أنواع النجوم.. كيف تصنف النجوم ؟

في الوقت الذي توجد فيه عدة أنظمة مستخدمة لتصنيف النجوم اليوم، يُعد نظام مورغان كينان (Morgan–Keenan) هو الأسهل؛ لإتقانه، ولأنه الأكثر تأثيرًا للمراقبين الهواة، وباستخدام الحروف (O ، B،A ، F، G، K،M) تُصنَّف النجوم بسهولة من الأكثر سخونة (O) حتى الأكثر برودة (M). تضع الإضافة البسيطة للأرقام من (0) إلى (9) النجومَ في تصنيفٍ فرعي اعتمادًا على الطيف؛ لتشكل سلسلةً من النجوم الساخنة إلى الباردة، على سبيل المثال: ( A8 ، A9، F0،F1).

توضح هذه القائمة الأنواع الرئيسة من النجوم التي تستخدم نظام مورغان كينان، كما تُقدِم بعض الحقائق السريعة عن كل نوع من النجوم، إضافة إلى بعض التفاصيل حول الخصائص الفيزيائية لكل صنف.

نلاحظ أنه وعلى الرغم من ذكر الألوان النسبية لكل مجموعة رئيسة من النجوم، باستثناء المثال الأكثر سطوعًا لكل لون، فإن جميع النجوم تبدو بيضاء، هذا لأن أغلب ألوان النجوم تكون باهتة عمومًا لتفعيل رؤية الألوان في العين البشرية، ونلاحظ أيضًا أن السطوع النجمي، والقطر، والكتل، تحسب بالنسبة إلى سطوع ونصف قطر وكتلة الشمس.

النجوم الزرقاء

نوع الطيف: (O) و(B).

دورة الحياة: على النسق الأساسي.

معدل الانتشار: ~ 0.00003٪.

درجة الحرارة النموذجية: ~ 30،000 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 100 إلى ~ 1،000،000.

نصف القطر النموذجي: ~ 2.7 إلى ~ 10.

الكتلة النموذجية: ~ 2.5 إلى ~ 90.

العمر النموذجي: أقل من 40 مليون سنة.

ومن ضمن الأمثلة على النجوم الزرقاء: ( (10 Lacertae و(AE Aurigae) و(Delta Circini) و(V560 Carinae) و(Mu Columbae) و(Sigma Orionis) و(Theta1 Orionis C) و(Zeta Ophiuchi).

الخصائص

عادة ما تكون النجوم الزرقاء من النجوم الساخنة ذات النوع (O) التي توجد بشكل شائع في مناطق تكوين النجوم النشطة، وخاصةً في أذرع المجرات الحلزونية، إذ ينير ضوؤها غيوم الغبار والغاز المحيطة، ما يجعل هذه المناطق تظهر عادة باللون الأزرق.

النجوم الزرقاء غالبًا ما تتواجد في أنظمة النجوم المتعددة المعقدة، حيث يصعب التنبؤ بتطورها؛ بسبب ظاهرة انتقال الكتلة بين النجوم، وبالإضافة إلى إمكانية النجوم المختلفة في النظام بإنهاء حياتها كمستعرات عظمى في أوقات مختلفة.

تتميز النجوم الزرقاء بشكل رئيسي بخطوط امتصاص الهيليوم (-2) القوية في أطيافها، وخطوط الهيدروجين، والهيليوم المحايد في أطيافها، والتي تكون أضعف من النجوم من نوع (B) بشكل ملحوظ، ولأن النجوم الزرقاء حارة وذات كتل كبيرة للغاية، فإنها تعيش حياة قصيرة نسبيًا تنتهي بأحداث المستعرات العظمى العنيفة، ما تؤدي في النهاية إلى خلق ثقوب سوداء أو نجوم نيوترونية.

الأقزام الصفراء

نوع الطيف: (G).

دورة الحياة: على النسق الأساسي.

معدل الانتشار: ~ 10٪.

درجة الحرارة النموذجية: ~ 5،200 إلى 7،500 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 0.6 إلى ~ 5.0.

نصف القطر النموذجي: ~ 0.96 إلى ~ 1.4.

الكتلة النموذجية: ~ 0.8 إلى ~ 1.4.

العمر النموذجي: من 4 إلى 17 مليار سنة تقريبًا.

من ضمن الأمثلة على النجوم القزمية الصفراء: (Alpha Centauri A) و( (Tau Ceti و(51 Pegasi).

الخصائص

غالباً ما يشار عن طريق الخطأ إلى النجوم من النوع (G) باسم النجوم القزمة الصفراء، إن شمسنا مثال لنجمة من النوع (G)، ولكنها في الحقيقة بيضاء طالما أن جميع الألوان التي تنبعث منها ممزوجة ببعضها البعض.

مع ذلك، وعلى الرغم من أن كل ضوء الشمس المرئي ممزوج لإنتاج الضوء الأبيض، فإن قمة انبعاث الضوء المرئي تكون في الجزء الأخضر من الطيف، والمكون الأخضر يُمتص أو يُتبعثر بواسطة ترددات أخرى في الشمس نفسها، وفي الغلاف الجوي الأرضي.

تحمل النجوم النموذجية من نوع (G) كتلًا تتراوح بين (0.84) و(1.15) من كتلة الشمس، ودرجات حرارة تقع ضمن نطاق ضيق يتراوح بين (5،300) إلى (6000) كلفن.

تحول كل النجوم من نوع (G) الهيدروجين إلى هيليوم في مراكزها، مثل: الشمس، وسوف تتطور إلى عمالقة حمراء، بينما يستنزف الوقود الهيدروجيني.

الأقزام البرتقالية

نوع الطيف: (K).

دورة الحياة: على النسق الأساسي.

معدل الانتشار: ~ 10٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 3،700 إلى ~ 5،200 كلفن

السطوع النموذجي: ~ 0.08 إلى ~ 0.6

نصف القطر النموذجي: ~ 0.7 إلى ~ 0.96

الكتلة النموذجية: ~ 0.45 إلى ~ 0.8

العمر النموذجي: من 15 إلى ~ 30 مليار سنة.

من ضمن الأمثلة على النجوم القزمية البرتقالية (Alpha Centauri B) و((Epsilon Indi.

الخصائص

تعد النجوم القزمية البرتقالية نجومًا من النوع (K) على النسق الأساسي من حيث الحجم، وتقع بين النجوم الحمراء من النوع (M) والنجوم الصفراء من النوع (G) على النسق الأساسي.

إن النجوم من النوع (K) ذات أهمية خاصة في مجال البحث عن حياة خارج كوكب الأرض؛ لأنها تبعث كميات أقل من الأشعة فوق البنفسجية (التي تؤذي أو تدمر الحمض النووي) مقارنة بالنجوم من النوع (G)، كما أنها تبقى مستقرة على النسق الأساسي لمدة تصل إلى 30 مليار عام مقارنة بالشمس حوالي 10 مليار عام فقط.

إضافةً إلى ذلك، فإن النجوم من النوع (K) منتشرة بأربعة أضعاف عدد النجوم من النوع (G)، مما يجعل البحث عن الكواكب الخارجية أسهل بكثير.

النجوم الأقزام الحمراء

نوع الطيف: (K) و(M)

دورة الحياة: ناشئة من النسق الأساسي المبكر.

معدل الانتشار: ~ 73٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 4000 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 0.0001 إلى ~ 0.08

نصف القطر النموذجي: ~0.7

الكتلة النموذجية: ~ 0.08 إلى 0.45

العمر النموذجي: غير محدد، ولكن من المتوقع أن يكون عدة تريليونات عام.

من ضمن الأمثلة على النجوم القزمية الحمراء: (Proxima Centauri) و(TRAPPIST-1).

الخصائص

تمثل الأقزام الحمراء الجزء الأكبر من حيث عدد النجوم في مجرة درب التبانة، ولكن نظرًا لكونها خافتة جدًا، فإنه لا يمكن رؤية أي أقزام حمراء دون مساعدات بصرية.

عادة تكون النجوم القزمية الحمراء الأثقل من الشمس بـ (0.35) مرة ذات تأثير حملي بالكامل، ما يعني أن عملية تحويل الهيدروجين إلى الهيليوم تحدث في جميع أرجاء النجم، وليس فقط في المركز كما هو الحال مع النجوم الأكثر ضخامة.

بهذه الطريقة تتباطأ عملية الانصهار النووي وتطول في الوقت نفسه إلى حد كبير، ما يبقي النجم في سطوع ودرجة حرارة ثابتة لعدة تريليونات سنة. في الواقع تحدث عملية التركيب النووي ببطء شديد، حيث إن الكون ليس قديمًا بما يكفي لكي يعمر أي نجم قزمي أحمر معروف إلى حالة تطور متقدمة.

النجوم العمالقة الزرقاء

نوع الطيف: (O) و(B) وأحيانا (A)

دورة الحياة: ناشئة من النسق الأساسي المبكر.

معدل الانتشار: نادرة.

درجة الحرارة النموذجية: ~ 10،000 إلى أكثر من ~ 33،000 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 10،000

نصف القطر النموذجي: ~ 5 إلى ~ 10

الكتلة النموذجية: ~ 2 إلى 150.

العمر النموذجي: ~ 10 إلى ~ 100 مليون سنة.

من ضمن الأمثلة على النجوم العملاقة الزرقاء: (Iota Orionis) و( LH54-425) و(Meissa) و(Star Plascett) و( Xi Persei) و( Mintaka).

الخصائص

ليس لمصطلح “النجم العملاق الأزرق” تعريف علمي، وهو يطبق بشكل شائع على مجموعة واسعة من النجوم التي قد تطورت جميعها على النسق الأساسي.

ومع هذا ولأسباب عملية، فإن النجوم التي تُصنَف حسب سطوعها من الدرجة الثانية (العملاق المشع) والنجوم من الدرجة الثالثة (العملاق) يشار إليها بالنجوم العملاقة الزرقاء، وهذا فقط عندما تكون تلك النجوم حارة بما يكفي فتسمى بالنجوم الزرقاء، التي عادة ما تكون درجة حرارتها أعلى من 10،000 كلفن تقريبًا.

مع ذلك فإن مصطلح العملاق الأزرق غالباً ما يُساء تطبيقه على بعض النجوم لمجرد كونها كبيرة وساخنة، وفي التطبيق العلمي يشار إلى النجوم الكبيرة باسم العمالقة الزرقاء عندما تقع في منطقة محددة في الرسم البياني لمخطط (هرتزشبرونج – راسل) أكثر من كون النجم يتوافق مع مجموعة من المعايير.

النجوم العمالقة الزرقاء الفائقة

نوع الطيف: (OB).

دورة الحياة: ناشئة من النسق الأساسي المبكر.

معدل الانتشار: نادرة.

درجة الحرارة النموذجية: ~ 10،000 إلى ~ 50،000 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 10،000 إلى ~ 1،000،000

نصف القطر النموذجي: ~ أكبر من 20

الكتلة النموذجية: ~ 20 إلى 1000

العمر النموذجي: ~ 10 مليون سنة.

من ضمن الأمثلة على النجوم العملاقة الزرقاء الفائقة:(UW Canis Majoris – UW CMa) وهو نجم عملاق فائق أزرق- أبيض من صنف (O) وRigel (ß Orionis) وهو نجم عملاق فائق أزرق- أبيض من صنف (B) وZeta Puppis (Naos) وهو نجم عملاق فائق أزرق من صنف (O) و(29 Canis Majoris) وAlnitak)) و(Alpha camelopardalis) و(Cygnus X-1) و(Tau Canis Majoris) و(Zeta Puppis).

الخصائص

تعرف النجوم العملاقة الزرقاء الفائقة علمياً باسم العملاقة الفائقة (OB)، وتصنف عمومًا حسب سطوعها من الدرجة الأولى، والتصنيف الطيفي (B9) أو أقدم.

وعادة ما تكون النجوم العملاقة الزرقاء الفائقة أكبر من الشمس، ولكنها أصغر من النجوم العملاقة الحمراء الفائقة، وتقع في نطاق كتلي واسع يتراوح بين (10) إلى (100) ضعف من كتلة الشمس، إضافة إلى النجوم من النوع (O) ومن النوع (B) على النسق الأساسي التي تغادر النسق الأساسي في أول بضعة ملايين من السنين؛ لأنها تحترق خلال تزويدها بالهيدروجين بسرعة كبيرة نتيجةً لكتلتها الكبيرة.

تبدأ هذه النجوم عملية التوسع إلى مرحلة العملاق الأزرق الفائق بمجرد ظهور العناصر الثقيلة على أسطحها، لكن في بعض الحالات تتطور بعض النجوم مباشرة إلى نجوم وولف-رايت، وتخطي مرحلة العملاق الأزرق الفائق العادية.

العمالقة الحمراء

نوع الطيف: (M) و(K)

دورة الحياة: النسق الأساسي المتأخر.

معدل الانتشار: ~ 0.4 ٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 3،300 إلى ~ 5،300 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 100 إلى ~ 1،000

نصف القطر النموذجي: ~ 20 إلى ~ 100

الكتلة النموذجية: ~ 0.3 إلى ~ 10.

العمر النموذجي: ~ 0.1 إلى ~ 2 مليار سنة.

من ضمن الأمثلة على العمالقة الحمراء: (Aldebaran ) و( Arcturus) و (Gacrux).

الخصائص

تكون النجوم العملاقة الحمراء أصغر حجمًا وأقل عمقًا بالمقارنة مع النجوم العملاقة الحمراء الفائقة، إذ تزن عادة ما بين (0.3) إلى (8) أضعاف كتلة الشمس. في هذه النجوم، تكون النجوم العملاقة الحمراء الفائقة الفرعية هي الأكثر شيوعًا، وما يزال الهيدروجين يندمج إلى الهليوم ولكن في طبقة حول قلب الهليوم الخامل.

ومن ضمن الأنواع الأخرى من النجوم العملاقة الحمراء، هي النجوم الحمراء المتجمعة، حيث يندمج الهليوم إلى الكربون، ونجوم الفرع العملاق المقارب (AGB) التي يحدث فيها حرق الهليوم في طبقة حول نواة متحللة من الكربون والأكسجين، وكذلك في طبقة تحيط بطبقة حرق الهيليوم الداخلية.

العمالقة الحمراء الفائقة

نوع الطيف: (M) و(K)

دورة الحياة: ناشئة النسق الأساسي.

معدل الانتشار: ~ 0.0001 ٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 3،500 إلى ~ 4،500 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 1000 إلى ~ 800،000

نصف القطر النموذجي: ~ 100 إلى ~ 1650

الكتلة النموذجية: ~ 10 إلى ~ 40.

العمر النموذجي: ~ 3 إلى ~ 100 مليون سنة.

من ضمن الأمثلة على العمالقة الحمراء الفائقة: Alpha Herculis (Rasalgethi) و(Psi1 Aurigae) و( (Antares119و(Tauri) و(Betelgeuse) و(Mu Cephei) و(VV Cephei A).

الخصائص

النجوم الحمراء العملاقة الفائقة هي النجوم التي استنزفت إمداداتها من الهيدروجين في مراكزها، ونتيجة لذلك فإن طبقاتها الخارجية تتوسع بشكل كبير مع تطورها في النسق الأساسي. إن النّجوم من هذا النوع هي من بين أكبر النجوم المعروفة من حيث الحجم الضخم، رغم أنها ليست من بين النّجوم الأكبر كتلةً أو سطوعًا.

في حالات نادرة تكون النجوم العملاقة الحمراء الفائقة ثقيلةً بما يكفي لدمج عناصر ثقيلة جدًا -بما في ذلك الحديد- التي تترتب حول النواة بطريقة تشبه إلى حد ما طبقات البصل ولكن دون تقسيمات حادة. العمالقة الحمراء الفائقة التي تكون عناصر ثقيلة تنفجر في النهاية إلى مستعرات عظمى من النوع الثاني.

النجوم الأقزام البنية

نوع الطيف: (M) و(L) و(T) و(Y)

دورة الحياة: ليست ضمن النسق الأساسي.

معدل الانتشار: ~ 1 ٪ إلى ~ 10 ٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 300 إلى ~ 2،800 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 0.00001

نصف القطر النموذجي: ~ 0.06 إلى ~ 0.12

الكتلة النموذجية: ~ 0.01 إلى ~ 0.08.

العمر النموذجي: غير محدد ولكن من المرجح أن يكون عدة تريليونات سنة.

من ضمن الأمثلة على الأقزام البنية: (Gliese 229 B) و(54 Piscium) و(Luhman 16).

نلاحظ أنه بينما الأقزام البنية موجودة بأعداد كبيرة فإن (Luhman 16) هو أقرب مثال معروف، حيث لا يبعد سوى 6.5 سنة ضوئية.

الخصائص

الأقزام البنية وتسمى أيضًا بـ (النجوم الفاشلة)، وهي أجسام دون نجمية تملأ الفجوات بين أغلب الكواكب الغازية الضخمة وأصغر النجوم الحقيقية الضخمة، تمتلك الأقزام البنية عادة كتلة من (13) إلى (80) ضعف كتلة المشتري، والأقزام دون البنية تقع تحت هذا النطاق، في حين أن أصغر الأقزام الحمراء الضخمة تقع أعلى هذا النطاق.

نلاحظ أنه على الرغم من أن الأقزام البنية غالبًا لا تبعث ضوء مرئي، فإنه عند وقوع ذلك يمكن أن يحدث في مجموعة واسعة من الألوان.

يمكن للعين البشرية تمييز معظم النجوم من هذا النوع على شكل أحمر غامق أو أرجواني داكن، وعلى الرغم من أن الأقزام البنية ليست ضخمة بما يكفي لبدء ومواصلة عملية تحويل الهيدروجين إلى هيليوم في مراكزها، فإن بعض الأقزام البنية قادرة على مواصلة عملية تحويل الديوتريوم (2H) والليثيوم (7Li) إلى نظائر مختلفة إذا كانت كتل النجوم أعلى من (13) و (65) ضعف كتلة المشتري.

النجوم الميتة

فيما يلي النجوم الميتة التي لم تعد لديها عمليات اندماج نووي في مراكزها:

الأقزام البيضاء

دورة الحياة: لم تعد قادرة على إنتاج الطاقة.

نوع الطيف: (D)

معدل الانتشار: ~ 4٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 8،000 إلى ~ 40،000 كلفن.

السطوع النموذجي: ~ 0.0001 إلى ~ 100

نصف القطر النموذجي: ~ 0.008 إلى ~ 0.2

الكتلة النموذجية: ~ 0.1 إلى ~ 1.4.

العمر النموذجي: غير محدد إلى حد كبير ولكنه يُقدَّر أن يكون بين (100.000) إلى (10) مليارات سنة.

ومن ضمن الأمثلة على الأقزام البيضاء: (Sirius B) و(Procyon B) و((Van Maanen 2 و(40 Eridani B) و(Stein 2051 B).

الخصائص

تعد الأقزام البيضاء هي مراكز النجوم ذات الكتل المنخفضة والمتوسطة – أقل من 3 أضعاف كتلة الشمس- التي فجرت طبقاتها الخارجية في أوقات متأخرة من حياتها.

هذه البقايا النجمية لم تعد تنتج طاقةً لمواجهة كتلتها، وهي مدعومة ضد انهيار الجاذبية من خلال عملية تسمى ضغط الانحلال الإلكتروني (Electron Degeneracy Pressure).

وعلى الرغم من أن الكتلة القصوى النظرية للقزم الأبيض لا يمكن أن تتجاوز 1.4 ضعف كتلة الشمس حسب حد شاندراسيخار (Chandrasekhar limit)، فإن هذه القيمة لا تشمل تأثيرات الدوران. من الناحية العملية، هذا يعني أن النجوم القزمية ذات الدوران المغزلي السريع يمكن أن تتجاوز الحد الأقصى للكتلة بحد كبير.

إن بعض أنواع الأقزام البيضاء وأبرزها نجوم الأكسجين-كربون يمكن أن تنجو من عدة انفجارات نووية على سطوحها عندما تتجاوز كتلة المادة المتراكمة التي يتم سحبها من النجوم المصاحبة العادية مستوى حرجًا.

النجوم النيوترونية

دورة الحياة: لم تعد قادرة على إنتاج الطاقة.

نوع الطيف: (D)

معدل الانتشار: ~ 0.7 ٪

درجة الحرارة النموذجية: ~ 600،000 كلفن.

السطوع النموذجي: عادة ما يكون منخفضًا جدًا بسبب صغر حجمها.

نصف القطر النموذجي: ~ 5 إلى ~ 15 كم.

الكتلة النموذجية: ~ 1.4 إلى ~ 3.2.

العمر النموذجي: غير محدد إلى حد كبير، ولكنه يُقدر أن يكون بين (100.000) إلى (10) مليارات سنة.

ومن ضمن الأمثلة على النجوم النيوترونية: (PSR J0108-1431) وهو أقرب نجم نيوتروني، و(LGM-1) أول نجم نابض معروف، و(PSR B1257 + 12) أول نجم نيوتروني تم اكتشافه مع الكواكب، و(SWIFT J1756.9-2508) النجم النابض ميلي ثانية مع نجم مرافق من النوع الذي تكون كتلته ضمن النطاق الكوكبي، و(PSR B1509-58) وهو مصدر الصورة المعروفة “Hand of God” التي التقطها مرصد تشاندرا للأشعة السينية، و(PSR J0348 + 0432) وهو النجم النيوتروني الأكثر ضخامة الذي يمتلك كتلةً محدودةً بشكلٍ جيدٍ تقدر بـ (2.01 ± 0.04) ضعف كتلة الشمس.

الخصائص

النجوم النيوترونية هي مراكز النجوم الضخمة المنهارة – تكون كتلتها من 10 إلى 29 ضعف كتلة الشمس- التي انضغطت بعد مرحلة الأقزام البيضاء خلال حدث المستعر الأعظم. في هذه الحالة تتكون مجمل الكتلة للبقايا النجمية من النيوترونات، وهي جسيمات أثقل من البروتونات، ولكنها لا تحمل أي شحنة كهربائية.

النجوم النيوترونية مدعومة ضد كتلتها من خلال عملية تسمى (ضغط الانحلال الإلكتروني)، لكن عملية انهيار الجاذبية إلى ثقب أسود قد تستمر إذا كانت البقايا النجمية تزن أكثر من (3) أضعاف كتلة الشمس.

ومع ذلك فإن النجوم النيوترونية ذات معدلات الدوران العالية جدًا قد تكون قادرة على مقاومة الانهيار إلى ثقوب سوداء حتى لو كانت تزن أكثر من (3) أضعاف كتلة الشمس.

نلاحظ أنه بينما يشار إلى النجوم النابضة غالبًا على أنها صِنفٌ من أصناف النجوم، إلا أنها هي مجرد نجوم نيوترونية نشطة، تبعث كميات هائلة من الإشعاع في ترددات مختلفة.

الأقزام السوداء

الأقزام السوداء هي نجوم افتراضية يفترض أن تكون أقزامًا بيضاءَ قد شعت كل ما تبقى لديها من الضوء والحرارة، ومع ذلك فإن الأقزام البيضاء تعيش لفترة طويلة جدًا من الزمن، إذ اكتشف الكثير منها حتى الآن تتجاوز الـ 10 مليارات سنة، ما يعني أنه لا توجد أقزام سوداء لديها الوقت الكافي للتشكل في تاريخ الكون البالغ 13.8 مليار عام.

إذا كان من الممكن وجود هذه النجوم النظرية في يوم من الأيام، على أي حال لا يُتوقع العثور على أي منها خلال الفترة المتبقية من عمر الشمس. أيضًا سيكون من الصعب جدًا اكتشافها بسبب غياب الإشعاع، وعلى الرغم من أنها ما تزال تحتفظ بكتلتها، مع تأثير جاذبيتها فإنها توفر دليلًا عن أصولها في الفضاء.

الثقوب السوداء

في الوقت الذي قد تصبح فيه النجوم الصغيرة نجمًا نيوترونيًا أو قزمًا أبيضَ بعد نفاد الوقود، يمكن للنجوم الكبرى التي تزن أكثر من ثلاثة أضعاف كتلة شمسنا أن تنتهي حياتها في انفجار مستعر أعظم.

إن بقايا النجم الميتة التي تركت وراءها دون ضغط خارجي لمقاومة قوة الجاذبية ستستمر بالانهيار إلى نقطة التفرد الجاذبية، وتصبح في نهاية المطاف ثقبًا أسود بجاذبية قوية جدًا لمثل هذا الجرم لدرجة أنه حتى الضوء لا يمكنه الهروب منه.

ومع ذلك هناك مجموعة متنوعة من الثقوب السوداء المختلفة بما فيها الثقوب السوداء “ذات الكتلة النجمية”، وهي ناتجة عن انفجار نجم أثقل بعشرة أضعاف من الشمس إلى مستعر أعظم، بينما الثقوب السوداء فائقة الكتلة الموجودة في وسط المجرات قد تكون أثقل من الشمس بملايين أو حتى مليارات المرات. من ضمن الأمثلة المعروفة على الثقوب السوداء: (Cygnus X-1) و(Sagittarius A).

اقرأ أيضًا:

قد يعيد الفضائيون ترتيب النجوم لمحاربة المادة المظلمة

فوياجير 2 توشك على الخروج من النظام الشمسي للسفر عبر النجوم

ترجمة: سرمد يحيى

تدقيق: أسماء العجوري

المصدر