تكوين المجرات وتطورها

📅 آخر تحديث: ٣ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٣ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 12 صور
الموسوعة الحرة

في علم الكونيات ، يهتم علم تكوين المجرات وتطورها بالعمليات التي شكلت كونًا غير متجانس من بداية متجانسة ، وتكوين المجرات الأولى ، وكيفية تغير المجرات بمرور الوقت، والعمليات التي ولّدت تنوع البنى المرصودة في المجرات القريبة. ويُفترض أن تكوين المجرات يحدث، وفقًا لنظريات تكوين البنية ، نتيجةً لتقلبات كمومية دقيقة في أعقاب الانفجار العظيم . وأبسط نموذج يتوافق عمومًا مع الظواهر المرصودة هو نموذج لامدا-سي دي إم ، أي أن التكتل والاندماج يسمحان للمجرات بتراكم الكتلة، مما يحدد شكلها وبنيتها. وتُستخدم محاكاة الديناميكا المائية، التي تحاكي كلًا من الباريونات والمادة المظلمة ، على نطاق واسع لدراسة تكوين المجرات وتطورها.

الخصائص الشائعة للمجرات

مخطط هابل لشوكة الرنين لتشكل المجرات

نظراً لعدم إمكانية إجراء تجارب في الفضاء الخارجي، فإن الطريقة الوحيدة لاختبار نظريات ونماذج تطور المجرات هي مقارنتها بالملاحظات. يجب أن تكون تفسيرات كيفية تشكل المجرات وتطورها قادرة على التنبؤ بالخصائص والأنواع المرصودة للمجرات.

يعود أصل نظام تصنيف المجرات المعروف باسم مخطط الشوكة الرنانة إلى أعمال جيمس جينز وجون هنري رينولدز . وضع جينز (1919) ورينولدز (1920) التسلسل المورفولوجي E–S0–S. [ 1 ] [ 2 ] ثم قام إدوين هابل (1926) [ 3 ] بنشر هذا الإطار وتوسيعه، حيث قسم الفرع الحلزوني لتمييز المجرات الحلزونية ذات القضيب عن المجرات الحلزونية بدون قضيب. بعد ذلك، ابتكر جينز (1928) المخطط على شكل حرف Y الذي يجسد هذا التسلسل بصريًا، [ 4 ] والذي تم تعديله لاحقًا ليصبح الشوكة الرنانة. [ 5 ] وقد قسم هذا المخطط المجرات إلى مجرات إهليلجية ، وعدسية ، وحلزونية عادية ، وحلزونية ذات قضيب (مثل مجرة ​​درب التبانة )، وغير منتظمة .

على الرغم من أن نموذج الشوكة الرنانة لا يزال أداة وصفية شائعة الاستخدام، إلا أنه لا يُمثل مسارات تطورية بين أنواع المجرات، فهو تصنيف مورفولوجي وليس مخططًا تطوريًا. أما إطار العمل الأحدث، المسمى "المثلث" ، والذي قدمه أليستر دبليو. غراهام ، [ 6 ] [ 7 ] فيرسم بوضوح مسارات التطور بين أنواع المجرات. وعلى عكس الشوكة الرنانة، يميز المثلث ثلاثة أصول فيزيائية متميزة للمجرات العدسية (S0) : (أ) أنظمة بدائية لم تخضع أبدًا لاندماج كبير؛ (ب) مجرات حلزونية باهتة استنفدت مخزونها من الغاز؛ (ج) مجرات S0 غنية بالغبار تشكلت من خلال عمليات اندماج كبيرة غنية بالغاز، لتشكل ما يُعرف بـ"الجبل الأخضر". يُحدد هذا الإطار أيضًا تسلسلًا لـ"تقليص حجم القرص"، حيث تؤدي عمليات اندماج متتالية للمجرات الجافة (الفقيرة بالغاز) إلى محو الأقراص النجمية تدريجيًا، مُحوّلةً المجرات من أنواع إهليلجية (ES) إلى مجرات إهليلجية خالصة ذات نوى مستنفدة. ومن خلال اعتبار شكل المجرة سجلًا لتاريخ التراكم والاندماج بدلًا من كونه تصنيفًا ثابتًا، يُوفر نموذج المثلث إطارًا مرجعيًا ذا أساس فيزيائي لتفسير علاقات قياس المجرات والتطور المشترك بين الثقوب السوداء والمجرات.

تُظهر هذه الأنواع من المجرات الخصائص التالية التي يمكن تفسيرها بواسطة نظريات تطور المجرات الحالية:

  • تشير العديد من خصائص المجرات (بما في ذلك مخطط لون المجرة-قدرها الظاهري ) إلى وجود نوعين أساسيين من المجرات. تنقسم هذه المجموعات إلى مجرات زرقاء مُكوِّنة للنجوم، وهي أقرب إلى المجرات الحلزونية، ومجرات حمراء غير مُكوِّنة للنجوم، وهي أقرب إلى المجرات الإهليلجية.
  • المجرات الحلزونية رقيقة وكثيفة وتدور بسرعة نسبية، بينما النجوم في المجرات الإهليلجية لها مدارات موجهة بشكل عشوائي.
  • تحتوي غالبية المجرات العملاقة على ثقب أسود فائق الكتلة في مركزها، تتراوح كتلته بين ملايين ومليارات أضعاف كتلة الشمس . وترتبط كتلة الثقب الأسود بانتفاخ المجرة المضيفة أو كتلتها الكروية. ومن المعروف الآن أن علاقة قياس كتلة الثقب الأسود تعتمد على شكل المجرة ، الذي يُعدّ بمثابة بصمة مميزة لتاريخ تكوينها وتجمعها. [ 6 ] [ 7 ] علاوة على ذلك، في المجرات الخافتة ذات الكتلة المنخفضة، غالبًا ما تتعايش مجموعة نجمية نووية مركزية مع الثقب الأسود فائق الكتلة، وتوجد علاقة رياضية لقياس الكتلة بين هذين الجسمين المركزيين الضخمين. [ 8 ]
  • ترتبط نسبة المعادن في المجرة ارتباطًا إيجابيًا بلمعانها ، وارتباطًا أقوى بكتلتها. [ 9 ] : 80

يعتقد علماء الفلك الآن أن المجرات القرصية تشكلت على الأرجح أولاً، ثم تطورت إلى مجرات إهليلجية من خلال اندماج المجرات.

تتوقع النماذج الحالية أيضاً أن غالبية كتلة المجرات تتكون من المادة المظلمة ، وهي مادة لا يمكن رصدها مباشرة، وقد لا تتفاعل إلا عبر الجاذبية. ويعود هذا الاستنتاج إلى أن المجرات لا يمكن أن تتشكل على هذا النحو، أو أن تدور كما نراها، إلا إذا كانت تحتوي على كتلة أكبر بكثير مما يمكن رصده مباشرة.

تكوين المجرات القرصية

تُعدّ مرحلة التكوين أولى مراحل تطور المجرات. فعندما تتشكل المجرة، تتخذ شكل قرص وتُسمى مجرة ​​حلزونية نظرًا لوجود هياكل حلزونية تشبه الأذرع على قرصها. وتوجد نظريات مختلفة حول كيفية تطور هذه التوزيعات القرصية للنجوم من سحابة من المادة، إلا أنه في الوقت الراهن، لا تتنبأ أي منها بدقة بنتائج الرصد.

النظريات من أعلى إلى أسفل

في عام 1962، اقترح أولين ج. إيجن ، ودونالد ليندن-بيل ، وآلان ساندج [ 10 ] نظريةً مفادها أن المجرات القرصية تتشكل من خلال انهيار متجانس لسحابة غازية ضخمة. كان توزيع المادة في الكون المبكر على شكل كتل تتكون في معظمها من المادة المظلمة. تفاعلت هذه الكتل جاذبيًا، مُحدثةً عزم دوران مدّي على بعضها البعض، مما أكسبها زخمًا زاويًا. مع تبريد المادة الباريونية ، تبددت بعض الطاقة وانكمشت نحو المركز. ومع الحفاظ على الزخم الزاوي، تزداد سرعة دوران المادة القريبة من المركز. ثم، كما هو الحال مع كرة عجين بيتزا تدور، تتشكل المادة في قرص متماسك. بمجرد أن يبرد القرص، يصبح الغاز غير مستقر جاذبيًا، فلا يمكنه البقاء سحابة متجانسة واحدة. يتفكك القرص، وتتشكل النجوم من هذه السحب الغازية الأصغر. بما أن المادة المظلمة لا تتبدد لأنها تتفاعل فقط بفعل الجاذبية، فإنها تبقى موزعة خارج القرص فيما يُعرف بالهالة المظلمة . تُظهر الملاحظات وجود نجوم خارج القرص، وهو ما لا يتوافق تمامًا مع نموذج "عجينة البيتزا". اقترح ليونارد سيرل وروبرت زين [ 11 ] لأول مرة أن المجرات تتشكل من خلال اندماج مجرات أولية أصغر. تُعرف هذه النظرية بسيناريو التكوين من الأعلى إلى الأسفل، وهي بسيطة نسبيًا ولكنها لم تعد مقبولة على نطاق واسع.

نظرية من الأسفل إلى الأعلى

تتضمن النظريات الحديثة تكتل هالات المادة المظلمة في عملية التكوين التصاعدي. فبدلاً من انهيار سحب الغاز الكبيرة لتشكيل مجرة ​​يتفكك فيها الغاز إلى سحب أصغر، يُقترح أن المادة بدأت في هذه التكتلات "الأصغر" (كتلتها في حدود كتل العناقيد الكروية )، ثم اندمجت العديد من هذه التكتلات لتشكيل مجرات، [ 12 ] والتي انجذبت بدورها بفعل الجاذبية لتشكيل عناقيد مجرية . ولا يزال هذا يؤدي إلى توزيعات قرصية الشكل للمادة الباريونية مع المادة المظلمة التي تُشكل الهالة، وذلك للأسباب نفسها التي وردت في نظرية التكوين التنازلي. وتتنبأ النماذج التي تستخدم هذا النوع من العمليات بوجود عدد أكبر من المجرات الصغيرة مقارنةً بالمجرات الكبيرة، وهو ما يتوافق مع الملاحظات.

لا يعرف علماء الفلك حاليًا ما هي العملية التي توقف انكماش القرص. في الواقع، لا تنجح نظريات تكوين المجرات القرصية في تفسير سرعة دورانها وحجمها. وقد اقتُرح أن الإشعاع المنبعث من النجوم الساطعة حديثة التكوين، أو من نواة مجرية نشطة، قد يُبطئ انكماش القرص المتشكل. كما اقتُرح أيضًا أن هالة المادة المظلمة قد تجذب المجرة، وبالتالي توقف انكماش القرص. [ 13 ]

نموذج لامدا-سي دي إم هو نموذج كوني يُفسر تكوين الكون بعد الانفجار العظيم . وهو نموذج بسيط نسبيًا يتنبأ بالعديد من الخصائص المرصودة في الكون، بما في ذلك التردد النسبي لأنواع المجرات المختلفة؛ إلا أنه يُقلل من تقدير عدد المجرات القرصية الرقيقة في الكون. [ 14 ] والسبب هو أن نماذج تكوين المجرات هذه تتنبأ بعدد كبير من عمليات الاندماج. فإذا اندمجت مجرات قرصية مع مجرة ​​أخرى ذات كتلة مماثلة (15% على الأقل من كتلتها)، فمن المرجح أن يُدمر الاندماج القرص، أو على الأقل يُحدث اضطرابًا كبيرًا فيه، ومن غير المتوقع أن تكون المجرة الناتجة مجرة ​​قرصية (انظر القسم التالي). ورغم أن هذه المشكلة لا تزال قائمة بالنسبة لعلماء الفلك، إلا أن هذا لا يعني بالضرورة أن نموذج لامدا-سي دي إم خاطئ تمامًا، بل يعني أنه يحتاج إلى مزيد من التحسين لإعادة إنتاج توزيع المجرات في الكون بدقة.

اندماج المجرات وتكوين المجرات الإهليلجية

صورة فنية لعاصفة نارية من ولادة النجوم في أعماق قلب مجرة ​​إهليلجية شابة ونامية
إن NGC 4676 ( مجرات الفئران ) هو مثال على اندماج حالي.
مجرتا الهوائيات عبارة عن زوج من المجرات المتصادمة - العقد الزرقاء الساطعة هي نجوم شابة اشتعلت مؤخرًا نتيجة للاندماج.
ESO 325-G004 ، مجرة ​​إهليلجية نموذجية

تُعدّ المجرات الإهليلجية (وخاصةً المجرات الإهليلجية العملاقة ، مثل ESO 306-17 ) من بين أكبر المجرات المعروفة حتى الآن . تدور نجومها في مدارات عشوائية التوجه داخل المجرة (أي أنها لا تدور مثل المجرات القرصية). ومن السمات المميزة للمجرات الإهليلجية أن سرعة النجوم لا تُسهم بالضرورة في تسطيح المجرة، كما هو الحال في المجرات الحلزونية. [ 15 ] تحتوي المجرات الإهليلجية على ثقوب سوداء مركزية فائقة الكتلة ، وتتناسب كتل هذه الثقوب السوداء مع كتلة المجرة. [ 16 ] [ 7 ]

تمر المجرات الإهليلجية بمرحلتين رئيسيتين من التطور. الأولى ناتجة عن نمو الثقب الأسود فائق الكتلة عن طريق تراكم الغاز المبرد. أما المرحلة الثانية فتتميز باستقرار الثقب الأسود من خلال كبح تبريد الغاز، مما يجعل المجرة الإهليلجية في حالة مستقرة. [ 17 ] ترتبط كتلة الثقب الأسود أيضًا بخاصية تُسمى سيجما، وهي تشتت سرعات النجوم في مداراتها. هذه العلاقة، المعروفة بعلاقة الكتلة-سيجما ، نُشرت عام 2000. [ 18 ] [ 19 ] تُظهر الدراسات الحديثة أن هذه العلاقة صحيحة فقط ضمن نطاق محدود، حيث تزداد حدة التشتت عند كتل الثقوب السوداء العالية [ 20 ] - وهو سلوك يُفسره قانون فيريال - مما يعكس تاريخ اندماج المجرات الإهليلجية الأكثر ضخامة. [ 21 ] تفتقر المجرات الإهليلجية في الغالب إلى الأقراص، على الرغم من أن بعض انتفاخات المجرات القرصية تُشبه المجرات الإهليلجية. من المرجح أن توجد المجرات الإهليلجية في المناطق المزدحمة من الكون (مثل تجمعات المجرات ).

ينظر علماء الفلك اليوم إلى المجرات الإهليلجية باعتبارها من أكثر الأنظمة تطورًا في الكون. ومن المسلّم به على نطاق واسع أن القوة الدافعة الرئيسية لتطور المجرات الإهليلجية هي اندماج المجرات الأصغر حجمًا. ترتبط العديد من المجرات في الكون بجاذبية مع مجرات أخرى، مما يعني أنها لن تفلت أبدًا من تأثير جاذبيتها المتبادلة. إذا كانت المجرات المتصادمة متقاربة في الحجم، فإن المجرة الناتجة لن تشبه أيًا من المجرتين الأصليتين، [ 22 ] بل ستكون إهليلجية. هناك أنواع عديدة من اندماج المجرات، والتي لا تؤدي بالضرورة إلى تكوين مجرات إهليلجية، ولكنها تُحدث تغييرًا في بنيتها. على سبيل المثال، يُعتقد أن حدث اندماج طفيف يحدث بين مجرة ​​درب التبانة وسحابتي ماجلان .

تُعتبر عمليات اندماج المجرات الكبيرة عمليات عنيفة، ويمكن أن يتسبب الاحتكاك بين الغازات في المجرتين في حدوث موجات صدمية جاذبية قادرة على تكوين نجوم جديدة في المجرة الإهليلجية الجديدة. [ 23 ] ومن خلال تصوير سلسلة من الصور لاصطدامات مجرية مختلفة، يمكن تتبع التسلسل الزمني لاندماج مجرتين حلزونيتين لتكوين مجرة ​​إهليلجية واحدة. [ 24 ]

في المجموعة المحلية ، ترتبط مجرتا درب التبانة وأندروميدا جاذبياً، وهما تقتربان حالياً من بعضهما بسرعة عالية. تُظهر المحاكاة أن درب التبانة وأندروميدا على مسار تصادمي، ومن المتوقع أن يحدث التصادم في أقل من خمسة مليارات سنة. خلال هذا التصادم، يُتوقع أن تُقذف الشمس وبقية النظام الشمسي من مسارها الحالي حول درب التبانة. وقد تكون البقايا مجرة ​​إهليلجية عملاقة. [ 25 ]

إخماد المجرة

لقد توقف تكوين النجوم في المجرات "الميتة" الآن منذ مليارات السنين [ 26 ].

من الملاحظات التي يجب تفسيرها بنظرية ناجحة لتطور المجرات وجود مجموعتين مختلفتين من المجرات على مخطط لون-قدر المجرة. تميل معظم المجرات إلى التواجد في موقعين منفصلين على هذا المخطط: "التسلسل الأحمر" و"السحابة الزرقاء". مجرات التسلسل الأحمر هي عمومًا مجرات إهليلجية غير مُكوِّنة للنجوم ذات محتوى قليل من الغاز والغبار، بينما تميل مجرات السحابة الزرقاء إلى أن تكون مجرات حلزونية غبارية مُكوِّنة للنجوم. [ 27 ] [ 28 ]

كما وُصِفَ في الأقسام السابقة، تميل المجرات إلى التطور من بنية حلزونية إلى بنية إهليلجية عبر عمليات الاندماج. مع ذلك، لا يُفسِّر المعدل الحالي لاندماج المجرات كيفية انتقال جميع المجرات من "السحابة الزرقاء" إلى "التسلسل الأحمر". كما أنه لا يُفسِّر كيفية توقف تكوُّن النجوم في المجرات. لذا، يجب أن تكون نظريات تطور المجرات قادرة على تفسير كيفية توقف تكوُّن النجوم فيها. تُسمى هذه الظاهرة "خمود المجرات". [ 29 ]

تتشكل النجوم من الغاز البارد (انظر أيضًا قانون كينيكوت-شميدت )، لذا تُخمد المجرة عندما ينفد منها الغاز البارد. ومع ذلك، يُعتقد أن التخميد يحدث بسرعة نسبية (في غضون مليار سنة)، وهي مدة أقصر بكثير من الوقت اللازم للمجرة لاستنفاد مخزونها من الغاز البارد. [ 30 ] [ 31 ] تفسر نماذج تطور المجرات ذلك بافتراض وجود آليات فيزيائية أخرى تعمل على إزالة أو قطع إمداد الغاز البارد في المجرة. يمكن تصنيف هذه الآليات بشكل عام إلى فئتين: (1) آليات التغذية الراجعة الوقائية التي تمنع الغاز البارد من دخول المجرة أو تمنعها من إنتاج النجوم، و(2) آليات التغذية الراجعة القذفية التي تزيل الغاز بحيث لا يمكنه تكوين النجوم. [ 32 ]

إحدى الآليات الوقائية النظرية، والتي تُسمى "الخنق"، تمنع الغاز البارد من دخول المجرة. يُرجح أن يكون الخنق الآلية الرئيسية لكبح تكوّن النجوم في المجرات القريبة منخفضة الكتلة. [ 33 ] لا يزال التفسير الفيزيائي الدقيق للخنق غير معروف، ولكنه قد يكون مرتبطًا بتفاعلات المجرة مع المجرات الأخرى. فعندما تقع مجرة ​​ما في عنقود مجري، يمكن للتفاعلات الجاذبية مع المجرات الأخرى أن تخنقها بمنعها من تراكم المزيد من الغاز. [ 34 ] بالنسبة للمجرات ذات هالات المادة المظلمة الضخمة، قد تمنع آلية وقائية أخرى تُسمى "تسخين الصدمة الفيروسية " الغاز من أن يبرد بدرجة كافية لتكوين النجوم. [ 31 ]

قد تفسر عمليات القذف، التي تطرد الغاز البارد من المجرات، كيفية توقف تكوين النجوم في المجرات ذات الكتلة الأكبر. [ 35 ] إحدى آليات القذف ناتجة عن الثقوب السوداء فائقة الكتلة الموجودة في مراكز المجرات. وقد أظهرت المحاكاة أن الغاز المتراكم على الثقوب السوداء فائقة الكتلة في مراكز المجرات يُنتج نفاثات عالية الطاقة ؛ ويمكن للطاقة المنبعثة أن تطرد كمية كافية من الغاز البارد لإيقاف تكوين النجوم. [ 36 ]

يبدو أن مجرتنا درب التبانة ومجرة أندروميدا المجاورة لها تمر حاليًا بمرحلة انتقالية من مجرات زرقاء تشكل النجوم إلى مجرات حمراء خاملة. [ 37 ]

محاكاة الديناميكا المائية

تُشكّل الطاقة المظلمة والمادة المظلمة معظم طاقة الكون، لذا يُمكن تجاهل الباريونات عند محاكاة تكوين البنية الكونية واسعة النطاق (باستخدام طرق مثل محاكاة الأجسام المتعددة ). مع ذلك، ونظرًا لأن المكونات المرئية للمجرات تتكون من الباريونات، فمن الضروري إدراجها في المحاكاة لدراسة تفاصيل بنية المجرات. في البداية، يتكون مكون الباريونات في الغالب من غازي الهيدروجين والهيليوم، اللذين يتحولان لاحقًا إلى نجوم أثناء تكوين البنية. ومن خلال الملاحظات، يُمكن اختبار النماذج المستخدمة في المحاكاة، وتحسين فهم المراحل المختلفة لتكوين المجرات.

معادلات أويلر

في المحاكاة الكونية، تُنمذج الغازات الفيزيائية الفلكية عادةً على أنها غازات مثالية غير لزجة تخضع لمعادلات أويلر ، والتي يمكن التعبير عنها بثلاث طرق رئيسية: لاغرانجية، أو أويلرية، أو لاغرانج-أويلرية اعتباطية. تُعطي الطرق المختلفة أشكالًا محددة لمعادلات الديناميكا المائية. [ 38 ] عند استخدام الطريقة اللاغرانجية لتحديد المجال، يُفترض أن الراصد يتتبع كتلة سائلة محددة بخصائصها الفريدة أثناء حركتها عبر المكان والزمان. في المقابل، تُركز الطريقة الأويلرية على مواقع محددة في الفضاء يمر بها السائل مع مرور الوقت.

الفيزياء الباريونية

لتشكيل تجمعات المجرات، يجب استكمال المعادلات الهيدروديناميكية بمجموعة متنوعة من العمليات الفيزيائية الفلكية التي تحكمها بشكل أساسي الفيزياء الباريونية.

تبريد الغاز

يمكن لعمليات مثل الإثارة التصادمية والتأين وتشتت كومبتون العكسي أن تتسبب في تبديد الطاقة الداخلية للغاز. في المحاكاة، تُجسد عمليات التبريد من خلال ربط دوال التبريد بمعادلات الطاقة. بالإضافة إلى التبريد الأولي، عند درجات الحرارة العالية، 105ك<تي<107ك{\displaystyle \ 10^{5}K<T<10^{7}K\,}تسود عملية تبريد العناصر الثقيلة (المعادن). [ 39 ] عندما تي<104ك{\displaystyle \ T<10^{4}K\,}، كما يجب مراعاة البنية الدقيقة والتبريد الجزيئي لمحاكاة المرحلة الباردة للوسط بين النجوم .

الوسط بين النجوم

يُصعّب التركيب المعقد متعدد الأطوار، بما في ذلك الجسيمات النسبية والمجال المغناطيسي، محاكاة الوسط بين النجوم. وعلى وجه الخصوص، يُمثل نمذجة الطور البارد من الوسط بين النجوم صعوبات تقنية نظرًا لقصر الأطر الزمنية المرتبطة بالغاز الكثيف. في عمليات المحاكاة المبكرة، لم يتم نمذجة طور الغاز الكثيف بشكل مباشر في كثير من الأحيان، بل تم وصفه بمعادلة حالة متعددة الخواص فعّالة. [ 40 ] تستخدم عمليات المحاكاة الأحدث توزيعًا متعدد الأنماط [ 41 ] [ 42 ] لوصف توزيعات كثافة الغاز ودرجة حرارته، مما يُنمذج التركيب متعدد الأطوار بشكل مباشر. ومع ذلك، يلزم مراعاة عمليات فيزيائية أكثر تفصيلًا في عمليات المحاكاة المستقبلية، نظرًا لأن تركيب الوسط بين النجوم يؤثر بشكل مباشر على تكوين النجوم .

تكوين النجوم

مع تراكم الغاز البارد والكثيف، يتعرض للانهيار بفعل الجاذبية، مُشكلاً النجوم في نهاية المطاف. لمحاكاة هذه العملية، يُحوّل جزء من الغاز إلى جسيمات نجمية عديمة التصادم، تُمثل تجمعات نجمية متزامنة أحادية المعدن، وتُوصَف بدالة كتلة أساسية أولية. تشير الملاحظات إلى أن كفاءة تكوين النجوم في الغاز الجزيئي شبه عالمية، حيث يتحول حوالي 1% من الغاز إلى نجوم لكل زمن سقوط حر. [ 43 ] في عمليات المحاكاة، يُحوّل الغاز عادةً إلى جسيمات نجمية باستخدام مخطط أخذ عينات احتمالي يعتمد على معدل تكوين النجوم المحسوب. تسعى بعض عمليات المحاكاة إلى إيجاد بديل لمخطط أخذ العينات الاحتمالي، وتهدف إلى فهم طبيعة التكتل في تكوين النجوم بشكل أفضل، وذلك بمعاملة التجمعات النجمية كوحدة أساسية لتكوين النجوم. يسمح هذا النهج بنمو الجسيمات النجمية عن طريق تراكم المادة من الوسط المحيط. [ 44 ] إضافةً إلى ذلك، تتتبع النماذج الحديثة لتكوين المجرات تطور هذه النجوم والكتلة التي تُعيدها إلى مكون الغاز، مما يؤدي إلى إثراء الغاز بالمعادن. [ 45 ]

ردود فعل ممتازة

تؤثر النجوم على الغاز المحيط بها عن طريق حقن الطاقة والزخم، مما يُنشئ حلقة تغذية راجعة تُنظم عملية تكوين النجوم. وللتحكم الفعال في تكوين النجوم، يجب أن تُولد التغذية الراجعة النجمية تدفقات خارجية على نطاق المجرات، تُطرد الغاز منها. تُستخدم طرق متنوعة لربط الطاقة والزخم بالغاز المحيط، لا سيما من خلال انفجارات المستعرات العظمى. وتختلف هذه الطرق في كيفية ترسب الطاقة، إما حراريًا أو حركيًا. مع ذلك، يجب تجنب التبريد الإشعاعي المفرط للغاز في الحالة الأولى. من المتوقع حدوث تبريد في الغاز الكثيف والبارد، لكن لا يمكن نمذجته بدقة في المحاكاة الكونية نظرًا لانخفاض الدقة. يؤدي هذا إلى تبريد اصطناعي ومفرط للغاز، مما يتسبب في فقدان طاقة التغذية الراجعة للمستعر الأعظم عبر الإشعاع، ويُقلل بشكل كبير من فعاليتها. أما في الحالة الثانية، فلا يمكن إشعاع الطاقة الحركية حتى تصل إلى حالة التوازن الحراري. مع ذلك، قد يظل استخدام جزيئات الرياح المفصولة هيدروديناميكيًا لحقن الزخم بشكل غير موضعي في الغاز المحيط بمناطق تشكل النجوم النشطة ضروريًا لتحقيق تدفقات مجرية واسعة النطاق. [ 46 ] تُحاكي النماذج الحديثة التغذية الراجعة النجمية بشكل صريح. [ 47 ] لا تقتصر هذه النماذج على دمج التغذية الراجعة من المستعرات العظمى فحسب، بل تأخذ في الاعتبار أيضًا قنوات تغذية راجعة أخرى مثل حقن الطاقة والزخم من الرياح النجمية، والتأين الضوئي، وضغط الإشعاع الناتج عن الإشعاع المنبعث من النجوم الشابة الضخمة. [ 48 ] خلال فجر الكون ، حدث تشكل المجرات في دفعات قصيرة تتراوح بين 5 و30 مليون سنة بسبب التغذية الراجعة النجمية. [ 49 ]

الثقوب السوداء فائقة الكتلة

تُدرس أيضًا محاكاة الثقوب السوداء فائقة الكتلة، وذلك بزرعها عدديًا في هالات المادة المظلمة، نظرًا لرصدها في العديد من المجرات [ 50 ] وتأثير كتلتها على توزيع كثافة الكتلة. وغالبًا ما يُنمذج معدل تراكم كتلتها باستخدام نموذج بوندي-هويل.

النوى المجرية النشطة

تؤثر النوى المجرية النشطة (AGN) على الظواهر الرصدية للثقوب السوداء فائقة الكتلة، كما أنها تُنظّم نمو الثقوب السوداء وتكوّن النجوم. في عمليات المحاكاة، يُصنّف تأثير النوى المجرية النشطة عادةً إلى نمطين: نمط الكوازار ونمط الراديو. يرتبط تأثير نمط الكوازار بنمط نمو الثقوب السوداء ذي الكفاءة الإشعاعية العالية، ويُدمج غالبًا من خلال حقن الطاقة أو الزخم. [ 51 ] يُعتقد أن تنظيم تكوّن النجوم في المجرات الضخمة يتأثر بشكل كبير بتأثير نمط الراديو، والذي يحدث نتيجة وجود نفاثات عالية التركيز من الجسيمات النسبية. ترتبط هذه النفاثات عادةً بفقاعات الأشعة السينية التي تمتلك طاقة كافية لموازنة فقدان التبريد. [ 52 ]

المجالات المغناطيسية

يُستخدم نهج الديناميكا المغناطيسية المائية المثالي بشكل شائع في المحاكاة الكونية لأنه يوفر تقريبًا جيدًا للحقول المغناطيسية الكونية. ويكون تأثير الحقول المغناطيسية على ديناميكيات الغاز ضئيلاً عمومًا على نطاقات كونية واسعة. ومع ذلك، تُعد الحقول المغناطيسية عنصرًا حاسمًا في الوسط بين النجوم لأنها توفر دعمًا للضغط في مواجهة الجاذبية [ 53 ] وتؤثر على انتشار الأشعة الكونية [ 54 ] .

الأشعة الكونية

تلعب الأشعة الكونية دورًا هامًا في الوسط بين النجوم من خلال المساهمة في ضغطه، [ 55 ] والعمل كقناة تسخين أساسية، [ 56 ] وربما تحفيز تدفقات الغاز المجرية. [ 57 ] يتأثر انتشار الأشعة الكونية بشدة بالمجالات المغناطيسية. لذا، في المحاكاة، يتم ربط المعادلات التي تصف طاقة الأشعة الكونية وتدفقها بمعادلات الديناميكا المغناطيسية المائية . [ 58 ]

ديناميكا الموائع الإشعاعية

تُعدّ محاكاة ديناميكا الموائع الإشعاعية أساليب حسابية تُستخدم لدراسة تفاعل الإشعاع مع المادة. في السياقات الفيزيائية الفلكية، تُستخدم ديناميكا الموائع الإشعاعية لدراسة حقبة إعادة التأين عندما كان الكون ذا انزياح أحمر عالٍ. هناك العديد من الطرق العددية المستخدمة في محاكاة ديناميكا الموائع الإشعاعية، بما في ذلك تتبع الأشعة، ومونت كارلو ، والطرق القائمة على العزوم. يتضمن تتبع الأشعة تتبع مسارات الفوتونات الفردية خلال المحاكاة وحساب تفاعلاتها مع المادة في كل خطوة. هذه الطريقة مكلفة حسابيًا، لكنها تُنتج نتائج دقيقة للغاية.

انظر أيضاً

للمزيد من القراءة

مراجع

  1. ↑ جينز، جيمس هـ. (1919). مشاكل نشأة الكون وديناميكيات النجوم . مطبعة جامعة كامبريدج. رمز Bibcode : 1919pcsd.book.....J .
  2. ↑ رينولدز، جيه إتش (1920). "القياسات الضوئية لنوى بعض السدم الحلزونية النموذجية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 80 (8): 746-753 . Bibcode : 1920MNRAS..80..746R . doi : 10.1093/mnras/80.8.746 .
  3. ↑ هابل، إدوين ب. (1926). "السدم خارج المجرة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 64 : 321-369 . Bibcode : 1926ApJ....64..321H . doi : 10.1086/143018 .
  4. ↑ جينز، جيمس هـ. (1928). علم الفلك ونشأة الكون . مطبعة جامعة كامبريدج. رمز Bibcode : 1928asco.book.....J .
  5. ↑ هابل، إدوين ب. (1936). عالم السدم . مطبعة جامعة ييل. Bibcode : 1936rene.book.....H .
  6. 1 2 غراهام، أ. و. (2023). "إعادة ترتيب تسلسل هابل والعلاقة التربيعية بين (كتلة الثقب الأسود) و(كتلة النجوم الكروية) للمجرات الإهليلجية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 522 (3): 3588-3601 . arXiv : 2305.03242 . Bibcode : 2023MNRAS.522.3588G . doi : 10.1093/mnras/stad1124 .
  7. 1 2 3 غراهام، أ. و. (2026). "صدام المِثْلَةِ الْمُثْلِيَّةِ وَالْشَعْرَيَّةِ الرَّنانِيَّةِ: رؤى من قوةِ القضبانِ واللوالبِ في مُخططاتِ الكتلةِ النجميةِ (للثقبِ الأسودِ الهائلِ)، ومُخططِ تطورِ المجرةِ "الْثِيلِيَّةِ" . الإشعاراتُ الشهريةُ للجمعيةِ الفلكيةِ الملكيةِ . 549 (1) stag782. doi : 10.1093/mnras/stag782 .
  8. ↑ غراهام، أ. و. (2016). "علاقات قياس الثقوب السوداء والتجمعات النووية: M bh ∝ M nc 2.7±0.7 ". وقائع الاتحاد الفلكي الدولي . 312 : 269-273 . arXiv : 1412.5715 . Bibcode : 2016IAUS..312..269G . doi : 10.1017/S1743921315008017 .
  9. ↑ لونغ إير، مالكولم س. (2023). تكوين المجرات . مكتبة علم الفلك والفيزياء الفلكية. رمز Bibcode : 2023gafo.book.....L . doi : 10.1007/978-3-662-65891-8 . ISBN 978-3-662-65890-1ISSN 0941-7834​​ 
  10. ↑ إيجن، أو. جيه.؛ ليندن-بيل، د.؛ ساندج، أ. ر. (1962). "أدلة من حركات النجوم القديمة على انهيار المجرة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 136 : 748. Bibcode : 1962ApJ...136..748E . doi : 10.1086/147433 .
  11. ↑ سيرل، ل.؛ زين، ر. (1978). "تركيبات عناقيد الهالة وتكوين هالة المجرة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 225 : 357-379 . Bibcode : 1978ApJ...225..357S . doi : 10.1086/156499 .
  12. ↑ وايت، سيمون؛ ريس، مارتن (1978). "تكثف النواة في الهالات الثقيلة: نظرية ثنائية المراحل لتكوين المجرات وتكتلها" . MNRAS . 183 (3): 341–358 . Bibcode : 1978MNRAS.183..341W . doi : 10.1093/mnras/183.3.341 .
  13. ↑ كريستنسن، إل إل؛ دي مارتن، دي؛ شيدا، آر واي (2009). التصادمات الكونية: أطلس هابل للمجرات المندمجة . سبرينغر. ISBN 9780387938530.
  14. ↑ شتاينميتز، ماتياس؛ نافارو، خوليو ف. (1 يونيو 2002). "الأصل الهرمي لأشكال المجرات". علم الفلك الجديد . 7 (4): 155-160 . arXiv : astro-ph/0202466 . Bibcode : 2002NewA....7..155S . CiteSeerX 10.1.1.20.7981 . doi : 10.1016/S1384-1076(02)00102-1 . S2CID 14153669 .  
  15. ↑ كيم، دونغ وو (2012). المادة الساخنة بين النجوم في المجرات الإهليلجية . نيويورك: سبرينغر. ISBN 978-1-4614-0579-5.
  16. ↑ ماغوريان، جون؛ تريمين، سكوت (1998). "التركيبة السكانية للأجسام المظلمة الضخمة في مراكز المجرات". المجلة الفلكية . 115 (6): 2285-2305 . arXiv : astro-ph/9708072 . Bibcode : 1998AJ....115.2285M . doi : 10.1086/300353 .
  17. ↑ تشورازوف، إي.؛ سازونوف، إس.؛ سونيايف، آر.؛ فورمان، دبليو.؛ جونز، سي.؛ بوهرينجر، إتش. (1 أكتوبر 2005). "الثقوب السوداء فائقة الكتلة في المجرات الإهليلجية: التحول من شديد السطوع إلى شديد الخفوت" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية: رسائل . 363 (1): L91– L95. arXiv : astro-ph/0507073 . Bibcode : 2005MNRAS.363L..91C . doi : 10.1111/j.1745-3933.2005.00093.x . ISSN 1745-3925 . S2CID 119379229 .  
  18. ↑ فيراز، لورا؛ ميريت، ديفيد (2000). "علاقة أساسية بين الثقوب السوداء فائقة الكتلة ومجراتها المضيفة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 539 (1): L9– L12. arXiv : astro-ph/0006053 . Bibcode : 2000ApJ...539L...9F . doi : 10.1086/312838 .
  19. ↑ جيبهاردت، كارل؛ بيندر، رالف؛ باور، غاري؛ دريسلر، آلان؛ فابر، إس إم؛ فيليبينكو، أليكسي في؛ ريتشارد غرين؛ غريلماير، كارل؛ هو، لويس سي. (1 يناير 2000). "علاقة بين كتلة الثقب الأسود النووي وتشتت سرعة المجرة". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 539 (1): L13. arXiv : astro-ph/0006289 . Bibcode : 2000ApJ...539L..13G . doi : 10.1086/312840 . ISSN 1538-4357 . S2CID 11737403 .  
  20. ↑ غراهام، أ. و.؛ سكوت، ن. (2013). "علاقة كتلة الثقب الأسود بضوء الجسم الكروي عند الكتل العالية والمنخفضة، والنمو التربيعي للثقوب السوداء، ومرشحو الثقوب السوداء متوسطة الكتلة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 764 (2): 151. arXiv : 1211.3199 . Bibcode : 2013ApJ...764..151G . doi : 10.1088/0004-637X/764/2/151 .
  21. ↑ غراهام، أ. و. (2023). "استحضار نظرية فيريال لفهم تأثير عمليات الاندماج (الجافة) على علاقة الكتلة العظمى بالكثافة-σ" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 518 (4): 6293-6304 . arXiv : 2211.02187 . Bibcode : 2023MNRAS.518.6293G . doi : 10.1093/mnras/stac3173 .
  22. ↑ بارنز، جوشوا إي. (9 مارس 1989). "تطور المجموعات المدمجة وتكوين المجرات الإهليلجية". مجلة نيتشر . 338 (6211): 123-126 . Bibcode : 1989Natur.338..123B . doi : 10.1038/338123a0 . S2CID 4249960 . 
  23. ↑ "أبرز ما توصل إليه العلم مؤخراً: عندما تصطدم المجرات" . www.noao.edu . تم الاطلاع عليه بتاريخ 25 أبريل 2016 .
  24. ↑ سانتونج، أميلي. "ماذا يحدث عندما تصطدم المجرات؟ (للمبتدئين)" . curious.astro.cornell.edu . تم الاطلاع عليه بتاريخ 25 أبريل 2016 .
  25. ↑ كوكس، تي جيه؛ لوب، أبراهام (1 مايو 2008). "الاصطدام بين مجرة ​​درب التبانة ومجرة أندروميدا" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 386 (1): 461-474 . arXiv : 0705.1170 . Bibcode : 2008MNRAS.386..461C . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x . ISSN 0035-8711 . S2CID 14964036 .  
  26. ↑ "المجرات العملاقة تموت من الداخل إلى الخارج" . www.eso.org . المرصد الأوروبي الجنوبي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 أبريل 2015 .
  27. ↑ كارول، برادلي دبليو؛ أوستلي، ديل أ. (2007). مقدمة في الفيزياء الفلكية الحديثة . نيويورك: بيرسون. ISBN 978-0805304022.
  28. ^ بلانتون، مايكل ر. هوج، ديفيد دبليو؛ باهكال، نيتا أ. بالدري، إيفان ك.؛ برينكمان، J .؛ كساباي، إستفان؛ دانيال أيزنشتاين؛ فوكوجيتا، ماساتاكا؛ غان، جيمس إي. (1 يناير 2003). “الخصائص البصرية ذات النطاق العريض للمجرات ذات الانزياحات الحمراء 0.02 <z <0.22”. مجلة الفيزياء الفلكية . 594 (1): 186. أرخايف : astro-ph/0209479 . بيب كود : 2003ApJ...594..186B . دوى : 10.1086/375528 . ISSN 0004-637X . S2CID 67803622 .  
  29. ↑ فابر، إس إم؛ ويلمر، سي إن إيه؛ وولف، سي؛ كو، دي سي؛ وينر، بي جيه؛ نيومان، جيه إيه؛ إم، إم؛ كويل، إيه إل ؛ سي. كونروي (1 يناير 2007). "دوال لمعان المجرات حتى الانزياح الأحمر z 1 من DEEP2 وCOMBO-17: دلالات على تكوين المجرات الحمراء". المجلة الفيزيائية الفلكية . 665 (1): 265-294 . arXiv : astro-ph/0506044 . Bibcode : 2007ApJ...665..265F . doi : 10.1086/519294 . ISSN 0004-637X . S2CID 15750425 .  
  30. ↑ بلانتون، مايكل ر. (1 يناير 2006). "المجرات في مسح سلووان الرقمي للسماء (SDSS) ومسح DEEP2: حياة هادئة على التسلسل الأزرق؟". المجلة الفيزيائية الفلكية . 648 (1): 268-280 . arXiv : astro-ph/0512127 . Bibcode : 2006ApJ...648..268B . doi : 10.1086/505628 . ISSN 0004-637X . S2CID 119426210 .  
  31. 1 2 غابور، ج.م.؛ ديف، ر.؛ فينلاتور، ك.؛ أوبنهايمر، ب.د. (11 سبتمبر 2010). "كيف يتوقف تكوين النجوم في المجرات الضخمة؟" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 407 (2): 749-771 . arXiv : 1001.1734 . Bibcode : 2010MNRAS.407..749G . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16961.x . ISSN 0035-8711 . S2CID 85462129 .  
  32. ↑ كيريش، دوسان؛ كاتز، نيل؛ ديف، روميل؛ فاردال، مارك؛ واينبرغ، ديفيد هـ. (11 يوليو 2009). "المجرات في كون ΛCDM محاكٍ - الجزء الثاني: الخصائص المرصودة والقيود المفروضة على التغذية الراجعة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 396 (4): 2332-2344 . arXiv : 0901.1880 . Bibcode : 2009MNRAS.396.2332K . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14924.x . ISSN 0035-8711 . S2CID 4500254 .  
  33. ↑ بينغ، ي.؛ مايولينو، ر.؛ كوكرين، ر. (2015). "الخنق كآلية أساسية لإيقاف تكوين النجوم في المجرات". نيتشر . 521 (7551): 192-195 . arXiv : 1505.03143 . Bibcode : 2015Natur.521..192P . doi : 10.1038/nature14439 . PMID: 25971510. S2CID : 205243674 .  
  34. ↑ بيانكوني، ماتيو؛ مارلو، فرانسين ر.؛ فادا، داريو (2016). "تكوين النجوم ونشاط تراكم المادة على الثقوب السوداء في التجمعات المحلية الغنية بالمجرات". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 588 : A105. arXiv : 1601.06080 . Bibcode : 2016A & A...588A.105B . doi : 10.1051/0004-6361/201527116 . S2CID 56310943 . 
  35. ↑ كيريش، دوشان؛ كاتز، نيل؛ فاردال، مارك؛ ديف، روميل؛ واينبرغ، ديفيد هـ. (1 مايو 2009). "المجرات في كون ΛCDM محاكٍ - الجزء الأول: النمط البارد والنوى الساخنة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 395 (1): 160-179 . arXiv : 0809.1430 . Bibcode : 2009MNRAS.395..160K . doi : 10.1111/ j.1365-2966.2009.14541.x . ISSN 0035-8711 . S2CID 15020915 .  
  36. ↑ دي ماتيو، تيزيانا ؛ سبرينجل، فولكر؛ هيرنكويست، لارس (2005). "مدخلات الطاقة من الكوازارات تنظم نمو ونشاط الثقوب السوداء ومجراتها المضيفة" . مجلة نيتشر (مخطوطة قيد النشر). 433 (7026): 604-607 . arXiv : astro-ph/0502199 . Bibcode : 2005Natur.433..604D . doi : 10.1038/nature03335 . PMID: 15703739. S2CID : 3007350 .  
  37. ↑ موتش، سيمون جيه؛ كروتون، دارين جيه؛ بول، غريغوري بي. (1 يناير 2011). "أزمة منتصف العمر لمجرة درب التبانة ومجرة أندروميدا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 736 (2): 84. arXiv : 1105.2564 . Bibcode : 2011ApJ...736...84M . doi : 10.1088/0004-637X/736/2/84 . ISSN 0004-637X . S2CID 119280671 .  
  38. ↑ جينغولد، ر. أ.؛ موناغان، ج. ج. (1 ديسمبر 1977). "ديناميكا الموائع الجزيئية الملساء: النظرية والتطبيق على النجوم غير الكروية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 181 (3): 375-389 . doi : 10.1093/mnras/181.3.375 . eISSN 1365-2966 . ISSN 0035-8711 .  
  39. ↑ ويرسما، روبرت بي سي؛ شاي، جوب؛ سميث، بريتون دي. (11 فبراير 2009). "تأثير التأين الضوئي على معدلات تبريد البلازما الفلكية المخصبة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 393 (1): 99-107 . arXiv : 0807.3748 . Bibcode : 2009MNRAS.393...99W . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14191.x . eISSN 1365-2966 . ISSN 0035-8711 . S2CID 118405953 .   
  40. ↑ سبرينجل، ف.؛ هيرنكويست، ل. (21 فبراير 2003). "محاكاة ديناميكا الموائع الجزيئية الملساء الكونية: نموذج متعدد الأطوار هجين لتكوين النجوم" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 339 (2): 289-311 . arXiv : astro-ph/0206393 . Bibcode : 2003MNRAS.339..289S . doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06206.x . eISSN 1365-2966 . ISSN 0035-8711 .  
  41. ↑ هوبكنز، فيليب ف.؛ كواتيرت، إليوت؛ موراي، نورمان (16 مارس 2012). "بنية الوسط بين النجوم في المجرات المُشكِّلة للنجوم" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 421 (4): 3488-3521 . arXiv : 1110.4636 . Bibcode : 2012MNRAS.421.3488H . doi : 10.1111 /j.1365-2966.2012.20578.x . ISSN 0035-8711 . S2CID 119199512 .  
  42. ↑ أجيرتز، أوسكار؛ كرافتسوف، أندريه ف.؛ لايتنر، صموئيل ن.؛ غنيدين، نيكولاي ي. (21 مايو 2013). "نحو حساب كامل للطاقة والزخم من التغذية الراجعة النجمية في محاكاة تكوين المجرات". المجلة الفيزيائية الفلكية . 770 (1): 25. arXiv : 1210.4957 . Bibcode : 2013ApJ...770...25A . doi : 10.1088/0004-637X/770/1/25 . eISSN 1538-4357 . ISSN 0004-637X . S2CID 118587852 .   
  43. ↑ بيجيل، ف.؛ ليروي، أ.ك.؛ والتر، ف.؛ برينكس، إ.؛ دي بلوك، و.ج.ج.؛ كرامر، س.؛ ريكس، هـ.و.؛ شروبا، أ.؛ شوستر، ك.-ف.؛ أوسيرو، أ.؛ ويزماير، هـ.و. (3 مارس 2011). "زمن استنفاد ثابت للغاز الجزيئي في المجرات القرصية القريبة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 730 (2): L13. arXiv : 1102.1720 . Bibcode : 2011ApJ...730L..13B . doi : 10.1088/2041-8205/730/2/L13 . eISSN 2041-8213 . ISSN 2041-8205 . S2CID 18832882 .   
  44. ↑ لي، هوي؛ غنيدين، أوليغ ي.؛ غنيدين، نيكولاي ي.؛ مينغ، شي؛ سيمينوف، فاديم أ.؛ كرافتسوف، أندريه ف. (3 يناير 2017). "تكوين التجمعات النجمية في المحاكاة الكونية. 1. خصائص التجمعات الشابة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 834 (1): 69. arXiv : 1608.03244 . Bibcode : 2017ApJ...834...69L . doi : 10.3847/1538-4357/834/1/69 . eISSN 1538-4357 . 
  45. ↑ فوغلسبرغر، مارك؛ جينيل، شاي؛ سيجاكي، ديبورا ؛ توري، بول؛ سبرينجل، فولكر؛ هيرنكويست، لارس (23 أكتوبر 2013). "نموذج لمحاكاة فيزياء تكوين المجرات الكونية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 436 (4): 3031-3067 . arXiv : 1305.2913 . doi : 10.1093 /mnras/stt1789 . eISSN 1365-2966 . ISSN 0035-8711 .  
  46. ↑ بيليبش، أناليزا؛ سبرينجل، فولكر؛ نيلسون، ديلان؛ جينيل، شاي؛ نايمان، جيل؛ باكمور، روديجر؛ هيرنكويست، لارس؛ توري، بول؛ فوغلسبرجر، مارك؛ واينبرجر، راينر؛ ماريناتشي، فيديريكو (12 أكتوبر 2017). "محاكاة تكوين المجرات باستخدام نموذج IllustrisTNG" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 473 (3): 4077-4106 . arXiv : 1703.02970 . doi : 10.1093/mnras/ stx2656 . eISSN 1365-2966 . ISSN 0035-8711 .  
  47. ↑ موراتوف، ألكسندر ل.؛ كيريش، دوسان؛ فوشيه-جيغير، كلود-أندريه؛ هوبكنز، فيليب ف.؛ كواتيرت، إليوت؛ موراي، نورمان (13 أكتوبر 2015). "تدفقات غازية عاصفة من FIRE: رياح مجرية في محاكاة كونية مع تغذية راجعة نجمية صريحة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 454 (3): 2691-2713 . arXiv : 1501.03155 . doi : 10.1093/mnras/stv2126 . eISSN 1365-2966 . ISSN 0035-8711 .  
  48. ↑ ستينسون، جي إس؛ بروك، سي؛ ماكيو، إيه في؛ وادسلي، جيه؛ كوين، تي آر؛ كوتشمان، إتش إم بي (23 أكتوبر 2012). "تكوين المجرات في سياق كوني: الحاجة إلى التغذية الراجعة النجمية المبكرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 428 (1): 129-140 . arXiv : 1208.0002 . doi : 10.1093/mnras/sts028 . eISSN 1365-2966 . ISSN 0035-8711 .  
  49. ↑ فورلانيتو، ستيفن ر.؛ ميروشا، جوردان (22 فبراير 2022). "تكوين النجوم المتفجر خلال فجر الكون مدفوعًا بتغذية راجعة نجمية متأخرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 511 (3): 3895-3909 . arXiv : 2109.04488 . doi : 10.1093/mnras/stac310 . ISSN 0035-8711 . تاريخ الاسترجاع: 23 ديسمبر 2023 . 
  50. ↑ موران، إدوارد سي؛ شاهينيان، كارلين؛ شوغرمان، هانا ر؛ فيليز، داريك أو؛ إيراكليوس، مايكل (13 نوفمبر 2014). "الثقوب السوداء في مراكز المجرات القزمة القريبة". المجلة الفلكية . 148 (6): 136. arXiv : 1408.4451 . Bibcode : 2014AJ....148..136M . doi : 10.1088/0004-6256/148/6/136 . eISSN 1538-3881 . S2CID 118487176 .  
  51. ↑ سبرينجل، فولكر؛ دي ماتيو، تيزيانا ؛ هيرنكويست، لارس (أغسطس 2005). "نمذجة التغذية الراجعة من النجوم والثقوب السوداء في اندماج المجرات" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 361 (3): 776-794 . arXiv : astro-ph/0411108 . Bibcode : 2005MNRAS.361..776S . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09238.x . eISSN 1365-2966 . ISSN 0035-8711 . S2CID 14866854 .   
  52. ↑ سيجاكي، ديبورا ؛ سبرينجل، فولكر؛ دي ماتيو، تيزيانا ؛ هيرنكويست، لارس (20 أغسطس 2007). "نموذج موحد لتأثيرات النوى المجرية النشطة في المحاكاة الكونية لتكوين البنية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 380 (3 ) : 877-900 . arXiv : 0705.2238 . Bibcode : 2007MNRAS.380..877S . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12153.x . ISSN 0035-8711 . 
  53. ↑ فيرير، كاتيا م. (5 ديسمبر 2001). "البيئة بين النجوم في مجرتنا". مراجعات الفيزياء الحديثة . 73 (4): 1031-1066 . arXiv : astro-ph/0106359 . Bibcode : 2001RvMP...73.1031F . doi : 10.1103/RevModPhys.73.1031 . eISSN 1539-0756 . ISSN 0034-6861 . S2CID 16232084 .   
  54. ^ كوتيرا، كوميكو؛ أولينتو ، أنجيلا ف. (22 سبتمبر 2011). “الفيزياء الفلكية للأشعة الكونية ذات الطاقة الفائقة”. المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 49 (1): 119– 153. أرخايف : 1101.4256 . بيب كود : 2011ARA & A..49..119K . دوى : 10.1146/annurev-astro-081710-102620 . إيسن 1545-4282 . ISSN 0066-4146 . S2CID 118661799 .   
  55. ↑ كوكس، دونالد ب. (1 سبتمبر 2005). "إعادة النظر في الوسط بين النجوم ثلاثي الأطوار". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 43 (1): 337-385 . Bibcode : 2005ARA & A..43..337C . doi : 10.1146/annurev.astro.43.072103.150615 . eISSN 1545-4282 . ISSN 0066-4146 .  
  56. ↑ وولفاير، إم جي؛ هولنباخ، دي؛ ماكي، سي إف؛ تيلينز، إيه جي جي إم؛ بيكس، إي إل أو (أبريل 1995). "الأطوار الذرية المتعادلة للوسط بين النجوم". المجلة الفيزيائية الفلكية . 443 : 152. رمز Bibcode : 1995ApJ...443..152W . doi : 10.1086/175510 . eISSN 1538-4357 . ISSN 0004-637X .  
  57. ↑ بوث، سي إم؛ أغيرتز، أوسكار؛ كرافتسوف، أندريه في؛ غنيدين، نيكولاي واي. (18 أكتوبر 2013). "محاكاة المجرات القرصية ذات الرياح المجرية المدفوعة بالأشعة الكونية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 777 (1): L16. arXiv : 1308.4974 . Bibcode : 2013ApJ...777L..16B . doi : 10.1088/2041-8205/777/1/L16 . eISSN 2041-8213 . ISSN 2041-8205 . S2CID 59518603 .   
  58. ↑ توماس، ت.؛ بفرومر، س. (25 يناير 2019). "ديناميكا الموائع للأشعة الكونية: نقل الأشعة الكونية المنظم بموجات ألفين" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 485 (3): 2977-3008 . arXiv : 1805.11092 . doi : 10.1093/mnras/stz263 . eISSN 1365-2966 . ISSN 0035-8711 .  
  59. ↑ "جهاز تمارين بيضاوي الشكل حديث" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 16 نوفمبر 2015 .
  60. ↑ "APOD: 31 مايو 2023 - محاكاة: تشكل مجرة ​​قرصية" . apod.nasa.gov . تم الاطلاع عليه في 17 أبريل 2025 .