Một trong những kết luận mà các nhà thiên văn học đã đạt được khi nghiên cứu các thiên hà xa xôi là sự va chạm và hợp nhất của toàn bộ thiên hà đóng một vai trò quan trọng trong việc xác định cách các thiên hà có được hình dạng và kích thước mà chúng ta thấy ngày nay. Chỉ có một số thiên hà lân cận hiện đang tham gia vào các vụ va chạm, nhưng những nghiên cứu chi tiết về những thiên hà đó cho chúng ta biết những gì cần tìm khi chúng ta tìm kiếm bằng chứng về sự hợp nhất trong những thiên hà rất xa và rất mờ. Những điều này lại cho chúng ta những manh mối quan trọng về các con đường tiến hóa khác nhau mà các thiên hà đã trải qua theo dòng thời gian vũ trụ. Hãy cùng xem xét chi tiết hơn điều gì sẽ xảy ra khi hai thiên hà va chạm.
Sáp nhập và ăn thịt đồng loại
Hình 28.1 cho thấy hình ảnh sống động của hai thiên hà đang va chạm. Bản thân các ngôi sao trong cặp thiên hà này sẽ không bị ảnh hưởng nhiều bởi sự kiện thảm khốc này. (Xem phần thông tin thêm Tại sao các Thiên hà lại va chạm nhưng Các ngôi sao Hiếm khi xảy ra.) Vì có rất nhiều không gian giữa các ngôi sao nên rất khó xảy ra va chạm trực tiếp giữa hai ngôi sao. Tuy nhiên, quỹ đạo của nhiều ngôi sao sẽ bị thay đổi khi hai thiên hà di chuyển qua nhau, và sự thay đổi quỹ đạo có thể làm thay đổi hoàn toàn diện mạo của các thiên hà tương tác. Một bộ sưu tập các thiên hà va chạm thú vị được thể hiện trong Hình 28.7. Những chiếc vòng lớn, những vòng tua khổng lồ của các ngôi sao và khí, và các cấu trúc phức tạp khác có thể hình thành trong những vụ va chạm vũ trụ như vậy. Thật vậy, những hình dạng kỳ lạ này là biển chỉ dẫn mà các nhà thiên văn học sử dụng để xác định các thiên hà va chạm.
Hình 28.7 Phòng trưng bày các Thiên hà Tương tác. (a và b) M82 (thiên hà nhỏ hơn ở trên cùng) và M83 (xoắn ốc) được chụp (a) trong ánh sáng nhìn thấy đen trắng và (b) trong sóng vô tuyến do khí hydro lạnh phát ra. Hình ảnh hydro cho thấy hai thiên hà được quấn lại bởi một “sợi dây khí” đang bị lực hấp dẫn của hai thiên hà kéo và giãn ra. (c) Hình ảnh cận cảnh này của Kính viễn vọng Không gian Hubble cho thấy một số tác động của sự tương tác này lên thiên hà M82, bao gồm cả khí chảy ra bên ngoài (các tua đỏ) được cung cấp bởi các vụ nổ siêu tân tinh của các ngôi sao lớn được hình thành trong vụ nổ hình thành sao. kết quả của vụ va chạm. (d) Thiên hà UGC 10214 (“Con nòng nọc”) là một thiên hà xoắn ốc có thanh ngang cách Ngân Hà 420 triệu năm ánh sáng đã bị phá vỡ bởi sự đi qua của một thiên hà nhỏ hơn. Lực hấp dẫn của thiên hà đi qua đã kéo phần đuôi thủy triều dài khoảng 280.000 năm ánh sáng ra ngoài và gây ra các vụ bùng phát hình thành sao thể hiện là các đám màu xanh dọc theo phần đuôi. (e) Các thiên hà NGC 4676 A và B có biệt danh là "Con Chuột." Trong hình ảnh của Kính viễn vọng Không gian Hubble này, bạn có thể thấy các đuôi dài và hẹp của các ngôi sao bị kéo ra khỏi các thiên hà do sự tương tác của hai thiên hà xoắn ốc. (f) Arp 148 là một cặp thiên hà bị bắt được khoảnh khắc hợp nhất để trở thành một thiên hà mới. Cả hai dường như đã đi qua nhau một lần, gây ra một sóng xung kích biến chúng thành một vòng hình thành sao màu xanh lam sáng, giống như những gợn sóng từ một hòn đá ném xuống ao. (ảnh a, b: sửa đổi công việc của NRAO / AUI; tín chỉ c: sửa đổi công việc của NASA, ESA và Nhóm Di sản Hubble (STScI / AURA); ảnh d, e: sửa đổi công việc của NASA, H. Ford (JHU), G. Illingworth (UCSC / LO), M.Clampin (STScI), G. Hartig (STScI), Nhóm Khoa học ACS và ESA; ảnh f: sửa đổi công việc của NASA, ESA, Di sản Hubble ( STScI / AURA) -ESA / Hubble Collaboration và A. Evans (Đại học Virginia, Charlottesville / NRAO / Đại học Stony Brook))
Thiên văn học cơ bản
Tại sao các thiên hà va chạm nhưng các ngôi sao hiếm khi va vào nhau?
Trong suốt cuốn sách này, chúng tôi đã nhấn mạnh khoảng cách lớn giữa các vật thể trong không gian. Do đó, bạn có thể ngạc nhiên khi nghe về các vụ va chạm giữa các thiên hà. Tuy nhiên, ngoại trừ chính lõi của các thiên hà, thì chúng ta lại không hề lo lắng về chuyện các ngôi sao bên trong một thiên hà va chạm với nhau. Hãy xem tại sao có sự khác biệt như thế.
Lý do là các ngôi sao quá nhỏ bé so với khoảng cách giữa chúng. Hãy sử dụng Mặt Trời của chúng ta làm ví dụ. Mặt Trời rộng khoảng 1,4 triệu km, nhưng cách ngôi sao gần nhất khác khoảng 4 năm ánh sáng, tương đương khoảng 38 nghìn tỷ km. Nói cách khác, Mặt Trời cách người hàng xóm gần nhất của nó 27 triệu lần đường kính. Nếu Mặt Trời là một quả bưởi ở thành phố New York, thì ngôi sao gần nhất sẽ là một quả bưởi khác ở San Francisco. Đây là đặc điểm điển hình của các ngôi sao không nằm trong khối phình hạt nhân của một thiên hà hoặc bên trong các cụm sao. Hãy đối chiếu điều này với khoảng cách của các thiên hà.
Đĩa có thể nhìn thấy của Ngân Hà có đường kính khoảng 100.000 năm ánh sáng. Chúng ta có ba thiên hà vệ tinh chỉ cách chúng ta một hoặc hai đường kính Ngân Hà (và có thể một ngày nào đó sẽ va chạm với chúng ta). Thiên hà xoắn ốc chính gần nhất là Thiên hà Tiên nữ (M31), cách chúng ta khoảng 2,4 triệu năm ánh sáng. Nếu Ngân Hà là một chiếc bánh kếp (hoặc bánh xèo) ở một đầu của bàn ăn sáng lớn, thì M31 sẽ là một chiếc bánh kếp khác ở đầu kia của cùng một chiếc bàn. Người hàng xóm thiên hà lớn gần nhất của chúng ta chỉ cách chúng ta 24 đường kính của Thiên hà và nó sẽ bắt đầu đâm vào Ngân Hà trong khoảng 4,5 tỷ năm nữa.
Các thiên hà trong các cụm đông đúc thậm chí còn gần nhau hơn các thiên hà trong vùng lân cận của chúng ta (xem phần Sự phân bố của các thiên hà trong không gian). Do đó, cơ hội va chạm của các thiên hà lớn hơn nhiều so với cơ hội va chạm của các ngôi sao trong đĩa thiên hà. Và chúng ta cần lưu ý rằng sự khác biệt giữa khoảng cách của các thiên hà và các ngôi sao cũng có nghĩa là khi các thiên hà va chạm, các ngôi sao của chúng hầu như luôn đi ngang qua nhau giống như một làn khói đi qua một cửa lưới.
Các chi tiết của các vụ va chạm thiên hà rất phức tạp và quá trình này có thể kéo dài hàng trăm triệu năm. Do đó, các vụ va chạm được mô phỏng tốt nhất trên máy tính (Hình 28.8), nơi các nhà thiên văn học có thể tính toán các tương tác chậm của các ngôi sao và các đám mây khí và bụi, thông qua lực hấp dẫn. Những tính toán này cho thấy nếu vụ va chạm diễn ra chậm, các thiên hà va chạm có thể kết hợp lại để tạo thành một thiên hà đơn lẻ.
Hình 28.8 Mô phỏng máy tính về một vụ va chạm thiên hà. Mô phỏng máy tính này bắt đầu với hai thiên hà xoắn ốc hợp nhất và kết thúc bằng một thiên hà hình elip duy nhất. Màu sắc hiển thị màu sắc của các ngôi sao trong hệ thống; lưu ý các vụ bùng phát màu xanh lam khi sự hình thành sao dồi dào được kích hoạt bởi sự tương tác. Khoảng thời gian từ đầu đến cuối trong trình tự này là khoảng một tỷ năm. (ảnh: sửa đổi công trình của P. Jonsson (Trung tâm Vật lý Thiên văn Harvard-Smithsonian), G. Novak (Đại học Princeton) và T. J. Cox (Đài quan sát Carnegie))
Khi hai thiên hà có kích thước bằng nhau tham gia vào một vụ va chạm, chúng ta gọi sự tương tác như vậy là sự hợp nhất (merger, thuật ngữ được áp dụng trong thế giới kinh doanh cho hai công ty ngang nhau hợp lực). Nhưng các thiên hà nhỏ cũng có thể bị nuốt chửng bởi những thiên hà lớn hơn - một quá trình mà các nhà thiên văn học đã gọi, một cách vui vẻ, là thiên hà ăn thịt đồng loại (Hình 28.9).
Hình 28.9 Thiên hà ăn thịt đồng loại. (a) Hình ảnh qua Hubble này cho thấy hình bóng kỳ lạ của những đám mây bụi đen đối với hạt nhân phát sáng của thiên hà elip NGC 1316. Các thiên hà elip thường chứa rất ít bụi. Những đám mây này có lẽ là tàn tích của một thiên hà đồng hành nhỏ đã bị NGC 1316 “ăn thịt” khoảng 100 triệu năm trước. (b) Thiên hà bị nhiễu loạn mạnh NGC 6240, được chụp bởi Kính viễn vọng Không gian Hubble (ảnh nền) và Kính viễn vọng Chandra tia X (hai khung ảnh bên trong) dường như là sản phẩm của sự hợp nhất giữa hai thiên hà xoắn ốc giàu khí. Hình ảnh tia X cho thấy không phải chỉ một mà có đến hai hạt nhân, cả hai đều phát sáng rực rỡ trong tia X và chỉ cách nhau 4000 năm ánh sáng. Đây có thể là vị trí của hai lỗ đen siêu lớn trú ngụ trong lõi của hai thiên hà trước khi hợp nhất; ở đây chúng đang tham gia vào một dạng "vòng xoáy tử thần", trong đó bản thân hai lỗ đen sẽ hợp nhất để trở thành một. (ảnh a: sửa đổi công việc của NASA, ESA và Nhóm Di sản Hubble (STScI / AURA); ảnh b: Tia X: NASA / CXC / MPE / S.Komossa và cộng sự; Quang học: NASA / STScI / RP van der Marel & J.Gerssen)
Các thiên hà hình elip rất lớn mà chúng ta đã thảo luận trong chương Các thiên hà có thể hình thành bằng cách “ăn thịt” một loạt các thiên hà nhỏ hơn trong các cụm của chúng. Những thiên hà "quái vật" này thường sở hữu nhiều hơn một hạt nhân và có lẽ chúng đạt được độ sáng cao bất thường bằng cách nuốt chửng các thiên hà lân cận. Đa hạt nhân là tàn tích của các nạn nhân của chúng (Hình 28.9). Nhiều thiên hà lớn, đặc biệt mà chúng ta quan sát được cũng có hình dạng hỗn độn do những tương tác trong quá khứ. Các vụ va chạm và sáp nhập chậm thậm chí có thể biến hai hoặc nhiều thiên hà xoắn ốc thành một thiên hà elip duy nhất.
Sự thay đổi về hình dạng không phải là tất cả những gì xảy ra khi các thiên hà va chạm. Nếu một trong hai thiên hà chứa vật chất liên sao, vụ va chạm có thể nén khí và kích hoạt tốc độ hình thành các ngôi sao - lên tới hệ số 100. Các nhà thiên văn gọi sự gia tăng đột ngột về số lượng các ngôi sao được hình thành là hiện tượng bùng nổ sao, và các thiên hà mà sự gia tăng xảy ra được gọi là các thiên hà bùng nổ sao (Hình 28.10). Trong một số thiên hà tương tác, quá trình hình thành sao diễn ra mạnh mẽ đến nỗi tất cả khí có sẵn sẽ cạn kiệt chỉ trong vài triệu năm; sự bùng nổ của quá trình hình thành sao rõ ràng chỉ là một hiện tượng tạm thời. Tuy nhiên, trong khi một hiện tượng nổ sao đang diễn ra, thiên hà trở nên sáng hơn và dễ phát hiện hơn nhiều dù ở khoảng cách lớn.
Hình 28.10 Bùng nổ sao gắn kết với các thiên hà va chạm. (a) Ba trong số các thiên hà trong một nhóm thiên hà nhỏ có tên gọi là Bộ tứ của Stephan (Stephan’s Quintet) đang tương tác hấp dẫn với nhau (thiên hà ở phía trên bên trái thực sự gần hơn nhiều so với ba thiên hà còn lại và không phải là một phần của sự tương tác này), dẫn đến các hình dạng méo mó được nhìn thấy ở đây. Chuỗi dài các ngôi sao trẻ, lớn màu xanh lam và hàng trăm vùng hình thành sao phát sáng trong ánh sáng màu hồng của khí hydro kích thích cũng là kết quả của sự tương tác. Tuổi của các cụm sao nằm trong khoảng từ 2 triệu đến 1 tỷ năm tuổi, cho thấy rằng đã có một số vụ va chạm khác nhau trong nhóm thiên hà này, mỗi vụ đều dẫn đến các vụ bùng nổ hình thành sao. Ba thành viên tương tác của Bộ tứ của Stephan nằm ở khoảng cách 270 triệu năm ánh sáng. (b) Hầu hết các thiên hà hình thành các ngôi sao mới với tốc độ khá chậm, nhưng các thành viên của một lớp hiếm được gọi là các thiên hà bùng nổ sao lại bùng cháy với sự hình thành sao cực kỳ tích cực. Thiên hà II Zw 096 là một trong những thiên hà bùng nổ sao như vậy, và hình ảnh kết hợp này sử dụng cả dữ liệu của Kính viễn vọng Không gian Hubble và Spitzer cho thấy nó đang hình thành các cụm sao sáng với tốc độ phi thường. Màu xanh lam cho thấy các thiên hà hợp nhất trong ánh sáng nhìn thấy, trong khi màu đỏ cho thấy bức xạ hồng ngoại từ vùng bụi nơi đang diễn ra quá trình hình thành sao. Thiên hà này ở khoảng cách 500 triệu năm ánh sáng và có đường kính khoảng 50.000 năm ánh sáng, bằng một nửa kích thước của Dải Ngân hà. (ảnh a: sửa đổi công việc của NASA, ESA và Nhóm Hubble SM4 ERO; ảnh b: sửa đổi công việc của NASA / JPL-Caltech / STScI)
Khi các nhà thiên văn học cuối cùng có công cụ để kiểm tra một số lượng đáng kể các thiên hà phát ra ánh sáng của chúng cách đây 11 đến 12 tỷ năm, họ phát hiện ra rằng những thiên hà rất trẻ này thường giống với các thiên hà bùng nổ sao lân cận có liên quan đến sự hợp nhất: chúng cũng có nhiều hạt nhân và hình dạng kỳ dị , chúng thường đông đúc hơn các thiên hà bình thường ngày nay, với nhiều nút thắt mạnh và các đám ánh sao sáng, và chúng có tỷ lệ hình thành sao cao hơn các thiên hà cô lập. Chúng cũng chứa rất nhiều sao xanh, trẻ, loại O và B, cũng như các thiên hà hợp nhất gần đó.
Các vụ hợp nhất giữa các thiên hà trong vũ trụ ngày nay là rất hiếm. Chỉ khoảng năm phần trăm các thiên hà lân cận hiện đang tham gia vào các tương tác. Sự tương tác này phổ biến hơn nhiều vào hàng tỷ năm trước (Hình 28.11) và giúp hình thành các thiên hà “trưởng thành hơn” mà chúng ta thấy trong thời đại của chúng ta. Rõ ràng, sự tương tác của các thiên hà đã đóng một vai trò quan trọng trong quá trình tiến hóa của chúng.
Hình 28.11 Sự va chạm của các Thiên hà trong một Cụm thiên hà xa. Bức ảnh lớn bên trái cho thấy hình ảnh của Kính viễn vọng Không gian Hubble về một cụm thiên hà ở khoảng cách khoảng 8 tỷ năm ánh sáng. Trong số 81 thiên hà trong cụm đã được kiểm tra chi tiết, có 13 thiên hà là kết quả của những vụ va chạm gần đây của các cặp thiên hà. Tám hình ảnh nhỏ hơn bên phải là cận cảnh của một số thiên hà va chạm. Quá trình sáp nhập thường mất một tỷ năm hoặc lâu hơn. (ảnh: sửa đổi tác phẩm của Pieter van Dokkum, Marijn Franx (Đại học Groningen / Leiden), ESA và NASA)
Tiến hóa Thiên hà và Hạt nhân Thiên hà Hoạt động
Trong khi các vụ sáp nhập thiên hà là những sự kiện khổng lồ, biến đổi hình dạng hoàn toàn của toàn bộ thiên hà trên quy mô hàng trăm nghìn năm ánh sáng và có thể gây ra các vụ bùng nổ hình thành sao lớn, thì việc bồi tụ các lỗ đen bên trong các thiên hà cũng có thể làm xáo trộn và thay đổi sự tiến hóa của các thiên hà chủ của chúng. Bạn đã đọc trong chương Thiên hà hoạt động, Chuẩn tinh và Lỗ đen siêu lớn về một họ các vật thể được gọi là Hạt nhân Thiên hà Hoạt động (AGN), tất cả chúng đều được cung cấp năng lượng bởi các lỗ đen siêu lớn. Nếu lỗ đen được bao quanh bởi đủ khí, một số khí có thể rơi vào lỗ đen, bị cuốn lên trên đường tạo thành một đĩa bồi tụ, một vũng xoáy nhỏ, có lẽ chỉ có bề ngang 100 AU (kích thước bằng Hệ Mặt Trời của chúng ta).
Bên trong đĩa, khí nóng lên đến mức nó tỏa sáng rực rỡ ngay cả trong tia X, thường vượt trội hơn phần còn lại của thiên hà chủ của hàng tỷ ngôi sao. Các lỗ đen siêu lớn và đĩa bồi tụ của chúng có thể là những nơi bạo lực và mạnh mẽ, với một số vật chất bị hút vào lỗ đen nhưng phần khác thậm chí còn nhiều hơn bị bắn ra ngoài theo các tia lớn vuông góc với đĩa. Những luồng phản lực mạnh mẽ này có thể vươn xa ra bên ngoài rìa đầy sao của thiên hà.
AGN phổ biến hơn nhiều trong vũ trụ sơ khai, một phần là do các vụ sáp nhập thường xuyên tạo ra nguồn cung cấp khí mới cho các đĩa bồi tụ lỗ đen. Các ví dụ về AGN trong vũ trụ lân cận ngày nay bao gồm thiên hà M87 (xem Hình 27.7), thể hiện một tia vật chất bắn ra từ hạt nhân của nó với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng và tia trong thiên hà sáng NGC 5128, còn được gọi là Nhân Mã A (Centaurus A, xem Hình 28.12).
Hình 28.12 Chế độ xem tổng hợp của Thiên hà Nhân Mã A. Hình ảnh có màu nhân tạo này được tạo ra bằng cách sử dụng dữ liệu từ ba kính thiên văn khác nhau: bức xạ hạ mili-mét (submillimeter) có bước sóng 870 micron được hiển thị bằng màu cam; Tia X có màu xanh lam; và ánh sáng nhìn thấy từ các ngôi sao được thể hiện bằng màu sắc tự nhiên của nó. Nhân Mã A có một hạt nhân thiên hà đang hoạt động cung cấp năng lượng cho hai luồng phản lực, có màu xanh lam và màu da cam, vươn tới các hướng ngược nhau ở xa bên ngoài đĩa sao của thiên hà và thổi phồng hai thùy mây khổng lồ bằng khí phát tia X nóng. Nhân Mã ở khoảng cách 13 triệu năm ánh sáng, khiến nó trở thành một trong những thiên hà hoạt động gần nhất mà chúng ta biết. (ảnh: sửa đổi công việc của ESO / WFI (Quang học); MPIfR / ESO / APEX / A. Weiss et al. (Submillimeter); NASA / CXC / CfA / R.Kraft et al. (X-ray))
Nhiều hạt có gia tốc cao chuyển động theo các luồng phản lực trong các thiên hà như vậy. Trên đường đi, các hạt trong các luồng có thể cày nát các đám mây khí trong môi trường liên sao, phá vỡ chúng ra và phân tán chúng. Vì các đám mây khí và bụi dày đặc hơn là cần thiết để vật chất kết tụ lại với nhau để tạo thành các ngôi sao, sự gián đoạn của các đám mây có thể ngăn cản quá trình hình thành sao trong thiên hà chủ hoặc cắt đứt quá trình đó trước khi nó bắt đầu.
Bằng cách này, chuẩn tinh và các loại AGN khác có thể đóng một vai trò quan trọng trong sự tiến hóa của các thiên hà của chúng. Ví dụ, ngày càng có nhiều bằng chứng cho thấy sự hợp nhất của hai thiên hà giàu khí không chỉ tạo ra một vụ bùng nổ hình thành sao khổng lồ, mà còn kích hoạt hoạt động AGN trong lõi của thiên hà mới. Đến lượt nó, hoạt động của AGN sau đó có thể làm chậm hoặc tắt sự bùng nổ của quá trình hình thành sao — điều này có thể có ý nghĩa quan trọng đối với hình dạng biểu kiến, độ sáng, hàm lượng hóa học và các thành phần sao của toàn bộ thiên hà. Các nhà thiên văn gọi quá trình đó là phản hồi AGN, và nó rõ ràng là một yếu tố quan trọng trong sự tiến hóa của hầu hết các thiên hà.
(còn tiếp...)
Tham khảo
- Astronomy 1st edition, Senior Contributing Authors: A. Franknoi, D. Morrison, S. Wolff ©2017 Rice University, Textbook content produced by OpenStax is licensed under a Creative Commons Attribution 4.0 International License. (Access for free at https://openstax.org/details/books/astronomy
