مجرة
صورة بالضوء المرئي لمجرة حلزونية ويلاحظ الغبار الكوني فيها ويمكن مشاهدة الأذرع الحلزونية بوضوح.
المجرة عبارة عن تجمعات هائلة الحجم تحتوي على مليارات النجوم والكواكب والأقمار والكويكبات والنيازك [1][2]، وتحتوي كذلك على غبار كوني ومادة مظلمة[3][4]، وبقايا نجوم، وتتخللها مجالات مغناطيسية مروعة[5]، وكلمة مجرة مستقاة من الجذر اللغوي «مجر» وتعني الكثير الدهم.[6]
تتراوح أحجام المجرات وكميّة النجوم فيها ما بين بضعة الآف النجوم للمجرات القزمة، حتى مئة ترليون نجم للمجرات العملاقة[7]، وكلها باختلاف أحجامها تتخذ من مركز ثقل المجرة مداراً لها. تُصنف المجرات بناءً على شكلها المرئي، وذلك أسفل ثلاث فئات رئيسة هي: الإهليجية[8]، الحلزونية، وغير المنتظمة[9]. يُعتقد أن الكثير من المجرات تحوي ثقباً أسوداً هائلاً في نواتها النشطة، ودرب التبانة مثال على ذلك لوجود الثقب الأسود الهائل المسمى بـ«الرامي أ» في مركزها، وهو ذو كتلة تبلغ أربعة ملايين مرة كتلة شمسنا[10]. وحتى مايو لعام 2015 فإن المجرة إي جي أس-زد أس 8-1 هي أبعد مجرة على الإطلاق بمسافة تقدر بحوالي 13.1 مليار سنة ضوئية عنا، وبكتلة تقدر بـ15% كتلة درب التبانة.[11][12][13][14]
يُعتقد أن هناك قرابة 170 مليار مجرة في الكون المنظور[15]، لكن الاكتشافات العلمية الحديثة تخالف ذلك وتنبئ عن وجود عدة ترليونات المجرات، غالبها ذو قطر يبلغ من 1,000 حتى 100,000 فرسخ فلكي في ذات الوقت الذي تتبعثر فيه مكوناتها المذكورة أعلاه على مسافات تصل إلى ملايين الفراسخ، وهذا اعتماداً على كتلة المجرة وحجمها. الفضاء بين المجري مليء بغازات فضفاضة للغاية بكثافة تقدر بحوالي أقل من ذرّة واحدة لكل متر مكعب. أغلب المجرات تنتمي إلى عناقيد مجرية، وذلك بسبب تأثير الجاذبية عليها، وتتراكب بهذا الشكل حتى تُكوّن أكبر الهياكل والبُنى الكونية على الإطلاق وهي الخيوط المجريّة المحاطة بالفراغ.[16]
أول المجرات المرصودة خارج درب التبانة هي مجرة المرأة المسلسلة وذلك في العام 964 ميلادية من قبل عالم الفلك المسلم عبد الرحمن بن عمر الصوفي[17]، تليها سحابة ماجلان المرصودة من نفس العالم.[18]
محتويات
1 تحرير اللفظ
2 التسمية
3 التاريخ الرصدي
3.1 درب التبانة
3.2 تمييز المجرات عن السدم
3.3 الأبحاث الحديثة
3.3.1 دور المادة المظلمة
4 الأنواع والأشكال
4.1 الإهليجية
4.1.1 مجرة صدفية
4.2 الحلزونية
4.3 أشكال أخرى
4.3.1 المجرات الشاذة
4.3.2 المجرات القزمة
5 الحركات والنشاطات غير الاعتيادية
5.1 التفاعلات المجرية
5.2 مجرات الانفجار النجمي
5.3 النواة النشطة
5.3.1 النجم الزائف المتوهج
5.3.2 لاينر
5.3.3 زايفرت
5.3.4 النجم الزائف
5.4 المجرات المضيئة بالأشعة تحت الحمراء
6 الانفجار العظيم ونشأة المجرات
6.1 طلائع المجرات
6.2 تكون طلائع المجرات
6.3 التطور
6.4 الاستشرافات المستقبلية
7 البُنى الكونية فائقة العظم
8 الرصد بالأشعة متعددة الطول الموجي
9 طالع أيضاً
10 وصلات خارجية
11 المراجع
تحرير اللفظ
مجرة مسييه 66، مجرة العين السوداء تقع في كوكبة الهلبة وتبعد عن الأرض 19 مليون سنة ضوئية.
كلمة مجرة مشتقة من جذر لغوي عربي هو «مَجَرَ» ويعني الكثير والدّهم [6]، وقيل مَجِرَتِ الشاة مَجراً وأمْجَرَتْ وهي تُمْجِر إذا عظُم ما في بطنها وانتفخ وأصابها الهزل بسببه فلم تعد تطيق القيام به، وقال أحد الأعراب:
| تَعوي كِلابُ الحي من عُوائها | وتَحْمِلُ المُمْجِرَ في كِسائها - أعرابي. |
ومنه قيل جيشٌ مَجْرُ أي كثيرٌ جداً، وقال الأصمعي: المُجْر بالتسكين تعني الجيش العظيم المجتمع.[19] وقال ابن نباتة السعدي (327هـ):
| وكم في المَجرّة من أنجُم | لفَرطِ التقارب لم تُحْسَسِ |
التسمية
صُنِفَت وفُهرِسَت عشرات الآلآف المجرات، ومع ذلك فإن قليلاً منها حظيت على اسمٍ تنفِرد به، مثل مجرة المرأة المسلسلة، وسحابة ماجلان، ومجرة الدوامة، وومسييه 104. وذلك لأن الفلكيين في تصنيفاتهم يستخدمون أرقاماً ورموزاً معينة لكل مجرة بدلاً من التسميات التقليدية، ومثال هذه التصنيفات: فهرس مسييه، والفهرس العام الجديد (NGC)، فهرس المجرات وعناقيد المجرات (CGCG) وتصانيف أخرى. جميع المجرات المشهورة تظهر في كل أو في أحد هذه التصنيفات، ولكنها في كل مرة تتوسّم برقم مختلف عن الآخر، فعلى سبيل المثال: المجرة الحلزونية مسييه 109 تحمل نفس الرقم في فهرس مسييه، لكن في الفهارس الأخرى فهي تحمل هذه الأرقام: NCG3992 أو CGCG6937 وهكذا.
من المتعارف عليه في الوسط العلمي إطلاق الأسماء على ما يتم دراسته إن لم يكن له اسم، مهما صَغُر أو كَبُر هذا الشيئ المدروس. ولأجل ذلك، قام جيرارد بوديفي وميشيل بيرجر بإنشاء نظام فهرسي جديد فهرسوا فيه قرابة الف مجرة، واطلقوا على كل واحدة منها اسم خاص بها بعيداً عن الرموز والأرقام[20]، هذه الأسماء مستقاة من اللغة اللاتينية (وبشكل أدق اليونانية المنطوقة باللاتينية)[21]، وذلك بابتداع خوارزمية مصطلحية يُستخدم فيها أسم موجود مسبقاً في أحد أفرع العلوم الأخرى كعلم الأحياء، وعلم التشريح، وعلم الأحياء القديمة، وغيرها، ومن ثم يطلق الاسم على المجرة. وهناك من جادل دفاعاً عن هذه الفكرة بأن المجرات ذوات أحجام فائقة وعملاقة لذا فهي تستحق اسماً بدلاً من أرقام لا معنى لها، ومثال لهذه التسمية هي مجرة مسييه 109 التي حصلت على الاسم كالامورفيس أورسي مجوريس، في حين يرى آخرون أن هذه التسميات لا معنى لها وتسبب نوعاً من احتكار الأسماء على لغات مندثرة أصلاً، وهذا ناتج عن الضعف الشديد في المصطلحات الذي تعاني منه اللغة الإنجليزية مقارنة ببعض اللغات مما يدفع الناطقين بها إلى اجترار الألفاظ من عصور سحيقة وإطلاقها على المكتشفات العلمية الحديثة.
التاريخ الرصدي
الاستيعاب الإنساني بأننا نعيش في مجرة لا تعتبر فيها درب التبانة إلا واحدة من مليارات المجرات قد أتى بالتوازي مع الاكتشافات العظيمة للفلك والمجرات ولدرب التبانة نفسها وللسدم كذلك.
درب التبانة
مقالة مفصلة: درب التبانة
مقالة مفصلة: درب التبانة
درب التبانة التي لطالما حيرت حقيقتُها الفلاسفة والفلكيين القدماء.
افترض الفيلسوف الإغريقي ديموقريطس (450 قبل الميلاد) أن الحزام العريض في سماء الليل قد يكون عبارة عن نجوم موجودة على مسافات بعيدة[22]، أما أرسطو (384 قبل الميلاد) فقد اعتقد بأن درب التبانة، أو الضوء الظاهر على شكل شريط في الليل قد تكون نتيجة «اشتعال الزفير الناري» لنجوم كبيرة وذات أعداد كثيرة وقريبة من بعضها البعض، ويعتقد أن هذا الاشتعال يحدث في الطبقة العليا من الغلاف الجوي، أي أقرب من القمر، وهي «تلك البقعة من العالم التي تتضمن النشاطات الثقيلة في الكون كلها».[23]
في حين أن للأفلاطوني المحدث أولمبردس الصغير (495 بعد الميلاد) انتقاد لرأي أرسطو يجادل فيه بأنه لو كانت درب التبانة في تلك المنقطة التي يزعمها أرسطو (والتي تقع بين الأرض والقمر) فإنه يجب أن تظهر بشكل مختلف مع اختلاف الأزمان والأماكن على الأرض، وبالتالي فإنها يجب أن تتضمن نوعاً من التزيح يمكن ملاحظته، لكن من الواضح أنها لا تشتمل عليه، لذا فمن وجهة نظره درب التبانة «سماوية».[24]
بعد ذلك فإن أول المحاولات لقياس ورصد التزيح الخاص بدرب التبانة بشكل فعال وعلمي بعيداً عن الفلسفة قد بدأت على يد عالم الفلك العربي ابن الهيثم، واستنتج بعد عدة محاولات بأن درب التبانة لا تحتوي على تزيح، لذا فإنه يترتب على ذلك أنها بعيدة جداً عن الأرض[25]، وليست في غلافها الجوي[26]، وبهذا أبطل ابن الهيثم بشكل علمي هذه المرة مزاعم أرسطو التي كانت سائدة قرابة 1500 عام فيما يتعلق بهذا الشأن، وبالتالي فتح آفاق هذا العلم لكل علماء الفلك من بعده.
أما العالم الفلكي البيروني فقد افترض بأن درب التبانة عبارة عن «تجمعات غير معدودة من قطع نجمية تشكلت من السدم»[27][28]، وهذا أدق وأقوى الأقوال القديمة على الإطلاق لأنه موافق تماماً لما اكتشف حديثاً من أن النجوم تولد من خلال تراكم سُدم غازية وغبارية، أما الفلكي الأندلسي ابن باجة فقد افترض بأن درب التبانة «عبارة عن تجمعات نجمية هائلة العدد وقريبة جداً من بعضها البعض حتى تكاد أن تتلامس، ويبدو أن صورتها ثابتة ولا تتغير بسبب تأثيرات الانكسار الناتجة من المواد تحت القمرية»[23][29] مسنداً قوله إلى حالة الاقتران بين المريخ والمشتري كدليل على حصول ذلك عندما يقترب جرمان من بعضهما البعض، أما ابن قيم الجوزية فقد جادل بأن « لا يلزم عدم إدراكنا شيئاً من الكواكب في الفلك الأعظم عدم تلك الكواكب» وهذا كله عائد في نظر ابن القيم إلى ضعف القوى الباصرة في ذلك الزمان،[30] وهذا القول على الرغم من بساطته إلى أنه صحيح تماماً في وقتنا الحالي لأن الكثير كان يعتقد أن الكون مركب من النجوم والكواكب المشاهدة بالعين فقط ولا يوجد سواها، بينما وضح ابن القيم وجود نجوم أكثر في أغوار الكون لكن لا نستطيع مشاهدتها.
أي أن العلماء العرب والمسلمين هم أول من اكتشف المجرة، وأول من بدأ يتأمل في ماهيتها وذلك في وقت متقدم جداً عن العلم الحديث. بالإضافة إلى أن نقض أقوال الفلاسفة السابقين بشكل علمي أدى إلى تحريك علم الفلك من الجمود الذي كان يعانيه طوال 1500 سنة، خصوصاً ابن الهيثم الذي أثبت بالدليل القاطع عوار قول أرسطو بأن المجرة تقع بين الأرض القمر.
في عام 1610 عرض غاليليو غاليلي دليلاً ملموساً على وجود المجرة وأن درب التبانة تحتوي على عدد كبير من النجوم، وذلك باستخدام مقراب بصري، حيث اكتشف أنها تحوي على أعداد هائلة من النجوم الخافتة[31][32]، ثم في عام 1750 تصور الفلكي البريطاني توماس ريت أن درب التبانة عبارة عن تجمع كبير جداً من النجوم التي تدور حول مركز ثقالة خاص بها (هذا التصور ينطبق مع العلم الحديث)، وذلك بنفس الآلية الخاصة بالمجموعة الشمسية ولكن على نطاق أكبر بكثير، والقرص الناتج بسبب النجوم يمكن أن يشاهد على شكل موجة من منظور الأرض بسبب موقعها داخل القرص[33][34]، وفي 1755 كَتَبَ إمانويل كانت مقالة مفصلة ليشرح ويدقق رأي توماس في بنية درب التبانة.[35]
أول مشروع جعل من وصف شكل درب التبانة وتحديد موقع الشمس هدفاً له قد تولاه وليام هيرشل في 1785، وذلك عن طريق حصر أعداد النجوم في المناطق المختلفة من السماء. تمخض عن المشروع رسم بياني لدرب التبانة تقع الشمس في منطقة قريبة من منتصفه[36][37]، وفي عام 1920 قام ياكوبس كابتين باستخدام نهج مشابه لنهج هيرشل فتوصل إلى إخراج صورة عن درب التبانة تبدو فيها إهليجية وحجمها قرابة 15 الف فرسخ فلكي، وتقبع الشمس على مقربة من المنتصف كذلك. من الجدير بالذكر أن كِلا المشروعين لا يصفان الشكل الفعلي للمجرة، لا من حيث موقع الشمس ولا من حيث حجم المجرة.
وهناك مشروع آخر قام به هارلو شابلي مستخدماً آلية تعتمد على فهارس العناقيد المغلقة، توصل شابلي إلى تصور مختلف تماماً عن سابقيه تكون فيه درب التبانة عبارة عن قرص مستوي قطره قرابة 70 الف فرسخ فلكي وتكون الشمس بعيدة عن المنتصف[33]، لكن كل هذه المشاريع لم تأخذ تشتيت الضوء بسبب الغبار الكوني في الحسبان، والذي يتواجد في الاستواء المجري، لكن عندما تم تقدير هذا التأثير وإعطاؤه أهميته تغيرت الصورة تماماً، حيث قام روبيرت ترومبلر بوضع هذا التأثير في قياساته في عام 1930، وذلك من خلال دراسة العناقيد المفتوحة[38]، حينها فقط انبثقت الصورة الحديثة لمجرتنا وعليها تُبنى التصورات الحالية.
تمييز المجرات عن السدم
مجرة المرأة المسلسلة، وهي أحد أقرب وأكبر المجرات من مجرتنا بمسافة مليوني سنة ضوئية
باستخدام العين المجردة لا يمكن مشاهدة إلا قليل من المجرات الواقعة خارج درب التبانة، حيث أن أول من قام بتصنيفها وتمييزها هو عبد الرحمن بن عمر الصوفي في 964 ميلادية، حيث شاهد مجرة المرأة المسلسلة ووصفها على أنها "سحابة صغيرة"[39]، وكذلك قام عبدالرحمن الصوفي بتمييز سحابة ماجلان الكبرى في كتابه صور الكواكب الثمانية والأربعين، على أنها لم تُشاهد من قبل أي أوروبي قبل القرن السادس عشر[18][40] عندما حكى ماجلان أنه شاهدها في خضم رحلته، أما المرأة المسلسلة فلم تشاهد من قبلهم حتى القرن السابع عشر.[39]
في عام 1750 قام توماس رويت بتصور أن درب التبانة عبارة عن قرص مسطح من النجوم، وليست السدم الظاهرة في السماء إلا دروب تبانة أخرى[41][42]، في حين استخدم إمانويل كانت مصطلح «جزر كونية» لكي يصف تلك السدم البعيدة.[43] كلاهما لم يعلم ذلك الوقت أن ما يشاهدانه هو في الحقيقة مجرات أخرى.
رسمة توقعها وليام هيرشل عام 1785 لشكل درب التبانة تكون المجموعة الشمسية في وسطها تقريباً، وقد ثبت عكس ذلك حيث أن الشمس تبعد قرابة 30 الف سنة ضوئية عن المركز.
في نهايات القرن الثامن عشر، قام شارل مسييه بتجميع فهرس يحتوي على 109 من أكثر الأجرام السماوية إضاءةً في السماء مع ظهورها بمظهر السديم، أما ويليام هيرشل فقام بفهرسة خمسة الآف سديم[33]، وفي 1845 قام ويليام بارسونز ببناء مقراب جديد قادر على التفريق بين السدم الحلزونية والإهليجية، وتمكن من وضع بعض الملاحظات على بعض تلك السدم لكي يضفي مزيداً من المصادقية لرأي كانت السابق.[44]
في 1912 قام الفلكي فيستو سليفر بعمل صور طيفية لدراسة أكثر سديم مضيء بهدف تحديد تركيبته، واكتشف سليفر أن للسدم الحلزونية قدر عالي من تأثير دوبلر، وبالتالي حدد أنها تتحرك بمعدل يتجاوز معدل النجوم التي قام برصدها وقياسها، ورأى أيضاً أن أغلب تلك السدم تتحرك بعيداً عنا.[45][46]
في عام 1917 تمكن هيبر كروتس من رصد مستعر أعظم في كوكبة المرأة المسلسلة، ومن خلال البحث في تاريخ الصور الملتقطة في تلك المنطقة، تمكن من اكتشاف أحد عشر مستعراً آخر، واكتشف هيربر لاحقاً أن هذه المستعرات أخفت بـ 10 قدر ظاهري من تلك الموجودة في درب التبانة، وكنتيجة لذلك تمكن من حساب تقديري لمسافتها بـ150 الف فرسخ فلكي، ومن ثم أصبح مناصراً لنظرية ما يسمى بـ«الجزر الكونية» التي مهدت في الأساس لكون أن السدم هي في الحقيقة مجرات مستقلة بالكامل.[47]
1920 هو العام الذي جرت فيه المناظرة الشهيرة بين هارلو شابلي وهيبر كروتس، وذلك لتسليط الضوء على بضعة مسائل فلكية كانت تشكل نوعاً من الغموض في تلك الفترة وهي: طبيعة درب التبانة، السدم الحلزونية وأبعاد الكون، وفي هذه المناقشة قام هيبر بتدعيم وجهة نظره بأن المرأة المسلسلة ليست إلا مجرة خارجية منفصلة تماماً عن درب التبانة، وذلك عن طريق حجتين أولاها: أن لاحظ وجود خطوط داكنة في غيمة الغبار تماثل تلك الموجدة في درب التبانة، وثانيها: وجود قدر كبير من تأثير دوبلر.[48]
وفي عام 1922 قام الفلكي الإستوني إيرنست أوبك بتقديم مسافة متوقعة للمرأة المسلسلة تدعم نظرية أنها جسم منفصل ومستقل عن درب التبانة[49]. أما إدوين هابل فاستخدم مرصد جبل ويلسون لحل غموض الأطراف الخارجية لبعض السدم الحلزونية بافتراض أنها عبارة عن نجوم مستقلة بذاتها، بل قام أيضاً بتحديد المتغير القيفاوي لها. وأتاح له هذا تقدير مسافة السديم عن درب التبانة بحيث حدد أنه بعيد جداً ليكون جزءً من درب التبانة[50]. وفي عام 1936 قام هابل بوضع تصنيف للمجرات لا زال يستخدم حتى يومنا هذا.[51]
وكان في السابق يطلق مصطلح سديم على جميع الأجرام السماوية التي تظهر على شكل غمامة أو سحابة لذا فقد يتم الخلط بين تجمعات الغبار والغاز وبين المجرات، أما الآن فالسديم أصبح يطلق على تجمعات الغاز والغبار وله أنواع متعددة: كالسدم الكوكبية، وبقايا المستعرات العظمى والسدم المتبعثرة، سدم الانعكاس، السدم المظلمة، وأجرام هايبك.[52]
يبلغ قطر درب التبانة 100 الف سنة ضوئية[53][54]، وفيها ما يربو على مئتي مليار نجم[55]، ومتوسط المسافة بين كل نجم وآخر خمس سنوات ضوئية، وتستغرق الشمس التي تبعد حوالي 30 الف سنة ضوئية عن المركز[56] قرابة 250 مليون سنة مما نعُد لكي تكمل دورة واحدة حولها.[57]
الأبحاث الحديثة
صورة ملتقطة من حقل هابل العميق الفائق، كل نقطة ضوء تمثل مجرة مستقلة بحد ذاتها.
في 1944 قام هندريك سي فان دي هولست بتوقع أن الموجات الإشعاعية الصغرية ذات الطول الموجي لخط الهيدروجين البالغ 21سم ستكون قابلة للرصد في غازات الهيدروجين المتواجدة في الوسط بين نجمي[58]، وتم ذلك فعلاً حيث رُصِدَت بعدما توقعها بست سنوات، وتجدر ملاحظة أن هذا الرصد لا يتأثر بامتصاص الضوء الغباري (أي امتصاص أو حجب الغبار للضوء الصادر من خلفه)، وبالتالي تأثير دوبلر يمكن استخدامه لعمل خريطة توضح تحركات الغاز داخل مجرتنا، كل هذا أدى إلى ظهور فرضيات حول البنية الحلزونية وتحركاتها لمجرة درب التبانة[59]، ومع تطور أدوات الرصد للمقاريب الكاشوفية (الراديوية) تمكن العلماء من رصد وتعقب غازات الهيدروجين في مجرات أخرى. استخدام خط الهيدروجين ذو الـ21 سم هو ما أثبت دوران المجرة حول نفسها.[60]
وكذلك من الأبحاث الحديثة: حقل هابل السحيق، فقد تم تسليطه على جزء فارغ نسبياً من الفضاء ليكتشف أن في الكون ما مجموعه حوالي 125 مليار مجرة.[61] بالإضافة إلى أن التطورات الكبيرة في مجالات الرصد أظهرت أن هناك مجرات أخرى غير تلك التي رصدها هابل بسبب وجود الغبار الكوني في قرص مجرتنا وتحاشد النجوم اللذان يمنعاننا من رؤية ما خلفهما. ويرى العلماء أن هناك الكثير من المجرات الجديدة غير المكتشفة في تلك المنطقة بالتحديد.[62]
دور المادة المظلمة
مقالة مفصلة: مادة مظلمة
في سبعينات القرن العشرين أزاحت العالمة الأمريكية فيرا روبين الستار عن التناقض بين سرعة الدوران المجرّي (سرعة دوران المجرة حول نفسها) وبين السرعة المتوقعة من خلال الرصد المرئي لكتل النجوم والغبار فيها، وبالتالي وقع العلم في معضلة شديدة التعقيد لأن السرعة المتوقعة تختلف عن السرعة المرصودة حيث أن المجرة تتبع نفس القوانين الفيزيائية التي يتبعها أي جرم فلكي آخر لذا حينما يكون الجرم بعيداً عن مركز الثقالة (مركز الكتلة) فإنه يدور حول المركز بسرعة أبطأ من لو كان قريباً من المركز، وكلما زاد البعد زاد البطء والعكس بالعكس صحيح، المعضلة هي أن ما يراه البشر من خلال مقاريبهم هو أن الأجرام التي تدور حول المجرات المختلفة سواءً كانت تلك الأجرام قريبة أو بعيدة عن مركز الثقالة فإن لها سرعات متقاربة، وهذا يقض مضاجع العلم الفيزيائي الحديث، ويضرب بالقوانين الفيزيائية الحالية المتعلقة بالجاذبية عرض الحائط. التفسير العلمي الوحيد في يومنا الحاضر لهذه المعضلة يمكن في وجود كميات هائلة من المادة المظلمة[63][64] (وهي مادة لها كتلة لكنها غير مشاهدة بل يمكن رصد تأثيرها فقط لذا فهي شديدة الغموض وتثير الكثير من الحيرة لأنه لا يمكن مشاهدتها مباشرة بل يمكن رؤية تأثيراتها حيث أنها بين أيدينا لكننا لا نستطيع تفسيرها ولا يزال العلم ينتظر العالِم المُخَلِّص الذي سيفك غموض هذه المادة ويُسطِّرُ التاريخ اسمه)، قادت هذه المعضلة إلى استحداث مبدأ «انحراف المدار المجري»، حيث أنها «كُلية الوجود» (أي أن تأثيرها يستوعب كافة أرجاء المجرة) في المجرات الحلزونية.
السهم إلى الأعلى يشير إلى السرعة والسهم إلى اليمين يشير إلى المسافة، يفترض بأنه كلما زادت المسافة قلت السرعة، لكن هذا لا يحدث مع المجرات مما يشير إلى وجود مادة خفية لا يمكن رؤيتها
وبالإضافة إلى هذا فإن الكون يحتوي على 4.9% فقط من المادة العادية التي نشاهدها، فكل مليارات ترليونات النجوم ومليارات المجرات التي نستطيع رصدها لا تشكل سوى هذه النسبة فقط، أما المادة المظلمة فهي تشكل 26.8% من الكون وهذه لا نستطيع مشاهدتها كما ذُكر سالفاً، والطاقة المظلمة تشكل البقية بواقع 68.3%، وهذه أيضاً لا نستطيع مشاهدتها، وهي أكثر غموضاً من سابقتها.
تلعب المادة المظلمة دوراً مركزياً في نمذجة تشكل البنية المجرية وتشكل وتطور المجرات، ولها تأثيرات قابلة للقياس على عدم توحد الخواص الملاحظ في الخلفية الميكرونية الكونية، كل هذه الدلائل تقترح أن المجرات، وعناقيد المجرات، والكون ككل يحتوي مادة أكثر بكثير من تلك التي تتفاعل مع الإشعاع الكهرومغناطيسي، وهذا ما يوقع العلماء في أكثر المعضلات العلمية غموضاً.
في تسعينات القرن المنصرم تم تجهيز وتزويد مرصد هابل الفضائي بأدوات متطورة ساعدت بترسيخ مسألة أن المادة المظلمة في مجرتنا لا يمكن أن تتشكل فقط من النجوم الخافتة بطبيعتها.[65]
الأنواع والأشكال
بعض أنواع المجرات كما حددها هابل في تصنيفه، وتلاحظ الإهليجية في المنتصف، وكذلك درجات الحلزونية الستة المختلفة.
تتشكل المجرات من ثلاثة أنواع[66][67][68]: إهليجية، حلزونية، وشاذة أو غير منتظمة، على أن هناك أنواعاً أخرى أكثر شمولية تختلف اختلافاً بسيطاً عن تلك سالفة الذكر موجودة في تصنيف المجرات الذي ابتدعه هابل، وطالما أنه يعتمد أساساً على الضوء المرئي لتحديد خصائص المجرات فإنه يفوت خصائص مجريّة مهمة للغاية كمعدل ولادة النجوم في مجرات الانفجار النجمي، وكذلك النشاطات التي تحدث في أنوية المجرات النشطة[9]، هذه الخصائص لا تظهر بالضوء المرئي وإنما تحتاج معدات أخرى أكثر تعقيداً لاستخراجها. كان الاعتقاد السائد لدى هابل وغيره من الفلكيين أن المجرات تبدأ إهليجية ثم تتطور إلى أن تصبح حلزونية ثم تدخل في طور الشاذة أو غير المنتظمة[69]، ثبت في العلم الحديث أن هذا الاعتقاد خاطئ تماماً. وبشكل عام فالمجرات تتكون من ثلاثة عناصر هي[70][71]: انبعاج مركزي أو نواة تتركز فيها معظم كتلة المجرة، قرص، إكليل أو هالة وهي منقطة مشعة تحيط بالمجرة تتكون من العناقيد الكروية والنجوم المُعمرة. يمكن القول أن المجرات الإهليجية غالباً ما تحوي نجوم حمراء مُعمرة، في حين تحوي المجرات الحلزونية على نجوم حمراء مُعمرة ونجوم زرقاء فتية، أما المجرات الشاذة فهي تحوي في الغالب على نجوم زرقاء فتية.[72]
الإهليجية
مقالة مفصلة: مجرة إهليجية
مجرة إهليجية، ويظهر فيها الشكل البيضاوي بوضوح كسطح ناقص.
في تصنيف هابل يتم تقييم المجرات الإهليجية بناءً على إهليجيتها، حيث تتراوح بين E0 لتلك التي تكاد تصبح دائرة، وحتى E7 ذات الاستطالة الممتدة إلى حد كبير، إذاً كلما زاد الامتداد كلما زاد الرقم والعكس بالعكس صحيح، وتظهر هذه المجرات بالمظهر الإهليجي بغض النظر عن الزاوية التي تتم مشاهدتها بها، ومظهرها يوحي بأن بنيتها ضعيفة وكمية المادة في وسطها البين نجمي قليلة نسبياً، وبناءً على ذلك فإنه بشكل عام هذا النوع من المجرات له عناقيد نجمية مفتوحة قليلة، ومعدل قليل نسبياً من ولادة النجوم، إذ عوضاً عن ذلك فإن الصورة المهيمنة عليها هي النجوم المُعمّرة (ذات الأعمار الطويلة)، وتعتبر كذلك فقيرة بالعناصر الثقيلة، لأن أغلب النجوم مُعمرة وقديمة تشكلت من سُدم تاريخية لم تكن غنية بالعناصر الثقيلة في ذلك الوقت (هذا عائد لقلة المستعرات العظمى التي تكون العناصر الثقيلة في تلك الحقبة)، لذا يُفهم أن لها أوجه تشابه كثيرة مع العناقيد النجمية المغلقة.[73]
أضخم المجرات هي تلك العمالقة الإهليجية حيث يعتقد أن هذا النوع يتشكل أساسً من عمليات الاصطدام المجري، حيث يكون هناك نوعٌ من الاندماج والانسياح في بعضها البعض، وقد تنموا المجرات الإهليجية إلى أحجام عملاقة للغاية مقارنة بالأنواع الأخرى، وتتواجد هذه العملاقة في بعض الأحيان في أنوية العناقيد المجرية[74]، وما مجرات الانفجار النجمي إلا نتيجة لهذه الاصطدامات الفلكية العظيمة حيث ينتج عنها تشكل مجرة إهليجية.[73]
مجرة صدفية
المجرة الصَدَفيّة أو القشرية هي نوع من المجرات الإهليجية ذات هالة مركزة من النجوم ومرتبة على شكل صدفات، حوالي عُشر المجرات الإهليجية لها بُنية من هذا النوع، وهذه الطريقة في ترتيب الهالة لم تُشاهد أبداً في المجرات الحلزونية، يُعتد أن هذه البُنية تتشكل أساساً عندما تقوم مجرة كبيرة بسحب مجرة أصغر منها، وحين تقترب أنوية المجرتين من بعضهما البعض يحصل نوع من التذبذب والأرجحة حول مركز الثقالة بينهما، حينها تحصل تموجات جاذبية تشكل تلك الأشكال الصدفية أو القشرية من النجوم في الهالة المشتركة (يمكن تشبيه ذلك بالتموجات التي تحصل عند رمي صخرة في الماء)، وعلى سبيل المثال المجرة NGC3923 لديها حوالي عشرين قشرة.[75]
الحلزونية
مقالة مفصلة: مجرة حلزونية
المجرات الحلزونية يمكن تصورها من اسمها، أو يمكن تصورها على شكل يشبه دواليب الهواء، في هذا النوع غالباً ما تتوزع النجوم والسدم على شكل مستوٍ، في حين تتركز معظم كتلة المجرة في هالة كروية من المادة المظلمة (غير قابلة للرصد بأي حال من الأحوال حتى يومنا هذا).
مجرة دولاب الهواء، مجرة حلزونية تقليدية في كوكبة الدب الأكبر
تحوي المجرات الحلزونية على قرص دوار من النجوم والسدم والوسط بين النجمي، بالإضافة إلى حوصلة مركزية تحوي غالباً على نجوم مُعمرة، ومن الحوصلة تمتد نحو الخارج أذرع أو استطالات مضيئة، في تصنيف هابل تأخذ هذه المجرات التسمية S ويتبعها أحد الأحرف الثلاثة التالية:(a،b،c) حيث تمثل هذه الأحرف مدى ضيق الأذرع الحلزونية أو توسعها، وكذلك حجم الحوصلة المركزية، حيث أن Sa لها امتدادات ضيقة للغاية وأذرع لا تكاد تستطيع تمييزها، لكن منطقتها المركزية كبيرة نسبياً، أما على اليد الثانية نجد النوع Sc حيث أن هذا النوع على النقيض تماماً من سابقه، لأن له أذرع متباعدة يمكن ملاحظتها بوضوح، ومنطقة مركزية صغيرة نسبياً[76]، المجرات ذات الأذرع غير الواضحة تسمى أحياناً مجرة حلزونية ندفية، وعلى النقيض فالمجرات ذات الأذرع شديدة الوضوح تسمى مجرة حلزونية كُبروية.
يبدو أن سبب الاختلاف في مسألة أذرع المجرات الحلزونية وفي مسألة مدى انتفاخ الحويصلة من عدمه نابع من سرعة دوران المجرة.[77]
في المجرات الحلزونية، تتشكل الأذرع من حلوزن 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»[78]، وبينما تتحرك النجوم عبر الذراع فإن سرعة كل مجموعة شمسية 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 مكتض عن آخره بالمشجعين الذين يرفعون أيديهم ويخفضونها وفقاً لتسلسل معين على شكل موجه.
يمكن مشاهدة الأذرع بسبب الكثافة العالية التي تسهل من ولادة النجوم، ولذا فإنها تؤوي الكثير من النجوم حديثة الولادة وشديدة اللمعان.[79]
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[80]، 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[81]، ويعتقد أن سبب نشاط المجرات الحلزونية الضلعية هو وجود الغاز الذي يُضغط ويُضمن نحو نواة المجرة على إمتداد الأذرع الحلزونية.[82]
مجرة حلقية الشكل لا تمتلك أي من خصائص تصنيف هابل.
مجرة درب التبانة هي مجرة كبيرة ذات شكل قرصي مضلع وحلزوني[83]، قطرها يبلغ قرابة 30 الف فرسخ فلكي (100 الف سنة ضوئية) وسماكتها تبلغ قرابة الف فرسخ فلكي (حوالي 3260 سنة ضوئية) وفيها ما مجموعه قرابة مئتي مليار نجم[84]، وكتلتها تبلغ حوالي 600 مليار كتلة شمسية (أي 600 مليار كتلة مثل كتلة شمسنا.)[85]
أشكال أخرى
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 مشكلةً طوق أو خاتم حول النواة[86]، حدث مشابه يعتقد أنه أثر بمجرة المرأة المسلسلة لأن رؤيتها بالأشعة تحت الحمراء تظهر للعلماء أن لها بُنية تشبه عدة خواتم في آن واحد.[87]
أما المجرات المحدبة فإنها تعتبر شكلاً متوسطاً بين المجرات الإهليجية والحلزونية، حيث أنها تجمع خواصهما في وقت واحد، وفي تصنيف هابل يرمز لها بـS0، وتملك أذرع حلزونية غير معينة أو غير واضحة في نفس الوقت الذي تملك فيه هالة إهليجية من النجوم[88]، المجرات الضلعية المحدبة يرمز لها في نفس التصنيف بالرمز SB0.
المجرات الشاذة
مقالة مفصلة: مجرة غير منتظمة
سحابتي ماجلان الكبرى والصغرى، كلتيهما مجرتان قزمتان، غير منتظمتان، وتابعتان
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، ولا 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 للتمزيق في الماضي.[89]
أكثر الأمثلة لهذا النوع من المجرات قرباً لنا هي سحابة ماجلان (مع ملاحظة أنها مجرة قزمة.)
المجرات القزمة
مقالة مفصلة: مجرة قزمة
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[90] في حين أن درب التبانة قطرها مئة الف سنة ضوئية.[91]
الكثير من المجرات القزمة قد تحوم حول مجرات أكبر منها، فدرب التبانة مثلاً لديها قرابة الدستة (إثنى عشر) من المجرات التابعة، ويعتقد نظرياً وجود 300-500 مجرة تابعة لدرب التبانة لم تكتشف بعد[92]، 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.[93]
الحركات والنشاطات غير الاعتيادية
التفاعلات المجرية
مقالة مفصلة: تفاعل مجري
مجرة الدوامة كما تبدو في صورة ذات دقة عالية للغاية، وهي في طور تفاعل مجري مع مجرة أخرى أصغر منها.
يحصل بين المجرات أنواع من التفاعلات تتكرر بشكل نسبي اعتماداً على موقع المجرة في العنقود المجري، لهذه التفاعلات دورٌ مهمٌ في تشكل وتطور المجرات. لأن المد والجزر المجري سيكون له تأثير قوي حينما يتعلق الأمر بمجرتان تكاد تخطئ إحداهما الأخرى إذا مرتا بالقرب من بعضهما لكن دون الالتحام، ينتج عن ذلك تشوه شديد في بُنيتيهما معاً وفي بعض الأحيان قد يكون هناك تبادل غازي وغباري بينهما.[94][95] 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[96]، 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.[97]
أما في الحالات المتطرفة من التفاعلات المجرية فهناك نجد الاندماج المجري، في هذه الحالة نجد أن زخم المجرتين غير كافي نسبياً لكي تمر إحداهما بمحاذاة الأخرى بشكل انسيابي وسلس، ومن ثم تفترقان، 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 تقوم بهذا الحدث الكوني ضد مجرة كانيس ميجور القزمة والمجرة الإهليجية القوسية القزمة[98]، وكلتاهما مجرتان تابعتان لدرب التبانة، وفي المستقبل ستكون هاتان المجرتان من التاريخ لأن درب التبانة ستزيلهما من الخارطة الكونية. بالإضافة إلى أن سحابتا ماجلان قد يكونا اصطدمتا بدرب التبانة في الماضي السحيق.[99]
مجرات الانفجار النجمي
مقالة مفصلة: مجرة انفجار نجمي
مجرتي الهوائيات، ويلاحظ أنهما في طور تفاعل مجري أدى إلى تفجر قوي جداً بمعدل ولادة النجوم، وهذا عائد إلى احتكاك الغازات والغبار فيما بينهما
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.[100] تم رصد أن بعض المجرات لديها 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. مجرات الانفجار النجمي كانت أكثر وفرةً في فجر الكون[101]، وفي وقتنا الحاضر لا زالت تعب دوراً هاماً حيث تشكل قرابة 15% من مجموع النجوم المولودة.[102]
يمكن تمييز مجرات الانفجار النجمي من خلال تراكيز الغاز وكذلك من مظهر النجوم حديثة الولادة، بما فيها النجوم العملاقة التي تؤين السحب المحيطة بها مكونة منطقة هيدروجين II.[103] ينتهي المطاف بهذه النجوم العملاقة إلى الانفجار كمستعرات عظمى، تؤدي إلى نثر وتوزيع وتحريك بقاياها نحو الفضاء، هذه البقايا تتفاعل 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 هذه النشاطات.[101]
غالباً ما ترتبط الانفجارات النجمية بالاندماجات أو التفاعلات المجرية. المثال الأولي لهكذا عملية يمكن متابعته في مجرتي مسييه 82 ومسييه 81، حتى المجرات الشاذة قد تؤوي انفجارات نجمية في مناطق متفرقة داخلها.[104]
النواة النشطة
مقالة مفصلة: نواة مجرة نشطة
مسييه 87، مجرة إهليجية ضخمة، يظهر فيها بوضوح عمود من المادة منفوث من النواة النشطة بسرعات تكاد تقارب سرعة الضوء، يبلغ طول عمود المادة المنفوثة هذا قرابة خمسة الآف سنة ضوئية
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.[105]
النموذج القياسي لهذا النوع مبني أساساً على القرص المزود المتشكل حول ثقب أسود فائق الضخامة في نواة المجرة. الأشعة الصادرة من هذا النوع من المجرات تنتج بسبب الطاقة التي تسببها المادة أثناء سقوطها في جوف الثقب الأسود[106]، 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 معلومة.[107]
المجرات النشطة التي تبث إشعاعاً قوياً عن طريق الموجات السينية تصنف على أنها من مجرات زايفرت أو على أنها نجم زائف (كويزار) وهذا بناءً على إضاءتها. درب التبانة مصدر ضعيف للأمواج الراديوية نسبةً إلى المجرات الراديوية.[108]
النجم الزائف المتوهج
مقالة مفصلة: نجم زائف متوهج
يعتقد أن النجم الزائف المتوهج ليس إلا مجرة نشطة لكن أعمدة النفث النسبوية الخاصة بها والتي تقذف الجزيئات تبدو في زاوية موجهة نحو الأرض، كذلك المجرة الإشعاعية (الراديوية) تبث إشعاعات من خلال هذه الأعمدة. يتم التفريق بين هذا النوع من المجرات النشطة من خلال الزاوية التي يتم منها الرصد.[107]
لاينر
هذا النوع يحتمل أنه يرتبط بالمجرات النشطة، وكلمة لاينر اختصار لـ: مناطق الانبعاثات الخطية النووية منخفضة التأين، الانبعاثات التي تصدر من هذا النوع من المجرات يغلب عليها طابع العناصر منخفضة التأين[109]، وقرابة ثلث المجرات القريبة من درب التبانة مصنفة على أنها ذات نواة لاينر.[109][110][111]
زايفرت
مقالة مفصلة: مجرة زايفرت
مجرات زايفرت هي أحد المجموعتان الكبيرتان اللتان تشكلان المجرات النشطة، حيث أن المجموعة الأخرى هي النجم الزائف، هذا النوع له 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[112]، ويعتقد أن هذا النوع يشكل 10% من مجموع المجرات[113]، عند رصد هذه 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 درب التبانة.[114]كارل زايفرت هو أول من وصف هذا النوع.[115]
هذا النوع ذو هيئة غريبة ويعتبر مصدراً راديوياً قوياً جداً، كذلك فهي تطلق أشعة تحت حراء وسينية كثيفة، وفي نواتها انفجار يطلق المواد بسرعات تبلغ الاف الكيلومترات بالثانية.[116]
النجم الزائف
مقالة مفصلة: نجم زائف
صورة تخيلية لنجم زائف في قلبه ثقب أسود فائق الضخامة يبتلع المادة من حوله
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 تم تمييزها 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 لكونها نجم من مجرة، ويبلغ لمعان نجم زائف تقليدي واحد ما يعادل سطوع مئة مجرة درب تبانة.[117]
المجرات المضيئة بالأشعة تحت الحمراء
يبدو شكل هذه المجرة على أنها منعزلة وغنية جداً بالغازات ومصدر طاقتها نابع من ولادة النجوم.[118] هذه المجرات تقاس بكونها أعلى من 1011ضياء 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 قرابة 100 مليار أكثر من ضياء الشمس.
الانفجار العظيم ونشأة المجرات
يعتقد بعض العلماء أن المجرات بدأت بالتشكل بعد الانفجار العظيم بثلاثمئة الف 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 مالذي حدث قبل الانفجار العظيم[119][120]، إذاً نحن نعلم مالذي حدث بعد الانفجار لكن لا ولن نعلم أبداً ماذا حدث قبله، أما عالم الكونيات البريطاني بول دايفس فيقول:
 | لقد دلت الحسابات أن سرعة توسع الكون تسير في مجال حرج للغاية، فلو توسع الكون بشكل أبطأ بقليل جداً عن السرعة الحالية لتوجه إلى الانهيار الداخلي بسبب قوة الجاذبية، و لو كانت هذه السرعة أكثر بكثير عن السرعة الحالية .. لتناثرت مادة الكون و تشتت الكون، و لو كانت سرعة الانفجار تختلف عن السرعة الحالية بمقدار جزء من مليار جزء لكان هذا كافياً للإخلال بالتوازن الضروري لذا فالانفجار الكبير ليس انفجار اعتيادياً بل عملية محسوبة جيداً و منظمة من جميع الاوجه.[121] |  |
ثم يقول أيضاً:
| .إن من الصعب جداً إنكار أن قوة عاقلة و مدركة قامت بإنشاء بنية هذا الكون المستندة على بنية حساسة جداً ... إن الحسابات الرقمية الحساسة جداً و الموجودة في أسس الموازنات الحساسة دليل قوي جدا على وجود تصميم على نطاق الكون. | |
وبالتالي فإن دايفس يؤكد وجود تصميم ذكي للانفجار العظيم لا يمكن أن تكون العشوائية سببه، وهو نفس موقف علماء فيزياء فلك آخرين.[122]
في ذلك الوقت بالتحديد (300 الف سنة بعد الانفجار) بدأت ذرات الهيدروجين والهيليوم بالتشكل في حقبة زمنية يطلق عليها «إعادة الاندماج»، تقريباً كل الهيدروجين كان محايداً (غير مؤين) لذا فقد كان جاهزاً لامتصاص الضوء، ولم تتشكل أيه نجوم بعد لذا يطلق على هذه الحقبة أيضاً اسم «الحقبة المظلمة» بسبب عدم وجود أية إضاءة فيها، وقد بدأت البُنى الكبيرة بالتشكل من خلال المادة البدائية الكثيفة ومتباينة الخواص، وكنتيجة لهذا بدأت مواد الباريون بالتكثف في هالات من المادة المظلمة الباردة[123][124]، انتهى المطاف بهذه البُنى البدائية إلى تشكيل المجرات التي نشاهدها اليوم.
طلائع المجرات
سديم الجبار كما صوره مرصد هابل الفضائي، ويعتقد أن بعض المجرات تشكلت من سُدم مماثلة لكن بأحجام أكبر بكثير.
تم اكتشاف الدليل على أول المجرات المتشكلة في عام 2006، حينما تم اكتشاف 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 تم اكتشافها حتى 2012[125]، وفي تلك الفترة كان بعض العلماء يتوقعون وجود مجرات أقدم من هذه، وهذا ما حصل بالفعل حيث تم في العام 2012 اكتشاف مجرة مجرة UDFj-39546284 حيث أصبحت أقدم الأجرام المرصودة على الإطلاق بازياح أحمر يبلغ 11.9، وتم تقدير أن عمرها قرابة 380 مليون سنة بعد الانفجار العظيم (الذي حصل أصلاً قبل حوالي 13.8 مليار سنة تقريباً)[126][127]، وجود هذه المجرة البدائية يدفع إلى الاعتقاد بأنها تكونت خلال «الحقبة المظلمة».[124]
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 بعضه مشكلاً كل هذه النجوم[128]، لكن تفاصيل تكون أوائل المجرات يعتبر أحد الأسئلة المفتوحة في علم فيزياء الفلك، ونظرياته يمكن تقسيمها إلى نوعين: من العلو للسُفل، من السُفل للعلو، ويقصد بالأولى أن المجرات تكونت أساساً من بُنى كونية شديدة العظم ثم تفككت وتقطعت إلى الحالة التي نراها اليوم خلال فترة زمنية تقدر بمئة مليون سنة[129]، أما في السُفل للعلو فالعكس 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.[130]
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 ستستنفذ وقودها بسرعة كبيرة (يقصد بوقودها هنا الهيدروجين) ثم تتحول إلى مستعر أعظم مطلقةً العناصر الثقيلة التي سوف تتشكل بسبب الانفجار إلى الوسط بين النجمي.[131] عندما تنفجر النجوم من هذا النوع فإنها تعيد تأيين الهيدروجين الموجود حولها منشئةً فقاعات متوسعة من الفضاء يمكن للضوء التخلخل فيها لذا نستطيع رؤيتها.[132]
التطور
مقالة مفصلة: تشكل وتطور المجرات
مستعر أعظم، يلعب دوراً أساسياً في تطور المجرة حيث يزيد توافر العناصر الثقيلة فيها، وذلك من خلال قوة الانفجار الشديدة التي تدمج نوى العناصر الخفيفة إلى أخرى أثقل.
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.[133] خلال هذا العصر تكون المجرة خاضعة لانفجار نجمي تتشكل فيه نجوم جديدة بمعدل عال.[134]
أما خلال الملياري سنة التي تتلو المليار الأول، تقوم المادة المتراكمة بالاستقرار في قرص مجرة [135]، وستستمر المجرة بابتلاع السحب فائقة السرعة والمجرات القزمة[136]، وهذه المادة غالباً ما تكون هيدروجين وهيليوم. دورة ولادة ووفاة النجوم تزيد بثبات توافر العناصر الثقيلة، مما يسمح بتشكل الكواكب.[137]
تطور المجرات يمكن له أن يتأثر بشكل شديد للغاية بعمليات التفاعل بين المجرات وكذلك بالاصطدامات والاندماجات[138]، 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 المجموعات الشمسية 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.[139] 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[140]، ومجرتي الهوائيات.[141]
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.[142]
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.[143]
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[144]، أما الإهليجية فإنها تخلوا من هكذا غازات وغبار لذا فإن معدل ولادة النجوم فيها قليل نسبياً[145]، 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.[146][147]
يعتقد 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 مئة ترليون سنة، تسود فيها الأقزام الحمراء لأن أعمارها تقدر بالترليونات، وتصبح المجرات متشكلة من البقايا النجمية بأنواعها: الأبيض، البني، الأسود، والنجوم النيوترونية، الثقوب السوداء، 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[148][149]، 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 مالذي حدث قبل النقطة التي بدأ فيها الخلق (الانفجار العظيم) فإنهم يجهلون أيضاً مالذي 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.[121]
البُنى الكونية فائقة العظم
مقالة مفصلة: خيط مجري
خيط مجري، يعد أكبر البُنى الكونية على الإطلاق، فهو يتشكل من ملايين أو مليارات المجرات.
المسوحات التي تُجرى في الفضاء السحيق تبين أن المجرات غالباً ما تكون في مجموعات أو في عناقيد مجرية[150]، ونادراً ما نُشاهد مجرات لم تتعرض للتفاعل مع مجرات أخرى خلال المليار سنة الماضية، حوالي 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 تفاعل مع مجرة أخرى.[151]
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[152]، حوالي 70-80% من الكتلة الموجودة في العنقود هي في الواقع عبارة عن 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.[153]
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: 
وَالسَّمَاءَ بَنَيْنَاهَا بِأَيْدٍ وَإِنَّا لَمُوسِعُونَ 
سورة الذاريات الآية 47.[154]
سداسية زايفرت، الترابط بين المجرات فيها نابع من قوى الجاذبية بينها.
الغالبية العظمى من المجرات في الكون محتزمة بمجال جاذبي مع مجرات أخرى[155]، 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[156][157]، 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.[158]
البُنى التي تتشكل من مئات أو الآف المجرات المرتبطة ببعضها بفعل الجاذبية تسمى عناقيد مجرية[159]، 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.[160]
العنقود المجري الهائل يتشكل من عشرات الآف 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[161][162]، وعلى هذا النطاق فإن الكون يبدو أنه متشابه من أي زاوية ننظر إليه فيها[163]، حيث يكون هناك نوع من توحد الخواص التناغمي والتجانسي.
مجرة درب التبانة مرتبطة بما يطلق عليه «المجموعة المحلية»[164]، 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.[165]
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[166]، 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
المرأة المسلسلة كما تظهر بالأشعة فوق البنفسجية.
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.[167]
الغبار الموجود في الوسط بين نجمي يحجب الضوء المرئي عنا، خصوصاً إذا تعلق الأمر بمراكز المجرات[168]، 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[169]، 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[170] 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.[171]
أيضاً يمكن استخدام مقاريب الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية، وذلك لرصد الظواهر المجرية عالية الطاقة، تم رصد توهج تحت بنفسجي صدر من نجم بعيد عن مجرتنا يتعرض للتمزيق بفعل قوة المد والجزر التي يتعرض لها من قبل ثقب أسود[172]، كذلك توازيع الغازات الساخنة في العناقيد المجرية يمكن رصدها بالأشعة السينية، وتجدر ملاحظة أنه تم تأكيد وجود الثقوب السوداء الفائقة في أنوية المجرات من خلال الأشعة السينية، لأن الغبار والغازات متكاثفة للغاية ولا يمكن رصد الثقب بالطرق الاعتيادية.[173]
طالع أيضاً
|
|
|
وصلات خارجية
- موقع الكون
دورة حياة المجرات مجلة العلوم الأمريكية - النسخة العربية.
كم عدد المجرات في كوننا ؟ (لغة إنجليزية.)
المجرات (لغة إنجليزية.)
المراجع
^ "الفلك للجميع رحلة في أعماق الكون" صفحة 27, شريف محمد عبدالله. 2013
^ "الموسوعة الكونية الكبرى" د. ماهر أحمد الصوفي , 1428هـ, الجزء الأول صفحة رقم 164 نسخة محفوظة 11 أغسطس 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Hupp, E.; Roy, S.; Watzke, M. (August 12, 2006). "NASA Finds Direct Proof of Dark Matter". NASA. Retrieved April 17, 2007. نسخة محفوظة 10 مارس 2018 على موقع واي باك مشين.
^ Sparke, L. S.; Gallagher III, J. S. (2000). Galaxies in the Universe: An Introduction. Cambridge University Press. ISBN 0-521-59740-4.
^ "الموسوعة الفلكية" صقخة 111,د.خليل البديوي, 1999
↑ أب "مقاييس اللغة" لأبي الحسين أحمد بن فارس بن زكريا , 395هـ , الجزء الخامس صفحة رقم 297 نسخة محفوظة 09 نوفمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Uson, J. M.; Boughn, S. P.; Kuhn, J. R. (1990). "The central galaxy in Abell 2029 – An old supergiant". Science 250 (4980): 539–540. Bibcode:1990Sci...250..539U. doi:10.1126/science.250.4980.539.
^ Graham, A. W.; Guzman, R. (2003). "HST Photometry of Dwarf Elliptical Galaxies in Coma, and an Explanation for the Alleged Structural Dichotomy between Dwarf and Bright Elliptical Galaxies". Astronomical Journal 125 (6): 2936–2950. arXiv:astro-ph/0303391. Bibcode:2003AJ....125.2936G. doi:10.1086/374992. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
↑ أب Jarrett, T. H. "Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas". California Institute of Technology. Retrieved January 9, 2007. نسخة محفوظة 16 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Finley, D.; Aguilar, D. (November 2, 2005). "Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core". National Radio Astronomy Observatory. Retrieved August 10, 2006. نسخة محفوظة 06 نوفمبر 2016 على موقع واي باك مشين.
^ Oesch, P.A. et al. (May 3, 2015). "A Spectroscopic Redshift Measurement for a Luminous Lyman Break Galaxy at z=7.730 using Keck/MOSFIRE". ArXiv. arXiv:1502.05399. Bibcode:2015arXiv150205399O. Retrieved May 6, 2015. نسخة محفوظة 05 نوفمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Staff (May 5, 2015). "Astronomers unveil the farthest galaxy". Phys.org. Retrieved May 6, 2015. نسخة محفوظة 11 سبتمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Overbye, Dennis (May 5, 2015). "Astronomers Measure Distance to Farthest Galaxy Yet". New York Times. Retrieved May 6, 2015. نسخة محفوظة 28 يناير 2018 على موقع واي باك مشين.
^ Borenstein, Seth (May 5, 2015). "Astronomers find farthest galaxy: 13.1 billion light-years". AP News. Retrieved May 6, 2015.
^ Gott III, J. R. et al. (2005). "A Map of the Universe". Astrophysical Journal 624 (2): 463–484. arXiv:astro-ph/0310571. Bibcode:2005ApJ...624..463G. doi:10.1086/428890. نسخة محفوظة 05 سبتمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "Galaxy Clusters and Large-Scale Structure". University of Cambridge. Retrieved January 15, 2007.
^ صور الكواكب الثمانية والأربعين,عبدالرحمن الصوفي,376هـ صفحة 125, تحقيق لجنة إحياء التراث العربي, منشورات دار الآفاق الجديدة (بيروت)
↑ أب "Abd-al-Rahman Al Sufi (December 7, 903 – May 25, 986 A.D.)". Observatoire de Paris. Retrieved April 19, 2007. نسخة محفوظة 31 أكتوبر 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "لسان العرب" لابن منظور , 630هـ , المجلد الخامس صفحة 159 , طبعة دار صادر بيروت. نسخة محفوظة 09 نوفمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Bodifée G. & Berger M. (2010). "CNG-Catalogue of Named Galaxies" (PDF). Retrieved January 17, 2014.
^ "Contemporary Latin". Retrieved January 22, 2014 نسخة محفوظة 28 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.
^ Plutarch (2006). The Complete Works Volume 3: Essays and Miscellanies. Chapter 3: Echo Library. p. 66. ISBN 978-1-4068-3224-2.
↑ أب Montada, J. P. (September 28, 2007). "Ibn Bajja". Stanford Encyclopedia of Philosophy. Retrieved July 11, 2008. نسخة محفوظة 11 يونيو 2018 على موقع واي باك مشين.
^ Heidarzadeh 2008, pp. 23–25
^ Bouali, H.-E.; Zghal, M.; Lakhdar, Z. B. (2005). "Popularisation of Optical Phenomena: Establishing the First Ibn Al-Haytham Workshop on Photography" (PDF). The Education and Training in Optics and Photonics Conference. Retrieved July 8, 2008. نسخة محفوظة 14 نوفمبر 2015 على موقع واي باك مشين.
^ Mohamed, M. (2000). Great Muslim Mathematicians. Penerbit UTM. ISBN 983-52-0157-9. OCLC 48759017
^ O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F., "Abu Rayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni", MacTutor History of Mathematics archive, University of St Andrews.
^ Al-Biruni (2004). The Book of Instruction in the Elements of the Art of Astrology. R. Ramsay Wright (transl.). Kessinger Publishing. ISBN 0-7661-9307-1. نسخة محفوظة 04 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.
^ Heidarzadeh, T. (2008). A History of Physical Theories of Comets, from Aristotle to Whipple. Springer. ISBN 1-4020-8322-X
^ "مفتاح دار السعادة ومنشور ولاية العلم والإرادة" الإمام ابن قيم الجوزية 751هـ , منشورات محمد علي بيضون , دار الكتب العلمية صفحة 447
^ O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (November 2002). "Galileo Galilei". University of St. Andrews. Retrieved January 8, 2007. نسخة محفوظة 26 يناير 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Galileo Galilei, Sidereus Nuncius (Venice, (Italy): Thomas Baglioni, 1610), pages 15 and 16. English translation: Galileo Galilei with Edward Stafford Carlos, trans., The Sidereal Messenger (London, England: Rivingtons, 1880), pages 42 and 43. نسخة محفوظة 13 أكتوبر 2017 على موقع واي باك مشين.
↑ أبت Evans, J. C. (November 24, 1998). "Our Galaxy". George Mason University. Retrieved January 4, 2007.
^ Thomas Wright, An Original Theory or New Hypothesis of the Universe … (London, England: H. Chapelle, 1750). From p.48: " … the stars are not infinitely dispersed and distributed in a promiscuous manner throughout all the mundane space, without order or design, … this phænomenon [is] no other than a certain effect arising from the observer's situation, … To a spectator placed in an indefinite space, … it [i.e., the Milky Way (Via Lactea)] [is] a vast ring of stars … " On page 73, Wright called the Milky Way the Vortex Magnus (the great whirlpool) and estimated its diameter at 8.64×1012 miles (13.9×1012 km). نسخة محفوظة 31 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.
^ Immanuel Kant, Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels … [Universal Natural History and Theory of the Heavens … ], (Koenigsberg and Leipzig, (Germany): Johann Friederich Petersen, 1755). Available in English translation by Ian Johnston at: Vancouver Island University, British Columbia, Canada نسخة محفوظة 02 يوليو 2015 على موقع واي باك مشين.
^ Paul, E. R. (1993). The Milky Way Galaxy and Statistical Cosmology, 1890–1924. Cambridge University Press. ISBN 0-521-35363-7
^ William Herschel (1785) "On the Construction of the Heavens," Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 75 : 213-266. Herschel's diagram of the galaxy appears immediately after the article's last page. See: Google Books The Royal Society of London نسخة محفوظة 06 أبريل 2016 على موقع واي باك مشين.
^ Trimble, V. (1999). "Robert Trumpler and the (Non)transparency of Space". Bulletin of the American Astronomical Society 31 (31): 1479. Bibcode:1999AAS...195.7409T.
↑ أب Kepple, G. R.; Sanner, G. W. (1998). The Night Sky Observer's Guide, Volume 1. Willmann-Bell. ISBN 0-943396-58-1.
^ "The Large Magellanic Cloud, LMC". Observatoire de Paris. Retrieved April 19, 2007. نسخة محفوظة 09 أكتوبر 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Evans, J. C. (November 24, 1998). "Our Galaxy". George Mason University. Retrieved January 4, 2007.
^ See text quoted from Wright's An original theory or new hypothesis of the Universe in Dyson, F. (1979). Disturbing the Universe. Pan Books. p. 245. ISBN 0-330-26324-2.
^ "علم الفلك مفاهيمه وأسسه", 1999, د.علي موسى, ومخلص الريس, صفحة 11,
^ "Parsonstown | The genius of the Parsons family | William Rosse". parsonstown.info. نسخة محفوظة 28 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Slipher, V. M. (1913). "The radial velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin 1: 56–57. Bibcode:1913LowOB...2...56S.
^ Slipher, V. M. (1915). "Spectrographic Observations of Nebulae". Popular Astronomy 23: 21–24. Bibcode:1915PA.....23...21S.
^ Curtis, H. D. (1988). "Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 100: 6. Bibcode:1988PASP..100....6C. doi:10.1086/132128.
^ Weaver, H. F. "Robert Julius Trumpler". US National Academy of Sciences. Retrieved January 5, 2007.
^ Öpik, E. (1922). "An estimate of the distance of the Andromeda Nebula". Astrophysical Journal 55: 406. Bibcode:1922ApJ....55..406O. doi:10.1086/142680.
^ Hubble, E. P. (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". Astrophysical Journal 69: 103–158. Bibcode:1929ApJ....69..103H. doi:10.1086/143167.
^ Sandage, A. (1989). "Edwin Hubble, 1889–1953". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 83 (6): 351–362. Bibcode:1989JRASC..83..351S. Retrieved January 8, 2007. نسخة محفوظة 04 ديسمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "المدخل إلى علم الفلك", 2010, د.حميد النعيمي, د.مجيد جراد.
^ "الميكروكمبيوتر", د.محمد رشاد الدين مصطفى صفحة 38
^ دينا ل موشيه ,2003 "علم الفلك" صفحة 232 تعريب سعيد محمد الأسعد طبعة مكتبة العبيكان
^ "علم الفلك المبسط", صفحة 296, سائر بصمة, 2008
^ "علم الفلك", صفحة 203, د.عبدالقادر عابد, د.يوسف محمود, د.عبدالسلام غيث 2008
^ "علم الكون والفضاء", 366, خير شاهين, 2007
^ Tenn, J. "Hendrik Christoffel van de Hulst". Sonoma State University. Retrieved January 5, 2007.
^ López-Corredoira, M. et al. (2001). "Searching for the in-plane Galactic bar and ring in DENIS". Astronomy and Astrophysics 373 (1): 139–152. arXiv:astro-ph/0104307. Bibcode:2001A&A...373..139L. doi:10.1051/0004-6361:20010560. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "آفاق جديدة في علم الفلك" صفحة 344, 1972, جون براندت, ستيفن ماران, طبعة مكتبة الوعي العربي
^ "How many galaxies are there?". NASA. November 27, 2002. Retrieved January 8, 2007. نسخة محفوظة 09 مايو 2018 على موقع واي باك مشين.
^ Kraan-Korteweg, R. C.; Juraszek, S. (2000). "Mapping the hidden Universe: The galaxy distribution in the Zone of Avoidance". Publications of the Astronomical Society of Australia 17 (1): 6–12. arXiv:astro-ph/9910572. Bibcode:1999astro.ph.10572K. doi:10.1071/AS00006. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Rubin, V. C. (2000). "One Hundred Years of Rotating Galaxies". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 112 (772): 747–750. Bibcode:2000PASP..112..747R. doi:10.1086/316573
^ Rubin, V. C. (1983). "Dark matter in spiral galaxies". Scientific American 248 (6): 96–106. Bibcode:1983SciAm.248...96R. doi:10.1038/scientificamerican0683-96.
^ "Hubble Rules Out a Leading Explanation for Dark Matter". Hubble News Desk. October 17, 1994. Retrieved January 8, 2007. نسخة محفوظة 03 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.
^ "مقدمة علم الفلك" صفحة 292, د.بركات عطوان بطانية.
^ "فيزياء الجو والفضاء", صفحة 363, د.حميد مجول النعيمي, د.فياض النجم, 1981
^ "علم الفلك",2008, د.عبدالقادر عابد, د.يوسف محمود, د.عبدالسلام غيث
^ "مقدمة في علم الفلك" صفحة 298, 2003, د.بركات عطوان بطانية
^ "الموسوعة الفلكية الحديثة" صفحة 39, د.عماد مجاهد, 2002
^ "علم الفلك العام" صفحة 254, د.مرفت السيد عوض, د.مصطفى كمال محمود 2000
^ "من الذرة إلى المجرة", حمادة أحمد الطائي, صفحة 378, 1994
↑ أب Barstow, M. A. (2005). "Elliptical Galaxies". Leicester University Physics Department. Retrieved June 8, 2006.
^ "Galaxies". Cornell University. October 20, 2005. Retrieved August 10, 2006.
^ "Galactic onion". www.spacetelescope.org. Retrieved 2015-05-11. نسخة محفوظة 28 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Smith, G. (March 6, 2000). "Galaxies — The Spiral Nebulae". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. Retrieved November 30, 2006. نسخة محفوظة 13 أغسطس 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "Fat or flat: Getting galaxies into shape". phys.org. February 2014 نسخة محفوظة 04 يوليو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Bertin, G.; Lin, C.-C. (1996). Spiral Structure in Galaxies: a Density Wave Theory. MIT Press. ISBN 0-262-02396-2
^ Belkora, L. (2003). Minding the Heavens: the Story of our Discovery of the Milky Way. CRC Press. ISBN 0-7503-0730-7
^ Eskridge, P. B.; Frogel, J. A. (1999). "What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?". Astrophysics and Space Science. 269/270: 427–430. Bibcode:1999Ap&SS.269..427E. doi:10.1023/A:1017025820201. نسخة محفوظة 17 سبتمبر 2018 على موقع واي باك مشين.
^ Bournaud, F.; Combes, F. (2002). "Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal". Astronomy and Astrophysics 392 (1): 83–102. arXiv:astro-ph/0206273. Bibcode:2002A&A...392...83B. doi:10.1051/0004-6361:20020920. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Knapen, J. H.; Perez-Ramirez, D.; Laine, S. (2002). "Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 337 (3): 808–828. arXiv:astro-ph/0207258. Bibcode:2002MNRAS.337..808K. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Alard, C. (2001). "Another bar in the Bulge". Astronomy and Astrophysics Letters 379 (2): L44–L47. arXiv:astro-ph/0110491. Bibcode:2001A&A...379L..44A. doi:10.1051/0004-6361:20011487. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Sanders, R. (January 9, 2006). "Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum". UCBerkeley News. Retrieved May 24, 2006. نسخة محفوظة 20 أغسطس 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Bell, G. R.; Levine, S. E. (1997). "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of the American Astronomical Society 29 (2): 1384. Bibcode:1997AAS...19110806B.
^ Gerber, R. A.; Lamb, S. A.; Balsara, D. S. (1994). "Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass". Bulletin of the American Astronomical Society 26: 911. Bibcode:1994AAS...184.3204G.
^ "ISO unveils the hidden rings of Andromeda" (Press release). European Space Agency. October 14, 1998. Retrieved May 24, 2006.
^ "Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. May 31, 2004. Retrieved December 6, 2006.
^ Barstow, M. A. (2005). "Irregular Galaxies". University of Leicester. Retrieved December 5, 2006.
^ Phillipps, S.; Drinkwater, M. J.; Gregg, M. D.; Jones, J. B. (2001). "Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster". Astrophysical Journal 560 (1): 201–206. arXiv:astro-ph/0106377. Bibcode:2001ApJ...560..201P. doi:10.1086/322517. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "الميكروكمبيوتر", صفحة 38, د.محمد رشاد الدين مصطفى
^ Groshong, K. (April 24, 2006). "Strange satellite galaxies revealed around Milky Way". New Scientist. Retrieved January 10, 2007. نسخة محفوظة 02 يوليو 2015 على موقع واي باك مشين.
^ Schirber, M. (August 27, 2008). "No Slimming Down for Dwarf Galaxies". ScienceNOW. Retrieved August 27, 2008.
^ "Interacting Galaxies". Swinburne University. Retrieved December 19, 2006. نسخة محفوظة 21 أكتوبر 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "Galaxy Interactions". University of Maryland Department of Astronomy. Archived from the original on May 9, 2006. Retrieved December 19, 2006. نسخة محفوظة 09 مايو 2006 على موقع واي باك مشين.
^ "علم الفلك" دينا موشيه صفحة 266, 2003
^ "Galaxy Interactions". University of Maryland Department of Astronomy. Archived from the original on May 9, 2006. Retrieved December 19, 2006.
^ "Interacting Galaxies". Swinburne University. Retrieved December 19, 2006.
^ "الكون" دايفد برجاميني, 1963, تعريب دار الترجمة والنشر لشؤون البترول, بيروت
^ "موسوعة الفلك", صفحة 187, عدنان إبراهيم سمور, 2008
↑ أب "Starburst Galaxies". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. August 29, 2006. Retrieved August 10, 2006.
^ Kennicutt Jr., R. C. et al. (2005). Demographics and Host Galaxies of Starbursts. Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies (Springer): 187. Bibcode:2005sdlb.proc..187K.
^ Smith, G. (July 13, 2006). "Starbursts & Colliding Galaxies". University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences. Retrieved August 10, 2006. نسخة محفوظة 06 أكتوبر 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Keel, B. (September 2006). "Starburst Galaxies". University of Alabama. Retrieved December 11, 2006. نسخة محفوظة 04 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.
^ Matsushita, Satoki; Muller, Sebastien; Lim, Jeremy (9 April 2007). "Jet-disturbed molecular gas near the Seyfert 2 nucleus in M51" (A&A Letters Special Issue). arXiv:0704.0947. Bibcode:2007A&A...468L..49M. doi:10.1051/0004-6361:20067039. Retrieved 16 February 2014. نسخة محفوظة 02 يوليو 2014 على موقع واي باك مشين.
^ Keel, W. C. (2000). "Introducing Active Galactic Nuclei". University of Alabama. Retrieved December 6, 2006. نسخة محفوظة 23 أبريل 2016 على موقع واي باك مشين.
↑ أب Lochner, J.; Gibb, M. "A Monster in the Middle". NASA. Retrieved December 20, 2006. نسخة محفوظة 23 أبريل 2018 على موقع واي باك مشين.
^ "علم الفلك والكون" صفحة 189, د.عواد الزحلق, 1997
↑ أب Heckman, T. M. (1980). "An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei". Astronomy and Astrophysics 87: 152–164. Bibcode:1980A&A....87..152H.
^ Keel, W. C. (2000). "Introducing Active Galactic Nuclei". University of Alabama. Retrieved December 6, 2006. نسخة محفوظة 23 أبريل 2016 على موقع واي باك مشين.
^ Ho, L. C.; Filippenko, A. V.; Sargent, W. L. W. (1997). "A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies". Astrophysical Journal 487 (2): 568–578. arXiv:astro-ph/9704108. Bibcode:1997ApJ...487..568H. doi:10.1086/304638. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Petrov, G. T., ed. (2004). "Active Galaxy Nuclei". Bulgarian Academy of Sciences/Institute of Astronomy. Retrieved 9 December 2013.
^ Maiolino, R.; Rieke, G. H. (1995). "Low-Luminosity and Obscured Seyfert Nuclei in Nearby Galaxies". The Astrophysical Journal 454: 95–105. Bibcode:1995ApJ...454...95M. doi:10.1086/176468.
^ Soper, D. E. "Seyfert Galaxies". University of Oregon. Retrieved 11 October 2013.
^ Seyfert, Carl K. (1943). "Nuclear Emission in Spiral Nebulae". The Astrophysical Journal 97: 28–40. Bibcode:1943ApJ....97...28S. doi:10.1086/144488.
^ "الموسوعة الفلكية الحديثة" 2002, د.عماد مجاهد.
^ "The Quasi-Stellar Radio Sources 3C 48 and 3C 273". The Astrophysics Journal. Bibcode:1964ApJ...140....1G. doi:10.1086/147889.
^ "Luminous Infrared Galaxies". Retrieved 23 October 2013.
^ university today
^ science line
↑ أب Paul Davies, Superforce: The Search for a Grand Unified Theory of Nature, 1984 ,page no:4
^ Hugh Ross, "Design and the Anthropic Principle", Reasons To Believe, CA
^ Firmani, C.; Avila-Reese, V. (2003). "Physical processes behind the morphological Hubble sequence". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 17: 107–120. arXiv:astro-ph/0303543. Bibcode:2003RMxAC..17..107F. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
↑ أب "Search for Submillimeter Protogalaxies". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. November 18, 1999. Retrieved January 10, 2007.
^ McMahon, R. (2006). "Journey to the birth of the Universe". Nature 443 (7108): 151–2. Bibcode:2006Natur.443..151M. doi:10.1038/443151a. PMID 16971933. نسخة محفوظة 29 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "Cosmic Detectives". The European Space Agency (ESA). April 2, 2013. Retrieved April 15, 2013. نسخة محفوظة 12 يوليو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Wall, Mike (December 12, 2012). "Ancient Galaxy May Be Most Distant Ever Seen". Space.com. Retrieved December 12, 2012. نسخة محفوظة 22 أغسطس 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "أساسيات في علم الفلك والتقويم" صفحة 275, محمد باسل الطائي 2001
^ Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962). "Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed". Reports on Progress in Physics 136: 748. Bibcode:1962ApJ...136..748E. doi:10.1086/147433.
^ Searle, L.; Zinn, R. (1978). "Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo". Astrophysical Journal 225 (1): 357–379. Bibcode:1978ApJ...225..357S. doi:10.1086/156499.
^ Heger, A.; Woosley, S. E. (2002). "The Nucleosynthetic Signature of Population III". Astrophysical Journal 567 (1): 532–543. arXiv:astro-ph/0107037. Bibcode:2002ApJ...567..532H. doi:10.1086/338487. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Barkana, R.; Loeb, A. (1999). "In the beginning: the first sources of light and the reionization of the Universe". Physics Reports 349 (2): 125–238. arXiv:astro-ph/0010468. Bibcode:2001PhR...349..125B. doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation". Carnegie Mellon University. February 9, 2005. Retrieved January 7, 2007. نسخة محفوظة 02 يناير 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Massey, R. (April 21, 2007). "Caught in the act; forming galaxies captured in the young Universe". Royal Astronomical Society. Retrieved April 20, 2007
^ Noguchi, M. (1999). "Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks". Astrophysical Journal 514 (1): 77–95. arXiv:astro-ph/9806355. Bibcode:1999ApJ...514...77N. doi:10.1086/306932. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Baugh, C.; Frenk, C. (May 1999). "How are galaxies made?". PhysicsWeb. Retrieved January 16, 2007
^ Gonzalez, G. (1998). The Stellar Metallicity — Planet Connection. Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets: 431. Bibcode:1998bdep.conf..431G.
^ Conselice, C. J. (February 2007). "The Universe's Invisible Hand". Scientific American 296 (2): 35–41. doi:10.1038/scientificamerican0207-34.
^ "علم الفلك", صفحة 266, دينا موشيه, 2003.
^ Ford, H. et al. (April 30, 2002). "Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe". Hubble News Desk. Retrieved May 8, 2007 نسخة محفوظة 07 سبتمبر 2016 على موقع واي باك مشين.
^ Struck, C. (1999). "Galaxy Collisions". Physics Reports 321: 1. arXiv:astro-ph/9908269. Bibcode:1999PhR...321....1S. doi:10.1016/S0370-1573(99)00030-7. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Wong, J. (April 14, 2000). "Astrophysicist maps out our own galaxy's end". University of Toronto. Archived from the original on January 8, 2007. Retrieved January 11, 2007. نسخة محفوظة 11 أبريل 2008 على موقع واي باك مشين.
^ Panter, B.; Jimenez, R.; Heavens, A. F.; Charlot, S. (2007). "The star formation histories of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 378 (4): 1550–1564. arXiv:astro-ph/0608531. Bibcode:2007MNRAS.378.1550P. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Kennicutt Jr., R. C.; Tamblyn, P.; Congdon, C. E. (1994). "Past and future star formation in disk galaxies". Astrophysical Journal 435 (1): 22–36. Bibcode:1994ApJ...435...22K. doi:10.1086/174790
^ Knapp, G. R. (1999). Star Formation in Early Type Galaxies. Astronomical Society of the Pacific. Bibcode:1998astro.ph..8266K. ISBN 1-886733-84-8. OCLC 41302839. نسخة محفوظة 09 يوليو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Adams, Fred; Laughlin, Greg (July 13, 2006). "The Great Cosmic Battle". Astronomical Society of the Pacific. Retrieved January 16, 2007 نسخة محفوظة 03 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.
^ "Cosmic 'Murder Mystery' Solved: Galaxies Are 'Strangled to Death'". Retrieved 2015-05-14. نسخة محفوظة 04 يوليو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Adams, Fred; Laughlin, Greg (July 13, 2006). "The Great Cosmic Battle". Astronomical Society of the Pacific. Retrieved January 16, 2007. نسخة محفوظة 03 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.
^ Pobojewski, S. (January 21, 1997). "Physics offers glimpse into the dark side of the Universe". University of Michigan. Retrieved January 13, 2007.
^ "الكون", دايفد برجاميني, 1963, تعريب دار الترجمة والنشر لشؤون البترول, بيروت
^ McKee, M. (June 7, 2005). "Galactic loners produce more stars". New Scientist. Retrieved January 15, 2007. نسخة محفوظة 01 يوليو 2015 على موقع واي باك مشين.
^ "Groups & Clusters of Galaxies". NASA/Chandra. Retrieved January 15, 2007.
^ Ricker, P. "When Galaxy Clusters Collide". San Diego Supercomputer Center. Retrieved August 27, 2008. نسخة محفوظة 31 مايو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ وأيضًا القرآن بأنها تتكون من نسيج وأنها ذات حبك وهذا النسيج بدوره مكون من بلايين المجرات وذلك في سورة الذاريات الآية 7:وَالسَّمَاءِ ذَاتِ الْحُبُكِزغلول النجار, صحيفة الأهرام ,تاريخ 21 مايو 2001, عدد رقم:41804
^ "مبادئ علم الفلك", صفحة 458, 2009, د.عبدالعزيز بكري أحمد
^ Ponman, T. (February 25, 2005). "Galaxy Systems: Groups". University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group. Retrieved January 15, 2007.
^ Dahlem, M. (November 24, 2006). "Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies". University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group. Archived from the original on June 13, 2007. Retrieved January 15, 2007.
^ Girardi, M.; Giuricin, G. (2000). "The Observational Mass Function of Loose Galaxy Groups". The Astrophysical Journal 540 (1): 45–56. arXiv:astro-ph/0004149. Bibcode:2000ApJ...540...45G. doi:10.1086/309314. نسخة محفوظة 24 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "Hubble Pinpoints Furthest Protocluster of Galaxies Ever Seen". ESA/Hubble Press Release. Retrieved January 22, 2015. نسخة محفوظة 24 سبتمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Dubinski, J. (1998). "The Origin of the Brightest Cluster Galaxies". Astrophysical Journal 502 (2): 141–149. arXiv:astro-ph/9709102. Bibcode:1998ApJ...502..141D. doi:10.1086/305901. نسخة محفوظة 15 أكتوبر 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Bahcall, N. A. (1988). "Large-scale structure in the Universe indicated by galaxy clusters". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 26 (1): 631–686. Bibcode:1988ARA&A..26..631B. doi:10.1146/annurev.aa.26.090188.003215. نسخة محفوظة 07 يناير 2019 على موقع واي باك مشين.
^ "علم الفلك", صفحة 69, سوزان نصار, 2007
^ Mandolesi, N. et al. (1986). "Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background". Letters to Nature 319 (6056): 751–753. Bibcode:1986Natur.319..751M. doi:10.1038/319751a0. نسخة محفوظة 30 ديسمبر 2016 على موقع واي باك مشين.
^ "علم الفلك" صفحة 261, دينا موشيه, 2003
^ van den Bergh, S. (2000). "Updated Information on the Local Group". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 112 (770): 529–536. arXiv:astro-ph/0001040. Bibcode:2000PASP..112..529V. doi:10.1086/316548. نسخة محفوظة 15 نوفمبر 2017 على موقع واي باك مشين.
^ Tully, R. B. (1982). "The Local Supercluster". Astrophysical Journal 257: 389–422. Bibcode:1982ApJ...257..389T. doi:10.1086/159999.
^ "المحيط الكوني وأسراره", صفحة 295, نجيب زبيب 1994
^ "فيزياء الجو والفضاء" , صفحة 334, د.حميد مجول النعيمي, د.فياض النجم, 1981
^ "Near, Mid & Far Infrared". IPAC/NASA. Retrieved January 2, 2007.[وصلة مكسورة]نسخة محفوظة 18 يناير 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals". NASA. Retrieved August 10, 2006. نسخة محفوظة 19 مارس 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "Giant Radio Telescope Imaging Could Make Dark Matter Visible". ScienceDaily. December 14, 2006. Retrieved January 2, 2007.[وصلة مكسورة]نسخة محفوظة 03 يوليو 2017 على موقع واي باك مشين.
^ "NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star". NASA. December 5, 2006. Retrieved January 2, 2007. نسخة محفوظة 03 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.
^ Dunn, R. "An Introduction to X-ray Astronomy". Institute of Astronomy X-Ray Group. Retrieved January 2, 2007. نسخة محفوظة 19 يونيو 2017 على موقع واي باك مشين.
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
تصنيف:مجرات
بوابة:علم الفلك
| ||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
بوابة نجوم
بوابة علم الفلك
بوابة الفضاء
بوابة علم الكون
|
| ||||||||||||||
