مادّۀ بین ستاره ای (interstellar matter)
مادّه بین ستاره ای
محیطی دربرگیرندۀ الکترون، یون، اتم، مولکول، و خرده های غبار که فضای بین ستاره ها را در کهکشان ما، و سایر کهکشان ها اشغال کرده است. بیش از ۱۰۰ نوع مولکول متفاوت در ابرهای گازی کهکشان راه شیری موجود است. بیشتر این مولکول ها با گسیل های رادیویی شان آشکارسازی، و برخی از آن ها هم با خطوط جذبی که در طیف نور ستاره ها ایجاد می کنند، شناخته شده اند. پیچیده ترین مولکول ها را، که مبنای بیشترشان کربن است، در ابرهای فشرده ای یافته اند که ستاره هایی در آن ها در حال تشکیل اند. این مولکول ها ممکن است از نظر منشأ حیات در سایر نقاط فضا حایز اهمیت باشند. دانشمندان از میانۀ قرن ۲۰ پی بردند که مادۀ بین ستاره ای موجود برای ایجاد آثار مهم کافی است و گستردگی آن تاحد زیادی شکل و تحول کهکشان را معیّن می کند. این ماده به راحتی در ناحیۀ رادیویی طیف قابل رصد است، اما نخستین بار به صورت نوری آشکارسازی شد. فشرده شدن این نوع ماده را به صورت سحابی نمایان می کند. این در حالی است که وجود آن در نواحی وسیعی از آسمان سبب می شود نور ستاره های دوردست کم شدت، سرخ گون، و قطبیده دیده شود. همچنین، مادۀ بین ستاره ای موجب می شود که با شماری از خطوط جذبیِ شاخص در طیف ستاره ها روبه رو شویم. نخستین رصدهای رادیویی کارل جانسکی و گروت رِبِر گستردگی کلّی مادۀ بین ستاره ای را نشان داد. رصدهای بعدی توزیع فراوان ترین جزء آن را، که همان اتم های هیدروژن خنثی است، نمایان ساخت. رصدهای رادیویی اخیر، وجود هیدروکسیل، هلیوم، آب، آمونیاک، و بسیاری از مولکول های دیگر را مشخص ساخت که برخی از آن ها واقعاً پیچیده اند. مادۀ بین ستاره ای توزیع یکنواختی ندارد، اما در ابرهای سرد و فشرده یافت می شود. خصوصیات اصلی آن تاحد زیادی با محتوای هیدروژن تعیین می شود. فراوانی هلیوم در آن، به لحاظ جرم، به ۲۰ تا ۳۰ درصد فراوانی هیدروژن می رسد. همۀ عناصر دیگر، روی هم رفته بیشتر از سه تا پنج درصدِ جرم مادۀ بین ستاره ای را تشکیل نمی دهند. وجود این عناصر، به خصوص اکسیژن، نیتروژن، کربن، گوگرد و آهن، به علت کمک به حفظ تعادل گرمایی گاز بین ستاره ای در حضور تابش دارای اهمیت اند. گاز بین ستاره ای را می توان به ناحیۀ هیدروژن خنثی (HI) و ناحیۀ هیدروژن یونیده (HII) تقسیم کرد، هرچند که این دو در بسیاری از موارد باهم آمیخته اند. نواحی هیدروژن یونیده به صورت سحابی های گسیلی (نشری)اند که ستاره های داغ را احاطه می کنند. این اصطلاح را اخترشناس سوئدی، بنگت استرومگرن، عرضه کرد. او نشان داد که ستاره ای داغ می تواند هر گاز احاطه کننده را تا فاصلۀ مشخصی به طور کامل یونیده کند و مرز بین گاز یونیده و خنثی دقیقاً معلوم است. خرده غبارهای کوچک تر از میکرون، که حدود یک درصد جرم مادۀ بین ستاره ای را تشکیل می دهند، در عین حال نقش مهمی ایفا می کنند. آن ها به خنک شدن گاز، و ایجاد سطحی برای تشکیل مولکول ها کمک می کنند. از آن جا که این خرده غبارها کاملاً با گاز مخلوط می شوند، برای ردیابی کردن جزئیات ساختار ابرهای گازی به کار می آیند. تصور می شود خرده غبارهای بین ستاره ای از گرافیت، سلیکات، و یخ تشکیل شده باشند. احتمال وجود آهن و سلیکات کاربید نیز در این زمینه مطرح است. این خرده غبارها احتمالاً از چندین راه تشکیل می شوند، مثلاً در نورسپهر غول های سرخِ سرد، و نیز طی انفجارهای اَبَر نواخترها.
مادّه بین ستاره ای
محیطی دربرگیرندۀ الکترون، یون، اتم، مولکول، و خرده های غبار که فضای بین ستاره ها را در کهکشان ما، و سایر کهکشان ها اشغال کرده است. بیش از ۱۰۰ نوع مولکول متفاوت در ابرهای گازی کهکشان راه شیری موجود است. بیشتر این مولکول ها با گسیل های رادیویی شان آشکارسازی، و برخی از آن ها هم با خطوط جذبی که در طیف نور ستاره ها ایجاد می کنند، شناخته شده اند. پیچیده ترین مولکول ها را، که مبنای بیشترشان کربن است، در ابرهای فشرده ای یافته اند که ستاره هایی در آن ها در حال تشکیل اند. این مولکول ها ممکن است از نظر منشأ حیات در سایر نقاط فضا حایز اهمیت باشند. دانشمندان از میانۀ قرن ۲۰ پی بردند که مادۀ بین ستاره ای موجود برای ایجاد آثار مهم کافی است و گستردگی آن تاحد زیادی شکل و تحول کهکشان را معیّن می کند. این ماده به راحتی در ناحیۀ رادیویی طیف قابل رصد است، اما نخستین بار به صورت نوری آشکارسازی شد. فشرده شدن این نوع ماده را به صورت سحابی نمایان می کند. این در حالی است که وجود آن در نواحی وسیعی از آسمان سبب می شود نور ستاره های دوردست کم شدت، سرخ گون، و قطبیده دیده شود. همچنین، مادۀ بین ستاره ای موجب می شود که با شماری از خطوط جذبیِ شاخص در طیف ستاره ها روبه رو شویم. نخستین رصدهای رادیویی کارل جانسکی و گروت رِبِر گستردگی کلّی مادۀ بین ستاره ای را نشان داد. رصدهای بعدی توزیع فراوان ترین جزء آن را، که همان اتم های هیدروژن خنثی است، نمایان ساخت. رصدهای رادیویی اخیر، وجود هیدروکسیل، هلیوم، آب، آمونیاک، و بسیاری از مولکول های دیگر را مشخص ساخت که برخی از آن ها واقعاً پیچیده اند. مادۀ بین ستاره ای توزیع یکنواختی ندارد، اما در ابرهای سرد و فشرده یافت می شود. خصوصیات اصلی آن تاحد زیادی با محتوای هیدروژن تعیین می شود. فراوانی هلیوم در آن، به لحاظ جرم، به ۲۰ تا ۳۰ درصد فراوانی هیدروژن می رسد. همۀ عناصر دیگر، روی هم رفته بیشتر از سه تا پنج درصدِ جرم مادۀ بین ستاره ای را تشکیل نمی دهند. وجود این عناصر، به خصوص اکسیژن، نیتروژن، کربن، گوگرد و آهن، به علت کمک به حفظ تعادل گرمایی گاز بین ستاره ای در حضور تابش دارای اهمیت اند. گاز بین ستاره ای را می توان به ناحیۀ هیدروژن خنثی (HI) و ناحیۀ هیدروژن یونیده (HII) تقسیم کرد، هرچند که این دو در بسیاری از موارد باهم آمیخته اند. نواحی هیدروژن یونیده به صورت سحابی های گسیلی (نشری)اند که ستاره های داغ را احاطه می کنند. این اصطلاح را اخترشناس سوئدی، بنگت استرومگرن، عرضه کرد. او نشان داد که ستاره ای داغ می تواند هر گاز احاطه کننده را تا فاصلۀ مشخصی به طور کامل یونیده کند و مرز بین گاز یونیده و خنثی دقیقاً معلوم است. خرده غبارهای کوچک تر از میکرون، که حدود یک درصد جرم مادۀ بین ستاره ای را تشکیل می دهند، در عین حال نقش مهمی ایفا می کنند. آن ها به خنک شدن گاز، و ایجاد سطحی برای تشکیل مولکول ها کمک می کنند. از آن جا که این خرده غبارها کاملاً با گاز مخلوط می شوند، برای ردیابی کردن جزئیات ساختار ابرهای گازی به کار می آیند. تصور می شود خرده غبارهای بین ستاره ای از گرافیت، سلیکات، و یخ تشکیل شده باشند. احتمال وجود آهن و سلیکات کاربید نیز در این زمینه مطرح است. این خرده غبارها احتمالاً از چندین راه تشکیل می شوند، مثلاً در نورسپهر غول های سرخِ سرد، و نیز طی انفجارهای اَبَر نواخترها.
wikijoo: ماده_بین_ستاره_ای