25.6: تكوين المجرة

Last updated
Save as PDF

Page ID: 197239

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

وصف الأدوار التي لعبها انهيار سحابة واحدة والاندماج مع المجرات الأخرى في بناء مجرة درب التبانة التي نراها اليوم
قدم أمثلة على المجموعات الكروية ومجرات الأقمار الصناعية المتأثرة بالجاذبية القوية لمجرة درب التبانة.

تحمل المعلومات حول المجموعات النجمية أدلة حيوية حول كيفية بناء مجرتنا بمرور الوقت. يشير شكل القرص المسطح للمجرة إلى أنها تشكلت من خلال عملية مشابهة لتلك التي أدت إلى تكوين بروتوستار (انظر ولادة النجوم واكتشاف الكواكب خارج النظام الشمسي). بناءً على هذه الفكرة، طور علماء الفلك أولاً نماذج تفترض أن المجرة تشكلت من سحابة دوارة واحدة. ولكن، كما سنرى، يتبين أن هذا ليس سوى جزء من القصة.

السحابة البدائية ونموذج الانهيار المتآلف

نظرًا لأن أقدم النجوم - تلك الموجودة في الهالة وفي المجموعات الكروية - تتوزع في كرة تتمركز على نواة المجرة، فمن المنطقي أن نفترض أن السحابة المجرية الأولية التي ولدت مجرتنا كانت كروية تقريبًا. تتراوح أعمار أقدم النجوم في الهالة من 12 إلى 13 مليار سنة، لذلك نقدر أن تكوين المجرة بدأ منذ فترة طويلة تقريبًا. (انظر الفصل الخاص بـ The Big Bang للحصول على أدلة أخرى على أن المجرات بشكل عام بدأت تتشكل منذ ما يزيد قليلاً عن 13 مليار سنة.) ثم، تمامًا كما في حالة تكوين النجوم، انهارت السحابة البروتوالمجرية وشكلت قرصًا دوارًا رقيقًا. النجوم التي ولدت قبل انهيار السحابة لم تشارك في الانهيار، لكنها استمرت في الدوران في الهالة حتى يومنا هذا (الشكل\(\PageIndex{1}\)).

بديل — الشكل: نموذج الانهيار\(\PageIndex{1}\) المتآلف لتشكيل المجرة. وفقًا لهذا النموذج، تشكلت مجرة درب التبانة في البداية من سحابة دوارة من الغاز انهارت بسبب الجاذبية. تشكلت نجوم الهالة والمجموعات الكروية قبل الانهيار أو تشكلت في مكان آخر. تشكلت النجوم في القرص لاحقًا، عندما كان الغاز الذي صنعت منه بالفعل «ملوثًا» بالعناصر الثقيلة المنتجة في الأجيال السابقة من النجوم.

تسببت قوى الجاذبية في تفتيت الغاز الموجود في القرص الرقيق إلى غيوم أو كتل مثل تلك الموجودة في مجموعات النجوم. ثم تجزأت هذه الغيوم الفردية لتشكل النجوم. نظرًا لأن أقدم النجوم في القرص يبلغ عمرها تقريبًا أصغر النجوم في الهالة، فلا بد أن الانهيار كان سريعًا (من الناحية الفلكية)، وربما لا يتطلب أكثر من بضع مئات من ملايين السنين.

ضحايا التصادم ونموذج الاندماج المتعدد

في العقود الماضية، تعلم علماء الفلك أن تطور المجرة لم يكن سلميًا تمامًا كما يوحي نموذج الانهيار المتجانس هذا. في عام 1994، اكتشف علماء الفلك مجرة جديدة صغيرة في اتجاه كوكبة القوس. تقع مجرة القوس القزم حاليًا على بعد حوالي 70,000 سنة ضوئية من الأرض و 50,000 سنة ضوئية من مركز المجرة. إنها أقرب مجرة معروفة (الشكل\(\PageIndex{2}\)). إنه ممدود جدًا، ويشير شكله إلى أنه يتمزق بسبب المد الجاذبي لمجرتنا - تمامًا كما تمزق المذنب شوميكر-ليفي 9 عندما مر قريبًا جدًا من المشتري في عام 1992.

مجرة القوس أصغر بكثير من مجرة درب التبانة، حيث تحتوي على حوالي 150,000 نجم فقط، ويبدو أن جميعها ستنتهي في انتفاخ وهالة مجرتنا. لكن لا تدق أجراس الجنازة للمجرة الصغيرة بعد؛ سيستغرق ابتلاع قزم القوس 100 مليون سنة أخرى أو نحو ذلك، وستبقى النجوم نفسها على قيد الحياة.

منذ هذا الاكتشاف، تم العثور على أدلة للعديد من اللقاءات القريبة بين مجرتنا والمجرات المجاورة الأخرى. عندما تقترب مجرة صغيرة جدًا، فإن قوة الجاذبية التي تمارسها مجرتنا تشد على الجانب القريب أكثر من الجانب البعيد. التأثير الصافي هو أن النجوم التي كانت تنتمي في الأصل إلى المجرة الصغيرة تنتشر في تيار طويل يدور عبر هالة درب التبانة (الشكل\(\PageIndex{3}\)).

يمكن لمثل هذا التدفق المدي الحفاظ على هويته لمليارات السنين. حتى الآن، حدد علماء الفلك الآن تيارات تنبع من 12 مجرة صغيرة غامرت بالقرب جدًا من مجرة درب التبانة الأكبر حجمًا. ترتبط ستة تيارات أخرى بالمجموعات الكروية. لقد تم اقتراح أن العناقيد الكروية الكبيرة، مثل أوميغا سنتوري، هي في الواقع نوى كثيفة للمجرات القزمية المفككة. يُعتقد الآن أن المجموعة الكروية M54 هي نواة قزم القوس الذي ناقشناه سابقًا، والذي يندمج حاليًا مع درب التبانة (الشكل\(\PageIndex{4}\)). يتم تجريد النجوم في المناطق الخارجية لهذه المجرات من خلال قوة الجاذبية لمجرة درب التبانة، لكن المناطق الكثيفة المركزية قد تبقى على قيد الحياة.

تشير الحسابات إلى أن القرص السميك للمجرة قد يكون نتاجًا لواحد أو أكثر من هذه التصادمات مع المجرات الأخرى. سيؤدي تراكم مجرة الأقمار الصناعية إلى تحريك مدارات النجوم والسحب الغازية الموجودة أصلاً في القرص الرقيق وجعلها تتحرك أعلى وأسفل المستوى الأوسط للمجرة. وفي الوقت نفسه، ستضيف نجوم المجرة إلى المزيج المنفوش. إذا حدث مثل هذا التصادم منذ حوالي 10 مليارات سنة، فإن أي غاز في المجرتين لم يتشكل بعد إلى نجوم سيكون لديه متسع من الوقت للاستقرار مرة أخرى في القرص الرقيق. كان من الممكن أن يبدأ الغاز بعد ذلك في تكوين أجيال لاحقة من مجموعة النجوم الأولى. يتوافق هذا التوقيت أيضًا مع الأعمار النموذجية للنجوم في القرص السميك.

يوجد المزيد من التصادمات في مجرة درب التبانة. ومن الأمثلة على ذلك مجرة Canis Major القزمة، التي تبلغ كتلتها حوالي 1٪ من كتلة درب التبانة. تم بالفعل تجريد ذيول المد والجزر الطويلة من هذه المجرة، التي تلتف حول درب التبانة ثلاث مرات. قد تكون العديد من المجموعات الكروية الموجودة في درب التبانة قد أتت أيضًا من قزم Canis Major، والذي من المتوقع أن يندمج تدريجيًا مع مجرة درب التبانة على مدى المليار سنة القادمة تقريبًا.

في غضون حوالي 3 مليارات سنة، سيتم ابتلاع مجرة درب التبانة نفسها، لأنها ومجرة أندروميدا في مسار تصادمي. تُظهر نماذج الكمبيوتر الخاصة بنا أنه بعد تفاعل معقد، سيتم دمج الاثنين لتشكيل مجرة أكبر وأكثر استدارة (الشكل\(\PageIndex{5}\)).

وهكذا ندرك أن «التأثيرات البيئية» (وليس فقط الخصائص الأصلية للمجرة) تلعب دورًا مهمًا في تحديد خصائص وتطور مجرتنا. سنرى في الفصول القادمة أن التصادمات وعمليات الاندماج هي عامل رئيسي في تطور العديد من المجرات الأخرى أيضًا.

ملخص

بدأت المجرة في التكون منذ أكثر من 13 مليار سنة. تشير النماذج إلى أن النجوم في الهالة والمجموعات الكروية تشكلت أولاً، بينما كانت المجرة كروية. ثم انهار الغاز، الذي تم إثرائه إلى حد ما بالعناصر الثقيلة بواسطة الجيل الأول من النجوم، من توزيع كروي إلى توزيع دوار على شكل قرص. لا تزال النجوم تتشكل اليوم من الغاز والغبار المتبقيين في القرص. يحدث تكوين النجوم بسرعة أكبر في الأذرع الحلزونية، حيث تكون كثافة المادة بين النجوم أعلى. التقطت المجرة (ولا تزال تلتقط) نجومًا إضافية ومجموعات كروية من المجرات الصغيرة التي غامرت بالقرب جدًا من درب التبانة. في غضون 3 إلى 4 مليارات سنة، ستبدأ المجرة في الاصطدام بمجرة أندروميدا، وبعد حوالي 7 مليارات سنة، ستندمج المجرتان لتشكل مجرة بيضاوية عملاقة.