| نویسنده / نویسندگان : | سعید سوری |
| مترجم : | |
| کلید واژه : | |
| چکیده : | مواد سازنده بدن هر یک از ما روزگاری به صورت گاز و غبار میان ستاره‌ای بوده است. در این نوشتار به کاوش این مواد می‌پردازیم، موادی که سرانجام ستارگان و منظومه‌های سیاره‌ای را پدید آورده‌اند. |
| منابع : |
ستاره هنگامی متولد می‌شود که مواد و شرایط مناسب آن وجود داشته باشد. مطالعه فراوانی عناصر شیمیایی ستارگان و اندازه‌گیری واکنش‌هایی که در نواحی معینی از کهکشان ما صورت می‌گیرد نشان می‌دهد که شکل‌گیری ستاره با انبوه شدن ابرهای بسیار بزرگ گاز و غبار آغاز می‌شود. ما در این قسمت به ویژگی‌های این ابرها و دیگر مواد میان ستاره‌ای می‌پردازیم. ماده میان ستاره‌ای عبارت است از گاز و غبار که عموما به صورت ابرهای نسبتا چگال یافت می‌شوند. هیدروژن که فراوانترین عنصر جهان است بیشترین بخش گاز میان ستاره‌ای را تشکیل می‌دهد که به سه شکل 1- هیدروژن خنثی 2- هیدروژن مولکولی 3- هیدروژن یونیده، وجود دارد.
هیدروژن خنثی
با تلسکوپ‌های نوری، رویت هیدروژن خنثی امکان‌پذیر نیست و بنابر این سالیان
دراز مشاهده آن ناممکن بود. در سال 1944 میلادی اخترشناس آلمانی به نام
وان دهولست با محاسبه‌ای نشان داد که اتم‌های هیدروژن می‌توانند امواج
رادیویی با طول موج 21 سانتی‌متری تولید کنند. اتم هیدروژن، یک الکترون و
یک پروتون دارد و اگر این الکترون از تراز انرژی بالا به تراز انرژی پایین
انتقال یابد، انرژی از دست می‌دهد که به صورت تابش گسیل می‌شود. با این
وجود، در دهه 1940 میلادی دانشمندان اتم‌شناس دریافتند که الکترون‌ها و
پروتون‌ها ویژگی مشخصی دارند که اسپین نام دارد. اسپین را می‌توان نوعی
چرخش دانست، الکترون و پروتون هم می‌توانند در یک راستا بچرخند و هم در
راستای مخالف آن. الکترون همانند زمین که به دور خورشید می‌چرخد به دور
پروتون نیز می‌گردد. پایداری آرایش اتم هیدروژن هنگامی بیشتر است که
راستای اسپین (چرخش) الکترون مخالف اسپین پروتون باشد. از این رو هر موقع
که ذرات اتم هیدروژن به علتی در یک راستا بچرخند، اتم ناپایدار می‌شود و
الکترون می‌خواهد جهت چرخش خود را عوض کند. در این روند مقدار کمی انرژی
آزاد و به صورت تابش گسیل می‌شود. همان‌طور که می‌دانید انرژی یک کوانتوم
نور با طول موج آن نسبت عکس دارد. به همین دلیل، به علت ناچیز بودن مقدار
انرژی آزاد شده توسط اتم هیدروژن طول موج تابش این موج بلند است.
چون هیدروژن خنثی تابش نور مرئی ندارد، به همین دلیل تلسکوپ‌های بزرگ
رادیویی در سراسر جهان به پژوهش و رصد هیدروژن خنثی می‌پردازند. از زمان
کشف تابش‌های 21 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 غبارآلود کهکشان ما نفوذ کنند. در نتیجه، دانشمندان می‌توانند در
مورد ماهیت و ویژگی‌های مناطق دوردست و غیرقابل مشاهده کهکشان اطلاعات
زیادی به دست آورند.
پژوهش‌های 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
بازوهای مارپیچی شناخته می‌شود. خورشید در کنار یکی از این بازوها که در
تمام سطح کهکشان گسترده است، قرار دارد. دانشمندان برای محاسبه فاصله
ابرهای هیدروژن خنثی، از جابه‌جایی دوپلری طول موج‌های تابش آنها استفاده
می‌کنند.
با این وجود، به علت مشکلات ویژه‌ای که اخترشناسان رادیویی در این کار دارند، ساختار و شکل کلی این مجموعه‌ها با جزئیات بیشتر مشخص نشده است. چگالی هیدروژن خنثی بسیار کم و به صورت میانگین حدود 2 ضرب‌در 10 به توان 25 گرم، در هر سانتیمتر مکعب است. یعنی در هر 10 سانتیمتر مکعب این ابرها تقریبا یک اتم وجود دارد. با این حساب در ناحیه اطراف خورشید هیدروژن خنثی 2 یا3 درصد جرم کل کهکشان را در برمی‌گیرد.
هیدروژن مولکولی
یکی از مهمترین کشفیات اخیر درباره فضای میان ستاره‌ای، یافتن مقداری
هیدروژن به حالت مولکولی است. مولکول‌های هیدروژن از دو اتم هیدروژن تشکیل
می‌شوند. پیوند مولکولی اتصال نسبتا سستی میان آن دو اتم به وجود می‌آورد.
این مولکول‌ها نمی‌توانند در ستارگان (به جز در بیرونی‌ترین بخش‌های
ستارگان سرد) وجود داشته باشد، زیرا دمای زیاد سبب شکسته شدن پیوند
مولکولی می‌شود و اتم‌ها از هم فاصله می‌گیرند. پیوندهای مولکولی به آن
اندازه قوی نیستند که در دماهای بالا بمباران شدید و مداوم ذرات را تحمل
کنند. نمودهای مرئی طیف مولکول‌های هیدروژن در بخش فروسرخ طیف قرار دارند و
در طول موج‌هایی هستند که جو زمین کاملا از ورود آنها جلوگیری می‌کند.
از‌این رو، آشکارسازی این مولکول‌ها توسط رصدخانه‌های زمینی عملا
امکان‌پذیر نیست و تنها تلسکوپ‌های مستقر در فضا می‌توانند تمرکز هیدروژن
مولکولی فضای میان ستارگان را اندازه‌گیری کنند. نخستین آشکارسازی در سال
1972 توسط ماهواره کپرنیک انجام گرفت و معلوم شد که فقط در نواحی بسیار
غبارآلود فضا تمرکزهای بسیار عظیمی از مولکول‌های هیدروژن وجود دارد. به
نظر دانشمندان در آمیزه‌ای از گاز و غبار، پیوند یافتن اتم‌های هیدروژن
عملی‌تر است به‌طوری که شکل‌گیری مولکول‌های هیدروژن در سطح ذرات غبار به
بهترین وجه صورت می‌گیرد.
هیدروژن برانگیخته و یونیده
برخی از اتم‌های هیدروژن در آن نواحی که چگالی هیدروژن خنثی بیشتر است،
تابش‌های نوری گسیل می‌کنند. معمولا این ابرهای گازی بسیار داغ‌تر از محیط
عمومی‌میان ستاره‌ای هستند، زیرا در میان آنها یک یا چند ستاره درخشان و
داغ وجود دارد. چون این ستاره‌ها از ابرهای گاز میان ستاره‌ای شکل
گرفته‌اند، بنابراین در بین این ابرها دیده می‌شوند و ستارگانی جوان و
بسیار داغ هستند.
طبق قوانین تابش جسم سیاه ستارگان با دمای بالا بیشتر تابش خود را به صورت
امواج پر انرژی و با طول موج کوتاه گسیل می‌کنند. این تابش نیز عموما
گاز‌های اطراف را گرم می‌کنند و دمای آنهارا 80هزار تا 10هزار درجه کلوین
بالا می‌برند. اتم‌های هیدروژن در‌این حالت که دمای بسیار زیاد کسب
کرده‌اند برانگیخته یا یونیده می‌شوند. در اتم برانگیخته هیدروژن دیگر
الکترون در مدار حالت پایه نیست بلکه، به مداری با انرژی بالاتر انتقال
یافته است. از‌این رو با افتادن الکترون به مدار کم انرژی اتم می‌تواند خود
به خود نور گسیل کند. طول موج فوتون به اختلاف انرژی بین مدار اولی و مدار
بعدی که الکترون به آن سقوط کرده است بستگی دارد. در بیشتر حالات‌این
اختلاف انرژی در گستره‌ای است که می‌توان تابش حاصل را به صورت نور مرئی
دید. از‌این رو از هیدروژن برانگیخته نوری گسیل می‌شود که تلسکوپ‌های روی
زمین می‌توانند این نور را آشکار کنند.
اتم‌های هیدروژن در ابرهای گاز هنگامی یونیده می‌شود که انرژی اعمال شده
به الکترون آنقدر زیاد است که سبب‌گریز آن از اتم می‌شود و تنها پروتون بر
جای می‌ماند. در فضای نزدیک به ستارگان داغ و نورانی که چگالی انرژی آزاد
شده از ستاره بسیار زیاد است، تقریباً تمام اتم‌های هیدروژن یونیده هستند.
یونش و بازترکیب پی در پی سبب می‌شود که‌این نواحی در طول موج‌های نوری و
رادیویی بسیار درخشان دیده شوند.
اختر شناسان یخش‌های قابل رؤیت ابرهای گاز را نواحی H11 و ابرهای هیدروژن خنثی را نواحی H1 می‌نامند. اندازه معمولی نواحی H11 حدود 15 سال نوری و جرمشان چندصد برابر جرم خورشیداست. چگالی‌این نواحی تقریباً ده تا صد برابر چگالی میانگین هیدروژن در نواحیH1 یعنی در حدود 10 اتم در هر سانتیمتر مکعب است.
عناصر و مولکول‌های دیگر در فضا
گرچه هیدروژن فراوانترین عنصر در فضای میان ستاره‌ای است ولی عناصر و
مولکول‌های دیگر و همچنین بنیان‌های آزاد (ترکیبی از دو یا چند عنصر که
بخشی از یک مولکول را تشکیل می‌دهند) نیز به خصوص در نواحی H11 یافت
می‌شوند. در طول موج‌های قابل رؤیت می‌توان هلیوم، اکسیژن، نیتروژن، کربن و
برخی دیگر از عناصر را آشکار کرد.این آشکار سازی به سبب وجود خطوط نشری
در طیف آنها امکان‌پذیر می‌شود. اگر ویژگی کلی نواحی H11 تعیین گردد
می‌توان فراوانی‌این عناصر را نیز به دست آورد. اندازه گیری‌های به عمل
آمده نشان می‌دهد که فراوانی عناصر دیگر حدود صد بار کمتر از فراوانی
هیدروژن است ولی در مورد هلیوم این نسبت همواره حدود 10/1 است.
منبع مجله دانشمند شماره 613 آبان 1393