کهکشان مارپیچی: تفاوت میان نسخه‌ها
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
جز تمیزکاری یادکردها با ویرایشگر خودکار فارسی |
FreshmanBot (بحث | مشارکت‌ها) جز اصلاح فاصله مجازی + اصلاح نویسه با ویرایشگر خودکار فارسی |
||
خط ۱۲:
== بازوهای مارپیچی ==
بازوهای مارپیچی نقاطی هستند که از مرکز مارپیچی و کهکشان‌های مارپیچی بسته کشیده شده‌اند این نواحی باریک به شکل مارپیچ می‌باشند و از این رو به
== برآمدگی‌های کهکشانی ==
برآمدگی‌ها [[:en:Bulge (astronomy)|bulge]] گروه عظیم‌الجثه و بسیار فشرده [[:en:Star|ستارگان]] هستند. این اصطلاح به گروه مرکزی ستارگان در اکثر کهکشان‌های مارپیچی اشاره می‌کند. برامدگی(bulg) کهکشان Sa معمولاً از ستاره‌های II تشکیل شده‌است، که که ستاره‌های قرمز و پیر همراه با حجم فلزی کم می‌باشند علاوه بر این کهکشان‌های saوsba تمایل به بزرگ بودن دارند در مقابل ان برآمدگی‌های (bulges)کهکشان‌های Sc و SBc بسیار کوچک‌تر هستندو غالباً از تراکم ستاره‌های جوان و آبی I تشکیل شده‌اند بعضی از برآمدگی‌ها ویژگی‌های مشابهی با کهکشان‌های بیضوی دارند (تمایل به سمت جرم و درخشندگی کم) و بقیه دارای چگالی دیسک مرکزی بسیار بالا همراه با ویژگی‌های مشابه صفحهٔ کهکشان می‌باشند این‌گونه تصور می‌شود که بسیاری از برآمدگی‌ها در مرکزشان میزبان [[:en:Supermassive black hole|سیاهچالهٔ ابر پر جرم]] می‌باشند اگرچه سیاهچاله تاکنون به صورت مستقیم مشاهد نشده‌است اما شواهد
== شبه کرهٔ بسیار عظیم ==
جثهٔ ستاره‌ها در کهکشان‌های مارپیچی اگرچه در صفحهٔ کهکشان قرار گرفته‌اند اما ستارگان کمی وجود دارند که در یک [[:en:Orbit|مدار]] دایره‌ای به دور مرکز کهکشان قرار گرفته باشند بلکه آن‌ها در یک هالهٔ کره‌ای به دور هستهٔ کهکشانی قرار گرفته‌اند، به هر حال بعضی از ستارگان در یک هالهٔ کروی یا کره کهکشانی ساکن شده‌اند. رفتار مداری این ستارگان مورد بحث است، آن‌ها ممکن است برگشت یا [[:en:Inclination|کج شدن]] مدارها را توصیف نمایند، امّا حرکت ستارگان در یک مدار منظم را هرگز. هاله‌های ستاره‌ای ممکن است از کهکشان‌های کوچک که [[:en:Galaxy merger|ادغام]] می‌شوند با کهکشان‌های مارپیچی حاصل شوند برای مثال کهکشان بیضوی [[:en:Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy|Sagittarius Dwarf]] در فرایند ادغام با راه شیری است و مشاهدات نشان می‌دهد که بعضی از ستارگان در هاله که در راه شیری وجود دارند حاصل ان است بر خلاف دیسک کهکشانی به نظر می‌رسد که هاله عاری از غبار است و علاوه بر این ستارگان در هالهٔ کهکشانی از [[:en:Population II|تراکم II]] پیرتر و با نسبت [[:en:Metallicity|فلزی]] کمتر نسبت به [[:en:Population I|تراکم I]] در دیسک کهکشانی (اما بسیار شبیه نسبت به برآمدگی کهکشانی) هستند هالهٔ کهکشانی همچنین از [[:en:Globular cluster|خوشه‌های کروی]] تشکیل شده‌است.
حرکت هاله‌های ستاره
== منشأ ناحیهٔ ساختار مارپیچ ==
[[:en:Bertil Lindblad|برتیل لیندبلد]] در سال ۱۹۲۵ پیشگام مطالعه دربارهٔ دوران کهکشان و شکل‌گیری بازوهای مارپیچ بود. او پی برد که ایدهٔ مرتب شدن ستارگان در قالب مارپیچ به علت مسئلهٔ غیرقابل حل مارپیچی غیرقابل دفاع است. نظر به اینکه سرعت زاویه‌ای دوران دیسک کهکشانی با فاصله گرفتن از مرکز کهکشان تغییر می‌کند (از طریق یک مدل گرانشی منظومه شمسی) یک بازوی محوری (شیبه دود) سریعاً به هنگام چرخش کهکشان خم خواهد شد بازو در چرخش کم کهکشان خم شدن خود را افزایش می‌دهد تاجایی به دور کهکشان می‌پیچد. این مسئله، مسئلهٔ مارپیچ نامیده می‌شود. اندازه‌گیری تا قبل از سال ۱۹۶۰ نشان می‌داد که [[:en:Rotation curve|سرعت مداری ستاره‌ها در کهکشان‌های مارپیچی]] با
دو تئوری یا مدل برای ساختار کهکشان‌های مارپیچ وجود دارد.
خط ۳۰:
هم چنین ببینید:[[:en:Density wave theory|density wave theory]]
[[:en:Bertil Lindbladبرتیل|لیند]] بلد پیشنهاد کرد که بازوها نمایش دهندهٔ مکان‌های تقویت‌کنندهٔ چگالی می‌باشند (density waves) که باعث می‌شوند ستاره‌ها و گاز در
== تئوری تاریخی لین و شو ==
| |||