ענן בין-כוכבי

[ממוזער|שמאל|300px|חלק קטן מ[ערפילית פליטה|ערפילית הפליטה NGC 6357, קורנת באור אדום באזור H I]]
**ענן בין-כוכבי** הוא שם כולל לכל הצטברות של גז, פלזמה ואבק בגלקסיית שביל החלב וגלקסיות אחרות. במילים אחרות, ענן בין-כוכבי הוא אזור צפוף מהרגיל של התווך הבין-כוכבי. על סמך הצפיפות, גודל וטמפרטורה של ענן מסוים, המימן בתוכו יכול להיות נייטרלי (אזור H I), יוני (אזור H II) (למשל פלזמה) או מולקולרי (ענן מולקולרי). עננים נייטרליים ויוניים נקראים לעיתים גם "עננים מפוזרים", ועננים מולקולריים נקראים לעיתים גם "עננים צפופים".

## מרכיבים כימיים
ניתן לנתח את הרכבם של עננים בין-כוכבים על ידי בחינת הקרינה האלקטרומגנטית אשר נקלטת מהם. רדיו-טלסקופים סורקים את העוצמות של תדרים מסוימים של קרינה אלקטרומגנטית האופיינית לספקטרום מסוים של מולקולות. חלק מהעננים הם קרים ונוטים לשדר קרינה אלקטרו מגנטית בעלת אורך גל גבוה. ניתן ליצור מפת שכיחות של אותן מולקולות, דבר שמאפשר את הבנת ההרכב המגוון של העננים הבין-כוכבים. בעננים חמים, לעיתים קרובות ישנם יונים של יסודות רבים כאשר הפליטה האלקרומגנטית היא בספקטרום האור נראה ועל-סגול.

רדיו-טלסקופים יכולים גם לסרוק את התדירויות בנקודה מסוימת במפה ולתעד את עוצמתם של כל סוגי המולקולות. שיאי תדירויות מצביעים על שכיחותם של מולקולה או אטום בענן הבין-כוכבי. גובה השיא פרופורציונלי לאחוז היחסי שהוא מהווה.
## זיהוי בלתי צפוי של כימיקלים בעננים בין-כוכבים
[ממוזער|שמאל| מבט לתוך [ערפילית הלגונה]]
עד לאחרונה צפו כי שיעור הריאקציות בעננים בין-כוכבים הוא נמוך מאוד, עם תוצרים מינמליים עקב הטמפרטורה הנמוכה והצפיפות הגבוהה בעננים. למרות זאת, הובחנו מולקולות אורגניות בתחום הספקטרום שבו מדענים לא ציפו למצוא באותם התנאים, כגון פורמלין, מתנול ו ויניל אלכוהול (vinyl alcohol). התגובות הנחוצות ליצירת חומרים אלו מוכרים למדענים רק בתנאי הטמפרטורה והלחץ של כדור הארץ ובמעבדות. הימצאותם מעידה על כך כי התגובות הכימיות המצויות בעננים הבין-כוכבים קורות מהר ממה שחשבו, ככל הנראה תגובות במצב גז שזרות לתרכובות האורגניות שהובחנו בכדור הארץ.

עננים בין-כוכבים מספקים גם אמצעי לחקר הימצאותן ויחסן של מתכות בחלל, דבר שעשוי לסייע בפיתוח של תאוריות על סיבת היווצרותם. במיוחד כאשר יחס המתכות בעננים לא עקבי בהשוואה לאלו הצפויות להיווצר בתוך הכוכבים (כתוצאה מהיתוך) ובזאת לספק הסברים חלופיים כגון פליטה של קרן קוסמית.
## ענן בעל מהירות גבוהה
[ממוזער|שמאל|[ערפילית החזרה *IRAS 10082-5647 * נצפית על ידי טלסקופ החלל האבל]]
עננים אלו בעלי מהירות גבוהה (*High-velocity cloud*) ממה שניתן להסביר על ידי סיבוב גלקסיית שביל החלב. הם מזוהים בעיקר בקו 21 ס"מ של מימן נייטרלי ובדרך-כלל מכילים כמות נמוכה של יסודות מתכת לעומת עננים בין-כוכבים רגילים בשביל החלב.
תאוריות אשר מנסות להסביר עננים בלתי רגילים אלו טוענות לשאריות חומר מזמן היווצרות הגלקסיה, או היסחפות של חומר על ידי גאות מגלקסיות אחרות או של הקבוצה המקומית. על מנת להבין את מקורם יש צורך בהבנה טובה יותר של המרחקים והמתכתיות שלהם.

עננים בעלי מהירות גבוהה מזוהים עם הקידומת HVC לדוגמה הענן *HVC 127-41-330*.
### HVC 127-41-330
*HVC 127-41-330* הוא ענן בעל מהירות גבוהה. שלושת המספרים בשמו מציינים, בהתאמה, את קווי האורך והרוחב הגלקטים ואת מהירות ההתקדמות לכיוון כדור הארץ בקילומטרים לשנייה. קוטרו הוא 20,000 שנות אור ומיקומו כ-2.3 מיליון שנות אור מכדור הארץ, בין גלקסיית אנדרומדה לגלקסיית המשולש. 80% ממסתו היא חומר אפל.
## ראו גם
*הענן הבין-כוכבי המקומי
*ערפילית
*תווך בין-פלנטרי
*אבק בין-כוכבי

## קישורים חיצוניים
*High Velocity Cloud (ענן מהירות גבוהה)- אוניברסיטת סווינבורן לטכנולוגיה (באנגלית)
## הערות שוליים

קטגוריה:קוסמולוגיה
קטגוריה:אסטרופיזיקה
קטגוריה:גרמי שמיים