Walter Baade gọi các ngôi sao sáng màu xanh lam trong cánh xoắn ốc là quần thể I và tất cả các ngôi sao trong quần thể vầng hào quang và quần thể hình cầu là quần thể II.
Trong phần đầu tiên của chương, chúng tôi đã mô tả đĩa mỏng, đĩa dày và hào quang sao. Nhìn lại Bảng 25.1 và lưu ý một số mẫu. Các ngôi sao trẻ nằm trong đĩa mỏng, giàu kim loại và quay quanh trung tâm Thiên hà với tốc độ cao. Các ngôi sao trong tán hào quang thì đã già, có ít nguyên tố nặng hơn hydro và heli, và có quỹ đạo hình elip cao được định hướng ngẫu nhiên (xem Hình 25.19). Các ngôi sao trong tán hào quang có thể lao qua đĩa và khối phình trung tâm, nhưng chúng dành phần lớn thời gian ở phía trên hoặc bên dưới mặt phẳng của Thiên hà. Các ngôi sao trong đĩa dày là trung gian giữa hai thái cực này. Trước tiên, chúng ta hãy xem lý do tại sao độ tuổi và sự phong phú của nguyên tố nặng hơn lại có mối tương quan và sau đó xem những mối tương quan này cho chúng ta biết gì về nguồn gốc của Thiên hà Ngân Hà.
Hình 25.19 Cách Vật thể quay quanh Thiên hà. (a) Trong hình ảnh này, bạn nhìn thấy các ngôi sao trong đĩa mỏng của Thiên hà của chúng ta theo quỹ đạo gần tròn. (b) Trong hình ảnh này, bạn thấy chuyển động của các ngôi sao trong tán hào quang của Thiên hà theo các quỹ đạo hình elip và được định hướng ngẫu nhiên.
Hai loại sao
Việc khám phá ra rằng có hai loại sao khác nhau lần đầu tiên được thực hiện bởi Walter Baade trong Thế chiến thứ hai. Là một công dân Đức, Baade không được phép thực hiện nghiên cứu chiến tranh như nhiều nhà khoa học khác ở Hoa Kỳ đang làm, vì vậy ông có thể sử dụng thường xuyên kính thiên văn Mount Wilson ở nam California. Những quan sát của ông được hỗ trợ bởi bầu trời tối hơn do mất điện thời chiến của Los Angeles.
Trong số những thứ mà kính viễn vọng lớn và bầu trời tối cho phép Baade quan sát kỹ lưỡng là các thiên hà khác — hàng xóm của Thiên hà Ngân Hà của chúng ta. Chúng ta sẽ thảo luận về các thiên hà khác trong chương tiếp theo (Các Thiên hà), nhưng bây giờ chúng ta sẽ chỉ đề cập đến Thiên hà gần nhất giống với thiên hà của chúng ta (với cấu trúc hình đĩa và xoắn ốc tương tự) thường được gọi là thiên hà Tiên Nữ, theo tên chòm sao mà chúng ta tìm ra nó.
Baade bị ấn tượng bởi sự giống nhau của các ngôi sao chủ yếu là màu đỏ trong khối phình hạt nhân của thiên hà Andromeda với các ngôi sao trong cụm sao cầu và tán hào quang của Thiên hà chúng ta. Ông cũng ghi nhận sự khác biệt về màu sắc giữa tất cả những ngôi sao này và những ngôi sao xanh hơn được tìm thấy trong các nhánh xoắn ốc gần Mặt trời (Hình 25.20). Trên cơ sở này, ông gọi các ngôi sao sáng màu xanh lam trong cánh xoắn ốc là quần thể I và tất cả các ngôi sao trong tán hào quang và cụm sao cầu là quần thể II.
Hình 25.20 Thiên hà Tiên nữ (M31). Thiên hà xoắn ốc lân cận này trông giống với Thiên hà của chúng ta ở chỗ nó là một thiên hà hình đĩa với phần phình ra ở giữa. Lưu ý sự phình ra của những ngôi sao già hơn, hơi vàng ở trung tâm, những ngôi sao xanh hơn và trẻ hơn ở những vùng bên ngoài, và lớp bụi trong đĩa chặn một phần ánh sáng từ khối phình. (tín dụng: Nguyễn Trần Hạ)
Giờ đây, chúng ta biết rằng các quần thể không chỉ khác nhau về vị trí của chúng trong Thiên hà mà còn về thành phần hóa học, tuổi tác và quỹ đạo chuyển động xung quanh trung tâm Thiên hà. Các ngôi sao thuộc quần thể I chỉ được tìm thấy trong đĩa và đi theo quỹ đạo gần tròn xung quanh trung tâm thiên hà. Ví dụ như các sao siêu khổng lồ sáng, các sao dãy chính có độ sáng cao (các lớp quang phổ O và B), tập trung trong các nhánh xoắn ốc, và các thành viên của các cụm sao mở trẻ. Vật chất giữa các vì sao và các đám mây phân tử được tìm thấy ở cùng những vị trí với các ngôi sao thuộc quần thể I.
Các ngôi sao thuộc Quần thể II không có mối tương quan nào với vị trí của các nhánh xoắn ốc. Những vật thể này được tìm thấy trên khắp Thiên hà. Một số nằm trong đĩa, nhưng nhiều số khác quay theo quỹ đạo elip lệch tâm đưa chúng lên cao trên đĩa thiên hà vào tán hào quang. Ví dụ bao gồm các ngôi sao được bao quanh bởi tinh vân hành tinh và các ngôi sao biến thiên RR Lyrae. Các ngôi sao trong các cụm sao, được tìm thấy gần như hoàn toàn trong tán hào quang Thiên hà, cũng được xếp vào nhóm II.
Ngày nay, chúng ta biết nhiều hơn về sự tiến hóa của các vì sao so với các nhà thiên văn học vào những năm 1940, và chúng ta có thể xác định tuổi của các vì sao. Quần thể I bao gồm các ngôi sao với nhiều độ tuổi. Trong khi một số có tuổi đời lên tới 10 tỷ năm, những loài khác vẫn đang hình thành ngày nay. Ví dụ, Mặt trời, khoảng 5 tỷ năm tuổi, là một ngôi sao thuộc quần thể I. Những ngôi sao trẻ khổng lồ trong Tinh vân Orion đã hình thành trong vài triệu năm qua cũng vậy. Mặt khác, Quần thể II bao gồm toàn bộ các ngôi sao già được hình thành từ rất sớm trong lịch sử của Thiên hà; tuổi điển hình là 11 đến 13 tỷ năm.
Giờ đây, chúng ta cũng có những xác định tốt về thành phần của các ngôi sao. Chúng dựa trên phân tích quang phổ chi tiết của các ngôi sao. Gần như tất cả các ngôi sao dường như được cấu tạo chủ yếu từ hydro và heli, nhưng sự phong phú của các nguyên tố nặng hơn của chúng khác nhau. Trong Mặt Trời và các ngôi sao thuộc quần thể I khác, các nguyên tố nặng (những nguyên tố nặng hơn hydro và heli) chiếm 1–4% tổng khối lượng sao. Các ngôi sao thuộc quần thể II trong tán hào quang thiên hà bên ngoài và trong các cụm sao cầu có lượng nguyên tố nặng phong phú thấp hơn nhiều - thường ít hơn một phần trăm nồng độ được tìm thấy trong Mặt Trời và trong một số trường hợp hiếm hoi thậm chí còn thấp hơn. Ví dụ, ngôi sao Quần thể II lâu đời nhất được phát hiện cho đến nay có hàm lượng sắt ít hơn Mặt Trời một phần mười triệu.
Như chúng ta đã thảo luận trong các chương trước, các nguyên tố nặng được tạo ra sâu bên trong nội thất của các vì sao. Chúng được thêm vào nguồn nguyên liệu thô dự trữ của Thiên hà khi các ngôi sao chết đi và vật liệu của chúng được tái chế thành các thế hệ sao mới. Do đó, theo thời gian, các ngôi sao được sinh ra với nguồn cung cấp nguyên tố nặng ngày càng lớn. Các ngôi sao thuộc Quần thể II được hình thành khi sự phong phú của các nguyên tố nặng hơn hydro và helium thấp. Quần thể các sao I hình thành muộn hơn, sau khi các thành viên của thế hệ sao đầu tiên bị mất khối lượng khi chết đi, tạo mầm cho môi trường liên sao với các nguyên tố nặng hơn hydro và heli. Một số vẫn đang hình thành bây giờ, khi các thế hệ tiếp theo sẽ tiếp tục bổ sung vào nguồn cung cấp các nguyên tố nặng hơn có sẵn cho các ngôi sao mới.
Thế giới thực
Với những trường hợp ngoại lệ hiếm hoi, chúng ta đừng bao giờ tin vào bất kỳ lý thuyết nào chia thế giới chỉ thành hai loại. Mặc dù chúng có thể cung cấp điểm khởi đầu cho các giả thuyết và thí nghiệm, nhưng chúng thường là những sự đơn giản hóa quá mức cần được sàng lọc để tiếp tục nghiên cứu. Ý tưởng về hai quần thể đã giúp sắp xếp những suy nghĩ ban đầu của chúng ta về Thiên hà, nhưng giờ chúng ta biết rằng nó không thể giải thích tất cả những gì chúng ta quan sát được. Ngay cả các cấu trúc khác nhau của Thiên hà - đĩa, tán hào quang, khối phình trung tâm - cũng không được phân tách rõ ràng về vị trí, tuổi của chúng và hàm lượng nguyên tố nặng của các ngôi sao bên trong chúng.
Định nghĩa chính xác của đĩa Thiên hà phụ thuộc vào những đối tượng mà chúng ta sử dụng để xác định nó và như chúng ta đã thấy trước đó, nó không có ranh giới rõ ràng. Các ngôi sao trẻ nóng nhất và các đám mây bụi và khí đồng hành của chúng chủ yếu nằm trong vùng dày khoảng 200 năm ánh sáng. Những ngôi sao già hơn xác định một đĩa dày hơn có độ dày khoảng 2000 năm ánh sáng. Các ngôi sao tán hào quang dành phần lớn thời gian của chúng ở trên cao hoặc bên dưới đĩa nhưng đi qua đĩa trên quỹ đạo hình elip cao của chúng và do đó, đôi khi chúng được tìm thấy tương đối gần Mặt Trời.
Mật độ sao cao nhất được tìm thấy ở khối phình trung tâm, vùng bên trong thanh của Thiên hà. Có một vài ngôi sao trẻ, nóng bỏng trong phần phình ra, nhưng hầu hết những ngôi sao chỗ phồng đó có tuổi đời hơn 10 tỷ năm. Tuy nhiên, không giống như những ngôi sao hào quang có cùng tuổi, sự phong phú của các nguyên tố nặng trong các ngôi sao khối phình cũng giống như trong Mặt Trời. Tại sao lại như vậy?
Các nhà thiên văn học cho rằng sự hình thành sao trong đám phồng hạt nhân đông đúc xảy ra rất nhanh ngay sau khi Thiên hà Ngân Hà hình thành. Sau vài triệu năm, thế hệ sao đầu tiên có khối lượng lớn và tồn tại trong thời gian ngắn sau đó đã trục xuất các nguyên tố nặng trong các vụ nổ siêu tân tinh và do đó làm phong phú thêm các thế hệ sao tiếp theo. Vì vậy, ngay cả những ngôi sao hình thành trong khối phình hơn 10 tỷ năm trước cũng bắt đầu với nguồn cung cấp nguyên tố nặng tốt.
Điều ngược lại chính xác xảy ra trong Đám mây Magellan Nhỏ, một thiên hà nhỏ gần Ngân Hà, có thể nhìn thấy từ Bán cầu Nam của Trái Đất. Ngay cả những ngôi sao trẻ nhất trong thiên hà này cũng thiếu các nguyên tố nặng. Chúng tôi nghĩ rằng điều này là do thiên hà nhỏ không đặc biệt đông đúc và quá trình hình thành sao diễn ra khá chậm. Kết quả là cho đến nay có tương đối ít vụ nổ siêu tân tinh. Các thiên hà nhỏ hơn cũng gặp nhiều khó khăn hơn trong việc giữ khí thoát ra từ các vụ nổ siêu tân tinh để tái chế nó. Các thiên hà có khối lượng thấp chỉ tạo ra một lực hấp dẫn khiêm tốn, và khí tốc độ cao do siêu tân tinh phóng ra có thể dễ dàng thoát ra khỏi chúng.
Vì vậy, những nguyên tố nào mà một ngôi sao được ban tặng không chỉ phụ thuộc vào thời điểm ngôi sao hình thành trong lịch sử thiên hà của nó, mà còn phụ thuộc vào số lượng ngôi sao trong thiên hà của nó đã hoàn thành vòng đời của chúng vào thời điểm ngôi sao đó sẵn sàng hình thành.
(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
