همان‌طور که پیشتر در مقاله‌های اسطرلاب نوشتیم (برای مثال اینجا، اینجا، اینجا، و اینجا) غبار میان‌ستاره‌ای یکی از اجزای مهم تشکیل‌دهنده‌ی کهکشان‌ها، به خصوص کهکشان‌های ستاره‌زا و فعال است. غبار میان‌ستاره‌ای ذرات بسیار ریزی هستند که در بادهای ستاره‌ای و انفجارهای ابرنواختری به وجود می‌آیند و معمولا در اطراف ستاره‌های پرجرم و تازه‌متولدشده هستند. این ذرات نور ستاره‌ها را جذب، پراکنده، و در طول‌موج‌های بلند (فروسرخ میانه تا میلیمتری) تابش می‌کنند. ذرات غبار اهمیت بسزایی در فرآیندهای شیمیایی و فیزیکی محیط میان‌ستاره‌ای دارند. به عنوان مثال، سطح ذرات غبار کاتالیست تشکیل مولکول H2 است، همچنین ذرات غبار با انتشار فوتوالکترون‌ها در محیط‌هایی که نور فرابنفش از ستاره‌ها تابش می‌شود موجب گرم‌شدن گاز میان‌ستاره‌ای می‌شوند و با تابش امواج فروسرخ در فرآیند سرد شدن گاز میان‌ستاره‌ای موثر هستند. علاوه بر اهمیت ذرات غبار در فرآیندهای فیزیکی و شیمیایی کهکشان‌ها، دانستن میزان تضعیف نور(۱) بر اثر غبار برای محاسبه کردن شدت نور تضعیف‌شده و تخمین شدت نور اولیه‌ی تولید شده در کهکشان ضروری است.
بارنارد، اخترشناس نامی آمریکایی، در سال‌های ۱۹۰۷–۱۹۱۰ اولین کسی بود که متوجه شد نور ستاره‌ها توسط «محیط جذب‌کننده‌ای» کم می‌شود. پس از او، ترامپلر، اخترشناس سوییسی-آمریکایی، در سال ۱۹۳۰ نشان داد که نور ستاره‌های خوشه‌های باز دور بر اثر چیزی علاوه بر فاصله (قانون عکس مجذور فاصله) کم شده‌اند. او نتیجه‌گیری کرد که محیط میان‌ستاره‌ای در کهکشان دارای ذرات غباری با اندازه‌های گوناگون است که موجب جذب انتخابی می‌شود. ده‌ها سال بعد از این، دانش ما درباره‌ی غبار بسیار بیشتر شده اما هنوز نادانسته‌های بسیاری، از جمله ترکیب شیمایی غبار، وجود دارد. در این مقاله بیشتر به راه‌های اندازه‌گیری تضعیف نور توسط غبار، یا به طور خلاصه تضعیف غباری، می‌پردازیم.
شکل ۱: در این شکل منحنی‌های خاموشی و جذب غباری را می‌بینید. محور عمودی میزان تضعیف نور و محور افقی طول‌موج را نشان می‌دهد. در طول‌موج‌های کوتاه نور بیشتری توسط غبار جذب و پراکنده می‌شود. منحنی‌های SMC و LMC مربوط به اندازه‌گیری‌های ابرهای ماژلانی کوچک و بزرگ هستند.
Credit: Reddy et al. (2015)
میزان تضعیف نور توسط ذرات غبار به طول‌موج نور وابسته است. هرچه طول‌موج کوتاه‌تر باشد، نور بیشتر خاموش می‌شود. برای مثال نور فرابنفش از نور مرئی بسیار بیشتر تضعیف می‌شود. این ویژگی تضعیف غباری که شامل هر دو فرآیند پراکندگی(۳) و جذب یا خاموشی(۲) می‌شود، به اندازه‌ی ذرات نسبت به طول‌موج تابیده‌شده بستگی دارد. اگر اندازه‌ی ذرات بزرگتر از طول‌موج تابیده بر آن‌ها باشد، در محدوده‌ی اپتیک هندسی قرار می‌گیریم و تضعیف به طول‌موج وابسته نخواهد بود. اما برای ذرات کوچک‌تر از طول‌موج هر چه طول‌موج کمتر باشد تضعیف (جذب و پراکندگی) بیشتر می‌شود. در محدوده‌ی مرئی و فرابنفش همه‌ی ذرات الزاما کوچک‌تر از طول‌موج نیستند، در این شرایط نظریه‌ی مای(۳) حکم‌فرما است که بر طبق آن پراکندگی با نسبت اندازه‌ی ذره به طول‌موج بستگی دارد.
مستقیم‌ترین راه اندازه‌گیری تضعیف غباری، مقایسه‌ی طیف یک ستاره که نوع آن را می‌دانیم و نورش تحت تاثیر غبار تضعیف شده با طیف ستاره‌ی مشابه دیگری است که تضعیف ناچیزی دارد. این روش به ما تضعیف انتخابی یا سرخ‌گرایی(۴)، را می‌دهد. میزان خاموشی بر حسب طول‌موج منحنی خاموشی نام دارد. این منحنی برای ستاره‌های راه‌شیری و ابرهای ماژلانی کوچک و بزرگ اندازه‌گیری شده است (شکل ۱). هر کدام از منحنی‌ها با هم تفاوت‌هایی دارند که به پراکندگی اندازه و ترکیب ذرات غبار بستگی دارد. حتی در داخل راه‌شیری، خط دیدهای مختلف منحنی‌های خاموشی مختلفی به ما می‌دهند.
در کهکشان‌های دور، به علت اندازه‌ی زاویه‌ای کوچک، اندازه‌گیری منحنی خاموشی در خط دید مشخص امکان‌پذیر نیست. بنابراین منحنی تضعیف اندازه‌گیری می‌شود که در واقع ترکیبی از خاموشی (جذب‌شدگی) و پراکندگی است (شکل ۲). تفاوت اصلی منحنی‌های تضعیف و خاموشی این است که در منحنی تضعیف پراکندگی نور به داخل خط دید (فوتون‌هایی که به داخل خط دید ناظر پراکنده شده‌اند) و مکان نسبی غبار نسبت به ستاره‌ها نیز مهم است.
شکل ۲: تصاویر راست و چپ طرح‌های کارتونی‌ای از a) ستاره‌ای در پشت صفحه‌ای از غبار و b) توزیعی از ستاره‌ها با توده‌های غباری هستند. تصویر چپ نشان‌دهنده‌ی ترکیب ساده‌ای است که از روی آن منحنی‌های خاموشی (extinction curve) را محاسبه می‌کنند: یک منبع نور مشخص وجود دارد که غبار نور آن را جذب و به خارج از دید پراکنده می‌کند. تصویر راست شرایطی را نشان می‌دهد که ترکیب پیچیده‌تری از ستاره‌ها و غبار وجود دارد، مانند آنچه در کهکشان‌های دور دیده می‌شود. در این حالت، هر ستاره میزان متفاوتی از جذب غبار را تجربه می‌کند، برخی از ستاره‌ها کاملا در داخل توده‌ی غباری مدفون شده‌اند و برخی در مقابل توده‌های غباری قرار دارند. پراکندگی نیز در این شرایط هم به خارج و هم به داخل میدان دید است. به دلیل پیچیده‌تر بودن، به تاثیر غبار بر نور ستاره‌ها در این حالت «منحنی تضعیف» می‌گویند.
Credit: D. Calzetti
در منحنی خاموشی ساختار ساده‌ای داریم که غبار به شکل صفحه‌ای در مقابل ستاره قرار دارد. اما ستاره‌ها و غبار می‌توانند مکان‌های نسبی گوناگونی داشته باشند که در شکل منحنی تضعیف تاثیر می‌گذارد. برای مثال، مکان نسبی می‌تواند مخلوطی از ستاره‌ها و غبار باشد، یا صفحه‌ی یکپارچه‌ای از غبار در مقابل ستاره‌ها، و یا صفحه‌ی غیریکپارچه‌ای (تکه تکه‌ای) از غبار (شکل ۲). هر کدام از این ترکیبات منحنی‌های ات متفاوتی به ما می‌دهند. معمولا در کهکشان‌های دور ساده‌ترین حالت را که صفحه‌ی یکپارچه‌ای از غبار در مقابل ستاره‌هاست در نظر می‌گیرند. یکی از معروف‌ترین این منحنی‌ها، منحنی کَلزِتی است (شکل ۱). این منحنی در سال ۲۰۰۰ بر اساس تعدادی کهکشان بسیار ستاره‌زا در نزدیکی ما محاسبه شده است.
منحنی‌های خاموشی و تضعیف به ما میزان جذب‌شدگی نسبی را می‌دهند و برای اندازه‌گیری جذب کامل در هر طول‌موج لازم است که مقدار غبار یا به عبارتی ضخامت صفحه‌ی غبار را هم اندازه بگیریم. به این کمیت سرخ‌گرایی هم می‌گویند. روش‌های گوناگویی برای اندازه‌گیری سرخ‌گرایی وجود دارد. یکی از آن‌ها مقایسه‌ی نسبت درخشندگی اندازه‌گیری‌شده‌ی دو خط نشری هیدروژن با نسبت تئوری آن دو خط (در شرایط معمولی محیط میان‌ستاره‌ای) است. به این معنا که ما از نتایج آزمایشگاهی می‌دانیم که در شرایط معمول محیط میان‌ستاره‌ای (از نظر دما، چگالی، …) برای مثال نسبت شدت خط هیدروژن-آلفا به هیدروژن-بتا که هر دو از یک ماده هستند، چقدر باید باشد. اگر این دو خط را در کهکشانی رصد کنیم و ببینیم نسبت آن‌ها با عدد تئوری (آزمایشگاهی) متفاوت است متوجه میزان غبار می‌شویم. زیرا تضعیف به طول‌موج وابسته است (با افزایش طول‌موج کم می‌شود)، بنابراین هر تفاوتی بین نسبت رصدشده و نسبت قابل‌انتظار نشان‌دهنده‌ی میزان غبار است. مشابه این روش از شیب طیف فرابنفش و تغییرات آن نسبت به آنچه انتظار می‌رود هم می‌توان استفاده کرد.
علاوه بر خاموشی، ذرات غبار در طول‌موج‌های فروسرخ و میلیمتری تابش نیز می‌کنند (شکل ۳). فوتونهای پرانرژی که توسط ذرات غبار جذب می‌شود با انرژی کمتری بازتاب می‌شوند. بسته به ترکیبات غبار، دمای غبار، و شدت تابش ستاره‌ها میزان تابش فروسرخ و شکل طیف آن تفاوت می‌کند. درباره‌ی تابش فروسرخ میانه که از نوع خاصی از ذرات غبار ناشی می‌شوند پیشتر در این مقاله نوشته‌ایم. با اندازه‌گیری تابش فروسرخ غبار می‌توان به میزان کلی غبار پی برد و با روش‌های تعادل انرژی آن را با نور جذب‌نشده در فرابنفش جمع کرد و نور تابشی کلی کهکشان را محاسبه کرد.
گرچه دانش ما درباره‌ی غبار در کهکشان‌ها بسیار پیشرفت کرده است، اما نادانسته‌های بسیاری در این رشته وجود دارد. تلسکوپ فضایی جیمز وِب که در سال ۲۰۱۸ پرتاب می‌شود، آشکارساز فروسرخ پیشرفته‌ای دارد که افق‌های جدیدی را درباره‌ی غبار و ویژگی‌هایش در سایر کهکشان‌ها به ما نشان خواهد داد. همچنین رصدخانه‌های رادیویی و میلیمتری مانند تداخل‌سنج زیرمیلیمتری آلما تاثیر چشم‌گیری در پیشرفت در این رشته داشته و خواهند داشت.
شکل ۳: تصویر کهکشان کلاه‌مکزیکی در طول‌موج مرئی (چپ) و فروسرخ (راست). در نور مرئی کمربند جذبی غبار را با رنگ تیره در میانه‌ی کهکشان می‌بینید که در طول‌موج فروسرخ با شدت تابش می‌کند.
(۱) attenuation
(۲) scattering
(۳) extinction
(۴) Mie Theory
(۵) reddening
گردآوری: آیرین شیوایی
