مجره

المجره (بالانجليزى Galaxy) هى تجمعات كبيره فيها مليارات النجوم و الكواكب و الاقمار و الكويكبات و النيازك, و بتحتوى كمان غبار كونى و ماده مظلمه و بقايا نجميه و فيها مجالات مغناطيسيه. احجام المجرات و اعداد النجوم فيها ممكن تكون بين كم الف و دى بتتسمى المجرات القزمه و مكن توصل لمية ترليون نجم و دى بتتسمى المجرات العملاقه, كل المجرات مركز ثقلها هو المدار ليها.
المجرات بتتصنف حسب شكلها المرئى و فيه 3 فئات رئيسه هيه: الاهليجيه و الحلزونيه و الغير المنتظمه.
العلما بيقولو ان كتير من المجرات فيها ثقب اسود كيبر فى نواتها النشطه زى مجره درب التبانه اللى فيها الثقب الاسود الكبير اللى اسمو «الرامى ا» فى مركزها و اللى ليه كتله اكبر من كتله شمسنا باربع ملايين مره. تقديريا فيه حوالى 170 مليار مجره فى الكون المنظور, بس الاكتشافات العلميه الحديثه اتنبات بوجود ترليونات من المجرات, على مسافات ممكن توصل لملايين الفراسخ, و ده حسب كتله المجره و حجمها. المجرة هيا نظام من النجوم ، وبقايا النجوم ، والغاز بين النجوم ، والغبار ، والمادة المظلمة المرتبطة ببعضها عن طريق الجاذبية . الكلمة مشتقة من لونا غلط:expandTemplate: template loop detected اليونانية ( γαλαξίας )، حرفى "حليبي"، إشارة لمجرة درب اللبانه اللى فيها النظام الشمسى . المجرات، اللى يقدر متوسط عددها بـ 100 مليون نجم، تتراوح فى الحجم من المجرات القزمة اللى فيها أقل من مائة مليون نجم، لاكبر المجرات المعروفة - العمالقة الفائقة اللى فيها مائة تريليون نجم، تدور كل منها حوالين مركز كتلة المجرة. معظم الكتلة فى المجرة النموذجية تكون على شكل مادة مظلمة ، مع نسبة قليلة بس من تلك الكتلة مرئية على شكل نجوم وسدم. الثقوب السوداء الهائلة هيا سمة شائعة فى مراكز المجرات.
يتم تصنيف المجرات حسب شكلها البصرى مجرات إهليلجية ، حلزونية ، أو غير منتظمة . يُعتقد أن كتير منها فيها ثقوب سوداء هائلة فى مراكزها. الثقب الأسود المركزى فى مجرة درب اللبانه ، والمعروف باسم القوس A* ، له كتلة اكبر ب 4 ملايين مرة من كتلة الشمس .
تشير التقديرات علشان هناك ما بين 200 مليار ( 2× 10 11 ) ل2 تريليون مجرة فى الكون المرئى . قطر معظم المجرات ما بين 1000 ل100000 فرسخ فلكى (حوالى 3000 ل300000 سنة ضوئية ) و تفصل بينها مسافات ملايين الفراسخ الفلكية (أو ميغا فرسخ فلكى). للمقارنة، قطر مجرة درب اللبانه مايقلش عن 26800 فرسخ فلكى (87400 سنة ضوئية) ويفصلها عن مجرة المرأة المسلسلة (اللى قطرها حوالى 152000 سنة ضوئية)، أقرب جاراتها الكبيرة، بمقدار 780000 فرسخ فلكى (2.5 مليون سنة ضوئية).
يمتلئ الفضاء بين المجرات بغاز ضعيف ( الوسط بين المجرى ) بمتوسط كثافة أقل من ذرة واحدة لكل متر مكعب. يتم تنظيم معظم المجرات بفعل الجاذبية فى مجموعات وعناقيد وعناقيد فائقة . مجرة درب اللبانه هيا جزء من المجموعة المحلية ، اللى تهيمن عليها مع مجرة المرأة المسلسلة . المجموعة جزء من مجموعة العذراء الفائقة . وعلى نطاق أوسع ، يتم ترتيب الارتباطات دى فى صفائح وخيوط محاطة بفراغات هائلة. توجد المجموعة المحلية وعنقود العذراء الفائق فى بنية كونية اكبر بكتير تسمى لانياكيا .
تم استعارة كلمة galaxy من الفرنسية واللاتينية فى العصور الوسطانيه من المصطلح اليونانى لمجرة درب اللبانه ، لونا غلط:expandTemplate: template loop detected γαλαξίας ( κύκλος ) "(دايرة) حليبية"، سميت بده الاسم نسبة لظهورها كشريط حليبى من الضوء فى السماء. فى الأساطير اليونانية ، يضع زيوس ابنه المولود من ست فانية، الرضيع هيراكليس ، على صدر هيرا هيا نائمة فيشرب الطفل حليبها الإلهى ويصبح بالتالى خالد. تستيقظ هيرا وقت الرضاعة الطبيعية بعدين تدرك أنها ترضع طفل مجهول: تدفع الطفل بعيد، وينسكب بعض حليبها، وينتج شريط الضوء المعروف باسم درب اللبانه . فى الأدب الفلكي، فى الغالب تُستخدم الكلمة الكبيرة "Galaxy" للإشارة لمجرة درب اللبانه ، لتمييزها عن المجرات التانيه فى الكون المرئي. ممكن إرجاع المصطلح الإنجليزى درب اللبانه لقصة كتبها تشوسر حوالى 1380 :
تم اكتشاف المجرات فى البداية بالتلسكوب و كانت تعرف باسم السدم الحلزونية . اعتبرها معظم علما الفلك فى القرنين 18 و 19 إما عناقيد نجمية لم يتم حلها بعد أو سدم هاوية، و كان يُنظر ليها على أنها جزء من درب اللبانه ، لكن تكوينها الحقيقى وطبيعتها فضلت لغز. ابتدت عمليات الرصد باستخدام تلسكوبات اكبر لعدد قليل من المجرات الساطعة القريبة، زى مجرة المرأة المسلسلة ، فى تحليلها لتجمعات ضخمة من النجوم، لكن استنادًا ببساطة لالضعف الظاهرى وعدد النجوم الهائل، المسافات الحقيقية لهذه الأجسام وضعتها بعيد عن مجرة درب اللبانه . طريق. للسبب ده أطلقوا عليها شعبى أكوان الجزيرة ، لكن بسرعه بقا المصطلح ده غير مستخدم، أن كلمة الكون تشير للوجود . بقت معروفه ببساطة باسم المجرات.
تمت فهرسة عشرات الآلاف من المجرات، لكن القليل منها بس يحمل أسماء راسخة، زى مجرة المرأة المسلسلة ، وسحب ماجلان ، ومجرة الدوامة ، ومجرة السومبريرو . يستخدم علما الفلك أرقام من كتالوجات معينة، زى كتالوج ميسييه ، وNGC ( الكتالوج العام الجديد )، وIC ( كتالوج الفهرس )، وCGCG ( كتالوج المجرات وعناقيد المجرات )، وMCG ( الكتالوج المورفولوجى للمجرات ). وUGC ( كتالوج أوبسالا العام للمجرات)، وPGC ( كتالوج المجرات الرئيسية ، المعروف كمان باسم LEDA). تظهر كل المجرات المعروفة فى واحد أو اكتر من دى الفهارس لكن فى كل مرة تحت رقم مختلف. على سبيل المثال، ميسييه 109 (أو "M109") هيا مجرة حلزونية تحمل الرقم 109 فى كتالوج ميسييه. كمان عندها تسميات NGC 3992، UGC 6937، CGCG 269–023، MCG +09-20-044، وPGC 37617 (أو LEDA 37617). معروفه الملايين من المجرات الخافتة من معرفاتها فى مسوحات السماء زى مسح سلون الرقمى للسماء ، تم تصنيف M109 باسم SDSS J115735.97+532228.9.
إن إدراك أننا نعيش فى مجرة واحد من الكتير من الاكتشافات المتوازية الكبرى حوالين مجرة درب اللبانه والسدم التانيه.
اقترح الفيلسوف اليونانى ديموقريطوس (450-370 قبل الميلاد) أن الشريط اللامع فى سماء الليل المعروف باسم درب اللبانه قد يتكون من نجوم بعيدة. بس، يعتقد أرسطو (384-322 قبل الميلاد) أن درب اللبانه كان سببه "اشتعال الزفير النارى لبعض النجوم اللى كانت كبيرة ومتعددة ومتقاربة من بعضها " و أن "الاشتعال يحدث فى الجزء العلوى من الغلاف الجوى " فى منطقة العالم المستمرة بالحركات السماوية ." الفيلسوف الأفلاطونى الحديث أوليمبيودوروس الأصغر ( حوالى 495 م) انتقد ده الرأي، بحجة أنه إذا كانت مجرة درب اللبانه تحت القمر (تقع بين الأرض والقمر) ف لازم أن تظهر مختلفة فى أوقات و أماكن مختلفة على الأرض، و أنه لازم يكون ليها اختلاف المنظر ، و هو الا اذا يحدث. . ومن وجهة نظره، كانت درب اللبانه سماوية.
يمكن رؤية عدد قليل من المجرات بره درب اللبانه فى ليلة مظلمة بالعين المجردة ، بما فيها مجرة المرأة المسلسلة ، وسحابة ماجلان الكبرى ، وسحابة ماجلان الصغيرة ، ومجرة الزىث . فى القرن العاشر، قدم عالم الفلك الفارسى الصوفى أول تعريف مسجل لمجرة المرأة المسلسلة، ووصفها بأنها "سحابة صغيرة". سنة 964، من المحتمل أنه ذكرسحابة ماجلان الكبيرهفى كتابه عن النجوم الثابتة (فى إشارة ل"البكر من عرب الجنوب"، أنه عند انحراف حوالى 70 درجة جنوب ماكانش من الممكن رؤية المكان اللى يعيش فيه)؛ وما كانتش معروفة كويس للأوروبيين لحد رحلة ماجلان فى القرن الستاشر. تمت ملاحظة مجرة المرأة المسلسلة بعدين بشكل مستقل بسيمون ماريوس سنة سنة 1734، افترض الفيلسوف إيمانويل سويدنبورج فى كتابه المبادئ بأنه ممكن تكون هناك مجرات تانيه فى الخارج تشكلت فى مجموعات مجرية كانت أجزاء صغيرة من الكون تمتد للى هو أبعدو ده ممكن رؤيته. دى وجهات النظر "قريبة بشكل ملحوظ من وجهات النظر دلوقتى للكون." سنة 1745، خمن بيير لويس موبيرتويس أن بعض الأجسام الشبيهة بالسدم كانت مجموعات من النجوم ذات خصائص فريدة، بما فيها توهج يتجاوز الضوء اللى تنتجه نجومها لوحدها، وكرر وجهة نظر يوهانس هيفيليوس بأن البقع المضيئة كانت ضخمة. ومسطحة بسبب دورانها. سنة 1750، توقع توماس رايت بشكل صحيح أن مجرة درب اللبانه كانت قرص مفلطح من النجوم، و أن بعض السدم المرئية فى سماء الليل ممكن تكون درب اللبانه منفصلة.
فى نهاية القرن التمنتاشر، قام تشارلز ميسييه بتجميع كتالوج فيه 109 من ألمع الأجرام السماوية ذات المظهر الغامض. و بعد كده ، قام ويليام هيرشل بتجميع قائمة تضم 5000 سديم. سنة 1845، قام اللورد روس ببناء تلسكوب جديد وتمكن من التمييز بين السدم الإهليلجية والدوامة. كما تمكن كمان من تحديد مصادر نقطية فردية فى بعض دى السدم،و ده يضفى مصداقية على تخمين كانط السابق.
من التسعينيات، تلسكوب هابل الفضائى حقق عمليات رصد أفضل. ساعدت بياناتها فى إثبات أن المادة المظلمة المفقودة فى دى المجرة مش ممكن تتكون بس من نجوم باهتة وصغيرة بطبيعتها. قدم حقل هابل العميق ، و هو تعرض طويل اوى لجزء فارغ نسبى من السماء، دليل على وجود حوالى 125 مليار ( 1.25× 10 11 ) مجرة فى الكون المرئي. التكنولوجيا المحسنة فى الكشف عن الأطياف غير المرئية للبشر (التلسكوبات الراديوية، وكاميرات الأشعة تحت الحمراء، وتلسكوبات الأشعة السينية ) تسمح باكتشاف المجرات التانيه اللى لم يتم اكتشافها بهابل. على وجه الخصوص، كشفت الدراسات الاستقصائية فى منطقة التفادى (منطقة السماء المحجوبة عند الأطوال الموجية للضوء المرئى بدرب اللبانه ) عن عدد من المجرات الجديدة.
دراسة نشرت سنة 2016 فى مجلة الفيزياء الفلكية ، بقيادة كريستوفر كونسيليسى من جامعة نوتنجهام استخدمت 20 سنه من صور هابل لتقدير أن الكون المرئى فيه مايقلش عن 2 تريليون مجرة ( 2× 10 12 ). بس، عمليات الرصد اللى بعد كده اللى أجراها المسبار الفضائى نيو هورايزونز من بره ضوء البروج خفضت الرقم ده لقرب 200 مليار ( 2× 10 11 ).
تأتى المجرات فى 3 أنواع رئيسية: المجرات الإهليلجية، والحلزونية، و مش المنتظمة. تم تقديم وصف اكتر شمول لأنواع المجرات بناء على مظهرها من تسلسل هابل . علشان تسلسل هابل يعتمد بالكامل على النوع المورفولوجى البصرى (الشكل)، فقد يفتقد بعض الخصائص المهمة للمجرات زى معدل تكوين النجوم فى مجرات الانفجار النجمى والنشاط فى قلب المجرات النشطة .
يُعتقد أن مراكز مجرات كتير فيها ثقوب سوداء هائلة الحجم ( ) مركز مجرة درب اللبانه يسمى مركز المجرة .
يقوم نظام تصنيف هابل بتصنيف المجرات الإهليلجية على أساس إهليلجيتها، واللى تتراوح من E0، كونها كروية بالتقريب ، لحد E7، هيا متطاولة للغاية. تتمتع دى المجرات بمظهر إهليلجى ،و ده يمنحها مظهر إهليلجى بغض النظر عن زاوية الرؤية. يُظهر مظهرها القليل من البنية، كما أنها تحتوى فى العاده على القليل نسبى من المادة بين النجوم . وبالتالي، تحتوى دى المجرات كمان على نسبة منخفضة من العناقيد المفتوحة ومعدل منخفض من تكوين النجوم الجديدة. وبدل ذلك، تهيمن عليها عموم نجوم أقدم واكتر تطور تدور حوالين مركز الجاذبية المشترك فى اتجاهات عشوائية. تحتوى النجوم على وفرة منخفضة من العناصر الثقيلة علشان تكوين النجوم يتوقف بعد الانفجار الأولي. وبده المعنى عندهم بعض التشابه مع العناقيد الكروية الأصغر بكثير.
اكبر المجرات هيا المجرات من النوع cD . تم وصفها لأول مرة سنة 1964 من ورقة بحثية كتبها توماس أ. ماثيوز و ناس تانيه ، هيا نوع فرعى من الفئة الاكتر عمومية من المجرات D، هيا مجرات إهليلجية عملاقة، باستمدح أنها اكبر بكثير. معروفه شعبى باسم المجرات الإهليلجية العملاقة وتشكل اكبر المجرات المعروفة و اكترها لمعان. تتميز دى المجرات بنواة إهليلجية مركزية مع هالة واسعة وخافتة من النجوم تمتد لمقاييس مليون فرسخ فلكي. المظهر الجانبى لسطوع سطحها كدالة لنص قطرها (أو المسافة من قلوبها) يتراجع بشكل أبطأ من نظيراتها الأصغر.
مجرات cD دى تشكل مجال نشط للبحث، لكن النموذج الرائد هو أنها نتيجة اندماج المجرات الأصغر فى بيئات العناقيد الكثيفة، أو الموجودة بره عناقيد الكثافة الزائدة العشوائية. دى العمليات هيا الآليات اللى تدفع لتكوين المجموعات الأحفورية أو العناقيد الأحفورية، يتواجد جسم إهليلجى كبير ومعزول نسبى وعملاق اوى فى نص العنقود ومحاط بسحابة واسعة من الأشعة السينية كبقايا دى الاصطدامات المجرية. . نموذج آخر أقدم يفترض ظاهرة تدفق التبريد ، تنهار الغازات الساخنة فى العناقيد نحو مراكزها لما تبرد، وتشكل النجوم فى دى العملية، هيا ظاهرة لوحظت فى العناقيد زى برشاوس ، ومؤخرا فى عنقود العنقاء .
المجرة الصدفية هيا نوع من المجرات الإهليلجية يتم ترتيب النجوم فى هالتها فى أغلفة متحدة المركز. حوالى عُشر المجرات الإهليلجية ليها بنية تشبه الصدفة، و هو الا اذا يتم ملاحظته فى المجرات الحلزونية. يُعتقد أن دى الهياكل تتطور لما تمتص مجرة اكبر مجرة مرافقة أصغر - واللى مع اقتراب مركزى المجرة، تبتدى فى التأرجح حوالين نقطة مركزية، ويخلق التذبذب تموجات جاذبية تشكل أغلفة النجوم، على مثال التموجات المنتشرة على سطح النجوم. ماء. على سبيل المثال، تحتوى المجرة NGC 3923 على اكتر من 20 غلاف.
تشبه المجرات الحلزونية دواليب الهواء المتصاعدة. رغم ان النجوم والمواد المرئية التانيه الموجودة فى المجرة دى فى الغالب على مستوى، غالبية الكتلة فى المجرات الحلزونية موجودة فى هالة كروية بالتقريب من المادة المظلمة واللى تمتد لورا العنصر المرئي، زى مفهوم منحنى الدوران العالمي.
المجرات الحلزونية تتكون من قرص دوار من النجوم و وسط بين النجوم، و انتفاخ مركزى من النجوم الأقدم بشكل عام. تمتد لالخارج من الانتفاخ دراعات لامعة نسبى. فى مخطط تصنيف هابل، تم إدراج المجرات الحلزونية ضمن النوع S ، متبوعة بالحرف ( a ، b ، أو c ) اللى يشير لدرجة ضيق الدراعات الحلزونية وحجم الانتفاخ المركزي. تمتلك مجرة سا دراعات ًا ملتفة بشكل محكم و مش محددة بشكل جيد وتمتلك منطقة أساسية كبيرة نسبى. على الطرف الآخر، تمتلك المجرة Sc دراعات ًا مفتوحة ومحددة كويس ومنطقة أساسية صغيرة. يُشار ساعات لالمجرة بدراعات غير المحددة على أنها مجرة حلزونية ندفية ؛ على النقيض من المجرة الحلزونية ذات التصميم الكبير اللى فيها دراعات حلزونية بارزة ومحددة كويس . ويعتقد أن السرعة اللى تدور بيها المجرة ترتبط باستواء القرص، بعض المجرات الحلزونية ليها انتفاخات سميكة، بعضها رقيق و كثيف.
فى المجرات الحلزونية، الدراعات الحلزونية ليها شكل حلزونى لوغاريتمى تقريبي، و هو النمط اللى ممكن إثباته نظرى أنه ناتج عن اضطراب فى كتلة النجوم الدوارة بشكل منتظم. زى النجوم، تدور الدراعات الحلزونية حوالين المركز، لكن تفعل ذلك بسرعة زاوية ثابتة. يُعتقد أن الدراعات الحلزونية هيا مناطق ذات كثافة عالية من المادة، أو " موجات الكثافة ". لما تتحرك النجوم عبر ذراع، يتم تعديل السرعة الفضائية لكل نظام نجمى بقوة الجاذبية ذات الكثافة الأعلى. (تعود السرعة لوضعها الطبيعى بعد مغادرة النجوم على الجانب التانى من الذراع.) وده التأثير يشبه "موجة" من التباطؤ تتحرك على طول طريق سريع مليء بالعربيات المتحركة. تكون الدراعات مرئية علشان الكثافة العالية تسهل تكوين النجوم، و علشان كده فهى تؤوى الكتير من النجوم الساطعة والشابة.
تمتلك غالبية المجرات الحلزونية، بما فيها مجرة درب اللبانه ، شريط خطى من النجوم على شكل شريط يمتد لالخارج على جنبين النواة، بعدين يندمج فى هيكل الذراع الحلزوني. فى مخطط تصنيف هابل، تم تحديدها بSB ، متبوع بحرف صغير ( a ، b أو c ) اللى يشير لشكل الدراعات الحلزونية (بنفس طريقة تصنيف المجرات الحلزونية العادية). يُعتقد أن القضبان هياكل مؤقتة ممكن نتيجة لموجة الكثافة اللى تشع للخارج من القلب، أو بسبب تفاعل المد والجزر مع مجرة تانيه. كتير من المجرات الحلزونية المقيدة نشطة، ممكن نتيجة لتوجيه الغاز للنواة على طول الدراعات .
مجرتنا، درب اللبانه ، هيا مجرة كبيرة شكل قرصى حلزونى حوالى 30 قطرها كيلو فرسخ فلكى و سمكها كيلو فرسخ فلكي. فيه حوالى مائتى مليار (2× ) نجم و إجمالى كتلته حوالى ستمائة مليار (6× ) ضعف كتلة الشمس.
الباحثون وصفو المجرات اللى تسمى الحلزونات فائقة الإضاءة. إنها كبيرة اوى و قطرها التصاعدى 437000 سنة ضوئية (مقارنة بقطر درب اللبانه البالغ 87400 سنة ضوئية). مع كتلة 340 مليار كتلة شمسية، فإنها تولد كمية كبيرة من الضوء فوق البنفسجى والأشعة تحت الحمراء المتوسطة. ويُعتقد أن معدل تكوين النجوم فيها يزيد بحوالى 30 مرة أسرع من مجرة درب اللبانه .
رغم بروز المجرات الإهليلجية والحلزونية الكبيرة، لكن معظم المجرات هيا مجرات قزمة. هيا صغيرة نسبى بالمقارنة مع التكوينات المجرية التانيه، حجمها حوالى جزء من مائة من حجم مجرة درب اللبانه ، وفيها شوية مليارات من النجوم بس. تم اكتشاف مجرات قزمة فائقة الصغر عددها 100 بس فرسخ فلكى عبر.
مجرات قزمة كتير ممكن تدور حوالين مجرة واحدة اكبر؛ و عند درب اللبانه مايقلش عن 12 ، و يقدر أن ما بين 300 ل500 منها لم يتم اكتشافها بعد. ممكن كمان تصنيف المجرات القزمة على أنها إهليلجية أو حلزونية أو غير منتظمة . علشان المجرات الإهليلجية القزمة الصغيرة لا تشبه كتير المجرات الإهليلجية الكبيرة، ففى الغالب ما بتتسما اسم المجرات الكروية القزمة بدل ذلك.
وجدت دراسة على 27 مجرة مجاورة لمجرة درب اللبانه أنه فى كل المجرات القزمة، الكتلة المركزية حوالى 10 ملايين كتلة شمسية ، بغض النظر عما إذا كانت فيها آلاف أو ملايين النجوم. يشير ده علشان المجرات تتكون لحد كبير من المادة المظلمة ، و أن الحجم الأدنى ممكن يشير لشكل من أشكال المادة المظلمة الدافئة غير القادرة على الاندماج الجاذبية على نطاق أصغر.
التفاعلات بين المجرات متكررة نسبى، ويمكن أن تلعب دور مهم فى تطور المجرات . توصل الأخطاء القريبة بين المجرات لتشويهات تشوهية بسبب تفاعلات المد والجزر ، و تسبب بعض التبادل للغاز والغبار. تحدث التصادمات لما تمر مجرتان مباشرة عبر بعضهما البعض ويكون لهما زخم نسبى كافٍ لعدم الاندماج. فى العاده لا تتصادم نجوم المجرات المتفاعلة، لكن الغاز والغبار الموجودين فى الشكلين يتفاعلان،و ده يؤدى فى بعض الأحيان لتكوين النجوم. ممكن أن يؤدى الصدام لتشويه أشكال المجرات بشدة، وتشكيل قضبان أو حلقات أو هياكل تشبه الذيل.
فى أقصى التفاعلات توجد عمليات اندماج المجرات، ن الزخم النسبى للمجرات مش كفايه للسماح ليها بالمرور عبر بعضها . وبدل ذلك، تندمج تدريجى لتشكل مجرة واحدة اكبر. ممكن أن توصل عمليات الاندماج لتغييرات كبيرة فى الشكل الأصلى للمجرات. إذا كانت واحده من المجرات اكبر بكتير من التانيه، معروفه النتيجة باسم أكل لحوم البشر ، تظل المجرة الاكبر مش مضطربة نسبى، وتتمزق المجرة الأصغر. تجرى مجرة درب اللبانه الايام دى عملية تفكيك مجرة القوس الإهليلجية القزمة ومجرة كانيس الكبرى القزمة .
ياتعمل النجوم جوه المجرات من احتياطى الغاز البارد اللى يشكل سحب جزيئية عملاقة. لوحظ أن بعض المجرات تشكل النجوم بمعدل استثنائي، و هو اللى يتعرف بالانفجار النجمي . و إذا استمروا فى ذلك، فسوف يستهلكون احتياطيهم من الغاز فى فترة زمنية أقل من عمر المجرة. ومن بعدين نشاط الانفجار النجمى يدوم فى العاده حوالى عشرة ملايين سنة بس، هيا فترة قصيرة نسبيا فى تاريخ المجرة. كانت مجرات الانفجار النجمى اكتر شيوعفىالتاريخ المبكر للكون، لكن لسه تساهم بما يقدر بـ 15% من إجمالى إنتاج النجوم. تتميز مجرات الانفجار النجمى بتركيزات غبارية من الغاز وظهور نجوم حديثة التكوين، بما فيها النجوم الضخمة اللى تؤين السحب المحيطة لتكوين مناطق H II . تنتج دى النجوم انفجارات مستعرات أعظم ،و ده يوصل لظهور بقايا متوسعة تتفاعل بقوة مع الغاز المحيط بها. توصل دى الانفجارات لتفاعل متسلسل لبناء النجوم ينتشر فى كل اماكن المنطقة الغازية. بس لما يتم استهلاك الغاز المتوفر أو تشتيته بالتقريب ، ينتهى النشاط. فى الغالب ترتبط الانفجارات النجمية بدمج المجرات أو تفاعلها. النموذج الأولى لمثل ده التفاعل اللى يشكل الانفجار النجمى هو M82 ، اللى شاف مواجهة قريبة مع الاكبر M81 . فى الغالب ما تظهر المجرات غير المنتظمة عقدًا متباعدة من نشاط الانفجار النجمي.
المجرة الراديوية هيا مجرة ذات مناطق عملاقة من الانبعاثات الراديوية تمتد لأبعد من بنيتها المرئية. يتم تشغيل الفصوص الراديوية النشطة دى بنفاثات من نواة المجرة النشطة . يتم تصنيف المجرات الراديوية حسب تصنيفات فاناروف-رايلى (FR). فئة FR I هيا فئة أقلية - مصادر منخفضة السطوع تعرض هياكل معروفه فى العاده بالأعمدة واللى تكون اكتر استطالة. فئة FR II هيا الاكتر انتشار ، وتظهر هياكل واسعة النطاق تسمى الفصوص : هيا هياكل مزدوجة، فى الغالب ما تكون متماثلة لحد ما، و إهليلجية بالتقريب توضع على جنبين النواة النشطة.
يمكن كمان تصنيف المجرات الراديوية على أنها مجرات راديوية عملاقة (GRGs)، واللى ممكن أن تمتد انبعاثاتها الراديوية لنطاقات ميغا فرسخ فلكى (3.26 مليون سنة ضوئية). ألكيونيوس هيا مجرة راديوية منخفضة الإثارة من فئة FR II و عندهااكبر انبعاث راديوى مرصود، مع هياكل مفصصة تمتد على 5 ميغا فرسخ فلكى (16×10 سنة ). للمقارنة، هناك مجرة راديوية عملاقة تانيه مماثلة الحجم هيا 3C 236 ، مع فصوص عرضها 15 مليون سنة ضوئية. بس، تجدر الإشارة علشان الانبعاثات الراديوية لا تعتبر دايما جزء من المجرة الرئيسية نفسها، ولا تُستخدم فى العاده كمعيار لقياس القطر المادى للمجرة. للحصول على نظرة ثاقبة حوالين كيفية قياس الأقطار الفيزيائية للمجرات، راجع قسم الأقطار الفيزيائية أدناه.
المجرة الراديوية العملاقة هيا فئة خاصة من الأجسام تتميز بوجود فصوص راديوية تولدها نفاثات نسبية مدعومة من الثقب الأسود الهائل فى المجرة المركزية. تختلف المجرات الراديوية العملاقة عن المجرات الراديوية العادية فى أنها ممكن أن تمتد لمقاييس اكبر بكثير، توصل لشوية ميغا فرسخ فلكي، هيا اكبر بكتير من أقطار المجرات المضيفة لها.
يتم تصنيف بعض المجرات اللى ممكن ملاحظتها على أنها "نشطة" إذا كانت فيها نواة مجرة نشطة (AGN). ينبعث جزء كبير من إجمالى إنتاج الطاقة فى المجرة من النواة النشطة بدل نجومها وغبارها ووسطها بين النجوم . هناك الكتير من مخططات التصنيف والتسمية للنوى المجرية النشطة، لكن تلك الموجودة فى النطاقات المنخفضة من اللمعان تسمى مجرات سيفرت ، فى حين معروفه تلك ذات اللمعان الاكبر بكتير من المجرة المضيفة باسم الأجسام شبه النجمية أو الكوازارات . تصدر النوى المجرية النشطة إشعاعات عبر الطيف الكهرومغناطيسى من الأطوال الموجية الراديوية لالأشعة السينية، رغم ان بعض منها قد يمتص بالغبار أو الغاز المرتبط بالنوى المجرية النشطة نفسها أو بالمجرة المضيفة.
يعتمد النموذج القياسى للنواة المجرية النشطة على قرص تراكمى يتشكل حوالين ثقب أسود هائل (SMBH) فى المنطقة الأساسية للمجرة. ينتج الإشعاع الصادر عن نواة المجرة النشطة من طاقة الجاذبية للمادة لما تسقط باتجاه الثقب الأسود من القرص. يعتمد لمعان النوى المجرية النشطة على كتلة الثقب الأسود فائق الكتلة ومعدل سقوط المادة عليه. فى حوالى 10% من دى المجرات، يقوم جوز من النفاثات النشطة المتعارضة تمام بإخراج الجسيمات من قلب المجرة بسرعات قريبة من سرعة الضوء . آلية إنتاج دى الطيارات مش مفهومة جيدا.
يُعتقد أن البلازارات مجرات نشطة ذات تدفق نسبى موجه نحو الأرض. تُصدر المجرة الراديوية ترددات راديوية من نفاثات نسبية. ويوضح النموذج الموحد لهذه الأنواع من المجرات النشطة اختلافاتها بناء على موقع الراصد.
محتمل تكون صلة بالنوى المجرية النشطة و مناطق الانفجار النجمى و هيا مناطق خط الانبعاثات النووية منخفضة التأين (LINERs). تهيمن على الانبعاث من المجرات من نوع LINER عناصر ضعيفة التأين . تشمل مصادر الإثارة للخطوط ضعيفة التأين نجوم ما بعد AGB ، و AGN، والصدمات. يتم تصنيف يقارب من ثلث المجرات القريبة على أنها فيها نوى LINER.
مجرات سيفرت هيا واحدة من اكبر مجموعتين من المجرات النشطة، مع النجوم الزائفة. عندهم نوى تشبه الكوازار (مصادر مضيئة اوى وبعيدة ومشرقة للإشعاع الكهرومغناطيسى) ذات سطوع سطحى عالى جدًا؛ لكن على عكس النجوم الزائفة، المجرات المضيفة ليها ممكن اكتشافها بوضوح. تشكل مجرات سيفرت حوالى 10% من مجموع المجرات. عند رؤيتها فى الضوء المرئي، تبدو معظمها زى المجرات الحلزونية العادية؛ لكن عند دراستها تحت أطوال موجية تانيه، لمعان مراكزها يعادل لمعان مجرات كلها بحجم درب اللبانه .
الكوازارات هيا الأعضاء الاكتر نشاط و بعد فى نوى المجرة النشطة. مضيئة للغاية، و تم تحديدها لأول مرة على أنها مصادر عالية الانزياح نحو الأحمر للطاقة الكهرومغناطيسية، بما فيها موجات الراديو والضوء المرئي، واللى بدت مشابهة للنجوم اكتر من المصادر الممتدة المشابهة للمجرات. ممكن أن يكون لمعانها 100 مرة اكتر من درب اللبانه .
مجرات الأشعة تحت الحمراء المضيئة (LIRGs) هيا مجرات ذات لمعان - قياس خرج الطاقة الكهرومغناطيسية - أعلى من لتر☉ (لمعان شمسى). فى معظم الحالات، تأتى معظم طاقتها من أعداد كبيرة من النجوم الشابة اللى تعمل على تسخين الغبار المحيط بها، اللى يعيد إشعاع الطاقة فى الأشعة تحت الحمراء. يتطلب اللمعان العالى بما يكفى ليكون LIRG معدل تكوين نجمى لا يقل عن 18 م☉ سنة . المجرات بالأشعة تحت الحمراء فائقة الإضاءة (ULIRGs) تكون اكتر سطوع بعشر مرات على الأقل وتشكل نجوم بمعدلات> 180 م☉ سنة . الكتير من LIRGs تنبعث منها كمان إشعاعات من AGN. تبعث المجرات تحت الحمراء طاقة فى الأشعة تحت الحمراء اكتر من كل الأطوال الموجية التانيه مجتمعة، مع ذروة الانبعاث فى العاده عند الأطوال الموجية من 60 ل100 ميكرون. تعتبر LIRGs غير شائعة فى الكون المحلى لكن كانت اكتر شيوع لما كان الكون أصغر سن.
المجرات مالهاش حدود محددة بطبيعتها، وتتميز بالكثافة النجمية المتناقصة تدريجى كدالة لزيادة المسافة من مركزها، يجعل قياسات مداها الحقيقى صعب. علما الفلك وضعو شوية معايير فى تحديد أحجام المجرات. فى وقت مبكر من زمن إدوين هابل سنة 1936، كان فيه محاولات لتوصيف أقطار المجرات. مع ظهور مسوحات السماء الكبيرة فى النصف التانى من القرن العشرين، بقت الحاجة لمعيار لتحديد دقيق لأحجام المجرات مطلوبة بشكل اكبر بسبب آثارها الهائلة فى الفيزياء الفلكية، زى التحديد الدقيق لثابت هابل . و تم تكييف معايير مختلفة على مر العقود، وبعضها مفضل اكتر من غيرها. فيما يلى بعض دى الأمثلة.
تم تقديم القطر المتساوى الضوء كطريقة تقليدية لقياس حجم المجرة بناء على سطوع سطحها الظاهري. المتساويات هيا منحنيات فى رسم تخطيطى - زى صورة مجرة - تجاور نقاط متساوية السطوع، هيا مفيدة فى تحديد مدى المجرة. يتم قياس تدفق السطوع الظاهرى للمجرة بوحدات المقادير لكل ثانية قوسية مربعة (mag/arcsec ؛ يتم التعبير عنها ساعات بـ mag arcsec ) ، واللى تحدد عمق سطوع المتساوي. لتوضيح كيفية عمل دى الوحدة، تتمتع المجرة النموذجية بتدفق سطوع قدره 18 ملغ/قوس ثانية فى منطقتها المركزية. ده السطوع يعادل ضوء جسم نقطى افتراضى بقدرته 18 (مثل نجم) ينتشر بالتساوى فى مساحة ثانية قوسية مربعة واحدة من السماء. ولأغراض الموضوعية، يُشار ساعات لطيف الضوء المستخدم بالأرقام. على سبيل المثال، تمتلك مجرة درب اللبانه متوسط سطوع سطحى 22.1 B-mag/arcsec , يشير B-mag لالسطوع فى النطاق B (445 نانومتر الطول الموجى للضوء، فى الجزء الأزرق من الطيف المرئى).
آر آر ريدمان اقترح سنة 1936 أنه لازم تحديد أقطار المجرات (اللى يشار ليها بعدين باسم "السدم الإهليلجية") عند 25.0 ملغ/قوسك متماثل فى النطاق B ، اللى من المتوقع أن يغطى الكتير من المظهر الجانبى للضوء للمجرة. بقا ده الأيزوفوت معروف ببساطة باسم D 25 (اختصار لـ "القطر 25")، ويتوافق مع مايقلش عن 10% من السطوع الطبيعى لسماء الليل، و هو ما يقترب اوى من حدود المرشحات الزرقاء ساعتها . تم استخدام دى الطريقة بشكل خاص وقت إنشاء كتالوج أوبسالا العام باستخدام المرشحات الزرقاء من مسح السماء بمرصد بالومار سنة 1972.
أمثلة على قياسات القطر متساوى الضوء:
نص قطر الضوء (المعروف كمان باسم نصف القطر الفعال ؛ R e ) هو مقياس بيعتمد على تدفق السطوع الإجمالى للمجرة. ده هو نصف القطر اللى انبعث منه نص أو 50% من إجمالى تدفق سطوع المجرة. جيرار دى فوكولور اقترحه لأول مرة سنة 1948. اختيار استخدام 50% كان تعسفى، لكن أثبت فائدته فى أعمال تانيه أجراها آر إيه فيش سنة 1963، أنشأ قانون تركيز اللمعان اللى يربط بين سطوع المجرات الإهليلجية و R e الخاصة بها، كمان بJL Sérsic سنة 1968 اللى حدد العلاقة بين الكتلة ونصف القطر فى المجرات.
فى تعريف R e ، من الضرورى التقاط المجرة لتدفق السطوع الإجمالي، باستخدام طريقة استخدمها بيرشادى سنة 2000 تقترح قياس ضعف الحجم يكون تدفق السطوع لنصف قطر تم اختياره بشكل تعسفي، اللى يعرف بالتدفق المحلي، مقسوم على متوسط التدفق الإجمالى يساوى 0.2. يسمح استخدام نصف قطر الضوء بتقدير تقريبى لحجم المجرة، ولكنه مش مفيدًا بشكل خاص فى تحديد مورفولوجيتها.
توجد اختلافات فى دى الطريقة. على وجه الخصوص، فى كتالوج ESO-Uppsala للمجرات، تم استخدام قيم 50% و 70% و 90% من إجمالى الضوء الأزرق (الضوء المكتشف منفىمرشح محدد للنطاق B) لحساب قطر المجرة.
تم وصف الطريقه ده لأول مرة بV. Petrosian سنة 1976، وتم استخدام نسخة معدلة من الطريقه ده بمسح سلون الرقمى للسماء (SDSS). الطريقه ده تستخدم نموذج رياضى للمجرة اللى يتم تحديد نصف قطرها من المظهر الجانبى السمتى (الأفقى) المتوسط لتدفق سطوعها. على وجه الخصوص، استخدم نظام SDSS القدر البتروسيانى فى النطاق R (658 نانومتر، فى الجزء الأحمر من الطيف المرئى) لضمان التقاط تدفق سطوع المجرة قدر الإمكان وقت مواجهة تأثيرات ضوضاء الخلفية. بالنسبة للمجرة اللى يكون ملف تعريف سطوعها أسى، فمن المتوقع أن تلتقط كل تدفق سطوعها، و 80٪ للمجرات اللى تتبع ملف تعريفى حسب قانون دى فوكولور .
صدر نقد لإصدار سابق من الطريقة دى على ايد IPAC، تسببت الطريقة فى حدوث غلط بحجم (يوصل ل10%) فى القيم مقارنة باستخدام القطر المتساوى الفوت. استخدام القياسات البتروسية له كمان عيب فقدان معظم الضوء بره الفتحة البتروسيانية، واللى يتم تحديدها بالنسبة لالمظهر العام للسطوع للمجرة، خاصة بالنسبة للمجرات الإهليلجية، مع نسب إشارة لضوضاء أعلى على المسافات الأعلى والانزياحات نحو الأحمر. تم إصدار تصحيح لده الأسلوب بGraham et al. سنة 2005، بناء على افتراض أن المجرات تتبع قانون سيرسيتش.
2MASS استخدم الطريقة دى كتعديل من طرق القياس المتساوية المستخدمة قبل كده . علشان 2MASS يعمل فى الأشعة تحت الحمراء القريبة، اللى ليه ميزة القدرة على التعرف على النجوم الخافتة والباردة والأقدم، عنده شكل مختلف من النهج مقارنة بالطرق التانيه اللى تستخدم فى العاده مرشح B. تفاصيل الطريقة اللى تستخدمها 2MASS اتوصفت بشكل شامل فى مستند أعده جاريت و ناس تانيه . ، الاستطلاع قاس كتير من المعلمات.
المجرات عندها مجالات مغناطيسية خاصة بها. فهى قوية بما يكفى علشان تكون مهمة ديناميكى، لأنها:
المرجع غلط: <ref> فى تاجز موجوده لمجموعه اسمها "note", بس مافيش مقابلها تاجز <references group="note"/> اتلقت