מרכיבי התווך הבין כוכבי – אטומים, מולקולות גרגרי אבק – משפיעים ישירות על האור הנפלט מכוכבים. כאשר האור מכוכב רחוק עובר דרך החומר בין הכוכבי, האינטראקציה משנה את תכונות האור, כגון עוצמתו בצבעים שונים. החוקים הפיזיים המתארים שינויים אלה מורכבים, אך ניתן לצמצם אותם למספר עקרונות בסיסיים.
כאשר קרינה אלקטרומגנטית מכל סוג שהוא (אור אולטרה סגול, אור נראה, אינפרא אדום, גלי רדיו וכדומה) מקיימת אינטראקציה עם אטומים או מולקולות בודדים, קרינה יכולה להיבלע או להיפלט רק בהתאם להפרש שבין רמות האנרגיה האופייניות לאטומים או למולקולות. התוצאה היא סדרה של קווים ספקטרליים חדים – בדרך זו אנחנו בוחנים את ספקטרום הכוכבים. כאשר קרינה אלקטרומגנטית פוגעת בחלקיקים גדולים הרבה יותר כמו גרגרי אבק, סוג של אינטראקציה ביניהם תלוי בהרכב הכימי של החלקיקים בגודלם ביחס לאורך הגל של האור הפוגע. כמו כן, הרכב האור הנקלט מכוכב, והרכב החלקיקים שהוא מאיר, עשויים להיות מושפעים מהכיוון שבו נמצא המשקיף.
באדיבות וויקיפדיה.
התווך הבין כוכבי מורכב מחלקיקים המשתרעים על פני טווח גדלים רחב. לאטום מימן רדיוס של 5 × 10-11 m; גודלן של מולקולות בין כוכביות טיפוסיות נע בין 10 עד 20 פעמים רדיוס אטום המימן, היקפן עד 10-9 מ 'או 1 ננומטר. גרגרי אבק בין כוכביים הם זעירים, אבל הם עשויים ממספר גדול מאוד של אטומים או מולקולות. גודל הגרגרים נע בין 5 × 10-9 מטר ועד ל- 10-6 מטר, או בטווח שבין 5 ועד 1000 ננומטר, בדומה לטווח הגדלים של החלקיקים הנמצאים עשן סיגריה. לשם השוואה, אורך הגל הממוצע של האור הנראה הוא 500 ננומטר.
לקרינה אינטראקציה שונה עם כל אחד משלושת הסוגים של חלקיקים בין כוכביים – אטומים, מולקולות, גרגרי אבק. במציאות, החומר הבין כוכבי הוא תמיד תערובת של גז ואבק, אבל קל יותר להבין את ההשפעות שלהם אם נתייחס אל אינטראקציות נפרדות של אור עם אטומים, עם מולקולות ועם גרגרי אבק. בדרך כלל, החומר הבין כוכבי מרוכז בענן. מחוק סטפן-בולצמן נובע שכוכבים חמים פולטים הרבה יותר פוטונים אנרגטיים (אורך גל קצר) מאשר כוכבים קרים. כוכבים זוהרים וחמים הם גם כוכבים צעירים, ולכן הם נוטים להתרחק פחות מאזור הגזים והאבק שבו נולדו. כתוצאה מכך, סביר הרבה יותר שערפילית תהיה מוארת ע"י כוכב חם מאשר ע"י כוכב קר.
כאשר אור עם מגוון רחב של אורכי גל פוגע בערפילית, רק פוטונים בעלי אורכי גל מסוימים ובעלי אנרגיה מתאימה יוכלו לעורר את הגז הבין כוכבי, או להעלות אלקטרונים מרמות אנרגיה נמוכות יותר. לפוטונים עם אורך גל קצר יש די אנרגיה כדי ליינן את הגז, או לסלק אלקטרונים מתוך האטומים. בכל פעם שפוטון נבלע הוא מעורר או מיונן אטום. כאשר האטום פולט מחדש פוטון, הוא עשוי לעשות זאת לכל כיוון. כך שרק פוטונים עם אורכי גל המתאימים למעברים האנרגיה יבלעו באטומים, בעוד שמרבית הפוטונים אינם תואמים את אנרגיות המעבר של האלקטרונים יוכלו לעבור דרך הגז ללא כל הפרעה. האפקט שנוצר בעבר קרינה דרך תווך בין כוכבים הוא חיסור קווי אנרגיה מקרן האור באורכי גל ספציפיים. לאור כוכב החולף דרך ערפילית נוספים קווי בליעה, שנוצרו על ידי החומר הבין כוכבי.
באדיבות וויקיפדיה
כאשר האלקטרונים יורדים מרמות אנרגיה גבוהות של האטומים, הם יוצרים קווי פליטה. הפוטונים בקווי הפליטה האלה משאירים את הערפילית לכל הכיוונים, כך שצופה בכיוון אחד יראה את הערפילית זוהרת בצבעים שונים המתאימים לקווים הספקטראליים החזקים ביותר. זוהי דוגמה אסטרונומית חשובה לחוקי הקרינה של קירכהוף. קשה לראות את הצבעים של ערפילית, אפילו בסיוע טלסקופים גדולים, כי עוצמת האור נמוכה ביותר ורגישות הצבע של העין יורדת ברמות אור נמוכות (זו הסיבה שנוף המואר באור הירח נראית פחות צבעוני מאשר באור יום). העין גם לא יכולה לסכם את כל הפוטונים שהיא קולטת במשך שניות רבות לתמונה אחת. עם זאת, סרטים רגישים וגלאים אלקטרוניים יכולים לקלוט צבעים במדויק. כמה קווים ספקטרליים הרבה יותר יעילים בסילוק האנרגיה מהערפילית מאשר קווים אחרים. מאחר שהמימן הוא הגז הנפוץ ביותר, ומאחר שקוו הפליטה האדום Hα הוא אחד המעברים החזקים ביותר שלו, ענני גז רבים פולטים זוהר בצבע אדום עמוק ויפה. מעבר חשוב נוסף של חמצן יכול ליצור ערפילית יפה בצבעי כחול ירוק גוון.
האור גורם לערפילית להאיר בשל קרינה תרמית. כאשר גז סופג פוטונים, הוא צובר אנרגיה. כאשר האלקטרונים משוחררים מהאטומים, הם מתנגשים עם אלקטרונים ואטומים אחרים. ההשפעה של התנגשויות אלה היא הגדלת המהירות הממוצעת של החלקיקים. משמעות הדבר היא שטמפרטורת הגז עולה. אור השמש יכול לפיכך לחמם ענן גז מרוחק. האיזון בין חימום על ידי קליטה וקירור על ידי פליטה מחדש מיצב את טמפרטורות של הגז והאבק. ענן קרוב מאוד לכוכב המחומם לטמפרטורה של כמה אלפי מעלות קלווין, יפלוט קרינה תרמית עם שיא באורך גל נראה או קרוב לאינפרה אדום. ענן רחוק מכוכב הוא הרבה יותר קר – טמפרטורה של עשרות או מאות מעלות קלווין – ושיא הקרינה התרמית נמצא רחוק בתחום אינפרה אדום או בתחום הרדיו. קרינה תרמית נעה לכל הכיוונים ונראית על ידי משקיפים בכל כיוון מן הענן. נזכור שקרינה תרמית היא ספקטרום רציף, ולא קווי פליטה בודדים.
אור כוכבים יכול גם ליצור אינטראקציה עם המולקולות של הערפילית. המולקולות הן שני אטומים או יותר המחוברים יחדיו על ידי כוחות חשמליים חלשים. כמו אטומים, למולקולות יש ספקטרום אופייני הקשור למבנה של רמות האנרגיה הפנימיות שלהם. ספקטרום מולקולרית בדרך כלל מסובך יותר מאלו של אטומים בודדים, משום שהסיבובים והרטט של המולקולות מוסיפים מצבי אנרגיה רבים. קווי הבליעה או הפליטה של מולקולות ברזולוציה ספקטרלית נמוכה מופיעים כפס רחב ולא קו צר אחד. כמויות זעירות של אנרגיה יכולות לגרום סיבוב חזק במולקולה, כך מוסברת הופעתם של פסי קליטה ופליטה רבים באנרגיות נמוכות של אינפרה-אדום או בתחום תת-מילימטרי. תכונות מולקולריות נצפות באמצעות הספקטרום גם של סביבות בין כוכביות קרות מאוד, ובצפיפות נמוכה.
באדיבות NASA
לבסוף, אור הכוכבים יכול לפעול גם על גרגרי אבק בין כוכביים. גרגרי אבק מורכבים מאטומים ומולקולות וקיימות האינטראקציות שונות למדי ביניהם ובין הפוטונים. החלקיקים הגדולים משפיעים על טווח רחב מאד של אורכי גל בהשוואה לקווים או פסים ספקטרליים בודדים. ישנן שתי השפעות תצפיתיות חשובות. גרגרים סופגים את הקרינה הנראית והאולטרה סגולה הנכנסת ופולטים קרינה באינפרה אדום הרחוק, עם ספקטרום תרמי המשקף את הטמפרטורה הקרה של הגרגרים. התוצאה היא עמעום כללי של אור הכוכבים בכל אורכי הגל, הנקראים דעיכה בין כוכבית. גרגרי אבק מתנגשים כל הזמן עם אטומים בודדים ומולקולות, כל החלקיקים שונים נמצאים בשיווי משקל ולכולם אותה טמפרטורה.
גרעיני אבק בין כוכביים יכולים לפזר קרינה, כלומר לספוג פוטון הנכנס בכיוון אחד ולפלוט אותו בכיוון אחר. הפיזור יעיל יותר באורכי גל קצרים של האור הנראה. כתוצאה מכך, אור אדום (אורכי גל ארוכים יותר) עובר דרך ענני אבק כמעט ללא הפרעה, בעוד שאור כחול (אורכי גל קצרים יותר) מפוזר אל שולי קרן האור. כך,ש משקיף המביט מבעד לענן האבק על כוכב מרוחק רואה את רוב אורו האדום, אך לא את אורו הכחול. משקיף אשר נמצא בצד הענן רואה אותו ישירות ללא אובדן של האור הכחול. בדרך זו, אבק בין כוכבי גורם לכוכבים רחוקים להראות אדומים יותר ממה שהם באמת. אפקט זה נקרא האדמה בין-כוכבית.
גרגרי אבק רבים, מפוזרים במרחבי הגז הבין כוכבי, מייצרים ערפל כללי או "ערפיח בין כוכבי". לעומת זאת, כאשר גרגרי אבק מרוכזים בעננים שונים, השפעתם יכולה להיות דרמטית הרבה יותר. לפעמים אבק יכול כמעט להעלים את אור הרקע. משקיף שמביט בענן האבק מהצד, יראה את האור הכחול מתפזר מהאלומה, כך שערפילית המוארת בדרך זו יהיה צבע כחלחל. האור המוחזר מערפילית נובע מפיזור באבק ולא ממפגש עם אטומים או מולקולות. הצבע הכחול של הערפילית נגרם בחלקו על ידי פיזור אבק ובחלקו מן העובדה שהאור המשתקף בא מכוכב חם וכחול.
אתה לא צריך לדמיין אזורים מרוחקים של שטח להבין את תופעות של דעיכה והאדמה. רק צא החוצה! למה השמיים כחולים? האטמוספרה של כדור הארץ מלאה במולקולות גז וחלקיקי אבק זעירים. המולקולות ורבים מחלקיקי האבק הקטנים בהרבה מאורך הגל של האור, כך שהפיזור יעיל יותר באורכי גל קצרים של אור. האור מן השמש חייב לעבור דרך החלקיקים האלה לפני שהוא מגיע לעינינו. האור הכחול הוסר לכן מקרן השמש המגיעה לעינינו. לאן סולק האור הכחול? מולקולות אוויר וחלקיקי אבק מפזרים את האור הכחול פעמים רבות עד שהוא מגיע לעינינו בעוצמה כמעט שווה מכל הכיוונים. אנו רואים את השמים כחולים. אנו יודעים שהצבע הכחול אינו תכונה של האוויר עצמו, שכן האוויר בצנצנת או בחדר שקוף וחסר צבע.
מדוע שקיעת השמש אדומה? כאשר השמש נמצאת גבוה בשמים, אנחנו מסתכלים עליה דרך כמות מינימלית של גז ואבק. לכן האדמה של האטמוספירה היא מינימלית, והשמש נתפסת כצהובה. בשקיעה, אור השמש עובר דרך הרבה יותר גז ואבק, מעביר את האור לקצה האדום של הספקטרום.
Author: Chris Impey