Thiên văn học ( phần III ) Thiên văn học lý thuyết Các nhà thiên văn học lý thuyết sử dụng nhiều loại dụng cụ gồm cả các mô hình phân tích (ví dụ, các polytrope để ước đoán các hoạt động của một ngôi sao) và Phân tích số học máy tính. Mỗi cách đều có một số lợi thế. Các mô hình phân tích của một quá trình nói chung là tốt hơn để có một cái nhìn bên trong sự kiện đang diễn ra. Các mô hình số có thể phát lộ sự tồn tại của hiện tượng và các hiệu ứng không thể quan sát bằng cách khác. [31][32] Các nhà lý thuyết trong thiên văn học nỗ lực tạo ra các mô hình lý thuyết và xác định các kết quả quan sát của các mô hình đó. Điều này giúp các nhà quan sát tìm kiếm dữ liệu có thể bác bỏ một mô hình hay giúp lựa chọn giữa nhiều mô hình thay thế hay xung đột lẫn nhau. Các nhà lý thuyết cũng tìm cách tạo lập hay sửa đổi các mô hình để phù hợp với dữ liệu mới. Trong trường hợp có sự mâu thuẫn, khuynh hướng chung là tìm các thực hiện các sửa đổi nhỏ nhất với mô hình để phù hợp với dữ liệu. Trong một số trường hợp, một lượng lớn dữ liệu không thống nhất theo thời gian có thể dẫn tới sự từ bỏ một mô hình. Các chủ đề được các nhà thiên văn học lý thuyết nghiên cứu gồm: động lực sao và tiến hoá sao; thành tạo thiên hà; cơ cấu ở tầm mức lớn của các vật thể trong Vũ trụ; nguồn gốc các tia vũ trụ; tương đối rộng và vật lý vũ trụ, gồm vũ trụ học dây và vật lý phần tử vũ trụ. Thuyết tương đối vật lý vũ trụ là một công cụ để xác định các tính chất của các vật thể tầm mức lớn trong đó lực hấp dẫn đóng một vai trò quan trọng trong hiện tượng vật lý được nghiên cứu và như một căn bản cho hố đen (vũ trụ)vật lý và việc nghiên cứu các sóng hấp dẫn. Một số lý thuyết được chấp nhận và nghiên cứu rộng rãi và các mô hình trong thiên văn học hiệm gồm mô hình Lambda-CDM là Big Bang, lạm phát vũ trụ, vật thể tối, và các lý thuyết nền tảng của vật lý. Một số ví dụ về quá trình này: Quá trình vật lý Công cụ thực nghiệm Mô hình lý thuyết Giải thích/dự đoán Hấp dẫn Các kính viễn vọng radio Hệ thống tự hấp dẫn Sự xuất hiện của một hệ sao T ổng hợp hạt nhân Quang phổ học Tiến hoá sao Các ngôi sao toả sáng như thế nào và tại sao kim loại được hình thành Big Bang Kính viễn vọng thiên văn Hubble , COBE Vũ trụ mở rộng Tuổi vũ trụ Các dao động lượng tử Lạm phát vũ trụ Vấn đề phẳng Sụp đổ hấp dẫn Thiên văn học tia X Thuyết tương đối rộng Các hố đen ở trung tâm thiên hà Andromeda Chu kỳ CNO trong các ngôi sao Vật thể tối và năng lượng tối là các chủ đề hiện tại trong thiên văn học, [cần dẫn nguồn] bởi sự khám phá ra chúng và nguồn gốc bị tranh cãi của chúng trong việc nghiên cứu các thiên hà. Các lĩnh vực nhỏ chuyên biệt của thiên văn học Thiên văn học Mặt trời Bài chi tiết: Mặt trời Ở khoảng cách khoảng tám phút ánh sáng, ngôi sao thường được nghiên cứu nhất là Mặt trời, một ngôi sao lùn căn bản trong dãy chính của lớp sao G2 V, và có khoảng 4.6 tỷ năm tuổi. Mặt trời được coi là một ngôi sao biến đổi, nhưng nó có trải qua các thay đổi theo chu kỳ trong hoạt động được gọi là chu kỳ đốm mặt trời. Đây là một sự giao động với chu kỳ 11 năm trong số lượng đốm mặt trời. Các đốm mặt trời là các vùng có nhiệt độ thấp hơn trung bình và gắn liền với hoạt động từ trường mãnh liệt. [33] Một hình ảnh cực tím về hoạt động quyển sáng của Mặt trời bởi kính viễn vọng TRACE. ảnh NASA. Mặt trời có độ sáng tăng đều trong suốt cuộc đời nó, tăng 40% từ khí nó lần đầu tiên trở thành một ngôi sao dãy chính. Mặt trời cũng trải qua các thay đổi độ sáng theo chu kỳ có thể tác động mạnh tới Trái đất. [34] Ví dụ, tối thiểu Maunder, được cho là đã gây ra hiện tượng Băng hà ngắn trong thời Trung Cổ. [35] Bề mặt nhìn thấy được bên ngoài Mặt trời được gọi là quyển sáng. Trên lớp này là một vùng mỏng được gọi là quyển sắc. Nó được bao quạnh bởi một vùng chuyển tiếp với nhiệt độ tăng lên nhanh chóng, tiếp sau đó là một quầng siêu nóng. Ở trung tâm Mặt trời là vùng lõi, một khối lượng nhiệt độ và áp lực đủ để phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra. Bên trên lõi là vùng bức xạ, nơi plasma truyền dòng năng lượng bằng các phương tiện bức xạ. Các lớp bên ngoài tạo thành một vùng đối lưu nơi vật liệu khí chuyển năng lượng chủ yếu thông qua việc dời chuyển vật lý của khí. Mọi người tin rằng vùng đối lưu này tạo ra hoạt động từ tạo nên các đốm mặt trời. [33] Gió mặt trời là các dòng phân tử plasma liên tục thoát ra ngoài Mặt trời tới khi nó tới nhật mãn (heliopause). Gió mặt trời tương tác với quyển từ của Trái đất để tạo nên các vánh đai bức xạ Van Allen, cũng như cực quang nơi các dòng của từ trường Trái đất đi xuống vào trong khí quyển. [36] Khoa học hành tinh Bài chi tiết: Khoa học hành tinh và Địa lý hành tinh Lĩnh vực thiên văn học này nghiên cứu sự tập hợp của các hành tinh, vệ tinh, hành tinh lùn, sao chổi, thiên thạch, và các vật thể quay xung quanh Mặt trời, cũng như các hành tinh ngoài hệ mặt trời. Hệ mặt trời đã được nghiên cứu khá kỹ, ban đầu bằng các kính viễn vọng và sau này bởi các tàu vũ trụ. Điều này đã cung cấp một sự hiểu biết tổng thế khá tốt về sự thành tạo và tiến hoá của hệ hành tinh này, dù nhiều phát hiện mới vẫn đang diễn ra. [37] Đốm đen ở đỉnh là một bụi quỷ bên trên một bức tường hố va chạm trên Sao Hoả. Cột xoáy và chuyển động này của Khí quyển Sao Hoả (có thể so sánh với một trận cuồng phong trên Trái đất) tạo ra sọc dài và tối. Hình NASA. Hệ mặt trời được phân chia nhỏ thành các hành tinh bên trong, vành đai tiểu hành tinh, và các hành tinh bên ngoài. Các hành tinh kiểu trái đất gồm Sao Thuỷ, Sao Kim, Trái đất, và Sao Hoả. Các hành tinh khí khổng lồ bên ngoài là Sao Mộc, Sao Thổ, Sao Thiên Vương, và Sao Hải Vương. [38] Bên ngoài Sao Hải Vương là Vành đai Kuiper, và cuối cùng là đám Mây Oort, có thể mở rộng xa tới một năm ánh sáng. Các hành tinh được thành tạo bởi một đĩa tiền hành tinh bao quanh Mặt trời buổi đầu. Thông qua một quá trình gồm lực hút hấp dẫn, va chạm và bồi tụ, đĩa hình thành các cụm vật chất, cùng với thời gian, trở thành các tiền hành tin. Áp lực bức xạ của gió mặt trời sau đó đã đẩy hầu hết vật chất không bồi tụ, và chỉ các hành tinh có đủ khối lượng mới giữ được khí quyển của chúng. Các hành tinh tiếp tục quét sạch, hay đẩy đi, số vật chất còn lại trong một quá trình ném bom dày đặc, với bằng chứng là nhiều hố va chạm trên Mặt trăng. Trong giai đoạn này, một số tiền hành tinh có thể đã va chạm nhau, dẫn tới lý thuyết về sự hình thành của Mặt trăng. [39] Khi các hành tinh đã có đủ khối lượng, các vật chất với mật độ khác nhau cô lập bên trong, trong sự phân biệt hành tinh. Quá trình này có thể tạo thành một lõi đá hay kim loại, được bao quanh bởi một lớp áo và một bề mặt bên ngoài. Lõi có thể gồm các vùng rắn và lỏng, và một số lõi hành tinh tạo ra từ trường của riêng nó, có thể bảo vệ khí quyển của nó khỏi sự tước đoạt của gió mặt trời. [40] Sức nóng bên trong của hành tinh hay vệ tinh được tạo ra từ các va chạm, các vật liệu phóng xạ (ví dụ uranium, thorium, và 26 Al), hay nhiệt thuỷ triều. Một số hành tinh và vệ tinh tích tụ đủ nhiệt để tạo ra các quá trình địa chất như hoạt động núi lửa và kiến tạo. Những hành tinh và vệ tinh tích tụ hay giữ được một khí quyển cũng có thể trải qua sự xói mòn bề mặt bởi gió và nước. Các vật thể nhỏ hơn, không có nhiệt thuỷ triều, lạnh đi nhanh chóng; và hoạt động địa chất của chúng ngừng loại ngoại trừ khi có sự kiện va chạm. [41] Thiên văn học sao Tinh vân Con kiến. Sự phun ra khí từ tâm đang chết của ngôi sao cho thấy những mô hình đối xứng không giống các mô hình hỗn loạn hay các vụ nổ thông thường. Bài chi tiết: Sao Việc nghiên cứu các ngôi sao và quá trình tiến hoá sao là nền tàng của sự hiểu biết vũ trụ của chúng ta. Vật lý vũ trụ về các ngô sao đã được quyết định thông qua việc quan sát và hiểu biết lý thuyết; và từ các mô hình giả lập máy tính phần bên trong. Sự thành tạo sao xảy ra tại các vùng đặc có nhiều khí và bụi, được gọi là các đám mây phân tử lớn. Khi mất ổn định, các mảnh đám mây có thể sụp đổ dưới ảnh hưởng của trọng lực, để hình thành nên một tiền sao. Với một lõi có độ đặc, nhiệt độ đủ sẽ tạo ra phản ứng tổng hợp hạt nhân, và tạo nên một ngôi sao dãy chính. [42] Hầu hết các nguyên tố nặng hơn hydro và heli được tạo ra bên trong lõi các ngôi sao. Các tính chất của ngôi sao được hình thành phụ thuộc chủ yếu vào khối lượng ban đầu của nó. Ngôi sao càng có khối lượng lớn, càng tạo ra nhiều ánh sáng, và càng tiêu thụ nhanh chóng nhiên liệu hạt nhân trong lõi. Cùng với thời gian, nhiên liệu hạt nhân bị biến đổi hoàn toàn thành heli, và ngôi sao bắt đầu tiến hoá. Phản ứng tổng hợp heli đòi hỏi nhiệt độ cao trong lõi, vì thế ngôi sao vừa mở rộng về kích thước vừa tăng mật độ trong lõi. Kết quả là ngôi sao đỏ khổng lồ có tuổi thọ ngắn, trước khi nhiên liệu heli đến lượt nó cũng bị sử dụng. Các ngôi sao có khối lượng rất lớn có thể trải qua một loạt phase tiến hoá giảm dần, bởi chúng ngày càng nấu chảy nhiều nguyên tố nặng. Số phận cuối cùng của ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng của nó, với những ngôi sao có khối lượng lớn hơn khoảng tám lần khối lượng Mặt trời, nó sẽ trở thành sao siêu mới sụp đổ lõi; trong khi các ngôi sao nhỏ hơn hình thành nên các tin vân hành tinh, và phát triển thành các sao lùn trắng. Tàn tích của một sao siêu mới là một sao neutron đặc, hay, nếu khối lượng sao ít nhất gấp ba lần khối lượng Mặt trời, là một hố đen. [43] Những ngôi sao kép ở gần nhau có thể đi theo những con đường tiến hoá phức tạp, như chuyển đổi khối lượng trở thành một ngôi sao lùn trắng đồng hành và có khả năng tạo ra một sao siêu mới. Tinh vân hành tinh và sao siêu mới là cần thiết cho sự phân bố kim loại vào không gian liên sao; không có chúng, mọi ngôi sao mới (và hệ thống hành tinh của chúng) sẽ chỉ được tạo thành từ hydro và heli. Thiên văn học thiên hà Bài chi tiết: Thiên văn học thiên hà Kết cấu được quan sát của những cánh tay xoắn ốc của Ngân hà Hệ mặt trời của chúng ta chuyển động trên quỹ đạo trong Ngân hà, một thiên hà xoắn ốc kẻ vạch là một thành viên lớn của Nhóm Địa phương của các thiên hà. Nó là một khối lượng khí, bụi, sao và các vật thể quay tròn, được giữ cùng nhau bằng sự hấp dẫn trọng lượng lẫn nhau. Bởi Trái đất nằm bên trong các cánh tay bụi bên ngoài, có một tỷ lệ lớn Ngân hà không thể được quan sát từ Trái đất. Trong trung tâm Ngân hà là lõi, một chỗ lồi hình thanh với cái được tin là một hố đen siêu trọng lượng ở trung tâm. Nó được bao quanh bởi bốn cánh tay chính có hình xoắn ốc từ lõi. Đây là một vùng thành tạo sao tích cực chứa nhiều sao dân số sao cấp I. Đĩa được bao quanh bởi một vòng sáng hình cầu với các ngôi sao dân số sao cấp II già hơn, cũng như những khu vực tập trung sao với mật độ khá dày được gọi là các cụm cầu. [44][45] Giữa các ngôi sao là không gian liên sao, một vùng có vật chất thưa thớt. Tại các vùng có mật độ lớn nhất, các đám mây phân tử của phân tử hydro và các nguyên tố khác tạo ra các vùng thành tạo sao. Chúng khởi đầu như các đĩa tinh vân bất thường, cô đặc lại và sụp đổ (về khối lượng được xác định bởi độ dài Jeans) để hình thành nên các tiền sao đặc. [46] Khi các ngôi sao có khối lượng lớn xuất hiện, chúng chuyển đám mây thành một vùng H II của khí và plasma sáng. gió sao và các vụ nổ sao siêu mới từ các ngôi sao đó cuối cùng làm tan rã đám mây, thường để lại một hay nhiều cụm mở của các ngôi sao. Các cụm này dần tan rã, và các ngôi sao gia nhập vào dân số của Ngân hà. Các cuộc nghiên cứu động học của vật chất trong Ngân hà và các thiên hà khác đã chứng minh rằng có nhiều khối lượng có thể được tính toán cho vật thể nhìn thấy được. Một quầng vật thể tối dường như thống trị khối lượng, dù tính chất của vật thể tối này vẫn chưa được xác định. [4 . Thiên văn học ( phần III ) Thiên văn học lý thuyết Các nhà thiên văn học lý thuyết sử dụng nhiều loại dụng cụ gồm cả các mô hình phân tích (ví dụ, các polytrope để. không có chúng, mọi ngôi sao mới (và hệ thống hành tinh của chúng) sẽ chỉ được tạo thành từ hydro và heli. Thiên văn học thiên hà Bài chi tiết: Thiên văn học thiên hà Kết cấu được quan. thiên văn học, [cần dẫn nguồn] bởi sự khám phá ra chúng và nguồn gốc bị tranh cãi của chúng trong việc nghiên cứu các thiên hà. Các lĩnh vực nhỏ chuyên biệt của thiên văn học Thiên văn học