حوصلة مجرة

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة

هذه نسخة قديمة من هذه الصفحة، وقام بتعديلها JarBot (نقاش | مساهمات) في 11:21، 23 فبراير 2021 (بوت:إصلاح رابط (1)). العنوان الحالي (URL) هو وصلة دائمة لهذه النسخة، وقد تختلف اختلافًا كبيرًا عن النسخة الحالية.

اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث
مسييه 81 أحد المجرات الحلزونية وترى الحوصلة المضيئة في وسطها.

في علم الفلك، يعتبر الانتفاخ المجري (بالإنكليزية: Galactic bulge)، أو ببساطة الانتفاخ، مجموعةً متراصةً بإحكام من النجوم الموجودة ضمن تشكل نجمي أكبر. يشير هذا المصطلح غالبًا إلى المجموعة المركزية من النجوم الموجودة في أغلب المجرات الحلزونية. اعتقد العلماء قديمًا أن الانتفاخات عبارة عن مجرات إهليجية محاطة بقرص من النجوم، ولكن كشفت الصور عالية الدقة، والملتقطة باستخدام مرصد هابل الفضائي، وجود العديد من الانتفاخات في قلب المجرات الحلزونية. ويُعتقَد الآن وجود نوعين على الأقل من هذه الانتفاخات: انتفاخات مشابهة للمجرات الإهليجية، وانتفاخات مشابهة للمجرات الحلزونية.

الانتفاخات الكلاسيكية

غالبًا ما تُعرف الانتفاخات التي تحظى بخصائص مشابهة للمجرات الإهليجية باسم «الانتفاخات الكلاسيكية» بسبب تشابهها مع النظرة التاريخية لطبيعة هذه الانتفاخات.[1] تتكون هذه الانتفاخات بشكل رئيسي من نجوم الجمهرة الثانية الأقدم عمرًا، وبالتالي تتميز باللون الأحمر (أنظر تطور النجوم).[2] توجد هذه النجوم أيضًا في مدارات عشوائية مقارنةً بمستوى المجرة، ما يعطي للانتفاخ مظهره الكروي المميز.[2] وبسبب قلة الغبار والغازات، لا تميل الانتفاخات غالبًا إلى تكوين النجوم. يمكن وصف توزيع الضوء باستخدام قانون سيرسيك.

يعتقد العلماء أن الانتفاخات الكلاسيكية ناتجة عن اصطدامات مع تكوينات أصغر. تُمزق القوى الثقالية العنيفة، بالإضافة إلى عزم الدوران، المسارات المدارية للنجوم، ما يؤدي إلى مدارات عشوائية منتفخة. وإذا كانت أي من المجرات الرئيسية غنيةً بالغازات، يمكن أن تسبب قوى المد أيضًا تدفقات إلى نواة المجرة المندمجة حديثًا معها. ومن المرجح أن تتحول السحب الغازية، عقب الاندماج الكبير بين المجرات، إلى نجوم، بسبب الموجات الصادمة (أنظر تكون النجوم). اقترحت إحدى الدراسات عدم وجود الانتفاخات الكلاسيكية في 80% من المجرات الموجودة في الجوار، ما يشير إلى عدم تعرضهم مطلقًا إلى حدث الاندماج الكبير.[3] ظلت نسبة المجرات عديمة الانتفاخات المجرية ثابتةً في الكون خلال الثمانية مليارات عام السابقة على الأقل.[4] وعلى النقيض، تمتلك ثلثي المجرات الموجودة في العناقيد المجرية الكثيفة (مثل عنقود العذراء المجري) انتفاخات كلاسيكيةً، ما يشير إلى الآثار المُمزِقة للمدارات الناتجة عن ازدحام المجرات هناك.

الكتلة المركزية المضغوطة

يعتقد العلماء أن أغلب الانتفاخات، والانتفاخات الزائفة، تحتوي على كتلة مركزية مضغوطة نسبيًا، والتي يُفترض بشكل تقليدي أنها ثقب أسود فائق الكتلة.[5][6][7] ولا يمكن رصد هذه الثقوب السوداء بشكل مباشر (إذ لا يتمكن الضوء من الهروب منها)، ولكن هناك العديد من الأدلة المتنوعة التي تقترح وجودها في انتفاخات المجرات الحلزونية والمجرات الإهليجية. وترتبط كتل هذه الثقوب السوداء بخصائص الانتفاخات المجرية بشكل كبير. تربط علاقة إم-سيغما كتلة الثقب الأسود مع تشتت سرعة نجوم الانتفاخ المجري، بينما تختص علاقات أخرى بإجمالي الكتلة النجمية أو الضياء الخاص بالانتفاخ، وتركيز النجوم في مركز الانتفاخ، ومدى ثراء نظام العنقود المغلق الذي يدور حول مركز المجرة في أطرافها البعيدة، وزاوية استدارة الأذرع الحلزونية.

وحتى وقت قريب، كان يُعتقد أنه لا يمكن أن يوجد الثقب الأسود فائق الكتلة دون انتفاخ يحيط به. ولكن رُصدت الآن مجرات تضم ثقوبًا سوداء دون انتفاخات مجرية. ونستنتج من ذلك أن بيئة الانتفاخات المجرية ليست ضروريةً تمامًا لنشأة ونمو الثقوب السوداء فائقة الكتلة.

اقرأ أيضا

مراجع

  1. ^ آلن سانديغ, The Hubble Atlas of Galaxies, Washington: Carnegie Institution, 1961
  2. أ ب The Galactic Bulge: A Review
  3. ^ Kormendy, J.; Drory, N.; Bender, R.; Cornell, M. E. (2010). "Bulgeless Giant Galaxies Challenge Our Picture of Galaxy Formation by Hierarchical Clustering". المجلة الفيزيائية الفلكية. 723 (1): 54–80. arXiv:1009.3015. Bibcode:2010ApJ...723...54K. doi:10.1088/0004-637X/723/1/54. مؤرشف من الأصل في 9 ديسمبر 2020. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  4. ^ Sachdeva, S.; Saha, K. (2016). "Survival of Pure Disk Galaxies over the Last 8 Billion Years". The Astrophysical Journal Letters. 820 (1): L4. arXiv:1602.08942. Bibcode:2016ApJ...820L...4S. doi:10.3847/2041-8205/820/1/L4. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  5. ^ The formation of galactic bulges edited by C.M. Carollo, H.C. Ferguson, R.F.G. Wyse. Cambridge, U.K. ; New York : Cambridge University Press, 1999. (Cambridge contemporary astrophysics)
  6. ^ Kormendy, J.; Kennicutt, Jr. R. C. (2004). "Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42 (1): 603–683. arXiv:astro-ph/0407343. Bibcode:2004ARA&A..42..603K. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134024. مؤرشف من الأصل في 9 ديسمبر 2020. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  7. ^ Athanassoula, E. (2005). "On the nature of bulges in general and of box/peanut bulges in particular: input from N-body simulations". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 358 (4): 1477–1488. arXiv:astro-ph/0502316. Bibcode:2005MNRAS.358.1477A. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08872.x. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)