کهکشان مارپیچی

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به: ناوبری، جستجو
یک مثال از کهکشان مارپیچی کهکشان فرفره

یک کهکشان مارپیچی (به انگلیسی: spiral galaxy)یک نوع از سه نوع اصلی کهکشان‌ها است که اولین بار توسط ادوین هابل و در سال ۱۹۳۶ رده‌بندی شد.[۱]

ساختار[ویرایش]

کهکشان‌های مارپیچی چند بخش اصلی دارند:

بازوهای مارپیچی[ویرایش]

بازوهای مارپیچی نقاطی هستند که از مرکز مارپیچی و کهکشان‌های مارپیچی بسته کشیده شده‌اند این نواحی باریک به شکل مارپیچ می‌باشند و از این رو به ان‌ها کهکشان‌های مارپیچی می‌گویند طبقه بندی متفاوت کهکشان‌های مارپیچی بستگی به ساختار بازوهای مشخص در ان هاست. کهکشان‌های Sc و SBc به علت بعد مسافت بازوهای شل و اویزانی دارند در حالی که که کهشان‌های Sa و SBa کهکشان‌هایی با بازوهای تنگ و به هم پیچیده شده‌ای هستند(با مراجعه به طبقه بندی هابل). در هر دو حالت بازوهای مارپیچی از تعداد بسیار زیادی ستارهٔ ابی و بزرگ و جوان تشکیل شده اند(ناشی از چگالی جرمی و نرخ بالای شکل گیری ستارگاان)بازوها را قابل توجه می‌سازد

برآمدگی‌های کهکشانی[ویرایش]

برآمدگی‌ها bulge گروه عظیم‌الجثه و بسیار فشرده ستارگان هستند. این اصطلاح به گروه مرکزی ستارگان در اکثر کهکشان‌های مارپیچی اشاره می‌کند. برامدگی(bulg) کهکشان Sa معمولاً از ستاره‌های II تشکیل شده است، که که ستاره‌های قرمز و پیر همراه با حجم فلزی کم می‌باشند علاوه بر این کهکشان‌های saوsba تمایل به بزرگ بودن دارند در مقابل ان برآمدگی‌های (bulges)کهکشان‌های Sc و SBc بسیار کوچک تر هستندو غالباً از تراکم ستاره‌های جوان و آبی I تشکیل شده اندبعضی از برآمدگی‌ها ویژگی‌های مشابهی با کهکشان‌های بیضوی دارند (تمایل به سمت جرم و درخشندگی کم) و بقیه دارای چگالی دیسک مرکزی بسیار بالا همراه با ویژگی‌های مشابه صفحهٔ کهکشان می‌باشند اینگونه تصور می‌شود که بسیاری از برآمدگی‌ها در مرکزشان میزبان سیاهچالهٔ ابر پر جرم می‌باشند اگرچه سیاهچاله تاکنون به صورت مستقیم مشاهد نشده‌است اما شواهد غیر مستقیم آن وجود دارد. به عنوان مثال در کهکشان خودمان شیئی که Sagittarius A* نامیده می‌شود احتمالاً یک سیاهچالهٔ ابر پر جرم می‌باشد یک ارتباط قوی بین جرم سیاهچاله و سرعت انشار ستاره‌ها در برآمدگی وجود دارد رابطه یM-sigma

شبه کرهٔ بسیارعظیم[ویرایش]

جثهٔ ستاره‌ها در کهکشان‌های مارپیچی اگرچه در صفحهٔ کهکشان قرار گرفته‌اند اما ستارگان کمی وجود دارند که در یک مدار دایره‌ای به دور مرکز کهکشان قرار گرفته باشند بلکه آنها در یک هالهٔ کره‌ای به دور هستهٔ کهکشانی قرار گرفته‌اند ، به هر حال بعضی از ستارگان در یک هالهٔ کروی یا کره کهکشانی ساکن شده‌اند . رفتار مداری این ستارگان مورد بحث است ،آن‌ها ممکن است برگشت و یا کج شدن مدارها را توصیف نمایند ، لیکن حرکت ستارگان در یک مدار منظم راهرگز .هاله‌های ستاره‌ای ممکن است از کهکشان‌های کوچک که ادغام می‌شوند با کهکشان‌های مارپیچی حاصل شوند برای مثال کهکشان بیضوی Sagittarius Dwarf در فرایند ادغام با راه شیری است و مشاهدات نشان می‌دهد که بعضی از ستارگان در هاله که در راه شیری وجود دارند حاصل ان است بر خلاف دیسک کهکشانی به نظر می‌رسد که هاله عاری از غبار است و علاوه بر این ستارگان در هالهٔ کهکشانی از تراکم II پیرتر و با نسبت فلزی کمتر نسبت به تراکم I در دیسک کهکشانی (اما بسیار شبیه نسبت به برامدگی کهکشانی)هستندهالهٔ کهکشانی همچنین از خوشه‌های کروی تشکیل شده‌است. حرکت هاله‌های ستاره ان‌ها را در فرصت مناسب میان دیسک میاورد و تصور می‌شود که تعدادی از کوتوله‌های قرمزز نزدیک به خورشید متعلق به هاله‌های کهکشانی می‌باشند برای مثال Kapteyn's Star و Groombridge ۱۸۳۰ بر طبق حرکت نامنظم ان‌ها به دور مرکز کهکشان اگر ان‌ها این حرکت را همواره انجام دهند این ستاره‌ها اغلب اشکار میوند به صورت غیر طبیعی در حرکت مناسب بالا

منشاء ناحیهٔ ساختار مارپیچ[ویرایش]

برتیل لیندبلد در سال ۱۹۲۵ پیشگام مطالعه دربارهٔ دوران کهکشان و شکل گیری بازوهای مارپیچ بود. او پی برد که ایدهٔ مرتب شدن ستارگان در قالب مارپیچ به علت مسئلهٔ غیر قابل حل مارپیچی غیر قابل دفاع است . نظر به اینکه سرعت زاویه‌ای دوران دیسک کهکشانی با فاصله گرفتن از مرکز کهکشان تغییر می‌کند (از طریق یک مدل گرانشی منظومه شمسی) یک بازوی محوری (شیبه دود) سریعاً به هنگام چرخش کهکشان خم خواهد شد بازو در چرخش کم کهکشان خم شدن خود را افزایش می‌دهد تاجایی به دور کهکشان می‌پیچد. این مسئله، مسئلهٔ مارپیچ نامیده می‌شود. اندازه گیری تا قبل از سال ۱۹۶۰ نشان می‌داد که سرعت مداری ستاره‌ها در کهکشان‌های مارپیچی با درنظر گرفتن فاصله‌شان از مرکز کهکشان بسیار بالاتر انتظار ما در دینامیک نیوتن است اما هنوز نمی‌تواند استحکام ساختار مارپیچی را توضیح دهد دو تئوری یا مدل برای ساختار کهکشان‌های مارپیچ وجود دارد.

۱. شکل گیری ستاره‌ها معلول موج‌های چگالی در دیسک کهکشانی

۲. مدل sspsf:شکل گیری ستارگان معلول shock waves میان ستاره‌ای می‌باشد.

مدل density wave[ویرایش]

هم چنین ببینید:density wave theory

لیند بلد پیشنهاد کرد که بازوها نمایش دهندهٔ مکان‌های تقویت کنندهٔ چگالی می‌باشند (density waves) که باعث می‌شوند ستاره‌ها و گاز در ان‌ها دوران بسیار اهسته‌ای داشته باشد همانگونه که گاز داخل یک موج چگالی می‌شود فشار وارد می‌کند و یک ستارهٔ جدید را درست می‌کند بعضی از ستاره‌های ابی جوان که بازوها را روشن می‌کنند این ایده تحت عنوان density wave theory توسط c.c Lin و frnk Shu، درسال ۱۹۶۴ بسط داده شد ان‌ها پیشنهاد دادند که بازوهای مارپیچی اشکار سازی موج چگالی می‌باشند تلاش برای توضیح ساختار کشیدگی بزرگ مارپیچ‌ها در شرایط تکثیر موج‌های کوتاه دامنه با سرعت زاویه‌ای مناسب که با سرعت متفاوت از ستاره‌ها و گازهای کهکشان اطراف کهکشان می‌چرخند.

تئوری تاریخی لین و شو[ویرایش]

اولین تئوری ( نظریه ) مورد قبول برای ساختار مارپیچی توسط لین و شو در سال ۱۹۶۴ ابداع شد.

۱. آن‌ها پیشنهاد دادند که بازوهای مارپیچی اشکار سازی(نظریه) موج چگالی می‌باشند.

۲. آن‌ها فرض کردند که ستاره‌ها در مداری که اندکی بیضوی است حرکت می‌کنند و جهت یابی آن‌ها در مدارشان ، بیضوی بودن و جهت یابی آن‌ها به هم وابستگی دو به دو دارد، آن‌ها همواره در یک مسیر با افزایش فاصله از مرکز کهکشانی حرکت می‌کنند این توضیح اصلی دیاگرام است. این توضیح در برگیرنده موضوعی که مدارهای بیضوی برای تاثیر پذیری از بازوها در مکان‌های مشخص به یکدیگر نزدیک می‌شوند نمی‌باشد ، بنابر این ستاره‌ها در همین موقعیتی که ما اکنون مشاهده می‌کنیم تا ابد باقی نخواهند ماند بلکه همچنانکه که در حال گذر از مدارشان هستند از میان بازوها عبور خواهند کرد ( این فرضیه نیاز به منبع دارد ).

مثال‌های مهم[ویرایش]

جستارهای وابسته[ویرایش]

اجزا[ویرایش]

رده‌بندی[ویرایش]

دیگر[ویرایش]

منابع[ویرایش]

  1. Hubble, ‎E. P.. The Realm of the Nebulae. New Haven: Yale University Press, 1936. ISBN 36018182. 
  2. Starburst galaxy

پیوند به بیرون[ویرایش]

جستجو در ویکی‌انبار در ویکی‌انبار پرونده‌هایی دربارهٔ کهکشان مارپیچی موجود است.