Khóa luận tốt nghiệp

Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

PHẦN MỞ ĐẦU
1. Lý do chọn đề tài
Ngày xưa, khi chưa có lịch ngày tháng năm, trong q trình sản xuất nơng
nghiệp, chăn ni, nhân dân lao động thời đại cổ đã biết lợi dụng các hiện tượng
thiên văn để xác định thời vụ gieo trồng. Trong sách cổ Trung Quốc có ghi:
“Chi chịm sao Bắc Đẩu chỉ về phía Đơng tức là mùa xn, chi chịm sao Bắc
Đẩu chỉ về phía Nam tức là mùa hạ, chi chịm sao Bắc Đẩu chỉ về phía Tây tức
là mùa thu, chi chịm sao Bắc Đẩu chỉ về phía Bắc tức là mùa đơng”. Ngư dân
và các nhà hàng hải xưa đã biết quan sát các chòm sao trên trời để xác định
phương hướng, quan sát Mặt Trăng để nắm bắt thủy triều lên xuống, ....
Ánh nắng sáng rực, ánh trăng dịu dàng, ánh sao lấp lánh, nhật thực tráng lệ ...
Chúng đều đặt ra cho con người chúng ta rất nhiều những câu hỏi nghi ngờ. Rồi
đến những câu hỏi lớn hơn: Trái Đất mà chúng ta sinh sống như thế nào?. Nó
chiếm vị trí gì trong vũ trụ?. Làm thế nào Mặt Trời có thể phát ra những tia nắng
sáng rực?. Ngoài Trái Đất của chúng ta ra, trên những hành tinh khác có sự sống
hay không?... Một loạt, rất nhiều những câu hỏi từ đời thường cho tới những câu
hỏi khó ln khiến con người ta phải trăn trở. Chính vì vậy ngành Thiên văn học
được ra đời và ngày càng phát triển rất mạnh mẽ.
Thiên văn học là một ngành khoa học cơ bản nghiên cứu, quan sát và giải
thích các sự việc, hiện tượng, vật thể nằm ngoài Trái Đất và bầu khí quyển của nó.
Nó nghiên cứu nguồn gốc, sự tiến hóa, bản chất lý hóa của các thiên thể và các
q trình liên quan đến chúng. Ví dụ như Trái Đất, Mặt Trời, các hành tinh của
Thái Dương Hệ cũng như các ngôi sao khác trong vũ trụ, các vệ tinh quay xung
quanh các hành tinh của các sao này, sự vận hành và phát triển của chúng,...

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

1


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

Vật lý đóng một vai trị quan trọng trong mơn thiên văn học, đặc biệt là
ngành Vật lý thiên văn dùng để giải thích các quá trình xảy ra trong vũ trụ bằng
các định luật Vật lý. Do đó, hầu như tất cả các nhà thiên văn học đều có nền tảng
vững chắc về Vật lý. Tuy nhiên, Thiên văn học cũng là một ngành khoa học khá
bình dân và mang tính chất gần đúng, cho nên số người nghiên cứu nghiệp dư đã
tham gia và đóng góp cũng rất nhiều.
Là một sinh viên Vật lí ở trường Đại Học Sư Phạm chỉ được học về Thiên
văn đại cương thì những kiến thức Thiên văn hiện đại, đặc biệt là những vấn đề
liên quan đến vũ trụ cịn khá mới mẻ và ít ỏi. Tuy nhiên, khơng vì vậy mà tơi
khơng thấy được điểm thú vị của môn học, ngược lại tôi lại càng thấy u thích
mơn học này. Và bởi vì kiến thức được học không nhiều nên tôi càng muốn biết
nhiều hơn những gì mình chưa biết, hiểu nhiều hơn những gì mình chưa hiểu.
Trong mơn Thiên văn học mà tơi được học ở giảng đường, tôi cũng được học tổng
quát về nguồn gốc, đặc điểm, một số dạng vật chất, hiện tượng trong vũ trụ, …,
trong đó “Hố đen”, “vật chất tối, năng lượng tối” là chủ đề được mọi người quan
tâm nhiều trong những năm gần đây. Tuy nhiên sự tị mị của bản thân khơng cho
phép tơi dừng lại, chấp nhận với những kiến thức được truyền đạt. Tôi muốn tìm
hiểu nhiều hơn nữa về vũ trụ của chúng ta, không chỉ về vũ trụ hiện tại mà cả số
phận của vũ trụ trong tương lai trước một số hiện tượng xảy ra trong vũ trụ như:
sự giãn nở của vũ trụ, các vụ va chạm thiên hà, thiên thạch, rác vũ trụ, Hố đen, vật
chất tối, năng lượng tối – những vấn đề đang ngày càng được giới khoa học cũng
như những người u thích thiên văn tìm hiểu, nghiên cứu.
Chính vì vậy, khi được làm khóa luận, tơi chọn ngay đề tài: “Tìm hiểu về

vũ trụ và một số hiện tượng trong vũ trụ” để tìm hiểu nhiều hơn về lịch sử hình
thành và phát triển của vũ trụ, tìm hiểu một số hiện tượng trong vũ trụ, từ đó tìm
hiểu những ảnh hưởng của các hiện tượng đó đến vũ trụ, cụ thể là đến Ngân hà của

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

2


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

chúng ta như thế nào. Và tơi rất mong nhận được sự góp ý của Hội đồng xét duyệt,
của thầy cô và ý kiến của các bạn đọc để khóa luận được hồn thiện hơn.
2. Đối tượng nghiên cứu
Đối tượng nghiên cứu là vũ trụ rộng lớn, vật chất tối, năng lượng tối, Hố
đen và một số hiện tượng xảy ra trong vũ trụ.
3. Nội dung nghiên cứu:
Nội dung nghiên cứu của đề tài là nghiên cứu các vấn đề sau:
+ Tìm hiểu về vũ trụ (các sao và thiên hà).
+ Tìm hiểu về vật chất tối, năng lượng tối.
+ Tìm hiểu về “Hố đen” và những ảnh hưởng của nó đến vũ trụ.
+ Tìm hiểu một số hiện tượng trong vũ trụ và ảnh hưởng của chúng đến
Ngân hà, Trái Đất của chúng ta.
4. Phương pháp nghiên cứu
Tra cứu, đọc và xử lý các thông tin thu được trong sách, báo, Internet và
các tài liệu có liên quan đến đề tài, có sự kết hợp giữa kiến thức thiên văn và vật lí
học hiện đại.
Trao đổi, thảo luận với bạn bè những thông tin thu thập được.

Trao đổi và xin ý kiến của giáo viên hướng dẫn để kiểm tra tính chính xác
của thơng tin thu thập được.
5. Mục đích nghiên cứu
Mục tiêu cơ bản của đề tài là thông qua việc nghiên cứu về cấu trúc vũ trụ,
các thuyết liên quan đến sự hình thành vũ trụ, một số hiện tượng, vật chất xung
quanh vũ trụ, cho ta cái nhìn rộng lớn hơn về vũ trụ trong quá khứ, hiện tại và cả
trong tương lai. Đem lại cho người đọc thái độ thích thú hơn, quan tâm hơn đối
với Thiên văn học. Xa hơn nưa, đề tài có thể làm tài liệu tham khảo cho những ai
yêu thích thiên văn muốn nghiên cứu lĩnh vực này.

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

3


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

6. Kết quả đạt được
* Giới thiệu sơ lược về Vũ trụ và các sao
Giới thiệu sơ lược về vũ trụ, thiên hà.
Giới thiệu về các sao: cấu tạo, vận động, tuổi của các ngôi sao.
* Giới thiệu về vật chất tối, năng lượng tối
Giới thiệu khái niệm và đặc điểm của vật chất tối, năng lượng tối.
Nêu được một số ảnh hưởng của vật chất tối, năng lượng tối trong vũ trụ.
* Tìm hiểu, giới thiệu một số hiện tượng trong vũ trụ
Tìm hiểu về Hố đen:
+Trả lời được câu hỏi: Hố đen là gì?
+Trình bày được cấu tạo và sự hình thành của Hố đen.

+Trình bày các giả thuyết dẫn đến sự hình thành Hố đen.
Nêu và mơ tả hiện tượng vũ trụ giãn nở.
Nêu và mô tả được một số va chạm trong vũ trụ, thiên thạch, rác vũ trụ.
*Trình bày được ảnh hưởng của các hiện tượng trong vũ trụ đến vũ trụ và đến
Ngân hà của chúng ta.
5. Cấu trúc của khóa luận gồm 3 phần chính:
Phần 1: Mở đầu
Phần 2: Phần nội dung
+ Chương I: Cấu trúc vũ trụ và các sao.
+ Chương II: Vật chất tối, năng lượng tối.
+ Chương III: Một số hiện tượng trong vũ trụ.
+ Chương IV: Ngân hà trước một số hiện tượng trong vũ trụ.
Phần 3: Kết luận
+ Tài liệu tham khảo.
+ Mục lục.

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

4


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

PHẦN NỘI DUNG
CHƯƠNG I: CẤU TRÚC VŨ TRỤ VÀ CÁC SAO
[1], [5], [9], [12], [14], [15]

Hình 1.1. Cấu trúc Hệ Mặt Trời.

Như chúng ta đã thấy trên đây về cấu trúc của Hệ Mặt Trời, Trái Đất, nơi
mà con người chúng ta đang sinh sống chỉ là một hành tinh rất nhỏ bé trong Thái
Dương Hệ, và Thái Dương Hệ so với vũ trụ rộng lớn mà nói, thì cũng chỉ là một
thành phần rất nhỏ bé mà thôi. Bởi vậy trong vũ trụ bao la này, con người ta thật là
nhỏ bé, như những hạt cát giữa sa mạc mênh mông hay những phân tử Hiđro trong
lòng Mặt Trời vậy.
Tuy nhiên, con người có hồi bão, khát vọng mà khơng có bất kì sinh vật
nào có thể sánh bằng. Con người ln khơng ngừng nghiên cứu, khám phá vũ trụ
để có thể phục vụ cho cuộc sống của chính mình. Từ thuở sơ khai con người đã
biết nhìn xa vào vũ trụ rộng lớn. Từ việc tưởng tượng ra những vị thần đang ngự

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

5


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

trị và cai quản vũ trụ, con người ta dần khám phá ra được thực chất của các ngôi
sao lấp lánh hay Mặt Trời đỏ rực chỉ là những khối cầu quay. Từ việc cho rằng
Mặt Trời quay quanh Trái Đất cho đến việc biết được rằng Trái Đất cũng như các
hành tinh khác trong Thái Dương Hệ, cũng quay quanh Mặt Trời với một quỹ đạo
hình Elip là cả quá trình nghiên cứu dài hơn 1000 năm. Quá trình nghiên cứu về
vũ trụ của con người là một quá trình cần mẫn, lâu dài, tỉ mỉ, để rồi dần dần, từ từ,
con người ta có thể nhìn xa hơn, sâu hơn vào vũ trụ tưởng như là vơ biên này, dự
đốn cho tương lai của vũ trụ, của sự sống con người. Và vũ trụ rộng lớn của
chúng ta, vũ trụ mà khi con người xuất hiện đã có nó, con người khơng được
chứng kiến sự hình thành của vũ trụ nhưng lại luôn muốn nghiên cứu về vũ trụ. Để

làm được những điều này con người ta đã và đang nhìn về quá khứ, nhìn về thời
điểm khi mà vũ trụ bắt đầu hình thành. Đã có rất nhiều những giả thuyết về sự
hình thành của vũ trụ, các thuyết có thể là đối lập nhau, hoặc nối tiếp nhau để
dựng lại q trình hình thành vũ trụ. Cái gì cũng có cơ sở để tồn tại và phát triển.
Vũ trụ to lớn của chúng ta càng phải vậy, cơ sở của vũ trụ là các thuyết (đã được
công nhận).
Trong giới hạn của đề tài này tơi chỉ xin trình bày sơ lược về vũ trụ và các
thuyết của nó, tìm hiểu một số hiện tượng xảy ra trong vũ trụ và ảnh hưởng của
các hiện tượng đó đến Ngân hà, đến cuộc sống của con người sau này như thế nào.
1.1. Sơ lược về vũ trụ
1.1.1. Một số thuyết về vũ trụ
1.1.1.1. Thuyết tương đối rộng – thuyết tương đối tổng quát
Cơ học Newton cho rằng các hiện tượng cơ học chỉ liên quan đến
các lực cơ bản đều xảy ra như nhau trong mọi hệ quy chiếu qn tính, nhưng
khơng nói rõ các hiện tượng khác trong nhiệt động lực học, điện từ học, ... có xảy
ra như nhau trong mọi hệ quy chiếu qn tính hay khơng. Điện từ học chỉ ra rằng

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

6


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

tương tác từ xảy ra chủ yếu là do chuyển động của các hạt mang điện. Như vậy có
thể trong các hệ quy chiếu quán tính khác nhau các hiện tượng điện từ sẽ xảy ra
khác nhau. Nhiều thí nghiệm được thực hiện với các hệ quy chiếu quán tính khác
nhau với mục đích tìm ra một hệ quy chiếu qn tính mà ở đó tốc độ ánh sáng

khác hẳn với tốc độ ánh sáng trong các hệ quy chiếu quán tính khác. Nhưng những
thí nghiệm đó khơng đạt được kết quả.
Năm 1905 Einstein

phát

biểu

ngun lý tương đối về sự bình đẳng của
các hệ quy chiếu quán tính với hai tiên đề.
* Tiên đề đầu tiên: “Mọi hiện
tượng vật lý (cơ học, nhiệt động lực
học, điện từ học...) đều xảy ra như nhau
trong các hệ quy chiếu qn tính”.

Hình 1.2. Albert Einstein (1879 - 1955)

Tiên đề này chỉ ra rằng các phương trình mơ tả các hiện tượng tự nhiên
đều có cùng dạng như nhau trong các hệ quy chiếu qn tính. Nó cũng phủ định sự
tồn tại của một hệ quy chiếu quán tính đặc biệt, như một hệ quy chiếu đứng yên
thật sự. Nói cách khác mọi hệ quy chiếu qn tính là hoàn toàn tương đương nhau.
Từ tiên đề này các nhà khoa học khẳng định không thể tồn tại một môi trường
ête truyền sóng điện từ (ánh sáng) với một vận tốc khác biệt các hệ quy chiếu
khác.
*Tiên đề thứ hai, theo phát biểu ban đầu của Einstein: “Tốc độ ánh sáng
trong chân không là một đại lượng không đổi trong tất cả các hệ quy chiếu quán
tính”.
Thực tế giả thuyết này có thể suy trực tiếp từ tiên đề đầu tiên. Mọi
phương trình vật lý khơng thay đổi khi đi từ hệ quy chiếu quán tính này sang hệ

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

7


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

quy chiếu qn tính khác, nghĩa là các phương trình Maxwell cũng bất biến, và
một kết quả của nó là tiên đốn về tốc độ ánh sáng cũng phải bất biến. Do đó giả
thuyết này không thể là tiên đề, chỉ là hệ quả của tiên đề tổng quát đầu tiên, nếu
xem lý thuyết điện từ Maxwell là đúng.
Năm 1916 nhà vật lý người Đức - Albert Einstein - công bố thuyết
tương đối rộng (thuyết tương đối tổng quát) và hiện tại được xem là lý thuyết miêu
tả hấp dẫn thành công của vật lý hiện đại. Thuyết tương đối tổng quát thống nhất
thuyết tương đối hẹp và định luật vạn vật hấp dẫn của Newton, đồng thời nó miêu
tả lực hấp dẫn (trường hấp dẫn) như là một tính chất hình học của không
gian và thời gian.
Đặc biệt, độ cong của không thời gian có liên hệ chặt chẽ trực tiếp
với năng lượng và động lượng của vật chất và bức xạ. Liên hệ này được xác định
bằng phương trình trường Einstein, một hệ phương trình đạo hàm riêng phi tuyến.

μυ

Trong đó:

+Λ

μυ

8π
c4

μυ

(Phương trình trường Einstein)

: tenxơ Einstein;
: tenxơ độ cong Ricci
R: độ cong vô hướng (vô hướng Ricci)
: tenxơ metric
Λ: hằng số vũ trụ học
G: hằng số hấp dẫn (giống như hằng số hấp dẫn trong định luật hấp

dẫn của Newton)
c: tốc độ của ánh sáng trong chân không
: tenxơ ứng suất-năng lượng.

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

8


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

Hình 1.3. Ánh sáng bị bẻ cong (phát ra từ nguồn điểm màu xanh) gần vật thể nén
đặc (có màu xám).

Nhiều tiên đốn và hệ quả của thuyết tương đối rộng khác biệt hẳn so
với kết quả của vật lý cổ điển, đặc biệt khi đề cập đến sự trôi đi của thời gian, hình
học của khơng gian, chuyển động của vật thể khi rơi tự do và sự lan truyền
của ánh sáng. Những sự khác biệt như vậy bao gồm sự giãn thời gian do hấp
dẫn, thấu kính hấp dẫn, dịch chuyển đỏ do hấp dẫn của ánh sáng, và sự trễ thời
gian do hấp dẫn. Cho tới nay mọi quan sát và thí nghiệm đều xác nhận các hiệu
ứng này. Mặc dù có một số lý thuyết khác về lực hấp dẫn cũng được nêu ra, nhưng
lý thuyết tương đối tổng quát là một lý thuyết đơn giản nhất phù hợp các dữ liệu
thực nghiệm.
*Thấu kính hấp dẫn: Thấu kính hấp dẫn là vật thể mà bằng trường hấp
dẫn của mình làm cong các tia sáng đi gần hoặc xuyên qua chúng. Bởi vậy nên
hình ảnh của một nguồn ở xa (sao, thiên hà, …) bị biến dạng hoặc thậm chí xuất

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

9


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

hiện dưới dạng một số hình ảnh riêng lẻ. Và chỉ có các thiên thể có khối lượng lớn
như những ngơi sao hoặc các thiên hà mới có khả năng tạo ra hiệu ứng đáng kể.
Quasar
Image A
Galaxy
Chandra

Real Quasar

Quasar
Image B
B

A

View from Chandra

Hình 1.4. Sơ đồ hiện tượng thấu kính hấp dẫn.
Các tia sáng bị cong đi là do mỗi photon ánh sáng, có thể được xem như
một hạt có khối lượng. Do vậy, khi ở gần một vật thể hấp dẫn, quỹ đạo của photon
phải lệch khỏi đường thẳng. Năm 1919, nhà Vật lý thiên văn Anh, Arthur Stanley
Eddington là người đầu tiên khám phá ra hiệu ứng này trong thời gian quan sát
hiện tượng nhật thực tồn phần tại đảo Principe (Nam Phi), ơng quan sát thấy
được các ngôi sao xa Mặt Trời hơn là khi ánh sáng của chúng chiếu theo một
đường thẳng. Góc mà các photon bị lệch đi trong trường hấp dẫn của Mặt Trời phù
hợp hoàn toàn với những tiên đốn của thuyết tương đối Einstein.
Lý thuyết của Einstein có nhiều ứng dụng quan trọng trong vật lý thiên văn.
Nó chỉ ra trực tiếp sự tồn tại của lỗ đen – những vùng của khơng-thời gian trong
đó khơng gian và thời gian bị bóp méo đến mức ngay cả ánh sáng cũng khơng thể
thốt ra được – trạng thái cuối cùng của các ngơi sao khối lượng lớn. Có rất nhiều
nguồn bức xạ mạnh phát ra từ các thiên thể mà các nhà thiên văn cho là lỗ đen, ví
dụ, các hệ sao đôi tia X và nhân các thiên hà hoạt động thể hiện sự có mặt của

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

10


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

tương ứng lỗ đen khối lượng sao và lỗ đen có khối lượng khổng lồ. Sự lệch của tia
sáng do trường hấp dẫn làm xuất hiện hiệu ứng thấu kính hấp dẫn, trong đó nhiều
hình ảnh của cùng một thiên hà hiện lên qua ảnh chụp. Thuyết tương đối tổng quát
tiên đoán sự tồn tại của sóng hấp dẫn, mà đã được xác nhận một cách gián tiếp; và
hiện nay đang có nhiều dự án với mục đích đo được trực tiếp sóng hấp dẫn
như LIGO và Ăngten không gian giao thoa kế laser LISA của NASA/ESA cũng
như nỗ lực phát hiện sự biến đổi nhỏ trong tín hiệu thu được từ các pulsar bằng
nhiều kính thiên văn vơ tuyến. Hơn nữa, thuyết tương đối rộng cịn là cơ sở cho
các mơ hình vũ trụ học hiện tại về sự đang giãn nở không ngừng của vũ trụ.
1.1.1.2. Thuyết BIGBANG [5], [8]
Trong nhiều thế kỉ, con người đã quan sát những vì sao và tự hỏi rằng
vũ trụ được tạo ra như thế nào, hiện tại và tương lai của nó ra sao. Câu hỏi này đã
trở thành một đề tài tranh luận dường như là bất tận. Từ tôn giáo đến khoa học,
vấn đề này đã đồng hành cùng con người trong suốt lịch sử nhân loại. Rất nhiều
nhà khoa học vĩ đại cũng đã bị cuốn vào nó, có thể kể ra rất nhiều cái tên như
Edwin Hubble, Albert Einstein hay Stephen Hawking, ... Và một trong những mơ
hình được chấp nhận rộng rãi nhất chính là học thuyết Big Bang.
Ở những khoảnh khắc sơ khai khi vũ trụ hình thành, khoảng khơng đó,
bao gồm tất cả những vật chất và năng lượng của vũ trụ được nén vào một điểm
duy nhất – một điểm có khối lượng và mật độ lên đến ngưỡng vô cùng - và các
nhà vũ trụ học gọi nó là điểm Singularity, rồi sau đó, BANG, vật chất được bắn đi
khắp nơi - và kết quả là vũ trụ được sinh ra.
Vậy câu hỏi đặt ra là, vũ trụ sẽ như thế nào vào thời điểm bắt đầu xảy ra
Big Bang. Vật chất rất dày đặc và rất nóng, nhưng sau đó, do sự giãn nở rất nhanh,
nên mật độ và nhiệt độ dần dần hạ xuống. Cùng với sự giãn nở này, vật chất bắt

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

11


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

đầu hình thành, các bức xạ mất dần năng lượng. Và chỉ trong một vài giây, vũ trụ
được hình thành, trải dài đến vơ tận chỉ từ một điểm đen duy nhất.
George Gamow cùng các đồng sự đã nghiên cứu và cho rằng các phản
ứng hạt nhân trong giai đoạn sớm của vũ trụ, tức ở trạng thái vừa mới xảy ra vụ nổ
chưa được một giây đồng hồ thì tất cả vật chất đều là proton, nơtron, và electron
xuất hiện trong một đại dương bức xạ năng lượng cao. Tại một nhiệt độ nhất định
các proton và nơtron kết hợp với nhau để tạo thành các hạt nhân của nguyên tố
hiđro và heli, liti. [1]
Vũ trụ được sinh ra từ vụ nổ như sau:

.
Hình 1.5. BigBang (minh họa).
Theo thuyết Vụ Nổ Lớn (BigBang), vũ trụ bắt nguồn từ một trạng
thái vô cùng đặc và vơ cùng nóng (điểm dưới cùng). Từ đó, khơng gian đã mở
rộng cùng với thời gian và làm cho các thiên hà di chuyển xa nhau hơn.

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

12


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

Hình 1.6. Các giai đoạn phát triển của vũ trụ từ BigBang.
+ t = 0s : Vũ trụ ra đời bằng Big Bang, mật độ vật chất và nhiệt độ bằng
vô hạn, tại điểm này các định luật vật lý đã biết và thuyết tương đối rộng không áp
dụng được.
+ t = 10-43s : Thời điểm này gọi điểm Planck, vũ trụ vô cùng nhỏ bé,
kích thước vũ trụ là khoảng 10-35m, nhiệt độ ước tính của vũ trụ lúc này khoảng
1032K và khối lượng riêng là 1091kg/cm3, gọi là các trị số Planck. Từ thời điểm này
vũ trụ bắt đầu giãn nở.
+ t = 10-34s: Giai đoạn lạm phát vũ trụ xảy ra. Kích thước vũ trụ tăng
nhanh chóng, tăng thêm 1050 lần so với thời điểm Planck, nhiệt độ ước tính của vũ
trụ khoảng 1027K.
+ t = 10-3s: Vũ trụ đầy các hạt tạo thành vật chất, quark và lepton hình
thành cùng với các phản hạt của chúng, nhiều cặp phản hạt gặp nhau, tự hủy, giải

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

13


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

phóng năng lượng dưới dạng photon. Các lepton chiếm ưu thế trong vũ trụ và ở
trạng thái cân bằng với các photon, nhiệt độ ước tính của vũ trụ khoảng 1012K.
+ t = 1s: Vũ trụ tràn ngập bởi các hạt lepton, boson, nuclon và meson,
nhiệt độ vũ trụ giảm còn 1010 K.

+ t = 3 phút: Các nơtron và proton khơng cịn đủ năng lượng phá vỡ liên
kết giữa chúng để thoát khỏi hạt nhân nữa, các hạt nhân H và He hình thành liên
tiếp và chiếm ưu thế trong vũ trụ, T = 109K.
+ t = 300000 năm: Vật chất và bức xạ thôi liên kết, các electron kết hợp
với hạt nhân tạo thành nguyên tử, vật chất bắt đầu được định hình như ngày nay,
bức xạ tồn tại một cách độc lập và nguội dần tới nhiệt độ hiện nay ≈ 2,73 K,
T=3000K.
+ t = 1 tỉ năm: Các thiên hà đầu tiên ra đời cùng các ngôi sao.
+ t = 15 tỉ năm: Hiện nay, nhiệt độ T ≈ 3K.
Đinh luật giãn nở vũ trụ của Hubble đã bước đầu chứng minh sự đúng
đắn của lý thuyết BigBang.
Bức xạ phông viba vũ trụ được phát hiện (1995) là chứng cớ rõ ràng
nữa về sự đúng đắn của lý thuyết Big Bang. Bức xạ phông vi ba tràn ngập vũ trụ
hiện nay là bức xạ cịn sót lại (đã nguội đi tới nhiệt độ 2,7 K do sự nở của vũ trụ)
khi nó tách rời khỏi vật chất ở thời điểm khoảng 300.000 năm kể từ quả cầu lửa
nguyên thủy và nhiệt độ vũ trụ lúc ấy đã hạ xuống còn khoảng 3000 K, ở nhiệt độ
này các electron và hạt nhân hiđro bắt đầu liên kết lại thành nguyên tử trung hịa
("tái hợp", do đó khơng tương tác với photon nữa). Bức xạ phơng vi ba vũ trụ do
đó mang hình ảnh của vũ trụ khi nó đã 300.000 năm tuổi mà chúng ta đã "đào
được" (bức xạ hóa thạch) và là chứng cứ lâu đời nhất về vũ trụ còn giữ được đến
ngày nay.

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

14


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

Hình 1.7. Bản đồ bức xạ phơng viba vũ Hình 1.8. Bản đồ bức xạ phông viba vũ
trụ từ các kết quả đo của vệ tinh COBE trụ từ các kết quả đo của vệ tinh WMAP
cơng bố năm 1992. Những vùng có màu công bố năm 2003, độ phân giải đạt
xanh nguội hơn và những vùng có màu được cao hơn nhiều so với các kết quả
hồng nóng hơn so với nhiệt độ trung từ vệ tinh COBE.
bình.
Những điểm nguội là những phần của vũ trụ sớm có mật độ cao hơn trung

Cường độ

bình và là những cái "mầm" từ đó mọc lên các cụm thiên hà.

(Tần số)

Hình 1.9. Phổ của bức xạ phông viba vũ trụ theo các kết quả đo của COBE có
dạng chính xác là đường cong Planck ở nhiệt độ 2,726 K.
Thành công của lý thuyết tổng hợp nguyên tố nguyên thủy là một cái trụ
lớn nữa về sự đúng đắn của lý thuyết Big Bang. Với ba cái trụ đã xây dựng được,

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

15


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

lý thuyết Big Bang đã được xem là Mơ hình chuẩn của vũ trụ học. Mơ hình này

đã được mở rộng cho vũ trụ rất sớm dựa trên các thành tựu mới nhất của vật lý hạt;
những hạn chế cịn lại của nó được xem là có thể giải quyết được với lý thuyết vũ trụ
lạm phát.
* Những hạn chế của lý thuyết Big Bang. Giải pháp: Vũ trụ lạm phát
Mơ hình Big Bang như đã trình bày có một số hạn chế:
- Tính trơn tru quy mô lớn: Tại sao không gian lại đồng nhất và đẳng
hướng?.
- Tính khơng đồng nhất quy mơ nhỏ: Nguồn gốc của các thăng giáng
mật độ nguyên thủy ?
- Tính phẳng khơng gian của vũ trụ?
- Bản chất của hằng số vũ trụ học Λ?
Năm 1981, A. H. Guth đưa ra lý thuyết lạm phát. Theo lý thuyết lạm
phát thì vũ trụ từ rất sớm (tuổi chưa hơn 10-35s) đã trải qua một thời kì nở khổng lồ
cực nhanh (hàm mũ) với bán kính tăng khoảng 1043 lần trong thời gian khoảng
10-34s, vượt quá cả vũ trụ quan sát được ("lạm phát" vũ trụ). Điều này có nghĩa, ở
đầu pha lạm phát, ở 10-35s đầu tiên, vũ trụ vô cùng nhỏ, và tất cả các vùng của vũ
trụ có thể dễ dàng trao đổi với nhau và điều phối tính chất của chúng để trở nên
cực kì giống nhau (bán kính mặt cầu chân trời lúc này là 3.10-25cm, bằng kích
thước vũ trụ). Ở cuối pha lạm phát, tại t = 10-32s, vũ trụ phồng lên 1050 lần để đạt
đến kích thước 1026cm, lớn hơn kích thước của một siêu đám thiên hà. Sau thời kỳ
lạm phát, vũ trụ tiếp tục nở theo mơ hình Big Bang đã nói. Nhờ sự nở cực nhanh
lúc đầu mà vũ trụ đã có tính trơn tru ngày nay. Đó là vì mọi phần của vũ trụ đã có
lúc nằm sát nhau và chúng đã đạt tới cùng một mật độ và nhiệt độ (Khơng có lạm
phát thì các photon ở các phía quanh ta khơng thể có liên quan với nhau vì khoảng
cách giữa chúng lớn hơn khoảng cách từ chúng đến ta mà bây giờ chúng mới vượt

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

16

Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

qua). Sự nở cực nhanh lúc đầu cũng đã dẫn đến tính phẳng của vũ trụ vì sự nở như
vậy sẽ đẩy phần lớn vũ trụ ra ngồi tầm mắt, phần nhỏ cịn lại sẽ có dạng phẳng
giống như ta đứng trên mặt đất thấy Trái Đất phẳng, giống như nhân loại trong
một thời gian dài đã nghĩ mình sống trên một mặt đất phẳng vậy. Cho tới khi triết
gia, nhà vật lý người Hy Lạp, Ératosthène (276 – 194 Tr.CN) chứng tỏ rằng không
phải thế. Bằng cách nhân các chiều của vũ trụ với một thừa số lớn 10 50 (hoặc hơn),
sự lạm phát đã trao cho nó một hình học phẳng, bất kể độ cong ban đầu của nó là
như thế nào.
1.1.2. Thiên hà
Thiên hà là một tập hợp từ khoảng 10 triệu (107) đến nghìn tỉ (1012) các
ngơi sao và tinh vân khác nhau xen lẫn bụi, khí và có thể cả các vật chất tối xoay
chung quay một khối tâm. Đường kính trung bình của thiên hà là từ 1.500 đến
300.000 năm ánh sáng. Ở dạng đĩa dẹt, thiên hà có các hình dạng khác nhau như
thiên hà xoắn ốc hay thiên hà bầu dục. Khu vực gần tâm của thiên hà có kích
thước ước chừng 1.000 năm ánh sáng, và có mật độ sao cao nhất cũng như kích
thước các sao lớn nhất.

Hình 1.10. Hình ảnh các loại thiên hà.

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

17


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

Các thiên hà được phân chia thành một số loại như sau dựa vào hình dáng
quan sát được của chúng:
a).Thiên hà xoắn ốc (Spiral Galaxy):
Loại thiên hà này chiếm khoảng
60% trong tổng số các thiên hà đã quan
sát được, kí hiệu là S. Thiên hà có hình
dạng dẹt như cái đĩa, có những cánh tay
xoắn ốc, chứa nhiều khí. Cấu tạo của
loại thiên hà này là gồm một khối đặc
có mật độ lớn các sao ở giữa. Phần này
có độ dày khá lớn, các sao chủ yếu là
các sao già. Phần ngoài của trung tâm
này là phần đĩa gồm các cánh tay xịe

Hình 1.11. Thiên hà chong chóng
( Messier 101 hay NGC 5457).

ra, xung quanh chủ yếu là các sao trẻ mới hình thành và các đám khí, bụi.
- Thiên hà xoắn ốc gãy
khúc (barred spiral galaxy - cịn gọi
là thiên hà xoắn có thanh ngang): kí
hiệu SB, có một trục thẳng kéo dài
từ tâm ra trước khi xoắn ốc theo 3
sạng SBa, SBb, SBc tuỳ theo độ mở
rộng của nhánh và kích thước nhỏ
dần của bầu.

Hình 1.12. Thiên hà xoắn ốc có thành UGC
12158.

b). Thiên hà elip (elliptical galaxy)
Loại thiên hà này chiếm khoảng 15% trong số các thiên hà đã quan sát
được, kí hiệu là E. Đây là loại thiên hà sáng nhất trong vũ trụ. Chúng gồm chủ yếu

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL

18


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

là các sao già nên có màu hơi đỏ, chứa rất ít khí và gần như khơng có bụi. Thiên
hà Tiên nữ - Andromeda - M31, thiên hà sáng nhất bầu trời của chúng ta cũng là
một thiên hà Elip.

Hình 1.13. Thiên hà Andromède.
c). Thiên hà thấu kính (lenticular galaxy)
Loại

thiên

hà

này

chiếm

khoảng 20% trong số các thiên hà đã
quan sát được, kí hiệu SO. Đây là loại
thiên hà trung gian giữa thiên hà elip
và thiên hà xoắn ốc. Chúng gồm nhiều
sao già. Loại thiên hà này có bầu trung
tâm, đĩa gồm các sao phía ngồi,
quầng nhưng khơng có các tay xoắn
và khơng có khí giữa các sao.

Hình 1.14. Thiên hà thấu kính SO - NGC
3115 .

Ngồi ra cịn có các thiên hà như: Thiên hà khơng định hình (irregular
galaxy); Thiên hà lùn (kí hiệu d), đặc điểm của loại thiên hà này là kích thước rất
nhỏ và mật độ cũng tương đối nhỏ so với các thiên hà khác, về hình dáng, chúng
cũng có hình elip, cầu, khơng định hình.

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt

19


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

1.2. Các sao
Sao (star) - hay còn gọi là hằng tinh - là tất cả các thiên thể có khả năng tự

phát ra ánh sáng của mình. Tất cả chúng đều là những khối cầu khí khổng lồ có
khối lượng lớn hơn Trái Đất từ hàng chục đến hàng trăm ngàn lần hay thậm chí là
lớn hơn nhiều nữa và chỉ có nhờ một khối lượng lớn như thế mới giúp chúng tự
tạo ra ánh sáng của bản thân mình.
Một thiên thể để có thể tự phát ra ánh sáng của mình cần có khối lượng tối
thiểu là lớn gấp 80 lần khối lượng của Mộc tinh (Jupiter), tức là khoảng 8% khối
lượng của Mặt Trời, các sao có khối lượng nhỏ hơn giới hạn này một chút được
xem là giai đoạn trung gian giữa sao và hành tinh, chúng là các sao lùn nâu hoặc
lùn đen.
1.2.1. Cấu tạo chung của một ngôi sao
Các ngơi sao thường có thành phần trung bình là 70% hydro, 28% heli,
1.5% cacbon, nitơ, oxi... và khoảng 0.5% sắt và các kim loại.
Nhiệt độ và áp suất
tăng dần khi đi sâu
vào tâm ngôi sao.

Nhiệt độ, ánh sáng,
năng lượng bức xạ
ra ngoài.

Nơi xảy ra phản ứng
nhiệt hạch.

Nhiệt độ bề mặt của 1 ngơi sao thường trong khoảng 3000K đến 50000K
cịn nhiệt độ ở tâm là khoảng vài triệu cho đến vài chục triệu K. Thậm chí có thể
lên tới 100 triệu K đối với các sao khổng lồ đỏ và vài tỉ K với các sao siêu khổng

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt

20

Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

lồ đỏ. Một sao bắt đầu từ một đám mây co sụp lại của các vật chất với thành phần
cơ bản là hydro, cùng với heli và một ít các nguyên tố nặng hơn. Một khi nhân của
sao đủ đặc, một số hạt nhân hydro ngay lập tức biến đổi thành heli thông qua q
trình tổng hợp hạt nhân. Phần cịn lại của lớp bên trong ngơi sao mang năng lượng
từ lõi ra ngồi thơng qua q trình kết hợp giữa bức xạ và đối lưu. Áp suất bên
trong ngôi sao ngăn không cho ngôi sao tiếp tục bị co lại dưới ảnh hưởng của
chính lực hấp dẫn của nó.
Phần bên trong của một ngôi sao ổn định tuân theo trạng thái cân bằng thuỷ
tĩnh: các lực tác động vào một thể tích nhỏ bất kì được cân bằng chính xác với
nhau. Những lực cân bằng bao gồm lực hấp dẫn hướng vào trong và lực hướng ra
ngoài là gradient áp suất bên trong ngôi sao. Gradient áp suất được thiết lập nên
bởi gradient nhiệt độ của plasma; phần bên ngồi của sao thì lạnh hơn phần bên
trong lõi. Nhiệt độ tại lõi của một sao ở dải chính hoặc sao khổng lồ là ít nhất vào
khoảng vài chục triệu K. Hệ quả là nhiệt độ và áp suất tại lõi đốt cháy hydro của
sao ở dải chính là đủ cho phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra và đủ để tạo ra năng
lượng chống lại sự suy sụp của ngôi sao.
Khi hạt nhân nguyên tử được tổng hợp tại lõi, chúng phát ra năng lượng
dưới dạng các tia gamma. Những photon này tương tác với plasma xung quanh,
làm tăng thêm nhiệt năng tại lõi. Các ngơi sao ở dải chính biến đổi hydro thành
heli qua phản ứng tổng hợp, tạo ra tỉ lệ tăng ổn định, chậm chạp của heli tại lõi.
Thậm chí cho đến khi nguyên tố heli chiếm đa số và sự sinh năng lượng bị ngừng
hẳn tại lõi. Đối với các ngôi sao nặng hơn 0,4 lần khối lượng Mặt Trời, sự tổng
hợp diễn ra chậm dần.
Ngoài cân bằng thủy tĩnh, phần bên trong của một ngôi sao ổn định cũng

duy trì sự cân bằng năng lượng về nhiệt lượng. Có một gradient nhiệt độ xuyên

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt

21


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

tâm trên tồn bộ phần bên trong sao tạo ra một thông lượng năng lượng theo đó
hướng ra bên ngồi.
Để xác định một ngơi sao, người ta xét đến nhiều yếu tố như khoảng cách,
độ trưng (công suất phát xạ), nhiệt độ bề mặt, vị trí trên thiên cầu (thiên cầu là một
mặt cầu có bán kính khơng xác định trên đó là nền trời sao mà tâm của nó là Trái
Đất), độ sáng, quang phổ...
1.2.2. Một số vấn đề xung quanh một ngôi sao
1.2.2.1. Q trình tiến hóa của các ngơi sao
Vịng đời của một ngôi sao chỉ phụ thuộc vào khối lượng của nó. Mà khối
lượng thì chỉ có được sau khi ngơi sao đã hình thành. Do đó về cơ bản, các ngơi
sao có q trình hình thành khá giống nhau dù có những sao có hành tinh, có sao
khơng, có sao lại có các bạn đồng hành tạo thành sao kép, sao chùm trong khi có
những sao chỉ đứng cơ độc như Mặt Trời của chúng ta. Chỉ sau khi giai đoạn hình
thành hồn tất, các ngơi sao mới thể hiện các tính chất đặc trưng của mình, tương
ứng với từng loại sao có khối lượng và thành phần quang phổ khác nhau trên
Hình 1.15. Biểu đồ Hertzsprung – Russell sau đây:

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt

22


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

Hình 1.16. Q trình hình thành một ngơi sao có khối lượng nhỏ (Greene, 2001).
Chú thích: Dark cloud: đám mây tối, đám mây phân tử. Dense core: lõi đặc.
Gravitational collapse: Co rút trọng trường. Protostar: tiền sao. Bipolar outflow:
hai luồng khí vng góc. Envelope: Vỏ bọc. Disk hay Protoplanetary disk: đĩa tiền
hành tinh. T-Taur. Central star: Ngôi sao trung tâm. Planetary system: Hệ hành
tinh.
*Dưới đây là vài nét về các giai đoạn chính của vịng đời một ngơi sao:
1. Sao hình thành từ các đám mây khí, bụi (tinh vân - nebula hay tinh vân
hành tinh - planetary nebula). Dưới tác dụng của hấp dẫn, chúng co dần lại vào
một tâm chung. Các phân tử khí tăng dần vận tốc, cọ xát làm khối khí nóng lên
(tiền sao - protostar). Thời kì này kéo dài từ vài trăm ngàn đến 50 triệu năm.
2. Khi nhiệt độ ở tâm khối khí đủ lớn và lực nén vào tâm tạo ra áp suất đủ
lớn (hàng chục triệu độ và atm), các hạt nhân hidro kết hợp với nhau tạo ra hạt

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt

23


Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

nhân của các hydro nặng (deutri và triti), các phản ứng giữa các hạt nhân hiđro
nặng này tiếp tục xảy ra tạo ra hạt nhân Heli (phản ứng nhiệt hạch). Phản ứng này
giải phóng năng lượng dưới dạng các tia gamma làm cho khối khí phát sáng. Áp
suất do năng lượng giải phóng ra cân bằng với lực hấp dẫn làm ngừng quá trình tự
co lại của khối khí. Cuộc đời của một ngơi sao bắt đầu.
3. Tùy theo khối lượng sao, các sao càng nặng càng cần nhiều năng lượng
để chống lại hấp dẫn nên các phản ứng hạt nhân diễn ra mạnh mẽ hơn và kết quả
là nhiên liệu nhanh bị đốt cháy hết. Do đó tuổi thọ của sao càng nặng thì càng
ngắn ngủi. Các sao như Mặt Trời có tuổi thọ khoảng 10 tỉ năm. Các sao siêu
khổng lồ chỉ thọ vài triệu năm, các sao khổng lồ 10-15 triệu năm còn các sao lùn
đỏ là 20 triệu năm.
4. Sau khi hết nhiên liệu. Ngôi sao không thể tiếp tục chống lại hấp dẫn bản
thân. Phần trong co lại về phía lõi cịn vỏ ngồi phồng to và phát ra ánh sáng đỏ.
Ngôi sao trở thành sao khổng lồ đỏ trong khoảng 100 triệu năm (với sao cỡ Mặt
Trời) hoặc sao siêu khổng lồ đỏ trong vài triệu năm. Lõi trong co lại và tiếp tục
nóng lên. Đây là lúc phản ứng xảy ra kết hợp hạt nhân Heli thành hạt nhân
Cacbon. Khi áp suất giải phóng ra cân bằng với hấp dẫn, lõi ngôi sao ngừng co lại.
5. Đối với các sao nhỏ cỡ Mặt Trời, sau quá trình trên, lõi sao có thể thành
sao lùn trắng cịn lớp ngồi phóng ra tạo thành tinh vân hành tinh (planetary
Nebula). Với các sao có khối lượng lớn, nhiệt độ ở lõi sẽ tăng đủ lớn để xảy ra các
quá trình tổng hợp hạt nhân tạo ra các nguyên tố nặng như C, O, Mg, Al, P, S, ...,
Fe. Ngôi sao có lõi sắt trong cùng và các nguyên tố nhẹ dần ra phía ngồi.
6. Giai đoạn kết thúc: khi nhiên liệu hồn tồn cạn kiệt, ngơi sao bước vào
thời kì suy sập do hấp dẫn. Có 3 trường hợp:
- Các sao có khối lượng < 1,4 lần khối lượng Mặt Trời co lại thành sao
lùn trắng và cuối cùng là một sao lùn đen mất hút trong vũ trụ.

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt

24

Khóa luận tốt nghiệp

GVHD: Th.s Trương Thành

- Các sao khối lượng 1,4 – 4 lần khối lượng Mặt Trời co lại mạnh hơn,
vượt qua kích thước sao lùn trắng xuống mức đường kính 20km gây ra một vụ nổ
sao siêu mới (supernova). Cuối cùng, khi lực đẩy tĩnh điện giữa các neutron và
proton chống lại được lực hấp dẫn, sao ngừng co và trở thành sao neutron.
- Các sao có khối lượng lớn hơn Mặt Trời 4-5 lần co lại hết sức mạnh
mẽ, cũng tạo ra một vụ nổ sao siêu mới. Tuy nhiên do khối lượng lớn, hấp dẫn lớn
đến mức làm triệt tiêu lực đẩy giữa các neutron, tạo thành lỗ đen.

Hình 1.17. Biểu đồ thể hiện quá trình tiến hóa của sao.
Chú thích: Stellar nebulae: Đám tinh vân; giant: kềnh; red giant :kềnh đỏ; White
dwarf:sao chắt trắng,sao lùn trắng; Average star: sao trung bình; Planetary
nebular:Tinh vân sau vụ nổ(Tinh vân hành tinh); Massive star:Sao lớn.

SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt

25