انتقل إلى المحتوى

مجره

عدل الوصلات
من ويكيبيديا، الموسوعه الحره
NGC 4414

المجره (بالانجليزى Galaxy) هى تجمعات كبيره فيها مليارات النجوم و الكواكب و الاقمار و الكويكبات و النيازك, و بتحتوى كمان غبار كونى و ماده مظلمه[1] و بقايا نجميه و فيها مجالات مغناطيسيه. احجام المجرات و اعداد النجوم فيها ممكن تكون بين كم الف و دى بتتسمى المجرات القزمه و مكن توصل لمية ترليون نجم و دى بتتسمى المجرات العملاقه, كل المجرات مركز ثقلها هو المدار ليها.

المجرات بتتصنف حسب شكلها المرئى و فيه 3 فئات رئيسه هيه: الاهليجيه و الحلزونيه و الغير المنتظمه.

العلما بيقولو ان كتير من المجرات فيها ثقب اسود كيبر فى نواتها النشطه زى مجره درب التبانه اللى فيها الثقب الاسود الكبير اللى اسمو «الرامى ا» فى مركزها و اللى ليه كتله اكبر من كتله شمسنا باربع ملايين مره. تقديريا فيه حوالى 170 مليار مجره فى الكون المنظور, بس الاكتشافات العلميه الحديثه اتنبات بوجود ترليونات من المجرات, على مسافات ممكن توصل لملايين الفراسخ, و ده حسب كتله المجره و حجمها.[2] المجرة هيا نظام من النجوم ، وبقايا النجوم ، والغاز بين النجوم ، والغبار ، والمادة المظلمة المرتبطة ببعضها عن طريق الجاذبية . الكلمة مشتقة من galaxias اليونانية ( γαλαξίας )، حرفى "حليبي"، إشارة لمجرة درب اللبانه اللى فيها النظام الشمسى . المجرات، اللى يقدر متوسط عددها بـ 100 مليون نجم، تتراوح فى الحجم من المجرات القزمة اللى فيها أقل من مائة مليون نجم، لاكبر المجرات المعروفة - العمالقة الفائقة اللى فيها مائة تريليون نجم، تدور كل منها حوالين مركز كتلة المجرة. معظم الكتلة فى المجرة النموذجية تكون على شكل مادة مظلمة ، مع نسبة قليلة بس من تلك الكتلة مرئية على شكل نجوم وسدم. الثقوب السوداء الهائلة هيا سمة منتشرة فى مراكز المجرات.

يتم تصنيف المجرات حسب شكلها البصرى مجرات إهليلجية ، حلزونية ، أو مش منتظمة . يُعتقد أن كتير منها فيها ثقوب سوداء هائلة فى مراكزها. الثقب الأسود المركزى فى مجرة درب اللبانه ، والمعروف باسم القوس A* ، له كتلة اكبر ب 4 ملايين مرة من كتلة الشمس .

تشير التقديرات علشان هناك ما بين 200 مليار [3] ( 2× 10 11 ) ل2 تريليون [4] مجرة فى الكون المرئى . قطر معظم المجرات ما بين 1000 ل100000 فرسخ فلكى (حوالى 3000 ل300000 سنة ضوئية ) و تفصل بينها مسافات ملايين الفراسخ الفلكية (أو ميغا فرسخ فلكى). للمقارنة، قطر مجرة درب اللبانه مايقلش عن 26800 فرسخ فلكى (87400 سنة ضوئية) ويفصلها عن مجرة الست المسلسلة (اللى قطرها حوالى 152000 سنة ضوئية)، أقرب جاراتها الكبيرة، بمقدار 780000 فرسخ فلكى (2.5 مليون سنة ضوئية).

يمتلئ الفضاء بين المجرات بغاز ضعيف ( الوسط بين المجرى ) بمتوسط كثافة أقل من ذرة واحدة لكل متر مكعب. يتم تنظيم معظم المجرات بفعل الجاذبية فى مجموعات وعناقيد وعناقيد فائقة . مجرة درب اللبانه هيا جزء من المجموعة المحلية ، اللى تهيمن عليها مع مجرة الست المسلسلة . المجموعة جزء من مجموعة العذراء الفائقة . وعلى نطاق أوسع ، يتم ترتيب الارتباطات دى فى صفائح وخيوط محاطة بفراغات هائلة. توجد المجموعة المحلية وعنقود العذراء الفائق فى بنية كونية اكبر بكتير تسمى لانياكيا .[5]

اصل الاسم

[تعديل]

تم استعارة كلمة galaxy من الفرنسية واللاتينية فى العصور الوسطانيه من المصطلح اليونانى لمجرة درب اللبانه ، galaxías (kúklos) γαλαξίας ( κύκλος ) [6] "(دايرة) حليبية"، اتسمت بالاسم ده نسبة لظهورها كشريط حليبى من النور فى السماء. فى الأساطير اليونانية ، يضع زيوس ابنه المولود من ست فانية، الرضيع هيراكليس ، على صدر هيرا هيا نائمة فيشرب الطفل حليبها الإلهى ويصبح بالتالى خالد. تستيقظ هيرا وقت الرضاعة الطبيعية بعدين تدرك أنها ترضع طفل مجهول: تدفع الطفل بعيد، وينسكب بعض حليبها، وينتج شريط النور المعروف باسم درب اللبانه . فى الأدب الفلكي، فى الغالب بتستعمل الكلمة الكبيرة "Galaxy" للإشارة لمجرة درب اللبانه ، لتمييزها عن المجرات التانيه فى الكون المرئى. ممكن إرجاع المصطلح الإنجليزى درب اللبانه لقصة كتبها تشوسر حوالى 1380 :

See yonder, lo, the Galaxyë
Which men clepeth the Milky Wey,
For hit is whyt.

— Geoffrey Chaucer، The House of Fame[7]

تم اكتشاف المجرات فى البداية بالتلسكوب و كانت تعرف باسم السدم الحلزونية . اعتبرها معظم علما الفلك فى القرنين 18 و 19 إما عناقيد نجمية لم يتم حلها بعد أو سدم هاوية، و كان بيتبص ليها على أنها جزء من درب اللبانه ، لكن تكوينها الحقيقى وطبيعتها فضلت لغز. ابتدت عمليات الرصد باستخدام تلسكوبات اكبر لعدد قليل من المجرات الساطعة القريبة، زى مجرة الست المسلسلة ، فى تحليلها لتجمعات ضخمة من النجوم، لكن استنادًا ببساطة لالضعف الظاهرى وعدد النجوم الهائل، المسافات الحقيقية لهذه الأجسام وضعتها بعيد عن مجرة درب اللبانه . طريق. للسبب ده أطلقوا عليها شعبى أكوان الجزيرة ، لكن بسرعه بقا المصطلح ده غير مستخدم، أن كلمة الكون تشير للوجود . بقت معروفه ببساطة باسم المجرات.

التسميات

[تعديل]
مجموعة المجرات SDSS J1152+3313 . بيترمز SDSS لSloan Digital Sky Survey وJ لJulian Epoch و 1152+3313 لالصعود الأيمن والانحراف على التوالى.

تمت فهرسة عشرات الآلاف من المجرات، لكن القليل منها بس يحمل أسماء راسخة، زى مجرة الست المسلسلة ، وسحب ماجلان ، ومجرة الدوامة ، ومجرة السومبريرو . يستخدم علما الفلك أرقام من كتالوجات معينة، زى كتالوج ميسييه ، وNGC ( الكتالوج العام الجديد )، وIC ( كتالوج الفهرس )، وCGCG ( كتالوج المجرات وعناقيد المجرات )، وMCG ( الكتالوج المورفولوجى للمجرات ). وUGC ( كتالوج أوبسالا العام للمجرات)، وPGC ( كتالوج المجرات الرئيسية ، المعروف كمان باسم LEDA). تظهر كل المجرات المعروفة فى واحد أو اكتر من دى الفهارس لكن فى كل مرة تحت رقم مختلف. زى ، ميسييه 109 (أو "M109") هيا مجرة حلزونية تحمل الرقم 109 فى كتالوج ميسييه. كمان عندها تسميات NGC 3992، UGC 6937، CGCG 269–023، MCG +09-20-044، وPGC 37617 (أو LEDA 37617). معروفه الملايين من المجرات الخافتة من معرفاتها فى مسوحات السماء زى مسح سلون الرقمى للسماء ، تم تصنيف M109 باسم SDSS J115735.97+532228.9.

تاريخ المراقبة

[تعديل]

إن إدراك أننا نعيش فى مجرة واحد من كتير من الاكتشافات المتوازية الكبرى حوالين مجرة درب اللبانه والسدم التانيه.

درب اللبانه

[تعديل]

اقترح الفيلسوف اليونانى ديموقريطوس (450-370 قبل الميلاد) أن الشريط اللامع فى سماء الليل المعروف باسم درب اللبانه قد بيتكون من نجوم بعيدة. بس، يعتقد أرسطو (384-322 قبل الميلاد) أن درب اللبانه كان سببه "اشتعال الزفير النارى لبعض النجوم اللى كانت كبيرة ومتعددة ومتقاربة من بعضها " و أن "الاشتعال بيحصل فى الجزء العلوى من الغلاف الجوى " فى منطقة العالم المستمرة بالحركات السماوية ." الفيلسوف الأفلاطونى الحديث أوليمبيودوروس الأصغر ( حوالى 495 م) انتقد ده الرأي، بحجة أنه إذا كانت مجرة درب اللبانه تحت القمر (تقع بين الأرض والقمر) ف لازم أن تظهر مختلفة فى أوقات و أماكن مختلفة على الأرض، و أنه لازم يكون ليها اختلاف المنظر ، و هو الا اذا يحدث. . ومن وجهة نظره، كانت درب اللبانه سماوية.

التمييز عن السدم التانيه

[تعديل]

يمكن رؤية عدد قليل من المجرات بره درب اللبانه فى ليلة مظلمة بالعين المجردة ، بما فيها مجرة الست المسلسلة ، وسحابة ماجلان الكبرى ، وسحابة ماجلان الصغيرة ، ومجرة الزىث . فى القرن العاشر، قدم عالم الفلك الفارسى الصوفى أول تعريف متسجل لمجرة الست المسلسلة، ووصفها بأنها "سحابة صغيرة". سنة 964، من المحتمل أنه ذكرسحابة ماجلان الكبيرهفى كتابه عن النجوم الثابتة (فى إشارة ل"البكر من عرب الجنوب"، [8] أنه عند انحراف حوالى 70 درجة جنوب ماكانش من الممكن رؤية المكان اللى يعيش فيه)؛ وما كانتش معروفة كويس للأوروبيين لحد رحلة ماجلان فى القرن الستاشر.[8][9] تمت ملاحظة مجرة الست المسلسلة بعدين بشكل مستقل بسيمون ماريوس سنة سنة 1734، افترض الفيلسوف إيمانويل سويدنبورج فى كتابه المبادئ بأنه ممكن تكون هناك مجرات تانيه فى الخارج تشكلت فى مجموعات مجرية كانت أجزاء صغيرة من الكون تمتد للى هو أبعدو ده ممكن رؤيته. دى وجهات النظر "قريبة بشكل ملحوظ من وجهات النظر دلوقتى للكون." [10] سنة 1745، خمن بيير لويس موبيرتويس أن بعض الأجسام الشبيهة بالسدم كانت مجموعات من النجوم ذات خصايص فريدة، بما فيها توهج يتجاوز النور اللى تنتجه نجومها لوحدها، وكرر وجهة نظر يوهانس هيفيليوس بأن البقع المضيئة كانت ضخمة. ومسطحة بسبب دورانها.[11] سنة 1750، توقع توماس رايت بشكل صحيح أن مجرة درب اللبانه كانت قرص مفلطح من النجوم، و أن بعض السدم المرئية فى سماء الليل ممكن تكون درب اللبانه منفصلة.[12]

pورة لسديم الست المسلسلة العظيم التقطها إسحاق روبرتس سنة 1899، واللى تم تحديدها بعدين باسم مجرة الست المسلسلة

فى نهاية القرن التمنتاشر، قام تشارلز ميسييه بتجميع كتالوج فيه 109 من ألمع الأجرام السماوية ذات المظهر الغامض. و بعد كده ، قام ويليام هيرشل بتجميع قائمة فيها 5000 سديم.[12] سنة 1845، قام اللورد روس ببناء تلسكوب جديد وتمكن من التمييز بين السدم الإهليلجية والدوامة. كما تمكن كمان من تحديد مصادر نقطية فردية فى بعض دى السدم،و ده يضفى مصداقية على تخمين كانط السابق.[13]

سنة 1912، عمل فيستو سليفر دراسات طيفية لألمع السدم الحلزونية لتحديد تركيبها. اكتشف سليفر أن السدم الحلزونية ليها انزياحات دوبلر عالية،و ده يشير لأنها تتحرك بمعدل يتجاوز سرعة النجوم اللى قام بقياسها. ووجد أن غالبية دى السدم تبتعد عنا.[14]
سنة 1917، لاحظ هيبر كورتيس مستعر إس أندروميدا جوه "سديم أندروميدا العظيم" (زى ما كان معروف  ساعتها بمجرة أندروميدا، الكائن ميسييه M31 ). وبالبحث فى سجل الصور الفوتوغرافية، وجد 11 مستعر آخر. لاحظ كيرتس أن دى المستعرات كانت، فى المتوسط، أضعف بمقدار 10 درجات من اللى حصلت جوه دى المجرة. و بسبب ده، تمكن من التوصل لتقدير للمسافة  150 ألف  فرسخ فلكى .  بقا من مؤيدى اللى يتسما بفرضية "الأكوان الجزيرة"، واللى تنص على أن السدم الحلزونية هيا فى الواقع مجرات مستقلة.[15]
سنة 1920، دارت مناظرة بين هارلو شابلى وهيبر كيرتس ( المناظرة الكبرى )، حوالين طبيعة مجرة درب اللبانه ، والسدم الحلزونية، و أبعاد الكون. ولدعم ادعائه بأن سديم الست المسلسلة هو مجرة خارجية، لاحظ كيرتس ظهور خطوط داكنة تشبه سحب الغبار فى درب اللبانه ، و انزياح دوبلر الكبير.[16]
سنة 1922، قدم عالم الفلك الإستونى إرنست أوبيك تحديد المسافة يدعم نظرية أن سديم الست المسلسلة هو  جسم بعيد بره المجرة.[17] باستخدام تلسكوب جبل ويلسون الجديد مقاس 100 بوصة، تمكن إدوين هابل من تحديد الأجزاء الخارجية لبعض السدم الحلزونية كمجموعات من النجوم الفردية وحدد بعض المتغيرات القيفاوية ،و ده سمح له بتقدير المسافة لالسدم: كانت بعيدة اوى بعيدة علشان تكون جزء من درب اللبانه .[18]  سنة  1936، أنتج هابل تصنيف لمورفولوجيا المجرة بيستخدم لحد يومنا ده.[19]

البحوث الحديثة

[تعديل]
منحنى الدوران لمجرة حلزونية نموذجية: تم التنبؤ به بناء على المادة المرئية (A) والمرصودة (B). المسافة من قلب المجرة . [ مطلوب مرجع الصورة ]
سنة 1944، توقع هندريك فان دى هولست أن إشعاع الموجات الدقيقة بطول موجى 21 سم ممكن اكتشافه من غاز الهيدروجين الذرى بين النجوم؛ [20] و لوحظ ذلك  سنة  1951. لا يتأثر ده الإشعاع بامتصاص الغبار، و علشان كده ممكن استخدام إزاحة دوبلر لرسم خريطة لحركة الغاز فى دى المجرة. وصلت دى الملاحظات لفرضية وجود هيكل شريطى دوار فى وسط دى المجرة.[21] مع تحسين التلسكوبات الراديوية ، ممكن كمان تتبع غاز الهيدروجين فى المجرات التانيه. فى سبعينات القرن العشرين، كشفت فيرا روبين عن وجود تناقض بين سرعة دوران المجرة المرصودة وتلك اللى تنبأت بيها الكتلة المرئية للنجوم والغاز. اليوم، يُعتقد أن مشكلة دوران المجرة تفسر بوجود كميات كبيرة من المادة المظلمة اللى ما بتتشافش.[22]
استخدم العلما المجرات المرئية فى مسح GOODS لإعادة حساب العدد الإجمالى للمجرات.[23]

من التسعينيات، تلسكوب هابل الفضائى حقق عمليات رصد أفضل. ساعدت بياناتها فى إثبات أن المادة المظلمة المفقودة فى دى المجرة مش ممكن تتكون بس من نجوم باهتة وصغيرة بطبيعتها. قدم حقل هابل العميق ، و هو تعرض طويل اوى لجزء فارغ نسبى من السماء، دليل على وجود حوالى 125 مليار ( 1.25× 10 11 ) مجرة فى الكون المرئى.[24] التكنولوجيا المحسنة فى الكشف عن الأطياف اللى ما بتتشافش للبشر (التلسكوبات الراديوية، وكاميرات الأشعة تحت الحمرا، وتلسكوبات الأشعة السينية ) تسمح باكتشاف المجرات التانيه اللى لم يتم اكتشافها بهابل. على وجه الخصوص، كشفت الدراسات الاستقصائية فى منطقة التفادى (منطقة السماء المحجوبة عند الأطوال الموجية للنور المرئى بدرب اللبانه ) عن عدد من المجرات الجديدة.[25]

دراسة نشرت سنة 2016 فى مجلة الفيزياء الفلكية ، بقيادة كريستوفر كونسيليسى من جامعة نوتنجهام استخدمت 20 سنه من صور هابل لتقدير أن الكون المرئى فيه مايقلش عن 2 تريليون مجرة ( 2× 10 12 ).[26] بس، عمليات الرصد اللى بعد كده اللى عملها المسبار الفضائى نيو هورايزونز من بره نور البروج خفضت الرقم ده لقرب 200 مليار ( 2× 10 11 ).[27][28]

أنواع و مورفولوجية

[تعديل]
أنواع المجرات حسب نظام تصنيف هابل : يشير الحرف E لنوع المجرة الإهليلجية ؛ S هو دوامة . و SB هيا مجرة حلزونية منعت . [note 1]

تأتى المجرات فى 3 أنواع رئيسية: المجرات الإهليلجية، والحلزونية، و مش المنتظمة. تم تقديم وصف اكتر شمول لأنواع المجرات بناء على مظهرها من تسلسل هابل . علشان تسلسل هابل يعتمد بالكامل على النوع المورفولوجى البصرى (الشكل)، فقد يفتقد بعض الخصايص المهمة للمجرات زى معدل تكوين النجوم فى مجرات الانفجار النجمى والنشاط فى قلب المجرات النشطة .

يُعتقد أن مراكز مجرات كتير فيها ثقوب سوداء هائلة الحجم ( ) مركز مجرة درب اللبانه يسمى مركز المجرة .

بيضاوى

[تعديل]

يقوم نظام تصنيف هابل بتصنيف المجرات الإهليلجية على أساس إهليلجيتها، واللى تتراوح من E0، كونها كروية بالتقريب ، لحد E7، هيا متطاولة للغاية. تتمتع دى المجرات بمظهر إهليلجى ،و ده يمنحها مظهر إهليلجى بغض النظر عن زاوية الرؤية. بيبيين مظهرها القليل من البنية، كما أنها تحتوى فى العاده على القليل نسبى من المادة بين النجوم . و علشان كده، تحتوى دى المجرات كمان على نسبة منخفضة من العناقيد المفتوحة ومعدل منخفض من تكوين النجوم الجديدة. و بدل ده، تهيمن عليها عموم نجوم أقدم واكتر تطور تدور حوالين مركز الجاذبية المشترك فى اتجاهات عشوائية. تحتوى النجوم على وفرة منخفضة من العناصر الثقيلة علشان تكوين النجوم يتوقف بعد الانفجار الأولى. وبده المعنى عندهم بعض التشابه مع العناقيد الكروية الأصغر بكثير.[29]

مجرات من النوع CD

[تعديل]
تهيمن دى المجرة الإهليلجية cD على مجموعة المجرات أبيل 1413 واللى تحمل اسم أبيل 1413 BCG. و قطرها متساوى النور اكتر من 800000 سنة ضوئية. لاحظ عدسة الجاذبية .

اكبر المجرات هيا المجرات من النوع cD . تم وصفها لأول مرة سنة 1964 من ورقة بحثية كتبها توماس أ. ماثيوز و ناس تانيه ، [30] هيا نوع فرعى من الفئة الاكتر عمومية من المجرات D، هيا مجرات إهليلجية عملاقة، باستمدح أنها اكبر بكثير. معروفه شعبى باسم المجرات الإهليلجية العملاقة وتشكل اكبر المجرات المعروفة و اكترها لمعان. تتميز دى المجرات بنواة إهليلجية مركزية مع هالة واسعة وخافتة من النجوم تمتد لمقاييس مليون فرسخ فلكى.[31] المظهر الجانبى لسطوع سطحها كدالة لنص قطرها (أو المسافة من قلوبها) يتراجع بشكل أبطأ من نظيراتها الأصغر.

مجرات cD دى تشكل مجال نشط للبحث، لكن النموذج الرائد هو أنها نتيجة اندماج المجرات الأصغر فى بيئات العناقيد الكثيفة، أو الموجودة بره عناقيد الكثافة الزائدة العشوائية. دى العمليات هيا الآليات اللى تدفع لتكوين المجموعات الأحفورية أو العناقيد الأحفورية، يتواجد جسم إهليلجى كبير ومعزول نسبى و عملاق اوى فى نص العنقود ومحاط بسحابة واسعة من الأشعة السينية كبقايا دى الاصطدامات المجرية. . نموذج آخر أقدم يفترض ظاهرة تدفق التبريد ، تنهار الغازات الساخنة فى العناقيد نحو مراكزها لما تبرد، وتشكل النجوم فى دى العملية، هيا ظاهرة لوحظت فى العناقيد زى برشاوس ، [32] ومؤخرا فى عنقود العنقاء .

مجرة صدفية

[تعديل]
NGC 3923 مجرة ذات غلاف بيضاوى الشكل (صورة هابل)

المجرة الصدفية هيا نوع من المجرات الإهليلجية يتم ترتيب النجوم فى هالتها فى أغلفة متحدة المركز. حوالى عُشر المجرات الإهليلجية ليها بنية تشبه الصدفة، و هو الا اذا يتم ملاحظته فى المجرات الحلزونية. يُعتقد أن دى الهياكل تتطور لما تمتص مجرة اكبر مجرة مرافقة أصغر - واللى مع اقتراب مركزى المجرة، تبتدى فى التأرجح حوالين نقطة مركزية، ويخلق التذبذب تموجات جاذبية تشكل أغلفة النجوم، على مثال التموجات المنتشرة على سطح النجوم. ماء. زى ، تحتوى المجرة NGC 3923 على اكتر من 20 غلاف.[33]

مجرة الدولاب ، NGC 5457

تشبه المجرات الحلزونية دواليب الهواء المتصاعدة. رغم ان النجوم و المواد المرئية التانيه الموجودة فى المجرة دى فى الغالب على مستوى، غالبية الكتلة فى المجرات الحلزونية موجودة فى هالة كروية بالتقريب من المادة المظلمة واللى تمتد لورا العنصر المرئي، زى مفهوم منحنى الدوران العالمى.[34]

المجرات الحلزونية تتكون من قرص دوار من النجوم و وسط بين النجوم، و انتفاخ مركزى من النجوم الأقدم بشكل عام. تمتد لالخارج من الانتفاخ دراعات لامعة نسبى. فى مخطط تصنيف هابل، تم إدراج المجرات الحلزونية ضمن النوع S ، متبوعة بالحرف ( a ، b ، أو c ) اللى يشير لدرجة ضيق الدراعات الحلزونية وحجم الانتفاخ المركزى. تمتلك مجرة سا دراعات ًا ملتفة بشكل محكم و مش محددة بشكل جيد وتمتلك منطقة أساسية كبيرة نسبى. على الطرف الآخر، تمتلك المجرة Sc دراعات ًا مفتوحة ومحددة كويس ومنطقة أساسية صغيرة.[35] يُشار ساعات لالمجرة بدراعات اللى مش محددة على أنها مجرة حلزونية ندفية ؛ عكس ده من المجرة الحلزونية ذات التصميم الكبير اللى فيها دراعات حلزونية بارزة ومحددة كويس . ويعتقد أن السرعة اللى تدور بيها المجرة ترتبط باستواء القرص، بعض المجرات الحلزونية ليها انتفاخات سميكة، بعضها رقيق و كثيف.[36]

فى المجرات الحلزونية، الدراعات الحلزونية ليها شكل حلزونى لوغاريتمى تقريبي، و هو النمط اللى ممكن إثباته نظرى أنه ناتج عن اضطراب فى كتلة النجوم الدوارة بشكل منتظم. زى النجوم، تدور الدراعات الحلزونية حوالين المركز، لكن تعمل ده بسرعة زاوية ثابتة. يُعتقد أن الدراعات الحلزونية هيا مناطق ذات كثافة عالية من المادة، أو " موجات الكثافة ". لما تتحرك النجوم عبر دراع، يتم تعديل السرعة الفضائية لكل نظام نجمى بقوة الجاذبية ذات الكثافة الأعلى. (تعود السرعة لوضعها الطبيعى بعد مغادرة النجوم على الجانب التانى من الدراع.) وده التأثير يشبه "موجة" من التباطؤ تتحرك على طول طريق سريع مليء بالعربيات المتحركة. تكون الدراعات مرئية علشان الكثافة العالية تسهل تكوين النجوم، و علشان كده فهى تؤوى كتير من النجوم الساطعة والشابة.

المجرة الحلزونية المحظورة

[تعديل]

تمتلك غالبية المجرات الحلزونية، بما فيها مجرة درب اللبانه ، شريط خطى من النجوم على شكل شريط يمتد لالخارج على جنبين النواة، بعدين يندمج فى هيكل الدراع الحلزونى.[37] فى مخطط تصنيف هابل، تم تحديدها بSB ، متبوع بحرف صغير ( a ، b أو c ) اللى يشير لشكل الدراعات الحلزونية (بنفس طريقة تصنيف المجرات الحلزونية العادية). يُعتقد أن القضبان هياكل مؤقتة ممكن نتيجة لموجة الكثافة اللى تشع للخارج من القلب، أو بسبب تفاعل المد والجزر مع مجرة تانيه.[38] كتير من المجرات الحلزونية المقيدة نشطة، ممكن نتيجة لتوجيه الغاز للنواة على طول الدراعات .[39]

مجرتنا، درب اللبانه ، هيا مجرة كبيرة شكل قرصى حلزونى [40] حوالى 30 قطرها كيلو فرسخ فلكى و سمكها كيلو فرسخ فلكى. فيه حوالى مائتى مليار (2× 1011 ) نجم و إجمالى كتلته حوالى ستمائة مليار (6× 1011 ) ضعف كتلة الشمس.[41]

دوامة فائقة مضيئة

[تعديل]

الباحثين وصفو المجرات اللى تسمى الحلزونات فائقة الإضاءة. إنها كبيرة اوى و قطرها التصاعدى 437000 سنة ضوئية (مقارنة بقطر درب اللبانه البالغ 87400 سنة ضوئية). مع كتلة 340 مليار كتلة شمسية، فإنها تولد كمية كبيرة من النور فوق البنفسجى و الأشعة تحت الحمرا المتوسطة. ويُعتقد أن معدل تكوين النجوم فيها يزيد بحوالى 30 مرة أسرع من مجرة درب اللبانه .[42][43]

مورفولوجيات تانيه

[تعديل]
  • المجرات المميزة هيا تشكيلات مجرية تطور خصايص غير عادية بسبب تفاعلات المد والجزر مع المجرات التانيه.
    • تحتوى المجرة الحلقية على بنية تشبه الحلقة من النجوم والوسط البينجمى المحيط بالنواة العارية. يُعتقد أن المجرة الحلقية تنشأ لما تمر مجرة أصغر عبر قلب مجرة حلزونية.[44] ممكن يكون زى ده الحدث قد أثر على مجرة الست المسلسلة ، إنها تعرض بنية تشبه الحلقات المتعددة عند عرضها فى الأشعة تحت الحمرا .
  • المجرة العدسية هيا شكل وسيط له خصايص المجرات الإهليلجية والحلزونية. يتم تصنيفها على أنها من نوع هابل S0، هيا تمتلك دراعات حلزونية غير محددة مع هالة نجوم بيضاوية [45] ( المجرات العدسية المحظورة تحصل على تصنيف هابل SB0).
  • المجرات اللى مشنظامية هيا مجرات مش ممكن تصنيفها بسهولة لشكل إهليلجى أو حلزونى.
    • تمتلك مجرة Irr-I بعض البنية لكن لا تتماشى بشكل واضح مع نظام تصنيف هابل.
    • ما عندهاش مجرات Irr-II أى بنية تشبه تصنيف هابل، ويمكن تكون قد تعطلت.[46] بتشمل الأمثلة القريبة للمجرات اللى مشمنتظمة (القزمية) سحب ماجلان .
  • المجرة فائقة الانتشار (UDG) هيا مجرة منخفضة الكثافة للغاية. ممكن يكون بنفس حجم مجرة درب اللبانه ، لكن عدد النجوم المرئية فيه لا يتجاوز 1% من عدد نجوم درب اللبانه . يرجع افتقارها لاللمعان لنقص الغاز اللى يشكل النجوم،و ده يوصل لتجمعات النجوم القديمة.

الأقزام

[تعديل]

رغم بروز المجرات الإهليلجية والحلزونية الكبيرة، لكن معظم المجرات هيا مجرات قزمة. هيا صغيرة نسبى بالمقارنة مع التكوينات المجرية التانيه، حجمها حوالى جزء من مائة من حجم مجرة درب اللبانه ، وفيها شوية مليارات من النجوم بس. تم اكتشاف مجرات قزمة فائقة الصغر عددها 100 بس فرسخ فلكى عبر.[47]

مجرات قزمة كتير ممكن تدور حوالين مجرة واحدة اكبر؛ و عند درب اللبانه مايقلش عن 12 ، و يقدر أن ما بين 300 ل500 منها لم يتم اكتشافها بعد. ممكن كمان تصنيف المجرات القزمة على أنها إهليلجية أو حلزونية أو مش منتظمة . علشان المجرات الإهليلجية القزمة الصغيرة لا تشبه كتير المجرات الإهليلجية الكبيرة، ففى الغالب بتتسما اسم المجرات الكروية القزمة بدل ده .

وجدت دراسة على 27 مجرة مجاورة لمجرة درب اللبانه أنه فى كل المجرات القزمة، الكتلة المركزية حوالى 10 ملايين كتلة شمسية ، بغض النظر عما إذا كانت فيها آلاف أو ملايين النجوم. يشير ده علشان المجرات تتكون لحد كبير من المادة المظلمة ، و أن الحجم الأدنى ممكن يشير لشكل من أشكال المادة المظلمة الدافئة اللى مشقادرة على الاندماج الجاذبية على نطاق أصغر.[48]

أنواع تانيه من المجرات

[تعديل]

تفاعل

[تعديل]
تشهد مجرات الهوائيات تصادم سيوصل لاندماجها فى الاخر.

التفاعلات بين المجرات متكررة نسبى، و ممكن تلعب دور مهم فى تطور المجرات . توصل الأخطاء القريبة بين المجرات لتشويهات تشوهية بسبب تفاعلات المد والجزر ، و تسبب بعض التبادل للغاز والغبار.[49][50] بتحصل التصادمات لما تمر مجرتان مباشرة عبر بعضهما البعض ويكون لهما زخم نسبى كافٍ لعدم الاندماج. فى العاده لا تتصادم نجوم المجرات المتفاعلة، لكن الغاز والغبار الموجودين فى الشكلين يتفاعلان،و ده يؤدى فى بعض الأحيان لتكوين النجوم. ممكن يؤدى الصدام لتشويه أشكال المجرات بشدة، وتشكيل قضبان أو حلقات أو هياكل تشبه الذيل.[49][50]

فى أقصى التفاعلات توجد عمليات اندماج المجرات، ن الزخم النسبى للمجرات مش كفايه للسماح ليها بالمرور عبر بعضها . و بدل ده، تندمج تدريجى لتشكل مجرة واحدة اكبر. ممكن توصل عمليات الاندماج لتغييرات كبيرة فى الشكل الأصلى للمجرات. إذا كانت واحده من المجرات اكبر بكتير من التانيه، معروفه النتيجة باسم أكل لحوم البشر ، تظل المجرة الاكبر مش مضطربة نسبى، وتتمزق المجرة الأصغر. تجرى مجرة درب اللبانه الايام دى عملية تفكيك مجرة القوس الإهليلجية القزمة ومجرة كانيس الكبرى القزمة .[49][50]

انفجار نجمى

[تعديل]
M82 ، مجرة انفجار نجمى فيها عشرة أضعاف التكوين النجمى للمجرة "العادية" [51]

ياتعمل النجوم جوه المجرات من احتياطى الغاز البارد اللى يشكل سحب جزيئية عملاقة. لوحظ أن بعض المجرات تشكل النجوم بمعدل استثنائي، و هو اللى يتعرف بالانفجار النجمي . و إذا استمروا فى ذلك، فسوف يستهلكون احتياطيهم من الغاز فى فترة زمنية أقل من عمر المجرة. ومن بعدين نشاط الانفجار النجمى يدوم فى العاده حوالى عشرة ملايين سنة بس، هيا فترة قصيرة نسبيا فى تاريخ المجرة. كانت مجرات الانفجار النجمى اكتر شيوعفىالتاريخ المبكر للكون، [52] لكن لسه تساهم بما يقدر بـ 15% من إجمالى إنتاج النجوم. تتميز مجرات الانفجار النجمى بتركيزات غبارية من الغاز و ظهور نجوم حديثة التكوين، بما فيها النجوم الضخمة اللى تؤين السحب المحيطة لتكوين مناطق H II .[53] تنتج دى النجوم انفجارات مستعرات أعظم ،و ده يوصل لظهور بقايا متوسعة بتتفاعل بقوة مع الغاز المحيط بها. توصل دى الانفجارات لتفاعل متسلسل لبناء النجوم ينتشر فى كل اماكن المنطقة الغازية. بس لما يتم استهلاك الغاز المتوفر أو تشتيته بالتقريب ، ينتهى النشاط.[52] فى الغالب ترتبط الانفجارات النجمية بدمج المجرات أو تفاعلها. النموذج الأولى لمثل ده التفاعل اللى يشكل الانفجار النجمى هو M82 ، اللى شاف مواجهة قريبة مع الاكبر M81 . فى الغالب تظهر المجرات اللى مشمنتظمة عقدًا متباعدة من نشاط الانفجار النجمى.[54]

مجرة راديو

[تعديل]
هرقل مجرة راديوية إهليلجية عملاقة

المجرة الراديوية هيا مجرة ذات مناطق عملاقة من الانبعاثات الراديوية تمتد لأبعد من بنيتها المرئية. يتم تشغيل الفصوص الراديوية النشطة دى بنفاثات من نواة المجرة النشطة . يتم تصنيف المجرات الراديوية حسب تصنيفات فاناروف-رايلى (FR). فئة FR I هيا فئة أقلية - مصادر منخفضة السطوع تعرض هياكل معروفه فى العاده بالأعمدة واللى تكون اكتر استطالة. فئة FR II هيا الاكتر انتشار ، و تظهر هياكل واسعة النطاق تسمى الفصوص : هيا هياكل مزدوجة، فى الغالب تكون متماثلة لحد ما، و إهليلجية بالتقريب توضع على جنبين النواة النشطة.

يمكن كمان تصنيف المجرات الراديوية على أنها مجرات راديوية عملاقة (GRGs)، واللى ممكن تمتد انبعاثاتها الراديوية لنطاقات ميغا فرسخ فلكى (3.26 مليون سنة ضوئية). ألكيونيوس هيا مجرة راديوية منخفضة الإثارة من فئة FR II و عندهااكبر انبعاث راديوى مرصود، مع هياكل مفصصة تمتد على 5 ميغا فرسخ فلكى (16×10 6 سنة ). للمقارنة، هناك مجرة راديوية عملاقة تانيه مماثلة الحجم هيا 3C 236 ، مع فصوص عرضها 15 مليون سنة ضوئية. بس، تجدر الإشارة علشان الانبعاثات الراديوية لا تعتبر دايما جزء من المجرة الرئيسية نفسها، [55] ولا بتستعمل فى العاده كمعيار لقياس القطر المادى للمجرة. للحصول على نظرة ثاقبة حوالين كيفية قياس الأقطار الفيزيائية للمجرات، راجع قسم الأقطار الفيزيائية تحته.

المجرة الراديوية العملاقة هيا فئة خاصة من الأجسام تتميز بوجود فصوص راديوية تولدها نفاثات نسبية مدعومة من الثقب الأسود الهائل فى المجرة المركزية. تختلف المجرات الراديوية العملاقة عن المجرات الراديوية العادية فى أنها ممكن تمتد لمقاييس اكبر بكثير، توصل لشوية ميغا فرسخ فلكي، هيا اكبر بكتير من أقطار المجرات المضيفة لها.

المجرة النشطة

[تعديل]
تنبعث طياره من الجسيمات من قلب المجرة الراديوية الإهليلجية M87 .

يتم تصنيف بعض المجرات اللى ممكن ملاحظتها على أنها "نشطة" إذا كانت فيها نواة مجرة نشطة (AGN). ينبعث جزء كبير من إجمالى إنتاج الطاقة فى المجرة من النواة النشطة بدل نجومها وغبارها و وسطها بين النجوم . هناك كتير من مخططات التصنيف والتسمية للنوى المجرية النشطة، لكن تلك الموجودة فى النطاقات المنخفضة من اللمعان تسمى مجرات سيفرت ، فى حين معروفه تلك ذات اللمعان الاكبر بكتير من المجرة المضيفة باسم الأجسام شبه النجمية أو الكوازارات . تصدر النوى المجرية النشطة إشعاعات عبر الطيف الكهرومغناطيسى من الأطوال الموجية الراديوية للأشعة السينية، رغم ان بعض منها قد يمتص بالغبار أو الغاز المرتبط بالنوى المجرية النشطة نفسها أو بالمجرة المضيفة.

يعتمد النموذج القياسى للنواة المجرية النشطة على قرص تراكمى يتشكل حوالين ثقب أسود هائل (SMBH) فى المنطقة الأساسية للمجرة. ينتج الإشعاع الصادر عن نواة المجرة النشطة من طاقة الجاذبية للمادة لما تسقط باتجاه الثقب الأسود من القرص.[56] يعتمد لمعان النوى المجرية النشطة على كتلة الثقب الأسود فائق الكتلة ومعدل سقوط المادة عليه. فى حوالى 10% من دى المجرات، يقوم جوز من النفاثات النشطة المتعارضة تمام بإخراج الجسيمات من قلب المجرة بسرعات قريبة من سرعة النور . آلية إنتاج دى الطيارات مش مفهومة جيدا.[57]

بلازارات

[تعديل]

يُعتقد أن البلازارات مجرات نشطة ذات تدفق نسبى موجه نحو الأرض. تُصدر المجرة الراديوية ترددات راديوية من نفاثات نسبية. ويوضح النموذج الموحد لهذه الأنواع من المجرات النشطة اختلافاتها بناء على موقع الراصد.[57]

LINERs

[تعديل]

محتمل تكون صلة بالنوى المجرية النشطة و مناطق الانفجار النجمى و هيا مناطق خط الانبعاثات النووية منخفضة التأين (LINERs). تهيمن على الانبعاث من المجرات من نوع LINER عناصر ضعيفة التأين . بتشمل مصادر الإثارة للخطوط ضعيفة التأين نجوم ما بعد AGB ، و AGN، والصدمات.[58] يتم تصنيف يقارب من ثلث المجرات القريبة على أنها فيها نوى LINER.[56][58][59]

مجرة سيفرت

[تعديل]

مجرات سيفرت هيا واحدة من اكبر مجموعتين من المجرات النشطة، مع النجوم الزائفة. عندهم نوى تشبه الكوازار (مصادر مضيئة اوى وبعيدة ومشرقة للإشعاع الكهرومغناطيسى) ذات سطوع سطحى عالى اوى؛ لكن عكس النجوم الزائفة، المجرات المضيفة ليها ممكن اكتشافها بوضوح. تشكل مجرات سيفرت حوالى 10% من مجموع المجرات. عند رؤيتها فى النور المرئي، تبدو معظمها زى المجرات الحلزونية العادية؛ لكن عند دراستها تحت أطوال موجية تانيه، لمعان مراكزها يعادل لمعان مجرات كلها بحجم درب اللبانه .

كوازار

[تعديل]

الكوازارات هيا الأعضاء الاكتر نشاط و بعد فى نوى المجرة النشطة. مضيئة للغاية، و تم تحديدها لأول مرة على أنها مصادر عالية الانزياح نحو الأحمر للطاقة الكهرومغناطيسية، بما فيها موجات الراديو والنور المرئي، واللى بدت مشابهة للنجوم اكتر من المصادر الممتدة المشابهة للمجرات. ممكن يكون لمعانها 100 مرة اكتر من درب اللبانه .

مجرة الأشعة تحت الحمرا المضيئة

[تعديل]

مجرات الأشعة تحت الحمرا المضيئة (LIRGs) هيا مجرات ذات لمعان - قياس خرج الطاقة الكهرومغناطيسية - أعلى من 1011 لتر☉ (لمعان شمسى). فى معظم الحالات، تأتى معظم طاقتها من أعداد كبيرة من النجوم الشابة اللى تعمل على تسخين الغبار المحيط بها، اللى يعيد إشعاع الطاقة فى الأشعة تحت الحمرا. يتطلب اللمعان العالى بما يكفى ليكون LIRG معدل تكوين نجمى لا يقل عن 18 م☉ سنة −1 . المجرات بالأشعة تحت الحمرا فائقة الإضاءة (ULIRGs) تكون اكتر سطوع بعشر مرات على الأقل وتشكل نجوم بمعدلات> 180 م☉ سنة −1 . كتير من LIRGs تنبعث منها كمان إشعاعات من AGN. تبعث المجرات تحت الحمرا طاقة فى الأشعة تحت الحمرا اكتر من كل الأطوال الموجية التانيه مجتمعة، مع ذروة الانبعاث فى العاده عند الأطوال الموجية من 60 ل100 ميكرون. تعتبر LIRGs غير منتشرة فى الكون المحلى لكن كانت اكتر انتشار لما كان الكون أصغر سن.

الأقطار المادية

[تعديل]

المجرات مالهاش حدود محددة بطبيعتها، وتتميز بالكثافة النجمية المتناقصة تدريجى كدالة لزيادة المسافة من مركزها، بيخللى قياسات مداها الحقيقى صعب. علما الفلك وضعو شوية معايير فى تحديد أحجام المجرات. فى وقت مبكر من زمن إدوين هابل سنة 1936، كان فيه محاولات لتوصيف أقطار المجرات. مع ظهور مسوحات السماء الكبيرة فى النصف التانى من القرن العشرين، بقت الحاجة لمعيار لتحديد دقيق لأحجام المجرات مطلوبة بشكل اكبر بسبب آثارها الهائلة فى الفيزياء الفلكية، زى التحديد الدقيق لثابت هابل . و تم تكييف معايير مختلفة على مر العقود، و بعضها مفضل اكتر من غيرها. فيما يلى بعض دى الأمثلة.

قطر متساوى الفوهات

[تعديل]

تم تقديم القطر المتساوى النور كطريقة تقليدية لقياس حجم المجرة بناء على سطوع سطحها الظاهرى.[60] المتساويات هيا منحنيات فى رسم تخطيطى - زى صورة مجرة - تجاور نقاط متساوية السطوع، هيا مفيدة فى تحديد مدى المجرة. يتم قياس تدفق السطوع الظاهرى للمجرة بوحدات المقادير لكل ثانية قوسية مربعة (mag/arcsec 2 ؛ يتم التعبير عنها ساعات بـ mag arcsec −2 ) ، واللى تحدد عمق سطوع المتساوى. لتوضيح كيفية عمل دى الوحدة، تتمتع المجرة النموذجية بتدفق سطوع قدره 18 ملغ/قوس ثانية 2 فى منطقتها المركزية. ده السطوع يعادل نور جسم نقطى افتراضى بقدرته 18 ( زى نجم) ينتشر بالتساوى فى مساحة ثانية قوسية مربعة واحدة من السماء. ولأغراض الموضوعية، يُشار ساعات لطيف النور المستخدم بالأرقام. زى ، تمتلك مجرة درب اللبانه متوسط سطوع سطحى 22.1 B-mag/arcsec −2,[61][62] يشير B-mag لالسطوع فى النطاق B (445 نانومتر الطول الموجى للنور، فى الجزء الأزرق من الطيف المرئى).

آر آر ريدمان اقترح سنة 1936 أنه لازم تحديد أقطار المجرات (اللى يشار ليها بعدين باسم "السدم الإهليلجية") عند 25.0 ملغ/قوسك 2 متماثل فى النطاق B ، اللى من المتوقع أن يغطى كتير من المظهر الجانبى للنور للمجرة.[63] بقا ده الأيزوفوت معروف ببساطة باسم D 25 (اختصار لـ "القطر 25")، ويتوافق مع مايقلش عن 10% من السطوع الطبيعى لسماء الليل، و هو ما يقترب اوى من حدود المرشحات الزرقاء ساعتها . تم استخدام دى الطريقة بشكل خاص وقت إنشاء كتالوج أوبسالا العام باستخدام المرشحات الزرقاء من مسح السماء بمرصد بالومار سنة 1972.

أمثلة على قياسات القطر متساوى النور:

  • سحابة ماجلان الكبرى - 9.86 kiloparsecs (32,200 ly) فلكى عند 25.0 B-mag/arcsec 2 isophote.
  • درب اللبانه - قطرها 25.0 B-mag/arcsec 2 isophot و هو 26.8 ± 1.1 kiloparsecs (87,400 ± 3,600 ly) .
  • ميسييه 87 - قطره 25.0 B-mag/arcsec 2 isophote و هو 40.55 kiloparsecs (132,300 ly) .
  • مجرة الست المسلسلة - قطرها 25.0 B-mag/arcsec 2 isophote ويساوى 46.56 kiloparsecs (151,900 ly) .

نص القطر الفعال (نص النور) و تغيراته

[تعديل]

نص قطر النور (المعروف كمان باسم نصف القطر الفعال ؛ R e ) هو مقياس بيعتمد على تدفق السطوع الإجمالى للمجرة. ده هو نصف القطر اللى انبعث منه نص أو 50% من إجمالى تدفق سطوع المجرة. جيرار دى فوكولور اقترحه لأول مرة سنة 1948.[64] اختيار استخدام 50% كان تعسفى، لكن أثبت فائدته فى أعمال تانيه عملها آر إيه فيش سنة 1963، [65] أنشأ قانون تركيز اللمعان اللى يربط بين سطوع المجرات الإهليلجية و R e الخاصة بها، كمان بJL Sérsic سنة 1968 [66] اللى حدد العلاقة بين الكتلة ونصف القطر فى المجرات.

فى تعريف R e ، من الضرورى التقاط المجرة لتدفق السطوع الإجمالي، باستخدام طريقة استخدمها بيرشادى سنة 2000 تقترح قياس ضعف الحجم يكون تدفق السطوع لنصف قطر تم اختياره بشكل تعسفي، اللى يعرف بالتدفق المحلي، مقسوم على متوسط التدفق الإجمالى يساوى 0.2.[67] يسمح استخدام نصف قطر النور بتقدير تقريبى لحجم المجرة، ولكنه مش مفيد بشكل خاص فى تحديد مورفولوجيتها.[68]

توجد اختلافات فى دى الطريقة. على وجه الخصوص، فى كتالوج ESO-Uppsala للمجرات، تم استخدام قيم 50% و 70% و 90% من إجمالى النور الأزرق (النور المكتشف منفىمرشح محدد للنطاق B) لحساب قطر المجرة.

حجم بتروسيان

[تعديل]

تم وصف الطريقه ده لأول مرة بV. Petrosian سنة 1976، [69] وتم استخدام نسخة معدلة من الطريقه ده بمسح سلون الرقمى للسماء (SDSS).[70] الطريقه ده تستخدم نموذج رياضى للمجرة اللى يتم تحديد نصف قطرها من المظهر الجانبى السمتى (الأفقى) المتوسط لتدفق سطوعها. على وجه الخصوص، استخدم نظام SDSS القدر البتروسيانى فى النطاق R (658 نانومتر، فى الجزء الأحمر من الطيف المرئى) لضمان التقاط تدفق سطوع المجرة قدر الإمكان وقت مواجهة تأثيرات ضوضاء الخلفية. بالنسبة للمجرة اللى يكون ملف تعريف سطوعها أسى، فمن المتوقع أن تلتقط كل تدفق سطوعها، و 80٪ للمجرات اللى تتبع ملف تعريفى حسب قانون دى فوكولور .

صدر نقد لإصدار سابق من الطريقة دى على ايد IPAC، [71] تسببت الطريقة فى حدوث غلط بحجم (يوصل ل10%) فى القيم مقارنة باستخدام القطر المتساوى الفوت. استخدام القياسات البتروسية له كمان عيب فقدان معظم النور بره الفتحة البتروسيانية، واللى يتم تحديدها بالنسبة لالمظهر العام للسطوع للمجرة، خاصة بالنسبة للمجرات الإهليلجية، مع نسب إشارة لضوضاء أعلى على المسافات الأعلى والانزياحات نحو الأحمر.[72] تم إصدار تصحيح لده الأسلوب بGraham et al. سنة 2005، [73] بناء على افتراض أن المجرات تتبع قانون سيرسيتش.

طريقة الأشعة تحت الحمرا القريبة

[تعديل]

2MASS استخدم الطريقة دى كتعديل من طرق القياس المتساوية المستخدمة قبل كده . علشان 2MASS يعمل فى الأشعة تحت الحمرا القريبة، اللى ليه ميزة القدرة على التعرف على النجوم الخافتة والباردة و الأقدم، عنده شكل مختلف من النهج مقارنة بالطرق التانيه اللى تستخدم فى العاده مرشح B. تفاصيل الطريقة اللى تستخدمها 2MASS اتوصفت بشكل شامل فى مستند أعده جاريت و ناس تانيه . ، الاستطلاع قاس كتير من المعلمات.[74]

خصايص

[تعديل]

المجالات المغناطيسية

[تعديل]

المجرات عندها مجالات مغناطيسية خاصة بها.[75] فهى قوية بما يكفى علشان تكون مهمة ديناميكى، لأنها:

  • دفع التدفق الجماعى لمراكز المجرات
  • تعديل تشكيل الدراعات الحلزونية
  • ممكن يؤثر على دوران الغاز فى المناطق الخارجية للمجرات
  • توفير نقل الزخم الزاوى اللازم لانهيار السحب الغازية، و علشان كده تكوين النجوم الجديدة

شوف كمان

[تعديل]

مصادر

[تعديل]
  1. ↑ yvette. "NASA - NASA Finds Direct Proof of Dark Matter". www.nasa.gov (بالإنجليزية). Archived from the original on 2018-03-10. Retrieved 2020-05-10.
  2. ↑ "Astronomers unveil the farthest galaxy". phys.org (بالإنجليزية). Retrieved 2020-05-10.
  3. ↑ "Astronomers were wrong about the number of galaxies in universe". The Jerusalem Post (بالإنجليزية الأمريكية). Archived from the original on 2021-01-14. Retrieved 2021-01-14.
  4. ↑ Saunders, Toby (July 25, 2023).
  5. ↑ Gibney، Elizabeth (2014). "Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'". Nature. DOI:10.1038/nature.2014.15819.
  6. ↑ C. T. Onions et al., The Oxford Dictionary of English Etymology, Oxford, 1966, p. 385.
  7. ↑ المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع oed
  8. 1 2 "The Large Magellanic Cloud, LMC". Observatoire de Paris. 11 مارس 2004. مؤرشف من الأصل في 2017-06-22.
  9. ↑ "Abd-al-Rahman Al Sufi (December 7, 903 – May 25, 986 A.D.)". Observatoire de Paris. مؤرشف من الأصل في 2007-04-16. اطلع عليه بتاريخ 2007-04-19.
  10. ↑ Gordon Kurtiss J. "History of our Understanding of a Spiral Galaxy: Messier 33". Caltech.edu. مؤرشف من الأصل في 2021-01-25. اطلع عليه بتاريخ 2018-06-11.
  11. ↑ Kant, Immanuel, Universal Natural History and Theory of the Heavens (1755)
  12. 1 2 Evans J. C. (24 نوفمبر 1998). "Our Galaxy". George Mason University. مؤرشف من الأصل في 2012-06-30. اطلع عليه بتاريخ 2007-01-04.
  13. ↑ "Parsonstown | The genius of the Parsons family | William Rosse" Archived مارس 24, 2021 at the Wayback Machine.
  14. ↑ Slipher، V. M. (1913). "The radial velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin. ج. 1 ع. 8: 56–57. Bibcode:1913LowOB...2...56S.
  15. ↑ Curtis، H. D. (1988). "Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. ج. 100: 6. Bibcode:1988PASP..100....6C. DOI:10.1086/132128.
  16. ↑ Weaver H. F. "Robert Julius Trumpler". US National Academy of Sciences. مؤرشف من الأصل في 2013-12-24. اطلع عليه بتاريخ 2007-01-05.
  17. ↑ Öpik، E. (1922). "An estimate of the distance of the Andromeda Nebula". The Astrophysical Journal. ج. 55: 406. Bibcode:1922ApJ....55..406O. DOI:10.1086/142680.
  18. ↑ Hubble، E. P. (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". The Astrophysical Journal. ج. 69: 103–158. Bibcode:1929ApJ....69..103H. DOI:10.1086/143167.
  19. ↑ Sandage، A. (1989). "Edwin Hubble, 1889–1953". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. ج. 83 ع. 6: 351–362. Bibcode:1989JRASC..83..351S. مؤرشف من الأصل في 2012-05-30. اطلع عليه بتاريخ 2007-01-08.
  20. ↑ Tenn J. "Hendrik Christoffel van de Hulst". Sonoma State University. مؤرشف من الأصل في 2012-05-29. اطلع عليه بتاريخ 2007-01-05.
  21. ↑ López-Corredoira، M.؛ وآخرون (2001). "Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS". Astronomy and Astrophysics. ج. 373 ع. 1: 139–152. arXiv:astro-ph/0104307. Bibcode:2001A&A...373..139L. DOI:10.1051/0004-6361:20010560.
  22. ↑ Rubin، V. C. (2000). "One Hundred Years of Rotating Galaxies". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. ج. 112 ع. 772: 747–750. Bibcode:2000PASP..112..747R. DOI:10.1086/316573.
  23. ↑ "Observable Universe contains ten times more galaxies than previously thought". www.spacetelescope.org. مؤرشف من الأصل في 2020-12-23. اطلع عليه بتاريخ 2016-10-17.
  24. ↑ "How many galaxies are there?". NASA. 27 نوفمبر 2002. مؤرشف من الأصل في 2012-07-11. اطلع عليه بتاريخ 2007-01-08.
  25. ↑ Kraan-Korteweg، R. C.؛ Juraszek، S. (2000). "Mapping the hidden Universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance". Publications of the Astronomical Society of Australia. ج. 17 ع. 1: 6–12. arXiv:astro-ph/9910572. Bibcode:2000PASA...17....6K. DOI:10.1071/AS00006.
  26. ↑ Conselice، Christopher J.؛ وآخرون (2016). "The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications". The Astrophysical Journal. ج. 830 ع. 2: 83. arXiv:1607.03909. Bibcode:2016ApJ...830...83C. DOI:10.3847/0004-637X/830/2/83.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  27. ↑ Lauer, Tod R.; Postman, Marc; Weaver, Harold A.; Spencer, John R.; Stern, S. Alan; Buie, Marc W.; Durda, Daniel D.; Lisse, Carey M.; Poppe, A. R. (11 يناير 2021). "New Horizons Observations of the Cosmic Optical Background". The Astrophysical Journal (بالإنجليزية). 906 (2): 77. arXiv:2011.03052. Bibcode:2021ApJ...906...77L. DOI:10.3847/1538-4357/abc881. ISSN:1538-4357.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  28. ↑ "New Horizons spacecraft answers the question: How dark is space?" (بالإنجليزية). Archived from the original on 2021-01-15. Retrieved 2021-01-15. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الاستشهاد بدورية محكمة يطلب |دورية محكمة= (help)
  29. ↑ Barstow M. A. (2005). "Elliptical Galaxies". Leicester University Physics Department. مؤرشف من الأصل في 2012-07-29. اطلع عليه بتاريخ 2006-06-08.
  30. ↑ Matthews، Thomas A.؛ Morgan، William W.؛ Schmidt، Maarten (1964). "A Discussion of Galaxies Indentified [sic] with Radio Sources". The Astrophysical Journal. ج. 140: 35. Bibcode:1964ApJ...140...35M. DOI:10.1086/147890.
  31. ↑ "Discoveries - Highlights | Tracing the Growth of Galaxies". 6 فبراير 2017.
  32. ↑ Fabian، A. C.؛ Nulsen، P. E. J. (1977). "Subsonic accretion of cooling gas in clusters of galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 180 ع. 3: 479. Bibcode:1977MNRAS.180..479F. DOI:10.1093/mnras/180.3.479.
  33. ↑ "Galactic onion". www.spacetelescope.org. مؤرشف من الأصل في 2020-08-06. اطلع عليه بتاريخ 2015-05-11.
  34. ↑ Williams، M. J.؛ Bureau، M.؛ Cappellari، M. (2010). "Kinematic constraints on the stellar and dark matter content of spiral and S0 galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 400 ع. 4: 1665–1689. arXiv:0909.0680. Bibcode:2009MNRAS.400.1665W. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.15582.x.
  35. ↑ Smith G. (6 مارس 2000). "Galaxies — The Spiral Nebulae". University of California. San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. مؤرشف من الأصل في 2012-07-10. اطلع عليه بتاريخ 2006-11-30.
  36. ↑ "Fat or flat: Getting galaxies into shape" Archived مارس 24, 2021 at the Wayback Machine.
  37. ↑ Eskridge، P. B.؛ Frogel، J. A. (1999). "What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?". Astrophysics and Space Science. 269/270: 427–430. Bibcode:1999Ap&SS.269..427E. DOI:10.1023/A:1017025820201.
  38. ↑ Bournaud، F.؛ Combes، F. (2002). "Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal". Astronomy and Astrophysics. ج. 392 ع. 1: 83–102. arXiv:astro-ph/0206273. Bibcode:2002A&A...392...83B. DOI:10.1051/0004-6361:20020920.
  39. ↑ Knapen، J. H.؛ Perez-Ramirez، D.؛ Laine، S. (2002). "Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 337 ع. 3: 808–828. arXiv:astro-ph/0207258. Bibcode:2002MNRAS.337..808K. DOI:10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x.
  40. ↑ Alard، C. (2001). "Another bar in the Bulge". Astronomy and Astrophysics Letters. ج. 379 ع. 2: L44–L47. arXiv:astro-ph/0110491. Bibcode:2001A&A...379L..44A. DOI:10.1051/0004-6361:20011487.
  41. ↑ Bell، G. R.؛ Levine، S. E. (1997). "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of the American Astronomical Society. ج. 29 ع. 2: 1384. Bibcode:1997AAS...19110806B.
  42. ↑ "We Just Discovered a New Type of Colossal Galaxy". Futurism (بالإنجليزية الأمريكية). 21 مارس 2016. Archived from the original on 2021-03-24. Retrieved 2016-03-21.
  43. ↑ Ogle, Patrick M.; Lanz, Lauranne; Nader, Cyril; Helou, George (1 يناير 2016). "Superluminous Spiral Galaxies". The Astrophysical Journal (بالإنجليزية). 817 (2): 109. arXiv:1511.00659. Bibcode:2016ApJ...817..109O. DOI:10.3847/0004-637X/817/2/109. ISSN:0004-637X.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  44. ↑ Gerber، R. A.؛ Lamb، S. A.؛ Balsara، D. S. (1994). "Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass". Bulletin of the American Astronomical Society. ج. 26: 911. Bibcode:1994AAS...184.3204G.
  45. ↑ "Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 31 مايو 2004. مؤرشف من الأصل في 2006-09-07. اطلع عليه بتاريخ 2006-12-06.
  46. ↑ Barstow M. A. (2005). "Irregular Galaxies". University of Leicester. مؤرشف من الأصل في 2012-02-27. اطلع عليه بتاريخ 2006-12-05.
  47. ↑ Phillipps، S.؛ Drinkwater، M. J.؛ Gregg، M. D.؛ Jones، J. B. (2001). "Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster". The Astrophysical Journal. ج. 560 ع. 1: 201–206. arXiv:astro-ph/0106377. Bibcode:2001ApJ...560..201P. DOI:10.1086/322517.
  48. ↑ Schirber M. (27 أغسطس 2008). "No Slimming Down for Dwarf Galaxies". ScienceNOW. مؤرشف من الأصل في 2020-05-30. اطلع عليه بتاريخ 2008-08-27.
  49. 1 2 3 "Galaxy Interactions". University of Maryland Department of Astronomy. مؤرشف من الأصل في 2006-05-09. اطلع عليه بتاريخ 2006-12-19.
  50. 1 2 3 "Interacting Galaxies". Swinburne University. مؤرشف من الأصل في 2012-07-07. اطلع عليه بتاريخ 2006-12-19.
  51. ↑ "Happy Sweet Sixteen, Hubble Telescope!". NASA. 24 أبريل 2006. مؤرشف من الأصل في 2012-07-14. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-10. {{استشهاد ويب}}: |archive-date= / |archive-url= timestamp mismatch (مساعدة)
  52. 1 2 "Starburst Galaxies". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 29 أغسطس 2006. مؤرشف من الأصل في 2019-03-16. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-10.
  53. ↑ Smith G. (13 يوليه 2006). "Starbursts & Colliding Galaxies". University of California. San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. مؤرشف من الأصل في 2012-07-07. اطلع عليه بتاريخ 2006-08-10.
  54. ↑ Keel B. (سبتمبر 2006). "Starburst Galaxies". University of Alabama. مؤرشف من الأصل في 2012-06-04. اطلع عليه بتاريخ 2006-12-11.
  55. ↑ "Department of Astronomy: Introductory Astronomy". مؤرشف من الأصل في 2022-09-01. اطلع عليه بتاريخ 2022-09-01.
  56. 1 2 Keel W. C. (2000). "Introducing Active Galactic Nuclei". University of Alabama. مؤرشف من الأصل في 2012-07-27. اطلع عليه بتاريخ 2006-12-06.
  57. 1 2 Gibb، M. "A Monster in the Middle". NASA. مؤرشف من الأصل في 2012-07-10. اطلع عليه بتاريخ 2006-12-20. {{استشهاد ويب}}: الوسيط |author1= مفقود (مساعدة) والوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
  58. 1 2 Heckman، T. M. (1980). "An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei". Astronomy and Astrophysics. ج. 87: 152–164. Bibcode:1980A&A....87..152H.
  59. ↑ Ho، L. C.؛ Filippenko، A. V.؛ Sargent، W. L. W. (1997). "A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies". The Astrophysical Journal. ج. 487 ع. 2: 568–578. arXiv:astro-ph/9704108. Bibcode:1997ApJ...487..568H. DOI:10.1086/304638.
  60. ↑ Chamba، Nushkia (2020). "A historical perspective on the concept of galaxy size". Research Notes of the American Astronomical Society. ج. 4 ع. 7: 117. arXiv:2010.07946. Bibcode:2020RNAAS...4..117C. DOI:10.3847/2515-5172/aba951.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  61. ↑ Goodwin، S. P.؛ Gribbin، J.؛ Hendry، M. A. (أغسطس 1998). "The relative size of the Milky Way". The Observatory. ج. 118: 201–208. Bibcode:1998Obs...118..201G.
  62. ↑ Castro-Rodríguez، N.؛ López-Corredoira، M.؛ Sánchez-Saavedra، M. L.؛ Battaner، E. (2002). "Warps and correlations with intrinsic parameters of galaxies in the visible and radio". Astronomy & Astrophysics. ج. 391 ع. 2: 519–530. arXiv:astro-ph/0205553. Bibcode:2002A&A...391..519C. DOI:10.1051/0004-6361:20020895.
  63. ↑ Redman، R. O. (1936). "Photometry, Photographic, of the elliptical nebulae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 96 ع. 6: 588. Bibcode:1936MNRAS..96..588R. DOI:10.1093/mnras/96.6.588.
  64. ↑ De Vaucouleurs، Gerard (1948). "Recherches sur les Nebuleuses Extragalactiques". Annales d'Astrophysique. ج. 11: 247. Bibcode:1948AnAp...11..247D.
  65. ↑ Fish، Robert A. (1963). "Significance of a Luminosity Concentration Law in Elliptical Galaxies". The Astronomical Journal. ج. 68: 72. Bibcode:1963AJ.....68R..72F. DOI:10.1086/109075.
  66. ↑ Sérsic، J. L. (1968). "On the formation of galaxies by fragmentation". Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia. ج. 19: 105. Bibcode:1968BAICz..19..105S.
  67. ↑ Conselice، Christopher J.؛ Bershady، Matthew A.؛ Jangren، Anna (2000). "The Asymmetry of Galaxies: Physical Morphology for Nearby and High-Redshift Galaxies". The Astrophysical Journal. ج. 529 ع. 2: 886–910. arXiv:astro-ph/9907399. Bibcode:2000ApJ...529..886C. DOI:10.1086/308300.
  68. ↑ Burgarella، D.؛ Buat، V.؛ Donas، J.؛ Milliard، B.؛ Chapelon، S. (2001). "The ultraviolet visibility and quantitative morphology of galactic disks at low and high redshift". Astronomy & Astrophysics. ج. 369 ع. 2: 421–431. arXiv:astro-ph/0101344. Bibcode:2001A&A...369..421B. DOI:10.1051/0004-6361:20010107.
  69. ↑ Petrosian، V. (1976). "Surface Brightness and Evolution of Galaxies". The Astrophysical Journal. ج. 210: L53. Bibcode:1976ApJ...209L...1P. DOI:10.1086/182301.
  70. ↑ "SkyServer: Algorithms".
  71. ↑ "Circular and Fixed Elliptical Apertures: The Petrosian and Isophotal Photometry".
  72. ↑ "About NED | NASA/IPAC Extragalactic Database". ned.ipac.caltech.edu.
  73. ↑ Graham، Alister W.؛ Driver، Simon P.؛ Petrosian، Vahé؛ Conselice، Christopher J.؛ Bershady، Matthew A.؛ Crawford، Steven M.؛ Goto، Tomotsugu (2005). "Total Galaxy Magnitudes and Effective Radii from Petrosian Magnitudes and Radii". The Astronomical Journal. ج. 130 ع. 4: 1535–1544. arXiv:astro-ph/0504287. Bibcode:2005AJ....130.1535G. DOI:10.1086/444475.
  74. ↑ Jarrett، T. H.؛ Chester، T.؛ Cutri، R.؛ Schneider، S. E.؛ Huchra، J. P. (2003). "The 2MASS Large Galaxy Atlas". The Astronomical Journal. ج. 125 ع. 2: 525–554. Bibcode:2003AJ....125..525J. DOI:10.1086/345794.
  75. ↑ Beck، Rainer (2007). "Galactic magnetic fields". Scholarpedia. ج. 2 ع. 8: 2411. Bibcode:2007SchpJ...2.2411B. DOI:10.4249/scholarpedia.2411.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  1. ↑ Galaxies to the left side of the Hubble classification scheme are sometimes referred to as "early-type", while those to the right are "late-type".
المرجع غلط: <ref> فى تاجز موجوده لمجموعه اسمها "note", بس مافيش مقابلها تاجز <references group="note"/> اتلقت
اتجابت من "https://arz.wikipedia.org/w/index.php?title=مجره&oldid=13130477"