الفلك

هل توجد غيوم غازية في الفضاء كثيفة لدرجة أننا لا نستطيع رؤية ما يخرج منها أحد إذا كنا بداخلها؟

هل توجد غيوم غازية في الفضاء كثيفة لدرجة أننا لا نستطيع رؤية ما يخرج منها أحد إذا كنا بداخلها؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

إن صور التلسكوبات التي تلتقط السحب الغازية محيرة للغاية بالنسبة لي ، مما يجعلني أتساءل عن الرؤية بداخلها.

هل توجد غيوم غازية في الفضاء كثيفة لدرجة أننا لا نستطيع رؤيتها إذا كان أحد بداخلها؟

أم أن أكثرها كثافة لا تزال شفافة بدرجة كافية بحيث يمكننا رؤية النجوم والأبراج من الداخل؟

أنا لا أسأل عن سحب الغبار التي يمكن بالتأكيد أن تكون معتمة تمامًا في الضوء المرئي.


تشكيل النجوم

تشكيل النجوم هي العملية التي من خلالها تنهار المناطق الكثيفة داخل السحب الجزيئية في الفضاء بين النجمي ، والتي يشار إليها أحيانًا باسم "الحضانات النجمية" أو "مناطق تشكل النجوم" ، وتشكل النجوم. [1] كفرع من علم الفلك ، يتضمن تكوين النجوم دراسة الوسط النجمي (ISM) والسحب الجزيئية العملاقة (GMC) كسلائف لعملية تشكل النجوم ، ودراسة النجوم الأولية والأجسام النجمية الفتية كمنتجات مباشرة لها. يرتبط ارتباطًا وثيقًا بتكوين الكواكب ، وهو فرع آخر من فروع علم الفلك. يجب أن تأخذ نظرية تكوين النجوم ، بالإضافة إلى حساب تكوين نجم واحد ، في الاعتبار أيضًا إحصائيات النجوم الثنائية ووظيفة الكتلة الأولية. لا تتشكل معظم النجوم بمعزل عن بعضها البعض ولكن كجزء من مجموعة من النجوم يشار إليها باسم عناقيد نجمية أو اتحادات نجمية. [2]


لا ، هذه ليست فجوة في الكون

"الثقب في الكون" المفترض الذي يبلغ عرضه مليار سنة ضوئية ولا يحتوي على. [+] مادة ولا ينبعث منها إشعاع. الواقع أكثر إثارة للاهتمام من الأكاذيب الموجودة في نص هذه الصورة.

في مكان ما بعيدًا ، إذا صدقت ما تقرأه ، فهناك فجوة في الكون. هناك منطقة من الفضاء كبيرة جدًا وفارغة ، يبلغ عرضها مليار سنة ضوئية ، ولا يوجد شيء فيها على الإطلاق. لا يوجد أي نوع ، عادي أو مظلم ، ولا نجوم أو مجرات أو بلازما أو غاز أو غبار أو ثقوب سوداء أو أي شيء آخر. لا يوجد إشعاع هناك على الإطلاق. إنه مثال على الفضاء الفارغ حقًا ، وقد تم التقاط وجوده بصريًا بواسطة أعظم التلسكوبات لدينا.

على الأقل ، هذا ما يقوله بعض الناس ، في صورة ميم فوتوغرافي تنتشر عبر الإنترنت لسنوات وترفض الموت. علميًا ، على الرغم من ذلك ، لا يوجد شيء صحيح حول هذه التأكيدات على الإطلاق. لا يوجد ثقب في الكون ، أقرب ما لدينا هو المناطق الأقل كثافة المعروفة بالفراغات الكونية ، والتي لا تزال تحتوي على المادة. علاوة على ذلك ، هذه الصورة ليست فراغًا أو ثقبًا على الإطلاق ، ولكنها سحابة من الغاز. لنقم بعمل المخبر لنظهر لك ما يحدث بالفعل.

السديم المظلم Barnard 68 ، المعروف الآن بأنه سحابة جزيئية تسمى Bok globule ، له a. [+] درجة حرارة أقل من 20 كلفن لا تزال دافئة جدًا عند مقارنتها بدرجات حرارة الخلفية الميكروية الكونية ، وهي بالتأكيد ليست ثقبًا في الكون.

أول شيء يجب أن تلاحظه ، عند إلقاء نظرة على هذه الصورة ، هو أن نقاط الضوء التي تراها هنا عديدة ومتفاوتة السطوع وتأتي بألوان مختلفة. تحتوي الأنواع الأكثر إشراقًا على طفرات حيود ، مما يشير إلى أنها تشبه النقاط (وليست ممتدة). ومن الواضح أن السحابة السوداء التي تظهر في مقدمة كل منهم ، تحجب كل ضوء الخلفية في المركز ولكن فقط جزء من الضوء في الأطراف ، مما يسمح لبعض الضوء بالمرور من خلاله.

لا يمكن أن تكون مصادر الضوء هذه أجسامًا على بعد مليارات السنين الضوئية ، فهي نجوم داخل مجرتنا درب التبانة ، والتي يبلغ قطرها حوالي 100000 سنة ضوئية فقط. لذلك ، يجب أن يكون هذا الجسم الذي يحجب الضوء أقرب من تلك النجوم ، ويجب أن يكون صغيرًا نسبيًا إذا كان قريبًا جدًا. لا يمكن أن يكون فراغًا كبيرًا في الكون.

يتم الكشف عن المناطق المتربة التي لا تستطيع تلسكوبات الضوء المرئي اختراقها بواسطة مناظر الأشعة تحت الحمراء. [+] من التلسكوبات مثل VLT مع SPHERE ، أو ، كما هو موضح هنا ، مع أداة HAWK-I من ESO. تعتبر الأشعة تحت الحمراء مذهلة في عرض مواقع تشكل النجوم الجديدة والمستقبلية ، حيث يكون الغبار المرئي الذي يحجب الضوء أكثر كثافة. ما يبدو أنه ثقب أو فراغ في الضوء المرئي يمكن رؤيته على أنه ما هو عليه في الواقع: المادة الأمامية التي هي ببساطة معتم لأطوال موجية معينة.

في الواقع ، هذه سحابة من الغاز والغبار لا تبعد سوى 500 سنة ضوئية: سديم مظلم معروف باسم Barnard 68. منذ أكثر من 100 عام ، قام عالم الفلك إي إي بارنارد بمسح سماء الليل ، بحثًا عن مناطق في الفضاء حيث كان هناك ندرة في الضوء المظلل مقابل الخلفية الثابتة لنجوم مجرة ​​درب التبانة. هذه "السدم المظلمة" ، كما كان يطلق عليها في الأصل ، معروفة الآن بأنها غيوم جزيئية من الغاز المحايد ، وتُعرف أحيانًا أيضًا باسم كريات بوك.

الشخص الذي نفكر فيه هنا ، Barnard 68 ، صغير نسبيًا وقريب:

  • يقع على بعد 500 سنة ضوئية فقط ،
  • كتلة منخفضة للغاية ، ضعف كتلة شمسنا ،
  • وهو صغير الحجم للغاية ، ويبلغ قطره حوالي نصف سنة ضوئية.

مناظر مرئية (يسار) وأشعة تحت الحمراء (يمين) لكرة بوك الغنية بالغبار ، بارنارد 68. الأشعة تحت الحمراء. [+] لا يتم حجب الضوء بنفس القدر ، حيث إن حبيبات الغبار الأصغر حجمًا قليلة جدًا بحيث لا تتفاعل مع الضوء ذي الموجة الطويلة. في الأطوال الموجية الأطول ، يمكن الكشف عن المزيد من الكون خارج الغبار الذي يحجب الضوء.

أعلاه ، يمكنك رؤية صورة Barnard 68 ، نفس السديم ، في جزء الأشعة تحت الحمراء من الطيف. الجسيمات التي تشكل هذه السدم المظلمة ذات حجم محدود ، وهذا الحجم جيد للغاية في امتصاص الضوء المرئي. لكن الأطوال الموجية الأطول من الضوء ، مثل ضوء الأشعة تحت الحمراء ، يمكن أن تمر من خلالها. في الصورة المركبة بالأشعة تحت الحمراء أعلاه ، يمكنك أن ترى بوضوح أن هذا ليس فراغًا أو ثقبًا في الكون على الإطلاق ، ولكن مجرد سحابة من الغاز يمكن للضوء أن يمر من خلالها بسهولة. (إذا كنت ترغب في النظر إليها بشكل صحيح.)

تتوفر كريات بوك بكثرة في جميع المجرات الغنية بالغاز والغبار ، ويمكن العثور عليها في العديد من المواقع المختلفة في مجرتنا درب التبانة ، بدءًا من الغيوم المظلمة في مستوى المجرة إلى كتل المادة التي تحجب الضوء الموجودة وسط النجوم. - مناطق تشكل النجوم ومستقبلها.

سديم النسر ، المشهور بتكوين نجمه المستمر ، يحتوي على عدد كبير من كريات بوك ، أو. [+] السدم المظلمة التي لم تتبخر بعد وتعمل على الانهيار وتشكيل نجوم جديدة قبل أن تختفي تمامًا. في حين أن البيئة الخارجية لهذه الكريات قد تكون شديدة الحرارة ، يمكن حماية الأجزاء الداخلية من الإشعاع والوصول إلى درجات حرارة منخفضة جدًا بالفعل.

إذا كان هذا هو ما تظهره هذه الصورة بالفعل ، فماذا عن الفكرة وراء التسمية التوضيحية: يوجد في مكان ما فراغ هائل في الكون ، يمتد على أكثر من مليار سنة ضوئية ، يحتوي على أي نوع من أي نوع ولا ينبعث منه إشعاع من أي نوع على الإطلاق؟

حسنًا ، هناك بالفعل فراغات في الكون ، لكنها على الأرجح ليست مماثلة لما قد تعتقد. إذا كنت ستأخذ الكون كما كان عندما بدأ - كبحر شبه منتظم تمامًا من المادة العادية والمادة المظلمة والإشعاع - فستضطر إلى التساؤل عن كيفية تطوره إلى الكون الذي نراه اليوم. الجواب بالطبع يشمل الجاذبية ، توسع الكون ، الإشعاع وانهيار الجاذبية ، تشكل النجوم ، التغذية الراجعة ، والوقت.

في حين أن شبكة المادة المظلمة (الأرجواني) قد تحدد تكوين البنية الكونية من تلقاء نفسها ، إلا أن. [+] ردود الفعل من المادة العادية (الأحمر) يمكن أن تؤثر بشدة على مقاييس المجرة. كل من المادة المظلمة والمادة العادية ، بالنسب الصحيحة ، مطلوبة لتفسير الكون كما نلاحظه. النيوترينوات منتشرة في كل مكان ، لكن النيوترينوات الخفيفة القياسية لا يمكنها تفسير معظم (أو حتى جزء مهم) من المادة المظلمة.

تعاون Illustris / Illustris Simulation

هذه المكونات ، عندما تخضع لقوانين الفيزياء على مدى 13.8 مليار سنة الماضية من تاريخنا الكوني ، تؤدي إلى تكوين شبكة كونية واسعة ومعقدة. الجاذبية هي عملية جامحة ، حيث لا تنمو المناطق شديدة الكثافة فحسب ، بل تنمو بسرعة أكبر حيث تتراكم المزيد والمزيد من الأهمية. المناطق الأقل كثافة من حولهم ، حتى من مسافة بعيدة ، لا تحظى بفرصة.

تمامًا كما تنمو المناطق ذات الكثافة الزائدة ، فإن المناطق المحيطة التي تكون أقل كثافة ، أو ذات كثافة متوسطة ، أو حتى ذات كثافة أعلى من المتوسط ​​(ولكن أقل "فوق المتوسط" من المنطقة المجاورة الأكثر كثافة) ستفقد مادتها إلى المناطق الأكثر كثافة. ما ننتهي إليه هو شبكة من المجرات ، ومجموعات المجرات ، وعناقيد المجرات ، وخيوط بنية واسعة النطاق ، مع فراغات كونية هائلة فيما بينها.

تطور الهيكل واسع النطاق في الكون ، من حالة مبكرة وموحدة إلى. [+] الكون العنقودي الذي نعرفه اليوم. إن نوع ووفرة المادة المظلمة من شأنه أن يولد كونًا مختلفًا تمامًا إذا قمنا بتغيير ما يمتلكه كوننا. لاحظ أنه في جميع الحالات ، تظهر البنية صغيرة الحجم قبل ظهور البنية على المقاييس الأكبر ، وحتى المناطق الأقل كثافة لا تزال تحتوي على كميات غير صفرية من المادة.

أنجولو وآخرون. 2008 ، عبر جامعة دورهام

هل هذا يعني ، مع ذلك ، أن هذه الفراغات الكونية خالية تمامًا من المادة العادية ، والمادة المظلمة ، ولا تصدر أي إشعاع يمكن اكتشافه من أي نوع؟

لا على الإطلاق. الفراغات هي مناطق منخفضة الكثافة على نطاق واسع ، لكنها ليست خالية تمامًا من المادة على الإطلاق. في حين أن المجرات الكبيرة بداخلها قد تكون نادرة ، إلا أنها موجودة. حتى في أعمق وأقل الفراغ الكوني الذي اكتشفناه على الإطلاق ، لا تزال هناك مجرة ​​كبيرة تجلس في المركز. حتى مع عدم وجود مجرات أخرى يمكن اكتشافها حولها ، فإن هذه المجرة - المعروفة باسم MCG + 01-02-015 - تعرض أدلة هائلة على اندماجها مع مجرات أصغر على مدار تاريخها الكوني. على الرغم من أننا لا نستطيع اكتشاف هذه المجرات الصغيرة المحيطة بشكل مباشر ، فلدينا كل الأسباب للاعتقاد بوجودها.

المجرة الموضحة في وسط الصورة هنا ، MCG + 01-02-015 ، عبارة عن مجرة ​​حلزونية ضلعية تقع. [+] داخل فراغ كوني عظيم. إنه منعزل للغاية لدرجة أنه إذا كانت البشرية موجودة في هذه المجرة بدلاً من علم الفلك الخاص بنا وطورناها بنفس المعدل ، فلن نكتشف أول مجرة ​​بعد مجرتنا حتى الستينيات.

شكر وتقدير من وكالة الفضاء الأوروبية / هابل ووكالة ناسا وإن. جورين (STScI): جودي شميدت

نرى ، في العديد من هذه الفراغات الكونية ، دليلًا على وجود سحب جزيئية للغاز أقل كثافة من كريات بوك التي تحدثنا عنها سابقًا ، ولكنها لا تزال كثيفة بدرجة كافية لامتصاص ضوء النجوم البعيد أو ضوء الكوازار. تخبرنا ميزات الامتصاص هذه ، بشكل قاطع ، أن هذه الفراغات تحتوي على مادة: عادةً في حوالي 50٪ من وفرة متوسط ​​الكثافة الكونية.

هذه مناطق منخفضة الكثافة ، وليست مناطق خالية تمامًا من جميع أنواع المادة.

يوفر الضوء المنبعث من الكوازارات البعيدة جدًا مختبرات كونية لا تقيس الغاز فقط. [+] الغيوم التي يواجهونها على طول الطريق ، ولكن بالنسبة للوسط المجري الذي يحتوي على بلازما دافئة وساخنة خارج العناقيد والمجرات والخيوط. نظرًا لأن الخصائص الدقيقة لخطوط الانبعاث أو الامتصاص تعتمد على ثابت البنية الدقيقة ، فهذه واحدة من أفضل الطرق لاستكشاف الكون للتغيرات الزمنية أو المكانية في ثابت البنية الدقيقة ، فضلاً عن خصائص المناطق المتداخلة من الفضاء.

نرى أيضًا دليلًا على وجود المادة المظلمة ، حيث يُظهر ضوء النجوم في الخلفية تأثيرات كل من تغيرات الجاذبية (عبر تأثير Sachs-Wolf المتكامل) وتأثير عدسات الجاذبية الضعيفة. حتى البقع الباردة التي تظهر في الخلفية الكونية الميكروية يمكن أن ترتبط ارتباطًا متبادلًا بهذه المناطق منخفضة الكثافة.

يعلمنا حجم درجة برودة هذه البقع الباردة شيئًا مهمًا للغاية: لا يمكن أن تحتوي هذه الفراغات على مادة صفرية على الإطلاق. قد يكون لديهم مجرد جزء بسيط من كثافة منطقة نموذجية ، ولكن فيما يتعلق بالكثافة المنخفضة ، فإن الكثافة

0٪ متوسط ​​الكثافة غير متوافق مع البيانات.

التقلبات الباردة (الموضحة باللون الأزرق) في الإشعاع CMB ليست بطبيعتها أكثر برودة ، ولكنها تمثل بالأحرى. [+] المناطق التي يكون فيها جاذبية أكبر بسبب كثافة المادة أكبر ، في حين أن النقاط الساخنة (باللون الأحمر) تكون أكثر سخونة لأن الإشعاع في تلك المنطقة يعيش في بئر جاذبية ضحلة. بمرور الوقت ، من المرجح أن تنمو المناطق ذات الكثافة الزائدة إلى نجوم ومجرات وعناقيد ، في حين أن المناطق الأقل كثافة ستكون أقل احتمالا للقيام بذلك. يمكن أن تظهر كثافة الجاذبية للمناطق التي يمر الضوء خلالها أثناء انتقاله في إشعاع الخلفية الكونية أيضًا ، مما يعلمنا كيف تبدو هذه المناطق حقًا.

E.M. HUFF ، وفريق SDSS-III وفريق تلسكوب القطب الجنوبي بواسطة ZOSIA ROSTOMIAN

قد تبدأ بعد ذلك في القلق من سبب عدم قدرتنا على اكتشاف أي إشعاع أو ضوء من أي نوع منها. يجب أن يكون صحيحًا أن هذه المناطق ستصدر ضوءًا. يجب أن تبعث النجوم التي تشكلت داخلها ضوءًا مرئيًا ، ويجب أن تنبعث جزيئات الهيدروجين التي تنتقل من حالة محاذاة الدوران إلى حالة مضادة للاصطفاف إشعاعًا يبلغ طوله 21 سم ، ويجب أن تصدر سحب الغاز المتقلصة الأشعة تحت الحمراء.

لماذا لا نكتشفها؟ بسيط: تلسكوباتنا ، على هذه المسافات الكونية الكبيرة ، ليست حساسة بما يكفي لالتقاط فوتونات بمثل هذه الكثافة المنخفضة. لهذا السبب عملنا بجد ، كعلماء فلك ، لتطوير طرق أخرى لقياس ما هو موجود في الفضاء بشكل مباشر وغير مباشر. يعد اصطياد الإشعاع المنبعث اقتراحًا مقيدًا للغاية ، ولا يمثل دائمًا أفضل طريقة للكشف.

بين التجمعات والخيوط العظيمة للكون توجد فراغات كونية كبيرة ، بعضها. [+] يمكن أن تمتد مئات الملايين من السنين الضوئية في القطر. في حين أن بعض الفراغات أكبر في المدى من غيرها ، وتمتد على مليار سنة ضوئية أو أكثر ، إلا أنها تحتوي جميعها على مادة على مستوى ما. حتى الفراغ الذي يضم MCG + 01-02-015 يحتوي على الأرجح على مجرات صغيرة ذات سطوع منخفض للسطح والتي تقل عن حد الكشف.

Andrew Z. Colvin (اقتصاص بواسطة Zeryphex) / ويكيميديا ​​كومنز

من الصحيح تمامًا أنه على بعد بلايين السنين الضوئية ، توجد فراغات كونية هائلة في الفضاء. عادة ، يمكن أن تمتد لمئات الملايين من السنين الضوئية في القطر ، وبعضها قد يمتد لمليار سنة ضوئية في الحجم أو حتى عدة مليارات من السنين الضوئية. وهناك شيء آخر صحيح: أكثرها تطرفا لا يصدر عنها أي إشعاع يمكن اكتشافه.

لكن هذا ليس لأنه لا يوجد أي شيء فيها. ليس بسبب عدم وجود نجوم أو جزيئات غاز أو مادة مظلمة كلها موجودة. لا يمكنك قياس وجودها من الإشعاع المنبعث ، فأنت بحاجة إلى طرق وتقنيات أخرى ، والتي توضح لنا أن هذه الفراغات لا تزال تحتوي على كميات كبيرة من المادة. وبالتأكيد لا يجب عليك الخلط بينها وبين سحب الغاز المظلمة وكريات بوك ، وهي سحب صغيرة قريبة من المادة التي تحجب الضوء. الكون رائع للغاية تمامًا كما هو الحال في مقاومة إغراء تجميل الواقع بمبالغاتنا.


اكتشف العلماء مستودعًا مليئًا بالجزيئات المعقدة التي لم يسبق لها مثيل في الفضاء

اكتشف العلماء مخزونًا كبيرًا غير معروف سابقًا من مادة عطرية جديدة في سحابة جزيئية باردة ومظلمة عن طريق اكتشاف جزيئات الهيدروكربون العطرية متعددة الحلقات في الوسط النجمي لأول مرة ، وبذلك بدأوا في الإجابة على سؤال عمره ثلاثة عقود اللغز العلمي: كيف وأين تتشكل هذه الجزيئات في الفضاء؟

قال بريت ماكجواير ، أستاذ الكيمياء المساعد في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، والمحقق الرئيسي لمشروع جوثام ، أو تلسكوب جرين بانك (GBT): "كنا نعتقد دائمًا أن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات تشكلت بشكل أساسي في أجواء النجوم المحتضرة". من TMC-1: صيد الجزيئات العطرية. "في هذه الدراسة ، وجدناها في السحب الباردة المظلمة حيث لم تبدأ النجوم بالتشكل بعد."

الجزيئات العطرية والهيدروكربونات العطرية - اختصار للهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات - معروفة جيدًا للعلماء. توجد الجزيئات العطرية في التركيب الكيميائي للإنسان والحيوانات الأخرى ، وتوجد في الأغذية والأدوية. إضافة إلى ذلك ، فإن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات هي ملوثات تتشكل من احتراق العديد من أنواع الوقود الأحفوري ، وهي من بين المواد المسببة للسرطان التي تتشكل عند تفحم الخضروات واللحوم في درجات حرارة عالية. قال ماكجواير ، وهو أيضًا باحث مشارك في مركز الفيزياء الفلكية: "يعتقد أن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات تحتوي على ما يصل إلى 25 في المائة من الكربون في الكون". هارفارد وأمبير سميثسونيان (CfA). "الآن ، ولأول مرة ، لدينا نافذة مباشرة على الكيمياء الخاصة بهم والتي ستسمح لنا بدراسة تفصيلية لكيفية تفاعل هذا الخزان الضخم من الكربون وتطوره من خلال عملية تكوين النجوم والكواكب."

اشتبه العلماء في وجود الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات في الفضاء منذ الثمانينيات ، لكن البحث الجديد ، المفصل في تسع أوراق بحثية نُشرت خلال الأشهر السبعة الماضية ، يقدم أول دليل قاطع على وجودها في السحب الجزيئية. للبحث عن الجزيئات المراوغة ، ركز الفريق 100 متر علم الفلك الراديوي العملاق GBT على سحابة الثور الجزيئية ، أو TMC-1 - سحابة كبيرة قبل النجوم من الغبار والغاز تقع على بعد 450 سنة ضوئية من الأرض والتي ستصبح يومًا ما الانهيار على نفسه لتشكيل النجوم - وما وجدوه كان مذهلاً: لم تكن النماذج العلمية المقبولة غير صحيحة فحسب ، بل كان هناك الكثير مما كان يحدث في TMC-1 مما كان يتخيله الفريق.

قال مايكل مكارثي ، عالم الكيمياء الفلكية والقائم بأعمال نائب مدير CfA ، الذي قامت مجموعته البحثية بإجراء القياسات المختبرية الدقيقة التي مكنت العديد من هذه يتم إنشاء الاكتشافات الفلكية بثقة. "ما تُظهره هذه الملاحظات الفلكية الجديدة هو أن هذه الجزيئات ليست موجودة فقط في السحب الجزيئية ، ولكن بكميات أكبر بكثير مما تتنبأ به النماذج القياسية."

أضاف ماكجواير أن الدراسات السابقة كشفت فقط عن وجود جزيئات الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات هناك ، ولكن ليس الجزيئات المحددة. "على مدار الثلاثين عامًا الماضية أو نحو ذلك ، كان العلماء يراقبون التوقيع الأكبر لهذه الجزيئات في مجرتنا والمجرات الأخرى في الأشعة تحت الحمراء ، لكننا لم نتمكن من رؤية الجزيئات الفردية التي تتكون منها تلك الكتلة. مع إضافة علم الفلك الراديوي ، بدلاً من رؤية هذه الكتلة الكبيرة التي لا يمكننا تمييزها ، نرى جزيئات فردية ".

ولدهشتهم كثيرًا ، لم يكتشف الفريق جزيئًا واحدًا جديدًا مختبئًا في TMC-1. لاحظ الفريق بالتفصيل في أوراق متعددة ، 1-cyanonaphthalene ، و 1-cyano-cyclopentadiene ، و HC11N ، و 2-cyanonaphthalene ، و vinylcanoacetylene ، و 2-cyano-cyclopentadiene ، و benzonitrile ، و trans- (E) -cyanovinylacetylene ، و HC4NC ، و propargylcyanide. "يشبه الأمر الذهاب إلى متجر بوتيك وتصفح المخزون فقط في الواجهة الأمامية دون معرفة وجود غرفة خلفية على الإطلاق.لقد قمنا بجمع جزيئات صغيرة لمدة 50 عامًا أو نحو ذلك والآن اكتشفنا أن هناك بابًا خلفيًا. قال ماكجواير: "عندما فتحنا ذلك الباب ونظرنا فيه ، وجدنا هذا المستودع العملاق للجزيئات والكيمياء الذي لم نتوقعه. كان هناك ، طوال الوقت ، يتربص بعيدًا عما كنا ننظر إليه من قبل."

دأب ماكجواير وعلماء آخرون في مشروع جوثام على "البحث" عن الجزيئات في TMC-1 لأكثر من عامين ، بعد اكتشاف McGuire الأولي للبنزونيتريل في عام 2018. قد يكون لنتائج الملاحظات الأخيرة للمشروع تداعيات في الفيزياء الفلكية لسنوات قادمة . قال ماكجواير: "لقد عثرنا على مجموعة جديدة كاملة من الجزيئات على عكس أي شيء تمكنا من اكتشافه سابقًا ، وهذا سيغير تمامًا فهمنا لكيفية تفاعل هذه الجزيئات مع بعضها البعض. لها تداعيات في اتجاه مجرى النهر". مضيفًا أن هذه الجزيئات تنمو في النهاية بشكل كبير بما يكفي بحيث تبدأ في التجمع في بذور الغبار بين النجوم. "عندما تصبح هذه الجزيئات كبيرة بما يكفي لتكون بذور الغبار بين النجوم ، فمن المحتمل أن تؤثر في تكوين الكويكبات والمذنبات والكواكب ، والأسطح التي تتشكل عليها الجليديات ، وربما أيضًا المواقع التي تتواجد فيها الكواكب تشكل ضمن أنظمة النجوم ".

إن اكتشاف جزيئات جديدة في TMC-1 له أيضًا آثار على الكيمياء الفلكية ، وبينما لا يمتلك الفريق جميع الإجابات بعد ، فإن التداعيات هنا أيضًا ستستمر لعقود. "لقد انتقلنا من كيمياء الكربون أحادية البعد ، والتي يسهل اكتشافها ، إلى الكيمياء العضوية الحقيقية في الفضاء ، بمعنى أن الجزيئات المكتشفة حديثًا هي تلك التي يعرفها الكيميائي ويتعرف عليها ، ويمكن أن ينتجها على الأرض ،" مكارثي. "وهذا مجرد غيض من فيض. سواء تم تصنيع هذه الجزيئات العضوية هناك أو تم نقلها هناك ، فهي موجودة ، وهذه المعرفة وحدها هي تقدم أساسي في هذا المجال."

قبل إطلاق GOTHAM في عام 2018 ، قام العلماء بفهرسة ما يقرب من 200 جزيء فردي في الوسط البينجمي لمجرة درب التبانة. دفعت هذه الاكتشافات الجديدة الفريق إلى التساؤل ، وهو محق في ذلك ، عما يوجد هناك. قال مكارثي: "الشيء المدهش في هذه الملاحظات ، حول هذا الاكتشاف ، وحول هذه الجزيئات ، هو أنه لم ينظر أحد ، أو بدا بجدية كافية". "إنه يجعلك تتساءل عن الأشياء الأخرى التي لم نبحث عنها".

هذه الكيمياء العطرية الجديدة التي اكتشفها العلماء ليست معزولة عن TMC-1. وجدت دراسة مصاحبة لـ GOTHAM ، المعروفة باسم ARKHAM - بحث دقيق عن K / Ka-Band للجزيئات العطرية - مؤخرًا البنزونيتريل في كائنات إضافية متعددة. قال أندرو بوركهارت ، زميل ما بعد الدكتوراة في صفيف ما بعد الدكتوراة في CfA والباحث الرئيسي المشارك في GOTHAM: "بشكل لا يصدق ، وجدنا البنزونيتريل في كل واحد من الكائنات الأربعة الأولى التي لاحظتها ARKHAM". "هذا أمر مهم لأنه بينما يدفع جوثام حدود ما نعتقد أنه الكيمياء الممكنة في الفضاء ، فإن هذه الاكتشافات تشير إلى أن الأشياء التي نتعلمها في TMC-1 حول الجزيئات العطرية يمكن تطبيقها على نطاق واسع على السحب المظلمة في أي مكان. هذه السحب المظلمة هي أماكن الميلاد الأولية للنجوم والكواكب. لذا ، فإن هذه الجزيئات العطرية غير المرئية سابقًا ستحتاج أيضًا إلى التفكير فيها في كل خطوة لاحقة على طول الطريق إلى إنشاء النجوم والكواكب والأنظمة الشمسية مثل مجموعتنا ".


أنواع السدم

يقسم علماء الفلك السدم إلى عدة مجموعات رئيسية. واحد من هؤلاء هو مرحبا انا المناطق ، والمعروفة أيضًا باسم الكبيرة السدم المنتشرة. يشير H II إلى العنصر الأكثر شيوعًا ، وهو الهيدروجين ، وهو المكون الرئيسي للنجوم. يستخدم مصطلح "منتشر" لوصف الأشكال الكبيرة وغير المنتظمة المرتبطة بهذه السدم.

السدم وولادة النجوم

مناطق H II هي مناطق تشكل النجوم ، وهي الأماكن التي تولد فيها النجوم. من الشائع جدًا رؤية مثل هذا السديم بداخله قطعان من النجوم الشابة الساخنة. قد يشار إلى تلك السدم باسم السدم الانعكاسية لأن سحب الغاز والغبار مضاءة بواسطة - أو تعكس - الضوء المنبعث من هذه النجوم الساطعة. قد تمتص هذه السحب من الغاز والغبار أيضًا الإشعاع من النجوم وتنبعث منه كحرارة. عندما يحدث ذلك ، يمكن أن يشار إليها باسم سدم الامتصاص و السدم الانبعاثية.

هناك أيضًا سديم بارد ومظلم قد يحدث أو لا يحدث داخلها. هذه السحب من الغاز والغبار تحتوي على الهيدروجين والغبار. ما يسمى السدم المظلمة يشار إليها أحيانًا باسم كريات بوك، بعد عالم الفلك بارت بوك الذي رصدها لأول مرة في أوائل الأربعينيات. إنها كثيفة لدرجة أن علماء الفلك يحتاجون إلى أدوات متخصصة لاكتشاف أي حرارة قادمة منها قد تشير إلى ولادة النجوم.

السدم وموت النجوم

اعتمادًا على حجم النجم ، يتم إنشاء فئتين من السدم عندما تموت النجوم. الأول يشمل سوبرنوفا بقايا وأشهرها بقايا سديم السرطان في اتجاه كوكبة الثور. منذ آلاف السنين ، انفجر نجم عملاق كبير الكتلة في حدث كارثي يسمى سوبر نوفا. مات عندما بدأ في دمج الحديد في قلبه ، مما أوقف الفرن النووي للنجم عن العمل. في وقت قصير ، انهار اللب ، كما انهارت جميع الطبقات فوقه. عندما تصل الطبقات الخارجية إلى اللب ، "ارتدوا" (أي ارتدوا ") للخلف مما أدى إلى تباعد النجم. واندفعت الطبقات الخارجية إلى الفضاء ، مكونة سديمًا على شكل سرطان البحر لا يزال يتسارع إلى الخارج. وما تبقى هو نجم نيوتروني سريع الدوران ، تم إنشاؤه من بقايا اللب.

النجوم الأصغر من نجم سديم السرطان (أي النجم الذي انفجر) ، لا تموت بنفس الطريقة تمامًا. ومع ذلك ، فإنهم يرسلون كتلًا من المواد إلى الفضاء في آلاف السنين قبل آلام موتهم النهائية. تشكل هذه المادة غلافًا من الغاز والغبار حول النجم. بعد أن ينفخ بلطف طبقاته الخارجية في الفضاء ، يتقلص ما تبقى ليصبح قزمًا أبيض حارًا. يضيء الضوء والحرارة المنبعثان من ذلك القزم الأبيض سحابة الغاز والغبار ، مما يتسبب في توهجها. يسمى هذا السديم a السديم الكوكبي، سميت بهذا الاسم لأن المراقبين الأوائل مثل ويليام هيرشل اعتقدوا أنها تشبه الكواكب.


ستكشف ألما أسرار الكون التي كانت مخبأة في السابق لعلماء الفلك

هضبة شاجنانتور ، التي تقع على ارتفاع 5000 متر فوق مستوى سطح البحر في جبال الأنديز في تشيلي ، هي واحدة من أكثر الأماكن قسوة على وجه الأرض. يجعل الهواء الرقيق التنفس صعبًا ، ولا يوجد ماء في الأفق ، وغالبًا ما تدفع الرياح العاتية درجة الحرارة إلى 20 درجة مئوية (68 درجة فهرنهايت) دون درجة التجمد.

على هذه الأرض المقفرة الشبيهة بالمريخ ، فإن المرصد الأغلى والأكثر تطورًا في العالم قد بدأ للتو في الحياة.

ستفتح مصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمترية / الفرعية (ألما) أعين الفلكيين على نصف الكون الذي تم إخفاءه حتى الآن عن التلسكوبات الحديثة. يمكنه بالفعل النظر عبر السحب البعيدة من الغبار والحطام التي تشكلت فيها أقدم النجوم والمجرات والكواكب ، وعندما يعمل بكامل طاقته في عام 2013 ، سيجد المرصد مجرة ​​لم تكن مرئية من قبل كل ثلاث دقائق.

قال جون ريتشر من جامعة كامبريدج وعالم مشروع في ألما: "عندما يتشكل نجم ، فإنه يتشكل في هذه السحب الغازية الباردة والمغبرة". "في اللحظة التي تشكلت فيه تكتنفها هذه المادة المغبرة ، والتي لا يهرب منها سوى نصف ضوء نجم نموذجي. تتشكل العديد من النجوم الأخرى في غيوم كثيفة للغاية ويمتص الغبار الموجود في هذه السحب ضوءها بالكامل."

هذه السحب من الغبار الشبيهة بالسخام ، والتي هي أيضًا مسقط رأس الكواكب مثل الأرض ، تحجب النجوم من المعدات البصرية والأشعة تحت الحمراء الحديثة ، مثل تلسكوب هابل الفضائي. بينما يخفي الغبار النجوم ، يتم تسخينه أيضًا بواسطة ضوء النجم إلى درجات قليلة فوق الصفر المطلق (-273 درجة مئوية). يصدر الغبار بعد ذلك إشعاعًا خاصًا به بأطوال موجية أقل من المليمتر ، والتي يمكن أن تكتشفها ألما على الأرض.

تشبه موجات الضوء دون المليمتر الإشعاع الذي تستخدمه أفران الميكروويف وأطول 1000 مرة من الضوء الذي نراه بأعيننا. إن اكتشاف هذه يعني أن علماء الفلك سيكونون قادرين على بناء صورة أكثر اكتمالاً للكون. يقول ريتشر: "إذا جمعت الصور البصرية مع صور [ألما] فإنك تكشف عن كل نشاط تشكل النجوم ، فلن تفقد نصف الصورة".

اختار علماء الفلك موقع الأنديز غير المضياف لمرصدهم الجديد لأنه يحتوي على سماء صافية على مدار العام وهو واحد من أكثر الأماكن جفافاً في العالم. تمتص المياه الإشعاع دون المليمتر ولم تسقط الأمطار في أجزاء من صحراء أتاكاما لمئات السنين. ميزة كونها عالية جدًا هي أن ألما ستكون قادرة على التقاط صور حادة مثل أي شيء يستطيع هابل القيام به. تتحكم تحولات علماء الفلك في الأطباق من قاعدة أكثر مضيافًا على ارتفاع أكثر من ألف متر تحت هضبة شاجنانتور.

بعد أكثر من عقدين من التصميم والبناء ، افتتح ألما لاستخدام علماء الفلك حول العالم هذا الأسبوع. يوجد في الهضبة الصحراوية 20 هوائيًا لاسلكيًا متطابقًا ، قطر كل منها 12 مترًا. عندما يكتمل المرصد الذي تبلغ تكلفته مليار يورو (860 مليون جنيه إسترليني) في غضون عامين ، سيكون به 66 من هوائيات ألياف الكربون ، والتي يمكن ترتيبها في تكوينات لا حصر لها ، تصل إلى 10 أميال عبر الجبال ، اعتمادًا على القياسات التي يريد علماء الفلك القيام بها. صنع.

قال ريتشير: "حصلت ألما على مثل هذه الزيادة الرائعة في الحساسية مقارنة بالتلسكوبات السابقة ذات الموجات دون المليمتر ، ونتوقع أنه في كل ثلاث دقائق تراقب ألما السماء ، ستكتشف مجرة ​​جديدة تمامًا في مكان ما في الكون". .

على الرغم من عدم اكتماله ، فقد بدأ المرصد بالفعل في ممارسة العلم. تُظهر الصورة العلمية الأولى ، المأخوذة بقياسات من 16 طبقًا مثبتًا في موقع شاجنانتور ، الدوامات العنيفة لمجرات Antennae ، وهي زوج من المجرات الحلزونية المشوهة التي هي في طور الاصطدام على بعد 70 مترًا ضوئيًا من الأرض. تمثل الألوان الزرقاء أفضل صورة بصرية تم التقاطها لهذه المنطقة من الفضاء حتى الآن بواسطة تلسكوب هابل الفضائي. تُظهر الألوان الأحمر والوردي والأصفر أطوال موجية غير مرئية من قبل من الضوء المنبعث من غيوم أول أكسيد الكربون الشاسعة التي تطفو في وبين المجرات ، والتي صورتها ألما لأول مرة. تحتوي هذه السحب على غازات كتلتها الإجمالية عدة مليارات من كتلة شمسنا ، وبالتالي فهي خزان لتكوين نجوم المستقبل.

من بين التجارب الأخرى التي تم اختيارها للسنة الأولى من عمليات ألما دراسة الثقب الأسود الهائل في مركز مجرة ​​درب التبانة ، القوس A * ، والذي يبعد 26000 سنة ضوئية عن الأرض.

عادةً ما تحجب سحب الغاز والغبار الكثيفة الثقب الأسود ، لكن ألما ستكون قادرة على الرؤية من خلالها.

قال هينو فالك ، عالم الفلك في جامعة رادبود نيميغن بهولندا: "ستسمح لنا ألما بمشاهدة توهجات الضوء القادمة من حول هذا الثقب الأسود الهائل ، والتقاط صور لسحب الغاز التي تم التقاطها من خلال سحبها الهائل. وهذا سيسمح لنا بالدراسة عادات التغذية الفوضوية لهذا الوحش. نعتقد أن بعض الغاز قد يفلت من قبضته ، بسرعة تقترب من سرعة الضوء ".

ألما هو تعاون بين 15 دولة عضو في المرصد الأوروبي الجنوبي مع الولايات المتحدة واليابان وشيلي وتايوان وكندا. تشمل مساهمة المملكة المتحدة ، الممولة من مجلس منشآت العلوم والتكنولوجيا ، أجهزة الكشف ومدخلات التصميم من جامعات كامبريدج وكينت ومانشستر ، وبناء أنظمة التبريد في هوائيات الراديو في مختبر رذرفورد أبليتون في أوكسفوردشاير.

قال جاري فولر ، من جامعة مانشستر: "تتطلب مشاريع مثل ألما قدرًا هائلاً من الصبر - يعمل الكثير منا على ذلك منذ أكثر من عقد". "كانت هناك العديد من العقبات التي يجب التغلب عليها ، لكنني لا أشك في أن الأمر يستحق كل هذا العناء - إنه لأمر رائع أن نرى بداية الملاحظات العلمية الأولى لعلماء الفلك من المملكة المتحدة وحول العالم."


اكتشف العلماء مستودعًا مليئًا بالجزيئات المعقدة لم يسبق له مثيل في الفضاء

تكشف الملاحظات الراديوية عن سحابة كثيفة باردة من الغاز الجزيئي عن أكثر من عشرة جزيئات غير متوقعة.

كامبريدج ، ماساتشوستس - اكتشف العلماء مخزونًا كبيرًا غير معروف سابقًا من مادة عطرية جديدة في سحابة جزيئية باردة ومظلمة من خلال اكتشاف جزيئات الهيدروكربون العطرية متعددة الحلقات في الوسط النجمي لأول مرة ، وبذلك بدأوا في الإجابة على مدى ثلاثة عقود- لغز علمي قديم: كيف وأين تتشكل هذه الجزيئات في الفضاء؟

قال بريت ماكجواير ، أستاذ الكيمياء المساعد في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، والمحقق الرئيسي لمشروع جوثام ، أو تلسكوب جرين بانك (GBT): "كنا نعتقد دائمًا أن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات تشكلت بشكل أساسي في أجواء النجوم المحتضرة". من TMC-1: صيد الجزيئات العطرية. "في هذه الدراسة ، وجدناها في السحب الباردة المظلمة حيث لم تبدأ النجوم بالتشكل بعد."

الجزيئات العطرية والهيدروكربونات العطرية - اختصار للهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات - معروفة جيدًا للعلماء. توجد الجزيئات العطرية في التركيب الكيميائي للإنسان والحيوانات الأخرى ، وتوجد في الأغذية والأدوية. إضافة إلى ذلك ، فإن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات هي ملوثات تتشكل من احتراق العديد من أنواع الوقود الأحفوري ، وهي من بين المواد المسببة للسرطان التي تتشكل عند تفحم الخضروات واللحوم في درجات حرارة عالية. قال ماكجواير ، وهو أيضًا باحث مشارك في مركز الفيزياء الفلكية: "يعتقد أن الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات تحتوي على ما يصل إلى 25 في المائة من الكربون في الكون". هارفارد وأمبير سميثسونيان (CfA). "الآن ، ولأول مرة ، لدينا نافذة مباشرة على الكيمياء الخاصة بهم والتي ستسمح لنا بدراسة تفصيلية لكيفية تفاعل هذا الخزان الضخم من الكربون وتطوره من خلال عملية تكوين النجوم والكواكب."

اشتبه العلماء في وجود الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات في الفضاء منذ الثمانينيات ، لكن البحث الجديد ، المفصل في تسع أوراق بحثية نُشرت خلال الأشهر السبعة الماضية ، يقدم أول دليل قاطع على وجودها في السحب الجزيئية. للبحث عن الجزيئات المراوغة ، ركز الفريق 100 متر علم الفلك الراديوي العملاق GBT على سحابة الثور الجزيئية ، أو TMC-1 ، وهي سحابة كبيرة من الغبار والغاز تقع على بعد 450 سنة ضوئية تقريبًا من الأرض والتي ستنهار يومًا ما في حد ذاته لتشكيل النجوم - وما وجدوه كان مذهلاً: لم تكن النماذج العلمية المقبولة غير صحيحة فحسب ، بل كان هناك الكثير مما كان يحدث في TMC-1 مما كان يتخيله الفريق.

قال مايكل مكارثي ، عالم الكيمياء الفلكية والقائم بأعمال نائب مدير CfA ، الذي قامت مجموعته البحثية بإجراء القياسات المختبرية الدقيقة التي مكنت العديد من هذه يتم إنشاء الاكتشافات الفلكية بثقة. "ما تُظهره هذه الملاحظات الفلكية الجديدة هو أن هذه الجزيئات ليست موجودة فقط في السحب الجزيئية ، ولكن بكميات أكبر بكثير مما تتنبأ به النماذج القياسية."

أضاف ماكجواير أن الدراسات السابقة كشفت فقط عن وجود جزيئات الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات هناك ، ولكن ليس الجزيئات المحددة. "على مدار الثلاثين عامًا الماضية أو نحو ذلك ، كان العلماء يراقبون التوقيع الأكبر لهذه الجزيئات في مجرتنا والمجرات الأخرى في الأشعة تحت الحمراء ، لكننا لم نتمكن من رؤية الجزيئات الفردية التي تتكون منها تلك الكتلة. مع إضافة علم الفلك الراديوي ، بدلاً من رؤية هذه الكتلة الكبيرة التي لا يمكننا تمييزها ، نرى جزيئات فردية ".

ولدهشتهم كثيرًا ، لم يكتشف الفريق جزيئًا جديدًا واحدًا فقط مختبئًا في TMC-1. لاحظ الفريق بالتفصيل في أوراق متعددة ، 1-cyanonaphthalene ، و 1-cyano-cyclopentadiene ، و HC11N ، و 2-cyanonaphthalene ، و vinylcanoacetylene ، و 2-cyano-cyclopentadiene ، و benzonitrile ، و trans- (E) -cyanovinylacetylene ، و HC4NC ، و propargylcyanide. "يشبه الأمر الذهاب إلى متجر بوتيك وتصفح المخزون في الواجهة الأمامية دون أن نعرف أبدًا بوجود غرفة خلفية. لقد جمعنا جزيئات صغيرة لمدة 50 عامًا أو نحو ذلك والآن اكتشفنا أن هناك بابًا خلفيًا. متى فتحنا ذلك الباب ونظرنا فيه ، وجدنا هذا المستودع العملاق للجزيئات والكيمياء الذي لم نتوقعه "، قال ماكغواير. "كانت هناك ، طوال الوقت ، كامنة وراء ما كنا ننظر إليه من قبل."

دأب ماكجواير وعلماء آخرون في مشروع جوثام على "البحث" عن الجزيئات في TMC-1 لأكثر من عامين ، بعد اكتشاف McGuire الأولي للبنزونيتريل في عام 2018. قد يكون لنتائج الملاحظات الأخيرة للمشروع تداعيات في الفيزياء الفلكية لسنوات قادمة . قال ماكجواير: "لقد عثرنا على مجموعة جديدة كاملة من الجزيئات على عكس أي شيء تمكنا من اكتشافه سابقًا ، وهذا سيغير فهمنا تمامًا لكيفية تفاعل هذه الجزيئات مع بعضها البعض. مضيفًا أن هذه الجزيئات تنمو في النهاية بشكل كبير بما يكفي بحيث تبدأ في التجمع في بذور الغبار بين النجوم. "عندما تصبح هذه الجزيئات كبيرة بما يكفي لتكون بذور الغبار بين النجوم ، فمن المحتمل أن تؤثر في تكوين الكويكبات والمذنبات والكواكب ، والأسطح التي تتشكل عليها الجليديات ، وربما أيضًا المواقع التي تتواجد فيها الكواكب تشكل ضمن أنظمة النجوم ".

إن اكتشاف جزيئات جديدة في TMC-1 له أيضًا آثار على الكيمياء الفلكية ، وبينما لا يمتلك الفريق جميع الإجابات بعد ، فإن التداعيات هنا أيضًا ستستمر لعقود. "لقد انتقلنا من كيمياء الكربون أحادية البعد ، والتي من السهل جدًا اكتشافها ، إلى الكيمياء العضوية الحقيقية في الفضاء ، بمعنى أن الجزيئات المكتشفة حديثًا هي تلك التي يعرفها الكيميائي ويتعرف عليها ، ويمكن أن ينتجها على الأرض ،" مكارثي. "وهذا مجرد غيض من فيض. سواء تم تصنيع هذه الجزيئات العضوية هناك أو تم نقلها هناك ، فهي موجودة ، وهذه المعرفة وحدها هي تقدم أساسي في هذا المجال."

قبل إطلاق GOTHAM في عام 2018 ، قام العلماء بفهرسة ما يقرب من 200 جزيء فردي في الوسط البينجمي لمجرة درب التبانة. دفعت هذه الاكتشافات الجديدة الفريق إلى التساؤل ، وهو محق في ذلك ، عما يوجد هناك. قال مكارثي: "الشيء المدهش في هذه الملاحظات ، حول هذا الاكتشاف ، وحول هذه الجزيئات ، هو أنه لم ينظر أحد ، أو بدا بجدية كافية". "إنه يجعلك تتساءل عن الأشياء الأخرى التي لم نبحث عنها بعد."

هذه الكيمياء العطرية الجديدة التي اكتشفها العلماء ليست معزولة عن TMC-1. وجدت دراسة مصاحبة لـ GOTHAM ، المعروفة باسم ARKHAM - بحث دقيق عن النطاق K / Ka-Band للجزيئات العطرية - مؤخرًا البنزونيتريل في كائنات إضافية متعددة. قال أندرو بوركهارت ، زميل ما بعد الدكتوراة في صفيف ما بعد الدكتوراة في CfA والباحث الرئيسي المشارك في GOTHAM: "بشكل لا يصدق ، وجدنا البنزونيتريل في كل واحد من الكائنات الأربعة الأولى التي لاحظتها ARKHAM". "هذا مهم لأنه بينما يدفع جوثام حدود ما نعتقد أنه من الكيمياء في الفضاء ، فإن هذه الاكتشافات تشير إلى أن الأشياء التي نتعلمها في TMC-1 حول الجزيئات العطرية يمكن تطبيقها على نطاق واسع على السحب المظلمة في أي مكان. هذه السحب المظلمة هي أماكن الميلاد الأولية للنجوم والكواكب.لذا ، فإن هذه الجزيئات العطرية غير المرئية سابقًا ستحتاج أيضًا إلى التفكير فيها في كل خطوة لاحقة على طول الطريق نحو تكوين النجوم والكواكب والأنظمة الشمسية مثل مجموعتنا ".

بالإضافة إلى McGuire و McCarthy و Burkhardt ، ساهم الباحثون التاليون في البحث وقادوا هذا المشروع: Kin Long Kelvin Lee من MIT Ryan Loomis و Anthony Remijan و Emmanuel Momjian من المرصد الوطني للفلك الراديوي كريستوفر إن. تشارنلي ستيفن ب. ومارتن أ. كوردينر من وكالة ناسا جودارد إريك هيربست ، وإريك ر. ويليس ، وسي شيوي ، ومارك سيبرت من جامعة فيرجينيا ، وسيرجي كالينسكي من معهد ليبيديف الفيزيائي. تلقى المشروع أيضًا دعمًا بحثيًا من جامعة شتوتغارت ومعهد ماكس بلانك والجامعة الكاثوليكية الأمريكية.

حول معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا

يعد قسم الكيمياء بمعهد ماساتشوستس للتكنولوجيا مجتمعًا شاملاً وداعمًا ومبتكرًا يتمثل هدفه المشترك في إنشاء معرفة كيميائية جديدة وتوجيه الجيل القادم من أفضل وألمع الطلاب الذين سيحددون الحدود التالية للعلوم الكيميائية.

حول المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي

المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي هو مرفق تابع لمؤسسة العلوم الوطنية ، يعمل بموجب اتفاقية تعاونية من قبل Associated Universities، Inc. التي تأسست عام 1956 ، توفر NRAO أحدث مرافق التلسكوب الراديوي لاستخدامها من قبل المجتمع العلمي الدولي. تلسكوبات NRAO مفتوحة لجميع علماء الفلك بغض النظر عن الانتماء المؤسسي أو الوطني. تتوفر مراقبة الوقت على تلسكوبات NRAO على أساس تنافسي للعلماء المؤهلين بعد تقييم مقترحات البحث على أساس الجدارة العلمية ، وقدرة الأدوات على القيام بالعمل ، وتوافر التلسكوب خلال الوقت المطلوب. توفر NRAO أيضًا برامج رسمية وغير رسمية في التعليم والتوعية العامة للمعلمين والطلاب وعامة الجمهور ووسائل الإعلام.

حول مرصد جرين بانك

يعد مرصد جرين بانك موطنًا لواحد من أكبر التلسكوبات الراديوية القابلة للتوجيه بالكامل في العالم ، وهو تلسكوب جرين بانك التابع لمؤسسة العلوم الوطنية (GBT). يعد المرصد موطنًا للعديد من الأدوات والمصفوفات الإضافية وهو محمي بواسطة منطقتين تكميليتين لحماية التداخل الراديوي ، منطقة الراديو الوطنية الهادئة ومنطقة علم الفلك الراديوي في فرجينيا الغربية.

"Detection of Interstellar HC4NC واستقصاء كيمياء Isocyanopolyyne في ظل ظروف TMC-1 ،" C. Xue وآخرون ، 2020 ، 1 سبتمبر ، رسائل مجلة الفيزياء الفلكية [ما قبل الطباعة بتنسيق PDF]

"العلوم المبكرة من جوثام: نظرة عامة على المشروع ، والطرق ، واكتشاف السيانيد بين النجوم (HCCCH2CN) في TMC-1 ،" ب.

"تحقيق في تقنيات تكديس الخطوط الطيفية وتطبيقها على اكتشاف HC11N" ، R. Loomis وآخرون ، 2021 11 يناير ، Nature Astronomy [ما قبل الطباعة بتنسيق pdf]

"كيمياء الكربون العطرية في كل مكان في المراحل الأولى من تكوين النجوم ،" A.M. Burkhardt et al. ، 2021 11 كانون الثاني (يناير) ، Nature Astronomy [ما قبل الطباعة بتنسيق PDF]

"الكشف بين النجوم عن الحلقة الخماسية القطبية للغاية ذات الحلقات الخماسية ،" م. مكارثي وآخرون ، 2021 فبراير ، علم الفلك الطبيعي [ما قبل الطباعة بتنسيق PDF]

"اكتشاف Interstellar Trans-cyanovinylacetylene (HCCCH = CCHCN) و Vinylcyanoacetylene (H2C = CHC3N) في ملاحظات GOTHAM لـ TMC-1 ،" K. Lee et al. ، 2021 فبراير 11 ، The Astrophysical Journal Letters [نسخة مسبقة من PDF]

"الاكتشاف بين النجوم لـ 2-cyanocyclopentadiene ، C5H5N ، حلقة ثانية من خمس أعضاء باتجاه TMC-1 ،" K. Lee et al. عام 2021 ، تم قبول رسائل مجلة الفيزياء الفلكية [preprint PDF]

"الكشف عن اثنين من الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات بين النجوم عن طريق الترشيح المطابق الطيفي ،" McGuire et al. ، 2021 ، 19 مارس ، العلوم

"العطريات والجزيئات الحلقية في السحب الجزيئية: بُعد جديد للكيمياء العضوية بين النجوم ،" مكارثي وأمبير ماكغواير 2021 ، مجلة الكيمياء الفيزيائية أ

عن مركز الفيزياء الفلكية | هارفارد وأمبير سميثسونيان


الوسط النجمي: الغاز

تحتوي مجرتنا درب التبانة على أكثر من 10 مليارات مادة شمس تطفو بين النجوم في ما يسميه علماء الفلك InterStellar Medium أو ISM باختصار.

تصنيف الغيوم بين النجوم

وجد علماء الفلك الذين يدرسون المادة الغازية في الفضاء بين النجوم أنها تأتي في العديد من الأصناف المختلفة. يسمون هذه الهياكل "الغيوم". على عكس الغيوم على الأرض ، فإن العديد من أشكال السحب البينجمية غير مرئية تمامًا للعين البشرية. نحتاج إلى تلسكوبات تمتد على كامل الطيف الكهرومغناطيسي من أجل دراسة هذه السحب العملاقة من الغاز. تعتبر التلسكوبات الراديوية ، مثل تلك الموجودة في مصفوفة Sub-Millimeter في Mauna Kea ، مفيدة بشكل خاص.


لماذا الراديو؟ حسنًا ، الكثير من الوسط النجمي بارد. حقا بارد. تبلغ درجة حرارة الغاز في بعض السحب الجزيئية العملاقة 20 أو 30 كلفنًا فقط.

  • تتأين ، مع تجول الإلكترونات والبروتونات بشكل مستقل
  • ذري ، حيث تمسك كل ذرة إلكترونها الفردي بإحكام
  • جزيئي ، حيث تترابط أزواج من ذرات الهيدروجين معًا

هاي الغيوم والإشعاع 21 سم

يستخدم العلماء الأرقام الرومانية للإشارة إلى درجة تأين العناصر: واحد ، "I" ، يعني "غير متأين على الإطلاق" ، اثنان ، "II" ، يعني "تمت إزالة إلكترون واحد ،" ثلاثة ، "III" ، يعني "تمت إزالة إلكترونين" ، وهكذا دواليك. لذلك تسمى أجزاء ISM المكونة أساسًا من الهيدروجين المحايد "غيوم HI". هذه الغيوم باردة (T = 50-100 K) ، وكثيفة قليلاً (1 إلى 1000 ذرة / سم ^ 3). على الرغم من تعددها ويمكن العثور عليها في جميع أنحاء قرص المجرة ، إلا أن السحب الفردية صغيرة نسبيًا ، ولا تمتد إلا على عدد قليل من الفرسخ.

لم يكن اكتشاف غيوم HI مباشرة ممكنًا حتى بدأ علماء الفلك في استخدام التلسكوبات الراديوية في منتصف الخمسينيات من القرن الماضي. يمتلك كل من الإلكترون والبروتون في ذرة H خاصية مشابهة لدوران القمة. يمكن للتفاعلات الكهرومغناطيسية بين الجسيمين أن تقلب الإلكترون الدوار مما يؤدي إلى إصدار أو امتصاص فوتون بطول موجي 21 سم (الموجود في الجزء الراديوي من الطيف). هذه الفوتونات لها مثل هذا الطول الموجي الطويل يمكنها اختراق معظم المواد المتداخلة. إن انتشار غاز الهيدروجين إلى جانب القوة المخترقة للإشعاع الذي يبلغ قطره 21 سم الذي ينبعث منه في شكل محايد سمح لعلماء الفلك باكتشاف غيوم HI عبر مسافات كبيرة واستخدامها لرسم خريطة التركيب الحلزوني لدرب التبانة.

قارن هذه المناظر لمجرة درب التبانة في الضوء المرئي وفي ضوء 21 سم من الهيدروجين المحايد.

الغيوم الجزيئية

السحب الجزيئية هي أكثر مناطق الفضاء بين النجوم كثافة. قد تكون كتلة السحب الفردية أكثر من مليون مرة كتلة شمسنا. تلعب هذه الهياكل دورًا مهمًا في تكوين النجوم.

تتكون السحب الجزيئية بشكل أساسي من الهيدروجين المرتبة في جزيئات تتكون من ذرتين: H2. لسوء حظ علماء الفلك ، تشتهر جزيئات الهيدروجين بأنها سرية. لا تتفاعل مع الضوء في الجزء المرئي من الطيف مما يجعلها غير مرئية للتلسكوبات البصرية. في الواقع ، في ظل الظروف داخل سحابة جزيئية. لا تصدر أو تمتص الكثير من الإشعاع على الإطلاق ، حتى في مناطق أخرى من الطيف الكهرومغناطيسي.

لمراقبة الغيوم الجزيئية يجب على الفلكي الاعتماد عليها اقتفاء أثر، المواد التي تشكل جزءًا صغيرًا فقط من السحابة ، ولكن يسهل اكتشافها. نحن نستخدم أدوات التتبع في الحياة العادية أيضًا. على سبيل المثال ، يريد المسؤولون التنفيذيون في التلفزيون معرفة من يشاهد البرامج التلفزيونية. لا يمكنهم تحمل طرح أسئلة مباشرة من مئات الملايين من المشاهدين ، لذا فهم يتخذون نهجًا غير مباشر: يختارون بضعة آلاف من الأفراد والعائلات ويدرسون عادات المشاهدة لديهم. تعمل هذه الأسر "كمقتفعات" لجميع السكان: إذا شاهد 30٪ منهم برنامجًا معينًا ، فالاحتمالات هي أن 30٪ تقريبًا من الجميع يشاهدونه.

يستخدم علماء الفلك عدة أنواع من أدوات التتبع عند دراسة السحب الجزيئية. يشكل الغبار متتبعًا جيدًا: يمكن للجسيمات المدمجة في السحب الجزيئية أن تحجب الضوء من نجوم الخلفية ، وتكشف عن السحابة كصورة ظلية. عندما يتم تسخينه بواسطة إشعاع النجوم الشابة القريبة ، يمكن للغبار أيضًا أن يتوهج في منطقة الأشعة تحت الحمراء البعيدة والمليمتر من الطيف.

ومع ذلك ، فقد تبين أن أفضل أدوات التتبع للسحب الجزيئية هي الجزيئات التي تعيش في أعماقها. تتفكك معظم الجزيئات بسرعة بسبب الأشعة فوق البنفسجية في الفضاء. ومع ذلك ، فإن الغيوم الكثيفة تحجب الفوتونات فوق البنفسجية بشكل فعال للغاية. في أعماق الغيوم ، تكون الظروف مواتية لدرجة أنه تم اكتشاف مجموعة كبيرة ومتنوعة من الجزيئات العضوية.

جزيئات أول أكسيد الكربون (CO) ، على سبيل المثال ، يمكن أن توجد فقط في أعماق سحب كثيفة من الهيدروجين ، محمية بطبقات خارجية من الغاز والغبار. إذا اكتشفنا غاز ثاني أكسيد الكربون ، فيمكننا أن نستنتج أن هناك أيضًا هيدروجين جزيئي يحيط به. نظرًا لأن ذرات الهيدروجين أكثر شيوعًا من ذرات الكربون والأكسجين ، فحتى القليل من ثاني أكسيد الكربون يشير إلى قدر كبير من H2: جزيء CO واحد يتوافق مع أكثر من مليون جزيء H2! يعد أول أكسيد الكربون متتبعًا مفيدًا لأنه ، على عكس الهيدروجين الجزيئي ، ينبعث ويمتص الإشعاع الكهرومغناطيسي بكفاءة. إنه نشط بشكل خاص في منطقة المليمتر من الطيف. يقوم علماء الفلك الآن ببناء عدد من مصفوفات التلسكوبات الحساسة لموجات المليمتر من أجل دراسة جزيئات ثاني أكسيد الكربون بين النجوم بتفصيل كبير - والتي ستخبرنا كثيرًا عن الغيوم الجزيئية التي تعيش فيها.

قارن هذا العرض لمجرة درب التبانة في الضوء المرئي (مرة أخرى) بالمنظر كما يراه التلسكوب الراديوي الذي ينظر إلى الضوء المنبعث من جزيئات ثاني أكسيد الكربون. تُظهر خريطة ثاني أكسيد الكربون مواقع السحب الكثيفة للغاز الجزيئي.


الغاز الإكليلي الحار والمتوسط ​​السحابي الدافئ

كل من غيوم HI المنتشرة والسحب الجزيئية باردة جدًا ، مع درجات حرارة أقل من 100 درجة كلفن. ومع ذلك ، هناك مناطق شاسعة من وسط المجرات شديدة الحرارة. بين الأشكال الأكثر برودة والأكثر كثافة من الغاز بين النجمي يكمن ما يسمى بالوسط السحابي الدافئ (WIM اختصارًا). تبلغ درجات الحرارة في WIM عادةً 10000 درجة كلفن. هذا الغاز ضعيف للغاية: كثافته النموذجية هي 0.01 ذرة فقط لكل سنتيمتر مكعب. يمتد WIM عبر معظم المجرة ، وعلى الرغم من كثافته المنخفضة جدًا ، إلا أنه يشكل حوالي 50٪ من كتلة ISM.

الشكل الأخير من ISM الذي سننظر فيه يجعل الغاز "الدافئ" لـ WIM يبدو باردًا بالمقارنة. بين الأشكال الأخرى للمادة البينجمية توجد جيوب غازية عند درجات حرارة تزيد عن مليون درجة. هذه المادة تسمى "غاز الاكليل" ، بعد منطقة حارة مماثلة حول الشمس تسمى الهالة الشمسية. المناطق التاجية في ISM فارغة بشكل خيالي ، بكثافة 10 ^ (- 4) ذرات لكل سنتيمتر مكعب. يعتقد علماء الفلك أن الغاز التاجي الساخن هو مادة تنفجر من انفجارات عنيفة مستعر أعظم.

في مثل هذه درجات الحرارة المرتفعة ، فإن الاصطدامات بين الذرات في الغاز التاجي قادرة على تمزيق الإلكترونات من نواتها الأم. يمكن أن تكون الذرات في الغاز الإكليلي شديدة التأين لدرجة أننا نرى أحيانًا ضوءًا من أيونات مثل CIV (ينقص الكربون ثلاثة إلكترونات) أو OVI (ينقص الأكسجين خمسة إلكترونات).

مرة أخرى ، قارن بين منظر مجرة ​​درب التبانة المرئي (أعلى) والأشعة السينية (أسفل). يُظهر منظر الأشعة السينية موقع غاز الإكليل الساخن. لاحظ كيف أن سحب الغبار نفسها التي تحجب الضوء المرئي تحجب أيضًا الأشعة السينية.

مناطق HII: نجوم السينما في ISM

ربما تكون قد شاهدت عددًا من الصور الملونة الجميلة التي تظهر سحبًا من الغاز في الفضاء تتوهج باللون الأحمر الغامق:


مأخوذة من APOD. ائتمان: فريق هابل للتراث (AURA / STScI) ، F. Yusef-Zadeh (Northwestern U.) et al. ، ESA ، NASA

أو ربما عدة ألوان مختلفة:

ما يحدث في هذه السحب مشابه جدًا لما يحدث في المصابيح المتألقة في تركيبات الإضاءة فوق رؤوسك الآن:

  • يتم تحفيز ذرات الغاز الرقيق إلى حالات الطاقة العليا
  • تنخفض الذرات مرة أخرى إلى حالات طاقة منخفضة ، مما ينبعث منها ضوء بأطوال موجية محددة

بالطبع ، التفاصيل الدقيقة مختلفة تمامًا:

تسمى هذه السحب الغازية الساخنة المتوهجة مناطق HII لأن معظم الهيدروجين فيها يتأين (تذكر أن اللاحقة "I" تعني "غاز محايد" ، واللاحقة "II" تعني "تأين مرة واحدة" ، و "III" تعني "تأين مرتين" ، وهكذا). إنهم يشكلون جزءًا صغيرًا فقط من كتلة ISM في جميع أنحاء مجرتنا ، لكنهم يحظون بمعظم الاهتمام.

يمكنك العثور على خريطة توضح مواقع مناطق HII عبر حوالي نصف السماء بأكملها في موقع SHASSA WWW. استخدم مشروع SHASSA تلسكوبًا صغيرًا جدًا يعمل آليًا في مرصد في أمريكا الجنوبية لمسح مناطق كبيرة من السماء. استخدم مرشحًا خاصًا للكشف عن خط Balmer alpha للهيدروجين من السحب التي تثيرها النجوم الساخنة القريبة.

الصورة الكبيرة

يعد تركيز ISM بالقرب من قرص مجرتنا دليلًا مهمًا لبيئة المجرة: تولد غالبية النجوم وتموت في نفس المنطقة الرقيقة من القرص. يبدو أن هناك صلة قوية بين ISM وتكوين وموت النجوم.

لا يمكننا رؤية مجرتنا درب التبانة بأكملها مرة واحدة ، لأننا عالقون بداخلها. لكن يمكننا أن نرى المجرات الحلزونية الأخرى. ربما تبدو مجرة ​​أندروميدا (M31) ، أحد أقرب جيراننا ، مثل مجرة ​​درب التبانة. قارن بين مناظر أندروميدا بأطوال موجية مختلفة من خلال النقر على الصورة أسفل كل منها يبرز مكونًا مختلفًا للمجرة.

إذا تمكنا من التحليق فوق مستوى مجرتنا درب التبانة والنظر إلى الأسفل على القرص ، فقد نرى توزيعًا للغاز مثل هذا:

للمزيد من المعلومات

حقوق النشر والنسخ مايكل ريتشموند. هذا العمل مرخص بموجب رخصة المشاع الإبداعي.


هل توجد غيوم غازية في الفضاء كثيفة لدرجة أننا لا نستطيع رؤية ما يخرج منها أحد إذا كنا بداخلها؟ - الفلك

تعيش النجوم حياتها في توازن أو توازن مفصل بشكل رائع بين قوتين قويتين - الضغط الخارجي و ال سحب الجاذبية إلى الداخل . قوة الجاذبية هي خاصية لكتلة النجم ، ومن أجل دعم نفسه ضد الجاذبية يولد النجم طاقة في قلبه. كمية الطاقة التي يولدها النجم هي بالضبط تلك المطلوبة للحفاظ على الضغط الحراري لدعم النجم ضد الجاذبية - ليس كثيرًا ولا قليلًا جدًا. لذا فإن توليد الطاقة هو ينظم من كتلة النجم. تعتمد الحياة والموت النهائي للنجم على كتلته الأولية. اليوم سوف ننظر في حياة كتلة منخفضة النجوم ، وهي تلك التي تقل كتلتها عن ضعف كتلة الشمس (أقل من كتلتين شمسيتين). لذا فالشمس نجم منخفض الكتلة. كل هذه النجوم تتبع نفس النمط الأساسي. الفئة الأعلى التالية ، كتلة متوسطة النجوم ، لها كتل من 2 إلى 8 كتل شمسية. لا تختلف حياة هذه النجوم كثيرًا عن النجوم منخفضة الكتلة ، لذلك سنناقش النجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة معًا. عادة ما ينتهي الأمر بهذه النجوم كنجوم قزمة بيضاء.

ومع ذلك ، فإن الفئة الثالثة كتلة عالية نجوم ، كتلتها أكبر من 8 كتل شمسية ، وينتهي بها الأمر بشكل مختلف تمامًا عن النجوم ذات الكتلة الأقل. يمكن أن تنفجر في السوبرنوفا ، وتصبح أجسامًا غريبة مثل النجوم النيوترونية والثقوب السوداء ، وما إلى ذلك. سنناقش هذه النجوم عالية الكتلة في المرة القادمة.

لقد تحدثنا كثيرًا بالفعل عن تكوين النظام الشمسي من سحابة غازية منهارة. تتشكل جميع النجوم بنفس الطريقة الأساسية ، لكننا في الحقيقة لم نتحدث كثيرًا عن السحابة نفسها. من أين تأتي هذه الغيوم؟ ماذا يحبون؟ لماذا تنهار أجزاء من السحابة لتشكل نجومًا؟ هذه أسئلة سنناقشها الآن.

أصل الغيوم
عندما ننظر إلى المجرة ، نرى العديد من الأماكن التي كانت توجد فيها غيوم غاز وغبار ، ولكن فقط في أماكن معينة. في هذه الصورة لمجرة أندروميدا (أقرب مجرة ​​حلزونية) يمكنك رؤية الغاز والغبار يتركزان في الأذرع الحلزونية.

مجرتنا متشابهة. هذه صورة لجزء من درب التبانة ، في اتجاه مركز مجرتنا. هنا مرة أخرى يمكنك أن ترى الكثير من الغبار (الأجزاء المظلمة ، حيث يغطي الغبار النجوم) ، والغاز (بشكل عام الأجزاء الأكثر سطوعًا ، حيث ينعكس الضوء من النجوم).

عندما ننظر إلى إحدى هذه السحب عن قرب ، نرى الكثير من الهياكل ، كما في هذه الصورة لأعمدة الغاز والغبار في سديم النسر.

إذن من أين أتى كل هذا؟ جزء منها بقي من الخلق الأصلي للكون. إنه غاز الهيدروجين والهيليوم الذي تشكلت منه المجرة نفسها. ومع ذلك ، يأتي الكثير منها من الأجيال السابقة من النجوم. عندما تمر النجوم ، وخاصة الأكبر منها ، بحياتها وتموت ، فإنها تعيد معظم كتلتها إلى متوسط ​​بين النجوم . هذه المادة ، المخصبة بالعناصر الثقيلة مثل الكربون والأكسجين والنيتروجين والمعادن الثقيلة التي نحتاجها للبقاء على قيد الحياة ، تذهب إلى الجيل الجديد من النجوم.

ماذا تشبه الغيوم؟
الفضاء مليء بالجسيمات الساخنة (سريعة الحركة) والإشعاع عالي الطاقة (الفوتونات) من النجوم التي تؤدي إلى ارتفاع درجة الحرارة. لكي تنهار السحابة لتشكل نجمًا ، يجب أن تكون كثيفة جدًا ويجب أن تكون شديدة البرودة ، عادةً 10-30 كلفن فقط. يعد الغبار الموجود في السحب مهمًا جدًا في الحفاظ على السحابة باردة ، من خلال حماية داخل السحابة من الإشعاع ، وإعادة إشعاع الحرارة الداخلية في الأشعة تحت الحمراء. داخل الغيوم ، يبرد الغاز ويبدأ في الاندماج في جزيئات ، مثل H 2 ، CO، CO 2 ، ح 2 O والعديد من الجزيئات الأكبر. لهذا السبب ، هذه تسمى الغيوم الجزيئية .

ما الذي يسبب الانهيار؟
في الجزء الأكثر كثافة من السحب ، تكون أيضًا الأبرد ، ويتحد هذان الشيئان للسماح للجاذبية بالسيطرة وبدء الانهيار. يمكنك أن تتخيل أن كتلة النجم الناتجة عن الانهيار المحلي عشوائية ، وتعتمد فقط على كتلة الجزء الأول من السحابة ، عن طريق الصدفة. ينتهي الأمر بمعظم النجوم إلى أن تكون ذات كتلة شمسية واحدة ، والنجوم الأكثر ضخامة نادرة. الغاز يدور حوله ، وأي حركة دورانية عشوائية يتم تضخيمها بشكل كبير أثناء الانهيار بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي.

من السحابة إلى البروتوستار
عندما يبدأ الانهيار الأولي ، تبدأ جزيئات الغاز والغبار في السقوط نحو تركيز الكتلة في المركز. نفس الشئ انكماش الجاذبية التي ناقشناها سابقًا ، وهي تحول الطاقة الكامنة إلى طاقة حركية ، أي الحرارة. لكن الانهيار الأولي بطيء بدرجة كافية بحيث يمكن أن تشع الحرارة بعيدًا في الأشعة تحت الحمراء ، مما يحافظ على السحابة باردة. خلال هذا الوقت ، تظل درجة الحرارة أقل من 100 كلفن ، وتتوهج السحابة بطول موجي طويل بالأشعة تحت الحمراء.

في النهاية ، تصبح الأجزاء المركزية شديدة الكثافة بحيث تصبح معتمة بالنسبة إلى الأشعة تحت الحمراء ، ولا يمكن للحرارة أن تتسرب بعد ذلك. في هذه المرحلة ، يرتفع الضغط الداخلي ودرجة الحرارة بشكل كبير ، ويصبح الجسم المركزي ما يُعرف باسم a بروتستار ، البذرة التي ينمو منها النجم. خلال هذا الوقت ، أ القرص النجمي أشكال بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي. تكتسح الحقول المغناطيسية المتولدة داخل الجسم المركزي الذي يدور بسرعة عبر القرص ، وتنقل الزخم من النجم الأولي إلى القرص. تولد الحقول المغناطيسية أيضًا رياحًا نجمية أولية يتم توجيهها في الغالب من أقطاب النجم الأولي ، مما يؤدي إلى تكوينها الطائرات القطبية . إليكم صورة لنجم أولي يسمى HH30 ، والتي تُظهر بوضوح القرص المظلم والنفاثات القطبية. يرمز HH إلى كائنات Herbig-Haro ، التي سميت باسم مكتشفيها. بالطبع ، يمكن للكواكب أن تتكون من قرص نجمي كثيف ، كما تعلمنا سابقًا. في النهاية ، ستجرف الرياح النجمية القوية كل غاز القرص ، وتترك الكواكب الصغيرة خلفها لتتحد في عدد قليل من الكواكب الأكبر حجمًا.

ولادة نجم
في النهاية ، يرتفع الضغط الداخلي ودرجة الحرارة بدرجة كافية (أكثر من 10 ملايين كلفن) لبدء دمج الهيدروجين (البروتونات) في الهيليوم. في بداية الاندماج النووي ، يصبح الجسم نجمًا رسميًا. بمجرد أن يبدأ الاندماج ويتكيف النجم مع توازنه الجديد ، يتوقف انهيار الجاذبية ويتحول النجم إلى نجم التسلسل الرئيسي . مكان وقوعه في التسلسل الرئيسي يعتمد كليًا فقط على الكتلة الأولية للنجم. جميع النجوم التي لها نفس الكتلة سيكون لها نفس درجة حرارة السطح ، ونفس الحجم ، وبالتالي سيكون لها نفس اللمعان وستكون في نفس المكان على مخطط HR.

قبل الوصول إلى التسلسل الرئيسي ، سيكون للنجم الأولي درجة حرارة سطح مختلفة ولمعان مختلفين ، وبالتالي سيكون في مكان مختلف على مخطط HR - وسيتغير هذا الموقع بمرور الوقت. من المثير للاهتمام رسم موقع النجوم الأولية في مخطط HR أثناء تطورها (تسمى المسار التطوري ). كل نقطة تمثل فقط درجة حرارة سطحها وإشراقها في كل لحظة خلال حياتها كنجم أولي. يوضح الشكل التالي هذه المسارات التطورية لنجوم جماعية مختلفة.

يمكننا بسهولة وصف مراحل حياة نجم منخفض الكتلة. سنرى أنه مع تقدم النجوم في العمر ، تتغير خصائصه الخارجية - الحجم ودرجة حرارة سطحه -. تذكر أن سبب التغييرات هو مصدر وقود النجم ، إلى جانب التفاعل بين قوة الجاذبية الداخلية والضغط الخارجي. عندما يصل النجم لأول مرة إلى التسلسل الرئيسي ، فإنه يحرق وقود الهيدروجين إلى الهيليوم في قلبه. كل النجوم في التسلسل الرئيسي تفعل ذلك. هذه هي الطريقة الأكثر فاعلية لإنتاج طاقة كافية لدعم النجم ، لذلك يحترق الوقود ببطء نسبيًا. يقضي معظم عمر النجم في التسلسل الرئيسي. في حالة الشمس ، هذه 10 مليارات سنة.

بعد 10 مليارات سنة ، تبدأ الشمس في نفاد وقود الهيدروجين في قلبها. كل هذا الوقت كان يحول الهيدروجين إلى هيليوم ، لذا قرب نهاية هذه الفترة كان اللب هو الهيليوم بالكامل. الهليوم خامل ، وهو في الواقع حالة مثيرة من المادة تسمى المادة المنحلة . الضغط والكثافة مرتفعان لدرجة أن الضغط لم يعد يعتمد على درجة الحرارة على الإطلاق. عندما ينفد الهيدروجين في اللب ، يجب أن يحدث شيء ما لمنع النجم من الانهيار. ما يحدث هو أن اللب يتقلص إلى هذه الحالة المتدهورة ، ويصل الهيدروجين في الطبقات العليا إلى درجة حرارة عالية بما يكفي للسماح له ببدء تفاعلات الاندماج. يسمى هذا احتراق قشرة الهيدروجين ، ويحدث بمعدل أعلى من احتراق اللب. بسبب ارتفاع معدل إنتاج الطاقة ، يزداد لمعان النجم الكلي. خلال هذه المرحلة ، يبدأ النجم في التوسع ويصبح عملاق أحمر. "ينطفئ" النجم التسلسل الرئيسي ويزداد سطوعًا ولكن في نفس الوقت تنخفض درجة حرارة السطح. عندما يحترق الهيدروجين بشكل أكثر سخونة وسخونة في النجم ، يستمر السطح في التمدد بينما يتقلص اللب.

بعد عدة مئات من ملايين السنين في هذه العملية ، وصل اللب إلى درجة حرارة عالية ، 100 مليون كلفن ، بحيث يتم الوصول فجأة إلى درجة حرارة اشتعال الهيليوم. يومض القلب الخامل مرة واحدة فجأة (في غضون دقائق!) في الاشتعال وينفخ اللب بسرعة. ومن المفارقات أن هذا التضخم في اللب يتسبب في تقلص الطبقات الخارجية ، وينمو العملاق الأحمر فعليًا أصغر. لحظة الاشتعال تسمى فلاش الهيليوم . في اندماج الهيليوم (تسمى عملية ثلاثية ألفا) ، تتحد ثلاث ذرات هيليوم في ذرة كربون. يحدث هذا عند درجة حرارة أعلى بكثير من اندماج الهيدروجين بسبب حقيقة أن كل نواة الهليوم لها شحنتان + ، يجب التغلب على تنافرهما عن طريق اصطدامهما ببعضهما البعض بسرعات عالية. النجم المتقلص يحصل على درجة حرارة سطح أكثر سخونة ، ولكن لمعان أقل ، لذلك يتحرك للخلف باتجاه التسلسل الرئيسي. يبقى هنا ، يحرق الهيليوم في لبه (وربما يحرق الهيدروجين في قشرة في نفس الوقت) ، لحوالي مليار سنة أخرى.

في النهاية ، سيتم استخدام الهيليوم الموجود في القلب مرة أخرى ، وستحدث العملية بأكملها مرة أخرى. يمكننا تقريبًا استخدام نفس الكلمات أعلاه ، باستثناء استبدال الهيدروجين بالهيليوم والهيليوم بالكربون. في النهاية ، يحتوي اللب على كربون خامل فقط ، وتبدأ القشرة حول اللب في حرق الهيليوم. في مرحلة حرق قشرة الهليوم هذه ، يتقلص اللب مرة أخرى وتتوسع الطبقات الخارجية للنجم بسبب زيادة معدل إنتاج الطاقة (اللمعان). هذه المرة قد يصبح النجم أحمر خارق ، لكن أيامه معدودة. لقد نفد وقود الهيدروجين بالفعل في مرحلة Red Giant السابقة ، والآن ينفد وقود الهيليوم.

بالنسبة للنجوم مثل الشمس ، لا يمكن أن يصل اللب أبدًا إلى درجة الحرارة (600 مليون كلفن!) اللازمة لدمج الكربون في عناصر أثقل. بدلاً من ذلك ، خلال عملية غير مفهومة على الإطلاق ، تُقذف الطبقات الخارجية للنجم إلى الفضاء في سديم كوكبي. تُرى مثل هذه السدم الكوكبية في جميع أنحاء المجرة ، وفي المجرات الأخرى ، بأعداد كبيرة جدًا بالنظر إلى أنها تدوم فقط لبضعة آلاف من السنين قبل أن تتبدد وتختفي في الوسط بين النجوم.

ما الذي يحدث في النجم لإحداث هذا؟ المشكلة هي أن مرحلة حرق قشرة الهليوم غير مستقرة للغاية. قلنا أن درجة الحرارة يجب ألا تقل عن 100 مليون درجة. لكن من الصعب تنظيم مثل هذه درجة الحرارة المرتفعة عندما تكون كمية الكتلة في الطبقات الخارجية (غطاء قدر الضغط) صغيرة جدًا. ترتفع درجة الحرارة قليلاً ، ويتمدد النجم كثيرًا. تنخفض درجة الحرارة وينخفض ​​الضغط ، فتتقلص الطبقات الخارجية مرة أخرى ، لكنها تتقلص كثيرًا بعد ذلك ، وترتفع درجة الحرارة ، ويعود الأمر برمته مرة أخرى. تسمى هذه نبضات حرارية . تتأرجح طبقات النجم الخارجية ، وتفقد الكتلة في كل اهتزاز حتى تختفي معظم الطبقات الخارجية.

ما تبقى ، إذن ، هو فقط لب الكربون الخامل ، وهو شديد الحرارة (100000 كلفن في البداية) ، وصغير (بحجم الأرض تقريبًا) ، على الرغم من أنه يحتوي على كتلة شمسية واحدة تقريبًا. هذا نجم قزم أبيض. لم يعد يولد أي طاقة (لم يعد الاندماج يحدث) ، لذلك يبرد ببطء ويتبع الخط المنحدر لنصف قطر ثابت في مخطط HR الذي ذكرناه في المرة السابقة.

لرؤية العملية بيانياً ، دعنا نعمل من خلال الدرس 2 من البرنامج التعليمي Stellar Evolution.


هل توجد غيوم غازية في الفضاء كثيفة لدرجة أننا لا نستطيع رؤية ما يخرج منها أحد إذا كنا بداخلها؟ - الفلك

تتكون النجوم داخل تركيزات كثيفة نسبيًا من الغاز والغبار البينجمي المعروف باسم السحب الجزيئية. هذه المناطق شديدة البرودة (درجة الحرارة حوالي 10 إلى 20 كلفن ، أعلى بقليل من الصفر المطلق). في درجات الحرارة هذه ، تصبح الغازات جزيئية مما يعني أن الذرات تتحد معًا. أول أكسيد الكربون و H.2 هي الجزيئات الأكثر شيوعًا في سحب الغاز بين النجوم. يتسبب البرد القارس أيضًا في تكتل الغاز إلى كثافات عالية. عندما تصل الكثافة إلى نقطة معينة ، تتشكل النجوم.

نظرًا لأن المناطق كثيفة ، فهي معتمة للضوء المرئي وتُعرف باسم السديم المظلم. نظرًا لأنها لا تتألق بالضوء البصري ، يجب علينا استخدام التلسكوبات الراديوية والأشعة تحت الحمراء للتحقق منها.

يبدأ تكوين النجوم عندما تنهار الأجزاء الأكثر كثافة من قلب السحابة تحت وزنها / جاذبيتها. تحتوي هذه النوى عادةً على كتل حوالي 10 4 كتل شمسية على شكل غاز وغبار. النوى أكثر كثافة من السحابة الخارجية ، لذا فهي تنهار أولاً. عندما تنهار النوى فإنها تتفتت إلى كتل يبلغ حجمها حوالي 0.1 فرسخ فلكي وكتلة من 10 إلى 50 كتلة شمسية. ثم تتشكل هذه الكتل إلى نجوم أولية وتستغرق العملية برمتها حوالي 10 ملايين سنة.

كيف نعرف أن هذا يحدث إذا استغرق وقتًا طويلاً وكان مخفيًا عن الأنظار في السحب المظلمة؟ تحتوي معظم النوى السحابية على مصادر الأشعة تحت الحمراء ، وهي دليل على الطاقة من النجوم الأولية المنهارة (تحويل الطاقة الكامنة إلى طاقة حركية). أيضًا ، حيث نجد نجومًا فتية (انظر أدناه) نجدها محاطة بسحب من الغاز ، وبقايا السحابة الجزيئية المظلمة. وتحدث في مجموعات ، مجموعات من النجوم تتكون من نفس قلب السحابة.

بمجرد تحرر الكتلة من الأجزاء الأخرى من قلب السحابة ، يكون لها جاذبيتها الفريدة وهويتها ونطلق عليها اسم النجم الأولي. عندما يتشكل النجم الأولي ، يسقط الغاز السائب في مركزه. يطلق الغاز المتسرب طاقة حركية على شكل حرارة وترتفع درجة الحرارة والضغط في مركز النجم الأولي. عندما تقترب درجة حرارته من آلاف الدرجات ، يصبح مصدرًا للأشعة تحت الحمراء.

تم العثور على العديد من النجوم الأولية المرشحة بواسطة تلسكوب هابل الفضائي في سديم الجبار Orion Nebula.

أثناء الانهيار الأولي ، تكون الكتلة شفافة للإشعاع ويستمر الانهيار بسرعة إلى حد ما. عندما يصبح التكتل أكثر كثافة ، يصبح معتمًا. يتم حجز الأشعة تحت الحمراء المتسربة ، وتبدأ درجة الحرارة والضغط في المركز في الزيادة. في مرحلة ما ، يوقف الضغط تدفق المزيد من الغاز إلى القلب ويصبح الجسم مستقرًا كنجم أولي.

يمتلك النجم الأولي ، في البداية ، حوالي 1٪ فقط من كتلته النهائية. لكن غلاف النجم يستمر في النمو مع تراكم المواد المتساقطة. بعد بضعة ملايين من السنين ، يبدأ الاندماج النووي الحراري في قلبه ، ثم يتم إنتاج رياح نجمية قوية توقف اندماج كتلة جديدة. يعتبر النجم الأولي الآن نجمًا شابًا نظرًا لأن كتلته ثابتة ، وقد تم تعيين تطوره المستقبلي الآن.

بمجرد أن يصبح النجم الأولي نجمًا يحترق الهيدروجين ، تتشكل رياح نجمية قوية ، عادة على طول محور الدوران. وبالتالي ، فإن العديد من النجوم الشابة لها تدفق ثنائي القطب ، وهو تدفق للغاز خارج أقطاب النجم. هذه ميزة يمكن رؤيتها بسهولة بواسطة التلسكوبات الراديوية. هذه المرحلة المبكرة من حياة النجم تسمى مرحلة T-Tauri.

إحدى نتائج هذا الانهيار هي أن نجوم T Tauri الفتية عادة ما تكون محاطة بأقراص ضخمة غير شفافة ونجمية. تتراكم هذه الأقراص تدريجياً على السطح النجمي ، وبالتالي تشع الطاقة من القرص (أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء) ، ومن الموضع الذي تسقط فيه المادة على النجم عند (الأطوال الموجية الضوئية والأشعة فوق البنفسجية). بطريقة ما ، يتم إخراج جزء من المادة المتراكمة على النجم بشكل عمودي على مستوى القرص في نفاثة نجمية عالية الموازاة. يتبدد القرص المحيطي في النهاية ، ربما عندما تبدأ الكواكب في التكون. تحتوي النجوم الفتية أيضًا على بقع داكنة على أسطحها تشبه البقع الشمسية ولكنها تغطي جزءًا أكبر بكثير من مساحة سطح النجم.

مرحلة T-Tauri هي عندما يكون للنجم:

يمكن أن يفقد النجم في طور T-Tauri ما يصل إلى 50٪ من كتلته قبل أن يستقر كنجم تسلسل رئيسي ، وبالتالي نسميها نجوم ما قبل التسلسل الرئيسي. يظهر موقعهم في مخطط الموارد البشرية أدناه:

تشير الأسهم إلى كيفية تطور نجوم T-Tauri إلى التسلسل الرئيسي. تبدأ حياتها كنجوم باردة قليلاً ، ثم ترتفع درجة حرارتها وتصبح أكثر زرقة وخفوتًا قليلاً ، اعتمادًا على كتلتها الأولية. تولد النجوم الشابة الضخمة بسرعة كبيرة لدرجة أنها تظهر فقط في التسلسل الرئيسي مع مرحلة قصيرة من T-Tauri بحيث لا يتم ملاحظتها أبدًا.

توجد نجوم T-Tauri دائمًا في غيوم الغاز التي ولدت منها. أحد الأمثلة على ذلك هو مجموعة النجوم شبه المنحرفة في سديم الجبار.

نشأ تطور النجوم الفتية من مجموعة من النجوم الأولية العميقة في قلب السحب الجزيئية ، إلى مجموعة من نجوم T-Tauri التي تسخن الرياح السطحية والنجومية الغاز المحيط بها لتشكل منطقة HII (HII ، يُنطق H-2 ، يعني الهيدروجين المتأين). في وقت لاحق ينفجر العنقود ، ويتم تفجير الغاز ، وتتطور النجوم كما هو موضح أدناه.

غالبًا ما نجد في المجرات مجموعات من النجوم الفتية بالقرب من النجوم الفتية الأخرى. تسمى هذه الظاهرة بتشكيل النجوم المستحث بالمستعر الأعظم. تتكون النجوم الضخمة جدًا أولاً ثم تنفجر في مستعر أعظم. هذا يجعل موجات الصدمة في السحابة الجزيئية ، مما يتسبب في ضغط الغاز القريب وتشكيل المزيد من النجوم. يسمح هذا بنوع من التماسك النجمي (توجد النجوم الشابة بالقرب من النجوم الشابة الأخرى) ، وهو مسؤول عن أنماط الدولاب على الهواء التي نراها في المجرات.

إذا تشكل النجم الأولي بكتلة أقل من 0.08 كتلة شمسية ، فإن درجة حرارته الداخلية لا تصل أبدًا إلى قيمة عالية بما يكفي لبدء الاندماج النووي الحراري. يُطلق على هذا النجم الفاشل اسم قزم بني ، يقع في منتصف الطريق بين كوكب (مثل المشتري) ونجم. يضيء النجم بسبب التفاعلات النووية الحرارية في قلبه ، والتي تطلق كميات هائلة من الطاقة عن طريق اندماج الهيدروجين في الهيليوم. ولكن لكي تحدث تفاعلات الاندماج ، يجب أن تصل درجة الحرارة في قلب النجم إلى ثلاثة ملايين كلفن على الأقل. ولأن درجة الحرارة الأساسية ترتفع مع ضغط الجاذبية ، يجب أن يكون للنجم حد أدنى من الكتلة: حوالي 75 مرة كتلة كوكب المشتري ، أو حوالي 8٪ من كتلة شمسنا. القزم البني يخطئ هذه العلامة - فهو أثقل من كوكب غازي عملاق ولكنه ليس ضخمًا بما يكفي ليكون نجمًا.

لعقود من الزمان ، كانت الأقزام البنية هي "الحلقة المفقودة" للأجرام السماوية: يُعتقد أنها موجودة ولكن لم تُرصد أبدًا. في عام 1963 ، افترض عالم الفلك في جامعة فيرجينيا شيف كومار أن نفس عملية الانكماش التثاقلي التي تخلق نجومًا من سحب ضخمة من الغاز والغبار ستنتج أجسامًا أصغر في كثير من الأحيان. كانت تسمى هذه الأجسام المفترضة بالنجوم السوداء أو نجوم الأشعة تحت الحمراء قبل اقتراح اسم "القزم البني" في عام 1975. الاسم مضلل بعض الشيء ، فالقزم البني يظهر في الواقع باللون الأحمر وليس البني.

في منتصف الثمانينيات بدأ علماء الفلك بحثًا مكثفًا عن الأقزام البنية ، لكن جهودهم المبكرة باءت بالفشل. لم يجدوا حتى عام 1995 أول دليل لا جدال فيه على وجودهم. فتح هذا الاكتشاف الباب على مصراعيه منذ ذلك الحين ، اكتشف الباحثون العشرات من الأشياء. يعالج المراقبون والمنظرون الآن مجموعة من الأسئلة المثيرة للاهتمام: كم عدد الأقزام البنية الموجودة؟ ما هو نطاق كتلهم؟ هل هناك سلسلة متصلة من الأجسام وصولاً إلى كتلة كوكب المشتري؟ وهل نشأوا جميعًا بنفس الطريقة؟

يحدث توقف انهيار القزم البني أثناء تكوينه لأن اللب يصبح متدهورًا قبل بدء الاندماج. مع بداية الانحطاط ، لا يمكن أن يزداد الضغط إلى نقطة اشتعال الانصهار.

لا تزال الأقزام البنية تنبعث منها طاقة ، معظمها في الأشعة تحت الحمراء ، بسبب تحويل الطاقة الكامنة للانهيار إلى طاقة حركية. هناك طاقة كافية من الانهيار لتسبب تألق القزم البني لأكثر من 15 مليون سنة (يسمى زمن كلفن هيلمهولتز). الأقزام البنية مهمة لعلم الفلك لأنها قد تكون أكثر أنواع النجوم شيوعًا هناك وتحل مشكلة الكتلة المفقودة (انظر دورة علم الكونيات ، المصطلح التالي). تتلاشى الأقزام البنية في النهاية وتبرد لتصبح أقزامًا سوداء.

تكشف الأحجام النسبية ودرجات الحرارة السطحية الفعالة لاثنين من الأقزام البنية التي تم اكتشافها مؤخرًا - Teide 1 و Gliese 229B - مقارنة بنجم قزم أصفر (شمسنا) ، وقزم أحمر (Gliese 229A) وكوكب المشتري ، الصفات الانتقالية لهؤلاء. شاء. تفتقر الأقزام البنية إلى الكتلة الكافية (حوالي 80 كوكب المشتري) اللازمة لإشعال اندماج الهيدروجين في نواتها ، وبالتالي لن تصبح نجومًا حقيقية أبدًا. قد يكون لأصغر النجوم الحقيقية (الأقزام الحمراء) درجات حرارة جوية باردة (أقل من 4000 درجة كلفن) مما يجعل من الصعب على علماء الفلك تمييزها عن الأقزام البنية. قد تكون الكواكب العملاقة (مثل كوكب المشتري) أقل كتلة بكثير من الأقزام البنية ، ولكنها بنفس القطر تقريبًا ، وقد تحتوي على العديد من نفس الجزيئات في غلافها الجوي. التحدي الذي يواجه علماء الفلك الذين يبحثون عن الأقزام البنية هو التمييز بين هذه الأجسام على مسافات بين النجوم.

لا الكواكب ولا النجوم ، الأقزام البنية تشترك في الخصائص مع كلا النوعين من الأجسام: فهي تتشكل في السحب الجزيئية مثلها مثل النجوم ، لكن غلافها الجوي يذكرنا بالكواكب الغازية العملاقة. بدأ علماء الفلك في توصيف الاختلافات بين الأقزام البنية بهدف تحديد أهميتها بين مكونات المجرة. في هذه اللوحة ، يتم خسوف قزم بني صغير من قبل أحد الكواكب التي تدور حوله كما يُرى من سطح قمر الكوكب.


جو زحل: على طول الطريق

يُعرف زحل بعملاق الغاز لسبب ما. يفتقر الكوكب إلى سطح صلب ، لذا فإن الانتقال بين الغلاف الجوي الغامض والداخل غير دقيق.

مكياج الغلاف الجوي

يتكون زحل في الغالب من الهيدروجين ، والذي تم التقاطه في المراحل الأولى من تكوينه. معظم التكوين المتبقي هو الهيليوم. توجد عناصر أخرى ، مثل الميثان والأمونيا ، بجرعات صغيرة. يختلط النيتروجين والأكسجين أيضًا داخل الغلاف الجوي.

على الرغم من أن الهيليوم يشكل ما يقرب من ربع كتلة الكوكب ، إلا أن الغلاف الجوي نفسه يتكون من حوالي 7 بالمائة فقط من الهيليوم. هذا يعني أن الكثير من الهيليوم على الكوكب يغرق عبر الهيدروجين.

المسافة إلى زحل من الشمس تحافظ على برودة هذه الغازات ودرجة حرارة الكوكب. توجد آثار من الماء في الغلاف الجوي ، ولكن في الغالب مثل الجليد.

يتم تحديد سطح زحل بالمنطقة التي يصل فيها ضغط الكوكب إلى بار واحد ، وهو ما يعادل الضغط عند مستوى سطح البحر على الأرض.

المناخ والطقس

مثل كوكب المشتري ، يزخر زحل بطبقات من السحب. لكن عصابات الكوكب ذي الحلقات أقل روعة من شقيقتها المخططة ببراعة. الخطوط على زحل أوسع ، خاصة بالقرب من خط الاستواء. تُعرف النطاقات الأكثر برودة ، حيث ترتفع الغازات ، بالمناطق ، بينما يتراجع الغاز الموجود داخل الأحزمة الأكثر دفئًا نحو الكواكب. يحتوي زحل على نسبة كبريت أكثر من كوكب المشتري ، مما يعطي مناطقه وأحزمةه لونًا برتقاليًا يشبه الضباب الدخاني.

تزداد درجة حرارة وضغط زحل من السطح الخارجي للكوكب باتجاه مركزه ، مما يغير تركيبة السحب. تتكون الطبقات العليا من السحب من جليد الأمونيا. أثناء السفر نحو القلب ، تتشكل سحب من جليد الماء ، مع اختلاط مجموعات من جليد هيدرو كبريتيد الأمونيوم. تشهد الطبقات السفلية من زحل درجات حرارة وضغوط أعلى. تم العثور على قطرات الماء هنا مختلطة مع الأمونيا.

يزخر زحل ببعض من أسرع الرياح في النظام الشمسي. قامت مهمة فوييجر التابعة لوكالة ناسا بقياس سرعة الرياح التي تسير بسرعة تزيد عن 1100 ميل في الساعة (1800 كم / ساعة) عند خط الاستواء على الكوكب ، وتنتقل في الغالب في الاتجاه الشرقي. تموت سرعة الرياح عند الارتفاعات العالية.

أنماط السحب على زحل

يتميز زحل ببعض الميزات الفريدة في غلافه الجوي. عندما سافرت بعثات Voyager إلى الكوكب في أوائل الثمانينيات ، قامت بتصوير تشكيل سحابة سداسية الشكل بالقرب من القطب الشمالي. بعد خمسة وعشرين عامًا ، كشفت صور الأشعة تحت الحمراء التي التقطتها كاسيني أن العاصفة لا تزال تدور ، مدعومة بالتيارات النفاثة التي تدفعها إلى سرعات تبلغ حوالي 220 ميلاً في الساعة (100 متر في الثانية). على ارتفاع 15000 ميل (25000 كم) ، يمكن للعاصفة طويلة الأمد أن تحتوي بسهولة على أرض أو اثنتين.

الميزات الأخرى لزحل أقل عمرا. تحدث العواصف الرعدية العملاقة المعروفة باسم البقع البيضاء العظيمة مرة كل عام على كوكب زحل - أي مرة كل ثلاثة عقود على الأرض - حول الانقلاب الصيفي في نصف الكرة الشمالي.


شاهد الفيديو: الأرض مسطحة باعترافهم: لم نذهب الى القمر والأرض نظام مغلق ولا خروج منها (ديسمبر 2022).