Giống như hầu hết các ngành của khoa học tự nhiên, các nhà thiên văn học và vũ trụ học luôn muốn biết câu trả lời cho câu hỏi, "Làm thế nào mà nó diễn ra theo cách đó?" Điều gì đã khiến các thiên hà và cụm thiên hà, siêu cụm thiên hà, khoảng trống và sợi thiên hà trông giống như chúng ngày nay? Sự tồn tại của những dải thiên hà và khoảng trống lớn như vậy là một câu đố thú vị vì chúng ta có bằng chứng (sẽ được thảo luận trong chương Vụ nổ lớn) rằng vũ trụ cực kỳ trơn tru ngay cả vài trăm nghìn năm sau khi hình thành. Thách thức đối với các nhà lý thuyết là phải hiểu làm thế nào mà một vũ trụ gần như kỳ lạ đã thay đổi thành một vũ trụ phức tạp và cục mịch mà chúng ta thấy ngày nay. Với những quan sát và hiểu biết hiện tại của chúng ta về sự tiến hóa thiên hà theo thời gian vũ trụ, vật chất tối và cấu trúc quy mô lớn, chúng ta hiện đã sẵn sàng để cố gắng trả lời câu hỏi đó trên một số quy mô lớn nhất có thể có trong vũ trụ. Như chúng ta sẽ thấy, câu trả lời ngắn gọn cho cách vũ trụ hoạt động theo cách này là “vật chất tối + lực hấp dẫn + thời gian”.
Cách các thiên hà hình thành và phát triển
Chúng ta đã thấy rằng các thiên hà có một số lượng lớn, nhưng nhỏ hơn, xanh hơn và đông đúc hơn, trong quá khứ xa hơn so với ngày nay và sự hợp nhất thiên hà đóng một vai trò quan trọng trong quá trình tiến hóa của chúng. Đồng thời, chúng ta đã quan sát các chuẩn tinh và các thiên hà phát ra ánh sáng của chúng khi vũ trụ chưa đầy một tỷ năm tuổi — vì vậy chúng ta biết rằng các chất ngưng tụ lớn của vật chất đã bắt đầu hình thành ít nhất là sớm như vậy. Chúng ta cũng thấy trong chương Thiên hà Hoạt động, Chuẩn tinh và Lỗ đen Siêu khối lượng rằng có nhiều chuẩn tinh được tìm thấy ở trung tâm của các thiên hà hình elip. Điều này có nghĩa là một số nồng độ vật chất lớn đầu tiên phải phát triển thành các thiên hà hình elip mà chúng ta thấy trong vũ trụ ngày nay. Có vẻ như các lỗ đen siêu khối lượng ở trung tâm các thiên hà và sự phân bố hình cầu của vật chất thông thường xung quanh chúng hình thành cùng một lúc và thông qua các quá trình vật lý liên quan.
Sự xác nhận ấn tượng về bức tranh đó chỉ đến trong thập kỷ trước, khi các nhà thiên văn học phát hiện ra một mối quan hệ thực nghiệm kỳ lạ: như chúng ta đã thấy trong chương Thiên hà Hoạt động, Chuẩn tinh và Lỗ đen Siêu khối lượng, một thiên hà càng lớn thì lỗ đen trung tâm của nó càng lớn. Bằng cách nào đó, lỗ đen và thiên hà "biết" đủ về nhau để phù hợp với tốc độ phát triển của chúng.
Đã có hai loại mô hình hình thành thiên hà chính để giải thích tất cả những quan sát đó. Điều đầu tiên khẳng định rằng các thiên hà hình elip khổng lồ được hình thành trong một sự sụp đổ nhanh chóng của khí và vật chất tối, trong đó hầu như tất cả khí đều nhanh chóng biến thành các ngôi sao. Sau đó, các thiên hà chỉ thay đổi chậm khi các ngôi sao tiến hóa. Đây là cái mà các nhà thiên văn học gọi là kịch bản "từ trên xuống".
Mô hình thứ hai cho thấy rằng các hình elip khổng lồ ngày nay được hình thành chủ yếu thông qua sự hợp nhất của các thiên hà nhỏ hơn đã biến đổi ít nhất một số khí của chúng thành các ngôi sao — một kịch bản “từ dưới lên”. Nói cách khác, các nhà thiên văn học đã tranh luận về việc liệu các hình elip khổng lồ hình thành nên hầu hết các ngôi sao của chúng trong thiên hà lớn mà chúng ta thấy ngày nay hay trong các thiên hà nhỏ riêng biệt sau đó đã hợp nhất.
Vì chúng ta nhìn thấy một số chuẩn tinh phát sáng từ khi vũ trụ chưa đầy một tỷ năm tuổi, nên có khả năng ít nhất một số thiên hà elip khổng lồ đã bắt đầu tiến hóa rất sớm thông qua sự sụp đổ của một đám mây. Tuy nhiên, bằng chứng tốt nhất dường như cũng cho thấy rằng các thiên hà elip khổng lồ trưởng thành như những thiên hà chúng ta thấy ở lân cận là rất hiếm trước khi vũ trụ khoảng 6 tỷ năm tuổi và ngày nay chúng phổ biến hơn nhiều so với khi vũ trụ còn trẻ. Các quan sát cũng chỉ ra rằng hầu hết khí trong các thiên hà elip đã được chuyển đổi thành các ngôi sao vào thời điểm vũ trụ khoảng 3 tỷ năm tuổi, vì vậy dường như các thiên hà elip đã không hình thành nhiều ngôi sao mới kể từ đó. Chúng thường được cho là "đỏ và chết" - nghĩa là chúng chủ yếu chứa các ngôi sao già, nguội, màu đỏ và có rất ít hoặc không có sự hình thành sao mới.
Những quan sát này (khi được xem xét cùng nhau) cho thấy rằng các thiên hà elip khổng lồ mà chúng ta thấy gần đó được hình thành từ sự kết hợp của cả cơ chế từ trên xuống và từ dưới lên, với các thiên hà lớn nhất hình thành trong các cụm dày đặc nhất, nơi cả hai quá trình đều xảy ra rất sớm và nhanh chóng trong lịch sử vũ trụ.
Tình hình với các thiên hà xoắn ốc dường như rất khác. Khối phình ra của các thiên hà này hình thành sớm, giống như các thiên hà hình elip (Hình 28.27). Tuy nhiên, các đĩa hình thành muộn hơn (hãy nhớ rằng các ngôi sao trong đĩa của Ngân Hà trẻ hơn các ngôi sao trong chỗ phồng và tán hào quang) và vẫn chứa khí và bụi. Tuy nhiên, tốc độ hình thành sao theo hình xoắn ốc ngày nay thấp hơn khoảng 10 lần so với 8 tỷ năm trước. Số lượng các ngôi sao được hình thành giảm xuống khi khí được sử dụng hết. Vì vậy, thiên hà xoắn ốc dường như chủ yếu hình thành "từ dưới lên" nhưng trong một thời gian dài hơn hình elip và theo một cách phức tạp hơn, với ít nhất hai pha riêng biệt.
Hình 28.27 Sự phát triển của các khối phình xoắn ốc. Các khối phìn hạt nhân của một số thiên hà xoắn ốc được hình thành thông qua sự sụp đổ của một đám mây nguyên sinh duy nhất (hàng trên cùng). Những con khác lớn lên theo thời gian thông qua sự hợp nhất với các thiên hà nhỏ hơn khác (hàng dưới cùng).
Ban đầu, Hubble nghĩ rằng các thiên hà hình elip còn trẻ và cuối cùng sẽ biến thành hình xoắn ốc, một ý tưởng mà chúng ta biết là không đúng. Trên thực tế, như chúng ta đã thấy ở trên, nhiều khả năng là ngược lại: hai hình xoắn ốc va vào nhau dưới lực hấp dẫn lẫn nhau của chúng có thể biến thành hình elip.
Bất chấp những tiến bộ này trong hiểu biết của chúng ta về cách các thiên hà hình thành và phát triển, vẫn còn nhiều câu hỏi. Ví dụ, thậm chí có thể xảy ra, với bằng chứng hiện tại, rằng các thiên hà xoắn ốc có thể mất các nhánh và đĩa xoắn ốc trong một sự kiện hợp nhất, khiến chúng trông giống như một thiên hà hình elip hoặc bất thường, rồi lấy lại đĩa và cánh tay sau đó nếu vẫn còn đủ khí có sẵn. Câu chuyện về cách các thiên hà giả định hình dạng cuối cùng của chúng vẫn đang được viết khi chúng ta tìm hiểu thêm về các thiên hà và môi trường của chúng.
Sự hình thành Cụm thiên hà, Siêu cụm thiên hà, Khoảng trống và Phim
Nếu các thiên hà riêng lẻ dường như phát triển chủ yếu bằng cách tập hợp các mảnh nhỏ lại với nhau theo trọng trường theo thời gian vũ trụ, thì các cụm thiên hà và các cấu trúc lớn hơn như được thấy trong Hình 28.21 thì sao? Làm thế nào để chúng ta giải thích các bản đồ tỷ lệ lớn cho thấy các thiên hà phân bố trên các bức tường của các cấu trúc giống như bọt biển hoặc bong bóng khổng lồ kéo dài hàng trăm triệu năm ánh sáng?
Như chúng ta đã thấy, các quan sát đã tìm thấy bằng chứng ngày càng tăng về nồng độ, dạng sợi, cụm và siêu đám của các thiên hà khi vũ trụ chưa đầy 3 tỷ năm tuổi (Hình 28.28). Điều này có nghĩa là nồng độ lớn của các thiên hà đã tập hợp lại với nhau khi vũ trụ chưa đến một phần tư tuổi như bây giờ.
Hình 28.28 Hợp nhất các thiên hà trong một cụm xa. Hình ảnh qua Hubble này cho thấy lõi của một trong những cụm thiên hà xa nhất chưa được phát hiện, SpARCS 1049 + 56; chúng ta đang nhìn thấy nó như cách đây gần 10 tỷ năm. Điều ngạc nhiên do hình ảnh mang lại là "xác tàu hỏa" của các hình dạng thiên hà hỗn loạn và các đuôi thủy triều màu xanh lam: rõ ràng có một số thiên hà ngay trong lõi đang hợp nhất với nhau, nguyên nhân có thể xảy ra của một vụ nổ lớn hình thành sao và phát xạ tia hồng ngoại sáng từ cụm. (ảnh: sửa đổi công việc của NASA / STScI / ESA / JPL-Caltech / McGill)
Hầu như tất cả các mô hình hiện đang được ưa chuộng về cách cấu trúc quy mô lớn hình thành trong vũ trụ đều kể một câu chuyện tương tự như đối với các thiên hà riêng lẻ: "hạt" vật chất tối nhỏ trong súp vũ trụ nóng sau vụ nổ Big Bang phát triển bởi lực hấp dẫn thành các cấu trúc ngày càng lớn hơn như thời gian vũ trụ tích tắc (Hình 28.29). Các mô hình cuối cùng mà chúng ta xây dựng sẽ cần có khả năng giải thích kích thước, hình dạng, tuổi, số lượng và sự phân bố trong không gian của các thiên hà, cụm và sợi thiên hà — không chỉ ở ngày nay mà còn lùi rất xa về thời gian. Do đó, các nhà thiên văn đang làm việc chăm chỉ để đo lường và sau đó mô hình hóa các đặc điểm của cấu trúc quy mô lớn đó một cách chính xác nhất có thể. Cho đến nay, hỗn hợp 5% nguyên tử bình thường, 27% vật chất tối lạnh và 68% năng lượng tối dường như là cách tốt nhất để giải thích tất cả các bằng chứng hiện có (xem chương Vụ nổ lớn).
Hình 28.29 Sự phát triển của cấu trúc quy mô lớn được tính toán bằng siêu máy tính. Các hộp cho thấy các sợi và siêu cụm thiên hà phát triển như thế nào theo thời gian, từ sự phân bố tương đối đều của vật chất tối và khí, với một vài thiên hà được hình thành trong 2 tỷ năm đầu tiên sau Vụ nổ lớn, cho đến những chuỗi thiên hà có khoảng trống lớn ngày nay. So sánh hình ảnh cuối cùng trong chuỗi này với sự phân bố thực tế của các thiên hà lân cận được thể hiện trong Hình 28.21. (ảnh: sửa đổi công việc của CXC / MPE / V.Springel)
Hộp ở bên trái có nhãn “Big Bang”, hộp ở giữa không được dán nhãn và hộp ở bên phải có nhãn “Hiện tại”. Một mũi tên màu trắng hướng từ trái sang phải biểu thị hướng của thời gian.
Các nhà khoa học thậm chí còn có một mô hình để giải thích làm thế nào một "súp" nóng, gần như đồng nhất của các hạt và năng lượng vào thời kỳ đầu đã có được cấu trúc giống như pho mát Thụy Sĩ mà chúng ta đang thấy trên quy mô lớn nhất. Như chúng ta sẽ thấy trong chương Vụ nổ lớn, khi vũ trụ mới chỉ vài trăm nghìn năm tuổi, mọi thứ đều ở nhiệt độ vài nghìn độ. Các nhà lý thuyết cho rằng vào thời điểm ban đầu, tất cả khí nóng đều dao động, giống như sóng âm làm rung chuyển không khí của một hộp đêm với một ban nhạc có âm thanh đặc biệt lớn. Sự rung động này có thể tập trung vật chất thành các đỉnh có mật độ cao và tạo ra những khoảng trống giữa chúng. Khi vũ trụ nguội đi, nồng độ của vật chất bị “đóng băng” và các thiên hà cuối cùng được hình thành từ vật chất trong những vùng mật độ cao này.
Bức tranh lớn
Để kết thúc chương này, hãy tập hợp tất cả những ý tưởng này lại với nhau để kể một câu chuyện mạch lạc về cách vũ trụ hình thành như thế nào. Ban đầu, như chúng ta đã nói, sự phân bố của vật chất (cả sáng và tối) là gần như, nhưng không hoàn toàn chính xác, mịn và đồng nhất. Điều đó "không hoàn toàn" là chìa khóa cho mọi thứ. Ở đây và có những cục ở đó mật độ vật chất (cả sáng và tối) cao hơn một chút so với mức trung bình.
Ban đầu, mỗi khối riêng lẻ nở ra bởi vì toàn bộ vũ trụ đang giãn nở. Tuy nhiên, khi vũ trụ tiếp tục giãn nở, các vùng có mật độ cao hơn vẫn có khối lượng lớn hơn vì chúng tạo ra một lực hấp dẫn lớn hơn trung bình một chút lên vật chất xung quanh. Nếu lực hút vào bên trong đủ cao, các vùng riêng lẻ dày đặc hơn cuối cùng sẽ ngừng mở rộng. Sau đó, chúng bắt đầu sụp đổ thành những đốm màu có hình dạng bất thường (đó là thuật ngữ kỹ thuật mà các nhà thiên văn học sử dụng!). Ở nhiều vùng, sự sụp đổ diễn ra nhanh hơn theo một hướng, vì vậy nồng độ của vật chất không phải là hình cầu mà giống như những khối khổng lồ, bánh kếp và những sợi giống như sợi dây - mỗi cái đều lớn hơn nhiều so với các thiên hà riêng lẻ.
Những khối kéo dài này tồn tại trong suốt vũ trụ sơ khai, được định hướng theo các hướng khác nhau và sụp đổ với tốc độ khác nhau. Các khối này cung cấp bộ khung cho các cấu trúc dạng sợi và bong bóng quy mô lớn mà chúng ta thấy được bảo tồn trong vũ trụ ngày nay.
Sau đó, vũ trụ tiến hành "xây dựng chính nó" từ dưới lên. Trong các cụm, các cấu trúc nhỏ hơn được hình thành đầu tiên, sau đó được hợp nhất để xây dựng các cấu trúc lớn hơn, giống như các mảnh Lego được ghép lại với nhau để tạo ra một đô thị Lego khổng lồ. Nồng độ dày đặc đầu tiên của vật chất bị sụp đổ có kích thước bằng các thiên hà lùn nhỏ hoặc các cụm sao - điều này giúp giải thích tại sao các cụm sao là những thứ lâu đời nhất trong Ngân Hà và hầu hết các thiên hà khác. Sau đó, những mảnh vỡ này dần dần được tập hợp lại để tạo nên các thiên hà, các cụm thiên hà và cuối cùng là siêu cụm thiên hà.
Theo hình ảnh này, các thiên hà nhỏ và các cụm sao lớn lần đầu tiên hình thành ở các vùng có mật độ cao nhất - các sợi và nút nơi các “bánh kếp” giao nhau - khi vũ trụ bằng khoảng hai phần trăm tuổi hiện tại. Một số ngôi sao có thể đã hình thành ngay cả trước khi các cụm sao và thiên hà đầu tiên ra đời. Một số vụ va chạm giữa thiên hà và thiên hà đã gây ra các vụ nổ lớn hình thành sao, và một số trong số này dẫn đến sự hình thành các lỗ đen. Trong môi trường đông đúc, phong phú đó, các lỗ đen tìm thấy thức ăn liên tục và phát triển hàng loạt. Sự phát triển của các lỗ đen khổng lồ sau đó đã kích hoạt các chuẩn tinh và các hạt nhân thiên hà đang hoạt động khác có luồng năng lượng và vật chất phát ra mạnh mẽ làm tắt sự hình thành sao trong các thiên hà chủ của chúng. Vũ trụ sơ khai hẳn là một nơi thú vị!
Các cụm thiên hà sau đó được hình thành khi các thiên hà riêng lẻ tụ họp lại với nhau bằng lực hút hấp dẫn lẫn nhau của chúng (Hình 28.30). Đầu tiên, một vài thiên hà kết hợp với nhau để tạo thành các nhóm, giống như Nhóm Địa phương của chúng ta. Sau đó, các nhóm bắt đầu kết hợp để tạo thành các cụm và cuối cùng là siêu cụm thiên hà. Mô hình này dự đoán rằng các cụm và siêu cụm vẫn đang trong quá trình tập hợp lại với nhau, và các quan sát trên thực tế cho thấy rằng các cụm vẫn đang tập hợp các nhóm thiên hà của chúng và thu thập nhiều khí hơn khi nó chảy dọc theo các sợi. Trong một số trường hợp, chúng ta thậm chí thấy toàn bộ các cụm thiên hà hợp nhất với nhau.
Hình 28.30 Sự hình thành Cụm thiên hà. Sơ đồ giản đồ này cho thấy các thiên hà có thể đã hình thành như thế nào nếu các đám mây nhỏ hình thành trước và sau đó tập hợp lại để tạo thành các thiên hà và sau đó là các cụm thiên hà.
Hầu hết các thiên hà elip khổng lồ được hình thành thông qua sự va chạm và hợp nhất của nhiều mảnh vỡ nhỏ hơn. Một số thiên hà xoắn ốc có thể đã hình thành trong các vùng tương đối biệt lập từ một đám mây khí duy nhất bị sụp đổ tạo thành một đĩa phẳng, nhưng những thiên hà khác lại thu được thêm các ngôi sao, khí và vật chất tối thông qua các vụ va chạm, và các ngôi sao thu được qua các vụ va chạm này hiện hình thành tán hào quang của chúng và những khối phình lên. Như chúng ta đã thấy, Ngân Hà của chúng ta vẫn đang thu giữ các thiên hà nhỏ và thêm chúng vào tán hào quang của nó, và có thể cũng kéo khí tươi từ các thiên hà này vào đĩa của nó.
(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
