Hình ảnh quang học của sáp nhập thiên hà NGC 2782. Tín dụng hình ảnh: Đài thiên văn UA Steward. Nhấn vào đây để phóng to
Các nhà thiên văn học ở Arizona đã phát hiện ra một quần thể có vẻ như là các cụm sao trẻ nơi chúng được cho là. Các ngôi sao mới sinh dường như đã hình thành trong các mảnh vỡ của vụ va chạm thiên hà NGC 2782 - mảnh vỡ thiếu những gì các nhà thiên văn học tin là một số thành phần quan trọng cần thiết để hình thành sao.
Một thiên hà lớn, thuộc dải Ngân hà đã va chạm với một thiên hà nhỏ hơn nhiều trong vụ va chạm NGC 2782. Nó là một ví dụ về loại va chạm thiên hà phổ biến nhất trong vũ trụ. Các nhà khoa học tin rằng những va chạm như vậy đóng một vai trò quan trọng trong việc tích tụ các thiên hà lớn trong vũ trụ sơ khai.
Nếu được xác nhận, những cụm sao trẻ mới được phát hiện này và môi trường của chúng có thể giúp làm sáng tỏ quá trình hình thành sao, đặc biệt là trong vũ trụ sơ khai ở các khu vực cách xa trung tâm thiên hà đông đúc, đang hoạt động.
Karen Knierman, một sinh viên tốt nghiệp và là thành viên ban tài trợ không gian của Arizona / NASA tại Đại học Arizona và Patricia Knezek của Hiệp hội WIYN ở Tucson, Ariz., Đang báo cáo nghiên cứu tại cuộc họp của Hiệp hội Thiên văn học Mỹ ở Washington, D.C., hôm nay.
Các nhà thiên văn học đã tìm thấy các cụm sao bằng cách chụp những bức ảnh sâu về vụ va chạm thiên hà với camera CCD 4 Megapixel của Kính viễn vọng Công nghệ Tiên tiến Vatican (VATT) 1,8 mét (Đài thiên văn Quốc tế Mount Graham) ở Arizona.
NGC 2782 nằm cách chòm sao Lynx khoảng 111 triệu năm ánh sáng. Khi hai thiên hà có khối lượng không bằng nhau va chạm vào khoảng 200 triệu năm trước, lực hấp dẫn của chúng đã xé toạc hai đuôi mảnh vỡ với các tính chất rất khác nhau.
Beverly Smith thuộc Đại học Đông Tennessee và các cộng tác viên đã nghiên cứu tính chất quang và khí của hai đuôi này và công bố kết quả của chúng vào năm 1994 và 1999. Nghiên cứu tính chất khí cho các nhà thiên văn học về khí hydro trung tính và khí phân tử - cả hai thành phần quan trọng trong sự hình thành sao. Smith và các cộng tác viên phát hiện ra rằng đuôi phía đông sáng có một số khí hydro trung tính và khí phân tử ở gốc đuôi, và nồng độ quang học kém, nhưng kém khí ở cuối đuôi. Đuôi phương tây mờ nhạt rất giàu khí hydro trung tính, nhưng không có khí phân tử.
Knierman và Knezek đã tìm thấy các cụm sao màu xanh trẻ hơn 100 triệu năm dọc theo cả hai đuôi, cho thấy những ngôi sao đó hình thành bên trong đuôi sau khi vụ va chạm thiên hà bắt đầu.
Ngay lập tức, điều đó rất đáng ngạc nhiên vì đuôi phía tây thiếu khí phân tử, một trong những thành phần quan trọng cho sự hình thành sao.
Các cụm sao được cho là hình thành từ sự sụp đổ của các đám mây khí phân tử khổng lồ. Nếu đây là trường hợp, các nhà thiên văn học sẽ mong đợi nhìn thấy tàn dư của khí phân tử giúp sinh ra các ngôi sao.
Knierman và Knezek dự đoán rằng Smith có thể thấy sự hình thành sao ở đuôi phía đông, nơi có khí phân tử rõ ràng. Nhưng họ đã không mong đợi để thấy sự hình thành sao ở đuôi phía tây, nơi không phát hiện ra khí phân tử. Việc tìm thấy các cụm sao trẻ ở đuôi phía tây sẽ khiến các nhà thiên văn học đặt câu hỏi về mô hình hình thành sao hiện tại của họ, nhóm nghiên cứu Arizona cho biết.
Bạn có cần một mô hình đám mây khí phân tử khổng lồ không? Knierman hỏi. Bạn có cần một mô hình khác - có lẽ là một khối khí phân tử nhỏ hơn có thể đã bị phá hủy hoặc thổi bay khi những ngôi sao trẻ đầy nghị lực này hình thành?
Tìm thấy các cụm sao trẻ bất ngờ ở đuôi phía tây có thể giúp giải thích tại sao các ngôi sao hình thành ở những nơi khác có thể có ít khí phân tử, như các rìa ngoài của thiên hà Milky Way hoặc trong các mảnh vỡ của các vụ va chạm thiên hà khác, Knierman và Knezek lưu ý.
Điều này có ý nghĩa quan trọng trong việc hình thành sao tiến hành khi vũ trụ của chúng ta còn trẻ và các vụ va chạm thiên hà phổ biến hơn nhiều so với ngày nay, theo ông Kn Knerman.
Chỉ gần đây, chúng ta mới nhận thức được tầm quan trọng của việc hợp nhất các thiên hà nhỏ với các hệ thống lớn hơn trong việc tạo ra các thiên hà như Dải Ngân hà của chúng ta, theo ông Knezek.
Nguồn gốc: Bản tin UA
