گاز میان ستاره ای Reviewed by Momizat on . ستاره هنگامی متولد میشود که مواد و شرایط مناسب وجود داشته باشد مطالعه ی فراوانی عناصر شیمیایی ستارگان و اندازه گیری واکنش هایی که در نواحی معینی از کهکشان ما صو ستاره هنگامی متولد میشود که مواد و شرایط مناسب وجود داشته باشد مطالعه ی فراوانی عناصر شیمیایی ستارگان و اندازه گیری واکنش هایی که در نواحی معینی از کهکشان ما صو Rating: 0
شما اینجا هستید: خانه » اصطلاحات علم نجوم » گاز میان ستاره ای

گاز میان ستاره ای

m8_chua_960

ستاره هنگامی متولد میشود که مواد و شرایط مناسب وجود داشته باشد مطالعه ی فراوانی عناصر شیمیایی ستارگان و اندازه گیری واکنش هایی که در نواحی معینی از کهکشان ما صورت می گیرد نشان می دهد که شکل گیری ستاره با انبوهش ابر ها ی بسیار بزرگ گاز و غبار آغاز می شود . ما نخست به ویژگی های این ابر ها و دیگر مواد میان ستاره ای می پردازیم .

ماده ی میان ستاره ای عبارت اند از گاز و غبار که عموما به صورت ابر هایی نسبتا چگال یافت می شوند هیدروژن که فراوان ترین عنصر جهان است بیشترین بخش گاز میان ستارهای را تشکیل می دهد آن را به سه شکل می توان یافت :اتم های خنثی و ملوکول هاو اتم های یونیزه .

هیدروژن خنثی

با تلسکوپ های نوری رویت نیدروژن خنثی امکان پذیر نیست و بنابر این سالیان دراز مشاهده ی آن نا ممکن بود .در سال ۱۹۹۴ میلادی اختر شناس آلمانی به نام اچ سی وان دهولست با محاسبه ای نشان داد که اتم های نیدروژن می توانند امواج رادیویی را باطول موج ۲۱ سانتیمتر را تولید کنند محاسبات اوبر مبنای مشخصات ویژه ای از اجزای اتم هیدروژن بود اتم هیدروژن یک پروتون و یک الکترون دارد و اگر این الکترون از تراز انرژی بالابه تراز انرژی پایین انتقال یابد انرژی از دست می دهد که به صورت تابش گسیل می شود با وجود این در دهه ی ۱۹۴۰میلادی دانشمندان اتم شناس در یافتند که الکترون ها و پروتون ها ویژگی مشخصی دارند که اسپین نامیده می شوند اسپین را میتوان نوعی چرخش در این ذرات دانست .الکترون و پروتون هم می توانند در یک راستا بچرخند و هم در راستای مخالف الکترون ها همانند زمین که به دور خورشید میگردد به دور پروتون ها می چرخند زمین و خورشید در یک راستا می چرخند ولی پایداری آرایش اتم هیدروژن هنگامی بیشتر است که راستای اسپین چر خش الکترون مخالف اسپین پروتون باشد از این رو هر موقع که ذرات اتم هیدروژن به عللی در یک راستا بچرخند اتم نا پایدار می شود والکترون می خواهد که راستای چرخش خود را عوض کند در این روند مقدار کمی انرژی آزاد و به صورت تابش از اتم گسیل می شود . و به علت نا چیز بودن مقدار انرژی آزاد شده طول موج تابش بلند است . انرژی یک کوانتوم نور با طول موج آن نسبت عکس دارد . تابش های پر انرژی طول موج کوتاه دارند (مانند نور مرئی .پرتو xو…)و تابش های کم انرژی طول موج بلند (مانند امواج رادیویی )

وان دهولست در محاسبه ی ویژگی تابش هیدروژن خنثی خاطر نشان شده بود که احتمال گسیل خود به خود تابش های ۲۱ سانتیمتری از اتم های هیدروژن خنثی می باید بسیار نا چیز باشد . این بدان سبب است که برای تغییر راستای چرخش الکترونی که اسپین موازی با پروتون دارد و پدید آمدن آرایش پایدار در اتم زمان بسیار زیادی لازم است محاسبات نشان می دهد که به طور میانگین ۱۱ میلیون سال طول می کشد تا چنین تغییری در اتم هیدروژن پیش آید از این رو گسیل تابش های ۲۱ سانتیمتر روندی بسیار کند و ضعیف است . با وجود این در فضای پهناور بین ستارگان تعداد بسیار زیادی از اتم های هیدروژن میتوانند مدت طولانی در چنین حالت مختل نشده ای با قی بمانند که بتوان تابش ۲۱ سانتیمتری آن ها را بر گیرنده های حساس رادیویی آشکار کرد در سال ۱۹۵۱ میلادی دو تن از پژوهش گران دانشگاه هاروارد آمریکا به نام های پرسل و ایون توانستند تابش های ۲۱ سانتیمتری را که به شدت از صفحه ی کهکشان راه شیری گسیل میشد آشکار کنند .

امروزه تلسکوپ هایی رادیویی در سراسر جهان به پژوهش و رصد هیدروژن خنثی می پردازند از زمان کشف تابش های ۲۱ سانتیمتری مطالعه ی فضای بین ستارگان پیشرفت قابل توجهی کرده و دست یابی به تصویری جامع از کهکشان خودمان میسر شده است این تابش ها که طول موج بلندی دارند بر خلاف تابش های نوری میتوانند از مناطق تاریک و غباری کهکشان ما نفوذ کنند . درنتیجه دانشمندان میتوانند در مورد ماهیت و ویژگی مناطق دور دست و غیر قابل مشاهده ی کهکشان اطلاعات زیادی به دست آورند .

از آن جا که تابش های هیدروژن خنثی طول موج بسیار بلندی دارند برای آشکار سازی آن ها تلسکوپ ها بسیار بزرگی لازم است .

توان تفکیک تلسکوپ های مخصوص مطالعه ی هیدروژن خنثی به اندازه ی توان تفکیک تلسکوپ های نوری باشد می باید آن ها را بسیار بزرگ ساخت .طول موج تابش هیدروژن خنثی تقریبا ۵۰۰۰۰۰ بار بلند تر از طول موج نور مرئی است بنابر این اگر بخواهیم تلسکوپ رادیویی ما همان توان تفکیکی را داشته باشد که تلسکوپ ۲۰۰ اینچی مونت پالومار در طول موج نور مرئی دارد آنتنی به قطر ۲۵۰۰ کیلومتر باید ساخت البته تا به حال چنین تلسکوپی ساخته نشده است بزرگ ترین تلسکوپ رادیویی به قطر ۱۰۰۰ فوت است در پور توریکو قرار دارد.

تداخل سنجی رادویی روشی است که توان تفکیک طول موج های بلند را ممکن می سازد تلسکوپ هایی متعددی که فاصله ی بسیار زیادی با هم دارند و مثلا در قاره های مختلف قرار گرفته اند حتی بهتر از تلسکوپ های نوری امواج رسیده را تفیک می کنند در متداول تری آرایش تلسکوپ های رادیویی برای مطالعه ی هیدروژن خنثی آن ها را در طول یک خط با فاصله ی چند کیلومتر از یکدیگر بر پا می کنند بدین طریق می توان توان تفکیک ۱۰ ثانیه ی قوسی به دست آورد که برای مطالعه ی پراکندگی هیدروژن خنثی در کهکشان خودمان و کهکشان های نزدیک تر مناسب است .

پژوهش های انجام گرفته نشان میدهد که در کهکشان محلی ما هیدروژن خنثی به صورت مناطق باریک و طولانی متمرکز شده است . این مناطق به عنوان قطعات بازوی مارپیچی شناخته می شوند خورشید در کنار یکی از این بازو ها که در تمام سطح کهکشان گسترده است قرار دارد دانشمندان برای اندازه گیری فاصله ی ابر های هیدروژن خنثی از جابجایی دو پلری طول موجهای تابش آن ها استفاده می کنند با وجود این به علت مشکلات ویژه ای کا اختر شناسان رادیوییدر این کار دارند ساختار و شکل کلی این انبوهه ها با جزئیات بیشتر مشخص نشده است چگالی هیدروژن خنثی بسیار کم وبه طور میانگین حدود (۲ضربدر ۱۰ به توان -۲۵)گرم در هر سانتیمتر مکعب است یعنی در هر ده سانتیمتر مکعب این ابرها تقریبا یک اتم وجود دارد با این حساب در ناحیه ی اطراف خورشید ا هیدروژن خنثی ۲یا۳ درصد جرم کهکشان را در بر می گیرد .این مقدار نشانگر حدود ۲یا ۳درصد چگالی جرم کلی در اطراف خورشید است که اکثر آن در خود ستارگان متمرکز شده است .

هیدروژن مولوکولی

یکی از مهمترین کشفیات اخیر در باره ی فضای میان ستاره ای یافتن مقداری هیدروژن در حالت مولوکولی است .مولوکول هیدروژن از دو اتم هیدروژن تشکیل می شوند پیوند مولوکولی اتصال نسبتا سستی میان آن دو به وجود می ورد . این مولوکول ها نمی توانند در ستارگان (به جز در بیرونی ترین بخش های ستارگان سرد )وجود داشته باشند زیرا دمای زیاد موجب شکسته شدن پیوند مولوکولی می شود و اتم ها از هم فاصله می گیرند پیوند های مولوکولی به آن اندازه قوی نیستند که در دمای بالا بمباران شدید و مداوم ذرات را تحمل کنند نمودهای مرئی طیف ملوکول های هیدروژن در بخش فروسرخی طیف قرار دارد و در طول موج هایی است که جو زمین کاملا از ورود آن ها جلوگیری می کنند از این رو آشکار سازی این مولوکول در رصد خانه های زمینی امکان پذیر نیست و تنها تلسکوپ های مستقر در فضا می توانند تمرکز هیدروژن مولوکولی فضای میان ستاره ای را اندازه گیری کنند ‍.نخستین آشکار سازی در سال ۱۹۷۲توسط ماهواره ی کوپرنیک صورت گرفتو معلوم شد که فقط در نواحی بسیار غبار آلود فضا تراکم عظیمی از مولوکول ها ی هیدروژن وجود دارد به نظر دانشمندان در آمیزه ای از گاز و غبار پیوند یافتن اتمهای هیدروژن عملی تر است به طوری که شکل گیری مولوکول های هیدروژن در سطح ذرات غبار به بهترین وجه صورت می گیرد .

هیدروژن برانگیخته و یونیده

برخی از اتم های هیدروژن در آن نواحی که چگالی آن بیشتر از هیدروژن خنثی است تابش نوریگسیل می کنند معمولا این ابر های گازی بسیار گرم تر از محیط عمومی میان ستاره ای هستند زیرا در میان آن ها یک یا چند ستاره ی درخشان و داغ وجود دارد چون این ستاره ها از ابر های گاز میان ستاره ای شکل گرفته اند بنابر این در بین این ابر ها دیده می شوند

طبق قوانین تابش جسم سیاه ستارگان ی با دمای بالا بیشتر تابش خود را به صورت امواج پر انر ژی و با طول موج های کم گسیل می کنند این تابش نیز عموما گاز های اطراف را گرم می کند و دمای آن ها را تا ۸۰۰۰۰تا۱۰۰۰۰درجه ی کلوین گرم می کنند اتم های هیدروژن در این حالت که دما های بسیار کسب کرده اند بر انگیخته یا یونیده می شوند در اتم برانگیخته هیدروژن دیگر اتم در مدار در حالت پایه نیست بلکه به مداری با انرژی بالا تر انتقال یافته است از این رو با افتادن الکترون به مدار کم انر ژی خود به خود نور منتشر می کند هر بار که الکترون به مدار کم انرژی بر می گردد یک فوتون (بسته ی نور )از اتم منتشر می شود طول موج فوتون به اختلاف انرژی بین مدار اولی و مدار بعدی که الکترون سقوط می کند بستگی دارد در بیشتر حالات این اختلاف انرژی در گستره ای است که می توان تابش حاصل را به صورت نور مرئی دید .

از این رو از هیدروژن برانگیخته نوری منتشر می شود که تلسکوپ های روی زمین قادرند آن را شکار کنند اتم های هیدروژن در ابرهای گاز هنگامی یونیده میشود که انرژی اعمال شده به الکترون آن قدر زیاد است که باعث گریز آن از اتم می شود و تنها پروتون بر جا می ماند در فضای نزدیک به ستارگان داغ و نورانی که چگالی انرژی ازادشده ازستاره بسیارزیاداست تقریباتمام اتمهای هیدروژن یونیده هستند. یونش وبازترکیب پی درپی سبب می شود که این نواحی درطول موجهای نوری ورادیویی بسیاردرخشان دیده شوند .برای نخستین باراخترشناس دانمارکی به نام بنت اشترومگرن ویژگیهای چنین کره ای از هیدروژن رامحاسبه کرد.ازاین روان راکره اشترومگرن می نامند.

اخترشناسان بخشهای قابل رویت ابرهای گازرانواحی۱۱h حدود۱۵ سال نوری وجرمشان چندصدبرابرجرم خورشیداست. چگالی میانگین هیدروژن درنواحی۱h یعنی حدود۱۰ اتم درهرسانتیمترمکعب است.

عناصرومولکولهای دیگردرفضا

گرچه ئیدروژن فراوانترین عنصردرفضای میان ستاره ای است ولی عناصرومولکولهای دیگروهمچنین بنیانهای آزاد نیزبه خصوص درنواحی۱۱h یافت می شوند.‍‍‍‍(بنیان آزادترکیبی است ازدویاچندعنصرکه بخشی ازیک مولکول راتشکیل می دهد). درطول موجهای قابل رویت می توان هلیوم اکسیژن نیتروژن کربن وبرخی دیگر ازعناصرراآشکارکرد.این آشکارسازی به سبب وجود خطوط نشری به همان شکلی است که درمورد ئیدروژن ذکر شد. اگرویژگیهای کلی نواحی۱۱h تعیین گردد می توان فراوانی این عناصررانیزبه دست آورد.اندازه گیریهای به عمل آمدهنشان می دهندکه فراوانی عناصردیگرحدودصدبارکمتراز فراوانی ئیدروژن است ولی درموردهلیوم این نسبت همواره حدود یک دهم است.

درسالهای اخیرچندین نوع مولکول وبنیان آزادیافته شده که آشکارسازی آنهادرطول موجهای رادیویی صورت گرفته است . این ترکیبات به ویژه درنواحی عظیم ومرکب ۱۱h وجوددارند.برجسته ترین آنها بنیانoh است.این مولکول ناکامل آب به مقدارزیاددرنواحی ۱۱h کهکشان ما یافت می شود. ویژگیهای اپتیکی وفیزیکی پیچیده مواددرون ابرهای گازی وغبارکه فرآیندهای دمش اپتیکی ازآن جمله استسبب افزایش گسیل تابشها از بنیان ohمی شود.

به همین شکل مولکول آب(H2O)وروی هم رفته پنجاه مولکول دیگرمانند آمونیاک (NH3)وفرمالدئید(HCHO) دربرخی نواحی ۱۱h آشکارشده اند. ظاهرا این مولکولها به سبب برهم کنش بین تابش گازوغبارشکل گرفته اند که در نهایت اجزای مهم در فرآیند شکل گیری ستارگان هستند.
کاری از نجوم علم برتر

درباره نویسنده

تعداد نوشته ها : 702

دیدگاه (1)

ارسال یک دیدگاه

بازگشت به بالا