دورة حياة المجرات. الأنواع المجرية .نظرة إجمالية إلى تطور المجرات

يقف الفلكيون على عتبة تفسير تنوع المجرات المحير.

في كثير من روايات الخيال العلمي، تحكم إمبراطورية جبارة على نفسها بالهلاك من خلال غطرستها وشعورها بجبروتها: فهي تطمح إلى احتلال مجرة برمتها وحكمها. ويبدو ذلك طُموحا بعيد المنال حقا. فمن أجل السيطرة على مجرتنا (درب التبانة) يجب على هذه الإمبراطورية أن تقهر 100 بليون نجم. ومع ذلك، فإن علماء الكونيات (الكوسمولوجيين) ـ الفلكيون الذين يدرسون الكون بكليته ـ لا يجدون في هذا ما يُبهر. فمجرة درب التبانة ليست إلا واحدة من 50 بليون مجرة أو أكثر موجودة ضمن أرجاء الفضاء القابلة للرصد. واحتلالها لا يعدو أن يكون احتلال بقعة ضئيلة.

قبل قرن من الزمن، لم يكن أحد يعلم أن تلك المجرات كلها موجودة، وكان معظم الفلكيين يعتقدون أن المجرة والكون مترادفان. وربما احتوى الفضاء حينذاك على بليون نجم متناثر مع لطاخات باهتة بدت كنجوم في سيرورة نشوء أو موت. ثم أتى العصر الذهبي لعلم الفلك في العقود الأولى من القرن العشرين حينما قرر الفلكي الأمريكي <E.هَبِلْ> وآخرون أن تلك اللطاخات الباهتة كانت غالبا مجرات كاملة قائمة بذاتها.

لماذا تقع النجوم في تكتلات هائلة يفصل بينها فراغ شاسع، وكيف تأخذ المجرات هذا التنوع المحير من الأشكال والحجوم والكتل؟ لقد أضنت هذه الأسئلة الفلكيين لعقود عدة. ومن غير الممكن لنا رصد نشوء مجرة، فتلك السيرورة بطيئة جدا. وعلى الباحثين بدلا من ذلك تجميع أجزاء اللغز معا برصد كثير من المجرات المختلفة التي يمثل كل منها طورا مختلفا من تاريخ تطورها المجرّي. ولم تصبح مثل تلك القياسات أمرا نمطيا إلا قبل نحو عقد من الزمن حين دخل علم الفلك عهدا ذهبيا جديدا.

وحاليا تُعطي التطورات المدهشة في تقانة المقراب والمكشاف الفلكيين فكرة عن الكيفية التي تغيرت بها المجرات عبر مقاييس زمنية كونية. فقد أخذ مقراب هَبِل الفضائي صورا فوتوغرافية لأعماق السماء البعيدة، كاشفا بذلك عن مجرات إشعاعها على درجة من الخفوت لم تُعهد من قبل. وجمعت أجهزة القواعد الأرضية، مثل مقاريب كيك Keck العملاقة، إحصاءات عن المجرات البعيدة (وبالتالي الهَرِمة). إن الأمر يبدو كما لو أُعطي لعلماء التطور الحيوي آلة زمن تسمح لهم بالسفر إلى الوراء عبر ما قبل التاريخ، وبأخذ صور للحيوانات والنباتات التي استوطنت الأرض في سلسلة من العهود المختلفة. إن التحدي الذي يواجه الفلكيين، والذي كان سيواجه علماء التطور الحيوي، هو إدراك الكيفية التي تطورت بها الأنواع المرصودة في الأزمنة الأقدم لتصبح على ما نعرفه حاليا.

إن المجرة سومبريرو (القبعة) Sombrero تمثل تقريبا كل ظاهرة مجرّية بذل الفلكيون جهدهم طوال قرن لتفسيرها. فيها انتفاخ إهليلجي ساطع من النجوم، وثقب أسود فائق الكتلة مدفون في عمق ذلك الانتفاخ، وقرص ذو أذرع حلزونية (يُرى مُجانبة edge on تقريبا)، وحشود نجوم مبعثرة حول الضواحي. ويُعتقد أن هناك هالة شاسعة من المادة الخفية غير المرئية تمتد فيما وراء هذه الصورة.

إن المهمة في الحقيقة فلكية الحجم. فهي تشتمل على فيزيائيات ذات مقاييس شاسعة التفاوت، تمتد من التطور الشامل للكون برمته حتى تشكُّل نجم واحد. وهذا ما يجعل بناء نماذج معقولة لتشكل المجرات أمرا صعبا، لكنه يعيد الموضوع كله إلى نقطة البداية. إن اكتشاف تلك البلايين من المجرات جعل علم الفلك النجمي وعلم الكونيات يبدوان غير مترابطين معا. وتبعا لمخطط الأشياء الشامل، كانت النجوم أصغر من أن تكون ذات قيمة. وعلى النقيض من ذلك، رأى معظم فلكيي النجوم أن الجدل حول أصل الكون هو تجريد لا طائل منه. أما الآن، فنحن نعلم أن الصورة المتكاملة للكون يجب أن تشتمل على كل من الكبير والصغير.

الأنواع المجرّية
من أجل فهم كيفية تشكل المجرات، يبحث الفلكيون عن أنماط ونوازع في خصائصها. وتبعا لنظام التصنيف الذي طوره هبل، يمكن تقسيم المجرات بصورة عامة إلى ثلاثة أنواع رئيسية: إهليلجية، وحلزونية، وغير منتظمة
. وأكبرها كتلة هي المجرات الإهليلجية، وهذه المجرات في معظمها منظومات كروية تقريبا، ناعمة المظهر وبلا معالم، وتحوي قليلا من الغاز والغبار أو لا شيء منهما. وتئز buzz النجوم حول وسط المجرة، كما يئز النحل حول خليته. ومعظم هذه النجوم عتيقة جدا.

أما المجرات الحلزونية، ومن أمثلتها مجرتنا درب التبانة، فهي بنى شديدة التسطح والترتيب، يتحرك ضمنها النجوم والغاز في مدارات دائرية أو شبه دائرية حول المركز. وفي الواقع تُدعى هذه المجرات أيضا بالمجرات القرصية. أما أذرعها الحلزونية المشابهة لدولاب الهواء (لعبة الأطفال المعروفة) فهي خيوط من نجوم حارة فتية وغاز وغبار. وتحوي المجرات الحلزونية في مراكزها انتفاخات هي تكتلات كروية من النجوم، تذكرنا بالمجرات الإهليلجية الصغيرة. وثلث المجرات الإهليلجية تقريبا ذات بنية مستطيلة نحو المركز. ويُعتقد أن هذه الاستطالات bars تنجم عن إضطرابات في القرص.

أما المجرات غير المنتظمة، فهي تلك التي لا تندرج ضمن التصنيف الحلزوني أو الإهليلجي. فبعضها يبدو حلزونيا أو إهليلجيا، تعرض لتشويه عنيف بسبب اصطدامه حديثا مع جار له. وبعضها الآخر منظومات منعزلة ذات بنى غير بلورية ولا تبدي دلائل على أية اضطرابات حديثة.

نظرة إجمالية إلى تطور المجرات

إن أحد المجالات الفرعية الأكثر حيوية في الفيزياء الفلكية الآن هو دراسة الكيفية التي تأخذ بها المجرات أشكالها. تقوم المقاريب بسبر المجرات الأكثر هرما، وتستطيع المحاكاة الحاسوبية تتبع الأحداث بتفاصيل غير مسبوقة.
قد يتمكن الباحثون قريبا من أن يفعلوا للمجرات ما فعلوه للنجوم في وقت مبكر من القرن العشرين: فيقدموا تفسيرا واحدا قائما على بضع سيرورات عامة، لتنوع هائل من الأجسام السماوية. وفيما يتصل بالمجرات، تتضمن هذه السيرورات عدم الاستقرار الثقالي والتبرد الإشعاعي والاسترخاء [الذي تصل به المجرات إلى توازن داخلي] والتآثر بين المجرات.
إلا أنه تتبقى بضعة أسئلة محيرة. وإحدى الإجابات الممكنة عن تلك الأسئلة هي أن النجوم التي تبدو غير ذات أهمية للأجسام الكبيرة مثل المجرات، تمتلك فعلا تأثيرا جوهريا وشاملا في بُناها.

وتغطي كل من هذه الفئات الثلاث مجرات واسعة التفاوت في ضيائيتها luminosity. إلا أنه عادة ما تكون المجرات الإهليلجية أشد بريقا من الحلزونية، والمجرات الأخفت هي أعلى احتمالا لأن تكون غير منتظمة من نظيراتها المضيئة luminous. أما بالنسبة إلى المجرات الأشد خفوتا، فإن نظام التصنيف يُخفق معها إخفاقا تاما. فهذه المجرات القزمية dwarf galaxies غير متجانسة في طبيعتها، وثبت أن محاولة تصنيفها أمر غير متفق عليه. وبشكل عام يمكننا القول إنها تقع في فئتين: منظومات غنية بالغاز ينشط فيها تشكل النجوم، وأخرى فقيرة بالغاز حيث لا تتشكل أية نجوم.

يأتي أحد الأدلة المهمة حول أصل أنواع المجرات من الترابط المدهش بين نوع المجرة المحلية وكثافتها. إن معظم المجرات مبعثرة عبر الفضاء وتفصل بينها مسافات شاسعة، و10 إلى 20 في المئة منها فقط مجرات إهليلجية، في حين أن المجرات الحلزونية هي السائدة. وبقية المجرات مرزومة في حشود، ويختلف الأمر بالنسبة إليها: فالإهليلجية هي الأغلبية فيها، والحلزونية، إن وُجدت، فهي منظومات خاملة فقيرة بالغاز والنجوم الفتية. لقد حيرت هذه العلاقة المسماة الشكل-الكثافة morphology-density الفلكيين فترةً طويلة.

خفيف ومظلم
تتفرد نسبة ضئيلة من المجرات الحلزونية والإهليلجية في أنها تحتوي على نواة شبه نقطية فائقة الضيائية: نواة مجرية نشطة active galactic nucleus (AGN) . والأمثلة الأكثر غرابة وندرة لتلك النوى هي الكوازارات quasars التي تتجاوز درجة سطوعها brightness سطوع المجرات المضيفة لها كليا. ويعتقد الفلكيون عموما أن النوى المجرية النشطة تستمد طاقتها من ثقوب سوداء تزن من ملايين إلى بلايين من الكتل الشمسية. وتتنبأ النظرية بأن الغاز الذي يسقط في هذه الكيانات المرعبة سوف يشع نحو 10 في المئة من طاقته الذاتية، وهذا يكفي لتوليد منارة يمكن كشفها في الجانب الآخر من الكون.

وبعد أن كانت النوى المجرّية الفعالة تُعدُّ شذوذات، فقد بُرهن مؤخرا على أنها جزء لا يتجزأ من سيرورة تَشكُّل المجرة. وقد حصلت الذروة في فعالية النوى المجرية النشطة عندما كان الكون في ربع عمره الحالي، أي في نفس الوقت الذي تشكلت فيه معظم النجوم في المجرات الإهليلجية. يُضاف إلى ذلك أنه يُعتقد أن الثقوب السوداء الفائقة الكتلة تقبع تقريبا في كل مجرة إهليلجية، أو حلزونية ذات انتفاخ، سواء أكانت تلك المجرات تحتوي على نوى مجرية نشطة أم لا
وما ينطوي عليه هذا هو أن كل مجرة يمكن أن تشهد حدثا أو أكثر من أحداث نشاط النوى المجرية النشطة. فمادامت المادة تسقط في الثقب الأسود، تكون النوى نشطة. وعندما لا يُغذَّى المركز بمادة جديدة، ترقد النوى خامدة.

أنواع المجرات

إن معظم المعلومات التي لدينا حول جميع هذه الظواهر تأتي من الفوتونات: الفوتونات الضوئية من النجوم، والفوتونات الراديوية من غاز الهدروجين المتعادل، وفوتونات الأشعة السينية من الغاز المتأين. لكن معظم المادة في الكون ربما لا تشع فوتونات بأي طول موجي. وهذه هي المادة الخفية (المعتمة) dark سيئة السمعة التي يُستنتج وجودها من آثارها الثقالية فقط. إذ يُعتقد أن الأجزاء المرئية من المجرات مغلفة ب«هالات» عملاقة من المادة الخفية. وهذه الهالات، خلافا لتلك التي توجد فوق رؤوس القديسين، ذات شكل كروي أو إهليلجي. وعلى المقاييس الأكبر، يُعتقد أن هالات مماثلة تحافظ على حشود المجرات متماسكة معا.

تتفق نتائج محاكاة التوزيع المكاني
للمجرات بواسطة الحواسيب العملاقة
اتفاقا تاما مع الأرصاد.

وما يُؤسف له أن أحدا لم يكشف مطلقا المادة الخفية مباشرة، ومازالت طبيعتها واحدا من أكبر الألغاز في العلم. ويفضل معظم العلماء حاليا فكرة أن المادة الخفية تتكون في معظمها من جسيمات غير محددة حتى الآن ولا تكاد تتآثر مع الجسيمات العادية أو فيما بينها. ويسمي الفلكيون عادة هذه الفئة من الجسيمات بالمادة الخفية الباردة، ويسمون أي نموذج كوني يفترض وجودها بنموذج المادة الخفية الباردة.

وخلال العقدين الماضيين، بذل الفلكيون جهدهم في تطوير نموذج لتشكل المجرة يقوم على نموذج المادة الخفية الباردة. أما إطار العمل الأساسي لذلك فهو نظرية الانفجار الأعظم حول توسع (تمدد) الكون. إن علماء الكونيات مستمرون في الجدل حول الكيفية التي حصل بها التوسع وحول ما حدث قبل ذلك، لكن هذه المبهمات لا تؤثر كثيرا في تشكل المجرات. فنحن نتناول الحكاية في حقبة ما بعد نحو 000 100سنة من الانفجار الأعظم، حينما كان الكون يتألف من الباريونات baryons (أي المادة العادية التي هيمنت فيها نوى الهدروجين والهليوم)، والإلكترونات (المشدودة إلى النوى)، والنيوترينوات والفوتونات والمادة الخفية الباردة. وتشير الأرصاد إلى أن المادة والإشعاع كانا موزعين توزعا سلسا، إذ اختلفت الكثافة بين المواضع المختلفة بنحو جزء واحد من 000 100 جزء فقط. إن التحدي هو اقتفاء الكيفية التي استطاعت بها هذه المكونات البسيطة أن تولد التنوع المذهل من المجرات.

إذا قارن المرء الظروف التي كانت سائدة حينذاك مع توزع المادة اليوم، يجد أن هناك اختلافين مهمين. أولا، يغطي الكون في الأيام الحالية مدى هائلا من الكثافات. فالمناطق المركزية من المجرات ذات كثافة تزيد على 100 بليون ضعف من كثافة الكون المتوسطة. والأرض أكثف من ذلك ب10 بلايين بليون مرة. ثانيا، وبينما كانت الباريونات والمادة الخفية الباردة في البداية متمازجة معا تماما، تُشكِّل الباريونات اليوم عُقدا كثيفة (هي المجرات) داخل هالات ضخمة من المادة الخفية. وبطريقة ما، انفصلت الباريونات عن المادة الخفية الباردة.

يمكن تفسير أول هذه الاختلافات بسيرورة عدم الاستقرار الثقالي. فإذا كانت منطقة ما أكثف بقليل من المتوسط، فإن الكتلة الزائدة سوف تُبدي قوة ثقالية أقوى بقليل من المتوسط، جاذبة مادة إضافية نحوها. وهذا ما يخلق مجالا ثقاليا، ربما أقوى جذبا لمزيد من المادة. وتُضخم هذه السيرورة الجامحة فوارق الكثافة الابتدائية.

وطوال الوقت، يكون على ثقالة المنطقة أن تنافس توسع الكون الذي يباعد ما بين المادة. في البداية، يتغلب التوسع الكوني وتتناقص كثافة المنطقة، ولكن على نحو أبطأ من كثافة ما يحيط بها. وعند حد معين، تصبح الكثافة الزائدة للمنطقة، مقارنة بكثافة ما يحيط بها، واضحة إلى درجة أن جذبها الثقالي يتغلب على التوسع الكوني، ومن ثَمَّ تبدأ المنطقة بالانهيار.

وحتى تلك اللحظة، لا تكون المنطقة جسما متماسكا، بل مجرد تحسن عشوائي للكثافة في سديم المادة التي تملأ الكون. لكن ما إن تنهار المنطقة حتى تبدأ حياة داخلية خاصة بها. وتسعى المنظومة ـ التي سوف نطلق عليها من الآن فصاعدا مجرة جنينية (أولية) protogalaxy ـ إلى إقامة شكل ما من التوازن. يسمي الفلكيون هذه السيرورة بالاسترخاء relaxation، حيث تتصرف الباريونات كجسيمات أي غاز. وبسبب تسخينها بالموجات الصدمية التي يقدحها الانهيار، تتبادل الباريونات الطاقة بالتصادم المباشر بعضها مع بعض، مُحدثة بذلك توازنا هدروستاتيكيا، وهي حالةَ توازن بين الضغط والثقالة. إن جو الأرض أيضا في حالة توازن هدروستاتيكي (تقريبا)، وهذا هو السبب في تناقص الضغط أُسِّيا مع الارتفاع.

أما بالنسبة إلى المادة الخفية، فالاسترخاء مختلف على نحو جلي. ومن التعريف، تكون جسيمات المادة الخفية الباردة ذات تفاعل ضعيف، وغير قادرة على إعادة توزيع الطاقة فيما بينها بالتصادم المباشر. ولا تستطيع منظومة من مثل هذه الجسيمات الوصول إلى حالة التوازن الهدروستاتيكي. وبدلا من ذلك، تخضع إلى ما يدعى، ربما تجاوزا، بالاسترخاء العنيف. فكل جسيم يتبادل الطاقة، لا مع جسيم منفرد آخر، بل مع الكتلة الإجمالية للجسيمات بوساطة المجال الثقالي.

تصور لتشكل مجرة

إن الأجسام المتحركة في مجال ثقالي تجري دائما تبادلا بين الطاقتين: الثقالية والحركية. فإذا قذفت كرة في الهواء، فإنها تصعد إلى ارتفاع أعلى، لكنها تتباطأ: إنها تكتسب طاقة ثقالية على حساب الطاقة الحركية. وفي طريقها إلى الأسفل، تكتسب الكرة طاقة حركية على حساب الطاقة الثقالية. وتتصرف جسيمات المادة الخفية الباردة في مجرة جنينية على النحو ذاته. فهي تتحرك دائريا وتغير سرعتها فيما يتغير التوازن بين طاقتيها: الثقالية والحركية. لكن، وخلافا للكرات بالقرب من سطح الأرض، تتحرك جسيمات المادة الخفية الباردة في مجال ثقالي غير ثابت. ففي آخر الأمر يُنتَج المجال الثقالي بواسطة الجسيمات جميعها التي تعاني الانهيار.

وتؤدي التغيرات في المجال الثقالي إلى أن تكتسب بعض الجسيمات طاقة، في حين تخسرها جسيمات أخرى. وتماما كما هي الحال بالنسبة إلى الباريونات، تسمح إعادة توزيع طاقات الجسيمات باسترخاء المنظومة لتشكل هالة من مادة خفية باردة توصف بأنها في حالة توازن ڤيريالي(2). إن العملية معقدة ولم يجرِ تحليلها البتة بتفصيل نظري كبير. وعوضا عن ذلك، يُتابعها الباحثون باستخدام المحاكاة الرقمية التي تبين أن جميع هالات المادة الخفية الباردة الموجودة في حالة توازن ڤيريالي تمتلك هيئات كثافة متشابهة.

إن نقطة النهاية لانهيار مجرة جنينية واسترخائها هي هالة من مادة خفية يكون الغاز الباريوني داخلها في حالة توازن هدروستاتيكي عند درجة حرارة من رتبة بضعة ملايين درجة. وفي حين أن كل جسيم من المادة الخفية الباردة يحفظ طاقته منذئذ فصاعدا، يكون الغاز الباريوني قادرا على إصدار إشعاع. ونتيجة لذلك يبرد وينكمش ويتراكم في مركز هالة المادة الخفية. لذلك يكون التبرد هو العملية المسؤولة عن فك الترابط بين الباريونات والمادة الخفية الباردة.

لقد ركزنا حتى الآن على مجرة جنينية واحدة وأهملنا ما يحيط بها. في الواقع، سوف تتكون مجرات جنينية أخرى في الجوار، وتشد الثقالة هذه المجرات إلى بعضها بعضا حتى تندمج معا في بنية أكبر. ثم تندمج هذه البنى ذاتها معا أيضا، وهكذا دواليك. إن التنامي الهرمي سمة مميزة لنماذج المادة الخفية الباردة، وسبب ذلك بسيط. ولما كانت التفاوتات الصغيرة في الكثافة متراكبة فوق تفاوتات أكبر مقياسا، فإن الكثافة تبلغ قيمتها العظمى في أصغر المناطق. ومثال ذلك هو قمة جبل؛ فالموقع الدقيق للذروة يوافق بنية شديدة الصغر: على سبيل، فإذا وجدت حصاة فوق صخرة وهذه فوق تلة على قمة جبل، ثم هبطت سحابة على الجبل، فإن الحصاة تتوارى أولا، تتبعها الصخرة ثم التلة، وأخيرا يتوارى الجبل كله.

تغيرات الكثافة المجرية

اتبعت تغيرات الكثافة في كون ما قبل المجرات نمطا سهّل تشكل المجرات الجنينية. فقد تكونت التغيرات من أطوال موجية متباينة، في نمط يطلق عليه النقاد الموسيقيون اسم «الضجيج الوردي» (وانبثقت فعلا كموجات صوتية في الپلازما الأولية). ثم تراكبت موجة صغيرة على موجة أكبر قليلا، التي من ثمَّ تراكبت على موجة أكبر، وهكذا دواليك. لذلك حدثت الكثافة الأعلى في أصغر المناطق. وانهارت هذه المناطق أولا، وغدت لبنات بناء لبنى أكبر.

وعلى نحو مشابه، فإن المجرات الجنينية الصغرى هي أكثف المناطق في الكون المبكر، وأولى المناطق التي تنهار، وتليها تباعا البنى الأكبر. إن ما يميز المادة الخفية الباردة من الأنواع المحتملة الأخرى من المادة الخفية هو أن فيها تفاوتات في الكثافة على كافة المقاييس. فالنيوترينوات، على سبيل المثال، تفتقر إلى التفاوتات بمقاييس صغيرة. والكون الذي تهيمن فيه النيوترينوات يشابه جبلا ذا قمة شديدة النعومة.

لا يمكن وصف التشكل الهرمي لهالات المادة الخفية باستخدام العلاقات الرياضياتية البسيطة، والأفضل هو دراستها باستخدام المحاكاة الرقمية. ومن أجل محاكاة جزء ممثل للكون بميز كاف لرؤية تشكل الهالات المفردة، يجب على الباحثين استخدام أحدث الحواسيب العملاقة، إذ تتفق الخصائص الإحصائية للهالات الناتجة من تلك المحاكاة وتوزيعها المكاني اتفاقا ممتازا مع نظيراتها الخاصة بالمجرات المرصودة فعلا، مما يوفر تأييدا قويا للصورة الهرمية وبالتالي لوجود المادة الخفية الباردة.

ربما يرصد الفلكيون للمرة الأولى
تشكل المجرات الإهليلجية مباشرة.

تفسر الصورة الهرمية على نحو طبيعي أشكال المجرات. ففي المجرات الحلزونية، تتحرك النجوم والغاز في مدارات دائرية، ولذلك تُحكَم بنى هذه المجرات بكمية الحركة الزاوية. لكن، من أين تأتي كمية الحركة الزاوية هذه؟ فتبعا للصورة القياسية، عندما ملأت المجرات الجنينية الكون، أنتجت قوى مَدّية بعضها تجاه بعض، مما أدى بها إلى التدويم. وبعد أن انهارت المجرات الجنينية، بقي في كل منها قدر صاف من كمية الحركة الزاوية.

وعندما بدأ تبرُّد الغاز في المجرات الأولية، انكمش وبدأ بالسقوط نحو المركز. وكما أن المتزحلقين على الجليد يدوّمون بسرعة أكبر عندما يضمون أذرعهم، دوَّم الغاز بسرعة أكبر فأكبر مع انكماشه، وهكذا تسطَّح الغاز، على غرار الأرض التي تسطحت قليلا بدلا من أن تكون كرة مثالية بسبب دورانها حول نفسها. وفي النهاية، دوَّم الغاز بسرعة كبيرة جعلت قوة الطرد المركزية (المتجهة نحو الخارج) تتساوى مع الجذب الثقالي (المتجه نحو الداخل). وحين حقق الغاز حالة التوازن الطردي المركزي، تسطح ليصبح قرصا رقيقا وكثيفا بدرجة كافية لجعل الغاز يتكتل في السحب التي تشكلت النجوم منها بعدئذ. وبذلك وَلَّدت مجرة حلزونية.

ولما كانت معظم هالات المادة الخفية تنتهي ببعض من كمية الحركة الزاوية، فإن المرء ليتعجب: لماذا لا تكون جميع المجرات حلزونية؟ كيف جاءت المجرات الإهليلجية إلى الوجود؟ لقد شغل الفلكيون طويلا بوجهتي نظر متنافستين حول ذلك. إحداهما: أن معظم النجوم الموجودة في المجرات الإهليلجية والانتفاخات الحالية تشكلت أثناء انهيارٍ ضخم في حقب مبكرة. أما الأخرى فهي أن المجرات الإهليلجية قد أتت متأخرة نسبيا، حيث ظهرت نتيجة لاندماج مجرات حلزونية.

ولاقت وجهة النظر الثانية قبولا متزايدا. حيث تُبين المحاكاة الحاسوبية المفصلة لاندماج مجرتين حلزونيتين أن المجال الثقالي الشديد الاضطراب يدمر قرصي المجرتين. إن النجوم داخل المجرتين ذات تباعد يمنعها من التصادم معا، الأمر الذي يجعل سيرورة الاندماج مشابهة للاسترخاء العنيف الذي تعانيه المادة الخفية. وإذا كان للمجرتين كتلتان متقاربتان، كانت النتيجة تكتلا لينًا لنجوم ذا خصائص تشابه جدا خصائص المجرة الإهليلجية. ويفقد كثير من الغاز في المجرتين القرصيتين الأصليتين كمية حركته الزاوية ويهوي نحو المركز. وهناك يبلغ الغاز كثافات عالية، ويبدأ بتشكيل النجوم بمعدل جنوني. وفي أزمنة لاحقة، قد يسقط غاز جديد ويبرد ويبني قرصا جديدا حول المجرة الإهليلجية، وتكون النتيجة مجرة حلزونية ذات انتفاخ في الوسط.

وتفسر الكفاءة العالية لتشكل النجوم أثناء الاندماج سبب افتقار المجرات الإهليلجية إلى الغاز: فقد استهلكته. ويفسر نموذج الاندماج أيضا علاقة الشكل-الكثافة: فالمجرة في بيئة عالية الكثافة سوف تخضع لاندماجات أكثر، وبذلك تكون أقرب احتمالا لتصبح مجرة إهليلجية.

ويؤكد الدليل الرصدي أن الاندماجات والتآثرات كانت شائعة في الكون، لا سيما في المراحل المبكرة. ففي الصور التي التقطها مقراب هَبِل الفضائي وُجد لكثير من المجرات الهرمة أشكال مضطربة، وهذه إشارة تنم على التآثر. إضافة إلى ذلك فإن عدد المجرات ذات الاندفاعات النجمية starburst galaxies ـ وهي التي تتشكل فيها النجوم بمعدل محموم ـ يزداد على نحو هائل في الأزمنة المبكرة. يرصد الفلكيون ربما للمرة الأولى تشكل المجرات الإهليلجية مباشرة.

إذا كان للمجرات الإهليلجية والانتفاخات الحلزونية علاقة باندماج المجرات، حينئذ يتبع تلك الأحداث أيضا تشكل ثقوب سوداء فائقة الكتلة. وترتبط كتل الثقوب بقوة بكتلة المجرة الإهليلجية أو الانتفاخ المحيطين بها؛ ولكنها غير مترابطة بكتلة القرص الحلزوني. لقد مُدَّت نماذج الاندماج لكي تتضمن الثقوب الفائقة الكتلة، وبالتالي النوى المجرية النشطة. وقد يحيي الغاز الوفير الذي ينساب نحو المركز أثناء الاندماج، ثقبا أسود خامدا. بكلمات أخرى، كانت الكوازارات أكثر شيوعا في الماضي لأن الاندماجات كانت أكثر شيوعا حينذاك.

أما بالنسبة إلى المجرات القزمية فهي، تبعا للصورة الهرمية، البقايا، أي تكتلات صغيرة مازال عليها أن تندمج. وتبين الأرصاد الحديثة أن تشكل النجوم في المجرات القزمية غير منتظم على وجه الخصوص، فهي تأتي على شكل رشقات قصيرة تفصل بينها فترات سكون طويلة
وفي المجرات الأثقل كمثل درب التبانة، يحصل تشكل النجوم بمعدل أكثر ثباتا. وهذه النتائج مثيرة، لأن الفلكيين افترضوا أن كتلة المجرة غالبا ما تحدد خصوبتها. وفي المجرات الخفيفة الوزن، تستطيع انفجارات المستعرات الأعظمية تمزيق المنظومة بسهولة، أو حتى تفريغها من غازها، وبذلك تعطل تشكل النجوم، حتى إن الاضطراب الشديد الضآلة يمكن أن يكون ذا أثر كبير. إن هذه الحساسية للظروف المبدئية والأحداث العشوائية هي التي يمكن أن تفسر لا تجانس الأقزام المجرية.

كيفية الاسترخاء

وعلى الرغم من أن الصورة القياسية لتشكل المجرات ناجحة نجاحا لافتا، فمازال الباحثون بعيدين عن استخراج مضمون جميع العمليات فيها. يضاف إلى ذلك أنه مازال عليهم حل بعض التناقضات المقلقة. فالصورة البسيطة لتبرُّد الغاز داخل هالات المادة الخفية تواجه مشكلة مهمة تُعرف بكارثة التبرد، الذي تنطوي حسابات معدله على أن الغاز يجب أن يكون قد برد بسرعة وتجمَّع في مراكز الهالات تاركا الفضاء ما بين المجرات فارغا تقريبا. إلا أن الفراغ ما بين المجرات بعيد عن أن يكون فارغا. لذا يجب أن يكون إمدادٌ من طاقة إضافية قد منع تبرد الغاز.

هناك مشكلة أخرى تخص كمية الحركة الزاوية، التي يضاف مقدارها إلى المجرات الجنينية في النماذج، والتي تعادل كمية الحركة الزاوية التي نراها فعلا في المجرات الحلزونية. فمادام الغاز يحتفظ بكمية حركته الزاوية، تُعيد صورة المادة الخفية الباردة في النماذج توليد الأحجام المرصودة للمجرات الحلزونية. إن ما يُؤسف له أن كمية الحركة الزاوية تتسرب من المحاكاة الحاسوبية. إذ ينتقل معظمها إلى المادة الخفية أثناء اندماج المجرات. ونتيجة لذلك، تكون الأقراص الناجمة عن المحاكاة أصغر مما يجب عشر مرات. وعلى ما يبدو، مازالت النماذج تفتقر إلى مكوِّن جوهري.

هناك تناقض ثالث يتصل بعدد من المجرات القزمية. إن النظريات الهرمية تتنبأ بتكاثر في هالات المادة الخفية الصغيرة الكتلة، وامتدادا لذلك بتكاثر في المجرات القزمية. وهذا ببساطة لم يُرَ رصديا. ففي جوار درب التبانة، يقل عدد المجرات القزمية الصغيرة الكتلة بنحو يتراوح بين 10 و 100 مرة عما تتنبأ به النظريات. ولذلك، فإما أن تكون هالات المادة الخفية هذه غير موجودة، أو أنها موجودة لكنها استعصت على الكشف، لأن النجوم لا تتشكل ضمنها.

اقتُرحت حلول عديدة لهذه المشكلات، وتقع المقترحات في فئتين: إما بتغيير جوهري في النموذج، ربما في طبيعة المادة الخفية(3)، أو بإعادة النظر في تصورنا حول كيفية تحول الغاز إلى نجوم عبر تبرده. ولما كان معظم الفلكيين مترددين في التخلي عن نموذج المادة الخفية الباردة الذي ينطبق جيدا على مقاييس أكبر من المجرات، فقد ركَّزوا على تحسين معالجة تشكل النجوم. وتتغاضى النماذج الحالية عن العملية التي تحدث على مقاييس أصغر بكثير من مجرة نمطية، ويكون إدخالها في النموذج كاملة بعيدا تماما عن إمكانات الحواسيب العملاقة الحالية.

مازال لتشكل النجوم حتى الآن أثر عميق في بنية المجرة [انظر: «الغاز بين النجوم»،مجلة العلوم، العددان 5/6(2002) ، ص 90]. ويظن بعض الفلكيين أن تأثير النجوم يمكن حقيقة أن يحل جميع المشكلات الثلاث في الحال. فالطاقة التي يحررها النجم تستطيع تسخين الغاز دارئة كارثة التبرد. كذلك يُبطئ التسخين هبوط الغاز نحو مركز المجرة وبالتالي يخفض نزوعه نحو نقل كمية الحركة الزاوية إلى المادة الخفية ـ مهونا مشكلة كمية الحركة الزاوية. ويمكن لانفجار المستعرات الأعظمية طرد كتلة من المجرات إلى الوسط بين المجرِّي [انظر: «الانفجارات الهائلة في المجرات»،مجلة العلوم، العددان 5/6(1996) ، ص 14]. أما بالنسبة إلى أقل الهالات كتلة، التي تمتلك سرعة إفلات صغري، فيمكن للعملية أن تكون فعالة إلى درجة تجعل من الصعب تشكل أي نجم، مما يمكن أن يفسر سبب رؤيتنا عدد المجرات القزمية أقل مما جرى التنبؤ به.

يمكن لانفجارات المستعرات الأعظمية
طرد كتلة من المجرات الصغيرة الكتلة
بفعالية عالية تجعل من الصعب
تشكل أي نجم.

وبسبب ضآلة فهمنا لهذه العمليات، مازالت النماذج تحتوي على قدر من حيز متقلب. وما تبقّى للرؤية هو ما إذا كان بالإمكان حل المشكلات حقا، أو ما إذا كانت تلك المشكلات تشير إلى الحاجة إلى إطار عمل جديد كليا. ومن المؤكد أن يستمر تطور نظريتنا حول تشكل المجرة. إن المسوحات الرصدية القائمة حاليا، كمثل مسح سلون الرقمي للسماء Sloan Digital Sky Survey، سوف تحسِّن بشدة البيانات الخاصة بكل من المجرات القريبة والبعيدة على السواء. وسوف تساعد التطورات القادمة في علم الكونيات على تقييد الشروط البدئية لتشكل المجرة. لقد حدد الرصد الدقيق لإشعاع الخلفية الكونية الميكروية الموجة قيم الأبعاد الكونية ذات المقاييس الكبيرة، تاركا لمنمذجي المجرات حرية التركيز على تعقيدات المقاييس الصغيرة. وقد نستطيع قريبا توحيد الكبير والصغير والمتوسط في صورة موحَّدة للتطور الكوني.
المؤلفان

Guinevere Kauffmann - Frank van den Bosch
باحثان في معهد ماكس پلانك للفيزياء الفلكية في گارشينگ بألمانيا، وهما اثنان من خبراء العالم في النمذجة النظرية لتشكل المجرات. وقد وجَّهت كاوفمان اهتمامها مؤخرا نحو تحليل البيانات الواردة من مسح سلون الرقمي للسماء، الذي تعتقد أنه ينطوي على إجابات عن بعض الألغاز المشار إليها في هذه المقالة. أما بوش، فهو يهتم بشكل خاص بتشكل المجرات القرصية وبالثقوب السوداء الهائلة الكتلة في المراكز المجرية.

م.ن

» معلومات عن حشود المجرات . عالم الفضاء . المجرات . حشود المجرات
» الأشكال الفلكية . أشكال المجرات بالصور. تعرَف على شكل المجرات .
» المجرات الحلزونية
» المجرات العدسية
» مدارات غريبة في مجرة درب التبانة. عالم الكواكب و المجرات