CALM/arwiki huggingface dataset:
في المجرات الحلزونية، تتشكل الأذرع من حلزون خوارزمي، وهو نمط نظري يمكن مشاهدته في الأذرع الحلزونية ينتج عن توازيع النجوم ومداراتها غير المنتظمة نحو المركز، وتماماً كما النجوم تأخذ الأذرع نفس الوضعية لكن الفرق في أن سرعة الزاوية لها ثابتة عكس النجوم، ويعتقد أن الأذرع هي مناطق ذات كثافات عالية من المواد «نظرية موجة الكثافة»، وبينما تتحرك النجوم عبر الذراع فإن سرعة كل نظام نجمي يتم إعادة ضبطها من خلال قوة الجاذبية للأذرع ذات الكثافة العالية (تعود السرعة إلى طبيعتها عندما تتجه النجوم نحو خارج الذراع)، يمكن تبسيط هذا التأثير من خلال تمثيله بطريق كبير فيه سيارات كثيرة تسير بسرعة ثابتة لكنها تبطئ من سرعتها لأي عارض ومن ثم تعود إلى سرعتها الطبيعية، فلو أن شخصاً كان يشاهد هذا المشهد من علو سيلاحظ أنه عندما انخفضت السرعة ثم زادت حصل هناك نوع من الموجات بسبب كثرة أعداد السيارات، وكذلك يمكن تشبيه التأثير بملعب كرة قدم مكتظ عن آخره بالمشجعين الذين يرفعون أيديهم ويخفضونها وفقاً لتسلسل معين على شكل موجة.
يمكن مشاهدة الأذرع بسبب الكثافة العالية التي تسهل من ولادة النجوم، ولذا فإنها تؤوي الكثير من النجوم حديثة الولادة وشديدة اللمعان.
غالبية المجرات الحلزونية بما فيها مجرتنا لديها تشكيل طولي يشبه الأعمدة مكون من نجوم يمتد من الحوصلة أو المركز حتى طرفي نواة المجرة، ومن ثم تلتحم مع الأذرع الحلزونية، قام هابل بتصنيف هذا النوع بالذات من المجرات تحت SB متبوعة بأحد الأحرف اللاتينية (a،b،c)، وهي ترمز إلى مدى تشكل الوصف سالف الذكر، ويعتقد أن هذه الأعمدة مؤقتة في الأساس لأن من سببها أصلاً هي موجة الكثافة المنبثقة من نواة المجرة نحو الخارج، أو أن يكون سببها هو المد والجزر المجري، ويعتقد أن سبب نشاط المجرات الحلزونية الضلعية هو وجود الغاز الذي يُضغط ويُضمن نحو نواة المجرة على امتداد الأذرع الحلزونية.
مجرة درب التبانة هي مجرة كبيرة ذات شكل قرصي مضلع وحلزوني، قطرها يبلغ قرابة 30 ألف فرسخ فلكي (100 ألف سنة ضوئية) وسماكتها تبلغ قرابة ألف فرسخ فلكي (حوالي 3260 سنة ضوئية) وفيها ما مجموعه قرابة مئتي مليار نجم، وكتلتها تبلغ حوالي 600 مليار كتلة شمسية (أي 600 مليار كتلة مثل كتلة شمسنا).
المجرات الشاذة.
هي مجرة تظهر بشكل عشوائي غير منتظمة وليس لها شكل معين مثل المجرات الإهليجية والمجرات الحلزونية. توجد مجرات لا يمكن تصنيفها تحت أي من الأنواع سالفة الذكر، فليست ذات خصائص إهليجية ولا حلزونية ولا محدبة، ولا تملك تشكيلاً معيناً بذاته أصلاً، وبالتالي تصنف هذه المجرات التي لا يوجد بينها قاسم مشترك على أنها مجرات شاذة.
لا يجب أن يُفهم من ذلك أن هذا النوع لا يملك بُنية مجرية، بل يوجد لها تشكيل وبُنية ولكنها غير منتظمة وغير واضحة المعالم، لذا فإنها لا تندرج تحت أي تصنيف من تصنيفات هابل، وقد تكون هذه المجرات قد تعرضت للتفكك في الماضي.
يعتقد العلماء أن المجرات غير المنتظمة تشكل حوالي ربع مجرات الكون المنظور، وأكثر المجرات الشاذة سابقاً كانت إما حلزونية أو إهليليجية لكن عوامل الجذب شوهت المجرة لتظهر بهذا الشكل.
المجرات الشاذة لها كتلة ما بين 108 إلى 1010 كتلة شمسية، وقطر من 1 كيلو فرسخ فلكي (الكيلو فرسخ فلكي 3,200 سنة ضوئية) حتى 10 كيلو فرسخ فلكي (10 آلاف فرسخ فلكي) ، ومقدار إضاءة من -13 إلى -20. أكثر الأمثلة لهذا النوع من المجرات القريبة لنا هي سحابة ماجلان.
المجرات القزمة.
بمعزل عن المجرات الإهليجية والحلزونية الكبيرة، فإن أغلب المجرات في الكون ليست في الحقيقة سوى مجرات قزمة، هذه المجرات صغيرة نسبياً إذا ما قُورنت بتلك التقليدية، حيث قد تكون أقل من 1% من حجم درب التبانة، ولا تحوي سوى بضعة مليارات النجوم مقارنة مع مئتي مليار نجم لدرب التبانة، بالإضافة إلى أنه تم اكتشاف مجرة قزمة قطرها لا يتجاوز ثلاثمئة سنة ضوئية فقط في حين أن درب التبانة قطرها مئة ألف سنة ضوئية.
الكثير من المجرات القزمة قد تحوم حول مجرات أكبر منها، فدرب التبانة مثلاً لديها قرابة إثنى عشر من المجرات التابعة، ويعتقد نظرياً وجود 300-500 مجرة تابعة لدرب التبانة لم تكتشف بعد، وتجدر الإشارة إلى أن المجرات القزمة ليست نوعاً مستقلاً من المجرات لأنها قد تتخذ شكلاً إهليجياً أو حلزونياً مصغراً أو حتى قد تكون ذات شكل شاذ، ويوجد نوع منها يطلق عليه «مجرة بيضاوية قزمة» هذا النوع يمتلك خصائص المجرات الإهليجية لكن بشكل مصغّر.
في دراسة أُجريت على 27 مجرة قزمة من جيران درب التبانة، توصل الباحثون إلى أن كل هذه الـ27 مجرة لها منطقة مركزية تبلغ كتلتها قرابة 10 ملايين كتلة شمسية، بغض النظر هل تتكون تلك المجرة من الآف أو ملايين النجوم، يستنتج من هذا أن المادة المظلمة لعبت دور الأسد في تشكيل المجرات، على أن ذوات الحجم الأصغر قد يوجد فيها شكل من أشكال المادة المظلمة الدافئة، وهذه غير قادرة على اللحم الجاذبي في النطاقات الصغيرة أو الأحجام الصغيرة للمجرات.
المجرات غير المعتادة، هي نوع من المجرات التي تطور أشكالاً غريبة واستثنائية لأسباب تعود إلى عمليات احتكاك مع مجرات أخرى، ومثال على هذا النوع هي المجرات الخاتمية، ويقصد بها مجرات تكون على شكل خاتم، حيث تدور النجوم والغازات والغبار حول نواة المجرة المكشوفة ويكون هذا الدوران على شكل خاتم يحيط بالنواة.
يعتقد أن هذا النوع يتسبب عندما تحتك مجرة صغيرة بنواة مجرة حلزونية ثم تفقدها أذرعها التي تلتحم مُشَكِّلَةً طوق أو خاتم حول النواة، حدث مشابه يعتقد أنه أثر بمجرة المرأة المسلسلة لأن رؤيتها بالأشعة تحت الحمراء تظهر للعلماء أن لها بُنية تشبه عدة خواتم في آن واحد.
أما المجرات المحدبة فإنها تعتبر شكلاً متوسطاً بين المجرات الإهليجية والحلزونية، حيث أنها تجمع خواصهما في وقت واحد، وفي تصنيف هابل يرمز لها بـ S0، وتملك أذرع حلزونية غير مرئية أو غير واضحة في نفس الوقت الذي تملك فيه هالة إهليجية من النجوم، المجرات الضلعية المحدبة يرمز لها في نفس التصنيف بالرمز SB0.
المجرات لها حقول مغناطيسية خاصة بها. فهي قوية بما يكفي لتكون ذات أهمية ديناميكية: فهي تدفع تدفق الكتلة إلى مراكز المجرات، وتعديل تشكيل الأذرع الحلزونية ويمكن أن تؤثر على دوران الغاز في المناطق الخارجية من المجرات. توفر الحقول المغناطيسية نقل الزخم الزاوي اللازم لانهيار السحب الغازية وبالتالي تكوين نجوم جديدة.
يبلغ متوسط قوة الأعداد المعتادة (equipartition strength) للمجرات الحلزونية حوالي 10 ميكروغرام أو 1 نانوتسلا. للمقارنة يتمتع المجال المغناطيسي للأرض بمتوسط قوة يبلغ حوالي 0.3 جرام أو 30 نانوتسلا، والمجرات ذات الإغماء الراديوي مثل M 31 وM 33، بدرب التبانة، لها حقول أضعف (حوالي 5 ميكروغرام)، تحتوي المجرات الغنية بالغاز ذات معدلات التكوين العالية للنجوم، مثل M 51 وM 83 وNGC 6946 التي تُعرف ايضاً بإسم مجرة الألعاب النارية، على 15 ميكروغرام في المتوسط، ويمكن أن تصل شدة المجال إلى 25 ميكروغرام في الأذرع الحلزونية البارزة.
عثر في المناطق التي يكون فيها الغاز البارد والغبار على أقوى الحقول المغناطيسية (50-100 ميكروجرام) في مجرات الانفجار النجمي، على سبيل المثال في M 82 وفي مجرتا الهوائيات، وفي مناطق الانفجار النجمي النووي، على سبيل المثال في مراكز NGC 1097 وفي المجرات الضلعية الأخرى.
الحركات والنشاطات غير الاعتيادية.
التفاعلات المجرية.
يحصل بين المجرات أنواع من التفاعلات تتكرر بشكل نسبي اعتماداً على موقع المجرة في العنقود المجري، لهذه التفاعلات دورٌ مهمٌ في تشكل وتطور المجرات. حينما تقترب مجرتان من بعضهما البعض، ينتج عن ذلك تشوه شديد في بُنيتيهما معاً بسبب المد والجزر المجري، وفي بعض الأحيان قد يكون هناك تبادل غازي وغباري بينهما. أما الاصطدامات فإنها تحدث عندما تكون هناك مجرتان تحومان في الفضاء وتتخذان مساراً ارتطامياً نحو بعضهما البعض مع وجود زخم كافٍ نسبياً كي لا تندمجان، النجوم في هذا النوع من التفاعل لن ترتطم ببعضها عادة لأن المسافات الكونية كبيرة للغاية في هذا النطاق ولم يتم رصد حالة اصطدام نجمي إطلاقاً، لكن الغازات والغبار سيتفاعلان إيذاناً ببدء عمليات ولادة نجمية جديدة، وهذا الاصطدام سيقطع الروابط بين المجرة ويعيد ترتيبها من جديد مشكلاً أعمدة، خواتم، أو أشكال تشبه الذيل.
ويُعد الاندماج المجري هو أكبر التفاعلات المجرية، في هذه الحالة نجد أن الزخم النسبي للمجرتين غير كافي للسماح للمجرتين بالمرور عبر بعضهما البعض، لكن عوضاً عن ذلك نجدهما تندمجان وتلتحمان وتذوبان في بعضهما البعض معلنةً تشكيل مجرة جديدة واحدة تتضمن كل من شارك بالاندماج، في حالة كانت أحد المجرات ذات كتلة أكبر بكثير من الأخرى فإن هذا الحدث الكوني يصبح أكثر وحشيةً مما هو عليه أصلاً، لأن تلك الصغيرة نسبياً ستُبتلع بالكامل من قبل الكبيرة وستقطع أواصرها وتمزق كل الروابط فيها وتتوزع في أرجاء المجرة الكبيرة وتصبح نسياً منسيا، في ذات الوقت الذي تحافظ فيه المجرة الكبيرة على هيئتها قبل الاصطدام دون تغيير كبير نسبياً.
في الوقت الحالي مجرتنا درب التبانة ستقوم بهذا الحدث الكوني ضد مجرة كانيس ميجور القزمة والمجرة الإهليجية القوسية القزمة، وكلتاهما مجرتان تابعتان لدرب التبانة، وفي المستقبل ستكون هاتان المجرتان جزء من التاريخ، بعد اندماجهما في درب التبانة. بالإضافة إلى أن سحابتي ماجلان قد يكونا اصطدمتا بدرب التبانة في الماضي السحيق.
مجرات الانفجار النجمي.
تولد النجوم أساساً في المجرات من خلال تجمع الغازات الباردة التي تكوّن بدورها سحابة جزيئية عملاقة فتجتمع الذرات الموجودة في السحابة بفعل الجاذبية شيئاً فشيئاً فتتضخم وتبتلع المزيد ثم المزيد من الذرات حتى يولد النجم.
رُصد لدى بعض المجرات معدل ولادة نجوم استثنائي وتعرف بـ«الانفجار النجمي»، وفي هذه الحالة ستستهلك هذه النجوم المخزون الاحتياطي للمجرة من الغازات في فترة زمنية وجيزة مقارنة بأعمار المجرات، وتجدر ملاحظة أن جميع نشاطات الانفجار النجمي تحصل خلال عشرة ملايين سنة فقط، وهذه مدة زمنية قصيرة للغاية مقارنة بأعمار المجرات التي تعد بالمليارات ويتوقع لها أن تدوم لعشرات المليارات. إن مجرات الانفجار النجمي كانت أكثر وفرةً في فجر الكون، وفي وقتنا الحاضر لا زالت تلعب دوراً هاماً حيث تشكل قرابة 15% من مجموع النجوم المولودة.
يمكن تمييز مجرات الانفجار النجمي من خلال تركيز الغاز وكذلك من مظهر النجوم حديثة الولادة، بما فيها النجوم العملاقة التي تؤين السحب المحيطة بها مكونة منطقة هيدروجين II. ينتهي المطاف بهذه النجوم العملاقة إلى الانفجار كمستعرات عظمى، فتؤدي إلى نثر وتوزيع وتحريك بقاياها نحو الفضاء، ثم تتفاعل هذه البقايا بقوة مع الغازات المحيطة، وبالتالي تستمر هذه السلسلة من ولادة وموت النجوم حتى يستهلك جميع الغاز المتوفر أو يتناثر إلى جهات بعيدة فلا يتفاعل مرة أخرى، حينها فقط تتوقف هذهِ النشاطات.
غالباً ما ترتبط الانفجارات النجمية بالاندماجات أو التفاعلات المجرية. المثال الأولي لمثل هذه العملية يمكن متابعته في مجرتي مسييه 82 ومسييه 81، حتى المجرات الشاذة قد تؤوي انفجارات نجمية في مناطق متفرقة داخلها.
النواة النشطة.
جزء من المجرات المرصودة تصنف على أنها «نشطة»، والمقصود بهذا النوع هو: مجرة تنتج جزء كبير من طاقتها من مصادر غير نجمية أو غبارية أو وسط بين نجمي. يجب ملاحظة أنه من الممكن أن تكون المجرة حلزونية ونشطة في ذات الوقت.
النموذج القياسي لهذا النوع مبني أساساً على القرص المزود المتشكل حول ثقب أسود فائق الضخامة في نواة المجرة. إن الأشعة الصادرة من هذا النوع من المجرات تنتج بسبب الطاقة التي تسببها المادة أثناء سقوطها في جوف الثقب الأسود، في حوالي 10% من هذه الأجرام يقوم زوجان متقابلان من انبعاثات الطاقة بقذف الجزيئات من النواة بسرعات تقارب سرعة الضوء، ولا زالت آلية عمل هذا الحدث غير مفهومة.
تصنف المجرات النشطة التي تبث إشعاعاً قوياً عن طريق الموجات السينية على أنها من مجرات زايفرت أو على أنها نجم زائف (كويزار) وهذا بناءً على إضاءتها. بينما مجرة درب التبانة تعتبر ذات مصدر ضعيف للأمواج الراديوية نسبةً إلى المجرات الراديوية.
النجم الزائف المتوهج.
يعتقد أن النجم الزائف المتوهج ليس إلا مجرة نشطة لكن أعمدة النفث النسبية الخاصة بها والتي تقذف الجزيئات تبدو في زاوية موجهة نحو الأرض، كذلك المجرة الإشعاعية (الراديوية) تبث إشعاعات من خلال هذه الأعمدة. ويفرق بين هذا النوع من المجرات النشطة من خلال الزاوية التي يرصد منها.
لاينر.
هذا النوع يحتمل أنه يرتبط بالمجرات النشطة، وكلمة لاينر (LINERS) اختصار لـ(low-ionization nuclear emission-line regions) التي تعني "مناطق الانبعاثات الخطية النووية منخفضة التأين"، الانبعاثات التي تصدر من هذا النوع من المجرات يغلب عليها طابع العناصر منخفضة التأين، وقرابة ثلث المجرات القريبة من مجرة درب التبانة مصنفة على أنها ذات نواة لاينر.
زايفرت.
مجرات زايفرت هي أحد المجموعتان الكبيرتان اللتان تشكلان المجرات النشطة، حيث أن المجموعة الأخرى هي نجم زائف، هذا النوع لهُ نواة تشبه نواة النجم الزائف (متلألئة للغاية، ومصدر بعيد جداً وقوي للأشعة الكهرومغناطيسية)، لكنها على عكس النجم الزائف فإن المجرة المضيفة لها يمكن رصدها بوضوح، ويعتقد أن هذا النوع يشكل 10% من مجموع المجرات، عند رصد هذهِ المجرة بالضوء المرئي تبدو كأي مجرة حلزونية عادية، لكن عندما يتم مشاهدتها بأطوال موجية مختلفة يتغير الوضع حيث أن لمعان نواتها وحدها تعادل لمعان مجرات بأكملها بحجم مجرة درب التبانة. كارل زايفرت هو أول من وصف هذا النوع.
هذا النوع ذو شكل غريب ويعتبر مصدراً راديوياً قوياً جداً، كذلك فهي تطلق أشعة تحت الحمراء وأشعة سينية كثيفة، وفي نواتها انفجار يطلق المواد بسرعات تبلغ آلاف الكيلومترات بالثانية.
النجم الزائف.
النجم الزائف هو أبعد وأكثر الأجرام المصنفة تحت النواة المجرية النشطة إفرازاً للطاقة، النجم الزائف لامع ومتلألئ وساطع إلى حد التطرف الشديد، وفي بادئ الأمر تميز وتصنف على أنها مصدر عالي للانزياح الأحمر الخاص بالطاقة الكهرومغناطيسية، بالإضافة إلى الضوء المرئي وموجات الإشعاع (الراديو) حيث تعتبر مصدراً قوياً لهما لا مثيل له، وهي تبدو أقرب شبهًا للنجم من المجرة، ويبلغ لمعان نجم زائف تقليدي واحد ما يعادل سطوع مائة مجرة درب تبانة.
المجرات المضيئة بالأشعة تحت الحمراء.
يبدو شكل هذه المجرة على أنها منعزلة وغنية جداً بالغازات ومصدر طاقتها نابع من ولادة النجوم. هذه المجرات تقاس بكونها أعلى من 1011 ضياء شمسي، وهذا النوع متوافر أكثر من توافر مجرات الانفجار النجمي، وكمية الإشعاعات والطاقة التي يبثها هذا النوع في الأشعة تحت الحمراء أكثر من كمية الإشعاعات والطاقة التي يبثها في باقي الأطوال الموجية مجتمعةً، ويبلغ ضياء هذا النوع من المجرات قرابة 100 مليار مرة من ضياء الشمس.
الانفجار العظيم ونشأة المجرات.
يعتقد بعض العلماء أن المجرات بدأت بالتشكل بعد الانفجار العظيم بثلاث مائة ألف سنة، على أن الوسط العلمي يقر أن الذرّة التي شكلت الانفجار العظيم لا يمكن أن تكون قد نشأت من العدم، لأن أبسط بديهيات الفيزياء تقول أن «الطاقة لا تخرج من العدم»، لذا يرى أغلب العلماء أننا لن نتمكن أبداً من معرفة ما الذي حدث قبل الانفجار العظيم، إذاً نحن نعلم ما الذي حدث بعد الانفجار لكن لا ولن نعلم أبداً ماذا حدث قبله، أما عالم الكونيات البريطاني بول دايفس فيقول:
ثم يقول أيضاً:
وبالتالي فإن دايفس يؤكد وجود تصميم ذكي للانفجار العظيم لا يمكن أن تكون العشوائية سببه، وهو نفس موقف علماء فيزياء فلك آخرين.
في ذلك الوقت بالتحديد (300 ألف سنة بعد الانفجار) بدأت ذرات الهيدروجين والهيليوم بالتشكل في حقبة زمنية يطلق عليها «إعادة الاندماج»، تقريباً كل ذرات عنصر الهيدروجين كانت محايدة (غير مؤينة) لذا فقد كان جاهزاً لامتصاص الضوء، ولم تتشكل أية نجوم بعد لذا يطلق على هذهِ الحقبة أيضاً اسم «الحقبة المظلمة» بسبب عدم وجود أية إضاءة فيها، وقد بدأت البُنى الكبيرة بالتشكل من خلال المادة البدائية الكثيفة والمتباينة الخواص، وكنتيجة لهذا بدأت مواد الباريون بالتكثف في هالات من المادة المظلمة الباردة، انتهى المطاف بهذهِ البُنى البدائية إلى تشكيل المجرات التي نشاهدها اليوم.
طلائع المجرات.
اكتشف الدليل على أولى المجرات المتشكلة في عام 2006، حينما اكتشف أن المجرة IOK-1 لديها انزياح أحمر عالي غير طبيعي يبلغ 6.96، وهذا يعادل حوالي 750 مليون سنة بعد الانفجار العظيم، وبالتالي فهي أقدم مجرة بدائية اكتشفت حتى 2012، وفي تلك الفترة كان بعض العلماء يتوقعون وجود مجرات أقدم من هذه، وهذا ما حصل بالفعل حيث اكتشف في عام 2012 مجرة UDFj-39546284 فأصبحت أقدم الأجرام المرصودة على الإطلاق بانزياح أحمر يبلغ 11.9، وقدر عمرها قرابة 380 مليون سنة بعد الانفجار العظيم (الذي حصل أصلاً قبل حوالي 13.8 مليار سنة تقريباً)، إن وجود هذه المجرة البدائية يدفع إلى الاعتقاد بأنها تكونت خلال «الحقبة المظلمة».
تكون طلائع المجرات.
يرى البعض أن المجرات تتكون بنفس الطريقة التي تتكون فيها النجوم بالضبط لكن على نطاق أكبر حيث تتطور من خلال سديم هائل جداً يبلغ اتساعه عدة ملايين السنين الضوئية ثم يبدأ بالانسحاق على بعضهِ مشكلاً كل هذه النجوم، لكن تفاصيل تكون أوائل المجرات يعتبر أحد الأسئلة المفتوحة في علم فيزياء الفلك، ونظرياته يمكن تقسيمها إلى نوعين: "من أعلى إلى أسفل"، و"من أسفل إلى أعلى"، فتفترض النظرية الأولى أن المجرات تكونت أساساً من بُنى كونية شديدة العِظم ثم تفككت وتقطعت إلى الحالة التي نراها اليوم خلال فترة زمنية تقدر بمئة مليون سنة، بينما نظرية "من أسفل إلى أعلى" فتفترض العكس تماماً، حيث يعتقد أن المجرات تكونت من بُنى صغيرة للغاية ثم أخذت بالتضخم شيئاً فشيئا، حيث كونت العناقيد المغلقة ثم كونت هذه بدورها المجرات الكبيرة.
ما أن تبدأ المجرات البدائية بالتشكل حتى تبدأ النجوم من النوع lll بالظهور فيها، ويقصد بالنجوم من هذا النوع هو تلك الغنية جداً بالهيدروجين والهيليوم، لكنها فقيرة للغاية بالعناصر الثقيلة، وقد تكون أحجامها كبيرة أيضاً، فإن كان الأمر كذلك فإنها ستستنفد وقودها بسرعة كبيرة (يقصد بوقودها هنا الهيدروجين) ثم تتحول إلى مستعر أعظم مطلقةً العناصر الثقيلة التي سوف تتشكل بسبب الانفجار إلى الوسط بين النجمي. عندما تنفجر النجوم من هذا النوع فإنها تعيد تأيين الهيدروجين الموجود حولها منشئةً فقاعات متوسعة من الفضاء يمكن للضوء التخلخل فيها لذا نستطيع رؤيتها.
بعد مليار سنة من تشكل المجرة، تبدأ العناصر الأساسية فيها بالظهور بوضوح، ويمكن تلخيص هذه العناصر كالتالي: العناقيد المغلقة، الثقب الأسود فائق الضخامة في نواتها، والحوصلة المجرية للنجوم من النوع ll (وهو نوع فقير بالمعادن)، نشأة ثقب أسود فائق الضخامة في مركز المجرة يلعب دوراً هاماً بتكفله بتنظيم نمو المجرة عن طريق ضبط كمية المادة الجديدة التي تدخل المجرة. خلال هذا العصر تكون المجرة خاضعة لانفجار نجمي تتشكل فيه نجوم جديدة بمعدل عال.
أما خلال الملياري سنة التي تتلو المليار الأول، تقوم المادة المتراكمة بالاستقرار في قرص مجرة، وستستمر المجرة بابتلاع السحب فائقة السرعة والمجرات القزمة، وهذه المادة غالباً ما تكون هيدروجين وهيليوم. دورة ولادة ووفاة النجوم تزيد بثبات توافر العناصر الثقيلة، مما يسمح بتشكل الكواكب.
تطور المجرات يمكن له أن يتأثر بشكل شديد للغاية بعمليات التفاعل بين المجرات وكذلك بالاصطدامات والاندماجات، كانت الأخيرة منتشرة في العصور الأولى لتكون المجرات، حيث كانت الغالبية العظمى من المجرات مشوهة الشكل وغريبة وليست ذات أنماط معينة. وبناءً على المسافات الشاسعة بين النظم النجمية فإن النجوم غالباً لن تتأثر بالاصطدامات المجرية، وعلى أية حال فإنه منذ أن بدأ البشر بدراسة النجوم والمجرات لم يتم رصد حالة اصطدام بين نجمين على الإطلاق.
التقطيع والتمزيق الجاذبي للغبار والغازات البين نجمية التي تشكل الأذرع الحلزونية ستنتج ما يمكن أن يطلق عليه قطار طويل من النجوم تُعرف بـ«ذيول المد والجزر»، وكأمثلة على هذه الحالة يمكن مشاهدة مجرتي الفئران، ومجرتي الهوائيات.
درب التبانة والمرأة المسلسلة تتجهان نحو بعضهما البعض بسرعة 130كم/ثانية، وبناءً على المسافة بينهما فإنهما ستصطدمان بعد حوالي خمسة مليارات عام، وعلى مدار تاريخ درب التبانة فإنه لم يسبق لها أن اصطدمت بمجرة أكبر منها كالمرأة المسلسلة، على أن أدلة اصطدام درب التبانة بمجرات قزمة تتزايد.
التفاعلات بين المجرات على هذا النطاق الكبير كالذي سيحدث بين درب التبانة والمرأة المسلسلة نادر الحصول في زمننا الحاضر، لكنه كان أكثر شيوعاً في الماضي السحيق. أغلب المجرات ذات الإضاءة الشديدة لم تُمَس بأي تفاعل مع مجرة أخرى منذ بضعة مليارات السنين، أي بقيت مستقرة نسبياً خلال فترة زمنية طويلة نوعاً ما، كذلك معدل ولادة النجوم في هذه المجرات بلغ ذروته قبل عشرة مليارات سنة.
الاستشرافات المستقبلية.
المجرات الحلزونية كدرب التبانة تولد فيها نجوم جديدة طالما أن المادة الخام متوافرة بكثافة وهي: السحب الجزيئية، الغبار، والغاز البين نجمي والمتكونة من الهيدروجين المتواجد في الأذرع الحلزونية، أما الإهليجية فإنها تخلوا من غازات كهذه وغبار لذا فإن معدل ولادة النجوم فيها قليل نسبياً، مع ملاحظة أن إمدادات العناصر الأساسية اللازمة لولادة النجوم محدودة لذا فإن عمليات الولادة والوفاة المتكررة ستستنفذ مخزون الهيدروجين لأنه سيتحول إلى عناصر أثقل عند انفجار النجم كمستعر أعظم وبالتالي يصل المخزون الهيدروجيني إلى نهاية وعندها تتوقف عمليات الولادة.
يُعتقد أن العصر الحالي لتشكل النجوم الجديدة المفعمة بالحيوية سيستمر حتى مئة مليار سنة، ثم سوف تبدأ حقبة جديدة من النجوم المعمرة تدعى «حقبة النجوم»، وستستمر هذه الحقبة من عشرة ترليونات حتى مائة ترليون سنة، تسود فيها الأقزام الحمراء لأن أعمارها تقدر بالترليونات، وتصبح المجرات متشكلة من البقايا النجمية بأنواعها:
وكذلك بقايا المستعرات العظمى، هذه الأنواع ذات أعمار طويلة جداً تعد بعشرات الترليونات على عكس النجوم التقليدية كنجمنا التي تقدر أعمارها بقرابة العشرة مليارات سنة فقط، لأنها بعد نهاية هذه المدة ستتحول إلى أحد الأجرام سالفة الذكر، وفي المحصلة سيسود الكون نوع من الارتخاء الجاذبي المرتبط بالتوازن الترموديناميكي، كل النجوم ستتساقط في ثقوب سوداء فائقة الضخامة أو ستقذف في الوسط بين المجري نتيجة للاصطدامات، لكنها في النهاية ستسقط في أحد الثقوب السوداء التي يعتقد بعض العلماء أنها ستجتمع مشكلةً ثقباً أسوداً واحداً يبتلعُ الكون كله (المعيار الزمني هنا يقدر بعشرات ترليونات السنين)، لأنه في النهاية لابد للكون من التوقف عند نقطة ما، تماماً كما بدأ من نقطة ما، وكذلك كما يجهل العلماء ما الذي حدث قبل النقطة التي بدأ فيها الخلق (الانفجار العظيم) فإنهم يجهلون أيضاً ما الذي سيحدث عندما نصل إلى النقطة التي ينتهي فيها الكون.
هنا يبرز قول علماء فيزياء الفلك من أنه يوجد تصميم ذكي يتحكم بهذا الأمر بحيث لا يمكن أن يكون عشوائياً أو عرضة للصدفة.
البُنى الكونية فائقة العظم.
المسوحات التي تُجرى في الفضاء السحيق تبين أن المجرات غالباً ما تكون في مجموعات أو في عناقيد مجرية، ونادراً ما نُشاهد مجرات لم تتعرض للتفاعل مع مجرات أخرى خلال المليار سنة الماضية، وحوالي 5% من المجرات يمكن أن توصف بـ«المجرة المنعزلة تماماً» عن أي مجموعة أو عنقود مجري آخر، هذه المجرات من البديهي أنها ليست في طور أي تفاعل مع أي مجرة أخرى ولن يحدث ذلك خلال مدة طويلة في المستقبل بسبب انعزالها التام عن باقي المجرات، لكن هذا لا يعفيها من أنها قد تعرضت لهذه التفاعلات في مرحلة مبكرة من عمرها، ويعتقد أن هذه المجرات لديها مجرات تابعة صغيرة، ويعتقد كذلك أن المجرات المنعزلة لديها معدل ولادة نجوم أعلى من المتوسط بسبب أن انتظام غازاتها وأغبرتها لم يتعرض للتمزيق جراء التفاعل مع مجرة أخرى.
الكون في حالة تمدد مستمر لذا فإن المجرات بطبيعة الحال تبتعد عن بعضها البعض استناداً لقانون هابل، لكن الترابط بين المجرات يمكن أن يتغلب على هذا التمدد ويبقيها في مجموعات وعناقيد متراصة بفعل جاذبيتها المتبادلة، لكن هذا أيضاً لا يعفيها من التمدد لأن الفارق هو أن العنقود المجري بأكمله سيتمدد بدلاً من المجرات وحدها، يعتقد أن هذه الترابطات قد تشكلت في مرحلة مبكرة من عمر الكون حيث قامت كتل من المادة المظلمة بسحبها معاً كلاً على حدى، أما المجموعات المتقاربة من بعضها البعض فإنها قد انساحت واندمجت مشكلةً مجرات عملاقة، وعناقيد مجرية هائلة الحجم. عمليات الاندماج هذه بين العناقيد المجرية تسخن الغازات الموجودة في الوسط بين المجري إلى درجات تقدر بـ30-100 ميجاكلفن، حوالي 70-80% من الكتلة الموجودة في العنقود هي في الواقع "مادة مظلمة"، في حين 10-30% منها متمثلة في تلك الغازات الساخنة، أما النسبة القليلة المتبقية فإنها ما يكون ترليونات النجوم التي يمكن لنا مشاهدتها.
وفي مسألة تمدد وتوسع الكون التي أثبتها هابل في قانونه، فإن بعض المسلمين يرون أن هابل لم يأتِ بجديد لأن القرآن ذكر ذلك قبل 1400 سنة: سورة الذاريات الآية 47.
الغالبية العظمى من المجرات في الكون محتزمة بمجال جاذبي مع مجرات أخرى، وهذا يشكل نوعاً من الهندسة الكسيرية، حيث يكون هناك توزيع هرمي لبُنية العناقيد، على أن الترابطات الأقل حجماً وعدداً تسمى بالمجموعات المجرية، والعنقود غالباً ما يتشكل عن طريق عدد كبير من المجموعات المجرية. وفي جميع الأحوال فإن الغالبية العظمى من المجرات تنتمي إلى أحد هذه البُنى الهائلة، مترابطة معاً بفعل جاذبيتها الخاصة حيث على كل مجرة في المجموعة الحفاظ على سرعة منخفضة نسبياً لكي تبقى في المجموعة، فإن كانت سرعتها كبيرة ستفلت من جاذبية المجموعة وتسرح مبتعدةً في الفضاء لتصبح منعزلة، لكن إن كانت السرعة أبطأ من المطلوب فإنها قد تندمج وتلتحم مع مجرة أخرى في المجموعة.
البُنى التي تتشكل من مئات أو آلآف المجرات المرتبطة ببعضها بفعل الجاذبية تسمى عناقيد مجرية، في بعض الأحيان تسيطر مجرة إهليجية عملاقة على العنقود المجري تُعرف بـ«ألمع العنقود المجري» وهي التي تستخدم قوة المد والجزر لكي تلتهم المجرات التابعة لها وتستفيد من كتلتها.
إن العنقود المجري الهائل يتشكل من عشرات آلاف المجرات التي غالباً ما تتشكل من عناقيد مجرية غالباً ما تكون متشكلة أساساً من مجموعات مجرية، أو حتى قد تكون منفصلة عن بعضها البعض بمعزل عن التقسيم السابق، أما أكبر البُنى الكونية على الإطلاق فإنها تتشكل من أعداد ضخمة من العناقيد المجرية الهائلة تكون منتظمة على شكل خيوط مجريّة محاطة بالفراغ، وعلى هذا النطاق فإن الكون يبدو أنه متشابه من أي زاوية ننظر إليه فيها، حيث يكون هناك نوع من توحد الخواص التناغمي والتجانسي.
مجرة درب التبانة مرتبطة بما يطلق عليه «المجموعة المحلية»، وهي مجموعة مجرية صغيرة نسبياً ذات قطر يبلغ مليون فرسخ فلكي (الفرسخ الواحد يعادل 3.26 سنة ضوئية)، درب التبانة والمرأة المسلسلة هما الأكثر إضاءة في المجموعة، على أن الكثير من المجرات في هذه المجموعة ليست في الحقيقة سوى مجرات قزمة تابعة لإحداهما.
المجموعة المحلية نفسها تعتبر جزءً من تركيب أكبر يشبه السحابة في عنقود مجرات العذراء العظيم، وهو عنقود كبير يحتوي على مجموعات وعناقيد مجرية يتركز في تجمع مجرات العذراء، على أن عنقود مجرات العذراء العظيم نفسه يعتبر أصلاً جزءً من التجمع المجري الفائق بيسكيس-سيتوس، وهو خيط مجري هائل الحجم.
الرصد بالأشعة متعددة الطول الموجي.
أفضل الإشعاعات التي يمكن رصد النجوم بها تقبع في الطيف المرئي، لذا فإن رصد النجوم التي تشكل المجرات كان عنصرأ أساسياً في علم الفلك البصري، وكذلك يعتبر الجزء المفضل من الطيف الذي يمكن من خلاله رصد منطقة الهيدروجين الثنائي المؤينة، وكذلك لقياس التوازيع في الأذرع الغبارية للمجرات. يمكن لانفجار مستعر أعظم واحد في مجرة أخرى أن يطلق ضوءً أكثر من الضوء الصادر من تلك المجرة بأكملها، حصل هذا في العام 1885 عندما طغت إضاءة مستعر أعطم على إضاءة المرأة المسلسلة.
الغبار الموجود في الوسط بين نجمي يحجب الضوء المرئي عنا، خصوصاً إذا تعلق الأمر بمراكز المجرات، لكن نفاذية الضوء في الأشعة تحت الحمراء (غير المرئي) أكبر وأفضل منه في الضوء المرئي بكثير، لذا يمكننا أن نشاهد تفاصيلاً دقيقةً نسبياً لبواطن السحب الجزيئية ولأنوية المجرات، وتستخدم الأشعة تحت الحمراء كذلك لرصد الانزياح الأحمر للمجرات البعيدة التي تشكلت في مرحلة مبكرة من عمر الكون. بخار الماء وثنائي أكسيد الكربون يمتصان جزءً كبيراً من الأشعة تحت الحمراء، لذا كان من الضروري أن تكون المراصد خارج غلاف الأرض الحيوي لكي نستفيد من كامل قدراتها.
أول الدراسات غير المرئية للمجرات (أي الدراسات التي لا تعتمد على الضوء نهائياً بكافة أطيافه) قد تمت على المجرات النشطة من خلال استخدام ترددات كاشوفية (راديوية)، حيث أن الغلاف الحيوي يعتبر شفاف ويسمح بمرور الموجات من 5 ميجاهرتز إلى 30 جيجاهرتز (الغلاف الأيوني يحجب الإشارات الأقل من 5 ميجاهرتز). قياسات التداخل الكاشوفية الكبيرة قد تم استخدامها على الانبعاثات النفاثة النشطة التي تصدر من الأنوية النشطة. كذلك يمكن استخدام المقاريب الكاشوفية لرصد الهيدروجين المحايد «خط الهيدروجين»، بالإضافة إلى المادة غير المؤينة في فجر الكون التي تهاوت لتشكل المجرات.