القرص المجري

📅 آخر تحديث: ٢٨ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٨ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 9 صور
الموسوعة الحرة
تُعد مجرة ​​النحات (NGC 253) مثالاً على المجرات القرصية.

القرص المجري هو أحد مكونات المجرات القرصية ، مثل المجرات الحلزونية كدرب التبانة والمجرات العدسية . يتكون القرص المجري من مكون نجمي (يضم معظم نجوم المجرة) ومكون غازي (يتكون في الغالب من غاز بارد وغبار). تميل النجوم في الأقراص المجرية إلى إظهار حركة عشوائية ضئيلة للغاية، حيث تدور معظمها في مدارات دائرية تقريبًا حول مركز المجرة. قد تكون الأقراص رقيقة نسبيًا لأن حركة مادتها تتركز في الغالب على مستوى القرص (حركة رأسية ضئيلة جدًا). ​​على سبيل المثال، يبلغ سمك قرص درب التبانة حوالي 1 كيلو سنة ضوئية، [ 1 ] ولكن قد يختلف سمك الأقراص في المجرات الأخرى.

مكون نجمي

ملامح سطوع السطح الأسية

تتميز الأقراص المجرية بملامح سطوع سطحية تتبع بدقة شديدة الدوال الأسية في كل من الاتجاهين القطري والرأسي.

المقطع الشعاعي

يتبع المظهر الشعاعي لسطوع سطح القرص المجري لمجرة قرصية نموذجية (عند النظر إليها من الأمام) تقريبًا دالة أسية:

أنا(R)=أنا0خبرة⁡[-RحR]،{\displaystyle I(R)=I_{0}\exp \left[{-{\frac {R}{h_{R}}}}\right],}

أينأنا0{\displaystyle I_{0}}هو سطوع مركز المجرة وحR{\displaystyle h_{R}}يمثل طول المقياس. [ 2 ] طول المقياس هو نصف القطر الذي تكون عنده المجرة أقل سطوعًا بمعامل e (≈2.7) من سطوعها في مركزها. ونظرًا لتنوع أشكال وأحجام المجرات، لا تتبع جميع أقراص المجرات هذا الشكل الأسي البسيط في توزيع سطوعها. [ 3 ] [ 4 ] وقد وُجد أن بعض المجرات لها أقراص ذات توزيعات سطوع متقطعة في المناطق الخارجية. [ 5 ]

المقطع الرأسي

عند النظر إليها من الجانب، تتبع ملامح سطوع السطح الرأسي للأقراص المجرية شكلاً أسياً مشابهاً جداً يتناسب مع المظهر الشعاعي للقرص:

أنا(R،z)=أنا(R)خبرة⁡[-|z|حz]=أنا0خبرة⁡[-(RحR+|z|حz)]،{\displaystyle I(R,z)=I(R)\exp \left[-{\frac {\vert z\vert }{h_{z}}}\right]=I_{0}\exp \left[-\left({\frac {R}{h_{R}}}+{\frac {\vert z\vert }{h_{z}}}\right)\right],}

أينحz≈0.1حR{\displaystyle h_{z}\approx 0.1h_{R}}يمثل ارتفاع المقياس. [ 6 ] على الرغم من أن التوزيعات الأسية تُعد تقريبًا أوليًا مفيدًا، إلا أن توزيعات سطوع السطح الرأسي قد تكون أكثر تعقيدًا. على سبيل المثال، ارتفاع المقياسحz{\displaystyle h_{z}}على الرغم من افتراض أنها ثابتة أعلاه، إلا أنها قد تزداد في بعض الحالات مع نصف القطر. [ 7 ]

المكون الغازي

يقع معظم غاز المجرة القرصية داخل القرص نفسه. ويشكل كل من الهيدروجين الذري البارد (HI) والهيدروجين الجزيئي الدافئ (HII) الجزء الأكبر من المكون الغازي للقرص. ويُعد هذا الغاز بمثابة الوقود اللازم لتكوين نجوم جديدة في القرص. ورغم أن توزيع الغاز في القرص ليس واضحًا تمامًا كتوزيع المكون النجمي، إلا أنه من المفهوم (من خلال انبعاث خط الهيدروجين الذري عند 21 سم ) أن الهيدروجين الذري يتوزع بشكل متجانس تقريبًا في جميع أنحاء القرص. [ 8 ] كما يكشف انبعاث خط الهيدروجين الذري عند 21  سم أن المكون الغازي قد يتوهج في المناطق الخارجية للمجرة. [ 9 ] ويجعل وفرة الهيدروجين الجزيئي منه مرشحًا ممتازًا للمساعدة في تتبع الديناميكيات داخل القرص. ومثل النجوم داخل القرص، تتبع تجمعات أو سحب الغاز مدارات دائرية تقريبًا حول مركز المجرة. وترتبط السرعة الدائرية للغاز في القرص ارتباطًا وثيقًا بلمعان المجرة (انظر علاقة تولي-فيشر ). [ 10 ] تصبح هذه العلاقة أقوى عند أخذ كتلة النجم في الاعتبار أيضًا. [ 11 ]

بنية قرص درب التبانة

يمكن تمييز ثلاثة مكونات نجمية ذات ارتفاعات مقياس متفاوتة داخل قرص مجرة ​​درب التبانة: القرص الرقيق الفتيّ ، والقرص الرقيق القديم ، والقرص السميك . [ 12 ] يُعدّ القرص الرقيق الفتيّ منطقةً تتشكل فيها النجوم، ويحتوي على أصغر نجوم مجرة ​​درب التبانة ومعظم غازها وغبارها. يبلغ ارتفاع مقياس هذا المكون حوالي 100 فرسخ فلكي. أما القرص الرقيق القديم، فيبلغ ارتفاع مقياسه حوالي 325 فرسخ فلكي، بينما يبلغ ارتفاع مقياس القرص السميك 1.5 كيلو فرسخ فلكي. على الرغم من أن النجوم تتحرك بشكل أساسي داخل القرص، إلا أنها تُظهر حركة عشوائية كافية في الاتجاه العمودي على القرص، مما ينتج عنه ارتفاعات مقياس مختلفة لمكونات القرص المختلفة. تميل النجوم في القرص الرقيق لمجرة درب التبانة إلى امتلاك معادنية أعلى مقارنةً بالنجوم في القرص السميك. [ 13 ] تتميز النجوم الغنية بالمعادن في القرص الرقيق بمعادنية قريبة من معادن الشمس (Z≈0.02{\displaystyle Z\approx 0.02}وتُعرف هذه النجوم باسم نجوم المجموعة الأولى (pop I)، بينما تكون النجوم التي تملأ القرص السميك أكثر فقراً بالمعادن (Z≈0.001{\displaystyle Z\approx 0.001}وتُعرف هذه النجوم باسم نجوم المجموعة الثانية (انظر: التجمع النجمي ). تشير هذه الأعمار والتركيبات المعدنية المتباينة في المكونات النجمية المختلفة للقرص إلى وجود علاقة قوية بين التركيب المعدني وأعمار النجوم. [ 14 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ "مقياس" . مؤرشف من الأصل بتاريخ 2023-03-06 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2021-11-30 .
  2. ↑ سبارك، ليندا سيوبان ؛ غالاغر، جون س. (2007). المجرات في الكون : مقدمة ( الطبعة الثانية). كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج. ص 199. ISBN    978-0521855938. OCLC 74967110 . 
  3. ^ تروجيلو، اجناسيو. مارتينيز فالبويستا، إنما؛ مارتينيز ديلجادو، ديفيد؛ بينياروبيا، خورخي؛ غاباني، ر. جاي؛ بوهلين، مايكل (2009). “الكشف عن طبيعة المنطقة الخارجية لـ M94 (NGC4736): منظور بانكروماتيك”. مجلة الفيزياء الفلكية . 704 (1): 618-628 . أرخايف : 0907.4884 . بيب كود : 2009ApJ...704..618T . دوى : 10.1088/0004-637X/704/1/618 . S2CID 16368604 . 
  4. ↑ بولين، م.؛ تروخيو، إ. (17 يوليو/تموز 2006). "بنية الأقراص المجرية" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 454 (3): 759-772 . arXiv : astro-ph/0603682 . Bibcode : 2006A & A...454..759P . doi : 10.1051/0004-6361:20064883 . ISSN 0004-6361 . S2CID 5400689. مؤرشف من الأصل في 31 أغسطس/آب 2020. تم الاسترجاع في 14 يونيو /حزيران 2018 .  
  5. ↑ إروين، بيتر؛ بولين، مايكل؛ بيكمان، جون إي. (1 يناير 2008). "الأقراص الخارجية للمجرات المبكرة. الجزء الأول: ملامح سطوع سطح المجرات الحلزونية". المجلة الفلكية . 135 (1): 20-54 . arXiv : 0709.3505 . Bibcode : 2008AJ....135...20E . doi : 10.1088/0004-6256/135/1/20 . ISSN 0004-6256 . S2CID 6433626 .  
  6. ^ سبارك وجالاغر (2007) ، ص 201-202.
  7. ↑ دي غريجس ، ر.؛ بيليتييه، ر.ف. (25 فبراير 1997). "شكل أقراص المجرات: كيف يزداد ارتفاع المقياس مع المسافة من مركز المجرة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 320. arXiv : astro-ph/9702215 . Bibcode : 1997A & A...320L..21D .
  8. ↑ ليروي، آدم ك.؛ والتر، فابيان؛ برينكس، إلياس؛ بيجيل، فرانك؛ دي بلوك، دبليو جيه جي؛ مادور، باري؛ ثورنلي، إم دي (19 نوفمبر 2008). "كفاءة تكوين النجوم في المجرات القريبة: قياس أماكن تكوين الغاز للنجوم بفعالية". المجلة الفلكية . 136 (6): 2782-2845 . arXiv : 0810.2556 . Bibcode : 2008AJ....136.2782L . doi : 10.1088/0004-6256/136/6/2782 . ISSN 0004-6256 . S2CID 13975982 .  
  9. ↑ ووترلوت، جي جي إيه؛ براند، جيه؛ بيرتون، دبليو بي؛ كوي، كيه كيه (1990). "مصادر IRAS ما وراء الدائرة الشمسية. الجزء الثاني - التوزيع في انحناء المجرة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 230 : 21. رمز Bibcode : 1990A & A...230...21W . ISSN 0004-6361 . 
  10. ↑ تولي، آر بي؛ فيشر، جيه آر (1977). "طريقة جديدة لتحديد المسافات إلى المجرات". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 54 : 105. رمز Bibcode : 1977A & A....54..661T . ISSN 0004-6361 . 
  11. ↑ ماكغاو، ستايسي س. (12 يناير 2012). "علاقة تولي-فيشر الباريونية للمجرات الغنية بالغاز كاختبار لنموذجي ΛCDM وMOND" . المجلة الفلكية . 143 (2): 40. arXiv : 1107.2934 . Bibcode : 2012AJ....143...40M . doi : 10.1088/0004-6256/143/2/40 . ISSN: 0004-6256 . S2CID : 38472632 .  
  12. ↑ شنايدر، ب. (2006). علم الفلك وعلم الكونيات خارج المجرة : مقدمة . برلين: سبرينغر. ص 55. ISBN   9783540331759. OCLC 262687285 . 
  13. ↑ شنايدر، ب. (2006). علم الفلك وعلم الكونيات خارج المجرة: مقدمة . برلين: سبرينغر. ص 56. ISBN  9783540331759. OCLC 262687285 . 
  14. ↑ شنايدر، ب. (2006). علم الفلك وعلم الكونيات خارج المجرة: مقدمة . برلين: سبرينغر. ص 58. ISBN  9783540331759. OCLC 262687285 .