منحني دوران مجرة

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث
منحنى دوران النجوم في مجرة مسييه 33 ( النقاط الصفراء والزرقاء وحدود الخطأ) ، والمنحنى الأبيض وهو المحسوب مع مراعاة كمية النجوم والمادة المضيئة. يعزى عدم التوافق بين المنحنيين إلى وجود مادة مظلمة لا نراها لا بد وأن تكون في الهالة المجرية (ولا يزال علماء الفيزياء يبحثون عنها). [1]
يسار: محاكاة محسوبة لمجرة تدور في عدم وجود مادة مظلمة. يمين: مجرة لها منحنى دوران متساوي ، مما يرجح وجود مادة مظلمة في الهالة.

منحنى دوران مجرة (بالإنجليزية: Galaxy rotation curve ) هو توزيع سرعات النجوم في دورتها حول مركز مجرة . وهو عبارة عن رسم بياني يبين محوره الأفقي بعد نجم أو بعد سحابة غازية عن مركز مجرة ، ويبين المحور الرأسي سرعة النجوم في مداراتها في القرص حول مركز المجرة.

فقد وجد بالمشاهدة أن السرعات الدورانية للنجوم في المجرات لا تتفق مع الحسابات المتبعة في تعيين سرعات الكواكب حول الشمس أو سرعات الكواكب حول نجم أو سرعات أقمار حول كوكب ؛ حيث تتركز فيها معظم الكتلة في المركز. وعلى عكس ذلك ، فتشاهد حركة النجوم حول مراكز مجراتها بسرعات تكاد تكون متساوية ، بل أنها تزيد في بعض الأنظمة مع الابتعاد عن المركز.

هذا يختلف تماما مع حركة دوران الكواكب في أفلاكها حول الشمس ، فإن سرعة الكواكب تقل كلما كان مدار الكوكب بعيدا عن الشمس.

ولكن حسابات سرعات النجوم حول مركز مجرة فهي لا تتفق مع كمية المادة المضيئة التي نراها لنجوم القرص حول مركز مجرة.

تدل المشاهدات على أن منحنى سرعة دوران النجوم في قرص مجرة حلزونية لا يكون متساويا . وعادة تحدد قيم السرعات المشاهدة لكل ناحية في مجرة على أساس متوسطاتها. ويظهر عدم التساوي في السرعات كظاهرة عادية وليست حالة خاصة. [2]

مشكلة دوران المجرات[عدل]

مشكلة دوران المجرات تتعلق بعدم الانسجام بين الحركة الدورانية المشاهدة عمليا لمجرة مع الحسابات النظرية مع اعتبار وجود معظم الكتلة المضيئة في المركز. فعندما نقوم بحساب منحني سرعات النجوم عبر قرص مجرة حلزونية ونسبة الكتلة إلى كمية الضوء في القرص ، فإن هذا الحساب النظري لا يتوافق مع السرعات المشاهدة بطريقة الرصد ، ولا مع قانون الجاذبية. والحل لتلك المعضلة يجده العلماء في افتراض وجود مادة ثقيلة مظلمة وافتراض توزيعها بين مركز المجرة و الهالة .


اقرأ أيضا[عدل]

المراجع[عدل]

  1. ^ Data are from: E. Corbelli, P. Salucci (2000). "The extended rotation curve and the dark matter halo of M33". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 311 (2): 441–447. arXiv:astro-ph/9909252Freely accessible. Bibcode:2000MNRAS.311..441C. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03075.x.  . The explanation of the mass discrepancy in spiral galaxies by means of massive and extensive dark component was first put forward by: A. Bosma, "The distribution and kinematics of neutral hydrogen in spiral galaxies of various morphological types", PhD Thesis, Rijksuniversiteit Groningen, 1978, available online at the Nasa Extragalactic Database andV. Rubin؛ N. Thonnard؛ W. K. Ford, Jr (1980). "Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 (R=4kpc) to UGC 2885 (R=122kpc)". The Astrophysical Journal. 238: 471. Bibcode:1980ApJ...238..471R. doi:10.1086/158003. . See also: K.G. Begeman, A.H. Broeils, R.H.Sanders (1991). "Extended rotation curves of spiral galaxies: dark haloes and modified dynamics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 249: 523–537. Bibcode:1991MNRAS.249..523B. doi:10.1093/mnras/249.3.523.  .
  2. ^ Jog, C. J. (2002). "Large-scale asymmetry of rotation curves in lopsided spiral galaxies". Astronomy and Astrophysics. 391 (2): 471–479. arXiv:astro-ph/0207055Freely accessible. Bibcode:2002A&A...391..471J. doi:10.1051/0004-6361:20020832.