ענן בין-כוכבי
ענן בין-כוכבי הוא שם כולל לכל הצטברות של גז, פלזמה ואבק בגלקסיית שביל החלב וגלקסיות אחרות. במילים אחרות, ענן בין-כוכבי הוא אזור צפוף מהרגיל של התווך הבין-כוכבי. על סמך הצפיפות, גודל וטמפרטורה של ענן מסוים, המימן בתוכו יכול להיות נייטרלי (אזור H I), יוני (אזור H II) (למשל פלזמה) או מולקולרי (ענן מולקולרי). עננים נייטרלים ויוניים נקראים גם לעיתים עננים מפוזרים ועננים מולקולרים נקראים לעיתים גם עננים צפופים.
מרכיבים כימים
ניתן לנתח את הרכבם של עננים בין-כוכבים על ידי בחינת הקרינה האלקטרומגנטית אשר נקלטת מהם. רדיו-טלסקופים סורקים את העוצמות של תדרים מסוימים של קרינה אלקטרומגנטית האופיינית לספקטרום מסוים של מולקולות. חלק מהעננים הם קרים ונוטים לשדר קרינה אלקטרו מגנטית בעלת אורך גל גבוה. ניתן ליצור מפת שכיחות של אותן מולקולות, דבר שמאפשר את הבנת ההרכב המגוון של העננים הבין-כוכבים. בעננים חמים, לעיתים קרובות ישנם יונים של יסודות רבים כאשר הפליטה האלקרומגנטית היא בספקטרום האור נראה ועל-סגול.
רדיו-טלסקופים יכולים גם לסרוק את התדירויות בנקודה מסויומת במפה ולתעד את עוצמתם של כל סוגי המולקולות. שיאי תדירויות מצביעים על שכיחותם של מולקולה או אטום בענן הבין-כוכבי. גובה השיא פרופציונלי לאחוז היחסי שהוא מהווה.[2]
זיהוי בלתי צפוי של כימיקלים בעננים בין-כוכבים
עד לאחרונה צפו כי שיעור הריאקציות בעננים בין-כוכבים הוא נמוך מאוד, עם תוצרים מינמליים עקב הטמפרטורה הנמוכה והצפיפות הגבוהה בעננים. למרות זאת, הובחנו מולקולות אורגניות בתחום הספקטרום שבו מדענים לא ציפו למצוא באותם התנאים, כגון פורמלין, מתנול וכוהל וינילי (vinyl alcohol). התגובות הנחוצות ליצירת חומרים אלו מוכרים למדענים רק בתנאי הטמפרטורה והלחץ של כדור הארץ ובמעבדות. הימצאותם מעידה על כך כי התגובות הכימיות המצויות בעננים הבין-כוכבים קורות מהר ממה שחשבו, ככל הנראה תגובות במצב גז שזרות לתרכובות האורגניות שהובחנו בכדור הארץ.[3]
עננים בין-כוכבים מספקים גם אמצעי לחקר הימצאותן ויחסן של מתכות בחלל, דבר שעשוי לסייע בפיתוח של תאוריות על סיבת היווצרותם. במיוחד כאשר יחס המתכות בעננים לא עקבי בהשוואה לאלו הצפויות להיווצר בתוך הכוכבים (כתוצאה מהיתוך) ובזאת לספק הסברים חלופיים כגון פליטה של קרן קוסמית.[4]
ענן בעל מהירות גבוהה
עננים אלו בעלי מהירות גבוהה (High-velocity cloud) ממה שניתן להסביר על ידי סיבוב גלקסיית שביל החלב.[5] הם מזוהים בעיקר בקו 21 ס"מ של מימן נייטרלי[6] ובדרך-כלל מכילים כמות נמוכה של יסודות מתכת לעומת עננים בין-כוכבים רגילים בשביל החלב. תאוריות אשר מנסות להסביר עננים בלתי רגילים אלו טוענות לשאריות חומר מזמן היווצרות הגלקסיה, או הסחפות של חומר על ידי גאות מגלקסיות אחרות או של הקבוצה המקומית. על מנת להבין את מקורם יש צורך בהבנה טובה יותר של המרחקים והמתכתיות שלהם.
עננים בעלי מהירות גבוהה מזוהים עם הקידומת HVC לדגומא הענן HVC 127-41-330.
HVC 127-41-330
HVC 127-41-330 הוא ענן בעל מהירות גבוהה. שלושת המספרים בשמו מציינים, בהתאמה, את קוי האורך והרוחב הגלקטים ואת מהירות ההתקדמות לכיוון כדור הארץ בקילומטרים לשנייה. קוטרו הוא 20,000 שנות אור ומיקומו כ-2.3 מיליון שנות אור מכדור הארץ, בין גלקסיית אנדרומדה לגלקסיית המשולש.[7] 80% ממסתו היא חומר אפל.
ראו גם
קישורים חיצוניים
- High Velocity Cloud (ענן מהירות גבוהה)- Swinburne University of Technology (באנגלית)
הערות שוליים
- ^ Carved by massive stars,המצפה האירופי הדרומי
- ^ Spectra and What They Can Tell Us, מרכז טיסות החלל גודרד, נאס"א
- ^ Charles Blue (October 2001). "Scientists Toast the Discovery of Vinyl Alcohol in Interstellar Space", National Radio Astronomy Observatory
- ^ "Newly synthesized lithium in the interstellar medium", Knauth, D.; Federman, S.; Lambert, D. (2000). כתב העת Nature, כרך 405: עמודים 656–658
- ^ Navarro, J. F., Frenk, C. S., & White, S. D. M. 1995, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 275, 720
- ^ Dark Matter— More Than Meets The Eye, אתר נאס"א
- ^ Dark Matter in Dwarf Galaxies: Observational Tests of the Cold Dark Matter Paradigm on Small Scales, אוניברסיטת קליפורניה בברקלי
