Các Cụm thiên hà Abell - Vật Lý Thiên Văn

Các cụm thiên hà Abell là các nhóm thiên hà nổi tiếng nhất được xác định bởi George Abell trên bản in của cuộc khảo sát ảnh đầu tiên với kính thiên văn Schmidt tại núi Mount Palomar trong những năm 1950. Đôi khi, thuật ngữ Các cụm thiên hà Abell được dùng như là một từ đồng nghĩa chỉ các cụm thiên hà quang học lân cận.

George Abell xây dựng một danh mục chứa 2712 nhóm giàu thiên hà nhất trên bầu trời phương bắc. Danh mục này sau đó cũng được mở rộng về cả bầu trời phương nam. Không hề phóng đại khi nói rằng tổng số các mẫu của 4076 ứng viên cụm thiên hà trên khắp bầu trời đã cách mạng hóa việc nghiên cứu cấu trúc quy mô lớn trong vũ trụ. Danh mục Abell đã trở thành cơ sở cho các nghiên cứu định lượng đầu tiên về thành phần đậm đặc nhất của cấu trúc quy mô lớn trong vũ trụ địa phương. Những năm gần đây, định nghĩa về các mẫu ứng viên cụm thiên hà từ bản in khảo sát trường rộng đã được lặp lại với các máy in - quét tự động. Điều này cho thấy một cách rõ ràng rằng yếu tố chủ quan trong việc lựa chọn thị giác của Abell là khá nhỏ, ít nhất là đối với các cụm giàu thiên hà hơn ở lân cận.

Thực tế của các ứng viên cụm thiên hà trong danh mục Abell đã là chủ đề của các cuộc tranh luận, cho đến khi các quan sát quang phổ về số lượng lớn các thiên hà ở hướng quan sát của các cụm thiên hà Abell cho thấy sự thuyết phục rằng chỉ có một phần nhỏ của các cụm giàu thiên hà là kết quả của sự chồng lấn ngẫu nhiên. Đó là, một phần rất lớn của các ứng viên cụm giàu thiên hà trong danh mục tạo bởi Abell (hoặc, bao gồm cả các cụm thiên hà phương nam, bởi Abell, Corwin và Olowin) hiện diện các đỉnh tập trung và chặt chẽ trong biểu đồ phân bố không gian của các thiên hà, hầu hết với dịch chuyển đỏ bé hơn 0.2, và được giữ với nhau bởi lực hấp dẫn.

Ngay trong những năm 1930, Fritz Zwicky đã kết luận rằng vật chất phát sáng (chẳng hạn như các thiên hà) trong các cụm thiên hà hiện diện chỉ 10% của tổng khối lượng, hầu hết khối lượng do đó chỉ có thể thăm dò được bởi hấp dẫn của chúng. Điều này đã dẫn đến các ước lượng về khối lượng tổng (cả vật chất nhìn thấy và vật chất tối) bằng nhiều cách khác nhau. Phương pháp phổ biến nhất là đo vận tốc của các thiên hà trong cụm, số lượng và nhiệt độ của khí nóng (bức xạ tia X) và sự biến dạng hình ảnh của các thiên hà ở xa đằng sau cụm thiên hà bằng phương pháp thấu kính hấp dẫn.

Trong một thời gian dài, một vài các cụm thiên hà Abell nổi tiếng, chẳng hạn như những cụm thiên hà trong chòm sao Anh Tiên (Perseus) và Hậu Phát (Coma Berenices), đã uốn nắn tầm nhìn của chúng ta về phân loại của các khái niệm "độ giàu", "độ đông đúc", "các cụm thiên hà". Trong cái nhìn giản lược này, các cụm giàu thiên hà là các cấu trúc nhẵn, tròn trịa và ổn định. Bức tranh lý tưởng này cùng tồn tại với nhận thức rằng có các sự biến đổi rõ rệt trong các tính chất khác nhau của các cụm thiên hà Abell. Điều này dẫn đến nhiều nghiên cứu về các tính chất đó, và sự liên quan giữa các tính chất cũng như một vài nỗ lực để mô tả sự hình thành và tiến hóa của các cụm giàu thiên hà. Ngày nay chúng ta nhận thấy rằng các cụm thiên hà vẫn tiếp tục hình thành và phát triển tại thời kỳ hiện tại.

Giữa các tính chất cụm thiên hà có thể nghiên cứu được, và đối với các dự đoán lý thuyết đã được thực hiện là các dạng hình thể 3 chiều (hay đúng hơn là tỷ lệ trục của phân bố thiên hà), thành phần của quần thể thiên hà (ví dụ là các phần của các thiên hà ở các dạng hình thái học khác nhau), các phân bố độ sáng của các thiên hà, động lực học chi tiết của các phân loại thiên hà khác nhau, nền tảng cấu trúc động lực học và sự phân tách và phân chia của khối lượng tổng bao gồm cả vật chất baryonic (chẳng hạn, các hạt neutron hay proton "thông thường"). Một sự phát triển quan trọng gần đây là cuộc tìm kiếm, và nghiên cứu, các cụm thiên hà ở các khoảng cách rất lớn (chẳng hạn, ở dịch chuyển đỏ cao), là các "bậc tiền bối" của các cụm giàu thiên hà trong danh mục Abell. Đối với những cụm thiên hà trẻ hơn đó ở dịch chuyển đỏ cao, các cụm thiên hà Abell đóng vai trò như là một quần thể tham chiếu địa phương của hiện tại.

Vật Lý Thiên Văn - Chia sẻ niềm đam mê!

Hình 1: Cụm thiên hà Abell 2744 được chụp bởi Kính viễn vọng Không gian Hubble. Credit: NASA, ESA, and J. Lotz, M. Mountain, A. Koekemoer, and the HFF Team (STScI).

Các cụm thiên hà Abell là một phần của quần thể cụm thiên hà tổng

Khi tìm kiếm các ứng viên cụm thiên hà trên bản in Khảo sát Bầu trời Palomar, Abell không có thông tin về khoảng cách (hay dịch chuyển đỏ) của các thiên hà. Do đó ông đã sử dụng phân bố của các thiên hà theo độ sáng biểu kiến để lựa chọn các đỉnh trong phân bố thiên hà tham chiếu gần như tương ứng với một cấu trúc không gian dày đặc. Lấy độ sáng của thiên hà sáng thứ 10 làm "ngọn nến chuẩn" ước chừng, một dịch chuyển đỏ đã được ước lượng; điều này cung cấp một góc được tính bởi một kích thước tuyến tính cố định của 1.5h-1 Mpc tại khoảng cách của cụm thiên hà (trong đó h là giá trị đại diện cho tham số Hubble, được diễn giải theo đơn vị 100 km s-1 Mpc-1). Trong một khẩu độ tròn với bán kính bằng với góc đó, số lượng của các thiên hà với một độ sáng không yếu hơn hai lần so với thiên hà sáng thứ 3 đã được xem xét. Cuối cùng, số lượng của các thiên hà không liên quan trong khẩu độ (và giảm xuống giới hạn độ sáng giống nhau) được ước lượng từ mật độ thiên hà trong trường nền không có các ứng viên cụm thiên hà rõ rệt.

Con số chính xác của các thiên hà (tính chất giàu thiên hà của một cụm, chẳng hạn, con số ước lượng của các thành viên theo khẩu độ trên giới hạn độ sáng) đã được phát hiện để có một sự bất định là khoảng 17. Do đó, chỉ có các cụm thiên hà với một số lượng thiên hà đã hiệu chỉnh ít nhất là 50 thành viên đã được xem xét bởi Abell để lấy mẫu trong một khoảng dịch chuyển đỏ 0.1 - 0.2. Trong danh mục Abell "gốc" (bầu trời phương bắc), 1682 trong số 2712 ứng viên cụm thiên hà có được con số ít nhất 50 thiên hà trong một cụm. Giới hạn dưới trong việc tính toán độ giàu thiên hà phải được áp dụng nếu sử dụng danh mục Abell cho mục tiêu thống kê. Rõ ràng, nhiều cụm thiên hà ít giàu tồn tại nhưng ở các khoảng cách lớn hơn - dịch chuyển đỏ tương phản của chúng đối với lĩnh vực này là quá nhỏ để cho phép một định nghĩa chắc chắn của một mẫu thống kê tin cậy.

Trong những năm gần đây, một cuộc khảo sát dịch chuyển đỏ sâu rộng (Khảo sát Cụm thiên hà Abell Lân cận của ESO) đã được thược hiện đối với gần 6000 thiên hà trong khoảng 100 ứng viên cụm thiên hà (hầu hết từ phần phía nam của danh mục Abell, Corwin và Olowin) với độ giàu ít nhất là 50 và dịch chuyển đỏ ước lượng nhỏ hơn 0.1 (xem Các khảo sát Dịch chuyển đỏ Thiên hà). Thành phần không mong muốn trong những cuộc khảo sát dịch chuyển đỏ này do các thiên hà không thuộc vào một cụm thiên hà chính thức nào là không đáng kể, chẳng hạn, khoảng 25%. Tuy nhiên, ưu tiên của các cuộc khảo sát dịch chuyển đỏ bao gồm từ một cụm thiên hà mật độ không gian cao đến các cụm có ít nhất 50% các thiên hà với dịch chuyển đỏ đo được thuộc về cụm thiên hà. Chỉ có khoảng 10% các cụm thiên hà ứng viên là sự chồng lấn của hai hệ có độ giàu thiên hà gần như bằng nhau (nhưng tương đối nghèo) ở các dịch chuyển đỏ khác nhau trên cùng một đường ngắm.

Đối với các hệ mật độ không gian cao, sự phân tán vận tốc biểu thị một sự tương quan toàn cục với độ giàu (các cụm thiên hà với độ giàu cao hơn trung bình sẽ có sự phân tán vận tốc lớn hơn), nhưng sự tương quan là rất rộng (ít nhất cấp số 2 của cả hai định lượng). Độ bất định trong độ giàu ước lượng trực quan có thể được xem là đáng tin cậy, nhưng độ rộng của sự liên quan không giảm xuống nếu sử dụng độ giàu dựa trên máy quét thay vì bản gốc.

Chẳng hạn có khoảng 150 cụm thiên hà Abell với dịch chuyển đỏ bé hơn 0.15, khối lượng của các cụm được tính toán từ các vận tốc tương đối, nhưng phân bố khối lượng trong các khoảng khác nhau của độ giàu lại có sự chồng lấn đáng kể. Do đó, việc áp dụng giới hạn độ giàu vào một mẫy của các cụm thiên hà Abell (thứ cần thiết cho lý do thực tế) cho kết quả là một giới hạn khá phân tán về khối lượng.

Các cụm thiên hà, hay đúng hơn là các ứng viên cụm thiên hà, trong danh mục Abell với độ giàu tối thiểu là 50 theo đó là một phần của tất cả các cụm thiên hà trong dải khối lượng từ 4x1013 đến 2x1015 M (M là khối lượng Mặt Trời. Tuy nhiện, đối với các cụm thiên hà với một sự phân tán vận tốc ít nhất là 800 km s-1, về cơ bản tất cả độ giàu đều lớn hơn 50. Nói cách khác, tất cả các cụm thiên hà với một độ phân tán vận tốc tối thiểu là 800 km s-1 là được chứa trong một mẫu với tối thiểu 50 thành viên, và việc ước lượng mật độ không gian của chúng là khách quan. Các cụm thiên hà với độ phân tán vận tốc biểu kiến lớn hơn 1200 km s-1 được cho là bị chồng lấn hoặc có nhiều hạ cấu trúc động lực học.

Với sự xuất hiện của cuộc khảo sát tia X toàn bộ bầu trời từ các nhiệm vụ Einstein (HEAO-2) và ROSAT, nó trở nên có khả năng để xây dựng các mẫu hoàn chỉnh của các cụm thiên hà đối với những cụm mà luồng tia X từ khí nóng trong cụm thiên hà lớn hơn một giá trị ngưỡng. Điều này sinh ra các danh mục cụm thiên hà về cơ bản là khác so với, và do đó bổ sung thêm cho, danh mục Abell, mặc dù có một vài sự trùng lặp. Khối lượng của khí tia X nhìn chung ít nhất là có độ lớn như khối lượng của các thiên hà trong cụm, nhưng khối lượng tổng hợp của hai thành phần Baryonic này thường chỉ bằng 10-15% tổng khối lượng. Khi khối lượng tổng của các thiên hà có thể ước lượng được từ cả động học của các thiên hà và từ nhiệt độ và độ sáng tia X, thì cả hai ước lượng này về tổng quát hợp lý với nhau.

Vật Lý Thiên Văn - Chia sẻ niềm đam mê!

Hình 2: Abell 383, một cụm thiên hà khổng lồ của các thiên hà elip ở trung tâm bức ảnh chứa rất nhiều khối lượng vật chất tối đến nỗi lực hấp dẫn của nó uốn cong ánh sáng từ một đối tượng ở đằng sau thành một vòng cung, một hiện tượng được gọi là thấu kính hấp dẫn mạnh.Credit: ESA/Hubble.

Các tính chất của quần thể thiên hà trong các cụm thiên hà Abell

Trong quá khứ, một số kịch bản đã được đề xuất để phân loại các cụm thiên hà Abell. Tất cả chúng tóm lược lại theo cách này hay cách khác sự phân bố của các thiên hà trong cụm về vụ trí, độ sáng, hay dạng hình thái học, hoặc bất kỳ sự kết hợp nào trong số đó. Sự phân bố tham chiếu của các thiên hà có nhiều dạng và khoảng giữa các thái cực. Có thể là một sự tập trung trung tâm của các thiên hà sáng, thông thường là các dạng đầu tiên, ví dụ các thiên hà elip (elliptical), và dạng phổ biến của loại này là một thiên hà cD, chẳng hạn một thiên hà elip khổng lồ được bao quanh bởi một lớp vỏ rộng (xem Các thiên hà Elliptical). Tại thái cực khác có các cụm thiên hà không có sự tập trung trung tâm rõ rệt.

Trong một số cụm thiên hà, sự phân bố thiên hà là khá nhẵn, và về tổng quát các cụm thiên hà đó chứa tương đối một vài thiên hà xoắn ốc. Khi tỷ lệ các thiên hà xoắn ốc lớn, phân bố thiên hà thường sẽ ít cân đối. Tỷ lệ tương đối của các thiên hà giai đoạn trước và sau là tương quan với độ giàu thiên hà, và đây là một biển hiện rõ ràng của mối quan hệ mật độ - hình thái học. Loại tiếp theo biểu thị một sự tương quan rõ ràng giữa các phần liên quan của thiên hà elip, thiên hà thấu kính (S0s) và các thiên hà xoắn ốc, và mật độ (địa phương) các thiên hà tham chiếu (và theo đó là khoảng cách xuyên tâm). Các thiên hà S0s có thể đóng góp đến 50% tại trung tâm, với các thiên hà elip ít hơn một chút và các thiên hà xoắn ốc là khoảng 10%. Ở phần ngoài, các thiên hà elip là gần như vắng bóng trong khi các thiên hà xoắn ốc có thể hiện diện lên đến 60%. Lưu ý rằng đây là những giá trị toàn cục: các cụm thiên hà đơn lẻ sẽ biểu thị một sự dàn trải đáng kể xung quanh các giá trị này.

Mặc dù rằng trong một phần khá lớn của các cụm thiên hà Abell sự phân bố thiên hà không quá góc cạnh hay tròn trịa, người ta luôn luôn thu được biên dạng mật độ số tham chiếu bình quân phương vị {dpi{120}\Sigma (R)} (azimuthally averaged projected number density profile), với mỗi R là khoảng cách tham chiếu từ tâm của cụm thiên hà, chẳng hạn khoảng cách ngắn nhất giữa đường ngắm xuyên qua một thiên hà và tâm của cụm thiên hà. Một số biểu thức đã được đề xuất cho mô tả toán học của {dpi{120}\Sigma (R)}, tất cả chúng đều có 3 tham số. Đó là giá trị trung tâm của {dpi{120}\Sigma (R)}, chẳng hạn {dpi{120}\Sigma (R=0)}, một chiều dài đặc trưng Rc (khoảng cách tại {dpi{120}\Sigma (R)} bị giảm bởi một yếu tố cho trước, cho bằng 2) và một phép đo sự suy giảm của {dpi{120}\Sigma (R)} ở các phần ngoài (thường là sườn {dpi{120}\alpha} của {dpi{120}\Sigma (R)}).

Gần đây, {dpi{120}\Sigma (R)} đã thu được cho các thiên hà ở các dạng hình thái học khác nhau trong khoảng 70 cụm giàu thiên hà Abell. Trong từng cụm thiên hà, con số các thiên hà của một dạng cụ thể thường không đủ để cho phép một ước lượng chính xác của ba tham số của {dpi{120}\Sigma (R)}. Bằng việc kết hợp hợp lý các dữ liệu cho nhiều cụm thiên hà người ta có thể so sánh các đại diện của {dpi{120}\Sigma (R)} cho các thiên hà elip, S0s, xoắn ốc và các thiên hà với các vạch phát xạ (hầu hết là các thiên hà xoắn ốc giai đoạn cuối, chẳng hạn Sc và Sd, với khí bị ion hóa trong môi trường liên sao của chúng). Nói cách khác, bằng cách hy sinh các tính chất chi tiết của mỗi cụm thiên hà, người ta thu được một bức tranh của một cụm giàu thiên hà Abell.

Có vẻ là một sự tương quan rõ rệt giữa kiểu thiên hà và {dpi{120}\Sigma (R)}: chiều dài đặc tính Rc tăng rõ rệt từ các kiểu thiên hà giai đoạn trước và sau (từ khoảng 0.1 đến 0.5 Mpc). Điều này cho thấy rằng các thiên hà elip thực sự đã tập trung trung tâm nhiều hơn nhiều so với các thiên hà xoắn ốc, trong khi thiên hà vạch phát xạ hình thành quần thể mở rộng nhất. Những sự khác nhau này phải được đi kèm bởi sự khác nhau trong động học của các thiên hà ở nhiều dạng, bởi vì tất cả phân loại thiên hà di chuyển trong cùng một thế của cụm thiên hà, thứ mà phần lớn được xác định bởi vật chất tối.

Mỗi sự khác nhau động học thực tế đã được quan sát: các thiên hà elip và S0s cho thấy sự phân tán nhỏ nhất của thành phần đường ngắm của vận tốc của chúng, và sự biến dạng này thay đổi nhỏ với khoảng cách tham chiếu từ tâm. Các thiên hà xoắn ốc, và trong các thiên hà vạch phát xạ cụ thể, có một biến dạng vận tốc lớn hơn (lên đến 20 - 30%) và giảm nhanh chóng hướng đến các khoảng cách tham chiếu lớn hơn. Thực ra, động học của các thiên hà vạch phát xạ chỉ ra rằng chúng vẫn chưa đi qua lõi trung tâm đậm đặc, thứ mà có lẽ là lý do tại sao chúng vẫn chưa mất đi khí phát xạ vạch của chúng trong các cuộc chạm trán với các thiên hà khác.

Kết hợp các phân bố thiên hà tham chiếu với động học người ta có thể ước lượng sự phân bố của khối lượng tổng (vật chất nhìn thấy và vật chất tối) thông qua phương trình Jean của động lực học sao. Bằng cách so sánh phân bố của vật chất tối với vật chất phát sáng trong các thiên hà, người ta về nguyên tắc có thể nghiên cứu sự biến động của thứ gọi là tỷ lệ khối lượng - ánh sáng với khoảng cách từ tâm của cụm thiên hà. điều này có thể cung cấp manh mối về các chi tiết của quá trình hình thành, chẳng hạn các hiệu ứng của các cuộc va chạm thiên hà, quy luật của các vành vật chất tối của các thiên hà, vân vân...

Vật Lý Thiên Văn - Chia sẻ niềm đam mê!

Hình 3: Cụm thiên hà Abell 1689 kết hợp ảnh chụp từ bước sóng khả kiến và hồng ngoại, được chụp bởi Kính viễn vọng Không gian Hubble. Credit: ESA/Hubble.

Các cụm thiên hà Abell như các tàu thăm dò vũ trụ học

Một số tính chất quan sát của các cụm thiên hà Abell đã được sử dụng để giới hạn các lý thuyết về sự hình thành của cấu trúc quy mô lớn trong vũ trụ và các tham số trong mỗi lý thuyết đó (xem Vũ trụ: các mô phỏng về cấu trúc và sự hình thành thiên hà).Các tính chất này bao gồm phân bố không gian của các cụm thiên hà Abell, hình dạng và khối lượng của chúng. Theo các cách khác, tất cả chúng mang thông tin theo cách mỗi cấu trúc đã phát triển lớn nhất trong vũ trụ đã hình thành thông qua sự lớn lên của các biến động nội tại trong mật độ vật chất.

Phân bố không gian của các cụm thiên hà Abell đã được phân tích thông qua phương trình tương quan hai điểm {dpi{120}\xi (r)}, chẳng hạn phân số của các cặp cụm thiên hà với một sự phân tách nhất định, vượt quá con số kỳ vọng của các cặp cho một phân bố ngẫu nhiên, thứ đã thu được cho các cụm thiên hà với nhiều độ giàu khác nhau. Thông thường, hàm tương quan được tìm ra để có một dạng quy tắc lũy thừa {dpi{120}\xi (r)=(r/r_0)^{-\gamma}}; số mũ {dpi{120}\gamma} (khoảng bằng 2) không xuất hiện để phụ thuộc vào độ giàu giới hạn, mà giá trị của chiều dài tương quan phụ trách điều đó, và lớn hơn đối với các cụm giàu thiên hà hơn (với một giá trị đặc tính khoảng 20 Mpc). Theo nguyên tắc, những dữ liệu này cho phép người ta thu được giá trị của mật độ vũ trụ học cũng như biên độ của phổ biến động.

Một phương diện khác của phân bố các cụm giàu thiên hà Abell là chúng nhìn chung nằm ở đỉnh nơi mà các lớp và các sợi trong phân bố thiên hà tổng quát đến với nhau. Do đó, phân bố của các cụm giàu thiên hà của các đỉnh trong thứ gọi là lưới tổ ong Voronoi, thứ đang chia nhỏ hình học của không gian.

Hình dạng của các cụm thiên hà Abell đã thu được từ các phân bố tham chiếu của các thiên hà. Sử dụng vị trí thiên hà không phân biệt kiểu thiên hà, người ta có thể tính toán tính elip biểu kiến của một cụm thiên hà. Thông thường, các cụm giàu thiên hà hơn sẽ ít bị kéo dài hơn các cụm ít giàu thiên hà hơn. Tính elip biểu kiến đối với một mẫu cụm thiên hà của 100 cụm thiên hà Abell phương bắc gợi ý rằng các cụm bị kéo dài là có dạng thuôn dài (giống điếu xì gà) hơn là dạng khối. So sánh các dữ liệu này với các kết quả tính toán số học N - đối tượng có thể giới hạn các lý thuyết sự hình thành cấu trúc.

Phân bố đầy đủ của khối lượng của mẫu có thể tích giới hạn của các cụm thiên hà Abell (ví dụ hình dạng của nó và sự chuẩn hóa) cũng có thể mang lại thông tin cho lý thuyết hình thành cấu trúc vũ trụ học. Khi mẫu của các cụm thiên hà Abell với độ giàu giới hạn ở 50 có một khả năng được định nghĩa hoàn chỉnh tại các khối lượng nhỏ hơn, người ta phải giới hạn việc so sánh giữa các quan sát và dự đoán đến phần lớn các cụm thiên hà nặng mà danh mục Abell hoàn thành.

Nó là đáng kể để thu được thông tin độc lập cho một số tham số trong các lý thuyết hình thành ảnh hưởng đến các tính chất của phần lớn các cấu trúc nặng. Tuy nhiên, dường như có sự đồng thuận rằng càng về sau càng được hiểu một cách tự nhiên hơn trong một vũ trụ mà mật độ vật chất là nhỏ hơn đáng kể so với mật độ tới hạn.

Nguồn: Bách khoa toàn thư Thiên văn học
và Vật lý thiên văn (Nature Publishing Groups)

Tham khảo

  1. Giurin G and Mezzetti M (ed) 1999 Observational Cosmology: The Development of Galaxy Systems (Astron. Society of the Pacific Conf. Ser. 176)
  2. Abell G O 1958 The distribution of rich clusters of galaxies Astrophys. J. Suppl. 3 211–88
  3. Abell G O, Corwin H G and Olowin R P 1989 A catalog of rich clusters of galaxies Astrophys. J. Suppl. 70 1–138
  4. Bahcall N A 1977 Clusters of galaxies Ann. Rev. Astron. Astrophys. 15 505
  5. Bahcall N A 1988 Large-scale structure in the Universe indicated by galaxy clusters Ann. Rev. Astron. Astrophys. 26 631
  6. Sarazin C L 1986 X-ray emission from clusters of galaxies Rev. Mod. Phys. 58 1
Author: Hiền PHAN
Nguyên chủ nhiệm CLB Thiên văn Bách khoa - PAC (nay là CLB Thiên văn học Đà Nẵng - DAC); Nghiên cứu sinh ngành Vật lý thiên văn tại APC Laboratory, Paris Diderot University, Cộng hòa Pháp.


Bài viết xem nhiều

Bài viết nổi bật