iên hà

Thiên hà Chong Chóng, một thiên hà xoắn ốc điển hình trongchòm sao Đại Hùng, có đường kính khoảng 170.000 năm ánhsáng và cách Trái Đất xấp xỉ 21 triệu năm ánh sáng.

iên hà là một hệ thống lớn các thiên thể và vật chấtliên kết với nhau bằng lực hấp dẫn, bao gồm sao, tàn dưsao, môi trường liên sao chứa khí và bụi vũ trụ, và gồmvật chất tối, một loại thành phần quan trọng nhưngchưa được hiểu rõ.[1][2] Từ galaxy trong tiếng Anh pháisinh từ galaxias trong tiếng Hy Lạp cổ (γαλαξίας), cónghĩa là “dòng sữa” (“milky”), nói đến Ngân Hà (“MilkyWay”). Các thiên hà có nhiều đặc điểm đa dạng từ cácthiên hà lùn chứa vài triệu (107) sao[3] đến những thiênhà khổng lồ chứa hàng nghìn tỷ (1014) sao,[4] mỗi ngôisao đều quay quanh khối tâm của thiên hà chứa nó.iên hà chứa rất nhiều hành tinh, hệ sao, quần tinh vàcác loại đám mây liên sao. Ở giữa những thiên thể nàylà môi trường liên sao bao gồm khí, bụi và tia vũ trụ.Các lỗ đen siêu khối lượng nằm tại trung tâm của hầuhết các thiên hà. Chúng có thể là nguồn gốc cho nhữngnhân thiên hà hoạt động được tìm thấy tại tâm ở mộtsố thiên hà. Các nhà thiên văn cũng biết rằng tại tâmcủa Ngân Hà có ít nhất một trong những lỗ đen khổnglồ này.[5]

Vì lý do lịch sử mà thiên hà được phân loại theo hìnhdáng bề ngoài của chúng, thường được nhắc tới như làhình thái học biểu kiến của chúng. Một dạng thườnggặp là thiên hà elip,[6] mà hình dáng tổng thể của nógiống như hình elip (hay dạng khối elipsodid 3 chiều).iên hà xoắn ốc có dạng đĩa với những nhánh bụi xoắnốc chứa các sao và những thiên thể khác. Những thiênhà có hình dạng bất thường được xếp thành thiên hà vôđịnh hình và phần lớn chúng có nguồn gốc từ sự hỗnloạn trong tương tác hấp dẫn với những thiên hà lâncận. Những tương tác kiểu này giữa các thiên hà gần

nhau, mà cuối cùng dẫn đến sự sát nhập giữa chúng, đôikhi có một ý nghĩa quan trọng làm tăng xác suất trongsự hình thành các ngôi sao dẫn tới khái niệm thiên hàbùng nổ sao. Các thiên hà nhỏ mà thiếu đi những cấutrúc đồng bộ cũng được xếp vào kiểu thiên hà vô địnhhình.[7]

Có xấp xỉ 170 tỷ thiên hà trong vũ trụ quan sát được.[8]Đa số có đường kính từ 1.000 đến 100.000 parsec và haithiên hà lân cận thường nằm cách nhau vài triệu parsec(hay megaparsec). Không gian liên thiên hà (khônggian giữa các thiên hà) chứa khí rất loãng với mật độtrung bình ít hơn 1 nguyên tử trên 1 m3. Phần lớn cácthiên hà hoặc là phân bố ngẫu nhiên hoặc nằm trongnhững tập hợp không hoàn toàn tất định gọi là nhómthiên hà và đám thiên hà, ở cấu trúc lớn hơn nữa là cácsiêu đám thiên hà. Trên quy mô lớn nhất, những tậphợp này thường sắp xếp lại thành các sợi và lớp thiênhà với xung quanh là khoảng không khổng lồ.[9]

1 Từ nguyên

Dải Ngân Hà vắt qua Đài quan sát Paranal.[10]

Từ thiên hà có gốc Hán-Việt là , chỉ đến sông Hà Hán( ), một con sông trên trời, với chiều dài rất lớn.[11]

Trong tiếng Anh, từ galaxy xuất phát từ thuật ngữtiếng Hy Lạp để chỉ thiên hà của chúng ta, galaxias(γαλαξίας) hay kyklos galaktikos có nghĩa “vòng sữa”theo hình dáng biểu thị của nó trên bầu trời.[12] Trongần thoại Hy Lạp, thần Zeus đã đặt cậu con trai mớisinh với một người phụ nữ bình thường-Alcmene củamình là Hercules lên trên bầu vú của Hera khi bà đangngủ, nhờ thế cậu bé bú được dòng sữa thần thánh củabà và trở thành bất tử. Hera thức dậy và nhận ra rằngcậu bé không phải con của bà: bà đẩy đứa trẻ ra và mộtdòng sữa từ bầu ngực bà phun lên bầu trời đêm.[13][14]

Trong văn phong của thiên văn học, từ 'Galaxy' viếthoa thường được coi là nói tới Ngân Hà để phân biệt nóvới hàng tỷ thiên hà khác. Khi William Herschel thực

1

2 3 LỊCH SỬ QUAN SÁT

hiện bảng phân loại danh mục các thiên thể xa xôi trênbầu trời vào năm 1786, ông đã dùng tên gọi các tinhvân xoắn ốc cho một số thiên thể nhất định như M31.Sau này, các nhà thiên văn nhận ra những thiên thểnày chứa vô vàn các ngôi sao, và khi khoảng cách đếnchúng được xác định một cách tốt hơn, họ đã gọi chúnglà những đảo vũ trụ. Tuy nhiên, người ta hiểu từ Vũ trụcó nghĩa là toàn bộ thực thể tồn tại, do vậy từ đảo vũtrụ dần ít sử dụng hơn và ngày nay các nhà thiên vănhọc thống nhất gọi là các thiên hà.[15]

2 Danh pháp

Ảnh Vùng Cực Sâu Hubble (trong toàn bộ dải bước sóng cực tímđến hồng ngoại gần) trong chòm sao Thiên Lô - chứa một trongnhững thiên hà nằm xa nhất từng được chụp bởi kính thiên vănquang học, chúng hình thành sau vài trăm triệu năm từ Vụ NổLớn.[16]

Cho tới nay các nhà thiên văn đã phân loại hàng chụcnghìn các thiên hà vào nhiều danh mục khác nhau.Chỉ có một số là có tên gọi cụ thể, như thiên hàAndromeda, đám mây Magellan, thiên hà Xoáy Nướcvà thiên hà Mũ vành. Có một số danh mục thường gặpnhư danh mục Messier, danh mục NGC (New GeneralCatalogue), danh mục IC (Danh mục Chỉ số), danh mụcCGCG, (Danh mục iên hà và Đám thiên hà), danhmục MCG (Danh mục Hình thái thiên hà) và danh mụcUGC (Danh mục tổng quan các thiên hà Uppsala). Mọithiên hà nổi tiếng đều xuất hiện trong một hoặc nhiềudanh mục ở trên những dưới những ký hiệu khác nhau.Ví như thiên hàMessier 109, một thiên hà xoắn ốc đượcđánh số 109 trong danh lục của Messier cũng có mãhiệu là NCG3992, UGC6937, CGCG 269-023, MCG +09-20-044 và PGC 37617.Bởi vì theo thông lệ đặt tên trong khoa học cho hầuhết các đối tượng nghiên cứu, ngay cả đối với nhữngthứ nhỏ nhất, nhà thiên văn vật lý Gerard Bodifee vànhà phân loại học Michel Berger đã khởi xướng mộtloại danh mục mới (CNG-Catalogue of Named Galaxies)

Một thiên hà nằm ở xa trong ảnh chụp Đám thiên hà Abell 2744của kính thiên văn không gian Hubble.[17]

[18] trong đấy hàng nghìn thiên hà nổi tiếng được đặtnhững tên gọi có ý nghĩa, miêu tả bằng tiếng Latin(hoặc Latin hóa Hy Lạp) [19] tuân theo cách định danhhai phương thức được sử dụng trong các ngành khoahọc khác như sinh học, giải phẫu học, cổ sinh vật họcvà những ngành khác của thiên văn học như địa lý SaoHỏa.Một trong những lý do khiến Bodifee và Berger đưa radanh mục này là những thiên hà ấn tượng xứng đángđược nhận tên gọi hơn là những mã hiệu khô khan, vídụ hai ông gọi thiên hàMessier 109 trong chòm sao ĐạiHùng là “Callimorphus Ursae Majoris”.

3 Lịch sử quan sát

á trình nhận thức rằng chúng ta sống trong mộtthiên hà, và ngoài vũ trụ còn rất nhiều thiên hà khác,được dần hé lộ qua những khám phá về Ngân Hà vànhững tinh vân khác trong bầu trời đêm.

3.1 Ngân hà

Trung tâm Ngân Hà

Nhà triết học Hy Lạp Democritus (450–370 TCN) chorằng dải sáng trên bầu trời đêm gọi là “Con đường sữa”có thể chứa những ngôi sao ở xa.[20] Tuy nhiênAristotle(384–322 TCN), tin rằng dải sáng này có thể là “sự tỏa

3.2 Phân biệt với tinh vân 3

ra từ ngọn lửa đốt từ nhiều ngôi sao lớn nằm gần nhau”và “sự đốt này diễn ra ở tầng bên trên khí quyển, bêntrong vùng liên tục của ế giới với chuyển động củathiên đàng.”[21] Nhà triết học theo trường phái Platomới, Olympiodorus Trẻ (495–570), đã phê bình quanđiểm này dựa trên căn cứ khoa học khi ông cho rằngnếu Con đường sữa nằm dướiMặt Trăng (nằm giữa TráiĐất và Mặt Trăng) thì nó sẽ xuất hiện dưới hình dángkhác nhau ở nhiều thời điểm và vị trí khác nhau trênTrái Đất, hay thể hiện đặc tính thị sai, mặc dù điều nàyđã không xảy ra. eo quan điểm của ông, Ngân hà làthiên đàng.an niệm này đã có tầm ảnh hưởng về sauđối với thế giới Hồi giáo.[22]

Ngân Hà phía trên các ăngten của Dãy kính thiên văn ALMA.[23]

eo Mohani Mohamed, nhà thiên văn Ả Rập Alhazen(965–1037) đã lần đầu tiên cố gắng đo được thị sai củaNgân Hà,[24] và do đó ông có thể “xác định được rằngbởi vì Ngân Hà không có thị sai, nó sẽ phải nằm rất xaTrái Đất và không thuộc vào khí quyển Trái Đất.”[25]Nhà thiên văn Ba Tư al-Bīrūnī (973–1048) đề xuất ýnghĩ Ngân Hà là “tập hợp các mảnh không đếm đượccủa các sao trong tinh vân trong tự nhiên.”[26][27] Nhàthiên văn vùng Al-Andalus Ibn Bajjah (“Avempace”,mất 1138) cho là Ngân Hà cấu thành từ nhiều ngôi saomà hầu hết chúng chạm vào nhau và hiện ra như mộthình ảnh liên tục do hiệu ứng khúc xạ bởi môi trườngkhí quyển,[21][28] dẫn chứng bởi quan sát của ông vềhiện tượng giao hội của Sao Mộc và Sao Hỏa cho thấyhai thiên thể này có thể ở gần nhau.[21] Trong thế kỷ14, Ibn Qayyim sinh ở Syria cho rằng Ngân Hà “là tậphợp vô vàn các ngôi sao nhỏ nằm gần nhau trong mộtmặt cầu của những ngôi sao cố định.”[29]

Bằng chứng thực sự cho việc Ngân Hà chứa rất nhiềungôi sao đến vào năm 1610 khi nhà bác học GalileoGalilei sử dụngmột kính thiên văn để nghiên cứu NgânHà và ông phát hiện ra nó chứa rất nhiều các saomờ.[30] Năm 1750 nhà thiên văn Anh omas Wrightviết trong cuốn An original theory or new hypothesis ofthe Universe, khi ông đoán rằng (và đã đúng) thiên hàphải là một vật thể quay chứa vô số các sao được giữbởi tương tác hấp dẫn, tương tự như sự hoạt động củaHệ Mặt Trời nhưng trên phạm vi lớn hơn. Đĩa các vìsao có thể nhìn thành một dải sáng mờ trên bầu trời

đêm khi quan sát từ Trái Đất.[31] Trong một chuyênluận năm 1755, Immanuel Kant phát triển ý tưởng củaWright cho cấu trúc Ngân Hà.

Hình dáng của Ngân Hà phác thảo bởi William Herschel năm1785 dựa trên việc đếm các ngôi sao quan sát thấy; ông giả sửHệ Mặt Trời nằm ở gần tâm của hình vẽ.

William Herschel là người đầu tiên cố gắng miêu tảhình dáng của Ngân Hà và vị trí của Mặt Trời trongnó vào năm 1785 bằng cách đếm một cách cẩn thậntừng ngôi sao ở nhiều vùng khác nhau trong bầu trời.Ông tạo ra hình vẽ Ngân Hà với HệMặt Trời nằm gần ởtâm của nó.[32] Sử dụng cách tiếp cận tốt hơn, năm 1920Jacobus Kapteyn đã thu được bức tranh của một thiênhà elipxoit nhỏ (đường kính vào khoảng 15 kiloparsec)với Mặt Trời nằm gần ở tâm. Một phương pháp khácdo Harlow Shapley đề xuất dựa trên danh mục các cụmsao cầu lại đưa tới một hình ảnh khách hoàn toàn: đólà đĩa phẳng với đường kính xấp xỉ 70 kiloparsec vàMặt Trời nằm cách xa tâm của đĩa này.[31] Các phươngpháp này chưa tính tới hiệu ứng bụi liên sao trong mặtphẳng Ngân Hà hấp thụ ánh sáng, nhưng sau đó RobertJulius Trumpler đã lượng hóa được hiệu ứng này vàonăm 1930 dựa trên nghiên cứu về các cụm sao phântán, và ông đã đưa ra được bức tranh hiện tại chính xáchơn về Ngân Hà.[33]

3.2 Phân biệt với tinh vân

Một số thiên hà chúng ta có thể nhìn thấy trên bầu trờiđêm bằng mắt thường. Sớm nhất vào thế kỷ 10, nhàthiên văn học Ba Tư Al-Sufi đã ghi lại các quan sát vềthiên hà Andromeda và miêu tả nó như là một "đámmây nhỏ".[34] Al-Sufi công bố công trình của ông trongcuốn Sách các định tinh năm 964, và trong cuốn nàyông cũng ghi chép đến Đám mây Magellan lớn mà cóthể nhìn thấy từ Yemen chứ không phải là từ Isfahan;người châu Âu biết đến các đámmây này khi FerdinandMagellan thực hiện chyến hành trình vòng quanh thếgiới vào thế kỷ 16.[35][36][36] Simon Marius cũng độc lậpphát hiện lại thiên hà Andromeda vào năm 1612.[34]Đây là những thiên hà duy nhất bên ngoài Ngân Hà cóthể dễ dàng quan sát bằng mắt thường, do vậy chúnglà những thiên hà đầu tiên được quan sát từ Trái Đất.Năm 1750 omas Wright, trong tác phẩm Lý thuyếtnguồn gốc hay giả thuyết mới về Vũ trụ, phỏng đoán là(và đã đúng) Ngân Hà là một đĩa phẳng chứa các sao, vàmột số tinh vân hiện lên trên bầu trời đêm có thể khôngnằm trong Ngân Hà.[31][37] Năm 1755, Immanuel Kantđã sử dụng thuật ngữ "đảo Vũ trụ" để miêu tả những

4 3 LỊCH SỬ QUAN SÁT

tinh vân ở xa này.

Ảnh chụp "Đại tinh vân Andromeda” vào năm 1899, mà sau nàycác nhà thiên văn nhận ra nó là thiên hà Andromeda.

Đến cuối thế kỷ 18, Charles Messier biên soạn danhmục bao gồm 109 tinh vân sáng nhất (gồm cả nhữngthiên thể hiện ra giống như tinh vân), và sau đóWilliamHerschel soạn ra một danh mục lớn hơn gồm 5.000 tinhvân.[31] Năm 1845, Huân tước Rosse cho xây dựng mộtkính thiên văn mới cho phép ông có thể phân biệt đượctinh vân hình xoắn ốc và tinh vân hình elip. Ông cũngnhận ra từng nguồn sáng trong một số tinh vân này, vàủng hộ cho phỏng đoán trước đó của Kant.[38]

Năm 1912, Vesto Slipher nghiên cứu quang phổ củanhững tinh vân sáng nhất nhằm xác định xem cácthành phần hóa học trong chúng có xuất hiện trong hệhành tinh hay không. Tuy nhiên, Slipher phát hiện rarằng các tinh vân xoắn ốc có độ dịch chuyển đỏ cao ámchỉ chúng đang chuyển động ra xa ở một vận tốc lớnhơn vận tốc thoát của Ngân Hà. Do vậy chúng khôngliên kết hấp dẫn với Ngân Hà, và rõ ràng không thuộcvề thiên hà này.[39][40]

Phác họa Messier 51 của Huân tước Rosse năm 1845, sau nàygọi là Thiên hà Xoáy Nước.

Năm 1917, Heber Curtis thực hiện quan sát sao mớiS Andromedae bên trong "Đại Tinh vân Andromeda”(ngày nay là thiên hà Tiên nữ, hay M31). Khi lục lạicác ảnh chụp tinh vân này, ông tìm thấy thêm 11 sao

mới khác. Curtis nhận thấy rằng trên trung bình nhữngsao mới này mờ hơn 10 lần so với những sao mới nằmtrong thiên hà của chúng ta. Từ đây ông có thể ướclượng khoảng cách đến chúng trong phạm vi 150.000parsec. Ông trở thành người đề xướng cho giả thuyết"đảo vũ trụ"; giả thuyết này cho rằng các tinh vân xoắnốc thực sự là những thiên hà độc lập.[41]

Vào năm 1920 đã nổ ra một cuộc tranh cãi lớn trongthiên văn học giữa Harlow Shapley và Heber Curtis vềbản chất của Ngân Hà, các tinh vân xoắn ốc, và kíchthước của Vũ trụ. Để biện giải cho quan điểm của mìnhrằng Đại tinh vân Andromeda là một thiên hà nằm ởbên ngoài, Curtis chỉ ra sự xuất hiện của những làn tốigiống như những đám mây bụi trong Ngân Hà, cũngnhư giá trị dịch chuyển Doppler lớn đo được từ quangphổ của tinh vân Tiên Nữ.[42]

Vấn đề này đã đi đến hồi kết vào đầu thập niên 1920.Năm 1922, nhà thiên văn học người Estonia Ernst Öpikđo được khoảng cách đến tinh vân Tiên Nữ dẫn đến sựủng hộ lý thuyết cho rằng nó quả thực là một thiên hàở xa.[43] Sử dụng kính thiên văn 2,5m trên núi Wilson,Edwin Hubble đã có thể thấy rõ được chi tiết một sốtinh vân xoắn ốc như là tập hợp của các ngôi sao vàphát hiện ra một vài sao biến đổi Cepheid, cho phépông ước lượng được khoảng cách đến những tinh vânnày và ông kết luận rằng chúng ở quá xa để có thể thuộcvề Ngân Hà.[44] Năm 1936 Hubble lập ra hệ thống phânloại thiên hà còn được sử dụng cho đến ngày nay, còngọi là dãy Hubble.[45]

3.3 Nghiên cứu hiện đại

Distance

Velocity

A

B

Đường cong quay của một thiên hà xoắn ốc điển hình: tiên đoándựa trên vật chất theo dõi được (A) và kết quả (B). Khoảng cáchtính từ tâm thiên hà.

Năm 1944, Hendrik van de Hulst tiên đoán bức xạ vi batại buóc sóng 21 cm phát ra từ khí nguyên tử hiđrô cóthể phát hiện được ở vị trí trung gian giữa các ngôisao;[46] và nó đã được quan sát thấy vào năm 1951.Bức xạ này cho phép các nhà thiên văn nâng cao khảnăng nghiên cứu thiên hà Ngân Hà do nó không bị ảnhhưởng bởi khí bụi liên sao và hiệu ứng dịch chuyểnDoppler được ứng dụng để vẽ ra bản đồ chuyển độngcủa khí bụi trong thiên hà. Những quan sát này dẫn đến

4.1 Thiên hà ellip 5

Một trong những thiên hà xa nhất UDFy-38135539

phỏng đoán về cấu trúc đường thẳng đi qua tâm NgânHà.[47] Với các kính thiên văn vô tuyến có độ phân giảitốt hơn, khí hiđrô cũng phát hiện thấy tồn tại ở cácthiên hà khác.Trong thập niên 1970, Vera Rubin đã phát hiện ra tốc độquay của các khí trong thiên hà vượt quá tốc độ quaytính toán dựa trên tổng khối lượng quan sát của thiênhà (gồm các ngôi sao và khí). Vấn đề tốc độ quay củathiên hà được cho là có thể giải thích được bằng sự cómặt của một lượng lớn vật chất tối không nhìn thấyđược.[48][49]

Bước vào thập niên 1990, kính thiên văn không gianHubble bắt đầu thực hiện sứ mệnh quan sát các thiênthể trong bước sóng khả kiến. Một trong những kếtluận quan trọng thu được từ các bức ảnh Hubble đólà lượng vật chất tối không nhìn thấy được không thểchỉ gán cho khối lượng những ngôi sao nhỏ và mờ.[50]Vùng Sâu Hubble, một miền nhỏ tương đối trống trảitrên bầu trời được quan sát nhiều lần bởi kính Hubble,mang lại số liệu làm căn cứ ước lượng có khoảng 125tỷ (1,25×1011) thiên hà trong Vũ trụ quan sát được.[51]Những tiến bộ về công nghệ thu tín hiệu điện từ ngoàimiền khả kiến (kính thiên văn vô tuyến, camera hồngngoại, kính thiên văn tia X) cho phép các nhà thiênvăn phát hiện và nghiên cứu những thiên hà khác nằmngoài khả năng của Hubble. Đặc biệt, dự án khảo sátthiên hà trong vùng bị che khuất (Zone of Avoidance- vùng bầu trời bị các làn bụi trong mặt phẳng NgânHà che khuất) cho thấy có thêm nhiều thiên hà trongnhững vùng chưa được nghiên cứu kỹ này.[52]

4 Các loại và hình thái

Các thiên hà có ba kiểu hình thái chính: elip, xoắn ốc, vàdị thường. Ngoài ra cách miêu tả chi tiết hơn cấu trúcthiên hà dựa trên hình dáng của chúng được Hubblenêu trong dãy phân loại của ông. Vì dãy này hoàn toàndựa trên hình thái biểu kiến của thiên hà, cách phân loạinày không thể hiện được một số đặc tính quan trọngcủa thiên hà như tốc độ hình thành sao (trong các thiên

Các kiểu thiên hà theo sơ đồ phân loại Hubble. Chữ E ký hiệucho thiên hà elip; chữ S cho thiên hà xoắn ốc; và SB cho thiênhà xoắn ốc có cấu trúc thẳng qua tâm.[note 1]

hà bùng nổ sao) và sự hoạt động tại trung tâm (trongthiên hà hoạt động).[7]

4.1 Thiên hà ellip

Hệ thống phân loại Hubble đánh giá thiên hà elip dựatrên cơ sở hình dáng elip của chúng, đi từ E0, với thiênhà có dạng gần hình cầu, cho đến E7, với hình dángthuôn dài. Những thiên hà này giống với khối ellipsoidkhiến cho chúng hiện ra như là hình elip khi nhìn dướimột góc. Hình thái này thể hiện rất ít đặc điểm về cấutrúc và thường có tương đối ít vật chất liên sao trongthiên hà elip. Hệ quả là những thiên hà này có ít cáccụm sao phân tán và tốc độ sản sinh các ngôi sao mớilà thấp. ay vào đó trong các thiên hà này chứa phầnlớn các ngôi sao già trong giai đoạn cuối của quá trìnhtiến hóa, quay xung quanh khối tâm hấp dẫn chungtheo những hướng ngẫu nhiên. Các ngôi sao này chứalượng nhỏ các nguyên tố nặng bởi vì sự hình thành saogiảm đi sau quá trình bùng nổ ban đầu. Trong khía cạnhnày các thiên hà elip có tính chất tương tự như các cụmsao cầu nhỏ hơn rất nhiều.[53]

Các thiên hà lớn nhất trong vũ trụ quan sát được làcác thiên hà elip. Các nhà thiên văn học tin rằng nhiềuthiên hà elip hình thành từ quá trình tương tác giữa cácthiên hà, kết quả của sự va chạm hay sát nhập thiên hà.Dẫn tới chúng có thể lớn đến một kích thước khổng lồ(so với các thiên hà xoắn ốc chẳng hạn), và các thiên hàelip khổng lồ thường nằm gần trung tâm của các đámthiên hà lớn.[54] iên hà bùng nổ sao hình thành từ vachạm thiên hà và theo thời gian có thể hình thành lênthiên hà elip.[53]

4.2 Thiên hà xoắn ốc

iên hà xoắn ốc là loại thiên hà mà các ngôi sao phânbố theo hình xoắn ốc về phía tâm. Mặc dù các ngôi sao

6 4 CÁC LOẠI VÀ HÌNH THÁI

Thiên hà Xoáy Nước (trái), một kiểu thiên hà không có cấu trúcngang.

và đa số những vật chất khả kiến khác trong thiên hàloại này nằm trên một mặt phẳng, khối lượng chủ yếucủa thiên hà xoắn ốc tập trung tại miền hình cầu củavật chất tối mở rộng bao lấy vật chất khả kiến.[55]

Các thiên hà xoắn ốc có cấu trúc một đĩa phẳng quaygồm các sao và môi trường liên sao, cùng với miềnphình to ở trung tâm chứa chủ yếu các ngôi sao giàcỗi. Mở rộng ra bên ngoài khu vực phình này là nhữngnhánh xoắn ốc tương đối sáng. Trong biểu đồ phân loạicủa Hubble, thiên hà xoắn ốc được ký hiệu bằng chữ S,tiếp sau bởi các chữ (a, b, hay c) cho biết mức độ xếpchặt của các nhánh xoắn ốc và kích thước của miềnphình trung tâm. iên hà kiểu Sa có các nhánh xoắnốc xếp khít với nhau và không hiện lên rõ ràng giữahai nhánh cũng như thiên hà có một vùng phình lớnở trung tâm. Ở kiểu Sc thiên hà xoắn ốc có các nhánhxếp thưa và rõ ràng, trong khi miền phình không quálớn ở trung tâm.[56] iên hà với các nhánh xoắn ốc xếpchặt đôi khi còn được các nhà thiên văn gọi là “thiênhà xoắn ốc kết bông"; ngược lại với kiểu “thiên hà xoắnốc thiết kế lớn” mà có những nhánh xoắn ốc rõ ràng vàlớn.[57]

Dường như lý do ở một số thiên hà xoắn ốc có miềnphình lớn và một số thì dạng cấu trúc giống đĩa phẳnglà ở chỗ tốc độ tự quay của thiên hà nhanh hay chậm.[58]

Các nhánh xoắn ốc có hình dáng xấp xỉ với đường xoắnốc loga, một đường cong toán học có thể chứng minhbằng lý thuyết rằng nó là kết quả từ sự nhiễu loạntrong chuyển động quay đều của các ngôi sao quanhtrung tâm thiên hà. Giống như những ngôi sao, cácnhánh xoắn ốc quay quanh trung tâm nhưng với vậntốc góc khá đều nhau. Các nhà thiên văn học cho rằngnhánh xoắn ốc là những vùng tập trung vật chất mậtđộ cao miêu tả trong "lý thuyết sóng mật độ".[59] Khinhững ngôi sao chuyển động trong nhánh, vận tốc củamỗi hệ sao được điều chỉnh bởi lực hấp dẫn từ nhữngvùng có mật độ vật chất cao hơn. (Vận tốc của hệ trởlại bình thường khi hệ sao rời ra xa nhánh xoắn ốc.)Hiệu ứng này giống như “sóng” di chuyển chậm lạidọc theo đường cao tốc chứa đầy ô tô. Các nhánh hiện

ra dưới bước sóng khả kiến bởi vì mật độ vật chất caotạo điều kiện cho hình thành các ngôi sao mới, do vậynhững nhánh xoắn ốc thường chứa nhiều ngôi sao trẻvà sáng.[60]

NGC 1300, thiên hà xoắn ốc có cấu trúc ngang.

Đa số trong các thiên hà xoắn ốc, bao gồm Ngân Hàcủa chúng ta, có một dải phân bố các sao nằm thẳngmở rộng ra hai phía từ tâm thiên hà và có các điểm cuốicủa dải hòa trộn vào các nhánh xoắn ốc.[61] Trong sơ đồphân loại Hubble, những thiên hà này được ông ký hiệulà SB, theo sau bởi các chữ thường (a, b hay c) tương ứngvới hình dạng của các nhánh xoắn ốc (theo nghĩa giốngvới sự phân loại của các thiên hà xoắn ốc thường).Cấutrúc thanh thẳng được cho là dạng cấu trúc tạm thờimà xuất hiện từ kết quả của sóng mật độ từ lõi thiênhà phát ra bên ngoài, hoặc là do sự tương tác thủy triềuhấp dẫn với các thiên hà khác.[62] Nhiều thiên hà xoắnốc với cấu trúc thẳng ở trung tâm là những thiên hà cónhân hoạt động, có thể là kết quả từ các luồng vật chấtkhí tuôn về phía lõi thiên hà dọc theo các nhánh xoắnốc.[63]

Ngân Hà có cấu trúc dạng đĩa lớn với các nhánh xoắnốc và cấu trúc thẳng chạy qua tâm,[64] đường kính củanó vào khoảng 30 kiloparsec với bề dày của đĩa xấp xỉ 1kiloparsec. Nó chứa khoảng 200 tỷ (2×1011) ngôi sao[65]

và tổng khối lượng của Ngân Hà xấp xỉ 600 tỷ (6×1011)lần khối lượng Mặt Trời.[66]

4.3 Các hình thái khác

7

iên thể Hoag, một kiểu thiên hà hình vòng

NGC 5866, thiên hà hình hạt đậu

iên hà dị thường là những thiên hà có cấu trúc bấtthường do tương tác thủy triều với những thiên hàkhác. Chẳng hạn như thiên hà hình vòng có cấu trúcgiống một vòng đai chứa các sao và môi trường khíxung quanh một lõi trần trụi. iên hà hình vòng cókhả năng hình thành khi có một thiên hà nhỏ hơnchuyển động vượt qua trung tâm củamột thiên hà xoắnốc.[67] Những sự kiện này có thể đã xảy đến với thiênhà Tiên Nữ, bởi khi quan sát nó dưới bước sóng hồngngoại các nhà thiên văn nhận ra nó có cấu trúc nhưnhiều vòng đồng tâm xếp lồng vào nhau.[68]

iên hà hình hạt đậu là thiên hà có dạng cấu trúc trunggian giữa thiên hà elip và thiên hà xoắn ốc. Nó đượcHubble xếp vào kiểu S0, với cấu trúc khó phân biệt mộtcách rõ ràng các nhánh xoắn ốc và với một quầng hìnhelip chứa các ngôi sao.[69] (iên hà hình hạt đậu trầncó kiểu phân loại Hubble là SB0.)Ngoài những phân loại theo hình thái nêu ra ở trên,có một số kiểu thiên hà không thể phân loại trực tiếpthành thiên hà elip hoặc thiên hà xoắn ốc. Chúng đượcxếp vào nhóm thiên hà dị thường. iên hà kiểu Irr-Icó một số đặc điểm cấu trúc nhưng không khớp hoàntoàn với một trong số kiểu phân loại của sơ đồ Hubble.iên hà kiểu Irr-II hoàn toàn không có một đặc điểmnào giống trong cách phân loại Hubble và có thể chúngtừng bị xé toạc ra bởi các va chạm thiên hà.[70] Ví dụ vềnhững thiên hà (lùn) dị thường nằm ở gần bao gồmĐám mây Magelland.

4.4 Thiên hà lùn

Mặc dù nhiều thiên hà nổi bật lên với cấu trúc xoắn ốchoặc dạng elip, phần lớn các thiên hà trong Vũ trụ cókích thước nhỏ bé. Những thiên hà lùn này tương đối

nhỏ khi so sánh với một số thiên hà khác, chẳng hạnnhư chúng có kích thước bằng một phần trăm đườngkính của Ngân Hà và chứa chỉ vài tỷ ngôi sao. Gần đâycác nhà thiên văn học khám phá ra thiên hà lùn siêucompact có đường kính chỉ khoảng 100 parsec.[71]

Nhiều thiên hà lùn có thể coi là chuyển động trên quỹđạo quanh một thiên hà lớn hơn, ví dụ như Ngân Hàcó ít nhất một tá các thiên hà vệ tinh kiểu này và ướclượng còn khoảng 300–500 thiên hà vệ tinh chưa đượcphát hiện.[72] Việc phân loại thiên hà lùn cũng theocách phân loại ở trên, với các thiên hà lùn elip, thiênhà lùn xoắn ốc và thiên hà lùn dị thường. Do một sốthiên hà lùn elip nhìn khá giống với các thiên hà elipnên chúng còn được gọi dưới cái tên thiên hà lùn phỏngcầu.Một nghiên cứu bao gồm 27 thiên hà lân cận với NgânHà cho kết quả ở mọi thiên hà lùn có tập trung khốilượng xấp xỉ 10 triệu lần khối lượng Mặt Trời, cho dùthiên hà có chứa hàng nghìn hay hàng triệu ngôi sao.Điều này dẫn đến khả năng là ở phần lớn các thiên hàcó tồn tại dạng vật chất tối chứa và bao xung quanhchúng.[73]

5 Đặc điểm hoạt động và tính độnglực

5.1 Tương tác thiên hà

Các thiên hà lân cận thường có sự tương tác hấp dẫnvới nhau, và đặc tính này đóng một vai trò quan trọngtrong sự hình thành và tiến hóa thiên hà. Hai thiên hàchưa hoàn toàn va chạm vào nhau cũng gây ra sự xáotrộn trong cấu trúc của chúng do lực thủy triều hấpdẫn, dẫn đến sự trao đổi khí và bụi.[74][75]

Va chạm xảy ra khi hai thiên hà chuyển động qua trựctiếp nhau và chúng có động lượng tương đối lớn để sựkiện sát nhập không xảy ra. Các ngôi sao trong nhữngthiên hà tương tác này nói chung sẽ không va chạm vàonhau do khoảng cách giữa các ngôi sao là khá lớn.Tuynhiên, đám mây khí và bụi của các thiên hà sẽ tươngtác và hòa trộn vào nhau. Hiệu ứng này giúp thúc đẩysự hình thành các ngôi sao trẻ do môi trường liên saotrở lên hỗn độn và bị nén lại. Sự kiện va chạm có thểlàm méo mó nghiêm trọng hình dáng của một hay cảhai thiên hà, hình thành lên cấu trúc thanh, vòng đaihoặc dạng đuôi ở các thiên hà.[74][75]

Nếu hai thiên hà va chạm không có động lượng đủ lớnđể thắng lực hấp dẫn giữa chúng, sau một thời gianchúng sẽ sát nhập với nhau để hình thành nên mộtthiên hà lớn hơn. Sự kiện sát nhập làm thay đổi lớn hìnhthái của thiên hà so với hình dáng ban đầu của chúng.Trong trường hợp có một thiên có khối lượng lớn hơnvà kích thước lớn hơn, sẽ dẫn tới hiệu ứng “thiên hà ăn

8 5 ĐẶC ĐIỂM HOẠT ĐỘNG VÀ TÍNH ĐỘNG LỰC

Thiên hà Antennae gồm hai thiên hà đang trải qua sự va chạmvà cuối cùng dẫn đến sự sát nhập giữa chúng.

thịt": thiên hà lớn sẽ chỉ bị thay đổi rất ít về hình thái,trong khi thiên hà nhỏ hơn bị hòa trộn hoàn toàn vàothiên hà lớn. Ngân Hà hiện tại cũng đang trong quátrình hút và hòa trộn các thiên hà nhỏ bao gồm thiênhà lùn elip Nhân Mã và thiên hà lùn Đại Khuyển.[74][75]

5.2 Thiên hà bùng nổ sao

M82, một trong những thiên hà bùng nổ sao mạnh mẽ với tốc độsản sinh các ngôi sao gấp 10 lần [76] so với các thiên hà “thôngthường”.

Các sao hình thành trong thiên hà từ một đám mâykhí lạnh tạo lên đám mây phân tử khổng lồ. Ở một sốthiên hà có tốc độ hình thành sao khá lớn, và các nhàthiên văn học gọi chúng là thiên hà bùng nổ sao. Vớitốc độ sản sinh sao như thế, chúng sẽ tiêu thụ hết lượngkhí trong môi trường liên sao trong khoảng thời giannhỏ hơn độ tuổi của thiên hà. Do vậy hoạt động bùng

nổ sản sinh sao chỉ diễn ra trong khoảng 10 triệu năm,quãng thời gian tương đối ngắn trong lịch sử phát triểncủa một thiên hà.iên hà bùng nổ sao đã từng rất phổbiến trong thời gian sớm của Vũ trụ,[77] và hiện tại, mộtsố thiên hà vẫn đóng góp vào khoảng 15% tổng lượngsản sinh sao.[78]

iên hà bùng nổ sao có đặc trưng ở sự tập trung bụi vàkhí cũng như sự có mặt của những ngôi sao mới hìnhthành, bao gồm những ngôi sao lớn làm ion hóa cácđám mây xung quanh nó tạo ra những vùng H II.[79]Những ngôi sao lớn này có thời gian tồn tại ngắn và ởcuối giai đoạn tiến hóa nó kết thúc bằng vụ nổ siêu tântinh, tạo ra vùng tàn dư siêu tân tinh tương tác với vùngkhí bao xung quanh nó. Những vụ nổ như thế này tạora sản phẩm các nguyên tố nặng hòa trộn vào khônggian liên sao và trở thành những viên gạch cơ bản chocác hệ hành tinh sau này. Đến khi nguồn khí bị sử dụnghoặc tiêu tán hết lúc này hoạt động sản sinh sao với tốcđộ lớn cũng kết thúc.[77]

Hoạt động bùng nổ sao thường đi kèm với quá trìnhthiên hà tương tác và sát nhập. Ví dụ điển hình chomối quan hệ thiên hà tương tác và bùng nổ sao là ởthiên hà M82 khi nó đang chuẩn bị cho sự va chạm vớithiên hà lớn hơn là M81. Ở các thiên hà dị thường cácvùng hoạt động sản sinh sao tập trung tại những nútnhỏ trong chúng.[80]

5.3 Nhân hoạt động

Trong số các thiên hàmà chúng ta quan sát được cómộtnhóm thiên hà hoạt động, nghĩa là một phần đáng kểtổng năng lượng sinh ra từ thiên hà phát từ một nguồnduy nhất thay vì từ các sao, bụi và môi trường liên sao.Khuôn mẫu cho mô hình nhân thiên hà hoạt động dựatrên một đĩa bồi tụ tạo thành xung quanh các hố đensiêu nặng ở vùng lõi. Bức xạ từ một nhân thiên hà hoạtđộng sinh ra từ năng lượng hấp dẫn của vật chất ở đĩakhi rơi vào hố đen này.[81] Trong khoảng 10% nhữngthiên thể như vậy tồn tại cặp chùm tia/hạt năng lượngcao phun ra theo hướng ngược nhau từ trung tâm thiênhà với vận tốc gần bằng tốc độ ánh sáng. Người ta vẫnchưa hiểu rõ cơ chế sinh ra những tia này.[82]

Các thiên hà hoạt động phát ra bức xạ năng lượngcao dưới dạng tia X được gọi là iên hà Seyfert hoặcquasar, phụ thuộc vào độ sáng của nó. Các blazar lànhững thiên hà hoạt động với chùm tia tương đối tínhhướng về phía Trái Đất. iên hà vô tuyến phát ra cácbức xạ vô tuyến từ chùm tia tương đối tính này. Cácloại thiên hà hoạt động này được thống nhất trong mộtmô hình với cách giải thích sự khác nhau giữa chúnglà do góc quan sát từ Trái Đất.[82]

Một hiện tượng khác có thể liên quan tới nhân thiênhà hoạt động (cũng như bùng nổ sao) là các vùng vạch

6.1 Sự hình thành 9

Một dòng hạt năng lượng cao phát ra từ lõi thiên hà vô tuyếnêlip M87.

phát xạ hạt nhân ion hóa thấp (LINER). Bức xạ từ cácthiên hà loại LINER chủ yếu chứa các nguyên tố bị ionhóa yếu.[83] Xấp xỉ một phần ba các thiên hà gần vớichúng ta có chứa nhân LINER.[81][83][84]

6 Sự hình thành và tiến hóa

Mục tiêu của nghiên cứu sự hình thành và tiến hóa củathiên hà nhằm trả lời các câu hỏi về thiên hà đã hìnhthành như thế nào và con đường tiến hóa của nó tronglịch sử của Vũ trụ. Một số lý thuyết trong lĩnh vực nàyđã được chấp thuận rộng rãi, nhưng nó vẫn là lĩnh vựcnghiên cứu sôi động trong ngành vật lý thiên văn.

6.1 Sự hình thành

Mô hình vũ trụ học về thời kỳ đầu của Vũ trụ dựa trêncơ sở của lý thuyết Vụ Nổ Lớn. Khoảng 300.000 nămsau sự kiện này, các nguyên tử hiđrô và heli bắt đầuhình thành trong một giai đoạn gọi là “kỷ nguyên táikết hợp”. Lúc này, gần như mọi hiđrô đều ở trạng tháitrung hòa và luôn sẵn sàng hấp thụ ánh sáng, cũngnhư chưa có ngôi sao nào hình thành. Kết quả này dẫnđến một giai đoạn gọi là “Kỷ nguyên tối”. Bắt đầu từsự thăng giáng mật độ (hoặc sự phi đẳng hướng bấtthường) trong trạng thái vật chất nguyên thủy của Kỷnguyên tối mà các cấu trúc lớn của vũ trụ bắt đầu xuấthiện. Các vật chất baryon bắt đầu tích tụ trong quầngvật chất tối lạnh.[85][86] Những cấu trúc nguyên thủynày cuối cùng hình thành lên các thiên hà như quansát thấy ngày nay.

Minh họa thiên hà trẻ đang tích tụ vật chất. Ảnh của ESO/L.Calçada

Chứng cứ về sự xuất hiện của thiên hà sớm được tìmthấy vào năm 2006, khi các nhà thiên văn phát hiện rathiên hà IOK-1 có độ dịch chuyển đỏ cao bất thườngbằng 6,96 tương ứng với khoảng thời gian 750 triệunăm sau Vụ Nổ Lớn, khiến nó trở thành một trongnhững thiên hà xa nhất từng được quan sát.[87] Trongkhi một số nhà khoa học đề cập rằng những thiên thểkhác (như thiên hà Abell 1835 IR1916) có dịch chuyểnđỏ cao hơn (và do vậy xuất hiện vào giai đoạn sớmhơn), tuổi của IOK-1 và các thành phần trong nó đãđược nghiên cứu kỹ lưỡng. Tuy nhiên vào tháng 12 năm2012, các nhà thiên văn thông báo rằng thiên hà UDFj-39546284 là một trong những thiên hà xa nhất với giátrị dịch chuyển đỏ đo được bằng 11,9. iên hà này tồntại vào khoảng “380 triệu năm”[88] sau Vụ Nổ Lớn (xảyra khoảng 13,8 tỷ năm về trước),[89] hay ánh sáng từnó phải mất 13,42 tỷ năm mới đến được Trái Đất (cònkhoảng cách phải lớn hơn vì vũ trụ liên tục giãn nở). Sựtồn tại sớm của những tiền thiên hà này cho thấy rằngchúng đã lớn lên từ trong “Kỷ nguyên tối”.[85]

Chi tiết của quá trình bằng cách nào mà các thiên hà đãhình thành trong vũ trụ là một câu hỏi mở có tầm quantrọng lớn trong ngành thiên văn học. Các lý thuyết cóthể chia ra thành hai nhóm: từ trên - xuống và từ dưới- lên. Trong lý thuyết từ trên - xuống (như mô hìnhEggen–Lynden-Bell–Sandage [ELS]), các tiền thiên hàhình thành đồng thời từ sự suy sụp của cấu trúc lớndiễn ra trong khoảng 100 triệu năm.[90] Trong lý thuyếttừ dưới - lên (như mô hình Searle-Zinn [SZ]), các cấutrúc nhỏ như cụm sao cầu hình thành trước tiên, và rồimột số thiên thể thu hút chúng lại để tạo lên một thiênhà lớn hơn.[91]

Một khi các tiền thiên hà bắt đầu hình thành và co lại,những ngôi sao đầu tiên (gọi là sao dân số loại III) xuấthiện cùng với chúng. Những ngôi sao này chứa hoàntoàn hiđrô và heli và có thể có khối lượng rất lớn. Nếukhông, những ngôi sao khổng lồ sẽ sớm tiêu thụ hếtnguồn vật chất cung cấp cho chúng và nhanh chóngbùng nổ trong vụ nổ siêu tân tinh, giải phóng ra cácnguyên tố nặng vào môi trường liên sao.[92] ế hệ sao

10 6 SỰ HÌNH THÀNH VÀ TIẾN HÓA

đầu tiên này chiếu bức xạ mạnh và làm ion hóa môitrường khí hiđrô trung hòa xung quanh, tạo ra nhữngbong bóng không gian giãn nở và thông qua đó ánhsáng có thể truyền xa ra ngoài.[93]

6.2 Tiến hóa

Trong vòng một tỷ năm hình thành thiên hà, nhữngcấu trúc quan trọng của nó bắt đầu xuất hiện. Cụmsao cầu, lỗ đen khối lượng siêu lớn ở trung tâm, vùngphình thiên hà chứa các sao loại II nghèo kim loại. Sựtạo thành lỗ đen siêu lớn dường như đóng vai trò quantrọng trong hoạt động điều hòa sự tăng trưởng củathiên hà bằng cách giới hạn tổng lượng vật chất tích tụvào thiên hà.[94] Trong kỷ nguyên sớm này, các thiênhà trải qua hoạt động bùng nổ sao mạnh mẽ nhất tronglịch sử tiến hóa của nó.[95]

Trong hai tỷ năm tiếp theo, lượng vật chất tích tụ dầnphân bố ổn định theo đĩa phẳng của thiên hà.[96] iênhà sẽ tiếp tục hấp thụ lượng vật chất rơi vào nó từnhững đám mây khí có vận tốc cao và từ các thiên hàlùn trong suốt thời gian tồn tại của nó.[97] Lượng vậtchất này chủ yếu là hiđrô và heli. Chu trình sao sinh ravà chết đi làm tăng chậm dần sự có mặt của các nguyêntố nặng hơn, cuối cùng những nguyên tố mới này thamgia vào quá trình hình thành lên các hệ hành tinh.[98]

Trường Cực Sâu Hubble (XDF)

Phạm vi quan sát của XDF so với kích thước của MặtTrăng—chứa vài nghìn thiên hà, mỗi thiên hà chứahàng tỷ ngôi sao trong một vùng rất nhỏ này.

Ảnh XDF (2012);– mỗi đốm sáng tương ứng với mộtthiên hà – với một số có tuổi xấp xỉ 13,2 tỷ năm[99] –

vũ trụ quan sát được có khoảng 200 tỷ thiên hà.

XDF cho thấy đầy đủ mọi hình thái thiên hà trong bứcảnh này – đa số các thiên hà cách xa từ 5 tới 9 tỷ năm– Các tiền thiên hà chứa những ngôi sao trẻ có tuổihơn 9 tỷ năm.

Sự tiến hóa thiên hà có ảnh hưởng quan trọng bởi quátrình tương tác và va chạm giữa các thiên hà. Hoạt độngsát nhập thiên hà là khá thường xuyên trong suốt giaiđoạn sớm của vũ trụ và đa phần các thiên hà có hìnhthái dị thường.[100] Do khoảng cách giữa các ngôi saolà lớn cho lên các hệ sao trong những thiên hà va chạmsẽ không bị ảnh hưởng nhiều. Tuy nhiên, sức hút hấpdẫn tước đi khí và bụi liên sao trong các cánh tay xoắnốc tạo nên một chuỗi dài các ngôi sao gọi là đuôi thủytriều. iên hà NGC 4676 là một trong số các ví dụ nhưthế,[101] hoặc như ở thiên hà Antennae.[102]

Cũng không tránh khỏi sự tương tác, Ngân Hà và thiênhà gần Tiên Nữ đang di chuyển về phía nhau với vậntốc 130 km/s, và phụ thuộc vào hướng chuyển động,hai thiên hà này sẽ va chạm với nhau trong khoảng 5tới 6 tỷ năm nữa. Mặc dù Ngân Hà chưa từng va chạmvới một thiên hà lớn nào như thiên hà Tiên Nữ, đã cónhiều chứng cứ về những va chạm của Ngân Hà với cácthiên hà lùn nhỏ hơn.[103]

Sự tương tác giữa hai thiên hà lớn như thế là một sựkiện hiếm. eo dòng thời gian, quá trình sát nhập củahai thiên hà có cùng kích thước trở lên ít phổ biến hơn.Hầu hết các thiên hà sáng cơ bản vẫn không thay đổitrong hàng tỷ năm qua, và tốc độ cho sự hình thànhsao mới có lẽ cũng đã lên tới đỉnh điểm vào 10 tỷ nămvề trước.[104]

6.3 Các xu hướng trong tương lai

Hiện tại, hầu hết sự hình thành sao xảy ra ở các thiênhà cỡ nhỏ nơi khí lạnh chưa tiêu tan hết.[100] Các thiênhà xoắn ốc, như Ngân Hà, chỉ tạo ra các thế hệ sao mớichừng nào chúng còn các đám mây phân tử đặc chứahiđrô liên sao trong các cánh tay xoắn của chúng.[105]Các thiên hà êlip vốn sẵn hầu như không có loại khínày, cho nên không còn ngôi sao mới nào tạo thêm.[106]Nguồn cung cấp vật liệu hình thành sao là có hạn; mộtkhi các ngôi sao đã chuyển hóa nguồn cung hiđrô sẵncó thành các nguyên tố nặng hơn, việc hình thành saomới sẽ kết thúc.[107]

Kỷ nguyên hình thành sao hiện tại được cho là sẽ tiếp

11

tục trong khoảng 100 tỉ năm nữa, và sau đó “kỷ nguyênsao” sẽ dần tàn lụi sau khoảng 10 nghìn tỉ tới 100 nghìntỉ năm (1013–1014 năm), khi các ngôi sao nhỏ nhất, sốnglâu nhất trong thiên cầu của chúng ta, những sao lùnđỏ cực nhỏ, bắt đầu biến mất. Vào cuối kỷ nguyên sao,các thiên hà sẽ chỉ còn bao gồm các thiên thể đặc: saolùn nâu, sao lùn trắng đang nguội dần hoặc các sao lùnđen), sao nơtron lạnh, và các hố đen. Cuối cùng, do sựhồi phục hấp dẫn, tất cả các ngôi sao sẽ hoặc rơi vàocác lỗ đen khối lượng siêu lớn ở trung tâm hoặc văngra không gian liên thiên hà do kết quả của các vụ vachạm.[107][108]

7 Cấu trúc quy mô lớn

Các cuộc thăm dò vũ trụ sâu thẳm đã cho thấy các thiênhà thường phân bố ở những khoảng cách tương đốigần các thiên hà khác. Tương đối hiếm có các thiên hàđơn độc ít tương tác đáng kể với một thiên hà có khốilượng tương đương trong thời gian 5 tỷ năm đến nay.Chỉ khoảng 5% các thiên hà từng quan sát được nằmhoàn toàn cô lập; và ngay cả thế, những thiên hà nàyđã có thể tương tác và kết hợp với các thiên hà kháctrong quá khứ, và hiện vẫn có thể có những thiên hà vệtinh nhỏ hơn quay xung quanh chúng. Các thiên hà côlập[note 2] có thể sản xuất các sao ở tốc độ cao hơn bìnhthường, vì khí của chúng không bị các thiên hà lân cậntước mất.[109]

Bộ sáu Seyfert là một nhóm các thiên hà tương tác vớinhau.

Ở quy mô lớn nhất, Vũ trụ tiếp tục giãn nở, dẫn đếnkhoảng cách giữa các thiên hà tiếp tục gia tăng (xemĐịnh luật Hubble). Sự gắn kết giữa các thiên hà có thểvượt qua sự giãn nở này ở quy mô cục bộ thông quasức hút hấp dẫn lẫn nhau giữa chúng tạo ra nhóm cácthiên hà. Nhóm thiên hà hình thành từ sớm trong Vũtrụ, khi các đám vật chất tối kéo các thiên hà tương ứngcủa chúng lại gần nhau. Các nhóm lân cận về sau hợplại thành các đám quy mô lớn hơn. á trình hợp nhấthiện vẫn diễn ra này (cũng như dòng các khí chảy vàotrong tâm hấp dẫn) làm nóng các khí liên thiên hà trong

một đám thiên hà tới những nhiệt độ rất cao, đạt tới 30–100 triệu K.[110] Khoảng 70–80% khối lượng trong mộtđám thuộc về vật chất tối, với khoảng 10–30% chứa khínhiệt độ cao này và vài phần trăm còn lại dưới dạng vậtchất quan sát được trong thiên hà.[111]

Hầu hết các thiên hà trong vũ trụ liên kết hấp dẫn vớicác thiên hà khác. Chúng hình thành lên một thứ bậccấu trúc đám kiểu fractal, với sự gắn kết nhỏ nhất gọi làcác nhóm. Nhóm các thiên hà là loại loại phổ biến nhấttrong đám thiên hà, và các cấu trúc này chứa đựng đasố các thiên hà (cũng như hầu hết khối lượng baryon)trong Vũ trụ.[112][113] Để duy trì sự gắn kết hấp dẫn chomột nhóm như thế, mỗi thiên hà thành viên phải có vậntốc đủ thấp để ngăn chúng thoát khỏi nhóm (xem Địnhlý Virial). Nhưng nếu không có đủ động năng, nhóm đócó thể tiến hóa thành một số lượng nhỏ hơn các thiênhà thông qua tiến trình hợp nhất thiên hà.[114]

Các cấu trúc lớn hơn có thể chứa hàng nghin thiên hàgói gọn trọng một khu vực lớn cỡ một vài triệu parsecđược gọi là các đám. Các đám thiên hà thường có mộtthiên hà êlip khổng lồ đóng vai trò thống trị, gọi là thiênhà sáng nhất đám, thiên hà này sẽ dần dần bằng lựcthủy triều hủy diệt các thiên hà vệ tinh và khối lượngcủa nó dần dần tăng lên.[115]

Ởquymô lớn hơn nữa, các siêu đám thiên hà chứa hàngchục ngàn thiên hà, tụ lại trong các đám, nhómhoặc đôikhi riêng lẻ. Ở cấp độ quymô siêu đám, các thiên hà xếpvào những phiến và sợi bao quanh những khoảng chânkhông khổng lồ.[116] Cao hơn cấp độ này, Vũ trụ dườngnhư hoàn toàn giống nhau ở mọi hướng (đẳng hướngvà đồng nhất).[117]

Ngân Hà là một thành viên trong tập hợp gọi là NhómĐịa phương, một nhóm thiên hà tương đối nhỏ cóđường kính chỉ gần 1 megaparsec. Ngân Hà và thiênhà Andromeda là hai thiên hà sáng nhất trong nhóm;nhiều thành viên khác là những thiên hà lùn vây quanhhai thiên hà này.[118] Bản thânNhómĐịa phương làmộtphần trong cấu trúc tựa như đám mây thuộc Siêu đámVirgo, một cấu trúc lớn mở rộng gồm các nhóm và đámthiên hà có trung tâm nằm ở Đám Virgo.[119] Và chínhSiêu đám Virgo lại chỉ là một phần của Phức hợp Siêuđám Pisces-Cetus, một sợi thiên hà khổng lồ.

12 11 THAM KHẢO

8 Quan sát đa tần

Ảnh UV của Andromeda chỉ ra các vùng xanh chứanhững ngôi sao trẻ khối lượng lớn.

Sau khi người ta phát hiện được sự tồn tại của các thiênhà bên ngoài Ngân Hà, những quan sát ban đầu hầu hếttrong miền ánh sáng khả kiến. Bức xạ đỉnh của hầu hếtcác ngôi sao nằm ở vùng phổ này, cho nên quan sát cácngôi sao tạo nên các thiên hà đến giờ vẫn là một nguồnquan trọng của thiên văn quang học. Nó cũng là mộtvùng phổ thích hợp cho việc quan sát Vùng H II, cũngnhư cho việc kiểm tra sự phân bố những cánh tay bụikhí.Bụi hiện diện trong môi trường liên sao làm cản ánhsáng khả kiến. Bức xạ hồng ngoại xa trở lên trong suốthơn với nó, nên vùng bức xạ này có thể dùng để quansát khu vực bên trong của các đám mây phân tử khổnglồ và các nhân thiên hà với độ chi tiết cao.[120] iênvăn quan sát cũng sử dụng bước sóng hồng ngoại đểthu nhận dữ liệu thiên hà có dịch chuyển đỏ lớn, vốnhình thành từ sớm trong lịch sử Vũ trụ. Hơi nước vàcacbon dioxit hấp thụ khá nhiều phổ hồng ngoại, dovậy các kính viễn vọng đặt ở đỉnh núi cao hoặc đặtngoài không gian được dùng cho thiên văn hồng ngoại.Nghiên cứu không dùng ánh sáng khả kiến đầu tiênvề các thiên hà, đặc biệt là các thiên hà hoạt động, vậndụng các tần số vô tuyến. Khí quyển gần như trong suốtvới sóng vô tuyến trong khoảng từ 5 MHz tới 30 GHz.(tầng điện li ngăn chặn những tín hiệu dưới khoảngnày.)[121] Các giao thoa kế vô tuyến cỡ lớn được sử dụngđể dựng bản đồ các vật chất hoạt động phát ra từ cácnhân thiên hà hoạt động. Kính viễn vọng vô tuyến cũngdùng để quan sát bức xạ có bước sóng 21 cm của hiđrôtrung hòa, có thể bao gồm các vật chất trung hòa trongVũ trụ sơ khai mà về sau bị suy sụp để tạo thành cácthiên hà.[122]

Những kính viễn vọng trong phổ UV và tia X cho phépquan sát các hiện tượng trong thiên hà diễn ra với nănglượng cao. Một chớp cực tím sẽ xuất hiện khi một ngôisao ở một thiên hà xa bị xé thành từng mảnh bởi lựcthủy triều của hố đen.[123] Bản đồ phân bố khí nóng

trong các đám thiên hà có thể lập từ việc quan sát cáctia X. iên văn tia X đã xác nhận sự tồn tại của cáclỗ đen khối lượng siêu lớn ở vùng trung tâm các thiênhà.[124]

9 Xem thêm

• iên hà tối

• Định hướng thiên hà

• Sự hình thành và tiến hóa của thiên hà

• Danh sách thiên hà

• Danh sách những thiên hà gần nhất

• iên hà phát sáng hồng ngoại

• Lỗ đen siêu khối lượng

• Ngân Hà

10 Chú thích[1] Các thiên hà bên trái của biểu đồ phân loại Hubble

đôi khi được phân loại thành “loại ban đầu”, trong khinhững thiên hà bên phải gọi là “loại sau”.

[2] uật ngữ “thiên hà trường” đôi khi được sử dụng đểchỉ một thiên hà cô lập, mặc dù cũng thuật ngữ này lạiđược dùng để chỉ các thiên hà không thuộc về một đámnhững có thể thuộc về một nhóm thiên hà.

11 Tham khảo[1] Sparke & Gallagher III 2000, tr. i

[2] Hupp, E.; Roy, S.; Watzke, M. (12 tháng 8 năm 2006).“NASA Finds Direct Proof of DarkMaer”. NASA. Truycập ngày 17 tháng 4 năm 2007.

[3] “Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy”. ESO. 3tháng 5 năm 2000. Truy cập ngày 3 tháng 1 năm 2007.

[4] Uson, J. M.; Boughn, S. P.; Kuhn, J. R. (1990). “e centralgalaxy in Abell 2029 – An old supergiant”. Science250 (4980): 539–540. Bibcode:1990Sci…250..539U.doi:10.1126/science.250.4980.539.

[5] Finley, D.; Aguilar, D. (2 tháng 11 năm 2005).“Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way’sMysterious Core”. National Radio AstronomyObservatory. Truy cập ngày 10 tháng 8 năm 2006.

[6] Hoover, A. (16 tháng 6 năm 2003). “UF Astronomers:Universe Slightly Simpler an Expected”. HubbleNews Desk. Truy cập ngày 4 tháng 3 năm 2011. Basedupon:

13

• Graham, A. W.; Guzman, R. (2003). “HSTPhotometry of Dwarf Elliptical Galaxies inComa, and an Explanation for the AllegedStructural Dichotomy between Dwarf andBright Elliptical Galaxies”. Astronomical Journal125 (6): 2936–2950. arXiv:astro-ph/0303391.Bibcode:2003AJ….125.2936G. doi:10.1086/374992.

[7] Jarre, T. H. “Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas”.California Institute of Technology. Truy cập ngày 9tháng 1 năm 2007.

[8] Deutsch, David (2011). e Fabric of Reality. PenguinBooks Limited. tr. 234–. ISBN 978-0-14-196961-9.

[9] “Galaxy Clusters and Large-Scale Structure”. Universityof Cambridge. Truy cập ngày 15 tháng 1 năm 2007.

[10] “A Milky Arc Over Paranal”. ESO Picture of the Week.Truy cập ngày 10 tháng 4 năm 2014.

[11] iều Chửu, Từ điển Hán-Việt ửu Chửu, hà

[12] Harper, D. “galaxy”. Online Etymology Dictionary. Truycập ngày 11 tháng 11 năm 2011.

[13] Waller & Hodge 2003, tr. 91

[14] Koneãn˘, Lubomír. “Emblematics, Agriculture, andMythography in e Origin of the Milky Way”.Academy of Sciences of the Czech Republic. Bản gốc lưutrữ ngày 20 tháng 7 năm 2006. Truy cập ngày 5 tháng 1năm 2007.

[15] Rao, J. (2 tháng 9 năm 2005). “Explore the Archer’sRealm”. Space.com. Truy cập ngày 3 tháng 1 năm 2007.

[16] Harrington, J.D.; Jenkins, Ann; Villard, Ray (ngày 3tháng 6 năm 2014). “NASA RELEASE 14-151 - HubbleTeamUnveils Most Colorful View of Universe Capturedby Space Telescope”. NASA. Truy cập ngày 4 tháng 6năm 2014.

[17] “Distant galaxy in Hubble Frontier Field Abell 2744”.ESA/Hubble. Truy cập ngày 11 tháng 2 năm 2014.

[18] Bodifée G. & Berger M. (2010). “CNG-Catalogue ofNamed Galaxies”. Truy cập ngày 17 tháng 1 năm 2014.

[19] “Contemporary Latin”. Truy cập ngày 22 tháng 1 năm2014.

[20] Plutarch (2006). e Complete Works Volume 3: Essaysand Miscellanies. Chapter 3: Echo Library. tr. 66. ISBN978-1-4068-3224-2.

[21] Montada, J. P. (28 tháng 9 năm 2007). “Ibn Bajja”.Stanford Encyclopedia of Philosophy. Truy cập ngày 11tháng 7 năm 2008.

[22] Heidarzadeh 2008, tr. 23–25

[23] “ALMA Centre of Expertise in Portugal”. ESOAnnouncement. Truy cập ngày 15 tháng 5 năm 2014.

[24] Mohamed 2000, tr. 49–50

[25] Bouali, H.-E.; Zghal, M.; Lakhdar, Z. B. (2005).“Popularisation of Optical Phenomena: Establishingthe First Ibn Al-Haytham Workshop on Photography”.e Education and Training in Optics and PhotonicsConference. Truy cập ngày 5 tháng 2 năm 2015.

[26] O'Connor, John J.; Robertson, Edmund F., “Abu RayhanMuhammad ibn Ahmad al-Biruni”, Bộ lưu trữ lịch sửtoán học MacTutor

[27] Al-Biruni 2004, tr. 87

[28] Heidarzadeh 2008, tr. 25, Table 2.1

[29] Livingston, J. W. (1971). “Ibn Qayyim al-Jawziyyah:A Fourteenth Century Defense against AstrologicalDivination and Alchemical Transmutation”. Journalof the American Oriental Society 91 (1): 96–103 [99].doi:10.2307/600445. JSTOR 600445.

[30] O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (tháng 11 năm 2002).“Galileo Galilei”. University of St. Andrews. Truy cậpngày 8 tháng 1 năm 2007.

[31] Evans, J. C. (24 tháng 11 năm 1998). “Our Galaxy”.George Mason University. Truy cập ngày 4 tháng 1 năm2007.

[32] Paul 1993, tr. 16–18

[33] Trimble, V. (1999). “Robert Trumpler and the(Non)transparency of Space”. Bulletin of theAmerican Astronomical Society 31 (31): 1479.Bibcode:1999AAS…195.7409T.

[34] Kepple & Sanner 1998, tr. 18

[35] “Abd-al-RahmanAl Sufi (December 7, 903 –May 25, 986A.D.)”. Observatoire de Paris. Truy cập ngày 19 tháng 4năm 2007.

[36] “e Large Magellanic Cloud, LMC”. Observatoire deParis. Truy cập ngày 19 tháng 4 năm 2007.

[37] See text quoted fromWright’s An original theory or newhypothesis of the Universe in Dyson, F. (1979).Disturbingthe Universe. Pan Books. tr. 245. ISBN 0-330-26324-2.

[38] Abbey, L. “e Earl of Rosse and the Leviathan ofParsontown”. Truy cập ngày 4 tháng 1 năm 2007.

[39] Slipher, V. M. (1913). “e radial velocity of theAndromeda Nebula”. Lowell Observatory Bulletin 1: 56–57. Bibcode:1913LowOB…2…56S.

[40] Slipher, V. M. (1915). “Spectrographic Observations ofNebulae”. Popular Astronomy (US magazine) 23: 21–24.Bibcode:1915PA…..23…21S.

[41] Curtis, H. D. (1988). “Novae in Spiral Nebulaeand the Island Universe eory”. Publicationsof the Astronomical Society of the Pacific 100: 6.Bibcode:1988PASP..100….6C. doi:10.1086/132128.

[42] Weaver, H. F. “Robert Julius Trumpler”. United StatesNational Academy of Sciences. Truy cập ngày 5 tháng2 năm 2015.

14 11 THAM KHẢO

[43] Öpik, E. (1922). “An estimate of the distance of theAndromeda Nebula”. Astrophysical Journal 55: 406.Bibcode:1922ApJ….55..406O. doi:10.1086/142680.

[44] Hubble, E. P. (1929). “A spiral nebula as a stellarsystem, Messier 31”. Astrophysical Journal 69: 103–158.Bibcode:1929ApJ….69..103H. doi:10.1086/143167.

[45] Sandage, A. (1989). “Edwin Hubble, 1889–1953”. Journalof the Royal Astronomical Society of Canada 83 (6):351–362. Bibcode:1989JRASC..83..351S. Truy cập ngày5 tháng 2 năm 2015.

[46] Tenn, J. “Hendrik Christoffel van de Hulst”. SonomaState University. Truy cập ngày 5 tháng 1 năm 2007.

[47] López-Corredoira, M.; et al. (2001). “Searchingfor the in-plane Galactic bar and ring in DENIS”.Astronomy and astrophysics 373 (1): 139–152.arXiv:astro-ph/0104307. Bibcode:2001A&A…373..139L.doi:10.1051/0004-6361:20010560.

[48] Rubin, V. C. (1983). “Dark maer inspiral galaxies”. Scientific American 248(6): 96–106. Bibcode:1983SciAm.248…96R.doi:10.1038/scientificamerican0683-96.

[49] Rubin, V. C. (2000). “One Hundred Years ofRotating Galaxies”. Publications of the AstronomicalSociety of the Pacific 112 (772): 747–750.Bibcode:2000PASP..112..747R. doi:10.1086/316573.

[50] “Hubble Rules Out a Leading Explanation for DarkMaer”. Hubble News Desk. 17 tháng 10 năm 1994.Truy cập ngày 8 tháng 1 năm 2007.

[51] “How many galaxies are there?”. NASA. 27 tháng 11năm 2002. Truy cập ngày 5 tháng 2 năm 2015.

[52] Kraan-Korteweg, R. C.; Juraszek, S. (2000). “Mappingthe hidden Universe: e galaxy distributionin the Zone of Avoidance”. Publications of theAstronomical Society of Australia 17 (1): 6–12.arXiv:astro-ph/9910572. Bibcode:1999astro.ph.10572K.doi:10.1071/AS00006.

[53] Barstow, M. A. (2005). “Elliptical Galaxies”. LeicesterUniversity Physics Department. Truy cập ngày 5 tháng2 năm 2015.

[54] “Galaxies”. Cornell University. 20 tháng 10 năm 2005.Truy cập ngày 5 tháng 2 năm 2015.

[55] Hoàn thành chú thích này

[56] Smith, G. (6 tháng 3 năm 2000). “Galaxies — e SpiralNebulae”. University of California, SanDiego Center forAstrophysics & Space Sciences. Truy cập ngày 30 tháng11 năm 2006.

[57] Van den Bergh 1998, tr. 17

[58] http://phys.org/news/2014-02-fat-flat-galaxies.html

[59] Bertin & Lin 1996, tr. 65–85

[60] Belkora 2003, tr. 355

[61] Eskridge, P. B.; Frogel, J. A. (1999). “What isthe True Fraction of Barred Spiral Galaxies?”.Astrophysics and Space Science. 269/270:427–430. Bibcode:1999Ap&SS.269..427E.doi:10.1023/A:1017025820201.

[62] Bournaud, F.; Combes, F. (2002). “Gas accretionon spiral galaxies: Bar formation and renewal”.Astronomy and Astrophysics 392 (1): 83–102.arXiv:astro-ph/0206273. Bibcode:2002A&A…392…83B.doi:10.1051/0004-6361:20020920.

[63] Knapen, J. H.; Perez-Ramirez, D.; Laine, S. (2002).“Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II.Relations to host galaxies”.Monthly Notices of the RoyalAstronomical Society 337 (3): 808–828. arXiv:astro-ph/0207258. Bibcode:2002MNRAS.337..808K.doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05840.x.

[64] Alard, C. (2001). “Another bar in the Bulge”.Astronomy and Astrophysics Leers 379 (2): L44–L47.arXiv:astro-ph/0110491. Bibcode:2001A&A…379L..44A.doi:10.1051/0004-6361:20011487.

[65] Sanders, R. (9 tháng 1 năm 2006). “Milky Way galaxy iswarped and vibrating like a drum”. UCBerkeley News.Truy cập ngày 24 tháng 5 năm 2006.

[66] Bell, G. R.; Levine, S. E. (1997). “Mass of the Milky Wayand Dwarf Spheroidal Stream Membership”. Bulletinof the American Astronomical Society 29 (2): 1384.Bibcode:1997AAS…19110806B.

[67] Gerber, R. A.; Lamb, S. A.; Balsara, D. S. (1994). “RingGalaxy Evolution as a Function of “Intruder” Mass”.Bulletin of the American Astronomical Society 26: 911.Bibcode:1994AAS…184.3204G.

[68] “ISO unveils the hidden rings of Andromeda” (ôngcáo báo chí). European Space Agency. 15 tháng 10 năm1998. Truy cập ngày 24 tháng 5 năm 2006.

[69] “Spitzer RevealsWhat EdwinHubbleMissed”. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 31 tháng 5 năm2004. Truy cập ngày 5 tháng 2 năm 2015.

[70] Barstow, M. A. (2005). “Irregular Galaxies”. Universityof Leicester. Truy cập ngày 5 tháng 2 năm 2015.

[71] Phillipps, S.; Drinkwater, M. J.; Gregg, M. D.; Jones,J. B. (2001). “Ultracompact Dwarf Galaxies in theFornax Cluster”. Astrophysical Journal 560 (1): 201–206.arXiv:astro-ph/0106377. Bibcode:2001ApJ…560..201P.doi:10.1086/322517.

[72] Groshong, K. (24 tháng 4 năm 2006). “Strange satellitegalaxies revealed around Milky Way”. New Scientist.Truy cập ngày 5 tháng 2 năm 2015.

[73] Schirber,M. (27 tháng 8 năm 2008). “No SlimmingDownfor Dwarf Galaxies”. ScienceNOW. Truy cập ngày 5tháng 2 năm 2015.

[74] “Galaxy Interactions”. University of MarylandDepartment of Astronomy. Bản gốc lưu trữ ngày 9tháng 5 năm 2006. Truy cập ngày 19 tháng 12 năm2006.

15

[75] “Interacting Galaxies”. Swinburne University. Truy cậpngày 19 tháng 12 năm 2006.

[76] “Happy Sweet Sixteen, Hubble Telescope!”. NASA. 24tháng 4 năm 2006. Truy cập ngày 10 tháng 8 năm 2006.

[77] “Starburst Galaxies”. Harvard-Smithsonian Center forAstrophysics. 29 tháng 8 năm 2006. Truy cập ngày 10tháng 8 năm 2006.

[78] Kennicu Jr., R. C.; et al. (2005). “Demographicsand Host Galaxies of Starbursts”. Starbursts: From 30Doradus to Lyman Break Galaxies. Springer (publisher).tr. 187. Bibcode:2005sdlb.proc..187K.

[79] Smith, G. (13 tháng 7 năm 2006). “Starbursts & CollidingGalaxies”. University of California, San Diego Centerfor Astrophysics & Space Sciences. Truy cập ngày 10tháng 8 năm 2006.

[80] Keel, B. (tháng 9 năm 2006). “Starburst Galaxies”.University of Alabama. Truy cập ngày 11 tháng 12 năm2006.

[81] Keel, W. C. (2000). “Introducing Active Galactic Nuclei”.University of Alabama. Truy cập ngày 6 tháng 12 năm2006.

[82] Lochner, J.; Gibb, M. “A Monster in the Middle”. NASA.Truy cập ngày 5 tháng 2 năm 2015.

[83] Heckman, T. M. (1980). “An optical and radio surveyof the nuclei of bright galaxies — Activity in normalgalactic nuclei”. Astronomy and Astrophysics 87: 152–164. Bibcode:1980A&A….87..152H.

[84] Ho, L. C.; Filippenko, A. V.; Sargent, W. L. W. (1997).“A Search for “Dwar” Seyfert Nuclei. V. Demographicsof Nuclear Activity in Nearby Galaxies”. AstrophysicalJournal 487 (2): 568–578. arXiv:astro-ph/9704108.Bibcode:1997ApJ…487..568H. doi:10.1086/304638.

[85] “Search for Submillimeter Protogalaxies”. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 18 tháng 11 năm1999. Truy cập ngày 10 tháng 1 năm 2007.

[86] Firmani, C.; Avila-Reese, V. (2003). “Physical processesbehind the morphological Hubble sequence”. RevistaMexicana de Astronomía y Astrofísica 17: 107–120.arXiv:astro-ph/0303543. Bibcode:2003RMxAC..17..107F.

[87] McMahon, R. (2006). “Journey to the birthof the Universe”. Nature 443 (7108): 151–2.Bibcode:2006Natur.443..151M. doi:10.1038/443151a.PMID 16971933.

[88] Wall, Mike (ngày 12 tháng 12 năm 2012). “AncientGalaxy May Be Most Distant Ever Seen”. Space.com.Truy cập ngày 12 tháng 12 năm 2012.

[89] “Cosmic Detectives”. e European Space Agency(ESA). 2 tháng 4 năm 2013. Truy cập ngày 15 tháng 4năm 2013.

[90] Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962).“Evidence from the motions of old stars that the Galaxycollapsed”. Reports on Progress in Physics 136: 748.Bibcode:1962ApJ…136..748E. doi:10.1086/147433.

[91] Searle, L.; Zinn, R. (1978). “Compositions ofhalo clusters and the formation of the galactichalo”. Astrophysical Journal 225 (1): 357–379.Bibcode:1978ApJ…225..357S. doi:10.1086/156499.

[92] Heger, A.; Woosley, S. E. (2002). “e NucleosyntheticSignature of Population III”. AstrophysicalJournal 567 (1): 532–543. arXiv:astro-ph/0107037.Bibcode:2002ApJ…567..532H. doi:10.1086/338487.

[93] Barkana, R.; Loeb, A. (1999). “In the beginning:the first sources of light and the reionization ofthe Universe”. Physics Reports 349 (2): 125–238.arXiv:astro-ph/0010468. Bibcode:2001PhR…349..125B.doi:10.1016/S0370-1573(01)00019-9.

[94] “Simulations ShowHowGrowing Black Holes RegulateGalaxy Formation”. Carnegie Mellon University. 9tháng 2 năm 2005. Truy cập ngày 7 tháng 1 năm 2007.

[95] Massey, R. (21 tháng 4 năm 2007). “Caught in theact; forming galaxies captured in the young Universe”.Royal Astronomical Society. Bản gốc lưu trữ ngày 16tháng 7 năm 2011. Truy cập ngày 20 tháng 4 năm 2007.

[96] Noguchi, M. (1999). “Early Evolution of DiskGalaxies: Formation of Bulges in Clumpy YoungGalactic Disks”. Astrophysical Journal 514 (1): 77–95.arXiv:astro-ph/9806355. Bibcode:1999ApJ…514…77N.doi:10.1086/306932.

[97] Baugh, C.; Frenk, C. (tháng 5 năm 1999). “How aregalaxies made?”. PhysicsWeb. Truy cập ngày 16 tháng1 năm 2007.

[98] Gonzalez, G. (1998). “e Stellar Metallicity —Planet Connection”. Proceedings of a workshopon brown dwarfs and extrasolar planets. tr. 431.Bibcode:1998bdep.conf..431G.

[99] Moskowitz, Clara (ngày 25 tháng 9 năm 2012). “HubbleTelescope Reveals Farthest View Into Universe Ever”.Space.com. Truy cập ngày 26 tháng 9 năm 2012.

[100] Conselice, C. J. (tháng 2 năm 2007). “e Universe’sInvisible Hand”. Scientific American 296 (2): 35–41.doi:10.1038/scientificamerican0207-34.

[101] Ford, H.; et al. (30 tháng 4 năm 2002). “Hubble’s NewCamera Delivers Breathtaking Views of the Universe”.Hubble News Desk. Truy cập ngày 8 tháng 5 năm 2007.

[102] Struck, C. (1999). “Galaxy Collisions”. PhysicsReports 321: 1. arXiv:astro-ph/9908269.Bibcode:1999PhR…321….1S. doi:10.1016/S0370-1573(99)00030-7.

[103] Wong, J. (14 tháng 4 năm 2000). “Astrophysicist mapsout our own galaxy’s end”. University of Toronto. Bảngốc lưu trữ ngày 8 tháng 1 năm 2007. Truy cập ngày 11tháng 1 năm 2007.

[104] Panter, B.; Jimenez, R.; Heavens, A. F.; Charlot, S.(2007). “e star formation histories of galaxies in theSloan Digital Sky Survey”. Monthly Notices of the RoyalAstronomical Society 378 (4): 1550–1564. arXiv:astro-ph/0608531. Bibcode:2007MNRAS.378.1550P.doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11909.x.

16 12 SÁCH THAM KHẢO

[105] Kennicu Jr., R. C.; Tamblyn, P.; Congdon, C. E.(1994). “Past and future star formation in diskgalaxies”. Astrophysical Journal 435 (1): 22–36.Bibcode:1994ApJ…435…22K. doi:10.1086/174790.

[106] Knapp, G. R. (1999). Star Formation in Early TypeGalaxies. Astronomical Society of the Pacific.Bibcode:1998astro.ph..8266K. ISBN 1-886733-84-8.OCLC 41302839.

[107] Adams, Fred; Laughlin, Greg (13 tháng 7 năm 2006).“e Great Cosmic Bale”. Astronomical Society of thePacific. Truy cập ngày 16 tháng 1 năm 2007.

[108] Pobojewski, S. (21 tháng 1 năm 1997). “Physics offersglimpse into the dark side of the Universe”. Universityof Michigan. Truy cập ngày 13 tháng 1 năm 2007.

[109] McKee, M. (7 tháng 6 năm 2005). “Galactic lonersproduce more stars”. New Scientist. Truy cập ngày 15tháng 1 năm 2007.

[110] “Groups & Clusters of Galaxies”. NASA/Chandra. Truycập ngày 15 tháng 1 năm 2007.

[111] Ricker, P. “When Galaxy Clusters Collide”. San DiegoSupercomputer Center. Truy cập ngày 27 tháng 8 năm2008.

[112] Dahlem, M. (24 tháng 11 năm 2006). “Optical andradio survey of Southern Compact Groups of galaxies”.University of Birmingham Astrophysics and SpaceResearch Group. Bản gốc lưu trữ ngày 13 tháng 6 năm2007. Truy cập ngày 15 tháng 1 năm 2007.

[113] Ponman, T. (25 tháng 2 năm 2005). “Galaxy Systems:Groups”. University of Birmingham Astrophysics andSpace Research Group. Truy cập ngày 15 tháng 1 năm2007.

[114] Girardi, M.; Giuricin, G. (2000). “e ObservationalMass Function of Loose Galaxy Groups”. eAstrophysical Journal 540 (1): 45–56. arXiv:astro-ph/0004149. Bibcode:2000ApJ…540…45G.doi:10.1086/309314.

[115] Dubinski, J. (1998). “e Origin of the Brightest ClusterGalaxies”. Astrophysical Journal 502 (2): 141–149.arXiv:astro-ph/9709102. Bibcode:1998ApJ…502..141D.doi:10.1086/305901.

[116] Bahcall, N. A. (1988). “Large-scale structurein the Universe indicated by galaxy clusters”.Annual Review of Astronomy and Astrophysics26 (1): 631–686. Bibcode:1988ARA&A..26..631B.doi:10.1146/annurev.aa.26.090188.003215.

[117] Mandolesi, N.; et al. (1986). “Large-scale homogeneityof the Universe measured by the microwavebackground”. Leers to Nature 319 (6056): 751–753.Bibcode:1986Natur.319..751M. doi:10.1038/319751a0.

[118] van den Bergh, S. (2000). “Updated Information on theLocal Group”. Publications of the Astronomical Society ofthe Pacific 112 (770): 529–536. arXiv:astro-ph/0001040.Bibcode:2000PASP..112..529V. doi:10.1086/316548.

[119] Tully, R. B. (1982). “e Local Supercluster”.Astrophysical Journal 257: 389–422.Bibcode:1982ApJ…257..389T. doi:10.1086/159999.

[120] “Near, Mid & Far Infrared”. IPAC/NASA. Truy cập ngày2 tháng 1 năm 2007.

[121] “e Effects of Earth’s Upper Atmosphere on RadioSignals”. NASA. Truy cập ngày 10 tháng 8 năm 2006.

[122] “Giant Radio Telescope Imaging Could Make DarkMaer Visible”. ScienceDaily. 14 tháng 12 năm 2006.Truy cập ngày 2 tháng 1 năm 2007.

[123] “NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star”.NASA. 5 tháng 12 năm 2006. Truy cập ngày 2 tháng 1năm 2007.

[124] Dunn, R. “An Introduction to X-ray Astronomy”.Institute of Astronomy X-Ray Group. Truy cập ngày 2tháng 1 năm 2007.

12 Sách tham khảo• Al-Biruni (2004). e Book of Instruction in theElements of the Art of Astrology. R. RamsayWright(transl.). Kessinger Publishing. ISBN 0-7661-9307-1.

• Belkora, L. (2003). Minding the Heavens: the Storyof our Discovery of theMilkyWay. CRC Press. ISBN0-7503-0730-7.

• Bertin, G.; Lin, C.-C. (1996). Spiral Structure inGalaxies: a Density Wave eory. MIT Press. ISBN0-262-02396-2.

• Binney, J.; Merrifield, M. (1998). GalacticAstronomy. Princeton University Press. ISBN0-691-00402-1. OCLC 39108765.

• Dickinson, T. (2004). e Universe and Beyond (ấnbản 4). Firefly Books. ISBN 1-55297-901-6. OCLC55596414.

• Heidarzadeh, T. (2008). A History of Physicaleories of Comets, from Aristotle to Whipple.Springer. ISBN 1-4020-8322-X.

• Kepple, G. R.; Sanner, G. W. (1998). e Night SkyObserver’s Guide, Volume 1. Willmann-Bell. ISBN0-943396-58-1.

• Merri, D. (2013). Dynamics and Evolution ofGalactic Nuclei. Princeton University Press. ISBN9781400846122.

• Mohamed, M. (2000). Great MuslimMathematicians. Penerbit UTM. ISBN 983-52-0157-9. OCLC 48759017.

• Paul, E. R. (1993). e Milky Way Galaxyand Statistical Cosmology, 1890–1924. CambridgeUniversity Press. ISBN 0-521-35363-7.

13.2 Tiếng Anh 17

• Sparke, L. S.; Gallagher III, J. S. (2000). Galaxiesin the Universe: An Introduction. CambridgeUniversity Press. ISBN 0-521-59740-4.

• Van den Bergh, S. (1998). Galaxy Morphology andClassification. Cambridge University Press. ISBN0-521-62335-9.

• Waller, W. H.; Hodge, P. W. (2003). Galaxies andthe Cosmic Frontier. Harvard University Press.ISBN 0-674-01079-5.

13 Liên kết ngoài

13.1 Tiếng Việt• iên hà tại Từ điển bách khoa Việt Nam

• Đại thiên hà hay vũ trụ quan sát được tại Từ điểnbách khoa Việt Nam

• Phát hiện cụm thiên hà khổng lồ Bích Hạnh (theoBBC, 10/1). VnExpress 10/1/2001 | 11:48 GMT+7

13.2 Tiếng Anh• Galaxy tại Encyclopædia Britannica (tiếng Anh)

•

• Galaxies trên chương trình In Our Time của BBC.(Nghe tại đây)

• iên hà trên Từ điển bách khoa toàn thư về thiênvăn học SAO

• Galaxies, SEDS Messier pages April 26, 2013

• An Atlas ofe Universe Richard Powell updated:30 Jul 2006

• Galaxies - Information and Observations NightSky Info

• e First Starlight Science News 8/2/2002

• Galaxy Zoo

• How do we know how many galaxies are in ouruniverse? | physics.org

• Galaxies elliptic, spiral, irregular — Astronooupdated ngày 1 tháng 6 năm 2013

• A Flight rough the Universe, by theSloan Digital Sky Survey trên YouTubeBerkeleyLab/animated. Xuất bản 08-08-2012

• 'Oldest' star found in galaxy Dr DavidWhitehouse, BBC, 31 October, 2002, 14:50GMT

• Galaxies - discussed on BBC Radio 4’s “In OurTime” programme BBC Lưu trữ

18 14 NGUỒN, NGƯỜI ĐÓNG GÓP, VÀ GIẤY PHÉP CHO VĂN BẢN VÀ HÌNH ẢNH

14 Nguồn, người đóng góp, và giấy phép cho văn bản và hình ảnh

14.1 Văn bản• iên hà Nguồn: http://vi.wikipedia.org/wiki/Thi%C3%AAn%20h%C3%A0?oldid=20508545 Người đóng góp: Mxn, DHN, Mekong

Bluesman, Trung, Chobot, YurikBot,aisk, VietLong, Newone, Kimkha, DHN-bot, Ctmt, NTT, Nad 9x,ijs!bot, CommonsDelinker,VolkovBot, TXiKiBoT, BotMultichill, AlleborgoBot, SieBot, TVT-bot, Loveless, DragonBot, Idioma-bot, Qbot, Alexbot, MelancholieBot,CarsracBot, Fulcrumf, Nallimbot,Magicknight94, Luckas-bot, SilvonenBot, ArthurBot, Porcupine, Xqbot, GhalyBot,eblues, TobeBot,KamikazeBot, Earthandmoon, Tnt1984, Namnguyenvn, TuHan-Bot, EmausBot, Michel Djerzinski, JackieBot, FoxBot, WikitanvirBot,Mjbmrbot, Cheers!-bot, MerlIwBot, AvocatoBot, enhitran, TuanUt, Value, AlphamaBot, Rotlink, Be be nhat, Addbot, Arc Warden,Hoangdat bot, GHA-WDAS, River monsters123, Tuanminh01, TuanminhBot và 17 người vô danh

14.2 Hình ảnh• Tập_tin:1000_bài_cơ_bản.svg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/95/1000_b%C3%A0i_c%C6%A1_b%E1%

BA%A3n.svg Giấy phép: CC-BY-SA-3.0 Người đóng góp: File:Wikipedia-logo-v2.svg Nghệ sĩ đầu tiên: is file: Prenn• Tập_tin:A_Milky_Arc_Over_Paranal.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9b/A_Milky_Arc_Over_

Paranal.jpg Giấy phép: CC BY 4.0 Người đóng góp: http://www.eso.org/public/images/potw1411a/ Nghệ sĩ đầu tiên: ESO/G. Brammer• Tập_tin:Andromeda_galaxy.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/ff/Andromeda_galaxy.jpg Giấy phép:

Public domain Người đóng góp: This image or video was catalogued by Jet Propulsion Laboratory of the United States National Aero-nautics and Space Administration (NASA) under Photo ID: PIA04921.Nghệ sĩ đầu tiên: NASA/JPL/California Institute of Technology

• Tập_tin:Antennae_galaxies_xl.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f6/Antennae_galaxies_xl.jpg Giấy phép: Public domainNgười đóng góp:

• http://www.spacetelescope.org/images/html/heic0615a.html Nghệ sĩ đầu tiên: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-ESA/HubbleCollaboration

• Tập_tin:Commons-logo.svg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4a/Commons-logo.svg Giấy phép: Public domain Người đónggóp: is version created by Pumbaa, using a proper partial circle and SVG geometry features. (Former versions used to be slightly warped.) Nghệ sĩ đầutiên: SVG version was created by User:Grunt and cleaned up by 3247, based on the earlier PNG version, created by Reidab.

• Tập_tin:Constellation_Fornax,_EXtreme_Deep_Field.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ed/Constellation_Fornax%2C_EXtreme_Deep_Field.jpg Giấy phép: Public domain Người đóng góp: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/37/image/a/warn/,http://www.nasa.gov/images/content/690958main_p1237a1.jpg Nghệ sĩ đầu tiên: NASA; ESA; G. Illingworth, D. Magee, and P. Oesch, University ofCalifornia, Santa Cruz; R. Bouwens, Leiden University; and the HUDF09 Team

• Tập_tin:Distant_galaxy_in_Hubble_Frontier_Field_Abell_2744.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6c/Distant_galaxy_in_Hubble_Frontier_Field_Abell_2744.jpg Giấy phép: ? Người đóng góp: http://www.spacetelescope.org/images/opo1417a/ Nghệ sĩ đầu tiên: NASA, ESA, andJ. Lotz, M. Mountain, A. Koekemoer, and the HFF Team (STScI), and N. Laporte (Instituto de Astrofisica de Canarias)

• Tập_tin:Fairytale_bookmark_gold.svg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/66/Fairytale_bookmark_gold.svg Giấy phép: LGPLNgười đóng góp: File:Fairytale bookmark gold.png (LGPL) Nghệ sĩ đầu tiên: Caihua + Lilyu for SVG

• Tập_tin:File-Ngc5866_hst_big.png Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5c/File-Ngc5866_hst_big.png Giấy phép: Public domainNgười đóng góp: http://www.spacetelescope.org/images/html/opo0624a.html (direct link)Nghệ sĩ đầu tiên: NASA, ESA, and e Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

• Tập_tin:Folder_Hexagonal_Icon.svg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/48/Folder_Hexagonal_Icon.svg Giấy phép: CC-BY-SA-3.0 Người đóng góp: Own work based on: Folder.gif. Nghệ sĩ đầu tiên: Original: John CrossVectorization: Shazz

• Tập_tin:GalacticRotation2.svg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b9/GalacticRotation2.svg Giấy phép: CC-BY-SA-3.0 Ngườiđóng góp: Tác phẩm do chính người tải lên tạo ra in Inkscape 0.42 Nghệ sĩ đầu tiên: PhilHibbs

• Tập_tin:Herschel-Galaxy.png Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/ba/Herschel-Galaxy.png Giấy phép: Public domain Ngườiđóng góp: ? Nghệ sĩ đầu tiên: Caroline Herschel

• Tập_tin:Hoag’{}s_object.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/da/Hoag%27s_object.jpg Giấy phép: Public domain Người đónggóp:

• http://hubblesite.org/gallery/album/galaxy/spiral/pr2002021a/ Nghệ sĩ đầu tiên: NASA

• Tập_tin:Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/52/Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg Giấy phép: Public domain Người đóng góp:

• http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/01/image/a Nghệ sĩ đầu tiên: NASA, ESA, and e Hubble Heritage Team STScI/AURA)

• Tập_tin:Hubble_sequence_photo.png Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8a/Hubble_sequence_photo.png Giấy phép: CC-BY-SA-3.0 Người đóng góp: ? Nghệ sĩ đầu tiên: ?

• Tập_tin:M101_hires_STScI-PRC2006-10a.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c5/M101_hires_STScI-PRC2006-10a.jpg Giấyphép: CC BY 3.0 Người đóng góp: http://www.spacetelescope.org/news/html/heic0602.html (direct link) Nghệ sĩ đầu tiên:

Credit:

Image: European Space Agency & NASAAcknowledgements:Project Investigators for the original Hubble data: K.D. Kuntz (GSFC), F. Bresolin (University of Hawaii), J. Trauger (JPL), J. Mould (NOAO), and Y.-H.Chu (University of Illinois, Urbana)Image processing: Davide De Martin (ESA/Hubble)CFHT image: Canada-France-Hawaii Telescope/J.-C. Cuillandre/CoelumNOAO image: George Jacoby, Bruce Bohannan, Mark Hanna/NOAO/AURA/NSF

14.3 Giấy phép nội dung 19

• Tập_tin:M51Sketch.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/6a/M51Sketch.jpg Giấy phép: Public domain Người đóng góp: Khôngrõ Nghệ sĩ đầu tiên: William Parsons, 3rd Earl of Rosse (Lord Rosse)

• Tập_tin:M82_HST_ACS_2006-14-a-large_web.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/ce/M82_HST_ACS_2006-14-a-large_web.jpg Giấy phép: Public domain Người đóng góp: http://www.spacetelescope.org/images/html/heic0604a.html (direct link)Nghệ sĩ đầu tiên: NASA, ESA, and e Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

• Tập_tin:M87_jet.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/39/M87_jet.jpg Giấy phép: Public domain Người đóng góp: HubbleSite:gallery, release. Nghệ sĩ đầu tiên: NASA and e Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

• Tập_tin:Messier51_sRGB.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/db/Messier51_sRGB.jpg Giấy phép: Public domain Người đónggóp: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap050428.html SOURCE OF 2ND VERSION: http://www.spacetelescope.org/images/html/heic0506a.html alsobigger versions up to about 12000x8000 pixel available Nghệ sĩ đầu tiên: NASA and European Space Agency

• Tập_tin:Milky_Way_Galaxy_and_a_meteor.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e5/Milky_Way_Galaxy_and_a_meteor.jpgGiấy phép: CC-BY-SA-3.0 Người đóng góp: Tác phẩm do chính người tải lên tạo ra Nghệ sĩ đầu tiên: Brocken Inaglory

• Tập_tin:NASA-HS201427a-HubbleUltraDeepField2014-20140603.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/69/NASA-HS201427a-HubbleUltraDeepField2014-20140603.jpg Giấy phép: Public domain Người đóng góp: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2014/27/image/a/ (image link) Nghệ sĩ đầu tiên: NASA, ESA, H. Teplitz and M. Rafelski (IPAC/Caltech), A. Koekemoer (STScI), R. Windhorst(Arizona State University), and Z. Levay (STScI)

• Tập_tin:Pic_iroberts1.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/51/Pic_iroberts1.jpg Giấy phép: Public domain Người đóng góp: ASelection of Photographs of Stars, Star-clusters and Nebulae, Volume II, e Universal Press, London, 1899. Nghệ sĩ đầu tiên: Isaac Roberts (d. 1904)

• Tập_tin:Portal-puzzle.svg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/fd/Portal-puzzle.svg Giấy phép: Public domain Người đóng góp:User:Eubulides. Created with Inkscape 0.47pre4 r22446 (Oct 14 2009). is image was created from scratch and is not a derivative of any other work inthe copyright sense, as it shares only nonprotectible ideas with other works. Its idea came from File:Portal icon.svg by User:Michiel1972, which in turnwas inspired by File:Portal.svg by User:Pepetps and User:Ed g2s, which in turn was inspired by File:Portal.gif by User:Ausir, User:Kyle the hacker andUser:HereToHelp, which was reportedly from he:File:Portal.gif (since superseded or replaced?) by User:Naama m. It is not known where User:Naama m.got the idea from. Nghệ sĩ đầu tiên: User:Eubulides

• Tập_tin:Seyfert_Sextet_full.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/20/Seyfert_Sextet_full.jpg Giấy phép: Public domain Ngườiđóng góp: http://www.hubblesite.org/newscenter/archive/2002/22/image/a Nghệ sĩ đầu tiên: NASA

• Tập_tin:Symbol_book_class2.svg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/89/Symbol_book_class2.svg Giấy phép: CC BY-SA 2.5Người đóng góp: Mad by Lokal_Profil by combining: Nghệ sĩ đầu tiên: Lokal_Profil

• Tập_tin:The_Milky_Way_above_the_antennas_of_ALMA.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3d/The_Milky_Way_above_the_antennas_of_ALMA.jpg Giấy phép: CC BY 4.0 Người đóng góp: http://www.eso.org/public/images/uhd_yuri_alma_ant_cc/ Nghệ sĩ đầu tiên:ESO/Y.Beletsky

• Tập_tin:UDFy-38135539.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/3c/UDFy-38135539.jpg Giấy phép: Public domain Người đónggóp: http://www.eso.org/public/images/eso1041b/ Nghệ sĩ đầu tiên:

NASA, ESA, G. Illingworth (UCO/Lick Observatory and University of California, Santa Cruz) and the HUDF09 Team.

• Tập_tin:Wikibooks-logo.svg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/fa/Wikibooks-logo.svg Giấy phép: CC BY-SA 3.0 Người đónggóp: Tác phẩm do chính người tải lên tạo ra Nghệ sĩ đầu tiên: User:Bastique, User:Ramac et al.

• Tập_tin:Wikinews-logo.svgNguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/24/Wikinews-logo.svgGiấy phép: CCBY-SA 3.0Người đóng góp:is is a cropped version of Image:Wikinews-logo-en.png. Nghệ sĩ đầu tiên: Vectorized by Simon 01:05, 2 August 2006 (UTC) Updated by Time3000 17April 2007 to use official Wikinews colours and appear correctly on dark backgrounds. Originally uploaded by Simon.

• Tập_tin:Wiktionary-logo-en.svg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f8/Wiktionary-logo-en.svg Giấy phép: Public domainNgười đóng góp: Vector version of Image:Wiktionary-logo-en.png. Nghệ sĩ đầu tiên: Vectorized by Fvasconcellos (ảo luận · đóng góp), based on originallogo tossed together by Brion Vibber

• Tập_tin:XDF-scale.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9b/XDF-scale.jpg Giấy phép: Public domain Người đóng góp: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/37/image/c/ Nghệ sĩ đầu tiên: NASA, ESA, and Z. Levay (STScI)

• Tập_tin:XDF-separated.jpgNguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/a3/XDF-separated.jpgGiấy phép: Public domainNgười đóng góp:http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/37/image/d/ Nghệ sĩ đầu tiên: NASA, ESA, and Z. Levay, F. Summers (STScI)

• Tập_tin:Young_Galaxy_Accreting_Material.jpg Nguồn: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ec/Young_Galaxy_Accreting_Material.jpgGiấy phép: CC BY 4.0 Người đóng góp: http://www.eso.org/public/images/eso1040a/ Nghệ sĩ đầu tiên: ESO/L. Calçada

14.3 Giấy phép nội dung

• Creative Commons Aribution-Share Alike 3.0