Vũ trụ phòng thí nghiệm thiên nhiên vĩ đại ppt

Vũ trụ phòng thí nghiệm thiên nhiên vĩ đại

Vietsciences-Gs Nguyễn Quang Riệu


1- Bầu trời tuổi thơ
2- Nghể thiên văn
3- Quá trình nghiên cứu khoa học
4- Bức xạ "synchrotron" phát ra từ các thiên hà
5- Nghiên cứu những bức xạ maser trong Vũ trụ
6- Tìm kiếm những phân tử hiếm có trong vũ trụ
7- Kỹ thuật hệ kính giao thoa
8- Những công trình nghiên cứu bằng kính vô tuyến giao thoa
9- Quan sát bằng vệ tinh ISO
10- Triển vọng của ngành thiên văn thế giới
11- Thiên văn học tại Việt Nam
12- Cung khoa học và nhà chiếu hình vũ trụ tại thủ đô
13- Tài liệu đã dẫn
14- Các tác phẩm phổ biến và giáo khoa
1- Bầu trời tuổi thơ
Hồi hãy còn là học sinh tiểu học Hải Phòng, thành phố cảng đỏ rực hoa phượng trong
những ngày hè, tôi thường được lên chơi trên
đỉnh đồi có đài thiên văn Phủ Liễn ở thị xã
Kiến An. Tôi chỉ biết ở nơi đây, người ta hay nhìn lên trời để ngắm trăng, ngắm sao. Rồi
đến mùa thu năm 1946, sau khi thành phố cảng bắt đầu ở trong cảnh khói lửa của cuộc
kháng chiến trường kỳ, tôi lại cùng gia đình đi qua chân đồi Phú Liễn, lên đường tới vùng
Quảng Ninh tạm trú. Trong những năm ở nông thôn, chúng tôi chỉ tập làm nh
ững công
việc của nhà nông.
Vào một ngày xuân trước thềm thiên niên kỷ 3, cùng nhạc sĩ Văn Ký và bạn bè, tôi lại
trở về thăm vùng Quảng Ninh, nơi tôi đã từng sống trong thời niên thiếu, cách đây nửa

thế kỷ. Vừa dạo chơi ngắm cảnh sông, núi, tôi vừa kể lại những chuyện xưa. Tôi còn nhớ
có con sông Kinh Thầy màu hồng chở nặng phù sa, uốn quanh những dãy núi đá cây cỏ
mọc xanh rờ
n, xưa kia phong phú những chim thú. Hồi đó, cùng các anh chị em và các
bạn bè, chúng tôi sống những ngay vui vẻ, vô tư của tuổi thơ. Tôi thường ngắm bầu trời
ban đêm có những vì sao lóng lánh và Dải Ngân Hà mờ mờ ảo ảo. Tôi không ngờ chỉ
vài hôm sau buổi đi chơi, nhạc sĩ Văn Ký đã sáng tác một bài hát đặt tên là Bầu trời tuổi
thơ. Nhạc và lời thật là tuyệt tác, ca tụng cảnh thiên nhiên và tả những kỷ niệm xa xưa
mà tôi đã thuật lại. Điều cảm xúc nhất đối với tôi là, nhân một buổi tôi thuyết trình tại
đại giảng đường Đại Học Quốc Gia Hà Nội về những thành tựu của ngành thiên văn hiện
đại, nhạc sĩ Văn Ký cầm cây đàn ghi-ta lên bục và tự trình bày lần đầu tiên bài Bầu tr
ời
tuổi thơ.


Hình vẽ Cuội ngồi gốc cây đa do Nguyễn Quang Riệu thực hiện
2- Nghề thiên văn
Năm 1950, tôi được gia đình gửi sang Paris du học. Từ một xứ ở vùng nhiệt đới, gần như
thường xuyên chan hòa ánh nắng, tôi tới Paris nước mắt rưng rưng trước những hình ảnh
những biệt thự màu xám tại quảng trường Concorde, vào một buổi chiều thu ảm đạm. Gia
đình đề nghị tôi học ngành hóa để sau này chế ra giấy và phim ảnh, khỏi phải nhập
những vật liệu này. Bở
i vì hồi đó, gia đình tôi làm nghề ảnh, nghề truyền thống của làng
Lai Xá, quê tôi ngay cạnh thủ đô Hà nội. Tuy nhiên, những ấn tượng trước vẻ đẹp của
thiên nhiên đã ngấm ngầm thúc đẩy tôi hâm mộ ngành thiên văn, để chụp chân dung của
những vì sao trong vũ trụ.
Từ thời xa xưa bầu trời vẫn là đối tượng hấp dẫn đối với con người. Có những gì đằng
sau nề
n trời đầy sao lấp lánh? Mặt trời, Mặt trăng và các tinh tú có ảnh hưởng gì đến con
người? Thiên văn học ngày nay liên quan đến nhiều lĩnh vực khoa học và kỹ thuật. Vũ

trụ là một phòng thí nghiệm thiên nhiên lý, hóa, sinh mà các nhà thiên văn muốn tìm
hiểu. Những sự kiện xảy ra trên bầu trời có thể có tác động đến môi trường và đời sống
nhân loại. Những vệ tinh và những trạm vũ trụ được phóng lên không gian, không
nhữ
ng để thám hiểm các thiên hà xa xôi, mà còn để quan sát hành tinh Trái đất quý báu
của chúng ta. Trong tầng khí quyển có nhiều phản ứng hóa học phức tạp diễn ra duới
ánh sáng Mặt trời. Ngoài nitơ, oxy, khí carbonic và hơi nước, còn có một lớp khí ozon ở
độ cao từ 12 đến 50 km. Tầng ozon này che chở sinh vật vì ngăn chặn được bức xạ tử
ngoại độc hại của Mặt trời. Những khí đủ loại bốc từ mặt đất lên không trung có tác động
đối với khí quyển và gây ra hiệu ứng nhà kính.
Liệu chúng ta sống hoàn toàn cô độc trong Vũ trụ, hay còn có những nền văn minh khác
ở bên ngoài Trái đất? Việc tìm kiếm các nền văn minh này rất phức tạp. Mục tiêu đầu
tiên là cần phát hiện những hành tinh ở bên ngoài Hệ Mặt trời và những chất hóa học hữu
cơ liên quan đến sự sống. Sinh vật chỉ có thể tồn tại trên những hành tinh có điều kiện lý
hóa thích h
ợp. Cho tới nay, các nhà thiên văn đã phát hiện được hơn một trăm hành tinh
lớn hơn cả hành tinh Mộc, hành tinh "Chúa tể" của Hệ Mặt trời. Những hành tinh này là
những đồng hành của một số sao trong Dải Ngân Hà. Những kỹ thuật hiện đại dùng để
che ánh sáng của ngôi sao đang được phát triển để phát hiện loại hành tinh nhỏ bé như
Trái đất. Nhờ quá trình tiến triển của khoa học và kỹ thuật làm kính thiên văn lớn, "cánh
cửa" của Vũ trụ đã được hé mở để nhân loại ngó nhìn vào bầu trời bao la.
3- Quá trình nghiên cứu khoa học
Tôi chỉ trình bày một số công trình mà tôi cho là những cột mốc trên chặng đường nghiên
cứu thiên văn học của tôi. Khởi đầu là một nhà thiên văn vô tuyến, tôi sử dụng vào
những năm đầu của thập niên 60, kính thiên văn của Pháp đặt tại Nançay, cách Paris 180
km về phía nam. Kính thiên văn vô tuyến Nançay thuộc loại lớn, có kích thước 200 met
trên 35 met, hoạt động trên lĩnh vực những bước sóng cm (từ 9 tới 21 cm)

4- Bức xạ
"synchrotron" phát ra từ các thiên hà

Bức xạ synchrotron của thiên hà 3C 111 quan sát bởi Nguyễn Quang Riệu và Anders
Winnberg, sử dụng hệ giao thoa VLA gồm 27 ăngten của National Radio Astronomy
Observatory đặt tại bang New Mexico (Mỹ)
Mục tiêu của tôi là dùng kính vô tuyến Nançay để nghiên cứu bức xạ "synchrotron"
phát ra từ Ngân Hà và những thiên hà xa xôi. Các electron tương đối tính (= relativistic
electron: electron có tốc độ xấp xỉ tốc độ ánh sáng), bị bẫy trong từ trường, tuy rất yếu
(khoảng 10
-5
- 10
-6
gauss), của Ngân Hà và của những thiên hà và phát ra bức xạ giống
bức xạ phát hiện được trong những máy gia tốc "synchrotron".
Tần số của bức xạ synchrotron là

 =16 x 


 (nu) được đo bằng đơn vị MHz (Megahertz)
từ trường H bằng đơn vị µG (microgauss = 10
-6
gauss),
năng lượng E của electron bằng đơn vị Gev (Giga electron-volt) = 10
9
ev).
Thí dụ những electron có năng lượng khoảng 3 Gev, di chuyển trong một từ trường
10µG, thì phát ra bức xạ synchrotron trên tần số 1440 MHz (bước sóng ~21 cm)
Từ trường chi phối động lực của khí dựa trên sự khuếch tán electron trong môi trường
giữa các sao và đóng vai trò quan trọng trong quá trình hình thành của những ngôi sao.
Dựa trên khuếch tán electron trong môi trường có từ trường không đồng đều, tôi làm

những mô hình lý thuyết để giải thích kết quả mà tôi đã quan sát được. Tôi kết luận là
bức xạ vô tuyến synchrotron của những thiên hà xuất phát từ những vụ nổ trong nhân
của thiên hà, phun ra electron có năng lượng cao. Những electron tương đối tính mất dần
năng lượng vì phát bức xạ synchrotron, nhưng được thay thế bằng những luồng electron
phun ra liên tục từ trung tâm thiên hà, để duy trì nguồn bức xạ vô tuyến [1]
Vụ nổ ngày 2 tháng 9 năm 1972 của thiên thể Cygnus-X3 trong chòm sao Thiên Nga là
dịp để chúng tôi dùng kỹ thuật thiên văn vô tuyến đo khoả
ng cách và tìm hiểu thiên thể
[2], [3] (xem chi tiết trong bài "Vụ nổ Cygnus-X3".) Đây cũng là chiến dịch đầu tiên huy
động cộng đồng các nhà thiên văn trên thế giới cùng quan sát một sự kiện hiếm có, xảy
ra đột xuất trong vũ trụ. Những kết quả quan sát của các nhà thiên văn toàn cầu đã được
đăng trong tạp chí khoa học Nature số đặc biệt, xuất bản tháng 10 năm 1972. Vụ nổ
Cygnus-X3 phun ra những đợt electron có năng lượ
ng cao và làm tăng cường độ của bức
xạ synchrotron của thiên thể.
5- Nghiên cứu những bức xạ Maser trong Vũ trụ
Đầu năm 1970 , nước Pháp có một chương trình cộng tác với Liên Xô trong lĩnh vực
thiên văn vô tuyến. Tại Đài Thiên văn Paris-Meudon, tôi được cử là người trách nhiệm
cho chương trình khoa học, sử dụng kính thiên văn Nançay để nghiên cứu bức xạ maser
phát trên bước sóng 18 cm bởi những phân tử OH (hydroxyle) trong vỏ những ngôi sao.
Phía Liên Xô là những nhà khoa học của viện Sternberg ở Moscow. Hồi đó, Liên Xô
phóng được những vệ tinh và tàu vũ trụ có trọng tải lớ
n. Chúng tôi có dự án dùng tên lửa
của Liên Xô phóng lên Mặt trăng một kính thiên văn vô tuyến, hoạt động cùng với kính
vô tuyến Nançay thành một hệ kính giao thoa. Nếu thực hiện được mục tiêu, độ phân giải
của hệ giao thoa /D (là bước sóng = 18 cm, D là khoảng cách của Mặt trăng=384000
km) sẽ cao hơn ít nhất 30 lần độ phân giải thực hiện được bằng những hệ kính vô tuyến
giao thoa lớn nhất đặt trên Mặt đất. Độ phân gi
ải của kính thiên văn là khoảng cách biểu
kiến (khoảng cách góc) giữa hai điểm trên bầu trời mà kính có thể phân biệt được. Độ

phân giải càng cao (tức là có giá trị càng nhỏ) thì kính càng có hiệu năng tốt và thích hợp
cho sự quan sát những ngôi sao xa xôi phát ra tia maser. Vì lý do kỹ thuật, cuộc thí
nghiệm có tính tiên phong này không được thực hiện. Tuy nhiên, dùng những kết quả
quan sát bằng kính Nançay cùng những mô hình lý thuyết, chúng tôi đã phát hiện được
một số nguồn bức xạ maser trong Ngân Hà [4], [5] và nghiên c
ứu được những điều kiện
lý hóa của môi trường xung quanh những ngôi sao [6]

Kính thiên văn vô tuyến 100 met đường kính của Viện Max-Planck (Đức) đặt tại
Effelsberg gần thành phố Bonn
Năm 1973, tôi sang nghiên cứu tại viện Max-Planck (ở thành phố Bonn, hồi đó còn là thủ
đô của Cộng Hòa Liên Bang Đức). Trong hai năm cộng tác với những nhà khoa học từ
các nước khác tới, tôi sử dụng kính thiên văn vô tuyến của viện Max-Planck, đặt tại
Effelsberg ở một vùng đồi núi, cách Bonn 40 km. Kính Effelsberg là loại kính vô tuyến
cỡ lớn, 100 m đường kính, hoạt động trên những bước sóng centimet, có khả năng quay
như một radar kh
ổng lồ để theo dõi trong hàng giờ, những thiên thể chuyển động trên
bầu trời. Do đó, kính Effelsberg thu được nhiều photon vô tuyến phát ra từ các thiên hà
xa xôi. Chúng tôi dùng kính Effelsberg và phát hiện được một nguồn bức xạ maser của
phân tử hydroxyle (OH), phát ra từ trung tâm thiên hà Messier 82, cách Trái đất 10 triệu
năm ánh sáng (Hình 1). Đây là lần đầu tiên một bức xạ maser rất mạnh được phát hiện
trên bầu trời Bắc Bán cầu, trong một thiên hà khác, ở hẳn bên ngoài Thiên Hà của chúng
ta [7]

Hình 1: Phổ của phân tử OH phát ra bởi thiên hà Messier 82 trên tần số 1667 MHz
(bước sóng 18 centimet). Bức xạ maser xuất hiện dưới dạng một đỉnh rất hẹp (phía bên
trái) trong phổ. Trục tung là cường độ của bức xạ. Trục hoành là tần số, thường được quy
ra thành tốc độ xuyên tâm theo công thức Doppler

v =
c 


(v là tốc độ xuyên tâm, c là tốc độ ánh sáng,  là tần số, / là độ dịch chuyển của
vạch phổ so với tần số nghỉ). Các nhà thiên văn dùng kính vô tuyến thiên văn
Effelsberg có đường kính 100m của viện Max-Planck (Đức) để phát hiện ra bức xạ
maser này) (Nguyễn Quang Riệu và cộng sự, 1976)


Hình 2:
Hình bên trái (a): Thông thuờng thì phân tử (biểu thị bằng những vòng tròn) nằm
ở những mức năng lượng thấp. Số phân tử càng thưa thớt khi càng lên những mức
năng lượng cao.
Hình bên phải (b): Nguyên tắc của hiệu ứng khuếch đại maser trong một đám khí
phân tử là bơm những phân tử từ những mức năng luợng thấp (những vòng tròn
màu xám) lên những mưc năng lượng cao (mũi tên lên) Khi
đó nếu có một bức xạ
(mũi tên quăn) rọi vào đám khí thì những phân tử vừa được bơm lên đều đổ xô
xuống những mức năng lượng dưới và đồng thời phát ra một vạch bức xạ maser rất
mạnh (mũi tên xuống) đặc trưng của đám khí phân tử. Bức xạ maser có thể mạnh
bằng hàng tỉ lần bức xạ bức xạ rọi vào đám mây
Những bức xạ maser xuất phát từ môi trường xung quanh những ngôi sao còn non, đang
được hình thành và những ngôi sao đang hấp hối, hoặc đã nổ tung. Môi trường này là nơi
tập trung của khí và bụi. Bức xạ hồng ngoại của sao và bụi kích thích các phân tử trong

vỏ sao lên những mức năng lượng cao. Sau đó, các phân tử lại rơi xuống mức năng
lượng cơ bản (thấp nhất). Một số phân t
ử đọng trên những mức năng lượng trung gian,
theo quy tắc chọn lọc của cơ học lượng tử (Hình 2). Đây là quá trình "đảo ngược mật độ
phân tử," những phân tử ở các năng lượng thấp được "bơm" lên những mức năng lượng
cao. Sự phân bố phân tử trên các mức năng lượng không còn tuân theo định luật
Boltzmann (theo định luật này thì số phân tử ở những mức n
ăng lượng cao ít hơn số
phân tử ở những mức năng lượng thấp) nên đám khí phân tử không ở trạng thái "cân
bằng nhiệt động" (thermodynamic equilibrium). Sau khi các phân tử tập trung ở
những mức trung gian rơi xuống những mức năng lượng thấp hơn thì phát ra một bức xạ
rất mạnh, bức xạ maser (Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation).
Cơ chế "bơm" phân tử lên những mức năng lượng cao cũng t
ương tự như cơ chế bơm
laser (Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation) trong phòng thí nghiệm.
Những photon, chủ yếu là photon hồng ngoại phát ra bởi những ngôi sao và những hạt
bụi, hay sự va chạm giữa những phân tử và hydrogen đều tham gia vào cơ chế bơm các
phân tử. Những vạch maser mạnh nhất phát ra từ những thiên thể là những vạch maser
oxyd silic (SiO), hơi nước (H
2
O), hydroxyle (OH) : (Bảng 1)


2 atomes

3 atomes
H
2
Hydrogène moléculaire C
3

Tricarbone
C
2
Carbone moléculaire H
2
O Eau
CH
+
Ion méthylyne CCH Radical éthynyle
CH Radical méthylyne (1) HCN Acide cyanhydrique
OH Radical hydroxyle HNC
Acide isocyanique (isomère de
HCN
CO Monoxyde de carbone HCO Radical formyle
CN Radical cyano HCO
+
Ion formyle
CS Monosulfure de carbone HOC
+

Ion isoformyle (isomère de
HCO
+
)
NO Monoxyde d'azote N
2
H
+
Ion hydrure de diazonium
NS Monosulfure d'azote H

2
S Sulfure d'hydrogène
NH Hydrure d'azote HNO Hydrure de nitrosyle
SO Monoxyde de soufre OCS Oxysulfure de carbone
SO
+
Ion monoxyde de soufre SO
2
Anhydride sulfureux
SiO Monoxyde de silicium HCS
+
Ion thioformylium
SiS Monosulfure de silicium SiC
2
Dicarbure de silicium
SiC Carbure de silicium C
2
O Dicarbure d'oxygène
SiN Nitrure de silicium C
2
S Dicarbure de soufre
PN Nitrure de phosphore

PC Carbure de phosphore

HCl Chlorure d'hydrogène

NaCl Chlorure de sodium

KCl Chlorure de potassium

AlCl Chlorure d'aluminium



4 atomes

5 atomes
NH
3
Ammoniac C
5
Pentacarbone
C
2
H
2
Acétylène CH
4
Méthane
H
2
CO Formaldéhyde CH
2
NH Méthylénimine
HNCO Acide isocyanique H
2
CCO Cétène
HOCO
+

Ion dioxyde de carbone
protoné
NH
2
CN Cyanamide
H
2
CS Thioformaldéhyde C
4
H Radical butatadiynyle
C
3
N Radical cyanoéthynyle HC
3
N Nitrile propiolique
HNCS Acide isothiocyanique HCCNC Isonitrile propiolique
C
3
H Propynylidyne SiH
4
Silane
C
3
O Monoxyde de tricarbone C
3
H
2
Cyclopropynylidène
C

3
S Sulfure de tricarbone CH
2
CN
Radical cyanure de
méthyle
HCNH
+
Acide cyanhydrique protoné SiC
4

Tétracarbure de
silicium
H
3
O+ Ion hydroxonium




6 atomes

7 atomes
CH
3
OH Méthanol CH
3
NH
2
Méthylamine

CH
3
CN Acétonitrile CH
3
CCH Méthylacétylène
NH
2
CHO Formamide CH
3
CHO Acétaldéhyde
CH
3
SH Méthylmercaptan CH
2
CHCN Acrylonitrile
C
2
H
4
Ethylène HC
5
N Cyanobutadiyne
C
5
H Radical pentadiynyle C
6
H
Radical
hexatriynyle
HC

2
CHO Propynaldéhyde

C
4
H
2
Diacétylène




8 atomes

9 atomes
HCOOCH
3
Formiate de méthyle CH
3
CH
2
OH Ethanol
CH
3
C
3
N Méthylcyanoacétylène CH
3
OCH
3

Ether diméthylique

CH
3
C
4
H Méthyldiacétylène

CH
3
CH
2
CN Cyanure d'éthyle

HC
7
N Cyanohexatriyne


10 atomes

11 atomes
CH
3
COCH
3
Acétone HC
9
N Cyanooctatétrayne

13 atomes
HC
11
N Cyanodécapentayne
Bảng 1 Một số phân tử phát hiện được trong dải Ngân Hà
Những đám khí chứa những chất hóa học này có khả năng khuếch đại tới 10
14
lần tín
hiệu vô tuyến sau khi truyền qua đám khí. Lý do là vì cường độ của tín hiệu ra (output
signal), I, tăng theo hàm mũ với hệ số khuếch đại G:

I=I
0
exp(G)
I
0
là cường độ của tín hiệu vào (input signal). Hệ số G phụ thuộc vào điều kiện lý hóa
và đồng thời tỷ lệ với kích thước của đám khí phân tử. Đám khí maser rộng hàng trăm
triệu km nên tỉ số I/I
0
rất lớn, trong khi laser trong phòng thí nghiệm có kích thước rất
hạn chế. Điều kiện lý hóa trong môi trường gần những ngôi sao cũng rất thích hợp để
bơm phân tử. Tuy nhiên, những phân tử này chỉ được bơm lên những mức năng lượng
quay (rotational excited state) nằm trong mức năng lượng dao động cơ bản (vibrational
ground state). Những mức năng lượng này tương đối thấp nên những vạch maser chỉ
phát ra trên bước sóng vô tuyến centimet và milimet. Quan sát bứ
c xạ maser là một
phương tiện để "chẩn đoán" những điều kiện lý hóa như nhiệt độ, mật độ và thành phần
vật liệu trong ngôi sao và môi trường xung quanh [8].

6- Tìm kiếm những phân tử hiếm có trong Vũ trụ
Các hạt nhân của những nguyên tử nhẹ như hydrogen và helium được tạo ra ngay sau vụ
nổ Big Bang. Những nguyên tử nặng hơn và những phân tử được điều chế về sau, trong
lòng các vì sao. Khi đốt hết nhiên li
ệu hạt nhân hydrogen và helium, ngôi sao phun ra
môi trường giữa các sao, bụi và khí trong đó có đủ loại phân tử, kể cả phân tử hữu cơ.
Hiện nay, hơn một trăm phân tử đã được phát hiện trong Ngân Hà dưới dạng khí, từ
oxyd carbon (CO), hydroxyle (HO), hơi nước (H
2
O), tới những phân tử hữu cơ phức tạp
như acid HCOOH, amin CH
3
NH
2
, rượu C
2
H
5
OH, aldehyd CH
3
CHO v v (Bảng 1). Sự
hiện diện của những phân tử hữu cơ, nhất là acid và amin, thúc đẩy các nhà thiên văn tìm
kiếm acid amin trong Vũ trụ. Acid amin là thành phần cơ bản của chất đạm cần thiết cho
sự sống và được cấu tạo bởi nhóm chức hóa học acid COOH và nhóm chức hóa học NH
2
Acid amin đơn giản nhất là glycin phân tử cơ bản
trong cơ thể sinh vật dùng để điều chế các chất hữu cơ
khác như chất đường (glucose). Chúng tôi dùng kính
thiên văn vô tuyến 30 met đường kính của Viện Thiên
văn Pháp-Đức IRAM (Institut de Radio Astronomie

Millimétrique) đặt trên đỉnh dãy núi Sierra Nevada ở
vùng Andalusia (Tây Ban Nha), một trong những kính
lớn hoạt động trên những bước sóng milimet để quan
sát phân tử glycin. Tìm kiếm được acid amin trong Vũ
trụ là một sự kiệ
n vô cùng quan trọng, không những về
mặt khoa học mà cả về mặt triết học, vì acid amin đóng
vai trò trung tâm trong những vấn đề liên quan đến nguồn gốc của sự sống.
Mục tiêu quan sát là tinh vân Lạp Hộ (Orion) và vùng trung tâm Ngân Hà, hai nơi có
tiếng là nôi của những ngôi sao trẻ và chứa nhiều phân tử. Thiết bị gồm có kính vô tuyến
30 met được trang bị máy thu đặt trong máy điều lạnh, nhằm giảm tiếng ồn và những
phổ
kế hoạt động trên những dải tần số trải dài từ 101000 đến 223000 MHz (bước sóng

Glycin (NH
2
CH
2
COOH)
từ 3 đến 1,4 milimet). Chúng tôi phát hiện tổng cộng 334 vạch phổ trong đó có 157 vạch
không nhận biết được là của chất hóa học nào. Về nguyên tắc, chúng tôi ước tính, nếu
những vạch phổ glycin đủ mạnh phải xuất hiện trong những dải tần số mà chúng tôi
quan sát. Nhưng trên thực tế, các vạch phổ glycin quá yếu nên bị che bởi những vạch
phổ của những phân tử khác (Hình 3) Chúng tôi có thể đư
a ra kết luận là trong Ngân Hà,
mật độ của phân tử glycin phải thấp hơn ít nhất 10 tỉ lần mật độ của hydrogen

Hình 3: Một miền phổ của tinh vân Lạp Hộ quan sát bởi F. Combes, Nguyễn Quang
Riệu và G. Wlodarczak
Phân tử HC

7
N và HC
9
N là những phân tử nặ gọi là cyanopolyne, gồm có những chuỗi
carbon dài, tương đối hiếm trong Vũ trụ. Công thức hóa học khai triển của các loại phân
tử này có những liên kết ba (triple bond). Chẳng hạn phân tử HC
9
N có công thức
H-C
C-C C-C C-C C-C N
và chỉ tồn tại trong những điều kiện lý hóa đặc biệt. Chúng tôi phát hiện được những
phân tử HC
7
N và HC
9
N trong một số sao và nghiên cứu môi trường sản xuất ra những
phân tử này [10], [11].

Nhân của các thiên hà có nhiều bụi và khí. Đây cũng là nôi của những ngôi sao thế hệ trẻ,
hãy còn nằm trong những đám khí trộn lẫn với bụi. Do đó, môi trường này có những điều
kiện lý hóa thuận lợi cho sự tổng hợp các phân tử. Sử dụng kính thiên văn IRAM, chúng
tôi đã quan sát thấy một số phân tử hữu cơ, trong đó có acid HNCO, phát hiện được lần
đầu tiên trong những thiên hà [12].


7- Kỹ thuật hệ kính giao thoa
N
hững bước sóng vô tuyến (
vt
) trải dài từ khoảng 1 mm tới khoảng 10m nên lớn gấp

hàng nghìn lần đến hàng chục triệu lần bước sóng khả kiến (
kk
~0,6 µm). Để có độ
phân giải /D ( là bước sóng, D là đường kính của kính) tương đương với độ phân giải
của kính thiên văn dùng trong vùng khả kiến, các nhà thiên văn vô tuyến phải dùng các
ăngten có đường kính lớn gấp 
vt
/
kk
lần đướng kính của kính quang học hoạt động trên
những bước sóng khả kiến. Có nghĩa là nếu muốn đạt được độ phân giải cao bằng độ
phân giải của một kính thiên văn quang học có đường kính 1,5m, kính thiên văn vô tuyến
hoạt động trên bước sóng = 1mm phải có đường kính lớn bằng = 2500m ! Việc xây một
ăngten lớn như thế tốn rất nhiều kinh phí và khó thực hiện về mặt kỹ thuậ
t. Kính vô tuyến
milimet lớn nhất hiện nay chỉ có đường kính lớn tới 45m.
Dựa trên nguyên tắc của phép đo giao thoa (interferometry) sử dụng đồng thời một số (ít
nhất là hai) ăngten hoạt động tương quan với nhau, các nhà thiên văn vô tuyến đạt được
độ phân giải tương đương với, hoặc cao hơn độ phân giải của các kính quang học. Bởi vì
độ phân giải của hệ giao thoa không tùy thuộc vào kính thước của riêng từng ăngten mà
tùy thuộ
c vào khoảng cách giữa các ăngten. Độ phân giải vẫn được xác định bằng công
thức /D, nhưng ở đây D là khoảng cách giữa những ăngten và còn được gọi là "đường
căn cứ" (baseline) của hệ giao thoa. Đường căn cứ có thể dài hàng chục, thậm chí hàng
nghìn kilomet. Các nhà thiên văn vô tuyến xây những mạng ăngten đặt ở các châu lục
khác nhau để đạt tới độ phân giải cao (10
-5
giây cung). Độ phân giải này dùng để phân
biệt chi tiết trong những thiên hà xa xôi trong Vũ trụ. Vì lý do kỹ thuật, phép đo giao thoa
chưa được dùng trên bước sóng khả kiến. Các nhà thiên văn bắt đầu xây những kính

quang học để áp dụng phương pháp này.

8- Những công trình nghiên cứu bằng kính vô tuyến giao thoa
Những phân tử ammoniac (NH
3
) và cyanoprolyne (HC
7
N) đóng vai trò quan trọng trong
quá trình hóa học trong vỏ những ngôi sao. Những phân tử NH
3
va chạm với nguyên tử
và phân tử hydrogen để tạo ra trạng thái cân bằng nhiệt, nên NH
3
được coi là những nhiệt
kế để đo nhiệt độ trong môi trường xung quanh sao.

Hình 4: Vạch phân tử ammoniac NH
3
và vạch phân tử HC
7
N phát hiện được trong vỏ của
một ngôi sao đang hấp hối, CRL 2688. Các nhà thiên văn Nguyễn Quang Riệu, Graham
và Bujarrabal sử dụng kính vô tuyến Effelsberg để thực hiện công trình quan sát này
(1984)


Chúng tôi phát hiện được NH
3
và HC
7

N trong những vỏ sao bằng kính vô tuyến thiên
văn 100m đường kính tại Effelsberg trên bước sóng 1,3cm [10] (Hình 4). Bởi vì kính
Effelsberg, tuy lớn, nhưng vẫn không có độ phân giải đủ cao để quan sát được nhiều chi
tiết. Chúng tôi dùng hệ kính giao thoa VLA (Very Large Array) đặt tại tiểu bang New
Mexico (nước Mỹ) để xác định sự phân bố các loại phân tử trong vỏ các ngôi sao. Hệ
giao thoa VLA gồm có 27 ăngten, mỗi ăngten có đường kính 25m. Khoảng cách tối đa
giữa những ăngten là 35km. Chúng tôi phát hiện được là phân t
ử NH
3
tập trung trong một
vỏ bụi hình khuyên bao quanh ngôi sao, còn phân tử HC
7
N phân tán ra thành một vầng
rộng [13]. Cho tới nay, các nhà khoa học vẫn chưa hiểu tại sao những phân tử HC
7
N lại
tồn tại ở cách xa ngôi sao như thế.
Chúng tôi dùng hệ giao thoa VLA để quan sát bức xạ synchrotron phát trên bước sóng
18cm bởi thiên hà 3C 111, ở khoảng cách 6 trăm triệu năm-ánh sáng. Nhân của thiên hà,
có khả năng là một lỗ đen, bắn những tia electron tương đối tính ra xa hàng trăm nghìn
năm-ánh sáng. Vật chất và từ trường trong không gian giữa các thiên hà bị nén và bẫy
electron, tạo ra hai thùy phát ra bức xạ vô tuyến giúp các nhà lý thuyết tìm hiểu cơ chế
sản xuất ra electron có năng lượng cao và từ trường xung quanh các thiên hà.

Hình 5: Angten trong hệ kính vô tuyến giao thoa BIMA của Đại học Berkeley
(California, USA). Trên nền trời là vùng trung tâm của Ngân hà. (Hình chụp bởi nhà
thiên văn Dick Plambeck)

Năm 1985 và 1986, tôi sang Đại học Berkeley (California) để cộng tác và sử dụng hệ
giao thoa BIMA (của Đại học Berkeley, Illinois và Maryland) (Hình 5). Chúng tôi quan

sát một số phân tử và tìm hiểu được cơ chế hóa học cấu tạo ra những phân tử trong vỏ
những ngôi sao [14], [15].
Những photon tử ngoại trong môi trường kế cạnh ngôi sao, ion hóa một số phân tử. Ion
tổng hợp với những phân tử trung hòa để tạo ra những phân tử hữu cơ
phức tạp. Lần đầu
tiên, chúng tôi quan sát thấy là hiện tượng "quang ion hóa" (photoionization) tỏ ra rất
quan trọng trong quá trình hóa học xung quanh những ngôi sao.
Năm 1987, tôi được mời sang Đại học Tokyo (Đông Đại) làm giáo sư thỉnh giảng và Đài
thiên văn vô tuyến Nobeyama (thuộc Đại học Tokyo) để nghiên cứu. Đài Nobeyama có
kính vô tuyến lớn, 45m đường kính, hoạt động trên những bước sóng milimet và có một
hệ phổ kế rất hiện đại. Tôi cộng tác với các nhà thiên v
ăn Nhật Bản và phát hiện được
những phân tử, như hydrocarbon C
2
H, C
4
H và ion HCO
+
. Những kết quả này giúp chúng
tôi tìm hiểu thêm về quá trình tiến hóa của các ngôi sao trong Dải Ngân Hà [16]

9- Quan sát bằng vệ tinh ISO
Từ năm 1985, tôi được mời tham gia vào đề án của Cơ quan Vũ trụ Châu Âu (European
Space Agency, viết tắt là ESA) để phóng một vệ tinh chuyên quan sát trong vùng bước
sóng hồng ngoại. Vệ tinh được đặt tên là ISO (Infrared Space Observatory, Đài Thiên văn
Vũ trụ Hồng ngoại)


Hình 6: Vệ tinh ISO quan sát trong vùng sóng hồng ngoại
Những ngôi sao loại Mặt trời đang ở tuổi trung niên và những thiên hà lấp lánh đầy sao,

đều phát ra ánh sáng. Còn những ngôi sao già đã hao mòn vật chất, cùng những sao sơ
sinh và những thiên hà đang được hình thành chủ yếu chỉ phát bức xạ hồng ngoại. Vì khí
quyển Trái đất hấp thụ bức xạ hồng ngoại, nên các nhà thiên văn phải đặt những kính
thiên văn trên vệ tinh, phóng ra hẳn ngoài khí quyể
n để quan sát. Chúng tôi làm những
mô hình lý thuyết để tiên đoán cường độ của các vạch phổ, nhằm đưa vào chương trình
quan sát của vệ tinh ISO, những vạch đủ mạnh để có thể phát hiện được và có lợi ích cho
các mục tiêu nghiên cứu [17]. Chúng tôi có những buổi họp thường xuyên cùng những
nhà thiên văn nước ngoài để trao đổi kết quả.
Sau 10 năm chuẩn bị, vệ tinh ISO được phóng bằng một tên lửa Ariane của ESA, ngày 17
tháng 11 năm 1995. Các máy
điện tử thu tín hiệu của các thiên thể phải được ướp lạnh
trong một bình chứa helium lỏng để giữ thiết bị ở nhiệt độ 4K, nhằm giảm đến mức tối
thiểu tiếng ồn của máy thu và tăng độ nhạy của kính. Vệ tinh ISO chứa đủ helium để hoạt
động tới ngày 8 tháng 4, năm 1998. Trong số những kết quả chúng tôi thu được, đáng chú
ý là trong vỏ một ngôi sao, W Hydra, có một "rừng" hàng trăm vạch phổ của phân tử H
2
O
mà các nhà thiên văn chưa phát hiện được từ trước tới nay, vì chúng bị hấp thụ bởi khí
quyển Trái đất (Hình 7).


Hình 7: Một "rừng" phổ hồng ngoại của phân tử H
2
O phát hiện được trong vỏ ngôi sao
W Hydra. Những vạch phổ H
2
O được xác định bằng những mũi tên và những con số
tương ứng với những mức năng lượng quay của phân tử. Đây là một trong những kết
quả đầu tiên thu được bởi các nhà thiên văn, sử dụng các thiết bị đặt trên vệ tinh hồng

ngoại ISO (Infrared Space Observatory) [Barlow, Nguyễn Quang Riệu và 41 cộng sự,
1996)

Bài báo công bố kết quả đầu tiên mang tên 43 tác giả, những nhà khoa học đã tham gia