اندماج المجرات

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث
مجرتي الفئران : إن جي سي 4676أ / إن جي سي 4676بي .في عملية اندماج

اندماج المجرات يمكن أن يحدث عند اصطدام مجرتين أو أكثر. وهو النوع الأكثر عنفا من تفاعل المجرات. ويعتقد ان اندماج المجرات لا يشمل اصطدام النجوم أو الكواكب ، بسبب المسافات الشاسعة بين النجوم في معظم الحالات.

تفاعلات الجاذبية بين المجرات والاحتكاك بين الغاز والغبار لها آثار كبيرة على المجرات المعنية. تعتمد الآثار الدقيقة لمثل هذه الاندماجات على مجموعة واسعة من العوامل مثل زوايا الاصطدام، السرعة، الحجم / والتكوين، اندماج المجرات مهم لأن نسبة الاندماج هو قياس أساسي لتطور المجرة. ويوفر معدل الاندماج أيضا لعلماء الفلك أدلة حول كيفية تضخم المجرات مع مرور الوقت..[1]

الوصف[عدل]

خلال الاندماج النجوم والمادة المظلمة في كل مجرة أصبحت تتأثر بالمجرة المقتربة. وتبدأ مدارات النجوم تتأثر بفعل الجاذبية، وقد تفقد مدارتها السابقة نهائيا. وتسمى هذه العملية الاسترخاء العنيف.[2]

إذا تصادم قرصي المجرتين ، فإن الإندماج يبدأ بشكل منظم بالنجوم التى تدور في مستوى القرص، خلال عملية الدمج، يتم تحويل الحركة المنظمة إلى طاقة عشوائية.ويهيمن على المجرة الناتجة النجوم التي تدور حول المجرة في مجموعة،وشبكة عشوائية من المدرات. هذا يمكن مشاهدتة في المجرات الإهليلجية، حيث النجوم في مدارات غير مرتبة وبشكل عشوائي. عمليات الدمج هي أيضا مواقع لكميات كثيفة من تشكل النجوم..[3]، ان معدل تكوين النجمي خلال الاندماج كبير ويمكن أن يصل إلى الآلاف من الكتل الشمسية كل عام، وهذا يتوقف على محتوى الغاز لكل مجرة.[4][5] الاندماج النموذجي أقل من 100 كتلة شمسية جديدة سنويا.[6][7] هذة الكمية كبيرة بالمقارنة مع مجرتنا.[8]


أنظر أيضا[عدل]

Arp 220 (مجرتين في طور الاندماج)

مصادر[عدل]

  1. ^ "Astronomers Pin Down Galaxy Collision Rate". HubbleSite. 27 October 2011. اطلع عليه بتاريخ 16 April 2012. 
  2. ^ van Albada, T. S. 1982 Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol. 201 p.939
  3. ^ Schweizer, F. Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies, Held in Cambridge, UK, 6–10 September 2004. Edited by R. de Grijs and R.M. González Delgado. Astrophysics & Space Science Library, Vol. 329. Dordrecht: Springer, 2005, p.143
  4. ^ Eve C. Ostriker؛ Rahul Shetty (2012). "Maximally Star-Forming Galactic Disks I. Starburst Regulation Via Feedback-Driven Turbulence". The Astrophysical Journal. 731 (1). Bibcode:2011ApJ...731...41O. arXiv:1102.1446Freely accessible. doi:10.1088/0004-637X/731/1/41. 41. 
  5. ^ J. Brinchmann؛ +6 others (2004). "The physical properties of star-forming galaxies in the low-redshift Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (4): 1151–1179. Bibcode:2004MNRAS.351.1151B. arXiv:astro-ph/0311060Freely accessible. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x. 
  6. ^ Benjamin P. Moster؛ +4 others (2011). "The effects of a hot gaseous halo in galaxy major mergers". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 415 (4): 3750–3770. Bibcode:2011MNRAS.415.3750M. arXiv:1104.0246Freely accessible. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18984.x. 
  7. ^ Michaela Hirschmann؛ +4 others (2012). "Galaxy formation in semi-analytic models and cosmological hydrodynamic zoom simulations". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 419 (4): 3200–3222. Bibcode:2012MNRAS.419.3200H. arXiv:1104.1626Freely accessible. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19961.x. 
  8. ^ Laura Chomiuk؛ Matthew S. Povich (2011). "Toward a Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies". The Astronomical Journal. 142 (6). Bibcode:2011AJ....142..197C. arXiv:1110.4105Freely accessible. doi:10.1088/0004-6256/142/6/197. 197.