مجرة قزمة

المجرة القزمة هي مجرة ​​صغيرة تتكون من حوالي 1000 إلى عدة مليارات من النجوم ، مقارنةً بمجرة درب التبانة التي يتراوح عدد نجومها بين 100 و400 مليار نجم. ^{[ 1 ]} تُصنف سحابة ماجلان الكبرى ، التي تدور حول مجرة ​​درب التبانة وتحتوي على أكثر من 30 مليار نجم، ^{[ 2 ]} أحيانًا كمجرة قزمة، بينما يعتبرها آخرون مجرة ​​كاملة. يُعتقد أن تكوين المجرات القزمة ونشاطها يتأثران بشكل كبير بتفاعلاتها مع المجرات الأكبر حجمًا. يُصنف علماء الفلك أنواعًا عديدة من المجرات القزمة، بناءً على شكلها وتكوينها.

تقول إحدى النظريات إن معظم المجرات، بما فيها المجرات القزمة، تتشكل بالارتباط مع المادة المظلمة ، ^{[ 4 ]} أو من غاز يحتوي على معادن. مع ذلك، رصد مسبار ناسا الفضائي " مستكشف تطور المجرات" مجرات قزمة جديدة تتشكل من غازات ذات نسبة منخفضة من المعادن . تقع هذه المجرات في حلقة الأسد ، وهي سحابة من الهيدروجين والهيليوم تحيط بمجرتين ضخمتين في كوكبة الأسد . ^{[ 5 ]}

بسبب صغر حجمها، لوحظ أن المجرات القزمة تُجذب نحو المجرات الحلزونية المجاورة وتُمزقها ، مما يؤدي إلى تكوّن تيارات نجمية ، وفي النهاية اندماج المجرات . ^{[ 6 ]} وقد أظهرت دراسات حديثة، مثل برنامج Hyper Suprime-Cam Subaru الاستراتيجي، أن ما بين 30 و50% من المجرات القزمة الموجودة في بيئات منخفضة الكثافة تعاني من خمود في تكوين النجوم، أي أنها تشهد تكوينًا ضئيلاً للنجوم . وهذا يشير إلى أن تطور المجرات القزمة يتأثر بشكل كبير بالنوى النجمية أو المجرية النشطة، بالإضافة إلى بيئات المجرات الضخمة القريبة . ^{[ 7 ]}

تضم المجموعة المحلية العديد من المجرات القزمة ؛ تدور هذه المجرات الصغيرة غالبًا حول مجرات أكبر، مثل مجرة ​​درب التبانة ومجرة أندروميدا ومجرة المثلث . وقد أشارت دراسة نُشرت عام 2007 ^{[ 9 ]} إلى أن العديد من المجرات القزمة نشأت بفعل المد والجزر المجري خلال المراحل الأولى لتطور مجرتي درب التبانة وأندروميدا. وتتكون المجرات القزمة المدية عندما تصطدم المجرات وتتفاعل كتلها الجاذبية ، فتُسحب تيارات من المادة المجرية بعيدًا عن المجرات الأم وهالات المادة المظلمة المحيطة بها. ^{[ 10 ]} وتشير دراسة أخرى نُشرت عام 2018 إلى أن بعض المجرات القزمة المحلية تشكلت في وقت مبكر للغاية، خلال العصور المظلمة في أول مليار سنة بعد الانفجار العظيم . ^{[ 11 ]} بالإضافة إلى ذلك، تُظهر الدراسات الحديثة أيضًا أن المجرات القزمة القريبة التي تشكل النجوم لديها أنظمة ربما تكون قد شكلت معظم كتلتها النجمية خلال المليار سنة الماضية، كما يتضح من الألوان الزرقاء ومعدلات تكوين النجوم العالية والمعادن المنخفضة ^{[ 12 ]} .

تدور أكثر من 20 مجرة ​​قزمة معروفة حول مجرة ​​درب التبانة، وقد دفعت الملاحظات الحديثة ^{[ 13 ]} علماء الفلك أيضًا إلى الاعتقاد بأن أكبر عنقود كروي في مجرة ​​درب التبانة، أوميغا قنطورس ، هو في الواقع نواة مجرة ​​قزمة بها ثقب أسود في مركزها، والتي امتصتها مجرة ​​درب التبانة في وقت ما.

أتاحت قياسات حركة النجوم الفردية في المجرات القزمة المحلية، مثل مجرة ​​النحات القزمة ، للعلماء اختبار تنبؤات النموذج الكوني القياسي. ^{[ 14 ]} كما توفر الدراسات التفصيلية للمجرات القزمة المحلية رؤى ثاقبة حول كيفية تأثير العوامل البيئية، مثل تجريد الضغط الناتج عن الصدمة ، على تطور المجرات وتكوينها. ^{[ 15 ]}

• المجرة الإهليلجية : المجرة الإهليلجية القزمة (dE)
• المجرة الكروية القزمة (dSph): كانت في السابق نوعًا فرعيًا من المجرات الإهليلجية القزمة، ولكنها تُعتبر الآن نوعًا متميزًا
• مجرة غير منتظمة : مجرة ​​قزمة غير منتظمة (dIrr)
• المجرة الحلزونية : المجرة الحلزونية القزمة (dS) ^{[ 17 ]}
• الأقزام من نوع ماجلان
• المجرات القزمة الزرقاء المدمجة (انظر القسم أدناه )
• المجرات القزمة فائقة الصغر (انظر القسم أدناه )

في علم الفلك ، تُعرف المجرة القزمة الزرقاء المدمجة ( مجرة BCD ) بأنها مجرة ​​صغيرة تحتوي على تجمعات كبيرة من النجوم الشابة الساخنة الضخمة . هذه النجوم، وأكثرها سطوعًا زرقاء اللون، هي التي تجعل المجرة نفسها تبدو زرقاء . ^{[ 19 ]} تُصنف معظم مجرات BCD أيضًا على أنها مجرات قزمة غير منتظمة أو مجرات قزمة عدسية . ولأنها تتكون من تجمعات نجمية، تفتقر مجرات BCD إلى شكل منتظم. وهي تستهلك الغاز بكثافة، مما يجعل نجومها شديدة العنف أثناء تشكلها.

تبرد مجرات BCD أثناء عملية تكوين النجوم الجديدة . تتشكل نجوم هذه المجرات في فترات زمنية مختلفة، مما يتيح لها الوقت الكافي للتبريد وتراكم المادة اللازمة لتكوين نجوم جديدة. ومع مرور الوقت، يُغير تكوين النجوم هذا شكل المجرات.

ومن الأمثلة القريبة NGC 1705 و NGC 2915 و ^NGC 3353 و UGC 6541 و UGCA 281. ^{[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ] [ 23} ]

المجرات القزمة الخافتة للغاية (UFDs) هي فئة من المجرات تحتوي على ما بين بضع مئات إلى مئة ألف نجم ، مما يجعلها أضعف المجرات في الكون . ^{[ 24 ]} تشبه المجرات القزمة الخافتة للغاية العناقيد الكروية (GCs) في المظهر، لكنها تختلف عنها اختلافًا كبيرًا في الخصائص. فعلى عكس العناقيد الكروية، تحتوي المجرات القزمة الخافتة للغاية على كمية كبيرة من المادة المظلمة ، وهي أكثر امتدادًا. اكتُشفت المجرات القزمة الخافتة للغاية لأول مرة مع ظهور المسوحات الرقمية للسماء في عام 2005، وتحديدًا مع مسح سلون الرقمي للسماء (SDSS). ^{[ 25 ] [ 26 ]}

تُعدّ المجرات فائقة الصغر (UFDs) أكثر الأنظمة المعروفة هيمنةً للمادة المظلمة . ويعتقد علماء الفلك أن هذه المجرات تحمل معلومات قيّمة عن الكون المبكر ، إذ أن جميع المجرات فائقة الصغر المكتشفة حتى الآن هي أنظمة قديمة يُرجّح أنها تشكّلت في وقت مبكر جدًا، بعد بضعة ملايين من السنين فقط من الانفجار العظيم وقبل عصر إعادة التأين . ^{[ 27 ]} وقد افترضت دراسات نظرية حديثة وجود مجموعة من المجرات فائقة الصغر الفتية التي تشكّلت في وقت لاحق بكثير من المجرات القديمة. ^{[ 28 ]} ولم تُرصد هذه المجرات في كوننا حتى الآن.

المجرات القزمة فائقة الصغر (UCD) هي فئة من المجرات شديدة الصغر ذات كثافة نجمية عالية جدًا، اكتُشفت ^{[ 29 ] [ 30 ] [ 31 ]} في العقد الأول من الألفية الثانية. يُعتقد أن قطرها يبلغ حوالي 200 سنة ضوئية، وتحتوي على ما يقارب 100 مليون نجم. ^{[ 32 ]} هناك مساران نظريان رئيسيان لتكوين هذه المجرات. الأول هو أنها نوى مجرات إهليلجية قزمة ذات نوى، جُرِّدت من الغاز والنجوم الخارجية بفعل التفاعلات المدية ، أثناء مرورها عبر مراكز التجمعات النجمية الغنية. ^{[ 33 ]} يُدعم أصل "الدرس المدّي" هذا كميًا من خلال التناسب بين كتل الثقوب السوداء المركزية في المجرات فائقة الكثافة (UCDs) وكتل مكوناتها النجمية الداخلية (التجمعات النجمية النووية المشتبه بها)، وهو ما يتوافق مع علاقة كتلة الثقب الأسود بالتجمع النجمي النووي المرصودة في المجرات غير المجردة. ^{[ 34 ]} النظرية الثانية هي أن هذه المجرات عبارة عن تجمعات نجمية ضخمة . ^{[ 35 ]} تم العثور على مجرات فائقة الكثافة (UCDs) في عنقود العذراء ، وعنقود فورناكس ، وعنقود أبيل 1689 ، وعنقود كوما ، وغيرها. ^{[ 36 ]} على وجه الخصوص، تم العثور على عينة كبيرة غير مسبوقة تضم حوالي 100 مجرة ​​فائقة الكثافة (UCDs) في المنطقة المركزية لعنقود العذراء بواسطة فريق مسح الجيل التالي لعنقود العذراء. ^{[ 37 ]} تشير أولى الدراسات القوية نسبيًا للخصائص العالمية لتجمعات المجرات فائقة الكثافة (UCDs) في عنقود العذراء إلى أن هذه التجمعات تتميز بخصائص ديناميكية ^{[ 38 ]} وبنيوية ^{[ 39 ]} مختلفة عن التجمعات الكروية العادية. ومن الأمثلة البارزة على تجمعات المجرات فائقة الكثافة M60-UCD1 ، التي تبعد حوالي 54 مليون سنة ضوئية، وتحتوي على ما يقارب 200 مليون كتلة شمسية ضمن نصف قطر يبلغ 160 سنة ضوئية؛ وتكتظ النجوم في منطقتها المركزية بكثافة تزيد 25 مرة عن كثافة النجوم في منطقة الأرض في مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 40 ] [ 41 ]} أما M59-UCD3، فهي تقريبًا بنفس حجم M60-UCD1، بنصف قطر ضوئي (r_{_h}) يبلغ حوالي 20 فرسخًا فلكيًا ، لكنها أكثر سطوعًا بنسبة 40%، حيث يبلغ قدرها الظاهري المطلق حوالي -14.6. وهذا ما يجعل M59-UCD3 ثاني أكثر المجرات كثافة المعروفة. ^{[ 42 ]} استنادًا إلى السرعات المدارية النجمية، يُزعم أن العديد من الأجرام فائقة الصغر في عنقود العذراء تمتلكثقوب سوداء فائقة الكتلة في مراكزها، بكتل تتكون من${\displaystyle \gtrsim }$10% من كتلتها النجمية . ^{[ 43 ] [ 44 ]}

• 
  المجرة القزمة UGC 685 التي التقطها تلسكوب هابل. ^{[ 45 ]}
• 
  يقع النجم LEDA 677373 على بعد حوالي 14 مليون سنة ضوئية. ^{[ 46 ]}
• 
  المجرة القزمة DDO 68. ^{[ 47 ]}

• مجرة التوت الأزرق – مجرات صغيرة ونشطة للغاية.
• التصنيف المورفولوجي للمجرات – نظام لتصنيف المجرات بناءً على مظهرها 
• قائمة أقرب المجرات
• مجرة البازلاء – نوع محتمل من المجرات الزرقاء المدمجة المضيئة 

• مجرات درب التبانة التابعة ( مؤرشفة بتاريخ 19 فبراير 2014 في أرشيف الإنترنت)
• مقال علمي عن "مجرات الهوبيت" مؤرشف بتاريخ 28 مارس 2009 في أرشيف الإنترنت (Wayback Machine).
• مقال على موقع SPACE.com بعنوان "مجرات الهوبيت"