Cách hoạt động của Dải Ngân hà

Nhìn vào bầu trời đêm vào bất kỳ thời điểm nào trong năm sẽ thấy một dải ánh sáng mờ trải dài trên bầu trời, qua giữa hoặc gần đường chân trời. Người Hy Lạp cổ đại nhìn thấy dải ánh sáng này và gọi nó là "thiên hà kuklos", nghĩa là "vòng tròn sữa". Người La Mã gọi nó là "Dải Ngân hà". Năm 1610, Galileo sử dụng kính thiên văn đầu tiên và xác định rằng ánh sáng của Dải Ngân hà đến từ hàng tỷ ngôi sao mờ bao quanh chúng ta.

Trong nhiều thế kỷ, các nhà thiên văn đã đặt ra nhiều câu hỏi cơ bản về Dải Ngân hà. Nó là gì? là nó làm bằng gì? Nó có hình dạng như thế nào? Những câu hỏi này rất khó trả lời vì một số lý do.

Thế kỷ 20 mang lại những tiến bộ vượt bậc trong công nghệ kính thiên văn. Các kính thiên văn quang học, vô tuyến, hồng ngoại và tia X lớn (cả kính thiên văn không gian đặt trên mặt đất và trên quỹ đạo) cho phép các nhà thiên văn quan sát lượng bụi khổng lồ và đi xa vào không gian. Với những công cụ này, họ có thể ghép lại dải Ngân hà thực sự trông như thế nào.

Những gì họ phát hiện ra thật tuyệt vời:

Hãy theo chân chúng tôi trong hành trình khám phá khi chúng tôi khám phá Dải Ngân hà. Chúng ta sẽ xem xét cách các nhà thiên văn học tìm ra hình dạng, kích thước và cấu trúc của nó. Chúng ta sẽ xem xét cách các ngôi sao bên trong nó di chuyển và cách Dải Ngân hà so với các thiên hà khác.

1. Các lý thuyết về dải ngân hà sơ khai
2. Các cụm hình cầu và tinh vân xoắn ốc
3. Dải Ngân hà có hình dạng gì?
4. Cấu trúc dải Ngân hà
5. Có bao nhiêu ngôi sao trong Dải Ngân hà?

Như chúng tôi đã đề cập, Galileo đã phát hiện ra rằng Dải Ngân hà được tạo nên từ những ngôi sao mờ, nhưng còn hình dạng của nó thì sao? Làm thế nào bạn có thể biết hình dạng của một cái gì đó nếu bạn đang ở bên trong nó? Vào cuối những năm 1700, nhà thiên văn học Sir William Herschel đã giải quyết câu hỏi này. Herschel lý luận rằng nếu Dải Ngân hà là một hình cầu, chúng ta sẽ thấy rất nhiều ngôi sao ở mọi hướng. Vì vậy, anh và em gái Caroline đã đếm các ngôi sao trong hơn 600 khu vực trên bầu trời. Họ phát hiện ra rằng có nhiều ngôi sao ở các hướng của dải Ngân hà hơn ở trên và dưới. Herschel kết luận rằng Dải Ngân hà là một cấu trúc hình đĩa. Và bởi vì ông đã tìm thấy cùng một số lượng các ngôi sao ở tất cả các hướng dọc theo đĩa, ông kết luận rằng mặt trời ở gần tâm của đĩa.

Vào khoảng năm 1920, một nhà thiên văn học người Hà Lan tên là Jacobus Kapetyn đã đo khoảng cách biểu kiến ​​tới các ngôi sao ở gần và ở xa bằng kỹ thuật thị sai. Vì thị sai liên quan đến việc đo chuyển động của các ngôi sao, ông đã so sánh chuyển động của các ngôi sao ở xa với những ngôi sao ở gần. Ông kết luận rằng Dải Ngân hà là một đĩa có đường kính xấp xỉ 20 kiloparsec, hay 65.000 năm ánh sáng (một kiloparsec = 3.260 năm ánh sáng). Kapetyn cũng kết luận rằng mặt trời ở tại hoặc gần trung tâm của Dải Ngân hà.

Nhưng các nhà thiên văn học trong tương lai sẽ đặt câu hỏi về những ý tưởng này, và công nghệ tiên tiến sẽ giúp họ tranh chấp các lý thuyết và đưa ra các phép đo chính xác hơn.

Đo khoảng cách tới các vì sao

Nếu bạn đưa ngón tay cái của mình ra bằng chiều dài của cánh tay, sau đó lần lượt mở và đóng từng mắt trong khi nhìn vào đó, bạn sẽ thấy rằng ngón tay cái của bạn dường như di chuyển hoặc dịch chuyển so với nền. Sự dịch chuyển này được gọi là sự dịch chuyển thị sai . Khi bạn di chuyển ngón tay cái của mình đến gần mũi hơn và lặp lại quá trình này, bạn sẽ nhận thấy rằng sự thay đổi lớn hơn. Các nhà thiên văn có thể sử dụng kỹ thuật tương tự này để đo khoảng cách tới các vì sao. Như trái đấtquay quanh mặt trời, vị trí của một ngôi sao nhất định thay đổi so với nền của các ngôi sao khác. Bằng cách so sánh các bức ảnh chụp ngôi sao trong khoảng thời gian sáu tháng, các nhà thiên văn học có thể đo mức độ dịch chuyển và thu được góc thị sai (một nửa dịch chuyển thị sai = theta hoặc Θ). Bằng cách biết góc thị sai và bán kính quỹ đạo của Trái đất (R), các nhà thiên văn có thể tính khoảng cách tới ngôi sao (D) bằng cách sử dụng lượng giác: D = R x cotang (theta) hoặc D = RCotΘ. Các phép đo thị sai là đáng tin cậy đối với các ngôi sao có khoảng cách nhỏ hơn hoặc bằng 50 parsec. Đối với khoảng cách lớn hơn khoảng cách này, các nhà thiên văn học phải tìm các điểm đánh dấu sao có thể thay đổi và sử dụng các mối quan hệ về độ sáng-khoảng cách.

Vào khoảng thời gian Kapetyn công bố mô hình Dải Ngân hà của mình, đồng nghiệp của ông là Harlow Shapely đã nhận thấy rằng một loại cụm sao được gọi là cụm sao có sự phân bố độc đáo trên bầu trời. Mặc dù có một vài cụm sao cầu được tìm thấy trong dải Ngân hà, nhưng có rất nhiều trong số chúng ở bên trên và bên dưới nó. Shapely đã quyết định lập bản đồ sự phân bố của các cụm cầu và đo khoảng cách của chúng bằng cách sử dụng các điểm đánh dấu sao có thể thay đổi trong các cụm và mối quan hệ về độ sáng-khoảng cách (xem thanh bên). Người ta thấy rằng các cụm sao cầu được tìm thấy trong một phân bố hình cầu và tập trung gần chòm sao Nhân Mã. Kết luận một cách chính xác rằng trung tâm của thiên hà nằm gần Nhân Mã, không phải mặt trời, và rằng Dải Ngân hà có đường kính khoảng 100 kiloparsec.

Shapely đã tham gia vào một cuộc tranh luận lớn về bản chất của tinh vân xoắn ốc (những mảng sáng mờ có thể nhìn thấy trên bầu trời đêm). Ông tin rằng chúng là "đảo vũ trụ", hay các thiên hà bên ngoài Dải Ngân hà. Một nhà thiên văn học khác, Heber Curtis, tin rằng tinh vân xoắn ốc là một phần của Dải Ngân hà. Các quan sát của Edwin Hubble về các biến Cepheid cuối cùng đã giải quyết tranh luận - các tinh vân thực sự nằm ngoài Dải Ngân hà.

Nhưng câu hỏi vẫn còn đó. Dải Ngân hà có hình dạng gì, và chính xác những gì tồn tại bên trong nó?

Mối quan hệ độ sáng-Khoảng cách

Các nhà thiên văn nghiệp dư và chuyên nghiệp đều có thể đo độ sáng của một ngôi sao bằng cách đặt một quang kế hoặc thiết bị tích điện vào cuối kính thiên văn. Nếu họ biết độ sáng của ngôi sao và khoảng cách đến ngôi sao, họ có thể tính toán lượng năng lượng mà ngôi sao tỏa ra, hoặc độ sáng của nó ( luminosity = 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 với Trái đất . Một số ngôi sao nhất định - chẳng hạn như các biến RR Lyrae và Cepheid - có thể dùng làm tiêu chuẩn ánh sáng. Những ngôi sao này thay đổi độ sáng thường xuyên và độ sáng liên quan trực tiếp đến chu kỳ độ sáng của chúng.

Để xác định độ sáng của các cụm tinh cầu, Shapely đã đo khoảng thời gian độ sáng của các ngôi sao RR Lyrae trong các cụm. Sau khi biết các độ sáng, anh ta có thể tính toán khoảng cách của chúng từ Trái đất. Xem Cách hoạt động của các thiên hà để biết cách nhà thiên văn học Edwin Hubble sử dụng một kỹ thuật tương tự với các ngôi sao biến thiên Cepheid để xác định rằng tinh vân xoắn ốc nằm xa hơn giới hạn của Dải Ngân hà.

Edwin Hubble đã nghiên cứu các thiên hà và phân loại chúng thành nhiều loại thiên hà hình elip và xoắn ốc . Các thiên hà xoắn ốc được đặc trưng bởi hình dạng đĩa với các nhánh xoắn ốc. Người ta lý giải rằng vì Dải Ngân hà có hình đĩa và vì các thiên hà xoắn ốc có hình đĩa, nên Dải Ngân hà có lẽ là một thiên hà xoắn ốc.

Vào những năm 1930, nhà thiên văn học RJ Trumpler nhận ra rằng các ước tính về kích thước của thiên hà Milky Way của Kapetyn và những người khác đã bị sai lệch vì các phép đo dựa vào các quan sát ở bước sóng nhìn thấy được. Trumpler kết luận rằng lượng lớn bụi trong mặt phẳng của Dải Ngân hà đã hấp thụ ánh sáng ở các bước sóng nhìn thấy được và khiến các ngôi sao và cụm sao ở xa có vẻ mờ hơn so với thực tế. Do đó, để lập bản đồ chính xác các ngôi sao và các cụm sao trong đĩa Ngân hà, các nhà thiên văn học sẽ cần một cách để quan sát qua lớp bụi.

Vào những năm 1950, kính thiên văn vô tuyến đầu tiên được phát minh. Các nhà thiên văn học phát hiện ra rằng các nguyên tử hydro phát ra bức xạ trong bước sóng vô tuyến và những sóng vô tuyến này có thể xuyên qua lớp bụi trong Dải Ngân hà. Vì vậy, có thể lập bản đồ các nhánh xoắn ốc của Dải Ngân hà. Chìa khóa là các ngôi sao đánh dấu giống như những ngôi sao được sử dụng trong các phép đo khoảng cách. Các nhà thiên văn học nhận thấy rằng các sao hạng O và B sẽ hoạt động. Những ngôi sao này có một số đặc điểm:

Các nhà thiên văn có thể sử dụng kính thiên văn vô tuyến để lập bản đồ chính xác vị trí của những ngôi sao O và B này và sử dụng sự dịch chuyển Doppler của phổ vô tuyến để xác định tốc độ chuyển động của chúng. Khi họ làm điều này với nhiều ngôi sao, họ có thể tạo ra bản đồ vô tuyến và quang học kết hợp của các nhánh xoắn ốc của Dải Ngân hà. Mỗi cánh tay được đặt tên cho các chòm sao tồn tại bên trong nó.

Các nhà thiên văn học cho rằng chuyển động của vật chất xung quanh trung tâm thiên hà tạo ra các sóng mật độ (vùng có mật độ cao và thấp), giống như bạn thấy khi khuấy bột bánh bằng máy trộn điện. Những sóng mật độ này được cho là nguyên nhân gây ra bản chất xoắn ốc của thiên hà.

Vì vậy, bằng cách kiểm tra bầu trời ở nhiều bước sóng (vô tuyến, hồng ngoại, khả kiến, tử ngoại, tia X ) bằng các kính thiên văn trên mặt đất và không gian khác nhau, chúng ta có thể có được những góc nhìn khác nhau về Dải Ngân hà.

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.

Theo hệ thống phân loại của Edwin Hubble, Dải Ngân hà là một thiên hà xoắn ốc , mặc dù nhiều bằng chứng lập bản đồ gần đây chỉ ra rằng nó có thể là một thiên hà xoắn ốc có thanh . Dải Ngân hà có hơn 200 tỷ ngôi sao . Nó có đường kính khoảng 100.000 năm ánh sáng và mặt trời nằm cách trung tâm khoảng 28.000 năm ánh sáng. Nếu chúng ta nhìn vào cấu trúc của Dải Ngân hà giống như nó sẽ xuất hiện từ bên ngoài, chúng ta có thể thấy các phần sau:

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.

Lực hấp dẫn của Dải Ngân hà tác động lên hai thiên hà vệ tinh nhỏ hơn được gọi là Đám mây Magellan Lớn và Nhỏ (được đặt theo tên của Ferdinand Magellan, nhà thám hiểm người Bồ Đào Nha). Chúng quay quanh mặt phẳng của Dải Ngân hà và có thể nhìn thấy ở Nam bán cầu. Đám mây Magellan Lớn có đường kính khoảng 70.000 năm ánh sáng và cách Dải Ngân hà 160.000 năm ánh sáng. Các nhà thiên văn học nghĩ rằng Dải Ngân hà thực sự đang hút khí và bụi từ các thiên hà vệ tinh này khi chúng quay quanh quỹ đạo.

Chúng tôi đã đề cập trước đó rằng các nhà thiên văn học đã ước tính số lượng các ngôi sao trong Dải Ngân hà từ các phép đo khối lượng của thiên hà . Nhưng làm thế nào để bạn đo được khối lượng của một thiên hà? Rõ ràng là bạn không thể đặt nó lên bàn cân. Thay vào đó, bạn sử dụng quỹ đạo chuyển động của nó. Từ phiên bản của Newton về Định luật thứ ba về chuyển động hành tinh của Newton, tốc độ quỹ đạo của một vật thể trong quỹ đạo tròn và một chút đại số, bạn có thể suy ra một phương trình để tính khối lượng (M _r ) nằm trong bất kỳ quỹ đạo tròn nào có bán kính (r).

Đối với Dải Ngân hà, mặt trời nằm ở khoảng cách 2,6 x 10 ²⁰ mét (28.000 năm ánh sáng) và có tốc độ quỹ đạo 2,2 x 10 ⁵ mét / giây (220 km / s), chúng ta nhận được rằng 2 x 10 ⁴⁹ kg nằm trong quỹ đạo của mặt trời . Vì khối lượng của mặt trời là 2 x 10 ³⁰ , nên phải có 10 ¹¹ , hoặc khoảng 100 tỷ, khối lượng mặt trời (các ngôi sao giống như mặt trời) trong quỹ đạo của nó. Khi chúng ta thêm phần của Dải Ngân hà nằm ngoài quỹ đạo của mặt trời, chúng ta sẽ có khoảng 200 tỷ ngôi sao.

Bài viết

Các liên kết tuyệt vời hơn