26.3: خصائص المجرات

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

• وصف الطرق التي يمكن من خلالها لعلماء الفلك تقدير كتلة المجرة
• قم بتمييز كل نوع من أنواع المجرات من خلال نسبة الكتلة إلى الضوء

إن تقنية اشتقاق كتل المجرات هي في الأساس نفس تلك المستخدمة لتقدير كتلة الشمس والنجوم والمجرة الخاصة بنا. نقيس مدى سرعة الأجسام في المناطق الخارجية للمجرة في الدوران حول المركز، ثم نستخدم هذه المعلومات جنبًا إلى جنب مع قانون كيبلر الثالث لحساب مقدار الكتلة داخل هذا المدار.

كتل المجرات

يمكن لعلماء الفلك قياس سرعة الدوران في المجرات الحلزونية من خلال الحصول على أطياف النجوم أو الغاز، والبحث عن تحولات الطول الموجي الناتجة عن تأثير دوبلر. تذكر أنه كلما تحرك شيء ما بشكل أسرع نحونا أو بعيدًا عنا، زاد تحول الخطوط في طيفه. يُظهر قانون كيبلر، جنبًا إلى جنب مع مثل هذه الملاحظات لجزء مجرة أندروميدا الساطع في الضوء المرئي، على سبيل المثال، أن كتلة مجرية تبلغ حوالي\(4 \times 10^{11}\)\(M_{\text{Sun}}\) (مادة كافية لصنع 400 مليار نجم مثل الشمس).

ومع ذلك، فإن الكتلة الإجمالية لمجرة أندروميدا أكبر من هذا، لأننا لم ندرج كتلة المادة التي تقع خارج حافتها المرئية. لحسن الحظ، هناك عدد قليل من الأجسام - مثل النجوم المعزولة ومجموعات النجوم ومجرات الأقمار الصناعية - خارج الحافة المرئية التي تسمح لعلماء الفلك بتقدير كمية المواد الإضافية المخفية هناك. تظهر الدراسات الحديثة أن كمية المادة المظلمة خارج الحافة المرئية لأندروميدا قد تكون كبيرة مثل كتلة الجزء المشرق من المجرة. في الواقع، باستخدام قانون كيبلر الثالث وسرعات مجرات الأقمار الصناعية، تشير التقديرات إلى أن مجرة أندروميدا لديها كتلة أقرب إلى\(1.4 \times 10^{12}\)\(M_{\text{Sun}}\). تشير التقديرات إلى أن كتلة مجرة درب التبانة هي\(8.5 \times 10^{11}\)\(M_{\text{Sun}}\)، وبالتالي فإن مجرة درب التبانة لدينا أصغر إلى حد ما من أندروميدا.

لا تدور المجرات الإهليلجية بطريقة منهجية، لذلك لا يمكننا تحديد سرعة الدوران؛ لذلك، يجب علينا استخدام تقنية مختلفة قليلاً لقياس كتلتها. لا تزال نجومهم تدور حول مركز المجرة، ولكن ليس بالطريقة المنظمة التي تميز اللوالب. نظرًا لأن المجرات الإهليلجية تحتوي على نجوم عمرها مليارات السنين، يمكننا أن نفترض أن المجرات نفسها لا تطير بعيدًا. لذلك، إذا استطعنا قياس السرعات المختلفة التي تتحرك بها النجوم في مداراتها حول مركز المجرة، فيمكننا حساب مقدار الكتلة التي يجب أن تحتويها المجرة من أجل الاحتفاظ بالنجوم بداخلها.

من الناحية العملية، فإن طيف المجرة هو مركب من أطياف نجومها العديدة، التي تنتج حركاتها المختلفة تحولات دوبلر مختلفة (بعضها أحمر وبعضها أزرق). والنتيجة هي أن الخطوط التي نلاحظها من المجرة بأكملها تحتوي على مزيج من العديد من تحولات دوبلر. عندما توفر بعض النجوم نوبات زرقاء بينما يوفر البعض الآخر تحولات حمراء، فإنها تخلق ميزة امتصاص أو انبعاث أوسع أو أوسع من نفس الخطوط في مجرة افتراضية لا تحتوي النجوم فيها على حركة مدارية. يسمي علماء الفلك هذه الظاهرة بتوسيع الخط. يشير المقدار الذي يتسع به كل خط إلى نطاق السرعات التي تتحرك بها النجوم فيما يتعلق بمركز المجرة. يعتمد نطاق السرعات بدوره على قوة الجاذبية التي تحمل النجوم داخل المجرات. من خلال معلومات حول السرعات، يمكن حساب كتلة المجرة البيضاوية.

\(\PageIndex{1}\)يلخص الجدول نطاق الكتل (والخصائص الأخرى) لأنواع مختلفة من المجرات. ومن المثير للاهتمام أن المجرات الأكثر والأقل ضخامة هي المجرات البيضاوية. في المتوسط، تحتوي المجرات غير المنتظمة على كتلة أقل من اللوالب.

700"، «106 إلى 1011"، «قديم»، «بدون غبار تقريبًا؛ غاز قليل»، «10 إلى 20" و «100". أخيرًا، تحت عمود «غير النظاميين» توجد القيم التالية: «108 إلى 1011"، «من 3 إلى 30"، «107 إلى 2 × 109"، «الكبار والصغار»، «الكثير من الغاز؛ بعضها يحتوي على القليل من الغبار، وبعض الغبار»، «من 1 إلى 10" و «؟».">

جدول\(\PageIndex{1}\): خصائص الأنواع المختلفة من المجرات

صفة	اللوالب	الإهليلجية	القوات غير النظامية
الكتلة (\(M_{\text{Sun}}\))	\(10^9\)إلى\(10^{12}\)	\(10^5\)إلى\(10^{13}\)	\(10^8\)إلى\(10^{11}\)
القطر (آلاف السنين الضوئية)	من 15 إلى 150	من 3 إلى >700	من 3 إلى 30
اللمعان (\(L_{\text{Sun}}\))	\(10^8\)إلى\(10^{11}\)	\(10^6\)إلى\(10^{11}\)	\(10^7\)إلى\(2 \times 10^9\)
سكان النجوم	كبارا وصغارا	قديم	كبارا وصغارا
مادة بين النجوم	الغاز والغبار	لا يوجد غبار تقريبًا؛ القليل من الغاز	الكثير من الغاز؛ بعضها يحتوي على القليل من الغبار، وبعض الغبار
نسبة الكتلة إلى الضوء في الجزء المرئي	من 2 إلى 10	من 10 إلى 20	من 1 إلى 10
نسبة الكتلة إلى الضوء لإجمالي المجرة	100	100	؟

نسبة الكتلة إلى الضوء

تتمثل إحدى الطرق المفيدة لتوصيف المجرة في ملاحظة نسبة كتلتها (بوحدات كتلة الشمس) إلى ناتج الضوء (بوحدات لمعان الشمس). يخبرنا هذا الرقم الفردي تقريبًا عن نوع النجوم التي تشكل معظم المجموعات المضيئة للمجرة، ويخبرنا أيضًا ما إذا كان هناك الكثير من المادة المظلمة. بالنسبة لنجوم مثل الشمس، فإن نسبة الكتلة إلى الضوء هي 1 بتعريفنا.

لا تتكون المجرات، بالطبع، بالكامل من نجوم مطابقة للشمس. الغالبية العظمى من النجوم أقل ضخامة وأقل إضاءة من الشمس، وعادة ما تساهم هذه النجوم بمعظم كتلة النظام دون حساب الكثير من الضوء. نسبة الكتلة إلى الضوء للنجوم منخفضة الكتلة أكبر من 1 (يمكنك التحقق من ذلك باستخدام البيانات الموجودة في الجدول\(18.4.2\) في القسم 18.4). لذلك، تكون نسبة الكتلة إلى الضوء في المجرة أكبر أيضًا بشكل عام من 1، حيث تعتمد القيمة الدقيقة على نسبة النجوم ذات الكتلة العالية إلى النجوم منخفضة الكتلة.

تحتوي المجرات التي لا يزال تكوين النجوم فيها يحدث على العديد من النجوم الضخمة، وعادة ما تكون نسب الكتلة إلى الضوء في حدود 1 إلى 10. تتكون المجرات في الغالب من مجموعة نجمية أقدم، مثل القطع الإهليلجية، التي أكملت فيها النجوم الضخمة تطورها بالفعل وتوقفت عن التألق، وتبلغ نسب الكتلة إلى الضوء من 10 إلى 20.

لكن هذه الأرقام تشير فقط إلى الأجزاء الداخلية الواضحة من المجرات (الشكل\(\PageIndex{1}\)). في مجرة درب التبانة وما فوقها، ناقشنا الأدلة على وجود المادة المظلمة في المناطق الخارجية لمجرتنا، والتي تمتد بعيدًا عن مركز المجرة أكثر من النجوم الساطعة والغاز. تشير القياسات الحديثة لسرعات دوران الأجزاء الخارجية للمجرات القريبة، مثل مجرة أندروميدا التي ناقشناها سابقًا، إلى أنها تحتوي أيضًا على توزيعات ممتدة للمادة المظلمة حول القرص المرئي للنجوم والغبار. تضيف هذه المادة غير المرئية إلى حد كبير إلى كتلة المجرة بينما لا تساهم بأي شيء في لمعانها، وبالتالي تزيد نسبة الكتلة إلى الضوء. إذا كانت المادة المظلمة غير المرئية موجودة في المجرة، يمكن أن تصل نسبة الكتلة إلى الضوء إلى 100. ترد في الجدول النسبتان المختلفتان من الكتلة إلى الضوء المقاسة لأنواع مختلفة من المجرات\(\PageIndex{1}\).

الشكل\(\PageIndex{1}\) M101، مجرة دولاب. هذه المجرة عبارة عن دوامة وجهاً لوجه على مسافة 21 مليون سنة ضوئية. يبلغ قطر M101 ضعف قطر درب التبانة تقريبًا، ويحتوي على تريليون نجم على الأقل.

تدعم قياسات المجرات الأخرى هذه الاستنتاج الذي تم التوصل إليه بالفعل من دراسات دوران مجرتنا - وهو أن معظم المواد الموجودة في الكون لا يمكن ملاحظتها حاليًا مباشرة في أي جزء من الطيف الكهرومغناطيسي. إن فهم خصائص وتوزيع هذه المادة غير المرئية أمر بالغ الأهمية لفهمنا للمجرات. لقد أصبح من الواضح والأكثر وضوحًا أنه من خلال قوة الجاذبية التي تمارسها، تلعب المادة المظلمة دورًا مهيمنًا في تكوين المجرة وتطورها المبكر. هناك تشابه مثير للاهتمام هنا بين عصرنا والوقت الذي كان فيه إدوين هابل يتلقى تدريبه في علم الفلك. بحلول عام 1920، كان العديد من العلماء يدركون أن علم الفلك يقف على حافة اختراقات مهمة - لو أمكن تسوية طبيعة وسلوك السديم فقط من خلال ملاحظات أفضل. وبنفس الطريقة، يشعر العديد من علماء الفلك اليوم أننا قد نقترب من فهم أكثر تعقيدًا للبنية واسعة النطاق للكون - إذا استطعنا فقط معرفة المزيد عن طبيعة وخصائص المادة المظلمة. إذا كنت تتابع مقالات علم الفلك في الأخبار (كما نأمل)، فمن المفترض أن تسمع المزيد عن المادة المظلمة في السنوات القادمة.

ملخص

يتم تحديد كتل المجرات الحلزونية من خلال قياسات معدلات دورانها. يتم تقدير كتل المجرات الإهليلجية من خلال تحليلات حركات النجوم داخلها. يمكن تمييز المجرات بنسب الكتلة إلى الضوء. عادةً ما تتراوح نسب الكتلة إلى الضوء في الأجزاء المضيئة من المجرات ذات التكوين النجمي النشط من 1 إلى 10؛ أما الأجزاء المضيئة من المجرات الإهليلجية، التي تحتوي على نجوم قديمة فقط، فعادةً ما تكون نسب الكتلة إلى الضوء من 10 إلى 20. تصل نسب الكتلة إلى الضوء للمجرات بأكملها، بما في ذلك مناطقها الخارجية، إلى 100، مما يشير إلى وجود قدر كبير من المادة المظلمة.

مسرد المصطلحات

نسبة الكتلة إلى الضوء

نسبة الكتلة الكلية للمجرة إلى إجمالي لمعانها، وعادة ما يتم التعبير عنها بوحدات الكتلة الشمسية واللمعان الشمسي؛ تعطي نسبة الكتلة إلى الضوء مؤشرًا تقريبيًا لأنواع النجوم الموجودة داخل المجرة وما إذا كانت كميات كبيرة من المادة المظلمة موجودة أم لا