THIÊN HÀ: ĐẶC ĐIỂM, THÀNH PHẦN, LOẠI, SỰ HÌNH THÀNH - ARTE - 2025

Một thiên hà là sự kết hợp của các đối tượng thiên văn và vật chất, chẳng hạn như khí và bụi mây, hàng tỷ ngôi sao, tinh vân, các hành tinh, tiểu hành tinh, sao chổi, lỗ đen, và thậm chí rất nhiều vật chất tối, tất cả là nhờ cấu trúc để lực hấp dẫn.

Hệ mặt trời của chúng ta là một phần của thiên hà xoắn ốc lớn được gọi là Dải Ngân hà. Cái tên này có nguồn gốc từ tiếng Hy Lạp có thể được dịch là "con đường sữa", do nó tương tự như một dải ánh sáng mờ đi qua thiên cầu.

Hình 1. Thiên hà dạng thấu kính tuyệt đẹp được gọi là Thiên hà Sombrero M104 trong chòm sao Xử Nữ, cách 29,35 triệu năm ánh sáng, được nhìn thấy bằng kính viễn vọng Hubble. Nguồn: Wikimedia Commons.

Vào những đêm mùa hè quang đãng, có thể quan sát rất rõ giữa các chòm sao Hổ Cáp và Nhân Mã, vì theo hướng đó là hạt nhân và là nơi có mật độ sao cao hơn nhiều.

Lịch sử khám phá các thiên hà

Nhà tư tưởng và toán học vĩ đại người Hy Lạp Democritus of Abdera (460-370 TCN) là người đầu tiên đề xuất - vào thời của ông không có kính thiên văn - rằng Dải Ngân hà thực sự được tạo thành từ hàng nghìn ngôi sao cách xa nhau đến mức không thể phân biệt được. khác.

Phải mất một thời gian trước khi Galileo (1564-1642) đồng ý với ông, khi chỉ kính thiên văn của mình, ông phát hiện ra rằng có nhiều ngôi sao trên bầu trời hơn ông có thể đếm được.

Galileo Galilei - Nguồn: Domenico Tintoretto

Chính nhà triết học người Đức Immanuel Kant (1724-1804) đã suy đoán rằng Dải Ngân hà được tạo thành từ hàng ngàn hệ mặt trời và toàn bộ có hình dạng elip và quay nhịp nhàng xung quanh một trung tâm.

Hơn nữa, ông cũng gợi ý rằng tồn tại các tập hợp sao và hành tinh khác như Dải Ngân hà và gọi chúng là vũ trụ đảo. Những vũ trụ đảo này có thể nhìn thấy từ Trái đất dưới dạng những mảng sáng nhỏ, mờ nhạt.

20 năm sau, vào năm 1774, danh mục Messier xuất hiện, một tập hợp 103 vật thể không gian sâu có thể nhìn thấy được cho đến nay và được thực hiện bởi nhà thiên văn học người Pháp Charles Messier (1730-1817).

Trong số này có một số ứng cử viên cho các vũ trụ đảo, được gọi đơn giản là tinh vân. Tinh vân M31 là một trong số đó, ngày nay được biết đến như là thiên hà láng giềng của Andromeda.

William Herschel (1738-1822) đã mở rộng danh sách các vật thể không gian sâu lên 2.500 và lần đầu tiên mô tả hình dạng của Dải Ngân hà. Tuy nhiên, các nhà khoa học vẫn chưa nhận ra rằng một số tinh vân như M31 tự chúng là những tập hợp sao khổng lồ tương tự như Dải Ngân hà.

Một kính thiên văn có độ phân giải vừa đủ là cần thiết, và nó có thể được mua vào năm 1904 khi kính thiên văn khổng lồ tại Đài quan sát Mount Wilson ở California được chế tạo với một gương đường kính 100 inch. Mãi cho đến lúc đó, kích thước của vũ trụ mới trở nên rõ ràng, bởi vì Dải Ngân hà vốn đã bao la chỉ là một thiên hà, trong số vô số tập đoàn của chúng.

Năm 1924, Edwin Hubble (1889-1953) đã quản lý để đo khoảng cách đến một trong những tinh vân xoắn ốc này, quan sát những ngôi sao giống Cepheid trong vật thể M31, tinh vân hình xoắn ốc đáng chú ý nhất được gọi là Andromeda.

Cepheid là những ngôi sao thay đổi độ sáng theo chu kỳ và điều này tỷ lệ với chu kỳ. Những cái sáng hơn có thời gian dài hơn.

Vào thời điểm đó, Harold Shapley (1885-1972) đã ước tính được kích thước của Dải Ngân hà, nhưng nó quá lớn nên ông tin rằng Tinh vân Tiên nữ nằm ở bên trong Dải Ngân hà.

Tuy nhiên, Hubble xác định rằng khoảng cách tới Tiên nữ Cepheid lớn hơn nhiều so với kích thước của Dải Ngân hà và do đó không thể tìm thấy nó trong đó. Andromeda, giống như Dải Ngân hà, là một thiên hà theo đúng nghĩa của nó, mặc dù trong một thời gian dài, nó vẫn được gọi là "tinh vân ngoài thiên hà".

Đặc điểm chung

Các thiên hà có hình dạng và như chúng ta sẽ thấy ở phần sau, chúng có thể được phân loại theo tiêu chí này. Chúng cũng chứa khối lượng và chúng hoàn toàn không phải là các thực thể tĩnh, vì chúng có chuyển động.

Có những thiên hà khổng lồ và rất sáng, chẳng hạn như Milky Way và Andromeda, và cũng có những thiên hà được gọi là "sao lùn", kém sáng hơn tới một nghìn lần. Để làm quen với các kích thước, rất hữu ích nếu biết một số đơn vị đo lường được sử dụng trong thiên văn học. Đầu tiên chúng ta có năm ánh sáng.

Năm ánh sáng là đơn vị đo khoảng cách bằng quãng đường ánh sáng truyền đi trong một năm. Với tốc độ ánh sáng là 300.000 km / s, nhân với số giây trong 365 ngày, kết quả là khoảng 9 tỷ rưỡi km.

Để so sánh, khoảng cách từ Mặt trời đến Trái đất là 8,5 phút ánh sáng, khoảng 150 triệu km, gần tương đương với một AU hoặc đơn vị thiên văn, hữu ích trong các phép đo trong Hệ Mặt trời. Ngôi sao gần Mặt trời tiếp theo là Proxima Centauri ở 4,2 năm ánh sáng.

UA tạo ra một đơn vị được sử dụng rộng rãi khác: phân tích cú pháp hoặc thị sai của một giây cung. Một điểm nằm ở khoảng cách của một parsec, có nghĩa là thị sai của nó bằng 1 giây cung giữa Trái đất và Mặt trời. Hình sau làm rõ điều đó:

Hình 2. Lược đồ để xác định phân tích cú pháp. Nguồn: Wikimedia Commons. Kes47 (?).

Kích thước, chuyển động và thành phần hóa học

Kích thước của các thiên hà rất đa dạng, từ nhỏ đến mức chỉ có một nghìn ngôi sao, đến những thiên hà hình elip khổng lồ mà chúng ta sẽ nói chi tiết sau.

Như vậy, Dải Ngân hà của chúng ta có đường kính khoảng 100.000 năm ánh sáng, là một thiên hà lớn, nhưng không phải là lớn nhất. NGC 6872 có chiều ngang 520.000 năm ánh sáng, khoảng 5 lần đường kính của Dải Ngân hà, và là thiên hà xoắn ốc lớn nhất được biết đến cho đến nay.

Các thiên hà không tĩnh. Nói chung, các ngôi sao và các đám mây khí và bụi có chuyển động quay xung quanh tâm, nhưng không phải tất cả các phần của thiên hà đều quay với tốc độ như nhau. Các ngôi sao ở trung tâm quay nhanh hơn những ngôi sao bên ngoài, gọi là quay vi sai.

Về thành phần hóa học, các nguyên tố phổ biến nhất trong vũ trụ là hydro và heli. Bên trong các ngôi sao, giống như một lò phản ứng tổng hợp hạt nhân, các nguyên tố nặng nhất mà chúng ta biết được hình thành thông qua bảng tuần hoàn.

Màu sắc và độ sáng của các thiên hà thay đổi theo thời gian. Các thiên hà trẻ hơn có màu xanh hơn và sáng hơn các thiên hà cũ hơn.

Các thiên hà hình elip có xu hướng đỏ, với nhiều ngôi sao cũ hơn, trong khi những thiên hà không đều có màu xanh nhất. Trong các thiên hà hình xoắn ốc, màu xanh lam tập trung về phía trung tâm và màu đỏ ở vùng ngoại vi.

Các thành phần của thiên hà

Khi quan sát một thiên hà, có thể xác định các cấu trúc như sau, có trong Dải Ngân hà, được lấy làm mẫu vì nó được nghiên cứu tốt nhất:

Vũ trường và vầng hào quang

Hai cấu trúc cơ bản của thiên hà của chúng ta là đĩa và vầng hào quang. Đĩa nằm trong mặt phẳng giữa được xác định bởi thiên hà và chứa một lượng lớn khí giữa các vì sao làm xuất hiện các ngôi sao mới. Nó cũng chứa các ngôi sao cũ và các cụm mở - một nhóm sao có cấu trúc kém.

Cần lưu ý rằng không phải tất cả các thiên hà đều có tốc độ hình thành sao giống nhau. Các thiên hà hình elip được cho là có tỷ lệ thấp hơn nhiều, không giống như các thiên hà xoắn ốc.

Mặt trời nằm trong đĩa thiên hà của Dải Ngân hà, trên mặt phẳng đối xứng và giống như tất cả các ngôi sao trong đĩa, nó quay quanh thiên hà theo một đường gần tròn và vuông góc với trục quay của thiên hà. Mất khoảng 250 triệu năm để hoàn thành một quỹ đạo.

Quầng sáng bao phủ thiên hà với thể tích hình cầu ít đặc hơn, vì nó là vùng có ít bụi và khí hơn nhiều. Nó chứa các cụm sao cầu, các ngôi sao được nhóm lại do tác động của trọng lực và lâu đời hơn nhiều so với đĩa, các ngôi sao riêng lẻ và cả cái gọi là vật chất tối.

Vật chất tối là một loại vật chất chưa được biết đến. Tên gọi của nó là do nó không phát ra bức xạ điện từ và sự tồn tại của nó đã được đề xuất để giải thích thực tế là các ngôi sao bên ngoài đang chuyển động nhanh hơn dự kiến.

Tốc độ mà một ngôi sao chuyển động đối với trung tâm của thiên hà phụ thuộc vào cách vật chất được phân bố, vì nó là lực hấp dẫn của nó mà một ngôi sao vẫn ở trên quỹ đạo. Tốc độ nhanh hơn có nghĩa là có nhiều vật chất hơn không thể nhìn thấy: vật chất tối.

Bóng đèn, hạt nhân thiên hà và thanh

Ngoài đĩa và vầng hào quang, trong thiên hà còn có chỗ phình ra, chỗ phồng trung tâm hoặc nhân thiên hà, nơi có mật độ sao lớn hơn, do đó rất sáng.

Hình dạng của nó gần giống hình cầu - mặc dù của Dải Ngân hà giống như một hạt đậu phộng - và ở trung tâm của nó là hạt nhân, được tạo thành từ một lỗ đen, một sự thật dường như phổ biến ở nhiều thiên hà, đặc biệt là ở những cái xoắn ốc.

Như chúng ta đã nói, những vật ở gần hạt nhân quay nhanh hơn nhiều so với những vật ở xa hơn. Ở đó tốc độ tỷ lệ thuận với khoảng cách đến tâm.

Một số thiên hà xoắn ốc như của chúng ta có một thanh, một cấu trúc chạy qua trung tâm và từ đó các nhánh xoắn ốc xuất hiện. Có nhiều thiên hà xoắn ốc có thanh chắn hơn thiên hà xoắn ốc không có thanh chắn.

Các thanh này được cho là có thể cho phép vận chuyển vật chất từ ​​các đầu đến bóng đèn, làm dày nó bằng cách thúc đẩy sự hình thành các ngôi sao trong nhân.

Hình 3. Các thành phần của Dải Ngân hà. Mặt trời nằm trong một trong những cánh tay và có chuyển động quay quanh trung tâm của thiên hà, cũng như chuyển động thẳng đứng. Nguồn: Wikimedia Commons.

Các loại thiên hà

Điều đầu tiên được đánh giá cao khi quan sát các thiên hà qua kính thiên văn là hình dạng của chúng. Ví dụ, thiên hà Andromeda lớn có hình dạng xoắn ốc, trong khi bạn đồng hành NGC 147 của nó có hình elip.

Hệ thống phân loại thiên hà dựa trên hình dạng của chúng và được sử dụng nhiều nhất hiện nay là chuỗi hoặc âm thoa Hubble, được tạo ra vào khoảng năm 1926 bởi Edwin Hubble, và sau đó được chính ông và các nhà thiên văn khác sửa đổi khi có thông tin mới.

Hubble đã thiết kế sơ đồ này với niềm tin rằng nó đại diện cho một kiểu tiến hóa của thiên hà, nhưng ngày nay người ta biết rằng không phải vậy. Các chữ cái được sử dụng trong chuỗi để chỉ định các thiên hà: E cho các thiên hà elip, S cho các thiên hà xoắn ốc và Irr cho các thiên hà có hình dạng bất thường.

Hình 4. Âm thoa Hubble. Nguồn: Wikimedia Commons.

Thiên hà elip

Ở bên trái, trên cổ của âm thoa, là các thiên hà hình elip được biểu thị bằng chữ E. Các ngôi sao tạo nên chúng được phân bố theo một cách ít nhiều đồng nhất.

Con số đi kèm với chữ cái cho biết thiên hà có hình elip như thế nào - tính hình cầu-, bắt đầu với E0, là hình cầu nhất, đến E7, là thiên hà dẹt nhất. Không có thiên hà nào có độ elip lớn hơn 7 đã được quan sát. Ký hiệu tham số này là є:

Є = 1 - (β / ɑ)

Với α và β lần lượt là các bán trục chính và phụ biểu kiến ​​của hình elip. Tuy nhiên, thông tin này là tương đối, vì chúng ta chỉ có góc nhìn từ Trái đất. Ví dụ, không thể biết liệu một thiên hà được hiển thị trên cạnh là hình elip, thấu kính hay xoắn ốc.

Các thiên hà hình elip khổng lồ là một trong những vật thể lớn nhất trong vũ trụ. Chúng là những thiên hà dễ quan sát nhất, mặc dù các phiên bản nhỏ hơn nhiều, được gọi là thiên hà elip lùn, có nhiều hơn nhiều.

Hình 5. Thiên hà hình elip NGC 1316, trong chòm sao Fornax, hợp nhất với một thiên hà khác nhỏ hơn. Nguồn: Tín dụng hình ảnh: NASA / JPL-Caltech / CTIO.

Thiên hà dạng thấu kính và thiên hà xoắn ốc

Các thiên hà dạng thấu kính có dạng đĩa, không có các nhánh xoắn ốc, nhưng chúng có thể bị chặn. Danh pháp của chúng là S0 hoặc SB0 và chúng nằm ngay ngã ba của hình vẽ. Tùy thuộc vào lượng bụi (vùng hấp thụ cao) trên đĩa của bạn, chúng được chia nhỏ thành S01, SB01 đến S03 và SB03.

Các thiên hà S là những thiên hà xoắn ốc thích hợp, trong khi SB là những thiên hà xoắn ốc có thanh, vì các hình xoắn ốc dường như chiếu từ một thanh qua chỗ phình trung tâm. Phần lớn các thiên hà có hình dạng này.

Cả hai lớp thiên hà lần lượt được phân biệt theo mức độ dễ dàng của các nhánh xoắn ốc và được đánh dấu bằng chữ thường. Chúng được xác định bằng cách so sánh kích thước của chỗ phình lớn nhất với chiều dài của đĩa: L phình / L đĩa.

Hình 6. Thiên hà xoắn ốc tuyệt đẹp của Andromeda trong chòm sao Cassiopea. Nguồn: Wikimedia Commons Hình ảnh từ NASA).

Ví dụ, nếu thương số này là ≈ 0,3, các thiên hà được ký hiệu là Sa nếu nó là hình xoắn ốc đơn giản, hoặc SBa nếu nó là hình vạch. Trong đó, các đường xoắn ốc dường như chặt chẽ hơn và sự tập trung của các ngôi sao trong các cánh tay là mỏng manh hơn.

Khi dãy tiếp tục sang phải, các đường xoắn ốc có vẻ lỏng hơn. Tỷ lệ phình / đĩa của các thiên hà này là: L phình / L đĩa ≈ 0,05.

Nếu một thiên hà có các đặc điểm trung gian, có thể thêm tối đa hai chữ cái thường. Ví dụ, dải Ngân hà được một số người phân loại là SBbc.

Các thiên hà bất thường

Đây là những thiên hà có hình dạng không khớp với bất kỳ mẫu nào được mô tả ở trên.

Bản thân Hubble đã chia chúng thành hai nhóm: Irr I và Irr II, trong đó nhóm trước chỉ có tổ chức hơn nhóm sau một chút, vì chúng có thứ gì đó gợi nhớ đến hình dạng của các nhánh xoắn ốc.

Có thể nói, thiên hà Irr II là thiên hà vô định hình và không có cấu trúc bên trong dễ nhận biết. Cả Irr I và Irr II thường nhỏ hơn các thiên hà hình elip hoặc các thiên hà xoắn ốc hùng vĩ. Một số tác giả thích gọi chúng là thiên hà lùn. Trong số các thiên hà không đều được biết đến nhiều nhất là các Đám mây Magellan lân cận, được phân loại là Irr I.

Hình 7. Thiên hà không đều NGC 5408, được John Herschel phát hiện trong chòm sao Centaurus vào năm 1834. Lúc đầu, nó được cho là một tinh vân hành tinh. Nguồn: Wikimedia Commons.

Sau khi công bố dãy Hubble, nhà thiên văn học người Pháp Gerard de Vaucouleurs (1918-1995) đề nghị loại bỏ danh pháp Irr I và Irr II và gọi Irr I, có một số nhánh xoắn ốc, là thiên hà Sd - SBd, Sm - SBm hoặc Im ("m" là dành cho thiên hà Magellan).

Cuối cùng, những thiên hà có hình dạng thực sự không đều và không có dấu vết của xoắn ốc, được gọi đơn giản là Go. Với điều này, phân loại hiện đại vẫn như sau:

Các thiên hà hình thành như thế nào?

Sự hình thành thiên hà là chủ đề được thảo luận sôi nổi ngày hôm nay. Các nhà vũ trụ học tin rằng vũ trụ ban đầu khá tối, chứa đầy những đám mây khí và vật chất tối. Điều này là do giả thuyết cho rằng những ngôi sao đầu tiên hình thành trong vòng vài trăm triệu năm sau vụ nổ Big Bang.

Một khi cơ chế sản xuất sao được đưa ra, nó sẽ có những thăng trầm về tỷ lệ. Và vì các ngôi sao là thứ tạo nên các thiên hà, nên có những cơ chế khác nhau dẫn đến sự hình thành các thiên hà.

Lực hấp dẫn là lực nguyên thủy tạo ra chuyển động hình thành các vật thể vũ trụ. Một sự tích tụ nhỏ của vật chất tại một thời điểm nào đó sẽ thu hút nhiều vật chất hơn và nó bắt đầu tích tụ.

Dải Ngân hà được cho là đã bắt đầu theo cách này: những tích lũy nhỏ của vật chất cuối cùng đã hình thành nên các cụm hình cầu của vầng hào quang, trong số đó là những ngôi sao lâu đời nhất trong thiên hà.

Sự quay vốn có trong quá trình tích lũy khối lượng sau thời kỳ hình thành sao ban đầu này. Và với chuyển động quay, momen động lượng được tạo ra, mà sự bảo toàn của nó tạo ra sự sụp đổ của khối cầu biến nó thành một đĩa phẳng.

Các thiên hà có thể tăng kích thước bằng cách hợp nhất với các thiên hà nhỏ hơn khác. Điều này ngày nay được cho là đúng với Dải Ngân hà và các hàng xóm nhỏ hơn của nó, các đám mây Magellan.

Một sự hợp nhất khác được mong đợi trong tương lai rất xa là vụ va chạm với Andromeda, không giống như hầu hết các thiên hà, đang tiến lại gần chúng ta. Andromeda hiện cách xa 2,2 triệu năm ánh sáng.

Có bao nhiêu thiên hà trong vũ trụ?

Mặc dù phần lớn không gian trống rỗng, nhưng có hàng triệu thiên hà, có lẽ 100 nghìn tỷ trong số đó, theo một số ước tính. Những người khác ước tính 2 nghìn tỷ thiên hà. Phần lớn vũ trụ vẫn chưa được khám phá và không có câu trả lời chính xác cho câu hỏi này.

Chỉ trong 12 ngày, Kính viễn vọng Không gian Hubble đã tìm thấy 10.000 thiên hà ở các dạng đa dạng nhất. Tổng số thiên hà thực tế trong vũ trụ vẫn chưa được biết. Khi quan sát bằng kính thiên văn, cần phải nhấn mạnh rằng bạn đang tiến xa hơn không chỉ về khoảng cách mà còn cả về thời gian.

Ánh sáng mặt trời mà chúng ta nhìn thấy đã mất 8,5 phút để đến được với chúng ta. Quang cảnh của Andromeda mà chúng ta quan sát bằng ống nhòm là của 2,2 triệu năm trước. Đó là lý do tại sao những gì chúng ta nhìn thấy từ Trái đất nằm trong phạm vi của vũ trụ quan sát được. Hiện tại, không có cách nào để nhìn thấy những gì nằm bên ngoài.

Một cách để ước tính có bao nhiêu thiên hà trong vũ trụ có thể quan sát được là chụp ảnh trường cực sâu từ Hubble hoặc XDF, những ảnh này đại diện cho một khu vực nhỏ của thiên cầu.

Trong một lần chụp như vậy, 5500 thiên hà đã được tìm thấy cách xa 13,2 tỷ năm ánh sáng. Bằng cách nhân giá trị này với lượng XDF cho toàn bộ thiên cầu, họ ước tính khoảng 100.000 triệu thiên hà được đề cập.

Mọi thứ chỉ ra rằng trong thời gian trước đó có nhiều thiên hà hơn bây giờ, nhưng nhỏ hơn, màu xanh lam và hình dạng bất thường hơn những thiên hà xoắn ốc thanh lịch mà chúng ta thấy ngày nay.

Ví dụ về các thiên hà

Mặc dù có kích thước khổng lồ, các thiên hà không đơn độc, mà được nhóm lại thành các cấu trúc phân cấp.

Dải Ngân hà thuộc về cái gọi là Nhóm địa phương, trong đó tất cả các thành viên - khoảng 54 - ở khoảng cách không lớn hơn 1 Mega-parsec. Sau đó, mật độ của các thiên hà giảm dần cho đến khi một cụm thiên hà khác tương tự như Nhóm Địa phương xuất hiện.

Trong số vô vàn các thiên hà được tìm thấy, cần làm nổi bật một số ví dụ đáng ngạc nhiên về đặc điểm riêng của chúng:

Các thiên hà hình elip khổng lồ

Các thiên hà lớn nhất được tìm thấy cho đến nay nằm ở trung tâm của các cụm thiên hà. Chúng là những thiên hà hình elip khổng lồ mà lực hấp dẫn của nó kéo các thiên hà khác, nhấn chìm chúng. Trong những thiên hà này, tỷ lệ hình thành sao rất thấp, vì vậy để tiếp tục phát triển chúng sẽ bẫy những thiên hà khác.

Các thiên hà đang hoạt động

Các thiên hà đang hoạt động, không giống như những thiên hà bình thường và yên tĩnh hơn như Dải Ngân hà, phát ra tần số năng lượng rất cao, cao hơn nhiều so với tần số phát ra từ hạt nhân của các ngôi sao, phổ biến trong bất kỳ thiên hà nào.

Những tần số năng lượng cao có sức mạnh tương đương với hàng tỷ mặt trời đi ra từ hạt nhân của các vật thể như chuẩn tinh, được phát hiện vào năm 1963. Đáng ngạc nhiên là một chuẩn tinh, một trong những vật thể sáng nhất trong vũ trụ, có khả năng duy trì tốc độ này trong hàng triệu năm.

Các thiên hà Seyfert là một ví dụ khác về các thiên hà đang hoạt động. Cho đến nay hàng trăm trong số chúng đã được phát hiện. Lõi của nó phát ra bức xạ ion hóa cao, thay đổi theo thời gian.

Hình 8. Thiên hà Seyfert M 106. Nguồn: Wikimedia Commons. Tia X: NASA / CXC / Univ. của Maryland / AS Wilson và cộng sự; Quang học: Pal.Obs. DSS; IR: NASA / JPL-Caltech; VLA: NRAO / AUI / NSF

Người ta tin rằng trong vùng lân cận của trung tâm, một lượng lớn vật chất khí lao về phía lỗ đen trung tâm. Sự mất khối lượng giải phóng năng lượng bức xạ trong quang phổ tia X.

Thiên hà vô tuyến là những thiên hà hình elip phát ra lượng lớn tần số vô tuyến, gấp mười nghìn lần các thiên hà bình thường. Trong các thiên hà này có các nguồn - các thùy vô tuyến - được liên kết bởi các sợi vật chất với nhân thiên hà, chúng phát ra các điện tử khi có từ trường cường độ cao.

Người giới thiệu

1. Carroll, B. Giới thiệu về Vật lý Thiên văn Hiện đại. lần 2. Phiên bản. Lề. 874-1037.
2. Ngân hà. Phục hồi từ: es.wikipedia.org
3. Làm thế nào nó hoạt động. 2016. Sách Không gian. Thứ 8. Ed. Imagine Publishing Ltd. 134-150.
4. Các thiên hà. Được khôi phục từ: astrofisica.cl/astronomiaparatodos.
5. Oster, L. 1984. Thiên văn học hiện đại. Biên tập Reverté. 315-394.
6. Pasachoff, J. 1992. Các ngôi sao và hành tinh. Hướng dẫn thực địa Peterson. 148-154.
7. Quora. Có bao nhiêu thiên hà? Được khôi phục từ: es.quora.com.
8. Một cây thước để đo lường vũ trụ. Phục hồi từ: henrietta.iaa.es
9. Thiên hà là gì? Lấy từ: spaceplace.nasa.gov.