إريدانوس الثاني

يقع نجم إريدانوس الثاني في أعماق سماء نصف الكرة الجنوبي. ونظرًا لكونه جرمًا خافتًا ومنتشرًا على مساحة عدة دقائق قوسية من السماء، فإنه لا يمكن تحديد موقعه بدقة متناهية. ولعلّ أكثر الملاحظات تفصيلًا هي تلك التي قدمها كرنوييفيتش وآخرون (2016) ، والذين أبلغوا عن إحداثيات سماوية (J2000) تبلغ RA 3h 44m 20.1s (56.0838°) و Dec −43° 32' 0.1" (−43.5338°). وتتوافق هذه الإحداثيات مع الإحداثيات المجرية l = 249.7835° و b = −51.6492°. وبالوقوف على مستوى المجرة عند موقع الشمس، مواجهًا مركز المجرة، سيكون إريدانوس الثاني على اليمين والأسفل، في منتصف المسافة تقريبًا من الأفق.

تم تقدير المسافة إلى مجرة ​​إريدانوس 2 باستخدام طرق متنوعة. تعتمد جميعها على مطابقة النجوم المرصودة مع منحنى (خط التطور النجمي ) على مخطط اللون-القدر الظاهري (CMD)، ثم مقارنة لمعان النجوم من المجرة المستهدفة مع لمعان النجوم من مواقع مماثلة على مخطط اللون-القدر الظاهري في مجرات ذات مسافة معروفة، بعد إجراء تصحيحات مختلفة للعمر المقدر والتركيب المعدني (المستمد جزئيًا من عملية مطابقة المنحنى). انظر، على سبيل المثال، Sand et al. (2012) . كانت النتائج متسقة إلى حد كبير: 330 كيلوبارسيك (1076 ألف سنة ضوئية ) ( Bechtol et al., 2015 )، و380 كيلوبارسيك (1238 ألف سنة ضوئية) ( Koposov et al., 2015 )، و366 ± 17 كيلوبارسيك (1193 ± 55 ألف سنة ضوئية) ( Crnojević et al., 2016 ). بغض النظر عن قيمة المسافة الدقيقة، فإن إريدانوس الثاني هو أبعد الأجرام المعروفة حاليًا والتي من المحتمل أن تكون أقمارًا لمجرة درب التبانة ( المصدر نفسه ).

يعتمد تحديد ما إذا كانت إريدانوس 2 مجرة ​​تابعة أم لا، جزئيًا، على فهم سرعتها. وقد شرع لي وزملاؤه (2016) مؤخرًا في إجراء هذه السلسلة الصعبة من القياسات. تكمن معظم الصعوبة في أن إريدانوس 2، على الرغم من بعدها الفلكي، إلا أنها قريبة جدًا من الناحية الكونية. فليس الانزياح الأحمر الطيفي صغيرًا فحسب عند هذه المسافة، بل لا يمكن أيضًا التعامل مع المجرة كجسم نقطي. اضطر لي وزملاؤه إلى دراسة أطياف النجوم الفردية، التي كانت تتحرك جميعها بالنسبة لبعضها البعض بسرعات لا تقل كثيرًا عن سرعة إريدانوس 2 بالنسبة للمراقبين، الذين كانوا يتحركون بدورهم بسرعات ملحوظة حول مركز الأرض والشمس ومركز مجرة ​​درب التبانة. وعلى الرغم من هذه الصعوبات، تمكن لي وزملاؤه من الحصول على توزيع دقيق جدًا للسرعات يتمركز حول 75.6  كم/ثانية في اتجاه معاكس لنا. ومع ذلك، بما أن دوران الشمس حول مركز درب التبانة يحملنا حاليًا بشكل مباشر تقريبًا بعيدًا عن إريدانوس الثاني (أي نحو يسار المراقب الموصوف أعلاه)، فإن حركة إريدانوس الثاني تحمله في الواقع نحو مركز المجرة بسرعة حوالي 67  كم/ثانية ( Li et al., 2016: 5، الجدول 1 ).

بينما تُحل هذه الملاحظات مشكلة السرعة الشعاعية، أي حركة إريدانوس 2 باتجاه مركز مجرة ​​درب التبانة، إلا أنها لا تُحل مشكلة السرعة العرضية، أي الحركة بزاوية قائمة على الخط الواصل بين إريدانوس 2 ومجرة درب التبانة. بمعنى آخر، لا يُمكننا تحديد ما إذا كان إريدانوس 2 يدور حول مجرة ​​درب التبانة، أم أنه يتحرك ببساطة في اتجاهها من خارج النظام. يُشير لي وآخرون (2016: 7-8) إلى أن إريدانوس 2 لا يُظهر "ذيلًا" أو تدرجًا في سرعة النجوم المنخفضة (أو العالية) في اتجاه مُحدد، وهو ما قد يُعطي دليلًا على السرعة العرضية لتلك المجرة. مع ذلك، يُوضحون أن جسمًا مُشابهًا لإريدانوس 2 سيحتاج إلى سرعة إجمالية تُقارب 200  كم/ثانية للإفلات من قبضة مجرة ​​درب التبانة. بالنظر إلى سرعته الشعاعية البالغة 75  كم/ثانية، يحتاج إريدانوس 2 إلى سرعة عرضية تبلغ حوالي 185  كم/ثانية لتجنب الوقوع في الأسر، وهو أمر ممكن بالتأكيد، ولكنه غير مرجح. إضافةً إلى ذلك، يشير الباحثون إلى نتائج دراسات محاكاة تفصيلية للمجموعة المحلية ( غاريسون-كيميل وآخرون، 2014 ). وقد تبين أن جميع الأجسام التي تقع في مواقع مشابهة لإريدانوس 2 في هذه المحاكاة هي أقمار تابعة لمجرة درب التبانة ( لي وآخرون، 2016: 8) . ^{[ 4 ]} ولأسباب سيتم مناقشتها في القسم الختامي، يعتقد معظم الباحثين الآن أن إريدانوس 2 قمر تابع لمجرة درب التبانة يدور في مدار طويل للغاية (أي عدة مليارات من السنين لكل دورة)، وربما يكون قد بدأ للتو اقترابه الثاني من مجرتنا.

تتحرك مجرة ​​إريدانوس 2 باتجاه مركز مجرة ​​درب التبانة بسرعة 67  كم/ثانية. ومع ذلك، وباستخدام القيمة الحالية لثابت هابل ( أي حوالي 76  كم/ثانية/ميغابارسيك)، فإن المسافة بين المجرتين تتزايد أيضًا بسرعة تقارب 26  كم/ثانية. ويُعتقد أن ثابت هابل يتغير بمرور الوقت، لذا لا يمكن حساب ديناميكيات المدارات على نطاق الميغابارسيك ومليارات السنين ببساطة باستخدام قانون نيوتن للجاذبية . إضافةً إلى ذلك، يجب مراعاة تأخير سرعة الضوء. وقد استخدمت قياسات السرعة التي أجراها لي وآخرون (2016) الضوء المنبعث من إريدانوس 2 قبل حوالي مليون سنة. في الوقت الحالي، من المحتمل أن تكون إريدانوس 2 على بُعد حوالي 300 كيلوبارسيك فقط (مقارنةً بـ 380 كيلوبارسيك المرصودة)، وقد تسارعت بشكل ملحوظ متجاوزةً السرعة المرصودة البالغة 67  كم/ثانية باتجاه مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 5 ]}

لا تتخذ مجرة ​​إريدانوس 2 شكلاً كروياً، وقد قُدِّرت إهليلجيتها (ε) بنحو 0.45 ( كرنوييفيتش وآخرون، 2016 ؛ كوبوسوف وآخرون، 2015 ). ويعتمد حجمها على افتراضات حول توزيع الكتلة وبنيتها ثلاثية الأبعاد. وقد وجد كرنوييفيتش وآخرون (2016) أن بياناتهم تتوافق مع توزيع أسي بسيط للكتلة ونصف قطر ضوئي (نصف قطر يحيط بنصف إضاءة المجرة) يبلغ 277 ± 14 فرسخ فلكي (حوالي 890 سنة ضوئية)، بقطر ضوئي ظاهري يبلغ 4.6 دقيقة قوسية للمراقبين على الأرض.

لا يُتوقع أن تُظهر بنية مجرية بهذا الحجم الصغير علامات دوران متناسق. ^{[ 3 ]} في دراساتهم لسرعة إريدانوس 2، لم يجد لي وآخرون (2016) أي تدرج في السرعة أو تباين في الخواص يُشير إلى دوران متناسق. لا بد أن المادة المكونة لإريدانوس 2 تدور حول مركز المجرة، ولكن لا يوجد دليل على وجود مستوى محدد أو اتجاه دوران متناسق.

تكهّن عدد من الباحثين بوجود ارتباط بين سحابتي ماجلان ومجرات قزمة مختلفة في المجموعة المحلية ، بما في ذلك إريدانوس 2. سحابتا ماجلان مجرتان تابعتان لمجرة درب التبانة ^{[ 6 ]} ، وتبعدان حاليًا حوالي 60 كيلوبارسيك، وتفصل بينهما مسافة 24 كيلوبارسيك. وقد استعرض كوبوسوف وزملاؤه (2015: 16-17) هذا العمل بإيجاز ولكن بإيجاز . وأشار كوبوسوف وزملاؤه إلى أن السحابتين تُظهران علامات واضحة على التشوه، وهي سمة مميزة للإجهاد المدّي. وقد يكون هذا الإجهاد ناتجًا عن قربهما من مجرة ​​درب التبانة، لكن المحاكاة تشير إلى أنه من المرجح أن يكون نتيجة تفاعلات بين السحابتين نفسيهما ( بيسلا وآخرون (2010) ؛ دياز وبيكي (2011) ).

تشير مجموعة كوبوسوف إلى أن سحابتي ماجلان تتمتعان بالحجم والعمر المناسبين لتكونا جزءًا من تجمع مجرات صغيرة غير مترابطة، استحوذت عليها مجرة ​​درب التبانة، مما أدى إلى انتشار مجرات صغيرة، بما في ذلك إريدانوس 2، على امتداد مسار السحابتين تقريبًا. وكما يلاحظون، فإن الأدلة على وجود مثل هذا التجمع المسبق ليست قاطعة، لكنها تفسر العدد "المثير للقلق" من المجرات الصغيرة الموجودة على طول ممر سماوي ضيق نسبيًا. إضافةً إلى ذلك، من المعروف أن تجمعات مماثلة من المجرات القزمة تتواجد في ممرات محددة حول مجرات رئيسية أخرى في المجموعة المحلية.

أشار باولووسكي وآخرون (2015) أيضًا إلى محاذاة إريدانوس 2 مع سحابتي ماجلان، لكنهم شككوا في كونها جزءًا من عنقود ماجلان للمجرات القزمة نظرًا لبُعدها الكبير عن المجرات الأخرى المشتبه بانتمائها إلى المجموعة. من جهة أخرى، جادلوا بوجود مستوى واضح المعالم يمتد من مجرة ​​أندروميدا إلى مجرة ​​درب التبانة. هذا المستوى، الذي لا يتجاوز سمكه 50 كيلوبارسيك (160 سنة ضوئية)، ولكنه يصل عرضه إلى 2 ميجابارسيك (6.5 مليون سنة ضوئية)، يضم 10 مجرات قزمة معروفة حاليًا، جميعها تبعد أكثر من 300 كيلوبارسيك عن أي من المجرات الرئيسية في المجموعة المحلية. لاحظ هؤلاء الباحثون أن إريدانوس 2 ليست محصورة في هذا المستوى بنفس دقة المجرات الأخرى، واقترحوا أن هذا قد يكون مرتبطًا ببعدها عن سحابتي ماجلان. ^{[ 7 ]}

تتوافق النجوم في كوكبة إريدانوس 2 إلى حد كبير مع كونها نجوماً قديمة جداً (حوالي 10 مليارات سنة) وغنية بالمعادن ([Fe/H] < −1)، على غرار المجرات القزمة الصغيرة الأخرى والعديد من العناقيد الكروية. يُظهر مخطط اللون-القدر الظاهري (CMD) فرعاً أفقياً أحمر واضحاً (RHB)، والذي يشير أحياناً إلى وجود نجوم غنية بالمعادن ( كوبوسوف وآخرون، 2015: 11 ؛ كرنوييفيتش وآخرون، 2016: 2-3) . أما فرع العملاق الأحمر (RGB) فهو عمودي نسبياً، مما يستبعد وجود نسبة كبيرة من النجوم الشابة (250 مليون سنة أو أقل) والغنية بالمعادن ( كرنوييفيتش وآخرون، 2016: 2-3 ). ومع ذلك، فإن قوة الفرع الأفقي ووجود عدد كبير بشكل غير متوقع من النجوم على الجانب الأيسر (أي الأكثر زرقة) من التسلسل الرئيسي، يشير إلى أن Eridanus II يحتوي على مجموعتين على الأقل من النجوم ( Koposov et al. (2015) ; Crnojević et al., (2016) ).

استنادًا إلى هذه المؤشرات على التنوع الكامن، اختار كرنوييفيتش وآخرون (2016) إعادة بناء مخطط هرتزبرونغ-راسل كمجموع مجموعتين نجميتين. ووجدوا توافقًا جيدًا مع نموذج يُشير إلى أن إريدانوس 2 يتكون من أكثر من 95% من النجوم القديمة التي تشكلت قبل 10 مليارات سنة أو أكثر، مع نسبة قليلة من النجوم متوسطة العمر، في حدود 3 مليارات سنة. وقد أكد لي وآخرون (2016) هذه الصورة العامة جزئيًا ، حيث أظهروا أن العديد من النجوم التي تبدو صغيرة في إريدانوس 2 لها سرعات وأطياف تُشير إلى أنها نجوم مُلوثة من مجرة ​​درب التبانة تقع في نفس الجزء من السماء الذي يقع فيه إريدانوس 2.

استنادًا إلى نموذجهم المكون من عنصرين والمسافة المعروفة إلى إريدانوس 2، حدد كرنوييفيتش وآخرون (2016: 4) قدرهم المطلق M _V = −7.1 ± 0.3. ومن إجمالي الضوء المنبعث من إريدانوس 2، نسبوا 94% (~5.6 ± 1.5 × 10 ⁴ L _☉ ) إلى المجموعة النجمية القديمة، و6% (~3.5 ± 3 × 10 ³ L _☉ ) إلى النجوم متوسطة العمر.

قام لي وآخرون (2016) بحساب متوسط ​​معدنية إريدانوس 2 عن طريق قياس حجم قمم امتصاص ثلاثية الكالسيوم في أطياف 16 نجمًا منفردًا على فرع العملاق الأحمر. تتطلب هذه التقنية عادةً أطياف نجوم الفرع الأفقي، ولكن لم يكن من الممكن تمييزها بدقة كافية في نظامهم. لذلك، استخدموا أطياف نجوم فرع العملاق الأحمر مع تصحيحات سبق أن وضعها فريق DES ( سايمون وآخرون، 2015 ). من هذه البيانات، حسب لي وآخرون متوسط ​​معدنية منخفضًا جدًا بلغ -2.38، ^{[ 8 ]} مع تشتت واسع قدره 0.47 دكس. قد يعكس هذا التشتت الواسع غير المعتاد لقيم المعدنية وجود مجموعات نجمية متعددة.

قدّر بيشتول وآخرون (2015) الكتلة الإجمالية للنجوم في مجرة ​​إريدانوس 2 بنحو 8.3 × 10⁴ ^كتلة شمسية. هذه هي دالة الكتلة الأولية التي وصفها شابرييه (2001) ، والتي حُسبت بناءً على افتراضات مختلفة حول كتلة مجموعة النجوم الخافتة جدًا بحيث لا يمكن رصدها مباشرةً. استندت صيغة شابرييه شبه التجريبية إلى نجوم قريبة نسبيًا من الشمس، وهي مجموعة تختلف اختلافًا جذريًا عن نجوم إريدانوس 2. مع ذلك، يستند التقدير إلى أساسيات الكيمياء النجمية التي يُعتقد أنها عامة. ترد الكتلة الإجمالية للمجرة أدناه في مناقشة المادة المظلمة .

لعلّ أبرز ما يُثير الدهشة في إريدانوس 2 هو احتواؤه على عنقود كروي خاص به . وهذا ما يجعله، بفارق كبير، أقلّ الأجسام إضاءةً المعروفة حتى الآن التي تضمّ عنقودًا كرويًا ( كرنوييفيتش وآخرون، 2016: 4) . يبلغ نصف قطر هذا العنقود 13 فرسخًا فلكيًا (42 سنة ضوئية) وقدره المطلق -3.5. ويُساهم بنحو 4% من إجمالي إضاءة المجرة ( كرنوييفيتش وآخرون، 2016: 4) .

تقع هذه المجموعة النجمية ضمن مسافة 45 فرسخًا فلكيًا (150 سنة ضوئية) من مركز المجرة المحسوب (في الإسقاط). وتُعدّ هذه المجموعات النجمية النووية شائعةً في المجرات القزمة، مما حفّز إجراء دراسات حول الدور المحتمل لهذه المجموعات في تكوين المجرات ( جورجيف وآخرون، 2009 ؛ جورجيف وآخرون، 2010 ). وقد أظهر زاريتسكي وآخرون (2015) أن وجود وخصائص المجموعة النجمية الكروية إريدانوس 2 تتوافق مع ما هو معروفٌ بالفعل عن المجموعات النجمية في المجرات القزمة، عند تعميمها على الأجسام ذات الإضاءة المنخفضة بشكلٍ غير متوقع.

من السمات غير المتوقعة الأخرى لمجرة إريدانوس 2 غياب الغاز الحر بين النجوم تقريبًا. قبل اكتشاف إريدانوس 2، كان الفلكيون يعتقدون عمومًا أن المجرات القزمة القريبة (أقل من 300 كيلوبارسيك) من مجرة ​​درب التبانة خالية من الغاز إلى حد كبير، بينما تحتفظ المجرات القزمة الأبعد بكميات كبيرة من غاز الهيدروجين الحر (على سبيل المثال، غاريسون-كيميل وآخرون، 2014: 14 ؛ سبيكنز وآخرون، 2014 ). يُرصد هذا الغاز بين النجوم باستخدام التلسكوبات الراديوية لقياس البصمات الطيفية المميزة للهيدروجين الذري. مع ذلك، لم تتمكن مراجعة الدراسات الاستقصائية السابقة ( ويستماير وآخرون، 2016 )، ولا عمليات الرصد الموجهة بواسطة التلسكوبات الراديوية لإريدانوس 2 ( كرنوييفيتش وآخرون، 2016 ) من رصد غاز الهيدروجين المرتبط بها.

يُعتقد أن الغياب العام للغاز في المجرات القزمة القريبة من مجرتنا درب التبانة (أو من المجرات الكبيرة الأخرى) ناتج إما عن التجريد المدّي في مجال جاذبية الجسم الأكبر، أو عن ضغط الصدمة الناتج عن التلامس المباشر مع غلافه الغازي بين النجومي (انظر، على سبيل المثال، جيثوا وآخرون، 2016: 17 ). وقد قاد هذا الفهم كرنوييفيتش وآخرون، 2016، إلى استنتاج أن إريدانوس 2 مرتبط بمجرتنا درب التبانة ويخوض سقوطه الثاني نحوها. مع ذلك، توجد تفسيرات أخرى محتملة. على سبيل المثال، كما أشار لي وآخرون (2016: 10) ، ربما يكون إريدانوس 2 قد فقد غازه خلال حدث إعادة التأين الذي وقع بعد حوالي مليار سنة من الانفجار العظيم؛ على الرغم من أن هذا التفسير، كما أشار لي وآخرون، لا يتسق تمامًا مع وجود مجموعة من النجوم متوسطة العمر التي يُفترض أنها تشكلت من الهيدروجين الحر قبل 4-6 مليارات سنة. ^{[ 9 ]}

بحسب التعريف، لا تتفاعل المادة المظلمة ، أو تتفاعل بشكل ضئيل للغاية، مع المادة الباريونية إلا من خلال مجال جاذبيتها. ويمكن تقدير كمية المادة المظلمة في مجرة ​​ما بمقارنة كتلتها الديناميكية، وهي الكتلة اللازمة لتفسير الحركة النسبية للنجوم في المجرة، بكتلتها النجمية، وهي الكتلة الموجودة في النجوم واللازمة لتفسير لمعان المجرة . وكما ذُكر سابقًا، قدّر بيشتول وآخرون (2015) الكتلة المضيئة لمجرة إريدانوس 2 بنحو 8.3 × 10⁴ ^كتلة شمسية. علاوة على ذلك، وكما هو موضح في القسم السابق، أظهر ويستماير وآخرون (2016) وكرنوييفيتش وآخرون (2016) أن مساهمة الغاز الحر في الكتلة الكلية لمجرة إريدانوس 2 ضئيلة للغاية ولن تُعقّد المقارنة. ولم يتبقَّ سوى تقدير الكتلة الديناميكية.

يمكن تقدير الكتلة الديناميكية للمجرة بمعرفة سرعات نجومها بالنسبة لبعضها البعض. وكما ذُكر في قسم السرعة، قاس لي وآخرون (2016) سرعات نجوم إريدانوس 2 بالنسبة للأرض. ويمكن تقدير حركة النجوم بالنسبة لبعضها البعض من خلال تباين ("تشتت") السرعات بالنسبة لمراقب خارجي. وقد حسب لي وآخرون (2016: 5) هذا الرقم ووجدوه يساوي σ _v = 6.9  كم/ث. مع ذلك، وكما ذُكر في قسم السرعة، لا يمكن قياس سرعات النجوم إلا في اتجاه واحد، على طول الخط الواصل بين المراقب وإريدانوس 2. ولحسن الحظ، هذا كافٍ. (وولف وآخرون). (2010) أظهرت أن الحركة المتناظرة بالضرورة للنجوم في عنقود كروي أو قزم كروي الشكل تسمح بحساب الكتلة الديناميكية المضمنة في نصف قطر الضوء (أي نصف القطر الذي يحيط بنصف اللمعان) من تشتت السرعة الشعاعية وحده، مع عدد قليل جدًا من الافتراضات الإضافية.

بتطبيق هذه الصيغة، وجد لي وآخرون (2016: 5-6) أن الكتلة الديناميكية لنصف الضوء تبلغ حوالي 1.2 × 10⁷ ^كتلة شمسية. وباستخدام تقدير بيشتول وآخرون للكتلة الضوئية الكلية، يُشير هذا إلى أن 99.7% من كتلة إريدانوس 2 هي مادة مظلمة. مع ذلك، تُعبّر هذه العلاقة عادةً عن نسبة الكتلة إلى الضوء، بوحدات شمسية (M☉ _/ L☉ ₎ . وبالتالي، بتطبيق نتائج اللمعان لكرنوجيفيتش وآخرون (2016) ، أفاد لي وآخرون (2016) بنسبة كتلة إلى ضوء تبلغ 420. تجدر الإشارة إلى أن نسبة المادة المظلمة إلى المادة الباريونية في الكون ككل تبلغ حوالي 5 أو 6. من الواضح أن إريدانوس 2 يهيمن عليه المادة المظلمة بدرجة استثنائية.

كما ذُكر في القسم التمهيدي، كان أحد الأهداف الرئيسية لمسح الطاقة المظلمة هو تحديد ما إذا كانت أعداد المجرات القزمة الخافتة التي تنبأت بها نظرية ΛCDM الكونية موجودة بالفعل. ويبدو أن مسح الطاقة المظلمة يحقق نجاحًا في هذا الصدد. فقد أظهر هذا المسح، إلى جانب جهود مماثلة، أن المنطقة المحيطة بمجرة درب التبانة تحتوي على عدد أكبر بكثير من المجرات القزمة مما كان معروفًا قبل بضعة عقود. ومع ذلك، لا تزال النتيجة النهائية لهذا البحث غير واضحة. وعلى وجه الخصوص، أشار كوبوسوف وآخرون (2015) بإيجاز إلى ملاحظتين مثيرتين للاهتمام، وإن كانتا متناقضتين. أولًا، لاحظوا أن المجرات القزمة التي حددها مسح الطاقة المظلمة هي في الغالب كبيرة جدًا وساطعة جدًا. فهي ليست من فئة الأجسام الصغيرة جدًا، شبه غير المرئية، التي تنبأت بها العديد من إصدارات نظرية ΛCDM. بل هي أجسام مشابهة لتلك التي تم تحديدها بالفعل في مسح سلون الرقمي للسماء ( كوبوسوف وآخرون، 2015: 13 ). وبالتالي، قد يكون هناك خطأ ما في توقعاتنا. النقطة الثانية، وربما ذات الصلة، هي أن مسح سلون "كشف عن وجود فجوة في توزيع الأقطار الفعالة بين العناقيد الكروية والأقزام المجرية، تمتد عبر نطاق واسع من اللمعان" ( كوبوسوف وآخرون، 2015: 1) . أي أنه في حال عدم العثور على مجموعة جديدة متوسطة بين العناقيد الكروية ومجموعة الأقزام المجرية الحالية القوية نسبيًا، فقد نضطر إلى استنتاج وجود سمة مميزة في بعض مستويات تنظيم المادة المظلمة. ورغم أن هذه الفجوة لا تُهدد أسس نموذج ΛCDM الكوني، إلا أنها تستدعي تفسيرًا جادًا.

كما ذُكر سابقًا، خلص لي وآخرون (2016) مبدئيًا إلى أن إريدانوس 2 قمر تابع لمجرة درب التبانة. وبينما تتوافق السرعات التي حددها هؤلاء الباحثون مع كلٍ من الاقتراب الأول والثاني، إلا أنهم يعتقدون أن إريدانوس 2 يُرجّح أن يكون هذا اقترابه الثاني من مجرتنا. ويشيرون تحديدًا إلى غياب الغاز بين النجوم في إريدانوس 2. ويُفسَّر هذا بسهولة أكبر بافتراض أن اصطدامًا سابقًا بدرب التبانة قد جرّد المجرة من الغاز الحر بفعل قوى المد والجزر أو ضغط الصدمة. إضافةً إلى ذلك، لاحظوا أن المرحلة الثانية من تكوّن النجوم، التي يُفترض أنها مسؤولة عن وجود مجموعة النجوم متوسطة العمر، تتزامن تقريبًا مع تقديرات الفترة المدارية لإريدانوس 2 المستمدة من محاكاة ELVIS، أي في حدود ثلاثة مليارات سنة.

يُعدّ إريدانوس 2 ذا أهمية محتملة لتاريخ سحابتي ماجلان والمجموعة المحلية. وقد لاحظ كلٌّ من كوبوسوف وآخرون (2015) وباولوفسكي وآخرون (2015) اصطفافه مع مجرات قزمة مجرية أخرى مرتبطة بسحابتي ماجلان، على الرغم من بُعد إريدانوس 2 نسبيًا عن باقي أعضاء تلك المجموعة. كما لاحظ باولووسكي وآخرون (2015) اصطفافه أيضًا مع عدد من المجرات القزمة المرتبطة بمجرة أندروميدا ، ولكنه يبدو خارج مستوى المجرة قليلًا. وبناءً على ذلك، قد يكون إريدانوس 2 عضوًا في أيٍّ من هاتين المجموعتين المجريتين، أو كلتيهما، أو لا ينتمي لأيٍّ منهما. ومهما يكن الحكم النهائي، فمن المرجح أن يكون إريدانوس 2 عاملًا مهمًا في حلّ هذا الجزء المهم من تاريخ مجرتنا.

في ورقة بحثية حديثة وهامة، جادل براندت (2016) بأن وجود عنقود كروي مستقر بالقرب من مركز إريدانوس 2 يفرض قيودًا صارمة على بعض الأشكال المحتملة للمادة المظلمة . ورغم اقتراح عدد كبير من المرشحين للمادة المظلمة، يمكن تقسيم المرشحين الرئيسيين إلى مجموعتين: الجسيمات الضخمة ذات التفاعل الضعيف (WIMPS) وأجسام الهالة المدمجة الضخمة (MACHOs ). إحدى الفئات المهمة من أجسام الهالة المدمجة الضخمة هي الثقوب السوداء البدائية . قد تتراوح كتلة هذه الأجسام بين 10⁻² ^و10⁵ كتلة ^شمسية ، أو أكثر، اعتمادًا على تفاصيل علم الكونيات المطبق ومدى اندماج ما بعد الانفجار العظيم المحتمل. انظر، على سبيل المثال، غارسيا-بيليدو (2017) . يتناول بحث براندت الثقوب السوداء الواقعة في منتصف وأعلى نطاق هذه الكتلة.

يشير براندت إلى أن فيزياء العناقيد الكروية تُشابه فيزياء الانتشار. إذ تعمل التبادلات الجاذبية المتكررة بين الأجسام تدريجيًا على معادلة الطاقة الحركية، التي تتناسب طرديًا مع مربع السرعة. والنتيجة النهائية، على مدى فترات زمنية كافية، هي فرز الأجسام حسب الكتلة. تميل الأجسام الأثقل والأبطأ سرعةً إلى البقاء بالقرب من مركز العنقود، بينما تتجه الأجسام الأقل كتلةً إلى مسارات أبعد، أو تُطرد من النظام تمامًا. في كل الأحوال، يتوسع العنقود تدريجيًا، بينما تبقى الأجسام الأثقل كتلةً قريبة نسبيًا من مركز الكتلة. ونظرًا للهيمنة الهائلة للمادة المظلمة في إريدانوس 2، فلا بد أن تكون ديناميكيات الجاذبية للعنقود الكروي مدفوعةً بالمادة المظلمة. وإذا كانت المادة المظلمة في الأساس عبارة عن مجموعة من الثقوب السوداء أكبر من متوسط ​​حجم النجم، فإن تأثير الفرز سيؤدي إلى توسع العنقود إلى حجم كبير، وربما في النهاية طرد جميع النجوم باستثناء أكبرها. وقد قام غرين (2016) مؤخرًا بتوسيع معادلات براندت لتشمل نطاقًا واسعًا من كتل الثقوب السوداء. ^{[ 10 ]}

هناك عدة قيود على هذه الحجة، أقرّ بها براندت وناقشها جميعًا. ثلاثة منها ذات صلة هنا. أولًا، من بين جميع أنواع المادة المظلمة المحتملة التي اقترحها المنظرون، لم يحظَ سوى نوع واحد بدعم تجريبي؛ وهذا النوع تحديدًا هو نوع الثقب الأسود محل النقاش هنا. على الأقل، أظهر أول رصد للموجات الثقالية بواسطة مرصد ليغو (أ) وجود ثقوب سوداء بهذا الحجم، و(ب) أنها شائعة بما يكفي لدرجة أن تصادم واندماج جسمين من هذا النوع كان أول حدث منفصل رصده ليغو ( أبوت وآخرون، 2016 ). ثانيًا، كما ناقش براندت (2016) وكار (2016) ، تعتمد قوة القيود التي تفرضها المجموعة الكروية إريدانوس 2 على نسبة المادة المظلمة المكونة من هذه الثقوب السوداء متوسطة الكتلة، وتوزيع تلك المادة، والأطر الزمنية المسموح بها لعملية فرز الكتلة. ثالثًا، تُعد المجموعة الكروية إريدانوس 2 فريدة من نوعها تقريبًا. من الممكن، وإن لم يكن مرجحاً، أن يتبين أن هذا التجمع النجمي مجرد شوائب ثانوية، أو ظاهرة عابرة، أو بنية تشكلت في مكان آخر واستحوذ عليها مؤخراً عنقود إريدانوس 2. باختصار، من المرجح أن يكون عنقود إريدانوس 2 الكروي جزءاً مهماً، وإن لم يكن حاسماً، من معجم المادة المظلمة لبعض الوقت في المستقبل.