مقدّمة

تتكوَّن المجرات من عدة مكوّنات، تشمل بُنى مثل القرص الرقيق والسميك، والانتفاخ، والهالة النجمية. يتطلّب فهم كيفية تكوُّن وتطوّر المجرات فهم العمليات التي تُنشئ كلَّ مكوّن وكيفية انتقال المادة من مكوّن إلى آخر. ويتطلّب درسُ كلِّ مكوّنٍ على حِدةٍ تعريفًا واضحًا له.

بشكل عام، تُصنَّف مكوّنات المجرات إلى فئتَيْن رئيسيتَيْن: الأقراص والمكوّنات الكُرَويّة. هناك خمسةُ خصائصَ رئيسية تميّز الأقراص عن المكوّنات الكُرَويّة:

• الشكل: الأقراص مُفلطحة مع محورٍ واحد أقصر بكثير من المحورَيْن الآخرَيْن المتعامدَيْن والمتساويَيْن تقريبًا في الطول. أمّا المكوّنات الكُرَويّة فهي أقرب إلى الاستدارة مع ثلاثة محاور متعامدة متقاربة الطول.

• الحركيات: الأقراص مُدعومة بالدوران، حيث يكون المُكوّن السائد لسرعات النجوم في الاتجاه السَّمتي. أمّا المكوّنات الكُرَويّة فمُدعومة بالتشتّت، إذ تتّبع النجوم مداراتٍ عشوائية.

• العمر: غالبًا ما تتكوّن الأقراص من نجوم شابة تُكسبها ألوانًا زرقاء. أمّا المكوّنات الكُرَويّة فقد توقّف فيها تكوُّن النجوم منذ مليارات السنين، لذا فهي حمراء اللون.

• وفرة المعادن: تتبع وفرة المعادن أعمار النجوم بحيث تكون الأقراص الأحدث زمنيًّا أقلَّ غِنىً بعناصر ألفا مقارنةً بالمكوّنات الكُرَويّة الأقدم.

• توزيع الكثافة السطحية: تتبع الأقراص توزيعات كثافةٍ سطحيةٍ أسّية، بينما تتبع المكوّنات الكُرَويّة قانون دي فوكلور. في المجرات النموذجية، تهيمن التوزيعات الأسّية على الأطراف، بينما يهيمن في المراكز المكوّن الكُرَوي ذو قانون دي فوكلور.

قبل إجراء دراسات تفصيلية لأصل البُنى المجرّية، من الضروري تحديد المكوّنات الفردية. لوقتٍ طويل، كان يُفكَّك ضوئيًّا اعتمادًا على المظهر فقط . تظهر المجرات ذات الشكل القرصي ومنحنيات الدوران المنتظمة غالبًا توزيعات كثافةٍ سطحيةٍ أسّية. لذا، كثيرًا ما يُفترَض أن المجرات ذات التوزيعات الأسّية تحتوي على نجومٍ في مدارات دائرية منتظمة.

يمكن تصنيف الأقراص والمكوّنات الكُرَويّة بشكلٍ أوثق اعتمادًا على خصائصها الديناميكية. الأقراص مُدعومة بالدوران، بينما المكوّنات الكُرَويّة مُدعومة بالتشتّت. ومع ذلك، لا يمكن قياس الحركيات النجمية الدقيقة إلا في مجرّة درب التبانة. في المجرات الخارجية، توفّر مطيافية المجال المتكامل (IFU) أقصى قدرٍ من المعلومات الديناميكية على شكل خرائط لحظات السرعة على خطِّ البصر . يحتوي كلُّ عنصرٍ طيفي-مكاني (spaxel) على الضوء المُجمَّع من نجومٍ في مداراتٍ متنوّعة. ولتحديد النِّسَب النسبية للنجوم في كل مكوّنٍ مجرّي، يمكن بناء نماذج اتّزان للمجرات من نجومٍ مُنتخَبة من عائلاتٍ وطاقاتٍ متنوعة . لمثال حديث على نمذجة شفارتزشيلد باستخدام بيانات IFU، انظر . وكما في العديد من الرصودات، النجوم الشابة أكثر سطوعًا من القديمة، لذا عند وجود تجمّعٍ نجمي شابٍّ في المجرة، يصعب كشف حركيات التجمّع الأقدم. ومن ثمَّ يُرجَّح أن تُركِّز التحليلات على مُكوّن القرص في المجرات التي تحتوي على تجمّعاتٍ نجميةٍ شابة.

هناك عملٌ نظريٌّ كبير حول كيفية تكوُّن الأقراص والمكوّنات الكُرَويّة النجمية في سياق تكوُّن المجرات. عندما تنهار الهالات المجاورة، تُوفِّر عزمًا زاويًّا للغاز . في البداية، يكون للغاز والمادة المظلمة عزمٌ زاويٌّ مشترك. في الصورة القياسية، تتكوّن الأقراص النجمية من غازٍ يبرد ويستقرّ في اتّزانٍ مركزي في قاع الجهد ضمن هالةٍ من المادة المظلمة الدوّارة . وبما أن الغاز تصادميّ، يبقى في مداراتٍ شبه دائرية، وبالتالي تتكوّن النجوم أيضًا في مداراتٍ دائرية. تتكوّن الأقراص في هذه النماذج بتوزيعاتٍ أسّية على عدة أطوالٍ مميّزة . تتبع هذه المجرات القرصية علاقة تولّي–فيشر المرصودة وتنتج تشتّتًا في مستوى الحجم–السرعة الدورانية متوافقًا مع الرصد .

تقليديًّا، تزداد تشتّتات السرعة العمودية للأقراص عبر عمليات مثل الاندماجات الثانوية ، والهجرة الشعاعية أو التشتّت بواسطة كتلٍ كثيفة . بهذه الطريقة، ينشأ القرص السميك من تجمّعاتٍ نجميةٍ قديمة، بينما تُعيد الأجيال الشابة تكوين قرصٍ رقيق باستمرار. وتشير المُحاكاة العددية الحديثة إلى أن الصورة قد لا تكون بهذه البساطة؛ فقد يتكوّن القرص السميك من بيئة تكوُّنٍ مضطربة ناجمة عن الاندماجات ، أو بنية قرصية مُتكتِّلة ، أو نتيجة تأثيرات التغذية الراجعة النجمية .

في الصورة الهرمية لتكوُّن المجرات، قد تؤدّي الاندماجات إلى تدمير الأقراص الرقيقة بدرجةٍ كبيرة وتنتج مكوّنًا كُرَويًّا (انتفاخًا) . إلا أن انتشار الأقراص الرقيقة في الكون يُشير إلى أن تأثير الاندماجات محدود، أو أن الاندماجات قد تُساعِد لاحقًا في إعادة تكوين الأقراص . كما أن تساقط الغاز السلس بعد الاندماج قد يُعيد تكوين الأقراص الرقيقة .

تحسّنت المُحاكاة العددية لتكوُّن المجرات بشكلٍ كبير في العقد الأخير . وكان المُحرِّك الأساسي لهذا التقدُّم هو تطبيق تغذيةٍ راجعةٍ نجمية فعّالة . يمكن للتغذية الراجعة النجمية أن تمنع الفقد الكارثي للعزم الزاوي الذي كان يُعيق المحاكاة السابقة . بهذه الطريقة، أصبحت المُحاكاة الآن قادرةً على إعادة إنتاج العديد من الخصائص الإحصائية لتجمّعات المجرات .

وعلى وجه الخصوص، تُعيد العيّنة الكبيرة من المُحاكاة الكونية “التكبيرية” التي قدّمها إنتاج علاقة الكتلة النجمية–كتلة الهالة عبر أربع رتب مقدار عند انزياحاتٍ حمراء مختلفة. نموذج التغذية الراجعة المُستخدَم قادرٌ على إعادة إنتاج مجموعةٍ واسعة من القيود الرصدية ، ليس فقط لأنظمة كتلة درب التبانة بل أيضًا من الأقزام حتى أنظمة أكبر بعدة مرات من درب التبانة . إن حقيقة أن هذه المجرات تتبع علاقة الكتلة النجمية–كتلة الهالة عبر مدىً واسع من الكتل والانزياحات الحمراء تجعل هذه العيّنة اختبارًا مُفيدًا لتقييد نماذج تكوُّن النجوم باستخدام التغذية الراجعة النجمية.

رغم هذه النجاحات، لا تزال هناك أسئلةٌ مفتوحة. في هذه الدراسة نُركّز على اثنين منها: قلّة المجرات ذات السيادة القرصية في المُحاكاة، وزيادة سماكة هذه الأقراص. اقترح أن بعض “الصعوبة” في محاكاة المجرات الخالية من الانتفاخات يأتي من المقارنة غير المُلائمة بين الرصد والمحاكاة. غالبًا ما تعتمد رصودات المجرات “الخالية من الانتفاخ” على توزيعات الكثافة السطحية، بينما تأخذ المُحاكاة في الاعتبار الحركيات عند تحديد نسبة الانتفاخ. إحدى نتائج استخدام تغذية راجعةٍ نجمية قوية لتقييد تكوُّن النجوم هي زيادة اضطراب الغاز في المُحاكاة، مما يؤدّي إلى أقراصٍ أكثر سماكةً من الواقع .

يعدُّ تفكيك المجرات المُحاكاة أكثر مباشرةً من المجرات المرصودة لأن لدينا معلوماتٍ كاملة عن المواقع والسرعات (6 أبعاد) للجسيمات، بالإضافة إلى الأعمار والغِنى المعدني. يمكن أيضًا استخدام كل هذه المعلومات لإنشاء صورٍ اصطناعية للمجرات المُحاكاة بالاستناد إلى نماذج التجمّعات النجمية. بذلك، يمكننا إجراء مقارنةٍ بين تقنيات التفكيك الضوئي والحركي. ويمكن لهذه المقارنة أن تُسلِّط الضوء على كيفية تكوُّن المجرات وتُوفِّر اختبارًا إضافيًّا لمعرفة ما إذا كانت المجرات المُحاكاة باستخدام التغذية الراجعة النجمية تُشبه المجرات المرصودة في خصائصها.

يعتمد التفكيك الحركي القياسي الحالي للمجرات المُحاكاة على تحليل توزيع دائرية المدارات النجمية، \(\epsilon\) . تُحسَب الدائرية \(\epsilon(E) \equiv J_{\rm z}/J_{\rm c}(E)\)، حيث \(J_{\rm z}\) هو العزم الزاوي حول محور القرص (المركّبة السِّمْتية) للجسيم و\(J_{\rm c}(E)\) هو العزم الزاوي لمدارٍ دائري له نفس طاقة الربط \(E\). تُفضي هذه التفكيكات الحركية عادةً إلى مجراتٍ ذات نِسَب انتفاخ-إلى-قرص أعلى مما تُنتجه التفكيكات الضوئية للمجرات المرصودة . ومع ذلك، فإن الطرائق الكلاسيكية للتفكيك تجعل تصنيف النجوم ذات القيم المتوسّطة للدائرية مُلتبسًا.

إذا أردنا تتبّع أصول مكوّنات القرص والانتفاخ، فسيكون من المفيد إزالة، أو على الأقل تقليل، هذه التصنيفات المُلتبسة. وبما أن \(J_{\rm z}\) يُمثّل بُعدًا واحدًا فقط من فضاء الطور ذي الأبعاد الستة، اقترح إضافة طاقة الربط \(E\) ومُكوّن العزم الزاوي المُوازي لمستوى القرص \(J_{\rm p}\) للمساعدة في تصنيف النجوم بدقّةٍ أعلى. أيضًا، بدلًا من اعتماد عتبات ثابتة في الإحداثيات المختلفة للتمييز بين المكوّنَيْن ، استُخدمت خوارزميات تجميعٍ إحصائية لتحديد أفضل فاصلٍ يستند إلى البيانات نفسها.

في هذا البحث، نستخدم عيّنةً من ثمانية عشر مُحاكاة كونية عالية الدقة من مشروع التحقيق العددي لمئة جسم فلكي (NIHAO). نقترح ونختبر طريقةً جديدة للتفكيك الحركي مبنيةً على ما طرحه DM12. الهدف الأول من هذه الدراسة هو الحصول على تعريفٍ قويٍّ للأقراص في المُحاكاة، حتى نتمكّن من دراسة تاريخ تكوُّنها. الهدف الثاني هو مقارنة الرصد والمُحاكاة بطريقةٍ أكثر موثوقية، خاصة في القضايا المفتوحة حول سماكة القرص وهيمنته. وأخيرًا، يسمح لنا وجود عيّنةٍ من المجرات المُحاكاة تغطّي رتبة مقدار في الكتلة النجمية بالبحث عن اتجاهاتٍ مع الكتلة يمكن استخدامها لاحقًا للتنبؤات.

هيكل الورقة كما يلي: يصف القسم §2 كود المُحاكاة وعيّنة المجرات. وتُعرَض طريقة التفكيك الحركي في القسم §3. تُحلَّل الخصائصُ الخمس التي تُميّز الأقراص الحركية عن المكوّنات الكُرَويّة الحركية في قسم النتائج §4. وفي القسم نفسه نقارن أيضًا بعض خصائص المجرات المُحاكاة مع البيانات الرصدية. وتُعرَض الاستنتاجات في القسم §5.