[ تعرٌف على ] وسط بين نجمي # اخر تحديث اليوم 2024-04-23

تم النشر اليوم 2024-04-23 | وسط بين نجمي

تقدم جديد نحو حل الألغاز الوسط بين نجمي

يُعَدّ الغموض الذي يتعلق بانتشار الأطياف النجمية (diffuse interstellar bands) والذي يُعرف اختصاراً بـDIBsواحداً من أكثر الأسئلة المثيرة للجدل في الكيمياء الفلكية. وهذه الحزم الطيفية تشكل مجموعة من 400 رابطة امتصاص تظهر في الطيف الضوئي الذي يصل الأرض بعد اجتيازه الوسط بين النجمي. على الرغم من الجهود البحثية المكثفة خلال العقود القليلة الماضية إلا أن هذه المهمة بقيت صعبة ، وذلك رغم وجود مؤشرات على أنها تنشأ من وجود جزيئات الهيدروجين الكبيرة في الوسط بين النجمي. وقد أضفت التجارب الحديثة التي قام بها معهد ماكس بورن مصداقيةً جديدة على هذه الفرضية. ومن بين الهيدروكربونات التي يُحتمل أن تكون ناقلة لحزم ترددات الانتشارDIBs، تُعد الهيدروكربونات العضوية متعددة الحلقاتpolycyclic aromatic hydrocarbonsوالتي تُعرف اختصاراً بـPAHsواعدة. تَبيَّن وجود جزئيات هذه الهيدروكربونات سابقاً في العديد من الأجسام الفلكية، كما هو الحال في الوسط بين النجمي في مجرة درب التبانة. إلا أنه في مجال الفلك فإن عرض خطوط طيف الانتشارDIBsوالذي يعد مؤشراً على عُمْر الحالات المُثارة في عملية الامتصاص، يُعتبر حجةً ضد الهيدروكربونات العضوية متعددة الحلقات. أُجريت تجربة جديدة بالتعاون مع علماء من جامعة ليون، وبمساهمة نظرية من علماء جامعات هايدلبرغ، وحيدر آباد، ولايدن. وقد تبين أن أعمار الحالات المعنية ضمن الأحجام الصغيرة والمتوسطة للهيدروكربونات العضوية متعددة الحلقات تتفق مع عرض خطوط أطياف الإنشار. خلال تجارب معملية، تم تأيين سلسلة من جزيئات الهيدروكربونات العضوية متعددة الحلقات ذات الأحجام الصغيرة إلى المتوسطة (النفثالين، والأنثراسين، والبيرين، والتتراسين والتي تحتوي من 2-4 حلقات عضوية تشبه حلقة البنزين) بواسطة ضربها بنبضة ليزر من الأشعة فوق البنفسجية القصيرة القصوى (ultrashort extreme-ultraviolet)والتي تٌعرف اخصاراً بـXUV. أعمدة الخلق وتولد نجوم جديدة.
ونتيجة لارتباط الإلكترون، فإن امتصاص فوتونXUVلم يؤدِ فقط إلى إزالة أحد الإلكترونات من الجزيئ، بل أدى كذلك إلى إثارة إلكترونات أخرى في الأيون الجزيئي المتخلف. تم رصد عُمْر هذه الحالات المثارة من الإلكترونات المربوطة بالجزيء من خلال التحقُّق من الأيونات بواسطة نبضة ليزر معتدلة القوة من الأشعة تحت الحمراء بالإضافة إلى تأخير زمني. وعندما تشكلت الأيونات كانت الإثارة الإلكترونية للجزيئات في أعلى مستوى لها، وكانت هناك حاجة فقط إلى واحدٍ أو القليل من فوتونات الأشعة تحت الحمراء لإزالة إلكترون ثانٍ من مداره.
إلا أنه بعد فترةٍ وجيزة عندما يهدأ الأيون وتنتقل الطاقة من مستوى الحرية الإلكترونية إلى مستوى الحرية الذبذبية في الجزيء ، عندها ستكون هناك حاجة للمزيد من فوتونات الأشعة تحت الحمراء لإزالة إلكترون ثانٍ. بعبارة أخرى، قادت دراسة تشكل الأيونات مضاعفة الشحنة كدالة على التأخر الزمني بين نبضات ليزرXUVوIRإلى استخلاص أعمار الحالات المُتشكلة بواسطة عملية التأين بالأشعةXUV.كما اتضح فيما بعد وكان مُدعماً بالحسابات الدقيقة، ان هذه الأعمار التي تصل إلى عشرات الفيمتو ثانية، هي ضمن النطاق المطلوب للقدرة على نشأة حزم أطياف الـDIBs. وإذا ما ذهبنا إلى ما أبعد من تطبيقات حزم أطياف الـDIBs،فإن التجارب الحديثة لها تطبيقات في العلوم فائقة السرعة. ومن أهم الأهداف التي نسعى وراءها في مجال العلوم فائقة السرعة هو مراقبة تحرك الشحنة أي الإلكترونات سريعة الحركة (من الأوتو ثانية إلى الفيمتو ثانية القليلة) أو الفراغ داخل البنية الجزيئية. وقد اُقترح أن انتقال الشحنة قد يقدّم فرصاً جديدةً للتحكم بالتفاعل الكيميائي. وهو هدف قديمٌ قِدَم الأبحاث الكيميائية نفسها. تُعَد المؤشّرات الأولية للمدى الزمني حول ديناميكيات الانتقال السريع من الأوتو ثانية إلى الفيمتو ثانية قليلة ويمكن ملاحظتها في الجزيئات عديدة الذرات التي تحصّل عليها الباحثون في جامعة ميلانو العامَ الفائت. إن الجزئيات العطرية متعددة الحلقات التي تمت دراستها في التجارب عن الـMBIتمثل أكبر الأنواع الجزيئية التي تم تطبيقها إلى الآن بواسطة مِضخّة المسبار الطيفي فائق السرعة الذي يعمل بأشعةXUV-IR.وبالإضافة إلى الفهم الواضح للاسترخاء الإلكتروني السريع الذي تم الحصول عليه من العمل الحالي، فإن العمل النظري الذي صُمِّم من أجل تفسير النتائج يقتَرح أن الهيدروكربونات العطرية عديدة الحلقات هي مرشح مثالي لمراقبة المدى الزمني السريع لانتقال الشحنات. وسيتم إجراء مثل هذه التجارب مستقبلاً.

خواص وأنواع الوسط بين النجمي

لا يتوزع الوسط بانتظام داخل المجرة ولكن تسحبه الجاذبية في طبقة رقيقة في قرص المجرة على شكل سحب. وأحيانا يكون الغاز ساخنا ويطلق ضوءا مرئيا ويسمى سديم إشعاعي. وغالبا ما يكون مصدر الإشعاع نجوم شابة من نوع O أو B . وحين يكون الغاز باردا يمكن رؤيته من الضوء المنعكس عليه من نجم قريب، وفي تلك الحالة يسمى سديم عاكس. وأحيانا يكون الوسط كثيفا كثافة تحجب ضوء النجوم في الخلفية فيسمى سديم مظلم. وعلى الرغم من أن النوعين الأخيرين لا يصدران ضوءا مرئيا ولكنهما يصدران ضوءا غير مرئيا في حيز الأشعة تحت الحمراء ، ويمكن للتلسكوبات الحساسة للأشعة تحت الحمراء تصويرها وتحليل أطيافها. سديم تريفيد أو مسييه 20.

تحليل الوسط البين نجمى

تمكننا الأشعة المختلفة التي يطلقها الوسط أو التي يعكسها من معرفة خواصه وتكوينه الكيميائى عن طريق تحليل الطيف (علم الأطياف ) الخاص بالسدم والسحب الغازية في الفضاء ، حيث تمتص الذرات أو الجزيئات الطول الموجى للضوء المكافئ لتغير في طاقة اللإلكترون. لذا عند مقارنة الطيف القادم من النجم من خلال السدم بطيف النجم الأصلى يمكن تحديد مستويات الطاقة الناقصة التي تظهر على شكل خطوط سوداء تتراص في الطيف كحزم ، وكذلك الحال بالنسبة للسدم الساخنة حيث تصدر خطوط إشعاع في الطيف. وهكذا عند دراسة خطوط الإشعاع وخطوط الامتصاص في طيف النجم أو السديم أو السحابة الغازية يمكن معرفة التكوين ودرجة الحرارة والكثافة في الوسط.

شرح مبسط

في علم الفلك، الوسط بين النجمي هو المادة والإشعاع الموجودان في الفضاء بين الأنظمة النجمية في المجرة. تشمل هذه المادة الغازات الأيونية والذرية والجزيئية وكذلك الغبار والأشعة الكونية. يملأ هذا الوسط الفضاء بين النجمي ويمتزج بسلاسة في الفضاء المحيط بالمجرات. تُسمى الطاقة التي توجد في الفضاء نفسه، على شكل إشعاع كهرومغناطيسي، بمجال الإشعاع بين النجمي. يتكون الوسط بين النجمي من مراحل متعددة اعتمادًا على طبيعة المادة سواء كانت أيونية أو ذرية أو جزيئية ودرجة حرارة وكثافة المادة. يتكون الوسط بين النجمي بشكل أساسي من الهيدروجين، يليه الهيليوم وكميات ضئيلة من الكربون والأكسجين والنيتروجين مقارنةً بالهيدروجين. تكون الضغوط الحرارية لهذه المراحل في حالة توازن تقريبي مع بعضها البعض. توفر المجالات المغناطيسية والحركات المضطربة ضغطًا إضافيًا في الوسط بين نجمي. وعادةً ما تكون أكثر أهميةً من الضغط الحراري من الناحية الديناميكية.[1]