توزيع الكثافة بين النجوم والمجرات في الفضاء

ما هي كثافة النجوم بالقرب من الشمس؟

يمكن استخدام توزيع كثافة النجوم بالقرب من الشمس لحساب كثافة كتلة المادة (على شكل نجوم) على مسافة الشمس داخل المجرة؛ لذلك فهي مهمة ليس فقط من وجهة نظر الإحصاء النجمي، ولكن أيضاً فيما يتعلق بديناميات المجرة، من حيث المبدأ يمكن حساب توزيع الكثافة من خلال دمج دالة اللمعان النجمي، في الممارسة العملية بسبب عدم اليقين في وظيفة اللمعان عند النهاية الباهتة وبسبب الاختلافات في النهاية الساطعة لم يتم اشتقاق توزيع الكثافة المحلية ببساطة، ولا يوجد اتفاق بين الدراسات المختلفة في النتيجة النهائية.

على مقربة من الشمس يمكن تحديد الكثافة النجمية من الدراسات الاستقصائية المختلفة للنجوم القريبة ومن تقديرات اكتمالها، على سبيل المثال قام (RECONS) (اتحاد الأبحاث حول النجوم القريبة) بالبحث عن جميع النجوم ضمن 10 فرسخ فلكي من الشمس، ووجد كثافة في المنطقة الشمسية تبلغ حوالي 0.003 نجمة لكل سنة ضوئية مكعبة.

يمكن دمج توزيع كثافة النجوم مع العلاقة بين اللمعان والكتلة للحصول على كثافة الكتلة في الجوار الشمسي، والذي يتضمن النجوم فقط وليس المواد بين النجوم، تبلغ كثافة الكتلة حوالي 0.001 كتلة شمسية لكل سنة ضوئية مكعبة. ولفحص أنواع النجوم التي تساهم في التوزيع الكلي للكثافة في الجوار الشمسي المباشر يمكن تطبيق حجج عينات إحصائية مختلفة على كتالوجات وقوائم، ويمكن ذكر كل من الامثلة التالية:

• النجوم الأكثر شيوعاً، وتلك التي تساهم أكثر في كثافة الكتلة النجمية المحلية هي (M) القزم الأحمر (dM)، والتي توفر إجمالي 0.0026 نجمة لكل سنة ضوئية مكعبة.

• النجوم القزمة البيضاء التي يصعب ملاحظتها والتي لا يُعرف عنها سوى القليل هي من بين المساهمين الأكثر أهمية.

الاختلافات في الكثافة النجمية:

• كثافة النجوم في الحي الشمسي الأوسع بعد 10 فرسخ ليست موحدة تماماً، تحدث الاختلافات الأكثر وضوحاً في الاتجاه (z) أعلى وأسفل مستوى المجرة، حيث تنخفض كثافة الأرقام بسرعة.

• تكون اختلافات الكثافة واضحة بالنسبة للنجوم من النوع المبكر (أي النجوم ذات درجات الحرارة الأعلى) حتى بعد السماح بالامتصاص بين النجوم.

• بالنسبة للنجوم التي تسبق النوع (B3) على سبيل المثال فإن التجمعات النجمية الكبيرة التي تكون كثافتها عالية بشكل غير طبيعي تكون واضحة في العديد من خطوط الطول المجرية.

• في الواقع يبدو أن الشمس تقع في منطقة أقل كثافة إلى حد ما من المناطق المحيطة مباشرة حيث تكون النجوم الأولى من الفئة (B) نادرة نسبياً.

• هناك مجموعة بارزة من النجوم تسمى أحياناً جمعية (Cassiopeia-Taurus) والتي تحتوي على النقطة الوسطى على مسافة 600 سنة ضوئية تقريباً، يمكن ملاحظة نقص في النجوم المبكرة بسهولة على سبيل المثال في اتجاه كوكبة فرساوس على مسافات تتجاوز 600 سنة ضوئية، بطبيعة الحال فإن الارتباطات النجمية القريبة تمثل شذوذاً مذهلاً في الكثافة للنجوم من النوع المبكر في الجوار الشمسي.

• تتركز النجوم من النوع المبكر في غضون 2000 سنة ضوئية بشكل كبير عند خطوط العرض المجرية السلبية، هذا مظهر من مظاهر ظاهرة يشار إليها باسم حزام الذهب، وهو ميل للنجوم الساطعة القريبة في هذا الاتجاه فيما يتعلق بمستوى المجرة، والتي لاحظها لأول مرة عالم الفلك الإنجليزي جون هيرشل في عام 1847، مثل هذا السلوك الشاذ هو صحيح فقط للجوار المباشر للشمس، لذلك تتركز النجوم (B) الباهتة بشكل صارم على طول خط الاستواء المجري.

بشكل عام الاختلافات الكبيرة في الكثافة النجمية بالقرب من الشمس تكون أقل وضوحاً بالنسبة للنجوم القزمة من النوع المتأخر (تلك ذات درجات الحرارة المنخفضة) من الأنواع السابقة، تفسر هذه الحقيقة على أنها نتيجة اختلاط المدارات النجمية على فترات زمنية طويلة متاحة للنجوم الأقدم، والتي هي في الأساس تلك النجوم ذات الأنواع الطيفية اللاحقة، لا تزال النجوم الفتية (الأنواع O وB وA) قريبة من مناطق تشكل النجوم وتظهر حركة مشتركة وتركيزاً مشتركاً بسبب توزيعات التكوين الأولية.

تباين كثافة النجوم بمسافات (z):

بالنسبة لجميع النجوم يتناقص تباين كثافة النجوم فوق مستوى المجرة وتحته بسرعة مع الارتفاع، ومع ذلك فإن النجوم من أنواع مختلفة تظهر سلوكاً مختلفاً على نطاق واسع في هذا الصدد، وهذا الاتجاه هو أحد الأدلة المهمة على أنواع النجوم التي تحدث في مجموعات نجمية مختلفة.

تختلف وظيفة اللمعان للنجوم باختلاف خطوط العرض المجرية ولا تزال هذه ظاهرة أخرى مرتبطة بالتوزيع (z) لأنواع مختلفة من النجوم، على ارتفاع z) = 3000) سنة ضوئية تكون النجوم ذات الحجم المطلق 13 والأقل خفوتاً وفيرة تقريباً، كما هي في مستوى المجرة، بينما النجوم ذات الحجم المطلق 0 يتم استنفادها بمعامل 100.

تشكل قيم ارتفاع المقياس لأنواع مختلفة من الكائنات الأساس لفصل هذه الكائنات في أنواع مختلفة من السكان، كائنات مثل العناقيد المفتوحة ومتغيرات (Cepheid) التي لها قيم صغيرة جداً لارتفاع المقياس هي الكائنات الأكثر تقييداً على مستوى المجرة، في حين أن المجموعات الكروية وغيرها من كائنات المجموعة المتطرفة الثانية لها ارتفاعات مقياس لآلاف الفرسخ.

هذه البيانات وتغير كثافة النجوم بمسافة (z) تحمل على خليط أنواع المدارات النجمية، يُظهرون النطاق من تلك النجوم التي لها مدارات دائرية تقريباً، والتي تقتصر بشكل صارم على حجم مسطح للغاية متمركز في مستوى المجرة إلى النجوم ذات المدارات الإهليلجية للغاية، والتي لا تقتصر على المستوى.

ما المقصود بالحركات النجمية؟

المعرفة الكاملة لحركة النجم في الفضاء ممكنة فقط، وذلك عندما يمكن قياس حركته المناسبة وسرعته الشعاعية، الحركة الصحيحة هي حركة النجم عبر خط رؤية الراصد وتشكل المعدل الذي يتغير به اتجاه النجم في الكرة السماوية، يقاس عادة بالثواني القوسية في السنة (الدرجة الواحدة تساوي 3600 ثانية من القوس)، السرعة الشعاعية هي حركة النجم على طول خط البصر، وبالتالي فهي السرعة التي يقترب بها النجم أو ينحسر عن الراصد، يتم التعبير عنها بالكيلومترات في الثانية، ويتم تقديمها كرقم موجب أو سلبي اعتماداً على ما إذا كان النجم يتحرك بعيداً عن الراصد أو تجاهه.

يستطيع علماء الفلك قياس الحركات المناسبة والسرعات الشعاعية للنجوم الواقعة بالقرب من الشمس، ومع ذلك يمكنهم فقط تحديد السرعات الشعاعية للأجسام النجمية في الأجزاء البعيدة من المجرة، وفيما يلي اعتمادات تحديد الحركات النجمية:

• الاقتراحات المناسبة: عادة ما تكون الحركات المناسبة للنجوم في الجوار المباشر للشمس كبيرة جداً مقارنةً بمعظم النجوم الأخرى، على سبيل المثال تتراوح تلك النجوم التي تقع ضمن 17 سنة ضوئية من الشمس من 0.44 إلى 10.36 ثانية قوسية في السنة، القيمة الأخيرة هي قيمة نجم بارنارد، وهو النجم الذي يمتلك أكبر حركة مناسبة معروفة، تبلغ السرعة العرضية لنجم بارنارد 90 كم لكل ثانية، ومن سرعته الشعاعية (−110.5 كم لكل ثانية) والمسافة (6 سنوات ضوئية)، وجد علماء الفلك أن سرعته الفضائية (السرعة الكلية بالنسبة للشمس) 143 كم / ثانية.

• السرعات الشعاعية: تُعرف السرعات الشعاعية المقاسة على طول خط الرؤية الطيفي باستخدام تأثير دوبلر تقريباً لجميع النجوم المعروفة بالقرب من الشمس، من بين 54 نظام في غضون 17 سنة ضوئية يمتلك معظمها سرعات شعاعية محددة جيداً، السرعات الشعاعية الباقية غير معروفة إما بسبب الضعف أو بسبب المشاكل الناتجة عن طبيعة طيفها، على سبيل المثال غالباً ما يكون من الصعب جداً الحصول على السرعات الشعاعية للأقزام البيضاء بسبب الخطوط الطيفية الباهتة والواسعة للغاية في بعض هذه الأجسام.