Tải bản đầy đủ
6 . Sự tiến hóa và lụi tàn của sao

6 . Sự tiến hóa và lụi tàn của sao

Tải bản đầy đủ

Một áp suất do các electron cung cấp làm ngôi sao thắng lực hấp dẫn và duy
trì mãi là sao lùn trắng. Sao này tỏa nhiệt rất chậm đến khi chỉ còn là xác sao gọi là
sao lùn đen.
Các sao có khối lượng tương tự MT có quá trình xảy ra giống như thế. Riêng
với các sao đôi, khi đi cặp với sao lùn trắng sẽ tiến tới một vụ bùng nổ dữ dội với
độ sáng gấp vạn lần bình thường được gọi là sao siêu mới loại Ia được các nhà
thiên văn dùng làm các cột mốc đo sự giãn nở của vũ trụ.
6.2. Sự tiến hóa của sao và vụ nổ sao siêu mới
6.2.1. Sao
Các sao có khối lượng rất khác nhau từ rất lớn cỡ hàng trăm, hàng ngàn M o
đến rất nhỏ cỡ < 0,1Mo nên quá trình tiến hóa cũng rất đa dạng. Từ lý thuyết và
thực tế khi quan sát các sao trên bầu trời, gần đây người ta đã đưa ra các nhận định
sau:
Các sao hình thành từ các đám mây khí (tinh vân) bị co lại, các sao càng lớn
thì thời kỳ tiền sao càng ngắn, có thể chỉ vài trăm ngàn năm.
Khi nhiệt độ đủ cao (10 ÷ 15 triệu độ K) sẽ bắt đầu quá trình tổng hợp hạt
nhân và năng lượng thoát ra làm khối khí phát sáng và ngừng co (áp suất khí cân
bằng với lực hấp dẫn), lúc đó sao có tên trong biểu đồ H-R.
Các sao càng nặng có tuổi thọ càng ngắn: sao có M = 60M o sẽ hết hydro sau
vài triệu năm.
Các sao có M ≅ 0,1Mo sống khoảng 20 tỷ năm có màu đỏ nằm ở gần cuối dải
chính trên biểu đồ H-R và quá trình tổng hợp hạt nhân diễn ra rất chậm.
Các sao có M < 0,1Mo không đủ nhiệt để tổng hợp hạt nhân là các sao lùn đỏ.
Nhờ kính thiên văn người ta mới biết rằng số sao này chiếm hơn 80% số sao có
trong dải Ngân Hà.
Các sao nhẹ cỡ M < 4Mo có sự tiến hóa giống như MT(đã nói tới ở mục 1).
Các sao nặng có M = 4 ÷ 8M0 khi thành sao siêu khổng lồ đỏ rồi co mạnh
vượt qua kích thước sao lùn trắng tới R = 20km gây ra vụ nổ sao siêu mới loại II
và cuối cùng lực đẩy tạo ra giữa n và p làm ngừng co đồng thời làm thoát electron
trở thành sao neutron trong đó có dạng gọi là sao xung hay pulsar (phát hiện vào
năm 1967).
Các sao có M > 8Mo khi hết nguồn hydro thì lõi co lại, vỏ phồng ra hàng
trăm triệu km là sao siêu khổng lồ đỏ sau chừng vài triệu năm co lại nhanh hơn
loại trên, vụ nổ sao siêu mới diễn ra mạnh hơn rồi trở thành sao nơtron hay Lỗ Đen
tùy thuộc vào lõi sao khi đó lớn hay nhỏ hơn 3M0.

76

6.2.2. Nổ sao siêu mới
Khác với vụ nổ nhiệt hạch với sao lùn trắng nói ở trên, vụ nổ sao siêu mới
loại II của sao nặng xảy ra khi hết nhiên liệu hạt nhân, áp suất mất, các khí của sao
bị nén vào tâm rất nhanh do lực hấp dẫn, các hạt nặng bị vỡ ra thành n, p, e-.
Proton và electron bị ép lại thành nơtron và nhân sao chỉ còn các nơtron bị cô đặc
thành nhân cứng. Các khí H, He, O 2 bên ngoài tiếp tục rơi vào và bị nung nóng tới
khoảng 5 tỷ độ dẫn đến vụ nổ.
Năm 1054 vụ nổ loại này lần đầu đã được phát hiện, đám mây khí hình thành
từ vụ nổ này gọi là Tinh vân Con Cua có tốc độ nở rộng khoảng 10 3km/s và nhân
của nó là pulsar phát xung vô tuyến 30 lần trong 1 s.
Sao siêu mới SN1987 nổ ra cách Trái đất 1,5.10 5n.a.s vẫn đang được tiếp tục
quan sát cho kết quả khá phù hợp với các nhận định của lý thuyết.
Các vụ nổ sao siêu mới cung cấp một lượng lớn khí và bụi có chứa các
nguyên tố nặng bao bọc quanh các sao và trong không gian. Sự tập trung các đám
mây này trong một đĩa quay sẽ là tiền thân tạo sao. Các lớp bụi tập hợp lại thành
các tảng đá quay quanh sao có thể là cơ sở tạo ra các hành tinh và cả các vật chất
thông thường trong vũ trụ.
Phần lõi sao còn lại bị co mạnh lại và tùy thuộc vào khối lượng của lõi sẽ trở
thành sao nơtron hay lỗ đen.
6.2.3. Sao nơtron và pulsar
Sau vụ nổ sao siêu mới, phần lõi sao có khối lượng từ 1,4M 0 đến 3M0 (tổng
khối lượng của sao trước vụ nổ gồm cả lớp vỏ ngoài khoảng 25M 0) trở thành sao
nơtron.
Từ năm 1967 đến nay, người ta đã phát hiện hơn 700 pulsar với chu kỳ quay
khác nhau. Nếu bản chất của nó là sao lùn trắng thì pulsar ở Tinh vân Con Cua
quay với 30vòng/s sẽ bị xé vụn ra bởi lực hướng tâm, Lan-đao và một số nhà khoa
học khác đã tiên đoán về sự tồn tại của sao nơtron từ lâu và sau này từ sự quan sát
thực tế cho thấy pulsar chính là một dạng sao nơtron dị thường. Từ trường của nó
có thể đạt tới 2.109 T. Trục quay của sao không trùng với trục quay của từ trường
và các e- bị gia tốc dọc theo một vòng xoắn ốc với vận tốc rất lớn quay theo sao.
Khi vòng xoắn này hướng về phía Trái Đất sẽ phát hiện thấy xung bức xạ. Lý
thuyết cho thấy nếu sao nơtron quay tới 2500 vòng/s sẽ bị vỡ nhưng thực tế chỉ
thấy quay tới 642 vòng/s.
Các sao nơtron quay nhanh thường có sao đồng hành bị nó hút khí nên mang
năng lượng lớn.
Ta tưởng tượng Mặt Trời co lại chậm với mômen động lượng MR2ω = const,
khi R giảm thì chu kỳ T = 2π/ω cũng giảm tỷ lệ với R2. Nếu giảm đến cỡ sao n có
77

R = 10km thì (Ro/R)2 = 5.1011 lần và chu kỳ quay từ T o đến T cỡ 5.10-4s là ngắn
nhất trước khi bị xé ra. Khi đó dòng điện chạy trong sao có B.R 2 = const và nếu
ban đầu Bo = 10T thì bây giờ có B cỡ 5.1010T.
Một ngôi sao nơtron có khối lượng cỡ 3M o qua tính toán cho thấy không thể
tồn tại vì lực hấp dẫn của sao không thể cân bằng với áp suất của các n. Như vậy,
các trường hợp nổ sao siêu mới khi còn lại lõi có khối lượng hơn 3M o có quá trình
diễn ra phải khác.
6.2.4. Lỗ đen
Trường hợp các sao khi trưởng thành có khối lượng hơn 25M 0 thì phần lõi
sao sau vụ nổ siêu mới sẽ có khối lượng lớn hơn 3M0. Khối lượng này lớn đến
mức các electron và nơtron đều không thể chống lại tác dụng nén của lực hấp dẫn
tại bề mặt. Khi đó ngay cả ánh sáng cũng không thoát ra ngoài được và thiên thể
trở thành lỗ đen.
Lý thuyết tương đối cho thấy, một vật có khối lượng M bị nén tới bán kính
không thể quay lui Schwarzschild là rs = 2GM/c2 thì vật thành lỗ đen, khi đó ρ =
2.1016(Mo/M)2 (g/cm3).
Mặt Trời có khối lượng 2.10 30kg sẽ có rs= 2,96 km và khi đó thì ρ =
2.1016g/cm3 lớn hơn cả ρ của hạt nhân.
Những tiên đoán về sự tồn tại của lỗ đen đã được đưa ra từ lâu. Cho đến nay,
người ta còn đang quan tâm nghiên cứu. Có ý kiến cho rằng khối lượng cực đại
của sao n không thể là 5M o mà chỉ là 3Mo. Qua đo đạc mới phát hiện sao Cyg X-1
(ở chòm sao Thiên Nga ) là lỗ đen. Tháng 2-2004 người ta đã quan sát được hình
ảnh một lỗ đen khổng lồ đang nuốt một ngôi sao (ở chòm sao RXJ-1242-11).
Các nhà vật lý còn nghĩ tới sự tồn tại của các lỗ đen siêu nặng cỡ hàng tỷ lần
M0 là nguyên nhân của nguồn năng lượng dị thường phát ra từ các thiên hà lớn và
các quasar. Tạp chí Nature ngày 5/11/2011 đã công bố việc phát hiện 2 lỗ đen siêu
nặng ở siêu thiên hà NGC3842 có khối lượng khoảng 9,7 tỷ M0 và cạnh đó
NGC4889 có lỗ đen khối lượng còn lớn hơn.
Các nội dung cần chú ý trong chương này:
Xem thêm trong các tài liệu và các thông tin mới trên website theo hướng
dẫn của giảng viên.

78

Chương 13
THIÊN HÀ
1. Thiên hà của chúng ta
Ngân Hà là Thiên hà của chúng ta có tới 200 tỷ ngôi sao có khối lượng
chừng 1011Mo(1039tấn) và nếu kể cả vật chất tối thì khối lượng còn lớn hơn nữa.
Việc quan sát dải Ngân Hà trên bầu trời nước ta (ở nửa địa cầu bắc và gần
xích đạo) tùy thuộc vào nhật động và mùa nên không thể xác định rõ hướng quay
trong suốt đêm. Cách nhận biết dễ thấy là xác định vị trí 6 sao sáng thuộc tam
giác mùa hè có các đỉnh là Vêga (Chức Nữ, thuộc chòm sao Thiên Cầm)-Altair
(Ngưu Lang, thuộc chòm sao Thiên Ưng)-Deneb(Thiên Tân 4, thuộc chòm sao
Thiên Nga, nằm giữa Ngân Hà) và tam giác mùa đông có các đỉnh là Procyon
(Nam Hà 3, thuộc chòm sao Tiểu Khuyển nằm bên bờ Ngân Hà và bên bờ kia có
2 đỉnh là Betelgeuse (Sâm Tú 4, thuộc chòm sao Lạp Hộ), Sirius (Thiên Lang).
Vào tối mùa đông nhìn về hướng bắc sau khi tam giác mùa hè lặn, dải Ngân Hà
đi qua các chòm sao Thiên Hậu, Anh Tiên, Ngự Phu, Song Tử, Đại Khuyển,…
Vào tối mùa hè, ở ta không thấy tam giác mùa đông, sẽ phát hiện thấy các chòm
sao khác trong dải Ngân Hà như Bọ Cạp, Thiên Đàn (Ara)…
Mặt phẳng Ngân Hà nghiêng so với mặt phẳng quĩ đạo trời 62 0.Tâm Ngân
Hà có xích vỹ δ = - 28056’và xích kinh α = 17h46m thuộc hướng chòm sao
Sagittarius (Cung Thủ, Nhân Mã), nơi phát hiện thấy có nguồn bức xạ phi nhiệt
có thể là Lỗ đen.
Kích thước đĩa thiên hà rộng khoảng 30kps ở nhân có dạng lồi bán kính
1kps và dày 200-400ps (xem hình vẽ ở GTTV).
Ngân Hà thuộc loại xoắn ốc (ký hiệu Sb) trên các sao loại O và B quan sát
thấy các vùng hydro HII có chứa các sao này xếp thành vệt theo dạng cung xoắn.
Mặt Trời cách tâm Ngân Hà 8,5 kps trên cánh cung nhỏ Orion (Lạp Hộ,Thợ
Săn, Tráng Sỹ) nằm giữa nhánh chính Cung Thủ và nhánh ngoài Tráng Sỹ.
Nhân của Ngân Hà có mật độ sao dày đặc cỡ 10 7sao/ps3 trong khi ở vùng
biên phía ngoài Mặt Trời có 1sao/10ps3. Ở đây có 1 nguồn phát xạ vô tuyến gọi là
Sagittarius A* (cũng phát xạ hồng ngoại) có L = 20 triệu L 0 phóng luồng gió cực
mạnh. Vật chất bắn ra có dạng sợi trải rộng phía ngoài đĩa Ngân Hà rồi rơi về
tâm. Chưa rõ Lỗ đen ở tâm Ngân Hà (nếu có) thì M cỡ hàng trăm hay hàng triệu
M0. Quầng Ngân Hà bao trùm quanh đĩa tụ thành những đám dày gọi là đám sao
hình cầu có các sao già nhất tụ lại có đường kính khoảng 40ps. Nghiên cứu sự
quay ở nhiều thiên hà khác nhau gợi mở ý tưởng ở quầng này còn chứa các chất
không thể phát hiện ở dạng vật chất thường có với các sóng thông thường. Khối
lượng các vật chất không nhìn thấy này nhiều hơn 5 lần tổng khối lượng vật chất
79

đã phát hiện. Đó là điều đang được các nhà vật lý về hạt cơ bản quan tâm tìm
hiểu bản chất của chúng.
2. Vật chất khuếch tán giữa các sao
Môi trường giữa các sao chứa khí, bụi, từ trường và các tia vũ trụ mặc dù
khối lượng khoảng vài phần trăm so với tổng thể nhưng là phần vật chất không
thể tách rời trong vòng tuần hoàn tiến hóa của các sao. Quan sát chúng là dấu
hiệu tốt để nghiên cứu về cấu trúc của thiên hà và sự tiến hóa của các sao.
2.1. Khí
Ở đa số các thiên hà, khí tập trung ở trên mặt phẳng đĩa tạo lớp dày đến 100
ps có mật độ lớn nhất ở tâm từ 5 đến 7 ps trong khi ở xa đĩa cực kỳ nóng và
loãng. Khí chỉ chiếm vài % M với mật độ 10 -24g/cm3 tập trung thành các đám
mây với nhiều loại khác nhau có thể ở xa hoặc gần sao.
Thành phần hóa học chủ yếu của khí là hydro trung hòa chiếm tới 90% có
vạch phổ 21 cm (ν = 1420 MHz) đang được nhiều người tập trung quan sát.
Người ta đã phát hiện khoảng 100 phân tử khí và đồng vị của chúng có phân tử
có 13 nguyên tử (HC11N). Một ngành mới là Hóa học thiên hà đã được khai sinh.
2.2. Bụi
Có hai loại bụi là graphid và silicat chiếm khoảng 1% khối lượng khí có
kích thước cỡ vài phần mười µm. Nó hấp thụ và phản xạ ánh sáng, nhưng riêng
màu đỏ ít bị hấp thụ nên các sao ở xa thấy có màu đỏ do bụi. Nhờ các đám bụi
này mà có thể quan sát rõ các tinh vân hấp thụ và phản xạ ánh sáng.
2.3. Từ trường giữa các sao
Không gian giữa các sao có từ trường yếu khoảng 10-10T, ở các đám mây
khí đậm đặc có thể đạt tới B = 10 -7 T. Từ trường tác động mạnh đến các electron
có vận tốc cao phát bức xạ syncrotron, tương tác với các tia vũ trụ và có liên quan
chặt chẽ tới động lượng của các đám mây khí đang hình thành hệ hành tinh.
2.4. Tia vũ trụ
Các tia vũ trụ sơ cấp có đến 90% là proton, 1% là e - có vận tốc
100.000km/s hầu như không lọt tới Trái đất, ngoại trừ các tia do va chạm với khí
quyển tạo ra tia vũ trụ thứ cấp (các mezon, muyon).
2.5. Tinh vân (Nebula)
Trước đây do phương tiện kỹ thuật hạn chế, người ta gọi một số thiên hà,
đám sao, quần sao là tinh vân. Nay tên gọi Tinh vân chỉ còn dành cho các đám
mây bụi và khí sáng hoặc tối hơn xung quanh. Có các dạng tinh vân khác nhau
như tinh vân phát xạ, tinh vân hành tinh, loại tàn dư của vụ nổ sao siêu mới hay
đám mây khí bụi phản xạ (hấp thụ ) ánh sáng.
80

3. Các thiên hà. Các quasar
Năm 1918, kính thiên văn lớn nhất thời đó (d = 2,5m) ở Mỹ (Mount
Wilson) bắt đầu hoạt động và đến năm 1923, Hubble khám phá ra các tinh vân
ngoài dải Ngân Hà và phát hiện vũ trụ đang giãn nở. Đến nay đã biết vũ trụ chứa
hàng trăm tỷ thiên hà.
Sau đó (khoảng năm 1960) đã phát hiện các thiên thể có mật độ vật chất lớn
và tự phát sáng với những nguồn vô tuyến mạnh. Đó là các quasar và các thiên hà
elip khổng lồ, trong đó các quasar là các thiên thể xa nhất (hơn 13 tỷ năm a.s)
mới được phát hiện, giúp nhân loại nhìn sâu vào vũ trụ.
3.1. Các thiên hà
Hubble chia ra làm ba loại thiên hà. Theo thống kê hiện nay cho thấycó
60% thiên hà dạng xoắn ốc, 15% dạng ellip, 20% dạng thấu kính, 2% dạng vô
định hình và còn có các thiên hà lùn có dạng bất thường.
Các thiên hà elip chứa ít khí và có khối lượng từ vài nghìn M 0 đến loại 1013
M0 có chứa nhiều khí, còn các thiên hà ellip lùn lại phát sóng vô tuyến mạnh.
Các thiên hà xoắn ốc cũng rất đa dạng, trung bình có khối lượng cỡ 10 11M0
và chứa nhiều khí. Loại fhiên hà này có các sao nóng trẻ và các tinh vân phát xạ
nằm ở các cánh cung xoắn ốc (có phổ vạch phát xạ thuộc nhóm HII). Các thiên
hà bất thường có lượng khí nhiều nhất, khối lượng cỡ 10 10 M0. Hai thiên hà gần ta
nhất nhìn thấy ở nam bán cầu là Đám mây Magienlăng Lớn và Bé cách ta khoảng
50 ÷ 60 kps có dạng bất thường. Tiếp đó là thiên hà xoắn ốc có tên Tinh Vân
Tiên Nữ (Andromeda) lớn gấp đôi Ngân Hà cách ta 690 kps và có M cỡ 300 tỷ
M0.
Các thiên hà không phân bố đồng đều trong không gian mà tập hợp thành
từng nhóm (cụm) và nhiều nhóm lại thành một quần thể (đám).
Ngân Hà thuộc Cụm thiên hà địa phương có khoảng 30 thiên hà, lớn thứ
hai sau Tinh Vân Tiên Nữ, giữa chúng có thể va chạm với nhau và có lực hấp
dẫn.
Cụm Thiên hà Địa phương lại thuộc quần thể thiên hà Virga (Trinh Nữ) có
khoảng 3000 thiên hà quay về một tâm chung là Thiên hà ellip khổng lồ M87.
Đám thiên hà lại bị hút về phía Siêu đám thiên hà mang tên Hydre &Centaure ,
v...v...
3.2. Các quasar và các thiên hà vô tuyến
Các kính thiên văn vô tuyến hiện đại đã phát hiện loại thiên thể xa hàng tỷ
n.a.s dịch chuyển mạnh về phía đỏ và có dạng gần tròn giống như sao nhưng
sáng gấp hàng nghìn thiên hà. Chúng được gọi là quasar (quasi-stellar). Bức xạ
do quasar phát ra bởi các khí nóng như khí ở tâm các thiên hà dạng bất thường có
81

nhân hoạt động và rất sáng. Quasar tập trung năng lượng rất lớn trong một thể
tích chỉ vài n.a.s. Các thiên hà có nhân hoạt động và các quasar là nguồn phát
sóng synchrotron rất mạnh đang được quan tâm nghiên cứu.
3.3. Thiên hà thấu kính
Một ngôi sao, một thiên hà, hay một đám thiên hà có thể bị lệch hướng quan
sát nếu có một thiên thể nào đó nằm chắn trên hướng quan sát. Độ lệch này tỷ lệ
với hằng số G có góc lệch α = 8GM/c2r như với thấu kính quang học, gọi là thấu
kính hấp dẫn.
Năm 1979 đã khám phá ra một quasar kép đặt tên là 0957+561 sau này xác
nhận có một thiên hà xen giữa hướng quan sát nằm cách ta 5 tỷ n.a.s. Như vậy
quasar đó không phải là hai và nằm cách xa hơn khoảng 10 tỷ n.a.s.
Thấu kính hấp dẫn còn tạo ra các ảo ảnh vũ trụ và tạo nghịch lý chuyển
động nhanh hơn vận tốc ánh sáng. Các phép đo giao thoa vô tuyến quan sát các
hiện tượng này góp phần phát hiện các đám thiên hà, các quasar ở rất xa.
3.4. Một số đặc tính vật lý của các thiên hà (xem trong [1] và[3])
Các nội dung cần chú ý trong chương này:
Xem thêm trong các tài liệu và các thông tin mới trên website theo hướng
dẫn của giảng viên.

82

Chương 14
SỰ TIẾN HÓA CỦA VŨ TRỤ
Vũ trụ học đã trở thành một chuyên ngành nghiên cứu tìm hiểu về vũ trụ và
là một phần quan trọng của Vật lý thiên văn hiện đại. Xây dựng các mẫu vũ trụ
khác nhau cho đến nay vẫn đang được tiếp tục đặt ra với những câu hỏi lớn là:
Vũ trụ đang giãn nở sau đó có co lại hay không? Vũ trụ có điểm bắt đầu và điểm
cuối cùng hay không ? Vũ trụ có biên không? Vũ trụ có luân hồi hay không?
Những quan sát mới nhất cho thấy chắc chắn vũ trụ hiện nay đang giãn nở
và tuổi của vũ trụ không dưới 13 tỷ n.a.s.
1. Các tham số vũ trụ
Các phép đo phổ cho thấy các thiên hà chuyển động tự quay và chuyển dịch
về phía đỏ tức là đang rời xa chúng ta. Khi thiên thể dịch chuyển thì bước sóng λ
đo thực tế được là λ+∆λ. Theo hiệu ứng Doppler, độ dịch chuyển này cho ∆λ/λ =
v/c = z và quy ước v > 0, ∆λ > 0 khi dịch chuyển ra xa. Với các thiên thể dịch
chuyển có v ≥ 0,4c phải sử dụng công thức tương đối tính. Quasar đầu tiên phát
hiện được có z = 0,16(đó là quasar 3c273) đến nay phát hiện được quasar có z = 5
tức là v = 0,95c.
1.1. Định luật Hubble
Định luật Hubble mô tả sự giãn nở của vũ trụ theo công thức v = H.r trong
đó r là khoảng cách của thiên thể rời xa.
Tham số H gọi là tham số Hubble thực chất không phải là một hằng số.
Hiện nay giá trị của nó trong khoảng 15÷30 km/(s.triệu n.a.s.) tức là
50÷100km/s.Mps.
Nếu cho rằng tốc độ rời xa của các thiên thể do lực nổ ban đầu làm vũ trụ
giãn nở thì lực hấp dẫn của toàn bộ vật chất trong toàn vũ trụ sẽ làm giảm tốc độ
giãn nở. Khi chưa kể tới độ giảm tốc độ dịch chuyển do lực hấp dẫn thì tuổi của
vũ trụ tỷ lệ với 1/H sẽ là 10 tỷ năm nếu lấy H = 30 và là 20 tỷ năm nếu lấy H =
15.
Một đại lượng khác cũng được sử dụng là độ giảm tốc độ dịch chuyển q ∼
∂v/∂t và được tính theo công thức Friemann.
1.2. Mật độ trung bình của vật chất
Tưởng tượng lấy một hình cầu bán kính R chứa toàn bộ các thiên hà (R nhỏ
4
3

hơn bán kính vũ trụ chung). Khối lượng của quả cầu là M= πR3.ρ. Thế năng hấp
4
3

dẫn của nó là: Et = - mMGR-1 = - πmR2ρG (với m là khối lượng một thiên hà).
Động năng là

1
1
mv2 = mH2r2
2
2
1
2

Như vậy, năng lượng toàn phần là E = mR2[ H2 -

83

4
πρG].
3

Nếu E < 0 thiên hà không thoát ra được khoảng không vô hạn và E > 0 thiên
hà có thể dịch chuyển với động năng còn lại.
Khi E = 0, tức là thiên hà có vận tốc thoát, thì mật độ vật chất tới hạn là: ρ =
2
3H /8πG.
Công thức này phù hợp cả khi xét với cơ học tương đối, khi đó mật độ năng
lượng toàn phần = ρth.c2.
Xét với H = 15 thì ρth= 4,5.10-30g/cm3 tức là trong 1m3 có 3 nguyên tử H2.
Xét với H = 30 thì ρth =1,8.10-28g/cm3 tức là trong 1m3 có 12 nguyên tử H2.
Nếu ρ > ρth thì vũ trụ đóng, ρ = ρth thì vũ trụ dừng sau một thời gian giãn
nở và khi ρ < ρth vũ trụ mở tức là giãn nở mãi.
Đến nay kiểm kê toàn bộ vật chất trong vũ trụ (kể cả vật chất tối chưa xác
1
5

định) thì ρ = ρth nghĩa là vũ trụ vẫn tiếp tục giãn nở.
Để nghiên cứu về vũ trụ người ta còn đưa ra tham số giảm tốc q = ρ/ρth, xác
định chính xác các tham số trên sẽ cho các kết luận hoàn hảo hơn về bức tranh vũ
trụ.
2. Vật chất tối
Khi nghiên cứu chuyển động của thiên thể quay quanh Mặt Trời cho thấy
các thiên thể càng ở xa thì càng chuyển động chậm, quỹ đạo càng dài, điều đó
hoàn toàn phù hợp với các quy luật cơ học đã biết.
Khi xét chuyển động trong dải Ngân Hà, Mặt Trời quay quanh tâm Ngân Hà
một vòng hết 250 triệu năm và trong khi quay thì dao động lên xuống trên quỹ
đạo với vận tốc 10km/s. Chuyển động này cho phép xác định được mật độ vật
chất toàn phần.
Khi cộng gộp toàn bộ vật chất (sao, bụi, khí) lại thấy rằng mật độ vật chất
chỉ bằng một nửa mật độ vật chất toàn phần.
Khảo sát rộng ra với khí H2 trải rộng hơn 2 ÷ 3 lần khoảng cách đĩa thiên hà
lại thấy rằng chúng cũng quay cùng với vận tốc 230 km/s với các thiên thể ở
trong tức là không tuân theo quy luật chuyển động chậm hơn (v ∼ r-2). Như vậy
thì bao quanh đĩa thiên hà có một quầng không nhìn thấy có khối lượng tăng tỷ
lệ với khoảng cách và nó tác động lên chuyển động của các nguyên tử hydro này.
Thực tế, từ năm 1933 Fritz Zwicky đã tính toán khối lượng nhìn thấy của
các đám thiên hà Trinh Nữ đã phát hiện thấy khối lượng đám thiên hà này lớn
hơn rất nhiều so với tổng khối lượng các thiên hà riêng rẽ.
Đến nay, khi nghiên cứu về chuyển động của các thiên hà cặp đôi và tìm
hiểu nguyên nhân thiên hà Tiên Nữ tiến dần về phía Ngân Hà với vận tốc
90km/s ...cho thấy có tồn tại một khối lượng ẩn. Khối lượng vật chất không nhìn
thấy bao quanh đĩa thiên hà ít nhất khoảng 300.000 n.a.s.lớn gấp 10 lần khối
lượng của đĩa thiên hà. Bản chất của nó ngoài các sao đã chết, lỗ đen, phải chăng

84