1. Môi trường liên sao
Tất cả vật chất trôi nổi giữa các ngôi sao là vật chất liên sao. Cùng nhau, chúng tạo nên một môi trường liên sao (ISM). Sau đó, các vật chất liên sao tập trung thành những đám mây khổng lồ được gọi là tinh vân (số ít là “nebula”, số nhiều là “nebulae”, nghĩa là “đám mây” trong tiếng Latinh).
Giống như những đám mây trên Trái đất, chúng liên tục di chuyển, hợp nhất hoặc tan biến. Một số tinh vân dần trở nên dày đặc và đồ sộ đến mức bắt đầu sụp đổ dưới trọng lực của chính chúng, giúp rèn nên những ngôi sao mới. Khi các ngôi sao chết đi, chúng lại “phun ra” phần vật chất của mình vào không gian liên sao, tạo thành các tinh vân mới và lặp lại chu kỳ.
Khoảng 99% vật chất giữa các ngôi sao tồn tại ở dạng khí. Các nguyên tố dồi dào nhất là hydro và heli (cũng có rất nhiều bên trong các ngôi sao). 1% còn lại là chất rắn — các hạt đóng băng bao gồm nhiều nguyên tử và phân tử được gọi là bụi sao – bao gồm một lõi giống đá (silicat) hoặc than chì được bao quanh bởi một lớp băng. Nước, metan và amoniac là những loại băng phổ biến nhất.
Nếu toàn bộ khí giữa các ngôi sao trong Dải Ngân Hà được trải ra và phân bố đồng đều thì chỉ có khoảng 1 nguyên tử khí trên mỗi cm³ trong không gian liên sao (Không khí trong căn phòng mà bạn đang ngồi đọc bài này có khoảng 10¹⁹ nguyên tử khí/cm³). Các hạt bụi thậm chí còn ít hơn: 1km³ không gian chỉ chứa vài trăm đến vài nghìn hạt bụi nhỏ, mỗi hạt thường có đường kính nhỏ hơn 1/10.000 mm.
Tuy nhiên, khí và bụi được phân bố không đồng đều. Trong một số “đám mây”, mật độ khí và bụi có thể vượt quá mức trung bình ở bên trên tới hàng nghìn lần hoặc hơn nhưng vẫn thấp hơn rất nhiều so với Trái Đất.
Mặc dù không gian liên sao có mật độ vật chất rất thấp nhưng thể tích không gian chứa vật chất này lại rất lớn. Do đó, tổng khối lượng của nó cũng rất đáng kể. Các nhà thiên văn học ước tính rằng tổng khối lượng khí và bụi trong Dải Ngân Hà chiếm khoảng 15% khối lượng của các ngôi sao. Điều này có nghĩa là khối lượng vật chất giữa các vì sao trong Dải Ngân hà của chúng ta gấp khoảng 10 tỷ lần khối lượng Mặt Trời. Như vậy, vũ trụ có rất nhiều nguyên liệu thô để tạo ra rất nhiều các ngôi sao và hành tinh mới.
Chúng ta có thể ước tính sơ bộ khối lượng vật chất giữa các ngôi sao cũng như số lượng sao mới có thể được tạo ra từ những nguyên liệu này: Khối lượng = Thể tích x Mật độ nguyên tử khí x Khối lượng của mỗi nguyên tử khí. Giả sử thiên hà của chúng ta có dạng hình trụ. Như vậy, thể tích của hình trụ bằng:
Ví dụ, mật độ trung bình của khí hydro trong Dải Ngân Hà là 1 nguyên tử trên cm³. Mỗi nguyên tử hydro có khối lượng là 1,7 × 10⁻²⁷ kg. Nếu Dải Ngân hà là một hình trụ có đường kính 100.000 năm ánh sáng và chiều cao 300 năm ánh sáng, vậy thì khối lượng của khí hydro là bao nhiêu? Với lượng khí này thì Dải Ngân Hà có thể tạo ra bao nhiêu ngôi sao có khối lượng bằng Mặt Trời (2,0 × 10³⁰ kg)?
Thể tích của Dải Ngân Hà là:
Khối lượng của khí hydro là:
Khối lượng này có thể tạo ra:
Tương đương với gần 2 tỷ ngôi sao.
2. Vùng H II
Vạch mạnh nhất trong vùng khả kiến của quang phổ hydro là vạch đỏ trong dãy Balmer. Vạch phát xạ này tạo nên ánh sáng đỏ đặc trưng như ở trong hình ảnh dưới đây về tinh vân Orion.
Các ngôi sao có khả năng làm nóng vùng khí xung quanh lên đến gần 10.000 Kelvin. Bức xạ tia cực tím từ các ngôi sao cũng ion hóa hydro (trong quá trình ion hóa, electron bị tách khỏi proton). Một proton bị tách ra như vậy sẽ không ở một mình mà nó sẽ bắt giữ một electron tự do, trở thành một nguyên tử hydro trung tính một lần nữa. Tuy nhiên, nguyên tử trung tính này có thể hấp thụ bức xạ tia cực tím một lần nữa và bắt đầu lại chu trình. Nhìn chung, hầu hết các nguyên tử ở gần một ngôi sao nóng đều ở trong trạng thái ion hóa.
Vì hydro là thành phần chính của khí giữa các vì sao nên chúng ta thường mô tả một vùng không gian dựa trên việc liệu hydro ở trạng thái trung tính hay ion hóa. Một đám mây hydro ion hóa được ký hiệu là H II (I thể hiện một nguyên tử ở trạng thái trung tính; II đổ lên được sử dụng cho mỗi giai đoạn ion hóa cao hơn. Do đó, H II thể hiện hydro đã mất đi một electron; Fe III là sắt thiếu hai electron)
Các electron bị hạt nhân hydro bắt giữ sẽ đi xuống các mức năng lượng khác nhau cho đến mức năng lượng thấp nhất – một trạng thái cơ bản. Với mỗi lần chuyển đổi trạng thái, chúng giải phóng năng lượng dưới dạng một photon ánh sáng. Quá trình chuyển đổi bức xạ tia cực tím thành ánh sáng nhìn thấy được gọi là huỳnh quang.
Khí liên sao cũng chứa các nguyên tố khác ngoài hydro. Nhiều nguyên tố trong số đó cũng bị ion hóa ở gần các ngôi sao nóng; sau đó chúng bắt giữ electron và phát ra ánh sáng, giống như hydro, cho phép các nhà thiên văn học quan sát chúng. Nhưng nhìn chung, vạch hydro đỏ là mạnh nhất, và đó là lý do tại sao các vùng H II thường có màu đỏ.
Ngoài lề một chút, đèn huỳnh quang trên Trái đất hoạt động dựa trên cùng một nguyên lý với vùng H II. Khi bật điện, các electron va chạm với các nguyên tử thủy ngân trong ống, làm cho chúng bị kích thích lên trạng thái năng lượng cao hơn. Khi các electron trong các nguyên tử thủy ngân trở lại mức năng lượng thấp hơn, một phần năng lượng chúng phát ra dưới dạng photon tia cực tím. Những photon này sau đó chiếu vào một màn phủ chất phát quang ở thành trong của ống đèn. Các nguyên tử tại đây hấp thụ các photon tia cực tím và phát ra ánh sáng có thể nhìn thấy được khi chúng trở về trạng thái ổn định năng lượng hơn.
3. Đám mây Hydro trung tính
Nhưng những ngôi sao cực nóng để tạo ra các vùng H II là rất hiếm, và chỉ một phần nhỏ vật chất liên sao nằm đủ gần với những ngôi sao nóng như vậy để bị chúng ion hóa. Phần lớn thể tích của môi trường liên sao được lấp đầy bởi hydro trung tính (không bị ion hóa). Vậy chúng ta tìm kiếm nó bằng cách nào?
Thật không may, các nguyên tử hydro trung tính ở nhiệt độ bình thường trong khí liên sao không phát ra cũng không hấp thụ ánh sáng trong phần quang phổ nhìn thấy được. Phần lớn các nguyên tố vi lượng khác trộn lẫn với hydro giữa các vì sao cũng vậy. Tuy nhiên, một số nguyên tố vi lượng này cũng có thể hấp thụ ánh sáng ngay cả ở nhiệt độ bình thường. Điều này có nghĩa là khi chúng ta quan sát một quang phổ ánh sáng đến từ một ngôi sao hoặc một thiên hà, đôi khi chúng ta sẽ thấy xuất hiện các vạch quang phổ “hẹp hơn” khi khí liên sao hấp thụ ánh sáng ở các tần số cụ thể.
Mặc dù những quan sát này đã chứng minh sự tồn tại của khí liên sao nhưng các nhà khoa học vẫn chưa thể phát hiện ra hydro, nguyên tố phổ biến nhất trong khí liên sao, do người ta không nhìn thấy được vạch Balmer (Vạch Balmer của hydro nằm trong dải ánh sáng nhìn thấy được nhưng chỉ các nguyên tử hydro ở trạng thái kích thích mới có thể tạo ra nó. Trong môi trường liên sao lạnh lẽo, tất cả các nguyên tử hydro đều ở trạng thái cơ bản và không có electron nào ở các mức năng lượng cao hơn giúp tạo ra các vạch phát xạ hoặc hấp thụ trong vạch Balmer).
Việc phát hiện trực tiếp ra hydro phải chờ cho đến khi chúng ta phát triển ra các loại kính viễn vọng có khả năng quan sát những thay đổi năng lượng rất thấp trong các nguyên tử hydro ở các phần khác của quang phổ. Những quan sát đầu tiên được thực hiện bằng kính viễn vọng vô tuyến, và sự phát xạ và hấp thụ sóng vô tuyến của hydro vẫn là một trong những công cụ chính để nghiên cứu lượng lớn hydro lạnh trong vũ trụ cho đến ngày nay.
Năm 1944, khi còn là sinh viên, nhà thiên văn học người Hà Lan Hendrik van de Hulst đã dự đoán rằng hydro sẽ tạo ra một vạch phổ mạnh ở bước sóng 21 cm. Đó là một bước sóng khá dài, ngụ ý rằng sóng này có tần số và năng lượng thấp đến mức không thể đến từ sự dịch chuyển giữa các mức năng lượng của electron. Thay vào đó, năng lượng được phát ra khi electron thực hiện một cú “nửa backflip” – tức là chúng sẽ lộn đầu xuống dưới.
Hiện tượng đảo chiều hoạt động như sau: một nguyên tử hydro bao gồm một proton và một electron liên kết với nhau. Cả proton và electron đều hoạt động như thể chúng đang quay như những con quay, và trục quay của hai con quay có thể hướng cùng chiều hoặc ngược chiều. Nếu proton và electron quay ngược chiều nhau, toàn bộ nguyên tử sẽ có năng lượng thấp hơn một chút so với khi trục quay của cả hai thẳng hàng. Nếu một nguyên tử ở trạng thái năng lượng thấp hơn (ngược chiều) thu được một lượng năng lượng nhỏ thì trục quay của proton và electron có thể thẳng hàng, khiến nguyên tử ở trạng thái kích thích nhẹ. Nếu nguyên tử sau đó mất đi cùng một lượng năng lượng đó, nó sẽ trở lại trạng thái cơ bản. Lượng năng lượng này liên quan với một sóng có bước sóng 21 cm; do đó, nó được gọi là vạch 21 cm.
Kể từ khi phát hiện ra vạch 21 cm, nhiều vạch sóng vô tuyến khác được tạo ra bởi cả nguyên tử và phân tử đã được phát hiện, và những phát hiện này đã cho phép các nhà thiên văn học lập bản đồ khí trung tính trong toàn bộ Dải Ngân Hà. Các nhà thiên văn học cũng đã phát hiện ra khí liên sao trung tính, bao gồm cả hydro, ở nhiều bước sóng khác nhau từ hồng ngoại đến cực tím.
Các quan sát vô tuyến hiện đại cho thấy phần lớn hydro trung tính trong Dải Ngân hà của chúng ta tập trung trong một lớp cực phẳng, dày chưa đến 300 năm ánh sáng, trải rộng khắp đĩa của Dải Ngân hà . Khí này có mật độ dao động từ khoảng 0,1 đến khoảng 100 nguyên tử trên cm³ và tồn tại ở nhiều dải nhiệt độ khác nhau, từ thấp nhất khoảng 100 K (–173 °C) đến cao nhất khoảng 8000 K. Các vùng khí nóng và lạnh này xen kẽ nhau, và mật độ cũng như nhiệt độ tại bất kỳ điểm nào trong không gian đều liên tục thay đổi.
4. Đám mây liên sao siêu nóng
Bên cạnh nhiệt độ 10.000 K được tìm thấy trong các vùng H II ấm áp, một số vùng khí liên sao có nhiệt độ lên đến 1 triệu độ, ngay cả khi không có nguồn nhiệt nào gần đó. Khi các kính viễn vọng được phóng lên trên bầu khí quyển Trái đất, người ta đã thu được quang phổ tia cực tím chứa các vạch liên sao được tạo ra bởi các nguyên tử oxy đã bị ion hóa 5 lần. Để tách 5 electron khỏi quỹ đạo của chúng xung quanh hạt nhân oxy cần rất nhiều năng lượng. Các quan sát tiếp theo bằng kính viễn vọng tia X trên quỹ đạo đã tiết lộ rằng Dải Ngân Hà chứa đầy các bong bóng khí phát ra tia X. Để phát ra tia X và chứa các nguyên tử oxy đã bị ion hóa năm lần, khí phải được nung nóng lên đến 1 triệu độ hoặc hơn.
Và nguồn năng lượng để tạo ra được nhiệt độ đáng kinh ngạc này đến từ đâu? Đó chính là những vụ nổ của các ngôi sao khổng lồ ở giai đoạn cuối đời, gọi là vụ nổ siêu tân tinh. Những “màn pháo hoa” rực sáng này giải phóng vật chất với vận tốc hàng chục nghìn km/giây (30% tốc độ ánh sáng). Sau đó, dòng khí này va chạm với các loại khí liên sao, tạo ra các sóng xung kích làm nóng không khí lên đến hàng triệu hoặc hàng chục triệu độ.
Các nhà thiên văn học ước tính rằng cứ khoảng 100 năm lại có một vụ nổ siêu tân tinh xảy ra ở đâu đó trong Dải Ngân Hà. Trung bình, sóng xung kích do siêu tân tinh tạo ra sẽ quét qua bất kỳ điểm nào trong Dải Ngân Hà khoảng vài triệu năm một lần. Những làn sóng xung kích này liên tục làm nóng và xáo trộn hỗn hợp khí liên sao, làm cho chúng luôn luôn chuyển động.
5. Đám mây phân tử
Trong không gian cũng có khá nhiều các loại phân tử phức tạp. Cũng giống như các nguyên tử để lại “dấu vân tay” của chúng trong vạch quang phổ, chuyển động của các nguyên tử trong phân tử cũng có thể để lại “dấu vân tay” trong quang phổ của sóng radio và hồng ngoại.
Việc phát hiện ra các phân tử phức tạp trong không gian là một điều khá bất ngờ bởi vì phần lớn không gian liên sao được lấp đầy bởi tia cực tím – loại ánh sáng có khả năng phân tách các phân tử và phá vỡ chúng thành các nguyên tử riêng lẻ. Tuy nhiên, không gian liên sao cũng chứa một lượng lớn bụi có khả năng ngăn chặn ánh sáng. Khi các hạt bụi này tích tụ ở một vị trí nào đó, kết quả cho ra sẽ là một đám mây tối, nơi tia cực tím bị chặn lại và các phân tử có thể tồn tại. Dần dần, trọng lực kéo vật chất lại với nhau để tạo thành các đám mây phân tử khổng lồ, các cấu trúc có khối lượng nặng gấp một triệu lần so với khối lượng của Mặt Trời. Bên trong những đám mây này, phần lớn hydro đã tạo thành phân tử H2. Các phân tử phức tạp hơn khác cũng có mặt với số lượng nhỏ hơn nhiều.
Các đám mây phân tử có mật độ dao động từ hàng trăm đến hàng nghìn nguyên tử trên mỗi cm³, dày đặc hơn nhiều so với mật độ trung bình của không gian liên sao. Do đó, mặc dù chúng chỉ chiếm một phần rất nhỏ trong thể tích của không gian liên sao nhưng chúng lại chiếm 20–30% tổng khối lượng khí của Dải Ngân Hà. Vì có mật độ cao, các đám mây phân tử này ngăn chặn tia cực tím, làm cho chúng trở nên cực kỳ lạnh với nhiệt độ rơi vào khoảng 10 K (−263 °C). Các đám mây phân tử khổng lồ cũng là một “vườn ươm” giúp hình thành nên các ngôi sao mới.
Và chính ở bên trong những “cái nôi” này mà các phân tử phức tạp hơn có thể hình thành. Các hợp chất đơn giản nhất có thể kể đến bao gồm nước (H2O), carbon monoxide (CO) và amoniac (NH3). Carbon monoxide đặc biệt dồi dào và là công cụ chính mà các nhà thiên văn học sử dụng để nghiên cứu các đám mây phân tử khổng lồ. Nhưng các phân tử dồi dào nhất, H2, lại rất khó để quan sát trực tiếp vì trong hầu hết các đám mây phân tử khổng lồ, nó quá lạnh để phát ra bất kỳ bước sóng nào.
Các phân tử phức tạp hơn mà các nhà thiên văn học đã tìm thấy chủ yếu là sự kết hợp của các nguyên tử hydro, oxy, cacbon, nitơ và lưu huỳnh. Nhiều phân tử trong số này là hữu cơ (những phân tử chứa cacbon và đóng vai trò nền tảng cho sự sống trên Trái đất). Năm 1996, các nhà thiên văn học đã phát hiện ra axit axetic (thành phần chính của giấm). Một loại đường đơn giản (glycolaldehyde) cũng được tìm thấy. Năm 2025, các nhà thiên văn học đã tìm thấy cyanocoronene, một phân tử cực kỳ phức tạp với 37 nguyên tử sắp xếp theo vòng, thuộc họ hydrocarbon thơm đa vòng – PAH. Hợp chất lớn nhất từng được phát hiện là fullerene, một phân tử có 60 hoặc 70 nguyên tử cacbon có cấu trúc giống như một cái lồng.
Các đám mây liên sao lạnh giá cũng chứa cyanoacetylene (HC3N) và acetaldehyde (CH3CHO), điểm khởi đầu cho sự hình thành axit amin. Đây là những phân tử nền tảng cấu tạo nên protein, một trong những cấu trúc cơ bản tạo nên các sinh vật sống trên Trái Đất.
6. Các đám mây bụi vũ trụ
Khi quan sát không gian sâu thẳm qua kính viễn vọng, thỉnh thoảng các nhà thiên văn học lại bắt gặp một vùng tối dường như chẳng có một ngôi sao nào cả, giống như nhà thiên văn học William Herschel từng nhận xét: “Đây thực sự là một lỗ hổng trên bầu trời!”
Barnard 68 là vật thể được EE Barnard mô tả lần đầu tiên là một đám mây liên sao tối màu. Vì nó tương đối gần Trái Đất nên không có ngôi sao nào nằm giữa chúng ta và đám mây này, và bụi của nó che khuất ánh sáng đến từ các ngôi sao ở phía sau.
Những đám mây bụi trong không gian này có thể “bước vào sân khấu” theo nhiều cách khác nhau: chúng có thể chặn ánh sáng từ các ngôi sao xa xôi; phát ra năng lượng trong phần sóng hồng ngoại của quang phổ, phản xạ ánh sáng từ các ngôi sao gần đó và làm cho các ngôi sao xa xôi trông đỏ hơn so với thực tế.
Đám mây đen kịt mang tên Bernard 68 ở tấm hình bên trên đã che khuất ánh sáng của nhiều ngôi sao nằm phía sau nó (các vùng bên cạnh trong bức ảnh này lại dày đặc sao) – một ví dụ điển hình về đám mây tương đối dày đặc hoặc tinh vân tối chứa các hạt bụi nhỏ. Mặc dù các đám mây bụi là quá lạnh để phát ra lượng năng lượng có thể đo được trong phần quang phổ của ánh sáng có thể nhìn thấy được, chúng lại phát sáng ánh sáng rực rỡ trong vùng hồng ngoại. Lý do là bởi các hạt bụi nhỏ hấp thụ ánh sáng nhìn thấy được và bức xạ tia cực tím rất hiệu quả. Các hạt này bị nung nóng bởi các dòng bức xạ này và phát xạ lại nhiệt ở bước sóng hồng ngoại.
Hình ảnh khả kiến và hồng ngoại của Tinh vân Đầu Ngựa trong chòm sao Orion
Nhờ kích thước nhỏ và nhiệt độ thấp, các hạt bụi liên sao phát ra phần lớn năng lượng dưới dạng tần số hồng ngoại đến vi sóng, với bước sóng trải dài từ vài chục đến vài trăm micromet.
Đây là bức xạ hồng ngoại theo góc nhìn ngang của Dải Ngân hà. Bức xạ này được tạo ra bởi các hạt bụi nhỏ, phát ra ở bước sóng 3,6 micromet (màu xanh da trời), 8,0 micromet (màu xanh lá cây) và 24 micromet (màu đỏ). Các vùng bụi dày đặc nhất rất lạnh và mờ đục đến nỗi chúng xuất hiện như những đám mây tối ngay cả ở các bước sóng hồng ngoại này. Các bong bóng màu đỏ có thể nhìn thấy khắp nơi cho thấy các vùng bụi đã được làm nóng bởi các ngôi sao trẻ. Sự làm nóng này làm tăng bức xạ ở bước sóng 24 micromet, dẫn đến màu đỏ hơn trong hình này.
Một số đám mây bụi dày đặc nằm gần các ngôi sao sáng và tán xạ đủ ánh sáng sao để có thể nhìn thấy được. Một đám mây bụi như vậy được gọi là tinh vân phản xạ. Một trong những ví dụ nổi bật nhất là tinh vân bao quanh mỗi ngôi sao trong cụm sao Pleiades cách Mặt Trời khoảng 400 năm ánh sáng. Các hạt bụi rất nhỏ tán xạ ánh sáng có bước sóng màu xanh lam hiệu quả hơn nhiều so với ánh sáng có bước sóng màu đỏ. Do đó, một tinh vân phản xạ thường có màu xanh lam.
7. Đỏ hoá
Thường thì các hạt bụi nhỏ bé sẽ hấp thụ một phần ánh sáng đến từ ngôi sao mà chúng chặn lại. Nhưng ít nhất một nửa số ánh sáng khi tương tác với một hạt bụi lại chỉ bị tán xạ, nghĩa là nó bị chuyển hướng chứ không bị hấp thụ, từ đó làm cho các ngôi sao trông có vẻ mờ hơn.
Vào đầu thế kỷ XX, các nhà thiên văn học phát hiện ra rằng một số ngôi sao có màu đỏ mặc dù các vạch quang phổ của chúng cho thấy chúng phải cực kỳ nóng (và do đó phải có màu xanh da trời). Hóa ra là ánh sáng từ những ngôi sao nóng này không chỉ bị mờ đi mà còn bị đỏ đi do các hạt bụi trôi nổi, một hiện tượng được gọi là đỏ hóa.
Các hạt bụi không tương tác với tất cả các màu theo cùng một cách. Màu tím, xanh da trời và xanh lá cây thường bị tán xạ hoặc hấp thụ bởi bụi, vì vậy nó sẽ không đến được Trái đất. Mặt khác, màu cam và màu đỏ – các màu có bước sóng dài hơn, dễ dàng xuyên qua lớp bụi và đi đến kính viễn vọng đặt trên Trái đất, làm cho các ngôi sao trở nên đỏ hơn thông qua quá trình “khử màu”.
(Ngoài lề) Tương tự, trên Trái Đất, Mặt Trời trông đỏ hơn nhiều vào lúc hoàng hôn so với lúc giữa trưa. Mặt Trời có vị trí càng thấp trên bầu trời, quãng đường mà ánh sáng phải đi qua bầu khí quyển càng dài và khả năng ánh sáng mặt trời bị tán xạ càng cao. Vì ánh sáng đỏ ít bị tán xạ hơn ánh sáng xanh nên Mặt Trời sẽ trở nên đỏ hơn khi nó càng tiến gần đến đường chân trời.
Nhân tiện, sự tán xạ ánh sáng mặt trời cũng là nguyên nhân khiến cho bầu trời trên Trái Đất có màu “xanh da trời” mặc dù các khí tạo nên bầu khí quyển Trái Đất về cơ bản là trong suốt. Khi ánh sáng Mặt Trời chiếu vào, nó bị tán xạ bởi các phân tử không khí. Kích thước nhỏ của các phân tử này có nghĩa là màu xanh da trời tán xạ hiệu quả hơn nhiều so với màu xanh lá cây, vàng và đỏ. Do đó, màu xanh da trời bị tán xạ và lan tỏa ra khắp nơi. Mặt khác, ánh sáng của Mặt trời khi đến mắt bạn lại thiếu một ít màu xanh lá cây, làm cho Mặt Trời trông có vẻ hơi vàng,
Việc ánh sáng đến từ ngôi sao bị bụi liên sao làm cho đỏ hơn có nghĩa là bước sóng dài được truyền qua Dải Ngân hà hiệu quả hơn so với bước sóng ngắn. Do đó, nếu muốn quan sát xa hơn, chúng ta nên quan sát ở bước sóng dài. Đây là một trong những động lực thúc đẩy sự phát triển của thiên văn học hồng ngoại.
Nhưng vì sao bụi liên sao lại có thể “hoá đỏ” các ngôi sao ở xa? Hãy xem xét bầu khí quyển của Trái đất. Mặc dù mật độ của nó rất cao so với khí liên sao nhưng chúng chỉ hấp thụ một phần rất nhỏ ánh sáng đi qua. Vì vậy, có thể lượng khí cần thiết để tạo ra sự hấp thụ ánh sáng quan sát được trong không gian liên sao sẽ phải rất lớn. Lực hấp dẫn của một khối khí như vậy sẽ ảnh hưởng đến chuyển động của các ngôi sao theo những cách có thể dễ dàng phát hiện được. Nhưng những chuyển động như vậy không được quan sát thấy, và do đó, khí liên sao không thể hấp thụ các dòng ánh sáng này
Một lượng lớn bụi chủ yếu được cấu tạo từ các nguyên tố dồi dào nhất trong vũ trụ (và trong vật chất liên sao): Hydro, heli, oxy, carbon và nitơ. Các nguyên tố này, cùng với magie, silic, sắt, hóa ra là những thành phần quan trọng nhất tạo nên khối bụi liên sao khổng lồ.
Một mô hình được chấp nhận rộng rãi nhất đã mô tả các hạt bụi có lõi đá, hoặc giống như bồ hóng (giàu carbon) hoặc giống như cát (giàu silicat). Các lõi này được bao phủ bởi lớp vỏ băng. Các loại băng phổ biến nhất bao gồm nước (H2O), metan (CH4) và amoniac (NH3). Và lớp vỏ băng là nơi diễn ra một số phản ứng hóa học tạo ra các phân tử hữu cơ phức tạp.
Nếu các hạt bụi này nhỏ hơn nhiều, chúng sẽ không thể ngăn chặn ánh sáng hiệu quả. Mặt khác, nếu các hạt bụi lớn hơn nhiều so với bước sóng ánh sáng thì ánh sáng đến từ các ngôi sao sẽ không bị đỏ hóa và hoàn toàn bị chặn lại. Bằng cách này, chúng ta có thể suy ra rằng một hạt bụi liên sao chứa từ 106 đến 109 nguyên tử và có đường kính từ 10-8 đến 10-7 m (10 đến 100 nanomet).
8. Tia vũ trụ
Tia vũ trụ được phát hiện vào năm 1911 bởi nhà vật lý người Áo, Victor Hess, trong một chuyến bay khinh khí cầu. Ông đã chứng minh được rằng có các hạt vật chất di chuyển với tốc độ rất cao đã “ghé thăm” Trái Đất từ không gian sâu thẳm. Những “tia” này chắc chắn là các hạt và có các thành phần gần giống với khí liên sao thông thường. Tuy nhiên, hành vi của chúng lại khá đặc biệt.
Tia vũ trụ chủ yếu là các hạt nhân nguyên tử và electron. Tốc độ điển hình của chúng rơi vào khoảng 90% tốc độ ánh sáng. Gần 90% tia vũ trụ là các hạt nhân hydro (proton) bị tách khỏi electron. Heli và các hạt nhân nặng hơn chiếm khoảng 9%. Khoảng 1% tia vũ trụ có khối lượng bằng với khối lượng của electron, và 10-20% trong số đó mang điện tích dương thay vì điện tích âm đặc trưng của electron. Một hạt mang điện tích dương có khối lượng bằng electron được gọi là positron và là một dạng phản vật chất.
Hàm lượng các hạt nhân nguyên tử khác nhau trong tia vũ trụ phản ánh hàm lượng vật chất trong các ngôi sao và khí liên sao, với một ngoại lệ quan trọng. Các nguyên tố nhẹ liti, berili và bo có hàm lượng cao hơn nhiều trong tia vũ trụ so với trong Mặt Trời và các ngôi sao. Các nguyên tố nhẹ này được hình thành khi các hạt nhân di chuyển với tốc độ cao của cacbon, nitơ và oxy va chạm với các proton trong không gian liên sao và bị phân rã.
Việc xác định nguồn gốc của tia vũ trụ là một câu hỏi khá hóc búa. Tia vũ trụ là các hạt mang điện tích và hướng chuyển động của chúng có thể bị thay đổi bởi từ trường. Vì vậy, quỹ đạo của tia vũ trụ sẽ bị uốn cong bởi cả từ trường trong không gian và từ trường của chính Trái Đất. Các tính toán cho thấy các tia vũ trụ năng lượng thấp có thể quay quanh Trái Đất nhiều lần trước khi đi vào khí quyển, nơi chúng ta có thể phát hiện ra chúng.
Tuy nhiên, vẫn có một vài manh mối về nơi các tia vũ trụ có thể được tạo ra. Ví dụ, chúng ta biết rằng từ trường trong không gian giữa các vì sao là đủ mạnh để “giam giữ” hầu hết các tia vũ trụ bên trong Dải Ngân Hà. Do đó, có vẻ như chúng chỉ có thể được tạo ra ở đâu đó bên trong Dải Ngân Hà. Ngoại lệ duy nhất có thể xảy ra là những tia có năng lượng rất cao. Những tia vũ trụ như vậy phải di chuyển rất nhanh nên chúng không bị ảnh hưởng đáng kể bởi từ trường trong không gian, và do đó, chúng có thể thoát ra khỏi Dải Ngân Hà. Tương tự, chúng cũng có thể thoát ra khỏi các thiên hà khác, vì vậy một số tia vũ trụ có năng lượng cao nhất mà chúng ta phát hiện ra có thể đã được tạo ra bên trong một thiên hà xa xôi nào đó.
Chúng ta cũng có thể ước tính quãng đường mà các tia vũ trụ điển hình di chuyển trước khi chúng va chạm với Trái Đất. Các nguyên tố nhẹ như liti, berili và boron được hình thành khi cacbon, nitơ và oxy va chạm với các proton liên sao, chúng ta có thể tính toán thời gian trung bình mà các tia vũ trụ phải di chuyển trong không gian để trải qua đủ các va chạm nhằm tạo ra lượng liti và các nguyên tố nhẹ khác mà chúng chứa. Hóa ra, quãng đường cần thiết rơi vào khoảng 30 lần chu vi của Dải Ngân Hà. Với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng, có lẽ phải mất từ 3 đến 10 triệu năm để một tia vũ trụ có thể di chuyển quãng đường này.
Ứng cử viên sáng giá nhất đó chính là các vụ nổ siêu tân tinh. Vật chất bị bắn ra từ vụ nổ này tạo ra một làn sóng xung kích, lan truyền trong môi trường liên sao. Các hạt mang điện này có thể bị mắc kẹt, bật đi bật lại nhiều lần. Với mỗi lần bật đi bật lại này, từ trường bên trong sẽ làm tăng tốc các hạt này hơn nữa. Cuối cùng, chúng di chuyển với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng và có thể thoát ra khỏi sóng xung kích để trở thành các tia vũ trụ.
9. Vòng đời của vật chất liên sao
Một điều quan trọng cần phải lưu ý là môi trường liên sao không bao giờ đứng yên. Khí liên sao quay quanh Dải Ngân hà, và trong quá trình đó, nó có thể trở nên đặc hơn hoặc loãng hơn, nóng hơn hoặc lạnh hơn và thay đổi trạng thái ion hóa. Một khối khí có thể là hydro trung tính, sau đó lại di chuyển đến gần một ngôi sao và trở thành một đám mây hydro được ion hoá. Ngôi sao này sau đó có thể phát nổ trong một vụ nổ siêu tân tinh, làm nóng vùng khí gần đó lên đến hàng triệu độ. Trải qua hàng triệu năm, vùng khí có thể nguội đi và trở về trạng thái trung tính trước khi tập hợp lại thành một vùng khí dày đặc được lực hấp dẫn gom lại thành một đám mây phân tử khổng lồ.
Tuy nhiên, môi trường liên sao không phải là một hệ thống khép kín. Các loại vật chất từ không gian giữa các thiên hà liên tục rơi xuống Dải Ngân Hà do lực hấp dẫn của nó, bổ sung thêm các dòng vật chất mới. Ngược lại, trong các đám mây phân tử khổng lồ, chúng có thể sụp đổ để rèn nên các ngôi sao mới. Quá trình này sẽ khóa vật chất liên sao vào trong các ngôi sao. Khi các ngôi sao già đi, tiến hóa và chết đi, khoảng 1/3 vật chất bên trong các ngôi sao sẽ quay trở lại không gian liên sao. Thậm chí, các vụ nổ siêu tân tinh có năng lượng lớn đến mức chúng có thể đẩy vật chất ra khỏi Dải Ngân hà và trở lại không gian giữa các thiên hà. Toàn bộ quá trình này được gọi là chu trình baryon.
Mặc dù phần lớn khối lượng vật chất của môi trường liên sao đã được bồi tụ trong vòng vài tỷ năm qua nhưng điều này không xảy ra đối với các nguyên tố nặng hơn hydro và heli. Thay vào đó, các nguyên tố nặng hơn này đã được tạo ra ở bên trong các ngôi sao và chúng được trả lại môi trường liên sao khi kết thúc vòng đời của mình (Hãy nhớ rằng “công việc” mà các ngôi sao “làm để kiếm sống” là tổng hợp các nguyên tố nặng hơn từ các nguyên tố nhẹ hơn và tạo ra năng lượng đi kèm trong quá trình này).
Các hạt bụi cũng được hình thành khi các hạt có thể ngưng tụ trong các vùng có khí đặc và lạnh. Một nơi có điều kiện thích hợp là gió từ các ngôi sao lạnh và sáng (các sao đỏ lớn và siêu lớn). Các hạt cũng có thể ngưng tụ trong vật chất bị bắn ra từ vụ nổ siêu tân tinh khi khí bị đẩy ra bắt đầu nguội đi.
Các hạt bụi do các ngôi sao tạo ra có thể phát triển hơn nữa khi chúng ở trong các vùng dày đặc của môi trường liên sao, bên trong các đám mây phân tử. Trong những môi trường này, các hạt có thể kết dính lại với nhau hoặc thu thập thêm các nguyên tử từ khí xung quanh để phát triển lớn hơn và phức tạp hơn.
Bề mặt của các hạt bụi cũng có thể cung cấp những “ngách” và “khe hở” – nơi các nguyên tử có thể bám vào đủ lâu để hình thành nên các phân tử. Ngoài ra, sự hiện diện của bụi có thể giúp che chắn các phân tử bên trong các đám mây tránh khỏi các bức xạ tia cực tím và tia vũ trụ, những tác nhân có thể phá vỡ chúng.
Khi các ngôi sao bắt đầu hình thành trong đám mây, chúng làm nóng các hạt bụi và làm bay hơi băng. Lực hấp dẫn của các ngôi sao mới hình thành cũng làm tăng mật độ vật chất của đám mây xung quanh. Nhiều phản ứng hóa học hơn nữa diễn ra trên bề mặt của các hạt bụi trong vùng khí bao quanh các ngôi sao mới hình thành, và đây chính là nơi các phân tử hữu cơ được hình thành. Những phân tử này có thể được “gieo trồng” vào các hệ hành tinh mới hình thành, và Trái đất sơ khai có thể đã được “gieo trồng” theo cách như vậy.
Thực tế, các nhà khoa học suy đoán rằng một phần nước trên Trái Đất có thể đã đến từ các hạt bụi liên sao. Các quan sát gần đây từ không gian đã cho thấy nước rất dồi dào trong các đám mây liên sao dày đặc. Vì các ngôi sao được hình thành từ những dạng vật chất này nên nước phải có mặt khi các Hệ Mặt Trời, bao gồm cả Hệ Mặt Trời của chúng ta, hình thành. Nước trong các đại dương và hồ của chúng ta ban đầu có thể đến từ nước bị khóa trong vật chất đã tích tụ để tạo thành Trái Đất. Hoặc nước có thể đã được mang đến Trái Đất khi các tiểu hành tinh và sao chổi va chạm. Các nhà khoa học ước tính rằng cứ mỗi 1.000 năm lại có một vụ va chạm sao chổi trong một tỷ năm đầu tiên của Trái Đất là đủ để giải thích lượng nước mà chúng ta thấy ngày nay.
