Tiểu luận Kính thiên văn và Thiên hà-Ngân hà-Quasar

riêng làm từ Gốm thủy tinh của công ty Schott AG, Đức cho phép quan sát vũ trụ với những chi tiết cực đại.  Kính viễn vọng đôi Keck  Từng nằm ở vị trí quán quân thế giới trước khi bị GTC soán ngôi, WM Keck Keck là chiếc kính viễn vọng đôi bao gồm kính Keck I và Keck II với độ mở ở mỗi chiếc là 10 mét ( nhỏ hơn GTC 0,4m).  Hai chiếc kính với 36 phân đoạn trong cơ chế vận hành, chúng có thể hoạt động cùng lúc hoặc tự vận hành riêng biệt mà không gây ảnh hưởng đến nhau. Bằng cách kết hợp độ sáng từ bộ đôi kính này,Keck cho phép ta nhìn thấu, thậm chí còn đo được cả kích thước những những hành tinh vệ tinh bao quanh các vì tinh tú.  Kính viễn vọng này được đặt tên theo tên nhà khoa học William Myron Keck(W. M. Keck) và được xây dựng từ quỹ của ông với tổng chi phí 140 triệu đô la. Kính viễn vọng W. M. Keck được đặt ở độ cao là 4.145m trên đỉnh Mauna Kea, Hawaii.  Salt- "Con mắt châu Phi" trong không gian  Ngày 9-11, Nam Phi đã khánh thành SALT, chiếc kính này có nickname khá kêu là "Con mắt châu Phi".  Với một tấm kính sáu cạnh có đường kính 11 mét và chiều cao hơn 10 mét, SALT (Southern African Large Telescope) cho phép con người quan sát các vì sao và các thiên hà xa xăm trong vũ trụ. SALT được đặt tại vùng bán sa mạc Karoo thuộc thị trấn nhỏ Sutherland, tỉnh Nothern Cape. Lấy ý tưởng từ chiếc Hobby-Eberly (HET) ở Mỹ, SALT được xây dựng trong 5 năm với chi phí 25 triệu USD, trong đó 1/3 vốn từ Nam Phi và phần còn lại do các cơ quan khoa học Mỹ, Ba Lan, Đức, Anh và New Zealand tài trợ.  Hobby-Eberly  Có đường kính nhỏ hơn chút xíu (9,2 m) so vớiSALT, Hobby-Eberly, đặt tại núi Fowlkes, Texas đành ngậm ngùi nhận bậc 4.  Nhưng Hobby-Eberly vẫn gây ấn tượng với giới thiên văn học bởi  khả năng vận hành tốt dù mức đầu tư chỉ ở trong 1 khoản ngân sách khiêm tốn không được tiết lộ (nhiều khả năng chỉ bằng 80% chi phí của các công trình khác). Với thiết kế 1 trục nâng cao cố định  và hệ thống theo dõi rất sáng tạo, Hobby-Eberly rất xứng với câu nhận xét “khiêm tốn nhưng hiệu quả”.  Binocular  Là 1 phần trong dự tháp thiên văn quốc tế Mount Graham, và đang được xây dựng ở chân núiGraham  thuộc dãy Pinaleno phía đông nam Arizona, Mỹ. Chưa hoàn thiện 100% nhưng  nó đã được công nhận là chiếc kính viễn vọng lớn thứ năm trên thế giới.  Kính viễn vọng Binocular (Large Binocular Telescope LBT- hay tên gốc là dự án Columbus). Dự kiến khi hoàn thành xong kính có đường kính là 9,2m, có 1 bộ gương đôi phản chiếu có kích cỡ 8,4 m cho phép theo dõi những hình ảnh thực, sống động bên ngoài hệ Mặt trời. Thông số kính thiên văn Các yếu ảnh hưởng đến kính thiên văn Hiện tương Cầu Sai: Hieän töôïng caàu sai laø hieän töôïng caùc tia saùng khi ñi qua vaät kính laø thaáu kính hoaëc göông caàu. Tia saùng naøo caøng xa quang taâm (hay caøng gaàn rìa) thì hoäi tuï caøng gaàn vaät kính hôn. Làm ảnh nhòe và khó quan sát. Khắc Phục: đối với kính thiên văn khúc xạ, người ta dùng các thấu kính có cấu tạo phức tạp với các mặt cong khác nhau. Đối với kính phản xạ thay vì dùng gương cầu tròn thì nguời ta thay thế bằng các gương parabol. Hiện tượng nhiễu xạ Do bản chất của ánh sáng có tính chất sóng. Anh sáng từ một nguồn điểm trên bầu trời sau khi đi qua kính thiên văn sẽ cho ta ảnh của nguồn điểm sáng đó. Ảnh điểm này không phải là một điểm sáng mà là một hình tròn nhỏ có các màu xung quanh. Đây không phải do tán sắc mà là do hiện tượng nhiễu xạ. Hiện tượng nhiễu xạ làm giảm khả năng phân giải của kính. Chúng ta rất khó khử được hiên tượng nhiễu xạ ngay cả đối với các kính thiên văn hiện đại. Khắc Phục: Để tăng độ phân giải chúng ta chỉ còn cách tăng đường kính của vật kính. Các đặt trưng của kính thiên văn Độ bội giác G G là tỉ số giữa góc nhìn thiên thể qua kính thiên văn và góc nhìn thiên thể trực tiếp . Các thiên thể ở rất xa Trái Đất nên ta xem chùm sáng phát ra từ thiên thể gửi đến là song song. Khi kính thiên văn điều chỉnh trạng thái ngắm chừng ở vô cực: là tiêu cự của vật kính và thị kính. Ở kính thiên văn vật kính thường cố định, ta thay đổi độ phóng đại bằng cách thay đổi thị kính. Nhưng khi độ bội giác tăng lên thì ảnh càng mờ. Vì vậy độ phóng đại một kính không phải là vô hạn. Khả năng phóng đại lớn nhất của một kính G=2DD là đường kính vật kính (mm). Quang lực (A) và cấp sao nhìn thấy của kính(mk) Là đại lượng nói lên khả năng của kính cho phép ta nhìn thiên thể qua kính sẽ thu được lượng quag thông gấp bao nhiêu lần khi ta nhìn trực tiếp thiên thể đó. Ta có: độ dọi sáng : quang thông Nếu tăng D thì độ dọi càng lớn lúc này cấp sao nhìn thấy càng lớn. Có thể nhìn thấy những sao mờ mà mắt thường không quan sát được. Vậy vật kính có đường kính D càng lớn thì A càng lớn. Nếu thiên thể có độ dọi E, nhìn qua vật kính có đường kính D và nhìn qua mặt có đường kính d thì quang thông qua 2 kính lần lượt là: và Nếu xem thuỷ tinh thể của mắt người có d=6 mm và có thể nhìn đến sao cấp ; và kính thiên văn có đường kính D mm có thể giúp quan sát đến cấp sao Theo công thức Pogson: Ta dùng công thức này để tính khả năng quan sát đến cấp sao nào của kính thiên văn. Đường kính D của vất kính càng lớn thì khả năng quan sát các thiên thể ở xa càng tốt. Tuy nhiên không thể tăng D mãi được; vì khi D quá lớn sẽ xảy ra sai lệch quang học; ảnh quan sát được không trung thực. Năng suất phân giải: Là đại lượng đặt trưng cho góc giới hạn giữa hai điểm mà mắt có thể phân biệt được. Theo lý thuyết nhiễu xạ thì yêu cầu này thoã mãn khi vân sáng trung tâm của điểm này trùng với vân tối thứ nhất của điểm kia. Ánh sáng quan sát có bước sóng Nếu e tính ra dây cung ,D tính ra mm Mắt thường nhạy cảm với Liên hệ giữa năng suất phân giải và độ bội giác: Mắt người có thể phân biệt 2 điểm cách nhau 2’ nếu nhìn qua kính có độ phóng đại G và năng suất phân giải e thì góc nhìn được phóng đại lên là eG. Vậy độ phóng đại G cần thiết của kính để mắt phân biệt hai điểm cách nhau một khoảng bằng với khoảng cách ứng với năng suất phân giải của mắt phải thoã mãn: Thực tế cho thấy kính có năng suất phân giải tốt nhất khi có độ phóng đại Mà Vậy độ phóng đại thích hợp của kính khi quan sát bằng mắt có trị số bằng đường kính vật kính tính ra mm. Kích thước ảnh l của thiên thể có đường kính góc tại mặt phẳng tiêu của vật kính: Ta có Vật kính có tiêu cự càng lớn cho ảnh l càng dài. Trong khi quan sát các hành tinh trong hệ mặt trời người ta thường dùng kính có càng lớn để quan sát rõ các chi tiết trên bề mặt của hành tinh. Độ sáng của ảnh các thiên thể Đối với các thiên thể ở xa kính có D càng lớn chúng ta nhìn được những thiên thể càng mờ. Đối với thiên thể có như Mặt Trăng, hành tinh…Độ dọi sáng của ảnh qua kính tỉ lệ với quang thông của ánh sáng do thiên thể rọi qua vật kính và tỉ lệ nghịch với diện tích ảnh của thiên thể tại mặt phẳng tiêu của vật kính. D tính bằng mét Vậy với một kính thiên văn thị kính có tiêu cự càng nhỏ thì ảnh càng lớn, nhưng độ sáng ảnh giảm xuống. Đối với mắt người . Thị trường: Là khoảng cách góc vùng không gian quan sát đượcqua kính thiên văn. Thị trường phụ thuộc vào tiêu cự của vật kính và thị kính. +Với thị kính có tiêu cự cố định, vật kính có tiêu cự càng nhỏ thì thị trường càng lớn. +Với vật kính có tiêu cự cố định thì thị kính có tiêu cự càng lớn thị trường càng lớn. Vậy kính thiên văn có độ phóng đại càng lớn thì thị trường càng nhỏ. Ngoài ra khi chụp ảnh thiên văn người ta cịn đưa ra các khái niệm: Seeing, Transparency, Light pollution… Các kiểu đặt kính: Lắp đặt phương vị (Altitude-Azimuth mount): Hai trục quay của kính đặt theo phương thẳng đứng và nằm ngang. Quan sát trong hệ toạ độ chân trời, phụ thuộc nhật động nên chỉ dùng để quan sát nhất thời. Lắp đặt xích đạo (Equatorian mount): Trục kính đặt song song trục Trái Đất. Quan sát trong hệ toạ độ xích đạo 2, không phụ thuộc nhật động. Cần lắp thêm mô tơ quay cùng vận tốc và ngược chiều quay Trái Đất để có thể xem Trái Đất đứng yên, không ảnh hưởng đến quan sát. Ngoài ra người ta còn lắp đặt kính thiên văn bằng cách đặt kính trên vệ tinh nhân tạo và phóng lên quỹ đạo Trái Đất. Chế tạo kính thiên văn khúc xạ đơn giản Chuẩn bị dụng cụ: Vật Kính là kính viễn có độ tụ +1.5 đi ốp, đường kính 65mm. Kính mắt là kính lúp, tiu cự khoảng 40mm. 1m ống nhựa đường kính 60mm. Cái chuyển bậc 60-42. Cái chuyển bậc 42-34. 20cm ống nhựa đường kính 27mm. 1 cuộn băng dính. Giấy bìa, keo dn. Chuẩn bị giấy, kéo, thước dây và 1 cái cưa nhỏ để cưa ống nước. Lắp ráp kính: Ngắm thử kính vật và kính mắt để xác định khoảng cách giữa 2 kính cho ảnh rõ nét. Lắp kính vật vào cái chuyển bậc 60-42, dùng giấy bìa cố định nó lại. Tháo kính mắt ra khỏi tay cầm, dùng giấy và băng dính cố định nó vào ống nhựa 20cm. Dùng giấy và băng dính độn vào bên trong cái chuyển bậc 42-34 sao cho ống nhựa 20cm nói trên có thể di chuyển được trong nó. Vẽ phác sơ đồ cấu tạo của kính ra giấy, ước tính thử chiều dài của thân ống nước. Cưa ống nhựa chính theo chiều dài đã tính toán. Lắp tất cả bộ phận lại với nhau. Ngắm thử và điều chỉnh lại (cưa hoặc nối các ống nhựa) nếu cần thiết. . Quan sát Mặt Trăng bằng kính thiên văn khúc xạ tự chế: The Moon15/11/201010/10/2010 11:01:00 pm The Moon15/11/201010/10/2010 11:03:00 pm The Moon15/11/201010/10/2010 11:18:00 pm The Moon15/11/201010/10/2010 11:17:00 pm The Moon16/11/201011/10/2010 10:04:00 pm The Moon16/11/201011/10/2010 10:54:00 pm The Moon16/11/201011/10/2010 10:57:00 pm The Moon16/11/201011/10/2010 10:58:00 pm The Moon16/11/201011/10/2010 11:10:00 pm The Moon16/11/201011/10/2010 11:16:00 pm The Moon16/11/201011/10/2010 11:16:00 pm The Moon16/11/201011/10/2010 11:20:00 pm The Moon17/11/201012/10/2010 11:29:00 pm The Moon17/11/201012/10/2010 11:48:00 pm The Moon17/11/201012/10/2010 11:49:00 pm The Moon17/11/201012/10/2010 11:50:00 pm The Moon17/11/201012/10/2010 11:50:00 pm The Moon17/11/201012/10/2010 11:55:00 pm The Moon20/11/201015/10/201000:25:00 am The Moon20/11/201015/10/2010 00:26:00 am The Moon20/11/201015/10/2010 00:25:00 am The Moon20/11/201015/10/2010 00:21:00 am The Moon20/11/201015/10/2010 00:50:00 am The Moon20/11/201015/10/2010 00:29:00 am Các loại kính thiên văn trên thị trường Việt Nam. Phần mềm xử lý ảnh thiên văn. Việc thu được ảnh một vật thể qua kính thiên văn tự chế tạo đòi hỏi phải qua một công đoạn xử lý ảnh do hình ảnh thu được khá là mờ. Nguyên nhân làm cho ảnh bị mờ đã được nêu ở phần các thông số của kính thiên văn. Việc xử lý ảnh cũng tương đối đơn giản thông quaphân tích hình ảnh bằng phép biến đổi wavelet. PBĐ wavelet chẳng qua chỉ là một thuật toán. Tất cả các chương trình xử lý ảnh như registax, corel, photoshop… đều dựa trên một nguyên tắc chung đó là PBĐ wavelet Để tìm hiểu thêm, đọc giả có thể tìm thấy về wavelet trong tạp chí khoa học của Trường đại học SP TP.HCM vấn đề khử nhiễu phổ gamma bằng PBĐ wavelet hoặc các giáo trinh wavelet khác. . THIÊN HÀ - NGÂN HÀ - QUASAR THIÊN HÀ Tổng quan về thiên hà Thiên hà là một tập hợp từ khoảng 10 triệu (107) đến nghìn tỷ (1012) các ngôi sao khác nhau xen lẫn bụi, khí và có thể cả các vật chất tối xoay chung quay một khối tâm. Đường kính trung bình của thiên hà là từ 1.500 đến 300.000 năm ánh sáng. Ở dạng đĩa dẹt, thiên hà có các hình dạng khác nhau như thiên hà xoắn ốc hay thiên hà bầu dục. Khu vực gần tâm của thiên hà có kích thước ước chừng 1.000 năm ánh sáng, và có mật độ sao cao nhất cũng như kích thước các sao lớn nhất. Có một số bằng chứng cho thấy rằng những hố đen khối lượng siêu lớn có thể tồn tại tại trung tâm của đa số các thiên hà. Không gian liên thiên hà, khoảng không nằm giữa các thiên hà, được lấp đầy plasma loãng với mật độ trung bình chưa tới một nguyên tử trên mỗi mét khối. Có lẽ có hơn một trăm tỷ (1011) thiên hà trong khoảng không gian vũ trụ có thể quan sát được của chúng ta. Một số thiên hà có thể cặp đôi với nhau (double galaxy) giống như trường hợp của sao đôi (double star). Các thiên hà này thường là các thiên hà ở gần nhau, hấp dẫn làm chúng tương tác với nhàu và có thể quay quanh nhau. Trong nhiều trường hợp, một thiên hà lớn hơn có thể thu hút vật chất ở thiên hà đồng hành, thậm chí có thể nuốt chửng luôn bạn đồng hành của mình. Các thiên hà cũng giống như các hành tinh và các hệ hành tinh, chúng cũng tập hợp thành những nhóm gọi là Quần tụ thiên hà. Các Quần tụ thiên hà lại họp lại trở thành Siêu thiên hà... Nhiều khám phá về dải Ngân hà và các tinh vân trong bầu trời đêm đã giúp chúng ta nhận thức được rằng mình sống trong một thiên hà và trong thực tế còn tồn tại nhiều thiên hà khác. Các kiểu thiên hà: Dựa vào hình dạng bề ngoài của thiên hà, Hubble là người đầu tiên phân chia các thiên hà thành 3 loại: Thiên hà elip (E: Elip), thiên hà xoắn ốc (S: Spiral), thiên hà vô định hình( Irr: Irrigular).Đồng thời ông cũng đưa ra một sơ đồ tiến hóa của các thiên hà. Và các kết quả nghiên cứu gần đây cho thấy các thiên hà elip được tạo thành từ thiên hà xoắn ốc. Thiên hà elip ( Eliptical Galaxy) -Đây là loại thiên hà sáng nhất trong vũ trụ. Chúng gồm chủ yếu là các sao già, gần như không có bụi, chỉ có khí với nhiệt độ khoảng 1 triệu độ. Thiên hà elip có khối lượng rất nặng, chúng có hình cầu hoặc hình elipxoit, tốc độ quay nhỏ, chỉ khoảng 100 km/s. Thiên hà Tiên nữ - Andromeda - M31, thiên hà sáng nhất bầu trời của chúng ta cũng là một thiên hà Elip.  Các thiên hà elip hiện lên với màu vàng-đỏ. Chúng có hình dạng từ gần giống với hình cầu đến đĩa rất dẹt và chứa từ vài trăm triệu đến một nghìn tỷ sao. Chuyển động của các ngôi sao trong thiên hà chủ yếu là chuyển động xuyên yếu là quanh xung quanh tâm thiên hà. Đối với các thiên hà elip: sự hình thành sao đã kết thúc, còn lại các ngôi sao già và các sao còn đang hoạt động. Sự hình thành sao diễn ra với tốc độ rất chậm và rất ít vì thiếu đi các khí, bụi, các vật chất liên sao và nhân tố kích thích trong các thiên .Khá nhiều thiên hà elip chiếm rất nhiều các sao già loại II (population II), làm chúng có màu đỏ. Loại thiên hà này chiếm khoảng 15% trong số các thiên hà đã quan sát được, kí hiệu E. Mức độ thuôn dài của loại thiên hà này được kí hiệu bởi các số từ 0 - 7 (tròn nhất là E0). Thiên hà elip Thiên hà xoắn ốc ( Spiral Galaxy): - Thiên hà xoắn ốc chứa nhiều khí và có nhiều cánh tay xoắn đối xứng qua tâm quay của thiên hà. - Đường kính của thiên hà xoắn ốc từ 10 nghìn đến 300 nghìn NAS. Khối lượng các thiên hà xoắn ốc vào khoảng vài tỷ đến 500 tỷ khối lượng của Mặt Trời. -Mỗi cánh tay xoắn chuyển động quay quanh tâm với một vận tốc góc riêng và không đổi . - Các cánh tay xoắn là vùng có mật độ sao rất cao ( còn được gọi là vùng của các sóng mật độ). - Nguyên nhân: do sự chuyển động không cùng vận tốc quay của một số ngôi sao lớn trong thiên hà đã tạo nên các cánh tay xoắn. - Các ngôi sao này có thể đi vào hoặc đi ra khỏi các cánh tay xoắn. Với các sao đi vào cánh tay xoắn sẽ chuyển động chậm lại, từ đó tạo nên vùng có mật độ lớn các sao, vùng này là điều kiện thuận lợi để hình thành sao. Đó là lý do vùng này chứa nhiều ngôi sao sáng và trẻ. - Thiên hà xoắn được phân ra làm các loại Sa, Sb, Sc và Sd trong đó các kí hiệu a,b,c,d là chỉ độ dời của cánh tay xoắn so với tâm thiên hà. Thiên hà Sa có các cánh tay ép rất sát vào tâm thiên hà, còn Sd là loại thiên hà mà các cánh tay mở ra rộng nhất . -Đối với các thiên hà xoắn tâm có dạng cầu dẹt, người ta dùng kí hiệu SB (Barred Spiral), tương ứng cũng có SBa, SBb, SBc.Ngân Hà của chúng ta là một thiên hà xoắn . Thiên hà vô định hình ( Irregular Galaxy) Loại thiên hà này chiếm khoảng 3%, kí hiệu Ir Thiên hà này có dạng không xác định, thường giống như một đám các sao nhỏ, quay quanh một tâm chung nhưng lại có thể có nhiều tâm tạo sao. Ngoài các Thiên hà được phân loại theo hình dáng, người ta còn đưa vào khái niệm Thiên hà lùn (dwarf galaxy) (Kí hiệu d) .Đặc điểm của loại thiên hà này là kích thước rất nhỏ và mật độ cũng tương đối nhỏ so với các thiên hà khác. Về hình dáng, chúng cũng có hình elip, cầu, không định hình. Thiên hà thấu kính ( Lentical galaxy) Loại thiên hà này chiếm khoảng 20% trong số các thiên hà đã quan sát được, kí hiệu SO. Đây là loại thiên hà trung gian giữa thiên hà elip và thiên hà xoắn. Chúng gồm nhiều sao già, có một bầu trung tâm và đĩa gồm các sao tre phía ngoài nhưng không có sự xuất hiện các cánh tay sáng. Phân biệt thiên hà với các tinh vân Tinh vân là gì? Tinh vân theo như cách hiểu đơn giản và chính xác thì đó là các đám mây khí và bụi trong không gian được quan sát do chúng sáng hơn hoặc tối hơn nhiều nền bao quanh. Các tinh vân thường tập trung thành những giải hẹp, dày từ 400-900 năm ánh sáng nằm dọc theo mặt phẳng của thiên hà. Tinh vân là hỗn hợp của bụi, khí hydro, khí helium và plasma. Tinh vân có thể là những đám bụi tập hợp lại với nhau do hấp dẫn (khối lượng chưa đủ để tạo thành một ngôi sao hay một thiên thể lớn), hoặc cũng có thể là vật chất được phóng ra do sự kết thúc của một ngôi sao. Các chất khí trong tinh vân chủ yếu là hiđrô, còn bụi thì chủ yếu là các phân tử cácbon và các mảnh đá vụn. Sự tập trung mật độ vật chất không đồng đều giữa các tinh vân: một số có mật độ bụi khí rất dày đặc, số khác thì loãng hơn. Có 2 loại tinh vân : tinh vân sáng và tinh vân tối Tinh vân sáng: + Tinh vân phát xạ: loại tinh vân mà thành phần khí và bụi của nó khi ở gần các ngôi sao lớn bị kích thích mạnh dẫn đến bị ion hoá và phát ra ánh sáng. Nhiệt độ ở tâm các tinh vân này có thể lên đến 8000 – 10000K, đường kính khoảng vài chục đến vài trăm LY (Light Year – năm ánh sáng). Một số tinh vân loại này tương đối nổi tiếng là tinh vân Orion (M42), tinh vân đại bàng (Eagle Nebula – M16).  + Tinh vân phản chiếu: đây là những tinh vân  có được ánh sáng so với xung quanh do phản xạ ánh sáng đến từ các ngôi sao gần đó. Loại tinh vân này gồm các khí và bụi có khả năng phản xạ tốt ánh sáng. Ánh sáng của loại tinh vân này không mạnh như của các tinh vân phát xạ. Tuy nhiên loại tinh vân này có quang phỏ kiên tục (do ánh sáng là ánh sáng phản xạ) còn tinh vân phát xạ thì quang phổ có các vạch phát xạ (do sự phát xạ kích thích) . Ví dụ: tinh vân tua rua (Pleiades) – M45 Tinh vân tối Là loại tinh vân gồm khí và bụi không trong suốt, nó có thể cản hoặc hấp thụ ánh sáng đến với nó. Trên bầu trời, nó hiện lên là một bóng đen do ánh sáng từ các ngôi chiếu đến đã bị khí hấp thụ gần hết. Một ví dụ rất nổi tiếng về loại tinh vân này là tinh vân đầu ngựa trong chòm sao Orion (horse head nebula). Phân biệt thiên hà với các tinh vân Do trước đây với các kính thiên văn quang học còn kém, các nhà thiên văn đã xác định và đặt tên cho một số tinh vân mà thực chất chúng không phải các đám khí bụi mà là cả một thiên hà. Ví dụ như tinh vân M31 thường được gọi là tinh vân tiên nữ (Andromeda) thực chất không phải một tinh vân theo định nghĩa trên mà là một thiên hà, thiên hà Andromeda là thiên hà lớn nhất trong cụm thiên hà địa phương của chúng ta. thiên hà Milkyway của chúng ta chỉ lớn thứ hai và thứ 3 là một thiên hà nữa cũng bị hiểu nhầm là tinh vân. Như vậy: tinh vân là tập hợp những đám mây khí và bụi trong không gian được quan sát do chúng sáng hơn hoặc tối hơn nhiều nền bao quanh, trong khi đó thiên hà là tập hợp của vô số các sao có xen lẫn bụi và khí. Cụm thiên hà, quần thiên hà và siêu quần thiên hà + Cụm thiên hà: ( Galaxy Cluster) Gồm vài chục thiên hà liên kết với nhau bằng hấp dẫn. Kích thước của chúng từ 6 - 13 triệu năm ánh sáng và khối lượng 1000 - 10000 tỉ lần khối lượng Mặt Trời. + Quần thiên hà: ( galaxy populations) Là một tập hợp rất dầy đặc gồm vài nghìn thiên hà liên kết với nhau. Nói đơn giản nó là một qui mô lớn hơn rất nhiều của cụm thiên hà không có tâm và đối xứng cầu, thường có kích thước nhỏ hơn loại kia. + Siêu quần thiên hà: (super galaxy populations): Là tập hợp lớpn gồm nhiều cụm thiên hà, quần thiên hà và một vài thiên hà biệt lập. Siêu quần thiên hà thường có hình dẹt hoặc dài , thành chuỗi liên tiếp nhau, kích thước khoảng 300 - 500 triệu năm ánh sáng và khối lượng khoảng 1018 khối lượng Mặt Trời Sự hình thành và phát triển của thiên hà Hình thành: Một phác thảo về sự hình thành thiên hà: một thời gian ngắn sau khi tái tổ hợp, vật chất baryon bắt đầu cô đặc xung quanh các quầng vật chất tối lạnh. Các ngôi sao quầng tốc độ cao không kim loại (được gọi là Sao Population III) là những vật thể đầu tiên phát triển xung quanh một tiền thiên hà khi nó bắt đầu cô đặc lại. Các ngôi sao vĩ đại nhanh chóng trở thành siêu sao mới, nhả ra các nguyên tố nặng vào không gian liên sao. Trong vài tỷ năm sau đó, các cụm hình cầu, hố đen siêu lớn ở trung tâm và chỗ phồng thiên hà của các sao Population II không kim loại bắt đầu hình thành. Trong vòng hai tỷ năm, các vật liệu còn lại rơi vào một đĩa tiền thiên hà. Thiên hà sẽ tiếp tục thu hút các vật liệu rơi vào từ các đám mây tốc độ cao và các thiên hà lùn trong suốt quãng đời của nó; vòng sinh sản và chết đi của các ngôi sao sẽ làm vật liệu nặng trở nên phong phú, cuối cùng cho phép sự thành tạo các hành tinh. Phát triển Những nghiên cứu cho thấy Ngân hà đang di chuyển về phía Thiên hà Andromeda ở cạnh với tốc độ 130 km/s, và tùy theo sự di chuyển của cả hai phía, hai thiên hà có thể sẽ va chạm vào nhau trong khoảng năm hay sáu tỷ năm nữa. Những vụ va chạm thiên hà như vậy xảy ra khá thường xuyên. Với khoảng cách xa xôi giữa các ngôi sao như đã biết, đa phần các hệ sao vẫn tồn tại an toàn sau những vụ va chạm như vậy. Tuy nhiên sự tước đoạt hấp dẫn của khí liên sao và bụi vốn tạo nên những cánh tay xoắn sẽ tạo ra một dải dài các ngôi sao, tương tự như điều quan sát thấy ở thiên hà NGC 250 hay Thiên hà Antennae. Dù Ngân hà chưa từng va chạm với một thiên hà khác có kích cỡ tương tự với Thiên hà Andromeda, bằng chứng về những vụ va chạm trong quá khứ của Ngân hà với các thiên hà lùn nhỏ hơn ngày càng có nhiều hơn. Các thiên hà xoắn ốc, như Ngân hà, chỉ tạo ra các thế hệ sao mới khi chúng còn sở hữu các đám mây phân tử hydro liên sao đặc trong những cánh tay xoắn của chúng. Các thiên hà elíp đã mất phần lớn khí này và mất khả năng tạo sao. Tuy nhiên, việc cung cấp nguyên liệu thành tạo sao cũng có giới hạn; khi các ngôi sao biến khí hydro thành các nguyên tố nặng hơn, sẽ ít có sao mới được thành lập hơn. Sau sự kết thúc của quá trình thành tạo sao trong một trăm tỷ năm, "thời đại sao" sẽ kết thúc sau khoảng mười nghìn tỷ tới một trăm nghìn tỷ năm (1013–1014 năm), khi những ngôi sao nhỏ nhất và có tuổi lớn nhất trong thể cầu dạng sao của chúng ta, những ngôi sao lùn đỏ bắt đầu mờ đi. Cuối thời đại sao các thiên hà sẽ gồm các vật thể nén: các sao lùn nâu, các hố đen lùn, các ngôi sao lùn trắng lạnh lẽo, các sao neutron, và các hố đen. Cuối cùng, như một kết quả của sự giãn hấp dẫn, toàn bộ các ngôi sao hoặc sẽ rơi vào hố đen siêu lớn ở trung tâm các thiên hà, hoặc lao vào trong không gian liên thiên hà sâu thẳm sau các quá trình va chạm. Ngân Hà Lịch sử phát hiện: Năm 1610, Galileo Galilei đã sử dụng một kính viễn vọng nghiên cứu dải sáng trên bầu trời đêm được gọi là Ngân hà và phát hiện ra rằng nó được hình thành từ số lượng vĩ đại những ngôi sao mờ. Thiên hà có thể là hình thể đang quay của một số lượng sao rất lớn, gắn kết với nhau bằng các lực hấp dẫn tương tự như hệ mặt trời nhưng ở quy mô lớn hơn nhiều. Vì thế đĩa do các ngôi sao hình thành nên sẽ được quan sát thấy như một dải băng trên bầu trời khi ta đứng quan sát từ bên trong nó. Trái Đất nằm trong một hệ mặt trời thuộc một thiên hà có tên là Ngân Hà; Hệ Mặt Trời của chúng ta nằm ở phía ngoài rìa của đĩa thiên hà Ngân Hà, trên nhánh Tráng Sĩ. Vào các buổi tối mùa hè, từ Trái Đất nhìn vào tâm sẽ thấy một dải các sao thường được gọi là dải Ngân Hà. Tuổi của Ngân Hà được ước lượng vào khoảng 13 tỷ năm, ngoài ra tuổi đời còn được tính bằng số vòng quay của nó. Các đặc điểm của Ngân Hà Hình dạng Dãy Ngân Hà xuất hiện trên bầu trời như một dải sáng trắng kéo dài từ chòm sao Tiên Hậu ở phía bắc đến chòm sao Nam Thập Tự ở phía nam. Dải Ngân Hà sáng hơn về phía chòm sao Nhân Mã là chỗ trung tâm của dải Ngân Hà. Một dữ kiện thực tế là dải Ngân Hà chia bầu trời thành hai phần xấp xỉ bằng nhau chứng tỏ hệ Mặt Trời nằm rất gần với mặt phẳng của thiên hà này. - Dải Ngân Hà là một thiên hà xoắn ốc chặn ngang kiểu SBbc theo phân loại Hubble. - Có dạng hình đĩa có đường kính vào khoảng 100.00 NAS hay 30 kiloparsec. - Vùng tâm Thiên Hà phình ra như một hình cầu nằm trên hướng chòm sao Nhân Mã. - Thiên Hà quay quanh tâm với vận tốc góc càng xa tâm càng giảm. Đó là nguyên nhân khiến cho Thiên Hà có dạng xoắn ốc và hình thành nên các nhánh xoắn ốc quanh tâm Thiên Hà. Hệ Mặt Trời của chúng ta nằm trên nhánh Tráng Sĩ cách tâm Thiên Hà vào khoảng 2/3 bán kính Thiên Hà. Khối lượng và kích thước - Có khối lượng xấp xỉ 1012 khối lượng của Mặt Trời (M☉), có khoảng từ 200 tới 400 tỷ ngôi sao (định tinh). - Dải Ngân Hà có đường kính khoảng 100.000 năm ánh sáng. Khoảng cách từ Mặt Trời đến trung tâm dải Ngân Hà khoảng 27.700 năm ánh sáng. Vùng trung tâm Ngân Hà: -Các ngôi sao trong dải Ngân Hà quay xung quanh trun