مقدّمة

ترتبط عمليّة تشكّل المجرّات ارتباطاً وثيقاً بتاريخ إعادة التأيين الكوني. فعلى الرغم من أنّ الجاذبية وعمليات تبريد الغاز تؤدّيان إلى تشكّل الهالات المظلمة والمجرّات، فإنّ نجومها وكوازاراتها (QSOs) هي المصادر الأوّلية للفوتونات المُؤيِّنة التي تسخّن وتؤيّن الوسط المحيط بها، ما يوفّر تغذية راجعة سلبيّة لتدفّق الغاز اللاحق، لا سيّما في نطاق المجرّات القَزَمة . ونظراً للنطاق الديناميكي الواسع لجميع العمليات ذات الصلة، تُعَدّ المحاكاة الكونيّة إحدى أقوى الوسائل لدراسة تشكّل المجرّات وإعادة التأيين نظريّاً. ومع ذلك، فإنّ حلّ معادلة النقل الإشعاعي بالتزامن مع تطوّر البنية، والمعادلات الهيدروديناميكيّة، وتشكيل النجوم والثقوب السوداء إضافةً إلى تغذيتها الراجعة على الغاز، ما يزال مكلفاً حسابيّاً إلى حدّ كبير . ولهذا تميل الدراسات النظريّة إلى التركيز إمّا على إعادة التأيين مع معالجة تشكّل المجرّات بشكل تقريبي جدّاً، وإمّا على تشكّل المجرّات مع افتراض حقل إشعاعي متجانس ومتغيّر زمنياً، وهو ما يُسمّى بالخلفيّة فوق البنفسجيّة (UVB) المستخدمة في المحاكاة الكونيّة.

تتولّد الـ UVB من جميع الفوتونات عالية الطاقة (\(E > 13.6\,\mathrm{eV}\)) المنبعثة عبر تاريخ الكون من المصادر الأوّلية (النجوم والكوازارات) وغيرها ممّا يتمكّن من الهروب من هالات المادة المظلمة المُضيفة لها . وتحدّد الـ UVB الحالة الحرارية والتأيونية للوسط بين المجرّات المنتشر (IGM)، كما يحدِّد تراكم مصادرها مباشرةً إعادةَ تأيين HI وHeII. وقد اكتملت إعادة تأيين HI عند \(z\sim5\) ، ويُعتَقَد أنّ الإشعاع فوق البنفسجي من النجوم الضخمة هو المُحرِّك الرئيسي لها ، مع احتمال مساهمةٍ ملحوظة لعدد كبير من الكوازارات الخافتة عند انزياحات حمراء عالية . أمّا إعادة تأيين HeII فقد اكتملت لاحقاً عند \(z\sim2.8\) ، ويُعتَقَد أنّ الإشعاع فوق البنفسجي القاسي من الكوازارات هو مُحرّكها الرئيسي .

تُعدّ نماذج الـ UVB جزءاً أساسياً في دراسة تشكّل المجرّات عبر المحاكاة الكونيّة. فالقيم الجدوليّة لمعدّلات التأيين والتسخين الضوئي للهيدروجين والهيليوم المعتمدة على الانزياح الأحمر هي مُدخل مباشر في المعادلات التي تحكم تبريد الغاز وتسخينه. كان نموذج من أوائل نماذج الـ UVB التي دُمجت في المحاكاة الكونيّة . وعلى مرّ السنين، قام هؤلاء المؤلّفون بتحديث نموذجهم الأصلي ، كما اقترحت مجموعات أُخرَى بدائلَ . ولا تزال معظم المحاكاة الكونيّة الحديثة لتشكّل المجرّات تستخدم إمّا نسخاً من نموذج Haardt & Madau للـ UVB أو نموذج .

يُدرَج حالياً نموذج الـ UVB المُحدّث لـ في الإصدار الأحدث (17.01) من كود التخليق الطيفي CLOUDY . وهو مبنيّ على بيانات رصديّة حديثة حول الانبعاثية من كوازارات النوع الأوّل والمجرّات، وتوزيع HI في الـ IGM، ومتوسّط كسور الهروب للفوتونات المُؤيِّنة من المجرّات. كما أظهر مقارنةً بين النموذجين الأكثر استخداماً في المحاكاة، HM12 وFG09، ومع البيانات الحديثة التي استخدمها لتقييد نموذجه. فعلى سبيل المثال، من حيث معدّلات التأيين الضوئي، ينتج FG09 معدّلات HI أدنى من HM12 بين \(z\sim0.5\) و\(z\sim5.8\)، ومعدّلات HeII أدنى بكثير عند \(z\lesssim3.2\). أمّا معدّلات HI وHeII في FG09 فهي أعلى من نظيراتها في HM12 عند انزياحات حمراء \(\gtrsim 6\) و\(\gtrsim 3.5\) على التوالي، حيث تكون القيود الرصديّة شحيحة . وتخلص نماذج الـ UVB الحديثة إلى أنّ HM12 يُقلِّل من معدّل التأيين الضوئي لـ HI عند \(z=0\) بعامل يقارب \(\sim2\). وعند الانزياحات الحمراء المنخفضة (\(z<6\))، حيث القيود الرصديّة أقوى، تكون شدّة طيف الطاقة للـ UVB في HM12 أعلى من FG09 عند معظم الأطوال الموجية ذات الصلة. وتؤثّر النماذج المفترضة للـ UVB على نحوٍ خاص في تشكّل المجرّات الأقل كتلة، إذ يمكن لخلفيّة فوق بنفسجيّة قويّة أن تكبح تشكّل النجوم في هذه الأنظمة منخفضة الكتلة . وبسبب ضعف القيود الرصديّة عند \(z>6\)، قد تتباين نماذج الـ UVB كثيراً عند الانزياحات الحمراء العالية، ومن ثمّ تُغيّر التنبؤات للطرف المنخفض من دالّة اللمعان عند \(z\) مرتفع .

في الواقع، ليست إعادة التأيين متجانسة مكانياً؛ فعلى مقاييس المجرّات يمكن أن تهيمن المصادرُ الإشعاعيّةُ المحلّية غير المتجانسة، مثل النجوم والثقوب السوداء والغاز الساخن، على توزيع الفوتونات عالية الطاقة. ومن المؤكّد أنّ إعادة التأيين الرقعيّة وحقل الإشعاع المجري غير المتجانس القوي سيؤثّران في عمليّة تشكّل المجرّات. كان الأوّل في دراسة أثر المصادر الإشعاعيّة المحلّية على تشكّل مجرّة بكتلة درب التبانة في محاكاة كونيّة. استلهم هؤلاء المؤلفون من النماذج التحليلية لـ و لتطوير تقريب بصريّ رقيق يأخذ في الاعتبار تأثيرات الإشعاع المُؤيِّن من مناطق تشكّل النجوم ونجوم ما بعد فرع العملاق المُقارِب (AGB) على الحالة الحرارية والتأيونية للغاز. إنّ تطبيق الحقل الإشعاعي في كود N-body/SPH القديم gasoline هو تقريب لا يزيد وقت التشغيل كثيراً، ما يسمح لمحاكاة التكبير للمجرّات أن تمتدّ حتى \(z=0\)؛ وهذا ما لا يتأتّى عادةً مع الأكواد الهيدروديناميكيّة التي تحلّ فعليّاً معادلة النقل الإشعاعي أثناء التشغيل . ويعني التقريب البصري الرقيق أنّ شدّة الحقل الإشعاعي عند كل موضع في مجال المحاكاة تتناسب عكسياً مع مربّع المسافة إلى المصدر، فيما تُلخَّص جميع تأثيرات الامتصاص في كسور هروب تعتمد على خصائص المصدر.

استخدم حقيقة أنّ معدّل تشكّل النجوم (SFR) يرتبط رصديّاً بتدفّق الأشعّة السينية الناعمة ليبيّن كيف يتغيّر منحنى تبريد الغاز، وضمناً زمنُ التبريد، دالّةً في SFR لمجموعة من كتل الهالات الفلكية. كما أظهر اختلاف منحنيات التبريد المعتمدة على SFR عن تلك المحسوبة عندما يكون مصدر التأيين الضوئي الوحيد هو الـ UVB. ونظراً لأنّ الأشعّة السينية الناعمة قادرة على تأيين عناصر ثقيلة متعدّدة، فإنّ تدفّقاً كافياً منها يمكن أن يطيل زمن تبريد الغاز بشكل كبير، فتعمل آليّةَ تغذية راجعة استباقيّة؛ إذ لا يُطرَد الغاز من المجرّة كما في التغذية الراجعة الانفجارية المرتبطة بالمستعرّات العظمى ، بل يُمنَع من التبريد وبالتالي من تشكيل النجوم. واقترح وصفَ الحقل الإشعاعي الناشئ عن النجوم ونوى المجرّات النشطة (AGN) على مقاييس المجرّات من خلال شكل دالي عام يعتمد على عدد قليل فقط من المعاملات. كما بيّنوا أنّ تأثيرات مثل هذه الحقول التأيونيّة على دوالّ التسخين والتبريد يمكن تمثيلها بدوالّ في عدد محدود من العناصر الثقيلة المهمّة فقط. وقد حُسِّن تطبيق الحقل الإشعاعي الأصلي لـ لاحقاً بواسطة لكود arepo ليشمل انبعاث بريمسشترالونغ (Bremsstrahlung) من الغاز الهالوي الساخن، وقد اختُبر على محاكاة مُعَدّة مسبقاً لمجموعات مجرّية.

يستخدم طريقتين لدراسة تأثيرات التغذية الراجعة الإشعاعيّة في المجرّات من الأقزام الخافتة جدّاً إلى مجرّات شبيهة بدرب التبانة: طريقةً معتمدةً على الأشعّة، وأخرى معتمدةً على اللحظات. تفترض الطريقة المعتمدة على الأشعّة أنّ جميع تأثيرات الامتصاص تحدث قريباً من مصادر الإشعاع، وأنّ أزمنة انتقال الضوء مُهمَلة، ومن ثمّ فهي تمثّل تقريباً بصريّاً رقيقاً للنقل الإشعاعي، كما في تطبيق . أمّا طريقة اللحظات في فتهدف إلى التقاط النظام البصري السميك، وهي محافظة على الفوتونات بحكم البناء. ومع ذلك، فهي تتطلّب فرضاً صارماً لسرعة الضوء المحدودة، ما يزيد من التكلفة الحسابيّة، ولا تتقارب إلى الحلّ الصحيح لمعادلة النقل الإشعاعي في الحالة البصريّة الرقيقة.

حتى الآن لا يوجد سوى عملين، و، درسا تأثيرات الحقل الإشعاعي المحلّي على محاكاة تشكّل وتطوّر المجرّات الكونيّة، وذلك على عيّنة مجمّعة من سبع مجرّات تتراوح بين أقزام ومجرّات من نوع L\(^{\rm *}\). وجد انخفاضاً كبيراً في الكتلة النجميّة والسرعة الدائريّة العظمى عند \(z=0\) لمجرّة شبيهة بدرب التبانة عند احتساب الحقل الإشعاعي المحلّي. بينما توصّل إلى نتيجة معاكسة لمجرتي L\(^{\rm *}\) المحاكَاتين: لا تغيّر يُذكر في الكتلة النجميّة أو السرعة الدائريّة العظمى، مع العثور على تأثيرات أوضح في الأقزام الأربع المحاكاة. ونظراً لقلّة هذه الدراسات، نستكشف هنا تأثيرات التأيين الضوئي والتسخين الضوئي المحلّيَيْن الناتجين عن النجوم والغاز الساخن، وكذلك تأثير تغيير نموذج الـ UVB، على ثلاث مجرّات من مشروع التحقيق العددي لمئة جسم فلكي (NIHAO) . ولهذا الغرض، طبّقنا التقريب البصري الرقيق لـ في كود N-body/SPH gasoline2 .

يُنظَّم هذا البحث كما يلي: يصف القسم 2 معالجة تسخين الغاز وتبريده في الكود، بينما يعرض القسم 3 تطبيق مصادر الحقل الإشعاعي المحلّي ضمن بنية الجاذبية في gasoline2. ويقدّم القسم 4 لمحة موجزة عن المجرّات الثلاث من NIHAO التي أُعيدت محاكاتها باستخدام نموذج FG09 للـ UVB مع وبدون مساهمة إضافية من الحقل الإشعاعي المحلّي. وتُعرَض النتائج في القسم 5، مقسَّمةً إلى مناقشةٍ للفوارق في تواريخ التشكل، وأخرى لخصائص المجرّات عند \(z=0\). ويأتي الملخّص والمناقشة في القسم 6.