اجزای لازم برای شکل گیری ستارگان

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو

مواد سازنده بدن هر یک از ما روزگاری به صورت گاز و غبار میان ستاره‌ای بوده است. در این قسمت به کاوش این مواد می‌پردازیم، موادی که سرانجام ستارگان و منظومه‌های سیاره‌ای را پدید آورده‌اند. <ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>

گاز میان ستاره‌ای[ویرایش]

ستاره هنگامی متولد می شود که مواد و شرایط مناسب وجود داشته باشد. مطالعه فراوانی عناصر شیمیایی ستارگان و اندازه گیری واکنشهایی که در نواحی معینی از کهکشان ما صورت می گیرد نشان می دهد که شکل گیری ستاره با انبوهش ابرهای بسیار بزرگ گاز و غبار آغاز می شود. ماده میان ستاره ای عبارت است از گاز و غبار که عموما به صورت ابر هایی نسبتا چگال یافت می شوند. هیدروژن که فراوانترین عنصر جهان است، بیشترین بخش گاز میان ستاره ای را تشکیل می دهد. آن را به سه شکل می‌توان یافت: اتم های خنثی، مولکول و اتم های یونیده.<ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>

هیدروژن خنثی[ویرایش]

با تسکوپهای نوری، رویت هیدروژن خنثی امکانپذیر نیست و بنابراین سالیان دراز مشاهده آن نا ممکن بود. در سال 1924 میلادی ، اخترشناسی آلمانی به نام اچ.سی.وان دهولست با محاسبه ای نشان داد که اتم های هیدروژن می‌توانند امواج رادیویی با طول موج 21 سانتیمتر تولید کنند. محاسبات او بر مبنای مشخصات ویژه ای از اجزای اتم هیدروژن بود. اتم هیدروژن یک پروتون و یک الکترون دارد و اگر این الکترون از تراز انرژی بالا به تراز پایین انتقال یابد انرژی از دست می دهد که به صورت تابش گسیل می شود. با وجود این، در دهه 1940 میلادی، دانشمندان اتم شناس دریافتند که الکترون‌ها و پروتون‌ها ویژگی مشخصی دارد که اسپین را می‌توان نوعی چرخش در این ذرات دانست. الکترون و پروتون، هم می‌توانند در یک راستا بچرخند و هم در راستای مخالف. الکترون همانند زمین که به دور خورشید می گردد، به دور پروتون گردش می کند. زمین و خورشید در یک راستا می چرخند، ولی پایداری آرایش اتم هیدروژن هنگلمی بیشتر است که راستای اسپین (چرخش) الکترون مخالف اسپین پروتون باشد. از این رو هر موقع که ذرات اتم هیدروژن به عللی در یک راستا بچرخند اتم ناپایدار می شود و الکترون 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. به علت ناچیز بودنمفدار انرژی آزاد شده، طول موج تابش بلند است. انرژی یک کوانتوم نور با طول موج آن نسبت عکس دارد. تابشهای پر انرژی، طول موج کوتاه دارند (مانند نور مرئی ، پرتو ایکس و ... ) و تابشهای کم انرژی طول موج بلند (مانند امواج رادیویی).


چگونگی تشکیل نوار 21 سانتیمتری هیدروژن خنثی


وان دهولست در محاسبه ویژگیهای تابش هیدروژن خنثی خاطرنشان شده بود که احتمال گسیل خود به خودی تابشهای 21 سانتیمتری از اتمهای هیدروژن خنثی می یابد بسیار ناچیز 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 11 میلیون سال طول می کشد تا چنین تغییری در اتم هیدروژن پیش آید. از این رو گسیل تابشهای 21 سانتیمتری، روندی بسیار کند و ضعیف است. با وجود این، در فضای پهناور بین ستارگان ، تعداد بسیار زیادی از اتمهای هیدروژن می‌توانند مدت های طولانی در چنان حالت مختل نشده ای باقی بمانند که بتوان تابش 21 سانتیمتری آنها را با گیرنده های حساس رادیویی آشکار کرد . در سال 1951 میلادی دو تن از پژوهشگران دانشگاه هاروارد امریکا به نامهای ا.ام.پرسل و اچ.آی.ایون توانستند تابشهای 21 سانتیمتری را که به شدت از صفحه کهکشان راه شیری گسیل می شد آشکار کنند.

امروزه تلسکوپ‌های بزرگ رادیویی در سراسر جهان به پژوهش و رصد هیدروژن خنثی می پردازند. از زمان کشف تابشهای21 سانتیمتری مطالعه فضای بین ستارگان پیشرفت قابل توجهی کرده و دستیابی به تصویری جامع از کهکشان خودمان میسر شده است. این تابشها که طول موج بلندی دارند بر خلاف تابشهای نوری می‌توانند از مناطق تاریک و غباری کهکشان ما نفوذ کنند. در نتیجه دانشمندان می‌توانند در مورد ماهیت و ویژگی‌های مناطق دور دست و غیر قابل مشاهده کهکشان اطلاعات زیادی به دست آورند.

اندازه گیری بازوهای کهکشان راه شیری به کمک خط 21 سانتیمتری هیدرژن خنثی انجام میگیرد.

از آنجا که تابشهای هیدروژن خنثی طول موج بسیار بلندی دارند، برای آشکار سازی آن‌ها تلسکوپ های بزرگی لازم است. توان تفکیک یک تلسکوپ به طول موج تابشی که رصد می شود بستگی دارد. برای آنکه توان تفکیک تلسکوپ های مخصوص مطالعه هیدروژن خنثی به اندازه توان تفکیک تلسکوپهای نوری باشد می باید آنها را بسیار بزرگ ساخت. طول موج تابش هیدروژن خنثی تقریبا 500000 بار بلندتر از طول موج نور مرئی است. بنابراین اگر بخواهیم تلسکوپ رادیویی ما همان توان تفکیک را داشته باشد که تلسکوپ 200 اینچی مونت بالومار در طول موج نور مرئی دارد. آنتنی به قطر 2500 کیلومتر بایذ ساخت. البته تا خال چنین تلسکوپی ساخته نشده است بزرگترین تلسکوپ رادیویی به قطر 1000 فوت است و در پورتوریکو قرار دارد.

تداخل سنجی رادیویی روشی است که توان تفکیک طول موج‌های بلند را ممکن می ساز . تلسکوپهای متعددی که فاصله زیادی با هم دارند و مثلا در قاره های مختلف قرار گرفته اند حتی بهتر از تلسکوپ های نوری، امواج رسیده را تفکیک می کنند. در متداول ترین آریش تلسکوپها ی رادیویی برای مطالعه هیدروژن خنثی، آنها را در طول یک خط و با فاصله چند کیلومتر از همدیگر بر پا می کنند. بدین طریق می‌توان توان تفکیک حدود 10 ثانیه قوسی به دست آورد که برای مطالعه پراکندگی هیدروژن خنثی در کهکشان خودمان و کهکشان های نزدیک تر مناسب است.

پژوهش های انجام گرفته نشان می دهد که در کهکشان محلی ما هیدروژن خنثی به صورت مناطق باریک و طولانی متمرکز شده است. این مناطق به عنوان قطعات بازوهای مارپیچی شناخته می شوند .خورشید در کنار یکی از این بازو ها که در تملم سطح کهکشان گسترده است ، قرار دارد . دانشمندان برای محاسبه فاصله ابرهای هیدروژن خنثی از جابه جایی دوپلری طئل موج های تابش آنها استفاده میکنند با وجود این به علت مشکلات ویژه ای که اخترشناسان رادیویی در این کار دارند، ساختار و شکل کلی این انبوهه ها با جزئیات بیشتر مشخص نشده است. چگالی هیدروژن خنثی بسیار کم است و به طور میانگین، حدود 1025-× 2 گرم در هر سانتیمتر مکعب است. یعنی در 10 سانتیمتر مکعب این ابرها، تقریبا یک اتم وجود دارد. با این حساب در ناحیه اطراف خورشید، هیدروژن خنثی 2 یا 3 درصد جرم کل کهکشان را در بر میگیرد این مقدار نشانگر حدود 2 تا 3 درصد چگالی جرم کلی در اطراف خورشید است و اکثر آن در خود ستارگان متمرکز شده است.<ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>

هیدروژن مولکولی[ویرایش]

یکی از مهمترین کشفیات اخیر درباره فضای میان ستاره ای، یافتن مقداری هیدروژن به حالت مولکولی است. مولکول های هیدروژن از دو اتم هیدروژن تشکیل می شوند. پیوند مولکولی، اتصال نسبتا سستی میان آن دو بوجود می آورد. این مولکول ها نمی‌توانند در ستارگان ( به جز در بیرونی ترین بخش های ستارگان سرد ) وجود داشته باشند. زیرا دمای زیاد سبب شکسته شدن پیوند مولکولی می شود و اتم ها از هم فاصله می گیرند. پیوند های مولکولی به آن اندازه قوی نیستند که در دما های بالا، بمباران شدید و مداوم ذرات را تحمل کنند. نمودهای مرئی طیف مولکول های هیدروژن در بخش فرو سرخی طیف قرارا دارد و در طول موج‌هایی است که جو زمین کاملا ازورود آنها جلوگیری می کند. از این رو، آشکار سازی این مولکول ها توسط رصد خانه های زمینی عملا امکان پذیر نیست و تنها تلسکوپ‌های مستقر در فضا می‌توانند تمرکز هیدروژن مولکولی فضای میان ستارگان را اندازه گیری کنند. نخشتین آشکار سازی در سال 1972 توسط ماهواره کوپرنیک انجام گرفت و معلوم شد که فقط در نواحی بسیار غبار آلود فضا تمرکز های عظیمی از مولکول‌های 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 مولکول های هیدروژن در سطح ذرات غبار به بهترین وجه صورت می گیرد.<ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>

هیدروژن برانگیخته و یونیده[ویرایش]

برخی از اتم های هیدوژن، در آن نواحی که چگالی هیدروؤن خنثی بیشتر است ، تابشهای نوری گسیل می کنند. معمولا این ابرهای گازی بسیار داغتر از محیط عمومی میان ستاره ای هستند، زیرا در میان آنها یک یا چند ستاره درخشان و داغ وجود دارد. چون ستاره‌ها از ابرهای گاز میان ستاره‌ای شکل گرفته اند. بنابراین در بین این ابر ها دیده می شوند و ستارگانی جوان و با دمای بسیار بالا هستند.

طبق قوانین تابش جسن سیاه، ستارگانی با دمای بالا ، بیشتر تابش خود را به صورت امواج پر انرژی و با طول موج کوتاه گسیل می کنند. این تابش نیزعموما گاز های اطراف را گرم می کند و دمای آنها را 80000 تا 10000 درجه کلوین بالا می برد.

اتم‌های هیدروژن در این حالت که دماهای بسیار کسب کرده اند، بر انگیخته یا یونیده می‌شوند. در اتم بر انگیخته هیدروژن دیگر الکترون در مدار حالت پایه نیست، بلکه به مداری با انرژی بالاتر انتقال یافته است. از این رو، با افتادن الکترون به مدار کم انرژی اتم می‌تواند خود به خود نور گسیل کند. هر بار که الکترون به مدار کم انرژی بر میگردد یک فوتون ( بسته نور) از اتم گسیل می شود. طول موج فوتون به اختلاف انرژی بین مدار اولی و مدار بعدی که الکترون به آن سقوط کرده است، بستگی دارد. در بیشتر حالات این اختلاف انرژی در گستره‌ای است که می‌توان تابش حاصل را به صورت نور مرئی دید.

از این رو از هیدروژن بر انگیخته نوری گسیل می شود که تلسکوپ‌های روی زمین قادرند آن را شکار کنند. اتم‌های هیدروژن در ابرهای گاز هنگامی یونیده می شوند که انرژی اعمال شده به الکترون آنقدر زیاد است که سبب گریز آن از اتم می شود و تنها پروتون بر جای می ماند. در فضای نزدیک به ستارگان داغ و نورانی، که چگالی انرژی آزاد شده از ستاره بسیار زیاد است، تقریبا تمام اتمهای هیدروژن یونیده شده هستند. یونش و باز ترکیب پی در پی سبب می شود که این نواحی در طول موج های نوری و رادیویی بسیار درخشان دیده شوند. برای نخستین بار، اختر شناس دانمارکی به نام بنت.اشترومگرن ویژگی های چنین کره ای از هیدروؤن را محاسبه کرد؛ از این رو آن را کره اشترومگرن می نامند.

اختر شناسان بخش های قابل رویت ابر های گاز را نواحی HII و ابر های هیدروژن خنثی را نواحی HI می‌نامند. اندازه معمولی نواحی HII حدود 15 سال نوری و جرمشان چند صد برابر جرم خورشید است. چگالی این نواحی تقریبا 10 تا 100 برابر چگالی میانگین هیدروژن در نواحی HI، یعنی حدود 10 اتم در هر سانتیمتر مکعب است.<ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>

عناصر و مولکول های دیگر در فضا[ویرایش]

گر چه هیدروژن فراوانترین عنصر در فضای میان ستاره ای است ولی عناصر و مولکول های دیگر و همچنین بنیان های آزاد نیز به خصوص در نواحی HII یافت می شوند. (بنیان آزاد ترکیبی است از دو یا چند عنصر که بخشی از یک مولکول را تشکیل می دهد). در طول موجهای قابل رویت، می‌توان هلیم، اکسیژن، نیتروژن، کربن و برخی دیگر از عناصر را آشکار کرد. این آشکار سازی به سبب وجود خطوط نشری در طیف آنها امکان پذیر می شود. روند تولید خطوط نشری به همان شکلی است که مورد هیدروژن ذکر شد. اگر ویژگی های کلی نواحی HII تعیین گردد می‌توان فراوانی این عناصر را نیز به دست آورد. اندازه گیری های به عمل آمده نشان می دهند که فراوانی عناصر دیگر، حدود صد بار کمتر از فراوانی هیدروژن است ولی در مورد هلیم، این نسبت همواره حدود 1/10 است .

در سالهای اخیر، چندین نوع مولکول و بنیان آزاد یافته شده که آشکار سازی آنها در طول موجهای رادیویی صورت گرفته است . این ترکیبات به ویژه در نواحی عظیم و مرکب HII وجود دارند. برجسته ترین آنها ، بنیان OH است. این مولکول ناکامل آب به مقدار زیاد در نواحی HII کهکشان ما یافت می شود. ویزگی های اپتیکی و فیزیکی پیچیده مواد درودن ابر های گازی و غبار که فرآیند های دمش اپتیکی از آن جمله است، سبب افزایش گسیل تابش ها از بنیان OH می شود.

به همین شکل، مولکول آب H2O و روی هم رفته 50 مولکول دیگر مانند آمونیاک NH3 و فرمالدئید HCHO در برخی نواحی HII آشکار شده اند. ظاهرا این مولکول ها به سبب بر هم کنش بین تابش گاز و غبار شکل گرفته اند که در نهایت اجزای مهم در فرایند شکل گیری ستارگان هستند.<ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>

قرمز شوندگی عمومی[ویرایش]

اخترشناسان بیش از سی سال است که اثرات لایه کاملا گسترده ای از غبار میان ستاره ای را کشف کرده اند که خورشید و اکثرا ستارگان را در میان گرفته است. غبار، از روی اثری که بر نور ستارگان دور دست دارد آشکار شد. اختر شناسان پی بردند که ستارگان با رده طیفی مشابه و رنگ واقعی همانند، به رنگهای متفاوتی رصد می شوند که به فاصله آنها بستگی دارد. هر چه ستاره دور تر است، قرمز تر دیده می شود. محتملترین علت این اثر، جذب نور توسط غبار میان ستاره ای است. ذرات ریز غبار ، تابشهای با طول موج کوتاه را بیشتر از تابشهای با طول موج بلند جذب و پراکنده می کنند. از این رو ، نور رسیده از یک ستاره دور دست ، بیشتر تابش آبی خود را از دست می دهد ولی تابش قرمز آن با کاهش کمتری مواجه می شود. به همین سبب، هنگام اندازه گیری از زمین، رنگ ستارگان به طور غیر معمولی قرمز تر دیده می شود.

با قرمزتر شدن نور توسط غبار، ستاره کم سوتر و تاریکتر به نظر می رسد. آزمایشها نشان می دهند که ستاره به ازای هر 1000 پارسک (3.3 هزار سال نوری ) فاصله از زمین، حدود نصف نور خود را به سبب وجود غبار از دست می دهد. در سیستم قدر نجومی، این مقدار کاهش معادل 0.75 تغییر در قدر ستاره در هر 1000 پارسک است.

عدد فوق، میانگین کاهش در اطراف خورشید را نشان میدهد که بسیار کمتر از جذب عمومی در بخشهای مختلف کهکشان ما، به ویژه در راستای مرکز کهکشان است. در این راستا، ستارگان تنها در فاصله چندهزار سال نوری به کلی از نظر پنهان می شود. ستاره ای در مرکز کهکشان که فاصله ای در حدود 10000 پارسک ( 33000 سال نوری) دارد، 20 قد رکم سوتر دیده می شود؛ یعنی شدت نور آن با عامل 100 میلیون بار کاهش می یابد. بنابراین تنها حدود یک میلیونیوم یک درصد از نور آن به زمین می رسد و بقیه توسط غبار میان ستاره ای جذب یا پراکنده می شود. به سبب اثر غبار ، منابع نوری دوردست در کهکشان نیز در طول موجهای اپتیکی غیر قابل مشاهده اند و کسب اطلاعات در مورد آنها صرفا از اندازه گیری های تابشهای فروسرخ و امواج رادیویی امکاپذیر است.<ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>


پلاریزاسیون ( قطبش)[ویرایش]

در فیزیک کلاسیک، امواج نور را می‌توان همانند امواج دریا تلقی کرد که مدام در ارتعاشند، ولی ارتعاش آنها در تمام فضاست (امواج آب در یک سطح اجرا می شوند). نور هنگامی قطبی (پلاریزه) می شود که ارتعاش امواج آن در یک راستا صورت گیرد و بقیه حذف شوند. نور معمولی با عبور از مواد قطبی کننده مانند میکای کانی یا بازتاب از سطح های مشخصی مانند سطح دریاچه قطبی می شود. همچنین ذرات موجود در ابرهای غبار که صف آرایی آنها تقریبا در یک راستاست می‌توانند نور را قطبی کنند . درعینکهای آفتابی پولاروید، راستای قطبش نور خورشید که از سطح شیشه آن باز می تابد تقریبا بر راستای قطبش نوری که از شیشه می گذرد عمود است. از این رو، شدت نور بازتابیده از چنین سطحی بسیار کاهش می یابد؛ در حالی که نور معمولی قطبی نشده شدت بیشتری دارد.

اخترشناسان کشف کرده اند که در فضای میان ستاره ای نور ستارگان در راستاهای معینی به طور محسوس قطبی می شود و مقدار قطبش نه تنها به راستای ستاره بلکه به فاصله آن نیز بستگی دارد . از این شواهد نتیجه گیری شد که قطبش به سبب وجود لایه های غبار میان ستاره ای صورت می گیرد. پس ذرات غبار که شکلهای بی نظمی دارند می باید چنان در کنار هم قرار گیرند که محور بزرگشان تقریبا موازی صفحه قرص کهکشان ما باشد. این آرایش، دلیلی است بر وجود یک میدان مغناطیسی بزرگ مقیاس (ولی ضعیف) در کهکشان که شدت آن طبق اندازه گیری های اخیر حدود 000 100 : 1 شدت میدان مغناطیسی در سطح زمین بر آورده شده است. حتی این میدان ضعیف نیز می‌تواند سبب صف آرایی ذرات غبار فضای میان ستاره ای در طول خطوط نیروی خود گردد و در نتیجه نور ستارگان دوردست را قطبی کند.<ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>


واپیچش نمای کهکشانی[ویرایش]

قرمز شوندگی عمومی میان ستاره ای سبب می شود که ما سیستم مجلی ستارگان را همراه با واپیچش (اعواجاج) ببینیم ، جذب باعث می شود که نور ستارگان واقع در فاصله هایی بسیار کمتر از اندازه سیستم ستاره ای محلی ما غیر قابل رویت گردد و از این رو دید کا از کهکشان محلی خودمان بسیار محدود شود. پیش از آنکه قرمز شوندگی عمومی میان ستاره ای کشف شود، به نظر اختر شناسان، کم شدن تعداد ستارگان در فاصله هایی از مرتبه هزار سال نوری، نشانگر این بود که در چنین محدوده ای کهکشان به پایان می رسد و به لبه های آن می رسیم. بر ان مبنا، کهمشان خودمان را سیستم بسیار کوچکی می پنداشتند و به اشتباه نتیجه می گرفتند که خورشید در ناحیه مرکزی آن واقع است. این اشتباهات با مطالعه توزیع اجرام بالای لایه غباری کهکشان توسط هارلو شیپلی در سال 1917 میلادی تصحیح شد. وی با سنجش فاصله خوشه های کروی نشان داد که سیستم کهکشانی ما، ده بار بزرگتر از آن چیزی است مه قبلا تصور می‌شد و خورشید نیز بیشتر به لبه کهکشان نزدیکتر است تا به مرکز.<ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>


ابرهای غبار[ویرایش]

علاوه برغبار میان ستاره ای که به طور سرتاسری و نسبتا یکنواخت توزیع شده است. نواحی وسیعی نیز در کهکشان وجود دارند که چگالی غبار در آنها بسیار بیشتر از مقدار میانگین است و از این رو شکل ابر های غبار و انبوهه های پیچیده ای به خود گرفته اند. این ابرها را می‌توان به صورت نواحی تاریک در بخش های مختلف راه شیری دید که ستارگان ورای خود را کم نور تر یا محو کرده اند.

با تعیین رنگ و درخشندگی ستارگان وافع در راستای ابرهای غبار می‌توان ویژگی های آنها را مورد سنجش قرار داد. با این کار فاصله ستارگان پشت و جلوی ابرهابه دست می آید و تعیین ویژگی های اپتیکی ابر های غبار ممکن می شود. برای نمونه، قطر این ابرها از مرتبه 25 سال نوری و جرم ذرات غبار موجود در آنها تقریبا 10 برابر جرم خورشید است. چگالی متوسط حدود 10-24×3 گرم در سانتیمتر مکعب دارند که 1/10 چگالی گاز در یک ناحیه HII معمولی است. ابرهای عظیم غبار، چگالی بیشتری از این مقدار دارند، قطرشان چند صد سال نوری و جرمشان حدود صد برابر جرم خورشید است. کوچکترین آنها اجرامی غیرقابل تفکیک هستند، قطری بیش از یک سال نوری ندارند و گلوبول ( گوی ) نامیده میشوند. hین اجرام توسط اخترشناسی به نام بارت بک کشف شد و به طور گسترده ای مورد مطالعه قرار گرفت. وی به این تنیجه رسید که احتمالا گلوبولها ارتباطی با شکل گیری ستارگلن دارند. گاهی ابرهای غبار با نواحی وسیع HII و آمیزه های مرکب از گاز و غبار مرتبط اند در واقع، معلوم شده است مناطقی که در آنها مولکولهای میان ستاره ای آشکار می شود همواره انباشته از غبارند، غباری که ابرهایی با چگالی زیاد تشکیل می دهد.<ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>

غبار دور ستاره ای[ویرایش]

سومین شکل آشکار شده غبار، پوششی است از غبار دور ستاره ای که در اطراف ستارگان منفرد یافته می شود. گاهی مقدار قرمز شوندگی یک ستاره آنقدر زیاد است که نشان می دهد خود ستاره در یک پوشش بسیار ضخیم از غبار محاط است. چنین ستاره هایی از زمین چنان دیده می شوند که گویی ستاره ای " فروسرخی " هستند. زیرا در بیشتر اوقات رنگشان آنقدر به سرخی می گراید که فقط در طول موجهای فروسرخی وضوح می یابند. دمای اندازه گیری شده بعضی از این اجرام، به جای چندهزار درجه، فقط چند صد درجه سانتیگراد را نشان می دهد اما، در واقع این دمای پوشش غبار اطراف ستاره است.<ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>


سحابی بازتابی[ویرایش]

منابع دیگری که اطلاعات زیادی در مورد غبار میان ستاره ای به دست می دهند، ابرهای غبار هستند که توسط ستاره ای نزدیک به آن درخشان می شوند و یک سحابی بازتابی به وجود می آورند. این سحابی ها در عکسبرداری مستقیم به نواحی HII شباهت دارند ولی تفاوت های زیاد آنها در مطالعات طیف نمایی آشکار می شود. در بیشتر موارد، طیف یک ناحیه HII منحصرا از خط های نشری تشکیل یافته است که به سبب تحریک اتمهای گاز توسط ستارگان محاط در آنها به وجود آمده اند. ولی طیف سحابی نشری همان طیفی است که ستاره روشن کننده آن دارد. درست مانند سیارات که نور خورشید را فقط باز می تابانند و تابشی از خود ندارند، غبار نیز نور ستاره را باز می تاباند. چگالی سحابی های بازتابی تقریبا یک ذره غبار در هر 108 سانتیمتر مکعب از فضاست. یعنی معادل یک ذره غبار درحجم یک اتاق بزرگ.<ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>

ماهیت و منشا دانه های غبار[ویرایش]

با مطالعه گسترده ویژگی های غبار، می‌توان درباره ماهیت فیزیکی و شیمیایی آن نتیجه گیری هایی به دست آورد. اکثر اطلاعات مهم، ار مطالعه جذب نور توسط غبار، به ویژه تابشهای فرا بنفش به دست می آید. اندازه گیری هایی که به تازگی تلسکوپ های مستقر در فضا انجام داده اند ، دانش ما را از جذب تابشها به خصوص تابشهای نا مرئی پخش فرا بنفش طیف بسیار غنی کرده است. این مطالعات نشان می دهند که احتمالا ذرات غبار از عناصر بسیار معمولی نظیر هیدروژن، کربن، نیتروژن و اکسیژن ساخته شده اند. هنوز جزئیات ساختاری این ذرات معلوم نشده است ولی گمان می رود که بخشی از آنها را اتمهای کربن تشکیل می دهند که به صورت گرافیت در آمده اند و احتمالا با یخ یا پوششی یخی از عناصر ذکر شده مخلوط شده اند.

منشا غبار فضای میان ستاره ای هنوز به درستی معلوم نیست، میدانیم که ذرات غبار می‌توانند در اطراف ستارگان بسیار سرد شکل بگیرند. ممکن است بیشتر غباری که در فضا می بینیم در پوششهای دور ستاره ای شکل گرفته و سپس پراکنده شده اند. همچنین احتمال دارد که این ذرات در نتیجه برخورد به هم پیوسته اند و به تدریج ازاتمها و مولکول ها ساختار های برزگتری به وجود آورده اند. رصد کهکشانهای انفجاری نیز نشان می دهد که در فرآیند انفجار مقادیر بسیار زیادی غبار شکل می‌گیرد. چگونگی این شکل گیری هنوز کاملا ناشناخته است. یک کهکشان رادیویی مانند M82 که احتمالا چندین میلیون سال پیش دچار انفجار شده، آکنده از غبار است و منشا این غبار شاید به نحوی به رویداد انفجاری محدود باشد.

ماهیت و منشا غبار میان ستاره ای به طور قطعی مشخص نشده است و باید پژوهش های زیادی صورت گیرد تا این جز مهم فضای میان ستاره ای شناخته شود. ولی نقش آن به عنوان یک جز اساسی در شکل گیری ستارگان آشکار است؛ چرا که متراکم شدن ابرهای گاز به صورت ستارگان به عنوان کاتالیزور عمل می کند.<ref name="multiple3">ساختار ستارگان و کهکشان‌ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتا شناسی </ref>

منبع[ویرایش]

<references />