Kính thiên văn James Webb –
“người quan sát bầu trời” sau
Hubble
Kính thiên văn không gian Hubble lên quỹ đạo vào năm 1990 và dự
kiến sẽkết thúc công việc của mình vào khoảng 2020, sau 30 năm hoạtđộng.
Mang tên nhà thiên văn Edwin Hubble (1889-1953)-nhà khoa họcđã tạo ra
cuộc cách mạng trong thiên văn và trong tưtưởng khoa học của nhân loại khi tìm
ra bằng chứng vềmột vũtrụgiãn nở, chiếc kính thiên văn này đã không phụlòng
của những người mong đợi. Trong suốt chặng đường đã qua của mình, kính thiên
văn Hubble (nay gọi tắt là Hubble) đã thực hiện các khám phá quan trọng trong hệ
mặt trời (quan sát sựva chạm giữsao chổi Shomaker-Levy va chạm vào khí quyển
của Sao Mộc), các ngôi sao và môi trường liên sao (vòng đời của bụi, khí, sao), các
vụnổsiêu tân tinh (siêu tân tinh 1987A), lỗ đen, thiên hà, vũtrụgiãn nởvà các vụ
nổvũtrụ. Thách thứcđặt ra cho các nhà thiên văn và kỹsưlà phải tạo ra được một
chiếc kính thiên văn mớiđể thay thếkhi Hubble “nghỉhưu”. Nhận ra rằng việc
nghiên cứu và chếtạo một chiếc kính thiên văn phải mất vài thập kỉ, chỉvài tháng
trước khi Hubble được phóng lên quỹ đạo, Riccardo Giacconi (1), lúc đó là giám
đốc Viện khoa học kính thiên văn không gian (Space Telescope Science Institute)
đã kêu gọi giới thiên văn cùng thảo luận lập kếhoạch xây dựng chiếc kính thiên
văn hậu duệcủa Hubble. Dựán kính thiên văn James Webb (2) của NASA đã được
triển khai từnhiều năm nay với sựhợp tác của các cơquan hàng không của
Canada và Châu Âu, dựtính sẽtiêu tốn khoảng 5 tỷUSD và sẽ được phóng vào năm
2014.
Thách thức kỹthuật
Thấu kính
Thông tin từ
các vật thểthiên văn
di chuyển trong
không gian dưới
dạng sóng (hay ánh
sáng, hạt), bất cứ
kính thiên văn nào
cũng có một hệ
thống thấu kính để
thu nhận dạng ánh
sáng này và định
hướng nó điđúng vào vịtrí của các máy móc phân tích nằmđằng sau kính. Đối với
các nhà thiên văn thì thấu kính chính, tiếp nhận trực tiếp ánh sáng, là đáng quan
tâm nhất bởi vì nó quy định độ phân giải lớn nhất mà kính thiên văn có thểphân
tích tức là cấu trúc nhỏnhất mà kính thiên văn có thểphân biệt, đồng thờiảnh
hưởng đếnđộ nhạy cảm tức là độ sáng của các vật thểmà kính thiên văn có thể
nhìn thấy. Thấu kính chính càng lớn và càng tốt sẽcho ra hình ảnh rõ nét hơn,
phân biệtđược các vật thểnhỏvà mờhơn, nhìn xa hơn. Mối liên hệgiữađộ phân
giải với bước sóng và đường kính (D) của kính gọi là giới hạn nhiễu xạ:
Vì vậy, một trong
những mục tiêu
của kính thiên
văn James Webb
là phải có thấu
kính lớn hơn
nhiều lần so với
Hubble. Câu hỏi tiếp theo là lớn cỡnào, dùng loại vật liệu gì, cấu trúc gì? Để đưa lên
không gian một cách dễdàng thì ưu tiên hàng đầu là nhẹ, gọn, bền, ổnđịnh và
không được lớn quá kích thước của con tàu vũtrụ.Để thỏa mãn các điều kiện kỹ
thuật và nhiệm vụkhoa họcđặt ra, một bản thiết kếchiếc kính đường kính 6.5m
bằng kim loại berylium (kim loại nhẹthứhai sau Lithium) đã ra đời. Vớiđộ dày chỉ
2.5mm, tổng khối lượng của chiếc kính là 21kg. Điểmđặc biệt là chiếc kính này
không phải là một khối thống nhất nhưthường gặp mà bao gồm 18 kính hình lục
giác đều nhỏhơn ghép lại. Việc chia nhỏthành 18 chiếc kính sẽlàm cho tổhợp
kính này khó bịbiến dạng do các tác động bên ngoài nhưng sẽ đòi hỏi phảiđược
mài rất nhẵn và ghép vào nhau vớiđộ chính xác cực kỳcao.
Giá đỡ và tấm chắn tia mặt trời
Để đođược các vật thểcó độ sáng thấp và nhỏthì thấu kính phải có giá đỡ để nó
không bịrung, không làm nhòe hình ảnh và phải có tấm chắn sáng để ngăn sức
nóng và ánh sáng từmặt trời, mặt trăng, trái đất, hành tinh… làm nhiễu tín hiệu.
Giá đỡ của kính rất chắc chắn, cho chỉcho phép các tấm kính xê dịch trong khoảng
cách một phần mười nghìn chiều rộng của một cọng tóc. Tấm chắn của kính thiên
văn James Webb có kích thước khổng lồ, rộng 11m và dài 19m, bao gồm 5 lớp
chồng lên nhau sẽtuyệtđối ngăn chặn tất cảtia mặt trời. Nhờvậy, nhiệtđộ của
thủy ngân - chất làm lạnh có thểgiảm xuống chỉcòn – 218oC, cho phép máy dò đo
được tín hiệu của ánh sáng xuất phát từvùng xa xôi của vũtrụ13 tỉnăm trước,
ánh sáng này nay chỉcòn rất yếu.
Mô hình kính thiên văn James Webb Space Telescope
Tần sốhoạtđộng
Cách đây 100 năm, nhà vật lý vĩ đại ngườiĐức, Max Planck, đã tìm ra mộtđịnh luật
vật lý cơbản mang tên ông: bất kì một vật thểnào có nhiệtđộ lớn hơn - 273oC
(0oK) sẽphát ra một nguồn năng lượng tương ứng ởmột tần sốnhấtđịnh của dải
tầnđiện từ. Dải tầnđiện từcó tần sốtừvài Hz đến vài Exa Hz (1 Exa Hz = 1 triệu tỉ
Hz) và mắt ta chỉcó thểquan sát được vật thểphát ra năng lượng ởtần sốcao
khoảng 450 - 790 Tera Hz (1 Tera Hz = 1 tỉHz). Dải tần này tương ứng với vật thể
có nhiệtđộ khoảng 6.000oC. Trong khi đó ánh sáng từvũtrụsơkhai, trải qua một
hành trình dài lâu đã phát tán đi rất nhiều nhiệt của mình, hay ngay các đám mây
phân tửtrong giải Ngân Hà nơi các ngôi sao hình thành, có nhiệtđộ rất thấp, chỉ
khoảng - 263oC, theo định luật Planck sẽphát ra 1 nguồn bức xạtương ứng với dải
điện từcó tần sốkhoảng vài trăm Giga Hz (1 Giga Hz = 1 tỉHz), vượt xa khỏi giới
hạn quan sát bằng mắt thường.
Do trong không khí trái đất có rất nhiều hạt khí, bụi, đặc biệt là hơi nước hấp thụ
hoặc tán xạánh sáng ởdải tần hồng ngoại này, dải tần này vẫn còn khá mới mẻ đối
với các nhà thiên văn và kính thiên văn James Webb hứa hẹn sẽphát hiện nhiều
khám phá đột phá mới.
Quỹ đạo
Hubble bay vòng quanh trái đấtở độ cao khoảng 600 km, hoạtđộng ởkhoảng
nhiệtđộ phòng thông thường (20 – 30 oC), vì vật mù đối với ánh sáng hồng ngoại
từcác vật thểlạnh ởrất xa. Để hoạtđộng tốtởdải tần hồng ngoại, kính thiên văn
James Webb phải nằmởvịtrí rấtổnđịnh và tránh được ánh sáng trực tiếp từmặt
trời. Rất may cho chúng ta là trong không gian tồn tại mộtđiểm cân bằng trọng lực
giữa trái đất và mặt trời gọi là điểm Lagrange 2 (3). Điểm L2 nằm sau mặt trời và
trái đất do đó trái đấtđã tạo thành một tấm chắn to lớn che được ánh sáng của mặt
trời (xem ảnh). Thêm vào đó, trọng lực của trái đất và mặt trời có thểgiữthăng
bằng lên các vậtở điểm này nên sẽtốn ít lựcđẩyđể giữvệtinh cố định. Nhờkhông
gian lạnh và cố định của L2 mà các kính thiên văn hồn ngoại hiện tại (Herschel và
Planck) đang hoạtđộng ở điểm này và vì vậy mà L2 cũng được chọn làm đích đến
cho kính thiên văn James Webb.