SỰ ĐA DẠNG CỦA CÁC THIÊN HÀ
Các thiên hà là những hệ sao (tinh hệ) lớn, trong đó các ngôi sao liên kết với nhau bởi lực hấp dẫn. Có những thiên hà chứa tới nghìn tỷ sao. Thiên Hà của chúng ta còn gọi là Ngân Hà cũng tương đối lớn; trong đó có hơn 200 tỷ ngôi sao. Những thiên hà nhỏ nhất chứa số sao ít hơn một triệu lần và giống những quần sao hình cầu nằm trong hệ Ngân hà, chỉ có điều là kích thước lớn hơn nhiều. Ngoài những ngôi sao thông thường các thiên hà còn chửa khí giữa các sao, bụi và cũng như các thiên thể "kì quặc" khác nữa: các sao lùn trắng, các sao nơtron, những lỗ đen. Khí trong các thiên hà không chỉ rải ra tản mạn ở giữa các vì sao, mà còn tạo nên những đám mây khổng lồ (khối lượng đến hàng triệu lần khối lượng Mặt Trời, những tinh vân rực sáng bao quanh những ngôi sao nóng, những tinh vân dầy đặc và lạnh chứa khí và bụi. Các tinh hệ lớn có khối lượng bằng hàng trăm tỉ khối lượng Mặt Trời. Những thiên hà nhỏ nhất trong số các thiên hà lùn chỉ "cân nặng" có 100000 lần lớn hơn Mặt Trời. Như vậy nghĩa là sự chênh lệch về khối lượng của các thiên hà lớn hơn một cách đáng kể so với sự chênh lệch ở các sao: những ngôi sao "nặng" nhất và "nhẹ" nhất chênh nhau chưa đến 1000 lần.
Mây Magienlăng Lớn, một trong những thiên hà
gần chúng ta nhất
Hình dạng bề ngoài và cấu trúc các tinh hệ cũng rất khác nhau và tương ứng với điều này mà các thiên hà được chia ra thành các dạng hình thái học.
Những thiên hà gần với chúng ta nhất và sáng nhất trên bầu trời là hai đám Mây Magienlăng. Trông chúng giống như hai đám mây sương mù nhỏ tạo như hai mảnh của Ngân Hà bị tách rời ra. Rất tiếc là ở bán cầu Bắc không nhìn thấy chúng. Nhưng những thuỷ thủ viễn du ở các biển phía Nam từ xa xưa đã biết về hai "đám mây" không lớn, ánh lên màu bạc trong bầu trời đêm vào những lúc đẹp trời. Điều kì lạ hơn cả là những đám mây này không thay đổi vị trí so với những ngôi sao: chúng dường như được gắn chặt lên bầu trời vậy. Vào thế kỉ XV các thuỷ thủ đã gọi chúng là Những Đám Mây xứ Cap (Cap là tên gọi vùng đất mũi cực nam Châu Phi). Thiên cực nam khác với thiên cực bắc khó tìm hơn trên bầu trời vì bên canh nó không có những ngôi sao sáng, dễ nhận ra, như sao Bắc Cực. Còn hai Đám Mây nằm cách cực nam của thiên cầu không xa (ở khoảng cách chừng 200) và tạo ra cùng với cực một tam giác gần như đều. Vị trí đó làm cho chúng trở thành những đối tượng thuận tiện chó việc xác định phương hướng.
Tuy vậy bản chất của các Đám Mây từ lâu vẫn là một bí ẩn. Trong thời gian thám hiểm vòng quanh Trái Đất của Phecnăng Magienlăng trong những năm 1519 - 1521, bạn đồng hành và người viết sử của ông là Antôniô Pigaphet đã miêu tả các Đám Mây trong nhật kí thám hiểm của mình. Sau cái chết của nhà hàng hải thám hiểm nổi tiếng, Pigaphet đã đề nghị đặt tên cho hai Đám Mây là Mây Magienlăng Lớn và Nhỏ.
Các đám Mây Magienlăng thuộc các đối tượng thiên văn lớn nhất nhìn thấy được trên bầu trời. Mây Magienlăng Lớn có độ choán hơn 5o nghĩa là gấp 10 lần đường kính biểu kiến của Mặt Trăng. Mây Magienlăng Nhỏ lớn hơn 20 một chút. Trên những bức ảnh ghi được cả những vùng bên ngoài yếu ớt thì độ lớn của chúng tương ứng của chúng bằng l0o và 6o. Nếu ánh sáng từ Mây Magienlăng Lớn thu vào một điểm trên bầu trời thì sẽ tạo thành một thực thể
có thể sáng xấp xỉ với những ngôi sao sáng nhất, ánh sáng từ Mây Maglenlăng Lớn đến với chúng ta mất 200000 năm, còn từ Mây Magienlăng Nhỏ mất 170000 năm.
Khi nghiên cứu bầu trời với sự trợ giúp của kính thiên văn hiện đại người ta đã phát hiện ra vô số thiên hà, giống với hai Mây Magienlăng. Chúng có đặc điểm là hình dạng không định hình, như miếng ghẻ vụn. Trong những thiên hà như vậy có chứa nhiều khí, đến 50% tổng khối lượng của chúng.
Loại thiên hà này được gọi là thiên hà bất định (không định hình) (tiếng Anh: irregular galaxy, tiếng Pháp: galaxie irrégulière) và được ký hiệu là lr (từ tiếng Anh: lrregular = "không định hình"). Gần 5% tất cả các tinh hệ quen biết đều thuộc các nhóm này.
Thiên hà elip (tiếng Anh: elliptical galaxy, tiếng Pháp: galaxie elliptique) chiếm 25% tổng số các thiên hà có độ trưng cao. Chúng được ký hiệu bằng chữ E (từ tiếng Anh elliptical = "elip"), sau đó thêm vào một con số từ 0 đến 6, tuỳ theo mức độ phồng lên của nó (E0 là những thiên hà hình cầu, E6 "bẹt" nhất). Trên kính ảnh trông chúng giống như hình tròn hoặc hình elip không sắc nét mà mức độ sáng của chúng giảm dần tính từ tâm ra ngoài. Màu của các thiên hà elip hơn đó bởi vì chúng chủ yếu gồm những ngôi sao già. Khí lạnh ở những tinh hệ như vậy hầu như không có, nhưng ở những hệ nặng nhất thì chứa đầy khí rất loãng, nóng tới nhiệt độ hơn một triệu độ.
Thiên Hà elip M87 trong chòm sao Trinh Nữ
Thiên hà xoắn (tiếng Anh: spiral galaxy, tiếng Pháp: galaxie spirale) nhìn hình dáng bên ngoài giống như quả đậu ván hoặc như thấu kính có hai mặt lồi. Trên đĩa của thiên hà thấy hoạ tiết hình xoắn ốc gồm hai hay nhiều (đến hàng chục) nhánh xoắn (hay tay xoắn) theo một hướng xuất phát từ tâm thiên hà. Đĩa thiên hà chìm trong đám mây sao loãng hơn, sáng yếu có dạng xphêrôit (phỏng cầu) gọi là quầng. Một nửa các thiên hà quan sát được thuộc loại này (chi tiết hơn về cấu tạo cửa chúng có thể đọc ở mục "Thiên Hà của chúng ta và vị trí của Mặt Trời trong đó"). Những thiên hà hình xoắn được ký hiệu bằng chữ cái S. Theo mức độ cấu trúc hoá (phát triển) của các nhánh xoăn và hình dạng chung, các thiên hà được chia nhỏ ra thành các kiểu Hơpbơn theo tên của nhà thiên văn Mỹ Etuyn Hơpbơn, người đã đề xuất cách phân loại các thiên hà. Những tinh hệ với những nhánh phẳng, hình xoắn cuốn chặt thuộc loại Sa. Trong loại này phần tâm hình cầu (bầu) sáng rực rỡ và kéo dài ra còn các tay xoắn không rõ nét lắm mà bị nhoè. Nếu những tay xoắn to khoẻ và rõ nét hơn, còn phần tâm ít tách biệt hơn thì những thiên hà như vậy thuộc nhóm Sb. Những thiên hà có cấu trúc xoắn hình giẻ vụn phát triển, còn phần bầu của chúng nhìn thấy rất mờ trên nền chung thì thuộc nhóm Sc. Ở một số hệ xoắn ở phần tâm có một thanh ngang bằng sao gần như thẳng trước khi chuyển thành tay xoắn. Trong trường hợp này chúng được gọi là thiên hà xoắn có thanh ngang (tiếng Anh: barred spiral galaxy; tiếng Pháp: galaxie spirale barrée) và được biểu thị băng các chữ cái hoa SB trước khi phân nhóm theo chữ cái thường a,b hoặc c (thí dụ: SBc).
Thiên hà dạng thấu kính (tiếng Anh: lenticular galaxy, tiếng Pháp: Galaxie lenticulaire) là dạng trung gian giữa dạng xoắn và elip. Chúng có bầu quầng và đĩa, nhưng không có tay xoắn và được ký hiệu là SO. Chúng chiếm khoảng 20% trong số các thiên hà.
Thiên hà M 104 trong chòm sao Trinh Nữ
Trong số các thiên hà còn có thể gặp các thiên hà lùn không có trong bảng xếp loại của Hơpbơn. So với các thiên hà bình thường thì nó nhỏ hơn vài chục lần về kích thước và khối lượng. Nhưng các thiên hà lùn không chỉ khác các thiên hà còn lại về độ lớn. Đường đời của những hệ sao này độc đáo tới mức nó đặt dấu ấn lên cả các tính chất của các ngôi sao nằm trong thiên hà, lẫn lên tính chất của các thiên hà xét về tổng thể. Sự phát hiện gia dình các thiên hà lùn bắt đầu từ những năm 30 của thế kỉ XX. Trong thời gian này, nhà thiên văn người Mỹ Halâu Saply phát hiện ra hai quần sao rất mờ, khó khăn lắm mới nhận biết được trong các chòm sao Điêu Khắc và Lò Luyện (thuộc bán cầu nam của bầu trời). Bản chất của chúng cũng không rõ cho tới lúc đo được khoảng cách tới chúng. Các quần sao yếu ớt đó hoá ra lại là những đối tượng ngoài Thiên Hà, là những hệ sao lùn độc lộp có mật độ rất thấp. Điều đó gợi sự quan tâm dối với các thiên hà yếu ớt với độ sáng bề mặt thấp, và sau đó một thời gian người ta đã biết rằng có rất nhiều thiên hà lùn.
Những thiên hà lùn được biểu thị bằng chữ cái d (từ tiếng Anh: dwart = "lùn"). Có thể phân chia chúng thành các thiên hà lùn elip de, lùn xpherôit (phỏng cầu) dSph (Sph viết tắt từ tiếng Anh sphere= "cầu"), lùn không định hình dlr, lùn đặc sít xanh lam dBCG (ở đây BCG là từ tiếng Anh viết tắt blue compact galaxy = "thiên hà đặc sít màu xanh lam”).
Các thiên hà lùn dE khác với các thiên hà elip bình thường chù yếu ở độ lớn và khối lượng. Đó thực ra chính là các thiện hà elíp, chỉ có số lượng các sao ít hơn. Về cơ bản chúng gồm các ngôi sao già có khối lượng không lớn, chứa rất ít khí và bụi.
Những thiên hà lùn phỏng cầu về nhiều mặt giống các thiên hà elíp, nhưng loãng hơn nhiều. Chúng được tạo thành bởi các ngôi sao hyđrô - hêli già với hàm lượng các nguyên tố hoá học nặng rất thấp. Hoàn cảnh nói trên để lại dấu ấn lên những tính chất vật lý của những ngôi sao này: chúng nóng hơn, xanh lam hơn và quá trình tiến hoá của chúng diễn ra khác hơn một chút so với các ngôi sao có thành phần hoá học kiểu Mặt Trời. Một loạt các thiên hà lùn phỏng cầu gần gũi là những bạn đồng hành của Thiên Hà chúng ta.
Những dạng khác của thiên hà lùn dlr và dBCG - là những hệ không định hình, có kích thước và khối lượng nhỏ rất giàu khí (trong một số trường hợp khối lượng khí lại nhiều hơn sao). Sự khác biệt chủ yếu giữa chúng được thể hiện ở chỗ, trong các thiên hà dBCG thường xuyên quan sát thấy sự hình thành sao diễn ra khẩn trong và sản sinh ra số lượng lớn những ngôi sao nặng màu xanh lam.
Nhờ vậy mà các thiên hà trông rực sáng hơn. Đặc sít hơn và được nhuốm màu xanh lam.
Những thiên hà với những nhánh xoắn phát triển không thấy có trong số các thiên hà lùn. Có lẽ là đề rạo ra được nhánh xoắn cần đĩa sao rất nặng. Mà khối lượng của các thiên hà lùn thì không đủ cho việc đó đồng thời còn tồn tại một loại tinh hệ xoắn lớn mà độ sáng (độ chói) bề mặt của chúng nhỏ hơn rất nhiều so với các hệ bình thường. Điều bất thường trong chúng là mật độ không lớn của đĩa sao: những ngôi sao mới vì những lý do không rõ hầu như không được sinh ra trong các thiên hà này. Chúng được gọi là những thiên hà thiểu năng (còm) hoặc là những thiên hà xoắn có độ chói thấp.
Những phân hệ trong thiên hà (bầu, đĩa, quầng) có tương tác hấp dẫn với nhau, tạo nên một tổng thể thống nhất. Cho tới nay các thiên hà tự “hoàn thiện” mình từ bên trong, tạo nên những ngôi sao và những quần sao. "Thức ăn" cho công việc này chính là khí. Các thiên hà elip đã sử dụng hết trữ lượng khí của mình từ lâu, cho nên không có các sao trẻ trong đó. Ở những thiên hà khác, nơi vẫn còn khí, những ngôi sao vẫn tiếp tục được sinh ra.
Thiên hà có thanh ngang NGC 1365
Chúng xuất hiện thành những nhóm lớn. Sự hình thành những ngôi sao bao trùm những vùng rộng lớn có kích thước đến với năm ánh sáng. Những ngôi sao nặng nhất sau khi đi hết đường đời của mình khá nhanh, đã nổ tung thành những sao siêu mới.
Sự phân loại hình thái học các thiên hà theo Hớpbơn. Các loại thiên hà khác nhau được phân bố trên sơ đồ theo cách thức là lượng khí và các sao trẻ được tăng lên từ trái sang phải
Những vụ nổ của những sao siêu mới tạo nên những sóng nén cục mạnh trong môi trường giữa các sao ở xung quanh và điều đó đến lượt mình lại xúc tác “nạn dịch" hình thành sao trong các vùng lân cận của thiên hà.
Các thiên hà M18 và M82 trong chòm sao Gấu Lớn
“Địa vị xã hội" của một thiên hà phụ thuộc vào khối lượng của nó. Các "công tước" và "nam tước" lớn được đám tuỳ tùng nhiều vô kể là các thiên hà nhỏ hơn bao quanh. Các thiên hà nhỏ khi đi xuyên qua các thiên hà lớn phải "nộp cống", dành cho chúng một phần hoặc toàn bộ vật liệu xây dựng của mình là khí. Nếu hai thiên hà đi qua nhau tương đối gần thì trường hấp dẫn của chúng ảnh hưởng tích cực đến chuyển động của các sao và khí trong hệ đó. Kết quả là vẻ ngoài của các thiên hà có thể bị thay đổi một cách đáng kể.
Trong các bức ảnh của các cặp thiên hà gần nhau hoặc của các nhôm thiên hà khăng khít có thể nhận thấy ròng hình dáng của chúng bị méo lệch đi, nhiều khi còn nhìn thấy cả những cái đuôi và thanh nối ngang từ khí và sao. Những thiên hà như vậy được gọi là những thiên hà tương tác. Sự tương tác của các thiên hà thường tạo nên sự bùng nổ hình thành sao trong thời gian đó trong các lò riêng biệt có thể sản sinh ra hàng trăm triệu ngôi sao. Người ta còn quan sát thấy cả các dải thiên hà "ăn thịt đồng loại": chúng phá huỷ và “nhai ngấu nghiến” các láng giềng nhỏ hơn, những kẻ rơi vào “mạng nhện” trường hấp dẫn của mình.
Sự tương tác của các thiên hà trong những điều kiện nhất định dẫn đến hiện tượng một phần khí của một thiên hà trong chúng, hoặc của cả hai rơi vào chính tâm, vào nhân của thiên hà. Điều đó có thể dẫn đến sự bộc phát tính phát xạ của nhân dẫn tới sự thoát ra một lượng lớn năng lượng trong vùng tâm nhỏ bé, về kích thước chỉ như hệ Mặt Trời. Những thiên hà có nhân phát xạ gọi tắt là thiên hà phát xạ (tiếng Anh: active galaxy, tiếng Pháp: galaxie active) rất thường gặp trong số những thiên hà có các bạn đồng hành gần kề và trong số những thiên hà trong tác (xem mục "Các thiên hà có nhân phát xạ" và "Các thiên hà tương tác").
