Ngân hà

Ngân hà (chữ Hán: 天河, nghĩa đen là 'dòng sông trên trời') là một hệ thống khổng lồ gồm các thiên thể và vật chất liên kết với nhau bởi lực hấp dẫn, bao gồm các ngôi sao, tàn dư sao, môi trường liên sao chứa khí, bụi và vật chất tối, một thành phần quan trọng nhưng vẫn chưa được hiểu rõ. Các thiên hà có đặc điểm đa dạng từ những thiên hà lùn chứa vài trăm triệu ngôi sao đến những thiên hà khổng lồ chứa hàng trăm nghìn tỷ ngôi sao, mỗi ngôi sao đều quay quanh trung tâm của thiên hà.

Thiên hà chứa rất nhiều hành tinh, hệ sao, cụm sao và các loại đám mây liên sao. Giữa những thiên thể này là môi trường liên sao gồm khí, bụi và tia vũ trụ. Lỗ đen siêu khối lượng nằm ở trung tâm của hầu hết các thiên hà. Chúng có thể là nguồn gốc của các nhân thiên hà hoạt động được phát hiện ở trung tâm của một số thiên hà. Các nhà thiên văn cũng biết rằng tại trung tâm của Ngân Hà có ít nhất một trong những lỗ đen khổng lồ này.

Do các lý do lịch sử, thiên hà được phân loại theo hình dáng bề ngoài của chúng, thường được gọi là hình thái học biểu kiến. Một dạng phổ biến là thiên hà elip, có hình dạng tổng thể giống hình elip (hoặc khối elipsodid ba chiều). Thiên hà xoắn ốc có dạng đĩa với các nhánh xoắn chứa sao và các thiên thể khác. Những thiên hà có hình dạng không đều được xếp vào loại thiên hà vô định hình, chủ yếu xuất phát từ sự hỗn loạn do tương tác hấp dẫn với các thiên hà lân cận. Những tương tác này có thể dẫn đến sự sáp nhập giữa các thiên hà và đôi khi làm tăng tỷ lệ hình thành sao, tạo nên cái gọi là thiên hà bùng nổ sao. Các thiên hà nhỏ thiếu cấu trúc rõ ràng cũng được xếp vào loại thiên hà vô định hình.

Có khoảng 170 tỷ, hoặc theo nghiên cứu gần đây, ước tính lên đến 2 nghìn tỷ thiên hà trong vũ trụ quan sát được. Hầu hết các thiên hà có đường kính từ 1.000 đến 100.000 parsec và các thiên hà lân cận thường cách nhau vài triệu parsec (megaparsec). Không gian giữa các thiên hà chứa khí rất loãng, với mật độ trung bình ít hơn 1 nguyên tử trên 1 mét khối. Phần lớn các thiên hà phân bố ngẫu nhiên hoặc tạo thành các nhóm không hoàn toàn nhất định gọi là nhóm thiên hà và đám thiên hà, và ở cấp độ lớn hơn là các siêu đám thiên hà. Trên quy mô lớn nhất, các cấu trúc này thường sắp xếp thành các sợi và tấm thiên hà với các khoảng không rộng lớn giữa chúng.

Từ nguyên

Từ thiên hà trong tiếng Việt có nguồn gốc từ từ tiếng Hán 天漢. Từ này ban đầu có nghĩa tương tự với từ ngân hà, cả hai đều là tên gọi của dải sáng trên bầu trời vào ban đêm do ánh sáng từ nhiều ngôi sao hợp thành. Người Trung Quốc cổ đại đã hình dung dải sáng đó như một dòng sông trên trời và đặt nhiều tên liên quan đến sông cho nó như 天漢 Thiên Hán (nghĩa đen là 'sông Hán trên trời'), 雲漢 Vân Hán ('sông Hán bằng mây'), 天河 Thiên Hà ('sông Hoàng Hà trên trời'), 銀河 Ngân Hà ('sông Hoàng Hà màu bạc'), và v.v. Từ 河 Hà trong 天河 Thiên Hà và 銀河 Ngân Hà là tên cổ của sông Hoàng Hà.

Từ thiên hà ngày nay còn có thêm hai nghĩa mới là:

1. Chỉ tập hợp của rất nhiều ngôi sao, khí và bụi kết hợp lại với nhau
2. Chỉ một thiên hà (theo nghĩa mới thứ nhất) chứa hệ Mặt Trời. Từ Thiên Hà khi sử dụng theo nghĩa mới thứ hai được viết hoa.

Tiếng Hán hiện đại vẫn dùng từ 天河 Thiên Hà và 銀河 Ngân Hà với nghĩa gốc. Trong tiếng Hán đương đại, thiên hà được gọi là 星系 tinh hệ, còn thiên hà chứa hệ Mặt Trời được gọi là 銀河系 Ngân Hà hệ.

Trong tiếng Anh, từ galaxy dùng để chỉ cả thiên hà lẫn Thiên Hà. Từ này có nguồn gốc từ tiếng Hy Lạp galaxias (γαλαξίας) hoặc kyklos galaktikos nghĩa là 'vòng sữa', mô tả hình dáng của Ngân Hà trên bầu trời. Theo Thần thoại Hy Lạp, thần Zeus đã đặt cậu con trai mới sinh của mình là Hercules lên ngực của Hera khi bà đang ngủ để cậu bé có thể bú sữa thần thánh và trở nên bất tử. Khi Hera thức dậy, nhận ra đứa bé không phải con mình, bà đẩy cậu ra và dòng sữa phun lên bầu trời, tạo thành dải Ngân Hà.

Từ 'Galaxy' khi chỉ Ngân Hà thường được viết hoa để phân biệt với các thiên hà khác. Năm 1786, William Herschel đã phân loại các thiên thể xa xôi trên bầu trời và gọi chúng là tinh vân xoắn ốc, như trường hợp của M31. Sau này, khi nhận ra các thiên thể này chứa vô số ngôi sao và xác định được khoảng cách của chúng, các nhà thiên văn gọi chúng là đảo vũ trụ. Tuy nhiên, từ này dần ít được sử dụng vì Vũ trụ có nghĩa là toàn bộ mọi thứ tồn tại. Ngày nay, các nhà thiên văn gọi chúng là các thiên hà.

Danh pháp

Đến nay, các nhà thiên văn đã phân loại hàng chục nghìn thiên hà vào nhiều danh mục khác nhau. Chỉ một số ít có tên cụ thể, như thiên hà Tiên Nữ, đám mây Magellan, thiên hà Xoáy Nước và thiên hà Mũ Vành. Các danh mục phổ biến bao gồm danh mục Messier, danh mục NGC (New General Catalogue), danh mục IC (Index Catalogue), danh mục CGCG (Catalogue of Galaxies and Clusters of Galaxies), danh mục MCG (Morphological Catalogue of Galaxies) và danh mục UGC (Uppsala General Catalogue of Galaxies). Mọi thiên hà nổi tiếng đều xuất hiện trong một hoặc nhiều danh mục trên, dưới những ký hiệu khác nhau. Ví dụ, thiên hà Messier 109, một thiên hà xoắn ốc được đánh số 109 trong danh mục Messier, cũng có mã hiệu là NCG 3992, UGC 6937, CGCG 269-023, MCG +09-20-044 và PGC 37617.

Do truyền thống đặt tên trong khoa học cho hầu hết các đối tượng nghiên cứu, ngay cả những vật nhỏ nhất, nhà thiên văn vật lý Gerard Bodifee và nhà phân loại học Michel Berger đã khởi xướng một danh mục mới (CNG-Catalogue of Named Galaxies), trong đó hàng nghìn thiên hà nổi tiếng được đặt những tên có ý nghĩa, miêu tả bằng tiếng Latin (hoặc Latin hóa Hy Lạp), tuân theo phương thức đặt tên hai phần được sử dụng trong các ngành khoa học khác như sinh học, giải phẫu học, cổ sinh vật học và các nhánh khác của thiên văn học như địa lý Sao Hỏa.

Một trong những lý do khiến Bodifee và Berger đề xuất danh mục này là vì họ tin rằng những thiên hà nổi bật xứng đáng có những tên gọi ý nghĩa hơn là những mã hiệu khô khan; ví dụ, hai ông đã đặt tên thiên hà Messier 109 trong chòm sao Đại Hùng là 'Callimorphus Ursae Majoris'.

Lịch sử quan sát thiên văn

Quá trình nhận ra rằng chúng ta đang sống trong một thiên hà, và vũ trụ còn có nhiều thiên hà khác, đã dần được khám phá qua những nghiên cứu về Ngân Hà và các tinh vân trên bầu trời đêm.

Dải Ngân Hà

Nhà triết học Hy Lạp Democritus (450–370 TCN) cho rằng dải sáng trên bầu trời đêm gọi là 'Con đường sữa' có thể chứa các ngôi sao ở xa. Tuy nhiên, Aristotle (384–322 TCN) lại tin rằng dải sáng này là do 'ngọn lửa từ các ngôi sao lớn nằm gần nhau' tạo ra, và sự cháy này xảy ra ở tầng bên trên khí quyển, trong khu vực liên tục của Thế giới với chuyển động của thiên đàng. Nhà triết học Olympiodorus Trẻ (495–570) phê phán quan điểm này khi cho rằng nếu Con đường sữa nằm dưới Mặt Trăng (giữa Trái Đất và Mặt Trăng), thì nó sẽ thay đổi hình dạng ở các thời điểm và vị trí khác nhau trên Trái Đất, tức có đặc tính thị sai, nhưng điều này không xảy ra. Ông cho rằng Ngân Hà là một phần của thiên đàng, quan điểm này đã ảnh hưởng đến thế giới Hồi giáo sau này.

Theo Mohani Mohamed, nhà thiên văn Ả Rập Alhazen (965–1037) là người đầu tiên cố gắng đo thị sai của Ngân Hà. Ông xác định rằng Ngân Hà không có thị sai, cho thấy nó phải nằm rất xa Trái Đất và không thuộc vào khí quyển. Nhà thiên văn Ba Tư al-Bīrūnī (973–1048) cho rằng Ngân Hà là 'tập hợp các mảnh nhỏ không đếm được của các ngôi sao.' Nhà thiên văn vùng Al-Andalus Ibn Bajjah ('Avempace', mất 1138) cho rằng Ngân Hà được hình thành từ nhiều ngôi sao mà chúng chạm vào nhau, tạo ra hình ảnh liên tục do hiệu ứng khúc xạ khí quyển. Trong thế kỷ 14, Ibn Qayyim ở Syria cũng cho rằng Ngân Hà là tập hợp vô số ngôi sao nhỏ.

Bằng chứng rõ ràng cho việc Ngân Hà chứa nhiều ngôi sao đến từ năm 1610 khi Galileo Galilei dùng kính thiên văn để khám phá Ngân Hà và phát hiện nó chứa nhiều sao mờ. Năm 1750, nhà thiên văn học người Anh Thomas Wright trong tác phẩm An original theory or new hypothesis of the Universe dự đoán (và đã đúng) rằng thiên hà là một cấu trúc xoay, chứa nhiều sao được giữ bởi lực hấp dẫn, tương tự Hệ Mặt Trời nhưng trên quy mô lớn hơn. Đĩa sao này nhìn từ Trái Đất có thể thấy là một dải sáng mờ trên bầu trời đêm. Năm 1755, Immanuel Kant đã phát triển thêm ý tưởng của Wright về cấu trúc Ngân Hà.

William Herschel là người đầu tiên cố gắng miêu tả hình dáng của Ngân Hà và vị trí của Mặt Trời trong đó năm 1785 bằng cách đếm sao một cách tỉ mỉ trên bầu trời. Ông vẽ một sơ đồ với Hệ Mặt Trời nằm gần tâm. Vào năm 1920, Jacobus Kapteyn, với phương pháp tiếp cận tốt hơn, đã vẽ nên hình ảnh một thiên hà hình elip nhỏ (khoảng 15 kiloparsec đường kính) với Mặt Trời gần trung tâm. Harlow Shapley, dựa trên các cụm sao cầu, đề xuất một hình ảnh khác: một đĩa phẳng đường kính khoảng 70 kiloparsec với Mặt Trời xa trung tâm. Tuy nhiên, hiệu ứng bụi liên sao làm giảm sáng trong mặt phẳng Ngân Hà chưa được tính đến cho đến năm 1930, khi Robert Julius Trumpler định lượng nó qua các cụm sao phân tán, đưa ra hình ảnh chính xác hơn về Ngân Hà.

Phân biệt giữa thiên hà và tinh vân

Một số thiên hà có thể quan sát được bằng mắt thường. Từ thế kỷ 10, nhà thiên văn học Ba Tư Al-Sufi đã ghi chép về Thiên hà Tiên Nữ, miêu tả nó như một 'đám mây nhỏ'. Ông công bố công trình này trong Sách các định tinh năm 964, cũng đề cập đến Đám mây Magellan lớn, có thể thấy từ Yemen. Người châu Âu biết đến Đám mây Magellan khi Ferdinand Magellan thực hiện chuyến hành trình vòng quanh thế giới vào thế kỷ 16. Simon Marius cũng đã phát hiện lại Thiên hà Tiên Nữ vào năm 1612. Đây là những thiên hà duy nhất ngoài Ngân Hà có thể quan sát bằng mắt thường, và do đó là những thiên hà đầu tiên được ghi nhận từ Trái Đất.

Năm 1750, Thomas Wright trong tác phẩm Lý thuyết nguồn gốc hay giả thuyết mới về Vũ trụ đã suy đoán (và đúng) rằng Ngân Hà là một đĩa phẳng chứa các sao, và một số tinh vân trên bầu trời đêm có thể không nằm trong Ngân Hà. Năm 1755, Immanuel Kant đã sử dụng thuật ngữ 'đảo Vũ trụ' để miêu tả các tinh vân xa này.

Cuối thế kỷ 18, Charles Messier đã biên soạn một danh mục gồm 109 tinh vân sáng nhất, bao gồm cả các thiên thể trông giống tinh vân. Sau đó, William Herschel đã lập ra một danh mục lớn hơn với 5.000 tinh vân. Năm 1845, Huân tước Rosse xây dựng một kính thiên văn mới giúp ông phân biệt được giữa tinh vân xoắn ốc và tinh vân elip. Ông cũng nhận ra các nguồn sáng riêng lẻ trong một số tinh vân này, củng cố giả thuyết của Kant.

Năm 1912, Vesto Slipher đã nghiên cứu quang phổ của những tinh vân sáng nhất để xác định thành phần hóa học của chúng có xuất hiện trong hệ hành tinh hay không. Tuy nhiên, ông phát hiện ra rằng các tinh vân xoắn ốc có độ dịch chuyển đỏ cao, ám chỉ chúng đang di chuyển ra xa với tốc độ lớn hơn tốc độ thoát của Ngân Hà, cho thấy chúng không thuộc về Ngân Hà.

Năm 1917, Heber Curtis quan sát sao mới S Andromedae trong 'Đại Tinh vân Andromeda' (nay là Thiên hà Tiên nữ, hay M31). Khi xem lại các bức ảnh của tinh vân này, ông phát hiện thêm 11 sao mới khác. Curtis nhận thấy các sao mới này mờ hơn khoảng 10 lần so với sao mới trong thiên hà của chúng ta, và từ đó ước lượng khoảng cách tới chúng là 150.000 parsec. Ông ủng hộ giả thuyết 'đảo vũ trụ', cho rằng các tinh vân xoắn ốc thực ra là các thiên hà độc lập.

Cuộc tranh luận lớn trong thiên văn học nổ ra vào năm 1920 giữa Harlow Shapley và Heber Curtis về bản chất của Ngân Hà, các tinh vân xoắn ốc, và kích thước của Vũ trụ. Curtis bảo vệ quan điểm rằng Đại tinh vân Andromeda là một thiên hà riêng biệt nằm ngoài Ngân Hà, bằng cách chỉ ra sự tồn tại của các làn tối như những đám mây bụi trong Ngân Hà, cũng như giá trị dịch chuyển Doppler lớn đo được từ quang phổ của tinh vân Tiên Nữ.

Đến đầu thập niên 1920, vấn đề này đã được giải quyết. Năm 1922, nhà thiên văn học người Estonia Ernst Öpik đo được khoảng cách đến tinh vân Tiên Nữ, ủng hộ lý thuyết cho rằng đó thực sự là một thiên hà xa xôi. Sử dụng kính thiên văn 2,5m trên núi Wilson, Edwin Hubble đã quan sát rõ các tinh vân xoắn ốc là tập hợp của các ngôi sao và phát hiện ra một số sao biến đổi Cepheid, giúp ông ước lượng khoảng cách và kết luận rằng chúng quá xa để thuộc về Ngân Hà. Năm 1936, Hubble thiết lập hệ thống phân loại thiên hà còn được sử dụng cho đến ngày nay, được gọi là dãy Hubble.

Các nghiên cứu hiện đại

Năm 1944, Hendrik van de Hulst dự đoán rằng bức xạ vi ba tại bước sóng 21 cm từ khí nguyên tử hiđrô có thể được phát hiện giữa các ngôi sao. Phát hiện này đã được xác nhận vào năm 1951, giúp các nhà thiên văn học nghiên cứu Ngân Hà sâu hơn, bởi vì bức xạ này không bị ảnh hưởng bởi bụi khí liên sao và cho phép lập bản đồ chuyển động của khí trong thiên hà. Những quan sát này dẫn đến giả thuyết về cấu trúc thanh của Ngân Hà. Với các kính thiên văn vô tuyến có độ phân giải cao hơn, khí hiđrô cũng được phát hiện ở các thiên hà khác.

Vào thập niên 1970, Vera Rubin đã phát hiện tốc độ quay của khí trong các thiên hà vượt xa tốc độ dự đoán dựa trên khối lượng quan sát được của thiên hà (bao gồm các ngôi sao và khí). Điều này được giải thích bằng sự tồn tại của một lượng lớn vật chất tối không nhìn thấy được.

Vào thập niên 1990, kính thiên văn không gian Hubble bắt đầu nhiệm vụ quan sát các thiên thể trong bước sóng khả kiến. Một trong những phát hiện quan trọng từ các bức ảnh của Hubble là lượng vật chất tối không thể chỉ do các ngôi sao nhỏ và mờ tạo ra. Vùng Sâu Hubble, một khu vực nhỏ nhưng đã được quan sát nhiều lần, đã giúp ước lượng có khoảng 125 tỷ (125×10) thiên hà trong Vũ trụ quan sát được. Các công nghệ mới như kính thiên văn vô tuyến, camera hồng ngoại và kính thiên văn tia X đã giúp phát hiện nhiều thiên hà khác ngoài khả năng của Hubble, đặc biệt là trong vùng bị che khuất do bụi của mặt phẳng Ngân Hà, nơi có thể còn nhiều thiên hà chưa được phát hiện.

Một nghiên cứu công bố trên tạp chí The Astrophysical Journal năm 2016 cho thấy các nhà khoa học tại Đại học Nottingham, thông qua mô hình 3D xây dựng từ các ảnh chụp của Kính thiên văn Không gian Hubble trong suốt 20 năm, kết luận rằng có ít nhất 2 nghìn tỷ thiên hà trong Vũ trụ quan sát được.

Các loại và hình thái

Thiên hà được phân loại thành ba hình thái chính: elip, xoắn ốc và dị thường. Hubble đã đề xuất một hệ thống phân loại chi tiết hơn dựa trên hình dạng của thiên hà. Tuy nhiên, hệ thống này chủ yếu dựa vào hình thái quan sát được và không phản ánh một số đặc tính quan trọng của thiên hà như tốc độ hình thành sao (trong các thiên hà đang bùng nổ sao) và hoạt động tại trung tâm (trong các thiên hà hoạt động).

Thiên hà hình elip

Hệ thống phân loại của Hubble phân chia thiên hà hình elip thành các loại từ E0, với thiên hà gần như hình cầu, đến E7, với hình dáng dài và mảnh. Các thiên hà này có hình dạng tương tự như khối ellipsoid, khiến chúng xuất hiện dưới dạng elip khi quan sát từ một góc nhìn. Chúng ít có các đặc điểm cấu trúc rõ ràng và thường chứa ít vật chất liên sao hơn. Kết quả là, thiên hà hình elip thường có ít cụm sao và tốc độ hình thành sao mới rất thấp. Thay vào đó, các thiên hà này chủ yếu chứa các ngôi sao già, đang ở giai đoạn cuối của sự tiến hóa, quay quanh tâm hấp dẫn chung theo các hướng ngẫu nhiên. Các ngôi sao này chứa ít nguyên tố nặng vì sự hình thành sao đã giảm sau giai đoạn bùng nổ ban đầu. Do đó, thiên hà hình elip có đặc điểm tương tự như các cụm sao cầu nhỏ hơn nhiều.

Các thiên hà lớn nhất trong vũ trụ quan sát được chủ yếu là các thiên hà hình elip. Các nhà thiên văn học cho rằng nhiều thiên hà elip hình thành từ sự tương tác giữa các thiên hà, như va chạm hoặc sáp nhập. Điều này dẫn đến việc chúng có thể đạt kích thước rất lớn so với các thiên hà xoắn ốc. Các thiên hà hình elip khổng lồ thường nằm gần trung tâm của các đám thiên hà lớn. Thiên hà hình elip có thể hình thành từ thiên hà bùng nổ sao qua quá trình va chạm thiên hà.

Thiên hà hình xoắn ốc

Thiên hà xoắn ốc là loại thiên hà có các ngôi sao phân bố theo hình xoắn ốc hướng về trung tâm. Mặc dù phần lớn các ngôi sao và vật chất khả kiến nằm trên một mặt phẳng, phần lớn khối lượng của thiên hà xoắn ốc lại tập trung trong một vùng hình cầu của vật chất tối bao quanh vật chất khả kiến.

Thiên hà xoắn ốc có cấu trúc một đĩa phẳng quay chứa các sao và môi trường liên sao, cùng với một miền phình lớn ở trung tâm chủ yếu chứa các ngôi sao già. Xung quanh khu vực phình này là các nhánh xoắn ốc sáng rõ. Trong hệ thống phân loại của Hubble, thiên hà xoắn ốc được ký hiệu bằng chữ S, tiếp theo bởi các chữ (a, b, hay c) để chỉ độ chặt của các nhánh xoắn ốc và kích thước của miền phình trung tâm. Thiên hà kiểu Sa có các nhánh xoắn ốc xếp chặt và vùng phình lớn ở trung tâm, trong khi kiểu Sc có các nhánh xoắn ốc thưa hơn và miền phình trung tâm nhỏ hơn. Thiên hà có nhánh xoắn ốc chặt được gọi là 'thiên hà xoắn ốc kết bông', trái ngược với thiên hà xoắn ốc có nhánh rõ ràng và lớn.

Sự khác biệt giữa các thiên hà xoắn ốc với miền phình lớn và các thiên hà có cấu trúc đĩa phẳng có thể liên quan đến tốc độ tự quay của thiên hà.

Các nhánh xoắn ốc có dạng tương tự như đường xoắn ốc loga, một đường cong toán học mà lý thuyết cho thấy nó là kết quả của sự nhiễu loạn trong chuyển động quay đồng đều của các ngôi sao quanh trung tâm thiên hà. Các nhánh xoắn ốc quay quanh trung tâm với vận tốc góc khá đồng đều. Các nhà thiên văn học cho rằng các nhánh này là vùng có mật độ vật chất cao, như mô tả trong 'lý thuyết sóng mật độ'. Khi các ngôi sao di chuyển qua các nhánh, vận tốc của mỗi hệ sao bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn từ các vùng có mật độ cao hơn. (Khi ra xa nhánh xoắn ốc, vận tốc của hệ sao trở lại bình thường.) Hiệu ứng này tương tự như 'sóng' di chuyển chậm trên một đường cao tốc đầy xe. Các nhánh xoắn ốc hiện ra rõ trong bước sóng khả kiến vì mật độ vật chất cao giúp hình thành nhiều ngôi sao mới, do đó các nhánh thường chứa nhiều ngôi sao trẻ và sáng.

Trong hầu hết các thiên hà xoắn ốc, bao gồm cả Ngân Hà của chúng ta, có một dải sao dài mở rộng từ tâm thiên hà ra hai phía, với các điểm cuối hòa quyện vào các nhánh xoắn ốc. Trong hệ thống phân loại của Hubble, những thiên hà này được ký hiệu là SB, tiếp theo bởi các chữ cái nhỏ (a, b, hoặc c) để chỉ hình dạng của các nhánh xoắn ốc (theo cách tương tự như phân loại thiên hà xoắn ốc thông thường). Cấu trúc thanh thẳng được cho là hình thành tạm thời do sóng mật độ phát ra từ lõi thiên hà hoặc do sự tương tác thủy triều với các thiên hà khác. Nhiều thiên hà xoắn ốc với cấu trúc thẳng ở trung tâm là những thiên hà hoạt động, có thể do dòng vật chất khí hướng về lõi thiên hà dọc theo các nhánh xoắn ốc.

Ngân Hà có cấu trúc dạng đĩa rộng với các nhánh xoắn ốc và một cấu trúc thanh thẳng chạy qua tâm. Đường kính của Ngân Hà vào khoảng 30 kiloparsec, với bề dày của đĩa xấp xỉ 1 kiloparsec. Nó chứa khoảng 200 tỷ (2×10) ngôi sao, và tổng khối lượng của Ngân Hà ước tính khoảng 600 tỷ (6×10) lần khối lượng của Mặt Trời.

Các hình thái khác

Thiên hà dị thường có cấu trúc đặc biệt do tương tác thủy triều với các thiên hà khác. Ví dụ, thiên hà hình vòng có cấu trúc giống như một vòng đai bao quanh một lõi trần trụi với các sao và khí. Thiên hà hình vòng có thể hình thành khi một thiên hà nhỏ hơn di chuyển qua trung tâm của một thiên hà xoắn ốc. Điều này có thể đã xảy ra với thiên hà Tiên Nữ, vì khi quan sát nó ở bước sóng hồng ngoại, các nhà thiên văn nhận thấy nó có cấu trúc với nhiều vòng đồng tâm xếp chồng lên nhau.

Thiên hà hình hạt đậu có cấu trúc trung gian giữa thiên hà elip và thiên hà xoắn ốc. Theo phân loại của Hubble, chúng thuộc kiểu S0, với cấu trúc không rõ ràng các nhánh xoắn ốc và có một quầng hình elip chứa các ngôi sao. (Nếu là thiên hà hình hạt đậu với cấu trúc thanh thẳng thì được phân loại là SB0).

Ngoài các loại thiên hà đã đề cập, một số thiên hà không thể phân loại rõ ràng vào nhóm thiên hà elip hoặc xoắn ốc và được xếp vào nhóm thiên hà dị thường. Thiên hà kiểu Irr-I có một số đặc điểm cấu trúc nhưng không hoàn toàn khớp với bất kỳ phân loại nào trong sơ đồ của Hubble. Thiên hà kiểu Irr-II không có đặc điểm nào giống với phân loại Hubble và có thể đã bị xé nát bởi các va chạm. Ví dụ gần gũi của thiên hà dị thường là Đám mây Magelland.

Thiên hà lùn

Mặc dù nhiều thiên hà nổi bật với cấu trúc xoắn ốc hoặc elip, phần lớn các thiên hà trong vũ trụ là thiên hà nhỏ. Những thiên hà lùn này có kích thước nhỏ hơn nhiều so với những thiên hà lớn hơn, chỉ bằng khoảng một phần trăm đường kính của Ngân Hà và chứa chỉ vài tỷ ngôi sao. Gần đây, các nhà thiên văn học đã phát hiện các thiên hà lùn siêu compact với đường kính chỉ khoảng 100 parsec.

Nhiều thiên hà lùn có thể coi như đang quay quanh một thiên hà lớn hơn, chẳng hạn như Ngân Hà, nơi có ít nhất một tá thiên hà vệ tinh và có thể còn khoảng 300-500 thiên hà vệ tinh chưa được phát hiện. Thiên hà lùn cũng được phân loại theo các nhóm như thiên hà lùn elip, thiên hà lùn xoắn ốc, và thiên hà lùn dị thường. Một số thiên hà lùn elip, do có hình dạng tương tự như thiên hà elip, còn được gọi là thiên hà lùn phỏng cầu.

Một nghiên cứu về 27 thiên hà lân cận với Ngân Hà cho thấy tất cả các thiên hà lùn có khối lượng xấp xỉ 10 triệu lần khối lượng Mặt Trời, bất kể chúng có chứa hàng nghìn hay hàng triệu ngôi sao. Điều này gợi ý rằng hầu hết các thiên hà lùn đều chứa và bao quanh bởi một dạng vật chất tối.

Đặc điểm hoạt động và tính động lực

Tương tác thiên hà

Các thiên hà lân cận thường tương tác hấp dẫn với nhau, và điều này đóng vai trò quan trọng trong quá trình hình thành và tiến hóa của chúng. Ngay cả khi hai thiên hà chưa hoàn toàn va chạm, sự tương tác hấp dẫn giữa chúng vẫn gây ra xáo trộn cấu trúc do lực thủy triều, dẫn đến sự trao đổi khí và bụi giữa chúng.

Va chạm xảy ra khi hai thiên hà di chuyển qua nhau và không có đủ động lượng để xảy ra sáp nhập ngay lập tức. Các ngôi sao trong các thiên hà tương tác thường không va chạm do khoảng cách giữa chúng khá lớn. Tuy nhiên, các đám mây khí và bụi của hai thiên hà sẽ giao thoa và hòa trộn, tạo ra môi trường hỗn loạn và nén chặt, thúc đẩy sự hình thành các ngôi sao mới. Sự va chạm có thể làm biến dạng nghiêm trọng hình dạng của các thiên hà, tạo ra cấu trúc thanh, vòng đai, hoặc đuôi.

Khi hai thiên hà va chạm không có đủ động lượng để vượt qua lực hấp dẫn của nhau, chúng sẽ dần dần hợp nhất thành một thiên hà lớn hơn. Quá trình sáp nhập này sẽ thay đổi hình dạng của các thiên hà ban đầu. Nếu một thiên hà có khối lượng và kích thước lớn hơn, hiện tượng 'thiên hà ăn thịt' xảy ra: thiên hà lớn sẽ gần như không thay đổi hình dạng, trong khi thiên hà nhỏ sẽ bị hòa trộn hoàn toàn vào thiên hà lớn. Ngân Hà hiện tại đang hút và hòa trộn các thiên hà nhỏ, bao gồm cả thiên hà lùn elip Nhân Mã và thiên hà lùn Đại Khuyển.

Thiên hà bùng nổ sao

Sao trong thiên hà hình thành từ những đám mây khí lạnh, tạo thành các đám mây phân tử khổng lồ. Ở những thiên hà có tốc độ hình thành sao nhanh chóng, các nhà thiên văn học gọi chúng là thiên hà bùng nổ sao. Với tốc độ này, lượng khí trong môi trường liên sao sẽ được tiêu thụ hết nhanh chóng, thường chỉ trong khoảng 10 triệu năm, một khoảng thời gian ngắn trong lịch sử thiên hà. Trong thời kỳ đầu của Vũ trụ, thiên hà bùng nổ sao rất phổ biến, và hiện tại, chúng vẫn đóng góp khoảng 15% tổng lượng sao mới sinh.

Thiên hà bùng nổ sao đặc trưng bởi sự tập trung lớn của bụi và khí, cùng với sự xuất hiện của những ngôi sao mới. Những ngôi sao lớn trong các thiên hà này ion hóa các đám mây xung quanh, tạo ra các vùng H II. Những sao lớn này có vòng đời ngắn, và kết thúc bằng vụ nổ siêu tân tinh, tạo ra các tàn dư siêu tân tinh tương tác với khí xung quanh. Những vụ nổ này cung cấp nguyên tố nặng cho không gian liên sao, làm phong phú thêm thành phần của hệ hành tinh sau này. Khi nguồn khí cạn kiệt, hoạt động sản sinh sao cũng ngừng lại.

Hoạt động bùng nổ sao thường gắn liền với quá trình thiên hà tương tác và sáp nhập. Ví dụ điển hình là thiên hà M82, đang chuẩn bị va chạm với thiên hà lớn hơn là M81. Trong các thiên hà dị thường, các vùng bùng nổ sao thường tập trung tại những điểm nhỏ trong thiên hà.

Nhân hoạt động

Một số thiên hà mà chúng ta quan sát có thể được phân loại là thiên hà hoạt động, nghĩa là phần lớn năng lượng sinh ra từ thiên hà đến từ một nguồn duy nhất, thay vì từ các sao, bụi, và môi trường liên sao.

Mô hình nhân thiên hà hoạt động dựa trên sự hình thành một đĩa bồi tụ xung quanh các hố đen siêu nặng nằm ở trung tâm thiên hà. Bức xạ phát ra từ nhân thiên hà hoạt động là kết quả của năng lượng hấp dẫn từ vật chất trong đĩa khi nó rơi vào hố đen. Khoảng 10% các thiên thể kiểu này có cặp chùm tia hoặc hạt năng lượng cao bắn ra theo hai hướng ngược nhau từ trung tâm thiên hà với tốc độ gần bằng ánh sáng. Cơ chế tạo ra các tia này vẫn chưa được hiểu rõ.

Các thiên hà hoạt động phát ra bức xạ năng lượng cao dưới dạng tia X được phân loại là Thiên hà Seyfert hoặc quasar, tùy thuộc vào độ sáng của chúng. Các blazar là những thiên hà hoạt động với chùm tia tương đối hướng về phía Trái Đất. Thiên hà vô tuyến phát ra bức xạ vô tuyến từ chùm tia tương đối này. Tất cả những loại thiên hà hoạt động này được giải thích trong một mô hình chung, với sự khác biệt giữa chúng phụ thuộc vào góc quan sát từ Trái Đất.

Một hiện tượng có thể liên quan đến nhân thiên hà hoạt động (và cũng như bùng nổ sao) là các vùng phát xạ hạt nhân ion hóa thấp (LINER). Bức xạ từ các thiên hà LINER chủ yếu chứa các nguyên tố bị ion hóa yếu. Khoảng một phần ba các thiên hà gần gũi với chúng ta có chứa nhân LINER.

Sự hình thành và tiến hóa

Mục tiêu của nghiên cứu về sự hình thành và tiến hóa của thiên hà là tìm hiểu cách mà các thiên hà hình thành và phát triển qua các giai đoạn của lịch sử Vũ trụ. Mặc dù một số lý thuyết đã được công nhận rộng rãi, đây vẫn là một lĩnh vực nghiên cứu rất năng động trong ngành vật lý thiên văn.

Sự hình thành

Theo mô hình vũ trụ học về thời kỳ đầu của Vũ trụ, căn cứ vào lý thuyết Vụ Nổ Lớn, khoảng 300.000 năm sau sự kiện này, các nguyên tử hiđrô và heli bắt đầu hình thành trong một giai đoạn gọi là 'kỷ nguyên tái kết hợp'. Khi đó, hiđrô hầu như hoàn toàn ở trạng thái trung hòa và khả năng hấp thụ ánh sáng, chưa có ngôi sao nào hình thành, dẫn đến giai đoạn gọi là 'Kỷ nguyên tối'. Sự thay đổi mật độ trong trạng thái vật chất nguyên thủy của Kỷ nguyên tối đã dẫn đến sự hình thành các cấu trúc lớn của vũ trụ. Các vật chất baryon bắt đầu tích tụ trong các vùng vật chất tối lạnh, cuối cùng hình thành nên các thiên hà như chúng ta quan sát hiện nay.

Bằng chứng về sự xuất hiện của các thiên hà cổ xưa được phát hiện vào năm 2006, khi các nhà thiên văn quan sát thiên hà IOK-1 có độ dịch chuyển đỏ cực kỳ cao là 6,96, tương ứng với khoảng thời gian 750 triệu năm sau Vụ Nổ Lớn, làm cho nó trở thành một trong những thiên hà xa nhất từng được phát hiện. Mặc dù một số nhà khoa học đã chỉ ra các thiên thể khác như thiên hà Abell 1835 IR1916 có dịch chuyển đỏ cao hơn, thiên hà IOK-1 và các thành phần của nó đã được nghiên cứu kỹ lưỡng. Đến tháng 12 năm 2012, các nhà thiên văn thông báo rằng thiên hà UDFj-39546284 là một trong những thiên hà xa nhất với dịch chuyển đỏ đo được là 11,9, tồn tại khoảng '380 triệu năm' sau Vụ Nổ Lớn (khoảng 13,8 tỷ năm trước), ánh sáng từ thiên hà này cần 13,42 tỷ năm để đến Trái Đất, và khoảng cách thực tế còn lớn hơn do sự giãn nở của vũ trụ. Sự tồn tại sớm của những tiền thiên hà này cho thấy chúng đã phát triển từ trong 'Kỷ nguyên tối'.

Chi tiết về cách các thiên hà hình thành trong vũ trụ vẫn là một câu hỏi mở quan trọng trong ngành thiên văn học. Có hai nhóm lý thuyết chính: từ trên - xuống và từ dưới - lên. Theo lý thuyết từ trên - xuống (như mô hình Eggen–Lynden-Bell–Sandage [ELS]), các tiền thiên hà hình thành đồng thời từ sự sụp đổ của các cấu trúc lớn trong khoảng 100 triệu năm. Ngược lại, lý thuyết từ dưới - lên (như mô hình Searle-Zinn [SZ]) cho rằng các cấu trúc nhỏ như cụm sao cầu hình thành trước, và sau đó các thiên thể này hợp lại để tạo thành thiên hà lớn hơn.

Khi các tiền thiên hà bắt đầu hình thành và co lại, những ngôi sao đầu tiên (được gọi là sao dân số loại III) xuất hiện. Những ngôi sao này chủ yếu chứa hiđrô và heli, và có thể có khối lượng rất lớn. Nếu các ngôi sao này không phát nổ ngay, chúng sẽ tiêu thụ nguồn vật chất cung cấp cho chúng và phát nổ trong vụ nổ siêu tân tinh, giải phóng các nguyên tố nặng vào môi trường liên sao. Các sao đầu tiên này phát ra bức xạ mạnh, ion hóa khí hiđrô trung hòa xung quanh, tạo ra các bong bóng không gian giãn nở và ánh sáng có thể truyền xa hơn.

Tiến hóa

Trong khoảng một tỷ năm đầu tiên của sự hình thành thiên hà, các cấu trúc quan trọng bắt đầu xuất hiện. Cụm sao cầu, lỗ đen siêu khối lượng ở trung tâm, và vùng phình thiên hà chứa các sao loại II với hàm lượng kim loại thấp. Sự hình thành lỗ đen siêu khối lượng dường như đóng vai trò quan trọng trong việc điều chỉnh sự tăng trưởng của thiên hà bằng cách hạn chế lượng vật chất tích tụ vào thiên hà. Trong giai đoạn sớm này, các thiên hà trải qua hoạt động bùng nổ sao mạnh mẽ nhất trong quá trình phát triển của chúng.

Trong hai tỷ năm tiếp theo, lượng vật chất tích tụ dần dần phân bố đều trong đĩa phẳng của thiên hà. Thiên hà tiếp tục hấp thụ vật chất từ các đám mây khí có vận tốc cao và các thiên hà lùn trong suốt thời gian tồn tại của nó. Vật chất này chủ yếu là hiđrô và heli. Quy trình sinh ra và chết đi của các ngôi sao làm tăng từ từ sự hiện diện của các nguyên tố nặng hơn, và cuối cùng các nguyên tố mới này góp phần vào sự hình thành các hệ hành tinh.

Sự tiến hóa của các thiên hà bị ảnh hưởng mạnh mẽ bởi quá trình tương tác và va chạm giữa chúng. Việc sáp nhập thiên hà diễn ra khá thường xuyên trong giai đoạn đầu của vũ trụ, dẫn đến nhiều thiên hà có hình thái không bình thường. Mặc dù khoảng cách giữa các ngôi sao là rất lớn, nên các hệ sao trong các thiên hà va chạm không bị ảnh hưởng nhiều, nhưng lực hấp dẫn có thể làm mất khí và bụi liên sao trong các cánh tay xoắn ốc, tạo ra các đuôi thủy triều dài. Thiên hà NGC 4676 và thiên hà Antennae là những ví dụ điển hình của hiện tượng này.

Ngân Hà và thiên hà Tiên Nữ, đang di chuyển về phía nhau với tốc độ 130 km/s, sẽ va chạm trong khoảng 5 đến 6 tỷ năm tới, tùy thuộc vào hướng chuyển động của chúng. Dù Ngân Hà chưa từng va chạm với một thiên hà lớn như Tiên Nữ, đã có nhiều bằng chứng về những lần va chạm với các thiên hà lùn nhỏ hơn.

Sự va chạm giữa hai thiên hà lớn là một hiện tượng hiếm hoi. Theo thời gian, sự sáp nhập của hai thiên hà có kích thước tương đương ngày càng ít gặp hơn. Hầu hết các thiên hà sáng cơ bản vẫn duy trì trạng thái gần như không thay đổi suốt hàng tỷ năm qua, và khả năng hình thành sao mới có thể đã đạt đỉnh cách đây khoảng 10 tỷ năm.

Xu hướng tương lai

Hiện tại, sự hình thành sao chủ yếu diễn ra ở các thiên hà nhỏ, nơi khí lạnh vẫn còn tồn tại. Các thiên hà xoắn ốc như Ngân Hà sẽ tiếp tục sinh ra các thế hệ sao mới miễn là chúng còn chứa đám mây phân tử đặc chứa hiđrô trong các cánh tay xoắn của mình. Ngược lại, các thiên hà êlip đã thiếu loại khí này và không còn khả năng tạo ra sao mới. Khi nguồn cung cấp hiđrô cho việc hình thành sao đã được chuyển hóa thành các nguyên tố nặng hơn, quá trình hình thành sao mới sẽ ngừng lại.

Kỷ nguyên hình thành sao hiện tại dự kiến sẽ kéo dài thêm khoảng 100 tỷ năm nữa. Sau đó, 'kỷ nguyên sao' sẽ dần tàn lụi trong khoảng từ 10.000 tỷ đến 100.000 tỷ năm (10^10 năm), khi các sao lùn đỏ, những ngôi sao lâu đời nhất, bắt đầu biến mất. Vào cuối kỷ nguyên này, các thiên hà sẽ chỉ còn lại những thiên thể đặc như sao lùn nâu, sao lùn trắng đang nguội dần, sao neutron lạnh, và các hố đen. Cuối cùng, do sự hấp dẫn, tất cả các sao sẽ hoặc rơi vào các lỗ đen siêu lớn ở trung tâm hoặc bị văng ra không gian liên thiên hà do các vụ va chạm.

Cấu trúc vũ trụ quy mô lớn

Các quan sát sâu trong vũ trụ cho thấy các thiên hà thường nằm gần nhau hơn là đơn độc. Những thiên hà độc lập, ít tương tác với các thiên hà khác có khối lượng tương đương, rất hiếm trong khoảng thời gian 5 tỷ năm qua. Chỉ khoảng 5% các thiên hà quan sát được hoàn toàn cô lập; tuy nhiên, những thiên hà này có thể đã từng tương tác hoặc hợp nhất với các thiên hà khác trong quá khứ và hiện tại vẫn có thể có các thiên hà vệ tinh nhỏ hơn quay quanh chúng. Các thiên hà cô lập có thể hình thành sao với tốc độ nhanh hơn do khí của chúng không bị các thiên hà lân cận lấy đi.

Ở quy mô vĩ mô, vũ trụ tiếp tục giãn nở, dẫn đến việc các thiên hà ngày càng xa nhau (xem Định luật Hubble). Tuy nhiên, sự tương tác hấp dẫn giữa các thiên hà có thể vượt qua sự giãn nở này, hình thành các nhóm thiên hà. Những nhóm thiên hà này hình thành từ rất sớm trong vũ trụ khi các đám vật chất tối kéo các thiên hà lại gần nhau. Các nhóm thiên hà sau đó hợp nhất thành những cấu trúc lớn hơn. Quá trình hợp nhất này và dòng khí chảy vào trung tâm hấp dẫn làm nóng khí liên thiên hà trong một nhóm đến nhiệt độ rất cao, từ 30 đến 100 triệu K. Khoảng 70-80% khối lượng của một nhóm thuộc về vật chất tối, khoảng 10-30% là khí nóng, và phần còn lại là vật chất quan sát được trong các thiên hà.

Hầu hết các thiên hà trong vũ trụ được liên kết bởi hấp dẫn với các thiên hà khác, tạo thành một cấu trúc phân cấp dạng fractal. Cấu trúc cơ bản là các Nhóm Thiên Hà, là loại cấu trúc thiên hà phổ biến nhất và chứa phần lớn các thiên hà (cũng như khối lượng baryon) trong vũ trụ. Để duy trì sự liên kết hấp dẫn trong một nhóm, mỗi thiên hà thành viên cần có vận tốc đủ thấp để không bị đẩy ra ngoài nhóm (xem Định lý Virial). Nếu thiếu động năng, nhóm có thể tiến hóa thành một số thiên hà ít hơn thông qua quá trình hợp nhất.

Các cấu trúc vũ trụ quy mô lớn có thể chứa hàng nghìn thiên hà, tập trung trong các khu vực rộng lớn lên đến vài triệu parsec, được gọi là các Cụm Thiên Hà. Trong các Cụm Thiên Hà, thường có một thiên hà êlip khổng lồ, được gọi là thiên hà sáng nhất đám, đóng vai trò chủ đạo. Thiên hà này sẽ dần dần bằng lực thủy triều làm tiêu tan các thiên hà vệ tinh và gia tăng khối lượng của nó.

Ở quy mô lớn hơn, các siêu đám thiên hà chứa hàng chục ngàn thiên hà, tập trung trong các Cụm Thiên Hà, Nhóm Thiên Hà, hoặc thậm chí là các cấu trúc đơn lẻ. Trong siêu đám, các thiên hà được sắp xếp thành các phiến và sợi bao quanh những khoảng chân không khổng lồ. Vượt qua cấp độ này, vũ trụ có vẻ đồng nhất và đẳng hướng ở mọi hướng.

Ngân Hà là một phần của nhóm thiên hà gọi là Nhóm Địa phương, một cấu trúc nhỏ với đường kính gần 1 megaparsec. Ngân Hà và thiên hà Andromeda là hai thiên hà nổi bật nhất trong nhóm này; các thiên hà lùn khác vây quanh hai thiên hà chính này. Nhóm Địa phương là một phần của Siêu đám Virgo, một cấu trúc lớn bao gồm nhiều nhóm và cụm thiên hà, với trung tâm nằm ở Đám Virgo. Siêu đám Virgo lại là một phần của Phức hợp Siêu đám Pisces-Cetus, một sợi thiên hà khổng lồ.

Quan sát đa dạng

Khi các thiên hà ngoài Ngân Hà được phát hiện, các quan sát đầu tiên chủ yếu tập trung vào vùng ánh sáng khả kiến. Vì bức xạ đỉnh của hầu hết các ngôi sao nằm trong phổ ánh sáng khả kiến, việc quan sát các thiên hà vẫn là một nguồn quan trọng của thiên văn quang học. Vùng phổ này cũng thích hợp cho việc quan sát Vùng H II và phân tích sự phân bố của các cánh tay bụi khí.

Bụi trong môi trường liên sao làm giảm ánh sáng khả kiến. Bức xạ hồng ngoại xa ít bị ảnh hưởng hơn bởi bụi, vì vậy nó có thể được sử dụng để quan sát các khu vực bên trong các đám mây phân tử khổng lồ và các nhân thiên hà với độ chi tiết cao. Thiên văn học hồng ngoại cũng thu thập dữ liệu từ các thiên hà có dịch chuyển đỏ lớn, hình thành từ những giai đoạn sớm của vũ trụ. Do hơi nước và carbon dioxide hấp thụ nhiều phổ hồng ngoại, các kính viễn vọng đặt ở đỉnh núi cao hoặc ngoài không gian thường được sử dụng để nghiên cứu thiên văn hồng ngoại.

Nghiên cứu các thiên hà không sử dụng ánh sáng khả kiến, đặc biệt là các thiên hà hoạt động, chủ yếu dựa vào các tần số vô tuyến. Khí quyển gần như trong suốt với sóng vô tuyến từ 5 MHz đến 30 GHz. Các giao thoa kế vô tuyến cỡ lớn được dùng để tạo bản đồ các vật chất hoạt động phát ra từ các nhân thiên hà hoạt động. Kính viễn vọng vô tuyến cũng quan sát bức xạ có bước sóng 21 cm của hiđrô trung hòa, bao gồm cả vật chất trung hòa trong vũ trụ sơ khai mà sau này hình thành các thiên hà.

Kính viễn vọng trong dải UV và tia X cho phép chúng ta quan sát các hiện tượng năng lượng cao trong thiên hà. Một chớp cực tím có thể xuất hiện khi một ngôi sao trong một thiên hà xa bị hố đen xé thành từng mảnh. Bản đồ phân bố khí nóng trong các đám thiên hà có thể được lập từ việc quan sát tia X. Thiên văn học tia X đã xác nhận sự hiện diện của các lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của các thiên hà.

• Thiên hà tối
• Định hướng các thiên hà
• Quá trình hình thành và phát triển của thiên hà
• Danh sách các thiên hà
• Danh sách các thiên hà gần nhất
• Thiên hà phát sáng trong dải hồng ngoại
• Lỗ đen khối lượng siêu lớn
• Ngân Hà

Chú thích

Sách tham khảo

Các liên kết bên ngoài

Ngôn ngữ Việt

• Thiên hà trên Từ điển bách khoa Việt Nam

Ngôn ngữ Anh

• Galaxy trên Encyclopædia Britannica (tiếng Anh)
• Thiên hà trên Từ điển bách khoa toàn thư về thiên văn học SAO
• Galaxies, trang Messier của SEDS, ngày 26 tháng 4 năm 2013
• An Atlas of The Universe Richard Powell cập nhật: 30 tháng 7 năm 2006
• Galaxies - Thông tin và Quan sát trên Night Sky Info
• Ánh sáng sao đầu tiên Lưu trữ ngày 04 tháng 10 năm 2012 tại Wayback Machine Science News ngày 02 tháng 8 năm 2002
• Galaxy Zoo
• Các thiên hà hình elip, xoắn ốc, bất thường — Astronoo cập nhật ngày 01 tháng 6 năm 2013
• trên YouTube BerkeleyLab/animated. Xuất bản ngày 08-08-2012
• Ngôi sao 'cổ nhất' tìm thấy trong thiên hà Dr David Whitehouse, BBC, ngày 31 tháng 10 năm 2002, 14:50 GMT