الفلك

تفسير أول نجم نيوتروني دوار تم اكتشافه في مجرة ​​المرأة المسلسلة؟

تفسير أول نجم نيوتروني دوار تم اكتشافه في مجرة ​​المرأة المسلسلة؟



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

تم العثور على فئة جديدة من النجوم النيوترونية في مجرة ​​المرأة المسلسلة (M31) ، وهذه هي المرة الأولى التي يكتشف فيها علماء الفلك في M31 نجمًا نيوترونيًا دوارًا. تنص المادة على-

يمكن العثور على "النجوم النابضة" في الأزواج النجمية ، حيث يأكل النجم النيوتروني جاره. يمكن أن يؤدي هذا إلى دوران النجم النيوتروني بشكل أسرع وإلى نبضات من الأشعة السينية عالية الطاقة من الغاز الساخن يتم توجيهها إلى الحقول المغناطيسية على النجم النيوتروني.

"يمكن أن يكون ما نطلق عليه" نجمًا نابضًا ثنائيًا غريبًا للأشعة السينية منخفض الكتلة "- حيث يكون النجم المرافق أقل كتلة من شمسنا - أو بدلاً من ذلك نظام ثنائي متوسط ​​الكتلة مع رفيق يبلغ حوالي كتلتين شمسيتين ،" قال باولو إسبوزيتو من INAF-Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica ، ميلانو ، إيطاليا.

في حين أن الطبيعة الدقيقة للنظام لا تزال غير واضحة ، فإن البيانات تشير إلى أنه غير عادي وغريب. http://www.astronomy.com/news/2016/04/andromedas-first-spinning-neutron-star-has-been-found

سؤال- هل يمكن أن يكون رفيق هذا النجم النيوتروني الدوار نجماً على الإطلاق بل هو ثقب أسود؟ قد يفسر هذا الدوران غير المعتاد وأن جميع النجوم النيوترونية لا تستهلك نجومًا ثنائية أخرى رفيقة ، بل بالأحرى الثقب الأسود في طور التهام النجوم النيوترونية.

يمكن للثقب الأسود أن يلتهم كل الطاقة الخارجية لأي نجم نشط تاركًا فقط اللب الكثيف من المعادن الثقيلة التي ستبرد في النهاية تمامًا مكونة القزم البني الشفتين. لم تُشتق المستعرات الأعظمية أبدًا من النجوم النيوترونية المحتضرة بل من اصطدام النجوم الثنائية.


في المقالة ، يلاحظ أن الشريك لديه كتلة أقل من الشمس ، أو ربما تصل إلى ضعف كتلة الشمس (مجموعة كبيرة من عدم اليقين هناك!) ليس من الواضح ، من المقالة كيف أجروا هذه الحسابات ، وقياس تحولات دوبلر للحصول على السرعة المدارية التي أفترضها.

تشير الكتلة إلى أنها ليست صغيرة بشكل خاص ، فهناك أنظمة ثنائية نجمية تكون فيها المرحلة الثانوية جزءًا من مائة كتلة الشمس ، ويمكن اعتبارها كواكب.

ومع ذلك ، فإنه يستبعد وجود رفيق للثقب الأسود ، والذي ستكون كتلته 3 كتل شمسية على الأقل ، (وعلى الأرجح أكثر من 5). ليست هناك حاجة لافتراض وجود ثقب أسود لتفسير الدوران.

الجمل القليلة الأخيرة في سؤالك لا معنى لها بالنسبة لي.


تم العثور عليه: أول نجم نيوتروني مغزلي لأندروميدا

عقود من البحث في مجرة ​​درب التبانة "التوأم" القريبة أندروميدا قد أتت ثمارها أخيرًا ، مع اكتشاف سلالة مراوغة من الجثة النجمية ، نجم نيوتروني ، بواسطة تلسكوب الفضاء XMM-Newton التابع لوكالة الفضاء الأوروبية ESA.

أندروميدا ، أو M31 ، هدف شائع بين علماء الفلك. تحت سماء صافية ومظلمة يمكن رؤيتها بالعين المجردة. قربها وتشابه بنيتها مع مجرتنا الحلزونية ، درب التبانة ، يجعلها مختبرًا طبيعيًا مهمًا لعلماء الفلك. تمت دراستها على نطاق واسع لعقود من قبل التلسكوبات التي تغطي كامل الطيف الكهرومغناطيسي.

على الرغم من دراستها جيدًا للغاية ، لم يتم اكتشاف فئة معينة من الأجسام مطلقًا: النجوم النيوترونية الدوارة.

النجوم النيوترونية هي البقايا الصغيرة والكثيفة بشكل غير عادي لنجم كان في يوم من الأيام ضخمًا انفجر كمستعر أعظم قوي في نهاية حياته الطبيعية. غالبًا ما تدور بسرعة كبيرة ويمكنها أن تكتسح نبضات منتظمة من الإشعاع نحو الأرض ، مثل منارة المنارة التي تظهر وتومض وتطفأ أثناء دورانها.

يمكن العثور على هذه "النجوم النابضة" في الأزواج النجمية ، حيث يقوم النجم النيوتروني بتفكيك جاره. هذا يمكن أن يؤدي إلى دوران النجم النيوتروني بشكل أسرع ، وإلى نبضات من الأشعة السينية عالية الطاقة من الغاز الساخن يتم توجيهها إلى الحقول المغناطيسية إلى النجم النيوتروني.

الأنظمة الثنائية التي تستضيف نجمًا نيوترونيًا مثل هذا شائعة جدًا في مجرتنا ، لكن الإشارات المنتظمة من مثل هذا الاقتران لم تُشاهد من قبل في أندروميدا.

الآن ، اكتشف علماء الفلك الذين يبحثون بشكل منهجي في أرشيفات البيانات من تلسكوب XMM-Newton X-ray إشارة مصدر غير عادي يناسب فاتورة نجم نيوتروني سريع الدوران.

يدور كل 1.2 ثانية ، ويبدو أنه يتغذى على نجم مجاور يدور حوله كل 1.3 يوم.

يقول جيان لوكا إسرائيل ، من INAF-Osservatorio Astronomica di Roma ، إيطاليا: "كنا نتوقع اكتشاف إشارات دورية بين أكثر أجسام الأشعة السينية سطوعًا في أندروميدا ، بما يتماشى مع ما وجدناه بالفعل خلال الستينيات والسبعينيات من القرن الماضي في مجرتنا". ، أحد مؤلفي الورقة البحثية الذين يصفون النتائج ، "لكن النجوم النابضة للأشعة السينية المستمرة والساطعة مثل هذه لا تزال غريبة إلى حد ما ، لذلك لم يكن الأمر مؤكدًا تمامًا أننا سنجده في أندروميدا.

"بحثنا في بيانات أرشيفية من أندروميدا تمتد من 2000 إلى 2013 ، ولكن لم نتمكن أخيرًا من تحديد هذا الجسم في الحلزون الخارجي للمجرة حتى عام 2015 في اثنين فقط من القياسات الخمسة والثلاثين."

في حين أن الطبيعة الدقيقة للنظام لا تزال غير واضحة ، فإن البيانات تشير إلى أنه غير عادي وغريب.

"يمكن أن يكون ما نسميه" نجمًا نابضًا ثنائيًا غريبًا للأشعة السينية منخفض الكتلة "- يكون فيه النجم المرافق أقل كتلة من شمسنا - أو بدلاً من ذلك نظامًا ثنائي الكتلة متوسط ​​الكتلة ، مع رفيق يبلغ حوالي كتلتين شمسيتين ، يقول باولو إسبوزيتو من INAF-Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica ، ميلان ، إيطاليا.

"نحن بحاجة إلى الحصول على المزيد من الملاحظات حول النجم النابض ومرافقته للمساعدة في تحديد السيناريو الأكثر احتمالية."

ويضيف نوربرت شارتل ، عالم مشروع XMM-Newton في ESA: "لطالما كانت مجرة ​​أندروميدا المعروفة مصدرًا للاكتشافات المثيرة ، والآن تم اكتشاف إشارة دورية مثيرة للاهتمام من خلال مهمتنا الرئيسية للأشعة السينية".

"نحن في وضع أفضل الآن للكشف عن المزيد من الأشياء مثل هذا في أندروميدا ، مع XMM-Newton والمهام المستقبلية مثل مرصد الطاقة العالية من الجيل التالي التابع لوكالة الفضاء الأوروبية ، أثينا."

تم نشر "اكتشاف إضافي لنجم نابض للأشعة السينية 1.2-ثانية في M31" بقلم P. Esposito وآخرون ، في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، المجلد 457 ، ص L5-L9 ، العدد 1 21 مارس 2016.

EXTraS ، استكشاف الأشعة السينية العابرة والسماء المتغيرة ، هو مشروع تموله المفوضية الأوروبية FP7 لاستكشاف محتوى بيانات XMM-Newton بشكل منهجي في المجال الزمني الذي تم إصداره للمجتمع الفلكي.

تم تحديد المصدر المكتشف في بيانات EXTraS على أنه 3XMM J004301.4 + 413017.


أندروميدا & # 8217s رصد أول نجم نيوتروني دوار

على الرغم من الدراسات المكثفة حول مجرة ​​المرأة المسلسلة على مدار العقود الماضية ، لم يتمكن علماء الفلك من تحديد نوع غير عادي من النجوم يُعرف باسم النيوترون الدوار: حتى الآن.

تم إغلاق هذا التنافس الآن

تاريخ النشر: ٥ أبريل ٢٠١٦ الساعة ١٢:٠٠ مساءً

اكتشف علماء الفلك أول نجم نيوتروني دوار على الإطلاق يتم رصده في مجرة ​​المرأة المسلسلة القريبة.

أندروميدا هي كائن مفضل لدى المراقبين بسبب قربها وتشابهها مع أجسامنا ، وقد تمت دراستها لعقود من قبل علماء الفلك الذين يبحثون عن أدلة على تكوين مجرة ​​درب التبانة وتطورها.

ولكن على الرغم من هذه الدراسة المكثفة ، لم يتم إجراء أي ملاحظات على الإطلاق لنجم نيوتروني دوار في أندروميدا ، حتى الآن.

النجوم النيوترونية هي البقايا شديدة الكثافة لنجم ضخم بعد انفجاره على شكل مستعر أعظم. غالبًا ما تدور بسرعة مذهلة ، وترسل نبضات من الإشعاع باتجاه الأرض تسمى "النجوم النابضة".

في كثير من الأحيان ، يتم العثور على النجوم النيوترونية كجزء من زوج نجمي وتتغذى على شريكها ، مما يتسبب في دوران النجم النيوتروني بشكل أسرع.

هذه النجوم النيوترونية الدوارة شائعة في مجرة ​​درب التبانة ، لكنها استعصت على علماء الفلك الذين يبحثون عنها في أندروميدا.

الآن ، تم العثور على أحد هذه المرشحين بعد البحث الدقيق في البيانات من تلسكوب XMM-Newton X-ray.

يدور النجم كل 1.2 ثانية ويبدو أنه يتغذى على نجم آخر يدور حوله كل 1.3 يوم.

يقول جيان لوكا إسرائيل من INAF-Osservatorio Astronomica di Roma بإيطاليا: "كنا نتوقع اكتشاف إشارات دورية بين أكثر أجسام الأشعة السينية سطوعًا في أندروميدا ، بما يتماشى مع ما وجدناه بالفعل خلال الستينيات والسبعينيات من القرن الماضي في مجرتنا".

"لكن النجوم النابضة المستمرة والأشعة السينية مثل هذه لا تزال غريبة إلى حد ما ، لذلك لم يكن الأمر المؤكد تمامًا أننا سنجد واحدة في أندروميدا.

"بحثنا في بيانات أرشيفية من أندروميدا تمتد من 2000 إلى 2013 ، ولكن لم نتمكن أخيرًا من تحديد هذا الجسم في الحلزون الخارجي للمجرة حتى عام 2015 في اثنين فقط من القياسات الخمسة والثلاثين."

هل تعلم أن مجرة ​​المرأة المسلسلة ستندمج مع درب التبانة في المستقبل البعيد؟ اكتشف المزيد في دليلنا لتصادم أندروميدا ودرب التبانة.


العثور على أول نجم نيوتروني دوار من أندروميدا

في ليلة صافية ، بعيدًا عن الأضواء الساطعة للمدينة ، يمكنك رؤية لطخة مجرة ​​أندروميدا بالعين المجردة. باستخدام تلسكوب الفناء الخلفي ، يمكنك إلقاء نظرة فاحصة على مجرة ​​درب التبانة وشقيقة # 8217. بفضل المراصد القوية ، من الممكن رؤية أعماق أندروميدا ، وهو ما كان علماء الفلك يفعلونه لعقود.

الآن ، وجد علماء الفلك الذين يمشطون البيانات من تلسكوب نيوتن الفضائي ESA & # 8217s XMM شيئًا نادرًا ، على الأقل بالنسبة إلى أندروميدا ، نجم نيوتروني دوار. على الرغم من أن هذه الأجسام شائعة في مجرة ​​درب التبانة ، (يعتقد علماء الفلك أن هناك أكثر من 100 مليون منها) ، هذا هو أول ما يتم اكتشافه في أندروميدا.

النجم النيوتروني هو بقايا نجم هائل تحول إلى مستعر أعظم. إنها أصغر الأجسام النجمية المعروفة وأكثرها كثافة. تتكون النجوم النيوترونية بالكامل من النيوترونات ، وليس لها شحنة كهربائية. تدور بسرعة ويمكن أن تنبعث منها طاقة كهرومغناطيسية.

إذا كان النجم النيوتروني موجهًا نحو الأرض بالطريقة الصحيحة ، فيمكننا اكتشاف طاقته المنبعثة على شكل نبضات. فكر فيهم على أنهم منارات ، حيث يكتسح شعاعها الأرض. تم اكتشاف نبضات الطاقة لأول مرة في عام 1967 ، وأعطيت اسم النجم النابض. & # 8221 اكتشفنا بالفعل النجوم النابضة قبل أن نعرف بوجود نجوم نيوترونية.

يوجد العديد من النجوم النيوترونية ، بما في ذلك هذا النجم ، في الأنظمة الثنائية ، مما يسهل اكتشافها. إنهم يأكلون نجمهم المرافق ، ويسحبون الغاز من رفيقه إلى حقولهم المغناطيسية. أثناء قيامهم بذلك ، يصدرون نبضات عالية الطاقة من طاقة الأشعة السينية.

النجم المعني ، والذي أطلق عليه علماء الفلك ، بأسلوبهم المميز للغة ، اسم 3XMM J004301.4 + 413017 ، يدور بسرعة: مرة كل 1.2 ثانية. النجم المجاور يدور حوله مرة كل 1.3 يوم. في حين أن هذه الحقائق معروفة ، فإن الفهم الأكثر تفصيلاً للنجم يجب أن ينتظر المزيد من التحليل. لكن يبدو أن 3XMM J004301.4 + 413017 كائن غريب.

"يمكن أن يكون ما نسميه" نجمًا نابضًا ثنائيًا غريبًا للأشعة السينية منخفض الكتلة "- يكون فيه النجم المرافق أقل كتلة من شمسنا - أو بدلاً من ذلك نظامًا ثنائي الكتلة متوسط ​​الكتلة ، مع رفيق يبلغ حوالي كتلتين شمسيتين ، يقول باولو إسبوزيتو من INAF-Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica ، ميلان ، إيطاليا. "نحن بحاجة إلى الحصول على المزيد من الملاحظات حول النجم النابض ومرافقته للمساعدة في تحديد السيناريو الأكثر احتمالية."

أضاف نوربرت شارتل ، مشروع XMM-Newton التابع لـ ESA: "نحن في وضع أفضل الآن للكشف عن المزيد من الأجسام مثل هذا في أندروميدا ، سواء مع XMM-Newton أو مع المهمات المستقبلية مثل مرصد الطاقة العالية من الجيل التالي التابع لوكالة الفضاء الأوروبية ESA ،". عالم.

هذا الاكتشاف هو نتيجة EXTraS ، وهو مشروع أوروبي يمشط بيانات XMM Newton. تم نشر "اكتشاف إضافي لنجم نابض للأشعة السينية 1.2-ثانية في M31" بقلم P. Esposito وآخرون ، في الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، المجلد 457 ، الصفحات L5-L9 ، الإصدار 1 مارس 21 ، 2016.


يدرس علماء الفيزياء الفلكية النجم النابض "المتجدد" في مجرة ​​مجاورة

تم اكتشاف أبطأ نجم نابض للأشعة السينية في حشد نجمي كروي في مجرة ​​المرأة المسلسلة. هذا الجسم عبارة عن نجم نيوتروني صغير وكثيف للغاية يسحب الغاز من نجم مصاحب. يشكل الغاز المتسرب بقعة ساخنة لامعة على سطح النجم النيوتروني ، مما يخلق تأثير بيت الضوء ، لأن النجم النيوتروني يدور كل 1.2 ثانية. الائتمان: أ. زولوتوف

نشر علماء جامعة لومونوسوف موسكو الحكومية نتائج دراسة النجم النابض الفائق البطء XB091D. يُعتقد أن هذا النجم النيوتروني قد استحوذ على رفيق منذ مليون عام فقط ، ومنذ ذلك الحين ، كان يستعيد ببطء دورانه السريع. يقع النجم النابض الصغير في واحدة من أقدم العناقيد النجمية الكروية في مجرة ​​المرأة المسلسلة ، حيث ربما كان هذا التجمع مجرة ​​قزمة.

تموت النجوم الفتية الضخمة ، وتنفجر على شكل مستعرات عظمى ساطعة. في هذه العملية ، تتخلص من الطبقات الخارجية من المواد ، ويتقلص اللب ، وعادة ما يصبح نجمًا نيوترونيًا مضغوطًا وعالي الكثافة. وهي ممغنطة بقوة ، وتدور بسرعة ، محدثة مئات الثورات في الثانية ، لكنها في النهاية تفقد طاقتها الدورانية وتتباطأ ، وتنبعث منها حزم ضيقة من الجسيمات. إنها تشع انبعاثًا راديويًا مركزًا يمر عبر الأرض بشكل دوري ، مما يخلق تأثير مصدر نابض بانتظام ، غالبًا بفترة ميلي ثانية.

من أجل استعادة شبابه وتسريع دورانه ، يمكن للنجم النابض أن يقترن بنجم عادي. بعد التعاون معًا لتشكيل نظام ثنائي ، يبدأ النجم النيوتروني في سحب المادة من النجم ، مكونًا قرص تراكم ساخن حول نفسه. بالقرب من النجم النيوتروني ، يتمزق القرص الغازي بواسطة المجال المغناطيسي للنجم النيوتروني ، وتتدفق المادة عليه ، وتشكل "نقطة ساخنة" - تصل درجة الحرارة هنا إلى ملايين الدرجات ، وتشع البقعة في X طيف أشعة. يمكن بعد ذلك النظر إلى النجم النيوتروني الدوار باعتباره نجمًا نابضًا للأشعة السينية ، بينما تؤدي المادة التي تستمر في السقوط فيه إلى تسريع الدوران.

لما يقرب من 100000 عام - مجرد طرفة عين في تاريخ الكون - يمكن للنجم النابض القديم ، الذي تباطأ بالفعل إلى ثورة واحدة كل بضع ثوان ، أن يدور مرة أخرى أسرع بآلاف المرات. لاحظ فريق من علماء الفيزياء الفلكية من جامعة لومونوسوف موسكو الحكومية ، بالاشتراك مع زملائهم من إيطاليا وفرنسا ، مثل هذا الحدث النادر. تم اكتشاف النجم النابض للأشعة السينية المعروف باسم XB091D في المراحل الأولى من "تجديد شبابه" ، وتبين أنه أبطأ دوران لجميع النجوم النابضة العنقودية الكروية المعروفة حتى الآن. يُكمل النجم النيوتروني دورة واحدة في 1.2 ثانية - أبطأ بعشر مرات من حامل الرقم القياسي السابق. وفقًا للعلماء ، بدأ تسارع النجم النابض قبل أقل من مليون عام.

تم الاكتشاف باستخدام الملاحظات التي تم جمعها بواسطة مرصد الفضاء XMM-Newton بين عامي 2000 و 2013 ، والتي تم دمجها من قبل علماء الفلك من جامعة Lomonosov Moscow State في قاعدة بيانات مفتوحة على الإنترنت. أتاح الوصول إلى معلومات حول ما يقرب من 50 مليار فوتون للأشعة السينية بالفعل للعلماء من مختلف البلدان اكتشاف عدد من الأشياء التي لم يلاحظها أحد من قبل. وكان من بينها النجم النابض XB091D ، الذي لاحظته أيضًا مجموعة أخرى من علماء الفلك الإيطاليين ، الذين نشروا نتائجهم منذ عدة أشهر. XB091D هو النجم النابض الثاني الذي تم العثور عليه خارج مجرتنا وأقرب أقمارها الصناعية ، على الرغم من اكتشاف اثنين من هذه النجوم النابضة باستخدام نفس الكتالوج على الإنترنت.

تم اكتشاف أبطأ نجم نابض للأشعة السينية في حشد نجمي كروي في مجرة ​​المرأة المسلسلة. هذا الجسم عبارة عن نجم نيوتروني صغير وكثيف للغاية يسحب الغاز من نجم مصاحب. يشكل الغاز المتسرب بقعة ساخنة لامعة على سطح النجم النيوتروني ، مما يخلق تأثير بيت الضوء ، لأن النجم النيوتروني يدور كل 1.2 ثانية. الائتمان: أ. زولوتوف

يتم عرض نتائج أول تحليل كامل لمصدر الأشعة السينية XB091D في مقال نشره إيفان زولوتوخين ، الباحث في جامعة لومونوسوف موسكو الحكومية ، ومؤلفوه المشاركون في مجلة الفيزياء الفلكية.

يقول إيفان زولوتوخين: "تكتشف أجهزة الكشف على XMM-Newton فوتونًا واحدًا فقط من هذا النجم النابض كل خمس ثوانٍ. لذلك ، يمكن مقارنة البحث عن النجوم النابضة بين بيانات XMM-Newton الواسعة بالبحث عن إبرة في كومة قش". "في الواقع ، بالنسبة لهذا الاكتشاف ، كان علينا إنشاء أدوات رياضية جديدة تمامًا سمحت لنا بالبحث عن الإشارات الدورية واستخراجها. نظريًا ، هناك العديد من التطبيقات لهذه الطريقة ، بما في ذلك تلك خارج علم الفلك."

استنادًا إلى إجمالي 38 ملاحظة XMM-Newton ، تمكن علماء الفلك من تمييز نظام XB091D. يبلغ عمر النجم النابض للأشعة السينية حوالي مليون سنة ، رفيق النجم النيوتروني هو نجم قديم ذو حجم معتدل (حوالي أربعة أخماس كتلة الشمس). النظام الثنائي نفسه لديه فترة دوران 30.5 ساعة ، والنجم النيوتروني يدور مرة واحدة على محوره كل 1.2 ثانية. في غضون 50000 عام ، سوف يتسارع بشكل كافٍ ليتحول إلى نجم نابض تقليدي بالمللي ثانية.

تمكن علماء الفلك أيضًا من تحديد البيئة حول XB091D. أظهر إيفان زولوتوخين وزملاؤه أن XB091D يقع في مجرة ​​أندروميدا المجاورة ، على بعد 2.5 مليون سنة ضوئية ، بين نجوم الكتلة الكروية شديدة الكثافة B091D ، حيث يوجد في حجم 90 سنة ضوئية فقط ، ملايين عديدة من النجوم القديمة الباهتة. يقدر عمر العنقود نفسه بما يصل إلى 12 مليار سنة ، لذلك لم تكن هناك مستعرات عظمى حديثة تؤدي إلى ولادة نجم نابض.

يشرح إيفان زولوتوخين: "في مجرتنا ، لم يتم رصد مثل هذه النجوم النابضة للأشعة السينية البطيئة في 150 مجموعة كروية معروفة ، لأن قلبها ليس كبيرًا وكثيفًا بما يكفي لتشكيل نجوم ثنائية قريبة بمعدل مرتفع بدرجة كافية". "يشير هذا إلى أن نواة العنقود B091D ، ذات التركيبة الكثيفة للغاية من النجوم في XB091D ، أكبر بكثير من المجموعة المعتادة. لذلك نحن نتعامل مع جسم كبير ونادر إلى حد ما - مع بقايا كثيفة لمجرة صغيرة التهمتها مجرة ​​المرأة المسلسلة ذات مرة. كثافة النجوم هنا ، في منطقة يبلغ عرضها حوالي 2.5 سنة ضوئية ، أعلى بحوالي 10 ملايين مرة من تلك الموجودة بالقرب من الشمس ".

وفقًا للعلماء ، فإن المنطقة الشاسعة من النجوم فائقة الكثافة في مجموعة B091D هي التي سمحت للنجم النيوتروني بالتقاط رفيق له منذ حوالي مليون سنة والبدء في عملية التسارع و "التجديد".


بقايا مجموعات كروية قديمة وجدت في قلب مجرة ​​درب التبانة

ضمن هذه الصورة ، التي تم التقاطها باستخدام تلسكوب VISTA للمسح بالأشعة تحت الحمراء كجزء من المتغيرات في المسح العام عبر Lactea (VVV) ESO ، اكتشف علماء الفلك العديد من النجوم القديمة ، من النوع المعروف باسم RR Lyrae. نظرًا لأن نجوم RR Lyrae تتواجد عادةً في مجموعات نجمية قديمة يزيد عمرها عن 10 مليارات سنة ، فإن هذا الاكتشاف يشير إلى أن المركز المنتفخ لمجرة درب التبانة قد نما من خلال اندماج مجموعات النجوم البدائية. رصيد الصورة: ESO / VVV Survey / D. مينيتي. تم اكتشاف النجوم القديمة ، من النوع المعروف باسم RR Lyrae ، في وسط مجرة ​​درب التبانة لأول مرة باستخدام تلسكوب VISTA والأشعة تحت الحمراء # 8217s. عادةً ما توجد نجوم RR Lyrae في مجموعات النجوم القديمة التي يزيد عمرها عن 10 مليار سنة. يشير اكتشافهم إلى أن المركز المنتفخ لمجرة درب التبانة قد نما من خلال اندماج مجموعات النجوم البدائية. قد تكون هذه النجوم حتى بقايا الكتلة النجمية الأكبر والأقدم الباقية من مجرة ​​درب التبانة بأكملها.

استخدم فريق بقيادة دانتي مينيتي (يونيفرسيداد أندريس بيلو ، سانتياغو ، تشيلي) ورودريجو كونتريراس راموس (معهد ميلينيو دي أستروفيسيكا ، سانتياغو ، تشيلي) الملاحظات من تلسكوب VISTA للمسح بالأشعة تحت الحمراء ، كجزء من المتغيرات في Via Lactea (VVV) المسح العام ESO ، للبحث بعناية في الجزء المركزي من درب التبانة. من خلال مراقبة ضوء الأشعة تحت الحمراء ، وهو أقل تأثراً بالغبار الكوني من الضوء المرئي ، واستغلال الظروف الممتازة في مرصد بارانال ESO & # 8217s ، تمكن الفريق من الحصول على رؤية أوضح لهذه المنطقة أكثر من أي وقت مضى. وجدوا عشرات من نجوم RR Lyrae القديمة في قلب مجرة ​​درب التبانة التي لم تكن معروفة من قبل.

تحتوي مجرتنا درب التبانة على مركز مكتظ بالسكان و [مدش] ميزة مشتركة للعديد من المجرات ، ولكنها فريدة من نوعها من حيث أنها قريبة بما يكفي للدراسة بعمق. يوفر هذا الاكتشاف لنجوم RR Lyrae دليلًا دامغًا يساعد علماء الفلك على الاختيار بين نظريتين متنافستين رئيسيتين لكيفية تشكل الانتفاخات النووية. يُظهر منظر المجال الواسع هذا الضوء المرئي غيوم النجوم الغنية في كوكبة القوس (القوس) في اتجاه مركز مجرتنا درب التبانة. تمتلئ الصورة بأكملها بأعداد هائلة من النجوم و [مدش] ولكن يظل المزيد منها مخفيًا خلف سحب من الغبار ولا يتم الكشف عنها إلا في صور الأشعة تحت الحمراء. تم إنشاء هذا المنظر من صور فوتوغرافية بالضوء الأحمر والأزرق ويشكل جزءًا من مسح السماء الرقمي 2. يبلغ مجال الرؤية حوالي 3.5 درجة × 3.6 درجة. رصيد الصورة: ESO و DSS 2. شكر وتقدير: Davide De Martin و S.Guisard. توجد نجوم RR Lyrae عادةً في عناقيد كروية كثيفة. إنها نجوم متغيرة ، ويتقلب سطوع كل نجم من نجوم RR Lyrae بانتظام. من خلال مراقبة طول كل دورة من السطوع والتعتيم في RR Lyrae ، وكذلك قياس سطوع النجم # 8217s ، يمكن لعلماء الفلك حساب المسافة.

لسوء الحظ ، غالبًا ما يتفوق النجوم الأصغر سنًا والأكثر إشراقًا على نجوم مؤشرات المسافة الممتازة هذه ، وفي بعض المناطق يتم إخفاؤها بواسطة الغبار. لذلك ، لم يكن تحديد موقع نجوم RR Lyrae في قلب مجرة ​​درب التبانة شديد الازدحام ممكنًا حتى تم إجراء مسح VVV العام باستخدام ضوء الأشعة تحت الحمراء. ومع ذلك ، وصف الفريق مهمة تحديد موقع نجوم RR Lyrae بين حشد النجوم الأكثر إشراقًا على أنها & # 8220dunting. & # 8221

ومع ذلك ، تمت مكافأة عملهم الشاق بتحديد عشرات من نجوم RR Lyrae. يشير اكتشافهم إلى أن بقايا المجموعات الكروية القديمة مبعثرة داخل مركز مجرة ​​درب التبانة & # 8217s الانتفاخ.

يشرح رودريجو كونتريراس راموس: & # 8220 هذا الاكتشاف لنجوم RR Lyrae في وسط مجرة ​​درب التبانة له آثار مهمة على تكوين نوى المجرة. يدعم الدليل السيناريو الذي تم فيه تكوين الانتفاخ في الأصل من عدد قليل من العناقيد الكروية التي اندمجت. & # 8221

تتعارض النظرية القائلة بأن الانتفاخات المجرية تتشكل من خلال اندماج العناقيد الكروية من خلال الفرضية المتنافسة القائلة بأن هذه الانتفاخات هي في الواقع ناتجة عن التراكم السريع للغاز. إن اكتشاف هذه النجوم RR Lyrae & [مدش] دائمًا تقريبًا في العناقيد الكروية و [مدش] هو دليل قوي جدًا على أن انتفاخ مجرة ​​درب التبانة قد تشكل بالفعل من خلال الدمج. بالامتداد ، قد تكون جميع الانتفاخات المجرية المماثلة الأخرى قد تكونت بنفس الطريقة.

هذه النجوم ليست فقط دليلًا قويًا على نظرية مهمة لتطور المجرات ، بل من المحتمل أيضًا أن يكون عمرها أكثر من 10 مليارات سنة و [مدش] هم الناجون القاتمون ، لكنهم نجوا من أقدم وأضخم مجموعة نجمية داخل مجرة ​​درب التبانة.

تم تقديم هذا البحث في ورقة للنشر في The Astrophysical Journal Letters.


محتويات

حوالي عام 964 ، كان عالم الفلك الفارسي عبد الرحمن الصوفي أول من وصف مجرة ​​المرأة المسلسلة. أشار إليها في كتابه كتاب النجوم الثابتة باعتبارها "لطخة ضبابية". [19]

المخططات النجمية لتلك الفترة صنفتها على أنها سحابة صغيرة. [20] في عام 1612 ، قدم عالم الفلك الألماني سيمون ماريوس وصفًا مبكرًا لمجرة المرأة المسلسلة بناءً على الملاحظات التلسكوبية. [21] حدس بيير لويس موبرتويس في عام 1745 أن البقعة الضبابية كانت عبارة عن كون جزيرة. [22] في عام 1764 ، صنف تشارلز ميسيير أندروميدا كجسم M31 ونسب الفضل إلى ماريوس باعتباره المكتشف على الرغم من أنه كان مرئيًا بالعين المجردة. في عام 1785 ، لاحظ عالم الفلك ويليام هيرشل ظلًا باهتًا ضارب إلى الحمرة في المنطقة الأساسية من أندروميدا. كان يعتقد أن مجرة ​​المرأة المسلسلة هي الأقرب لجميع "السدم العظيمة" ، وبناءً على لون وحجم السديم ، فقد خمن خطأً أنه لا يزيد عن 2000 ضعف مسافة سيريوس ، أو ما يقرب من 18000 لي (5.5 كيلو باسكال) . [23] في عام 1850 ، رسم ويليام بارسونز ، إيرل روسي الثالث ، الرسم الأول لهيكل أندروميدا الحلزوني.

في عام 1864 ، لاحظ السير ويليام هوجينز أن طيف أندروميدا يختلف عن السديم الغازي. [24] تعرض أطياف أندروميدا سلسلة متصلة من الترددات ، متراكبة بخطوط امتصاص داكنة تساعد في تحديد التركيب الكيميائي لجسم ما. طيف أندروميدا مشابه جدًا لأطياف النجوم الفردية ، ومن هذا ، تم استنتاج أن المرأة المسلسلة لها طبيعة نجمية. في عام 1885 ، شوهد مستعر أعظم (يُعرف باسم S Andromedae) في أندروميدا ، وهو الأول وحتى الآن الوحيد الذي لوحظ في تلك المجرة. في ذلك الوقت ، كان يُنظر إلى أندروميدا على أنه كائن قريب ، لذلك كان يُعتقد أن السبب هو حدث أقل إضاءة وغير ذي صلة يُدعى نوفا ، وتم تسميته وفقًا لذلك "نوفا 1885". [25]

في عام 1888 ، التقط إسحاق روبرتس واحدة من أولى صور أندروميدا ، والتي كان يُعتقد أنها سديم داخل مجرتنا. روبرتس أخطأ في أندروميدا و "السدم الحلزونية" المشابهة أثناء تشكل الأنظمة النجمية. [26] [27]

في عام 1912 ، استخدم فيستو سليفر التحليل الطيفي لقياس السرعة الشعاعية لأندروميدا فيما يتعلق بنظامنا الشمسي - أكبر سرعة تم قياسها حتى الآن ، عند 300 كم / ث (190 ميل / ث). [28]

جزيرة الكون تحرير

في عام 1917 ، لاحظ هيبر كيرتس نوفا داخل أندروميدا. من خلال البحث في السجل الفوتوغرافي ، تم اكتشاف 11 مستعرًا جديدًا. لاحظ كورتيس أن هذه المستعرات كانت ، في المتوسط ​​، أخف بمقدار 10 درجات من تلك التي حدثت في أماكن أخرى من السماء. نتيجة لذلك ، كان قادرًا على التوصل إلى تقدير مسافة 500000 ليالي (3.2 × 10 10 AU). أصبح مؤيدًا لما يسمى بفرضية "أكوان الجزيرة" ، والتي تنص على أن السدم الحلزونية هي في الواقع مجرات مستقلة. [29]

في عام 1920 ، دار النقاش الكبير بين Harlow Shapley و Curtis بشأن طبيعة درب التبانة والسدم الحلزونية وأبعاد الكون. لدعم ادعائه بأن سديم أندروميدا العظيم هو ، في الواقع ، مجرة ​​خارجية ، لاحظ كورتيس أيضًا ظهور ممرات مظلمة داخل أندروميدا تشبه سحب الغبار في مجرتنا ، بالإضافة إلى الملاحظات التاريخية لتحول دوبلر الكبير لمجرة المرأة المسلسلة. في عام 1922 قدم إرنست أوبيك طريقة لتقدير مسافة أندروميدا باستخدام السرعات المقاسة لنجومها. وضعت نتيجته سديم أندروميدا بعيدًا عن مجرتنا على مسافة حوالي 450 كيلوبت (1500 كيلوغرام). [31] حسم إدوين هابل الجدل في عام 1925 عندما حدد النجوم المتغيرة القيفاوية خارج المجرة لأول مرة على الصور الفلكية لأندروميدا. صُنعت هذه باستخدام تلسكوب هوكر الذي يبلغ طوله 2.5 مترًا (8 قدم 2 بوصة) ، وقد مكّنوا من تحديد مسافة سديم أندروميدا العظيم. أظهر قياسه بشكل قاطع أن هذه الميزة لم تكن مجموعة من النجوم والغازات داخل مجرتنا ، ولكنها مجرة ​​منفصلة تمامًا تقع على مسافة كبيرة من درب التبانة. [32]

في عام 1943 ، كان والتر بادي أول شخص يقوم بحل النجوم في المنطقة الوسطى من مجرة ​​أندروميدا. حدد Baade مجموعتين متميزتين من النجوم بناءً على معدنها ، حيث قام بتسمية النجوم الشابة عالية السرعة في القرص من النوع الأول والنجوم الحمراء الأقدم في الانتفاخ من النوع الثاني. تم اعتماد هذه التسمية لاحقًا للنجوم داخل مجرة ​​درب التبانة وأماكن أخرى. (لاحظ جان أورت وجود مجموعتين متميزتين في وقت سابق.) [33] اكتشف بادي أيضًا أن هناك نوعين من النجوم المتغيرة القيفائية ، مما أدى إلى مضاعفة تقدير المسافة إلى أندروميدا ، بالإضافة إلى باقي النجوم. الكون. [34]

في عام 1950 ، اكتشف هانبري براون وسيريل هازارد انبعاثًا لاسلكيًا من مجرة ​​أندروميدا في مرصد جودريل بانك. [35] [36] تم وضع الخرائط الراديوية الأولى للمجرة في الخمسينيات من القرن الماضي بواسطة جون بالدوين والمتعاونين في مجموعة كامبريدج للفلك الراديوي. [37] يسمى قلب مجرة ​​المرأة المسلسلة 2C 56 في كتالوج علم الفلك الراديوي 2C. في عام 2009 ، ربما تم اكتشاف أول كوكب في مجرة ​​المرأة المسلسلة. تم اكتشاف ذلك باستخدام تقنية تسمى microlensing ، والتي تنتج عن انحراف الضوء بواسطة جسم ضخم. [38]

كشفت ملاحظات انبعاث الراديو المستقطب خطيًا باستخدام تلسكوب Westerbork Synthesis Radio Telescope ، وتلسكوب Effelsberg 100 m ، والمصفوفة الكبيرة جدًا ، عن حقول مغناطيسية مرتبة محاذاة على طول "حلقة 10 kpc" من الغاز وتشكيل النجوم. [39] إجمالي شدة المجال المغناطيسي حوالي 0.5 نانو تسن ، منها 0.3 نانو تسن مرتبة.

تضاعفت المسافة المقدرة لمجرة المرأة المسلسلة عن مجرتنا في عام 1953 عندما تم اكتشاف أن هناك نوعًا آخر باهتًا من النجوم المتغيرة Cepheid. في التسعينيات ، كانت قياسات كل من العمالقة الحمراء القياسية بالإضافة إلى النجوم الحمراء المتجمعة من هيباركوس تم استخدام قياسات الأقمار الصناعية لمعايرة مسافات Cepheid. [40] [41]

التشكيل والتاريخ تحرير

تشكلت مجرة ​​أندروميدا منذ ما يقرب من 10 مليارات سنة من الاصطدام والاندماج اللاحق للمجرات الأولية الأصغر. [42]

شكل هذا الاصطدام العنيف معظم هالة المجرة (الغنية بالمعادن) والقرص الممتد. خلال هذه الحقبة ، كان معدل تكوين النجوم فيها مرتفعًا جدًا ، لدرجة أن تصبح مجرة ​​مضيئة تحت الحمراء لما يقرب من 100 مليون سنة. كانت مجرة ​​أندروميدا والمجرة المثلثية قد قطعتا مسافة قريبة جدًا منذ 2-4 مليار سنة. أنتج هذا الحدث معدلات عالية من تشكل النجوم عبر قرص مجرة ​​المرأة المسلسلة - حتى بعض الحشود الكروية - وأحدث اضطرابًا في القرص الخارجي لـ M33.

على مدى الملياري سنة الماضية ، يُعتقد أن تشكل النجوم في جميع أنحاء قرص أندروميدا قد انخفض إلى نقطة شبه من الخمول. كانت هناك تفاعلات مع مجرات ساتلية مثل M32 أو M110 أو مجرات أخرى تم امتصاصها بالفعل بواسطة مجرة ​​أندروميدا. شكلت هذه التفاعلات هياكل مثل التيار النجمي العملاق أندروميدا. يُعتقد أن اندماجًا مجريًا منذ ما يقرب من 100 مليون عام كان مسؤولًا عن قرص غاز دوار مضاد تم العثور عليه في وسط أندروميدا بالإضافة إلى وجود مجموعة نجمية صغيرة نسبيًا (عمرها 100 مليون سنة). [42]

تعديل تقدير المسافة

تم استخدام أربع تقنيات متميزة على الأقل لتقدير المسافات من الأرض إلى مجرة ​​المرأة المسلسلة. في عام 2003 ، باستخدام تقلبات سطوع سطح الأشعة تحت الحمراء (I-SBF) وتعديل قيمة سطوع الفترة الجديدة وتصحيح المعادن لـ −0.2 mag dex −1 in (O / H) ، تقدير 2.57 ± 0.06 مليون ضوء- سنة (1.625 × 10 11 ± 3.8 × 10 9 وحدات فلكية) تم اشتقاقها. قدرت طريقة Cepheid المتغيرة لعام 2004 المسافة بـ 2.51 ± 0.13 مليون سنة ضوئية (770 ± 40 kpc). [2] [43] في عام 2005 ، تم اكتشاف كسوف نجم ثنائي في مجرة ​​المرأة المسلسلة. الثنائي [b] عبارة عن نجمين زرقاء ساخنة من النوعين O و B. من خلال دراسة خسوف النجوم ، تمكن علماء الفلك من قياس أحجامها. بمعرفة أحجام ودرجات حرارة النجوم ، تمكنوا من قياس حجمها المطلق. عندما تُعرف المقدار المرئي والمطلق ، يمكن حساب المسافة إلى النجم. تقع النجوم على مسافة 2.52 × 10 ^ 6 ± 0.14 × 10 ^ 6 لي (1.594 × 10 11 ± 8.9 × 10 9 AU) وكامل مجرة ​​المرأة المسلسلة بحوالي 2.5 × 10 ^ 6 لي (1.6 × 10 11 AU). [6] هذه القيمة الجديدة في اتفاق ممتاز مع قيمة المسافة السابقة والمستقلة القائمة على Cepheid. تم استخدام طريقة TRGB أيضًا في عام 2005 بإعطاء مسافة 2.56 × 10 ^ 6 ± 0.08 × 10 ^ 6 ليالي (1.619 × 10 11 ± 5.1 × 10 9 AU). [44] متوسطًا معًا ، تعطي تقديرات المسافة هذه قيمة 2.54 × 10 ^ 6 ± 0.11 × 10 ^ 6 ليالي (1.606 × 10 11 ± 7.0 × 10 9 AU). [ج] ومن هذا ، قُدّر قطر أندروميدا عند أوسع نقطة بـ 220 ± 3 كلي (67450 ± 920 قطعة). [ البحث الأصلي؟ ] بتطبيق علم المثلثات (القطر الزاوي) ، وهذا يعادل زاوية واضحة 4.96 درجة في السماء.

تقديرات الكتلة تحرير

حتى عام 2018 ، أعطت تقديرات الكتلة لهالة مجرة ​​المرأة المسلسلة (بما في ذلك المادة المظلمة) قيمة تقارب 1.5 × 10 12 م. ، [13] مقارنة بـ 8 × 10 11 م لمجرة درب التبانة. تناقض هذا مع القياسات السابقة التي بدا أنها تشير إلى أن مجرة ​​المرأة المسلسلة ودرب التبانة متساويان تقريبًا في الكتلة.

في عام 2018 ، أعيد تأسيس المساواة في الكتلة من خلال نتائج الراديو بحوالي 8 × 10 11 م [46] [47] [48] [49] في عام 2006 ، تم تحديد كثافة نجمية أعلى من كثافة مجرة ​​المرأة المسلسلة من مجرة ​​درب التبانة ، [50] وقُدر قرصها النجمي بحوالي ضعف قطر مجرة ​​المرأة المسلسلة أن درب التبانة. [8] الكتلة الكلية لمجرة المرأة المسلسلة تقدر بين 8 × 10 11 م [46] و 1.1 × 10 12 م . [51] [52] الكتلة النجمية لـ M31 هي 10-15 × 10 10 م ، مع 30٪ من تلك الكتلة في الانتفاخ المركزي ، 56٪ في القرص ، والباقي 14٪ في الهالة النجمية. [53] النتائج الراديوية (كتلة مماثلة لمجرة درب التبانة) يجب أن تؤخذ على أنها أكثر احتمالية اعتبارًا من 2018 ، على الرغم من أنه من الواضح أن هذه المسألة لا تزال قيد التحقيق النشط من قبل عدد من مجموعات البحث في جميع أنحاء العالم.

اعتبارًا من عام 2019 ، وضعت الحسابات الحالية المستندة إلى سرعة الهروب وقياسات الكتلة الديناميكية مجرة ​​أندروميدا عند 0.8 × 10 12 م ، [54] وهي نصف كتلة مجرة ​​درب التبانة الأحدث فقط ، المحسوبة في عام 2019 عند 1.5 × 10 12 م . [55] [56] [57]

بالإضافة إلى النجوم ، يحتوي الوسط النجمي لمجرة المرأة المسلسلة على 7.2 × 10 9 م على الأقل [58] في صورة هيدروجين متعادل ، على الأقل 3.4 × 10 8 م في صورة هيدروجين جزيئي (في حدود 10 كيلو فرسخ) و 5.4 × 10 7 م من الغبار. [59]

مجرة المرأة المسلسلة محاطة بهالة ضخمة من الغاز الساخن يقدر أنها تحتوي على نصف كتلة النجوم في المجرة. تمتد الهالة غير المرئية تقريبًا لحوالي مليون سنة ضوئية من مجرتها المضيفة ، في منتصف الطريق إلى مجرتنا درب التبانة. تشير محاكاة المجرات إلى أن الهالة تكونت في نفس الوقت مع مجرة ​​المرأة المسلسلة. يتم إثراء الهالة بعناصر أثقل من الهيدروجين والهيليوم ، وتكونت من المستعرات الأعظمية ، وخصائصها هي تلك المتوقعة لمجرة تقع في "الوادي الأخضر" من مخطط الألوان والمقدار للمجرة (انظر أدناه). تندلع المستعرات الأعظمية في القرص المليء بالنجوم في مجرة ​​المرأة المسلسلة وتقذف هذه العناصر الأثقل إلى الفضاء. على مدار عمر مجرة ​​المرأة المسلسلة ، تم طرد ما يقرب من نصف العناصر الثقيلة التي صنعتها نجومها إلى ما هو أبعد بكثير من القرص النجمي للمجرة الذي يبلغ قطره 200000 سنة ضوئية. [60] [61] [62] [63]

تقديرات اللمعان

بالمقارنة مع مجرة ​​درب التبانة ، يبدو أن مجرة ​​المرأة المسلسلة تحتوي في الغالب على نجوم أقدم بأعمار تبلغ 7 × 10 9 سنوات. [53] [ التوضيح المطلوب ] اللمعان المقدر لمجرة المرأة المسلسلة ،

2.6 × 10 10 لتر ، أعلى بحوالي 25٪ من مجرتنا. [64] [65] ومع ذلك ، تتمتع المجرة بميل عالٍ كما يُرى من الأرض ويمتص غبارها بين النجمي كمية غير معروفة من الضوء ، لذلك من الصعب تقدير سطوعها الفعلي وقد أعطى مؤلفون آخرون قيمًا أخرى لمعان مجرة أندروميدا (حتى أن بعض المؤلفين يقترحون أنها المجرة الثانية الأكثر سطوعًا في دائرة نصف قطرها 10 ميغا فرسخ من مجرة ​​درب التبانة ، بعد مجرة ​​سومبريرو ، [66] بحجم مطلق يقارب -22.21 [د] أو قريبة [67]) .

يشير تقدير تم إجراؤه بمساعدة تلسكوب سبيتزر الفضائي المنشور في عام 2010 إلى الحجم المطلق (باللون الأزرق) عند -20.89 (ذلك مع مؤشر اللون +0.63 يُترجم إلى حجم بصري مطلق قدره 21.52- ، [أ] مقارنة بـ - 20.9 لمجرة درب التبانة) ، وإضاءة كلية في هذا الطول الموجي 3.64 × 10 10 L . [68]

معدل تشكل النجوم في مجرة ​​درب التبانة أعلى بكثير ، حيث تنتج مجرة ​​المرأة المسلسلة حوالي كتلة شمسية واحدة فقط في السنة مقارنة بـ 3-5 كتل شمسية لمجرة درب التبانة. معدل المستعرات في مجرة ​​درب التبانة هو أيضًا ضعف معدل مجرة ​​المرأة المسلسلة. [69] يشير هذا إلى أن الأخيرة شهدت ذات مرة مرحلة كبيرة من تكوين النجوم ، ولكنها الآن في حالة سكون نسبي ، في حين أن مجرة ​​درب التبانة تشهد تكوين نجم أكثر نشاطًا. [64] إذا استمر هذا ، فإن لمعان مجرة ​​درب التبانة قد يتجاوز في النهاية لمعان مجرة ​​المرأة المسلسلة.

وفقًا للدراسات الحديثة ، تكمن مجرة ​​المرأة المسلسلة في ما يُعرف في الرسم التخطيطي للون والحجم في المجرة باسم "الوادي الأخضر" ، وهي منطقة تسكنها مجرات مثل مجرة ​​درب التبانة في مرحلة انتقالية من "السحابة الزرقاء" (تشكل المجرات نجومًا جديدة بنشاط. ) إلى "التسلسل الأحمر" (المجرات التي تفتقر إلى تكوين النجوم). يتباطأ نشاط تشكل النجوم في مجرات الوادي الأخضر مع نفاد غاز تشكل النجوم في الوسط النجمي.في المجرات المحاكية ذات الخصائص المشابهة لمجرة أندروميدا ، من المتوقع أن ينطفئ تكوين النجوم في غضون حوالي خمسة مليارات سنة ، حتى مع الأخذ في الاعتبار الزيادة قصيرة المدى المتوقعة في معدل تشكل النجوم بسبب الاصطدام بين مجرة ​​أندروميدا ودرب التبانة. طريق. [70]

بناءً على مظهرها في الضوء المرئي ، تم تصنيف مجرة ​​أندروميدا على أنها مجرة ​​SA (s) b في نظام التصنيف الموسع de Vaucouleurs-Sandage للمجرات الحلزونية. [1] ومع ذلك ، أظهرت بيانات الأشعة تحت الحمراء من مسح 2MASS ومن تلسكوب سبيتزر الفضائي أن مجرة ​​المرأة المسلسلة هي في الواقع مجرة ​​حلزونية ، مثل مجرة ​​درب التبانة ، مع توجيه محور أندروميدا الرئيسي 55 درجة عكس اتجاه عقارب الساعة من المحور الرئيسي للقرص. [71]

في عام 2005 ، استخدم علماء الفلك تلسكوبات Keck لإثبات أن الرش الضعيف للنجوم الممتدة إلى الخارج من المجرة هو في الواقع جزء من القرص الرئيسي نفسه. [8] هذا يعني أن قرص النجوم الحلزوني في مجرة ​​المرأة المسلسلة أكبر بثلاث مرات من القطر المقدر سابقًا. يشكل هذا دليلاً على وجود قرص نجمي واسع وممتد يجعل قطر المجرة أكثر من 220.000 سنة ضوئية (67 كيلو فرسخ). في السابق ، تراوحت تقديرات حجم مجرة ​​المرأة المسلسلة من 70.000 إلى 120.000 سنة ضوئية (21 إلى 37 كيلوبت في الثانية).

تميل المجرة بمقدار 77 درجة بالنسبة للأرض (حيث يمكن رؤية زاوية 90 درجة مباشرة من الجانب). يبدو أن تحليل المقطع العرضي للمجرة يظهر انفتالًا واضحًا على شكل حرف S ، وليس مجرد قرص مسطح. [72] أحد الأسباب المحتملة لمثل هذا الالتواء قد يكون تفاعل الجاذبية مع مجرات الأقمار الصناعية بالقرب من مجرة ​​المرأة المسلسلة. قد يكون Galaxy M33 مسؤولاً عن بعض الالتواء في أذرع أندروميدا ، على الرغم من الحاجة إلى مسافات أكثر دقة وسرعات شعاعية.

قدمت الدراسات الطيفية قياسات مفصلة لسرعة دوران مجرة ​​المرأة المسلسلة كدالة للمسافة الشعاعية من القلب. تبلغ أقصى سرعة للدوران 225 كم / ثانية (140 ميل / ثانية) عند 1300 لي (82.000.000 AU) من القلب ، ولها أدنى حد ممكن يصل إلى 50 كم / ثانية (31 ميل / ثانية) عند 7000 لاي (440،000،000 AU) من القلب. علاوة على ذلك ، ترتفع سرعة الدوران إلى دائرة نصف قطرها 33000 ليالي (2.1 × 10 9 AU) ، حيث تصل إلى ذروة 250 كم / ثانية (160 ميل / ثانية). تنخفض السرعات ببطء إلى ما بعد تلك المسافة ، وتنخفض إلى حوالي 200 كم / ثانية (120 ميل / ثانية) عند 80000 ليالي (5.1 × 10 9 AU). تدل قياسات السرعة هذه على كتلة مركزة تبلغ حوالي 6 × 10 9 م في النواة. تزداد الكتلة الكلية للمجرة خطيًا إلى 45000 ليالي (2.8 × 10 9 AU) ، ثم تزداد ببطء أكبر خارج هذا الشعاع. [73]

تم تحديد الأذرع الحلزونية لمجرة أندروميدا من خلال سلسلة من مناطق HII ، والتي درسها لأول مرة بتفصيل كبير من قبل والتر بادي ووصفها بأنها تشبه "خرز على خيط". تظهر دراساته ذراعين حلزونيين يبدو أنهما مصابان بجروح شديدة ، على الرغم من تباعدهما على نطاق أوسع مما هو عليه في مجرتنا. [74] أوصافه للبنية الحلزونية ، حيث تعبر كل ذراع المحور الرئيسي لمجرة المرأة المسلسلة ، كما يلي [75] §pp1062 [76] §pp92:

أذرع Baade الحلزونية من M31
الأسلحة (N = عبر المحور الرئيسي لـ M31 في الشمال ، S = عبر المحور الرئيسي M31 في الجنوب) المسافة من المركز (قوسين) (N * / S *) المسافة من المركز (KPC) (N * / S *) ملاحظات
N1 / S1 3.4/1.7 0.7/0.4 أذرع الغبار مع عدم وجود روابط OB لمناطق HII.
N2 / S2 8.0/10.0 1.7/2.1 أذرع الغبار مع بعض جمعيات OB.
N3 / S3 25/30 5.3/6.3 حسب N2 / S2 ، ولكن مع بعض مناطق HII أيضًا.
N4 / S4 50/47 11/9.9 أعداد كبيرة من جمعيات OB ومناطق HII وقليل من الغبار.
N5 / S5 70/66 15/14 حسب N4 / S4 لكن أضعف بكثير.
N6 / S6 91/95 19/20 جمعيات OB فضفاضة. لا يوجد غبار مرئي.
N7 / S7 110/116 23/24 حسب N6 / S6 لكن خافت وغير واضح.

نظرًا لأن مجرة ​​المرأة المسلسلة تُرى بالقرب من الحافة ، فمن الصعب دراسة هيكلها الحلزوني. يبدو أن الصور المصححة للمجرة تُظهر مجرة ​​حلزونية عادية إلى حد ما ، تظهر ذراعيْن متواصلين مفصولين عن بعضهما بحد أدنى يبلغ حوالي 13000 ليري (820.000.000 وحدة فلكية) ويمكن تتبع ذلك للخارج من مسافة تقارب 1600 ليري ( 100،000،000 AU) من القلب. تم اقتراح هياكل لولبية بديلة مثل ذراع حلزوني واحد [77] أو نمط ندف [78] من أذرع لولبية طويلة وخيطية وسميكة. [1] [79]

يُعتقد أن السبب الأكثر ترجيحًا لتشوهات النمط الحلزوني هو التفاعل مع أقمار المجرة M32 و M110. [80] يمكن ملاحظة ذلك من خلال إزاحة سحب الهيدروجين المحايدة من النجوم. [81]

في عام 1998 ، أظهرت صور من مرصد الفضاء بالأشعة تحت الحمراء التابع لوكالة الفضاء الأوروبية أن الشكل العام لمجرة المرأة المسلسلة قد يتحول إلى مجرة ​​دائرية. يتكون الغاز والغبار داخل المجرة عمومًا من عدة حلقات متداخلة ، مع حلقة بارزة بشكل خاص تكونت في دائرة نصف قطرها 32000 لي (9.8 كيلو باسكال) من القلب ، حلقة النار. [83] هذه الحلقة مخفية عن صور الضوء المرئي للمجرة لأنها تتكون أساسًا من الغبار البارد ، ويتركز معظم تشكل النجوم الذي يحدث في مجرة ​​المرأة المسلسلة هناك. [84]

أظهرت الدراسات اللاحقة بمساعدة تلسكوب سبيتزر الفضائي كيف يبدو أن الهيكل الحلزوني لمجرة أندروميدا في الأشعة تحت الحمراء يتكون من ذراعين حلزونيين ينبثقان من شريط مركزي ويستمران إلى ما بعد الحلقة الكبيرة المذكورة أعلاه. ومع ذلك ، فإن هذه الأذرع ليست مستمرة ولها بنية مجزأة. [80]

أظهر الفحص الدقيق للمنطقة الداخلية من مجرة ​​المرأة المسلسلة باستخدام التلسكوب نفسه أيضًا حلقة غبار أصغر يُعتقد أنها نتجت عن التفاعل مع M32 منذ أكثر من 200 مليون سنة. تظهر المحاكاة أن المجرة الأصغر مرت عبر قرص مجرة ​​المرأة المسلسلة على طول المحور القطبي للأخير. جرد هذا الاصطدام أكثر من نصف الكتلة من M32 الأصغر وخلق الهياكل الحلقية في أندروميدا. [85] إن وجود ميزة تشبه الحلقة الكبيرة المعروفة منذ فترة طويلة في غاز Messier 31 ، جنبًا إلى جنب مع هذا الهيكل الداخلي الشبيه بالحلقة المكتشفة حديثًا ، والمزاح من مركز barycenter ، هو الذي يشير إلى حدوث تصادم مباشر تقريبًا مع القمر الصناعي M32 ، نسخة أخف من لقاء عجلة العربة. [86]

تظهر الدراسات التي أجريت على الهالة الممتدة لمجرة أندروميدا أنها يمكن مقارنتها تقريبًا بهالة مجرة ​​درب التبانة ، حيث تكون النجوم في الهالة "فقيرة بالمعادن" بشكل عام ، وبشكل متزايد مع وجود مسافة أكبر. [50] يشير هذا الدليل إلى أن المجرتين اتبعتا مسارات تطورية متشابهة. من المحتمل أن يكونوا قد تراكموا واستوعبوا حوالي 100-200 مجرة ​​منخفضة الكتلة خلال الـ 12 مليار سنة الماضية. [87] قد تمتد النجوم في الهالات الممتدة لمجرة المرأة المسلسلة ودرب التبانة بمقدار ثلث المسافة التي تفصل بين المجرتين.

من المعروف أن مجرة ​​المرأة المسلسلة تحتوي على كتلة نجمية كثيفة ومضغوطة في مركزها. في التلسكوب الكبير يخلق انطباعًا مرئيًا عن نجم مضمن في الانتفاخ المحيط الأكثر انتشارًا. في عام 1991 ، تم استخدام تلسكوب هابل الفضائي لتصوير النواة الداخلية لمجرة المرأة المسلسلة. تتكون النواة من تركيزين يفصل بينهما 1.5 قطعة (4.9 ليتر). التركيز الأكثر إشراقًا ، المعين بـ P1 ، يتم تعويضه عن مركز المجرة. التركيز الباهت ، P2 ، يقع في المركز الحقيقي للمجرة ويحتوي على ثقب أسود مقاسه 3-5 × 10 7 م في عام 1993 ، [88] وعند 1.1 - 2.3 × 10 8 م في عام 2005. [89] تم قياس سرعة تشتت المواد حولها بـ ≈ 160 كم / ثانية (99 ميل / ثانية). [90]

تم اقتراح أن النواة المزدوجة المرصودة يمكن تفسيرها إذا كان P1 هو إسقاط لقرص من النجوم في مدار غريب الأطوار حول الثقب الأسود المركزي. [91] الانحراف هو أن النجوم باقية في مركز المدار ، مما يخلق تركيزًا من النجوم. يحتوي P2 أيضًا على قرص مضغوط من النجوم الساخنة من الدرجة الطيفية. لا تظهر النجوم A في المرشحات ذات اللون الأحمر ، ولكن في الضوء الأزرق والأشعة فوق البنفسجية فإنها تهيمن على النواة ، مما يتسبب في ظهور P2 أكثر بروزًا من P1. [92]

بينما في وقت اكتشافه الأولي ، تم الافتراض بأن الجزء الأكثر إشراقًا من النواة المزدوجة هو بقايا مجرة ​​صغيرة "تم تفكيكها" بواسطة مجرة ​​أندروميدا ، [93] لم يعد هذا تفسيرًا قابلاً للتطبيق ، إلى حد كبير بسبب مثل هذا ستتمتع النواة بعمر قصير للغاية بسبب اضطراب المد والجزر بواسطة الثقب الأسود المركزي. في حين يمكن حل هذا جزئيًا إذا كان لدى P1 ثقب أسود خاص به لتثبيته ، فإن توزيع النجوم في P1 لا يشير إلى وجود ثقب أسود في مركزه. [91]

على ما يبدو ، بحلول أواخر عام 1968 ، لم يتم الكشف عن أي أشعة سينية من مجرة ​​أندروميدا. [94] رحلة بالون في 20 أكتوبر 1970 ، وضعت حداً أعلى للأشعة السينية الصلبة التي يمكن اكتشافها من مجرة ​​المرأة المسلسلة. [95] نجح مسح Swift BAT في اكتشاف أشعة سينية قاسية قادمة من منطقة مركزها 6 ثوان قوسية بعيدًا عن مركز المجرة. تم اكتشاف أن الانبعاثات التي تزيد عن 25 كيلو إلكترون فولت تأتي من مصدر واحد يسمى 3XMM J004232.1 + 411314 ، وتم تحديدها على أنها نظام ثنائي حيث يتراكم جسم مضغوط (نجم نيوتروني أو ثقب أسود) من نجم. [96]

منذ ذلك الحين ، تم اكتشاف مصادر متعددة للأشعة السينية في مجرة ​​المرأة المسلسلة ، باستخدام الملاحظات من مرصد XMM-Newton المداري التابع لوكالة الفضاء الأوروبية (ESA). روبن بارنارد وآخرون. افترضنا أن هذه الثقوب السوداء أو النجوم النيوترونية المرشحة ، تعمل على تسخين الغاز الوارد إلى ملايين الكلفن وتصدر الأشعة السينية. يمكن تمييز النجوم النيوترونية والثقوب السوداء بشكل أساسي من خلال قياس كتلتها. [97] حددت حملة المراقبة لبعثة الفضاء NuSTAR 40 كائنًا من هذا النوع في المجرة. [98] في عام 2012 ، تم الكشف عن ميكرو كوازار ، وهو انفجار راديو ينبعث من ثقب أسود أصغر في مجرة ​​المرأة المسلسلة. يقع الثقب الأسود السلف بالقرب من مركز المجرة ويبلغ طوله حوالي 10 م . تم اكتشافه من خلال البيانات التي تم جمعها بواسطة مسبار XMM-Newton التابع لوكالة الفضاء الأوروبية ، وتم رصده لاحقًا بواسطة مهمة Swift Gamma-Ray Burst التابعة لناسا ومرصد Chandra X-Ray ، والمصفوفة الكبيرة جدًا ، والمصفوفة طويلة جدًا. كان ميكروكوازار أول ما يُلاحظ داخل مجرة ​​أندروميدا والأول خارج مجرة ​​درب التبانة. [99]

هناك ما يقرب من 460 مجموعة كروية مرتبطة بمجرة المرأة المسلسلة. [101] أضخم هذه العناقيد ، والمعروفة باسم Mayall II ، الملقب بـ Globular One ، لديها لمعان أكبر من أي عنقود كروي آخر معروف في المجموعة المحلية من المجرات. [102] يحتوي على عدة ملايين من النجوم ، ويبلغ سطوعه ضعف سطوع أوميغا قنطورس ، وهو ألمع عنقود كروي معروف في مجرة ​​درب التبانة. يحتوي Globular One (أو G1) على العديد من التجمعات النجمية وهيكل ضخم جدًا بالنسبة للكروي العادي. نتيجة لذلك ، يعتبر البعض أن G1 هي اللب المتبقي لمجرة قزمة استهلكتها أندروميدا في الماضي البعيد. [103] الكرة الأرضية ذات السطوع الظاهر الأكبر هي G76 والتي تقع في النصف الشرقي للذراع الجنوبي الغربي. [20] كتلة كروية أخرى ضخمة ، تسمى 037-B327 واكتشفت في عام 2006 حيث احمرارها بشدة بسبب الغبار البينجمي لمجرة أندروميدا ، كان يُعتقد أنها أضخم من مجموعة G1 وأكبر مجموعة من المجموعة المحلية [104] ومع ذلك ، هناك دراسات أخرى أظهر أنه يشبه في الواقع خصائص G1. [105]

على عكس العناقيد الكروية لمجرة درب التبانة ، والتي تُظهر تشتتًا منخفضًا نسبيًا للعمر ، فإن المجموعات الكروية في مجرة ​​المرأة المسلسلة تمتلك نطاقًا أكبر بكثير من الأعمار: من أنظمة قديمة قدم المجرة نفسها إلى أنظمة أصغر بكثير ، تتراوح أعمارها بين بضع مئات من ملايين السنين إلى خمسة مليارات سنة. [106]

في عام 2005 ، اكتشف علماء الفلك نوعًا جديدًا تمامًا من عناقيد النجوم في مجرة ​​المرأة المسلسلة. تحتوي المجموعات المكتشفة حديثًا على مئات الآلاف من النجوم ، وهو عدد مماثل من النجوم يمكن العثور عليه في العناقيد الكروية. ما يميزها عن العناقيد الكروية هو أنها أكبر بكثير - يبلغ عرضها عدة مئات من السنين الضوئية - وأقل كثافة بمئات المرات. وبالتالي ، فإن المسافات بين النجوم أكبر بكثير داخل العناقيد الموسعة المكتشفة حديثًا. [107]

مثل مجرة ​​درب التبانة ، تمتلك مجرة ​​المرأة المسلسلة مجرات تابعة ، تتكون من أكثر من 20 مجرة ​​قزمة معروفة. أشهر المجرات الساتلية المعروفة والأكثر سهولة في المراقبة هي M32 و M110. بناءً على الأدلة الحالية ، يبدو أن M32 خضعت لمقابلة قريبة مع مجرة ​​أندروميدا في الماضي. ربما كانت M32 في يوم من الأيام مجرة ​​أكبر أزال قرصها النجمي بواسطة M31 ، وخضعت لتزايد حاد في تكوين النجوم في منطقة اللب ، والتي استمرت حتى الماضي القريب نسبيًا. [108]

يبدو أيضًا أن M110 يتفاعل مع مجرة ​​المرأة المسلسلة ، وقد وجد علماء الفلك في هالة الأخيرة تيارًا من النجوم الغنية بالمعادن التي يبدو أنها جُردت من هذه المجرات الساتلية. [109] يحتوي M110 على حارة مغبرة ، والتي قد تشير إلى تشكيل نجم حديث أو مستمر. [110] M32 بها سكان نجميون شباب أيضًا. [111]

مجرة المثلث هي مجرة ​​غير قزمة تقع على بعد 750 ألف سنة ضوئية من أندروميدا. من غير المعروف حاليًا ما إذا كان أحد الأقمار الصناعية من أندروميدا. [112]

في عام 2006 ، تم اكتشاف أن تسعة من المجرات الساتلية تقع في مستوى يتقاطع مع قلب مجرة ​​أندروميدا ، ولا يتم ترتيبها بشكل عشوائي كما هو متوقع من التفاعلات المستقلة. قد يشير هذا إلى أصل المد والجزر المشترك للأقمار الصناعية. [113]

كان PA-99-N2 حدثًا عدسيًا دقيقًا تم اكتشافه في مجرة ​​أندروميدا في عام 1999. أحد التفسيرات لذلك هو انعكاس الجاذبية لعملاق أحمر بواسطة نجم كتلته بين 0.02 و 3.6 مرة من كتلة الشمس ، مما يشير إلى أن من المحتمل أن يكون النجم يدور حول كوكب. سيكون لهذا الكوكب الخارجي المحتمل كتلة 6.34 مرة من كتلة كوكب المشتري. إذا تم تأكيده أخيرًا ، فسيكون أول كوكب خارج المجرة يتم العثور عليه على الإطلاق. ومع ذلك ، تم اكتشاف حالات شاذة في الحدث في وقت لاحق. [114]

تقترب مجرة ​​أندروميدا من مجرة ​​درب التبانة بسرعة 110 كيلومترات في الثانية (68 ميلاً في الثانية). [115] تم قياس اقترابها من الشمس بحوالي 300 كم / ث (190 ميل / ث) [1] حيث تدور الشمس حول مركز المجرة بسرعة 225 كم / ث (140 ميل / ث) تقريبًا س). هذا يجعل مجرة ​​المرأة المسلسلة واحدة من حوالي 100 مجرة ​​يمكن ملاحظتها من التحول الأزرق. [116] السرعة العرضية أو الجانبية لمجرة أندروميدا بالنسبة لمجرة درب التبانة أصغر نسبيًا من السرعة التي تقترب ، وبالتالي من المتوقع أن تتصادم مباشرة مع درب التبانة في حوالي 4 مليارات سنة. النتيجة المحتملة للتصادم هي أن المجرات سوف تندمج لتشكل مجرة ​​إهليلجية عملاقة [117] أو ربما مجرة ​​قرصية كبيرة. [16] تتكرر مثل هذه الأحداث بين المجرات في مجموعات المجرات. مصير الأرض والنظام الشمسي في حالة حدوث تصادم غير معروف حاليًا. قبل أن تندمج المجرات ، هناك احتمال ضئيل أن يتم طرد النظام الشمسي من مجرة ​​درب التبانة أو الانضمام إلى مجرة ​​المرأة المسلسلة. [118]

مجرة المرأة المسلسلة هي واحدة من أبعد الأشياء التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة. [119] [120] [121] تقع المجرة بشكل شائع في السماء في إشارة إلى الأبراج ذات الكرسي والبيغاسوس. من الأفضل رؤية أندروميدا خلال ليالي الخريف في نصف الكرة الشمالي عندما تمر فوق مستوى مرتفع ، وتصل إلى أعلى نقطة لها في منتصف الليل في أكتوبر ، وبعد ساعتين كل شهر متتالي. في وقت مبكر من المساء ، يرتفع في الشرق في سبتمبر ويغرب في الغرب في فبراير. [122] من النصف الجنوبي للكرة الأرضية ، يمكن رؤية مجرة ​​أندروميدا بين أكتوبر وديسمبر ، وأفضل مشاهدتها من أقصى الشمال ممكن. يمكن أن تكشف المناظير عن بعض الهياكل الأكبر للمجرة وألمع مجرتين تابعتين لها ، M32 و M110. [123] يمكن لتلسكوب هاو أن يكشف عن قرص أندروميدا ، بعض من أكثر العناقيد الكروية سطوعًا ، وممرات الغبار المظلمة وسحابة النجوم الكبيرة NGC 206. [124] [125]

  1. ^ أب الحجم المطلق الأزرق 20.89 - مؤشر اللون 0.63 = 21.52
  2. ^ J00443799 + 4129236 في إحداثيات سماوية 00 ساعة و 44 دقيقة و 37.99 ثانية ، ديسمبر + 41 ° 29 .6 23.6 ″.
  3. ^ متوسط ​​(787 ± 18 ، 770 ± 40 ، 772 ± 44 ، 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± (18 2 + 40 2 + 44 2 + 25 2) 0.5 / 2 = 778 ± 33.
  4. ^ الحجم المطلق الأزرق 21.58 (انظر المرجع) - مؤشر اللون 0.63 = المقدار المرئي المطلق 22.21
  1. ^ أبجدهFزحأنا"نتائج ميسييه 31". قاعدة بيانات NASA / IPAC خارج المجرات. ناسا / IPAC. تم الاسترجاع 28 فبراير 2019.
  2. ^ أب
  3. كاراتشينتسيف ، إيغور د كاشيبادزي ، أولغا ج. (2006). "كتل المجموعة المحلية ومجموعة M81 المقدرة من التشوهات في مجال السرعة المحلية". الفيزياء الفلكية. 49 (1): 3-18. بيب كود: 2006 Ap. 49. 3 ك. دوى: 10.1007 / s10511-006-0002-6. S2CID120973010.
  4. ^
  5. ريس ، آدم جي فليري ، يورغن فالس جابود ، ديفيد (2012). "العلاقات بين فترة Cepheid واللمعان في الأشعة تحت الحمراء القريبة والمسافة إلى M31 من تلسكوب تلسكوب واسع النطاق للفضاء 3". مجلة الفيزياء الفلكية. 745 (2): 156. arXiv: 1110.3769. بيب كود: 2012 ApJ. 745.156 ر. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 745/2 / 156. S2CID119113794.
  6. ^
  7. "م 31". تم الاسترجاع 30 سبتمبر 2018.
  8. ^
  9. جيل دي باز ، أرماندو بواسير ، صموئيل مادور ، باري إف وآخرون. (2007). "أطلس GALEX فوق البنفسجي للمجرات القريبة". مجلة الفيزياء الفلكية. 173 (2): 185-255. arXiv: أسترو فتاه / 0606440. بيب كود: 2007 ApJS..173..185G. دوى: 10.1086 / 516636. S2CID119085482.
  10. ^ أبج
  11. ريباس وإيجناسي جوردي وكارمي فيلارديل وفرانشيسك وآخرون. (2005). "التحديد الأول للمسافة والخصائص الأساسية لثنائي الكسوف في مجرة ​​المرأة المسلسلة". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 635 (1): L37 – L40. arXiv: أسترو فتاه / 0511045. بيب كود: 2005 ApJ. 635 لترًا 37 ر. دوى: 10.1086 / 499161. S2CID119522151.
  12. ^ "القيم المتوسطة لكتل ​​مجرة ​​درب التبانة وأندروميدا هي M.جي = 0.8 +0.4
    −0.3 × 10 12 م و مأ = 1.5 +0.5
    −0.4 × 10 12 م على مستوى 68٪ "
  13. بيناروبيا ، خورخي ما ، يين زي ووكر ، ماثيو ج.ماكوناتشي ، آلان و. (29 يوليو 2014). "نموذج ديناميكي للتوسع الكوني المحلي". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 433 (3): 2204 - 2222. arXiv: 1405.0306. بيب كود: 2014 MNRAS.443.2204P.دوى: 10.1093 / mnras / stu879. S2CID119295582. ، لكن قارن "[نقدر] الكتلة الفيروسية ونصف قطر المجرة بـ 0.8 × 10 ^ 12 ± 0.1 × 10 ^ 12 م (1.59 × 10 42 ± 2.0 × 10 41 كجم) "
  14. كافلي ، براجوال ر.شارما ، سانجيب لويس ، غيرانت إف وآخرون. (1 فبراير 2018). "الحاجة إلى السرعة: سرعة الهروب وقياسات الكتلة الديناميكية لمجرة المرأة المسلسلة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 475 (3): 4043-4054. arXiv: 1801.03949. بيب كود: 2018 MNRAS.475.4043K. دوى: 10.1093 / منراس / Sty082. ISSN0035-8711. S2CID54039546.
  15. ^ أبج
  16. تشابمان ، سكوت سي إيباتا ، رودريغو إيه لويس ، جيريانت إف وآخرون. (2006). "كروي مختار حركيًا ، فقير بالمعادن في ضواحي M31". مجلة الفيزياء الفلكية. 653 (1): 255-266. arXiv: أسترو فتاه / 0602604. بيب كود: 2006 ApJ. 653.255 ج. دوى: 10.1086 / 508599. S2CID14774482. انظر أيضًا البيان الصحفي ،
  17. "الهالة النجمية أندروميدا تُظهر أن أصل المجرة يشبه أصل مجرة ​​درب التبانة" (خبر صحفى). العلاقات الإعلامية لمعهد كاليفورنيا للتكنولوجيا. 27 فبراير 2006. مؤرشفة من الأصلي في 9 مايو 2006. تم الاسترجاع 24 مايو 2006.
  18. ^
  19. يونغ ، كيلي (6 يونيو 2006). "مجرة أندروميدا تستضيف تريليون نجم". عالم جديد . تم الاسترجاع 6 أكتوبر 2014.
  20. ^
  21. كافلي ، براجوال ر.شارما ، سانجيب لويس ، غيرانت إف وآخرون. (1 فبراير 2018). "الحاجة إلى السرعة: سرعة الهروب وقياسات الكتلة الديناميكية لمجرة المرأة المسلسلة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 475 (3): 4043-4054. arXiv: 1801.03949. بيب كود: 2018 MNRAS.475.4043K. دوى: 10.1093 / منراس / Sty082. ISSN0035-8711. S2CID54039546.
  22. ^"درب التبانة يرشح الميزان عند 1.5 تريليون كتلة شمسية" (11 مارس 2019). علم الفلك الآن. تم الاسترجاع 13 يوليو 2019.
  23. ^ ماهون ، كريس (20 مايو 2018). "بحث جديد يقول أن درب التبانة أكبر بكثير مما كنا نظن أنه ممكن."OuterPlaces.com. تم الاسترجاع 13 يوليو 2019.
  24. ^ أب
  25. بيناروبيا ، خورخي ما ، يين زي ووكر ، ماثيو ج.ماكوناتشي ، آلان و. (29 يوليو 2014). "نموذج ديناميكي للتوسع الكوني المحلي". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 433 (3): 2204 - 2222. arXiv: 1405.0306. بيب كود: 2014 MNRAS.443.2204P. دوى: 10.1093 / mnras / stu879. S2CID119295582.
  26. ^
  27. سكيافي ، ريكاردو كابوزو دولتشيتا ، روبرتو أركا-سيدا ، مانويل سبيرا ، ماريو (أكتوبر 2020). "الاندماج المستقبلي لمجرة درب التبانة مع مجرة ​​المرأة المسلسلة ومصير ثقوبها السوداء الهائلة". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 642: أ 30. arXiv: 2102.10938. بيب كود: 2020A & ampA. 642 ألف 30 ثانية. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 202038674. S2CID224991193.
  28. ^
  29. "هابل يظهر أن درب التبانة مقدر للتصادم المباشر". ناسا. 31 May 2012 مؤرشفة من الأصلي في 4 يونيو 2014. تم الاسترجاع 12 يوليو 2012.
  30. ^ أب
  31. أويدا ، جونكو أيونو ، دايسوكي يون ، مين إس وآخرون. (2014). "الغاز الجزيئي البارد في مخلفات الاندماج. I. تشكيل أقراص الغاز الجزيئي". سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية. 214 (1): 1. arXiv: 1407.6873. بيب كود: 2014 ApJS.214. 1U. دوى: 10.1088 / 0067-0049 / 214/1/1. S2CID716993.
  32. ^
  33. فرومرت ، هارتموت كرونبرج ، كريستين (22 أغسطس 2007). "بيانات كائن Messier ، مرتبة حسب الحجم المرئي الظاهر". بذور. مؤرشفة من الأصلي في 12 يوليو 2007. تم الاسترجاع 27 أغسطس 2007.
  34. ^
  35. "M 31 ، M 32 & amp M 110". 15 أكتوبر 2016.
  36. ^
  37. حافظ ، إحسان (2010). عبد الرحمن الصوفي وكتابه النجوم الثابتة: رحلة إعادة اكتشاف (رسالة دكتوراه). جامعة جيمس كوك. بيب كود: 2010 PhDT. 295 هـ. تم الاسترجاع 23 يونيو 2016.
  38. ^ أب
  39. كيبل ، جورج روبرت سانر ، جلين دبليو (1998). دليل Night Sky Observer. المجلد. 1. ويلمان بيل. ص. 18. ISBN 978-0-943396-58-3. | الحجم = به نص إضافي (مساعدة)
  40. ^
  41. ديفيدسون ، نورمان (1985). علم الفلك والخيال: نهج جديد لتجربة الإنسان مع النجوم. روتليدج كيجان وأمبير بول. ص. 203. ISBN 978-0-7102-0371-7.
  42. ^كانط ، إيمانويل ، التاريخ الطبيعي العالمي ونظرية السماوات (1755)
  43. ^
  44. هيرشل ، ويليام (1785). "في بناء السماوات". المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن. 75: 213-266. دوى: 10.1098 / rstl.1785.0012. S2CID186213203.
  45. ^
  46. هوغينز ، ويليام (1864). "على أطياف بعض السدم". المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن. 154: 437-444. بيب كود: 1864 RSPT..154..437H. دوى: 10.1098 / rstl.1864.0013.
  47. ^
  48. باكهاوس ، توماس دبليو (1888). "سديم في أندروميدا ونوفا ، 1885". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 48 (3): 108 - 110. بيب كود: 1888 MNRAS..48..108B. دوى: 10.1093 / منراس / 48.3.108.
  49. ^
  50. روبرتس الأول (1888). "صور nebulæ M 31 ، h 44 ، و h 51 Andromedæ ، و M 27 Vulpeculæ". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 49 (2): 65-66. بيب كود: 1888 MNRAS..49. 65R. دوى: 10.1093 / mnras / 49.2.65.007.
  51. ^
  52. مكتبة ، صور المجتمع / العلوم الفلكية الملكية. "مجرة المرأة المسلسلة ، القرن التاسع عشر - ألبوم الصور - C014 / 5148". مكتبة صور العلوم.
  53. ^
  54. سليفر ، فيستو م. (1913). "السرعة الشعاعية لسديم أندروميدا". نشرة مرصد لويل. 1: 56-57. بيب كود: 1913LowOB. 2. 56 ثانية.
  55. ^
  56. كورتيس ، هيبر دوست (1988). "المستعرات في السدم الحلزونية ونظرية الكون الجزري". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. 100: 6. بيب كود: 1988 PASP.100. 6 ج. دوى: 10.1086 / 132128.
  57. ^
  58. "مجرتان بالعين المجردة فوق VLT". ESO صورة الأسبوع . تم الاسترجاع 22 أكتوبر 2013.
  59. ^
  60. أوبيك ، إرنست (1922). "تقدير لمسافة سديم أندروميدا". مجلة الفيزياء الفلكية. 55: 406-410. بيب كود: 1922 ApJ. 55. 406O. دوى: 10.1086 / 142680.
  61. ^
  62. هابل ، إدوين ب. (1929). "سديم حلزوني كنظام نجمي ميسييه 31". مجلة الفيزياء الفلكية. 69: 103-158. بيب كود: 1929 ApJ. 69/103 هـ. دوى: 10.1086 / 143167.
  63. ^
  64. باعد ، والتر (1944). "قرار Messier 32 ، NGC 205 ، والمنطقة الوسطى من سديم أندروميدا". مجلة الفيزياء الفلكية. 100: 137. بيب كود: 1944 ApJ. 100. 137 ب. دوى: 10.1086 / 144650.
  65. ^
  66. جريبين ، جون ر. (2001). ولادة الوقت: كيف يقيس علماء الفلك عمر الكون. مطبعة جامعة ييل. ص. 151. ردمك 978-0-300-08914-1.
  67. ^
  68. براون ، روبرت هانبري هازارد ، سيريل (1950). "إشعاع الترددات الراديوية من السديم العظيم في المرأة المسلسلة (M.31)". طبيعة. 166 (4230): 901-902. بيب كود: 1950 Natur.166..901B. دوى: 10.1038 / 166901a0. S2CID4170236.
  69. ^
  70. براون ، روبرت هانبري هازارد ، سيريل (1951). "انبعاث راديو من سديم أندروميدا". MNRAS. 111 (4): 357-367. بيب كود: 1951 MNRAS.111..357B. دوى: 10.1093 / mnras / 111.4.357.007.
  71. ^
  72. فان دير كروت ، بيت سي ألين ، رونالد ج. (1976). "مورفولوجيا الراديو المستمر للمجرات الحلزونية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية. 14 (1): 417-445. بيب كود: 1976 ARA & ampA.14..417V. دوى: 10.1146 / annurev.aa.14.090176.002221.
  73. ^
  74. Ingrosso ، Gabriele Calchi Novati ، Sebastiano De Paolis ، Francesco et al. (2009). "عدسات البكسل كطريقة لاكتشاف الكواكب خارج المجموعة الشمسية في M31". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 399 (1): 219 - 228. arXiv: 0906.1050. بيب كود: 2009 MNRAS.399..219I. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2009.15184.x. S2CID6606414.
  75. ^
  76. بيك ، راينر بيرخويزين ، إلي إم جيسويبيل ، رينيه وآخرون. (2020). "المجالات المغناطيسية والأشعة الكونية في M 31". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 633: A5. arXiv: 1910.09634. بيب كود: 2020A & ampA. 633 أ. 5 ب. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201936481. S2CID204824172.
  77. ^
  78. هولندا ، ستيفن (1998). "المسافة إلى نظام الكتلة الكروية M31". المجلة الفلكية. 115 (5): 1916-1920. arXiv: أسترو فتاه / 9802088. بيب كود: 1998AJ. 115.1916 هـ. دوى: 10.1086 / 300348. S2CID16333316.
  79. ^
  80. ستانيك ، كرزيستوف ز.جارنافيتش ، بيتر م. (1998). "المسافة إلى M31 مع HST و Hipparcos Red Clump Stars". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 503 (2): 131-141. arXiv: أسترو فتاه / 9802121. بيب كود: 1998 ApJ. 503 لترًا 131 ثانية. دوى: 10.1086 / 311539.
  81. ^ أب
  82. دافيدج ، تيموثي (تيم) جيه ماكوناتشي ، آلان دبليو فاردال ، مارك إيه وآخرون. (2012). "علم الآثار النجمي الأخير لـ M31 - أقرب مجرة ​​قرص أحمر". مجلة الفيزياء الفلكية. 751 (1): 74. arXiv: 1203.6081. بيب كود: 2012 ApJ. 751. 74 د. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 751/1/74. S2CID59933737.
  83. ^
  84. كاراتشينتسيف ، إيغور د. كاراتشينتسيفا ، فالنتينا إي هوشتمير ، والتر ك. ماكاروف ، ديمتري آي. (2004). "كتالوج المجرات المجاورة". المجلة الفلكية. 127 (4): 2031-2068. بيب كود: 2004AJ. 127.2031 ك. دوى: 10.1086 / 382905.
  85. ^
  86. ماكوناتشي ، آلان دبليو إيروين ، مايكل ج.فيرغسون ، أنيت إم إن وآخرون. (2005). "المسافات والفلزات لـ 17 مجرة ​​من المجموعة المحلية". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 356 (4): 979-997. arXiv: أسترو فتاه / 0410489. بيب كود: 2005 MNRAS.356..979M. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2004.08514.x.
  87. ^
  88. "هابل يجد هالة عملاقة حول مجرة ​​المرأة المسلسلة". تم الاسترجاع 14 يونيو 2015.
  89. ^ أب
  90. كافلي ، براجوال ر.شارما ، سانجيب لويس ، غيرانت إف وآخرون. (2018). "الحاجة إلى السرعة: سرعة الهروب وقياسات الكتلة الديناميكية لمجرة المرأة المسلسلة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية (MNRAS). 475 (3): 4043-4054. arXiv: 1801.03949. بيب كود: 2018 MNRAS.475.4043K. دوى: 10.1093 / منراس / Sty082. S2CID54039546.
  91. ^
  92. كافلي ، براجوال ر.شارما ، سانجيب لويس ، جيريانت ف.روبوثام ، آرون إس جي درايفر ، سايمون ب. (2018). "الحاجة إلى السرعة: سرعة الهروب وقياسات الكتلة الديناميكية لمجرة المرأة المسلسلة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 475 (3): 4043-4054. arXiv: 1801.03949. بيب كود: 2018 MNRAS.475.4043K. دوى: 10.1093 / منراس / Sty082. S2CID54039546.
  93. ^
  94. "درب التبانة علاقات مع الجار في سباق التسلح المجري". 15 فبراير 2018.
  95. ^
  96. العلوم ، سامانثا ماثيوسون 2018-02-20T19: 05: 26Z علم الفلك. "مجرة المرأة المسلسلة ليست أكبر من مجرة ​​درب التبانة بعد كل شيء". موقع Space.com.
  97. ^ أب
  98. Kalirai و Jasonjot Singh Gilbert و Karoline M. Guhathakurta و Puragra et al. (2006). "الهالة المعدنية الفقيرة للمجرة الحلزونية أندروميدا (M31)". مجلة الفيزياء الفلكية. 648 (1): 389-404. arXiv: أسترو فتاه / 0605170. بيب كود: 2006 ApJ. 648. 389 ك. دوى: 10.1086 / 505697. S2CID15396448.
  99. ^
  100. بارمبي ، بولين أشبي ، ماثيو إل إن بيانكي ، لوسيانا وآخرون. (2006). "الأمواج المتربة على بحر مليء بالنجوم: منظر منتصف الأشعة تحت الحمراء لـ M31". مجلة الفيزياء الفلكية. 650 (1): L45 – L49. arXiv: أسترو فتاه / 0608593. بيب كود: 2006 ApJ. 650 لترًا 45 بي. دوى: 10.1086 / 508626. S2CID16780719.
  101. ^
  102. بارمبي ، بولين أشبي ، ماثيو إل إن بيانكي ، لوسيانا وآخرون. (2007). "Erratum: موجات مغبرة على بحر مليء بالنجوم: منظر منتصف الأشعة تحت الحمراء لـ M31". مجلة الفيزياء الفلكية. 655 (1): L61. بيب كود: 2007 ApJ. 655 لتر 61 ب. دوى: 10.1086 / 511682.
  103. ^ أب
  104. تام ، أنتي تمبل ، إلمو تينجيس ، بيتر وآخرون. (2012). "خريطة الكتلة النجمية وتوزيع المادة المظلمة في M 31". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 546: A4. arXiv: 1208.5712. بيب كود: 2012A & ampA. 546 أ. 4 ت. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201220065. S2CID54728023.
  105. ^
  106. كافلي ، براجوال ر.شارما ، سانجيب لويس ، جيريانت ف.روبوثام ، آرون إس جي درايفر ، سايمون ب. (2018). "الحاجة إلى السرعة: سرعة الهروب وقياسات الكتلة الديناميكية لمجرة المرأة المسلسلة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 475 (3): 4043-4054. arXiv: 1801.03949. بيب كود: 2018 MNRAS.475.4043K. دوى: 10.1093 / منراس / Sty082. S2CID54039546.
  107. ^
  108. داونر ، تلسكوب بيثاني ، وكالة الفضاء الأوروبية / هابل (10 مارس 2019). "Hubble & amp Gaia يكشفان عن وزن مجرة ​​درب التبانة: 1.5 تريليون كتلة شمسية".
  109. ^
  110. ستار ، ميشيل (8 مارس 2019). "أحدث حساب لكتلة درب التبانة تغير للتو ما نعرفه عن مجرتنا". ScienceAlert.com. مؤرشفة من الأصلي في 8 مارس 2019. تم الاسترجاع 8 مارس 2019.
  111. ^
  112. واتكينز ، لورا إل وآخرون. (2 فبراير 2019). "دليل على مجرة ​​درب التبانة متوسطة الكتلة من حركات مجموعة جايا DR2 الهالة الكروية". مجلة الفيزياء الفلكية. 873 (2): 118. arXiv: 1804.11348. بيب كود: 2019 ApJ. 873..118W. دوى: 10.3847 / 1538-4357 / ab089f. S2CID85463973.
  113. ^
  114. براون ، روبرت ثيلكر ، ديفيد إيه والتربوس ، رينيه إيه إم كوربيلي ، إدفيج (2009). "فسيفساء HI عالية الدقة واسعة المجال من Messier 31. I. غاز ذري معتم وكثافة معدل تكوين النجوم". مجلة الفيزياء الفلكية. 695 (2): 937-953. arXiv: 0901.4154. بيب كود: 2009 ApJ. 695..937 ب. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 695/2/937. S2CID17996197.
  115. ^
  116. درين ، بروس تي أنيانو ، جونزالو كراوس ، أوليفر وآخرون. (2014). "غبار أندروميدا". مجلة الفيزياء الفلكية. 780 (2): 172. arXiv: 1306.2304. بيب كود: 2014 ApJ. 780.172 د. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 780/2 / 172. S2CID118999676.
  117. ^
  118. "HubbleSite - NewsCenter - هابل يعثر على هالة عملاقة حول مجرة ​​المرأة المسلسلة (05/07/2015) - القصة الكاملة". hubblesite.org . تم الاسترجاع 7 مايو 2015.
  119. ^
  120. جيبهارد ، ماريسا (7 مايو 2015). "وجد هابل هالة ضخمة حول مجرة ​​المرأة المسلسلة". جامعة نوتردام نيوز.
  121. ^
  122. لينر ، نيكولاس هوك ، كريس واكر ، بارت (25 أبريل 2014). "دليل على وجود وسط محيط مجري ضخم وممتد حول مجرة ​​المرأة المسلسلة". مجلة الفيزياء الفلكية. 804 (2): 79. arXiv: 1404.6540. بيب كود: 2015 ApJ. 804. 79 ل. دوى: 10.1088 / 0004-637x / 804/2/79. S2CID31505650.
  123. ^
  124. "هابل ناسا يعثر على هالة عملاقة حول مجرة ​​المرأة المسلسلة". 7 مايو 2015. تم الاسترجاع 7 مايو 2015.
  125. ^ أب
  126. فان دن بيرغ ، سيدني (1999). "مجموعة المجرات المحلية". مراجعة علم الفلك والفيزياء الفلكية. 9 (3-4): 273-318. بيب كود: 1999A و ampARv. 9. 273 فولت. دوى: 10.1007 / s001590050019. S2CID119392899.
  127. ^
  128. موسكفيتش ، كاتيا (25 نوفمبر 2010). "أندروميدا" ولدت في تصادم "". بي بي سي نيوز. مؤرشفة من الأصلي في 26 نوفمبر 2010. تم الاسترجاع 25 نوفمبر 2010.
  129. ^
  130. كاراتشينتسيف ، إيغور د. كاراتشينتسيفا ، فالنتينا إي هوشتمير ، والتر ك. ماكاروف ، ديمتري آي. (2003). "كتالوج المجرات المجاورة". المجلة الفلكية. 127 (4): 2031-2068. بيب كود: 2004AJ. 127.2031 ك. دوى: 10.1086 / 382905.
  131. ^
  132. ماكول ، مارشال ل. (2014). "مجلس العمالقة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 440 (1): 405-426. arXiv: 1403.3667. بيب كود: 2014 MNRAS.440..405M. دوى: 10.1093 / mnras / stu199. S2CID119087190.
  133. ^
  134. تمبل ، إلمو تام ، أنتي تينجس ، بيتر (2010). "قياس ضوئي للسطح المصحح للغبار لـ M 31 من ملاحظات Spitzer للأشعة تحت الحمراء البعيدة". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 509: A91. arXiv: 0912.0124. بيب كود: 2010A & ampA. 509 أ. 91 ت. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 200912186. S2CID118705514. wA91.
  135. ^
  136. ليلر ، وليام ماير ، بن (1987). "معدل إنتاج نوفا في المجرة". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. 99: 606-609. بيب كود: 1987 PASP. 99. 606 لتر. دوى: 10.1086 / 132021.
  137. ^
  138. ماتش ، سيمون ج.كروتون ، دارين ج.بول ، جريجوري ب. (2011). "أزمة منتصف العمر لمجرة درب التبانة و M31". مجلة الفيزياء الفلكية. 736 (2): 84. arXiv: 1105.2564. بيب كود: 2011ApJ. 736. 84 م. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 736/2/84. S2CID119280671.
  139. ^
  140. بيتون ، راشيل إل.ماجيوسكي ، ستيفن آر.جوهاتاكورتا ، بوراجرا وآخرون. (2006). "الكشف عن انتفاخ بوكسي وشريط مجرة ​​أندروميدا الحلزونية". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 658 (2): L91. arXiv: أسترو فتاه / 0605239. بيب كود: 2007 ApJ. 658 لترًا 91 ب. دوى: 10.1086 / 514333. S2CID889325.
  141. ^
  142. "علماء الفلك يعثرون على دليل على وجود انفتال شديد في القرص النجمي لمجرة المرأة المسلسلة" (خبر صحفى). جامعة كاليفورنيا سانتا كروز. 9 يناير 2001. مؤرشفة من الأصلي في 19 مايو 2006. تم الاسترجاع 24 مايو 2006.
  143. ^
  144. روبن ، فيرا سي فورد ، دبليو كينت جونيور (1970). "دوران سديم أندروميدا من المسح الطيفي للانبعاثات". مجلة الفيزياء الفلكية. 159: 379. بيب كود: 1970 ApJ. 159. 379R. دوى: 10.1086 / 150317.
  145. ^
  146. آرب ، هالتون (1964). "هيكل حلزوني في M31". مجلة الفيزياء الفلكية. 139: 1045. بيب كود: 1964 ApJ. 139.1045 أ. دوى: 10.1086 / 147844.
  147. ^
  148. فان دن بيرغ ، سيدني (1991). "السكان النجميون في M31". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. 103: 1053-1068. بيب كود: 1991 PASP..103.1053V. دوى: 10.1086 / 132925.
  149. ^
  150. هودج ، بول و. (1966). المجرات وعلم الكونيات. ماكجرو هيل.
  151. ^
  152. Simien و François Pellet و André Monnet و Guy et al. (1978). "الهيكل الحلزوني لـ M31 - نهج صرفي". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 67 (1): 73-79. بيب كود: 1978A & ampA. 67. 73S.
  153. ^
  154. هاس ، مارتن (2000). "الغبار البارد في M31 كما تم تعيينه بواسطة ISO". المتوسط ​​النجمي في M31 و M33. الإجراءات 232. ندوة WE-Heraeus: 69-72. بيب كود: 2000immm.proc. 69 ح.
  155. ^
  156. والتربوس ، رينيه أ.م.كينيكوت ، روبرت سي. (1988). "دراسة بصرية للنجوم والغبار في مجرة ​​المرأة المسلسلة". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 198: 61-86. بيب كود: 1988A & ampA. 198. 61 واط.
  157. ^ أب
  158. جوردون ، كارل د. بايلين ، ج. إنجيلبراخت ، تشارلز دبليو وآخرون. (2006). "التصوير بالأشعة تحت الحمراء من Spitzer MIPS لـ M31: مزيد من الأدلة على الهيكل المركب الحلزوني الحلقي". مجلة الفيزياء الفلكية. 638 (2): L87 – L92. arXiv: أسترو فتاه / 0601314. بيب كود: 2006 ApJ. 638 لترًا 87 جم. دوى: 10.1086 / 501046. S2CID15495044.
  159. ^
  160. براون ، روبرت (1991). "التوزيع والحركية للغاز المحايد ، منطقة HI في M31". مجلة الفيزياء الفلكية. 372: 54-66. بيب كود: 1991 ApJ. 372. 54 ب. دوى: 10.1086 / 169954.
  161. ^
  162. "ISO تكشف عن الحلقات المخفية من أندروميدا" (خبر صحفى). وكالة الفضاء الأوروبية. 14 أكتوبر 1998. تم الاسترجاع 24 مايو 2006.
  163. ^
  164. موريسون ، هيذر كالدويل ، نيلسون هاردينج ، بول وآخرون. (2008). مجموعات النجوم الصغيرة في M 31. المجرات في المجلد المحلي ، وقائع الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. 5. ص 227 - 230. arXiv: 0708.3856. بيب كود: 2008 ASSP. 5.227 م. دوى: 10.1007 / 978-1-4020-6933-8_50. ردمك 978-1-4020-6932-1. S2CID17519849.
  165. ^
  166. باجاني ، لوران ليكو ، جيمس سيزارسكي ، دييغو وآخرون. (1999). "أرصاد الأشعة تحت الحمراء المتوسطة والأشعة فوق البنفسجية البعيدة لحلقة تشكيل النجوم M 31". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 351: 447-458. arXiv: أسترو فتاه / 9909347. بيب كود: 1999A & ampA. 351..447P.
  167. ^
  168. أجيلار ، ديفيد أ.وليام ، كريستين (18 أكتوبر 2006). "ضبطت! الفلكيون ناب المذنب في المجرة اضرب واهرب". مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية. مؤرشفة من الأصلي في 8 أكتوبر 2014. تم الاسترجاع 6 أكتوبر 2014.
  169. ^
  170. بلوك ، ديفيد بورنود ، فريديريك كومبس ، فرانسواز وآخرون. (2006). "اصطدام وجهاً لوجه تقريبًا كأصل حلقتين خارج المركز في مجرة ​​المرأة المسلسلة". طبيعة. 443 (1): 832-834. arXiv: أسترو فتاه / 0610543. بيب كود: 2006 Natur.443..832B. دوى: 10.1038 / nature05184. PMID17051212. S2CID4426420.
  171. ^
  172. بولوك ، جيمس س.جونستون ، كاثرين ف. (2005). "تتبع تكوين المجرات مع الهالات النجمية 1: الطرق". مجلة الفيزياء الفلكية. 635 (2): 931-949. arXiv: أسترو فتاه / 0506467. بيب كود: 2005 ApJ. 635..931 ب. دوى: 10.1086 / 497422. S2CID14500541.
  173. ^
  174. لوير ، تود ر. فابر ، ساندرا إم جروث ، إدوارد جيه وآخرون. (1993). "ملاحظات الكاميرا الكوكبية للنواة المزدوجة لـ M31" (PDF). المجلة الفلكية. 106 (4): 1436-1447 ، 1710-1712. بيب كود: 1993AJ.106.1436 لتر. دوى: 10.1086 / 116737.
  175. ^
  176. بندر ، رالف كورمندي ، جون باور ، جاري وآخرون. (2005). "التحليل الطيفي لـ HST STIS للنواة الثلاثية لـ M31: قرصان متداخلان في دوران كبلر حول ثقب أسود فائق الكتلة". مجلة الفيزياء الفلكية. 631 (1): 280 - 300. arXiv: أسترو فتاه / 0509839. بيب كود: 2005 ApJ. 631..280 ب. دوى: 10.1086 / 432434. S2CID53415285.
  177. ^
  178. Gebhardt و Karl Bender و Ralf Bower و Gary et al. (يونيو 2000). "علاقة بين كتلة الثقب الأسود النووي وتشتت المجرة بسرعة". مجلة الفيزياء الفلكية. 539 (1): L13 – L16. arXiv: أسترو فتاه / 0006289. بيب كود: 2000 ApJ. 539 لتر 13 ز. دوى: 10.1086 / 312840. S2CID11737403.
  179. ^ أب
  180. تريمين ، سكوت (1995). "نموذج قرص غريب الأطوار لنواة M31". المجلة الفلكية. 110: 628-633. arXiv: أسترو فتاه / 9502065. بيب كود: 1995AJ. 110. 628 ت. دوى: 10.1086 / 117548. S2CID8408528.
  181. ^
  182. "تلسكوب هابل الفضائي يجد نواة مزدوجة في مجرة ​​المرأة المسلسلة" (خبر صحفى). مكتب أخبار هابل. 20 يوليو 1993. تم الاسترجاع 26 مايو 2006.
  183. ^
  184. Schewe ، Phillip F. Stein ، Ben (26 July 1993). "مجرة المرأة المسلسلة لها نواة مزدوجة". تحديث أخبار الفيزياء. المعهد الأمريكي للفيزياء. مؤرشفة من الأصلي في 15 أغسطس 2009. تم الاسترجاع 10 يوليو 2009.
  185. ^
  186. فوجيموتو ، ميتسواكي هاياكاوا ، ساتيو كاتو ، تاكاكو (1969). "الارتباط بين كثافات مصادر الأشعة السينية والغاز بين النجوم". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. 4 (1): 64-83. بيب كود: 1969 Ap & ampSS. 4. 64F. دوى: 10.1007 / BF00651263. S2CID120251156.
  187. ^
  188. بيترسون ، لورانس إي (1973). "مصادر الأشعة الكونية الصلبة". في برادت ، هيل جياكوني ، ريكاردو. X- وعلم فلك أشعة جاما ، وقائع ندوة IAU رقم. 55 عقدت في مدريد ، إسبانيا ، 11-13 مايو 1972. X- وعلم فلك أشعة جاما. 55. الاتحاد الفلكي الدولي. ص 51 - 73. بيب كود: 1973 IUS. 55. 51 ص. دوى: 10.1007 / 978-94-010-2585-0_5. ردمك 978-90-277-0337-8.
  189. ^
  190. ماريلي ومارتينو تينجو وأندريا دي لوكا وأندريا وآخرون. (2017). "اكتشاف الانخفاضات الدورية في ألمع مصدر للأشعة السينية الصلبة لـ M31 مع EXTraS". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 851 (2): L27. arXiv: 1711.05540. بيب كود: 2017 ApJ. 851 لتر 27 م. دوى: 10.3847 / 2041-8213 / aa9b2e. S2CID119266242.
  191. ^
  192. بارنارد ، روبن كولب ، أولريش سي أوزبورن ، جوليان ب. (2005). "توقيت سكان الأشعة السينية الساطعة في قلب M31 مع XMM-Newton". arXiv: أسترو فتاه / 0508284.
  193. ^
  194. "مجرة أندروميدا الممسوحة ضوئيًا برؤية أشعة سينية عالية الطاقة". تم الاسترجاع 22 سبتمبر 2018.
  195. ^
  196. بروستاك ، سيرجيو (14 ديسمبر 2012). "ميكروكوازار في مجرة ​​أندروميدا يذهل علماء الفلك". Sci-News.com.
  197. ^
  198. "العنقود النجمي في مجرة ​​المرأة المسلسلة". تم الاسترجاع 7 سبتمبر 2015.
  199. ^
  200. بارمبي ، بولين هوشرا ، جون ب. (2001). "التجمعات الكروية M31 في تلسكوب هابل الفضائي أرشيف. I. الكشف عن الكتلة واكتمالها ". المجلة الفلكية. 122 (5): 2458-2468. arXiv: أسترو فتاه / 0107401. بيب كود: 2001AJ. 122.2458 ب. دوى: 10.1086 / 323457. S2CID117895577.
  201. ^
  202. "العنقود الكروي لجواسيس هابل في المجرة المجاورة" (خبر صحفى). مكتب أخبار هابل STSci-1996-11. 24 April 1996. مؤرشفة من الأصلي في 1 يوليو 2006. تم الاسترجاع 26 مايو 2006.
  203. ^
  204. ميلان ، جورج سراجديني ، آتا جابلونكا ، باسكال وآخرون. (2001). "G1 في M31 - الكتلة الكروية العملاقة أو نواة مجرة ​​إهليلجية قزمة؟". المجلة الفلكية. 122 (2): 830-841. arXiv: أسترو فتاه / 0105013. بيب كود: 2001AJ. 122..830 م. دوى: 10.1086 / 321166. S2CID17778865.
  205. ^
  206. Ma و Jun de Grijs و Richard Yang و Yanbin et al. (2006). "العنقود النجمي" الفائق "كبر في السن: أكبر حشد نجمي في المجموعة المحلية". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 368 (3): 1443-1450. arXiv: أسترو فتاه / 0602608. بيب كود: 2006 MNRAS.368.1443M. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2006.10231.x. S2CID15947017.
  207. ^
  208. كوهين ، جوديث ج. (2006). "الكتلة الكروية غير العادية للغاية 037-B327 في M31" (PDF). مجلة الفيزياء الفلكية. 653 (1): L21 – L23. arXiv: أسترو فتاه / 0610863. بيب كود: 2006 ApJ. 653 لتر 21 ج. دوى: 10.1086 / 510384. S2CID1733902.
  209. ^
  210. بورستين ، ديفيد لي ، يونغ فريمان ، كينيث سي وآخرون. (2004). "الكتلة الكروية وتشكيل المجرات: M31 ، درب التبانة ، والآثار المترتبة على الأنظمة العنقودية الكروية للمجرات الحلزونية". مجلة الفيزياء الفلكية. 614 (1): 158–166. arXiv: أسترو فتاه / 0406564. بيب كود: 2004 ApJ. 614..158 ب. دوى: 10.1086 / 423334. S2CID56003193.
  211. ^
  212. Huxor، Avon P. Tanvir، Nial R. Irwin، Michael J. et al. (2005). "مجموعة جديدة من العناقيد النجمية الممتدة والمضيئة في هالة M31". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 360 (3): 993-1006. arXiv: أسترو فتاه / 0412223. بيب كود: 2005 MNRAS.360.1007H. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2005.09086.x. S2CID6215035.
  213. ^
  214. بيكي ، كينجي كوتش ، واريك ج درينكووتر ، مايكل جيه وآخرون. (2001). "نموذج تشكيل جديد لـ M32: حلزوني من النوع المبكر المدروس؟". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 557 (1): L39 – L42. arXiv: أسترو فتاه / 0107117. بيب كود: 2001 ApJ. 557 لتر 39 ب. دوى: 10.1086 / 323075. S2CID18707442.
  215. ^
  216. إيباتا ، رودريجو إيه إيروين ، مايكل ج.لويس ، جيريانت إف وآخرون. (2001). "تيار عملاق من النجوم الغنية بالمعادن في هالة المجرة M31". طبيعة. 412 (6842): 49-52. arXiv: أسترو فتاه / 0107090. بيب كود: 2001 Natur.412. 49 ط. دوى: 10.1038 / 35083506. بميد 11452300. S2CID4413139.
  217. ^
  218. يونغ ، ليزا م. (2000). "خصائص الغيوم الجزيئية في NGC 205". المجلة الفلكية. 120 (5): 2460-2470. arXiv: أسترو فتاه / 0007169. بيب كود: 2000AJ. 120.2460Y. دوى: 10.1086 / 316806. S2CID18728927.
  219. ^
  220. رودينكو ، بافلو ورثي ، جاي ماتيو ، ماريو (2009). "مجموعات الأعمار المتوسطة في الحقل الذي يحتوي على نجوم M31 و M32". المجلة الفلكية. 138 (6): 1985-1989. بيب كود: 2009AJ. 138.1985R. دوى: 10.1088 / 0004-6256 / 138/6/1985.
  221. ^
  222. "كائن مسييه 33". www.messier.seds.org . تم الاسترجاع 21 مايو 2021.
  223. ^
  224. كوخ ، أندرياس غريبيل ، إيفا ك. (مارس 2006). "التوزيع متباين الخواص لمجرات القمر الصناعي M31: مستوى قطبي عظيم من رفاق من النوع الأوائل". المجلة الفلكية. 131 (3): 1405-1415. arXiv: أسترو فتاه / 0509258. بيب كود: 2006AJ. 131.1405 ك. دوى: 10.1086 / 499534. S2CID3075266.
  225. ^
  226. "الشذوذ في حدث العدسة الدقيقة المرشح PA-99-N2".
  227. ^
  228. كوين ، رون (2012). "أندروميدا في مسار تصادم مع درب التبانة". طبيعة. دوى: 10.1038 / nature.2012.10765. S2CID124815138. تم الاسترجاع 6 أكتوبر 2014.
  229. ^
  230. "بصرف النظر عن مجرة ​​المرأة المسلسلة ، هل تتحرك أي مجرات أخرى نحونا؟ - حقائق الفضاء - علم الفلك والنظام الشمسي والفضاء الخارجي - مجلة كل شيء عن الفضاء". تم الاسترجاع 3 أبريل 2016.
  231. ^
  232. كوكس ، توماس ج.لوب ، أبراهام (2008). "الاصطدام بين درب التبانة و أندروميدا". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 386 (1): 461-474. arXiv: 0705.1170. بيب كود: 2008 MNRAS.386..461C. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2008.13048.x. S2CID14964036.
  233. ^
  234. كين ، فريزر (2007). "عندما تحطم مجرتنا في أندروميدا ، ماذا يحدث للشمس؟". الكون اليوم. مؤرشفة من الأصلي في 17 مايو 2007. تم الاسترجاع 16 مايو 2007.
  235. ^
  236. "هل تستطيع أن ترى مجرات أخرى بدون تلسكوب؟". starchild.gsfc.nasa.gov.
  237. ^
  238. "الليلة ، ابحث عن مجرة ​​أندروميدا". 18 سبتمبر 2019.
  239. ^
  240. "كيف ترى أبعد شيء يمكنك رؤيته - Sky & amp Telescope". 9 سبتمبر 2015.
  241. ^
  242. "M31.html". www.physics.ucla.edu.
  243. ^
  244. "مشاهدة أندروميدا بلوسوم في مناظير - Sky & amp Telescope". 16 سبتمبر 2015.
  245. ^
  246. "مراقبة M31 ، مجرة ​​المرأة المسلسلة".
  247. ^
  248. "العناقيد الكروية في مجرة ​​المرأة المسلسلة". www.astronomy-mall.com.
  • مجرة أندروميدا على WikiSky: DSS2 و SDSS و GALEX و IRAS و Hydrogen α و X-Ray و Astrophoto و Sky Map والمقالات والصور
      1998 17 أكتوبر 2004 18 يوليو 2005 22 ديسمبر 2010 9 يناير 2010 19 فبراير
  • 120 مللي ثانية 6.9٪ من النوع 100 مللي ثانية 5.7٪ استنساخ متكرر 100 مللي ثانية 5.7٪ Scribunto_LuaSandboxCallback :: تطابق 80 مللي ثانية 4.6٪ Scribunto_LuaSandboxCallback :: getAllExpandedArguments 80 مللي ثانية 4.6٪ Scribunto_LuaSandboxCallback :: callParserFunction 80 ms 4.6٪ msribunto_LuaSandbox [أخرى] 540 مللي ثانية 31.0٪ عدد كيانات Wikibase التي تم تحميلها: 1/400 ->


    ألما تكشف عن سرعة تشكل النجوم في المجرات البعيدة

    Zw II 96 في كوكبة Delphinus ، Dolphin ، هو مثال على اندماج مجرات يقع على بعد حوالي 500 مليون سنة ضوئية. تخلق عمليات دمج المجرات عادةً أعدادًا هائلة من النجوم حديثة التكوين و [مدش] انفجار نجمي. بحث جديد أجري مع Atacama Large Millimeter Array (ALMA) درس محتوى غاز أول أكسيد الكربون (CO) في سبع مجرات على بعد انفجر نجمي عندما كان عمر الكون 4 مليارات سنة فقط. حقوق الصورة: ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية وفريق هابل للتراث (STScI / AURA) -ESA / Hubble Collaboration و A. Evans (جامعة فيرجينيا ، شارلوتسفيل / NRAO / جامعة ستوني بروك). وجد الباحثون أن المجرات التي تشكل النجوم بمعدلات قصوى قبل 9 مليارات سنة كانت أكثر كفاءة من المجرات المتوسطة اليوم. السؤال الذي يطرحه علماء الفلك هو ما إذا كانت مثل هذه الانفجارات النجمية في الكون المبكر كانت نتيجة وجود إمدادات غاز وفيرة ، أو ما إذا كانت المجرات حولت الغاز بشكل أكثر كفاءة.

    بشكل عام ، كلما كبرت كتلة المجرة & # 8217s ، زاد معدل تكوين نجوم جديدة و [مدش] ، وهي علاقة تسمى تشكيل النجم & # 8220 التسلسل الرئيسي. & # 8221 ومع ذلك ، بين الحين والآخر ستعرض المجرة دفقة من تشكلت حديثا النجوم التي تلمع أكثر إشراقًا من البقية. عادة ما يكون الاصطدام بين مجرتين كبيرتين هو السبب في مثل هذه الأطوار النجمية ، حيث يصبح الغاز البارد الموجود في السحب الجزيئية العملاقة وقودًا للحفاظ على مثل هذه المعدلات العالية من تكوين النجوم.

    دراسة جديدة نُشرت في مجلة Astrophysical Journal Letters في 14 أكتوبر ، بقيادة جون سيلفرمان في معهد Kavli للفيزياء والرياضيات في الكون ، درست محتوى غاز أول أكسيد الكربون (CO) في سبع مجرات على بعد عندما كان الكون شابًا يبلغ 4 مليارات. سنة. كان هذا ممكنًا مع ظهور مصفوفة أتاكاما المليمترية الكبيرة (ALMA) ، الواقعة على قمة جبل في تشيلي ، والتي تعمل جنبًا إلى جنب للكشف عن الموجات الكهرومغناطيسية في نطاق الطول الموجي في المليمتر (محوري لدراسة الغاز الجزيئي) ومستوى الحساسية الذي بدأ للتو في استكشافه من قبل علماء الفلك اليوم. إلى اليسار: خريطة للمجرة PACS-867 مأخوذة من ALMA حيث يُظهر الانبعاث من أول أكسيد الكربون (CO) خزان الغاز الجزيئي الذي تتكون منه النجوم. في المركز: صورة التقطتها الكاميرا المتقدمة لتلسكوب هابل الفضائي لاستطلاعات PACS-867 والتي تُظهر ضوء الأشعة فوق البنفسجية للإطار المتبقي من النجوم الشابة في المكونات الفردية للمجرات شديدة الاضطراب نتيجة الاندماج الهائل. موقع الغاز الجزيئي في الصورة 1 متراكب (خطوط زرقاء) توضح مكان تشكل النجوم الجديدة التي يلفها الغبار. إلى اليمين: صورة الأشعة تحت الحمراء لتلسكوب سبيتزر الفضائي (3.6 ميكرون) من PACS-867 تسلط الضوء على النجوم المغمورة في الغبار والمرتبطة بالغاز الجزيئي. ضوء الأشعة فوق البنفسجية المرتبط بالغاز يكون خافتًا بينما يكون أكثر إشراقًا في الأشعة تحت الحمراء. هذا بسبب وجود الغبار الذي يؤثر على الأشعة فوق البنفسجية أكثر من الأشعة تحت الحمراء. رصيد الصورة اليسرى: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) ، J. Silverman (Kavli IPMU) رصيد الصورة في المركز: NASA / ESA Hubble Space Telescope ، ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) ، J. Silverman (Kavli IPMU) : NASA / Spitzer Space Telescope، ALMA (ESO / NAOJ / NRAO)، J. Silverman (Kavli IPMU). وجد الباحثون أن كمية الغاز المنبعث من ثاني أكسيد الكربون قد تقلصت بالفعل على الرغم من أن المجرة استمرت في تكوين النجوم بمعدلات عالية. تشبه هذه الملاحظات تلك المسجلة لمجرات الانفجار النجمي في محيط مجرة ​​درب التبانة اليوم ، لكن كمية الغازات المستنفدة لم تكن بالسرعة المتوقعة. أدى هذا بالباحثين إلى استنتاج أنه قد تكون هناك زيادة مستمرة في الكفاءة اعتمادًا على مدى ارتفاع المجرة فوق المعدل المتوسط ​​لتكوين النجوم.

    اعتمدت هذه الدراسة على مجموعة متنوعة من التلسكوبات القوية المتاحة من خلال مسح COSMOS. يمكن لمراصد سبيتزر وهيرشل فقط قياس المعدلات الدقيقة لتشكيل النجوم ، ويمكن لتلسكوب سوبارو تأكيد طبيعة ومسافة هذه المجرات المتطرفة باستخدام التحليل الطيفي.

    & # 8220 تظهر هذه الملاحظات بوضوح قدرة ALMA & # 8217s الفريدة على قياس عنصر حاسم لمجرات الانزياح الأحمر العالية بسهولة مما يدل على النتائج الرائعة القادمة من ALMA ، & # 8221 قال جون سيلفرمان.


    امتحان ASTR 101 3

    - ضغط تنكس الإلكترون يدعمها ضد الجاذبية.

    في النهاية ، سيصبح النجم الخاسر قزمًا أبيض.

    يبدأ الاندماج بشكل مفاجئ وينتج عن انفجار نوفا

    يظهر نظام النجم nova بشكل مؤقت أكثر إشراقًا.

    يدعم ضغط انحلال النيوترونات النجم النيوتروني ضد الجاذبية.

    يزول ضغط تنكس الإلكترون لأن الإلكترونات تتحد مع البروتونات ، مكونة النيوترونات والنيوترينوات.

    تنهار النيوترونات إلى المركز وتشكل نجمًا نيوترونيًا.

    تكتسح الحزم الإشعاعية الفضاء مثل أشعة المنارة بينما يدور النجم النيوتروني.

    تدور النجوم النابضة بسرعة لأن دوران اللب يتسارع عندما ينهار ويتحول إلى نجم نيوتروني.

    معدل دوران النجوم النابضة السريعة

    سرعة دوران السطح

    قوى المد والجزر بالقرب من أفق الحدث أ
    3 سيكون ثقب الشمس الأسود قاتلاً للبشر.

    أظهرت الملاحظات في التسعينيات أن العديد من انفجارات أشعة جاما كانت قادمة من مجرات بعيدة جدًا.
    يجب أن تكون من بين أقوى الانفجارات في الكون - يمكن أن يكون تكوين الثقوب السوداء.

    تشكل الجاذبية النجوم من الغاز في السحب الجزيئية ، وتكمل دورة النجم-الغاز-النجم.

    106 ك).
    - يبرد الغاز الساخن ، مما يسمح بتكوين سحب الهيدروجين الذرية (

    100-10000 كلفن).
    - يسمح المزيد من التبريد للجزيئات بالتشكل ، مما يجعل السحب الجزيئية (

    تشتت السدم الانعكاسية الضوء من النجوم.

    لماذا تبدو السدم الانعكاسية أكثر زرقة من النجوم القريبة؟

    2. يؤدي ضغط السحب إلى تكوين النجوم.

    تشكلت نجوم الهالة أولاً عندما تسببت الجاذبية في تقلص السحابة.

    استقر الغاز المتبقي في قرص دوار

    تتشكل النجوم باستمرار في القرص مع تقدم المجرة في السن.

    دراسات تفصيلية: تشكلت نجوم الهالة في كتل اندمجت فيما بعد

    الخطوة 2 - تحديد مسافات النجوم حتى بضع مئات من السنين الضوئية باستخدام اختلاف المنظر.

    الخطوة 3 - السطوع الظاهر للتسلسل الرئيسي للعنقود النجمي يخبرنا عن بعده.

    الخطوة 4 - نظرًا لأن فترة النجم المتغير Cepheid تخبرنا عن لمعانه ، يمكننا استخدام هذه النجوم كشموع قياسية.

    الخطوة 5 - السطوع الظاهر لمستعر أعظم قزم أبيض يخبرنا عن المسافة إلى مجرتنا (ما يصل إلى 10 مليار سنة ضوئية).


    شاهد الفيديو: ماذا يحدث اذا اتصلت مع احد من سكان مجره اندروميدا عدنان ابراهيم (أغسطس 2022).