نظرية موجة الكثافة

نظرية موجات الكثافة، أو نظرية لين-شو لموجات الكثافة، هي نظرية اقترحها سي سي لين وفرانك شو في منتصف ستينيات القرن الماضي لتفسير بنية الأذرع الحلزونية للمجرات الحلزونية . ^{[ 1 ] [ 2 ]} تُقدّم نظرية لين-شو فكرة البنية الحلزونية شبه المستقرة طويلة الأمد (فرضية QSSS). ^{[ 1 ]} في هذه الفرضية، يدور النمط الحلزوني بتردد زاوي محدد (سرعة النمط)، بينما تدور النجوم في قرص المجرة بسرعات متفاوتة ، تعتمد على بُعدها عن مركز المجرة . يؤثر وجود موجات الكثافة الحلزونية في المجرات على تكوين النجوم ، حيث قد يتعرض الغاز الذي يدور حول المجرة للانضغاط، مما يُسبب موجات صدمية دورية. ^{[ 3 ]} نظريًا، يُعامل تكوين نمط حلزوني شامل على أنه عدم استقرار في القرص النجمي ناتج عن الجاذبية الذاتية ، وليس عن التفاعلات المدية . ^{[ 4 ]} تم أيضًا توسيع الصياغة الرياضية للنظرية لتشمل أنظمة الأقراص الفيزيائية الفلكية الأخرى، ^{[ 5 ]} مثل حلقات زحل .

في الأصل، كان لدى علماء الفلك فكرة أن أذرع المجرة الحلزونية مصنوعة من مادة. ولكن، لو كان هذا صحيحًا، لكانت الأذرع ستلتفّ أكثر فأكثر، لأن المادة الأقرب إلى مركز المجرة تدور أسرع من المادة الموجودة على حافتها. ^{[ 6 ]} وستصبح الأذرع غير قابلة للتمييز عن بقية المجرة بعد بضع دورات فقط. تُعرف هذه الظاهرة بمشكلة الالتفاف. ^{[ 7 ]}

اقترح لين وشو في عام 1964 أن أذرع المجرة ليست مادية بطبيعتها، بل تتكون من مناطق ذات كثافة أعلى، على غرار ازدحام مروري على طريق سريع. تتحرك السيارات عبر هذا الازدحام، حيث تزداد كثافتها في وسطه. إلا أن الازدحام نفسه يتحرك ببطء. ^{[ 1 ]} في المجرة، تتحرك النجوم والغاز والغبار والمكونات الأخرى عبر موجات الكثافة، فتُضغط، ثم تخرج منها.

وبشكل أكثر تحديداً، تزعم نظرية موجة الكثافة أن "التجاذب الجاذبي بين النجوم ذات الأقطار المختلفة" يمنع ما يسمى بمشكلة الالتفاف، ويحافظ في الواقع على النمط الحلزوني. ^{[ 8 ]}

تُعرَّف سرعة دوران الذراعين بأنها${\displaystyle \Omega _{gp}}$، وهي سرعة النمط العالمي. (وبالتالي، ضمن إطار مرجعي غير قصوري معين ، يدور بسرعة${\displaystyle \Omega _{gp}}$(تبدو الأذرع الحلزونية وكأنها في حالة سكون). لكن النجوم داخل هذه الأذرع ليست بالضرورة ثابتة، على الرغم من أنها على مسافة معينة من المركز.${\displaystyle R_{c}}$في نصف قطر الدوران المشترك، تتحرك النجوم وموجات الكثافة معًا. داخل هذا النصف قطر، تتحرك النجوم بسرعة أكبر (${\displaystyle \Omega >\Omega _{gp}}$) من الأذرع الحلزونية، وخارجها تتحرك النجوم ببطء أكبر (${\displaystyle \Omega <\Omega _{gp}}$[ ^{7 ]} بالنسبة لنجم حلزوني ذي m ذراع، ^فإن نجمًا يقع على نصف قطر R من المركز سيتحرك عبر البنية بتردد${\displaystyle m(\Omega _{gp}-\Omega (R))}$لذا، فإن التجاذب الثقالي بين النجوم لا يمكنه الحفاظ على البنية الحلزونية إلا إذا كان التردد الذي يمر به النجم عبر الأذرع أقل من التردد الدائري .${\displaystyle \kappa (R)}$، من النجم. وهذا يعني أن بنية حلزونية طويلة الأمد لن توجد إلا بين رنين ليندبلاد الداخلي والخارجي (ILR وOLR على التوالي)، واللذان يُعرَّفان بأنهما نصفا القطر بحيث:${\displaystyle \Omega (R)=\Omega _{gp}+\kappa /m}$و${\displaystyle \Omega (R)=\Omega _{gp}-\kappa /m}$على التوالي. بعد منطقة الإشعاع الحراري الخارجي (OLR) وداخل منطقة الإشعاع الحراري الداخلي (ILR)، تجذب الكثافة الإضافية في الأذرع الحلزونية بوتيرة أسرع من معدل الدوران المداري للنجوم، وبالتالي لا تستطيع النجوم التفاعل والتحرك بطريقة "تعزز زيادة الكثافة الحلزونية". ^{[ 8 ]}

• الرسوم المتحركة 1: لو كانت الأذرع الحلزونية عبارة عن تجمعات كتلية صلبة، لكان على المجرة أن تدور ككل حول مركزها للحفاظ على بنيتها الحلزونية. لكن وفقًا لملاحظة ليندبلاد وقوانين الفيزياء، فإن هذا ليس هو الحال.
• الرسوم المتحركة 2: الدوران التفاضلي كما لاحظه ليندبلاد من شأنه أن يذيب الأذرع الحلزونية في فترة زمنية قصيرة إذا كانت تتكون من تركيزات كتلة ثابتة.
• الرسوم المتحركة 3: تسمح المدارات التي تتنبأ بها نظرية موجة الكثافة بوجود أذرع حلزونية مستقرة. تتحرك النجوم داخل وخارج الأذرع الحلزونية أثناء دورانها حول المجرة.

تُفسر نظرية موجة الكثافة أيضًا عددًا من الملاحظات الأخرى التي تم رصدها حول المجرات الحلزونية. على سبيل المثال، "ترتيب سحب الهيدروجين المتعادل وأحزمة الغبار على الحواف الداخلية للأذرع الحلزونية، ووجود نجوم فتية ضخمة ومناطق الهيدروجين المتأين في جميع أنحاء الأذرع، ووفرة النجوم الحمراء القديمة في بقية القرص". ^{[ 7 ]}

عندما تدخل سحب الغاز والغبار في موجة كثافة وتُضغط، يزداد معدل تكوّن النجوم حيث تستوفي بعض السحب معيار جينز ، فتنهار لتُشكّل نجوماً جديدة. ولأن تكوّن النجوم لا يحدث فوراً، فإن النجوم تتأخر قليلاً عن موجات الكثافة. تُؤيّن نجوم OB الساخنة المتكوّنة غاز الوسط بين النجوم ، مُشكّلةً مناطق H II. مع ذلك، تتميز هذه النجوم بعمر قصير نسبياً، وتموت قبل أن تغادر موجة الكثافة تماماً. أما النجوم الأصغر حجماً والأكثر احمراراً، فتغادر الموجة، وتتوزع في جميع أنحاء قرص المجرة.

وقد وُصفت موجات الكثافة أيضاً بأنها تضغط على سحب الغاز وبالتالي تحفز تكوين النجوم. ^{[ 6 ]}

ابتداءً من أواخر سبعينيات القرن العشرين، طبّق بيتر غولدريتش وفرانك شو وآخرون نظرية موجات الكثافة على حلقات زحل. ^{[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]} تحتوي حلقات زحل (وخاصة الحلقة A ) على عدد كبير من موجات الكثافة الحلزونية وموجات الانحناء الحلزونية المُثارة برنين ليندبلاد والرنين الرأسي (على التوالي) مع أقمار زحل . تتشابه الفيزياء إلى حد كبير مع المجرات، على الرغم من أن الموجات الحلزونية في حلقات زحل أكثر التفافًا (تمتد لبضع مئات من الكيلومترات على الأكثر) نظرًا للكتلة المركزية الكبيرة جدًا (زحل نفسه) مقارنةً بكتلة القرص. [11] كشفت مهمة كاسيني عن موجات كثافة صغيرة جدًا مُثارة بواسطة قمري الحلقة بان وأطلس، ^{وبواسطة رنين عالي} الرتبة مع الأقمار الأكبر حجمًا ، [ 12 ^{] بالإضافة إلى} موجات يتغير شكلها مع مرور الوقت بسبب تغير مداري يانوس وإبيميثيوس . ^{[ 13 ]}

• بيرتين، جوزيبي. 2000. ديناميكيات المجرات. كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج.
• بيرتين، جي. وسي سي لين. 1996. البنية الحلزونية في المجرات: نظرية موجة الكثافة. كامبريدج: مطبعة معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا.
• سي سي لين، يوان، سي، و إف إتش شو، "حول البنية الحلزونية للمجرات القرصية III. مقارنة مع الملاحظات" ، مجلة الفيزياء الفلكية 155، 721 (1969). (SCI)
• يوان، سي.، "تطبيق نظرية موجة الكثافة على البنية الحلزونية لنظام درب التبانة، الجزء الأول: الحركة المنتظمة للهيدروجين المتعادل" ، مجلة الفيزياء الفلكية، 158، 871 (1969). (SCI)

• Britannica.com: نظرية موجات الكثافة (بنية المجرات)
• موسوعة الإنترنت للعلوم: موجة الكثافة
• حقائق جامعة أوتاوا: نظرية موجة الكثافة