Thiên hà
là một tập hợp từ khoảng 10 triệu (107) đến nghìn tỷ (1012) các ngôi sao khác nhau xen lẫn bụi, khí và có thể cả các vật chất tối xoay chung quay một khối tâm. Đường kính trung bình của thiên hà là từ 1.500 đến 300.000 năm ánh sáng. Ở dạng đĩa dẹt, thiên ...
là một tập hợp từ khoảng 10 triệu (107) đến nghìn tỷ (1012) các ngôi sao khác nhau xen lẫn bụi, khí và có thể cả các vật chất tối xoay chung quay một khối tâm. Đường kính trung bình của thiên hà là từ 1.500 đến 300.000 năm ánh sáng. Ở dạng đĩa dẹt, thiên hà có các hình dạng khác nhau như thiên hà xoắn ốc hay thiên hà bầu dục. Khu vực gần tâm của thiên hà có kích thước ước chừng 1.000 năm ánh sáng, và có mật độ sao cao nhất cũng như kích thước các sao lớn nhất.
Dù vật chất tối lý thuyết dường như chiếm khoảng 90% khối lượng đa số thiên hà, tình trạng của những thành phần không nhìn thấy được này vẫn chưa được hiểu biết đầy đủ. Có một số bằng chứng cho thấy rằng những hố đen khối lượng siêu lớn có thể tồn tại tại trung tâm của đa số, nếu không phải là toàn bộ, các thiên hà.
Không gian liên thiên hà, khoảng không nằm giữa các thiên hà, được lấp đầy plasma loãng với mật độ trung bình chưa tới một nguyên tử trên mỗi mét khối. Có lẽ có hơn một trăm tỷ (1011) thiên hà trong khoảng không gian vũ trụ có thể quan sát được của chúng ta.
Trái Đất nằm trong một hệ mặt trời thuộc một thiên hà có tên là Ngân Hà; Hệ Mặt Trời của chúng ta nằm ở phía ngoài rìa của đĩa thiên hà Ngân Hà, trên nhánh Tráng Sĩ. Vào các buổi tối mùa hè, từ Trái Đất nhìn vào tâm sẽ thấy một dải các sao thường được gọi là dải Ngân Hà. Tuổi của Ngân Hà được ước lượng vào khoảng 13 tỷ năm, ngoài ra tuổi đời còn được tính bằng số vòng quay của nó.
gần Ngân Hà nhất có tên là thiên hà Andromeda. Các thiên hà ở gần nhau có xu hướng tiến lại gần và sát nhập vào nhau, tạo thành một thiên hà lớn hơn.
Các thiên hà cũng giống như các hành tinh và các hệ hành tinh, chúng cũng tập hợp thành những nhóm gọi là Quần tụ thiên hà. Các Quần tụ thiên hà lại họp lại trở thành Siêu thiên hà...
NGC 4414, một thiên hà xoắn ốc đặc trưng trong chòm sao Coma Berenices, với đường kính khoảng 56.000 năm ánh sáng và khoảng cách xấp xỉ 60 triệu năm ánh sáng.
Từ thiên hà có gốc Hán-Việt là 天河, chỉ đến sông Hà Hán (河漢), một con sông trên trời, với chiều dài rất lớn[1].
Trong tiếng Anh, từ galaxy xuất phát từ thuật ngữ tiếng Hy Lạp để chỉ thiên hà của chúng ta, galaxias (γαλαξίας) hay kyklos galaktikos có nghĩa "vòng sữa" theo hình dáng biểu thị của nó trên bầu trời. 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.
Khi các nhà thiên văn học phát hiện rằng một số vật thể trước kia từng được xếp hạng là các tinh vân xoắn ốc trên thực tế là những đám sao khổng lồ, sự kiện này đã được gọi là "lý thuyết đảo vũ trụ"; nhưng rõ ràng đó là sự định danh lầm lẫn, bởi vì vũ trụ có nghĩa là mọi thứ hiện hữu. Vì thế, thuật ngữ này đã bị bỏ đi, được thay thế bởi thuật ngữ thiên hà bao hàm tổng quát mọi vật thể như vậy.
Lịch sử khảo sát thiên hà của chúng ta và những thiên hà khác trong vũ trụ phần lớn có được từ cuốn Thiên văn thiên hà của James Binney và Michael Merrifield.[2] Nhiều khám phá về dải Ngân hà và các tinh vân trong bầu trời đêm đã giúp chúng ta nhận thức được rằng mình sống trong một thiên hà và trong thực tế còn tồn tại nhiều thiên hà khác.
Ngân Hà
Năm 1610, Galileo Galilei đã sử dụng một kính viễn vọng nghiên cứu dải sáng trên bầu trời đêm được gọi là Ngân hà và phát hiện ra rằng nó được hình thành từ số lượng vĩ đại những ngôi sao mờ. Trong một bản luận văn năm 1755, Immanuel Kant, dựa trên công việc trước đó của Thomas Wright, để suy đoán (một cách chính xác) rằng có thể là hình thể đang quay của một số lượng sao rất lớn, gắn kết với nhau bằng các lực hấp dẫn tương tự như hệ mặt trời nhưng ở quy mô lớn hơn nhiều. Vì thế đĩa do các ngôi sao hình thành nên sẽ được quan sát thấy như một dải băng trên bầu trời khi chúng ta đứng quan sát từ bên trong nó. Kant cũng phỏng đoán rằng một số tinh vân quan sát được trên bầu trời đêm có thể là những thiên hà riêng biệt.
Phân biệt với các tinh vân khác
Phác hoạ Whirlpool của Lord Rosse năm 1845
Tới cuối thế kỷ 18, Charles Messier đã biên tập một danh mục gồm 109 tinh vân sáng nhất, sau này có thêm một bản danh sách khác lớn hơn với năm nghìn tinh vân do William Herschel biên tập. Năm 1845, Lord Rosse xây dựng một kính viễn vọng mới và đã quan sát được sự phân biệt giữa các tinh vân xoắn ốc và tinh vân elíp. Ông cũng đã khám phá được một số điểm đặc trưng của các tinh vân đó, đây là điểm khởi đầu cho suy đoán sau này của Kant. Tuy nhiên, tinh vân không được tất cả mọi người chấp nhận là các thiên hà riêng rẽ ở xa xôi cho đến khi vấn đề này được Edwin Hubble giải quyết vào đầu thập niên 1920, nhờ có một kính viễn vọng mới. Ông đã xác định được những phần bên ngoài của một số tinh vân xoắn ốc là những tập hợp các ngôi sao riêng lẻ và phân biệt được một số biến số Cepheid variable (Cepheid variable), vì thế cho phép ông ước tính khoảng cách tới tinh vân: chúng quá xa để có thể được coi là một phần của Ngân hà. Năm 1936, Hubble đã đưa ra một hệ thống xếp hạng các thiên hà vẫn còn được sử dụng tới ngày nay là Dãy Hubble.
Nỗ lực đầu tiên nhằm miêu tả hình dáng của Ngân hà và vị trí của Hệ mặt trời bên trong nó được William Herschel tiến hành năm 1785 khi ông cẩn thận đếm số lượng các ngôi sao trên các vùng trời khác nhau. Sử dụng cách tiếp cận khoa học hơn, năm 1920 Kapteyn đã có được một bức tranh về một thiên hà ellipsoid (đường kính ~15 kiloparsecs) với Hệ mặt trời nằm gần trung tâm. Một phương pháp nghiên cứu khác do Harlow Shapley tiến hành dựa trên việc liệt kê danh sách các đám hình cầu mang lại một hình ảnh khác hẳn: Ngân hà là một đĩa dẹt với đường kính ~70 kiloparsecs và Hệ mặt trời nằm cách xa trung tâm. Cả hai cách thức trên đều không thể giải thích được sự thu hút ánh sáng của bụi liên sao hiện diện trong mặt phẳng thiên hà; Robert Julius Trumpler từng xác định số lượng hiệu ứng này năm 1930 khi nghiên cứu những cụm mở (open cluster), bức tranh hiện nay về thiên hà của chúng ta như đã được miêu tả phía trên.
Nghiên cứu gần đây
Năm 1944, Hendrik van de Hulst đã dự đoán sự tồn tại bức xạ vi sóng ở chiều dài 21 cm, phát sinh từ khí hydrô nguyên tử liên sao; bức xạ này đã được quan sát thấy năm 1951. Bức xạ này cho phép sự nghiên cứu sâu hơn về , bởi vì nó không bị ảnh hưởng bởi sự hấp thu của bụi và sự dịch chuyển hiệu ứng doppler của nó có thể được dùng để tính ra chuyển động của khí trong . Những quan sát đó dẫn tới yêu cầu về một cấu trúc vạch đang quay tại trung tâm . Với những kính viễn vọng radio ngày càng cải tiến, các nhà thiên văn học đã có thể truy tìm dấu vết khí hydro trong các thiên hà khác. Trong thập kỷ 1970 nó được khám phá khi Vera Rubin nghiên cứu tốc độ quay của khí trong những thiên hà mà tổng khối lượng những vật chất nhìn thấy (từ các ngôi sao và khí) không giải thích chính xác tốc độ quay của khí. Vấn đề quay thiên hà này được cho là sẽ được giải thích bởi sự hiện diện của một khối lượng lớn những vật chất tối không quan sát được.
Từ đầu thập kỷ 1990, Kính viễn vọng vũ trụ Hubble đã cung cấp cho chúng ta những quan sát tốt hơn. Một trong số những điều mới được khám phá là vật chất tối không nhìn thấy trong thiên hà của chúng ta không chỉ gồm riêng những ngôi sao nhỏ và mờ. Hubble Deep Field, một vùng nhận bức xạ vũ trụ từ rất lâu và khá trống rỗng trên bầu trời, cung cấp bằng chứng cho thấy có khoảng một trăm bảy mươi tỷ thiên hà trong vũ trụ. Những kỹ thuật thám sát hiện đại sử dụng quan phổ không thể nhìn thấy đối với con người (kính thiên văn radio, máy ảnh hồng ngoại, kính thiên văn tia x), cho phép thám sát được các thiên hà khác chưa được Hubble quan sát. Nói chính xác hơn, những cuộc thám sát thiên hà trong vùng tránh thoát (vùng bầu trời bị Ngân Hà ngăn chặn) đã cho thấy sự tồn tại của một số thiên hà khác.
Các kiểu thiên hà
Có ba kiểu thiên hà chính: elíp, xoắn ốc, và không đều. Một cách miêu tả các kiểu thiên hà khác hơi rộng hơn dựa trên hình dáng bên ngoài của chúng là dãy Hubble. Bởi vì dãy Hubble hoàn toàn dựa trên hình thức nhìn thấy bên ngoài, nó có thể thiếu một số đặc điểm quan trọng của thiên hà như tỷ lệ hình thành sao (trong các starburst galaxy) hay hoạt động tại lõi (trong các thiên hà hoạt động).
của chúng ta, Ngân hà, thỉnh thoảng được gọi đơn giản là (viết hoa), là một thiên hà xoắn ốc có vạch kẻ hình đĩa 30 kiloparsecs hay đường kính khoảng một trăm nghìn năm ánh sáng và dày hàng nghìn năm ánh sáng. Nó chứa khoảng 3×1011 (ba trăm tỷ) ngôi sao và có tổng khối lượng khoảng 6×1011 (sáu trăm tỷ) lần Hệ mặt trời.
Trong các thiên hà xoắn ốc, những cánh tay xoắn có hình gần xoắn ốc loga, một mô hình về lý thuyết có thể là kết quả của một sự nhiễu loạn của một khối lượng các ngôi sao lớn không có cùng vận tốc quay. Giống như các ngôi sao, các cánh tay xoắn cũng quay quanh tâm, nhưng chúng quay với tốc độ góc không đổi. Điều này có nghĩa các ngôi sao đi vào và đi ra khỏi các cánh tay xoắn ốc. Các cánh tay xoắn được cho là những vùng có mật độ cao hay là vùng của các sóng mật độ. Khi các ngôi sao đi vào một cánh tay, chúng chậm lại, vì thế tạo ra mật độ lớn hơn; nó tương tự như một làn "sóng" chậm lại di chuyển dọc theo một con đường cao tốc đầy những xe đang chuyển động. Các cánh tay có thể quan sát được bởi mật độ cao tạo điều kiện thuận lợi cho việc hình thành sao và vì thế chúng cũng là nơi chứa nhiều ngôi sao sáng và sao trẻ.
Dù đa số thiên hà hiện biết là các thiên hà elíp hay thiên hà xoắn ốc, đa số các thiên hà trong vũ trụ có lẽ là các thiên hà lùn. Những thiên hà tí hon này nhỏ hơn khoảng một trăm lần so với Ngân hà, chứa chỉ vài triệu ngôi sao. Nhiều thiên hà lùn có thể quay quanh một thiên hà lớn duy nhất; Ngân hà có ít nhất một tá vệ tinh như vậy. Các thiên hà lùn cũng có thể được xếp hạng là elíp, xoắn ốc hay không đều. Bởi vì các thiên hà elíp lùn ít giống với những thiên hà elíp lớn, chúng thường được gọi là thiên hà hình cầu lùn.
Một tỷ lệ những thiên hà chúng ta có thể quan sát thấy được xếp hạng là các thiên hà hoạt động. Có nghĩa là, một lượng lớn trong tổng năng lượng phát ra từ nó là từ một nguồn riêng biệt chứ không phải là từ các ngôi sao, bụi và môi trường liên sao. Mô hình tiêu chuẩn cho hoạt động dựa trên việc phát sinh năng lượng từ vật chất rơi vào trong một hố đen khối lượng siêu lớn ở vùng trung tâm.
Các thiên hà phát ra bức xạ năng lượng cao ở dạng tia x được xếp hạng là các Seyfert, quasars và blazar. Các thiên hà hoạt động phát ra tần số radio từ relativistic jet phun ra từ lõi được xếp hạng là radio. Một mô hình thống nhất của các kiểu thiên hà đó giải thích sự khác biệt của chúng dựa trên góc nhìn của người quan sát.
Việc nghiên cứu sự thành tạo thiên hà và quá trình phát triển của nó là nỗ lực nhằm giải đáp câu hỏi về việc các thiên hà đã hình thành như thế nào và con đường phát triển của nó trong lịch sử vũ trụ. Một số lý thuyết về vấn đề này hiện đã được chấp nhận rộng rãi, nhưng đây vẫn là một lĩnh vực nghiên cứu sôi động trong vật lý thiên văn.
Thành tạo
Phương thức thành tạo thiên hà là một câu hỏi mở lớn trong thiên văn học. Các lý thuyết có thể được chia thành hai nhóm chính: từ trên xuống dưới và từ dưới lên trên. Các lý thuyết từ trên xuống dưới như mô hình Eggen–Lynden-Bell–Sandage (ELS), các tiền thiên hà hình thành trong một vụ sụp đổ đồng thời ở mức độ lớn kéo dài khoảng một trong triệu năm.[3] Các lý thuyết từ dưới lên như mô hình Searle-Zinn (SZ), các đảo hình cầu hình thành trước, và sau đó một số vật thể như vậy sẽ bồi tụ để hình thành một thiên hà lớn hơn. Các lý thuyết hiện đại phải được sửa đổi để tính đến sự hiện diện có thể của những quầng vật chất tối lớn. Một phác thảo mô hình thành tạo thiên hà như sau.
Một thời gian ngắn sau khi tái tổ hợp, vật chất baryon bắt đầu cô đặc xung quanh các quầng vật chất tối lạnh. Các ngôi sao quầng tốc độ cao không kim loại (được gọi là Sao Population III) là những vật thể đầu tiên phát triển xung quanh một tiền thiên hà khi nó bắt đầu cô đặc lại. Các ngôi sao vĩ đại nhanh chóng trở thành siêu sao mới, nhả ra các nguyên tố nặng vào không gian liên sao. Trong vài tỷ năm sau đó, các cụm hình cầu, hố đen siêu lớn ở trung tâm và chỗ phồng thiên hà của các sao Population II không kim loại bắt đầu hình thành. Trong vòng hai tỷ năm, các vật liệu còn lại rơi vào một đĩa tiền thiên hà. sẽ tiếp tục thu hút các vật liệu rơi vào từ các đám mây tốc độ cao và các thiên hà lùn trong suốt quãng đời của nó; vòng sinh sản và chết đi của các ngôi sao sẽ làm vật liệu nặng trở nên phong phú, cuối cùng cho phép sự thành tạo các hành tinh.
Có lẽ chúng ta vẫn chưa tìm thấy thiên hà già nhất, IOK-1, được Masanori Iye thuộc Đài quan sát Thiên văn Quốc gia Nhật Bản sử dụng Kính viễn vọng Subaru tại Hawaii quan sát thấy tháng 9 năm 2006. Nó phát ra bức xạ Lyman alpha có mức độ chuyển dịch về phía đỏ 6.96, nghĩa là nó đã có mười ba tỷ năm tuổi. Trong khi một số nhà khoa học khác tuyên bố các vật thể khác (như Abell 1835 IR1916) thậm chí có thể còn già hơn, tuổi và thành phần của IOK-1 được xác định với độ chính xác cao hơn.[4]
Sự tồn tại của những tiền thiên hà già như vậy cho thấy chúng có thể đã từng phát triển trong cái gọi là "Thời Đen tối" (trước các thế hệ sao đầu tiên) từ không gian không quy luật và không đẳng hướng của thời kỳ tái tổ hợp, khoảng ba trăm ngàn năm sau Big Bang. Những sự không quy luật như vậy đã được quan sát thấy bởi Kính thiên văn Vi sóng Không đẳng hướng Wilkinson (WMAP) năm 2003.
Những bằng chứng thêm nữa về mô hình hình thành thiên hà như vậy có được khi nghiên cứu các ngôi sao Population III già. Ngôi sao khổng lồ, HE0107-5240, được các nhà nghiên cứu thuộc trường Đại học Hamburg phát hiện năm 2002, được cho là ngôi sao già nhất từng được phát hiện trong Ngân hà, bởi không giống các ngôi sao trẻ, rõ ràng nó không chưa kim loại. (Xem [1].) Kể từ đó, một số ngôi sao rất già khác (như HE 1327) cũng đã được phát hiện.
Phát triển
Những nghiên cứu cho thấy Ngân hà đang di chuyển về phía Andromeda ở cạnh với tốc độ 130 km/s, và tùy theo sự di chuyển của cả hai phía, hai thiên hà có thể sẽ va chạm vào nhau trong khoảng năm hay sáu tỷ năm nữa. Những vụ va chạm thiên hà như vậy xảy ra khá thường xuyên. Với khoảng cách xa xôi giữa các ngôi sao như đã biết, đa phần các hệ sao vẫn tồn tại an toàn sau những vụ va chạm như vậy. Tuy nhiên sự tước đoạt hấp dẫn của khí liên sao và bụi vốn tạo nên những cánh tay xoắn sẽ tạo ra một dải dài các ngôi sao, tương tự như điều quan sát thấy ở thiên hà NGC 250 hay Antennae.
Dù Ngân hà chưa từng va chạm với một thiên hà khác có kích cỡ tương tự với Andromeda, bằng chứng về những vụ va chạm trong quá khứ của Ngân hà với các thiên hà lùn nhỏ hơn ngày càng có nhiều hơn.
Các thiên hà xoắn ốc, như Ngân hà, chỉ tạo ra các thế hệ sao mới khi chúng còn sở hữu các đám mây phân tử hydro liên sao đặc trong những cánh tay xoắn của chúng. Các thiên hà elíp đã mất phần lớn khí này và mất khả năng tạo sao. Tuy nhiên, việc cung cấp nguyên liệu thành tạo sao cũng có giới hạn; khi các ngôi sao biến khí hydro thành các nguyên tố nặng hơn, sẽ ít có sao mới được thành lập hơn.
Sau sự kết thúc của quá trình thành tạo sao trong một trăm tỷ năm, "thời đại sao" sẽ kết thúc sau khoảng mười nghìn tỷ tới một trăm nghìn tỷ năm (1013–1014 năm), khi những ngôi sao nhỏ nhất và có tuổi lớn nhất trong thể cầu dạng sao của chúng ta, những ngôi sao lùn đỏ bắt đầu mờ đi. Cuối thời đại sao các thiên hà sẽ gồm các vật thể nén: các sao lùn nâu, các hố đen lùn, các ngôi sao lùn trắng lạnh lẽo, các sao neutron, và các hố đen. Cuối cùng, như một kết quả của sự giãn hấp dẫn, toàn bộ các ngôi sao hoặc sẽ rơi vào hố đen siêu lớn ở trung tâm các thiên hà, hoặc lao vào trong không gian liên thiên hà sâu thẳm sau các quá trình va chạm.
Sinh vật học như chúng ta biết hiện nay có lẽ chỉ tồn tại xung quanh các ngôi sao đơn, kiểu G thế hệ thứ ba tại những vùng giữa các cánh tay xoắn của các thiên hà xoắn ốc, tương tự Mặt trời. Các elíp, là kết quả của nhiều quá trình va chạm thiên hà, nhanh chóng mất các đám mây khí hydro liên sao, và không thể tạo ra các thế hệ sao mới. Các thiên hà không đều có ít những ngôi sao già và vì thế dường như ít có mức độ tập trung đầy đủ các nguyên tố nặng vốn là điều kiện cần để các hệ sinh thái kiểu Trái đất có thể phát triển. Thậm chí bên trong các thiên hà xoắn ốc, sinh vật học như chúng ta biết hiện nay dường như chỉ hạn chế bên trong các cánh tay xoắn, bởi vì trong quầng thiên hà hay phía ngoài các cánh tay xoắn các nguyên tố nặng không tồn tại nhiều, trong khi các đám mây khí xung quanh trung tâm thiên hà lại có mức độ tập trung quá nhiều các nguyên tố nặng, và những phản ứng liên sao xảy ra quá thường xuyên khiến những hành tinh kích cỡ trái đất khó hình thành trên một quỹ đạo tròn ổn định xung quanh các ngôi sao của chúng.
Rất ít thiên hà tồn tại biệt lập; chúng được gọi là các trường thiên hà (field galaxies). Đa số thiên hà là ranh giới hấp dẫn của một số thiên hà khác. Các cấu trúc này gồm tới khoảng 50 thiên hà được gọi là các nhóm thiên hà, và những cấu trúc lớn hơn nữa có thể chứa nhiều nghìn thiên hà được gộp vào một vùng có đường kính khoảng vài megaparsec và được gọi là các đảo. Các đảo thiên hà thường có một thiên hà elíp lớn ở giữa, cùng với thời gian nó dần tiêu diệt các thiên hà vệ tinh xung quanh bằng lực thủy triều và cướp lấy khối lượng của chúng. Các siêu đảo là những tập hợp vĩ đại tới hàng chục nghìn thiên hà, siêu đảo có mặt trong các đảo, các nhóm và thỉnh thoảng tồn tại độc lập; ở mức siêu đảo, các thiên hà được sắp xếp thành các phiến và các sợi bao quanh những khoảng chân không lớn. Trên mức này, vũ trụ dường như đẳng hướng và đồng nhất.
của chúng ta là một thành viên của Nhóm địa phương (Local Group), với thiên hà ưu thế là Andromeda; tổng thể Nhóm địa phương chứa khoảng ba mươi thiên hà trong khoảng không gian đường kính khoảng một megaparsec. Nhóm địa phương là một phần của Siêu đảo Virgo, với đảo ưu thế là Virgo (thiên hà của chúng ta không phải là một thành viên của nó).
