All premium Magento themes at magentothemesstore.com!

تجمعات النجوم - التجمعات النجمية الكروية

 

 

النجوم
تجمعات النجوم
الأبراج النجمية
جدول الأبراج النجمية

 


 

تجمعات نجمية كروية

تجمعات نجمية مفتوحة

ترابطات نجمية

 

 

 
 
 
 

هو تجمع كروي الشكل من النجوم الكبيرة العمر والتي غالبا تشترك في أصل مشترك واحد، وتحتوي العناقيد الكروية من عشرات الآلاف إلى ملايين النجوم، وتستغل مساحة من 100 إلى 300 سنة ضوئية تقريبا. ويحتوي البعض منها ثقوب سوداء متوسطة الحجم في مركزها. ويعتقد ان العناقيد الكروية قد تشكلت قديما جدا من جيل سابق من النجوم (الجيل الثاني)، والتوقعات الحالية تقدر عمرها من 12 إلى 20 بليون سنة؛ وأفضل تقدير لربما من 14 إلى 16 بليون سنة.

 

وخلافا للعناقيد المفتوحة والترابطات النجمية فإن العناقيد الكروية ذات ترابط جذبي محكم بين أعضاء العنقود من نجوم. ويتواجدون في الهالة المجرية والإنتفاخ المجري، ويتركزون قرب مركز المجرة.

وقد تم تحديد حوالي 160 عنقود كروي في مجرتنا، يتواجدون كلّهم في مدارات مستطالة جدا وشاذة والتي قد تأخذهم بعيدا خارج درب التبانة، وأكثر المجرات الأخرى لها أنظمة عنقودية كروية أيضا
.

 

بالرغم من أن العناقيد الكروية تبدو كروية الشكل في الغالب إلا أنه يمكن أن تأخذ شكلا إهليجيا بسبب التفاعلات المدية. وقد لوحظ أن العناقيد في مجرتنا ومجرة اندروميدا تاخذ أشكال شبه كروية مفلطحة بعض الشئ، بينما في سحابة ماجلان الكبرى تكون أكثر إهليليجية في الشكل.

 

العناقيد الكروية لها أهمية في علم الفلك حيث يعتبرها الفلكيون أنها الخطوة أولى لفهم مقياس مسافة الكون، ونظريا يستعمل الفلكيين طريقة ملاحظة العناقيد الكروية لتحري تطور وفترة حياة النجوم. حيث انه من المفترض أن كل النجوم في عنقود معين يكون له نفس العمر تقريبا، وقد إستنتج فلكيون بأن النجوم الهائلة تتغير بسرعة بمرور الوقت أكثر من الجوم الأقل كتلة.

 

أصل العناقيد الكروية

كان يعتقد أن غالبية التجمعات الكروية في مجرتنا هي عناقيد محلية قديمة والتي تشكلت في نفس الوقت كبقية المجرة قبل حوالي 10 بليون سنة، حيث أن معظمها يشير أن مكوناتها متماثلة في العمر، ولكن بعد دراسة لعدة عناقيد في مجرتنا والمجرات الأخرى تبين أن مكوناتها غير متجانسة، بشكل يوحي بأنها لربما قد أسرت من المجرات الأصغر الأخرى القريبة من مجرتنا، كما أن
بعض تلك العناقيد سواء في مجرتنا أو مجرات أخرى هائلة جدا في الحجم وبكثافة تصل إلى مليون كتلة شمسية ومكونات متعددة من النجوم يوحي كذلك بأنها ليست كلها من أصل واحد. ويمكن أن يعتبر هذا كدليل على أن العناقيد الكروية الهائلة الحجم هي في الحقيقة قد تكون مراكز لمجرات قزمة التهمت من قبل المجرات الأكبر، بالإضافة إلى انها ليست بالضرورة أن تكون آثار من الأجيال السابقة للنجوم، مثال لذلك أيضا إندماج العناقيد في حالات إصطدام المجرات والتي يمكن أن تتسبب في خلق عناقيد مضيئة جدا تجعلها تبدو وكأنها عناقيد الكروية.

 

مكونات العناقيد الكروية

 

العناقيد الكروية عموما مؤلفة من مئات آلالاف من النجوم القديمة المنخفضة المعدنية. وأنواع النجوم التي وجدت في تلك العناقيد مشابه لأولئك النجوم الموجودة في نتوء المجرة الحلزونية لكنها إنحصرت في مساحة بضعة مئات من السنوات الضوئية، وتقريبا هذه العناقيد خالية من الغاز والغبار حيث أنه من المفترض بأن كل الغاز والغبار تحولا إلى نجوم منذ عهد بعيد.

 

هذه العناقيد يمكن أن تحتوي على كثافة عالية جدا من النجوم، بمعدل حوالي 0.4 نجم لكل فرسخ مكعب (3.26 سنة ضوئية)، وتزيد الكثافة كلما إتجهنا إلى مركز العنقود فتصبح من 100 إلى 1,000 نجم في الفرسخ المكعب الواحد، ومتوسط المسافة بين النجوم في تلك العناقيد حوالي سنة ضوئية واحدة (للمقارنة أقرب نجم إلينا يبعد 4.2 سنة ضوئية). تلك البيئة تعتبر غير مناسبة لتواجد أنظمة كوكبية لذلك فلا يعتقد أن نجوم تلك العناقيد وخاصة مركزها تمتلك تلك الأنظمة. حيث أن المدارات الكوكبية ستكون غير مستقرة بسبب مدارات النجوم الأخرى حولها، مع أنه هناك نظام كوكبي يدور حول نجوم في بعض العناقيد الكروية، ولكن يعتقد بأن هذه الكواكب تشكلت بعد الحدث الذي خلق هذا النجم.

 

في العادة تشتمل العناقيد الكروية على أعضاء من نجوم الجيل الثاني والتي لها نسبة منخفضة من العناصر ماعدا الهيدروجين والهليوم، إذا ما قورنت بنجوم الجيل الأول مثل شمسنا. يشير الفلكيون إلى العناصر الثقلية بالمعادن وإلى أجزاء هذه العناصر بالمعدنية، هذه العناصر تنتج عن طريق تفاعلات الأنصهار النجمي Stellar Nucleosynthesis ومن ثم تعاد إلى وسط ما بين النجوم، حيث يدخلون في تراكيب لنجوم جديدة. لذلك فإن نسبة المعدنية يمكن أن تكون إشارة إلى عمر نجم ما، حيث تكون النجوم الأقدم هي الأقل معدنية من النجوم الأحدث.

 

ويقسم العلماء العناقيد الكروية إلى نوعين مختلفين، الإختلاف الرئيسي بينهم التركز المعدني حيث المجموعة الاولى تحتوي على تركيز معدني أعلى من المجموعة الثانية. وقد لوحظ ذلك في العديد من المجرات وخاصة المجرات الإهليليجية العملاقة. كلتا المجموعتين هي تقريبا قديمة كقدم الكون نفسه ومتماثلة في الأعمار، ولكن الأختلاف هو في وفرتهم المعدنية، وقد أوضحت الدراسات والنماذج المحوسبة بعض أسباب ذلك مثل الإندماجات العنيفة بين المجرات الغنية بالغاز وكذلك إلتحام المجرات القزمة بمجرات أكبر إضافة إلى مراحل التشكل المتعدد للنجوم في مجرة معينة، وفي مجرتنا ترتبط العناقيد قليلة المعدن بالهالة المجرية والعناقيد الغنية بالمعدن مرتبطة بالنتوء المجري.

 

العناقيد الكروية لها كثافة هائلة جدا في عدد النجوم، لذلك فإن سيناريو الإصطدامات والتفاعلات بين أعضائها تحدث في أغلب الأحيان، وبسبب تلك اللقاءات العابرة، ينتج عنه أنواع أخرى من النجوم، مثل النجوم الزرقاء الشاردة والنجوم النابضة ونجوم ثنائية أكس، فالنجوم الزرقاء الشاردة تتشكل من إندماج نجمين ينتج عنه نجم له درجة حرارة أعلى من النجوم التي تكون بنفس اللمعان.

 

فترات الإسترخاء للعنقود الكروي

 

ما يحدث أن بعد تشكل العنقود فإن النجوم تبدأ في التفاعل الجذبي مع بعضهم البعض، وكنتيجة للموجهات بينهم يحدث تعديل وثبات في سرعة النجوم، وتفقد النجوم سرعاتهم الأصلية. وهذه المرحلة يطلق عليها وقت استرخاء العنقود. يتعلق هذا بالوقت الذي يحتاجه النجم لعبور العنقود بالإضافة إلى عدد الكتل النجمية في النظام كما أن فترة الإسترخاء تلك تتفاوت من عنقود لأخر، لكنها في المتوسط حوالي 10 مليار سنة.

 

ومن أمثلة تلك العناقيد ......

 

NGC 6994 (M 73) - WNC 4 (M 4) - NGC 1818 - NGC 6205 (M13)