Bước tới nội dung

Ngân Hà

Sửa liên kết
Đây là một bài viết cơ bản. Nhấn vào đây để biết thêm thông tin.
Bách khoa toàn thư mở Wikipedia

Bài viết này nói về Ngân Hà, không nên nhầm lẫn với thiên hà nói chung.
Dải Ngân Hà
Hình ảnh bầu trời đêm phía trên Paranal, Chile vào ngày 21 tháng 7 năm 2007, do nhà thiên văn học Yuri Beletsky của ESO chụp. Người ta nhìn thấy một dải rộng các ngôi sao và đám mây bụi, kéo dài hơn 100 độ trên bầu trời. Đây là Dải Ngân hà, thiên hà mà chúng ta thuộc về. Tại chính giữa ảnh, người ta nhìn thấy hai vật sáng. Sáng nhất là hành tinh sao Mộc, bên cạnh là sao Antares. Người ta nhìn thấy ba trong số bốn kính thiên văn 8,2 m hình thành VLT của ESO, với tia laser phát ra từ Yepun, Kính viễn vọng Đơn vị số 4. Tia laser hướng thẳng vào Trung tâm Thiên hà. Cũng có thể nhìn thấy ba trong số các Kính viễn vọng Phụ trợ 1,8 m được sử dụng cho phép đo giao thoa. Chúng cho thấy các chùm ánh sáng nhỏ là các điốt nằm trên các mái vòm. Thời gian phơi sáng là 5 phút và do việc theo dõi được thực hiện trên các ngôi sao nên kính thiên văn hơi bị mờ.
Dữ liệu quan sát (Kỷ nguyên J2000)
Chòm saoNhân Mã
Xích kinh17h 45m 40,0409s[1]
Xích vĩ−29° 00′ 28,118″[1]
Khoảng cách25,6–27,1 kly (7,86–8,32 kpc)[2][3]
Đặc tính
KiểuSb, Sbc, hoặc SB(rs)bc[4][5]
(thiên hà xoắn ốc có rào chắn)
Khối lượng(0,8–1,5)×1012[6][7][8][9] M☉
Số lượng sao100–400 tỷ
Kích thướcBề mặt sao: 185 ± 15 kly [10][11]
Quầng vật chất tối: 1,9 ± 0,4 Mly (580 ± 120 kpc)[12][13]
Độ dày của đĩa sao mỏng≈2 kly (0,6 kpc)[14][15]
Động lượng góc≈1×1067 J s[16]
Chu kỳ quay thiên hà của Mặt Trời240 Myr[17]
Chu kỳ quay của mô hình xoắn ốc220–360 Myr[18]
Chu kỳ quay của mô hình thanh100–120 Myr[18]
Tốc độ liên quan đến CMB rest frame552,2±5,5 km/s[19]
Vận tốc thoát tại vị trí của Mặt Trời550 km/s[9]
Mật độ vật chất tối tại vị trí của Mặt Trời0,0088+0,0024
−0,0018 M☉pc−3 hoặc 0,35+0,08
−0,07 GeV cm−3[9]
Xem thêm: Thiên hà, Danh sách thiên hà

Ngân Hà, Sông Ngân hay tên trong tiếng Anh là Milky Way, là một thiên hà chứa Hệ Mặt Trời của chúng ta.[20][21] Nó xuất hiện trên bầu trời như một dải sáng mờ kéo dài từ chòm sao Tiên Hậu (Cassiopeia) ở phía bắc đến chòm sao Nam Thập Tự (Crux) ở phía nam, và sáng nhất ở chòm sao Nhân Mã (Sagittarius) - trung tâm của dải Ngân Hà. Nguyên nhân dải Ngân Hà được gọi bằng cái tên Milky Way là vì thần Zeus đã bế con trai mình là Hercules, cho cậu bé bú trộm dòng sữa của nữ thần Hera để trở nên bất tử. Bỗng nhiên nữ thần choàng tỉnh giấc làm dòng sữa bị văng tung toé lên bầu trời, từ đó mà cái tên gọi Milky Way được hình thành.

Galileo Galilei đã lần đầu quan sát được các ngôi sao riêng biệt trong Ngân Hà vào năm 1610 bằng kính viễn vọng của mình. Tuy nhiên, cho tới tận những năm 20 của thế kỉ XX, các nhà thiên văn học vẫn cho rằng toàn bộ vũ trụ mà con người biết lúc bấy giờ đều chứa trong Ngân Hà. Đến khi có cuộc tranh luận lớn nổ ra giữa Harlow Shapley và Heber Curtis, cùng với Edwin Hubble đã chứng minh được Ngân Hà chỉ là một trong số rất rất nhiều thiên hà khác.

Từ nguyên

[sửa | sửa mã nguồn]

Các tên gọi Ngân Hà, Sông Ngân và Thiên Hà trong tiếng Việt đều bắt nguồn từ tiếng Hán. Vào những đêm trời quang, nhìn lên bầu trời ta có thể thấy một dải màu trắng bạc kéo dài do rất nhiều ngôi sao tạo thành. Người Trung Hoa cổ đại tưởng tượng đó là một dòng sông chảy trên trời và gọi nó là Ngân Hà (chữ Hán: 銀河) hoặc Ngân Hán (銀漢), Thiên Hà (天河), Thiên Hán (天漢), Vân Hán (雲漢), Tinh Hà (星河). Khi thiên hà không viết hoa, theo nghĩa thông thường trong tiếng Hán là tinh hệ (星系).

Tổng quan

[sửa | sửa mã nguồn]

Ngân Hà bản chất là một thiên hà xoắn ốc chặn ngang kiểu SBbc theo phân loại Hubble. Nếu được nhìn từ bên trên (theo hướng vuông góc với mặt đĩa), phần trung tâm phình rộng ra và có bốn cánh tay xoắn ốc lớn bao xung quanh. Với đường kính dao động từ khoảng 100,000 đến 180,000 năm ánh sáng.[22][23] Người ta ước tính có khoảng 100 - 400 tỉ ngôi sao được chứa ở trong, cùng với hơn 100 tỉ hành tinh.[24][25][26][27] Không giống như những thiên hà xoắn ốc thông thường, những thiên hà xoắn ốc dạng thanh (hay thiên hà xoắn ốc gãy khúc) có một vùng dạng thanh chắn chạy ngang qua trung tâm của nó, và có hai cánh tay xoắn ốc chính. Ngân Hà cũng vậy và có thêm hai cánh tay xoắn ốc nhỏ hơn. Một trong hai cánh tay nhỏ đó là Cánh tay xoắn ốc Orion, có chứa Hệ Mặt Trời, nó nằm giữa hai cánh tay lớn là Perseus và Sagittarius.

Hệ Mặt Trời nằm ở mặt trong của Cánh tay Orion - một cấu trúc hình xoắn ốc chứa đầy bụi và khí gas, cách tâm quay Galactic Center khoảng 26,000 năm ánh sáng. Các ngôi sao trong phạm vi ≈10,000 năm ánh sáng tạo nên phần bồi nhô cao. Phần trung tâm với nguồn phát xạ vô tuyến mãnh liệt, được biết đến với cái tên Sagittarius A*. Chuyển động của vật chất quanh Sagittarius A* cho thấy nó chứa một vật thể rất nặng và đặc. Việc này có thể giải thích bằng sự tồn tại của một hố đen siêu trọng tại trung tâm Ngân Hà với khối lượng ước tính gấp khoảng 4,1 - 4,5 triệu lần mặt trời.

Cả Ngân Hà di chuyển với vận tốc khoảng 600 km/s. Nó chứa cả các ngôi sao cổ xưa nhất của vũ trụ, thậm chí với tuổi đời bắt đầu không lâu sau vụ nổ Big Bang. Nó còn tự quay quanh lõi của mình. Những cánh tay xoắn ốc luôn di chuyển trong không gian, Mặt Trời cùng các hành tinh cũng chuyển động cùng với chúng. Hệ Mặt Trời của chúng ta di chuyển với tốc độ  220 km/s, nhưng dù với vận tốc nhanh như vậy, chúng ta cũng phải mất đến 230 triệu năm để hoàn thành một vòng quay quanh lõi Ngân Hà.

Có vài thiên hà vệ tinh quay quanh Ngân Hà, tất cả đều thuộc Nhóm Địa phương, trong Siêu đám Xử Nữ và Siêu đám Laniākea.[28][29]

Góc nhìn từ Trái Đất

[sửa | sửa mã nguồn]
Bức ảnh Dải Ngân hà trên bầu trời đêm trên sa mạc Black Rock, Nevada được chụp vào ngày 22/7/2007. Đó là độ phơi sáng 54 giây được chụp bằng máy ảnh kỹ thuật số Cannon EOS 5D gắn chân máy với ống kính 16mm, mở rộng ở f2.8 và ISO800, năm 2007

Từ Trái Đất, dải Ngân Hà trông như một dải trắng bạc mờ ảo vắt ngang bầu trời, hay còn gọi là sông Ngân theo cách gọi của người Trung Quốc xưa. Tuy nhiên, ánh sáng quan sát được phần lớn bắt nguồn từ các ngôi sao phía xa, cùng với các vật chất nằm trong mặt phẳng thiên hà. Có một số vùng tối, như Great Rift hoặc Coalsack, do ánh sáng từ các ngôi sao bị hấp thu bởi bụi vũ trụ. Phần thiên hà nằm phía sau bị Ngân Hà che đi được gọi là Vùng Che khuất. Hệ Mặt Trời nằm ở phần rìa của đĩa thiên hà, nên chúng ta không thể nhìn xuyên qua được tâm Ngân Hà để quan sát phía bên kia của nó. Thậm chí ta còn không thể quan sát được vùng tâm của Ngân Hà do mật độ bụi, khí gas và sao nơi đây.

Dải Ngân Hà có độ sáng bề mặt tương đối thấp, do vậy muốn quan sát rõ được rõ ràng, bầu trời cần phải đạt đến một độ tối nhất định - khoảng 20,2 magnitude.[30] Người ta chỉ ra rằng chỉ có hơn một nửa dân số có thể nhìn thấy dải Ngân Hà trên bầu trời đêm, nguyên nhân chủ yếu là do ô nhiễm ánh sáng.[31] Ở những vùng đô thị, khó có thể thấy rõ Ngân Hà bằng mắt thường do cường độ ánh sáng khá cao. Tuy nhiên ở các vùng nông thôn rộng lớn, nơi Mặt Trăng có khi bị che khuất bởi đường chân trời, thì khung cảnh lại khá nổi bật.

Có khoảng 30 chòm sao quan sát được từ Trái Đất, mà trung tâm là chòm sao Cung Thủ - cũng là phần sáng nhất của sông Ngân.[32]

Vòm Ngân hà nổi lên từ Cerro Paranal, Chile, ở bên trái, và chìm trong ánh đèn đêm của Antofagasta. Vật thể sáng ở trung tâm, phía trên Dải Ngân hà là Sao Mộc, bằng cách nào đó bị kéo dài ra do hình chiếu toàn cảnh. Các đám mây Magellanic có thể nhìn thấy ở phía bên trái, và một máy bay đã để lại dấu vết có thể nhìn thấy ở bên phải, dọc theo bao vây Vista.

Tuổi của Ngân Hà

[sửa | sửa mã nguồn]
Hình minh họa này mô tả quang cảnh bầu trời đêm từ một hành tinh giả định nằm trong dải Ngân hà trẻ trung cách đây 10 tỷ năm. Các tầng trời bùng cháy bởi một cơn bão lửa của sự ra đời của các vì sao; Những đám mây khí hydro màu hồng phát sáng chứa vô số ngôi sao mới sinh, và màu trắng xanh của các cụm sao trẻ rải rác khắp cảnh quan. Tỷ lệ sinh của các ngôi sao cao gấp 30 lần so với trong Dải Ngân hà ngày nay. Tuy nhiên, Mặt trời không nằm trong số những ngôi sao non trẻ này - nó sẽ không được sinh ra trong 5 tỷ năm nữa. Liên kết: Thông cáo báo chí của NASA Sự phát triển của các thiên hà giống Dải Ngân hà theo thời gian: Thiên hà Hubble ở dịch chuyển đỏ z = 0,26; Thiên hà Hubble ở dịch chuyển đỏ z = 0,65; Thiên hà Hubble ở dịch chuyển đỏ z = 1,3; Thiên hà Hubble ở dịch chuyển đỏ z = 2,0; Thiên hà Hubble ở dịch chuyển đỏ z = 2,4; Thiên hà Hubble ở dịch chuyển đỏ z = 2,8.

Có nhiều cách để xác định tuổi của các vật thể thiên văn, một trong số đó là so sánh hàm lượng phóng xạ nặng như Uranium-238 hay Thorium-232 thu được so với hàm lượng phỏng đoán ban đầu. Từ đó người ta ước lượng được tuổi của một số ngôi sao trong Ngân Hà, ví dụ như với CS 31082-001là 12.5 ± 3 tỉ năm tuổi, hay BD +17° 3248 là 13.8 ± 4 tỉ năm. Năm 2004, một nhóm các nhà thiên văn học, bao gồm Luca Pasquini,Piercarlo Bonifacio, Sofia Randich, Daniele Galli và Raffaele G. Gratton đã tính toán tuổi của dải Ngân Hà. Nhóm này đã sử dụng quang phổ siêu tím - nhìn thấy của kính viễn vọng cực lớn để lần đầu tiên đo lượng beryli trong hai ngôi sao thuộc tinh vân NGC 6397. Điều này cho phép họ suy ra thời gian đã trôi qua giữa sự sinh ra đầu tiên của các ngôi sao trong toàn bộ dải Ngân Hà và sự sinh ra đầu tiên của các ngôi sao trong tinh vân này, từ 200 đến 300 triệu năm. Họ cộng khoảng thời gian này vào tuổi biểu kiến của các ngôi sao trong tinh vân là 13.400 ± 800 triệu năm. Tổng của nó là tuổi dự kiến của dải Ngân Hà: 13.600 ± 800 triệu năm.

Một video quay ngược thời gian ghi lại dải Ngân hà trên ALMA

Một phương pháp khác là dựa trên các lý thuyết hiện hành về sự tiến hóa của sao. Quần thể tinh cầu là những thiên hà lâu đời nhất trong vũ trụ, và sao lùn trắng là những ngôi sao già nua nhất trong một thiên hà. Hơn nữa, một ngôi sao lùn mà càng mờ, ứng tuổi của nó càng lớn. (Sao lùn trắng là một ngôi sao có khối lượng khoảng một nửa Mặt Trời và thể tích tương đương với Trái Đất). Sao lùn trắng đang nguội dần sẽ tỏa nhiệt và ánh sáng. Vì vậy, bằng cách tính toán độ nguội của chúng, rồi so với nhiệt độ phỏng đoán ban đầu, các nhà khoa học có thể ước tính tuổi của nó và tuổi của vũ trụ.

Kích thước và khối lượng

[sửa | sửa mã nguồn]
Thiên hà được chụp trong hình ảnh này, được gọi là UGC 12158, chắc chắn không ngại trước máy ảnh: thiên hà xoắn ốc này đang đặt trực diện vào Máy ảnh nâng cao của Kính viễn vọng Không gian Hubble của NASA/ESA để khảo sát, tiết lộ cấu trúc của nó một cách chi tiết. UGC 12158 là một ví dụ tuyệt vời về thiên hà xoắn ốc có thanh trong dãy Hubble - một sơ đồ được sử dụng để phân loại các thiên hà dựa trên hình dạng của chúng. Hình xoắn ốc có thanh, như tên gọi, có các cánh tay xoáy ngoạn mục của các ngôi sao phát ra từ tâm hình thanh. Các cấu trúc thanh như vậy rất phổ biến, được tìm thấy trong khoảng 2/3 các thiên hà xoắn ốc, và được cho là hoạt động như một cái phễu, dẫn khí đến các trung tâm thiên hà của chúng, nơi nó tích tụ để tạo thành các ngôi sao mới sinh. Đây không phải là những cấu trúc vĩnh viễn: các nhà thiên văn học nghĩ rằng chúng phân tán từ từ theo thời gian, do đó các thiên hà cuối cùng phát triển thành các hình xoắn ốc đều đặn. Diện mạo của một thiên hà ít thay đổi trong hàng triệu năm, nhưng hình ảnh này cũng chứa một thiên hà xuất hiện trong thời gian ngắn và rực rỡ — ngôi sao sáng màu xanh lam nằm ngay phía dưới bên trái của trung tâm thiên hà rất khác với một số ngôi sao tiền cảnh được nhìn thấy trong bức hình. Trên thực tế, nó là một siêu tân tinh bên trong UGC 12158 và xa hơn nhiều so với các ngôi sao của Dải Ngân hà trong lĩnh vực này — ở khoảng cách khoảng 400 triệu năm ánh sáng! Vụ nổ sao này, được gọi là SN 2004ef, lần đầu tiên được phát hiện bởi hai nhà thiên văn nghiệp dư người Anh vào tháng 9 năm 2004 và dữ liệu Hubble hiển thị ở đây là một phần của các quan sát tiếp theo. Hình ảnh này được tạo từ hình ảnh được chụp bằng Kênh trường rộng của Máy ảnh nâng cao dành cho khảo sát của Hubble. Hình ảnh thông qua màu xanh lam (F475W, màu xanh lam), màu vàng (F606W, màu xanh lá cây) và màu đỏ (F814W, màu đỏ) cũng như bộ lọc tách ánh sáng khỏi hydro phát sáng (F658W, cũng màu đỏ) đã được bao gồm. Thời gian phơi sáng lần lượt là 1160 s, 700 s, 700 s và 1200 s. Trường nhìn có chiều ngang khoảng 2,3 arcmin phút.

Là thiên hà lớn thứ nhì nằm trong Nhóm Địa phương, đường kính ước lượng của Ngân Hà vào khoảng hơn 100,000 năm ánh sáng (30 kpc), và bề dày khoảng 1,000 năm ánh sáng (0.3 kpc). Để dễ hình dung, nếu ta xem Hệ Mặt Trời như một đồng xu thì kích thước của Ngân Hà sẽ tương đương với cả một lục địa lớn. Các tua nhỏ bao quanh nó cũng có thể xem như một phần của Ngân Hà, do đó làm đường kính tổng thể tăng lên thành 150,000–180,000 năm ánh sáng (46–55 kpc).

Các nhà khoa học vẫn chưa thể kết luận được khối lượng chính xác của Ngân Hà. Tùy thuộc vào phương pháp đo cũng như các số liệu sử dụng mà cho ra các kết quả khác nhau. Dao động từ khoảng 5.8×1011 M☉ (khối lượng mặt trời) đến khoảng 7×1011 M☉, cho đến cận trên 8.5×1011 M☉ - tương đương một nửa Thiên hà Tiên Nữ.[33][34][35]

Phần nhiều khối lượng trên là của vật chất tối, một dạng vật chất vô hình bí ẩn tương hấp dẫn lên các vật chất thông thường. Tổng khối lượng các ngôi sao chứa trong Ngân Hà rơi vào khoảng 4.6×1010 M☉[36] đến 6.43×1010 M☉[37]. Ngoài ra còn có các đám khí gas vũ trụ (90% Hydro và 10% Heli theo khối lượng[38]), chiếm khoảng 10-15% tổng khối lượng các ngôi sao.

Sự hình thành Ngân Hà

[sửa | sửa mã nguồn]

Thuở sơ khai của vũ trụ, khắp nơi chỉ là các đám khí gas Hydro và Heli trôi nổi. Một số đám bắt đầu kết hợp với nhau, tạo nên những vùng "cô đặc" hơn so với các vùng khác. Những ngôi sao đầu tiên được tạo ra từ các phản ứng hợp hạch, và ngày càng nhiều các ngôi sao khác được tạo ra khi đám khí gas này tiếp tục cô đặc lại. Các ngôi sao này tương tác hấp dẫn lẫn nhau, tạo nên Quầng thể tinh cầu - những cấu trúc cổ xưa nhất trong vũ trụ. Vài tỉ năm sau sự ra đời của những ngôi sao đầu tiên, khối lượng của chúng đã đủ lớn nên có thể tự quay khá nhanh.

Đồng thời với việc tạo ra những ngôi sao mới, các ngôi sao già hơn bắt đầu quá trình "lão hóa", xé toạc bầu khí quyển hoặc dẫn đến các vụ nổ siêu tân tinh, giải phóng lượng vật chất dồi dào vào lại trong đám khí gas ban đầu, góp phần tạo nên những ngôi sao trẻ hơn với các nguyên tố nặng hơn.[39] Quá trình này kéo dài và lặp đi lặp lại cho đến tận ngày nay, góp phần tạo nên Trái Đất và những hành tinh khác (do thành phần các đám khí gas ngày nay không chỉ đơn thuần là Hydro và Heli như ban đầu, mà còn chứa thêm rất nhiều các nguyên tố nặng khác).

Khối lượng của chúng tiếp tục tăng lên do các sao mới liên tục được tạo ra, cộng với việc tự quay khá nhanh quanh trục, nên hình dạng khối cầu ban đầu bắt đầu phình ra, rồi bẹp dần, rồi cuối cùng có dạng đĩa như ngày nay (bảo toàn mômen động lượng). Các sao mới sau này đều hình thành trên bề mặt "đĩa", tạo thành Ngân Hà ngày nay chúng ta quan sát được.[40][41]

Gần một nửa lượng vật chất trong Ngân Hà đến từ các thiên hà khác. Hiện tại Ngân Hà được bồi đắp vật chất từ hai thiên hà vệ tinh gần nhất: Đám mây Magellanic lớn và Đám mây Magellanic nhỏ. Các đặc trưng của Ngân Hà như khối lượng sao, mômen động lượng, thành phần kim loại,... cho thấy nó chưa hề sáp nhập với bất cứ thiên hà lớn đáng kể nào trong suốt 10 tỉ năm qua. So với các thiên hà xoắn ốc khác, điều này khá bất thường; ví dụ như Thiên hà Tiên Nữ hình thành từ sự sáp nhập của một số thiên hà tương đối lớn.[42][43]

Theo như các nghiên cứu gần đây cho thấy tốc độ sản sinh sao mới của Ngân Hà của chúng ta cũng như Thiên hà Tiên Nữ hàng xóm rất chậm, chủ yếu là do cạn kiệt môi trường khí gas cần thiết. Người ta chia tốc độ này thành ba vùng đỏ, lục, lam với tốc độ tạo sao mới tăng dần. Ước tính quá trình này có thể bị dập tắt hoàn toàn trong khoảng 5 tỉ năm nữa, cho dù Thiên hà Tiên Nữ và Ngân Hà có va chạm với nhau đi chăng nữa.[44]

Bên trong Dải Ngân Hà

[sửa | sửa mã nguồn]

Có khoảng 200 - 400 tỉ ngôi sao được chứa trong Ngân Hà[45], cùng với hơn 100 tỉ hành tinh. Do một số ngôi sao có khối lượng rất nhỏ, cộng với việc chúng nằm cách xa Mặt Trời đến hơn 300 năm ánh sáng, khiến cho việc xác định con số chính xác rất khó khăn. Trong khi đó, thiên hà Tiên Nữ cách chúng ta khoảng 2,5 triệu năm ánh sáng, lại chứa đến khoảng một ngàn tỉ (1012) sao, vượt xa con số các vì sao trong dải Ngân Hà.[46]

Các ngôi sao phân bố tập trung phần lớn ở trung tâm Ngân Hà, và trải dần ra ngoài rìa với mật độ gi��m dần chứ không có ranh giới rõ ràng giữa "vùng có sao" và "vùng trống". Tuy nhiên, vượt ra khỏi bán kính 40,000 năm ánh sáng thì mật độ sao sụt giảm nhanh một cách bất thường[47]. Bao quanh đĩa thiên hà là một quầng khí nóng phát sáng khổng lồ. Cũng giống Ngân Hà, quầng khí này tự di chuyển rất nhanh.

Hình ảnh toàn cảnh 360 độ tuyệt đẹp này, bao phủ toàn bộ thiên cầu nam và bắc, cho thấy cảnh quan vũ trụ bao quanh hành tinh xanh nhỏ bé của chúng ta. Cảnh sao tuyệt đẹp này là hình ảnh đầu tiên trong số ba hình ảnh có độ phân giải cực cao được giới thiệu trong dự án GigaGalaxy Zoom, được đưa ra bởi Đài quan sát Nam Âu trong khuôn khổ Năm Thiên văn Quốc tế 2009 (IYA2009). Mặt phẳng của Dải Ngân hà của chúng ta, mà chúng ta nhìn thấy từ góc nhìn của chúng ta trên Trái đất, cắt một dải sáng trên hình ảnh. Phép chiếu được sử dụng trong GigaGalaxy Zoom đặt người xem ở phía trước Thiên hà của chúng ta với Mặt phẳng Thiên hà chạy ngang qua hình ảnh - gần như thể chúng ta đang nhìn Dải Ngân hà từ bên ngoài. Từ vị trí thuận lợi này, các thành phần chung của thiên hà xoắn ốc của chúng ta có thể nhìn thấy rõ ràng, bao gồm đĩa của nó, được khảm với cả tinh vân tối và phát sáng, chứa các ngôi sao trẻ, sáng, cũng như phần phình ra ở trung tâm của Thiên hà và các thiên hà vệ tinh của nó. Việc chụp ảnh chủ yếu diễn ra tại các đài quan sát của ESO tại La Silla và Paranal ở Chile, với việc chụp ảnh bổ sung tại La Palma thuộc quần đảo Canary. Hình ảnh toàn cảnh cuối cùng cô đọng 120 giờ quan sát trải dài trong vài tuần.

Cấu trúc

[sửa | sửa mã nguồn]

Sự phân bố khối lượng bên trong cho thấy Ngân Hà thuộc loại Sbc theo phân loại Hubble, với các cánh tay xoắn ốc bao quanh.[48] Đến đầu thập niên 90 thế kỉ XX, các nhà thiên văn mới đặt nghi vấn rằng Ngân Hà là một thiên hà xoắn ốc chặn ngang (xoắn ốc dạng thanh) chứ không phải là một thiên hà xoắn ốc đơn thuần.[49] Mãi đến 2005, giả thiết này mới được chính thức xác nhận bởi những quan sát thu được từ kính viễn vọng Spitzer Space Telescope. Người ta quan sát được "Thanh chắn" bắc qua trung tâm lớn hơn nhiều so với giả định trước đó của các nhà khoa học.[50]

Vị trí của Hệ Mặt Trời trong Dải Ngân Hà

[sửa | sửa mã nguồn]

Hệ Mặt Trời nằm trong vùng định cư của Ngân Hà, thuộc rìa trong của nhánh Lạp Hộ, bên trong Đám mây liên tinh địa phương thuộc Bong bóng địa phương, và nằm trong Vành đai Gould, ở khoảng cách 26,4 ± 1,0 nghìn năm ánh sáng (8,09 ± 0,31 kpc)[51][52][53] từ tâm thiên hà. Mặt trời hiện cách 5-30 parsec (16-98 năm ánh sáng) từ mặt phẳng trung tâm của đĩa thiên hà.[54] Khoảng cách giữa nhánh địa phương và nhánh cận ngoài, nhánh Perseus (Anh Tiên), là 2kpc (6,5 kly).[55]

  • Minh họa cho "vùng định cư" của thiên hà - diện tích hình vành khăn màu xanh lá, vùng được cho là hội tụ đủ các yếu tố cần thiết để sự sống có thể tồn tại và phát triển
    Minh họa cho "vùng định cư" của thiên hà - diện tích hình vành khăn màu xanh lá, vùng được cho là hội tụ đủ các yếu tố cần thiết để sự sống có thể tồn tại và phát triển
  • Sơ đồ các ngôi sao lân cận Hệ Mặt Trời
    Sơ đồ các ngôi sao lân cận Hệ Mặt Trời
Đường[liên kết hỏng] cong xoay của Dải Ngân hà. Trục dọc là tốc độ xoay quanh Trung tâm thiên hà. Trục ngang là khoảng cách từ Trung tâm Thiên hà tính theo kpcs. Mặt trời được đánh dấu bằng một quả bóng màu vàng. Đường cong quan sát của tốc độ quay là màu xanh lam. Đường cong dự đoán dựa trên khối lượng sao và khí trong Dải Ngân hà là màu đỏ. Phân tán trong các quan sát được chỉ ra bởi các thanh màu xám. Sự khác biệt là do vật chất tối.

Một "năm thiên hà" kéo dài 240 triệu năm, tương ứng một chu kỳ của Mặt Trời trên quỹ đạo quanh Ngân Hà[56][57] Do đó mặt trời được cho là đã hoàn thành 18-20 vòng quỹ đạo trong suốt cuộc đời của nó và 1/1250 vòng kể từ khi xuất hiện loài người. Tốc độ của Hệ Mặt Trời quay quanh quỹ đạo Ngân Hà vào khoảng 220 km/s hay 0.073% tốc độ ánh sáng. Mặt trời di chuyển qua nhật quyển khoảng 84.000 km/h (52.000 mph). Ở tốc độ này, phải mất 1400 năm thì Hệ Mặt Trời mới di chuyển được khoảng cách 1 năm ánh sáng.[58] Hệ Mặt Trời đang di chuyển theo hướng của chòm sao Thiên Yết, trên mặt phẳng hoàng đạo.[59]

Hệ quy chiếu trong Ngân Hà, với Mặt Trời làm gốc.

Trung tâm Ngân Hà

[sửa | sửa mã nguồn]

Các ngôi sao trong dải Ngân Hà quay xung quanh trung tâm Ngân Hà, cách Trái Đất 24 – 28,4 nghìn năm ánh sáng (7,4–8,7 kiloparsecs) theo hướng các chòm Xà Phu, Thiên Yết và chòm Cung Thủ, nơi sáng nhất của sông Ngân, và cũng là vị trí của Sagittarius A*

Bài chi tiết: Sagittarius A*
Vùng sang bên phải của bức ảnh rất có thể là một hố đen siêu trọng.

Hệ Mặt Trời cách tâm này khoảng 26.000 - 28.000 năm ánh sáng (8,0 - 8,6 kpc)[60].

Tại đây quan sát được một nguồn bức xạ vô tuyến rất mạnh có tên gọi là Sagittarius A*. Chuyển động của vật chất quanh tâm cho thấy Sagittarius A* chứa một vật thể rất nặng và đặc. Các nhà đưa ra giả thiết đây là một hố đen siêu khối lượng, tương tự như với trung tâm các thiên hà khác, với khối lượng ước tính khoảng 4,1 - 4,5 triệu lần Mặt Trời.

Màu xanh là phát xạ X-ray, còn vùng màu tím là phát xạ tia gamma.
Sagittarius A* chụp bởi Kính thiên văn Chân trời sự kiện.

Hiện vẫn còn nhiều tranh cãi về thanh chắn ngang Ngân Hà. Ước lượng một nửa chiều dài của nó trải dài từ Trái Đất đến tâm vào khoảng 1 to 5 kpc (3,000–16,000 ly), hợp với đường nối tâm tới Trái Đất khoảng 10-50 độ[61][62][63]

Vào năm 2010, hai khối cầu năng lượng X-ray/gamma bùng nổ ở 2 cực bắc và nam ở trung tâm. Đường kính mỗi khối cầu lên đến 25,000 năm ánh sáng.

Các nhánh xoắn ốc của Ngân Hà

[sửa | sửa mã nguồn]

Từ trung tâm Ngân Hà, có bốn nhánh xoắn ốc chính và ít nhất hai nhánh nhỏ, cụ thể như sau:

Dải[liên kết hỏng] ngân hà cùng các cánh tay của nó
Màu Các cánh tay của dải Ngân Hà
Lục lam Nhánh 3-kpc (nhánh 3 kpc gần và nhánh 3 kpc xa) và nhánh Perseus
Tím Nhánh Norma và nhánh ngoài cùng (Với phần mở rộng phát hiện năm 2004[64])
Xanh lá Nhánh Scutum - Centaurus
Hồng Nhánh Carina – Sagittarius
Có ít nhất hai nhánh nhỏ hoặc spur, bao gồm:
Cam Nhánh Orion–Cygnus (Chứa hệ mặt trời)

Khoảng cách từ nhánh Orion và nhánh kế tiếp, nhánh Perseus, vào khoảng 6,500 năm ánh sáng. Mỗi nhánh xoắn ốc miêu tả một đường xoắn logarit với độ dốc khoảng 12 độ.

Đĩa của dải Ngân Hà được bao quanh bởi các quầng sáng hình ô van của các ngôi sao đã già và các tinh vân. Trong khi đĩa chứa khí và bụi bị mờ bởi sự quan sát trong một số các bước sóng, thì các quầng sáng không bị như vậy. Các ngôi sao đang hoạt động mạnh chiếm chỗ trong đĩa (đặc biệt trong các nhánh xoắn ốc, tiêu biểu cho các khu vực có mật độ cao), nhưng không có trong các quầng sáng. Nhóm các ngôi sao sinh ra bởi các đám mây phân tử cũng chủ yếu tìm thấy trong các đĩa.

Các láng giềng trong Nhóm Địa phương

[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Nhóm Địa phương

Ngân Hà cùng Thiên hà Tiên Nữ (cách khoảng 2,5 triệu năm ánh sáng) hợp thành một hệ đồng hành, thuộc trong quầng thể nhóm các thiên hà địa phương, hay còn gọi là Nhóm Địa phương, chứa trong Siêu đám Xử Nữ.[65]

Đáng kể đến trong Nhóm Địa phương còn có Thiên hà Tam Giác ( Messier 33) với kích thước đứng sau Ngân Hà và là thiên hà xoắn ốc không có cấu trúc thanh ngang tại trung tâm thiên hà.

Dựa vào các quan sát gần đây, Thiên hà Tiên Nữ và Ngân Hà đang tiến lại gần nhau với vận tốc khoảng 100 – 140 km/s. Các nhà khoa học dự đoán trong khoảng 3 - 4 tỉ năm nữa chúng sẽ va chạm với nhau và sáp nhập lại thành một thiên hà elip. Mặc dù vậy, xác suất các ngôi sao riêng rẽ trong từng thiên hà va chạm với nhau là cực kì thấp, do khoảng cách xa đáng kể giữa chúng.

Thiên hà Tiên Nữ (M31)
Thiên hà Tam Giác (M33)
Mô phỏng quá trình va chạm trong khoảng 4 tỉ năm nữa giữa Ngân Hà và Thiên hà Tiên Nữ. Sau đó khoảng 2 tỉ năm, chúng sẽ gộp lại thành một thiên hà hợp nhất.
Sơ đồ vị trí của Mặt trời trong Dải Ngân hà. Các góc đại diện cho kinh độ trong hệ tọa độ thiên hà.
Sơ đồ các ngôi sao gần hệ Mặt trời

Dải Ngân Hà được quay quanh bởi một số các thiên hà sao lùn trong Nhóm Địa Phương (Local Group). Lớn nhất trong số này là Đám mây Magellan lớn với đường kính khoảng 20.000 năm ánh sáng. Nhỏ nhất là sao lùn Carina, sao lùn Draco và Sư Tử II chỉ có kích thước 500 năm ánh sáng. Các sao lùn khác quay quanh thiên hà của chúng ta là đám mây Magellan Nhỏ; sao lùn chính Canis; gần nhất là thiên hà sao lùn hình elip Sagittarius; sao lùn Tiểu Hùng Tinh; sao lùn Sculptor, sao lùn Sextans, sao lùn Fornax và Sư Tử I.

Một[liên kết hỏng] tia laser phóng về trung tâm của Ngân Hà.

Thư viện ảnh

[sửa | sửa mã nguồn]
  • Minh họa của NASA về Ngân Hà.
    Minh họa của NASA về Ngân Hà.
  • Vùng trung tâm Ngân Hà. Những ngôi sao chính được khoanh màu đỏ.
    Vùng trung tâm Ngân Hà. Những ngôi sao chính được khoanh màu đỏ.
  • Toàn cảnh 360 độ của tổng thể Ngân Hà, nhìn từ hệ Mặt Trời.
    Toàn cảnh 360 độ của tổng thể Ngân Hà, nhìn từ hệ Mặt Trời.
  • Thiên hà xoắn ốc NGC 7331 thường được coi là bản sao của Ngân Hà.
    Thiên hà xoắn ốc NGC 7331 thường được coi là bản sao của Ngân Hà.
  • Nhóm thiên hà Local Group (nhóm địa phương)
    Nhóm thiên hà Local Group (nhóm địa phương)
  • Mây Magellan nhỏ
    Mây Magellan nhỏ
  • Carina
    Carina
  • Draco
    Draco
  • Sagittarius
    Sagittarius
  • Sculptor
    Sculptor
  • Sextans
    Sextans
  • Fornax
    Fornax
  • Sagittarius A* ở trung tâm
    Sagittarius A* ở trung tâm
  • Trung tâm Ngân Hà
    Trung tâm Ngân Hà
  • Ngân Hà - thiên hà xoắn ốc
    Ngân Hà - thiên hà xoắn ốc
  • Dải sông Ngân, nhìn từ Thung lũng Chết, 2007
    Dải sông Ngân, nhìn từ Thung lũng Chết, 2007

Chú thích

[sửa | sửa mã nguồn]
  1. ^ a b Reid, M.J.; Brunthaler, A. (2004). “The Proper Motion of Sagittarius A*”. The Astrophysical Journal. 616 (2): 874, 883. arXiv:astro-ph/0408107. Bibcode:2004ApJ...616..872R. doi:10.1086/424960. S2CID 16568545.
  2. ^ Boehle, A.; Ghez, A. M.; Schödel, R.; Meyer, L.; Yelda, S.; Albers, S.; Martinez, G. D.; Becklin, E. E.; Do, T.; Lu, J. R.; Matthews, K.; Morris, M. R.; Sitarski, B.; Witzel, G. (3 tháng 10 năm 2016). “An Improved Distance and Mass Estimate for SGR A* from a Multistar Orbit Analysis” (PDF). The Astrophysical Journal. 830 (1): 17. arXiv:1607.05726. Bibcode:2016ApJ...830...17B. doi:10.3847/0004-637X/830/1/17. S2CID 307657. Lưu trữ (PDF) bản gốc ngày 2 tháng 12 năm 2017. Truy cập ngày 31 tháng 7 năm 2018.
  3. ^ Gillessen, Stefan; Plewa, Philipp; Eisenhauer, Frank; Sari, Re'em; Waisberg, Idel; Habibi, Maryam; Pfuhl, Oliver; George, Elizabeth; Dexter, Jason; von Fellenberg, Sebastiano; Ott, Thomas; Genzel, Reinhard (28 tháng 11 năm 2016). “An Update on Monitoring Stellar Orbits in the Galactic Center”. The Astrophysical Journal. 837 (1): 30. arXiv:1611.09144. Bibcode:2017ApJ...837...30G. doi:10.3847/1538-4357/aa5c41. S2CID 119087402.
  4. ^ Gerhard, O. (2002). “Mass distribution in our Galaxy”. Space Science Reviews. 100 (1/4): 129–138. arXiv:astro-ph/0203110. Bibcode:2002SSRv..100..129G. doi:10.1023/A:1015818111633. S2CID 42162871.
  5. ^ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (26 tháng 8 năm 2005). “Classification of the Milky Way Galaxy”. SEDS. Lưu trữ bản gốc ngày 31 tháng 5 năm 2015. Truy cập ngày 30 tháng 5 năm 2015.
  6. ^ McMillan, P. J. (tháng 7 năm 2011). “Mass models of the Milky Way”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 414 (3): 2446–2457. arXiv:1102.4340. Bibcode:2011MNRAS.414.2446M. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18564.x. S2CID 119100616.
  7. ^ McMillan, Paul J. (11 tháng 2 năm 2017). “The mass distribution and gravitational potential of the Milky Way”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 465 (1): 76–94. arXiv:1608.00971. Bibcode:2017MNRAS.465...76M. doi:10.1093/mnras/stw2759. S2CID 119183093.
  8. ^ Kafle, P.R.; Sharma, S.; Lewis, G.F.; Bland-Hawthorn, J. (2012). “Kinematics of the Stellar Halo and the Mass Distribution of the Milky Way Using Blue Horizontal Branch Stars”. The Astrophysical Journal. 761 (2): 17. arXiv:1210.7527. Bibcode:2012ApJ...761...98K. doi:10.1088/0004-637X/761/2/98. S2CID 119303111.
  9. ^ a b c Kafle, P.R.; Sharma, S.; Lewis, G.F.; Bland-Hawthorn, J. (2014). “On the Shoulders of Giants: Properties of the Stellar Halo and the Milky Way Mass Distribution”. The Astrophysical Journal. 794 (1): 17. arXiv:1408.1787. Bibcode:2014ApJ...794...59K. doi:10.1088/0004-637X/794/1/59. S2CID 119040135.
  10. ^ David Freeman (25 tháng 5 năm 2018). “The Milky Way galaxy may be much bigger than we thought” (Thông cáo báo chí). CNBC. Lưu trữ bản gốc ngày 13 tháng 8 năm 2018. Truy cập ngày 13 tháng 8 năm 2018.
  11. ^ July 2018, Elizabeth Howell 02 (2 tháng 7 năm 2018). “It Would Take 200,000 Years at Light Speed to Cross the Milky Way”. Space.com.
  12. ^ Croswell, Ken (23 tháng 3 năm 2020). “Astronomers have found the edge of the Milky Way at last”. ScienceNews. Lưu trữ bản gốc ngày 24 tháng 3 năm 2020. Truy cập ngày 27 tháng 3 năm 2020.
  13. ^ Dearson, Alis J. (2020). “The Edge of the Galaxy”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 496 (3): 3929–3942. arXiv:2002.09497. Bibcode:2020MNRAS.496.3929D. doi:10.1093/mnras/staa1711. S2CID 211259409.
  14. ^ Coffey, Jeffrey. “How big is the Milky Way?”. Universe Today. Bản gốc lưu trữ ngày 24 tháng 9 năm 2013. Truy cập ngày 28 tháng 11 năm 2007.
  15. ^ Rix, Hans-Walter; Bovy, Jo (2013). “The Milky Way's Stellar Disk”. The Astronomy and Astrophysics Review. 21: 61. arXiv:1301.3168. Bibcode:2013A&ARv..21...61R. doi:10.1007/s00159-013-0061-8. S2CID 117112561.
  16. ^ Karachentsev, Igor. “Double Galaxies §7.1”. ned.ipac.caltech.edu. Izdatel'stvo Nauka. Lưu trữ bản gốc ngày 4 tháng 3 năm 2016. Truy cập ngày 5 tháng 4 năm 2015.
  17. ^ Sparke, Linda S.; Gallagher, John S. (2007). Galaxies in the Universe: An Introduction. tr. 90. ISBN 9781139462389.
  18. ^ a b Gerhard, O. (2010). “Pattern speeds in the Milky Way”. arXiv:1003.2489v1. Chú thích journal cần |journal= (trợ giúp)
  19. ^ Kogut, Alan; và đồng nghiệp (10 tháng 12 năm 1993). “Dipole anisotropy in the COBE differential microwave radiometers first-year sky maps”. The Astrophysical Journal. 419: 1...6. arXiv:astro-ph/9312056. Bibcode:1993ApJ...419....1K. doi:10.1086/173453.
  20. ^ "Oxford Dictionaries: Milky Way". Oxford University Press. Archived from the original Lưu trữ 2013-05-08 tại Wayback Machine on ngày 8 tháng 5 năm 2013. Truy cập ngày 31 tháng 10 năm 2012.
  21. ^ Merriam-Webster Incorporated. "Milky Way Galaxy". Merriam-Webster Incorporated. Archived from the original on ngày 9 tháng 11 năm 2013. Truy cập ngày 31 tháng 10 năm 2012.
  22. ^ Elizabeth Howell (ngày 20 tháng 1 năm 2015). "How Big Is The Milky Way?". Universe Today. Archived from the original on ngày 15 tháng 10 năm 2014.
  23. ^ Mary L. Martialay (ngày 11 tháng 3 năm 2015). "The Corrugated Galaxy—Milky Way May Be Much Larger Than Previously Estimated" (Press release). Rensselaer Polytechnic Institute. Archived from the original on ngày 13 tháng 3 năm 2015.
  24. ^   "Milky Way". BBC. Archived from the original on ngày 2 tháng 3 năm 2012
  25. ^ "How Many Stars in the Milky Way?". NASA Blueshift. Archived from the original on ngày 25 tháng 1 năm 2016.
  26. ^ Cassan, A.; et al. (ngày 11 tháng 1 năm 2012). "One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations". Nature. 481 (7380): 167–169. arXiv:1202.0903. Bibcode:2012Natur.481..167C. doi:10.1038/nature10684. PMID 22237108.
  27. ^ Staff (ngày 2 tháng 1 năm 2013). "100 Billion Alien Planets Fill Our Milky Way Galaxy: Study". Space.com. Archived from the original on ngày 3 tháng 1 năm 2013. Truy cập ngày 3 tháng 1 năm 2013.
  28. ^ "Laniakea: Our home supercluster". youtube.com. Archived from the original on ngày 4 tháng 9 năm 2014.
  29. ^ Tully, R. Brent; et al. (ngày 4 tháng 9 năm 2014). "The Laniakea supercluster of galaxies". Nature. 513 (7516): 71–73. arXiv:1409.0880. Bibcode:2014Natur.513...71T. doi:10.1038/nature13674. PMID 25186900.
  30. ^ Crumey, Andrew (2014). "Human contrast threshold and astronomical visibility". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 442: 2600–2619. arXiv:1405.4209. Bibcode:2014MNRAS.442.2600C. doi:10.1093/mnras/stu992.
  31. ^ Falchi, Fabio; Cinzano, Pierantonio; Duriscoe, Dan; Kyba, Christopher C. M.; Elvidge, Christopher D.; Baugh, Kimberly; Portnov, Boris A.; Rybnikova, Nataliya A.; Furgoni, Riccardo (2016-06-01). "The new world atlas of artificial night sky brightness". Science Advances. 2 (6): e1600377. arXiv:1609.01041. Bibcode:2016SciA....2E0377F. doi:10.1126/sciadv.1600377. ISSN 2375-2548. PMC 4928945 . PMID 27386582. Archived from the original on ngày 11 tháng 7 năm 2016.
  32. ^ The center of the Galaxy lies in the direction of the constellation Sagittarius. From Sagittarius, the hazy band of white light appears to pass westward through the constellations of Scorpius, Ara, Norma, Triangulum Australe, Circinus, Centaurus, Musca, Crux, Carina, Vela, Puppis, Canis Major, Monoceros, Orion and Gemini, Taurus, to the Galactic anticenter in Auriga. From there, it passes through Perseus, Andromeda, Cassiopeia, Cepheus and Lacerta, Cygnus, Vulpecula, Sagitta, Aquila, Ophiuchus, Scutum, and back to Sagittarius.
  33. ^ Karachentsev, I. D.; Kashibadze, O. G. (2006). "Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field". Astrophysics. 49 (1): 3–18. Bibcode:2006Ap.....49....3K. doi:10.1007/s10511-006-0002-6.
  34. ^ Vayntrub, Alina (2000). "Mass of the Milky Way". The Physics Factbook. Archived from the original on ngày 13 tháng 8 năm 2014. Truy cập ngày 9 tháng 5 năm 2007.
  35. ^ Peñarrubia, Jorge; et al. "A dynamical model of the local cosmic expansion". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 433 (3): 2204–2222. arXiv:1405.0306. Bibcode:2014MNRAS.443.2204P. doi:10.1093/mnras/stu879.
  36. ^  Licquia, Timothy; Newman, J. (2013). "Improved Constraints on the Total Stellar Mass, Color, and Luminosity of the Milky Way". American Astronomical Society, AAS Meeting #221, #254.11. Bibcode:2013AAS...22125411L
  37. ^ McMillan, P. J. (July 2011). "Mass models of the Milky Way". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 414 (3): 2446–2457. arXiv:1102.4340. Bibcode:2011MNRAS.414.2446M. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18564.x.
  38. ^ "The Interstellar Medium". Archived from the original on ngày 19 tháng 4 năm 2015. Truy cập ngày 2 tháng 5 năm 2015.
  39. ^ “The Milky Way”. Bản gốc lưu trữ ngày 4 tháng 1 năm 2018. Truy cập ngày 4 tháng 1 năm 2018.
  40. ^ Wethington, Nicholas (ngày 27 tháng 5 năm 2009). "Formation of the Milky Way". Universe Today. Archived from the original on ngày 17 tháng 8 năm 2014.
  41. ^ Buser, R. (2000). "The Formation and Early Evolution of the Milky Way Galaxy". Science. 287 (5450): 69–74. Bibcode:2000Sci...287...69B. doi:10.1126/science.287.5450.69. PMID 10615051.
  42. ^ Yin, J.; Hou, J.L; Prantzos, N.; Boissier, S.; et al. (2009). "Milky Way versus Andromeda: a tale of two disks". Astronomy and Astrophysics. 505 (2): 497–508. arXiv:0906.4821. Bibcode:2009A&A...505..497Y. doi:10.1051/0004-6361/200912316.
  43. ^ Hammer, F.; Puech, M.; Chemin, L.; Flores, H.; et al. (2007). "The Milky Way, an Exceptionally Quiet Galaxy: Implications for the Formation of Spiral Galaxies". The Astrophysical Journal. 662 (1): 322–334. arXiv:astro-ph/0702585. Bibcode:2007ApJ...662..322H. doi:10.1086/516727.
  44. ^ Mutch, S.J.; Croton, D.J.; Poole, G.B. (2011). "The Mid-life Crisis of the Milky Way and M31". The Astrophysical Journal. 736(2): 84. arXiv:1105.2564. Bibcode:2011ApJ...736...84M. doi:10.1088/0004-637X/736/2/84.
  45. ^ Wethington, Nicholos. "How Many Stars are in the Milky Way?". Archived from the original on ngày 27 tháng 3 năm 2010. Truy cập ngày 9 tháng 4 năm 2010.
  46. ^  Young, Kelly (ngày 6 tháng 6 năm 2006). "Andromeda galaxy hosts a trillion stars" (bằng tiếng Anh). NewScientistSpace. Truy cập ngày 8 tháng 6 năm 2006.
  47. ^ Sale, S. E.; et al. (2010). "The structure of the outer Galactic disc as revealed by IPHAS early A stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 402 (2): 713–723. arXiv:0909.3857. Bibcode:2010MNRAS.402..713S. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15746.x
  48. ^ Gerhard, O. (2002). "Mass distribution in our Galaxy". Space Science Reviews. 100 (1/4): 129–138. arXiv:astro-ph/0203110. Bibcode:2002astro.ph..3110G. doi:10.1023/A:1015818111633
  49. ^ Chen, W.; Gehrels, N.; Diehl, R.; Hartmann, D. (1996). "On the spiral arm interpretation of COMPTEL ^26^Al map features". Space Science Reviews. 120: 315–316. Bibcode:1996A&AS..120C.315C
  50. ^ McKee, Maggie (ngày 16 tháng 8 năm 2005). "Bar at Milky Way's heart revealed". New Scientist. Archived from the original on ngày 9 tháng 10 năm 2014. Truy cập ngày 17 tháng 6 năm 2009.
  51. ^ Gillessen, S.; và đồng nghiệp (2009). “Monitoring stellar orbits around the massive black hole in the Galactic Center”. Astrophysical Journal. 692 (2): 1075–1109. arXiv:0810.4674. Bibcode:2009ApJ...692.1075G. doi:10.1088/0004-637X/692/2/1075. ISSN 0004-637X.
  52. ^ Boehle, A.; Ghez, A. M.; Schödel, R.; Meyer, L.; Yelda, S.; Albers, S.; Martinez, G. D.; Becklin, E. E.; Do, T.; Lu, J. R.; Matthews, K.; Morris, M. R.; Sitarski, B.; Witzel, G. (ngày 3 tháng 10 năm 2016). “AN IMPROVED DISTANCE AND MASS ESTIMATE FOR SGR A* FROM A MULTISTAR ORBIT ANALYSIS”. The Astrophysical Journal. 830 (1): 17. arXiv:1607.05726. Bibcode:2016ApJ...830...17B. doi:10.3847/0004-637X/830/1/17.
  53. ^ Gillessen, Stefan; Plewa, Philipp; Eisenhauer, Frank; Sari, Re'em; Waisberg, Idel; Habibi, Maryam; Pfuhl, Oliver; George, Elizabeth; Dexter, Jason; von Fellenberg, Sebastiano; Ott, Thomas; Genzel, Reinhard (ngày 28 tháng 11 năm 2016). “An Update on Monitoring Stellar Orbits in the Galactic Center”. The Astrophysical Journal. 837: 30. arXiv:1611.09144. Bibcode:2017ApJ...837...30G. doi:10.3847/1538-4357/aa5c41.
  54. ^ Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J. (2009). “Characteristics of the Galaxy according to Cepheids”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 398 (1): 263–270. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009MNRAS.398..263M. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x.
  55. ^ English, Jayanne (ngày 14 tháng 1 năm 2000). “Exposing the Stuff Between the Stars”. Hubble News Desk. Bản gốc lưu trữ ngày 12 tháng 5 năm 2020. Truy cập ngày 10 tháng 5 năm 2007.
  56. ^ Sparke, Linda S.; Gallagher, John S. (2007). Galaxies in the Universe: An Introduction. tr. 90. ISBN 9781139462389.
  57. ^ “Năm thiên hà”.
  58. ^ Garlick, Mark Antony (2002). The Story of the Solar System. Cambridge University. tr. 46. ISBN 0-521-80336-5.
  59. ^ “Solar System's "Nose" Found; Aimed at Constellation Scorpius”.
  60. ^ “SINFONI in the Galactic Center: young stars and IR flares in the central light month”. Chú thích journal cần |journal= (trợ giúp)
  61. ^ Vanhollebeke, E.; Groenewegen, M. A. T.; Girardi, L. (April 2009). "Stellar populations in the Galactic bulge. Modelling the Galactic bulge with TRILEGAL". Astronomy and Astrophysics. 498: 95–107. Bibcode:2009A&A...498...95V. doi:10.1051/0004-6361/20078472.
  62. ^ Majaess, D. (March 2010). "Concerning the Distance to the Center of the Milky Way and Its Structure". Acta Astronomica. 60 (1): 55. arXiv:1002.2743. Bibcode:2010AcA....60...55M.
  63. ^ Cabrera-Lavers, A.; et al. (December 2008). "The long Galactic bar as seen by UKIDSS Galactic plane survey". Astronomy and Astrophysics. 491 (3): 781–787. arXiv:0809.3174. Bibcode:2008A&A...491..781C. doi:10.1051/0004-6361:200810720.
  64. ^ McClure-Griffiths, N. M.; Dickey, J. M.; Gaensler, B. M.; Green, A. J. (2004). “A Distant Extended Spiral Arm in the Fourth Quadrant of the Milky Way”. The Astrophysical Journal. 607 (2): L127. arXiv:astro-ph/0404448. Bibcode:2004ApJ...607L.127M. doi:10.1086/422031.
  65. ^ Siêu đám Xử Nữ
  66. ^ “Nhóm Địa phương”.

Liên kết ngoài

[sửa | sửa mã nguồn]
Wikimedia Commons có thêm hình ảnh và phương tiện truyền tải về Ngân Hà.

(tiếng Anh)

Bài chi tiết: Trung tâm Ngân Hà
This template contains clickable linksVị trí của Trái Đất
Trái Đất
Hệ Mặt trời
Vành đai Gould
Nhánh Orion
Ngân Hà
Local Group
Siêu đám Xử Nữ
Siêu đám Laniakea
Vũ trụ quan sát được
Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=Ngân_Hà&oldid=71576554”