Khóa luận: Nghiên cứu bụi phân tử Hydrocacbon giữa các sao

Khóa luận vật lý: Nghiên cứu đặc tính môi trường vật chất giữa các sao, bụi phân tử hydrôcacbon qua phổ hồng ngoại và tiến hóa bụi tái tạo.

• Tác giả: Bùi Thị Ngọc Hiếu
• Người hướng dẫn: TS. Cao Anh Tuấn
• Trường học: Trường Đại học Sư phạm Thành phố Hồ Chí Minh
• Chuyên ngành: Sư phạm Vật lý
• Đề tài: Tìm Hiểu Đặc Tính Của Môi Trường Vật Chất Giữa Các Sao, Thành Phần Bụi Phân Tử Hydrocacbon, Xử Lý Phổ Hồng Ngoại Và Tìm Hiểu Sự Tiến Hóa Của Bụi Phân Tử Được Tái Tạo Trong Phòng Thí Nghiệm
• Loại tài liệu: khóa luận tốt nghiệp
• Năm xuất bản: 2014
• Địa điểm: Thành phố Hồ Chí Minh

Tóm tắt

I. Khám phá bụi Hydrocacbon giữa các sao Nguồn gốc vũ trụ

Không gian giữa các vì sao không phải là một khoảng trống rỗng. Nó được lấp đầy bởi một môi trường khuếch tán gọi là môi trường liên sao (ISM). Môi trường này bao gồm khí, bụi và các tia vũ trụ, đóng vai trò cốt lõi trong chu trình tiến hóa của các thiên hà. Trong đó, bụi vũ trụ, dù chỉ chiếm một phần nhỏ khối lượng, lại có ảnh hưởng sâu sắc đến các quá trình vật lý thiên văn. Nghiên cứu về thành phần của loại bụi này, đặc biệt là bụi phân tử Hydrocacbon, đã mở ra những hiểu biết mới về sự hình thành sao và nguồn gốc sự sống. Các hạt bụi này hấp thụ ánh sáng từ các ngôi sao và tái bức xạ năng lượng ở vùng hồng ngoại, khiến chúng trở thành đối tượng quan trọng cho các quan sát bằng kính thiên văn hiện đại. Những phân tử hữu cơ phức tạp nhất được biết đến trong vũ trụ chính là các Hydrocacbon thơm đa vòng (PAHs), được cho là thành phần chính của loại bụi này. Việc tìm hiểu cấu trúc và sự tiến hóa của chúng là một trong những mục tiêu hàng đầu của ngành hóa học thiên thể (astrochemistry). Các nghiên cứu, như được chỉ ra trong luận văn của Bùi Thị Ngọc Hiếu (2014), nhấn mạnh tầm quan trọng của việc phân tích phổ để làm sáng tỏ các đặc tính của môi trường vật chất này. Hiểu được cơ chế hình thành và biến đổi của bụi phân tử Hydrocacbon không chỉ giúp giải mã quá trình tiến hóa vũ trụ mà còn cung cấp manh mối về sự tồn tại của các phân tử tiền sinh học ngoài Trái Đất, một bước tiến quan trọng trong hành trình tìm kiếm nguồn gốc sự sống.

1.1. Định nghĩa Môi trường liên sao ISM và vai trò của nó

Môi trường liên sao, hay interstellar medium (ISM), là toàn bộ vật chất và năng lượng tồn tại trong không gian giữa các hệ sao trong một thiên hà. Mặc dù có mật độ cực kỳ thấp, ISM giữ một vai trò không thể thiếu. Dưới tác động của lực hấp dẫn, các vùng vật chất đậm đặc hơn trong ISM, gọi là các đám mây phân tử, sẽ co lại để hình thành nên các ngôi sao và hệ hành tinh mới. Ngược lại, khi các ngôi sao kết thúc vòng đời, chúng giải phóng vật chất đã được làm giàu bởi các nguyên tố nặng trở lại ISM, tiếp tục chu trình vật chất của vũ trụ. Do đó, ISM chính là cái nôi của sự hình thành sao và là kho dự trữ vật chất cho các thế hệ sao tương lai.

1.2. Thành phần chính Hydrocacbon thơm đa vòng PAHs

Hydrocacbon thơm đa vòng (PAHs) là một lớp các phân tử hữu cơ được cấu tạo từ nhiều vòng benzen hợp nhất. Chúng được coi là loại phân tử hữu cơ phức tạp và phổ biến nhất trong vũ trụ, chiếm một tỷ lệ đáng kể trong thành phần bụi vũ trụ. Sự hiện diện của PAHs được xác nhận thông qua các vạch phát xạ đặc trưng trong vùng bức xạ hồng ngoại của nhiều thiên thể. Các phân tử này có khả năng chống chịu cao với môi trường khắc nghiệt của không gian, đóng vai trò quan trọng trong việc điều chỉnh cân bằng nhiệt của ISM và là chất xúc tác cho các phản ứng hóa học, bao gồm cả việc hình thành phân tử Hydro (H2).

II. Thách thức trong việc nghiên cứu bụi vũ trụ và phân tử hữu cơ

Việc nghiên cứu bụi phân tử Hydrocacbon giữa các sao đối mặt với nhiều thách thức to lớn. Khoảng cách khổng lồ và mật độ vật chất cực thấp khiến việc quan sát trực tiếp trở nên bất khả thi. Các tín hiệu thu được từ đám mây phân tử thường rất yếu và bị nhiễu bởi các nguồn bức xạ khác. Thêm vào đó, thành phần hóa học của bụi vũ trụ cực kỳ phức tạp, bao gồm vô số các loại phân tử khác nhau, khiến việc xác định chính xác từng loại hợp chất trở thành một bài toán khó. Các phương pháp truyền thống gặp giới hạn trong việc phân giải các đặc điểm tinh vi của các phân tử hữu cơ trong không gian. Để vượt qua những rào cản này, các nhà khoa học phải kết hợp nhiều phương pháp tiếp cận. Họ không chỉ dựa vào quan sát thiên văn mà còn phải thực hiện các thí nghiệm mô phỏng trong phòng thí nghiệm để tái tạo điều kiện của môi trường liên sao. Theo tài liệu nghiên cứu, một trong những mục tiêu chính là "hiểu được cơ chế tương tác của photon sao với môi trường vật chất" và "biết được thành phần bụi của môi trường ISM có các phân tử hydrocacbon mạch vòng (PAH)". Đây là những thách thức cốt lõi đòi hỏi sự phát triển của cả công nghệ quan sát và kỹ thuật phân tích dữ liệu, nhằm giải mã những bí ẩn mà bụi Hydrocacbon đang che giấu.

2.1. Khó khăn khi quan sát trực tiếp các đám mây phân tử

Các đám mây phân tử là những vùng không gian lạnh và tối, nơi bụi và khí che khuất ánh sáng từ các ngôi sao phía sau. Việc quan sát chúng ở bước sóng khả kiến gần như không thể. Các nhà khoa học phải sử dụng các bước sóng dài hơn như hồng ngoại hoặc vô tuyến để xuyên qua lớp bụi này. Tuy nhiên, việc diễn giải dữ liệu thu được rất phức tạp. Tín hiệu phát ra từ các phân tử hữu cơ trong không gian thường bị chồng chéo, đòi hỏi các mô hình lý thuyết phức tạp và kỹ thuật phân tích phổ tiên tiến để tách biệt và nhận dạng.

2.2. Nhận dạng cấu trúc PAHs từ tín hiệu phổ hỗn hợp

Mặc dù PAHs có các dải phát xạ hồng ngoại đặc trưng, tín hiệu quan sát được là tổng hợp từ hàng triệu loại PAH khác nhau với kích thước và cấu trúc đa dạng. Việc xác định chính xác cấu trúc của một phân tử cụ thể từ một phổ hỗn hợp là một thách thức lớn trong hóa học thiên thể. Mỗi biến thể của PAH (kích thước, mức độ ion hóa, sự gắn kết của các nhóm chức) đều tạo ra một chữ ký phổ hơi khác nhau, làm cho việc giải mã trở nên cực kỳ khó khăn. Điều này thúc đẩy các nghiên cứu trong phòng thí nghiệm để tạo ra một thư viện phổ tham chiếu cho các loại Hydrocacbon thơm đa vòng khác nhau.

III. Phương pháp phổ học thiên văn Cách giải mã bụi Hydrocacbon

Phương pháp hiệu quả nhất để nghiên cứu thành phần hóa học của vật chất ở xa là phổ học thiên văn. Kỹ thuật này phân tích ánh sáng (hoặc bức xạ điện từ nói chung) từ một thiên thể thành các bước sóng thành phần, tạo ra một dải phổ. Mỗi nguyên tử và phân tử có một "dấu vân tay" phổ học duy nhất, bao gồm các vạch hấp thụ hoặc phát xạ ở những bước sóng cụ thể. Đối với bụi phân tử Hydrocacbon, vùng phổ quan trọng nhất là hồng ngoại. Các dao động của liên kết hóa học trong PAHs và các phân tử hữu cơ khác hấp thụ và phát ra năng lượng tương ứng với bức xạ hồng ngoại. Bằng cách phân tích các đỉnh phổ này, các nhà khoa học có thể xác định sự hiện diện của các nhóm chức hóa học cụ thể, chẳng hạn như liên kết C-H, C=C trong các vòng thơm. Các đài quan sát không gian hiện đại, đặc biệt là Kính thiên văn James Webb (JWST), với độ nhạy hồng ngoại vượt trội, đang tạo ra một cuộc cách mạng trong lĩnh vực này. Chúng cho phép các nhà khoa học nhìn sâu hơn vào các đám mây phân tử và phân tích thành phần bụi vũ trụ với độ chi tiết chưa từng có, từ đó làm sáng tỏ vai trò của chúng trong sự hình thành sao và các quá trình astrochemistry.

3.1. Phân tích bức xạ hồng ngoại để xác định thành phần hóa học

Khi các hạt bụi vũ trụ hấp thụ bức xạ tử ngoại từ các ngôi sao, chúng nóng lên và phát ra năng lượng dưới dạng bức xạ hồng ngoại. Phổ hồng ngoại này không liên tục mà bao gồm một loạt các dải phát xạ rộng được gọi là "Các dải hồng ngoại không xác định" (Unidentified Infrared Bands - UIBs). Ngày nay, giới khoa học đồng thuận rằng các dải này chính là dấu hiệu của một quần thể lớn các phân tử PAHs. Ví dụ, các đỉnh phổ quanh 3.3, 6.2, 7.7, 8.6 và 11.3 micromet tương ứng với các dao động của liên kết C-H và C=C trong cấu trúc vòng thơm của Hydrocacbon thơm đa vòng.

3.2. Vai trò của Kính thiên văn James Webb trong nghiên cứu PAHs

Kính thiên văn James Webb (JWST) được thiết kế chuyên biệt để quan sát vũ trụ ở bước sóng hồng ngoại. Nhờ độ phân giải không gian và phổ học cao, JWST có thể lập bản đồ phân bố của PAHs trong các thiên hà, các vùng hình thành sao và xung quanh các sao đang chết với chi tiết chưa từng thấy. Dữ liệu từ JWST giúp các nhà khoa học không chỉ xác nhận sự hiện diện của phân tử hữu cơ trong không gian mà còn nghiên cứu sự biến đổi của chúng tùy thuộc vào điều kiện môi trường vật lý tại chỗ, như cường độ bức xạ hay mật độ khí.

IV. Hướng dẫn tái tạo và phân tích bụi phân tử trong phòng thí nghiệm

Để bổ sung cho các quan sát thiên văn, việc tái tạo và nghiên cứu bụi phân tử Hydrocacbon trong phòng thí nghiệm là một hướng đi cực kỳ quan trọng. Các thí nghiệm này cho phép kiểm soát các điều kiện môi trường và phân tích mẫu vật một cách chi tiết. Luận văn tham khảo đã mô tả một quy trình cụ thể: các nhà khoa học đốt cháy axetylen để tạo ra các mẫu vật chất tương tự như muội than, vốn chứa nhiều PAHs. Sau đó, các mẫu này được chiếu xạ bằng ion hoặc laser để mô phỏng tác động của bức xạ sao trong môi trường liên sao. Bước cuối cùng và quan trọng nhất là sử dụng phương pháp phổ học hồng ngoại để phân tích sự thay đổi trong cấu trúc phân tử. Bằng cách sử dụng phần mềm chuyên dụng như Origin, các đỉnh phổ phức tạp được phân tách thành các thành phần Gauss riêng lẻ. Phân tích này cho phép định lượng sự thay đổi của các loại liên kết hóa học. Kết quả từ các thí nghiệm này cho thấy một xu hướng rõ ràng: dưới tác động của chiếu xạ, các phân tử mạch thẳng có xu hướng chuyển hóa thành cấu trúc mạch vòng ổn định hơn, tức là hình thành Hydrocacbon thơm đa vòng. Quá trình này cung cấp bằng chứng thực nghiệm mạnh mẽ cho sự tiến hóa hóa học của bụi vũ trụ.

4.1. Quy trình tạo mẫu và mô phỏng môi trường liên sao

Quy trình bắt đầu bằng việc tạo ra các hạt carbon tiền thân, thường thông qua quá trình đốt cháy không hoàn toàn các hợp chất hydrocacbon đơn giản như axetylen. Các mẫu thu được sau đó được đặt trong buồng chân không cao để mô phỏng điều kiện không gian. Tại đây, chúng được chiếu xạ bằng các nguồn năng lượng khác nhau (photon tử ngoại, ion năng lượng cao) để tái tạo lại sự khắc nghiệt của môi trường liên sao (ISM). Việc thay đổi cường độ và thời gian chiếu xạ giúp nghiên cứu quá trình tiến hóa của các hạt bụi tiền hành tinh theo thời gian.

4.2. Xử lý phổ hồng ngoại để tìm hiểu sự tiến hóa của mẫu vật

Sau mỗi giai đoạn chiếu xạ, mẫu vật được phân tích bằng máy quang phổ hồng ngoại. Dữ liệu phổ thu được sẽ được xử lý để theo dõi sự thay đổi về cường độ và diện tích của các đỉnh hấp thụ đặc trưng. Như tài liệu đã chỉ ra, việc lập tỷ số diện tích giữa các đỉnh liên quan đến CH mạch vòng và CH mạch thẳng cho thấy "liên kết CH mạch thẳng đã chuyển hóa thành CH mạch vòng". Phân tích này chứng minh rằng năng lượng từ bức xạ vũ trụ là động lực chính thúc đẩy sự thơm hóa (aromatization) của vật chất carbon, dẫn đến sự phổ biến của PAHs trong vũ trụ.

V. Kết quả nghiên cứu Vai trò của bụi Hydrocacbon với vũ trụ

Các kết quả từ cả quan sát thiên văn và thí nghiệm trong phòng thí nghiệm đều khẳng định vai trò trung tâm của bụi phân tử Hydrocacbon trong nhiều quá trình vật lý thiên văn. Chúng không chỉ là một thành phần thụ động của môi trường liên sao. Thay vào đó, chúng tích cực tham gia vào chu trình vật chất và năng lượng của vũ trụ. Bề mặt của các hạt bụi vũ trụ hoạt động như những chất xúc tác, tạo điều kiện cho các nguyên tử kết hợp với nhau để hình thành các phân tử mới, điển hình là phân tử hydro (H2), nhiên liệu chính cho sự hình thành sao. Hơn nữa, sự hiện diện của các phân tử hữu cơ trong không gian, đặc biệt là PAHs, đặt ra những câu hỏi hấp dẫn về nguồn gốc sự sống. Những phân tử phức tạp này, được hình thành trong các đám mây phân tử, có thể đã được vận chuyển đến Trái Đất sơ khai thông qua các sao chổi và tiểu hành tinh, cung cấp những "viên gạch" hóa học cần thiết cho sự sống nảy mầm. Vì vậy, việc nghiên cứu bụi Hydrocacbon không chỉ là khám phá về vũ trụ mà còn là hành trình tìm về cội nguồn của chính chúng ta. Đây là một lĩnh vực liên ngành, kết nối vật lý thiên văn, hóa học và sinh học, hứa hẹn nhiều khám phá đột phá trong tương lai.

5.1. Mối liên hệ giữa bụi vũ trụ và quá trình hình thành sao

Bụi vũ trụ đóng vai trò kép trong sự hình thành sao. Thứ nhất, nó che chắn phần bên trong của đám mây phân tử khỏi bức xạ sao, cho phép khí lạnh đi và co lại dưới tác dụng của trọng lực. Thứ hai, bề mặt của các hạt bụi cung cấp một nơi để các nguyên tử hydro gặp gỡ và kết hợp thành phân tử H2. Quá trình làm lạnh và hình thành H2 là hai điều kiện tiên quyết để một đám mây sụp đổ và tạo ra một ngôi sao mới. Do đó, không có bụi, quá trình hình thành sao sẽ diễn ra rất khác và kém hiệu quả hơn nhiều.

5.2. Các phân tử hữu cơ không gian và nguồn gốc sự sống

Việc phát hiện các phân tử hữu cơ trong không gian, bao gồm cả các axit amin đơn giản trên các thiên thạch, cho thấy rằng các thành phần hóa học của sự sống không phải là duy nhất trên Trái Đất. PAHs và các hợp chất carbon phức tạp khác hình thành trong môi trường liên sao có thể là tiền chất cho các phân tử sinh học phức tạp hơn. Giả thuyết "Panspermia" cho rằng những hạt bụi tiền hành tinh giàu chất hữu cơ này có thể đã "gieo mầm" sự sống trên các hành tinh có điều kiện phù hợp, bao gồm cả Trái Đất. Đây là một trong những lĩnh vực nghiên cứu sôi nổi nhất liên quan đến nguồn gốc sự sống.

Trích đoạn nội dung tài liệu

Chương 1 Môi trường khí trung hòa giữa các sao Thành phần này chứa phần lớn khối lượng của môi trường vật chất giữa các sao. Khi nghiên cứu khí trung hòa chủ yếu quan sắt: e Vạch 21 em của nguyên tử hidro ( từ đó có thể đo lường nhiệt độ của khí) e Cấu trúc vạch tinh vi ở vùng hồng ngoại xa. e Vạch hấp thụ giữa các sao (có thé cho biết hóa tính và lý tính của môi trường).1 Môi trường khí trung hòa 1.1 Vach 2lcm của nguyên tử Hidro Nguyên tắc chung, đo lường phát xạ Proton va electron tạo nên hidro đều tự quay nên chúng có momen xung lượng. Ở trạng thái cơ bản của nguyên tử hidro có hai mức năng lượng tương ứng với sự song song hay đối song song của hai momen này nên có khi có sự chyén đời từ song song sang đối song song thì phát ra bức xạ 21 cm ứng với tần số v = 1,420405751786(30) GHz, hiệu hai mức năng lượng nguyên tử > 6.107 eV, Tổng momen góc F = 0, khối lượng thống ké g = 1; ở mức cao hơn F = 1, Bu = 3.

Xác suất phát xa tự phát là Ay = 2,87.10~!5 s~! nên thời gian sống ở mức cao hơn là 1/Ay = 1,1. Bức xa này chỉ trở nén quan trọng khi 1.1 Mỗi trường khí trung hòa 2 mật độ thấp hơn mat độ tới han nay < 107? T;?cm-3 ( Tạ là động năng nhiệt của khí). O LTE, về cơ bản thì mức năng lượng luôn ở trạng thái cân bằng va cham và Tk = Toon ( T„g¡„ là nhiệt độ quay hay nhiệt độ kích thích chuyển vạch 21 cm). Phần lớn nguyên tử hidro ở mức căn bản có hai mức năng lượng con mà ở mức trên có năng lượng 10 eV và chưa ổn định.

Theo phương trình 3x = #erp( — đc) cho thấy rằng tổng mật độ của Hi là: ny = Tây tn = 4ny khi hvo/kT iin << 1 thì sự gần đúng Rayleigh- Jeans có giá trị ở 21cm. Nếu vạch có độ dày quang học nhỏ, ta có thé viết: Tg(v) = Ty-7(v) và từ phương trình x, = fi Ault - ean ( He) Oulu), ta CÓ: T() = 2,597 x yo TU (1.1) k với N(HI) là mật đô nguyên tử hidro, ¢(v) là hàm phân bó phổ của vạch phát xạ. Trong trường hợp độ day quang học mỏng, do đ(1⁄) ~ Tị nén cường độ vạch không phụ thuộc nhiệt độ. Các nhà thiên văn võ tuyến thường biểu điển é(1⁄) là hàm theo vận tốc hơn hàm theo tần số.

Điều này là hợp lý vì vạch chỉ rộng ra do hiệu ứng Dopller, còn độ dày tự nhiên thì lại hẹp đi vì số hạt ở mức cao hơn giảm ( do trong môi trường khuếch tán thì sự va chạm giữa các nguyên tử giảm nên thời gian sống ở mức cao hơn của cfc nguyên tử giảm).3) với ATp là nhiệt độ sáng nền liên tục ( ít nhất nó bằng bức xạ của vật đen trong vũ trụ). Trong phân bố Gauss, ta có: N( H;)~ 1,822 10'*ATg(v)Av nguyên tử cm”? với Au là độ rộng độ nửa cao. Nếu độ day quang học lớn, ta ding biểu thức Tg(7,) = Tp(O)e~TM + (1 — e~*)T với Tạ(0) = 0: T,k) N(HI) = 1,8224(3) x 10 Joly — ara] 18 “= atom cm~*(K kms~')~’.4) Cong thức trên đòi hỏi phải biết Tx, Nếu r > 1 thì việc xác định N(H:) hiển nhiên khong đúng.1 Môi trường khí trung hòa 3 Do lường hấp thụ Vạch 2icm có thé hap thụ trước nguỗn vô tuyến liên tục hoặc trước phát xạ 2lem của Hinóng. Trong trường hợp hấp thụ trước nguồn liên tục ( biến đổi chậm theo tan số), ta có thé đo lường trực tiếp độ dày quang học 7(v) ở giữa đám may Hi.

Giả sử đám may đồng nhất, ta giải phương trình truyén qua và tìm được: Ta(v) = Tw(1 — exp|—r(0)]) + Te exp[ — r(v)] (1.5) với T là nhiệt độ sáng của nguồn liên tục. Thông thường, đo lưỡng hắp thụ được tiến hành với giao thoa kế có độ phân giải cao. Trong trường hợp trên, số hạng đầu của biểu thức bị triệt tiêu nên ta có: Tg(0) = Te exp[ — 7(9)Ì Mà r tỉ lệ nghịch với nhiệt độ kích thích ( T,, = Wa do đó mật độ cột của Hikhong thể suy ra từ quan sát hấp thụ. Từ hai phương trình trước đó, ta có thể suy ra động năng nhiệt và độ dày quang hoc sau đó là mật độ cột của đám may.

Phương pháp này có thể đo trực tiếp nhiệt độ đám mây giữa các vì sao. Tuy nhiên vẫn còn nhiều khó khăn: e Thứ nhất, khó khăn trong việc xác định phát xạ mong muốn do việc quan sát phát xạ có ảnh hưởng của phân tích góc với sự thăng giáng không gian trong sự phát xạ. e Thứ hai, sự tồn tại của pha nóng và lạnh Hi theo hướng quan sắt. Do đó, Mebold đưa ra một phương pháp khác có cải thiện quan trọng và có nhiều giải thích thích đáng: Giả sử rằng có sự trộn lẫn pha nóng với pha lạnh theo phương nhìn ( đám mây lạnh bị nhắn chìm giữa đám mây nóng) nhưng chỉ Huđóng vai trò đáng kể cho hấp thụ.

Gọi q là một phần phát xạ do khí nóng ở trước khí lạnh ( nên q không chịu ảnh hưởng hắp thụ của khí lạnh) 'TRcoa là động năng nhiệt của khí lạnh.6) với số hang dau là một phan phát xạ của khí nóng không ảnh hưởng bởi hấp thụ. số hạng thứ hai là phát xạ của khí lạnh. số hạng thứ ba là một phần phát xạ của khí nóng ở sau khí lạnh ảnh hưởng bởi sự hAp thụ với độ dày quang học 7(v) Do Toots = Tk cold fi - c~r)] nên phương trình 1.1 Mõi trường khí trung hòa 4 Theo cách trên ta thu được phé phát xa 2lem như hình 1. Kết quả: Ứng dung bức xạ 21 em dé đo khối lượng, phân bố và động năng của nguyên tử khí của thiên hà của chúng ta và các thiên hà khác.

Do lường bức xạ và hấp thụ rất quan trọng mặc dù khó khăn trong việc giải thích. Kết quả có thể tóm tắt như sau: e Môi trường nguyên tử giữa các sao không đồng nhất. Cấu trúc này có biểu hiện phân dang và nguyên nhãn có thể là do sự hỗn loạn. e Có hai pha trong môi trường nguyên tử giữa các sao: ~ Pha nóng ( vài ngàn độ): mat độ thấp (0.

~ Pha lạnh (60 -100K): dày đặc hơn (vài chục nguyên tử/cmŠ và chỉ phối su hap thụ. Hai pha này là sự đóng góp chủ yếu với câu trúc phức tạp ta vừa đề cập. Nó có thể tìm thấy trong vỏ của đám mây phân tử. Thành phần nóng chứa nhiều vật chất hơn thành phần lạnh trong thiên hà của chúng ta Nửa độ dày trung bình riêng của chúng (|z|) vào khoảng 186 và 105 ps gần mặt trời.

Sự đốt nóng của nguồn nóng kéo theo sự ion hóa. Hơn nữa, có vẻ sự tồn tại của khí trung hòa trong vòng sang có vận tốc phan tán lớn (60km/s) và có độ lớn cd 4,4kpc. Khí này ở trạng thái cân bằng thủy tinh và mật độ cột của nó ở cực thiên hà khoảng 1,4.10'' nguyên tử/cm?, khá thắp so với mật độ cột của thành phần nóng và lạnh ( cỡ 1,5.10” nguyên tử/ cm?). e Cấu trúc Hi thường được gọi là “may”.

Sự phân bé mật độ cột mây là ®(Ng,) ~ N(H\)~! có thể tương ứng với phân bố r~** nếu nó có dạng cầu. Vận tốc phân tan đám mây theo phương nhìn từ thiên hà ~ 9 km/s. e Khí trung hòa rơi vào thiên hà mặt phẳng thiên hà với vân tốc từ vài km/s đến hàng trăm km/s. Những đám may vận tốc cao này có nguồn gốc của thiên hà khác hoặc chắc hơn là có nguồn gốc từ khí ion phát ra bôi nổ siêu tân tinh hoặc sự sôi suc từ đĩa thiên hà mà sau đó khi lạnh đi chúng sé rơi lại vào đĩa thiên hà và tái tổ hợp.2 Cấu trúc siêu tinh vi vùng hồng ngoại xa Phần lớn các nguyễn tử hay ion quan trọng trong môi trường vật chất giữa các sao có các mức năng lượng, đặc biệt là mức năng lượng cơ bản, tách thành cấu trúc mảnh giữa tổng momen quỹ đạo của electron và tổng spin của chúng.

Tổng momen quỹ đạo được biểu diễn bởi số lượng tử L là tổng vectơ của momen quỹ đạo của các electron; tổng spin S là vectơ tổng của spin electron. Tổng momen gócJ = L + S trong trường hợp kết đôi Rusell- Saunders được áp 1.1 Môi trường khí trung hòa 5 Š KEtimepsnraou Š Hình 1.1: Phổ phát xạ 21 cm của vùng lân cận nguồn liên tục N 157b đám mây Magellan lớn và phổ hấp thụ theo cùng phương trên.1 Mỗi t khí trung hòa 6 dụng thường liên quan đến nguyên tử nhỏ. Số hạng phân tử được kí hiệu một cách day đủ là: XY; với X = 2S+1 = 1,2,3,4 tương ứng với bộ đơn, bộ đôi, bộ tam, bộ tứ; Y = S,P,D,. nguyên tac lựa chọn chuyển đổi lưỡng cực là AS = 0, AL= +1 va AJ = 0, +1: nhưng chuyển đổi J = 0 4 J = 0 bị cắm.1 là danh sách các sự chuyển đổi bị cắm trong môi trường vật chất trung hòa giữa các sao.

Dé tránh sự lặp lại, bảng này cũng chi ra các vạch được tìm thấy trong môi trường ion. Khi chuyển đổi giữa các mức bị cắm thì hấp thụ của bức xạ ở bước sóng đó không phân bế ở mức cao hơn. Với lý do tương tự, ta thường không chú ý dén phát xạ kích thích. Nếu vạch có độ dày quang học mỏng, mức năng lượng cao hơn chỉ phan bố do va cham.

Phương trình cân bằng thống kê: mCu = nụ (Âu + Cw) (1.7) vớiiCy= Cy = nlowv), Cu ee,= exp te (=) je n là mật độ của phân tử bị ảnh hưởng do va cham, thường là electron tự do. Khi electron chi phối va chạm, xác suất tái kích thích va chạm là: „83 x 10~% Cu= ea (1.8) Từ đó suy ra cường độ va chạm, với hệ số được chon là tham số có cùng đơn vị và ít phụ thuộc vào T,. Mật độ ở mức cao hơn: Tụ — đụ —hy Cu n= Seo Ge) ato - Giả sử cường độ yếu, ta bỏ qua hoàn toàn bức xạ kích thích và biểu thức hoàn chỉnh cho bởi phương trình nụ _ đu Awl c?/2hv? + Cuexp(—hu/kTx) m gn (1+ 1,2/2hU3)Au + Cụ Chú ý rằng, mức năng lượng cao thường có phân bồ rất thấp. Nếu va cham chiếm chi phối sự tái kích thích của mức cao thì Aw = Cy, do đó Aut _ Merit Con với n là mật độ phân tử cho sự va cham.