منذ ولادة علم الفلك الحديث ، سعى العلماء إلى تحديد المدى الكامل لمجرة درب التبانة ومعرفة المزيد عن هيكلها وتشكيلها وتطورها. وفقًا للنظريات الحالية ، يُعتقد على نطاق واسع أن مجرة درب التبانة تشكلت بعد فترة وجيزة من الانفجار الكبير (قبل حوالي 13.51 مليار سنة). كان هذا نتيجة أول تجمع النجوم والنجوم معًا ، بالإضافة إلى تراكم الغاز مباشرة من هالة المجرة.
منذ ذلك الحين ، يُعتقد أن العديد من المجرات قد اندمجت مع درب التبانة ، مما أدى إلى تكوين نجوم جديدة. ولكن وفقًا لدراسة جديدة أجراها فريق من الباحثين اليابانيين ، فإن مجرتنا لديها تاريخ أكثر اضطرابًا مما كان يعتقد سابقًا. وفقًا لنتائجهم ، مر درب التبانة بعصر خامل بين فترتين من تكوين النجوم استمرت مليارات السنين ، ماتت فعليًا قبل العودة إلى الحياة مرة أخرى.
ظهرت دراستهم التي تحمل عنوان "تكوين نجوم حي شمسي في جيلين مفصولين بخمسة مليارات سنة" مؤخرًا في المجلة العلمية طبيعة. أجرى الدراسة مسافومي نوغوتشي ، عالم الفلك من المعهد الفلكي في جامعة توهوكو ، اليابان. باستخدام فكرة جديدة تعرف باسم "تراكم التدفق البارد" ، حسب نوغوتشي تطور درب التبانة على مدى 10 مليار سنة.
تم اقتراح فكرة تراكم الغازات الباردة لأول مرة من قبل أفيشاي ديكل - رئيس أندريه آيزنشتات للفيزياء النظرية في الجامعة العبرية في القدس - وزملاؤه لشرح كيفية تراكم المجرات للغاز من الفضاء المحيط أثناء تكوينها. كما اقترح في الماضي مفهوم التكوين على مرحلتين من قبل يوفال بيرنبويم - وهو محاضر بارز في الجامعة العبرية - وزملائه لتفسير تكوين مجرات أكثر ضخامة في الكون.
ومع ذلك ، بعد بناء نموذج لدرب التبانة باستخدام بيانات تكوين نجومها ، خلص نوغوتشي إلى أن مجرتنا شهدت أيضًا مرحلتين من تكوين النجوم. وفقًا لدراسته ، يمكن تمييز تاريخ درب التبانة من خلال النظر في التركيبات الأولية لنجومها ، والتي هي نتيجة لتكوين الغاز الذي تشكلت منه.
عند النظر إلى النجوم في الحي الشمسي ، لاحظت العديد من المسوح الفلكية أن هناك مجموعتين تحتويان على تركيبات كيميائية مختلفة. أحدهما غني بالعناصر مثل الأكسجين والمغنيسيوم والسيليكون (عناصر ألفا) والآخر غني بالحديد. كان سبب هذا الانقسام لغزًا قديمًا ، لكن نموذج نوغوتشي يوفر إجابة محتملة.
وفقًا لهذا النموذج ، بدأت درب التبانة عندما تراكمت تدفقات الغاز البارد في المجرة وأدت إلى تكوين الجيل الأول من النجوم. احتوى هذا الغاز على عناصر ألفا نتيجة للمستعرات الأعظمية قصيرة العمر من النوع الثاني - حيث يتعرض النجم للانهيار الأساسي في نهاية دورة حياته ثم ينفجر - مما يطلق هذه العناصر في الوسط بين المجرات. هذا أدى إلى أن يكون الجيل الأول من النجوم غنيا بعناصر ألفا.
ثم ، قبل حوالي 7 مليارات سنة ، ظهرت موجات صدمة أدت إلى تسخين الغاز إلى درجات حرارة عالية. تسبب هذا في توقف الغاز البارد عن التدفق إلى مجرتنا ، مما تسبب في توقف تكوين النجوم. استمرت ملياري سنة من السكون في مجرتنا. خلال هذا الوقت ، قامت المستعرات الأعظمية من النوع Ia طويلة العمر - التي تحدث في الأنظمة الثنائية حيث يقوم قزم أبيض بسحب المواد من رفيقه تدريجيًا - بحقن الحديد في الغاز بين المجرات وتغيير تكوينه العنصري.
بمرور الوقت ، بدأ الغاز بين المجرات يبرد عن طريق إصدار الإشعاع وبدأ في التدفق مرة أخرى إلى المجرة قبل 5 مليارات سنة. أدى هذا إلى جيل ثان من تكوين النجوم ، الذي شمل شمسنا ، التي كانت غنية بالحديد. على الرغم من أن التكوين المكون من مرحلتين قد اقترح عدد أكبر من المجرات الضخمة في الماضي ، فقد تمكن نوغوتشي من تأكيد أن الصورة نفسها تنطبق على مجرتنا درب التبانة.
علاوة على ذلك ، أشارت دراسات أخرى إلى أن الأمر نفسه قد يكون هو الحال بالنسبة لأقرب جار لدرب التبانة ، مجرة أندروميدا. باختصار ، يتنبأ نموذج نوغوتشي بأن المجرات اللولبية الضخمة تواجه فجوة في تكوين النجوم ، في حين أن المجرات الصغيرة تصنع النجوم باستمرار.
في المستقبل ، من المرجح أن توفر ملاحظات التلسكوبات الحالية والجيل القادم دليلاً إضافيًا على هذه الظاهرة وتخبرنا بالكثير عن تكوين المجرات. من هذا ، سيتمكن الفلكيون أيضًا من بناء نماذج دقيقة بشكل متزايد لكيفية تطور كوننا بمرور الوقت.
