جوزيفينا مونتالبان\(^{1}\)، جي. تيد ماكيريث\(^{1,2,3,4}\)، أندريا ميغليو\(^{1,5,6}\)، فيورينزو فينتشينزو\(^{1,7,8}\)، كريستينا كيابيني\(^{9}\)، غايل بولدين\(^{10}\)، بونوا موسيه\(^{11}\)، أرليت نولز\(^{12}\)، ريتشارد سكوفلير\(^{12}\)، ماثيو فرار\(^{8,13}\)، إيما ويليت\(^{1,14}\)، غاي آر. ديفيز\(^{1,14}\)، أوليفر هول\(^{1,14}\)، مارتن بو نيلسن\(^{1,14,15}\)، سانيا خان\(^{1,14}\)، بن إم. ريندل\(^{1,14}\)، والتر إي. فان روسيم\(^{1,14}\)، جيسون دبليو. فيرغسون\(^{16}\)، ويليام جي. تشابلين\(^{1,14}\)

\(^{1}\) كلية الفيزياء والفلك، جامعة برمنغهام، برمنغهام B15 2TT، المملكة المتحدة

\(^{2}\) قسم الفلك والفيزياء الفلكية، جامعة تورنتو، 50 شارع سانت جورج، تورنتو، أونتاريو، M5S 3H4، كندا

\(^{3}\) المعهد الكندي للفلك النظري، جامعة تورنتو، 60 شارع سانت جورج، تورنتو، أونتاريو، M5S 3H8، كندا

\(^{4}\) معهد دنلاب للفلك والفيزياء الفلكية، جامعة تورنتو، 50 شارع سانت جورج، تورنتو، أونتاريو، M5S 3H4، كندا

\(^{5}\) قسم الفيزياء والفلك، جامعة بولونيا، فيا غوبتي 93/2، I-40129 بولونيا، إيطاليا

\(^{6}\) المرصد الوطني للفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء بولونيا، فيا غوبتي 93/3، I-40129 بولونيا، إيطاليا

\(^{7}\) مركز علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية، جامعة ولاية أوهايو، 191 شارع ويست وودروف، كولومبوس، أوهايو 43210، الولايات المتحدة الأمريكية

\(^{8}\) قسم الفلك، جامعة ولاية أوهايو، كولومبوس، أوهايو 43210، الولايات المتحدة الأمريكية

\(^{9}\) معهد لايبنيز لفيزياء الفلك بوتسدام (AIP)، أن دير شتيرنفارته 16، 14482 بوتسدام، ألمانيا

\(^{10}\) مرصد جنيف، جامعة جنيف، 51 طريق دي ماييت، 1290 سوفيرني، سويسرا

\(^{11}\) ليسيا، مرصد باريس، جامعة PSL، المركز الوطني للبحث العلمي، جامعة السوربون، جامعة باريس، 5 ساحة جول جانسن، 92195 مودون، فرنسا

\(^{12}\) معهد أبحاث علوم وتكنولوجيا الفضاء والفيزياء الفلكية (STAR)، جامعة لييج، 19c أليه دو 6 أوت، B-4000 لييج، بلجيكا

\(^{13}\) معهد الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء، جامعة بورتو، CAUP، شارع النجوم، 4150-762 بورتو، البرتغال

\(^{14}\) مركز الفيزياء الفلكية النجمية (SAC)، قسم الفيزياء والفلك، جامعة آرهوس، ني مونكيغاد 120، DK-8000 آرهوس سي، الدنمارك

\(^{15}\) مركز علوم الفضاء، جامعة نيويورك أبوظبي، صندوق بريد 129188، أبوظبي، الإمارات العربية المتحدة

\(^{16}\) قسم الفيزياء، جامعة ولاية ويتشيتا، ويتشيتا، كانساس 67260-0032، الولايات المتحدة الأمريكية

يتنبأ النموذج الكوني القياسي (\(\Lambda\)-CDM) بأن المجرات تتكون عبر تجميع هرمي على مقاييس زمنية كونية. وقد مرت مجرة درب التبانة، مثل غيرها من المجرات القرصية، باندماجات عنيفة وامتصاص لمجرات قزمة صغيرة في تاريخها المبكر. وبفضل بيانات Gaia-DR2 والمسوح الطيفية، تم التعرف على بقايا النجوم الناتجة عن تلك الاندماجات. إن التأريخ الزمني لمثل هذه الأحداث أمر بالغ الأهمية لكشف تكوّن وتطور المجرة عند الانزياحات الحمراء العالية، إلا أن ذلك كان صعبًا حتى الآن بسبب صعوبة الحصول على أعمار دقيقة لهذه النجوم القديمة جدًا. هنا، نجمع بين علم الزلازل النجمية – دراسة اهتزازات النجوم – مع الحركيات والغنى الكيميائي، لتقدير أعمار نجمية دقيقة (بنسبة تقريبية \(\sim\) 11%) لعينة من النجوم التي رصدها مرصد الفضاء كيبلر. والأهم من ذلك، أن هذه العينة تشمل ليس فقط بعض أقدم النجوم التي تشكلت داخل المجرة، بل أيضًا نجومًا تشكلت خارجيًا ثم تم امتصاصها لاحقًا في درب التبانة. وبالاستفادة من هذا التمييز العمري، نقدم دليلاً قويًا يدعم النماذج التي تشير إلى أن المجرة كانت قد كوّنت بالفعل جزءًا كبيرًا من نجومها (التي تقيم الآن بشكل رئيسي في قرصها السميك) قبل سقوط المجرة القزمة التابعة Gaia-Enceladus/Sausage قبل حوالي 10 مليارات سنة.
كشفت نتائج حديثة استنادًا إلى مهمة Gaia التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية أن محتوى النجوم في الهالة الداخلية لدرب التبانة يهيمن عليه حطام من بعض المجرات القزمة الضخمة نسبيًا، مثل Gaia-Enceladus/Sausage (يشار إليها لاحقًا بـ GES). ويُعتقد الآن أن حدث الاندماج مع GES كان من أهم الأحداث في تاريخ المجرة، حيث شكّل ما نراه اليوم. ولتقييد تأثير مثل هذه الاندماجات على درب التبانة والمجرات المشابهة، من الضروري فهم حالتها قبل وبعد الاندماج. ويتطلب ذلك رسم التسلسل الزمني لهذه الأحداث بأعلى دقة ممكنة (\(\sim 10\%\) لمتابعة أول 4 مليارات سنة بعد الانفجار العظيم). وقد قدرت عدة دراسات حديثة خصائص وتوقيت هذا الحدث الاندماجي ، بينما سعت دراسات أخرى (قبل وبعد Gaia-DR2) إلى تأريخ النجوم الممتصة ونجوم الموقع الأصلي في هالة درب التبانة (انظر مراجعة Helmi). وعلى الرغم من اختلاف الأهداف والمنهجيات، إلا أن تقنيات التأريخ هذه محدودة الدقة والموثوقية، إذ تعتمد على خصائص سطحية للنجوم وتوقعات من نماذج تطور النجوم، والتي تتأثر بعدم اليقين في الفيزياء وتداخل المعاملات، مما يصعب الحصول على أعمار نجمية بالدقة المطلوبة.

تُعد نجوم العمالقة الحمراء، نظرًا لطول أعمارها وسطوعها الذاتي العالي، مرشحة ممتازة لرسم خريطة الأعمار في مناطق مختلفة من درب التبانة. إلا أن تقدير أعمار العمالقة الحمراء في فضاء اللون-القدر باستخدام خصائصها السطحية يعطي نتائج غير مؤكدة، إذ أن ألوانها ولمعانها متشابهة بغض النظر عن الكتلة أو العمر. ولحسن الحظ، يوفر علم الزلازل النجمية، الذي يستكشف البنية الداخلية للنجوم، وسيلة للوصول إلى دقة تتراوح بين 10-20% في تأريخ أعمار العمالقة الحمراء الفردية.

من بين نحو 15,000 نجم عملاق أحمر من النوع K وG تم رصد اهتزازاتها في مجال تلسكوب الفضاء كيبلر، تقع نسبة صغيرة في نطاق الفقر المعدني المنخفض المميز لهالة درب التبانة الداخلية ومكون القرص عالي \(\mathrm{[\alpha/Fe]}\) (\(\mathrm{[Fe/H]} <-0.5\)). من بين هؤلاء، هناك حوالي 400 نجم تم قياس وفرة عناصرها بدقة، ومعاملاتها الجوية وسرعاتها الشعاعية من الإصدار الرابع عشر لمسح تطور مجرة درب التبانة الطيفي (APOGEE DR14)، بالإضافة إلى حركاتها الذاتية المفصلة من Gaia-DR2.

توفر بيانات كيبلر أطياف تردد اهتزازي عالية الجودة والدقة، مما يسمح بتقدير دقيق لترددات الأنماط ذات الدرجات الزاوية المختلفة (شعاعي \(\ell=0\)، ثنائي القطب \(\ell=1\)، رباعي القطب \(\ell=2\))، وبالتالي تحديد المعاملات الأساسية والحالة التطورية للنجوم. نستخدم أولاً هذه المعلومات الزلزالية لاستبعاد النجوم التي تقع في مرحلة الكتلة الحمراء (RC) (أي نجوم منخفضة الكتلة تحرق الهيليوم في النواة والتي من المرجح أنها فقدت كتلة في مراحل تطورها السابقة) والمراحل اللاحقة. بعد إزالة هذه النجوم، يتبقى لدينا عينة من \(95\) نجمًا على فرع العمالقة الحمراء (RGB) تم قياس ترددات أنماطها الشعاعية لاستخدامها كمدخلات زلزالية لاستنتاج أعمار دقيقة وموثوقة (انظر قسم الطرق والشكل الموسع 5 للمزيد من التفاصيل).

نقدّر خصائص النجوم (انظر الجدول التكميلي 1) باستخدام ترددات الأنماط الشعاعية الفردية والمعاملات الجوية من التحليل الطيفي كمدخلات رصدية في أداة AIMS، وهي أداة تقدير معاملات بايزية توفر أفضل توافق للخصائص النجمية وتوزيعات احتمالية كاملة من خلال المقارنة مع النماذج النجمية النظرية والترددات الاهتزازية الأداباتية (انظر الطرق والشكل الموسع 6 و7). الدقة التي نحققها في تقدير العمر، بمتوسط 11%، تتيح لنا فك التسلسل الزمني للأحداث قبل نحو \(\sim 12\) مليار سنة، كما سنوضح أدناه.

تم التحقق من متانة توزيعات الأعمار النجمية المقدرة لدينا من خلال إجراء اختبارات مختلفة (انظر قسم الطرق والأشكال الموسعة 8 و9 لوصف مفصل). علاوة على ذلك، كما هو موضح في الشكل 1، على الرغم من أننا قمنا بملاءمة أنماط \(\ell=0\) فقط، إلا أن الأطياف النظرية المتوقعة من معاملات النموذج الأفضل توافقًا تعيد إنتاج الأنماط غير الشعاعية (\(\ell=1, 2\)) في الأطياف المرصودة بدقة، مما يعزز الثقة في جودة المعاملات النجمية المستنتجة.

يلخص الشكل 2 الخصائص الزمنية والكيميائية والحركية للعينة النهائية المكونة من 95 نجمًا على فرع العمالقة الحمراء والتي تمكنا من تحديد أعمارها بدقة. في الشكل 2أ نعرض توزيع \(\mathrm{[Fe/H]}\)-\(\mathrm{[Mg/Fe]}\) (ملون حسب العمر)، إلى جانب توزيع عينة APOGEE DR14 (نقاط رمادية). تظهر النقاط الرمادية بوضوح، بالإضافة إلى كثافتين عند قيم \(\mathrm{[Fe/H]}\) الأعلى تمثلان تجمعي القرص المجري منخفض وعالي \(\mathrm{[\alpha/Fe]}\) والهالة الغنية بالمعادن داخلية المنشأ، تجمعًا متشتتًا عند \(\mathrm{[Fe/H] < -0.7}\) و\(\mathrm{[Mg/Fe]}\) متوسطة (\(\sim 0.1\) إلى \(0.2\))، حيث تقع مجموعة GES التي تم توصيفها مؤخرًا. تحتوي عينتنا النهائية (دوائر ملونة) على أعضاء من كل هذه التجمعات. كما ندرج، للمرجعية، موقع النجم \(\nu\) إندي، وهو نجم تحت عملاق ساطع تم تأريخه مؤخرًا باستخدام الزلازل النجمية وصنف كعضو في "القرص السميك المسخن".

تشير دراسات حديثة للهالة المجرية والمجرات القزمة في المجموعة المحلية إلى أن النجوم في تسلسل \(\mathrm{[Mg/Fe]}\) المنخفض عند \(\mathrm{[Fe/H] \lesssim -0.7}\) قد تم امتصاصها على الأرجح إلى المجرة. تشير نسب \(\mathrm{[\alpha/Fe]}\) في المجرات القزمة المحلية إلى تلوث أعلى من المستعرات العظمى من النوع Ia مقارنة بالمستعرات المنهارة نواتها، ويرجح أن ذلك بسبب ضعف نشاط تكوين النجوم وتدفقات الغاز القوية. ونتيجة لذلك، فإن نسب \(\mathrm{[\alpha/Fe]}\) فيها أقل من نجوم الهالة داخلية المنشأ، حيث تتأثر وفرة العناصر أكثر بمنتجات النوى من المستعرات المنهارة نواتها مقارنة بالنوع Ia.

استنادًا إلى الدراسات السابقة، نصنف عينة العمالقة الحمراء الزلزالية لدينا عبر قطع في فضاء \(\mathrm{[Fe/H]}\)-\(\mathrm{[Mg/Fe]}\) على طول الخط \(\mathrm{[Mg/Fe]} = -0.2\ \mathrm{[Fe/H]} + 0.05\). النجوم أسفل هذا الخط يُحتمل أن تكون قد تشكلت في مجرات قزمة ثم امتصت، أما التي فوقه فمن المرجح أنها تشكلت داخل المجرة. من الممكن أن يكون هناك تداخل بين التجمعين. ولتقليل ذلك، نقسم النجوم أسفل الخط إلى مجموعتين حسب شذوذ المدار (الإهليلجية) (محسوبة كما هو موضح في قسم الطرق). النجوم ذات المدارات الأكثر راديالية (شذوذ \(e > 0.7\)، رموز مفتوحة) هي الأكثر احتمالاً أن تكون قد امتصت من سلف GES.

يدعم الشكل 2ب، الذي يعرض وفرة النيكل بالنسبة للحديد \(\mathrm{[Ni/Fe]}\) ومجموع وفرة الكربون والنيتروجين بالنسبة للأكسجين \(\mathrm{[(C+N)/O]}\)، أن القطوع المطبقة تعزل التجمعات النجمية المختلفة بكفاءة. عينة APOGEE-DR14 أسفل خط \(\mathrm{[Fe/H]}\)-\(\mathrm{[Mg/Fe]}\) (نقاط رمادية كبيرة) فقيرة في كل من \(\mathrm{[Ni/Fe]}\) و\(\mathrm{[(C+N)/O]}\)، بما يتوافق مع المجرات القزمة المحلية التي تحتوي على نجوم ذات نسب \(\mathrm{[Ni/Fe]}\) أقل من درب التبانة. تقع نجوم عينتنا ذات الشذوذ العالي \(e\) و\(\mathrm{[Mg/Fe]}\) المنخفضة [المجموعة (A)] عند أدنى قيم \(\mathrm{[Ni/Fe]}\)، وهي منفصلة بوضوح عن المجموعات الأخرى، مما يعزز فرضيتنا بأن مجموعة \(\mathrm{[Mg/Fe]}\) المنخفضة و\(e > 0.7\) تشكلت على الأرجح خارج المجرة. أما المجموعة ذات الشذوذ المنخفض \(e\) و\(\mathrm{[Mg/Fe]}\) المنخفضة [المجموعة (B)]، فهي على الأرجح مزيج من نجوم ذات أصول مختلفة : ذيل منخفض الشذوذ لنجوم GES، الطرف الفقير بالمعادن من القرص الرقيق (مثلاً، النجمين عند \(\mathrm{[Fe/H]}\gtrsim-0.7\))، أو بقايا أحداث امتصاص أقل كتلة، كما قد يكون الحال للنجوم ذات أنماط \(\mathrm{[Ni/Fe]}\) و\(\mathrm{[(C+N)/O]}\) المشابهة لنجوم \(\mathrm{[Mg/Fe]}\) العالية، مما قد يشير إلى تاريخ تكوين نجمي مختلف في المجرة الأصلية. تكوين هذه المجموعة هو الأكثر حساسية لتفاصيل معيار التصنيف المعتمد، إلا أن ذلك لا يؤثر على متانة استنتاجاتنا الرئيسية حول الترتيب الزمني لمجموعتي GES و\(\mathrm{[Mg/Fe]}\) العالية [المجموعة (C)] (انظر قسم الطرق، والشكل الموسع 10).

يرتبط التسلسلان الأزرق (BS) والأحمر (RS) اللذان كشفت عنهما Gaia-DR2 في مخطط اللون-القدر للهالة المعرفة حركيًا، بتجمع نجمي من أصل خارج المجرة، وبالهالة داخلية المنشأ و/أو القرص السميك المسخن على التوالي. كما هو موضح في الشكل 3، فإن معظم نجوم مجموعتنا (C)، التي صنفناها كنجوم قرص/هالة عالية \(\mathrm{[\alpha/Fe]}\) داخلية المنشأ، تحتل التسلسل الأحمر، بينما تقع نجوم GES المحتملة في التسلسل الأزرق. تتيح لنا الأعمار الدقيقة التي يوفرها علم الزلازل النجمية ترتيب تكوين التجمع الممتص زمنيًا بالنسبة لتجمع \(\mathrm{[\alpha/Fe]}\) العالي داخل المجرة.

يعرض الشكل 4 النتيجة الرئيسية لدراستنا: توزيع النجوم في العينة حسب العمر وشذوذ المدار (ملونة حسب \(\mathrm{[Fe/H]}\)). يظهر اللوح العلوي التوزيعات الاحتمالية الهامشية للأعمار لمجموعاتنا الثلاث: (A) \(\mathrm{[Mg/Fe]}\) أقل من القطع و\(e>0.7\) (حطام GES)، جميعها متجمعة عند عمر وشذوذ متشابهين؛ (B) \(\mathrm{[Mg/Fe]}\) أقل من القطع و\(e < 0.7\)؛ و(C) \(\mathrm{[Mg/Fe]}\) أعلى من القطع، مع انتشار كبير في \(e\)، وأعمار أقدم ولكن مع ذيل واضح لنجوم أصغر عمرًا في التجمع.

كما في دراسات حديثة أخرى، نجد في عينتنا جزءًا من النجوم "الفتية ظاهريًا"، رغم وجود مؤشرات كيميائية تدل على أعمار قديمة (ارتفاع وفرة عناصر \(\alpha\) ونسبة C/N عالية). وبما أن علم الزلازل النجمية يعطي كتلة عالية لهذه النجوم، فقد تم التعرف عليها سابقًا كنجوم "زائدة الكتلة" وغنية بعناصر \(\alpha\) (من المرجح أنها نتاج نقل كتلة).

قمنا بملاءمة نموذج هرمي لأعمار النجوم في كل مجموعة، لتقييم متوسط العمر وانتشار الأعمار الداخلي لكل تجمع. نفترض أن العمر الحقيقي لكل نجم في كل مجموعة يُسحب من توزيع طبيعي بمتوسط عمر \(\mu\) وعرض \(\tau\)، مع تلوث من توزيع طبيعي أوسع بنسبة \(\epsilon\)، بمتوسط \(\mu_c\) وانتشار \(\tau_c\) لتمثيل مساهمة النجوم "زائدة الكتلة" (انظر الطرق والشكل الموسع 11 لوصف أكثر تفصيلاً). تظهر أفضل معاملات التوافق لكل تجمع في الجدول 1. وتشير النتائج إلى: أولاً أن متوسط العمر (\(\mu\)) للمجموعة (B) أقل بشكل ملحوظ من نجوم المجموعتين (A) و(C). وعلى الرغم من علمنا بأن بعض عناصرها قد تكون ملوثة من القرص الرقيق، إلا أننا نلاحظ أن اثنين فقط من أصل سبعة نجوم لها أقصى ارتفاع رأسي عن مستوى المجرة أقل من 1 كيلوبارسيك، وإزالتها من العينة لا يغير توزيع الأعمار. هذا الفرق واضح في التوزيع الاحتمالي للأعمار لهذه النجوم في الشكل 4 (المدرج التكراري الأصفر). ثانيًا نجوم المجموعة (A) (التي نربطها بسلف GES) لها متوسط عمر وانتشار متوافق مع نجوم المجموعة (C). وهذا يشير إلى أن هذه النجوم، التي يُحتمل أنها تشكلت خارج المجرة، تكونت في نفس الوقت تقريبًا أو بعد قليل من تجمع \(\mathrm{[\alpha/Fe]}\) العالي (C) الذي تشكل في درب التبانة بدءًا من حوالي \(\sim 10\) إلى \(11.5\) مليار سنة مضت، كما يظهر في هذه الدراسة.

توفر الأعمار الدقيقة المستنتجة هنا للأجسام الفردية في التسلسلين الأزرق والأحمر في الشكل 3، قيودًا حاسمة لنماذج تكوّن درب التبانة وللنقاش الأوسع حول المحركات الرئيسية لتكوّن القرص السميك، سواء كانت الاندماجات أو تراكم الغاز البارد. تشير بعض الدراسات الحديثة إلى أدلة غير مباشرة تدعم سيناريو يؤثر فيه الاندماج مع GES على تطور مجرة أولية عالية \(\mathrm{[\alpha/Fe]}\) كانت موجودة بالفعل. من خلال تحديد التسلسل الزمني للأحداث في درب التبانة المبكرة بأعمار دقيقة، تؤكد نتائجنا هذه الصورة الناشئة من دراسات أخرى والتي تشير إلى أن تجمع \(\mathrm{[\alpha/Fe]}\) العالي كان قد تشكل بالفعل عندما اندمجت GES مع درب التبانة.

إن حقيقة أن نجوم الهالة المجرية التي تنتمي إلى حطام GES المحدد كيميائيًا وحركيًا قد تشكلت في نفس الوقت أو بعد نجوم درب التبانة داخلية المنشأ المبكرة، لها آثار عميقة على تاريخ تكوّن وتجميع المجرة. وعلى الرغم من أن الطرف الفقير بالمعادن من القرص السميك (\(\mathrm{[Fe/H]<-0.5}\)) الذي حللناه هنا يُتوقع أن يكون أقدم من مكونه الرئيسي، إلا أن دراسة حديثة تظهر أن تجمع القرص السميك (\(\mathrm{-1.55<[Fe/H]<0.26}\) و\(\mathrm{[\alpha/Fe]>0.1}\)) له انتشار عمري داخلي لا يتجاوز 1.25 مليار سنة. وتشير هذه النتائج إلى أن غالبية نجوم تجمع \(\mathrm{[\alpha/Fe]}\) العالي كانت موجودة قبل الاندماج مع سلف GES (الذي له حد أدنى 9 مليارات سنة في قياسات أعمارنا، بما يتوافق مع وقت الاندماج المتوقع من المحاكاة الكونية الحديثة)، وتدعم النماذج التي تشير إلى أن GES لم يكن محفزًا رئيسيًا لتكوّن القرص السميك. وبما أنه من المعروف أن مثل هذه النجوم \(\mathrm{[\alpha/Fe]}\) لا تتكون إلا في أحداث تكوين نجمي كثيفة في مجرات غنية بالغاز، فإن ذلك يعني إما: أ) أن المجرة شهدت اندماجًا غنيًا جدًا بالغاز قبل GES، أو ب) أن محتوى الغاز الداخلي المبكر لدرب التبانة تم تراكمه بسرعة كافية لتكوين نجوم \(\mathrm{[\alpha/Fe]}\) العالية دون أي حدث اندماج. بينما يتنبأ السيناريو الأول بإمكانية وجود اندماج رئيسي آخر، يشير الثاني إلى أن تجميع المادة المظلمة في المجرة كان سريعًا بما يكفي لتراكم الغاز بكميات كافية في الأزمنة المبكرة لتحفيز هذا التكوين النجمي.

الطرق