Tinh vân Orion

Tinh vân Orion (còn gọi là Tinh vân Lạp Hộ, Messier 42, M42, hoặc NGC 1976) là một tinh vân phát xạ nằm trong chòm sao Orion, được phát hiện bởi nhà thiên văn học người Pháp Nicolas-Claude Fabri de Peiresc vào năm 1610.

Tinh vân này là một trong những tinh vân sáng nhất có thể quan sát bằng mắt thường với độ sáng biểu kiến khoảng 4, cách chúng ta khoảng 1.344 ± 20 năm ánh sáng, rộng 24 năm ánh sáng, và là khu vực hình thành sao gần nhất với Trái Đất. Khối lượng của nó ước tính gấp khoảng 2.000 lần khối lượng Mặt Trời.

Tinh vân Orion là một trong những đối tượng thiên văn được quan sát và chụp ảnh nhiều nhất, đồng thời cũng là một trong những thiên thể được nghiên cứu sâu rộng. Nó cung cấp nhiều thông tin về cách các ngôi sao và hệ hành tinh hình thành từ sự sụp đổ của các đám mây khí và bụi. Các nhà thiên văn học đã quan sát được các đĩa tiền hành tinh, sao lùn nâu, dòng chảy khí mạnh mẽ và ảnh hưởng của ion hóa từ các ngôi sao khổng lồ gần đó.

Đặc điểm vật lý

Tinh vân Lạp Hộ có thể được quan sát bằng mắt thường ngay cả trong những khu vực bị ô nhiễm ánh sáng. Nó hiện lên như một ngôi sao nằm ngay giữa 'thanh kiếm' của chòm sao Orion. Những người có khả năng quan sát tốt có thể thấy sự mờ ảo của nó, và đặc điểm của tinh vân trở nên rõ ràng hơn khi nhìn qua ống nhòm hoặc kính thiên văn nhỏ. Độ sáng bề mặt cực đại của vùng trung tâm M42 là 17 độ/arcsec, trong khi vầng sáng xanh phía ngoài có độ sáng là 21,3 độ/arcsec.

Tinh vân Lạp Hộ chứa một cụm sao mở trẻ tuổi gọi là cụm Trapezium, bao gồm bốn sao chính nằm trong bán kính khoảng 1,5 triệu năm ánh sáng. Hai trong số các sao này thực ra là hệ sao đôi, tổng cộng có sáu sao. Cụm Trapezium là một phần của một tổ chức sao lớn hơn trong tinh vân, với khoảng 2.800 sao trong bán kính 20 năm ánh sáng. Tinh vân Lạp Hộ thuộc về một tổ chức lớn hơn nhiều, gọi là Đám mây phân tử Orion, kéo dài hàng trăm năm ánh sáng trong chòm sao Orion. Hai triệu năm trước, tinh vân có thể là nơi hình thành các sao như AE Aurigae, 53 Arietis và Mu Columbae, hiện đang di chuyển ra khỏi tinh vân với tốc độ trên 100 km/s.

Đặc điểm màu sắc

Những người quan sát lâu năm đã nhận thấy màu xanh lục đặc trưng của tinh vân, cùng với các vùng màu đỏ và xanh dương. Màu đỏ là do bức xạ tái kết hợp Hα ở bước sóng 656,3 nm. Màu xanh-tím xuất hiện do phản chiếu ánh sáng từ các ngôi sao lớp O nằm ở trung tâm tinh vân.

Màu xanh đã là một bí ẩn cho đến đầu thế kỷ 20 vì nó không phù hợp với quang phổ của bất kỳ nguyên tố nào đã biết lúc bấy giờ. Một số giả thuyết cho rằng màu xanh là do một nguyên tố mới gọi là nebulium. Với sự hiểu biết nâng cao về vật lý nguyên tử, người ta sau đó đã phát hiện nguyên nhân màu xanh lục là do chuyển tiếp electron với xác suất thấp trong oxy bị ion hóa hai lần. Bức xạ này không thể được tái hiện trong phòng thí nghiệm vào thời điểm đó vì nó cần một môi trường chân không và rất ít va chạm không gian.

Lịch sử

Có giả thuyết cho rằng người Maya ở Trung Mỹ có thể đã mô tả tinh vân trong truyền thuyết 'Ba hòn đá sưởi' của họ; nếu đúng, thì ba ngôi sao Rigel, Saiph, và Alnitak, tạo thành một tam giác gần như đều, với 'thanh kiếm' (bao gồm tinh vân) ở giữa.

Cả hai tác phẩm Almagest của Ptolemy và 'Sách về các sao cố định' của al Sufi đều không đề cập đến tinh vân, mặc dù chúng liệt kê nhiều mảng mờ khác trên bầu trời. Ngay cả Galileo cũng không nhắc đến tinh vân trong các quan sát của ông vào các năm 1610 và 1617, mặc dù ông đã quan sát khu vực xung quanh bằng kính viễn vọng. Điều này dẫn đến giả thuyết rằng sự xuất hiện của các ngôi sao sáng có thể đã làm tăng độ sáng của tinh vân.

Người đầu tiên được ghi nhận phát hiện tinh vân là nhà thiên văn người Pháp Nicolas-Claude Fabri de Peiresc vào ngày 26 tháng 11 năm 1610.

Nhà thiên văn và toán học Johann Baptist Cysat là người đầu tiên công bố quan sát về tinh vân trong chuyên khảo về các sao chổi năm 1619 tại Lucerne (dù các quan sát có thể đã được ghi lại từ năm 1611). Ông so sánh tinh vân với một sao chổi sáng quan sát được vào năm 1618 và đã ghi nhận như sau:

Có thể thấy rằng một số ngôi sao tập trung trong một không gian hẹp, xung quanh và giữa các ngôi sao là một ánh sáng trắng như một đám mây sáng lan tỏa.

Mô tả của ông về các ngôi sao trung tâm tạo thành hình chữ nhật, khác với các đầu sao chổi, có thể là một trong những quan sát sớm nhất về cụm sao Trapezium. (Các sao này được Galileo Galilei phát hiện vào ngày 2 tháng 4 năm 1617, mặc dù ông không phát hiện tinh vân do hạn chế của kính viễn vọng thời đó).

Tinh vân Lạp Hộ sau đó được các nhà thiên văn khác độc lập phát hiện, bao gồm Giovanni Battista Hodierna (người đã phác họa tinh vân trong tác phẩm De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus). Vào năm 1659, nhà khoa học Hà Lan Christiaan Huygens công bố các phác họa chi tiết về vùng trung tâm của tinh vân trong Systema Saturnium.

Charles Messier quan sát tinh vân vào ngày 4 tháng 3 năm 1769 và cũng nhận thấy ba ngôi sao trong cụm Trapezium. Messier công bố danh mục đầu tiên của mình về các vật thể trên bầu trời vào năm 1774 (hoàn thiện vào năm 1771). Tinh vân Lạp Hộ đứng thứ 42 trong danh sách, vì vậy nó được đánh số M42.

Vào năm 1865, nhà thiên văn học nghiệp dư người Anh William Huggins đã áp dụng phương pháp phân tích quang phổ cho tinh vân và nhận thấy rằng, giống như những tinh vân khác mà ông đã phân tích, nó được cấu thành từ 'khí phát sáng'. Vào ngày 30 tháng 9 năm 1880, Henry Draper đã sử dụng loại phim mới cùng với kính viễn vọng khúc xạ đường kính 28 cm để ghi lại bức ảnh phơi sáng đầu tiên của tinh vân trong 51 phút. Một loạt ảnh khác được thực hiện vào năm 1883 bởi Andrew Ainslie Common, sử dụng kính viễn vọng phản xạ tự chế đường kính 91 cm tại Ealing, tây London, đã lần đầu tiên làm lộ rõ các sao và chi tiết mờ không thể quan sát trực tiếp.

Năm 1902, Vogel và Eberhard phát hiện ra các chuyển động với vận tốc khác nhau bên trong tinh vân. Đến năm 1914, các nhà khoa học ở Marseilles đã sử dụng giao thoa kế để đo các chuyển động dị thường. Campbell và Moore đã xác nhận những kết quả này thông qua quang phổ kế, chỉ ra sự tồn tại của các dòng chảy rối trong tinh vân.

Năm 1931, Robert J. Trumpler nhận thấy các sao mờ gần Trapezium tạo thành một cụm và đặt tên cho nó như hiện nay. Dựa trên độ sáng và phân loại quang phổ, ông ước lượng khoảng cách đến cụm sao này là 1.800 năm ánh sáng, gấp ba lần so với khoảng cách thường được chấp nhận vào thời điểm đó, nhưng gần với các giá trị hiện tại hơn.

Vào năm 1993, kính viễn vọng không gian Hubble đã lần đầu tiên ghi lại hình ảnh của tinh vân. Từ đó, tinh vân Lạp Hộ trở thành đối tượng nghiên cứu chính của Hubble. Các bức ảnh đã giúp xây dựng mô hình chi tiết về tinh vân trong không gian ba chiều. Các đĩa tinh vân tiền hành tinh quanh hầu hết các sao trẻ đã được phát hiện, và sự ảnh hưởng của bức xạ cực tím mạnh từ ngôi sao lên các đĩa này đã được nghiên cứu.

Năm 2005, thiết bị Advanced Camera for Surveys của Hubble đã chụp được bức ảnh chi tiết nhất về tinh vân trong lịch sử. Bức ảnh này được tạo ra từ 104 lần quét trong quỹ đạo của Hubble, ghi lại hơn 3.000 sao với cấp sáng từ 23 trở lên, bao gồm cả các sao lùn nâu trẻ và sao đôi có khả năng thành sao lùn nâu. Một năm sau, các nhà khoa học đã công bố phát hiện cặp sao lùn nâu che lấp đầu tiên, 2MASS J05352184–0546085, với khối lượng lần lượt là 0.054 M☉ và 0.034 M☉, và chu kỳ quỹ đạo 9,8 ngày. Điều thú vị là ngôi sao nặng hơn lại sáng hơn sao còn lại.

Cấu trúc

Tinh vân Lạp Hộ trải rộng khoảng 1 độ trên bầu trời, bao gồm các đám mây bụi và khí trung hòa, các khu vực hình thành sao, các vùng khí bị ion hóa và tinh vân phản xạ.

Tinh vân Lạp Hộ là một phần của một cấu trúc lớn hơn nhiều, đám mây phân tử Orion. Đám mây này mở rộng qua chòm sao, bao gồm vòng Barnard, tinh vân Đầu Ngựa, Messier 43, Messier 78 và tinh vân Ngọn Lửa. Mặc dù sao hình thành trong toàn bộ đám mây, phần lớn các sao trẻ tập trung thành các cụm dày đặc như trong tinh vân Lạp Hộ.

Mô hình hiện tại về tinh vân cho thấy một vùng H II, với tâm ở ngôi sao Theta Orionis C, nằm cạnh một đám mây phân tử kéo dài, trong một khu vực trống được tạo ra bởi các sao trẻ có khối lượng lớn. (Theta Orionis C phát ra ánh sáng ion hóa gấp 3-4 lần so với ngôi sao sáng nhất sau nó, Theta Orionis A). Vùng H II có nhiệt độ lên tới 10.000 K, nhưng nhiệt độ giảm nhiều ở phần rìa của tinh vân. Ánh sáng của tinh vân chủ yếu đến từ khí bị ion hóa phía sau vùng trống. Vùng H II được bao quanh bởi một 'vịnh' lõm, không đều của một đám mây đặc hơn, trung tính hơn, với các đám khí trung hòa nằm ngoài vùng vịnh. Khí trong đám mây phân tử có chuyển động hỗn loạn với vận tốc khác nhau, đặc biệt ở trung tâm, với chuyển động tương đối có thể đạt hơn 10 km/s.

Sự hình thành sao

Tinh vân Lạp Hộ là một ví dụ điển hình của 'nhà trẻ sao', nơi các ngôi sao mới đang hình thành. Các quan sát cho thấy có khoảng 700 sao ở các giai đoạn khác nhau của sự hình thành bên trong tinh vân.

Vào năm 1979, các quan sát bằng camera điện tử Lallemand tại đài thiên văn Pic-du-Midi phát hiện sáu nguồn ion hóa mạnh chưa được xác định gần cụm sao Trapezium. Các nguồn này được coi là các hạt khí bị ion hóa một phần (PIGs). Ý tưởng là các đối tượng này đang bị ion hóa từ bên ngoài bởi M42. Các quan sát sau này bằng Very Large Array đã phát hiện các vùng cô đặc có kích thước tương đương Hệ Mặt trời liên quan đến các đối tượng này. Lần này, ý tưởng cho rằng các vật thể đó có thể là các sao nhỏ bao quanh bởi một đĩa bồi tụ tiền sao đang bị bốc hơi. Quan sát của Hubble vào năm 1993 đã xác nhận sự tồn tại của các đĩa tiền hành tinh trong tinh vân và phát hiện hơn 150 vật thể tương tự, được coi là các hệ sao trong giai đoạn hình thành hệ mặt trời. Số lượng lớn này cung cấp bằng chứng cho sự phổ biến của các hệ hành tinh trong vũ trụ.

Các sao hình thành khi các đám khí hydro và các khí khác trong vùng H II bị sụp đổ dưới tác động của trọng lực. Khi khí co lại, vùng trung tâm trở nên dày đặc và khí nóng lên đến nhiệt độ cực cao do sự chuyển hóa từ thế năng hấp dẫn thành nhiệt năng. Nếu nhiệt độ đủ cao, phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra và hình thành tiền sao. Tiền sao sẽ trở thành sao khi nó phát ra đủ năng lượng bức xạ để cân bằng với trọng lực của nó và ngăn chặn sự sụp đổ hấp dẫn.

Thông thường, một đám mây vật chất nằm cách xa ngôi sao trước khi phản ứng tổng hợp hạt nhân bắt đầu. Đám mây tàn dư này chính là đĩa tiền hành tinh, nơi các hành tinh có thể hình thành. Quan sát hồng ngoại cho thấy các hạt bụi trong đĩa đang dần lớn lên, chuẩn bị cho sự hình thành các vi thể hành tinh.

Khi một tiền sao bước vào giai đoạn dãy chính, nó được coi là một ngôi sao thực thụ. Mặc dù các đĩa tiền hành tinh có khả năng tạo ra hành tinh, nhưng các quan sát cho thấy bức xạ cực mạnh từ các sao trong cụm Trapezium đã phá hủy bất kỳ đĩa nào gần đó, nếu cụm sao có tuổi tương đương các sao khối lượng thấp trong cụm. Vì các đĩa tiền hành tinh gần Trapezium, nên có thể cho rằng các sao này còn rất trẻ so với phần còn lại của cụm.

Gió sao và ảnh hưởng của chúng

Khi các ngôi sao hình thành trong tinh vân, chúng phát ra luồng hạt tích điện gọi là gió sao. Các sao nặng lớp OB và các sao trẻ loại T Tauri có gió sao mạnh hơn nhiều so với gió Mặt trời. Gió sao tạo ra các sóng xung chấn và sự mất ổn định thủy động lực học khi tiếp xúc với khí trong tinh vân, từ đó hình thành các cấu trúc của đám mây khí. Sóng xung chấn từ gió sao còn đóng vai trò quan trọng trong sự hình thành sao bằng cách nén các đám mây khí, dẫn đến sự mất đồng tính và sụp đổ hấp dẫn.

Tinh vân chứa ba loại xung chấn khác nhau, nhiều trong số đó được quan sát thấy ở các đối tượng Herbig–Haro:

• Xung chấn hình vòng cung là các xung chấn tĩnh, hình thành khi hai luồng hạt va chạm vào nhau. Chúng xuất hiện gần các sao nóng nhất trong tinh vân, nơi tốc độ gió sao có thể đạt hàng nghìn km/s, trong khi bên ngoài tinh vân chỉ đạt vài chục km/s. Xung chấn hình vòng cung cũng được tạo ra ở phần đầu của các tia vật chất bắn ra từ sao khi chúng va chạm với môi trường liên sao.
• Xung chấn từ các tia vật chất bắn ra từ sao mới hình thành loại T Tauri. Những luồng vật chất hẹp này di chuyển với tốc độ hàng trăm km/s, và tạo ra xung chấn khi chúng gặp khí gần như đứng yên.
• Các xung chấn bị bẻ cong, có hình vòng cung từ góc nhìn của người quan sát. Chúng hình thành khi xung chấn từ các tia vật chất gặp khí di chuyển cắt ngang.
• Sự tương tác giữa gió sao và đám mây xung quanh cũng tạo ra các 'đợt sóng', được cho là các bất ổn định Kelvin–Helmholtz.

Các chuyển động khí trong M42 rất phức tạp, nhưng đều hướng ra ngoài qua lỗ hổng của vịnh và về phía Trái đất. Khu vực trung hòa rộng lớn phía sau vùng ion hóa đang bị nén lại bởi lực hấp dẫn của chính nó.

Các 'viên đạn' khí siêu thanh đang xuyên qua các đám mây hydro của tinh vân. Mỗi viên đạn có đường kính gấp mười lần quỹ đạo của Diêm Vương Tinh, với phần đầu chứa các nguyên tử sắt phát sáng trong hồng ngoại. Chúng có thể đã được hình thành hàng nghìn năm trước từ một sự kiện dữ dội chưa được xác định.

Tiến hóa

Các đám mây liên sao, như tinh vân Lạp Hộ, phân bố khắp các thiên hà, bao gồm dải Ngân Hà. Chúng hình thành từ các đám hydro lạnh và trung tính, cùng với các nguyên tố khác, dưới ảnh hưởng của trọng lực. Những đám mây này có thể chứa hàng trăm nghìn khối lượng Mặt trời và kéo dài hàng trăm năm ánh sáng. Một lực hấp dẫn nhỏ cũng có thể khiến đám mây co lại, nhưng điều này bị hạn chế bởi áp suất khí bên trong đám mây.

Dù là do va chạm với các dải xoắn ốc của thiên hà hay sóng xung chấn từ các vụ nổ siêu tân tinh, các nguyên tử kết hợp để tạo thành các phân tử, hình thành nên một đám mây phân tử. Đây là dấu hiệu của sự hình thành sao trong đám mây, thường mất từ 10 đến 30 triệu năm, khi các vùng vượt qua khối lượng Jeans và các khối không ổn định co lại thành các đĩa. Đĩa này tập trung tại trung tâm, tạo thành một ngôi sao và có thể bao quanh bởi một đĩa tiền hành tinh. Đây là giai đoạn hiện tại của tinh vân Lạp Hộ, nơi nhiều sao vẫn đang hình thành từ đám mây co lại. Các sao trẻ nhất và sáng nhất trong tinh vân có tuổi khoảng 300.000 năm, với sao sáng nhất mới 10.000 năm tuổi. Một số sao đang co sụp có khối lượng lớn và phát ra nhiều tia cực tím ion hóa mạnh, như các sao trong cụm Trapezium. Bức xạ cực tím từ các sao nặng ở trung tâm tinh vân đẩy khí và bụi ra không gian, tạo ra vùng trống và làm lộ các ngôi sao ở giữa. Các sao lớn nhất có tuổi đời ngắn và sẽ trở thành siêu tân tinh.

Sau khoảng 100.000 năm, phần lớn bụi và khí sẽ bị tản ra. Phần còn lại sẽ trở thành một cụm sao mở trẻ, với các sao sáng bao quanh bởi các sợi mỏng còn sót lại từ đám mây ban đầu.

Hình ảnh từ Kính viễn vọng không gian Hubble

Ghi chú