Thông tin về các quần thể sao nắm giữ những manh mối quan trọng về cách Thiên hà của chúng ta được hình thành theo thời gian. Hình dạng đĩa dẹt của Thiên hà cho thấy nó được hình thành thông qua một quá trình tương tự như quá trình dẫn đến sự hình thành tiền sao (xem Sự ra đời của các ngôi sao và sự khám phá của các hành tinh bên ngoài Hệ Mặt Trời). Dựa trên ý tưởng này, các nhà thiên văn học đầu tiên đã phát triển các mô hình giả định Thiên hà hình thành từ một đám mây quay duy nhất. Nhưng, như chúng ta sẽ thấy, đây hóa ra chỉ là một phần của câu chuyện.

Đám mây tiền thiên hà và Mô hình thu gọn nguyên khối

Bởi vì những ngôi sao lâu đời nhất - những ngôi sao trong tán hào quang và trong các cụm sao - được phân bố trong một hình cầu có tâm ở hạt nhân của Thiên hà, nên có lý khi cho rằng đám mây tiền thiên hà sinh ra Thiên hà của chúng ta gần như hình cầu. Các ngôi sao lâu đời nhất trong vầng hào quang có tuổi từ 12 đến 13 tỷ năm, vì vậy chúng tôi ước tính rằng sự hình thành của Thiên hà đã bắt đầu cách đây rất lâu. (Xem chương Vụ nổ lớn để biết các bằng chứng khác cho thấy các thiên hà nói chung bắt đầu hình thành cách đây hơn 13 tỷ năm.) Sau đó, cũng giống như trường hợp hình thành sao, đám mây tiền thiên hà sụp đổ và tạo thành một đĩa quay mỏng. Các ngôi sao sinh ra trước khi đám mây sụp đổ không tham gia vào quá trình sụp đổ, nhưng vẫn tiếp tục quay quanh quỹ đạo cho đến ngày nay (Hình 25.21).

Hình 25.21 Mô hình thu gọn nguyên khối cho sự hình thành của thiên hà. Theo mô hình này, Thiên hà Ngân Hà ban đầu hình thành từ một đám mây khí đang quay và sụp đổ do trọng lực. Các sao tán hào quang và các cụm sao cầu hoặc được hình thành trước khi sụp đổ hoặc được hình thành ở những nơi khác. Các ngôi sao trong đĩa hình thành muộn hơn, khi khí mà chúng được tạo ra đã bị “ô nhiễm” với các nguyên tố nặng được tạo ra trong các thế hệ sao trước đó.

Lực hấp dẫn làm cho chất khí trong đĩa mỏng bị phân mảnh thành các đám mây hoặc các khối vón lại có khối lượng giống như các cụm sao. Những đám mây riêng lẻ này sau đó bị phân mảnh thêm để tạo thành các ngôi sao. Vì những ngôi sao lâu đời nhất trong đĩa có tuổi gần bằng những ngôi sao trẻ nhất trong tán hào quang, nên sự sụp đổ phải diễn ra nhanh chóng (nói về mặt thiên văn học), có lẽ không quá vài trăm triệu năm.

Nạn nhân va chạm và mô hình đa hợp

Trong nhiều thập kỷ qua, các nhà thiên văn học đã biết rằng quá trình tiến hóa của Thiên hà không hoàn toàn yên bình như mô hình sụp đổ nguyên khối này cho thấy. Năm 1994, các nhà thiên văn học đã phát hiện ra một thiên hà mới nhỏ nằm trong hướng của chòm sao Cung Thủ. Thiên hà lùn Cung Thủ hiện cách Trái Đất khoảng 70.000 năm ánh sáng và cách trung tâm Thiên hà 50.000 năm ánh sáng. Nó là thiên hà gần nhất được biết đến (Hình 25.22). Thiên hà lùn Cung Thủ rất dài và hình dạng của nó cho thấy nó đang bị xé nát bởi thủy triều hấp dẫn của Thiên hà chúng ta — giống như Sao chổi Shoemaker-Levy 9 bị xé toạc khi nó đi quá gần Sao Mộc vào năm 1992.

Thiên hà Cung Thủ nhỏ hơn nhiều so với Ngân Hà và nhẹ hơn khoảng 10.000 lần so với Thiên hà của chúng ta. Tất cả các ngôi sao trong thiên hà lùn Cung Thủ dường như được định sẵn là kết thúc ở khối phình và tán hào quang của Ngân Hà. Nhưng đừng vội rung chuông tang lễ cho thiên hà nhỏ bé; Quá trình nuốt phải thiên hà lùn Cung Thủ sẽ mất khoảng 100 triệu năm nữa, và bản thân các ngôi sao sẽ sống sót.

Hình 25.22 Thiên hà lùn Cung Thủ. Năm 1994, các nhà thiên văn học người Anh đã phát hiện ra một thiên hà trong khu vực chòm sao Cung Thủ, nằm cách trung tâm Ngân Hà chỉ khoảng 50.000 năm ánh sáng và đang rơi vào Thiên hà của chúng ta. Hình ảnh này bao phủ một vùng xấp xỉ 70°×50° và kết hợp chế độ xem đen trắng của đĩa Thiên hà của chúng ta với bản đồ đường viền màu đỏ hiển thị độ sáng của thiên hà lùn. Thiên hà lùn nằm ở phía bên kia của trung tâm thiên hà so với vị trí của chúng ta. Các ngôi sao màu trắng trong vùng màu đỏ đánh dấu vị trí của một số cụm sao cầu nằm trong thiên hà lùn Cung Thủ. Dấu chữ Thập đánh dấu trung tâm Thiên hà. Đường nằm ngang tương ứng với mặt phẳng thiên hà. Đường viền màu xanh lam ở hai bên của mặt phẳng thiên hà tương ứng với hình ảnh hồng ngoại trong Hình 25.7. Các hộp vuông đánh dấu các khu vực nơi các nghiên cứu chi tiết về các ngôi sao riêng lẻ đã dẫn đến việc phát hiện ra thiên hà này. (tín dụng: sửa đổi tác phẩm của R. Ibata (UBC), R. Wyse (JHU), R. Sword (IoA))

Kể từ khám phá đó, bằng chứng đã được tìm thấy cho nhiều cuộc gặp gỡ gần gũi hơn giữa Thiên hà của chúng ta và các thiên hà láng giềng khác. Khi một thiên hà nhỏ mạo hiểm đến quá gần, lực hấp dẫn do Thiên hà của chúng ta tác động lên phía gần mạnh hơn ở phía xa. Hiệu ứng thực là các ngôi sao ban đầu thuộc thiên hà nhỏ được trải ra thành một dòng dài quay quanh tán hào quang của Ngân Hà (Hình 25.23).

Hình 25.23 Các dòng chảy trong Tán hào quang Thiên hà. Khi một thiên hà nhỏ bị Ngân Hà nuốt chửng, các ngôi sao thành viên của nó bị tước đi và tạo thành các dòng sao trong tán thiên hà. Hình ảnh này dựa trên các tính toán về một số dòng thủy triều sẽ trông như thế nào nếu Ngân Hà nuốt chửng 50 thiên hà lùn trong 10 tỷ năm qua. (tín dụng: sửa đổi công việc của NASA / JPL-Caltech / R. Hurt (SSC / Caltech))

Một dòng thủy triều như vậy có thể duy trì bản sắc của nó trong hàng tỷ năm. Cho đến nay, các nhà thiên văn học đã xác định được các dòng chảy bắt nguồn từ 12 thiên hà nhỏ đã mạo hiểm đến quá gần với Ngân Hà vốn to lớn hơn nhiều. Sáu luồng khác được liên kết với các cụm sao cầu. Có ý kiến ​​cho rằng các cụm sao cầu lớn, như Nhân Mã Omega (Omega Centauri), thực sự là hạt nhân dày đặc của các thiên hà lùn đã bị ăn thịt. Cụm sao cầu M54 hiện được cho là hạt nhân của thiên hà lùn Cung Thủ mà chúng ta đã thảo luận trước đó, hiện đang hợp nhất với Ngân Hà (Hình 25.24). Các ngôi sao ở vùng ngoài của các thiên hà như vậy bị lực hấp dẫn của Ngân Hà loại bỏ, nhưng các vùng dày đặc trung tâm thì lại có thể tồn tại.

Hình 25.24 Cụm sao cầu M54. Hình ảnh tuyệt đẹp của Kính viễn vọng Không gian Hubble này cho thấy cụm sao cầu hiện được cho là hạt nhân của Thiên hà lùn Cung Thủ. (tín dụng: ESA / Hubble & NASA)

Các tính toán chỉ ra rằng đĩa dày của Thiên hà có thể là sản phẩm của một hoặc nhiều vụ va chạm như vậy với các thiên hà khác. Sự bồi tụ của một thiên hà vệ tinh sẽ khuấy động quỹ đạo của các ngôi sao và đám mây khí ban đầu nằm trong đĩa mỏng và khiến chúng di chuyển cao hơn bên trên và bên dưới mặt phẳng giữa của Thiên hà. Trong khi đó, các ngôi sao của Thiên hà sẽ thêm vào hỗn hợp phình lên. Nếu một vụ va chạm như vậy xảy ra khoảng 10 tỷ năm trước, thì bất kỳ khí nào trong hai thiên hà chưa hình thành sao sẽ có nhiều thời gian để lắng xuống đĩa mỏng. Sau đó, khí có thể bắt đầu hình thành các thế hệ sao Quần thể I tiếp theo. Thời gian này cũng phù hợp với tuổi điển hình của các ngôi sao trong đĩa dày.

Ngân Hà có nhiều va chạm hơn. Một ví dụ là thiên hà lùn Đại Khuyển (Canis Major), có khối lượng khoảng 1% khối lượng của Ngân Hà. Các đuôi thủy triều dài đã bị tước khỏi thiên hà này, chúng đã tự quấn quanh Ngân Hà ba lần. Một số cụm sao cầu được tìm thấy trong Ngân Hà cũng có thể đến từ thiên hà lùn Đại Khuyển, dự kiến ​​sẽ hợp nhất dần dần với Ngân Hà trong khoảng một tỷ năm tới.

Trong khoảng 4 tỷ năm nữa, bản thân Ngân Hà sẽ bị nuốt chửng, vì nó và thiên hà Tiên Nữ (Andromeda) đang trong quá trình va chạm. Các mô hình máy tính của chúng ta cho thấy rằng sau một tương tác phức tạp, cả hai sẽ hợp nhất để tạo thành một thiên hà lớn hơn, tròn hơn (Hình 25.25).

Hình 25.25 Vụ va chạm của Ngân Hà với Tiên Nữ. Trong khoảng 3 tỷ năm nữa, Thiên hà Ngân Hà và thiên hà Tiên Nữ sẽ bắt đầu một quá trình va chạm kéo dài, phân tách và sau đó quay trở lại với nhau để tạo thành một thiên hà hình elip. Toàn bộ sự tương tác sẽ mất từ ​​3 đến 4 tỷ năm. Những hình ảnh mô phỏng trên máy tính cho thấy trình tự như sau: (1) Trong 3,75 tỷ năm, Tiên Nữ đã tiến gần đến Ngân Hà. (2) Sự hình thành sao mới lấp đầy bầu trời 3,85 tỷ năm nữa kể từ bây giờ. (3) Quá trình hình thành sao tiếp tục diễn ra sau 3,9 tỷ năm. (4) Hình dạng thiên hà thay đổi khi chúng tương tác, với Tiên Nữ bị kéo dài và Thiên hà của chúng ta trở nên cong vênh, khoảng 4 tỷ năm nữa. (5) Trong 5,1 tỷ năm nữa, lõi của hai thiên hà là các thùy sáng. (6) Trong 7 tỷ năm, các thiên hà hợp nhất tạo thành một thiên hà hình elip khổng lồ có độ sáng bao phủ bầu trời đêm. Hình minh họa của nghệ sĩ này thể hiện các sự kiện từ một vị trí thuận lợi cách trung tâm Ngân Hà 25.000 năm ánh sáng. Tuy nhiên, chúng ta nên lưu ý rằng Mặt Trời có thể không ở khoảng cách đó trong suốt chuỗi sự kiện, vì vụ va chạm điều chỉnh lại quỹ đạo của nhiều ngôi sao trong mỗi thiên hà. (nhà cung cấp: NASA; ESA; Z. Levay, R. van der Marel, STScl; T. Hallas và A. Mellinger)

Do đó, chúng tôi nhận ra rằng “ảnh hưởng của môi trường” (và không chỉ là đặc điểm ban đầu của thiên hà) đóng một vai trò quan trọng trong việc xác định các đặc tính và sự phát triển của Thiên hà của chúng ta. Trong các chương tiếp theo, chúng ta sẽ thấy rằng các vụ va chạm và sáp nhập cũng là một yếu tố chính trong sự tiến hóa của nhiều thiên hà khác.

(Còn tiếp...)

Tham khảo

  1. 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


Bài viết xem nhiều