الفرق بين النسختين بتاع: «مجره»

عدل الوصلات
من ويكيبيديا، الموسوعه الحره
تصفح التاريخ تفاعلياً
→ التعديل اللى قبل كدهالتعديل اللى بعد كده ←
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
مرئينص الويكي
أُنشئَت بترجمة الصفحة "Galaxy"
أُنشئَت بترجمة الصفحة "Galaxy"
سطر 176: سطر 176:
| title = Discoveries - Highlights | Tracing the Growth of Galaxies
| title = Discoveries - Highlights | Tracing the Growth of Galaxies
| date = 6 February 2017
| date = 6 February 2017
}}</ref> إن المظهر الجانبي لسطوع سطحها كدالة لنصف قطرها (أو المسافة من قلوبها) يتراجع بشكل أبطأ من نظيراتها الأصغر.
}}</ref> المظهر الجانبي لسطوع سطحها كدالة لنص قطرها (أو المسافة من قلوبها) يتراجع بشكل أبطأ من نظيراتها الأصغر.

مجرات cD هذه تشكل مجال نشط للبحث، لكن النموذج الرائد هو أنها نتيجة اندماج المجرات الأصغر في بيئات العناقيد الكثيفة، أو الموجودة خارج عناقيد الكثافة الزائدة العشوائية. هذه العمليات هي الآليات التي تدفع إلى تكوين المجموعات الأحفورية أو العناقيد الأحفورية، حيث يتواجد جسم إهليلجي كبير ومعزول نسبيًا وعملاق للغاية في منتصف العنقود ومحاط بسحابة واسعة من الأشعة السينية كبقايا هذه الاصطدامات المجرية. . نموذج آخر أقدم يفترض ظاهرة تدفق التبريد ، حيث تنهار الغازات الساخنة في العناقيد نحو مراكزها عندما تبرد، وتشكل النجوم في هذه العملية، وهي ظاهرة لوحظت في العناقيد زى برشاوس ، <ref name="Fabian">{{Cite journal|bibcode=1977MNRAS.180..479F|title=Subsonic accretion of cooling gas in clusters of galaxies|last=Fabian|first=A. C.|last2=Nulsen|first2=P. E. J.|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|year=1977|volume=180|issue=3|page=479|doi=10.1093/mnras/180.3.479}}</ref> ومؤخرا في [[مجموعة فينيكس|عنقود العنقاء]] .

==== مجرة صدفية ====
[[ملف:NGC_3923_Elliptical_Shell_Galaxy.jpg|تصغير| [[NGC 3923 (مجره)|NGC 3923]] مجرة ذات غلاف بيضاوي الشكل (صورة هابل)]]
المجرة الصدفية هي نوع من المجرات الإهليلجية حيث يتم ترتيب النجوم في هالتها في أغلفة متحدة المركز. حوالي عُشر المجرات الإهليلجية لها بنية تشبه الصدفة، وهو ما لم يتم ملاحظته مطلقًا في المجرات الحلزونية. يُعتقد أن هذه الهياكل تتطور عندما تمتص مجرة أكبر مجرة مرافقة أصغر - والتي مع اقتراب مركزي المجرة، تبدأ في التأرجح حول نقطة مركزية، ويخلق التذبذب تموجات جاذبية تشكل أغلفة النجوم، على غرار التموجات المنتشرة على سطح النجوم. ماء. على سبيل المثال، تحتوي المجرة [[NGC 3923 (مجره)|NGC 3923]] على أكثر من 20 غلاف. <ref>{{مرجع ويب
| url = http://www.spacetelescope.org/images/potw1519a/
| title = Galactic onion
| website = www.spacetelescope.org
| archiveurl = https://web.archive.org/web/20200806221639/https://www.spacetelescope.org/images/potw1519a/
| archivedate = August 6, 2020
| accessdate = 2015-05-11
}}</ref>

=== حلزونية ===
[[ملف:M101_hires_STScI-PRC2006-10a.jpg|يسار|تصغير| مجرة الدولاب ، NGC 5457]]
تشبه المجرات الحلزونية دواليب الهواء المتصاعدة. على الرغم من أن النجوم والمواد المرئية الأخرى الموجودة في المجرة هذه في الغالب على مستوى، غالبية الكتلة في المجرات الحلزونية موجودة في هالة كروية تقريبًا من المادة المظلمة والتي تمتد لورا العنصر المرئي، زى مفهوم منحنى الدوران العالمي. <ref name="Williams2009">{{Cite journal|last=Williams|first=M. J.|last2=Bureau|first2=M.|last3=Cappellari|first3=M.|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15582.x|title=Kinematic constraints on the stellar and dark matter content of spiral and S0 galaxies|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=400|issue=4|pages=1665–1689|year=2010|arxiv=0909.0680|bibcode=2009MNRAS.400.1665W}}</ref>

المجرات الحلزونية تتكون من قرص دوار من النجوم ووسط بين النجوم، بالإضافة إلى انتفاخ مركزي من النجوم الأقدم بشكل عام. تمتد إلى الخارج من الانتفاخ دراعات لامعة نسبيًا. في مخطط تصنيف هابل، تم إدراج المجرات الحلزونية ضمن النوع ''S'' ، متبوعة بالحرف ( ''a'' ، ''b'' ، أو ''c'' ) الذي يشير إلى درجة ضيق الدراعات الحلزونية وحجم الانتفاخ المركزي. تمتلك مجرة ''سا'' دراعات ًا ملتفة بشكل محكم وغير محددة بشكل جيد وتمتلك منطقة أساسية كبيرة نسبيًا. على الطرف الآخر، تمتلك المجرة ''Sc'' دراعات ًا مفتوحة ومحددة جيدًا ومنطقة أساسية صغيرة. <ref>{{مرجع ويب
| url = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Galaxies.html
| title = Galaxies&nbsp;— The Spiral Nebulae
| date = March 6, 2000
| publisher = [[University of California]], San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences
| archiveurl = https://archive.today/20120710/http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Galaxies.html
| archivedate = July 10, 2012
| accessdate = November 30, 2006
| last = Smith
| first = G.
}}</ref> يُشار أحيانًا إلى المجرة بدراعات غير المحددة على أنها مجرة حلزونية ندفية ؛ على النقيض من المجرة الحلزونية ذات التصميم الكبير التي تحتوي على دراعات حلزونية بارزة ومحددة جيدًا. ويعتقد أن السرعة التي تدور بها المجرة ترتبط باستواء القرص، بعض المجرات الحلزونية لها انتفاخات سميكة، بعضها رقيق و كثيف. <ref>[http://phys.org/news/2014-02-fat-flat-galaxies.html "Fat or flat: Getting galaxies into shape"] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20210324072603/https://phys.org/news/2014-02-fat-flat-galaxies.html|date=March 24, 2021}}. </ref>


في المجرات الحلزونية، الدراعات الحلزونية لها شكل حلزوني لوغاريتمي تقريبي، وهو النمط الذي يمكن إثباته نظريًا أنه ناتج عن اضطراب في كتلة النجوم الدوارة بشكل منتظم. مثل النجوم، تدور الدراعات الحلزونية حول المركز، لكنها تفعل ذلك بسرعة زاوية ثابتة. يُعتقد أن الدراعات الحلزونية هي مناطق ذات كثافة عالية من المادة، أو " موجات الكثافة ". عندما تتحرك النجوم عبر ذراع، يتم تعديل السرعة الفضائية لكل نظام نجمي بواسطة قوة الجاذبية ذات الكثافة الأعلى. (تعود السرعة إلى وضعها الطبيعي بعد مغادرة النجوم على الجانب الآخر من الذراع.) وهذا التأثير يشبه "موجة" من التباطؤ تتحرك على طول طريق سريع مليء بالسيارات المتحركة. تكون الدراعات مرئية لأن الكثافة العالية تسهل تكوين النجوم، وبالتالي فهي تؤوي العديد من النجوم الساطعة والشابة.
[[ملف:Hoag's_object.jpg|يسار|تصغير| كائن هوج ، مثال على المجرة الحلقية]]

==== المجرة الحلزونية المحظورة ====
تمتلك غالبية المجرات الحلزونية، بما في ذلك مجرة [[درب اللبانه|درب التبانة]] ، شريطًا خطيًا من النجوم على شكل شريط يمتد إلى الخارج على جانبي النواة، ثم يندمج في هيكل الذراع الحلزوني. <ref>{{Cite journal|last=Eskridge|first=P. B.|last2=Frogel|first2=J. A.|date=1999|title=What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?|journal=[[Astrophysics and Space Science]]|volume=269/270|pages=427–430|bibcode=1999Ap&SS.269..427E|doi=10.1023/A:1017025820201}}</ref> في مخطط تصنيف هابل، تم تحديدها بواسطة ''SB'' ، متبوعًا بحرف صغير ( ''a'' ، ''b'' أو ''c'' ) الذي يشير إلى شكل الدراعات الحلزونية (بنفس طريقة تصنيف المجرات الحلزونية العادية). يُعتقد أن القضبان هياكل مؤقتة يمكن نتيجة لموجة الكثافة التي تشع للخارج من القلب، أو بسبب تفاعل المد والجزر مع مجرة أخرى. <ref>{{Cite journal|last=Bournaud|first=F.|last2=Combes|first2=F.|date=2002|title=Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=392|issue=1|pages=83–102|bibcode=2002A&A...392...83B|doi=10.1051/0004-6361:20020920|arxiv=astro-ph/0206273}}</ref> عديد من المجرات الحلزونية المقيدة نشطة، ربما نتيجة لتوجيه الغاز للنواة على طول الدراعات . <ref>{{Cite journal|last=Knapen|first=J. H.|last2=Perez-Ramirez|first2=D.|last3=Laine|first3=S.|date=2002|title=Circumnuclear regions in barred spiral galaxies&nbsp;— II. Relations to host galaxies|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=337|issue=3|pages=808–828|bibcode=2002MNRAS.337..808K|doi=10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x|arxiv=astro-ph/0207258}}</ref>

مجرتنا، [[درب اللبانه|درب التبانة]] ، هي مجرة كبيرة شكل قرصي حلزوني <ref>{{Cite journal|last=Alard|first=C.|date=2001|title=Another bar in the Bulge|journal=[[Astronomy and Astrophysics Letters]]|volume=379|issue=2|pages=L44–L47|bibcode=2001A&A...379L..44A|doi=10.1051/0004-6361:20011487|arxiv=astro-ph/0110491}}</ref> حوالي 30&nbsp;قطرها كيلو فرسخ فلكي و سمكها كيلو فرسخ فلكي. يحتوي على حوالي مائتي مليار (2× <sup>1011</sup> ) نجم ويبلغ إجمالي كتلته حوالي ستمائة مليار (6× <sup>1011</sup> ) ضعف كتلة الشمس. <ref>{{Cite journal|last=Bell|first=G. R.|last2=Levine|first2=S. E.|date=1997|title=Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership|journal=[[Bulletin of the American Astronomical Society]]|volume=29|issue=2|page=1384|bibcode=1997AAS...19110806B}}</ref>
[[تصنيف:مجرات]]
[[تصنيف:مجرات]]
[[تصنيف:صفحات بترجمات غير مراجعة]]
[[تصنيف:صفحات بترجمات غير مراجعة]]

تعديلات من 05:17، 12 نوفمبر 2023

NGC 4414

المجره (بالانجليزى Galaxy) هى تجمعات كبيره ب فيها مليارات النجوم و الكواكب و الاقمار و الكويكبات و النيازك, و بتحتوى كمان غبار كونى و ماده مظلمه[1] و بقايا نجميه و فيها مجالات مغناطيسيه. احجام المجرات و اعداد النجوم فيها ممكن تكون بين كم الف و دى بتتسمى المجرات القزمه و مكن توصل لمية ترليون نجم و دى بتتسمى المجرات العملاقه, كل المجرات مركز ثقلها هو المدار ليها.

المجرات بتتصنف حسب شكلها المرئى و فيه تلات فئات رئيسه هيه: الاهليجيه و الحلزونيه و الغير المنتظمه.

العلما بيقولو ان كتير من المجرات فيها ثقب اسود كيبر فى نواتها النشطه زى مجره درب التبانه اللى فيها الثقب الاسود الكبير اللى اسمو «الرامى ا» فى مركزها و اللى ليه كتله اكبر من كتله شمسنا باربع ملايين مره. تقديريا فيه حوالى 170 مليار مجره فى الكون المنظور, بس الاكتشافات العلميه الحديثه اتنبات بوجود ترليونات من المجرات, على مسافات ممكن توصل لملايين الفراسخ, و ده حسب كتله المجره و حجمها.[2]

المجرة هي نظام من النجوم ، وبقايا النجوم ، والغاز بين النجوم ، والغبار ، والمادة المظلمة المرتبطة ببعضها البعض عن طريق الجاذبية . الكلمة مشتقة من galaxias اليونانية ( γαλαξίας</link> )، حرفيًا "حليبي"، إشارة إلى مجرة درب التبانة التي تحتوي على النظام الشمسي . المجرات، التي يقدر متوسط عددها بـ 100 مليون نجم، تتراوح في الحجم من المجرات القزمة التي تحتوي على أقل من مائة مليون نجم، إلى أكبر المجرات المعروفة - العمالقة الفائقة التي تحتوي على مائة تريليون نجم، تدور كل منها حول مركز كتلة المجرة. معظم الكتلة في المجرة النموذجية تكون على شكل مادة مظلمة ، مع نسبة قليلة فقط من تلك الكتلة مرئية على شكل نجوم وسدم. الثقوب السوداء الهائلة هي سمة شائعة في مراكز المجرات.

يتم تصنيف المجرات وفقًا لشكلها البصري إلى مجرات إهليلجية ، حلزونية ، أو غير منتظمة . يُعتقد أن عديد منها تحتوي على ثقوب سوداء هائلة في مراكزها. الثقب الأسود المركزي في مجرة درب التبانة، والمعروف باسم القوس A* ، له كتلة أكبر بأربعة ملايين مرة من كتلة الشمس .

تشير التقديرات إلى أن هناك ما بين 200 مليار [3] ( 2× 10 11 ) إلى 2 تريليون [4] مجرة في الكون المرئي . يبلغ قطر معظم المجرات ما بين 1000 إلى 100000 فرسخ فلكي (حوالي 3000 إلى 300000 سنة ضوئية ) وتفصل بينها مسافات تقدر بملايين الفراسخ الفلكية (أو ميغا فرسخ فلكي). للمقارنة، يبلغ قطر مجرة درب التبانة ما لا يقل عن 26800 فرسخ فلكي (87400 سنة ضوئية) ويفصلها عن مجرة المرأة المسلسلة (التي يبلغ قطرها حوالي 152000 سنة ضوئية)، أقرب جاراتها الكبيرة، بمقدار 780000 فرسخ فلكي (2.5 مليون سنة ضوئية).

يمتلئ الفضاء بين المجرات بغاز ضعيف ( الوسط بين المجري ) بمتوسط كثافة أقل من ذرة واحدة لكل متر مكعب. يتم تنظيم معظم المجرات بفعل الجاذبية في مجموعات وعناقيد وعناقيد فائقة . مجرة درب التبانة هي جزء من المجموعة المحلية ، التي تهيمن عليها إلى جانب مجرة المرأة المسلسلة . المجموعة جزء من مجموعة العذراء الفائقة . وعلى نطاق أوسع ، يتم ترتيب الارتباطات هذه في صفائح وخيوط محاطة بفراغات هائلة. توجد كل من المجموعة المحلية وعنقود العذراء الفائق في بنية كونية أكبر بكثير تسمى لانياكيا . [5]

علم أصول الكلمات

تم استعارة كلمة galaxy من الفرنسية واللاتينية في العصور الوسطى من المصطلح اليوناني لمجرة درب التبانة، galaxías (kúklos) γαλαξίας</link> ( κύκλος</link> ) [6] "(دائرة) حليبية"، سميت بهذا الاسم نسبة إلى ظهورها كشريط حليبي من الضوء في السماء. في الأساطير اليونانية ، يضع زيوس ابنه المولود من امرأة فانية، الرضيع هيراكليس ، على صدر هيرا وهي نائمة فيشرب الطفل حليبها الإلهي ويصبح بالتالي خالدًا. تستيقظ هيرا أثناء الرضاعة الطبيعية ثم تدرك أنها ترضع طفلاً مجهولاً: تدفع الطفل بعيدًا، وينسكب بعض حليبها، وينتج شريط الضوء المعروف باسم درب التبانة.

تم اكتشاف المجرات في البداية بالتلسكوب وكانت تعرف باسم السدم الحلزونية . اعتبرها معظم علماء الفلك في القرنين الثامن عشر والتاسع عشر إما عناقيد نجمية لم يتم حلها بعد أو سدمًا هاوية، وكان يُنظر إليها على أنها جزء من درب التبانة، لكن تكوينها الحقيقي وطبيعتها ظلت لغزًا. بدأت عمليات الرصد باستخدام تلسكوبات أكبر لعدد قليل من المجرات الساطعة القريبة، زى مجرة المرأة المسلسلة ، في تحليلها إلى تجمعات ضخمة من النجوم، ولكن استنادًا ببساطة إلى الضعف الظاهري وعدد النجوم الهائل، فإن المسافات الحقيقية لهذه الأجسام وضعتها بعيدًا عن مجرة درب التبانة. طريق. لهذا السبب أطلقوا عليها شعبيًا أكوان الجزيرة ، ولكن سرعان ما أصبح هذا المصطلح غير مستخدم، حيث أن كلمة الكون تشير ضمنًا إلى الوجود برمته. وبدلاً من ذلك، أصبحت تُعرف ببساطة باسم المجرات.

التسميات

مجموعة المجرات SDSS J1152+3313 . يرمز SDSS إلى Sloan Digital Sky Survey وJ إلى Julian Epoch و1152+3313 إلى الصعود الأيمن والانحراف على التوالي.

تمت فهرسة عشرات الآلاف من المجرات، ولكن القليل منها فقط يحمل أسماء راسخة، زى مجرة المرأة المسلسلة ، وسحب ماجلان ، ومجرة الدوامة ، ومجرة السومبريرو . يستخدم علماء الفلك أرقامًا من كتالوجات معينة، زى كتالوج ميسييه ، وNGC ( الكتالوج العام الجديد )، وIC ( كتالوج الفهرس )، وCGCG ( كتالوج المجرات وعناقيد المجرات )، وMCG ( الكتالوج المورفولوجي للمجرات ). وUGC ( كتالوج أوبسالا العام للمجرات)، وPGC ( كتالوج المجرات الرئيسية ، المعروف أيضًا باسم LEDA). تظهر جميع المجرات المعروفة في واحد أو أكثر من هذه الفهارس ولكن في كل مرة تحت رقم مختلف. على سبيل المثال، ميسييه 109 (أو "M109") هي مجرة حلزونية تحمل الرقم 109 في كتالوج ميسييه. كما أن لديها تسميات NGC 3992، UGC 6937، CGCG 269–023، MCG +09-20-044، وPGC 37617 (أو LEDA 37617). تُعرف الملايين من المجرات الخافتة من خلال معرفاتها في مسوحات السماء زى مسح سلون الرقمي للسماء ، تم تصنيف M109 باسم SDSS J115735.97+532228.9.

تاريخ المراقبة

إن إدراك أننا نعيش في مجرة واحد من بين العديد من الاكتشافات المتوازية الكبرى حول مجرة درب التبانة والسدم الأخرى.

درب التبانة

اقترح الفيلسوف اليوناني ديموقريطوس (450-370 قبل الميلاد) أن الشريط اللامع في سماء الليل المعروف باسم درب التبانة قد يتكون من نجوم بعيدة. ومع ذلك، يعتقد أرسطو (384-322 قبل الميلاد) أن درب التبانة كان سببه "اشتعال الزفير الناري لبعض النجوم التي كانت كبيرة ومتعددة ومتقاربة من بعضها البعض" وأن "الاشتعال يحدث في الجزء العلوي من الغلاف الجوي " في منطقة العالم المستمرة بالحركات السماوية ." الفيلسوف الأفلاطوني الحديث أوليمبيودوروس الأصغر ( c. 495 م) انتقد هذا الرأي، بحجة أنه إذا كانت مجرة درب التبانة تحت القمر (تقع بين الأرض والقمر) فيجب أن تظهر مختلفة في أوقات وأماكن مختلفة على الأرض، وأنه يجب أن يكون لها اختلاف المنظر ، وهو ما لم يحدث. . ومن وجهة نظره، كانت درب التبانة سماوية.

التمييز عن السدم الأخرى

يمكن رؤية عدد قليل من المجرات خارج درب التبانة في ليلة مظلمة بالعين المجردة ، بما في ذلك مجرة المرأة المسلسلة ، وسحابة ماجلان الكبرى ، وسحابة ماجلان الصغيرة ، ومجرة الزىث . في القرن العاشر، قدم عالم الفلك الفارسي الصوفي أول تعريف مسجل لمجرة المرأة المسلسلة، ووصفها بأنها "سحابة صغيرة". في عام 964، من المحتمل أنه ذكر سحابة ماجلان الكبرى في كتابه عن النجوم الثابتة (في إشارة إلى "البكر من عرب الجنوب"، [7] حيث أنه عند انحراف حوالي 70 درجة جنوبًا لم يكن من الممكن رؤية المكان الذي يعيش فيه)؛ ولم تكن معروفة جيدًا للأوروبيين حتى رحلة ماجلان في القرن السادس عشر. [8] [7] تمت ملاحظة مجرة المرأة المسلسلة لاحقًا بشكل مستقل بواسطة سيمون ماريوس في عام في عام 1734، تكهن الفيلسوف إيمانويل سويدنبورج في كتابه المبادئ بأنه قد تكون هناك مجرات أخرى في الخارج تشكلت في مجموعات مجرية كانت عبارة عن أجزاء صغيرة من الكون تمتد إلى ما هو أبعد مما يمكن رؤيته. هذه وجهات النظر "قريبة بشكل ملحوظ من وجهات النظر الحالية للكون." [9] في عام 1745، خمن بيير لويس موبيرتويس أن بعض الأجسام الشبيهة بالسدم كانت عبارة عن مجموعات من النجوم ذات خصائص فريدة، بما في ذلك توهج يتجاوز الضوء الذي تنتجه نجومها بمفردها، وكرر وجهة نظر يوهانس هيفيليوس بأن البقع المضيئة كانت ضخمة. ومسطحة بسبب دورانها. [10] في عام 1750، توقع توماس رايت بشكل صحيح أن مجرة درب التبانة كانت عبارة عن قرص مفلطح من النجوم، وأن بعض السدم المرئية في سماء الليل قد تكون درب التبانة منفصلة. [11]

صورة لسديم المرأة المسلسلة العظيم التقطها إسحاق روبرتس عام 1899، والتي تم تحديدها فيما بعد باسم مجرة المرأة المسلسلة

في نهاية القرن الثامن عشر، قام تشارلز ميسييه بتجميع كتالوج يحتوي على 109 من ألمع الأجرام السماوية ذات المظهر الغامض. وفي وقت لاحق، قام ويليام هيرشل بتجميع قائمة تضم 5000 سديم. [11] في عام 1845، قام اللورد روس ببناء تلسكوب جديد وتمكن من التمييز بين السدم الإهليلجية والدوامة. كما تمكن أيضًا من تحديد مصادر نقطية فردية في بعض هذه السدم، مما يضفي مصداقية على تخمين كانط السابق. [12]

في عام 1912، أجرى فيستو سليفر دراسات طيفية لألمع السدم الحلزونية لتحديد تركيبها. اكتشف سليفر أن السدم الحلزونية لها انزياحات دوبلر عالية، مما يشير إلى أنها تتحرك بمعدل يتجاوز سرعة النجوم التي قام بقياسها. ووجد أن غالبية هذه السدم تبتعد عنا. [13]

في عام 1917، لاحظ هيبر كورتيس مستعرًا إس أندروميدا داخل "سديم أندروميدا العظيم" (كما كان يُعرف آنذاك بمجرة أندروميدا، الكائن ميسييه M31 ). وبالبحث في سجل الصور الفوتوغرافية، وجد 11 مستعرًا آخر. لاحظ كيرتس أن هذه المستعرات كانت، في المتوسط، أضعف بمقدار 10 درجات من تلك التي حدثت داخل هذه المجرة. ونتيجة لذلك، تمكن من التوصل إلى تقدير للمسافة يبلغ 150 ألفًا فرسخ فلكي . أصبح من مؤيدي ما يسمى بفرضية "الأكوان الجزيرة"، والتي تنص على أن السدم الحلزونية هي في الواقع مجرات مستقلة. [14]

في عام 1920، دارت مناظرة بين هارلو شابلي وهيبر كيرتس ( المناظرة الكبرى )، حول طبيعة مجرة درب التبانة، والسدم الحلزونية، وأبعاد الكون. ولدعم ادعائه بأن سديم المرأة المسلسلة هو مجرة خارجية، لاحظ كيرتس ظهور خطوط داكنة تشبه سحب الغبار في درب التبانة، بالإضافة إلى انزياح دوبلر الكبير. [15]

في عام 1922، قدم عالم الفلك الإستوني إرنست أوبيك تحديد المسافة يدعم نظرية أن سديم المرأة المسلسلة هو جسم بعيد خارج المجرة. [16] باستخدام تلسكوب جبل ويلسون الجديد مقاس 100 بوصة، تمكن إدوين هابل من تحديد الأجزاء الخارجية لبعض السدم الحلزونية كمجموعات من النجوم الفردية وحدد بعض المتغيرات القيفاوية ، مما سمح له بتقدير المسافة إلى السدم: لقد كانت بعيدة جدًا بعيدة لتكون جزءًا من درب التبانة. [17] في عام 1936، أنتج هابل تصنيفًا لمورفولوجيا المجرة يُستخدم حتى يومنا هذا. [18]

البحوث الحديثة

منحنى الدوران لمجرة حلزونية نموذجية: تم التنبؤ به بناءً على المادة المرئية (A) والمرصودة (B). المسافة من قلب المجرة . </link>[ مطلوب مرجع الصورة ]

في عام 1944، توقع هندريك فان دي هولست أن إشعاع الموجات الدقيقة بطول موجي 21 سم يمكن اكتشافه من غاز الهيدروجين الذري بين النجوم؛ [19] وقد لوحظ ذلك في عام 1951. لا يتأثر هذا الإشعاع بامتصاص الغبار، ولذلك يمكن استخدام إزاحة دوبلر لرسم خريطة لحركة الغاز في هذه المجرة. أدت هذه الملاحظات إلى فرضية وجود هيكل شريطي دوار في وسط هذه المجرة. [20] مع تحسين التلسكوبات الراديوية ، يمكن أيضًا تتبع غاز الهيدروجين في المجرات الأخرى. في سبعينيات القرن الماضي، كشفت فيرا روبين عن وجود تناقض بين سرعة دوران المجرة المرصودة وتلك التي تنبأت بها الكتلة المرئية للنجوم والغاز. اليوم، يُعتقد أن مشكلة دوران المجرة تفسر بوجود كميات كبيرة من المادة المظلمة غير المرئية. [21]

استخدم العلماء المجرات المرئية في مسح GOODS لإعادة حساب العدد الإجمالي للمجرات. [22]

من التسعينيات، تلسكوب هابل الفضائي حقق عمليات رصد أفضل. ساعدت بياناتها في إثبات أن المادة المظلمة المفقودة في هذه المجرة لا يمكن أن تتكون فقط من نجوم باهتة وصغيرة بطبيعتها. قدم حقل هابل العميق ، وهو تعرض طويل جدًا لجزء فارغ نسبيًا من السماء، دليلاً على وجود حوالي 125 مليار ( 1.25× 10 11 ) مجرة في الكون المرئي. [23] التكنولوجيا المحسنة في الكشف عن الأطياف غير المرئية للبشر (التلسكوبات الراديوية، وكاميرات الأشعة تحت الحمراء، وتلسكوبات الأشعة السينية ) تسمح باكتشاف المجرات الأخرى التي لم يتم اكتشافها بواسطة هابل. على وجه الخصوص، كشفت الدراسات الاستقصائية في منطقة التفادي (منطقة السماء المحجوبة عند الأطوال الموجية للضوء المرئي بواسطة درب التبانة) عن عدد من المجرات الجديدة. [24]

دراسة نشرت عام 2016 في مجلة الفيزياء الفلكية ، بقيادة كريستوفر كونسيليسي من جامعة نوتنغهام استخدمت 20 عامًا من صور هابل لتقدير أن الكون المرئي يحتوي على ما لا يقل عن 2 تريليون مجرة ( 2× 10 12 ). [25] ومع ذلك، عمليات الرصد اللاحقة التي أجراها المسبار الفضائي نيو هورايزونز من خارج ضوء البروج خفضت الرقم هذا لقرب 200 مليار ( 2× 10 11 ). [26] [27]

أنواع و مورفولوجية

أنواع المجرات حسب نظام تصنيف هابل : يشير الحرف E إلى نوع المجرة الإهليلجية ؛ S هو دوامة . و SB هي مجرة حلزونية منعت . [note 1]

تأتي المجرات في ثلاثة أنواع رئيسية: المجرات الإهليلجية، والحلزونية، وغير المنتظمة. تم تقديم وصف أكثر شمولاً لأنواع المجرات بناءً على مظهرها من خلال تسلسل هابل . نظرًا لأن تسلسل هابل يعتمد بالكامل على النوع المورفولوجي البصري (الشكل)، فقد يفتقد بعض الخصائص المهمة للمجرات زى معدل تكوين النجوم في مجرات الانفجار النجمي والنشاط في قلب المجرات النشطة .

يُعتقد أن مراكز مجرات عديد تحتوي على ثقوب سوداء هائلة الحجم ( </link>) مركز مجرة درب التبانة يسمى مركز المجرة .

بيضاوي

يقوم نظام تصنيف هابل بتصنيف المجرات الإهليلجية على أساس إهليلجيتها، والتي تتراوح من E0، كونها كروية تقريبًا، حتى E7، وهي متطاولة للغاية. تتمتع هذه المجرات بمظهر إهليلجي ، مما يمنحها مظهرًا إهليلجيًا بغض النظر عن زاوية الرؤية. يُظهر مظهرها القليل من البنية، كما أنها تحتوي عادةً على القليل نسبيًا من المادة بين النجوم . وبالتالي، تحتوي هذه المجرات أيضًا على نسبة منخفضة من العناقيد المفتوحة ومعدل منخفض من تكوين النجوم الجديدة. وبدلاً من ذلك، تهيمن عليها عمومًا نجوم أقدم وأكثر تطورًا تدور حول مركز الجاذبية المشترك في اتجاهات عشوائية. تحتوي النجوم على وفرة منخفضة من العناصر الثقيلة لأن تكوين النجوم يتوقف بعد الانفجار الأولي. وبهذا المعنى لديهم بعض التشابه مع العناقيد الكروية الأصغر بكثير. [28]

مجرات من النوع CD

تهيمن هذه المجرة الإهليلجية cD على مجموعة المجرات أبيل 1413 والتي تحمل اسم أبيل 1413 BCG. ويبلغ قطرها متساوي الضوء أكثر من 800000 سنة ضوئية. لاحظ عدسة الجاذبية .

أكبر المجرات هي المجرات من النوع cD . تم وصفها لأول مرة في عام 1964 من خلال ورقة بحثية كتبها توماس أ. ماثيوز وآخرون، [29] وهي نوع فرعي من الفئة الأكثر عمومية من المجرات D، وهي مجرات إهليلجية عملاقة، باستثناء أنها أكبر بكثير. تُعرف شعبيًا باسم المجرات الإهليلجية العملاقة وتشكل أكبر المجرات المعروفة وأكثرها سطوعًا. تتميز هذه المجرات بنواة إهليلجية مركزية مع هالة واسعة وخافتة من النجوم تمتد إلى مقاييس مليون فرسخ فلكي. [30] المظهر الجانبي لسطوع سطحها كدالة لنص قطرها (أو المسافة من قلوبها) يتراجع بشكل أبطأ من نظيراتها الأصغر.

مجرات cD هذه تشكل مجال نشط للبحث، لكن النموذج الرائد هو أنها نتيجة اندماج المجرات الأصغر في بيئات العناقيد الكثيفة، أو الموجودة خارج عناقيد الكثافة الزائدة العشوائية. هذه العمليات هي الآليات التي تدفع إلى تكوين المجموعات الأحفورية أو العناقيد الأحفورية، حيث يتواجد جسم إهليلجي كبير ومعزول نسبيًا وعملاق للغاية في منتصف العنقود ومحاط بسحابة واسعة من الأشعة السينية كبقايا هذه الاصطدامات المجرية. . نموذج آخر أقدم يفترض ظاهرة تدفق التبريد ، حيث تنهار الغازات الساخنة في العناقيد نحو مراكزها عندما تبرد، وتشكل النجوم في هذه العملية، وهي ظاهرة لوحظت في العناقيد زى برشاوس ، [31] ومؤخرا في عنقود العنقاء .

مجرة صدفية

NGC 3923 مجرة ذات غلاف بيضاوي الشكل (صورة هابل)

المجرة الصدفية هي نوع من المجرات الإهليلجية حيث يتم ترتيب النجوم في هالتها في أغلفة متحدة المركز. حوالي عُشر المجرات الإهليلجية لها بنية تشبه الصدفة، وهو ما لم يتم ملاحظته مطلقًا في المجرات الحلزونية. يُعتقد أن هذه الهياكل تتطور عندما تمتص مجرة أكبر مجرة مرافقة أصغر - والتي مع اقتراب مركزي المجرة، تبدأ في التأرجح حول نقطة مركزية، ويخلق التذبذب تموجات جاذبية تشكل أغلفة النجوم، على غرار التموجات المنتشرة على سطح النجوم. ماء. على سبيل المثال، تحتوي المجرة NGC 3923 على أكثر من 20 غلاف. [32]

حلزونية

مجرة الدولاب ، NGC 5457

تشبه المجرات الحلزونية دواليب الهواء المتصاعدة. على الرغم من أن النجوم والمواد المرئية الأخرى الموجودة في المجرة هذه في الغالب على مستوى، غالبية الكتلة في المجرات الحلزونية موجودة في هالة كروية تقريبًا من المادة المظلمة والتي تمتد لورا العنصر المرئي، زى مفهوم منحنى الدوران العالمي. [33]

المجرات الحلزونية تتكون من قرص دوار من النجوم ووسط بين النجوم، بالإضافة إلى انتفاخ مركزي من النجوم الأقدم بشكل عام. تمتد إلى الخارج من الانتفاخ دراعات لامعة نسبيًا. في مخطط تصنيف هابل، تم إدراج المجرات الحلزونية ضمن النوع S ، متبوعة بالحرف ( a ، b ، أو c ) الذي يشير إلى درجة ضيق الدراعات الحلزونية وحجم الانتفاخ المركزي. تمتلك مجرة سا دراعات ًا ملتفة بشكل محكم وغير محددة بشكل جيد وتمتلك منطقة أساسية كبيرة نسبيًا. على الطرف الآخر، تمتلك المجرة Sc دراعات ًا مفتوحة ومحددة جيدًا ومنطقة أساسية صغيرة. [34] يُشار أحيانًا إلى المجرة بدراعات غير المحددة على أنها مجرة حلزونية ندفية ؛ على النقيض من المجرة الحلزونية ذات التصميم الكبير التي تحتوي على دراعات حلزونية بارزة ومحددة جيدًا. ويعتقد أن السرعة التي تدور بها المجرة ترتبط باستواء القرص، بعض المجرات الحلزونية لها انتفاخات سميكة، بعضها رقيق و كثيف. [35]


في المجرات الحلزونية، الدراعات الحلزونية لها شكل حلزوني لوغاريتمي تقريبي، وهو النمط الذي يمكن إثباته نظريًا أنه ناتج عن اضطراب في كتلة النجوم الدوارة بشكل منتظم. مثل النجوم، تدور الدراعات الحلزونية حول المركز، لكنها تفعل ذلك بسرعة زاوية ثابتة. يُعتقد أن الدراعات الحلزونية هي مناطق ذات كثافة عالية من المادة، أو " موجات الكثافة ". عندما تتحرك النجوم عبر ذراع، يتم تعديل السرعة الفضائية لكل نظام نجمي بواسطة قوة الجاذبية ذات الكثافة الأعلى. (تعود السرعة إلى وضعها الطبيعي بعد مغادرة النجوم على الجانب الآخر من الذراع.) وهذا التأثير يشبه "موجة" من التباطؤ تتحرك على طول طريق سريع مليء بالسيارات المتحركة. تكون الدراعات مرئية لأن الكثافة العالية تسهل تكوين النجوم، وبالتالي فهي تؤوي العديد من النجوم الساطعة والشابة.

كائن هوج ، مثال على المجرة الحلقية

المجرة الحلزونية المحظورة

تمتلك غالبية المجرات الحلزونية، بما في ذلك مجرة درب التبانة ، شريطًا خطيًا من النجوم على شكل شريط يمتد إلى الخارج على جانبي النواة، ثم يندمج في هيكل الذراع الحلزوني. [36] في مخطط تصنيف هابل، تم تحديدها بواسطة SB ، متبوعًا بحرف صغير ( a ، b أو c ) الذي يشير إلى شكل الدراعات الحلزونية (بنفس طريقة تصنيف المجرات الحلزونية العادية). يُعتقد أن القضبان هياكل مؤقتة يمكن نتيجة لموجة الكثافة التي تشع للخارج من القلب، أو بسبب تفاعل المد والجزر مع مجرة أخرى. [37] عديد من المجرات الحلزونية المقيدة نشطة، ربما نتيجة لتوجيه الغاز للنواة على طول الدراعات . [38]

مجرتنا، درب التبانة ، هي مجرة كبيرة شكل قرصي حلزوني [39] حوالي 30 قطرها كيلو فرسخ فلكي و سمكها كيلو فرسخ فلكي. يحتوي على حوالي مائتي مليار (2× 1011 ) نجم ويبلغ إجمالي كتلته حوالي ستمائة مليار (6× 1011 ) ضعف كتلة الشمس. [40]

  1. ↑ yvette. "NASA - NASA Finds Direct Proof of Dark Matter". www.nasa.gov (in الإنجليزية). Archived from the original on 2018-03-10. Retrieved 2020-05-10.
  2. ↑ "Astronomers unveil the farthest galaxy". phys.org (in الإنجليزية). Retrieved 2020-05-10.
  3. ↑ "Astronomers were wrong about the number of galaxies in universe". The Jerusalem Post (in الإنجليزية الأمريكية). Archived from the original on January 14, 2021. Retrieved 2021-01-14.
  4. ↑ Saunders, Toby (July 25, 2023).
  5. ↑ Gibney, Elizabeth (2014). "Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'". Nature. doi:10.1038/nature.2014.15819.
  6. ↑ C. T. Onions et al., The Oxford Dictionary of English Etymology, Oxford, 1966, p. 385.
  7. ↑ أ ب "The Large Magellanic Cloud, LMC". Observatoire de Paris. Mar 11, 2004. Archived from the original on June 22, 2017.
  8. ↑ "Abd-al-Rahman Al Sufi (December 7, 903 – May 25, 986 A.D.)". Observatoire de Paris. Archived from the original on April 16, 2007. Retrieved April 19, 2007.
  9. ↑ Gordon, Kurtiss J. "History of our Understanding of a Spiral Galaxy: Messier 33". Caltech.edu. Archived from the original on January 25, 2021. Retrieved 11 June 2018.
  10. ↑ Kant, Immanuel, Universal Natural History and Theory of the Heavens (1755)
  11. ↑ أ ب Evans, J. C. (November 24, 1998). "Our Galaxy". George Mason University. Archived from the original on June 30, 2012. Retrieved January 4, 2007. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "our_galaxy" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  12. ↑ "Parsonstown | The genius of the Parsons family | William Rosse" Archived مارس 24, 2021 at the Wayback Machine.
  13. ↑ Slipher, V. M. (1913). "The radial velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin. 1 (8): 56–57. Bibcode:1913LowOB...2...56S.
  14. ↑ Curtis, H. D. (1988). "Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 100: 6. Bibcode:1988PASP..100....6C. doi:10.1086/132128.
  15. ↑ Weaver, H. F. "Robert Julius Trumpler". US National Academy of Sciences. Archived from the original on December 24, 2013. Retrieved January 5, 2007.
  16. ↑ Öpik, E. (1922). "An estimate of the distance of the Andromeda Nebula". The Astrophysical Journal. 55: 406. Bibcode:1922ApJ....55..406O. doi:10.1086/142680.
  17. ↑ Hubble, E. P. (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". The Astrophysical Journal. 69: 103–158. Bibcode:1929ApJ....69..103H. doi:10.1086/143167.
  18. ↑ Sandage, A. (1989). "Edwin Hubble, 1889–1953". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 83 (6): 351–362. Bibcode:1989JRASC..83..351S. Archived from the original on May 30, 2012. Retrieved January 8, 2007.
  19. ↑ Tenn, J. "Hendrik Christoffel van de Hulst". Sonoma State University. Archived from the original on May 29, 2012. Retrieved January 5, 2007.
  20. ↑ López-Corredoira, M.; et al. (2001). "Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS". Astronomy and Astrophysics. 373 (1): 139–152. arXiv:astro-ph/0104307. Bibcode:2001A&A...373..139L. doi:10.1051/0004-6361:20010560.
  21. ↑ Rubin, V. C. (2000). "One Hundred Years of Rotating Galaxies". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (772): 747–750. Bibcode:2000PASP..112..747R. doi:10.1086/316573.
  22. ↑ "Observable Universe contains ten times more galaxies than previously thought". www.spacetelescope.org. Archived from the original on December 23, 2020. Retrieved 17 October 2016.
  23. ↑ "How many galaxies are there?". NASA. November 27, 2002. Archived from the original on July 11, 2012. Retrieved January 8, 2007.
  24. ↑ Kraan-Korteweg, R. C.; Juraszek, S. (2000). "Mapping the hidden Universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance". Publications of the Astronomical Society of Australia. 17 (1): 6–12. arXiv:astro-ph/9910572. Bibcode:2000PASA...17....6K. doi:10.1071/AS00006.
  25. ↑ Conselice, Christopher J.; et al. (2016). "The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications". The Astrophysical Journal. 830 (2): 83. arXiv:1607.03909. Bibcode:2016ApJ...830...83C. doi:10.3847/0004-637X/830/2/83.{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  26. ↑ Lauer, Tod R.; Postman, Marc; Weaver, Harold A.; Spencer, John R.; Stern, S. Alan; Buie, Marc W.; Durda, Daniel D.; Lisse, Carey M.; Poppe, A. R. (11 January 2021). "New Horizons Observations of the Cosmic Optical Background". The Astrophysical Journal (in الإنجليزية). 906 (2): 77. arXiv:2011.03052. Bibcode:2021ApJ...906...77L. doi:10.3847/1538-4357/abc881. ISSN 1538-4357.{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  27. ↑ "New Horizons spacecraft answers the question: How dark is space?" (in الإنجليزية). Archived from the original on January 15, 2021. Retrieved 15 January 2021. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (help)
  28. ↑ Barstow, M. A. (2005). "Elliptical Galaxies". Leicester University Physics Department. Archived from the original on 2012-07-29. Retrieved June 8, 2006.
  29. ↑ Matthews, Thomas A.; Morgan, William W.; Schmidt, Maarten (1964). "A Discussion of Galaxies Indentified [sic] with Radio Sources". The Astrophysical Journal. 140: 35. Bibcode:1964ApJ...140...35M. doi:10.1086/147890.
  30. ↑ "Discoveries - Highlights | Tracing the Growth of Galaxies". 6 February 2017.
  31. ↑ Fabian, A. C.; Nulsen, P. E. J. (1977). "Subsonic accretion of cooling gas in clusters of galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 180 (3): 479. Bibcode:1977MNRAS.180..479F. doi:10.1093/mnras/180.3.479.
  32. ↑ "Galactic onion". www.spacetelescope.org. Archived from the original on August 6, 2020. Retrieved 2015-05-11.
  33. ↑ Williams, M. J.; Bureau, M.; Cappellari, M. (2010). "Kinematic constraints on the stellar and dark matter content of spiral and S0 galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 400 (4): 1665–1689. arXiv:0909.0680. Bibcode:2009MNRAS.400.1665W. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15582.x.
  34. ↑ Smith, G. (March 6, 2000). "Galaxies — The Spiral Nebulae". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. Archived from the original on July 10, 2012. Retrieved November 30, 2006.
  35. ↑ "Fat or flat: Getting galaxies into shape" Archived مارس 24, 2021 at the Wayback Machine.
  36. ↑ Eskridge, P. B.; Frogel, J. A. (1999). "What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?". Astrophysics and Space Science. 269/270: 427–430. Bibcode:1999Ap&SS.269..427E. doi:10.1023/A:1017025820201.
  37. ↑ Bournaud, F.; Combes, F. (2002). "Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal". Astronomy and Astrophysics. 392 (1): 83–102. arXiv:astro-ph/0206273. Bibcode:2002A&A...392...83B. doi:10.1051/0004-6361:20020920.
  38. ↑ Knapen, J. H.; Perez-Ramirez, D.; Laine, S. (2002). "Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 337 (3): 808–828. arXiv:astro-ph/0207258. Bibcode:2002MNRAS.337..808K. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x.
  39. ↑ Alard, C. (2001). "Another bar in the Bulge". Astronomy and Astrophysics Letters. 379 (2): L44–L47. arXiv:astro-ph/0110491. Bibcode:2001A&A...379L..44A. doi:10.1051/0004-6361:20011487.
  40. ↑ Bell, G. R.; Levine, S. E. (1997). "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of the American Astronomical Society. 29 (2): 1384. Bibcode:1997AAS...19110806B.


المرجع غلط: <ref> فى تاجز موجوده لمجموعه اسمها "note", بس مافيش مقابلها تاجز <references group="note"/> اتلقت

اتجابت من "https://arz.wikipedia.org/w/index.php?title=مجره&oldid=8764453"