سحابة عالية السرعة

السحب عالية السرعة ( HVCs ) هي تجمعات كبيرة من الغاز ذات حركة سريعة بشكل غير عادي بالنسبة لما يحيط بها. ويمكن العثور عليها في جميع أنحاء هالة مجرة درب التبانة . وتبلغ سرعات حركتها الكلية في المعيار المحلي للسكون أكثر من 70-90 كم/ث ^. ويمكن أن تكون هذه السحب الغازية ضخمة الحجم، حيث يصل حجم بعضها إلى ملايين أضعاف كتلة الشمس . ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ وتغطي مساحات واسعة من السماء. وقد رُصدت في هالة مجرة درب التبانة وداخل مجرات أخرى قريبة.

تُعدّ السحب عالية الكثافة مهمة لفهم تطور المجرات لأنها تُشكّل جزءًا كبيرًا من المادة الباريونية في هالة المجرة. إضافةً إلى ذلك، عندما تسقط هذه السحب في قرص المجرة، فإنها تُضيف مادةً قادرةً على تكوين النجوم، إلى جانب المادة المُخففة المُكوّنة للنجوم الموجودة أصلًا في القرص. تُساعد هذه المادة الجديدة في الحفاظ على معدل تكوين النجوم في المجرة. ^{[ 1 ]}

لا تزال أصول المناطق فائقة السرعة (HVCs) موضع تساؤل. لا توجد نظرية واحدة تفسر جميع هذه المناطق في مجرتنا. مع ذلك، من المعروف أن بعضها ربما ينشأ عن تفاعلات بين مجرة درب التبانة والمجرات التابعة لها، مثل سحابتي ماجلان الكبرى والصغرى (LMC وSMC على التوالي)، واللتان تُنتجان مُركبًا معروفًا من هذه المناطق يُعرف باسم تيار ماجلان . ونظرًا لتعدد الآليات المحتملة التي قد تُنتج هذه المناطق، لا تزال هناك العديد من التساؤلات التي تُحيط بها والتي تحتاج إلى دراسة من قِبل الباحثين.

التاريخ القائم على الملاحظة

في منتصف خمسينيات القرن العشرين، اكتُشفت لأول مرة جيوب كثيفة من الغاز خارج مستوى المجرة. كان هذا الاكتشاف لافتًا للنظر، إذ أظهرت نماذج مجرة درب التبانة تناقص كثافة الغاز مع ازدياد المسافة عن مستوى المجرة، مما جعل هذا الاكتشاف استثناءً بارزًا. ووفقًا للنماذج السائدة آنذاك، كان من المفترض أن تتلاشى هذه الجيوب الكثيفة منذ زمن بعيد، مما يجعل وجودها في الهالة أمرًا محيرًا. في عام ١٩٥٦، طُرح حلٌّ مفاده أن هذه الجيوب الكثيفة تستقر بفعل هالة غازية ساخنة تُحيط بمجرة درب التبانة. واستلهامًا من هذا الاقتراح، اقترح يان أورت ، من جامعة لايدن في هولندا، إمكانية وجود سحب غازية باردة في هالة المجرة، بعيدًا عن مستوى المجرة.

تم تحديد موقعها سريعًا، في عام 1963، من خلال انبعاثاتها الراديوية من الهيدروجين المتعادل . كانت تتحرك باتجاه قرص المجرة بسرعة عالية جدًا مقارنةً بالأجسام الأخرى فيه. سُميت أول سحابتين تم تحديد موقعهما بالمجمع A والمجمع C. ونظرًا لسرعاتهما الشاذة، أُطلق على هذه الأجسام اسم "السحب عالية السرعة"، تمييزًا لها عن كلٍ من الغاز ذي السرعات المحلية القياسية للسكون، ونظيراتها الأبطأ حركةً والمعروفة باسم السحب متوسطة السرعة . اقترح العديد من علماء الفلك فرضيات (ثبت لاحقًا عدم دقتها) بشأن طبيعة السحب عالية السرعة، ولكن نماذجهم ازدادت تعقيدًا في أوائل سبعينيات القرن العشرين باكتشاف تيار ماجلان ، الذي يتصرف كسلسلة من السحب عالية السرعة. ^{[ 2 ]}

في عام 1988، أُجري مسحٌ للسماء الشمالية لانبعاثات الهيدروجين المتعادل الراديوية ^{[ 3 ]} باستخدام تلسكوب دوينجيلو الراديوي في هولندا . ومن خلال هذا المسح، تمكن علماء الفلك من رصد المزيد من الجسيمات عالية الكثافة.

في عام ١٩٩٧، اكتملت إلى حد كبير خريطة الهيدروجين المتعادل في مجرة درب التبانة، مما مكّن علماء الفلك من رصد المزيد من مصادر الهيدروجين عالية السرعة. وفي أواخر التسعينيات، وباستخدام بيانات من مرصد لا بالما في جزر الكناري ، وتلسكوب هابل الفضائي ، ولاحقًا مستكشف الأشعة فوق البنفسجية البعيدة (FUSE)، تم قياس المسافة إلى مصدر هيدروجين عالي السرعة لأول مرة. وفي نفس الفترة تقريبًا، تم قياس التركيب الكيميائي لهذه المصادر لأول مرة. إضافةً إلى ذلك، في عام ٢٠٠٠، أُنجز مسحٌ لانبعاثات الهيدروجين المتعادل الراديوية في نصف الكرة الجنوبي باستخدام تلسكوب فيلا إليسا الراديوي في الأرجنتين، والذي كشف عن المزيد من مصادر الهيدروجين عالية السرعة. ^[^٢^]

أظهرت عمليات الرصد اللاحقة للمجمع C أن السحابة، التي كان يُعتقد في الأصل أنها تفتقر إلى العناصر الثقيلة (المعروفة أيضًا بانخفاض نسبة المعادن فيها )، تحتوي على بعض الأجزاء ذات نسبة معادن أعلى مقارنةً بمعظم السحابة، مما يشير إلى أنها بدأت بالاختلاط مع غازات أخرى في الهالة. وباستخدام عمليات رصد الأكسجين عالي التأين وأيونات أخرى، تمكن علماء الفلك من إثبات أن الغاز الساخن في المجمع C يمثل منطقة فاصلة بين الغاز الساخن والبارد. ^{[ 2 ]}

صفات

بنية متعددة الأطوار

تُعدّ السحب عالية الكثافة (HVCs) عادةً أبرد وأكثر مكونات هالة المجرة كثافةً. مع ذلك، تتميز الهالة نفسها ببنية متعددة الأطوار: هيدروجين متعادل بارد وكثيف عند درجات حرارة أقل من 10⁴ ^كلفن ، وغاز دافئ وساخن عند درجات حرارة تتراوح بين 10⁴ ^كلفن و10⁶ ^كلفن ، وغاز متأين ساخن عند درجات حرارة أعلى من 10⁶ ^كلفن . ^{[ 1 ]} ونتيجةً لذلك، تُتاح للسحب الباردة التي تتحرك عبر وسط الهالة المنتشر فرصة التأين بفعل الغاز الأكثر دفئًا وسخونة. وهذا بدوره يُمكن أن يُشكّل جيبًا من الغاز المتأين يُحيط بالهيدروجين المتعادل في السحب عالية الكثافة. ويأتي الدليل على هذا التفاعل بين الغاز البارد والساخن في الهالة من رصد امتصاص الأكسجين المتأين (OVI).

مسافة

تُعرَّف السحب عالية السرعة (HVCs) بسرعاتها، لكن قياسات المسافة تسمح بتقدير حجمها وكتلتها وكثافتها الحجمية، وحتى ضغطها. في مجرة درب التبانة، تقع السحب عادةً على بُعد يتراوح بين 2 و15 كيلوبارسيك (6.52 × 10³ سنة ^ضوئية - 4.89 × 10⁴ ^سنة ضوئية) من المركز، وعلى ارتفاعات z (المسافات فوق أو تحت مستوى المجرة ) ضمن نطاق 10 كيلوبارسيك (3.26 × 10⁴ سنة ^ضوئية ). ^{[ 1 ]} يقع تيار ماجلان والذراع الأمامي على بُعد 55 كيلوبارسيك تقريبًا (1.79 × 10⁵ سنة ^ضوئية )، بالقرب من سحابتي ماجلان ، وقد يمتدان إلى حوالي 100-150 كيلوبارسيك (3.26 × 10⁵ ^سنة ضوئية - 4.89 × 10⁵ سنة ^ضوئية ). ^{[ 1 ]} توجد طريقتان لتحديد المسافة إلى السحب عالية السرعة.

قيد المسافة المباشرة

أفضل طريقة لتحديد المسافة إلى سحابة نجمية كبيرة الحجم (HVC) هي استخدام نجم هالة معروف المسافة كمعيار للمقارنة. يمكننا استخلاص معلومات حول المسافة بدراسة طيف النجم. إذا كانت سحابة تقع أمام نجم الهالة، فستظهر خطوط امتصاص، بينما إذا كانت السحابة خلف النجم، فلن تظهر أي خطوط امتصاص. تُستخدم في هذه التقنية خطوط الامتصاص المزدوجة CaII وH وK و/أو NaII. وقد أدت النجوم الهالة التي تم تحديدها من خلال مسح سلون الرقمي للسماء إلى قياسات المسافة لجميع المجمعات النجمية الكبيرة المعروفة تقريبًا. ^{[ 1 ]}

قيد المسافة غير المباشرة

تعتمد طرق تحديد المسافة غير المباشرة عادةً على نماذج نظرية، ويتطلب تطبيقها وضع افتراضات. إحدى هذه الطرق غير المباشرة تتضمن رصد خط انبعاث الهيدروجين ألفا (Hα)، حيث يُفترض أن خطوط الانبعاث ناتجة عن إشعاع مؤين من المجرة يصل إلى سطح السحابة. طريقة أخرى تستخدم رصدًا عميقًا للهيدروجين المتعادل (HI) في مجرة درب التبانة و/أو المجموعة المحلية، بافتراض أن توزيع السحب عالية السرعة (HVCs) في المجموعة المحلية مشابه لتوزيعها في مجرة درب التبانة. تُشير هذه الرصدات إلى أن هذه السحب تقع على بُعد 80 كيلوبارسيك (2.61 × 10⁵ سنة ^ضوئية ) من المجرة، بينما تُشير رصدات مجرة أندروميدا إلى أنها تقع على بُعد 50 كيلوبارسيك تقريبًا (1.63 × 10⁵ ^سنة ضوئية). ^{[ 1 ]} بالنسبة للسحب عالية السرعة التي تتوفر فيها كلتا الطريقتين، تميل المسافات المقاسة عبر انبعاث الهيدروجين ألفا إلى التوافق مع تلك المُستنتجة عبر قياسات المسافات المباشرة. ^{[ 1 ]}

الخصائص الطيفية

تُكتشف السحب الهيدروجينية عالية الحرارة عادةً عند أطوال موجات الراديو والضوء المرئي، أما السحب الأكثر سخونة فتتطلب رصدًا بالأشعة فوق البنفسجية و/أو الأشعة السينية. تُكتشف سحب الهيدروجين المتعادلة عبر خط انبعاث 21 سم. وقد أظهرت عمليات الرصد أن السحب الهيدروجينية عالية الحرارة قد تحتوي على أسطح خارجية متأينة نتيجة الإشعاع الخارجي أو حركة السحب عبر هالة منتشرة. ويمكن رصد هذه المكونات المتأينة من خلال خطوط انبعاث Hα وحتى خطوط الامتصاص في نطاق الأشعة فوق البنفسجية. ويُظهر الغاز الدافئ الساخن في السحب الهيدروجينية عالية الحرارة خطوط امتصاص OVI وSiIV وCIV.

درجة حرارة

تُظهر معظم الجسيمات فائقة البرودة عرضًا طيفيًا للخطوط يدل على وجود وسط دافئ ومحايد عند حوالي 9000 كلفن. مع ذلك، فإن العديد من هذه الجسيمات لها عرض خطوط يشير إلى أنها تتكون جزئيًا من غاز بارد عند درجة حرارة أقل من 500 كلفن.

كتلة

تشير التقديرات المتعلقة بكثافة العمود القصوى للجسيمات فائقة السرعة (10¹⁹ ^سم⁻² ) ^{والمسافات} النموذجية (1-15 كيلوبارسيك) إلى تقدير كتلة هذه الجسيمات في مجرة درب التبانة في حدود ^7.4× 10⁷ ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ ^{[ 1 ]} إذا أُضيفت سحابتا ماجلان الكبرى والصغرى، فإن الكتلة الإجمالية ستزداد بمقدار 7 × 10⁸ أخرى ^. ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ [ ¹^]

مقاس

تتراوح الأحجام الزاوية المرصودة للمناطق عالية السرعة من 10 درجات ^و^{2 ثانية قوسية} وصولاً إلى الحد الأدنى لدقة الرصد. وعادةً ما تُظهر عمليات الرصد عالية الدقة أن المناطق عالية السرعة الأكبر حجمًا تتكون غالبًا من العديد من التجمعات الأصغر. عند رصد هذه المناطق عبر انبعاثات الهيدروجين الذري فقط، تغطي جميع المناطق عالية السرعة في مجرة درب التبانة حوالي 37% من سماء الليل. ويتراوح قطر معظم هذه المناطق بين 2 و15 كيلوبارسيك (kpc). ^{[ 1 ]}

مدى الحياة

يُقدّر عمر السحب الباردة المتحركة عبر هالة منتشرة بحوالي مئتي مليون سنة دون وجود آلية داعمة تمنعها من التلاشي. ^{[ 1 ]} يعتمد عمرها بشكل أساسي على كتلة السحابة، بالإضافة إلى كثافتها وكثافة الهالة وسرعتها. تُدمّر السحب عالية السرعة في هالة المجرة بفعل ما يُعرف بعدم استقرار كلفن-هيلمهولتز . يمكن أن يُبدد سقوط السحب الطاقة، مما يؤدي حتمًا إلى تسخين وسط الهالة. يشير التركيب متعدد الأطوار للهالة الغازية إلى وجود دورة حياة مستمرة لتدمير السحب عالية السرعة وتبريدها.

آليات الدعم المحتملة

تشمل بعض الآليات المحتملة المسؤولة عن زيادة عمر السحب عالية السرعة وجود مجال مغناطيسي يُحدث تأثيرًا حاجبًا ، و/أو وجود المادة المظلمة ؛ ومع ذلك، لا يوجد دليل رصدي قوي على وجود المادة المظلمة في هذه السحب. الآلية الأكثر قبولًا هي آلية الحماية الديناميكية، التي تزيد من زمن كلفن-هيلمهولتز. تعمل هذه العملية نظرًا لوجود باطن بارد متعادل في السحب عالية السرعة، محجوب بسطح خارجي أكثر دفئًا وأقل كثافة، مما يؤدي إلى انخفاض السرعات النسبية لسحب الهيدروجين الذري مقارنةً بمحيطها.

الأصول

منذ اكتشافها، طُرحت عدة نماذج محتملة لتفسير أصول السحب عالية السرعة. مع ذلك، تشير الملاحظات في مجرة درب التبانة، وتعدد السحب، والخصائص المميزة للسحب منخفضة السرعة، ووجود سحب مرتبطة بوضوح بمجرات قزمة مُلتهمة (مثل نظام ماجلان، على سبيل المثال)، إلى أن السحب عالية السرعة على الأرجح لها عدة أصول محتملة. ويدعم هذا الاستنتاج بقوة حقيقة أن معظم عمليات المحاكاة لأي نموذج معين تستطيع تفسير بعض سلوكيات السحب، ولكن ليس جميعها.

فرضية أورت

طوّر يان أورت نموذجًا لتفسير الجسيمات فائقة الثقل (HVCs) باعتبارها غازًا متبقيًا من المراحل الأولى لتكوين المجرة. افترض أورت أنه إذا كان هذا الغاز على حافة تأثير جاذبية المجرة، فإنه على مدى مليارات السنين قد يُسحب عائدًا نحو قرص المجرة ويسقط فيه على شكل جسيمات فائقة الثقل. ^{[ 2 ]} وقد فسّر نموذج أورت التركيب الكيميائي المرصود للمجرة تفسيرًا جيدًا. ففي حالة المجرات المعزولة (أي تلك التي لا تشهد استيعابًا مستمرًا لغاز الهيدروجين)، من المفترض أن تُغذي الأجيال المتعاقبة من النجوم الوسط بين النجوم (ISM) بوفرة أكبر من العناصر الثقيلة. ومع ذلك، تُظهر دراسات النجوم في الجوار الشمسي وفرة نسبية متقاربة لنفس العناصر بغض النظر عن عمر النجم؛ وقد عُرفت هذه الظاهرة بمشكلة الأقزام من النوع G. قد تُفسر الجسيمات فائقة الثقل هذه الملاحظات من خلال تمثيلها لجزء من الغاز البدائي المسؤول عن التخفيف المستمر للوسط بين النجوم. ^{[ 2 ]}

نافورة المجرة

تتمحور نظرية بديلة حول انبعاث الغاز من المجرة وعودته إليها على شكل غاز عالي السرعة نرصده. توجد عدة آليات مقترحة لتفسير كيفية انبعاث المادة من قرص المجرة، لكن التفسير الأكثر شيوعًا لنافورة المجرة يتمحور حول انفجارات المستعرات العظمى المتراكمة التي تقذف "فقاعات" كبيرة من المادة. وبما أن الغاز يُقذف من قرص المجرة، فمن المفترض أن تكون نسبة المعادن المرصودة في الغاز المقذوف مشابهة لنسبة المعادن في القرص. ورغم أن هذا الاحتمال قد يُستبعد كمصدر للغازات عالية السرعة، إلا أن هذه الاستنتاجات قد تشير إلى نافورة المجرة كمصدر للغازات منخفضة السرعة. ^{[ 1 ]}

التراكم من المجرات التابعة

عندما تعبر المجرات القزمة هالة مجرة أكبر، قد تُنزع الغازات الموجودة في الوسط بين النجوم للمجرة القزمة بفعل قوى المد والجزر وضغط الصدمة . ^{[ 1 ]} وتأتي الأدلة على هذا النموذج لتكوين المناطق فائقة السرعة من رصد تيار ماجلان في هالة مجرة درب التبانة. كما تُفسر المحاكاة السمات المميزة نوعًا ما للمناطق فائقة السرعة المتكونة بهذه الطريقة، ويبدو أن معظم المناطق فائقة السرعة في مجرة درب التبانة غير المرتبطة بتيار ماجلان لا ترتبط إطلاقًا بمجرة قزمة . ^{[ 1 ]}

المادة المظلمة

يفترض نموذج آخر، اقترحه ديفيد إيشلر، الذي يعمل حاليًا في جامعة بن غوريون، ولاحقًا ليو بليتز من جامعة كاليفورنيا في بيركلي، أن السحب ضخمة جدًا، وتقع بين المجرات، وتتشكل عندما تتجمع المادة الباريونية بالقرب من تجمعات المادة المظلمة . ^{[ 2 ]} كان الهدف من التجاذب الجاذبي بين المادة المظلمة والغاز هو تفسير قدرة السحب على البقاء مستقرة حتى على مسافات بين المجرات، حيث من المفترض أن يؤدي نقص المادة المحيطة إلى تبدد السحب بسرعة. ومع ذلك، مع ظهور تقنيات تحديد المسافة لمعظم السحب عالية السرعة، قد يُستبعد هذا الاحتمال.

التطور المجري

إن البحث في أصل ومصير غاز هالة المجرة هو في جوهره بحث في تطور تلك المجرة. تُعدّ السحب عالية السرعة (HVCs) والسحب متوسطة السرعة (IVCs) من السمات المهمة لبنية المجرة الحلزونية . وتكتسب هذه السحب أهمية بالغة عند دراسة معدل تكوّن النجوم (SFR) في المجرة . تحتوي مجرة درب التبانة على ما يقارب 5 مليارات كتلة شمسية من المواد المُكوِّنة للنجوم داخل قرصها، ويبلغ معدل تكوّن النجوم فيها 1-3. ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ ^[¹^]^{تشير نماذج التطور الكيميائي للمجرات إلى أن نصف هذه الكمية على الأقل يجب أن} يكون مادة منخفضة المعدنية تتراكم باستمرار لوصف البنية الحالية المرصودة. وبدون هذا التراكم، تشير معدلات تكوين النجوم إلى أن مادة تكوين النجوم الحالية لن تدوم إلا لبضعة مليارات سنة أخرى على الأكثر. ^[¹^]

تُشير نماذج تدفق الكتلة إلى معدل تراكم أقصى يبلغ 0.4 ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ بمعدل ¹⁰ ...

يشير النموذج الحالي للكون، ɅCDM، إلى أن المجرات تميل إلى التكتل وتكوين بنية شبيهة بالشبكة مع مرور الوقت. ^{[ 4 ]} وبموجب هذه النماذج، فإن الغالبية العظمى من الباريونات التي تدخل هالة المجرة تدخل عبر هذه الخيوط الكونية. ويتوافق 70% من تدفق الكتلة عند نصف قطر فيريال مع دخولها عبر الخيوط الكونية في النماذج التطورية لمجرة درب التبانة. ونظرًا للقيود الرصدية الحالية، فإن غالبية الخيوط التي تغذي مجرة درب التبانة غير مرئية في خط الهيدروجين المحايد (HI). ومع ذلك، فإن بعض سحب الغاز داخل هالة المجرة تحتوي على نسبة معدنية أقل من تلك الموجودة في الغاز المنزوع من الأقمار التابعة، مما يشير إلى أن هذه السحب هي مادة بدائية تتدفق على الأرجح عبر الخيوط الكونية. ويصبح هذا النوع من الغاز، الذي يمكن رصده حتى مسافة 160,000 سنة ضوئية (50 كيلوبارسيك)، جزءًا كبيرًا من الهالة الساخنة، ويبرد ويتكثف، ثم يسقط في قرص المجرة ليساهم في تكوين النجوم. ^{[ 1 ]}

تُعدّ آليات التغذية الراجعة الميكانيكية، وتدفقات الغاز الناتجة عن المستعرات العظمى أو النوى المجرية النشطة، عناصر أساسية لفهم أصل غاز هالة المجرة الحلزونية والمناطق فائقة السرعة داخلها. وتشير رصدات الأشعة السينية وأشعة غاما في مجرة درب التبانة إلى احتمال حدوث نوع من التغذية الراجعة من المحرك المركزي خلال العشرة إلى الخمسة عشر مليون سنة الماضية. علاوة على ذلك، وكما هو موضح في قسم "الأصول"، تُعدّ ظاهرة "النافورة المجرية" التي تغطي قرص المجرة بالغة الأهمية في فهم تطور مجرة درب التبانة. وتساعد المواد المقذوفة خلال عمر المجرة في وصف البيانات الرصدية (محتوى المعادن المرصود بشكل أساسي) مع توفير مصادر تغذية راجعة لتكوين النجوم في المستقبل. ^{[ 1 ]}

كما هو موضح بالتفصيل في قسم "الأصول"، يلعب تراكم المجرات التابعة دورًا في تطور المجرة. يُفترض أن معظم المجرات تنشأ من اندماج مجرات أولية أصغر، وتستمر هذه العملية طوال عمر المجرة. ^{[ 2 ]} خلال العشرة مليارات سنة القادمة، ستندمج المزيد من المجرات التابعة مع مجرة درب التبانة، مما سيؤثر بشكل كبير على بنية درب التبانة ويوجه تطورها المستقبلي. ^{[ 2 ]}

تزخر المجرات الحلزونية بمصادر وفيرة لمواد تكوين النجوم المحتملة، لكن يبقى السؤال مطروحًا حول المدة التي تستطيع فيها المجرات الاستفادة باستمرار من هذه الموارد. سيكشف جيلٌ مستقبلي من أدوات الرصد والقدرات الحاسوبية عن بعض التفاصيل التقنية لماضي مجرة درب التبانة ومستقبلها، فضلًا عن دور المناطق فائقة السرعة في تطورها. ^{[ 1 ]}

أمثلة على مركبات القيمة العالية

نصف الكرة الشمالي

في نصف الكرة الشمالي ، نجد العديد من السحب عالية السرعة الكبيرة، وإن لم يكن أي منها بحجم نظام ماجلان (المذكور أدناه). كان المجمعان A وC أول سحابتين عاليتي السرعة تم اكتشافهما، وقد رُصدا لأول مرة عام 1963. ^{[ 2 ]} وُجد أن كلتا السحابتين تعانيان من نقص في العناصر الثقيلة ، حيث يبلغ تركيزها 10-30% من تركيزها في الشمس. ^{[ 1 ]} ويبدو أن انخفاض نسبة المعادن فيهما دليل على أن السحب عالية السرعة تجلب بالفعل غازًا "جديدًا". وقُدّر أن المجمع C يجلب 0.1-0.2 ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ يُضيف المجمع A حوالي نصف هذه الكمية من المواد الجديدة سنويًا. ويُمثل هذا الغاز الجديد ما بين 10 و20% من إجمالي الغاز اللازم لتخفيف تركيز الغاز المجري بشكل كافٍ لتفسير التركيب الكيميائي للنجوم. ^{[ 2 ]}

المركب ج

يقع المجمع C، أحد أكثر المجمعات النجمية عالية السرعة دراسةً، على بُعد لا يقل عن 14,000 سنة ضوئية (حوالي 4 كيلوبارسيك) ولا يزيد عن 45,000 سنة ضوئية (حوالي 14 كيلوبارسيك) فوق مستوى المجرة . ^{[ 2 ]} تجدر الإشارة أيضًا إلى أن محتوى النيتروجين في المجمع C يبلغ حوالي 1/50 من محتوى النيتروجين الموجود في الشمس . ^{[ 2 ]} تشير الملاحظات على النجوم عالية الكتلة إلى أنها تُنتج كمية أقل من النيتروجين، مقارنةً بالعناصر الثقيلة الأخرى، مقارنةً بالنجوم منخفضة الكتلة. وهذا يعني أن العناصر الثقيلة في المجمع C قد تكون من أصل نجوم عالية الكتلة. من المعروف أن أقدم النجوم كانت نجومًا ذات كتلة عالية، ولذلك يبدو المجمع C أشبه بحفرية، تشكلت خارج المجرة وتتكون من غاز من الكون القديم. مع ذلك، وجدت دراسة حديثة لمنطقة أخرى من المجمع C نسبة معدنية أعلى بمرتين مما تم الإبلاغ عنه في البداية. ^{[ 2 ]} وقد دفعت هذه القياسات العلماء إلى الاعتقاد بأن المركب C قد بدأ في الاختلاط مع سحب غازية أخرى أصغر سناً وقريبة.

المركب أ

يقع المجمع A على بعد 25000-30000 سنة ضوئية (8-9 كيلو فرسخ فلكي) في هالة المجرة . ^{[ 2 ]}

نصف الكرة الجنوبي

في نصف الكرة الجنوبي ، ترتبط أبرز الظواهر عالية السرعة بنظام ماجلان، الذي يتألف من عنصرين رئيسيين: تيار ماجلان والذراع الأمامي. يتكون كلا العنصرين من غاز انتُزع من سحابتي ماجلان الكبرى والصغرى . تباطأ نصف هذا الغاز، وهو الآن متأخر عن السحابتين في مداراتهما (وهذا هو عنصر التيار). أما النصف الآخر من الغاز (عنصر الذراع الأمامي) فقد تسارع، واندفع أمام المجرات في مداراتها. يقع نظام ماجلان على بُعد حوالي 180,000 سنة ضوئية (55 كيلوبارسيك) من قرص المجرة، مع أن طرف تيار ماجلان قد يمتد لمسافة تتراوح بين 300,000 و500,000 سنة ضوئية (100-150 كيلوبارسيك). ^[¹^]^يُعتقد أن النظام بأكمله يُساهم بما لا يقل عن 3 × 10⁸ ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ من الهيدروجين المتعادل إلى هالة المجرة، حوالي 30-50% من كتلة الهيدروجين المتعادل في مجرة درب التبانة . ^{[ 1 ]}

تيار ماجلان

يُنظر إلى تيار ماجلان على أنه "بنية طويلة متصلة ذات تدرج واضح في السرعة وكثافة العمود ". ^{[ 1 ]} يُفترض أن السرعة عند طرف تيار ماجلان تبلغ +300 كم/ث في إطار مرجعي معياري مجري (GSR). ^{[ 1 ]} يُعتقد أن سحب التيار تتميز بضغط أقل من سحب التيارات عالية السرعة الأخرى، لأنها تقع في منطقة يكون فيها الوسط المحيط بهالة المجرة أبعد بكثير وأقل كثافة. وقد رصد مرصد FUSE وجود أكسجين متأين بشدة مختلطًا بتيار ماجلان، مما يشير إلى أن التيار مُضمن في غاز ساخن.

الذراع الرائدة

الذراع الأمامية ليست تيارًا متصلًا، بل هي تجمع لسحب متعددة تقع في المنطقة التي تسبق سحابتي ماجلان. ويُعتقد أن سرعتها تبلغ -300 كم/ث في إطار GSR. ^{[ 1 ]} تُظهر إحدى السحب عالية السرعة في الذراع الأمامية تركيبة مشابهة جدًا لسحابة ماجلان الصغرى. وهذا يدعم فكرة أن الغاز المكون لها قد انتُزع من المجرة وتسارع أمامها بفعل قوى المد والجزر التي تفصل المجرات التابعة وتدمجها في مجرة درب التبانة.

سحابة سميث

سحابة سميث هي سحابة أخرى من السحب عالية الكثافة التي تمت دراستها جيدًا والتي توجد في نصف الكرة الجنوبي، وتقع في كوكبة العقاب .

انظر أيضاً

مراجع

١ ٢ ٣ ٤ ٥ ٦ ٧ ٨ ٩ ١٠ ١١ ١٢ ١٣ ١٤ ١٥ ١٦ ١٧ ١٨ ١٩ ٢٠ ٢١ ٢٢ ٢٣ ٢٤ ٢٥ ٢٦ م. إ. بوتنام؛ ج . إ. ج. بيك؛ م. ر. جونغ (سبتمبر ٢٠١٢). "هالات المجرات الغازية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . ٥٠ : ٤٩١-٥٢٩ . arXiv : ١٢٠٧.٤٨٣٧ . Bibcode : ٢٠١٢ApJ...٤٦٠..٩١٤V . doi : ١٠.١١٤٦/annurev-astro-٠٨١٨١١-١٢٥٦١٢ . S2CID ١١٩١٩٥٧٤٥ .
١ ٢ ٣ ٤ ٥ ٦ ٧ ٨ ٩ ١٠ ١١ ١٢ ١٣ ١٤ بارت ب. واكر؛ فيليب ريختر (يناير ٢٠٠٤). "مجرتنا المتنامية والمتنفسة". مجلة ساينتفك أمريكان . ٢٩٠ (١): ٣٨-٤٧ . Bibcode : 2004SciAm.290a..38W . doi : 10.1038/scientificamerican0104-38 . PMID 14682037 .
↑ إيه إن إم هولسبوش وبي بي واكر . مسح عميق وشبه كامل للسحب الشمالية عالية السرعة ، 21 ديسمبر 1987. في سلسلة ملحقات علم الفلك والفيزياء الفلكية 75، 2، الصفحات 191-236
↑ أندريه ف. كرافتسوف (1999). "تطور تكتل الهالات والانحياز في نموذج εCDM". الندوة الدولية لأبحاث الفيزياء الفلكية وتعليم العلوم . 257 : 257. Bibcode : 1999arse.conf..257K .

للمزيد من القراءة

سحب عالية السرعة.
بارت بي واكر وهوغو فان وردين،
المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية،
المجلد 35، الصفحات 217-266؛ سبتمبر 1997.
موقع مؤكد في هالة المجرة للسحابة عالية السرعة "السلسلة أ".
هوغو فان ووردن، أولريش جيه شوارتز، رينير إف بيليتييه، بارت بي واكر وبيتر إم دبليو كالبيرلا،
مجلة الطبيعة، المجلد 400، الصفحات 138-141؛ 8 يوليو 1999.
أرخايف: أرخايف : أسترو-ph/9907107
تراكم الغاز منخفض المعدنية في مجرة درب التبانة.
بارت بي. واكر، جيه. كريس هوك، بلير دي. سافاج، هوغو فان وردين، ستيف إل. توفت، أولريش جيه. شوارتز، روبرت بنجامين، رونالد جيه. رينولدز، رينير إف. بيليتير، وبيتر إم دبليو كالبيرلا،
Nature، المجلد 402، العدد 6760؛ الصفحات 388-390؛ 25 نوفمبر 1999.
تكوين وتطور مجرة درب التبانة.
كريستينا تشيابيني،
عالم أمريكي،
المجلد 89، العدد 6، الصفحات 506-515؛
نوفمبر - ديسمبر 2001.
مسح طيفي بالأشعة فوق البنفسجية البعيدة للهيدروجين الجزيئي في السحب متوسطة السرعة في هالة درب التبانة.
بي. ريختر، بي بي واكر، بي دي سافاج، وكيه آر سيمباخ،
المجلة الفيزيائية الفلكية، المجلد 586، العدد 1، الصفحات 230-248؛ 20 مارس 2003.
أرخايف: أرخيف : أسترو-ph/0211356
غاز عالي التأين وعالي السرعة في جوار المجرة.
كي آر سيمباخ، بي بي واكر، بي دي سافاج، بي ريختر، إم ميد، جي إم شول، إي بي جينكينز، جي سونبورن وإتش دبليو موس،
سلسلة ملحق المجلة الفيزيائية الفلكية، المجلد 146، العدد 1، الصفحات 165-208؛ مايو 2003.
أرخايف: أرخيف : أسترو-ph/0207562
المجمع ج: سحابة منخفضة المعدنية وعالية السرعة تغوص في مجرة درب التبانة.
تود إم. تريب، بارت بي. واكر، إدوارد بي. جينكينز، سي دبليو باورز، إيه سي دانكس، آر إف غرين، إس آر هيب، سي إل جوزيف، إم إي كايزر، بي إي وودغيت،
المجلة الفلكية، المجلد 125، العدد 6، الصفحات 3122-3144؛ يونيو 2003.
DOI: doi : 10.1086/374995
الرمز الببليوغرافي: Bibcode : 2003AJ....125.3122T

[Putman-1] ١ ٢ ٣ ٤ ٥ ٦ ٧ ٨ ٩ ١٠ ١١ ١٢ ١٣ ١٤ ١٥ ١٦ ١٧ ١٨ ١٩ ٢٠ ٢١ ٢٢ ٢٣ ٢٤ ٢٥ ٢٦ م. إ. بوتنام؛ ج . إ. ج. بيك؛ م. ر. جونغ (سبتمبر ٢٠١٢). "هالات المجرات الغازية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . ٥٠ : ٤٩١-٥٢٩ . arXiv : ١٢٠٧.٤٨٣٧ . Bibcode : ٢٠١٢ApJ...٤٦٠..٩١٤V . doi : ١٠.١١٤٦/annurev-astro-٠٨١٨١١-١٢٥٦١٢ . S2CID ١١٩١٩٥٧٤٥ .

[Wakker_Richter-2] ١ ٢ ٣ ٤ ٥ ٦ ٧ ٨ ٩ ١٠ ١١ ١٢ ١٣ ١٤ بارت ب. واكر؛ فيليب ريختر (يناير ٢٠٠٤). "مجرتنا المتنامية والمتنفسة". مجلة ساينتفك أمريكان . ٢٩٠ (١): ٣٨-٤٧ . Bibcode : 2004SciAm.290a..38W . doi : 10.1038/scientificamerican0104-38 . PMID 14682037 .

[3] إيه إن إم هولسبوش وبي بي واكر . مسح عميق وشبه كامل للسحب الشمالية عالية السرعة ، 21 ديسمبر 1987. في سلسلة ملحقات علم الفلك والفيزياء الفلكية 75، 2، الصفحات 191-236

[Kravtsov-4] أندريه ف. كرافتسوف (1999). "تطور تكتل الهالات والانحياز في نموذج εCDM". الندوة الدولية لأبحاث الفيزياء الفلكية وتعليم العلوم . 257 : 257. Bibcode : 1999arse.conf..257K .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

اللغة	العربية (RTL)
روابط موسوعية	30 رابطاً
المصدر الأصلي	ويكيبيديا ↗