الفلك

مصير المجرات الحلزونية الوحيدة؟

مصير المجرات الحلزونية الوحيدة؟

أعرف مخطط تصنيف مجرات هابل والتشعب من المجرات الإهليلجية إلى نوعين من المجرات الحلزونية. أنا أيضًا على دراية بالنظريات المختلفة حول كيفية تشكل المجرات الحلزونية ، على سبيل المثال. من خلال الاصطدام بواحد آخر. كنت أتساءل دائمًا عن مدى ارتباط أي نوع من التصنيف المورفولوجي للمجرات بديناميكيات المجرة. يبدو أن الفقرة التالية من مقالة ويكيبيديا تدعم عدم ارتياحي:

حتى يومنا هذا ، يعد تسلسل هابل هو النظام الأكثر استخدامًا لتصنيف المجرات ، سواء في البحث الفلكي الاحترافي أو في علم الفلك الهواة. ومع ذلك ، في يونيو 2019 ، أفاد العلماء المواطنون من خلال Galaxy Zoo أن تصنيف هابل المعتاد ، خاصة فيما يتعلق بالمجرات الحلزونية ، قد لا يكون مدعومًا ، وقد يحتاج إلى التحديث.

ضع بشكل مختلف: هل ستصبح مجرة ​​إهليلجية وحيدة في النهاية مجرة ​​حلزونية؟ وإذا كان الأمر كذلك ، كيف تحدد نقطة الانتقال؟ بالنسبة لي ، لا يبدو واضحًا كيفية تحديد عتبة تستحق بعدها تقلبات الكثافة داخل مجرة ​​إهليلجية أن تُسمى أذرعًا حلزونية. أكثر تقنية: أي نطاق ثقة حول متوسط ​​توزيع الكثافة الشعاعية لمجرة معينة يجب اختراقه من أجل تسمية المجرة الحلزونية؟

متعلق ب


أعتقد أن هناك بعض المفاهيم الخاطئة التي تطفو هنا. تسلسل هابل ليس تسلسل زمني. لم يقصد هابل الإيحاء بأن المجرات تتدفق من جانب إلى آخر في التسلسل (ربما كان يعتقد أن ذلك كان احتمالًا). إنه مخصص فقط للتصنيف. كما اتضح أن جزءًا صغيرًا من المجرات قد غيرت صنفها ، مثل الاندماج الكبير العرضي لمجرتين حلزونيين ، يدوران في الاتجاه الصحيح ، يمكن أن يشكلوا شكلًا إهليلجيًا. لكن الغالبية العظمى من المجسمات الإهليلجية (معظمها في قلب المجموعات) تشكلت بهذه الطريقة في وقت مبكر جدًا. ربما تم تحويل عدد قليل من الحلزونات إلى مجرات S0 عن طريق تجريد الغاز عندما سقطت في مجموعات. ولكن ، بدأت معظم اللوالب في شكل حلزونات ، وربما يكون الأمر كذلك بالنسبة لمعظم S0s. يختلف الزخم الزاوي لكل جرام ، وهو كمية محفوظة ، تمامًا عن الأشكال البيضاوية ، و S0s واللوالب.

أوافق على أن مجرة ​​حلزونية معينة يمكن أن تحتوي في بعض الأحيان على شريط وأحيانًا لا.


للبدء ، إذا كنت أقرأ سؤالك بشكل صحيح ، فلديك نموذج تطور المجرات العام بشكل عكسي ، على الأقل بقدر ما يذهب علم التشكل. على مستوى عالٍ للغاية ، تظهر الصورة على النحو التالي: تتشكل معظم المجرات (الكبيرة) على شكل حلزونات ، إن لم تكن كلها ، ثم تندمج في نقاط مختلفة من حياتها مع مجرات كبيرة أخرى (إما مجرات بيضاوية أو حلزونية أخرى) ويصبح المنتج مجرة ​​إهليلجية . يحدث هذا بشكل أسرع وفي كثير من الأحيان في بيئات كثيفة مثل عناقيد المجرات ، ويستغرق وقتًا أطول لحدوث المزيد من المجرات المعزولة مثل درب التبانة (التي ستندمج مع مجرة ​​المرأة المسلسلة في بضع مليارات من السنين).

سؤال عن اللوالب المعزولة

إذا كان ما كنت تسأل عنه هو الحلزونات المعزولة ، حسنًا ، لا أعتقد أن اللولب المنعزل سيتحول إلى مجرة ​​إهليلجية من تلقاء نفسه (على الأقل ليس في المقاييس الزمنية لعمر الكون). قد تبدأ في نهاية المطاف في أن تشبه مجرة ​​إهليلجية (حيث قد تنمو هالتها النجمية) اعتمادًا على مقدار مضايقتها من قبل المجرات القزمة الصغيرة الأخرى. لا توجد مجرة ​​معزولة حقًا ، فهناك دائمًا تسلسل هرمي للمجرات الصغيرة القريبة وتتفاعل جاذبيًا مع المجرة المضيفة. على سبيل المثال ، تحتوي مجرة ​​درب التبانة على مجرة ​​القوس القزم ، وسحب ماجلان الكبيرة والصغيرة التي ستندمج معنا قريبًا (هذا يحدث بشكل أساسي الآن في القوس ، وستكون غيوم ماجلان بضعة مليارات من السنين). لن يكون أي من هذه الأحداث مؤثرًا بما يكفي لتحويل درب التبانة إلى شكل بيضاوي حقيقي ، والذي سيحدث فقط عندما يندمج مع أندروميدا.

سؤال حول التشكل مقابل الديناميات الداخلية

للإجابة على سؤالك الآخر على وجه التحديد حول كيفية ارتباط التشكل بالديناميات الداخلية لمجرة حلزونية: إنه بالتأكيد كذلك ، لكن العلاقة معقدة. عندما ترى مجرة ​​حلزونية بقضيب مركزي ، أو أذرع لولبية ، يتم إنشاء هذه الميزات من خلال عدم الاستقرار الديناميكي داخل المجرة. يمكن أن يحدث هذا بفضل عدد من الأسباب ، والتي قد تعمل من داخل المجرة نفسها ، أو من خارجها. واحدة من أكثر الوسائل شيوعًا لإثارة قضيب أو أذرع لولبية في مجرة ​​قرصية هي التفاعل مع مجرات قزمة تابعة أصغر تدور حول المجرة الحلزونية الأكبر وتسبب اضطرابًا في الجاذبية. إذا كان هذا الجزء من الإجابة يبدو وكأنه شرطي ، فهو نوعًا ما. بالضبط كيف بدأت اضطرابات القرص مثل القضبان والأذرع الحلزونية ، وكيف تعمل ، وماذا تفعل بالمجرة ، هذه كلها موضوعات بحثية متطورة حقًا يعمل عليها علماء الفلك الآن.

امل ان يساعد!


هابل ينظر إلى المجرة الحلزونية المذهلة: NGC 5037

تُظهر هذه الصورة من هابل NGC 5037 ، وهي مجرة ​​حلزونية على بعد حوالي 91 مليون سنة ضوئية في كوكبة العذراء. رصيد الصورة: NASA / ESA / Hubble / D. Rosario / L.Shatz.

NGC 5037 هي مجرة ​​حلزونية خافتة اكتشفها عالم الفلك الألماني المولد ويليام هيرشل في 31 ديسمبر 1785.

تُعرف المجرة أيضًا باسم IRAS 13123-1619 و LEDA 46078 ، وتقع على بعد 91 مليون سنة ضوئية في كوكبة العذراء.

قال علماء الفلك في هابل: "مع ذلك ، من الممكن رؤية الهياكل الدقيقة للغاز والغبار داخل المجرة بتفاصيل غير عادية".

NGC 5037 هي عضو في مجموعة صغيرة من المجرات تسمى مجموعة NGC 5044.

وهي تنتمي أيضًا إلى Virgo Cluster ، وهي مجموعة ضخمة من حوالي 2000 مجرة.

تستضيف NGC 5037 نواة مجرية نشطة (AGN) يحجبها الغبار بشدة.

في عام 2017 ، اكتشف فريق من علماء الفلك من اليابان انبعاث مازر الماء باتجاه المجرة النشطة باستخدام تلسكوب نوبياما 45 مترًا.

تتكون الصورة الجديدة لـ NGC 5037 من ملاحظات من كاميرا Hubble's Wide Field Camera 3 (WFC3) في الأجزاء القريبة من الأشعة تحت الحمراء والبصرية من الطيف.

تم استخدام مرشحين لأخذ عينات من الأطوال الموجية المختلفة. ينتج اللون من تعيين درجات مختلفة لكل صورة أحادية اللون مرتبطة بمرشح فردي.

قال علماء الفلك: "تم تثبيت WFC3 على هابل من قبل رواد الفضاء في عام 2009 ، خلال مهمة الخدمة 4 ، والتي كانت مهمة الخدمة الخامسة والأخيرة لهبل".

"مهمة الخدمة 4 كانت تهدف إلى إطالة عمر هابل لخمس سنوات أخرى."


صورة وفيديو

صورة ALMA للمجرة BRI 1335-0417 قبل 12.4 مليار سنة. كشف ALMA عن انبعاثات من أيونات الكربون في المجرة. تظهر الأذرع الحلزونية على جانبي المنطقة المدمجة والمشرقة في مركز المجرة. الائتمان: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) ، T. Tsukui & amp S. Iguchi

تقدم الدراسة رؤى جديدة حول أصل الأذرع الحلزونية في مجرات القرص

لقد ناقش علماء الفيزياء الفلكية أصل ومصير الأذرع الحلزونية في المجرات القرصية لعقود من الزمن ، مع وجود نظريتين سائدتين. يعتقد المرء أن الذراعين تأتي وتذهب مع مرور الوقت. النظرية الثانية والشائعة هي أن المادة التي تتكون منها الأذرع & # 8211 نجمًا وغازًا وغبارًا & # 8211 تتأثر بالاختلافات في الجاذبية والاختناقات ، مثل السيارات في ساعة الذروة ، مما يحافظ على الذراعين لفترات طويلة.

النتائج الجديدة ، قبلت للنشر في مجلة الفيزياء الفلكية (إصدار arXiv.org) ، يقع في مكان ما بين النظريتين ويقترح أن الأذرع تنشأ في المقام الأول نتيجة لتأثير السحب الجزيئية العملاقة & # 8211 مناطق تشكل النجوم أو الحضانات الشائعة في المجرات. عند إدخالها في المحاكاة ، تعمل الغيوم على أنها "مضطربات" وهي كافية ليس فقط للشروع في تكوين الأذرع الحلزونية ولكن للحفاظ عليها إلى أجل غير مسمى.

& # 8220 أظهرنا لأول مرة أن الأذرع الحلزونية النجمية ليست سمات عابرة ، كما زُعم لعدة عقود ، & # 8221 أوضحت مؤلفة الدراسة الأولى الدكتورة إيلينا D & # 8217Onghia من جامعة ويسكونسن ماديسون.

& # 8220 الأذرع الحلزونية ذاتية الاستمرارية ومستمرة وطويلة بشكل مدهش ، & # 8221 أضاف المؤلف المشارك الدكتور مارك فوجيلسبيرجر من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية.

قال الدكتور D & # 8217Onghia: & # 8220 نظرية الماضي أن الأذرع ستختفي مع إزالة الاضطرابات ، لكننا نرى أن الذراعين يدومان ذاتيًا ، حتى عند إزالة الاضطرابات. إنه يثبت أنه بمجرد إنشاء الأسلحة من خلال هذه السحب ، يمكن أن توجد بمفردها من خلال (تأثير) الجاذبية ، حتى في أقصى الحدود عندما لا تكون الاضطرابات موجودة. & # 8221

صممت الدراسة مجرات قرصية قائمة بذاتها ، تلك المجرات التي لا تتأثر بمجرة أو جسم قريب آخر. لقد استكشفت بعض الدراسات الحديثة احتمالية حصول المجرات الحلزونية ذات الجار القريب (مجرة قزمة قريبة ، على سبيل المثال) على أذرعها حيث تسحب الجاذبية من مجرة ​​القمر الصناعي قرص جارتها.

& # 8220 يمكن استخدام عمليات المحاكاة الجديدة لإعادة تفسير بيانات الرصد ، بالنظر إلى كل من السحب الجزيئية عالية الكثافة وكذلك "الثقوب" الناتجة عن الجاذبية في الفضاء باعتبارها الآليات التي تقود تشكيل الأذرع المميزة للمجرات الحلزونية. & # 8221

المعلومات الببليوغرافية: Elena D & # 8217Onghia et al. أذرع لولبية ذاتية التدمير في مجرات القرص. أبج، مقبول للنشر arXiv: 1204.0513


Leo Triplet ، وتسمى أيضًا مجموعة M66 ، هي مجموعة صغيرة من المجرات الحلزونية في كوكبة الأسد. يتكون Leo Triplet من كائنين Messier ، M65 (أعلى) و M66 (أسفل) ، بالإضافة إلى NGC 3628 (يسار) ، والتي تسمى أيضًا مجرة ​​Hamburger نظرًا لشكلها. الثلاثة عبارة عن مجرات حلزونية كبيرة ولكنها تميل إلى أن تبدو مختلفة لأن أقراصها المجرية مائلة بزوايا مختلفة عن خط رؤيتنا. تُرى NGC 3628 بشكل مغرٍ ، حيث تحجب ممرات الغبار التي تخترق مستواها المجري المنتفخ. تميل أقراص M66 و M65 بما يكفي لإظهار هيكلها الحلزوني. تركت تفاعلات الجاذبية بين المجرات في المجموعة علامات منبهة ، بما في ذلك ذيل المد والجزر الممتد 300000 سنة ضوئية والقرص الملتوي والمضخم من NGC 3628 والأذرع الحلزونية الممتدة لـ M66. يمكن رؤية المجرات الحلزونية الثلاث الكبيرة في مجال رؤية واحد يغطي أكثر من نصف مليون سنة ضوئية على مسافة 35 مليون سنة ضوئية من الأرض.
التواريخ: 09.04.2021 (الربع الخالي ، البورتل 2)

إجمالي وقت الدمج: 3.3 ساعة فقط عند f5.3

الشقق ، الظلام. درجة حرارة المستشعر: -10 درجة

المعدات: GSO 8 & quot RC مع TSCCD47 (مخفض 0.67) - كاميرا ZWO 1600mm Pro - مرشحات ZWO LRGB ، عجلة تصفية 8 مواضع ، حامل AZEQ6 (ZWO OAG مع كاميرا ZWO224MC للتوجيه)

برنامج المعالجة: Pixinsight (Stacking ، RGB و L معالج بشكل منفصل ، BN ، CC ، MSLT ، HT ، قناع النجمة ، Deconvolution ، CurvesT ، SCNR ، أخيرًا مزج L مع RGB.


محتويات

قد تتكون المجرات الحلزونية من عدة مكونات متميزة:

  • قرص مسطح دوار يتكون من النجوم والمواد البينجمية التي تعتبر أذرعها الحلزونية مكونات بارزة
  • انتفاخ نجمي مركزي يتكون بشكل رئيسي من النجوم الأكبر سناً ، والذي يشبه المجرة الإهليلجية
  • توزيع النجوم على شكل شريط
  • هالة شبه كروية من النجوم ، بما في ذلك العديد من الحشود الكروية
  • ثقب أسود هائل في مركز الانتفاخ المركزي
  • هالة من المادة المظلمة شبه كروية

تختلف الأهمية النسبية للمكونات المختلفة ، من حيث الكتلة والسطوع والحجم ، من مجرة ​​إلى أخرى.

أذرع لولبية تحرير

أذرع لولبية هي مناطق من النجوم تمتد من مركز المجرات الحلزونية والقضائية. تشبه هذه المناطق الطويلة الرفيعة الحلزوني وبالتالي تعطي اسم المجرات الحلزونية. بطبيعة الحال ، فإن التصنيفات المختلفة للمجرات الحلزونية لها هياكل أذرع مميزة. مجرات Sc و SBc ، على سبيل المثال ، لها أذرع "فضفاضة" للغاية ، في حين أن مجرات Sa و SBa لها أذرع محكمة (مع الإشارة إلى تسلسل هابل). في كلتا الحالتين ، تحتوي الأذرع الحلزونية على العديد من النجوم الزرقاء الفتية (بسبب كثافة الكتلة العالية والمعدل العالي لتكوين النجوم) ، مما يجعل الأذرع شديدة السطوع.

انتفاخ تحرير

أ انتفاخ هي مجموعة كبيرة من النجوم مكتظة بإحكام. يشير المصطلح إلى المجموعة المركزية للنجوم الموجودة في معظم المجرات الحلزونية ، والتي يتم تعريفها غالبًا على أنها زيادة الضوء النجمي فوق الاستقراء الداخلي لضوء القرص الخارجي (الأسي).

باستخدام تصنيف هابل ، يتكون انتفاخ مجرات Sa عادةً من نجوم المجموعة الثانية ، وهي نجوم حمراء قديمة ذات محتوى معدني منخفض. علاوة على ذلك ، فإن انتفاخ مجرات Sa و SBa يميل إلى أن يكون كبيرًا. في المقابل ، تكون انتفاخات مجرات Sc و SBc أصغر بكثير [9] وتتكون من نجوم زرقاء شابة من السكان 1. بعض الانتفاخات لها خصائص مشابهة لتلك الموجودة في المجرات الإهليلجية (التي تم تقليصها إلى انخفاض الكتلة واللمعان) يظهر البعض الآخر ببساطة كمراكز أقراص ذات كثافة أعلى ، مع خصائص مشابهة لمجرات القرص.

يُعتقد أن العديد من الانتفاخات تستضيف ثقبًا أسود هائلاً في مراكزها. في مجرتنا ، على سبيل المثال ، يُعتقد أن الجسم المسمى Sagittarius A * هو ثقب أسود هائل. هناك العديد من الأدلة على وجود ثقوب سوداء في مراكز المجرات الحلزونية ، بما في ذلك وجود نوى نشطة في بعض المجرات الحلزونية ، والقياسات الديناميكية التي وجدت كتلًا مركزية كبيرة مضغوطة في المجرات مثل Messier 106.

تحرير الشريط

لوحظت استطالات النجوم على شكل قضيب في ما يقرب من ثلثي المجرات الحلزونية. [10] [11] قد يكون وجودهم قويًا أو ضعيفًا. في المجرات اللولبية (والعدسية) ذات الحافة العلوية ، يمكن أحيانًا تمييز وجود الشريط من خلال الهياكل الخارجية على شكل X أو على شكل (قشرة الفول السوداني) [12] [13] والتي تتمتع عادةً بأقصى قدر من الرؤية بنصف طول شريط الطائرة.

تحرير كروي

يقع الجزء الأكبر من النجوم في مجرة ​​حلزونية إما بالقرب من مستوى واحد (المستوى المجري) في مدارات دائرية تقليدية إلى حد ما حول مركز المجرة (مركز المجرة) ، أو في انتفاخ مجري كروي حول المجرة. النواة.

ومع ذلك ، تسكن بعض النجوم هالة كروية أو كروي المجرة، نوع من الهالة المجرية. إن السلوك المداري لهذه النجوم محل خلاف ، لكنها قد تظهر ارتجاعيًا و / أو مدارات شديدة الانحدار ، أو لا تتحرك في مدارات منتظمة على الإطلاق. يمكن الحصول على نجوم الهالة من المجرات الصغيرة التي تسقط في المجرة الحلزونية وتندمج معها - على سبيل المثال ، مجرة ​​القوس القزم الكروية في طور الاندماج مع درب التبانة وتظهر الملاحظات أن بعض النجوم في هالة درب التبانة تم الحصول عليها منه.

على عكس قرص المجرة ، يبدو أن الهالة خالية من الغبار ، وعلى النقيض من ذلك ، فإن النجوم في الهالة المجرية هي من السكان II ، أقدم بكثير وذات نسبة معدنية أقل بكثير من أبناء عمومتها من السكان 1 في القرص المجري (ولكنها مماثلة لتلك الموجودة في الهالة المجرية). في انتفاخ المجرة). تحتوي الهالة المجرية أيضًا على العديد من العناقيد الكروية.

تجلبهم حركة نجوم الهالة عبر القرص في بعض الأحيان ، ويُعتقد أن عددًا من الأقزام الحمراء الصغيرة القريبة من الشمس تنتمي إلى هالة المجرة ، على سبيل المثال Kapteyn's Star و Groombridge 1830. بسبب حركتهم غير المنتظمة حول المركز في المجرة ، غالبًا ما تعرض هذه النجوم حركة مناسبة عالية بشكل غير عادي.

أقدم مجرة ​​حلزونية

أقدم مجرة ​​حلزونية في الملف هي BX442. يبلغ عمره أحد عشر مليار سنة ، وهو أقدم بأكثر من ملياري سنة من أي اكتشاف سابق. يعتقد الباحثون أن شكل المجرة ناتج عن تأثير الجاذبية لمجرة قزمة مصاحبة. تشير نماذج الكمبيوتر القائمة على هذا الافتراض إلى أن الهيكل الحلزوني لـ BX442 سيستمر حوالي 100 مليون سنة. [15] [16]

تحرير ذات صلة

في يونيو 2019 ، أفاد العلماء المواطنون من خلال Galaxy Zoo أن تصنيف هابل المعتاد ، خاصة فيما يتعلق بالمجرات الحلزونية ، قد لا يكون مدعومًا ، وقد يحتاج إلى تحديث. [17] [18]

رائد دراسات دوران المجرة وتشكيل الأذرع الحلزونية كان برتيل ليندبلاد في عام 1925. لقد أدرك أن فكرة ترتيب النجوم بشكل دائم في شكل حلزوني لا يمكن الدفاع عنها. نظرًا لأن السرعة الزاوية للدوران للقرص المجري تختلف باختلاف المسافة من مركز المجرة (عبر نوع قياسي للنظام الشمسي من نموذج الجاذبية) ، فإن الذراع الشعاعية (مثل المتحدث) ستصبح منحنية بسرعة أثناء دوران المجرة. بعد قليل من دوران المجرة ، يصبح الذراع منحنيًا بشكل متزايد ويصبح أكثر إحكامًا حول المجرة. هذا يسمى مشكلة اللف. أظهرت القياسات في أواخر الستينيات أن السرعة المدارية للنجوم في المجرات الحلزونية فيما يتعلق ببعدها عن مركز المجرة هي بالفعل أعلى مما كان متوقعًا من ديناميكيات نيوتن ولكنها لا تزال غير قادرة على تفسير استقرار البنية الحلزونية.

منذ سبعينيات القرن الماضي ، كانت هناك فرضيتان أو نماذج رائدة للتركيبات الحلزونية للمجرات:

  • تشكل النجوم بسبب موجات الكثافة في القرص المجري للمجرة.
  • نموذج تكوين النجوم العشوائي الذاتي الانتشار (نموذج SSPSF) - تشكل النجوم الناجم عن موجات الصدمة في الوسط النجمي. تحدث موجات الصدمة بسبب الرياح النجمية والمستعرات الأعظمية من تشكل النجوم السابق مؤخرًا ، مما يؤدي إلى انتشار ذاتي وتكوين نجمي ذاتي الاستدامة. ثم تنشأ البنية الحلزونية من الدوران التفاضلي لقرص المجرة.

هذه الفرضيات المختلفة ليست متعارضة ، لأنها قد تفسر أنواعًا مختلفة من الأذرع الحلزونية.

تحرير نموذج موجة الكثافة

اقترح برتيل ليندبلاد أن الأذرع تمثل مناطق ذات كثافة معززة (موجات كثافة) تدور ببطء أكثر من نجوم وغاز المجرة. عندما يدخل الغاز في موجة كثافة ، يتم ضغطه ويصنع نجومًا جديدة ، بعضها عبارة عن نجوم زرقاء قصيرة العمر تضيء الأذرع. [20]

النظرية التاريخية لـ Lin و Shu Edit

ابتكر CC Lin و Frank Shu أول نظرية مقبولة للهيكل اللولبي في عام 1964 ، [21] في محاولة لشرح البنية واسعة النطاق للحلزونات بدلالة موجة ذات سعة صغيرة تنتشر بسرعة زاوية ثابتة ، والتي تدور حول المجرة بسرعة تختلف عن سرعة غازات المجرة ونجومها. اقترحوا أن الأذرع الحلزونية كانت مظاهر لموجات الكثافة الحلزونية - افترضوا أن النجوم تسير في مدارات إهليلجية قليلاً ، وأن اتجاهات مداراتها مرتبطة ، أي أن الأشكال البيضاوية تختلف في اتجاهها (واحدة إلى أخرى) بطريقة سلسة مع زيادة المسافة من مركز المجرة. هذا موضح في الرسم التخطيطي جهة اليمين. من الواضح أن المدارات الإهليلجية تقترب من بعضها البعض في مناطق معينة لإعطاء تأثير الأسلحة. لذلك لا تبقى النجوم إلى الأبد في الوضع الذي نراه فيه الآن ، ولكنها تمر عبر الذراعين أثناء سفرها في مداراتها. [22]

تحرير تشكل النجوم بسبب موجات الكثافة

توجد الفرضيات التالية لتكوين النجوم الناتج عن موجات الكثافة:

  • عندما تتحرك سحب الغاز في موجة الكثافة ، تزداد كثافة الكتلة المحلية. نظرًا لأن معايير انهيار السحب (عدم استقرار الجينز) تعتمد على الكثافة ، فإن الكثافة العالية تزيد من احتمالية انهيار السحب وتشكيل النجوم.
  • عندما تمر موجة الضغط ، فإنها تؤدي إلى تشكل النجوم على الحافة الأمامية للأذرع الحلزونية.
  • عندما تجتاح الغيوم الأذرع الحلزونية ، فإنها تصطدم ببعضها البعض وتدفع موجات الصدمة عبر الغاز ، مما يؤدي بدوره إلى انهيار الغاز وتشكيل النجوم.

المزيد من النجوم الشباب في أذرع حلزونية تحرير

تبدو الأذرع الحلزونية أكثر إشراقًا بصريًا لأنها تحتوي على نجوم فتيّة ونجوم أكثر ضخامة وإشراقًا من بقية المجرة. مع تطور النجوم الضخمة بسرعة أكبر ، [23] يميل زوالها إلى ترك خلفية داكنة من النجوم الخافتة خلف موجات الكثافة مباشرة. هذا يجعل موجات الكثافة أكثر وضوحا. [20]

يبدو أن الأذرع الحلزونية تمر ببساطة عبر النجوم القديمة الراسخة أثناء سفرها في مداراتها المجرية ، لذلك فهي أيضًا لا تتبع الأذرع بالضرورة. [20] بينما تتحرك النجوم عبر ذراع ، يتم تعديل السرعة الفضائية لكل نظام نجمي بواسطة قوة الجاذبية للكثافة المحلية الأعلى. كما أن النجوم التي تم إنشاؤها حديثًا لا تبقى ثابتة إلى الأبد في موضعها داخل الأذرع الحلزونية ، حيث يعود متوسط ​​سرعة الفضاء إلى طبيعته بعد أن تغادر النجوم على الجانب الآخر من الذراع. [22]

تحرير مدارات محاذاة جاذبية

أظهر تشارلز فرانسيس وإريك أندرسون من ملاحظات حركات أكثر من 20000 نجم محلي (في غضون 300 فرسخ فلكي) أن النجوم تتحرك على طول أذرع لولبية ، ووصفوا كيف يتسبب الجاذبية المتبادلة بين النجوم في اصطفاف المدارات على حلزونات لوغاريتمية. عندما يتم تطبيق النظرية على الغاز ، فإن الاصطدامات بين السحب الغازية تولد السحب الجزيئية التي تتشكل فيها النجوم الجديدة ، ويتم شرح التطور نحو الحلزونات ثنائية التماثل ذات التصميم الكبير. [24]

تتوزع النجوم في الحلزونات في أقراص رفيعة نصف قطرية ذات ملامح شدة مثل [25] [26] [27]

لا تعتمد ملامح ضوء المجرات الحلزونية ، من حيث الإحداثي R / h < displaystyle R / h> ، على لمعان المجرة.

قبل أن نفهم أن المجرات الحلزونية موجودة خارج مجرتنا درب التبانة ، كان يشار إليها غالبًا باسم السدم الحلزونية. كانت مسألة ما إذا كانت هذه الأجسام مجرات منفصلة ومستقلة عن درب التبانة ، أو نوعًا من السديم الموجود داخل مجرتنا ، موضوع النقاش الكبير عام 1920 ، بين مرصد هيبر كورتيس من ليك وهارلو شابلي من جبل. مرصد ويلسون. بداية من عام 1923 ، لاحظ إدوين هابل [28] [29] متغيرات Cepheid في العديد من السدم الحلزونية ، بما في ذلك ما يسمى "سديم أندروميدا" ، مما يثبت أنها في الواقع مجرات كاملة خارج مجراتنا. على المدى سديم حلزوني منذ ذلك الحين سقط خارج نطاق الاستخدام.

كانت مجرة ​​درب التبانة تعتبر مجرة ​​حلزونية عادية. بدأ علماء الفلك في الشك لأول مرة في أن درب التبانة عبارة عن مجرة ​​حلزونية ضيقة في الستينيات. [30] [31] تم تأكيد شكوكهم من خلال ملاحظات سبيتزر للتلسكوب الفضائي في عام 2005 ، [32] والتي أظهرت أن الشريط المركزي لمجرة درب التبانة أكبر مما كان متوقعًا في السابق.


أقدم مجرة ​​حلزونية حتى الآن

تم العثور على أقدم مجرة ​​حلزونية حتى الآن ، تسمى BRI 1335-0417 ، على مسافة 12.4 مليار سنة ضوئية وفي وقت بعد 1.4 مليار سنة فقط من الانفجار العظيم. تظهر الأذرع الحلزونية على جانبي المنطقة المدمجة والمشرقة في مركز المجرة. الصورة عبر ALMA / T. Tsukui & # 038 S. Iguchi.

المجرات الحلزونية والجميلة هي ما نفكر فيه غالبًا عندما يذكر شخص ما الكلمة المجرة. مجرتنا درب التبانة هي مجرة ​​حلزونية. هذه المجرات شائعة جدًا في الكون القريب. لكن كلما نظر علماء الفلك إلى الوراء في الزمن والمسافة ، قل عدد المجرات الحلزونية التي يرونها بين العديد من المجرات في كوننا. بدلاً من ذلك ، عندما نخرج إلى الفضاء & # 8211 والعودة بالزمن & # 8211 تظهر المجرات غير منتظمة الشكل. وهكذا كيف و متي تشكل المجرات الحلزونية أحد الأسئلة الكلاسيكية في علم الفلك. وبسبب بعض الإثارة في 20 مايو 2021 ، أبلغ علماء الفلك عن أقدم مجرة ​​حلزونية تم العثور عليها حتى الآن.

تحمل هذه المجرة اسم BRI 1335-0417. لقد وُجد بعد 1.4 مليار سنة فقط من الانفجار العظيم ، وهو ما يعادل المسافة منا 12.4 مليار سنة ضوئية. بعيدًا حتى الآن & # 8211 حتى الآن في الوقت المناسب & # 8211 ومع ذلك هذه المجرة لديها أذرع لولبية مرئية بوضوح! من الواضح أن هذه المجرة لها مساهمة مهمة في الإجابة عن أسئلة حول المجرات الحلزونية وأصولها.

نشر علماء الفلك ورقة بحثية عن النتائج التي توصلوا إليها في المجلة التي راجعها النظراء علم في 20 مايو 2021.

ما هي المجرة الحلزونية؟

تأتي المجرات في العديد من الأشكال المختلفة ويتم تصنيفها حسب مورفولوجيتها ، مما يعني كيف تبدو. هناك مجرات إهليلجية ولولبية وغير منتظمة بشكل غريب ، وكلها لها سمات مختلفة. تتكون المجرات الحلزونية من انتفاخ مركزي للنجوم القديمة ، وقرص دوار مسطح ، وأذرع تدور حول القرص. توجد المجرات الحلزونية بشكل أساسي في الكون القريب. كلما خرجت بعيدًا ، في الوقت المناسب ، قل عدد اللوالب التي تراها.

تاكافومي تسوكوي من جامعة SOKENDAI في اليابان هو المؤلف الرئيسي للبحث الجديد. قال في بيان:

كنت متحمسًا لأنني لم أر قط مثل هذا الدليل الواضح على قرص دوار ، وبنية حلزونية ، وبنية كتلة مركزية في مجرة ​​بعيدة في أي كتابات سابقة.

الأنواع الثلاثة الأكثر شيوعًا من المجرات. يعرض الصف العلوي الرسوم التوضيحية التخطيطية ، ويعرض الصف السفلي الصور الفعلية للمجرات التي تناسب كل فئة من الفئات الثلاث. الصورة عبر A. Feild / STScI / Hubblesite.

مراقبة أقدم مجرة ​​حلزونية

استخدم الفلكيون التلسكوب الراديوي ، مصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمترية أو تلسكوب ALMA لدراسة المجرة BRI 1335-0417. هذا المرصد & # 8211 الموجود في صحراء أتاكاما بشمال تشيلي & # 8211 قادر على الوصول إلى مستوى عالٍ من الدقة (التفاصيل) ، على الرغم من المسافة الهائلة للمجرة. قال تسوكوي:

كانت جودة بيانات ALMA جيدة جدًا لدرجة أنني تمكنت من رؤية الكثير من التفاصيل لدرجة أنني اعتقدت أنها مجرة ​​قريبة.

نظرًا لمسافة المجرة & # 8217s ، والعمر المبكر للكون على تلك المسافة ، احتوت المجرة BRI 1335-0417 على الكثير من الغبار الذي يحجب الضوء عنها. يجعل الغبار من الصعب رؤية بنية المجرة باستخدام تلسكوبات الضوء المرئي مثل هابل. ولكن في الأطوال الموجية الراديوية ، يمكن لعلماء الفلك أن يرصدوا عناصر معينة داخل المجرة. وهكذا يمكنهم أن ينظروا ماضي الغبار المعتم.

في هذه الحالة ، نظر علماء الفلك في الانبعاثات الصادرة عن أيونات الكربون للحصول على معلومات.

باستخدام أيونات الكربون كأداة لتتبع بنية المجرة ، تمكن علماء الفلك من رؤية الشكل الحلزوني لـ BRI 1335-0417. يمكنهم رؤية هذا الهيكل يمتد على بعد حوالي 15000 سنة ضوئية من مركز المجرة. هذا هو حوالي ثلث حجم مجرة ​​درب التبانة ، على سبيل المقارنة. لكن كتلة BRI 1335-0417 تعادل كتلة مجرتنا درب التبانة ، بما في ذلك عدد نجومها وكمية المادة البينجمية. لمجرد أنك لا ترى أنه يمتد إلى أبعد من ذلك ، فهذا لا يعني أنه ليس أكبر & # 8217t. وأوضح تسوكي:

نظرًا لأن BRI 1335-0417 كائن بعيد جدًا ، فقد لا نتمكن من رؤية الحافة الحقيقية للمجرة في هذه الملاحظة. بالنسبة لمجرة كانت موجودة في بدايات الكون ، كان BRI 1335-0417 عملاقًا.

كيف تشكلت المجرة الحلزونية في وقت مبكر؟

تظهر المحاكاة أن المجرات المتفاعلة يمكن أن تشكل مجرة ​​منتجة نهائية بأذرع لولبية. تفاعلت المجرات أكثر بكثير في بدايات الكون ، وهذا قد يفسر وجود BRI 1335-0417 حتى الآن في الزمن. هناك المزيد من الدلائل على هذا السيناريو أيضًا: على سبيل المثال ، يحتوي BRI 1335-0417 على إمدادات كبيرة من الغاز في ضواحيها. هذا مؤشر على أن هناك نوعًا من توصيل الإمدادات يأتي من الخارج ، ربما لأن هذه المجرة كانت تصطدم بمجرات أصغر أخرى.

الفيديو أدناه عبارة عن محاكاة توضح عدد المجرات الصغيرة التي تتفاعل لتشكل مجرة ​​حلزونية أكبر.


فيديو © 2007 T. Takeda، S. Nukatani، T. R. Saitoh، 4D2U Project، NAOJ.

ماذا حدث بعد ذلك؟

ما حدث بعد ذلك هو السؤال المثير للاهتمام. وفقًا للنظرية التقليدية ، فإن المجرات المكونة للنجوم (مثل BRI 1335-0417) مع وجود الكثير من الغبار في الكون المبكر سوف تتطور إلى مجرات إهليلجية عملاقة مع تقدم العمر. لكن ربما هذا قد لا يحدث؟ ربما ستبقى مجرة ​​مثل BRI 1335-0417 دوامة لفترة أطول؟ تحظى الأذرع الحلزونية باهتمام خاص بالنسبة لنا لأنها ، كما قال تسوكوي:

يستقر نظامنا الشمسي في أحد أذرع مجرة ​​درب التبانة الحلزونية. سيوفر لنا تتبع جذور الهيكل اللولبي أدلة على البيئة التي ولد فيها النظام الشمسي. آمل أن يعزز هذا البحث فهمنا لتاريخ تكوين المجرات.

خلاصة القول: فوجئ علماء الفلك باكتشاف أذرع حلزونية في مجرة ​​تقع في بداية الكون. هذا يجعل المجرة ، BRI 1335-0417 ، أقدم مجرة ​​حلزونية تم العثور عليها حتى الآن وتوفر أدلة على كيفية ووقت تشكل المجرات الحلزونية.


يتم التركيز على لغز كيفية حصول المجرات الحلزونية على أذرعها

مع تقدم أشكال المجرات ، فإن القرص الحلزوني و [مدش] مع ملف تعريف المروحة المميز و [مدش] هو إلى حد بعيد أكثر المشاة.

تظهر هذه الصورة والفيديو أدناه محاكاة لتشكيل الذراع في المجرات الحلزونية. تم إجراء المحاكاة بواسطة عالمة الفيزياء الفلكية في جامعة ويسكونسن ماديسون Elena D & rsquoOnghia ، التي قادت بحثًا جديدًا في المنطقة جنبًا إلى جنب مع زملائها في مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية مارك فوجيلسبيرجر ولارس هيرنكويست. تم إنشاء التصورات بواسطة Thiago Ize و Chris Johnson من جامعة يوتا ومعهد الحوسبة العلمية والتصوير العلمي rsquos.

يعتقد علماء الفلك أن مجرتنا درب التبانة عبارة عن دوامة. يوجد نظامنا الشمسي والأرض في مكان ما بالقرب من أحد أذرعها الخيطية المنكسرة للخلف. وما يقرب من 70 في المائة من المجرات الأقرب إلى مجرة ​​درب التبانة عبارة عن حلزونات ، مما يشير إلى أنها اتخذت أكثر أشكال المجرات شيوعًا في كون به بلايين من المجرات.

ولكن على الرغم من التشكل المشترك بينهما ، فقد ثبت أن كيفية حصول مجرات مثل مجرتنا على أذرعها المميزة والحفاظ عليها يمثل لغزًا دائمًا في الفيزياء الفلكية. كيف تنشأ أذرع المجرات الحلزونية؟ هل يتغيرون أم يأتون ويذهبون مع مرور الوقت؟

أصبحت الإجابات على هذه الأسئلة وغيرها موضع تركيز الآن حيث يستفيد الباحثون من عمليات محاكاة حاسوبية جديدة قوية لمتابعة حركات ما يصل إلى 100 مليون جسيم و ldquostellar مثل الجاذبية والقوى الفيزيائية الفلكية الأخرى التي تنحتهم في أشكال مجرية مألوفة. كتب فريق من الباحثين من جامعة ويسكونسن-ماديسون ومركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية في الأول من أبريل في مجلة الفيزياء الفلكية ، عن عمليات محاكاة يبدو أنها تحل أسئلة طويلة الأمد حول أصل وتاريخ حياة الأذرع الحلزونية في مجرات القرص.

& ldquo أظهرنا لأول مرة أن الأذرع الحلزونية النجمية ليست سمات عابرة ، كما زُعم لعدة عقود ، وتقول عالمة الفيزياء الفلكية في جامعة UW-Madison Elena D & rsquoOnghia ، التي قادت البحث الجديد جنبًا إلى جنب مع زملائها في مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية مارك فوجيلسبيرجر ولارس هيرنكويست. & ldquo فهي ذاتية الاستمرارية ومستمرة وطويلة الأمد بشكل مدهش. & rdquo

لقد ناقش علماء الفيزياء الفلكية أصل ومصير الأذرع الحلزونية الرمزية في المجرات القرصية لعقود من الزمن ، حيث سادت نظريتان: أحدهما يرى أن الأذرع تأتي وتذهب بمرور الوقت. النظرية الثانية والشائعة هي أن المواد التي تتكون منها الأذرع ونجوم - الغاز والغبار - تتأثر بالاختلافات في الجاذبية والاختناقات ، مثل السيارات في ساعة الذروة ، مما يحافظ على الذراعين لفترات طويلة.

تقع النتائج الجديدة في مكان ما بين النظريتين وتشير إلى أن الأذرع تنشأ في المقام الأول نتيجة لتأثير السحب الجزيئية العملاقة أو مناطق تشكل النجوم أو الحضانات الشائعة في المجرات. تم إدخال الغيوم في المحاكاة ، كما يقول D & rsquoOnghia ، أستاذ علم الفلك في جامعة ويسكونسن ماديسون ، وتعمل كمؤثرات & ldquoperturbers & rdquo وهي كافية ليس فقط للشروع في تكوين الأذرع الحلزونية ولكن للحفاظ عليها إلى أجل غير مسمى.

& ldquo وجدنا أنها تشكل أذرعًا لولبية ، & rdquo توضح D & rsquoOnghia. & ldquo تقول النظرية السابقة أن الأذرع ستختفي مع إزالة الاضطرابات ، لكننا نرى (بمجرد تشكيلها) الأذرع تدوم ذاتيًا ، حتى عند إزالة الاضطرابات. إنه يثبت أنه بمجرد إنشاء الأسلحة من خلال هذه السحب ، يمكن أن توجد بمفردها من خلال (تأثير) الجاذبية ، حتى في أقصى الحدود عندما تختفي الاضطرابات. & rdquo

صممت الدراسة الجديدة مجرات قرصية قائمة بذاتها ، تلك المجرات التي لا تتأثر بمجرة أو جسم قريب آخر. Some recent studies have explored the likelihood that spiral galaxies with a close neighbor &mdash a nearby dwarf galaxy, for example &mdash get their arms as gravity from the satellite galaxy pulls on the disk of its neighbor.

According to Vogelsberger and Hernquist, the new simulations can be used to reinterpret observational data, looking at both the high-density molecular clouds as well as gravitationally induced holes in space as the mechanisms that drive the formation of the characteristic arms of spiral galaxies.


Some fast radio bursts come from the spiral arms of other galaxies

A Hubble Space Telescope image (left) of a galaxy known to host a ‘fast radio burst’ helps ID where in the galaxy the blast originated (oval). After image processing (right), the burst’s origin appears centered on one of the galaxy’s spiral arms.

NASA, ESA, Alexandra Mannings/University of California Santa Cruz, Wen-fai Fong/Northwestern University, Alyssa Pagan/STScI

Share this:

Five brief, bright blasts of radio waves from deep space now have precise addresses.

The fast radio bursts, or FRBs, come from the spiral arms of their host galaxies, researchers report in a study to appear in the مجلة الفيزياء الفلكية. The proximity of the FRBs to sites of star formation bolsters the case for run-of-the-mill young stars as the origin of these elusive, energetic eruptions.

“This is the first such population study of its kind and provides a unique piece to the puzzle of FRB origins,” says Wen-fai Fong, an astronomer at Northwestern University in Evanston, Ill.

FRBs typically last a few milliseconds and are never seen again. Because the bursts are so brief, it’s difficult to nail down their precise origins on the sky. Although astronomers have detected about 1,000 FRBs since the first was reported in 2007, only 15 or so have been traced to a specific galaxy.

اشترك للحصول على أحدث من أخبار العلوم

عناوين وملخصات من أحدث أخبار العلوم من المقالات ، يتم تسليمها إلى بريدك الوارد

The first burst to be traced to its source came from a small, blobby dwarf galaxy with a lot of active star formation (SN: 1/4/17). That FRB sends off repeated blasts from a single source, which is an unusual feature, and helped astronomers localize its host galaxy.

“After that, a lot of people thought, well, maybe all FRB hosts are like this,” says astronomer Alexandra Mannings of the University of California, Santa Cruz. But then a second repeating burst was tracked back to a spiral galaxy like the Milky Way (SN: 1/6/20). And a one-off burst was localized to a massive disk-shaped galaxy, also the size of the Milky Way. Others followed.

Mannings, Fong and colleagues thought they could learn more about the FRBs’ sources by localizing their origins even more precisely. Different parts of spiral galaxies tend to host different types of stars. The bright spiral arms tend to mark sites where new stars are being born, while the older and dimmer stars have had time to drift away from the arms into the rest of the galaxy. So figuring out which galactic neighborhoods FRBs call home can reveal a lot about what kind of objects they come from.

Using the Hubble Space Telescope, the researchers took high-resolution images of eight galaxies that were already known to host FRBs, then overlaid the FRBs’ positions onto the images. The five FRBs that came from clearly defined spiral galaxies all lay on or close to the galaxies’ spiral arms, which had not been visible in images from ground-based telescopes. The other three host galaxies had inconclusive shapes, Fong says.

The FRB locales have a fair amount of star formation, but they’re not the brightest and most active parts of their galaxies, Fong says. That suggests FRBs originate with ordinary young stars — not the youngest, most massive stars that occupy the brightest knots in the spiral arms, but not the oldest and dimmest stars that have drifted away from their homes, either.

That finding is consistent with the idea that FRBs come from highly magnetized stellar corpses called magnetars, Mannings says (SN: 6/4/20). There are a couple of ways to produce magnetars from ordinary stars. There’s the slow way, which involves waiting billions of years for a pair of neutron stars to collide (SN: 12/1/20). Or there’s the fast way, which follows the death of a single massive star. It seems like FRBs might come from an in-between process, like the death of a not-so-massive star, Mannings says.

“The fact that FRBs are found to be pretty close to, if not on, the spiral arm, near to these star forming regions, that can give us a better idea of what the timeline is like for the progenitor,” whatever created the FRB, Mannings says. “And if it is a magnetar, it lets us know that it’s not through the delayed channel, like a neutron star merger.”

The finding doesn’t entirely solve the mystery of where FRBs come from, says astrophysicist Emily Petroff of the University of Amsterdam, who was not involved in the new work. But it does help to get a broader picture of their host galaxies.

“FRBs keep throwing a lot of surprises at us, in terms of what they look like, where they’re found, how they repeat,” Petroff says. “This is maybe providing more evidence that FRBs are more related to just sort of general neutron stars.” The next step, of course, is to find more FRBs.

أسئلة أو تعليقات على هذه المقالة؟ راسلنا على [email protected]

A version of this article appears in the June 19, 2021 issue of أخبار العلوم.


شاهد الفيديو: مجرة درب التبانة (شهر نوفمبر 2021).