غاز بين النجوم

الامتصاص والاحمرار بين النجوم

يظهر هذا الغاز الرقيق للغاية، الذي يتألف في الغالب من الهيدروجين والهيليوم، بعدة طرق. واحدة من أبسط وأهم الطرق هي من خلال امتصاص ضوء النجوم. في الواقع، لا يمتص الغاز نفسه ضوء النجوم ولكنه يمتصه بواسطة جُسيماتٍ صغيرة من الدخان مضمَّنة داخله. يطلق علماء الفلك على هذه الجُسيمات اسم «حُبيبات الغبار»، ولكن وصفها بالدخان أكثر دقة؛ لأنها، كما سنرى في الفصل الثالث، تتشكل في الغازات المنبعثة من نجومٍ معينة تمامًا كما يتشكل السناج في شمعةٍ مشتعلة، أو الدخان في الهواء الناتج عن نارٍ مشتعلة في الهواء الطلق.

شكل ٢-١: كرة مظلمة.

بما أن حُبيبات الغبار هي ممتصاتٌ فعالة للضوء الأزرق والأشعة فوق البنفسجية، فإن النجوم التي تُرى من خلال السحب البينجمية تبدو أكثر احمرارًا من النجوم المماثلة التي لا يوجد أمامها الكثير من الغاز. من خلال مقارنة ألوان مثل هذه الأزواج من النجوم، يمكننا تحديد درجة «احمرار» أكثر النجوم احمرارًا؛ ومن ثَم كمية الغبار والغاز على طول خط رؤيتنا للنجم. بهذه الطريقة أمكن إثبات وجود الغاز بين النجوم لأول مرة.

الغبار المُنظِّم

تلعب حُبيبات الغبار دورًا مهمًّا في تنظيم درجة الحرارة، والكثافة، والتركيب الكيميائي للغاز. تصطدم الإلكترونات والبروتونات المتحركة في الفضاء بين النجوم أحيانًا بحُبيبة غبار. يؤدي تأثير الاصطدام إلى جعل حُبيبة الغبار تتذبذب، وهذه التذبذبات تجعل الحبة تشعُّ أمواجًا كهرومغناطيسية. بهذه الطريقة، تتحول بعض الطاقة الحركية للإلكترونات والبروتونات إلى موجاتٍ كهرومغناطيسية، من المحتمل أن تهربَ حتى من سحابة غاز كثيفة كما سنرى. ومن ثَم تُعتبر حُبيبات الغبار عوامل تبريد رئيسية للغاز بين النجوم.

لقد رأينا أن حُبيبات الغبار تمتص الكثير من ضوء النجوم، وخاصةً الضوء الأزرق والأشعة فوق البنفسجية. بطبيعة الحال، تسخن الحُبيبات بفعل هذا الامتصاص، تمامًا كما يحدث للشخص الذي يستلقي تحت أشعة الشمس. ونظرًا لأن كتلتها صغيرة جدًّا، فإن امتصاص فوتون واحد يمكنه أن يرفع درجة حرارة الحُبيبة بشكلٍ كبير. أي إن الفوتون الواحد يمكنه أن يجعل الحُبيبة تهتز بقوةٍ كبيرة. أيُّ إلكترونات أو بروتونات التصقَت بالحُبيبة بعد اصطدامها بها قبل امتصاص الفوتون تهتز بقوة وتنفصل عنها، على نحوٍ مشابه لنفض كلبٍ للماء عن نفسه بعد السباحة. إذا انتقلَت الإلكترونات والبروتونات التي اهتزَّت وانفصلَت عن الحُبيبة بعيدًا عنها بسرعة أكبر من السرعة التي كانت تتحرك بها عندما اصطدمَت بالحُبيبة، فإن الحُبيبة عمومًا ستكون قد سخَّنَت الغاز بين النجوم. ومن ثَم، يمكن للحُبيبات أن تُبرِّد الغاز بين النجوم أو تُسخِّنه بناءً على شدة ضوء النجوم في الغاز.

الانبعاث بواسطة الغاز

يعتمد جزءٌ كبير من معرفتنا بالغاز بين النجوم على دراسة الإشعاعات التي تنبعث من الذرات والجُزيئات البينجمية. تتألف ذرات الهيدروجين من إلكترون في مدار حول بروتون وتُصدر بآليتَين مختلفتَين تمامًا إشعاعًا قابلًا للرصد. الآلية الأولى تحدث عندما يتغير دوران الإلكترون بالنسبة إلى دوران البروتون؛ حيث تكون طاقة الذرة أعلى قليلًا عندما تكون الدورات غير متوافقة، مقارنةً بحالتها عندما تكون متوافقة؛ ومن ثَم يمكن لذرة ذات دوراتٍ غير متوافقة أن تصدر فوتونًا من خلال عكس دوران الإلكترون. الطول الموجي لهذا الفوتون (٢١سم) أطول بكثير من حجم الذرة؛ لذا فالذرة هي مشعٌّ غير فعَّال للغاية لهذا الإشعاع ذي الطول الموجي الطويل. في الواقع، إذا تُركَت الذرة دون تدخل، فمن المحتمل أن تبقى في حالتها ذات الدوران غير المتوافق لأكثر من ١٠٠ مليون سنة قبل الانهيار إلى الحالة الأقل طاقة. لحسن الحظ، يمكن أن يكون الأمر هادئًا جدًّا في المناطق النائية من الفضاء بين النجوم، وهناك أعدادٌ هائلة من ذرات الهيدروجين في هذه المناطق تتهيأ للانتقال؛ لذلك إذا ضبطتَ هوائي راديو على التردُّد السحري، يمكنك التقاط إشارة قوية من الذرات ذات الدوران المنعكس. تنبأ بوجود هذه الإشارة فرانك فان دير هولست عندما كان طالبًا في ليدن، التي كانت محتلةً آنذاك من قِبل النازيين، في هولندا. أصبح اكتشاف هذه الإشارة ممكنًا بفضل أبحاث الرادار خلال الحرب، وفي عام ١٩٥١ أُعلن عن اكتشافها بشكلٍ متزامن من جانب مجموعات في هولندا، وأستراليا، والولايات المتحدة.

حسَّن اكتشاف إشعاع بطولٍ موجي ٢١سم من الهيدروجين الذري فهمنا لمجرَّتنا بدرجةٍ كبيرة؛ حيث استطعنا لأول مرة الحصول على صورةٍ واضحة لدوران مجرَّتنا. يُظهِر الإشعاع حالة حركة الذرات التي تبعثه؛ لأن التردد الذي تبُثه الذرة محدَّد بدقةٍ كبيرة بالنسبة إلى المراقب الثابت بالنسبة إلى الذرة. إذا كانت الذرة تتحرك بالنسبة إلى المراقب، يتغير التردُّد الذي يجري قياسه؛ حيث يرتفع التردُّد إذا كانت الذرة تتحرك نحو المراقب، وينخفض إذا كانت تبتعد عنه (تأثير دوبلر).

في سبعينيات القرن الماضي، أصبح من الممكن إجراء مسح لمجرَّتنا باستخدام هذه الخطوط الطيفية الأولى، مما أتاح رسم خريطة للجزء الأكثر كثافة وبرودة في الوسط البينجمي.

رُسمَت منذ فترة طويلة خرائط للمجرَّات القريبة باستخدام الخطَّين الطيفيَّين بطولٍ موجي ٢١سم و٢٫٣مم. وأصبح الآن من الممكن اكتشاف أول أكسيد الكربون في المجرَّات البعيدة جدًّا، وجارٍ العمل على مستوى العالم لبناء تلسكوبٍ راديوي عملاق، وهو مصفوفة الكيلومتر المربع، التي ستجعل بالإمكان بدايةً من عام ٢٠٢٠، رسم خرائط لتوزيع الغاز المُشِعِّ بطول موجي ٢١سم قبل تشكُّل النجوم والمجرَّات الأولى.

للفوتونات فوق البنفسجية تأثيرٌ كبير على الجُزيئات بالإضافة إلى الذرات، لأنها تستطيع تفكيك الجُزيئات إلى ذراتها المُكوِّنة، فيما يُعرف «بتفكيك» الجُزيئات. في الواقع، هذه هي الطريقة الرئيسية لتدمير الجُزيئات؛ حيث تتشكل الجُزيئات على حُبيبات الغبار وتدمرها الفوتونات فوق البنفسجية. لذا، فإن التركيب الكيميائي للغاز البينجمي يعتمد بشكلٍ كبير على التوازن بين القوة التدميرية للفوتونات فوق البنفسجية والدور التحفيزي لحُبيبات الغبار. فكلما كانت كثافة الغاز أعلى، زادت احتمالية اصطدام الذرَّات بحُبيبات الغبار، وازدادت نسبة الذرَّات المرتبطة في شكل جُزيئات. علاوةً على ذلك، إذا كانت كثافة حُبيبات الغبار عالية، فإنها ستمتص جزءًا كبيرًا من الفوتونات فوق البنفسجية من النجوم الساخنة قبل أن تتمكن من تفكيك الجُزيئات. لذلك، تزداد نسبة الغاز في شكله الجُزيئي بسرعة مع زيادة كثافة الغاز.

القرص الغازي

تكشف الملاحظات الخاصة بخط الطول الموجي ٢١سم للهيدروجين الذري وخطوط الطول الموجي ٢٫٣مم لأول أكسيد الكربون عن طبقةٍ رقيقة من الغاز حول المستوى الأوسط للمجرَّة. على بُعد نحو أربعة كيلوفراسخ من المركز، يتحرك الغاز بسرعات تقارب سرعة المدار الدائري. يتركز أول أكسيد الكربون في المناطق المركزية أكثر من الهيدروجين الذري، ويكون أكثر تكتلًا. كما يتمركز بشكلٍ أكبر نحو المستوى الأوسط؛ حيث يوجد معظمه ضمن نطاق ٤٠ فرسخًا تقريبًا من المستوى الأوسط، مقارنةً بنحو ١٠٠ فرسخ للهيدروجين الذري.

بين الحين والآخر، يتعرض الوسط البينجمي لانفجارٍ هائل. سنصف الأجرام (المستعرات العظمى) التي تسبِّب هذه الانفجارات في الفصل الثالث. ولكننا هنا نتناول الأثر الذي تُحدثه هذه الانفجارات في الغاز بين النجوم.

يصطدم الغاز الأول الذي يقذفه المستعر الأعظم بالغاز المحيط الثابت تقريبًا، مما يضغطه ويُسخِّنه ويدفعه إلى الحركة. بطبيعة الحال، يُبطِّئ كل هذا الجهد الغاز المقذوف؛ ومن ثَم يصدمه من الخلف الغاز الذي قذفه المستعر الأعظم بعد وقتٍ قليل. يتباطأ هذا الغاز الآن، وينضغط، ويسخن. بهذه الطريقة، يتشكل غلافٌ سميك من الغاز الساخن والمضغوط حول المستعر الأعظم ويتوسع. وعلى حوافه الداخلية والخارجية، تحدُّه انقطاعات في سرعة الغاز؛ فمن الخارج يصطدم بالغاز الثابت، ومن الداخل يُبطئ الغاز المتدفق من المستعر الأعظم.

مع تراكم المزيد من الغاز البينجمي في الغلاف، يبرد بفعل التمدد. إذا استمر في التمدد دون اضطراب لفترة طويلة، فستنخفض درجة حرارته في النهاية إلى النقطة التي يبرد فيها بفعل الإشعاع أسرع مما تُسخِّنه الصدمات. كلما كان الغاز المحيط أكثر كثافة، تتحقق هذه الحالة أسرع؛ لأن إضاءة الغلاف تتناسب مع حاصل ضرب كثافته وكتلته.

بعض الأغلفة الناتجة عن المستعرات العظمى، التي تحتوي على هيدروجين ذري سريع الحركة، تتجه بعيدًا عن المستوى الأوسط للمجرَّة، مما يدفع الغاز إلى مدار في مجال جاذبية المجرَّة ينقل الغاز بعيدًا عن المستوى. في الواقع، يُوجد نحو ١٠ في المائة من مخزون المجرَّة من الهيدروجين الذري على بُعد أكثر من كيلوفرسخ من المستوى المَجرِّي. في النهاية، يعود هذا الغاز إلى المستوى؛ لذلك يُقال إن المستعرات العظمى تُشغِّل «نافورة مجرِّية».

عندما يُطلَق مثل هذا اللوح من الغاز البارد في المدار، يصبح الطريق مفتوحًا أمام الغاز المقذوف من المستعر الأعظم للخروج تمامًا من المجرَّة. يكون الغاز ساخنًا جدًّا لدرجة أن الإلكترونات نادرًا ما ترتبط بالأيونات؛ ومن ثَم يتكون من جُسيماتٍ مشحونة حرة. في هذه الحالة، نقول إن الغاز في حالة «بلازما». من المحتمل أن تكون هذه العملية لعبت دورًا مهمًّا طوال عمر المجرَّة؛ حيث يمتلئ الفضاء بين المجرَّات بمخلَّفات المستعرات العظمى.

لقد رأينا أن النجوم لها تأثيرٌ كبير على الغاز البينجمي. الآن دعونا نُلقِ نظرة على طبيعة النجوم وآلية عملها.