NIHAO XXVII: عبور الوادي الأخضر

الملخص

يمثل انتقال المجرات عالية الكتلة من كونها زرقاء ومكوِّنة للنجوم إلى كونها حمراء وخاملة خطوة حاسمة في تطور المجرات، ومع ذلك فإنه غير مفهوم بالكامل. في هذا العمل، نستخدم مجموعة محاكاة المجرات NIHAO لدراسة العلاقة بين زمن الانتقال عبر الوادي الأخضر وخصائص مجرية أخرى. يبلغ زمن العبور النموذجي للوادي الأخضر في مجراتنا نحو 400 Myr، وهو أقصر إلى حد ما من التقديرات الرصدية. ينجم عبور الوادي الأخضر عن بدء تغذية AGN الراجعة وما يليها من إيقاف لتشكل النجوم. ومن اللافت أن الزمن المقضي في الوادي الأخضر لا يرتبط بأي خصائص مجرية أخرى، مثل العمر النجمي أو المعدنية، ولا بالزمن الذي يحدث فيه إخماد تشكل النجوم. يتحدد زمن العبور بمساهمتين رئيسيتين: شيخوخة التجمع النجمي الحالي وتشكل النجوم المتبقي في الوادي الأخضر. ولهذين التأثيرين مقدار متقارب، في حين تكون مساهمة الاندماجات الكبرى والصغرى مهملة. والأهم أننا نجد أن الزمن الذي تستغرقه المجرة للانتقال عبر الوادي الأخضر يساوي ضعفي زمن الطي $e$ لإخماد تشكل النجوم. تظل هذه النتيجة مستقرة إزاء خصائص المجرات والتطبيق العددي الدقيق لتغذية AGN الراجعة في المحاكاة. وبافتراض زمن عبور نموذجي يقارب واحد Gyr مستنتجا من الرصد، فإن نتائجنا تقتضي أن أي آلية أو عملية تهدف إلى إخماد تشكل النجوم يجب أن تنجز ذلك على مقياس زمني نموذجي قدره 500 Myr.

1 المقدمة

تشير عدة أرصاد إلى وجود ثنائية نمطية في مخطط اللون-القدر للمجرات، إذ تقسم المجرات إلى التتابع الأحمر والسحابة الزرقاء (2001_Strateva_Ivezic_Knapp; 2005_Kang_Jing_Mo). يتألف الأول من مجرات مبكرة النمط ذات تشكل نجمي ضئيل أو معدوم، وتتألف الثانية من مجرات متأخرة النمط ذات معدلات تشكل نجوم أعلى. تفصل بين هذين المجتمعين منطقة الوادي الأخضر (GV)، وهي منطقة قليلة السكان جدا (2006_Baldry_Balogh_Bower; 2006_Driver_Allen_Graham; 2007_Wyder_Martin_Schiminovich). تتطور المجرات من السحابة الزرقاء إلى التتابع الأحمر بسبب إخماد تشكل النجوم (2021_Blank_Meier_Maccio; 2013_Fang_Faber_Koo; 2007_Schawinski_Thomas_Sarzi)، وعلى الأرجح بفعل تغذية AGN (النواة المجرية النشطة) الراجعة (2019_Blank_Maccio_Dutton; 2006_Croton_Springel_White; 2005_DiMatteo_Springel_Hernquist; 2005_Murray_Quataert_Thompson). تخلص غالبية الأدبيات إلى أن عددا قليلا من المجرات يقع في GV، لأنها تعبره بسرعة نسبية مقارنة بالمقاييس الزمنية الكونية (2019_Wright_Lagos_Davies; 2014_Schawinski_Urry_Simmons). توجد طرائق مختلفة لتعريف GV، مثلا بتحديد قطع لوني بوصفه دالة في الكتلة النجمية والانزياح الأحمر (2014_Schawinski_Urry_Simmons; 2018_Coenda_Martinez_Muriel)، أو باستخدام شدة الكسر عند 4000 Å  كما في 2020_Angthopo_Ferreras_Silk.

في الواقع، لا تقيس معظم الأرصاد زمن عبور GV، بل تقيس المقياس الزمني للطي $e$ لمعدل تشكل نجوم متناقص أسيا، مفترض. يرصد 2013_Wetzel_Tinker_Conroy أنه بالنسبة إلى التوابع الساقطة في عنقود، يخمد تشكل النجوم بعد مقياس زمني للطي $e$ مقداره < 0.8 Gyr. وجد 2014_Schawinski_Urry_Simmons أن الأجسام الكروية تخمد أسرع من الأقراص، وخلص 2018_Smethurst_Masters_Lintott إلى أن الدوارات البطيئة تخمد بسرعة أكبر (< 1 Gyr) من الدوارات السريعة. وجد 2018_Bremer_Phillipps_Kelvin أزمنة إخماد قدرها $\sim$1-2 Gyr، وهي لا تعتمد على البيئة؛ غير أن بدء الإخماد يعتمد على البيئة. يدرس 2016_Carollo_Cibinel_Lilly كيف يعتمد كسر المجرات المخمدة على خصائص المجرة والبيئة.

بحثت عدة دراسات نظرية إما أزمنة الإخماد أو أزمنة عبور GV بواسطة المحاكاة العددية: يدرس 2019_Wright_Lagos_Davies المقاييس الزمنية للإخماد في محاكاة EAGLE (2015_Schaye_Crain_Bower). ويجد المؤلفون أن المركزيات عالية الكتلة لها زمن إخماد مقداره < 2 Gyr، وأن المركزيات منخفضة الكتلة تخمد بفعل التغذية النجمية الراجعة خلال نحو 4 Gyr، وأن التوابع تخمد بسرعة خلال 2 Gyr بسبب التجريد بضغط الاندفاع. تبدي أزمنة الإخماد هذه ارتباطا قويا بكسر الغاز (< 30 kpc) (وإن لم يكن كسر الغاز الكلي) وبالنسبة بين الكتلة النجمية وكتلة الهالة، في حين لا يوجد ارتباط واضح بالكتلة النجمية. يفحص 2019_Correa_Schaye_Trayford أصل التتابع الأحمر في محاكاة EAGLE ويجدون أن زمن عبور GV يعتمد اعتمادا ضعيفا على المورفولوجيا: تعبر المجرات الإهليلجية خلال نحو 1 Gyr والمجرات القرصية خلال نحو 1.5 Gyr. أما في التوابع، فيرتبط زمن عبور GV طرديا بالنسبة بين الكتلة النجمية وكتلة الهالة، بينما لا يوجد مثل هذا الارتباط في المركزيات. ومع ذلك، فإن الزمن الذي تصبح فيه المجرات خضراء يرتبط بالزمن الذي يبلغ فيه معدل تراكم الثقب الأسود (BH) ذروته. يستخدم 2018_Nelson_Pillepich_Springel محاكاة Illustris TNG (2018_Pillepich_Springel_Nelson) لفحص ثنائية ألوان المجرات، ويجدون أزمنة عبور GV قدرها $\sim$1.6 Gyr، تنخفض مع ازدياد كتلة المجرات. ويخلص المؤلفون أيضا إلى أن الإخماد تسببه الثقوب السوداء في المقام الأول. ويدعم هذه النتيجة 2017_Sparre_Springel، حيث يتضح أن الإخماد لا يحدث إلا إذا كانت تغذية AGN الراجعة قوية بما يكفي. يدرس 2017_Hahn_Tinker_Wetzel المقاييس الزمنية لإخماد تشكل النجوم في المركزيات، فيجدون أزمنة طي $e$ قدرها 0.5-1.5 Gyr وأن المجرات الأكبر كتلة تخمد أسرع. تتعرض المجرات التابعة لإخماد خارجي، في حين تخمد المجرات المركزية داخليا، وربما بالخنق، أي باستنزاف الغاز. يفحص 2016_Trayford_Theuns_Bower تطور لون المجرات في محاكاة EAGLE. تتحول هذه المجرات المحاكاة إلى اللون الأحمر لأنها إما تصبح توابع أو تتعرض لتغذية AGN راجعة، مع أزمنة عبور GV قدرها $\sim$2 Gyr، مستقلة عن كتلة المجرة وسبب الإخماد.

في هذا البحث، نحسب أزمنة عبور GV للمجرات من مشروع NIHAO (الاستقصاء العددي لمئة جرم فلكي 2015_Wang_Dutton_Stinson; 2019_Blank_Maccio_Dutton) وندرس ما إذا كانت هذه المقاييس الزمنية ترتبط بكميات مجرية أخرى. في القسم 2، نعرض محاكاة NIHAO، وفي القسم 3، نشرح كيف نقيس الكميات ذات الصلة، مثل حدود GV. وفي القسم 4، نعرض نتائجنا، وفي القسم 5 نفصل بحثا مستقبليا ممكنا، ونلخص نتائجنا في القسم 6.

2 محاكاة NIHAO

تتألف مجموعة محاكاة المجرات NIHAO من أكثر من 150 محاكاة تكبيرية لمجرات مركزية، قدمها 2015_Wang_Dutton_Stinson ووسعها 2019_Blank_Maccio_Dutton. تُشتق شروطها الابتدائية من محاكاة كونية للمادة المظلمة تضم ${400}^3$ جسيمات وبأحجام صناديق قدرها 60 و20 و15 $\mathrm{Mpc}{\mathrm{h}}^{-1}$. تحاكى هذه الصناديق حتى الانزياح الأحمر الصفري، ثم تُستخرج الهالات ويعاد تمثيل كل منها على حدة بجسيمات غازية وبدقة أعلى. تملك محاكاة التكبير دقات تفصل ملف الكتلة عند $\le$ 1 في المئة من نصف القطر الفيريالي، كما تحتوي كل مجرة على نحو ${10}^6$ جسيم.

يعطي هذا الاختيار جسيمات مادة مظلمة ذات أطوال تليين من 116 إلى 931 pc وكتل من $3.4\times {10}^3$ إلى $1.7\times {10}^6{\mathrm{M}}_{\mathrm{☉}}$. تضبط نسبة كتلة جسيمات المادة المظلمة إلى جسيمات الغاز على النسبة الكونية لكتلة المادة المظلمة إلى الباريونات، ${\mathrm{\Omega }}_{\mathrm{DM}}/{\mathrm{\Omega }}_{\mathrm{b}}=5.48$؛ وتبلغ نسبة طول تليين جسيمات المادة المظلمة إلى جسيمات الغاز ${({\mathrm{\Omega }}_{\mathrm{DM}}/{\mathrm{\Omega }}_{\mathrm{b}})}^{1/2}=2.34$. نستخدم المعاملات الكونية من 2014_Planck_Collaboration، أي كونا LCDM مسطحا. تحاكى NIHAO باستخدام شيفرة TreeSPH Gasoline2 (2017_Wadsley_Keller_Quinn). يبرد الغاز عبر الهيدروجين والهيليوم وخطوط فلزية متنوعة في خلفية مؤينة فوق بنفسجية منتظمة (2010_Shen_Wadsley_Stinson)، بما في ذلك تسخين الخلفية فوق البنفسجية (2012_Haardt_Madau)، والتأين الضوئي، وتبريد كومبتون. بالنسبة إلى تشكل النجوم، فإن جسيمات الغاز التي تتجاوز عتبة في درجة الحرارة والكثافة ($n>10.3{\mathrm{cm}}^{-3}$، ) تكوّن نجوما بمعدل $\dot{M_{\star }}=c_{\star }{M}_{\mathrm{gas}}{t}_{\mathrm{dyn}}^{-1}$، حيث $c_{\star }=0.1$ هي كفاءة تشكل النجوم، و$t_{\mathrm{dyn}}={(4G\rho )}^{-1/2}$ هو الزمن الديناميكي لجسيم الغاز و$\rho$ كثافته، و$M_{\mathrm{gas}}$ كتلته. نستخدم صياغة موجة الانفجار لدى 2006_Stinson_Seth_Katz لنمذجة تغذية المستعرات العظمى الراجعة؛ هنا، تضخ الجسيمات النجمية ذات طاقة حرارية وفلزات في جسيمات الغاز المحيطة بعد 4 Myr من تشكلها، وبعد ذلك الزمن يوقف تبريد جسيمات الغاز هذه لمدة $\sim$ 30 Myr. قبل أن تتحول إلى مستعرات عظمى، توفر الجسيمات النجمية ‘تغذية نجمية راجعة مبكرة’ (2013_Stinson_Brook_Maccio)؛ هنا، تنقل نسبة 13 في المئة من الفيض النجمي الكلي البالغ $2\times {10}^{50}\mathrm{erg}{\mathrm{M}}_{\mathrm{☉}}^{-1}$ إلى الغاز المحيط على هيئة طاقة حرارية. اختيرت المعاملات الحرة لنموذج التغذية النجمية وتغذية المستعرات العظمى الراجعة لإعادة إنتاج علاقة $M_{\star }$-$M_{200}$ لمجرة واحدة شبيهة بدرب التبانة عند $z=0$. لمزيد من التفاصيل حول مشروع NIHAO، انظر 2015_Wang_Dutton_Stinson.

تتشكل BHs ذات كتلة بذرية قدرها ${10}^5{\mathrm{M}}_{\mathrm{☉}}$ في مركز الهالات التي تتجاوز كتلة عتبية قدرها $5\times {10}^{10}{\mathrm{M}}_{\mathrm{☉}}$. وفي كل خطوة زمنية كبرى، يعاد موضع BH إلى جسيم المادة المظلمة الواقع ضمن عشرة أطوال تليين وصاحب أقل كمون جذبي. تراكم BHs الغاز من جسيمات الغاز المجاورة وفق معدل تراكم Bondi-Hoyle-Lyttleton (1939_Hoyle_Lyttleton; 1944_Bondi_Hoyle; 1952_Bondi)، والمحدود بمعدل Eddington (1921_Eddington). بالنسبة إلى تغذية BH الراجعة، يتلقى الغاز طاقة لكل وحدة زمن قدرها $\dot{E}=ϵ{\dot{M}}_{\mathrm{BH}}{c}^2$، مع $ϵ=0.005$، ومعدل تراكم BH ${\dot{M}}_{\mathrm{BH}}$، وسرعة الضوء $c$. توزع هذه الطاقة موزونة بالنواة على أقرب 50 جسيم غازي. انظر 2019_Blank_Maccio_Dutton لمزيد من التفاصيل بخصوص تطبيق فيزياء BH.

تعيد NIHAO إنتاج عدة خصائص للمجرات عند كتل هالات قدرها $M_{200}\le 2\times {10}^{12}{\mathrm{M}}_{\mathrm{☉}}$، مثل علاقة الكتلة النجمية بكتلة الهالة (2015_Wang_Dutton_Stinson)، ودالة سرعات المجرات (2016_Maccio_Udresco_Dutton)، وعلاقة Tully-Fisher (2017_Dutton_Obreja_Wang)، ومنحنيات دوران المجرات القزمة (2018_SantosSantos_DiCintio_Brook)، وعلاقة الكتلة النجمية بكتلة BH (2019_Blank_Maccio_Dutton)، وعلاقة معدل تشكل النجوم بالكتلة النجمية (2021_Blank_Meier_Maccio).

في هذا البحث، نستخدم أساسا مجرات NIHAO البالغ عددها 52 من 2019_Blank_Maccio_Dutton المزودة بفيزياء BH، والتي تمتد كتل هالاتها عند $z=0$ من ${10}^{12}{\mathrm{M}}_{\mathrm{☉}}$ إلى $4\times {10}^{13}{\mathrm{M}}_{\mathrm{☉}}$. في القسم 3، ومن أجل تعريف GV، نستخدم بالإضافة إلى ذلك 51 من مجرات NIHAO الكلاسيكية من دون BHs من 2015_Wang_Dutton_Stinson.

3 تعريف السحابة الزرقاء، والوادي الأخضر، والتتابع الأحمر، وكميات أخرى

لحساب لمعان المجرات في نطاقي U وR، نستخدم نماذج تركيب التجمعات الثنائية والأطياف (BPASS) (v2.2.1) كما وصفها 2017_Eldridge_Stanway_Xiao و2018_Stanway_Eldridge. أما بالنسبة إلى مساهمة الغبار، فيبين 2015_Trayford_Theuns_Bower أن ألوان U-R الذاتية الخالية من الغبار تتفق مع الأرصاد. علاوة على ذلك، يقارن 2018_Nelson_Pillepich_Springel نماذج الغبار ونماذج انعدام الغبار؛ ولا تحدث تغيرات مهمة إلا في المجرات شديدة الزرقة، ولذلك فهي غير ذات صلة بدراسة GV. اتباعا لـ 2016_Dubois_Peirani_Pichon و2019_Correa_Schaye_Trayford و2019_Wright_Lagos_Davies، لا نأخذ الغبار في الحسبان في هذا العمل. لا تؤثر التفاصيل الدقيقة لحساب اللمعان واللون تأثيرا مهما في أزمنة العبور. فاستخدام، مثلا، التجمعات النجمية البسيطة Padova من 2008_Marigo_Girardi_Bressan و2010_Girardi_Williams_Gilbert يعطي قيما مطلقة مختلفة لحدود اللون، لكنه يعطي عرضا مشابها تقريبا لـ GV، ومن ثم لا يغير أزمنة عبور GV تغيرا مهما.

يبين الشكل 1 لون المجرة مقابل الكتلة النجمية لمجرات NIHAO الكلاسيكية (2015_Wang_Dutton_Stinson) ولمجرات NIHAO ذات BHs (2019_Blank_Maccio_Dutton). يُظهر الجمع بين العينتين بوضوح ثنائية نمطية في توزع المجرات. يشير الخطان الأحمر والأزرق إلى الحدين العلوي والسفلي لـ GV على الترتيب، وهما دالتان في الزمن والكتلة النجمية.

لحساب حدود GV نستخدم نسخة معدلة من خوارزمية التعلم الآلي k-clustering: نفترض أن الألوان $C_{\mathrm{b},\mathrm{r}}$ للمجموعة الزرقاء (الفهرس ‘b’) والمجموعة الحمراء (الفهرس ‘r’) هي دوال في الزمن $t$ والكتلة النجمية $M_{\star }$ وتمثلها مستوٍ

$$C_{\mathrm{b},\mathrm{r}}(t,M_{\star })=a\left(t/\mathrm{Gyr}\right)+b\log \left(M_{\star }/{\mathrm{M}}_{\mathrm{☉}}\right)+c_{\mathrm{b},\mathrm{r}},$$ (1)

حيث إن $a$ و$b$ و$c_{\mathrm{b}}$ و$c_{\mathrm{r}}$ هي معاملات الملاءمة. لاحظ أن كلا من المستويين الأحمر والأزرق لهما المعاملان نفسيهما $a$ و$b$. كما أننا لا ندرج حدا مختلطا $\sim t\log M_{\star }$. إن فعل ذلك لا يغير أزمنة عبور GV إلا ببضعة في المئة، ولذلك نهمل هذه الحدود لتقليل عدد المعاملات الحرة في نموذجنا. نختار في البداية تمثيلا عشوائيا لكل مستوٍ. ثم نقوم بما يلي: (i) نسند كل نقطة بيانات (وهي لون U-R لمجرة عند خطوة زمنية محددة وبكتلة نجمية محددة) إلى المجموعة الزرقاء إذا كانت أقرب إلى المستوي الأزرق، وإلى المجموعة الحمراء إذا كانت نقطة البيانات أقرب إلى المستوي الأحمر، (ii) نحصل على تمثيل جديد للمستويين $C_{\mathrm{b},\mathrm{r}}$ بملاءمة المعادلة 1 للمجموعتين الزرقاء والحمراء على الترتيب. يعطي تكرار الخطوتين (i) و(ii) تقسيما أفضل فأفضل لنقاط البيانات إلى مجموعة زرقاء وأخرى حمراء، ونوقف هذه العملية عندما لا تغير أي نقطة بيانات مجموعتها في الخطوة (i). لا ندرج إلا نقاط البيانات ذات $t>2\mathrm{Gyr}$، إذ لا تكون أي مجرة حمراء قبل ذلك الزمن. كما نستخدم فقط مجرات NIHAO الكلاسيكية ذات كتلة نجمية لا تقل عن أصغر كتلة نجمية لمجرات NIHAO BH في كل خطوة زمنية، لأن المجرات ذات الكتلة النجمية الأدنى لا تملك نظيرا مع BH في التتابع الأحمر كما يُرى في الشكل 1. ثم نحسب التشتت ${ϵ}_{\mathrm{b},\mathrm{r}}$ لكل مستوٍ بحيث يدرج 68 في المئة من كل نقاط بيانات المجموعة المعنية ضمن المجال $C_{\mathrm{b},\mathrm{r}}\pm {ϵ}_{\mathrm{b},\mathrm{r}}$. ومن ثم يعرّف الحد السفلي (الأزرق) لـ GV بأنه $C_{\mathrm{b}}(t,M_{\star })+{ϵ}_{\mathrm{b}}$ والحد العلوي (الأحمر) بأنه $C_{\mathrm{r}}(t,M_{\star })-{ϵ}_{\mathrm{r}}$. نحصل على القيم $a=0.092$ و$b=0.055$ و$c_{\mathrm{b}}=0.144$ و $c_{\mathrm{r}}=1.015$ و${ϵ}_{\mathrm{b}}=0.222$ و${ϵ}_{\mathrm{r}}=0.158$.

تقدم هذه المستويات عموما ملاءمة جيدة لكل من المجتمعين الأحمر والأزرق. وقد لا تطابق الملاءمة ألوان المجرات جيدا إلا عند بضعة انزياحات حمراء، كما يُرى مثلا في الحد الأزرق عند $z=0$ في الشكل 1. يعطي تعريفنا لـ GV عرضا يقارب 0.5 لـ GV، ومن ثم يتفق مع أعمال أخرى، مثل 2014_Schawinski_Urry_Simmons; 2016_Trayford_Theuns_Bower. أما القيم المطلقة للحدين الأحمر والأزرق فهي مختلفة، لكن ذلك لا يؤثر تأثيرا مهما في أزمنة عبور GV كما ذكر أعلاه.

يحسب معدل تشكل النجوم (SFR) عند زمن محدد على أنه كتلة كل الجسيمات النجمية الواقعة داخل 20 في المئة من نصف القطر الفيريالي للمجرة والتي تشكلت خلال آخر 200 Myr، مقسومة على 200 Myr. إذا لم يتشكل أي جسيم نجمي خلال آخر 200 Myr، فإننا نقدر حدا أدنى لـ SFR بقسمة كتلة جسيم الغاز على 200 Myr.

Figure 1: لون U-R مقابل الكتلة النجمية عند الانزياح الأحمر الصفري لمجرات NIHAO الكلاسيكية (دوائر زرقاء) ومجرات NIHAO ذات BHs (دوائر برتقالية). تمثل الدوائر المملوءة المجرات المستخدمة في حساب GV، وتمثل الدوائر الفارغة المجرات غير المستخدمة في حساب GV. الخطان الأحمر والأزرق هما الحدان العلوي والسفلي لـ GV.

4 النتائج

4.1 نظرة عامة وأمثلة منفردة

من 2019_Blank_Maccio_Dutton لدينا 52 مجرة ($M_{\mathrm{halo}}>7\times {10}^{11}{\mathrm{M}}_{\mathrm{☉}}$) مزودة بتغذية AGN راجعة، مبينة برموز حمراء في الشكل 1. من هذه المجرات، تكون 50 زرقاء في البداية، واثنتان خضراوين في البداية. وعند الانزياح الأحمر الصفري، تكون 37 مجرة حمراء، واثنتا عشرة خضراء، وثلاث زرقاء. تعبر الغالبية العظمى من المجرات GV مرة واحدة على الأقل: تعبر 39 مجرة مرة واحدة، وسبع مجرات مرتين، ومجرتان ثلاث مرات، ولا تعبر أربع مجرات GV ضمن زمن كوني.

تبين نتائجنا أن إخماد SF ضروري لعبور GV، وهو ما توفره تغذية AGN الراجعة. لا تتضمن مجرات NIHAO الكلاسيكية ثقوبا سوداء، ومن ثم لا تملك تغذية AGN راجعة. غير أن أعمالنا السابقة (2015_Wang_Dutton_Stinson) تبين أن المجرات منخفضة الكتلة، مثل مجرات NIHAO الكلاسيكية، لا تتأثر بـ AGN في جميع الأحوال، ومن ثم فإنها على الأرجح لن تعبر GV حتى بوجود ثقوب سوداء. ويتضح ذلك في الشكل 1 من بعض مجرات NIHAO BH، التي تملك كتلة منخفضة ولا تعبر GV. لذلك فإن تقسيم المجرات إلى سحابة زرقاء وتتابع أحمر يكون في معظمه بين المجرات عالية الكتلة التي تتعرض لتغذية AGN راجعة، والمجرات منخفضة الكتلة التي لا تبدي فيها AGN تغذية راجعة قوية. ومن ثم فإن التقسيم في حالتنا يقع في معظمه بين مجرات NIHAO الكلاسيكية ومجرات NIHAO BH.

يبين الشكل 2 لون ست مجرات وSFR لها مقابل الزمن لإظهار تنوع أزمنة عبور GV والعمليات الفيزيائية التي يمكن أن تؤثر في عبور GV.

Figure 2: لون U-R (بنفسجي) وSFR (برتقالي) مقابل الزمن لست مجرات. الخطان الأحمر والأزرق هما الحدان العلوي والسفلي لـ GV على الترتيب. تبين اللوحة العلوية مجرتين ‘نموذجيتين’ تعبران GV مرة واحدة بصورة منتظمة. وتبين اللوحتان الوسطى والسفلى مجرات ذات تطور أكثر تعقيدا.

تتعرض المجرة g1.57e13 لهبة نجمية تبدأ عند 3 Gyr، ثم تخمد فجأة عند نحو 4 Gyr. وبعد ذلك تعبر المجرة GV بسرعة خلال نحو 230 Myr. تملك المجرة g6.70e12 SFR مرتفعا يبدأ عند 1 Gyr، ثم يتناقص تدريجيا. لذلك تدخل المجرة GV في وقت متأخر نسبيا عند نحو 8 Gyr، ثم مرة أخرى عند 10 Gyr. وتواصل المجرة تكوين النجوم أثناء وجودها في GV، مما يؤدي إلى زمن عبور طويل نسبيا لـ GV قدره 1.7 Gyr. تعبر المجرة g2.02e13 GV خلال 320 Myr عند نحو 4 Gyr بسبب إخماد SF. غير أن هبة نجمية لاحقة تجدد شباب المجرة، ثم تعبر GV مرة أخرى خلال نحو 320 Myr. بل إن المجرة g2.37e13 تعبر GV ثلاث مرات، خلال 340 Myr و330 Myr و130 Myr، بسبب الهبات النجمية المستمرة. تدخل المجرة g2.79e12 GV في وقت متأخر نسبيا عند 8 Gyr وتعبره خلال 1.3 Gyr. غير أن المجرة، خلال آخر 0.8 Gyr من رحلتها عبر GV، تتحرك موازية للحد العلوي لـ GV وقريبة جدا منه، مما يعني أن تغيرا صغيرا في كمية مجرية أخرى (مثل المعدنية النجمية أو الكتلة النجمية) قد يجعل المجرة تعبر خلال 0.5 Gyr فقط. تخضع المجرة g1.26e12 لتشكل نجمي مستمر، يبدأ في الانخفاض بعد 10 Gyr. لكن الانخفاض ضحل للغاية، ولذلك لا تعبر المجرة GV إطلاقا وتنتهي مجرة زرقاء.

4.2 تجمعات نجمية اصطناعية

نظرا إلى أن تاريخ تشكل النجوم وتطور اللون في المجرات المرصودة والمحاكاة معقدان جدا ويتأثران بظواهر فيزيائية عديدة مختلفة (تشكل النجوم، والهبات النجمية، والإخماد، والاندماج، إلخ)، فإننا نبني تجمعات نجمية اصطناعية (SSP) ذات تاريخ تشكل نجوم ‘بسيط’ ونحلل تطور ألوانها. نريد أن نرى أي تواريخ تشكل نجوم تقود المجرة فعلا إلى عبور GV. تُبنى هذه SSPs بإنشاء جسيمات نجمية ذات كتلة وزمن تشكل ومعدنية محددة تعيد إنتاج تاريخ معين لتشكل النجوم.

يبين الشكل 3 تطور اللون لدوال مختلفة لـ SFR (بوصفه دالة في الزمن $t$) مع تثبيت المعدنية عند $Z=0.02$. لا تعبر SSPs ذات SFR ثابت مقابل الزمن أو SFR بقانون قوى $\sim t^{-2}$، GV ضمن زمن كوني. ولا تعبر GV إلا الدوال ذات الانخفاض القوي، مثل الهبوط المفاجئ لـ SFR ثابت إلى الصفر، أو هبة نجمية، أو SFR $\sim \exp (-t)$، مما يشير إلى أن تغيرا سريعا ومفاجئا في SFR، أي نوعا من إخماد SF، ضروري لعبور GV. نلاحظ أن تطبيع تواريخ SF لا يغير لون U-R، لكنه يؤثر في حدود GV، لأن تلك الحدود دالة في الكتلة النجمية. ومن ثم، فإن لكل تاريخ من تواريخ SF المعروضة، بالمعنى الدقيق، حدود GV الخاصة به. غير أن الحدود المختلفة متشابهة جدا ويكاد يتعذر تمييزها في الرسم؛ لذلك لا نرسم إلا حدود SFR $\sim \exp (-t/\mathrm{\hspace{0.17em}1}\mathrm{Gyr})$ (الخطوط البرتقالية).

Figure 3: لون U-R مقابل الزمن لتواريخ تشكل نجوم مختلفة: SFR $\sim$ ثابت (بني)، SFR $\sim \exp (-t/1\mathrm{Gyr})$ (برتقالي)، SFR $\sim t^{-2}$ (أخضر)، هبة نجمية (أي إن SFR دالة دلتا) عند $t=4\mathrm{Gyr}$ (وردي)، وSFR ثابت يهبط إلى الصفر عند $t=5\mathrm{Gyr}$ (بنفسجي). الخطان الأحمر والأزرق هما الحدان العلوي والسفلي لـ GV لتاريخ SF البرتقالي. المعدنية هي $Z=0.02$ لكل تواريخ SF.

Figure 4: زمن عبور GV للتجمعات النجمية الاصطناعية، من أجل SFR ثابت يتغير إلى $\mathrm{SFR}\sim \exp (-t/T_{\mathrm{SFQ}})$ عند $t_{\mathrm{q}}$، بوصفه دالة في: اللوحة اليسرى: المقياس الزمني لإخماد SF، $T_{\mathrm{SFQ}}$؛ اللوحة الوسطى: زمن الإخماد، $t_{\mathrm{q}}$؛ اللوحة اليمنى: المعدنية، $Z$.

يبين الشكل 4 زمن عبور GV من أجل SFR يكون أولا ثابتا، ثم يتغير عند زمن إخماد $t_{\mathrm{q}}$ إلى SFR متناقص أسيا ذي مقياس زمني لإخماد SF (مقياس زمني للطي $e$) هو $T_{\mathrm{SFQ}}$ (الخط البرتقالي في الشكل 3). تعرض اللوحة اليسرى زمن العبور لمقاييس زمنية مختلفة لإخماد SF، واللوحة الوسطى لأزمنة إخماد مختلفة، واللوحة اليمنى لمعدنيات مختلفة. لزمن الإخماد والمعدنية أثر ضئيل جدا في زمن عبور GV ويعطيان قيما حول 2 Gyr. ولا يملك إلا المقياس الزمني لإخماد SF أثرا كبيرا في زمن العبور، مظهرا تغيرات من 0.2 إلى أكثر من 12 Gyr. علاوة على ذلك، ولأزمنة عبور تصل إلى 2 Gyr، يبلغ ميل هذه الدالة نحو اثنين، مما يعني أن زمن العبور يقارب ضعفي المقياس الزمني لإخماد SF.

في أعمال سابقة، يستكشف 2014_Schawinski_Urry_Simmons معدلات SFR متناقصة أسيا بمقاييس زمنية مختلفة للإخماد، وهو ما يقود المجرات إلى اتخاذ مسارات مختلفة عبر GV، حيث تؤدي أزمنة الإخماد الأكبر إلى أزمنة عبور أكبر. كما يستكشف 2015_Smethurst_Lintott_Simmmons معدلات SFR تلك، ويبينون أن المجرات المبكرة والمتأخرة النمط لها مسارات مختلفة عبر GV.

4.3 المجرات المحاكاة

بعد النظر في SSPs، ندرس الآن تطور اللون وأزمنة عبور GV لمجرات NIHAO ونقارنها بالقيم من SSPs التي عُرضت في القسم الفرعي السابق. يتكون زمن عبور GV لمجرة من ثلاث مساهمات: (i) عمر ومعدنية التجمع النجمي للمجرة عندما تدخل GV (ويسمى النموذج المبسط)، (ii) تشكل النجوم أثناء وجودها في GV (ويسمى نموذج SF فقط)، و(iii) النجوم خارجية المنشأ، أي النجوم التي تتشكل خارج المجرة ثم تدخلها أو النجوم التي تغادر المجرة (مع أن المساهمة الأخيرة صغيرة جدا). لذلك يمكن التعبير عن زمن العبور المرجعي كما يُرى في المحاكاة على أنه

$${\tau }_{\mathrm{fid}}={\tau }_{\mathrm{simp}}+\mathrm{\Delta }{\tau }_{\mathrm{SFON}}+\mathrm{\Delta }{\tau }_{\mathrm{XS}},$$ (2)

حيث إن ${\tau }_{\mathrm{simp}}$ هو زمن العبور المبسط، و$\mathrm{\Delta }{\tau }_{\mathrm{SFON}}$ هو الوقت الزائد الناجم عن SF فقط، و$\mathrm{\Delta }{\tau }_{\mathrm{XS}}$ هو الوقت الزائد خارج المنشأ. نعرّف أيضا زمن العبور في نموذج SF فقط ${\tau }_{\mathrm{SFON}}={\tau }_{\mathrm{simp}}+\mathrm{\Delta }{\tau }_{\mathrm{SFON}}$. في هذا القسم الفرعي، ندرس هذه المساهمات الثلاث بصورة مستقلة بعضها عن بعض: المساهمة (i) في القسم الفرعي 4.3.1، و(ii) في القسم الفرعي 4.3.2، و(iii) في القسم الفرعي 4.3.3. وفي القسم الفرعي 4.3.4، ندرس كل المساهمات مجتمعة.

4.3.1 النموذج المبسط

لدراسة الأثر المنفرد للعمر النجمي والمعدنية في زمن عبور GV، نجري بعض التبسيطات: بعد أن تدخل المجرة GV، نتجاهل كل النجوم التي تتشكل لاحقا داخل المجرة أو تلك التي تدخل المجرة أو تغادرها. ومن ثم فإن تغير اللون تقوده فقط شيخوخة النجوم الموجودة أصلا، لا تشكل نجوم جديدة ولا اندماج تجمعات نجمية أخرى في المجرة أو خروجها منها. تُعرض أمثلة لهذا التطور في الشكل 5 كخطوط خضراء: فمثلا لا تبدي المجرة g2.79e12 إلا فرقا بالكاد ملحوظا بين تطور اللون البسيط (الأخضر) والمرجعي (البنفسجي)، مما يؤدي إلى فرق صغير جدا قدره 30 Myr في زمن العبور. وبالنسبة إلى المجرة g6.70e12، يكون الفرق أكبر بكثير، إذ ينخفض زمن العبور المرجعي البالغ 1.7 Gyr إلى 150 Myr في النموذج المبسط. والمجرة g1.33e13 هي الوحيدة التي يكون فيها زمن العبور المبسط أكبر من زمن العبور المرجعي، بسبب اندماج يخفض زمن العبور المرجعي بدرجة كبيرة.

Figure 5: لون U-R (بنفسجي) وSFR (برتقالي) مقابل الزمن لست مجرات. الخطان الأحمر والأزرق هما الحدان العلوي والسفلي، على الترتيب، لـ GV. نعرض أيضا تطور اللون للنموذج المبسط (أخضر، القسم 4.3) وللنموذج الذي يأخذ في الحسبان تشكل النجوم فقط (لكن من دون اندماج) في GV (بني، القسم 4.3.2). كما نعرض ملاءمة خطية (وردية) لـ SFR اللوغاريتمي في GV.

يبين الشكل 6 زمن العبور المبسط بوصفه دالة في الكتلة النجمية (اللوحة اليسرى)، ومتوسط عمر التجمع النجمي (اللوحة الوسطى)، ومتوسط المعدنية النجمية (اللوحة اليمنى)، مع محاكاة NIHAO كنقاط زرقاء وSSPs كخطوط برتقالية. لدى SSPs معدل SFR ثابت قدره $60{\mathrm{M}}_{\mathrm{☉}}{\mathrm{yr}}^{-1}$ حتى $t_{\mathrm{q}}=5\mathrm{Gyr}$ ثم يخمد إلى الصفر. وبالنسبة إلى زمن العبور بوصفه دالة في الكتلة النجمية (اللوحة اليسرى)، نغير SFR الثابت بين 1 و300 ${\mathrm{M}}_{\mathrm{☉}}{\mathrm{yr}}^{-1}$، وبالنسبة إلى زمن العبور بوصفه دالة في العمر، نغير زمن الإخماد $t_{\mathrm{q}}$ بين 1 و13 Gyr.

Figure 6: زمن عبور GV (المبسط) بوصفه دالة في الكتلة النجمية (اللوحة اليسرى)، ومتوسط العمر النجمي (اللوحة الوسطى)، ومتوسط المعدنية النجمية (اللوحة اليمنى). دوائر زرقاء: محاكاة NIHAO، خطوط برتقالية: SSP.

مع الكتلة النجمية، لا يزداد زمن العبور إلا قليلا جدا في SSPs؛ أما في محاكاة NIHAO، فيمحى هذا الأثر بفعل تشتت هذه العلاقة. ومع متوسط العمر النجمي، ينخفض زمن العبور في SSPs أولا انخفاضا طفيفا، ثم يزداد مع متوسط العمر النجمي. وفي محاكاة NIHAO، يعاد إنتاج الانخفاض الطفيف؛ أما الزيادة فلا تتبعها إلا مجرة واحدة ذات زمن عبور يقارب 1.2 Gyr. وخلاف ذلك، تعطي محاكاة NIHAO عند القيم الكبيرة لمتوسط العمر النجمي زمنا ثابتا للعبور حول 200 Myr. وينجم هذا التباين بين SSP ومحاكاة NIHAO عن كون نموذج SFR الثابت المخمد عند $t_{\mathrm{q}}$ تقريبا سيئا لمجرات NIHAO ذات متوسط الأعمار النجمية الكبير. ومع المعدنية، يتناقص زمن العبور في SSPs عموما. وتتبع مجرات NIHAO في معظمها الانخفاض الطفيف وتعطي زمن عبور حول 200 Myr.

بوجه عام، تملك الكميات الثلاث كلها (الكتلة النجمية، ومتوسط العمر النجمي، ومتوسط المعدنية النجمية) أثرا مهملا في زمن العبور. ويبلغ متوسط زمن العبور 180 Myr.

4.3.2 نموذج SF فقط

يؤدي تشكل النجوم داخل GV إلى إطالة الزمن الذي تقضيه المجرة هناك. وفي هذا القسم الفرعي، نلقي نظرة أقرب على نموذج زمن العبور في حالة SF فقط ${\tau }_{\mathrm{SFON}}$، الذي لا يأخذ في الحسبان إلا شيخوخة التجمع النجمي كما يكون وقت دخول المجرة GV وأي تشكل نجمي لاحق يحدث أثناء عبور GV، لكنه لا يأخذ في الحسبان النجوم المندمجة إلى داخل المجرة أو خارجة منها. تعرض أمثلة لهذا التطور في الشكل 5 كخطوط بنية: فهي تتطابق مع تطور اللون المرجعي (الخط البنفسجي) لمعظم المجرات؛ ولا يظهر سوى قليل منها انحرافات مهمة بسبب النجوم خارجية المنشأ، وهو ما سنفصله في القسم 4.3.3.

يبين الشكل 7 زمن العبور في حالة SF فقط ${\tau }_{\mathrm{SFON}}$ بوصفه دالة في كتلة ومتوسط العمر النجمي للنجوم التي تتشكل في GV. يزداد زمن العبور خطيا مع كلتا الكميتين، في SSPs ومحاكاة NIHAO على السواء، رغم أن التشتت في دالة الكتلة النجمية لمحاكاة NIHAO كبير نسبيا. ومع ذلك، يعطي ارتباط Spearman قيمة p قدرها ، مما يشير بوضوح إلى وجود ارتباط بين هاتين الكميتين.

Figure 7: زمن عبور GV، ${\tau }_{\mathrm{SFON}}$، بوصفه دالة في كتلة النجوم التي تشكلت في GV (اللوحة اليسرى)، ومتوسط العمر النجمي للنجوم التي تشكلت في GV (اللوحة اليمنى). دوائر زرقاء: محاكاة NIHAO، خطوط برتقالية: SSP.

نريد أيضا مقارنة علاقة زمن عبور GV بالمقياس الزمني لإخماد SF في SSPs (الشكل 4، اللوحة اليسرى) مع محاكاة NIHAO. ولهذه المقارنة نحدد الميل اللوغاريتمي لعلاقة SFR بالزمن في محاكاة NIHAO داخل GV، وهو يتناسب مع $-T_{\mathrm{SFQ}}^{-1}$، ومن ثم يعطينا المقياس الزمني لإخماد SF. وتعرض هذه الملاءمة الخطية لـ SFR اللوغاريتمي في الشكل 5 كخطوط وردية: توفر مجرات كثيرة ملاءمة جيدة جدا (مثل g1.27e12 وg6.86e12)، وقليل منها ملاءمة سيئة (g2.07e13، بسبب استمرار SF في GV). والمجرة g2.79e12 هي الوحيدة ذات ميل لوغاريتمي موجب، وبذلك تخالف افتراض SFR متناقص. ثم يبين الشكل 8 زمن عبور GV بوصفه دالة في المقياس الزمني لإخماد SF، مع نقاط زرقاء لمحاكاة NIHAO، ولكن فقط لتلك التي لها SFR متناقص رتيبا في GV. والخط الأزرق هو ملاءمة لهذه العلاقة وميله $1.8\pm 0.1$. أما الخط البرتقالي فهو علاقة SSPs من الشكل 4، وميله $1.9\pm 0.1$. ومن ثم فإن زمن عبور GV يقارب ضعفي المقياس الزمني لإخماد SF. يبين 2019_Phillipps_Hopkins_DePropris سابقا أن تطور لون المجرة لا يرتبط إلا بالمقياس الزمني لإخماد SF.

Figure 8: زمن عبور GV، $\tau$، بوصفه دالة في المقياس الزمني لإخماد SF، $T_{\mathrm{SFQ}}$. دوائر زرقاء: محاكاة NIHAO ذات SFR متناقص رتيبا في GV، الخط الأزرق: ملاءمة لبيانات NIHAO، الخط البرتقالي: SSPs (من الشكل 4).

4.3.3 النجوم خارجية المنشأ

في هذا القسم الفرعي، ندرس أثر النجوم التي تكون جزءا من المجرة لكنها تشكلت في مكان آخر، أي النجوم خارجية المنشأ. وهذه غالبا نجوم دخلت المجرة عبر اندماج. وبالمعنى الدقيق، يأخذ هذا الأثر في الحسبان أيضا النجوم التي غادرت المجرة، لكن هذه المساهمة صغيرة جدا عمليا. تعرض اللوحة اليمنى من الشكل 9 الوقت الزائد خارج المنشأ $\mathrm{\Delta }{\tau }_{\mathrm{XS}}$، أي الزمن الإضافي الذي تقضيه المجرة في GV بسبب النجوم خارجية المنشأ، والذي نحسبه على أنه $\mathrm{\Delta }{\tau }_{\mathrm{XS}}={\tau }_{\mathrm{fid}}-{\tau }_{\mathrm{SFON}}$. يعني الزمن السالب أن المجرة تعبر GV أسرع، لأن التجمع النجمي المندمج أحمر من المجرة المضيفة. ويعني الزمن الموجب أن المجرة تعبر أبطأ، لأن التجمع النجمي المندمج أزرق من المجرة المضيفة. يبلغ متوسط القيمة المطلقة للوقت الزائد خارج المنشأ نحو 2 Myr. لذلك يكون هذا الأثر عموما مهملا مقارنة بالمساهمات من النموذج المبسط ونموذج SF فقط.

لا يتأثر تأثرا مهما بالنجوم خارجية المنشأ إلا عدد قليل جدا من المجرات، ويشار إلى ذلك في الشكل 5 بالفرق بين تطور اللون المرجعي (الخطوط البنفسجية) ونموذج SF فقط (الخطوط البنية). بالنسبة إلى المجرة g1.33e13، يسبب اندماج انخفاضا كبيرا في زمن العبور؛ وهذه هي المجرة الوحيدة التي يكون فيها زمن العبور المبسط أكبر من زمن العبور المرجعي. بالنسبة إلى المجرة g2.07e13، تجعل النجوم خارجية المنشأ المجرة تبقى في GV (الخط البنفسجي) بدلا من أن تغادر GV ثم تعبره (الخط البني)، مما يؤدي إلى زمن عبور مرجعي أطول بكثير.

Figure 9: مدرجات تكرارية للمساهمات الثلاث (المعادلة 2) في أزمنة عبور GV لمجرات NIHAO. تمثل الخطوط الرأسية السوداء متوسطات القيم المطلقة للمساهمات المعنية.

4.3.4 أزمنة العبور المرجعية

يبين الشكل 9 مدرجات تكرارية للمساهمات الثلاث في زمن عبور GV المرجعي لمجرات NIHAO، وتمثل الخطوط الرأسية السوداء متوسط قيمة زمن العبور. وهذه القيم هي ${\tau }_{\mathrm{simp}}=180\mathrm{Myr}$ و$\mathrm{\Delta }{\tau }_{\mathrm{SFON}}=370\mathrm{Myr}$ و$\mathrm{\Delta }{\tau }_{\mathrm{XS}}=2\mathrm{Myr}$. ومن ثم فإن المساهمة بسبب النجوم خارجية المنشأ مهملة، ويعزى 30 في المئة من العبور إلى شيخوخة النجوم الموجودة أصلا عندما تدخل المجرة GV، و70 في المئة إلى SF في GV.

4.4 مقارنة بأعمال أخرى

كما بينا في القسم 1، تبلغ أعمال أخرى عن أزمنة عبور GV قدرها 1-2 Gyr وأزمنة إخماد SF قدرها 0.5-2 Gyr. في محاكاة NIHAO لدينا متوسط زمن عبور قدره 540 Myr ومتوسط زمن إخماد SF قدره 280 Myr. ومن ثم فإن قيمنا أصغر بكثير مما تتنبأ به أعمال أخرى. في القسم 4.2، أثبتنا أن الكمية الوحيدة ذات الأثر الكبير في زمن عبور GV هي المقياس الزمني لإخماد SF. وتملك SSPs لدينا ذات مقياس زمني لإخماد SF قدره 1 Gyr أزمنة عبور GV قدرها 2 Gyr، وهو ما يتفق مع أعمال أخرى. لذلك يبدو أن مجرات NIHAO تملك أزمنة عبور GV صغيرة لأن مقاييسها الزمنية لإخماد SF صغيرة. في 2019_Blank_Maccio_Dutton، أثبتنا أن إخماد SF في المجرات عالية الكتلة ينجم غالبا عن تغذية BH الراجعة؛ لذلك يبدو أن نماذجنا لتراكم BH وتغذيته الراجعة تؤدي إلى إخماد سريع جدا لمجرات NIHAO. وتلزم تعديلات على هذه النماذج للوصول إلى إخماد ألطف يحدث على مقياس زمني أطول.

في القسم 4.2، أثبتنا كذلك أن نسبة زمن عبور GV إلى زمن إخماد SF تكون دائما نحو اثنين. ولا تصح هذه النسبة في محاكاتنا فحسب، بل أيضا في SSPs لدينا، حتى أزمنة عبور GV قدرها 3 Gyr. أما عند أزمنة العبور الأكبر من ذلك، فتكون العلاقة أشد انحدارا، لكن مثل هذه القيم الكبيرة لا ترد في أعمال أخرى. ومن غير المؤكد ما إذا كانت النسبة نفسها بين زمن عبور GV وزمن إخماد SF يمكن أن توجد في أعمال أخرى، لأن المجالات المبلغ عنها لزمن عبور GV وأزمنة إخماد SF واسعة إلى حد كبير.

5 آفاق مستقبلية

في محاكاة NIHAO، تكون طاقة تغذية BH الراجعة، التي تخمد SF، دالة فقط في معدل تراكم BH، المتناسب مع مربع كتلة BH (تراكم Bondi، انظر القسم 2). يميل هذا النموذج إلى نمو منفلت، إذ تقود كتلة BH المتزايدة باستمرار إلى معدل تراكم متزايد باستمرار (حتى ينفد مخزون الغاز)، مما يسبب إخماد SF بسرعة كبيرة (2019_Blank_Maccio_Dutton). لذلك يبدو تغيير نموذج حساب معدل تراكم BH هو الطريق الأوفر وعدا لزيادة أزمنة عبور GV في مجرات NIHAO. في 2022_Soliman، نحاكي بضع مجرات NIHAO بنماذج مختلفة لمعدل تراكم BH. في نموذج العزم (2011_Hopkins_Quataert)، يتناسب معدل تراكم BH مع كتلة BH مرفوعة إلى القوة 1/6؛ أما في نموذج ألفا (2011_Debuhr_Quataert_Ma)، فيتناسب معدل تراكم BH مع كتلة BH مرفوعة إلى القوة -1/2. في الشكل 10، نعرض تطور اللون لأربع مجرات في ثلاثة نماذج تراكم مختلفة (Bondi، alpha، وtorque)، وكذلك أزمنة عبورها لـ GV.

Figure 10: لون U-R (بنفسجي) وSFR (برتقالي) مقابل الزمن لأربع مجرات (g1.55e12، g2.37e12، g2.71e12، g6.86e12) وثلاثة نماذج تراكم مختلفة (bondi، alpha، torque). الخطان الأحمر والأزرق هما الحدان العلوي والسفلي لـ GV على الترتيب. تعرض الزاوية اليمنى السفلى من كل رسم فرعي زمن عبور GV؛ وتشير ‘nan’ إلى أن المجرة تعبر أكثر أو أقل من مرة واحدة.

بالنسبة إلى المجرة g1.55e12، لا يعطي نموذج العزم زمن عبور أعلى، لكن بالنسبة إلى المجرة g2.37e12 يكون زمن عبور GV أعلى في نموذج العزم منه في نموذج Bondi. وفي المجرة g2.71e12 ذات نموذج العزم، يخمد تشكل النجوم على نحو ألطف، كما يدل عليه الميل الأقل حدة لـ SFR. لذلك تقضي المجرة زمنا أطول في GV، لكنها لا تعبر GV قبل نهاية المحاكاة. وقد تعبره فعلا إذا أتيح لها وقت إضافي قدره بضعة 100 Myr. تعبر المجرة g6.86e12 GV ثلاث مرات في نموذج العزم، مما يجعل المقارنة مع نموذج Bondi صعبة. ومع ذلك، يملك SFR ميلا أضحل مقارنة بنموذج Bondi. لذلك، في نموذج العزم، تبدي ثلاث مجرات من أصل أربع إما أزمنة عبور أطول و/أو انخفاضا أضحل في SFR. تبدو محاكاة الاختبار القليلة هذه واعدة في حل مشكلة المقاييس الزمنية القصيرة لإخماد SF، ومن ثم أزمنة عبور GV القصيرة، لكن يلزم عدد أكبر من المحاكاة للتحقق من هذا الاتجاه. ستتيح لنا مثل هذه المجموعة من المحاكاة دراسة ارتباطات زمن عبور GV بكميات أخرى كما هو موضح في القسم 1، مثل كسر الغاز، ونسبة الكتلة النجمية إلى كتلة الهالة، والمورفولوجيا، أو زمن ذروة تراكم BH.

6 الخلاصة

ندرس في عملنا زمن الانتقال النموذجي للمجرات المحاكاة عبر ما يسمى بالوادي الأخضر (GV). قبل الانتقال إلى المحاكاة الكونية المعقدة، ندرس أولا في القسم 4.2 تطور تجمعات نجمية اصطناعية (SSPs) ذات تنوع من تواريخ تشكل النجوم المبسطة. ومن غير المفاجئ أننا نجد أن المجرات الاصطناعية التي تمتلك قطعا واضحا (إخمادا) لنشاط تشكل النجوم هي وحدها القادرة على الانتقال من السحابة الزرقاء إلى التتابع الأحمر، ومن ثم عبور الوادي الأخضر. ونجد اعتمادا ضئيلا أو معدوما لزمن العبور هذا على المعدنية المفترضة للتجمع النجمي أو على الزمن الذي يحدث فيه حدث الإخماد. ومن ناحية أخرى، نجد ارتباطا قويا بين المقياس الزمني لإخماد SF (مثل المقياس الزمني للطي $e$ من أجل SF متناقص أسيا) وزمن عبور GV، بنسبة تقارب عامل اثنين بين المقياسين الزمنيين.

تتأكد نتائج نموذج SSPs البسيط بعد ذلك بدراسة المحاكاة الكونية الهيدروديناميكية الكاملة من مجموعة NIHAO (2015_Wang_Dutton_Stinson) في القسم 4.3. نجد ثلاث مساهمات رئيسية في زمن عبور GV: (i) عمر ومعدنية التجمع النجمي للمجرة عندما تدخل GV، و(ii) تشكل النجوم أثناء وجودها في GV، و(iii) النجوم خارجية المنشأ، أي النجوم التي تتراكم عبر الاندماجات أثناء وجودها في GV. تكون المساهمة (i) حول 200 Myr في كل الحالات تقريبا، لكن معدنية نجمية متوسطة منخفضة جدا أو عمرا نجميا متوسطا عاليا جدا يمكن أن يقودا في حالات نادرة إلى زمن عبور GV أعلى بكثير. وتبلغ المساهمة (ii) نحو 370 Myr، وهي أكبر مساهم في زمن عبور GV. وتوجد بعض الارتباطات الموجبة الصغيرة مع الكتلة النجمية وعمر النجوم التي تتشكل في GV. أما المساهمة (iii) فلها قيمة تقارب 2 Myr، ولذلك فهي مهملة بالنسبة إلى معظم المجرات.

في القسم 5، نجد أن أنماط التراكم المختلفة على BH المركزي (من 2022_Soliman) يمكن أن تغير القيمة المطلقة لزمن عبور GV. يؤدي تراكم Bondi-Hoyle الكلاسيكي (1944_Bondi_Hoyle) إلى أزمنة عبور قصيرة جدا (مقارنة بالتقديرات الرصدية) تقارب 400-500 Myr. ويمكن لأنماط تراكم أخرى (2011_Hopkins_Quataert) ذات اعتماد أضعف وأقل مباشرة على كتلة BH أن تولد بالفعل انخفاضا ألطف في SF ومن ثم زمن عبور أطول من رتبة Gyr، باتفاق أفضل مع الأرصاد. ومع أن نماذج AGN المختلفة يمكن أن تعطي أزمنة عبور GV مختلفة، فإن مجرات NIHAO لا تزال تؤكد نتائجنا من القسم 4.2 التي تفيد بأن زمن عبور GV يقارب ضعفي المقياس الزمني لإخماد SF، بغض النظر عن البرمجة المعلمية الدقيقة لفيزياء BH.

تبين نتائجنا وجود صلة مباشرة بين تغذية AGN الراجعة (ومن ثم تراكم BH)، وإخماد SF، وزمن عبور GV. يمكن استخدام هذه العلاقة البسيطة لمعايرة نماذج AGN المختلفة العديدة المطبقة في المحاكاة واختبارها في مقابل الأرصاد. وبصورة أعم، وبافتراض زمن عبور نموذجي يقارب واحد Gyr مستنتجا من الأرصاد (مثلا 2018_Bremer_Phillipps_Kelvin; 2014_Schawinski_Urry_Simmons; 2013_Wetzel_Tinker_Conroy)، فإن نتائجنا تقتضي أن أي آلية أو عملية تهدف إلى إخماد تشكل النجوم يجب أن تفعل ذلك على مقياس زمني نموذجي يقارب 500 Myr.

الشكر والتقدير

يشكر المؤلفون بامتنان Gauss Centre for Supercomputing e.V. (www.gauss-centre.eu) على تمويل هذا المشروع بتوفير وقت حوسبة على الحاسوب الفائق GCS Supercomputer SuperMUC في Leibniz Supercomputing Centre (www.lrz.de). أُجري جزء من هذا البحث على موارد الحوسبة عالية الأداء في New York University Abu Dhabi. استخدمنا حزمة البرمجيات pynbody (pynbody) في تحليلاتنا.

إتاحة البيانات

ستتاح البيانات التي يستند إليها هذا المقال بناء على طلب معقول إلى المؤلف المراسل.