Vũ trụ không nhìn thấy ppt

1



Vũ trụ không nhìn thấy
Michael Rowan-Robinson

Khi chúng ta nhìn vào bầu trời đêm trong sáng, chúng ta thấy chỉ một phần của cái mà
vũ trụ chứa trong nó: chủ yếu là các ngôi sao trong thiên hà của chúng ta phát sáng trong dải
bước sóng khả kiến hẹp từ 390 đến 750 nm.
Các kính thiên văn quang học đã mở rộng tầm nhìn đó đến những thiên hà xa xôi,
nhưng chỉ trong thế kỉ qua hay chừng khoảng thời gian ấy, khi chúng ta bắt đầu quan sát một
ngưỡng rộng những bước sóng điện từ không nhìn thấy, thì vở kịch tổng thể của vũ trụ mới
được vén màn bí ẩn.
Bức xạ không nhìn thấy đầu tiên được phát hiện ra là nằm trong vùng hồng ngoại, ở
những bước sóng từ 750 nm đến 1 mm. Nó được phát hiện ra vào năm 1800 khi nhà thiên văn
học na Anh William Herschel sử dụng một lăng kính để phân tách ánh sáng mặt trời và nhìn
thấy mực thủy ngân của một nhiệt kế đặt ngoài đầu đỏ của quang phổ bắt đầu dâng lên.
Thiên văn học hồng ngoại ra đời vào thập niên 1960. Nó nghiên cứu các vật thể trong
vũ trụ ở những nhiệt độ từ 10 đến 100 kelvin: các tiểu hành tinh, sao chổi, bụi giữa các sao,
những ngôi sao mới chào đời và các thiên hà.

Môi trường giữa các sao của cặp đôi thiên hà Anten chỉ
phát ra phổ hồng ngoại – nó trông tối đen tại bước sóng
ánh sáng mà mắt chúng ta có thể nhìn thấy. (Ảnh:
NASA/ESA/HHT/STSCI/AURA)


2

T bi đn bi
Nguồn phát đáng kể nhất của ánh sáng hồng ngoại đi tới Trái đất là môi trường giữa
các sao. Hỗn hợp khí và bụi này tràn khắp không gian giữa các sao trong các thiên hà và có
nhiệt độ từ 10 đến 50 kelvin. Nó chỉ phát xạ trong vùng hồng ngoại, và làm lu mờ ánh sáng
nhìn thấy phát ra từ những ngôi sao ở xa, làm đỏ hóa màu sắc của chúng.
Ảnh chụp trực tiếp đầu tiên của bụi giữa các sao xuất hiện vào năm 1983 với Vệ tinh
Thiên văn học Hồng ngoại (IRAS), một chiếc kính thiên văn vũ trụ do Mĩ, Hà Lan và Anh
quốc tài trợ. Đó là một thời khắc đáng nhớ trong lịch sử thiên văn học. Việc quan sát bụi giữa
các sao cho phép chúng ta nhìn thoáng qua chu kì trọn vẹn của cuộc sống và cái chết của ngôi
sao, cả sự hình thành của những ngôi sao và hệ hành tinh mới từ bụi – thỉnh thoảng trong
những đợt dữ dội như khi các thiên hà xa xôi va chạm nhau – từ lâu trước khi những ngôi sao
này trở nên khả kiến trước các kính thiên văn quang học. Một thí dụ tiêu biểu là cặp thiên hà
đang ló dạng tên gọi là Anten, cách chúng ta khoảng 45 triệu năm ánh sáng: những vùng hồng
ngoại sáng nhất của chúng là tối đen ở những bước sóng nhìn thấy.
Các quan sát hồng ngoại còn cho biết những ngôi sao đang qua đời tống ra các đám
mây bụi và khí, làm đầy thêm môi trường giữa các sao. Bụi đó chủ yếu là silicate và carbon vô
định hình – cát và bồ hóng. Sự sản sinh chất bụi này là thiết yếu cho sự tồn tại của chúng ta:
mỗi nguyên tử carbon trong cơ thể chúng ta được tạo ra trong lõi của một ngôi sao, nó được
giải phóng ra khi ngôi sao qua đời, và trôi giạt trong môi trường giữa các sao trước khi bị hút
vào hệ mặt trời của chúng ta.
Những thế giới khác
Kính thiên văn vũ trụ hồng ngoại chuyên dụng đầu tiên, IRAS, tìm thấy các đĩa bụi
cùng những mảnh vỡ khác xung quanh một số ngôi sao sáng, mang lại phương pháp tìm kiếm
các hệ hành tinh. Các khảo sát hồng ngoại kể từ đó đã phát hiện ra nhiều đĩa mảnh vỡ và các
hành tinh đang trong quá trình hình thành.
Các hành tinh ngoài hệ mặt trời hình thành trọn vẹn nhất đã được các kính thiên văn
quang học phát hiện ra hoặc qua sự biến thiên nhỏ của vận tốc ngôi sao khi hành tinh quay
xung quanh nó, hoặc sự giảm đi rất ít độ sáng của ngôi sao khi hành tinh đi qua phía trước
ngôi sao. Các thiết bị hồng ngoại, như Kính thiên văn vũ trụ Spitzer, có vai trò bổ sung quan
trọng. Chúng tìm kiếm “Mộc tinh nóng”, những hành tinh nặng quỹ đạo gần, khi chúng đi qua

phía trước ngôi sao chủ.
Một thiết bị hồng ngoại trên Kính thiên văn Rất Lớn của Đài thiên văn Nam châu Âu là thiết
bị đầu tiên cung cấp một ảnh chụp trực tiếp của một hành tinh ngoài hệ mặt trời. Vật thể này,
đang quay xung quanh một ngôi sao lùn nâu, nặng hơn Mộc tinh đến năm lần.
Các nguồn gốc thiên hà
Vì các quan sát hồng ngoại do thám các ngôi sao khi chúng hình thành và qua đời, nên
chúng ta có thể sử dụng để nhìn ngược về thời gian, tìm hiểu xem các ngôi sao và thiên hà đã
hình thành như thế nào trong lịch sử vũ trụ gần như xa đến tận thời Big Bang.

3

Khi Tàu khảo sát Bức xạ nền Vũ trụ (COBE) của NASA, sứ mệnh vũ trụ phóng lên
quỹ đạo vào năm 1999, đo được toàn bộ bức xạ nền ở các bước sóng milimet và dưới milimet,
nó tìm thấy một sự đóng góp mạnh mẽ từ những thiên hà ở xa. Hóa ra hơn một nửa năng
lượng phát ra bởi những ngôi sao xa xôi ở các bước sóng quang học và tử ngoại bị hấp thụ bởi
bụi giữa các sao và phát xạ trở lại trong vùng hồng ngoại trước khi nó đi tới chúng ta, mang lại
cơ sở hồng ngoại cho kiến thức vũ trụ của chúng ta.
Bức xạ hồng ngoại còn quan trọng trong việc tìm hiểu xem các thiên hà đầu tiên nhất
đã phát sinh như thế nào. Vũ trụ hiện đang giãn nở, nghĩa là đa số các thiên hà đang lùi ra xa
chúng ta và bức xạ mà chúng phát ra chịu sự dịch chuyển Doppler sang những bước sóng dài
hơn. “Sự lệch đỏ” này có nghĩa là ánh sáng khả kiến phát ra từ các thiên hà xa xôi nhất đã biết,
phát ra trong những tỉ năm đầu tiên sau Big Bang, bị kéo giãn sang những bước sóng hồng
ngoại khi nó đi tới chỗ chúng ta.
Thiết bị sao: Herschel
Đa số bước sóng hồng ngoại bị hấp thụ bởi nước và carbon dioxide trong khí quyển,
với chỉ một vài “cửa sổ” phổ hồng ngoại hẹp đi tới được mặt đất. Do đó, các kính thiên văn
hồng ngoại phải được lắp đặt trên đỉnh núi, hoặc tốt hơn là trong không gian.
Nhà vô địch hiện nay trong vương quốc hồng ngoại là kính thiên văn Herschel của Cơ
quan Vũ trụ châu Âu, nó bắt đầu hoạt động vào năm 2009. Nó là chiếc kính thiên văn lớn nhất
từng được đưa lên quỹ đạo, và nó mang theo một quang phổ kế cùng hai camera bao quát các

bước sóng từ 70 đến 500 micromet. Toàn bộ thiết bị này phải được làm lạnh xuống nhiệt độ
gần không độ tuyệt đối để ngăn sự phát xạ hồng ngoại riêng của kính ảnh hưởng đến các phép
đo.
Trong khi dữ liệu mà kính Herschel thu thập đang trong quá trình phân tích, thì chiếc
kính thiên văn này vẫn tiếp tục cung cấp một số hình ảnh ngoạn mục của các đám mây bụi
dạng sợi mảnh giữa các sao trong đó các ngôi sao có thể đang hình thành, cũng như ảnh của
các thiên hà với những lượng lớn bất ngờ của khí bụi rất lạnh mà những nghiên cứu trước đây
đã bỏ qua.

Nhìn vào không gian sâu thm

Các kính thiên văn vô tuyến và vi sóng đang đắm mình trong vũ trụ lạnh lẽo và lắm
xảo quyệt – từ bức xạ tàn dư của Big Bang cho đến các pulsar và quasar cực mạnh.
Kính thiên văn vô tuyến và vi sóng nghiên cứu những bước sóng điện từ dài nhất – các
sóng dài hơn khoảng 1 mm. Một số trong những bức xạ này được tạo ra bởi những vật thể lạnh
lẽo nhất trong vũ trụ, thí dụ như bức xạ nền 2,7 kelvin phát ra từ Big Bang.
Tuy nhiên, đa phần bức xạ được phát ra dưới dạng “bức xạ synchrotron”, giải phóng
khi các electron chuyển động xoắn ốc trong từ trường ở gần tốc độ ánh sáng. Việc nhận dạng
các nguồn bức xạ này đã làm hé lộ một số vật thể cực độ nhất của vũ trụ, thí dụ như các pulsar
và quasar.

4

Quasar
Nguồn phát sóng vô tuyến đầu tiên trên bầu trời được phân biệt rõ, Cyg A trong chòm
sao Cygnus, được nhận dạng là một thiên hà xa xôi vào năm 1954. Vào năm 1962, các nhà
thiên văn tại trường Đại học Cambridge đã lập danh sách hơn 300 nguồn phát vô tuyến trên
bầu trời phương bắc.
Một vài trong số này là những tàn dư của các sao siêu mới trong thiên hà của chúng ta,
trong đó có một vật thể - ngày nay được biết là một pulsar – nằm tại tâm của tinh vân Con cua,

tàn dư của một vụ nổ sao siêu mới mà các nhà thiên văn Trung Quốc đã nhìn thấy vào năm
1054 sau công nguyên. Tuy nhiên, đa số chúng thuộc về các thiên hà ở xa. Một số xuất hiện
cùng với các vật thể trông tựa như sao, và được gọi là các nguồn phát vô tuyến giống như sao,
hay quasar. Những vật thể cỡ nhỏ, tỏa sáng này khiến người ta tranh cãi lâu dài. Ngày nay,
chúng ta tin chúng là các lỗ đen siêu khối nằm tại tâm của các thiên hà ở xa, với khối lượng từ
một triệu đến một tỉ lần khối lượng của mặt trời.
Ngày nay, chúng ta ngờ rằng đa số các thiên hà, kể cả thiên hà của chúng ta, có một lỗ
đen nằm tại tâm của chúng, và trong các thiên hà vô tuyến và các quasar, lỗ đen này đang
ngốn lấy chất khí bao xung quanh. Khi chất khí chuyển động xoắn ốc về phía lỗ đen, các
đường sức từ trong chất khí cuộn lại theo, làm tăng tốc các electron và tạo ra sóng vô tuyến.
Tính cho đến nay, người ta đã biết tới hơn 200.000 quasar.
Các tương tác liên thiên hà
Các thiên hà thông thường chứa đầy chất khí hydrogen. Vì các nguyên tử hydrogen
phát ra sóng vô tuyến với bước sóng 21 cm, nên các kính thiên văn vô tuyến có thể lập bản đồ
chất khí này. Thường thì nó vượt ra khỏi ranh giới nhìn thấy của thiên hà và thậm chí có thể
liên kết với các vật thể dường như tách rời bên ngoài. Một thí dụ là nhóm thiên hà M81 cách
xa chúng ta 12 triệu năm ánh sáng. Nhìn qua kính hiển vi quang học, những thiên hà này
dường rời rạc, nhưng các quan sát vô tuyến cho biết một mạng lưới hydrogen tạo liên kết giữa
chúng, qua đó chúng kéo giật lên nhau bằng lực hấp dẫn.
Chúng ta có thể thu được vô số thông tin về động lực học nội của các thiên hà bằng
cách nhìn vào các vạch phổ khác phát ra từ các chất khí giữa các sao, thí dụ như trong dải vi
sóng, nằm giữa dải vô tuyến và hồng ngoại. Những quan sát như vậy hé lộ rằng các đám mây
phân tử đậm đặc có sự phong phú chất hóa học, phần nhiều trong số đó có gốc carbon: hơn
140 phân tử đã được nhận dạng, với carbon monoxide là dồi dào nhất xếp sau hydrogen.





Kính thiên văn vô tuyến có thể chuyển động 64 m

Parkes ở Australia là đĩa vô tuyến có thể chuyển động
lớn thứ hai ở bán cầu nam. (Ảnh: Roger
Ressmeyer/Corbis)

5

Pulsar
Năm 1967, Jocelyn Bell và Antony Hewish đang nghiên cứu phổ phát xạ của các
quasar với một anten vô tuyến mới ở Cambridge, Anh quốc, khi ấy Bell để ý thất một tín hiệu
vô tuyến dạng xung lặp lại chừng mỗi giây một lần. Đó là đối tượng đầu tiên thuộc một họ
nguồn phát vô tuyến mới gọi là pulsar. Những sao neutron đang quay nhanh này, tàn dư của
các sao siêu mới khối lượng lớn, có từ trường rất lớn, có thể đạt tới 10 gigatesla; để so sánh,
hãy lưu ý từ trường của Trái đất chúng ta chỉ khiêm tốn có 50 microtesla. Khi chúng quay
tròn, các pulsar phát ra bức xạ synchrotron dạng tia quét qua không gian giống như tia sáng
của đèn hải đăng, mang lại tín hiệu dạng xung mà các kính thiên văn của chúng ta có thể nhìn
thấy.
Các kính thiên văn vô tuyến đã tìm thấy hàng nghìn pulsar với chu kì biến thiên từ một
mili giây cho đến vài giây. Năm 1974, quỹ đạo của một pulsar trong một hệ đôi có một sao
neutron bình thường, không phát xung, đã được nhìn thấy đang từ từ quay chậm lại đúng như
thể nó đang phát ra sóng hấp dẫn – bằng chứng gián tiếp duy nhất mà chúng ta có được từ
trước đến nay cho một tiên đoán chủ chốt của thuyết tương đối rộng Einstein.
Nền vi sóng vũ trụ
Năm 1965, trong khi đang cố gắng thực hiện những quan sát vi sóng đầu tiên của Dải
Ngân hà, Arno Penzias và Bob Wilson thuộc Bell Labs ở Holmdel, New Jersey, nhận thấy
thiết bị của họ bị nhấn chìm trong tín hiệu nhiễu không giải thích được đến từ mọi hướng của
bầu trời. Đây hóa ra là một trong những khám phá thiên văn quan trọng nhất của thế kỉ 20: bức
xạ còn sót lại từ thời Big Bang, gọi là bức xạ nền vi sóng vũ trụ hay CMB.
Bức xạ này có phổ giống hệt như phổ của một vật có nhiệt độ 2,73 kelvin, một sự xác
nhận tuyệt vời của cái mà lí thuyết Big Bang tiên đoán. Cường độ của nó hầu như y hệt nhau
cho dù bạn nhìn về hướng nào: nếu bỏ qua sự biến thiên có hệ thống 1/1000 gây ra bởi chuyển

động của thiên hà của chúng ta trong vũ trụ, thì cường độ của nó biến thiên không quá
1/100.000.
Những thăng giáng nhỏ xíu này chẳng có gì quan trọng, nhưng chúng cung cấp rất
nhiều thông tin về sự phong phú của các loại khối lượng và năng lượng khác nhau trong vũ
trụ. Các phép đo CMB do Vệ tinh Khảo sát Vi sóng Phi đẳng hướng Wilkinson (WMAP) cho
thấy chỉ 4% vũ trụ là vật chất bình thường, còn 23% là vật chất tối không nhìn thấy, được cho
là cấu tạo từ những hạt chưa rõ, và 73% là vật chất tối còn khó hiểu hơn nữa, bản chất của nó
vẫn còn là một bí ẩn.
Sứ mệnh Vệ tinh giám sát Planck của Cơ quan Vũ trụ châu Âu, phóng lên hồi năm
2009 trên cùng tên lửa mang kính thiên văn hồng ngoại Herschel, sẽ lập bản đồ CMB chi tiết
tinh vi hơn WMAP, có lẽ còn phát hiện ra cả dấu vết của sóng hấp dẫn còn sót lại từ những
giai đoạn đầu của Big Bng.
Ma trận Kính thiên văn Rất Lớn
Hình ảnh cổ điển của kính thiên văn vô tuyến là một cái đĩa vệ tinh vô tuyến mở to.
Các thí dụ nổi tiếng gồm có các kính thiên văn có thể điều khiển tại Jodrell Bank ở Anh, Đài
thiên văn Parkes ở New South Wales, Australia, và Đài thiên văn vô tuyến quốc gia tại Green

6

Bank, West Virginia, Mĩ. Đĩa đơn lớn nhất trong số chúng là cái đĩa cố định, đường kính 305
m tại Arecibo ở Puerto Rico, nơi nổi tiếng vì đã đi vào bộ phim James Bond GoldenEye.
Tuy nhiên, ngay cả một anten khổng lồ như vậy cũng không thể nhặt ra một nguồn vô
tuyến trên bầu trời đến độ chính xác như mong muốn. Để thực hiện các quan sát phân giải cao,
bạn cần một cái đĩa to hơn hàng trăm nghìn lần so với bước sóng mà bạn đang quan sát. Yêu
cầu này được thực hiện bằng cách kết hợp các tín hiệu thu từ nhiều đĩa đặt phân tán, sử dụng
một kĩ thuật gọi là tổng hợp khẩu độ. Thí dụ hay của một thiết bị như vậy là Ma trận Kính
thiên văn Rất Lớn ở New Mexico, gồm 27 đĩa phân tán dọc theo ba cạnh của chữ “Y”, mỗi
cạnh dài 10 km. Nó có thể định vị một nguồn vô tuyến trên bầu trời đến độ chính xác chừng
1/10.000 của một độ.

Các s kin nóng bng, khc lit, năng lng cao
Tia X và tia gamma là sóng điện từ năng lượng cao nhất, với bước sóng bằng một phần
nhỏ của một nano mét hoặc ngắn hơn.
Các quan sát ở những bước sóng này cho thấy vũ trụ ở cấp độ nóng nhất và dữ dội nhất
của nó. Đây là một chế độ bùng nổ tia gamma, của chất khí ở nhiệt độ hàng trăm triệu độ đang
xoáy tròn xung quanh tàn dư của các ngôi sao đã chết, và của những vật thể kì lạ như sao lùn
trắng, sao neutron và các lỗ đen.

Ảnh tia X của mặt trời cho phép chúng ta nhìn thấy tác
dụng đặc biệt của hoạt động mặt trời gây ra bởi các lực
từ. (Ảnh: SOHO/NASA/ESA)

Thiên văn học bùng nổ
Tia gamma có bước sóng ngắn hơn 0,01 nano mét và được phát ra trong sự phân hủy
phóng xạ, hoặc bởi các hạt đang chuyển động ở gần tốc độ ánh sáng. Vụ bùng nổ tia gamma
đầu tiên được phát hiện ra vào năm 1967, bởi các vệ tinh theo dõi thử vũ khí hạt nhân trong
khí quyển.

7

Đa số các vụ nổ có khả năng xảy ra khi một ngôi khối lượng lớn, đang quay nhanh, co
lại để tạo thành một lỗ đen, phát ra một chùm hẹp bức xạ cường độ mạnh, còn những vụ nổ
ngắn hơn có thể phát sinh khi hai sao neutron hợp nhất. Các vụ nổ thường kéo dài trong vài ba
giây, với một tia X kéo dài lâu hơn và ánh chói trong vùng nhìn thấy, nhưng có thể giải phóng
năng lượng bằng năng lượng mà mặt trời chúng ta sẽ phát ra trong quãng đời 10 tỉ năm của nó.
Chúng có thể nhìn thấy ngay cả từ rìa của vũ trụ nhìn thấy: mới đây, người ta đã quan sát thấy
các tia gamma phát ra từ một thiên hà cách xa 13 tỉ năm ánh sáng, nghĩa là chúng được phát ra
sau Big Bang chỉ 600 triệu năm thôi.
Như đối với tia X, các tia gamma bị khí quyển của Trái đất hấp thụ. Một sứ mệnh
không gian chuyên biệt, kính thiên văn SWIFT của NASA, đã nghiên cứu hơn 500 vụ nổ kể từ

khi nó được phóng lên quỹ đạo hồi năm 2004, trong khi các thiết bị mặt đất như HESS ở
Namibia, MAGIC ở quần đảo Canary và VERITAS ở Arizona đang dõi mắt tìm kiếm ánh
sáng phát ra từ những cơn mưa hạt hạ nguyên tử có thời gian sống ngắn sinh ra khi các tia
gamma năng lượng cao va chạm với các nguyên tử trong khí quyển Trái đất.
Các mặt trời tia X
Các ngôi sao bình thường phát ra những lượng lớn tia X, như người Mĩ T. R. Burnight
đã phát hiện ra hồi năm 1948 khi ông phóng một tên lửa V2 thu giữ của Đức, bên trong có
chứa một cuộn phim, về phía mặt trời. Những tia này chủ yếu đến từ nhật hoa của mặt trời, lớp
vỏ bên ngoài của vùng plasma nóng dễ nhìn thấy nhất trong kì nhật thực toàn phần, và cũng
đến từ những vùng hoạt động đặc biệt của đĩa mặt trời.
Các sứ mệnh tia X mặt trời như Đài thiên văn Mặt trời và Nhật quyển (SOHO) của
NASA, phóng lên hồi năm 1995, và Yokhoh, một sứ mệnh hợp tác của Nhật Bản, Anh và Mĩ,
phóng lên vào năm 1991, đã có thể quan sát các tai lửa mặt trời khi chúng phát triển. Những
tai lửa mạnh nhất trong số này có thể mang lại sự phun trào vật chất vành nhật hoa, trong đó
một cái bọt khổng lồ gồm các hạt năng lượng cao và các đường sức từ bùng nổ ra khỏi mặt
trời. Những vụ nổ này có khả năng gây gián đoạn sự truyền thông tin liên lạc khi chúng đi tới
Trái đất, và còn mang lại mối nguy hại bức xạ đối với các nhà du hành trong bất kì sứ mệnh
liên hành tinh có người lái nào trong tương lai.
Những ngôi sao chết
Các tia X vũ trụ bị oxygen và nitrogen trong khí quyển của Trái đất hấp thụ, nên các
kính thiên văn tia X phải được đưa lên quỹ đạo. Nguồn phát tia X nhỏ gọn đầu tiên, Sco X-1
trong chòm sao Scorpio (Bọ cạp), đã được tìm thấy trong các quan sát tên lửa của mặt trăng
vào năm 1962. Năm 1970, vệ tinh tia X chuyên dụng đầu tiên, Uhuru của NASA, được phóng
lên quỹ đạo.
Nhiều nguồn phát tia X là các hệ sao đôi trong đó chất khí đang tuôn ra lấy bởi một
ngôi sao đang qua đời chuyển động xoắn ốc vào kẻ đồng hành của nó – một tàn dư nhỏ gọn,
chết chóc của cái đã từng là một ngôi sao. Khi chuyển động như vậy, chất khí đó nóng lên và
phát ra tia X.

8

Trong Sco X-1, vật thể đồng hành là một sao neutron, tàn dư của một ngôi sao có khối
lượng gấp 10 lần mặt trời của chúng ta. Những hệ khác có các đồng hành lùn trắng, to lớn hơn.
Nhưng các phép đo hồi năm 1971 của sự lắc lư quỹ đạo của kẻ đồng hành không nhìn thấy
trong một nguồn phát tia X, Cyg X-1 trong chòm sao Cygnus, cho thấy nó có khối lượng quá
lớn so với một sao lùn trắng hoặc sao neutron. Nó phải là một lỗ đen – bằng chứng quan sát
đầu tiên cho sự tồn tại của một vật thể như vậy.
Tia X còn phát ra từ những vùng rìa nóng bỏng bên trong của các đĩa vật chất đang bồi
tụ xung quanh các lỗ đen siêu khối trong các tâm hoạt động của các thiên hà và quasar. Các
khảo sát do đài thiên văn tia X Chandra của NASA và vệ tinh XMM-Newton của Cơ quan Vũ
trụ châu Âu thực hiện, cả hai đều được phóng lên vào năm 1999, đã định vị hàng nghìn nguồn
phát như thế. Một vạch phổ tia X phát ra từ sắt bị ion hóa cao đặc biệt cung cấp nhiều thông
tin hữu ích: trong một số trường hợp, nó cung cấp bằng chứng của sự biến dạng do các hiệu
ứng của thuyết tương đối rộng.
Thiết bị nghiên cứu sao: Fermi
Kính thiên văn vũ trụ tia gamma Fermi đã được phóng lên vào năm 2008. Nó sẽ thực
hiện một cuộc khảo sát toàn bầu trời đồng thời nghiên cứu các vụ nổ tia gamma, xác định vị trí
của chúng trong phạm vi sai số 1/60 của một độ.
Đa số các nguồn phát tia gamma có khả năng sẽ là những lỗ đen siêu khối nằm tại tâm
của các thiên hà, nhưng Fermi cũng sẽ nghiên cứu các pulsar, các tàn dư sao siêu mới và nền
tia gamma nói chung tỏa ra từ mọi ngóc ngách của vũ trụ và nguồn gốc của nó đến nay vẫn
chưa được hiểu trọn vẹn.
Fermi cũng có thể phát hiện ra tương tác giữa các hạt vật chất tối theo lí thuyết đề xuất,
gọi tên là WMIP, nếu như chúng tồn tại. Nó cũng sẽ triển khai những phép kiểm tra khác của
nền vật lí cơ bản có thể thực hiện ở những mức năng lượng cực cao này, thí dụ như đo xem tốc
độ ánh sáng có như nhau ở mọi bước sóng hay không.

Nhìn xa hn, rõ hn
Những năm sắp tới, chúng ta sẽ có cơ hội chiêm ngưỡng vũ trụ không nhìn thấy qua
các thiết bị hiện có và những tàu khảo sát mới hoạt động trong mọi bước sóng điện từ.

Cột trụ của ngành thiên văn học vũ trụ hiện nay, kính thiên văn vũ trụ Hubble, sẽ
ngừng hoạt động vào năm 2014, vào lúc ấy kẻ kế nhiệm của nó, Kính thiên văn vũ trụ James
Webb (JWST), sẽ sẵn sàng bay vào quỹ đạo. JWST chủ yếu hoạt động trong vùng hồng ngoại,
bao quát các bước sóng từ 500 nano mét đến 24 micro mét. Mục tiêu chính của nó sẽ là chụp
ảnh của những hành tinh cỡ Trái đất và phát hiện ra những thiên hà rất sơ khai tại rìa của vũ
trụ quan sát thấy. Đến năm 2020, SPICA, một kính thiên văn vũ trụ hồng ngoại hợp tác của
Nhật Bản-châu Âu, cũng sẽ được triển khai, cùng với sự vận hành của những chiếc kính thiên
văn quang học và hồng ngoại gần kích thước khổng lồ trên mặt đất – Kính thiên văn Cực Lớn
của châu Âu, Kính thiên văn Ba mươi mét và Kính thiên văn Magellan Lớn.

9







Kính thiên văn vũ trụ James Webb sẽ sẵn sàng thay
chỗ Hubble vào năm 2014. (Ảnh:
NASA/MSFC/David Higginbotham/Emmett Given)

Loạt Kính Mili mét Lớn Atacama (ALMA) sẽ bao quát các bước sóng từ 0,4 đến 3 mili
mét và sẽ đi vào hoạt động ở Chile vào năm 2012. Nó sẽ khảo sát các vùng đang hình thành
sao trong thiên hà của chúng ta và những thiên hà khác với độ phân giải góc và độ nhạy cao.
Xét về tính “khủng”, thì ALMA chẳng thấm vào đâu so với một chiếc kính thiên văn
vô tuyến quốc tế gọi là Ma trận Kilo mét Vuông (SKA). Đặt ở Nam Phi hoặc Australia, nó sẽ
liên kết một kilo mét vuông dày đặc các anten vô tuyến với các trạm thu cách xa tới 3000 km.
Tham vọng dành cho SKA quả khiến người ta mê muội: nó sẽ nghiên cứu sự tiến hóa của vũ
trụ và bản chất của vật chất tối và năng lượng tối qua các quan sát chất khí hydrogen trong một

tỉ thiên hà, và thực hiện các phép đo cơ bản để kiểm tra kiến thức của chúng ta về sự hấp dẫn
và phát hiện ra sóng hấp dẫn.
Tại đầu tia X của quang phổ, NASA và các cơ quan vũ trụ châu Âu và Nhật Bản hiện
đang nghiên cứu tính khả thi của một Đài thiên văn Tia X Quốc tế (IXO). Nếu mọi thứ diễn ra
suôn sẻ, thì IXO sẽ săm soi qua lớp bụi bặm và những đám mây khí tối mịt để khám phá và
lập bản đồ các lỗ đen siêu khối ngược dòng thời gian khi các thiên hà mới hình thành đầu tiên,
và vén màn bí ẩn lịch sử và sự phát triển của vật chất và năng lượng, cả phần nhìn thấy và
phần tối. Nó cũng sẽ nghiên cứu các nguyên tố đã được tạo ra khi nào và như thế nào và làm
thế nào chúng phân tán trong môi trường giữa các sao.
Michael Rowan-Robinson, giáo sư thiên văn vật lí tại trường Imperial College London. Ông là nhà
nghiên cứu thiên văn học hồng ngoại và dưới mm, và vũ trụ học.

Nguồn: New Scientist
Trần Nghiêm dịch – thuvienvatly.com