Quần đảo Star: Thiên hà

Quần đảo Star: Thiên hà

Alexey Levin
"Cơ học phổ biến" №11, 2011

Lịch sử nghiên cứu các hành tinh và các ngôi sao được đo bằng hàng ngàn năm, của Mặt trời, sao chổi, các tiểu hành tinh và thiên thạch – trong nhiều thế kỷ. Nhưng các thiên hà nằm rải rác xung quanh các cụm sao vũ trụ, khí và bụi vũ trụ, trở thành đối tượng nghiên cứu khoa học chỉ trong những năm 1920.

Các thiên hà đã được quan sát từ thời xa xưa. Một người có thị lực sắc bén có thể phân biệt các đốm sáng trên bầu trời đêm như giọt sữa. Vào thế kỷ thứ 10, nhà thiên văn học người Ba Tư Abd-al-Raman al-Sufi đã đề cập trong cuốn sách “Ngôi sao cố định”, hai điểm tương tự, bây giờ được gọi là Đám mây Magellan Lớn và thiên hà M31, còn được gọi là Andromeda. Với sự ra đời của kính thiên văn, các nhà thiên văn quan sát ngày càng nhiều những vật thể này, được gọi là tinh vân. Nếu nhà thiên văn học người Anh Edmund Halley chỉ liệt kê sáu tinh vân năm 1716, danh mục này, được nhà thiên văn học hải quân người Pháp Charles Messier xuất bản năm 1784, đã chứa 110 trong số đó bốn chục thiên hà (bao gồm M31). Năm 1802, William Herschel xuất bản danh sách 2500 tinh vân, và con trai ông John năm 1864 đã xuất bản một danh mục với hơn 5.000 tinh vân.

Bản chất của những vật thể này trong một thời gian dài thoát khỏi sự hiểu biết.Vào giữa thế kỷ 18, một số tâm trí sắc sảo đã nhìn thấy các hệ sao giống như Dải Ngân hà trong chúng, nhưng các kính thiên văn vào thời đó đã không tạo ra cơ hội để thử nghiệm giả thuyết này. Một thế kỷ sau, ý kiến ​​này chiếm ưu thế rằng mỗi tinh vân là một đám mây khí, được chiếu sáng từ bên trong bởi một ngôi sao trẻ. Sau đó, các nhà thiên văn học đã thuyết phục rằng một số tinh vân, bao gồm Andromeda, chứa nhiều ngôi sao, nhưng trong một thời gian dài nó không rõ ràng cho dù họ đang nằm trong thiên hà của chúng tôi hoặc xa hơn nữa. Và chỉ vào năm 1923-1924, Edwin Hubble xác định khoảng cách từ Trái Đất đến Andromeda ít nhất gấp ba lần đường kính của Ngân Hà (thực sự khoảng 20 lần) và M33, một tinh vân khác trong danh mục Messier, không xa chúng ta. khoảng cách Những kết quả này đánh dấu sự khởi đầu của một kỷ luật khoa học mới – thiên văn học thiên hà.

Nhìn trộm người hàng xóm
Hàng xóm gần nhất của chúng ta, thiên hà Andromeda (M31) là một trong những thiên thể yêu thích cho các quan sát thiên văn nghiệp dư và nhiếp ảnh. Và không chỉ nghiệp dư – minh họa cho thấy phối cảnh đa hướng kết hợp của M31, được thực hiện bởi kính viễn vọng không gian Spitzer và NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX). Mắt GALEX UV mở ra bản chất bốc lửa của Andromeda – những khu vực nóng đầy những người trẻ tuổi (được hiển thị màu lam) và cũ (chấm xanh và tươi sáng khu vực màu vàng ở trung tâm của thiên hà) sao. Kính viễn vọng IR nhạy cảm Spitzer thấy một mặt lạnh, khác nhau – các vùng hình thành sao (được hiển thị đỏ), ẩn khỏi đôi mắt tò mò bởi những đám mây bụi và khí. Màu tím khu vực nơi các ngôi sao lớn nóng cùng tồn tại với những đám mây lạnh bao quanh bởi bụi được hiển thị. Hình ảnh: Cơ học phổ biến

Người lùn và người khổng lồ

Vũ trụ chứa đầy các thiên hà có kích thước khác nhau và khối lượng khác nhau. Con số của họ được biết đến rất gần. Bảy năm trước, trong suốt ba tháng rưỡi, kính thiên văn quỹ đạo Hubble đã khám phá ra khoảng 10.000 thiên hà, quét trong chòm sao phía nam của Lò có diện tích bầu trời, nhỏ hơn một trăm lần so với diện tích đĩa mặt trăng. Nếu chúng ta giả định rằng các thiên hà được phân bố trên thiên cầu với cùng một mật độ, thì hóa ra là có 200 tỷ trong số chúng trong không gian quan sát được, tuy nhiên, ước lượng này được đánh giá rất thấp vì kính viễn vọng không thể nhận thấy nhiều thiên hà rất mờ.

Trong số các thiên hà có các sao lùn và khổng lồ. Trong Sổ tay Oxford có thẩm quyền Companion to Cosmology Ấn bản năm 2008 nói rằng các thiên hà nhỏ nhất chứa hàng triệu ngôi sao và lớn nhất – hàng tỷ tỷ. Thông tin này đã trở nên lỗi thời. Là một giáo sư tại Đại học Texas ở Austin, John Kormendi, nói với PM, trong những năm gần đây, một nhóm các thiên hà nhỏ đã được phát hiện chỉ với hàng trăm ngôi sao: Phần lớn các vật chất tối chủ yếu chịu trách nhiệm cho điều này, mặc dù một số nhà khoa học tin rằng một sự đóng góp đáng kể thuộc về các lỗ đen và các sao neutron. Định nghĩa của một thiên hà như một cụm sao tự trị lớn không còn hoạt động nữa. " Ở ranh giới phía trên của phổ thiên hà là các siêu khổng lồ với đường kính theo thứ tự của một megaparsec, có dân số sao đạt tới hàng trăm nghìn tỷ.

Biểu mẫu và nội dung

Các thiên hà cũng khác về hình thái học (ví dụ, hình thức).Nói chung, chúng được chia thành ba lớp chính – discoid, elliptical và irregular (irregular). Đây là một phân loại chung, có nhiều chi tiết hơn.

Thiên hà discoid là một bánh hình sao xoay quanh một trục đi qua trung tâm hình học của nó. Thông thường trên cả hai mặt của khu vực trung tâm của bánh có một phình hình bầu dục – phình (từ tiếng Anh. phình ra). Bulge cũng quay, nhưng với vận tốc góc thấp hơn đĩa. Các nhánh xoắn ốc thường được quan sát thấy trong mặt phẳng của đĩa, rất nhiều trong những ngôi sao sáng tương đối trẻ. Tuy nhiên, có những đĩa thiên hà và không có cấu trúc xoắn ốc, nơi những ngôi sao như vậy nhỏ hơn nhiều.

Các jumper sao – thanh có thể cắt khu trung tâm của một thiên hà hình đĩa. Không gian bên trong đĩa chứa đầy một môi trường bụi khí – vật liệu khởi đầu cho các ngôi sao mới và các hệ thống hành tinh. Thiên hà có hai đĩa: sao và khí. Chúng được bao quanh bởi quầng thiên hà – một đám mây hình cầu của khí nóng và vật chất tối hiếm hoi, tạo nên sự đóng góp chính cho tổng khối lượng của thiên hà. Quầng sáng cũng chứa các ngôi sao cũ và cụm sao hình cầu (cụm sao cầu) lên đến 13 tỷ năm tuổi.Ở trung tâm của hầu hết các thiên hà vũ trụ, cả hai đều có phình và không có phình, có một lỗ đen siêu lớn. Các thiên hà lớn nhất của loại này chứa 500 tỷ ngôi sao.

Edwin Hubble của điều chỉnh ngã ba
Năm 1926, nhà thiên văn người Mỹ nổi tiếng Edwin Powell Hubble đã đề xuất (và năm 1936 hiện đại hóa) sự phân loại các thiên hà theo hình thái học của chúng. Do hình dạng đặc trưng của nó, phân loại này còn được gọi là bộ điều chỉnh Hubble. Trên "chân" của nĩa chỉnh có các thiên hà elip, trên răng của một ngã ba có các thiên hà không tay và các thiên hà xoắn ốc không có thanh nhảy và với một thanh. Các thiên hà không thể được phân loại là một trong các lớp được liệt kê được gọi là không đều hoặc không đều. Hình ảnh: "Hóa học và cuộc sống"

Một thiên hà hình elip, như tên gọi của nó, có hình dạng của một ellipsoid. Nó không xoay như một toàn thể và do đó không có đối xứng trục. Các ngôi sao của nó, phần lớn có khối lượng tương đối nhỏ và tuổi rắn, quỹ đạo xung quanh trung tâm thiên hà trong các mặt phẳng khác nhau và đôi khi không phải là các cá thể riêng biệt, nhưng trong các chuỗi có độ dài cao. Những ngôi sao mới trong các thiên hà elip hiếm khi sáng lên do thiếu nguyên liệu – phân tử hydro.

Cả hai thiên hà lớn nhất và nhỏ nhất đều thuộc về dạng elip. Tổng số cổ phần của các đại diện của nó trong dân số thiên hà của vũ trụ chỉ khoảng 20%. Những thiên hà này (với ngoại lệ có thể là nhỏ nhất và mờ nhất) cũng ẩn các lỗ đen siêu lớn trong khu vực trung tâm của chúng. Các thiên hà elip có halos, nhưng không khác biệt với các thiên hà.

Sao tái định cư

Các thiên hà được phân bố trong không gian bên ngoài không hề hỗn loạn. Các thiên hà khổng lồ thường được bao quanh bởi các thiên hà vệ tinh nhỏ.

Nhóm thiên hà địa phương
Giống như con người, các thiên hà tập hợp thành từng nhóm. Nhóm địa phương của chúng tôi bao gồm hai thiên hà lớn nhất trong vùng lân cận với kích thước khoảng 3 megaparsek – Dải Ngân hà và Andromeda (M31), thiên hà Tam giác, cũng như vệ tinh của chúng – Đám mây Magellan Lớn và Nhỏ, các thiên hà lùn ở Great Dog, Pegasus, Kiel, Sextant, Phoenix và nhiều thứ khác – tất cả trong số khoảng năm mươi. Nhóm địa phương, lần lượt, là một thành viên của siêu nhân Virgo địa phương. Hình ảnh: Cơ học phổ biến

Cả Milky Way của chúng ta và Andromeda lân cận có ít nhất 14 vệ tinh, và, rất có thể,chúng còn hơn thế nữa. Các thiên hà thích hợp với nhau theo cặp, ba, và các nhóm lớn hơn gồm hàng chục đối tác liên quan đến sức hấp dẫn. Các hiệp hội lớn hơn, các cụm thiên hà, chứa hàng trăm và hàng ngàn thiên hà (lần đầu tiên trong số các cụm này được phát hiện bởi Messier). Đôi khi, một thiên hà khổng lồ đặc biệt tươi sáng được quan sát thấy ở trung tâm của cụm, đã phát sinh, người ta tin rằng, trong quá trình sáp nhập các thiên hà có tầm cỡ nhỏ hơn. Và cuối cùng, cũng có superclusters, bao gồm các cụm thiên hà và các nhóm, cũng như các thiên hà riêng lẻ. Thông thường đây là những cấu trúc dài đến hàng trăm megaparsec. Chúng được tách ra gần như hoàn toàn miễn phí khỏi các thiên hà, các khoảng trống vũ trụ có cùng kích thước. Superclusters không còn được tổ chức thành bất kỳ cấu trúc nào của thứ tự cao hơn và được phân tán xung quanh không gian một cách ngẫu nhiên. Vì lý do này, trên quy mô của vài trăm megaparsecs Vũ trụ của chúng tôi là đồng nhất và đẳng hướng.

Tất cả các thiên hà khác được coi là không đều. Chúng chứa rất nhiều bụi và khí đốt và chủ động sinh ra các ngôi sao trẻ. Ở khoảng cách vừa phải từ Dải Ngân hà, có rất ít thiên hà như vậy, chỉ có 3%. Tuy nhiên, trong số các vật thể có một chuyển dịch đỏ lớn, ánh sáng của nó được phát ra không quá 3 tỷ năm sau Vụ nổ lớn, tỷ lệ của chúng tăng mạnh.Rõ ràng, tất cả các hệ sao của thế hệ đầu tiên đều nhỏ và có đường viền sai, và các thiên hà vũ trụ và elip lớn xuất hiện nhiều sau đó.

Sự ra đời của các thiên hà

Các thiên hà được sinh ra ngay sau các vì sao. Người ta tin rằng những ngôi sao sáng đầu tiên nổ ra không quá 150 triệu năm sau vụ nổ Big Bang. Vào tháng 1 năm 2011, một nhóm các nhà thiên văn học đã xử lý thông tin từ Kính viễn vọng Không gian Hubble đã báo cáo một quan sát có khả năng về một thiên hà có ánh sáng đi vào không gian 480 triệu năm sau Vụ nổ Big Bang. Vào tháng Tư, một nhóm nghiên cứu khác đã khám phá ra một thiên hà, trong mọi khả năng, đã hoàn toàn được hình thành khi vũ trụ trẻ khoảng 200 triệu năm tuổi.

Milky way

Mặt trời quay quanh trung tâm của một thiên hà xoắn ốc khá bình thường, bao gồm 200-400 tỷ ngôi sao.

Đường kính của nó xấp xỉ 28 kiloparsec (một ít hơn 90 nghìn năm ánh sáng). Bán kính của quỹ đạo năng lượng mặt trời intragalactic là 8,5 kiloparsecs (sao cho ngôi sao của chúng ta được dịch chuyển sang cạnh ngoài của đĩa thiên hà), thời gian của một cuộc cách mạng hoàn chỉnh xung quanh trung tâm của Thiên hà là khoảng 250 Ma.Vách đá của dải Ngân Hà có hình elipsoid và được ưu đãi với một thanh chỉ mới phát hiện gần đây. Ở trung tâm của phình là một lõi nhỏ gọn chứa đầy các ngôi sao ở các độ tuổi khác nhau – từ vài triệu năm đến một tỉ và lớn hơn. Bên trong lõi, đằng sau một đám mây bụi dày đặc nằm ở một lỗ đen khá khiêm tốn bởi các tiêu chuẩn thiên hà – chỉ có 3,7 triệu khối lượng mặt trời.

Bản đồ đảo của chúng tôi
Sử dụng hình ảnh hồng ngoại của kính viễn vọng không gian SpitzerCác nhà thiên văn lập bản đồ dải Ngân hà. Nó bao gồm hai cánh tay xoắn ốc lớn nhất, Centaurus và Perseus Shield, được nối với nhau bởi một quán bar, và hai cánh tay nhỏ hơn, Sagittarius và Square, chứa đầy những đám mây khí và những vùng hình thành sao. Ngay cả tay áo nhỏ hơn bao gồm tay áo bên ngoài, xa, và giữa 3 kiloparsec. Hệ mặt trời của chúng ta nằm trong cánh tay nhỏ (thúc đẩy) của Orion. Hình ảnh: Cơ học phổ biến

Thiên hà của chúng tôi tự hào có một đĩa sao đôi. Chia sẻ của đĩa nội bộ, không có nhiều hơn 500 parsec theo chiều dọc, chiếm 95% các ngôi sao của vùng đĩa, bao gồm tất cả các ngôi sao sáng trẻ.Nó bao gồm đĩa ngoài với độ dày 1500 parsec, nơi các ngôi sao lớn tuổi sống. Độ dày của đĩa bụi khí của dải Ngân Hà không nhỏ hơn 3,5 kiloparsec. Bốn tay áo xoắn ốc của đĩa – các khu vực có mật độ tăng của môi trường bụi khí – chứa hầu hết các ngôi sao lớn nhất.
Đường kính của vầng hào quang của dải Ngân Hà không ít hơn hai lần đường kính của đĩa. Họ tìm thấy khoảng 150 cụm sao cầu, tuổi của những cụm lâu đời nhất vượt quá 13 tỷ năm. Vầng hào quang chứa đầy vật chất tối của một cấu trúc sần sùi. Theo các dữ liệu mới nhất, hình dạng quầng là một quả bóng được làm phẳng đáng kể. Tổng khối lượng của thiên hà có thể lên tới 3 nghìn tỷ khối lượng mặt trời, và tỷ lệ vật chất tối chiếm tới 90-95%. Khối lượng của các ngôi sao trong dải Ngân Hà được ước tính khoảng 90-100 tỷ khối lượng mặt trời.

Các điều kiện cho sự ra đời của các ngôi sao và các thiên hà phát sinh từ lâu trước khi nó bắt đầu. Khi vũ trụ vượt qua mốc tuổi 400.000 năm, plasma trong không gian bên ngoài được thay thế bằng hỗn hợp heli trung tính và hydro. Khí này vẫn còn quá nóng để co lại thành những đám mây phân tử tạo nên những ngôi sao. Tuy nhiên, nó cùng tồn tại với các hạt vật chất tối, ban đầu không được phân bố khá đều trong không gian – nơi nó dày đặc hơn một chút, ở đó nó mỏng hơn.Chúng không tương tác với khí baryon và do đó, dưới tác động của sự hấp dẫn lẫn nhau, chúng tự do trôi vào các khu vực có mật độ tăng lên. Theo tính toán mô hình, đã có hàng trăm triệu năm sau vụ nổ Big Bang trong không gian, những đám mây vật chất tối có kích thước của Hệ Mặt trời hiện tại được hình thành. Họ thống nhất thành các công trình lớn hơn, bất chấp sự mở rộng không gian. Vì vậy, có những đám mây vật chất tối, và sau đó là cụm của những cụm này. Họ kéo vào không gian khí, tạo cho nó cơ hội để dày lên và sụp đổ. Bằng cách này, những ngôi sao siêu sao đầu tiên xuất hiện, nhanh chóng phát nổ với siêu tân tinh và để lại sau những lỗ đen. Những vụ nổ này làm phong phú thêm không gian bên ngoài với các nguyên tố nặng hơn helium, góp phần làm mát các đám mây khí bị sụp đổ và do đó có thể xuất hiện các ngôi sao thế hệ thứ hai ít lớn hơn. Những ngôi sao như vậy có thể đã tồn tại hàng tỉ năm và do đó có thể hình thành (một lần nữa với sự giúp đỡ của vật chất tối) các hệ thống bị ràng buộc trọng lực. Do đó phát sinh các thiên hà sống lâu, kể cả các thiên hà của chúng ta.

John Kormendi nói: “Nhiều chi tiết về sinh khối vẫn còn ẩn trong sương mù.” Đặc biệt, nó ám chỉ đến vai trò của các hố đen. một lỗ từ lõi của thiên hà hình elip M87, nằm cách mặt trời 53,5 triệu năm ánh sáng. Các lỗ ở trung tâm của các thiên hà elip thường được bao quanh bởi các phiến tạo thành từ các ngôi sao cũ. Algy khối lượng của hố đen thường là ba bậc độ lớn nhỏ hơn khối lượng của phình – .. tất nhiên, nếu người đó là hiện mô hình này được xác nhận bởi các quan sát, bao gồm khối lượng lỗ của hàng triệu đến hàng tỷ khối lượng mặt trời ".

Theo Giáo sư Kormendi, lỗ đen thiên hà thu được khối lượng theo hai cách. Lỗ hổng, được bao quanh bởi một phiến đá chính thức, phát triển do sự hấp thụ khí, đi đến phình từ vùng ngoài của thiên hà. Trong quá trình hợp nhất các thiên hà, cường độ của dòng khí này tăng mạnh, làm khởi phát các quầng lửa quasar. Kết quả là, các phình và lỗ phát triển song song, điều này giải thích mối tương quan giữa khối lượng của chúng (mặc dù các cơ chế khác vẫn chưa biết có thể hoạt động).

Một điều khác biệt là các thiên hà không phù hợp và các thiên hà giả hói. Khối lượng lỗ của chúng thường không vượt quá 104-106 khối lượng mặt trời. Theo Giáo sư Kormendi, chúng được cho ăn bằng khí do các quá trình ngẫu nhiên xảy ra gần lỗ, và không kéo dài đến toàn bộ thiên hà. Một lỗ như vậy phát triển bất kể sự tiến hóa của thiên hà hay giả mạo của nó, nó giải thích cho sự thiếu tương quan giữa khối lượng của chúng.

Trồng các thiên hà

Các thiên hà có thể tăng cả kích thước và khối lượng. Gart Illingworth, giáo sư thiên văn học và thiên văn học tại Đại học California ở Santa Cruz giải thích: “Trong quá khứ xa xôi, các thiên hà đã thực hiện điều này hiệu quả hơn nhiều so với thời đại vũ trụ gần đây”. khối lượng Mặt Trời) trên một đơn vị thể tích không gian bên ngoài (thường là một khối lượng lớn) Ở thời điểm hình thành các thiên hà đầu tiên, con số này rất nhỏ, và sau đó tăng trưởng nhanh, được mở rộng đến chừng nào vũ trụ là dưới 2 tỷ đồng. năm. Một 3 tỷ.trong nhiều năm, nó tương đối ổn định, sau đó nó bắt đầu giảm gần như tương ứng với thời gian, và sự suy giảm tiếp tục cho đến ngày nay. Vì vậy, 7-8 tỷ năm trước, tỷ lệ hình thành sao trung bình cao gấp 10-20 lần so với hiện đại. Hầu hết các thiên hà quan sát đã được hình thành hoàn toàn trong thời kỳ xa xôi đó. "

May trên tay áo của thiên hà Milky Way

Trong hình – kết quả của sự tiến hóa tại các thời điểm khác nhau trong thời gian – cấu hình ban đầu (một), thông qua 0.9 (b), 1,8 (c) và 2,65 tỷ năm (d). Theo tính toán mô hình, thanh và cánh tay xoắn ốc của dải Ngân hà có thể đã được hình thành do va chạm với SagDEG, ban đầu đã kéo 50-100 tỷ khối lượng mặt trời. Hai lần nó đi qua đĩa của Thiên hà của chúng ta và mất đi một phần vật chất của nó (cả bình thường lẫn bóng tối), gây ra sự nhiễu loạn về cấu trúc của nó. Khối lượng hiện tại của SagDEG không vượt quá hàng chục triệu khối lượng mặt trời, và va chạm tiếp theo, dự kiến ​​không muộn hơn 100 triệu năm, có khả năng là cuối cùng cho nó. Hình ảnh: Cơ học phổ biến

Các nhà nghiên cứu từ Đại học Pittsburgh, Đại học California, Irvine và Đại học Atlantic ở Florida đã mô phỏng sự va chạm của dải Ngân hà và tiền thân của thiên hà elip lùn ở Sagittarius (Thiên hà hình elip lùn Sagittarius, SagDEG). Họ phân tích hai biến thể va chạm – với ánh sáng (3×1010 khối lượng mặt trời) và nặng (1011 khối lượng của mặt trời) SagDEG. Hình (dưới), từ trái sang phải, cho thấy kết quả của sự phát triển của Dải Ngân hà 2,7 tỷ năm mà không có sự tương tác với một thiên hà lùn và tương tác với các biến thể SagDEG ánh sáng và nặng.

Nói chung, xu hướng này là rõ ràng. Các thiên hà phát triển theo hai cách chính. Đầu tiên, họ nhận được vật liệu tươi cho sự hình thành sao, vẽ các hạt khí và bụi từ không gian xung quanh. Trong vài tỷ năm sau vụ nổ Big Bang, cơ chế này hoạt động đúng cách, đơn giản chỉ vì có đủ vật liệu sao trong không gian cho mọi người. Sau đó, khi dự trữ đã cạn kiệt, tỷ lệ sinh sao giảm. Tuy nhiên, các thiên hà tìm thấy một cơ hội để tăng nó do va chạm và nhiệt hạch. Đúng vậy, để thực hiện tùy chọn này, cần thiết rằng các thiên hà va chạm có nguồn cung cấp hydro liên sao. Các thiên hà elip lớn, nơi mà nó gần như biến mất, sự sáp nhập không giúp được gì, nhưng trong vũ trường và nó hoạt động sai.

Khóa học cho một vụ va chạm

Chúng ta hãy xem điều gì sẽ xảy ra khi hai thiên hà loại đĩa tương tự gần nhau hợp nhất. Ngôi sao của họ gần như không bao giờ va chạm – khoảng cách giữa chúng quá lớn. Tuy nhiên, đĩa khí của mỗi thiên hà cảm thấy lực thủy triều do sự hấp dẫn của một người hàng xóm. Vật chất baryon của đĩa mất một phần của động lượng góc và dịch chuyển đến trung tâm của thiên hà, nơi các điều kiện phát sinh cho sự tăng trưởng bùng nổ của tỷ lệ hình thành sao. Một phần của chất này được hấp thụ bởi các lỗ đen, cũng đang tăng khối lượng. Trong giai đoạn cuối cùng của việc sáp nhập thiên hà, các lỗ đen hợp nhất, và các đĩa sao của cả hai thiên hà mất đi cấu trúc cũ của chúng và phân tán trong không gian. Kết quả là, một hình elip được hình thành từ một cặp thiên hà xoắn ốc. Nhưng đây không phải là một bức tranh hoàn chỉnh. Bức xạ của các ngôi sao sáng trẻ có thể thổi một số hydro ra khỏi thiên hà sơ sinh. Đồng thời, sự tích lũy khí vào hố đen khiến cho người ta cần thiết cho lần cuối cùng bắn vào không gian một hạt các hạt năng lượng khổng lồ làm nóng khí trong suốt thiên hà và do đó ngăn cản sự hình thành các ngôi sao mới. Thiên hà đang giảm dần – rất có thể là mãi mãi.

Các thiên hà có tầm cỡ bất bình đẳng va chạm khác nhau. Một thiên hà lớn có khả năng hấp thụ một ngôi sao lùn (cùng một lúc hoặc trong một vài giai đoạn) trong khi duy trì cấu trúc riêng của nó. Loài ăn thịt thiên hà này cũng có thể kích thích sự hình thành sao. Thiên hà lùn hoàn toàn sụp đổ, để lại đằng sau các chuỗi sao và các tia vũ trụ của khí vũ trụ, được quan sát cả trong thiên hà của chúng ta và ở Andromeda lân cận. Nếu một trong những thiên hà va chạm không quá cao so với các thiên hà khác, thậm chí có thể có nhiều hiệu ứng thú vị hơn nữa.

Đang chờ kính viễn vọng siêu

Thiên văn học thiên hà sống sót cho đến gần như kỷ niệm lần thứ chín mươi. Cô bắt đầu từ đầu và đạt được rất nhiều. Tuy nhiên, số lượng các vấn đề chưa được giải quyết là rất lớn. Vì vậy, không ai biết khi nào và làm thế nào các thiên hà đầu tiên được hình thành và cách các thiên hà có cấu trúc đĩa được hình thành. Garth Illingworth cho biết: “Các nhà khoa học kỳ vọng rất nhiều từ kính thiên văn quỹ đạo hồng ngoại James Webb, dự kiến ​​sẽ ra mắt vào năm 2018,“ Thật không may là liệu dự án này có hoàn thành hay không – do những khó khăn về tài chính. sẽ diễn ra. "


Like this post? Please share to your friends:
Trả lời

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: