Các thiên hà ellip chứa ít khí và có khối lượng trải ra trên  một dải rộng, từ vài nghìn lần khối lượng Mặt Trời đối với các thiên hà ellip lùn, cho tới khoảng 10¹³ lần khối lượng  Mặt Trời đối  với các thiên hà ellip siêu kềnh. Các thiên hà ellip lùn phổ biến hơn các thiên hà kềnh và siêu kềnh. Thiên hà kềnh và siêu kềnh  thường là những nguồn vô tuyến rất mạnh.

Các thiên hà xoắn ốc chứa nhiều khí và có các cánh tay sáng mở ra nhiều hay ít  và uốn ra phía ngoài. Khối lượng trung bình  cuả chúng khoảng 10¹¹ khối lượng Mặt trời. Các sao nóng, trẻ cùng các vùng bị ion hóa xung quanh  (gọi là vùng HII), nằm trong các cánh tay xoắn ốc. Các thiên hà xoắn ốc quay giống Thiên hà cuả chúng ta. Nhiều thiên hà xoắn ốc có một  thanh khí  ở trung tâm. Các thiên hà có dạng bất thường có hàm lượng khí lớn nhất. Khối lượng của chúng, vào cỡ 10¹⁰ khối lượng Mặt Trời, nhỏ hơn khối lượng của một thiên hà xoắn ốc điển hình.

Hai thiên hà ở gần chúng ta nhất, các Đám mây Magellan lớn và bé (LMC và SMC), có thể được nhìn thấy bằng mắt thường trên bầu trời Nam Bán Cầu. Ở cách chúng ta 50 và 60 kpc (1), chúng là các vệ tinh của Thiên hà của chúng ta và có dạng bất thường. Một thiên hà láng giềng khác, ở cách Thiên Hà của chúng ta 690 kpc, Tinh vân Tiên nữ (Andromeda), còn được gọi là Messier 31, là một thiên hà xoắn ốc khổng lồ nhìn thấy được ở Bắc Bán Cầu. Khoảng cách của các thiên hà láng giềng này được xác định bằng cách quan sát một loại sao, được gọi là sao Cepheid, ở trong các thiên hà này. Độ chói của các sao Cepheid thay đổi một cách tuần hoàn và độ sáng nội tại của chúng có thể được suy ra từ chu kỳ biến thiên. Do đó, khoảng cách của chúng và khoảng cách của thiên hà mẹ có thể tính được từ thông lượng của chúng, đo từ Trái Đất (phương trình 8.2 và phần "Các sao biến quang" Chương VIII)

Elliptical galaxies are poor in gas and have  masses spanning a wide range, from only a few thousand solar masses for dwarf ellipticals to about 10¹³ solar masses for supergiant ellipticals. Dwarf ellipticals are more common than giant and supergiant  ellipticals, which are usually powerful radio sources.

Spiral galaxies are rich in gas and exhibit more or less open luminous arms winding  outwards from their center. Their mass is ~ 10¹¹ solar masses on the average. Young hot stars and the associated bright ionized HII regions lie in the spiral arms. Spiral galaxies rotate like our own Galaxy. Several spiral galaxies have a bar-like structure centered on their nuclei. Irregular galaxies have the largest gas content. Their mass, of the order of 10¹⁰ solar masses, is lower than that of a typical spiral.

The two closest galaxies, the Large and the Small Magellanic Clouds (LMC and SMC), are visible to the naked eye in the sky of the Southern Hemisphere. At distances of 50 and 60 kpc, respectively, they are satellites of our Galaxy and have an irregular shape. Another nearby galaxy at a distance of 690 kpc, the Andromeda Nebula also known as Messier 31, is a giant spiral galaxy visible in the Northern Hemisphere. The distances of these relatively close galaxies are determined by observations of a class of stars, the Cepheids, in these galaxies. The brightness of the Cepheids changes periodically and their intrinsic luminosity can be derived from their period of variation. Their distance and that of the parent galaxy can then be obtained from their flux measured at Earth (equ. 8.2 and section "Pulsating stars" - Chapter VIII)

Các đám thiên hà

Clusters of galaxies

Các thiên hà có xu hướng hợp lại với nhau thành nhóm. Thiên hà của chúng ta và các thiên hà lân cận khác thuộc về Nhóm Địa phương gồm khoảng 20 thành viên, chiếm một thể tích không gian có đường kính vài mega parsec. Nhóm này bị chi phối chủ yếu bởi ba thiên hà xoắn ốc lớn. Tinh vân Tiên nữ, thành viên lớn nhất của nhóm, có khối lượng 300 tỉ khối lượng Mặt Trời, trong khi đó Thiên Hà của chúng ta, với khối lượng nhỏ hơn hai lần, đứng thứ hai. Thiên hà xoắn ốc đáng chú ý thứ ba là Tinh vân Tam giác, còn được gọi là Messier 33. Các thành viên còn lại của Nhóm là các thiên hà ellip và các thiên hà có dạng bất thường với khối lượng nhỏ hơn nhiều. Một số thiên hà của Nhóm Địa phương đã được phát hiện trên những bước sóng vô tuyến. Lý do là vì  những thiên hà này nằm trong mặt phẳng của Thiên Hà của chúng ta nên ánh sáng bị hấp thu bởi bụi của Thiên hà.

Khoảng năm chục nhóm nhỏ các thiên hà đã được tìm thấy xung quanh Nhóm Địa phương. Xa hơn nữa, ở khoảng cách khoảng 15 megaparsec (1),  là đám Xử nữ (Virgo) chứa hàng nghìn thiên hà, và trải ra hơn 12 độ trên bầu trời trong chòm sao Xử nữ. Chính các đám thiên hà lại tập hợp thành các siêu đám như Siêu đám Địa phương có tâm nằm ở đám Virgo và chứa tất cả các nhóm lân cận, trong đó có Nhóm Địa phương.

Nói chung, việc xác định sự phân bố của các thiên hà trong Vũ trụ được dựa trên khoảng cách xác định được từ các phép đo tốc độ xuyên tâm của chúng và từ định luật Hubble (xem Chương XI). Các thiên hà dường như tập hợp trong không gian trên bề mặt những cái bọng khổng lồ tiếp giáp nhau. Các đám thiên hà không chỉ là những nguồn bức xạ vô tuyến mà còn phát ra tia X. Điều đó nói lên rằng chúng chứa khí ở nhiệt độ hàng chục đến hàng trăm triệu độ. Bởi vì các đám thiên hà rất sáng và phát bức xạ vô tuyến nên chúng có thể được phát hiện ở những khoảng cách lớn. Những đám thiên hà được dùng để nghiên cứu cấu trúc quy mô lớn của Vũ trụ.

Kính thiên văn vũ trụ Hubble đã được sử dụng để phát hiện các thiên hà xa nhất, một số nằm ở khoảng cách hơn 10 tỉ năm ánh sáng. Điều này có nghĩa là chúng ta đang thăm dò giai đoạn ban đầu trong quá trình tiến hóa của Vũ trụ.

Galaxies tend to be grouped together. Our Galaxy and  other nearby galaxies belong to the Local Group of about 20 members occupying a volume of space of a few megaparsecs in diameter. The Group is dominated by three large spiral galaxies. Andromeda, the most massive member of the Group, has a mass of ~300 billion solar masses, while our Galaxy with a mass two times smaller ranks second. The third conspicuous spiral is the Triangulum Nebula also designated as Messier 33. The remaining members of the Group are elliptical and irregular galaxies with much smaller masses. Some galaxies of the Group were detected by means of their radio emission, since they lie in the plane of our Galaxy and their radiation in the visible is absorbed by the galactic dust.

About fifty small group of galaxies are found around the Local Group. Farther on, at about 15 megaparsecs, lies the Virgo Cluster containing thousands of galaxies, and extending over 12 degrees in the sky in the Virgo  star constellation. Clusters of galaxies themselves are grouped in superclusters like the Local Supercluster centered on the Virgo cluster and containing all the surrounding groups including the Local Group.

The distribution of galaxies in the Universe is generally based on distances of the galaxies  derived from the measurements of their radial velocities and from use of Hubble's law (see Chapter XI). Galaxies seem to gather in space on the surfaces of giant contiguous bubbles. Clusters of galaxies are not only the source of radio emission but they also emit X-rays, suggesting that they contain gas of temperature of tens to hundreds of millions of degrees. The fact that clusters of galaxies are very luminous and exhibit radio emission enables them to be detected at large distances. They are used to investigate the large scale structure of the Universe.

The Hubble Space Telescope has been used to detect the farthest galaxies, some of them at distances more than 10 billion light-years. This means that we are probing the Universe in its very early stage of evolution.

Tương tác giữa các thiên hà

Interactions between galaxies

Một thiên hà có thể va chạm với thiên hà láng giềng. Vì khoảng cách giữa các thiên hà lớn  cho nên xác suất tương tác giữa các thiên hà khá thấp. Nếu tương tác yếu, thiên hà có khối lượng lớn hơn sẽ có xu hướng lấy khí ở các lớp ngoài của bạn đồng hành có khối lượng nhỏ hơn. Chứng cớ mạnh mẽ về một tương tác hấp dẫn như vậy là sự phát hiện trên bước sóng vô tuyến ra Dòng Magellan, một cầu nối tạo bởi hydrogen nguyên tử trung hòa chảy ra từ hai bạn đồng hành của Thiên Hà của chúng ta - các đám mây Magellan- và kết thúc ở gần Thiên Hà của chúng ta. Các quan sát bức xạ 21cm của hydrogen trung hòa cũng cho thấy rằng mặt phẳng của Thiên Hà của chúng ta bị vênh lên ở phía ngoài do tương tác hấp dẫn với các đám mây Magellan.

A galaxy can undergo a collision with a neighbor. Since the intergalactic distances are large, the probability of interaction between galaxies is rather low. If the interaction is weak, the more massive galaxy tends to strip the gas in the outer layers of its less massive companion. Strong evidence for such gravitational interaction is the detection by radio astronomers of the Magellanic Stream, a bridge of neutral atomic hydrogen streaming off the two companions of our Galaxy, the Magellanic clouds, to end near our Galaxy. Observations of the 21 cm emission of neutral hydrogen also reveal that the plane of our Galaxy is warped in its outer part due to the gravitational interaction with the Magellanic Clouds.

Va chạm trực diện giữa các thiên hà UGC 06471 & UGC 06472 (Photo: NASA, Rogier Windhorst (Arizona State University, Tempe, AZ), and the Hubble mid-UV team)

Va chạm giữa thiên hà NGC 2207 và thiên hà nhỏ hơn IC 2163

Photo NASA, ESA, D. Merritt (Rochester Institute of Technology), M. Milosavljevic (Caltech), M. Favata (Cornell), S.A. Hughes (MIT), and D.E. Holz (Univ. of Chicago)

Hình X.2

Một va chạm trực diện có thể xảy ra (Hình X.2). Biến cố này khởi tạo một đợt sản sinh ra những ngôi sao ở trung tâm thiên hà vừa mới được tạo thành. Một thiên thể như vậy với một nhân cực sáng trở thành một thiên hà bùng sáng sao. Các thiên hà ellip khổng lồ thường được tìm thấy ở gần tâm các đám thiên hà. Các quan sát vừa mới được tiến hành với kính thiên văn vũ trụ Hubble cho thấy rằng các đám thiên hà trẻ ở xa dường như chứa nhiều thiên hà xoắn ốc, điều này ủng họ ý tưởng cho rằng các thiên hà ellip có thể được tạo thành muộn hơn bởi sự kết nhập của các thiên hà xoắn ốc. Các nhà thiên văn đã làm các mô hình dựa trên tương tác hấp dẫn bằng cách sử dụng máy tính để mô phỏng các hậu quả của sự va chạm và tái tạo các hình ảnh mà họ đã thực sự quan sát được

A head-on encounter can happen (Fig.X.2). This event triggers a burst of stars formation in the center of the newly formed galaxy. Such an object with an abnormally luminous nucleus becomes a starburst galaxy. Giant elliptical galaxies are often found near the center of clusters of galaxies. Recent observations with the Hubble Space Telescope indicate that distant young clusters of galaxies seem to be rich in spirals, tending to support the idea that ellipticals may be formed later by the merging of spirals. Astronomers build models based on the gravitational interaction, using computers to stimulate the effects of the collision and to reproduce the images that they actually observed.

Sự tạo thành thiên hà

Galaxy formation

    Khí trong Thiên Hà của chúng ta phân bố một cách có thứ bậc trên quy mô trải rộng từ kích thước của Hệ Mặt Trời (3.10^-4 pc) cho đến kích thước của các đám mây giữa các sao (vài chục pc). Tương tự như thế, Vũ tru cũng có cấu trúc có thứ bậc trong đó các thiên hà tập họp thành các nhóm, các đám và các siêu đám. Các thiên hà được tạo thành từ những bất đồng nhất về mật độ ở quy mô lớn trong Vũ trụ phôi thai. Do đó, sự tạo thành thiên hà có liên quan trực tiếp với các lý thuyết về Vũ trụ học đã được trình bày trong chương XI. Vấn đề các thiên hà hình thành như thế nào vẫn còn đang gây tranh cãi. Chúng ta hãy đưa ra một kịch bản được đơn giản hóa tương tự như kịch bản dẫn đến sự tạo thành các ngôi sao trong Thiên Hà.

    Bất kỳ một thăng giáng về mật độ ban đầu nào cũng chịu tác dụng của hai lực chính, lực hút hấp dẫn do khối lượng của chính nó và lực do áp suất khí chống lại sự co. Những thăng giáng có thể tăng lên do sự bồi tụ vật chất ở xung quanh. Sau đó nó suy sụp và ngưng tụ lại thành những phức hợp khí lớn. Khi sự suy sụp  của một phức hợp khí tiếp diễn, nó sẽ vỡ ra thành những  mảnh, những  mảnh này trở thành tiền thân của các thiên hà. Các đám mây tạo thành thiên hà, hay còn được gọi là các đám mây tiền thiên hà, chia thành những  mảnh nhỏ hơn. Sau đó, những  mảnh này sẽ ngưng tụ lại thành sao.

    Nguồn gốc của những thăng giáng ban đầu, hiện vẫn còn là một vấn đề chưa biết rõ và là một trong những chủ đề nghiên cứu được ưa thích đối với một số nhà vũ trụ học

            The gas in our Galaxy is distributed hierarchically, in a scale spanning from the dimension of the solar system (~4.10^-4 pc) to the size of the interstellar clouds (a few tens of pc). Likewise, the Universe has a hierarchic structure in which galaxies gather in groups, clusters and superclusters.  Galaxies are formed from the large scale inhomogeneities in density in the early epoch of the Universe. Therefore, galaxy formation is directly connected with the theories of cosmology, discussed in Chapter XI. The problem of how galaxies form is still being debated. Let us give a simplified scenario which is similar to that leading to the formation of stars in the Galaxy.

            Any initial density fluctuation is subject to two main forces, the gravitational attractive force due to its own mass and the force due to the gas pressure which acts against the contraction. A fluctuation can grow by accreting surrounding matter. Then it collapses and condenses into large complexes of gas. As the collapse of a gas complex proceeds, it breaks up into fragments which become the precursors of galaxies. These galaxy-forming clouds, the protogalactic clouds, subdivide into smaller fragments, which in turn condense into stars.

            The origin of the initial fluctuations which remains largely unknown, is one of the favorite topics of research for a number of cosmologists.

Các Quasars

Quasars.

Các nhà thiên văn đã khám phá ra một loại thiên thể mà hình ảnh của chúng không trải rộng ra như hình ảnh của một thiên hà mà có dạng gần tròn và hữu hạn  trông giống các ngôi sao thông thường trong Dải Ngân Hà. Tuy nhiên, các phép đo phổ lại cho thấy rằng phổ của chúng bị dịch chuyển  nhiều về phía bước sóng dài, gợi lên rằng các vật thể này phải ở xa bên ngoài Thiên Hà của chúng ta. Vì Vũ trụ đang giãn nở, tất cả các thiên hà đều chạy ra xa chúng ta và các vạch phổ của chúng dịch chuyển về phía đỏ theo định luật Doppler. Thiên thể càng ở xa càng lùi nhanh ra xa và độ dịch chuyển về phía đỏ của chúng càng lớn (xem chương XI). Mối liên hệ này cũng áp dụng cho các quasar. Do đó, các quasar ở cách chúng ta rất xa.

             Astronomers discovered a category of astronomical objects whose image is not extended like that of a galaxy, but has instead a finite roundish shape reminiscent of ordinary stars in the Milky Way. However, spectroscopic measurements reveal that their spectrum is highly shifted toward long wavelengths, suggesting that these objects should be far beyond our Galaxy. Because the Universe is expanding, all galaxies are rushing away from us and their spectral lines shift toward the red end of the spectrum according to the Doppler law. The farther the objects are, the faster they recede from us and the larger are their redshifts (see Chapter XI). This relation also applies to the quasars. Therefore, quasars are very distant.

Bản chất của quasar là gì?

    Thực chất, quasar sáng gấp hàng ngàn lần các thiên hà sáng nhất mặc dầu các quasar hiện ra như những vật thể rất mờ trên bầu trời vì chúng ở xa. Quasar thuộc vào những loại thiên thể sáng nhất trong Vũ trụ (Hình X.3). Các nghiên cứu quang phổ đã cho thấy rằng bức xạ của quasar được phát ra bởi các khí nóng tương tự như các khí được tìm thấy ở trung tâm các thiên hà có dạng bất thường có nhân rất hoạt động và rất sáng. Các vạch phát xạ của chúng trải rộng ra. Điều đó cho thấy rằng các đám mây khí nóng trong các quasar chuyển động với tốc độ hàng trăm kilomet mỗi giây. Các quasar cũng là những nguồn phát xạ tia X và vô tuyến rất mạnh. Điều khá kỳ lạ là tất cả năng lượng này được giữ trong một thể tích có đường kính chỉ vài năm ánh sáng - một thể tích cực kỳ nhỏ so với kích thước của thiên hà, khoảng 100.000 năm ánh sáng.

    Làm sao chúng ta biết được rằng các quasar lại nhỏ và có mật độ vật chất lớn như vây? Chúng ta không dễ gì đo được một cách trực tiếp kích thuớc của các vật thể này vì chúng nằm xa trong Vũ trụ đến mức đường kính biểu kiến của chúng quá nhỏ, không thể phân giải được dù với những kính thiên văn lớn nhất. Các nhà thiên văn sử dụng một trong những đặc tính quan trọng  nhất của các quasar -sự biến thiên cường độ ánh sáng và cường độ bức xạ vô tuyến của chúng- để ước tính kích thước của các quasar. Đặc biệt độ chói biểu kiến của các quasar biến thiên, thay đổi nhiều cấp trong thời gian vài năm. Những vụ nổ sản sinh ra các đám mây chứa các electron năng lượng cao mới được tạo thành. Những đám mây này phát bức xạ vô tuyến synchrotron. Dù cho các mảnh vỡ còn lại của các vụ nổ này lan truyền với tốc độ ánh sáng c thì cũng phải có một độ trễ về thời gian giữa bức xạ đi tới Trái đất từ phía sau của quasar so với bức xạ đi tới Trái đất từ phía trước của quasar, ở gần người quan sát hơn. Như vậy từ thang thời gian biến thiên t đo được, chúng ta có thể xác định được khoảng  lan truyền của ánh sáng ct, khoảng này phải tương ứng với đường kính cực đại của nguồn. Kết quả vào cỡ hàng năm ánh sáng. Kích thước thực tế đương nhiên nhỏ hơn vì chúng ta đã giả sử rằng các vụ nổ lan truyền với tốc độ ánh sáng c.

    Các quan sát cho thấy rằng trong Vũ trụ, số quasar ở các khoảng cách lớn hơn nhiều hơn so với số quasar ở các khoảng cách bé hơn. Điều này có nghĩa là ở trong Vũ trụ ban đầu đã có nhiều quasar hơn. Kết quả này phù hợp với lý thuyết về Vụ nổ lớn tạo ra một Vũ trụ tiến hóa (xem chương XI).

    Quasars are intrinsically thousands of times more luminous than the brightest galaxies, yet they appear as very faint objects in the sky because of their large distance. They are among the most luminous objects in the Universe (fig. X.3). Spectroscopic studies have shown that the radiation of quasars is emitted by hot gas similar to that found in the center of unusual galaxies which exhibit very active bright nuclei. Their emission lines are furthermore broad, suggesting that the hot gas clouds in quasars move at velocities of hundreds of kilometers per second. Quasars are also powerful sources of X-ray emission and radio emission. Surprisingly enough, all this energy is confined within a volume with a diameter of only a few light-years, a volume extremely small compared to the dimension of a galaxy of about 100 000 light years.

        How do we know that quasars are so compact? It is not easy to measure directly the size of these objects, because they are so remote in the Universe that their diameter appears too small to be resolved even with the largest telescopes. Astronomers use one of the most interesting characteristics of quasars, the variability of the intensity of their light and of their radio emission, to estimate the size of quasars. In particular, the visible brightness of quasars varies, changing by several magnitudes during periods of a few years. Explosions produce fresh energetic electron clouds emitting synchrotron radio radiation. Even if the debris of these explosions propagate at the velocity of light c, there should be a time lag for radiation to reach the Earth from the back side of the quasar relative to its front side which is closer to the observer. Thus, from the measured variability time scale t, we can determine the "light travel distance" ct, which should correspond to the maximum diameter of the source. The result is of the order of light years. The actual size is indeed smaller since we have assumed that the explosions propagate at the speed of light c.

        The observations show that quasars seem to be more numerous at larger distance in the Universe than at closer distance. This would mean that more quasars existed in the early Universe.  This result is consistent with the theory of the Big Bang creating an evolving Universe (see Chapter XI).

Hình X.3

Động cơ trung tâm.

The central engine

    Bản chất của động cơ cung cấp cho quasar một năng lượng lớn như vậy là gì? Sự ra đời của các kính thiên văn quang học và các kính thiên văn vô tuyến lớn  và sự tiến bộ trong vật lý các vật thể khối lượng lớn và có mật độ vật chất lớn đã cho phép các nhà thiên văn đề xuất một số lý thuyết. Một trong những  lý thuyết này cho rằng các quasar có liên quan tới nhân hoạt động mạnh của một số thiên hà. Một tập hợp sao có khối lượng lớn va chạm với nhau trong vùng trung tâm của thiên hà gây ra những vụ nổ sao siêu mới có thể cung cấp năng lượng cho một quasar. Một lý thuyết khác, phổ cập hơn, cho rằng bản thân quasar là một lỗ đen "ăn thịt đồng loại" khổng lồ có khối lượng bằng  hàng  trăm triệu khối lượng  Mặt Trời, tích trữ vật chất xung quanh một đĩa bồi tụ. Vật chất bồi tụ nóng đến mức nó phát ra bức xạ X. Người ta cho rằng  một lỗ đen có khối lượng siêu lớn như vậy có thể được hình thành do sự kết nhập của các lỗ đen riêng rẽ, có khối lượng bé hơn và là tàn dư của các sao có khối lượng lớn. Các va chạm của các thiên hà với các quasar có thể cung cấp khí làm nhiên liệu cho các lỗ đen trung tâm. Đám mây mờ xung quanh lõi một số quasar đã được phân giải thành một chuỗi đám sao. Chuỗi đám sao này có thể được tạo thành sau vụ va chạm với một thiên hà đồng hành. Nhờ có độ phân giải không gian đặc biệt cao của kính thiên văn vũ trụ Hubble, chúng ta mới có thể phát hiện ra cấu trúc tinh tế đó trong các quasar.

        What is the nature of the engine which supplies so much energy to quasars ? The advent of large telescopes and radio telescopes and the progress in the physics of massive and compact objects have allowed astronomers to propose several theories. One of these suggests that quasars are related to the active nuclei of some galaxies. A concentration of massive stars colliding with one another in the nuclear region of a galaxy would trigger supernova explosions which can provide the amount of energy of a quasar. Another more popular theory suggests that the quasar is itself a giant cannibal black hole of hundreds of millions of solar masses, storing ambient matter in an accretion disk. The accreting matter is so hot that it emits X-radiation. It has been suggested that the origin of such a supermassive blackhole may be found in the merging process of individual smaller black holes, which are the remnants of massive stars. Encounters of galaxies with quasars may provide gas which is used as fuel for the central black holes. The nebulosity around the cores of some quasars has been resolved as a string of star clusters, which may be formed after the encounter with a galaxy companion. The detection of such fine structure in quasars has been made possible by the use of the exceptionally high spatial resolution of the Hubble Space Telescope.

Các thiên hà có nhân đang hoạt động và các quasar là những nguồn phát xạ sóng vô tuyến synchrotron mạnh. Vì chúng ở rất xa nên cần phải được quan sát với độ phân giải góc lớn để phân biệt các chi tiết bên trong các thiên thể này. Kỹ thuật đo giao thoa vô tuyến được sử dụng để tăng độ phân giải (xem chương XII).

Các nguồn vô tuyến liên quan với các thiên hà và các quasar, gồm chủ yếu ba thành phần: i) một nguồn có mật độ vật chất lớn ở trung tâm, gọi là nhân. ii) hai "búp" không có tỷ trọng lớn được phân bố ở hai bên. iii) hai tia nối nhân với các búp.

      Galaxies with active nuclei and quasars are powerful synchrotron radio sources. Since they are very far from us, observations with high angular resolution are required to distinguish the details inside these objects. Radio interferometric technique is used to increase the resolution (see Chapter XII).

  The radio sources associated with galaxies and quasars consist typically of three components; i) a central compact source, the nucleus; ii) two diffuse "lobes" distributed on either side of the nucleus ; iii) two Jets joining the nucleus to the lobes.

Cấu trúc các thiên hà vô tuyến và các quasar

Structure of radio galaxies and quasars

Hình X.3 cho chúng ta thấy ảnh vô tuyến của một thiên hà vô tuyến, mang tên 3C 111, thu được ở tần số 1612 MHz (bước sóng 18 cm) nhờ kỹ thuật giao thoa.

Hình X.3

Ảnh của thiên hà vô tuyến 3C 111 ở tần số vô tuyến 1612 MHz. ( Màu giả tạo). Các electron được phát ra với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng từ lõi trung tâm và bị bắt giữ trong hai búp vô tuyến. Cũng có cả một tia hẹp và một quầng mờ. (Ảnh vô tuyến được chụp bởi Nguyễn Quang Riệu và Anders Winnberg dùng Hệ giao thoa rất lớn của Đài quan sát thiên văn vô tuyến quốc gia Mỹ)

Figure X.3 shows the radio image of a radio galaxy, 3C 111, obtained at the frequency 1612 MHz (wavelength 18 cm) by interferometric technique.

Image of the radio galaxy 3C 111 at the radio frequency 1612 MHz. (The colors are not real). Electrons are ejected at nearly the velocity of light from the central core and trapped in two radio lobes. There also exist a narrow jet and a faint halo. (Radio photograph obtained by Nguyen Quang Rieu and Anders Winnberg with the Very Large Array of the National Radio Astronomy Observatory, USA).

Nhờ có độ phân giải góc 4 giây cung khá cao đối với một dụng cụ hoạt động ở bước sóng cm,  mà các nhà thiên văn phân giải được cấu trúc của nguồn vô tuyến này. Khoảng cách của nguồn vô tuyến được ước tính từ độ dịch chuyển về phía đỏ z=0,0485 của nó (xem chương XI) là ~200 Mpc. Lõi trung tâm, không phân giải được, trùng với vị trí của thiên hà quang học rất mờ (không nhìn thấy trên hình X.3). Nó là động cơ năng lượng trung tâm. Có thể nhìn thấy rõ một tia có độ chuẩn trực cao nối lõi với một trong các búp vô tuyến. Tuy nhiên, tia đối xứng thứ hai bị thiếu. Có một quầng vô tuyến có dạng gần giống ellip bao quanh toàn bộ. Các hạt tương đối tính được phun từ nhân thiên hà vào các búp trong đó có từ trường. Các tia siêu âm cao độ vật chất,  đập vào môi trường giữa các thiên hà với tốc độ hàng nghìn kilomet mỗi giây.

Cấu trúc vô tuyến đó là điển hình cho cả các thiên hà vô tuyến và các quasar. Các thiên hà vô tuyến nói chung xuất phát từ các thiên hà ellip khổng lồ có nhân sáng, còn các đối thể quang học của các quasar là những thiên thể ở xa, có dạng giống như các ngôi sao.

The angular resolution of 4 arcseconds, quite high for such an instrument working at centimeter wavelengths, allows astronomers to resolve the structure of this radio source. The distance of the radio source estimated from its redshift z=0.0485 (see Chapter XI) is ~ 200 Mpc. The central core, which is not resolved, coincides with the position of the very faint optical galaxy (not visible in Fig.X.3). It is the central energy engine. A highly collimated jet connecting the core with one of the radio lobes is clearly seen. The other symmetrical jet is however missing. There exists a pseudo-elliptical radio halo surrounding the whole complex. Relativistic particles are injected into the magnetized lobes from the core via the highly supersonic jets, which impinge on the intergalactic medium at a velocity of thousands of kilometers per second.

        This radio structure is typical of both radio galaxies and quasars. Radio galaxies correspond generally to giant elliptical galaxies with bright nuclei, whereas the optical counterparts of quasars are faint remote starlike objects.

Sự tạo thấu kính hấp dẫn

Gravitational lensing

Thuyết tương đối tổng quát của Einstein tiên đoán rằng quỹ đạo của ánh sáng cũng như của bất kỳ bức xạ nào phát ra từ một ngôi sao, một thiên hà, hoặc một quasar ở xa đều bị  lệch hướng bởi trường hấp dẫn của một vật thể G có khối lượng lớn nằm ngẫu nhiên giữa một vật thể Q và người quan sát O (hình X.4).  Độ lệch tỷ lệ với cường độ trường hấp dẫn G.

Einstein's theory of general relativity predicts that both light and any other radiation from a star or a remote galaxy or a quasar are deflected by the gravitational field of an intervening massive object G which is located by chance between the remote object Q and the observer 0 (Fig.X.4 ).  The amount of deflection is proportional to the strength of the gravitational field of G.

Các tia sáng của một nguồn bức xạ ở đằng sau, chẳng hạn một quasar Q, bị uốn cong bởi một vật thể G có khối lượng lớn nằm xen vào giữa quasar Q và người quan sát O, trước khi tia sáng tới người quan sát O để tạo ra hình ảnh Q₁ và Q₂.

Thiên thể G nằm xen giữa có thể là một ngôi sao, một thiên hà hay một đám thiên hà. Hiệu ứng này làm ta nhớ tới độ hội tụ của một thấu kính quang học và được gọi là hiện tượng thấu kính hấp dẫn. Góc lệch a thay đổi theo khoảng cách xuyên tâm r của tia bức xạ từ thấu kính hấp dẫn và khối lượng M của nó:

 a = 8GM/c²r : G là hằng số hấp dẫn.

Thí nghiệm đầu tiên để kiểm tra sự hướng lệch của tia ánh sáng của ngôi sao bởi trường hấp dẫn của một thiên thể đã được thực hiện vào năm 1919 trong một nhật thực toàn phần. Vị trí của các sao ở gần mép Mặt trời, xuất hiện trên bầu trời tối trong thời gian  nhật thực, bị dịch chuyển so với vị trí thường được quan sát thấy của chúng khi không có nhật thực, do hiệu ứng uốn cong tia sáng. Độ dịch chuyển góc của các sao là cực nhỏ, chỉ bằng 1,75 giây cung, bởi vì khối lượng (theo tiêu chuẩn thiên văn) của Mặt trời không lớn lắm. Giá trị này hoàn toàn phù hợp với giá trị tiên đoán theo thuyết tương đối tổng quát của Einstein

Figure X.4

Light rays from a background source, for instance a quasar Q, are bent by an intervening massive object G before reaching the observer 0, to form the images Q₁ and Q₂

The intervening astronomical object G can be a star, a galaxy or a cluster of galaxies. This effect, reminiscent of the focusing power of an optical lens, is called gravitational lensing. The deflection angle a varies with the radial distance r of the incident ray from the gravitational lens and its mass M as:

a = 8 GM/c²r; G is the gravitational constant.

        The first experiment to test the deflection of the star light by the gravitational field of an astronomical object was performed in 1919 during a total solar eclipse. The position of the stars near the solar rim, which appear in the dark sky during the eclipse, is displaced with respect to their position usually observed when there is no eclipse, because of the effect of the light bending.  The angular displacement of stars is minuscule, only 1.75 arcsecond, because of the modest mass (by astronomical standards) of the Sun. This value is quite consistent with that predicted by the theory of Einstein's general relativity.

Việc khám phá ra quasar kép 0957 + 561 phát xạ ở các bước sóng khả kiến và vô tuyến, vào năm 1979, đã nêu lên câu hỏi lý thú về nguồn gôc của nó. Hai thành phần của quasar, phân cách nhau chỉ có 6 giây cung trên bầu trời, chúng có cùng độ dịch chuyển về phía đỏ tức là chúng xa bằng nhau. Chúng cũng có các tính chất giống nhau và trông rất giống một cặp thiên thể sinh đôi. Chúng quả thực là các hình ảnh của cùng  một quasar mẹ rất yếu và ở rất xa, cách xa 10 tỉ năm ánh sáng. Trường hấp dẫn của một thiên hà xen giữa đóng vai trò một thấu kính hấp dẫn tạo ra hai hình ảnh. Quasar ở xa ngẫu nhiên nằm gần như thẳng hàng với thiên hà phía trước dọc theo đường ngắm kể từ người quan sát.  Các hình ảnh thậm chí còn sáng hơn bản thân quasar. Thấu kính hấp dẫn là một thiên hà rất mờ nằm gần đúng ở giữa đường (~5 tỉ năm ánh sáng) giữa chúng ta và quasar.

The discovery in 1979 of the double quasar 0957+561, emitting in the visible and at radio wavelengths, has raised the interesting question about its origin. The two components of the quasar, separated from each other by only 6 arcseconds in the sky, have the same redshift, which indicates that they are at the same distance. They also have identical properties and look very much like a twin object. They are in fact the images of  a single very weak and distant parent quasar, at about 10 billion light-years. The gravitational field of an intervening galaxy plays the role of a gravitational lens to form the two images. The remote quasar happens to be almost aligned with the foreground galaxy along the line of sight of the observer. The images are even brighter than the quasar itself. The gravitational lens is a faint galaxy located approximately halfway (~ 5 billion light-years) between us and the quasar.

Ảo ảnh và Vũ trụ

The cosmic mirage

Hiện tượng thấu kính hấp dẫn không những làm tăng cường độ của thiên thể ở đằng sau, mà còn làm biến dạng hình ảnh của thiên thể. Bản chất của hình ảnh phụ thuộc vào mức độ thẳng hàng của nguồn bức xạ ở phía sau với thiên thể làm lệch hướng ở phía trước. Nếu hai thiên thể hoàn toàn thẳng hàng thì ảnh là một vành tròn, gọi là "vành Einstein", bao quanh các thiên thể.

Bán kính của vành là

 r = (4GMd/c²)^1/2 , M là khối lượng của vật làm lệch hướng và d là khoảng cách sao cho 1/d = 1/d₁ + 1/d₂ ; d₁ là khoảng cách từ vật làm lệch hướng đến người quan sát và d₂ là khoảng cách từ vật làm lệch hướng đến nguồn bức xạ ở đằng sau.

Trên thực tế, ánh sáng từ các quasar ở xa phải mất hàng tỉ năm để đi tới kính thiên văn. Trên đường đi về phía Trái đất, ánh sáng đi qua một màn thiên hà, thí dụ như một đám thiên hà. Đám này đóng vai trò như một thấu kính có khả năng làm biến dạng hình ảnh của quasar đằng sau. Trong trường hợp này, thấu kính hấp dẫn dẫn tới một hệ ảnh và cung ánh sáng có độ phức tạp ít hoặc nhiều. Hình ảnh của ảo ảnh vũ trụ này phụ thuộc vào sự phân bố của các thiên hà trong đám thiên hà nằm ở phía truớc (hình X.5). Thấu kính hấp dẫn là một công cụ hữu hiệu để phát hiện các đám thiên hà hoặc thậm chí các phôi thai của các thiên hà (các tiền thiên hà) nằm ở phía trước. Các vật thể có khối lượng lớn này còn trẻ, chứa chủ yếu khí và bụi, và không phát ra nhiều bức xạ. Hiệu ứng thấu kính hấp dẫn được sử dụng để phát hiện những nơi tập trung vật chất đen không nhìn thấy được, chính vì vật chất đen là những thấu kính hấp dẫn. Vật chất đen đóng vai trò chủ chốt trong vũ trụ học, ngành khoa học nghiên cứu sự tiến hóa của Vũ trụ. (chương XI). Các thiên hà và quasar xa xôi nhất nằm ở đằng sau cũng có thể được phát hiện nhờ hiệu ứng thấu kính hấp dẫn vì ánh sáng của chúng được khuếch đại.

The gravitational lensing not only amplifies the intensity of the background object but also distorts the image. The nature of the images depends on the degree of alignment of the background source with the foreground deflector. If the two objects are perfectly aligned, the image is a ring, called the "Einstein's ring", around the objects.

The radius of the ring is

 r = (4GMd/c²)^1/2 , M is the mass of the deflector and d is a distance such that 1/d = 1/d₁ + 1/d₂  , d₁ is the distance of the deflector to the observer and d₂ is the distance of the deflector to the background source.

        In practice, light from remote quasars takes billions of years to reach the telescope. On the way toward the Earth, the light passes through a screen of galaxies, such as a cluster of galaxies. The cluster acts like a lens capable of distorting the image of the background quasar. In this case the gravitational lensing results in a system of more or less complicated multiple images and arcs of light. The image of this cosmic mirage depends on the distribution of the galaxies in the foreground cluster (Fig.X.5). Gravitational lensing is a powerful tool to detect foreground clusters of galaxies or even embryos of galaxies (protogalaxies). These massive objects are young, contain essentially gas and dust, and do not emit much radiation. The lensing effect is used to reveal the concentrations of invisible dark matter, which behave as gravitational lenses. Dark matter which is the major component of the matter plays a key role in cosmology which investigates the evolution of the Universe (see Chapter XI). Likewise, the most distant background galaxies and quasars can be detected by the gravitational lensing effect, because their light is amplified

Thấu kính hấp dẫn trong đám thiên hà Abell 2218 tạo ra trên bầu trời một ảo ảnh vũ trụ gồm các ảnh, vành và cung, đặc biệt là các cung gần như tạo ra một đường tròn xung quanh thiên hà sáng nhất ở bên phải (Ảnh: Kính thiên văn vũ trụ Hubble PF95-14 STScI OPO, W. Couch. UNSW. NASA)

Figure X.5

Gravitational lens in the cluster of galaxies Abell 2218 producing in the sky a cosmic mirage composed of images, rings, and arcs, especially the arcs that nearly outline a circle around the brightest galaxy on the right. Photo Hubble Space Telescope PF95-14 STScI OPO, W. Couch, UNSW. NASA).