Ảnh thiên văn trong ngày

Vùng trời xung quanh ?oCon rắn Ngân Hà? ​

Ảnh kính thiên văn Spitzer chụp vùng trời có chứa đám mây bụi tối có hình con rắn trong chòm sao Sagittarius. Trong bức ảnh, có thể thấy 2 đám mây bụi tối dày đặc, một ở góc trên bên trái (hình con rắn), một ở góc trên bên phải. Các đám mây bụi tối này có thể chứa bên trong rất nhiều các sao khổng lồ trẻ.
Vùng màu sắc sặc sỡ lân cận hai đám mây bụi trên là khu vực có mật độ vật chất nhỏ hơn. Các phân tử vật chất bị đốt nóng bởi ánh sáng từ các ngôi sao và phát ra tia hồng ngoại. Các đốm sáng màu vàng và cam là những ngôi sao đang hình thành. Đốm đỏ ở phần ?obụng? của ?ocon rắn? là một ngôi sao có khối lượng từ 20 ?" 50 lần khối lượng Mặt Trời. Các đốm sáng màu lam trong bức ảnh là các ngôi sao rải rác trong Ngân Hà.
Quả cầu màu đỏ ở góc trái, bên dưới ?ocon rắn? là tàn tích của một vụ nổ supernova. Các nhà thiên văn học cho rằng, bức xạ cùng với gió của ngôi sao khi còn tồn tại và sóng xung kích khi xảy ra supernova đã đóng vai trò chính trong việc hình thành đám mây bụi tối hình rắn.
Các đám mây bụi tối trong bức ảnh trên vẫn tiếp tục là đối tượng quan sát của các nhà thiên văn với mục đích tìm hiểu về quá trình hình thành của các ngôi sao khổng lồ. Liệu các ngôi sao kích thước lớn được hình thành từ quá trình nén lại của các đám mây khí bụi, tương tự như các ngôi sao có cỡ Mặt Trời, hay được hình thành theo một cơ chế mà các tác nhân môi trường đóng vai trò chủ đạo (bức xạ và gió của các ngôi sao hoặc sóng xung kích của các supernova lân cận).
Nguồn:
http://sscws1.ipac.caltech.edu/Imagegallery/image.php?image_name=ssc2006-20a

Cặp thiên hà M 51 & NGC 5195 tại bước sóng biểu kiến và hồng ngoại​

Ảnh cặp thiên hà M 51 & NGC 5195 tại bước sóng biểu kiến (trái) và tại bước sóng hồng ngoại (phải). Bức ảnh tại bước sóng biểu kiến (0.4 đến 0.7 micron) do kính thiên văn 2.1m của đài thiên văn Kitt Peak chụp. Bức ảnh bên phải tổng hợp kết quả quan sát tại vùng hồng ngoại với 4 bước sóng: 3.6 micron (lam), 4.5 micron (lục), 5.8 micron (cam) và 8.0 micron (đỏ) do kính Spitzer thực hiện.
Tại bước sóng biểu kiến cũng như tại vùng hồng ngoại từ 3.6 đến 4.5 micron, các kết quả quan sát thu được chủ yếu là ánh sáng phát ra từ các ngôi sao. Tại bước sóng hồng ngoại dài hơn (5.8 đến 8.0 micron), kính Spitzer cho thấy các đám bụi khí với thành phần chủ yếu là hydro carbon vòng thơm. Mặc dù chỉ quan sát được chủ yếu tia hồng ngoại phát ra từ các phân tử hydro carbon vòng thơm, tuy nhiên, sự hiện diện của các phân tử hydro carbon này luôn kèm theo những đám mây khí và bụi, vật liệu chủ yếu dùng cho quá trình tạo ra các ngôi sao.
Nằm trong chòm sao Canes Venatici, cách Trái Đất 37 triệu năm ánh sáng, M 51 là một trong những thiên thể được quan tâm nhất đối với các nhà thiên văn chuyên nghiệp cũng như nghiệp dư. Có nhiều tên khác nhau được đặt cho thiên hà này: M 51, NGC 5194, Whirlpool galaxy (thiên hà Xoáy Nước), Rosse?Ts Galaxy, ... M 51 được ghi nhận lần đầu tiên bởi Charles Messier vào năm 1773 khi ông đang tiến hành quan sát một ngôi sao chổi mờ. Cấu trúc xoắn ốc của M 51 được Rosse phát hiện vào năm 1845. NGC 5195, thiên hà đồng hành của M 51, được Pierre Mechain phát hiện năm 1781.
Các kết quả quan sát tại bước sóng hồng ngoại đã cho thấy hai đặc điểm nổi bật:
+ Các luồng vật chất có cấu trúc hình sợi mảnh xuất hiện dày đặc ở khu vực giữa những cánh tay xoắn ốc của M 51.
+ Sự phân bố các đám mây khí và bụi giữa M 51 & NGC 5195: M 51 chứa rất nhiều bụi khí và đang diễn ra quá trình tạo sao rất mạnh, ngược lại, NGC 5195 bao gồm chủ yếu là các ngôi sao đã già, hiện lên rất mờ nhạt tại bước sóng hồng ngoại. Quá trình đụng độ giữa hai thiên hà được cho là nguyên nhân chính gây ra cấu trúc đặc biệt cũng như quá trình tạo sao mạnh mẽ trong M 51.
Các kết quả quan sát trên là một phần trong dự án quan sát kéo dài 500 giờ của kính Spitzer đối với 75 thiên hà lân cận ?" dự án Spitzer Infrared Nearby Galaxy Survey. Mục đích chính của dự án này là tìm hiểu các mối quan hệ giữa quá trình tạo sao với những đặc tính của thiên hà, góp phần tích lũy dữ liệu, làm cơ sở xây dựng các chương trình dự đoán phục vụ việc nghiên cứu về sự hình thành và phát triển thiên hà.
Nguồn:
http://sscws1.ipac.caltech.edu/Imagegallery/image.php?image_name=ssc2004-19a

Sự va chạm của hai thiên hà NGC 4038 và NGC 4039
Nằm cách Trái Đất 68 triệu năm ánh sáng trong chòm sao Corvus, hai thiên hà NGC 4038 và 4039 (cặp thiên hà Ăngten ?" Antennae galaxies) được dự đoán là đã bắt đầu quá trình va chạm, hòa nhập vào nhau từ 800 triệu năm trước. Các kết quả quan sát của kính thiên văn hồng ngoại Spitzer cho thấy quá trình tạo sao đang xảy ra rất mạnh trong cặp thiên hà này, đặc biệt là trong khu vực xảy ra va chạm.

Hình trên bao gồm 3 ảnh nhỏ hơn:
+ Bức ảnh phía trên, bên phải là kết quả quan sát cặp thiên hà tại bước sóng hồng ngoại của kính Spitzer. Bức ảnh được chụp trong dải sóng từ 3.6 micron (màu lam) đến 8.0 micron (màu đỏ).
+ Bức ảnh phía dưới, bên phải là kết quả quan sát cặp thiên hà tại bước sóng biểu kiến của kính Kitt Peak, Tucson, Arizona.
+ Bức ảnh to bên trái là tổng hợp kết quả quan sát tại bước sóng biểu kiến và hồng ngoại. Màu lam và lục chính là ánh sáng biểu kiến của các ngôi sao, màu đỏ là các đám khí bụi được đốt nóng bởi các ngôi sao đang hình thành. Trong bức hình tổng hợp và bức hình hồng ngoại, có thể thấy rõ hoạt động tạo sao xảy ra rất mãnh liệt tại khu vực hai thiên hà va chạm với nhau (vùng màu đỏ đậm ở khoảng giữa của bức ảnh).
Việc các thiên hà va chạm, hòa nhập vào nhau là một điều rất thông thường trong vũ trụ. Quá trình này diễn ra trong thời gian hàng tỉ năm. Các kết quả quan sát cùng với sự mô hình hóa trên máy tính cho phép kết luận rằng: quá trình va chạm sẽ dẫn đến việc các thiên hà hòa nhập hoàn toàn vào nhau, tạo thành một thiên hà có dạng cầu.
Nguồn:
http://sscws1.ipac.caltech.edu/Imagegallery/image.php?image_name=SSC2004-14

Ảnh tinh vân M 42 tổng hợp từ kết quả quan sát của kính Hubble và kính Spitzer

Ảnh tổng hợp tinh vân M 42 (tinh vân Orion) dựa trên kết quả quan sát tại bước sóng biểu kiến (kính Hubble) và bước sóng hồng ngoại (kính Spitzer). Kính Hubble tiến hành quan sát tại các bước sóng: 0.43, 0.50, 0.53 micron (lam) và 0.6, 0.65, 0.91 micron (lục).Bước sóng hồng ngoại được kính Spitzer sử dụng là 3.6 micron (cam) và 8.0 micron (đỏ).
Vệt sáng màu vàng nằm ở trung tâm tinh vân là một nhóm 4 ngôi sao khổng lồ - nhóm sao Trapezium. Màu lục biểu diễn các đám khí hydro và sun-phua bị đốt nóng, ion hóa bởi tia tử ngoại phát ra từ nhóm sao Trapezium. Màu đỏ và cam là các đám mây hydrocarbon vòng thơm. Gió từ các ngôi sao trẻ tác dụng lên lớp bụi khí, tạo thành hình các đỉnh và các lỗ trống. Phần lỗ trống lớn nằm ở góc phải M 42 được cho là được tạo thành do ảnh hưởng của đám sao Trapezium.
Nằm cách Trái Đất 1500 năm ánh sáng trong chòm sao Orion, M 42 là một trong những khu vực gần Trái Đất có hoạt động tạo sao mạnh mẽ, các nhà thiên văn học cho rằng có khoảng 1000 ngôi sao trẻ trong M 42. Những đốm sáng màu vàng và cam trong bức hình là các ngôi sao trẻ đang được che kín trong các đám mây khí và bụi. Tại bước sóng biểu kiến, kính Hubble phát hiện được ít sao trẻ hơn (các đốm màu lục). Các đốm sáng màu lam là các ngôi sao khác rải rác trong Ngân Hà.
Nguồn:
http://sscws1.ipac.caltech.edu/Imagegallery/image.php?image_name=ssc2006-21a

Centaurus và Crux trên đỉnh Mauna Loa

Ảnh chụp bầu trời phương nam tại đỉnh núi Mauna Loa, miệng núi lửa lớn nhất thế giới (Hawaii). Trong bức ảnh có thể thấy toàn bộ các ngôi sao của hai chòm Centaurus (Nhân Mã) và Crux (Thập Tự Phương Nam):
+ Ở chính giữa bức hình, sát ngay đỉnh núi có thể nhận thấy rõ ràng chòm sao Crux với hình dạng một hình chữ thập hơi nghiêng sang bên phải một chút. Gamma Crucis, ngôi sao màu đỏ, ở vị trí cao nhất trong số 4 ngôi sao tạo thành hình chữ thập, là một sao khổng lồ đỏ cách Trái Đất khoảng 120 năm ánh sáng.
+ Nhìn về phía bên trái, cùng độ cao với chòm Crux, là hai ngôi sao sáng Beta Centauri (màu lam) và Alpha Centauri (hơi vàng). Beta Centauri (Hadar) là một sao khổng lồ lam, cách Trái Đất khoảng 300 năm ánh sáng. Alpha Centauri (Rigil Kentaurus) là ngôi sao có khả năng nhìn thấy bằng mắt thường gần hệ Mặt Trời nhất (4.3 năm ánh sáng). Alpha Centauri thật sự là một hệ 3 ngôi sao, được đặt tên lần lượt là Alpha Centauri A, Alpha Centauri B và Proxima Centauri.
Các bạn có thể xem thêm bức ảnh sau để nhận biết các chòm sao Centaurus và Crux:
http://www.tayabeixo.org/const/imagen/centauro-crux.gif
Nguồn:
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap020425.html
Được Perseus sửa chữa / chuyển vào 11:27 ngày 10/11/2006

Vùng trung tâm của tinh vân Lagoon (M 8, NGC 6523)​

Ảnh chụp vùng trung tâm của tinh vân M 8 (Lagoon Nebula). Trên bầu trời, tinh vân Lagoon nằm trong chòm sao Sagittarius, khoảng cách tới Trái Đất được ước lượng trong khoảng từ 4100 đến 5000 năm ánh sáng. Đây là một tinh vân phát xạ, bề mặt quan sát được từ Trái Đất trải dài trong một vùng có kích thước 110 x 50 năm ánh sáng. Tinh vân Lagoon có thể quan sát bằng mắt thường hoặc với sự trợ giúp của một ống nhòm loại nhỏ. Guillaume Le Gentil phát hiện tinh vân Lagoon vào năm 1747. Năm 1767, Charles Messier đưa Lagoon vào danh mục của mình với cái tên M 8.
Tinh vân Lagoon là nơi đang diễn ra quá trình tạo sao mãnh liệt. Trong bức ảnh, màu đỏ là các đám khí hydro bị đốt nóng bởi năng lượng tỏa ra từ các ngôi sao. Các vệt nhỏ hơn, màu đen là các đám bụi bắt nguồn từ bề mặt của các ngôi sao khổng lồ hoặc các vụ nổ supernova.
Nguồn:
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap050803.html
Được Perseus sửa chữa / chuyển vào 11:17 ngày 11/11/2006

Tinh vân RCW 79​

Ảnh kính thiên văn hồng ngoại Spitzer chụp tinh vân RCW 79. Nằm trong chòm sao Centaurus, cách Trái Đất 17200 năm ánh sáng, RCW 79 có đường kính khoảng 70 năm ánh sáng và đang tiếp tục khuếch tán trong vũ trụ dưới tác dụng của bức xạ và nhiệt độ từ các ngôi sao trẻ.
RCW 79 là cái nôi của nhiều đám sao trẻ. Trong bức ảnh trên, có thể nhìn thấy rõ ràng hai đám sao dọc theo rìa tinh vân. Một đám ở góc phía dưới bên trái; đám còn lại ở góc trên bên phải, sát ngay phần hở của tinh vân. Tia tử ngoại từ các ngôi sao trẻ tác dụng lên các phân tử khí và bụi trong tinh vân, kích thích chúng phát ra tia hồng ngoại.
Bức ảnh được công bố ngày 13/4/2005, tổng hợp các kết quả quan sát trong ngày 10/3/2004 của kính Spitzer tại 4 bước sóng: 3.6 micron (lam), 4.5 micron (lục), 5.8 micron (cam) và 8.0 micron (đỏ).
Nguồn:
http://sscws1.ipac.caltech.edu/Imagegallery/image.php?image_name=sig05-001

Trong bài giới thiệu về tinh vân Helix cuối trang 20, do chưa hiểu rõ về cơ chế hình thành của tinh vân hành tinh (planetary nebula) nên mình đã có một số sai sót. Nay xin được viết lại bài này, nhờ các bạn quản trị xóa hộ mình bài viết cũ, mính xin cảm ơn.

Tinh vân Helix tại bước sóng biểu kiến và hồng ngoại​

Ảnh tổng hợp các quan sát tinh vân Helix của kính Hubble (biểu kiến) và kính Spitzer (hồng ngoại). Tinh vân Helix nằm trong chòm sao Aquarius, cách Trái Đất khoảng 650 năm ánh sáng. Helix là một tinh vân hành tinh (planetary nebula), được tạo thành từ sự lụi tàn của một ngôi sao cỡ Mặt Trời. Phần lõi của ngôi sao tồn tại dưới dạng sao lùn trắng, có thể nhìn thấy như một chấm sáng màu trắng giữa bức ảnh. Tia tử ngoại phát ra từ ngôi sao này ảnh hưởng mạnh mẽ đến đám vật chất ở lớp ngoài. Phần màu lam ở giữa bức ảnh biểu diễn các phân tử nhiệt độ rất cao và có trạng thái không ổn định. Càng rời xa ngôi sao lùn trắng, các phân tử càng ổn định hơn và có nhiệt độ thấp hơn (phần vật chất màu vàng và đỏ).
Đặc điểm nổi bật của tinh vân Helix là các luồng khí phát ra từ tâm dưới dạng tia. Trong bức ảnh, các luồng khí này được biểu diễn bởi các tia màu đỏ. Các nhà thiên văn học cho rằng các phân tử hình thành lên các tia này được bao bọc bởi các đám vật chất dày đặc, ngăn chặn các tia tử ngoại phát ra từ ngôi sao lùn trắng.
Bức ảnh trên được tổng hợp từ kết quả quan sát các đám khí bị ion hóa H-alpha (lục), các đám khí loại O III (lam) của kính Hubble và các đám khí hydro tại hai bước sóng 4.5, 8.0 micron của kính Spitzer.
Nguồn:
http://sscws1.ipac.caltech.edu/Imagegallery/image.php?image_name=ssc2006-01b

Tinh vân hành tinh NGC 6751​

Ảnh kính thiên văn Hubble chụp tinh vân hành tinh NGC 6751 (planetary nebula). Trên bầu trời, NGC 6751 nằm trong chòm sao Aquila, cách Trái Đất khoảng 6500 năm ánh sáng. NGC 6751 được hình thành do sự lụi tàn của một ngôi sao cỡ Mặt Trời:
+ Vật chất ở phần lõi của ngôi sao co lại, có mật độ cao và nhiệt độ rất lớn (khoảng 140000 độ C)
+ Nhiệt độ và bức xạ từ phần lõi đốt nóng và khuếch tán vật chất ở lớp vỏ ngoài ngôi sao ra vũ trụ. Đường kính của NGC 6751 vào khoảng 0.8 năm ánh sáng, gấp 600 lần kích thước hệ Mặt Trời.
Các kết quả quan sát tại bước sóng biểu kiến của kính Hubble cho thấy cấu trúc đối xứng của NGC 6751. Trong bức ảnh, màu sắc được sử dụng để biểu diễn nhiệt độ của các đám khí, cao nhất là màu lam, sau đó đến cam và cuối cùng là đỏ.
Nguồn:
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000407.html
Được Perseus sửa chữa / chuyển vào 00:22 ngày 13/11/2006

Cặp thiên hà M81 & M82 tại bước sóng tử ngoại

​

Ảnh kính thiên văn tử ngoại GALEX (Galaxy Evoluation Explorer) chụp hai thiên hà M81 (phía dưới) và M82 (phía trên). Cặp thiên hà trên nằm trong chòm sao Ursa Major, cách Trái Đất khoảng 10 triệu năm ánh sáng.
M81 là một thiên hà xoắn ốc, có kích thước và độ sáng tương tự Ngân Hà. Màu trắng xanh tương ứng với bức xạ tử ngoại phát ra từ các ngôi sao trẻ, được hình thành trong khoảng 100 triệu năm trở lại đây. Màu vàng nhạt tương ứng với các ngôi sao già, đã hình thành và phát triển hơn 10 tỷ năm. Các ngôi sao già đã ở vào giai đoạn cuối của một ngôi sao, năng lượng phát ra chủ yếu do sự tổng hợp heli thành carbon. Các quan sát của kính GALEX cho thấy, M82 được phân chia thành 2 phần rõ rệt, các ngôi sao trẻ tập trung ở những cánh tay xoắn ốc, các ngôi sao già tập trung ở vùng lõi thiên hà. Ngay sát bên trái M81 có thể nhìn thấy một thiên hà lùn với thành phần chủ yếu là các ngôi sao trẻ.

M82 là một thiên hà vô định hình, nơi đang diễn ra quá trình nổ sao ?" tạo sao rất mãnh liệt. Các vụ nổ supernova đã phát tán khí và bụi vào vũ trụ. Do M82 quay phần "cạnh" về phía Trái Đất, các quan sát tại bước sóng biểu kiến cho thấy M82 có dạng dài và dẹt giống như một điếu xì-gà. Trong bức hình trên, có thể thấy rõ ràng các đám khí phát ra tại vùng không gian phía trên và dưới bề mặt M82.
Nguồn:
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap041230.html