Skip to main content
Global

20.2: الغاز بين النجوم

  1. Last updated
  2. Save as PDF
  • Page ID
    197109

    • \( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

    أهداف التعلم

    في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

    • قم بتسمية الأنواع الرئيسية من الغاز بين النجوم
    • ناقش كيف يمكننا ملاحظة كل نوع
    • وصف درجة الحرارة والخصائص الرئيسية الأخرى لكل نوع

    يمكن أن يكون الغاز بين النجوم، اعتمادًا على مكان وجوده، باردًا بضع درجات فوق الصفر المطلق أو حارًا يصل إلى مليون درجة أو أكثر. سنبدأ رحلتنا عبر الوسط النجمي من خلال استكشاف الظروف المختلفة التي نجد الغاز فيها.

    مناطق الهيدروجين المؤين (H II) - الغاز بالقرب من النجوم الساخنة

    تُظهر بعض الصور الفلكية الأكثر إثارة غازًا بين النجوم يقع بالقرب من النجوم الساخنة (الشكل\(\PageIndex{1}\)). أقوى خط في المنطقة المرئية من طيف الهيدروجين هو الخط الأحمر في سلسلة Balmer 1 (كما هو موضح في الفصل الخاص بالإشعاع والطياف)؛ يفسر خط الانبعاث هذا التوهج الأحمر المميز في صور مثل الشكل\(\PageIndex{1}\).

    بديل
    شخصية\(\PageIndex{1}\) أوريون نيبولا. يتم إنتاج التوهج الأحمر الذي يسود سديم أوريون العظيم من خلال السطر الأول في سلسلة Balmer من الهيدروجين. يشير انبعاث الهيدروجين إلى وجود نجوم شابة ساخنة قريبة تؤين سحب الغاز هذه. عندما تتحد الإلكترونات بعد ذلك مع البروتونات وتنتقل مرة أخرى إلى مدارات الطاقة المنخفضة، يتم إنتاج خطوط الانبعاثات. ينتج اللون الأزرق الذي يظهر على حواف بعض السحب من جزيئات الغبار الصغيرة التي تشتت الضوء من النجوم الساخنة. يمكن أيضًا رؤية الغبار مظللاً مقابل الغاز المتوهج. (مصدر: ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية والسيد روبرتو (معهد علوم المقاريب الفضائية/وكالة الفضاء الأوروبية) وفريق مشروع أوريون للخزانة التابع لمقراب هابل الفضائي)

    تستطيع النجوم الساخنة تسخين الغاز القريب إلى درجات حرارة قريبة من 10000 كلفن، كما أن الأشعة فوق البنفسجية من النجوم تؤين الهيدروجين (تذكر أنه أثناء التأين، يتم تجريد الإلكترون تمامًا من البروتون). لن يبقى مثل هذا البروتون المنفصل بمفرده إلى الأبد عندما تكون الإلكترونات الجذابة موجودة؛ سوف يلتقط الإلكترون الحر، ليصبح هيدروجينًا محايدًا مرة أخرى. ومع ذلك، يمكن لهذه الذرة المحايدة امتصاص الأشعة فوق البنفسجية مرة أخرى وبدء الدورة من جديد. في لحظة نموذجية، تكون معظم الذرات القريبة من النجم الساخن في الحالة المؤينة.

    نظرًا لأن الهيدروجين هو المكون الرئيسي للغاز بين النجوم، فإننا غالبًا ما نميز منطقة من الفضاء وفقًا لما إذا كان الهيدروجين محايدًا أو مؤينًا. تُسمى سحابة الهيدروجين المؤين بمنطقة H II. (يستخدم العلماء الذين يعملون مع الأطياف الرقم الروماني I للإشارة إلى أن الذرة محايدة؛ يتم استخدام الأرقام الرومانية الأعلى تباعًا لكل مرحلة أعلى من التأين. وهكذا يشير H II إلى الهيدروجين الذي فقد إلكترون واحد؛ Fe III هو الحديد مع فقدان إلكترونين.)

    وتنتقل الإلكترونات التي تلتقطها نوى الهيدروجين عبر مستويات الطاقة المختلفة لذرات الهيدروجين في طريقها إلى أدنى مستوى، أو الحالة الأرضية. أثناء كل انتقال إلى الأسفل، تتخلى عن الطاقة في شكل ضوء. تسمى عملية تحويل الأشعة فوق البنفسجية إلى ضوء مرئي بالفلورة. يحتوي الغاز بين النجوم على عناصر أخرى إلى جانب الهيدروجين. يتأين الكثير منها أيضًا بالقرب من النجوم الساخنة؛ ثم تلتقط الإلكترونات وتصدر الضوء، تمامًا كما يفعل الهيدروجين، مما يسمح لعلماء الفلك بملاحظتها. ولكن بشكل عام، فإن خط الهيدروجين الأحمر هو الأقوى، وهذا هو السبب في أن مناطق H II تبدو حمراء.

    يعمل ضوء الفلورسنت على الأرض باستخدام نفس المبادئ مثل منطقة الفلورسنت H II. عند تشغيل التيار، تصطدم الإلكترونات بذرات بخار الزئبق في الأنبوب. يتم تحريك الزئبق إلى حالة الطاقة العالية بسبب هذه التصادمات. عندما تعود الإلكترونات في ذرات الزئبق إلى مستويات الطاقة المنخفضة، فإن بعض الطاقة التي تنبعث منها تكون في شكل فوتونات فوق بنفسجية. وهذه بدورها تصطدم بشاشة مطلية بالفوسفور على الجدار الداخلي لأنبوب الضوء. تمتص الذرات الموجودة في الشاشة الفوتونات فوق البنفسجية وتنبعث منها الضوء المرئي عندما تتدرج إلى أسفل بين مستويات الطاقة. (الفرق هو أن هذه الذرات تعطي نطاقًا أوسع من ألوان الضوء، والتي تمتزج لإعطاء التوهج الأبيض المميز لأضواء الفلورسنت، في حين أن ذرات الهيدروجين في منطقة H II تعطي مجموعة محدودة من الألوان.)

    غيوم هيدروجينية محايدة

    النجوم الساخنة جدًا المطلوبة لإنتاج مناطق H II نادرة، وجزء صغير فقط من المادة بين النجوم قريب بما يكفي من هذه النجوم الساخنة لتتأين بواسطتها. يتم ملء معظم حجم الوسط بين النجوم بالهيدروجين المحايد (غير المؤين). كيف يمكننا البحث عنه؟

    لسوء الحظ، فإن ذرات الهيدروجين المحايدة في درجات حرارة نموذجية للغاز في الفضاء بين النجوم لا تنبعث ولا تمتص الضوء في الجزء المرئي من الطيف. ولا توجد، في الغالب، العناصر النادرة الأخرى الممزوجة بالهيدروجين بين النجوم. ومع ذلك، يمكن لبعض هذه العناصر الأخرى امتصاص الضوء المرئي حتى في درجات الحرارة النموذجية بين النجوم. هذا يعني أنه عندما نلاحظ مصدرًا ساطعًا مثل النجم الساخن أو المجرة، يمكننا أحيانًا رؤية خطوط إضافية في طيفها تنتج عندما يمتص الغاز بين النجوم الضوء عند ترددات معينة (انظر الشكل). يتم إنتاج بعض أقوى خطوط الامتصاص بين النجوم بواسطة الكالسيوم والصوديوم، ولكن يمكن اكتشاف العديد من العناصر الأخرى أيضًا في الملاحظات الحساسة بدرجة كافية (كما تمت مناقشته في Radiation و Spectra).

    بديل
    خطوط\(\PageIndex{2}\) امتصاص الشكل من خلال سحابة الغبار بين النجوم. عندما تكون هناك كمية كبيرة من المادة الباردة بين النجوم (الغاز مع بعض الغبار) بيننا وبين النجم، يمكننا رؤية خطوط امتصاص الغاز في طيف النجم. يمكننا التمييز بين هذين النوعين من الخطوط لأنه في حين أن خطوط النجم عريضة، فإن الخطوط من الغاز أضيق.

    أول دليل على الامتصاص بواسطة السحب بين النجوم جاء من تحليل نجم ثنائي طيفي (انظر النجوم: تعداد سماوي)، الذي نُشر عام 1904. في حين أن معظم الخطوط في طيف هذا الثنائي تحولت بالتناوب من أطوال موجية أطول إلى أقصر ثم عادت مرة أخرى، كما نتوقع من تأثير دوبلر للنجوم في المدار حول بعضها البعض، ظلت بعض الخطوط في الطيف ثابتة في الطول الموجي. نظرًا لأن كلا النجمين يتحركان في نظام ثنائي، فإن الخطوط التي لم تظهر أي حركة أثارت حيرة علماء الفلك. كانت الخطوط غريبة أيضًا من حيث أنها كانت أضيق بكثير من بقية الخطوط، مما يشير إلى أن الغاز المنتج لها كان تحت ضغط منخفض جدًا. أظهر العمل اللاحق أن هذه الخطوط لم تتشكل في الغلاف الجوي للنجم على الإطلاق، بل في سحابة باردة من الغاز تقع بين الأرض والنجم الثنائي.

    في حين أثبتت هذه الملاحظات وما شابهها وجود غاز بين النجوم، إلا أنها لم تتمكن بعد من اكتشاف الهيدروجين، العنصر الأكثر شيوعًا، بسبب افتقاره إلى الميزات الطيفية في الجزء المرئي من الطيف. (يقع خط Balmer للهيدروجين في النطاق المرئي، ولكن ذرات الهيدروجين المثارة فقط هي التي تنتجه. في الوسط بين النجوم البارد، تكون ذرات الهيدروجين كلها في الحالة الأرضية ولا توجد إلكترونات في مستويات الطاقة العالية المطلوبة لإنتاج خطوط الانبعاثات أو الامتصاص في سلسلة Balmer.) كان على الاكتشاف المباشر للهيدروجين أن ينتظر تطوير التلسكوبات القادرة على رؤية التغيرات ذات الطاقة المنخفضة جدًا في ذرات الهيدروجين في أجزاء أخرى من الطيف. تم إجراء أول هذه الملاحظات باستخدام التلسكوبات الراديوية، ولا يزال انبعاث الراديو وامتصاصه بواسطة الهيدروجين بين النجوم أحد أدواتنا الرئيسية لدراسة الكميات الهائلة من الهيدروجين البارد في الكون حتى يومنا هذا.

    في عام 1944، بينما كان لا يزال طالبًا، توقع عالم الفلك الهولندي هندريك فان دي هولست أن الهيدروجين سينتج خطًا قويًا بطول موجة 21 سم. هذا طول موجي طويل جدًا، مما يعني أن الموجة لها تردد منخفض وطاقة منخفضة بحيث لا يمكن أن تأتي من الإلكترونات التي تقفز بين مستويات الطاقة (كما ناقشنا في Radiation و Spectra). بدلاً من ذلك، تنبعث الطاقة عندما ينقلب الإلكترون، مثل البهلوان في السيرك الذي ينقلب بشكل مستقيم بعد وقوفه على رأسه.

    يعمل القلاب على هذا النحو: ذرة الهيدروجين تتكون من بروتون وإلكترون مرتبطان معًا. يحدث كل من البروتون والإلكترون إذا كانا يدوران مثل القمم، ويمكن توجيه محاور الدوران للقمتين إما في نفس الاتجاه (المحاذاة) أو في اتجاهين متعاكسين (مضاد للمحاذاة). إذا كان البروتون والإلكترون يدوران في اتجاهين متعاكسين، فستكون طاقة الذرة ككل أقل قليلاً جدًا مما لو تمت محاذاة الدورين (الشكل\(\PageIndex{3}\)). إذا اكتسبت ذرة في حالة الطاقة المنخفضة (الدوران المعاكس) كمية صغيرة من الطاقة، فيمكن عندئذٍ محاذاة دوران البروتون والإلكترون، مما يجعل الذرة في حالة مثيرة قليلاً. إذا فقدت الذرة نفس الكمية من الطاقة مرة أخرى، فستعود إلى حالتها الأرضية. تتوافق كمية الطاقة المعنية مع موجة بطول موجة يبلغ طولها الموجي 21 سنتيمترًا؛ ومن ثم تُعرف باسم خط 21 سنتيمترًا.

    بديل
    الشكل:\(\PageIndex{3}\) تكوين الخط المستقيم الذي يبلغ طوله 21 سنتيمترًا. عندما يكون الإلكترون في ذرة الهيدروجين في المدار الأقرب إلى النواة، قد يدور البروتون والإلكترون إما (أ) في نفس الاتجاه أو (ب) في اتجاهين متعاكسين. عندما ينقلب الإلكترون، تكتسب الذرة أو تفقد قدرًا ضئيلًا من الطاقة إما عن طريق امتصاص أو إصدار طاقة كهرومغناطيسية بطول موجة يبلغ 21 سم.

    يمكن لذرات الهيدروجين المحايدة الحصول على كميات صغيرة من الطاقة من خلال التصادمات مع ذرات الهيدروجين الأخرى أو مع الإلكترونات الحرة. مثل هذه الاصطدامات نادرة للغاية في الغازات المتناثرة في الفضاء بين النجوم. قد تنتظر الذرة الفردية قرونًا قبل أن تؤدي هذه المواجهة إلى محاذاة دورات البروتون والإلكترون. ومع ذلك، على مدى ملايين السنين، يتم تحفيز جزء كبير من ذرات الهيدروجين بسبب الاصطدام. (هناك في الفضاء البارد، يمثل هذا قدرًا من الإثارة الذي تختبره الذرة عادةً.)

    يمكن للذرة المثارة أن تفقد لاحقًا طاقتها الزائدة إما عن طريق الاصطدام بجسيم آخر أو عن طريق إطلاق موجة راديوية بطول موجة 21 سم. إذا لم تكن هناك تصادمات، فإن ذرة الهيدروجين المثارة ستنتظر في المتوسط حوالي 10 ملايين سنة قبل أن تنبعث منها الفوتون وتعود إلى حالتها ذات الطاقة المنخفضة. على الرغم من أن احتمال أن تصدر أي ذرة فوتون منخفضًا، إلا أن هناك الكثير من ذرات الهيدروجين في سحابة الغاز النموذجية التي ستنتج مجتمعة خطًا يمكن ملاحظته عند 21 سم.

    أصبحت المعدات الحساسة بما يكفي للكشف عن خط 21 سم من الهيدروجين المحايد متاحة في عام 1951. قام علماء الفلك الهولنديون ببناء أداة لاكتشاف الموجات التي يبلغ طولها 21 سم التي تنبأوا بها، لكن الحريق دمرها. ونتيجة لذلك، قام اثنان من علماء الفيزياء في جامعة هارفارد، هارولد إوين وإدوارد بورسيل، بإجراء الكشف الأول (الشكل\(\PageIndex{4}\))، وسرعان ما تبعته تأكيدات من الهولنديين ومجموعة في أستراليا. منذ اكتشاف خط 21 سم، تم اكتشاف العديد من خطوط الراديو الأخرى التي تنتجها كل من الذرات والجزيئات (كما سنناقش في لحظة)، وقد سمحت هذه لعلماء الفلك بتحديد الغاز المحايد في جميع أنحاء مجرتنا المنزلية. اكتشف علماء الفلك أيضًا الغاز المحايد بين النجوم، بما في ذلك الهيدروجين، في العديد من الأطوال الموجية الأخرى من الأشعة تحت الحمراء إلى الأشعة فوق البنفسجية.

    بديل
    الشكل\(\PageIndex{4}\) هارولد إوين (1922-2015) وإدوارد بورسيل (1912-1997). نرى هارولد إوين في عام 1952 يعمل بهوائي البوق (فوق مختبر الفيزياء في هارفارد) الذي قام بأول اكتشاف للإشعاع بين النجوم البالغ 21 سم. تُظهر الصورة الداخلية إدوارد بورسيل، الفائز بجائزة نوبل في الفيزياء لعام 1952، بعد بضع سنوات.

    تُظهر الملاحظات الإذاعية الحديثة أن معظم الهيدروجين المحايد في مجرتنا يقتصر على طبقة مسطحة للغاية، سمكها أقل من 300 سنة ضوئية، تمتد عبر قرص مجرة درب التبانة. تتراوح كثافة هذا الغاز من حوالي 0.1 إلى حوالي 100 ذرة لكل سم 3، ويوجد في نطاق واسع من درجات الحرارة، من منخفضة تصل إلى حوالي 100 كلفن (-173 درجة مئوية) إلى حوالي 8000 كلفن، وتتخلل هذه المناطق من الغاز الدافئ والبارد بعضها البعض، والكثافة ودرجة الحرارة في أي نقطة معينة في الفضاء يتغير باستمرار.

    غاز بين النجوم فائق السخونة

    في حين أن درجات الحرارة البالغة 10,000 K الموجودة في مناطق H II قد تبدو دافئة، إلا أنها ليست المرحلة الأكثر سخونة في الوسط بين النجوم. تصل درجة حرارة بعض الغازات بين النجوم إلى مليون درجة، على الرغم من عدم وجود مصدر مرئي للحرارة في مكان قريب. كان اكتشاف هذا الغاز فائق الحرارة بين النجوم مفاجأة كبيرة. قبل إطلاق المراصد الفلكية إلى الفضاء، والتي يمكن أن ترى الإشعاع في أجزاء الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية من الطيف، افترض علماء الفلك أن معظم المنطقة بين النجوم كانت مليئة بالهيدروجين في درجات حرارة ليست أكثر دفئًا من تلك الموجودة في مناطق H II. لكن التلسكوبات التي تم إطلاقها فوق الغلاف الجوي للأرض حصلت على أطياف فوق بنفسجية تحتوي على خطوط بين النجوم تنتجها ذرات الأكسجين التي تم تأينها خمس مرات. يتطلب تجريد خمسة إلكترونات من مداراتها حول نواة الأكسجين الكثير من الطاقة. كشفت الملاحظات اللاحقة باستخدام التلسكوبات المدارية للأشعة السينية أن المجرة مليئة بفقاعات عديدة من الغاز الباعث للأشعة السينية. لإصدار الأشعة السينية واحتواء ذرات الأكسجين المؤينة خمس مرات، يجب تسخين الغاز إلى درجات حرارة تصل إلى مليون درجة أو أكثر.

    لقد أظهر المنظرون الآن أن مصدر الطاقة المنتجة لدرجات الحرارة الرائعة هذه هو انفجار النجوم الضخمة في نهاية حياتهم (الشكل\(\PageIndex{5}\)). ستتم مناقشة مثل هذه الانفجارات، التي تسمى المستعرات الأعظمية، بالتفصيل في الفصل الخاص بموت النجوم. في الوقت الحالي، سنقول فقط أن بعض النجوم، التي تقترب من نهاية حياتها، تصبح غير مستقرة وتنفجر حرفيًا. تطلق هذه الانفجارات الغاز إلى الفضاء بين النجوم بسرعات تصل إلى عشرات الآلاف من الكيلومترات في الثانية (تصل إلى حوالي 30٪ من سرعة الضوء). عندما يصطدم هذا الغاز المقذوف بالغاز بين النجوم، فإنه ينتج صدمات تؤدي إلى تسخين الغاز إلى ملايين أو عشرات الملايين من الدرجات.

    بديل
    الشكل: بقايا\(\PageIndex{5}\) فيلا سوبرنوفا. منذ حوالي 11,000 عام، انفجر نجم محتضر في كوكبة فيلا، وأصبح ساطعًا مثل القمر الكامل في سماء الأرض. يمكنك رؤية الشعيرات المستديرة الباهتة من هذا الانفجار في وسط هذه الصورة الملونة. وتتصادم حواف البقايا مع الوسط النجمي، مما يؤدي إلى تسخين الغاز الذي تحرثه إلى درجات حرارة تصل إلى ملايين التلسكوبات K. وتكشف التلسكوبات الموجودة في الفضاء أيضًا عن كرة متوهجة من الأشعة السينية من البقايا.

    يقدر علماء الفلك أن مستعر أعظم ينفجر تقريبًا كل 100 عام في مكان ما في المجرة. في المتوسط، تجتاح الصدمات التي تطلقها المستعرات الأعظمية أي نقطة معينة في المجرة مرة واحدة كل بضعة ملايين من السنين. تُبقي هذه الصدمات بعض المساحات بين النجوم مليئة بالغاز في درجات حرارة تصل إلى ملايين الدرجات، كما أنها تزعج الغاز البارد باستمرار، وتبقيه في حركة ثابتة ومضطربة.

    غيوم جزيئية

    تم اكتشاف عدد قليل من الجزيئات البسيطة في الفضاء، مثل CN و CH، منذ عقود لأنها تنتج خطوط امتصاص في أطياف الضوء المرئي للنجوم خلفها. عندما أصبحت المعدات الأكثر تطورًا للحصول على الأطياف في الأطوال الموجية الراديوية والأشعة تحت الحمراء متاحة، وجد علماء الفلك - لدهشتهم - جزيئات أكثر تعقيدًا في السحب بين النجوم أيضًا.

    مثلما تترك الذرات «بصماتها» في طيف الضوء المرئي، فإن اهتزاز ودوران الذرات داخل الجزيئات يمكن أن يترك بصمات طيفية في موجات الراديو والأشعة تحت الحمراء. إذا نشرنا الإشعاع بهذه الأطوال الموجية الأطول، يمكننا اكتشاف خطوط الانبعاثات أو الامتصاص في الأطياف المميزة لجزيئات معينة. على مر السنين، أظهرت لنا التجارب في مختبراتنا الأطوال الموجية الدقيقة المرتبطة بالتغيرات في دوران واهتزاز العديد من الجزيئات الشائعة، مما أعطانا نموذجًا للخطوط المحتملة التي يمكننا الآن مقارنة ملاحظاتنا للمادة بين النجوم.

    كان اكتشاف الجزيئات المعقدة في الفضاء بمثابة مفاجأة لأن معظم الفضاء بين النجوم مليء بالأشعة فوق البنفسجية من النجوم، وهذا الضوء قادر على فصل الجزيئات (تقسيمها إلى ذرات فردية). لكن عند النظر إلى الماضي، فإن وجود الجزيئات ليس مفاجئًا. كما سنناقش أكثر في القسم التالي، والذي سبق أن رأينا أعلاه، يحتوي الفضاء بين النجوم أيضًا على كميات كبيرة من الغبار القادر على حجب ضوء النجوم. عندما يتراكم هذا الغبار في مكان واحد، تكون النتيجة سحابة داكنة حيث يتم حجب ضوء النجوم فوق البنفسجي ويمكن للجزيئات البقاء على قيد الحياة. يتم إنشاء أكبر هذه الهياكل حيث تقوم الجاذبية بسحب الغاز بين النجوم معًا لتكوين غيوم جزيئية عملاقة، هياكل ضخمة تصل إلى مليون مرة كتلة الشمس. ضمن هذه العناصر، شكل معظم الهيدروجين بين النجوم الجزيء H 2 (الهيدروجين الجزيئي). توجد أيضًا جزيئات أخرى أكثر تعقيدًا بكميات أقل بكثير.

    تبلغ كثافة السحب الجزيئية العملاقة مئات الآلاف من الذرات لكل سم 3، وهي أكثر كثافة بكثير من الفضاء بين النجوم في المتوسط. ونتيجة لذلك، على الرغم من أنها تمثل جزءًا صغيرًا جدًا من حجم الفضاء بين النجوم، إلا أنها تحتوي على جزء كبير - 20-30٪ - من الكتلة الكلية لغاز درب التبانة. بسبب كثافتها العالية، تحجب السحب الجزيئية ضوء النجوم فوق البنفسجي، العامل الرئيسي لتسخين معظم الغازات بين النجوم. ونتيجة لذلك، تميل إلى أن تكون شديدة البرودة، مع درجات حرارة نموذجية قريبة من 10 كلفن (−263 درجة مئوية). السحب الجزيئية العملاقة هي أيضًا المواقع التي تتشكل فيها النجوم الجديدة، كما سنناقش أدناه.

    يمكن أن تتشكل الجزيئات في هذه المناطق المظلمة من الفضاء المحمية من ضوء النجوم. تؤدي التفاعلات الكيميائية التي تحدث في كل من الغاز وعلى سطح حبيبات الغبار إلى مركبات أكثر تعقيدًا، تم تحديد المئات منها في الفضاء بين النجوم. ومن بين أبسطها الماء (\(\ce{H2O}\)) وأول أكسيد الكربون (\(\ce{CO}\)) الذي تنتجه الحرائق على الأرض والأمونيا (\(\ce{NH3}\)) التي تتعرف على رائحتها في منتجات التنظيف المنزلية القوية. يوجد أول أكسيد الكربون بكثرة بشكل خاص في الفضاء بين النجوم وهو الأداة الأساسية التي يستخدمها علماء الفلك لدراسة السحب الجزيئية العملاقة. لسوء الحظ، يصعب بشكل خاص ملاحظة الجزيء الأكثر وفرة بشكل مباشر لأنه في معظم السحب الجزيئية العملاقة، يكون الجو باردًا جدًا بحيث لا يمكن إطلاقه حتى عند الأطوال الموجية الراديوية.\(\ce{H2}\) \(\ce{CO}\)، الذي يميل إلى التواجد أينما\(\ce{H2}\) وجد، هو باعث أفضل بكثير وغالبًا ما يستخدمه علماء الفلك لتتبع الهيدروجين الجزيئي.

    الجزيئات الأكثر تعقيدًا التي وجدها علماء الفلك هي في الغالب مجموعات من ذرات الهيدروجين والأكسجين والكربون والنيتروجين والكبريت. العديد من هذه الجزيئات عضوية (تلك التي تحتوي على الكربون وترتبط بكيمياء الكربون للحياة على الأرض.) وهي تشمل الفورمالديهايد (المستخدم للحفاظ على الأنسجة الحية) والكحول (انظر مربع الميزات الخاص بالكوكتيلات في الفضاء أدناه) ومضاد التجمد.

    في عام 1996، اكتشف علماء الفلك حمض الأسيتيك (المكون الرئيسي للخل) في سحابة تقع في اتجاه كوكبة القوس. لموازنة الحامض مع الحلو، تم العثور أيضًا على سكر بسيط (جليكولالديهيد). أكبر المركبات التي تم اكتشافها حتى الآن في الفضاء بين النجوم هي الفوليرين، وهي جزيئات يتم فيها ترتيب 60 أو 70 ذرة كربون في تكوين يشبه القفص (انظر الشكل\(\PageIndex{6}\)). انظر الجدول\(\PageIndex{1}\) أدناه للحصول على قائمة ببعض الجزيئات بين النجوم الأكثر إثارة للاهتمام التي تم العثور عليها حتى الآن.

    بديل
    الشكل\(\PageIndex{6}\) Fullerene C60: يُظهر هذا المنظور ثلاثي الأبعاد الترتيب المميز الشبيه بالقفص لذرات الكربون الستين في جزيء الفوليرين C60. يُعرف Fullerene C60 أيضًا باسم «buckyball»، أو باسمه الكامل، buckminsterfullerene، بسبب تشابهه مع القباب المعمارية متعددة الجوانب التي صممها المخترع الأمريكي R. Buckminster Fuller.
    الجدول\(\PageIndex{1}\): بعض الجزيئات بين النجوم المثيرة للاهتمام
    اسم صيغة كيميائية استخدم على الأرض
    أمونيا \(\ce{NH3}\) المنظفات المنزلية
    فورم \(\ce{H2CO}\) سائل التحنيط
    الأسيتيلين \(\ce{HC2H}\) وقود لشعلة اللحام
    حمض أسيتيك \(\ce{C2H2O4}\) جوهر الخل
    كحول إيثيلي \(\ce{CH3CH2OH}\) حفلات نهاية الفصل الدراسي
    غليكول الإيثيلين \(\ce{HOCH2CH2OH}\) مكون مضاد للتجمد
    بنزين \(\ce{C6H6}\) حلقة كربونية، مكون في الورنيش والأصباغ

    تحتوي السحب الباردة بين النجوم أيضًا على السيانوأسيتيلين (\(\ce{HC3N}\)) والأسيتالديهيد (\(\ce{CH3CHO}\))، والتي تعتبر عمومًا نقاط انطلاق لتكوين الأحماض الأمينية. هذه هي اللبنات الأساسية للبروتينات، والتي تعد من بين المواد الكيميائية الأساسية التي تتكون منها الكائنات الحية على الأرض. لا يعني وجود هذه الجزيئات العضوية وجود الحياة في الفضاء، ولكنه يظهر أن اللبنات الكيميائية للحياة يمكن أن تتشكل في ظل مجموعة واسعة من الظروف في الكون. عندما نتعلم المزيد عن كيفية إنتاج الجزيئات المعقدة في السحب بين النجوم، نكتسب فهمًا متزايدًا لأنواع العمليات التي سبقت بدايات الحياة على الأرض منذ مليارات السنين.

    هل أنت مهتم بمعرفة المزيد عن الفوليرين أو كرات البوكي أو البوكمينستر فوليرين (كما يطلق عليها)؟ شاهد مقطع فيديو قصيرًا من مختبر الدفع النفاث التابع لناسا يشرح ماهيتها ويوضح كيف تم اكتشافها في الفضاء.

    كوكتيلات في الفضاء

    من بين الجزيئات التي حددها علماء الفلك في السحب بين النجوم الكحول، والذي يأتي في نوعين: كحول الميثيل (أو الخشب) والكحول الإيثيلي (النوع الذي تجده في الكوكتيلات). الكحول الإيثيلي هو جزيء معقد جدًا، كتبه الكيميائيون باسم\(\ce{C2H5OH}\). إنه وفير جدًا في الفضاء (نسبيًا). في السحب التي تم التعرف عليها، نكتشف ما يصل إلى جزيء واحد لكل متر مكعب. تحتوي أكبر السحب (التي يمكن أن يبلغ عرضها عدة مئات من السنين الضوئية) على ما يكفي من الكحول الإيثيلي لصنع 10 إلى 28 أخماس الخمور.

    ومع ذلك، لا داعي للخوف من أن يصبح رواد الفضاء المستقبليون بين النجوم مدمنين على الكحول بين النجوم. حتى لو كانت سفينة الفضاء مجهزة بقمع عملاق يبلغ قطره كيلومترًا واحدًا وكان بإمكانها اجتيازه عبر هذه السحابة بسرعة الضوء، فسوف يستغرق الأمر حوالي ألف عام لجمع ما يكفي من الكحول للحصول على مارتيني قياسي واحد.

    علاوة على ذلك، تحتوي نفس السحب أيضًا على جزيئات الماء (\(\ce{H2O}\)). ستجمعها مغرفة البحث الخاصة بك أيضًا، وهناك الكثير منها لأنها أبسط وبالتالي أسهل في التشكيل. ولإضفاء المتعة على ذلك، قامت إحدى الأوراق الفلكية بالفعل بحساب إثبات وجود سحابة نموذجية. الإثبات هو نسبة الكحول إلى الماء في الشراب، حيث تعني القيمة 0 كل الماء، والدليل بنسبة 100 يعني نصف الكحول ونصف الماء، والإثبات 200 يعني كل الكحول. كان الدليل على السحابة بين النجوم 0.2 فقط، ولم يكن كافيًا للتأهل كمشروب قوي

    ملخص

    قد يكون الغاز بين النجوم حارًا أو باردًا. يُصدر الغاز الموجود بالقرب من النجوم الساخنة الضوء عن طريق الفلورة، أي أن الضوء ينبعث عندما يتم التقاط الإلكترون بواسطة أيون وينخفض إلى مستويات الطاقة المنخفضة. تُسمى السحب المتوهجة (السديم) من الهيدروجين المؤين بمناطق H II وتبلغ درجات حرارتها حوالي 10000 كلفن، ومعظم الهيدروجين في الفضاء بين النجوم غير مؤين ويمكن دراسته على أفضل وجه من خلال القياسات الراديوية للخط الذي يبلغ طوله 21 سنتيمترًا. تصل درجة حرارة بعض الغاز الموجود في الفضاء بين النجوم إلى مليون درجة، على الرغم من أنه بعيد في النجوم الساخنة؛ ربما يتم تسخين هذا الغاز فائق السخونة عندما يجتاح الفضاء الغاز سريع الحركة المنبعث من انفجارات السوبرنوفا. في بعض الأماكن، تجمع الجاذبية الغاز بين النجوم في غيوم عملاقة، حيث يتم حماية الغاز من ضوء النجوم ويمكن أن يشكل جزيئات؛ تم العثور على أكثر من 200 جزيء مختلف في الفضاء، بما في ذلك اللبنات الأساسية للبروتينات، والتي تعتبر أساسية للحياة كما نعرفها هنا على الأرض.

    الحواشي

    1 يطلق العلماء أيضًا على خط بالمر الأحمر هذا اسم خط H-alpha، بمعنى ألفا أنه الخط الطيفي الأول في سلسلة Balmer.

    مسرد المصطلحات

    سحابة جزيئية
    سحابة كبيرة وكثيفة وباردة بين النجوم؛ نظرًا لحجمها وكثافتها، يمكن لهذا النوع من السحابة أن يمنع الأشعة فوق البنفسجية من الوصول إلى داخلها، حيث يمكن للجزيئات أن تتشكل
    منطقة H II
    منطقة الهيدروجين المؤين في الفضاء بين النجوم