ندرس المجرّات فائقة الانتشار (UDGs) باستخدام مُحاكيات كونيّة دقيقة، بهدف فهم أصل هذه المجرّات في الحقل مقارنةً بمجموعات المجرّات. نجد أنّ مجرّات UDG في الحقل تنشأ من أقزام ضمن نطاق كتلي مُميَّز عبر عدّة حِقَب من التغذية الراجعة الناجمة عن المُستعرات العُظمى، بينما قد تتكوّن مجرّات UDG في المجموعات أيضًا عبر انتفاخٍ مِدّي وتُصبح خامدة نتيجة تجريدها من الغاز بفعل ضغط الكبح. تشترك مجرّات UDG في الحقل والمجموعات في خصائص متشابهة بغضّ النظر عن بُعدها عن مركز المجموعة. هالات المادّة المُظلمة المُحيطة بها تمتلك مُعامِل لَفّ (دوران) عاديًّا ونُوى داخليّة مُنبسطة للمادّة المُظلمة (cores). المُكوِّن النجمي يميل إلى شكل مُطاوَل (prolate) مع مؤشّر سيرسيك \(n\sim 1\) ومن دون دورانٍ ملحوظ. يزيل ضغط الكبح الغازَ من مجرّات UDG في المجموعات عند الحَضيض المداري، ما يوقف تشكُّل النجوم ويجعلها أكثر احمرارًا. يُنتج ذلك تدرُّجًا في اللون ومُعدّل تشكُّل النجوم مع المسافة عن مركز البيئة الكثيفة، كما هو مُشاهَد في العناقيد. نجد أنّ نحو 20% من مجرّات UDG الحقلية التي تسقط في هالةٍ ضخمة تبقى على قيد الحياة كأقمار UDG. إضافةً إلى ذلك، يمكن للأقزام العاديّة في الحقل ذات المدارات شديدة اللامركزيّة أن تتحوّل إلى UDG بالقرب من الحَضيض المداري بفعل الانتفاخ المِدّي، مُساهِمةً بنحو نصف عدد مجرّات UDG في المجموعات. نفسّر نتائجنا باستخدام نماذج تحليليّة مُبسَّطة، ونُظهر أنّ تجريد الغاز يعود في الغالب إلى ضغط الكبح لا إلى المدّ. نُقدِّر أنّ الطاقة المُودَعة بفعل المدّ في الجزء المُرتبط من القمر خلال مدارٍ واحد يمكن أن تُسبِّب انتفاخًا كبيرًا بشرط أن يكون المدار شديد اللامركزيّة.
الكلمات المفتاحية: المجرّات: تطوّر — المجرّات: تكوُّن — المجرّات: هالات
المجرّات فائقة الانتشار (UDGs) هي أنظمة منخفضة السطوع السطحي (\(\mu_{0}(g) > 24\) ماج/ثانية قوسيّة مربّعة) ذات أنصاف أقطار فعّالة كبيرة على نحوٍ مُفاجئ (\(r_{\rm 1/2} > 1.5\) كيلوبارسيك). كُتلها النجميّة شبيهة بالأقزام، وتُظهر مُنحنيات الكثافة السطحية لها مؤشّرات سيرسيك مماثلة لتلك الخاصّة بالمجرّات القرصيّة (انظر مثلًا [mowla17]، [greco18]). تنتشر مجرّات UDG في العناقيد والمجموعات ([vd15a]؛ [merritt16]؛ [koda15]؛ [yagi16]؛ [janssens17])، كما تُوجَد أيضًا في الحقل ([md16]؛ [rt17]؛ [leisman17]). في البيئات الكثيفة، تُظهر مجرّات UDG تجمّعات نجميّة ذات أعمار متوسّطة إلى قديمة، استنادًا إلى دراسات طيفيّة لحالات قليلة [fm18 gu18 rl18]. أمّا في الحقل، فتبدو مجرّات UDG أصغر أعمارًا نجميّة [pandya18]، مع دلائل على تشكُّلٍ نجميّ مستمرّ وأشكال غير منتظمة ونِسَب غاز مرتفعة كما هو مُعتاد في أقزام الحقل ([shi17 greco18]؛ وانظر أيضًا [papastergis17]).
لا يوجد حتى الآن إجماع حول كتلة هالة مجرّات UDG. في بعض الدراسات، الكتلة المُستنتَجة للهالة المُضيفة مماثلة لهالة درب التبانة [beasley16 vd16]. إلّا أنّ هذه التقديرات تعتمد على مدى صلاحيّة مقاييس الكتلة الديناميكيّة التجريبيّة [wolf10] لمجرّات UDG، وكذلك على استقراء مُنحنى الكتلة من موقع المُتتبّعات الحركيّة حتى نصف القطر الفيروسي. الدليل الأقوى على الكتلة العالية لبعض مجرّات UDG هو وفرتها الأعلى من العناقيد الكرويّة (GCs) مقارنةً بأقزام ذات كتلة نجميّة مماثلة ([vd17])، وأنّ وفرة العناقيد الكرويّة ترتبط بقوّة بكتلة الهالة [harris17]. مع ذلك، تُظهر مجرّات UDG تباينًا كبيرًا في وفرة العناقيد الكرويّة [lim18 amorisco18gc]، كما أنّ انتشارها في عنقود كوما يُشير إلى أنّها لا يمكن أن تتواجد جميعها في هالات بكتلة درب التبانة [amorisco18mass].
إضافةً إلى الجدل حول الكتلة، يبقى السؤال الأوسع: هل مجرّات UDG مميّزة في أي فضاء للمعاملات مقارنةً بالمجرّات “العاديّة”، أم أنّها فقط تمثّل أطراف التوزيعات؟ على سبيل المثال، ليس واضحًا بعد ما إذا كانت مجرّات UDG تُشكِّل نمطًا مميّزًا في توزيع \(r_{\rm 1/2}\) لجميع المجرّات ضمن نطاق الكتلة القزميّة (انظر [danieli18])؛ وبالنسبة للصورة القياسيّة التي تربط حجم المجرة بمُعامِل لفّ الهالة ونصف قطرها الفيروسي، هل تمثّل مجرّات UDG ذيل اللفّ/الدوران العالي للأقزام [al16 rong17]؟ علاوةً على ذلك، فإن مؤشّرات سيرسيك المنخفضة تُثير التساؤل حول ما إذا كانت فقط الطرف الخافت للمجرّات المُفلطَحة أم لا.
الدراسات النظريّة حول مجرّات UDG لا تزال في بداياتها. التحدّي الرئيسي يكمن في إنتاج عيّنة إحصائيّة من مجرّات UDG في المُحاكيات الكونيّة. إذا كانت مجرّات UDG أجسامًا قزميّة من حيث كتلة الهالة (\(\sim10^{10}M_\odot\))، فإنّ حلّها كأقمارٍ في هالةٍ بحجم كوما مُكلِف حسابيًّا: يتطلّب مدى ديناميكيًّا في الكتلة يتجاوز خمسة مراتب. إنتاج عيّنة إحصائيّة من أقزام الحقل أسهل. حدّد [dicintio17] أوّلًا مجرّات UDG في مُحاكيات \(\Lambda\)CDM [wang15]، وأظهر أنّ هالاتها المُضيفة تقع في نطاقٍ كتليٍّ ضيّق \(M_{\rm vir}=10^{10-11}M_\odot\)، وربط تكوُّنها بتدفّقات التغذية الراجعة المُتقطِّعة الناجمة عن المُستعرات العُظمى. كما قام [chan18] بقطع إمداد الغاز يدويًّا في مُحاكيات أقزام الحقل لمحاكاة ما يحدث للأقمار في البيئات الكثيفة، ووجدوا أنّ التغذية الراجعة النجميّة قبل “الاختناق” مع شيخوخة النجوم يمكن أن تُنتِج مجرّات UDG حمراء، بحسب توقيت التوقّف. هذا النهج لا يُمثِّل معالجة كاملة للبيئة الكثيفة، إذ يهمل تفاصيل التأثيرات المِدّية والتجريد بضغط الكبح، ويقتصر على عيّنة صغيرة. النماذج شبه التحليليّة يمكنها إنتاج مجرّاتٍ تُحقّق معايير الحجم والسطوع السطحي لمجرّات UDG ([al16]، [rong17])، لكن هذه المجرّات تقع تقريبًا حصريًّا في ذيل اللفّ/الدوران العالي للأقزام، وتعكس إلى حدٍّ كبير وَصفة الحجم في النموذج شبه التحليلي.
في هذا البحث، ندرس مجرّات UDG في الحقل والأقمار في مُحاكيات كونيّة دقيقة. نوسّع العمل السابق لـ[dicintio17]، ونُقدِّم نتائج جديدة حول الشكل، والتجمّع النجمي، وبنية هالة مجرّات UDG في الحقل. كما نُحدِّد مجرّات UDG كأقمار في مُحاكاة دقيقة لمجموعةٍ مجريّة [dutton15]، ونصف خصائصها كدالةٍ للمسافة عن مركز المجموعة، ونستكشف آليّات تكوُّنها.
خُطّة البحث كالتالي: في القسم 2 نصف المُحاكيات وكيفيّة إجراء القياسات. في القسمين 3 و4 نعرض النتائج لمجرّات UDG في الحقل والمجموعات على التوالي. في القسم 5 نستخدم نماذج تحليليّة مُبسَّطة لتوضيح آليّات تكوُّن مجرّات UDG المُستنتجة من نتائج المُحاكاة. في القسم 6 نُلخِّص النتائج.
عيّنة مجرّات الحقل مأخوذة من مجموعة مُحاكيات NIHAO [wang15]، وتضم 90 مجرّة بهالات كتلتها ضمن النطاق \(M_{\rm vir}(z=0) = 10^{9.5-12.3} M_\odot\)، طُوِّرت باستخدام كود SPH Gasoline 2.0 [wadsley17]. يشمل الكود وصفًا دون-شبكيّ لخلط المعادن والطاقة الاضطرابيّة [wadsley08]، وتبريدًا عبر خطوط الانبعاث في خلفيّة فوق بنفسجيّة موحّدة كما في [shen10]. تتّبع تشكُّل النجوم والتغذية الراجعة وَصفة مُحاكيات MaGICC [stinson13]: يصبح الغاز مُؤهّلًا لتشكُّل النجوم حسب قانون كينِّكَت–شميت عندما تتجاوز كثافته \(n_{\rm th} = 10.3\) سم\(^{-3}\) وتكون درجة حرارته أقل من 15000 كلفن؛ وتُعيد النجوم الطاقة إلى الوسط بين النجمي عبر التغذية الراجعة من المُستعرات العُظمى [stinson06] والتغذية الراجعة قبل الانفجار من النجوم الضخمة. أُجريت المُحاكيات في كونٍ مُسطَّح \(\Lambda\)CDM بمعاملات من تعاون بلانك ([planck15]؛ \(\Omega_{\rm m}= 0.3175\)، \(\Omega_{\Lambda}= 0.6824\)، \(\Omega_{\rm b}= 0.0490\)، \(h=0.671\)، \(\sigma_8 = 0.8344\)، \(n = 0.9624\)). تعتمد قوّة التنعيم وكتلة الجسيمات على كتلة المجرّة، بحيث يتم حلّ مُنحنى الكثافة حتى 1% من نصف القطر الفيروسي. بالنسبة لمجرّات UDG في مُحاكيات NIHAO، قيمة التنعيم النموذجيّة هي 132.6 فرسخ فلكي، وكتلة الجسيمات الغازيّة النموذجيّة \(1.173\times10^4M_\odot\).
عيّنة الأقمار مأخوذة من نظامٍ بكتلةٍ فيروسيّة \(M_{\rm vir}(z=0)=10^{13.33}M_\odot\) استُخدم سابقًا في [dutton15] لدراسة استجابة الهالة المُضيفة للمجرّات المركزيّة الساطعة (“halo4.2” في [dutton15]). وَصفات تشكُّل النجوم والتغذية الراجعة مُشابهة لتلك في مُحاكيات NIHAO، باستثناء أنّ عتبة تشكُّل النجوم تُحسب كالتالي: \(n_{\rm th} = 32(m_{\rm gas}/5)/\epsilon^3 =1.16\) سم\(^{-3}\)، حيث \(m_{\rm gas}=10^6M_\odot\) هي الكتلة الأوليّة لجسيم الغاز؛ و\((m_{\rm gas}/5)\) هي أقلّ كتلة لجسيم الغاز؛ و\(\epsilon=606\) فرسخ فلكي مشترك هو دقّة الفضاء. مجرّة UDG نموذجيّة لها \(m_\star\sim10^8M_\odot\) و\(r_{\rm 1/2}\sim 3\) كيلوبارسيك [vd15a] – إذا وُجدت مثل هذه الأنظمة في المُحاكاة، فستكون محلولةً بشكلٍ كافٍ بأكثر من 100 جسيم نجمي وأنصاف أقطار فعّالة تساوي تقريبًا \(5(1+z)\) مرّات \(\epsilon\). أُجريت المُحاكاة في كونٍ مُسطَّح \(\Lambda\)CDM بمعاملات من نتائج WMAP7 ([wmap7]؛ \(\Omega_{\rm m}= 0.2748\)، \(\Omega_{\Lambda}= 0.7252\)، \(\Omega_{\rm b}= 0.0458\)، \(h=0.702\)، \(\sigma_8 = 0.816\)، \(n = 0.968\)). لم تُدرَج تغذية راجعة من الثقوب السوداء النشطة.
تُحدَّد الهالات باستخدام أداة Amiga Halo Finder (AHF) [ahf] وفق تعريف فرط الكثافة الذي يساوي 200 مرّة الكثافة الحرجة للكون. تُستخرَج أشجار الاندماج باستخدام أداة Mergertree المُرافقة لـAHF من 64 إخراجًا موزّعة بالتساوي في عامل المقياس بين \(z\simeq17\) و\(z=0\). يُعرَّف السلف الرئيسي للقمر \(i\) بأنّه السلف \(j\) ذو أعلى قيمةٍ للمعيار \(\mathcal{M}=N^2_{i\cap j}/(N_i N_j)\)، حيث \(N_i\) و\(N_j\) هما عدد الجسيمات في \(i\) و\(j\) على التوالي، و\(N_{i\cap j}\) هو عدد الجسيمات المُشتركة بينهما.
نحسب المقادير الفوتومتريّة للجسيمات النجميّة في نطاقات \(B\) و\(V\) و\(R\) باستخدام نماذج التجمّعات النجميّة البسيطة من Padova [marigo08ssp] المُطبّقة في برنامج pynbody [pynbody]. يُحسب مُعدّل تشكُّل النجوم كالتالي: SFR = \(\langle M_\star(t_{\rm age} < t_{\rm max})/t_{\rm max}\rangle_{t_{\rm max}}\)، حيث \(M_\star(t_{\rm age} < t_{\rm max})\) هي الكتلة عند الولادة للنجوم الأصغر من \(t_{\rm max}\)، والمتوسّط \(\langle \cdots \rangle_{t_{\rm max}}\) يُحسب على جميع قيم \(t_{\rm max}\) في الفترة \([50, 100]\) مليون سنة بخطوات 0.5 مليون سنة. هذه القيم كافية لضمان إحصاءٍ جيّد.
نعتبر نصف القطر الفعّال \(r_{\rm 1/2}\) هو نصف قطر الكرة التي تحتوي على نصف الكتلة النجميّة، وقد تحقّقنا أيضًا من أنّ استخدام نصف القطر الفعّال من مُلاءمة مُكوِّن سيرسيك واحد لمُنحنى السطوع السطحي في نطاق \(V\) لا يُغيِّر النتائج نوعيًّا. نحسب السطوع السطحي المركزي باستخدام النجوم ضمن \(0.25r_{\rm 1/2}\). نعتبر مجرّات UDG هي تلك التي تُحقّق \(r_{\rm 1/2}>1.5\,{\rm kpc}\) وسطوعًا سطحيًّا مركزيًّا في نطاق \(V\) \(\mu_0(V)>24\) ماج/ثانية قوسيّة مربّعة.
نصفُّ شكل النظام عبر موتر الشكل [allgood06]:
\[ \mathcal{S} = \frac{1}{M} \sum_{k} m_k(\mathbf{r}_k)_i (\mathbf{r}_k)_j, \]
حيث \(m_k\) هي كتلة الجسيم \(k\)، و\((\mathbf{r}_k)_i\) هي المسافة من المركز إلى الجسيم \(k\) على المحور \(i\)، و\(M\) هي الكتلة الكلّية للحجم المدروس. القيم الذاتيّة لموتر الشكل تتناسب مع مربّعات أنصاف المحاور (\(a > b > c\)) للإهليلج الذي يصف توزيع الجسيمات. عمليًّا، ندرس شكل التوزيع النجمي داخل كرة نصف قطرها \(r_{\rm 1/2}\)، ونحسب القيم الذاتيّة باستخدام خوارزميّة تكراريّة كما في [tomassetti16]. نقيس مؤشّرات سيرسيك \(n_{\rm Sersic}\) عبر مُلاءمة مُكوِّن سيرسيك واحد لمُنحنيات الكثافة السطحية النجميّة التي نحصل عليها بإسقاط المنطقة الكرويّة ضمن \(0.2R_{\rm v}\) على خطّ رؤية. القيم التي نوردها لـ\(n_{\rm Sersic}\) مُقاسة في الوضع المواجه (face-on)، أي الإسقاط على المحور الأصغر لموتر الشكل. (تحقّقنا من أنّ الإسقاطات المختلفة تُعطي قيم \(n_{\rm Sersic}\) تختلف حتى 20% فقط.) نعرِّف نصف القطر الفيروسي \(R_{\rm v}\) بأنّه نصف القطر الذي تكون فيه الكثافة الكلّية المُتوسّطة 200 مرّة الكثافة الحرجة \(\rho_{\rm crit}\) للكون.