المجرات عبارة عن أنظمة مترامية الأطراف من الغبار والغاز والمادة المظلمة ، وتوجد من مليون إلى تريليون نجمة متماسكة معًا بواسطة الجاذبية في كل مكان، ويُعتقد أن جميع المجرات الكبيرة تقريبًا تحتوي أيضًا على ثقوب سوداء فائقة الكتلة في مراكزها، وفي مجرتنا ، درب التبانة ، الشمس هي مجرد واحدة من حوالي 100 إلى 400 مليار نجم تدور حول القوس A *، وهو ثقب أسود فائق الكتلة يحتوي على كتلة تصل إلى أربعة ملايين شمس.
كلما تعمَّقنا في استكشاف الكون، كلما رأينا المزيد من المجرات، ووجد أحد الدراسات لعام 2016 أن الكون المرئي يحتوي على مليوني مجرة أو مليوني مليون مجرة، وبعض هذه الأنظمة البعيدة تشبه مجرتنا درب التبانة، في حين أن بعضها الآخر مختلف تمامًا.
تعريف المجرة
المجرة هي نظام الجاذبية الخاص بالنجوم، أو بقايا النجوم، والغاز بين النجوم والغبار والمادة المظلمة، وكلمة مجرة مشتقة من المجرات اليونانية (γαλαξίας)، وتعني حرفيا `حليبي`، وتشير إلى درب التبانة، وتتنوع المجرات في الحجم من الأقزام التي تحتوي على بضع مئات من ملايين النجوم (108) فقط إلى العمالقة بمائة تريليون (1014) نجمة، وتدور كل مجرة حول مركز كتلتها، وتصنف المجرات وفقا لتشكلها البصري، حيث تكون بعضها بيضاوي الشكل أو حلزوني، أو غير منتظم.
يعتقد أن العديد من المجرات تحتوي على ثقوب سوداء هائلة في مراكزها، والثقب الأسود المركزي في درب التبانة، المعروف أيضا باسم القوس A*، لديه كتلة تزيد بأربعة ملايين مرة على كتلة الشمس، ومنذ مارس 2016 تم اكتشاف GN-z11 وهي أقدم وأبعد مجرة تم رصدها على بعد 32 مليار سنة ضوئية من الأرض، وتم رصد وجودها بعد مرور 400 مليون سنة فقط من الانفجار العظيم.
هناك العديد من المجرات التي ليست مجرتنا، وهناك الكثير الذي لا يمكننا حصره حتى الآن. إذا نظرنا إلى قطعة صغيرة من الفضاء لمدة 12 يوما، سنجد 10000 مجرة من مختلف الأحجام والأشكال والألوان. ويعتقد بعض العلماء أنه يمكن أن يكون هناك عدد لا متناه من المجرات في الكون.
ما هي المجرة القرصية
مصطلح `مجرات القرص` يشمل جميع أنواع المجرات التي تحتوي على أقراص بارزة. تشمل هذه الأنواع المجرات الحلزونية (هابل Sa-d و Sm) والمجرات S0 المعروفة أيضا بالمجرات العدسية. تحتوي أقراص المجرات الحلزونية على الغاز والنجوم، بينما تتكون أقراص المجرات S0 تقريبا بالكامل من النجوم دون وجود غاز أو غبار في القرص.
تختلف المجرات القرصية في حجمها من المجرات القزمة ذات كتلة من مليار كتلة شمسية فقط ، إلى المجرات الحلزونية الكبيرة أو المجرات S0 ذات كتلة تصل إلى 1000 مليار كتلة شمسية، وغالبا ما تعاني هذه المجرات من عدم استقرار الجاذبية الذي يؤدي إلى تشكل القضبان والأذرع الحلزونية – مما يجعلها بعضا من أكثر المجرات التنوع والإثارة للاهتمام في الكون.
بشكل عام، تدور النجوم الموجودة في أقراص المجرات في نفس الاتجاه على مسارات دائرية تقريبًا، وبالتالي يتم دعم الأقراص ضد الجاذبية الذاتية عن طريق الدوران، أما الشمس فهي نفسها نجمة في القرص، وتستغرق حوالي 220 مليون سنة لإكمال مدار واحد حول مركز المجرة.
يوفر قياس منحنيات دوران المجرات القرصية دليلًا قويًا على وجود المادة المظلمة، حيث تكون سرعات الدوران في المناطق الخارجية للمجرات سريعة جدًا لدرجة أن المجرات لن تتمكن من الحفاظ على هذه السرعة بدون وجود مكون إضافي غير مرئٍ.
لماذا يتشكل قرص المجرات
عندما أرى المجرات في الصور، فإنها تظهر دائمًا على شكل “قرص”، ويكون هناك حركة دورانية على مستوى النظام، ويكون النظام متوازنًا بواسطة قوة الجاذبية الشديدة التي تمنع النجوم من القفز خارج المجرة.
لم أر قط نجمة على شكل قرص، لأن النجم ليس سوى كتلة غير صلبة أصغر بكثير وتدور حول محوره، تمامًا كالمجرات.
ما الذي يجعل الحجم مهمًا؟ ما هو الفرق بين مجرة نموذجية بشكل كروي ومجرة بشكل قرصي؟ هذه هي الأسئلة التي تثيرها مناقولنا عند مناقشة الفرق بين النجمة والمجرة.
الفرق بين النجم والمجرة
يرجى الانتباه إلى أنه وحتى لو لم تكن النجوم والمجرات صلبة، فهناك فرق كبير جدًا بينهم، على سبيل المثال:
- النجم هو جسم مضغوط من البلازما، ويتميز بالضغط الشديد.
- رغم أن المجرة تتألف من فراغ كبير يحوي ذرات متناثرة مع بعض الغيوم والنجوم الصغيرة جدًا، إلا أنها ليست مثل المجرات المدمجة.
كيف تعمل المجرات القرصية
تحتوي المجرات القرصية مثل مجرتنا درب التبانة ، التي تتميز بقرص مسطح من النجوم والغاز (غالبًا مع انتفاخ مركزي للمادة أيضًا) على مجموعة واسعة من الكتل ، والنطاقات المكانية ، والمحتوى النجمي. ومع ذلك ، تشترك جميع المجرات القرصية سواء محليًا وفي الكون البعيد ، ببعض الخصائص المتشابهة بشكل لافت للنظر.
ما يلفت الانتباه بشدة هو أن معدل تكوين النجوم يرتبط ارتباطا وثيقا بمحتوى الغاز في المجرة، وحركات الغاز أو `تشتت السرعة`، والعمر الديناميكي، أي الوقت اللازم للمجرة للدوران مرة واحدة. بالإضافة إلى ذلك، يكون هذا المعدل الغريب عالي الدقة ويشكل حوالي واحد في المائة فقط من الغاز في المجرات القرصية يتحول إلى نجوم خلال هذا الفترة الزمنية، مع تركيز معظم النشاط في مناطق المجرة المركزية.
يتوقع معظم نماذج تكوين النجوم البسيطة أن الجاذبية تسهم بشكل كبير في عملية تكوين النجوم، حيث تضغط على الغاز الموجود في السحب الجزيئية، وتشير المراقبات إلى أن الارتباطات وعدم الكفاءة يمتدان إلى حجم السحب الجزيئية الفردية.
وقد طور علماء الفلك في كلاً من CfA Blakesley Burkhart و John Forbes وزملاؤه نموذجًا موحدًا جديدًا لأقراص المجرة يشرح هذه الظواهر وبعضها الآخر إلى جانب ذلك، ويُظهر العلماء أن ارتباط معدل تكوين النجوم بحركة الغاز ليس ناتجًا عن هذه الحركات ، بل هو نتيجة لنقل المواد داخل المجرة ، مما يؤثر على كليهما.
يحافظ النموذج على توازن الغاز واستقرار الجاذبية الهامشية من خلال نقل الغاز بالشعاع في لب الجالاكسي وكذلك عن طريق ردود الفعل المضطربة من تكوين النجوم.
وهذان الاعتباران واضحان نسبيًا من حيث المبدأ ولكنهما ينتجان تحسنًا كبيرًا في الاتفاق بين الملاحظات والنظرية ، على سبيل المثال من خلال شرح كيفية حدوث الإخماد النهائي لتشكيل النجوم، ويقدم العمل الجديد أيضًا تفسيرًا طبيعيًا للعصور الكونية التي تبني فيها المجرات انتفاخات وأقراصًا.
لمحات سطحية أسية
تحتوي اللمحات السطحية في أقراص المجرة على ملفات تعريف سطوع السطح، وتتبع الوظائف الأسية عن كثب في كلا الاتجاهين الشعاعي والرأسي، وتعد مهمة جدًا.
الملف الشعاعي
يتم استخدام الملف الإشعاعي لتحليل السطوع السطحي للقرص المجري لمجرة قرص نموذجية، حيث يتم عرضه بشكل وجهًا لوجه، ويتبع هذا التحليل دالة أسية
![{displaystyle I(R)=I_{0}exp left[{-{frac {R}{h_{R}}}}
ight]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/32136bbcae317dede316dbaf8dcf0f80a8337d54)
طول المقياس
طول المقياس هو نصف القطر الذي تكون فيه المجرة عامل e (~ 2.7) أقل سطوعًا مما هي عليه في مركزها، ونظرًا لتنوع أشكال المجرات وأحجامها، لا تتبع جميع الأقراص المجرية هذا الشكل الأسي البسيط في ملفات تعريف السطوع الخاصة بها. تم العثور على بعض المجرات تحتوي على أقراص وملفات تعريف أصبحت مقطوعة في المناطق الخارجية.
نموذج تطور مجرات القرص درب التبانة
في الوقت الحاضر، لا نمتلك معرفة كافية عن الخصائص الحالية للمجرات القريبة، بما في ذلك درب التبانة، ولذلك لا يمكننا نمذجة تطور هذه الأنظمة في الماضي بشكل كامل. نحن نعمل على تطوير نموذج كوني معقول واستخدام طرق البدء في الحوسبة، ونسعى لتحسين الدقة المكانية العالية. فرق البحث تسعى لتحقيق هذا الهدف وقد تنجح في ذلك في نهاية المطاف.
ومع ذلك، يعاني المشروع من قصور يمكن أن تكون عائقًا، مثل عدم الدقة الكافية في الأرقام وعدم التمثيل الكافي للعمليات المادية الهامة
خصائص مجرة درب التبانة و المجرة القرصية
- باستخدام خصائص مجرات القرص العادية، مثل توزيع سطح القرص ومنحنى الدوران المسطح، يمكننا دراسة إمكانية بناء تطور سابق يتوافق مع معرفتنا بعلم الكونيات وينتهي في هذه الحالة.
- ثم يمكننا مقارنة النتائج مع معرفتنا التفصيلية للمجرة، وتوزيع العصور النجمية والمعادن، لمعرفة ما إذا كان مسارنا التطوري الافتراضي يتوافق مع الحالة المرصودة حاليًا
- ويحتاج نموذج تطور مجرة القرص، الموصوف إلى ثلاث معلمات إدخال وهم:
- يمثل الطول التدريجي الحالي لتوزيع كثافة سطح القرص rd (t0) الكامل .
- وكثافة السطح المركزي للقرص (d (t0) .
- يفترض أن المسافة الدائرية للسرعة (vc (t0)) مسطحة.
الفرق بين مجرة درب التبانة والمجرة القرصية
- يتميز هذا النهج بالمزايا والعيوب، وإذا نظرنا إلى درب التبانة كمجرة حلزونية نموذجية مبكرة، فإن أي نموذج ناجح يجب أن يكون قادرًا على إعادة إنتاج الخصائص الإجمالية للقرص المجري.
- يجب أن يتمكن النموذج بشكل خاص من إعادة إنتاج البيانات التي تتعلق بالجوار الشمسي، والتي تعتمد بشكل أساسي على تكوين النجوم في الماضي، مثل كثافة الغاز والكتلة السطحية للنجوم ومعدني الغاز والنجوم.
- بالإضافة إلى ذلك، تعتمد بعض الخصائص الأخرى مثل اللون بشكل مباشر على تاريخ تكوين النجوم الحديث جداً، وقد لا تكون نموذجية للخصائص المتوسطة للمجرات اللولبية من النوع المبكر.
- تعاني قياسات الخصائص العالمية لدرب التبانة، مثل كتلة القرص الإجمالية واللمعان الكلي، من أخطاء ملاحظة كبيرة، ولذلك يمكن للنموذج المحاكي أن يساعد في تحديد البيانات لأنها تتماشى مع ملاحظات الأجسام السماوية.
توزيع النجوم والغاز
- يفترض وجود ملف تعريف كثافة سطحية أسية على نطاق واسع في نصف القطر مع القرص النجمي لمسار التبانة.
- تقع قياسات الطول في النطاق rd، *≈ 2.5-3.5 كيلوبارسكال .
- وتشير تقارير التحقيقات الأحدث إلى القيم المذكورة أعلاه وكذلك أدناه 3 كيلوبايت ، على سبيل المثال تحسب النجوم من مسح ثنائي السماء لكل ميكرون (2MASS) ≈3.3 kpc (López-Corredoira et al.2002) بينما الحصول على .752.75 كيلوبت في الثانية بناءً على ملاحظات تلسكوب هابل الفضائي المباشر (HST) للنجوم M.
- بالنسبة للنموذج الذي يتم عرضه في هذه الورقة، نفترض قيمة ثابتة لـ rd، * = 3 كيلوبارسكال.
يرون العديد من الكتاب أن ملف التعريف الأسي لا يتوافق مع الأجزاءالخارجية للمجرة، ووجدوا حافة (الابتعاث النجمي المقطوع) عند 4-6 كيلوبايت من الشمس، وعلى الرغم من ذلك، لم يتم العثور على أي دليل على وجود قطع في القرص النجمي عند نصف قطر r <15 kpc.
وتشير الملاحظات من مجرات القرص الأخرى بوضوح إلى تغير مفاجئ في منحدر المظهر الجانبي النجمي في أكثر من 60 في المائة من مجرات القرص المرصودة عند نصف قطر يبلغ حوالي ثلاثة إلى أربعة أضعاف طول مقياس القرص، وقد اقترح أيضًا أن القرص المجري قد يحتوي على ثقب داخلي
