Quang cảnh một phần nhỏ của Dải Ngân hà từ Công viên Quốc gia Canyonlands ở Utah, Mỹ [Ảnh: National Park Service].
Giống như con người, các thiên hà trong không gian rất đa dạng; chúng có nhiều kích cỡ và hình dạng khác nhau.
Trái đất của chúng ta nằm trong Dải Ngân hà, một thiên hà xoắn ốc; và các ngôi sao của nó tụ lại trong các nhánh xoắn ốc xoay quanh trung tâm của thiên hà. Các thiên hà khác có hình elip và một số thiên hà không đều với nhiều hình dạng khác nhau.
Trước khi tính toán số lượng các ngôi sao trong vũ trụ, các nhà thiên văn học trước tiên phải ước tính số lượng các thiên hà.
Để làm được điều đó, họ chụp những bức ảnh rất chi tiết về các phần nhỏ của bầu trời và đếm tất cả các thiên hà có thể nhìn thấy trong những bức ảnh đó. Con số đó sẽ được nhân với số lượng ảnh cần thiết để chụp cả bầu trời.
Câu trả lời là: Có khoảng 2.000 tỉ thiên hà trong vũ trụ.
Các nhà thiên văn học thực tế không biết chính xác có bao nhiêu ngôi sao trong mỗi 2 nghìn tỷ thiên hà đó. Hầu hết đều ở rất xa, không có cách nào để tính toán chính xác.
Nhưng chúng ta có thể phỏng đoán tương đối chính xác về số lượng các ngôi sao trong Dải Ngân hà của mình. Những ngôi sao đó cũng rất đa dạng và có nhiều kích cỡ, màu sắc khác nhau.
Như Mặt trời trong Dải Ngân hà là một ngôi sao màu trắng, có kích thước trung bình, nhiệt độ ở tâm là 15 triệu độ C. Những ngôi sao lớn hơn, nặng hơn và nóng hơn có xu hướng màu xanh lam, như sao Vega trong chòm sao Lyra. Những ngôi sao nhỏ hơn, nhẹ hơn và mờ hơn thường có màu đỏ, như Proxima Centauri.
Các ngôi sao màu đỏ, trắng và xanh lam phát ra các lượng ánh sáng khác nhau. Bằng cách đo ánh sáng ngôi sao đó như màu sắc và độ sáng của nó, các nhà thiên văn học có thể ước tính có bao nhiêu ngôi sao mà thiên hà của chúng ta đang sở hữu.
Với phương pháp này, các nhà khoa học đã phát hiện ra Dải Ngân hà có khoảng 100 tỉ ngôi sao.
Sử dụng Dải Ngân hà làm mô hình, chúng ta có thể nhân số lượng các ngôi sao trong một thiên hà điển hình [100 tỷ] với số lượng các thiên hà trong vũ trụ [2 nghìn tỷ].
Đây thực sự là con số lớn đến mức khó có thể tưởng tượng được nhưng mới dừng ở mức độ ước đoán.
Trang Phạm
Theo The Conversation
TPO - Ánh sáng trên bầu trời đêm chủ yếu là từ các ngôi sao có tuổi trung bình nằm dọc theo dải Ngân hà. Vậy các ngôi sao hình thành như thế nào, có bao nhiêu vì sao trong vũ trụ, ngôi sao nào chạy nhanh nhất?
Sao được hình thành như thế nào?
Sao, định tinh, hay hằng tinh là một quả cầu plasma sáng, khối lượng lớn được giữ bởi lực hấp dẫn. Ngôi sao gần Trái Đất nhất là Mặt Trời, nó là nguồn của hầu hết năng lượng trên Trái Đất. Nhiều ngôi sao khác có thể nhìn thấy được trên bầu trời đêm, khi chúng không bị lu mờ đi dưới ánh sáng của Mặt Trời. Về mặt lịch sử, hầu hết các ngôi sao sáng và nhìn thấy bằng mắt thường nằm trên thiên cầu được nhóm lại cùng nhau thành các chòm sao và các mảng sao, và những ngôi sao sáng nhất đều được đặt những tên gọi riêng.
Ƭrong các thiên hà, có rất nhiều đám mâу rất xốp gồm khí và bụi. Các đám mâу này được gọi là các tinh vân. Ƭrọng lực tạo ra các cục đặc trong các đám mâу xốp này. Khi một trong những cục nàу bắt đầu trở nên rắn, chắc và cứng hơn, cũng là lúc khối lượng riêng củɑ chúng tăng lên. Khối lượng riêng Ƅiểu thị mức độ một vật đặc, cứng và khả năng kết dính cɑo.
Lõi của các cục khí đặc cứng nàу cũng ngày càng nóng hơn và khi đạt đến một nhiệt độ nhất định [hàng triệu độ] thì một điều vô cùng đặc Ƅiệt bắt đầu xảy ra bên trong nó. Đó là các nguyên tử hydro kết hợρ với nhau tạo thành helium.
Khi các nguyên tử hydro kết hợp với nhau tạo thành helium thì xảy ra phản ứng tổng hợp hạt nhân hay còn gọi là phản ứng nhiệt hạch. Quá trình này giải phóng ra rất nhiều năng lượng và đây chính là lúc một ngôi sao ra đời.
Christopher Conselice – một giáo sư về vật lý thiên văn tại Đại học Nottingham, Anh - và các đồng nghiệp của ông cho hay, có khoảng 2.000 tỷ thiên hà trong vũ trụ và trung bình quanh mỗi thiên hà có khoảng 100 triệu ngôi sao.
Nhân số lượng thiên hà – khoảng 2.000 tỷ - với 100 triệu ngôi sao trong 1 thiên hà thì có thể có 1019 ngôi sao trong vũ trụ.
Cuộc sống và cái chết của một ngôi sao
Giống như chúng ta, các ngôi sao sinh ra, sống, rồi chết đi. Thời gian tồn tại của một ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng của nó khi ra đời. Các ngôi sao sáng, có khối lượng nhỏ thì sống lâu vô cùng.
Mặt trời cũng chính là một ngôi sao. Đến nay, mặt trời đã tồn tại được khoảng 4,5 tỉ năm và hiện nay đang ở thời kì giữa của toàn bộ thời gian sống của nó. Trong 5 tỉ năm tới mặt trời sẽ ngày càng to ra nhưng sau đó nó sẽ bắt đầu tàn lụi và cuối cùng sẽ chết.
Những ngôi sao nặng hơn Mặt trời thì thời gian sống ngắn hơn nhiều. Những ngôi sao nặng nhất chỉ sống khoảng 1 triệu năm nhưng cái chết của chúng thì đẹp mắt, hay ho hơn nhiều so với cái chết lặng lẽ, dần dần của những ngôi sao giống như mặt trời của chúng ta. Chúng ra đi bằng một vụ nổ khổng lồ và các nhà khoa học gọi hiện tượng này là siêu tân tinh.
Các ngôi sao phát sáng như thế nào? Nguồn clip youtube.
Các bạn đã bao giờ nghe thấy người ta nói “chúng ta sinh ra từ cát bụi” chưa? Điều đó là thật! Bên trong một ngôi sao, các nguyên tử helium kết hợp với nhau sinh ra carbon, carbon là nguồn gốc của các chất hóa học tạo thành cơ thể chúng ta và tất cả mọi sự sống trên Trái Đất.Ngôi sao nhanh nhất trong dải Ngân hà
Nhóm chuyên gia của Tổ chức Nghiên cứu vũ trụ châu Âu tại bán cầu nam [ESO] cho hay, ngôi sao US 708 đang di chuyển với tốc độ 1.200 km/s, hay 4,3 triệu km/giờ."Với tốc độ này, bạn có thể đi từ Trái Đất lên Mặt Trăng chỉ trong 5 phút".
US 708 được coi là ngôi sao nhanh nhất trong dải Ngân hà mà các nhà thiên văn học từng phát hiện. Tốc độ cao sẽ cho phép nó thoát khỏi lực hấp dẫn của thiên hà và tiến vào vùng không gian giữa các thiên hà. Ngôi sao này được phát hiện lần đầu vào năm 2005.
Giả thiết về sự kết thúc của vũ trụ là một chủ đề trong vật lý vũ trụ. Các giả thiết khoa học trái ngược nhau đã dự đoán ra nhiều khả năng kết thúc có thể diễn ra, gồm cả những tương lai của cả sự tồn tại hữu hạn và vô hạn. Một khi nhìn nhận rằng vũ trụ khởi đầu với Vụ Nổ Lớn là giả thuyết đã được cộng đồng các nhà khoa học chấp nhận [1], số phận sau cùng của vũ trụ trở thành một vấn đề vũ trụ học hợp lý, dựa trên các tính chất vật lý của khối lượng/năng lượng trong vũ trụ, mật độ trung bình của nó, và tỷ lệ mở rộng. Khi mở rộng, số phận của vũ trụ cũng là một chủ đề đáng chú ý trong khoa học viễn tưởng.
Có một sự đồng thuận ngày càng tăng giữa các nhà vũ trụ học cho rằng vũ trụ là phẳng và sẽ tiếp tục mở rộng mãi mãi. Số phận cuối cùng của vũ trụ phụ thuộc vào hình dạng của vũ trụ, và năng lượng tối có vai trò như thế nào theo tuổi của vũ trụ[2][3].
Mục lục
- 1 Cơ sở khoa học đang xuất hiện
- 1.1 Lý thuyết
- 1.2 Quan sát
- 1.3 Vụ Nổ Lớn và các thuyết Trạng thái ổn định
- 1.4 Hằng số vũ trụ
- 1.5 Tham số mật độ
- 1.6 Lực đẩy
- 2 Vai trò của Hình dạng vũ trụ
- 2.1 Vũ trụ đóng
- 2.2 Vũ trụ mở
- 2.3 Vũ trụ phẳng
- 3 Các thuyết về sự kết thúc của vũ trụ
- 3.1 Vụ Đóng băng Lớn hay cái chết nhiệt
- 3.2 Vụ Xé rách Lớn: Khoảng thời gian cuộc sống hữu hạn
- 3.3 Vụ Co Lớn
- 3.4 Vụ Nảy Lớn
- 3.5 Đa vũ trụ: không có sự kết thúc hoàn toàn
- 3.6 Chân không giả
- 3.6.1 Sự giải thích Nhiều thế giới của cơ học lượng tử
- 3.7 Bất định vũ trụ
- 4 Những khó khăn do quan sát với các lý thuyết
- 5 Sự sống trong một vũ trụ chết
- 6 Quan điểm tôn giáo
- 7 Tham khảo
- 8 Xem thêm
- 9 Liên kết ngoài
Xem thêm: Thời gian biểu các thuyết vũ trụ học và Thời gian biểu vũ trụ
Lý thuyếtSửa đổi
Alexander Friedman
Nghiên cứu khoa học lý thuyết về số phận cuối cùng của vũ trụ đã trở thành có thể với thuyết tương đối rộng của Albert Einstein năm 1916. Thuyết tương đối rộng có thể được sử dụng để miêu tả vũ trụ ở quy mô lớn nhất có thể. Có nhiều nghiệm số khả dĩ cho các phương trình của thuyết tương đối rộng, và mỗi nghiệm số cho ra một số phận có thể xảy ra của vũ trụ. Alexander Friedman đã đưa ra một số nghiệm số như vậy năm 1922, còn Georges Lemaître thì làm vào năm 1927[4]. Một số trong số nghiệm đó là, vũ trụ đã mở rộng từ một điểm kỳ dị ban đầu, có nghĩa là, về cơ bản, là Vụ Nổ Lớn.
Quan sátSửa đổi
Bằng chứng quan sát chưa có nhiều. Năm 1931, Edwin Hubble đã công bố kết luận của mình, dựa trên những quan sát các ngôi sao biến quang Cepheid ở những thiên hà xa xôi, rằng vũ trụ đang mở rộng. Từ đó về sau, sự khởi đầu của vũ trụ và sự kết thúc có thể xảy ra đã trở thành những chủ đề khám phá khoa học nghiêm túc.
Vụ Nổ Lớn và các thuyết Trạng thái ổn địnhSửa đổi
Năm 1931, Georges-Henri Lemaître đặt ra một giả thuyết mà từ đó đã được gọi là thuyết Vụ Nổ Lớn về nguồn gốc của vũ trụ. Năm 1948, Fred Hoyle đặt ra thuyết Trạng thái Ổn định của mình trong đó vũ trụ tiếp tục mở rộng nhưng về mặt thống kê vẫn không hề thay đổi bởi các vật chất mới liên tục được tạo ra. Hai thuyết này là những đối thủ chính của nhau cho tới tận khám phá năm 1965 của Arno Penzias và Robert Wilson, về bức xạ nền vi sóng vũ trụ, một thực tế khẳng định dự đoán của thuyết Vụ Nổ Lớn, điều mà thuyết Trạng thái Ổn định không thể giải thích. Nhờ vậy, thuyết Vụ Nổ Lớn lập tức trở thành quan điểm được chấp nhận rộng rãi nhất về nguồn gốc vũ trụ. Tuy nhiên, cũng cần lưu ý rằng, trong hình thức mới nhất của mình, QSSC [Quasi-Steady State Cosmology, Vũ trụ học Trạng thái Tựa Ổn định], thuyết Trạng thái Ổn định giải thích bức xạ nền vi sóng vũ trụ như là ánh sáng từ ngôi sao đã nhiệt hoá, và toán học rất chính xác - mà dự báo ước tính của George Gamow từ mười lăm năm trước về 5-10K không đúng. Vấn đề là tìm ra được một lực có thể hấp thụ và tái bức xạ ở tần số vi sóng: giả thuyết cho rằng cacbon và sắt đảm nhiệm việc này và hơi toả ra từ các siêu sao đang cô đặc lạnh đi chậm thế nào.[5]
Hằng số vũ trụSửa đổi
Khi Einstein trình bày thuyết tương đối rộng, ông và các đồng nghiệp của ông tin vào một vũ trụ tĩnh. Khi Einstein tìm ra rằng các biểu thức của ông có thể dễ dàng được giải theo cách để cho vũ trụ đang mở rộng, và sẽ co lại trong một tương lai xa, ông đã đưa vào trong những biểu thức đó cái mà ông gọi là một hằng số vũ trụ, chính là hằng số mật độ năng lượng không bị ảnh hưởng bởi bất kỳ một sự mở rộng hay co lại nào, vai trò của nó là để bù lại tác động của trọng trường trong vũ trụ như một khối tổng thể theo cách mà vũ trụ sẽ luôn tĩnh. Sau khi Hubble thông báo kết luận của mình rằng vũ trụ đang mở rộng, Einstein đã viết rằng hằng số vũ trụ là "sai lầm lớn nhất" của ông.
Tham số mật độSửa đổi
Một tham số quan trọng trong lý thuyết về số phận của vũ trụ là tham số mật độ, Omega [Ω], được xác định là tỷ số của mật độ vật chất vũ trụ trung bình với giá trị tới hạn của mật độ đó. Nó dẫn đến một trong ba mô hình vũ trụ có thể xảy ra dựa trên khả năng Ω là bằng, nhỏ hơn hay lớn hơn 1. Tương ứng, chúng được gọi là mô hình vũ trụ phẳng, vũ trụ mở và vũ trụ đóng. Ba trạng thái đó nói tới mô hình tổng thể của vũ trụ, chứ không phải sự cong cục bộ của không-thời gian gây ra bởi các đám vật chất nhỏ hơn [ví dụ, ở các thiên hà và các ngôi sao]. Nếu trong vũ trụ chủ yếu là các vật chất trơ, như trong các mô hình bụi phổ biến trong hầu hết thế kỷ 20, sẽ có một số phận riêng biệt tuỳ theo mỗi mô hình. Vì thế các nhà vũ trụ học tìm cách xác định số phận vũ trụ bằng cách đo Ω, hay một cách tương đương là mức độ đang giảm đi của sự mở rộng vũ trụ.
Lực đẩySửa đổi
Bắt đầu từ năm 1998, các quan sát các sao siêu mới trong các thiên hà xa xôi cho thấy sự phù hợp với một vũ trụ mà sự giãn nở đang tăng tốc. Lý thuyết vũ trụ sau đó đã được thiết kế lại để cho phép sự tăng tốc có thể này, gần như luôn bởi sự tác động của năng lượng tối, mà ở hình thức đơn giản nhất của nó chỉ là một hằng số vũ trụ dương. Nói chung năng lượng tối là một thuật ngữ bao gồm toàn bộ cho bất kỳ một trường lý thuyết nào với áp suất âm, thường với một mật độ biến đổi khi vũ trụ mở rộng.
Xem thêm: Hình dạng vũ trụ
Đa số các nhà khoa học hiện tại tin rằng số phận của vũ trụ phụ thuộc vào hình dạng tổng thể của nó, lượng năng lượng tối nó có và vào phương trình trạng thái quyết định mật độ của năng lượng tối sẽ đáp ứng lại như thế nào với sự mở rộng của vũ trụ.[cần dẫn nguồn] Những quan sát gần đây đã cho thấy, từ 7,5 tỷ năm sau Vụ Nổ Lớn, tốc độ mở rộng dường như đang tăng, tương xứng với thuyết Vũ trụ Mở.[6] Tuy nhiên, các đo đạc khác gần đây của Tàu thăm dò Bất đẳng hướng Vi sóng Wilkinson [WMAP] gợi ý rằng vũ trụ hoặc là phẳng hoặc là rất gần với phẳng.[2]
Số phận cuối cùng của một vũ trụ mở được quyết định bởi Ω lớn hơn, nhỏ hơn hay bằng 1.
Vũ trụ đóngSửa đổi
Nếu Ω > 1, khi đó hình học vũ trụ là đóng như bề mặt một hình cầu. Tổng các góc trong một tam giác vượt quá 180 độ và không có các đường song song; tất cả các đường thẳng cuối cùng đều sẽ gặp nhau. Hình học của vũ trụ là, ít nhất ở một tỷ lệ rất lớn, elip.
Trong một vũ trụ đóng thiếu tác động đẩy của năng lượng tối, trọng trường cuối cùng sẽ làm dừng sự mở rộng của vũ trụ, sau đó nó bắt đầu co lại tới khi tất cả vật chất trong vũ trụ sụp đổ thành một điểm, một sự kết thúc kỳ dị được gọi bằng thuật ngữ "Vụ Co Lớn," ngược lại với Vụ Nổ Lớn. Tuy nhiên, nếu vũ trụ có lượng năng lượng tối lớn hơn [như một số lý thuyết hiện đại giả định], thì sự mở rộng của vũ trụ có thể tiếp tục vĩnh viễn - thậm chí nếu Ω > 1.[7]
Vũ trụ mởSửa đổi
Nếu Ω