تسجيل الدخول

تسجيل

الخزان العظيم

المؤلف:  جيمس بيني

المصدر:  الفيزياء الفلكية مقدمة قصرية جدا

الجزء والصفحة:  ص132

2026-07-05

34

.... قرص الغاز لمجرتنا، وهو نموذجيٌّ لأقراص الغاز في المجرات الحلزونية ويحتوي على نحو 6 × ‏10⁹ من الكتلة الشمسية. نظرًا لأن المجرة تحوِّل الغاز إلى نجوم بمعدل نحو اثنَين كتلة شمسية في السنة، فإن مخزون المادة هذا لتكوين النجوم سينضب في غضون نحو ثلاثة مليارات سنة. هل قرص الغاز الحالي هو بقايا صغيرة من قرص غاز ضخم شكَّلَت منه المجرة نحو 5 × ‏10⁹ من الكتلة الشمسية من النجوم، أم أنه مجرد مخزنٍ مؤقت بين تكوين النجوم وتراكم الغاز؟

تُظهر عمليات رصد المجرات الأخرى أن معدل تكوين النجوم في قرصٍ يتناسب مع الكثافة السطحية للغاز البارد؛ لذلك في حالة عدم وجود تراكم، تتناقص كتلة قرص الغاز تناقُصًا كبيرًا مع مرور الوقت. بالنظر إلى المعدل الذي تُشكِّل به مجرتنا النجوم حاليًّا وكتلة الغاز الحالية، من السهل إظهار أنه في حالة عدم وجود تراكم، كانت كتلة الغاز قبل 10 مليارات سنة نحو 1٫7 × 10¹¹ كُتل شمسية، وتقريبًا كل هذه الكتلة ستكون الآن في النجوم. هذه النتيجة غير المنطقية تُظهر أن فرضيتنا، بأن المجرَّة لا تُراكم الغاز، هي فرضيةٌ خاطئة.

من خلال إشعاع الأمواج الصغرية للخلفية الكونية (CMB) يمكننا استنتاج متوسط الكثافة الكونية الحالي للمادة العادية. ومن خلال قياس إضاءات المجرَّات، نعرف متوسط كثافة الإضاءة الكونية؛ ومن ثَم يمكننا تحديد كتلة المادة العادية المطلوبة، في المتوسط، لتوليد كميةٍ معيَّنة من الإضاءة، نحو 40 كتلة شمسية/إضاءة شمسية. الآن إذا أخذتَ مجموعة تمثيلية معقولة من المجرات، من إضاءة المجموعة، يمكنك استنتاج كمية المادة العادية التي يجب أن تحتوي عليها. وقد تبيَّن أن هذه الكمية هي تقريبًا 10 أضعاف كمية المادة العادية الموجودة في المجرات. لذا لا بد أن تكون معظم المادة العادية «بين» المجرات وليس داخلها.

يمكن الكشف عن الهيدروجين الذري بين المجرات من خلال امتصاصه لفوتونات «لايمان ألفا» التي تصل إلينا من النجوم الزائفة البعيدة . نظرًا لأن ضوء النجوم الزائفة الأبعد قد استغرق معظم عمر الكون للوصول إلينا، فإنه يعكس طبيعة الفضاء بين المجرات عَبْر مختلف العصور الكونية. ولذلك فإن قياسات خط لايمان ألفا تتيح لنا تتبع الكثافة الكونية للهيدروجين عَبْر الزمن. في أول مليار سنة، كانت كثافة الهيدروجين مساويةً تقريبًا لكثافة المادة العادية المستنتَجة من إشعاع الأمواج الصغرية للخلفية الكونية، ولكن مع مرور الوقت انخفضَت كثافة الهيدروجين، وهي الآن أقل من واحد في المائة من الكثافة المتوقعة للمادة العادية. تؤكد عمليات البحث عن انبعاث 21سم من الهيدروجين الذري بين المجرات القريبة أن هناك كميةً قليلةً جدًّا من الهيدروجين بين المجرات في الوقت الحالي.

التفسير الطبيعي لهذه النتيجة هو أن مخزون الكون من الهيدروجين قد استُهلك في تكوين النجوم والمجرات، ولكن الدراسات التي أُجريَت على المجرات القريبة تُظهر أنها لا تحتوي على كميةٍ كافيةٍ من المادة العادية لجعل هذا التفسير مقبولًا. أما التفسير الأكثر قبولًا فهو أن المادة المفقودة «موجودة» في الفضاء بين المجرات، ولكنها ساخنة جدًّا لدرجة أنها متأينة بالكامل، مما يجعل من المستحيل اكتشافها باستخدام أي خط طيفي للهيدروجين.

في الواقع، من الطبيعي أن يكون الغاز بين المجرات شديد السخونة؛ لأن الضغط داخل الغاز لا يمكنه مقاومة سَحب الجاذبية للمجرات إلا إذا تجاوزَت درجة حرارته «درجة الحرارة الفيريالية»، وهي الدرجة التي تصبح عندها السرعات الحرارية للذرات مماثلة لسرعات جُسيمات المادة المظلمة المدارية، وفي مجرتنا، تبلغ هذه الدرجة نحو 2 × ‏10⁶ كلفن، لكنها تختلف عبْر أنحاء الكون، لتقترب من 10⁶ كلفن في أكثر العناقيد المجرِّية وفرة. عند درجة الحرارة الفيريالية، يوفر ضغط الغاز توازنًا فعالًا ضد الجاذبية؛ لذا فإن كثافة الغاز تميل إلى تتبع كثافة المادة المظلمة. أما الغاز الذي تتحرك فيه الذرات بسرعة أقل بكثير من جُسيمات المادة المظلمة، فإنه لا يمتلك ضغطًا كافيًا لمقاومة الجاذبية؛ ومن ثَم لا بد أن يقتصر على قرصٍ رفيع دوَّار عند الاتزان.

يُصدر الغاز عند درجة الحرارة الفيريالية أشعةً سينية. في العناقيد الغنية بالمجرات، تكون الأشعة السينية قوية بما يكفي لرصدها، وتشير إلى وجود كمية الغاز المتوقعة (الشكل1) أما خارج العناقيد الغنية بالمجرات، فتكون الأشعة السينية ضعيفة جدًّا ومنخفضة الطاقة بدرجة لا تسمح برصدها بالتلسكوبات الحالية. ولكن هناك مؤشراتٌ على وجود الغاز المتوقَّع في الأطياف فوق البنفسجية لبعض الأجرام.

شكل 1: عنقود كوما، يظهر على اليمين (أ) في الضوء المرئي وعلى اليسار (ب) في الأشعة السينية. تبلغ زاوية الصورة المرئية 0٫32 درجة فقط بينما تبلغ صورة الأشعة السينية 2٫7 درجة؛ ومن ثَم فلا تُظهر الصورة المرئية سوى مركز العنقود. الجسم اللامع في الأعلى على اليمين من المركز في الصورة المرئية هو نجم في مجرتنا، وجميع الأجسام الأخرى مجرات.

يُعد البحث عن خطوط الامتصاص في طيف جِرمٍ سماوي يقع في الخلفية هو الطريقة الأكثر دقة لاكتشاف الغاز (كما ذكرنا للتو). يعتمد أفضل نطاقٍ موجي لفحص خطوط الامتصاص على درجة حرارة الغاز المراد دراسته؛ إذ ينبغي أن يتضمن النطاق الموجي فوتوناتٍ تمتلك طاقةً كافية لتحفيز الأيونات من حالتها الأرضية إلى حالة الإثارة، وعند درجات الحرارة المرتفعة، تبقى فقط الإلكترونات المرتبطة بقوة ضمن الأيونات، ولا يمكن إثارة هذه الأيونات إلا بواسطة فوتوناتٍ عالية الطاقة.
 

يُعتبر نطاق الأشعة السينية هو المثالي للبحث عن الغاز الذي تتجاوز حرارته 10⁶ كلفن. ولكن مع الأسف، فإن تلسكوبات الأشعة السينية صعبة الإنشاء؛ لأن الأشعة السينية تميل إلى نزع الإلكترونات من المرايا بدلًا من الانعكاس عليها. علاوةً على ذلك، فإن معدل انبعاث فوتونات الأشعة السينية عند إضاءة معيَّنة يكون أقل ﺑ 1000 مرة من معدل انبعاث الفوتونات الضوئية، مما يجعل فوتونات الأشعة السينية نادرة، ويؤدي إلى ارتفاع الضوضاء الإحصائية. لهذه الأسباب، فإن البحث الحساس عن خطوط الامتصاص في الأشعة السينية غير ممكن. غير أن تلسكوب هابل الفضائي قد أجرى عمليات بحث عن خطوط الامتصاص في الطيف فوق البنفسجي. وقد رُصِدَت خطوط امتصاص تشير إلى وجود أيوناتٍ مثل الأكسجين المتأين خمس مرات O⁺⁵ والكربون المتأين ثلاث مرات ³⁺ C في أطياف النجوم الزائفة. تُظهر سرعات هذه الخطوط أن الامتصاص يحدث عند مرور خط النظر بالقرب من مجرةٍ ما، ولكنه غالبًا يكون على مسافةٍ كبيرة تصل عادةً إلى 100 كيلوفرسخ.

تُوجد هذه الأيونات عادةً في غاز أبرد (نحو 3 × ‏10⁵ كلفن) مما يُعتقد أنه الغاز السائد في الفضاء بين المجرات، وعادةً ما تُفسر هذه البيانات على أنها تعكس الامتصاص عند الواجهة الفاصلة بين الغاز الذي يملأ معظم الفضاء بين المجرات والسُّحب الأصغر من الغاز الأبرد (نحو 10⁴ كلفن). يُعد هذا المجال من أكثر المجالات البحثية نشاطًا، وقد يتغير تفسيرنا لهذه البيانات في غضون بضع سنوات.