Va chạm giữa thiên hà Tiên Nữ và Ngân Hà là một sự va chạm thiên hà được dự đoán là sẽ xảy ra trong vòng khoảng 4 tỉ năm nữa giữa hai thiên hà lớn nhất trong Nhóm Địa phương—Ngân Hà (chứa Hệ Mặt Trời và Trái Đất của chúng ta) và thiên hà Tiên Nữ. Tuy nhiên, các ngôi sao trong hai thiên hà này cách xa nhau đến mức rất ít khả năng bất kì hai ngôi sao nào sẽ va chạm với nhau.
Va chạm sao
Mặc dù thiên hà Tiên Nữ và Ngân Hà chứa lần lượt khoảng 1 nghìn tỉ (1012) và 300 tỉ (3×1011) ngôi sao, khả năng thậm chí chỉ 2 ngôi sao va chạm với nhau là không đáng kể do khoảng cách khổng lồ giữa chúng. Lấy ví dụ, ngôi sao nằm gần Mặt Trời nhất là Proxima Centauri, cách khoảng 4,2 năm ánh sáng (4,0×1013 km; 2,5×1013 mi) hay 30 triệu (3×107) lần đường kính Mặt Trời. Nếu Mặt Trời là một quả bóng bàn, Proxima Centauri sẽ tương đương với một hạt đậu ở cách xa khoảng 1.100 km (680 mi), và Ngân Hà thì sẽ rộng khoảng 30 triệu km (19 triệu mi). Mật độ sao ở càng gần trung tâm thiên hà thì càng dày đặc hơn nhưng khoảng cách trung bình giữa các ngôi sao vẫn là 160 tỉ (1.6×1011) km (100 tỉ mi), tức là tương đương với một quả bóng bàn trên mỗi 3,2 km (2,0 mi). Do đó, rất ít khả năng bất cứ 2 ngôi sao nào nằm trong hai thiên hà sẽ va chạm với nhau.
Va chạm lỗ đen
Cả Ngân Hà và thiên hà Tiên Nữ đều có một lỗ đen siêu khối lượng ở trung tâm, bao gồm Sagittarius A* (có khối lượng gấp 3,6 × 106 lần Mặt Trời) và một vật thể nằm ở tâm thiên hà Tiên Nữ có khối lượng gấp 1-2 × 108 Mặt Trời. Hai lỗ đen này sẽ đồng quy ở gần trung tâm của thiên hà mới được tạo thành. Lỗ đen mới có thể sẽ tạo ra một chuẩn tinh hoặc một nhân thiên hà hoạt động. Năm 2006, các mô phỏng cho thấy Trái Đất sẽ bị kéo lại gần trung tâm của thiên hà mới cũng như một trong hai lỗ đen trước khi bị văng hoàn toàn ra khỏi thiên hà.
Khả năng
Dựa trên dữ liệu của Kính viễn vọng Không gian Hubble, Ngân Hà và thiên hà Tiên Nữ được dự đoán là sẽ va chạm với nhau trong vòng 3,75 tỉ năm nữa.
Thiên hà Tiên Nữ đang tới gần Ngân Hà với vận tốc khoảng 110 kilômét một giây (68 mi/s). Cho đến năm 2012 vẫn chưa có cách nào để biết chắc chắn được rằng vụ va chạm có xảy ra hay không. Năm 2012, các nhà nghiên cứu đã rút ra kết luận rằng điều đó là chắc chắn sau khi theo dõi chuyển động của thiên hà Tiên Nữ bằng Kính viễn vọng Không gian Hubble từ năm 2002 đến năm 2012.
Những sự va chạm như vậy xảy ra một cách tương đối phổ biến. Chính thiên hà Tiên Nữ được cho là đã từng va chạm với ít nhất một thiên hà khác trong quá khứ, và một số thiên hà lùn như SagDEG cũng đang va chạm và hợp nhất với Ngân Hà.
Các nghiên cứu này còn cho thấy rằng M33, hay thiên hà Tam Giác – thiên hà lớn và sáng thứ ba trong Nhóm Địa phương – cũng sẽ tham gia vào sự kiện này. Nhiều khả năng nó sẽ trở thành vệ tinh của thiên hà mới do vụ va chạm giữa thiên hà Tiên Nữ và Ngân Hà tạo ra, và cuối cùng sẽ tiếp tục hợp nhất với thiên hà đó. Nhưng cũng có khả năng thiên hà Tam Giác sẽ va chạm với Ngân Hà trước, hoặc thậm chí là bị văng ra khỏi Nhóm Địa phương.
Số phận của Hệ Mặt Trời
Dựa trên những tính toán của mình về vận tốc di chuyển của thiên hà Tiên Nữ, hai nhà khoa học thuộc Trung tâm Vật lý Thiên văn Harvard–Smithsonian đã đưa ra dự đoán rằng có 50% khả năng khoảng cách từ Hệ Mặt Trời đến trung tâm thiên hà sẽ bị đẩy ra xa gấp 3 lần hiện tại, đồng thời có 12% khả năng Hệ Mặt Trời sẽ bị văng ra khỏi thiên hà mới, tuy điều đó sẽ không gây ảnh hưởng gì đến Hệ Mặt Trời và rất ít khả năng Mặt Trời và các hành tinh sẽ bị chấn động.
Nếu không có sự can thiệp nào, tại thời điểm hai thiên hà va chạm với nhau bề mặt của Trái Đất sẽ đã trở nên quá nóng để nước tồn tại ở dạng lỏng, do đó trên hành tinh của chúng ta sẽ không còn sự sống. Điều này được dự đoán là sẽ xảy ra trong vòng khoảng 3,75 tỉ năm nữa do độ sáng ngày càng cao của Mặt Trời (ở thời điểm đó Mặt Trời sẽ sáng hơn 35–40% so với hiện tại).
Những sự kiện sao có thể xảy ra
Khi hai thiên hà xoáy ốc va chạm với nhau, khí hiđrô tồn tại trong đĩa của chúng sẽ bị nén lại, khiến các sao mới được hình thành một cách mạnh mẽ như những gì đang diễn ra đối với các thiên hà Antennae. Trong trường hợp của thiên hà Tiên Nữ và Ngân Hà, lượng khí còn lại trong đĩa của chúng được cho là sẽ còn rất ít, do đó sự hình thành sao mới sẽ yếu hơn một cách tương đối, mặc dù vẫn có thể đủ để hình thành một chuẩn tinh.
Kết quả
Thiên hà mới do vụ va chạm tạo ra được đặt biệt danh là Milkomeda hay Milkdromeda. Dựa trên các mô phỏng, vật thể này sẽ trông giống như một thiên hà elip khổng lồ có mật độ sao ở trung tâm thấp hơn thiên hà Tiên Nữ và Ngân Hà. Cũng có khả năng thiên hà mới sẽ có dạng đĩa.
Trong tương lai xa, các thiên hà còn lại trong Nhóm Địa phương sẽ hợp nhất với vật thể này, bước tiếp theo trong quá trình tiến hóa của nhóm thiên hà của chúng ta.
Nguồn: Internet
THIÊN HẠ ĐƯỢC SINH RA DO TRỜI ĐẤT
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, một loại thành phần quan trọng nhưng chưa được hiểu rõ.[1][2] Từ galaxy trong tiếng Anh phái sinh từ galaxias trong tiếng Hy Lạp cổ (γαλαξίας), có nghĩa là "dòng sữa" ("milky"), nói đến Ngân Hà ("Milky Way"). Các thiên hà có nhiều đặc điểm đa dạng từ các thiên hà lùn chứa vài triệu (107) sao[3] đến những thiên hà khổng lồ chứa hàng nghìn tỷ (1014) sao,[4] mỗi ngôi sao đều quay quanh khối tâm của thiên hà chứa nó.
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.[5]
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,[6] 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 hìnhvà 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 sáp 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.[7]
Có xấp xỉ 170 tỷ,[8] hay nghiên cứu gần đây ước tính con số này là 2 nghìn tỷ thiên hà trong vũ trụ quan sát được.[9] Đa số có đường kính từ 1.000 đến 100.000 parsecvà hai thiên hà lân cận thường nằm cách nhau vài triệu parsec (hay megaparsec). 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 m3. 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 quy mô lớn nhất, những tập hợp này thường sắp xếp lại thành các sợi và lớp thiên hà với xung quanh là khoảng không khổng lồ.[10]
Nhà triết học Hy Lạp Democritus (450–370 TCN) cho rằng dải sáng trên bầu trời đêm gọi là "Con đường sữa" có thể chứa những ngôi sao ở xa.[21] Tuy nhiên Aristotle (384–322 TCN), tin rằng dải sáng này có thể là do "ngọn lửa đốt từ nhiều ngôi sao lớn nằm gần nhau" tỏa ra và "sự đốt này diễn ra ở tầng bên trên khí quyển, bên trong vùng liên tục của Thế giới với chuyển động của thiên đàng."[22] Nhà triết học theo trường phái Plato mới, Olympiodorus Trẻ (495–570), đã phê bình quan điểm này dựa trên căn cứ khoa học khi ông cho rằng nếu Con đường sữa nằm dưới Mặt Trăng (nằm giữa Trái Đất và Mặt Trăng) thì nó sẽ xuất hiện dưới hình dáng khác nhau ở nhiều thời điểm và vị trí khác nhau trên Trái Đất, hay thể hiện đặc tính thị sai, mặc dù điều này đã không xảy ra. Theo quan điểm của ông, Ngân hà là thiên đàng. Quan niệm này đã có tầm ảnh hưởng về sau đối với thế giới Hồi giáo.[23]
Theo Mohani Mohamed, nhà thiên văn Ả Rập Alhazen (965–1037) đã lần đầu tiên cố gắng đo được thị sai của Ngân Hà,[25] và do đó ông có thể "xác định được rằng bởi vì Ngân Hà không có thị sai, nó sẽ phải nằm rất xa Trái Đất và không thuộc vào khí quyển Trái Đất."[26] Nhà thiên văn Ba Tư al-Bīrūnī (973–1048) đề xuất ý nghĩ Ngân Hà là "tập hợp các mảnh không đếm được của các sao trong tinh vân trong tự nhiên."[27][28] Nhà thiên văn vùng Al-Andalus Ibn Bajjah ("Avempace", mất 1138) cho là Ngân Hà cấu thành từ nhiều ngôi sao mà hầu hết chúng chạm vào nhau và hiện ra như một hình ảnh liên tục do hiệu ứng khúc xạ bởi môi trường khí quyển,[22][29]dẫn chứng bởi quan sát của ông về hiện tượng giao hội của Sao Mộc và Sao Hỏa cho thấy hai thiên thể này có thể ở gần nhau.[22] Trong thế kỷ 14, Ibn Qayyim sinh ở Syria cho rằng Ngân Hà "là tập hợp vô vàn các ngôi sao nhỏ nằm gần nhau trong một mặt cầu của những ngôi sao cố định."[30]
Bằng chứng thực sự cho việc Ngân Hà chứa rất nhiều ngôi sao đến vào năm 1610 khi nhà bác học Galileo Galilei sử dụng một kính thiên văn để nghiên cứu Ngân Hà và ông phát hiện ra nó chứa rất nhiều các sao mờ.[31] Năm 1750 nhà thiên văn Anh Thomas Wright viết trong cuốn An original theory or new hypothesis of the Universe, khi ông đoán rằng (và đã đúng) thiên hà phải là một vật thể quay chứa vô số các sao được giữ bởi tương tác hấp dẫn, tương tự như sự hoạt động của Hệ Mặt Trời nhưng trên phạm vi lớn hơn. Đĩa các vì sao có thể nhìn thành một dải sáng mờ trên bầu trời đêm khi quan sát từ Trái Đất.[32] Trong một chuyên luận năm 1755, Immanuel Kant phát triển ý tưởng của Wright cho cấu trúc Ngân Hà.
William Herschel là người đầu tiên cố gắng miêu tả hình dáng của Ngân Hà và vị trí của Mặt Trời trong nó vào năm 1785 bằng cách đếm một cách cẩn thận từng ngôi sao ở nhiều vùng khác nhau trong bầu trời. Ông tạo ra hình vẽ Ngân Hà với Hệ Mặt Trời nằm gần ở tâm của nó.[33] Sử dụng cách tiếp cận tốt hơn, năm 1920 Jacobus Kapteyn đã thu được bức tranh của một thiên hà elipxoit nhỏ (đường kính vào khoảng 15 kiloparsec) với Mặt Trời nằm gần ở tâm. Một phương pháp khác do Harlow Shapley đề xuất dựa trên danh mục các cụm sao cầu lại đưa tới một hình ảnh khác hoàn toàn: đó là đĩa phẳng với đường kính xấp xỉ 70 kiloparsec và Mặt Trời nằm cách xa tâm của đĩa này.[32] Các phương pháp này chưa tính tới hiệu ứng bụi liên sao trong mặt phẳng Ngân Hà hấp thụ ánh sáng, nhưng sau đó Robert Julius Trumpler đã lượng hóa được hiệu ứng này vào năm 1930 dựa trên nghiên cứu về các cụm sao phân tán, và ông đã đưa ra được bức tranh hiện tại chính xác hơn về Ngân Hà.[34]
Phân biệt với tinh vân[sửa | sửa mã nguồn]
Một số thiên hà chúng ta có thể nhìn thấy trên bầu trời đêm bằng mắt thường. Sớm nhất vào thế kỷ 10, nhà thiên văn học Ba Tư Al-Sufi đã ghi lại các quan sát về Thiên hà Tiên Nữ và miêu tả nó như là một "đám mây nhỏ".[35] Al-Sufi công bố công trình của ông trong cuốn Sách các định tinh năm 964, và trong cuốn này ông cũng ghi chép đến Đám mây Magellan lớn mà có thể nhìn thấy từ Yemen chứ không phải là từ Isfahan; người châu Âu biết đến các đám mây này khi Ferdinand Magellanthực hiện chyến hành trình vòng quanh thế giới vào thế kỷ 16.[36][37] Simon Marius cũng độc lập phát hiện lại thiên hà Andromeda vào năm 1612.[35] Đây là những thiên hà duy nhất bên ngoài Ngân Hà có thể dễ dàng quan sát bằng mắt thường, do vậy chúng là những thiên hà đầu tiên được quan sát từ Trái Đất.
Năm 1750 Thomas Wright, trong tác phẩm Lý thuyết nguồn gốc hay giả thuyết mới về Vũ trụ, phỏng đoán là (và đã đúng) Ngân Hà là một đĩa phẳng chứa các sao, và một số tinh vân hiện lên trên bầu trời đêm có thể không nằm trong Ngân Hà.[32][38] Năm 1755, Immanuel Kant đã sử dụng thuật ngữ "đảo Vũ trụ" để miêu tả những tinh vân ở xa này.