CÁC THIÊN HÀ TƯƠNG TÁC (VỚI NHAU)
Giữa thế kỉ XX, các kính thiên văn lớn cho phép các nhà thiên văn nghiên cứu vị trí và hình dáng của hàng vạn các thiên hà yếu ớt. Điều gây chú ý là một số thiên hà (5-10%) có hình dạng méo mó kì lạ đến nỗi đôi khi rất khó quy chúng vào một loại hình thái nào đó. Một số trong chúng có hình dáng hết sức không đối xứng, như thể bị "vò nhàu" đi vậy. Đôi khi hai thiên hà dược bao bởi màn sương mù chung bằng sao toả sáng, hoặc gắn với nhau bởi một cái cầu nối bằng sao hoặc bằng khỉ. Ở một số trường hợp riêng lẻ, từ những thiên hà mọc ra những cái đuôi dài, kéo dài tới hàng trăm nghìn năm ánh sáng trong không gian giữa các thiên hà.
Một số tinh hệ lại khác biệt bởi tính chất phức tạp của những chuyển động bên trong của khí giữa các vì sao, những chuyển động này không dẫn tới sự quay đơn giản của vật chất quanh tâm. Những chuyển động không theo vòng tròn như vậy không thể tiếp tục lâu dài, chúng sẽ bị tắt sau một hai vòng quay của đĩa.
Nghĩa là chúng xuất hiện chưa lâu lắm. Có lẽ chúng ta đang quan sát những thiên hà trẻ chưa định hình đầy đủ chăng? Không, sự phân tích thành phần sao cho thấy rằng chúng cũng già như phần lớn những thiên hà khác.
Thường xuyên hơn cả, những hệ sao khác thường này là thành viên của các cặp hay nhóm khăng khít, và điều đó nói lên rằng tất cả những đặc điểm vừa nêu là kết quả sự ảnh hưởng của các thiên hà với nhau. Nhà thiên văn Xô viết nổi tiếng Bôrit Alêcxanđrôvich Vôrôntxôp Vêliaminôp là người đầu tiên bắt đầu nghiên cứu các đối tượng như vậy đã đặt cho chúng cái tên là “các thiên hà tương tác”. Ông miêu tả và đưa vào danh mục hàng nghìn sinh hệ tương tác, trong đó có những thiên hà hết sức hiếm gặp, xét về cấu trúc và hình thái của chúng, làm các nhà thiên văn cho đến lúc đó vẫn thấy là bí ẩn bởi vẻ bề ngoài bất thường của chúng.
Những nghiên cứu thống kê đã đưa đến kết luận rằng phần lớn các thiên hà tương tác không phải là những lữ khách ngẫu nhiên gặp nhau trong Vũ Trụ, mà là những người họ hàng gắn bó với nhau bởi nguồn gốc chung. Trong quá trình di chuyển của mình, lúc thì chúng tiến gần nhau, lúc lại rời xa nhau.
Những trường hấp dẫn của những hệ sao gần gũi tạo nên lục triều đủ để làm biến dạng thiên hà, hoặc làm biến đổi cấu trúc bên trong của chúng. Miêu tả quá trình này bằng lý thuyết khá phức tạp. Đóng vai trò rất quan trọng trong việc nghiên cứu nó là việc tạo các mô hình trên máy tính. Những quá trình diễn ra trong thiên nhiên dài hàng trăm triệu năm thì trên màn hình máy tính được triển khai ngay trước mắt chúng ta.
Khi những hệ sao tiến gần lại nhau hình thể của chúng bị biến dạng, xuất hiện những nhánh xoắn hùng mạnh, sản sinh ra những cầu nối giữa các thiên hà. Sau đó khi những thiên hà bắt đầu tách xa nhau thì từ một hoặc từ cả hai phun ra những cái đuôi dài bằng khí và sao. Khi có sự tương tác mạnh thì kích thước, hình dáng và thậm chí cả loại hình thái của các thiên hà bị thay đổi không thể đảo ngược được nữa (không có tính thuận nghịch). Tính chất tương tác phụ thuộc vào nhiều yếu tố. Thí dụ, nó phụ thuộc vào việc thiên hà có đĩa sao không, nó có nhiều khí giữa các sao không, thiên hà lân cận tiến lại gần nó ở khoảng cách nào, nó di chuyển theo hướng nào và vận tốc bao nhiêu, quỹ đạo của nó được định hướng như thế nào. Chính vì vậy hình dạng của các thiên hà tương tác rất đa dạng. Nhưng có thể nói được một dự báo chung: nếu các thiên hà không ngẫu nhiên gặp nhau trong không gian, mà tạo thành một hệ thì sự tương tác của chúng sớm hay muộn sẽ dẫn tới sự xích lại sát nhau rồi hợp nhất sau đó. Quá trình này có thể kéo dài hơn một tỷ năm. Những hệ sao hợp nhất như vậy trong thực tế đã được tìm thấy trong số các thiên hà quen biết. Trong số chúng, người ta quan sát thấy các nhân đôi, nhân bội thì hiếm hơn, những dòng sáng của vật chất trước đây được phóng vào không gian giữa các thiên hà hoặc là những “quầng hoa”, sao kéo dài một cách bất thường.
Sự tương tác đóng vai trò rất lớn trong quá trình tiến hoá của các hệ sao. Nhiều thiên hà trong quá khứ xa xôi chắc đã phải chịu sự tương tác lớn, dẫn đến sự “hợp nhất”. Bây giờ hình dạng bên ngoài của chúng có thể là hoàn toàn bình thường và chỉ những nghiên cứu chuyên môn mới cho phép nghi vấn về các quá trình sôi động mà chúng đã trải qua trước đây. Chẳng hạn, thiên hà vô tuyến gần gũi với ta nhất Centaurus A được coi là kết quả hợp nhất của một tinh hệ elip với một tinh hệ có đĩa (có lẽ tà hệ xoắn), mà khí giữa các sao của hệ sau đã tạo ra một đĩa khí bụi khổng lổ. Nó nằm hướng cạnh sườn về phía chúng ta và vì vậy trên ảnh nó được thấy như một dải tối cắt ngang thiên hà. Còn trường hợp thú vị hơn nữa là thiên hà M 64, nơi mà có lẽ đã hợp nhất hai thiên hà đĩa với các hướng quay khác nha. Kết quả là ở phần bên trong của tinh hệ này xuất hiện đĩa khí bụi quay theo hướng ngược lại với chiều quay của đĩa sao. Những đĩa khí bụi không lớn lắm, có nhiều khả năng là những phần còn lại của những thiên hà rất giàu khí đã từng bị một anh láng giềng loại võ sĩ hạng nặng nuốt chửng và chúng đã được tìm thấy ở hàng loạt các hệ sao elip.
Có thể giả định rằng hàng tỷ năm trước sự tương tác vả hợp nhất của các thiên hà xảy ra thường xuyên hơn nhiều, vì rằng rất nhiều thiên hà đã kịp hòa nhập thành các hệ sao thống nhốt ngày nay. Thực vậy quan sát trên kính thiên văn vũ trụ Hơpbơn những thiên hà xa và yếu mà ánh sáng của chúng bay tới chúng ta mất hàng tỷ năm cho thấy rằng trong số chúng tỷ lệ những hệ sao tương tác bị biến dạng rất lớn.
Sự tương tác của các thiên hà không chỉ giới hạn bằng sự thay đổi đơn thuần cấu trúc hoặc loại hình của chúng. Sự ảnh hưởng lẫn nhau thậm chí của những thiên hà khá xa nhau vẫn thường dẫn tới sự bùng nổ tạo sao của một trong hai thiên hà, thậm chí của cả hai.
Lại một lần nữa mô hình hoá trên máy tính giúp chúng ta giải thích hiện tượng này. Hoá ra là sự tương tác có tính chất triều của các thiên hà tạo điều kiện cho sự hình thành những đám mây khí nặng. Ngoài ra vận tốc tương đối của các đám mây tăng lên và chúng thường xuyên va đập vào nhau. Chính các quá trình này về nhiều mặt đã quyết định sản sinh những ngôi sao.
Cuối cùng trong số những thiên hà tương tác có tương đối nhiều hệ có nhân phát xạ (xem mục "Các thiên hà có nhân phát xạ"). Theo quan niệm hiện đại để cho nhân phát xạ cần có một thể đặc sít nặng ở tâm thiên hà (có lẽ những vật thể như vậy là những lỗ đen có khối lượng bằng hàng trăm triệu hoặc hàng tỷ lần khối lượng Mặt Trời) và khí mà có thể tự do rơi vào tâm. Nhưng sự quay của khí giữa các sao trong thiên hà cản trở sự rơi của khí vào tâm. Và thế là sự tác động từ phía một thiên hà láng giềng có thể đóng vai trò quyết định. Trường hấp dẫn của nó làm thay đổi tốc độ quay của những đám mây khí, hất nó ra khỏi các quỹ đạo tròn. Mô hình hoá những quá trình này đã cho thấy rõ rằng với những điều kiện ban đầu cụ thể nào đó, khí giữa các sao được hút vào tâm và tạo ra ở đó của khí quay có đường kính vài nghìn năm ánh sáng. Sự tiến hoá tiếp theo dẫn tới việc là một phần khí từ đĩa ở nhân dần dần rơi vào chính tâm, vào lỗ đen. Nhiên liệu cho nhân thế là đã có! Thiên hà của chúng ta có thể liệt vào số những thiên hà tương tác yếu.
Nó chịu tác động hấp dẫn từ phía các bạn đồng hành lân cận - những đám Mây Magienlăng Lớn và Nhỏ. Ảnh hưởng của Thiên Hà của chúng ta lên các hệ sao không lớn lắm này mạnh hơn nhiều và đáng buồn hơn nhiều: khi đi ngang qua Thiên Hà với khoảng cách gần, các hệ sao đó không tránh khỏi sự phá huỷ. Có lẽ là sau vài tỷ năm nữa các đám Mây Magienlăng sẽ nhập vào Thiên Hà của chúng ta và dần dần tan ra trong nó.
