Đám mây liên sao

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm
Một phần nhỏ của tinh vân phát xạ NGC 6357. Nó phát sáng với màu đỏ đặc trưng của vùng H II.[1]

Một đám mây liên sao nói chung là sự tích tụ của khí, plasmabụi trong các thiên hà của chúng ta và các thiên hà khác. Nói cách khác, một đám mây liên sao là vùng dày đặc hơn trung bình của môi trường liên sao, (ISM), vật chất và bức xạ tồn tại trong không gian giữa các hệ sao trong thiên hà. Tùy thuộc vào mật độ, kích thướcnhiệt độ của một đám mây nhất định, hydro của nó có thể trung tính, tạo ra một vùng HI; bị ion hóa, hoặc plasma làm cho nó trở thành một vùng H II; hoặc phân tử, được gọi đơn giản là các đám mây phân tử, hoặc đôi khi là các đám mây dày đặc. Các đám mây trung tính và ion hóa đôi khi còn được gọi là các đám mây khuếch tán. Một đám mây liên sao được hình thành bởi các hạt khí và bụi từ một người khổng lồ đỏ trong cuộc sống sau này.

Thành phần hóa học[sửa | sửa mã nguồn]

Thành phần hóa học của các đám mây liên sao được xác định bằng cách nghiên cứu bức xạ điện từ hoặc bức xạ EM mà chúng phát ra và chúng ta nhận được - từ sóng vô tuyến qua ánh sáng khả kiến, đến tia gamma trên phổ điện từ - mà chúng ta nhận được từ chúng. Kính viễn vọng vô tuyến lớn quét cường độ trên bầu trời tần số đặc biệt của bức xạ điện từ, đặc trưng của quang phổ của một số phân tử. Một số đám mây giữa các vì sao lạnh và có xu hướng phát ra bức xạ EM có bước sóng lớn. Một bản đồ về sự phong phú của các phân tử này có thể được tạo ra, cho phép hiểu được thành phần khác nhau của các đám mây. Trong các đám mây nóng, thường có các ion của nhiều nguyên tố, có thể nhìn thấy quang phổ dưới ánh sáng nhìn thấy và tia cực tím.

Kính thiên văn vô tuyến cũng có thể quét qua các tần số từ một điểm trên bản đồ, ghi lại cường độ của từng loại phân tử. Các đỉnh tần số có nghĩa là sự phong phú của phân tử hoặc nguyên tử đó có trong đám mây. Chiều cao của đỉnh tỷ lệ thuận với tỷ lệ phần trăm tương đối mà nó tạo nên.[2]

Hóa chất bất ngờ được phát hiện trong các đám mây liên sao[sửa | sửa mã nguồn]

Cho đến gần đây, tốc độ phản ứng trong các đám mây liên sao dự kiến sẽ rất chậm, với các sản phẩm tối thiểu được sản xuất do nhiệt độ và mật độ thấp của các đám mây. Tuy nhiên, các phân tử hữu cơ đã được quan sát trong quang phổ mà các nhà khoa học sẽ không thể tìm thấy trong các điều kiện này, chẳng hạn như formaldehyd, metanolVinyl alcohol. Các phản ứng cần thiết để tạo ra các chất như vậy chỉ quen thuộc với các nhà khoa học ở nhiệt độ và áp suất cao hơn nhiều của các phòng thí nghiệm trên trái đất và trái đất. Thực tế là chúng được tìm thấy chỉ ra rằng các phản ứng hóa học trong các đám mây giữa các vì sao diễn ra nhanh hơn nghi ngờ, có khả năng trong các phản ứng pha khí không quen thuộc với hóa học hữu cơ như quan sát trên trái đất.[3] Những phản ứng này được nghiên cứu trong thí nghiệm CRESU.

Các đám mây liên sao cũng cung cấp một phương tiện để nghiên cứu sự hiện diện và tỷ lệ của kim loại trong không gian. Sự hiện diện và tỷ lệ của các yếu tố này có thể giúp phát triển lý thuyết về phương tiện sản xuất của chúng, đặc biệt là khi tỷ lệ của chúng không phù hợp với các yếu tố dự kiến phát sinh từ các ngôi sao do kết quả của phản ứng tổng hợp và do đó gợi ý các phương tiện thay thế, như sự phá vỡ tia vũ trụ.[4]

Đám mây tốc độ cao[sửa | sửa mã nguồn]

Tinh vân phản xạ IRAS 10082-5647 được quan sát bởi Kính viễn vọng Không gian Hubble.

Những đám mây giữa các vì sao này có vận tốc cao hơn mức có thể được giải thích bằng sự quay của Dải Ngân hà.[5] Theo định nghĩa, những đám mây này phải có av lsr lớn hơn 90   km s 1, trong đó v lsr là vận tốc nghỉ tiêu chuẩn cục bộ. Chúng được phát hiện chủ yếu trong dòng hydro trung tính 21 cm,[6] và thường có phần nguyên tố nặng thấp hơn bình thường đối với các đám mây liên sao trong Dải Ngân hà.

Các lý thuyết nhằm giải thích những đám mây bất thường này bao gồm các vật liệu còn sót lại từ sự hình thành của thiên hà, hoặc vật chất bị dịch chuyển theo chiều hướng rút ra từ các thiên hà khác hoặc các thành viên của Nhóm Địa phương. Một ví dụ về cái sau là Dòng Magellanic. Để thu hẹp nguồn gốc của những đám mây này, cần hiểu rõ hơn về khoảng cách và tính kim loại của chúng.

Các đám mây tốc độ cao được xác định bằng tiền tố HVC, như với HVC 127-41-330.

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ “Carved by Massive Stars”. ESO Picture of the Week. European Southern Observatory. Truy cập ngày 13 tháng 9 năm 2013. 
  2. ^ Project Leader Dr. Lochner (tháng 11 năm 2009). “Spectra and What Scientists Can Learn From Them”. Goddard Space Flight Center, NASA. Truy cập ngày 12 tháng 2 năm 2010. 
  3. ^ Charles Blue (tháng 10 năm 2001). “Scientists Toast the Discovery of Vinyl Alcohol in Interstellar Space”. National Radio Astronomy Observatory. Truy cập ngày 9 tháng 2 năm 2010. 
  4. ^ Knauth, D.; Federman, S.; Lambert, D. (2000). “Newly Synthesized Lithium in the Interstellar Medium”. Nature 405 (6787): 656–658. Bibcode:2000Natur.405..656K. PMID 10864316. doi:10.1038/35015028. 
  5. ^ Navarro, JF, Frenk, CS, & White, SDM 1995, Thông báo hàng tháng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia, 275, 720
  6. ^ “Dark Matter- More Than Meets the Eye” (PDF). NASA. Truy cập ngày 12 tháng 2 năm 2010. 

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]