عدم استقرار جينستأثير
في عام 1902، استنتج الفيزيائي البريطاني جيمس جينس معياراً رياضياً يحدد متى تفقد سحابة الغاز بين النجمي استقرارها. قارن بين الجاذبية وقوة الضغط، مبيناً أنه عندما يتجاوز طول الاضطراب قيمة حرجة (طول جينس)، فإن السحابة تنضغط حتماً. شكلت هذه الفكرة أساس نظرية تكون النجوم وفسرت تجزؤ المادة الأولية المتجانسة إلى مجرات ونجوم. من المثير للاهتمام أن جينس نفسه شكك في البداية بإمكانية مثل هذا الانهيار، معتبراً أنه بطيء جداً.
كيف يعمل
في السحب الجزيئية العملاقة (كثافة منخفضة، أحجام هائلة)، يعمل عدم الاستقرار على مقاييس تصل إلى عدة سنوات ضوئية. هكذا تتفتت السحب إلى أجزاء، وتتحول إلى نجوم أولية وأنظمة كوكبية.
💡 أظهرت حسابات جينس أنه لبدء انضغاط سحابة جزيئية نموذجية، يلزم كتلة بحدود بضع كتل شمسية - وهذا يتطابق تماماً مع كتل النجوم الأولية المرصودة.
\lambda_J = \sqrt{\frac{\pi c_s^2}{G \rho}}
λ_J — طول الموجة الحرج (متر)، c_s — سرعة الصوت في الوسط (م/ث)، G ≈ 6.67×10⁻¹¹ نيوتن·م²/كغ² — ثابت الجاذبية، ρ — كثافة السحابة (كغ/م³). إذا كان الاضطراب أطول من λ_J، تنضغط السحابة.
M_J = \frac{\pi}{6} \rho \lambda_J^3
M_J — الكتلة الحرجة (كغ)، ρ — الكثافة، λ_J — طول جينس. حجم كروي نصف قطره λ_J/2. عندما تكون الكتلة أكبر من M_J، تنهار السحابة.