Thiên văn học (phần III)
Các lĩnh vực nhỏ chuyên biệt của thiên văn học
Thiên văn học Mặt trời
Bài chi tiết: Mặt trời
Ở khoảng cách khoảng tám phút ánh sáng, ngôi sao thường được nghiên
cứu nhất là Mặt trời, một ngôi sao lùn căn bản trong dãy chính của lớp
sao G2 V, và có khoảng 4.6 tỷ năm tuổi. Mặt trời được coi là một ngôi
sao biến đổi, nhưng nó có trải qua các thay đổi theo chu kỳ trong hoạt
động được gọi là chu kỳ đốm mặt trời. Đây là một sự giao động với chu
kỳ 11 năm trong số lượng đốm mặt trời. Các đốm mặt trời là các vùng có
nhiệt độ thấp hơn trung bình và gắn liền với hoạt động từ trường mãnh
liệt.
[33]



Một hình ảnh cực tím về hoạt động quyển sáng của Mặt trời bởi kính viễn
vọng TRACE. ảnh NASA.
Mặt trời có độ sáng tăng đều trong suốt cuộc đời nó, tăng 40% từ khí nó
lần đầu tiên trở thành một ngôi sao dãy chính. Mặt trời cũng trải qua các
thay đổi độ sáng theo chu kỳ có thể tác động mạnh tới Trái đất.
[34]
Ví dụ,
tối thiểu Maunder, được cho là đã gây ra hiện tượng Băng hà ngắn trong
thời Trung Cổ.
[35]

Bề mặt nhìn thấy được bên ngoài Mặt trời được gọi là quyển sáng. Trên
lớp này là một vùng mỏng được gọi là quyển sắc. Nó được bao quạnh bởi
một vùng chuyển tiếp với nhiệt độ tăng lên nhanh chóng, tiếp sau đó là
một quầng siêu nóng.

Ở trung tâm Mặt trời là vùng lõi, một khối lượng nhiệt độ và áp lực đủ để
phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra. Bên trên lõi là vùng bức xạ, nơi
plasma truyền dòng năng lượng bằng các phương tiện bức xạ. Các lớp
bên ngoài tạo thành một vùng đối lưu nơi vật liệu khí chuyển năng lượng
chủ yếu thông qua việc dời chuyển vật lý của khí. Mọi người tin rằng
vùng đối lưu này tạo ra hoạt động từ tạo nên các đốm mặt trời.
[33]

Gió mặt trời là các dòng phân tử plasma liên tục thoát ra ngoài Mặt trời
tới khi nó tới nhật mãn (heliopause). Gió mặt trời tương tác với quyển từ
của Trái đất để tạo nên các vánh đai bức xạ Van Allen, cũng như cực
quang nơi các dòng của từ trường Trái đất đi xuống vào trong khí
quyển.
[36]

Khoa học hành tinh
Bài chi tiết: Khoa học hành tinh và Địa lý hành tinh
Lĩnh vực thiên văn học này nghiên cứu sự tập hợp của các hành tinh, vệ
tinh, hành tinh lùn, sao chổi, thiên thạch, và các vật thể quay xung quanh
Mặt trời, cũng như các hành tinh ngoài hệ mặt trời. Hệ mặt trời đã được
nghiên cứu khá kỹ, ban đầu bằng các kính viễn vọng và sau này bởi các
tàu vũ trụ. Điều này đã cung cấp một sự hiểu biết tổng thế khá tốt về sự
thành tạo và tiến hoá của hệ hành tinh này, dù nhiều phát hiện mới vẫn
đang diễn ra.
[37]



Đốm đen ở đỉnh là một bụi quỷ bên trên một bức tường hố va chạm trên
Sao Hoả. Cột xoáy và chuyển động này của Khí quyển Sao Hoả (có thể

so sánh với một trận cuồng phong trên Trái đất) tạo ra sọc dài và tối. Hình
NASA.
Hệ mặt trời được phân chia nhỏ thành các hành tinh bên trong, vành đai
tiểu hành tinh, và các hành tinh bên ngoài. Các hành tinh kiểu trái đất
gồm Sao Thuỷ, Sao Kim, Trái đất, và Sao Hoả. Các hành tinh khí khổng
lồ bên ngoài là Sao Mộc, Sao Thổ, Sao Thiên Vương, và Sao Hải
Vương.
[38]
Bên ngoài Sao Hải Vương là Vành đai Kuiper, và cuối cùng là
đám Mây Oort, có thể mở rộng xa tới một năm ánh sáng.
Các hành tinh được thành tạo bởi một đĩa tiền hành tinh bao quanh Mặt
trời buổi đầu. Thông qua một quá trình gồm lực hút hấp dẫn, va chạm và
bồi tụ, đĩa hình thành các cụm vật chất, cùng với thời gian, trở thành các
tiền hành tin. Áp lực bức xạ của gió mặt trời sau đó đã đẩy hầu hết vật
chất không bồi tụ, và chỉ các hành tinh có đủ khối lượng mới giữ được
khí quyển của chúng. Các hành tinh tiếp tục quét sạch, hay đẩy đi, số vật
chất còn lại trong một quá trình ném bom dày đặc, với bằng chứng là
nhiều hố va chạm trên Mặt trăng. Trong giai đoạn này, một số tiền hành
tinh có thể đã va chạm nhau, dẫn tới lý thuyết về sự hình thành của Mặt
trăng.
[39]

Khi các hành tinh đã có đủ khối lượng, các vật chất với mật độ khác nhau
cô lập bên trong, trong sự phân biệt hành tinh. Quá trình này có thể tạo
thành một lõi đá hay kim loại, được bao quanh bởi một lớp áo và một bề
mặt bên ngoài. Lõi có thể gồm các vùng rắn và lỏng, và một số lõi hành
tinh tạo ra từ trường của riêng nó, có thể bảo vệ khí quyển của nó khỏi sự
tước đoạt của gió mặt trời.
[40]


Sức nóng bên trong của hành tinh hay vệ tinh được tạo ra từ các va chạm,
các vật liệu phóng xạ (ví dụ uranium, thorium, và
26
Al), hay nhiệt thuỷ
triều. Một số hành tinh và vệ tinh tích tụ đủ nhiệt để tạo ra các quá trình
địa chất như hoạt động núi lửa và kiến tạo. Những hành tinh và vệ tinh
tích tụ hay giữ được một khí quyển cũng có thể trải qua sự xói mòn bề
mặt bởi gió và nước. Các vật thể nhỏ hơn, không có nhiệt thuỷ triều, lạnh
đi nhanh chóng; và hoạt động địa chất của chúng ngừng loại ngoại trừ khi
có sự kiện va chạm.
[41]

Thiên văn học sao


Tinh vân Con kiến. Sự phun ra khí từ tâm đang chết của ngôi sao cho
thấy những mô hình đối xứng không giống các mô hình hỗn loạn hay các
vụ nổ thông thường.
Bài chi tiết: Sao
Việc nghiên cứu các ngôi sao và quá trình tiến hoá sao là nền tàng của sự
hiểu biết vũ trụ của chúng ta. Vật lý vũ trụ về các ngô sao đã được quyết
định thông qua việc quan sát và hiểu biết lý thuyết; và từ các mô hình giả
lập máy tính phần bên trong.
Sự thành tạo sao xảy ra tại các vùng đặc có nhiều khí và bụi, được gọi là
các đám mây phân tử lớn. Khi mất ổn định, các mảnh đám mây có thể sụp
đổ dưới ảnh hưởng của trọng lực, để hình thành nên một tiền sao. Với
một lõi có độ đặc, nhiệt độ đủ sẽ tạo ra phản ứng tổng hợp hạt nhân, và
tạo nên một ngôi sao dãy chính.
[42]


Hầu hết các nguyên tố nặng hơn hydro và heli được tạo ra bên trong lõi
các ngôi sao.
Các tính chất của ngôi sao được hình thành phụ thuộc chủ yếu vào khối
lượng ban đầu của nó. Ngôi sao càng có khối lượng lớn, càng tạo ra nhiều
ánh sáng, và càng tiêu thụ nhanh chóng nhiên liệu hạt nhân trong lõi.
Cùng với thời gian, nhiên liệu hạt nhân bị biến đổi hoàn toàn thành heli,
và ngôi sao bắt đầu tiến hoá. Phản ứng tổng hợp heli đòi hỏi nhiệt độ cao
trong lõi, vì thế ngôi sao vừa mở rộng về kích thước vừa tăng mật độ
trong lõi. Kết quả là ngôi sao đỏ khổng lồ có tuổi thọ ngắn, trước khi
nhiên liệu heli đến lượt nó cũng bị sử dụng. Các ngôi sao có khối lượng
rất lớn có thể trải qua một loạt phase tiến hoá giảm dần, bởi chúng ngày
càng nấu chảy nhiều nguyên tố nặng.
Số phận cuối cùng của ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng của nó, với
những ngôi sao có khối lượng lớn hơn khoảng tám lần khối lượng Mặt
trời, nó sẽ trở thành sao siêu mới sụp đổ lõi; trong khi các ngôi sao nhỏ
hơn hình thành nên các tin vân hành tinh, và phát triển thành các sao lùn
trắng. Tàn tích của một sao siêu mới là một sao neutron đặc, hay, nếu
khối lượng sao ít nhất gấp ba lần khối lượng Mặt trời, là một hố đen.
[43]

Những ngôi sao kép ở gần nhau có thể đi theo những con đường tiến hoá
phức tạp, như chuyển đổi khối lượng trở thành một ngôi sao lùn trắng
đồng hành và có khả năng tạo ra một sao siêu mới. Tinh vân hành tinh và
sao siêu mới là cần thiết cho sự phân bố kim loại vào không gian liên sao;
không có chúng, mọi ngôi sao mới (và hệ thống hành tinh của chúng) sẽ
chỉ được tạo thành từ hydro và heli.
Thiên văn học thiên hà
Bài chi tiết: Thiên văn học thiên hà



Kết cấu được quan sát của những cánh tay xoắn ốc của Ngân hà
Hệ mặt trời của chúng ta chuyển động trên quỹ đạo trong Ngân hà, một
thiên hà xoắn ốc kẻ vạch là một thành viên lớn của Nhóm Địa phương
của các thiên hà. Nó là một khối lượng khí, bụi, sao và các vật thể quay
tròn, được giữ cùng nhau bằng sự hấp dẫn trọng lượng lẫn nhau. Bởi Trái
đất nằm bên trong các cánh tay bụi bên ngoài, có một tỷ lệ lớn Ngân hà
không thể được quan sát từ Trái đất.
Trong trung tâm Ngân hà là lõi, một chỗ lồi hình thanh với cái được tin là
một hố đen siêu trọng lượng ở trung tâm. Nó được bao quanh bởi bốn
cánh tay chính có hình xoắn ốc từ lõi. Đây là một vùng thành tạo sao tích
cực chứa nhiều sao dân số sao cấp I. Đĩa được bao quanh bởi một vòng
sáng hình cầu với các ngôi sao dân số sao cấp II già hơn, cũng như những
khu vực tập trung sao với mật độ khá dày được gọi là các cụm cầu.
[44][45]

Giữa các ngôi sao là không gian liên sao, một vùng có vật chất thưa thớt.
Tại các vùng có mật độ lớn nhất, các đám mây phân tử của phân tử hydro
và các nguyên tố khác tạo ra các vùng thành tạo sao. Chúng khởi đầu như
các đĩa tinh vân bất thường, cô đặc lại và sụp đổ (về khối lượng được xác
định bởi độ dài Jeans) để hình thành nên các tiền sao đặc.
[46]

Khi các ngôi sao có khối lượng lớn xuất hiện, chúng chuyển đám mây
thành một vùng H II của khí và plasma sáng. gió sao và các vụ nổ sao
siêu mới từ các ngôi sao đó cuối cùng làm tan rã đám mây, thường để lại
một hay nhiều cụm mở của các ngôi sao. Các cụm này dần tan rã, và các
ngôi sao gia nhập vào dân số của Ngân hà.
Các cuộc nghiên cứu động học của vật chất trong Ngân hà và các thiên hà
khác đã chứng minh rằng có nhiều khối lượng có thể được tính toán cho
vật thể nhìn thấy được. Một quầng vật thể tối dường như thống trị khối

lượng, dù tính chất của vật thể tối này vẫn chưa được xác định.
[47]

Thiên văn học ngoài thiên hà
Việc nghiên cứu các vật thể bên ngoài thiên hà của chúng ta là một nhánh
của thiên văn học liên quan tới sự thành tạo và tiến hoá của các thiên hà;
hình thái học của chúng và xếp hạng; và sự xác định các thiên hà hoạt
động, và các nhóm và cụm thiên hà. Việc xác định các thiên hà hoạt động
và các nhóm và cụm thiên hà là quan trọng để hiểu được cơ cấu tầm mức
lớn của vũ trụ.


Hình này thể hiện nhiều vật thể xanh có hình vòng là những hình ảnh
chồng của cùng một thiên hà, bị nhân lên bởi hiệu ứng thấu kính hấp dẫn
của cụm các thiên hà màu vàng gần trung tâm hỉnh. Thấu kính được tạo
ra bởi trường hấp dẫn trọng lượng của cụm uốn cong ánh sáng khiến nó
khuếch đại và bóp méo hình của một vật thể ở xa.
Hầu hết thiên hà được tổ chức thành các hình khác biệt cho phép thực
hiện các mô hình xếp hạng. Thường chúng được chia thành thiên hà xoắn
ốc, thiên hà elíp và thiên hà bất thường.
[48]

Như cái tên cho thấy, một thiên hà elíp có hình dạng mặt cắt của một elíp.
Các ngôi sao di chuyển theo các quỹ đạo ngẫu nhiên và không có hướng
ưu tiên. Các thiên hà này chứa ít hay không chứa bụi liên sao; ít vùng
thành tạo sao; và nói chung gồm các ngôi sao già. Các thiên hà elíp
thường được tìm thấy ở trung tâm các cụm thiên hà, và có thể từng được
thành lập thông qua sự hoà trộn các thiên hà lớn.
Một thiên hà xoắn ốc được tổ chức thành một đĩa xoay, phẳng, thường
với một chỗ phồng hay thanh lớn ở trung tâm, và các cánh tay sáng hình

vệt xoắn ốc ra bên ngoài. Các cánh tay này là vùng bụi thành tạo sao nơi
nhiều ngôi sao trẻ được tạo ra như những chấm nhỏ màu xanh. Các thiên
hà xoắn ốc nói chung được bao quanh bởi một quầng sao già. Cả Ngân hà
và Thiên hà Andromeda đều là các thiên hà xoắn ốc.
Các thiên hà bất thường thường có hình thái hỗn loạn, và không có hình
xoắn ốc cũng như elíp. Khoảng một phần tư các thiên hà là thiên hà bất
thường, và các hình dạng kỳ lạ của các thiên hà đó có thể là kết của của
sự tương tác hấp dẫn.
Một thiên hà hoạt động là một thành tạo phát ra một lượng lớn năng
lượng của nó từ một nguồn ngoài các ngôi sao, bụi và khí; và được cấp
năng lượng bởi một vùng nén tại lõi, thường được cho là một hố đen khối
lượng siêu lớn phát ra bức xạ từ vật liệu rơi vào đó.
Một thiên hà radio là một thiên hà hoạt động rất sáng ở phần quang phổ
radio, và phát ra nhiều chùm hay vấu khí. Các thiên hà hoạt động phát ra
bức xạ năng lượng cao gồm các thiên hà Seyfert, các Quasar, và các
Blazar. Quasar được cho là các vật thể sáng ổn định nhất trong vũ trụ đã
được biết tới.
[49]

Kết cấu có tầm mức lớn của vũ trụ được thể hiện bởi các nhóm và cụm
thiên hà. Kết cấu này được tổ chức trong một hệ thống cấp bậc của các
nhóm, với hệ lớn nhất là các siêu cụm. Vật chất chung được thành tạo
trong các sợi và các bức tường, để lại những khoảng trống ở giữa.
[50]
………