فرض کنید یک روز صبح از خواب بیدار شده‌اید و به شما بگویند که درون یک حباب زندگی می‌کنید که دمای آن یک میلیون کلوین است. احتمالا اولین واکنش شما خندیدن و باورنکردن باشد، اما درست است و باور کنید: ما درون یک حباب زندگی می‌کنیم که دمای آن یک میلیون کلوین است! اندازه‌ی این حباب درونِ صفحه‌ی کهکشانی حدود ۱۰۰ پارسک، و در جهت عمود بر صفحه‌ی کهکشانی تا صدها پارسک هم می‌رسد. حبابی که خورشید و صدها ستاره‌ی اطراف آن را در درون خود جای داده است، و به حباب محلی^(۱) معروف است.

چرا منجمان ادعا می‌کنند که ما درون یک حباب داغ هستیم؟

تقریبا می‌توان سه رصد زیر را به عنوان اولین نشانه‌های حضور ما درون این حباب در نظر گرفت: (۱) ابتدا در سال ۱۹۶۸ بعد از مساحی‌های پرتوی ایکس، اولین شواهد از وجود یک حباب اطراف خورشید مشاهده گردید. از آن‌جا که انتظار می‌رفت همانند سایر مناطقِ میان‌ستاره‌ای (که به دلیل وجود گازهای گرم دارای تابش‌های شدید پرتوی ایکس هستند) در این منطقه نیز این تابش‌ها مشاهده گردد، عدم وجودِ این تابش‌های پرتوی ایکس پس‌زمینه منجر به شکل‌گیری این تئوری شد که چگالی گاز درون این ناحیه به‌ شدت کم است و در نتیجه احتمالا ما درون یک حباب حضور داریم (مقاله‌ی Bowyer و همکاران ۱۹۶۸)؛ (۲) در همان سال، اندازه‌گیری‌های کاهش نور^(۲) به سمت ستاره‌های نزدیکتر از ۱۰۰ پارسک نشان دادند که مقدارِ کاهش شدت نوری که به دلیل وجود غبار بین راه اتفاق می‌افتد، بسیار کمتر از حالت معمولی در فضای میان‌ستاره‌ای است (مقاله‌ی Fitzgerald و همکاران ۱۹۶۸)، به‌طوری‌که مقدار غبار موجود در این ناحیه‌ی کوچک، بسیار رقیق و یا حتی قابل چشمپوشی است؛ (۳) و در نهایت چند سال بعد، اندازه‌گیری چگالی‌های گازهای هیدروژن خنثی به سمت ستاره‌های نزدیک با استفاده از رصد خطوط نشری لیمان-آلفا (از خطوط نشری هیدروژن) نشان دادند که خورشید ما و حدود دوهزار ستاره‌ی اطراف آن در درون یک حباب قرار دارند که چگالی آن بسیار کمتر از حالت معمولی است. این اندازه‌گیری‌ها نشان داد که چگالی هیدروژن در این منطقه حدود یک‌صدم بر سانتی‌متر مکعب است، که این یعنی حدود ۱۰ برابر کمتر از چگالی نوعی هیدروژن در فضای میان‌ستاره‌ای (مقاله‌ی Bohlin 1978).

از طرف دیگر، رصدهای ۱/۴keV پرتوی ایکس پس‌زمینه‌ی ماهواره ROSAT و هم‌چنین مشاهداتی که توسط DIRBE-corrected IRAS صورت گرفت، نشان دادند که کسر قابل توجهی از مقدار تابش ایکس پس‌زمینه، متعلق به درونِ حباب محلی نیست و از بیرونِ حباب سرچشمه می‌گیرند. این داده‌ها نشان دادند که بخش اعظم این تابش‌های پس‌زمینه از هاله‌ی کهکشان (تابش‌هایی که از عرض‌های بالای کهکشانی می‌آیند) و بالج کهکشانی (تابش‌های مشاهده‌شده در عرض‌های کهکشانی پایین) سرچشمه گرفته‌اند. ولی با توجه به مقدار انرژی تابش‌های سرچشمه گرفته از درونِ حباب محلی، مقدار دمای ذرات درون حباب^۶/۰۷ ۱۰ کلوین تعیین گردید (مقالات Snowden و همکاران ۱۹۹۸؛ Moritz و همکاران ۱۹۹۸).

هر گاز داغِ موجود در فضای میان‌ستاره‌ای که از خود تابش ایکس گسیل می‌کند، می‌بایست در طول‌موج‌های فرابنفش بالا (EUV) نیز تابش داشته باشد. اما تحلیل داده‌های مساحی فرابنفش که توسط دوربینِ میدان بازِ WFC ماهواره ROSAT انجام شد، نشان داد که تابش‌های فرابنفش بالا درون حباب محلی نسبت به سایر مناطق بسیار ناچیز، و عملاً قابل صرف‌نظرکردن است (مقاله‌ی West و همکاران ۱۹۹۴). هم‌چنین تمام تلاش‌های طیف‌نگار ماهواره‌ی EUVE تنها منجر به یافتن حد بالای تابشِ فرابنفش درون حباب محلی شد (مقاله‌ی Vallerga و همکاران ۱۹۹۸). اما مشکل هر دو ابزار ROSAT WFC و EUVE این بود که آنها برای بررسی چشمه‌های نقطه‌ای طراحی شده بودند و نه برای کاوش مناطق پخشی. در نتیجه در سال ۲۰۰۵ ماهواره CHIPS که اختصاصاً برای آشکارسازی خطوط نشریِ مناطقِ پخشی طراحی شده بود، به فضا پرتاب گردید. اما بررسی داده‌های این مساحی نیز تایید دوباره‌ای بود بر اینکه درونِ حباب محلی، تابش قابل توجهی ازEUV وجود ندارد (مقاله‌ی Hurwitz و همکاران ۲۰۰۵).

تصویر ۱: گازهای خنثی سدیم در صفحه‌ی کهکشانی. مناطق تیره نشان‌دهنده‌ی حضور ابرهای سرد و چگال و مناطق روشن نشان‌دهنده‌ی حباب محلی هستند که از ابرهای سدیم خالی شده است (Welsh و همکاران ۲۰۱۰).

علاوه بر این مساحی‌ها، تلاش برای یافتن اتم‌های به شدت یونیزه مثل اکسیژن سه‌باریونیزه ( OVI در ۱۰۳۲ آنگستروم) و سیلیکون سه‌باریونیزه (SiIV) که برای ردیابی مناطق داغ استفاده می‌شود نیز به شکست انجامید، و عملا گاز یونیزه‌ای در درون حباب محلی پیدا نشد. به عنوان مثال کاوشگر طیف‌نگارِ فرابنفش دورِ ناسا (FUSE)، که با رصد کوتوله‌های سفید موجود در فواصل ۷۰ پارسکی به دنبال OVI بود حتی با حداقل چگالی ستونیِ^(۳) این اتم نیز در درون حباب محلی مواجه نشد (Oegerle و همکاران ۲۰۰۰). هم‌چنین رصدهای انجام‌شده با استفاده از طیف‌نگارِ پر قدرتِ GHRS و ابزار STIS تلسکوپ فضایی هابل، به سمت کوتوله‌های سفید در فاصله ی نزدیکِ ۱۰۰ پارسکی و ستاره‌های داغ موجود در حباب محلی، نتوانست هیچ اثر قابل توجهی از وجود گازهای به شدت یونیزه CIV (کربن سه‌باریونیزه) و SiIV بیابد (این دو گاز ردیاب‌های مناسبی برای محیط‌های داغ با دمای ۸۰۰۰۰  کلوین هستند) (Holberg و همکاران ۱۹۹۹؛ Bertin و همکاران ۱۹۹۵). این در حالی است که همه‌ی این گازها در فواصل بیرون از حباب محلی به طور چشم‌گیری با چگالی‌های ستونی بالا رصد شده‌اند.

علاوه بر تمام این رصدها، در سال ۲۰۱۰ یک تیم امریکایی و فرانسوی در یک کار مشترک بر اساس رصدهای ۱۰ ساله‌ی اتم‌های خنثی سدیم (NaI) و اتم‌های یونیزه‌ی کلسیم (Ca II) و ذرات غبار، نشان دادند که درون حباب محلی تا فاصله ۸۰ پارسک در صفحه‌ی کهکشان و تا فاصله‌ی هزار پارسکی به درون هاله‌ی کهکشانی، هیج مقدار قابل توجهی از سدیم و کلسیم و غبار وجود ندارند (Welsh و همکاران ۲۰۱۰). به علاوه، این گروه با تولید نقشه‌های سه بعدی گازهای اطراف حباب محلی نشان دادند که شکل سه بعدی حباب، به صورت یک دودکش است که دهانه‌ی آن به سمت شمال صفحه‌ی کهکشانی باریکتر است و این دهانه به سمت (l~180 و b~75 درجه) دارای یک کج‌شدگی است. آنها هم‌چنین نشان دادند که دهانه‌ی نیمکره‌ی جنوبی این دودکش دارای پهن‌شدگی بیشتری است.

تصویر ۲: تصویر حباب محلی در صفحه‌ی نصف‌النهاری. جهت دودکش مانند حباب محلی در این تصویر نمایان است (Welshو همکاران ۲۰۱۰).

علت شکل‌گیری این حباب هنوز مشخص نیست اما شواهدی وجود دارد که انفجارهای پیوسته‌ی ابرنواختری عامل شکل‌گیری این حباب داغ بوده است. احتمالاً این انفجارهای ابرنواختری متوالی در نزدیکی خوشه‌ی ستاره ای Sco-Cen رخ داده‌اند، زیرا ابرهای پخشی موجود در مسیر این خوشه ستاره‌ای دارای سرعت‌های منفی نسبت به چارچوب استاندارد موضعی (LSR) هستند (Crawford و همکاران ۱۹۹۱). بنابراین بیشتر ابرهای پخشی موجود در این مسیر در حال خارج‌شدن از Sco-Cen و در حال حرکت به سمت ما هستند.

چگونه می‌شود حباب محلی را مطالعه کرد؟

منجمان برای مطالعه‌ی فضای میان‌ستاره‌ای از گازهای درونِ این محیط استفاده می‌کنند. اما همانگونه که گفته شد چون دمای حباب محلی بسیار بالا است اتم‌های معمولی نمی‌توانند درون آن زنده بمانند، در نتیجه تا به امروز درونِ حباب محلی به صورت ناشناخته باقی مانده است. هم‌چنین بر اساس آنچه که در بالا ذکر شد تقریبا تمامی راه‌های مطالعه‌ی درون حباب محلی به نتیجه‌ی قابل قبولی منجر نشده‌اند.

ما برای بررسی محیط درون حباب محلی، برای اولین‌ بار پیشنهاد دادیم که به‌ جای رصد گازهای معمولی، از رصد مولکول‌های درشت و سنگین استفاده شود. زیرا این مولکول‌ها در برابر دماهای بالا مقاوم هستند. خوشبختانه مولکول‌های سنگینی در فضای میان‌ستاره‌ای وجود دارند که می‌توانند درونِ محیط‌های داغ زنده بمانند. به این مولکول‌ها باندهای پخش میان‌ستاره‌ای^(۵) می گویند (DIB). تا به امروز چیزی در حدود ۵۰۰ گونه متفاوت از DIB ها شناخته شده‌اند ولی حتی ساختار یکی از آن‌ها نیز هنوز شناخته نشده است. موضوع DIB امروزه به‌ عنوان قدیمی‌ترین معمای طیف‌سنجی در نجوم شناخته می‌شود.

تصویر ۳: طرحی شماتیک از باندهای پخش میان‌ستاره‌ای

برای مطالعه‌ی حباب محلی، برای اولین بار تیم ما در یک مساحیِ ۳ ساله، با استفاده از تلسکوپ ۵/۲ متری INT واقع در جزیره لاپالما، نیمکره‌ی شمالی آسمان را با استفاده از باندهای پخشی مورد مطالعه قرار داد. ما متوجه شدیم که درونِ حباب محلی مملو از باندهای پخشی ۵۷۸۰ و ۵۷۹۷ آنگستروم است (فرهنگ و همکاران ۲۰۱۵ a). هم‌چنین مشاهده کردیم که به علت تابش‌های شدید پس‌زمینه‌ این باندها در ابرهای نازک و پخشی در درون حباب محلی قرار دارند. از طرف دیگر با بررسی شرایط محیطی لازم برای این ابرها متوجه شدیم که علی‌رغم دمایِ زیادِ درونِ حباب، باند پخشی ۵۷۸۰ آنگستروم می‌تواند حتی در حضور تابش‌های فرابنفش پس‌زمینه نیز رشد کند ولی باند ۵۷۹۷ آنگستروم نیازمند محیطی خنثی برای رشد و تکثیر است. هم‌چنین مطالعات ما نشان داد که ابرهایی که در درون حباب محلی قرار گرفته‌اند اکثرا ابرهای نازکی هستند که در بیشتر موارد فاقد هسته‌ی ضخیم و چگال هستند (فرهنگ و همکاران ۲۰۱۵ b). از طرف دیگر مطالعات ما نشان داد که زیر صفحه‌ی کهکشانی، مکان مناسب‌تری برای رشد باندهای پخشی است. همکاران ما در انگلستان با استفاده از تلسکوپ ۵/۳ متری NTT واقع در شیلی، مساحی نیمکره‌ی جنوبی را انجام دادند که نتایج این تحقیق نیز به زودی منتشر می‌شود.