نظام نجمي فائق الصغر

النظام النجمي فائق الكثافة ( HCSS ) هو تجمع كثيف من النجوم حول ثقب أسود فائق الكتلة تم قذفه من مركز مجرته المضيفة . تبقى النجوم القريبة من الثقب الأسود وقت قذفه مرتبطة به بعد مغادرته المجرة، مُشكّلةً بذلك النظام النجمي فائق الكثافة.

يشير مصطلح "فائقة الكثافة" إلى صغر حجم التجمعات النجمية فائقة الكثافة مقارنةً بالتجمعات النجمية العادية ذات اللمعان المماثل . ويعود ذلك إلى أن قوة الجاذبية الناتجة عن الثقب الأسود فائق الكتلة تُبقي النجوم تدور في مدارات ضيقة للغاية حول مركز التجمع.

يُعدّ مصدر الأشعة السينية الساطع SDSS 1113، القريب من مجرة ​​ماركاريان 177، أول مرشح محتمل لوجود ثقوب سوداء فائقة الكتلة. وسيؤكد اكتشاف هذه الثقوب نظرية ارتداد موجات الجاذبية ، وسيثبت إمكانية وجود ثقوب سوداء فائقة الكتلة خارج المجرات.

يعتقد علماء الفلك أن الثقوب السوداء فائقة الكتلة يمكن أن تُقذف من مراكز المجرات بفعل ارتداد موجات الجاذبية. يحدث هذا عندما يندمج ثقبان أسودان فائقان الكتلة في نظام ثنائي، بعد فقدانهما الطاقة على شكل موجات جاذبية . ولأن موجات الجاذبية لا تُشع بشكل متساوٍ ، فإن بعض الزخم ينتقل إلى الثقوب السوداء المندمجة، فتشعر بارتداد، أو "دفعة"، لحظة الاندماج. تشير المحاكاة الحاسوبية إلى أن هذه الدفعة قد تصل إلى 10⁴ ^كم /ث، ^{[ 1 ]} وهو ما يتجاوز سرعة الإفلات من مراكز حتى أضخم المجرات. ^{[ 2 ]}

النجوم التي تدور حول الثقب الأسود فائق الكتلة لحظة الارتداد ستُسحب معه، شريطة أن تتجاوز سرعتها المدارية سرعة الارتداد V_{_k} . هذا ما يحدد حجم منطقة الاحتراق الفائقة: نصف قطرها يساوي تقريبًا نصف قطر المدار الذي له نفس سرعة الارتداد حول الثقب الأسود فائق الكتلة، أو

${\displaystyle R={\frac {GM}{V_{k}^{2}}}}$

حيث M هي كتلة الثقب الأسود فائق الكتلة، و G هو ثابت الجاذبية . يبلغ حجمه R حوالي نصف فرسخ فلكي ( سنتان ضوئيتان ) عند انطلاقه بسرعة 1000  كم/ث وكتلة ثقب أسود فائق الكتلة تعادل 100 مليون كتلة شمسية . يبلغ حجم أكبر التجمعات النجمية فائقة الكتلة حوالي 20  فرسخًا فلكيًا، أي ما يعادل تقريبًا حجم عنقود كروي كبير ، بينما يبلغ حجم أصغرها حوالي جزء من ألف من الفرسخ الفلكي، أي أصغر من أي عنقود نجمي معروف. ^{[ 3 ]}

يعتمد عدد النجوم التي تبقى مرتبطة بالثقب الأسود فائق الكتلة بعد الارتداد على كلٍّ من سرعة الضوء (Vk ₎ وكثافة تجمع النجوم حوله قبل الارتداد. تشير عدة حجج إلى أن الكتلة النجمية الإجمالية ستكون حوالي 0.1% من كتلة الثقب الأسود فائق الكتلة أو أقل. ^{[ 3 ]} قد تحمل أكبر التجمعات النجمية فائقة الكتلة بضعة ملايين من النجوم، مما يجعلها قابلة للمقارنة في لمعانها مع عنقود كروي أو مجرة ​​قزمة فائقة الصغر .

إلى جانب كونها شديدة الكثافة، يكمن الاختلاف الرئيسي بين التجمع النجمي فائق الكتلة (HCSS) والتجمع النجمي العادي في الكتلة الأكبر بكثير للتجمع النجمي فائق الكتلة، وذلك بسبب وجود ثقب أسود فائق الكتلة في مركزه. هذا الثقب الأسود نفسه معتم وغير قابل للكشف، لكن جاذبيته تدفع النجوم إلى التحرك بسرعات أعلى بكثير مما هي عليه في التجمع النجمي العادي. تبلغ السرعات الداخلية للتجمعات النجمية العادية بضعة كيلومترات في الثانية، بينما في التجمع النجمي فائق الكتلة، تتحرك جميع النجوم تقريبًا بسرعة تفوق سرعة الضوء ( V _{_k})، أي مئات أو آلاف الكيلومترات في الثانية.

إذا كانت سرعة الارتداد أقل من سرعة الإفلات من المجرة، فسيسقط الثقب الأسود فائق الكتلة عائدًا نحو نواة المجرة، متذبذبًا عبرها مرات عديدة قبل أن يستقر نهائيًا. ^{[ 4 ]} في هذه الحالة، لن يبقى الثقب الأسود فائق الكتلة كجسم منفصل إلا لفترة قصيرة نسبيًا، تُقدّر بمئات الملايين من السنين، قبل أن يختفي عائدًا إلى نواة المجرة. خلال هذه الفترة، سيكون من الصعب رصد الثقب الأسود فائق الكتلة لأنه سيكون متراكبًا على المجرة أو خلفها.

حتى لو أفلت نجم فائق الصغر من مجرته المضيفة، فإنه سيظل مرتبطًا بالمجموعة أو العنقود الذي يحتوي على المجرة، لأن سرعة الإفلات من عنقود مجرات أكبر بكثير من سرعة الإفلات من مجرة ​​واحدة. عند رصده، سيتحرك النجم الفائق الصغر ببطء أكبر من V_{_k} ، لأنه سيكون قد خرج من خلال بئر الجاذبية للمجرة و/أو العنقود.

ستكون النجوم في نظام النجوم عالي الكثافة (HCSS) مشابهة لأنواع النجوم المرصودة في نوى المجرات. وهذا من شأنه أن يجعل نجوم نظام النجوم عالي الكثافة أغنى بالمعادن وأصغر سناً من نجوم العناقيد الكروية النموذجية. ^{[ 3 ]}

بما أن الثقب الأسود في مركز التجمع النجمي فائق الصغر (HCSS) غير مرئي عمليًا، فإن هذا التجمع سيبدو مشابهًا جدًا لتجمع نجمي خافت. ويتطلب تحديد ما إذا كان تجمع نجمي مُرصَدًا هو HCSS قياس السرعات المدارية للنجوم فيه عبر انزياحات دوبلر، والتحقق من أنها تتحرك بسرعة أكبر بكثير من المتوقع بالنسبة للنجوم في تجمع نجمي عادي. يُعد هذا رصدًا صعبًا نظرًا لأن HCSS سيكون خافتًا نسبيًا، مما يتطلب ساعات طويلة من التعريض حتى باستخدام تلسكوب من فئة 10 أمتار  .

تُعدّ عناقيد المجرات من أكثر الأماكن الواعدة للبحث عن الثقوب السوداء فائقة الكتلة ، وذلك لسببين: أولًا، معظم المجرات في عنقود المجرات هي مجرات إهليلجية يُعتقد أنها تشكلت من خلال اندماجات . ويُعدّ اندماج المجرات شرطًا أساسيًا لتكوين ثقب أسود فائق الكتلة ثنائي، وهو شرط أساسي لانطلاقه. ثانيًا، سرعة الإفلات من عنقود المجرات كبيرة بما يكفي لضمان بقاء الثقب الأسود فائق الكتلة حتى لو أفلت من مجرته المضيفة.

تشير التقديرات إلى أن عنقودي المجرات فورناكس وفيرجو القريبين قد يحتويان على مئات أو آلاف من المجرات فائقة الصغر. ^{[ 3 ]} وقد خضع هذان العنقودان لمسح بحثًا عن المجرات المدمجة والتجمعات النجمية. ومن المحتمل أن بعض الأجسام التي رُصدت في هذه المسوحات كانت مجرات فائقة الصغر تم تصنيفها خطأً على أنها تجمعات نجمية عادية. ومن المعروف أن بعض الأجسام المدمجة في المسوحات تتمتع بسرعات داخلية عالية نسبيًا، ولكن لا يبدو أن أيًا منها يتمتع بكتلة كافية لتصنيفه كمجرات فائقة الصغر. ^{[ 5 ]}

مكان آخر محتمل للعثور على نظام HCSS هو بالقرب من موقع اندماج مجرة ​​حديث .

من حين لآخر، يُفتت الثقب الأسود في مركز نظام النجوم فائق الكتلة نجمًا يمر بالقرب منه جدًا، مُنتجًا توهجًا شديد السطوع. وقد رُصدت بعض هذه التوهجات في مراكز المجرات ، ويُعتقد أنها ناجمة عن اقتراب نجم من الثقب الأسود فائق الكتلة في نواة المجرة. ^{[ 6 ]} وتشير التقديرات إلى أن الثقب الأسود فائق الكتلة المرتدّ يُفتت حوالي اثني عشر نجمًا خلال الفترة التي يستغرقها للهروب من مجرته. ^{[ 7 ]} ونظرًا لأن عمر التوهج لا يتجاوز بضعة أشهر، فإن فرص رصد مثل هذا الحدث ضئيلة ما لم يتم مسح مساحة واسعة من الفضاء. كما يُمكن أن ينفجر نجم في نظام النجوم فائق الكتلة كمستعر أعظم من النوع الأول ( قزم أبيض ) . ^{[ 7 ]}

سيكون اكتشاف نظام HCSS مهمًا لعدة أسباب.

• سيشكل ذلك دليلاً على أن الثقوب السوداء فائقة الكتلة يمكن أن توجد خارج المجرات.
• من شأن ذلك أن يؤكد صحة عمليات المحاكاة الحاسوبية التي تتنبأ بارتداد موجات الجاذبية بآلاف الكيلومترات في الثانية.
• إن وجود المجرات فائقة الكتلة ذات البنية الهرمية الفائقة (HCSSs) يعني أن بعض المجرات لا تحتوي على ثقوب سوداء فائقة الكتلة في مراكزها. وسيكون لهذا الأمر تبعات مهمة على النظريات التي تربط نمو المجرات بنمو الثقوب السوداء فائقة الكتلة، وعلى العلاقات التجريبية بين كتلة الثقوب السوداء فائقة الكتلة وخصائص المجرات.
• إذا تم اكتشاف العديد من أنظمة HCSS، فسيكون من الممكن إعادة بناء توزيع سرعات الركل، والذي يحتوي على معلومات حول تاريخ اندماج المجرات، وكتل ودوران الثقوب السوداء الثنائية، وما إلى ذلك.

• النسبية العددية
• ديناميكيات النجوم
• ثقب أسود مارق

• قد تكشف النجوم المشوهة عن الثقوب السوداء المقذوفة: مقال في مجلة نيو ساينتست حول توهجات التمزق المدّي الناتجة عن ارتداد الثقوب السوداء.