NIHAO XXIV: أنظمة مدعومة بالدوران أم بالضغط؟
تُظهر المجرات فائقة الانتشار المحاكاة توزعا واسعا في حركياتها النجمية

الملخص

في السنوات الأخيرة انفتحت نافذة جديدة على تطور المجرات بفضل تزايد اكتشاف المجرات ذات السطوع السطحي المنخفض، مثل المجرات فائقة الانتشار (UDGs). ولا تزال آلية تكوّن هذه الأنظمة مسألة محل نقاش واسع، وكذلك خصائصها الحركية. في هذا العمل، نعالج هذا الموضوع من خلال تحليل الحركيات النجمية لـ UDGs معزولة تشكلت في مجموعة المحاكيات الهيدروديناميكية NIHAO. ونبني خرائط مسقطة لسرعة خط البصر وتشتت السرعة لحساب الزخم الزاوي النوعي المسقط، ${\lambda }_{\mathrm{R}}$، بهدف توصيف الدعم الحركي للنجوم في هذه المجرات. وجدنا أن UDGs تغطي توزيعا واسعا يمتد من مجرات مدعومة بالتشتت إلى مجرات مدعومة بالدوران، مع وفرات متشابهة في كلا النظامين. وترتبط درجة الدعم بالدوران في UDGs المحاكاة بعدة خصائص، مثل مورفولوجيا المجرة، وارتفاع كسور HI، وكبر أنصاف الأقطار الفعالة مقارنة بالمجموعة المدعومة بالتشتت، بينما يكون دوران هالة المادة المظلمة وتاريخ تراكم الكتلة متشابهين بين الجمهرتين. ونبرهن أن اصطفاف الباريونات الساقطة إلى داخل المجرة البدئية عند $z$ مبكرة هو المحرك الرئيس للحالة الحركية النجمية عند $z$=0: فـ UDGs المعزولة المدعومة بالضغط تتكون عبر تراكم غازي غير مصطف، بينما تبني المدعومة بالدوران باريوناتها بطريقة منتظمة. وباحتساب آثار الميول العشوائية، نتنبأ بأن مسحا شاملا سيجد أن ما يقرب من نصف UDGs الحقلية يمتلك أقراصا نجمية مدعومة دورانيا، عند اختيار UDGs ذات نصف قطر فعال أكبر من $1$ kpc.

1 المقدمة

خلال الجزء الأخير من عقد 1980s، بدأ الفلكيون يجدون مجرات خافتة ومنتشرة إلى حد أنها كانت بالكاد تتميز عن خلفية السماء، (e.g Bothun et al., 1987, 1985; Schombert and Bothun, 1988; Impey et al., 1988). وقد مثّل اكتشاف هذه المجرات، المعروفة باسم المجرات منخفضة السطوع السطحي (LSB)، تحديا لنموذج $\mathrm{\Lambda }$CDM القياسي لتكوّن المجرات (انظر Bothun et al., 1997). وفي السنوات الأخيرة، أتاحت التحسينات في الأجهزة وتطوير تقنيات اختزال جديدة بلوغ حدود أخفت بكثير في القدر والسطوع السطحي (Merritt et al., 2014; van Dokkum et al., 2015; Fliri and Trujillo, 2016; Trujillo and Fliri, 2016; Martínez-Delgado et al., 2010)، فاتحة نافذة جديدة على كون السطوع السطحي المنخفض ومؤدية إلى اكتشاف المجرات فائقة الانتشار (UDGs، van Dokkum et al. 2015؛ لكن انظر de Blok et al. 1996 للإشارات الأقدم إلى مجرات ذات خصائص مشابهة). وقد وُجدت UDGs في عناقيد منخفضة الانزياح الأحمر (van der Burg et al., 2016; Mancera Piña et al., 2018) مثل Virgo (Mihos et al., 2005; Beasley et al., 2016)، وFornax (Muñoz et al., 2015) وعنقود Coma (Koda et al., 2015; Beasley and Trujillo, 2016; van Dokkum et al., 2015)، حيث جرى تحديد أكثر من $1000$ من هذه المجرات. ومع ذلك، بدأت تُكتشف في بيئات أقل كثافة: فقد وجد Martínez-Delgado et al. (2016) مجرة UDG في خيط عند أطراف العنقود الفائق Piscis-Perseus، واستخدم Prole et al. (2019) مسح Kilo-Degree Survey (KiDs) للبحث عن UDGs حقلية، وحدد Román et al. (2019) مجرة UDG حمراء في فراغ باستخدام IAC Stripe82 Legacy Survey (Fliri and Trujillo, 2016). وليس واضحا ما إذا كان الفرق الكبير بين عدد UDGs الحقلية وتلك داخل العناقيد عائدا إلى آلية تجعل UDGs أكثر احتمالا للتكوّن في البيئات عالية الكثافة، أم أنه مرتبط بتحيز رصدي، إذ إن استنتاج المسافة إلى هذه الأنظمة أسهل في المناطق الأكثر كثافة، ومن ثم يسهل تحديدها بوصفها UDGs (Román and Trujillo, 2017a).

بوجه عام، ترتبط خصائص UDG بالبيئة التي تعيش فيها: فقد درس Román and Trujillo (2017a) جمهرة UDG في عنقود Abell $168$ ووجدوا أن UDGs الأكثر زرقة تعيش في أطراف العنقود. وقدم Román and Trujillo (2017b)، مستخدما UDGs في Hickson Compact Groups، آلية تطورية ممكنة تصل بين الأنظمة الزرقاء المعزولة الغنية بـ HI وUDGs الأكثر احمرارا والفقيرة بـ HI الموجودة في العناقيد (انظر أيضا Trujillo et al., 2017). واستخدم Spekkens and Karunakaran (2018) العينة نفسها وأظهر أن هذه UDGs الزرقاء تمتلك خزانات ضخمة من غاز HI.

كما توحي حركيات نجومها وعناقيدها الكروية، تبدو UDGs مجرات تهيمن عليها المادة المظلمة، وهي عموما تتبع علاقة الكتلة النجمية بكتلة الهالة (انظر Beasley et al., 2016; Toloba et al., 2018; van Dokkum et al., 2019).

أكثر خصائص UDGs إثارة للدهشة هي أنها، على الرغم من امتلاكها كتلا نجمية كتلك الخاصة بالأقزام الصغيرة (${\mathrm{M}}_{\ast }\sim {10}^{6.5-9}{\mathrm{M}}_{\odot }$)، تمتلك أنصاف أقطار فعالة أكبر من $1\mathrm{kpc}$، شبيهة بتلك الخاصة باللولبيات الكبيرة. وهذان الجانبان معا هما سبب امتلاك UDGs سطوعا سطحيا فعالا منخفضا إلى هذا الحد، يصل إلى $27\mathrm{mag}{\mathrm{arcsec}}^{-2}$ (مثلا Yagi et al., 2016). ومع ذلك، كما نوقش في Trujillo et al. (2020)، يعتمد نصف القطر الفعال بقوة على ملف المجرة، ولذلك ينبغي توخي الحذر عند تفسيره بوصفه حجم المجرة. فقد قدموا بالفعل معاملا جديدا، أي نصف القطر الذي تنخفض عنده الكثافة النجمية إلى ما دون $1{\mathrm{M}}_{\odot }{\mathrm{pc}}^{-2}$، ويبدو أنه أوثق صلة بالحجم الفيزيائي للمجرة: وبتطبيق هذا المعامل على UDGs، وجد (Chamba et al., 2020) عدم وجود دليل على أنها كبيرة بصورة غير عادية مقارنة بالأقزام الأخرى. ومن ثم، فإن السؤال الناشئ من عملهم لا يتعلق بأحجامها، بل بسبب افتقار UDGs إلى حدبة مركزية في ملفات سطوعها السطحي، بخلاف الأقزام الأخرى ذات الكتل النجمية المشابهة.

حتى اليوم، لا يوجد توافق في المجتمع العلمي بشأن آليات تكوّن UDGs. ويمكننا تمييز مجموعتين من آليات التكوّن المقترحة:

1. تلك التي تتطلب أن تعيش UDGs في مناطق عالية الكثافة، وفي هذه الحالة قد تفسر الآثار البيئية، مثل التجريد بضغط الاندفاع في الأزمنة المبكرة نتيجة سقوط المجرة في العنقود (Yozin and Bekki, 2015; Tremmel et al., 2019, 2020; Sales et al., 2020)، أو التسخين المدي (Carleton et al., 2018)، أو لقاءات الجسمين (Baushev, 2018)، خصائص UDGs داخل العناقيد؛

2. وتلك التي تستدعي آليات داخلية ضمن UDGs نفسها، وتسمح لهذه المجرات بالتكوّن أيضا في الحقل. ويقترح سيناريو الدوران العالي (الذي اقترحه في البداية Amorisco and Loeb 2016، وانظر أيضا Rong et al. 2017; Liao et al. 2019) أن UDGs قد تكون امتدادا طبيعيا لجمهرة الأقزام التي تعيش داخل هالات مادة مظلمة عالية الدوران، بينما يبين السيناريو المدفوع بالتغذية الراجعة، الذي اقترحه Di Cintio et al. (2017) ودعمه لاحقا Chan et al. (2018)، باستخدام مجموعة محاكيات NIHAO (Wang et al., 2015) ومحاكاة FIRE (Hopkins et al., 2014) على الترتيب، أن أحداث المستعرات العظمى المتعاقبة تولد تدفقات خارجية مدفوعة بالتغذية الراجعة تسطح ملفات الكثافة لكل من المادة المظلمة والنجوم، مؤدية إلى السطوع السطحي المنخفض المميز لـ UDGs.

إن آليات التكوّن المذكورة أعلاه ليست متنافية، ويمكن أن تتآزر معا لتشكيل جمهرة UDGs بأكملها (انظر Chilingarian et al. 2019).

يمثل فهم نشوء UDGs في سياق كوسمولوجي تحديا. وعلى وجه الخصوص، يصعب محاكاة مثل هذه الأنظمة الصغيرة، التي تتطلب دقة عالية لحل الفيزياء تحت الشبكية، ضمن بيئات كثيفة تضم مجرات عديدة أكبر كتلة (مع ذلك، انظر العمل الحديث لـ Tremmel et al., 2019, 2020; Sales et al., 2020). وفي المقابل، تستطيع محاكيات التكبير حل الأنظمة منخفضة الكتلة ضمن بيئات حقلية أقل كثافة، وقد تمكنت هذه المحاكيات من إعادة إنتاج جماعات من UDGs، كما هو مبين في Di Cintio et al. (2017) وJiang et al. (2019) باستخدام مجموعة محاكيات NIHAO (Wang et al., 2015)، وفي Chan et al. (2018) باستخدام محاكيات FIRE (Hopkins et al., 2014)، أو في Liao et al. (2019) باستخدام محاكيات AURIGA (Grand et al., 2017).

بسبب الطبيعة المنتشرة لهذه الأنظمة، لا توجد إلا محاولات قليلة وحديثة لقياس تدرجات السرعة: فقد حلل Mancera Piña et al. (2019) حركيات مكوّن HI في $6$ UDGs، ووجدوا سرعة دائرية أقل من المتوقعة من علاقتها الباريونية Tully-Fisher؛ وحدد Sengupta et al. (2019) تدرجا في السرعة في قرص HI للمجرة UGC 2162 متوافقا مع المتوقع من أقزام ذات كتل مماثلة؛ وأجرى Leisman et al. (2017) تحليلا منهجيا للمصادر الغنية بـ HI من فهرس ALFALFA (Giovanelli et al., 2005)؛ ودرس Ruiz-Lara et al. (2018)، عبر تحليل طيفي لنجومها، $5$ UDGs في عنقود Coma، مقدما حدودا علوية لدورانها النجمي ومبينا أنها متوافقة مع كونها أقزاما؛ وقاس Chilingarian et al. (2019)، عبر أطياف متوسطة الدقة، حركيات $9$ UDGs في عنقود Coma، فوجدوا إشارات إلى دوران حول المحور الكبير في $3$ منها؛ واكتشف Emsellem et al. (2019)، باستخدام مطيافية المجال المتكامل MUSE، إشارة إلى دوران متطاول في المجال النجمي NGC1052-DF2 (انظر van Dokkum et al. 2018; Trujillo et al. 2019; Ruiz-Lara et al. 2019 لمناقشة مفصلة للخصائص الفيزيائية لهذه المجرة)، وحلل Collins et al. (2020) المجرة الشديدة الانتشار And XIX فوجد تدرجا هامشيا في السرعة باستخدام نجوم $\sim 100$ في الفرع العملاق، واستخدم van Dokkum et al. (2019) الحركيات النجمية المحلولة مكانيا لـ UDG DF44 لإظهار عدم وجود دليل على الدوران على امتداد محورها الكبير.

في هذه المخطوطة نستخدم مجموعة محاكيات NIHAO من أجل تحديد الدعم الحركي للمكوّن النجمي في UDGs الحقلية المحاكاة، وندرس تطور هذه الأنظمة بوصفه دالة في الانزياح الأحمر من أجل تحديد الآليات التي تولد الدعم بالدوران مقابل الدعم بالتشتت في UDGs.

تُنظم هذه الدراسة على النحو الآتي: في القسم 2 سنشرح تفاصيل محاكيات NIHAO ومعايير اختيار المجرات؛ وفي القسم 3 سنعرض الخرائط الحركية النجمية لـ UDGs المحاكاة لدينا، ونحدد معيارا للتمييز بين الدعم بالدوران والدعم بالتشتت في مكونها النجمي، ونبين أن وجود جماعتين مختلفتين حركيا يمكن أن يرتبط باصطفاف تراكم الغاز عبر الزمن الكوني. وأخيرا، في القسم 4 سنلخص النتائج ونقدم استنتاجاتنا الرئيسة، مع تقديم تنبؤات رصدية عن عدد UDGs المدعومة بالدوران مقابل المدعومة بالضغط المتوقع في السماء.

2 المحاكيات

2.1 مجموعة محاكيات NIHAO

Figure 1: من اليسار إلى اليمين، نعرض القدر المطلق في حزمة $r$ ($M_r$)، ونصف القطر الفعال ثلاثي الأبعاد $2$D ($R_{\mathrm{eff}}$)، والسطوع السطحي الفعال (${\mu }_{\mathrm{eff}}$) لجميع مجرات NIHAO (بالأبيض) ولعينتنا المختارة من UDGs (بالأحمر). حُسبت جميع الخصائص في هيئة المواجهة. في هذا العمل نعرّف UDG بأنها أي مجرات ذات وذات $R_{\mathrm{eff}}>1$kpc، وهو ما يختار تلقائيا مجرات ذات سطوع سطحي منخفض قدره ${\mu }_{\mathrm{eff}}>23.5\mathrm{mag}/{\mathrm{arcsec}}^2$: وبذلك نُدرج بعض المجرات الأكبر منخفضة السطوع السطحي مقارنة بالعينة المعروضة في Di Cintio et al. (2017). لدينا إجمالا $37$ جسما منتشرا منخفض السطوع السطحي يحقق معايير الاختيار لدينا، وتُوسم عموما بأنها UDGs في هذا الشكل وعبر الورقة.

نستخدم مجموعة من المجرات المحاكاة بطريقة التكبير من مشروع Numerical Investigation of a Hundred astrophysical Objects (مشروع NIHAO، Wang et al., 2015). يستخدم هذا المشروع شيفرة N-body للهيدروديناميك الجسيمي الملس (SPH) المعروفة باسم Gasoline2 (Wadsley et al., 2017)، وقد شُغّل باستخدام كوسمولوجيا Planck (Planck Collaboration et al., 2014).

تتضمن هذه المحاكيات ثلاثة أنواع من الجسيمات: المادة المظلمة، والنجوم، والغاز. وقد ثُبّتت طريقة تشكل النجوم من جسيمات الغاز من أجل إعادة إنتاج قانون Kenicutt-Schmidth. وتكون جسيمات الغاز الباردة والكثيفة بما يكفي، مع عتبتي كثافة ودرجة حرارة تبلغان $n_{th}>10.3{\mathrm{cm}}^{-3}$ و على الترتيب، مؤهلة لتكوين النجوم، وتشمل آليات التبريد خطوط الهيدروجين والهيليوم والمعادن، إضافة إلى تبريد Compton (Shen et al., 2010).

يمثل كل جسيم نجمي جمهرة من النجوم. ويتبع عدد النجوم ذات كتلة معينة دالة كتلة ابتدائية Chabrier (Chabrier, 2003). ويحدد هذا النوع من IMF عدد النجوم الضخمة المتكونة في أحداث تكوين النجوم، ما يثبت عدد أحداث المستعرات العظمى (SN). وتسخن هذه النجوم الضخمة جسيمات الغاز المحيطة عبر الرياح النجمية والإشعاع (Stinson et al., 2006). ويشار إلى هذا النوع من التغذية الراجعة باسم "التغذية الراجعة النجمية المبكرة"، وقد ثبت أنه أساسي من أجل إعادة إنتاج مجرات تتبع علاقات القياس الصحيحة (Brook et al., 2012; Stinson et al., 2013). وفي وقت لاحق، تنفجر هذه النجوم الضخمة بوصفها SN، حاقنة الطاقة والمعادن في الغاز المحيط عبر موجات صدمية كما وصف في Stinson et al. (2006). وبوجه عام، تقع أحداث SN هذه في بيئات عالية الكثافة لا تُحل فيها تفاصيل الوسط بين النجمي، مما يؤدي إلى تبريد زائد سريع. ولتجنب هذه المسألة العددية، يُعطل التبريد داخل نصف قطر موجة الانفجار.

إلى جانب التسخين عبر التغذية الراجعة النجمية المبكرة وتغذية SNe الراجعة، تُسخن جسيمات الغاز أيضا بفعل خلفية فوق بنفسجية تعتمد على الانزياح الأحمر (Haardt and Madau, 2012).

تتبع المعادن المحقونة في ISM عبر SN (من النوع II والنوع Ia) المردودات الكلاسيكية من الأدبيات (Thielemann et al. 1986 بالنسبة إلى SNe Ia وWoosley and Weaver 1995 بالنسبة إلى SNe من النوع II)، ويُوصف انتشارها عبر ISM في Shen et al. (2010).

ضُبطت الدقة لكل مجرة لكي تحل ملف الكتلة حتى $1\%$ من نصف القطر الفيريالي (Wang et al., 2015)، وذلك من أجل حله داخل نصف قطر نصف ضوء المجرة، الذي يكون عادة من ذلك الرتبة من المقدار (see Kravtsov, 2013). والمجرات من NIHAO هي مجرات مركزية معزولة (وهذا مطلب لتقنية التكبير، انظر Wang et al., 2015) تتفق مع تنبؤات مطابقة الوفرة من Moster et al. (2013).

وبما أن جميع مجرات NIHAO معزولة، فإن بناء شجرة الاندماج لكل منها مباشر، وذلك بتتبع أكثر الهالات كتلة عند أي انزياح أحمر. وقد حُددت الهالات في كل لقطة باستخدام Amiga Halo Finder (Gill et al., 2004; Knollmann and Knebe, 2009)

2.2 اختيار المجرات

Figure 2: خرائط الحركيات النجمية لاثنتين من UDGs من مجموعة محاكيات NIHAO. من الأعلى إلى الأسفل نعرض على الترتيب خرائط السطوع السطحي، وسرعة النجوم على خط البصر، وتشتت سرعة النجوم. يمثل العمود الأيسر حالة واضحة لـ UDG مدعومة بالتشتت، بينما يمكن في العمود الأيمن ملاحظة مكوّن دوران قوي في مجال سرعة المجرة. ويُعرض كلا الجسمين على الحافة، مع خط أسود يمثل خط تساوي السطوع الذي يحصر المساحة نفسها التي تحصرها دائرة نصف قطرها يساوي $R{}_{\mathrm{eff}}$: وسنستخدم خطوط تساوي السطوع هذه لحساب المساهمة النسبية للدوران والتشتت في الحركيات النجمية، كما هو مبين في الشكل 3.

عينتنا مجموعة من المجرات القزمة المحاكاة، كلها في عزلة، ذات كتل نجمية أقل من $M_{\ast }$${10}^9{\mathrm{M}}_{\odot }$ وأنصاف أقطار فعالة $2D$ أكبر من $R_{\mathrm{eff}}$$=$$1\mathrm{k}\mathrm{p}\mathrm{c}$. وقد تحققنا من أن كل المجرات المختارة محلولة جيدا، إذ تمتلك كل منها ما لا يقل عن $\sim 9000$ جسيم نجمي. وبهذا الاختيار تُضمن طبيعة السطوع السطحي المنخفض لهذه المجرات؛ عمليا، نختار فقط الأجسام ذات السطوع السطحي الفعال الأقل من ${\mu }_{\mathrm{eff}}$$\sim$$23.5\mathrm{mag}{\mathrm{arcsec}}^{-2}$، حيث يُعرّف ${\mu }_{\mathrm{eff}}$ على أنه:

$${\mu }_{\mathrm{eff}}[\mathrm{mag}{\mathrm{arcsec}}^{-2}]={ℳ}_{\odot }+21.572-2.5{\log }_{10}\left(\frac{(\mathrm{L}/2)/{\mathrm{L}}_{\odot }}{\pi {({\mathrm{R}}_{\mathrm{eff}}/\mathrm{pc})}^2}\right)$$ (1)

حيث إن ${ℳ}_{\odot }$ هو القدر المطلق للشمس؛ و$L/2$ نصف اللمعان الكلي للمجرة (أي اللمعان المحصور داخل نصف قطر فعال)، و$R_{\mathrm{eff}}$ نصف القطر الفعال الدائري $2D$. وقد حُسب كل من نصف القطر الفعال والسطوع السطحي الفعال في حزمة $r$ وفي إسقاط المواجهة.

من العينة الكاملة لمجرات NIHAO، يحقق $38$ جسم هذه المعايير، واستبعدنا كذلك مجرة واحدة تبدو بصريا أنها تخضع لاندماج عند $z=0$.

ومن ثم تبقى لدينا عينة نهائية من $37$ مجرة محاكاة منخفضة السطوع السطحي وفائقة الانتشار. لاحظ أن معايير الاختيار المستخدمة في هذا العمل هي نسخة أقل تقييدا من تلك المستخدمة في Di Cintio et al. (2017)، التي اتبعت تعريف UDG الأصلي من van Dokkum et al. (2015): ففي Di Cintio et al. (2017) اختار المؤلفون المجرات فقط حتى ${\mathrm{M}}_{\ast }={10}^{8.5}{\mathrm{M}}_{\odot }$، مما أدى إلى عينة أصغر من المبلغ عنها هنا.

في الشكل 1 نعرض توزيع القدر وأنصاف الأقطار الفعالة والسطوع السطحي الفعال للعينة الكاملة من NIHAO (مدرجات بيضاء) وللمجرات الشبيهة بـ UDG (مدرجات حمراء).

Figure 3: توصيف الحركيات النجمية لمجرات NIHAO UDG المحاكاة في عينتنا، من خلال مخطط تباين الخواص (${\lambda }_{\mathrm{R}}$، اللوحات العلوية) ومخطط $V_{\max }/{\sigma }_0$ (اللوحات السفلية) مقابل الإهليلجية ثنائية الأبعاد 2D، وذلك عند $4$ ميول مختلفة للمجرات (من اليسار إلى اليمين، $90\mathrm{°}$، $60\mathrm{°}$، $30\mathrm{°}$ و$0\mathrm{°}$). في كل اللوحات رُمّزت UDGs لونيا بحسب سطوعها السطحي الفعال، ${\mu }_{\mathrm{eff}}$، في هيئة المواجهة، لتسهيل تعرف المجرات في الإسقاطات المختلفة. هنا، يمثل ${\lambda }_{\mathrm{R}}$ وكيلا للزخم الزاوي النوعي للنجوم (انظر Emsellem et al., 2007)، ويمثل $V_{\max }$ السرعة العظمى على خط البصر los المحسوبة من الخرائط الحركية، ويمثل ${\sigma }_0$ تشتت السرعة على خط البصر داخل نصف قطر فعال واحد، ويمثل ${ϵ}_{2\mathrm{D}}$ الإهليلجية المسقطة. وقد حُسبت هذه الكميات داخل خط تساوي السطوع الموصوف في الشكل 2 وفي النص. يفصل الخط الأسود المتصل (${\lambda }_{\mathrm{R}}=0.31\sqrt{{ϵ}_{2D}}$) بين المجرات التي يهيمن عليها الدوران (فوق الخط) وتلك التي يهيمن عليها التشتت (تحت الخط)، وفقا لتعريف Emsellem et al. (2011). وتشير الرموز إلى المجرات التي عُرّفت، في إسقاط الحافة، على أنها مدعومة بالدوران (مربعات) أو مدعومة بالتشتت (مثلثات)، وقد أبقينا مخطط الرموز نفسه للميول المختلفة كي نتمكن من تتبع المجرات منفردة. يعرض نحو نصف UDGs المحاكاة لدينا حركيات نجمية مدعومة بالدوران، بينما يُظهر النصف الآخر جمهرة نجمية أكثر دعما بالتشتت. ويمكن ملاحظة أنه عند الانتقال من هيئة الحافة (90$\mathrm{°}$) إلى هيئة المواجهة (0$\mathrm{°}$)، تميل المجرات إلى الانتقال نحو الجزء السفلي الأيسر من المخططات: أي إن دورانها النجمي ينخفض وكذلك إهليلجيتها، غير أن عدد المجرات المدعومة بالدوران لا ينخفض إلا قليلا عند رصد العينة كلها في هيئة المواجهة (من 49$\%$ إلى 43$\%$ من الإجمالي).

3 UDG_s مدعومة بالدوران أم بالضغط؟

3.1 خرائط الحركيات النجمية

لتوصيف الحركيات النجمية لعينة UDGs لدينا، أنشأنا خرائط للفيض النجمي، ولسرعة خط البصر، ولتشتت السرعة لكل مجرة عند $10$ إسقاطات مختلفة، بدءا من المنظر على الحافة (أي إن الزخم الزاوي النجمي عمودي على سرعة خط البصر los) وصولا إلى منظر المواجهة (أي إن الزخم الزاوي النجمي مواز لسرعة خط البصر los) بخطوات مقدارها $10\mathrm{°}$. وقد بُنيت هذه الخرائط باستخدام شبكة متجانسة ذات صناديق مربعة طول ضلعها $0.2$ kpc.

فيض كل صندوق هو مجموع فيوض جميع الجسيمات النجمية الواقعة داخله. وقد حُسبت الفيوض باستخدام وحدة python pynbody، التي تستخدم مكتبة Padova لمسارات الأعمار ذات النجوم المفردة المستنتجة من Girardi et al. (2010) وMarigo et al. (2008). أما سرعة خط البصر، $\overline{V_{los,i}}$، وتشتت السرعة، ${\sigma }_{los,i}$، فهما المتوسط والانحراف المعياري لسرعات الجسيمات النجمية داخل الصندوق:

$\overline{V_{los,i}}$ $={\displaystyle \frac{1}{N_i}}{\displaystyle \sum _{j=1}^{N_i}}{V}_{los,i}^j;{\sigma }_{los,i}=\sqrt{{\displaystyle \frac{1}{N_i}}{\displaystyle \sum _{j=1}^{N_i}}{\left(V_{los,i}^j-\overline{V_{los,i}}\right)}^2}$ (2)

حيث إن $N_i$ هو عدد الجسيمات داخل الصندوق ذي الرتبة $i$، و$V_{los,i}^j$ هي سرعة خط البصر للجسيم ذي الرتبة $j$ في الصندوق ذي الرتبة $i$.

في الشكل 2 نعرض مثالا للخرائط المنشأة بهذه الطريقة لاثنتين من مجرات UDG في عينتنا، معروضتين على الحافة. وتمثل الخطوط السوداء خط تساوي السطوع الذي يحصر المساحة نفسها التي تحصرها دائرة نصف قطرها يساوي R_eff: وسنستخدم النجوم داخل خطوط تساوي السطوع هذه لحساب الخصائص الحركية النجمية.

يمكن تبيّن أن المجرة في اليمين تُظهر مكوّنا دورانيا واضحا، بينما المجرة في اليسار مدعومة أساسا بالتشتت. وبالفعل، كما سنكمم في القسم التالي، وجدنا ضمن UDGs المحاكاة لدينا أمثلة على أنظمة مدعومة بالدوران وأخرى مدعومة بالتشتت.

3.2 الدعم بالدوران مقابل الدعم بالتشتت في المكوّن النجمي

Figure 4: نسبة المحور القصير إلى الطويل (c/a) مقابل نسبة المحور المتوسط إلى الطويل (b/a) للمكوّن النجمي في NIHAO UDGs. تُظهر المنطقة الرمادية الموضع في المستوى حيث $c>b$ ولا يمكن إشغاله بحكم التعريف ($a\ge b\ge c$). وتمثل الخطوط المتقطعة، من اليسار إلى اليمين، $T=1/3$ و$T=2/3$. تكون المجرات ذات $T$$\to$$1$ مفلطحة، وإذا كان $T$$\to$$0$ فهي متطاولة، بينما تكون ذات القيم المتوسطة ثلاثية المحاور (Deibel et al., 2011). وتمثل الرموز المجرات المدعومة بالدوران (مربعات) والمجرات المدعومة بالتشتت (مثلثات)، أما الترميز اللوني فيمثل كتلتها النجمية.

لتكميم دوران المكوّن النجمي في UDGs، نستخدم معاملين، هما ${\lambda }_{\mathrm{R}}$ و$V_{\max }/{\sigma }_0$.

يُعرّف الزخم الزاوي النوعي المسقط، ${\lambda }_{\mathrm{R}}$، على النحو الآتي (انظر Emsellem et al., 2007):

(3)

حيث إن $r_{⟂}$ هي المسافة المسقطة لكل صندوق إلى مركز المجرة، و يدل على المتوسط الموزون بالفيض عبر خريطة المجرة. إن اعتماد ${\lambda }_{\mathrm{R}}$ على المسافة الفيزيائية إلى المركز يجعل هذا المعامل معتمدا على الفتحة المستخدمة: نتبع وصفة Cappellari et al. (2007) ونحصر الجمع في خط تساوي السطوع الذي يضم المساحة نفسها التي تحصرها دائرة بنصف قطر يساوي نصف القطر الفعال، أي $A_{\mathrm{isophote}}=\pi R_{\mathrm{eff}}^2$.

وعلاوة على ذلك، نستخدم أيضا معيار $V_{\max }/{\sigma }_0$ الكلاسيكي للدوران، حيث إن ${\sigma }_0$ هو تشتت سرعة خط البصر los داخل فتحة دائرية مقدارها نصف نصف القطر الفعال (انظر Binney, 2005)، و$V_{\max }$ هي السرعة العظمى على خط البصر los داخل خط تساوي السطوع المعرف أعلاه. وقد قررنا استخدام حد الفتحة هذا لحساب $V_{\max }$ من أجل تجنب الصناديق الخارجية الأكثر فقرا بالجسيمات النجمية، ذات الإحصاءات غير الكافية ومن ثم القيم غير الواقعية لـ $V_{\max }$ .

من الشائع دراسة دعم الدوران في مجرة بوصفه دالة في شكلها. ولهذا الغرض حسبنا متوسط الإهليلجية $2D$ كما اقترحه Cappellari et al. (2007):

$${ϵ}_{2D}=1-\sqrt{\frac{{\sum }_i{F}_i{y}_i^2}{{\sum }_i{F}_i{x}_i^2}}$$ (4)

حيث إن $F_i$ و$y_i$ و$x_i$ هي الفيض ومسافة الصندوق ذي الرتبة $i$ إلى المركز المجري على امتداد المحورين الصغير والكبير على الترتيب، وقد أُجري الحساب باستخدام الجسيمات الواقعة فقط داخل خط تساوي السطوع المعرف أعلاه.

للتمييز بين الأنظمة المدعومة بالدوران والمدعومة بالتشتت اتبعنا Emsellem et al. (2011)، بحيث تكون المجرات ذات ${\lambda }_{\mathrm{R}}$$>$$0.31\sqrt{{ϵ}_{2D}}$ أنظمة مدعومة بالدوران، بينما تكون ذات ${\lambda }_{\mathrm{R}}$$0.31\sqrt{{ϵ}_{2D}}$ الأقل أنظمة مدعومة بالتشتت. وبما أن هذا المعيار عُيّر لمجرات أكثر كتلة، قارنا هذا الاختيار بفحص بصري للخرائط الحركية لمجراتنا، فوجدنا توافقا معقولا.

في الشكل 3 نعرض مستويي ${\lambda }_{\mathrm{R}}-{ϵ}_{2D}$ و$V_{\max }/{\sigma }_0-{ϵ}_{2D}$ لعينة UDGs لدينا عند $4$ إسقاطات مختلفة، من منظر الحافة إلى منظر المواجهة (من اليسار إلى اليمين)، مرمزة لونيا بحسب السطوع السطحي الفعال في هيئة المواجهة. تفصل الخطوط السوداء المتصلة (${\lambda }_{\mathrm{R}}=0.31\sqrt{{ϵ}_{2D}}$) بين المجرات التي يهيمن عليها الدوران (فوق الخط) وتلك التي يهيمن عليها التشتت (تحت الخط)، مع أننا نلاحظ أن UDGs المحاكاة لدينا تتبع توزعا متصلا من أنظمة مدعومة بالتشتت إلى أنظمة مدعومة بالدوران، لا جماعتين منفصلتين.

وكما يتضح في الشكل 3 عند مقارنة اللوحات العلوية والسفلية، تعطي الطريقتان نتائج متشابهة: فقيمة عالية من ${\lambda }_{\mathrm{R}}$ تقابلها قيمة عالية من $V_{\max }/{\sigma }_0$، كما أن الترابط الواضح بين مقدار الدوران وإهليلجية المجرة يختفي عندما ننتقل من إسقاط الحافة إلى إسقاط المواجهة.

أوثق قياس لدوران المجرة هو القياس المنجز في إسقاط الحافة: وباستخدام هذه الهيئة وكيلا للدوران الذاتي، وجدنا أن $18$ من أصل $37$ من UDGs المحاكاة هي أنظمة مدعومة بالدوران ($\sim 49\%$). وتبدو UDGs المدعومة بالدوران مجرات شبيهة بالأقراص ذات إهليلجيات كبيرة عند رؤيتها على الحافة ($\overline{{ϵ}_{2D}}\sim 0.7$)، لكنها ذات ${ϵ}_{2D}$ أقل بكثير عند رؤيتها في هيئة المواجهة ($\overline{{ϵ}_{2D}}\sim 0.2$).

Figure 5: تغير الكسر المقاس للأنظمة المدعومة بالدوران بين UDGs الحقلية المحاكاة بوصفه دالة في معايير الاختيار المستخدمة لتعريف UDGs. من عينتنا المؤلفة من $370$ مجرة ($37$ مع $10$ إسقاطات مختلفة لكل منها) نحسب كسر الدوران بافتراض معايير اختيار مختلفة. نستكشف آثار ترشيح العينة باستخدام عتبات مختلفة في نصف القطر الفعال ($R_{\mathrm{eff}}>R_{\mathrm{eff}}^t$، باللون الأزرق) والسطوع السطحي الفعال (${\mu }_{\mathrm{eff}}>{\mu }_{\mathrm{eff}}^t$، باللون الأحمر). ولكل عينة ناتجة حسبنا توزيع الكسر المدعوم بالدوران بطريقة إعادة أخذ العينات الموصوفة في النص. تمثل الرموز وسيط التوزيع، وتمثل أشرطة الخطأ المئينين $16th$ و$84th$.

Figure 6: معامل الدوران ${\lambda }_{\mathrm{R}}$ بوصفه دالة في كسر غاز HI ($f_{\mathrm{HI}}$)، والكتلة النجمية ($M_{\ast }$)، ودوران هالة المادة المظلمة (${\lambda }_{\mathrm{spin}}$) لعينة UDGs لدينا، مرمزة لونيا بحسب كتلتها النجمية. أشرنا بالمربعات إلى المجرات المدعومة بالدوران (تلك التي تحقق ${\lambda }_{\mathrm{R}}>0.31\sqrt{{ϵ}_{2D}}$ عند حسابها في إسقاط الحافة)، في حين تُعرض الأنظمة المدعومة بالتشتت كمثلثات متجهة إلى الأسفل. ترتبط كسور HI في UDGs بدعم الدوران. ولا تُلاحظ أي علاقة ترابط بين دوران المكوّن النجمي في UDGs وكتلتها النجمية أو دوران الهالة. وفوق ذلك، نبيّن أن توزيع دورانات UDGs قياسي إلى حد كبير، وذلك برسم مدرج تكراري مطبّع لدورانات UDGs (خط متصل) وتوزيع الدوران المتوقع من Bullock et al. (2001) (خط متقطع) في اللوحة الأخيرة.

في ما يتعلق بـ UDGs المدعومة بالتشتت، نلاحظ أن إهليلجيتها، التي تختلف دائما عن الصفر، تبدو ثابتة تقريبا مع الميل: ولا يمكن تفسير ذلك إلا إذا كانت هذه المجرات كرات مفلطحة ثلاثية المحاور أو حتى متطاولة.

لقد تحققنا من ذلك بحساب نسب المحاور $3D$ لعينة لدينا، كما هو مبين في الشكل 4. وهناك، يشار إلى المجرات المدعومة بالتشتت بالمثلثات، وإلى المجرات المدعومة بالدوران بالمربعات، ويرمز اللون إلى كتلتها النجمية. نبدأ باختيار فتحة كروية نصف قطرها يساوي نصف قطر نصف الضوء $3D$ للمجرة ونحسب موتر العطالة النجمي الموزون بالفيض؛ ثم نستخدم هذه القيم الذاتية لتعريف نسب محاور جديدة، ونواصل التكرار حتى يصبح التغير في أنصاف المحاور أصغر من $1$ pc. وتعرض الخطوط المتقطعة قيما ثابتة لمعامل ثلاثية المحاور، المعرف بأنه $T=\left[1-{(b/a)}^2\right]/\left[1-{(c/a)}^2\right]$، بحيث ننتقل من اليسار إلى اليمين من أجسام متطاولة إلى أجسام مفلطحة، بينما تمثل القيم البينية مجرات ثلاثية المحاور تماما.

في نظام الأقزام تميل المجرات إلى أن تكون ثلاثية المحاور (Sánchez Almeida and Filho, 2019; Putko et al., 2019; Roychowdhury et al., 2013)، وكما يُرى في الشكل 4، فإن UDGs ليست استثناء. وبوجه عام، يبرز الشكل 4 العلاقة بين مورفولوجيات هذه المجرات والدعم الحركي لجمهرتها النجمية، إذ تكون UDGs المدعومة بالتشتت كرات مفلطحة شديدة ثلاثية المحاور أو متطاولة، في حين تكون UDGs المدعومة بالدوران مجرات أكثر تفلطحا.

كما ذكرنا سابقا، وباستخدام معايير اختيارنا، يمكن تصنيف نصف UDGs لدينا ($18$ من أصل $37$) على أنها مدعومة ذاتيا بالدوران (أي ${\lambda }_{\mathrm{R}}>0.31\sqrt{e_{2\mathrm{D}}}$ في إسقاط الحافة). ونرغب الآن في حساب الكسر المتوقع من UDGs المدعومة بالدوران (أو بالتشتت) بافتراض اتجاهات عشوائية. وللقيام بذلك، أنشأنا أولا $10$ ميولا لكل واحدة من مجراتنا البالغ عددها $37$، بهدف الحصول على $370$ مجرة بزوايا مشاهدة مختلفة. وأخذنا في الاعتبار أن بعض UDGs، بسبب آثار الإسقاط، لا تفي بمعايير اختيارنا (أي $R_{\mathrm{eff}}>1\mathrm{k}\mathrm{p}\mathrm{c}$). ومن هذه العينة، اخترنا عشوائيا $100$ مجرة وحسبنا كسر الأجسام المدعومة بالدوران مقابل المدعومة بالتشتت، وكررنا الإجراء $1000$ مرة. ومن ثم، إذا كانت NIHAO UDGs عينة ممثلة لجمهرة UDGs الحقلية فإننا نتنبأ بأن مسحا رصديا سيجد كسرا قدره $47\pm 5\%$ من UDGs المدعومة دورانيا.

كما نهتم باستكشاف كيف تؤثر معايير الاختيار المختلفة في هذا الكسر. كما هو مبين في الشكل 5، فإن اختيار مجرات أكثر انتشارا، سواء بالترشيح بنصف قطر فعال أكبر (مثلا، يختار Koda et al. 2015 مجرات ذات $R_{\mathrm{eff}}>1.5$ kpc) أو بسطوع سطحي أعلى، سيحرف العينة نحو كسر أكبر من UDGs المدعومة بالدوران. وعلى سبيل المثال، فإن استخدام معيار اختيار قدره $R_{\mathrm{eff}}>2.5$ kpc (${\mu }_{\mathrm{eff}}>24.5$ mag arcsec^-2) في عينتنا سيؤدي إلى كسر مدعوم بالدوران قدره $68\pm 8\%$ ($60\pm 7\%$). في الشكل 5، النقطة التي تقابل معايير اختيارنا هي $R_{\mathrm{eff}}>1$ kpc، وهي تعطي قيمة قدرها $47\pm 5\%$ لكسر المجرات المدعومة بالدوران.

3.3 كسر الغاز ودوران الهالة

في هذا القسم سنستكشف الفروق في الخصائص الفيزيائية لـ UDGs بوصفها دالة في دعمها الحركي؛ وعلى وجه الخصوص، سندرس كسر غاز HI، والكتلة النجمية، ودوران الهالة، لاستقصاء كيفية ترابط هذه الكميات مع معامل ${\lambda }_R$.

Figure 7: نصف القطر الفعال في هيئة المواجهة بوصفه دالة في الكتلة النجمية لـ UDGs المدعومة بالدوران (مربعات) والمدعومة بالتشتت (مثلثات)، مرمزة لونيا بحسب دوران هالة المادة المظلمة. وكما هو متوقع، تمتلك UDGs المدعومة بالدوران، عند كتلة نجمية ثابتة، توزيعات نجمية أكثر امتدادا (R_eff أكبر). وعلاوة على ذلك، لم نجد أي ارتباط بين نصف القطر الفعال و${\lambda }_{\mathrm{spin}}$.

Figure 8: معدل تراكم الكتلة الوسيط لـ UDGs المدعومة بالدوران (أخضر) والمدعومة بالتشتت (بنفسجي). من اليسار إلى اليمين نعرض تراكم المادة المظلمة والنجوم والغاز عبر الأزمنة الكونية، مطبعا إلى قيمة الكتلة النسبية عند z=0. وتمثل المناطق المظللة المئينين $16th$ و$84th$ للجمهرة. ولا يظهر فرق في التطور المتوسط للمادة المظلمة ولا للمكوّن النجمي، في حين يتراكم الغاز بسرعة أكبر في المجرات المدعومة بالتشتت (وإن كان ذلك مع تشتت كبير مرتبط بالمتوسط). لذلك قد تعتمد الحركيات النجمية المختلفة لـ UDGs على الطريقة التي يتراكم بها هذا الغاز، كما يُستكشف في الشكل 9، بحيث يكون من المرجح أن تنتهي المجرات ذات التدفقات الداخلية الأقدم والتراكم الأقوى للغاز خلال فترة زمنية قصيرة إلى أن تكون مدعومة بالتشتت.

في اللوحة اليسرى من الشكل 6 نعرض معامل الدوران ${\lambda }_R$ مقابل كسر غاز HI، $f_{\mathrm{HI}}={\mathrm{M}}_{\mathrm{HI}}/({\mathrm{M}}_{{}_{\mathrm{HI}}}+{\mathrm{M}}_{\ast })$، لـ UDGs المدعومة بالتشتت (مثلثات مقلوبة) والمدعومة بالدوران (مربعات). وبينما كان قد تبين في Di Cintio et al. (2017) أن NIHAO UDGs هي في المتوسط مجرات غنية بغاز HI، فإننا نبرهن هنا أكثر أن UDGs المدعومة بالدوران هي الأكثر غنى بـ HI، بوسيط كسر HI قدره $\sim 0.7$، بينما تُظهر UDGs المدعومة بالتشتت، رغم امتلاكها في المتوسط $f_{\mathrm{HI}}\sim 0.4$، ذيلا في توزيع كسر HI يمتد نحو مجرات فقيرة بـ HI.

في اللوحة الوسطى من الشكل 6 نستكشف احتمال أن تعتمد الخصائص الحركية النجمية لـ UDGs على كتلتها النجمية: لم نجد فروقا ملحوظة بين الجمهرتين، إذ توجد كل من UDGs المدعومة بالدوران والمدعومة بالتشتت عند كل كتلة نجمية مدروسة هنا. ومع ذلك نلاحظ، كما هو متوقع، أن المجرات المدعومة بالدوران عند كتلة نجمية ثابتة تمتلك نصف قطر فعالا أكبر من نظيراتها المدعومة بالتشتت، كما هو مبين في الشكل 7. ومن جهة أخرى، يفسر هذا الرسم أيضا السلوك المبين في الشكل 5. فعند استخدام نصف قطر فعال أكبر معيارا للاختيار، نزيل كسرا كبيرا من المجرات المدعومة بالتشتت (بصرف النظر عن ميلها)، وتبقى لدينا مجرات مدعومة ذاتيا بالدوران.

نذكّر بأنه، كما هو مبين في Di Cintio et al. (2014)، فإن مجال الكتلة النجمية (10⁷${\mathrm{M}}_{\ast }/{\mathrm{M}}_{\odot }$${10}^9$) هو المجال الذي تكون فيه عمليات تكوين النوى المدفوعة بـ SN في أعلى كفاءتها، وأن عمليات التمدد هذه ثبت أنها آلية تكوين ممكنة لتشكيل UDGs الحقلية. غير أن مساهمة التغذية الراجعة من SN تبدو ذات دور ثانوي فقط في توليد الفروق في التوزيع الحركي النجمي بين UDGs المدعومة بالدوران والمدعومة بالتشتت. وعلى الرغم من أن كل هذه المجرات تمر بتغذية راجعة قوية من المستعرات العظمى، ينتهي الأمر ببعضها إلى أن تكون أنظمة مدعومة بالتشتت وببعضها الآخر إلى أن تكون مدعومة بالدوران، وسنستكشف في القسم التالي الآلية المسؤولة عن ذلك.

أخيرا، استكشفنا احتمال أن تعيش المجرات المدعومة دورانيا في هالات عالية الدوران، بتمثيل معامل ${\lambda }_{\mathrm{R}}$ بوصفه دالة في دوران هالة المادة المظلمة ${\lambda }_{\mathrm{spin}}$ (Bullock et al., 2001)، في اللوحة اليمنى من الشكل 6. وقد حُصل على ${\lambda }_{\mathrm{spin}}$ باستخدام محاكيات مكافئة للمادة المظلمة فقط. ولا نرى فروقا بين المجرات المدعومة بالدوران والمجرات المدعومة بالتشتت في توزيع دوران هالاتها. وفوق ذلك، يتبع توزيع الدوران، في كلتا الجمهرتين، التوزيع المتوقع من كوسمولوجيا $\mathrm{\Lambda }$CDM , كما هو مبين بالمدرجين التكراريين المتصل والمتقطع، على الترتيب: وهذا يعني أن UDGs لدينا لا تعيش في هالات عالية الدوران، كما اقترح Amorisco and Loeb (2016)، حتى وإن بدا أن هذا هو الحال في مجرات منخفضة السطوع السطحي أعلى كتلة، التي تُظهر ترابطا واضحا بين ${\mu }_{\mathrm{eff}}$ و${\lambda }_{\mathrm{spin}}$ لديها (انظر Di Cintio et al., 2019).

3.4 أصل الجمهرتين المتميزتين حركيا

في هذا القسم نستكشف تطور NIHAO UDGs لتحديد الظروف التي تؤدي إلى حركياتها النجمية المختلفة.

نركز أولا على تاريخ تراكم كتلة المجرات في الشكل 8، حيث نعرض، من اليسار إلى اليمين، تراكم هالة المادة المظلمة والكتلة النجمية وكتلة الغاز عبر الزمن الكوني. وقد أشرنا إلى الأنظمة المدعومة بالدوران باللون الأخضر وإلى المدعومة بالتشتت باللون البنفسجي، ونعرض تراكم الكتلة المطبّع إلى قيمته عند z=0 (أي $\mathrm{M}(t)/\mathrm{M}(t_0)$). كما هو مبين في اللوحتين اليسريين من الشكل 8، لا يوجد فرق بين تاريخي تراكم المادة المظلمة والكتلة النجمية للجمهرتين: فكل من الأنظمة المدعومة بالدوران والمدعومة بالتشتت تتكون في زمن متشابه، وتحديدا يكون زمن تكوّن نصف الكتلة لديها نحو t$\sim$4 Gyrs لهالات المادة المظلمة لديها وt$\sim$5 Gyrs لكتلتها النجمية.

ومع ذلك، يمكن أن يُلاحظ في تاريخ تراكم الغاز (اللوحة اليمنى من الشكل 8) أن الجمهرة المدعومة بالتشتت تكتسب، في المتوسط، كتلتها الغازية في وقت أبكر من الجمهرة المدعومة بالدوران، وأن كتلتها الغازية الكلية عند t$\sim$6 Gyrs تكون قد بلغت بالفعل قيمتها عند z=0: أي إن UDGs المدعومة بالتشتت تراكم كتلة غازية بسرعة، ثم تنقصها عبر تدفقات خارجية قوية تقودها التغذية الراجعة من SNae. ويهيمن على التغير الكبير في تاريخ تراكم الغاز لدى الجمهرة المدعومة بالتشتت تلك المجرات الأقل غنى بغاز HI (): فهذه المجرات تتلقى حقنا غازيا مبكرا، يتبعه اندفاع أولي في تكوين النجوم، ثم تتطور تطورا خاملا فاقدة غازها بسبب تغذية راجعة نجمية قوية.

وجدنا أن UDGs المدعومة بالدوران تحتفظ بباريونات أكثر من نظيراتها المدعومة بالتشتت بمعامل من 1.5 إلى 2، مع أخذ اعتماد الكسر الباريوني على الكتلة الكلية في الاعتبار. وعلاوة على ذلك، يوجد الغاز في UDGs المدعومة بالتشتت غالبا في طور حار-دافئ: فقد تحققنا بالفعل من أن درجة حرارة الغاز في الحالات المدعومة بالتشتت أعلى من مثيلتها في المجرات المدعومة دورانيا عند z=0، بنحو $5000$ K عند $\sim$10 kpc (وتزداد فروق درجة الحرارة أكثر كلما اتجهنا إلى أنصاف أقطار خارجية)، وهي علامة على الحالة الفوضوية للغاز في هذه الأنظمة. إضافة إلى ذلك، وكما رأينا في الشكل 6، تمتلك UDGs المدعومة بالتشتت كمية من غاز HI أقل بما يقرب من رتبة قدر من تلك المدعومة بالدوران. ونلخص نتائج متوسط الكتلة الباريونية وكتلة HI والكتلة الكلية في الجدول 1.

	Rotation Supported	Dispersion Supported
	$6.43\cdot {10}^{10}$	$4.18\cdot {10}^{10}$
	$4.13\cdot {10}^9$	$1.79\cdot {10}^9$
	$3.88\cdot {10}^9$	$1.67\cdot {10}^9$
	$3.72\cdot {10}^8$	$6.33\cdot {10}^7$

Table 1: متوسط الكتل عند $z$=0 للعينتين من UDGs: المدعومة بالدوران (العمود الأول) والمدعومة بالتشتت (العمود الثاني). بالترتيب من الأعلى إلى الأسفل: كتلة المادة المظلمة، والكتلة الباريونية، وكتلة الغاز الكلية، وكتلة غاز HI.

لاستقصاء الصلة بين تراكم الغاز والحالة الحركية النهائية للنجوم بمزيد من التفصيل، نستكشف اصطفاف هذا التراكم. وقد تبيّن بالفعل، بالنسبة إلى أنظمة أكثر كتلة، أن اتجاه الباريونات في الأزمنة المبكرة يرتبط بقوة بمورفولوجيا المجرة عند $z$=0 (انظر Sales et al. 2012 والمراجع الواردة فيها). هنا اتبعنا الإجراء نفسه الموصوف في Di Cintio et al. (2019): نحدد أولا كل جسيمات الغاز البارد والنجوم التي تنتمي إلى المجرة عند $z=0$، ثم نتتبعها عكسيا إلى الانزياح الأحمر الموافق لزمن تكوّن نصف الكتلة النجمية للمجرة، ونحسب أخيرا الزخم الزاوي لهذا المكوّن الباريوني في قشور كروية تحصر نسبا مختلفة من الكتلة الباريونية ($\overrightarrow{L_f}$، حيث إن $f$ هي النسبة المئوية للكتلة). وتحصر أكبر قشرة اعتبرناها $95\%$ من الكتلة الباريونية المتتبعة عكسيا. ثم يُعرّف الاصطفاف على أنه الزاوية $\theta$ بين الزخم الزاوي لكل قشرة والزخم الزاوي لأكبر قشرة كتلة، عند زمن تكوّن نصف الكتلة النجمية للمجرة:

$$\cos \theta =\overrightarrow{L_f}\cdot \overrightarrow{L_{95}}/\left(|\overrightarrow{L_f}||\overrightarrow{L_{95}}|\right)$$ (5)

في الشكل 9 نعرض اصطفاف القشور المتراكمة المختلفة لكل NIHAO UDGs لدينا. ويمكننا أن نرى بوضوح أن UDGs المدعومة بالدوران تمتلك باريونات ساقطة مصطفة جيدا بالفعل مع الزخم الزاوي للمجرة البدئية عند زمن تكوّن نصف الكتلة النجمية، ما يعني أن الباريونات تضيف، أثناء عملية التراكم، زخما زاويا إلى المجرة البدئية، مشكلة في النهاية المكوّن النجمي المدعوم بالدوران. أما UDGs المدعومة بالتشتت فتشهد، في المقابل، تراكما غازيا أكثر فوضوية: وهذا النمو الغازي غير المصطف يؤدي إلى نظام نجمي مدعوم بالتشتت.

نود التأكيد أن كلتا المجموعتين الحركيتين تختبران تغذية راجعة قوية من SNae، وهي بالفعل آلية التكوّن الرئيسة لـ UDGs في محاكياتنا؛ غير أن بصمات تراكم الغاز المصطف مقابل الفوضوي في الأزمنة المبكرة لا تزال مرئية في الحركيات النجمية لـ UDGs في الوقت الحاضر. وبعبارة أخرى، تُحتفظ ذاكرة التراكم الغازي المنتظم الماضي في الحركيات النجمية الراهنة، ما يعني أن التغذية الراجعة من SNae عموما لا تدمر الدوران المكتسب عبر التراكم المصطف للباريونات.

Figure 9: اصطفاف الباريونات الساقطة في المجرة البدئية عند نصف زمن تكوّنها النجمي في NIHAO UDGs، لكل مجرة منفردة (اللوحة اليسرى، حيث تمثل الخطوط المتقطعة UDGs المدعومة بالضغط والخطوط المتصلة تلك المدعومة بالدوران)، وبوصفه متوسطا للمجموعتين المتميزتين حركيا (اللوحة اليمنى، حيث يشار إلى المجموعة المدعومة بالتشتت باللون البنفسجي وإلى المدعومة بالدوران باللون الأخضر). نعرض الزاوية $\theta$ بين العزوم الزاوية للقشور الداخلية والخارجية من المادة الباريونية الساقطة مقابل النسبة m_f/m₉₅، حيث إن m₉₅ هي أكبر قشرة معتبرة، وتشمل 95$\%$ من جميع الباريونات التي ستنتمي إلى المجرة بحلول z=0، وm_f هي قشرة تحتوي على f $\%$ من الكتلة الباريونية الكلية. وتمثل الخطوط القريبة من الوحدة عند كل قيمة من m_f/m₉₅ UDGs التي تتراكم مادتها الباريونية الساقطة بطريقة منتظمة ومصطفة: وهذا هو حال UDGs المدعومة بالدوران.

4 الاستنتاجات

في هذا العمل درسنا عينة محاكاة من المجرات فائقة الانتشار (UDGs) من مشروع NIHAO، ذات كتل نجمية بين . وقد تبيّن سابقا أن هذه المجموعة من محاكاة التكبير قادرة على تكوين UDGs عبر تدفقات غازية خارجة تقودها تغذية راجعة من المستعرات العظمى (مثلا Di Cintio et al., 2017) في مجرات تقل كتلتها النجمية عن . ولدراسة الحركيات النجمية لهذه الأنظمة أنشأنا خرائط لسرعة النجوم على خط البصر وتشتت السرعات (الشكل 2)، واستخدمنا الزخم الزاوي النوعي المسقط لمكوّنها النجمي، ${\lambda }_{\mathrm{R}}$، لتكميم دعمها الحركي: فوجدنا أن UDGs المحاكاة لدينا تتوزع بصورة متصلة من أنظمة مدعومة بالتشتت إلى أنظمة مدعومة بالدوران (الشكل 3). وأجرينا دراسة شاملة لتطور هذه الأنظمة لفهم ما إذا كانت الحركيات النجمية المختلفة تنشأ من مسارات تطورية مختلفة، وعرّفنا في هذا السياق UDG بأنها مدعومة دورانيا إذا كان ${\lambda }_{\mathrm{R}}$$>$$0.31\sqrt{{ϵ}_{2D}}$، حيث إن ${ϵ}_{2D}$ هي إهليلجية المجرة (انظر أيضا Emsellem et al. 2011).

يمكن تلخيص نتائج هذه الورقة على النحو الآتي:

• يمتلك ما يقرب من نصف UDGs المحاكاة والمعزولة لدينا ($\sim$ $49\%$) قرصا نجميا مدعوما بالدوران، في حين تُظهر UDGs المتبقية مكوّنا نجميا تهيمن عليه التشتتات (الشكل 3)؛

• ترتبط مورفولوجيا هذه المجرات بالدعم الحركي لجمهرتها النجمية: فـ UDGs المدعومة بالتشتت هي كرات مفلطحة ثلاثية المحاور أو متطاولة، في حين أن UDGs المدعومة بالدوران أكثر تفلطحا (الشكل 4)؛

• عند احتساب آثار الميول العشوائية، نتوقع أن يكون مسح مستقبلي لـ UDGs الحقلية قادرا على إيجاد نحو $47\pm 5\%$ من هذه المجرات مدعومة بالدوران عند اختيارها بنصف قطر فعال أكبر من $1$ kpc، بينما ستؤدي معايير اختيار أكثر تقييدا إلى كسور أكبر من UDGs المدعومة بالدوران (الشكل 5)؛

• تقيم كل من UDGs المدعومة بالتشتت والمدعومة بالدوران في هالات من المادة المظلمة ذات معامل دوران هالي قياسي ${\lambda }_{\mathrm{spin}}$ يتبع كوسمولوجيا $\mathrm{\Lambda }$CDM (الشكل 6)، وخضعت لتاريخ متشابه في تراكم كتلة الهالة (الشكل 8)؛

• في المتوسط، تكون UDGs المحاكاة مجرات غنية بـ HI، ويرتبط كسر غاز HI فيها بحركياتها النجمية، إذ إن UDGs المدعومة بالدوران هي الأغنى بـ HI (الشكل 6)؛

• تمتلك UDGs المدعومة بالتشتت، عند z=0، كسرا باريونيا أقل بمعامل $\sim$2 وغازا أسخن داخل نصف قطرها الفيریالي، مقارنة بتلك المدعومة بالدوران (الجدول 1)؛

• يؤدي اصطفاف الباريونات الساقطة في الأزمنة المبكرة دورا أساسيا في تحديد الحركيات النهائية للمكوّن النجمي في UDGs عند z=0: فالمجرات التي تراكم غازها بطريقة منتظمة ينتهي بها الأمر إلى امتلاك أقراص نجمية مدعومة بالدوران، في حين يؤدي التراكم غير المصطف إلى UDGs مدعومة بالتشتت (الشكل 9).

إن أهمية اصطفاف الغاز المتراكم في تحديد تكوّن قرص دوّار تتفق مع نتائج سابقة ركزت على مجرات أعلى كتلة (انظر Sales et al. 2012; Di Cintio et al. 2019 والمراجع الواردة فيها).

نؤكد أن جميع UDGs لدينا في مجال الكتلة النجمية تمر بتدفقات خارجية قوية عبر تغذية راجعة من SN، وهي آلية التكوّن الرئيسة لـ UDGs في محاكياتنا، كما عُرض في Di Cintio et al. (2017). ومع ذلك، ينبغي أن نشير أيضا إلى أن بعض UDGs تقترب من نظام الانتقال (${\mathrm{M}}_{\ast }\sim {10}^9{\mathrm{M}}_{\odot }$) بين سيناريوهات التكوّن المهيمن عليها بالتغذية الراجعة وتلك المهيمن عليها بالزخم الزاوي في مجرات NIHAO منخفضة السطوع السطحي (انظر Di Cintio et al., 2019). وبالفعل، يقع نحو $1/3$ من UDGs المعروضة في المخطوطة الحالية بين المجالين، بحيث يمكن توقع أن يؤدي الأثر المشترك للتغذية الراجعة من SN والتراكم المصطف للغاز دورا جوهريا في تكوينها. وعلى أي حال، نبيّن هنا أن التغذية الراجعة ليست قوية بما يكفي لتدمير الدوران المنتظم للمكوّن النجمي، الذي يحتفظ بالفعل بذاكرة الطريقة التي سقطت بها الباريونات في المجرة البدئية. يتحول التراكم المصطف للباريونات في الأزمنة المبكرة إلى زخم زاوي إضافي في المكوّن الباريوني، ما يؤدي إلى توزيعات نجمية أوسع (الشكل 7) ويحدد مورفولوجيا المجرة الناتجة (الشكل 4).

5 الشكر والتقدير

نشكر المحكّم المجهول على تقريره المفيد. أُجري هذا البحث باستخدام موارد الحوسبة عالية الأداء في جامعة نيويورك أبوظبي (الإمارات العربية المتحدة) وعلى الحاسوب الفائق LaPalma (إسبانيا). استخدمنا لغة البرمجة Python. وأُنجز تحليل البيانات جزئيا باستخدام الوحدة pynbody (Pontzen et al., 2013). نشكر Ignacio Trujillo على النقاشات المثمرة. تحظى SCB بدعم من منحة طلابية FPI MINECO. تقر ADC بالدعم المالي من منحة MSCIF، واتفاقية المنحة H2020-MSCA-IF-2016 رقم 748213، DIGESTIVO. تشكر CBB منحة MINECO/FEDER AYA2015-63810-P وبرنامج زمالة Ramon y Cajal. يقر JFB وMAB بالدعم من خلال مشروع RAVET عبر المنحة AYA2016-77237-C3-1-P المقدمة من MCIU الإسبانية. يعرب MAB عن امتنانه للدعم من برنامج Severo Ochoa للتميز (SEV-2015-0548) يقر TRL بالدعم المالي عبر المنح (AEI/FEDER,UE) AYA2017-89076-P، وAYA2016-77237-C3-1-P، وAYA2015-63810-P، وكذلك MCIU، من خلال ميزانية الدولة، ومنحة MCIU Juan de la Cierva - Formación (FJCI-2016-30342). يشكر JFB وTRL وMAB وزارة Consejería de Economía, Industria, Comercio y Conocimiento التابعة للمجتمع الذاتي لجزر الكناري، من خلال الميزانية الإقليمية (بما في ذلك مشروع IAC TRACES).

6 توافر البيانات

ستُتاح البيانات التي يستند إليها هذا المقال عند تقديم طلب معقول إلى المؤلف المسؤول عن المراسلات.