Cách hoạt động của các thiên hà

Feb 07 2008
Vì vậy, nhiều điều về các thiên hà vẫn còn là một bí ẩn. Chúng ta biết chúng được tạo thành từ gì và chúng ta đang sống trong một (Dải Ngân hà), nhưng chúng ta không chắc chúng hình thành và phát triển như thế nào.
Đài quan sát tia X Chandra đã phát hiện ra một quầng khí nóng màu xanh lam xung quanh thiên hà NGC 5746. Xem thêm hình ảnh về bụi không gian.

Khi bạn nhìn lên bầu trời đêm, đặc biệt là vào mùa hè, bạn sẽ thấy một dải sao mờ trải khắp giữa bầu trời. Dải sao này là thiên hà của chúng ta , Dải Ngân hà . Mặt trời chỉ là một trong khoảng 200 tỷ ngôi sao trong Dải Ngân hà, là một trong hàng tỷ thiên hà trong vũ trụ. Thiên hà là một hệ thống lớn gồm các ngôi sao, khí (chủ yếu là hydro), bụi và vật chất tối quay quanh một trung tâm chung và liên kết với nhau bằng lực hấp dẫn - chúng được mô tả là "vũ trụ đảo". Các thiên hà có nhiều kích cỡ và hình dạng. Chúng ta biết rằng chúng rất lâu đời và được hình thành sớm trong quá trình tiến hóa của vũ trụ. Tuy nhiên, làm thế nào chúng hình thành và phát triển thành các hình dạng khác nhau vẫn còn là một bí ẩn.

Khi các nhà thiên văn học nhìn vào vùng sâu nhất của vũ trụ bằng kính thiên văn mạnh mẽ , họ nhìn thấy vô số thiên hà. Các thiên hà ở rất xa nhau và liên tục di chuyển ra xa nhau khi vũ trụ của chúng ta mở rộng. Hơn nữa, các thiên hà được tổ chức thành các cụm lớn và các cấu trúc khác, có thể có ý nghĩa quan trọng đối với cấu trúc tổng thể, sự hình thành và số phận của vũ trụ.

Một số thiên hà, được gọi là thiên hà hoạt động , phát ra một lượng năng lượng khổng lồ dưới dạng bức xạ. Chúng có thể có những cấu trúc kỳ lạ như lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của chúng. Các thiên hà đang hoạt động đại diện cho một lĩnh vực nghiên cứu thiên văn quan trọng.

Trong bài viết này, chúng ta sẽ tìm hiểu cách các thiên hà được phát hiện và những loại nào tồn tại, chúng được tạo thành từ gì, cấu trúc bên trong của chúng, cách chúng hình thành và phát triển, cách chúng phân bố trong vũ trụ và cách các thiên hà hoạt động có thể phát ra rất nhiều năng lượng.

Mối quan hệ độ sáng-Khoảng cách

Các nhà thiên văn học (chuyên nghiệp hoặc nghiệp dư) có thể đo độ sáng của một ngôi sao (lượng ánh sáng mà nó phát ra) bằng cách sử dụng một quang kế hoặc thiết bị tích điện ở cuối kính thiên văn. Nếu họ biết độ sáng của ngôi sao và khoảng cách tới ngôi sao, họ có thể tính được độ sáng của nó - lượng năng lượng mà nó tỏa ra ( độ sáng = độ sáng x 12,57 x (khoảng cách) 2 ). Ngược lại, nếu bạn biết độ sáng của một ngôi sao, bạn có thể tính được khoảng cách của nó.

Nội dung
  1. Các loại và bộ phận của Thiên hà
  2. Lịch sử các thiên hà
  3. Sự hình thành Thiên hà
  4. Phân phối Galaxy
  5. Các thiên hà đang hoạt động

Các loại và bộ phận của Thiên hà

Các thiên hà có nhiều kích cỡ và hình dạng khác nhau. Chúng có thể có ít nhất 10 triệu ngôi sao hoặc nhiều nhất là 10 nghìn tỷ (Dải Ngân hà có khoảng 200 tỷ ngôi sao). Năm 1936, Edwin Hubble đã phân loại các hình dạng thiên hà trong Chuỗi Hubble .

  1. Hình elip: Chúng có hình dạng tròn, mờ, nhưng chúng không có khí và bụi, không nhìn thấy các ngôi sao sáng hoặc các mô hình xoắn ốc. Chúng cũng không có đĩa thiên hà , mà chúng ta sẽ tìm hiểu bên dưới. Sự phân loại của chúng thay đổi từ E0 (hình tròn) đến E7 (hình elip nhất). Các thiên hà hình elip có thể chiếm khoảng 60% các thiên hà trong vũ trụ. Chúng cho thấy sự thay đổi về kích thước rất đa dạng - hầu hết đều nhỏ (khoảng 1% đường kính của Dải Ngân hà), nhưng một số lớn hơn khoảng 5 lần so với đường kính của Dải Ngân hà.
  2. Xoắn ốc: Dải Ngân hà là một trong những thiên hà xoắn ốc lớn hơn. Chúng sáng và có hình đĩa riêng biệt, với khí nóng, bụi và các ngôi sao sáng trong các nhánh xoắn ốc. Vì các thiên hà xoắn ốc sáng nên chúng tạo nên hầu hết các thiên hà có thể nhìn thấy được, nhưng chúng được cho là chỉ chiếm khoảng 20% ​​các thiên hà trong vũ trụ. Các thiên hà xoắn ốc được chia thành các loại sau: S0: Ít khí và bụi, không có nhánh xoắn ốc sáng và ít sao sáng Hình xoắn ốc bình thường: Hình đĩa rõ ràng với các tâm sáng và các nhánh xoắn ốc rõ ràng. Các thiên hà Sa có các chỗ phình hạt nhân lớn và các nhánh xoắn ốc quấn chặt, trong khi các thiên hà Sc có các chỗ phình nhỏ và các nhánh quấn lỏng lẻo . Xoắn ốc có thanh:Hình đĩa rõ ràng với các tâm sáng dài và các nhánh xoắn ốc được xác định rõ. Các thiên hà SBa có các chỗ phình hạt nhân lớn và các nhánh xoắn ốc quấn chặt, trong khi các thiên hà SBc có các chỗ phình nhỏ và các nhánh quấn lỏng lẻo (bằng chứng gần đây cho thấy Dải Ngân hà là một thiên hà SBc).
  3. Không đều: Đây là những thiên hà nhỏ, mờ nhạt với những đám mây khí và bụi lớn, nhưng không có nhánh xoắn ốc hoặc tâm sáng. Các thiên hà bất thường chứa hỗn hợp các ngôi sao cũ và mới và có xu hướng nhỏ, khoảng 1% đến 25% đường kính của Dải Ngân hà.

Các phần của một thiên hà là gì?

Các thiên hà xoắn ốc có cấu trúc phức tạp nhất. Đây là hình ảnh của Dải Ngân hà khi nó xuất hiện từ bên ngoài.

  1. Đĩa thiên hà: Phần lớn trong số hơn 200 tỷ ngôi sao của Dải Ngân hà đều nằm ở đây. Đĩa tự nó được chia thành các phần sau: Nhân: Trung tâm của đĩa Phình: Vùng xung quanh hạt nhân, bao gồm các vùng ngay trên và dưới mặt phẳng của đĩa Các nhánh xoắn ốc: Những vùng này mở rộng ra ngoài từ tâm. Hệ mặt trời của chúng ta nằm ở một trong những nhánh xoắn ốc của Dải Ngân hà.
  2. Các cụm hình cầu: Một vài trăm trong số này nằm rải rác trên và dưới đĩa. Những ngôi sao ở đây già hơn nhiều so với những ngôi sao trong đĩa thiên hà.
  3. Vầng hào quang: Một vùng rộng lớn, mờ ảo bao quanh toàn bộ thiên hà. Nó được làm bằng khí nóng và có thể là vật chất tối.

Tất cả các thành phần này quay quanh hạt nhân và được giữ với nhau bởi lực hấp dẫn . Bởi vì lực hấp dẫn phụ thuộc vào khối lượng, bạn có thể nghĩ rằng phần lớn khối lượng của một thiên hà sẽ nằm trong đĩa thiên hà hoặc gần tâm đĩa. Tuy nhiên, bằng cách nghiên cứu các đường cong quay của Dải Ngân hà và các thiên hà khác, các nhà thiên văn học đã kết luận rằng phần lớn khối lượng nằm ở phần bên ngoài của thiên hà (như vầng hào quang), nơi có rất ít ánh sáng phát ra từ các ngôi sao hoặc khí.

Ở trang tiếp theo, chúng ta sẽ dạo qua lịch sử của các thiên hà.

Lịch sử các thiên hà

Chúng ta hãy nhìn vào lịch sử của các thiên hà trong thiên văn học.

  1. Người Hy Lạp đặt ra thuật ngữ "các thiên hà kuklos" cho "vòng tròn sữa" khi mô tả Dải Ngân hà. Dải Ngân hà là một dải ánh sáng mờ nhạt , nhưng họ không biết nó được cấu tạo bởi cái gì.
  2. Khi Galileo nhìn Dải Ngân hà bằng kính viễn vọng đầu tiên , ông xác định rằng nó được tạo thành từ nhiều ngôi sao .
  3. Chúng ta đã biết trong nhiều thế kỷ rằng hệ mặt trời của chúng ta nằm trong Dải Ngân hà vì Dải Ngân hà bao quanh chúng ta. Chúng ta có thể nhìn thấy nó quanh năm ở mọi nơi trên bầu trời, nhưng nó sáng hơn vào mùa hè, khi chúng ta nhìn vào trung tâm của thiên hà. Tuy nhiên, đối với các nhà thiên văn học trong thế kỷ 18 trở về trước, vẫn chưa rõ rằng Dải Ngân hà là một thiên hà chứ không chỉ là sự phân bố của các ngôi sao.
  4. Vào cuối thế kỷ 18, các nhà thiên văn học William và Caroline Herschel đã lập bản đồ khoảng cách tới các ngôi sao theo nhiều hướng. Họ xác định rằng Dải Ngân hà là một đám mây hình đĩa gồm các ngôi sao với mặt trời ở gần tâm.
  5. Năm 1781, Charles Messier đã lập danh mục các tinh vân khác nhau (các mảng sáng mờ) trên khắp bầu trời và phân loại một số trong số chúng là tinh vân xoắn ốc.
  6. Vào đầu thế kỷ 20, nhà thiên văn học Harlow Shapely đã đo sự phân bố và vị trí của các cụm sao hình cầu. Ông xác định rằng trung tâm của Dải Ngân hà cách Trái đất 28.000 năm ánh sáng , gần các chòm sao Nhân Mã và Hổ Cáp, và trung tâm là một chỗ lồi chứ không phải là một vùng phẳng.
  7. Sau đó, Shapely lập luận rằng tinh vân xoắn ốc mà Messier phát hiện ra là "vũ trụ đảo" hoặc thiên hà (vẫn giữ nguyên từ ngữ trong tiếng Hy Lạp). Tuy nhiên, một nhà thiên văn học khác tên là Heber Curtis lại cho rằng tinh vân xoắn ốc chỉ đơn thuần là một phần của Dải Ngân hà. Cuộc tranh luận đã diễn ra trong nhiều năm vì các nhà thiên văn học cần những kính thiên văn lớn hơn, mạnh hơn, để giải quyết các chi tiết.
  8. Năm 1924, Edwin Hubble dàn xếp cuộc tranh luận. Ông đã sử dụng một kính thiên văn lớn (đường kính 100 inch, lớn hơn kính thiên văn dành cho Shapely và Curtis) tại Núi Wilson ở California và giải quyết rằng tinh vân xoắn ốc có cấu trúc và các ngôi sao được gọi là biến Cepheid , giống như trong Dải Ngân hà. (Những ngôi sao này thay đổi độ sáng thường xuyên và độ sáng liên quan trực tiếp đến khoảng thời gian trong chu kỳ độ sáng của chúng.) Hubble đã sử dụng các đường cong ánh sáng của các biến Cepheid để đo khoảng cách của chúng với Trái đất và nhận thấy rằng chúng ở xa hơn nhiều so với các giới hạn đã biết của Dải Ngân hà. Do đó, những tinh vân xoắn ốc này thực sự là những thiên hà khác ngoài thiên hà của chúng ta.

Vẫn còn nhiều bí ẩn xung quanh sự hình thành thiên hà, nhưng ở trang tiếp theo, chúng tôi sẽ giải thích một số lý thuyết hay nhất về nó.

Cách vài năm ánh sáng

Các thiên hà cách xa nhau. Thiên hà Andromeda, còn được gọi là M31 (vật thể Messier # 31), là thiên hà gần chúng ta nhất - cách chúng ta 2,2 triệu năm ánh sáng. Các nhà thiên văn học thường đo khoảng cách giữa các thiên hà dưới dạng megaparsec:

một parsec = 3,26 năm ánh sáng

một triệu parsec = một megaparsec

một megaparsec (Mpc) = 3,26 triệu năm ánh sáng

Các thiên hà xa nhất có thể nhìn thấy được cách xa khoảng 3.000 Mpc, hay khoảng 10 tỷ năm ánh sáng.

Sự hình thành Thiên hà

Chúng ta thực sự không biết các thiên hà khác nhau hình thành như thế nào và có nhiều hình dạng như chúng ta thấy ngày nay. Nhưng chúng tôi có một số ý tưởng về nguồn gốc và sự tiến hóa của chúng.

  • Ngay sau vụ nổ lớn khoảng 14 tỷ năm trước, các đám mây khí và bụi sụp đổ có thể dẫn đến sự hình thành các thiên hà.
  • Sự tương tác giữa các thiên hà, cụ thể là sự va chạm giữa các thiên hà, đóng một vai trò quan trọng trong quá trình tiến hóa của chúng.

Chúng ta hãy nhìn vào thời kỳ hình thành thiên hà.

Các quan sát của Edwin Hubble và Định luật Hubble tiếp theo (mà chúng ta sẽ giải thích sau), dẫn đến ý tưởng rằng vũ trụ đang giãn nở. Chúng ta có thể ước tính tuổi của vũ trụ dựa trên tốc độ giãn nở. Bởi vì một số thiên hà cách chúng ta hàng tỷ năm ánh sáng, chúng ta có thể nhận ra rằng chúng hình thành khá sớm sau vụ nổ lớn (khi bạn nhìn sâu hơn vào không gian, bạn sẽ thấy xa hơn về thời gian). Hầu hết các thiên hà đều hình thành sớm, nhưng dữ liệu từ kính viễn vọng Galaxy Explorer (GALEX) của NASA chỉ ra rằng một số thiên hà mới đã hình thành tương đối gần đây - trong vòng vài tỷ năm qua.

Hầu hết các giả thuyết về vũ trụ sơ khai đều đưa ra hai giả thiết:

  1. Nó chứa đầy hydro và heli.
  2. Một số khu vực dày đặc hơn một chút so với những khu vực khác.

Từ những giả định này, các nhà thiên văn học tin rằng các khu vực dày đặc hơn đã làm chậm quá trình giãn nở một chút, cho phép khí tích tụ trong các đám mây nguyên sinh nhỏ . Trong những đám mây này, lực hấp dẫn đã làm cho khí và bụi sụp đổ và hình thành các ngôi sao . Những ngôi sao này nhanh chóng bị đốt cháy và trở thành các cụm hình cầu, nhưng lực hấp dẫn vẫn tiếp tục làm sập các đám mây. Khi các đám mây sụp đổ, chúng tạo thành các đĩa quay. Các đĩa quay hút nhiều khí và bụi hơn với trọng lực và hình thành các đĩa thiên hà. Bên trong đĩa thiên hà, những ngôi sao mới hình thành. Những gì còn lại ở ngoại vi của đám mây ban đầu là các cụm hình cầu và vầng hào quang bao gồm khí, bụi và vật chất tối.

Hai yếu tố từ quá trình này có thể giải thích cho sự khác biệt giữa các thiên hà hình elip và xoắn ốc:

  • Động lượng góc (mức độ quay) - Các đám mây nguyên sinh với nhiều động lượng góc hơn có thể quay nhanh hơn và từ các đĩa xoắn ốc. Những đám mây quay chậm có thể đã hình thành nên những thiên hà hình elip.
  • Làm mát: Các đám mây protogalactic mật độ cao nguội nhanh hơn, sử dụng hết khí và bụi trong việc hình thành các ngôi sao và không để lại gì để tạo đĩa thiên hà (đây là lý do tại sao các thiên hà elip không có đĩa). Các đám mây protogalactic mật độ thấp nguội chậm hơn, để lại khí và bụi cho quá trình hình thành đĩa (giống như trong các thiên hà xoắn ốc).

Các thiên hà không hành động một mình. Khoảng cách giữa các thiên hà có vẻ lớn, nhưng đường kính của các thiên hà cũng lớn. So với các ngôi sao, các thiên hà tương đối gần nhau. Họ có thể tương tác và quan trọng hơn là va chạm. Khi các thiên hà va chạm, chúng thực sự đi qua nhau - các ngôi sao bên trong không đụng vào nhau do khoảng cách giữa các vì sao rất lớn. Nhưng các vụ va chạm có xu hướng làm biến dạng hình dạng của thiên hà. Các mô hình máy tính cho thấy va chạm giữa các thiên hà xoắn ốc có xu hướng tạo ra các thiên hà hình elip (vì vậy, các thiên hà xoắn ốc có thể không tham gia vào bất kỳ vụ va chạm nào). Các nhà khoa học ước tính rằng có tới một nửa số thiên hà đã tham gia vào một vụ va chạm nào đó.

Tương tác hấp dẫn giữa các thiên hà va chạm có thể gây ra một số điều:

  • Các làn sóng hình thành sao mới
  • Siêu tân tinh
  • Sao sụp đổ tạo thành các lỗ đen hoặc lỗ đen siêu lớn trong các thiên hà đang hoạt động

Vậy, các thiên hà chỉ lơ lửng trong không gian hay một lực vô hình nào đó điều chỉnh chuyển động của chúng? Và điều gì sẽ xảy ra khi họ đụng độ nhau? Tìm hiểu trên trang tiếp theo.

Phân phối Galaxy

Các thiên hà không phân bố ngẫu nhiên khắp vũ trụ - chúng có xu hướng tồn tại trong các cụm thiên hà . Các thiên hà trong các cụm này liên kết với nhau bằng lực hấp dẫn và ảnh hưởng lẫn nhau.

  • Các cụm giàu có chứa 1.000 thiên hà trở lên. Ví dụ, siêu lớp Xử Nữ bao gồm hơn 2.500 thiên hà và nằm cách Trái đất khoảng 55 triệu năm ánh sáng .
  • Các cụm nghèo chứa ít hơn 1.000 thiên hà. Dải Ngân hà và thiên hà Andromeda (M31) là những thành viên chính của Nhóm Địa phương , gồm 50 thiên hà.

Khi các nhà thiên văn học Margaret Geller và Emilio E. Falco vẽ biểu đồ vị trí của các thiên hà và các cụm thiên hà trong vũ trụ, rõ ràng là các cụm thiên hà và siêu đám không phân bố ngẫu nhiên. Chúng thực sự kết tụ lại với nhau trong các bức tường (dạng sợi dài) xen kẽ với các khoảng trống , tạo cho vũ trụ một cấu trúc giống như mạng nhện.

Môi trường giữa các thiên hà - không gian giữa các thiên hà và các cụm thiên hà - không hoàn toàn trống rỗng. Chúng ta không biết bản chất chính xác của môi trường giữa các thiên hà, nhưng nó có thể chứa một mật độ khí tương đối nhỏ. Hầu hết môi trường giữa các thiên hà là lạnh (khoảng 2 độ Kelvin), nhưng các quan sát bằng tia X gần đây cho thấy một số khu vực của nó nóng (hàng triệu độ Kelvin) và giàu kim loại. Một trong những lĩnh vực nghiên cứu thiên văn tích cực ngày nay là xác định bản chất của môi trường giữa các thiên hà - nó có thể giúp chúng ta tìm ra chính xác cách vũ trụ bắt đầu và cách các thiên hà hình thành và phát triển.

Hãy xem xét một tính chất cuối cùng liên quan đến các thiên hà và sự phân bố của chúng. Đối với các phép đo của mình về khoảng cách các thiên hà, Edwin Hubble đã nghiên cứu quang phổ của ánh sáng mà các thiên hà phát ra. Trong tất cả các trường hợp, ông lưu ý rằng quang phổ đã bị Doppler chuyển sang đầu màu đỏ của quang phổ. Điều này cho thấy rằng đối tượng đang di chuyển ra khỏi chúng ta. Hubble nhận thấy rằng, bất kể ông ấy nhìn ở đâu, các thiên hà đang di chuyển ra xa chúng ta. Và thiên hà càng xa, nó càng di chuyển nhanh hơn. Năm 1929, Hubble công bố một biểu đồ của mối quan hệ này, được gọi là Định luật Hubble .

Về mặt toán học, Định luật Hubble phát biểu rằng vận tốc suy thoái (V) tỷ lệ thuận với khoảng cách thiên hà (d). Phương trình là V = Hd , trong đó H là hằng số Hubble , hoặc hằng số tỷ lệ. Ước tính hiện tại nhất của H là 70 km / giây trên megaparsec. Định luật Hubble là một bằng chứng chính cho thấy vũ trụ đang giãn nở - công trình của ông đã hình thành nền tảng của lý thuyết vụ nổ lớn về nguồn gốc của vũ trụ.

Một số thiên hà phun ra khí, phát ra ánh sáng cực mạnh và có các lỗ đen siêu lớn ở tâm của chúng. Chúng ta sẽ tìm hiểu về các thiên hà đang hoạt động tiếp theo.

Hiệu ứng Doppler

Giống như âm thanh the thé từ tiếng còi xe cứu hỏa thấp dần khi xe tải đi xa, chuyển động của các ngôi sao ảnh hưởng đến bước sóng ánh sáng mà chúng ta nhận được từ chúng. Hiện tượng này được gọi là Hiệu ứng Doppler. Chúng ta có thể đo Hiệu ứng Doppler bằng cách đo các vạch trong quang phổ của một ngôi sao và so sánh chúng với quang phổ của đèn tiêu chuẩn. Lượng dịch chuyển Doppler cho chúng ta biết ngôi sao đang di chuyển nhanh như thế nào so với chúng ta. Ngoài ra, hướng dịch chuyển Doppler có thể cho chúng ta biết hướng chuyển động của ngôi sao. Nếu quang phổ của một ngôi sao bị dịch chuyển về phía cuối màu xanh lam thì ngôi sao đó đang di chuyển về phía chúng ta; nếu quang phổ bị dịch chuyển sang đầu màu đỏ, ngôi sao đang di chuyển ra xa chúng ta.

Các thiên hà đang hoạt động

Khi bạn nhìn vào một thiên hà bình thường, hầu hết ánh sáng đến từ các ngôi sao ở bước sóng nhìn thấy được và được phân bổ đều khắp thiên hà. Tuy nhiên, nếu bạn quan sát một số thiên hà, bạn sẽ thấy ánh sáng cực mạnh phát ra từ hạt nhân của chúng. Và nếu bạn quan sát những thiên hà này theo bước sóng tia X , tia cực tím, tia hồng ngoại và sóng vô tuyến, chúng dường như đang tỏa ra một lượng năng lượng khổng lồ, rõ ràng là từ hạt nhân. Đây là những thiên hà đang hoạt động , chiếm một tỷ lệ rất nhỏ trong số tất cả các thiên hà. Có bốn cách phân loại thiên hà đang hoạt động, nhưng loại chúng ta quan sát được có thể phụ thuộc nhiều vào góc nhìn của chúng ta hơn là sự khác biệt về cấu trúc.

  • Thiên hà Seyfert
  • Thiên hà vô tuyến
  • Chuẩn tinh
  • Blazars

Để giải thích các thiên hà đang hoạt động, các nhà khoa học phải giải thích được bằng cách nào chúng phát ra một lượng lớn năng lượng như vậy từ những khu vực nhỏ như vậy của hạt nhân thiên hà. Giả thuyết được chấp nhận nhiều nhất là ở trung tâm của mỗi thiên hà này là một lỗ đen khổng lồ hoặc siêu lớn . Xung quanh lỗ đen là một đĩa bồi tụ khí quay nhanh chóng được bao quanh bởi một hình xuyến (một đĩa khí và bụi hình bánh rán). Khi vật chất từ ​​đĩa bồi tụ rơi vào khu vực xung quanh lỗ đen ( chân trời sự kiện ), nó nóng lên hàng triệu độ Kelvin và được gia tốc ra bên ngoài trong các tia phản lực.

Thiên hà Seyfert

Được phát hiện bởi Carl Seyfert vào năm 1943, những thiên hà này (2% tổng số thiên hà xoắn ốc) có quang phổ rộng chỉ ra lõi của khí ion nóng, mật độ thấp. Hạt nhân của những thiên hà này thay đổi độ sáng vài tuần một lần, vì vậy chúng ta biết rằng các vật thể ở trung tâm phải tương đối nhỏ (cỡ bằng hệ mặt trời). Sử dụng dịch chuyển Doppler, các nhà thiên văn học đã nhận thấy rằng vận tốc tại trung tâm của các thiên hà Seyfert lớn hơn khoảng 30 lần so với các thiên hà bình thường.

Thiên hà vô tuyến

Các thiên hà vô tuyến có hình elip (0,01 phần trăm của tất cả các thiên hà là thiên hà vô tuyến). Các hạt nhân của chúng phát ra các tia khí vận tốc cao (gần bằng tốc độ ánh sáng) ở trên và dưới thiên hà - các phản lực tương tác với từ trường và phát ra tín hiệu vô tuyến.

Chuẩn tinh (vật thể gần sao)

Chuẩn tinh được phát hiện vào đầu những năm 1960. Khoảng 13.000 đã được phát hiện, nhưng có thể có tới 100.000 ở ngoài kia [nguồn: Đánh giá về vũ trụ ]. Chúng cách Dải Ngân hà hàng tỷ năm ánh sáng và là những vật thể giàu năng lượng nhất trong vũ trụ. Độ sáng cực đại của chuẩn tinh có thể dao động trong thời gian dài cả ngày, điều này cho thấy rằng năng lượng đến từ một khu vực rất nhỏ. Hàng nghìn chuẩn tinh đã được tìm thấy và chúng được cho là phát ra từ lõi của các thiên hà xa xôi.

Blazars

Blazars là một loại thiên hà đang hoạt động - khoảng 1.000 đã được lập danh mục [nguồn: Đánh giá về Vũ trụ ]. Từ quan điểm của chúng tôi, chúng tôi đang nhìn "trực diện" vào tia phản lực phát ra từ thiên hà. Giống như chuẩn tinh, độ sáng của chúng có thể dao động nhanh chóng - đôi khi trong vòng chưa đầy một ngày.

Hãy xem các liên kết trên trang tiếp theo để biết thêm thông tin về các thiên hà.

Thiên hà Starburst

Hầu hết các thiên hà có tỷ lệ hình thành sao mới thấp - khoảng một năm một lần. Tuy nhiên, các thiên hà bùng nổ hình sao tạo ra hơn 100 thiên hà mỗi năm. Với tốc độ này, các thiên hà nổ sao sử dụng hết khí và bụi của chúng trong khoảng 100 triệu năm, con số này ngắn so với hàng tỷ năm mà hầu hết các thiên hà từng tồn tại. Các thiên hà Starburst phát ra ánh sáng cực mạnh của chúng từ một khu vực nhỏ gồm các ngôi sao và siêu tân tinh mới hình thành. Vì vậy, các nhà thiên văn học nghĩ rằng các thiên hà bùng nổ sao đại diện cho một số giai đoạn ngắn trong cách các thiên hà thay đổi và phát triển, có lẽ là một giai đoạn trước khi trở thành một thiên hà hoạt động.

Xuất bản lần đầu: Ngày 7 tháng 2 năm 2008

Câu hỏi thường gặp về Galaxy

Có bao nhiêu thiên hà?
Có thể có tới 2 nghìn tỷ thiên hà trong vũ trụ.
Một thiên hà là gì?
Thiên hà là một hệ thống lớn gồm các ngôi sao, khí (chủ yếu là hydro), bụi và vật chất tối quay quanh một trung tâm chung và được liên kết với nhau bởi lực hấp dẫn. Chúng được mô tả là "vũ trụ đảo".
Chúng ta đang sống trong thiên hà nào?
Dải Ngân hà!
Có bao nhiêu ngôi sao trong một thiên hà?
Các thiên hà có nhiều kích cỡ và hình dạng khác nhau. Chúng có thể có ít nhất 10 triệu ngôi sao hoặc nhiều nhất là 10 nghìn tỷ (Dải Ngân hà có khoảng 200 tỷ ngôi sao).
Ba loại thiên hà là gì?
Năm 1936, Edwin Hubble đã phân loại các hình dạng thiên hà trong Chuỗi Hubble. Ba loại thiên hà là hình elip, xoắn ốc và không đều.

Nhiều thông tin hơn

Bài viết

  • Có một lỗ hổng trong vũ trụ?
  • Cách hoạt động của các ngôi sao
  • Mặt trời hoạt động như thế nào
  • Trái đất hoạt động như thế nào
  • Cách hoạt động của Vật chất tối
  • Cách hoạt động của lỗ đen
  • Cách thức hoạt động của ánh sáng
  • Cách thức hoạt động của kính thiên văn
  • Cách thức hoạt động của Kính viễn vọng Không gian Hubble
  • Cách thức hoạt động của kính thiên văn gương lỏng mặt trăng
  • Nếu bạn chuyển tất cả vật chất trong vũ trụ vào một góc, nó sẽ chiếm bao nhiêu không gian?

Các liên kết tuyệt vời hơn

  • Galaxy Evolution Explorer
  • Thiên hà là gì?
  • Các thiên hà và chuẩn tinh đang hoạt động

Nguồn

  • Bản đồ Dải Ngân hà. http://www.atlasoftheuniverse.com/milkyway.html
  • Đánh giá về Vũ trụ - Cấu trúc, Diễn biến, Quan sát và Lý thuyết. http://universe-review.ca/F05-galaxy.htm
  • Hướng dẫn của một giáo viên về vũ trụ. http://www.astro.princeton.edu/~clark/teachersguide.html.
  • Bennett, J và cộng sự. "Phối cảnh vũ trụ (ấn bản thứ ba)." Pearson, 2004.
  • Đài quan sát tia X Chandra - Hướng dẫn trường thiên văn tia X, thiên hà Starburst. http://chandra.harvard.edu/xray_sources/starburst.html
  • Phòng thí nghiệm Phân loại và Tiến hóa Thiên hà. http://cosmos.phy.tufts.edu/~zirbel/laboratories/Galaxies.pdf
  • Henry, J. Patrick và cộng sự. "Sự tiến hóa của các cụm thiên hà." Scientific American, tháng 12 năm 1998. http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/a204/darkmat/SciAm98b.pdf
  • NASA Hãy tưởng tượng về Vũ trụ, cuốn sách "Cuộc sống ẩn giấu của các thiên hà". http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/teachers/galaxies/imagine/titlepage.html
  • NASA Hãy tưởng tượng Vũ trụ, Thiên hà đang hoạt động và Chuẩn tinh. http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/active_galaxies.html
  • Poster của NASA Hãy tưởng tượng về Vũ trụ, Cuộc sống ẩn giấu của các Thiên hà. http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/teachers/galaxies/imagine/poster.jpg
  • NASA / JPL Galaxy Evolution Explorer (GALEX). http://www.galex.caltech.edu/
  • NASA / JPL GALEX. Thiên hà và tia cực tím. http://www.galex.caltech.edu/SCIENCE/science.html
  • Khoa học @NASA. Thiên hà là gì? Chúng hình thành và phát triển như thế nào? http://science.hq.nasa.gov/universe/science/galaxies.html
  • SEDS.org, Các thiên hà. http://www.seds.org/messier/galaxy.html
  • Hạt giống, MA. "Sao & Thiên hà (ấn bản thứ hai)." Brooks / Cole, 2001.
  • Stephens, S. "Tài liệu về Phân loại Thiên hà." http://www-tc.pbs.org/osysteminthedark/pdfs/galaxy_sorting_handout.pdf
  • Khoa Thiên văn Đại học Washington. Bài giảng "" Các thiên hà: Phân loại, Hình thành và Tiến hóa. "Http://www.astro.washington.edu/larson/Astro101/LecturesBennett/Galaxies/galaxies.html
  • Windows to the Universe, Galaxies. Http://www.windows.ucar.edu/cgi-bin/tour.cgi-link=/the_universe/Galaxy.html&sw=false&sn=1&d=/the_universe&edu=high&br=graphic&back=/pluto/ pluto.html & cd = false & fr = f & tour =
  • WMAP Cosmology 101: Vũ trụ được tạo thành từ gì? http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101matter.html