26.2: أنواع المجرات

Last updated

Nov 1, 2022
Page ID
197504
Save as PDF
- 26.1: اكتشاف المجرات
- 26.3: خصائص المجرات

$\newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} }$

$\newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}}$

$\newcommand{\id}{\mathrm{id}}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

$\newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}$

$\newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}$

$\newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}$

$\newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}$

$\newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}$

$\newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}$

$\newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

$\newcommand{\id}{\mathrm{id}}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

$\newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}$

$\newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}$

$\newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}$

$\newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}$

$\newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}$

$\newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}$

$\newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

$\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}$

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

وصف خصائص وخصائص المجرات البيضاوية واللولبية وغير المنتظمة
اشرح ما الذي قد يتسبب في تغيير مظهر المجرة بمرور الوقت

بعد إثبات وجود المجرات الأخرى، بدأ هابل وآخرون في مراقبتها عن كثب - مع ملاحظة أشكالها ومحتوياتها والعديد من الخصائص الأخرى التي يمكنهم قياسها. كانت هذه مهمة شاقة في عشرينيات القرن الماضي عندما كان الحصول على صورة واحدة أو طيف للمجرة قد يستغرق ليلة كاملة من المراقبة الدؤوبة. اليوم، جعلت التلسكوبات الكبيرة وأجهزة الكشف الإلكترونية هذه المهمة أقل صعوبة، على الرغم من أن مراقبة المجرات البعيدة (تلك التي تظهر لنا الكون في مراحله الأولى) لا تزال تتطلب جهدًا هائلاً.

غالبًا ما تكون الخطوة الأولى في محاولة فهم نوع جديد من الكائنات هي ببساطة وصفه. تذكر أن الخطوة الأولى في فهم الأطياف النجمية كانت ببساطة فرزها وفقًا للمظهر (انظر تحليل النجوم). كما اتضح، تأتي المجرات الأكبر والأكثر سطوعًا في أحد الشكلين الأساسيين: إما أنها مسطحة ولها أذرع لولبية، مثل مجرتنا الخاصة، أو تبدو وكأنها بيضاوية (على شكل منطاد أو سيجار). على النقيض من ذلك، فإن العديد من المجرات الصغيرة لها شكل غير منتظم.

المجرات اللولبية

مجرتنا ومجرة أندروميدا هي مجرات حلزونية كبيرة نموذجية (انظر الشكل $26.1.1$ في القسم 26.1). وتتكون من انتفاخ مركزي وهالة وقرص وأذرع لولبية. عادة ما تنتشر المواد بين النجوم في جميع أنحاء أقراص المجرات الحلزونية. توجد سديم مشرقة ونجوم شابة ساخنة، خاصة في الأذرع الحلزونية، مما يدل على أن تكوين النجوم الجديد لا يزال يحدث. غالبًا ما تكون الأقراص متربة، وهو أمر ملحوظ بشكل خاص في تلك الأنظمة التي نراها تقريبًا (الشكل $\PageIndex{1}$ ).

بديل — المجرات $\PageIndex{1}$ اللولبية الشكل. (أ) الأذرع الحلزونية لـ M100، الموضحة هنا، أكثر زرقة من بقية المجرة، مما يشير إلى النجوم الشابة ذات الكتلة العالية والمناطق المكونة للنجوم. (ب) نرى هذه المجرة الحلزونية، NGC 4565، على الحافة تقريبًا، ومن هذه الزاوية، يمكننا رؤية الغبار في مستوى المجرة؛ تبدو مظلمة لأنها تمتص الضوء من النجوم في المجرة.

في المجرات التي نراها وجهاً لوجه، تجعل النجوم الساطعة والسدم الانبعاث أذرع اللوالب تبرز مثل تلك الموجودة في دولاب الدوران في الرابع من يوليو. يمكن رؤية مجموعات النجوم المفتوحة في أذرع اللوالب القريبة، وغالبًا ما تظهر العناقيد الكروية في هالاتها. تحتوي المجرات الحلزونية على مزيج من النجوم الصغيرة والقديمة، تمامًا كما تفعل مجرة درب التبانة. تدور جميع اللوالب، ويكون اتجاه دورانها بحيث تبدو الأذرع وكأنها تسير مثل أعقاب القارب.

تحتوي حوالي ثلثي المجرات الحلزونية القريبة على قضبان من النجوم على شكل صندوقي أو الفول السوداني تمر عبر مراكزها (الشكل $\PageIndex{2}$ ). يُظهر علماء الفلك أصالة كبيرة ويطلق على هذه المجرات اسم اللوالب المسدودة.

كما لاحظنا في فصل مجرة درب التبانة، تحتوي مجرتنا على شريط متواضع أيضًا (انظر الشكل $25.2.1$ في القسم 25.2). تبدأ الأذرع الحلزونية عادةً من طرفي الشريط. تشير حقيقة أن القضبان شائعة جدًا إلى أنها طويلة العمر؛ قد تكون معظم المجرات الحلزونية تشكل شريطًا في مرحلة ما أثناء تطورها.

في كل من المجرات الحلزونية ذات القضبان وغير المغطاة، نلاحظ مجموعة من الأشكال المختلفة. في أحد الطرفين، يكون الانتفاخ المركزي كبيرًا ومشرقًا، والأذرع خافتة وملفوفة بإحكام، والسدم الساطعة والنجوم العملاقة غير واضحة. أعطى هابل، الذي طور نظامًا لتصنيف المجرات حسب الشكل، هذه المجرات تسمية Sa. قد لا تحتوي المجرات في هذا الحد على هيكل ذراع حلزوني واضح، مما يؤدي إلى مظهر يشبه العدسة (يشار إليها أحيانًا باسم المجرات العدسية). يبدو أن هذه المجرات تشترك في العديد من الخصائص مع المجرات البيضاوية كما تفعل مع المجرات الحلزونية

في الطرف الآخر، يكون الانتفاخ المركزي صغيرًا والذراعين مجروحان بشكل فضفاض. في مجرات Sc هذه، تكون النجوم المضيئة والسدم المنبعثة بارزة جدًا. مجرتنا ومجرة أندروميدا كلاهما متوسطتان بين النقيضين. تظهر صور المجرات الحلزونية، التي توضح الأنواع المختلفة، في الشكل $\PageIndex{3}$ ، إلى جانب المجرات البيضاوية للمقارنة.

يبدو أن الأجزاء المضيئة من المجرات الحلزونية يتراوح قطرها من حوالي 20,000 إلى أكثر من 100,000 سنة ضوئية. وجدت الدراسات الحديثة أنه من المحتمل أن تكون هناك كمية كبيرة من المواد المجرية التي تمتد إلى ما وراء الحافة الظاهرة للمجرات. يبدو أن هذه المادة عبارة عن غاز رقيق وبارد يصعب اكتشافه في معظم الملاحظات.

من بيانات المراقبة المتاحة، تشير التقديرات إلى أن كتل الأجزاء المرئية من المجرات الحلزونية تتراوح من مليار إلى 1 تريليون شمس ( $10^9$ إلى $10^{12}$ $M_{\text{Sun}}$ ). يقع إجمالي لمعان معظم اللوالب في حدود 100 مليون إلى 100 مليار مرة من لمعان شمسنا ( $10^8$ إلى $10^{11}$ $L_{\text{Sun}}$ ). تتميز أجهزة Galaxy و M31 الخاصة بنا بأنها كبيرة وضخمة نسبيًا، مع تقدم اللوالب. هناك أيضًا عدد كبير من المادة المظلمة في المجرات وحولها، تمامًا كما هو الحال في درب التبانة؛ نستنتج وجودها من مدى سرعة تحرك النجوم في الأجزاء الخارجية من المجرة في مداراتها.

المجرات البيضاوية

تتكون المجرات الإهليلجية بالكامل تقريبًا من نجوم قديمة ولها أشكال عبارة عن كرات أو أشكال بيضاوية (كرات مسحوقة إلى حد ما) (الشكل $\PageIndex{4}$ ). لا تحتوي على أي أثر للأذرع الحلزونية. تهيمن النجوم الحمراء القديمة على نورها (نجوم المجموعة الثانية التي تمت مناقشتها في مجرة درب التبانة). في الأشكال البيضاوية الكبيرة القريبة، يمكن تحديد العديد من المجموعات الكروية. لا يظهر الغبار والسدم المنبعثة في المجرات الإهليلجية، لكن الكثير منها يحتوي على كمية صغيرة من المادة بين النجوم.

تُظهر المجرات البيضاوية درجات مختلفة من التسطيح، بدءًا من الأنظمة الكروية تقريبًا إلى تلك التي تقترب من تسطيح اللوالب. تصل الأشكال الإهليلجية العملاقة النادرة (على سبيل المثال، ESO 325-G004 في الشكل $\PageIndex{4}$ ) إلى درجات اللمعان البالغة $10^{11}$ $L_{\text{Sun}}$ . يمكن أن تكون الكتلة في الشكل البيضاوي العملاق كبيرة مثل $10^{13}$ $M_{\text{Sun}}$ . تمتد أقطار هذه المجرات الكبيرة على عدة مئات الآلاف من السنين الضوئية وهي أكبر بكثير من أكبر اللوالب. على الرغم من أن النجوم الفردية تدور حول مركز المجرة الإهليلجية، إلا أن المدارات ليست كلها في نفس الاتجاه، كما يحدث في اللوالب. لذلك، لا يبدو أن الأشكال البيضاوية تدور بطريقة منهجية، مما يجعل من الصعب تقدير كمية المادة المظلمة التي تحتويها.

نجد أن المجرات الإهليلجية تتراوح من العمالقة، الموصوفة للتو، إلى الأقزام، والتي قد تكون أكثر أنواع المجرات شيوعًا. أفلتت الأجسام البيضاوية القزمية (التي تسمى أحيانًا الكرات الكروية القزمة) من انتباهنا لفترة طويلة لأنها خافتة جدًا ويصعب رؤيتها. مثال على الشكل البيضاوي القزم هو مجرة Leo I Dwarf الكروية الموضحة في الشكل $\PageIndex{5}$ . إن لمعان هذا القزم النموذجي يساوي تقريبًا لمعان المجموعات الكروية الأكثر سطوعًا.

تقع أنظمة مثل M32 و M110، وهما رفيقان لمجرة أندروميدا، في الوسط بين المجرات الإهليلجية العملاقة والقزمة. في حين يُشار إليها غالبًا باسم المجرات البيضاوية القزمة، إلا أن هذه المجرات أكبر بكثير من المجرات مثل Leo I.

المجرات غير المنتظمة

صنف هابل المجرات التي لا تحتوي على الأشكال العادية المرتبطة بالفئات التي وصفناها للتو في الحاوية الكاتشال لمجرة غير منتظمة، ونستمر في استخدام هذا المصطلح. عادةً ما تكون المجرات غير المنتظمة ذات كتل ولمعان أقل من المجرات الحلزونية. غالبًا ما تبدو المجرات غير المنتظمة غير منظمة، ويخضع العديد منها لنشاط تكوين النجوم المكثف نسبيًا. تحتوي على كل من النجوم الأولى من الشباب ونجوم كبار السن من الفئة الثانية.

المجرتان غير المنتظمتان الأكثر شهرة هما سحابة ماجلان الكبيرة وسحابة ماجلان الصغيرة (الشكل $\PageIndex{6}$ )، اللتان تقعان على مسافة تزيد قليلاً عن 160,000 سنة ضوئية وتعدان من أقرب جيراننا خارج المجرة. تعكس أسمائهم حقيقة أن فرديناند ماجلان وطاقمه، الذين قاموا برحلتهم حول العالم، كانوا أول مسافرين أوروبيين يلاحظونهم. على الرغم من عدم إمكانية رؤية هذين النظامين من الولايات المتحدة وأوروبا، إلا أنهما بارزان في نصف الكرة الجنوبي، حيث يبدوان مثل السحب الناعمة في سماء الليل. نظرًا لأنها تبعد حوالي عُشر مجرة أندروميدا، فإنها تمثل فرصة ممتازة لعلماء الفلك لدراسة السديم ومجموعات النجوم والنجوم المتغيرة والأشياء الرئيسية الأخرى في موقع مجرة أخرى. على سبيل المثال، تحتوي سحابة Magellanic الكبيرة على مجمع 30 Doradus (المعروف أيضًا باسم Tarantula Nebula)، وهو أحد أكبر مجموعات النجوم العملاقة وأكثرها إضاءة المعروفة في أي مجرة.

تعتبر سحابة Magellanic الصغيرة أقل ضخامة بكثير من سحابة Magellanic Cloud الكبيرة، وهي أطول بست مرات من اتساعها. تشير هذه الحافة الضيقة من المواد مباشرة نحو مجرتنا مثل السهم. من المرجح أن تكون سحابة Magellanic الصغيرة ملتوية في شكلها الحالي من خلال تفاعلات الجاذبية مع درب التبانة. وقد تناثر أثر كبير من الحطام الناتج عن هذا التفاعل بين مجرة درب التبانة وسحابة ماجلان الصغيرة عبر السماء ويُنظر إليه على أنه سلسلة من السحب الغازية التي تتحرك بسرعة عالية بشكل غير طبيعي، والمعروفة باسم تيار ماجلان. سنرى أن هذا النوع من التفاعل بين المجرات سيساعد في تفسير الأشكال غير المنتظمة لهذه الفئة الكاملة من المجرات الصغيرة.

شاهد هذا الألبوم الجميل الذي يعرض الأنواع المختلفة من المجرات التي تم تصويرها بواسطة تلسكوب هابل الفضائي.

تطور المجرة

بتشجيع من نجاح مخطط H-R للنجوم (انظر تحليل النجوم)، كان علماء الفلك الذين يدرسون المجرات يأملون في العثور على نوع من المخطط القابل للمقارنة، حيث يمكن ربط الاختلافات في المظهر بمراحل تطورية مختلفة في حياة المجرات. أليس من الجيد أن تتطور كل مجرة بيضاوية الشكل إلى دوامة، على سبيل المثال، تمامًا كما يتطور كل نجم متسلسل رئيسي إلى عملاق أحمر؟ تمت تجربة العديد من الأفكار البسيطة من هذا النوع، بعضها بواسطة هابل نفسه، لكن لم يصمد أي منها أمام اختبار الزمن (والمراقبة).

نظرًا لعدم إمكانية العثور على مخطط بسيط لتطوير نوع من المجرات إلى نوع آخر، فقد مال علماء الفلك بعد ذلك إلى وجهة النظر المعاكسة. لفترة من الوقت، اعتقد معظم علماء الفلك أن جميع المجرات تشكلت في وقت مبكر جدًا من تاريخ الكون وأن الاختلافات بينها تتعلق بمعدل تكوين النجوم. كانت المجرات البيضاوية هي تلك المجرات التي تم فيها تحويل كل المواد بين النجوم بسرعة إلى نجوم. كانت اللوالب عبارة عن مجرات يحدث فيها تكوين النجوم ببطء طوال عمر المجرة. تبين أن هذه الفكرة بسيطة للغاية أيضًا.

اليوم، نفهم أن بعض المجرات على الأقل قد غيرت أنواعها على مدى مليارات السنين منذ بداية الكون. كما سنرى في الفصول اللاحقة، قد تؤدي التصادمات وعمليات الاندماج بين المجرات إلى تغيير المجرات الحلزونية بشكل كبير إلى مجرات بيضاوية الشكل. حتى اللوالب المعزولة (مع عدم وجود مجرات مجاورة في الأفق) يمكن أن تغير مظهرها بمرور الوقت. عندما يستهلكون غازهم، سيتباطأ معدل تكوين النجوم، وستصبح الأذرع الحلزونية أقل وضوحًا تدريجيًا. وعلى مدى فترات طويلة، بدأت اللوالب تبدو أشبه بالمجرات في منتصف الشكل $\PageIndex{3}$ (التي يشير إليها علماء الفلك بأنواع S0).

على مدى العقود العديدة الماضية، أصبحت دراسة كيفية تطور المجرات على مدى عمر الكون واحدة من أكثر مجالات البحث الفلكي نشاطًا. سنناقش تطور المجرات بمزيد من التفصيل في تطور المجرات وتوزيعها، ولكن دعونا نرى أولاً بمزيد من التفصيل كيف تبدو المجرات المختلفة.

ملخص

غالبية المجرات الساطعة هي إما حلزونات أو بيضاوية. تحتوي المجرات الحلزونية على كل من النجوم القديمة والصغيرة، وكذلك المادة بين النجوم، ولها كتل نموذجية في نطاق $10^9$ إلى $10^{12}$ $M_{\text{Sun}}$ . مجرتنا الخاصة هي دوامة كبيرة. الأنظمة الإهليلجية هي أنظمة كروية أو ممدودة قليلاً تتكون بالكامل تقريبًا من نجوم قديمة، مع القليل جدًا من المادة بين النجوم. تتراوح المجرات الإهليلجية في الحجم من عمالقة، أكبر حجمًا من أي حلزوني، وصولاً إلى الأقزام، وكتلتها حوالي تقريبًا $10^6$ $M_{\text{Sun}}$ . من المحتمل أن تكون المجرات البيضاوية القزمة هي أكثر أنواع المجرات شيوعًا في الكون القريب. يتم تصنيف نسبة صغيرة من المجرات ذات الأشكال غير المنظمة على أنها غير منتظمة. قد تغير المجرات مظهرها بمرور الوقت بسبب الاصطدام مع المجرات الأخرى أو بسبب التغيير في معدل تكوين النجوم.

مسرد المصطلحات

مجرة بيضاوية: مجرة شكلها بيضاوي ولا تحتوي على مادة واضحة بين النجوم

مجرة غير منتظمة: مجرة بدون أي تماثل أو نمط واضح؛ لا مجرة حلزونية ولا بيضاوية

مجرة لولبية: مجرة مفلطحة دوارة بأذرع تشبه العجلة الدوارة من مادة بين النجوم ونجوم شابة تخرج من انتفاخها المركزي