ماده بین ستاره ای
مادّۀ بین‌ستاره‌ای (interstellar matter)
محیطی دربرگیرندۀ الکترون، یون[۱]، اتم، مولکول[۲]، و خرده‌های غبار که فضای بین ستاره‌ها را در کهکشان[۳] ما، و سایر کهکشان‌ها اشغال کرده است. بیش از ۱۰۰ نوع مولکول متفاوت در ابرهای گازی کهکشان راه شیری[۴] موجود است. بیشتر این مولکول‌ها با گسیل‌های رادیویی[۵]شان آشکارسازی، و برخی از آن‌ها هم با خطوط جذبی[۶] که در طیف نور ستاره‌ها ایجاد می‌کنند، شناخته شده‌اند. پیچیده‌ترین مولکول‌ها را، که مبنای بیشترشان کربن است، در ابرهای فشرده‌ای یافته‌اند که ستاره‌هایی در آن‌ها در حال تشکیل‌اند. این مولکول‌ها ممکن است از نظر منشأ حیات در سایر نقاط فضا حایز اهمیت باشند. دانشمندان از میانۀ قرن ۲۰ پی‌بردند که مادۀ بین‌ستاره‌ای موجود برای ایجاد آثار مهم کافی است و گستردگی آن تاحد زیادی شکل و تحول کهکشان را معیّن میکند. این ماده به‌راحتی در ناحیۀ رادیویی طیف قابل‌رصد است، اما نخستین‌بار به‌صورت نوری آشکارسازی شد. فشرده‌شدن این نوع ماده را به‌صورت سحابی[۷] نمایان میکند. این در حالی است که وجود آن در نواحی وسیعی از آسمان سبب می‌شود نور ستاره‌های دوردست کم‌شدت، سرخ‌گون، و قطبیده دیده شود. همچنین، مادۀ بین‌ستاره‌ای موجب می‌شود که با شماری از خطوط جذبیِ شاخص در طیف ستاره‌ها روبه‌رو شویم. نخستین رصدهای رادیویی کارل جانسکی[۸] و گروت رِبِر[۹] گستردگی کلّی مادۀ بین‌ستاره‌ای را نشان داد. رصدهای بعدی توزیع فراوان‌ترین جزء آن را، که همان اتم‌های هیدروژن خنثی است، نمایان ساخت. رصدهای رادیویی اخیر، وجود هیدروکسیل[۱۰]، هلیوم[۱۱]، آب، آمونیاک، و بسیاری از مولکول‌های دیگر را مشخص ساخت که برخی از آن‌ها واقعاً پیچیده‌اند. مادۀ بین‌ستاره‌ای توزیع یکنواختی ندارد، اما در ابرهای سرد[۱۲] و فشرده یافت می‌شود. خصوصیات اصلی آن تاحد زیادی با محتوای هیدروژن تعیین می‌شود. فراوانی هلیوم در آن، به لحاظ جرم، به ۲۰ تا ۳۰ درصد فراوانی هیدروژن می‌رسد. همۀ عناصر دیگر، روی‌هم‌رفته بیشتر از سه تا پنج درصدِ جرم مادۀ بین‌ستاره‌ای را تشکیل نمی‌دهند. وجود این عناصر، به‌خصوص اکسیژن، نیتروژن، کربن[۱۳]، گوگرد[۱۴] و آهن، به‌علت کمک به حفظ تعادل گرمایی گاز بین‌ستاره‌ای در حضور تابش دارای اهمیت‌اند. گاز بین‌ستاره‌ای را می‌توان به ناحیۀ هیدروژن خنثی[۱۵] (HI) و ناحیۀ هیدروژن یونیده[۱۶] (HII) تقسیم کرد، هرچند که این دو در بسیاری از موارد باهم آمیخته‌اند. نواحی هیدروژن یونیده به‌صورت سحابی‌های گسیلی (نشری)[۱۷]اند که ستاره‌های داغ[۱۸] را احاطه می‌کنند. این اصطلاح را اخترشناس سوئدی، بنگت استرومگرن[۱۹]، عرضه کرد. او نشان داد که ستاره‌ای داغ می‌تواند هر گاز احاطه‌کننده را تا فاصلۀ مشخصی به‌طور کامل یونیده کند و مرز بین گاز یونیده و خنثی دقیقاً معلوم است. خرده‌غبارهای کوچک‌تر از میکرون، که حدود یک درصد جرم مادۀ بین‌ستاره‌ای را تشکیل می‌دهند، در عین‌حال نقش مهمی ایفا می‌کنند. آن‌ها به خنک‌شدن گاز، و ایجاد سطحی برای تشکیل مولکول‌ها کمک می‌کنند. از آن‌جا که این خرده‌غبارها کاملاً با گاز مخلوط می‌شوند، برای ردیابی‌کردن جزئیات ساختار ابرهای گازی به‌کار می‌آیند. تصور می‌شود خرده‌غبارهای بین ستاره‌ای از گرافیت[۲۰]، سلیکات[۲۱]، و یخ تشکیل شده باشند. احتمال وجود آهن و سلیکات کاربید[۲۲] نیز در این زمینه مطرح است. این خرده‌غبارها احتمالاً از چندین راه تشکیل می‌شوند، مثلاً در نورسپهر[۲۳] غول‌های سرخِ سرد[۲۴]، و نیز طی انفجارهای اَبَر نواختر[۲۵]ها.
- ↑ ion
- ↑ molecule
- ↑ Galaxy
- ↑ Milky Way
- ↑ radio emission
- ↑ absorption line
- ↑ nebulae
- ↑ Karl Jansky
- ↑ Grote Reber
- ↑ hydroxyl
- ↑ helium
- ↑ cold clouds
- ↑ carbon
- ↑ sulphur
- ↑ neutral hydrogen
- ↑ ionized hydrogen
- ↑ emission nebulae
- ↑ hot star
- ↑ Bengt Stromgren
- ↑ graphite
- ↑ silicate
- ↑ silicate carbide
- ↑ photosphere
- ↑ cool red giants
- ↑ supernovae