نقص الكتلة (علم الفلك)
{{يتيمة|تاريخ=يونيو 2019}}
[[ملف:mdef.jpg|تصغير|يسار|يوضح الشكل كيفية قياس نقص الكتلة، وذلك باستخدام ملف تعريف السطوع المرصود للمجرة.]]

'''نقص الكتلة''' هو مقدار الكتلة النجمية التي تمت إزالتها من وسط [[مجرة|المجرة]]، ويفترض أن يحدث ذلك بسبب وجود [[ثقب أسود]] ثنائي ذو كتلة كبيرة جدًا.

تزداد كثافة النجوم كلما اتجهنا باتجاه المركز في معظم المجرات. تستمر هذه الزيادة في الوسط. يوجد غالبا في المجرات الكبيرة نواة وهي منطقة بالقرب من المركز حيث تكون الكثافة فيها ثابتة أو ترتفع ببطء. يمكن أن يكون حجم النواة (نصف قطرها) عدة فراسخ فلكية في المجرات الإهليلجية الكبيرة.<ref>{{استشهاد بكتاب |الأخير=Ferrarese |الأول=Laura |إظهار المؤلفين=etal |محرر-الأول=Vladimir|محرر-الأخير=Karas |محرر2-الأول=Giorgio |محرر2-الأخير=Matt |عنوان=Black Holes: from Stars to Galaxies|ناشر=[[مطبعة جامعة كامبريدج]] |تاريخ=2007 |صفحات= 261–268|الفصل=The Inner Workings of Early-Type Galaxies: Cores, Nuclei and Supermassive Black Holes |isbn=978-0-521-86347-6 |مسار الفصل=http://www.cambridge.org/gb/knowledge/isbn/item1173713/?site_locale=en_GB}}</ref><ref>Dullo, Bililign T.; Graham, Alister W. (2014) [https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014MNRAS.444.2700D/abstract Depleted cores, multicomponent fits, and structural parameter relations for luminous early-type galaxies] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20190629144511/http://adsabs.harvard.edu/abs/2014MNRAS.444.2700D |date=29 يونيو 2019}}</ref> يصل نصف قطر أكبر النوى النجمية المرصودة من 3.2 إلى 5.7 ألف فرسخ فلكي.<ref name="postman2012">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير1= Postman |الأول1= M.
| الأخير2= Lauer |الأول2= T. R.
| الأخير3= Donahue |الأول3= M. |مؤلف3-وصلة= Megan Donahue
| الأخير4= Graves |الأول4= G.
| الأخير5= Coe |الأول5= D.
| الأخير6= Moustakas |الأول6= J.
| الأخير7= Koekemoer |الأول7= A.
| الأخير8= Bradley |الأول8= L.
| الأخير9= Ford |الأول9= H. C.
| الأخير10= Grillo |الأول10= C.
| الأخير11= Zitrin |الأول11= A.
| الأخير12= Lemze |الأول12= D.
| الأخير13= Broadhurst |الأول13= T.
| الأخير14= Moustakas |الأول14= L.
| الأخير15= Ascaso |الأول15= B.
| الأخير16= Medezinski |الأول16= E.
| الأخير17= Kelson |الأول17= D.
| عنوان= A Brightest Cluster Galaxy with an Extremely Large Flat Core
| سنة= 2012
| صحيفة= [[المجلة الفيزيائية الفلكية]]
| المجلد= 756
|العدد= 2
| صفحات= 159
| doi= 10.1088/0004-637X/756/2/159
| arxiv= 1205.3839
| bibcode= 2012ApJ...756..159P
}}
</ref><ref name="bonifi2016">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير1= Bonfini |الأول1= P.
| الأخير2= Graham |الأول2= A. W.
| عنوان= The Quest for the Largest Depleted Galaxy Core: Supermassive Black Hole Binaries and Stalled Infalling Satellites
| سنة= 2016
| صحيفة= [[المجلة الفيزيائية الفلكية]]
| المجلد= 829
|العدد= 2
| صفحات= 81
| doi= 10.3847/0004-637X/829/2/81
| arxiv= 1610.00801
| bibcode= 2016ApJ...829...81B
}}
</ref><ref name="cruz2014">
{{استشهاد بدورية محكمة
| الأخير1= López-Cruz |الأول1= O.
| الأخير2= Añorve |الأول2= C.
| الأخير3= Birkinshaw |الأول3= M.
| الأخير4= Worrall |الأول4= D. M.
| الأخير5= Ibarra-Medel |الأول5= H. J.
| الأخير6= Barkhouse |الأول6= W. A.
| الأخير7= Torres-Papaqui |الأول7= J. P.
| الأخير8= Motta |الأول8= V.
| عنوان= The Brightest Cluster Galaxy in A85: The Largest Core Known So Far
| سنة= 2014
| صحيفة= The Astrophysical Journal Letters
| المجلد= 795
|العدد= 2
| صفحات= L31
| doi= 10.1088/2041-8205/795/2/L31
| arxiv= 1405.7758
| bibcode= 2014ApJ...795L..31L
}}
</ref>

ويعتقد أن النوى تنتج عن الثقوب السوداء فائقة الكتلة (SMBHs). تتشكل الثقوب السوداء الثنائية فائقة الكتلة أثناء اندماج مجرتين.<ref>{{استشهاد |الأخير= Begelman |الأول= M. C. |عنوان= Massive black hole binaries in active galactic nuclei |صحيفة= Nature |المجلد= 287 |العدد= 5780|صفحات= 307–309 |تاريخ= 1980 |doi= 10.1038/287307a0|bibcode= 1980Natur.287..307B |إظهار المؤلفين=etal}}</ref> إذا مر نجم بالقرب من هذا الثنائي سيتم إخراجه من خلال عملية تسمى المقلاع الجاذبيّ. يستمر هذا القذف حتى تتم إزالة معظم النجوم القريبة من مركز المجرة. والنتيجة هي نواة منخفضة الكثافة. توجد هذه النوى في كل مكان في المجرات الإهليلجية العملاقة.

يعرف نقص الكتلة<ref>{{استشهاد |الأخير= Milosavljevic |الأول= Milos |مؤلف-وصلة= |الأخير2= Merritt |الأول2= David |مؤلف2-وصلة= David Merritt |الأخير3= Rest |الأول3= Armin |الأخير4= van den Bosch |الأول4= Frank |عنوان= Galaxy cores as relics of black hole mergers |صحيفة= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |المجلد= 331 |العدد= 4 |صفحات= L51–L55 |تاريخ= 2002 |doi= 10.1046/j.1365-8711.2002.05436.x|arxiv= astro-ph/0110185 |bibcode= 2002MNRAS.331L..51M}}</ref> بأنه مقدار الكتلة التي أزيلت في تكوين المركز. ويمثل رياضيا كالتالي:

:<math>M_\mathrm{def}= 4\pi\int_0^{R_c} \left[\rho_i(r) - \rho(r) \right]r^2 dr</math>,

حيث ρi هي الكثافة الأصلية، ρ هي الكثافة المرئية، و Rc هو نصف قطر المركز. يمكن استخدام هذا النموذج بشكل عملي للمساعدة في تحديد حجم نقص الكتلة.<ref>{{استشهاد |الأخير= Graham |الأول= Alister |عنوان= Core Depletion from Coalescing Supermassive Black Holes |صحيفة= The Astrophysical Journal Letters |المجلد= 613 |العدد= 1 |صفحات= L33–L36 |تاريخ= 2004 |مسار= http://iopscience.iop.org/1538-4357/613/1/L33/ |doi= 10.1086/424928 |bibcode=2004ApJ...613L..33G|arxiv= astro-ph/0503177|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20191215020230/http://iopscience.iop.org/1538-4357/613/1/L33/|تاريخ أرشيف=2019-12-15}}</ref>

عادةً ما يكون نقص الكتلة المرصود ضمن مجال يتراوح بين ضعف إلى عدة اضعاف كتلة الثقب الأسود المركزية،<ref name=DEGN>{{استشهاد بكتاب|الأخير=Merritt|الأول=David|مؤلف-وصلة=David Merritt|عنوان=Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei|تاريخ=2013|ناشر=[[دار نشر جامعة برنستون]]|مكان=Princeton, NJ|isbn=9781400846122|مسار= http://openlibrary.org/works/OL16802359W/Dynamics_and_Evolution_of_Galactic_Nuclei|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20191205135047/https://openlibrary.org/works/OL16802359W/Dynamics_and_Evolution_of_Galactic_Nuclei|تاريخ أرشيف=2019-12-05}}</ref> ونصف قطر الدائرة المرصودة يماثل نصف قطر تأثير الثقب الأسود المركزي. تتوافق هذه الخصائص مع ما هو متوقع في النماذج النظرية للتكوين الأساسي <ref>{{استشهاد |الأخير= Merritt |الأول= David |مؤلف-وصلة= David Merritt |عنوان= Mass Deficits, Stalling Radii, and the Merger Histories of Elliptical Galaxies |صحيفة= The Astrophysical Journal |المجلد= 648 |العدد= 2|صفحات= 976–986 |تاريخ= 2006 |مسار= http://iopscience.iop.org/0004-637X/648/2/976/ |doi= 10.1086/506139 |bibcode=2006ApJ...648..976M|arxiv= astro-ph/0603439|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20191215020232/http://iopscience.iop.org/0004-637X/648/2/976/|تاريخ أرشيف=2019-12-15}}</ref> وتقدم بعض الدعم للفرضية القائلة بأن جميع المجرات المضيئة كانت تحتوي على ثقوب سوداء ثنائية هائلة الكتلة في مراكزها.

لا يُعرف ما إذا كانت معظم المجرات لا تزال تحتوي على ثقوب ثنائية ضخمة، أو ما إذا كان هذان الثقبان الأسودان قد اندمجا. تؤيد كل الاحتمالات حدوث نقص الكتلة.

== المراجع ==
{{مراجع|2}}
{{شريط بوابات|علم الفلك}}

{{بذرة مجرة}}

[[تصنيف:ثقوب سوداء فائقة]]
[[تصنيف:فيزياء فلكية]]
نقص الكتلة هو مقدار الكتلة النجمية التي تمت إزالتها من وسط المجرة، ويفترض أن يحدث ذلك بسبب وجود ثقب أسود ثنائي ذو كتلة كبيرة جدًا.

تزداد كثافة النجوم كلما اتجهنا باتجاه المركز في معظم المجرات. تستمر هذه الزيادة في الوسط. يوجد غالبا في المجرات الكبيرة نواة وهي منطقة بالقرب من المركز حيث تكون الكثافة فيها ثابتة أو ترتفع ببطء. يمكن أن يكون حجم النواة (نصف قطرها) عدة فراسخ فلكية في المجرات الإهليلجية الكبيرة.Dullo, Bililign T.; Graham, Alister W. (2014) Depleted cores, multicomponent fits, and structural parameter relations for luminous early-type galaxies  يصل نصف قطر أكبر النوى النجمية المرصودة من 3.2 إلى 5.7 ألف فرسخ فلكي.

ويعتقد أن النوى تنتج عن الثقوب السوداء فائقة الكتلة (SMBHs). تتشكل الثقوب السوداء الثنائية فائقة الكتلة أثناء اندماج مجرتين. إذا مر نجم بالقرب من هذا الثنائي سيتم إخراجه من خلال عملية تسمى المقلاع الجاذبيّ. يستمر هذا القذف حتى تتم إزالة معظم النجوم القريبة من مركز المجرة. والنتيجة هي نواة منخفضة الكثافة. توجد هذه النوى في كل مكان في المجرات الإهليلجية العملاقة.

يعرف نقص الكتلة بأنه مقدار الكتلة التي أزيلت في تكوين المركز. ويمثل رياضيا كالتالي:

,

حيث ρi هي الكثافة الأصلية، ρ هي الكثافة المرئية، و Rc هو نصف قطر المركز. يمكن استخدام هذا النموذج بشكل عملي للمساعدة في تحديد حجم نقص الكتلة.

عادةً ما يكون نقص الكتلة المرصود ضمن مجال يتراوح بين ضعف إلى عدة اضعاف كتلة الثقب الأسود المركزية، ونصف قطر الدائرة المرصودة يماثل نصف قطر تأثير الثقب الأسود المركزي. تتوافق هذه الخصائص مع ما هو متوقع في النماذج النظرية للتكوين الأساسي  وتقدم بعض الدعم للفرضية القائلة بأن جميع المجرات المضيئة كانت تحتوي على ثقوب سوداء ثنائية هائلة الكتلة في مراكزها.

لا يُعرف ما إذا كانت معظم المجرات لا تزال تحتوي على ثقوب ثنائية ضخمة، أو ما إذا كان هذان الثقبان الأسودان قد اندمجا. تؤيد كل الاحتمالات حدوث نقص الكتلة.

 المراجع 

تصنيف:ثقوب سوداء فائقة
تصنيف:فيزياء فلكية