فضای بین ستاره‌ای

ماده‌ی میان ستاره‌ای عبارت است از گاز و غبار که عموماً به صورت ابرهایی نسبتاً چگال بافت می‌شوند. ئیدروژن که فراوان‌ترین عنصر جهان است، بیشترین بخش گاز میان ستاره‌ای را تشکیل می‌دهد. آن را به سه شکل می‌توان یافت: اتم‌های خنثی، مولکول و اتم‌های یونیده.

ئیدروژن خنثی

با تلسکوپ‌های نوری، رویت ئیدروژن خنثی امکان‌پذیر نیست و بنابراین سالیان دراز مشاهده‌ی آن ناممکن بود. در سال 1944 میلادی، اخترشناس آلمانی به نام اچ. سی. وان دهولست با محاسبه‌ای نشان داد که اتم‌های ئیدروژن می‌توانند امواج رادیویی با طول موج 21 سانتیمتر تولید کنند. محاسبات او بر مبنای مشخصات ویژه‌ای از اجزای اتم ئیدروژن بود. اتم ئیدروژن یک پروتون و یک الکترون 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 وجود این، در دهه‌ی 1940 میلادی، دانشمندان اتم‌شناس دریافتند که الکترون‌ها و پروتون‌ها ویژگی مشخصی دارند که اسپین نامیده می‌شود. اسپین را می‌توان نوعی چرخش در این ذرات دانست. الکترون و پروتون، هم می‌توانند در یک راستا بچرخند و هم در راستای مخالف. الکترون همانند زمین که به دور خورشید می‌گردد، به دور پروتون گردش می‌کند. زمین و خورشید در یک راستا می‌چرخند، ولی، پایداری آرایش اتم ئیدروژن هنگامی بیشتر است که راستای اسپین (چرخش) الکترون مخالف اسپین پروتون باشد. از این‌رو، هر موقع که ذرات اتم ئیدروژن به عللی در یک راستا بچرخند، اتم ناپایدار می‌شود و الکترون می‌خواهد که راستای چرخش خود را عوض کند. در این روند مقدار کمی انرژی آزاد و به صورت تابش از اتم گسیل می‌شود. به علت ناچیز بودن مقدار انرژی آزاد شده، طول موج تابش بلند است. انرژی یک کوانتوم نور با طول موج آن نسبت عکس دارد. تابش‌های پر انرژی ، طول موج کوتاه دارند (مانند نور مرئی ، پرتو X و ...) و تابش‌های کم انرژی طول موج بلند (مانند امواج رادیویی).
وان دهولست در محاسبه‌ی ویژگی‌های تابش ئیدروژن خنثی خاطرنشان شده بود که احتمال گسیل خود به خودی تابش‌های 21 سانتیمتری از اتم‌های ئیدروژن خنثی می‌باید بسیار ناچیز باشد. این بدان سبب است که برای تغییر راستای چرخش الکترونی که اسپین موازی با پروتون دارد و پدید آمدن آرایش پایدار در اتم، زمان بسیار زیادی لازم است. محاسبات نشان می‌دهد که به طور میانگین 11 میلیون سال طول می‌کشد تا چنین تغییری در اتم ئیدروژن پیش آید. از این رو گسیل تابش‌های 21 سانتیمتر، روندی بسیار کند وضعیف است. با وجود این، در فضای پهناور بین ستارگان، تعداد بسیار زیادی از اتم‌های ئیدروژن می‌توانند مدت‌های طولانی در چنان حالت مختل نشده‌ای باقی بمانند که بتوان تابش 21 سانتیمتری آن‌ها را با گیرنده‌های حساس رادیویی آشکار کرد. در سال 1951 میلادی دو تن از پژوهشگران دانشگاه هاروارد امریکا به نام‌های ا. ام. پرسل و اچ. ‌ای. ایون توانستند تابش‌های 21 سانتیمتری را که به شدت از صفحه کهکشان راه شیری گسیل می‌شد آشکار کنند.
امروزه تلسکوپ‌های بزرگ رادیویی در سراسر جهان به پژوهش و رصد ئیدروژن خنثی می‌پردازند. از زمان کشف تابش‌های 21 سانتیمتری، مطالعه‌ی 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 غباری کهکشان ما نفوذ کنند. در نتیجه، دانشمندان می‌توانند در مورد ماهیت و ویژگی‌های مناطق دور دست و غیرقابل مشاهده کهکشان اطلاعات زیادی به دست آورند.
از آنجا که تابش‌های ئیدروژن خنثی طول موج بسیار بلندی دارند، برای آشکارسازی آن‌ها تلسکوپ‌های بزرگی لازم است. توان تفکیک یک تلسکوپ به طول موج تابشی که رصد می‌شود بستگی دارد. برای آنکه توان تفکیک تلسکوپ‌های مخصوص مطالعه ئیدروژن خنثی به اندازه توان تفکیک تلسکوپ‌های نوری باشد می‌باید آن‌ها را بسیار بزرگ ساخت. طول موج تابش ئیدروژن خنثی تقریباً 500000 بار بلندتر از طول موج نور مرئی است، بنابراین اگر بخواهیم تلسکوپ رادیویی ما همان توان تفکیکی را داشته باشد که تلسکوپ 200 اینچی مونت پالومار در طول موج نور مرئی دارد، آنتنی به قطر 2500 کیلومتر باید ساخت. البته تا حال چنین تلسکوپی ساخته نشده است. بزرگ‌ترین تلسکوپ رادیویی به قطر 1000 فوت است و در پورتوریکو قرار دارد.
تداخل سنجی رادیویی روشی است که توان تفکیک طول موج‌های بلند را ممکن می‌سازد. تلسکوپ‌های متعددی که فاصله زیادی با هم دارند و مثلاً در قاره‌های مختلف قرار گرفته‌اند، حتی بهتر از تلسکوپ‌های نوری، امواج رسیده را تفکیک می‌کنند. در متداول‌ترین آرایش تلسکوپ‌های رادیویی برای مطالعه ئیدروژن خنثی، آن‌ها را در طول یک خط و با فاصله چند کیلومتر از همدیگر برپا می‌کنند. بدین طریق می‌توان توان تفکیک حدود 10 ثانیه‌ی قوسی به دست آورد که برای مطالعه‌ی پراکندگی ئیدروژن خنثی در کهکشان خودمان و کهکشان‌های نزدیکتر مناسب است.
پژوهش‌های انجام گرفته نشان می‌دهد که در کهکشان محلی ما، ئیدروژن خنثی به صورت مناطق باریک و طولانی متمرکز شده است. این مناطق به عنوان قطعات بازوهای مارپیچی شناخته می‌شوند. خورشید در کنار یکی از این بازوها که در تمام سطح کهکشان گسترده است، قرار دارد. دانشمندان برای محاسبه فاصله ابرهای ئیدروژن خنثی از جابجایی دوپلری طول موج‌های تابش آن‌ها استفاده می‌کنند. با وجود این، به علت مشکلات ویژه‌ای که اخترشناسان رادیویی در این کار دارند، ساختار و شکل کلی این انبوهه‌ها با جزئیات بیشتر مشخص نشده است. چگالی ئیدروژن خنثی بسیار کم و به طور میانگین، حدود گرم در هر سانتیمتر مکعب است. یعنی در هر 10 سانتیمتر مکعب این ابرها، تقریباً یک اتم وجود دارد. با این حساب، در ناحیه اطراف خورشید، ئیدروژن خنثی 2 یا 3 درصد جرم کل کهکشان را در بر می‌گیرد. این مقدار، نشانگر حدود 2 تا 3 درصد چگالی جرم کلی در اطراف خورشید است که اکثر آن در خود ستارگان متمرکز شده است.

ئيدروژن مولکولی

یکی از مهم‌ترین کشفیات اخیر درباره‌ی فضای میان ستاره‌ای، یافتن مقداری ئیدروژن به حالت مولکولی است. مولکول‌های ئيدروژن از دو اتم ئيدروژن تشکيل می‌شوند. پيوند مولکولی، اتصالی نسبتاً سستی میان آن دو به وجود می‌آورد. این مولکول‌ها نمی‌توانند در ستارگان (به جز در بیرونی‌ترین بخش‌های ستارگان سرد) وجود داشته باشند، 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 ئیدروژن در بخش فرو سرخی طیف قرار دارد و در طول موج‌هایی است که جو زمین کاملاً از ورود آن‌ها جلوگیری می‌کند. از این‌رو، آشکارسازی این مولکول‌ها توسط رصدخانه‌های زمینی عملاً امکانپذیر نیست و تنها تلسکوپ‌های مستقر در فضا می‌توانند تمرکز ئیدروژن مولکولی فضای میان ستارگان را اندازه‌گیری کنند. نخستین آشکار سازی در سال 1972 توسط ماهواره کوپرنیک انجام گرفت و معلوم شد که فقط در نواحی بسیار غبارآلود فضا تمرکزهای عظیمی از مولکول‌های ئیدروژن وجود دارد. به نظر دانشمندان، درآمیزه‌ای از گاز و غبار، پیوند یافتن اتم‌های ئیدروژن عملی‌تر است، به طوری که شکل‌گیری مولکول‌های ئیدروژن در سطح ذرات غبار به بهترین وجه صورت می‌گیرد.

ئیدروژن برانگیخته و یونیده

برخی از اتم‌های ئیدروژن، در آن نواحی که چگالی ئیدروژن خنثی بیشتر است، تابش‌های نوری گسیل می‌کنند. معمولاً، این ابرهای گازی بسیار داغ‌تر از محیط عمومی میان 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 ستارگانی جوان و با دمای بسيار بالا هستند.
طبق قوانین تابش جسم سیاه، ستارگان با دمای بالا، بیشتر تابش خود را به صورت امواج پرانرژی و با طول موج کوتاه گسیل می‌کنند. این تابش نیز عموماً گازهای اطراف را گرم می‌کند و دمای آن‌ها را 80000 تا 10000 درجه کلوین بالا می‌برد. اتم‌های ئیدروژن، در این حالت که دماهای بسیار کسب کرده‌اند، برانگیخته یا یونیده می‌شوند. در اتم برانگیخته ئیدروژن، دیگر الکترون در مدار حالت پایه نیست، بلکه، به مداری با انرژی بالاتر انتقال یافته است. از این رو، با "افتادن" الکترون به مدار کم انرژی، اتم می‌تواند خود به خود نور گسیل کند. هر بار که الکترون به مدار کم انرژی برمی‌گردد، یک فوتون (بسته نور) از اتم گسیل می‌شود. طول موج فوتون به اختلاف انرژی بین مدار اولی و مدار بعدی که الکترون به آن سقوط کرده است، بستگی دارد. در بیشتر حالات، این اختلاف انرژی در گستره‌ای است که می‌توان تابش حاصل را به صورت نور مرئی دید.
از این‌رو، از ئیدروژن برانگیخته نوری گسیل می‌شود که تلسکوپ‌های روی زمین قادرند آن را آشکار کنند.
اتم‌های ئیدروژن در ابرهای گاز هنگامی یونیده می‌شوند که انرژی اعمال شده به الکترون آنقدر زیاد است که سبب گریز آن از اتم می‌شود و تنها پروتون برجای می‌ماند. در فضای نزدیک به ستارگان داغ و نورانی، که چگالی انرژی آزاد شده از ستاره بسیار زیاد است، تقریباً تمام اتم‌های ئیدروژن یونیده هستند. یونش و بازترکیب پی‌درپی سبب می‌شود که این نواحی در طول موج‌های نوری و رادیویی بسیار درخشان دیده شوند. برای نخستین بار، اخترشناس دانمارکی به نام بنت. اشترومگرن ویژگی‌های چنین کره‌ای از ئیدروژن را محاسبه کرد: از این‌رو، آن را کره‌ی اشترومگرن می‌نامند.
اخترشناسان، بخش‌های قابل روایت ابرهای گاز را نواحی HII و ابرهای ئیدروژن خنثی را نواحی HI می‌نامند. اندازه‌ی معمولی نواحی HII حدود 15 سال نوری و جرمشان چندصد برابر جرم خورشید است. چگالی این نواحی تقریباً ده تا صد برابر چگالی میانگین ئیدروژن در نواحی HI، یعنی حدود 10 اتم در هر سانتیمتر مکعب است.

عناصر و مولکول‌های دیگر در فضا

گرچه ئیدروژن فراوان‌ترین عنصر در فضای میان ستارهای است ولی عناصر و مولکول‌های دیگر و همچنین بنیان‌های آزاد نیز به خصوصی در نواحی HII یافت می‌شوند. (بنیان آزاد ترکیبی است از دو یا چند عنصر که بخشی از یک مولکول را تشکیل می‌دهد). در طول موج‌های قابل رویت، می‌توان هلیوم، اکسیژن، نیتروژن، کربن و برخی دیگر از عناصر را آشکار کرد. این آشکارسازی به سبب وجود خطوط نشری در طیف آن‌ها امکان‌پذیر می‌شود. روند تولید خطوط نشری به همان شکلی است که در مورد ئیدروژن ذکر شد. اگر ویژگی‌های کلی نواحی HII تعیین گردد می‌توان فراوانی این عناصر را نیز به دست آورد، اندازه‌گیری‌هاى به عملی آمده نشان می‌دهند که فراوانی عناصر دیگر، حدود صد بارکمتر از فراوانی ئیدروژن است ولی در مورد هلیوم، این نسبت همواره حدود است.
در سال‌های اخیر، چندین نوع مولکول و بنیان آزاد یافته شده که آشکارسازی آن‌ها در طول موج‌های رادیویی صورت گرفته است. این ترکیبات به ویژه در نواحی عظیم و مرکب HII وجود دارند. برجسته‌ترین آن‌ها، بنیان OH است. این مولکول ناکامل آب به مقدار زیاد در نواحی HII کهکشان ما یافت می‌شود. ویژگی‌های اپتیکی و فیزیکی پیچیده‌ی مواد درون ابرهای گازی و غبار به فرآیندهای دمش اپتیکی از آن جمله است، سبب افزایش گسیل تابش‌ها از بنیان HO می‌شود.
به همین شکل، مولکول آب ( ) و روی هم رفته پنجاه مولکول دیگر، مانند آمونیاک ( ) و فرمالدئید (HCHO)، در برخی نواحی HII آشکار شده‌اند. ظاهراً این مولکول‌ها به سبب برهم‌کنش بین تابش، گاز و غبار شکل گرفته‌اند که در نهایت، اجزای مهم در فرآیند شکل‌گیری ستارگان هستند.

غبار میان ستاره‌ای

قرمز شوندگی عمومی

اخترشناسان بیش از سی سال است که اثرات لایه‌ی کاملاً گسترده‌ای از غبار میان ستاره‌ای را کشف کرده‌اند که خورشید و اکثر ستارگان را در میان گرفته است. غبار، از روی اثری که بر نور ستارگان دوردست دارد آشکار شد. اخترشناسان پی بردند که ستارگانِ با رده طیفیِ مشابه و رنگ واقعیِ همانند، به رنگ‌های متفاوتی رصد می‌شوند که به فاصله‌ی آن‌ها بستگی دارد. هر چه ستاره دورتر است، قرمزتر دیده می‌شود. محتمل‌ترین علت این اثر، جذب نور توسط غبار میان ستاره‌ای است. ذرات ریز غبار، تابش‌های با طول موج کوتاه را بیشتر از تابش‌های با طول موج بلند جذب و پراکنده می‌کنند. از این‌رو، نور رسیده از یک ستاره دور دست، بیشتر تابش آبی خود را از دست می‌دهد ولی تابش قرمز آن با کاهش کمتری مواجه می‌شود. به همین سبب، هنگام اندازه‌گیری از زمین، رنگ ستارگان به طور غیر معمولی قرمز‌تر دیده می‌شود.
با قرمزتر شدن نور توسط غبار، ستاره کم سوتر و تاریکتر به نظر می‌رسد. آزمایش‌ها نشان می‌دهند که ستاره به ازای هر 1000 پارسک (3/3 هزار سال نوری) فاصله از زمین، حدود نصف نور خود را به سبب وجود غبار از دست می‌دهد. در سیستم قدر نجومی، این مقدار کاهش معادل 0/75 تغییر در قدر ستاره در هر 1000 پارسک است. عدد فوق، میانگین کاهش در اطراف خورشید را نشان می‌دهد که بسیار کمتر از جذب عمومی در بخش‌های مختلف کهکشان ما، به ویژه در راستای مرکز کهکشان است. در این راستا، ستارگان تنها در فاصله چند هزار سال نوری به کلی از نظر پنهان می‌شوند. ستاره‌ای در مرکز کهکشان که فاصله‌ای در حدود 10000 پارسک (33000 سال نوری) دارد، 20 قدر کم‌سوتر دیده می‌شود؛ یعنی شدت نور آن با عامل 100 میلیون بار کاهش می‌یابد. بنابراین، تنها حدود یک میلیونیم یک درصد از نور آن به زمین می‌رسد و بقیه توسط غبار میان ستاره‌ای جذب یا پراکنده می‌شود. به سبب اثر غبار، منابع نوری دوردست در کهکشان نیز در طول موج‌های اپتیکی غیر قابل مشاهده‌اند و کسب اطلاعات در مورد آن‌ها صرفاً از اندازه‌گیری‌های تابش‌های فروسرخ و امواج رادیویی امکان‌پذیر است.

پلاریزاسیون (قطبش)

در فیزیک کلاسیک، امواج نور را می‌توان همانند امواج دریا تلقی کرد که مدام در ارتعاشند، ولی ارتعاش آن‌ها در تمام فضاست (امواج آب در یک سطح اجرا می‌شوند). نور هنگامی قطبی ( پلاریزه ) می‌شود که ارتعاش امواج آن در یک راستا صورت گیرد و بقیه حذف شوند. نور معمولی با عبور از مواد قطبی کننده مانند میکای کانی یا بازتاب از سطح‌های مشخصی مانند سطح دریاچه قطبی می‌شود. همچنین، ذرات موجود در ابرهای غبار که صف آرایی آن‌ها تقریباً در یک راستاست می‌توانند نور را قطبی کنند. در عینک‌های آفتابی پولاروید، راستای قطبش نور خورشید که از سطح شیشه آن باز می‌تابد تقریباً بر راستای قطبش نوری که از شیشه می‌گذرد عمود است. از این رو، شدت نور بازتابیده از چنین سطحی بسیار کاهش می‌یابد: در حالی که، نور معمولی قطبی نشده شدت بیشتری دارد.
اخترشناسان کشف کرده‌اند که در فضای میان ستاره‌ای، نور ستارگان در راستاهای معینی به طور محسوس قطبی می‌شود و مقدار قطبش نه تنها به راستای ستاره بلکه به فاصله آن نیز بستگی دارد. از این شواهد نتیجه‌گیری شد که قطبش به سبب وجود لایه‌های غبار میان ستاره‌ای صورت می‌گیرد. پس، ذرات غبار که شکل‌های بی‌نظمی دارند می‌باید چنان در کنار هم قرار گیرند که محور بزرگشان تقریباً موازی صفحه قرص کهکشان ما باشد. این آرایش، دلیلی است بر وجود یک میدان مغناطیسی بزرگ مقیاس (ولی ضعیف) در کهکشان که شدت آن طبق اندازه‌گیری‌های اخیر حدود 1:100000 شدت میدان مغناطیسی در سطح زمین برآورده شده است. حتی این میدان ضعیف نیز می تواند سبب صف‌آرایی ذرات غبار فضای میان ستاره‌ای در طول خطوط نیروی خود گردد و در نتیجه نور ستارگان دور دست را قطبی کند.

واپیچش نمای کهکشانی

قرمزشوندگی به عمومی میان ستاره‌ای سبب می‌شود که ما سیستم محلی ستارگان را همراه با واپیچش (اعوجاج) ببینیم، جذب باعث می‌شود که نور ستارگان واقع در فاصله‌هایی بسیار کمتر از اندازه‌ی سیستم ستاره‌ای محلی ما غیرقابل رؤیت گردد و از این رو دید ما از کهکشان محلی خودمان بسیار محدود شود، پیش از آنکه قرمزشوندگی عمومی میان ستاره‌ای کشف شود، به نظر اخترشناسان، کم شدن تعداد ستارگان در فاصله‌هایی از مرتبه هزار سال نوری، نشانگر این بود که در چنین محدوده‌ای کهکشان به پایان می‌رسد و به لبه‌های آن می‌رسیم. بر این مبنا، کهکشان خودمان را سیستم بسیار کوچکی می‌پنداشتند و به اشتباه نتیجه می‌گرفتند که خورشید در ناحیه‌ی مرکزی آن واقع است. این اشتباهات با مطالعه‌ی توزیع اجرام بالای لایه‌ی غباری کهکشان توسط هارلو شیپلی در سال 1917 میلادی او تصحیح شد. وی با سنجش فاصله‌ی خوشه‌های کروی نشان داد که سیستم کهکشانی ما، ده بار بزرگتر از آن چیزی است که قبلاً تصور می‌شد و خورشید نیز بیشتر به لبه‌ی کهکشان نزدیکتر است تا به مرکز آن.

ابرهای غبار

علاوه بر غبار میان ستاره‌ای که به طور سرتاسری و نسبتاً یکنواخت توزیع شده است، نواحی وسیعی نیز در کهکشان وجود دارند که چگالی غبار در آن‌ها بسیار بیشتر از مقدار میانگین است و از این رو، شکل ابرهای غبار و انبوهه‌های پیچیده‌ای به خود گرفته‌اند. این ابرها را می‌توان به صورت نواحی تاریک در بخش‌های مختلف راه شيری ديد که ستارگان ورای خود را کم نور یا محو کرده‌اند.
با تعیین رنگ و درخشندگی ستارگان واقع در راستای ابرهای غبار می‌توان ویژگی‌های آن‌ها را مورد سنجش قرار داد. با این کار، فاصله‌ی ستارگان پشت و جلوی ابرها به دست می‌آید و تعیین ویژگی‌های اپتیکی ابرهای غبار ممکن می‌شود. برای نمونه، قطر این ابرها از مرتبه‌ی 25 سال نوری و جرم ذرات غبار موجود در آن‌ها تقریباً 10 برابر جرم خورشید است. چگالی متوسط حدود گرم در سانتیمتر مکعب دارند که چگالی گاز در یک ناحیه HII معمولی است. ابرهای عظیم غبار، چگالی بیشتری از این مقدار دارند، قطرشان چند صد سال نوری و جرمشان حدود صد برابر جرم خورشید است. کوچکترین آن‌ها، اجرامی غیرقابل تفکیک هستند، قطری بیش از یک سال نوری ندارند و گلوبول (گوی ) نامیده می‌شوند. این اجرام توسط اخترشناسی به نام بارت بُک کشف شد و به طور گسترده‌ای مورد مطالعه قرار گرفت. وی به این نتیجه رسید که احتمالاً گلوبول‌ها ارتباطی با شکل‌گیری ستارگان دارند.
گاهی ابرهای غبار با نواحی وسیع HII و آمیزه‌های مرکب از گاز و غبار مرتبط‌اند در واقع، معلوم شده است مناطقی که در آن‌ها مولکول‌های میان ستاره‌ای آشکار می‌شود همواره انباشته از غبارند، غباری که ابرهایی با چگالی زیاد تشکیل می‌دهد.

غبار دور ستاره‌ای

سومین شکل آشکار شده‌ی غبار، پوششی است از غبار دور ستاره‌ای که در اطراف ستارگان منفرد یافته می‌شود. گاهی مقدار قرمزشوندگی یک ستاره آنقدر زیاد است که نشان می‌دهد خود ستاره در یک پوشش بسیار ضخیم از غبار محاط است. چنین ستاره‌هایی از زمین چنان دیده می‌شوند که گویی ستاره‌ای " فروسرخی" هستند. زیرا در بیشتر اوقات رنگشان آنقدر به سرخی می‌گراید که فقط در طول موج‌های فروسرخی وضوح می‌یابند. دمای اندازه‌گیری شده‌ی بعضی از این اجرام، به جای چند هزار درجه، فقط چند صد درجه‌ی سانتیگراد را نشان می‌دهد؛ اما، در واقع این دمای پوشش غبار اطراف ستاره است.

سحابی بازتابی

منابع دیگری که اطلاعات زیادی در مورد غبار میان ستاره‌ای به دست می‌دهند، ابرهای غبار هستند که توسط ستاره‌ای نزدیک به آن درخشان می‌شوند و یک سحابی بازتابی به وجود می‌آورند. این سحابی‌ها در عکسبرداری مستقیم به نواحی HII شباهت دارند ولی تفاوت‌های زیاد آن‌ها در مطالعات طیفنمایی آشکار می‌شود. در بیشتر موارد، طیف یک ناحیه‌ی HII منحصراً از خط‌های نشری تشکیل یافته است که به سبب تحریک اتم‌های گاز توسط ستارگان محاط در آن‌ها به وجود آمده‌اند. ولی طیف سحابی نشری همان طیفی است که ستاره‌ی روشن کننده‌ی آن دارد. درست مانند سیارات که نور خورشید را فقط باز می‌تابانند و تابشی از خود ندارند، غبار نیز نور ستاره را باز می‌تاباند. چگالی سحابی‌های بازتابی تقریباً یک ذره غبار در هر سانتیمتر مکعب از فضاست، یعنی معادل یک ذره غبار در حجم یک اتاق بزرگ.

ماهیت و منشاء دانه‌های غبار

با مطالعه‌ی گسترده‌ی ویژگی‌های غبار، می‌توان درباره‌ی ماهیت فیزیکی و شیمیایی آن نتیجه‌گیری‌هایی به دست آورد. اکثر اطلاعات مهم، از مطالعه‌ی جذب نور توسط غبار، به ویژه تابش‌های فرابنفش به دست می‌آید. اندازه‌گیری‌هایی که اخیراً تلسکوپ‌های مستقر در فضا انجام داده‌اند، دانش ما را از جذب تابش‌ها به خصوص تابش‌های نامرئی بخش فرابنفش طیف بسیار غنی کرده است. این مطالعات نشان می‌دهند که احتمالاً ذرات غبار از عناصر بسیار معمولی نظیر ئیدروژن، کربن، نیتروژن و اکسیژن ساخته شده‌اند. هنوز جزئیات ساختاری این ذرات معلوم نشده است ولی گمان می‌رود که بخشی از آن‌ها را اتم‌های کربن تشکیل می‌دهند که به صورت گرافیت درآمده‌اند و احتمالاً با یخ یا پوششی یخی از عناصر ذکر شده مخلوط شده‌اند.
منشاء غبار فضای میان ستاره‌ای هنوز به درستی معلوم نیست. ذرات غبار می‌توانند در اطراف ستارگان بسیار سرد شکل بگیرند. ممکن است بیشتر غباری که در فضا می‌بینیم در پوشش‌های دور ستاره‌ای شکل گرفته و سپس پراکنده شده‌اند. همچنین، احتمال دارد که این ذرات در نتیجه‌ی برخورد به هم پیوسته‌اند و به تدریج از اتم‌ها و مولکول‌ها، ساختارهای بزرگتری به وجود آورده‌اند، رصد کهکشان‌های انفجاری نیز نشان می‌دهد که در فرآیند انفجار، مقادیر بسیار زیادی غبار شکل می‌گیرد. چگونگی این شکل‌گیری هنوز کاملاً ناشناخته است. یک کهکشان رادیویی مانند 82 M که احتمالاً چندین میلیون سال پیش دچار انفجار شده، آکنده از غبار است و منشاء این غبار شاید به نحوی به رویداد انفجاری مربوط باشد.
ماهیت و منشاء غبار میان ستاره‌ای به طور قطعی مشخص نشده است و باید پژوهش‌های زیادی صورت گیرد تا این جزء مهم فضای میان ستاره‌ای شناخته شود، ولی نقش آن به عنوان یک جزء اساسی در شکل‌گیری ستارگان آشکار است؛ چرا که در متراکم شدن ابرهای گاز به صورت ستارگان، به عنوان کاتالیزور عمل می‌کند.
منبع مقاله :
هاچ، پاول؛ (1388)، ساختار ستارگان و کهکشان‌ها، برگردان: توفيق حيدرزاده. تهران: مؤسسه جغرافيايي و کارتوگرافي گيتاشناسي، چاپ هفتم.