عنقود نجمي

العنقود النجمي هو مجموعة من النجوم تشترك في أصل واحد ^{[ 1 ]} ، تشكلت في نفس الوقت تقريبًا، وتترابط بفعل جاذبيتها الذاتية . يمكن تمييز نوعين رئيسيين من العناقيد النجمية: العناقيد الكروية ، وهي مجموعات متقاربة تضم من عشرة آلاف إلى ملايين النجوم القديمة المرتبطة جاذبيًا ؛ والعناقيد المفتوحة ، وهي مجموعات أقل تقاربًا من النجوم، تحتوي عادةً على أقل من بضع مئات من النجوم. إذا كان العنقود النجمي محجوبًا في الضوء المرئي بسبب الانطفاء ، ولكنه مرئي في الأشعة تحت الحمراء ، فإنه يُصنف على أنه عنقود أشعة تحت حمراء .

أثناء تحركها عبر مجرتها، تتعرض التجمعات النجمية المفتوحة، بمرور الوقت، للتفكك بفعل جاذبية السحب الجزيئية العملاقة ، ولذلك غالبًا ما تكون التجمعات المرصودة حديثة التكوين. ورغم أنها لم تعد مرتبطة جاذبيًا، فإنها تستمر في التحرك في نفس الاتجاه تقريبًا عبر الفضاء، وتُعرف حينها بالتجمعات النجمية ، أو ما يُشار إليه أحيانًا بالمجموعات المتحركة . أما التجمعات الكروية، ذات الأعضاء الأكثر عددًا والكتلة الأكبر، فتبقى سليمة لفترة أطول بكثير، وعادةً ما يبلغ عمر التجمعات الكروية المرصودة مليارات السنين.

تشمل التجمعات النجمية داخل مجرة ​​درب التبانة التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة، التجمعات المفتوحة الثريا والقلائص ، والتجمع الكروي 47 توكانا .

تقتصر التجمعات النجمية المفتوحة على مستوى المجرة ، وتوجد عادةً داخل الأذرع الحلزونية . وهي عمومًا أجسام فتية، يصل عمرها إلى بضعة عشرات الملايين من السنين، مع بعض الاستثناءات النادرة التي يصل عمرها إلى بضعة مليارات من السنين، مثل ميسييه 67 (أقرب تجمع نجمي مفتوح قديم وأكثرها رصدًا) على سبيل المثال. ^{[ 2 ]} تتشكل هذه التجمعات في مناطق الهيدروجين المتأين (H II) مثل سديم الجبار .

تتألف التجمعات النجمية المفتوحة عادةً من بضع مئات من النجوم، وتنتشر في منطقة يصل قطرها إلى 30 سنة ضوئية. ونظرًا لقلة كثافتها مقارنةً بالتجمعات النجمية الكروية، فإنها أقل ترابطًا جاذبيًا، ومع مرور الوقت، تتفكك بفعل جاذبية السحب الجزيئية العملاقة والتجمعات النجمية الأخرى. كما يمكن أن تؤدي الاقترابات الشديدة بين نجوم التجمع إلى قذف النجوم، وهي عملية تُعرف باسم "التبخر".

أبرز التجمعات النجمية المفتوحة هي الثريا والقلائص في برج الثور . كما يمكن أن يبرز التجمع المزدوج h + Chi Persei في سماء صافية. غالبًا ما تهيمن النجوم الزرقاء الشابة الساخنة على التجمعات النجمية المفتوحة، لأنه على الرغم من أن عمر هذه النجوم قصير نسبيًا، إذ لا يتجاوز بضعة عشرات الملايين من السنين، إلا أن التجمعات النجمية المفتوحة تميل إلى التشتت قبل موت هذه النجوم.

تشكل مجموعة فرعية من التجمعات النجمية المفتوحة تجمعاً نجمياً ثنائياً أو متجمعاً. ^{[ 3 ]} تشير الأبحاث الجديدة إلى أن ميسييه 25 قد يشكل تجمعاً نجمياً ثلاثياً مع NGC 6716 وكوليندر 394. ^{[ 4 ]}

يُمكّن تحديد المسافات الدقيقة إلى التجمعات النجمية المفتوحة من معايرة العلاقة بين الدورة واللمعان التي تُظهرها النجوم المتغيرة من نوع سيفيد ، والتي تُستخدم بدورها كمعايير قياسية . تتميز نجوم سيفيد بلمعانها الشديد، ويمكن استخدامها لتحديد كلٍ من المسافات إلى المجرات البعيدة ومعدل تمدد الكون ( ثابت هابل ). في الواقع، يضم التجمع النجمي المفتوح NGC 7790 ثلاثة نجوم سيفيد كلاسيكية تُعدّ بالغة الأهمية لمثل هذه الجهود. ^{[ 5 ] [ 6 ]}

مجموعة مضمنة

التجمعات النجمية المدمجة هي مجموعات من النجوم الفتية جدًا، محاطة جزئيًا أو كليًا بغبار أو غاز بين النجوم، وهو ما يصعب رصده بصريًا في كثير من الأحيان. تتشكل هذه التجمعات في السحب الجزيئية عندما تبدأ هذه السحب بالانهيار وتكوين النجوم . غالبًا ما يكون هناك تكوّن مستمر للنجوم في هذه التجمعات، لذا قد تضم التجمعات النجمية المدمجة أنواعًا مختلفة من الأجرام النجمية الفتية، بما في ذلك النجوم الأولية ونجوم ما قبل التسلسل الرئيسي . ومن الأمثلة على التجمعات النجمية المدمجة عنقود شبه المنحرف في سديم الجبار . يوجد أيضًا عنقود نجمي مدمج في المنطقة الأساسية لسحابة الحواء (L1688). ^{[ 7 ]}

قد تستمر مرحلة التجمع النجمي المدمج لعدة ملايين من السنين، وبعدها ينضب الغاز الموجود في السحابة بفعل تكوّن النجوم أو يتشتت بفعل ضغط الإشعاع ، والرياح النجمية، والتدفقات الخارجية ، أو انفجارات المستعرات العظمى . عمومًا، يتحول أقل من 30% من كتلة السحابة إلى نجوم قبل تشتتها، ولكن قد تكون هذه النسبة أعلى في المناطق ذات الكثافة العالية من السحابة. مع فقدان الكتلة في السحابة، تتغير طاقة النظام، مما يؤدي غالبًا إلى تفكك التجمع النجمي. تتشتت معظم التجمعات النجمية المدمجة الشابة بعد فترة وجيزة من انتهاء تكوّن النجوم. ^{[ 8 ]}

إن التجمعات النجمية المفتوحة الموجودة في مجرتنا هي تجمعات نجمية كانت في الأصل جزءًا من تجمعات نجمية أخرى، وتمكنت من البقاء خلال مراحل تطورها المبكرة. مع ذلك، فإن جميع النجوم الحرة تقريبًا، بما فيها الشمس ، [ ^{9 ] قد} ولدت في الأصل داخل تجمعات نجمية كانت جزءًا من تجمعات نجمية أخرى، ثم تفككت. ^{[ 8 ]}

تُعدّ العناقيد الكروية تجمعات كروية الشكل تقريبًا، يتراوح عدد  نجومها بين عشرة آلاف وعدة ملايين، وتتراصّ في مناطق يتراوح قطرها بين 10 و30 سنة ضوئية . وتتألف عادةً من نجوم من الجيل الثاني (Population II) قديمة جدًا - أصغر من الكون ببضع مئات من ملايين السنين فقط - وهي في الغالب صفراء وحمراء، بكتل أقل من كتلتين شمسيتين . ^{[ 10 ]} وتسود هذه النجوم داخل العناقيد لأن النجوم الأكثر سخونة وضخامة انفجرت كمستعرات عظمى ، أو تطورت عبر مراحل السدم الكوكبية لتنتهي كأقزام بيضاء . ومع ذلك، توجد بعض النجوم الزرقاء النادرة في العناقيد الكروية، ويُعتقد أنها تشكلت نتيجة اندماجات نجمية في مناطقها الداخلية الكثيفة؛ وتُعرف هذه النجوم باسم النجوم الزرقاء الشاردة .  

في مجرة ​​درب التبانة، تتوزع العناقيد الكروية بشكل كروي تقريبًا في هالة المجرة ، حول مركزها ، وتدور حوله في مدارات بيضاوية الشكل . في عام 1917، قدم عالم الفلك هارلو شابلي أول تقدير دقيق لمسافة الشمس عن مركز المجرة، استنادًا إلى توزيع العناقيد الكروية.

حتى منتصف التسعينيات، شكلت العناقيد الكروية لغزًا محيرًا في علم الفلك، إذ كانت نظريات تطور النجوم تُشير إلى أعمار أقدم نجوم هذه العناقيد أكبر من العمر المُقدَّر للكون. إلا أن تحسين قياسات المسافة إلى العناقيد الكروية بشكل كبير باستخدام القمر الصناعي هيباركوس، بالإضافة إلى دقة قياسات ثابت هابل المتزايدة، حلّت هذا التناقض، مُقدِّرةً عمر الكون بنحو 13  مليار سنة، وعمر أقدم نجومها ببضع مئات من ملايين السنين أقل من ذلك.

تحتوي مجرتنا على حوالي 150  عنقودًا كرويًا، ^{[ 10 ]} بعضها ربما كان نوى مجرات صغيرة جُرِّدت من نجومها سابقًا في هوامشها الخارجية بفعل تيارات مجرة ​​درب التبانة ، كما يبدو الحال بالنسبة للعنقود الكروي M79 . بعض المجرات أغنى بكثير من مجرة ​​درب التبانة بالعناقيد الكروية: فالمجرة الإهليلجية العملاقة M87 تحتوي على أكثر من ألف عنقود كروي.

يمكن رؤية بعض ألمع العناقيد الكروية بالعين المجردة ؛ وقد رُصد ألمعها، أوميغا قنطورس ، في العصور القديمة وصُنِّف كنجم قبل عصر التلسكوبات. أما ألمع عنقود كروي في نصف الكرة الشمالي فهو M13 في كوكبة هرقل .

تُعدّ التجمعات النجمية العملاقة مناطق شاسعة من تكوّن النجوم الحديث، ويُعتقد أنها مقدمة للتجمعات النجمية الكروية. ومن الأمثلة عليها ويسترلوند 1 في مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 11 ]}

في عام ٢٠٠٥، اكتشف علماء الفلك نوعًا جديدًا من التجمعات النجمية في مجرة ​​أندروميدا، وهو يشبه التجمعات الكروية في عدة جوانب، وإن كان أقل كثافة. ولا توجد تجمعات مماثلة (المعروفة أيضًا بالتجمعات الكروية الممتدة ) في مجرة ​​درب التبانة. أما التجمعات الثلاثة المكتشفة في مجرة ​​أندروميدا فهي : M31WFS C1 ^{[ ١٢ ]،} و M31WFS C2 ، و M31WFS C3 .

تحتوي هذه التجمعات النجمية المكتشفة حديثًا على مئات الآلاف من النجوم، وهو عدد مشابه للتجمعات الكروية. كما تشترك هذه التجمعات في خصائص أخرى مع التجمعات الكروية، مثل عدد النجوم ونسبة المعادن فيها. ما يميزها عن التجمعات الكروية هو أنها أكبر بكثير - إذ يبلغ قطرها عدة مئات من السنين الضوئية - وأقل كثافة بمئات المرات. وبالتالي، فإن المسافات بين النجوم أكبر بكثير. تتمتع هذه التجمعات بخصائص متوسطة بين التجمعات الكروية والمجرات الكروية القزمة . ^{[ 13 ]}

لا تزال كيفية تشكّل هذه التجمعات غير معروفة، ولكن من المحتمل أن يكون تشكّلها مرتبطًا بتشكّل التجمعات الكروية. كما أن سبب وجود هذه التجمعات في مجرة ​​أندروميدا (M31) دون مجرة ​​درب التبانة (Dropus) غير معروف. ولا يُعرف أيضًا ما إذا كانت أي مجرة ​​أخرى تحتوي على هذا النوع من التجمعات، ولكن من المستبعد جدًا أن تكون مجرة ​​أندروميدا (M31) هي المجرة الوحيدة التي تحتوي على تجمعات ممتدة. ^{[ 13 ]}

نوع آخر من التجمعات هو التجمعات الضبابية الخافتة ، والتي لم تُكتشف حتى الآن إلا في المجرات العدسية مثل NGC 1023 و NGC 3384. وتتميز هذه التجمعات بحجمها الكبير مقارنةً بالتجمعات الكروية، وتوزيعها الحلقي حول مراكز المجرات المضيفة لها. ومثل الأخيرة، تبدو هذه التجمعات أجرامًا قديمة. ^{[ 14 ]}

تُعدّ التجمعات النجمية ذات أهمية بالغة في العديد من مجالات علم الفلك. ويعود السبب في ذلك إلى أن معظم النجوم في التجمعات القديمة وُلدت في نفس الفترة الزمنية تقريبًا. ^{[ 16 ]} وتعتمد خصائص النجوم المختلفة في التجمع على كتلتها فقط، ولذا تعتمد نظريات تطور النجوم على رصد التجمعات المفتوحة والكروية. وينطبق هذا بشكل أساسي على التجمعات الكروية القديمة. أما في حالة التجمعات الشابة (عمرها أقل من مليار سنة) والمتوسطة العمر (عمرها بين مليار وخمسة مليارات سنة)، فقد تلعب عوامل أخرى، مثل العمر والكتلة والتركيب الكيميائي، أدوارًا حيوية. ^{[ 17 ]} وبناءً على أعمارها، يمكن للتجمعات النجمية أن تكشف الكثير من المعلومات حول المجرات التي تستضيفها. فعلى سبيل المثال، يمكن للتجمعات النجمية الموجودة في سحابتي ماجلان أن توفر معلومات أساسية حول تكوين المجرات القزمة في سحابتي ماجلان. وهذا بدوره يساعدنا على فهم العديد من العمليات الفيزيائية الفلكية التي تحدث في مجرتنا درب التبانة. يمكن لهذه التجمعات، وخاصة التجمعات الشابة، أن تفسر عملية تكوين النجوم التي ربما حدثت في مجرتنا درب التبانة.

تُعدّ التجمعات النجمية خطوةً حاسمةً في تحديد مقياس المسافة في الكون . بعض أقرب التجمعات النجمية قريبةٌ بما يكفي لقياس مسافاتها باستخدام اختلاف المنظر . يمكن رسم مخطط هرتزبرونغ-راسل لهذه التجمعات، حيث تكون القيم المطلقة معروفة على محور اللمعان . بعد ذلك، عند رسم مخطط مماثل لتجمع نجمي مجهول المسافة، يمكن مقارنة موقع التسلسل الرئيسي بموقع التسلسل الرئيسي للتجمع الأول، ومن ثم تقدير المسافة. تُعرف هذه العملية باسم مطابقة التسلسل الرئيسي. يجب مراعاة تأثير الاحمرار وتجمعات النجوم عند استخدام هذه الطريقة.

نشأت جميع النجوم تقريبًا في مجرتنا، بما فيها الشمس، في مناطق تحوي عناقيد نجمية تفككت لاحقًا. وهذا يعني أن خصائص النجوم والأنظمة الكوكبية ربما تأثرت بالبيئات العنقودية المبكرة. ^{[ 18 ]} ويبدو أن هذا هو الحال بالنسبة لنظامنا الشمسي ، حيث تشير وفرة العناصر الكيميائية إلى آثار انفجار مستعر أعظم من نجم قريب في بدايات تاريخ نظامنا الشمسي.

لا تُعدّ السحب النجمية، من الناحية الفنية، تجمعات نجمية بالمعنى الدقيق، بل هي عبارة عن مجموعات كبيرة من النجوم داخل المجرة ، تمتد على مسافات شاسعة تمتد لسنوات ضوئية. وغالبًا ما تحتوي على تجمعات نجمية داخلها. تبدو النجوم متراصة بشكل وثيق، ولكنها عادةً لا تُشكّل جزءًا من أي بنية محددة. ^{[ 19 ]} في مجرة ​​درب التبانة ، تظهر السحب النجمية من خلال الفجوات بين سحب الغبار في الصدع العظيم ، مما يسمح برؤية أعمق على طول خط رؤيتنا. ^{[ 20 ]} كما تم رصد السحب النجمية في مجرات أخرى قريبة. ^{[ 21 ]} ومن أمثلة السحب النجمية: سحابة القوس الكبيرة ، وسحابة القوس الصغيرة ، وسحابة الدرع، وسحابة الدجاجة، وسحابة نورما، والمجرة NGC 206 في مجرة ​​أندروميدا .

في عام ١٩٧٩، أوصت الجمعية العامة السابعة عشرة للاتحاد الفلكي الدولي بتسمية التجمعات النجمية المكتشفة حديثًا، سواءً كانت مفتوحة أو كروية، داخل مجرتنا، وفقًا للاتفاقية "Chhmm±ddd"، حيث تبدأ دائمًا بالبادئة C ، وتمثل h و m و d الإحداثيات التقريبية لمركز التجمع بالساعات والدقائق من المطلع المستقيم ، ودرجات الميل على التوالي، مع أصفار بادئة. ولا يجوز تغيير التسمية بعد تحديدها، حتى لو حسّنت القياسات اللاحقة موقع مركز التجمع. ^{[ ٢٢ ]} وقد أطلق جوستا لينغا أول هذه التسميات في عام ١٩٨٢. ^{[ ٢٣ ] [ ٢٤ ]}

• نظام نجمي فائق الصغر
• التجمعات القوية للأجسام الباريونية الضخمة (RAMBOs)
• التحليق النجمي

• قاعدة بيانات WEBDA المفتوحة للمجموعات
• NGC 2419 - العنقود الكروي على موقع SKY-MAP.ORG
• التجمعات النجمية ، صفحات ميسييه SEDS
• أبحاث آر جي: المجموعات المدمجة ( مؤرشفة بتاريخ 6 أغسطس 2020 على موقع Wayback Machine)
• مجموعة النجوم - مقال كامل في موسوعة بريتانيكا ،
• اكتشاف مجموعة نجوم عملاقة في مجرتنا درب التبانة
• جونسون، كيلسي إي. (2005). "استكشاف نشأة التجمعات النجمية العملاقة: دلالات على تكوين النجوم الضخمة". وقائع الاتحاد الفلكي الدولي . 1 : 413-422 . arXiv : astro-ph/0506507 . Bibcode : 2005IAUS..227..413J . doi : 10.1017/S1743921305004825 .
• هوكسور، أ.ب.؛ تانفير، ن.ر.؛ إيروين، م.ج.؛ إيباتا، ر.؛ كوليت، ج.ل.؛ فيرغسون، أ.م.ن.؛ بريدجز، ت.؛ لويس، ج.ف. (2005). "مجموعة جديدة من التجمعات النجمية الممتدة والمضيئة في هالة مجرة ​​أندروميدا (M31)" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 360 (3): 1007-1012 . arXiv : astro-ph/0412223 . Bibcode : 2005MNRAS.360.1007H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x .
• ليو، ويلسون م.؛ ماير، مايكل ر.؛ كوتيرا، أنجيلا س.؛ يونغ، إريك ت. (2003). " رصد تلسكوب هابل الفضائي بواسطة جهاز NICMOS للعنقود المدمج في NGC 2024: قيود على دالة الكتلة الأولية ونسبة الأنظمة الثنائية". المجلة الفلكية . 126 (4): 1665-1676 . arXiv : astro-ph/0306377 . Bibcode : 2003AJ....126.1665L . doi : 10.1086/377620 .
• فربا، فريدريك جيه؛ هيندن، آرني أ؛ لوجينبول، كريستيان ب؛ غويتر، هاري هـ؛ هارتمان، ديتر هـ؛ كلوز، سيلفيو (2000). "اكتشاف عنقود نجمي مدمج من نجوم عالية الكتلة بالقرب من SGR 1900+14". المجلة الفيزيائية الفلكية . 533 (1): L17– L20. arXiv : astro-ph/0002530 . Bibcode : 2000ApJ...533L..17V . doi : 10.1086/312602 . PMID: 10727381 .