الفيزياء الفلكية 2 412فيز

يتكون هذا الباب من أربعة فصول:
1- مجرتنا: حيث تجد تفاصيل المجرة التي نتبعها ونعتبر جزءاً منها وهي مجرة درب التبانة.
2- المجرات: حيث نتعرف على أنواع المجرات وخواصها وحشودها وتمدد الكون وعدسة الجاذبية.
3- المجرات النشطة: حيث ندرس هذه النوعية النشطة من المجرات ونحاول فهم سر نشاطها.
4- حشود المجرات.

الأول: مجرتنـــا: درب التبانة

   The Milky Way

إن المجرة التي تقطنها شمسنا عبارة عن تجمع هائل من النجوم، ويبلغ عدد نجوم المجرة بين 300 إلى 400 بليون نجم، أي مئات بلايين النجوم، وتمتد المجرة إلى مسافة كبيرة تقدر بحوالى 100 ألف سنة ضوئية، وشكل المجرة التي نقطن داخلها حلزوني، وهي تتكون من نواة تبدو ككتلة واحدة من شدة تقارب النجوم داخلها، ويحيط بالنواة أذرع حلزونية الشكل بالإضافة إلى هالة ضخمة. وتحتوي الأذرع على سحب غازية تسمى السحب بين نجمية بالإضافة إلى النجوم، ويحيط بالنواة سحب كثيفة تُخفي نواة المجرة ومايدور بداخلها. وتوجد الشمس على طرف أحد الأذرع على مسافة 30 ألف سنة ضوئية من مركز المجرة، ولذلك فإن المسافات بين النجوم كبيرة في المنطقة التي توجد فيها الشمس وهذه ميزة مهمة لتوفر الحياة نهاراً ومجئ الليل عند غروب الشمس، ولو كنا نسكن بالقرب من منطقة النواة لوجدناها مكتظمة بالنجوم بالإضافة إلى أن الجاذبية تكون هناك عالية، مما يصعب معه تصور وجود نجوم حولها كواكب مثل مجموعتنا الشمسية.
وبافتراض أن كتلة الشمس هي كتلة متوسطة بالنسبة لنجوم المجرة فإننا نستطيع أن نقول أن كتلة المجرة في حدود 100 بليون إلى 2 تريليون كتلة شمسية. ونلاحظ أن عدد النجوم يزداد كلما توجهنا ناحية مركز المجرة، ويوجد داخل المجرة مجال مغناطيسي منتظم تقريباً ولكنه يزيد في أماكن تركيز الكتلة، ويزيد بالطبع داخل النجوم حسب نوعها وتطورها، وتوجد النجوم حديثة التكوين في الأذرع حيث يكون الضغط عالياً وحيث توجد السحب ما بين النجوم وهي المكان الذي تتكون داخله النجوم. وتستخدم النجوم المتغيرة في تحديد الأبعاد سواء داخل المجرة، أو لقياس أبعاد المجرات الأخرى؛ وذلك لأن النجوم المتغيرة معلومة القدر المطلق ودورة التغير. ويُعدُّ مركز المجرة أو النواة من الأشياء المحيرة، فإنه يبدو كما لو كان في مركز المجرة ثقب أسود كتلته حوالى مليون كتلة شمسية، بالطبع هذه الكتلة صغيرة بالنسبة لكتلة المجرة ولكنها أكبر من أي نجم نعرفه، ويميز علماء الفلك بين الثقب الأسود الذي يمثل حياة نجم كبير عن الثقب الأسود الضخم الموجود في مركز المجرة ، وهذا الثقب الأسود الضخم يساعدنا في تفسير سرعة دوران المادة القريبة من مركز المجرة، بالإضافة إلى تفسير التفاعلات العنيفة والقوية التي رصدت صادرة من مركز المجرة وكذلك الأشعة السينية التي تأتي بقوة من مركز المجرة. لقد تعرفنا بسرعة على أجزاء المجرة والآن ندخل إلى أعماق المجرة لنتعرف عليها بالتفصيل.
 
وصف عام للمجرة  General Description of the Galaxy
باستخدام طرق الرصد الحديثة في الأشعة الراديوية وتحت الحمراء وفوق البنفسجيةوالسينية بالإضافة لأرصاد الضوء المرئي أصبح التكوين التفصيلي للمجرة معروفاً إلى حد كبير. فمجرتنا وهي المسماة بدرب التبانة عبارة عن قرص رفيع من المادة الموزعة على منطقة ذات قطر حوالى 100 ألف سنة ضوئية، وسمك القرص حوالى 2000 سنة ضوئية، وهذا القرص موجود داخل هالة كبيرة من المادة الداكنة أو غير المرئية والتي تمتد إلى مسافة حوالى 160 ألف سنة ضوئية من مركز المجرة، وتدور الشمس على بعد 30 ألف سنة ضوئية من المركز،كما هو مبين في الشكل رقم (11.1). وتشبه مجرتنا في شكلها مجرة M31 والتي تسمى بمجرة المرأة المسلسلة Andromeda، (الشكل رقم 11.2) ، والتي تبعد عنا مليونا سنة ضوئية، وتوجد فروق بسيطة بينهما، فمجرتنا تحتوي على عدد أكبر من النجوم حديثة التكوين بينما تحتوي المرأة المسلسلة على عدد أكثر من الحشود الكرية ، كما أن نواتها أكثر لمعاناً وقرصها أكبر من قرص مجرتنا.

الشكل رقم (11.1).منظران رأسي وجانبي لدرب التبانة. وللمجرة أربعة أذرع طويلة واثنين قصيران.
 

الشكل رقم (11.2). مجرة المرأة المسلسلة (NASA).
تحتوي مجرتنا على أربعة أذرع طويلة حلزونية الشكل spiral arms بها بعض النتوءات، وذراعان قصيران. تظهر الشمس بالقرب من الحافة الداخلية على ذراع قصير يسمى ذراع الجبار Orion وطوله 5 آلاف بارسك وهو يحتوي على بعض السدم مثل سديم أمريكا الشمالية وسديم كيس الفحم وسديم الدجاجة وسديم الجبار، كما يوجد به سديما برشاوس والقوس وهما موجودان بالترتيب على بعدي ألفي بارسك داخل وخارج الشمس بالنسبة لمركز المجرة. وحينما نسأل عن موقعنا في المجرة فإن مجوعتنا الشمسية تقع على ذراع الجبار داخل منطقة صغيرة تعرف باسم الفقاعة المحلية Local buble، وداخل هذه الفقاعة توجد ريشة صغيرة  local fluffومجموعتنا الشمسية داخل هذه الريشة، (الشكل رقم 11.3).
يبلغ طول الأذرع الطويلة في درب التبانة 25 ألف بارسك وهي: ذراع الدجاجةCygnus ، ذراع برشاوس Persus، ذراع القوس-السفينةSagittarius-Carina ، ذراع الدرع- الصليب الجنوبي Scutum-crux . ومن خلال تصوير المجرة في أشعة جاما، وإكس، وفوق البنفسجية، وتحت الحمراء، والراديوية، بالإضافة للضوء المرئي، (أنظر الشكل رقم 11.4) تكونت لدينا تفاصيل عن أذرع المجرة ومكوناتها كما ساعدت تلك الأرصاد على رصد الكثير من تفاصيل أعماق المجرة. تبلغ سرعة الشمس 250 كم/ث، وهذا يعني أن الشمس تحتاج لحوالى 200 مليون سنة كي تتم دورة كاملة حول مركز المجرة، ولا يعني هذا أن مدارات النجوم حول مركز المجرة دائرية، فالنجوم في حركتها تتأثر بمركز المجرة وكذلك بما يحيط بها، مما يرجح الاعتقاد بأنها تتحرك في مدارات أهليجية. ويمكن تتبع الأذرع الحلزونية  في الضوء المرئي من خلال رصد ما يلي:
1- النجوم من النوعين الطيفيين O, B .
2- الحشود المفتوحة الحديثة.
3- السدم اللامعة Emission nebulae.
4- النجوم المتغيرة.
5- كما يمكن تتبع الأذرع في الأشعة الراديوية.
 

الشكل رقم (11.3).الريشة التي تحتوي على الشمس وجيرانها من النجوم (Astronomy Today).
 

 

الشكل رقم (11.4 ). صورتان لمجرتنا، في الأعلى: في المجال تحت الأحمر، وفي الأسفل: في المجال المرئي (NASA).
الحشود الكرية داخل المجرة Globular Clusters in the Galaxy
إن معظم الحشود الكرية تحتوي على نجوم متغيرة من نوع السلياق RR Lyrea والتي نعرف قدرها المطلق ولذلك يمكن استخدامها كوسيلة جيدة في حساب أبعاد هذه الحشود، ولم يعرف الشكل الحقيقي لمجرتنا إلا في أوائل القرن العشرين. وشمسنا لا توجد في مركز المجرة بل على أحد أطرافها، والحشود الكرية موزعة في دائرة كبيرة مركزها هو مركز المجرة وتسمى هالة المجرة، وأبعاد الهالة أكبر من أبعاد المجرة ذاتها. وبعض نجوم السلياق RR المتفرقة موجودة على أبعاد تبلغ 10 إلى  15 ألف بارسك من جهتي مستوى المجرة مما يعني أن سمك الهالة يصل إلى 30 ألف بارسك، ولقد رصت حشود كرية على بعد 80 ألف بارسك، فإذا تم التأكد أنها تابعة لجاذبية مجرتنا فهذا يعني أن الهالة أكبر مما نقدره الآن. كما لوحظ وجود غازات ساخنة درجة حرارتها مليون كلفن مما يوحي بأنها صادرة من سوبرنوفا أو رياح نجمية، وهذه الغازات تُكون ما يعرف بكورونا المجرة. وبشكل عام يحتوي قرص المجرة، بالإضافة إلى النجوم على ما يعرف بمادة ما بين النجوم، وتتكون هذه المادة من الهيدروجين والهيليوم بنسبة 0.96 إلى 0.99 وكمية قليلة من العناصر الأخرى، وفي الغالب تكون درجة حرارة هذا الغاز في حدود واحد كلفن أو أقل. وغالباً ما يتجمع الغاز في سحب وهي التي تعرف بسحب ما  بين النجوم، وقد تكون سحباً خفيفة أو كثيفة حسب برودتها وتجمع مادتها، وتكون السحب الكثيفة منها شديدة البرودة، وتتفاعل الذرات داخلها كيميائياً وتكون جزيئات مثل H2، CO إلى غير ذلك من الجزيئات التي رصدت داخل السحب الجزيئية. ويوجد بالإضافة إلى الغازات، حبيبات من الأتربة ولها دور مهم في كيمياء سحب ما بين النجوم حيث إنها العامل المساعد في تكوين جزيئات الهيدروجين وبعض الجزيئات الأخرى. وتمتد حول الشمس طبقة من الهيدروجين سمكها 125 بارسك فقط، ولكن في المنطقة بين 3000 إلى 8500 بارسك توجد سحب ما بين النجوم عملاقة وهي التي تتكون داخلها النجوم الحديثة. كما لوحظ وجود هيدروجين جزيئي في مركز المجرة ولكن توجد السحب الكثيفة فقط على الأذرع، ولذلك لا تشاهد النجوم حديثة الولادة إلا على أذرع المجرة، وهذا يفسر اللمعان الشديد لأذرع المجرة.

 

نظرية موجات الكثافة الحلزونية spiral density wave theory
نستطيع أن نفهم وجود الأذرع على أنها ناشئة عن الحركة الدورانية للسحابة التي تكونت منها المجرة حول محورها، وإذا كانت الشمس تحتاج لحوالى 200 مليون سنة لتكمل دورة كاملة حول مركز المجرة، فهذا يعني أن الشمس قد دارت منذ نشأتها على الأقل 20 مرة حول مركز المجرة، ولذلك نتوقع أنه مع استمرار دوران المجرة حول مركزها ستتلوى أذرعها أكثر نحو الداخل وتزداد في الالتفاف حول النواة. وتوجد نظرية لتفسير نشأة المجرات الحلزونية وتطور أشكالها وهي نظرية موجات الكثافة الحلزونية، وتتلخص هذه النظرية ببساطة في أن هناك موجة كبيرة تتحكم في شكل وتوزيع الكتلة داخل المجرة وهذه الموجة لها الشكل العام الذي نراه في المجرة، وهذا يعني أن الأذرع مناطق ازدياد في قوة الموجة أو مناطق ضغط عال، ولذلك تتجمع سحب ما بين النجوم في الأذرع وتكون في حالة انضغاط مما يؤدي إلى انكماشها لتتكون النجوم داخلها، ومما يؤيد ذلك أن النجوم حديثة الولادة كلها موجودة على الأذرع وفي مناطق سحب ما بين النجوم وهذا بدوره يفسر لمعان الأذرع بدرجة عالية.
تتحرك النجوم القريبة من الشمس بسرعة نسبية لا تزيد عن 40 إلى 50 كم/ث وتسمى النجوم صغيرة السرعة، وتوجد نجوم ذات سرعة عالية نسبيا  80 كم/ث، وهي نجوم تتحرك في مدارات أكثر إهليجية بحيث تقطع مداراتها مدار الشمس حول مركز المجرة، والحشود الكرية والنجوم الموجودة في هالة المجرة لها مدارات تختلف عن مدار الشمس، وهي ذات سرعات عالية. وتدل الأرصاد على أن النجوم البطيئة تكون مركبة سرعتها العمودية على مستوى المجرة أيضاً صغيرة، بينما النجوم السريعة تكون مركبة سرعتها العمودية على مستوى المجرة كبيرة، ولذلك فالنجوم البطيئة مركزة في مستوى قرص المجرة والنجوم السريعة تنتشر في اتجاه هالة المجرة. وما يعتقده العلماء أن الحشود الكرية تدور حول نواة المجرة في مدارات شديدة الاستطالة مثل مدارات المذنبات داخل المجموعة الشمسية، ولذلك فإن الحشود الكرية تقطع مستوى المجرة مرتين أثناء حركتها في مدارها، ولكن رغم ذلك فإن المسافات الكبيرة بين النجوم تجعل عملية اصطدام النجوم ببعضها أمراً مستحيلاً، وهذا يذكرنا بقول الله عز وجل "فلا أقسم بمواقع النجوم وأنه لقسم لو تعلمون عظيم"، فالمواقع التي تأخذها النجوم وهي تتحرك في الكون، إذا أُخذت بأبعادها المختلفة تدل على آية كونية عظيمة، نجوم منفردة وأخرى مزدوجة، ويوجد بعض النظم ثلاثية النجوم، كما تتجمع النجوم في حشود، وتدور الحشود داخل المجرة كما وصفنا منذ قليل. وإذا أعدنا إلى ذاكرتنا ما ذكرناه سابقاً من أن المجرة تحتوي على سحب من الغازات والأتربة، وهذه السحب تؤثر بلا شك على حركة النجوم القريبة منها أو الموجودة داخلها، وبسبب ازدحام المجرة بالنجوم وخاصة في منطقة المركز كما سنعرف بعد قليل، ففي هذه الحالة يصعب علينا أن نتعرف على الطريق الذي يسلكه أي نجم في حركته والموقع الذي ستكون فيه الشمس أثناء حركتها حول مركز المجرة، هذا؛ بالإضافة إلى حركة المجرات داخل حشود المجرات بل وحركة حشود المجرات ذاتها، كون هائل وموقع كل نجم في هذا الكون العميق يُعُّد شيئاً معجزاً يصعب علينا أن ندرك أبعاده بالكامل، ولكن بلا شك أصبحنا أكثر فهماً من ذي قبل لمثل هذه الآيات الكونية العظيمة.
 
النجوم القديمة والحديثة Old and Young Stars
يرتبط ما لاحظناه من تغير في سرعة النجوم إلى حد ما بتركيبة هذه النجوم وعمرها، ويمكن تقسيم النجوم إلى جمهرتين: نجوم الجمهرة I مثل الشمس والنجوم التي على الأذرع وفي القرص وهي النجوم الأحدث تكوينا، ولذلك فنسبة العناصر الثقيلة فيها عالية نسبياً حيث تبلغ 1  إلى  4% ، بينما تقع الجمهرة II من النجوم في هالة المجرة ونواتها حيث توجد الحشود الكرية، وتحتوي تلك الجمهرة من النجوم على نسبة صغيرة جداً من العناصر الثقيلة من 0.1 إلى 0.01 % ، والسبب في ذلك أن نسبة العناصر الثقيلة تزداد مع دورة حياة النجوم المستمرة، فالنجوم التي تكونت منذ زمن بعيد تكونت من سحب تحتوي على نسبة صغيرة من العناصر الثقيلة، ولكن هذه النجوم تلفظ كمية أكبر من العناصر الثقيلة في نهاية حياتها. النجوم في نواة المجرة كلها من النجوم القديمة وعمرها يتراوح ما بين 11 إلى 14 بليون سنة وأحدثهم عمراً لا يقل في عمره عن 5 بليون سنة، ولكن لوحظ أن نسبة العناصر الثقيلة فيها ضعف النسبة الموجودة في الشمس، وبالطبع ذلك يخالف الفهم الذي شرحناه سابقاً عن جمهرتي النجوم، ولكن التفسير الذي وضعه الفلكيون لذلك هو احتمال التكون السريع لنواة المجرة بعد تكون جسم المجرة، وقد وجدت صورة معاكسة تماماً في سحابة ما جلان الصغرى، فنجومها حديثة التكوين توجد بها كمية قليلة من العناصر الثقيلة. ولذلك ليس من اللازم أن تحتوي النجوم حديثة الولادة على نسبة عناصر ثقيلة مثل الجمهرة I فإن هذا يعتمد على المكان الذي  يولد فيه النجم وتاريخ المادة التي نشأ منها.

كتلة المجرة Galactic Mass
يمكننا حساب كتلة المجرة عن طريق حركة الشمس حول مركز المجرة بسرعة مقدارها 250 كم/ث، وحيث إن الشمس تبعد عن مركز المجرة مسافة تساوي 30 ألف سنة ضوئية، إذا مدة دورتها حول مركز المجرة يبلغ:
 

 
باستخدام قوانين الحركة لكبلر يمكن حساب كتلة المجرة:

a تقاس هنا بالوحدة الفلكية وتساوي 1.9x109 و.ف

 
تعدُّ قيمة كتلة المجرة المحسوبة بالمعادلة السابقة مقبولة إلى حد كبير، حيث إن نسبة النجوم التي تبعد عن مركز المجرة أكثر من الشمس تعتبر قليلة، ولكن لاحظ الفلكيون أنهم بقياس الكتلة من خلال حركة حشد كروي يبعد 50 ألف بارسك عن مركز المجرة نحصل على قيمة للكتلة مقدارها 1012 كتلة شمسية أي حوالى 10 أمثال الكتلة التي حصلنا عليها من خلال حركة الشمس المدارية، ولذلك يعتقد الفلكيون أن هناك جزءاً من المادة