20.3: الغبار الكوني
- Page ID
- 197085
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- وصف كيف يمكننا اكتشاف الغبار بين النجوم
- فهم دور وأهمية ملاحظات الأشعة تحت الحمراء في دراسة الغبار
- اشرح مصطلحي الانقراض والاحمرار بين النجوم
\(\PageIndex{1}\)يوضح الشكل مثالاً صارخًا لما هو في الواقع مشهد شائع من خلال التلسكوبات الكبيرة: منطقة مظلمة في السماء تبدو خالية تقريبًا من النجوم. لفترة طويلة، ناقش علماء الفلك ما إذا كانت هذه المناطق المظلمة عبارة عن «أنفاق» فارغة نظرنا من خلالها إلى ما وراء نجوم مجرة درب التبانة إلى الفضاء بين المجرات، أو غيوم بعض المواد المظلمة التي حجبت ضوء النجوم وراءها. اعتقد عالم الفلك ويليام هيرشل (مكتشف كوكب أورانوس) أنه الأول، حيث قال ذات مرة بعد رؤيته: «هنا حقًا حفرة في الجنة!» ومع ذلك، يُنسب عمومًا إلى عالم الفلك الأمريكي E. E. Barnard أنه أظهر من خلال سلسلته الواسعة من صور السديم أن التفسير الأخير هو التفسير الصحيح (انظر مربع الميزات في الشكل\(\PageIndex{1}\)).
تخون السحب المغبرة في الفضاء وجودها بعدة طرق: عن طريق حجب الضوء من النجوم البعيدة، عن طريق إصدار الطاقة في جزء الأشعة تحت الحمراء من الطيف، من خلال عكس الضوء من النجوم القريبة، وجعل النجوم البعيدة تبدو أكثر احمرارًا مما هي عليه بالفعل.
إدوارد إيمرسون بارن
ولد إدوارد بارنارد (الشكل\(\PageIndex{2}\)) عام 1857 في ناشفيل بولاية تينيسي، بعد شهرين من وفاة والده، ونشأ في ظروف سيئة لدرجة أنه اضطر إلى ترك المدرسة في سن التاسعة للمساعدة في إعالة والدته المريضة. سرعان ما أصبح مساعدًا لمصور محلي، حيث تعلم حب كل من التصوير الفوتوغرافي وعلم الفلك، وكان من المقرر أن يصبح شغفًا مزدوجًا في حياته. عمل كمساعد للمصور لمدة 17 عامًا، حيث درس علم الفلك بمفرده. في عام 1883، حصل على وظيفة كمساعد في مرصد جامعة فاندربيلت، مما مكنه أخيرًا من أخذ بعض دورات علم الفلك.
تزوج بارنارد عام 1881، وبنى منزلًا لعائلته لا يستطيع تحمل تكلفته. ولكن كما حدث، عرضت شركة تصنيع أدوية براءات اختراع جائزة قدرها 200 دولار (الكثير من المال في تلك الأيام) لاكتشاف أي مذنب جديد. مع التصميم الذي أصبح سمة مميزة له، أمضى بارنارد كل ليلة صافية في البحث عن المذنبات. اكتشف سبعة منها بين عامي 1881 و 1887، وكسب ما يكفي من المال لتسديد المدفوعات على منزله؛ أصبح «Comet House» هذا فيما بعد نقطة جذب محلية. (بحلول نهاية حياته، وجد بارنارد 17 مذعبًا من خلال الملاحظة الدؤوبة.)
في عام 1887، حصل بارنارد على منصب في مرصد ليك الذي تأسس حديثًا، حيث سرعان ما أقام علاقات مع المخرج، إدوارد هولدن، وهو مسؤول مخادع جعل حياة بارنارد بائسة. (لكي نكون منصفين، سرعان ما حاول بارنارد أن يفعل الشيء نفسه بالنسبة له.) على الرغم من حرمانه من وقت التلسكوب الذي يحتاجه لعمله الفوتوغرافي، تمكن بارنارد في عام 1892 من اكتشاف أول قمر جديد يتم اكتشافه حول كوكب المشتري منذ عصر غاليليو، وهو إنجاز رصدي مذهل أكسبه شهرة عالمية. الآن في وضع يسمح له بطلب المزيد من وقت التلسكوب، أتقن تقنياته الفوتوغرافية وسرعان ما بدأ في نشر أفضل الصور لمجرة درب التبانة التي تم التقاطها حتى ذلك الوقت. خلال هذا العمل، بدأ في فحص المناطق المظلمة بين ممرات النجوم المزدحمة في المجرة وإدراك أنها يجب أن تكون عبارة عن غيوم شاسعة من المواد الغامضة (بدلاً من «الثقوب» في توزيع النجوم).
وصف عالم الفلك والمؤرخ دونالد أوستربروك بارنارد بأنه «محب للملاحظة»: يبدو أن مزاجه اليومي يعتمد كليًا على مدى نقاء السماء الموعود بأن تكون في ليلة مراقبته. كان رجلًا متحمسًا وعصبيًا، قلقًا بشأن افتقاره إلى التدريب الرسمي، خائفًا من الاحتقار، ويخشى أن ينزلق بطريقة أو بأخرى إلى فقر أيام شبابه. لقد واجه صعوبة في أخذ الإجازات وعاش من أجل عمله: فقط المرض الخطير يمكن أن يردعه عن إجراء ملاحظات فلكية.
في عام 1895، قبل بارنارد، بعد أن سئم من المعارك السياسية في ليك، وظيفة في مرصد يركس بالقرب من شيكاغو، حيث مكث حتى وفاته في عام 1923. وواصل عمله في التصوير الفوتوغرافي، حيث نشر مجموعات من صوره التي أصبحت أطالس فوتوغرافية كلاسيكية، واستكشف أنواع السديم التي كشف عنها في صوره. كما قام بعمل قياسات لأحجام وخصائص الكواكب، وشارك في رصد كسوف الشمس، وفهرس السديم المظلمة بعناية (انظر الشكل\(\PageIndex{1}\)). في عام 1916، اكتشف النجم صاحب أكبر حركة مناسبة، وهو ثاني أقرب نظام نجمي إلى نظامنا (انظر تحليل النجوم). يطلق عليه الآن اسم نجمة بارنارد تكريما له.
كشف الغبار
\(\PageIndex{1}\)تحجب السحابة المظلمة التي تظهر في الشكل ضوء العديد من النجوم التي تقع خلفها؛ لاحظ كيف أن المناطق في الأجزاء الأخرى من الصورة مزدحمة بالنجوم. Barnard 68 هو مثال لسحابة كثيفة نسبيًا أو سديم داكن يحتوي على حبيبات غبار صلبة صغيرة. تظهر مثل هذه السحب المعتمة في أي صورة لمجرة درب التبانة، المجرة التي تقع فيها الشمس (انظر الأشكال في مجرة درب التبانة). إن «الصدع المظلم»، الذي يمتد طوليًا إلى أسفل جزء طويل من مجرة درب التبانة في سمائنا ويبدو أنه ينقسمها إلى قسمين، ناتج عن مجموعة من هذه الغيوم الغامضة.
في حين أن سحب الغبار باردة جدًا بحيث لا تشع كمية قابلة للقياس من الطاقة في الجزء المرئي من الطيف، فإنها تتوهج بشكل ساطع في الأشعة تحت الحمراء (الشكل\(\PageIndex{3}\)). والسبب هو أن حبيبات الغبار الصغيرة تمتص الضوء المرئي والأشعة فوق البنفسجية بكفاءة عالية. يتم تسخين الحبوب بواسطة الإشعاع الممتص، عادةً إلى درجات حرارة من 10 إلى حوالي 500 كلفن، وإعادة إشعاع هذه الحرارة بأطوال موجات الأشعة تحت الحمراء.
بفضل أحجامها الصغيرة ودرجات الحرارة المنخفضة، تشع الحبوب بين النجوم معظم طاقتها بترددات الأشعة تحت الحمراء إلى الموجات الدقيقة، بأطوال موجية تتراوح من عشرات إلى مئات الميكرونات. الغلاف الجوي للأرض معتم للإشعاع عند هذه الأطوال الموجية، لذلك من الأفضل قياس انبعاث الغبار بين النجوم من الفضاء. تظهر الملاحظات من فوق الغلاف الجوي للأرض أن سحب الغبار موجودة في جميع أنحاء مستوى درب التبانة (الشكل\(\PageIndex{4}\)).
بعض السحب الكثيفة من الغبار قريبة من النجوم المضيئة وتنثر ما يكفي من ضوء النجوم لتصبح مرئية. تسمى سحابة الغبار هذه، التي يضيئها ضوء النجوم، سديم الانعكاس، لأن الضوء الذي نراه هو ضوء النجوم المنعكس عن حبيبات الغبار. ومن أشهر الأمثلة على ذلك الغموض الذي يحيط بكل من النجوم الأكثر سطوعًا في مجموعة Pleiades (انظر الصورة المصغرة للفصل). حبيبات الغبار صغيرة، وتتحول هذه الجسيمات الصغيرة إلى تشتت الضوء بأطوال موجية زرقاء بشكل أكثر كفاءة من الضوء عند الأطوال الموجية الحمراء. لذلك، عادة ما يبدو سديم الانعكاس أكثر زرقة من نجمه المضيء (الشكل\(\PageIndex{5}\)).
عادة ما يتم خلط الغاز والغبار في الفضاء، على الرغم من أن النسب ليست هي نفسها تمامًا في كل مكان. يظهر وجود الغبار في العديد من صور السديم الانبعاث في كوكبة القوس، حيث نرى منطقة H II محاطة بسديم انعكاس أزرق. يعتمد نوع السديم الذي يبدو أكثر إشراقًا على أنواع النجوم التي تتسبب في توهج الغاز والغبار. تحتوي النجوم الأكثر برودة على حوالي 25,000 كلفن على القليل جدًا من الأشعة فوق البنفسجية بأطوال موجية أقصر من 91.2 نانومتر - وهو الطول الموجي المطلوب لتأين الهيدروجين - بحيث تتفوق سدم الانعكاس حول هذه النجوم على سدم الانبعاث. تصدر النجوم التي تزيد حرارتها عن 25,000 كلفن طاقة فوق بنفسجية كافية بحيث تتفوق السديم المنبعثة من حولها بشكل عام على سدم الانعكاس.
احمرار بين النجوم
تمتص حبيبات الغبار الصغيرة بين النجوم بعضًا من ضوء النجوم الذي تعترضه. لكن ما لا يقل عن نصف ضوء النجوم الذي يتفاعل مع الحبوب يكون مبعثرًا فقط، أي يتم إعادة توجيهه بدلاً من امتصاصه. نظرًا لعدم وصول ضوء النجوم الممتص أو المتناثر إلينا مباشرة، فإن الامتصاص والتشتت يجعلان النجوم تبدو باهتة. تسمى آثار كلتا العمليتين بالانقراض بين النجوم (الشكل\(\PageIndex{6}\)).
توصل علماء الفلك لأول مرة إلى فهم الانقراض بين النجوم في أوائل الثلاثينيات، كتفسير لملاحظة محيرة. في الجزء الأول من القرن العشرين، اكتشف علماء الفلك أن بعض النجوم تبدو حمراء على الرغم من أن خطوطها الطيفية تشير إلى أنها يجب أن تكون ساخنة للغاية (وبالتالي يجب أن تبدو زرقاء). تبين أن حل هذا التناقض الظاهري هو أن الضوء المنبعث من هذه النجوم الساخنة ليس خافتًا فحسب، بل يحمر أيضًا بسبب الغبار بين النجوم، وهي ظاهرة تعرف باسم الاحمرار بين النجوم.
لا يتفاعل الغبار مع جميع ألوان الضوء بنفس الطريقة. لقد تناثر أو امتص الغبار الكثير من الضوء البنفسجي والأزرق والأخضر من هذه النجوم، لذلك لا يصل إلى الأرض. من ناحية أخرى، تخترق بعض ضوءها البرتقالي والأحمر، بأطوال موجية أطول، الغبار المتداخل بسهولة أكبر وتكمل رحلتها الطويلة عبر الفضاء لدخول التلسكوبات الأرضية (الشكل\(\PageIndex{7}\)). وهكذا، يبدو النجم أكثر احمرارًا من الأرض مما لو كان بإمكانك رؤيته من مكان قريب. (بالمعنى الدقيق للكلمة، فإن الاحمرار ليس المصطلح الأكثر دقة لهذه العملية، نظرًا لعدم إضافة أي لون أحمر؛ بدلاً من ذلك، يتم طرح اللون الأزرق والألوان ذات الصلة، لذلك يجب تسميته بشكل أكثر ملاءمة «إزالة اللون الأزرق».) في الحالات القصوى، يمكن أن تكون النجوم حمراء جدًا بحيث لا يمكن اكتشافها تمامًا عند الأطوال الموجية المرئية ويمكن رؤيتها فقط بالأشعة تحت الحمراء أو الأطوال الموجية الأطول (الشكل\(\PageIndex{6}\)).
لقد رأينا جميعًا مثالًا على الاحمرار على الأرض. تبدو الشمس أكثر احمرارًا عند غروب الشمس مما تبدو عليه عند الظهر. كلما انخفضت الشمس في السماء، زاد طول المسار الذي يجب أن ينتقل فيه الضوء عبر الغلاف الجوي. على هذه المسافة الكبيرة، هناك فرصة أكبر لتشتت ضوء الشمس. نظرًا لأن الضوء الأحمر أقل عرضة للتشتت من الضوء الأزرق، تظهر الشمس باللون الأحمر أكثر فأكثر مع اقترابها من الأفق.
بالمناسبة، فإن تشتت ضوء الشمس هو أيضًا ما يجعل سماءنا تبدو زرقاء، على الرغم من أن الغازات التي يتكون منها الغلاف الجوي للأرض شفافة. عندما يأتي ضوء الشمس، فإنه ينثر من جزيئات الهواء. الحجم الصغير للجزيئات يعني أن الألوان الزرقاء تنتشر بكفاءة أكبر بكثير من الخضر والأصفر والأحمر. وهكذا، ينتشر اللون الأزرق في ضوء الشمس خارج الشعاع وفي جميع أنحاء السماء. من ناحية أخرى، يفتقد ضوء الشمس الذي يأتي إلى عينيك بعضًا من لونه الأزرق، لذلك تبدو الشمس صفراء قليلاً، حتى عندما تكون عالية في السماء، مقارنة بالفضاء.
حقيقة أن ضوء النجوم يحمر بسبب الغبار بين النجوم يعني أن الإشعاع ذو الطول الموجي الطويل ينتقل عبر المجرة بشكل أكثر كفاءة من الإشعاع ذي الطول الموجي القصير. وبالتالي، إذا كنا نرغب في رؤية مسافة أبعد في اتجاه باستخدام مادة كبيرة بين النجوم، فيجب أن ننظر إلى الأطوال الموجية الطويلة. توفر هذه الحقيقة البسيطة أحد الدوافع لتطوير علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء. في منطقة الأشعة تحت الحمراء عند 2 ميكرون (2000 نانومتر)، على سبيل المثال، يبلغ التعتيم سدس مساحة المنطقة المرئية (500 نانومتر) فقط، وبالتالي يمكننا دراسة النجوم التي تبعد أكثر من مرتين قبل أن يحجب الغبار بين النجوم ضوءها. تمثل هذه القدرة على الرؤية لمسافة أبعد من خلال المراقبة في جزء الأشعة تحت الحمراء من الطيف مكسبًا كبيرًا لعلماء الفلك الذين يحاولون فهم بنية مجرتنا أو استكشاف مركزها المحير ولكن البعيد (انظر مجرة درب التبانة).
حبوب بين النجوم
قبل أن نصل إلى التفاصيل حول الغبار بين النجوم، ربما ينبغي علينا التخلص من مصدر قلق واحد. لماذا لا يكون الغاز بين النجوم هو الذي يحمر النجوم البعيدة وليس الغبار؟ نحن نعلم بالفعل من التجربة اليومية أن الغاز الذري أو الجزيئي يكاد يكون شفافًا. ضع في اعتبارك الغلاف الجوي للأرض. على الرغم من كثافته العالية جدًا مقارنة بالغاز بين النجوم، إلا أنه شفاف جدًا بحيث يكون غير مرئي عمليًا. (يحتوي الغاز على عدد قليل من الخطوط الطيفية المحددة، لكنه يمتص جزءًا صغيرًا فقط من الضوء أثناء مروره.) يجب أن تكون كمية الغاز المطلوبة لإنتاج الامتصاص الملحوظ للضوء في الفضاء بين النجوم هائلة. ستؤثر الجاذبية لكتلة كبيرة من الغاز على حركات النجوم بطرق يمكن اكتشافها بسهولة. لا يتم ملاحظة مثل هذه الحركات، وبالتالي، لا يمكن أن يكون الامتصاص بين النجوم نتيجة للغازات.
على الرغم من أن الغاز لا يمتص الكثير من الضوء، إلا أننا نعلم من التجربة اليومية أن الجسيمات الصلبة أو السائلة الصغيرة يمكن أن تكون مواد امتصاص فعالة للغاية. بخار الماء في الهواء غير مرئي تمامًا. ولكن عندما يتكثف بعض هذا البخار في قطرات ماء صغيرة، تصبح السحابة الناتجة معتمة. تقدم العواصف الغبارية والدخان والضباب الدخاني أمثلة مألوفة على الكفاءة التي تمتص بها الجسيمات الصلبة الضوء. على أساس مثل هذه الحجج، خلص علماء الفلك إلى أن الجسيمات الصلبة المنتشرة على نطاق واسع في الفضاء بين النجوم يجب أن تكون مسؤولة عن التعتيم الملحوظ لضوء النجوم. من ماذا تتكون هذه الجسيمات؟ وكيف تشكلت؟
تُظهر الملاحظات مثل الصور في هذا الفصل وجود قدر كبير من هذا الغبار؛ وبالتالي، يجب أن يتكون أساسًا من عناصر وفيرة في الكون (وفي المادة بين النجوم). بعد الهيدروجين والهيليوم، فإن العناصر الأكثر وفرة هي الأكسجين والكربون والنيتروجين. هذه العناصر الثلاثة، إلى جانب المغنيسيوم والسيليكون والحديد - وربما الهيدروجين نفسه - تبين أنها أهم مكونات الغبار بين النجوم.
يمكن وصف العديد من جزيئات الغبار بأنها تشبه السخام (غنية بالكربون) أو تشبه الرمل (تحتوي على السيليكون والأكسجين). توجد حبيبات الغبار بين النجوم في النيازك ويمكن التعرف عليها لأن وفرة بعض النظائر تختلف عما نراه في مواد النظام الشمسي الأخرى. تم تحديد العديد من مواد الغبار بين النجوم المختلفة بهذه الطريقة في المختبر، بما في ذلك الجرافيت والماس. (لا تتحمس؛ يبلغ حجم هذه الماسات المليار من المتر فقط ولن تشكل خاتم خطوبة مثير للإعجاب!)
يصور النموذج الأكثر قبولًا على نطاق واسع الحبوب ذات النوى الصخرية التي تشبه السخام (الغني بالكربون) أو الرمل (الغني بالسيليكات). في السحب المظلمة حيث يمكن أن تتشكل الجزيئات، يتم تغطية هذه النوى بعباءات جليدية (الشكل\(\PageIndex{7}\)). أكثر أنواع الجليد شيوعًا في الحبوب هي الماء (\(\che{H2O}\)) والميثان (\(\che{CH4}\)) والأمونيا (\(\che{NH3}\)) - وكلها مبنية من ذرات وفيرة بشكل خاص في عالم النجوم. تعتبر أغطية الجليد بدورها مواقع لبعض التفاعلات الكيميائية التي تنتج جزيئات عضوية معقدة.
يجب أن تكون الحبيبات الفردية النموذجية أصغر قليلاً من الطول الموجي للضوء المرئي. إذا كانت الحبيبات أصغر كثيرًا، فإنها لن تحجب الضوء بكفاءة، كما يوضح الشكل\(\PageIndex{5}\) والصور الأخرى في هذا الفصل أنها تفعل ذلك.
من ناحية أخرى، إذا كانت حبيبات الغبار أكبر بكثير من الطول الموجي للضوء، فلن يتحول ضوء النجوم إلى اللون الأحمر. الأشياء الأكبر بكثير من الطول الموجي للضوء ستحجب الضوء الأزرق والأحمر بكفاءة متساوية. وبهذه الطريقة يمكننا أن نستنتج أن حبة الغبار المميزة بين النجوم تحتوي على 106 إلى 109 ذرات ويبلغ قطرها من 10 إلى 8 إلى 10 إلى 7 أمتار (10 إلى 100 نانومتر). هذا في الواقع يشبه بقع المادة الصلبة في دخان السجائر أكثر من حبيبات الغبار الكبيرة التي قد تجدها تحت مكتبك عندما تكون مشغولًا جدًا بدراسة علم الفلك لتنظيفه بشكل صحيح.
ملخص
يمكن اكتشاف الغبار بين النجوم: (1) عندما يحجب ضوء النجوم خلفه، (2) عندما ينثر الضوء من النجوم القريبة، و (3) لأنه يجعل النجوم البعيدة تبدو أكثر احمرارًا وباهتًا. هذه التأثيرات تسمى الاحمرار والانقراض بين النجوم، على التوالي. يمكن أيضًا اكتشاف الغبار في الأشعة تحت الحمراء لأنه يصدر إشعاعًا حراريًا. تم العثور على الغبار في جميع أنحاء طائرة درب التبانة. تكون جزيئات الغبار تقريبًا بنفس حجم الطول الموجي للضوء وتتكون من نوى صخرية تشبه السخام (غنية بالكربون) أو تشبه الرمل (السيليكات) مع عباءات مصنوعة من الجليد مثل الماء والأمونيا والميثان.
مسرد المصطلحات
- انقراض بين النجوم
- توهين الضوء أو امتصاصه بواسطة الغبار في الوسط بين النجوم
- احمرار (بين النجوم)
- احمرار ضوء النجوم الذي يمر عبر الغبار بين النجوم لأن الغبار ينثر الضوء الأزرق بشكل أكثر فعالية من اللون الأحمر