دانشیار

تركيبات كربن دار در فضاي ميان ستاره اي

همانطور كه بيان شد ، به طوركلي ماده مي تواند به روش انفجاري و يا غيرانفجاري از ستاره خارج و به فضاي ميان ستاره اي وارد شود . پس از آنكه گازهاي پيرامون يك ستاره كه حاوي كربن نيز هستند ، به حد كافي از هستة داغ دور شدند ، مواد موجود در آنها از جمله كربن چگاليده مي شوند . چگالش بخار كربن به شكل هاي مختلف صورت مي گيرد كه مي توان آنها را به صورت زير خلاصه كرد .

چگالش بخار كربن خالص

همانطور كه در فصل 3 شرح داده شد ، بخاركربن خالص به سه شكل چگاليده مي شود كه عبارتند از :

1- زنجيره هاي كربن خطي كه معمولاً از تعداد كمتر از 30 اتم كربن تشكيل مي شوند . نوعي از اين زنجيره ها پوليين نام دارد . پوليين ها داراي تعداد اتم كربن زوجند و پيكربندي آنها به صورت است . زنجيره هاي پوليين از نظر شيميايي بسيار فعالند . همچنين نوع ديگري از زنجيره هاي كربن وجود دارد كه داراي پيكربندي : هستند كه به آنها كاميولن مي گويند . فعاليت شيميايي كاميولنها اندكي كمتر از فعاليت شيميايي پوليين ها است . به همين دليل اين نوع زنجيره هاي كربن از پوليين ها پايدارترند .

2- انبوهه هاي كربن كروي قفس مانند ( فولرنها ) نيز توليد مي شوند .

3- ذرات كربن ميكروسكوپيك و ماكروسكوپيك كه از پوسته هاي كروي هم مركز تشكيل شده اند ( فرايند مارپيچي در فصل 3 )

« چگالش بخار كربن در حضور هيدروژن » 

اگر تراكم كربن در حضور هيدروژن صورت گيرد ؛ گونه هاي زير مي توانند ايجاد شوند :

1- گونه هاي زنجيره اي متقارن نظير  و نامتقارن نظير  

2- مولكولهاي هيدروكربن آروماتيك ( معطر ) چند حلقه اي ( PAH ) مسطح . اين مولكولها شبكه هاي شش ضلعي مسطح كربن هستند كه كناره هاي آنها به اتمهاي هيدروژن متصل شده است .

3- مولكولهاي هيدروكربن آروماتيك چند حلقه اي سه بعدي ، اتمهاي هيدروژن مي توانند پيوند هاي معلق كربنهايي را كه تحت فرايند مارپيچي در حال چگالش هستند به پيوندهاي C-H تبديل كرده و در نتيجه از تشكيل فولرنها تا حدودي ( نه به طور كامل ) جلوگيري كنند . از اينرو مولكولهاي كربن هيدروژن داري كه ساختارهاي بازخميده دارند ، تشكيل مي شوند .

4- ذرات مارپيچي هيدروژن دار ، اتمهاي هيدروژن مي توانند پيوندهاي معلق ذرات مارپيچي را كه در حال رشد هستند به پيوندهاي C-H تبديل كنند . در نتيجه ذرات مارپيچي هيدروژن دار ايجاد مي شوند .

« چگالش بخار كربن در حضور هيدروژن و نيتروژن »

اگرتراكم كربن در حضور هيدروژن و نيتروژن انجام شود ،سيانوپوليينهاي زنجيره اي بلند يعني  نيز مي توانند ايجاد شوند . بعضي ازاين زنجيره هاي بلند حتي شامل تعداد 20 اتم كربنند . البته گونه هاي زنجيره اي متقارن مانند و نامتقارن مانند  هم ممكن است همراه با سيانوپوليينها تشكيل شوند .

اكنون ستاره هايي را بررسي مي كنيم كه شامل چنين تركيباتي باشند . ستاره هاي متغير RCorBor براي مطالعة وجود كربن و تركيبات كربن دار در فضاي ميان ستاره اي بسيار حائز اهميتند . به طور كلي به ستاره هايي متغير مي گويند كه درخشندگي آنها با زمان تغيير مي كند . مهمترين ويژگي ستاره هاي متغير RCorBor براي مطالعة وجود كربن و تركيبات كربن دار در فضاي ميان ستاره اي بسيار حائز اهميتند . به طوركلي به ستاره هايي متغير مي گويند كه درخشندگي آنها با زمان تغيير مي كند . مهمترين ويژگي ستاره هاي متغير RCor Bor اين است كه آنها از نظر كربن غني و از نظر هيدروژن فقيرند ، به طوري كه

كه در آن به ترتيب فراواني اتمهاي هيدروژن و كربن است . در بين خانوادة ستاره هاي RCor Bor ، ستارة تابان R Cor Borealis توجه بسياري را به خود جلب كرده است . در سال 1934 اي . لورتا پيشنهاد كه افت و خيزها در درخشندگي اين ستاره ممكن است ناشي از خروج مقادير زيادي از ذرات تشكيل شده اند . توسط فشار تابشي ستاره به فضاي ميان ستاره اي رانده مي شوند . هنوز كاملاً معلوم نشده است كه فرايند خروج ماده از اين ستاره به صورت تپشهايي با تقارن كروي انجام مي شود و يا بر طبق روندي با تقارن كمتر .

روشن شده است كه در پيرامون ستاره هاي غول قرمز تعداد زيادي مولكول و بنيان كربن دار وجود دارد . مثلاً در لايه هاي بيروني ستارة  كه يك ستارة غول قرمز غني از كربن است و تاكنون مورد مطالعه و بررسي بسيار قرار گرفته است ،‌بيش از 30  نوع مولكول كربن دار شناسايي شده است . اين ستاره مقادير عظيمي گاز و غبار را با آهنگي در حدود  در سال به فضاي ميان ستاره اي وارد مي كند . علاوه بر موارد ذكر شده ، وجود انبوهه ها و مولكول هاي كربن دار در بعضي ديگر از اجرام آسماني از جمله سحابيهاي سياره اي ، ابرهاي مولكولي و سنگهاي آسماني مورد تأييد قرار گرفته اند .

حال به بررسي هر يك از گونه هاي كربن دار در فضاي ميان ستاره اي مي پردازيم .

مولكول هاي زنجيره اي كربن دار در فضاي ميان ستاره اي

در سال 1367 پي . اف . برنات و همكارانش خطوط جذبي مولكول  را در طيف ستارة كشف كردند . اين پژوهشگران نشان دادند كه در پوستة بيروني ستارة مزبور ، فراواني مولكول هاي  بسيار زياد است . خطوط جذبي مشاهده شده ، بسيار باريك و پهناي كامل در نيم بيشينة آنها كوچكتر از  است . همچنين شدت اين خطوط بسيار قابل توجه است .

پس از كشف مولكول هاي  در فضا ، تلاش بسياري به منظور آشكارسازي مولكولهاي انجام گرفت . پيش بيني شده است كه مولكول ،‌ خطي و متقارن بوده و همانند مولكول  داراي حالت الكتروني پايه با پوستة بسته است . از طرف ديگر معلوم شده است كه در بخار كربن در حال چگالش با دماي بالا ، فراواني مولكول هاي كمتر از مولكولهاي است . اگر چه ممكن است كه در پوستة بيروني ستاره ها چنين شرايطي حاكم نباشد . مولكول  گشتاور دو قطبي ندارد و از اينرو نمي توان آن را با طيف سنجي كهموجي ( كه به حالت هاي چرخشي خالص مربوط است ) آشكار كرد . ا زطرف ديگر طيف هاي مريي و فرابنفش مولكول  براي آشكار سازي آن قابل اطمينان نيستند . به همين دليل براي آشكارسازي مولكول  ا ز طيف فروسرخ ناشي از گذارهاي بين حالت هاي ارتعاشي – چرخشي استفاده مي شود . طيف هاي ارتعاشي – چرخشي مولكولها از اندركنش بين حالت هاي چرخشي و ارتعاشي به وجود مي آيند ( پيوست C را ببينيد )

تلاش گروه برنات در جستجوي طيف ارتعاشي – چرخش مولكول  موفقيت آميز بود . در سال 1989 ، اين گروه پژوهشگر با بهره گيري از تلسكوپ 4 متري رصد خانة كيت پيك و يك طيف سنج تبديل فوريه توانستند خطوط طيفي مولكول  را در پوستة خارجي ستارة غول قرمزي  آشكار كنند . به دليل جابه جايي دوپلري ، تصحيحاتي بر روي مكان اين خطوط صورت گرفت . در جدول ( 6-2 ) مكان بعضي از خطوط طيفي مربوط به شاخه هاي R,P مولكول  كه در طيف  آشكار شده اند ، درج شده است . خطوط طيفي در شاخه هاي R,P متناظر با گذارهايي هستند كه در آنها تغييرات عدد كوانتومي چرخشي ، J به ترتيب برابر با  است ( پيوست C را ببينيد ) اين محققان همچنين خطوط طيفي مولكول  را در طيف ماه شناسايي كرده و با شدت خطوط اين مولكول در طيف ستاره مقايسه كردند .

جدول ( 6-2 ) : مكان بعضي از خطوط طيفي مربوط به شاخه هاي R,P مولكول  در طيف

در شكل (3-6 ) ، بخش كوچكي از طيف هاي ماه و و نسبت شدتهاي طيفي  به ماه ( ماه /  ) آورده شده است . هفت خط طيفي ضعيف مولكول كه هم فاصله اند  ، اولين خطوطي بودند كه شناسايي شدند . اين خطوط به شاخة P تعلق دارند . فاصلة اين خطوط  كه با پيش بيني هاي تطابق دارد . همانطور كه در شكل ( 3-6) ديده مي شود، بعضي از خطوط طيفي CO با ايزوتوپهاي مختلف اكسيژن و كربن نيز در طيف قابل شناسايي اند .

مولكولهاي زنجيره اي پوليين در پوستة بيروني ستاره هاي كربن دار بخصوص ستارة  به طور فراوان يافت مي شوند [5 و 45 ] فراواني پوليين ها در بعضي از ابرهاي مولكولي نظير  توجه بسياري را نيز به خود معطوف كرده است . TMC1 ابرسياه كوچك چگال و سردي است كه در صورت فلكي ثور قرار دارد . اين ابر حاوي تعداد زيادي مولكول كربن دار است .

شكل ( 6-3 ) : بخش كوچكي از طيف هاي ماه و ستاره

شواهد حاكي از آن است كه پوليين ها به طور مؤثر در پوسته هاي خارجي ستاره هاي غني از كربن ، در دما و فشار نسبتاً بالا تشكيل شده و پس از آن به فضاي ميان ستاره اي رانده مي شوند . تاكنون مدارك محكمي مبني بر وجود تعدادي از سيانوپوليين ها در فضا به دست آمده است . در واقع اين مولكول ها را مي توان توسط طيف سنجي كهموجي ( ناشي از گدازه هاي چرخشي ) در فضا شناسايي كرد . ابتدا در سال 1971 ال . اي . سيندر و دي . بوهل مولكول HCN را در فضاي ميان ستاره اي كشف كردند . در همان سال بي . اي . ترنر مولكول  را در فضا شناسايي كردند . در سال 1975 مولكول  در آزمايشگاه توليد و طيف كهموجي آن اندازه گيري شد . پس از آن جستجو براي يافتن مولكول  در فضا با تلسكوپ راديويي NRC آغاز شد . بالاخره پس از جستجوي بسيار در سال 1976 اين مولكول توسط ال . دبليو . اوري و همكارانش كشف شد . انتظار اين بود كه فراواني مولكول  10 تا 100 برابر كمتر از مولكول  باشد . اما شواهد نشان دادند كه فراواني مولكول  از آنچه كه انتظار مي رفت بسيار بيشتر است . اين كشف جالب دانشمندان را برانگيخت تا مولكول  را در آزمايشگاه توليد و طيف كهموجي آن را اندازه گيري كنند . پس از آن در سال 1978 سي . كايربي مولكول  را در فضاي ميان ستاره اي آشكار كرد. در همان سال تي . اُكا با استفاده از بسامدهاي كهموجي به دست آمده براي مولكول هاي  (7 و 5 و 3و 1 = n ) ، بسامدهاي كهموجي مولكول  را پيش بيني كرد . اين مولكول هم در سال 1978 توسط ان . دبليو . بروتن و همكارانش در فضا شناسايي شد . سرانجام در سال 1982 ام . بي . بل و همكارانش موفق به كشف مولكول  در فضا شدند .

سيانوپوليين ها در ابر مولكولي 1 TMC به وفور يافت مي شوند . در واقع ابر مولكولي 1 TMCمكان خوبي براي شكار مولكول هاي زنجيره اي كربن دار است . از طرف ديگر در سال 1986 ان . كيو . ريو و همكارانش دريافتند كه در پيرامون سحابي سياره اي 2688 AFGL تعداد زيادي مولكول زنجيره اي پولبين و سيانوپوليين ( از جمله  ) وجود دارد . اين سحابي سياره اي يك ابر غباري است كه ستارة داغي را احاطه كرده و به دليل شكل آن ، به سحابي تخم مرغ معروف است .

گونه هاي زنجيره اي متقارني نظير نيز به احتمال زياد در فضاي ميان ستاره اي وجود دارند . ولي چون اين مولكولها فاقد گشتاور دوقطبي دائمي اند . نمي توان آنها را توسط طيف سنجي كهموجي آشكار كرد . تاكنون شواهد قطعي براي وجود اين مولكولها در فضا به دست نيامده است .

معلوم شده است كه مولكول هاي زنجيره اي كربن دار و همچنين بنيان هاي كربن دار در پوستة بيروني ستارة  وجود دارند .

6 . 3 . 2 مولكول هاي هيدروكربن آروماتيك چند حلقه اي در فضاي ميان ستاره اي

تاكنون مدارك بسياري مبتني بر وجود گونه هاي خاصي از انبوهه هاي كربن دار در فضاي ميان ستاره اي به دست آمده است . اين انبوهه ها از نظر اندازه و تعداد اتمهاي در برگيرندة بين مولكول هاي نسبتاً كوچكي (  تعداد اتمها ) كه به طور عمده توسط ستاره شناسي راديويي آشكار مي شوند و ذرات كوچك معمولي ( ) قرار دارند .

در سال 1984 ، ا. لگر . ج . ال . پوگت پيشنهاد كردند كه اين انبوهه ها ، مولكول هاي هيدروكربن آروماتيك چند حلقه اي ( PAH ) هستند كه در برابر تجزية فوتوني پايداري نسبتاً زيادي دارند . اين محققان همچنين پيشنهاد كردند كه مولكول هاي PAH مي توانند منشاء بعضي از نوارهاي فروسرخي باشند كه قبلاً در طيف اغلب چشمه هاي قوي فرابنفش ديده شده ولي شناسايي نشده بودند. اين پيشنهاد به اين دليل ارائه شد كه نوارهاي فروسرخ ناشناخته اي كه ناشي از مواد ميان ستاره اي هستند به نوارهاي فروسرخ مربوط به مولكولهاي PAH بسيار شباهت دارند . مثلاً‌ در طيف بعضي از سحابيهاي سياره اي نظير 7027  NGC و بعضي از ستاره هاي غني از كربن نظير 44179 HD ، نوارهاي گسيلي فروسرخي در طول موج هاي ،  ، ،  و  قرار دارند . اين نوارها را به گسيل تابش فروسرخ از نوع مولكول PAH به نام كرنن كه توسط تابش فرابنفش برانگيخته مي شوند . نسبت مي دهند ، شكل ( 6-4 ) البته بايد توجه داشت كه طيف فرو سرخ دور هر مولكول PAH منحصر به فرد است . در واقع ناحية فروسرخ دور ، يك انگشت نگاري ، طيف سنجي براي مولكول هاي PAH فراهم مي كند .

از ميان خانوادة تركيبات آلي ، مولكول هاي PAH بسيار پايدارند . بنابراين وجود اين مولكولها در مواد ميان ستاره اي نبايد عجيب باشد . مولكول هاي PAH  مي توانند به صورت مخلوط هاي گازي حاوي مولكول هاي يونيده و مولكول هاي كه به طور جزيي هيدروژن از دست داده اند . در فضاي ميان ستاره اي حضور داشته باشند و در سال 1985 لگر ، ال ، هندكورت و همكارانش استدلال كردند كه مولكول هاي PAH مي توانند منشاء نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي باشند . دلايلي كه اين موضوع را تأييد مي كنند عبارتند از :

i ) پايداري بسيار زياد مولكول هاي PAH در برابر تجزية فوتوني و گرمايي

به طور كلي براي اينكه مولكولي بتواند در فضاي ميان ستاره اي باقي بماند ، لازم است كه در برابر تجزية فوتوني و گرمايي پايدار باشد مگر آنكه يك فرايند بازسازي مؤثري وجود داشته باشد .

ii ) فراواني اتمهاي كربن در مولكول هاي PAH موجود در فضا

در سال 1985 لگر و هندكورت نشان دادند كه براي اتمهاي سنگيني ( نسبت به هيدروژن ) قويترين نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي مربوطند ، شرط زير بايد برقرار باشد .

(6- 1)                                                             

كه در آن فراواني اتم هاي سنگين و فراواني اتم هاي هيدروژن در فضاي ميان ستاره اي است .

پس از پيشنهاد لگر و پوگت مبني بر وجود مولكول هاي PAH در فضاي ميان ستاره اي ، آنها پيش بيني كردند كه :

شكل ( 6- 4) : مقايسة طيف مولكول كرنن با طيف  كه در آن فراواني

 اتمهاي كربن در مولكول هاي PAH موجود در فضاي ميان ستاره اي است در نتيجه براي مولكول هاي PAH شرط ( 1) برقرار است .

iii ) گذارهاي پرشدت مربي در مولكول هاي PAH يونيده

مولكول هاي PAH يونيده داراي گذارهاي پرشدني در ناحية مريي اند . همانطور كه در فصل 1 خاطر نشان كرديم قويترين نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي در ناحية مريي قرار دارند .

iv ) ساختار چرخشي نوارهاي طيفي مولكول هاي PAH

ساختار چرخشي يك نوار طيفي داراي پهنايي از مرتبة  است كه در آن B ثابت چرخشي ميانگين و J عدد كوانتومي چرخشي است . مولكول هاي PAH بزرگ ثابت چرخشي كوچكي دارند . بنابراين انتظار مي رود كه پهناي نوارها در اين مولكول ها ، كوچك باشد كه با پهناي نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي قابل مقايسه است . با اينحال بايد توجه داشت كه اين نتيجه تنها در صورتي قابل قبول است كه اغلب مولكول هاي PAH موجود در فضاي ميان ستاره اي تعداد نسبتاً زيادي اتم كربن را شامل شوند .

با وجود دلايل فوق ، مشكلاتي براي آزمون قطعي اين فرضيه وجود دارد . مشكل اساسي ، گوناگوني بسيار زياد مولكول هاي PAH است . در واقع انواع بسياري مولكول PAH وجود دارد كه مي توان آنها را به مولكول هاي PAH موجود در فضاي ميان ستاره اي نسبت داد . تنوع اين مولكول ها در تركيبات طبيعي موجود در زمين به طور تجربي به اثبات رسيده است . انتظار اين است كه در فضاي ميان ستاره اي اغلب اين مولكول ها به طور جزيي هيدروژن از دست داده باشند كه اين خود بر تنوع و گوناگوني آنها مي افزايد .

با اينحال ممكن است كه فقط گونه هاي خاص و اندكي از اين مولكولها باعث ايجاد نوارهاي بينايي بخشيدة ميان ستاره اي شوند . اين يك مشكل عملي براي آزمون فرضيه به وجود مي آرود چون معلوم نيست كه كدام يك از اين مولكول ها بايد انتخاب و طيف مريي آن در حالت يونيده اندازه گيري شود . به عنوان مثال در طيف يون كرنن ، نوارهاي جذبي پرشدتي در ناحية مريي وجود دارد . اما طول موج هيچ يك از اين نوارها با طول موج نوارهاي طيفي پخشيدة ميان ستاره اي تطابق ندارد . به هر حال اين نمي تواند دليلي بر رد فرضية مولكول هاي PAH به عنوان منشاء نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي باشد ، زيراولاً يون كرنن  در فضاي ميان ستاره اي فراوان باشد ، انتظار مي رود كه به طور جزيي هيدروژن از دست داده باشد . دوم اينكه كرنن تنها يكي از گونه هاي مختلف مولكول هاي PAH است كه براي آزمايش انتخاب شده است .

6 . 4 فولرنها و ذرات كربن در فضاي ميان ستاره اي

پس از كشف فولرنها و تركيبات فولرن دار ، دانشمندان حدس مي زدند كه شايد بعضي از ويژگي هايي مواد پيرامون ستاره ها و مواد ميان ستاره اي به اين نوع مولكول مربوط باشد . به همين دليل تاكنون تحقيقات بسياري در اين مورد انجام شده است كه نتايج آنها را مي توان به صورت زير خلاصه كرد .

6 . 4 . 1 نوار جذبي A 2175 در منحني خاموشي ميان ستاره اي

نوار جذبي A 2175 معماي پيچيده اي براي اختر فيزيكدانان است كه تاكنون توجيه كاملاً قانع كننده اي براي آن به دست نيامده است . مدت ها بود كه دانشمندان اين نوار جذبي پرشدت را به ذرات كوچك گرافيت نسبت مي دادند . همانطور كه در فصل 2 شرح داده شد ، قابليت جذب ذرات گرافيت در طول موج بيشينه است ، به شرط آنكه شعاع اين ذرات بسياركوچك و در حدود  ( nm 20 ) باشد . ولي براي توجيه رفتار منحني خاموشي در ناحية مريي ، شعاع ذرات گرافيت بايد به طور قابل ملاحظه اي بزرگتر باشد . مشكل اساسي اين است كه منحني خاموش مربوط به اين ذرات بزرگتر در ناحية طول موج فرابنفش بسيار با منحني خاموش ميان ستاره اي تفاوت دارد . همچنين با فرض وجود ذرات گرافيت كوچك به عنوان منشاء نوار A 2175 ، نمي توان ميزان بالاي پراكندگي به جلوي مشاهده شده را توجيه كرد . بنابراين فرضية ذرات كوچك گرافيت به عنوان تنها توجيه كنندة منحني خاموشي قابل قبول نيست .

در فصل 5 ديديم كه طيف مربي و فرابنفش مولكول هاي  محلول در هگزان داراي سه نوار پرشدت در طول موجهاي  ،  و است . همچنين در طيف جذبي مربي و فرابنفش جامد ، سه نوار پرشدت در طول موجهاي  ،  و  وجود دارد . ملاحظه مي شود كه نوار جذبي در طول موج  در طيف نمونة  جامد و نوار جذبي  منحني خاموش تا حدودي بر هم منطبق اند . اگر ذرات بلوري  در فضاي ميان ستاره اي توزيع شده و باعث ايجاد چنين نوار پرشدتي در منحني خاموش شده باشند ، انتظار مي رود كه در منحني خاموش دو نوار جذبي پرشدت ديگر نيز در طول موجهاي و وجود داشته باشند . ولي همانطور كه مي دانيم در منحني خاموشي تنها يك نوار قوي در طول موج  وجود دارد . بنابراين مولكول هاي  نمي توانند به طور كامل منحني خاموشي را توجيه كنند .

6 . 4 . 2 فولرنها و نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي

همانند مولكول هاي PAH دلايلي وجود دارد كه فولرنها را به عنوان منشاء بعضي نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي تأييد مي كند . اين دلايل عبارتند از :

i ) پايداري فولرنها در برابر تجزية فوتوني و گرمايي

پايداري فولرنها هم به طور تجربي و هم به طور نظري ثابت شده است . مثلاً در طيف سنج جرمي ، فولرنها پس از يونش تجزيه مي شوند . همچنين اين مولكول ها در برابر حملات شيميايي مقاومت زيادي از خود نشان مي دهند . معلوم شده است كه علت تجزية فوتوني و گرمايي مولكول هاي PAH ، وجود پيوندهاي C-Household است كه فولرنها فاقد آن هستند . در سال 1985 لگر و هندكوت نشان دادند كه براي آنكه انبوهه ها در فضاي ميان ستاره اي بتوانند پايداري گرمايي داشته باشند ، لازم است كه بيش از 20 اتم را شامل شوند . همانطور كه مي دانيم فولرنها اين شرط را برآورده مي كنند .

ii ) وجود نوارهاي پرشدت در طيف مريي  و نوارهاي طيفي پخشيدة ميان ستاره اي كه در بخش  1 . 8 شرح داده شد ، در مي يابيم كه بعضي از نوارهاي طيفي مولكول  به ترتيب با نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي در نوار و  در طيف مولكول به ترتيب با نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي در طول موج هاي تقريباً متناظرند . اما اين نمي تواند دليلي باشد مبني بر اينكه مولكول هاي  منشاء‌ نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي هستند . چون نوارهايي كه در طيف مولكول  از نظر طول موج به نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي نزديكند ، مربوط به گذارهاي ممنوعي هستند كه بسيار ضعيف بوده و تنها در شرايط خاصي روي مي دهند . نوارهاي پرشدت مربوط به گذارهاي مجاز مولكول در طول موج هايي روي مي دهند كه نسبتاً از طول موج هاي نوار هاي پخشيدة ميان ستاره اي دورند ، ولي شرايط براي  مطلوبتر است . طول موج نوارهاي طيفي در ناحية فروسرخ و مريي محاسبه شده اند . نتايج اين محاسبات عبارتند از ملاحظه مي شود كه نوار به قويترين نوار پخشيدة‌ ميان ستاره اي كه در طول  قرار دارد . بسيار نزديك است . با توجه به خطاي محاسباتي ، را مي توان به عنوان منشاء قويترين نوار پخشيدة ميان ستاره اي در نظر گرفت . اما مشكل در اين است كه دو نوار  مربوط به  در طيف مواد ميان ستاره اي تاكنون آشكار نشده است .

iii ) ساختار چرخشي فولرنها

فولرنها مولكول هاي نسبتاً بزرگي هستند . در نتيجه پهناي نواري مربوط به ساختار چرخشي آنها بسيار نزديك است به طوريكه با پهناي باريك ترين نوار پخشيدة ميان ستاره اي ( ) قابل مقايسه است . بر خلاف مولكول هاي PAH ، تنها تعداد معيني فولرن وجود دارد كه از ساير فولرنها پايدارترند () اما هنوز كاملا‌ً‌معلوم نشده است كه آيا فولرنها تنها منشاء نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي هستند يا خير . با توجه به گسترة پهناي نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي كه بين   تا  است به نظر مي رسد كه فولرنها به تنهايي نمي توانند عامل ايجاد نوارهاي پخشيدة ميان ستاره اي باشند .

6. 4 . 3 غبار كربن در فضاي ميان ستاره اي

غبار ميان ستاره اي در فرايندهاي اختر فيزيكي نقش بسزايي دارند . بخصوص آنكه غبار موجود در ابرهاي تاريك ، از تجزيه شدن مولكول ها توسط نور ستاره ها جلوگيري مي كند . معلوم شده است كه غبار كربن در پوستة بيروني ستاره هاي كربن دار ، ستاره هاي غول قرمز ، همچنين در پيرامون نواختران ، ابرنواختران و سحابيهاي سياره اي تشكيل مي شود .

همانطور كه قبلا ً بيان كرديم ، تغييرات درخشندگي ستارة متغير R Cor Borealis احتمالاً از خروج توده هاي غبار كه به طور عمده از ذرات جامد كربن تشكيل شده اند . ناشي مي شود . اكيف توانست شرايط فيزيكي و شيميايي خاصي را تجسم كند كه در آن ذرات كربن تشكيل شده و توسط فشار تابشي به بيرون رانده مي شوند . پوسته هاي بيروني ستاره هاي خانوادة

   R Cor Borبه احتمال زياد داراي چنين شرايطي هستند . فزوني رنگي كه اين ستاره ها نشان مي دهند با يك لاية غباري پيرامون آنها سازگار است ( پديدة قرمز شوندگي فصل 1)

همچنین به نظر می رسد که ستارة غول قرمز  توسط غباری احاطه شده است که منشاء آن پوستة بیرونی ستاره است . سحابی سیاره ای تخم مرغ نیز چشمة قابل توجهی برای غبار کربن است .

تاکنون شواهدی مبنی بر وجود ذرات مارپیچی کربن در فضای میان ستاره ای بدست آمده است از جمله اینکه اس پی بالم و کرونو نشان دادند که ذرات کربن مارپیچی هیدروژن  دار می توانند نوارهای فروسرخی را ایجاد کنند که با بعضی از نوارهای فروسرخی ناشی از مواد میان ستاره ای تطابق دارند .

همانطور که در فصل 1 شرح داده شد ، برای توجیه قطبش نور ستاره ها توسط غبار ، پیشنهاد شد که غبار میان ستاره ای احتمالاً حاوی ذرات کشیده ای است . ایجیما و همکارانش نشان دادند که چگونه رشته های میکرومتری کربن می توانند تحت شرایطی که در آن مولکول های تشکیل می شوند ، رشد کنند .تاکنون رشته های میکرومتری کربن بسیاری با قطرهای بین  تا  که شامل 2 تا 50 لایة گرافیتی اند . در آزمایشگاه مشاهده شده اند ک . سلگرن در طیف مواد میان ستاره ای نوارهای گسیلی فروسرخی را مشاهده کرد که با نوارهای فروسرخ ناشی از ذرات کربن با ابعاد رشته های میکرومتری سازگار است . همچنین ای . ال . رایت استدلال کرده است که این نوارهای گسیلی را نمی توان با ساختارهای کروی کربن توجیه کرد .

6. 4 . 4 وجود همزمان زنجیره های کربن ، فولرنها و ذرات کربن

نقش زنجیره های کربن در تشکیل غبار میان ستاره ای و دوده ، موضوع مطالعة بسیاری از دانشمندان در اوایل دهة 1980 بود . در واقع آزمایش هایی که برای تحقیق همبستگی زنجیره های کربن ، غبار و دوده طرح ریزی شده بود به کشف فولرنها منجر شد . آزمایش های مربوط به تولید فولرنها نشان می دهمد که فولرنها می توانند همراه با مولکول های زنجیره ای و ذرات کربن تشکیل شوند . مطالعات و بررسی های حاکی از آنند که انبوه های بزرگ کربن از جمله فولرنها از زنجیره های کربن به وجود می آیند .

رابطة همزادگی مشاهده شده در آزمایشگاه بین زنجیره های پولیین ، فولرنها و ذرات بزرگ ، به احتمال زیاد در فضای میان ستاره ای هم وجود دارد . بنابراین فولرنها می توانند در هر جایی از فضا که شامل پولیین ها و ذرات غبار است ، حضور داشته باشند . مثلاً در پیرامون سحابی تخم مرغ که بعضی از پولیین ها حضور دارند . ممکن است و فولرنهای دیگر نیز حضور داشته باشند . ولی هنوز هیچ مدرک قطعی برای اثبات وجود فولرنها در این ناحیه به دست نیامده است .

6 . 4 . 5 آیا مولکول  واقعاً در فضای میان ستاره ای وجود دارد ؟

همانطور که بیان شد دلایل بسیاری وجود دارد که حضور مولکول  در فضای میان ستاره ای را تأیید می کنند . اگر چه برای شناسایی مولکول  ، استفاده از طیف مریی و فرابنفش آن مفید است ولی بهترین روش برای شناسایی مولکول های آروماتیک ، بهره گیری از طیف فروسرخی آنهاست . در واقع هنگامی که با قطعیت می توان گفت که مولکول  در فضای میان ستاره ای وجود دارد که حداقل یکی از چهار نوار فروسرخ مشخصة این مولکول مواد میان ستاره ای آشکار شود .

نوار فروسرخ پرشدت  در طیف مولکول  برای جستجوی نجومی مناسب است . برنات و هنکارانش در رصد خانة  کیت پیک به آشکارسازی این نوار در پیرامون ستارة  غول قرمز    نشدند . احتمالاً اتمهای هیدروژنی که در اطراف این ستاره وجود دارند از تشکیل مولکول  جلوگیری می کنند . چشمه های مطلوبتر برای آشکارسازی مولکول  ، ستاره های خانوادة RCorBor با شکست مواجه شد . حقیقت این است که تاکنون مدرک قطعی برای اثبات وجود مولکول های در فضای میان ستاره ای به دست نیامده است .

مشکل دیگری که در ارتباط با فولرنها از جمله  مطرح می شود این است که بعضی از مولکول های PAH نظیر کرانیولن که از نظر ساختاری به فولرنها بسیار شباهت دارند تاکنون در مخلوط های PAH طبیعی یافت نشده اند . ولی با استفاده از روش های پیشرفته مقادیر بسیارکمی از آنها جمع آوری شده است . اگر چه   در شعله های دودزا به وجود می آید . اما سازوکاری که می توادند باعث تشکیل فولرنها در فضای میان ستاره ای شود ، هنوز به صورت یک راز باقی مانده است . بنابراین برای پی بردن به وجود فولرنها از جمله  در فضای میان ستاره ای تحقیقات بیشتری لازم است .