Kỹ thuật tính toán khối lượng của các thiên hà về cơ bản giống với kỹ thuật được sử dụng để ước tính khối lượng của Mặt Trời, các ngôi sao và Thiên hà của chúng ta. Chúng ta đo tốc độ các vật thể ở các vùng bên ngoài của thiên hà quay quanh trung tâm và sau đó chúng ta sử dụng thông tin này cùng với định luật thứ ba của Kepler để tính toán khối lượng bên trong quỹ đạo đó là bao nhiêu.

Khối lượng thiên hà

Các nhà thiên văn có thể đo tốc độ quay trong các thiên hà xoắn ốc bằng cách thu được quang phổ của các ngôi sao hoặc khí, và tìm kiếm sự thay đổi bước sóng do hiệu ứng Doppler tạo ra. Hãy nhớ rằng một thứ gì đó di chuyển về phía gần hoặc ra xa chúng ta càng nhanh thì sự dịch chuyển của các vạch trong quang phổ của nó càng lớn. Ví dụ, định luật Kepler cùng với những quan sát như vậy về phần thiên hà Tiên Nữ sáng trong ánh sáng nhìn thấy, cho thấy nó có khối lượng thiên hà khoảng 4 × 1011 MSun (đủ vật chất để tạo ra 400 tỷ ngôi sao giống như Mặt Trời).

Tuy nhiên, tổng khối lượng của thiên hà Tiên Nữ lớn hơn khối lượng này bởi vì chúng ta chưa tính đến khối lượng của vật chất nằm ngoài rìa khả kiến ​​của nó. May mắn thay, có một số ít các vật thể — chẳng hạn như các ngôi sao cô lập, các cụm sao và các thiên hà vệ tinh — nằm ngoài rìa khả kiến ​​cho phép các nhà thiên văn ước tính có bao nhiêu vật chất bổ sung bị ẩn ngoài đó. Các nghiên cứu gần đây cho thấy khối lượng vật chất tối nằm ngoài rìa nhìn thấy của Tiên Nữ có thể lớn bằng khối lượng phần sáng của thiên hà. Thật vậy, sử dụng định luật thứ ba của Kepler và vận tốc của các thiên hà vệ tinh của nó, thiên hà Tiên Nữ được ước tính có khối lượng gần bằng 1,4 × 1012 MSun. Khối lượng của Thiên hà Ngân Hà được ước tính là 8,5 × 1011 MSun, và do đó, Dải Ngân hà của chúng ta hóa ra nhỏ hơn một chút so với Tiên Nữ.

Các thiên hà elip không quay một cách có hệ thống, vì vậy chúng ta không thể xác định vận tốc quay; do đó, chúng ta phải sử dụng một kỹ thuật hơi khác để đo khối lượng của chúng. Các ngôi sao của chúng vẫn quay quanh trung tâm thiên hà, nhưng không theo cách tổ chức đặc trưng cho các đường xoắn ốc. Vì các thiên hà elip chứa các ngôi sao hàng tỷ năm tuổi, chúng ta có thể giả định rằng bản thân các thiên hà không bay rời xa nhau. Do đó, nếu chúng ta có thể đo các tốc độ khác nhau mà các ngôi sao đang chuyển động trong quỹ đạo của chúng xung quanh trung tâm của thiên hà, chúng ta có thể tính toán khối lượng mà thiên hà phải chứa để giữ các ngôi sao bên trong nó.

Trên thực tế, quang phổ của một thiên hà là tổng hợp quang phổ của nhiều ngôi sao của nó, mà các chuyển động khác nhau của chúng tạo ra các dịch chuyển Doppler khác nhau (một số màu đỏ, một số màu xanh lam). Kết quả là các đường chúng ta quan sát được từ toàn bộ thiên hà chứa sự kết hợp của nhiều dịch chuyển Doppler. Khi một số ngôi sao cung cấp dịch chuyển xanh và những ngôi sao khác cung cấp dịch chuyển đỏ, chúng tạo ra đặc điểm hấp thụ hoặc phát xạ rộng hơn so với các đường tương tự trong một thiên hà giả định trong đó các ngôi sao không có quỹ đạo chuyển động. Các nhà thiên văn học gọi hiện tượng này là hiện tượng mở rộng. Mức độ mở rộng của mỗi đường biểu thị phạm vi tốc độ mà các ngôi sao đang di chuyển đối với trung tâm của thiên hà. Phạm vi của tốc độ lần lượt phụ thuộc vào lực hấp dẫn giữ các ngôi sao trong các thiên hà. Với thông tin về tốc độ, có thể tính được khối lượng của một thiên hà hình elip.

Bảng 26.1 tóm tắt phạm vi khối lượng (và các đặc tính khác) của các loại thiên hà khác nhau. Điều thú vị là, các thiên hà lớn nhất và nhỏ nhất là các thiên hà hình elip. Bình quân, các thiên hà không đều có khối lượng nhỏ hơn các thiên hà xoắn ốc.

Bảng 26.1 Đặc điểm của các loại thiên hà khác nhau

Characteristic

Spirals

Ellipticals

Irregulars

Khối lượng (MSun)

109 to 1012

105 to 1013

108 to 1011

Đường kính (nghìn năm ánh sáng)

15 to 150

3 to >700

3 to 30

Độ sáng (LSun)

108 to 1011

106 to 1011

107 to 2 × 109

Quần thể sao

Già và trẻ

Già

Già và trẻ

Vật chất liên sao

Khí và bụi

Hầu hết là bụi, ít khí

Nhiều khí; một số nơi ít bụi, một số nơi nhiều bụi

Tỷ lệ khối lượng - ánh sáng trong phần khả kiến

2 to 10

10 to 20

1 to 10

Tỷ lệ khối lượng - ánh sáng cho toàn bộ thiên hà 

100

100

?

Tỷ lệ khối lượng trên ánh sáng

Một cách hữu ích để mô tả đặc điểm của một thiên hà là lưu ý tỷ lệ khối lượng của nó (tính bằng đơn vị khối lượng Mặt Trời) với sản lượng ánh sáng của nó (tính bằng đơn vị độ sáng Mặt Trời). Con số đơn lẻ này cho chúng ta biết đại khái loại sao nào tạo nên phần lớn quần thể phát sáng của thiên hà, và nó cũng cho chúng ta biết liệu có nhiều vật chất tối hay không. Đối với các ngôi sao như Mặt Trời, tỷ lệ khối lượng trên ánh sáng theo định nghĩa của chúng tôi là 1.

Tất nhiên, các thiên hà không phải được cấu tạo hoàn toàn bởi các ngôi sao giống hệt Mặt Trời. Phần lớn các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn và ít phát sáng hơn Mặt Trời, và thông thường những ngôi sao này đóng góp phần lớn khối lượng của một thiên hà nhưng không đóng góp nhiều ánh sáng. Tỷ lệ khối lượng trên ánh sáng của các ngôi sao khối lượng thấp lớn hơn 1 (bạn có thể xác minh điều này bằng cách sử dụng dữ liệu trong Bảng 18.3). Do đó, tỷ lệ khối lượng trên ánh sáng của thiên hà nói chung cũng lớn hơn 1, với giá trị chính xác tùy thuộc vào tỷ lệ giữa các ngôi sao có khối lượng lớn và các ngôi sao có khối lượng thấp.

Các thiên hà mà sự hình thành sao vẫn đang diễn ra có nhiều ngôi sao lớn và tỷ lệ khối lượng ánh sáng của chúng thường nằm trong khoảng từ 1 đến 10. Các thiên hà bao gồm chủ yếu là quần thể sao già, chẳng hạn như thiên hà elip, trong đó các ngôi sao lớn đã hoàn thành quá trình tiến hóa của chúng và không còn tỏa sáng, có tỷ lệ khối lượng trên ánh sáng từ 10 đến 20.

Nhưng những hình ảnh này chỉ đề cập đến phần bên trong, dễ thấy của các thiên hà (Hình 26.10). Trong chương Thiên hà Ngân Hà và trước đó, chúng ta đã thảo luận về bằng chứng cho vật chất tối ở các vùng bên ngoài Thiên hà của chúng ta, nằm xa trung tâm thiên hà hơn nhiều so với các ngôi sao sáng và khí. Các phép đo gần đây về tốc độ quay các phần bên ngoài của các thiên hà lân cận, chẳng hạn như thiên hà Tiên Nữ mà chúng ta đã thảo luận trước đó, cho thấy rằng chúng cũng có sự phân bố mở rộng của vật chất tối xung quanh đĩa khả kiến của các ngôi sao và bụi. Vật chất chủ yếu vô hình này làm tăng thêm khối lượng của thiên hà trong khi không đóng góp gì vào độ sáng của nó, do đó làm tăng tỷ lệ khối lượng trên ánh sáng. Nếu vật chất tối vô hình tồn tại trong một thiên hà, tỷ lệ khối lượng ánh sáng của nó có thể cao tới 100. Hai tỷ lệ khối lượng trên ánh sáng khác nhau được đo cho các loại thiên hà khác nhau được đưa ra trong Bảng 26.1.

Hình 26.10 M101, Thiên hà Chong chóng. Thiên hà này là một thiên hà xoắn ốc trực diện ở khoảng cách 21 triệu năm ánh sáng. M101 có đường kính gần gấp đôi Ngân Hà, và nó chứa ít nhất 1 nghìn tỷ ngôi sao. (ảnh: NASA, ESA, K. Kuntz (Đại học Johns Hopkins), F. Bresolin (Đại học Hawaii), J. Trauger (Phòng thí nghiệm Sức đẩy Phản lực), J. Mold (NOAO), Y.-H. Chu (Đại học Illinois, Urbana) và STScI)

Những phép đo này của các thiên hà khác hỗ trợ kết luận đã đạt được từ các nghiên cứu về sự quay của Thiên hà của chúng ta — cụ thể là hầu hết các vật chất trong vũ trụ hiện nay không thể quan sát trực tiếp được trong bất kỳ phần nào của quang phổ điện từ. Sự hiểu biết về các đặc tính và sự phân bố của vật chất vô hình này là rất quan trọng đối với sự hiểu biết của chúng ta về các thiên hà. Ngày càng rõ ràng hơn rằng, thông qua lực hấp dẫn mà nó tác động, vật chất tối đóng một vai trò chi phối trong quá trình hình thành thiên hà và quá trình tiến hóa ban đầu. Có một sự trùng hợp song song thú vị ở đây giữa thời đại của chúng ta và thời đại khi mà Edwin Hubble đang được đào tạo về thiên văn học. Quay ngược đến năm 1920, nhiều nhà khoa học nhận thức được rằng thiên văn học đang đứng trước bờ vực của những bước đột phá quan trọng — giá như bản chất và hành vi của tinh vân có thể được giải quyết bằng những quan sát tốt hơn. Theo cách tương tự, nhiều nhà thiên văn học ngày nay cảm thấy chúng ta có thể đang đạt được sự hiểu biết tinh vi hơn nhiều về cấu trúc quy mô lớn của vũ trụ — giá mà chúng ta có thể tìm hiểu thêm về bản chất và đặc tính của vật chất tối. Nếu bạn theo dõi các bài viết về thiên văn học trên các bản tin (chúng tôi hy vọng bạn sẽ theo dõi thường xuyên), bạn sẽ được nghe nhiều hơn về vật chất tối trong những năm tới.

(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