مجرة حلزونية

تشكل المجرات الحلزونية فئة من المجرات وصفها في الأصل إدوين هابل في عمله عام 1936 بعنوان عالم السديم ^[1] ، وبالتالي فهي تشكل جزءًا من تسلسل هابل . تتكون معظم المجرات الحلزونية من قرص مسطح دوار يحتوي على نجوم وغاز وغبار وتركيز مركزي من النجوم يُعرف باسم الانتفاخ . وغالبًا ما تكون محاطة بهالة أضعف بكثير من النجوم، والتي يوجد العديد منها في مجموعات كروية .

تُسمى المجرات الحلزونية بهذا الاسم نسبة إلى هياكلها الحلزونية التي تمتد من المركز إلى القرص المجري. وتُعَد الأذرع الحلزونية مواقع لتكوين النجوم المستمر وهي أكثر سطوعًا من القرص المحيط بها بسبب النجوم الشابة الساخنة التي تسكنها.

لوحظ أن ما يقرب من ثلثي جميع الحلزونات تحتوي على مكون إضافي في شكل بنية تشبه القضبان، ^[2] تمتد من الانتفاخ المركزي، الذي تبدأ عند أطرافه الأذرع الحلزونية. من المحتمل أن تكون نسبة الحلزونات ذات القضبان مقارنة باللولب غير ذي القضبان قد تغيرت على مدار تاريخ الكون ، حيث احتوت حوالي 10٪ فقط على قضبان منذ حوالي 8 مليارات سنة، إلى ما يقرب من ربعها منذ 2.5 مليار سنة، حتى الوقت الحاضر، حيث تحتوي أكثر من ثلثي المجرات في الكون المرئي ( حجم هابل ) على قضبان. ^[3]

مجرة درب التبانة عبارة عن حلزوني ضلعي، على الرغم من صعوبة ملاحظة الضلع نفسه من موقع الأرض الحالي داخل القرص المجري. ^[4] يأتي الدليل الأكثر إقناعًا على أن النجوم تشكل ضلعًا في مركز المجرة من العديد من المسوحات الحديثة، بما في ذلك تلسكوب سبيتزر الفضائي . ^[5]

تشكل المجرات الحلزونية، إلى جانب المجرات غير المنتظمة، ما يقرب من 60% من المجرات في الكون اليوم. ^[6] وتوجد في الغالب في المناطق ذات الكثافة المنخفضة وهي نادرة في مراكز مجموعات المجرات. ^[7]

قد تتكون المجرات الحلزونية من عدة مكونات مميزة:

• قرص مسطح دوار من النجوم والمادة بين النجوم والتي تشكل الأذرع الحلزونية مكونات بارزة فيها
• انتفاخ نجمي مركزي يتكون في الغالب من نجوم أكبر سنًا، يشبه مجرة ​​إهليلجية
• توزيع النجوم على شكل شريط
• هالة من النجوم شبه كروية، بما في ذلك العديد من النجوم في العناقيد الكروية
• ثقب أسود هائل في مركز الانتفاخ
• هالة من المادة المظلمة شبه الكروية ^[8]

تختلف الأهمية النسبية للمكونات المختلفة من حيث الكتلة والسطوع والحجم من مجرة ​​إلى أخرى.

الأذرع الحلزونية هي مناطق من النجوم تمتد من مركز المجرات الحلزونية ذات القضبان وغير ذات القضبان . تشبه هذه المناطق الطويلة والرفيعة الحلزون وبالتالي تعطي المجرات الحلزونية اسمها. بطبيعة الحال، فإن التصنيفات المختلفة للمجرات الحلزونية لها هياكل أذرع مميزة. على سبيل المثال، تمتلك مجرات Sc وSBc أذرعًا "فضفاضة" للغاية، بينما تمتلك مجرات Sa وSBa أذرعًا ملفوفة بإحكام (بالإشارة إلى تسلسل هابل). وفي كلتا الحالتين، تحتوي الأذرع الحلزونية على العديد من النجوم الزرقاء الشابة (بسبب كثافة الكتلة العالية ومعدل تكوين النجوم المرتفع)، مما يجعل الأذرع شديدة السطوع.

الانتفاخ هو مجموعة كبيرة ومتراصة من النجوم. يشير المصطلح إلى المجموعة المركزية من النجوم الموجودة في معظم المجرات الحلزونية، والتي غالبًا ما يتم تعريفها على أنها فائض الضوء النجمي فوق الاستقراء الداخلي لضوء القرص الخارجي (الأسي) .

باستخدام تصنيف هابل، يتكون انتفاخ مجرات Sa عادةً من نجوم المجموعة الثانية ، وهي نجوم قديمة حمراء ذات محتوى معدني منخفض. علاوة على ذلك، يميل انتفاخ مجرات Sa وSBa إلى أن يكون كبيرًا. على النقيض من ذلك، فإن انتفاخات مجرات Sc وSBc أصغر بكثير ^[9] وتتكون من نجوم شابة زرقاء من المجموعة الأولى . تتمتع بعض الانتفاخات بخصائص مماثلة لتلك الموجودة في المجرات الإهليلجية (مُصغرة إلى كتلة وإضاءة أقل)؛ بينما تظهر أخرى ببساطة كمراكز ذات كثافة أعلى للأقراص، بخصائص مماثلة لمجرات القرص.

يُعتقد أن العديد من الانتفاخات تستضيف ثقبًا أسودًا فائق الكتلة في مراكزها. على سبيل المثال، في مجرتنا، الجسم المسمى القوس أ* هو ثقب أسود فائق الكتلة. هناك العديد من الأدلة على وجود ثقوب سوداء في مراكز المجرات الحلزونية، بما في ذلك وجود نوى نشطة في بعض المجرات الحلزونية، والقياسات الديناميكية التي تجد كتلًا مركزية مضغوطة كبيرة في مجرات مثل مسييه 106 .

تُلاحظ استطالات على شكل قضبان للنجوم في حوالي ثلثي المجرات الحلزونية. ^{[10] [11]} وقد يكون وجودها قويًا أو ضعيفًا. في المجرات الحلزونية (والعدسية) ذات الحافة، يمكن تمييز وجود القضبان أحيانًا من خلال الهياكل على شكل حرف X أو (قشرة الفول السوداني) خارج المستوى ^{[12] [13]} والتي عادةً ما يكون لها أقصى قدر من الرؤية عند نصف طول الشريط داخل المستوى.

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 حول قلب المجرة.

ومع ذلك، فإن بعض النجوم تسكن هالة كروية أو كروية مجرية ، وهو نوع من الهالة المجرية . السلوك المداري لهذه النجوم محل نزاع، لكنها قد تظهر مدارات رجعية و/أو شديدة الميل ، أو لا تتحرك في مدارات منتظمة على الإطلاق. قد يتم الحصول على نجوم الهالة من مجرات صغيرة تسقط في المجرة الحلزونية وتندمج معها - على سبيل المثال، مجرة ​​القوس القزمة الكروية في طور الاندماج مع درب التبانة وتظهر الملاحظات أن بعض النجوم في هالة درب التبانة تم الحصول عليها منها.

على عكس القرص المجري، يبدو أن الهالة خالية من الغبار ، وعلى النقيض من ذلك، فإن النجوم في الهالة المجرية هي من المجموعة الثانية ، وهي أقدم بكثير وذات معدنية أقل بكثير من نظيراتها من المجموعة الأولى في القرص المجري (ولكنها مماثلة لتلك الموجودة في الانتفاخ المجري). تحتوي الهالة المجرية أيضًا على العديد من العناقيد الكروية.

تؤدي حركة نجوم الهالة إلى مرورها عبر القرص في بعض الأحيان، ويُعتقد أن عددًا من الأقزام الحمراء الصغيرة القريبة من الشمس تنتمي إلى الهالة المجرية، على سبيل المثال نجم كابتين ونجم جرومبريدج 1830. ونظرًا لحركتها غير المنتظمة حول مركز المجرة، غالبًا ما تُظهر هذه النجوم حركة خاصة عالية بشكل غير عادي .

BRI 1335-0417 هي أقدم وأبعد مجرة ​​حلزونية معروفة، اعتبارًا من عام 2024. تتمتع المجرة بانزياح أحمر يبلغ 4.4، مما يعني أن ضوءها استغرق 12.4 مليار سنة للوصول إلى الأرض. ^[15]

أقدم مجرة ​​حلزونية ذات تصميم كبير مسجلة هي BX442 . يبلغ عمرها أحد عشر مليار سنة، أي أنها أكبر سنًا من أي اكتشاف سابق بأكثر من ملياري سنة. يعتقد الباحثون أن شكل المجرة ناتج عن التأثير الجاذبي لمجرة قزمة مصاحبة . تشير النماذج الحاسوبية القائمة على هذا الافتراض إلى أن البنية الحلزونية لـ BX442 ستستمر لمدة 100 مليون سنة تقريبًا. ^{[16] [17]}

A1689B11 هي مجرة ​​حلزونية قديمة للغاية تقع في مجموعة مجرات Abell 1689 في كوكبة العذراء. ^[18] تبعد A1689B11 مسافة 11 مليار سنة ضوئية عن الأرض، وقد تشكلت بعد 2.6 مليار سنة من الانفجار العظيم. ^{[19] [20]}

في يونيو 2019، أفاد علماء المواطنون من خلال Galaxy Zoo أن تصنيف هابل المعتاد ، وخاصة فيما يتعلق بالمجرات الحلزونية ، قد لا يكون مدعومًا، وقد يحتاج إلى تحديث. ^{[21] [22]}

كان رائد دراسات دوران المجرة وتكوين الأذرع الحلزونية هو بيرتيل ليندبلاد في عام 1925. لقد أدرك أن فكرة ترتيب النجوم بشكل دائم في شكل حلزوني غير مقبولة. نظرًا لأن السرعة الزاوية لدوران القرص المجري تتغير مع المسافة من مركز المجرة (عبر نموذج جاذبية من نوع النظام الشمسي القياسي)، فإن الذراع الشعاعي (مثل السلك) سيصبح منحنيًا بسرعة مع دوران المجرة. سيصبح الذراع، بعد بضع دورات مجرية، منحنيًا بشكل متزايد ويلتف حول المجرة بشكل أكثر إحكامًا. هذا ما يسمى مشكلة اللف . أظهرت القياسات في أواخر الستينيات أن السرعة المدارية للنجوم في المجرات الحلزونية فيما يتعلق بمسافتها من مركز المجرة أعلى بالفعل مما كان متوقعًا من ديناميكيات نيوتن ولكنها لا تزال غير قادرة على تفسير استقرار البنية الحلزونية.

منذ سبعينيات القرن العشرين، كانت هناك فرضيتان أو نموذجان رائدتان للهياكل الحلزونية للمجرات:

• تشكل النجوم الناجم عن موجات الكثافة في القرص المجري للمجرة.
• نموذج تكوّن النجوم العشوائي ذاتي الانتشار ( نموذج SSPSF ) – تكوّن النجوم الناجم عن موجات الصدمة في الوسط بين النجوم. تنجم موجات الصدمة عن الرياح النجمية والمستعرات العظمى من تكوّن النجوم السابق الأخير، مما يؤدي إلى تكوّن النجوم ذاتية الانتشار وذاتية الاستدامة. ثم ينشأ الهيكل الحلزوني من الدوران التفاضلي لقرص المجرة.

هذه الفرضيات المختلفة ليست متعارضة، لأنها قد تفسر أنواعًا مختلفة من الأذرع الحلزونية.

اقترح بيرتيل ليندبلاد أن الأذرع تمثل مناطق ذات كثافة متزايدة (موجات كثافة) تدور بشكل أبطأ من نجوم المجرة والغاز. عندما يدخل الغاز موجة كثافة، يتم ضغطه ويشكل نجومًا جديدة، بعضها عبارة عن نجوم زرقاء قصيرة العمر تضيء الأذرع. ^[24]

كانت أول نظرية مقبولة للبنية الحلزونية من ابتكار سي سي لين وفرانك شو في عام 1964، ^[25] في محاولة لتفسير البنية واسعة النطاق للدوامات من حيث موجة صغيرة السعة تنتشر بسرعة زاوية ثابتة، وتدور حول المجرة بسرعة مختلفة عن سرعة غاز المجرة ونجومها. واقترحوا أن الأذرع الحلزونية كانت مظاهر لموجات كثافة حلزونية - وافترضوا أن النجوم تسافر في مدارات إهليلجية قليلاً، وأن اتجاهات مداراتها مترابطة، أي أن القطع الناقص تختلف في اتجاهها (واحدة إلى أخرى) بطريقة سلسة مع زيادة المسافة من مركز المجرة. ويتضح ذلك في الرسم البياني على اليمين. ومن الواضح أن المدارات الإهليلجية تقترب من بعضها البعض في مناطق معينة لإعطاء تأثير الأذرع. وبالتالي فإن النجوم لا تظل إلى الأبد في الموضع الذي نراها فيه الآن، ولكنها تمر عبر الأذرع أثناء سفرها في مداراتها. ^[26]

هناك فرضيات التالية لتكوين النجوم الناجم عن موجات الكثافة:

• مع تحرك سحب الغاز نحو موجة الكثافة، تزداد كثافة الكتلة المحلية. ونظرًا لأن معايير انهيار السحب ( عدم استقرار جينز ) تعتمد على الكثافة، فإن الكثافة الأعلى تزيد من احتمالية انهيار السحب وتكوين النجوم.
• عندما تمر موجة الضغط، فإنها تؤدي إلى تشكل النجوم على الحافة الأمامية للأذرع الحلزونية.
• عندما يتم اجتياح السحب بواسطة الأذرع الحلزونية، فإنها تصطدم مع بعضها البعض وتدفع موجات الصدمة عبر الغاز، مما يؤدي بدوره إلى انهيار الغاز وتشكيل النجوم.

تبدو الأذرع الحلزونية أكثر سطوعًا بصريًا لأنها تحتوي على نجوم شابة ونجوم أكثر ضخامة وإشراقًا من بقية المجرة. نظرًا لأن النجوم الضخمة تتطور بسرعة أكبر بكثير، ^[27] فإن زوالها يميل إلى ترك خلفية أغمق من النجوم الخافتة خلف موجات الكثافة مباشرة. وهذا يجعل موجات الكثافة أكثر بروزًا. ^[24]

يبدو أن الأذرع الحلزونية تمر ببساطة عبر النجوم الأقدم المستقرة أثناء سفرها في مداراتها المجرية، وبالتالي فهي لا تتبع الأذرع بالضرورة. ^[24] عندما تتحرك النجوم عبر ذراع، يتم تعديل السرعة الفضائية لكل نظام نجمي بواسطة القوة الجاذبية للكثافة المحلية الأعلى. أيضًا، لا تظل النجوم التي تم إنشاؤها حديثًا ثابتة إلى الأبد في الموضع داخل الأذرع الحلزونية، حيث تعود السرعة الفضائية المتوسطة إلى وضعها الطبيعي بعد رحيل النجوم على الجانب الآخر من الذراع. ^[26]

أظهر تشارلز فرانسيس وإريك أندرسون من خلال ملاحظات لحركات أكثر من 20 ألف نجم محلي (في غضون 300 فرسخ فلكي) أن النجوم تتحرك على طول الأذرع الحلزونية، ووصفا كيف تتسبب الجاذبية المتبادلة بين النجوم في محاذاة المدارات على حلزونات لوغاريتمية. عندما يتم تطبيق النظرية على الغاز، فإن الاصطدامات بين سحب الغاز تولد السحب الجزيئية التي تتشكل فيها النجوم الجديدة ، ويتم تفسير التطور نحو الحلزونات ثنائية التماثل ذات التصميم الكبير. ^[28]

تتوزع النجوم في الحلزونات على شكل أقراص رقيقة شعاعية ذات ملفات تعريف شدة مثل ^{[29] [30] [31]}

${\displaystyle I(R)=I_{0}e^{-R/h}}$

مع كونه طول مقياس القرص؛ هو القيمة المركزية؛ من المفيد تعريفه: بحجم القرص النجمي، الذي يكون لمعانه ${\displaystyle h}$${\displaystyle I_{0}}$${\displaystyle R_{opt}=3.2h}$

${\displaystyle L_{tot}=2\pi I_{0}h^{2}}$.

لا تعتمد ملفات تعريف الضوء الخاصة بالمجرات الحلزونية، من حيث الإحداثيات ، على سطوع المجرة.${\displaystyle R/h}$

قبل أن يُفهم وجود المجرات الحلزونية خارج مجرتنا درب التبانة، كان يُشار إليها غالبًا باسم السُدم الحلزونية ، وذلك بفضل اللورد روس ، الذي كان تلسكوبه ليفيثان أول من كشف عن البنية الحلزونية للمجرات. في عام 1845، اكتشف البنية الحلزونية لمجرة M51، وهي مجرة ​​أُطلق عليها لاحقًا اسم " مجرة الدوامة "، وتشبه رسوماته لها الصور الحديثة إلى حد كبير. في عامي 1846 و1849، حدد اللورد روس نمطًا مشابهًا في مسييه 99 ومسييه 33 على التوالي. في عام 1850، رسم أول رسم للبنية الحلزونية لمجرة أندروميدا . في عام 1852، افترض ستيفن ألكسندر أن درب التبانة هي أيضًا سديم حلزوني. ^[32]

كان السؤال حول ما إذا كانت هذه الأجرام عبارة عن مجرات منفصلة مستقلة عن مجرة ​​درب التبانة، أو نوع من السديم الموجود داخل مجرتنا، موضوع المناقشة الكبرى عام 1920، بين هيبر كورتيس من مرصد ليك وهارلو شابلي من مرصد جبل ويلسون . بدءًا من عام 1923، لاحظ إدوين هابل ^{[33] [34]} متغيرات قيفاوية في العديد من السديم الحلزونية، بما في ذلك ما يسمى "سديم أندروميدا" ، مما يثبت أنها في الواقع مجرات كاملة خارج مجرتنا. منذ ذلك الحين، توقف استخدام مصطلح السديم الحلزوني .

كان يُنظر إلى مجرة ​​درب التبانة ذات يوم على أنها مجرة ​​حلزونية عادية. بدأ علماء الفلك لأول مرة في الشك في أن مجرة ​​درب التبانة هي مجرة ​​حلزونية ذات قضبان في ستينيات القرن العشرين. ^{[35] [36]} وقد تأكدت شكوكهم من خلال ملاحظات تلسكوب سبيتزر الفضائي في عام 2005، ^[37] والتي أظهرت أن القضيب المركزي لمجرة درب التبانة أكبر مما كان يُشتبه به سابقًا.

• Giudice, GF; Mollerach, S.; Roulet, E. (1994). "هل يمكن لمرصدي EROS/MACHO اكتشاف الكرة المجرية بدلاً من الهالة المجرية؟". Physical Review D. 50 ( 4): 2406–2413. arXiv : astro-ph/9312047 . Bibcode :1994PhRvD..50.2406G. doi :10.1103/PhysRevD.50.2406. PMID  10017873. S2CID  14500715.
• ستيفنز، تيم (6 مارس 2007). "مسح AEGIS يكشف عن مبدأ جديد يحكم تكوين المجرات وتطورها". جامعة كاليفورنيا سانتا كروز. مؤرشف من الأصل في 11 مارس 2007. تم الاسترجاع في 24 مايو 2006 .
• المجرات الحلزونية في صفحات مسييه في SEDS
• SpiralZoom.com، موقع تعليمي عن المجرات الحلزونية والتكوينات الحلزونية الأخرى الموجودة في الطبيعة. مخصص لطلاب المدارس الثانوية والجمهور العام.
• شرح البنية الحلزونية
• لمحة: المسح بالأشعة تحت الحمراء للمستوى المتوسط ​​من مجرة ​​درب التبانة
• ميريفيلد، إم آر "المجرات الحلزونية وسرعة النمط". ستون رمزًا . برادي هاران لجامعة نوتنغهام .