תווך בין-כוכבי

תווך בין-כוכבי (באנגלית: Interstellar medium או ISM) הוא גז ואבק שנמצא בחלל הבין-כוכבי בתוך הגלקסיות, ואינו מרכיב את הכוכבים, כוכבי הלכת, הירחים ושאר הגופים שגודלם אינו מיקרוסקופי.

החומר הבין-כוכבי מצוי במעין עננים שגודלם פרסקים ספורים, ומכילים תערובת דלילה של אטומים, יונים, מולקולות, גרגירי אבק וקרינה קוסמית. החומר מורכב מ-99% גז ומ-1% אבק, לפי התפלגות מסה. ריכוזו הוא בתחום שבין אלפים מעטים למאות בודדות של מיליוני חלקיקים למטר מעוקב. מכיוון שמקורו של רוב הגז בנוקליאוסינתזה שהתרחשה מעט לאחר המפץ הגדול, הגז מורכב מכ-90% מימן ומכ-10% הליום, ומכמויות שיוריות של יסודות כבדים יותר (במינוח המקובל באסטרונומיה – מתכות).

לעיתים שוררים באזור בו נמצא החומר הבין-כוכבי שדות מגנטיים חזקים כתוצאה מתהליכים המתרחשים שם או מחלקיקים העוברים דרכו. קרינה אלקטרומגנטית שמצויה שם קרויה שדה הקרינה הבין-כוכבי (interstellar radiation field).

לחומר הבין-כוכבי חשיבות רבה באסטרופיזיקה, בעיקר בגלל פיזורו הרחב בגלקסיה. כוכבים נוצרים בתוך האזורים הצפופים ביותר של החומר הבין-כוכבי, בעננים מולקולריים, ומשנוצרים הם מזינים מחדש את החומר הבין-כוכבי בחומר ואנרגיה שמקורם בערפיליות פלנטריות, ברוחות סולריות מכוכבים ובסופרנובות. מדידת נתונים על משחק-גומלין זה בין כוכבים ובין החומר הבין-כוכבי עוזרת לקבוע את הקצב בו גלקסיה מכלה את תכולתה הגזית, ובכך לקבוע גם את משך הזמן בו נוצרים עדיין כוכבים בתחומה.

אבק בין-כוכבי
גרגרי האבק הבין-כוכבי מהווים כ-1% מן המסה הכללית של החומר הבין-כוכבי. גודלם של גרגרי אבק אלו הוא כעשירית המיקרומטר. הם מצופים בשכבה דקה של קרח וחומרים אחרים. בעננים המולקולריים, צפיפות גרגרי האבק הבין-כוכבי עומדת על כאלף גרגרים לכל קילומטר מעוקב.

האבק הבין כוכבי מורכב בעיקר מהיסודות צורן, ברזל ופחמן. יסודות אלה נוצרים בענקים אדומים, נובות וסופר-נובות, ונפלטים לתווך הבין-כוכבי. בתווך הבין-כוכבי האבק לא נמצא בשיווי משקל תרמי עם הגז. בדרך כלל הטמפרטורה של האבק נמוכה מזו של הגז סביבו, בשל יכולתו של האבק לפלוט קרינה באורכי גל ארוכים וכך להתקרר. בתנאים מסוימים, פני השטח של האבק סופחים אליהם גז ומתרחשות עליהם תגובות כימיות של פני שטח. התהליך הבולט ביותר שמתרחש על פני גרגרי האבק הוא היווצרותו של מימן מולקולרי מאטומי מימן ספוחים. למולקולה זו תפקיד חשוב בתהליכים אסטרופיזיקליים רבים, ביניהם היווצרות כוכבים חדשים.

ניתן להבחין באבק הבין כוכבי על ידי השפעתו על הקרינה הנפלטת מכוכבים ומגיעה לכדור הארץ. אור הכוכב העובר דרך אבק בין-כוכבי יכול לעבור תהליכי בליעה, המחלישים את עוצמתו, או פיזור, המשנים את צבעו הנצפה. בערפיליות המכילות אבק ונמצאות ליד כוכב בהיר, קרינת הכוכב מפוזרת על ידי חלקיקי האבק והערפילית מתחילה לזהור באור כחול (ערפילית החזרה).

גז בין-כוכבי
מרבית החומר הבין-כוכבי הוא גז. צפיפות הגז הבין-כוכבי נעה בין אטום אחד לסנטימטר מעוקב באזורים של מימן נייטרלי (אזורי HI), ועד אזורים צפופים של מימן מיונן (אזורי HII) היכולים להגיע ל-100,000 חלקיקים לסנטימטר מעוקב. אזורים צפופים אלה מכונים ענני גז מולקולרי, שכן בתנאים אלה יכולים האטומים להתחבר ליצירת מולקולות. הטמפרטורה נמוכה ביותר, ונעה מכמה עשרות לכמה מאות מעלות קלווין. גז בין-כוכבי נמצא גם בקרבת מקום היווצרותם של כוכבים צעירים מסיביים. בהשפעת הקרינה הנפלטת מן הכוכבים החמים הללו, הגז סביבם מיונן והטמפרטורה שלו יכולה להגיע ל-10,000 קלווין.

כ-90% מן הגז הבין-כוכבי הוא מימן (בצורת מימן נייטרלי, יוני מימן ומולקולות מימן), כ-9% הליום והשאר פחמן, חמצן, חנקן ויסודות נוספים. באינטראקציה בין אטומי הגז בענן המולקולרי בנוכחות גרגרי האבק, מתרחשות תגובות כימיות המייצרות מולקולות של חומרים נוספים, כגון פחמן חד-חמצני, חומצה מימן-ציאנית, ויניל ציאניד ועוד.

את הגז בתווך הבין-כוכבי ניתן לחקור בתצפיות באורך גל של 21 סנטימטר. תצפיות בענני הגז המולקולרי נעשות בעיקר בתחומי התת אדום וקרינת הרדיו.

ראו גם
 אזור H I
 אזור H II

קישורים חיצוניים




  וכן 
 מאמר: התווך הבין-כוכבי 

 10 Things: Going Interstellar, solarsystem.nasa.gov, March 26, 2019.

הערות שוליים

קטגוריה:מושגים באסטרונומיה
קטגוריה:מדעי החלל
קטגוריה:אסטרופיזיקה