Tài liệu Đo khoảng cách trong vũ trụ ppt

Đo khoảng cách trong vũ trụ
Tác giả: Thohry
10/01/2008
Trong cái vô cùng, vô tận của vũ trụ, xa đến như thế nào thì được gọi là xa?
Câu hỏi này luôn âm ỉ trong tâm trí của G. Fritz Benedict (không phải Giáo hoàng Benedict đâu) từ lúc ông
mới lên 8 tuổi, khi mà một người bạn của gia đình chỉ cho ông chòm sao Orion nằm ở đâu.
“Có cái gì đó bứt rứt trong đầu tôi”, Benedict, một nhà thiên văn học tại ĐHTH Taxas thành phố Austin đã
nói như vậy. Với Benedict, vấn đề là tìm khoảng cách tới các ngôi sao đuợc gọi là Cepheid hay sao biến
quang.
Đo khoảng cách vũ trụ là những phép đo mà gần như ta luôn gặp phải những sai số lớn.
Trong thế kỷ thứ 3 TCN, nhà toán học Aristarchus ở Samos đã bắt đầu thử đi tìm cách tính khoảng cách từ
Trái đất tới Mặt trời, đó là bước đi đầu tiên của loài người trong công cuộc đi tìm những khoảng cách lớn
hơn trong vũ trụ .
Bằng cách sử dụng độ lớn biểu kiến của Mặt trăng và Mặt trời, ông đã tính được khoảng cách đó là ... 4
triệu dặm (6,4 triệu km) và đáp số đó như ngày nay chúng ta đã biết, lệch tới 143 triệu km !. (Chà may mà
ông tính sai, nếu không thì Trái đất chắc phải nóng lắm)
Phương pháp Halley
Phải mất hơn 2000 năm sau, con người mới tìm ra được một cách tính chính xác hơn nhiều dựa vào phát
minh của nhà thiên văn học người Anh : Edmond Halley.
Các nhà thiên văn học biết rằng khi ‘nhìn’Mặt trời từ các địa điểm khác nhau trên thế giới sẽ cho các góc
nhìn khác nhau. Sự sai khác về góc nhìn đó còn được gọi là thị sai đã cho phép chúng ta tính toán được
khoảng cách tới Mặt trời.
Phuơng pháp của Halley yêu cầu các nhà khoa học ở những nơi khác nhau trên thế giới cùng quan sát hiện
tượng sao Kim đi ngang qua Mặt trời, đó là một hiện tượng khá hiếm gặp.
Sao Kim sẽ in hình lên Mặt trời khi hành tinh này đi ngang qua và vị trí của hình ảnh đó nó có phụ thuộc vào
địa điểm theo dõi trên Trái đất. Thời gian sao Kim đi ngang qua Mặt trời đương nhiên phụ thuộc vào hành
trình ngắn hay dài. Thời gian đó có thể sai khác tới cả vài phút và phụ thuộc vào góc nhìn của người quan
sát.
Phuơng pháp này hóa ra cũng không phải đơn giản. Mãi đến cuối thế kỷ 19, tức là khoảng 150 năm sau khi
Halley mất, các nhà khoa học mới tính được khoảng cách từ Trái đất đến Mặt trời là 149,66 triệu km.
Các nhà thiên văn học đương thời đã sử dụng phương pháp thị sai để đo khoảng cách tới các ngôi sao

hàng xóm gần nhất, đó là hệ sao Alpha Centauri (gồm 3 ngôi sao). Khoảng cách đo được là khoảng 4 năm
ánh sáng, hay 26 nghìn tỷ km. Thay vì ‘nhìn’ các ngôi sao từ các điểm khác nhau trên Trái đất, họ đã ‘nhìn’
chúng từ 2 điểm xa nhau nhất của Trái đất trong quỹ đạo xung quanh Mặt trời, có nghĩa là sau khi đo lần 1,
họ phải đợi chừng 6 tháng sau mới đo lần thứ 2.
Kỹ thuật đo thị sai tuy nhiên lại không hiệu quả khi đo những vật ở quá xa do sự sai khác góc quá nhỏ. Để
đo được những khoảng cách xa hơn, các nhà thiên văn học lại đưa ra một kỹ thuật khác được gọi là “Cây
nến chuẩn”. Kỹ thụât này dựa trên sự chiếu sáng của các thiên thể đã biết độ trưng tuyệt đối, ví dụ như các
vụ nổ supernova Type1a.
Bởi vì độ sáng thực của chúng được coi như không đổi, khoảng cách của chúng sẽ đựơc tính toán dựa trên
độ ‘mờ đi’ khi nhìn từ mặt đất.
Vấn đề là ở chỗ, chúng ta không luôn có sẵn các vụ nổ supernova type1a ở trong vũ trụ. Bởi vậy, Benedict
đã bị cuốn hút vào một dạng sao ‘nhấp nháy’, mà loại này không giống như supernova type1a,: chúng có ở
mọi nơi trong vũ trụ.
Benedict nói: “Sao biến quang giống một loại biển quảng cáo ở trong vũ trụ, ta có thể thấy ở khắp nơi.
Chúng rất dễ tìm và đáp ứng tốt yêu cầu”
Tìm kiếm các sao biến quang (Cepheid)
Công việc tìm kiếm các ngôi sao biến quang của Benedict bắt đầu từ năm 1977 khi ông được thông báo
rằng cơ quan Vũ trụ Mỹ Nasa đang chuẩn bị đưa một ống kính thiên văn có tên là Hubble lên vũ trụ và ông
cũng được mời tham gia nhóm chuyên gia Đo khoảng cách qua kính thiên văn (gọi tắt là Nhóm Đo Đạc)
Kính Hubble được phóng vào quỹ đạo năm 1990, vài năm sau đó, một số thành viên ban đầu của Nhóm Đo
đạc cũng bỏ đi. Trong lúc mọi việc đi theo chiều hướng không thuận lợi như vậy, Benedict được cử làm
trưởng nhóm.
Năm 2003, Benendict nhận được email từ Nasa. Tuỵêt vời, dự án Sao biến quang của ông được thông qua.
Benedict đã chọn 10 ngôi sao biến quang đầu tiên, tất cả đều nằm trong dải Ngân hà.
Khoảng cách đo được phụ thuộc vào các hệ thống sensor dẫn hướng rất nhậy của Hubble, hệ thống này
nhằm định vị ống kính sao cho nó luôn hướng về ngôi sao đang quan sát. Ta biết rằng Hubble luôn quay
xung quanh Trái đất với tốc độ khoảng trên 90 phút/vòng, và Trái đất lại luôn quay xung quanh Mặt trời.
Benedict đã lựa chọn một nhóm sao đã biết để làm đối chứng ngay cạnh một ngôi sao Cepheid cần nghiên
cứu trong khu vực. Bằng cách căn theo các ngôi sao so sánh đó, các “nhà đo đạc thiên văn” đã có thể theo
dõi được chuyển động của ngôi sao biến quang đó mặc dầu Trái đất vẫn đang chuyển động trong quỹ đạo

xung quanh Mặt trời.
Phải mất 2 năm ròng quan sát, Benedict mới thu thập đủ số liệu cần thiết. Với mỗi một phép đo, luôn có
hàng chục các biến cần phải xác định, ví dụ như các dao động nhiệt độ của kính Hubble , hay vấn đề ổn
định rung trong khi ống kính khổng lồ luôn lao đi với tốc độ 280000 km/h.
Benedict đã dựng một đồ thị biểu diễn độ trưng và tần số nháy của các ngôi sao biến quang. Nếu đó là các
‘cây nến chuẩn’ thực sự, các điểm biểu diễn trên trục toạ độ logarit chắc chắn phải xếp hàng thẳng như một
mũi tên.
“Tôi vô cùng sung sướng khi nhận thấy rằng các điểm biểu diễn này nằm trong một đường thẳng” ông nói.
Các kết quả nghiên cứu của ông đã được công bố trên tạp chí Vật lý Thiên văn tháng 4 năm 2007.
Theo DailyAstronomy