Kính thiên văn James Webb – “người quan sát bầu trời” sau Hubble potx

Kính thiên văn James Webb –
“người quan sát bầu trời” sau
Hubble
Kính thiên văn không gian Hubble lên quỹ đạo vào năm 1990 và dự
kiến sẽ kết thúc công việc của mình vào khoảng 2020, sau 30 năm hoạt động.
Mang tên nhà thiên văn EdwinHubble (1889-1953)-nhàkhoa học đã tạo ra
cuộc cách mạngtrong thiên văn và trong tư tưởng khoahọc của nhân loại khi tìm
ra bằngchứng về một vũ trụ giãn nở, chiếc kínhthiên vănnày đã khôngphụ lòng
của nhữngngười mong đợi.Trong suốt chặngđườngđã quacủa mình, kính thiên
văn Hubble(naygọi tắtlà Hubble) đã thực hiện các khám pháquan trọng trong hệ
mặttrời (quansátsự vachạm giữ sao chổi Shomaker-Levyva chạmvào khí quyển
của Sao Mộc),các ngôi sao và môi trường liênsao (vòng đời củabụi, khí, sao),các
vụ nổ siêu tân tinh(siêu tân tinh1987A),lỗ đen, thiên hà, vũ trụ giãn nở và các vụ
nổ vũ trụ. Thách thức đặt ra chocác nhà thiên văn và kỹ sư là phải tạo ra được một
chiếc kính thiên vănmới để thay thế khiHubble “nghỉ hưu”.Nhận ra rằng việc
nghiêncứu vàchế tạo một chiếc kính thiên văn phải mất vài thập kỉ, chỉ vàitháng
trướckhi Hubble được phóng lên quỹ đạo, RiccardoGiacconi (1),lúcđó là giám
đốc Viện khoa họckính thiên vănkhông gian (SpaceTelescope Science Institute)
đã kêugọi giới thiên văn cùng thảoluận lập kế hoạch xây dựng chiếc kínhthiên
văn hậu duệ của Hubble. Dự án kính thiên văn James Webb(2) củaNASAđã được
triển khai từ nhiều năm nay với sự hợp tác của các cơ quan hàngkhông của
Canadavà Châu Âu, dự tínhsẽ tiêu tốnkhoảng 5 tỷ USD và sẽ đượcphóngvào năm
2014.
Thách thức kỹ thuật
Thấu kính
Thôngtin từ
các vật thể thiên văn
di chuyển trong
khônggian dưới
dạng sóng(hayánh
sáng,hạt), bấtcứ

kínhthiên văn nào
cũng có một hệ
thống thấukính để
thu nhận dạng ánh
sáng này và định
hướngnó đi đúng vào vị trí của các máy mócphân tíchnằm đằng saukính. Đối với
các nhà thiên văn thì thấu kínhchính,tiếp nhận trựctiếp ánh sáng,là đáng quan
tâmnhất bởi vì nóquy địnhđộ phân giải lớn nhấtmà kính thiên văn có thể phân
tích tức là cấu trúc nhỏ nhất màkính thiên văn cóthể phân biệt,đồng thời ảnh
hưởngđến độ nhạy cảm tứclà độ sáng của các vật thể mà kính thiênvăn có thể
nhìn thấy. Thấu kínhchính cànglớn và càngtốt sẽ cho ra hình ảnhrõ nét hơn,
phân biệt đượccác vật thể nhỏ vàmờ hơn,nhìn xa hơn.Mối liên hệ giữa độ phân
giảivới bước sóngvà đườngkính(D) của kínhgọi làgiới hạnnhiễu xạ:
Vìvậy, một trong
nhữngmục tiêu
củakínhthiên
vănJames Webb
là phải có thấu
kínhlớn hơn
nhiều lầnso với
Hubble.Câu hỏi tiếp theolà lớn cỡ nào, dùng loại vậtliệu gì, cấutrúc gì? Để đưa lên
khônggian một cách dễ dàngthì ưu tiên hàng đầu là nhẹ, gọn, bền,ổn định và
khôngđược lớn quákích thước của con tàu vũ trụ. Để thỏa mãncác điềukiện kỹ
thuật và nhiệmvụ khoahọc đặt ra,một bảnthiết kế chiếc kính đường kính 6.5m
bằngkim loại berylium(kim loạinhẹ thứ hai sauLithium) đã ra đời.Với độ dày chỉ
2.5mm, tổng khối lượngcủa chiếc kính là 21kg. Điểm đặc biệt là chiếckính này
khôngphải là một khối thống nhất như thườnggặp mà baogồm 18kính hình lục
giác đều nhỏ hơn ghép lại. Việcchia nhỏ thành 18chiếc kínhsẽ làm cho tổ hợp
kính nàykhó bị biến dạng do các tácđộng bên ngoài nhưngsẽ đòi hỏi phải được
mài rất nhẵnvà ghép vàonhau với độ chínhxác cực kỳ cao.

Giá đỡ và tấm chắn tia mặt trời
Để đođược các vậtthể có độ sáng thấp vànhỏ thì thấu kính phải cógiá đỡ để nó
khôngbị rung,không làm nhòe hình ảnh và phải cótấm chắn sáng để ngăn sức
nóngvà ánh sáng từ mặt trời, mặt trăng,trái đất, hànhtinh… làmnhiễu tínhiệu.
Giá đỡ của kính rấtchắc chắn,cho chỉ cho phép các tấm kính xê dịch trongkhoảng
cách mộtphầnmười nghìnchiều rộngcủa một cọngtóc. Tấm chắn củakính thiên
văn James Webbcó kích thước khổng lồ,rộng 11m và dài 19m, bao gồm 5 lớp
chồng lên nhausẽ tuyệt đối ngăn chặn tất cả tia mặttrời. Nhờ vậy, nhiệtđộ của
thủy ngân - chất làm lạnh cóthể giảm xuốngchỉ còn– 218oC, chophép máy dò đo
được tínhiệu củaánh sángxuất phát từ vùngxa xôi củavũ trụ 13 tỉ năm trước,
ánh sáng này nay chỉ còn rất yếu.
Mô hình kính thiên vănJames WebbSpace Telescope
Tần số hoạt động
Cách đây 100 năm, nhà vật lý vĩ đại người Đức, MaxPlanck, đã tìm ra một định luật
vật lý cơ bản mangtên ông: bất kì mộtvật thể nào có nhiệtđộ lớn hơn - 273oC
(0oK) sẽ phát ra mộtnguồn năng lượngtươngứng ở một tầnsố nhất địnhcủa dải
tần điện từ. Dải tầnđiện từ có tần số từ vài Hz đếnvài ExaHz (1 ExaHz = 1 triệu tỉ
Hz) và mắt ta chỉ có thể quansát được vật thể phát ra năng lượng ở tần số cao
khoảng 450- 790 Tera Hz (1 TeraHz = 1 tỉ Hz). Dải tầnnày tương ứng với vật thể
có nhiệt độ khoảng 6.000oC. Trong khiđó ánhsáng từ vũ trụ sơ khai,trải quamột
hành trìnhdài lâu đã phát tán đi rấtnhiều nhiệt của mình,hay ngaycác đámmây
phân tử tronggiải Ngân Hà nơi các ngôi sao hình thành, có nhiệt độ rất thấp, chỉ
khoảng -263oC, theođịnh luật Plancksẽ phát ra 1 nguồn bức xạ tương ứngvới dải
điện từ có tần số khoảngvài trămGiga Hz(1 Giga Hz= 1 tỉ Hz), vượtxa khỏi giới
hạn quansát bằng mắt thường.
Do trong không khí trái đất có rất nhiều hạt khí, bụi, đặcbiệt là hơi nước hấpthụ
hoặc tánxạ ánh sáng ở dải tần hồng ngoại này, dải tần nàyvẫn còn khá mới mẻ đối
với các nhà thiên vănvà kínhthiên văn JamesWebb hứa hẹn sẽ phát hiện nhiều
khámphá đột phámới.
Quỹ đạo

Hubble bay vòngquanhtrái đất ở độ cao khoảng 600km,hoạt động ở khoảng
nhiệt độ phòng thông thường(20 – 30oC), vì vật mù đối với ánhsáng hồngngoại
từ các vật thể lạnh ở rất xa. Để hoạtđộng tốtở dải tần hồng ngoại, kính thiên văn
James Webb phải nằmở vị trí rất ổnđịnhvà tránh được ánh sáng trực tiếp từ mặt
trời. Rấtmay cho chúng ta là trong không gian tồn tại một điểm cân bằngtrọnglực
giữatrái đất và mặt trời gọi làđiểm Lagrange2 (3). Điểm L2 nằm saumặt trời và
trái đấtdo đó trái đấtđã tạothành mộttấm chắn to lớn che được ánh sáng của mặt
trời (xemảnh). Thêm vàođó, trọng lực của trái đấtvà mặt trời cóthể giữ thăng
bằnglên các vật ở điểmnày nên sẽ tốn ít lực đẩy để giữ vệ tinh cố định. Nhờ không
gian lạnh vàcố định của L2 mà cáckínhthiên văn hồnngoại hiệntại (Herschel và
Planck) đanghoạt động ở điểm này và vì vậy mà L2 cũng đượcchọn làmđích đến
cho kínhthiên văn JamesWebb.
Vị trí điểm Lagrange 2
Điểm bất lợi của quỹ đạo này là nó nằm quaxa trái đất nên trong trường hợp hư
hỏng, người ta khôngthể gửingười lên để sữa chữa như đã từnglàm với kính
thiên văn Hubble.
Nhiệm vụ khoa học của kính thiên văn James Webb
Ánh sáng đầu tiên
Với độ phân giải và độ nhạy cao, nhiệm vụ chínhcủa kính thiên văn James Webblà
đo đạc ánh sánhđầu tiên của vũ trụ, tức ánhsáng củacác ngôi sao đầu tiên, hình
thành 400triệu nămsau vụ nổ lớn và kỷ nguyên tái-ion-hóa.
Trướcđó vũ trụ tuyệt nhiên tối đen, không ngôisao, không thiên hà nào tồn tại,vũ
trụ chỉ bao gồm một bát súp các hạtcơ bản như electronvà proton tự do đang
trong quá trìnhnguội lại. Đến khoảng 400năm, cáchạt nàyđã nguội đủ để có thể
hình thành các nguyên tử hydro (nguyên tử hydro gồm một electron và một
proton),nhờ vậy mà ánh sáng khôngbị tánxạ bởi các hạt electrontự dovà chúng
ta có thể dò được dưới dạng bức xạ nền vũ trụ. Sau đó , những ngôi saođầu tiên
được hìnhthành và lý thuyết đoán rằngchúng rất nặng (30đến 300 trăm lần nặng
hơnmặttrời) và rấtsáng (vài triệulần sáng hơnmặt trời), đã bốc cháy thành các
vụ nổ lớn chỉ sauvài triệu năm (rấtngắn so với vòng đờicủa mặt trời là 10tỉ năm).

Tìm rađược thời điểm hình thành các ngôi saonày và tính chất của nó,lịch sử vũ
trụ sẽ đượchiểu rõ hơn.
Sự hình thành thiên hà
Thiênhà hình thành như thế nào? Những thiên hà đầu tiênhình thànhra sao? Làm
sao mà các dạng thiên hà khác nhaunhư hiện nayđược hình thành?Mối liên hệ
giữacácthiên hà vàlỗ đen khổnglồ ở giữa thiênhà? Mối liên hệ giữa các thiên hà
và cấutrúc lớn của vũ trụ lànhư thế nào? Tất cả các câu hỏicơ bản nàysẽ được
kính thiên vănJames Webb giải quyết được phần nào nhờ ánh sáng của các thiên
hà xa xôi sẽ rơi vào đúng dải tầnmà kính thiên văn James Webb quansát,đồng
thời độ phân giải cao và độ nhạy caosẽ chophép chúng ta quan sátđược nhiều
dạng thiên hàở các độ tuổi khác nhau, các môi trườngkhác nhau.
Lịch sử vũ trụ theolý thuyết BigBang (trên trái), quá trinhhình
thành và kết cấu thiên hà(trên phải), quátrình hình thành sao
(dưới trái),quá trình hình thành hành tinh (dưới phải).
Sự khai sinh của các ngôi sao và hệ đĩa tiền-hành-tinh
Ngôisao là đơn vị cấu thànhcủa thiênhà, ngôi saocũng là cơ thể mẹ của các hành
tinh và cung cấp điềukiện đầu tiên cho các đĩatiền hànhtinh và hành tinh hình
thành.Hiểu rõ ngôi sao hình thành như thế nào tức là hiểu thêm thiênhà, vũ trụ
tiến hóa ra saocũng như hành tinh, sự sốngphát triển như thế nào. Quátrình hình
thành của một ngôisao là một cuộc chiến giữatrọng lực và phản lực bắt nguồn chủ
yếu từ nhiệt độ, từ trường và độ hỗnđộn. Nhưng cáclực nàybắt nguồnnhư thế
nào, hoạt độngra sao, ảnh hưởngchừng nào vẫnlànhững câu hỏi mở.Các thiết bị
chụp hình và quang phổ của kínhthiên văn JamesWebb sẽ cho phép ta nghiên cứu
các ngôisao rất trẻ đang còn nằm trongcơ thể mẹ đầy bụi củacác đámmây phân
tử. Đây là mộttrong những khả năng chỉ có thể thực hiện được ở dải tần hồng
ngoại.
Nguồn gốcsự sống vàcác hànhtinh khác Hành tinhhình thànhtrong đĩatiền hành
tinh, ở giai đoạn đầu tiêncủa quá trình hìnhthành sao. Kính thiên văn JamesWebb
sẽ phântích đượcthành phần hóahọc, đặcbiệt là thànhphầnhóa học hữu cơ của
các ngôisao trẻ và đĩa tiền hành tinhđể tìm mối liên hệ giữa các thành phần hóa

học hữu cơ nàygiữa cácngôi sao trẻ với các thành phần hóahọc hữu cơ củasự
sống.
Kính thiên vănJames Webbcũng sẽ nghiên cứu cáchành tinhtrong hệ mặt trời,
các hànhtinh bên ngoài hệ mặt trời, các vật thể lạnh chứa đầybụi như saochổi,
sao băng hìnhthành từ giai đoạn đầu của sao hiện vẫn đang chudu trong hệ mặt
trời.
Kínhthiên văn Hubble trong quá trình hoạt động 20 năm qua củamìnhđã
giúpcác nhà thiên vănhọc khám phá những miền đất mới lạ, những hiện tượngkỳ
thú của vũ trụ. Nhữngnhà thiên văn học kỳ vọng kính thiên văn James Webb được
hoàn thành trong vài năm tớicũng sẽ trở thành “trợ thủ đắc lực”của họ trong
hành trìnhkhámphá vũ trụ.