مجرة قمرية

قبل القرن العشرين، لم تكن فكرة وجود مجرات خارج مجرة ​​درب التبانة راسخة. في الواقع، كانت هذه الفكرة مثيرة للجدل لدرجة أنها أدت إلى ما يُعرف الآن باسم " مناظرة شابلي-كورتيس الكبرى "، نسبةً إلى عالمي الفلك هارلو شابلي وهيبر دوست كورتيس اللذين ناقشا طبيعة "السدم" وحجم مجرة ​​درب التبانة في الأكاديمية الوطنية للعلوم في 26 أبريل 1920. جادل شابلي بأن مجرة ​​درب التبانة هي الكون بأكمله (يمتد على مسافة تزيد عن 100,000 سنة ضوئية أو 30 كيلوبارسيك )، وأن جميع "السدم" المرصودة (المعروفة حاليًا بالمجرات) تقع ضمن هذه المنطقة. من جهة أخرى، جادل كورتيس بأن مجرة ​​درب التبانة أصغر بكثير، وأن السدم المرصودة هي في الواقع مجرات مشابهة لها. ^{[ 9 ]} لم يُحسم هذا الجدل حتى أواخر عام 1923، عندما قاس الفلكي إدوين هابل المسافة إلى مجرة ​​أندروميدا ( M31 ) باستخدام النجوم المتغيرة من نوع سيفيد . وبقياس دورة هذه النجوم، تمكن هابل من تقدير لمعانها الذاتي، وبدمج ذلك مع مقدار سطوعها الظاهري المقاس، قدّر المسافة بـ 300 كيلوبارسيك، وهو ما يزيد بمقدار عشرة أضعاف عن حجم الكون المُقدّر من قِبل شابلي. وقد أكد هذا القياس أن الكون ليس فقط أكبر بكثير مما كان متوقعًا سابقًا، بل أثبت أيضًا أن السدم المرصودة هي في الواقع مجرات بعيدة ذات أشكال متنوعة (انظر سلسلة هابل ). ^{[ 9 ]}

على الرغم من اكتشاف هابل أن الكون يعج بالمجرات، إلا أن غالبية المجرات التابعة لمجرة درب التبانة والمجموعة المحلية ظلت غير مكتشفة حتى ظهور المسوحات الفلكية الحديثة مثل مسح سلون الرقمي للسماء ( SDSS ) ومسح الطاقة المظلمة ( DES ). ^{[ 10 ] [ 11 ]} وعلى وجه الخصوص، من المعروف حاليًا أن مجرة ​​درب التبانة تضم 59 مجرة ​​تابعة (انظر: المجرات التابعة لمجرة درب التبانة )، منها مجرتان تُعرفان باسم سحابة ماجلان الكبرى وسحابة ماجلان الصغرى ، ويمكن رصدهما بالعين المجردة في نصف الكرة الجنوبي منذ العصور القديمة. ومع ذلك، تتوقع النظريات الكونية الحديثة لتكوين المجرات وتطورها عددًا أكبر بكثير من المجرات التابعة مما هو مرصود (انظر: مشكلة المجرات التابعة المفقودة ). ^{[ 12 ] [ 13 ]} إلا أن عمليات المحاكاة عالية الدقة التي أُجريت مؤخرًا أثبتت أن العدد الحالي للمجرات التابعة المرصودة لا يُشكل أي تهديد للنظرية السائدة لتكوين المجرات. ^{[ 14 ] [ 15 ]}

أسفرت عمليات الرصد الطيفي والضوئي والحركي للمجرات التابعة عن كم هائل من المعلومات التي استُخدمت لدراسة، من بين أمور أخرى، تكوين المجرات وتطورها ، والتأثيرات البيئية التي تُعزز أو تُقلل من معدل تكوين النجوم داخل المجرات، وتوزيع المادة المظلمة داخل هالة المادة المظلمة. ونتيجةً لذلك، تُعد المجرات التابعة بمثابة أرض اختبار للتنبؤات التي تُقدمها النماذج الكونية . ^{[ 14 ] [ 16 ] [ 17 ]}

تتميز المجرات القزمة غير المنتظمة التابعة بمظهرها الفوضوي وغير المتماثل، وانخفاض نسبة الغاز فيها، وارتفاع معدل تكوين النجوم ، وانخفاض نسبة المعادن فيها . ^{[ 19 ]} ومن بين أقرب ثلاثة مجرات قزمة غير منتظمة تابعة لمجرة درب التبانة: سحابة ماجلان الصغرى، ومجرة الكلب الأكبر القزمة ، ومجرة أنتليا 2 المكتشفة حديثًا .

تتميز المجرات الإهليلجية القزمة التابعة بمظهرها البيضاوي في السماء، وحركة نجومها غير المنتظمة، ونسبة المعادن المتوسطة إلى المنخفضة، وانخفاض نسبة الغاز فيها، ووجود نجوم قديمة. تشمل المجرات الإهليلجية القزمة التابعة في المجموعة المحلية NGC 147 و NGC 185 و NGC 205 ، وهي مجرات تابعة لمجرة أندروميدا المجاورة. ^{[ 19 ] [ 20 ]}

تتميز المجرات القزمة الكروية التابعة بمظهرها المنتشر، وسطوعها السطحي المنخفض ، ونسبة كتلتها إلى ضوئها العالية (أي هيمنة المادة المظلمة)، وانخفاض نسبة المعادن فيها، وانخفاض نسبة الغاز، ووجود نجوم قديمة. ^{[ 1 ]} علاوة على ذلك، تُشكل المجرات القزمة الكروية أكبر مجموعة من المجرات التابعة المعروفة لمجرة درب التبانة. ومن بين هذه الأقمار، نذكر هرقل ، والحوت الثاني ، والأسد الرابع ، والتي سُميت نسبةً إلى الكوكبة التي تقع فيها. ^{[ 19 ]}

نتيجةً لعمليات اندماج طفيفة وتأثيرات بيئية، تُصنَّف بعض المجرات القزمة كمجرات تابعة من النوع المتوسط ​​أو الانتقالي. على سبيل المثال، تُصنَّف مجرتا فينيكس و LGS3 كمجرات متوسطة، ويبدو أنهما في طور الانتقال من المجرات القزمة غير المنتظمة إلى المجرات القزمة الكروية. علاوة على ذلك، يُعتقد أن سحابة ماجلان الكبرى في طور الانتقال من مجرة ​​قزمة حلزونية إلى مجرة ​​قزمة غير منتظمة. ^{[ 19 ]}

يمكن تفسير طريقة بسيطة ولكنها مفيدة لتحديد كيفية اكتساب هالات المادة المظلمة للكتلة تدريجيًا من خلال اندماج هالات أقل كتلة باستخدام صيغة مجموعة الانحرافات، والمعروفة أيضًا باسم صيغة بريس-شيكتر الموسعة (EPS). ^{[ 23 ]} من بين أمور أخرى، يمكن استخدام صيغة EPS لاستنتاج نسبة الكتلة${\displaystyle M_{2}}$التي نشأت من أجسام منهارة ذات كتلة محددة في وقت سابق${\textstyle t_{1}<t_{2}}$من خلال تطبيق إحصائيات المشي العشوائي الماركوفي على مسارات عناصر الكتلة في${\displaystyle (S,\delta )}$-المسافة، حيث${\textstyle S=\sigma ^{2}(M)}$و${\displaystyle \delta ={\rho (x)-{\bar {\rho }} \over {\bar {\rho }}}}$يمثلان تباين الكتلة والكثافة الزائدة، على التوالي.

على وجه الخصوص، تستند صيغة EPS إلى الفرضية التي تنص على "نسبة المسارات التي تعبر الحاجز صعودًا لأول مرة".${\textstyle \delta _{S}=\delta _{critical}(t)}$في${\textstyle S>S_{1}=\sigma ^{2}(M_{1})}$يساوي الكسر الكتلي عند الزمن${\displaystyle t}$ذلك الذي يتم دمجه في هالات ذات كتل${\textstyle M<M_{1}}$^{[ 24 ]} وبالتالي ، يضمن هذا الافتراض أن كل مسار سيعبر الحاجز صعودًا${\displaystyle \delta _{S}=\delta _{critical}(t)}$ بافتراض بعض القيم الكبيرة بشكل تعسفي${\displaystyle S}$ونتيجة لذلك، يضمن ذلك أن كل عنصر من عناصر الكتلة سيصبح في النهاية جزءًا من هالة. ^{[ 24 ]}

علاوة على ذلك، فإن نسبة الكتلة${\displaystyle M_{2}}$التي نشأت من أجسام منهارة ذات كتلة محددة في وقت سابق${\textstyle t_{1}<t_{2}}$يمكن استخدامها لتحديد متوسط ​​عدد الخلايا السلفية في وقت واحد${\displaystyle t_{1}}$ضمن نطاق الكتلة${\textstyle (M_{1},M_{1}+dM_{1})}$التي اندمجت لتشكل هالة من${\displaystyle M_{2}}$في ذلك الوقت${\displaystyle t_{2}}$ويتحقق ذلك من خلال النظر في منطقة كروية ذات كتلة${\displaystyle M_{2}}$مع تباين كتلة مماثل${\textstyle S_{2}=\سيجما ^{2}(M_{2})}$والكثافة الزائدة الخطية${\textstyle \delta _{2}=\delta _{c}(t_{2})={\delta _{c} \over D(t_{2})}}$، أين${\textstyle D(t_{2})}$هو معدل النمو الخطي الذي يتم توحيده إلى الوحدة عند الزمن${\textstyle t_{2}}$و${\textstyle \delta _{c}}$هي الكثافة الزائدة الحرجة التي عندها تنهار المنطقة الكروية الأولية لتشكيل جسم متوازن ديناميكيًا . ^{[ 24 ]} رياضيًا، تُعبّر دالة كتلة الجسم الأصلي كما يلي:$${\displaystyle N(M_{1},t_{1}|M_{2},t_{2})\operatorname {dM_{1}} ={\frac {M_{2}}{M_{1}}}f_{PS}(\nu _{12}){\Bigg |}{\operatorname {d} \ln(\nu _{12}) \over \operatorname {d} \ln(M_{1})}{\Bigg |}\operatorname {dM_{1}} }$$أين${\textstyle \nu _{12}={\delta _{1}-\delta _{2} \over {\sqrt {S_{1}-S_{2}}}}}$و${\textstyle f_{PS}(\nu _{12})={\sqrt {2 \over \pi }}\nu _{12}\exp({-\nu _{12}^{2} \over 2})}$هي دالة تعدد بريس-شيكتر التي تصف نسبة الكتلة المرتبطة بالهالات في نطاق معين${\textstyle \ln(\nu _{12})}$[ ^{24 ]​}

خلصت مقارنات مختلفة لدالة كتلة السلف مع المحاكاة العددية إلى أن التوافق الجيد بين النظرية والمحاكاة لا يتحقق إلا عندما${\displaystyle \Delta t=t_{2}-t_{1}}$إذا كانت صغيرة، وإلا فإن نسبة الكتلة في الأسلاف ذات الكتلة العالية تُقلل بشكل كبير، وهو ما يُعزى إلى الافتراضات التقريبية مثل افتراض نموذج انهيار كروي مثالي واستخدام مجال كثافة خطي بدلاً من مجال كثافة غير خطي لوصف البنى المنهارة. ^{[ 25 ] [ 26 ]} ومع ذلك، تكمن فائدة صيغة EPS في أنها توفر نهجًا سهلًا حسابيًا لتحديد خصائص هالات المادة المظلمة.

من فوائد صيغة EPS الأخرى أنها تُستخدم لتحديد معدل اندماج هالة ذات كتلة ابتدائية M مع هالة كتلتها بين M و M+ΔM. ^{[ 24 ]} ويُعطى هذا المعدل بالصيغة التالية:

$${\displaystyle {\mathcal {P}}(\Delta M|M,t)\operatorname {d} \ln \Delta M\operatorname {d} \ln t={\frac {1}{\sqrt {2\pi }}}{\Bigg [}{\frac {S_{1}}{(S_{1}-S_{2})}}{\Bigg ]}^{3/2}\exp {\Bigg [}-{\frac {\delta _{c}^{2}(S_{1}-S_{2})}{2S_{1}S_{2}}}{\Bigg ]}{\Bigg |}{\frac {\operatorname {d} \ln \delta _{c}}{\operatorname {d} \ln t}}{\Bigg |}{\Bigg |}{\frac {\operatorname {d} \ln S₂}{\operatorname {d} \ln \Delta M}}{\Bigg |}{\frac {\delta _{c}}{\sqrt {S₂}}}}\mathrm {d} \ln t\,\mathrm {d} \ln \Delta M}$$

أين${\textstyle S_{1}=\سيجما ^{2}(M)}$،${\textstyle S_{2}=\سيجما ^{2}(M+\Delta M)}$بشكل عام، التغير في الكتلة،${\displaystyle \Delta M}$، هو مجموع العديد من عمليات الاندماج الصغيرة. ومع ذلك، بالنظر إلى فترة زمنية متناهية الصغر${\displaystyle \operatorname {dt} }$من المعقول اعتبار أن التغير في الكتلة ناتج عن حدث اندماج واحد حيث${\displaystyle M_{1}}$الانتقالات إلى${\displaystyle M_{2}}$[ ^{24 ]​}

أثناء دوران الأقمار الصناعية حول مجرتها الأم وتفاعلها مع بعضها البعض، تفقد تدريجيًا كميات ضئيلة من الطاقة الحركية والزخم الزاوي نتيجة الاحتكاك الديناميكي. ونتيجة لذلك، تتناقص المسافة بين المجرة الأم والقمر الصناعي تدريجيًا للحفاظ على الزخم الزاوي. تستمر هذه العملية حتى يندمج القمر الصناعي في النهاية مع المجرة الأم. علاوة على ذلك، إذا افترضنا أن المجرة الأم عبارة عن كرة متساوية الحرارة مفردة (SIS) وأن القمر الصناعي عبارة عن كرة متساوية الحرارة مفردة مقطوعة بشكل حاد عند نصف القطر الذي يبدأ عنده بالتسارع نحو المجرة الأم (المعروف بنصف قطر جاكوبي )، فإن الزمن${\displaystyle t_{\mathrm {f} ric}}$يمكن تقريب المدة اللازمة لحدوث احتكاك ديناميكي يؤدي إلى اندماج طفيف على النحو التالي:$${\displaystyle t_{\mathrm {fric} }={\frac {2.34}{\ln \Lambda }}{\frac {\sigma _{\mathcal {M}}^{2}}{\sigma _{\mathrm {s} }^{3}}}r_{\mathrm {i} }={\frac {2.7\ \mathrm {Gyr} }{\ln \Lambda }}{\frac {r_{\mathrm {i} }}{30\ \mathrm {kpc} }}{\bigg (}{\frac {\sigma _{\mathcal {M}}}{200\ \mathrm {km} \ \mathrm {s^{-1}} }}{\bigg )}^{2}{\bigg (}{\frac {100\mathrm {\ km\ s^{-1}} }{\sigma _{\mathrm {s} }}}{\bigg )}^{3}}$$أين${\textstyle r_{i}}$نصف القطر الأولي عند${\textstyle t=0}$،${\textstyle \sigma _{\mathcal {M}}}$يمثل تشتت السرعة للمجرة المضيفة،${\displaystyle \sigma _{\mathrm {s} }}$يمثل تشتت سرعة القمر الصناعي و${\displaystyle \ln \Lambda }$يُعرَّف اللوغاريتم الكولومبي على النحو التالي:${\textstyle \ln \Lambda =\ln {\Big (}{\frac {b_{\mathrm {max} }}{\mathrm {max} (r_{\mathrm {h} },GM/v_{\mathrm {typ} }^{2})}}{\Big )}}$مع${\textstyle b_{\max }}$،${\textstyle r_{\mathrm {h} }}$و${\textstyle v_{\mathrm {typ} }^{2}}$تمثل هذه القيم على التوالي أقصى معامل تأثير ، ونصف قطر نصف الكتلة ، والسرعة النسبية النموذجية. علاوة على ذلك، يمكن إعادة كتابة كل من نصف قطر نصف الكتلة والسرعة النسبية النموذجية بدلالة نصف القطر وتشتت السرعة بحيث${\textstyle r_{\mathrm {h} }={\frac {\sigma _{\mathrm {s} }}{2^{3/2}\sigma _{\mathcal {M}}}}r}$ و${\displaystyle {\frac {GM}{v_{\mathrm {typ} }^{2}}}={\frac {{\sqrt {2}}\sigma _{\mathrm {s} }^{2}}{\sigma _{\mathcal {M}}^{3}}}r}$باستخدام علاقة فابر-جاكسون ، يمكن تقدير تشتت سرعة الأقمار التابعة ومجرتها المضيفة بشكل منفصل من لمعانها المرصود. وبالتالي، باستخدام المعادلة المذكورة أعلاه، يمكن تقدير الزمن اللازم لابتلاع المجرة التابعة بواسطة المجرة المضيفة. ^{[ 27 ]}

في عام ١٩٧٨، أدى عمل رائد قام به الفلكيان بياتريس تينسلي وريتشارد لارسون، تضمن قياس ألوان بقايا اندماج المجرات، إلى ظهور فكرة مفادها أن عمليات الاندماج تُعزز تكوين النجوم. أظهرت ملاحظاتهما وجود لون أزرق غير مألوف مرتبط ببقايا الاندماج. قبل هذا الاكتشاف، كان الفلكيون قد صنفوا النجوم بالفعل (انظر تصنيفات النجوم )، وكان من المعروف أن النجوم الشابة الضخمة تميل إلى اللون الأزرق نظرًا لأن ضوءها يشع بأطوال موجية أقصر . علاوة على ذلك، كان معروفًا أيضًا أن هذه النجوم تعيش أعمارًا قصيرة بسبب استهلاكها السريع للوقود للحفاظ على توازنها الهيدروستاتيكي . لذلك، أشارت ملاحظة ارتباط بقايا الاندماج بأعداد كبيرة من النجوم الشابة الضخمة إلى أن عمليات الاندماج تُحفز تكوين النجوم بسرعة (انظر مجرة ​​الانفجار النجمي ). ^{[ ٢٨ ]} منذ هذا الاكتشاف، أكدت العديد من الملاحظات أن عمليات الاندماج تُحفز بالفعل تكوين النجوم بكثافة. ^{[ 27 ]} على الرغم من أن عمليات الاندماج الكبرى أكثر فعالية بكثير في تحفيز تكوين النجوم من عمليات الاندماج الصغرى، إلا أنه من المعروف أن عمليات الاندماج الصغرى أكثر شيوعًا بشكل ملحوظ من عمليات الاندماج الكبرى، لذا يُفترض أن التأثير التراكمي لعمليات الاندماج الصغرى على مدى الزمن الكوني يساهم بشكل كبير في انفجار تكوين النجوم. ^{[ 29 ]}

تشير الملاحظات التي تُرصد من جانب المجرة إلى وجود ثلاثة مكونات رئيسية في المجرات: القرص الرقيق ، والقرص السميك ، والهالة . ورغم هذا الانتشار الواضح لهذه المكونات، لا تزال الأبحاث جارية لتحديد ما إذا كان القرص السميك والقرص الرقيق مكونين منفصلين حقًا. ^{[ 30 ]} ومع ذلك، فقد طُرحت العديد من النظريات لتفسير أصل مكون القرص السميك، ومن بينها نظرية تتضمن عمليات اندماج ثانوية. على وجه الخصوص، يُفترض أن مكون القرص الرقيق الموجود مسبقًا في المجرة المضيفة يسخن أثناء عملية اندماج ثانوية، وبالتالي يتمدد القرص الرقيق ليشكل مكون قرص أكثر سمكًا. ^{[ 31 ]}