الغاز بين النجوم ومراحل تشكله .............

محروم.كوم · #1 08-13-2010, 10:10 PM

الغاز بين النجوم ومراحل تشكله .............

يختلف شكل مجرة درب التبّانة اختلافا بينًا طبقًا لتردد موجات الضوء الذي يرصدها به الفلكيون. فقبل خمسين عاما، عندما كان الفلكيون مقيدين بالضوء المرئي، بدا الغاز البينجمي كمجرد تشويش ـ يعيق رؤية النجوم التي كانت المقصودة بالدراسة في المقام الأول. أما اليوم فيعتقد العلماء أن دور الغاز في تطور المجرة ربما يعادل دور النجوم في هذا الشأن

كثيرًا ما نعتبر القمر مكانا، لكنه في الواقع مئات الملايين من الأمكنة، إنه أرخبيل من القفار. وبخطوة قصيرة، يُمكن الانتقال من 100 درجة تحت الصفر إلى 100 درجة فوق الصفر. وإذا صرخت في أذن صديقك فقد لا يسمعك أبدا. ومن دون غلاف جوي لنقل الحرارة أو الصوت، تشكِّل كل رقعة من القمر جزيرة في بحر يصعب الإبحار فيه.

إن الغلاف الجوي لكوكب ما هو ما يوحِّد سطحه ككل متكامل. وهو الذي يجعل ظروفا كدرجة الحرارة تتغير بصورة سلسة. والأكثر إثارة، أن حوادث مثل ارتطام نيزك أو ثوران بركان أو انبعاث غاز من مدخنة مصنع، يمكن أن يكون لها تأثيرات تتخطى حدود الأمكنة التي حدثت فيها. كما يمكن أن يكون للظواهر المحلية عواقب عالمية. لقد بدأت هذه الخاصية للأغلفة الجوية تستقطب اهتمام الفلكيين الذين يدرسون مجرة درب التبانة.

الغلاف الجوي الدينامي للمجرة

منذ سنوات عديدة، صار معروفا أن هنالك غلافا جويا رقيقا جدا، يدعى الوسط البينجمي، يغلف مجرتنا ويملأ الفضاء بين بلايين نجومها. وحتى وقت قريب ، بدا الوسط كخزان غاز بارد وساكن ينتظر بهدوء أن يتكثف مولدا النجوم، حتى إن المرء لا يكاد يلاحظه عند النظر إلى أعالي السماء الممتلئة بالنجوم. أصبحنا حاليا نتعرف هذا الوسط على أنه مزيج عاصف يتمتع بتنوع كبير في كل من الكثافة ودرجة الحرارة والتأين. إذ تُطلق انفجارات المستعرات الأعظمية فقاقيع عملاقة، ونوافير ومداخن قد تعلو القرص الحلزوني ويمكن أن تهبط فيها الغيوم من خارج القرص. تربط هذه العمليات وغيرها المراكز المهمة النائية من مجرتنا تماما مثلما تنقل ظواهر الغلاف الجوي الاضطرابات من أحد جوانب الكرة الأرضية إلى جانب آخر.

فقاعة فائقة مخروطية الشكل، تعرف باسم المدخنة W4 (الخط المنقط)، ربما تولدت من تجمع من النجوم العظيمة الكتلة. وتوجد في المركز شعيرة غازية على شكل الحرف V، وتبدو كما لو دُفِعت للخلف بفعل قوة انفجارات مستعر أعظمي وسريانات نجمية. هذه الصورة هي صورة مركبة بالألون الزائفة false - color لخرائط راديوية وتحت حمراء لغاز الهيدروجين البارد.

في الواقع، تُظهِر المقاريب، على الأرض وفي الفضاء، الغلاف الجوي للمجرة على أنه غلاف معقد شأنه شأن الغلاف الجوي لأي كوكب. إن الوسط البينجمي الذي يبقى محجوزًا بفعل الجذب التثاقلي المشترك للنجوم والمواد الأخرى، والذي يخترقه ضوء النجوم والجسيمات الطاقوية وحقل مغنطيسي، يكون في حالة إثارة دائمة ويُسخّن ويعاد تدويره وتحويله باستمرار. وعلى غرار أي غلاف جوي آخر، تبلغ ذروة كثافة الوسط البينجمي وضغطه في «القاع»، وهو في هذه الحالة المستوى الذي يحدّد وسط المجرة، حيث ينبغي أن يوازن الضغط ثقل الوسط من «الأعلى». وتتشكل التراكيز الكثيفة للغاز ـ الغيوم ـ قرب المستوى الأوسط، وتترسب النجوم من أعلى التكاثفات الفرعية كثافة.
عندما تستنفد النجوم وقودها النووي وتموت، فإن بعضها، الذي يكون له على الأقل كتلة الشمس، يقذف الكثير من مادته إلى الوسط البينجمي. وهكذا مع تقادم المجرة، يُلوِّث كل جيل من النجوم الوسط البينجمي بالعناصر الثقيلة. وعلى غرار دورة المياه على الأرض، فإن الهطول يعقبه «التبخُّر» وهكذا يمكن أن يعاد تدوير المادة مرات ومرات.
في أعالي الجو
إن النظر إلى الوسط البينجمي كغلاف جوي حقيقي يوحِّد بعض أكثر المسائل إلحاحا في علم الفيزياء الفلكية. وأولاها وأكثرها أهمية، تشكّل النجوم. وعلى الرغم من أن الفلكيين عرفوا المبادئ الأساسية منذ عقود، فإنهم حتى الآن لا يعرفون تماما ما الذي يحدد موعد ومعدل تكاثف النجوم من الوسط البينجمي. لقد اعتاد النظريون تفسير تشكل النجوم فقط بدلالة الظروف المحلية داخل غيمة غازية منعزلة. أما الآن فهم يأخذون بالاعتبار الظروف في المجرة كلها.
إن هذه الظروف لا تؤثر فقط في تشكُّل النجوم وإنما تتأثر به أيضا. فما يقوم به أحد أجيال النجوم يحدد البيئة التي تُولَد فيها الأجيال اللاحقة وتعيش وتموت. وفهم هذه التغذية الراجعة ـ هيمنة النجوم، وخصوصا أسخن النجوم وأندرها وأكبرها كتلة، على الخواص الواسعة النطاق للوسط البينجمي ـ هو تحد آخر من التحديات الكبيرة التي تواجه الباحثين. قد تكون التغذية الراجعة إيجابية وسلبية معا. فمن جهة، يمكن أن تقوم النجوم العظيمة الكتلة بتسخين الوسط البينجمي وتأيينه وأن تجعله ينتفخ ويبرز عند المستوى الأوسط. وهذا التوسع يزيد الضغط المحيط ويضغط الغيوم وربما يسبب انهيارها مكونة جيلا جديدا من النجوم. ومن جهة أخرى، يمكن للتسخين والتأيين أن يهيجا الغيوم مما يؤدي إلى منع ولادة نجوم جديدة. وحين تنفجر النجوم الأضخم، فإنها يمكن أن تدمر الغيمة التي أدت إلى ولادتها. وفي الواقع، يمكن أن تفسر التغذية الراجعة السلبية لماذا لا يكون الانهيار التثاقلي للغيوم المؤدي إلى تكوين نجوم فعالا إلى هذا الحدّ. وفي العادة، لا يتحول إلى نجوم إلا نسبة مئوية ضئيلة من كتلة الغيمة.
هنالك أحجية ثالثة وهي أن تشكُّل النجم يحدث غالبا في صورة دفقات bursts لكنها شديدة. وفي مجرة درب التبانة، تتوازن تأثيرات التغذية الراجعة التنافسية تقريبا، بحيث تتشكل النجوم بخطى غير سريعة ـ وسطيا مجرد 10 نجوم في العام. وعلى الرغم من ذلك، ففي بعض المجرات، مثل «المجرة المتفجرة» M82، بلغت التغذية الراجعة الموجبة حد الهيمنة. فأخذ تشكُّل النجوم، الذي بدأ منذ 20 إلى 50 مليون سنة في الجزء المركزي للمجرة M82، يخرج عن نطاق السيطرة جاريا أسرع بعشر مرات من ذي قبل. وربما حدثت أيضا في مجرتنا دفقات متقطعة. إن الذي يُحدِث هذه الدفقات النجمية ويخمدها لا بد أنه مرتبط بالعلاقة المعقدة بين النجوم والغلاف الجوي الرقيق الذي تتكاثف منه.وأخيرا، يناقش الفلكيون مدى سرعة تلاشي نشاط الغلاف الجوي. إن أكثرية النجوم ـ تلك التي تقل كتلتها عن كتلة الشمس، والتي تعيش عشرات لا بل مئات ملايين السنين ـ لا تساهم في دورات التغذية الراجعة. وشيئا فشيئا، يصبح الغاز البينجمي محبوسا في نجوم طويلة العمر جدا. وفي نهاية المطاف، ربما يُستنفد الغاز الاحتياطي في مجرتنا درب التبانة، تاركا وراءه بقايا نجمية فقط. ويعتمد قرب حدوث هذا على ما إذا كانت مجرة درب التبانة صندوقا مغلقا أو لا. إن الأرصاد الحديثة توحي بأن المجرة مازالت منظومة مفتوحة، تكسب كتلة من محيطها الكوني، وتخسرها معيدة إياها إليه. ويبدو أن الغيوم العالية السرعة ذات الهدروجين غير الملوث نسبيا، تنهمر من الفضاء بين المجري مجددة شباب مجرتنا. وفي غضون ذلك، ربما تكون المجرة في طور طرح غاز على شكل رياح شديدة السرعة من أقاصي غلافها الجوي، تماما كما تطرح الشمس ببطء كتلةً عبر الرياح الشمسية.

هدروجين متدفق حار وبارد
لمعالجة هذه القضايا، يجب على أولئك ـ منا ـ الذين يدرسون الوسط البينجمي أن يُحددوا أولا مكوناته المتنوعة. لقد قام الفلكيون، في الخمسينات والستينات، بالخطوة الأولية وهي تحليل تركيبه العنصري باستخدام أطياف الضوء الذي تصدره الغيوم السديمية الساطعة مثل سديم الجوزاء Orion. واستنادا إلى عدد النوى الذرية، يشكل الهدروجين %90، والهليوم نحو %10، والمواد الأخرى ـ من الليثيوم إلى اليورانيوم ـ مجرد أثر يقارب 0.1%.
ولما كان الهدروجين سائدا إلى هذا الحد، فإن بنية الغلاف الجوي للمجرة تعتمد بصورة أساسية على الشكل الذي يتخذه الهدروجين. وكانت الأرصاد الأولى حساسة بدرجة رئيسية للمكونات المتعادلة الأكثر برودة. إن المعْلَم الأساسي للمادة البينجمية هو الخط الطيفي الأشهر لعلم الفلك، وهو الخط 1.420 ميگاهرتز (21 سنتيمترا) الذي تصدره ذرات الهدروجين المتعادلة، ويرمز له الفلكيون بالرمز HI. وفي بداية الخمسينات، وضع الفلكيون الراديويون خريطة توزع ذرات الهدروجين HI ضمن المجرة. وهي تكمن في تكتلات وخيوط ذات كثافات تتراوح بين 10 و 100 ذرة في السنتيمتر المكعب، ودرجات حرارة تقارب 100 كلڤن، تنطوي ضمن طور أكثر انتثارا وأرق (تقريبا 0.1 ذرة في السنتيمتر المكعب) وأحر (بضعة آلاف كلڤن). إن معظم ذرات الهدروجين HI تكون قريبة من المستوى الأوسط للمجرة، مشكِّلة قرصا غازيا ثخانته تقارب 300 فرسخ فلكي parsec 1000 سنة ضوئية ، أي يساوي تقريبا نصف ثخانة القرص النجمي الأساسي الذي تراه عندما تراقب مجرة درب التبانة في السماء ليلا.

تشبه دورة الغاز في المجرة دورة الماء على الأرض. يقوم الوسط البينجمي بدور الغلاف الجوي. و«تتكاثف» النجوم ومن ثم تعود «فتتبخر»، وتقوم النجوم الأعظم كتلة بإمداد الوسط بالطاقة وإثارته. وتماما مثلما تفقد الكرة الأرضية مواد إلى الفضاء بين الكوكبي (وتكتسب مواد منه)، تقوم المجرات أيضا بتبادل المواد مع الفضاء بين المجري.

يمكن أن يتجلى الهدروجين أيضا في تركيب الغلاف الجوي للمجرة على شكل جزيئات الهدروجين H2 التي يصعب كثيرا كشفها مباشرة. وقد تم الحصول على الكثير من المعلومات عنها من خلال الأرصاد الراديوية العالية التردد لجزيء أحادي أكسيد الكربون الشحيح، إذ إنه حيثما يوجد أحادي أكسيد الكربون ينبغي وجود الهدروجين الجزيئي. وتبدو الجزيئات وكأنها محصورة بالغيوم الأكثر كثافة وبرودة ـ في الأمكنة التي لا يمكن أن يخترقها ضوء النجوم الذي يفكك الجزيئات إلى ذراتها. وتوجد هذه الغيوم الكثيفة، التي هي مواقع نشِطة لتشكل النجوم، في طبقة رقيقة (ثخانتها 100 فرسخ فلكي) في أغوار قاع الغلاف الجوي للمجرة.
وحتى وقت قريب جدا، كانت جزيئات الهدروجين لا تُرى مباشرة إلا في الأمكنة التي تتفكك فيها ـ أي تتحول إلى ذرات هدروجين ـ بواسطة إشعاعٍ فوق بنفسجي قريب من النجم أو رياح من الجسيمات المتدفقة إلى الخارج. وفي هذه البيئات المحيطة، تتوهج جزيئات الهدروجين H2 عند طول موجي تحت أحمر يقارب 2.2 ميكرون. غير أنه منذ عدة سنوات، فإن راسمات الطيف السابحة في مدارات حول الأرض مثل المنصة المقامة على المكوك الفضائي المسماة ORFEUS-SPAS، وساتل مسبار الطيف فوق البنفسجي البعيد FarUltraviolet SpectroscopicExplorerFUSE ، تقوم بالبحث عن جزيئات هدروجين عند أطوال موجية فوق بنفسجية تقارب 0.1 ميكرون. إن هذه الأجهزة تبحث عن الهدروجين الذي تضيئه في الخلفية نجوم بعيدة وكوازارات (أشباه النجوم)، إذ تترك جزيئات H2 خطوط امتصاص دلالية في الطيف فوق البنفسجي لهذه الأجرام. وتتميز هذه الطريقة بقدرتها على كشف جزيئات الهدروجين في المناطق الساكنة من المجرة بعيدا عن أي نجم.

تتقوس فوق قرص مجرتنا عروة ضخمة من الهدروجين المؤيَّن الدافئ. وتتوضع هذه العروة فوق المدخنة W4 (الخط المنقط)،. ويمكن أن يكون هذا التجمع النجمي سبب كل من هاتين البنيتين.

يغلف قرص المجرة NGC 4631 پلازما حارة (الأزرق والقرمزي)، ترى بمرقاب شاندرا الذي يعمل بالأشعة السينية. وقد أظهر مقراب التصوير فوق البنفسجي نجوما عظيمة الكتلة ضمن القرص (البرتقالي).

تحيط الپلازما الحارة بمجرتنا أيضا. وقد تبيَّن المستكشف المطيافي فوق البنفسجي البعيد FUSE هذا الخط الطيفي للأكسجين الشديد التأين في غيمة غازية يمدها أحد الكوازارات بالضوء. وتقع الغيمة على بعد خمسة آلاف فرسخ فلكي على الأقل من القرص.

ومما أثار دهشة الجميع اكتشاف فريقين يقودهما على التوالي [من جامعة ويسكنسن] و [من جامعة توبنگن في ألمانيا] جزيئات H2 ليس فقط في الأمكنة المعتادة ـ الغيوم العالية الكثافة الموجودة ضمن قرص المجرة ـ بل أيضا في مناطق منخفضة الكثافة بعيدا عن القرص. إنه أمر محير، لأنه يلزم توفر كثافات عالية لحماية الجزيئات من التخريب الذي يحدثه ضوء النجم. ربما يمتد تجمع الغيوم الباردة مسافة تبعد عن المستوى الأوسط أكثر مما كان يعتقد.
وهناك شكل ثالث للهدروجين هو پلازما أيونات الهدروجين. لقد اعتاد الفلكيون افتراض أن الهدروجين المؤين محصور في عدد قليل من أمكنة صغيرة ومعزولة ـ الغيوم السديمية المتوهجة قرب النجوم المضيئة والبقايا الهشة التي تتركها المستعرات الأعظمية. لكن التطور الذي شهدته تقانة الكشف وتقدم علم الفلك الفضائي غيّرا هذا الاعتقاد، وأتاحا مشاهدة مكونين جديدين للغلاف الجوي لمجرتنا هما: الهدروجين المؤين HII الحار (106 كلڤن) والدافئ (104 كلڤن).
على غرار جزيئات الهدروجين المكتشفة حديثا، يمتد هذان الطوران HII بعيدا فوق طبقة الغيوم HI الباردة، مشكِّليْن «هالة» غازية ثخينة حول المجرة بأكملها. ولم يعد اللفظ «بينجمي» يبدو وصفا مناسبا لهذين الجزأين الموجودين في أقاصي الغلاف الجوي الخارجي لمجرتنا. ربما يمتد الطور الأسخن إلى آلاف الفراسخ الفلكية من المستوى الأوسط، ويرِقُّ بحيث تقارب كثافته 3-10 أيون في السنتيمتر المكعب. إنه إكليل مجرتنا المشابه للغلاف الجوي الحار الواسع لشمسنا. وكما هي الحال في الإكليل الشمسي، ينطوي مجرد وجود الإكليل المجري على وجود منبع طاقة غير معتاد من أجل الحفاظ على درجات حرارة مرتفعة. ويبدو أن صدمات المستعر الأعظمي والرياح النجمية السريعة هي التي تقوم بهذا العمل. وتوجد مع الپلازما الحارة أيضا پلازما دافئة تتعايش معها ويغذيها إشعاع فوق بنفسجي في الخلاء extremeultravioletradiation. إن ثقل هذه الطبقات الممتدة يزيد من ضغط الغاز في المستوى الأوسط، مؤثرا بصورة مهمة في تشكل النجوم. وتبدو المجرات الأخرى وكأن لها أكاليل أيضا. فقد استطاع مرصد شاندرا للأشعة السينية TheChandraX-rayObservatory مؤخرا مشاهدة إكليل حول المجرة NGC 4631

فقاقيع عاصفة
بعد أن تعرّف الفلكيون هذه الأطوار الجديدة الأعلى طاقة للوسط البينجمي، اتجهوا نحو مسألة معرفة سلوكية مكوناته المختلفة وعلاقاتها المتبادلة. إن الوسط البينجمي لا يدور فقط بين النجوم، وإنما يتبدل من H2 إلى HI وإلى HII ، ومن بارد إلى حار وهلمّ جرا. والنجوم العظيمة الكتلة هي المصدر الوحيد المعروف بامتلاكه الطاقة الكافية لإحداث هذا النشاط كله. وقد وجدت دراسة أجراها [من جامعة بوخم في ألمانيا] أن المجرات التي تحوي تجمعات أكبر من المعتاد من نجوم عظيمة الكتلة تكون لها أغلفة جوية منتفخة أو أكثر اتساعا. إن كيفية قيام النجوم بتدبير أمور القوة اللازمة للسيطرة على مجرة بأكملها لا تزال إلى حد ما غير واضحة، لكن الفلكيين يرجعون ذلك عموما إلى تشكُّل غاز مؤين حار.
يبدو أن هذا الغاز تنتجه موجات الصدم العالية السرعة (من 100 إلى 200 كيلومتر في الثانية) التي تمتد إلى الوسط البينجمي بعد انفجار مستعر أعظمي. والصدمة المنتشرة بصورة كروية ربما تُحدث فجوة نصف قطرها يتراوح ما بين 50 و 100 فرسخ فلكي ـ أي فقاعة عملاقة، ويتوقف ذلك على كثافة الغاز وشدة الحقل المغنطيسي في الوسط المحيط.
بهذه العملية، تسرّع الصدمة جزءا صغيرا من الأيونات والإلكترونات إلى سرعة تقارب سرعة الضوء. وهذه الجسيمات السريعة الحركة المعروفة بالأشعة الكونية هي إحدى الوسائل التي يشكل بها موت النجوم تغذية راجعة (إيجابيا وسلبيا معا) لولادة النجوم. ترفع الأشعة الكونية ضغط الوسط البينجمي، والضغوط العالية بدورها تضغط الغيوم الجزيئية الكثيفة وتزيد من فرصة انهيارها محولة إياها إلى نجوم. ومن خلال تأيين بعض الهدروجين تحفّز الأشعة الكونية أيضا حدوث تفاعلات كيميائية تنتج جزيئات معقدة، يشكّل بعضها أحجار بناء الحياة كما نعرفها الآن. ولما كانت الأيونات تربط نفسها بخطوط الحقل المغنطيسي فإنها تأسر الحقل ضمن الغيوم مما يبطئ من معدل انهيار الغيوم وتحولها إلى نجوم.
لو تولدت الفقاقيع الحارة بوتيرة كافية، لأمكنها أن ترتبط فيما بينها لتُكون زبدا كبيرا. جاء بهذه الفكرة للمرة الأولى في السبعينات و [من جامعة وسكنسن-ماديسون]. وبعد سنتين، اقترح [من جامعة كاليفورنيا في بيركلي] و< P.J.أوستريكر> [من جامعة پرنستون] أن الطور الحار ينبغي أن يحتل ما بين 55% و 75% من الفضاء البينجمي. وتنحصر الأطوار المحايدة الأبرد في غيوم معزولة ضمن هذه المصفوفة المؤيَّنة ـ بصورة معاكسة أساسا للصورة التقليدية، التي يهيمن فيها الغاز المحايد في حين ينحصر الغاز المؤيَّن في جيوب صغيرة.
تميل الأرصاد الحديثة إلى قلب المعرفة القديمة رأسا على عقب. فللمجرة الحلزونية القريبة M101، على سبيل المثال، قرص دائري من غاز هدروجين ذري تتخلله ثقوب ـ يفترض أنها حدثت بفعل النجوم العظيمة الكتلة. والوسط البينجمي لمجرة أخرى، تقع على بعد سبعة ملايين سنة ضوئية، يبدو أيضا كقرص جبن سويسري (كثير الثقوب). لكن كمية الغاز الحار وتأثيره في بنية الأغلفة الجوية للمجرات مازالت موضع الكثير من الجدل.

مداخن ونوافير
تبدو الشمس، بحد ذاتها، موجودة ضمن فقاعة حارة أظهرتها الأشعة السينية التي تصدرها أيونات عالية التأين كالأكسجين. ويبدو أن هذه المنطقة من الغاز الحار، المسماة الفقاعة المحلية Local Bubble، وَلّدها منذ نحو مليون سنة مستعر أعظمي مجاور.
وهناك مثال أكثر إثارة يقع على بعد 450 فرسخا فلكيا من الشمس باتجاه كوكبتي الجوزاء Orion والنهر Eridanus، وكان موضوع دراسة حديثة أجراها [من جامعة كاليفورنيا في بيركلي] وزملاؤه. تشكلت فقاعة الجوزاء والنهر من تجمع نجمي في كوكبة الجوزاء. وهذا التجمع هو من نمط متميز يسمى رابطة (تجمع) association OB، وهي حزمة من أسخن النجوم وأكبرها كتلة (نجوم من النمط O والنمط B)، وهي أثقل من الشمس (نجم من النمط G) بعشرين إلى ستين مرة، وأسطع بما يتراوح بين 103 و 105 مرة. إن الموت المثير لهذه النجوم القصيرة العمر بصورة مستعرات أعظمية على مدى العشرة ملايين سنة المنصرمة جرف الغاز السائد محولا إياه إلى طبقة تشبه القشرة حول الحدود الخارجية للفقاعة. وفي الضوء المرئي، تبدو الطبقة على شكل «دانتلا» باهتة من عروات (خيوط) مؤيَّنة. ويطلِق الغاز، الذي يملأ داخلها والذي تبلغ درجة حرارته مليون درجة، توهجا منتشرا من الأشعة السينية.
إن المنطقة بأكملها هي عاصفة رعدية حقيقية لتشكيل النجوم، لا يبدو أن هناك ما يشير إلى توقفها. إذ تستمر النجوم بالترسب من الغيمة الجزيئية العملاقة التي خرجت منها رابطة OB. ويؤيِّن النجم C. Orionis 1theta، وهو أحد أحدث النجوم من النمط O، جزءا صغيرا من الغيمة ـ محدثا سديم الجوزاء Orion Nebula. لكن عاجلا أو آجلا، ستقوم المستعرات الأعظمية والإشعاع المُؤيِّن بتمزيق الغيمة الجزيئية وتفكيك جزيئاتها. وسيتحول الهدروجين الجزيئي إلى هدروجين ذري وهدروجين مؤيَّن، وسيتوقف تشكل النجوم. ولأن عملية التحول العنيفة ستزيد الضغط في الوسط البينجمي، فإن زوال هذه السحابة الجزيئية ربما يعني ولادة نجوم في مكان آخر من المجرة.
ينبغي أن تُحمل الفقاقيع المَجَرِّية عاليا مرتفعة عن المستوى الأوسط للمجرة، على غرار الحمل الحراري الذي يحدث فوق الأسطح المسخنة على كوكب الأرض. وتوحي حسابات عددية، كتلك التي أجراها مؤخرا [من متحف التاريخ الطبيعي الأمريكي في مدينة نيويورك] وزملاؤه، بأن الفقاقيع تستطيع الصعود كامل الطريق لتصل إلى هالة المجرة. وينتج من ذلك مدخنة كونية يمكن من خلالها أن يتسرب الغاز الحار، الذي تلفظه المستعرات الأعظمية قرب المستوى الأوسط، إلى الغلاف الجوي العلوي للمجرة. وهناك سيبرد الغاز وينهمر عائدا إلى القرص المجري. وفي هذه الحالة، تصبح الفقاقيع الفائقة والمدخنة نافورة بالمقياس المجري.

قد تكون هذه النوافير مصدر الإكليل المجري الحار بل ومصدر الحقل المغنطيسي للمجرة أيضا. ووفقا لحسابات أجرتها [من مرصد الميدي پيرينيه في فرنسا]، فربما يسلك التيار الصاعد ودوران القرص المجري معا سلوك مولد (دينامو)، الأمر الذي يشبه كثيرا الطريقة التي تقوم فيها الحركات في أعماق الشمس والأرض بتوليد حقول مغنطيسية.
لمزيد من التأكد، بقي على الراصدين أن يثبتوا، إما الطبيعة الانتشارية للطور الحار وإما وجود نوافير. وتمتد فقاعة الجوزاء-النهر على مسافة 400 فرسخ فلكي من المستوى الأوسط، وهنالك فقاعة فائقة مماثلة هي فقاعة كوكبة ذات الكرسي Cassiopeia ترتفع على مسافة 230 فرسخا فلكيا، لكن مازال أمام كلتيهما من 1000 إلى 2000 فرسخ فلكي كي تصلا إلى الإكليل المجري. ويمكن للحقول المغنطيسية والغاز المؤيَّن الأكثف والأبرد أن تجعل من الصعوبة بمكان أو من المستحيل أن تنفذ الفقاقيع الفائقة إلى الهالة. لكن، السؤال الآن هو: من أين يأتي الإكليل الحار؟ لا يوجد بديل مقبول معروف.

اكتساب الدفء
إن الغموض الذي يحيط بالپلازما الدافئة (104 كلڤن) يشبه الغموض الذي يحيط بقريبتها الپلازما الحارة. وفي الواقع، فإن الصورة التقليدية للوسط البينجمي، يستحيل فيها ببساطة أن يكون هنالك وجود واسع الانتشار للغاز المؤيَّن الدافئ. ولا بد أن يقتصر وجود مثل هذا الغاز على مناطق صغيرة جدا من الفضاء ـ السّدم الإصدارية emissionnebulae، كسديم الجوزاء، التي تحيط مباشرة بالنجوم ذات الكتل فوق العظمى. ويبلغ عدد هذه النجوم نجما واحدا فقط من كل خمسة ملايين، ومعظم الغاز البينجمي (الهدروجين الذري والجزيئي) يكون عاتما لفوتوناته؛ وبالتالي يجب ألا يتأثر مجمل المجرة.
ومع ذلك، ينتشر الغاز المؤين الدافئ عبر الفضاء البينجمي. وقد وجد مسح حديث، يعرف بWHAM، أن هذا الغاز يوجد أيضا في هالة المجرة، بعيدا جدا عن أقرب نجم من النمط O. وبالمثل، فإن الغاز المؤين منتشر على نطاق واسع في المجرات الأخرى. إنه لغز كبير: كيف استطاعت الفوتونات المؤيِّنة أن تشرد بعيدا عن نجومها؟
قد يكمن الجواب في الفقاقيع. فإذا كانت المستعرات الأعظمية قد جرّفت أجزاء كبيرة من الوسط البينجمي، ربما تكون الفوتونات المُؤيِّنة قادرة على الانتقال مسافات كبيرة قبل أن يمتصها هدروجين متعادل. وتعطي رابطة Orion OB مثالا رائعا على كيفية حدوث ذلك: تقبع النجوم من النمط O في تجويف ضخم نحتته المستعرات الأعظمية السابقة. وتَرْحل فوتوناتها الآن بحرِّية عبر التجويف، ضاربة الجدار البعيد للفقاعة مسببة توهجه. فإذا كانت النوافير المجرية أو المداخن تتطاول فعلا لتصل إلى هالة المجرة، فإنها يمكن أن تفسر ليس مجرد الإكليل الحار وإنما أيضا هيمنة غاز مؤيَّن دافئ.
تُظهِر صورة جديدة من مسح WHAM لفقاعة ذات الكرسي الفائقة وجود دليل ممكن: عروة من غاز دافئ يتقوس عاليا فوق الفقاعة على بعد نحو 1200 فرسخ فلكي من المستوى الأوسط. إن الشكل العام لهذه العروة يشبه ـ إلى حد ما ـ مدخنة، باستثناء أنها لم تنفذ (بعد) إلى الهالة الخارجية لمجرة درب التبانة. إن مقدار الطاقة اللازمة لإنتاج هذه البنية العملاقة ضخم جدا ـ أكثر من ذلك المتوافر من النجوم في التجمع الذي شكّل الفقاعة. إضافة إلى ذلك، فإن الزمن اللازم لتشكيلها يفوق عمر التجمع عشر مرات. وهكذا يمكن أن تكون العروة مشروعا متعدد الأجيال تحدثه سلسلة من دفقات منفصلة من تشكّل نجمي يسبق تاريخه التجمع الذي نراه اليوم. وكل دفقة تعيد تزويد الفقاعة، التي تشكلت من دفقة سابقة، بالطاقة وتوسعها.

تكرار الدورة
إن إمكانية تأثر مناطق واسعة من المجرة بتشكّل نجوم عظيمة الكتلة في عدد قليل من المناطق المحلية، تبدو أنها تتطلب تنسيقا بين تشكّل النجوم بطريقة أو بأخرى على مدى فترات زمنية طويلة. وربما تبدأ جميعها بنجم من النمط O أو بتجمع من هذه النجوم في غيمة جزيئية عملاقة، ثم يقوم الإشعاع النجمي والرياح والانفجارات بحفر تجويف محدود في الوسط البينجمي المحيط. وخلال هذه العملية قد تتدمر الغيمة الأم. وربما يطلق هذا الاضطراب عملية تشكل نجمي في غيمة قريبة، وهكذا، إلى أن يبدأ الوسط البينجمي في هذه الزاوية من المجرة بالتحول إلى ما يشبه قرص الجبن السويسري، عندها تبدأ الفقاقيع بالتراكب، متحدة في فقاعة فائقة. وتغذي الطاقة القادمة من المزيد من النجوم من النمط O هذه الفقاعة الفائقة المتزايدة الاتساع، إلى أن يَمُطّها طفوها الطبيعي من المستوى الأوسط نحو الأعلى باتجاه الهالة مشكّلا مدخنة.
إن الفقاعة الفائقة هي الآن ممر للغاز الحار الداخلي كي يمتد إلى الأعلى ليبلغ الغلاف الجوي للمجرة، محدثا إكليلا واسع الامتداد. والآن يبدأ الغاز الإكليلي، وقد ابتعد عن مصدر طاقته، بالتبرد ببطء ويتكثّف إلى غيوم. وتتراجع هذه الغيوم إلى المستوى الأوسط للمجرة مكملة الدورة التي تشبه النافورة، وتعيد ملء القرص المجري بغيوم باردة يمكن أن يبدأ منها تشكل النجوم من جديد.
على الرغم من أنه يبدو أن المكونات الأساسية وعمليات الغلاف الجوي لمجرتنا قد تم تعرفها، فإن التفاصيل لاتزال غير مؤكدة. وسيتحقق التقدم مع استمرار الفلكيين في دراسة كيف تجري دورة الوسط البينجمي عبر النجوم وعبر مختلف أطوار الوسط البينجمي وبين القرص والهالة. إن أرصاد المجرات الأخرى تعطي الفلكيين نظرة عامة عن الأمور البينجمية التي تجري.
ويمكن أن تكون هنالك بعض الأجزاء الحاسمة مفقودة. على سبيل المثال، هل النجوم هي فعلا المصدر الأساسي لطاقة الوسط البينجمي؟ تبدو العروة فوق فقاعة ذات الكرسي الفائقة مشابهة للشواظات التي تتقوس فوق سطح الشمس، وهو أمر لا يبعث على الارتياح. وتدين هذه الشواظات بالكثير إلى الحقل المغنطيسي في الغلاف الجوي للشمس. فهل يمكن أن يسيطر النشاط المغنطيسي على الغلاف الجوي لمجرتنا أيضا؟ إذا كان الأمر كذلك، فإن التشابه بين الأغلفة الجوية للمجرات ونظيراتها التي تحيط بالنجوم والكواكب، يمكن أن يكون أكثر أهمية مما نعتقد.
__DEFINE_LIKE_SHARE__