Thiên hà – Wikipedia tiếng Việt

Thiên hà (chữ Hán: 天河, nghĩa mặt chữ là “sông Hoàng Hà ở trên trời”)[1] là một hệ thống lớn các thiên thể và vật chất liên kết với nhau bằng lực hấp dẫn, bao gồm sao, tàn dư sao, môi trường liên sao chứa khí, bụi vũ trụ và vật chất tối, một loại thành phần quan trọng nhưng chưa được hiểu rõ.[2][3] Các thiên hà có nhiều đặc điểm đa dạng từ các thiên hà lùn chứa vài trăm triệu (108) sao đến những thiên hà khổng lồ chứa hàng trăm nghìn tỷ (1014) sao,[4] mỗi ngôi sao đều quay quanh khối tâm của thiên hà chứa nó.

Thiên hà chứa rất nhiều hành tinh, hệ sao, quần tinh và các loại đám mây liên sao. Ở giữa những thiên thể này là môi trường liên sao bao gồm khí, bụi và tia vũ trụ. Các lỗ đen siêu khối lượng nằm tại trung tâm của hầu hết các thiên hà. Chúng có thể là nguồn gốc cho những nhân thiên hà hoạt động được tìm thấy tại tâm ở một số thiên hà. Các nhà thiên văn cũng biết rằng tại tâm của Ngân Hà có ít nhất một trong những lỗ đen khổng lồ này.[5]

Vì nguyên do lịch sử dân tộc mà thiên hà được phân loại theo hình dáng hình thức bề ngoài của chúng, thường được nhắc tới như thể hình thái học biểu kiến của chúng. Một dạng thường gặp là thiên hà elip, [ 6 ] mà hình dáng tổng thể và toàn diện của nó giống như hình elip ( hay dạng khối elipsodid 3 chiều ). Thiên hà xoắn ốc có dạng đĩa với những nhánh bụi xoắn ốc chứa những sao và những thiên thể khác. Những thiên hà có hình dạng không bình thường được xếp thành thiên hà vô định hình và hầu hết chúng có nguồn gốc từ sự hỗn loạn trong tương tác mê hoặc với những thiên hà lân cận. Những tương tác kiểu này giữa những thiên hà gần nhau, mà ở đầu cuối dẫn đến sự sáp nhập giữa chúng, đôi lúc có một ý nghĩa quan trọng làm tăng Xác Suất trong sự hình thành những ngôi sao 5 cánh dẫn tới khái niệm thiên hà bùng nổ sao. Các thiên hà nhỏ mà thiếu đi những cấu trúc đồng điệu cũng được xếp vào kiểu thiên hà vô định hình. [ 7 ]Có xê dịch 170 tỷ, [ 8 ] hay điều tra và nghiên cứu gần đây ước tính số lượng này là 2 nghìn tỷ thiên hà trong thiên hà quan sát được. [ 9 ] Đa số có đường kính từ 1.000 đến 100.000 parsec và hai thiên hà lân cận thường nằm cách nhau vài triệu parsec ( hay megaparsec ). Không gian liên thiên hà ( khoảng trống giữa những thiên hà ) chứa khí rất loãng với tỷ lệ trung bình ít hơn 1 nguyên tử trên 1 m³. Phần lớn những thiên hà hoặc là phân bổ ngẫu nhiên hoặc nằm trong những tập hợp không trọn vẹn tất định gọi là nhóm thiên hà và đám thiên hà, ở cấu trúc lớn hơn nữa là những siêu đám thiên hà. Trên quy mô lớn nhất, những tập hợp này thường sắp xếp lại thành những sợi và lớp thiên hà với xung quanh là khoảng chừng không khổng lồ. [ 10 ]

Từ thiên hà trong tiếng Việt bắt nguồn từ từ tiếng Hán 天漢. Từ này có nghĩa gốc giống với nghĩa gốc của từ ngân hà, cả hai từ đều vốn là tên gọi của dải sáng trên bầu trời vào ban đêm do ánh sáng từ nhiều định tinh hợp thành.[12] Người Trung Quốc thời xưa hình dung dải sáng đó giống như là một con sông chảy ở trên trời nên đã đặt ra một số tên gọi có liên quan đến sông cho dải sáng như 天漢 Thiên Hán (nghĩa mặt chữ là “sông Hán Thuỷ ở trên trời”), 雲漢 Vân Hán (“sông Hán Thuỷ bằng mây”), 天河 Thiên Hà (“sông Hoàng Hà ở trên trời”), 銀河 Ngân Hà (“sông Hoàng Hà màu bạc”), vân vân.[13] Từ 河 trong 天河 Thiên Hà và 銀河 Ngân Hà là tên gọi cổ của sông Hoàng Hà.[1]

Từ thiên hà nay có thêm hai nghĩa mới là:

  1. Chỉ tập hợp gồm rất nhiều định tinh, khí và bụi tụ lại với nhau
  2. Chỉ thiên hà (thiên hà hiểu theo nghĩa mới thứ nhất) có chứa thái dương hệ. Từ thiên hà khi dùng theo nghĩa mới thứ hai được viết hoa thành Thiên Hà.

Tiếng Hán hiện vẫn dùng từ 天河 Thiên Hà và 銀河 Ngân Hà theo nghĩa gốc. Trong tiếng Hán đương đại, thiên hà được gọi là 星系 tinh hệ, thiên hà chứa thái dương hệ được gọi là 銀河系 Ngân Hà hệ.[14]

Trong tiếng Anh, thiên hà được gọi là galaxy. Từ tiếng Anh này được dùng để chỉ cả thiên hà lẫn Thiên Hà.[15] Từ galaxy bắt nguồn từ từ tiếng Hy Lạp chỉ Ngân Hà, galaxias (γαλαξίας) hay kyklos galaktikos có nghĩa “vòng sữa” theo hình dáng biểu thị của nó trên bầu trời.[16] Trong Thần thoại Hy Lạp, thần Zeus đã đặt cậu con trai mới sinh với một người phụ nữ bình thường-Alcmene của mình là Hercules lên trên bầu vú của Hera khi bà đang ngủ, nhờ thế cậu bé bú được dòng sữa thần thánh của bà và trở thành bất tử. Hera thức dậy và nhận ra rằng cậu bé không phải con của bà: bà đẩy đứa trẻ ra và một dòng sữa từ bầu ngực bà phun lên bầu trời đêm.[17][18]

Từ ‘Galaxy’ chỉ Ngân Hà thường được viết hoa để phân biệt nó với hàng tỷ thiên hà khác. Khi William Herschel thực hiện bảng phân loại danh mục các thiên thể xa xôi trên bầu trời vào năm 1786, ông đã dùng tên gọi các tinh vân xoắn ốc cho một số thiên thể nhất định như M31. Sau này, các nhà thiên văn nhận ra những thiên thể này chứa vô vàn các ngôi sao, và khi khoảng cách đến chúng được xác định một cách tốt hơn, họ đã gọi chúng là những đảo vũ trụ. Tuy nhiên, người ta hiểu từ Vũ trụ có nghĩa là toàn bộ thực thể tồn tại, do vậy từ đảo vũ trụ dần ít sử dụng hơn và ngày nay các nhà thiên văn học thống nhất gọi là các thiên hà.[19]

Cho tới nay những nhà thiên văn đã phân loại hàng chục nghìn những thiên hà vào nhiều hạng mục khác nhau. Chỉ có một số ít là có tên gọi đơn cử, như thiên hà Tiên Nữ, đám mây Magellan, thiên hà Xoáy Nước và thiên hà Mũ Vành. Có 1 số ít hạng mục thường gặp như hạng mục Messier, hạng mục NGC ( New General Catalogue ), hạng mục IC ( Danh mục Chỉ số ), hạng mục CGCG, ( Danh mục Thiên hà và Đám thiên hà ), hạng mục MCG ( Danh mục Hình thái thiên hà ) và hạng mục UGC ( Danh mục tổng quan những thiên hà Uppsala ). Mọi thiên hà nổi tiếng đều Open trong một hoặc nhiều hạng mục ở trên những dưới những ký hiệu khác nhau. Ví như thiên hà Messier 109, một thiên hà xoắn ốc được đánh số 109 trong danh lục của Messier cũng có mã hiệu là NCG3992, UGC6937, CGCG 269 – 023, MCG + 09-20-044 và PGC 37617 .

Bởi vì theo thông lệ đặt tên trong khoa học cho hầu hết các đối tượng nghiên cứu, ngay cả đối với những thứ nhỏ nhất, nhà thiên văn vật lý Gerard Bodifee và nhà phân loại học Michel Berger đã khởi xướng một loại danh mục mới (CNG-Catalogue of Named Galaxies) [22] trong đấy hàng nghìn thiên hà nổi tiếng được đặt những tên gọi có ý nghĩa, miêu tả bằng tiếng Latin (hoặc Latin hóa Hy Lạp) [23] tuân theo cách định danh hai phương thức được sử dụng trong các ngành khoa học khác như sinh học, giải phẫu học, cổ sinh vật học và những ngành khác của thiên văn học như địa lý Sao Hỏa.

Một trong những nguyên do khiến Bodifee và Berger đưa ra hạng mục này là những thiên hà ấn tượng xứng danh được nhận tên gọi hơn là những mã hiệu khô khan, ví dụ hai ông gọi thiên hà Messier 109 trong chòm sao Đại Hùng là ” Callimorphus Ursae Majoris ” .

Lịch sử quan sát[sửa|sửa mã nguồn]

Quá trình nhận thức rằng tất cả chúng ta sống trong một thiên hà, và ngoài ngoài hành tinh còn rất nhiều thiên hà khác, được dần hé lộ qua những mày mò về Ngân Hà và những tinh vân khác trong khung trời đêm .
Trung tâm Ngân HàNhà triết học Hy Lạp Democritus ( 450 – 370 TCN ) cho rằng dải sáng trên khung trời đêm gọi là ” Con đường sữa ” hoàn toàn có thể chứa những ngôi sao 5 cánh ở xa. [ 24 ] Tuy nhiên Aristotle ( 384 – 322 TCN ), tin rằng dải sáng này hoàn toàn có thể là do ” ngọn lửa đốt từ nhiều ngôi sao 5 cánh lớn nằm gần nhau ” tỏa ra và ” sự đốt này diễn ra ở tầng bên trên khí quyển, bên trong vùng liên tục của Thế giới với hoạt động của thiên đường. ” [ 25 ] Nhà triết học theo phe phái Plato mới, Olympiodorus Trẻ ( 495 – 570 ), đã phê bình quan điểm này dựa trên địa thế căn cứ khoa học khi ông cho rằng nếu Con đường sữa nằm dưới Mặt Trăng ( nằm giữa Trái Đất và Mặt Trăng ) thì nó sẽ Open dưới hình dáng khác nhau ở nhiều thời gian và vị trí khác nhau trên Trái Đất, hay biểu lộ đặc tính thị sai, mặc dầu điều này đã không xảy ra. Theo quan điểm của ông, Ngân hà là thiên đường. Quan niệm này đã có tầm ảnh hưởng tác động về sau so với quốc tế Hồi giáo. [ 26 ] [27]Ngân Hà phía trên những ăngten của Dãy kính thiên văn ALMATheo Mohani Mohamed, nhà thiên văn Ả Rập Alhazen ( 965 – 1037 ) đã lần tiên phong cố gắng nỗ lực đo được thị sai của Ngân Hà, [ 28 ] và do đó ông hoàn toàn có thể ” xác lập được rằng chính bới Ngân Hà không có thị sai, nó sẽ phải nằm rất xa Trái Đất và không thuộc vào khí quyển Trái Đất. ” [ 29 ] Nhà thiên văn Ba Tư al-Bīrūnī ( 973 – 1048 ) đề xuất kiến nghị ý nghĩ Ngân Hà là ” tập hợp những mảnh không đếm được của những sao trong tinh vân trong tự nhiên. ” [ 30 ] [ 31 ] Nhà thiên văn vùng Al-Andalus Ibn Bajjah ( ” Avempace “, mất 1138 ) cho là Ngân Hà cấu thành từ nhiều ngôi sao 5 cánh mà hầu hết chúng chạm vào nhau và hiện ra như một hình ảnh liên tục do hiệu ứng khúc xạ bởi môi trường tự nhiên khí quyển, [ 25 ] [ 32 ] dẫn chứng bởi quan sát của ông về hiện tượng kỳ lạ giao hội của Sao Mộc và Sao Hỏa cho thấy hai thiên thể này hoàn toàn có thể ở gần nhau. [ 25 ] Trong thế kỷ 14, Ibn Qayyim sinh ở Syria cho rằng Ngân Hà ” là tập hợp vô vàn những ngôi sao 5 cánh nhỏ nằm gần nhau trong một mặt cầu của những ngôi sao 5 cánh cố định và thắt chặt. ” [ 33 ]

Bằng chứng thực sự cho việc Ngân Hà chứa rất nhiều ngôi sao đến vào năm 1610 khi nhà bác học Galileo Galilei sử dụng một kính thiên văn để nghiên cứu Ngân Hà và ông phát hiện ra nó chứa rất nhiều các sao mờ.[34] Năm 1750 nhà thiên văn Anh Thomas Wright viết trong cuốn An original theory or new hypothesis of the Universe, khi ông đoán rằng (và đã đúng) thiên hà phải là một vật thể quay chứa vô số các sao được giữ bởi tương tác hấp dẫn, tương tự như sự hoạt động của Hệ Mặt Trời nhưng trên phạm vi lớn hơn. Đĩa các vì sao có thể nhìn thành một dải sáng mờ trên bầu trời đêm khi quan sát từ Trái Đất.[35] Trong một chuyên luận năm 1755, Immanuel Kant phát triển ý tưởng của Wright cho cấu trúc Ngân Hà.

Hình dáng của Ngân Hà phác thảo bởi William Herschel năm 1785 dựa trên việc đếm những ngôi sao 5 cánh quan sát thấy ; ông giả sử Hệ Mặt Trời nằm ở gần tâm của hình vẽ .William Herschel là người tiên phong cố gắng nỗ lực miêu tả hình dáng của Ngân Hà và vị trí của Mặt Trời trong nó vào năm 1785 bằng cách đếm một cách cẩn trọng từng ngôi sao 5 cánh ở nhiều vùng khác nhau trong khung trời. Ông tạo ra hình vẽ Ngân Hà với Hệ Mặt Trời nằm gần ở tâm của nó. [ 36 ] Sử dụng cách tiếp cận tốt hơn, năm 1920 Jacobus Kapteyn đã thu được bức tranh của một thiên hà elipxoit nhỏ ( đường kính vào khoảng chừng 15 kiloparsec ) với Mặt Trời nằm gần ở tâm. Một chiêu thức khác do Harlow Shapley đề xuất kiến nghị dựa trên hạng mục những cụm sao cầu lại đưa tới một hình ảnh khác trọn vẹn : đó là đĩa phẳng với đường kính giao động 70 kiloparsec và Mặt Trời nằm cách xa tâm của đĩa này. [ 35 ] Các giải pháp này chưa tính tới hiệu ứng bụi liên sao trong mặt phẳng Ngân Hà hấp thụ ánh sáng, nhưng sau đó Robert Julius Trumpler đã lượng hóa được hiệu ứng này vào năm 1930 dựa trên điều tra và nghiên cứu về những cụm sao phân tán, và ông đã đưa ra được bức tranh hiện tại đúng chuẩn hơn về Ngân Hà. [ 37 ]

Phân biệt với tinh vân[sửa|sửa mã nguồn]

Một số thiên hà chúng ta có thể nhìn thấy trên bầu trời đêm bằng mắt thường. Sớm nhất vào thế kỷ 10, nhà thiên văn học Ba Tư Al-Sufi đã ghi lại các quan sát về Thiên hà Tiên Nữ và miêu tả nó như là một “đám mây nhỏ”.[38] Al-Sufi công bố công trình của ông trong cuốn Sách các định tinh năm 964, và trong cuốn này ông cũng ghi chép đến Đám mây Magellan lớn mà có thể nhìn thấy từ Yemen chứ không phải là từ Isfahan; người châu Âu biết đến các đám mây này khi Ferdinand Magellan thực hiện chyến hành trình vòng quanh thế giới vào thế kỷ 16.[39][40] Simon Marius cũng độc lập phát hiện lại thiên hà Andromeda vào năm 1612.[38] Đây là những thiên hà duy nhất bên ngoài Ngân Hà có thể dễ dàng quan sát bằng mắt thường, do vậy chúng là những thiên hà đầu tiên được quan sát từ Trái Đất.

Năm 1750 Thomas Wright, trong tác phẩm Lý thuyết nguồn gốc hay giả thuyết mới về Vũ trụ, phỏng đoán là (và đã đúng) Ngân Hà là một đĩa phẳng chứa các sao, và một số tinh vân hiện lên trên bầu trời đêm có thể không nằm trong Ngân Hà.[35][41] Năm 1755, Immanuel Kant đã sử dụng thuật ngữ “đảo Vũ trụ” để miêu tả những tinh vân ở xa này.

Ảnh chụp ” Đại tinh vân Andromeda ” vào năm 1899, mà sau này những nhà thiên văn nhận ra nó là thiên hà AndromedaĐến cuối thế kỷ 18, Charles Messier biên soạn hạng mục gồm có 109 tinh vân sáng nhất ( gồm cả những thiên thể hiện ra giống như tinh vân ), và sau đó William Herschel soạn ra một hạng mục lớn hơn gồm 5.000 tinh vân. [ 35 ] Năm 1845, Huân tước Rosse cho kiến thiết xây dựng một kính thiên văn mới được cho phép ông hoàn toàn có thể phân biệt được tinh vân hình xoắn ốc và tinh vân hình elip. Ông cũng nhận ra từng nguồn sáng trong một số ít tinh vân này, và ủng hộ cho phỏng đoán trước đó của Kant. [ 42 ]Năm 1912, Vesto Slipher nghiên cứu và điều tra quang phổ của những tinh vân sáng nhất nhằm mục đích xác lập xem những thành phần hóa học trong chúng có Open trong hệ hành tinh hay không. Tuy nhiên, Slipher phát hiện ra rằng những tinh vân xoắn ốc có độ di dời đỏ cao ám chỉ chúng đang hoạt động ra xa ở một tốc độ lớn hơn tốc độ thoát của Ngân Hà. Do vậy chúng không link mê hoặc với Ngân Hà, và rõ ràng không thuộc về thiên hà này. [ 43 ] [ 44 ] Phác họa Messier 51 của Huân tước Rosse năm 1845, sau này gọi là Thiên hà Xoáy Nước .Năm 1917, Heber Curtis triển khai quan sát sao mới S Andromedae bên trong ” Đại Tinh vân Andromeda ” ( ngày này là thiên hà Tiên nữ, hay M31 ). Khi lục lại những ảnh chụp tinh vân này, ông tìm thấy thêm 11 sao mới khác. Curtis nhận thấy rằng trên trung bình những sao mới này mờ hơn 10 lần so với những sao mới nằm trong thiên hà của tất cả chúng ta. Từ đây ông hoàn toàn có thể ước đạt khoảng cách đến chúng trong khoanh vùng phạm vi 150.000 parsec. Ông trở thành người đề xướng cho giả thuyết ” hòn đảo ngoài hành tinh ” ; giả thuyết này cho rằng những tinh vân xoắn ốc thực sự là những thiên hà độc lập. [ 45 ]Vào năm 1920 đã nổ ra một cuộc tranh cãi lớn trong thiên văn học giữa Harlow Shapley và Heber Curtis về thực chất của Ngân Hà, những tinh vân xoắn ốc, và size của Vũ trụ. Để biện giải cho quan điểm của mình rằng Đại tinh vân Andromeda là một thiên hà nằm ở bên ngoài, Curtis chỉ ra sự Open của những làn tối giống như những đám mây bụi trong Ngân Hà, cũng như giá trị di dời Doppler lớn đo được từ quang phổ của tinh vân Tiên Nữ. [ 46 ]Vấn đề này đã đi đến hồi kết vào đầu thập niên 1920. Năm 1922, nhà thiên văn học người Estonia Ernst Öpik đo được khoảng cách đến tinh vân Tiên Nữ dẫn đến sự ủng hộ lý thuyết cho rằng nó quả thực là một thiên hà ở xa. [ 47 ] Sử dụng kính thiên văn 2,5 m trên núi Wilson, Edwin Hubble đã hoàn toàn có thể thấy rõ được cụ thể một số ít tinh vân xoắn ốc như thể tập hợp của những ngôi sao 5 cánh và phát hiện ra một vài sao biến hóa Cepheid, được cho phép ông ước đạt được khoảng cách đến những tinh vân này và ông Kết luận rằng chúng ở quá xa để hoàn toàn có thể thuộc về Ngân Hà. [ 48 ] Năm 1936 Hubble lập ra mạng lưới hệ thống phân loại thiên hà còn được sử dụng cho đến ngày này, còn gọi là dãy Hubble. [ 49 ]

Nghiên cứu tân tiến[sửa|sửa mã nguồn]

Đường cong quay của một thiên hà xoắn ốc điển hình: tiên đoán dựa trên vật chất theo dõi được (A) và kết quả (B). Khoảng cách tính từ tâm thiên hà. Một trong những thiên hà xa nhất UDFy-38135539Năm 1944, Hendrik van de Hulst tiên đoán bức xạ vi ba tại buóc sóng 21 cm phát ra từ khí nguyên tử hiđrô hoàn toàn có thể phát hiện được ở vị trí trung gian giữa những ngôi sao 5 cánh ; [ 50 ] và nó đã được quan sát thấy vào năm 1951. Bức xạ này được cho phép những nhà thiên văn nâng cao năng lực điều tra và nghiên cứu thiên hà Ngân Hà do nó không bị tác động ảnh hưởng bởi khí bụi liên sao và hiệu ứng di dời Doppler được ứng dụng để vẽ ra map hoạt động của khí bụi trong thiên hà. Những quan sát này dẫn đến phỏng đoán về cấu trúc đường thẳng đi qua tâm Ngân Hà. [ 51 ] Với những kính thiên văn vô tuyến có độ phân giải tốt hơn, khí hiđrô cũng phát hiện thấy sống sót ở những thiên hà khác .Trong thập niên 1970, Vera Rubin đã phát hiện ra vận tốc quay của những khí trong thiên hà vượt quá vận tốc quay thống kê giám sát dựa trên tổng khối lượng quan sát của thiên hà ( gồm những ngôi sao 5 cánh và khí ). Vấn đề vận tốc quay của thiên hà được cho là hoàn toàn có thể lý giải được bằng sự xuất hiện của một lượng lớn vật chất tối không nhìn thấy được. [ 52 ] [ 53 ]Bước vào thập niên 1990, kính thiên văn khoảng trống Hubble mở màn thực thi thiên chức quan sát những thiên thể trong bước sóng khả kiến. Một trong những Tóm lại quan trọng thu được từ những bức ảnh Hubble đó là lượng vật chất tối không nhìn thấy được không hề chỉ gán cho khối lượng những ngôi sao 5 cánh nhỏ và mờ. [ 54 ] Vùng Sâu Hubble, một miền nhỏ tương đối trống trải trên khung trời được quan sát nhiều lần bởi kính Hubble, mang lại số liệu làm địa thế căn cứ ước đạt có khoảng chừng 125 tỷ ( 125 × 1011 ) thiên hà trong Vũ trụ quan sát được. [ 55 ] Những văn minh về công nghệ tiên tiến thu tín hiệu điện từ ngoài miền khả kiến ( kính thiên văn vô tuyến, camera hồng ngoại, kính thiên văn tia X ) được cho phép những nhà thiên văn phát hiện và điều tra và nghiên cứu những thiên hà khác nằm ngoài năng lực của Hubble. Đặc biệt, dự án Bất Động Sản khảo sát thiên hà trong vùng bị che khuất ( Zone of Avoidance – vùng khung trời bị những làn bụi trong mặt phẳng Ngân Hà che khuất ) cho thấy có thêm nhiều thiên hà trong những vùng chưa được điều tra và nghiên cứu kỹ này. [ 56 ]Trong một nghiên cứu và điều tra công bố trên tạp chí The Astrophysical Journal năm năm nay, những nhà khoa học ở Đại học Nottingham sử dụng quy mô 3D thiết kế xây dựng từ những ảnh chụp tích lũy trên 20 năm từ Kính thiên văn Không gian Hubble đi đến Tóm lại rằng có tối thiểu 2 nghìn tỷ thiên hà trong Vũ trụ quan sát được. [ 57 ] [ 58 ] [ 9 ] [ 59 ]

Các loại và hình thái[sửa|sửa mã nguồn]

E ký hiệu cho thiên hà elip; chữ S cho thiên hà xoắn ốc; và SB cho thiên hà xoắn ốc có cấu trúc thẳng qua tâm.[note 1]Các kiểu thiên hà theo sơ đồ phân loại Hubble. Chữký hiệu cho thiên hà elip ; chữcho thiên hà xoắn ốc ; vàcho thiên hà xoắn ốc có cấu trúc thẳng qua tâm .Các thiên hà có ba kiểu hình thái chính : elip, xoắn ốc, và dị thường. Ngoài ra cách miêu tả chi tiết cụ thể hơn cấu trúc thiên hà dựa trên hình dáng của chúng được Hubble nêu trong dãy phân loại của ông. Vì dãy này trọn vẹn dựa trên hình thái biểu kiến của thiên hà, cách phân loại này không bộc lộ được 1 số ít đặc tính quan trọng của thiên hà như vận tốc hình thành sao ( trong những thiên hà bùng nổ sao ) và sự hoạt động giải trí tại TT ( trong thiên hà hoạt động giải trí ). [ 7 ]

Thiên hà elip[sửa|sửa mã nguồn]

Hệ thống phân loại Hubble nhìn nhận thiên hà elip dựa trên cơ sở hình dáng elip của chúng, đi từ E0, với thiên hà có dạng gần hình cầu, cho đến E7, với hình dáng thuôn dài. Những thiên hà này giống với khối ellipsoid khiến cho chúng hiện ra như là hình elip khi nhìn dưới một góc. Hình thái này bộc lộ rất ít đặc thù về cấu trúc và thường có tương đối ít vật chất liên sao trong thiên hà elip. Hệ quả là những thiên hà này có ít những cụm sao phân tán và vận tốc sản sinh những ngôi sao 5 cánh mới là thấp. Thay vào đó trong những thiên hà này chứa phần nhiều những ngôi sao 5 cánh già trong quá trình cuối của quy trình tiến hóa, quay xung quanh khối tâm mê hoặc chung theo những hướng ngẫu nhiên. Các ngôi sao 5 cánh này chứa lượng nhỏ những nguyên tố nặng do tại sự hình thành sao giảm đi sau quy trình bùng nổ bắt đầu. Trong góc nhìn này những thiên hà elip có đặc thù tựa như như những cụm sao cầu nhỏ hơn rất nhiều. [ 60 ]Các thiên hà lớn nhất trong ngoài hành tinh quan sát được là những thiên hà elip. Các nhà thiên văn học tin rằng nhiều thiên hà elip hình thành từ quy trình tương tác giữa những thiên hà, hiệu quả của sự va chạm hay sáp nhập thiên hà. Dẫn tới chúng hoàn toàn có thể lớn đến một kích cỡ khổng lồ ( so với những thiên hà xoắn ốc ví dụ điển hình ), và những thiên hà elip khổng lồ thường nằm gần TT của những đám thiên hà lớn. [ 61 ] Thiên hà bùng nổ sao hình thành từ va chạm thiên hà và theo thời hạn hoàn toàn có thể hình thành lên thiên hà elip. [ 60 ]

Thiên hà xoắn ốc[sửa|sửa mã nguồn]

Thiên hà xoắn ốc là loại thiên hà mà những ngôi sao 5 cánh phân bổ theo hình xoắn ốc về phía tâm. Mặc dù những ngôi sao 5 cánh và đa phần những vật chất khả kiến khác trong thiên hà loại này nằm trên một mặt phẳng, khối lượng đa phần của thiên hà xoắn ốc tập trung chuyên sâu tại miền hình cầu của vật chất tối lan rộng ra bao lấy vật chất khả kiến. [ 62 ]

Các thiên hà xoắn ốc có cấu trúc một đĩa phẳng quay gồm các sao và môi trường liên sao, cùng với miền phình to ở trung tâm chứa chủ yếu các ngôi sao già cỗi. Mở rộng ra bên ngoài khu vực phình này là những nhánh xoắn ốc tương đối sáng. Trong biểu đồ phân loại của Hubble, thiên hà xoắn ốc được ký hiệu bằng chữ S, tiếp sau bởi các chữ (a, b, hay c) cho biết mức độ xếp chặt của các nhánh xoắn ốc và kích thước của miền phình trung tâm. Thiên hà kiểu Sa có các nhánh xoắn ốc xếp khít với nhau và không hiện lên rõ ràng giữa hai nhánh cũng như thiên hà có một vùng phình lớn ở trung tâm. Ở kiểu Sc thiên hà xoắn ốc có các nhánh xếp thưa và rõ ràng, trong khi miền phình không quá lớn ở trung tâm.[63] Thiên hà với các nhánh xoắn ốc xếp chặt đôi khi còn được các nhà thiên văn gọi là “thiên hà xoắn ốc kết bông”; ngược lại với kiểu “thiên hà xoắn ốc thiết kế lớn” mà có những nhánh xoắn ốc rõ ràng và lớn.[64]

Hình như nguyên do ở một số ít thiên hà xoắn ốc có miền phình lớn và một số ít thì dạng cấu trúc giống đĩa phẳng là ở chỗ vận tốc tự quay của thiên hà nhanh hay chậm. [ 65 ]Các nhánh xoắn ốc có hình dáng giao động với đường xoắn ốc loga, một đường cong toán học hoàn toàn có thể chứng tỏ bằng triết lý rằng nó là hiệu quả từ sự nhiễu loạn trong hoạt động quay đều của những ngôi sao 5 cánh quanh TT thiên hà. Giống như những ngôi sao 5 cánh, những nhánh xoắn ốc quay quanh TT nhưng với tốc độ góc khá đều nhau. Các nhà thiên văn học cho rằng nhánh xoắn ốc là những vùng tập trung chuyên sâu vật chất tỷ lệ cao miêu tả trong ” triết lý sóng tỷ lệ “. [ 66 ] Khi những ngôi sao 5 cánh hoạt động trong nhánh, tốc độ của mỗi hệ sao được kiểm soát và điều chỉnh bởi lực mê hoặc từ những vùng có tỷ lệ vật chất cao hơn. ( Vận tốc của hệ trở lại thông thường khi hệ sao rời ra xa nhánh xoắn ốc. ) Hiệu ứng này giống như ” sóng ” vận động và di chuyển chậm lại dọc theo đường cao tốc chứa đầy xe hơi. Các nhánh hiện ra dưới bước sóng khả kiến do tại tỷ lệ vật chất cao tạo điều kiện kèm theo cho hình thành những ngôi sao 5 cánh mới, do vậy những nhánh xoắn ốc thường chứa nhiều ngôi sao 5 cánh trẻ và sáng. [ 67 ]

Đa số trong các thiên hà xoắn ốc, bao gồm Ngân Hà của chúng ta, có một dải phân bố các sao nằm thẳng mở rộng ra hai phía từ tâm thiên hà và có các điểm cuối của dải hòa trộn vào các nhánh xoắn ốc.[68] Trong sơ đồ phân loại Hubble, những thiên hà này được ông ký hiệu là SB, theo sau bởi các chữ thường (a, b hay c) tương ứng với hình dạng của các nhánh xoắn ốc (theo nghĩa giống với sự phân loại của các thiên hà xoắn ốc thường).Cấu trúc thanh thẳng được cho là dạng cấu trúc tạm thời mà xuất hiện từ kết quả của sóng mật độ từ lõi thiên hà phát ra bên ngoài, hoặc là do sự tương tác thủy triều hấp dẫn với các thiên hà khác.[69] Nhiều thiên hà xoắn ốc với cấu trúc thẳng ở trung tâm là những thiên hà có nhân hoạt động, có thể là kết quả từ các luồng vật chất khí tuôn về phía lõi thiên hà dọc theo các nhánh xoắn ốc.[70]

Ngân Hà có cấu trúc dạng đĩa lớn với những nhánh xoắn ốc và cấu trúc thẳng chạy qua tâm, [ 71 ] đường kính của nó vào khoảng chừng 30 kiloparsec với bề dày của đĩa xê dịch 1 kiloparsec. Nó chứa khoảng chừng 200 tỷ ( 2 × 1011 ) ngôi sao 5 cánh [ 72 ] và tổng khối lượng của Ngân Hà giao động 600 tỷ ( 6 × 1011 ) lần khối lượng Mặt Trời. [ 73 ]

Các hình thái khác[sửa|sửa mã nguồn]

Thiên hà dị thường là những thiên hà có cấu trúc không bình thường do tương tác thủy triều với những thiên hà khác. Chẳng hạn như thiên hà hình vòng có cấu trúc giống một vòng đai chứa những sao và môi trường tự nhiên khí xung quanh một lõi trần trụi. Thiên hà hình vòng có năng lực hình thành khi có một thiên hà nhỏ hơn hoạt động vượt qua TT của một thiên hà xoắn ốc. [ 74 ] Những sự kiện này hoàn toàn có thể đã xảy đến với thiên hà Tiên Nữ, bởi khi quan sát nó dưới bước sóng hồng ngoại những nhà thiên văn nhận ra nó có cấu trúc như nhiều vòng đồng tâm xếp lồng vào nhau. [ 75 ]

Thiên hà hình hạt đậu là thiên hà có dạng cấu trúc trung gian giữa thiên hà elip và thiên hà xoắn ốc. Nó được Hubble xếp vào kiểu S0, với cấu trúc khó phân biệt một cách rõ ràng các nhánh xoắn ốc và với một quầng hình elip chứa các ngôi sao.[76] (Thiên hà hình hạt đậu trần có kiểu phân loại Hubble là SB0.)

Ngoài những phân loại theo hình thái nêu ra ở trên, có 1 số ít kiểu thiên hà không hề phân loại trực tiếp thành thiên hà elip hoặc thiên hà xoắn ốc. Chúng được xếp vào nhóm thiên hà dị thường. Thiên hà kiểu Irr-I có một số ít đặc thù cấu trúc nhưng không khớp trọn vẹn với một trong số kiểu phân loại của sơ đồ Hubble. Thiên hà kiểu Irr-II trọn vẹn không có một đặc thù nào giống trong cách phân loại Hubble và hoàn toàn có thể chúng từng bị xé toạc ra bởi những va chạm thiên hà. [ 77 ] Ví dụ về những thiên hà ( lùn ) dị thường nằm ở gần gồm có Đám mây Magelland .

Thiên hà lùn[sửa|sửa mã nguồn]

Mặc dù nhiều thiên hà điển hình nổi bật lên với cấu trúc xoắn ốc hoặc dạng elip, hầu hết những thiên hà trong Vũ trụ có kích cỡ nhỏ bé. Những thiên hà lùn này tương đối nhỏ khi so sánh với một số ít thiên hà khác, ví dụ điển hình như chúng có size bằng một Xác Suất đường kính của Ngân Hà và chứa chỉ vài tỷ ngôi sao 5 cánh. Gần đây những nhà thiên văn học mày mò ra thiên hà lùn siêu compact có đường kính chỉ khoảng chừng 100 parsec. [ 78 ]Nhiều thiên hà lùn hoàn toàn có thể coi là hoạt động trên quỹ đạo quanh một thiên hà lớn hơn, ví dụ như Ngân Hà có tối thiểu một tá những thiên hà vệ tinh kiểu này và ước đạt còn khoảng chừng 300 – 500 thiên hà vệ tinh chưa được phát hiện. [ 79 ] Việc phân loại thiên hà lùn cũng theo cách phân loại ở trên, với những thiên hà lùn elip, thiên hà lùn xoắn ốc và thiên hà lùn dị thường. Do 1 số ít thiên hà lùn elip nhìn khá giống với những thiên hà elip nên chúng còn được gọi dưới cái tên thiên hà lùn phỏng cầu .Một điều tra và nghiên cứu gồm có 27 thiên hà lân cận với Ngân Hà cho hiệu quả ở mọi thiên hà lùn có tập trung chuyên sâu khối lượng xê dịch 10 triệu lần khối lượng Mặt Trời, mặc dầu thiên hà có chứa hàng nghìn hay hàng triệu ngôi sao 5 cánh. Điều này dẫn đến năng lực là ở phần nhiều những thiên hà có sống sót dạng vật chất tối chứa và bao xung quanh chúng. [ 80 ]

Đặc điểm hoạt động giải trí và tính động lực[sửa|sửa mã nguồn]

Tương tác thiên hà[sửa|sửa mã nguồn]

Các thiên hà lân cận thường có sự tương tác mê hoặc với nhau, và đặc tính này đóng một vai trò quan trọng trong sự hình thành và tiến hóa thiên hà. Hai thiên hà chưa trọn vẹn va chạm vào nhau cũng gây ra sự trộn lẫn trong cấu trúc của chúng do lực thủy triều mê hoặc, dẫn đến sự trao đổi khí và bụi. [ 81 ] [ 82 ] Thiên hà Antennae gồm hai thiên hà đang trải qua sự va chạm và cuối cùng dẫn đến sự sáp nhập giữa chúng.Va chạm xảy ra khi hai thiên hà hoạt động qua trực tiếp nhau và chúng có động lượng tương đối lớn để sự kiện sáp nhập không xảy ra. Các ngôi sao 5 cánh trong những thiên hà tương tác này nói chung sẽ không va chạm vào nhau do khoảng cách giữa những ngôi sao 5 cánh là khá lớn. Tuy nhiên, đám mây khí và bụi của những thiên hà sẽ tương tác và hòa trộn vào nhau. Hiệu ứng này giúp thôi thúc sự hình thành những ngôi sao 5 cánh trẻ do môi trường tự nhiên liên sao trở lên hỗn độn và bị nén lại. Sự kiện va chạm hoàn toàn có thể làm méo mó nghiêm trọng hình dáng của một hay cả hai thiên hà, hình thành lên cấu trúc thanh, vòng đai hoặc dạng đuôi ở những thiên hà. [ 81 ] [ 82 ]Nếu hai thiên hà va chạm không có động lượng đủ lớn để thắng lực mê hoặc giữa chúng, sau một thời hạn chúng sẽ sáp nhập với nhau để hình thành nên một thiên hà lớn hơn. Sự kiện sáp nhập làm đổi khác lớn hình thái của thiên hà so với hình dáng khởi đầu của chúng. Trong trường hợp có một thiên có khối lượng lớn hơn và size lớn hơn, sẽ dẫn tới hiệu ứng ” thiên hà ăn thịt ” : thiên hà lớn sẽ chỉ bị đổi khác rất ít về hình thái, trong khi thiên hà nhỏ hơn bị hòa trộn trọn vẹn vào thiên hà lớn. Ngân Hà hiện tại cũng đang trong quy trình hút và hòa trộn những thiên hà nhỏ gồm có thiên hà lùn elip Nhân Mã và thiên hà lùn Đại Khuyển. [ 81 ] [ 82 ]

Thiên hà bùng nổ sao[sửa|sửa mã nguồn]

[83] so với các thiên hà “thông thường”.M82, một trong những thiên hà bùng nổ sao mạnh mẽ với tốc độ sản sinh các ngôi sao gấp 10 lầnso với các thiên hà “thông thường”.Các sao hình thành trong thiên hà từ một đám mây khí lạnh tạo nên đám mây phân tử khổng lồ. Ở 1 số ít thiên hà có vận tốc hình thành sao khá lớn, và những nhà thiên văn học gọi chúng là thiên hà bùng nổ sao. Với vận tốc sản sinh sao như vậy, chúng sẽ tiêu thụ hết lượng khí trong môi trường tự nhiên liên sao trong khoảng chừng thời hạn nhỏ hơn độ tuổi của thiên hà. Do vậy hoạt động giải trí bùng nổ sản sinh sao chỉ diễn ra trong khoảng chừng 10 triệu năm, quãng thời hạn tương đối ngắn trong lịch sử vẻ vang tăng trưởng của một thiên hà. Thiên hà bùng nổ sao đã từng rất thông dụng trong thời hạn sớm của Vũ trụ, [ 84 ] và hiện tại, một số ít thiên hà vẫn góp phần vào khoảng chừng 15 % tổng lượng sản sinh sao. [ 85 ]Thiên hà bùng nổ sao có đặc trưng ở sự tập trung chuyên sâu bụi và khí cũng như sự xuất hiện của những ngôi sao 5 cánh mới hình thành, gồm có những ngôi sao 5 cánh lớn làm ion hóa những đám mây xung quanh nó tạo ra những vùng H II. [ 86 ] Những ngôi sao 5 cánh lớn này có thời hạn sống sót ngắn và ở cuối quy trình tiến độ tiến hóa nó kết thúc bằng vụ nổ siêu tân tinh, tạo ra vùng tàn dư siêu tân tinh tương tác với vùng khí bao xung quanh nó. Những vụ nổ như thế này tạo ra loại sản phẩm những nguyên tố nặng hòa trộn vào khoảng trống liên sao và trở thành những viên gạch cơ bản cho những hệ hành tinh sau này. Đến khi nguồn khí bị sử dụng hoặc tiêu tán hết lúc này hoạt động sản sinh sao với vận tốc lớn cũng kết thúc. [ 84 ]Hoạt động bùng nổ sao thường đi kèm với quy trình thiên hà tương tác và sáp nhập. Ví dụ nổi bật cho mối quan hệ thiên hà tương tác và bùng nổ sao là ở thiên hà M82 khi nó đang sẵn sàng chuẩn bị cho sự va chạm với thiên hà lớn hơn là M81. Ở những thiên hà dị thường những vùng hoạt động sản sinh sao tập trung chuyên sâu tại những nút nhỏ trong chúng. [ 87 ]

Nhân hoạt động giải trí[sửa|sửa mã nguồn]

Trong số những thiên hà mà tất cả chúng ta quan sát được có một nhóm thiên hà hoạt động giải trí, nghĩa là một phần đáng kể tổng năng lượng sinh ra từ thiên hà phát từ một nguồn duy nhất thay vì từ những sao, bụi và môi trường tự nhiên liên sao .Khuôn mẫu cho quy mô nhân thiên hà hoạt động giải trí dựa trên một đĩa bồi tụ tạo thành xung quanh những hố đen siêu nặng ở vùng lõi. Bức xạ từ một nhân thiên hà hoạt động giải trí sinh ra từ nguồn năng lượng mê hoặc của vật chất ở đĩa khi rơi vào hố đen này. [ 88 ] Trong khoảng chừng 10 % những thiên thể như vậy sống sót cặp chùm tia / hạt nguồn năng lượng cao phun ra theo hướng ngược nhau từ TT thiên hà với tốc độ gần bằng vận tốc ánh sáng. Người ta vẫn chưa hiểu rõ chính sách sinh ra những tia này. [ 89 ] Một dòng hạt nguồn năng lượng cao phát ra từ lõi thiên hà vô tuyến êlip M87Các thiên hà hoạt động giải trí phát ra bức xạ nguồn năng lượng cao dưới dạng tia X được gọi là Thiên hà Seyfert hoặc quasar, phụ thuộc vào vào độ sáng của nó. Các blazar là những thiên hà hoạt động giải trí với chùm tia tương đối tính hướng về phía Trái Đất. Thiên hà vô tuyến phát ra những bức xạ vô tuyến từ chùm tia tương đối tính này. Các loại thiên hà hoạt động giải trí này được thống nhất trong một quy mô với cách lý giải sự khác nhau giữa chúng là do góc quan sát từ Trái Đất. [ 89 ]Một hiện tượng kỳ lạ khác hoàn toàn có thể tương quan tới nhân thiên hà hoạt động giải trí ( cũng như bùng nổ sao ) là những vùng vạch phát xạ hạt nhân ion hóa thấp ( LINER ). Bức xạ từ những thiên hà loại LINER đa phần chứa những nguyên tố bị ion hóa yếu. [ 90 ] Xấp xỉ một phần ba những thiên hà gần với tất cả chúng ta có chứa nhân LINER. [ 88 ] [ 90 ] [ 91 ]

Sự hình thành và tiến hóa[sửa|sửa mã nguồn]

Mục tiêu của điều tra và nghiên cứu sự hình thành và tiến hóa của thiên hà nhằm mục đích vấn đáp những câu hỏi về thiên hà đã hình thành như thế nào và con đường tiến hóa của nó trong lịch sử vẻ vang của Vũ trụ. Một số kim chỉ nan trong nghành nghề dịch vụ này đã được đồng ý chấp thuận thoáng đãng, nhưng nó vẫn là nghành nghiên cứu và điều tra sôi động trong ngành vật lý thiên văn .

Sự hình thành[sửa|sửa mã nguồn]

Ảnh của ESO/L. CalçadaMinh họa thiên hà trẻ đang tích tụ vật chất .Mô hình thiên hà học về thời kỳ đầu của Vũ trụ dựa trên cơ sở của triết lý Vụ Nổ Lớn. Khoảng 300.000 năm sau sự kiện này, những nguyên tử hiđrô và heli khởi đầu hình thành trong một quá trình gọi là ” kỷ nguyên tái phối hợp “. Lúc này, gần như mọi hiđrô đều ở trạng thái trung hòa và luôn sẵn sàng chuẩn bị hấp thụ ánh sáng, cũng như chưa có ngôi sao 5 cánh nào hình thành. Kết quả này dẫn đến một quy trình tiến độ gọi là ” Kỷ nguyên tối “. Bắt đầu từ sự thăng giáng tỷ lệ ( hoặc sự phi đẳng hướng không bình thường ) trong trạng thái vật chất nguyên thủy của Kỷ nguyên tối mà những cấu trúc lớn của ngoài hành tinh mở màn Open. Các vật chất baryon khởi đầu tích tụ trong quầng vật chất tối lạnh. [ 92 ] [ 93 ] Những cấu trúc nguyên thủy này sau cuối hình thành lên những thiên hà như quan sát thấy thời nay .Chứng cứ về sự Open của thiên hà sớm được tìm thấy vào năm 2006, khi những nhà thiên văn phát hiện ra thiên hà IOK-1 có độ di dời đỏ cao không bình thường bằng 6,96 tương ứng với khoảng chừng thời hạn 750 triệu năm sau Vụ Nổ Lớn, khiến nó trở thành một trong những thiên hà xa nhất từng được quan sát. [ 94 ] Trong khi một số ít nhà khoa học đề cập rằng những thiên thể khác ( như thiên hà Abell 1835 IR1916 ) có di dời đỏ cao hơn ( và do vậy Open vào quá trình sớm hơn ), tuổi của IOK-1 và những thành phần trong nó đã được điều tra và nghiên cứu kỹ lưỡng. Tuy nhiên vào tháng 12 năm 2012, những nhà thiên văn thông tin rằng thiên hà UDFj-39546284 là một trong những thiên hà xa nhất với giá trị di dời đỏ đo được bằng 11,9. Thiên hà này sống sót vào lúc ” 380 triệu năm ” [ 95 ] sau Vụ Nổ Lớn ( xảy ra khoảng chừng 13,8 tỷ năm về trước ), [ 96 ] hay ánh sáng từ nó phải mất 13,42 tỷ năm mới đến được Trái Đất ( còn khoảng cách phải lớn hơn vì ngoài hành tinh liên tục co và giãn ). Sự sống sót sớm của những tiền thiên hà này cho thấy rằng chúng đã lớn lên từ trong ” Kỷ nguyên tối “. [ 92 ]Chi tiết của quy trình bằng cách nào mà những thiên hà đã hình thành trong ngoài hành tinh là một thắc mắc mở có tầm quan trọng lớn trong ngành thiên văn học. Các kim chỉ nan hoàn toàn có thể chia ra thành hai nhóm : từ trên – xuống và từ dưới – lên. Trong triết lý từ trên – xuống ( như quy mô Eggen – Lynden-Bell – Sandage [ ELS ] ), những tiền thiên hà hình thành đồng thời từ sự suy sụp của cấu trúc lớn diễn ra trong khoảng chừng 100 triệu năm. [ 97 ] Trong kim chỉ nan từ dưới – lên ( như quy mô Searle-Zinn [ SZ ] ), những cấu trúc nhỏ như cụm sao cầu hình thành thứ nhất, và rồi một số ít thiên thể lôi cuốn chúng lại để tạo nên một thiên hà lớn hơn. [ 98 ]Một khi những tiền thiên hà mở màn hình thành và co lại, những ngôi sao 5 cánh tiên phong ( gọi là sao dân số loại III ) Open cùng với chúng. Những ngôi sao 5 cánh này chứa trọn vẹn hiđrô và heli và hoàn toàn có thể có khối lượng rất lớn. Nếu không, những ngôi sao 5 cánh khổng lồ sẽ sớm tiêu thụ hết nguồn vật chất cung ứng cho chúng và nhanh gọn bùng nổ trong vụ nổ siêu tân tinh, giải phóng ra những nguyên tố nặng vào thiên nhiên và môi trường liên sao. [ 99 ] Thế hệ sao tiên phong này chiếu bức xạ mạnh và làm ion hóa thiên nhiên và môi trường khí hiđrô trung hòa xung quanh, tạo ra những khủng hoảng bong bóng khoảng trống co và giãn và trải qua đó ánh sáng hoàn toàn có thể truyền xa ra ngoài. [ 100 ] Trong vòng một tỷ năm hình thành thiên hà, những cấu trúc quan trọng của nó mở màn Open. Cụm sao cầu, lỗ đen khối lượng siêu lớn ở TT, vùng phình thiên hà chứa những sao loại II nghèo sắt kẽm kim loại. Sự tạo thành lỗ đen siêu lớn có vẻ như đóng vai trò quan trọng trong hoạt động giải trí điều hòa sự tăng trưởng của thiên hà bằng cách số lượng giới hạn tổng lượng vật chất tích tụ vào thiên hà. [ 101 ] Trong kỷ nguyên sớm này, những thiên hà trải qua hoạt động giải trí bùng nổ sao can đảm và mạnh mẽ nhất trong lịch sử vẻ vang tiến hóa của nó. [ 102 ]Trong hai tỷ năm tiếp theo, lượng vật chất tích tụ dần phân bổ không thay đổi theo đĩa phẳng của thiên hà. [ 103 ] Thiên hà sẽ liên tục hấp thụ lượng vật chất rơi vào nó từ những đám mây khí có tốc độ cao và từ những thiên hà lùn trong suốt thời hạn sống sót của nó. [ 104 ] Lượng vật chất này đa phần là hiđrô và heli. Chu trình sao sinh ra và chết đi làm tăng chậm dần sự xuất hiện của những nguyên tố nặng hơn, sau cuối những nguyên tố mới này tham gia vào quy trình hình thành lên những hệ hành tinh. [ 105 ] Trường Cực Sâu Hubble (XDF)XDF so với kích thước của Phạm vi quan sát củaso với kích cỡ của Mặt Trăng — chứa vài nghìn thiên hà, mỗi thiên hà chứa hàng tỷ ngôi sao 5 cánh trong một vùng rất nhỏ này .XDF (2012);– mỗi đốm sáng tương ứng với một thiên hà – với một số có tuổi xấp xỉ 13,2 tỷ năm[106] – Ảnh ( 2012 ) ; – mỗi đốm sáng tương ứng với một thiên hà – với 1 số ít có tuổi xê dịch 13,2 tỷ năm thiên hà quan sát được có khoảng chừng 200 tỷ thiên hà .XDF cho thấy đầy đủ mọi hình thái thiên hà trong bức ảnh này – đa số các thiên hà cách xa từ 5 tới 9 tỷ năm – Các tiền thiên hà chứa những ngôi sao trẻ có tuổi hơn 9 tỷ năm.cho thấy khá đầy đủ mọi hình thái thiên hà trong bức ảnh này – đa phần những thiên hà cách xa từ 5 tới 9 tỷ năm – Các tiền thiên hà chứa những ngôi sao 5 cánh trẻ có tuổi hơn 9 tỷ năm .Sự tiến hóa thiên hà có tác động ảnh hưởng quan trọng bởi quy trình tương tác và va chạm giữa những thiên hà. Hoạt động sáp nhập thiên hà là khá liên tục trong suốt tiến trình sớm của ngoài hành tinh và đa số những thiên hà có hình thái dị thường. [ 107 ] Do khoảng cách giữa những ngôi sao 5 cánh là lớn cho lên những hệ sao trong những thiên hà va chạm sẽ không bị tác động ảnh hưởng nhiều. Tuy nhiên, sức hút mê hoặc tước đi khí và bụi liên sao trong những cánh tay xoắn ốc tạo nên một chuỗi dài những ngôi sao 5 cánh gọi là đuôi thủy triều. Thiên hà NGC 4676 là một trong số những ví dụ như vậy, [ 108 ] hoặc như ở thiên hà Antennae. [ 109 ]Cũng không tránh khỏi sự tương tác, Ngân Hà và thiên hà gần Tiên Nữ đang chuyển dời về phía nhau với tốc độ 130 km / s, và nhờ vào vào hướng hoạt động, hai thiên hà này sẽ va chạm với nhau trong khoảng chừng 5 tới 6 tỷ năm nữa. Mặc dù Ngân Hà chưa từng va chạm với một thiên hà lớn nào như thiên hà Tiên Nữ, đã có nhiều chứng cứ về những va chạm của Ngân Hà với những thiên hà lùn nhỏ hơn. [ 110 ]Sự tương tác giữa hai thiên hà lớn như thế là một sự kiện hiếm. Theo dòng thời hạn, quy trình sáp nhập của hai thiên hà có cùng size trở lên ít phổ cập hơn. Hầu hết những thiên hà sáng cơ bản vẫn không đổi khác trong hàng tỷ năm qua, và vận tốc cho sự hình thành sao mới có lẽ rằng cũng đã lên tới đỉnh điểm vào 10 tỷ năm về trước. [ 111 ]

Các khuynh hướng trong tương lai[sửa|sửa mã nguồn]

Hiện tại, hầu hết sự hình thành sao xảy ra ở những thiên hà cỡ nhỏ nơi khí lạnh chưa tiêu tan hết. [ 107 ] Các thiên hà xoắn ốc, như Ngân Hà, chỉ tạo ra những thế hệ sao mới chừng nào chúng còn những đám mây phân tử đặc chứa hiđrô liên sao trong những cánh tay xoắn của chúng. [ 112 ] Các thiên hà êlip vốn sẵn phần đông không có loại khí này, cho nên vì thế không còn ngôi sao 5 cánh mới nào tạo thêm. [ 113 ] Nguồn cung ứng vật tư hình thành sao là hạn chế ; một khi những ngôi sao 5 cánh đã chuyển hóa nguồn cung hiđrô sẵn có thành những nguyên tố nặng hơn, việc hình thành sao mới sẽ kết thúc. [ 114 ]Kỷ nguyên hình thành sao hiện tại được cho là sẽ liên tục trong khoảng chừng 100 tỉ năm nữa, và sau đó ” kỷ nguyên sao ” sẽ dần tàn lụi sau khoảng chừng 10 nghìn tỉ tới 100 nghìn tỉ năm ( 1013 – 1014 năm ), khi những ngôi sao 5 cánh nhỏ nhất, sống lâu nhất trong thiên cầu của tất cả chúng ta, những sao lùn đỏ cực nhỏ, khởi đầu biến mất. Vào cuối kỷ nguyên sao, những thiên hà sẽ chỉ còn gồm có những thiên thể đặc : sao lùn nâu, sao lùn trắng đang nguội dần hoặc những sao lùn đen ), sao neutron lạnh, và những hố đen. Cuối cùng, do sự phục sinh mê hoặc, toàn bộ những ngôi sao 5 cánh sẽ hoặc rơi vào những lỗ đen khối lượng siêu lớn ở TT hoặc văng ra khoảng trống liên thiên hà do hiệu quả của những vụ va chạm. [ 114 ] [ 115 ]

Cấu trúc quy mô lớn[sửa|sửa mã nguồn]

Các cuộc thăm dò ngoài hành tinh sâu thẳm đã cho thấy những thiên hà thường phân bổ ở những khoảng cách tương đối gần những thiên hà khác. Tương đối hiếm có những thiên hà đơn độc ít tương tác đáng kể với một thiên hà có khối lượng tương tự trong thời hạn 5 tỷ năm đến nay. Chỉ khoảng chừng 5 % những thiên hà từng quan sát được nằm trọn vẹn cô lập ; và ngay cả thế, những thiên hà này đã hoàn toàn có thể tương tác và tích hợp với những thiên hà khác trong quá khứ, và hiện vẫn hoàn toàn có thể có những thiên hà vệ tinh nhỏ hơn quay xung quanh chúng. Các thiên hà cô lập [ note 2 ] hoàn toàn có thể sản xuất những sao ở vận tốc cao hơn thông thường, vì khí của chúng không bị những thiên hà lân cận tước mất. [ 116 ] Ở quy mô lớn nhất, Vũ trụ liên tục co và giãn, dẫn đến khoảng cách giữa những thiên hà liên tục ngày càng tăng ( xem Định luật Hubble ). Sự kết nối giữa những thiên hà hoàn toàn có thể vượt qua sự co và giãn này ở quy mô cục bộ trải qua sức hút mê hoặc lẫn nhau giữa chúng tạo ra nhóm những thiên hà. Nhóm thiên hà hình thành từ sớm trong Vũ trụ, khi những đám vật chất tối kéo những thiên hà tương ứng của chúng lại gần nhau. Các nhóm lân cận về sau hợp lại thành những đám quy mô lớn hơn. Quá trình hợp nhất hiện vẫn diễn ra này ( cũng như dòng những khí chảy vào trong tâm mê hoặc ) làm nóng những khí liên thiên hà trong một đám thiên hà tới những nhiệt độ rất cao, đạt tới 30 – 100 triệu K. [ 117 ] Khoảng 70 – 80 % khối lượng trong một đám thuộc về vật chất tối, với khoảng chừng 10 – 30 % chứa khí nhiệt độ cao này và vài Xác Suất còn lại dưới dạng vật chất quan sát được trong thiên hà. [ 118 ]Hầu hết những thiên hà trong ngoài hành tinh link mê hoặc với những thiên hà khác. Chúng hình thành lên một thứ bậc cấu trúc đám kiểu fractal, với sự kết nối nhỏ nhất gọi là những nhóm. Nhóm những thiên hà là loại loại phổ cập nhất trong đám thiên hà, và những cấu trúc này tiềm ẩn hầu hết những thiên hà ( cũng như hầu hết khối lượng baryon ) trong Vũ trụ. [ 119 ] [ 120 ] Để duy trì sự kết nối mê hoặc cho một nhóm như vậy, mỗi thiên hà thành viên phải có tốc độ đủ thấp để ngăn chúng thoát khỏi nhóm ( xem Định lý Virial ). Nhưng nếu không có đủ động năng, nhóm đó hoàn toàn có thể tiến hóa thành một số lượng nhỏ hơn những thiên hà trải qua tiến trình hợp nhất thiên hà. [ 121 ]Các cấu trúc lớn hơn hoàn toàn có thể chứa hàng nghin thiên hà gói gọn trọng một khu vực lớn cỡ một vài triệu parsec được gọi là những đám. Các đám thiên hà thường có một thiên hà êlip khổng lồ đóng vai trò thống trị, gọi là thiên hà sáng nhất đám, thiên hà này sẽ từ từ bằng lực thủy triều diệt trừ những thiên hà vệ tinh và khối lượng của nó từ từ tăng lên. [ 122 ]Ở quy mô lớn hơn nữa, những siêu đám thiên hà chứa hàng chục ngàn thiên hà, tụ lại trong những đám, nhóm hoặc nhiều lúc riêng không liên quan gì đến nhau. Ở Lever quy mô siêu đám, những thiên hà xếp vào những phiến và sợi bao quanh những khoảng chừng chân không khổng lồ. [ 123 ] Cao hơn Lever này, Vũ trụ có vẻ như trọn vẹn giống nhau ở mọi hướng ( đẳng hướng và giống hệt ). [ 124 ]Ngân Hà là một thành viên trong tập hợp gọi là Nhóm Địa phương, một nhóm thiên hà tương đối nhỏ có đường kính chỉ gần 1 megaparsec. Ngân Hà và thiên hà Andromeda là hai thiên hà sáng nhất trong nhóm ; nhiều thành viên khác là những thiên hà lùn vây quanh hai thiên hà này. [ 125 ] Bản thân Nhóm Địa phương là một phần trong cấu trúc tựa như đám mây thuộc Siêu đám Virgo, một cấu trúc lớn lan rộng ra gồm những nhóm và đám thiên hà có TT nằm ở Đám Virgo. [ 126 ] Và chính Siêu đám Virgo lại chỉ là một phần của Phức hợp Siêu đám Pisces-Cetus, một sợi thiên hà khổng lồ .

Quan sát đa tần[sửa|sửa mã nguồn]

Ảnh UV của Andromeda chỉ ra những vùng xanh chứa những ngôi sao 5 cánh trẻ khối lượng lớn .Sau khi người ta phát hiện được sự sống sót của những thiên hà bên ngoài Ngân Hà, những quan sát bắt đầu hầu hết trong miền ánh sáng khả kiến. Bức xạ đỉnh của hầu hết những ngôi sao 5 cánh nằm ở vùng phổ này, do đó quan sát những ngôi sao 5 cánh tạo nên những thiên hà đến giờ vẫn là một nguồn quan trọng của thiên văn quang học. Nó cũng là một vùng phổ thích hợp cho việc quan sát Vùng H II, cũng như cho việc kiểm tra sự phân bổ những cánh tay bụi khí .Bụi hiện hữu trong thiên nhiên và môi trường liên sao làm cản ánh sáng khả kiến. Bức xạ hồng ngoại xa trở lên trong suốt hơn với nó, nên vùng bức xạ này hoàn toàn có thể dùng để quan sát khu vực bên trong của những đám mây phân tử khổng lồ và những nhân thiên hà với độ cụ thể cao. [ 127 ] Thiên văn quan sát cũng sử dụng bước sóng hồng ngoại để thu nhận tài liệu thiên hà có di dời đỏ lớn, vốn hình thành từ sớm trong lịch sử dân tộc Vũ trụ. Hơi nước và cacbon dioxide hấp thụ khá nhiều phổ hồng ngoại, do vậy những kính viễn vọng đặt ở đỉnh núi cao hoặc đặt ngoài khoảng trống được dùng cho thiên văn hồng ngoại .Nghiên cứu không dùng ánh sáng khả kiến tiên phong về những thiên hà, đặc biệt quan trọng là những thiên hà hoạt động giải trí, vận dụng những tần số vô tuyến. Khí quyển gần như trong suốt với sóng vô tuyến trong khoảng chừng từ 5 MHz tới 30 GHz. ( tầng điện li ngăn ngừa những tín hiệu dưới khoảng chừng này. ) [ 128 ] Các giao thoa kế vô tuyến cỡ lớn được sử dụng để dựng map những vật chất hoạt động giải trí phát ra từ những nhân thiên hà hoạt động giải trí. Kính viễn vọng vô tuyến cũng dùng để quan sát bức xạ có bước sóng 21 cm của hiđrô trung hòa, hoàn toàn có thể gồm có những vật chất trung hòa trong Vũ trụ sơ khai mà về sau bị suy sụp để tạo thành những thiên hà. [ 129 ]Những kính viễn vọng trong phổ UV và tia X cho phép quan sát những hiện tượng kỳ lạ trong thiên hà diễn ra với nguồn năng lượng cao. Một chớp cực tím sẽ Open khi một ngôi sao 5 cánh ở một thiên hà xa bị xé thành từng mảnh bởi lực thủy triều của hố đen. [ 130 ] Bản đồ phân bổ khí nóng trong những đám thiên hà hoàn toàn có thể lập từ việc quan sát những tia X. Thiên văn tia X đã xác nhận sự sống sót của những lỗ đen khối lượng siêu lớn ở vùng TT những thiên hà. [ 131 ]

  1. ^ Các thiên hà bên trái của biểu đồ phân loại Hubble nhiều lúc được phân loại thành ” loại khởi đầu “, trong khi những thiên hà bên phải gọi là ” loại sau ” .
  2. ^

    Thuật ngữ “thiên hà trường” đôi khi được sử dụng để chỉ một thiên hà cô lập, mặc dù cũng thuật ngữ này lại được dùng để chỉ các thiên hà không thuộc về một đám những có thể thuộc về một nhóm thiên hà.

Sách tìm hiểu thêm[sửa|sửa mã nguồn]

Liên kết ngoài[sửa|sửa mã nguồn]

ĐÁNH GIÁ post
Bài viết liên quan

Tư vấn miễn phí (24/7) 094 179 2255