Tiểu luận môn Phương Pháp Nghiên Cứu Khoa Học " Thiên văn vô tuyến "

Chia sẻ: tieulaubau

Các bạn đang cầm trên tay cuốn tiểu luận “Thiên văn vô tuyến” nhân dịp thực hành Phương pháp nghiên cứu khoa học của nhóm chúng tôi. Xin có đôi dòng bày tỏ những cảm xúc hãnh diện của chúng tôi về thành quả này! Đó là cả một quá trình nỗ lực đầy nhiệt huyết của nhóm thực hiện.

Bạn đang xem 20 trang mẫu tài liệu này, vui lòng download file gốc để xem toàn bộ.

Nội dung Text: Tiểu luận môn Phương Pháp Nghiên Cứu Khoa Học " Thiên văn vô tuyến "

BỘ GIÁO DỤC & ĐÀO TẠO

TRƯỜNG ĐH SƯ PHẠM TP.HCM

KHOA VẬT LÝ



Tiểu luận môn

Phương Pháp Nghiên Cứu Khoa Học

Tên đề tài:




Thầy Lê Văn Hoàng
Giáo viên hướng dẫn:

Nhóm thực hiện: Nguyễn Công Danh

Võ Thị Hoa

Nguyễn Thị Phương Thảo (29/01)

Lâm Hoàng Minh Tuấn

Nguyễn Thành Trung


Lớp Lý 3 Chính Qui
TPHCM, Tháng 5 Năm 2009
2




MỤC LỤC
Chương 1: LƯỢC SỬ THIÊN VĂN VÔ TUYẾN ....................................................... 6

1.1. James Clerk Maxwell (1831-1879) ................................................................ 6

1.2. Heinrich Hertz (1857-1894) ................................ .......................................... 7

1.3. Thomas Alva Edison (1847-1931) ................................................................. 8

1.4. Sir Oliver J. Lodge (1851-1940) ................................ ................................ .. 11

1.5. Wilsing and Scheiner (1896) ....................................................................... 12

1.6. Charles Nordman (1900) ............................................................................. 13

1.7. Max Planck (1858-1947) ............................................................................. 14

1.8. Oliver Heaviside (1850-1925) ..................................................................... 16

1.9. Guglielmo Marconi (1874-1937) ................................................................. 17

Chương 2: THIÊN VĂN VÔ TUYẾN LÀ GÌ? ...................................................... 18

2.1. Sơ lược về Bức xạ điện từ: .......................................................................... 18

2.1.1. Nguồn gốc: ................................................................ ................................ .. 18

2.1.2. Lưỡng tính sóng – hạt của bức xạ điện từ: ................................................ 19

Phương trình Maxwell: ......................................................................................... 26

Năng lượng và xung lượng: .................................................................................. 31

2.1.3. Phổ điện từ & Các đặc trưng cơ bản: ................................ ........................ 36

2.1.4. Các loại bức xạ điện từ: .............................................................................. 40

2.2. Bức xạ vũ trụ và ngành thiên văn vật lý: ................................ ..................... 51

2.2.1. Sơ lược về bức xạ vũ trụ: ................................ ................................ ........... 51

2.2.2. Ngành thiên văn vật lý: .............................................................................. 57

2.3. Bức xạ vô tuyến và thiên văn vô tuyến: ....................................................... 62


PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
3




Chương 3: KÍNH THIÊN VĂN VÔ TUYẾN ........................................................ 64

3.1. Sơ lược về kính thiên văn vô tuyến: ................................ ............................ 64

3.2. Đo đạc thiên văn vô tuyến: .......................................................................... 70

3.2.1. Sơ lược cấu tạo và hoạt động của kính thiên văn vô tuyến: ..................... 70

3.2.2. Công thức đo đạc vô tuyến: ....................................................................... 76

Chương 4: GIỚI THIỆU MỘT SỐ CÔNG TRÌNH NGHIÊN CỨU TRONG THIÊN
VĂN VÔ TUYẾN ................................ ................................................................. 79

4.1. Sự phát hiện bức xạ phông vũ trụ, vết tích của Big Bang: ............................ 79

4.1.1. Lược sử: ....................................................................................................... 79

4.1.2. Ý nghĩa việc tìm ra bức xạ phong nền viba của vụ trụ: ............................ 79

4.1.3. Phương pháp nghiên cứu:................................ ................................ ........... 80

4.2. Vạch phổ cuả nguyên tử trung hòa Hydrogen trên bước sóng 21 centimet:.. 83

4.2.1. Lược sử: ....................................................................................................... 83

4.2.2. Ý nghĩa nghiên cứu bức xạ Hyđro: ............................................................ 83

4.2.3. Cơ chế phát xạ: ........................................................................................... 84

4.3. Bức xạ "synchrotron" phát ra từ các thiên hà ................................ ............... 86

4.3.1. Lược sử nghiên cứu nguồn bức xạ synchrotron trong Thiên Hà : ........... 86

4.3.2. Mục đích nghiên cứu : ................................................................................ 86

4.3.3. Cơ chế bức xạ synchrontron phi nhiệt :..................................................... 87

4.3.4. Tần số của bức xạ synchrotron : ................................................................ 89

4.3.5. Cường độ bức xạ :....................................................................................... 89

4.4. Nghiên cứu những bức xạ Maser trong Vũ trụ ............................................ 90

4.4.1. Lược sử nghiên cứu: ................................................................................... 90




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
4




4.4.2. Mục đích nghiên cứu: ................................................................................. 92

4.4.3. Cơ chế bức xạ maser: Quá trình đảo ngược mật độ phân tử .................... 92

4.4.4. Tần số bức xạ maser: .................................................................................. 94

4.4.5. Nguồn bức xạ maser: .................................................................................. 94

4.5. Săn tìm acid amin: ................................ ................................ ..................... 97

4.5.1. Lược sử nghiên cứu : .................................................................................. 97

4.5.2. Mục đích nghiên cứu : ................................................................................ 98

4.5.3. Kết quả nghiên cứu: ................................ ................................ .................... 99

TÀI LIỆU THAM KHẢO ................................ ................................ .................. 104




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
5




LỜI NÓI ĐẦU

Các bạn đang cầm trên tay cuốn tiểu luận “Thiên văn vô tuyến” nhân dịp thực
hành Phương pháp nghiên cứu khoa học của nhóm chúng tôi. Xin có đôi dòng
bày tỏ những cảm xúc hãnh diện của chúng tôi về thành quả này! Đó là cả một quá
trình nỗ lực đầy nhiệt huyết của nhóm thực hiện.

Từ ý tưởng ban đầu, nghiên cứu về bức xạ điện từ trong thiên văn, nhóm đã lựa
chọn đối tượng nghiên cứu sau cùng là thiên văn vô tuyến. Ngành thiên văn vật lý
thế giới đang trên đà phát triển với rất nhiều triển vọng. Trong đó, thiên văn vô
tuyến có một giá trị và vai trò rất lớn đối với tống thể sự phát triển đó. Qua quá
trình thực hiện đề tài, nhóm không những đ ược rèn luyện ph ương pháp nghiên cứu
khoa học với những kinh nghiệm đáng kể mà còn được mở rộng vốn kiến thức thiên
văn vốn là khoa học lí thú và luôn mới lạ.

Tiểu luận này cung cấp những kiến thức rất sơ đẳng và phổ quát từ nhiều nguồn
tài liệu giúp người đọc hiểu biết tổng quan về bức xạ điện từ, bức xạ vũ trụ, ngành
thiên văn vật lý, thiên văn vô thuyến, kính thiên văn vô tuyến với cách thức hoạt
động và giới thiệu một số công trình nghiên cứu trong thiên văn vô tuyến như bức
xạ nền vi sóng vũ trụ, bức xạ Maser, Synchrotron… Đặc biệt, tuy có phần hạn chế
nhưng cũng là một ưu điểm của tiểu luận này là những thông tin phong phú được
d ịch thuật và chọn lọc từ những nguồn tài liệu tiếng Anh trên internet. Đây cũng
chính là một kinh nghiệm đáng khích lệ trong quá trình làm việc của nhóm.

Do hạn chế về hiểu biết cũng như trình độ ngoại ngữ n ên trong khi th ực hiện tiểu
luận này không tránh khỏi sai sót, nhóm chúng tôi rất mong người đọc thông cảm
và nhiệt tình đóng góp ý kiến để lần thực hiện sau nếu có thể dược tốt hơn.

Chân thành cảm ơn!

Nhóm thực hiện




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
6




Chương 1: LƯỢC SỬ THIÊN VĂN VÔ TUYẾN

Tiên đoán của Maxwell về sóng điện từ và chứng minh của Hertz về sự tồn tại
thực của chúng đã dẫn đường cho nhiều nhà khoa học nghiên cứu về những thiên
thể như mặt trời và các vì sao có khả năng phát ra sóng vô tuyến. Các nhà khoa học
sau đây đã đặt cơ sở cho sự khám phá về sau của thiên văn vô tuyến.




1.1. James Clerk Maxwell (1831-1879)


Trong những năm 1860 và 1870 James Clerk Maxwell đã phát triển lý thuyết
về năng lượng điện và năng lượng từ, và ông đã tóm tắt trong 4 phương trình nổi
tiếng của mình (hình 1.1). Những phương trình này tóm lược tất cả những khám phá
về điện và từ trong những thí nghiệm đã được làm trước đó vài trăm năm bởi
Faraday, Volta và nhiều người khác.




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
7




Hình 1.1. Phương trình Maxwell

Họ chỉ ra rằng điện và từ là hai mặt của cùng một năng lượng. Những phương
trình cũng dự báo rằng có một dạng bức xạ mà người ta gọi nó là bức xạ điện từ.
Maxwell nhận ra rằng ánh sáng là một dạng của bức xạ điện từ.

Những phương trình này dự báo rằng bức xạ điện từ có thể tồn tại ở bất kì
bước sóng nào. Những màu sắc khác nhau của ánh sáng có bước sóng ngắn hơn một
phần ngàn mm.




1.2. Heinrich Hertz (1857-1894)


Năm 1888, Heinrich Hertz đã xây dựng một bộ máy có thể phát và nhận sóng
điện từ ở khoảng cách chừng 5m (hình 1.2). Ông đã sử dụng một cuộn dây điện để
phát ra một tia điện có điện áp cao giữa 2 điện cực đóng vai trò như một vật phát.
Máy dò là một cuộn dây kim loại có một khe hở nhỏ. Một tia điện tại vật phát sản
sinh ra những sóng điện từ đi tới máy dò, tạo ra một tia điện trong khe hở. Ông chỉ
ra rằng những sóng này được làm cho dao động theo một hướng và chúng có thể
cản trở lẫn nhau, giống như lý thuyết đã dự báo trước.



THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
8




Hình 1.2. Bộ máy thu phát sóng điện từ của của Hertz năm 1888

Hertz đã thành công trong việc tự tạo ra và thực hiện thành công thí nghiệm
với sóng điện từ vào năm 1887, tám năm sau khi Maxwell qua đời. Hertz đã tạo ra,
thu nhận được, và còn đo được bước sóng (gần 1m) của bức xạ, ngày nay được
phân vào nhóm tần số vô tuyến.

David Hughes, một nhà khoa học sinh quán London, người là giáo sư âm
nhạc trong buổi đầu sự nghiệp của mình, có lẽ mới thực sự là nhà nghiên cứu đầu
tiên thành công trong việc truyền sóng vô tuyến (năm 1879), nhưng sau khi thuyết
phục Hội Hoàng gia không thành, ông quyết định không công bố nghiên cứu của
mình, và cũng không ai biết đến mãi cho tới nhiều năm sau này.




1.3. Thomas Alva Edison (1847-1931)


Một lần nữa Hertz đã chứng minh sự tồn tại của bức xạ điện từ, nhiều nhà
khoa học đã nghĩ đến khả năng thu nhận những bức xạ này từ những thiên thể trên
bầu trời.



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
9




Edison dường như là người đầu tiên được ghi trong sổ sách đã đưa ra thí
nghiệm để phát hiện ra sóng vô tuyến từ mặt trời. Bằng chứng của điều này là một
lá thư đã được gửi đến Lick Observatory năm 1890 bởi Kennelly, người làm việc
trong phòng thí nghi ệm của Edison (hình 1.3). Nó miêu tả cách làm một máy dò bởi
một vài sợi dây cáp cuốn quanh một khối kim loại. Không có tài liệu nào cho thấy
thí nghiệm này đã được công bố.

Tuy nhiên, dù nhận thức muộn, bộ máy được đưa ra có thể là do vô tình và có
thể chỉ nhận ra được những bước sóng rất dài. Tầng điện ly có thể ngăn chặn những
sóng dài này chiếu tới bề mặt trái đất. (Sự dự báo về một lớp phản xạ ở phần trên
của khí quyển, tầng điện ly, đã được đưa ra bởi Kennelly và Heaviside năm 1902).




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
10




...bày trí của Edison là
ghép trên các cực bao
quanh phần lõi quặng
một cáp gồm 7 dây kim
loại cách điện cẩn thận
với các đầu cáp sẽ được
nối với máy điện thoại
hoặc các dụng cụ thí
nghi ệm khác. Sau đó có
khả năng các tạp âm lớn
trong khí quyển Mặt trời
làm nhiễu loạn cả dòng
năng lượng điện từ thông
thường mà chúng ta nhận
lẫn sự phân bố bình
thường của lực từ trên
hành tinh này…




Hình 1.3. Thư gửi đến Lick Observatory năm 1890 bởi Kennelly

(Letter reproduced from "The Evolution of Radio Astronomy", by J.S.Hey,
S cience History Publications, 1973. See also: C.D.Shane, Pub.Astron. Soc. Pacific
70,303, 1958)




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
11




1.4. Sir Oliver J. Lodge (1851-1940)


Lodge đã tạo nên rất nhiều sự đổi mới trong buổi đầu của kỹ thuật bức xạ khi
phát minh ra một máy dò bức xạ tốt hơn, giới thiệu cách sử dụng những bảng mạch
đã được điều chỉnh và phát minh ra loa. Khoảng năm 1897- 1900, Lodge đã thử dò
sóng bức xạ từ mặt trời.


…Tôi đã cố gắng thu lấy
bức xạ sóng dài từ Mặt
trời, lọc những sóng
thường được biết đến
nhiều bởi một bảng đen
hoặc bề mặt tối thích hợp
khác. Tôi đã không thành
công, vì cô-hê-rơ nhạy
cảm ở gần phía ngoài kho
chứa không được bảo vệ
bởi các bức tường
dày…quá nhiều nguồn
nhiễu loạn trên mặt đất ở
trong thành phố…



Hình 1.4. Đây là bài viết mô tả về thí nghiệm của Lodge.

(Letter reproduced from "Classics in Radio Astronomy", by W.T.Sullivan,
Reidel, 1982. Original in Lodge: "Signalling across space without wires", The
Electrician Publ.Co., London, 1900 )

“ Vết của ánh sáng” – Lodge đề cập đến một dụng cụ đo điện có tính phản xạ.
Thí nghiệm này nhạy với bức xạ của bước sóng khoảng centimer, cái mà có thể




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
12




xuyên qua tầng điện ly. Khi đó bộ máy của ông hoàn toàn không đủ nhạy để nhận ra
mặt trời. Trong bất cứ trường hợp nào, đã có quá nhiều nguồn bức xạ giao thoa
trong Liverpool để thí nghiệm đi đến thành công.




1.5. Wilsing and Scheiner (1896)


Johannes Wilsing (1856-1943) và Julius Scheiner (1858-1913) là những nhà
thiên văn vật lý học, những người đầu tiên xuất sắc để tường thuật và công bố
những nỗ lực của họ trong việc bắt bức xạ vô tuyến từ mặt trời
(Ann.Phys.Chem.59,782, 1896, ở Đức).




Hình 1.5. Mô hình của Wilsing and Scheiner năm 1896.

Mô hình thí nghiệm của họ ở hình 1.5 là từ “ thiên văn học sóng vô tuyến cổ
điển” của W.T. Sullivan, Reidel, 1982. Họ tiến hành thí nghiệm trong 8 ngày và
không thể bắt được bất cứ tín hiệu nào phát ra từ mặt trời. Họ nghĩ rằng nguyên
nhân có lẽ là do sóng vô tuyến bị hấp thụ trong khí quyển ( và họ đã sai).




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
13




1.6. C harles Nordman (1900)


Charles Nordman, một sinh viên người Pháp, lý giải rằng nếu sóng vô tuyến bị
hấp thụ bởi khí quyển, như Wilsing và Scheiner nghĩ, thì giải pháp là làm thí
nghiệm ở độ cao lớn hơn. Ông đặt một ăngten bằng thanh kim loại dài trên một
dòng sông băng ở Mont Blanc, độ cao khoảng 3100m (khoảng 10,000 ft).




Hình 1.6. Thí nghiệm của Nordman

(Thí nghiệm của Nordman đã được công bố trong Comptes Rendus Acad.Sci.,
vol.134, page 273, 1902. Tái bản tiếng Anh trong “Thiên văn học sóng vô tuyến cổ
đ iển” của W.T. Sullivan, Reidel, 1982).

Bây giờ chúng ta biết rằng nếu được tiến hành đúng cách thì ăngten có thể
nhạy với sự xuất hiện sóng vô tuyến tần số thấp từ mặt trời và có khả năng bắt đựợc
chúng. Những sự xuất hiện này thường xảy ra hầu hết ở những điểm cực viễn thuộc
Hệ Mặt Trời, nhưng không may là mặt trời ở tại điểm cực cận vào năm 1900. Một
lần nữa nỗ lực trong việc tìm kiếm sóng vô tuyến mặt trời không thành công, mọi




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
14




thí nghiệm chựng lại và phải chờ đến bước phát triển thuần lý thuyết của Planck và
Heaviside.




1.7. Max Planck (1858-1947)


Chuyện kể rằng, khi Max Planck là một sinh viên ở trường đại học Munich,
người hướng dẫn của ông khuyên ông không nên đi sâu vào chuyên ngành Vật Lý
vì tất cả các vấn đề của vật lý đã được giải quyết cả rồi. May mắn sao ông không
nghe theo lời khuyên đó. Sau đó ông đã tìm ra được một vấn đề chưa được giải
quyết, cụ thể là sự giải thích mang tính lý thuyết của “ vật thể đen”, còn gọi là
những đường cong bức xạ nhiệt.

Khi những vật thể có khối lượng rất lớn bị đốt nóng tới nhiệt độ cao thì chúng
sẽ bức xạ năng lượng và đồ thị của cường độ bức xạ đối với bước sóng đi theo một
đường cong như hình minh họa. Nhiệt độ càng cao, bước sóng tại đỉnh của đường
cong càng ngắn.




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
15




Hình 1.7. Đồ thị cường độ bức xạ của vật thể bị đốt nóng

Planck đã thành công trong việc lý giải nguồn gốc của đường cong bức xạ
nhiệt từ một thuyết về sự hấp thụ và sự phát ra bức của vật chất. Lý thuyết cho rằng
năng lượng phải được phát ra hoặc hấp thụ từng lượng nhỏ hay lượng tử năng
lượng. Đây là một phát hiện mang tính quyết định trong vật lý và lý giải tất cả các
hiện tượng điện- từ.

Quang phổ của ánh sáng từ mặt trời rất giống với một đường cong bức xạ
nhiệt. Nếu áp dụng lý thuyết của Planck để dự báo lượng bức xạ có thể nhận được
từ Mặt trời trong vùng vô tuyến của quang phổ (bước sóng từ 10 đến 100cm), bức
xạ có thể rất yếu, quá yếu để có thể được dò thấy bởi bất cứ máy dò nào có được ở
năm 1900.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
16




1.8. Oliver Heaviside (1850-1925)


Heaviside và Kennelly, năm 1902, đã dự báo rằng đáng lẽ phải có một lớp ion
hóa ở tầng trên của khí quyển nơi sẽ phản xạ sóng vô tuyến. Họ lưu ý rằng điều đó
có thể hữu ích cho sự truyền đạt tín hiệu ở khoảng cách lớn, cho phép những tín
hiệu vô tuyến truyền đi trong những phần không gian của trái đất bằng cách bật ra
khỏi đáy của lớp không khí này. Sự tồn tại của lớp không khí, ngày nay được biết
đến như là tầng điện ly, đã được chứng minh vào những năm 1920.

Nếu sóng vô tuyến bật lên khỏi tầng điện ly thì khi đó nó cũng phải bật ra bên
ngoài. Vì thế bất cứ sóng vô tuyến nào bên ngoài trái đất cũng không thể đi xuyên
qua để đến mặt đất, chúng có lẽ bật trở lại vào không gian.

Những dự báo của Heaviside kết hợp với thuyết bức xạ của Planck đã làm
chán nản những cố gắng xa hơn trong việc dò sóng vô tuyến từ mặt trời và những
vật thể khác trên bầu trời. Cho dù vì bất cứ lý do nào, đã không có thêm sự nỗ lực
nào trong suốt 30 năm sau đó cho đến khi có một khám phá tình cờ của Jansky vào
năm 1932.

Sau đó người ta đã hiểu ra rằng sự phản xạ ở tầng điện ly phụ thuộc nhiều vào
tần số (hay bước sóng). Nó phản xạ hầu hết bức xạ nhỏ hơn khoảng 20MHz. Nhưng
tầng điện ly không phải là một rào cản đối với tần số trên 50 MHz. Thiên văn học
sóng vô tuyến phải chờ sự phát triển của những máy dò sóng vô tuyến tần số cao.




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
17




1.9. Guglielmo Marconi (1874-1937)


Marconi đã cải thiện thiết kế của máy phát và nhận sóng vô tuyến và phát triển
những hệ thống trên thực tế đầu tiên cho việc truyền thông tin trên sóng vô tuyến ở
khoảng cách lớn. Năm 1901, ông là người đầu tiên đã gửi và nhận những tín hiệu
vượt đại dương, từ Newfoundland tới Cornwall. Kết quả của những cố gắng mang
tính mở đường của ông, dịch vụ thương mại máy điện thoại radio trở nên sẵn có
trong những năm sau đó. Trong thập niên 1930 công ty Bell Telephone đã không
ngừng cải thiện dịch vụ điện thoại vượt Đại Tây Dương của mình khi họ đã ủy
nhiệm cho Karl Jansky nghiên cứu những nguồn sóng vô tuyến tĩnh, dẫn đến những
khám phá của ông về sóng vô tuyến từ dải ngâ n hà.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
18




Chương 2: THIÊN VĂN VÔ TUYẾN LÀ GÌ?

2.1. Sơ lược về Bức xạ điện từ:

2.1.1. Nguồn gốc:

Nguyên tử là nguồn phát ra mọi bức xạ điện từ, dù là loại nhìn thấy hay không
nhìn thấy. Các dạng bức xạ năng lượng cao, như sóng gamma và tia X, sinh ra do
những sự kiện xảy ra làm phá vỡ trạng thái cân bằng hạt nhân của nguyên tử. Bức
xạ có năng lượng thấp, như ánh sáng cực tím, khả kiến và hồng ngoại, cũng như
sóng vô tuyến và vi ba, phát ra từ những đám mây electron bao quanh hạt nhân hoặc
do tương tác của một nguyên tử với nguyên tử khác.

Những dạng bức xạ này xảy ra do thực tế các electron chuyển động trong
những quỹ đạo xung quanh hạt nhân nguyên tử sắp xếp vào những mức năng lượng
khác nhau trong hàm phân bố xác suất của chúng (hình 2.1). Nhiều electron có thể
hấp thụ thêm năng lượng từ nguồn bức xạ điện từ bên ngoài, kết quả là chúng nhảy
lên mức năng lượng cao hơn vốn dĩ không bền .




Hình 2.1. Mật độ xác xuất tìm thấy điện tử trong nguyên tử Hydrogen.




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
19




Hàm sóng của một điện tử của nguyên tử hydrogen có các mức
năng lượng xác định (tăng dần từ trên xuống n = 1, 2, 3,...) và mô men
xung lượng (tăng dần từ trái sang s, p, d,...). Vùng sáng tương ứng với
vùng có mật độ xác suất tìm thấy điện tử cao, vùng tối tương ứng với
vùng có mật độ xác suất thấp. Mô men xung lượng và năng lượng bị
lượng tử hóa nên chỉ có các giá trị rời rạc như thấy trong hình 2.1.

Cuối cùng, electron “bị kích thích” giải phóng năng lượng thừa bằng cách phát
ra bức xạ điện từ có năng lượng thấp hơn, và đồng thời rơi trở lại mức năng lượng
bền trước đó của nó. Năng lượng của bức xạ phát ra bằng với năng lượng ban đầu
electron hấp thụ trừ đi lượng nhỏ năng lượng bị thất thoát qua một số quá trình thứ
cấp. Các mức năng lượng bức xạ điện từ có thể thay đổi đáng kể phụ thuộc vào
năng lượng của nguồn electron hoặc hạt nhân (hình 2.2)..




Hình 2.2. Sự hấp thụ và phát bức xạ




2.1.2. Lưỡng tính sóng – hạt của bức xạ điện từ:

Bản chất vừa giống sóng vừa giống hạt của ánh sáng khiến cho giới vật lí chia
rẻ sâu sắc trong nhiều thế kỉ.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
20




Trong lịch sử khoa học, các nhà triết học Hy lạp cổ đại xem ánh sáng như các
tia truyền thẳng.

Vào thế kỷ thứ 17, nhiều nhà khoa học Châu Âu tin vào giả thuyết: ánh sáng là
một dòng các hạt rất nhỏ (trường phái Isaac Newton), một số nhà khoa học khác lại
tin rằng: ánh sáng là sóng, và nó được truyền đi trong môi trường chứa đầy ete
(trường phái Christiaan Huygens).

Sau khi lý thuyết sóng và lý thuyết hạt ra đời, lý thuyết điện từ của James
Clerk Maxwell năm 1865 khẳng định lại lần nữa tính chất sóng của ánh sáng. Đặc
biệt, lý thuyết này kết nối các hiện tượng quang học với các hiện tượng điện từ học,
cho thấy ánh sáng chỉ là một trường hợp riêng của sóng điện từ. Các thí nghiệm sau
này về sóng điện từ, như của Heinrich Rudolf Hertz năm 1887, đều khẳng định tính
chính xác của lý thuyết Maxwell.




Hình 2.3. Những nhà tiên phong trong ngành vật lí nghiên cứu ánh sáng khả kiến

Ngày nay các nhà vật lý chấp nhận rằng ánh sáng vừa là hạt, vừa là sóng. Khi
cần giải thích các hiện tượng như giao thoa hay nhiễu xạ, chúng ta coi ánh sáng là
sóng, còn khi cần giải thích các hiện tượng quang điện hay tán xạ Compton, chúng
ta lại coi ánh sáng như các hạt photon. Nói cách khác, ánh sáng hay bức xạ điện từ
có lưỡng tính sóng-hạt.




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
21




Bảng 2.1. Lý thuyết và thực nghiệm chọn lọc chứng tỏ bản chất sóng – hạt của
ánh sáng:

Bằng chứng
chọn lọc
Lý thuyết Thực nghiệm
Bản chất
ánh sáng

Thuyết điện từ của Giao thoa 2 khe Young &
Sóng
nhiễu xạ qua khe hẹp
Maxwell

Thuyết lượng tử ánh sáng Hiệu ứng quang điện &
Hạt
của Einstein hiệu ứng Compton




2.1.2.1. Tính chất sóng:




Hình 2.4. Biểu đồ giản lược theo lối cổ điển của sóng điện từ.

Khi mô tả tính chất sóng người ta dùng các thuật ngữ bước sóng, băng tần.
Bức xạ điện từ mô tả theo tính chất sóng gọi là Sóng điện từ có thể được hình dung
như một tổ hợp các trường dao động điện E và một từ trường B vuông góc với
nhau, dao động cùng pha theo dạng sóng sin toán học và chuyển động với vận tốc
không đổi trong môi trường nhất định, truyền đi theo hướng vuông góc với hướng




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
22




dao động của cả vectơ điện trường (E) và từ trường (B), mang năng lượng từ nguồn
bức xạ đến đích ở xa vô hạn. Biểu đồ hình 2.4 minh họa tính chất sin của các thành
phần vectơ dao động điện và từ khi chúng truyền trong không gian.

Dù là tín hiệu truyền radio phát đi từ một đài phát thanh, nhiệt phát ra từ một
lò lửa, tia X của nha sĩ dùng để chụp hình răng, hay ánh sáng khả kiến và cực tím
phát ra từ Mặt Trời, các dạng khác nhau này của bức xạ điện từ đều có những tính
chất sóng cơ bản và đồng nhất. Mỗi loại bức xạ điện từ, đều dao động tuần hoàn,
biểu lộ một biên độ, bước sóng, và tần số đặc trưng, cùng với việc định rõ hướng
truyền, năng lượng và cường độ của bức xạ.

Dưới những điều kiện bình thường, khi truyền trong môi trường đồng tính như
không khí hoặc chân không, ánh sáng truyền theo đường thẳng cho đến khi nó
tương tác với môi trường khác, nó đổi hướng qua sự khúc xạ hoặc phản xạ. Cường
độ sáng cũng giảm do sự hấp thụ bởi môi trường. Nếu sóng ánh sáng truyền qua
một khe hẹp hoặc lỗ nhỏ, thì chúng có thể bị nhiễu xạ hoặc tán xạ tạo nên hình ảnh
nhiễu xạ đặc trưng. Cường độ (hay độ chói) của bức xạ điện từ tỉ lệ nghịch với bình
phương khoảng cách mà chúng truyền đi. Như vậy, sau khi ánh sáng truyền đi hai
lần một khoảng cách cho trước, thì cường độ của nó giảm đi bốn lần.




Khúc xạ của sóng, giải thích theo quan điểm của Huygens




Hình 2.5. Sự khúc xạ của sóng ánh sáng



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
23




Theo nguyên lí Huygens, mỗi điểm trên sóng có thể tạo ra mặt sóng
riêng của nó, và rồi hợp lại thành đầu sóng, từ đó giải thích hiện tượng
khúc xạ của sóng. Một phần nhỏ của mỗi đầu sóng góc phải chạm đến
môi trường thứ hai trước khi phần còn lại của đầu sóng tiến đến mặt phân
giới. Phần này bắt đầu đi qua môi trường thứ hai trong khi phần còn lại
vẫn còn truyền tron g môi trường thứ nhất, nhưng chuyển động chậm hơn
do chiết suất của môi trường thứ hai cao hơn. Do mặt sóng truyền ở hai
tốc độ khác nhau, nên nó sẽ uốn cong vào môi trường thứ hai, do đó làm
thay đổi hướng truyền.




Hệ vân giao thoa




Hình 2.6. Thí nghiệm giao thoa hai khe Young

Các tính chất đặc trưng khác của bức xạ điện từ cũng quan trọng khi xem xét
cách thức sóng truyền trong không gian. Hình 2.7 biểu diễn các dạng sóng khác
nhau tiêu biểu cho các trạng thái phổ biến thường được dùng để mô tả mức độ đồng
đều của bức xạ điện từ (hình 2.7 miêu tả các bước sóng trong vùng phổ của ánh
sáng khả kiến để minh họa)




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
24




Hình 2.7. Các dạng sóng của ánh sáng

Kính phân cực có cấu trúc phân tử đặc biệt chỉ cho phép ánh sáng có một định
hướng nào đó truyền qua chúng, giống như một loại màn che Venice đặc biệt có các
hàng thanh nhỏ xíu định theo một hướng bên trong chất phân cực (hình 2.8).




Hình 2.8. Sóng ánh sáng đi qua các kính phân cực đặt vuông góc

Nếu cho một chùm sáng tới đập vào kính phân cực thứ nhất, chỉ có những tia
sáng định hướng song song với hướng phân cực mới có thể truyền qua kính. Nếu
đặt một kính phân cực thứ hai phía sau kính thứ nhất và định hưởng giống như kính
thứ nhất, thì ánh sáng truyền qua được kính thứ nhất cũng sẽ truyền qua được kính


PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
25




thứ hai. Tuy nhiên, nếu quay kính phân cực thứ hai đi một góc nhỏ, thì lượng ánh
sáng truyền qua nó sẽ giảm xuống. Khi quay kính phân cực thứ hai đến vị trí định
hướng vuông góc kính thứ nhất, thì không có ánh sáng nào truyền qua kính thứ hai.

Kết quả quan sát với ánh sáng phân cực dẫn đến khái niệm ánh sáng gồm các
sóng ngang có các thành phần vuông góc với hướng truyền sóng. Mỗi thành phần
ngang phải có một định hướng đặc biệt cho phép nó truyền qua hoặc là bị chặn lại
bởi một loại kính phân cực. Chỉ những sóng có thành phần ngang song song với bộ
lọc phân cực mới truyền qua được, còn những sóng khác đều bị chặn lại.




Lý thuyết điện từ c ủa James Clerk Maxwell

Maxwell phát hiện ra tất cả các dạng bức xạ điện từ đều có phổ liên tục và
truyền qua chân không với cùng tốc độ 186000 dặm một giây. Lý thuyết điện từ của
ông khẳng định tính chất sóng của ánh sáng.

Sự xuất hiện của sóng điện từ được giải thích như sau: Mọi điện tích khi gia
tốc, hoặc mọi từ trường biến đổi, đều là nguồn sinh ra các sóng điện từ. Khi từ
trường hay điện trường biến đổi tại một điểm trong không gian, theo hệ phương
trình Maxwell, các từ trường hay điện trường ở các điểm xung quanh cũng bị biến
đổi theo, và cứ như thế sự biến đổi này lan toả ra xung quanh với vận tốc ánh sáng.

Biểu diễn toán học về từ trường và điện trường sinh ra từ một nguồn biến đổi
chứa thêm các phần mô tả về dao động của nguồn, nhưng xảy ra sau một thời gian
chậm hơn so với tại nguồn. Đó chính là mô tả toán học của bức xạ điện từ. Trong
các phương trình Maxwell, bức xạ điện từ hoàn toàn có tính chất sóng, đặc trưng
bởi vận tốc, bước sóng (hoặc tần số).




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
26




Phương trình Maxwell:

4 phương trình Maxwell dùng để mô tả trường điện từ cũng như những tương
tác của chúng đối với vật chất , đây cũng chính là nội dung của thuyết điện từ học
Maxwell:

Bảng 2.2. Hệ phương trình Maxwell dạng vi phân và tích phân:


Tên phương trình Dạng vi phân Dạng tích phân

Định luật Gauss
D·dA   dV

·D   S V
(điện tích tạo ra điện trường):

Đinh luật Gauss cho từ trường
B·dA  0

·B  0 S
(sự không tồn tại của từ tích):

Định luật cảm ứng Faraday B d
E   E·dl   B·dA
 dt S
t C
(từ trường tạo ra điện trường):

Định luật Ampere d
D H·dl   J·dA  D·dA
 dt S
H  J  C S
(với sự bổ sung của Maxwell, t
dòng đ iện tạo ra từ trường):



Các đại lượng D và B liên hệ với E và H bởi :

D  0 E  P  (1  e )0 E  E (2.1.1)

B  0 (H  M )  (1   m )0 H  H (2.1.2)

χe là hệ số cảm ứng điện của môi trường,

χm là hệ số cảm ứng từ của môi trường,

ε là hằng số điện môi của môi trường, và

µ là hằng số từ môi của môi trường.


PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
27




Bảng 2.3.1. Các đại lượng trong hệ đo lường SI :


Kí hiệu Ý nghĩa Đơn vị SI

Cường độ điện trường V/m
E

Cường độ từ trường A/m
H

C/m2
Độ điện thẩm
D

T/m2,
Vectơ cảm ứng từ
B
Wb/m2

C/m3
 Mật độ điện tích

A/m2
Mật độ dòng đ iện
J

m2
Vectơ vi phân diện tích A, hướng vuông góc với mặt S
dA

m3
Vi phân của thể tích V được bao bọc bởi diện tích S
dV

Vectơ vi p hân của đường cong, tiếp tuyến với đ ường kính C
dl m
b ao quanh diện tích S

a
 a a 
Toán T ử tính suất tiêu tán: ·a   x  y  z  m-1
(div) ·
 x y y 

m-1
(rot)   Toán tử tính độ xoáy cuộn của trường vectơ.


Có thể chứng minh dao động điện từ lan truyền trong không gian dưới dạng
sóng bằng các phương trình Maxwell.

Xét trường điện từ b iến đổi trong chân không (không tồn tại dòng điện hay điện
tích tự do trong không gian đang xét), 4 phương trình Maxwell rút gọn thành:

(2.2.1)
 ·E  0


E   B (2.2.2)
t




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
28




·B  0 (2.2.3)


  B   0 0 E (2.2.4)
t

Nghiệm tầm thường của hệ phương trình trên là:

EB0


Giải tích véc tơ để tìm nghiệm không tầm thường:

     A     ·A    2 A


Lấy rot hai vế của phương trình (2.2.2):

 B 
    E      (2.3)

 t 


Đơn giản hóa vế trái (tận dụng (2.2.1) trong quá trình đơn giản hóa):

   E     ·E    2 E   2 E (2.4)


Đơn giản hóa vế phải (tận dụng (2.2.4) trong quá trình đơn giản hóa):

2
 B  
     B    0 0 2 E (2.5)
 
 t  t t


Cân bằng 2 vế (2.4) và (2.5) thu được phương trình vi phân cho điện trường:

2
2E   00 (2.6)
E
t 2

Tương tự, phương trình vi phân với từ trường:

2
2
(2.7)
 B  0  0 2 B
t



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
29




Phương trình sóng dạng tổng quát từ (2.6) và (2.7):

1  2f
2
f 2 2 (2.8)
c0 t


Hàm f miêu tả cường độ dao động của sóng theo thời gian và vị trí trong
không gian. Trong trường hợp của các phương trình sóng liên quan đến điện trường
và từ trường nêu trên, ta thấy nghiệm của phương trình thể hiện điện trường và từ
trường sẽ biến đổi trong không gian và thời gian như những sóng, với tốc độ ánh
1
sáng trong chân không: c 0  (2.9)
0ò0


Bảng 2.3.2. Các đại lượng trong hệ đo lường SI:


Kí hiệu Tên Giá trị Đơn vị trong hệ SI

c 2.998 108
Vận tốc ánh sáng m/s

0 8.854 1012
Độ điện thẩm chân không F/s


0 4  10 7
Độ từ thẩm chân không H/m


Nghiệm của phương trình sóng cho điện trường là:


  (2.10)
E  E0f k  x  c 0 t


Với E0 là một hằng số véc tơ đóng vai trò như biên độ của dao động điện

trường, f là hàm khả vi bậc hai bất kỳ, k là véc tơ đơn vị theo phương lan truyền
của sóng, và x là tọa độ của điểm đang xét. Để thỏa mãn tất cả các phương trình
Maxwell, cần có thêm ràng buộc:




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
30




 
 
  E  k  E 0 f  k  x  c0 t  0 (2.11.1)



Ek  0 (2.11.2)


 
 
  E  k  E 0f  k  x  c0 t  0 (2.11.3)


1
B kE (2.11.4)
c0

Một trường hợp đặc biệt của sóng điện từ lan truyền theo phương z, gọi là
sóng phẳng điều hòa với thành phần điện trường chỉ dao động theo phương y, E =
(0, Aysin[k(z-c0t)], 0), còn từ trường chỉ dao động điều hòa theo phương x, B = (0,
Axsin[k(z-c0t)], 0) = (0, [Ay/c]sin[k(z-c0t)], 0).




Hình 2.9. Sóng điện từ phẳng

(2.11.2) suy ra điện trường phải luôn vuông góc với hướng lan truyền của sóng
và (2.11.4) cho thấy từ trường thì vuông góc với cả điện trường và hướng lan
truyền; đồng thời E0 = c0 B0. Nghiệm này của phương trình Maxwell chính là sóng
đ iện từ phẳng.




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
31




Năng lượng và xung lượng:

Mật độ năng lượng của trường điện từ nói chung:

u = (E.D + B.H)/2

Trong chân không:

u = (ε0|E|2 + µ0|H |2)/2

Với sóng điện từ phẳng tuân thủ phương trình (2.11.4) nêu trên, ta thấy năng
lượng điện đúng bằng năng lượng từ, và:

u = ε0|E|2 = µ0|H |2




2.1.2.2. Tính chất hạt:

Tính chất hạt được mô tả dưới dạng những đơn vị năng lượng mang tên
photon. Năng lượng của bức xạ điện từ không liên tục, chúng hấp thụ hay phát xạ
một cách gián đoạn, từng lượng nhỏ nguyên vẹn gọi là lượng tử năng lượng hay
photon (những thực thể có năng lượng và xung lượng nhưng không có khối lượng).

hc
E  h 



Trong đó: E là năng lượng của photon (kJ/mol)

h là hằng số Planck có giá trị h = 6, 6260693.1034 J.s  6, 6260693.10 27 ec.s


1 ec  107 J  2,3884.10 8 cal  0, 6241.1012 eV




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
32




Vì phân tử hấp thụ từng lượng tử năng lượng nên biến thiên năng lượng cũng
hc
được tính tương tự: E  h 



Như vậy, năng lượng của bức xạ điện từ tỉ lệ trực tiếp với tần số ν của nó và tỉ
lệ nghịch với bước sóng λ , khi tần số tăng (với sự giảm bước sóng tương ứng), thì
năng lượng bức xạ điện từ tăng, và ngược lại.

h
Xung lượng của photon: p 


Tương tác của bức xạ điện từ với một chất có thể được biểu hiện một cách đại
cương ở hai quá trình:

- Quá trình hấp thụ, trong trường hợp bức xạ điện từ tới từ nguồn bị chất
nghiên cứu hấp thụ và cường độ bức xạ giảm đi. Quá trình hấp thụ thường xảy ra
khi phân tử chất nghiên cứu ở trạng thái năng lượng điện tử thấp nhất (trạng thái cơ
bản) nên có khả năng hấp thụ năng lượng của bức xạ điện từ

- Quá trình phát xạ, trong trường hợp chất nghiên cứu cũng phát ra bức xạ điện
từ và vì vậy sẽ làm tăng cường độ bức xạ phát ra từ nguồn. Có nghĩa những phân tử
chất nghiên cứu ở trạng thái kích thích và khi những phân tử này trở lại trạng thái
cơ bản sẽ làm phát ra bức xạ điện từ khiến cho cường độ bức xạ điện từ tăng lên
trong quá trình phát xạ.

Ta có thể coi những tác dụng sau đây là những biểu hiện của tính chất hạt: khả
năng đâm xuyên (hình 2.10), tác dụng quang điện (hình 2.11), tác dụng iôn hoá
(hình 2.12), tác dụng phát quang (hình 2.13).




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
33




Thiên Hồng




Hình 2.10. Ảnh chụp những bông hoa bằng tia X




Hình 2.11. Hiệu ứng quang điện




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
34




Hình 2.12. Tác dụng ion hóa của các photon trong y học

Những bức xạ ion hóa thường gặp trong y tế là photon (tia X hay
tia gamma) và electron, có năng lượng từ hàng chục keV (trong X quang
chẩn đoán) đến hàng chục MeV (trong xạ trị). Với năng lượng này,
chúng có th ể gây rất nhiều cặp ion hóa trên đường đi của mình




Hình 2.13. Kim cương phát quang màu xanh lơ dưới tia cực tím sóng dài.



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
35




Thuyết lượng tử

Công trình của de Broglie, liên hệ tần số của một sóng với năng lượng và khối
lượng của một hạt: E  mc 2  hν , trong đó E là năng lượng của hạt, m là khối
lượng, c là vận tốc ánh sáng, h là hằng số Planck và ν là tần số.

Công trình này mang tính cơ sở để giải thích bản chất vừa giống sóng vừa
giống hạt của ánh sáng. Cơ học lượng tử ra đời từ nghiên cứu của Einstein, Planck,
de Broglie, Niels Bohr, Erwin Schrodinger, và những người nỗ lực giải thích bức xạ
điện từ bằng thuật ngữ lưỡng tính sóng hạt.

Lưỡng tính sóng – hạt của bức xạ được tổng kết bằng nguyên lí bổ sung của
Bohr: Các phương diện sóng và hạt của một thực thể lượng tử, cả hai đều cần thiết
để mô tả đầy đủ. Tuy nhiên, cả hai phương diện đó không bộc lộ đồng thời trong
một thí nghiệm đơn nhất. Khía cạnh nào được bộc lộ là do bản chất của thí nghiệm
quyết định. Thí nghiệm về các vân giao thoa hai khe cho thấy bản chất sóng của
chùm tia tới, mọi tác động nhằm chứng minh bản chất hạt hơn lại làm các vân giao
thoa biến mất và ngược lại khi tác động nhằm chứng minh bản chứng minh bản chất
sóng hơn thì các dấu hiệu về bản chất hạt lại biến mất.




Hình 2.14. Minh họa nguyên lý bổ sung của Bohr về bản chất sóng hạt của ánh sáng




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
36




Bức xạ điện từ có bước sóng càng ngắn thì có năng lượng phôtôn càng lớn.
Thực nghiệm cho thấy khi đó tính chất hạt của chúng thể hiện đậm nét, tính chất
sóng ít thể hiện. Ngược lại, những sóng điện từ có bước sóng càng dài thì có năng
lượng phôtôn càng nhỏ, tính chất hạt khó thể hiện, tính chất sóng bộc lộ rõ nét.




2.1.3. Phổ điện từ & Các đặc trưng cơ bản:
2.1.3.1. Phổ điện từ: (Electromagnetic Spectrum)

Phân bố bức xạ điện từ theo tần số hoặc theo bước sóng (trong chân không),
trong đó toàn bộ các dải sóng (dải tần số) của bức xạ được chia thành các vùng phổ
khác nhau, được gọi là phổ điện từ.

Bức xạ điện từ bao gồm một dải bước sóng biến đổi trong khoảng rộng: cỡ m
(sóng radio) tới cỡ Angstron (tia X). Thang bư ớc sóng hay tần số trong phổ điện từ
được chia sao cho mỗi vạch trên thang biểu diễn một sự thay đổi bước sóng (tần số)
10 lần. Phổ điện từ được mở ở hai đầu, bước sóng của bức xạ điện từ không có giới
hạn trên và giới hạn dưới.

Trong mỗi vùng phổ này với khoa học công nghệ phát triển phát triển người ta
tách được những bước sóng chỉ sai khác nhau cỡ 1-0,1nm nhờ các công cụ đặc biệt
như cách tử, lăng kính... và gọi là bức xạ đơn sắc. Theo thuyết hạt, bức xạ đơn sắc
chỉ bao gồm 1 loại photon có năng lượng như nhau; còn bức xạ đa sắc bao gồm các
loại photon có năng lượng khác nhau...




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
37




Hình 2.15. Phổ điện từ

Bản chất của mối liên hệ giữa tần số (số dao động trong một đơn vị thời gian)
và bước sóng (chiều dài của mỗi dao động) của ánh sáng trở nên rõ ràng khi nghiên
cứu phạm vi rộng phổ bức xạ điện từ. Các bức xạ điện từ tần số rất cao, như tia
gamma, tia X, và ánh sáng tử ngoại, có bước sóng rất ngắn và lượng năng lượng
khổng lồ. Mặt khác, các bức xạ tần số thấp, như ánh sáng khả kiến, hồng ngoại,
sóng vi ba và sóng vô tuyến có bước sóng tương ứng dài hơn và năng lượng thấp




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
38




hơn. Mặc dù phổ điện từ thường được mô tả trải ra trên 24 bậc độ lớn tần số và
bước sóng, nhưng thực sự không có giới hạn trên hay giới hạn dưới nào đối với
bước sóng và tần số của sự phân bố liên tục này của bức xạ.




2.1.3.2. Bước sóng: ()

Một số đo chuẩn của mọi bức xạ điện từ
là độ lớn của bước sóng  0 (trong chân không).
Trong môi trường nhất định, bước sóng  của
bức xạ điện từ là khoảng cách giữa hai đỉnh
sóng kề nhau (đỉnh sóng là những điểm tại đó
biên độ sóng đạt cực đại), hoặc tổng quát là
giữa hai cấu trúc lặp lại của sóng, tại một thời
điểm nhất định.

Để biểu thị độ dài sóng ở vùng radio người ta hay dùng thứ nguyên là m hoặc
cm; ở vùng hồng ngoại dùng micromet ( m ); ở vùng tử ngoại, khả kiến dùng
nanomet (nm); ở vùng Rongen dùng Angstron(Å)…

Sự liên hệ các đơn vị đó như sau: 1cm  108 Å  107 nm  104 m

Gọi  0 là bước sóng của bức xạ điện từ trong chân không, T là chu kì, v là vận
tốc truyền sóng điện từ trong môi trường (chiết suất n), ta có:

  vT


c
( c  2,9970.10E10 cm / s : vận tốc bức xạ điện từ trong chân không)
v
n

cT  0
(2.12)
 
n n


PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
39




0
Vậy   , bước sóng của bức xạ điện từ phụ thuộc môi trường và có trị số
n
lớn nhất trong chân không.

2.1.3.3. Tần số: ()

Tần số là số lần cùng một hiện tượng lặp lại trên một đơn vị thời gian (giây).
Tần số tương ứng của một sóng phát ra, là số chu kì sin (số dao động, hay số bước
sóng) hay số lần đếm được đỉnh sóng đi qua một khoảng không gian nhất định trong
một đơn vị thời gian, tỉ lệ nghịch với bước sóng. Trong 1 giây bức xạ bước sóng
c
  cm  đi được v   cm  trong môi trường:
n


c c c
v     
n  0
n
(2.13)
c(cm / s)
1
  (s )   const
 0 (cm)


c
Như vậy đơn vị đo tần số v  là nghịch đảo đơn vị đo thời gian. Trong hệ

đo lường quốc tế, đơn vị này là Hz đặt tên theo nhà vật lý Đức, Heinrich Rudolf
Hertz. 1 Hz cho biết tần số lặp lại của sự việc đúng bằng 1 lần trong mỗi giây:
1Hz=1/s

Từ (2.12) và (2.13), ta có thể kết luận bước sóng ánh sáng tỉ lệ nghịch với tần
số của nó. Một sự gia tăng tần số tạo ra sự giảm tương ứng bước sóng ánh sáng, với
một độ tăng tương ứng dưới dạng năng lượng của các photon có trong ánh sáng.
Khi đi vào một môi trường mới (như từ không khí đi vào thủy tinh hoặc nước), tốc
độ và bước sóng ánh sáng giảm xuống, mặc dù tần số vẫn không thay đổi.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
40




2.1.3.4. Số sóng:

Số sóng là số nghịch đảo của bước sóng, tỷ lệ thuận với tần số và được dùng
để có những số đo nhỏ hơn số đo tần số.

Thứ nguyên của số sóng là cm1 theo danh pháp IUPAC được gọi là kaizer,
viết tắt là K: 1000cm 1  1000K  1kK  kilokaizer  .




2.1.4. Các loại bức xạ điện từ:




Hình 2.16. Các loại bức xạ điện từ




2.1.4.1. Sóng vô tuyến:

Phần tần số vô tuyến có xu hướng mở rộng của phổ điện từ gồm các bước
sóng từ khoảng 30cm đến hàng nghìn kilomét. Bức xạ trong vùng này chứa rất ít
năng lượng, và giới hạn trên về tần số (khoảng 1GHz) xảy ra tại cuối dải tần, nơi
phát chương trình vô tuyến và truyền hình bị hạn chế. Tại những tần số thấp như
vậy, photon (hạt) đặc trưng của bức xạ không biểu kiến, và sóng có vẻ truyền năng
lượng theo kiểu êm ả, liên tục. Không có giới hạn trên về mặt lí thuyết cho bước



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
41




sóng của bức xạ tần số vô tuyến. Ví dụ, dòng điện biến thiên tần số thấp (60Hz)
mang bởi dây dẫn có bước sóng khoảng 5 triệu mét (hay tương đươn g 3000 dặm).

Sóng vô tuyến đóng vai trò quan trọng trong công nghiệp, truyền thông, y
khoa, và chụp ảnh cộng hưởng từ (MRI):

 Sóng vô tuyến dùng trong truyền thông được điều biến theo một trong hai
kiểu kĩ thuật phát: điều biến biên độ (AM) làm thay đổi biên độ sóng, và điều biến
tần số (FM) làm thay đổi tần số sóng.




Hình 2.17. Điều biến tần số sóng vô tuyến

 Phần âm thanh và hình ảnh động của truyền hình truyền đi qua bầu khí quyển
bằng các sóng vô tuyến ngắn có bước sóng dưới 1m, được điều biến giống hệt như
phát thanh FM.

Sóng vô tuyến cũng được tạo ra bởi các ngôi sao trong những thiên hà xa xôi,
và các nhà thiên văn có thể dò ra chúng bằng những chiếc kính thiên văn vô tuyến
chuyên dụng. Những sóng dài, bước sóng vài triệu dặm, được phát hiện đang phát
về phía Trái Đất từ không gian sâu thẳm. Do tín hiệu quá yếu, nên các kính thiên
văn vô tuyến thường được sắp thành dãy song song gồm nhiều ănten thu khổng lồ.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
42




2.1.4.2. Sóng vi ba:

Phổ bước sóng vi ba trải từ xấp xỉ 1mm đến 30cm.

Sóng vi ba được tạo thành từ các sóng vô tuyến tần số cao nhất, được phát ra
bởi Trái Đất, các tòa nhà, xe cộ, máy bay và những đối tượng kích thước lớn khác.
Ngoài ra, bức xạ vi ba mức thấp tràn ngập không gian, nó được xem là giải phỏng
bởi Big Bang khi khai sinh ra vũ trụ.

Hiện nay, vi sóng là cơ sở cho một công nghệ phổ biến dùng trong hàng triệu
hộ gia đình để đun nấu thức ăn. Sự hấp dẫn của việc sử dụng vi sóng đun nấu thức
ăn là do trường hợp ngẫu nhiên mà các phân tử nước có mặt trong đa số loại thực
phẩm có tần số cộng hưởng quay nằm trong vùng vi sóng. Ở tần số 2,45 GHz (bước
sóng 12,2cm), các phân tử nước hấp thụ hiệu quả năng lượng vi sóng và rồi bức xạ
phung phí dưới dạng nhiệt (hồng ngoại). Nếu sử dụng bình làm từ vật liệu không
chứa nước để đựng thức ăn trong lò vi sóng, thì chúng vẫn có xu hướng vẫn mát
lạnh, đó là một tiện lợi đáng kể của việc nấu nướng bằng vi sóng.

Các sóng vi ba tần số cao là cơ sở cho kĩ thuật radar, viết tắt của cụm từ
RAdio Detecting And Ranging (Dò và tầm vô tuyến), kĩ thuật phát và thu nhận
dùng theo dõi những đối tượng kích thước lớn và tính toán vận tốc và khoảng cách
của chúng. Các nhà thiên văn sử dụng bức xạ vi ba ngoài Trái Đất để nghiên cứu
Dải Ngân hà và những thiên hà lân cận khác. Một lượng đáng kể thông tin thiên văn
có nguồn gốc từ việc nghiên cứu một bước sóng phát xạ đặc biệt (21cm, hoặc 1420
MHz) của các nguyên tử hydrogen không tích điện, chúng phân bố rộng khắp trong
không gian.

Sóng vi ba cũng được dùng trong truyền phát thông tin từ Trái Đất lên vệ tinh
nhân tạo trong các mạng viễn thông rộng lớn, chuyển tiếp thông tin từ các trạm phát
mặt đất đi những khoảng cách xa, và lập bản đồ địa hình. Thật ngạc nhiên, một số
thí nghiệm điện từ đầu tiên sắp đặt bởi Heinrich Hertz, Jagadis Chandra Bosevà



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
43




Guglielmo Marconi (cha đẻ của kĩ thuật vô tuyến hiện đại) được thực hiện bằng bức
xạ nằm trong hoặc gần vùng vi sóng. Những ứng dụng quân sự ban đầu sử dụng
một băng thông hẹp và tăng cường điều biến băng thông bằng các vi sóng có khả
năng hội tụ, chúng khó bị ngăn chặn và chứa một lượng thông tin tương đối lớn.

Có một số tranh cãi trong cộng đồng khoa học về khả năng gây hại cho sức
khỏe, như gây ung thư, phá hủy mô, liên quan tới bức xạ vi sóng liên tục và lũy tích
lâu ngày phát ra từ các tháp điện thoại, rò rĩ lò vi sóng, và hành động đặt điện thoại
di động ở vị trí gần não trong lúc sử dụng.




2.1.4.3. Bức xạ hồng ngoại:

Thường được viết tắt là IR (Infrared Radiation), dải bước sóng hồng ngoại
trải rộng từ phần ngoài vùng đỏ của phổ ánh sáng khả kiến (khoảng 700 – 780nm)
đến bước sóng khoảng 1mm. Với năng lượng photon từ xấp xỉ 1,2 milielectron-volt
(meV) đến dưới 1,7 eV một chút. Sóng hồng ngoại có tần số tương ứng từ 300
gigahertz (GHz) đến xấp xỉ 400 terahertz (THz).

Loại bức xạ này liên quan đến vùng nhiệt, nơi ánh sáng khả kiến không nhất
thiết phải có mặt. Ví dụ, cơ thể người không phát ra ánh sáng khả kiến, mà phát ra
các bức xạ hồng ngoại yếu, có thể được cảm nhận và ghi lại dưới dạng nhiệt. Phổ
phát xạ bắt đầu tại khoảng 3000 nanomét và trải ra ngoài vùng hồng ngoại xa, đạt
cực đại tại xấp xỉ 10.000 nanomét. Phân tử của tất cả các đối tượng tồn tại trên
không độ tuyệt đối (- 273 độ Celsius) đều phát ra tia hồng ngoại, và lượng phát xạ
nói chung là tăng theo nhiệt độ. Khoảng chừng phân nửa năng lượng điện từ của
Mặt Trời được phát ra trong vùng hồng ngoại, và các thiết bị trong nhà như bếp lò
và bóng đèn cũng phát ra lượng lớn tia hồng ngoại. Bóng đèn dây tóc volfram nóng
sáng là thiết bị phát sáng không hiệu quả lắm, thực ra chúng phát nhiều sóng hồng
ngoại hơn sóng khả kiến.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
44




Dụng cụ phổ biến dựa trên việc dò bức xạ hồng ngoại là các kính nhìn đêm,
các máy dò điện tử, các bộ cảm biến trên vệ tinh và trên máy bay, và những thiết bị
thiên văn. Cái gọi là tên lửa tầm nhiệt do quân đội sử dụng được dẫn đường bằng
máy dò hồng ngoại. Trong vũ trụ, các bước sóng bức xạ hồng ngoại lập nên bản đồ
đám bụi thiên thể giữa các sao, như được chứng minh bằng mảng tối lớn nhìn thấy
từ Trái Đất khi quan sát Dải Ngân hà. Trong gia đình, bức xạ hồng ngoại giữ vai trò
quen thuộc khi sẩy khô quần áo, cũng như cho phép điều khiển từ xa hoạt động của
những cánh cửa đóng mở tự động và những đồ giải trí trong nhà.

Việc chụp ảnh hồng ngoại khai thác trong vùng phổ hồng ngoại gần, ghi hình
trên những tấm phim đặc biệt, có ích trong ngành pháp lí, cảm biến từ xa (khảo sát
rừng chẳng hạn), phục hồi tranh vẽ, chụp ảnh qua vệ tinh, và các ứng dụng theo dõi
quân sự. Thật kì lạ, hình chụp hồng ngoại của kính mát và những bề mặt quang học
khác có phủ chất lọc ánh sáng tử ngoại và khả kiến hiện ra trong suốt, và để lộ đôi
mắt phía sau thấu kính có vẻ mờ đục. Phim chụp ảnh hồng ngoại không ghi lại sự
phân bố bức xạ nhiệt do nó không đủ nhạy với những bức xạ có bước sóng dài
(hồng ngoại xa).




Hình 2.18. Một vài hình chụp qua vệ tinh cảm biến hồng ngoại của hai thành
phố ở Mĩ và ngọn núi Vesuvius ở Italia.




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
45




2.1.4.4. Ánh sáng khả kiến:

Các màu cầu vồng liên quan đến phổ ánh sáng khả kiến chỉ đại diện cho
khoảng 2,5% của toàn bộ phổ điện từ, và gồm các photon có năng lượng từ xấp xỉ
1,6 đến 3,2 eV. Vùng nhìn thấy của phổ điện từ nằm trong một dải tần số hẹp, từ
xấp xỉ 384 đến 769 terahertz (THz) và được nhận biết dưới dạng màu từ màu đỏ
đậm (bước sóng 780nm) đến màu tím đậm (400nm).

Màu đỏ năng lượng thấp, bước sóng dài (622 – 780nm) theo sau trong chuỗi
màu là màu cam (597 – 622nm), vàng (577 – 597nm), lục (492 – 577nm), lam (455
– 492nm), và cuối cùng là màu tím năng lượng tương đối cao, bước sóng ngắn (từ
455nm trở xuống). Một cách giúp ghi nhớ thứ tự (theo chiều tăng tần số) của các
màu trong phổ ánh sáng khả kiến là ghi nhớ câu “đỏ, cam, vàng, lục, lam, chàm,
tím” [ở những nước sử dụng tiếng Anh, họ dùng các từ viết tắt ROY G BIV (Red,
Orange, Yellow, Green, Blue, Indigo, Violet)], như người ta đã dạy cho hàng triệu
học sinh trong các nhà trường trong một thế kỉ qua (mặc dù một số nhà khoa học
không còn coi màu chàm là một màu cơ bản nữa).




Hình 2.19. Sự tán sắc của ánh sáng trắng

Màu sắc tự nó không phải là tính chất của ánh sáng, mà nhận thức về màu sắc
xảy ra qua phản ứng kết hợp của hệ cảm giác dây thần kinh não – mắt người. Việc
phân chia phổ ánh sáng khả kiến thành các vùng màu dựa trên tính chất vật lí là dễ




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
46




hiểu, nhưng cách mà màu sắc được cảm nhận thì không rõ ràng được như vậy. Nhận
thức về màu sắc là kết quả của sự phản ứng mang tính chủ quan của hệ cảm giác
của con người với những vùng tần số phong phú của phổ khả kiến, và những kết
hợp đa dạng của các tần số ánh sáng có thể tạo ra cùng một phản ứng thị giác “nhìn
thấy” một màu cụ thể nào đó. Ví dụ, con người có thể cảm nhận được màu lục, khi
phản ứng với sự kết hợp của ánh sáng có vài màu sắc khác nhau, nhưng trong đó
không nhất thiết phải có chứa bước sóng “lục”.

Ánh sáng khả kiến là cơ sở cho mọi sự sống trên Trái Đất, và nó được bắt bởi
những nhà máy nguyên thủy hay các sinh vật tự dưỡng, như cây xanh chẳng hạn.
Những thành viên cơ sở này của chuỗi thức ăn sinh vật khai thác ánh sáng Mặt Trời
như một nguồn năng lượng dùng cho việc sản xuất thức ăn riêng và những viên
gạch cấu trúc sinh hóa của chúng. Đáp lại, các sinh vật tự dưỡng giải phóng sản
phẩm là khí oxi, chất khí cần cho mọi động vật.

Vào năm 1672, ngài Isaac Newton đã nghiên cứu tương tác của ánh sáng khả
kiến với lăng kính thủy tinh và lần đầu tiên nhận thấy ánh sáng trắng thật ra là hỗn
hợp của các ánh sáng khác nhau đại diện cho toàn bộ phổ ánh sáng khả kiến. Ánh
sáng được phát ra từ các nguồn nóng sáng tự nhiên và nhân tạo phong phú như Mặt
Trời, các phản ứng hóa học (như lửa), và các dây tóc volfram nóng sáng. Phổ phát
xạ rộng của các nguồn thuộc loại này thường được gọi là bức xạ nhiệt. Các nguồn
phát ánh sáng khả kiến khác, như ống phóng điện khí, có khả năng phát ra ánh sáng
trong ngưỡng tần số hẹp, hoàn toàn xác định (tương ứng với một màu) phụ thuộc
vào sự chuyển mức năng lượng đặc biệt trong các nguyên tử chất nguồn. Sự cảm
nhận mạnh mẽ về một màu nào đó cũng là do sự hấp thụ, phản xạ hoặc sự truyền
đặc trưng của chất và vật được rọi sáng bằng ánh sáng trắng. Phổ hấp thụ ánh sáng
khả kiến – tử ngoại của một loại thuốc nhuộm tổng hợp phổ biến, Iris Blue B, được
minh họa trong hình bên dưới. Dung dịch phân tử hữu cơ có màu sắc rực rỡ này hấp
thụ ánh sáng trong cả vùng phổ khả kiến và tử ngoại, và xuất hiện trước đa số mọi
người dưới màu xanh vừa phải.



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
47




Hình 2.20. Phổ hấp thụ tử ngoại – khả kiến




2.1.4.5. Ánh sáng tử ngoại:

Thường được viết tắt (uv - ultraviolet), bức xạ tử ngoại truyền đi ở tần số chỉ
trên tần số của ánh sáng tím trong phổ ánh sáng khả kiến.

Mặc dù đầu năng lượng thấp của vùng phổ này liền kề với ánh sáng khả kiến,
nhưng các tia tử ngoại ở đầu tần số cao trong ngưỡng tần số của chúng có đủ năng
lượng để giết chết tế bào, và tạo ra sự phá hủy mô nghiêm trọng. Năng lượng
photon trong tia tử ngoại đủ để làm ion hóa các nguyên tử từ một số phân tử khí
trong khí quyển, và đây là quá trình mà tầng điện li được tạo ra và duy trì liên tục.
Mặc dù một liều nhỏ ánh sáng có năng lượng tương đối cao này có thể xúc tiến việc
tổng hợp vitamin D trong cơ thể, và ít làm sạm da, nhưng quá nhiều bức xạ tử ngoại
có thể dẫn tới sự cháy sạm da nghiêm trọng, làm hỏng võng mạc vĩnh viễn, và gây
ra ung thư da.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
48




Mặt Trời là một nguồn phát bức xạ tử ngoại không đổi, nhưng bầu khí quyển
của Trái Đất (chủ yếu là các phân tử ozon) đã ngăn chặn có hiệu quả phần lớn các
bước sóng ngắn của dòng bức xạ có khả năng gây chết chóc này, do đó tạo được
môi trường sống thích hợp cho cây cối và động vật.

Một số côn trùng (nhất là ong mật) và chim chóc có thị giác đủ nhạy trong
vùng tử ngoại để phản ứng lại những bước sóng dài, và có thể dựa vào khả năng này
để điều hướng. Con người bị giới hạn thị giác với bức xạ tử ngoại, do giác mạc hấp
thụ các bước sóng ngắn, và thủy tinh thể của mắt hấp thụ mạnh các bước sóng dài
hơn 300 nanomét.

Ánh sáng tử ngoại được sử dụng rộng rãi trong các thiết bị khoa học để khảo
sát tính chất của những hệ hóa học và sinh học phong phú, và nó cũng quan trọng
trong các quan trắc thiên văn về hệ Mặt Trời, thiên hà, và các phần khác của vũ trụ.
Các vì sao và những thiên thể nóng khác là những nguồn phát mạnh ra bức xạ tử
ngoại. Phổ bước sóng tử ngoại trải từ khoảng 10 đến xấp xỉ 400 nanomét, có năng
lượng photon từ 3,2 đến 100 eV. Loại bức xạ này có ứng dụng trong việc xử lí nước
và thực phẩm, là tác nhân diệt khuẩn, là xúc tác quang học giữ các hợp chất, và
được dùng trong điều trị y khoa. Hoạt động sát trùng của ánh sáng tử ngoại xảy ra ở
những bước sóng dưới 290 nanomét. Việc ngăn chặn và lọc các hợp chất dùng trong
các mỹ phẩm dành cho da, kính mát, và cửa sổ đổi màu, là điều khiển sự phơi sáng
trước ánh sáng tử ngoại từ Mặt Trời.




2.1.4.6. Tia X:

Bức xạ điện từ có tần số cao hơn vùng tử ngoại (nhưng thấp hơn tia gamma)
được phân loại là tia X. Phổ tần số của tia X kéo dài ra một vùng rất rộng, với bước
sóng ngắn nhất đạt tới đường kính của nguyên tử. Tuy nhiên, toàn bộ vùng phổ tia
X nằm trên thang độ dài giữa gần 10 nanomét và 10 picomét.



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
49




Vùng bước sóng tia X đã khiến cho bức xạ tia X là công cụ quan trọng đối với
các nhà địa chất và hóa học trong việc mô tả tính chất của các chất kết tinh, chúng
có đặc điểm cấu trúc tuần hoàn trên cỡ độ dài tương đương với bước sóng tia X.

Tính đâm xuyên cao qua nhiều vật liệu, như các mô mềm của động vật của các
sóng uy mãnh này, cùng với khả năng phơi sáng nhũ tương nhiếp ảnh của chúng, đã
đưa đến việc ứng dụng rộng rãi tia X trong y học, để nghiên cứu cấu trúc cơ thể
người, và trong một số trường hợp khác, là phương tiện để chữa bệnh hoặc phẫu
thuật. Giống như với tia gamma năng lượng cao, việc phơi ra không có điều khiển
trước tia X có thể dẫn tới đột biến, sai lệch nhiễm sắc thể, và một số dạng hủy hoại
tế bào khác.

Phương pháp chụp ảnh vô tuyến truyền thống về cơ bản là thu lấy cái bóng
của vật liệu đặc, chứ không phải chụp chi tiết hình ảnh. Tuy nhiên, những tiến bộ
gần đây trong kĩ thuật hội tụ tia X bằng gương đã mang lại những hình ảnh chi tiết
hơn nhiều của các đối tượng đa dạng bằng việc sử dụng kính thiên văn tia X, kính
hiển vi tia X và giao thoa kế tia X.

Các chất khí khí nóng trong không gian vũ trụ phát ra phổ tia X rất mạnh,
chúng được các nhà thiên văn học sử dụng để thu thập thông tin về nguồn gốc và
đặc trưng của các vùng nằm giữa các vì sao của vũ trụ. Nhiều thiên thể cực kì nóng,
như Mặt Trời, lỗ đen, pulsar, chủ yếu phát ra trong vùng phổ tia X và là đối tượng
nghiên cứu của thiên văn học tia X.

Thiên văn học tia X là một ngành tương đối mới có nhiệm vụ thu thập các
sóng năng lượng cao này để lập bản đồ vũ trụ (hình 2.21). Kĩ thuật này cho các nhà
khoa học cơ hội quan sát các hiện tượng thiên thể ở xa trong cuộc tìm kiếm những
khái niệm vật lí mới, và kiểm tra những lí thuyết không thể thử thách bằng những
thí nghiệm thực hiện trên Trái Đất này.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
50




Hình 2.21. Ảnh chụp tia X của các vì sao




2.1.4.7. Tia gamma:

Là bức xạ năng lượng cao có tần số cao nhất (bước sóng ngắn nhất) trong phổ
điện từ. Dạng bức xạ năng lượng cao này có bước sóng ngắn hơn một phần trăm
của nanomet (10 picomet), năng lượng photon lớn hơn 500 kiloelectron-volt (keV)
và tần số mở rộng tới 300 exahertz (EHz).

Tia gamma được phát ra do sự chuyển trạng thái bên trong hạt nhân nguyên
tử, bao gồm hạt nhân của những chất phóng xạ (tự nhiên và nhân tạo) nhất định hay
từ các vụ nổ hạt nhân và các nguồn đa dạng khác trong không gian vũ trụ: Tia
gamma phát ra từ những vùng nóng nhất của vũ trụ, bao gồm các vụ nổ sao siêu
mới, sao neutron, pulsar và lỗ đen, truyền qua khoảng cách bao la trong không gian
để đến Trái Đất.

Mỗi photon tia gamma giàu năng lượng đến mức chúng dễ dàng được nhận ra,
nhưng bước sóng cực kì nhỏ của chúng đã hạn chế các quan sát thực nghiệm về
những tính chất sóng.

Những tia uy mãnh này có khả năng đâm xuyên khủng khiếp và được báo cáo
là có thể truyền qua 3 mét bêtông! Tia gamma có thể gây ra các đột biến, các sai lạc
nhiễm sắc thể, và còn hủy hoại tế bào, như thường quan sát thấy ở một số dạng bức


PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
51




xạ gây nhiễm độc khác. Tuy nhiên, bằng việc điều khiển sự phát tia gamma, các
chuyên gia có thể làm chủ các mức năng lượng cao để chiến đấu với bệnh tật và
giúp điều trị một số dạng ung thư.

Tác giả: Mortimer Abramowitz, Thomas J. Fellers và Michael W. Davidson
(davidson@magnet.fsu.edu )




2.2. B ức xạ vũ trụ và ngành thiên văn vật lý:

2.2.1. Sơ lược về bức xạ vũ trụ:

Vũ trụ là một phòng thí nghiệm đa dạng cung cấp cho các nhà khoa học những
số liệu liên quan đến nhiều hiện tượng lý-hóa, từ mức vĩ mô đến mức vi mô. Lực
hấp dẫn phổ biến của Newton chi phối sự chuyển động của các thiên thể và quá
trình tiến hoá của vũ trụ trên quy mô lớn. Thuyết Big Bang - tuy vẫn còn phải được
cải tiến nhưng được đa số các nhà thiên văn chấp nhận - và những công trình về sự
tổng hợp những nguyên tố trong vũ trụ nguyên thủy và trong những ngôi sao… đều
là cơ sở để giải thích những hiện tượng thiên văn quan sát thấy hiện nay.

Những công trình của Max Planck và của Albert Einstein đã mở đường cho sự
nghiên cứu những bức xạ vũ trụ. Nhờ quan sát bằng kính thiên văn vô tuyến ngày
càng lớn, có độ phân giải cao mà các nhà thiên văn thu được những bức xạ ngoài vũ
trụ, xử lý số liệu và áp dụng những định luật lý-hóa để lập ra những mô hình lý
thuyết nhằm tìm hiểu cơ chế phát những bức xạ và mô tả những hiện tượng quan sát
trong vũ trụ.

2.2.1.1. Bức xạ vũ trụ là gì?

Là bức xạ điện từ lan truyền trong không gian như những làn sóng trải dài từ
những bước sóng cực ngắn của tia gamma, tia X và tia tử ngoại đến bước sóng khả




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
52




kiến và những bước sóng cực dài hồng ngoại và vô tuyến, bức xạ vũ trụ gửi tới bị
hấp thu hoặc phản xạ bởi khí quyển Trái Đất trên dải rộng của phổ điện từ.

Tia gamma, tia X và bức xạ tử ngoại bị hấp thụ bởi các nguyên tử và phân tử
trong khí quyển Trái Đất. Bức xạ hồng ngoại bị hấp thụ trong một vùng phổ rộng
bởi các phân tử nước (H2O) và đi-ô-xit các-bon (CO2). Sóng vô tuyến có bước sóng
dài bị phản xạ ngược vào Vũ trụ bởi các lớp quyển ion ở phía trên khí quyển Trái
Đất. Phần trên của khí quyển Trái Đất bị ion hóa bởi bức xạ cực tím của Mặt Trời.
Trong khí quyển Trái Đất chỉ có hai cửa sổ phổ hẹp cho phép bức xạ vũ trụ truyền
qua. Đó là:

• Cửa sổ khả kiến và hồng ngoại gần, có bước sóng từ λ ~ 0,4 μm đến λ ~ 3 μm.

• Cửa sổ vô tuyến, có bước sóng từ λ ~ 1mm đến λ ~ 30m.

Về nguyên tắc, một số phần trong cửa sổ vô tuyến được bảo vệ nhằm tránh sự
nhiễu tạo bởi các ra-da và các trạm phát phóng trên mặt đất và trong không gian.
Những tín hiệu vô tuyến do con người tạo ra phải được phát ngoài những phần của
cửa sổ phổ vô tuyến được dành riêng cho thiên văn vô tuyến.

Kính thiên văn quang học và kính thiên văn vô tuyến milimét thường được lắp
đặt trên các núi cao, ở đó khí quyển trong suốt hơn so với lớp khí quyển ở gần mặt
đất nhằm cải thiện đến mức tối đa các điều kiện quan sát. Những vùng phổ nằm
ngoài 2 cửa sổ kể trên, chỉ có thể tiếp cận được nhờ các thiết bị được lắp đặt trên
các bóng thám không bay cao và trên các vệ tinh hoặc các tàu thăm dò vũ trụ ở
ngoài khí quyển Trái Đất. Các nhà thiên văn cần phải quan sát không chỉ ở các bước
sóng khả kiến mà còn cả trong vùng phổ điện từ càng rộng càng tốt nhằm nghiên
cứu những điều kiện vật lý của các thiên thể.




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
53




2.2.1.2. Phổ bức xạ của các thiên thể : [Radiantion spectra of
astronomical objects]

Phổ đầy đủ các bức xạ được phát ra bởi một thiên thể được gọi là phổ điện từ
hay phổ bức xạ của thiên thể.

Khi dùng phổ kế phân tích bức xạ điện từ, bức xạ bị tách thành một dãy các
vạch sáng và tối chồng lên trên một nền phổ liên tục. Bức xạ liên tục trải dài từ tia
gamma, tia X và sóng cực tím qua sóng quang học và hồng ngoại tới sóng vô tuyến.
Cường độ của bức xạ liên tục và độ rộng của phổ của nó phụ thuộc vào quá trình
bức xạ và những điều kiện vật lý, đặc biệt là nhiệt độ, mật độ và từ trường trong
thiên thể. Sự phát xạ vạch phụ thuộc vào bản chất nguyên tử và phân tử có mặt
trong khí quyển của thiên thể.

Trong vũ trụ có vô số thiên hà, mỗi thiên hà là một tập hợp khí và bụi cùng với
những ngôi sao và hành tinh. Những thiên thể đặc có độ dày quang học (optical
depth) lớn, như những ngôi sao, những hành tinh và những đám mây chứa nhiều khí
và bụi đều tuân theo định luật của vật đen.

2.2.1.3. Quá trình phát xạ của bức xạ vũ trụ:

Là quá trình phát xạ liên tục thông qua một trong hai cơ chế: bức xạ nhiệt và
bức xạ phi nhiệt.

Bức xạ nhiệt:

Bức xạ nhiệt chỉ phụ thuộc vào nhiệt độ của vật phát xạ, bao gồm bức xạ vật
đen, bức xạ hãm trong khí bị ion hóa, bức xạ vạch quang phổ. Bất kì vật thể hay hạt
vật chất có nhiệt độ trên độ 0 tuyệt đối đều phát ra bức xạ nhiệt. Nhiệt độ của một
vật làm cho nguyên tử và phân tử vật chất bên trong nó chuyển động hỗn loạn. Ví
dụ, các phân tử khí, trong khí quyển của một h ành tinh chẳng hạn, chuyển động hỗn
loạn và va chạm với phân tử khác. Khi các phân tử va chạm với nhau, chúng thay



THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
54




đổi hướng tương đương với việc gia tốc kéo theo các hạt điện tích được gia tốc, do
đó chúng phát ra bức xạ điện từ với dải phổ điện từ không giống nhau tùy theo
lượng chuyển động trong vật chất liên quan trực tiếp với nhiệt độ của nó.

Vật đen là một vật thể mang tính giả thuyết là hấp thụ hoàn toàn mọi bức xạ
chiếu tới nó và không phản xạ lại. Khi nhiệt độ của vật đen không thay đổi, theo
nguyên lý cân bằng nhiệt lượng: F0  Fht  Fpx  Ftq  Fht  Fbxn


F0 là thông lượng bức xạ điện từ bắn vào vật.

Fht là phần thông lượng bức xạ điện từ bắn vào bị hấp thụ.

Fpx là phần thông lượng bức xạ điện từ bắn vào bị phản xạ (tán xạ); đối
với vật đen Fpx = 0.

Ftq là phần thông lượng bức xạ điện từ bắn vào bị truyền qua; đối với vật
đen Ftq = 0.

Fbxn là thông lượng bức xạ điện từ vật bức xạ trở lại môi trường.

Vật đen định nghĩa như trên là một vật lý tưởng, không tồn tại trong thực tế,
có đặc tính biến tất cả năng lượng nhận được thành năng lượng bức xạ đặc trưng
cho nhiệt độ của vật, với bất kỳ trị số nào của bước sóng. Mô hình vật đen là một
mô hình lý tưởng trong vật lý, nhưng có thể áp dụng gần đúng cho nhiều vật thể
thực tế. Các vật thể thực đôi khi được mô tả chính xác hơn bởi khái niệm vật xám.
Vật thể trên thực tế gần đúng với khái niệm vật đen nhất là lỗ đen, là vật có lực hấp
dẫn mạnh đến nỗi hút gần như tất cả các vật chất (hạt hay bức xạ) nào ở gần nó.

Mọi vật thể trong vũ trụ ở trạng thái cân bằng nhiệt và năng lượng phát xạ trở
lại theo một phổ đặc trưng. Phổ đạt đỉnh cao tại một bước sóng chỉ phụ thuộc nhiệt
độ vật thể. Những vật thể có nhiệt độ thấp hơn phát ra bức xạ ở bước sóng dài nhiều
hơn. Những vật thể trong ảnh phát ra trong hay gần dải sáng nhìn thấy của phổ điện



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
55




từ, để một vật thể phát ra bức xạ nhiệt ở những bước sóng vô tuyến thì nó phải lạnh
hơn những vật thể trên rất nhiều.




Hình 2.22. Phổ vật đen ở 3 nhiệt độ khác nhau: 5000 K, 4000 K, và 3000 K.

Sự phát nhiệt có thể nảy sinh trong một đám mấy khí, ở đó nguyên tử khí bị
ion hoá bởi các photon tử ngoại tới từ các ngôi sao hoặc do va chạm giữa các
nguyên tử. Các electron tự do chuyển động hỗn loạn trong môi trường chứa ion.
Những ion này dường như đứng yên vì khối lượng của chúng lớn hơn nhiều so với
các electron. Các electron bị đổi hướng và bị gia tốc khi đi vào miền lân cận các
ion phát bức xạ. Nhiệt độ của môi trường ion hoá phản ánh sự chuyển động nhiệt
hỗn độn của các electron.

Bức xạ phi nhiệt:

Bức xạ phi nhiệt không phụ thuộc vào nhiệt độ của vật phát xạ, gồm có bức xạ
synchrotron, bức xạ synchrotron hồi chuyển từ các pulsar, bức xạ cảm ứng maser
trong vũ trụ. Bức xạ này được phát ra bởi một đám mây khí trong đó các electron có




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
56




năng lượng cao chuyển động nhanh (gần bằng vận tốc ánh sáng) được gia tốc một
từ trường. (sẽ đề cập đến trong chương 4 của tiểu luận này)

2.2.1.4. Năng lượng bức xạ vũ trụ:

Bức xạ từ các thiên thể được xem như là bức xạ của vật đen tuyệt đối, vì bề
mặt của chúng được bao phủ bởi một lớp khí dày trong suốt.

Công thức Plank về công suất bức xạ đơn sắc của vật đen:

Độ chói bức xạ: B (W/m2/Hz/st)

Xem xét một phần tử bề mặt ds nằm
trong bề mặt S đang phát ra bức xạ có tần số 
(Hz)

Độ chói B là năng lựơng thu được trong
một giây, trên một đơn vị độ rộng của dãi sóng,
qua một đơn vị diện tích và trên một đơn vị
góc khối, từ phần không gian nằm trong góc
khối dω (st) trong bầu trời nằm trong hình nón
giới hạn bởi bề mặt ds (m2).


2hν 3 k = 1 ,38.10-23 J/K (hằng số boltzmann)
1
Bν = hν
c2 h = 6 ,63.10-34 J.s (hằng số Plank)
e KT
-1


Hàm sóng:


2hc 2 1
B  5 hc
 kT 
1
e




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
57




Năng lượng phát xạ toàn phần:

Định luật Stefan – Boltmann nói lên rằng năng lượng tăng rất nhanh theo nhiệt
độ:   T 4 (với   5, 7.10 8 W / m 2 / K 4 )

Dựa vào công thức tính này các nhà thiên văn đo cường độ bức xạ của thiên
thể ở các bước sóng khác nhau để vẽ phổ bức xạ của nó. Căn cứ vào hình dạng của
phổ, người ta có thể phân biệt các cơ chế bức xạ. Từ các quá trình bức xạ nhiệt cho
phép các nhà thiên văn xác định nhiệt độ của hành tinh.




2.2.2. Ngành thiên văn vật lý:

Ngành thiên văn vật lý đang trên đà phát triển nhờ có những kính thiên văn
hoạt động trên nhiều miền sóng. Muốn nghiên cứu những thiên thể trong Vũ trụ,
các nhà khoa học phải quan sát trên những bước sóng trong phổ điện từ, từ bước
sóng gamma, X, tử ngoại, khả kiến, đến bước sóng hồng ngoại và vô tuyến. Những
môi trường có nhiệt độ cao phát ra bức xạ gamma và X. Những ngôi sao bình
thường như Mặt trời phát ra ánh sáng. Những thiên hà đang hình thành và những
ngôi sao còn trẻ, chưa đủ nóng nên chỉ phát ra bức xạ hồng ngoại và vô tuyến.

Các nhà thiên văn chuyên nghiệp thường xuyên tiếp cận các kính thiên văn,
máy thăm dò và máy tính công suất cao. Hầu hết công việc trong ngành thiên văn
bao gồm 3 công đoạn: Các nhà thiên văn trước hết quan sát các thiên thể bằng cách
hướng các kính thiên văn và các thiết bị thu thập thông tin thích hợp. Sau đó, họ
phân tích hình ảnh và dữ liệu. Sau khi phân tích, họ so sánh kết quả đạt được với lý
thuyết đã có để xác nhận khám phá nào của họ là phù hợp với dự đoán bằng lý
thuyết hay không hoặc là có thể cải tiến lý thuyết hay không. Một số nhà thiên văn
làm việc đơn độc trong việc quan sát và phân tích, và một số khác đơn độc trong
việc phát triển các lý thuyết mới.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
58




Thiên văn học như là một đề tài rộng lớn mà các nhà thiên văn chuyên môn
trong một hoặc vài lĩnh vực nào đó. Ví dụ, nghiên cứu về hệ Mặt trời là một phần
khác biệt trong sự chuyên môn hóa so với việc nghiên cứu về các ngôi sao. Các nhà
thiên văn nghiên cứu về Dài ngân hà Milky Way thường sử dụng kĩ thuật khác so
với những kĩ thuật được sử dụng bởi các nhà thiên văn nghiên cứu về những thiên
hà xa hơn. Nhiều nhà thiên văn hành tinh học, như là các nhà khoa học nghiên cứu
về Sao Hỏa, có thể có nền tảng địa chất học và không thể xem họ là những nhà
thiên văn trong mọi lĩnh vực. Các nhà thiên văn chuyên về Mặt trời sử dụng các
kính thiên văn khác với các nhà thiên văn chuyên về bầu trời đêm bởi vì Mặt trời
quá sáng. Các nhà thiên văn lý thuyết có thể không sử dụng kính thiên văn bao giờ
cả, thay vào đó, họ sử dụng dữ liệu đã có hoặc đôi khi chỉ nhắc lại các kết quả lý
thuyết đã có để phát triển và kiểm định những lý thuyết mới. Một lĩnh cực ngày
càng được tăng cường trong thiên văn là thiên văn vi tính hóa, trong đó các nhà
thiên văn sử dụng máy tính để tái tạo các sự kiện thiên văn. Những sự kiện minh
họa cho việc tái tạo hữu hiệu gồm có: sự hình thành của các thiên hà trẻ nhất trong
vũ trụ hoặc vụ nổ của một ngôi sao để thành sao siêu mới.

Các nhà thiên văn nghiên cứu về các thiên thể bằng cách khảo sát năng lượng
mà chúng phát ra dưới dạng bức xạ điện từ. Bức xạ này truyền khắp vũ trụ từ dải
sóng cực ngắn – tia gamma, đến ánh sáng khả kiến và sóng vô tuyến rất dài trong
toàn bộ phổ điện từ. Các nhà thiên văn tập hợp các bước sóng khác nhau của bức xạ
điện từ phụ thuộc vào vật thể đang nghiên cứu. Kĩ thuật thiên văn thường rất khác
biệt khi nghiên cứu các bước sóng khác nhau. Các kính thiên văn truyền thống chỉ
làm việc trong vùng ánh sáng khả kiến và những vùng phổ gần khả kiến, như bước
sóng hồng ngoại ngắn nhất và bước sóng cực tím dài nhất. Khí quyển Trái đất gây
rắc rối cho những nghiên cứu của chúng ta do hấp thụ nhiều bước sóng của phổ điện
từ. Thiên văn vật lý bao gồm: Thiên văn tia Gamma, Thiên văn hồng ngoại, Thiên
văn cực tím, Thiên văn vô tuyến, Thiên văn khả kiến hay Thiên văn quang học,
Thiên văn tia vũ trụ, Thiên văn sóng hấp dẫn, Thiên văn nơ-tri-no là các ngành thiên
văn chuyên biệt sử dụng các thiết bị và kĩ thuật khác nhau.


PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
59




Thiên văn quang học là ngành thiên văn chuyên nghiên cứu các thiên thể trên
vùng ánh sáng quang học hay khả kiến. Phương tiện và kĩ thuật dùng trong thiên
văn quang học là các kính thiên văn quang học khúc xạ hoặc phản xạ. Do kĩ thuật
khúc xạ thiên văn có nhiều bất cập nên kính phản xạ được sử dụng phổ biến trong
thiên văn quang học hiện nay.

Kính thiên văn khúc xạ (refractor telescope) gồm hai thấu kính, một thấu
kính có tác dụng hội tụ ánh sáng từ vật gọi là vật kính, một thấu kính phân giải ảnh
của vật tới mắt gọi là thị kính. Hạn chế của kính khúc xạ là ánh sáng từ vật tới là
ánh sáng tổng hợp bị tán sắc bởi thấu kính dẫn đến h ình ảnh không trung thực nếu
bộ phận lọc không tốt. Thành tựu: Năm 1609, Galilei dựa trên phát kiến của
Lippershey đã tự chế tạo thành công chiếc kính thiên văn khúc xạ có độ phóng đại
là 30 lần. Galilei đã dùng kính này quan sát các vết đen Mặt Trời, các chuyển động
của Mặt Trăng và các hành tinh. Qua những quan sát đó, Galilei đã khám phá ra 4
vệ tinh lớn nhất của Sao Mộc (mà ngày nay chúng ta gọi là 4 vệ tinh Galilei, chúng
gồm: Ganimede, Calisto, Io và Europa), khám phá ra chu kì tự quay của Mặt Trời
d ựa trên chu kì xu ất hiện của các vết đen.

Kính thiên văn phản xạ (reflector telescope) khác với kính thiên văn khúc xạ,
nó hội tụ ánh sáng bằng phương pháp phản xạ: Vật kính là một gương cầu lõm hội
tụ ánh sáng tại tiêu điểm của gương. Một gương phẳng hay lăng kính được đặt
trước vật kính để thu chùm sáng hội tụ và đổi chiều dẫn nó đến thị kính là một thấu
kính hội tụ tiêu cự nhỏ. Kính thiên văn phản xạ như vậy cho ra hình ảnh có độ phân
g iải cao hơn khá nhiểu so với kính thiên văn khúc xạ.

Kính thiên văn lớn nhất hiện nay trên thế giới là kính thiên văn VLT (Very
Large Telescope) mới được hoàn thành tại Chile. Nó là một kính thiên văn phản xạ
tổ hợp gồm 4 gương phản xạ có đường kính 8m. Chúng mang lại hiệu quả hình ảnh
tương đương với một gương lớn đường kính 16m. Các gương của hệ thống kính này
ngoài các bước sóng ở dải quang học còn có thể thu đ ược những bước sóng ở một




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
60




phần dải hồng ngoại. Năm 2005, các nhà thiên văn học đã sử dụng tổ hợp kính này
và chụp trực tiếp được bức ảnh đầu tiên về một hệ hành tinh ngoài Hệ Mặt Trời - h ệ
2 M1207b quay quanh một ngôi sao trong chòm sao Hydra (Mãng xà) cách chúng ta
h ơn 200.000 năm ánh sáng.

Đứng thứ 2 sau VLT là kính thiên văn phản xạ lớn nhất trước đây tại đài
thiên văn Keck trên núi Manua Kea - một ngọn núi cao 4200m cao nhất ở Hawaii.
Kính thiên văn lớn nhất ở đài thiên văn này là một gương tổ hợp do nhiều gương
nhỏ ghép lại có tổng đường kính là 15m.

Kính thiên văn vũ trụ Hubble được NASA phóng lên quĩ đạo ngày 25/4/1990
ở độ cao 600km. Đây là một kính thiên văn phản xạ tự động có đ ường kính của
g ương là 2,4m. Mọi hoạt động của Hubble đều được điều khiển tự động, các hình
ảnh ghi nhận đ ược đều là ảnh chụp trực tiếp từ Hubble và gửi thông tin về Trái
Đất. Những bức ảnh chụp trên vùng khả kiến từ Hubble tốt hơn 5 lần so với các
kính định vị trên mặt đất.




Hình 2.23. Kính thiên văn vũ trụ Hubble.

Tuy nhiên, bức xạ điện từ từ các ngôi sao hay thiên hà ở càng xa thì khi đến
với Trái Đất, bước sóng của chúng càng dãn dài ra (hiệu ứng Doppler). Do đó ánh
sáng từ các ngôi sao đến với chúng ta không mang lại những hình ảnh hoàn toàn
trung thực về ngôi sao đó, thậm chí rất nhiều ngôi sao, thiên hà mà ánh sáng của



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
61




chúng không thể đến được với chúng ta do trên đường đi, bước sóng của chúng đã
dài ra trở thành các sóng hồng ngoại hay vô tuyến. Để thu được những thông tin
chính xác nhất có thể, các kính thiên văn hồng ngoại và vô tuyến ra đời thu các
bước sóng thích hợp nói trên và phân tích chúng trên các máy đo quang phổ, từ đó
xác định khối lượng, thành phần và các tính chất khác của ngôi sao. Hiện nay, kính
thiên văn hồng ngoại không được sử dụng phổ biến như kính thiên văn vô tuyến do
kính thiên văn vô tuyến thu được các bước sóng ở nhiều dải hơn, cả dải vô tuyến và
dải hồng ngoại, quang học.

Tia X, tia Gamma bị hấp thụ bởi khí quyển trái đất nên Thiên văn tia X và
Thiên văn tia Gamma sử dụng các kính thiên văn vũ trụ cỡ lớn gửi vào quỹ đạo
quay quanh Trái đất. Cũng vậy, tầng khí quyển Trái đất ngăn chặn hầu hết các bức
xạ cực tím nên Thiên văn cực tím sử dụng kính thiên văn vũ trụ Hubble thu nhận
bức xạ cực tím, hình ảnh ghi nhận được các nhà khoa học xử lí bằng cách phân tách
màu sắc ánh sáng hoặc giảm cường độ bức xạ để có thể nhìn thấy bằng mắt thường.

Thiên văn hồng ngoại nghiên cứu các vùng phổ bức xạ hồng ngoại của các vật
thể khảo sát gửi tới. Bức xạ hồng ngoại cũng bị khí quyển Trái đất hấp thụ, vì vậy
Đài Thiên văn hồng ngoại được đặt ở tầng khí quyển loãng (đỉnh núi cao) hoặc
ngay bên trên tầng khí quyển (trạm không gian). Thiên văn hồng ngoại có nhiều lợi
thế vì những vật thể không đủ nóng để phát ra ánh sáng khả kiến hay cực tím vẫn có
thể phát ra bức xạ hồng ngoại và bức xạ hồng ngoại thì có khả năng xuyên qua môi
trường bụi khí giữa các sao hay ngân hà tốt hơn những bức xạ có bước sóng ngắn
hơn. Hơn nữa, vùng phổ sáng nhất của bức xạ từ những ngân hà xa nhất được
chuyển về vùng hồng ngoại mà ta thu nhận được.

Thiên văn nghiên cứu bức xạ khác như nơ-tri-nô, tia vũ trụ, sóng hấp dẫn
không phải là bức xạ điện từ còn khá mới lạ đối với chúng ta (khuôn khổ có hạn, tài
liệu không đề cập)




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
62




Mọi thông tin dữ liệu từ các đài thiên văn vũ trụ ở ngoài không gian được gửi
theo sóng vô tuyến truyền về mặt đất và được ghi nhận bởi các kính thiên văn vô
tuyến định vị trên mặt đất. Như vậy, thiên văn vô tuyến có giá trị và vai trò rất lớn
trong sự phát triển của ngành thiên văn vật lý.




2.3. B ức xạ vô tuyến và thiên văn vô tuyến:


Sóng điện từ có bước sóng khác nhau sẽ truyền đi khác nhau trong môi
trường, nên người ta ghép các sóng điện từ có cùng đặc tính lại thành từng băng
(band).

Tên các băng vô tuyến phổ biến nhất và bước sóng, tần số tương ứng được sử
dụng trong thiên văn vô tuyến để khảo sát các đối tượng thiên văn phát ra sóng vô
tuyến:


Band Wavelength Frequency

P-band 90 cm 327 MHz

L-band 20 cm 1.4 GHz

C-band 6.0 cm 5.0 GHz

X-band 3.6 cm 8.5 GHz

U-band 2.0 cm 15 GHz

K-band 1.3 cm 23 GHz

Q-band 7 mm 45 GHz


Thiên văn vô tuyến là ngành khoa học nghiên cứu về các thiên thể thông qua
việc thu thập và phân tích thông tin từ dải sóng vô tuyến trong phổ bức xạ của thiên
thể nhờ kính thiên văn vô tuyến và các trang thiết bị chuẩn xác cần thiết. Với thiên



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
63




văn học vô tuyến, các nhà khoa học có thể nghiên cứu các hiện tượng thiên văn
thường không quan sát được trên những vùng phổ khác của phổ điện từ. Như đã
trình bày ở trên, các thông tin mà thiên văn vô tuyến thu nhận ngoài thông tin trực
tiếp từ các sóng vô tuyến do các thiên thể phát ra còn có thông tin từ các sóng vô
tuyến được tuyền từ các trạm thiên văn vũ trụ thông qua kĩ thuật vô tuyến điện tử
gửi về mặt đất cũng được thu nhận và phân tích bởi các kính thiên văn vô tuyến.

Ứng dụng kĩ thuật thiên văn vô tuyến, các nhà thiên văn có thể quan sát (phát
hiện) bức xạ nền vi sóng vũ trụ, dấu hiệu tàn dư của khởi điểm vũ trụ trong vụ nổ
Big Bang. Họ cũng có thể dò tìm về “Đêm Trung cổ” trước khi khởi đầu những
ngôi sao hay những ngân hà đầu tiên, và nghiên cứu những thế hệ sớm nhất của các
ngân hà. Các nhà thiên văn vô tuyến phân tích và khảo sát tỉ mỉ những lỗ đen tồn tại
ở tâm của hầu hết các ngân hà. Vì các sóng vô tuyến xuyên qua mây bụi, các nhà
khoa học sử dụng kĩ thuật thiên văn vô tuyến để nghiên cứu các vùng không thể
quan sát bằng ánh sáng nhìn thấy, như là môi trường bao phủ bởi đám mây bụi khí –
nơi các sao và các hành tinh được sinh ra, và trung tâm Dải ngân hà Milky Way của
chúng ta. Các bức xạ vô tuyến cũng cho phép các nhà thiên văn truy tìm vị trí, mật
độ và chuyển động của khí Hidro, khí cấu thành 3/4 lượng vật chất thông thường
của vũ trụ.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
64




Chương 3: KÍNH THIÊN VĂN VÔ TUYẾN

3.1. Sơ lược về kính thiên văn vô tuyến:


Kính thiên văn vô tuyến (Radio Telescope) cấu tạo có phần giống với kính
thiên văn phản xạ quang học. Thay cho vật kính như các kính thiên văn quang học,
kính thiên văn vô tuyến có bộ phận chính là một ăng ten có dạng một gương parabol
kim loại. Gương parabol này có nhiệm vụ thu nhận các tín hiệu vô tuyến từ ngôi sao
đang được quan sát và chuyển các tín hiệu đó về các bộ phận phân tích.

Để làm tăng thêm độ phân giải cho các kính thiên văn vô tuyến, các kính này
ở nhiều đài thiên văn được lắp dưới dạng tổ hợp. Tức là không phải là một gương
lớn mà có thể gồm nhiều gương nhỏ sắp xếp sao cho các sóng phản xạ hội tụ tại
cùng một điểm (giao thoa sóng). Cách lắp này tiện hơn việc chế tạo một gương quá
lớn mà vẫn mang lại hiệu quả tốt, tuy nhiên nó lại yêu cầu độ chính xác gần như
tuyệt đối vì chỉ cần một trong số các gương của hệ đặt lệch dù ít đáng kể thì cũng sẽ
không cho ra được hình ảnh như mong muốn.

Các kính thiên văn hoạt động ở các dãy bước sóng từ ~ 1m – 3m. Những 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 đường kính của kính
quang học hoạt động trên những bước sóng khả kiến. 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 thuật. Kính vô tuyến milimet lớn nhất hiện nay chỉ có
đường kính lớn tới 45m.



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
65




Kính thiên văn vô tuyến lớn nhất thế giới:

Kính thiên văn vô tuyến lớn nhất thế giới hiện nay là kính Arecibo đặt tại
Puerto Rico được sử dụng từ năm 1963. Gương chính của kính có đường kính
305m, bộ phận thu sóng phản xạ được treo phía trên gương chính ở độ cao 150m.
Đây là kính thiên văn lớn nhất và nhạy nhất thế giới, nó từng được sử dụng làm
công cụ chính trong việc tìm kiếm các tín hiệu về sự sống ngoài Trái Đất trong quá
trình thực hiện dự án SETI (Search for the Extraterrestial Intelligence – tìm kiếm trí
tuệ ngoài Trái Đất)




Hình 3.1. Kính Arecibo đặt tại Puerto Rico được sử dụng từ năm 1963

Kính thiên văn vô tuyến lướn thứ 2 là kính thiên văn Effensberg, cách 40km
về phía Nam của Bonn, Đức. Kính này có đường kính là 100m, được đưa vào sử
dụng từ năm 1971. Khác với kính Arecibo không thể thay đổi góc nhìn mà chỉ đặt
cố định, Effenssberg được nối với các trục lớn có thể cho phép trục chính của
gương quay về bất cứ hướng nào để tiếp nhận các sóng điện từ đến từ các thiên thể
cần nghiên cứu.

Kỹ thuật hệ kính giao thoa:

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



THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
66




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 thuộc 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.




Hình 3.2. Very large array (VLA) radio telescopes in Socorra, New Mexico.
(Reproduced by permission of JLM Visuals)

Những công trình nghiên cứu bằng kính vô tuyến giao thoa:

Phát hiện NH3 HC7N (là những phân tử đóng vai trò quan trọng trong quá
trình hóa học trong vỏ những ngôi sao. Những phân tử hydrogen để tạo ra trạng thái
cân bằng nhiệt, nên NH3 được coi là những nhiệt kế để đo nhiệt độ trong môi trường
xung quanh sao) bằng kính thiên văn vô tuyến có đường kính 100m đặt tại
Effelsberg. Kính thiên văn này tuy lớn nhưng vẫn có độ phân giải đủ cao để quan
sát được nhiều chi tiết.


PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
67




Hình 3.3. 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)

Xác định sự phân bố các loại phân tử trong vỏ các ngôi sao bằng hệ kính giao
thoa VLA (Very Large Aray) đặt tại tiểu bang New Mexico. Hệ kính giao thoa
VLA gồm 27 ăng ten, môi ăng ten có đường kính 27m. khoảng cách tối đa giữa
những ăng ten là 35 km.

Dùng kính VLA để quan sát bức xạ Synchroton phát trên bước sóng 18cm bởi
thiên hà 3C111, ở khoảng cách 6 trăm triệu năm ánh sáng.

Sử dụng hệ kính giao thoa BIMA đẻ quan sát một số phân tử và tìm hiểu được
cơ chế hóa học cấu tạo ra những phân tử trong vỏ ngôi sao.

Đái thiên văn vô tuyến Nobeyama (thuộc ĐH Tokyo) có kính vô tuyến lớn
dường kính 45m, hoạt động trên những bước sóng ánh sáng milimet và có phổ kế
rất hiện đại. nhờ vào kính thiên văn vô tuyến n ày mà ta phát hiện được những phân
tử như hydrocabon C2H, C4H và ion HCO+. Những kết quả này giúp ta tìm hiểu
thêm về quá trình tiến hóa của các ngôi sao trong dãi ngân hà.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
68




Sử dụng kính thiên văn để nghiên cứu búc xạ điện từ phát ra từ lổ đen:

Sử dụng những kính thiên văn vô tuyến mạnh, các nhà khoa học đã chụp ảnh
được một lỗ đen lớn đang phóng ra các bức xạ là các hạt mang điện tích, mang lại
caic nhìn đầu tiên về nguồn gốc của các tia vũ trụ.




Hình 3.4. Một bức ảnh về lỗ đen.

Các lỗ đen siêu nặng là trung tâm của rất nhiều thiên hà và từ lâu các nhà khoa
học vẫn tin rằng nó là nguồn phóng ra các tia bức xạ với vận tốc gần với vận tốc của
ánh sáng. Nhưng điều gì khiến cho chúng vẫn còn là 1 bí ẩn?

Một nhóm nghiên cứu quốc tế đứng đầu bởi Alan Marsher ở đại học Boston đã
đưa ra những hé lộ đầu tiên về vấn đề này. Nhóm của Marsher sử dụng hệ thống
kính thiên văn tổ hợp của đài quan sát thiên văn vô tuyến quốc gia gồm 10 kính
thiên văn vô tuyến và nhắm vào mục tiêu là thiên hà BL Lacertae.

Một loại lỗ đen sieu nặng được nghi ngờ rằng đang phát ra những dòng năng
lượng lớn ở khoảng cách 950 triệu năm ánh sáng cách chúng ta.

Kết quả quan sát cho thấy những dòng vật chất mang điện tích tuôn ra từ lỗ
đen theo đường xoắn nút chai, đúng như những gì các nhà thiên văn học đã dự
đoán.




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
69




Quan sát này của nhóm nghiên cứu mang lại giải thích cho những dòng bức xạ
vẫn được tuôn ra từ lỗ đen và cơ chế khiến chúng được gia tốc lên đến gần vận tốc
của ánh sáng.

Trang bị thêm kính thiên văn để phát hiện sự sống ngoài hành tinh:

Các nhà khoa học Mỹ đã đưa hệ thống kính thiên văn vô tuyến đặc biệt đầu
tiên vào sử dụng với hi vọng sẽ phát hiện ra dấu vết của sự sống ngoài hành tinh.
Dự án «Allen Telescope Array» (ATA) mang tên nhà tài trợ Paul Allen dự kiến sẽ
lắp đặt 350 kính thiên văn vô tuyến ở Hat Creek, cách San Francisco 400 km về
phía Bắc.Sau khi được lắp đặt, 42 ăng ten trong dự án đã bắt đầu thu nhận những tín
hiệu radio đầu tiên từ vũ trụ với hi vọng sẽ tìm được dấu viết sự sống ngoài Trái
Đất.

"Đây là một ngày trọng đại trong lĩnh vực thiên văn học vô tuyến và nghiên
cứu vũ trụ. (…) Rất nhiều bí mật bên ngoài hành tinh đang chờ chúng ra khám phá
và chúng ta đang tiến lại gần sự thật”, Leo Blitz – giáo sư thiên văn tại Đại học
Berkelay khẳng định. ATA mang nhiều điểu ưu việt hơn so với những kính thiên
văn vô tuyến trước đây.




Hình 3.5. Dự án «Allen Telescope Array» (ATA) mang tên nhà tài trợ Paul
Allen dự kiến sẽ lắp đặt 350 kính thiên văn vô tuyến ở Hat Creek, cách San
Francisco 400 km về phía Bắc



THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
70




Các nhà khoa học hứa hẹn: “Chỉ trong 24 năm, kính ATA sẽ thu được khối
lượng thông tin khổn g lồ gấp hàng nghìn lần so với những thông tin mà các kính
thiên văn khác của SETI (Viện tìm kiếm sự sống ngoài trái đất) thu được trong 45
năm qua”. Paul Allen - đồng sáng lập tập đoàn Microsoft - là người giàu thứ năm
trên thế giới theo bình chọn của tạp chí Forbes, với tổng tài sản ước tính vào khoảng
18 tỷ USD.




3.2. Đo đạc thiên văn vô tuyến:

3.2.1. Sơ lược cấu tạo và hoạt động của kính thiên văn vô tuyến:
3.2.1.1. Cấu tạo:

Kính thiên văn vô tuyến là thiết bị dùng để thu nhận, tập trung và phân tích
các sóng vô tuyến từ một thiên thể hay một khu vực trên thiên cầu. Sau đây trình
bày cấu tạo một kính thiên văn vô tuyến phản xạ parabol (hình 3,6).

Steerable parabolic reflector: Gương phản xạ parabol xoay trở được

Second focal room: điểm hội tụ thứ cấp của kính thiên văn vô tuyến lắp đặt bộ
phận ghi nhận vô tuyến, được sử dụng thường xuyên hơn điểm hội tụ sơ cấp

Parabolic reflector: một bề mặt thường được tạo thành bởi mạng lưới dây kim
loại tốt để thu thập các sóng vô tuyến và hội tụ chúng về một điểm duy nhất.

First focal room: đầu mang khí cụ quan sát được sử dụng khi có nhu cầu,
được đặt ở điểm hội tụ sơ cấp của kính thiên văn vô tuyến.

Secondary reflector: gương phản xạ thứ cấp nhận các sóng được phản xạ bởi
gương parabol và hướng chúng vào bộ phận ghi nhận.




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
71




Hình 3.6. Cấu tạo kính thiên văn vô tuyến.

Laboratory: phòng thí nghiệm nơi các nhà thiên văn phân tích tín hiệu số để
thu nhận thông tin

Rotating track: vành quay làm quay kính thiên văn vô tuyến theo phương
thẳng đứng để hướng kính về phía khu vực cần khảo sát trên bầu trời.

Support structure: kết cấu tay vịn là yếu tố kiến trúc như vành bánh xe bảo vệ
gương parabol khỏi bị biến dạng.

Radio wave: là sóng điện từ không nhìn thấy được phát ra từ thiên thể và được
thu nhận về trái đất nhờ kính thiên văn vô tuyến.



THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
72




Circular track: vành đai bao quanh làm quay kính thên văn vô tuyến theo
phương nằm ngang để hướng kính về phía khu vực cần khảo rát trên bầu trời.

Elevator: trục nâng

Counterweight: đối trọng nặng bằng với đối trọng của gương parabol, làm cho
nó có thể cân bằng hoàn toàn.

Upper laboratory: khu vực mà các tín hiệu điện được lọc, số hóa và chuyển về
phòng thí nghiệm.

Receiver: bộ phận khuếch đại các sóng trước khi chúng được chuyển thành tín
hiệu điện

3.2.1.2. Hoạt động:




Hình 3.7. Ăng-ten thu sóng vô tuyến.

Cách làm việc của một ăng ten thiên văn vô tuyến (hình 3.7): bức xạ truyền
theo một hướng xác định (D và B) từ bầu trời tới bề mặt parabol của kính thiên văn
(C và A) và được phản xạ trở lại tập trung tại tiêu điểm (F). Trong ăng ten bức xạ
cảm ứng tạo thành dòng điện xác định chạy vào bộ phận thu nhận. Bộ phận này



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
73




khuếch đại tín hiệu hàng nghìn lần. Tín hiệu truyền theo một dây cáp đến bộ phận
điều khiển nơi mà tín hiệu được khuếch đại lần nữa và chuyển đổi sang một định
dạng đơn giản hơn, được ghi nhận trong máy tính và cho ra hình ảnh.




Hình 3.8. Cấu trúc ăng-ten vô tuyến (Nguồn: National Radio Astronomy
Observatory, Sept 2005: Indiana University)




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
74




Hình 3.9. Mô tả hoạt động của kính thiên văn vô tuyến




Hình 3.10. Bản đồ sao cho bởi kính thiên văn vô tuyến.




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
75




Prime focus
(GMRT)




Offset
Cassegrain
(VLA)




Beam Waveguide
(NRO)




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
76




Cassegrain focus
(AT)




Naysmith
(OVRO)




Dual Offset
(ATA)


Hình 3.11. Các loại kính phản xạ vô tuyến




3.2.2. Công thức đo đạc vô tuyến:

1. Độ sáng của một nguồn:

L = dE/dt erg/s

2. Thông lượng của nguồn ở khoảng cách R:

S = L/4R2 erg/s/cm2



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
77




Thông lượng đo độ sáng của các sao, trong thiên văn quang học, thông lượng
này đo trong độ sáng biểu kiến, số đo loga của thông lượng.

3. Cường độ sáng:

Nếu 1 nguồn được mở rộng, độ sáng bề mặt của nó sẽ thay đổi theo sự mở
rộng đó. Độ sáng bề mặt là cường độ, giá trị thông lượng trên một đơn vị góc khối
của nguồn:

I = dS/d erg/s/cm2/steradian

L = 4 S d = 4R2  S đối với nguồn đẳng hướng

S =  I d

Nều các nguồn thiên văn phát ra một phổ điện từ rộng, L, S và I đều là hàm
của  hoặc , và xác định chính xác hơn:

Mật độ sáng: L( ) = dL/d W/Hz

Mật độ thông lượng: S() = dS/d W/m2/Hz

Cường độ riêng: I() = dI/d W/m2/str/Hz

Cường độ riêng là đại lượng cơ bản đặc trưng cho bức xạ. Là hàm của f,
hướng, s và thời gian.

4. Năng lượng và công suất thu của ăng-ten:

Năng lượng trên một đơn vị diện tích được định hướng tại một góc đến s, theo
lý thuyết bởi một vecto da là:

dE = I(, s, t) sda d d dt = I (, ) sda d d dt




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
78




Chức năng của antenna là để tập trung sóng vô tuyến và mỗi antenna có một
diện tích hiệu dụng, Ae(, ), phụ thuộc hướng (, )

Công suất thu trên 1 vị tần số của antenna từ trong một góc khối d theo
hướng (, ):

dP = ½ I (, ) Ae (, ) d W/Hz

Công suất thu của antenna từ mọi hướng

P = ½  I (, ) Ae (, ) d W/Hz

5. Nhiệt độ ăng-ten (TA):

TA = P /k K

TA = (1/2k)  I (, ) Ae (, ) d K

Nguồn điểm: I = S (, )

kTA = ½ Ae,max S W/Hz

Nếu Ae (, ) có cực đại Ae,max at (, ) = (0, 0)

6. Diện tích hiệu dụng (max) của một ăng-ten:

Ae,max = ap Agm2

Ag là diện tích hình học and ap là hệ số mở. Đ/v antenna song cực, Ag 0
nhưng Ae khác 0




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
79




Chương 4: GIỚI THIỆU MỘT SỐ CÔNG TRÌNH NGHIÊN

CỨU TRONG THIÊN VĂN VÔ TUYẾN

4.1. Sự phát hiện bức xạ phông vũ trụ, vết tích của Big Bang:

4.1.1. Lược sử:

Năm 1964, Arno Penzias và Robert Wilson đã phát hiện ra bức xạ phông vũ
trụ khi họ tiến hành nghiên cứu một máy thu tín hiệu vi sóng ở phòng thí nghiệm
Bell. Khám phá của họ đã khẳng định tiên đoán về bức xạ phông vũ trụ, một bức xạ
đẳng hướng và đồng nhất phân bố giống như phổ phát xạ của vật đen có nhiệt độ
khoảng 3 K. Penzias và Wilson được trao giải Nobel về vật lý nhờ khám phá này.

Năm 1989,. COBE đã tìm thấy nhiệt độ dư là 2,726 K và xác định được rằng
bức xạ đó là đẳng hướng với độ chính xác 10-5.

Vào đầu năm 2003 các kết quả từ vệ tinh dị hướng vi sóng Wilkinson
(WMAP) đã phóng và thu được các giá trị chính xác nhất về các thông số vũ trụ.

4.1.2. Ý nghĩa việc tìm ra bức xạ phong nền viba của vụ trụ:

Từ quan sát bức xạ phông vũ trụ người ta thấy vũ trụ là phẳng và 70% mật độ
năng lượng của vũ trụ chưa được tính đến. Điều này liên quan đến một hiệu ứng
khác, đó là vũ trụ giãn nở với một gia tốc chứ không phải tuân theo chính xác định
luật Hubble. Để giải thích tính gia tốc của quá trình giãn nở, lý thuyết tương đối
rộng yêu cầu phần lớn vũ trụ tạo thành từ một dạng năng lượng có áp suất âm gọi là
năng lượng tối. Năng lượng tối này được cho rằng chính là 70% thiếu hụt từ quan
sát bức xạ phông vũ trụ. Bản chất của năng lượng tối vẫn là một trong những bí mật
vĩ đại nhất về Vụ nổ lớn. Các lời giải khả dĩ là sự tồn tại của một hằng số vũ trụ.

Ngày nay các nhà thiên văn đang tìm cách nghiên cứu phông nền viba để tìm
ra lời giải đáp cho nguồn gốc cũng như sự tồn tại của vũ trụ trong tương lai.



THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
80




4.1.3. Phương pháp nghiên cứu:

Arno Penzias và Robert Wilson nghiên cứu bức xạ phông nền vũ trụ dựa vào kết
quả thực nghiệm từ việc thu được tiếng ồn vô tuyến từ kính thiên văn vô tuyến.
Các sóng vô tuyến phát ra từ thiên hà của chúng ta, cũng như từ đa số các nguồn
thiên văn khác, có thể mô tả tốt nhất như là một loại “tiếng ồn” rất giống tiếng ồn
“tĩnh” mà người ta nghe được qua một máy thu thanh trong một buổi trời sấm sét.
Tiếng ồn vô tuyến ấy không dễ dàng phân biệt được với tiếng ồn điện không tránh
được, sinh ra bởi sự chuyển động hỗn độn của các electron trong cơ cấu của ăngten
vô tuyến và các mạch khuyếch đại, hoặc là với tiếng ồn vô tuyến mà ăngten bắt
được từ bầu khí quyển của quả đất.




Hình 4.1. Phân bố Planck

Phân bố Planck trên hình 4.1, mật độ năng lượng trên mỗi khoảng bước sóng
đơn vị được vẽ là một hàm của bước sóng, đối với bức xạ vật đen, có nhiệt độ là 3




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
81




K. (Đối với một nhiệt độ lớn hơn 3 K là f lần, thì chỉ cần rút ngắn bước sóng 1/f lần
và tăng mật độ năng lượng lên f mũ 5 lần). Đoạn thẳng của đường biểu diễn ở bên
phải được mô tả gần đúng bằng “phân bố Rayleigh – Jeans” là một đường với độ
dốc như vậy được chờ đợi với một nhóm trường hợp rộng rãi ngoài trường hợp bữc
xạ vật đen. Đoạn đi xuống rất dốc về phía trái là so bản chất lượng tử của bức xạ, và
là một nét đặc thù của bức xạ vật đen. Đoạn đường có ghi “bức xạ thiên hà” chỉ rõ
cường độ tiếng ồn vô tuyến từ thiên hà chúng ta sinh ra.

Penzias và Wilson dùng một dụng cụ gọi là “tải lạnh” - cường độ từ ăngten
được so sánh với cường độ sinh ra bởi một nguồn nhân tạo được làm lạnh đến nhiệt
độ hêli lỏng, khoảng bốn độ trên độ không tuyệt đối. Tiếng ồn điện trong các mạch
khuyếch đại sẽ là như nhau trong cả hai trường hợp, và do đó sẽ tự triệt tiêu khi so
sánh, cho phép đo trực tiếp cường độ từ ăngten đến.




Hình 4.2. Ảnh chụp của WMAP về bức xạ phông vi sóng vũ trụ

Vào mùa xuân năm 1964 là họ đã nhận được một tiếng ồn sóng cực ngắn ở
7,35 centimet khá đáng kể, không phụ thuộc vào hướng. Họ cũng đã tìm ra rằng
phông “tĩnh” đó không phụ thuộc vào thời gian trong một ngày, hoặc vào mùa trong
năm. Các sóng vô tuyến với các bước sóng như 7,35 centimet và đến một mét, được
gọi là “bức xạ cực ngắn”, gọi là bức xạ vi ba .

Peebles lưu ý rằng nếu trong mấy phút ngắn ngủi đầu tiên của vũ trụ đã không
có một phông bức xạ mạnh mẽ thì các phản ứng nhiệt hạch đã xảy ra nhanh chóng



THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
82




đến mức làm một tỷ lệ lớn khí hyđrô có mặt lúc đó đã bị “nấu nướng” thành những
nguyên tố nặng hơn, trái với sự kiện là khoảng ba phần tư vũ trụ hiện nay lại là
hyđrô. Sự “nấu nướng” hạt nhân nhanh này chỉ có thể được cản lại nếu vũ trụ đã
chứa đầy một bức xạ có một nhiệt độ tương đương rất lớn ở những bước sóng rất
ngắn, có thể làm nổ được các hạt nhân cũng nhanh như chúng được tạo nên.


Chúng ta sẽ thấy rằng bức xạ đó đã còn lại sau quá trình giãn nở của vũ trụ sau đó,
nhưng nhiệt độ tương đương của nó tiếp tục giảm trong khi vũ trụ giãn nở và giảm
tỷ lệ nghịch với kích thước vũ trụ, vũ trụ hiện nay chứa đầy bức xạ.




Hình 4.3. Bản đồ bức xạ sóng vô tuyến từ các nguyên tử Hydro từ dải Ngân
Hà (ảnh bên trên) đang được nghiên cứu có liên quan đến bản đồ bức xạ phông vi
ba của vũ trụ ghi nhận bởi WMAP (ảnh dưới)




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
83




4.2. Vạch phổ cuả nguyên tử trung hòa Hydrogen trên bước sóng 21

centimet:

4.2.1. Lược sử:

Từ năm 1944, nhà thiên văn Hà Lan, Van de Hulst, đã tiên đoán bằng lý thuyết
là nguyên tử hydrogen trung h oà phát ra một vạch phổ vô tuyến trên bước sóng 21
centimet. Phải đợi đến năm 1952, các nhà thiên văn vô tuyến Mỹ, Hà Lan và Úc sử
dụng nh ững kính thiên văn vô tuyến đáp ứng với yêu cầu, mới quan sát thấy vạch
hydrogen 21 centimet.

4.2.2. Ý nghĩa nghiên cứu bức xạ Hyđro:

Hệ mặt trời nằm trong một thiên h à (Ngân Hà) nên ánh sáng khó truyền tới vì bị hấp
thụ bởi bụi và khí trong Ngân Hà. Các nhà thiên văn trên Trái đất dường như b ị
chìm đắm trong đám sương mù dày đặc. Nhờ sự quan sát vạch hydrogen 21
centimet trên b ước sóng vô tuy ến, ít b ị hấp thụ bởi bụi và khí, mà các nhà thiên văn
đã phát hiện được cấu trúc xoắn ốc cuả Ngân Hà và xác định được là Ngân Hà cũng
giống hàng tỉ thiên hà xoắn ốc khác trong Vũ trụ (hình 4.4).




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
84




Hình 4.4. Những cánh tay xoắn ốc của thiên hà NGC 6946 hiện ra rất rõ trong hình
(Quan sát bởi François Viallefond)




4.2.3. Cơ chế phát xạ:

Vạch phổ vô tuyến 21 centimet cuả nguyên tử trung hoà hydrogen đ ược tạo ra
từ sự chuyển giữa hai mức năng lượng ở sát cạnh nhau nằm trong trạng thái năng
lượng cơ bản. Mức năng lượng cao tương ứng với trạng thái “spin” cuả electron và
proton song song với nhau, mứ c năng lượng thấp tương ứng với trạng thái “spin”
đối song. Khi spin chuyển từ trạng thái “song song” xu ống trạng thái “đối song” thì
nguyên tử hydrogen phát ra photon.



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
85




Hình 4.5. Giản đồ mức năng lượng của nguyên tử Hydrogen trên vạch quang
phổ 21 cm.

Vì sự chênh lệch năng lượng giữa hai mức rất nhỏ nên photon có năng lượng
thấp và phát trên lĩnh vực vô tuyến (λ = 21 centimet, tần số ν = 1420,4 megahertz).
Sự chuyển dịch tự nhiên cuả mỗi nguyên tử hydrogen từ trạng thái spin song song
sang trạng thái đối song rất hiếm, chỉ xảy ra một lần trong 11 triệu năm! Nhưng vì
hydrogen là nguyên tố có số lượng rất lớn, nên hydrogen hay va chạm với nhau và
với electron, làm tăng cường sự chuyển dịch từ trạng thái spin nọ sang trạng thái
spin kia, đ ể phát ra vạch phổ 21 centimet m ạnh nhất và phổ biến nhất so với các
vạch phổ của các nguyên tố khác.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
86




4.3. B ức xạ "synchrotron" phát ra từ các thiên hà

4.3.1. Lược sử nghiên cứu nguồn bức xạ synchrotron trong Thiên Hà :

Những ngôi sao có khối lượng ở giai đoạn cuối cùng trong đời, chúng trải qua
những vụ nổ mãnh liệt gọi là vụ nổ sao siêu mới. Tàn dư của những vụ nổ này chứa
các hạt có năng lượng cao. Những tàn dư này là nguồn bức xạ synchrotron rất mạnh
ở vùng vô tuyến. Tốc độ vụ nổ sao siêu mới diễn ra trong Thiên Hà chúng ta vào
khoảng một vụ nổ trong 100 năm.

Năm 1054 vụ nổ « tinh vân Con Cua » làm vật chất sao được bắn vào không
gian giữa các sao với vận tốc hàng nghìn km/s, phát ra những bức xạ synchrotron
rất mạnh cả vùng khả kiến và vùng vô tuyến.

Vụ nổ ngày 2-9-1972 của thiên thể Cygnus-X3 trong chòm sao Thiên Nga đã
được tiến sĩ Nguyễn Quang Riệu cùng những cộng sự dùng kỹ thuật thiên văn vô
tuyến đo khoảng cách và tìm hiểu thiên thể. 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. Vụ nổ Cygnus-X3 phun ra những đợt electron có năng
lượng cao và làm tăng cường độ của bức xạ Synchrotron của thiên thể.

Vụ nổ sao đầu tiên được quan sát bằng mắt thường, kể từ vụ nổ sao được phát
hiện bởi kepler vào năm 1604, đã được phát hiện vào năm 1987. Vụ nổ này xảy ra ở
thiên hà ở gần chúng ta nhất, đám mây Magenllan lớn, cách trái đất 1,6.105 năm
ánh sáng. Vận tốc của vật chất bắn ra lớn vào cỡ 25000 km/s đã được phát hiện.

4.3.2. Mục đích nghiên cứu :

Việc quan sát bức xạ synchrotron cho chúng ta biết thông tin về năng lượng
của hạt tích điện và về từ trường tồn tại trong môi trường khí




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
87




Hình 4.6. 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)




4.3.3. Cơ chế bức xạ synchrontron phi nhiệt :

Nhiệt độ chói vượt quá hàng trăm ngàn độ Kelvin, quan sát được trong nhiều
tính vân, không thể giải thích được trong khuôn khổ bức xạ nhiêt. Nhiệt độ chói cao
này có nguồn gốc từ các quá trình bức xạ phi nhiệt, trong đó các electron có năng
lượng rất lớn chuyển động xoắn ốc trong từ trường. Ngược với bức xạ của vật đen
và bức xạ nhiệt của khí bị ion hoá, trong trường hợp bức xạ phi nhiệt chúng ta
không thể không thể xác định một cách trực tiếp nhiệt độ môi trường qua cường độ
bức xạ quan sát được.

Vai trò của từ trường:




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
88




Hình 4.7. Quỹ đạo của electron trong từ trường Bức xạ Synchrotron.

Khi một electron chuyển động trong từ trường với vận tốc tương đối tính (gần
với vận tốc ánh sáng), quỹ đạo của nó là một đường xoắn ốc có trục song song với
phương từ trường H (hình vẽ).

Bức xạ tập trung cao độ trong một hình nón hẹp có góc mở

m0c 2

E

Có trục hướng theo hướng của vectơ vận tốc tức thời v của electron. E là năng
lượng của electron, mo là khối lượng nghỉ của electron và c=3.108 m/s. vì m0c2 =
0,5.106 eV, góc  chỉ cỡ 1.7 phút cung, người quan sát sẽ nhận được một xung bức




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
89




xạ ngắn. Electron chuyển động theo phương tiếp tuyến với phương ngắm, xung
ngắn lặp lại với tần số rất nhanh, như là một phổ liên tục.

4.3.4. Tần số của bức xạ synchrotron :

  16 H .E 2

 (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) = 109 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).


4.3.5. Cường độ bức xạ :

Do đám mấy electron (e) phát ra phụ thuộc vào sự phân bố năng lượng e và từ
trường trong đám mây. Sự phân bố năng lượng của các e tương đối tính thường
được biểu diễn theo quy luật hàm mũ : E- 

  ( 1) / 2 với
Thông lượng bức xạ cũng biến thiên như hàm mũ của tần số : f
  1 . Như vậy bức xạ   1 synchrotron ở các tấn số thấp hơn sẽ mạnh hơn.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
90




4.4. Nghiên cứu những bức xạ Maser trong Vũ trụ

4.4.1. Lược sử nghiên cứu:

Maser là tên viết tắt của cụm từ Microwave Amplification by Stimulation
Emission of Radiation và có ngh ĩa là "Khuếch đại sóng vi ba bằng phát xạ kích
thích". Maser và laser có cơ chế hoạt động giống nhau, chỉ khác là maser hoạt động
với tần số photon ở vùng vi sóng .

Những bài báo đầu tiên về maser được công bố vào năm 1954, gồm những kết
quả wikt:thực nghiệm)thực nghiệm vào cùng một thời điểm và nhưng độc lập bởi
Charles Townes cùng đồng nghiệp tại trường Đại học Columbia ở Thành phố New
York, và tiến sĩ Basov cùng tiến sĩ Prochorov ở viện Lebedev thành phố Moskva.
Cả ba nhà khoa học này đều nhận giải thưởng Nobel năm 1964 cho những đóng góp
của họ.

Nguyên lý cơ bản dẫn đến sự ra đời của maser (hay laser) chính là khái niệm
phát xạ kích thích, lần đầu được đưa ra bởi Albert Einstein năm 1917. Khái niệm
này được bắt nguồn từ những hiện tượng gần gũi trong thế giới vật chất và bức xạ,
đó là hấp thụ và phát xạ tức thời.

Sau chiến tranh, nhờ kinh nghiệm sẵn có về ra-đa và quang phổ trên bước
sóng vi ba, Townes phát hiện ra hiệu ứng khuếch đại maser. Charles Townes (giải
Nobel Vật lý 1964) cùng với Arthur Schawlow (giải Nobel Vật lý 1981) áp dụng
nguyên tắc của maser để làm ra laser hoạt động trên bước sóng hồng ngoại và khả
kiến. Maser là chữ viết tắt của “Microwave Amplification by Stimulated Emission
of Radiation” (khuếch đại sóng viba bởi sự phát bức xạ cảm ứng). Họ đặt tên maser
quang học là laser (Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation), thay
“Microwave” – vi ba bằng “Light” – ánh sáng. Maser và laser là những phát minh
nổi bật nhất trong thế kỷ XX. Maser được dùng trong công nghiệp để khuếch đại
những tín hiệu vô tuyến.



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
91




Vào thập niên 1960, các nhà thiên văn của Đại học Berkeley quan sát được
trên bước sóng 18 xentimet một bức xạ phát ra từ hướng Tinh vân Lạp Hộ (Orion
Nebula). Vạch phổ của bức xạ rất hẹp nhưng lại cực kỳ sáng làm các nhà thiên văn
ngạc nhiên đến nỗi họ phải cho đó là bức xạ của một chất “Huyền bí” (Mysterium)
nào đó! Sau những tính toán cơ học lượng tử và những kết quả đo đạc quang phổ,
họ kết luận là vạch bức xạ “Huyền bí” thực sự chính là một vạch phổ maser của
phân tử “hydroxyl” OH quen thuộc. Ngoài phân tử OH còn có phân tử nước H2O
và phân tử “silicon monoxide” SiO cũng phát ra những bức xạ maser vô tuyến rất
mạnh. Sau này các nhà thiên văn còn phát hiện được trong những thiên hà xa xôi
những bức xạ maser OH và H2O mạnh gấp hàng nghìn tới hàng triệu lần những
maser quan sát được từ trước trong dải Ngân h à (xem Hình). Cường độ của những
bức xạ maser vũ trụ tăng theo hàm mũ với kích thước của đám khí phân tử. Những
đám khí trong vũ trụ lớn hàng trăm triệu kilomet, tương đương với kích thước của
hệ mặt trời nên phát ra bức xạ maser rất mạnh.

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.

Năm 1973, các nhà thiên văn tại viện Max-Planck dùng kính Effelsberg thu
được nhiều photon vô tuyến phát ra từ các thiên hà xa xôi 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.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
92




4.4.2. Mục đích nghiên cứu:

Quan sát bức 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. Vật chất phun ra từ những ngôi sao đang hấp hối tạo ra một vỏ khí và bụi.
Quan sát những nguồn maser cần phải sử dụng kính vô tuyến lớn và những hệ giao
thoa có độ phân giải cao. Từ đó các nhà thiên văn tìm hiểu được quá trình tiến hoá
của những ngôi sao trong Ngân Hà.

4.4.3. Cơ chế bức xạ maser: Quá trình đảo ngược mật độ phân tử

Cơ chế phát bức xạ cảm ứng mà Einstein đề xuất đã dẫn đến những áp dụng để
sản xuất những máy laser và maser trong công nghiệp. Công trình của Einstein cũng
tỏ ra rất cần thiết trong công việc nghiên cứu hiện tượng laser và maser trong vũ trụ.

Thông thường những đám khí tồn tại ở trạng thái “cân bằng nhiệt” trong đó
nguyên tử đọng ở những mức năng lượng thấp theo định luật Boltzmann. Tuy nhiên
đám khí có thể chuyển sang trạng thái “không cân bằng nhiệt” nếu có một cơ chế
“bơm” nguyên tử lên những mức năng lượng cao. Khi đó sự phân bố nguyên tử
không còn tuân theo định luật Boltzmann.

Sau khi được bơm, dân số nguyên tử ở những mức năng lượng cao có khả
năng vượt hơn hẳn dân số nguyên tử ở̉ những mức năng lượng thấp. Hiện tượng
“đảo ngược dân số” tạo ra tình trạng có rất nhiều nguyên tử tập trung ở những mức
năng lượng cao, chẳng hạn ở mức m:

Khi một bức xạ có tần số n = (Em – El)/h chiếu vào thì không còn nhiều
nguyên tử ở mức năng lượng thấp l để hấp thụ bức xạ. Trái lại, bức xạ khởi động
một quá trình tương tự như một loại “phản ứng dây chuyền”, làm những nguyên tử
tập trung ở mức năng lượng cao m đột nhiên đổ xô xuống mức năng lượng dưới l và




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
93




thi nhau phát bức xạ. Quá trình này tạo ra một bức xạ maser rất mạnh trên miền
sóng vi ba (vô tuyến).




Hình 4.8. Phân bố phân tử theo mức năng lượng và nguyên tắc hiệu ứng maser.

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: phân tử từ những mức năng lượng thấp (những




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
94




vòng tròn màu xám) lên những mưc năng lượng cao (mũi tên lên). Bức
xạ (mũi tên quăn) rọi vào đám khí, phân tử vừa được bơm đổ xô xuống
những mức năng lượng dưới và đồng thời phát ra một vạch bức xạ maser
rất mạnh (mũi tên xuống).

4.4.4. Tần số bức xạ maser:

Tần số bức xạ maser thường được quy ra thành tốc độ xuyên tâm theo công
c
thức Doppler: V=



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

4.4.5. Nguồn bức xạ maser:

Maser thiên nhiên xuất phát từ những phân tử trong những tinh vân của dải
Ngân hà. Tinh vân là những đám khí nguyên tử và phân tử có cả bụi và những ngôi
sao sáng trưng. Phân tử là một tập hợp nguyên tử trong đó những nguyên tử có thể
coi là gắn với nhau bằng những lò xo vô hình. Khi phân tử dao động hoặc quay
xung quanh những trục của phân tử thì phát ra những bức xạ trên bước sóng hồng
ngoại và vô tuyến. Phân tử trong tinh vân được bơm lên những mức năng lượng cao
bởi photon của những ngôi sao và của bụi để phát ra bức xạ maser.

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). 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.


PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
95




Những vạch maser mạnh nhất phát ra từ những thiên thể là những vạch maser oxyd
silic (SiO), hơi nước (H2O), hydroxyle (OH).

Trong phòng thí nghiệm, các nhà vật lý sử dụng nhiều “thủ thuật” để bơm dân
số nguyên tử lên những mức năng lượng cao. Chẳng hạn họ dùng một tia ánh sáng
để bơm nguyên tử lên những mức năng lượng rất cao. Từ đây nguyên tử dần dần tự
rơi xuống những mức năng lượng dưới qua cơ chế tự phát bức xạ và tạm đọng lại ở
một mức năng lượng m nào đó, gọi là mức nửa bền vững (metastable state). Khi đó
chỉ cần một bức xạ có tần số thích hợp chiếu vào là nguyên tử đổ xuống một mức
năng lượng thấp hơn và tạo ra bức xạ.

Phổ của phân tử OH:




Hình 4.9. 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

Dùng phổ kế của vệ tinh ISO, các nhà thiên văn phát hiện được bức xạ hồng
ngoại trên bước sóng 34,6 µm. Những photon 34,6 µm bơm bức xạ vô tuyến maser
1612 MHz của phân tử hydroxyle (OH). Đây là lần đầu tiên, cơ chế bơm bức xạ
maser OH được phát hiện bằng một cuộc thí nghiệm thiên văn.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
96




Hình 4.10. Chu trình "bơm" bức xạ maser của phân tử OH trên tần số 1612 MHz.

Các nhà thiên văn dùng phổ kế đặt trên vệ tinh ISO quan sát được
trong vỏ của ngôi sao IRC 10420, một số vạch phổ hồng ngoại của phân
tử OH. Những mũi tên chỉ những dịch chuyển của phân tử từ mức năng
lượng này đến mức năng lượng kia, tương ứng với những vạch phổ.
Những con số chỉ bước sóng của những vạch bằng đơn vị micromet.
Đáng chú ý là vạch 34,63 µm (đường không liên tục thẫm nhất trong


PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
97




hình. Kết quả quan sát ISO xác định là photon của vạch hồng ngoại
34,63 µm bị hấp thụ bởi vỏ ngôi sao và bơm những phân tử OH lên
những mức năng lượng cao. Khi rơi xuống những mức năng lượng thấp,
những phân tử phát ra bức xạ maser trên tần số 1612 MHz, ở mức năng
3
2
2 V   (Sylvester, Barlow, Nguyễn Quang Riệu
lượng quay cơ bản
v
và cộng sự, 1997)




4.5. Săn tìm acid amin:

4.5.1. Lược sử nghiên cứu :

Nhờ Sử dụng kính thiên văn vô tuyến phát hiện được những bước sóng vô
tuyến các nhà thiên văn đã phát hiện những phân tử trong môi trường giữa các sao.

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 liệu 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
(H2O), tới những phân tử hữu cơ phức tạp như acid HCOOH, amin CH3NH2, rượu
C2H5OH, aldehyd CH3CHO v.v.. (Bảng 4.1). 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 NH2




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
98




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). Các nhà thiên văn vô
tuyến 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 kiện 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.

Năm 1985 và 1986, Nguyễn Quang Riệu sang Đại học Berkeley (California)
để cộng tác và sử dụng hệ giao thoa BIMA (của Đại học Berkeley, Illinois và
Maryland) 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.

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, họ đã quan sát thấy hiện tượng "quang ion hóa"
(photoionization) tỏ ra rất quan trọng trong quá trình hóa học xung quanh những
ngôi sao.

Năm 1987, Giáo sư Nguyễn Quang Riệu cộng tác với các nhà thiên văn Nhật
Bản và phát hiện được những phân tử, như hydrocarbon C2H, C4H và ion HCO+.
Những kết quả này giúp họ tìm hiểu thêm về quá trình tiến hóa của các ngôi sao
trong Dải Ngân Hà.

4.5.2. Mục đích nghiên cứu :

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



PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
99




dụng kính thiên văn, các nhà thiên văn 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 với tham
vọng sẽ tìm ra một hành tinh khác có thể thay thế trái đất nuôi sống con người.




4.5.3. Kết quả nghiên cứu:
4.5.3.1. Vạch phổ glycin quan sát trong tinh vân lạp hộ:

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 từ 3 đến 1,4 milimet). Các nhà thiên văn đã phát hiện tổng cộng 334 vạch phổ
trong đó có 157 vạch không nhận biết được là của chất hóa học nào. Các vạch phổ
glycin quá yếu nên bị che bởi những vạch phổ của những phân tử khác (Hình 4.11)

Kết luận: Trong Ngân Hà, mật độ của phân tử glycin phải thấp hơn ít nhất 10
tỉ lần mật độ của hydrogen




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
100




Hình 4.11. Một miền phổ quan sát trong tinh vân Lạp Hộ bởi Françoise
Combes, Nguy ễn Quang Riệu và Georges Wlodarczak, sử dụng kính vô tuy ến 30
met đường kính của Viện Thiên văn Vô tuyến IRAM. Nhiều vạch cuả những phân
tử hữu cơ xuất hiện trong phổ, nhưng không thấy dấu vết của những vạch glycin.




4.5.3.2. Phân tử ammoniac (NH3) và cyanoprolyne (HC7N)
phân tử HC9N:

Những phân tử ammoniac (NH3) và cyanoprolyne (HC7N) đóng vai trò quan
trọng trong quá trình hóa học trong vỏ những ngôi sao. Những phân tử NH3 va
chạm với nguyên tử và phân tử hydrogen để tạo ra trạng thái cân bằng nhiệt, nên
NH3 được coi là những nhiệt kế để đo nhiệt độ trong môi trường xung quanh sao.




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
101




Hình 4.12. Vạch phân tử ammoniac NH3 và vạch phân tử HC7N 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)

Nhà quan sát thiên văn phát hiện được NH3 và HC7N trong những vỏ sao
bằng kính vô tuyến thiên văn 100m đường kính tại Effelsberg trên bước sóng 1,3cm
(Hình 4) đặt tại tiểu bang New Mexico (nước Mỹ) để xác định sự phân bố các loại
phân tử trong vỏ các ngôi sao. Họ đã phát hiện được là phân tử NH3 tập trung
trong một vỏ bụi hình khuyên bao quanh ngôi sao, còn phân tử HC7N phân tán ra
thành một vầng rộng. Cho tới nay, các nhà khoa học vẫn chưa hiểu tại sao những
phân tử HC7N lại tồn tại ở cách xa ngôi sao như thế.

Phân tử HC9N có cấu tạo H-C C-C C-C C-C C-C N, chỉ tồn tại trong
những điều kiện lý hóa đặc biệt.

Các nhà thiên văn đã phát hiện được những phân tử HC7N và HC9N trong
một số sao và nghiên cứu môi trường sản xuất ra những phân tử này.




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
102




Bảng 4.1. Một số phân tử phát hiện được trong dải Ngân Hà:

2 atomes 3 atomes
H2 Hydrogène moléculaire C3 Tricarbone
C2 Carbone moléculaire H2O Eau
CH+ Ion méthylyne CCH Radical éthynyle
CH Radical méthylyne (1) HCN Acide cyanhydrique
Acide isocyanique (isomère
OH Radical hydroxyle HNC
de HCN
CO Monoxyde de carbone HCO Radical formyle
CN Radical cyano HCO+ Ion formyle
Ion isoformyle (isomère de
CS Monosulfure de carbone HOC+
HCO+)
NO Monoxyde d'azote N2H+ Ion hydrure de diazonium
NS Monosulfure d'azote H2S Sulfure d'hydrogène
NH Hydrure d'azote HNO Hydrure de nitrosyle
SO Monoxyde de soufre OCS Oxysulfure de carbone
SO+ Ion monoxyde de soufre SO2 Anhydride sulfureux
SiO Monoxyde de silicium HCS+ Ion thioformylium
SiS Monosulfure de silicium SiC2 Dicarbure de silicium
SiC Carbure de silicium C2O Dicarbure d'oxygène
SiN Nitrure de silicium C2S Dicarbure de soufre
PN Nitrure de phosphore
PC Carbure de phosphore
HCl Chlorure d'hydrogène
NaCl Chlorure de sodium




PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
103




KCl Chlorure de potassium
AlCl Chlorure d'aluminium


4 atomes 5 atomes
NH3 Ammoniac C5 Pentacarbone
C2H2 Acétylène CH4 Méthane
H2CO Formaldéhyde CH2NH Méthylénimine
HNCO Acide isocyanique H2CCO Cétène
Ion dioxyde de carbone
HOCO+ NH2CN Cyanamide
protoné
H2CS Thioformaldéhyde C4H Radical butatadiynyle
C3N Radical cyanoéthynyle HC3N Nitrile propiolique
HNCS Acide isothiocyanique HCCNC Isonitrile propiolique
C3H Propynylidyne SiH4 Silane
C3O Monoxyde de tricarbone C3H2 Cyclopropynylidène
C3S Sulfure de tricarbone CH2CN Radical cyanure de méthyle
Acide cyanhydrique
HCNH+ SiC4 Tétracarbure de silicium
protoné
H3O+ Ion hydroxonium




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
104




TÀI LIỆU THAM KHẢO

Tiếng Việt

1. Mortimer Abramowitz, Michael W. Davidson và Thomas J. Fellers
(hiepkhachquay dịch), “Bản chất của bức xạ điện từ”,
http://thuvienvatly.com/home/content/view/1091/241/

2. Mortimer Abramowitz, Michael W. Davidson và Thomas J. Fellers
(hiepkhachquay dịch), “Lưỡng tính sóng - hạt của ánh sáng”,
http://thuvienvatly.com/home/content/view/1069/241/

3. Bách khoa toàn thư mở Wikipedia, “Phương trình Maxwell”,
http://vi.wikipedia.org/wiki/Ph%C6%B0%C6%A1ng_tr%C3%ACnh_Maxwell

4. Lương Diên Bình, Dư Công Trí, Nguyễn Hữu Hồ (2006), Vật lí đại cương –
tập 2, Điện, dao động, sóng, Nxb Giáo dục, Hà Nội.

5. Donat G.wentzel, Nguyễn Quang Riệu, Phạm Viết Trinh, Nguyễn Đình
Noãn, Nguyễn Đình Huân (2003), Thiên văn vật lý, Nxb Giáo dục, Hà Nội.

6. David Halliday, Robert Resnick, Jearl Walker (2008), Cơ sở vật lý – Tập 5,
Điện học II, Nxb Giáo dục, Hà nội.

7. David Halliday, Robert Resnick, Jearl Walker (2009), Cơ sở vật lý – Tập 6,
Quang học và vật lý lượng tử, Nxb Giáo dục, Hà nội.

8. Nguyễn Quang Riệu (2005), “Vũ trụ phòng thí nghiệm thiên nhiên vĩ đại”,
http://vietsciences.free.fr/giaokhoa/vatly/thienvan/gsnguyenquangrieu/vutruphongth
inghiem.htm

9. Tuxedomask (Smod), “Các phương pháp phân tích đo quang”,
http://congnghehoahoc.org/forum/showthread.php?t=2010


PHƯƠNG PHÁP NGHIÊN CỨU KHOA HỌC
105




Tiếng Anh

10. K.Y.Lo (2005), “How do Radio Telescopes work?”, National Radio
Astronomy Observatory, Indiana University,
http://www.astro.indiana.edu/catyp/radio/RadioAstronomyFundamentals_IU.ppt

11. Dave Finley (NRAO/AUI/NSF), “Value of Radio Astronomy”,
http://www.nrao.edu/index.php/learn/radioastronomy/radioastronomyvalue

12. Jay M. Pasachoff, A.B., A.M., Ph.D., “How Astronomers Work”,
http://encarta.msn.com/text_1741502444___57/astronomy.html




THIÊN VĂN VÔ TUYẾN
Đề thi vào lớp 10 môn Toán |  Đáp án đề thi tốt nghiệp |  Đề thi Đại học |  Đề thi thử đại học môn Hóa |  Mẫu đơn xin việc |  Bài tiểu luận mẫu |  Ôn thi cao học 2014 |  Nghiên cứu khoa học |  Lập kế hoạch kinh doanh |  Bảng cân đối kế toán |  Đề thi chứng chỉ Tin học |  Tư tưởng Hồ Chí Minh |  Đề thi chứng chỉ Tiếng anh
Theo dõi chúng tôi
Đồng bộ tài khoản