المجرة(منحنى دوران المجرة, المجرة الحلزونية, المجرة, سديم, سديم خارج المجرة)

english Galaxy
Milky Way Galaxy
ESO-VLT-Laser-phot-33a-07.jpg
The Milky Way's Galactic Center in the night sky above the Paranal Observatory (the laser creates a guide-star for the telescope)
Observation data
Type Sb, Sbc, or SB(rs)bc (barred spiral galaxy)
Diameter 150–200 kly (46–61 kpc)
Thickness of thin stellar disk ≈2 kly (0.6 kpc)
Number of stars 100–400 billion [(1–4)×1011]
Mass 0.8–1.5×1012 M
Angular momentum 1×1067 J s
Sun's distance to Galactic Center 26.4 ± 1.0 kly (8.09 ± 0.31 kpc)[additional citation(s) needed]
Sun's Galactic rotation period 240 Myr
Spiral pattern rotation period 220–360 Myr
Bar pattern rotation period 100–120 Myr
Speed relative to CMB rest frame 552.2 ± 5.5 km/s
Escape velocity at Sun's position 550 km/s
Dark matter density at Sun's position 0.0088+0.0024
−0.0018
Mpc−3 or 0.35+0.08
−0.07
GeV cm−3
See also: Galaxy, List of galaxies

ملخص

  • تجمع رائع (وخاصة من المشاهير)
  • مجموعة من أنظمة النجوم ؛ أي من مليارات الأنظمة تحتوي كل منها على العديد من النجوم والسدم والغبار
    • "السديم خارج المجرة" هو الاسم السابق لـ "المجرة"
  • المجرة التي تحتوي على النظام الشمسي ؛ تتكون من ملايين النجوم التي يمكن رؤيتها على أنها مجموعة منتشرة من الضوء تمتد عبر سماء الليل
  • عشب دائم الخضرة معنقدة مع المسامير من الزهور البيضاء الصغيرة وجولة خضراء لامعة إلى أوراق على شكل قلب التي تصبح النحاس إلى المارون أو الأرجواني في الخريف

نظرة عامة

مجرة درب التبانة هي المجرة التي تحتوي على نظامنا الشمسي ، مع الاسم الذي يصف مظهر المجرة من الأرض: عصابة ضبابية من الضوء ترى في سماء الليل تتكون من نجوم لا يمكن تمييزها بالعين المجردة. مصطلح درب التبانة هو ترجمة لللاتينية عبر اللاكتيا ، من اليونانية γαλαξίας κύκλος ( galaxías kýklos ، "الدائرة اللبنية "). من الأرض ، يظهر درب التبانة كشريط لأن هيكله على شكل قرص يُنظر إليه من الداخل. قام Galileo Galilei أولاً بحل نطاق الضوء إلى نجوم فردية بواسطة تلسكوبه في عام 1610. حتى أوائل عشرينيات القرن الماضي ، اعتقد معظم علماء الفلك أن درب التبانة احتوى على كل النجوم في الكون. في أعقاب الجدل الكبير عام 1920 بين الفلكين هارلو شبلي وهيبير كورتيس ، أظهرت ملاحظات إدوين هابل أن درب التبانة ليست سوى واحدة من العديد من المجرات.
درب التبانة عبارة عن مجرة حلزونية ممنوعة يبلغ قطرها بين 150،000 و 200،000 سنة ضوئية. ويقدر أنه يحتوي على 100 - 400 مليار نجم وأكثر من 100 مليار كوكب. يقع النظام الشمسي في دائرة نصف قطرها حوالي 27000 سنة ضوئية من مركز المجرة ، على الحافة الداخلية من ذراع أوريون ، واحدة من تركيزات الغاز والغبار على شكل حلزوني. تشكل النجوم في أعمق 10000 سنة ضوئية انتفاخًا وقضيبًا واحدًا أو أكثر يشع من الانتفاخ. يعد مركز المجرة مصدرًا إذاعيًا مكثفًا يُعرف باسم القوس A ، ويُفترض أنه ثقب أسود هائل يبلغ 4.100 (± 0.034) كتلة شمسية.
النجوم والغازات على نطاق واسع من المسافات من مدار المجرة في حوالي 220 كيلومترًا في الثانية. تتناقض سرعة الدوران الثابت مع قوانين ديناميكيات كبلر ، وتشير إلى أن جزءًا كبيرًا (حوالي 90٪) من كتلة درب التبانة غير مرئي للتلسكوبات ، لا ينبعث منها ولا يمتص الإشعاع الكهرومغناطيسي. وقد وصفت هذه الكتلة التخمينية "المادة المظلمة". فترة الدوران حوالي 240 مليون سنة في دائرة نصف قطرها الشمس. تتحرك مجرة درب التبانة ككل بسرعة تقارب 600 كم في الثانية الواحدة فيما يتعلق بالأطر المرجعية خارج المجرة. أقدم النجوم في درب التبانة هي قديمة قدم الكون نفسه ، وبالتالي ربما تشكلت بعد فترة وجيزة من العصور المظلمة من الانفجار الكبير.
يحتوي Milky Way على العديد من المجرات الساتلية وهو جزء من المجموعة المحلية من المجرات ، والتي تشكل جزءًا من Virgo Supercluster ، والتي هي نفسها أحد مكونات Laniakea Supercluster.

تشكل النجوم والوسط النجمي الموزعة حول النظام الشمسي نظامًا جماعيًا متماسكًا وتحتل ركنًا من الفضاء الخارجي. يُطلق على هذا النظام اسم المجرة ، وهي إحدى المجرات الحلزونية المشابهة لمجرة المرأة المسلسلة. النظام الشمسي الذي تنتمي إليه أرضنا ليس سوى جزء منه.

الصورة البصرية للمجرة

تم اكتشاف مجرة درب التبانة في بداية القرن السابع عشر بواسطة جاليلي ، الذي وجه تلسكوبه نحو سماء الليل. في مجرة درب التبانة هذه ، ترتبط أجزاء مثل Cygnus ، التي يمكن رؤيتها في سماء الصيف في نصف الكرة الشمالي ، وأجزاء مثل Orion ، التي يمكن رؤيتها في سماء الشتاء ، عن طريق Crux في السماء الجنوبية وتتجول في الكرة السماوية. يشكل الخط المركزي للنهر السماوي دائرة كبيرة على الكرة السماوية ، وتسمى هذه الدائرة العظمى خط الاستواء المجري ، ويسمى السطح الذي يتكون من خط الاستواء المجري بالطائرة المجرية. درب التبانة هو ألمع وأوسع جزء من القوس. بالنظر إلى توزيع النجوم في السماء ، يمكننا أن نرى أنه كلما اقتربنا من درب التبانة ، زاد عدد النجوم.

في النصف الأخير من القرن الثامن عشر ، استخدم دبليو هيرشل تلسكوبًا عاكسًا يبلغ قطره 46 سم ، وكان الأكبر في ذلك الوقت. تم إجراء الإحصائيات. في ذلك الوقت ، لم تكن هناك طريقة معروفة لتحديد مسافة النجم ، لذلك افترض هيرشل أن جميع النجوم لها نفس اللمعان ، واستخدم العلاقة القائلة بأن النجم أغمق ، كلما كانت المسافة أبعد ، لتحديد التوزيع المكاني. من النجم. مقدر. والنتيجة هي ما يسمى بمرصد هيرشل الفضائي الذي أُعلن عنه في عام 1785 (الشكل). 1 ). وفقًا لذلك ، تشكل النجوم من حولنا نظامًا محدودًا من الأشكال المسطحة ، مع شكل طويل يمتد في اتجاه مجرة درب التبانة ، مما يدعم بوضوح الانطباع البصري. علاوة على ذلك ، إذا نظرت إلى صورة بزاوية عريضة لمجرة درب التبانة متمركزة في القوس في صورة تم التقاطها باستخدام ضوء الأشعة تحت الحمراء القريبة ، يمكنك أن ترى أن غالبية النجوم تقع في نطاق شكل العدسة المحدبة التي تنتفخ في كوكبة. يفهم. يتم إنشاء الشريط المظلم الذي يعبر المركز لتقسيم العدسة المحدبة إلى قسمين من خلال حجب ضوء النجم بواسطة الغبار البينجمي. نظرًا لأن الوسط النجمي الذي يتكون من الغبار بين النجمي والغاز بين النجمي يترسب ويوزع على مستوى المجرة أكثر من النجوم ، يمكن رؤية شريط مظلم على طول المستوى المجري بهذه الطريقة.

نتيجة لفحص أنواع النجوم الموزعة على شكل عدسة محدبة ، تم العثور على ما يلي. بعبارة أخرى ، هناك العديد من النجوم ذات درجة الحرارة المنخفضة من النوع K و M من النوع M في الانتفاخ المركزي (يسمى هذا الانتفاخ) ، والأجرام السماوية الأخرى مثل العناقيد الكروية ، والنجوم المتغيرة RR Lyrae ، والسدم الكوكبية مختلطة . عمل. كل هذه النجوم قديمة وتسمى بالسكان 2. من ناحية أخرى ، يتم توزيع النجوم الزرقاء ذات درجة الحرارة العالية من النوع O و B ، والنجوم المتغيرة من نوع Cepheus ، والعناقيد المفتوحة ، وما إلى ذلك بشكل أساسي في الأجزاء المسطحة على جانبي الانتفاخ (يسمى هذا قرص جزء القرص ). هذه هي النجوم الشابة ، تسمى السكان الأول. كما يوجد الوسط النجمي في هذا القرص. وبهذه الطريقة ، فإن الانتفاخ الكروي الذي يحتل الجزء المركزي من المجرة والقرص المحيط به لهما مكونات مختلفة ، ويمكن القول أن الجسم الرئيسي للمجرة المحدبة ذات الشكل العدسي هو تكوينهما. يتوزع جزء من الجسم السماوي 2 في منطقة كروية مسطحة قليلاً حول الجسم الرئيسي للمجرة ، على الرغم من أنها رقيقة ، وهذا الجزء يسمى هالة الهالة. ما سبق هو تكوين المجرة ، ولكن في الآونة الأخيرة ، أصبحت النظرية القائلة بأن نطاق المجرة يمتد بعيدًا خارج الجزء العلوي من الهالة سائدة ، وهذا الجزء غير المرئي من التوسع يسمى كورونا الإكليل. لقد أصبح مثال الدعوة ملحوظًا.

تم الكشف لأول مرة في عام 1951 أن الأنماط الحلزونية الموجودة في العديد من المجرات الحلزونية ، بما في ذلك مجرة المرأة المسلسلة ، موجودة أيضًا في مجرتنا. تم العثور على ثلاثة أذرع لولبية (ذراع Orion ، ذراع Perseus ، وذراع Carina) في ترتيب النجوم من النوع O و B ، وهي أجسام لامعة موزعة في قرص المجرة. كائنات أخرى مشرقة بصريا منطقة الهيدروجين المؤين يوجد أثر للذراع الحلزوني من توزيعه.

المراقبة عن طريق موجات الراديو

نظرًا لأن جميع أذرع اللولب موجودة في قرص المجرة ، وهو أيضًا المكان الذي يتم فيه توزيع الوسط البينجمي بالتساوي ، فإن امتصاص الغبار بين النجوم فيه يجعل نطاق المراقبة البصرية نسبيًا نسبيًا. يقتصر على مسافات قصيرة. ومع ذلك ، فإن الموجات الراديوية ذات الطول الموجي الأطول بكثير من الضوء لها ميزة الوصول إلى مسافات طويلة لأنها أقل عرضة للامتصاص والحظر بواسطة الغبار البينجمي. في النصف الأخير من الخمسينيات من القرن الماضي ، تلقينا موجات راديو بطول موجي 21 سم ينبعث من الهيدروجين المحايد في الوسط النجمي ، ونجحنا في ملاحظة كمية وتوزيع الهيدروجين المحايد. اتضح أن الهيكل يمكن رؤيته (الشكل) 2 ). في سبعينيات القرن الماضي ، أصبح ما يسمى بالموجات المليمترية المشحونة ذات الطول الموجي 2.6 مم المنبعثة من جزيئات أول أكسيد الكربون أمرًا شائعًا ، وأصبحت الجوانب المختلفة للوسط النجمي واضحة. نظرًا لأن أول أكسيد الكربون متحمس عن طريق الاصطدام بجزيئات الهيدروجين ، فإن توزيعه يوضح توزيع جزيئات الهيدروجين (جزيئات الهيدروجين نفسها لا تصدر إشعاعات يمكن اكتشافها). وفقًا لنتائج مراقبة أول أكسيد الكربون ، يختلف التوزيع تمامًا عن توزيع الهيدروجين المحايد. شكل 3 كما هو موضح في ، يبلغ أول أكسيد الكربون ذروته على مسافة حوالي 20000 سنة ضوئية من مركز المجرة ويتم توزيعه في منطقة على شكل حلقة تشغل منطقة بعيدة داخل مسافة 30000 سنة ضوئية في النظام الشمسي. من ناحية أخرى ، يتم توزيع الهيدروجين المحايد على مدى واسع من 10000 إلى 40000 سنة ضوئية من مركز المجرة. عند الفحص الدقيق ، وجد أيضًا أن أول أكسيد الكربون ينقسم إلى تكتلات يبلغ قطرها حوالي عشر سنوات ضوئية. لذلك ، تتوزع جزيئات الهيدروجين أيضًا في مثل هذا النطاق في المجرة على شكل غيوم يبلغ قطرها عشرات السنين الضوئية. هذا قريب من حجم سديم مظلم بالقرب من النظام الشمسي يمكن رؤيته بالضوء. تتميز السحابة الجزيئية للهيدروجين بدرجة حرارة أقل وكثافة أعلى من السحابة الغازية لذرات الهيدروجين المحايدة ، وتعتبر رحم الأم عند ولادة نجم مثل السديم المظلم. حلقة أول أكسيد الكربون الموجودة داخل النظام الشمسي هي أيضًا حلقة من السحب الجزيئية للهيدروجين ، وهي منطقة يمكن القول إنها مهد ولادة النجوم في المجرة. من المعروف أن منطقة التوزيع الرائعة للهيدروجين المتأين تتوافق أيضًا مع حلقة 20.000 سنة ضوئية. تخيل أن السحابة الجزيئية للهيدروجين مرتبطة ارتباطًا وثيقًا بالنجوم الشابة الضخمة ، مع الأخذ في الاعتبار أن منطقة الهيدروجين المتأينة تنشأ عن تأين الهيدروجين بواسطة إشعاع درجة الحرارة العالية عند ولادة نجم ضخم. سوف يكون.

هيكل مركز المجرة

يقع مركز المجرة في منتصف المنطقة المظلمة ، ويقال إن امتصاص الغبار بين النجمي للضوء يصل إلى 30 ماج. يبلغ الطول الموجي لصورة الأشعة تحت الحمراء القريبة المذكورة أعلاه حوالي 1 ميكرومتر ، ولكن عندما يتم ملاحظتها باستخدام الأشعة تحت الحمراء التي يبلغ طولها 2.4 ميكرومتر ، والتي لها طول موجي أطول من هذا ، يكون امتصاص الغبار بين النجوم أقل بكثير ، ويظهر الشكل. أربعة كما ترون ، يصبح هيكل النواة المركزية مرئيًا تمامًا. بالنسبة لموجات الراديو ذات الأطوال الموجية الأطول ، تكون الرؤية أفضل. على سبيل المثال ، يوضح الشكل توزيع شدة الموجة الراديوية عند الرصد بطول موجة يبلغ 3.75 سم. خمسة كما ترون في. يوجد في المركز مصدر نقطة راديو يسمى Sagittarius A ، والذي يعتبر جوهر مجرتنا. كما يتضح من الشكل ، يتم توزيع العديد من مصادر الراديو حوله.

عندما لوحظ الجزء المركزي من المجرة بموجات الراديو ذات الطول الموجي 21 سم من الهيدروجين المحايد ، لوحظ وجود سحابة غاز الهيدروجين سريعة الدوران للغاية في نطاق 2000 سنة ضوئية حول النواة المركزية. يبلغ سمكها حوالي 200 سنة ضوئية ، ولها شكل قرص رفيع. يسمى هذا القرص الأساسي المركزي ، وتبلغ سرعة الدوران حوالي 200 كم / ثانية عند الحافة الخارجية للقرص. أيضًا ، على بعد حوالي 10000 سنة ضوئية (3 كيلو فرسخ) من مركز المجرة ، هناك هيكل يشبه جزءًا من حلقة أو ذراع حلزوني (الشكل). 6 ) ، وجد أيضًا أنه يتوسع للخارج بسرعة 50 كم / ث بينما يدور حول مركز المجرة بسرعة حوالي 150 كم / ث. وهذا ما يسمى بذراع 3 كيلوبارسك. كشفت المراقبة التفصيلية للمنطقة حول القوس A أن هذا المصدر الراديوي تم تقسيمه إلى جزأين ، شرق وغرب ، وأن الجانب الغربي كان مصدرًا لاسلكيًا حراريًا ينبعث من غاز عالي الحرارة ، وأن ذروة كثافة الأشعة تحت الحمراء تزامنت أيضًا هنا. .. من هذه الحقيقة ، يتصور أن العديد من النجوم ذات درجة الحرارة العالية والكتلة الكبيرة تتركز هنا جنبًا إلى جنب مع الغبار بين النجوم. ربما يبلغ قطر هذا الجزء من القوس A (غربًا) بضع سنوات ضوئية ، ويحتوي على مليون إلى مليوني نجم شاب وهو كثيف للغاية. بالمناسبة ، متوسط كثافة النجوم القريبة من الشمس هو واحد فقط في نفس الحجم. كما تم تقديم نظرية تعتبر أن مركز المجرة مثل الثقب الأسود.

مورفولوجيا المجرة

من حالة النمط الحلزوني للمجرة المعروف بالملاحظة البصرية والمراقبة الراديوية ، إذا تم تطبيق المجرة على نوع تصنيف مجرة هابل ، فسوف تستقر في Sb أو Sbc. بالإضافة إلى ذلك ، تعتبر المجرة مطابقة لنوع تصنيف Yakis من النوع gk ، انطلاقا من حجم الانتفاخ الذي شوهد في صور الأشعة تحت الحمراء القريبة للمجرة ، أي درجة التركيز المركزي للسطوع. بالمناسبة ، مجرة المرأة المسلسلة M31 هي نوع Sb في تصنيف هابل ونوع k في تصنيف Yakis ، لذلك فإن المجرة لديها ذراع حلزوني أكثر انفتاحًا قليلاً وانتفاخًا أصغر قليلاً من M31. .. المجرات الحلزونية لـ NGC3147 و NGC7331 و NGC891 كلها أنواع gk من تصنيف Yakis ، وفي تصنيف هابل ، المجرتان السابقتان هما Sb و NGC891 هي Sbc ، لذلك يمكن القول إنها مجرات متشابهة جدًا. لمجرتنا. نعم. بعبارة أخرى ، إذا نظرت إلى المجرة من الخارج ، ستبدو مثل NGC3147 عند النظر إليها من الأمام ، و NGC7331 عند النظر إليها من زاوية بسيطة ، و NGC891 عند النظر إليها من الجانب.

حجم المجرة

لمعرفة حجم المجرة ، نحتاج إلى معرفة المسافة إلى النجوم في النظام. ومع ذلك ، من الصعب تحديد مسافة النجوم العامة بشكل كافٍ عن النجوم البعيدة. على وجه الخصوص ، نظرًا لأن نجوم المجتمع الأول مختلطة بالغبار البينجمي ، فإن النطاق المرئي يضيق بشكل كبير بسبب تأثير امتصاصها. ومع ذلك ، فإن الحشد الكروي للسكان II هو جرم سماوي لامع به عدد كبير من النجوم ، ويتوزع معظمه في مناطق الانتفاخ والهالة بعيدًا عن المستوى المجري ، وبالتالي فإن تأثير الامتصاص بين النجوم صغير. لذلك ، من الممكن ملاحظة الأجسام البعيدة ، والعديد من العناقيد الكروية تتضمن النجم المتغير RR Lyrae ، الذي له حجم مطلق ثابت ، لذا فهو مناسب لتحديد المسافة. بمجرد تحديد المسافة بين كل مجموعة كروية ، يمكن الحصول على خريطة التوزيع المكاني لها ، والتي يمكن من خلالها معرفة مخطط وحجم المجرة ، ويمكن أيضًا معرفة موقع الشمس في المجرة. كان Shapley H. Shapley أول من حاول قياس حجم المجرة بهذه الطريقة ، من نهاية عام 1910 إلى حوالي 10 سنوات. كانت النتائج التي حصل عليها من التوزيع المكاني لـ 93 عنقودًا كرويًا معروفة في ذلك الوقت هي أن المجرة تم تمثيلها بواسطة شكل إهليلجي ، وكانت أقطار محاورها الثلاثة 230.000 سنة ضوئية ، و 160.000 سنة ضوئية ، و 130.000 سنة ضوئية. كانت سنة ضوئية. وقد اشتُق أيضًا أن الشمس موجودة على مستوى المجرة وتبعد 52000 سنة ضوئية عن مركز المجرة. ومع ذلك ، فإن تحليل Chapley هذا لا يأخذ في الاعتبار امتصاص الغبار بين النجمي لضوء النجوم. حتى في العناقيد الكروية ، خاصة تلك الموجودة بالقرب من مركز المجرة ، هناك امتصاص كبير بين النجوم. في غضون 30 عامًا ، كشف Trumpler عن حقيقة الامتصاص ، وطبقه Stebins J. Stebbins و Whitford AE Whitford على تحديد مسافة الكتلة الكروية في عام 1936 ، مما أدى إلى حجم مجرة يبلغ 160.000 سنة ضوئية × 13 عدد السنوات الضوئية × 110.000. تم تعديل المسافة من مركز مجرة الشمس إلى 33000 سنة ضوئية بشكل كبير. تجدر الإشارة إلى أن هناك مناقشات مختلفة حول القيمة المطلقة للنجم المتغير RR Lyrae ، والذي يستخدم لتحديد مسافة المجموعات الكروية ، وفي الأيام الأولى ، قيمة 0.0 ماج (الحجم المطلق في الصورة) اعتمد. اعتبارًا من أوائل الثمانينيات ، كانت القيمة القياسية 0.6 ماج (الحجم المطلق للرؤية الفعلية). بالإضافة إلى ذلك ، زاد عدد العناقيد الكروية المكتشفة بشكل كبير ، واعتبارًا من أوائل الثمانينيات ، تم عرض 114 مجموعة كروية في الشكل. 7 يتم الحصول على خريطة التوزيع المكاني كما هو موضح في. المسافة الناتجة عن مركز المجرة للشمس هي 29000 سنة ضوئية.

هناك طريقة أخرى لمعرفة المسافة بين الشمس ومركز المجرة وهي استخدام النجم المتغير RR Lyrae ، والذي يتم توزيعه في انتفاخ المجرة. يوجد الكثير من الغبار بين النجوم وشريط مظلم في اتجاه الانتفاخ المرئي من الشمس ، أي في اتجاه مركز المجرة ، ولكن يوجد جزء يسمى "نافذة" حيث يوجد القليل من الغبار بين النجوم والرؤية بعيدة جدًا. .. توجد منطقة بالقرب من العنقود الكروي NGC6522 واحدة منها ، عام 1944 ، دبليو بادي هي 35 مقعدًا حيث تتسع لـ RR النجم المتغير النجم الملاحظ في هذا الاتجاه ، وله ذروة في الحجم الفوتوغرافي m p g = 17.5 ، وما إلى ذلك. وجد أنه يحتوي على توزيع تردد من حيث الحجم مع التنانير على كلا الجانبين (الشكل). 8 ). تفسيره هو أن هذه الحقيقة ترجع إلى النجوم المتغيرة RR Lyrae في الانتفاخ الموزعة بشكل متماثل حول مركز المجرة. في ذلك الوقت ، تم اعتماد قيمة 0.0 ماج على أنها الحجم المطلق M p g لهذا النوع من النجوم المتغيرة ، لذلك m p g - M p g = 17.5 mag هي المسافة التي تشير إلى المسافة R 0 بين مركز المجرة و شمس. يضرب المؤشر. في الواقع ، قيمة اتجاه NGC6522 الآن بطرح الامتصاص بين النجوم تصبح A mpg - M pg - A مؤشر المسافة R 0 المصحح للامتصاص. اعتمد Bade A = 2.8 ماج وحصل على قيمة R 0 = 8.7 كيلوبارسك = 28000 سنة ضوئية. بعد ذلك ، زاد عدد النجوم المتغيرة RR Lyrae في اتجاه مركز المجرة ، كما تم تحسين الحجم المطلق M p g وقيمة الامتصاص بين النجوم A. نتيجة لذلك ، زادت أيضًا قيمة R 0 المشتقة من هذه الطريقة. منقح إلى حد ما.

بالإضافة إلى ما سبق ، بناءً على السرعات الشعاعية التي تم الحصول عليها من الملاحظات الطيفية للنجوم من النوع O و B في اتجاهات زوال فضية مختلفة ، أو السرعات الشعاعية للهيدروجين المحايد الذي تم الحصول عليه من انحراف الطيف الراديوي بطول موجة يبلغ 21 سم. هناك أيضًا طريقة للحصول على R 0 عن طريق إجراء التحليل الحركي. تبلغ قيمة R 0 اعتبارًا من أوائل الثمانينيات التي تم الحصول عليها بهذه الطرق حوالي 30000 سنة ضوئية.

دوران المجرة

لا تنهار النجوم والوسط النجمي التي تشكل قرص المجرة باتجاه المركز بسبب جاذبية المجرة ، وتحافظ على تماسكها المستمر بسبب الدوران حول المركز ، ما يسمى دوران المجرة. هذا لأن قوة الطرد المركزي المتولدة في حالة توازن مع الجاذبية. تم توضيح حالة دوران المجرة للنجوم من خلال السرعة الشعاعية وملاحظات الحركة المناسبة. يتم تحديد أهداف المراقبة البصرية من النجوم من النوع O و B ، ومناطق الهيدروجين المتأينة ، وغيرها من الأجسام الساطعة والبعيدة التي يسهل تحديد المسافة ولديها خطوط طيفية ملحوظة تجعل من السهل الحصول على السرعة الشعاعية. لا داعي لقوله. في الآونة الأخيرة ، بالنسبة لمنطقة الهيدروجين المتأينة ، تم الحصول على ما يسمى بمنحنى سرعة الدوران الذي يوضح العلاقة بين المسافة من مركز المجرة وسرعة الدوران إلى مدى يصل إلى حوالي 20000 سنة ضوئية خارج الشمس. من الملاحظة بموجات الراديو التي يبلغ طولها الموجي 21 سم ، تم الحصول على منحنى سرعة الدوران من محيط مركز المجرة إلى مسافة الشمس من مرحلة مبكرة ، ومؤخراً ، تم الحصول على نتائج المراقبة بموجات الراديو 2.6 مم كما تم تلخيص أول أكسيد الكربون.

يوضح الشكل منحنى سرعة دوران المجرة المرسوم بدمج هذه النتائج. 9 كما هو مبين في. في الجزء الأساسي حيث المسافة R من المركز تصل إلى 2000 سنة ضوئية ، لوحظ ما يسمى دوران الجسم الصلب حيث تكون سرعة الدوران V متناسبة مع R ، والتي تتوافق مع دوران المركز القرص الأساسي الموصوف أعلاه. R> بعد أن تم تقليل V مرة واحدة في 2000 سنة ضوئية ، زادت مرة أخرى من 10000 سنة ضوئية لكل R تقريبًا ، مما يظهر ذروة ثانية عند R تبلغ حوالي 28000 سنة ضوئية. قبل ذلك ، كان يُعتقد أن V يتناقص جنبًا إلى جنب مع R ، وفقًا لنتائج الملاحظات الراديوية لأول أكسيد الكربون التي تم إجراؤها في أواخر السبعينيات ، R هي حوالي 35000 سنة ضوئية منذ V هو يزيد مرة أخرى ، وهو يبدو أن V ستستمر في كونها 280 كم / ثانية بعد أن تبلغ R حوالي 45000 سنة ضوئية. وبهذه الطريقة ، فإن ميل منحنى سرعة الدوران للحفاظ على قيمة ثابتة عند R الأكبر قد لوحظ في العديد من المجرات الحلزونية الأخرى ، وهو أمر مثير للجدل كما تم وصفه لاحقًا.

عندما تكون المسافة R 0 للشمس في المجرة حوالي 30000 سنة ضوئية ، فإن سرعة دوران المجرة حوالي 250 كم / ثانية ، وتستغرق الشمس حوالي 250 مليون سنة للدوران حول مركز المجرة. منحنى سرعة الدوران أعلاه مخصص لأجسام المجموعة الأولى في قرص المجرة ، ويتم تقريب حركاتها بواسطة حركات دائرية في المستوى المجري في المتوسط. من ناحية أخرى ، تأخذ أجسام المجموعة الثانية عمومًا مدارات إهليلجية داخل الطائرة والتي تميل فيما يتعلق بمستوى المجرة. لذلك ، يكون عنصر الحركة في مستوى المجرة أصغر من عنصر السكان I ، لكن المكون في الاتجاه العمودي على مستوى المجرة كبير. السرعات النسبية للأجرام السماوية المختلفة عند النظر إليها من النظام الشمسي صغيرة في المجموعة الأولى ، التي تتحرك مثل الشمس ، ويبلغ متوسطها حوالي 20 كم / ثانية ، بينما في المجموعة الثانية ، التي تتحرك بعيدًا عن الشمس ، تكون كبيرة . ذلك بالقول. معظم النجوم التي تبلغ سرعتها حوالي 60 كم / ثانية أو أكثر ، وتسمى النجوم عالية السرعة ، هي من نجوم المجموعة الثانية. تميل المدارات حول مركز المجرة فيما يتعلق بمستوى المجرة ، والانحراف ليس صغيراً ، ولها شكل بيضاوي ممدود إلى حد ما. هذا يعني أن هذه النجوم في حركة كبلر بالقرب من مركز المجرة وتبقى هناك لفترة طويلة. أي أنها نجوم تنتمي في الأصل إلى منطقة الانتفاخ في المجرة ، لكنها ليست سوى تلك التي صادف مرورها بالقرب من الشمس ، والتي هي حاليًا منطقة السكان الأول ، أثناء حركتها المدارية الطويلة. وتجدر الإشارة إلى أن هذه النجوم عالية السرعة وغيرها من نجوم المجموعة الثانية تُظهر انحيازًا قويًا في اتجاه الحركة عند النظر إليها من الشمس في اتجاه 270 درجة ، وهو عكس دوران المجرة لنجوم المجموعة الأولى. معروف. هذا لأن السرعة المكونة للمجموعة I النجوم في اتجاه دوران المجرة حوالي 250 كم / ثانية في المتوسط بالقرب من الشمس ، في حين أن مكون المجموعة الثانية من النجوم في نفس الاتجاه أصغر بكثير ، لذلك عند النظر إليها من الشمس تدور. يتم تفسيره لأنه يبدو أنه تخلف عن الركب.

كتلة المجرة

يرتبط التوزيع الشامل للنظام الديناميكي ودوره ارتباطًا وثيقًا. هذا بسبب وجود توازن بين الجاذبية التي يحددها توزيع الكتلة وقوة الطرد المركزي الناتجة عن الدوران. على سبيل المثال ، في قرص صلب أو كروي ذي كثافة منتظمة ، تزداد سرعة الدوران V بما يتناسب مع المسافة R من المركز ، وفي نظام ديناميكي مثل النظام الشمسي حيث تتركز الكتلة في المركز ، قانون كبلر عروض. الدوران ( V يتناسب مع R إلى القوة -1 / 2). من المعروف أيضًا أنه عندما تزداد الكتلة بما يتناسب مع المسافة R ، تصبح V ثابتة بغض النظر عن R. بالنظر إلى منحنى سرعة دوران المجرة ، تزداد V بالتناسب مع R في الجزء المركزي حيث تكون R صغيرة ، وهذا جزء يعتبر دوران الجسم الصلب. في R > 2000 سنة ضوئية ، يتخذ منحنى السرعة شكلاً معقدًا ، ولكن على سبيل المثال ، تعتبر المجرة كروية تتغير كثافتها مع R ، ويتم اشتقاق العلاقة الميكانيكية بين توزيع الكتلة وسرعة الدوران. بالإضافة إلى ذلك ، يمكن تحديد كتلة هذا الجزء من خلال اعتماد توزيع الكتلة الذي يتطابق بشكل أفضل مع منحنى سرعة الدوران المرصود. عندما كان يُعتقد أن منحنى سرعة الدوران سينخفض تدريجياً عند R > 25000 سنة ضوئية ، كانت الكتلة الإجمالية للمجرة التي تم الحصول عليها بالطريقة المذكورة أعلاه حوالي 2000 من الكتلة الشمسية. مليار مرة ، أي قيمة 4 × 10 4 4 جم ، حوالي 60٪ منها كان نتيجة النطاق من داخل R حوالي 30000 سنة ضوئية مع النظام الشمسي. ومع ذلك ، في أواخر السبعينيات ، ازدادت R> V مرة أخرى عند 30.000 سنة ضوئية ، R> عند 5 ملايين ضوء حيث تفترض V قيمة محددة مسبقًا ، تم تقديم منحنيات السرعة الجديدة ، وتم أيضًا إعادة بناء الكتلة المحسوبة للمجرة. الكتلة التي تصل إلى R <50000 سنة ضوئية تم الحصول عليها من تحليل منحنى سرعة الدوران هذا هي 300 مليار ضعف كتلة الشمس. علاوة على ذلك ، إذا كان صحيحًا أن سرعة الدوران عند R > 50000 سنة ضوئية ثابتة ، فكما ذكرنا سابقًا ، ستزداد كتلة المجرة إلى أجل غير مسمى بما يتناسب مع R. ومع ذلك ، لا توجد أجسام مرئية في منطقة الإكليل. حيث تقع R خارج 50000 سنة ضوئية ، أي خارج الهالة. ليس فقط غير مرئي للضوء ، ولكن لم يتم اكتشاف الطيف الراديوي الذي يشير إلى وجود سحب غازية مثل الهيدروجين وأول أكسيد الكربون. ربما إذا كانت هناك أجرام سماوية في الإكليل ، فهي تتكون أساسًا من نجوم قديمة متطورة ، من النوع الذي يشع بشكل سيئ بالنسبة لكتلتها. ومع ذلك ، هناك أيضًا فكرة أن هذه المادة غير المرئية قد تكون مختلفة تمامًا عن المفهوم التقليدي للأجرام السماوية ، وهي واحدة من الألغاز الحالية.
المجرة
بونشيرو تاكاس

درب التبانة في مجال علم الفلك ، يشير إلى مجموعة كبيرة من النجوم في نفس شكل مجرتنا التي يرمز إليها درب التبانة. بشكل عام ، يشير إلى فضاء يبلغ قطره عدة آلاف من السنين الضوئية إلى مئات الآلاف من السنين الضوئية ، حيث يتكدس ما بين مليون إلى تريليون نجم والوسط النجمي بكثافة. العديد منها خارج مجرتنا وبعيدًا عنها ، لذا فحتى المسافات القصيرة نسبيًا لمجرتي ماجلان وأندروميدا تبدو كالغيوم الخافتة بالعين المجردة والتلسكوبات الصغيرة. كانت تُصنف على أنها <nebula> من خلال مظهرها ، ولكن في عام 1925 حدد هابل ثلاثة <nebulae> بما في ذلك <مجرة أندروميدا> وتم تقدير مسافاتها. كما تم الكشف عن أن جزءًا من السديم يقع خارج المجرة ، وهو عبارة عن مجموعة من النجوم الضخمة التي تحيط بنظامنا الشمسي ، ولها نفس حجم المجرة. لهذا السبب ، يطلق عليه اسم السديم خارج المجرة ويتميز عن السدم داخل المجرة مثل السدم الانبعاثية والسدم المنتشرة والسدم الكوكبية. بالإضافة إلى ذلك ، يُطلق عليه أحيانًا اسم الجزيرة الكون أو العالم المصغر لتمثيل مظهر النظام النجمي الكثيف على نطاق واسع. أُطلق على مجرة درب التبانة اسم مجرة أو مجرة لأنها تعكس الهيكل العام لمجرتنا ولأنها تبدو ككتلة حليبية شاحبة في سماء الليل. لذلك ، فإن اكتشاف المجرات في أوائل القرن العشرين علم أن النظام النجمي العملاق الذي يحيط بالنظام الشمسي الذي يسكن البشرية هو مجرد واحدة من المجرات التي لا تعد ولا تحصى في الكون.

أجسام غير نجمية مثل كتالوج نجوم NGC لعام 1888 وكتالوج IC للنجوم 1895-1908 ، بما في ذلك 38 عنصر مسجل في كتالوج نجم المسيح (رقم M) الذي جمعه C. Messiah في عام 1771. وقد تم تسجيله على الجدول الفلكي يسرد السدم والعناقيد معًا ، ولكن في عام 1923 ، اختار H. Chapley و Ames A. Ames 1249 مجرة فقط أكثر سطوعًا من حوالي 13 ماج ووصف خصائصها. تم نشر كتالوج المجرات "كتالوج Shapley-Ames". اليوم ، يعد الكتالوج المرجعي الثالث للمجرات الساطعة (1991) ، الذي جمعه De Vaucouleurs وزوجته ، هو الأكثر استخدامًا ويحتوي على 23،024 مجرة. الأكثر تسجيلًا هو كتالوج المجرات وعناقيد المجرات (1961-1968) بواسطة Zwicky et al. ، والذي يحتوي على 31350 مجرة و 9700 مجموعة مجرات. يتم تمثيل مجرة أندروميدا برقم كتالوج M31 أو NGC224 ، لكن المجرة المظلمة بدون رقم الكتالوج هذا تحمل الحرف A أو An كمجرة مجهولة ولها إحداثيات RA وانحدار. بالإضافة إلى ذلك ، غالبًا ما تتم كتابتها كـ A16 38-30 58.

تصنيف

يعتمد تصنيف المجرات على التصنيف المورفولوجي الذي اقترحه هابل عام 1926 ، ولكن هناك أيضًا تصنيف ياكيس على أساس التركيز المركزي لسطوع المجرة. ينقسم تصنيف هابل تقريبًا إلى مجرات إهليلجية (E) ، ومجرات حلزونية (S) ، ومجرات حلزونية مجوفة (SB) ، ومجرات غير منتظمة (Ir) وفقًا لشكلها الظاهري. المجرات الإهليلجية لها توزيع سطوع سلس ولا تظهر بنية داخلية مميزة. يتراوح تسطيحها الظاهر من دائري تقريبًا إلى مسطح بنسبة محورية تبلغ حوالي 10: 4 ، ولكن لا يوجد تسطيح معروف. تتميز المجرات الحلزونية بوجود أذرع لولبية (أذرع لولبية) تتكون من تراكم النجوم الزرقاء الفتية والخطوط الداكنة للغبار البينجمي. بشكل عام ، يتكون من انتفاخ بيضاوي في المركز وجزء على شكل قرص يتداخل معه ، والبنية الحلزونية هي بنية تحتية في هذا القرص. في المجرة الحلزونية ذات القضبان ، يُظهر الجزء الإهليلجي المركزي بنية طويلة تشبه القضيب ، وتمتد الأذرع الحلزونية من كلا الطرفين. هناك درجات مختلفة من الاستطالة الشبيهة بالقضيب ، ونوع S ونوع SB متصلان بشكل مستمر. كلاهما مصنفان تقريبًا نفس الرقم. يُشار أحيانًا إلى النوع S والنوع SB بشكل جماعي باسم مجرة القرص (D) أو المجرة الحلزونية (S). تتراوح نسبة الطاقة بين الجزء البيضاوي وجزء القرص في المركز من الجزء الذي بالكاد يتم التعرف عليه في جزء القرص (S0 / a) إلى الجزء الموجود بشكل حصري تقريبًا في جزء القرص (Sm) ، ودرجة الالتفاف الحلزوني هو أيضًا S0 / a. يصبح مفكوكًا من القالب إلى قالب Sm. تسمى تلك القريبة من S0 / a بالمجرات الحلزونية المبكرة ، وتسمى تلك القريبة من النوع Sm بالمجرات اللولبية المتأخرة ، لكن لا علاقة لها بالسلسلة التطورية. من النوع المبكر إلى النوع المتأخر ، يتغير الذراع الحلزوني من ذراع أملس إلى ذراع غني بالبنية التحتية يحتوي على العديد من الكتل. في حدودها ، المجرة غير المنتظمة (آي. هابل المصنفة Ir) هي التي تسود فيها هذه البنى التحتية في جميع أنحاء القرص وتعطيه مظهرًا غير منتظم. قدم هابل النوع S0 كنوع وسيط بين المجرات الإهليلجية والمجرات الحلزونية. هذه مجرة بها جزء قرص ، لكن الهيكل الحلزوني غير مرئي ، ويبدو أن معظمها بنيويًا بين النوع E والنوع S ، لكن بعضها له هيكل من النوع S ، لكن جزء القرص هو يعتقد أن البعض منهم لا يحتوي على بنى تحتية حلزونية. والسبب هو عدم وجود الوسط النجمي ، وهو المادة الخام لإنتاج النجوم الفتية. في الآونة الأخيرة ، تم تقسيم التصنيف المورفولوجي بشكل إضافي ، وأضيف إلى معايير التصنيف بروز وموضع البنية التحتية للقرص على شكل حلقة ، أو وجود أو عدم وجود بنية تحتية عدسية في المركز.

السطوع والمسافة والحجم

ألمع المجرات في المظهر هي سحابة ماجلان الكبيرة (I) بمقياس بصري متكامل قدره 0 ماج ، تليها سحابة ماجلان الصغيرة (SBm) بمقياس بصري تراكمي 0 ، ومجرة أندروميدا (Sb) بدرجة 4 ، لكن كلا الغيوم ماجلان موجودتان. تقع مجرة أندروميدا على بعد 2.1 مليون سنة ضوئية ، بينما تبعد حوالي 160 ألف سنة ضوئية ، والأخيرة أقوى من المجرتين السابقتين. في مثل هذه المجرة القريبة نسبيًا ، يمكن أن تتحلل إلى نجوم فردية ويتم ملاحظتها ، لذلك يتم تحديد المسافة بمقارنة الحجم المطلق والسطوع الظاهري باستخدام خصائص النجوم التي تم فحصها جيدًا. على وجه الخصوص ، يتم تطبيق العلاقة بين الفترة المتغيرة واللمعان المطلق للنجوم المتغيرة النابضة ، ولكن إذا تمت مراجعة نظرية النجوم المتغيرة ، فسيتم أيضًا مراجعة مقياس المسافة في الكون. بحلول منتصف القرن العشرين ، تضاعف حجم الكون لهذا السبب. بالنسبة للمجرات البعيدة جدًا بحيث لا يمكن رصد النجوم الفردية ، يتم تحديد المسافة باستخدام الحجم الظاهر والسطوع للعناقيد ومناطق الهيدروجين المتأين الضخمة ، والحد الأقصى لمعان المستعرات الأعظمية التي تظهر فيها. كما يستخدم قانون الارتباط التجريبي بين انتشار الخطوط الطيفية التي تعكس مجال السرعة الداخلية والحجم المطلق. اكتشف هابل في عام 1929 أن هناك علاقة تناسبية جيدة بين المسافة المحددة وسرعة الركود التي يشير إليها الانزياح الأحمر للخطوط الطيفية للمجرة. من خلال عكس قانون هابل وأخذ الطيف ، يتم تحديد مسافة المجرة البعيدة. بمعرفة المسافة ، يمكننا معرفة القوة المطلقة لكل مجرة ، أي حجمها الهندسي و لمعانها المطلق. المجرات الإهليلجية والمجرات الحلزونية المبكرة كبيرة بشكل عام ، بأقطار تصل إلى مئات الآلاف من السنين الضوئية وقيمها المطلق -22 ماج. من ناحية أخرى ، فإن العديد من المجرات غير المنتظمة والمجرات التي تسمى المجرات الإهليلجية القزمية يبلغ قطرها عدة آلاف من السنين الضوئية ويبلغ حجمها المطلق -16 ماج أو أقل. يرتبط العديد منها بالمجرات الكبيرة مثل المجرات الساتلية ، وفي المجرات الصغيرة ، توجد مناطق هيدروجين مؤينة كبيرة معزولة وعناقيد كروية منتشرة. نظرًا لأنه من الصعب التقاط طيف أكثر من صورة مباشرة ، يتم تقدير اللمعان المطلق فقط من خلال التشكل الظاهر. بالنسبة للمجرات الحلزونية ، تم تقديم <فئة اللمعان> ، التي تتراوح من I إلى V ، بناءً على درجة تطور الذراع الحلزونية وسطوع سطح القرص ، وتتوافق مع الحجم المطلق لكل نوع تصنيف من Sa -سم. انها مرفقة. وفقًا لدراسات إحصائية حديثة ، فإن هذا التطابق يكاد يكون صحيحًا بالنسبة للمجرات الساطعة من كل فئة من فئات السطوع ، ولكن يُقال إن التطابق ليس جيدًا دائمًا عند تضمين المجرات المظلمة. تسمى بعض المجرات الإهليلجية بنوع القرص المضغوط ، وهو ساطع بشكل خاص ، ويمكن تمييزه من خلال حقيقة أن الجزء المحيطي من الشكل يمتد بعيدًا بشكل غير طبيعي. تقع العديد من المجرات من هذا النوع بالقرب من مركز مجموعة المجرات ، وتصل أقدارها المطلقة -23 ماج إلى -24 ماج ، لذا يمكنها أن تعمل كمنارة مرجعية في الفضاء الخارجي البعيد. من ناحية أخرى ، فإن معظم المجرات الإهليلجية القزمة الداكنة لديها سطوع منخفض للسطح ، ولم يتم العثور إلا على المجرات القريبة منها.

جعلت التطورات الأخيرة في التلسكوبات الكبيرة وأجهزة الكشف عالية الأداء والتطورات التكنولوجية المتعلقة بأدوات القياس عالية السرعة المستخدمة مع أجهزة الكمبيوتر الكبيرة من الممكن معالجة المعلومات المعقدة حول المجرات من الناحية الكمية. انا قد جئت. نتيجة لذلك ، يتحول الحكم الفوتوغرافي التقليدي إلى التعبير الكمي لتوزيع سطوع السطح وعرض المعلمة. توزيع سطوع سطح المجرات الإهليلجية ، المسافة من مركز الظاهر عندما ص ، يمكن تقريبها جيدًا بواسطة دالة تتناسب مع exp {-α r 1/4} . يتم تقريب توزيع سطوع السطح لجزء القرص للمجرة الحلزونية المبكرة بشكل جيد من خلال دالة تتناسب مع exp {-r}. هنا ، تعد α و β معلمات تحدد مقياس المسافة ، وفي حالة المجرات الإهليلجية ، تكون α شائعة نسبيًا. لذلك ، في مجرة إهليلجية قياسية ، نظرًا لمعانها الكلي ، يتم تحديد التوزيع باستثناء التسطيح بشكل فريد. تباين المجرة الحلزونية ، الجزء الإهليلجي من الوسط إلى حد كبير وفقًا لقانون r 1/4 ، بسبب قانون القوة البسيط القرصي المتبع بشكل كبير ، من الناحية الكمية ، فإن نسبة شدة كلا الشكلين هي معلمة جيدة للتصنيف. ومع ذلك ، في حالة المجرات الحلزونية ، هناك حاجة إلى معلمات أخرى تمثل لمعانًا كليًا ، لذا فإن التصنيف ثنائي الأبعاد مطلوب بشكل أساسي.

توزيع

التوزيع الظاهر للمجرات على الكرة السماوية غير منتظم. في النطاق الذي يبلغ عرضه حوالي 40 درجة عبر مجرة درب التبانة ، يكون عدد المجرات التي يمكن رؤيتها أصغر بكثير من ذلك الموجود في الخارج ، ولكن هذا على سطح مجرتنا التي تضم مجرة درب التبانة ، أي ، بالقرب من السطح المركزي لجزء القرص. هذا بسبب وجود كمية كبيرة من الغبار بين النجوم ويمتص الضوء من العالم الخارجي. تم العثور على مجرات مثل Maffei 1 و Maffei 2 في مجرة درب التبانة من خلال الاستكشاف باستخدام الأشعة تحت الحمراء ، والتي لا تتلقى الكثير من الامتصاص. في المجرات الساطعة نسبيًا ، يُرى التركيز في المنطقة ذات الشكل الشريطي من العذراء إلى العذراء ، ويمتد هذا النطاق أيضًا في حلقة حول السماء بأكملها. هذه مجموعة كبيرة من المجرات المسطحة متمركزة في عنقود العذراء ، بما في ذلك مجرتنا والمجموعات المحلية بما في ذلك مجرة أندروميدا ، وتسمى العنقود الفائق. هنالك. تتكون المجرة من عدة مجرات ساطعة والعديد من المجرات المظلمة لتشكيل مجموعة مجرات ، أو من مئات إلى آلاف المجرات الساطعة لتشكيل مجموعة من المجرات. بالإضافة إلى ذلك ، قد ترتبط مجموعات متعددة من المجرات بواسطة المجرات الموزعة في نطاق بينها لتشكيل عنقود فائق. مكونات عناقيد المجرات الكثيفة معظم المجرات بيضاوية الشكل أو على شكل حرف So ، والقليل منها حلزوني الشكل. على العكس من ذلك ، تحتوي المجرات ذات المجرات المتناثرة على عدد كبير نسبيًا من الحلزونات. في المتوسط ، في المجرات اللامعة نسبيًا ، تمثل المجرات الحلزونية حوالي نصف المجموع ، والنصف الآخر والنصف الآخر من النوع So ، و 30٪ من المجرات الإهليلجية. تمثل المجرات غير المنتظمة حوالي 10٪ من المجموع. من أجل تحويل نسبة التردد الظاهرة هذه إلى نسبة عدد مطلقة ، من الضروري معرفة توزيع اللمعان المطلق للمجرات المختلفة. يقال إن عدد المجرات غير المنتظمة سيكون كبيرًا للغاية إذا تم التصحيح. إذا عدنا المجرات المدرجة في الكتالوج والتي يكون حجمها المطلق أكثر إشراقًا من -17.5 ماج ، فإن متوسط الكثافة المكانية هو حوالي 1 لكل 10 مليون سنة ضوئية مكعب. لذلك ، فإن احتمال وجود مجرات متعددة بالصدفة في مساحة ضيقة هو احتمال ضئيل للغاية. في الواقع ، هناك العديد من المجرات المتاخمة لبعضها البعض. يُعتقد أن المجرات المتعددة الموجودة خارج مجموعة المجرات مرتبطة بأصلها.

بناء

تم فحص بنية المجرات الحلزونية بالتفصيل من خلال النظر إلى مجرتنا من الداخل ومراقبة مجرة أندروميدا المجاورة من الخارج. تم دمج الجزء الإهليلجي المركزي وجزء القرص لتشكيل ما يسمى بالنظام النجمي العدسي. الشمس هي أيضًا عضو في هذا النظام النجمي العدسي ، وخصائص الحركة المكانية والتركيب الكيميائي والعمر في المجرة هي خصائص نموذجية لهذا النظام يسمى سباق القرص. بعبارة أخرى ، يبلغ عمر سباق القرص ما يقرب من 10 مليارات سنة ، ويتألف من تركيبة غنية بالعناصر الثقيلة ، وهو يدور تقريبًا حول مركز المجرة. تظل السرعة الزاوية لهذه الحركة الدورانية ثابتة تقريبًا عند الحافة الخارجية ، ونتيجة لذلك ، تتحول المناطق الحلقية المجاورة من بعضها البعض. في الجزء المنتفخ في المركز ، يكون المكون الحركي في الاتجاه المتعامد مع سطح القرص ملحوظًا أيضًا ، وتزيد نسبة كمية العناصر الثقيلة عدة مرات بقدر الجزء المحيطي للقرص عندما يقترب من المركز. يتم توزيع الوسائط البينجمية مثل الغاز والغبار في طبقة رقيقة من عدة مئات من السنين الضوئية بالقرب من السطح المركزي لجزء القرص ، وتولد النجوم في المنطقة الكثيفة فيه. تسمى هذه النجوم الفتية نظام السكان الأول ، ومعظمها يتحرك في المستوى المركزي للقرص وله تركيبة كيميائية قريبة من التركيبة السكانية. يتم توزيع المناطق الكثيفة من الوسط النجمي ومجموعات النجوم الفتية (العناقيد المفتوحة ، مناطق الهيدروجين المتأينة ، إلخ) بطريقة مستمرة ، وتشكل نمطًا حلزونيًا. يكون نشاط تشكل النجوم للمجرة أكثر كثافة عندما ينتقل الجزء الإهليلجي المركزي إلى جزء القرص ، ويمتد إلى الخارج على طول الذراع الحلزونية ، لكن الوسط النجمي يكون صغيرًا إلى حد ما بداخله. ينتشر نظام مخفف يسمى Hello Population ، أو Population II ، حول هذا النظام النجمي العدسي الملحوظ بوضوح. ينتشر هذا النظام النجمي في شكل بيضاوي بالقرب من كرة ، وتكون نسبة العناصر الثقيلة منخفضة مثل 1/10 إلى 1/10000 من سباق القرص. العناقيد الكروية هي أعضاء في سباق الهالة النموذجي ، ويبلغ عمرها حوالي 10 مليار سنة أو أكثر. يتم توزيعه بشكل متناحي تقريبًا وله حركة مدارية حول مركز المجرة ، وبعضها يظهر انحرافًا كبيرًا.

حظيت البنية الحلزونية الموجودة في المجرات الحلزونية باهتمام كبير منذ اكتشاف المجرة. يمكن تقديره بسهولة من الهيكل القرصي الذي يدور ، ولكن كما تخيلنا سابقًا ، إذا كانت الذراع الحلزونية ناتجة عن دوران شريط واحد ، فسوف تعلق بإحكام بمرور الوقت. إرادة. ومع ذلك ، في الواقع ، ليست فرقة واحدة ، ولكنها مجموعة من النجوم الزرقاء الشابة تصطف في نطاق ، وبالنظر إلى أن هذه النجوم الضخمة لها عمر يصل إلى عدة ملايين من السنين ، فهي مئات الملايين من السنين. في قرص مجري يقوم بثورة واحدة عنده ، سترى نجومًا مختلفة مع مرور الوقت. إذا تسبب نجم هائل في ولادة النجم الهائل التالي في مكان مجاور ، فسيحدث نمط حلزوني بسبب التأثير التآزري مع الدوران. ومع ذلك ، نظرًا لأن المنطقة عالية الكثافة للوسط النجمي تتبع أيضًا الذراع الحلزونية ، فإن الفكرة السائدة حاليًا هي أن الهيكل الحلزوني عبارة عن موجة متفرقة وكثيفة تتولد في قرص المجرة. في المنطقة الكثيفة ، يتم ضغط الوسط البينجمي وتولد النجوم الشابة ، والتي يقال إنها مرئية بشكل بارز في شكل حلزوني ، ويبدو أن خصائص النمط اللولبي ، الذي يختلف حسب نوع التصنيف ، يمكن تفسير . في هذه النظرية ، من المناسب للمادة أن تتجاوز الاتجاه الذي يشارك فيه نمط الدوامة ، ولكن من الناحية الملاحظة ، لم يتم تحديد العلاقة بين اتجاه دوران القرص واتجاه مشاركة الدوامة. هذا لأنه قد يكون من الصعب تحديد أي من الأنماط الظاهرة في المقدمة. ومع ذلك ، فإن اتجاه الدوران هو نفس اتجاه الانجراف بالنسبة لأولئك المعروفين بالحكم من حالة الامتصاص بواسطة الوسط النجمي. تشبه حركة النجوم في المجرات الإهليلجية حركة الهالة من المجرات الحلزونية ، وحتى في حالة المجرات الإهليلجية المسطحة ، يتم تحديد شكلها بالحركة الفوضوية المتناحرة بدلاً من الحركة الدورانية. نسبة الوسط النجمي المتبقي في المجرات الحلزونية عالية كما في النوع المتأخر ، لكنها لا تتجاوز 20٪ من الكتلة الكلية حتى في النوع غير المنتظم باستثناء المجرات الخاصة. بالإضافة إلى ذلك ، تبدو المجرة المتأخرة أكثر زرقة لأن معدل تكوين النجوم الزرقاء الفتية يعتمد على كمية الوسط النجمي المتبقي.

تشكيل المجرة

التركيب الكيميائي لسطح النجم والوسط النجمي في قرص المجرة الحلزونية يشبه تقريبًا تركيب شمسنا ، لكن نسبة العناصر الثقيلة مثل الحديد تزداد عدة مرات باتجاه المركز والنيتروجين. تزداد نسبة كمية عناصر الضوء المعينة مثل الأكسجين بما يقرب من مرتبة من حيث الحجم. يبدو أن هذا الاتجاه أقوى في مركز المجرة الإهليلجية. على العكس من ذلك ، هناك القليل من العناصر الثقيلة في جزء الهالة. بناءً على هذه الأدلة الظرفية الرصدية ، يُفترض أن المجرة البدائية تقلصت مع زيادة العناصر الثقيلة. بعبارة أخرى ، نظرًا لأن نجوم مجتمع Hello تصنع عناصر ثقيلة عن طريق الاندماج النووي وتنفجر بشكل متكرر على شكل مستعرات أعظمية ، يتقلص الوسط النجمي تدريجيًا بسبب الجاذبية الذاتية ، وفي مرحلة ما تبدأ قوة الطرد المركزي بالعمل ، ويبدأ محور الدوران في العمل . يتقدم تقلص الاتجاه فقط لتشكيل سباق القرص ، والوسط النجمي للقرص ينتج حاليًا نجوم السباق الأول. في حالة المجرات الإهليلجية ، هناك نشاط نشط لتشكيل النجوم في مرحلة الانكماش الأولي ، وبمساعدة حركة دوران أقل ، لم يتم تشكيل أي قرص ولم يتبق أي وسط بين نجمي تقريبًا.

كتلة

يمكن حساب الكتلة الكلية للمجرة من خلال الأخذ في الاعتبار أن النجوم والغازات التي تشكل المجرة تحافظ على شكلها من خلال التوازن بين حركتها والجاذبية الشاملة المشتركة. في حالة المجرات الحلزونية على وجه الخصوص ، يعد منحنى سرعة الدوران لجزء القرص دليلًا جيدًا للحصول على الكتلة الكلية. الكتلة الميكانيكية التي يتم الحصول عليها بهذه الطريقة أكبر من الكتلة الضوئية المقدرة من سطوع النجم المرصود ، وفي بعض الحالات ، يكون ترتيبًا من حيث الحجم أكبر. تكون سرعة دوران جزء القرص بنفس سرعة النوع المبكر ، حيث تصل إلى عدة مئات من الكيلومترات / ثانية ، ولكن هناك العديد من الأشياء التي لا تبطئ حتى عند الحافة الخارجية بقدر ما يمكن ملاحظته ، وكمية كبيرة غير مرئية في منطقة واسعة مثل سباق الهالة. تم اقتراح فرضية العمل بأن المادة موجودة أيضًا. ويقدر درب التبانة ومجرة المرأة المسلسلة تنتمي إلى مجرة كبيرة كتلة الجزء المضيء إلى ما يقرب من 10 1 يناير - 10 يناير 2 مرة كتلة الشمس (حوالي 10 4 5 ز).

مجرة خاصة

تبعث بعض المجرات كميات كبيرة من الجسيمات عالية الطاقة مثل الأشعة السينية القوية والأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء وموجات الراديو ، بالإضافة إلى الإشعاع الذي يُعتقد أنه ناتج عن البلازما ذات درجة الحرارة العالية. هذه هي ما يسمى بالمجرات الراديوية ، ومجرات سيفرت ، والمجرات الماركارية ، والكوازارات ، وكائنات BL Lac. في المنطقة المرئية ، يُظهر عمومًا فائضًا من الضوء الأرجواني المزرق ، والعديد منها لديه مركز مجري نشط أو جزء مركزي نشط. لم يتضح بعد ما إذا كانت هذه ظواهر عالمية إلى حد ما وجدت في الأوقات الخاصة لتطور المجرات ، أو بسبب عدم الاستقرار الموجود فقط في المجرات المولودة في ظروف خاصة. إذا لم نأخذ في الاعتبار تأثيرات تمدد وتقلص الكون بأكمله ، فإن المجرة كنظام نجمي معزول بفعل جاذبيتها هو جزء أساسي يتكون من نجوم تفقد الطاقة تدريجياً وتتركز في المركز. يُفترض أنه سينفصل ويتطور إلى جزء هالة يتكون من نجوم تكتسب الطاقة وتنتشر إلى الجزء الخارجي من الحافة. يُعتقد أن الجزء الأساسي الكثيف المتولد بهذه الطريقة يسبب الظاهرة النشطة المذكورة أعلاه. يُفترض أن بعض ما يسمى بالمجرات المدمجة ، والتي يكون حجمها الظاهري صغيرًا ولكن سطوع سطحها مرتفعًا بشكل غير طبيعي ، لها مثل هذا الهيكل تمامًا. تعتبر الكوازارات وأجرام BL Lac أيضًا أمثلة متطرفة للمجرات المدمجة ، ويُعتقد أن هناك ثقبًا أسود ضخمًا في المركز ، ويتم سحب الغاز والنجوم إليه لإطلاق طاقة الجاذبية. تصدر بعض هذه المجرات الغريبة إشعاعات عالية الطاقة من اللب المركزي من خلال إظهار شكل نتوء يسمى <jet> والذي يذكرنا بنفث المادة. بالإضافة إلى ذلك ، يمتد تأثير النشاط إلى المجرة بأكملها ، ويظهر البعض شكلاً غير منتظم يذكر بالانفجار. هذه أيضًا نوع من المجرات غير المنتظمة ، لكنها تتميز بأنها غير منتظمة من النوع الثاني. العديد من المجرات المتعددة تنزعج بفعل الجاذبية لبعضها البعض ، ولكن تلك التي يصعب تصنيفها بدقة يتم تضمينها أيضًا في فئة المجرات الغريبة.

تصادم المجرات

في حين أن متوسط كثافة النجم ، مثل الشمس حوالي 1 جم / سم 3 ، فإن متوسط كثافة الأجزاء الساطعة من المجرات مثل مجرة درب التبانة هو فقط 1/10 2 5. مادة المجرات كذلك مرتبطة بالجاذبية بشكل غير محكم بحيث يكون تأثير المجرات المتعددة التي تصادفها هائلًا في حالة المجرات الحلزونية ، يمكن تطوير أذرع لولبية سميكة ، ويمكن تنشيط نشاط التكوين النجمي ، ويمكن تكوين سلاسل تشبه الجسور بينها. أيضًا ، في المواجهات التي تلبي شروطًا خاصة ، يمكن أن تندمج مجرتان في مجرة أكبر. يُعتقد أن مجرة القرص المضغوط (cD) الموجودة بالقرب من مركز عنقود المجرات قد أصبحت ضخمة بابتلاع المجرات المقتربة واحدة تلو الأخرى بسبب هذا الاندماج. وبهذه الطريقة ، فإن المجرات ذات الارتباط الفضفاض في الجاذبية معرضة بشكل عام لتأثير البيئة ، ولا ينبغي إغفال التأثيرات البيئية عند النظر في تكوين المجرات وتطورها البنيوي. الطريقة الأكثر مباشرة للكشف عن تطور المجرات تجريبيًا هي مراقبة عالم المجرات من بعيد ، وبالتالي في الماضي البعيد. أبعد الملاحظات عن المجرات العادية التي لا تظهر شذوذًا هي حوالي 5 مليارات سنة ضوئية ، ولكن في الكوازارات ، التي تعتبر نوعًا من المجرات الغريبة ، z = 3.53 ، أو 150. أشياء تصل إلى 100 مليون ضوء وقد لوحظت سنوات.

ملاحظة

لرصد المجرات ، من المناسب استخدام تلسكوب لامع بطول بؤري قصير ، أي ما يسمى بنسبة الفتحة الصغيرة ، ومشاهدتها بتكبير منخفض. لذلك ، فإن المناظير مناسبة لهذا الغرض. وذلك لأن المجرة بعيدة وهي أكثر وضوحًا كمجموعة من النجوم ، ككتلة باهتة ، بيضاء ، ممتدة. نظرًا لأن سطوع سطح مجرة عادية يمكن مقارنته مع سطوع نجم من الدرجة 19 أو 18 في مربع من 1 ثانية قوسية حتى في الجزء المشرق ، فمن المهم رؤيته في مكان مظلم في سماء الليل. في حالة الملاحظات الاحترافية ، يتم أيضًا استهداف المجرات الظاهرة الصغيرة البعيدة ، ويتم التقاط الصور مباشرةً باستخدام لوحة جافة أو كاشف كهروضوئي موضوع على المستوى البؤري ، لذلك يعد البعد البؤري الطويل أيضًا شرطًا للتلسكوب. مطلوب تلسكوب بطول بؤري من 10 م إلى 20 م لتحلل حد الدقة البالغ 0.5 ثانية قوسية الناجم عن تذبذب الغلاف الجوي للأرض. علاوة على ذلك ، إذا حاولت تقليل نسبة فتحة Narutake ، فسوف ينتهي بك الأمر حتمًا مع تلسكوب كبير. في الوقت الحالي ، حتى عيار 4 أمتار ، كان هناك تلسكوب كبير يبلغ 6 أمتار نشطًا في ملاحظات المجرة ، وكثير منها مزود بتركيز مباشر من f /2.7 f /3.5 ، إلى لا f /7.5 تركيز Cassegrain من حوالي f / 10 .. مطلوب أيضًا مطياف ساطع للرصد الطيفي لتحديد الانزياح الأحمر ومجال السرعة الداخلية والتركيب الكيميائي. في الآونة الأخيرة ، تم استخدام أجهزة الكشف الإلكترونية التي تستخدم التأثير الكهروضوئي ، وبدأ استخدام طريقة لدمج عدد الفوتونات التي تصل إلى كل موضع على نطاق واسع.ومع ذلك ، لأغراض المسح الفلكي ، يجب تصوير منطقة سماوية واسعة في وقت واحد ، وتصبح المنطقة المصورة كبيرة ، وبالتالي تصبح كمية المعلومات هائلة. لأغراض الاستكشاف ، تستمر كاميرات Schmidt الساطعة وذات المجال الواسع في لعب دور نشط. تعكس التطور السريع لعلم الفلك المجري منذ بداية النصف الأخير من القرن العشرين ، في السبعينيات ، أصبحت البصريات واسعة النطاق واحدة تلو الأخرى مناسبة للرصد الفلكي العالمي مثل جبال الأنديز في تشيلي وماونا كيا في هاواي. تم بناء تلسكوب يعمل بالأشعة تحت الحمراء. التلسكوب الفضائي الذي يبلغ قطره 2.4 متر والذي أطلقه مكوك الفضاء في عام 1991 لديه نسبة فتحة كبيرة تبلغ f / 24 ، مستفيدًا من حقيقة عدم وجود تذبذب للهواء ، وعلى العكس من ذلك يحول المجرات إلى نجوم فردية أنا أهدف إلى.

تعد التلسكوبات الراديوية مفيدة لرصد الغاز بين النجوم والسحب الجزيئية في المجرات العادية ، والإشعاع السنكروتروني من الجسيمات عالية الطاقة. بالنسبة للمجرات الفردية ، والأشعة السينية من خارج الغلاف الجوي والتلسكوبات في المنطقة فوق البنفسجية ، بالإضافة إلى ذلك ، توفر تلسكوبات أشعة جاما أيضًا معلومات مهمة.

تم اعتماد المحاكاة الحاسوبية على نطاق واسع كطريقة جديدة في الدراسة النظرية للمجرات. على وجه الخصوص ، تعتبر المجرة مجموعة من العديد من نقاط الكتلة ، ويتم استخدامها لتتبع كيفية تغير الهيكل بسبب تفاعل قوة الجاذبية العالمية ، ويتراوح عدد نقاط الكتلة من آلاف إلى مئات الآلاف. علاوة على ذلك ، من خلال دمج الوسط بين النجوم وكذلك التفاعل بين النجوم والوسط النجمي ، يتم محاكاة تكوين وتطور المجرات. في مثل هذه الحسابات ، فإن العامل الأكثر غموضًا في الوقت الحاضر هو معدل تشكل النجوم في المجرة.
المجرة
Keiichi Kodaira

على الرغم من أنه يشير في بعض الأحيان إلى درب التبانة ، في مجال علم الفلك ، فإنه يشير إلى مجموعة كبيرة من النجوم التي لها نفس التشكل مثل درب التبانة . تم تجميعها مرة واحدة باسم <سديم> من مظهرها. نظرًا لأنه أصبح من الواضح خارج المجرة أن لها مقياس مكافئ للمجرة ، فإنه يطلق عليه أحيانًا السديم الخارجي المجري لتمييزه عن السديم الداخلي المجري. هناك أيضا اسم الكون الجزيرة ، العالم الصغير. يعتمد تصنيف المجرات بشكل أساسي على التصنيف الرسمي الذي اقترحته E. Hubble في عام 1926 وينقسم تقريبًا إلى مجرات إهليلجية ، مجرات حلزونية ، مجرات حلزونية ، مجرات غير منتظمة ، والمجرة الحلزونية والمجرات الحلزونية يشار إليها مجتمعة باسم مجرة قرص وهناك أيضا قضية جماعية. تحتوي المجرات عمومًا على العديد من المجرات التي تم تجميعها لتكوين مجرات ومجرات ، وترتبط مجرات متعددة بمجرات بينها ، وتشكل أحيانًا طبقة فائقة. بالإضافة إلى ذلك ، تنبعث بعض المجرات من الإشعاع الذي يبدو أنه ناجم عن الأشعة السينية والأمواج الراديوية والبلازما ذات درجة الحرارة العالية. → سيفيت جالاكسي / جالاكسي
→ مواد ذات صلة مجرات أندروميدا | السدم الخارجي المجري | مجرات الاصطدام | مجرات سمبريرو | مجرات ماجلان