سكان النجوم

وفقًا للنماذج الكونية الحالية، كانت المادة التي تشكلت في الانفجار العظيم تتكون في معظمها من الهيدروجين (75%) والهيليوم (25%)، مع نسبة ضئيلة جدًا من العناصر الخفيفة الأخرى مثل الليثيوم والبريليوم . [ 8 ] عندما برد الكون ^{بدرجة كافية ،} وُلدت النجوم الأولى كنجوم من الجيل الثالث، دون أي شوائب من المعادن الثقيلة. يُفترض أن هذا قد أثر على بنيتها بحيث أصبحت كتلتها النجمية أكبر بمئات المرات من كتلة الشمس. بدورها، تطورت هذه النجوم الضخمة بسرعة كبيرة، وأنتجت عملياتها التركيبية النووية العناصر الستة والعشرين الأولى (حتى الحديد في الجدول الدوري ). ^{[ 9 ]}  

تُظهر العديد من النماذج النجمية النظرية أن معظم نجوم الجيل الثالث ذات الكتلة العالية  استنفدت وقودها بسرعة، ومن المرجح أنها انفجرت في مستعرات عظمى هائلة الطاقة ناتجة عن عدم استقرار الأزواج . وقد أدت هذه الانفجارات إلى تشتيت موادها بشكل كامل، وقذف المعادن إلى الوسط بين النجوم، لتُدمج في الأجيال اللاحقة من النجوم. ويشير تدميرها إلى أنه لا  يُفترض رصد أي نجوم من الجيل الثالث ذات كتلة عالية في المجرة. ^{[ 10 ]}  ومع ذلك، قد تُرى بعض نجوم الجيل الثالث في مجرات ذات انزياح أحمر عالٍ، والتي نشأ ضوؤها خلال المراحل المبكرة من تاريخ الكون. ^{[ 11 ]} وقد وجد العلماء دليلاً على وجود نجم صغير للغاية فقير بالمعادن ، أصغر قليلاً من الشمس، في نظام ثنائي للأذرع الحلزونية في مجرة ​​درب التبانة . ويفتح هذا الاكتشاف إمكانية رصد نجوم أقدم. ^{[ 12 ]}

من المرجح أن النجوم ذات الكتلة الهائلة التي لا تستطيع إنتاج مستعر أعظم ناتج عن عدم استقرار الأزواج قد انهارت لتتحول إلى ثقوب سوداء من خلال عملية تُعرف باسم التفكك الضوئي . وقد يكون بعض المادة قد تسرب خلال هذه العملية على شكل نفاثات نسبية ، مما قد يكون ساهم في نشر المعادن الأولى في الكون. ^{[ 13 ] [ 14 ] [ أ ]}

إن أقدم النجوم التي تم رصدها حتى الآن، ^{[ 10 ]} والمعروفة باسم المجموعة  الثانية، لها معادن منخفضة للغاية؛ ^{[ 16 ] [ 7 ]} ومع ولادة الأجيال اللاحقة من النجوم، أصبحت أكثر غنى بالمعادن، حيث تلقت السحب الغازية التي تشكلت منها الغبار الغني بالمعادن الذي صنعته الأجيال السابقة من النجوم من المجموعة  الثالثة.

مع موت نجوم الجيل  الثاني، أعادت مواد غنية بالمعادن إلى الوسط بين النجوم عبر السدم الكوكبية والمستعرات العظمى، مما زاد من إثراء السدم التي تشكلت منها النجوم الأحدث. ولذلك، فإن هذه النجوم الأصغر سناً، بما فيها الشمس ، تحتوي على أعلى نسبة من المعادن، وتُعرف  بنجوم الجيل الأول.

نجوم المجموعة  الأولى هي نجوم فتية تتميز بأعلى نسبة معدنية بين المجموعات الثلاث، وتوجد بكثرة في الأذرع الحلزونية لمجرة درب التبانة . تُعتبر الشمس  نجمًا متوسطًا من المجموعة الأولى، بينما نجم μ Arae الشبيه بالشمس أغنى بكثير بالمعادن. ^{[ 17 ]} (يُستخدم مصطلح "غني بالمعادن" لوصف النجوم ذات نسبة معدنية أعلى بكثير من الشمس؛ أعلى مما يُمكن تفسيره بخطأ القياس).

تتميز نجوم المجموعة  الأولى عادةً بمدارات إهليلجية منتظمة حول مركز المجرة ، بسرعة نسبية منخفضة . وقد افترض سابقًا أن ارتفاع نسبة المعادن في  نجوم المجموعة الأولى يجعلها أكثر عرضةً لامتلاك أنظمة كوكبية مقارنةً بالمجموعتين الأخريين، إذ يُعتقد أن الكواكب ، وخاصةً الكواكب الأرضية ، تتشكل من تراكم المعادن. ^{[ 18 ]} مع ذلك، كشفت رصدات بيانات تلسكوب كيبلر الفضائي عن وجود كواكب أصغر حجمًا حول نجوم ذات نسب معادن متفاوتة، بينما تتركز الكواكب الأكبر حجمًا، والتي يُحتمل أن تكون عمالقة غازية، حول النجوم ذات نسبة المعادن الأعلى نسبيًا - وهي نتيجة لها آثار على نظريات تكوين العمالقة الغازية. ^{[ 19 ]} وبين نجوم المجموعة  الأولى المتوسطة ونجوم المجموعة  الثانية، تأتي مجموعة الأقراص المتوسطة.

النجوم من النوع  الثاني، أو النجوم الفقيرة بالمعادن، هي تلك التي تحتوي على كميات قليلة نسبيًا من العناصر الأثقل من الهيليوم. تشكلت هذه الأجرام في مراحل مبكرة من الكون.  وتنتشر نجوم النوع الثاني المتوسطة في انتفاخ مجرة ​​درب التبانة بالقرب من مركزها ، بينما تكون نجوم النوع  الثاني الموجودة في هالة المجرة أقدم وبالتالي أفقر بالمعادن. كما تحتوي العناقيد الكروية  على أعداد كبيرة من نجوم النوع الثاني. ^{[ 20 ]}

من خصائص  نجوم الجيل الثاني أنه على الرغم من انخفاض نسبة المعادن فيها بشكل عام، إلا أنها غالباً ما تحتوي على نسبة أعلى من عناصر ألفا (العناصر الناتجة عن عملية ألفا ، مثل الأكسجين والنيون ) مقارنةً بالحديد (Fe) مقارنةً بنجوم الجيل الأول؛ وتشير النظرية الحالية إلى أن هذا ناتج عن كون المستعرات العظمى من النوع الثاني مساهماً أكثر أهمية في الوسط بين النجوم وقت تكوينها، بينما حدث إثراء المعادن في المستعرات العظمى من النوع الأول في مرحلة لاحقة من تطور الكون. ^{[ 21 ]} 

على وجه الخصوص، وُجد مزيج من مستويات منخفضة للغاية من الحديد ومستويات عالية جدًا من الكربون في نجوم قديمة جدًا/منخفضة المعدنية، سواء في مجرتنا أو خارجها ^{[ 22 ]} . فقد وُجد أن نجمًا مرشحًا من النوع الثاني في مجرة ​​القزم الخافتة للغاية Pictor II يحتوي على مستويات حديد أقل من 1/43000 ومستويات كالسيوم أقل من 1/160000 من مستويات الشمس، ولكن مستويات كربون أعلى من 3000 ضعف مستويات الشمس. ^{[ 22 ]} ولأن Pictor II صغير للغاية، فإن انفجارًا مستعرًا أعظم عنيفًا كان سيقذف كل المواد التي لم تسقط عائدةً إلى الجسم المضغوط الناتج ، لذلك يُشتبه في أن العناصر تشكلت في مستعرات عظمى ذات طاقة منخفضة. ^{[ 22 ]}

استهدف العلماء هذه النجوم القديمة في العديد من المسوحات المختلفة، بما في ذلك مسح HK باستخدام الموشور الموضوعي الذي أجراه تيموثي سي . بيرز وآخرون  ^{[ 23 ]} ، ومسح هامبورغ- ESO الذي أجراه نوربرت كريستليب وآخرون  [24]، ^{والذي بدأ في} الأصل لرصد الكوازارات الخافتة . حتى الآن، كشفوا ودرسوا بالتفصيل حوالي عشرة نجوم شديدة الفقر بالمعادن (مثل نجم سنيدن ، ونجم كايريل ، وBD +17° 3248 )، وثلاثة من أقدم النجوم المعروفة حتى الآن: HE 0107-5240 ، وHE 1327-2326 ، و HE 1523-0901 . وقد تم تحديد نجم كافاو كأكثر النجوم فقراً بالمعادن حتى الآن عندما تم اكتشافه في عام 2012 باستخدام بيانات مسح سلون الرقمي للسماء . مع ذلك، في فبراير  2014، أُعلن عن اكتشاف نجم ذي محتوى معدني أقل، وهو SMSS J031300.36-670839.3، الذي حُدد موقعه باستخدام بيانات المسح الفلكي SkyMapper . أما النجمان HD 122563 ( عملاق أحمر ) و HD 140283 ( شبه عملاق )، فهما أقل حدة في نقص المعادن، لكنهما أقرب وأكثر سطوعًا، وبالتالي معروفان منذ فترة أطول. كما يمتلك Gaia BH3 ، ثاني أقرب ثقب أسود معروف إلى الأرض ، والواقع في تيار ED-2 النجمي الهالي، رفيقًا فقيرًا جدًا بالمعادن. وبالنظر إلى كتلته العالية بشكل غير عادي، والتي تبلغ حوالي 32.70 كتلة شمسية، يشير هذا إلى أن نجوم الجيل الثاني الضخمة قد فقدت كتلة أقل، مما سمح بتكوين ثقوب سوداء نجمية أكبر من الحد الأقصى للكتلة المتكونة من أسلاف غنية بالمعادن. ^{[ 25 ]}

 نجوم الجيل الثالث ^{[ 26 ]} هي مجموعة افتراضية من النجوم فائقة الكتلة واللمعان والحرارة، تكاد تخلو من المعادن ، باستثناء ربما المقذوفات المتداخلة من  مستعرات عظمى أخرى قريبة من الجيل الثالث في بداياتها. وقد صاغ هذا المصطلح لأول مرة نيفيل ج. وولف عام 1965. [ ^{27 ] [ 28 ] من} المرجح أن هذه النجوم كانت موجودة في بدايات الكون (أي عند انزياح أحمر عالٍ)، وربما تكون قد بدأت في إنتاج عناصر كيميائية أثقل من الهيدروجين ، وهي عناصر ضرورية لتكوين الكواكب والحياة كما نعرفها اليوم. ^{[ 29 ] [ 30 ]}

 يُستدل على وجود نجوم الجيل الثالث من خلال علم الكونيات الفيزيائي ، لكن لم يتم رصدها بشكل مباشر بعد. وقد وُجدت أدلة غير مباشرة على وجودها في مجرة ​​ذات عدسة جاذبية في منطقة بعيدة جدًا من الكون. ^{[ 31 ]} وقد يُفسر وجودها حقيقة رصد العناصر الثقيلة - التي لم يكن من الممكن أن تتكون في الانفجار العظيم - في أطياف انبعاث الكوازارات . ^{[ 9 ]} ويُعتقد أيضًا أنها مكونات لمجرات زرقاء خافتة . ومن المرجح أن هذه النجوم قد حفزت فترة إعادة تأين الكون ، وهي تحول طوري رئيسي لغاز الهيدروجين الذي يُشكل معظم الوسط بين النجوم. وتشير عمليات رصد المجرة UDFy-38135539 إلى أنها ربما لعبت دورًا في عملية إعادة التأين هذه. وقد اكتشف المرصد الأوروبي الجنوبي بؤرة ساطعة من نجوم الجيل الأول في مجرة ​​Cosmos شديدة السطوع ذات الانزياح الأحمر 7، وذلك خلال فترة إعادة التأين بعد حوالي 800 مليون سنة من الانفجار العظيم، عند الانزياح الأحمر z = 6.60 . تحتوي بقية المجرة على بعض النجوم المتأخرة الأكثر احمرارًا من المجموعة الثانية. ^{[ 29 ] [ 32 ]} تشير بعض النظريات إلى وجود جيلين من نجوم المجموعة الثالثة. ^{[ 33 ]}   

تتباين النظريات الحالية حول ما إذا كانت النجوم الأولى ضخمة جدًا أم لا. أحد الاحتمالات هو أن هذه النجوم كانت أكبر بكثير من النجوم الحالية: عدة مئات من كتل الشمس ، وربما تصل إلى 1000  كتلة شمسية. ستكون هذه النجوم قصيرة العمر جدًا، ولن تدوم إلا من 2 إلى 5  ملايين سنة. ^{[ 34 ]} ربما سمح نقص العناصر الثقيلة وارتفاع درجة حرارة الوسط بين النجوم الناتج عن الانفجار العظيم بتكوّن مثل هذه النجوم الضخمة. في المقابل، تشير نظريات طُرحت في عامي 2009 و2011 إلى أن المجموعات النجمية الأولى ربما تكونت من نجم ضخم محاط بعدة نجوم أصغر. ^{[ 35 ] [ 36 ] [ 37 ]} _{لو بقيت النجوم الأصغر في العنقود النجمي الأصلي، لتراكمت لديها كميات} أكبر من الغاز ولما استطاعت البقاء حتى يومنا هذا، لكن دراسة أجريت عام 2017 خلصت إلى أنه إذا طُرد نجم كتلته 0.8 كتلة شمسية ( M☉ ) أو أقل من عنقوده النجمي الأصلي قبل أن تتراكم لديه كتلة أكبر، فإنه قد ينجو حتى يومنا هذا، وربما حتى في مجرتنا درب التبانة. ^{[ 38 ]} 

تشير تحليلات بيانات نجوم المجموعة الثانية ذات المحتوى المعدني  المنخفض للغاية ، مثل HE 0107-5240 ، والتي يُعتقد أنها تحتوي على المعادن التي تنتجها  نجوم المجموعة الثالثة، إلى أن كتل هذه النجوم الخالية من المعادن تتراوح بين 20 و130  كتلة شمسية. ^{[ 39 ]} من جهة أخرى، تشير تحليلات التجمعات النجمية الكروية المرتبطة بالمجرات الإهليلجية إلى أن المستعرات العظمى الناتجة عن عدم استقرار الأزواج ، والتي ترتبط عادةً بالنجوم الضخمة جدًا، هي المسؤولة عن تركيبها المعدني . ^{[ 40 ]} وهذا يفسر أيضًا سبب عدم رصد أي نجوم منخفضة الكتلة ذات محتوى معدني صفري ، على الرغم من وجود نماذج مصممة  لنجوم المجموعة الثالثة الأصغر حجمًا. ^{[ 41 ] [ 42 ]} تم اقتراح التجمعات التي تحتوي على أقزام حمراء أو أقزام بنية ذات معدنية صفرية (ربما تم إنشاؤها بواسطة المستعرات العظمى لعدم استقرار الزوج ^{[ 16 ]} ) كمرشحين للمادة المظلمة ، ^{[ 43 ] [ 44 ]} ولكن عمليات البحث عن هذه الأنواع من MACHOs من خلال العدسات الجاذبية الدقيقة أسفرت عن نتائج سلبية.

 تُعتبر نجوم الجيل الثالث نواة للثقوب السوداء في الكون المبكر. وعلى عكس نواة الثقوب السوداء ذات الكتلة العالية ، مثل الثقوب السوداء الناتجة عن الانهيار المباشر ، فإنها كانت ستُنتج ثقوبًا سوداء خفيفة. وإذا ما نمت هذه النجوم إلى كتل أكبر من المتوقع، لكانت قد تحولت إلى أشباه نجوم ، وهي نواة افتراضية أخرى للثقوب السوداء الثقيلة التي كانت ستوجد في المراحل الأولى لتطور الكون قبل أن يتلوث الهيدروجين والهيليوم بعناصر أثقل.

يُعد اكتشاف  نجوم المجموعة الثالثة هدفًا لتلسكوب جيمس ويب الفضائي التابع لناسا . ^{[ 45 ]}

في 8 ديسمبر 2022، أبلغ علماء الفلك عن احتمال اكتشاف نجوم من المجموعة الثالثة، في مجرة ​​ذات انزياح أحمر عالٍ تسمى RX J2129–z8He II . ^{[ 46 ] [ 47 ]}

في 27 أكتوبر 2025، نشر علماء الفلك ورقة بحثية في مجلة Astrophysical Journal Letters، تفيد بأن LAP1-B قد يكون أول عنقود مُرصَد من نجوم المجموعة الثالثة، بانزياح أحمر قدره z=6.6 وكتلة إجمالية تصل إلى 2700 كتلة شمسية، وهو ما يبدو أنه يستوفي المعايير الثلاثة الأكثر أهمية لتصنيف نجم ما كنجم من المجموعة الثالثة. ^{[ 48 ] [ 49 ]}