ميسييه 32، أو M32، هي نوع من المجرات القزمة ذات الشكل الإهليلجي. تقع في كوكبة المرأة المسلسلة. M32 له قدر ظاهري قدره 8.1 وحجم زاوي قدره 8 × 6 دقيقة قوسية. وتبعد المجرة عن كوكبنا 2.9 مليون سنة ضوئية. وفقًا لـ Equinox 2000، تم اشتقاق الإحداثيات التالية: الصعود الأيمن 0 ساعة و42.8 دقيقة؛ الانحراف +40 درجة 52′. بفضل هذا، يمكن رؤية المجرة طوال الخريف.
يشير ميسييه 32 إلى مجرتين إهليلجيتين تابعتين لأقمار أندروميدا ماجنا والتي يمكن رؤيتها في الصور المتوفرة. على طول الحافة السفلية للكائن M31، تقع المجرة M32 في الغالب المجرة القريبةبينما الجسم M110 هو المجرة الأبعد على طول الحافة اليمنى العليا. M31 هي مجرة أندروميدا كبيرة الحجم، ممثلة بجرم سماوي لامع يمكن رؤيته بالعين المجردة. تنتمي ميسييه 31 وميسييه 32 وميسييه 110 إلى المجموعة المحلية من المجرات. ويشمل أيضًا مجرة المثلث و درب التبانة.
تُظهر الصور المقدمة صورًا غير مضغوطة للأجسام الثلاثة - M31 وM32 وM110. تم التقاط جميع الصور باستخدام الفلكية Takahashi E-180. توجد في مكان قريب صورة مكبرة 3x لمركز مجرة Messier 32.
تم إدراج القطعة في كتالوج ميسييه، ولكن اكتشفها العالم الفرنسي لو جنتيل في عام 1749. واستنادا إلى بيانات الباحثين المتقدمين في عام 2010، فمن الممكن حساب بيانات تقريبية لهذه المجرة. تبلغ المسافة من الأرض إلى مسييه 32 2.57 مليون سنة ضوئية، وتتراوح كتلته التقريبية ما بين 300.000.000 كتلة شمسية، ويصل قطره إلى 6500 سنة ضوئية.
الملاحظات
M32 هي مجرة صغيرة، ولكن لها شكل بيضاوي مشرق. عندما ينظر الهواة إلى سديم المرأة المسلسلة، سيبدو هذا الجسم بالذات غريبًا بالنسبة لهم. حتى التلسكوب الأكثر عادية سيكشف عن سمات الطبيعة المنتشرة للمجرة. وتقع على بعد نصف درجة جنوب مركز مجرة M31. إذا نظرت إلى M32 باستخدام تلسكوب متوسط الجودة، يمكنك رؤية نواة على شكل نجمة وهالة بيضاوية مدمجة يتناقص سطوعها تدريجيًا.
الكائنات القريبة من كتالوج ميسييه
الجار الأول لمجرة M32 هو قمرها المادي، سديم المرأة المسلسلة. هذه مجرة حلزونية عملاقة. المجرة الثانية المجاورة هي المجرة الإهليلجية M110، والثالثة هي M31، وهو قمر صناعي يقع على الجانب الآخر من ميسييه 32.
بفضل المجرة القزمة يمكنك أن ترى كتلة كروية G156. إنه ينتمي إلى الكائن M31. أفضل أداةوسيتم استخدام تلسكوب بفتحة 400 ملم للمراقبة.
وصف Messier 32 في الكتالوج
أغسطس 1764
يوجد أسفل حزام أندروميدا لبضع دقائق سديم صغير عديم النجوم. بالمقارنة مع الحزام، يتمتع هذا السديم الصغير بضوء خافت. اكتشفه لو جنتيل في 29 أكتوبر 1749، وفي عام 1757 رآه ميسييه.
التفاصيل الفنية لصورة ميسييه 32
شيء:م32
تسميات أخرى:إن جي سي 221
نوع الكائن:مجرة إهليلجية قزمة
موضع:مرصد بيفروست الفلكي
تتعدد:الفيزياء الفلكية 1200GTO
تلسكوب:الفلكي الزائدي تاكاهاشي إبسيلون 180
آلة تصوير: Canon EOS 550D (Rebel T2i) (مرشح بادر للأشعة فوق البنفسجية/الأشعة تحت الحمراء)
التعرض: 8 × 300 ثانية، f/2.8، ISO 800
حجم الصورة الأصلية: 3454×5179 بكسل (17.9 ميجابكسل)؛ 11.5 × 17.3 بوصة @ 300 نقطة في البوصة
مرة أخرى حلمي يعذبني
أنه في مكان ما هناك، في زاوية أخرى من الكون،
نفس الحديقة ونفس الظلام
ونفس النجوم في الجمال الخالد.
ن. زابولوتسكي
عادة ما تمر دراسة طبيعة الأجسام الفلكية (وليس فقط الفلكية) من نوع أو آخر بعدة مراحل. في البداية، لا يوجد فهم واضح، بل هناك مجموعة من الافتراضات المختلفة والمتعارضة. ثم تتبلور وجهة نظر مقبولة بشكل عام، مما يسمح على الأقل بتفسير نوعي للصورة المرصودة بتفاصيلها الأساسية. تتوقف الكائنات قيد الدراسة عن كونها غير مفهومة؛ وتمتد منها خيوط الاتصال إلى الأشياء أو الظواهر المعروفة سابقًا.
وبعد مرور بعض الوقت تبدأ المرحلة الثالثة. تظهر الملاحظات الجديدة أو الحسابات النظرية أن كل شيء ليس بهذه البساطة كما يبدو. على الرغم من أن التفسيرات القديمة قد تظل في جوهرها، إلا أن موضوعات الدراسة تثير الحيرة مرة أخرى في إحجامها عن التوافق مع المخططات البسيطة والواضحة. نحن بحاجة إلى أفكار جديدة وحسابات جديدة. أخيرًا، في المرحلة الرابعة التالية، تظهر مرة أخرى صورة متسقة وأكثر تعقيدًا من ذي قبل. لقد ارتفع الفهم إلى مستوى جديد وأكثر مستوى عال. في المستقبل، قد يتكرر كل شيء مرة أخرى - إذا كان غير متوقع حقائق المراقبةومع نهج نظري مختلف.
دراسة المجرات الإهليلجية القزمة (مجرات دي)، والتي عنها سنتحدثفي هذا القسم، وهو الآن في مرحلته الثانية. من بين جميع المجرات القزمة، هذه هي الأشياء الأكثر قابلية للفهم بالنسبة لنا. وهي لا تمثل أي مجموعة تبرز بشكل حاد في سماتها، وخصائصها "تكمل" خصائص المجرات الإهليلجية العادية، وتستقر في المنطقة ذات اللمعان والحجم المنخفضين.
أقرب المجرات إلينا هي الأقمار الإهليلجية الأربعة لسديم المرأة المسلسلة. تم رصد اثنتان منها، المجرتين M 32 وNGC 205، بالقرب من المجرة الحلزونية العملاقة، وتقع المجرتان الخافتتان، NGC 185 وNGC 147، على بعدة درجات زاوية شمالها. تظهر البقعتان الأوليتان كنقاط مضيئة في أي صورة لسديم المرأة المسلسلة، يتم إسقاطها على مناطقها الخارجية؛ مجرة M 32 هي عبارة عن تشكيل مدمج ومستدير تقريبا، في حين أن مجرة NGC 205 في الصورة لها صورة أكثر ضبابية ومستطيلة بشكل ملحوظ. حجمها المطلق قريب من -16 م، إذن هذه المجرات موجودة على ذلك حد مشروط، الذي يفصل بين المجرات القزمة والمجرات "العادية".
قم بالتقاط نجوم منفردة في صور هذه المجرات القزمة، أي، كما يقول علماء الفلك، تحويل المجرات إلى نجوم، على حساب التكلفة جهد رائعخلفه في الأربعينيات V. Baada، الذي عمل في ذلك الوقت على أكبر تلسكوب في العالم - عاكس Mount Palomar الذي يبلغ طوله 2.5 متر. ويجب أن يقال أنه حتى الآن، حتى مع المساعدة أفضل التلسكوباتإن تحويل الأقمار الصناعية لسديم المرأة المسلسلة إلى نجوم ليس بالمهمة السهلة.
لفترة طويلة، ظل التركيب النجمي لهذه المجرات الصغيرة، وكذلك المنطقة الوسطى من سديم المرأة المسلسلة نفسها، غامضًا: لم يكن وجود ألمع النجوم - العمالقة الزرقاء الفائقة - ملحوظًا في الصور، على الرغم من أن هذه النجوم موجودة بثقة لوحظ في الفروع الحلزونية لسديم المرأة المسلسلة القريب.
بعد أن كلف نفسه بمهمة تحويل الجزء المركزي من سديم أندروميدا وأقماره الإهليلجية إلى نجوم، بدأ V. Baade في الاستعداد بجدية لتنفيذه. وكان من المعروف أن هذه الأجسام ذات لون ضارب إلى الحمرة، وافترض (بشكل صحيح) أن هذا هو لون ألمع النجوم التي تحتوي عليها. لذلك، تخلى و. بادي عن الصفائح التي تتفاعل مع الأشعة الزرقاء، والتي تستخدم عادة في التصوير الفلكي، واختار أكثر الصفائح الفوتوغرافية المتوفرة في ذلك الوقت حساسية، والتي تدرك الألوان البرتقالية والحمراء. ومع ذلك، كانت هذه اللوحات حساسية أقل بكثير من تلك "الزرقاء"، ولزيادةها، كان من الضروري معالجتها بشكل خاص بالأمونيا قبل استخدام اللوحات.
ولكن حتى بعد ذلك، تبين أن الحساسية ليست عالية جدًا، ومن أجل الحصول على أي أمل في التقاط النجوم التي لا يمكن الوصول إليها بالألواح "الزرقاء"، كان من الضروري الاعتماد على التعرض لعدة ساعات. والحقيقة هي أنه من المستحيل إجراء تعريضات طويلة المدى على ألواح "زرقاء" حساسة للغاية: بعد 1.5 ساعة فقط، غطى الوهج الضعيف لسماء الليل حجابًا كثيفًا. وفقًا لحسابات V. Baade، كان من المفترض أن يتيح هذا النهج الحصول على نجوم بقيمة 0.5 على الصفائح "الحمراء" ت(1.6 مرة) أضعف من تلك الموجودة في "الزرقاء".
وإلا كيف يمكنك زيادة قوة الاختراق للتلسكوب، أي قدرته على اكتشاف النجوم الخافتة؟
الناس على دراية بالتفاصيل الملاحظات الفلكية، ندرك جيدًا أن قدرات التلسكوب كأداة بصرية تختلف كثيرًا من ليلة إلى أخرى، حتى لو كانت متساوية في الوضوح، وأحيانًا خلال نفس الليلة. انها مرتبطة مع حالة مختلفةالغلاف الجوي، وللتلسكوبات الكبيرة - أيضًا مع حالة العدسة المرآة، التي يتعرض سطحها العاكس لتشوهات درجة الحرارة بسبب اختلافات درجات الحرارة بين في أجزاء مختلفةالمرايا، وبين المرآة و بيئة الهواء. وفقط في مؤخراتعلمت كيفية صنع مرايا كبيرة من مادة لا تخضع عمليا للتمدد الحراري.
بعد ذلك، كتب V. Baade عن هذا: "لا يمكن للمرء أن يأمل في تحقيق النجاح إذا قام ببساطة بإدخال لوحة "حمراء" في شريط تلسكوب يبلغ طوله 2.5 متر، وقام بالتعريض، وتطويره وحاول رؤية شيء ما. كان من الواضح تمامًا أن النجوم ستكون باهتة جدًا، وفي جميع الاحتمالات، ستكون قريبة جدًا من بعضها البعض. وهذا هو الحد الأقصى لقوة التحليل لتلسكوب قطره 2.5 متر، ومن الواضح أنه يجب على المرء أن يكون حذرًا للغاية حتى لا يغتنم أدنى فرصة.
للحفاظ على الدقة قدر الإمكان، كان من الضروري، أولاً، إجراء الملاحظات فقط عند الحصول على أفضل الصور، عندما يكون قرص النجوم المضطرب صغيرًا جدًا. ثانيًا، كان الأمر يستحق المشاهدة فقط في تلك الليالي التي كان فيها شكل المرآة قريبًا من المثالي، دون "انهيار" الحواف، مما يؤدي دائمًا إلى زيادة قرص النجم. ثالثا (وكان هذا المشكلة الرئيسية)، كان لا بد من فعل شيء ما بشأن التغييرات في التركيز التي نشأت بسبب حقيقة أن مرآة التلسكوب الذي يبلغ قطره 2.5 متر كانت مصنوعة من زجاج قديم. وحتى عندما كانت الليالي مرضية بهذا المعنى، كانت هناك تغييرات في البعد البؤري من 1.5 إلى 2 ملم، وكانت هناك أيضًا ليال وصلت فيها هذه التغييرات إلى 5-6 ملم.
ونتيجة لذلك، كان على V. Baada أن يخترع طريقته الخاصة للتحقق المستمر من صحة تركيز الصورة، مما جعل من الممكن عدم مقاطعة التعرض لعدة ساعات.
استغرق التحضير للملاحظات الحاسمة أكثر من عام. أخيرًا، في خريف عام 1943، لعدة ليالٍ حصريًا جودة جيدةتم الحصول على السلبيات التي طال انتظارها، حيث كانت الأقمار الصناعية لسديم المرأة المسلسلة (بالإضافة إلى الجزء المركزي منها، الذي يتكون من نجوم مماثلة) متناثرة بنقاط صغيرة من النجوم. هكذا بدت ألمع نجوم المجرات الإهليلجية القزمة من مسافة 700 ألف قطعة تقريبًا. يجب أن يقال أن أحد الظروف المهمة ساهم في نجاح اكتشافهم. لقد وقفوا حقا فوق المرصد الليالي المظلمةوذلك لأن انقطاع التيار الكهربائي عن مدينة لوس أنجلوس العملاقة وضواحيها المزدحمة القريبة منها لم يتم رفعه بعد.
بحلول هذا الوقت، كان علماء الفلك على دراية بأنواع النجوم الأكثر تنوعا، لكن النجوم التي صورها V. Baade حيرة العالم. لقد كانت مضيئة جدًا بالنسبة للنجوم الحمراء العادية. بدا غريبًا أنه لا يوجد تقريبًا مثل هذه النجوم في المنطقة النجمية المرصودة من الشمس، وفي المجرات الإهليلجية القزمة تساهم بشكل رئيسي في إشعاع المجرة.
فقط بعد مرور بعض الوقت، أدرك V. Baade أن المجموعات الكروية لمجرتنا تتكون من نفس النجوم تمامًا. هذه العناقيد عبارة عن ارتباطات بعيدة إلى حد ما بمئات الآلاف من النجوم (أقربها يبعد عنا عدة آلاف من السنين الضوئية). عمرهم يتجاوز 10 مليار سنة، أي أنها آثار حقيقية للعالم النجمي.
وأكدت المزيد من الأبحاث تخمين V. Baade. تبين أن ألمع نجوم المجرات الإهليلجية القزمة، وكذلك العناقيد الكروية، هي عمالقة حمراء ذات لمعان عالي - منتفخة بشكل كبير وغيرت شكلها الهيكل الداخليالنجوم، لأنه خلال حياتهم الطويلة الرئيسية وقود نووي(الهيدروجين) تم استنفاده إلى حد كبير في باطن النجوم. ميزة مميزةنجوم المجرات القزمة هي ومحتوى منخفض من الثقيلة العناصر الكيميائيةفي الغلاف الجوي النجمي (وإن لم يكن منخفضًا كما هو الحال في العناقيد الكروية). وبالنظر إلى المستقبل، نلاحظ أن هذا ما يسمى بنقص العناصر الثقيلة هو أمر نموذجي بالنسبة للمجرات القزمة بجميع أنواعها.
المجرات الإهليلجية "العادية"، التي لا تصنف على أنها قزمة في لمعانها، تتكون أيضًا من نجوم قديمة، على الرغم من أنها ليست مستنفدة بقوة في العناصر الثقيلة كما هو الحال في المجرات القزمة. من الواضح أن تشكل النجوم في المجرات الإلكترونية "العادية" قد انتهى عمليا منذ مليارات السنين. وقد تبين أن تاريخ مجرات دي قد يكون مختلفًا. يظهر هذا بوضوح في مثال نفس الأقمار الصناعية لسديم المرأة المسلسلة.
على سبيل المثال، يمكن تفسير نمط طيف القمر الصناعي لسديم المرأة المسلسلة M 32 من خلال الإشارة إلى أنه على الرغم من أن تكوين النجوم لا يبدو أنه يحدث في المجرة الآن، إلا أنه كان موجودًا هناك منذ عدة مليارات من السنين.
وفي قمرين صناعيين آخرين لسديم المرأة المسلسلة، NGC 205 وNGC 185، تم رصد عشرات من النجوم الزرقاءلمعان عالي، مختبئ بين تناثر النجوم الحمراء القديمة. ووفقا للمقاييس الزمنية الفلكية، فإن مثل هذه النجوم تكونت للتو، لأن الاستهلاك العالي للطاقة يجعلها قصيرة العمر. ومن غير المرجح أن يتجاوز عمرهم 100 مليون سنة، وهو عدد قليل جدًا بالنسبة للنجوم. فالشمس، على سبيل المثال، موجودة أطول بـ 50 مرة. وبالتالي، لا يزال تشكل النجوم مستمرًا في هذه المجرات.
وبطبيعة الحال، جنبا إلى جنب مع النجوم الساخنة ذات اللمعان العالي، يمكنهم (إلى حد كبير) أكثر) يمكن أيضًا أن تتشكل نجوم منخفضة الكتلة، لكن لا يمكن العثور عليها بين النجوم الأكثر سطوعًا ولكن الأقدم في المجرة. ولذلك، يتم تحديد مراكز تكوين النجوم فقط من خلال موقع النجوم الزرقاء، والتي عادة ما تكون متمركزة في مناطق صغيرة من المجرة. على سبيل المثال، في مجرة NGC 185، تشغل جميع النجوم الزرقاء منطقة يقل حجمها عن 300 كمبيوتر (حجم المجرة بأكملها أكبر بعشرات المرات).
إن مشكلة وجود عدد قليل من النجوم الشابة في بعض المجرات تحظى باهتمام كبير. في الواقع، في المجرات الإهليلجية الضخمة، عادة ما يرتبط عدم تكوين النجوم بغياب الغاز بين النجمي، أي الوسط الذي يمكن أن تولد النجوم عندما يتم ضغطه وتبريده بقوة. وفي جميع الحالات، يكون وجود النجوم الزرقاء الشابة ملحوظًا فقط في تلك المجرات التي يُلاحظ فيها الوسط البينجمي. ومع ذلك، حتى الآن فقط في مجرتين dE كان من الممكن اكتشاف الغاز البينجمي البارد من خلال الملاحظات المباشرة - في الأقمار الصناعية لسديم المرأة المسلسلة NGC 205، NGC 185 (وحتى هنا فهو صغير للغاية - حوالي 0.01٪) الوزن الكليالمجرات).
ومع ذلك، أظهرت ملاحظات المجرات القريبة أن النجوم الشابة فيها ترتبط أيضًا بالوسط البينجمي. في المجرات NGC 205 وNGC 185، حيث يتم ملاحظة النجوم الزرقاء الشابة "واحدًا تلو الآخر"، تكون سديم الغبار الداكن ملحوظة، كما نعلم من مثال مجرتنا، مع مناطق من الغاز الكثيف والبارد نسبيًا. بالطبع، هناك القليل منه هناك، ولكن يمكن القول أن تكوين النجوم بالكاد يلمع.
من أين يأتي هذا الغاز؟
وتبين أنه حتى لو تم "تطهير" المجرة بالكامل من الغاز، فسوف تظهر مرة أخرى بكميات صغيرة بمرور الوقت. يتم تسليمه إلى الفضاء بين النجوم عن طريق النجوم الشيخوخة. دليل مباشر على مثل هذه العملية ل أقرب المجراتبمثابة الملاحظات السدم الكوكبية- التوسع قذائف الغاز، تقذفها النجوم في مرحلة معينة من عمرها مسار الحياة. تم العثور على مثل هذه السدم في جميع المجرات القريبة. وبمرور الوقت، يملأ الغاز المنبعث من النجوم كل شيء الفضاء بين النجوم. ومن ثم، اعتمادًا على الظروف الفيزيائية المحددة في المجرة، فإنها إما أن تترك المجرة، وتتجه إلى الفضاء بين المجرات، أو تبرد تدريجيًا وتنكمش لتتحول إلى نجوم مرة أخرى،
يعتمد مصير الغاز الذي تقذفه النجوم على كتلة المجرة الإهليلجية. وقد أظهرت الحسابات النظرية أن الغاز بين النجوم يبرد وينكمش بشكل أسرع في المجرات الإهليلجية الصغيرة. من الناحية النوعية، يمكن تفسير ذلك من خلال حقيقة أن النجوم فيها تتحرك بشكل أبطأ، وأن اصطدام كتل الغاز المنبعثة من النجوم الفردية لا يؤدي إلى تسخين قوي للغاز كما هو متوقع في المجرات الكبيرة. ولعل هذا هو السبب في ندرة آثار الغاز والنجوم الشابة في المجرات الإهليلجية "العادية" وغير القزمة. ولكن من يدري، إذا لم تكن بعض المجرات الإهليلجية العملاقة بعيدة عنا أكثر من سديم المرأة المسلسلة، فربما يمكننا العثور على نجوم زرقاء فردية فيها؟
على الرغم من أن المجرات الإهليلجية القزمة تظهر بعض التكوين النجمي الضعيف، إلا أنها عمومًا هادئة جدًا وتتغير أنظمة النجوم ببطء شديد. أنها لا تظهر أي العمليات النشطةالمرتبطة بمصادر الطاقة غير النجمية - انبعاثات المادة، الانبعاثات الراديوية غير الحرارية، النشاط النووي. وفي معظم الحالات لا يوجد نواة بالمعنى المعتاد للكلمة في مجرات dE، على الرغم من وجود جسم صغير على شكل نجمة ("النواة") في مركز NGC 205 وM 32، يشبه كتلة كروية ضخمة. من النجوم. وفي المجرات البعيدة، لم تعد مثل هذه التكوينات متاحة للمراقبة.
وبطبيعة الحال، لا تقتصر المجرات على أقمار سديم المرأة المسلسلة. من بين الأقزام، هذه مجرات ذات لمعان مرتفع نسبيًا، ولهذا السبب يمكن رصدها على مسافات تصل إلى عشرات الملايين من السنين الضوئية. تم العثور على العديد من المجرات، على سبيل المثال، في أقرب مجموعة كبيرة من المجرات في كوكبة العذراء. ولكن من بين العدد الكبير من المجرات، في حالة واحدة فقط يمكن للمرء أن يشتبه في وجود كائن به نواة نشطة - وهو نوع من المجرات الراديوية القزمة. يجدر الحديث عن هذا الكائن بمزيد من التفصيل لإظهار الصعوبات التي يواجهها الباحثون أحيانًا في محاولة فهم طبيعة المصدر المرصود.
المجرات الراديوية, أقوى المصادرموجات الراديو في الطبيعة هي، كقاعدة عامة، مجرات إهليلجية عملاقة، تقوم نواتها النشطة بإخراج تيارات من البروتونات والإلكترونات النسبية (أي ذات سرعة قريبة جدًا من سرعة الضوء). تم العثور على مثل هذه المجرات من خلال دراسة صور تلك المناطق من السماء حيث يتم ملاحظة مصدر راديوي أو آخر.
عندما ثبت في الستينيات أن إحداثيات المصدر الراديوي المعين ZS 276 تزامنت مع إحداثيات مجرة إهليلجية صغيرة الحجم الزاوي، وهذا لا يمكن أن يكون مفاجأة كبيرة. من الممكن أن تكون مجرة راديوية عادية، تمت إزالتها إلى مسافة هائلة، والتي بدت منها كائنًا بحجم 15 درجة. ولم يكن طيف المجرة معروفا، ولكن تم ذكره في اثنين من أكثرها كتالوجات كاملةالمجرات - كتالوجات فورونتسوف-فيليامينوف وزويكي. اتضح أن لديها منطقة داخلية مزرقة قليلاً ذات سطوع سطحي مرتفع إلى حد ما وقشرة أكثر "حمراء" يبلغ قياسها حوالي 1 قدم.
يمكن أن تبدو المجرة الراديوية "العادية" بهذا الشكل من مسافة تبلغ حوالي 100 ميجا فرسخ فلكي. حيث أنه في عالم المجرات يتم اتباع القانون بشكل جيد، والذي بموجبه المجرة القادمةوكلما زادت سرعته الشعاعية (قانون هابل)، يمكن للمرء أن يتوقع أن سرعته يجب أن تساوي تقريبًا 6-8 ألف كيلومتر في الثانية. تخيل المفاجأة عندما تم تصوير طيفها بعد وقت قصير من التعرف عليها مع المصدر الراديوي 3S 276، وأشار إلى أن سرعتها كانت 30 كم / ثانية فقط (علاوة على ذلك، لم يحتوي الطيف على خطوط البث المتوقعة المميزة للمجرات الراديوية).
وفي عام 1970، حصل عالم الفلك الكندي س. فان دن بيرج، الذي كان يعمل في الولايات المتحدة على تلسكوب عملاق يبلغ قطره 5 أمتار، على مخطط طيفي جديد للمجرة باستخدام محول إلكتروني بصري للتحقق من دقة التقدير غير المتوقع. تم العثور على أكثر من ثمانية خطوط امتصاص القيمة الدقيقةسرعة حركته (بالنسبة للشمس): 10±8 كم/ث. هذه السرعة على الأرجح ليست مميزة للمجرات، بل للنجوم الأقرب إلى الشمس.
وعلى هذا الأساس، اقترح عالم الفلك السوفييتي يو.ب.بسكوفسكي أننا هنا لا نتعامل مع مجرة راديوية، بل مع مصدر راديوي ضعيف داخل مجرتنا. هل يمكن أن يكون هذا الجسم بقايا عادية لمستعر أعظم من نوع سديم السرطان؟ يبدو أن هذا يدعمه حقيقة أن موضع المصدر الراديوي ZS 276 يختلف بمقدار درجة واحدة فقط عن موضع المستعر الأعظم الذي لاحظه علماء الفلك الصينيون في القرن الثالث عشر.
ومع ذلك، فإن الدراسات الجديدة لهذا الجسم جعلت مثل هذا التفسير غير محتمل. تم الحصول على صور عالية الجودة له باستخدام التلسكوبات الكبيرةأظهر أنها لا تحتوي على نوع البنية الخيطية التي تعتبر نموذجية لبقايا المستعرات الأعظم، وأن التركيز القوي للسطوع المرصود فيها باتجاه المركز هو سمة مميزة جدًا للمجرات الإهليلجية. أخيرًا، وجد S. van den Berg أن طيف انبعاث الجسم يشبه تمامًا طيف العناقيد الكروية المستنفدة في العناصر الثقيلة، والتي، كما نعلم، يمكن توقعها إذا كانت لدينا مجرة dE أمامنا.
وعلى الرغم من أن سرعة حركة هذه المجرة dE بالنسبة للشمس تقترب من الصفر، إلا أن السرعة بالنسبة لمركز مجرتنا، مع الأخذ في الاعتبار الحركة المدارية للشمس، تبلغ حوالي 200 كم/ثانية. وفقًا لقانون هابل، فإن هذا يتوافق مع مسافة أكبر بعدة مرات فقط من مسافة سديم المرأة المسلسلة. صحيح أنه بالنسبة للمجرات ذات السرعات الضئيلة، يتم تحديد المسافة بشكل غير موثوق وفقًا لقانون هابل. يمكن توضيح ما إذا كانت النجوم الفردية قد لوحظت في المجرة، ولكن، للأسف، لم يتم اكتشافها، على الرغم من عمليات البحث التي تم إجراؤها بشكل خاص.
تظهر السرعة المنخفضة للجسم ZS 276 بالتأكيد أنه لا يمكن أن يكون بعيدًا جدًا. اتضح أن هذا قزم قريب نظام النجوم. ومع ذلك، حتى لو كانت المسافة إليها 2-3 ميجا فرسخ، فهذه ليست مجرد مجرة إهليلجية قزمة، ولكنها كائن فريد من نوعه في لمعانه المنخفض، وهو 3-10 7 فقط قانون العمل. من بين مجرات dE المعروفة، لا توجد مجرة واحدة كان سطوعها قريبًا من هذه القيمة. كما تبين أن نصف القطر كان رقماً قياسياً - فقط 150-200 قطعة. ومن هنا ليس مفهومًا تمامًا كيف يمكن لمثل هذه المجرة الصغيرة أن تحتوي على نواة نشطة وألا تكون أقل شأنا من حيث قوة البث الراديوي لمجرة عملاقة مثل سديم المرأة المسلسلة.
ما هو نوع الانفجار الذي أدى إلى إطلاق السحب الباعثة للراديو، والتي، وفقًا لتوزيع البث الراديوي، تشغل الآن حجمًا أكبر بعدة مرات من حجم الجسم الغامض نفسه؟
بعد أن تعرفنا على المجرات الإهليلجية القزمة، دعونا ننتقل الآن إلى المجرات التي تشبهها كثيرًا في التركيب النجمي، ولكنها أقل فهمًا في الطبيعة.
المجرة القزمة هي مجرة صغيرة تتكون من عدة مليارات (وهي صغيرة جدًا مقارنة، على سبيل المثال، بمجرتنا التي تحتوي على حوالي 200-400 مليار نجم). تشمل المجرات القزمة المجرات ذات اللمعان أقل من 10 9 L ☉ (حوالي 100 مرة أقل من اللمعان)، وهو ما يتوافق تقريبًا مع −16 م المطلق ضخامة. وتصنف سحابة ماجلان الكبرى، التي تحتوي على 30 مليار نجم، أحيانا على أنها مجرة قزمة، بينما يعتبرها آخرون مجرة كاملة تدور حول درب التبانة.
تختلف المجرات القزمة بشكل كبير في سطوع سطحها. إذا كانت المجرات العادية تتمتع بسطوع سطحي متوسط يساوي تقريبًا سطوع سماء الليل، فإن المجرات القزمة تختلف عن بعضها البعض في سطوع سطحها بأكثر من 10 أمتار.
اكتشاف المجرات القزمة
عدا عن المجرتين التابعتين لسديم المرأة المسلسلة M 32 و NGC 205 اللتين تحتلان موقف الحدودبين المجرات القزمة والعادية، تم اكتشاف المجرات القزمة الأولى بواسطة هـ. شابلي في أواخر الثلاثينيات، أثناء إجراء مسح للسماء في المنطقة المجاورة. القطب الجنوبيالعالم للدراسة الإحصائية للمجرات في المرصد جامعة هارفردالخامس جنوب أفريقيا. أولا، اكتشف شابلي مجموعة من النجوم لم تكن معروفة من قبل في كوكبة النحات، تحتوي على حوالي 10 آلاف نجم 18-19.5 م. وسرعان ما تم اكتشاف مجموعة مماثلة في كوكبة فورناكس. وبعد استخدام التلسكوب 2.5 متر في مرصد جبل ويلسون لدراسة هذه العناقيد، أمكن العثور على القيفاويات فيها وتحديد المسافات. اتضح أن كلا المجموعتين غير المعروفتين تقعان خارج مجرتنا، أي أنها تمثلهما نوع جديدالمجرات ذات السطوع السطحي المنخفض.
أصبحت اكتشافات المجرات القزمة واسعة النطاق بعد إجراء مسح بالومار للسماء في الخمسينيات من القرن الماضي باستخدام كاميرا شميدت مقاس 120 سم في مرصد جبل بالومار. اتضح أن المجرات القزمة هي المجرات الأكثر شيوعًا.
الأقزام المحلية
هناك الكثير من المجرات القزمة في المجموعة المحلية: وهي مجرات صغيرة تدور غالبًا حولها المجرات الكبيرةمثل مجرة درب التبانة، والمرأة المسلسلة، والمجرة المثلثة. تم اكتشاف 14 مجرة قزمة تدور حول مجرتنا. من الممكن أن تكون مجموعة أوميغا سنتوري الكروية هي قلب مجرة قزمة تم التقاطها في الماضي.
علم التشكل المورفولوجيا
هناك عدة أنواع رئيسية من المجرات القزمة:
- المجرة الإهليلجية القزمة ( دي) - مشابه ل
- مجرة قزمة كروية ( dSph) - النوع الفرعي ديتتميز بسطوع سطح منخفض بشكل خاص
- مجرة قزمة غير منتظمة ( دير) - مشابه، لديه بنية متكتلة
- المجرة القزمة الزرقاء المدمجة ( dBCGأو بي سي دي) - بها علامات تشكل النجوم النشطة
- المجرات القزمة فائقة الصغر ( UCD) - فئة من المجرات المدمجة جدًا تحتوي على حوالي 10 8 نجوم بحجم عرضي مميز يبلغ حوالي 50 قطعة. من المفترض أن هذه المجرات عبارة عن بقايا كثيفة (نوى) للمجرات الإهليلجية القزمة التي حلقت عبر الأجزاء المركزية من المجرات الغنية. تم اكتشاف مجرات فائقة الصغر في عناقيد المجرات في برج العذراء، وفورناكس، وكوما بيرينيسيس، وأبيل 1689، وما إلى ذلك.
- المجرة الحلزونية القزمة هي مجرة تناظرية، ولكنها على عكس المجرات العادية، فهي نادرة للغاية
مجرات الهوبيت
تم استخدام مصطلح مجرات الهوبيت الذي تمت صياغته مؤخرًا للإشارة إلى المجرات الأصغر حجمًا والأكثر خفوتًا من المجرات القزمة.
مشكلة نقص المجرات القزمة
مشكلة نقص المجرات القزمة (المعروفة أيضًا باسم "مشكلة المجرة القزمة المفقودة"). جوهرها هو أن العدد المجرات القزمة(نسبة إلى عدد المجرات العادية) لكل النظام كله عدد أقل، والتي ينبغي أن تكون وفقًا لنمذجة التوزيع الهرمي للهياكل وعلم الكونيات العام.
هناك اثنان الحلول الممكنةهذه المشكلة:
- يتم تدمير المجرات القزمة بواسطة قوى المد والجزر للمجرات الأكبر حجمًا.
- المجرات القزمة ببساطة غير مرئية لأن مادتها المظلمة غير قادرة على جذب ما يكفي من المادة الباريونية لجعلها مرئية.
تم تأكيد الحل الثاني جزئيًا من خلال الاكتشاف الأخير (2007) الذي أجراه مرصد كيك لثماني مجرات قزمة خافتة للغاية (مجرات الهوبيت) - أقمار درب التبانة. ستة منها عبارة عن مادة مظلمة بنسبة 99.9٪ (نسبة الكتلة إلى الضوء حوالي 1000).
دراسة تفصيلية لمثل هذه المجرات وخاصة السرعات النسبيةسمحت النجوم الفردية الموجودة فيها لعلماء الفلك بافتراض أن الأشعة فوق البنفسجية القوية الصادرة عن النجوم الشابة العملاقة في وقت ما "انفجرت" من هذه المجرات معظم(وهذا هو السبب في وجود عدد قليل من النجوم هناك)، ولكن تركت المادة المظلمة، وهذا هو السبب في أنها تهيمن الآن. تتمتع بعض هذه المجرات القزمة الخافتة بهيمنة ساحقة المادة المظلمةيقترح علماء الفلك البحث من خلال الملاحظات غير المباشرة: على طول "اليقظة" في الغاز بين المجرات، أي. عن طريق جذب نفاثات الغاز إلى هذه المجرة "غير المرئية".
وتظهر دراسة العلماء مدى انتشار هذا النوع من النجوم في مجرتنا ومدى نشاطها في تكوين نجوم جديدة.
الأرقام تظهر ذلك 2 -3 نجوم الفئات الأخرى يمثلون على الأقل 1 قزم بني.
هذا النوع الأجسام الفضائيةتبرز بوضوح عن الباقي.
إنها كبيرة جدًا وساخنة (في 15 -80 أكبر بكثير من كوكب المشتري لدينا) بحيث يمكن تصنيفها ككواكب، لكنها في الوقت نفسه أصغر من أن تكون نجومًا كاملة - فهي لا تملك كتلة كافية للحفاظ على اندماج الهيدروجين المستقر في القلب.
ومع ذلك، تتشكل الأقزام البنية في البداية بنفس الطريقة التي تتشكل بها النجوم العادية، ولهذا السبب غالبًا ما يطلق عليها اسم النجوم الفاشلة.
أكثر في 2013 في العام الماضي، بدأ علماء الفلك يشككون في أن الأقزام البنية موجودة تمامًا حدث شائعلمجرتنا، وحساب عددهم التقريبي في المنطقة 70 مليار
ومع ذلك، فقد تم تقديم بيانات جديدة في المؤتمر الوطني لعلم الفلك مالاجتماع الذي أقيم مؤخرا في الجامعة الانجليزيةهلا، يقولون أنه قد يكون هناك حوالي 100 مليار
مع الأخذ في الاعتبار أن مجرة درب التبانة بأكملها يمكن أن تحتوي، وفقًا لتقديرات تقريبية، على ما يصل إلى 400 مليارات النجوم، وعدد الأقزام البنية مثير للإعجاب ومخيب للآمال.
ولتوضيح النتائج، أجرى علماء الفلك دراسة لأكثر من ألف قزم بني تقع ضمن نصف قطر لا يزيد عن 1500 سنة ضوئية. ونظرًا لأن نجوم هذه الفئة خافتة جدًا، فإن مراقبتها على مسافات أطول تبدو صعبة للغاية، إن لم تكن مستحيلة.
تم العثور على معظم الأقزام البنية التي نعرفها في المناطق التي تتشكل فيها النجوم الجديدة، والمعروفة باسم العناقيد.
إحدى هذه المجموعات هي الجسم NG ج133 والتي تحتوي على عدد من الأقزام البنية تقريبًا مثل النجوم العادية.
بدا هذا غريبًا تمامًا بالنسبة لأليكس شولتز من جامعة سانت أندروز وزميله كورالكا موزيتش من جامعة لشبونة. لفهم أكثر تفصيلاً لتكرار الأقزام البنية التي تولد داخل مجموعات النجوم كثافات مختلفةقرر الباحثون البحث عن أقزام أبعد في أماكن أكثر كثافة عنقود نجمير جدبليو 38 .
لتتمكن من عرض كتلة بعيدة تقع تقريبا 5000 على بعد سنوات ضوئية، استخدم علماء الفلك كاميرا NA ج O مع ضبط البصريات التكيفية على "جدًا". تلسكوب كبيرالمرصد الأوروبي الجنوبي.
وكما في الملاحظات السابقة، اكتشف العلماء هذه المرة أيضًا أن عدد الأقزام البنية في هذه المجموعة يبلغ تقريبًا نصف عدد الأقزام البنية. الرقم الإجماليالنجوم الموجودة فيه، والتي بدورها تشير إلى أن معدل ولادة الأقزام البنية لا يعتمد على الإطلاق على تكوين مجموعات النجوم.
" ... اكتشفنا رقم ضخمالأقزام البنية في هذه المجموعات. اتضح أنه بغض النظر عن نوع الكتلة، يتم العثور على هذه الفئة من النجوم في كثير من الأحيان. وبما أن الأقزام البنية تتشكل مع نجوم أخرى في مجموعات، فيمكننا أن نستنتج أن هناك بالفعل الكثير منها في مجرتنا..."
- تعليقات شولز.
يمكن أن يكون رقما في 100 مليار ومع ذلك، قد يكون هناك المزيد منهم.
دعونا نتذكر أن الأقزام البنية هي أجسام نجمية خافتة جدًا، لذا فإن ممثليها الأكثر خفوتًا لا يمكنهم ببساطة أن يقعوا في مجال رؤية علماء الفلك.
وفي وقت كتابة هذا المقال، كانت النتائج أحدث الأبحاثكان شولز ينتظر مراجعة نقدية من قبل علماء خارجيين، لكن التعليقات الأولى على هذه الملاحظات إلى جيزمودو جاءت من عالم الفلك جون أوميرا من كلية سانت ميغيل، الذي لم يشارك في العمل ولكنه يعتقد أن الأرقام الواردة فيه قد تكون صحيحة.
"... لقد وصلوا إلى الرقم 100 المليارات، مما يجعل الكثير من الافتراضات لهذا الغرض. ولكن في الواقع، يعتمد الاستنتاج حول عدد الأقزام البنية في مجموعة النجوم على ما يسمى الوظيفة الأوليةالكتلة، والتي تصف توزيع كتل النجوم في الكتلة. بمجرد معرفة هذه الوظيفة ومعرفة التردد الذي تشكل به المجرة النجوم، يمكنك حساب عدد النجوم من نوع معين. لذلك، إذا حذفنا بعض الافتراضات، فإن الرقم موجود 100 المليارات تبدو حقيقية حقًا ..."
- علق عميرة.
ومن خلال مقارنة عدد الأقزام البنية في مجموعتين مختلفتين - واحدة ذات توزيع كثيف والأخرى ذات توزيع أقل كثافة من النجوم - أظهر الباحثون أن البيئة التي تظهر فيها النجوم ليست هي نفسها دائمًا. عامل رئيسي، وتنظيم وتيرة ظهور هذا النوع من الأجسام النجمية.
"إن تكوين الأقزام البنية أمر عالمي جزء لا يتجزأتكوين النجوم بشكل عام"تقول أوميرة.
البروفيسور أبيل منديز من مختبر صلاحية الكواكب للسكن ل aboratory)، وهو عالم فلكي آخر لم يشارك أيضًا في الدراسة قيد المناقشة، يقول إن الأرقام الموجودة في عمل جديدقد يكون هذا منطقيًا بالفعل، لا سيما بالنظر إلى حقيقة أنه يوجد في مجرتنا أجسام نجمية أصغر حجمًا بكثير من الأجسام الأكبر حجمًا.
“...الأقزام الحمراء الصغيرة، على سبيل المثال، هي أكثر شيوعًا بكثير من جميع أنواع النجوم الأخرى. ولذلك، أود أن أقترح أن الأرقام الجديدة هي على الأرجح الحد الأدنى ... "
يقول منديز.
هناك، بالطبع، الجانب الخلفيمثل هذه الخصوبة من الأقزام البنية. عدد كبير منالنجوم الفاشلة تعني أيضًا انخفاضًا في إمكانية السكن.
يقول منديز إن الأقزام البنية ليست مستقرة بما يكفي لدعم بيئة تسمى المنطقة الصالحة للسكن. بالإضافة إلى ذلك، ليس كل علماء الفلك يحبون المصطلح نفسه "نجوم فاشلة".
"...شخصيًا، أفضل عدم تسمية الأقزام البنية بـ "النجوم الفاشلة"، لأنها في رأيي لا تستحق لقب النجوم..."
- تعليقات جاكلين فهرتي، عالمة الفيزياء الفلكية في المتحف الأمريكي تاريخ طبيعي.
"... أفضل أن أسميها "الكواكب المتضخمة"، أو ببساطة "الكواكب العملاقة"، لأنها من وجهة نظر كتلتها لا تزال أقرب إلى هذه الأجسام الفلكية منها إلى النجوم..."
- يقول العالم.
تُظهر الصورة المجرة القزمة في كوكبة Sculptor Dwarf Galaxy. تم التقاط الصورة بواسطة جهاز التصوير واسع المجال، المثبت على تلسكوب MPG/ESO ذو قطر 2.2 متر في المرصد الأوروبي الجنوبي في لا سيلا. هذه المجرة هي إحدى الدول المجاورة لمجرتنا درب التبانة. ولكن، على الرغم من هذا القرب من بعضها البعض، فإن هاتين المجرتين لديهما بالتأكيد تاريخ مختلففي ظهورها وتطورها، يمكننا القول أن شخصياتها مختلفة تمامًا. إن مجرة النحات القزمة أصغر بكثير وأقدم من مجرة درب التبانة، مما يجعلها ذات قيمة كبيرة لدراسة العمليات التي أدت إلى ولادة نجوم جديدة ومجرات أخرى في بداية الكون. ومع ذلك، نظرا لحقيقة أنه ينبعث القليل جدا من الضوء، فإن دراسته صعبة للغاية.
المجرة القزمة في كوكبة النحات تنتمي إلى فئة فرعية من المجرات الكروية القزمة وهي واحدة من أربعة عشر مجرة تابعة تدور حول درب التبانة. وتقع جميعها بالقرب من بعضها البعض في منطقة الهالة في مجرتنا، وهي منطقة كروية تمتد إلى ما هو أبعد من حدود الأذرع الحلزونية. كما يوحي اسمها، تقع هذه المجرة القزمة في كوكبة النحات وتقع على مسافة 280 ألف سنة ضوئية من الأرض. وعلى الرغم من قربه، إلا أنه لم يتم اكتشافه إلا في عام 1937 مع ظهور أدوات قوية جديدة، حيث أن النجوم المكونة له باهتة للغاية ويبدو أنها منتشرة في جميع أنحاء السماء. أيضًا، لا تخلط بين هذه المجرة وNGC 253، التي تقع في نفس كوكبة النحات، ولكنها تبدو أكثر إشراقًا وهي عبارة عن دوامة محظورة.
مجرة قزمة في كوكبة النحات. المصدر: إسو
معلومات الصورة
معلومات الصورة
على الرغم من صعوبة اكتشافها، كانت هذه المجرة القزمة من بين أولى الأجسام القزمة الخافتة التي تم اكتشافها في المنطقة المحيطة بمجرة درب التبانة. ها شكل غريبيجعل علماء الفلك يفكرون منذ لحظة الاكتشاف وحتى اليوم. لكن في عصرنا، اعتاد علماء الفلك على المجرات الكروية وأدركوا أن مثل هذه الأجسام تسمح لنا بالنظر بعيدًا في ماضي الكون.
ويعتقد أن درب التبانة، مثل كل شيء آخر المجرات الكبيرةتشكلت نتيجة اندماجات مع أجسام أصغر خلال السنوات الأولى من عمر الكون. وإذا كانت بعض هذه المجرات الصغيرة لا تزال موجودة حتى اليوم، فلا بد أنها تحتوي على العديد من النجوم القديمة للغاية. هذا هو السبب في أن المجرة القزمة الموجودة في كوكبة النحات تلبي جميع المتطلبات التي تنطبق على المجرات البدائية. هذه النجوم القديمة هي التي يمكن ملاحظتها في هذه الصورة.
لقد تعلم علماء الفلك تحديد عمر النجوم في المجرة من خلال التوقيعات المميزة الموجودة فيها تدفق مضيئة. يحمل هذا الإشعاع أدلة قليلة جدًا على وجود عناصر كيميائية ثقيلة في هذه الأجسام. وهذه النقطة هي أن مثل هذا مركبات كيميائيةتميل إلى التراكم في المجرات مع تغير أجيال النجوم. وبالتالي فإن التركيزات المنخفضة من الجزيئات الثقيلة تشير إلى ذلك متوسط العمرالنجوم في هذه المجرة الكروية عالية جدًا.
منطقة السماء المحيطة بالمجرة القزمة في كوكبة النحات.