Môi trường liên sao

Trong thiên văn học, thuật ngữ môi trường liên sao (ISM) chỉ môi trường vật chất tồn tại trong không gian giữa các hệ sao trong một thiên hà. Các dạng vật chất này bao gồm khí gas trong các dạng ion hóa, nguyên tử, và phân tử, cũng như bụitia vũ trụ. Nó chứa đầy trong không gian liên sao và hòa trộn dần dần vào không gian liên thiên hà. Năng lượng chiếm trong cùng một thể tích, trong dạng của bức xạ điện từ, được gọi là trường bức xạ liên sao. Môi trường này đóng vai trò quan trọng trong việc quan sát và nghiên cứu thiên văn ngày nay.

Ngày 25 tháng 8 năm 2012, vệ tinh Voyager 1 là vật thể nhân tạo đầu tiên ra ngoài môi trường liên sao. Plasmabụi liên sao sẽ được nghiên cứu cho đến ngày kết thúc sứ mệnh, ước tính là năm 2025. Voyager 2 ra ngoài môi trường liên sao vào ngày 5 tháng 11 năm 2018.[1]

Tổng quanSửa đổi

Môi trường liên sao bao gồm các khí gas liên sao và bụi liên sao.

Khí gasSửa đổi

 
Tinh vân Lạp Hộ trong ánh sáng nhìn thấy. Ảnh của: NASA/ESA

Khoảng 99% môi trường liên sao là khí gas ở các dạng, cụ thể: hơn 70% là hydro, 28% heli, và khoảng 1.5% là các nguyên tố nặng. Chúng tồn tại ở cả các dạng đơn nguyên tử, phân tử cũng như bị ion hóa với mật độ rất loãng, chỉ khoảng vài hạt trên một cm³.

Khi một ngôi sao mới được sinh ra, chúng phát xạ một lượng lớn tia cực tím, ion hóa toàn bộ vùng khí gas bao quanh nó, tạo thành các đám hydro ion hóa.

Các đám mây H ion hóa này phát sáng khi ở gần các ngôi sao nóng từ 25.0000 K trở lên, tạo thành những tinh vân phát xạ với ánh sáng đỏ đặc trưng của hydro ở dãy Balmer.

Bụi liên saoSửa đổi

Khác với khái niệm "bụi" thông thường, bụi liên sao là các hạt vật chất vô cùng nhỏ, với kích thước chưa tới 1 μm, xấp xỉ với bước sóng ánh sáng mà con người có thể thấy được. Nhân của chúng có thể là silicat, cacbon hay hợp chất sắt, với hình dạng không xác định.

Bụi vũ trụ hấp thụ ánh sáng phát ra từ các ngôi sao và các thiên thể khác làm độ sáng của chúng giảm đi trung bình một cấp trên một kiloparsec trong mặt phẳng thiên hà. Ánh sáng từ các ngôi sao truyền đi có thể bị đám bụi này chặn hoàn toàn nếu chúng đủ dày, tạo thành các tinh vân tối, ví dụ như Tinh vân Đầu Ngựa. Ánh sáng màu xanh lam bị phân tán nhiều hơn trong các đám bụi này, do đó ánh sáng chúng ta quan sát được đa phần gồm nhiều gam màu đỏ hơn, tương tự như với Mặt Trời lúc hoàng hôn.

Đám mây phân tửSửa đổi

Đám mây phân tử là các cụm khí gas và bụi với nhiệt độ rất thấp, chỉ khoảng 10-30 độ K. Do đó hầu hết hydro đều tồn tại ở dạng phân tử (H2).[2] Kích thước của các đám mây này rất đa dạng, có thể từ vài năm ánh sáng đến hơn 600 năm ánh sáng và khối lượng có thể đạt tới hàng triệu M. Mật độ vật chất ở đây rất cao (so sánh với các vùng khác), chỉ có thể được tạo thành ở nhiệt độ cực thấp, nếu không nhiệt độ của khối khí sẽ làm giãn nở nồng độ vật chất. Các đám mây này còn được gọi là "vườn ươm sao" do nó chứa rất nhiều các thành phần thô cần thiết để tổng hợp các sao và hệ sao (hầu hết là hydro và bụi). Các ngôi sao thường được sinh ra trong các vùng tinh vân tối, do mật độ vật chất tại đây dày đặc hơn cả.

Các phân tử hydro không thể phát hiện trực tiếp bằng bức xạ hồng ngoại hay vô tuyến thông thường, mà được suy luận thông qua carbon monoxide (CO).[3]

Hiện người ta đã phát hiện được hàng trăm loại phân tử trong các đám mây này, từ những chất cơ bản như NH3, CH, OH cho đến những phân tử phức tạp như ethanol (C2H5OH), thậm chí là đường.[4]

 
Sự phân bố của hiđrô ion hóa (mà các nhà thiên văn học gọi là H II từ một tên gọi cũ trong ngành quang phổ học) trong những phần quan sát được của môi trường liên sao trong Ngân Hà từ bán cầu bắc của Trái Đất.(Haffner và đồng nghiệp 2003).

Xem thêmSửa đổi

Chú thíchSửa đổi

  1. ^ Nelson, Jon (2020). “Voyager - Interstellar Mission”. NASA. Bản gốc lưu trữ ngày 25 tháng 8 năm 2017. Truy cập ngày 29 tháng 11 năm 2020.
  2. ^ “Molecular cloud”.
  3. ^ “Hydrogen observations”.
  4. ^ “The Interstellar Medium”.

Tư liệu tham khảoSửa đổi

Liên kết ngoàiSửa đổi

Bản mẫu:Molecules detected in outer space