Thiên hà là một tập hợp khổng lồ của các ngôi sao, các cụm sao, khí và bụi giữa các vì sao và vật chất tối được kết dính với nhau bằng lực hấp dẫn. Từ 'thiên hà' có nguồn gốc từ tiếng Hy Lạp "galaxias" có nghĩa là "sữa", nó liên quan đến thiên hà của chúng ta là Dải Ngân hà.
Các thiên hà xuất hiện trên bầu trời dưới dạng những đám mây ánh sáng khổng lồ, có chiều dài hàng nghìn năm ánh sáng. Có tiềm năng hơn 170 tỷ thiên hà trong vũ trụ có thể quan sát được. Một số, được gọi là thiên hà lùn, rất nhỏ với khoảng 10 triệu ngôi sao, trong khi những thiên hà khác lại rất lớn với ước tính khoảng 100 nghìn tỷ ngôi sao. Lực hấp dẫn liên kết các ngôi sao lại với nhau, vì vậy chúng không tự do đi lang thang trong không gian. Ánh sáng mà chúng ta nhìn thấy từ mỗi thiên hà này đến từ các ngôi sao bên trong nó.
Chúng ta đang sống trên một hành tinh tên là Trái đất, là một phần của hệ mặt trời của chúng ta. Hệ mặt trời của chúng ta nằm trong một thiên hà. Mặt trời của chúng ta chỉ là một trong hơn 100 tỷ ngôi sao trong thiên hà được gọi là Dải Ngân hà. Tất cả các ngôi sao chúng ta nhìn thấy trên bầu trời đêm đều là một phần của Dải Ngân hà. Và cũng giống như hệ mặt trời của chúng ta, thiên hà của chúng ta đang chuyển động. Các ngôi sao trong Dải Ngân hà xoay quanh lõi trung tâm. Bản thân Dải Ngân hà cũng đang chuyển động. Trên thực tế, tất cả các thiên hà trong vũ trụ dường như đang chuyển động ra xa nhau với tốc độ khủng khiếp.
Các thiên hà được dán nhãn tùy theo hình dạng của chúng. Một số thiên hà được gọi là "xoắn ốc" vì chúng trông giống như những chiếc chong chóng khổng lồ trên bầu trời. Thiên hà chúng ta đang sống, Dải Ngân hà, là một thiên hà xoắn ốc. Một số thiên hà được gọi là 'hình elip' vì chúng trông giống như những quả bóng phẳng. Một thiên hà có thể được gọi là "bất thường" nếu nó không thực sự có hình dạng.
Sơ đồ phân loại của Hubble
Mỗi thiên hà được gán một chữ cái - E = elip, S = xoắn ốc, Irr = không đều
Chúng ta hãy xem xét các đặc điểm của bốn nhóm thiên hà chính:
1. Thiên hà xoắn ốc
Các thiên hà xoắn ốc được cho là trẻ hơn các thiên hà elip, khi các thiên hà xoắn ốc đốt cháy quá trình hình thành sao khí và bụi của chúng chậm lại, chúng mất hình dạng xoắn ốc và từ từ tiến hóa thành các thiên hà elip.
Thiên hà S0 còn được gọi là Thiên hà dạng thấu kính.
2. Thiên hà Xoắn ốc có Thanh chắn
3. Thiên hà hình elip
4. Thiên hà bất thường
5. Thiên hà Starburst
Sự hình thành và tiến hóa của các thiên hà
Có hai lý thuyết hàng đầu để giải thích cách các thiên hà đầu tiên hình thành.
Một người nói rằng các thiên hà được sinh ra khi những đám mây khí và bụi khổng lồ sụp đổ dưới lực hấp dẫn của chính chúng, cho phép các ngôi sao hình thành.
Người còn lại nói rằng vũ trụ trẻ chứa nhiều "cục" vật chất nhỏ, chúng kết tụ lại với nhau để tạo thành các thiên hà. Kính viễn vọng không gian Hubble đã chụp ảnh nhiều khối u như vậy, chúng có thể là tiền thân của các thiên hà hiện đại. Theo lý thuyết này, hầu hết các thiên hà lớn ban đầu là hình xoắn ốc. Nhưng theo thời gian, nhiều hình xoắn ốc hợp nhất lại để tạo thành hình elip.
Quá trình hình thành thiên hà vẫn chưa dừng lại. Vũ trụ của chúng ta tiếp tục phát triển. Các thiên hà nhỏ thường bị những thiên hà lớn nuốt chửng. Dải Ngân hà có thể chứa phần còn lại của một số thiên hà nhỏ hơn mà nó đã nuốt chửng trong suốt thời gian tồn tại lâu dài của nó. Dải Ngân hà đang tiêu hóa ít nhất hai thiên hà nhỏ ngay cả bây giờ và có thể kéo theo những thiên hà khác trong vài tỷ năm tới.
Khi hai hoặc nhiều thiên hà đủ gần nhau, lực hấp dẫn sẽ kéo các thiên hà về phía nhau. Lực hấp dẫn này tăng lên khi các thiên hà di chuyển về phía nhau. Các thiên hà có thể lướt qua nhau hoặc va chạm.
Thiên hà Antennae là một ví dụ về hai hình xoắn ốc đang trong quá trình va chạm. Chúng ta sẽ không thấy kết quả cuối cùng trong suốt cuộc đời của mình vì quá trình này kéo dài hàng trăm triệu năm.
Đôi khi, các thiên hà nhỏ hơn lao vào các thiên hà lớn hơn. Loại va chạm này tạo ra hiệu ứng gợn sóng, giống như một hòn đá ném xuống ao. Thiên hà Cartwheel là một ví dụ của kiểu va chạm này. Vòng ngoài của các ngôi sao màu xanh lam trong thiên hà này cho thấy một gợn sóng hình thành sao do vụ va chạm.
Dải Ngân hà và Andromeda là những ví dụ về hai thiên hà xoắn ốc cuối cùng có thể va chạm (khoảng 5 tỷ năm trong tương lai).
Việc sáp nhập thiên hà có thể mất từ vài trăm triệu đến vài tỷ năm để hoàn thành. Chúng có thể kích hoạt các vụ nổ hình thành sao mới và thậm chí tạo ra các lỗ đen khổng lồ.
Dải Ngân hà là thiên hà nhà của chúng ta trong vũ trụ. Hệ mặt trời của chúng ta - bao gồm mặt trời, Trái đất và bảy hành tinh khác - là một phần của thiên hà này, được gọi là Dải Ngân hà. Dải Ngân hà chứa hàng trăm tỷ ngôi sao giống như mặt trời của chúng ta. Tất cả các ngôi sao và hành tinh, bạn có thể thấy đều là một phần của thiên hà Milky Way. Người hàng xóm gần nhất của chúng tôi là Proxima Centauri. Nó cách Trái đất khoảng 4,2 năm ánh sáng. Trái đất nằm khoảng nửa giữa trung tâm của Dải Ngân hà và rìa ngoài của nó.
Trung tâm quay của Dải Ngân hà được gọi là Trung tâm Thiên hà và nó nằm cách Trái đất khoảng 26.000 năm ánh sáng theo hướng của các chòm sao Nhân mã, Ophiuchus và Scorpius.
Milky Way là một nhóm khoảng 50 thiên hà được gọi là Nhóm địa phương. Các thiên hà lớn nhất, khổng lồ nhất trong Nhóm Địa phương là Dải Ngân hà, Tiên nữ và Thiên hà Tam giác. Mỗi thiên hà này có một tập hợp các thiên hà vệ tinh bao quanh chúng.
Thiên hà Andromeda là thiên hà gần nhất với Dải Ngân hà và nó cách chúng ta khoảng 2 triệu năm ánh sáng. Dải Ngân hà được thiết lập để va chạm với thiên hà Andromeda trong khoảng 5 tỷ năm nữa.
Các phần của Dải Ngân hà
1. Đĩa thiên hà - Phần lớn trong số hơn 200 tỷ ngôi sao của Dải Ngân hà đều nằm ở đây. Đĩa thiên hà bao gồm các phần sau:
2. Các cụm hình cầu - Một vài trăm trong số này nằm rải rác trên và dưới đĩa. Những ngôi sao ở đây già hơn nhiều so với những ngôi sao trong đĩa thiên hà.
3. Vầng hào quang - Một vùng lớn và mờ bao quanh toàn bộ thiên hà. Nó được làm bằng khí nóng và có thể là vật chất tối. Phần lớn khối lượng của thiên hà nằm ở phần bên ngoài của thiên hà (như vầng hào quang), nơi có rất ít ánh sáng phát ra từ các ngôi sao hoặc khí.
Đám mây Magellan Lớn (LMC) là một thiên hà lùn vệ tinh của Dải Ngân hà nằm trong số những thiên hà gần Trái đất nhất. Nó ở khoảng cách khoảng 163.000 năm ánh sáng từ Trái đất. Cùng với thiên hà lùn đồng hành của nó là Đám mây Magellan Nhỏ, LMC có thể nhìn thấy như một đám mây mờ trên bầu trời Nam Bán cầu. Nó nằm trên biên giới của các chòm sao Dorado và Mensa. Dải Ngân hà đang tiêu thụ khí chảy ra từ Đám mây Magellan. Cuối cùng, hai thiên hà nhỏ hơn này có thể va chạm với Dải Ngân hà. Cả LMC và SMC đều có các vùng hình thành sao, và LMC là nơi xảy ra vụ nổ siêu tân tinh năm 1987 ngoạn mục.
Thiên hà Andromeda là thiên hà lớn nhất gần nhất với Dải Ngân hà. Thiên hà này được đặt theo tên của chòm sao Tiên nữ. Nó còn được gọi là Messier 31 hoặc M31. Thiên hà xoắn ốc này nằm cách thiên hà của chúng ta 2,5 triệu năm ánh sáng. Nó là thiên hà lớn nhất trong nhóm cục bộ hoặc cụm cục bộ nhưng không phải là thiên hà lớn nhất về tổng thể.
Người ta tin rằng thiên hà này được hình thành từ 5 đến 9 tỷ năm trước khi hai thiên hà nhỏ hơn va chạm và sáp nhập.
Các nhà thiên văn học sử dụng thiên hà này để tìm hiểu nguồn gốc của các thiên hà khác như vậy vì nó là thiên hà gần hành tinh của chúng ta nhất. Nó là vật thể ở xa nhất có thể được phát hiện bằng mắt thường.
Thiên hà Tiên nữ từng được xếp vào loại tinh vân. Nó có nhiều thiên hà vệ tinh khác nhau bao gồm 14 thiên hà lùn. Chiều dài của thiên hà này xấp xỉ 260.000 năm ánh sáng.
Thiên hà Tiên nữ đang tiến về phía chúng ta với tốc độ từ 100 đến 140 km / giây. Thiên hà Andromeda và Dải Ngân hà ngày càng được kéo gần hơn theo thời gian. Các nhà thiên văn học tin rằng hai thiên hà này sẽ được hợp nhất trong khoảng 5 tỷ năm nữa.
Hiệu ứng Doppler và Red Shift
Hiệu ứng Doppler là sự thay đổi rõ ràng về tần số hoặc bước sóng của sóng mà người quan sát nhận thấy khi chuyển động so với nguồn sóng.
Các nguồn sáng đến gần cho thấy sự dịch chuyển màu xanh lam và các nguồn ánh sáng đang lùi dần cho thấy sự dịch chuyển màu đỏ.
Khi các ngôi sao di chuyển ra khỏi các ngôi sao hoặc vật thể khác với gia tốc, đây là Dịch chuyển đỏ.
Khi một ngôi sao di chuyển về phía Trái đất, các bước sóng ánh sáng của nó bị nén lại. Điều này làm cho các vạch tối trong quang phổ dịch chuyển về phía cuối màu xanh tím của quang phổ. Điều này có nghĩa là nguồn sáng thiên văn (ngôi sao hoặc thiên hà) đang đến gần Trái đất.
Hubble đã sử dụng Hiệu ứng Doppler đối với ánh sáng để đo tốc độ mà các ngôi sao và thiên hà đang tiến lại gần hoặc lùi xa chúng ta. Ông nhận thấy rằng tất cả các thiên hà ngoài Nhóm Địa phương đều có sự dịch chuyển đỏ trong quang phổ của chúng, điều này có nghĩa là chúng phải đang di chuyển khỏi Trái đất. Nếu tất cả các thiên hà bên ngoài Nhóm Địa phương đang di chuyển khỏi Trái đất, thì toàn bộ vũ trụ phải đang giãn nở.
Định luật Hubble
Định luật Hubble là tuyên bố trong thiên văn học rằng các thiên hà di chuyển ra xa nhau và vận tốc mà chúng lùi lại tỷ lệ thuận với khoảng cách của chúng. Nó dẫn đến bức tranh về một vũ trụ đang giãn nở và bằng cách ngoại suy ngược thời gian, đến Lý thuyết Vụ nổ lớn.
Thuyết Vụ nổ lớn
Lý thuyết hàng đầu về sự hình thành của vũ trụ được gọi là lý thuyết vụ nổ lớn. Theo lý thuyết này, khoảng 13,7 tỷ năm trước, vũ trụ bắt đầu với một vụ nổ cực lớn. Toàn bộ vũ trụ bắt đầu mở rộng khắp mọi nơi cùng một lúc.
