Thiên hà - Nhóm Kiến Thức-PAC

Chia sẻ: YYYY YYYY | Ngày: | Loại File: DOC | Số trang:15

Thêm vào BST

Báo xấu

26
lượt xem 3
download

Download Vui lòng tải xuống để xem tài liệu đầy đủ

Vào những đêm hè đẹp trời, khi nhìn lên trời ta thấy một dải sáng màu bạc vắt ngang nền trời, gọi là dải Ngân hà. Mãi đến thế kỉ XVII, lần đầu tiên Galileo Galilei sử dụng kính thiên văn của mình hướng lên bầu trời đêm và phát hiện ra rằng Ngân hà tập hợp rất nhiều các ngôi sao. Theo thời gian, cùng với sự phát triển và cải tiến kĩ thuật của các dụng cụ quan sát, người ta đã có những hiểu biết nhất định về Ngân hà và cũng phát hiện ra rằng trong vũ trụ còn có rất nhiều các tập hợp sao khổng lồ tương tự Ngân hà. Các nhà thiên văn gọi chúng là thiên hà.

Chủ đề:

Bình luận(0) Đăng nhập để gửi bình luận!

Lưu

Nội dung Text: Thiên hà - Nhóm Kiến Thức-PAC

Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC Chương II : Thiên hà Vào những đêm hè đẹp trời, khi nhìn lên trời ta thấy một dải sáng màu bạc vắt ngang nền trời, gọi là dải Ngân hà. Mãi đến thế kỉ XVII, lần đầu tiên Galileo Galilei sử dụng kính thiên văn của mình hướng lên bầu trời đêm và phát hiện ra rằng Ngân hà tập hợp rất nhiều các ngôi sao. Theo thời gian, cùng với sự phát triển và cải tiến kĩ thuật của các dụng cụ quan sát, người ta đã có những hiểu biết nhất định về Ngân hà và cũng phát hiện ra rằng trong vũ trụ còn có rất nhiều các tập hợp sao khổng lồ tương tự Ngân hà. Các nhà thiên văn gọi chúng là thiên hà. Đến thế kỉ XX, các kính thiên văn được cải tiến mạnh mẽ về mặt kĩ thuật và một số được lên quỹ đạo đã giúp các nhà thiên văn phát hiện ra khoảng hơn một tỉ thiên hà trong vũ trụ. Vậy, định nghĩa chính xác thiên hà là gì, phân loại chúng như thế nào và các thiên hà có tương tác gì với nhau không? Cũng như các hiểu biết về Thiên Hà của chúng taNgân hà, sẽ được giải đáp trong chương này… I. Khái niệm và phân loại 1. Khái niệm Thiên hà là một tập hợp rất lớn các sao liên kết với nhau bởi lực hấp dẫn và tạo thành một hệ thống quay xung quanh tâm của hệ. Hình I.2.1: Thiên hà M81 thuộc chòm sao Ursa Major (Gấu lớn), đây là một thiên hà xoắn ốc điển hình và cho chúng ta thấy được dáng vẻ Thiên Hà của chúng taNgân Hà trông như thế nào khi được nhìn từ bên ngoài. Các thiên hà khá đa dạng, có chứa từ hàng chục triệu (10 7) ngôi sao cho tới hàng ngàn tỉ (1012) ngôi sao, đường kính từ 1.500 đến 300.000 năm ánh sáng (n.a.s). Khu vực gần tâm của thiên hà có kích thước khoảng 1.000 n.a.s và mật độ sao lớn nhất, kích thước các ngôi sao cũng lớn nhất. Tốc độ chuyển động của các sao trong thiên hà và tốc độ quay quanh tâm của bản thân các thiên hà từ 1020 km/s (ở các thiên hà lùn) cho tới 300400 km/s (ở các thiên hà khổng lồ).
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC 2. Phân loại Căn cứ vào hình dạng của các thiên hà đã nghiên cứu, đầu những năm 20 của thế kỉ XX, nhà thiên văn học người Mĩ E.Hubble (18891953) đã lập ra bảng phân loại các thiên hà, gọi là “bảng phân loại Hubble”. Theo ông, có các nhóm thiên hà phân theo hình dạng: Hình I.2.2: Phân loại các thiên hà dựa theo hình dạng. Thiên hà xoắn [ốc] (chiếm 60%), thiên hà elip (chiếm 15%), thiên hà dạng thấu kính (chiếm 20%) và thiên hà không định hình (chiếm 3%). Số lượng 2% các thiên hà còn lại, không có trong bảng phân loại của Hubble, gọi là các thiên hà “đặc biệt”. Đó là các thiên hà lùn. Thiên hà elip: kí hiệu E, có 8 dạng từ hình khối cầu E0, dẹt dần từ E1 đến E7, có dạng thuân dần. Chúng có hình cầu hoặc elipxôit, gồm các sao già nên có màu hơi đỏ, chứa rất ít khí và không có bụi. Khí trong các thiên hà elip rất nóng (hơn 1 triệu độ) khiến cho chúng thuộc loại các thiên hà sáng nhất. Thiên hà xoắn ốc: kí hiệu S, gồm có phần bầu hình cầu ở giữa bao gồm các sao già và phần đĩa gồm các sao trẻ cùng bụi và khí xoè ra các cánh tay (nhánh) xoắn theo cùng một chiều. Tuỳ theo mức độ nhỏ dần của bầu và sự phát triển tăng dần của các nhánh mà thiên hà xoắn có thêm các chữ cái a, b, c đi sau chữ S. Sa có bầu sáng rõ, to, còn các tay xoắn chưa rõ nét. Sb có bầu sáng kém rõ hơn, nhưng các tay xoắn khá rõ, Sc có các tay xoắn biểu lộ rõ nhất, còn bầu thì kém sáng nhất. Thiên hà xoắn ốc gãy khúc (còn gọi là thiên hà xoắn có thanh ngang): kí hiệu SB, có một trục thẳng kéo dài từ tâm ra trước khi xoắn ốc theo 3 sạng SBa, SBb, SBc tuỳ theo độ mở rộng của nhánh và kích thước nhỏ dần của bầu. Thiên hà dạng thấu kính: kí hiệu SO, có hình giống như hai cái đĩa úp vào nhau, là dạng trung gian giữa thiên hà xoắn và thiên hà elip.
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC Loại thiêh hà này có bầu, đĩa, quầng nhưng không có các tay xoắn và không có khí giữa các sao. Thiên hà vô định hình: kí hiệu Irr hoặc Ir, gồm loại I có hình xoắn ốc bị biến dạng đủ kiểu và loại II không có hình dạng rõ rệt nào. Chúng có khối lượng tương đối nhỏ, gồm nhiều sao trẻ, nhiều khí giữa các sao (mật độ khí có thể vượt 1015% mật độ chung), có thể có vài trung tâm tạo sao. Thiên hà lùn: kí hiệu là d, nhỏ hơn thiên hà thông thường vài chục lần về kích thước và khối lượng, có mật độ rất thấp. Chũng cũng được chia thành các dạng elip (kí hiệu dE), cầu (dSph), không định hình (dIr) và cuối cùng là các thiên hà lùn gọn nhỏ màu lam (dBCG). Các tay xoắn ở các thiên hà lùn không phát triển. Các thiên hà dE và dSph gồm các sao già, ít khí và bụi. Các thiên hà dIr và dBCG lại có nhiều khí (đôi khí khối lượng khí còn nhiều hơn cả khối lượng sao). Các thiên hà dBCG thường diễn ra sự tạo sao mạnh mẽ và sinh ra nhiều sao nặng màu lam nên các thiên hà này cũng màu lam. II. Thiên hà bức xạ. Các thiên hà tương tác 1. Thiên hà bức xạ. Thiên hà bức xạ (thiên hà có nhân bức xạ) khác với các thiên hà thông thường ở chỗ chúng bức xạ phần lớn năng lượng từ vùng tâm rất nhỏ (có kích thước từ vài giờ đến vài tháng ánh sáng), ở các dải sóng ngoài vùng khả kiến, chủ yếu là dải sóng vô tuyến và tia X. Chúng chỉ chiếm khoảng dưới 5% tổng số các thiên hà. Thiên hà Seyfert do nhà thiên văn người Mỹ gốc Đức Carl K. Seyfert phát hiện năm 1943. Đây là các thiên hà xoắn khổng lồ (chiếm 1% các thiên hà xoắn), chủ yếu là các thiên hà có thanh ngang. Nhân các thiên hà này cực sáng và là nguồn phát bức xạ hồng ngoại rất mạnh. Thiên hà vô tuyến chủ yếu là các thiên hà elip, bức xạ điện từ mạnh gấp hàng triệu lần các thiên hà bình thường. Người ta cho rằng nguồn năng lượng này có thể do một lỗ đen rất lớn ở trung tâm. Một số thiên hà vô tuyến có thể là kết quả của sự va đập và hoà nhập của hai thiên hà. M87 (thuộc chòm VirgoXử Nữ) là một thiên hà vô tuyến điển hình. 2. Thiên hà tương tác Các thiên hà ở gần nhau (so với kích thước của chúng) có thể tương tác với nhau (va đập vào nhau, nhập làm một…). Trong số hơn 100 tỉ thiên hà (đã biết) trong Vũ trụ, chỉ có 2% tương tác với nhau. Một thiên hà khổng lồ có thể nuốt chửng các thiên hà nhỏ đi qua bên cạnh bằng lực hấp dẫn. Trung bình cứ khoảng 1tỉ năm một lần.
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC Hình I.2.3: Va chạm giữa hai thiên hà xoắn ốc, được bắt đầu từ hàng triệu năm trước. Thiên hà Tiên nữ và dải Ngân hà cũng va chạm như vậy sau hàng tỉ năm nữa. III. Quần thiên hà và siêu quần thiên hà. Cụm/nhóm thiên hà gồm vài chục thiên hà liên kết với nhau bằng lực hấp dẫn, có kích thước 613 triệu n.a.s và khối lượng từ 1000 đến 10.000 tỉ m O (mO là khối lượng của Mặt trời). Vd: Nhóm thiên hà địa phương, gồm Ngân hà, thiên hà Andromède (M31 thuộc chòm Andromeda), thiên hà Tam Giác (M33) nhiều thiên hà bầu dục và các thiên hà vệ tinh khác. Quần thiên hà là một tập hợp dày đặc gồm vài nghìn thiên hà liên kết với nhau bởi lực hấp dẫn. kích thước 560 triệu n.a.s, khối lượng cỡ vài triệu tỉ (1015) mO. Có hai loại quần thiên hà: Quần thiên hà giàu (định hình) có tâm tập trung, đối xứng bao gồm chủ yếu các thiêh hà elip và dạng thấu kính ở trung tâm, xung quanh là các thiên hà xoắn ốc và vô định hình. Quần thiên hà nghèo (không định hình) không có tâm, không có sự đối xứng hình cầu, bao gồm đủ loại thiên hà.
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC Hình I.2.4: Nhóm thiên hà mang tên Hickson Compact Group (HCG) 87, cách Trái đất 400 triệu n.a.s. Ảnh chụp bởi kính thiên văn Gemini South ở Cerro Pachón, Chile. Siêu quần thiên hà tập hợp nhiều cụm và quần thiên hà. Có hình dạng bẹt như tờ giấy rộng hoặc dạng điếu xì gà (dạng chuỗi), có kích thước khoảng 100300 triệu n.a.s, khối lượng khoảng 10 triệu tỉ mO. Hình I.2.5: Siêu quần thiên hà Trinh nữ (Virgo), đường kính khoảng 200 triệu n.a.s, bao gồm 100 cụm và quần thiên hà, có tâm là quần thiên hà Trinh nữ. Cụm thiên hà địa phương cũng thuộc quần thiên hà Trinh nữ. IV. Cụm thiên hà địa phương. Thiên Hà của chúng ta cùng với các thiên hà lân cận tập trung lại thành cụm thiên hà địa phương. Cụm thiên hà địa phương gồm khoảng ba mươi thiên hà, lớn nhất là thiên hà Tiên nữ (Andromeda), kí hiệu M31 (hoặc NGC 224), lớn thứ hai là Thiên Hà của chúng ta (chữ Thiên Hà viết hoa được hiểu là Ngân hà), lớn thứ ba là thiên hà Tam Giác (M33
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC NGC 598), phần còn lại là các thiên hà lùn, tập trung xung quanh Thiên hà của chúng ta (thành một nhóm) và quang các thiên hà M31 và M33. Hình I.2.6: Thiên hà Tiên nữ (Andromeda). Hình I.2.7: Thiên hà Tam Giác (M33), là thiên hà lớn thứ ba trong cụm thiên hà địa phương, sau thiên hà Tiên nữ và Ngân hà. Thuộc chòm sao Tam Giác (Triangulum). Ngân hà đang tiến về thiên hà Tiên nữ với vận tốc 50 km/s. Sáng nhất là hai thiên hà lùn mang tên đám mây Magellan, lần đầu tiên được mô tả bởi nhà hàng hải người Bồ Đào Nha Ferdinand Magellan vào năm 1521. Đám mây Magellan Lớn thuộc chòm sao Dorado (Cá Vàng), cách chúng ta khoảng 150.000 n.a.s, chứa khoảng 10 tỉ ngôi sao. Đám mây Magellan Nhỏ, thuộc chòm sao Tucana (Chim Mỏ Dài), cách chúng ta khoảng 173.000 n.a.s, chứa khoảng 100 triệu ngôi sao. Hai đám mây Magellan là các thiên hà vệ tinh của Ngân hà.
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC V. Thiên Hà của chúng taNgân Hà 1. Cấu tạo và các loại quần cư Thiên Hà. a. Cấu tạo Hình I.2.8: Thiên Hà của chúng ta được nhìn từ trong ra (Hệ Mặt trời thuộc một trong các nhánh xoắn ốc của Thiên Hà). Ảnh chụp tâm của Thiên Hà. Các đám sao sáng có thể nhìn thấy cùng với vùng tối hơn gồm bụi và khí. Thật không may mắn khi chúng ta phải Khi nhìn ngang, Thiên Hà trông gần giống như nhìn Thiên Hà “từ trong ra”. Khi nhìn theo NGC 4565 (bỏ qua các ngôi sao cận cảnh), chú ý hướng vuông góc với mặt phẳng Thiên Hà, đến: Thiên Hà nhìn gần như M100, với: Bầu 100 tỉ ngôi sao Bụi Các cánh tay xoắn lớn được tạo bởi các Độ dày của các cánh xoắn (
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC Có thể coi Thiên Hà (Ngân Hà) có dạng hình đĩa dẹt, trong đó có các tay xoắn. Đĩa Thiên Hà (đĩa sao) có đường kính khoảng 80.000100.000 n.a.s ( cỡ 30 kpc), dày cỡ 1000 n.a.s. Đĩa khí có đường kính ít nhất 4044kpc. Đĩa Thiên Hà chiếm tới 70% khối lượng của Thiên Hà (150 tỉ lần mO). Nhân Thiên Hà bao quanh tâm có mật độ sao dày đặc (107 sao/pc3 so với 1 sao/10pc3 ở vùng ngoại vi Mặt trời), có đường kính khoảng vài pc. Nhân là nguồn bức xạ năng lượng rất mạnh, nhất là sóng vô tuyến, tia hồng ngoại và tia gamma. Bầu Thiên Hà là vùng quanh nhân, do đĩa Thiên Hà phồng lên. Bầu có bán kính khoảng 1,53pc, khối lượng bằng 1/6 khối lượng đĩa. Bầu chủ yếu gồm các sao tương đối già (phát ra ánh sáng vàng và đỏ) so với các tay xoắn. Quầng Thiên Hà, bao trùm quanh đĩa, có hình cầu, đường kính 50.00065.000 n.a.s. Quầng là nơi phân bố sao thưa thớt, gần như không có khí và bụi giữa các sao. Bao trùm quầng là một quầng tối, có đường kính khoảng 200.000 400.000 n.a.s. Khí giữa các sao chiếm khoảng 510% khối lượng đĩa Thiên Hà, nhưng ở bầu chỉ chiếm dưới 1% khối lượng bầu. * Mở rộng: Chùm ảnh khám phá nhân Ngân Hà. Chúng ta không thể nhìn trực tiếp tâm của Ngân Hà vì ở đó có quá nhiều bụi. Nhưng chúng ta có thể nhìn xuyên qua đám bụi (từng phần) bằng tia hồng ngoại. Chú ý đến các ngôi sao nặng:
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC Và tia X: Vùng trung tâm rất nặng và hỗn độn, chứa các nguồn sóng vô tuyến mạnh (được coi là vết tích của các vụ nổ sao siêu mới): Và chứa các nguồn bức xạ mạnh tia X, có kích thước rất nhỏ và đậm đặc. Đây dường như là vết tích của các hố đen tập trung ở tâm Ngân Hà.
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC b. Các loại quần cư Thiên Hà Các sao, quần sao cùng vật chất giữa các sao trong Thiên Hà được chia thành hai loại quần cư (quần xã) chính (đôi khi tách thêm một loại trung gian), dựa trên cở sở vị trí của chúng trong không gian, đặc tính chuyển động và thành phần hoá học của chúng. Quần cư loại I: Gồm các sao mở, các sao kềnh và siêu kềnh nóng, các sao cepheid (sao biến quang) điển hình (có chu kỳ dài), các sao siêu mới, các đám mây phân tử, các tinh vân sáng và tối. Quần cư loại I ở gần mặt phẳng Thiên Hà (đĩa), trong phạmvi chiều dày khoảng 200 n.a.s trong các nhánh xoắn. Chúng có tuổi tương đối trẻ, thường là vài chục triệu năm trở xuống. Quần cư loại II: là các quần sao cầu, các sao lùn đỏ, các sao kềnh đỏ và các sao Cepheid có chu kì ngắn (như kiểu RR Lyrae), nằm rải rác ở quầng và tập trung ở bầu Thiên Hà, có tuổi cỡ 1012 tỉ năm trở lên. Quần cư quầng trong thành phần hoá học có tỉ lệ các nguyên tố nặng hơn Hêli cực kì ít. Ở các quần sao cầu, tỉ lệ kim loại ít hơn hàng trăm lần so với Mặt trời. Quần cư đĩa: Được tách ra từ quần cư loại I. Gồm các sao mới, tinh vân hành tinh, các sao kềnh đỏ sáng, các sao có vạch kim loại yếu trong quang phổ, nằm ở phần giữa các tay xoắn, hầu hết ở phía trên hay phía dưới mặt phẳng Thiên Hà. Độ tuổi tương đối “già”, từ 1013 tỉ năm. Mặt trời cũng thuộc loại quần cư này. Quần cư đĩa có thành phần hoá học tương tự Mặt trời: chủ yếu là Hiđrô, ¼ là Hêli và một lượng nhỏ các nguyên tố nặng hơn Hêli. Bảng tóm tắt đặc tính các loại quần cư Thiên Hà (Ngân Hà) Quần cư phổ Quần cư già loại Quần cư đĩa loại Quần cư quầng biến loại I I II loại II Các vật thể đặc Bụi, khí, vùng Các sao AG, các Tinh vân hành Các đám sao cầu, trưng HII, các sao OB, quần tụ sao già, tinh, các sao lùn, sao dưới lùn (sao Ttauri Mặt trời các sao kiểu lùn nâu) Cepheid loại II. Khoảng cách 120 pcs 160 pcs 400 pcs 1000 pcs trung bình (Tính từ Trái đất) Độ tuổi trung 108 1081010 3.1091010 >1010 bình (năm) Cấp sao tuyệt 8 5 3 3 đối (sáng nhất) Phân bố tập Cánh tay xoắn Các đám Bầu Quầng trung ở Tập trung hướng Không Một số Một số Nhiều về tâm? Quỹ đạo quanh Tròn Tròn D ẹt Rất dẹt
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC Ngân Hà 2. Chuyển động quay và năm Thiên Hà a. Chuyển động quay của Thiên Hà Dựa vào sự chuyển động trong không gian của các sao mà ta biết rằng Thiên Hà đang quay quanh tâm của nó. Toàn bộ vật chất trong Thiên Hà quay xung quanh trục quay đi qua tâm Thiên Hà và vuông góc với mặt phẳng của nó. Vận tốc góc của các sao kể từ tâm Thiên Hà đến Mặt trời hầu như không đổi (phần trong của Thiên Hà quay gần như một vật rắn), phần ngoài quay có chậm hơn. Hệ quả là vận tốc của các sao tăng dần theo khoảng cách trong phạm vi từ tâm đến 6,5kpc, đạt cực đại khoảng 250 km/s rồi sau đó giảm. Các tay xoắn quay với vận tốc góc không đổi, tuy nhiên các sao lại thường chuyển động không đồng nhất với tay xoắn nên có lúc thì lọt vào trong tay xoắn, lúc thì ở ngoài tay xoắn. Nơi duy nhất mà vận tốc góc của các sao và tay xoắn trùng nhau gọi là vòng tròn đồng tốc. Mặt trời cũng ở sát vòng tròn này. b. Năm Thiên Hà Năm Thiên Hà (còn gọi là năm vũ trụ) là khoảng thời gian để Mặt trời hoàn thành hết một vòng quay trọn vẹn xung quanh tâm Thiên Hà. Khoảng thời gian này xấp xỉ 220 triệu năm (Theo Encarta 2009Các số liệu ở trong các tài liệu khác nhau nằm trong khoảng 200250 triệu năm). VI. Các thiên hà khác Việc nghiên cứu các thiên hà khác cho ta thấy bức tranh tổng thể của vũ trụ và cũng góp phần tìm hiểu thêm về Thiên Hà của chúng ta với tư cách là từ “bên ngoài”. Ở đây, chỉ nêu ví dụ một số thiên hà điển hình. 1. Thiên hà Tiên nữ Hình I.2.9: Thiên hà Tiên nữ (M31NGC224) Có lẽ Thiên hà Tiên nữ là thiên hà nổi tiếng nhất vì nó là vật thể ngoài Ngân Hà được nhìn thấy bằng mắt thường, cũng như lịch sử đã phát hiện ra nó. Các quan sát về
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC Andromeda được ghi nhận bởi nhà thiên văn học người Ba Tư Adb AlRahman Al Sufi vào năm 964 (Encarta 2009có tài liệu khác cho là năm 905) dưới tên gọi “đám mây nhỏ”. Năm 1612 được Simon Marius cung cấp những thông tin đầu tiên dựa vào các quan sát thông qua kính viễn vọng mới của mình. Năm 1764 được C. Messier đưa vào danh mục của ông với tên gọi M31. Thiên hà Tiên nữ là thiên hà xoắn ốc khổng lồ, thuộc chòm sao Tiên nữ (Andromeda), cách chúng ta 2,5 triệu n.a.s. Các nhà thiên văn nghiên cứu về thiên hà Tiên nữ nhiều hơn cả vì họ tin rằng có những điểm tương đồng giữa thiên hà Tiên nữ và Ngân hà, nhưng không thể quan sát được ở Ngân hà bởi những đám mây và bụi dày đặc ở vùng trung tâm. Các nhà thiên văn cũng nghiên cứu về các cánh xoắn của thiên hà Tiên nữ, sự sinh ra của các vì sao, các đám sao cầu, các cụm sao mở, vật chất giữa các vì sao và các vụ nổ siêu tân tinh ở thiên hà Tiên nữ. Vùng trung tâm thiên hà Tiên nữ rất sáng ở Hình ảnh Thiên hà Tiên nữ chụp dưới các bước sóng tia X với các nguồn phát đậm bước sóng điện từ khác nhau. Có thể thấy đặc. Có lẽ là do các hố đen lớn ở vùng trung rằng vùng trung tâm rất sáng ở dải sóng tia X, tâm. trong khi đó vùng ngoài rìa phát xạ mạnh tại bước sóng 21 cm (vạch phổ của Hiđrô). 2. Thiên hà Mắt đen (M64)
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC Hình I.2.10: Thiên hà Mắt đen (M64) Thuộc chòm sao Tóc của nàng Berenice (Coma Berenices), là một trong số các thiên hà bất thường nhất nhất trên bầu trời, nó giông thiên hà xoắn ốc thông thường, có những cánh tay quấn chặt, nhưng quan sát bằng các viễn vọng kính 4 đến 6 inches (100150 mm) hay lớn hơn, người ta có thể thấy một đám mây bụi khổng lồ khống chế cả khu vực trung tâm của nó, tạo thành cái dáng vẻ của một con mắt màu đen. 3. NGC 253 Hình I.2.11: NGC 253 Thuộc chòm sao Thợ điêu khắc (Sculptor), thiên hà có độ sáng cấp 7 và có kích thước biểu kiến trên bầu trời rất lớn. Có thể quan sát được hầu như đến vùng mép rìa của nó. Được Caroline Herschel khám phá vào một đêm khi bà đang dò tìm sao Chổi. Nó xuất hiện trong ống nhòm như một đường sọc dày và bắt đầu cho thấy rõ mầu sắc qua ảnh chụp nếu sử dụng các quang cụ lớn hơn. Thiên hà này nằm cách chúng ta 10 triệu n.a.s. 4. M101 Hình I.2.12: M101 Thuộc chòm sao Gấu lớn (Ursa Major), thiên hà xoắn ốc rộng lớn, dàn trải, có thể nhìn rõ qua viễn vọng kính loại nhỏ nếu trời đủ tối. Nó là một trong các thiên hà xoắn ốc nằm gần Ngân hà, ở khoảng cách cỡ 10 triệu n.a.s.
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC 5. M84 và M86 Hình I.2.13: M86 (giữa) và M84 (bên phải) Thuộc chòm sao Trinh Nữ (Virgo), hai thiên hà elip này nằm gần nhau, đủ đẻ nhìn thấy trong cùng một viễn vọng kính trường nhìn hẹp. Chúng đều là thành viên của cụm thiên hà Trinh nữ, cách cụm thiên hà Địa phương 50 triệu n.a.s. Các thiên hà elip này được tạo bởi các ngôi sao già và có ít vật chất giữa các vì sao. Chúng đồng thời cũng là loại thiên hà sáng nhất. VII. Quasar Quasar là thiên thể rất sáng so với kích thước của nó và khoảng cách của nó tính từ Trái đất. Một đặc điểm quan trọng của quasar là sự dịch đỏ rất mạnh trong quang phổ cho thấy các quasar ở rất xa Trái đất và chúng dịch chuyển ra xa Trái đất rất nhanh. Đồng thời, nghiên cứu quang phổ của quasar cũng cho thấy bức xạ của quasar được phát ra bởi các khí nóng tương tự các khí nóng được tìm thấy ở tâm các thiên hà có dạng bất thường và rất hoạt động. Toàn bộ năng lượng khổng lồ đó được giữ trong một thể tích rất bé, chỉ cỡ vài n.a.s. Tên gọi quasar được bắt nguồn từ cụm từ “ quasistellar radio source”, có nghĩa là nguồn phát xạ vô tuyến tương tự như sao, bởi vì quasar xuất hiện tương tự như một vì sao một điểm trên bầu trời vì chúng ở rất xa Trái đất. Các số liệu đo được cho thấy các quasar ở cách chúng ta hàng tỉ n.a.s. Ví dụ quasar 3C273 các Trái đất 1,5 tỉ n.a.s
Zarya Nhóm Kiến ThứcPAC Hình I.2.14: Bản đồ màu (giả định) của một quasar được chụp bởi Hệ thống kình thiên văn vô tuyến lớn ở New Mexico. Phần nhân cực kì sáng của quasar (chấm màu đỏ ở phía trên) đang phát xạ một luồng vật chất năng lượng cao (đường thẳng có những chấm viền đỏ). Người ta cho rằng những bức xạ năng lượng cực cao này có thể xuất phát từ một siêu hố đen có khối lượng cực kì lớn, cỡ hàng trăm triệu lần lớn hơn khối lượng Mặt trời, ở trung tâm các quasar. Một hố đen khối lượng cực kì lớn như vậy có thể là sự hoà nhập của các hố đen bé hơn, là tàn dư của các sao có khối lượng lớn. Va chạm giữa các thiên hà và các quasar cũng là một nguồn cung cấp nhiên liệu cho các hố đen trung tâm. Chính những đám sáng mờ tạo thành các dây quanh các quasar được phát hiện bởi kính thiên văn Hubble cho ta biết điều này. Việc nghiên cứu các quasar cho chúng ta biết thêm về Vũ trụ ban đầu được diễn ra như thế nào, cũng như củng cố lý thuyết Vụ nổ lớn về tiến hoá của Vũ trụ.