Cuộc sống của các thiên hà và lịch sử nghiên cứu của chúng

2024 Tác giả: Seth Attwood | [email protected]. Sửa đổi lần cuối: 2023-12-16 16:20

Lịch sử nghiên cứu các hành tinh và các ngôi sao được tính bằng thiên niên kỷ, Mặt trời, sao chổi, tiểu hành tinh và thiên thạch - trong nhiều thế kỷ. Nhưng các thiên hà, nằm rải rác khắp Vũ trụ, các cụm sao, khí vũ trụ và các hạt bụi, đã trở thành đối tượng nghiên cứu khoa học chỉ trong những năm 1920.

Các thiên hà đã được quan sát từ thời xa xưa. Một người có thị lực nhạy bén có thể phân biệt được những đốm sáng trên bầu trời đêm, tương tự như những giọt sữa. Vào thế kỷ thứ 10, nhà thiên văn học người Ba Tư Abd-al-Raman al-Sufi đã đề cập đến hai điểm tương tự trong Sách về các ngôi sao cố định của mình, ngày nay được gọi là Đám mây Magellan Lớn và thiên hà M31, hay còn gọi là Andromeda.

Với sự ra đời của kính thiên văn, các nhà thiên văn học đã quan sát ngày càng nhiều những vật thể này, được gọi là tinh vân. Nếu nhà thiên văn học người Anh Edmund Halley chỉ liệt kê sáu tinh vân vào năm 1716, thì danh mục xuất bản năm 1784 của nhà thiên văn hải quân người Pháp Charles Messier đã chứa 110 - và trong số đó có bốn chục thiên hà thực (bao gồm cả M31).

Năm 1802, William Herschel công bố danh sách 2.500 tinh vân, và con trai ông John đã xuất bản danh sách hơn 5.000 tinh vân vào năm 1864.

Người hàng xóm gần nhất của chúng ta, thiên hà Andromeda (M31), là một trong những thiên thể ưa thích để quan sát thiên văn nghiệp dư và chụp ảnh.

Bản chất của những đối tượng này lâu nay vẫn chưa được hiểu rõ. Vào giữa thế kỷ 18, một số bộ óc sáng suốt đã nhìn thấy trong chúng những hệ thống sao tương tự như Dải Ngân hà, nhưng kính thiên văn vào thời điểm đó đã không tạo cơ hội để kiểm tra giả thuyết này.

Một thế kỷ sau, quan điểm thịnh hành rằng mỗi tinh vân là một đám mây khí được một ngôi sao trẻ chiếu sáng từ bên trong. Sau đó, các nhà thiên văn học tin rằng một số tinh vân, bao gồm cả Andromeda, chứa nhiều ngôi sao, nhưng trong một thời gian dài, người ta không rõ liệu chúng nằm trong Thiên hà của chúng ta hay xa hơn.

Chỉ vào năm 1923-1924, Edwin Hubble xác định rằng khoảng cách từ Trái đất đến Tiên nữ ít nhất gấp ba lần đường kính của Dải Ngân hà (trên thực tế, khoảng 20 lần) và M33, một tinh vân khác trong danh mục Messier, là không. ít xa cách chúng ta. Những kết quả này đánh dấu sự khởi đầu của một ngành khoa học mới - thiên văn học thiên hà.

Năm 1926, nhà thiên văn học nổi tiếng người Mỹ Edwin Powell Hubble đã đề xuất (và vào năm 1936 hiện đại hóa) việc phân loại các thiên hà theo hình thái học của chúng. Do hình dạng đặc trưng của nó, phân loại này còn được gọi là "Hubble Tuning Fork".

Trên “thân” của âm thoa có các thiên hà hình elip, trên ngạnh của âm thoa - thiên hà dạng thấu kính không có tay áo và thiên hà xoắn ốc không có cầu thanh và có vạch. Các thiên hà không thể được xếp vào một trong các lớp được liệt kê được gọi là bất thường, hoặc không đều.

Người lùn và người khổng lồ

Vũ trụ chứa đầy các thiên hà có kích thước và khối lượng khác nhau. Số lượng của họ được biết là rất gần đúng. Năm 2004, kính thiên văn quay quanh Hubble đã phát hiện ra khoảng 10.000 thiên hà trong ba tháng rưỡi, quét ở phía nam chòm sao Fornax một vùng trên bầu trời nhỏ hơn một trăm lần diện tích của đĩa mặt trăng.

Nếu chúng ta giả định rằng các thiên hà phân bố trên thiên cầu với cùng một mật độ, thì hóa ra có 200 tỷ trong không gian quan sát được..

Hình thức và nội dung

Các thiên hà cũng khác nhau về hình thái (nghĩa là về hình dạng). Nói chung, chúng được chia thành ba lớp chính - hình đĩa, hình elip và không đều (không đều). Đây là cách phân loại chung, có những cái chi tiết hơn nhiều.

Các thiên hà hoàn toàn không được phân bố ngẫu nhiên trong không gian vũ trụ. Các thiên hà khổng lồ thường được bao quanh bởi các thiên hà vệ tinh nhỏ. Cả Dải Ngân hà của chúng ta và Andromeda lân cận đều có ít nhất 14 vệ tinh, và rất có thể còn nhiều vệ tinh nữa. Các thiên hà thích hợp nhất thành từng cặp, sinh ba và các nhóm lớn hơn gồm hàng chục đối tác liên kết hấp dẫn.

Các liên kết lớn hơn, các cụm thiên hà, chứa hàng trăm và hàng nghìn thiên hà (cụm thiên hà đầu tiên được phát hiện bởi Messier). Đôi khi, một thiên hà khổng lồ đặc biệt sáng được quan sát thấy ở trung tâm của cụm, được cho là đã hình thành trong quá trình hợp nhất các thiên hà nhỏ hơn.

Và cuối cùng, cũng có các siêu đám, bao gồm cả các cụm và nhóm thiên hà, và các thiên hà riêng lẻ. Thông thường đây là những cấu trúc kéo dài với chiều dài lên đến hàng trăm megaparsec. Chúng được ngăn cách bởi các khoảng trống không gian gần như hoàn toàn không có thiên hà có cùng kích thước.

Các siêu đám không còn được tổ chức thành bất kỳ cấu trúc nào có bậc cao hơn và nằm rải rác khắp Vũ trụ một cách ngẫu nhiên. Vì lý do này, trên quy mô vài trăm megaparsec, Vũ trụ của chúng ta là đồng nhất và đẳng hướng.

Thiên hà hình đĩa là một bánh kếp hình sao xoay quanh một trục đi qua tâm hình học của nó. Thông thường ở cả hai bên của vùng trung tâm của bánh kếp có một phần phình ra hình bầu dục (từ tiếng Anh là phình ra). Phình cũng quay, nhưng với vận tốc góc nhỏ hơn đĩa. Trong mặt phẳng của đĩa, người ta thường quan sát thấy các nhánh xoắn ốc, có rất nhiều điểm sáng tương đối trẻ. Tuy nhiên, có những đĩa thiên hà không có cấu trúc xoắn ốc, nơi có ít ngôi sao như vậy hơn.

Vùng trung tâm của thiên hà hình đĩa có thể bị cắt bởi một thanh sao - một thanh. Không gian bên trong đĩa chứa đầy môi trường khí và bụi - nguyên liệu nguồn cho các ngôi sao và hệ hành tinh mới. Thiên hà có hai đĩa: sao và thể khí.

Chúng được bao quanh bởi một quầng thiên hà - một đám mây hình cầu gồm khí nóng hiếm hóa và vật chất tối, đóng góp chính vào tổng khối lượng của thiên hà. Quầng sáng cũng chứa các ngôi sao già riêng lẻ và các cụm sao hình cầu (cụm sao cầu) có tuổi đời lên đến 13 tỷ năm. Ở trung tâm của hầu hết mọi thiên hà hình đĩa, có hoặc không có chỗ lồi, có một lỗ đen siêu lớn. Các thiên hà lớn nhất thuộc loại này chứa 500 tỷ ngôi sao mỗi thiên hà.

dải Ngân Hà

Mặt trời quay quanh trung tâm của một thiên hà xoắn ốc khá bình thường, bao gồm 200-400 tỷ ngôi sao. Đường kính của nó xấp xỉ 28 kiloparsecs (chỉ hơn 90 năm ánh sáng). Bán kính của quỹ đạo nội thiên hà Mặt Trời là 8,5 kiloparsecs (sao cho ngôi sao của chúng ta bị dịch chuyển ra rìa ngoài của đĩa thiên hà), thời gian của một vòng quay hoàn toàn quanh trung tâm Thiên hà là khoảng 250 triệu năm.

Phần phình ra của Dải Ngân hà có hình dạng elip và có một thanh được phát hiện gần đây. Ở trung tâm của chỗ phồng là một lõi nhỏ chứa đầy các ngôi sao ở nhiều độ tuổi khác nhau - từ vài triệu năm đến một tỷ năm tuổi trở lên. Bên trong lõi, đằng sau những đám mây bụi dày đặc, là một lỗ đen khá khiêm tốn theo tiêu chuẩn thiên hà - chỉ 3,7 triệu lần khối lượng mặt trời.

Thiên hà của chúng ta tự hào có một đĩa sao kép. Đĩa trong, có không quá 500 parsec theo chiều dọc, chiếm 95% số sao trong vùng đĩa, bao gồm tất cả các sao sáng trẻ. Nó được bao quanh bởi một đĩa bên ngoài dày 1.500 parsec, nơi sinh sống của các ngôi sao già hơn. Đĩa khí (chính xác hơn là bụi khí) của Dải Ngân hà dày ít nhất 3,5 kiloparsec. Bốn nhánh xoắn ốc của đĩa là vùng có mật độ gia tăng của môi trường khí-bụi và chứa hầu hết các ngôi sao có khối lượng lớn nhất.

Đường kính của quầng Ngân hà ít nhất gấp đôi đường kính của đĩa. Khoảng 150 cụm sao cầu đã được phát hiện ở đó, và rất có thể, khoảng năm mươi cụm sao nữa vẫn chưa được phát hiện. Các cụm cổ nhất có hơn 13 tỷ năm tuổi. Quầng sáng chứa đầy vật chất tối với cấu trúc dạng cục.

Cho đến gần đây, người ta vẫn tin rằng vầng hào quang gần như hình cầu, tuy nhiên, theo dữ liệu mới nhất, nó có thể bị làm phẳng đáng kể. Tổng khối lượng của Thiên hà có thể lên tới 3 nghìn tỷ khối lượng Mặt trời, trong đó vật chất tối chiếm 90-95%. Khối lượng của các ngôi sao trong Dải Ngân hà ước tính bằng 90-100 tỷ lần khối lượng của Mặt trời.

Như tên gọi của nó, một thiên hà hình elip là hình elip. Nó không quay toàn bộ và do đó không có đối xứng trục. Các ngôi sao của nó, hầu hết có khối lượng tương đối thấp và tuổi đáng kể, xoay quanh trung tâm thiên hà trong các mặt phẳng khác nhau và đôi khi không riêng lẻ mà thành các chuỗi rất dài.

Các vật phát sáng mới trong các thiên hà elip hiếm khi phát sáng do thiếu nguyên liệu thô - hydro phân tử.

Giống như con người, các thiên hà được nhóm lại với nhau. Nhóm Địa phương của chúng tôi bao gồm hai thiên hà lớn nhất trong vùng lân cận của khoảng 3 megaparsec - Dải Ngân hà và Tiên nữ (M31), thiên hà Triangulum, cũng như các vệ tinh của chúng - Đám mây Magellan Lớn và Nhỏ, các thiên hà lùn ở Canis Major, Pegasus, Carina, Sextant, Phoenix, và nhiều người khác - tổng cộng khoảng năm mươi. Nhóm địa phương, đến lượt nó, là một thành viên của siêu lớp Xử Nữ địa phương.

Cả thiên hà lớn nhất và nhỏ nhất đều thuộc loại hình elip. Tổng tỷ lệ các đại diện của nó trong quần thể thiên hà của Vũ trụ chỉ khoảng 20%. Những thiên hà này (có thể ngoại trừ những thiên hà nhỏ nhất và mờ nhạt nhất) cũng ẩn chứa những lỗ đen siêu lớn trong vùng trung tâm của chúng. Các thiên hà hình elip cũng có quầng sáng, nhưng không rõ ràng như thiên hà hình đĩa.

Tất cả các thiên hà khác được coi là không đều. Chúng chứa rất nhiều bụi và khí và đang tích cực sản sinh ra các ngôi sao trẻ. Có rất ít thiên hà như vậy ở khoảng cách vừa phải so với Dải Ngân hà, chỉ 3%.

Tuy nhiên, trong số các vật thể có dịch chuyển đỏ lớn, có ánh sáng được phát ra không muộn hơn 3 tỷ năm sau vụ nổ Big Bang, tỷ trọng của chúng tăng mạnh. Rõ ràng, tất cả các hệ sao của thế hệ đầu tiên đều nhỏ và có đường viền không đều, và các thiên hà hình đĩa và hình elip lớn đã xuất hiện muộn hơn nhiều.

Sự ra đời của các thiên hà

Các thiên hà được sinh ra ngay sau các ngôi sao. Người ta tin rằng những ánh sáng đầu tiên đã lóe lên không muộn hơn 150 triệu năm sau vụ nổ Big Bang. Vào tháng 1 năm 2011, một nhóm các nhà thiên văn học xử lý thông tin từ Kính viễn vọng Không gian Hubble đã báo cáo về khả năng quan sát được một thiên hà có ánh sáng đi vào không gian 480 triệu năm sau Vụ nổ lớn.

Vào tháng 4, một nhóm nghiên cứu khác đã phát hiện ra một thiên hà mà rất có thể, đã được hình thành hoàn chỉnh khi vũ trụ trẻ khoảng 200 triệu năm tuổi.

Các điều kiện cho sự ra đời của các ngôi sao và thiên hà đã nảy sinh từ rất lâu trước khi nó bắt đầu. Khi vũ trụ vượt qua mốc 400.000 năm, plasma trong không gian vũ trụ được thay thế bằng hỗn hợp helium trung tính và hydro. Khí này vẫn còn quá nóng để kết hợp với các đám mây phân tử tạo ra các ngôi sao.

Tuy nhiên, nó tiếp giáp với các hạt vật chất tối, ban đầu phân bố trong không gian không hoàn toàn đồng đều - nơi đặc hơn một chút, nơi hiếm hơn. Chúng không tương tác với khí baryonic và do đó, dưới tác dụng của lực hút lẫn nhau, tự do sụp đổ thành các vùng có mật độ tăng lên.

Theo tính toán của mô hình, trong vòng một trăm triệu năm sau vụ nổ Big Bang, các đám mây vật chất tối có kích thước bằng hệ mặt trời hiện tại đã hình thành trong không gian. Chúng kết hợp thành những cấu trúc lớn hơn, bất chấp sự mở rộng của không gian. Đây là cách hình thành các đám mây vật chất đen, và sau đó là các cụm của các đám này. Chúng hút khí không gian, làm cho nó dày lên và sụp đổ.

Bằng cách này, những ngôi sao siêu lớn đầu tiên xuất hiện, chúng nhanh chóng phát nổ thành siêu tân tinh và để lại những lỗ đen. Những vụ nổ này đã làm phong phú thêm không gian bằng các nguyên tố nặng hơn heli, giúp làm mát các đám mây khí đang sụp đổ và do đó có thể tạo ra sự xuất hiện của các ngôi sao thế hệ thứ hai nhỏ hơn.

Những ngôi sao như vậy đã có thể tồn tại hàng tỷ năm và do đó có thể hình thành (một lần nữa với sự trợ giúp của vật chất tối) các hệ thống liên kết hấp dẫn. Đây là cách các thiên hà tồn tại lâu đời hình thành, bao gồm cả của chúng ta.

John Kormendy cho biết: “Nhiều chi tiết của quá trình sinh galactogenesis vẫn còn ẩn trong sương mù. - Đặc biệt, điều này áp dụng cho vai trò của các lỗ đen. Khối lượng của chúng nằm trong khoảng từ hàng chục nghìn lần khối lượng Mặt trời đến kỷ lục tuyệt đối hiện tại là 6,6 tỷ khối lượng Mặt trời, thuộc về một lỗ đen từ lõi của thiên hà hình elip M87, nằm cách Mặt trời 53,5 triệu năm ánh sáng.

Các lỗ ở trung tâm của các thiên hà hình elip thường được bao quanh bởi các chỗ lồi tạo thành từ các ngôi sao cũ. Các thiên hà xoắn ốc có thể hoàn toàn không có chỗ phình ra hoặc có những điểm giống nhau bằng phẳng, những chỗ giả phình ra. Khối lượng của một lỗ đen thường nhỏ hơn ba bậc độ lớn so với khối lượng của chỗ phồng - một cách tự nhiên, nếu nó có mặt. Hình thái này được xác nhận bởi các quan sát bao phủ các lỗ có khối lượng từ một triệu đến một tỷ lần khối lượng Mặt trời."

Theo Giáo sư Kormendy, lỗ đen thiên hà tăng khối lượng theo hai cách. Lỗ hổng, được bao quanh bởi một chỗ phồng đầy đủ, lớn dần lên do sự hấp thụ khí đến chỗ phình ra từ vùng bên ngoài của thiên hà. Trong quá trình sáp nhập của các thiên hà, cường độ của dòng khí này tăng mạnh, điều này bắt đầu bùng phát các chuẩn tinh.

Kết quả là, các chỗ phồng và lỗ phát triển song song, điều này giải thích mối tương quan giữa khối lượng của chúng (tuy nhiên, các cơ chế khác, chưa rõ cũng có thể hoạt động).

Các nhà nghiên cứu từ Đại học Pittsburgh, UC Irvine và Đại học Đại Tây Dương Florida đã lập mô hình vụ va chạm của Dải Ngân hà và tiền thân của Thiên hà Elip Người lùn Nhân mã (SagDEG) trong Nhân mã.

Họ đã phân tích hai lựa chọn cho va chạm - với mức độ dễ dàng (3x10¹⁰khối lượng mặt trời) và nặng (10¹¹ khối lượng mặt trời) SagDEG. Hình này cho thấy kết quả của 2,7 tỷ năm tiến hóa của Dải Ngân hà mà không có tương tác với thiên hà lùn và có tương tác với biến thể nhẹ và nặng của SagDEG.

Các thiên hà không có hói và các thiên hà có các chỗ phồng giả là một vấn đề khác. Khối lượng của các lỗ của chúng thường không vượt quá 104-106 khối lượng mặt trời. Theo Giáo sư Kormendy, chúng được cung cấp khí đốt do các quá trình ngẫu nhiên xảy ra gần lỗ, và không mở rộng trên toàn bộ thiên hà. Một lỗ hổng như vậy phát triển bất kể sự tiến hóa của thiên hà hay sự phình ra giả của nó, điều này giải thích sự thiếu tương quan giữa các khối lượng của chúng.

Thiên hà đang phát triển

Các thiên hà có thể tăng cả về kích thước và khối lượng. Garth Illingworth, giáo sư thiên văn và vật lý thiên văn tại Đại học California, Santa Cruz, giải thích: “Trong quá khứ xa xôi, các thiên hà đã làm điều này hiệu quả hơn nhiều so với các kỷ nguyên vũ trụ gần đây. - Tỷ lệ sinh ra các ngôi sao mới được ước tính theo sản lượng hàng năm của một đơn vị khối lượng sao (trong khả năng này là khối lượng của Mặt trời) trên một đơn vị thể tích không gian bên ngoài (thường là một megaparsec khối).

Vào thời điểm hình thành các thiên hà đầu tiên, con số này rất nhỏ, sau đó bắt đầu phát triển nhanh chóng, kéo dài cho đến khi Vũ trụ được 2 tỷ năm tuổi. Trong 3 tỷ năm nữa, nó tương đối không đổi, sau đó bắt đầu giảm gần như tương ứng với thời gian, và sự suy giảm này tiếp tục cho đến ngày nay. Vì vậy, cách đây 7-8 tỷ năm, tốc độ hình thành sao trung bình cao hơn 10-20 lần so với tốc độ hiện tại. Hầu hết các thiên hà có thể quan sát được đã được hình thành hoàn chỉnh trong kỷ nguyên xa xôi đó."

Hình cho thấy kết quả của quá trình tiến hóa ở các thời điểm khác nhau - cấu hình ban đầu (a), sau 0, 9 (b), 1, 8 © và 2, 65 tỷ năm (d). Theo tính toán của mô hình, các nhánh dạng thanh và xoắn ốc của Dải Ngân hà có thể được hình thành do va chạm với SagDEG, ban đầu kéo theo khối lượng 50-100 tỷ mặt trời.

Hai lần nó đi qua đĩa Thiên hà của chúng ta và làm mất một số vật chất (cả vật chất thông thường và bóng tối), gây ra sự xáo trộn cấu trúc của nó. Khối lượng hiện tại của SagDEG không vượt quá hàng chục triệu khối lượng mặt trời, và vụ va chạm tiếp theo, dự kiến muộn nhất là 100 triệu năm sau, rất có thể sẽ là vụ cuối cùng xảy ra.

Nhìn chung, xu hướng này là dễ hiểu. Các thiên hà phát triển theo hai cách chính. Đầu tiên, họ thu được vật chất dạng sao mới bằng cách hút các hạt khí và bụi từ không gian xung quanh. Trong vài tỷ năm sau Vụ nổ lớn, cơ chế này hoạt động bình thường đơn giản vì có đủ nguyên liệu sao trong không gian cho tất cả mọi người.

Sau đó, khi nguồn dự trữ cạn kiệt, tỷ lệ sinh sao giảm xuống. Tuy nhiên, các thiên hà đã tìm thấy khả năng gia tăng nó thông qua các vụ va chạm và sáp nhập. Đúng, để lựa chọn này thành hiện thực, các thiên hà va chạm phải có một nguồn cung cấp hydro giữa các vì sao. Đối với các thiên hà hình elip lớn, nơi thực tế nó đã biến mất, việc hợp nhất không giúp ích được gì, nhưng đối với các thiên hà hình elip và không đều, nó hoạt động.

Khóa học về sự va chạm

Hãy xem điều gì sẽ xảy ra khi hai thiên hà dạng đĩa gần giống nhau hợp nhất. Các ngôi sao của chúng hầu như không bao giờ va chạm - khoảng cách giữa chúng quá lớn. Tuy nhiên, đĩa khí của mỗi thiên hà đang chịu lực thủy triều do lực hấp dẫn của thiên hà bên cạnh. Vật chất baryonic của đĩa mất một phần momen động lượng và dịch chuyển về trung tâm thiên hà, nơi phát sinh các điều kiện cho sự phát triển bùng nổ về tốc độ hình thành sao.

Một số chất này bị hấp thụ bởi các lỗ đen, chúng cũng tăng khối lượng. Trong giai đoạn cuối cùng của sự hợp nhất các thiên hà, các lỗ đen hợp nhất, và các đĩa sao của cả hai thiên hà mất đi cấu trúc cũ và bị phân tán trong không gian. Kết quả là, một hình elip được hình thành từ một cặp thiên hà xoắn ốc. Nhưng đây không phải là bức tranh hoàn chỉnh. Bức xạ từ những ngôi sao trẻ có thể thổi bay một phần hydro ra khỏi thiên hà mới sinh.

Đồng thời, sự tích tụ tích cực của khí vào lỗ đen buộc lỗ đen đôi khi bắn các hạt năng lượng khổng lồ vào không gian, làm nóng khí khắp thiên hà và do đó ngăn cản sự hình thành của các ngôi sao mới. Thiên hà đang dần yên lặng - rất có thể là mãi mãi.

Các thiên hà có kích thước khác nhau va chạm khác nhau. Một thiên hà lớn có khả năng nuốt chửng một thiên hà lùn (cùng một lúc hoặc vài bước) và đồng thời bảo tồn cấu trúc của chính nó. Hoạt động ăn thịt đồng loại của thiên hà này cũng có thể kích thích sự hình thành sao.

Thiên hà lùn bị phá hủy hoàn toàn, để lại những chuỗi sao và tia khí vũ trụ, chúng được quan sát thấy cả trong Thiên hà của chúng ta và trong Tiên nữ láng giềng. Nếu một trong những thiên hà va chạm không quá vượt trội so với thiên hà còn lại, thậm chí có thể có nhiều hiệu ứng thú vị hơn.

Chờ đợi siêu kính thiên văn

Thiên văn học dải ngân hà tồn tại gần một thế kỷ. Cô ấy bắt đầu thực tế từ đầu và đã đạt được rất nhiều. Tuy nhiên, số vấn đề chưa được giải quyết là rất lớn. Các nhà khoa học đang kỳ vọng rất nhiều vào Kính viễn vọng quỹ đạo hồng ngoại James Webb, dự kiến phóng vào năm 2021.