Wikipedia

Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Thiên hà”

Duyệt lịch sử tương tác
← Thay đổi trướcThay đổi sau →
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
Trực quanMã wiki
n Đã lùi lại sửa đổi của 2001:EE0:488D:D3E0:44D7:ED35:C9FE:1200 (Thảo luận) quay về phiên bản cuối của [[User:C…
n từ chính xác, replaced: sát nhập → sáp nhập (9)
Dòng 8:
Thiên hà chứa rất nhiều [[hành tinh]], [[hệ sao]], [[quần tinh]] và các loại [[đám mây liên sao]]. Ở giữa những thiên thể này là môi trường liên sao bao gồm khí, bụi và [[tia vũ trụ]]. Các [[lỗ đen siêu khối lượng]] nằm tại trung tâm của hầu hết các thiên hà. Chúng có thể là nguồn gốc cho những [[nhân thiên hà hoạt động]] được tìm thấy tại tâm ở một số thiên hà. Các nhà thiên văn cũng biết rằng tại tâm của Ngân Hà có ít nhất một trong những [[lỗ đen]] khổng lồ này.<ref name="smbh"/>
 
Vì lý do lịch sử mà thiên hà được phân loại theo hình dáng bề ngoài của chúng, thường được nhắc tới như là hình thái học biểu kiến của chúng. Một dạng thường gặp là [[thiên hà elip]],<ref name=uf030616/> mà hình dáng tổng thể của nó giống như hình [[elip]] (hay dạng khối elipsodid 3 chiều). [[Thiên hà xoắn ốc]] có dạng đĩa với những nhánh bụi xoắn ốc chứa các sao và những thiên thể khác. Những thiên hà có hình dạng bất thường được xếp thành [[thiên hà vô định hình]] và phần lớn chúng có nguồn gốc từ sự hỗn loạn trong tương tác hấp dẫn với những thiên hà lân cận. Những tương tác kiểu này giữa các thiên hà gần nhau, mà cuối cùng dẫn đến sự sátsáp nhập giữa chúng, đôi khi có một ý nghĩa quan trọng làm tăng xác suất trong [[sự hình thành các ngôi sao]] dẫn tới khái niệm [[thiên hà bùng nổ sao]]. Các thiên hà nhỏ mà thiếu đi những cấu trúc đồng bộ cũng được xếp vào kiểu thiên hà vô định hình.<ref name="IRatlas"/>
 
Có xấp xỉ 170 tỷ,<ref>{{chú thích sách|author=Deutsch, David |title=The Fabric of Reality|url=http://books.google.com/books?id=Z7uFxViR19oC&pg=PT234|year=2011|publisher=Penguin Books Limited|isbn=978-0-14-196961-9|pages=234–}}</ref> hay nghiên cứu gần đây ước tính con số này là 2 nghìn tỷ thiên hà trong [[vũ trụ quan sát được]].<ref name="Conselice"/> Đa số có đường kính từ 1.000 đến 100.000 [[parsec]] và hai thiên hà lân cận thường nằm cách nhau vài triệu parsec (hay megaparsec). [[không gian ngoài thiên thể|Không gian liên thiên hà]] (không gian giữa các thiên hà) chứa khí rất loãng với mật độ trung bình ít hơn 1 [[nguyên tử]] trên 1 m<sup>3</sup>. Phần lớn các thiên hà hoặc là phân bố ngẫu nhiên hoặc nằm trong những tập hợp không hoàn toàn tất định gọi là [[nhóm thiên hà]] và [[đám thiên hà]], ở cấu trúc lớn hơn nữa là các [[siêu đám thiên hà]]. Trên [[vũ trụ quan sát được|quy mô lớn nhất]], những tập hợp này thường sắp xếp lại thành các [[tập hợp sợi thiên hà|sợi và lớp]] thiên hà với xung quanh là khoảng không khổng lồ.<ref name=camb_lss/>
Dòng 277:
|accessdate = ngày 5 tháng 2 năm 2015}}</ref>
 
Các thiên hà lớn nhất trong vũ trụ quan sát được là các thiên hà elip. Các nhà thiên văn học tin rằng nhiều thiên hà elip hình thành từ quá trình [[thiên hà tương tác|tương tác giữa các thiên hà]], kết quả của sự va chạm hay sátsáp nhập thiên hà. Dẫn tới chúng có thể lớn đến một kích thước khổng lồ (so với các thiên hà xoắn ốc chẳng hạn), và các thiên hà elip khổng lồ thường nằm gần trung tâm của các đám thiên hà lớn.<ref>
{{chú thích web
|date = ngày 20 tháng 10 năm 2005 |title=Galaxies
Dòng 457:
|accessdate = ngày 19 tháng 12 năm 2006}}</ref>
 
[[Tập tin:Antennae galaxies xl.jpg|left|thumb|[[Thiên hà Antennae]] gồm hai thiên hà đang trải qua sự va chạm và cuối cùng dẫn đến sự sátsáp nhập giữa chúng.]]
 
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 sátsáp 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. Sự kiện va chạm có thể 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.<ref name="umda" /><ref name="suia" />
 
Nếu hai thiên hà va chạm không có động lượng đủ lớn để thắng lực hấp dẫn giữa chúng, sau một thời gian chúng sẽ sátsáp nhập với nhau để hình thành nên một thiên hà lớn hơn. Sự kiện sátsáp nhập làm thay đổi lớn hình thái của thiên hà so với hình dáng ban đầu của chúng. Trong trường hợp có một thiên có khối lượng lớn hơn và kích thước lớn hơn, sẽ dẫn tới hiệu ứng "thiên hà ăn thịt": thiên hà lớn sẽ chỉ bị thay đổi rất ít về hình thái, trong khi thiên hà nhỏ hơn bị hòa trộn hoàn toàn vào thiên hà lớn. Ngân Hà hiện tại cũng đang trong quá trình hút và hòa trộn các thiên hà nhỏ bao gồm [[thiên hà lùn elip Nhân Mã]] và [[thiên hà lùn Đại Khuyển]].<ref name="umda" /><ref name="suia" />
 
===Thiên hà bùng nổ sao===
Dòng 497:
|accessdate = ngày 10 tháng 8 năm 2006}}</ref> 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. Những vụ nổ như thế này tạo ra sản phẩm các nguyên tố nặng hòa trộn vào không gian liên sao và trở thành những viên gạch cơ bản cho các [[hệ hành tinh]] sau này. Đến khi nguồn khí bị sử dụng hoặc tiêu tán hết lúc này hoạt động sản sinh sao với tốc độ lớn cũng kết thúc.<ref name="chandra" />
 
Hoạt động bùng nổ sao thường đi kèm với quá trình thiên hà tương tác và sátsáp nhập. Ví dụ điển hình cho mối quan hệ thiên hà tương tác và bùng nổ sao là ở thiên hà [[Messier 82|M82]] khi nó đang chuẩn bị cho sự va chạm với thiên hà lớn hơn là [[Messier 81|M81]]. Ở các thiên hà dị thường các vùng hoạt động sản sinh sao tập trung tại những nút nhỏ trong chúng.<ref>
{{chú thích web
|last1=Keel |first1=B.
Dòng 672:
{{Multiple image |direction=vertical |align=left |width=200 |image1=XDF-scale.jpg|image2=Constellation Fornax, EXtreme Deep Field.jpg |image3=XDF-separated.jpg |caption1=Phạm vi quan sát của ''[[Trường Cực Sâu Hubble|XDF]]'' so với kích thước của [[Mặt Trăng]]—chứa vài nghìn thiên hà, mỗi thiên hà chứa hàng tỷ ngôi sao trong một vùng rất nhỏ này. |caption2=Ảnh ''[[Trường Cực Sâu Hubble|XDF]]'' (2012);– mỗi đốm sáng tương ứng với một thiên hà – với một số có tuổi xấp xỉ 13,2 tỷ năm<ref name="Space-20120925">{{chú thích web |last=Moskowitz |first=Clara |title=Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever|url=http://www.space.com/17755-farthest-universe-view-hubble-space-telescope.html|date=ngày 25 tháng 9 năm 2012 |publisher=Space.com |accessdate=ngày 26 tháng 9 năm 2012}}</ref> – [[vũ trụ quan sát được]] có khoảng 200 tỷ thiên hà. |caption3=''[[Trường Cực Sâu Hubble|XDF]]'' cho thấy đầy đủ mọi hình thái thiên hà trong bức ảnh này – đa số các thiên hà cách xa từ 5 tới 9 tỷ năm – Các tiền thiên hà chứa những ngôi sao trẻ có tuổi hơn 9 tỷ năm. |header=''[[Trường Cực Sâu Hubble|Trường Cực Sâu Hubble (XDF)]]'' }}
 
Sự tiến hóa thiên hà có ảnh hưởng quan trọng bởi quá trình tương tác và va chạm giữa các thiên hà. Hoạt động sátsáp nhập thiên hà là khá thường xuyên trong suốt giai đoạn sớm của vũ trụ và đa phần các thiên hà có hình thái dị thường.<ref name="sa296">
{{chú thích tạp chí
|last1=Conselice |first1=C. J.
Dòng 709:
}}</ref>
 
Sự tương tác giữa hai thiên hà lớn như thế là một sự kiện hiếm. Theo dòng thời gian, quá trình sátsáp nhập của hai thiên hà có cùng kích thước trở lên ít phổ biến hơn. Hầu hết các thiên hà sáng cơ bản vẫn không thay đổi trong hàng tỷ năm qua, và tốc độ cho sự hình thành sao mới có lẽ cũng đã lên tới đỉnh điểm vào 10 tỷ năm về trước.<ref>
{{chú thích tạp chí
|last1=Panter |first1=B.
Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/wiki/Thiên_hà”