylor2023 في دوال كتلة النجوم للمجرات الساكنة وما بعد الانفجار النجمي، ووجد عدداً أكبر من المجرات الساكنة في البيئات ذات الكثافة العالية، مقارنة بالبيئات المتوسطة والمنخفضة الكثافة عند \(z=3\). تم اقتراح عدة آليات للعمل معاً لإخماد المجرات. بعض الأمثلة تشمل العمليات الداخلية مثل إزالة الغاز من عمليات التغذية الراجعة للثقوب السوداء الفائقة (2017Combes, 2015Volonteri, 2021Piotrowska)، الإخماد المورفولوجي (1980Dressler, 2011Cappelari)، والآثار البيئية العالمية بسبب الاندماجات، مثل تجريد الضغط الرمادي وغيرها (1972Gunngott, 2023Rohr, 2019Vulcani).
لقد ثبت أن المحاكاة الكونية هي أداة هامة للتحقيق في دور البيئة في المراحل التطورية لتطور المجرة (على سبيل المثال، 2012Gabor, 2019Ruggiero, 2023Hasan, 2023Kulier). فيما يتعلق بالآثار البيئية، لا يزال الكثير يتعين التحقيق فيه. وجد 2016PeraltaArriba توافقاً بين الملاحظات من كتالوج NYU-VAGC (2005Blanton)، والمحاكاة من تعديل تشغيل Millenium-I (2005Springel)، مشيراً إلى تفضيل المجرات الأثرية للبيئات الكثيفة. وأخيراً، حدد Floresfreitas2022 أكثر مرشحي المجرات الأثرية موثوقية في محاكاة Illustris TNG50 بناءً على الخصائص المرصودة لمثل هذه الأجسام المبلغ عنها في الأدبيات، حيث كانت إحدى الاستنتاجات أن المجرات الأثرية عند \(z=0\) مرتبطة ارتباطاً وثيقاً بالبيئة التي تطور فيها سلفها.
تتيح لنا أنظمة المجرات الأثرية دراسة العمليات الفيزيائية التي شكلت تجميع الكتلة للمجرات الضخمة في الكون المبكر وهي حالياً متاحة في الكون القريب من خلال الدقة المكانية العالية ونسبة الإشارة إلى الضوضاء الطيفية العالية، التي يمكن تحقيقها بالأدوات الحالية. باستخدام المحاكاة الكونية، نهدف إلى التحقيق في التجميع التطوري للمجرات المندمجة الضخمة من النوع المبكر على طول المجرات الأثرية، من خلال الديناميكا المحلية على المقاييس الجلكسية، فضلاً عن فهم كيفية تأثير البيئة على تطورها. يتم تنظيم هذه الورقة لتقديم الطرق العددية المستخدمة واختيار العينة في القسم [Sec:Methods and data]. النتائج في القسم [Sec:results] منظمة إلى فرعين رئيسيين، الديناميكا الداخلية والبيئة. الملخص والنقاش في القسم [Sec:summary]. في جميع أنحاء الورقة، نفترض معلمات plank2016 لنموذج الكون \(\Lambda\)CDM مع \(H_{0} = 67.74\,\rm{km}\,\rm{s}^{-1} \rm{Mpc}^{-1}, \Omega_{m} = 0.30\), و \(\Omega_{\Lambda} = 0.69\).
لدراسة التاريخ الهيدروديناميكي للمجرات المحاكاة، يستخدم هذا العمل مجموعة محاكاة (IllustrisTNG) الكونية المغناطيسية الهيدروديناميكية (2018Nelson, 2018Springel, 2018Pillepich, 2018Naiman, 2018Marinacci, 2021Nelson, 2022Park)، باستخدام شفرة (arepo) المتحركة (2010Springel). تتكون مجموعة TNG من ثلاث صناديق محاكاة تشمل دقة كتل مختلفة وأحجام فيزيائية، مما يسمح بدراسة جوانب متعددة، من التجمع باستخدام أكبر صندوق محاكاة - TNG300، إلى الخصائص الهيكلية للمجرات وعملياتها الهيدروديناميكية الداخلية بدقة كتل أكبر باستخدام TNG50 وTNG100. بهدف الوصول إلى التفاصيل الديناميكية الهيكلية للمجرات الضخمة والمندمجة، نستخدم بيانات من تشغيل TNG50، حيث يصل إلى الدقة العددية المطلوبة لمعالجة الهياكل الديناميكية والهيدروديناميكية الداخلية.
يستخدم تشغيل TNG50-1 (\(\rm{L}_{\rm box} = 51.7~\rm{cMpc}\)) خوارزمية (subfind) (2001Springel, 2009Dolag) لتحديد مواقع الهالات والتراكيب الفرعية المرتبطة بالجاذبية، التي تشمل كتل باريونية \(m_{\rm baryons}=8.5\times10^{4}\,\rm{M}_{\odot}\)، ودقة كتلة المادة المظلمة \(m_{\rm DM}=4.5\times10^{5}\,\rm{M}_{\odot}\). يمكن تتبع تاريخ تجميع التراكيب الفرعية من خلال لقطات زمنية باستخدام أشجار الدمج (sublink) (2015RodriguezG)، حيث يكون للتركيب الفرعي النازل سلف فريد. من خلال أشجار الدمج عبر اللقطات، يمكن تتبع الجسيمات النجمية المعرفة على أنها داخلية أو خارجية، نتيجة للاندماجات عبر الأزمنة الكونية. تم تحسين وصفات محاكاة TNG50 لتحليل الهيكل والديناميكيات الداخلية على مقياس الكيلوبارسك، كما وصف في (2019Pillepich)، من \(z \approx 0~\rm{to}~z\approx 6\)، وهذا التشغيل (TNG50-1) مناسب لدراسة التاريخ الديناميكي في المقاييس الصغيرة للمجرات عبر الأزمنة الكونية.
يتم تحديد الهالات من توزيع الجسيمات باستخدام خوارزمية "صديق الأصدقاء" (FoF)، التي تربط جسيمات المادة المظلمة معاً (2001Davies). يتم تحديد أي جسيمات داخل كل مجموعة (FoF) مرتبطة بالجاذبية باستخدام خوارزمية (subfind) (2001Springel, 2009Dolag)، وتعريفها كتركيب فرعي، مع الشرط أن يحتوي كل تركيب فرعي شبيه بالمجرة على ما لا يقل عن 20 عنصر كتلة دقة (2019Bose). يتم تعيين كل تركيب فرعي كعضو في مجموعة (FoF) ضمن \(R_{200}\) وينتمي إلى هالته المضيفة. يعرف \(R_{200}\) بأنه نصف القطر الذي تكون فيه كثافة الهالة المتوسطة 200 مرة كثافة الكثافة الحرجة للكون في الانزياح الأحمر المعطى.
نختار عينة من 156 مجرة مدمجة محاكاة بكتلة، حجم، سكون، وقيود عمرية تبلغ \(\rm{(M_{\star})}\ge10^{10}\,\rm{M}_{\odot}\) نصف القطر الفعال \(\rm({R}_{e})\le 4\,\)kpc، معدل تكوين النجوم النوعي \((\rm{sSFR})\,<10^{-11}\,\rm{M}_{\odot}\,\rm{yr^{-1}}\)، وعمر \(\ge 5\,\)Gyr في \(z=0\)، للحصول على العينة المختارة من المجرات الضخمة، المدمجة والساكنة المعروضة كنجوم حمراء في الشكل المحذوف. العتبات الموجودة في الأدبيات للكثافة للمجرات الضخمة الساكنة تتراوح من معايير أقل إلى أكثر تقييداً كما هو موضح في (2023kristof). هنا نعتمد علاقة الكتلة-الحجم الحالية لتعظيم العينة المختارة مع الأخذ في الاعتبار حجم صندوق TNG50.
تختلف المجرات الضخمة الساكنة في الكون المحلي في الحجم عن نظيراتها في الانزياح الأحمر العالي (\(z \gtrsim 2\)) (2005Daddi, 2007Trujillo, 2009Damjanov). المجرات الأثرية في \(z=0\) هي نوى حمراء نجت من أحداث الاندماج الجاف دون أن تخضع لعمليات استحواذ ضخمة منذ ذلك الحين. ونتيجة لذلك، يبدو أن المجرات الضخمة الساكنة والمجرات الأثرية تظهر خصائص مماثلة في الكون المحلي رغم تاريخ استحواذها. في هذه الورقة نعرف الاستحواذ بناءً على كتلة النجوم لنسبة استحواذ الأقمار الصناعية كما يلي: \(\rm{M_{\star\,tot}}/M_{\star\,z=0}\)، حيث \(\rm{M_{\star\,tot}}\) هي الكتلة الكلية للنجوم للأقمار الصناعية المستحوذ عليها. من العينة المختارة نعتبر قطع الاستحواذ بنسبة 10% لفصل المجرات الضخمة الساكنة (cETGs) عن الأقمار الفرعية الأثرية. غالبية الأقمار الفرعية الضخمة في TNG50 لها كتل تتراوح بين \(10^{10} - 10^{10.5}\,\rm{M_\odot}\) (نظام الكتلة "المنخفضة")، بينما تقع نسبة أصغر في نظام الأقمار الفرعية فائقة الكتلة بكتل نجمية تتجاوز \(10^{10.5}\,\rm{M_\odot}\) (نظام الكتلة العالية). نسبة الاستحواذ المتوسطة للأقمار الفرعية في هذه النطاقات تتراوح من 7% لنظام الكتلة المنخفضة وتزداد إلى 40% للكتل حول \(10^{11}\,\rm{M_\odot}\). حددنا قطعاً بنسبة 10% للعينة بأكملها، حيث ثبت أنه مناسب لكلا من نظامي الكتلة المنخفضة والعالية. وإلا، في نظام الكتلة العالية، تتماشى هذه نسبة الاستحواذ مع القيم المتوقعة للاستحواذ الخارجي لـ NGC 1277 (2018Beasley). العينة المختارة النهائية تتألف من 156 قمراً فرعياً قديماً، ضخماً، ومضغوطاً في \(z=0\)، حيث اكتسب 57 منها أكثر من 10% من الأقمار الصناعية (من هنا فصاعداً cETGs)، بينما بقي 99 قمراً فرعياً نسبياً "متجمداً" منذ العصور القديمة (من هنا فصاعداً الأثرية).
نقوم بتنفيذ تحليل حركي لفصل الهياكل المختلفة في المجرة. في سياق المحاكاة، تم استكشاف طريقة التحليل الحركي باستخدام نهج مختلفة، بعض الأمثلة تشمل رمز هيدروديناميكا الجسيمات الملساء (SPH) (2003Abadi)، محاكاة التكبير (2016MObreja)، تطبيق خوارزمية التعلم الآلي غير المراقب لتحليل الهياكل من المحاكاة الكونية (2019Du) ومؤخراً، تطبيق الطريقة في محاكاة الكونية TNG50, TNG100, TNG300, و EAGLE (2022ZhuLing). في هذه الدراسات، العوامل الرئيسية التي تميز النجوم على هياكل مختلفة هي الطاقة والزخم الزاوي.
يتم تطبيق التحليل الحركي أيضاً على درب التبانة مع معلومات المرحلة الفضائية 6D للنجوم المستحصلة من الملاحظات (Helmi2018). أصبح من الممكن للمجرات القريبة بتطبيق طريقة ديناميكية تراكب المدارات لـ Schwarzschild (1979Schwarzschild) على المجرات التي تمت ملاحظتها بواسطة أدوات وحدة المجال التكاملية (IFU). من نموذج Schwarzschild، يمكن الحصول على توزيع مدار النجوم لمجرة. يتم استخدام معاملين، الدائرية \(\lambda_z\) ونصف القطر المتوسط الزمني \(r\) بشكل شائع لتوصيف مدارات النجوم، ويتم تقديم توزيع مدار النجوم كتوزيع كثافة الاحتمال للمدارات في الفضاء المرحلي لـ \(\lambda_z\) و \(r\). استناداً إلى توزيع مدار النجوم، يمكن إجراء التحليل الحركي على المجرات الحقيقية بطريقة مماثلة للمحاكاة. تم تطبيق هذه التقنية على عينة كبيرة من المجرات من مسوحات الطيف الضوئي لـ IFU، مثل SAURON (2001Davies) بواسطة (2008Vandebosch)، CALIFA (2014WalcherCalifa) بواسطة (2018ZhuLing)، SAMI (Bryant2015) بواسطة (Santucci2022)، MaNGA (2016Bundy) بواسطة (2020MNRASJinZhuLong)، والمجرات التي تمت ملاحظتها بواسطة MUSE (Ding2023) لدراسة الهياكل الديناميكية.
لجعل تحليل الهيكل قابلاً للمقارنة مع تلك الخاصة بالمجرات الحقيقية استناداً إلى طريقة تراكب المدار، في هذه الورقة، نقوم أيضاً بتوصيف توزيع مدار النجوم لكل مجرة محاكاة بتوزيع كثافة الاحتمال لـ \(p(\lambda_z, r)\)، كما هو موضح بواسطة مجرتين في الشكل [Fig.2]. ثم نقوم بتحليل الهيكل بشكل عام باتباع (2022ZhuLing). نقوم بتحليل كل مجرة إلى أربعة مكونات: القرص \(\lambda_{z}> 0.8\) و \(r < r_{\rm{max}}\)، النواة \(\lambda_{z} > 0.8\) و \(r< r_{\rm{cut}}\)، ومكون الهالة النجمية الداخلية الساخنة (المسمى ببساطة كالهالة طوال الورقة) \(\lambda_{z}< 0.5\) و \(r_{\rm{cut}} < r < r_{\rm{max}}\)، حيث \(r_{\rm{cut}} = 2.5 \, kpc\) و \(r_{\rm{max}} = 7 \, kpc\)، كما هو موضح في الشكل [Fig.2]. تم تعريف المكونات الأربعة بطريقة مماثلة لتلك الموجودة في (2022ZhuLing)، باستثناء أننا نختار \(r_{\rm{cut}} = 2.5\,kpc\)، والذي أظهر أنه أكثر ملاءمة للمجرات المندمجة التي تركز عليها هذه الورقة.
تم تنظيم النتائج في قسمين رئيسيين: الديناميكية الداخلية للنجوم للعينة، التي تم تحليلها من خلال طريقة تحليل مدارات النجوم في القسم [Sec.Dynamics]، والقسم [Sec:environment]، حيث نناقش كيف تؤثر البيئة على الآثار والمجموعات النجمية المبكرة المندمجة.
فيما يلي، نطبق طريقة التحليل العددي الموصوفة في القسم [sub:orbitaldecomposition]، ونقدم النتائج المتحصلة لتطور الكتلة، الأعمار، والتركيبات المعدنية للعينة.
ندرس العينة المحددة في ثلاث حقب كونية مختلفة، \(z=2\)، \(z=1.5\)، و \(z=0\)، لفهم تطور الكتلة النجمية عبر كل مكون حركي يسمى القرص، النتوء، والهالة. تم اختيار هذه الانزياحات الحمراء للوصول إلى الإعدادات الديناميكية للبقايا في مراحل مختلفة، مثل مرحلة "الكتلة الحمراء" في \(z=2\) (2020tortora, 2021Spiniello, 2023spiniello). في \(z=1.5\)، معظم المجرات الإهليلجية العملاقة المبكرة والبقايا من عينتنا قد مرت بدمجها الأكبر كتلة، وتطورت بشكل سلبي بعد هذه الفترة، خاصة البقايا. اختار (Floresfreitas2022) مرشحي البقايا معتبراً تطورهم السلبي من هذا الانزياح الأحمر فصاعداً. ينتهي التطور في \(z=0\)، ويمكن مقارنته بالملاحظات المتاحة والمستقبلية للبقايا والمجرات الإهليلجية العملاقة المبكرة المندمجة في الكون المحلي.
بينما تُظهر البقايا والمجرات الإهليلجية العملاقة المبكرة المندمجة سلوكاً عاماً متشابهاً عبر جميع الانزياحات الحمراء المعتبرة، هناك تباين ملحوظ في سلوك المكونات الفردية عند فحصها بشكل منفصل. لتقييم أهمية التشابهات والاختلافات بين توزيع العينة الفرعية، أجرينا اختبار كولموغوروف-سميرنوف (KS - test) واختبار أندرسون-دارلينغ (AD - test) (1952AD)، من خلال المكونات الحركية عبر كل انزياح أحمر. تقيم هذه الاختبارات ما إذا كان يمكن أن تكون التوزيعات قد جاءت من وظائف أساسية مماثلة، مع تقييم توزيع البيانات الحالي. يقيس اختبار KS الحد الأقصى للمسافة العمودية بين وظائف التوزيع التراكمي (CDFs) لعينتين، بينما يعطي اختبار AD وزناً أكبر للذيول في التوزيعات، مما يجعله حساساً في اكتشاف الانحرافات في النهايات. نتائج اختبار KS و AD المعروضة في الجدول (Tab:table) تتفق في معظم الحالات، باستثناء القرص، النتوء، وكتلة القرص في \(z=1.5\)، وكتلة الهالة في \(z=2\)، حيث يتجاوز الاختلاف بين الاختبارات \(5\%\) في تحليل التوزيع. نتيجة لذلك، تُظهر البقايا والمجرات الإهليلجية العملاقة المبكرة المندمجة تشابهات لا يمكن إغفالها من حيث التوزيع العام، رغم أنها تظهر أيضاً اختلافات حركية في جميع المكونات المقيمة في \(z=0\)، دون أي اختلاف بين الاختبارات. القرص والنتوء في \(z=2\) يظهران تشابهات إحصائية، مما يعني أن ديناميكيات النجوم لهذه المكونات كانت متشابهة بما فيه الكفاية في تلك الحقبة. حول \(z=1.5\)، تظهر الهالة النجمية الداخلية الساخنة بالفعل اختلافات بين العينة، رغم أن ديناميكيات القرص والنتوء لا تزال غير حاسمة بحلول ذلك الوقت. يمكن أن يشير هذا إلى أنه في هذه اللحظة قد يحدث انتقال نحو التمييز الكامل لهذه المكونات في \(z=0\) لكلا العينتين.
تُظهر الآثار والمجرات المندمجة القديمة اتجاهات عامة متشابهة لا يمكن إغفالها في \(z=2\) واختلافات ديناميكية في \(z=0\)، مع الأخذ في الاعتبار ديناميكيات كتلة النجوم خلال كل حقبة. في الشكل الذي يمكن تقييم تأثير الاستحواذ بشكل خاص من خلال كتل النجوم، متوسط أعمار النجوم، ومتوسط التركيبات الكيميائية للآثار والمجرات المندمجة القديمة في \(z=0\). يتم ترميز هذا الشكل بلون يعتمد على نسبة استحواذ الأقمار الصناعية، حيث يمثل الاستحواذ المنخفض للأقمار الصناعية بواسطة أقمار الآثار المعروضة كعلامات "+" زرقاء (\(<10\%\) من الاستحواذ)، بينما تتناثر المجرات المندمجة القديمة بمزيد أو أقل من الاستحواذ على طول كل إطار لكل مكون حركي: الهالة، النواة، والقرص.
تم الحصول على عمر النجوم والتركيبات الكيميائية بطريقة مماثلة لكيفية حصولنا على جسيمات كتلة النجوم في كل مكون فرعي، محددة بعتبات التحليل المداري في المحاكاة. نتيجة لذلك، تم الحصول على متوسط أعمار النجوم وهي 9.06 جيجا سنة، و 8.83 جيجا سنة على التوالي للآثار والمجرات المندمجة القديمة. يتم حساب هذا العمر كمتوسط أعمار كل مكون معاً. فيما يتعلق بمتوسط التركيبات الكيميائية لكل مكون، تقدم النتائج المحصلة تدرجاً يقارب 0.3 بين العينات، مع \(Z/Z_{\odot} = 1.65\) و \(Z/Z_{\odot} = 1.99\) لأقمار الآثار والمجرات المندمجة القديمة على التوالي. بالنظر إلى تاريخ الاستحواذ الممتد للمجرات المندمجة القديمة مقارنة بالآثار، يُتوقع المرء اختلافاً طفيفاً بين متوسط الأعمار وقيم التركيب الكيميائي للمجرات المندمجة القديمة والآثار كما هو موضح.
عند فحص السلوك الحركي لكتلة النجوم، العمر المحسوب، وتوزيعات التركيب الكيميائي فيما يتعلق بنسب الاستحواذ، يبدو أن أهم استحواذات المجرات المندمجة القديمة لا تبدو أنها تلعب دوراً كبيراً في تمييز مسارها عن مسارات الآثار بدون استحواذ كبير. في الاختيار الأول عند \(z=0\)، قمنا بتحديد الأقمار الفرعية الضخمة، المندمجة، والهادئة على وجه التحديد. ثم يتم تصنيفها بناءً على نسب الاستحواذ، باستخدام نسبة مئوية ثابتة لإنشاء عينات فرعية متميزة. على الرغم من التباينات في مكوناتها الديناميكية عند \(z=0\) والاختلالات الطفيفة في العمر والتركيب الكيميائي، فإن المسار العام لا يكشف عن تمييز واضح أو فئة منفصلة من المجرات المندمجة، حتى عندما تكون نسبة الاندماج كبيرة أو منخفضة كما 10%، كما هو موضح في التداخل العام بين العينة.
تمت مقارنة الآثار والمجرات المندمجة غير الأثرية مؤخراً بكتل نجمية مماثلة، أحجام، تشتت السرعة المتكامل، التركيبات الكيميائية، ونسبة [Mg/Fe] في (2023Martin)، حيث أشاروا إلى ميل أثقل لدى الآثار وغير الآثار في وظيفة الكتلة الأولية للنجوم، مضيفين قيداً آخر على هذه الفئة المندمجة من المجرات، المفصولة بتاريخ تكوين النجوم.
في هذا القسم، نقدم النتائج المتعلقة بالكثافة المحلية والارتباطات الناتجة عن التجريد بناءً على التوزيع العالمي للعينة في بيئتها.
محاكاة TNG50 ليست مناسبة لاستكشاف التنوع البيئي، بسبب تركيز هذا الحجم من الصندوق على الدقة المحلية العالية بدلاً من نطاقات كتلة الهالة الكبيرة. ومع ذلك، كما نرى في الشكل Fig.6، هناك عدد كبير من الفروع في الهالات ذات الكتل الصغيرة (87 فرعاً داخل \(M_{200} \approx 10^{11.5} - 10^{13} \rm{M_\odot}\)) وأيضاً في كتل الهالة الأكبر (18 فرعاً داخل \(M_{200} \approx 10^{14} \rm{M_\odot}\))، حيث يمكن مقارنة هذه النطاقات بكتل تتراوح من مجموعات المجرات الصغيرة إلى عنقود مجرات نموذجي. نتيجة لتوزيع العينة الحالي، لا يُلاحظ علاقة واضحة تتعلق بتفضيل كتل الهالة (مقياس الكثافة) للمجرات القديمة أو المجرات المندمجة المضغوطة، حيث يتم العثور على كلتا المجموعتين في جميع نطاقات كتل الهالة المضيفة. قد يُعزى العدد الأكبر من المجرات القديمة في الهالات الأقل كتلة إلى كتلها النجمية الأقل مقارنة بالمجرات المندمجة المضغوطة. نظراً لأنها قد مرت بعدد أقل من حلقات الاستحواذ على مر الزمن، فقد ينعكس ذلك أيضاً في كتل هالاتها. إمكانية أخرى هي الاختلال الطفيف في توازن العينة، المكونة من 99 فرعاً للمجرات القديمة و57 للمجرات المندمجة المضغوطة.
بهدف تحسين توزيع الفروع في بيئتها، يُظهر الشكل Fig.7 توزيع الأقمار الصناعية والمجرات المركزية بين كتل هالاتها المضيفة لكلا العينتين: المجرات القديمة والمجرات المندمجة المضغوطة. تُظهر اللوحات العلوية من الشكل Fig.7 الفروع المركزية فقط (يسار)، وفروع الأقمار الصناعية من العينة. تعرف الفروع المركزية بأنها أكبر مجرة في هالتها المضيفة، وتعرف الأقمار الصناعية بأنها تدور حول فرع آخر ضخم في نفس الهالة المضيفة. تقع الفروع المركزية بشكل رئيسي في كتل الهالات الصغيرة لكلا العينتين. الأقمار الصناعية تقع بشكل رئيسي في الهالات الضخمة، كما هو متوقع بسبب العدد الأكبر من المجرات الضخمة في الكثافات العالية. تشير اللوحات السفلية إلى انتشار المركزية والأقمار الصناعية إلى المجرات المندمجة المضغوطة والمجرات القديمة على حدة. يعد الشكل Fig.6 والشكل Fig.7 الإعداد العام لتوزيع العينة في بيئتها العالمية، استناداً إلى كتل الهالة المضيفة في \(z=0\).
يشير التوزيع الحالي إلى إمكانية العثور على المجرات القديمة وكذلك المجرات المندمجة المضغوطة على كتل مجموعات المجرات الصغيرة، وكونها جزءاً من عنقود المجرات. يمكن تفسير هذا الاكتشاف من منظورين متعلقين بالمجرات القديمة: في الأنظمة الأقل كتلة – وبالتالي في البيئات ذات الكثافة المنخفضة، من المرجح أن تكون المجرات القديمة أقل عرضة للاندماج وزيادة النسبة الخارجية، وبالتالي نتوقع العثور على هذه الفئة من المجرات المضغوطة بدون استحواذ ملحوظ في هذه البيئة المعزولة. من ناحية أخرى، كما أشار (2016PeraltaArriba)، يمكن أن تمنع التشتتات السريعة المرتفعة والوسط العنقودي الحار (ICM) نمو غلاف نجمي مكتسب من خلال الاندماجات. إمكانية أخرى في هذا الإطار العنقودي هي التحقيق في دور الاجتثاث، الذي يمكن أن يزيل الغلاف من المجرة (2009Kapferer,2022Peluso,2023Goller).
قمنا بتقدير كثافة التوزيع العالمي من خلال حساب الكثافة المحلية باستخدام طريقة الفتحة الموصوفة في (2014mariacebrian,2016PeraltaArriba)، استناداً إلى الكتلة النجمية الكلية حول المجرة ضمن نصف قطر ثابت. هنا اعتمدنا كرة نصف قطرها 2Mpc في \(z=0\). يُظهر اللوح الأيسر من الشكل Fig.8 قيم الكثافة المحلية للعينة، متبعاً الاتجاهات السابقة الموصوفة (انظر الشكل Fig.7). بالنظر إلى حجم صندوق TNG50، لا يمكننا تقديم افتراضات قوية تتعلق بتفضيل البيئة للمجرات القديمة. في الوقت نفسه، من الممكن استكشاف العلاقة بين الكتلة النجمية الكلية وكثافة البيئة، كما نرى في اللوح الأيمن من الشكل Fig.8. على الرغم من أن العينات المختارة من المجرات القديمة والمجرات المندمجة المضغوطة هي فروع مضغوطة، فإن تلك التي شهدت استحواذاً كبيراً لا توجد في بيئات ذات كثافة عالية مقارنة بالمجرات القديمة، رغم كتلها الأعلى. يشير العدد الأكبر من المجرات القديمة في الكثافة المحلية العالية، مقارنة بالمجرات المندمجة المضغوطة المختارة في نفس نطاق الكتلة، إلى تفضيل المجرات القديمة للبيئة الكثيفة، استناداً إلى نتائج (2016PeraltaArriba). في السياق الحالي، قد يشير هذا أيضاً إلى تحيز إحصائي، حيث بسبب العدد القليل من المجرات المندمجة المضغوطة مقارنة بالمجرات القديمة (57 مقابل 99)، فإن عدد المجرات المندمجة المضغوطة في الكثافات العالية ليس موثوقاً. إمكانية أخرى هي عدم وجود تنوع في كتل الهالة، خاصة في النطاق العالي من الكتل. تمنع هذه العوامل مجتمعة من تقديم ادعاءات قوية بدون استكشافات أخرى باستخدام محاكاة كونية أخرى.
نحن نستكشف أيضاً بيئة الأسلاف الفرعية للعينة. يُظهر الشكل Fig.9 تطور الكثافة المحلية للمجرات المندمجة المضغوطة والمجرات القديمة من \(z=2\)، \(z=1.5\)، و\(z=0\) (من اليمين إلى اليسار). من خلال تتبع الكثافة المحلية لأسلاف الفروع، يمكننا رؤية التوزيع البيئي السابق حتى يؤدي إلى التخصيص الحالي. العدد الأكبر من المجرات القديمة (مقارنة بالمجرات المندمجة المضغوطة) في الكثافات العالية منذ \(z=2\)، ملحوظ لأن هذه المجموعة لم تمر بحلقات استحواذ كبيرة، رغم كثافة بيئتها. تتغير كثافة الفروع في البيئات ذات الكثافة المنخفضة قليلاً مع مرور الزمن. كما يمكن ملاحظته من الشكل Fig.7، فهي مركزية ومعزولة، مقارنة بالأقمار الصناعية في البيئات ذات الكثافة العالية. في القسم Sect.stripping نناقش الارتباطات بين خصائص الفروع الموجودة في البيئات ذات الكثافة المنخفضة والعالية استناداً إلى هذا الانتشار.
منظور آخر لاكتساب رؤى حول العلاقة بين الفروع وبيئتها هو من خلال التحقيق في كثافة الغاز الداخلي ودرجات الحرارة المرتبطة. أفادت بعض الأعمال بالكشف عن انبعاثات الأشعة السينية الساخنة حول مجرتين قديمتين معزولتين – Mrk 1216 و PGC 032873 (2018ABuote,2018Werner)، مما يشير إلى درجات حرارة في حدود \(k_{B}\rm{T} \sim 0.6 - 0.7\) keV للمجرات القديمة المعزولة. بالنظر إلى أعدادنا، نحن نستكشف درجة حرارة الغاز للعينة في الشكل Fig.10. تعرف الفروع الساخنة هنا بأنها تلك التي تتجاوز درجات حرارتها \(10^{6}\,\rm{K}\).
يمكن اعتبار كثافة الغاز ودرجات الحرارة كمؤشر لانبعاثات الأشعة السينية (1995NFW)، طالما أن درجات الحرارة مرتفعة بما يكفي لاعتبار الغاز متأيناً بالكامل. يظهر هذا الحد الأدنى لدرجة الحرارة في اللوحة العلوية، حيث تم اختيار 125 مجموعة فرعية بدقة جسيمات كافية لحساب درجات الحرارة، حيث 75 منها هي الأثرية، و50 هي المجرات الإهليلجية المندمجة المعروضة على كتل مضيفيها، ملونة حسب متوسط كثافة الغاز. توجد درجات الحرارة العالية في بيئات ذات كثافة أعلى، كما هو متوقع بسبب تأثير الوسط العنقودي المحيط على كتل أعلى \(M_{200}\). ومع ذلك، حول \(M_{200} \approx 10^{12.5} \rm{M_{\odot}}\)، يوجد 33 مجموعة فرعية بدرجات حرارة أعلى من الحد المحدد لاختيار المجموعات الساخنة. هذا النطاق الكتلي قابل للمقارنة مع كتلة مارك 1260، \(M_{200} \approx 9.6 \times 10^{12} \rm{M_{\odot}}\) (2018ABuote). المجموعات ذات درجات الحرارة المنخفضة (موضوعة كـ \(T \sim 0\) كيلو إلكترون فولت)، تحتوي على كمية ضئيلة من جسيمات الغاز، مما يمنع تقدير درجة الحرارة، ولا ينبغي تفسيرها كمجموعات ذات درجة حرارة منخفضة (لعلاقة أكثر اكتمالاً لفقاعات الأشعة السينية وتقديرات درجات الحرارة الموجودة في TNG50، انظر (2021Annalisaxray)). يظهر توزيع المجموعات الساخنة العالمي في اللوحة السفلية، مع تسليط الضوء على 33 مجموعة ساخنة، حيث تقع 25 مجموعة في بيئة ذات كثافة منخفضة – المحددة هنا كمجموعات أدنى من متوسط كتل \(M_{200}\) البالغ \(10^{12.60}\,\rm{M_{\odot}}\)، و8 مجموعات موضوعة في بيئة عنقودية ذات كثافة أعلى.
بالإضافة إلى الاستحواذ، نستكشف تاريخ التجريد للعينة المتعلق ببيئتها. تعكر القوى المدية بين المجرة والبيئة هيكل المجرة، مما يتداخل في ديناميكياتها ومورفولوجيتها، أو حتى يؤدي إلى تفككها (مثلاً (1983AMerritt, 2022Pallero)). يظهر الرسم البياني الكسر المجرد من الكتلة النجمية من العلاقة \(F_{\rm{disk},{\star}}/F_{\rm{halo},\star}\). يعرف الكسر المجرد من الكتلة النجمية بأنه الكسر بين الكتلة النجمية في \(z=0\) مقسومة على الكتلة النجمية القصوى خلال تاريخها: \(F_{\rm{strip}} = 1 - (\rm{M_{\star}}_{(\rm{z = 0})}/\rm{M_{\star}}_{(\rm{max})})\). معظم الأقمار الفرعية (110) لديها أقل من 15% من الكتلة النجمية المجردة (73 من الآثار و37 من المجرات الإهليلجية المندمجة)، بينما لدى 23 قمراً فرعياً أكثر من 30% من الكتلة النجمية المجردة، حيث 13 منها آثار و10 من المجرات الإهليلجية المندمجة. يمكن ملاحظة من الرسم البياني الاعتماد المميز للمكون الحركي للآثار مع كسر أكبر للقرص النجمي (>0.30)، وكسر صغير للهالة النجمية (<0.05)، مقارنة بالمجرات الإهليلجية المندمجة مع كسر أكبر للهالة النجمية (>0.25)، وكسر أقل للقرص النجمي (<0.1). يبرزون إلى جانبين متقابلين من العلاقة بين القرص النجمي والهالة النجمية، رغم أن كلتا المجموعتين تظهران كسراً منخفضاً للتجريد. هذا يشير إلى أن المجرات الإهليلجية المندمجة، التي لها تاريخ استحواذ كبير، تختلف عن الآثار في الحالات المتطرفة من كسور القرص والهالة النجمية. بالنسبة للأقمار الفرعية ذات الكسر العالي للتجريد (أي >15%)، لا نرى ارتباطاً واضحاً مع كل مكون، القرص و/أو كسر الهالة.
تم التحقيق على نطاق واسع في الارتباط التجريدي مع البيئة من خلال المحاكاة العددية (مثلاً (2013Chang, 2021Engler, 2022MonteroD)). هنا نربط الارتباطات التجريدية مع البيئة أيضاً في الرسم البياني. نحدد متوسط كتلة الهالة المضيفة \(M_{200} = 10^{12.60}\,\rm{M_{\odot}}\)، كحد للكتلة لفصل البيئات ذات الكثافة العالية والمنخفضة. يعرف الأقمار الفرعية أدنى من القيمة المتوسطة بأنها جزء من نظام كتلة الهالة المضيفة المنخفض، وبالمقارنة، يعرف الأقمار الفرعية فوق القيمة المتوسطة بأنها جزء من البيئة ذات الكتلة العالية. هذا التعريف ملائم لأنه يقلل الفجوة بين عدد الأقمار الفرعية في البيئات ذات الكثافة المنخفضة مقارنة بالأقمار الفرعية في بيئة العنقود من المحاكاة ويحافظ على نسبة الكثافة المحلية.
يظهر الجزء العلوي الأيمن من الرسم البياني الآثار مع تجريد نجمي منخفض لديها كسر كبير للكتلة النجمية للقرص (>0.3) وكسر نجمي منخفض للهالة (<0.05) وتقع في بيئة ذات كتلة هالة منخفضة. من ناحية أخرى، تقع المجرات الإهليلجية المندمجة على الجانب المقابل مقارنة بالآثار مع كسور تجريد مماثلة مختلطة في بيئتها. يتم العثور على اثنين من ثمانية أقمار فرعية في كتل هالة عالية، والباقي موجود في نظام كتلة هالة منخفض. يظهر الجزء السفلي الأيسر توزيعاً عاماً للآثار مفصولاً ببيئتهم، مما يظهر أنه ليس كل الأقمار الفرعية للآثار في البيئة ذات الكثافة المنخفضة ستظهر هيمنة القرص النجمي على الهالة، حتى مع ارتباط كسر التجريد المنخفض. من المرجح أن تحافظ مجرات الآثار التي تتطور في البيئة ذات الكثافة المنخفضة على قرصها، ولكن ليس في جميع الحالات. بالنسبة للمجرات الإهليلجية المندمجة في الجزء السفلي الأيمن، يبدو أن عدم وجود ارتباط بيئي أكثر وضوحاً.
نحن نستكشف أيضاً هذه السمات المورفولوجية (الحركية) بالنظر إلى الأقمار الفرعية الموجودة في العنقود الأكثر كتلة في المحاكاة، المسمى "هالة 0" بكتلة \(M_{200} = 2 \times 10^{14} \rm{M_{\odot}}\)، للمقارنة مع الهالات المضيفة الأقل كتلة في العينة – المعرفة هنا كالأقمار الفرعية المعزولة، بكتل هالة بين \(M_{200} = 10^{11.47}~\rm{to}~10^{11.81} \rm{M_{\odot}}\). الهدف هو التأكد من ثبات التوزيع المعروض في الرسم البياني، باعتماد الحالات المتطرفة. بعبارة أخرى، نستكشف الاعتماد \(F_{\rm{disk},{\star}}/F_{\rm{halo},\star}\) على البيئة من خلال النظر إلى الأقمار الفرعية الموجودة في هالة شبيهة بالعنقود، للمقارنة مع تلك الموجودة في الحقل/المعزولة. هناك 18 قمراً فرعياً من العينة موجود في العنقود، والتي نقارنها مع 18 قمراً فرعياً آخر من العينة موجود في الحقل. يسمح عدد الأقمار الفرعية المتساوي، المفصول فقط بخصائص البيئة المتقابلة، لنا بالتأكد من ما إذا كانت الاتجاهات الموجودة سابقاً ثابتة بالنظر إلى سيناريو الحقل والعنقود. تدعم النتائج المعروضة في الرسم البياني هذه الاتجاهات، بأنه لا يوجد ارتباط واضح بين توزيع الآثار والمجرات الإهليلجية المندمجة في بيئتهم، بالنظر إلى كسر القرص والهالة النجمية، حتى في الحالات المتطرفة.
من إطار عمل التجريد العام، يظهر الرسم البياني الكسور المجردة من النجوم، الغاز، والمادة المظلمة كوظيفة للكتلة النجمية الكلية للمجرات ضمن 7 كيلومتر (الجزء الأيسر) وكتلة الهالة المضيفة (الجزء الأيمن). بالنظر إلى الكسور المجردة والكتلة النجمية الكلية، من الممكن ملاحظة أن النجوم والمادة المظلمة مرتبطة أكثر بالمجرات، بينما جزيئات الغاز التي تكون عرضة للتحولات الهيدروديناميكية، يمكن أن تستنفد بسهولة منها (2012Zemp)، ونتيجة لذلك، تظهر معظم الأقمار الفرعية كميات منخفضة من كتلة الغاز المتاحة.
على الرغم من المعالجة غير التصادمية، يتم أيضاً استنفاد المادة المظلمة في عدد كبير من الأقمار الفرعية والمجرات القديمة والمجرات المندمجة المبكرة، أكثر من النجوم. قد يشير هذا إلى أن هذه الأقمار الفرعية ذات نسب المادة المظلمة والغاز المنخفضة مرت بأحداث تدميرية أدت إلى زيادة النسب المقتطعة. ومع ذلك، لا يؤثر هذا على محتوى النجوم في هذه المجرات. تبدو هذه الاتجاهات مستقلة عن نوع المجرة (مجرة مدمجة مبكرة أو مجرة قديمة). فيما يتعلق بمحتوى المادة المظلمة للمجرات القديمة، فقد بحث (2023Comeron) نسبة المادة المظلمة للمجرة القديمة NGC 1277 (D = 71 Mpcs؛ (Yildrim2017)) الواقعة في البيئة الكثيفة لعنقود برسيوس (2014Trujillo). ووجدوا نسبة ضئيلة للمادة المظلمة ضمن \(5\,R_{e}\)، مما يشير إلى أنه من الممكن لبعض المجرات القديمة أن تكون مستنفدة من المادة المظلمة بسبب عمليات القطع أثناء تفاعلها مع المحيط في عنقود المجرات. في إطار العمل الحالي، وجدنا 15 قمراً فرعياً ضمن \(M_{200} \approx 10^{14}\rm{M_{\odot}}\) تشترك في خصائص مادية مع NGC 1277، من حيث نقص المادة المظلمة (\(f_{\rm{strip}}>60\%\))، والكثافة (مع \(\rm{R_{e}}<4\) kpc).
منهج آخر هو ربط نسبة القطع بالبيئة. من هذا المنظور، يمكننا مقارنة نسبة القطع بالمجرات في بيئات ذات كثافة منخفضة وعالية. هنا نعرف بيئة ذات كثافة كتلة منخفضة ككتل الهالات أقل من الكثافة المتوسطة، كما هو معرف سابقاً. يظهر أن المجرات في الأنظمة ذات الكتلة المنخفضة تحافظ على نجومها ومادتها المظلمة بالمقارنة مع المجرات في بيئات ذات كثافة عالية. بينما في بيئات ذات كتلة عالية، تكون المجرات (سواء المجرات المندمجة المبكرة أو المجرات القديمة) مقطوعة بشكل كبير من المادة المظلمة. تفقد المجرات في البيئات ذات الكثافة العالية تقريباً كل كتلة الغاز لديها بينما حتى المجرات في الكثافة المنخفضة تفقد غازها. من الجدير بالذكر أن تأثيرات النوى النشطة المجرية مثل إزالة الغاز لم تؤخذ في الاعتبار في هذا العمل، رغم أنه لا يمكن استبعادها تماماً بسبب تعريفنا للقطع. تحتاج الاستكشافات المستقبلية حول طبيعة غياب الغاز والمكونات الأخرى في البيئات ذات الكثافة المنخفضة إلى المزيد من الأعمال في المستقبل.
يسلط الإطار البيئي الضوء على تفسير القطع المعروض على مجموعة المجرات، حيث ترجع أعلى نسبة قطع إلى المكان الذي توجد فيه المجرات. استناداً إلى توزيع الأقمار الفرعية المعروض في الشكل، وفي الارتباط بين القطع وكتلة الهالة المضيفة، من الواضح أن البيئة تلعب دوراً أكثر أهمية من كتلة المجرة في تحديد القطع، بغض النظر عن مجموعة المجرات أو الفئة (المركزية أو القمرية) في نظام كتلة الهالة المضيفة المنخفضة. الأقمار الفرعية في الكثافة المنخفضة (وبالتالي، أكثر عزلة) لديها نسبة قطع أقل بقدر ما تمتلكه المجرات المركزية في هذا النظام. من ناحية أخرى، في نظام كتلة الهالات المضيفة العالية، يكون القطع سائداً لجميع المكونات.
تعمل المجرات الأثرية كحفريات للكون القديم، ولهذا السبب فهي المرشحات المثالية لدراسة تكوين النجوم في الموقع، وحركيات النجوم، ونسب الغاز والمادة المظلمة، والميزات الأخرى المحفوظة عبر الزمن. من وجهة نظر رصدية، يمكن أن يوفر التحقيق المفصل في هذه الفئة من المجرات المتجمدة أدلة لفهم العمليات التطورية للمجرات الضخمة والمندمجة، ومن وجهة نظر نظرية، يمكن أن تعمل كمفتاح لتحسين نماذج تركيب السكان النجميين وقيود الكتلة الأولية للنجوم. في هذا العمل عبر TNG50-1، نحقق في تاريخ تجميع 156 من الأقمار الفرعية القديمة المندمجة والضخمة من النوع المبكر والمفصولة بتاريخ اندماجها، حيث كان لدى 99 قمراً فرعياً أقل من 10% من الاندماج عبر الزمن (الأثرية) و 57 كان لديها تاريخ اندماج ممتد (cETGs). نستكشف الديناميكيات الجلكتيكية الداخلية المحلية وتوزيعها البيئي العالمي باستخدام محاكاة TNG50 الكونية. نستخدم طريقة تحليل المدارات لدراسة ديناميكيات النجوم من مكونات الحركة الديناميكية للقرص والنتوء والهالة على مدى \(z=0\)، \(z=1.5\)، و \(z=2\). النتائج الرئيسية ملخصة كما يلي:
i) بشكل عام، يشترك المجموع الكلي المكون من cETGs والمجرات الأثرية في تشابهات من حيث تاريخ التجميع، مع الأخذ في الاعتبار الجوانب العامة مثل العمر، والتركيب الكيميائي، والاندماج، والبيئة. في \(z=2\)، تظهر عينتنا خصائص ديناميكية مماثلة في جميع المكونات الحركية (النتوء، القرص، والهالة النجمية الداخلية الساخنة)، ومع تقدم الزمن (حوالي \(z=1.5\))، تخضع ديناميكيات النجوم لكل مكون لتغييرات، بسبب الاندماجات، مما يخلق تمييزاً ديناميكياً للنجوم بين cETGs والأثرية في \(z=0\) لجميع المكونات الحركية المذكورة، بالإضافة إلى نسب \(\rm{F_{disk}~ and~F_{halo}}\). على الرغم من الاختلاف في ديناميكيات النجوم لهذه المكونات في \(z=0\)، فإن هذه المجرات لا تتبع مساراً تطورياً مختلفاً. وبالتالي، لا تعمل الاندماجات (سواء كانت طفيفة أو رئيسية) كعامل أساسي في تحويل المجرات التي كانت مدمجة في \(z=2\) إلى مجرات ضخمة من النوع المبكر في \(z=0\).
ii) لمزيد من تقييد السيناريو المقترح أعلاه، نفحص انتشار الأعمار النجمية والتركيبات الكيميائية بين الكتل النجمية عبر المكونات لتوضيح دور الاندماج بشكل أفضل على القرص، والنتوء، والهالة. من المتوقع أن تكون بعض cETGs شذوذاً في التوزيع للكتل الأعلى (\(\rm{M}_\star\) ضمن 7 كم) بسبب الاندماج المتأخر. باستثناء هؤلاء الشواذ، تتداخل الأقمار الفرعية التي شهدت اندماجاً كبيراً (50%، 60%، و 70%) مع الأقمار الفرعية الأثرية في كل مكون مقيم، متبعة مساراً ديناميكياً متسقاً يؤدي إلى مجموعة مدمجة أصغر سناً (8.83 سنة مقارنة بـ 9.06 سنة) وأكثر غنى بالمعادن (\(Z/Z_\odot = 1.99\) مقارنة بـ \(Z/Z_\odot = 1.65\))، متناقضة مع مجموعة الأثرية، كلاهما ملاحظ في \(z=0\).
iii) يكشف الانتشار البيئي العام للعينة عن الأثرية إلى جانب cETGs التي تغطي جميع نطاقات كتل الهالة في الحجم المستكشف. تربط بعض الأعمال مسارات مميزة للمجرات الإهليلجية المندمجة في بيئات معزولة مقارنة بتلك المجرات المندمجة التي تكون أقماراً لمجرة مضيفة مرتبطة (Ferre-Mateu2017,Kim_2020,Deeley2023). في الشكل [Fig.7]، نظهر أن كلتا العينتين الفرعيتين تتكونان من الأقمار الفرعية المركزية (بدون مضيف مرتبط) والأقمار الفرعية القمرية (مع مضيف فرعي مرتبط). بالنظر إلى الاستكشاف الحركي السابق بدون تمييز بيئي بين المراكز والأقمار، يمكننا افتراض أن البيئة أو وجود ارتباط لا يؤثر على العمليات الديناميكية الداخلية. بعبارة أخرى، في هذا السياق الحالي، البيئة ليست العامل الحاسم للتمييز بين مسارات المجرات المركزية الضخمة والأقمار الفرعية cETGs. كما أُشير في القسم [Sec:environment]، يمكن لـ TNG50 أن يقدم تحيزاً بسبب حجمه، حيث توجد كتل مجموعة المجرات أكثر مقارنة بالبيئات المتنوعة مثل العناقيد. ومع ذلك، يتم التخفيف من هذا التحيز عندما نحلل طرفي التوزيعات في الشكل [Fig.12].
iv) بالإضافة إلى التوزيع العام في \(z=0\)، قمنا بالتحقيق في تطور الكثافة المحلية (ضمن 2 ميغاباسكال) للأسلاف في \(z=2\) و \(z=1.5\) من الأقمار الفرعية الحالية. تشير نتائجنا إلى عدد أكبر من الأثرية في البيئات الأكثر كثافة مقارنة بـ cETGs في نفس نطاق الكتلة في جميع الانزياحات الحمراء المقيمة. كما ذكر سابقاً، فإن هذا الاتجاه يتماشى مع النتائج من (2016PeraltaArriba)، حيث يمكن أن تعيق الآثار البيئية للوسط البيني المجري الاندماج، معيقة نموها والحفاظ على اندماجها منذ ذلك الحين. في بيئة منخفضة الكثافة، من المعقول اعتبار أن النمو معوق بسبب نقص المواد المحيطة الكافية. فيما يتعلق بالنمو المستمر للمجرات المندمجة في عزلة، يؤكد (Deeley2023) أنه خلال المراحل الأولية من تطور cE، يتركز الغاز تدريجياً في المركز. في الوقت نفسه، يستمر تراكم عملية تكوين النجوم المضغوطة لكتلة النجوم داخل هذه المناطق الأساسية، مما يؤدي إلى زيادة التركيز الداخلي للمجرة. بينما تم العثور على اتفاق بشأن الأثرية الموضوعة في البيئات عالية الكثافة، فإنه لا يزال من الضروري إجراء مزيد من الاستكشافات لتقييد مساحة المعلمات بالنظر إلى أحجام المحاكاة الأخرى، خاصة تلك التي توفر مجموعة متنوعة من البيئات الكثيفة.
v) لقد ربطنا أيضاً الجوانب العامة لتوزيع العينة مع درجة حرارة الغاز للأقمار الفرعية. حددنا الأقمار الفرعية الساخنة على أنها تلك التي تزيد درجات حرارة الغاز لديها عن \(10^6\)K. فقط 125 قمراً فرعياً لديها جزيئات غاز كافية لحساب درجة الحرارة والكثافة، من بينها تم تصنيف 33 قمراً فرعياً كأقمار فرعية ساخنة، بما في ذلك كل من cETGs والأثرية (الشكل [Fig.10]). تزداد درجة حرارة الأقمار الفرعية مع كتلة الهالة في \(M_{200}\)، باستثناء قمر فرعي واحد يتمتع بدرجة حرارة عالية رغم كونه في بيئة منخفضة الكثافة؛ بينما هو استثناء، فإنه ليس غير شائع حيث توجد ملاحظات للمجرات الأثرية الساخنة التي ليست في بيئات العناقيد (2018Werner,2018ABuote).
vi) قمنا بتقدير نسبة تجريد النجوم عبر العينة وربطناها بالبيئة. تم تعريف الأقمار الفرعية في البيئات منخفضة الكثافة على أنها تلك التي تقل عن متوسط كتلة الهالة في \(M_{200}\)، بينما تم تعريف الأقمار الفرعية في البيئات عالية الكثافة على أنها تزيد عن هذا المتوسط. يتم وصف التوزيع العام للأقمار الفرعية من حيث \(\rm{F_{\star disk}}\) و \(\rm{F_{\star halo}}\)، مصنفة وفقاً لبيئاتها المعنية في الشكل [Fig.11]. بشكل طبيعي، ترتبط معدلات تجريد النجوم الأعلى ببيئات ذات كتلة أعلى. ومع ذلك، تتطلب النتائج لحالات الكثافة المنخفضة والتجريد المنخفض مزيداً من الاهتمام. في هذا السياق، يحافظ بعض الأقمار الفرعية الأثرية على أقراصها (Fdisk > 0.3 و Fhalo < 0.05).
تتوفر نسخة TNG50-1 من مشروع محاكاة IllustrisTNG علناً على www.tng-project.org/data (2019Nelson). البيانات الإضافية من هذا العمل متاحة بناءً على طلب معقول من المؤلف المراسل.
يتم تمويل هذا العمل من قبل تنسيق تحسين المستوى العلمي للأفراد (CAPES Proj. 0001) وبرنامج الدراسات العليا في الفيزياء (PPGFis) في UFRGS. يعترف MTM بتمويل من الوكالة البرازيلية للتنمية العلمية والتكنولوجية الوطنية (CNPq) من خلال المنحة 140900/2021-7. يعترف ACS بالتمويل من CNPq ومؤسسة بحوث ريو غراندي دو سول (FAPERGS) من خلال المنحة CNPq-314301/2021-6 و FAPERGS/CAPES 19/2551-0000696-9. يعترف CF بالتمويل من CNPq (433615/2018-4 و 314672/2020-6) و FAPERGS (21/2551-0002025-3). يعترف MC بالتمويل من CNPq/PIBIC. يدعم هذا العمل برنامج CAS PIFI 2021VMC0005. نشكر رودريغو فلوريس-فريتاس على الرؤى المفيدة من العمل السابق حول مرشحي الآثار في محاكاة TNG50.
في الختام، قمنا بتحليل ديناميكي نظري باستخدام طريقة تحليل المدارات المطبقة على محاكاة TNG50 الكونية لدراسة عينة من 156 المجرات المندمجة الضخمة والهادئة في \(z=0\)، \(z=1.5\)، و \(z=2\). يمكن تطبيق طريقة تحليل المدارات على المجرات المندمجة الضخمة من خلال بناء نماذج تراكب المدارات لبيانات IFU، مما يوفر طريقة لتمييز الخصائص الديناميكية المختلفة للمجرات المندمجة في \(z=0\)، واستعادة ماضيها الديناميكي من الحركة النجمية. تسمح هذه الطريقة المطبقة في محاكاة عالية الدقة بفهم العمليات الديناميكية الدقيقة التي تشمل المجرات المندمجة عبر الزمن، مما يمكن من تفسير جديد للبيانات المرصودة، و/أو تحسين النماذج النظرية لهذه الأجسام في الانزياح الأحمر العالي. وجدنا أن المجرات المندمجة ذات الاستحواذ الكبير تظهر تشابهات لا يمكن إغفالها في مسارات التطور الديناميكي مع تلك المجرات المندمجة بدون استحواذ كبير. على الرغم من أن المسار التطوري لا يؤدي إلى فروع مختلفة، فإن الديناميكيات النجمية في \(z=0\) مختلفة بشكل ملحوظ، مما يشير إلى أن الاندماجات تؤثر على مناطق الهالة النجمية الداخلية الساخنة للمجرات ذات التاريخ الاستحواذي الممتد. تستمر المسارات المماثلة المبلغ عنها بين المجرات المندمجة والآثار حتى عند استكشاف حالات بيئية قصوى، مما يشير إلى أن تأثيرات الديناميكيات المحلية لهذه الأجسام تفوق تأثيرات البيئة.
[lastpage]