thiên hà tham khảo

tìm hiểu nghiên cứu thiên hà

TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH

Nguyễn Thị Thùy Quyên K40.102.073

Tạ Hoàng Anh Khoa K40.102.037

Nguyễn Lê Gia Hỷ K40.102.116

MỤC LỤC

I/Giới thiệu 4

II/Giải thích khái niệm: 6

2.1 Thiên hà: 6

2.2 Ngân Hà: 6

2.3 Tìm hiểu về Ngân Hà: 6

2.3.1 Kích thước và khối lượng: 6

2.3.2 Thành phần và cấu trúc: 7

2.3.3 Cách “cân” Ngân Hà: 8

2.3.4 Cách tính số lượng sao trong Ngân Hà: 9

2.3.5 Các số liệu vềNgân Hà 10

III/Phân loại thiên hà 10

3.1 Dựa theo hình dạng thiên hà 10

3.1.1 Nhóm Thiên hà Elip (Elliptical Galaxies) 11

3.1.2 Nhóm Thiên hà xoắn ốc và thiên hà xoắn ốc gãy khúc (Spiral Galaxies) .13

3.1.3 Nhóm Thiên hà vô định hình .14

3.2 Dựa theo khối lượng và độ đậm đặc của vật chất 15

IV/Sự hình thành của thiên hà: 15

V/Cách quan sát thiên hà – Định luật Hubble 17

5.1 Các dải bức xạ điện từ dùng để quan sát thiên hà 17

5.1.1 Quan sát thiên hà bằng ánh sáng nhìn thấy 17

5.1.2 Quan sát thiên hà bằng bức xạ Hồng ngoại: 22

5.1.3 Quan sát thiên hà bằng Sóng vô tuyến 24

5.1.4 Quan sát thiên hà bằng bức xạ Hidro trung hòa 21cm 26

5.1.5 Quan sát thiên hà bằng bức xạ Tử ngoại và tia X 28

5.2 Hiện tượng lệch về phía đỏ - định luật Hubble và khoảng cách tới các thiên

hà 29

5.2.1 Hiện tượng lệch đỏ (Red shifts) 29

5.2.2 Định luật Hubble 31

VI/Vận tốc quay của thiên hà 34

6.1 Các nghiên cứu về vận tốc quay của thiên hà 34

6.2Vận tốc quay của Thiên Hà 36

6.2.1 Sự quay của Thiên Hà 36

6.2.2 Vận tốc quay của Thiên hà: 37

VII/Danh mục tài liệu tham khảo 40

I/Giới thiệu

Từ ngàn xưa con người đã muốn tìm hiểu và khám phá vũ trụ, muốn biết về những điều mới lạ nằm ngoài bầu trời xanh quen thuộc Ước mơ ấy thôi thúc, tạo động lực cho các nhà khoa học tìm tòi, phát triển rất nhiều những dự án để có thể khám phá, tìm hiểu về vũ trụ, về các thiên hà và về chính Ngân Hà, ngôi nhà của Trái Đất chúng ta

Theo lẽ thường, muốn nhận biết được một vật thật, hiện hữu và tồn tại trong không gian, thời gian ví dụ như một hòn bi, một khối gỗ, người ta phải vận dụng tất cả các giác quan để cảm nhận như mắt để nhìn nhận biết màu sắc, hình dáng, tai để nghe những âm thanh từ vật đó phát ra, tay để cầm nắm, Thế nhưng cách đó chỉ

có thể áp dụng cho các vật thể có kích thước không quá to và khoảng cách không quá xa với chúng ta Còn các ngôi sao, các hành tinh rộng hơn là các thiên hà hay toàn bộ vũ trụ là những vật thể, hay tập hợp những vật thể, rất to lớn và cách chúng

ta rất rất xa, Thiên hà gần Trái đất nhất gọi là Đám mây lớn Magellanic (LMC) mà theo tiến sĩ thiên văn học Grzegorz Pietrzynski và các đồng nghiệp cho biết khoảng cách từ nó đến Trái đất là 163.000 năm ánh sáng hay 49,97 kiloparsecs trong khi theo Cơ quan hàng không vũ trụ Mỹ (NASA), ngày 15-8-2015 đã cho vệ tinh

Voyager 1 đã bay xa nhất tới những khoảng không gian chưa xác định nằm ở rìa ngoài của Hệ Mặt trời và ở cách Trái đất 100 AU (100 lần khoảng cách giữa Mặt trời và Trái đất), tương đương 15 tỷ km

Không chấp nhận bỏ cuộc, các nhà khoa học vẫn tiếp tục tìm tòi nghiên cứu và phát triển ra các tàu du hành vũ trụ, các vệ tinh nhân tạo, thậm chí đưa cả con

người lên các ngôi sao, các hành tinh để thu thập mẫu vật gửi về Trái Đất để quan sát Qua đó mà các hành tinh, ngôi sao dường như đã trở nên không còn bí ẩn nữa, những bí mật của vũ trũ đã từng bước được bật mí Tuy vậy việc chế tạo một con tàu vũ trụ, một vệ tinh hay đưa người lên không gian ngoài khí quyển lại vô cùng tốn kém Theo NASA ước tính chi phí trung bình mỗi một lần thực hiện nhiệm vụ đưa phi thuyền vào vũ trụ là 450 triệu USD Chuyên trang về vũ trụ Space.com lại đưa ra con số khác là 1,6 tỉ USD Mỗi lần nhiệm vụ bị hoãn sẽ khiến người dân Mỹ mất 1,3 triệu USD mỗi ngày Đồng thời việc phóng phi thuyền đưa người vào vũ trụ quá nguy hiểm cho các phi hành gia, ngày 1/2/2003, tàu Columbia gặp sự cố trên đường trở về Trái Đất, bị vỡ tan trong quá trình hạ cánh, khiến toàn bộ 7 phi hành gia thiệt mạng Hơn nữa nhiệt độ bề mặt của các ngôi sao quá cao hay quá thấp có thể làm hỏng vệ tinh, giết chết con người khi vừa mới bước vào vùng hấp dẫn của chúng

Khi một cánh cửa đóng lại, một cánh cửa khác sẽ được mở ra Nếu chúng ta không thể chủ động tìm đến, không đi đến được những quả cầu lửa khổng lồ ngoài kia hay những gã khổng lồ huyền bí đang cất giấu bí mật của vũ trụ trong thiên hà của chúng thì hãy để chúng gửi đến chúng ta những thông điệp mà chúng muốn

Những thông điệp ấy chính là những những tín hiệu bức xạ điện từ được phát ra bởi các sao, các hành tinh và những đám bụi khí trong thiên hà mà chúng ta có thể quan sát được bằng mắt thường hay bằng những thiết bị quang học đặc biệt, hiện đại Từ những thông điệp ấy, vũ trụ đã mở lối cho con người tìm hiểu nó mà một vài trong số muôn vàn những bí mật đã được con người tìm hiểu thông qua bức xạ điện từ chính là con người đã có thể:

+ Biết được được hình ảnh, cấu trúc, khối lượng, đặc điểm tính chất thiên hà và phân loại được chúng thành các nhóm khác nhau theo sơ đồ Hubble

+ Tính ra được nhiệt độ bề mặt của các hành tinh, các sao từ đó suy ra nhiệt độ trung bình của thiên hà (theo công thức Wien, công thức Stefan Boltzman hay công thức độ lệch màu khi ánh sáng đi qua hai kính lọc đỏ và xanh)

+ Tính và so sánh được độ sáng của các sao, lập giản đồ liên hệ giữa độ sáng và nhiệt độ của chúng (giản đồ H-R) từ đó biết được sự hình thành, tiến hóa của sao, của Thiên hà và của toàn vũ trụ

+ Tính được khoảng cách từ Trái đất đến các sao cũng như đến rìa hay Tâm của Ngân Hà và các thiên hà khác (phương pháp thị sai nhật tâm hay phương pháp tính dựa trên giản đồ H-R)

+ Biết được thành phần cấu tạo, trạng thái vật lý của các ngôi sao trong thiên hà qua quang phổ vạch hay quang phổ hấp thụ của chúng vì mỗi một chất sẽ có những quang phổ vạch và quang phổ vạch hấp thụ đặc trưng riêng cho từng chất

+ Biết được chuyển động ra xa hay lại gần Trái Đất của các Thiên hà qua độ lệch

đỏ vạch quang phổ hấp thụ của thiên hà theo hiệu ứng Doppler quang học Nếu như tiến ra xa khỏi Trái Đất thì vạch quang phổ hấp thụ sẽ lệch nhiều về phía đỏ,

và ngược lại nếu tiến gần tới Trái Đất thì vạch quang phổ hấp thụ sẽ lệch về phía xanh

Các thiên hà từ đó không còn là bí mật nữa

II/Giải thích khái niệm

2.1 Thiên hà

Thiên hà là một hệ thống lớn các thiên thể và vật chất liên kết với nhau bằng lực hấp dẫn, bao gồm sao, tàn dư sao, môi trường liên sao chứa khí, bụi vũ trụ và vật chất tối.Trong tiếng Anh, thiên hà được gọi là galaxy Còn trong tiếng Hy Lạp cổ,

nó được gọi là galaxias Trong vũ trụ có vô số thiên hà.[61]

2.2 Ngân Hà[62]

Trong tiếng Anh, Ngân Hà được gọi là Milky Way

Ngân Hà là tên gọi riêng của thiên hà mà chứa hệ mặt trời của chúng ta Vì vậy nói một cách khác, Ngân Hà cũng chính là một thiên hà Từ đó lý giải tên gọi milky way trong tiếng Anh xuất phát từ chữ galaxias trong tiếng Hy Lạp cổ có nghĩa là

“dòng sữa” (milky), ngụ ý nói rằng Ngân Hà bản chất là thiên hà Còn lý do người

Hy Lạp cổ gọi nó là “dòng sữa trên trời” là vì khi xưa chưa có kính thiên văn, con người bằng mắt thường nhìn lên bầu trời chỉ thấy những dải màu trắng sữa do nó được tập hợp từ rất nhiều ngôi sao mà ta không thể phân biệt bằng mắt thường

2.3 Tìm hiểu về Ngân Hà

2.3.1 Kích thước và khối lượng

Ngân Hà là một thiên hà xoắn dạng thanh (barred spiral galaxy) thuộc cụm thiên hà Địa Phương (Local Group), lớn hơn là siêu cụm thiên hà Virgo, siêu cụm Virgo lại

là một phần của siêu cụm Laniakea.[49]

Ngân Hà là thiên hà lớn thứ hai trong Cụm Địa Phương (cụm gồm hơn 50 thiên hà), với đường kính đĩa thiên hà khoảng 100.000 năm ánh sáng và dày khoảng 100 năm ánh sáng Tuy nhiên theo nghiên cứu thì người ta thấy có thể bao quanh Ngân

Hà còn có một dải sao nữa và dải sao này cũng thuộc Ngân Hà, nên có thể kích thước của Ngân Hà là 150 đến 180.000 năm ánh sáng.[49]

Theo nghiên cứu mới, khối lượng của dải Ngân Hà bằng 210 tỉ lần khối lượng của mặt trời Sai số của tính toán này dường như là 20% Trong khi đó, các tính toán trước đây về khối lượng của dải Ngân Hà ước tính nó bằng 750 - 1.000 tỉ lần khối lượng của Mặt trời, nhưng sai số lên tới 100%[66] Người ta phát hiện ra rằng có một quầng vật chất tối trải rộng tương đối đều ở khoảng cách lớn hơn 100

kiloparsec tính từ trung tâm Ngân Hà Tổng khối lượng của các sao trong Ngân Hà nằm trong khoảng từ 46 đến 64,3 tỷ khối lượng Mặt Trời, trong đó 10% đến 15%

là khí, với 2/3 là dạng nguyên tử và 1/3 là dạng phân tử, còn khối lượng bụi giữa các vì sao thì chỉ bằng 1% khối lượng khí đó[49]

Đĩa được chia ra làm ba phần:

+Thứ nhất là phần nhân thiên hà (nucleus) có dạng thanh là trung tâm của đĩa bán kính khoảng 1 kiloparsec Ngay ở trung tâm có một nguồn phát hồng ngoại

và vô tuyến tên là Sagittarius A* có mật độ rất lớn, kích thước cỡ sao Hỏa Năng lượng nó giải phóng tương đương 20 triệu mặt trời cùng luồng gió điện tích mạnh

+Thứ hai là phần phình (bulge), đây là khu vực xung quanh tâm, bao gồm những phần tiệm cận trên và dưới của mặt phẳng đĩa

+Thứ ba là phần cánh tay xoắn ốc (spiral arms), những cánh tay đều có khởi điểm ở gần trung tâm của Ngân Hà và tỏa ra xung quanh theo đường xoắn Hệ Mặt Trời của chúng ta nằm trên cánh tay Orion – một cánh tay phụ (nhỏ hơn các cánh tay chính) của thiên hà

_Quần tinh cầu (globular clusters): Một vài trăm triệu quần tinh cầu (hay còn gọi là cụm tinh cầu) được phân bố rải rác trên và dưới mặt phẳng của đĩa Các cụm tinh cầu di chuyển quanh tâm của Ngân Hà theo quỹ đạo hình ellip, với phương hướng được phân bố ngẫu nhiên Tập trung ở quần tinh cầu là những sao già, già hơn rất nhiều so với những sao ở đĩa thiên hà, và ở đây tồn tại rất ít thậm chí là không có khí gas hay bụi Đường kính quần Ngân Hà vào khoảng 100 kiloparsec

_Quần halo: đây là một vùng rất lớn, mờ, bao quanh toàn bộ Ngân Hà, được cấu thành từ khí gas nóng và có thể là vật chất tối

Tất cả những thành phần trên đều chuyển động quanh nhân thiên hà và được giữ lại với nhau bằng lực hút Bởi vì lực hút phụ thuộc vào khối lượng nên có thể bạn sẽ nghĩ rằng hầu hết khối lượng của Ngân Hà sẽ tập trung ở đĩa thiên hà hoặc gần tâm

của đĩa Tuy nhiên qua nghiên cứu về những đường cong xoay của Ngân Hà và những thiên hà khác, các nhà thiên văn học đã đi đến kết luận rằng hầu hết khối lượng nằm ở những phần ngoài, phần rìa của thiên hà (ví dụ như phần quần), nơi

mà có rất ít ánh sáng được phát ra từ sao hay khí gas

Các cánh tay xoắn ốc của Ngân Hà bao gồm:

Ngân Hà của chúng ta chứa đến hơn 200 tỉ ngôi sao và đường kính của nó lên đến hơn 100.000 năm ánh sáng Hệ mặt trời thì lại chỉ là một phần nhỏ của Ngân Hà, nên khi chúng ta nhìn lên bầu trời thì không khác gì chúng ta đang nhìn vào một không gian bao la đầy sao Sự dày đặc về số lượng của các ngôi sao cũng như mức

độ giới hạn của bầu trời mà chúng ta quan sát được khiến cho việc đo đạc những đại lượng của Ngân Hà vô cùng khó khăn, chẳng hạn như khối lượng.[1]

Thay vì sử dụng tốc độ quay quanh tâm của các ngôi sao ở quầng Ngân Hà như thiên văn học cổ điển sẽ được giới thiệu ở phần sau, nhóm nghiên cứu do tiến sĩ Andreas Küpper thuộc Đại học Columbia (Mỹ) đứng đầu, đã quan sát một cấu trúc giống luồng chảy của các ngôi sao bắt nguồn từ một hệ thống hằng tinh (nhỏ hơn thiên hà, có dạng hình cầu và gồm hàng ngàn ngôi sao), có tên gọi là Palomar 5 Khi nghiên cứu luồng chảy trên, các chuyên gia tuyên bố có thể quan sát được "các dao động" do khối lượng của dải Ngân Hà tạo ra Dùng siêu máy tính Yeti của Đại học Columbia, họ đã tạo hàng triệu mô hình để tìm ra mức khối lượng nào tương ứng với những dao động quan sát được

Trong tương lai, các nhà khoa học hy vọng sử dụng thêm nhiều luồng chảy sao của Palomar 5 và các hằng tinh khác để cải thiện con số tính toán Họ cũng muốn nghiên cứu sâu hơn về cách so sánh dải Ngân Hà của chúng ta với các thiên hà khác trong vũ trụ

2.3.4 Cách tính số lượng sao trong Ngân Hà[43]

Trước hết chúng ta cần xác định rằng việc tìm được một con số chính xác, xác định

số lượng sao trong Ngân Hà là điều bất khả thi Vì vậy, chỉ có thể ước lượng một con số gần đúng cho số lượng sao trong Ngân Hà

Những nhà thiên văn học thường dùng một trong ba phương pháp sau đây để có thể tìm được số lượng sao:

_ Cách 1: Đo công suất ánh sáng phát ra từ thiên hà, sau đó đem chia cho công suất phát sáng trung bình của một ngôi sao

_ Cách 2: Đếm số lượng sao trong một khu vực rất nhỏ của Ngân Hà để có thể tìm được số lượng sao trên một đơn vị năm ánh sáng khối

Tuy nhiên, cả ba phương pháp nêu trên đều để lộ rõ nhược điểm của mình

Ở phương pháp thứ nhất, ánh sáng có thể bị mờ đi, giảm công suất phát sáng do nhiều lý do khác nhau trong quá trình truyền đi giữa Ngân Hà vốn rất nhiều bụi Mặt khác thì không có hai ngôi sao nào có chung một công suất phát sáng

Còn ở phương pháp thứ hai, mật độ sao thay đổi khi ta xét từ điểm giới hạn xa nhất cho đến vùng trung tâm của đĩa thiên hà Ngoài ra, công suất phát sáng của những loại sao thay đổi một cách chóng mặt khi ta đi từ những cánh tay xoắn ốc (tập trung nhiều sao trẻ, sáng) đến phần trung tâm của Ngân Hà (tập trung nhiều sao già hơn, mờ hơn) Vì thế hầu hết những nhà thiên văn học sẽ chọn phương pháp thứ

“không phải sao”, sau đó đem trừ cho tổng khối lượng Ngân Hà

Những nghiên cứu chi tiết cho chúng ta kết quả rằng 90% khối lượng của Ngân Hà

là vật chất tối, khí gas và những ngôi sao rất khó nhìn thấy

Từ khối lượng Ngân Hà ta đã tìm được, ta dễ dàng tính ra khối lượng của tổng các sao trong Ngân Hà Và bây giờ chúng ta chỉ cần chia cho khối lượng trung bình của một ngôi sao

Có khoảng 53 sao trong vòng khoảng cách 16 năm ánh sáng so với mặt trời Từ đó chúng ta phát hiện ra rằng chỉ có 11 sao có khối lượng gần giống với khối lượng của mặt trời, nhưng lại có tới 42 sao lùn đỏ với khối lượng khoảng 10% khối lượng mặt trời Điều này có nghĩa rằng cứ mỗi 15 khối lượng mặt trời, chúng ta lại có khoảng 53 ngôi sao riêng lẻ, và hầu hết chúng là sao lùn đỏ Từ tỉ lệ trên chúng ta cho ra được khối lượng trung bình của một ngôi sao là khoảng ¼ khối lượng mặt trời

2.3.5 Các số liệu về Ngân Hà [53]

_Đường kính đĩa Ngân Hà: 30 kiloparsec (100000 năm ánh sáng)

_Đường kính vùng trung tâm: 10 kiloparsec

_Khoảng cách từ Mặt Trời đến tâm Ngân Hà: 10 kiloparsec (có thể ít hơn)

_Đường kính quầng Ngân Hà: 100 kiloparsec (không chính xác)

_Độ dày đĩa Ngân Hà: 1 kiloparsec (ở vị trí Mặt Trời)

_Số lượng sao trong Ngân Hà: 4.1011.

_Mật độ sao vùng lân cận Mặt Trời: 20 sao/ ps3

_Mật độ vật chất trung bình giữa các sao: 10-24

g/cm3_Độ trưng: 2.1010

lần độ trưng Mặt Trời _Cấp sao tuyệt đối: -20,5

_Chu kì quay quanh tâm của các sao cùng khoảng cách tới tâm như Mặt Trời: 250 triệu năm

III/Phân loại thiên hà

3.1 Dựa theo hình dạng thiên hà

Dựa vào hình dạng thiên hà, Hubble đã đưa ra bảng phân loại thiên hà năm 1920 còn được gọi là chuỗi Hubble Chuỗi Hubble được nghiên cứu và phát triển

bởi Edwin Hubble vào năm 1925.Nó cũng được gọi là biểu đồ "âm thoa" dựa trên hình dạng của đồ thị biểu diễn.[61]

Chuỗi Hubble bắt đầu từ bên trái với thiên hà hình êlíp làm cơ sở

Sau nhóm thiên hà êlíp, biểu đồ được chia ra làm hai nhánh Nhánh trên là nhóm thiên hà xoắn ốc (Normal spirals) Phần bên dưới của biểu đồ là các thiên hà xoắn

ốc gãy khúc có kí hiệu là SB (Barred spirals) Với điểm bắt đầu phân chia là thiên

hà hạt đậu với số lượng sao rất lớn tập trung hầu hết ở tâm

Tuy nhiên còn một thiên hà cũng rất quan trọng khác là thiên hà vô định hình

(Irregulars)

Ngoài ba nhóm thiên hà chính kể trên còn một số thiên hà có tâm phóng ra những nguồn nhiên liệu khổng lồ, không thể giải thích được bằng sự tiến hóa của các sao

thường, nhóm này còn được gọi là dạng thiên hà hoạt động (Active) Trong đó có

các loại như: thiên hà loại Seyfect, thiên hà vô tuyến, Quasars và Blazars Chiếm khoảng < 1% các thiên hà trong vũ trụ gần chúng ta [59]

Chuỗi Hubble không liên quan gì đến sự phát triển của thiên hà.Tuy nhiên, có rất nhiều lí do được đưa ra cho rằng thiên hà êlíp có tuổi thọ lâu đời hơn thiên hà xoắn

ốc thiên hà E thường có màu đỏ hơn thiên hà S chứng tỏ chúng gồm phần lớn các ngôi sao già hơn, thường là có tuổi trên dưới 10 tỷ năm, thiên hà S thường có màu xanh hơn và sáng hơn [22]

3.1.1 Nhóm Thiên hà Elip (Elliptical Galaxies)

Chiếm khoảng 30% các thiên hà trong vũ trụ gần chúng ta

3.1.1.1 Hình dạng [54]

Loại thiên hà này có 8 loại, được kí hiệu từ E0 đến E7 E là viết tắt của hình êlíp còn con số để biểu thị sự thay đổi của dạng êlíp, từ hình khối cầu E0, dẹt dần từ E1 đến E7, có dạng như hai đĩa tròn úp vào nhau Về mặt kỹ thuật, mỗi con số gấp mười lần độ êlíp Chẳng hạn thiên hà E7 có độ êlíp là 0,7

Thiên hà elip không có các trục quay rõ ràng, các sao của chúng chuyển động theo những quỹ đạo có độ nghiêng biến thiên Những thiên hà này giống với khối

ellipsoid khiến cho chúng hiện ra như là hình elip khi nhìn dưới một góc

Nếu a và b là bán trục lớn và bán trục nhỏ của hình elip thì ta có thể biểu diễn dạng elip quan sát được qua biểu thức:

3.1.1.2 Kích thước, khối lượng [56]

Thiên hà elip có đường kính từ 1 kilopasec đến 200 kilopasec và khối lượng từ

107 đến gần 10 13

lần khối lượng Mặt Trời Có cấp sao tuyệt đối từ -9 đến -23.Phạm

vi kích thước và khối lượng của các thiên hà elip rộng hơn nhiều so với các kiểu thiên hà khác

3.1.1.3 Cấu trúc [54]

Các thiên hà elip chứa ít khí, có khối lượng trải ra trên một dải rộng từ vài ngàn lần khối lượng Mặt Trời đối với các thiên hà elip lùn (trắt) cho tới khoảng 1013lần khối lượng Mặt Trời đối với các thiên hà elip siêu kềnh Các thiên hà lùn phổ biến hơn các thiên hà elip siêu kềnh, thường là những nguồn bức xạ vô tuyến mạnh Những thiên hà Elip có ít các cụm sao phân tán và tốc độ sản sinh các ngôi sao mới thấp Thay vào đó trong các thiên hà này chứa phần lớn các ngôi sao già trong giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa, quay xung quanh khối tâm hấp dẫn chung theo những hướng ngẫu nhiên Các ngôi sao này chứa lượng nhỏ các nguyên tố nặng bởi vì sự hình thành sao giảm đi sau quá trình bùng nổ ban đầu Trong khía cạnh này các thiên hà elip có tính chất tương tự như các cụm sao cầu nhỏ hơn rất nhiều

3.1.1.4 Đặc điểm chuyển động [17]

Chuyển động của các ngôi sao trong các thiên hà elip chủ yếu là chuyển động xuyên tâm, không giống như trong đĩa của các thiên hà xoắn ốc các sao chuyển động chủ yếu là quanh xung quanh tâm thiên hà Hơn thế nữa, có rất ít vật chất liên sao (cả khí hoặc bụi), khiến cho hoạt động hình thành sao xảy ra với tốc độ chậm, chúng có một vài quần tinh mở, một ít sao trẻ; khá nhiều thiên hà elip chiếm rất nhiều các sao già loại II (population II), làm chúng có màu đỏ Các thiên hà elip lớn điển hình có một hệ thống mở rộng các quần tinh cầu trong chúng

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 Thiên hà bùng nổ sao hình thành từ va chạm thiên hà và theo thời gian có thể hình thành nên hình elip

Vấn đề này sẽ được nghiên cứu kĩ hơn ở phần IV

3.1.2 Nhóm Thiên hà xoắn ốc và thiên hà xoắn ốc gãy khúc (Spiral Galaxies)

Chiếm khoảng xấp xỉ 60% số thiên hà trong vũ trụ gần xung quanh chúng ta.[28]

Thiên hà Ngân Hà và các thiên hà lân cận tạo thành nhóm địa phương gồm khoảng

20 thành viên trong đó có 3 thiên hà xoắn ốc lớn, thứ nhất là thiên hà Tiên Nữ có khối lượng khoảng 3.1011 lần khối lượng Mặt Trời, thứ hai là thiên hà Ngân Hà có khối lượng nhỏ hơn gấp hai lần và thiên hà thứ ba nằm theo hướng chòm sao Tam Giác ký hiệu là M33

3.1.2.1 Hình dạng[61]

Thiên hà xoắn ốc (Spiral Galaxy): 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 (Barred spiral galaxy): kí hiệu là 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

_SBa: phần trung tâm rất sáng, các nhánh xoắn chặt

_SBb: nhánh xoắn nhìn được rõ hơn và lỏng hơn

_SBc: nhánh toả rộng, phần trung tâm tối mờ

Đã có hàng triệu thiên hà được quan sát và chụp ảnh thì phần lớn là loại thiên hà xoắn ốc Dải Ngân Hà của chúng ta cũng thuộc loại này và có dạng SBb Việc xếp

loại a, b hoặc c cho nhóm thiên hà S hay SB căn cứ vào mật độ sao tập trung ở phần nhân và độ rộng hẹp các nhánh của thiên hà

3.1.2.2 Kích thước, khối lượng [56]

Thiên hà xoắn ốc có đường kính từ 5 kilopasec đến 50 kilopasec vàkhối lượng từ

109 đến gần 4.1011khối lượng Mặt Trời Có cấp sao tuyệt đối từ -15 đến -21

3.1.2.3 Cấu trúc

Có các cấu trúc nhánh xoắn ốc (thường là hai nhánh trở lên) mở rộng từ tâm ra đĩa thiên hà Các nhánh xoắn ốc chính là nơi đang diễn ra sự hình thành sao và chúng sáng hơn vùng đĩa xung quanh bởi vì có các ngôi sao trẻ, các khí, bụi vũ trụ

3.1.2.4 Đặc điểm chuyển động

Các cánh tay (nhánh) xoắn theo cùng một chiều

Sao quay theo một chiều nhất định, còn khí bên trong với bán kính ngoài của làn bụi nổi bật quay ngược lại với các ngôi sao (Braun, Walterbos, & Kennicutt 1992)

3.1.2.5 Qúa trình hình thành

Trình bày ở phần IV

3.1.3 Nhóm Thiên hà vô định hình (Irregular Galaxies)

Chiếm khoảng 1% các thiên hà trong vũ trụ gần chúng ta

Hai thiên hà vô định hình gần chúng ta nhất là hai đám mây Magellan lớn và bé, có thể nhìn thấy bằng mắt thường trên bầu trời Nam bán cầu Hai thiên hà này cách chúng ta các khoảng cách tương ứng là 50 và 60 kilôparsec, chúng là những vệ tinh của Thiên Hà – Ngân Hà của chúng ta

3.1.3.1 Hình dạng

Thiên hà vô định hình là một thiên hà không có hình dạng nhất định, giống thiên

hà elip hay thiên hà xoắn ốc [10] Hình dạng của một thiên hà vô định hình rất khác thường - chúng không rơi vào bất kỳ các phân lớp thông thường nào

thuộc dãy Hubble, và chúng thường hỗn loạn khi xuất hiện, không có cả chỗ

phình của nhân cũng như dấu vết nào của cấu trúc nhánh xoắn ốc[31] Hầu hết các thiên hà vô định hình đã từng là thiên hà xoắn ốc hoặc elip nhưng đã bị biến dạng bởi rối loạn của lực hấp dẫn

3.1.3.2 Kích thước, khối lượng [56]

Thiên hà vô định hình có đường kính từ 1 kilopasec đến 10 kilopasec vàkhối lượng

từ 108 đến gần 3.1010khối lượng Mặt Trời Có cấp sao tuyệt đối từ -13 đến -18

3.1.3.3 Cấu trúc [67]

Các thiên hà vô định hình chứa một lượng dồi dào khí và bụi

Có hai loại chính của thiên hà vô định hình theo chuỗi phân loại Hubble:

+ Thiên hà Irr-I (Irr I) là một thiên hà vô định hình có một số cấu trúc nhưng

không đủ để đặt nó vào dãy Hubble De Vaucouleurs phân nhóm này thành các

thiên hà có cấu cấu trúc xoắn ốc Sm, và các thiên hà không có Im dựa vào 8 đường

cong vận tốc quay của chúng

+ Thiên hà Irr-II (Irr II) là một thiên hà vô định hình có bất kì cấu trúc nào để có

thể xếp nó vào dãy Hubble

3.1.3.4 Qúa trình hình thành

Trình bày ở phần IV

3.2 Dựa theo khối lượng và độ đậm đặc của vật chất

Mỗi loại thiên hà đều có độ lớn khác nhau nên lại chia ra thiên hà lùn, thiên hà bình thường, thiên hà kềnh, thiên hà siêu kềnh

IV/Sự hình thành của thiên hà

Mô hình vũ trụ học về thời kỳ đầu của Vũ trụ dựa trên cơ sở của lý

thuyết Vụ Nổ Lớn (Big Bang) Khoảng 300.000 năm sau sự kiện này, các nguyên

tử hiđrô và heli bắt đầu hình thành trong một giai đoạn gọi là "kỷ nguyên tái kết hợp" Lúc này, gần như mọi hiđrô đều ở trạng thái trung hòa và luôn sẵn sàng hấp thụ ánh sáng, cũng như chưa có ngôi sao nào hình thành Kết quả này dẫn đến một giai đoạn gọi là "Kỷ nguyên tối" Bắt đầu từ sự thăng giáng mật độ (hoặc sự phi đẳng hướng bất thường) trong trạng thái vật chất nguyên thủy của Kỷ nguyên tối

mà các cấu trúc lớn của vũ trụ bắt đầu xuất hiện Các vật chất baryon bắt đầu tích

tụ trong quầng vật chất tối lạnh.[19], [17]Những cấu trúc nguyên thủy này cuối cùng hình thành lên các thiên hà như quan sát thấy ngày nay

Chứng cứ về sự xuất hiện của thiên hà sớm được tìm thấy vào năm 2006, khi các nhà thiên văn phát hiện ra thiên hà IOK-1có độ dịch chuyển đỏ cao bất thường bằng 6,96 tương ứng với khoảng thời gian 750 triệu năm sau Vụ Nổ Lớn, khiến nó trở thành một trong những thiên hà xa nhất từng được quan sát.[29] Trong khi một

số nhà khoa học đề cập rằng những thiên thể khác (như thiên hà Abell 1835

IR1916) có dịch chuyển đỏ cao hơn (và do vậy xuất hiện vào giai đoạn sớm hơn), tuổi của IOK-1 và các thành phần trong nó đã được nghiên cứu kỹ lưỡng Tuy

nhiên vào tháng 12 năm 2012, các nhà thiên văn thông báo rằng thiên hà

UDFj-39546284 là một trong những thiên hà xa nhất với giá trị dịch chuyển đỏ đo được bằng 11,9 Thiên hà này tồn tại vào khoảng "380 triệu năm"[47] sau Vụ Nổ Lớn (xảy ra khoảng 13,8 tỷ năm về trước),[45]hay ánh sáng từ nó phải mất 13,42 tỷ năm mới đến được Trái Đất (còn khoảng cách phải lớn hơn vì vũ trụ liên tục giãn nở)

Sự tồn tại sớm của những tiền thiên hà này cho thấy rằng chúng đã lớn lên từ trong

"Kỷ nguyên tối".[19]

Chi tiết của quá trình bằng cách nào mà các thiên hà đã hình thành trong vũ trụ là một câu hỏi mở có tầm quan trọng lớn trong ngành thiên văn học Các lý thuyết có thể chia ra thành hai nhóm: từ trên - xuống và từ dưới - lên

_ Trong lý thuyết từ trên - xuống (như mô hình Eggen–Lynden-Bell–

Sandage [ELS]), các tiền thiên hà hình thành đồng thời từ sự suy sụp của cấu trúc lớn diễn ra trong khoảng 100 triệu năm.[16]

_ Trong lý thuyết từ dưới - lên (như mô hình Searle-Zinn [SZ]), các cấu trúc nhỏ như cụm sao cầu hình thành trước tiên, và rồi một số thiên thể thu hút chúng lại để tạo nên một thiên hà lớn hơn.[42]

Một khi các tiền thiên hà bắt đầu hình thành và co lại, những ngôi sao đầu tiên (gọi là sao dân số loại III) xuất hiện cùng với chúng Những ngôi sao này chứa hoàn toàn là hidro và heli với khối lượng rất lớn Sau đó những ngôi sao khổng lồ

sẽ sớm tiêu thụ hết nguồn vật chất cung cấp cho chúng và nhanh chóng bùng nổ trong vụ nổ siêu tân tinh, giải phóng ra các nguyên tố nặng vào môi trường liên sao.[21]Thế hệ sao đầu tiên này chiếu bức xạ mạnh và làm ion hóa môi trường khí hiđrô trung hòa xung quanh, tạo ra những bong bóng không gian giãn nở và thông qua đó ánh sáng có thể truyền xa ra ngoài.[5]

Như đã biết, các thiên hà chủ yếu là hai loại: các thiên hà xoắn ốc và các thiên hà hình elip (đó cũng là thiên hà bất thường)

Thiên hà xoắn ốc hình thành từ sự sụp đổ của một đám mây

protogalactic Thiên hà xoắn ốc bao gồm ba thành phần: một đĩa quay, một phình

và một quầng Khi các đám mây protogalactic sụp đổ, các ngôi sao ở dạng lồi và hào quang đầu tiên Những ngôi sao có quỹ đạo chứ không phải ngẫu nhiên xung quanh trung tâm thiên hà Phần còn lại của các đám mây lắng xuống vào một đĩa

do sự bảo toàn động lượng góc (tác dụng tương tự như quay lên của các vũ công khi cô này kéo tay cô kia vào trong) Các ngôi sao ở dạng đĩa sau và do đó các ngôi sao trong đĩa là trẻ hơn so với những sao trong phần phình và quầng Hơn nữa, những ngôi sao trong đĩa xoay xung quanh trung tâm của thiên hà trong một tập

thể, cũng định nghĩa theo cách không giống như những ngôi sao trong phình và quầng

Thiên hà elip được cho là hình thành như là kết quả của sự hợp nhất của hai thiên hà đĩa Khi hai thiên hà xoắn ốc hợp nhất, sau đó quỹ đạo của tất cả các ngôi sao được chọn ngẫu nhiên Kết quả là tất cả các ngôi sao trong thiên hà hình elip không có nhiều chuyển động tập thể của các ngôi sao

Thiên hà của chúng ta là Dải Ngân Hà Ngân Hà là thiên hà hình xoắn ốc chặn ngang theo kiểu SBbc theo phân loại của Hubble [22] Chính vì thế Ngân Hà

sẽ được hình thành theo sự hình thành của thiên hà xoắn ốc

V/Cách quan sát thiên hà – Định luật Hubble

5.1 Các dải bức xạ điện từ dùng để quan sát thiên hà

Ngay từ nền văn minh cổ đại khoảng từ thiên niên kỉ 4 đến 3 trước Công

Nguyên, con người đã biết nhìn ngắm ánh sáng của các vì sao trên bầu trời, ghi chép chuyển động của các ngôi sao và từ đó đưa ra những tiên đoán về tương lai,

số phận con người, hay còn gọi là Chiêm Tinh Đến thế kỉ 16 nhờ công sức của Nicolaus Copernicus, kế tiếp là Galileo Galilei, Johannes Kepler, Isaac Newton Thiên văn học ra đời và được xem là một ngành khoa học độc lập, quan sát và khảo sát chuyển động của các thiên thể bằng các định luật vật lí và toán học Một trong những tác nhân quan trọng nhất đối với cuộc cách mạng thiên văn học của Nicolaus Copernicus là phát minh kính viễn vọng để có thể quan sát được nhưng ngôi sao ngoài vũ trụ

5.1.1 Quan sát thiên hà bằng ánh sáng nhìn thấy

Ánh sáng nhìn thấy là dải sóng điện từ có bước sóng từ 0,48 đến 0,76 micromet

5.1.1.1 Dụng cụ quan sát

Để quansát Thiên hà bằng ánh sáng nhìn thấy có rất nhiều cách, hai trong số những phương pháp mà con người thường hay sử dụng nhất chính là dùng mắt thường và kính thiên văn quang học

Mắt người

Mắt người có cấu tạo về phương diện quang học gồm các bộ phận sau [63]:

6.106 tế bào hình nón tập trung ở điểm vàng (Fovea centralist) chia làm ba loại tương ứng với độ nhạy cảm với các bức xạ có bước sóng là 0,43 , 0,52 và 0,58

Các tế bào hình nón nhạy cảm với 3 loại ánh sáng đơn sắc nên kết hợp lại cho ta khả năng nhận biết màu sắc của một vật phát ra bức xạ

Trên võng mạc, gần trục chính của mắt là điểm vàng V tập trung 106

đầu dây thần kinh thị giác dẫn truyền lên não bộ, điểm này và vùng lân cận rất nhạy sáng Dưới điểm vàng là điểm mù M, điểm này hoàn toàn không nhạy sáng.[51]

Khoảng cách từ quang tâm thủy tinh thể đến võng mạc không thay đổi được:

Kính thiên văn

Tất cả các dụng cụ thu nhận bức xạ điện từ từ vũ trụ đề được gọi là kính thiên văn Nhưng với mỗi loại bức xạ thì kính thiên văn quan sát có tên gọi và cấu tạo riêng

Cấu tạo chung của kính thiên văn:

_Vật kính có tiêu cự f1 đường kính Dvk để thu gom bức xạ

_Thị kính có tiêu cự f2 đường kính dtk có vai trò như kính lúp phóng đại ảnh do vật kính tạo nên

_Ống kính để ghép nối vật kính và thị kính

_Ống chuẫn trực để bắt mục tiêu (trong kính thiên văn quang học)

_ Với các kính thiên văn đặt ngoài vũ trụ (Kính Hubble của vùng ánh sáng khả kiến, kính IRAS của vùng hồng ngoại, kính IUE của tử ngoại, ) thì được trang bị thêm bộ phận phát thông tin ghi nhận về trạm thu sóng điện từ ở Trái Đất

Kính thiên văn làm việc với dải sóng ánh sáng hay kính quang học nhìn thấy ra đời đầu tiên vào năm 1609 có độ phóng đại góc khoảng 30 lần do Galilê chế tạo, thuộc loại kính khúc xạ

Sau đó vào thế kỉ XVII James Gregory và Isaac Newton đã dùng gương cầu lõm để hội tụ ánh sáng khai sinh ra hệ kính thiên văn phản xạ (hay kính phản quang) Trong loại này, ngoài gương cầu lõm còn có thêm các gương phẳng hay gương cầu khác làm đổi hướng tia sáng vào thị kính đến mắt người

Cuối thế kỉ XVIII kính thiên văn chiết quang có cấu tạo là thấu kính đẳng sắc phát triển mạnh Kính lớn nhất loại này có đường kính 1,5m [50]

Kính thiên văn quang học có thể đặt tại Trái đất theo 2 kiểu đặt trục quay: [68]

+Kiểu xích đạo: Một trục song song trục cực của Thiên cầu (Kính thiên văn tại trường Đại học sư phạm thành phố Hồ Chí Minh)

+Kiểu chân trời: Hai trục vuông góc nhau trong đó một trục vuộng góc mặt đất để xoay kính và trục còn lại để nâng hạ kính ( kiểu kính Dobsonian)

Hay đặt cố định trên một quỹ đạo bay ngoài không gian (Kính Hubble)

5.1.1.2 Kết quả thu được từ việc quan sát bằng ánh sáng nhìn thấy

_Khoảng cách từ Trái Đất đến các thiên hà nhìn thấy được

_Kích thước thiên thể trong thiên hà, nhiệt độ bề mặt thiên thể

_Hình dạng thiên hà từ đó lập sơ đồ hình dạng thiên hà(âm thoa) Hubble

_Độ sáng nhìn thấy của thiên thể, độ sáng trung bình của thiên hà

_Chuyển động của Thiên hà: quay và tịnh tiến ra xa nhau

_Quan trọng nhất là từ độ lệch đỏ của vạch hấp thụ ánh sáng nhìn thấy mà phát hiện ra quan hệ giữa khoảng cách tới các thiên hà và vận tốc chuyển động của chúng trong định luật Hubble

5.1.1.3 Ưu điểm khi quan sát bằng ánh sáng nhìn thấy:

_Thiết bị có sẵn trên cơ thể người quan sát, mắt được tiến hóa và thích nghi với điều kiện sống trên Trái Đất nên rất dễ dàng trong việc sử dụng để quan sát thiên

hà

_Khí quyển Trái Đất không ngăn cản ánh sáng nhìn thấy nên thông tin ánh sáng

từ các ngôi sao trong thiên hà gửi tới được thu nhận bằng phương pháp này hầu như trọn vẹn và có tính chính xác cao

_Ánh sáng nhìn thấy cũng là một vùng phổ thích hợp cho việc quan sát Vùng H

II, cũng như cho việc kiểm tra sự phân bố những cánh tay bụi khí của thiên hà xoắn

ốc vì những bức xạ khác trong vùng này hoặc là quá mạnh hoặc quá yếu đề thu nhận

Vùng H II là một đám mây khí và plasma lớn, sáng với mật độ tập trung thấp trong đó đang diễn ra các hoạt động hình thành sao Do chứa chủ yếu các nguyên

tử hidro bị ion hóa nên các nhà thiên văn gọi chúng là vùng H II[3] (vùng H I chứa chủ yếu các nguyên tử hidro trung hòa điện tích và các phân tử hidro H2) Chúng

có hình thái rất khác nhau, do ảnh hưởng bởi sự phân bố các ngôi sao và khí trong vùng là không đồng nhất Vùng H II có thể sản sinh ra hàng nghìn ngôi sao trong chu kỳ vài triệu năm Cuối cùng, các vụ nổ siêu tân tinh và gió sao cường độ lớn từ

các ngôi sao khổng lồ trong cụm sao sẽ đẩy khí vào vùng H II tạo nên các đám khí bao quanh cụm sao.[37]

Có thể quan sát thấy vùng H II tại những vị trí xa trong vũ trụ, và nghiên cứu các vùng H II trong các thiên hà là quan trọng cho phép xác định khoảng cách cũng như thành phần hóa học của thiên hà Các thiên hà xoắn ốc và thiên hà dị

thường chứa rất nhiều vùng H II, trong khi các thiên hà elip hầu như lại thiếu vắng chúngdo các nhà thiên văn nghĩ rằng thiên hà elip hình thành từ sự hợp nhất giữa các thiên hà Thiên hà elip sau khi hợp nhất chứa khá ít đám khí, và do vậy vùng H

II không còn tiếp tục hình thành[20] Trong các thiên hà xoắn ốc, bao gồm Ngân

Hà, các vùng H II tập trung tại các nhánh xoắn ốc [18], trong khi ở các thiên hà dị thường chúng lại phân bố một cách hỗn độn Một vài thiên hà chứa những vùng H

II khổng lồ, với hàng chục nghìn ngôi sao trong nó ví dụ như vùng 30

Doradus trong Đám mây Magelland lớn và NGC 604 trong thiên hà Tam Giác.[46]

5.1.1.4 Nhược điểm khi quan sát thiên hà bằng ánh sáng nhìn thấy

_Vùng quang phổ quan trọng nhưng quá hẹp để nghiên cứu về vũ trụ

_Khó ghi lại và chia sẻ dữ liệu quang trắc được cho nhiều người vì chênh lệch sinh lý mắt nhìn của mỗi người khác nhau

_Cảm nhận của mắt người không tăng tuyến tính với bức xạ rọi tới mà tuân theo định luật cảm giác Weber – Fechner – Pogson nên cảm nhận bằng mắt thường gây sai lệch trong việc xác định bước sóng ánh sáng

_ Các hiệu ứng nhạy màu của mắt, hiệu ứng Puaking (Purkinje) của mắt khiến

dữ liệu quan sát bị sai lệch so với thực tế, ngay cả khi nhìn qua kính thiên văn.[52]

_Bụi hiện diện trong môi trường liên sao làm cản ánh sáng khả kiến truyền đến Trái Đất

_Độ phân giải màu của mắt khi phân biệt các bước sóng nhìn thấy: mắt người bình thường, không bị các tật khúc xạ, không bị các rối loạn trong các tế bào thụ cảm thị giác có thể phân biệt 1 triệu màu sắc nhưng không thể so sánh với thang ánh sáng nhìn thấy để tìm ra đúng bước sóng chính xác Giống như bạn có thể phân biệt các màu đỏ khác nhau của các ngôi sao trên bầu trời nhưng khi đưa cho bạn thang sóng ánh sáng khả kiến để đối chiếu và tìm ra bước sóng của áng sáng bạn vừa quan sát thì bạn không thể nêu chính xác được bước sóng, hoặc nếu có thì cũng phải có sai số rất nhiều

_Kính thiên văn khúc xạ xảy ra hiện tượng hấp thụ, khúc xạ, tán sắc nơi thấu kính làm vật kính khiến hình ảnh bị sắc sai (không trung thực, sắc nét)

_Kính thiên văn phản xạ dùng gương cầu lõm làm vật kính không hội tụ tốt chùm sáng xa quang trục, gây ra hiện tượng cầu sai Để khắc phục người ta thay gương cầu lõm bằng gương lõm Parapolic tròn xoay

_Bức xạ điện từ từ các ngôi sao hay thiên hà ở càng xa thì khi đến với Trái Đất, bước sóng của chúng càng giãn dài ra ( dohiệu ứng Doppler quang học) Do đó ánh sáng nhìn thấy từ các ngôi sao đến với chúng ta không mang lại những hình ảnh hoàn toàn trung thực về ngôi sao đó, thậm chí rất nhiều ngôi sao, thiên hà mà ánh sáng của chúng không thể đến được với chúng ta do trên đường đi, bước sóng của chúng đã dài ra trở thành các sóng hồng ngoại hay vô tuyến

5.1.2 Quan sát thiên hà bằng bức xạ Hồng ngoại

_Hồng ngoại là sóng điện từ có bước sóng lớn hơn bước sóng của ánh sáng đỏ từ 0,76 micromet đến vài milimét Mắt người không nhìn thấy được bức xạ hồng ngoại

_Nhân của các thiên hà hoạt động (một lượng lớn trong tổng năng lượng phát ra từ

nó là từ một nguồn riêng biệt chứ không phải là từ các ngôi sao, bụi và môi trường

liên sao) và thiên hà bình thường (tổng năng lượng phát ra từ nó chủ yếu là từ sao và bụi trong môi trường liên sao [64]) bức xạ nhiều hồng ngoại Các thiên hà bức xạ hồng ngoại chủ yếu là thiên hà Elip và thiên hà Xoắn ốc[55]

5.1.2.1 Dụng cụ quan sát

_Do mắt người không quan sát được tia hồng ngoại nên cách duy nhất để quan sát thiên hà với dải sóng này là sử dụng các thiết

bị thu nhận chuyên dùng như kính thiên văn hồng ngoại, CCD, máy chụp hồng ngoại thiên văn,

_ Các quan sát bức xạ hồng ngoại mới được tiến hành vài ba chục năm nay nhờ các vệ tinh mang kính thiên