نجوم النيوترون والاشعاعات الكونية:
في مركز غيمة متوسعة يوجد نجم نيوتروني وحيد يسرع العديد من المرات خلال الثّانية الواحدة، مع كتل أعظم من كتلة الشمس، يكون القطر بحجم بلدة صغيرة وذو كثافة رهيبة تبلغ حوالي 100 مليون طن لكل سنتيمتر مكعب، إن الحقول المغناطيسية لمثل هذه النجوم المنهارة تزداد مع الكثافة إلى ملايين الملايين المرات مثل التي للأرض.
تكون المغناطيسية قوية جدا بحيث ان الإشعاع يشع خارج المحور المغناطيسي، ويميل المحور بالنسبة إلى محور الدوران (مثل الأرض)، والتذبذب الحاصل حوله مثل نجوم صغيرة تسبح والطاقة المشعة تنتشر في الفضاء. من بعيد يبدو النجم مثل فنار، إذا كانت الأرض في الطريق نحصل على إشعاع الإنفجار، ومن هنا نرى النجم النيوتروني مثل إشعاع كوني. الاشعاع الحديث ينبعث على شكل موجات راديوية وأشعة سينية وأشعة غاما. وعندما تتقدم تلك الاشعة في العمر تتباطأ وتبعث فقط بموجات راديوية.
الثقوب السوداء:
الثقوب السوداء العملاقة هي ثقوب ذات كتلة تقدر بين مئات آلاف وعشرات البلايين من الكتلة الشمسية، ولك أن تتخيل حجم هذا الثقب، فهو كبير بما فيه الكفاية ليحتوي على 1,000 من نظامنا الشمسي تقريبا ويزن حوالي كل النجوم في درب التبانة. والاعتقاد الحالي بأن أكثر المجرات إن لم يكن كلها بما في ذلك درب التبانة، تحتوي على ثقوب سوداء عملاقة في مركز المجرة.
وقد بينت الدراسات التي قام بها فلكيون في جامعة ديركسيل وجامعة ودنير Drexel and Widener Universities أن تلك الثقوب العملاقة تتواجد حيث تتناثر المجرات ويقل تفاعلها فيما بينهم، وهذه النتائج تسلّط الضوء على تشكل الثقوب السوداء وعملية تطورها من خلال إثبات أن البيئة تؤثّر على سرعة نمو المجرات خلال دورات تطورهم.
مميزات الثقوب العملاقة:
تتميز التثقوب العملاقة عن أخرياتها بصفات تنفرد بها، فنجد أن متوسط الكثافة للثقوب السوداء العملاقة يمكن أن تكون منخفضة جدا، وقد تكون اقل من كثافة الهواء، ويرجع ذلك بسبب أن نصف قطر شوارزجيلد Schwarzschild يتناسب طرديا مع الكتلة، فحيث أن الكثافة تتناسب عكسيا مع الحجم، وحيث أن حجم الجسم الكروي (مثل أفق حدث الثقب الاسود الثابت) ستتناسب طرديا مع مكعب نصف القطر، وتزيد الكتلة بشكل خطي، يزيد الحجم في نسبة أعظم من الكتلة، وهكذا تقل الكثافة بإزياد نصف قطر الثقب الأسود.
والميزة الاخرى هي القوة المدية للثقب الاسود العملاق، فنجد أن تلك القوة على مقربة من أفق الحدث ضعيفة جدا، حيث أن قلب الحدث Singularity في المركز يعتبر بعيدا جدا عن أفق الحدث، ورائد الفضاء الإفتراضي الذي يسافر نحو مركز الثقب الاسود العملاق لا يواجه قوة مدية مؤثرة حتى يصل إلى عمق الثقب الاسود.
تكون الثقوب:
هناك عدة طرق لتشكل الثقوب السوداء العملاقة، الطريقة الأكثر وضوحا هي النمو البطيئ عن طريق المادة (بدء من الثقب الاسود بالحجم النجمي). الطريقة الأخرى لإنتاج ثقب أسود عملاق يتطلب إنهيار غيمة غاز كبيرة داخل نجم قريب، وربما يكون بحجم مائة ألف كتلة شمسنا ومافوق، عندها يصبح النجم غير مستقر نتيجة التغيرات الإشعاعية بسبب زوجي الإكترون والبيزترون المنتج في قلبه، وقد ينهار مباشرة متحولا إلى ثقب أسود بدون إنفجار سوبرنوفا.
وطريقة أخرى تستلزم تجمع نجمي كثيف والذي يجتاز الإنهيار الرئيسي كطاقة حرارية سلبية للنظام ينقل تشتت السرعة في القلب إلى سرعات نسبية هائلة. وقد يكون من المحتمل أن تشكل الثقوب العملاقة حدث مباشرة وبتأثير الضغط الخارجي في المرحلة الأولى من الانفجار العظيم.
تكمن المشكلة في تشكيل الثقوب العملاقة في الحصول على المادة الكافية في حجم صغير، تحتاج هذه المادة أن يزال تقريبا كل زخمها الزاوي لكي يمكن أن يحدث هذا، تبدو عملية نقل هذا الزخم الزاوي إلى الخارج عامل إعاقة في نمو الثقب العملاق ، وتؤدي إلى تشكيل أقراص النمو.
ملاحظة:
يبدو هناك حاليا فجوة في توزيع أعداد الثقوب السوداء في الكون، فهناك ثقوب سوداء بأحجام نجمية تشكلت من تحطم النجوم، والتي ربما يتراوح كتلتها بعشرة كتل شمسية، اما الثقوب العملاقة فهي في حدود مائة ألف كتلة شمسية على الأقل، بين هذه الأنظمة تظهر ندرة تلك الأجسام. على أية حال، توحي بعض النماذج بأن مصادر الاشعة السينية المضيئة جدا (Ultraluminous X-ray) قد تكون هي ثقوب سوداء من هذه المجموعة المفقودة.
الفراغ الكوني وتشكل الثقوب العملاقة:
توجد في الكون مناطق منعزلة والتي تعتبر شبه خالية تقريبا، فقد وجد الباحثون حقول ثلاثية الأبعاد من ملايين السنوات الضوئية تملأ تقريبا نصف الكون وهي شبه خاوية إلى حد كبير، فقط خمسة بالمائة من عدد مجرات الكون تقطن في هذه المناطق التي تشبه الفقاعة، أما مانسبته 95 بالمائة الباقية من المجرات تتواجد سويا في تجمعات وحشود تمثل مايشبه مدن وضواحي الكون.
ولكن ما يثير إهتمام العلماء انهم وجدوا أن هناك نمو وبشكل نشط للثقوب السوداء المجرية في كل مراحل التطور في هذه المناطق المتناثرة، هذا يعني بأن عملية نمو الثقوب مماثلة جدا بمقارنة المناطق الأكثر إنعزالا مع المناطق المزدحمة في الكون.
وفي دراسة قام بها العلماء لشريحة من الكون تمثل 700 مليون سنة ضوئية، وجدوا أن أطياف مراكز تلك المجرات المتواجدة في المناطق شبه الفارغة تظهر غازات حارة ومتأينة بتأثير الضوء المنبعثت من المادة التي تلتف حول ثقب أسود عملاق، وأن نمو الثقوب الأكثر عزلة ليست نشطة مثل مثيلاتها في المناطق الأكثر إزدحاما، كما أن الوقود اللازم للنمو يبدو أقل توفرا في الفراغات من المجرات المزدحمة. وهذا يشير إلى أن تشكل النجوم في تلك المجرات المنعزلة يتم بمعدل أعلى من نظرائهم في المناطق الكثيفة، هذا يعني وجود الكثير من الوقود، لكنه لم يتحول بشكل جيد نحو المحرك المركزي.
بما أن تشكيل النجوم يتطلب وجود كميات كبيرة للغاز، ولذا لابد وأن يكون هناك غاز أكثر من اللازم في المجرات المنعزلة إذا كان معدل تشكل نجومها عالي، ونسبة النمو الضعيفة التي لوحظت في المجرات المنعزلة تعني بأن هذا الغاز لا يهبط لمنطقة النواة حيث يحدث النمو، كما أن ضعف التفاعل مع المجرات الأخرى يعتقد بأنه يشوه القوة الجذبية والتي تقود بعض الغاز إلى منطقة النواة، وهذه التفاعلات ليست متكررة الحدوث في الفراغ كما هي في المناطق الكثيفة، لذا فإن عملية تغذية الثقوب السوداء هناك تكون أبطأ.
ندرة الثقوب العملاقة في الفراغ الكوني:
الثقوب السوداء في المجرات المنعزلة قد تأخذ وقت أطول للتطور وبمعدل نمو بطئ، وهذا السبب يوضح لماذا أكثر الثقوب السوداء العملاقة أقل تكرارا في البيئات الخاوية، كما أن الدراسات تظهر أيضا أن الثقوب السوداء النشطة تكون أكثر شيوعا في الفراغ لكن فقط بين المجرات الصغيرة، بينما أقل شيوعا بين المجرات الهائلة، هذه أيضا دليل على أن نمو دورة حياة الثقب الاسود في الفراغ أبطأ مقارنة مع تلك التي في المناطق الكثيفة.
فتلك الثقوب الضخمة المتواجدة في المناطق المنعزلة ليست بحاجة إلى أن تتنافس مع جيرانهم للحصول على وقودها الكافي للنمو، ودورة حياتهم نادرا ما تتعرض لمضايقات. على النقيض من ذلك فإن الحياة أكثر سخونة في المناطق المزدحمة حيث التفاعلات المجرية متكررة، وكنتيجة لذلك فإن المجرات المزدحمة إما تكون قد فرغت من غازتها أو من مادتها نحو القلب المركزي للمجرة، مما يعني بأن هناك مزيدا من فرص سواء لنمو الثقوب السوداء أو حتى لنهايتها في البيئات الأكثر إزدحاما.
وربما كون الأجسام الهائلة عرضة لتجمع المادة حولها، مما يجعلها تقوم بتفريغ المحيط حولها بما يشبة عملية التنظيف، وعملية التنظيف هذه تساهم في إفراغ الفضاء المجاور النادر موادة أصلا في الفراغ، وهذا يترك مقدار صغير من المادة أو مواد غير كافية لتشكيل المجرات الهائلة الأخرى من حولها، وعلى النقيض من ذلك وضمن التجمعات المجرية حيث الكثير من المادة في كل مكان، فإن نمو المادة المحيطة من الممكن أن يحدث فرق بسيط.
الثقوب العملاقة وتشكل المجرات:
يبدو أن هناك صلة بين كتلة الثقب الاسود العملاق في مركز المجرة وتركيب المجرة نفسه، هذا يظهر كإرتباط بين كتلة الجسم الشبه الكروي (إنتفاخ المجرات الحلزونية، والمجرة الكاملة الإهليجية) وكتلة الثقب العملاق، هناك إرتباط أشد مستوي بين كتلة الثقب الاسود وتشتت سرعة الجسم الشبه الكروي، التفسير لهذا الإرتباط يبقى مشكلة غير محلولة في الفيزياء الفلكية.
الثقوب العملاقة خارج درب التبانة:
في مايو 2004، أعلن باول بادوفيني Paolo Padovani وفلكيون بارزون آخرون عن إكتشافهم لحوالي 30 ثقب أسود عملاق مخفية خارج مجرة درب التبانة، ويوحي إكتشافهم أن هناك على الأقل ضعف هذه الثقوب كما كان معتقد في السابق، ويعتقد حاليا بأن كل مجرة تحتوي على ثقب عملاق في مركزها، معظمهم يكون في حالة خاملة لا تجذب كثيرا من المادة من حولها. على العكس من ذلك، لا يبدو أن هناك ثقوب سوداء في مركز التجمعات النجمية الكروية، بالرغم من أنّه يعتقد بأن البعض منهم يحتوي على ذلك، مثل M 15 في Pegasus وMayall 2 في مجرة Andromeda فلديهم ثقوب سوداء مركزية بكتلة في حدود 104 كتلة شمسية في مركزهم.
ثقوب عملاقة قديمة:
إكتشف فريق من الفلكيين بقيادة روجر روماني Roger Romani بجامعة ستانفورد Stanford University ثقب أسود عملاق وقديم جدا في العمر يسكن هذا الثقب في قلب مجرة بعيدة جدا، وما يحيرهم هو الوقت الكافي لنشوء هكذا ثقب ووصوله لحجمه الحالي، فهو بحوالي 10 بليون مرة كتلة الشمس، ويعد واحد من أقدم الثقوب العملاقة المعروفة إلى الان، فقد حددوا عمره بحوالي 12.7 بليون سنة تقريبا، الذي يعني بأنه تشكل بعد بليون سنة فقط من بدء تشكل الكون، وفي هذه الفترة كان الكون صغير جدا، فهو في الفترة التي يطلق عليها العلماء العصور المظلمة والتي بدأت بعد حوالي مليار سنة بعد الانفجار العظيم، عندما بدء الكون في التبرد وبداية نشأة الثقوب السوداء والنجوم والمجرات، كما أن وجود للثقوب السوداء العملاقة النامية في البدايات الاولى للكون تتحدى النماذج النظرية الحالية للمجرات وعمليات التشكيل والتطور، لذا فإن محاولة فهم حصول هذا الثقب على الكتلة الكافية للوصول لحجمه الحالي تعتبر تحدي كبير أمام العلماء، ومازال هناك وقت حتى يتمكنوا من إعلان نتائجهم.
الثقوب السوداء المتوسطة الكتلة:
هي ثقوب ذات كتلة أكبر من الثقوب النجمية (عشرات من كتلة الشمس) وأقل بكثير من الثقوب السوداء العملاقة (بضعة ملايين كتلة الشمس). وأدلة وجود هذا النوع قليلة مقارنة مع النوعين الاخرين العملاقة والنجمية، كما أن كيفية تشكل تلك الثقوب مازال ليس واضحا ، فمن ناحية يري العلماء أن تلك الثقوب هائلة جدا لأن تكون قد تشكلت بإنهيار نجم واحد (وهذا تفسير تشكل الثقوب السوداء النجمية)، ومن الناحية الأخرى فإن بيئة تلك الثقوب تفتقر إلى الظروف القاسية مثل الكثافة العالية والسرعة الملاحظة في مراكز المجرات التي تؤدي إلى تشكيل الثقوب العملاقة، ولكن العلماء قد فسروا طرق التشكل بإحتمالين، الطريقة الأولى هو إندماج الثقوب السوداء النجمية مع أجسام مضغوطة أخرى بواسطة الإشعاع الجذبي، والطريقة الثانية هو إصطدام لنجوم هائلة مع تجمعات نجمية كثيفة وإنهيار نتائج هذا الإصطدام متحولا إلى ثقب أسود متوسط.
في نوفمبر 2004 تم إكتشاف ثقب أسود متوسط إطلق عليه GCIRS 13E، وهو الاكتشاف الاول لمثل هذا النوع في مجرتنا درب التبانة، ويقع مداره على بعد ثلاث سنوات ضوئية من النجم Sagittarius A ، ويصل كتله الثقب حوالي 1,300 كتلة شمسية ضمن تجمع من سبعة نجوم، الذي من المحتمل أنه بقايا تجمع نجمي هائل والذي تفكك بفعل جذب من مركز المجرة، إلا أن هناك بعض العلماء قد شككوا في وجود مثل تلك الحفر بالقرب من مركز المجرة.
وفي يناير 2006 أعلن فريق من الفلكيين في جامعة آيوا عن إكتشاف جديد وهو مرشح أن يكون ثقب أسود متوسط الكتلة اطلق عليه M82 X-1 ، ويدور حوله نجم أحمر عملاق أحمر ويجذب محتوياته إليه. \
ومازال النقاش حول الوجود الحقيقي للثقوب السوداء المتوسطة مفتوحا وتختلف أراء العلماء حوله.
الثقوب السوداء النجمية:
وهي التي تشكلت بإنهيار نجم هائل (3 أو أكثر من الكتل الشمسية) في نهاية عمره. وهذه العملية تلاحظ كإنفجار سوبرنوفا أو كإنفجار شعاع غاما، مثل تلك الحفر يكون كتلتها على الاقل 1.44 كتلة شمسية ، وأكبر ثقب معروف لهذا النوع هو بكتلة 14 كتلة شمسية.
الثقوب السوداء الدقيقة:
وتسمى أيضا الثقوب السوداء الكمومية، وهو ثقب أسود صغير جدا تلعب تأثيرات ميكانيكا الكم دور مهم في تفسيره. وحاليا يجهز العلماء لإطلاق تليسكوب فضائي جديد وحساسا بدرجة عالية لإكتشاف نظرية وجود الثقوب السوداء الدقيقة التي قد تكون ضمن نظامنا الشمسي، ويقول العلماء أن ذلك يمكن أن يختبر نظرية جديدة تفترض وجود البعد الخامس للجاذبية والتي تنافس نظرية النسبية إذا تواجدت تلك الثقوب الدقيقة في الحقيقة.
تخليق ثقوب سوداء على الارض:
يعتقد العلماء أنهم سيكونون قادرون على خلق ثقوب سوداء، بإستعمال طريقة تحطيم الذرة خلال الخمس سنوات القادمة، ويعتقدوا أن مسرع المادة في المركز الأوروبي للبحث النووي سيكون قادرا على خلق ثقب أسود واحد كل ثانية، وهذا المسرع سوف يقذف البروتونات والبروتونات المضادة سويا بالقوة الكافية التي تخلق قدر رهيب من الحرارة ومن كثافة الطاقة لم ترى منذ البلايين الاولي من الثواني بعد الانفجار الكبير. الطاقة الناتجة يجب أن تكون كافية لتكوين العديد من الثقوب الصغيرة جدا بكتلة بضعة مئات من البروتونات، ومثل تلك الثقوب بهذا الحجم سوف تتبخر فورا، فبينما الثقب الاسود العادي يبعث بإضاءة ضعيفة وتبخر بطئ جدا، فإن الثقب الاسود المجهري (حوالي 1,000 مرة كتلة البروتون) سوف يظهر وبعد ذلك ينتهي في حوالي 10–27 من الثانية وذلك بليون على بليون من النانو ثانية.
وسيتم الكشف عن وجودهم بواسطة إنفجارات موتهم عن طريق إشعاع هوكنك، والثقوب السوداء المجهرية تظهر وجودها على نحو مختلف، فعلى الرغم من سمعة الثقوب السوداء في ان ضوئها لا يستطيع الهروب منها، إلا أنه ومع نظريات ميكانيك الكم التي تجعل من موتهم وإنبعاث لما يسمى بإشعاع هوكنك الذي هو السبب في تبخرهم، وهذا الإشعاع يشتد عند تبخير الثقب وإنكماشه، مما يتيح للعلماء إستنتاج مكونات الثقب وكيفية التعامل معه.
ويرجع سبب بحث العلماء في إشعاع هوكنك، كون أن هناك لغز كبير حول أن إشعاع هوكنك قد يحتوي على أية معلومات حول الجزيئات التي شكلت الثقب الاسود في البداية، أو التي سقطت فيه لاحقا. تلك الجزيئات كان لديها شحنة، وكيان، وخصائص أساسية أخرى والتي من المحتمل أن لم تزول بتأثير الثقب الاسود. وأيضا أن معرفة الطريقة الدقيقة الذي تموت فيها الثقوب السوداء قد يعطينا معلومات أكثر عن الأبعاد الاخرى في الكون. آخر النظريات حول اللانفجار الكبير واللحظات الأولى لبداية الكون تقترح أن هناك أكثر من أربعة أبعاد (ثلاثة من الفضاء، وواحد هو الزمن) والتي نتعامل بها حاليا.
النجوم المزدوجة:
مكونات بعض النجوم المزدوجة متساوية تقريبا في الكتلة ودرجة السطوع ويسيطر واحدا منهم على الآخر، بعض النجوم المزدوجة تكون بعيدة جدا عن بعضهما البعض ويستغرقون آلاف السنوات للدوران حول بعضهما البعض؛ والآخرون قريبون جدا بحيث ان دورتهم حول بعضهم البعض تستغرق أياما قليلة أو حتى ساعات. تسمح النظرية الجذبية لنا بقياس كتل النجوم من تشخيص مداراتها؛ مثل هذه المقاييس هي الطريق الوحيد لايجاد كتل نجمية.
أمثلة للنجوم المزدوجة المرئية بشكل بصري Alpha Centauri، Acrux، Almach، Albireo، وMizar.
تشكيل النجوم المزدوجة:
عندما يتكثف نجم جديد من الغازات يدور بسرعة، وإذا كان تقلص النجم بسرعة بما فيه الكفاية يمكن أن ينفصل أو يتطور إلى زوج من النجوم بدلا من نجم واحد، ومكونات هذا التقلص يمكن أن تنفصل الى الضعف، منتجا نجم ثنائي مضاعف، والأكثر شهرة هو Epsilon Lyrae في برج القيثارة Lyra.
تجمعات النجوم:
انتشرت تجمعات النجوم في مجرتنا درب التبانة في الماضي، فقد ظهرت أولا عندما تشكلت مجرتنا، ربما آلاف العناقيد جابت مجرتنا اما اليوم فما تبقى منها في حدود 200 تجمع. العديد من تجمعات النجوم تحطمت على مدار الحقب المتوالية بالمواجهات المشؤومة المتكررة مع بعضهم البعض أو بتأثير مركز المجرة، أما الآثار الباقية على قيد الحياة فهي أقدم من العصور المتحجرة للأرض واقدم من أية تراكيب أخرى في مجرتنا
عناقيد النجوم أو التجمعات النجمية هي من بين الأشياء الأكثر إثارة في السماء، فبعيدا عن أضواء المدينة وفي ليلة مظلمة يمكن بالعين المجردة أن ترى تلك التجمعات وقد بدت وانها تجمعت فيما بينها هنا وهناك في شكل رائع ومبهر للناظرين، هم فيما يبدو لنا مجتمعين بالقرب من بعضهم البعض، نعم هم كذلك اجتمعوا فيما بينهم في تكتل واحد، وأتخذ كل تكتل منهم صفاته ومميزاته الخاصة به من شكل ومكونات وعدد النجوم الذي يحتويه، ولكن لا ننسى اننا نتابع فضاء فسيح ويفصل بين كل نجم واخر سنوات ضوئية ومسافات شاسعة قد تصل إلى الاف السنين الضوئية.
العديد من النجوم سواء في مجرتنا أو في المجرات الاخرى المنتشرة في الكون هي جزء من نظم نجمية متعددة، فمنهم من هو جزء من نظام ثنائي حيث يدور نجمين حول مركز جاذبية مشترك، وهناك عدد آخر يكون من منظومة ثلاثية النجوم أو رباعية. وهناك بعض النجوم هي أيضا جزء من مجموعة أكبر وتتجمع معا في تجمعات تعرف بإسم عناقيد النجوم. وتلك العناقيد النجمية تختلف كل منها اختلافا كبيرا في الحجم والشكل وكذلك في محتواها من عدد النجوم، كما إنها تختلف أيضا في أعمار محتواها من النجوم من مجرد آلاف السنين إلى مليارات السنين.
ويمكن تعريف التجمع النجمي بأنه مجموعة من نجمين أو أكثر تجمعت معا عن طريق التجاذب المتبادل، وتشبه بعضها البعض في بعض الخصائص التي تشير إلى أصل مشترك للمجموعة، وعادة تتحرك النجوم في التجمع الواحد بنفس المعدل وفي نفس الاتجاه.
وقد صنف العلماء التجمعات النجمية إلى تصنفين رئيسيين، طبقا للشكل العام للتجمع وعدد ما يحتويه من النجوم داخله وتركيب محتويات ذلك التجمع بلإضافة إلى موقعه في المجرة وهما :-
- التجمعات الكروية
- التجمعات المفتوحة أو التجمع المجري
وهناك نوع أخر يشبه التجمع المفتوح ولكنه أقل تماسكا منه وينتشر في أطراف المجرة ويطلق عليه الترابط النجمي، وهناك تقسيم فرعي أخر يسمى التجمع الثنائي أو المتعدد للتجمعات الصغيرة من نجمين أو ثلاثة.
نشأة التجمع النجمي:
عامة تعتبر السحب الكونية أو ما يطلق عليها السدم هي موطن ولادة النجوم، لذا فهي تعتبر مصنع النجوم في الكون بما فيها من غازات وجزيئات حيث أن بعض تلك السدم تحوي مواد تعادل كتلتها المئات أو الألاف من الكتل الشمسية، وهذا يعني أنها تتشكل في مجموعات أو عناقيد، فبعدما يتم تسخين الغاز وتتجمع كتل الجزيئات تبدأ عملية الولادة وتتجمع النجوم معا عن طريق الجاذبية.
وخلال عملية تبادل الطاقة بين تلك النجوم الناشئة، فإن بعضها تكتسب سرعة هروب من التجمع الناشئ Protocluster وتفلت منه وتصبح نجوم حرة مستقلة، وتتجمع البقية من النجوم بقوة الجذب بينها، متخذه مدارات وتدور حول بعضها البعض إلى الأبد.
وعندما يكون التجمع ناشئ تكون المع نجومه من التصنيف النجمي O و B و A . ويطلق عليها التجمعات المفتوحة بسبب تبعثر وإنتشار النجوم داخل الغيمة، وعادة ما يحوي هذا التجمع بين 100 و 1,000 نجم. أما التجمعات الأقدم فهي التجمعات الكروية وتحتوي كل واحدة منها على أكثر من 10,000 إلى الملايين من النجوم، وتبدو مدمجة ومضغوطة للغاية وبها أقدم النجوم في الكون.
ولو عدنا إلى الوراء وبعد الإنفجار العظيم حين تشكلت المادة وتجمعت مشكلة تجمعات من النجوم والتي تجمعت سويا مكونة المجرات، وتمركزت تلك الحشود في البداية لتكون بمثابة قلب المجرة وأخذت في التطور على مر ملايين السنين، ولكن حقيقة أن التجمعات الغنية بالمعدن الموجودة بالقرب من نواة المجرة في حين أن التكتلات الفقيرة من المعدن تتواجد في الهالة أو أطراف المجرة الخارجية قد تشير تلك الحقيقة إلى وجود توزيع غير منتظم من العناصر في جميع أنحاء كتلتها البدائية. ومع ذلك فهناك أدلة على وجود حالات من الإفتراس بين المجرات، والذي يحدث فيها عملية دمج المجرات الأصغر مع الأكبر حجما التي ربما يختلفوا فيما بينهم في الخصائص والمكونات. والذي قد يؤدى ذلك إلى تعقيد الصورة من حيث تطورها الكيميائي، فمثلا في حالة التجمع الكروي أوميغا سنتوري يوحي بأن هذا الدمج قد يحدث على نطاق أصغر، فنجوم هذا التجمع غير متشابهة وغير عادية، وربما فريدة من نوعها، من خلال وجود مجموعة متنوعة من التراكيب الكيميائية، كما لو أنها جاءت من أكثر من تكتل واحد في وقت سابق.
الإندماج بين التجمعات النجمية:
طبقا للدراسات الحديثة لبعض نماذج التجمعات النجمية، فإن السدم العملاقة والتي أتت منها العناقيد النجمية تنقسم أو تتجزء لاحقا لتجمعات أصغر وتنتشر في الفضاء وخلال الزمن يحدث إندماجات بين تلك العناقيد مكونة تجمعات أكبر، فلذلك يتابع العلماء هذه النجوم المنفلتة ودراستها لتطوير نماذج حاسوبية دقيقة لتطور العنقود خلال عمره.
ومن الممكن أن يعاد النظر في كون أن العنقود الواحد متجانس التركيب من أعمار ومكونات أعضاءه هي سمة عامة لكافة العناقيد، ولكن وجود حالات عملية من الإندماج بين التجمعات النجمية يجعل من وجود تجمعات نجمية غير متناسقة التركيب من حيث أعمار ومكونات أعضاءه أمر وارد وحتمي.
الإندماج بين عنقودي نجمي في مجرة ماجلان الكبرى
فقد تبين للعلماء بعد دراسة صور من تلسكوب هابل الفضائي للحظات الأولى من إصطدام بين عنقودين نجمين. هذا الإندماج يحدث بين تجمع نجمي في سديم Tarantula Nebula وعمره حوالي 25 مليون سنة والذي يبعد حوالي 170,000 سنة ضوئية عن الأرض.
وهو سديم داخل غيمة ماجلان الكبرى Large Magellanic Cloud . ويعتقد العلماء بأنه سيستغرق حوالي ثلاثة ملايين سنة ليتكمل. العنقود الأكبر يحتوي على حوالي 52,000 نجم، التف بشكل كبير وجذب عنقود أصغر مجهول ويحتوي تقريبا على عشرة آلاف نجم.
وقد صادف فريق من العلماء هذا الإكتشاف بينما كانوا يجرون مسحا عن النجوم العملاقة والتي تفلت من تجمعات نشأتهم بسرعات في حدود 100,000 كيلومتر بالساعة، وقد ركزا على هذا السديم لشهرته بإحتواءه لمثل تلك النجوم الشاردة حيث يعتقد العلماء أن عمليات الدمج تولد تفاعلات جذبية تؤدي إلى وصول بعض النجوم إلى تلك السرعات العالية.
التجمعات في المجرات الحلزونية:
التجمعات المفتوحة الناشئة وتوابعها تحتل منطقة في الفضاء كسحابة من الهيدروجين المتأين (السدم الغازية) تساعد على تحديد مجال وشكل الأذرع الحلزونية. تلك المناطق التي يتركز بها ذلك التصنيف من التجمعات النجمية مرتبط دائما بوجود أذرع للمجرة من بدايته على أطراف الجزء الداخلي الساطع من المجرة وحتى نهاية الذراع. أما التجمعات الأقدم عمرا والتي لا تظهر أي ترابط مع الأذرع الحلزونية حيث أنه وخلال السنوات التي انقضت من عمرها إنتقلت بعيدا عن مكان ولادتهم لتصبح في مكان أخر داخل المجرة، فبينما تشكلت التجمعات النجمية المفتوحة وقدمت نجوم جديدة للأذرع الحلزونية، ظلت الحشود الكروية دون تغيير جوهري باستثناء اختلافات تطورها خلال الزمن. فهي تجمعات ضخمة جدا بحيث لا يمكن أن تتأثر كثيرا بقوى المد والجزر للمجرة، ولكن على الرغم من ذلك فأن أبعادها تحدد من خلال تلك القوى عند اقترابهم من مركز المجرة. والمثير للإعجاب فضلا عن أن وجودها منفردا، فإن كتلتها الكلية قد تبلغ حوالي عشرة مليون شمس، هذه الكتلة تعتبر صغيرة بالمقارنة مع كتلة المجرة ككل (حوالي 1 إلى 10,000). ووجودها يعنى ان المجرة في مرحلة مبكرة للغاية من عمرها.
التجمعات النجمية في مجرتنا:
انتشرت تجمعات النجوم في مجرتنا درب التبانة في الماضي، ظهرت أولا عندما تشكلت مجرتنا، لربما آلاف العناقيد جابت مجرتنا. اما اليوم فما تبقى منها هو في حدود أقل من 200 تجمع فقط ، العديد من تجمعات النجوم تحطمت أو تلاشت على مدار الحقب المتوالية بالمواجهات المشؤومة المتكررة مع بعضهم البعض أو تحت تأثير مركز المجرة، أما الآثار الباقية على قيد الحياة فهي أقدم من العصور المتحجرة للأرض واقدم من أية تراكيب أخرى في مجرتنا.
فإذا تمكنا من رؤية مجرتنا من خارجها فستبدو مثل مروحة حلزونية عملاقة مضيئة، مع أكثر من 150 تجمع كروي ينتشر حولها. الجزء الغني من أذرعها الحلزونية سيبدو مزين بالعشرات من التجمعات النجمية المفتوحة. وإن حالفنا الحظ لمتابعة دوران المجرة حول نفسها في فيلم يعبر بنا الزمن، فإننا سنرى التجمعات الكروية الهائلة تدور حول مركز المجرة في مدارات بيضاوية بفترات من مئات الملايين من السنين. اما التجمعات المفتوحة وتوابعها سنرى نشأتها من تكتلات من المادة والغاز التي تتواجد على شكل سحب أو غيوم والمنتشرة في الأذرع الحلزونية، تظهر وتبدأ دورة حياتها وتتشتت تدريجيا، ومن ثم تتلاشى.
التجمعات النجمية في المجرات الأخرى:
لم يكتفي العلماء بدراسة التجمعات في مجرتنا فحسب، بل تجاوزوها إلى المجرات الأخرى خارج مجرتنا ولا سيما المجرات التي تقع داخل التجمع المجرى المحلي. فتمت دراسة واكتشاف تجمعات نجمية في المجرات الجوار، ولكن تصنيفها في هكذا حالة من البعد الهائل حيث المسافات الشاسعة بين المجرات يجعله أمرا صعبا، ومع ذلك تم انجاز دراسات على ألوان الطيف الواردة إلينا من التكتل بأكمله لعدد قليل نسبيا منهم. فقد تم إكتشاف مئات من التكتلات في أقرب المجرات إلينا وهي المجرتين القزمتين غيمة ماجلان الكبرى والصغرى Magellanic Clouds ، ومجرة اندروميدا.
التجمعات في مجرتي ماجلان:
تشير التقديرات إلى أن مجرة سحابة ماجلان الصغرى، والتي تبعد عنا مسافة 200,000 سنة ضوئية، تحتوي على حوالي 2,000 تجمع مفتوح. وفي مجرة سحابة ماجلان الكبرى، والتي تقع على مسافة 163,000 سنة ضوئية، تحتوى على ما يقدر بـ 4,200 تجمع. معظمهما من التجمعات النجمية المفتوحة الناشئة مثل NGC 330 و NGC 1866. بعض تلك التجمعات المفتوحة تحتوي على نجوم نابضة وهي في التركيب الكيميائي مماثلة للتركيب العام لمجرتنا ولكن ليس بالشكل الكامل للتماثل.
أما التجمعات الكروية فإنها تقسم إلى مجموعتين متميزتين. المجموعة الأولى، وهي الحمراء، وفيه خلل كبير في نسب المعدن ومماثلة للتجمعات الكروية في مجرتنا، ومشهورة بإحتوائها على بعض نجوم النابضة الدورية Lyrae RR. والمجموعة الثانية منها فهي كبيرة ودائرية الشكل، مع زرقة في اللون أكثر بكثير من التجمعات الكروية العادية لمجرتنا، وأعمارها من حوالي مليون إلى مليار سنة، وهي تشبه التجمعات المفتوحة في نفس السحابة ولكن بكثافة نجوم أكثر.
تجمع نجمي NGC 1929 في مجرة ماجلان الكبرى
التجمعات في مجرة اندروميدا:
في المجرة المجاورة لنا اندروميدا (M31) تم التعرف على حوالي 400 تجمع نجمي كروي، بينت الدراسات من بعض هذه التجمعات أنهم لديهم محتوى من المعادن أعلى من الحشود الكروية من المجرة، وما يقرب من نصف عددهم تقع على مسافة 80,000 سنة ضوئية من مركز المجرة. وأغنى تكتل في تلك المجرة هو التجمع NGC 206 بكتلة تقدر بحوالي 200,000 شمس، كما تم العثور على بعض الحشود الكروية حول المجرتين القزمتين التابعتين لأندروميدا وهما مجرة NGC 185 ومجرة NGC 205.
التجمعات فيما وراء التجمع المجري المحلي:
وبعيدا عن التجمع المجري المحلي وعلى بعد حوالي 45 مليون سنة ضوئية وصولا إلى تجمع العذراء المجري، وبالتحديد في المجرة الإهليلجية العملاقة M87 أو NGC4486 تبدو وانها محاطة بحوالي 13,000 تجمع نجمي كروي، وتفيد الدراسات أنه وفي المجرات الإهليلجية الأخرى في هذا التجمع المجري لديهم أيضا تجمعات كروية والتي هي مماثلة لتلك التي في المجرة M87، على الرغم من أن عدد أعضائها من النجوم أصغر بكثير.
النجوم المزدوجة والمتعددة:
قد يؤدي تشكيل النجوم إلى تشكيل أنظمة نجمية متعددة، على الاقل كما هو غالب في النظام النجمي الفردي، مثل حال نظامنا الشمسي، إذا كانت كتلة كوكب المشتري اكبر بضعة مرات لأصبح نجما.
فعندما يتكثف نجم جديد من الغازات يدور بشكل سريع، وإذا صادف أن كان تقلص النجم سريعا يمكن أن يؤدي الى إنفصاله إلى زوج من النجوم بدلا من نجم واحد، وقد تتكرر هذه العملية وتنفصل الى الضعف، منتجا نجم ثنائي مضاعف، والأكثر شهرة هو Epsilon Lyrae في برج القيثارة Lyra.
