ما هي أهم التحقيقات في مسألة الدراسة بين النجوم؟

إن الوسط البينجمي المكون بشكل أساسي من الغاز والغبار في الفضاء يشغل المناطق الواقعة بين النجوم، وفي المتوسط يحتوي على أقل من ذرة واحدة في كل سنتيمتر مكعب مع حوالي 1 بالمائة من كتلته على شكل حبيبات غبار دقيقة، وتم تعيين الغاز ومعظمه من الهيدروجين عن طريق خط انبعاثه البالغ طوله 21 سانتي متر.

يحتوي الغاز أيضاً على جزيئات عديدة، وتم الكشف عن بعضها من خلال خطوط الامتصاص ذات الطول الموجي المرئي التي تفرضها على أطياف النجوم البعيدة، بينما تم تحديد البعض الآخر من خلال خطوط الانبعاث الخاصة بهم بأطوال موجية ملي مترية، تم العثور على العديد من الجزيئات بين النجوم في السحب الجزيئية العملاقة حيث تم اكتشاف الجزيئات العضوية المعقدة.

بالقرب من نجم شديد الحرارة من النوع (O أو B) تكون كثافة الأشعة فوق البنفسجية عالية بما يكفي لتأين الهيدروجين المحيط إلى مسافة تصل إلى 100 فرسخ فلكي لإنتاج منطقة محددة ومعروفة باسم كرة سترومغرين (H II)، وهذه المناطق هي بواعث قوية ومميزة للإشعاع عند أطوال موجات الراديو، ويتم معايرة أبعادها جيداً من حيث لمعان النجم المركزي.

باستخدام مقاييس التداخل الراديوية يستطيع علماء الفلك قياس الأقطار الزاوية لمناطق (H II) حتى في بعض المجرات الخارجية، وبالتالي يمكنهم استنتاج المسافات الكبيرة لتلك الأنظمة البعيدة، ويمكن استخدام هذه الطريقة لمسافات تصل إلى حوالي 30 ميغا فرسخ.

تنتشر حبيبات الغبار بين النجوم وتمتص ضوء النجوم ويكون التأثير متناسباً عكسياً تقريباً مع الطول الموجي من الأشعة تحت الحمراء إلى الأشعة فوق البنفسجية القريبة، نتيجة لذلك تميل الأطياف النجمية إلى الاحمرار، ويبلغ الامتصاص عادةً مقداراً واحداً تقريباً لكل كيلو فرسك ولكنه يختلف اختلافاً كبيراً في اتجاهات مختلفة.

تحتوي بعض المناطق المغبرة على مواد سيليكات تم تحديدها من خلال ميزة امتصاص واسعة حول طول موجة يبلغ 10 ميكرومتر، كانت السمات الطيفية البارزة الأخرى في نطاق الأشعة تحت الحمراء تُعزى أحياناً، ولكن ليس بشكل قاطع إلى حبيبات الجرافيت والهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات (PAHs).

غالباً ما يُظهر ضوء النجوم درجة صغيرة من الاستقطاب (نسبة مئوية قليلة) مع زيادة التأثير مع المسافة النجمية، يُعزى ذلك إلى تشتت ضوء النجوم من حبيبات الغبار المحاذاة جزئياً في مجال مغناطيسي ضعيف بين النجوم، تُقدَّر قوة هذا المجال ببضعة ميكروغوس، وهي قريبة جداً من القوة المستنبطة من ملاحظات ضوضاء الراديو الكونية غير الحرارية.

تم التعرف على هذه الخلفية الراديوية على أنها إشعاع السنكروترون المنبعث من إلكترونات الأشعة الكونية التي تسافر بسرعة تقارب سرعة الضوء وتتحرك على طول المسارات المنحنية في المجال المغناطيسي بين النجوم، وطيف ضوضاء الراديو الكونية قريب مما تم حسابه على أساس قياسات الأشعة الكونية بالقرب من الأرض.

تشكل الأشعة الكونية مكوناً آخر للوسط النجمي، وتتكون الأشعة الكونية التي يتم الكشف عنها بالقرب من الأرض من نوى وإلكترونات عالية السرعة، طاقات الجسيمات الفردية يتم التعبير عنها بفولت الإلكترون (eV ؛ 1 eV = 1.6 × 10−12 erg) تتراوح بأرقام متناقصة من حوالي 106 فولت إلى أكثر من 1020 فولت.

ومن بين النوى نوى الهيدروجين هي الأكثر وفرة بنسبة 86 في المائة ونواة الهيليوم، بعد ذلك بنسبة 13 في المائة وجميع النوى الأخرى مجتمعة عند حوالي 1 في المائة، الإلكترونات حوالي 2 في المئة وفيرة مثل المكون النووي، (تختلف الأعداد النسبية للنوى المختلفة إلى حد ما مع الطاقة الحركية في حين أن نسبة الإلكترون تعتمد بشدة على الطاقة).

يتم إنتاج أقلية من الأشعة الكونية التي يتم الكشف عنها بالقرب من الأرض في الشمس خاصة في أوقات زيادة النشاط الشمسي (كما يتضح من البقع الشمسية والتوهجات الشمسية)، لم يتم تحديد أصل الأشعة الكونية المجرية بشكل قاطع، ولكن يُعتقد أنها تنتج في عمليات نجمية مثل انفجارات المستعرات الأعظمية، ربما مع حدوث تسارع إضافي في المناطق بين النجوم.

ملاحظات عن مركز المجرة:

يحجب الغبار المنطقة المركزية من مجرة ​​درب التبانة بشكل كبير لدرجة أن المراقبة المباشرة أصبحت ممكنة فقط مع تطور علم الفلك في الأطوال الموجية غير المرئية؛ أي الراديو والأشعة تحت الحمراء، ومؤخراً الأشعة السينية وأطوال موجات أشعة جاما، كشفت هذه الملاحظات معاً عن منطقة نووية ذات نشاط مكثف مع عدد كبير من مصادر منفصلة للانبعاثات وكمية كبيرة من الغبار.

يشير الكشف عن انبعاث أشعة غاما عند طاقة خطية تبلغ 511000 فولت، والذي يتوافق مع إبادة الإلكترونات والبوزيترونات (نظير المادة المضادة للإلكترونات) إلى جانب رسم الخرائط الراديوية لمنطقة لا يزيد عرضها عن 20 وحدة فلكية، وأيضاً إلى حجم مضغوط للغاية ومصدر حيوي خاص بالقوس A * في مركز المجرة. (القوس A * هو ثقب أسود هائل كتلته تعادل 4،310،000 شمس).

دراسات المجرات الأخرى والظواهر ذات الصلة:

تصنف المجرات عادة إلى ثلاثة أنواع رئيسية حسب مظهرها وهي: المجرات الحلزونية، المجرات الإهليلجية والمجرات غير المنتظمة، وعادةً ما تكون أقطار المجرات في عشرات الكيلوبارسك والمسافات بين المجرات عادةً بالميغابارسك.

تميل المجرات الحلزونية (التي يعد نظام درب التبانة مثالاً مميزاً لها) إلى أن تكون مسطحة وأنظمة دائرية تقريباً مع تركيز النجوم المكونة لها بشدة على طول الأذرع الحلزونية، يُعتقد أن هذه الأذرع يتم إنتاجها عن طريق موجات الكثافة المتنقلة والتي تضغط وتوسع المادة المجرية.

كما يوجد بين الأذرع الحلزونية وسط نجمي منتشر من الغاز والغبار، غالباً في درجات حرارة منخفضة جداً (أقل من 100 كلفن أي −280 درجة فهرنهايت −170 درجة مئوية)، يبلغ سمك المجرات الحلزونية عادةً بضعة كيلو مترات فرسخ لديهم انتفاخ مركزي ويتدرج تدريجياً نحو الحواف الخارجية.

لا تظهر المجرات الإهليلجية أياً من الميزات الحلزونية ولكنها أنظمة نجمية معبأة بشكل أكثر كثافة، وهي تتراوح في شكلها من شبه كروية إلى مسطحة للغاية وتحتوي على القليل من المادة بين النجوم، لا تعد المجرات غير المنتظمة سوى نسبة قليلة من جميع الأنظمة النجمية، ولا تظهر أياً من السمات المنتظمة المرتبطة باللوالب أو المجرات الإهليلجية.

تختلف الخصائص بشكل كبير بين الأنواع المختلفة من المجرات، عادةً ما تكون كتل اللوالب في حدود مليار إلى تريليون كتلة شمسية مع قيم إهليلجية من 10 مرات أصغر إلى 10 مرات أكبر وغير المنتظمة بشكل عام أصغر من 10 إلى 100 مرة، حيث يُظهر لمعان المجرات المرئي انتشارات متشابهة بين الأنواع الثلاثة، لكن العناصر غير المنتظمة تميل إلى أن تكون أقل إضاءة، في المقابل وفي الأطوال الموجية الراديوية يكون الحد الأقصى لمعان اللوالب عادةً 100000 مرة أقل من السطوع الإهليلجي أو غير المنتظم.

الكوازارات هي أجسام تُظهر أطيافها انزياحات حمراء كبيرة جداً، مما يعني (وفقاً لقانون هابل) أنها تقع على أكبر مسافات، تم اكتشافها في عام 1963 لكنها ظلت غامضة لسنوات عديدة تظهر كمصادر شبيهة بالنجوم (أي مضغوطة جداً) للموجات الراديوية، ومن هنا جاءت تسميتها الأولية كمصادر راديو شبه نجمية وهو مصطلح تم اختصاره لاحقاً إلى أشباه النجوم.

وهي تعتبر الآن النوى المضيئة للغاية للمجرات البعيدة، وتسمى هذه النوى النشطة التي تنبعث منها كميات وفيرة من الأشعة السينية وأشعة جاما نوى المجرة النشطة (AGN) وتشمل الكائن (Cygnus A) ونواة فئة من المجرات تسمى مجرات (Seyfert)، حيث يتم تشغيلها بواسطة انصهار المادة في الثقوب السوداء الهائلة.

مجرة درب التبانة هي واحدة من مجموعة المجرات المحلية والتي تحتوي على حوالي أربعين عضواً وتمتد على حجم يبلغ قطره حوالي 2 ميغا فرسخ، واثنان من أقرب الأعضاء هما سحابة ماجلان المجرات غير المنتظمة على بعد حوالي 50 كيلو فرسخ، في حوالي 740 كيلو فرسخ تعد مجرة ​​المرأة المسلسلة واحدة من أبعد المجرات في المجموعة المحلية.

يتجه بعض أعضاء المجموعة نحو نظام درب التبانة بينما يبتعد الآخرون عنه، وعلى مسافات أكبر تبتعد جميع المجرات عن مجرة ​​درب التبانة، كما تتناسب سرعاتها (على النحو المحدد من أطوال الموجات المنقولة إلى الأحمر في أطيافها) بشكل عام مع مسافاتها، يربط قانون هابل هاتين الكميتين، وفي غياب أي طريقة أخرى يستمر استخدام قانون هابل لتحديد المسافة إلى الأشياء الأبعد؛ أي المجرات والكوازارات التي يمكن قياس الانزياح الأحمر لها.

ما المقصود بالتصنيف النجمي؟

هو مخطط لتخصيص النجوم لأنواع حسب درجات حرارتها حسب تقدير أطيافها، ونظام التصنيف النجمي المقبول عموماً هو مزيج من مخططين للتصنيف وهما: نظام هارفارد الذي يعتمد على درجة حرارة سطح النجم ونظام (MK) الذي يعتمد على لمعان النجم.

في ستينيات القرن التاسع عشر ميز عالم الفلك الإيطالي أنجيلو سيكي أربعة أنواع طيفية رئيسية من النجوم، وفي مرصد كلية هارفارد في ثمانينيات القرن التاسع عشر أثناء تجميع كتالوج هنري دريبر للنجوم تم تمييز أنواع أكثر وتم تحديدها بحرف في تسلسل أبجدي وفقاً لقوة خطوط طيف الهيدروجين الخاصة بهم، كما تم تنفيذ معظم هذا العمل من قبل ثلاثة مساعدين وهم: ويليامينا فليمينج، أنطونيا سي موري، آني جمب كانون، ومع تقدم العمل تم إعادة ترتيب الأنواع في تسلسل غير أبجدي لترتيبها حسب درجة حرارة السطح.