Đám mây sao

Tinh vân (từ Hán-Việt nghĩa là mây sao; tiếng Latinh: nebulae có nghĩa là 'đám mây') là sự kết hợp của bụi, khí hydro, khí heli và plasma. Tinh vân có kích thước rất lớn và có độ thưa thớt cực cao, thưa thớt hơn bất kỳ môi trường nào trên Trái Đất (VD: một tinh vân có đường kính bằng 12,742 km của Trái Đất sẽ chỉ nặng vài kilogram).

Quá trình phá vỡ của các tinh vân là cách Mặt Trời và các hành tinh khác được hình thành. Tinh vân có thể là những đám bụi tụ lại với nhau do lực hấp dẫn (với khối lượng chưa đủ để tạo thành một ngôi sao hoặc 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 trúc của tinh vân

Trong tinh vân, các khí chủ yếu là hydro và bụi được tạo thành từ phân tử cacbon và mảnh vụn đá. Mật độ vật chất không đồng đều, có những vùng dày và những vùng thưa. Có tinh vân sáng do chiếu sáng từ các ngôi sao gần đó. Một số khí trong tinh vân có thể phát sáng khi gần các ngôi sao nóng. Ví dụ, khí nitơ và hydro phát ra ánh sáng màu đỏ, khí oxy phát ra ánh sáng màu xanh. Để nhìn thấy đầy đủ sắc màu rực rỡ của tinh vân, cần dùng kính thiên văn mạnh. Có những tinh vân dày đặc hơn, ngăn cản ánh sáng từ các ngôi sao phía sau, được gọi là tinh vân tối. Những tinh vân này chỉ có thể nhìn thấy khi che khuất các ngôi sao trên bầu trời. Ví dụ nổi bật là tinh vân Đầu Ngựa trong chòm sao Lạp Hộ.

Sự hình thành của tinh vân

Tinh vân được hình thành từ các đám bụi trong không gian do sự hấp dẫn hoặc từ vật chất của một ngôi sao kết thúc cuộc đời, khi phóng ra vật chất bên ngoài và hình thành một sao lùn.

Các loại tinh vân khác nhau

Các thể loại cổ điển

Hiện có bốn dạng chính của tinh vân. Trước đây, các nhà thiên văn học cũng phân loại các thiên hà và một số cụm sao ở xa đến mức không thể nhìn thấy rõ các ngôi sao bên trong tinh vân.

• Vùng H II, một loại tinh vân phân tán lớn chứa hydro bị ion hóa
• Tinh vân hành tinh
• Tàn dư siêu tân tinh
• Tinh vân tối

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

Tinh vân phân tán

Hầu hết các tinh vân được mô tả như tinh vân khuếch tán, có nghĩa là chúng mở rộng và không có ranh giới rõ ràng. Tinh vân khuếch tán có thể được phân 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, do chúng phát ra bức xạ từ khí bị kích thích hoặc bị ion hóa (chủ yếu là hydro bị ion hóa); chúng thường được gọi là vùng H II, H II chỉ hydro bị ion hóa), và tinh vân phản xạ có thể thấy được chủ yếu do ánh sáng chúng phản xạ.

Các tinh vân phản xạ chính không phát ra ánh sáng quan trọng nhìn thấy, nhưng gần các ngôi sao và phản xạ ánh sáng từ chúng. Các tinh vân tối tương tự không được các ngôi sao chiếu sáng không thể nhìn thấy bức xạ, nhưng có thể được nhận biết là các đám mây mờ che mờ ánh sáng từ các vật thể phát sáng phía sau chúng; chúng được gọi là tinh vân tối.

Mặc dù các tinh vân này phát sáng ở các bước sóng quang học khác nhau, chúng đều là nguồn phát tia hồng ngoại mạnh, chủ yếu từ bụi trong các tinh vân.

Tinh vân hành tinh

Tinh vân hành tinh là phần còn lại của quá trình tiến hóa cuối cùng của các ngôi sao có khối lượng thấp hơn. Những ngôi sao này đã trải qua giai đoạn khổng lồ tiệm cận, trong đó các lớp bên ngoài của chúng bị đẩy ra bởi gió sao mạnh, hình thành lớp vỏ khí, để lại lõi dưới dạng sao lùn trắng. Bức xạ từ sao lùn trắng nóng kích thích các khí bao quanh, tạo ra các tinh vân phát xạ với phổ tương tự như các vùng H II trong các vùng hình thành sao. Tuy nhiên, tinh vân hành tinh mật độ cao hơn và nhỏ hơn các tinh vân trong các vùng hình thành sao.

Các tinh vân hành tinh được đặt tên bởi các nhà thiên văn đầu tiên, những người ban đầu không thể phân biệt chúng với các hành tinh và thường bị nhầm lẫn với chúng. Mặt trời của chúng ta dự kiến sẽ tạo ra một tinh vân hành tinh khoảng 12 tỷ năm sau khi hình thành.

Tinh vân tiền hành tinh

Tinh vân tiền hành tinh (PPN) là một vật thể thiên văn ở giai đoạn ngắn trong quá trình tiến hóa nhanh của một ngôi sao từ giai đoạn khổng lồ tiệm cận (Late AGB) đến giai đoạn tinh vân hành tinh (PN) sau đó. Trong giai đoạn AGB, ngôi sao mất khối lượng, tạo ra một lớp vỏ khí hydro. Khi giai đoạn này kết thúc, ngôi sao trở thành PPN.

PPN được cung cấp năng lượng bởi ngôi sao trung tâm, tạo ra bức xạ hồng ngoại mạnh và trở thành tinh vân phản xạ. Gió sao từ ngôi sao trung tâm tạo ra hình dạng đối xứng trục và tạo ra gió phân tử nhanh. Giai đoạn PPN chuyển thành tinh vân hành tinh (PN) khi nhiệt độ của ngôi sao trung tâm đạt đến 30.000 K, đủ nóng để ion hóa khí xung quanh.

Tàn tích của siêu tân tinh

Siêu tân tinh xảy ra khi một ngôi sao lớn kết thúc vòng đời của mình. Khi phản ứng hạt nhân trong lõi của ngôi sao dừng lại, ngôi sao sẽ sụp đổ và khí bị đẩy ra bên ngoài từ lõi, gây nổ và tạo thành tàn dư siêu tân tinh, một loại tinh vân khuếch tán đặc biệt. Mặc dù hầu hết sự phát xạ quang học và tia X từ tàn dư siêu tân tinh đến từ khí bị ion hóa, sự phát xạ syncrotron là một dạng phát xạ không nhiệt chủ yếu từ electron dao động trong từ trường.

Hình ảnh

Chú thích

• Tinh vân Tiên Nữ
• Tinh vân Lạp Hộ
• Tinh vân Con Cua

Liên kết ngoài

• Tài liệu liên quan tới Nebula trên Wikimedia Commons
• Tài liệu liên quan tới Hệ sao trên Wikimedia Commons