تتحرك معظم نجوم مجرة درب التبانة - مثل شمسنا - في مدارات شبه دائرية تمتد لملايين السنين دون أن يزعجها الثقب الأسود الهائل (SMBH) في وسط المجرة. ولكن في درب التبانة المركزية ، يمكن للنجوم أن تعرض حركات جنونية وغريبة للغاية. أولئك الأقرب إلى SMBH يقضون معظم وقتهم بالقرب من الأوج - بعيدًا عن أفق الحدث. لكن قبضة الجاذبية القاسية لـ SMBH سرعان ما تجذبهم إلى الداخل مرة أخرى نحو الحضيض الشمسي. نظرًا لأن هذه النجوم تفقد موطئ قدمها في جاذبية SMBH بشكل جيد ، فإنها تتسارع بسرعة - تهرب فقط من الذوبان الكلي بسبب الزخم الزاوي المداري العالي للغاية.
تم التعرف على هذه 'النجوم S' لأول مرة من قبل فريقين مستقلين من علماء الفلك (أحدهما بقيادة راينهارد جينزل في معهد ماكس بلانك في جارشينج بألمانيا ، والآخر بواسطة أندريا جيز في جامعة كاليفورنيا في لوس أنجلوس) في عام 2002. بسبب التركيزات العالية من الغاز و الغبار الذي يلف نواة المجرة ، كان على الفرق اكتشاف هذه المصادر عالية الحركة باستخدام ضوء الأشعة تحت الحمراء. من خلال البحث عن التحولات في أطياف النجوم وتحديد مدى سرعة تحركها بالنسبة للأجسام الأخرى ، يمكن الحصول على مدارات دقيقة. في السنوات الثلاث التي انقضت منذ اكتشافهم ، أوشك نجم S2 (S2) على الانتهاء من مدار كامل لمجرة درب التبانة SMBH.
ولكن هناك شيء غريب جدًا حول النجوم S. بناءً على النماذج الحالية لتطور النجوم ، يجب أن تكون هذه النجوم قديمة جدًا - لكنها تمكنت بطريقة ما من الاحتفاظ بجميع خصائص الشباب.
لدى علماء الفلك النظري ميلفين ديفيز من مرصد لوند بالسويد وأندرو كينج من جامعة ليستر بالمملكة المتحدة إجابة: 'توضح صورتنا في الوقت نفسه سبب ارتباط النجوم S بمدارات محكمة ، والاستنفاد الملحوظ للعمالقة الحمراء في المركز ذاته من المجرة '. معظم النجوم التي تُرى من حولنا (خارج مركز درب التبانة) لديها دورات حياة مفهومة جيدًا. تمر هذه النجوم من خلال 'تسلسل رئيسي' للتطور - نشأت كأجسام كبيرة ذات درجة حرارة منخفضة مع أفران اندماج مركزية مشتعلة وتنتهي كأقزام بيضاء صغيرة تشع 'حرارة' كضوء مرئي بينما تقشعر لها الأبدان في شفق حياتها السماوية.
يتحدد مصير النجم بشكل أساسي من خلال كتلته. النجوم فائقة الكتلة (التي تصل إلى 150 شمسًا) تعيش حياة سريعة جدًا وتعيش لمدة تقل عن خمسين ألف عام. خلال فترة شبابها ، تبتهج هذه النجوم بكونها عمالقة زرقاء لامعة مع درجات حرارة سطح تصل إلى 30.000 درجة مئوية ، وفي الوقت نفسه ، تعيش النجوم الأكثر تواضعًا مثل الشمس لفترة أطول ، وتتوهج بشكل معتدل لمدة 5 إلى 15 مليار سنة عند درجات حرارة سطحية منخفضة (5000 - 10000 درجة مئوية). ج). توفر الأفران النووية في كل النجوم الطاقة اللازمة لتوليد الضوء المرئي. عندما ينضج النجم ، ينمو فرنه النووي في مساحة السطح ويطلق المزيد والمزيد من الإشعاع. عند نقطة معينة ، يصبح ضغط الإشعاع الأساسي شديدًا لدرجة أن الغلاف الجوي الخارجي للنجم يتضخم عدة مرات. يخبر هذا الغلاف الغازي المنتشر ذو درجة الحرارة المنخفضة علماء الفلك أن النجم متقدم جدًا في العمر ويقترب من نهاية دورة حياته.
ولكن لا توجد مثل هذه 'العمالقة الحمراء' بين النجوم S في درب التبانة المركزية.
تولد كل النجوم في عناقيد وتشكل جمعيات. يجب أن يشمل ذلك نجوم S بالقرب من SMBH. تتراكم العناقيد النجمية كمجموعة من مناطق كبيرة من الغبار السديم والغاز البدائي. على الرغم من أن النجوم العنقودية مرتبطة ببعضها جاذبيًا ، إلا أن قوى المد والجزر من مركز المجرة يمكن أن تمزقها على مدى ملايين السنين. النجوم المنفردة ضمن هذه العناقيد تتدحرج إلى الداخل نحو قلب المجرة. عندما يحدث هذا ، يجب أن تتقدم هذه النجوم في العمر لتصبح 'نجومًا داخل النجوم' - نوى نجمية زرقاء شديدة الإشعاع مغطاة بمغلفات عملاقة غازية حمراء ضخمة منتفخة. في ورقتهم 'نجوم مركز المجرة' (نُشرت في 21 مارس 2005) ، يواصل المؤلفون القول: 'تدور النجوم S في منطقة تمنع فيها قوى المد من الثقب الأسود المركزي الفائق الكتلة تكون النجوم.'
وفقًا للتفكير الفلكي الحالي ، يجب أن تتشكل النجوم S أيضًا في مجموعات ، ويجب أن تنشأ هذه المجموعات بعيدًا عن قوى المد والجزر بالقرب من قلب المجرة. من الممكن ، بالطبع ، أن يكون للنجوم S دورة ولادة مختلفة عن النجوم الأخرى. إحدى الأفكار التي اكتشفها المنظرون هي أن النجوم الأساسية تتشكل نتيجة الاصطدامات الأخيرة بين السحب الجزيئية الكثيفة بالقرب من مركز درب التبانة. فكرة أخرى هي أنه قد يتم نسجها من قرص التراكم المحيط بـ SMBH نفسه. لحساب لمعانها ودرجات الحرارة المرتفعة (30 ألف درجة مئوية) ، يجب أن يكون للنجوم S كتل وسيطة (حوالي 10 شمسي) وأن تعيش دورات حياة قصيرة نسبيًا (حوالي 10 سنوات). بسبب هذه القيود ، يجب أن تكون جميع النجوم الأساسية صغيرة نسبيًا ويجب أن تتشكل النجوم الجديدة باستمرار.
'الصورة البديلة المعقولة هي أن النجوم- S تنتج عن غرق مجموعات نجمية ضخمة نحو الثقب الأسود عن طريق الاحتكاك الديناميكي. ومع ذلك ، فإن المد والجزر يعطل مثل هذه المجموعات على مسافات أبعد بكثير من منطقة النجوم S المرصودة. لتزويد النجوم S يتطلب التشتت في المدارات الشعاعية القريبة من خلال تفاعلات الجاذبية مع النجوم الأخرى. ومع ذلك ، تحدث هذه العملية على مقياس زمني قد يتجاوز إلى حد كبير عمر التسلسل الرئيسي لهذه النجوم من درجات الحرارة المرصودة '. يكتب الزوج.
على نحو فعال ، يجب أن تكون النجوم الأساسية إما شابة جدًا ويتم تسليمها إلى منطقة SMBH من خلال آلية غير معروفة ، أو يجب أن تكون أقدم بكثير مما كان يُعتقد ويتم تحويلها بطريقة ما إلى 'شباب' من خلال التفاعل مع الثقب الأسود ومحيطه المباشر. هل يمكن أن يكون هناك 'ينبوع من الشباب النجمي' في مركز مجرة درب التبانة؟
يقول المؤلفون: 'تجريد النجوم يحل مشكلة الولادة'. '... النجوم الوحيدة التي يمكن تحديدها على أنها عمالقة حمراء في مركز المجرة تفقد مظاريفها وتتحول إلى نجوم S بدلاً من ذلك.' مرت النجوم الأساسية S بعملية ولادة عنقودية ونضج مشابهة لشمسنا. نظرًا لأنها قد تكون أقل ضخامة مما كان يُعتقد سابقًا (حوالي 1-4 كتل شمسية) ، فقد كان لديهم المزيد من الوقت للتحرك نحو اللب.
مدفوعًا إلى الداخل من خلال تشتت الجاذبية من النجوم الأكثر ضخامة ، تتلقى هذه الكواكب الحمراء العملاقة 'شد الوجه' الكوني - حيث تقوم قوى المد والجزر بالثقب الأسود بإزالة أغطيةها الخارجية للانضمام إلى الغازات الأخرى التي تغذي SMBH نفسها. بسبب طول العمر الذي كان يُعتقد أكثر من مرة ، كان لهذه النجوم ذات الكتلة الأقل متسعًا من الوقت للوصول إلى قلب المجرة من مجموعات أبعد. تفسر حقيقة أنهم فقدوا أكفانهم تألقهم النسبي ودرجات الحرارة المرتفعة وشبابهم الواضح.
هل أمام شمسنا مثل هذا المستقبل قبلها؟
وفقًا لملفين ديفيز ، 'لا ، لن تعاني الشمس من نفس المصير. نحن بعيدون جدا عن مركز المجرة. نحن على بعد 30000 سنة ضوئية من الثقب الأسود ؛ النجوم التي تشتت فيها قد أتت من مسافة أقرب بكثير ، وبالتأكيد ليس أكثر من حوالي 3000 سنة ضوئية. ' يضيف البروفيسور أندرو كينج ، 'ليس للشمس رفيق قريب يمكن أن يزعج تطورها الطبيعي. لذلك سيصبح في النهاية عملاقًا أحمر ويتطور إلى قزم أبيض عادي '.
حسنًا ، يبدو أنه لا يوجد ينبوع شباب في وسط المجرة بالنسبة لسول بعد كل شيء.