Sau khi chứng thực sự tồn tại của các thiên hà khác, Hubble và những người khác bắt đầu quan sát chúng kỹ hơn - ghi nhận hình dạng, hàm lượng của chúng và nhiều đặc tính khác mà chúng có thể đo được. Đây là một nhiệm vụ khó khăn trong những năm 1920 khi việc thu được một bức ảnh hoặc quang phổ của một thiên hà có thể mất cả đêm quan sát không mệt mỏi. Ngày nay, kính thiên văn lớn hơn và máy dò điện tử đã làm cho nhiệm vụ này ít khó khăn hơn, mặc dù việc quan sát các thiên hà xa nhất (những thiên hà cho chúng ta thấy vũ trụ trong các giai đoạn sớm nhất của nó) vẫn đòi hỏi nỗ lực rất lớn.
Bước đầu tiên khi cố gắng hiểu một loại đối tượng mới thường chỉ đơn giản là mô tả nó. Hãy nhớ rằng, bước đầu tiên để hiểu quang phổ sao chỉ đơn giản là sắp xếp chúng theo hình dạng (xem chương Phân tích ánh sao). Hóa ra, các thiên hà lớn nhất và sáng nhất có một trong hai hình dạng cơ bản: hoặc phẳng hơn và có các nhánh xoắn ốc, giống như Thiên hà của chúng ta, hoặc chúng có vẻ như hình elip (hình trứng hoặc hình điếu xì gà). Ngược lại, nhiều thiên hà nhỏ hơn lại có hình dạng vô định hình.
Thiên hà Xoắn ốc
Thiên hà của chúng ta và thiên hà Tiên Nữ (Andromeda) là những thiên hà xoắn ốc lớn, điển hình (xem Hình 26.2). Chúng bao gồm một khối phình trung tâm, một tán, một đĩa và các nhánh xoắn ốc. Vật chất liên sao thường nằm rải rác khắp đĩa của các thiên hà xoắn ốc. Các tinh vân phát xạ sáng và các sao trẻ nóng, đặc biệt trong các nhánh xoắn ốc, cho thấy sự hình thành sao mới vẫn đang diễn ra. Các đĩa thường bị chứa nhiều bụi, điều này đặc biệt dễ nhận thấy ở những hệ thống mà chúng ta quan sát từ phía cạnh (Hình 26.4).
Hình 26.4 Các Thiên hà Xoắn ốc. (a) Các nhánh xoắn ốc của M100, được chỉ ra ở đây, có màu xanh hơn phần còn lại của thiên hà, cho thấy sự hiện diện của các ngôi sao trẻ, khối lượng lớn và các vùng hình thành sao. (b) Chúng ta nhìn thấy thiên hà xoắn ốc này, NGC 4565, gần như chính xác từ phía cạnh, và từ góc độ này, chúng ta có thể nhìn thấy bụi trong mặt phẳng của thiên hà; nó có vẻ tối vì nó hấp thụ ánh sáng từ các ngôi sao trong thiên hà. (ảnh a: sửa đổi tác phẩm của Hubble Legacy Archive, NASA, ESA và Judy Schmidt; ảnh b: sửa đổi tác phẩm của “Jschulman555” / Wikimedia)
Trong các thiên hà mà chúng ta nhìn thấy chính diện, các ngôi sao sáng và tinh vân phát xạ làm cho các nhánh xoắn ốc nổi bật như một cái chong chóng. Các cụm sao mở có thể được nhìn thấy trong các nhánh của các vòng xoắn ốc gần hơn, và các cụm sao cầu thường được nhìn thấy trong tán hào quang của thiên hà. Các thiên hà xoắn ốc chứa một hỗn hợp các ngôi sao trẻ và già, giống như Ngân Hà. Tất cả các thiên hà xoắn ốc đều quay và hướng quay của chúng theo chiều mà các cánh tay dường như chạy theo các đường giống như sóng nước để lại của một chiếc thuyền.
Khoảng hai phần ba các thiên hà xoắn ốc gần có các thanh sao hình hộp hoặc hình hạt lạc chạy qua tâm của chúng (Hình 26.5). Đối với sự độc đáo tuyệt vời này, các nhà thiên văn học gọi những thiên hà này là thiên hà xoắn ốc có thanh.
Hình 26.5 Thiên hà Xoắn ốc có Thanh. NGC 1300, được hiển thị ở đây, là một thiên hà xoắn ốc có thanh. Lưu ý rằng các nhánh xoắn ốc bắt đầu ở các đầu của thanh. (ảnh: NASA, ESA và Nhóm Di sản Hubble (STScI / AURA))
Như chúng ta đã lưu ý trong chương Thiên hà Ngân Hà, Thiên hà của chúng ta cũng có một thanh khiêm tốn (xem Hình 25.10). Các nhánh xoắn ốc thường bắt đầu từ các đầu của thanh. Thực tế là các thanh rất phổ biến cho thấy rằng chúng đã tồn tại đủ lâu; có thể là hầu hết các thiên hà xoắn ốc tạo thành một thanh tại một số thời điểm trong quá trình tiến hóa của chúng.
Trong cả thiên hà xoắn ốc có thanh và không có thanh, chúng ta quan sát thấy một loạt các hình dạng khác nhau. Ở một thái cực, khối phình trung tâm lớn và phát sáng, các cánh tay mờ nhạt và cuộn chặt, đồng thời các tinh vân phát xạ sáng và các ngôi sao siêu lớn không dễ thấy. Hubble, người đã phát triển một hệ thống phân loại các thiên hà theo hình dạng, đã đặt cho những thiên hà này cái tên Sa. Các thiên hà ở thái cực này có thể không có cấu trúc cánh tay xoắn ốc rõ ràng, dẫn đến hình dạng giống như thấu kính (đôi khi chúng được gọi là thiên hà dạng thấu kính). Những thiên hà này dường như chia sẻ nhiều đặc tính với thiên hà elip cũng như với thiên hà xoắn ốc.
Ở một thái cực khác, khối phình trung tâm nhỏ và các cánh tay “bị thương” lỏng lẻo. Trong các thiên hà Sc này, các ngôi sao phát sáng và tinh vân phát xạ rất nổi bật. Thiên hà của chúng ta và thiên hà Andromeda đều là trung gian giữa hai thái cực. Ảnh chụp các thiên hà xoắn ốc, minh họa các loại khác nhau, được thể hiện trong Hình 26.6, cùng với các thiên hà elip để so sánh.
Hình 26.6 Phân loại Thiên hà của Hubble. Hình này biểu diễn phân loại ban đầu của Edwin Hubble về các thiên hà. Các thiên hà hình elip ở bên trái. Ở bên phải, bạn có thể thấy các hình dạng xoắn ốc cơ bản được minh họa, cùng với hình ảnh của các thiên hà xoắn ốc có thanh và không thanh thực tế. (ảnh: sửa đổi công việc của NASA, ESA)
Các phần phát sáng của các thiên hà xoắn ốc dường như có đường kính từ khoảng 20.000 đến hơn 100.000 năm ánh sáng. Các nghiên cứu gần đây đã phát hiện ra rằng có lẽ có một lượng lớn vật chất thiên hà nằm ngoài rìa biểu kiến của các thiên hà. Vật chất này dường như là khí lạnh, mỏng, khó phát hiện trong hầu hết các quan sát.
Từ dữ liệu quan sát có sẵn, khối lượng các phần nhìn thấy được của các thiên hà xoắn ốc được ước tính nằm trong khoảng từ 1 tỷ đến 1 nghìn tỷ Mặt Trời (109 đến 1012 MSun). Tổng độ sáng của hầu hết các thiên hà xoắn ốc nằm trong khoảng từ 100 triệu đến 100 tỷ lần độ sáng của Mặt Trời của chúng ta (108 đến 1011 LSun). Thiên hà Ngân Hà và M31 của chúng ta tương đối lớn và khổng lồ, theo hình xoắn ốc. Cũng có vật chất tối đáng kể trong và xung quanh các thiên hà, giống như trong Ngân Hà; chúng ta suy ra sự hiện diện của nó từ tốc độ các ngôi sao ở phần bên ngoài của Thiên hà đang di chuyển trong quỹ đạo của chúng.
Các thiên hà elip
Các thiên hà hình elip bao gồm gần như hoàn toàn là các ngôi sao cũ và có hình dạng là hình cầu hoặc ellipsoid (hình cầu hơi bị bẹp lại) (Hình 26.7). Chúng không có dấu vết của các nhánh xoắn ốc. Ánh sáng của chúng bị chi phối bởi các ngôi sao màu đỏ già cỗi (các ngôi sao thuộc quần thể II được thảo luận trong chương Thiên hà Ngân Hà). Trong các hình elip lớn hơn lân cận, nhiều cụm sao cầu có thể được xác định. Các tinh vân bụi và phát xạ không dễ thấy trong các thiên hà elip, nhưng nhiều tinh vân chứa một lượng nhỏ vật chất liên sao.
Hình 26.7 Các thiên hà Elip. (a) ESO 325-G004 là một thiên hà elip khổng lồ. Các thiên hà elip khác có thể được nhìn thấy xung quanh các cạnh của bức ảnh này. (b) Thiên hà elip này có lẽ có nguồn gốc từ sự va chạm của hai thiên hà xoắn ốc. (ảnh a: sửa đổi công việc của NASA, ESA và Nhóm Di sản Hubble (STScI / AURA); ảnh b: sửa đổi công việc của ESA / Hubble, NASA)
Các thiên hà elip cho thấy nhiều mức độ phẳng khác nhau, từ những hệ gần như hình cầu đến những hệ gần với độ phẳng của thiên hà xoắn ốc. Các thiên hà elip khổng lồ hiếm gặp (ví dụ, ESO 325-G004 trong Hình 26.7) đạt độ sáng 1011 LSun. Khối lượng của một thiên hà elip khổng lồ có thể lớn tới 1013 MSun. Đường kính của những thiên hà lớn này kéo dài hơn vài trăm nghìn năm ánh sáng và lớn hơn đáng kể so với những thiên hà xoắn ốc lớn nhất. Mặc dù các ngôi sao riêng lẻ quay quanh trung tâm của một thiên hà elip, thì các quỹ đạo không phải tất cả theo cùng một hướng, như xảy ra trong các thiên hà xoắn ốc. Do đó, các thiên hà elip dường như không quay một cách có hệ thống, gây khó khăn cho việc ước tính chúng chứa bao nhiêu vật chất tối.
Chúng tôi nhận thấy rằng các thiên hà elip trải rộng từ những thiên hà khổng lồ, như vừa được mô tả, cho đến những thiên hà lùn, có thể là loại thiên hà phổ biến nhất. Các thiên hà elip lùn (đôi khi được gọi là thiên hà cầu lùn) đã thoát khỏi sự chú ý của chúng ta trong một thời gian dài vì chúng rất mờ nhạt và khó nhìn thấy. Một ví dụ về thiên hà elip lùn là thiên hà cầu lùn Leo I được biểu diễn trong Hình 26.8. Độ sáng của thiên hà lùn điển hình này tương đương với độ sáng của các cụm sao cầu sáng nhất.
Trung gian giữa các thiên hà elip khổng lồ và lùn là các hệ thống như M32 và M110, hai người bạn đồng hành của thiên hà Andromeda. Trong khi chúng thường được gọi là thiên hà elip lùn, thì những thiên hà này lớn hơn đáng kể so với những thiên hà như Leo I.
Hình 26.8 Thiên hà Elip lùn. M32, một thiên hà elip lùn và là một trong những người bạn đồng hành với thiên hà Tiên Nữ khổng lồ M31. M32 là một sao lùn theo tiêu chuẩn thiên hà, vì nó chỉ có chiều ngang 2400 năm ánh sáng. (ảnh: NOAO / AURA / NSF)
Các thiên hà vô định hình
Hubble đã phân loại các thiên hà không có hình dạng thông thường tương ứng với các loại chúng ta vừa mô tả vào loại thiên hà vô định hình, và chúng ta tiếp tục sử dụng thuật ngữ của ông. Thông thường, các thiên hà vô định hình có khối lượng và độ sáng thấp hơn các thiên hà xoắn ốc. Các thiên hà vô định hình thường trông vô tổ chức và nhiều thiên hà đang trải qua hoạt động hình thành sao tương đối mạnh. Chúng chứa cả sao trẻ quần thể I và sao già quần thể II.
Hai thiên hà vô định hình được biết đến nhiều nhất là Đám mây Magellan Lớn và Đám mây Magellan Nhỏ (Hình 26.9), chúng cách xa nhau hơn 160.000 năm ánh sáng một chút và là một trong những hàng xóm ngoại thiên hà gần nhất của chúng ta. Tên của chúng phản ánh sự thật rằng Ferdinand Magellan và thủy thủ đoàn của ông, thực hiện chuyến hành trình vòng quanh thế giới, là những lữ khách châu Âu đầu tiên chú ý đến chúng. Mặc dù không thể nhìn thấy từ Hoa Kỳ, châu Á và châu Âu, thì hai hệ thống này nổi bật ở Nam bán cầu, nơi chúng trông giống như những đám mây mềm mại trên bầu trời đêm. Vì chúng chỉ cách xa khoảng 1/10 so với thiên hà Tiên Nữ, là cơ hội tuyệt vời cho các nhà thiên văn học nghiên cứu các tinh vân, các cụm sao, các sao biến thiên và các vật thể quan trọng khác trong bối cảnh của một thiên hà khác. Ví dụ, Đám mây Magellan Lớn chứa phức hợp có tên gọi 30 Doradus (còn được gọi là Tinh vân Tarantula), một trong những nhóm sao siêu khổng lồ lớn nhất và phát sáng nhất được biết đến trong bất kỳ thiên hà nào.
Hình 26.9 Kính viễn vọng 4 mét tại Đài quan sát Cerro Tololo Inter-American in bóng trên bầu trời phương Nam. Dải Ngân Hà được nhìn thấy ở bên phải của mái vòm, và các Đám mây Magellan Lớn và Nhỏ được nhìn thấy ở bên trái. (ảnh: Roger Smith / NOAO / AURA / NSF)
Đám mây Magellan Nhỏ có khối lượng nhỏ hơn đáng kể so với Đám mây Magellan Lớn, và nó dài hơn gấp sáu lần chiều rộng. Khoảng vật chất hẹp này hướng thẳng về phía Thiên hà của chúng ta như một mũi tên. Đám mây Magellan Nhỏ rất có thể đã biến dạng thành hình dạng hiện tại của nó thông qua các tương tác hấp dẫn với Ngân Hà. Một vệt lớn các mảnh vỡ từ sự tương tác này giữa Ngân Hà và Đám mây Magellan Nhỏ đã rải rác trên bầu trời và được coi là một loạt các đám mây khí di chuyển với vận tốc cao bất thường, được gọi là Dòng Magellan. Chúng ta sẽ thấy rằng loại tương tác giữa các thiên hà sẽ giúp giải thích các hình dạng bất thường của toàn bộ loại thiên hà nhỏ này.
LIÊN KẾT ĐỂ HỌC
Xem album tuyệt đẹp giới thiệu các loại thiên hà khác nhau đã được Kính viễn vọng Không gian Hubble chụp lại.
Tiến hóa Thiên hà
Được khuyến khích bởi sự thành công của biểu đồ H-R cho các ngôi sao (xem chương Phân tích ánh sao), các nhà thiên văn học nghiên cứu các thiên hà hy vọng tìm ra một số loại sơ đồ có thể so sánh được, trong đó sự khác biệt về ngoại hình có thể gắn liền với các giai đoạn tiến hóa khác nhau trong vòng đời của các thiên hà. Có phải là sẽ rất tuyệt nếu mọi thiên hà elip đều phát triển thành hình xoắn ốc, tương tự như mọi ngôi sao trong dãy chính đều tiến hóa thành sao khổng lồ đỏ? Một số ý tưởng đơn giản thuộc loại này đã được thử nghiệm bởi chính Hubble, nhưng không có ý tưởng nào đứng vững trước thử thách của thời gian (và sự quan sát).
Bởi vì không thể tìm thấy một sơ đồ đơn giản nào để tiến hóa một loại thiên hà này thành một loại thiên hà khác, các nhà thiên văn học khi đó có xu hướng đi ngược lại quan điểm. Trong một thời gian, hầu hết các nhà thiên văn học cho rằng tất cả các thiên hà đều hình thành từ rất sớm trong lịch sử vũ trụ và sự khác biệt giữa chúng liên quan đến tốc độ hình thành sao. Các thiên hà elip là những thiên hà trong đó tất cả vật chất giữa các vì sao được chuyển đổi nhanh chóng thành các ngôi sao. Các thiên hà xoắn ốc là những thiên hà trong đó sự hình thành sao diễn ra chậm trong toàn bộ thời gian tồn tại của thiên hà. Ý tưởng này hóa ra cũng còn quá đơn giản.
Ngày nay, chúng ta hiểu rằng ít nhất một số thiên hà đã thay đổi kiểu trong hàng tỷ năm kể từ khi vũ trụ bắt đầu. Như chúng ta sẽ thấy trong các chương sau, các vụ va chạm và sáp nhập giữa các thiên hà có thể thay đổi đáng kể các thiên hà xoắn ốc thành các thiên hà elip. Ngay cả những thiên hà xoắn ốc biệt lập (không có thiên hà lân cận trong tầm nhìn) cũng có thể thay đổi hình dạng của chúng theo thời gian. Khi chúng tiêu thụ khí, tốc độ hình thành sao sẽ chậm lại, và các nhánh xoắn ốc sẽ dần trở nên ít dễ thấy hơn. Do đó, trong thời gian dài, các đường xoắn ốc bắt đầu trông giống các thiên hà ở giữa Hình 26.6 (mà các nhà thiên văn gọi là kiểu S0).
Trong nhiều thập kỷ qua, nghiên cứu về cách các thiên hà phát triển trong thời gian tồn tại của vũ trụ đã trở thành một trong những lĩnh vực nghiên cứu thiên văn tích cực nhất. Chúng ta sẽ thảo luận chi tiết hơn về sự tiến hóa của các thiên hà trong chương Sự tiến hóa và phân bố của các thiên hà, nhưng trước tiên chúng ta hãy xem chi tiết hơn một chút về các thiên hà khác nhau như thế nào.
(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
