مجرة ستاربرست

تحدث الانفجارات النجمية نتيجة عمليات تُسبب ارتفاعات مفاجئة في كثافة المجرات، وعادةً ما تكون هذه العمليات اندماجات، واضطرابات جاذبية، وتراكم الغاز في قضبان المجرات النجمية. وينتج جزء كبير من هذه الانفجارات عن اندماجات لمجرات من نفس الكتلة أو من كتل مختلفة. ^{[ 7 ]} غالبًا ما تُظهر المجرات التي تمر بانفجار نجمي ذيولًا مدية ، مما يدل على اقترابها من مجرة ​​أخرى، أو أنها في خضم عملية اندماج. يمكن لقوى الجاذبية المدية أو التصادمات المباشرة بين سحب الغاز أن تُفقد الغبار والغاز زخمهما الزاوي وتدفعهما نحو الداخل ^{[ 2 ]} ، مما يؤدي إلى تكوّن النجوم بسرعة من الغاز المضغوط. كما تزداد الكفاءة الإجمالية لتحويل الغاز إلى نجوم. وقد أدت هذه التغيرات في معدل تكوّن النجوم أيضًا إلى اختلافات مع زمن النضوب، مما يُغذي الانفجار النجمي بآلياته المجرية الخاصة بدلًا من الاندماج مع مجرة ​​أخرى. ^{[ ٨ ]} يمكن أن تؤدي التفاعلات بين المجرات التي لا تندمج إلى إطلاق أنماط دوران غير مستقرة، مثل عدم استقرار القضيب، مما يتسبب في تدفق الغاز نحو النواة وإشعال انفجارات تكوين النجوم بالقرب من نواة المجرة. ^{[ ٩ ]} وقد ثبت وجود ارتباط قوي بين عدم تناسق المجرة وصغر سن نجومها، حيث تتميز المجرات الأكثر عدم تناسق بوجود نجوم مركزية أصغر سناً. ^{[ ٩ ]} وبما أن عدم التناسق قد ينتج عن التفاعلات المدية والاندماجات بين المجرات، فإن هذه النتيجة تقدم دليلاً إضافياً على أن الاندماجات والتفاعلات المدية يمكن أن تحفز تكوين النجوم المركزي في المجرة وتؤدي إلى انفجارات تكوين النجوم. في العصور الكونية السابقة، عندما كانت المجرات تحتوي عموماً على نسبة غاز أعلى، ربما كانت الاندماجات أقل أهمية في إطلاق انفجارات تكوين النجوم، لكن الأدلة على ذلك غير واضحة. بالإضافة إلى ذلك، تتسبب تدفقات الغاز في قضبان المجرات الحلزونية في تراكم الغبار باتجاه مركز المجرة، مما قد يؤدي إلى انفجارات نجمية في مراكز المجرات. ويكون هذا التأثير أكثر وضوحًا في المجرات ذات الانزياح الأحمر المنخفض. ^{[ 2 ]}

يُعدّ تصنيف أنواع مجرات الانفجار النجمي أمرًا صعبًا، لأنّ هذه المجرات لا تُمثّل نوعًا مُحدّدًا بحدّ ذاتها. قد تحدث الانفجارات النجمية في المجرات القرصية ، وغالبًا ما تُظهر المجرات غير المنتظمة تجمعات من الانفجارات النجمية منتشرة في أرجاء المجرة غير المنتظمة. ومع ذلك، يُصنّف علماء الفلك عادةً مجرات الانفجار النجمي بناءً على أبرز خصائصها الرصدية. ومن بين هذه التصنيفات:

• المجرات الزرقاء المدمجة (BCGs). غالبًا ما تكون هذه المجرات منخفضة الكتلة، ومنخفضة المحتوى المعدني، وخالية من الغبار. ولأنها خالية من الغبار وتحتوي على عدد كبير من النجوم الشابة الساخنة، فإنها غالبًا ما تظهر باللون الأزرق في نطاقي الضوء المرئي والأشعة فوق البنفسجية. كان يُعتقد في البداية أن هذه المجرات هي مجرات شابة بالفعل في طور تكوين جيلها الأول من النجوم، مما يفسر انخفاض محتواها المعدني. ومع ذلك، فقد وُجدت تجمعات نجمية قديمة في معظم هذه المجرات، ويُعتقد أن الاختلاط الفعال قد يفسر النقص الظاهر في الغبار والمعادن. تُظهر معظم هذه المجرات علامات على اندماجات حديثة و/أو تفاعلات وثيقة. من بين المجرات الزرقاء المدمجة التي دُرست جيدًا: IZw18 (أفقر مجرة ​​معروفة من حيث المحتوى المعدني)، و ESO338-IG04 ، و Haro 11 .
  • المجرات القزمة الزرقاء المدمجة (مجرات BCD) هي مجرات صغيرة مدمجة.
  • مجرات البازلاء الخضراء (GPs) هي مجرات صغيرة مضغوطة تشبه انفجارات النجوم البدائية. وقد اكتشفها علماء مواطنون مشاركون في مشروع حديقة حيوانات المجرات .
  • مجرات التوت الأزرق (BBs) هي مجرات قزمة ذات معدل انفجار نجمي منخفض، وهي نظائر لمجرات الجرافين (GPs) عند الانزياح الأحمر المنخفض، وربما تكون مماثلة للمجرات ذات الانزياح الأحمر العالي. على الرغم من أن معدل تكوين النجوم في مجرات التوت الأزرق منخفض، ربما بسبب صغر حجمها وصغر كتلتها، إلا أن معدل تكوين النجوم النوعي فيها مرتفع ومقارب لمعدل تكوين النجوم النوعي في مجرات الجرافين.
• المجرات المضيئة بالأشعة تحت الحمراء (LIRGs). تُعرَّف هذه المجرات بأنها أجسام غبارية للغاية ذات لمعان يزيد عن 10 ^{^10} ضعف لمعان _الشمس . يمتص الغبار الأشعة فوق البنفسجية المنبعثة من النجوم الفتية اللامعة، ثم يُعيد إشعاعها في نطاق الأشعة تحت الحمراء بأطوال موجية تقارب 100 ميكرومتر. يمتص الغبار الضوء الأزرق والأشعة فوق البنفسجية بشكل أفضل من الضوء الأحمر، وهذا ما يفسر اللون الأحمر القاني الذي يميز هذه المجرات. ليس بالضرورة أن يكون كل الإشعاع فوق البنفسجي ناتجًا عن تكوين النجوم فقط، ومن المرجح أن بعض هذه المجرات تستمد طاقتها جزئيًا من النوى المجرية النشطة (AGN).  
  • المجرات فائقة اللمعان بالأشعة تحت الحمراء (ULIRGs). تُعدّ هذه المجرات نسخًا أكثر تطرفًا من المجرات ذات اللمعان بالأشعة تحت الحمراء (LIRGs)، حيث تتجاوز لمعانها 10 ^{^11} ضعف _{لمعان الشمس} . تشير رصدات الأشعة السينية للعديد من هذه المجرات، والتي تخترق الغبار، إلى أن العديد من مجرات الانفجار النجمي هي أنظمة ثنائية النواة، مما يدعم فرضية أن هذه المجرات تتغذى على تكوين النجوم الناتج عن عمليات اندماج كبيرة. ومن بين هذه المجرات، تُعدّ Arp 220 مثالًا على المجرات فائقة اللمعان بالأشعة تحت الحمراء التي خضعت لدراسات مستفيضة . 
  • المجرات فائقة اللمعان بالأشعة تحت الحمراء (HyLIRGs) هي نسخ أكثر تطرفًا ذات لمعان أكبر من 10 ¹² L _☉ . 
  • المجرات تحت المليمترية (SMGs) هي مجرات ULIRGs أو HyLIRGs عند انزياح أحمر أكبر من 2. عند هذه الانزياحات الحمراء، يتم رصد انبعاث الأشعة تحت الحمراء 100 ميكرومتر عند أطوال موجية تحت المليمتر، مما يجعل نطاق الطول الموجي هذا مناسبًا لاكتشاف مجرات ULIRGs البعيدة.

• مجرات وولف-رايت (مجرات WR) ، هي مجرات تحتوي على نسبة كبيرة من النجوم الساطعة من نوع وولف-رايت . تُعدّ مرحلة وولف-رايت مرحلة قصيرة نسبيًا في حياة النجوم الضخمة، حيث تمثل عادةً 10% من عمرها الإجمالي ^{[ 12 ]} ، ولذلك من المرجح أن تحتوي أي مجرة ​​على عدد قليل منها. مع ذلك، نظرًا لأن هذه النجوم لامعة ولها خصائص طيفية مميزة، فمن الممكن تحديدها في أطياف المجرات بأكملها، مما يسمح بوضع قيود دقيقة على خصائص انفجارات تكوين النجوم في هذه المجرات.

أولاً، يجب أن تحتوي مجرة ​​الانفجار النجمي على كمية كبيرة من الغاز اللازم لتكوين النجوم. وقد يحدث الانفجار نفسه نتيجة اقترابها من مجرة ​​أخرى (مثل M81/M82)، أو اصطدامها بمجرة أخرى (مثل مجرة ​​الهوائيات)، أو من خلال عملية أخرى تدفع المادة إلى مركز المجرة (مثل القضيب النجمي).

يُعدّ باطن انفجار النجوم بيئةً بالغة القسوة. فوجود كميات هائلة من الغاز يُؤدي إلى تكوّن نجوم ضخمة. تقوم النجوم الشابة الساخنة بتأيين الغاز المحيط بها (وخاصةً الهيدروجين )، مُكوّنةً مناطق H II . تُعرف مجموعات النجوم الساخنة باسم تجمعات OB . تحترق هذه النجوم بسرعة وبشدة، ومن المُرجّح أن تنفجر في نهاية حياتها كمستعرات عظمى .

بعد انفجار المستعر الأعظم، تتمدد المادة المقذوفة وتصبح بقايا مستعر أعظم . تتفاعل هذه البقايا مع البيئة المحيطة داخل منطقة الانفجار النجمي ( الوسط بين النجوم ) ويمكن أن تكون موقعًا لظهور الميزرات بشكل طبيعي .

يمكن أن تساعدنا دراسة المجرات النجمية المتفجرة القريبة في تحديد تاريخ تكوين المجرات وتطورها. من المعروف أن عددًا كبيرًا من أبعد المجرات المرصودة، على سبيل المثال، في حقل هابل العميق، هي مجرات نجمية متفجرة، لكنها بعيدة جدًا بحيث لا يمكن دراستها بتفصيل. يمكن أن يمنحنا رصد الأمثلة القريبة واستكشاف خصائصها فكرة عما كان يحدث في الكون المبكر، حيث انطلق الضوء الذي نراه من هذه المجرات البعيدة منها عندما كان الكون أصغر سنًا بكثير ( انظر الانزياح الأحمر ).