مجرات تابعة

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث

مجرة قمرية (بالإنكليزية: Satellite galaxy)، وهي مجرة صغيرة مرافقة تتحرك في مدارات مغلقة ضمن الكمون الجاذبي لمجرة مُضيفة أضخم وأكثر لمعانًا، وتُعرف أيضًا بالمجرة الرئيسة. تعتبر المجرات القمرية، ومكوناتها، مقيدةً لمجرتها المضيفة، بنفس الطريقة التي تكون بها الكواكب الموجودة في مجموعتنا الشمسية مقيدة لجاذبية الشمس. وبالرغم أن أغلب المجرات القمرية من نوع المجرات القزمة، يمكن أن تكون المجرات القمرية الموجودة في العناقيد المجرية الكبيرة أكثر ضخامةً. تدور 50 مجرةً قمريةً تقريبًا حول مجرة درب التبانة، أكبرها سحابة ماجلان الكبرى. [1][2][3]

وعلاوةً على ذلك، لا تعتبر المجرات القمرية الأجرام الفلكية الوحيدة التي تكون مُقيدةً جاذبيًّا لمجرات مضيفة أضخم (أنظر العنقود المغلق). ولذلك، عرَف علماء الفلك المجرات على أنها تجمعات من النجوم المُقيدة جاذبيًّا التي تُظهر مجموعةً من الخصائص لا يمكن تفسيرها بمزيج المادة الباريونية، أي المادة العادية، وقانون الجذب العام لنيوتن.[4] وعلى سبيل المثال، تُنتج قياسات السرعة المدارية للنجوم والغازات داخل المجرات الحلزونية منحنى سرعة ينحرف بشكل واضح عن التنبؤ النظري الخاص به. شجعت هذه الملاحظة وضع العديد من التفسيرات المتنوعة مثل نظرية المادة المظلمة والتعديلات على الديناميكا النيوتونية. وبالتالي، لا ينبغي الخلط بين العناقيد المغلقة والمجرات القمرية، بالرغم أنها تعتبر توابع للمجرات المضيفة. لا تتميز المجرات القمرية بأنها أكثر امتدادًا وانتشارًا مقارنةً بالعناقيد المغلقة فحسب، إذ تعتبر أيضًا محجوبةً داخل هالة ضخمة من المادة المظلمة، والتي يُعتقد أن هذه المجرات قد غُمرت بداخلها في أثناء عملية تشكلها. [5]

تحظى المجرات القمرية بحياة مضطربة بشكل عام بسبب تفاعلاتها الفوضوية مع مجراتها المضيفة الضخمة ومع التوابع الأخرى على حد سواء. فعلى سبيل المثال، تستطيع المجرة المضيفة أن تُحدث اضطرابًا بالتوابع الي تدور حولها بفعل قوى المد والتعرية الناتجة عن ضغط الدفع. يمكن لهذه التأثيرات البيئية أن تزيل كميات كبيرة من الغاز البارد من هذه المجرات القمرية، أي أنها تزيل من وقود تشكل النجوم، ويمكن أن يؤدي هذا إلى تتحول هذه المجرات القمرية إلى مجرات خاملة بمعنى أنها توقفت عن تكوين النجوم.[6] وعلاوةً على ذلك، يمكن أن تتصادم هذه التوابع أيضًا مع مجرتها المضيفة لتنتج اندماجًا صغيرًا، وهو حدث اندماج بين المجرات المختلفة بشكل كبير في كتلها. ومن ناحية أخرى، يمكن أن تندمج المجرات القمرية أيضًا مع بعضها البعض لتنتج اندماجًا كبيرًا، وهو حدث اندماج بين المجرات المتقاربة في كتلها. تتركب أغلب مكونات هذه المجرات من فضاء فارغ، وغاز بين نجمي، وغبار، وبالتالي، لا يؤدي اندماج المجرات بالضرورة إلى تصادمات بين الأجرام الموجودة بالمجرات المندمجة، ومع ذلك، تُنتج هذه الأحداث مجرات أكثر ضخامةً في العموم. وبناءً على ذلك، يسعى علماء الفلك إلى حصر معدل حدوث الاندماجات الصغيرة والكبيرة على حد سواء لفهم تشكل التراكيب الضخمة الخاصة بالتكتلات المقيدة جاذبيًّا لهذه المجرات مثل التجمعات والعناقيد المجرية. [7][8]

تاريخ[عدل]

أوائل القرن العشرين[عدل]

لم تكن فكرة وجود المجرات خارج مجرة درب التبانة راسخةً بشكل جيد، قبل القرن العشرين.

في الواقع، أثارت هذه الفكرة جدلًا واسعًا في ذاك الوقت لدرجة أنها أدت إلى ما يُعرف الآن باسم «جدال شابلي-كورتيس»، وسُمي هذا الجدال على اسم عالمي الفلك هارلو شابلي وهيبر دوست كورتيس، اللذين تجادلا حول طبيعة «السدم» وحجم مجرة درب التبانة في الأكاديمية الوطنية للعلوم في يوم 16 أبريل عام 1920. رأى شابلي أن مجرة درب التبانة هي الكون بأكمله، ويمتد عرضها إلى ما يزيد عن 100 ألف سنة ضوئية أو 30 ألف فرسخ فلكي، وأن جميع «السدم»، التي اكتشف العلماء الآن أنها مجرات، موجودة داخل هذا النطاق. ومن ناحية أخرى، رأى كورتيس أن مجرة درب التبانة كانت أصغر بكثير مما يرى شابلي وأن هذه السدم المرصودة عبارة عن مجرات مشابهة لمجرتنا درب التبانة. لم يُحسم هذا الجدال حتى أواخر عام 1923، عندما قاس عالم الفلك إدوين هابل المسافة بين الأرض والجرم الفلكي M31، والمعروف حاليًا بمجرة المرأة المسلسلة، مستخدمًا نجوم المتغيرات القيفاوية النابضة. كان هابل قادرًا على تقدير اللمعان الداخلي لهذه النجوم، من خلال قياس ترددها، وتمكن هابل، بعد دمج هذه النتائج مع القدر الظاهري لهذه النجوم، من تقدير مسافتها بنحو 300 ألف فرسخ فلكي، والتي كانت مقدارًا أسيًّا أكبر من الحجم الذي قدَّره شابلي للكون. لم يثبت هذا القياس أن الكون كان أكبر بكثير مما كان مُتوقعًا سابقًا فحسب، ولكنه بيّن أيضًا أن السدم المرصودة كانت في الواقع عبارة عن مجرات بعيدة ذات مجموعة واسعة من الأشكال (أنظر نسق هابل للمجرات).[9]

العصور الحديثة[عدل]

بالرغم من اكتشاف هابل أن الكون كان ممتلئًا بالمجرات، ظلت أغلبية المجرات القمرية لمجرة درب التبانة، بالإضافة إلى المجموعة المحلية، غير مكتشفة حتى بداية عمليات المسح الفلكي الحديثة مثل مسح سلووان الرقمي للسماء (SDSS) ومسح الطاقة المظلمة (DES).[10][11] وتحديدًا، يُعتقد الآن أن مجرة درب التبانة تستضيف 59 مجرةً قمريةً (أنظر قائمة المجرات القمرية لمجرة درب التبانة)، ولكن كانت هناك مجرتان من بين هذه المجرات القمرية، معروفتين الآن باسم سحابة ماجلان الكبرى وسحابة ماجلان الصغرى، ومرصودتين بالعين المجردة من نصف الكرة الأرضية الجنوبي منذ العصور القديمة. ومع ذلك، تتنبأ النظريات الكونية الحديثة لتشكل وتطور المجرات بوجود أعداد من المجرات القمرية أكبر بكثير مما هو مرصود.[12][13] ومع ذلك، بينت عمليات المحاكاة الحديثة ذات الدقة العالية أن الأعداد الحالية من المجرات القمرية المرصودة لا تشكل أي تهديد للنظرية السائدة لتشكل المجرة.[14][15]

الدوافع لدراسة المجرات القمرية[عدل]

قدمت عمليات الرصد باستخدام أجهزة المطياف، والقياس الضوئي الفلكي، وقياسات علم الحركة المجردة كميةً كبيرةً من المعلومات التي استُخدمت في دراسة تشكل وتطور المجرات، والآثار البيئية التي تقلل من معدل تشكل النجوم داخل المجرات، وتوزيع المادة المظلمة داخل هالة المادة المظلمة، وغيرها. ولهذا، تُستخدم المجرات القمرية باعتبارها أرضية اختبار للتنبؤات التي تتنبأ بها النماذج الكونية. [16][17]

تصنيف المجرات القمرية[عدل]

تُصنف المجرات القمرية، كما ذُكر في الأعلى، على أنها مجرات قزمة، وبالتالي تتبع مخططًا مشابهًا لمخطط هابل لتصنيف لمجرات تمامًا مثل مجراتها المضيفة مع إضافة بسيطة لحرف (d) الصغير في مقدمة الرمز المخصص للأنواع المختلفة القياسية لتحديد حالة هذه المجرة القزمة. تتضمن هذه الأنواع المجرة القزمة غير المنتظمة (dI)، والمجرة القزمة الكروية (dSph)، والمجرة القزمة الإهليجية (dE)، والمجرة القزمة الحلزونية (dS). ومع ذلك، يُعتقد أن المجرات القزمة الحلزونية، من بين هذه الأنواع كلها، ليست مجرات قمريةً، ولكنها مجرات قزمة موجودة فقط هي هذه المنطقة. [18]

المجرات القمرية القزمة غير المنتظمة[عدل]

تتميز المجرات القمرية القزمة غير المنظمة بمظهرها الفوضوي غير المتماثل، وكميات الغاز المنخفضة، والمعدل المرتفع لتكوين النجوم، وانخفاض معدنيتها. تتضمن المجرات القمرية القزمة غير المنتظمة الثلاث، والأقرب لمجرة درب التبانة، سحابة ماجلان الصغرى، ومجرة كانيس ميجور القزمة، والمجرة المكتشفة حديثًا أنتليا 2. [19]

المجرات القمرية القزمة الإهليجية[عدل]

تتميز المجرات القمرية القزمة الإهليجية بمظهرها البيضاوي في السماء، والحركة غير المنظمة للنجوم المكونة لها، ومعدنيتها المتوسطة إلى المنخفضة، وكميات الغاز المنخفضة، والمجموعات النجمية القديمة. تتضمن المجرات القمرية القزمة الإهليجية بالمجموعة المحلية مجرة إن جي سي 147، ومجرة إن جي سي 185، ومجرة إن جي سي 205، وهي مجرات قمرية لمجرة المرأة المسلسلة المجاورة لمجرتنا. [20]

المجرات القمرية القزمة الكروية[عدل]

تتميز المجرات القمرية القزمة الكروية بمظهرها المنتشر، وسطوع السطح المنخفض، ونسبة الكتلة إلى الضوء المرتفعة (تحتوي على كميات مهيمنة من المادة المظلمة)، وانخفاض معدنيتها، وكميات الغاز المنخفضة، والمجموعات النجمية القديمة. علاوةً على ذلك، تمثل المجرات القزمة الكروية التعداد الأكبر بين جميع المجرات القمرية المعروفة لمجرة درب التبانة. تتضمن بعض هذه المجرات القمرية مجرة الجاثي القزمة، ومجرة قزمة الحوت الثانية، ومجرة قزمة الأسد الرابعة، وسُميت هذه المجرات على أسماء الكوكبات التي وُجدت بها.

الأنواع الانتقالية[عدل]

تُصنف بعض المجرات القزمة بنوع وسطي أو نوع انتقالي من المجرات القمرية، نتيجةً للاندماجات المجرية الصغرى والآثار البيئية. وعلى سبيل المثال، يُصنف كل من مجرة قزمة العنقاء ومجرة قزمة الحوت على أنهما نوعان انتقاليان، إذ يبدو أنهما ينتقلان من نوع المجرة القزمة غير المنتظمة إلى نوع المجرة القزمة الكروية. وعلاوةً على ذلك، تعتبر سحابة ماجلان الكبرى في عملية انتقال من نوع المجرة القزمة الحلزونية إلى نوع المجرة القزمة غير المنتظمة


Satellite galaxies of the درب التبانة, our own galaxy.

مصادر[عدل]

  1. ^ "Dwarf Galaxies". www.cfa.harvard.edu. مؤرشف من الأصل في 24 نوفمبر 2014. اطلع عليه بتاريخ 10 يونيو 2018. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  2. ^ "What Is a Satellite Galaxy?" (باللغة الإنجليزية). NASA Spaceplace. مؤرشف من الأصل في 17 ديسمبر 2019. اطلع عليه بتاريخ 10 أبريل 2016. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  3. ^ 1950-, Binney, James (2008). Galactic dynamics. Tremaine, Scott, 1950- (الطبعة 2nd). Princeton: Princeton University Press. ISBN 9781400828722. OCLC 759807562. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: numeric names: قائمة المؤلفون (link)
  4. ^ Willman, Beth; Strader, Jay (2012-09-01). ""Galaxy," Defined". The Astronomical Journal. 144 (3): 76. arXiv:1203.2608. Bibcode:2012AJ....144...76W. doi:10.1088/0004-6256/144/3/76. ISSN 0004-6256. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  5. ^ Forbes, Duncan A.; Kroupa, Pavel; Metz, Manuel; Spitler, Lee (2009-06-29). "Globular Clusters and Satellite Galaxies: Companions to the Milky Way" (PDF). Mercury. 38 (2): 24–27. arXiv:0906.5370. Bibcode:2009arXiv0906.5370F. مؤرشف من الأصل (PDF) في 26 مارس 2020. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  6. ^ Wetzel, Andrew R.; Tollerud, Erik J.; Weisz, Daniel R. (2015-07-22). "Rapid Environmental Quenching of Satellite Dwarf Galaxies in the Local Group". The Astrophysical Journal. 808 (1): L27. arXiv:1503.06799. Bibcode:2015ApJ...808L..27W. doi:10.1088/2041-8205/808/1/L27. ISSN 2041-8213. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  7. ^ "Our Galaxy and its Satellites Link for sharing this page on Facebook" (باللغة الإنجليزية). Cseligman. مؤرشف من الأصل في 07 سبتمبر 2019. اطلع عليه بتاريخ 08 أبريل 2016. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  8. ^ "HubbleSite: News - Astronomers Pin Down Galaxy Collision Rate". hubblesite.org. مؤرشف من الأصل في 24 يونيو 2019. اطلع عليه بتاريخ 14 يونيو 2018. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  9. ^ 1950-, Binney, James (1998). Galactic astronomy. Merrifield, Michael, 1964-. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 978-0691004020. OCLC 39108765. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: numeric names: قائمة المؤلفون (link)
  10. ^ The DES Collaboration; Drlica-Wagner, A.; Bechtol, K.; Rykoff, E. S.; Luque, E.; Queiroz, A.; Mao, Y.-Y.; Wechsler, R. H.; Simon, J. D. (2015-11-04). "Eight Ultra-faint Galaxy Candidates Discovered in Year Two of the Dark Energy Survey". The Astrophysical Journal. 813 (2): 109. arXiv:1508.03622. Bibcode:2015ApJ...813..109D. doi:10.1088/0004-637X/813/2/109. ISSN 1538-4357. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  11. ^ Wang, Peng; Guo, Quan; Libeskind, Noam I.; Tempel, Elmo; Wei, Chengliang; Kang, Xi (2018-05-15). "The shape alignment of satellite galaxies in galaxy pairs in SDSS". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 484 (3): 4325–4336. arXiv:1805.06096. doi:10.1093/mnras/stz285. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  12. ^ Klypin, Anatoly; Kravtsov, Andrey V.; Valenzuela, Octavio; Prada, Francisco (September 1999). "Where Are the Missing Galactic Satellites?". The Astrophysical Journal. 522 (1): 82–92. arXiv:astro-ph/9901240. Bibcode:1999ApJ...522...82K. doi:10.1086/307643. ISSN 0004-637X. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  13. ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue أرخايف:1009.4505.
  14. ^ Kim, Stacy Y.; Peter, Annika H. G.; Hargis, Jonathan R. (2018). "There is No Missing Satellites Problem". Physical Review Letters. 121 (21): 211302. arXiv:1711.06267. doi:10.1103/PhysRevLett.121.211302. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  15. ^ Wetzel, Andrew R.; Hopkins, Philip F.; Kim, Ji-hoon; Faucher-Giguere, Claude-Andre; Keres, Dusan; Quataert, Eliot (2016-08-11). "Reconciling dwarf galaxies with LCDM cosmology: Simulating a realistic population of satellites around a Milky Way-mass galaxy". The Astrophysical Journal. 827 (2): L23. arXiv:1602.05957. Bibcode:2016ApJ...827L..23W. doi:10.3847/2041-8205/827/2/L23. ISSN 2041-8213. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  16. ^ Wojtak, Radoslaw; Mamon, Gary A. (2013-01-21). "Physical properties underlying observed kinematics of satellite galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 428 (3): 2407–2417. arXiv:1207.1647. Bibcode:2013MNRAS.428.2407W. doi:10.1093/mnras/sts203. ISSN 1365-2966. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  17. ^ Li, Zhao-Zhou; Jing, Y. P.; Qian, Yong-Zhong; Yuan, Zhen; Zhao, Dong-Hai (2017-11-22). "Determination of Dark Matter Halo Mass from Dynamics of Satellite Galaxies". The Astrophysical Journal. 850 (2): 116. arXiv:1710.08003. Bibcode:2017ApJ...850..116L. doi:10.3847/1538-4357/aa94c0. ISSN 1538-4357. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  18. ^ Schombert, James M.; Pildis, Rachel A.; Eder, Jo Ann; Oemler, Augustus, Jr. (November 1995). "Dwarf Spirals". The Astronomical Journal. 110: 2067. Bibcode:1995AJ....110.2067S. doi:10.1086/117669. ISSN 0004-6256. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  19. ^ Siobhan., Sparke, Linda (2007). Galaxies in the universe : an introduction. Gallagher, John S. (John Sill), 1947- (الطبعة 2nd). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0521855938. OCLC 74967110. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  20. ^ Hensler, Gerhard (2011). "The Morphological Origin of Dwarf Galaxies". EAS Publications Series. 48: 383–395. arXiv:1103.1116. doi:10.1051/eas/1148086. ISSN 1633-4760. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)