เนบิวลาหัวม้า (ชื่อทางการคือบาร์นาร์ด 33) เป็นหนึ่งในวัตถุที่มีชื่อเสียงที่สุดในท้องฟ้า ภาพที่ถ่ายแม้จะใช้กล้องโทรทรรศน์สมัครเล่นก็ดูน่าประทับใจมาก วัตถุนี้คืออะไรและดูเหมือนกับภาพถ่ายปกติในช่วงออปติคอลเสมอหรือไม่
ม้าอวกาศอาศัยอยู่ที่ไหน
เนบิวลาหัวม้าอยู่ในกลุ่มดาวนายพราน ซึ่งเป็นบริเวณที่มีวัตถุที่น่าสนใจที่สุดในท้องฟ้า อยู่ใต้ดาวสว่าง Alnitak (ดาวด้านซ้ายของแถบ Orion) ระยะทางไปประมาณ 1600 ปีแสง (ประมาณ 490 พาร์เซก) ไม่ไกลเกินไป ตามมาตรฐานทางช้างเผือก เธอคือเพื่อนบ้านของเรา
อย่างไรก็ตาม มันไม่ง่ายเลยที่จะสังเกตมันด้วยกล้องโทรทรรศน์มือสมัครเล่น แม้ว่ามันจะเป็นไปได้ที่จะถ่ายภาพมัน โดยเฉพาะอย่างยิ่งถ้าคุณใส่ฟิลเตอร์พิเศษบนเลนส์ที่ส่งแถบสเปกตรัมของแสงที่ปล่อยออกมาจากไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออนเพียงแถบเดียว. ความจริงก็คือเรามองเห็น Barnard 33 กับพื้นหลังของเนบิวลาอื่น - เนบิวลาการแผ่รังสีที่แผ่รังสีอย่างเข้มข้นในแถบนี้อย่างแม่นยำคลื่นความถี่. เมื่อใช้ฟิลเตอร์นี้ รูปภาพ Horse Head จะเป็นแบบนี้ (ดูด้านล่าง)
ออกมาจากคลาวด์
หากคุณมองใกล้ภาพถ่ายของเนบิวลา คุณจะเห็นว่าดูเหมือนว่าจะโผล่ออกมาจากเมฆดำขนาดยักษ์ที่ส่องสว่างด้วยดวงดาว ภาพอันงดงามตระการตานี้สามารถสร้างความตื่นตะลึงและดึงดูดใจบุคคลได้ โดยเฉพาะอย่างยิ่งหากคุณจำได้ว่า "คอ" และ "หัว" ของม้าอวกาศนั้นครอบครองพื้นที่ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 3.5 ปีแสง
การก่อตัวขนาดมหึมาซึ่งพวกมันเป็นส่วนเล็กๆ ในทางกลับกัน เป็นเพียงองค์ประกอบของโครงสร้างที่ยิ่งใหญ่กว่าซึ่งยาวนานหลายร้อยปีแสง โครงสร้างนี้ประกอบด้วยเมฆฝุ่นและก๊าซระหว่างดวงดาวขนาดใหญ่ เนบิวลากระจายแสง ก้อนกลมสีเข้ม - เมฆก๊าซและฝุ่นที่แยกออกมาต่างหาก ดาวอายุน้อยและกำลังก่อตัว คอมเพล็กซ์ทั้งหมดนี้เรียกว่า "Orion Molecular Cloud"
ธรรมชาติของเนบิวลาหัวม้ามืด
คำว่า "มืด" หมายความว่ามันดูดซับแสง แต่ไม่ปล่อยหรือกระจายตัวมันเอง และมองเห็นได้ในช่วงแสงเท่านั้นเพราะเงาของมันบังแสงจากเนบิวลาปล่อยก๊าซ IC 434 ที่อยู่เบื้องหลังมัน
วัตถุดังกล่าวค่อนข้างหนาแน่น (ตามมาตรฐานดวงดาว) เมฆก๊าซและฝุ่นที่ยาวมาก พวกมันมีลักษณะเฉพาะด้วยเส้นขอบที่ไม่สม่ำเสมอและไม่ชัด และมักมีรูปร่างที่ไม่สม่ำเสมอที่ซับซ้อน
เมฆพวกนี้เย็นอุณหภูมิไม่เกินหลายสิบบางครั้งแม้แต่หน่วยเคลวิน ก๊าซมีอยู่ในรูปของโมเลกุล และมีฝุ่นในอวกาศด้วย ซึ่งเป็นอนุภาคของแข็งที่มีขนาดไม่เกิน 0.2 ไมครอน มวลฝุ่นประมาณ 1% ของมวลก๊าซ ความเข้มข้นของสารในเมฆโมเลกุลดังกล่าวสามารถมีได้ตั้งแต่ 10-4 ถึง 10-6 อนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตร
ก้อนเมฆที่ใหญ่ที่สุดสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า เช่น กระสอบถ่านหินในกลุ่มดาวกางเขนใต้ หรือหลุมใหญ่ในกลุ่มดาวหงส์
อินฟราเรดแนวตั้ง
การพัฒนาดาราศาสตร์ทุกคลื่นทำให้สามารถมองเห็นโลกได้ในวงกว้างที่สุด ท้ายที่สุดแล้ว วัตถุทางกายภาพสามารถฉายแสงได้ไม่เฉพาะในช่วงแสงเท่านั้น ยิ่งไปกว่านั้น ช่วงความถี่นี้ ซึ่งเป็นช่วงเดียวที่มีให้สำหรับการรับรู้โดยตรงของเรานั้นแคบมาก และเป็นเพียงส่วนเล็กๆ ของการแผ่รังสีทั้งหมดจากอวกาศ
รังสีอินฟราเรดสามารถบอกวัตถุอวกาศได้มากมาย ดังนั้น ในการศึกษาเมฆโมเลกุล ตอนนี้พวกมันเป็นเครื่องมือที่ขาดไม่ได้ การดูดซับแสงของความถี่แสง เมฆจะปล่อยมันออกมาอีกครั้งอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้ในพื้นที่อินฟราเรดของสเปกตรัม และการแผ่รังสีนี้จะนำข้อมูลเกี่ยวกับโครงสร้างของเนบิวลาและเกี่ยวกับกระบวนการที่เกิดขึ้นในนั้น ฝุ่นไม่เป็นอุปสรรคต่อรังสีเหล่านี้
ในปี 2556 ด้วยความช่วยเหลือของกล้องโทรทรรศน์อวกาศ ฮับเบิลจับภาพที่น่าทึ่งที่สุดภาพหนึ่งของเนบิวลาหัวม้า ภาพที่ถ่ายที่ความยาวคลื่น 1.1 µm (โอเวอร์เลย์สีน้ำเงิน) และ 1.6 µm(สีส้ม); ทิศเหนืออยู่ด้านซ้าย แต่เธอดูไม่เหมือนม้าแล้ว
ข้างในคืออะไร
ภาพอินฟราเรดดูเหมือนจะเอาม่านฝุ่นออกจากเนบิวลาซึ่งเป็นผลมาจากโครงสร้างเมฆของ Barnard 33 ที่มองเห็นได้ ไดนามิกของบริเวณภายนอกมองเห็นได้ชัดเจน: มีก๊าซไหลออกภายใต้อิทธิพล ของรังสีแข็งจากดาวร้อนอายุน้อย หนึ่งในผู้ทรงคุณวุฒิเหล่านี้ตั้งอยู่ที่ด้านบนสุดของเมฆ
การยุบตัวของเมฆก็เกิดจากการแผ่รังสีไอออไนซ์จากเนบิวลาปล่อยประจุ IC 434 เมื่อมองที่ภาพออปติคัลแล้ว แสงที่เรืองแสงรอบขอบของ Barnard 33 นั้นน่าทึ่งมาก - หน้าไอออไนเซชันที่โฟตอนพลังงานมาบรรจบกัน ชั้นนอกของเมฆ การแผ่รังสีทั้งหมดเหล่านี้ทำให้เกิดไอออไนซ์แก๊ส "ระเบิด" อย่างแท้จริง เร่งความเร็วในสนามแม่เหล็กแรงสูง ออกจากเมฆ ดังนั้นหัวม้าจึงค่อยๆ ละลาย และในอีกไม่กี่ล้านปีมันจะหายไปโดยสิ้นเชิง
ภาพอินฟราเรดความยาวคลื่นยาวแสดงโครงสร้างที่แตกต่างกันภายในเนบิวลา: อาร์กก๊าซมองเห็นได้ชัดเจนในที่ซึ่งเราเห็นเงาม้าที่คุ้นเคยในเลนส์
เคมีของเมฆก๊าซและฝุ่น
เนื่องจากเนบิวลามืดนั้นเย็นมาก รังสีของพวกมันเองจึงตกกระทบในส่วนความยาวคลื่นยาวของสเปกตรัม ดังนั้นองค์ประกอบทางเคมีของเมฆดังกล่าวจึงถูกศึกษาโดยการวิเคราะห์ยอดของคลื่นไมโครเวฟและคลื่นวิทยุ - ลายเซ็นที่เรียกว่าลายเซ็นสเปกตรัมของโมเลกุลบางตัว กำลังตรวจสอบรังสีอินฟราเรดจากฝุ่น
แน่นอนว่าองค์ประกอบหลักของเนบิวลาคือไฮโดรเจน - ประมาณ 70% ของเนบิวลา ฮีเลียม - ประมาณ 28%; ส่วนที่เหลือคิดจากสารอื่น ควรสังเกตว่าความเข้มข้นของพวกมันในเนบิวลาต่างกันอาจแตกต่างกัน สเปกตรัมของน้ำ คาร์บอนมอนอกไซด์ แอมโมเนีย ไฮโดรเจนไซยาไนด์ คาร์บอนที่เป็นกลาง และสารอื่นๆ ที่พบได้ทั่วไปในเมฆระหว่างดวงดาวถูกพบในสเปกตรัมหัวม้า นอกจากนี้ยังมีสารประกอบอินทรีย์ ได้แก่ เอทานอลฟอร์มาลดีไฮด์กรดฟอร์มิก อย่างไรก็ตาม ยังมีบางบรรทัดที่ไม่ปรากฏชื่ออีกด้วย
ในปี 2555 มีรายงานว่าโมเลกุลที่รับผิดชอบสำหรับลายเซ็นลึกลับนี้ในที่สุดก็ถูกพบแล้ว กลายเป็นสารประกอบไฮโดรคาร์บอนอย่างง่าย C3H+ สิ่งที่น่าสนใจคือ ภายใต้สภาวะบนบก โมเลกุลไอออนจะไม่เสถียร แต่ในเนบิวลาระหว่างดวงดาว ที่ซึ่งสสารถูกทำให้หายากอย่างที่สุด ไม่มีอะไรป้องกันมันจากการมีอยู่
เนอสเซอรี่สตาร์
เมฆโมเลกุลที่เย็นและหนาแน่นเป็นแหล่งกำเนิดของดาวฤกษ์ แหล่งกำเนิดของดาวฤกษ์ในอนาคตและระบบดาวเคราะห์ ในทฤษฎีการกำเนิดดาวนั้น รายละเอียดบางอย่างของกระบวนการนี้ยังไม่ชัดเจน แต่ข้อเท็จจริงของการมีอยู่ของวัตถุในดาวฤกษ์ในระยะต่าง ๆ ของการพัฒนาในเนบิวลามืด เช่นเดียวกับดาวอายุน้อย ได้รับการพิสูจน์โดยใช้ข้อมูลการสังเกตจำนวนมาก
หัวม้าในกลุ่มดาวนายพรานก็ไม่มีข้อยกเว้น โดยทั่วไป เมฆกลุ่มดาวนายพรานขนาดยักษ์ทั้งหมดมีลักษณะเฉพาะโดยการก่อตัวของดาว และในบริเวณที่มีความหนาแน่นสูงของ Barnard 33 กระบวนการเกิดของดาวก็ดำเนินไป ตัวอย่างเช่น วัตถุที่สว่างซึ่งเกือบจะอยู่ที่ "มงกุฎ" ของมันคือดวงไฟอายุน้อยที่ยังไม่เหลือ "เรือนเพาะชำ" ที่มีฝุ่นและก๊าซ มีวัตถุที่คล้ายกันในบริเวณที่เนบิวลารวมกลุ่มเมฆขนาดใหญ่ ดังนั้น 'เรือนเพาะชำดาว' ในหัวม้าจึงทำงาน และจะนำไปสู่การทำลายล้างโครงสร้างจักรวาลอันน่าทึ่งนี้ในที่สุด