Tinh vân

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Tinh vân chòm sao Lạp Hộ nhìn từ kính viễn vọng không gian Hubble.

Tinh vân (từ Hán-Việt nghĩa là mây sao; tiếng Latinh: nebulae có nghĩa là "đám mây") là hỗn hợp của bụi, khí hydro, khí heli và plasma. Tinh vân sở hữu kích thước cực lớn và độ đậm đặc cực loãng, loãng hơn bất cứ môi trường chân không nào được tạo ra trên Trái Đất (VD: một tinh vân sở hữu đường kính của Trái Đất là 12 742 km sẽ chỉ nặng vài kilogam.)

Sự sụp đổ của các tinh vân chính là cách mà Mặt Trời và các hành tinh khác được hình thành. Tinh vân có thể là những đám bụi tập hợp lại với nhau do hấp dẫn (khối lượng chưa đủ để tạo thành một ngôi sao hay một thiên thể lớn) hoặc cũng có thể là vật chất được phóng ra do sự kết thúc của một ngôi sao.

Các tinh vân thường tập trung thành những dải hẹp, dày từ vài chục đến vài trăm năm ánh sáng (1 năm ánh sáng = 9.460 tỷ km).

Cấu tạo[sửa | sửa mã nguồn]

Các chất khí trong tinh vân chủ yếu là hiđrô, còn bụi thì chủ yếu là các phân tử cacbon và các mảnh đá vụn. Sự tập trung mật độ vật chất không đồng đều giữa các tinh vân: một số có mật độ bụi khí rất dày đặc, số khác thì loãng hơn. Có tinh vân sáng chói hơn do phản chiếu ánh sáng của các ngôi sao gần đó: đó là tinh vân sáng. Bản thân một số chất khí trong tinh vân cũng bức xạ ánh sáng khi ở cạnh một ngôi sao có nhiệt độ cao. Khí nitơ và khí hiđrô bức xạ ánh sáng đỏ, còn khí oxy bức xạ ánh sáng xanh. Phải nhìn vào kính thiên văn cực mạnh thì mới thấy hết sắc màu rực rỡ của các tinh vân này. Một số tinh vân đậm đặc hơn, ngăn cản ánh sáng của các ngôi sao sáng phía sau: đó là các tinh vân tối. Những tinh vân tối chỉ nhận biết được trong kính thiên văn khi nó che kín từng mảng sao trên bầu trời. Điển hình là tinh vân Đầu Ngựa trong chòm sao Lạp Hộ.

Hình thành[sửa | sửa mã nguồn]

Có nhiều cơ chế hình thành khác nhau cho các loại tinh vân khác nhau. Một số tinh vân hình thành từ khí đã có sẵn trong môi trường giữa các vì sao trong khi một số khác được tạo ra bởi các ngôi sao. Ví dụ về trường hợp trước là các đám mây phân tử khổng lồ , pha lạnh nhất, đậm đặc nhất của khí liên sao, có thể hình thành do sự làm mát và ngưng tụ của khí khuếch tán hơn. Ví dụ về trường hợp thứ hai là các tinh vân hành tinh được hình thành từ vật chất do một ngôi sao thải ra ở giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa sao của nó .

Các vùng H II là một loại tinh vân phát xạ gắn liền với các đám mây phân tử khổng lồ. Chúng hình thành khi một đám mây phân tử sụp đổ dưới sức nặng của chính nó, tạo ra các ngôi sao. Những ngôi sao khổng lồ có thể hình thành ở trung tâm và bức xạ cực tím của chúng làm ion hóa khí xung quanh, khiến nó có thể nhìn thấy được ở bước sóng quang học . Vùng hydro bị ion hóa bao quanh các ngôi sao lớn được gọi là vùng H II trong khi lớp vỏ hydro trung tính bao quanh vùng H II được gọi là vùng quang phân ly . Ví dụ về các vùng hình thành sao là Tinh vân Lạp Hộ , Tinh vân Mân Khôi và Tinh vân Omega . Phản hồi từ quá trình hình thành sao, dưới dạng vụ nổ siêu tân tinh của các ngôi sao lớn, gió sao hoặc bức xạ cực tím từ các ngôi sao lớn hoặc dòng chảy ra từ các ngôi sao có khối lượng thấp có thể phá vỡ đám mây, phá hủy tinh vân sau vài triệu năm. Các tinh vân khác hình thành do các vụ nổ siêu tân tinh ; cái chết đau đớn của những ngôi sao to lớn, tồn tại trong thời gian ngắn. Các vật liệu thoát ra từ vụ nổ siêu tân tinh sau đó bị ion hóa bởi năng lượng và vật thể rắn chắc mà lõi của nó tạo ra. Một trong những ví dụ điển hình nhất về điều này là Tinh vân Con Cua ở chòm sao Kim Ngưu . Sự kiện siêu tân tinh được ghi lại vào năm 1054 và được dán nhãn SN 1054 . Vật thể nhỏ gọn được tạo ra sau vụ nổ nằm ở trung tâm Tinh vân Con Cua và lõi của nó hiện là một ngôi sao neutron.

Vẫn còn những tinh vân khác có dạng tinh vân hành tinh . Đây là giai đoạn cuối cùng trong cuộc đời của một ngôi sao có khối lượng thấp, giống như Mặt trời của Trái đất. Các ngôi sao có khối lượng lên tới 8–10 khối lượng Mặt Trời tiến hóa thành sao khổng lồ đỏ và dần dần mất đi lớp bên ngoài trong quá trình dao động trong khí quyển của chúng. Khi một ngôi sao mất đủ vật chất, nhiệt độ của nó tăng lên và bức xạ cực tím mà nó phát ra có thể làm ion hóa tinh vân xung quanh mà nó đã phóng ra. Mặt trời sẽ tạo ra một tinh vân hành tinh và lõi của nó sẽ vẫn ở dạng sao lùn trắng.

Các loại tinh vân[sửa | sửa mã nguồn]

Các loại cổ điển[sửa | sửa mã nguồn]

Có bốn loại tinh vân chính. Trước kia người ta cũng xếp các thiên hà và một số cụm sao ở xa tới mức không thể nhìn rõ các sao vào tinh vân.

Không phải tất cả các vật thể có dạng đám mây được gọi là tinh vân, ví dụ như các đối tượng Herbig-Haro

Tinh vân dòng chảy[sửa | sửa mã nguồn]

Một ví dụ về tinh vân dòng chảy mờ xung quanh ngôi sao Polaris

Tinh vân thông lượng tích hợp là một hiện tượng thiên văn được xác định tương đối gần đây. Ngược lại với các tinh vân khí điển hình và nổi tiếng trong mặt phẳng của Dải Ngân Hà, IFN nằm ngoài phần thân chính của thiên hà. Thuật ngữ này được đặt ra bởi Steve Mandel, người đã định nghĩa chúng là "các tinh vân có vĩ độ thiên hà cao được chiếu sáng không phải bởi một ngôi sao duy nhất (như hầu hết các tinh vân trong mặt phẳng của Thiên hà) mà bởi năng lượng từ dòng tích hợp của tất cả các ngôi sao trong thiên hà." Kết quả là, những tinh vân này cực kỳ mờ nhạt, phải mất nhiều giờ tiếp xúc mới có thể bắt được. Những đám mây tinh vân này, một thành phần quan trọng của môi trường giữa các vì sao, bao gồm các hạt bụi, hydro và carbon monoxide và các nguyên tố khác.” [22] Chúng đặc biệt nổi bật ở hướng của cả thiên cực bắc và cực nam. Tinh vân rộng lớn gần cực thiên nam là MW9, thường được gọi là Nam Thiên Xà.

Tinh vân khuếch tán[sửa | sửa mã nguồn]

Tinh vân Thuyền Để là một ví dụ về tinh vân khuếch tán

Hầu hết các tinh vân đều được mô tả là tinh vân khuếch tán, nghĩa là chúng mở rộng và không có ranh giới xác định rõ ràng.[1] Tinh vân khuếch tán có thể được chia thành tinh vân phát xạ, tinh vân phản xạ và tinh vân tối.

Tinh vân sáng có thể được chia thành tinh vân phát xạ, vì chúng phát ra bức xạ vạch quang phổ từ khí bị kích thích hoặc bị ion hóa (chủ yếu là hydro bị ion hóa);[2] chúng thường được gọi là vùng H II, H II ám chỉ hydro bị ion hóa), và tinh vân phản xạ có thể nhìn thấy được chủ yếu do ánh sáng chúng phản xạ.

Bản thân các tinh vân phản xạ không phát ra lượng ánh sáng nhìn thấy đáng kể, nhưng ở gần các ngôi sao và phản xạ ánh sáng từ chúng.[2] Các tinh vân tương tự không được các ngôi sao chiếu sáng không biểu hiện bức xạ nhìn thấy được, nhưng có thể được phát hiện là những đám mây mờ đục chặn ánh sáng từ các vật thể phát sáng phía sau chúng; chúng được gọi là tinh vân tối.[2]

Mặc dù những tinh vân này có mức độ hiển thị khác nhau ở các bước sóng quang học, chúng đều là nguồn phát tia hồng ngoại mạnh, chủ yếu là từ bụi bên trong tinh vân.[2]

Tinh vân hành tinh[sửa | sửa mã nguồn]

Tinh vân Oyster là một tinh vân hành tinh nằm trong chòm sao Lộc Báo

Tinh vân hành tinh là tàn tích của giai đoạn cuối cùng của quá trình tiến hóa sao đối với các sao có khối lượng thấp hơn. Các ngôi sao đã tiến hóa trong nhánh khổng lồ tiệm cận đẩy các lớp bên ngoài của chúng ra bên ngoài do gió sao mạnh, do đó hình thành lớp vỏ khí, đồng thời để lại lõi của ngôi sao ở dạng sao lùn trắng.[2] Bức xạ từ sao lùn trắng nóng kích thích các khí thoát ra ngoài, tạo ra các tinh vân phát xạ có quang phổ tương tự như các tinh vân phát xạ được tìm thấy trong các vùng hình thành sao.[2] Chúng là các vùng H II, vì chủ yếu là hydro bị ion hóa, nhưng tinh vân hành tinh lại dày đặc hơn và nhỏ hơn các tinh vân được tìm thấy trong các vùng hình thành sao.[2]

Các tinh vân hành tinh được đặt tên bởi các nhà quan sát thiên văn đầu tiên, những người ban đầu không thể phân biệt chúng với các hành tinh, và những người có xu hướng nhầm lẫn chúng với các hành tinh, cái mà họ quan tâm hơn. Mặt trời của chúng ta dự kiến sẽ sinh ra một tinh vân hành tinh khoảng 12 tỷ năm sau sự hình thành của nó.[3]

Tinh vân tiền hành tinh[sửa | sửa mã nguồn]

Tinh vân Westbrook là một ví dụ về tinh vân tiền hành tinh

Tinh vân tiền hành tinh (PPN) là một vật thể thiên văn ở giai đoạn ngắn ngủi trong quá trình tiến hóa sao nhanh chóng của một ngôi sao giữa pha cuối của nhánh khổng lồ tiệm cận (Late AGB) và pha tinh vân hành tinh (PN) sau đó.[4] Trong giai đoạn AGB, ngôi sao trải qua quá trình mất khối lượng, tạo ra một lớp vỏ sao khí hydro. Khi giai đoạn này kết thúc, ngôi sao bước vào giai đoạn PPN.

PPN được cung cấp năng lượng bởi ngôi sao trung tâm, khiến nó phát ra bức xạ hồng ngoại mạnh và trở thành một tinh vân phản xạ. Gió sao chuẩn trực từ sao trung tâm tạo hình và gây chấn động cho vỏ thành dạng đối xứng trục, đồng thời tạo ra gió phân tử chuyển động nhanh.[5] Điểm chính xác khi PPN trở thành tinh vân hành tinh (PN) được xác định bởi nhiệt độ của ngôi sao trung tâm. Giai đoạn PPN tiếp tục cho đến khi ngôi sao trung tâm đạt đến nhiệt độ 30.000 K, sau đó nó đủ nóng để ion hóa khí xung quanh và trở thành tinh vân hành tinh.[6]

Tàn dư siêu tân tinh[sửa | sửa mã nguồn]

Bài chi tiết: Tàn tích siêu tân tinh
Tinh vân Con Cua là một ví dụ về tàn tích siêu tân tinh

Siêu tân tinh xảy ra khi một ngôi sao có khối lượng lớn kết thúc vòng đời của nó. Khi phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lõi của ngôi sao dừng lại, ngôi sao sẽ sụp đổ. Khí rơi vào bên trong sẽ bật trở lại hoặc bị đốt nóng mạnh đến mức nó dãn nở ra bên ngoài từ lõi, do đó làm cho ngôi sao phát nổ.[3] Lớp vỏ khí đang giãn nở tạo thành tàn dư siêu tân tinh (SNR), một loại tinh vân khuếch tán đặc biệt.[3] Mặc dù phần lớn sự phát xạ quang học và tia X từ tàn dư siêu tân tinh bắt nguồn từ khí bị ion hóa, một lượng lớn phát xạ vô tuyến là một dạng phát xạ không nhiệt được gọi là phát xạ syncrotron.[3] Sự phát xạ này bắt nguồn từ các electron vận tốc cao dao động trong từ trường.

Ví dụ[sửa | sửa mã nguồn]

Hình ảnh[sửa | sửa mã nguồn]

Chú thích[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ “The Messier Catalog: Diffuse Nebulae”. SEDS. Bản gốc lưu trữ ngày 25 tháng 12 năm 1996. Truy cập ngày 12 tháng 6 năm 2007.
  2. ^ a b c d e f g F. H. Shu (1982). The Physical Universe. Mill Valley, California: University Science Books. ISBN 0-935702-05-9.
  3. ^ a b c d Chaisson, E.; McMillan, S. (1995). Astronomy: a beginner's guide to the universe (ấn bản 2). Upper Saddle River, New Jersey: Prentice-Hall. ISBN 0-13-733916-X.
  4. ^ R. Sahai; C. Sánchez Contreras; M. Morris (2005). “A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044” (PDF). Astrophysical Journal. 620 (2): 948–960. Bibcode:2005ApJ...620..948S. doi:10.1086/426469.
  5. ^ Davis, C. J.; Smith, M. D.; Gledhill, T. M.; Varricatt, W. P. (2005). “Near-infrared echelle spectroscopy of protoplanetary nebulae: probing the fast wind in H2”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 360 (1): 104–118. arXiv:astro-ph/0503327. Bibcode:2005MNRAS.360..104D. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x.
  6. ^ Volk, Kevin M.; Kwok, Sun (ngày 1 tháng 7 năm 1989). “Evolution of protoplanetary nebulae”. Astrophysical Journal. 342: 345–363. Bibcode:1989ApJ...342..345V. doi:10.1086/167597.

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]

Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=Tinh_vân&oldid=71363554”