المجرة الحلزونية

الأذرع الحلزونية هي مناطق من النجوم تمتد من مركز المجرات الحلزونية ذات القضيب والمجرات الحلزونية بدون قضيب . تشبه هذه المناطق الطويلة والرفيعة شكلًا حلزونيًا ، ومن هنا جاء اسم المجرات الحلزونية. وبطبيعة الحال، تختلف بنية أذرع المجرات الحلزونية باختلاف تصنيفاتها . فمجرات Sc وSBc، على سبيل المثال، لها أذرع "فضفاضة" جدًا، بينما مجرات Sa وSBa لها أذرع ملتفة بإحكام (بالرجوع إلى تسلسل هابل). وفي كلتا الحالتين، تحتوي الأذرع الحلزونية على العديد من النجوم الشابة الزرقاء (بسبب كثافة الكتلة العالية ومعدل تكوين النجوم المرتفع)، مما يجعلها شديدة السطوع.

الانتفاخ هو مجموعة كبيرة ومتراصة من النجوم. يشير المصطلح إلى المجموعة المركزية من النجوم الموجودة في معظم المجرات الحلزونية، والتي تُعرَّف غالبًا بأنها فائض الضوء النجمي فوق الامتداد الداخلي لضوء القرص الخارجي (الأسّي) .

باستخدام تصنيف هابل، يتكون انتفاخ مجرات Sa عادةً من نجوم من النوع الثاني ، وهي نجوم حمراء قديمة ذات محتوى معدني منخفض. علاوة على ذلك، يميل انتفاخ مجرات Sa وSBa إلى أن يكون كبيرًا. في المقابل، يكون انتفاخ مجرات Sc وSBc أصغر بكثير ^{[ 10 ]} ويتكون من نجوم زرقاء شابة من النوع الأول . بعض الانتفاخات لها خصائص مشابهة لتلك الموجودة في المجرات الإهليلجية (مع انخفاض في الكتلة واللمعان)؛ بينما يظهر البعض الآخر ببساطة كمراكز ذات كثافة أعلى للأقراص، بخصائص مشابهة للمجرات القرصية.

يُعتقد أن العديد من انتفاخات المجرات تضم ثقبًا أسود فائق الكتلة في مراكزها. ففي مجرتنا، على سبيل المثال، يُعدّ الجسم المسمى القوس أ* ثقبًا أسود فائق الكتلة. وهناك أدلة عديدة على وجود ثقوب سوداء في مراكز المجرات الحلزونية، بما في ذلك وجود نوى نشطة في بعض المجرات الحلزونية، وقياسات ديناميكية تُظهر وجود كتل مركزية كبيرة ومضغوطة في مجرات مثل مسييه 106 .

تُلاحَظ استطالات النجوم على شكل قضبان في حوالي ثلثي المجرات الحلزونية. ^{[ 11 ] [ 12 ]} وقد يكون وجودها قويًا أو ضعيفًا. في المجرات الحلزونية (والعدسية) التي تُرى من جانبها، يمكن أحيانًا تمييز وجود القضيب من خلال الهياكل التي تتخذ شكل حرف X خارج مستوى المجرة أو شكل حبة الفول السوداني ^{[ 13 ] [ 14 ]} والتي عادةً ما تكون مرئية بشكل كامل عند نصف طول القضيب داخل مستوى المجرة.

تقع غالبية النجوم في المجرة الحلزونية إما بالقرب من مستوى واحد ( المستوى المجري ) في مدارات دائرية تقليدية إلى حد ما حول مركز المجرة ( مركز المجرة )، أو في انتفاخ مجري كروي الشكل حول النواة المجرية.

مع ذلك، تسكن بعض النجوم هالة كروية أو شكلًا كرويًا مجريًا ، وهو نوع من الهالات المجرية . لا يزال سلوك هذه النجوم المداري محل جدل، لكنها قد تُظهر مدارات تراجعية و/أو مائلة بشدة ، أو قد لا تتحرك في مدارات منتظمة على الإطلاق. قد تُكتسب نجوم الهالة من مجرات صغيرة تسقط وتندمج مع المجرة الحلزونية - على سبيل المثال، مجرة ​​القوس القزمة الكروية في طور الاندماج مع مجرة ​​درب التبانة، وتُظهر الملاحظات أن بعض النجوم في هالة درب التبانة قد جُمعت منها.

على عكس قرص المجرة، تبدو الهالة خالية من الغبار ، وعلى النقيض من ذلك، فإن نجوم الهالة المجرية تنتمي إلى المجموعة الثانية ، وهي أقدم بكثير وأقل معدنية من نجوم المجموعة الأولى في قرص المجرة (لكنها مشابهة لتلك الموجودة في انتفاخ المجرة). كما تحتوي الهالة المجرية على العديد من العناقيد الكروية.

تُؤدي حركة نجوم الهالة أحيانًا إلى مرورها عبر القرص، ويُعتقد أن عددًا من الأقزام الحمراء الصغيرة القريبة من الشمس تنتمي إلى هالة المجرة، مثل نجم كابتين وغرومبريدج 1830. ونظرًا لحركتها غير المنتظمة حول مركز المجرة، غالبًا ما تُظهر هذه النجوم حركة ذاتية عالية بشكل غير عادي .

تُعدّ مجرة ​​BRI 1335-0417 أقدم وأبعد مجرة ​​حلزونية معروفة حتى عام 2024. ويبلغ انزياحها نحو الأحمر 4.4، ما يعني أن ضوءها استغرق 12.4 مليار سنة للوصول إلى الأرض. ^{[ 16 ] [ 17 ]} وتُنافسها على هذا اللقب مجرة ​​Zhúlóng ، التي يُقدّر انزياحها نحو الأحمر، وفقًا لإحدى الدراسات، بـ 5.2. ^{[ 18 ]}

أقدم مجرة ​​حلزونية ذات تصميم كبير مسجلة هي BX442 . يبلغ عمرها أحد عشر مليار سنة، أي أنها أقدم بأكثر من ملياري سنة من أي مجرة ​​مكتشفة سابقًا. يعتقد الباحثون أن شكل المجرة ناتج عن تأثير جاذبية مجرة ​​قزمة مصاحبة . تشير النماذج الحاسوبية المبنية على هذا الافتراض إلى أن البنية الحلزونية لـ BX442 ستستمر لحوالي 100  مليون سنة. ^{[ 19 ] [ 20 ]}

أقدم مجرة ​​حلزونية متعددة الأذرع، حتى عام 2022، هي A2744-DSG-z3 . يبلغ انزياحها نحو الأحمر z=3.059، وهو ما يعادل 11.5 مليار سنة ضوئية إلى الأرض. ^{[ 21 ] [ 22 ]}

المجرة A1689B11 مجرة ​​حلزونية قديمة للغاية تقع ضمن عنقود مجرات أبيل 1689 في كوكبة العذراء. ^{[ 23 ]} تبعد A1689B11 عن الأرض 11 مليار سنة ضوئية، وقد تشكلت بعد 2.6 مليار سنة من الانفجار العظيم. ^{[ 24 ] [ 25 ]}

في يونيو 2019، أفاد علماء مواطنون عبر موقع Galaxy Zoo أن تصنيف هابل المعتاد ، وخاصة فيما يتعلق بالمجرات الحلزونية ، قد لا يكون مدعومًا، وقد يحتاج إلى تحديث. ^{[ 26 ] [ 27 ]}

كان بيرتيل ليندبلاد رائدًا في دراسات دوران المجرة وتكوين أذرعها الحلزونية عام 1925. أدرك ليندبلاد أن فكرة ترتيب النجوم بشكل حلزوني دائم غير قابلة للتطبيق. فبما أن السرعة الزاوية لدوران قرص المجرة تتغير بتغير المسافة من مركزها (وفقًا لنموذج جاذبية النظام الشمسي القياسي)، فإن الذراع الشعاعي (كشعاع الشمس) سينحني بسرعة مع دوران المجرة. وبعد بضع دورات مجرية، سيزداد انحناء الذراع ويلتف حول المجرة بشكل متزايد. تُعرف هذه الظاهرة بمشكلة الالتفاف . أظهرت القياسات التي أُجريت في أواخر الستينيات أن السرعة المدارية للنجوم في المجرات الحلزونية، بالنسبة لبعدها عن مركز المجرة، أعلى بالفعل مما هو متوقع من الديناميكا النيوتونية، لكنها لا تزال عاجزة عن تفسير استقرار البنية الحلزونية.

منذ سبعينيات القرن العشرين، كان هناك فرضيتان أو نموذجان رئيسيان للهياكل الحلزونية للمجرات:

• تكوّن النجوم الناتج عن موجات الكثافة في القرص المجري للمجرة.
• نموذج تكوين النجوم العشوائي ذاتي الانتشار ( نموذج SSPSF ) - يُعزى تكوين النجوم إلى موجات الصدمة في الوسط بين النجوم. وتنتج هذه الموجات عن الرياح النجمية والمستعرات العظمى الناتجة عن تكوين النجوم في فترات سابقة، مما يؤدي إلى تكوين النجوم ذاتي الانتشار والاستدامة. ثم ينشأ التركيب الحلزوني نتيجة الدوران التفاضلي لقرص المجرة.

هذه الفرضيات المختلفة ليست متنافية، إذ قد تفسر أنواعًا مختلفة من الأذرع الحلزونية.

اقترح بيرتيل ليندبلاد أن الأذرع تمثل مناطق ذات كثافة عالية (موجات كثافة) تدور ببطء أكبر من دوران نجوم المجرة وغازها. عندما يدخل الغاز موجة كثافة، يتعرض للضغط ويشكل نجوماً جديدة، بعضها نجوم زرقاء قصيرة العمر تضيء الأذرع. ^{[ 29 ]}

النظرية التاريخية لـ لين وشو

وضع سي سي لين وفرانك شو أول نظرية مقبولة لبنية المجرات الحلزونية عام 1964، ^{[ 30 ]} في محاولة لتفسير البنية واسعة النطاق للمجرات الحلزونية من خلال موجة صغيرة السعة تنتشر بسرعة زاوية ثابتة، وتدور حول المجرة بسرعة تختلف عن سرعة غازها ونجومها. واقترحا أن الأذرع الحلزونية هي تجليات لموجات الكثافة الحلزونية، حيث افترضا أن النجوم تتحرك في مدارات إهليلجية طفيفة، وأن اتجاهات مداراتها مترابطة، أي أن الإهليلجات تتغير في اتجاهها (من إهليلج إلى آخر) بسلاسة مع ازدياد المسافة من مركز المجرة. يوضح الرسم البياني على اليمين هذا الأمر. من الواضح أن المدارات الإهليلجية تتقارب في مناطق معينة لتُعطي تأثير الأذرع. لذا، لا تبقى النجوم إلى الأبد في الموضع الذي نراها فيه الآن، بل تمر عبر الأذرع أثناء دورانها في مداراتها. ^{[ 31 ]}

تبدو الأذرع الحلزونية أكثر سطوعًا ظاهريًا لاحتوائها على نجوم فتية ونجوم أضخم وأكثر إضاءة من بقية المجرة. ونظرًا لأن النجوم الضخمة تتطور بسرعة أكبر بكثير، ^{[ 32 ]} فإن موتها يترك عادةً خلفية داكنة من النجوم الخافتة خلف موجات الكثافة مباشرةً. وهذا ما يجعل موجات الكثافة أكثر وضوحًا. ^{[ 29 ]}

تبدو الأذرع الحلزونية وكأنها تمر عبر النجوم القديمة الراسخة أثناء دورانها في مداراتها المجرية، لذا فهي لا تتبع الأذرع بالضرورة. ^{[ 29 ]} عندما تتحرك النجوم عبر الذراع، تتغير سرعة الفضاء لكل نظام نجمي بفعل قوة الجاذبية الناتجة عن الكثافة العالية المحلية. كما أن النجوم المتكونة حديثًا لا تبقى ثابتة في مواقعها داخل الأذرع الحلزونية، حيث تعود سرعة الفضاء المتوسطة إلى وضعها الطبيعي بعد مغادرة النجوم للذراع من الجانب الآخر. ^{[ 31 ]}

أظهر تشارلز فرانسيس وإريك أندرسون، من خلال رصد حركات أكثر من 20,000 نجم محلي (ضمن نطاق 300 فرسخ فلكي)، أن النجوم تتحرك بالفعل على طول الأذرع الحلزونية، ووصفا كيف تتسبب الجاذبية المتبادلة بين النجوم في اصطفاف مداراتها على شكل حلزونات لوغاريتمية. وعند تطبيق هذه النظرية على الغاز، تُولّد التصادمات بين سحب الغاز السحب الجزيئية التي تتشكل فيها النجوم الجديدة ، ويتم تفسير التطور نحو حلزونات ثنائية التناظر ذات تصميم رئيسي. ^{[ 33 ]}