|
ในอวกาศประกอบด้วยกลุ่มแก๊สและฝุ่นอวกาศเป็นจำนวนมาก ซึ่งกลุ่มแก๊สและฝุ่นเหล่านี้จะมีความหนาแน่นมากที่สุดในบริเวณแขนของกาแลกซี่ทางช้างเผือก รวมถึงแขนของกาแลกซี่อื่นๆด้วย ความหนาแน่นของสสารระหว่างดวงดาวในแขนของกาแลกซี่ทางช้างเผือกโดยเฉพาะบริเวณรอบๆ ดวงอาทิตย์จะมีค่ามากกว่าบริเวณนอกแขนประมาณ 3-20 เท่า แก๊สและฝุ่นอวกาศไม่ได้กระจายตัวอย่างสม่ำเสมอแต่จะรวมตัวเป็นกลุ่มก้อนที่มีรูปร่างไม่แน่นอน กลุ่มก้อนของแก๊สที่มองเห็นได้เราเรียกว่า “เนบิวลา” (nebula) ภาษาละตินแปลว่า เมฆ ในปัจจุบันพบว่า บริเวณแขนของกาแลกซี่จะมีแก๊สประมาณ 1 อะตอมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร เม็ดฝุ่นจะมีเส้นผ่านศูนย์กลางน้อยกว่า 10-3 มิลลิเมตร
|
ชนิดของเนบิวลา
1. เนบิวลาส่องสว่าง (Emission nebula) กลุ่มแก๊สเหล่านี้ประกอบขึ้นจากแก๊สไฮโดรเจนเป็นหลัก (ประมาณ 95%) ซึ่งอยู่ในสถานะเป็นกลาง เรียกบริเวณนี้ว่า “H I” แต่ในบริเวณที่ไฮโดรเจนอยู่ในลักษณะไอออไนซ์ จะเรียกว่า “H II (H+)” แก๊สในเนบิวลาส่องสว่างหรือ H II เรืองแสงได้เนื่องจากกระบวนการฟลูออเรสเซนต์ (Fluorescence process) ซึ่งคือกระบวนการที่อนุภาคถูกกระตุ้นแล้วเกิดการเรืองแสง และถูกปลดปล่อยออกมาเป็น emission line มีการพบว่าเนบิวลาที่มีความสว่างมากๆ จะมีความหนาแน่นของแก๊สสูงกว่าค่าเฉลี่ยมาก คือมีค่าประมาณ 103-104 อะตอมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร
|
|
รูปแสดงจุดสว่าง 2 จุด แสดง emission nebulas ที่ชื่อ Heart and Soul
|
|
2. เนบิวลาสะท้อนสว่าง (Reflection nebula) เนบิวลาชนิดนี้ต่างจากชนิดแรก เพราะดาวที่อยู่ในบริเวณเนบิวลานี้จะมีอุณหภูมิต่ำเกินกว่าจะไอออไนซ์แก๊สบริเวณรอบๆได้ V. M. Slipher ได้พบว่าเส้นสเปกตรัมที่มาจากเนบิวลาชนิดนี้มีลักษณะเหมือนกับเส้นสเปกตรัมของดาวที่อยู่บริเวณข้างเคียง จึงเป็นการยืนยันว่า แสงสว่างของเนบิวลาชนิดนี้มาจากการสะท้อนแสงจากดาว
|
|
รูปแสดง reflection nebula ใน constellation Orion
|
|
3. เนบิวลามืด (Dark nebula) เนบิวลาชนิดนี้ไม่มีดาวฤกษ์อยู่ใกล้ๆ จึงไม่เกิดการสะท้อนของแสง จึงเป็นเนบิวลามืด ตัวอย่างเช่น เนบิวลารูปหัวม้าในหมู่ดาวนายพราน (The Horsehead nebula in Orion) โดยปกติ เนบิวลามืดจะอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 100-200 pc และจะมีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางโดยเฉลี่ยน้อยกว่า 10 pc จากการคำนวณพบว่ามวลของเนบิวลามืดมีค่าน้อยกว่า 50 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์
|
|
รูปแสดง dark nebula ที่ชื่อว่า The Horsehead Nebula
|
นักวิทยาศาสตร์ได้พบว่าในอวกาศมีฝุ่นระหว่างดวงดาว จากการสังเกตดูสีของดาวซึ่งพบว่า มีสีแดงมากกว่าที่ควรจะเป็น ปรากฏการณ์นี้เรียกว่า reddening จากการศึกษาพบว่า เส้นผ่านศูนย์กลางของเม็ดฝุ่นจะมีขนาดน้อยกว่า 10-5 เซนติเมตร ฝุ่นขนาดนี้จะกระเจิงแสงสีน้ำเงินทำให้เรามองเห็นสีแดงมากกว่าปกติ มีความเชื่อว่าฝุ่นชนิดนี้อาจจะเกิดจากแก๊สที่ผสมรวมอยู่ในสสารระหว่างดวงดาว (Interstellar medium) หรืออาจจะเป็นอนุภาคที่หลุดมาจากชั้นบรรยากาศชั้นนอกสุดของดาวยักษ์แดง (red giant) มวลของฝุ่นระหว่างดวงดาวเหล่านี้เมื่อรวมกันแล้วจะมีขนาดเพียง 1-2%ของมวลของสสารระหว่างดวงดาวทั้งหมด
กำเนิดของสสารระหว่างดวงดาวเหล่านี้ เชื่อว่ามาจากการรวมของสสารทั้งหลายเข้าด้วยกัน ส่วนแรกเป็นสสารส่วนที่เหลือจากการเกิดดาวฤกษ์เมื่อ 1010 ปีที่ผ่านมา และกาแลกซี่ทางช้างเผือกที่เกิดจาก protogalactic cloud นอกจากนั้นอาจเป็นกลุ่มแก๊สต่างๆ ภายในกาแลกซี่ทางช้างเผือกที่หดตัวเป็นดาวฤกษ์ แต่ยังมีสสารบางส่วนหลงเหลืออยู่จากการกำเนิดของดวงดาว ดังนั้น สสารเหล่านี้จึงยังล่องลอยในอวกาศกลายเป็นสสารระหว่างดวงดาว แต่นักดาราศาสตร์ส่วนใหญ่ยังคงเชื่อว่าสสารระหว่างดวงดาวเกิดจากสสารที่ขับออกมาจากดาวฤกษ์โดยเฉพาะอย่างยิ่งในช่วงสุดท้ายของวิวัฒนาการของมันในลักษณะของ nova หรือ supernova สสารเหล่านี้จะไปรวมกับสสารระหว่างดวงดาวที่มีอยู่เดิมและรวมตัวกันเป็นสสารระหว่างดวงดาว
|
เอกสารอ้างอิง
- http://www.thaispaceweather.com/
|
