عرض مصدر ديناميكا نجمية

{{لا صندوق معلومات}}
'''الديناميكا النجمية''' أو '''ديناميكا النجوم''' {{إنج|Stellar dynamics}} هو فرع من فروع [[فيزياء فلكية|الفيزياء الفلكية]] يصف بطريقة إحصائية الحركات المشتركة [[نجم|للنجوم]] الخاضعة [[جاذبية|لجاذبيتها]] المتبادلة. الفرق الأساسي بين [[ميكانيكا سماوية|الميكانيكا السماوية]] والحركيات النجمية هو أن كل نجم يساهم بشكل متساو أو أقل في مجال الجاذبية الكلي، بينما في الميكانيكا السماوية جذب الجسم الاضخم يهيمن على [[مدار]]ات الأجرام التابعة.<ref>'' Will C Saslaw: [https://www.astro.caltech.edu/~george/ay20/eaa-steldyn.pdf "Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics: Stellar Dynamics."]. Pg 1. Accessed 26 January 2012 '' {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170517031547/http://www.astro.caltech.edu/~george/ay20/eaa-steldyn.pdf |date=17 مايو 2017}}</ref>

ويتم تحديد حركة النجوم في [[مجرة]] أو في [[عنقود مغلق|عنقود نجمي مغلق]] بشكل رئيسي من خلال معدل توزع النجوم البعيدة الأخرى، والتأثير الصغير من النجوم الأقرب.

== المفاهييم الأساسية ==
تتضمن الديناميكيات النجمية تحديد كمون الجاذبية لعدد كبير من النجوم. يمكن نمذجة النجوم على شكل كتل نقطية تُحدد مداراتها من خلال التفاعلات المشتركة مع بعضها البعض. عادةً، تمثل هذه الكتل النقطية النجوم في مجموعة متنوعة من العناقيد أو المجرات، مثل العناقيد المجرية أو العناقيد النجمية المغلقة. من [[قوانين نيوتن للحركة#قانون نيوتن الثاني|قانون نيوتن الثاني]]، يمكن كتابة معادلة تصف تفاعلات النظام النجمي المعزول على النحو التالي:

<math>m_i\frac{d \mathbf{r_i}}{dt} = \sum_{i=1 \atop i \ne j}^N \frac{G m_i m_j \left(\mathbf{r}_i - \mathbf{r}_j\right)}{\left\| \mathbf{r}_i - \mathbf{r}_j\right\|^3}
 </math>

التي هي ببساطة صياغة لمشكلة الجسم إن. بالنسبة لنظام الجسم إن، فإن أي فرد، mi، يتأثر بكمون الجاذبية للأعضاء mj المتبقين. من الناحية العملية، ليس من المجدي حساب كمون الجاذبية للنظام عن طريق إضافة كل كمونات الكتل النقطية في النظام، لذلك يقوم علماء الديناميكيات النجمية بتطوير نماذج كمونات يمكن أن تنمذج النظام بدقة بينما تبقى غير معقدة من الناحية الحاسوبية.<ref name=":12">{{استشهاد بكتاب|عنوان=Galactic Dynamics|مسار=https://archive.org/details/galacticdynamics00binn|الأخير=Binney|الأول=James|الأخير2=Tremaine|الأول2=Scott|ناشر=Princeton University Press|سنة=2008|isbn=978-0-691-13027-9|مكان=Princeton|صفحات=[https://archive.org/details/galacticdynamics00binn/page/n46 35], 63, 65, 698}}</ref> يرتبط كمون الجاذبية، Φ، لنظام مع حقل الجاذبية، g، من خلال:

<math>\mathbf{\vec{g}} = -\nabla \Phi</math>

في حين أن كثافة الكتلة، ρ، ترتبط بكمون الجاذبية من خلال معادلة «بواسون» كما يلي:

<math>\nabla^2\Phi = 4\pi G \rho </math>

== تطبيقات ==

تُستخدم الديناميكيات النجمية في المقام الأول لدراسة توزيعات الكتلة داخل الأنظمة النجمية والمجرات. تتضمن الأمثلة الأولى لتطبيق الديناميكيات النجمية على العناقيد ورقة «ألبرت آينشتاين» عام 1921 التي طبق فيها نظرية «فيريال» على عناقيد نجمية كروية وورقة «فريتز زفيكي» عام 1933 التي تطبق فيها نظرية فيريال على وجه التحديد على عنقود «كوما» المجري، التي كانت أولى التنبؤات الأصلية لفكرة [[مادة مظلمة|المادة المظلمة]] في الكون.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Zwicky|الأول=Fritz|تاريخ=2009|عنوان=Republication of: The redshift of extragalactic nebulae|مسار=https://archive.org/details/sim_general-relativity-and-gravitation_2009-01_41_1/page/207|صحيفة=General Relativity and Gravitation|المجلد=41|العدد=1|صفحات=207–224|doi=10.1007/s10714-008-0707-4|bibcode=2009GReGr..41..207E}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Einstein|الأول=Albert|تاريخ=2002|عنوان=A Simple Application of the Newtonian Law of Gravitation to Star Clusters|مسار=http://alberteinstein.info/vufind1/images/einstein/5-166.tr.pdf|صحيفة=The Collected Papers of Albert Einstein|المجلد=7|صفحات=230–233|عبر=Princeton University Press| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180614045349/http://alberteinstein.info/vufind1/images/einstein/5-166.tr.pdf | تاريخ أرشيف = 14 يونيو 2018 }}</ref> استُخدمت معادلات «جينز» لفهم بيانات الرصد المختلفة للحركات النجمية في مجرة درب التبانة. على سبيل المثال، استخدم «يان أورت» معادلات جينز لتحديد متوسط كثافة المادة بالقرب من الحي الشمسي، بينما جاء مفهوم الانجراف غير المتماثل من دراسة معادلات جينز في نظام الإحداثيات الأسطوانية.<ref>{{استشهاد بكتاب|عنوان=Astrophysics for Physicists|مسار=https://archive.org/details/astrophysicsforp00arch|الأخير=Choudhuri|الأول=Arnab Rai|ناشر=Cambridge University Press|سنة=2010|isbn=978-0-521-81553-6|مكان=New York|صفحات=[https://archive.org/details/astrophysicsforp00arch/page/n232 213]–214}}</ref>

توفر الديناميكيات النجمية أيضًا نظرة ثاقبة على بنية تكوين المجرات وتطورها. تُستخدم النماذج وعمليات الرصد الديناميكية لدراسة البنية ثلاثية المحاور للمجرات الإهليلجية وتقترح أن [[مجرة حلزونية|المجرات الحلزونية]] البارزة نشأت نتيجة اندماج المجرات. تُستخدم أيضًا النماذج الديناميكية النجمية لدراسة تطور النوى المجرية النشطة وثقوبها السوداء، وكذلك لتقدير التوزيع الكتلي للمادة المظلمة في المجرات.

== مدارات الديناميكيا النجمية ==

عادة ما تكون مدارات الديناميكيا النجمية غير منتظمة وأكثر فوضى من نظم الميكانيكية السماوية.والمدى الطويل لجاذبية والعودة البطيئة لتوازن الأنظمة النجمية تمنع استخدام الأساليب (التقليدية) [[الفيزياء الإحصائية|للفيزياء الإحصائية]]، لذلك تهتم دراسة الحركيات النجمية بالخصائص الإحصائية الأكثر شمولآ لعدة مدارات بدلا من البيانات المحددة عن مواقع وسرعات المدارات الفردية.<ref>'' Will C Saslaw: [https://www.astro.caltech.edu/~george/ay20/eaa-steldyn.pdf Work cited]'' {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170517031547/http://www.astro.caltech.edu/~george/ay20/eaa-steldyn.pdf |date=17 مايو 2017}}</ref>

== انظر أيضا ==

* [[حد شاندراسيخار]]
* [[احتكاك ديناميكي]]
* [[معادلات جينز]]
* [[عنقود نجمي]]

== مصادر ==

{{مراجع}}
{{نجوم}}
{{شريط بوابات|الفيزياء|علم الفلك|نجوم}}

[[تصنيف:الحركيات النجمية]]
[[تصنيف:جاذبية]]
[[تصنيف:علم الفلك النجمي]]
[[تصنيف:ميكانيكا إحصائية]]