انتفاخ المجرة

في علم الفلك ، يُعرف الانتفاخ المجري (أو ببساطة الانتفاخ ) بأنه مجموعة متراصة من النجوم داخل تكوين نجمي أكبر . ويشير هذا المصطلح بشكل شبه حصري إلى مجموعة النجوم الموجودة بالقرب من مركز معظم المجرات الحلزونية . كان يُعتقد سابقًا أن الانتفاخات عبارة عن مجرات إهليلجية محاطة بقرص من النجوم ، لكن الصور عالية الدقة الملتقطة بواسطة تلسكوب هابل الفضائي كشفت أن العديد من الانتفاخات تقع في قلب المجرات الحلزونية. ويُعتقد الآن أن هناك نوعين على الأقل من الانتفاخات: انتفاخات تشبه المجرات الإهليلجية، وانتفاخات تشبه المجرات الحلزونية.

تُسمى الانتفاخات التي تمتلك خصائص مشابهة للمجرات الإهليلجية غالبًا "الانتفاخات الكلاسيكية" نظرًا لتشابهها مع التصور التاريخي للانتفاخات. ^{[ 2 ]} تتكون هذه الانتفاخات بشكل أساسي من نجوم قديمة، من النوع الثاني ، ولذا فهي ذات لون محمر (انظر تطور النجوم ). ^{[ 3 ]} تدور هذه النجوم أيضًا في مدارات عشوائية تقريبًا مقارنةً بمستوى المجرة، مما يُعطي الانتفاخ شكلًا كرويًا مميزًا. ^{[ 3 ]} نظرًا لقلة الغبار والغازات، تميل الانتفاخات إلى انعدام تكوين النجوم تقريبًا. ويُوصف توزيع الضوء بملف سيرسيك ، الذي يزداد بشكل كبير مع انخفاض نصف القطر.

يُعتقد أن الانتفاخات الكلاسيكية ناتجة عن تصادمات بين هياكل أصغر. تعمل قوى الجاذبية والعزوم المتذبذبة على تعطيل المسارات المدارية للنجوم، مما يؤدي إلى مدارات عشوائية للانتفاخ. إذا كانت أي من المجرتين الأصليتين غنية بالغاز، فإن قوى المد والجزر يمكن أن تتسبب أيضًا في تدفقات إلى نواة المجرة المندمجة حديثًا. بعد اندماج كبير ، تزداد احتمالية تحول سحب الغاز إلى نجوم، بسبب الصدمات (انظر تكوين النجوم ). أشارت إحدى الدراسات إلى أن حوالي 80% من المجرات في هذا المجال تفتقر إلى انتفاخ كلاسيكي، مما يدل على أنها لم تشهد اندماجًا كبيرًا. ^{[ 4 ]} ظل عدد المجرات التي لا تحتوي على انتفاخ في الكون ثابتًا تقريبًا على مدى 8 مليارات سنة الماضية على الأقل. ^{[ 5 ]} في المقابل، يمتلك حوالي ثلثي المجرات في عناقيد المجرات الكثيفة (مثل عنقود العذراء ) انتفاخًا كلاسيكيًا، مما يدل على التأثير المدمر لازدحامها. ^{[ 4 ]}

تتميز العديد من الانتفاخات بخصائص أقرب إلى خصائص المناطق المركزية للمجرات الحلزونية منها إلى خصائص المجرات الإهليلجية. ^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]} ويُشار إليها غالبًا باسم الانتفاخات الزائفة أو الانتفاخات القرصية. تتميز هذه الانتفاخات بأن نجومها لا تدور عشوائيًا، بل تدور بنمط منتظم في نفس مستوى نجوم القرص الخارجي. وهذا يختلف اختلافًا كبيرًا عن المجرات الإهليلجية.

أظهرت دراسات لاحقة (باستخدام تلسكوب هابل الفضائي ) أن انتفاخات العديد من المجرات لا تخلو من الغبار، بل تتميز ببنية متنوعة ومعقدة. ^{[ 3 ]} غالبًا ما تشبه هذه البنية المجرة الحلزونية ، ولكنها أصغر حجمًا بكثير. عادةً ما يتراوح حجم المجرات الحلزونية العملاقة بين ضعفين إلى مئة ضعف حجم المجرات الحلزونية الموجودة في الانتفاخات. وحيثما وُجدت، تهيمن هذه المجرات الحلزونية المركزية على ضوء الانتفاخ الذي تقع فيه. عادةً ما يكون معدل تكوّن النجوم الجديدة في الانتفاخات الزائفة مشابهًا لمعدل تكوّن النجوم في المجرات القرصية. في بعض الأحيان، تحتوي الانتفاخات على حلقات نووية تُكوّن النجوم بمعدل أعلى بكثير (لكل وحدة مساحة) مما هو موجود عادةً في الأقراص الخارجية، كما هو موضح في NGC 4314 (انظر الصورة).

تشير خصائص مثل البنية الحلزونية والنجوم الفتية إلى أن بعض الانتفاخات لم تتشكل عبر نفس العملية التي شكلت المجرات الإهليلجية والانتفاخات الكلاسيكية. ومع ذلك، فإن النظريات المتعلقة بتكوين الانتفاخات الزائفة أقل يقينًا من تلك المتعلقة بالانتفاخات الكلاسيكية. قد تكون الانتفاخات الزائفة ناتجة عن اندماجات غنية جدًا بالغاز حدثت في فترة أحدث من تلك الاندماجات التي شكلت الانتفاخات الكلاسيكية (خلال الخمسة مليارات سنة الماضية). ومع ذلك، يصعب على الأقراص البقاء بعد عملية الاندماج، مما يثير الشكوك حول هذا السيناريو.

يرجّح العديد من علماء الفلك أن الانتفاخات التي تبدو شبيهة بالأقراص تتشكل خارج القرص، وليست نتاج عملية اندماج. فعندما تُترك المجرات القرصية دون تدخل، يمكنها إعادة ترتيب نجومها وغازها (استجابةً لعدم الاستقرار). وغالبًا ما تُلاحظ نواتج هذه العملية (المسماة بالتطور العلماني) في هذه المجرات؛ إذ يمكن أن ينتج عن التطور العلماني لأقراص المجرات كلٌ من الأقراص الحلزونية والقضبان المجرية . ومن المتوقع أيضًا أن يدفع التطور العلماني الغاز والنجوم نحو مركز المجرة. وإذا حدث ذلك، فسيزيد من الكثافة في مركز المجرة، وبالتالي يُشكّل انتفاخًا له خصائص مشابهة لخصائص المجرات القرصية.

إذا كان التطور العلماني، أو التطور البطيء والثابت للمجرة، ^{[ 9 ]} مسؤولاً عن تكوين عدد كبير من الانتفاخات، فإن هذا العدد الكبير من المجرات لم يشهد اندماجًا منذ تكوين قرصها. وهذا يعني أن النظريات الحالية لتكوين المجرات وتطورها تبالغ بشكل كبير في تقدير عدد عمليات الاندماج في المليارات القليلة الماضية من السنين. ^{[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]}

شكل X لانتفاخ مجرة ​​درب التبانة.

الشكل X البارز لانتفاخ NGC 1175 كما رصده تلسكوب هابل.

قد تظهر المجرات التي تُرى من جانبها أحيانًا بانتفاخ صندوقي/حبة فول سوداني على شكل حرف X. وقد كشف القمر الصناعي COBE عن الطبيعة الصندوقية لانتفاخ مجرة ​​درب التبانة، وتأكد ذلك لاحقًا من خلال مسح VVV بمساعدة نجوم التكتلات الحمراء . كما وجد مسح VVV مجموعتين متداخلتين من نجوم التكتلات الحمراء، بالإضافة إلى شكل X للانتفاخ. وقد أكد القمر الصناعي WISE لاحقًا شكل X للانتفاخ. ويشكل شكل X ما نسبته 45% من كتلة انتفاخ مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 10 ]} ومع ذلك، فإن متغيرات ميرا داخل انتفاخ مجرة ​​درب التبانة لا تتوافق جيدًا مع نموذج الانتفاخ على شكل حرف X. ^{[ 11 ]} في الواقع، تُعد الانتفاخات الصندوقية/حبة الفول السوداني بمثابة شريط المجرة التي تُرى من جانبها. ^{[ 12 ]} وقد تُظهر مجرات أخرى تُرى من جانبها أيضًا شريطًا صندوقيًا/حبة فول سوداني، وأحيانًا على شكل حرف X.

يُعتقد أن معظم انتفاخات المجرات والانتفاخات الزائفة تحتوي على كتلة مركزية مضغوطة نسبية، يُفترض تقليديًا أنها ثقب أسود فائق الكتلة . لا يمكن رصد هذه الثقوب السوداء مباشرةً بحكم تعريفها (إذ لا يستطيع الضوء الإفلات منها)، لكن ثمة أدلة مختلفة تشير إلى وجودها، سواء في انتفاخات المجرات الحلزونية أو في مراكز المجرات الإهليلجية. وترتبط كتل الثقوب السوداء ارتباطًا وثيقًا بخصائص الانتفاخات. تربط علاقة M -sigma كتلة الثقب الأسود بتشتت سرعة نجوم الانتفاخ، ^{[ 14 ] [ 15 ]} بينما تتضمن ارتباطات أخرى الكتلة النجمية الكلية أو لمعان الانتفاخ، ^{[ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]} والتركيز المركزي للنجوم في الانتفاخ، ^{[ 19 ]} ووفرة نظام العناقيد الكروية التي تدور في أطراف المجرة البعيدة، ^{[ 20 ] [ 21 ]} وزاوية التفاف الأذرع الحلزونية. ^{[ 22 ]} وقد أظهرت النجوم ذات المعدنية المنخفضة (أقل من -1) توزيعًا للسرعة، بينما تدور النجوم ذات المعدنية العالية (أكثر من -0.4) كقضيب مجري، أما ما بينهما فهو مزيج من الاثنين. ^{[ 23 ]}

حتى وقت قريب، كان يُعتقد أنه لا يمكن وجود ثقب أسود فائق الكتلة دون وجود انتفاخ مجري محيط به. وقد رُصدت الآن مجرات تحتوي على ثقوب سوداء فائقة الكتلة دون وجود انتفاخات مجرية مصاحبة. ^{[ 4 ] [ 24 ] [ 25 ]} ويعني هذا أن بيئة الانتفاخ ليست ضرورية بالضرورة لتكوين ونمو الثقوب السوداء الضخمة.

• المجرة القرصية – نوع من أشكال المجرات 
• المجرة الحلزونية – فئة من المجرات ذات هياكل حلزونية تمتد من مركزها 
• نظام الإحداثيات المجرية – نظام الإحداثيات السماوية في الإحداثيات الكروية، مع اعتبار الشمس مركزه 
• الهالة المجرية – المكون الكروي للمجرة 
• الهالة المجرية – المكون الغازي الساخن والمتأين للهالة المجرية 
• تكوين المجرات وتطورها – فرع من علم الكونيات 
• نقص الكتلة – نقص الكتلة النجمية في مراكز المجرات 
• العلاقة بين الكتلة وانحرافها المعياري (M-sigma) – مفهوم في علم الفلك