مدتی است که دانشمندان و ستاره‌شناسان دریافته‌اند که فضای دوردست، خلأ مطلق هم نیست. در حقیقت این فضاها از گاز و غباری تشکیل شده‌اند که تحت عنوان محیط میان ستاره ای (ISM) شناخته می شوند. حدودا ۹۹ درصد این محیط از گاز ساخته‌شده، که ۷۵ درصد این گاز هیدروژن و ۲۵ درصد دیگر از گاز هلیوم میباشد.

 بخشی از این گازهای میان ستاره‌ای از اتم‌ها و مولکول‌های خنثی ساخته‌شده، درحالی که بخش‌های باردار (پلاسما)، مثل یون و الکترون‌ها نیز در این گاز وجود دارند. این گاز بشدت رقیق است و غلظتی حدود یک اتم در هر سانتی‌متر‌مکعب دارد. در مقابل، چگالی اتمسفر زمین حدوداً ۳۰ کوینتیلیون (ده به توان ۱۸) مولکول در هر سانتی‌مترمکعب در سطح دریا میباشد. اگرچه گاز میان‌ستاره‌ای بسیار پراکنده است، ولی در فواصل طولانی میان ستاره‌ها، جرمش افزایش می‌یابد. و گاهی نیروی گرانشی بین اجرام این ابرها به قدری می رسد که ذرات را جمع کند و ستاره ها و سیارات را شکل دهد.

 شکل گیری سحابی ها

اساساً سحابی‌ها با رمبش گرانشی بخش‌های مختلف مواد میان‌ستاره‌ای شکل میگیرند. گرانش متقابل باعث ایجاد توده‌ای از مواد شده که به مرور زمان سنگین و سنگین‌تر میشود. براساس این گفته‌ها، ستاره‌ها احتمالاً در دل مواد درهم‌رونده شکل می گیرند که تشعشعات فرابنفش حاصل از یونش باعث شفاف شدن گاز محیط اطراف با طول‌موج قابل رؤیت میشود.

 اکثر سحابی‌ها اندازه‌ی بزرگی دارند و قطرشان به صدها سال نوری هم میرسد. اگرچه تراکم سحابی‌ها از محیط‌های اطرافشان کمتر است، با این‌ وجود محیط‌های خلأ روی زمین از سحابی‌ها متراکم‌ترند. در حقیقت، یک ابرسحابی که از نظر اندازه با زمین یکی است، به اندازه تنها چند کیلوگرم جرم خواهد داشت.

 طبقه بندی سحابی ها

اجرام آسمانی ای که سحابی نامیده‌ شده‌اند، در چهار دسته‌ی اصلی جای‌ می گیرند. اکثر آنها در رده‌ی سحابی‌های نشری قرار میگیرند، بدین معنی که مرزهای مشخصی ندارند. میتوان ‌آن‌ها را براساس رفتارشان با نورمرئی به دو دسته‌ی دیگر تقسیم‌بندی کرد- “سحابی نشری” و “سحابی بازتابی”. سحابی‌های نشری آنهایی هستند که از گازهای یونیزه شده، تشعشعات طیفی خطی منتشر میکنند و اکثر اوقات تحت عنوان منطقه اچ ۲ از آنها یاد میشود چرا که بخش‌های زیادی از آنها از هیدروژن یونیزه‌شده ساخته‌ شده است. در مقابل، سحابی بازتابی نور چشمگیری از خود منعکس نمی کند اما با این‌ وجود بخاطر نزدیکی با ستاره‌ها همچنان پرنور است.

تصویری از انواع سحابی های سیاره نما، تاریک، نشری، بازتابی و ابر نواختری.

 همچنین دسته‌ای تحت عنوان سحابی تاریک وجود دارد. ابرهای کدر و ماتی‌ که تشعشعات قابل رؤیت ندارند و نه‌ تنها توسط ستاره‌ها هم روشن نمیگردند بلکه مانع رسیدن نور اجرام درخشنده‌ی پشتشان به ما نیز می شوند. مشابه سحابی‌های نشری و بازتابی، سحابی‌های تاریک هم منبع تشعشعات مادون قرمز میباشند که بطور عمده این تشعشعات به‌دلیل حضور گرد و خاک درونشان میباشد.

 برخی سحابی‌ها بدلیل انفجار ابرنواخترها پدید می‌آیند، و از این‌ رو دسته‌ی آنها سحابی‌های بازمانده‌ ابر نواختر نامگذاری شده است. در این موارد ستاره های کوتاه‌ عمر دچار یک انفجار داخلی در هسته هایشان شده و لایه‌های بیرونی خود را پوست اندازی می کنند. انفجار مذکور، باقیمانده‌ای به شکل جسمی متراکم، یعنی ستاره‌ی نوترونی به جای می گذارد – همچنین ابری از گاز و گرد و غبار که توسط انرژی انفجار یونیزه می شود.

 شکلی دیگر از سحابی‌ها تحت عنوان سحابی سیاره‌نما شناخته می شود که از ورود یک ستاره کم‌جرم به مراحل آخر عمرش حاصل می گردد. در این سناریو، ستاره‌ها به غول سرخ تبدیل شده و لایه‌های بیرونی خود را به سبب تشعشعات هلیومی داخلشان از دست می دهند. زمانی که ستاره بقدر کافی جرم از دست داد، دمایش افزایش یافته و نور اشعه‌ی فرابنفشی ساطع می کند که باعث یونش تمام مواد اطرافش، که خودش کمی قبل‌تر از دست داده بود می شود. این شاخه که خود شامل زیرشاخه‌ای دیگر به اسم سحابی پیش-سیاره نما(PPN) می شود، شامل جرمی نجومیست که بخشی کوتاه از عمرش را در ستاره‌ای در حال شکل‌گیری میگذراند. این یک فاز سریع و زودگذر است که شامل اواخر شاخه‌ی عظیم مجانبی(LAGB) و بدنبالش سحابی سیاره نماست.

چهار دستۀ مختلف از سحابی‌ سیاره نما

 در بازه‌ی شاخه‌ عظیم مجانبی، ستاره بخشی از جرم خود را به‌صورت پوسته‌ی قرص پیرا-ستاره‌ای از گاز هیدروژن از دست میدهد. وقتی این مرحله به پایان رسید، ستاره وارد فاز سحابی پیش-سیاره‌نما شده، که در این مرحله توسط یک ستاره‌ی مرکزی انرژی یافته و در نتیجه شروع به تشعشع مادون قرمز می کند و تبدیل به یک سحابی بازتابی می شود. مرحله‌ی سحابی پیش-سیاره نما تاجایی ادامه می‌یابد که دمای ستاره به ۳۰۰۰۰ کلوین برسد، که در این مرحله به اندازه‌ی کافی برای یونیزه کردن گازهای اطرافش گرم شده است.

 تاریخ مشاهدات سحابی ها

بسیاری از اجرام سحابی شکل توسط ستاره شناسان در عهد گذشته و قرون وسطی مشاهده شده بودند. اولین مشاهده‌ی مکتوب در سال ۱۵۰ میلادی توسط بطلمیوس صورت گرفت که او در کتابش “المجسطی” آورده که متوجه حضور ۵ ستاره شده که شبیه به سحابی هستند. او همچنین متوجه‌ ناحیه‌ای پرنور میان صور فلکی خرس بزرگ (دُبّ اکبر) و برج اسد شد که با هیچ‌ یک از ستاره‌های دیگر مرتبط نبود.

 در کتاب صورالکواکب، نوشته شده در سال ۹۶۴ میلادی، ستاره‌شناس ایرانی عبدالرحمان صوفی رازی اولین مشاهده از یک سحابی واقعی را انجام می دهد. عبدالرحمان صوفی، “ابری کوچک” در بخشی از آسمان شب که امروزه میدانیم محل قرارگیری کهکشان آندرومدا است، مشاهده نمود. او همچنین اجرام سحابی دیگری مثل امیکرون بادبان و کولیندر ۳۹۹ را دسته بندی و مکتوب کرد.

عبدالرحمان صوفی رازی منجم ایرانی اولین مشاهده از یک سحابی واقعی را به ثبت رساند

 در ۴ جولای سال ۱۰۵۴، ابرنواختری که سحابی خرچنگ را پدید آورد، برای ستاره‌شناسان روی زمین قابل مشاهده بود و مشاهداتی مکتوب از سوی منجمان چینی و عرب نیز یافت شده است. البته براساس نقل قول‌هایی، تمدن‌های دیگر موفق به مشاهده‌ی این ابرنواختر شده بودند، اما سند مکتوبی از این مشاهدات در دست نیست.

 در قرن ۱۷ پیشرفت تلسکوپ ها منجر به مشاهده‌ی اولین سحابی شد. داستان از ۱۶۱۰ شروع می شود جایی که نیکولاس کلود فابری دی پیرسک، ستاره شناس فرانسوی مشاهدات خود از سحابی شکارچی را ثبت و ضبط نمود. در ۱۶۱۸ نیز ستاره‌شناس سوئیسی، یوهان باپتیست کایسات نیز موفق به مشاهده‌ی این سحابی گردید. و در سال ۱۶۵۹، کریستیان هویگنس اولین مطالعات دقیق را روی این سحابی انجام داد.

 با رسیدن قرن ۱۸، شمار سحابی‌های کشف شده شروع به افزایش کرد و ستاره‌شناسان شروع به تنظیم لیستی از آنها نمودند. در سال ۱۷۱۵، “ادموند هالی” لیستی از ۶ سحابی منتشر نمود – M11, M13, M22, M31, M42 و خوشه کروی امگا قنطورس (NGC 5139) – او نام این سحابی‌ها را در کتابش “گزارشی از چند سحابی و نقاطی شفاف مثل ابرها در میان ستاره ها که اخیراً به کمک تلسکوپ کشف گردید” آورده است.

 در سال ۱۷۴۶ ژان فلیپ دو شزو لیستی از ۲۰ سحابی ثبت نمود که ۸ تا از آنها تا پیش از آن زمان هنوز کشف نشده بودند. بین سال‌های ۱۷۵۱ و ۱۷۵۳ نیکولاس-لوئی دو لاکای فهرستی از ۴۲ سحابی را منتشر نمود که از روی دماغه امید نیک مشاهده کرده بود. اکثر این سحابی‌ها نیز جدید بودند. در ۱۷۸۱ شارل مسیه فهرستی شامل ۱۰۳ سحابی ارائه کرد (که امروزه تحت عنوان اجرام مسیه شناخته می شوند) اگرچه بعد مشخص شد برخی از آن‌ها کهکشان و دنباله دارها بودند.

تصویری از سحابی مسیه ۲۰

 شمار سحابی‌های مشاهده و فهرست شده به لطف تلاش‌های ویلیام هرشل و خواهرش کارولاین بسیار گسترش یافت. در سال ۱۷۸۶ آن دو “فهرست ۱۰۰۰ سحابی و خوشه‌های ستاره‌ای جدید”شان را منتشر نمودند، آنها در سال‌های ۱۷۸۶ و ۱۸۰۲ ادامه‌‌ی فهرست را نیز منتشر نمودند. در آن زمان، هرشل معتقد بود که این سحابی‌ها خوشه های ستاره‌ای حل‌ نشده‌ای بودند، دیدگاهی که البته او در سال ۱۷۹۰ پس از مشاهده‌ی احاطه‌ی یک ستاره بدست سحابی اصلاح کرد.

 در سال ۱۸۶۴ ویلیام هاگینز ستاره‌شناس انگلیسی شروع به دسته بندی سحابی‌ها براساس طیف آنها نمود. تقریباً یک سوم آن ها طیف تشعشعات یک گاز خاص را داشتند (سحابی‌های نشری)، در حالی که دیگر سحابی‌ها از جمله سحابی سیاره نما طیفی پیوسته، مرتبط و وابسته به جرم ستاره‌ها نمایش میدادند. در سال ۱۹۱۲ ستاره‌شناس امریکایی وستو اسلیفر زیر رده‌ی اصلی سحابی بازتابی را پس از مشاهده‌ی یکی بودن طیف سحابی محیط خوشه‌ی پروین با طیف خود خوشه‌ی پروین، به رده‌های سحابی‌ها اضافه نمود. در سال ۱۹۲۲ و در میان مباحثات میان دانشمندان درباره‌ی طبیعت سحابی مارپیچی و اندازه‌ی کیهان، آشکار شده بود که بسیاری از سحابی‌های مشاهده شده در اصل کهکشان های مارپیچی بسیار دور بوده اند.

 در همان سال، ادوین هابل اعلام کرد که تمام سحابی‌ها به‌ نوعی با ستاره‌ها در ارتباطند و روشنایی آنها از نور ستاره‌ها تأمین می شود. از آن پس، تعداد سحابی‌های حقیقی (نه آنهایی که دراصل خوشه‌های ستاره‌ای و کهکشان‌های دور بودند) رشد چشمگیری داشته، و طبقه‌بندی سحابی‌ها به لطف پیشرفت تجهیزات مشاهده‌ای و طیف‌بینی تا حد زیادی اصلاح گردیده است. بطور خلاصه، سحابی‌ها نه تنها نقاط شروع تکامل ستاره‌ها هستند بلکه نقطه‌ی اتمامش نیز میباشند. و از بین تمام اجرام فضایی که کهکشان و کیهان ما را پر کرده‌اند، ابرها و اجرام سحابی های فراوانی یافت خواهند شد که منتظر است تا نسل جدیدی از ستاره ها را متولد کنند!

 منبع: bigbangpage.com - universetoday.com