قياس اللاتجانسات كمياً في توزيعات HI في المجرات المحاكاة

Hind Al Noori Andrea V. Macciò Aaron A. Dutton and Keri L. Dixon New York University Abu Dhabi, Abu Dhabi, UAE hindalnoori@nyu.edu

الملخص

تشكل محاكيات NIHAO الكونية مجموعة من مئة مجرة عالية الدقة. استخدمنا هذه المحاكيات لاختبار أثر التغذية الراجعة النجمية في مورفولوجيا توزيع HI في المجرات. أعدنا تشغيل عينة فرعية تضم عشرين مجرة باستخدام صيغ مختلفة لمعاملات التغذية الراجعة النجمية، بحثاً عن فروق في التوزيع المكاني والمورفولوجيا لغاز HI. وجدنا أن نماذج التغذية الراجعة المختلفة تترك بالفعل بصمة في HI، ويمكن مقارنتها، من حيث المبدأ، بالأرصاد الحالية والمستقبلية. ويمكن لهذه النتائج أن ترشد جهود النمذجة المستقبلية في تحديد معاملات التغذية الراجعة النجمية ضمن المحاكيات الكونية لتشكل المجرات وتطورها.

1 مقدمة

نحن نعيش حالياً في “العصر الذهبي” لعلم الكونيات، إذ تتزايد دقة القياسات والقيود الموضوعة على معظم المعاملات الكونية، بما يرسم تصوراً للكون أغنى بكثير مما كان ممكناً قبل بضعة عقود فقط. ومع ذلك، لا يزال الفهم الكامل للعمليات الكامنة وراء تشكل المجرات عصياً علينا، وقد ثبت أنه مشكلة صعبة في الفيزياء الفلكية الحديثة. ومن الأدوات الشائعة والقوية جداً لدراسة تشكل المجرات المحاكيات الكونية الهيدروديناميكية، التي تتيح لنا فحص التفاعل بين المعاملات الكونية، مثل المادة المظلمة، وفيزياء المادة الباريونية العادية. ولحسن الحظ، فإن وفرة العلاقات الرصدية ذات القيود الجيدة، مثل علاقة $M_{\rm star}-M_{\rm halo}$ ، وعلاقة $M$ - $\sigma$ ، وعلاقة تالي-فيشر، تتيح مقارنة مباشرة مع العلاقات المستخلصة من تحليل المجرات المحاكاة، ويمكن أن تعمل اختبارات اتساق للشروط الفيزيائية في المحاكيات.

أُنجز في السنوات الأخيرة عدد كبير من المحاكيات الكونية لتشكل المجرات، ولكل منها موضعه الخاص في فضاء معاملات الفيزياء الممكنة. تاريخياً، كانت المحاكيات الكونية تنتج عادة فائضاً من النجوم، مقارنة بالأرصاد، وغالباً مع تركيز كبير للنجوم في مركز المجرة (وتسمى هذه المشكلة مشكلة فرط التبريد، Stinson et al., 2013). وقد تبيّن لاحقاً أن التغذية الراجعة النجمية، في صورة التغذية الراجعة من المستعرات العظمى ورياح النجوم الضخمة، عنصر حاسم في فيزياء تشكل المجرات، وثبت أنها تخفف إلى حد كبير مشكلة الإفراط في إنتاج النجوم (Stinson et al., 2013). في هذه الدراسة استخدمنا محاكيات التقريب الهيدروديناميكية NIHAO (الدراسة العددية لمئة جرم فيزيائي فلكي)، وهي مجموعة فريدة من مئة مجرة عالية الدقة تمتد عبر طيف من أنواع المجرات، مع كتل لهالات المادة المظلمة تتراوح من $\sim 10^9 M_{\odot}$ إلى $\sim 10^{12} M_{\odot}$ (Wang et al., 2015). وقد ثبت أن محاكيات NIHAO تتفق مع عدد من العلاقات الرصدية، مثل عدم كفاءة تشكل النجوم (Wang et al., 2015) وعلاقة تالي-فيشر (Dutton et al., 2017).

يُستحث تشكل النجوم في المحاكيات عندما تُبلَغ عتبة كثافة معينة في الغاز. في محاكيات NIHAO، تُستخدم عتبة عالية لكثافة الجسيمات مقدارها $n$ = 10 cm^-3 بوصفها نمذجة بارامترية لتشكل النجوم، مقارنة بالمحاكيات الكونية كبيرة الحجم ILLUSTRIS و EAGLE التي تستخدم $n$ = 0.1 cm^-3 (Vogelsberger et al., 2014; Schaye et al., 2015). تتشكل النجوم الحقيقية عند كثافات تزيد على $n = 10^4$ cm^-3 في السحب الجزيئية، وهو أمر لا يمكن استنساخه عملياً بسبب التكاليف الحاسوبية الباهظة في أحدث المحاكيات اليوم. وهذا يستدعي دراسات متعمقة لتأثير العتبات المختلفة في تشكل المجرات، ومحاولات لربطها بالبيانات الرصدية. في هذه الدراسة، ولعينة فرعية تضم 20 من مجرات NIHAO البالغ عددها 100، أعدنا إجراء المحاكيات عند ثلاث عتبات مختلفة لكثافة الجسيمات، $n$ = 10 cm^-3، و $n$ = 1.0 cm^-3، و $n$ = 0.1 cm^-3، مع الإبقاء على كفاءة تغذية راجعة نجمية “مبكرة” (رياح نجمية من نجوم ضخمة، Stinson et al., 2013) مقدارها $\epsilon_{\rm ESF} = 13\%$ في حالتي $n$ = 10 cm^-3 و $n$ = 1.0 cm^-3، بينما اعتُمدت كفاءة مقدارها $\epsilon_{\rm ESF} = 4\%$ في حالة أدنى عتبة للكثافة (Dutton وآخرون، قيد الإعداد). وتُعرض إحدى المجرات من عينتنا في الشكل 1 عند العتبات الثلاث المختلفة $n$ المدروسة في هذا العمل.

Refer to caption — Figure 1: غاز HI من مجرة محاكاة عند عتبات مختلفة لكثافة تشكل النجوم $n$ = 10 cm^-3 (يساراً)، و $n$ = 1.0 cm ${-3}$ (وسطاً)، و $n$ = 0.1 cm^-3 (يميناً).

نسعى إلى تطوير مقياس كمي لمورفولوجيا غاز HI يمكن أن يعمل متتبعاً لنشاط التغذية الراجعة النجمية، ونختبره على عينتنا. وبامتلاك كمية موثوقة تقيس بنية المجرات ومورفولوجيتها، وفهم لكيفية تغير هذه الكمية مع الصيغ المختلفة لمعاملات تشكل النجوم، نكون قد طورنا أداة يمكن استخدامها لمقارنة المجرات المحاكاة بالبيانات الرصدية، ثم توظيفها لاحقاً لضبط المحاكيات بما يحقق توافقاً أفضل مع الواقع.

2 قياس المورفولوجيا كمياً

2.1 معامل جيني

معامل جيني (أو $G$ اختصاراً) مقياس إحصائي للتوزيع، ويُستخدم غالباً مقياساً اقتصادياً لعدم المساواة في مجتمع ما، حيث تعني $G=1$ اللامساواة القصوى واحتكار الثروة. وقد اقترح Lotz et al. (2004) اعتماد $G$ مقياساً كمياً لمورفولوجيا المجرات، وخلصوا إلى أن المجرات عند الانزياح الأحمر $z \approx 2$ تمتلك قيماً أعلى لـ $G$ مقارنة بالمجرات عند $z \approx 0$ . ودرس Lisker (2008) آثار نسبة الإشارة إلى الضجيج في $G$ ، ووجدوا أن $G$ يمكن أن يعتمد اعتماداً كبيراً على نسبة الإشارة إلى الضجيج إذا كانت هذه النسبة منخفضة نسبياً. وعلى الرغم من أن ذلك قد يسبب تعقيدات عند المقارنة مع الأرصاد، فإن هذه النتيجة لا تثير مشكلات في حالة المجرات المحاكاة، حيث لا يوجد ضجيج خلفي. نحسب $G$ لعينة المجرات لدينا لاستكشاف ما إذا كان $G$ يتغير بصورة ملحوظة مع تغير عتبة تشكل النجوم، لكننا لا نجد ترابطاً واضحاً.

2.2 فقاعات HI

تفرغ انفجارات المستعرات العظمى أحجاماً كبيرة من الفضاء، منتجة ما يسميه فلكيو الراديو “فقاعات HI،” أو مناطق إهليلجية ذات كثافة منخفضة من HI. غير أن مستعراً أعظم منفرداً من غير المرجح كثيراً أن يفرغ غازاً كافياً لتكوين فقاعة قابلة للتمييز، سواء في الرصد أو في المحاكاة. وبدلاً من ذلك، يُعتقد أن فقاعات HI التي نرصدها تنتج من عدة مستعرات عظمى تحدث خلال مدة قصيرة وعلى تقارب مكاني. ويمكن لهذه الفقاعات، ولا سيما وفرتها وحجمها، أن تعمل مؤشراً بديلاً طبيعياً للتغذية الراجعة النجمية، لأنها تقابل مباشرة مستعرات عظمى حديثة، وإن كان ذلك يتطلب قدراً من التحليل الاستقصائي. وبصرف النظر عن تعقيد ترجمة حجم الفقاعة إلى عدد المستعرات العظمى، والرياح النجمية من حيث التغذية الراجعة المبكرة، ومن ثم إلى المعدل الفعلي للتغذية الراجعة النجمية، نطوّر خوارزمية بسيطة لتحديد القيم الدنيا للكثافة في خرائط HI المواجهة لعينة المجرات لدينا، ثم نوسع فقاعات شبه دائرية إلى أن تبلغ الكثافة الغازية الحد الأقصى المسموح. والعتبة التي نفرضها اعتباطية فيزيائياً، وتستند إلى الفحص البصري للخرائط الناتجة.

بعد ذلك ندرس عدد الفقاعات في المجرة، والكسر من المجرة المغطى بفقاعات HI، مع حصر بحثنا في المنطقة التي تحيط بـ $\sim 0.8 M_{\rm gas}$ لضمان أن تقع الفقاعات بأمان داخل المجرة وبعيداً عن الحافة. نجد، كما قد نتوقع حدسياً، أن حالة أدنى عتبة لكثافة الغاز، $n$ = 0.1 cm^-3، تنتج فقاعات صغيرة أكثر مقارنة بحالات العتبات الأعلى، كما هو موضح في الشكل 3. وفي الشكل 3 نرسم عدد المجرات بدلالة الحد الأدنى لعدد فقاعات HI التي تحتويها. وتكون المنحنيات متمايزة بما يكفي لأن بحثاً مشابهاً عن فقاعات HI في البيانات الرصدية يمكن أن يُستخدم لإنتاج منحنيات مماثلة والتمييز بين نماذج مختلفة لتشكل النجوم مستخدمة في المحاكيات الكونية.

Figure 2: الكسر من المجرة المغطى بفقاعات HI مرسوماً مقابل عدد فقاعات HI في المجرة. عتبات الكثافة، $n$ ، بوحدات cm^-3.

2.3 دراسات نصف قطرية

نستكشف الخواص الإحصائية لكثافة الغاز بدلالة نصف قطر المجرة. وبما أننا نستخدم شبكات 2D لإنتاج خرائط المجرات، فإننا نستخدم خوارزمية دائرة نقطة المنتصف لتقريب حلقة بعرض بكسل واحد، ونستخدمها لحساب الخواص عند كل ‘نصف قطر’. وتُقاس أنصاف الأقطار هنا بالبكسلات لا بالوحدات الفيزيائية. نرسم الانحراف المعياري بدلالة نصف القطر بالبكسل لكل مجرة، فنجد أن $\sigma$ يميل إلى أن يبدأ بقيمة أعلى وأن ينخفض بسرعة أكبر في حالة $n$ = 10 cm^-3، مقارنة بالحالتين الأخريين. أما المجرات ذات عتبة كثافة الغاز $n$ = 0.1 cm^-3 فتبدأ بقيمة أقل لـ $\sigma$ في مركز المجرة، لكن مع انخفاض أبطأ في الانحراف المعياري. ويعرض الشكل 4 مثالاً على ذلك للمجرة نفسها المعروضة أعلاه في الشكل 1. وقد لا يكون ذلك سوى انعكاس للملاحظة أن المجرات ذات القيمة الأقل من $n$ تميل إلى الانتشار على نصف قطر أكبر، كما هي الحال لهذه المجرة ولعدة مجرات أخرى.

3 الاستنتاجات

لا يزال هذا المشروع قيد الإنجاز. نأمل أن نتوصل قريباً إلى كمية ترمّز معلومات مفيدة عن مورفولوجيا مجرة معطاة، وتكون في الوقت نفسه سهلة القياس لدى الفلكيين الرصديين. ومن بين المقاربات الثلاث التي جرّبناها حتى الآن، نجد أن الطريقة الأخيرة، أي استكشاف خواص المجرة بدلالة نصف القطر، واعدة على نحو خاص. ونأمل أن نطبق عملنا على أرصاد HI لمجرات حقيقية في المستقبل القريب.

3.1 شكر وتقدير

أُجريت المحاكيات على موارد الحوسبة عالية الأداء في جامعة نيويورك أبوظبي. يمثل مشروع NIHAO تعاوناً بين NYUAD، ومعهد ماكس بلانك لعلم الفلك في هايدلبرغ، ومرصد الجبل الأرجواني في نانجينغ.

References

Dutton et al. (2017) Dutton, A. A., Obreja, A., Wang, L., et al. 2017, Mon. Notices Royal Astron. Soc., 467, 4937
Lisker (2008) Lisker, T. 2008, Astrophys. J., 179, 319
Lotz et al. (2004) Lotz, J. M., Primack, J., & Madau, P. 2004, Astrophys. J., 128, 163
Schaye et al. (2015) Schaye, J., Crain, R. A., Bower, R. G., et al. 2015, Mon. Notices Royal Astron. Soc., 446, 521
Stinson et al. (2013) Stinson, G. S., Brook, C., Macciò, A. V., et al. 2013, Mon. Notices Royal Astron. Soc., 428, 129
Vogelsberger et al. (2014) Vogelsberger, M., Genel, S., Springel, V., et al. 2014, Mon. Notices Royal Astron. Soc., 444, 1518
Wang et al. (2015) Wang, L., Dutton, A. A., Stinson, G. S., et al. 2015, Mon. Notices Royal Astron. Soc., 454, 83