Embedded Files
THIÊN HÀ
THIÊN HÀ
HỐ ĐEN
HỐ ĐEN
CÁC NGÔI SAO
CÁC NGÔI SAO
NGOẠI HÀNH TINH
NGOẠI HÀNH TINH
THIÊN HÀ (GALAXY)
THIÊN HÀ (GALAXY)
Bao gồm các ngôi sao, hành tinh và các đám mây khí và bụi khổng lồ, tất cả đều được liên kết với nhau bởi lực hấp dẫn. Thiên hà lớn nhất chứa hàng nghìn tỷ ngôi sao và có thể rộng hơn một triệu năm ánh sáng. Thiên hà nhỏ nhất có thể chứa một vài nghìn ngôi sao và chỉ trải dài vài trăm năm ánh sáng.
TỔNG QUAN
TỔNG QUAN
Có xấp xỉ 170 tỷ, hay nghiên cứu gần đây ước tính con số này là 2 nghìn tỷ thiên hà trong vũ trụ quan sát được.
Hầu hết các thiên hà có tuổi đời từ 10 tỷ đến 13,6 tỷ năm. Một số gần bằng tuổi của chính vũ trụ, hình thành cách đây khoảng 13,8 tỷ năm. Các nhà thiên văn học cho rằng thiên hà trẻ nhất được biết đến hình thành cách đây khoảng 500 triệu năm.
Các thiên hà có thể được sắp xếp thành các nhóm khoảng 100 thành viên hoặc ít hơn được giữ lại với nhau bởi lực hấp dẫn chung của chúng. Các cấu trúc lớn hơn, được gọi là cụm, có thể chứa hàng nghìn thiên hà. Các nhóm và cụm có thể được sắp xếp trong các siêu cụm, không bị ràng buộc về mặt hấp dẫn. Siêu cụm, khoảng không trống rỗng, "bức tường" thiên hà và các cấu trúc quy mô lớn khác tạo nên mạng lưới vật chất vũ trụ trong vũ trụ.
Các hình thái
Các hình thái
Các thiên hà có 3 kiểu hình thái chính:
elip
xoắn ốc
dị thường
Hình bên cạnh là các kiểu thiên hà theo sơ đồ phân loại Hubble. Chữ E ký hiệu cho thiên hà elip; chữ S cho thiên hà xoắn ốc; và SB cho thiên hà xoắn ốc có cấu trúc thẳng qua tâm.
Đặc điểm hoạt động và tính động lực
Đặc điểm hoạt động và tính động lực
Tương tác thiên hà
Thiên hà bùng nổ sao
Nhân hoạt động
Thiên hà Antennae gồm 2 thiên hà đang trải qua sự va chạm và cuối cùng dẫn đến sự sáp nhập giữa chúng
Tương tác thiên hà
Tương tác thiên hà
Các thiên hà lân cận thường có sự tương tác hấp dẫn với nhau, và đặc tính này đóng một vai trò quan trọng trong sự hình thành và tiến hóa thiên hà. Va chạm xảy ra khi hai thiên hà chuyển động qua trực tiếp nhau và chúng có động lượng tương đối lớn để sự kiện sáp nhập không xảy ra.
Các ngôi sao trong những thiên hà tương tác này nói chung sẽ không va chạm vào nhau do khoảng cách giữa các ngôi sao là khá lớn. Tuy nhiên, đám mây khí và bụi của các thiên hà sẽ tương tác và hòa trộn vào nhau. Hiệu ứng này giúp thúc đẩy sự hình thành các ngôi sao trẻ do môi trường liên sao trở lên hỗn độn và bị nén lạI, làm méo mó nghiêm trọng hình dáng của một hay cả hai thiên hà, hình thành lên cấu trúc thanh, vòng đai hoặc dạng đuôi ở các thiên hà
Thiên hà bùng nổ sao
Thiên hà bùng nổ sao
Các sao hình thành trong thiên hà từ một đám mây khí lạnh tạo nên đám mây phân tử khổng lồ. Ở một số thiên hà có tốc độ hình thành sao khá lớn, và các nhà thiên văn học gọi chúng là thiên hà bùng nổ sao.
Thiên hà bùng nổ sao có đặc trưng ở sự tập trung bụi và khí cũng như sự có mặt của những ngôi sao mới hình thành
Những ngôi sao lớn này có thời gian tồn tại ngắn và ở cuối giai đoạn tiến hóa nó kết thúc bằng vụ nổ siêu tân tinh, tạo ra vùng tàn dư siêu tân tinh tương tác với vùng khí bao xung quanh nó.
M82 - một trong những thiên hà bùng nổ sao mạnh mẽ với tốc độ sản sinh các ngôi sao gấp 10 lần so với các thiên hà "thông thường"
Một dòng hạt năng lượng cao phát ra từ nhân thiên hà vô tuyến êlip M87
Nhân hoạt động
Nhân hoạt động
Trong số các thiên hà mà chúng ta quan sát được có một nhóm thiên hà hoạt động, nghĩa là một phần đáng kể tổng năng lượng sinh ra từ thiên hà phát từ một nguồn duy nhất thay vì từ các sao, bụi và môi trường liên sao.
Khuôn mẫu cho mô hình nhân thiên hà hoạt động dựa trên một đĩa bồi tụ tạo thành xung quanh các hố đen siêu nặng ở vùng lõi. Bức xạ từ một nhân thiên hà hoạt động sinh ra từ năng lượng hấp dẫn của vật chất ở đĩa khi rơi vào hố đen này.
Trong khoảng 10% những thiên thể như vậy tồn tại cặp chùm tia/hạt năng lượng cao phun ra theo hướng ngược nhau từ trung tâm thiên hà với vận tốc gần bằng tốc độ ánh sáng.
Một hiện tượng khác có thể liên quan tới nhân thiên hà hoạt động (cũng như bùng nổ sao) là các vùng vạch phát xạ hạt nhân ion hóa thấp (LINER). Bức xạ từ các thiên hà loại LINER chủ yếu chứa các nguyên tố bị ion hóa yếu. Xấp xỉ một phần ba các thiên hà gần với chúng ta có chứa nhân LINE
Ngân Hà của chúng ta (MILKY WAY)
Ngân Hà của chúng ta (MILKY WAY)
Thiên hà quê hương của chúng ta được gọi là Ngân Hà. Đây là một thiên hà xoắn ốc với một đĩa sao trải dài hơn 100.000 năm ánh sáng. Trái Đất nằm dọc theo một trong những nhánh xoắn ốc của thiên hà, cách trung tâm khoảng một nửa. Hệ mặt trời của chúng ta mất khoảng 240 triệu năm để quay quanh Ngân Hà chỉ một lần.
Sự hình thành
Sự hình thành
Gần một nửa lượng vật chất trong Ngân Hà đến từ các thiên hà khác. Hiện tại Ngân Hà được bồi đắp vật chất từ hai thiên hà vệ tinh gần nhất: Đám mây Magellanic lớn và Đám mây Magellanic nhỏ. Các đặc trưng của Ngân Hà như khối lượng sao, mômen động lượng, thành phần kim loại,... cho thấy nó chưa hề sáp nhập với bất cứ thiên hà lớn đáng kể nào trong suốt 10 tỉ năm qua.
Góc nhìn của chúng ta trên Trái Đất
Góc nhìn của chúng ta trên Trái Đất
Trông giống như một dải ánh sáng mờ nhạt, màu sữa uốn cong trên toàn bộ bầu trời, đó là lý do tại sao nó có tên như vậy. Đặc điểm này đánh dấu đĩa trung tâm của thiên hà quê hương chúng ta được nhìn thấy ở rìa.
Hình ảnh bầu trời đêm phía trên Paranal, Chile vào ngày 21/7/2007, do nhà thiên văn học Yuri Beletsky của ESO chụp.
Dải Ngân Hà nhìn từ Công viên quốc gia Sajama ở Bolivia , một khu vực có ít ô nhiễm ánh sáng.
HỐ ĐEN (BLACK HOLES)
HỐ ĐEN (BLACK HOLES)
Hố đen là một trong những vật thể vũ trụ bí ẩn nhất, được nghiên cứu nhiều nhưng chưa được hiểu đầy đủ, như vật chất trông như thế nào bên trong chân trời sự kiện của chúng.
Không phát ra hoặc phản xạ ánh sáng, khiến chúng vô hình đối với kính thiên văn. Các nhà khoa học chủ yếu phát hiện và nghiên cứu chúng dựa trên cách chúng ảnh hưởng đến môi trường xung quanh:
Có thể được bao quanh bởi các vành đai khí và bụi, gọi là đĩa bồi tụ, phát ra ánh sáng ở nhiều bước sóng, bao gồm cả tia X.
Lực hấp dẫn mạnh của một hố đen siêu lớn có thể khiến các ngôi sao quay quanh nó theo một cách đặc biệt. Các nhà thiên văn học đã theo dõi quỹ đạo của một số ngôi sao gần trung tâm của Ngân Hà để chứng minh rằng nó chứa một hố đen siêu lớn, một khám phá đã giành giải Nobel năm 2020.
Khi các vật thể có khối lượng rất lớn tăng tốc qua không gian, chúng tạo ra các gợn sóng trong cấu trúc của không-thời gian gọi là sóng hấp dẫn. Các nhà khoa học có thể phát hiện một số gợn sóng này thông qua tác động của các gợn sóng lên máy dò.
Các vật thể lớn như hố đen có thể bẻ cong và làm biến dạng ánh sáng từ các vật thể xa hơn. Hiệu ứng này, được gọi là thấu kính hấp dẫn, có thể được sử dụng để tìm các hố đen biệt lập vốn vô hình.
Hố đen không phải là ...
Hố đen không phải là ...
Lỗ sâu. Chúng không cung cấp lối tắt giữa các điểm khác nhau trong không gian hoặc cổng thông tin đến các chiều không gian hoặc vũ trụ khác.
Máy hút bụi vũ trụ. Hố đen không hút vật chất khác. Từ khoảng cách đủ xa, tác động hấp dẫn của chúng cũng giống như tác động của các vật thể khác có cùng khối lượng.
CÁC NGÔI SAO (STARS)
CÁC NGÔI SAO (STARS)
Các ngôi sao là những quả cầu khí nóng khổng lồ – chủ yếu là hydro, với một ít heli và một lượng nhỏ các nguyên tố khác. Mỗi ngôi sao có vòng đời riêng, kéo dài từ vài triệu đến hàng nghìn tỷ năm, và các đặc tính của nó thay đổi theo tuổi tác.
TỔNG QUAN
TỔNG QUAN
Các ngôi sao hình thành trong những đám mây khí và bụi lớn gọi là đám mây phân tử. Các đám mây phân tử có khối lượng từ 1.000 đến 10 triệu lần khối lượng Mặt trời và có thể trải dài tới hàng trăm năm ánh sáng. Các đám mây phân tử lạnh khiến khí vón cục, tạo thành các túi có mật độ cao. Một số đám mây này có thể va chạm với nhau hoặc thu thập thêm vật chất, tăng cường lực hấp dẫn của chúng khi khối lượng của chúng tăng lên. Cuối cùng, lực hấp dẫn khiến một số đám mây này sụp đổ. Khi điều này xảy ra, ma sát khiến vật chất nóng lên, cuối cùng dẫn đến sự phát triển của một tiền sao - một ngôi sao con.
Hình thành và tiến hóa
Hình thành và tiến hóa
Lúc đầu, hầu hết năng lượng của tiền sao đến từ nhiệt giải phóng ra từ sự sụp đổ ban đầu của nó. Sau hàng triệu năm, áp suất và nhiệt độ khổng lồ trong lõi của ngôi sao ép các hạt nhân của các nguyên tử hydro lại với nhau để tạo thành heli, một quá trình gọi là phản ứng tổng hợp hạt nhân. Phản ứng tổng hợp hạt nhân giải phóng năng lượng, làm nóng ngôi sao và ngăn không cho nó sụp đổ thêm nữa dưới lực hấp dẫn.
Các nhà thiên văn học gọi những ngôi sao đang trải qua quá trình tổng hợp hạt nhân ổn định của hydro thành heli là sao dãy chính . Đây là giai đoạn dài nhất trong vòng đời của một ngôi sao.
Khí của một ngôi sao cung cấp nhiên liệu cho nó, và khối lượng của nó quyết định tốc độ nó chạy qua nguồn cung cấp của nó, với các ngôi sao có khối lượng thấp hơn cháy lâu hơn, mờ hơn và mát hơn các ngôi sao rất lớn.
Các nhóm sao mới hình thành từ các đám mây phân tử thường được gọi là cụm sao và các đám mây phân tử chứa đầy cụm sao được gọi là vườn ươm sao.
Vườn ươm sao LH 95 tại Đám mây Magellan Lớn
Rìa của một vườn ươm sao gần đó có tên là NGC 3324, nằm ở góc tây bắc của Tinh vân Carina, được chụp bởi Kính viễn vọng không gian James Webb
Cái chết
Cái chết
Vào đầu giai đoạn cuối của vòng đời một ngôi sao, lõi của nó cạn kiệt hydro để chuyển thành heli. Năng lượng được tạo ra bởi phản ứng tổng hợp tạo ra áp suất bên trong ngôi sao cân bằng với xu hướng kéo vật chất lại với nhau của lực hấp dẫn, do đó lõi bắt đầu sụp đổ.
Bầu khí quyển của một ngôi sao khối lượng thấp sẽ tiếp tục mở rộng cho đến khi nó trở thành một ngôi sao siêu khổng lồ hoặc khổng lồ trong khi phản ứng tổng hợp chuyển đổi heli thành cacbon trong lõi. (Đây sẽ là số phận của Mặt trời của chúng ta, trong vài tỷ năm nữa.)
Một số ngôi sao khổng lồ trở nên không ổn định và dao động, thỉnh thoảng phồng lên và đẩy ra một số bầu khí quyển của chúng. Cuối cùng, tất cả các lớp bên ngoài của ngôi sao bị thổi bay, tạo ra một đám mây bụi và khí đang mở rộng gọi là tinh vân hành tinh.
Minh họa quá trình hình thành sao trong đám mây phân tử mật độ cao
Tinh vân Con Cua, tàn dư của một siêu tân tinh đã được quan sát lần đầu vào khoảng năm 1050
Tinh vân Helix - còn được gọi là NGC 7293, đây là một ví dụ điển hình của tinh vân hành tinh
Phân loại
Phân loại
Trong thiên văn học, phân loại sao là phân loại của các sao ban đầu dựa trên nhiệt độ quang quyển và các đặc trưng quang phổ liên quan của nó, rồi sau đó chuyển đổi thành thuật ngữ của các đặc trưng khác.
Hầu hết các ngôi sao hiện được phân loại theo phân loại Morgan–Keenan (MK) sử dụng các chữ cái O, B, A, F, G, K và M, một chuỗi từ nóng nhất (loại O) đến lạnh nhất (loại M).
Sau đó, mỗi lớp được chia nhỏ bằng cách sử dụng một chữ số với 0 là nóng nhất và 9 là lạnh nhất (ví dụ: A8, A9, F0 và F1 tạo thành một chuỗi từ nóng hơn đến lạnh hơn).
Lớp quang phổ cũng được mở rộng với các lớp dành cho các ngôi sao khác và các vật thể giống sao không phù hợp với hệ thống cổ điển, chẳng hạn như lớp D dành cho sao lùn trắng và các lớp S và C cho các ngôi sao carbon.
Wolf-Rayet 124 (WR 124) - một trong những ngôi sao sáng nhất, lớn nhất và dễ phát hiện nhất thông qua Kính viễn vọng không gian James Webb
NGOẠI HÀNH TINH (EXOPLANET)
NGOẠI HÀNH TINH (EXOPLANET)
Một ngoại hành tinh là bất kỳ hành tinh nào nằm ngoài hệ mặt trời của chúng ta. Hầu hết chúng quay quanh các ngôi sao khác, nhưng một số ngoại hành tinh trôi nổi tự do, được gọi là hành tinh lang thang, không bị ràng buộc với bất kỳ ngôi sao nào.
TỔNG QUAN
TỔNG QUAN
Các nhà khoa học đã xác nhận hơn 5.800 ngoại hành tinh trong số hàng tỷ ngoại hành tinh đang tồn tại.
Hầu hết các ngoại hành tinh được phát hiện cho đến nay đều nằm trong một vùng tương đối nhỏ của thiên hà chúng ta, Ngân Hà. (“Nhỏ” có nghĩa là trong phạm vi hàng nghìn năm ánh sáng của hệ mặt trời của chúng ta; một năm ánh sáng bằng 5,88 nghìn tỷ dặm, hoặc 9,46 nghìn tỷ km.) Ngay cả ngoại hành tinh gần Trái Đất nhất được biết đến, Proxima Centauri b , vẫn cách xa khoảng 4 năm ánh sáng. Chúng ta biết rằng có nhiều hành tinh hơn các ngôi sao trong thiên hà.
Bằng cách đo kích thước (đường kính) và khối lượng (trọng lượng) của các ngoại hành tinh, chúng ta có thể thấy thành phần của chúng dao động từ đá (như Trái Đất và Sao Kim) đến giàu khí (như Sao Mộc và Sao Thổ). Một số hành tinh có thể bị chi phối bởi nước hoặc băng, trong khi những hành tinh khác bị chi phối bởi sắt hoặc carbon. Chúng tôi đã xác định được các thế giới dung nham được bao phủ bởi biển nóng chảy, các hành tinh phồng lên có mật độ xốp và lõi dày đặc của các hành tinh vẫn quay quanh các ngôi sao của chúng.
Ngoại hành tinh nổi bật
Ngoại hành tinh nổi bật
K2-18b
K2-18b
Các nhà nghiên cứu đang nghiên cứu thế giới đại dương tiềm năng này đã tìm thấy hơi nước, các phân tử chứa cacbon và — gần đây hơn — có thể là dimethyl sulfide, một phân tử được tạo ra bởi sinh vật biển trên Trái Đất.
K2-18 b là một ngoại hành tinh siêu Trái Đất, có khối lượng gần gấp 9 lần Trái Đất và cách xa khoảng 124 năm ánh sáng. Nó chỉ mất khoảng 33 ngày để quay quanh ngôi sao của nó, một sao lùn đỏ nhỏ hơn và mát hơn Mặt trời của chúng ta, nhưng nó nằm trong "Vùng có thể ở được" — vùng xung quanh một ngôi sao không quá nóng cũng không quá lạnh, nơi nước lỏng có thể tồn tại trên bề mặt của một hành tinh.
Kính viễn vọng không gian Hubble đã phát hiện ra hơi nước trong bầu khí quyển của K2-18 b vào năm 2019 — lần đầu tiên đối với một ngoại hành tinh trong vùng có thể ở được. Và kể từ đó, Kính viễn vọng không gian James Webb đã tìm thấy các phân tử mang carbon bao gồm mêtan và carbon dioxide trong bầu khí quyển của K2-18 b.
Page updated
Google Sites
Report abuse