إن السديم هو شيء عجيب حقًا. سُميت على اسم الكلمة اللاتينية "سحابة" ، السدم ليست مجرد غيوم ضخمة من الغبار والهيدروجين وغاز الهليوم والبلازما. كما أنها غالبًا ما تكون "مشاتل ممتازة" - أي مكان ولادة النجوم. ولقرون عديدة ، كانت المجرات البعيدة تُخطئ غالبًا في هذه السحب الضخمة.
للأسف ، هذه الأوصاف بالكاد تخدش سطح ما هي السدم وما هي أهميته. بين عملية تكوينها ، ودورها في تشكيل النجوم والكواكب ، وتنوعها ، قدمت السدم للبشرية دسيسة واكتشافات لا نهاية لها.
منذ بعض الوقت ، أدرك العلماء والفلكيون أن الفضاء الخارجي ليس حقًا فراغًا تامًا. في الواقع ، تتكون من جزيئات الغاز والغبار المعروفة مجتمعة باسم Interstellar Medium (ISM). يتكون 99٪ تقريبًا من ISM من الغاز ، في حين يأخذ حوالي 75٪ من كتلته شكل هيدروجين و 25٪ المتبقية كهيليوم.
يتكون الغاز بين النجوم جزئيًا من الذرات والجزيئات المحايدة ، بالإضافة إلى الجسيمات المشحونة (الملقبة بالبلازما) ، مثل الأيونات والإلكترونات. هذا الغاز مخفف للغاية ، بمتوسط كثافة حوالي 1 ذرة لكل سنتيمتر مكعب. في المقابل ، تبلغ كثافة الغلاف الجوي للأرض حوالي 30 كوينتيليون جزيء لكل سنتيمتر مكعب (3.0 × 1019 لكل سم مكعب) عند مستوى سطح البحر.
على الرغم من تشتت الغاز بين النجوم ، إلا أن كمية المادة تتراكم عبر المسافات الشاسعة بين النجوم. وفي النهاية ، ومع وجود جاذبية كافية بين الغيوم ، يمكن أن تتحد هذه المادة وتنهار لتشكل النجوم وأنظمة الكواكب.
تشكيل السديم:
في الجوهر ، يتكون السديم عندما تخضع أجزاء من الوسط النجمي لانهيار الجاذبية. يؤدي الجاذبية المتبادلة للجاذبية إلى تجمع المادة معًا ، لتشكيل مناطق ذات كثافة أكبر وأكبر. من هذا ، قد تتشكل النجوم في وسط المادة المنهارة ، الذي يسبب الإشعاع المؤين للأشعة فوق البنفسجية أن يصبح الغاز المحيط مرئيًا في الأطوال الموجية البصرية.
معظم السدم واسعة الحجم ، يصل قطرها إلى مئات السنين الضوئية. على الرغم من أنها أكثر كثافة من المساحة المحيطة بها ، فإن معظم السدم أقل كثافة بكثير من أي فراغ يتم إنشاؤه في بيئة ترابية. في الواقع ، فإن سحابة سديمية تشبه في حجمها الأرض ستكتسب الكثير من المواد بحيث لا تكون كتلتها سوى بضعة كيلوغرامات.
تصنيف السديم:
الأشياء النجمية التي يمكن أن تسمى سديم تأتي في أربع فئات رئيسية. يقع معظمها في فئة السدم المنتشرةمما يعني أنه ليس لديهم حدود محددة جيدًا. يمكن تقسيمها إلى فئتين إضافيتين بناءً على سلوكهما مع الضوء المرئي - "السدم المنبعثة" و "السدم الانعكاسية".
سدم الانبعاث هي تلك التي تنبعث منها إشعاع الخط الطيفي من الغاز المتأين ، وغالبًا ما تسمى مناطق HII لأنها تتكون إلى حد كبير من الهيدروجين المتأين. على النقيض من ذلك ، لا تنبعث Reflection Nebulae كميات كبيرة من الضوء المرئي ، ولكنها لا تزال مضيئة لأنها تعكس الضوء من النجوم القريبة.
هناك أيضا ما يعرف باسم السدم المظلمةوهي غيوم معتمة لا تنبعث منها إشعاع مرئي ولا تضيءها النجوم ، لكنها تحجب الضوء من الأجسام المضيئة خلفها. تعد السدم الداكنة مصدرًا لانبعاثات الأشعة تحت الحمراء ، مثل السدم الانعكاسي والانعكاس ، ويرجع ذلك أساسًا إلى وجود الغبار داخلها.
تتشكل بعض السدم نتيجة لانفجارات السوبرنوفا ، ومن ثم تصنف على أنها سوبرنوفا بقايا سدم. في هذه الحالة ، تتعرض النجوم قصيرة العمر للانفجار في نوىها وتفجير طبقاتها الخارجية. يترك هذا الانفجار وراءه "بقايا" في شكل جسم مضغوط - أي نجم نيوتروني - وسحابة من الغاز والغبار المتأين من طاقة الانفجار.
قد تتشكل السدم الأخرى مثل السدم الكوكبية، والتي تنطوي على دخول نجم منخفض الكتلة إلى المرحلة النهائية من حياته. في هذا السيناريو ، تدخل النجوم مرحلة الأحمر العملاق ، وتفقد طبقاتها الخارجية ببطء بسبب ومضات الهيليوم في داخلها. عندما يفقد النجم ما يكفي من المواد ، تزداد درجة حرارته ويؤثر الإشعاع فوق البنفسجي الذي ينبعث منه على المواد المحيطة التي ألقى بها.
تحتوي هذه الفئة أيضًا على الفئة الفرعية المعروفة باسم السدم البروتينية (PPN) ، والتي تنطبق على الأجسام الفلكية التي تشهد حلقة قصيرة العمر في تطور النجم. هذه هي المرحلة السريعة التي تحدث بين فرع العملاق المقارب المتأخر (LAGB) ومرحلة السديم الكوكبي التالية (PN).
خلال مرحلة الفرع العملاق المقارب (AGB) ، يتعرض النجم لفقدان الكتلة ، وينبعث عنه غلاف من غاز الهيدروجين. عندما تنتهي هذه المرحلة ، يدخل النجم إلى مرحلة PPN ، حيث يتم تنشيطه بواسطة نجم مركزي ، مما يجعله ينبعث منه إشعاعًا قويًا بالأشعة تحت الحمراء ويصبح سديمًا انعكاسيًا. تستمر مرحلة PPN حتى تصل درجة حرارة النجم المركزي إلى 30.000 كلفن ، وبعد ذلك تكون ساخنة بما يكفي لتأين الغاز المحيط.
تاريخ ملاحظة السديم:
لاحظ علماء الفلك العديد من الأجسام الغامضة في سماء الليل خلال العصور القديمة الكلاسيكية والعصور الوسطى. أول ملاحظة مسجلة حدثت عام 150 م ، عندما لاحظ بطليموس وجود خمس نجوم فيها الماجست التي تبدو غامضة في كتابه. وأشار أيضًا إلى منطقة من اللمعان بين كوكبي Ursa Major و Leo التي لم تكن مرتبطة بأي نجم يمكن ملاحظته.
في كتاب النجوم الثابتةكتب الفلكي الفارسي عبد الرحمن الصوفي عام 964 م أول ملاحظة للسديم الفعلي. وفقًا لملاحظات الصوفي ، ظهرت "سحابة صغيرة" في جزء من سماء الليل حيث من المعروف الآن أن مجرة أندروميدا موجودة الآن. كما قام أيضًا بفهرسة الأجسام الغامضة الأخرى ، مثل أوميكرون فيلوروم وكتلة بروكشي.
في الرابع من تموز (يوليو) 1054 ، كان المستعر الأعظم الذي أنشأ سديم السرطان (SN 1054 ،) مرئيًا لعلماء الفلك على الأرض ، وتم تحديد الملاحظات المسجلة التي قام بها علماء الفلك العرب والصينيون. بينما توجد أدلة قصصية على أن الحضارات الأخرى شاهدت السوبرنوفا ، لم يتم الكشف عن أي سجلات.
بحلول القرن السابع عشر ، أدت التحسينات في التلسكوبات إلى أول ملاحظات مؤكدة للسدم. بدأ هذا في عام 1610 ، عندما قام الفلكي الفرنسي نيكولا كلود فابري دي بيريسك بأول ملاحظة مسجلة لسديم الجبار. في عام 1618 ، لاحظ الفلكي السويسري يوهان بابتيست سيسات أيضًا السديم. وبحلول عام 1659 ، قام كريستيان هيجنز بإجراء أول دراسة مفصلة له.
بحلول القرن الثامن عشر ، بدأ عدد السدم المرصودة في الزيادة وبدأ علماء الفلك في تجميع القوائم. في عام 1715 ، نشر إدموند هالي قائمة من ستة سدم - M11 و M13 و M22 و M31 و M42 ومجموعة أوميجا سنتوري الكروية (NGC 5139) - في كتابه "سرد للعديد من السدم أو البقع الواضحة مثل الغيوم ، التي تم اكتشافها مؤخرًا بين النجوم الثابتة بمساعدة التلسكوب ".
في عام 1746 ، قام الفلكي الفرنسي جان فيليب دي تشيسو بتجميع قائمة من 20 سديمًا ، ضمت ثمانية سدم لم تكن معروفة من قبل. بين 1751 و 53 ، قام نيكولاس لويس دي لاكايل بتصنيف 42 سديمًا من رأس الرجاء الصالح ، ومعظمها لم تكن معروفة من قبل. وفي عام 1781 ، قام تشارلز مسيير بتجميع كتالوجه لـ 103 "سدم" (تسمى الآن أجسام مسييه) ، على الرغم من أن بعضها كان مجرات ومذنبات.
ازداد عدد السدم المرصودة والمفهرسة بشكل كبير بفضل جهود ويليام هيرشل وشقيقته كارولين. في عام 1786 ، نشر الاثنان كتابهما كتالوج ألف سديم جديد ومجموعة من النجوموالذي تبعه عام 1786 و 1802 بفهرس ثانٍ وثالث. في ذلك الوقت ، اعتقد هيرشيل أن هذه السدم كانت مجرد مجموعات من النجوم لم يتم حلها ، وهو اعتقاد سيعدله في عام 1790 عندما لاحظ سديمًا حقيقيًا يحيط بنجم بعيد.
ابتداءً من عام 1864 ، بدأ الفلكي الإنجليزي ويليام هوجينز في تمييز السدم بناءً على أطيافها. ما يقرب من ثلثهم كان لديهم طيف انبعاث للغاز (أي سدم الانبعاث) بينما أظهر الباقي طيفًا مستمرًا ، متسقًا مع كتلة النجوم (أي السدم الكوكبية).
في عام 1912 ، أضاف الفلكي الأمريكي Vesto Slipher الفئة الفرعية من السدم الانعكاسية بعد ملاحظة كيف أن السديم المحيط بنجم يطابق أطياف مجموعة Pleiades المفتوحة. بحلول عام 1922 ، وكجزء من "الجدل العظيم" حول طبيعة السدم اللولبية وحجم الكون ، أصبح من الواضح أن العديد من السدم التي تمت ملاحظتها سابقًا كانت في الواقع مجرات لولبية بعيدة.
في نفس العام ، أعلن إدوين هابل أن جميع السدم تقريبًا مرتبطة بالنجوم وأن إضاءةها تأتي من ضوء النجوم. منذ ذلك الوقت ، ازداد عدد السدم الحقيقية (على عكس مجموعات النجوم والمجرات البعيدة) بشكل كبير ، وتم تحسين تصنيفها بفضل التحسينات في معدات المراقبة والتحليل الطيفي.
باختصار ، السدم ليست فقط نقاط البداية للتطور النجمي ، ولكن يمكن أن تكون أيضًا نقطة النهاية. وبين جميع أنظمة النجوم التي تملأ مجرتنا وكوننا ، من المؤكد أنه سيتم العثور على الغيوم الغامضة والكتل ، في انتظار ولادة الجيل الصافي من النجوم!
لقد كتبنا العديد من المقالات المثيرة للاهتمام حول السدم هنا في مجلة الفضاء. إليكم واحدة عن سديم السرطان ، وسديم النسر ، وسديم الجوزاء ، وسديم البجع ، والسديم الحلقي ، وسديم الوردة.
للحصول على معلومات حول كيفية ولادة النجوم والكواكب من السدم ، إليك نظرية السديم ، أين ولدت النجوم؟ وكيف تم تشكيل النظام الشمسي؟
لدينا كتالوج شامل لكائنات Messier هنا أيضًا في مجلة الفضاء. ولمزيد من المعلومات ، اطلع على هذه الصفحات من وكالة ناسا - صورة علم الفلك لليوم والخاتم تحمل زهرة دقيقة
عيون متعبة؟ دع أذنيك تساعدك على التعلم من أجل التغيير. في ما يلي بعض الحلقات من Astronomy Cast التي قد تناسب ذوقك فقط: الشمس والبقع وجميع الأقمار ومعادلة دريك والنجوم في الفراغ وخواتم حول النجوم.
