كوكتيل حار في قلب بيرسيوس سريع
مرجل عملاق يغلي بحساء ساخن يمتد لملايين السنين الضوئية. هذا هو الغلاف الجوي لعنقود مجرات بيرسيوس، سحابة من الغاز شديد الحرارة تحبسها الجاذبية. حتى وقت قريب، اعتقد علماء الفلك أن الغاز في مركز هذا المرجل يبرد بهدوء، استعدادًا للتحول إلى نجوم جديدة. لكن النظرة الجديدة للتلسكوب الياباني XRISM أظهرت أن الأمور أكثر إثارة للاهتمام.
اتضح أن الغاز في قلب بيرسيوس ليس مثل حساء متجانس. ميز التلسكوب طبقتين واضحتين. الطبقة الرئيسية، شديدة الحرارة (حوالي 40 مليون درجة)، تتصرف بهدوء نسبيًا، حيث تتحرك جزيئاتها بسرعة حوالي 140 كم/ثانية. لكن داخل هذا البخار تختبئ طبقة ثانية، أبرد بنحو النصف (حوالي 20 مليون درجة). هذا الغاز يغلي ويضطرب: تصل سرعته بالنسبة للمجرة المركزية إلى 200 كم/ثانية، وتشتت السرعات يبلغ حوالي 400 كم/ثانية. في بحر هادئ، ظهر فجأة تيار تحت الماء سريع.
ما الذي يحرك هذا الكوكتيل الكوني؟ يقترح العلماء سيناريوهين قد يعملان معًا. الأول هو "الدوامات" الجاذبية الناتجة عن الاندماج مع عناقيد مجرية أخرى. تخلق هذه الاصطدامات موجات حلزونية عملاقة تخلط الغاز. الثاني هو عمل الثقب الأسود المركزي. فهو يقذف نفاثات قوية من البلازما، تعمل مثل خلاط عملاق، فترغي البيئة المحيطة وتمنعها من التبريد بشكل متجانس.
هذا الاكتشاف مهم لأنه يفسر لغزًا قديمًا: لماذا لا يبرد الغاز في مراكز العديد من العناقيد تمامًا ولا يشكل نجومًا بالمعدل المتوقع؟ اتضح أن الحركة المضطربة للغاز الأبرد، والتي تسارعت حتى接近 سرعة الصوت (رقم ماخ حوالي 0.8)، تعمل كمصدر ضغط إضافي يمنع الانكماش. حوالي ربع طاقة هذا الغاز هي طاقة حركته العشوائية. هكذا تضع الطبيعة، دون قصد، مكبحًا قويًا في طريق تشكل النجوم. وفي المرجل العملاق لعنقود بيرسيوس، لا يصل وقود النجوم أبدًا إلى مرحلة الاشتعال.
الملخص الأصلي
كما كتبه المؤلفون، بالإنجليزية arXiv:2604.22975
We present an analysis of the temperature structure of the Perseus cluster atmosphere using XRISM Resolve observations. The average temperature rises from 3.3 keV near the nucleus of NGC 1275 to 8 keV at 10 arcmin (210 kpc), which is consistent with Chandra and XMM measurements. The velocity and velocity dispersion profiles are broadly consistent with those in arXiv:2509.04421. While the gas at altitudes beyond $$\sim60$$ kpc can be modeled as a single temperature plasma, we find evidence for more than one gas phase in the inner $$\sim60$$ kpc. The hotter gas component, traced primarily by the Fe He$$\alpha$$ line, has a velocity dispersion of $$\lesssim140$$ km s$$^{-1}$$. We detect a cooler, $$\sim1.87-2.43$$ keV, gas component with a velocity dispersion of $$\sim300-400$$ km s$$^{-1}$$ and a bulk velocity of $$\sim 21-213$$ km s$$^{-1}$$ with respect to the central galaxy. These ranges reflect large systematic uncertainties associated with modeling spatial-spectral mixing and the bright central point source. Potential low energy gain variations may add additional uncertainties. The cooler component is identified by broad wings in prominent emission lines, most notably S Ly$$\alpha$$ and Fe He$$\alpha$$. This cooler component's Mach number $$\sim0.73-0.96$$ and non-thermal pressure fraction of $$\sim22.9-33.7\%$$ are much higher than found for the hotter gas. The cooler gas may be associated with merging halos along the line of sight which formed the cool, sloshing spiral and/or cooling gas being disturbed by the radio jets and lobes.
درجة حرارة 40 مليون درجة هي أعلى بثلاث مرات تقريبًا من درجة حرارة مركز شمسنا. لكن هذا الغاز مخلخل جدًا لدرجة أن مسبارًا فضائيًا يمكن أن يمر عبره دون أن يسخن.
صورة مماثلة للغاز الكوني "الحي" وغير المتجانس، الذي يغلي حول الثقوب السوداء، تظهر غالبًا في روايات ألاستير رينولدز عن عالم "فضاء الوحي".