Ảnh: NASA
Sống cùng một vì sao
• Alan Title (Physics World, tháng 11/2010)
Phóng lên quỹ đạo hồi tháng 2, dữ liệu thu về từ bộ
thiết bị nhạy gắn trên Đài thiên văn Động lực học Mặt
trời của NASA đã định hình lại cái chúng ta biết về
các quá trình mặt trời và nguyên nhân gây ra thời tiết
vũ trụ.
Mặt trời của chúng ta trông xinh đẹp nhất tại
thời khắc nguy hiểm nhất của nó. Nét đẹp đó có thể
nhìn thấy từ trên Trái đất này ở dạng ánh sáng
phương bắc hoặc phương nam [cực quang], chúng
xuất hiện khi các hạt tích điện từ Mặt trời đến va
chạm với tầng cao khí quyển của Trái đất. Nhưng
trong không gian ngoài kia, các hệ quả của “thời tiết
vũ trụ” do Mặt trời gây ra không ôn hòa như vậy:
các hạt năng lượng cao, tia X và tia gamma mà Mặt
trời phát ra có thể gây hủy hoại đối với các thiết bị
điện tử nhạy, làm hỏng các máy vi tính và có các
tác động nguy hiểm (có lẽ khó tránh khỏi) đối với
các nhà du hành vũ trụ.
Trong đa phần thời gian, bầu khí quyển và từ trường
của Trái đất bảo vệ chúng ta khỏi những sự kiện dữ
dội hơn xảy ra trong khí quyển mặt trời, thí dụ như
các vụ nổ ở gần bề mặt thần thái dương (gọi là các
tai lửa mặt trời) hay các đợt phun trào của những
bọt khí khổng lồ từ bên trong Mặt trời (gọi là sự
phun trào vật chất vành nhật hoa, hay CME). Tuy
vậy, khi các hạt tích điện từ Mặt trời đến chạm trán
với từ trường của Trái đất, thì từ trường Trái đất bị
biến dạng và bị nén. Những sự thay đổi mật độ hạt
tích điện trong tầng cao khí quyển có thể tạo ra
những hiệu ứng nổi bật. Sự truyền thông vô tuyến
có thể bị gián đoạn và, thỉnh thoảng, những sự thay
đổi như vậy có thể cảm ứng những dòng điện nguy
hại trong những đường dây truyền tải điện đường
xa, trong cáp điện chôn dưới đất, và trong các
đường ống dẫn dầu. Những tia lửa khổng lồ có thể
phá hủy các máy biến điện và làm tê liệt mạng lưới
cấp điện.
Nhưng giống như màn trình diễn cực quang, các
quá trình mặt trời gây ra thời tiết vũ trụ cũng đẹp
một cách ngoạn mục. Ảnh bên dưới cho thấy một
tai lửa hình vành phun lên từ bề mặt Thái dương,
gửi một xung plasma lao nhanh ra ngoài ở tốc độ
khoảng 300 km/s. Trước khi phun trào, tai lửa này
tồn tại dưới dạng một ống dài chất liệu từ tính,
tương đối nguội, ở ngay phía trên bề mặt khả kiến.
Sau đó, nó bị mất ổn định bởi những cơ chế chưa
được hiểu rõ hoàn toàn. Những cơ chế như vậy là
quan trọng vì chúng có thể tạo ra các CME, những
vụ phun trào có thể phóng thích tới 10 tỉ tấn plasma
nóng vào trong nhật quyển – cùng với những hậu
quả nghiêm trọng cho bất kì vật nào, con người hay
bất cứ thứ gì khác, nằm trên đường đi của chúng.
Một trong những mục tiêu chính của sứ mệnh Đài
thiên văn Động lực học Mặt trời (SDO) của NASA
là tìm hiểu các cơ chế mất ổn định này. Để hiểu rõ
thêm về chúng, và những hiện tượng do chúng tạo
ra, chúng ta cần phải có thể quan sát các sự kiện
mặt trời khi chúng xảy ra. Điều này không dễ dàng
gì. Các tai lửa và CME có thể xuất hiện bất kì nơi
đâu, bất kì lúc nào, cho nên chúng ta cần một hệ
thống theo dõi có thể quan sát toàn bộ bề mặt Thái
dương một cách liên tục. Ngoài ra, các vụ nổ mặt
trời thường diễn ra nhanh chóng – tốc độ 1000 km/s
không phải là hiếm – cho nên các bức ảnh phải thu
được ở tốc độ và thời gian phơi sáng có thể thu lấy
sự phát triển của những sự kiện phức tạp này. Việc
gửi dữ liệu từ quá nhiều hình ảnh như vậy trở về
Trái đất và sau đó phân phối đến cộng đồng khoa
học cũng gặp khó khăn. Cuối cùng, luôn có các trở
ngại thường gặp đi cùng với sự làm việc trong
không gian: bạn chỉ phóng lên một lần, cho nên nếu
thiết bị hoạt động, thì bạn không thể sửa nó được;
toàn bộ thiết bị phải càng nhẹ càng tốt vì tiêu tốn
đến 200.000 bảng Anh cho mỗi kilogram thiết bị
phóng lên; và các thiết bị nhạy cùng máy vi tính
phải có thể trụ vững với thời tiết vũ trụ cực độ mà
chúng muốn nghiên cứu, không có sự bảo vệ của từ
trường Trái đất.
Hình 1. Các tai lửa đang phun trào dữ dội của Mặt trời có thể
có những hệ quả thực sự đối với chúng ta trên Trái đất – từ sự
truyền thông vô tuyến bị gián đoạn cho đến các máy biến điện
bị hỏng hóc.
Tất cả những yếu tố này gây thách thức cho những
người trong chúng tôi phụ trách thiết kế các thiết bị
trên SDO. Là sứ mệnh đầu tiên trong chương trình
“Sống cùng một vì sao” của NASA, mục đích của
SDO là giúp chúng ta hiểu rõ hơn các sự kiện mặt
trời xảy ra như thế nào, thí dụ như tai lửa hình vành
ở Hình 1, sự tác động lên nhật quyển và, đặc biệt,
chúng gây ra thời tiết vũ trụ như thế nào. Nhằm
mục tiêu ấy, SDO đang được xây dựng trên những
sứ mệnh trước đây như SOHO và STEREO, tương
ứng phóng lên quỹ đạo vào năm 1995 và 2006. Hai
sứ mệnh này vẫn đang hoạt động, bổ sung thêm
kiến thức của chúng ta về các sự kiện mặt trời bằng
cách thu thập thêm dữ liệu về vành nhật hoa phía
ngoài và, trong trường hợp STEREO, cung cấp
thêm các góc nhìn của những vụ phun trào mặt trời.
Tương tự như vậy, TRACE, phóng lên vào năm
1996 và đã ngừng hoạt động hồi tháng 9, cung cấp
các bức ảnh phân giải cao của những vùng chọn lọc
của khí quyển mặt trời.
Kết quả từ những sứ mệnh có trước này mang lại
một cái nhìn thoáng trêu ngươi của cách thức Mặt
trời hoạt động. Tuy nhiên, sứ mệnh mới này sẽ cho
chúng ta biết nhiều về Mặt trời hơn so với các tiền
bối của nó. Toàn bộ những ảnh chụp trước đây của
nhật hoa đều chịu ba hạn chế lớn. Một là chúng
không kết hợp sự phân giải không gian cao với các
quan sát bao quát toàn bộ đĩa Mặt trời. Thứ hai, các
thiết bị đó không thể chụp quá nhiều hình ảnh
nhanh liên tiếp nhau (gọi là hoạt động “cao phách”)
do các hạn chế tốc độ gửi dữ liệu về Trái đất. Và
cuối cùng, vì các thiết bị trước đây không thể chụp
các bức ảnh trong một ngưỡng bước sóng khác
nhau, và ở tốc độ có sánh với sự phát triển nhật hoa,
cho nên không thể phân biệt các sự kiện quan sát
thấy là do sự nóng lên, nguội đi, hay là do các thay
đổi mật độ.
Bộ ba giám sát mặt trời
SDO được phóng lên từ Trung tâm Vũ trụ Kennedy,
vào hôm 11/02 và được mang vào quỹ đạo địa tĩnh,
cách bề mặt Trái đất 36.000 km, bởi tên lửa Atlas
V. Ba thiết bị gắn trên tàu được thiết kế để bổ sung
cho nhau. Máy ảnh Từ và Nhật quyển (HMI), do
các nhà nghiên cứu tại trường Đại học Stanford và
Phòng thí nghiệm Thiên văn Vật lí Vũ trụ Lockheed
Martin (LMSAL) phát triển, sẽ nghiên cứu hành vi
của từ trường ở bề mặt Thái dương. Để thực hiện
nghiên cứu này, mỗi 30s HMI sẽ lập bản đồ dòng
chảy vật chất trên bề mặt thái dương. Nó cũng lập
bản đồ từ trường “theo hướng nhìn” trong mỗi 45s
và bản đồ vec-tơ từ trường trong mỗi 15 phút. Các
bản đồ dòng chảy mặt cho chúng ta suy luận ra một
số cái đang diễn ra bên dưới bề mặt Thái dương, vì
hình ảnh dòng chảy mặt có thể tiết lộ hành trạng của
từ trường ngay trước khi chúng xuất hiện ở bán cầu
nhìn thấy. Trong khi đó, các bản đồ vec-tơ từ
trường, thể hiện hướng và độ lớn của từ trường ló ra
từ bề mặt thái dương. Như với các bản đồ “theo
hướng nhìn”, chúng cho ta biết từ thông theo hướng
đổ về Trái đất. Vec-tơ trường thì mang lại nhiều
thông tin hơn, nhưng các phép đo theo hướng nhìn
thì nhạy hơn.
Thiết bị thứ hai trên SDO là Bộ Ghi ảnh Khí quyển
(AIA), cũng được phát triển tại LMSAL (hình 2).
Nhiệm vụ của nó là nghiên cứu nhật hoa mặt trời
phản ứng như thế nào với từ trường mà HMI quan
sát thấy ở gần bề mặt Thái dương. Bốn chiếc kính
thiên văn của AIA hướng ánh sáng vào bốn camera
CCD, chúng chụp ảnh của bầu khí quyển Mặt trời ở
những bước sóng tương ứng với các trạng thái ion
hóa của sắt và helium, đồng thời là ba dải phổ trong
vùng tử ngoại. Dữ liệu từ các vạch quang phổ sắt
cho phép chúng ta lập bản đồ nhiệt độ của nhật hoa
trong một dải từ 700.000 đến 20.106 J, còn dữ liệu
helium khảo sát nhiệt độ từ 30.000 đến 100.000 K.
Hình 2. Bốn kính thiên văn và camera CCD của Bộ Ghi ảnh
Khí quyển (AIA) gắn trên phi thuyền Đài thiên văn Động lực
học Mặt trời, chụp trong giai đoạn chuẩn bị cho chuyến bay.
(Ảnh: NASA)
Thiết bị cuối cùng gắn trên SDO là Thí nghiệm
Tính biến thiên Tử ngoại Cực ngắn (EVE). Được
phát triển bởi đội ngũ tại Phòng thí nghiệm Vật lí
Vũ trụ và Khí quyển thuộc trường Đại học
Colorado, EVE gồm một ma trận quang phổ kế đo
suất phản chiếu toàn phần của mặt trời trên các
bước sóng từ 0,1 đến 105 nm. Vì EVE và AIA đang
bay cùng với nhau, cho nên người ta luôn có thể kết
hợp các thay đổi suất phản chiếu của Mặt trời với
các sự kiện mặt trời đặc biệt, bằng cách so sánh
khoảng cách thời gian của các biến thiên trong các
phép đo của EVE với dữ liệu dải phổ trong các ảnh
chụp của AIA.
Xử lí dữ liệu
Yêu cầu tốc độ ghi ảnh cao, độ phân giải không
gian và độ bao quát phổ rộng chi phối thiết kế của
cả ba thiết bị, cũng như các tính chất và quỹ đạo của
phi thuyền mang chúng. Quỹ đạo địa tĩnh của đài
thiên văn trên, chẳng hạn, mang lại hai lợi thế lớn
để nghiên cứu Mặt trời. Thứ nhất, những quỹ đạo
như vậy ở đủ cao phía trên Trái đất nên hành tinh
chúng ta chỉ chặn mất ánh sáng Mặt trời trong một
giờ mỗi ngày – và thậm chí chỉ trong những khoảng
thời gian hai ngày, hai tuần mỗi năm, vào tháng 9
và tháng 3. Thứ hai, quỹ đạo địa tĩnh có nghĩa là phi
thuyền SDO luôn luôn có độ cao không đổi, nên nó
có thể truyền dữ liệu và nhận lệnh liên tục từ một
trạm mặt đất ở gần White Sands ở New Mexico.
Việc liên lạc liên tục với trạm mặt đất là thiết yếu
đối với SDO, nhờ hoàn toàn vào khối dữ liệu mà nó
tạo ra. Có tổng cộng sáu camera CCD trên SDO –
hai trên HMI và bốn trên AIA – và hầu như mỗi
giây một bức ảnh 4096 × 4096 pixel (16 megapixel)
từ một trong số chúng phải được đọc ra và truyền về
Trái đất. Các pixel trên thật sự lớn so với các chuẩn
camera CCD thương mại (13 × 13 µm).
Vì số photon có thể phát hiện ra trong một lần phơi
sáng tỉ lệ với cỡ pixel, nên các CCD trên AIA có
một ngưỡng động lớn – từ 1 đến 10.000. (Các
camera được thiết kế và sản xuất bởi các nhà khoa
học và kĩ sư tại Phòng thí nghiệm Rutherford
Appleton ở gần Didcot, còn các máy dò CCD đặc
biệt được hãng e2v sản xuất, hãng này cũng ở Anh
quốc). Điều này thật tuyệt vời cho việc bao quát
ngưỡng rộng cường độ trong một tai lửa mặt trời,
nhưng nó cũng có nghĩa là mỗi ảnh chứa một phần
tư terabit dữ liệu. Thật vậy, tổng lượng dữ liệu gửi
từ AIA và HMI đến trạm mặt đất New Mexico là
khoảng 1,8 terabyte mỗi ngày, hay 67 megabit mỗi
giây. Để hình dung cỡ dữ liệu trên, bạn hãy xem
mỗi ảnh sẽ chứa đầy 6,25 đĩa DVD, cho nên sẽ mất
khoảng 540.000 đĩa DVD để chứa toàn bộ hình ảnh
thu được trong một ngày.
Tốc độ dữ liệu cao như vậy có sự tác động lớn đối
với thiết kế của Trung tâm Điều hành Khoa học cho
HMI và AIA (EVE, với tốc độ dữ liệu nhỏ hơn
nhiều, có trung tâm dữ liệu riêng của nó), hệ thống
phân phối dữ liệu và hệ thống mà phần còn lại của
cộng đồng khoa học sử dụng để truy xuất dữ liệu
trên. Đặc điểm vừa nói tới này đặc biệt quan trọng,
nếu bạn hỏi một nhà khoa học xem họ muốn thấy
dữ liệu gì, thì phản ứng đầu tiên của họ luôn là “Tất
cả chúng!” Thật không may, sự thật đáng sợ là mỗi
khi các hình ảnh không bị nén, thì chỉ riêng AIA đã
tạo ra khoảng 3,5 terabyte dữ liệu mỗi ngày – tương
đương với việc tải xuống khoảng 700.000 bài hát
MP3 chất lượng cao.
Để tạo điều kiện thuận lợi cho các nhà khoa học
nghiên cứu mặt trời, một số tiện ích đã được phát
triển cho phép họ khai thác kho dữ liệu SDO góp
phần cho những mục tiêu khoa học đặc biệt. Thí dụ,
một số câu hỏi mà các nhà khoa học đang nghiên
cứu là các tai lửa có xuất hiện cùng với CME hay
không, những loại tai lửa nào xuất hiện cùng với
những đặc trưng riêng biệt trong phổ EVE, và có
những quan hệ thống kê gì giữa sự phun trào vật
chất dạng sợi tóc và các cấu hình từ trường. Chúng
tôi còn sáng tạo ra một trình xem dữ liệu, cho phép
các nhà khoa học xem xét kho tài nguyên với dữ
liệu nén. Điều này làm giảm đáng kể số lượng dữ
liệu phải thu thập các phép đánh giá khoa học chính
xác có thể bắt đầu. Các công cụ xử lí khác bao gồm
một trang web “Sun Today” (sdowww.lmsal.com)
trưng bày các mẫu ảnh AIA và từ phổ HMI, cập
nhật mỗi 5 phút một lần, cùng các phim quay hàng
ngày của các sự kiện mặt trời.
Cái chúng tôi đang tìm hiểu
Hồi cuối tháng ba, chúng tôi đã mở kính thiên văn
AIA lần đầu tiên. Những hình ảnh đầu tiên thật đẹp.
Tất cả các bộ lọc tinh vi phía trước đều sống sót sau
đợt phóng tên lửa và tất cả các thiết bị đều hoạt
động tốt. Vài ngày sau khi chúng tôi bắt đầu thu
thập dữ liệu, Mặt trời đã tặng chúng tôi một tai lửa
phun trào khổng lồ ở phía đông của nó – một sự
khởi đầu tuyệt vời cho sứ mệnh 5 năm theo kế
hoạch của chúng tôi.
Kể từ đó, chúng tôi đã quan sát Mặt trời hầu như
liên tục, với chỉ vài gián đoạn ngắn hạn để điều
chỉnh. Trong thời kì này, Mặt trời đã trình hiện
trước chúng tôi một số CME, các phun trào dạng
sợi, những tai lửa nhỏ và thậm chí một vài tai lửa
trung bình lớn. Kết quả là chúng tôi hiện đang bắt
đầu đánh giá xem bao nhiêu phần Mặt trời bị tác
động bởi sự sắp xếp lại từ tính trong một vùng rất
cục bộ. Thí dụ, những khu vực không có các vết đen
có thể tạo ra các nhiễu loạn tác động đến 30-60% bề
mặt nhìn thấy.
Các ảnh chụp ở tốc độ cao cũng hết sức phong phú.
Lúc bắt đầy một hoạt động dạng sợi hay CME, một
số chi tiết xuất hiện ở tốc độ 100-600 km/s. Lúc
khởi phát của một tai lửa, thỉnh thoảng có các
“luồng hơi” plasma chuyển động ở tốc độ 1000-
2000 km/s. Khi thu lấy những sự kiện như vậy, một
phần diện mạo khuếch tán của chúng gây ra bởi vệt
chuyển động; một sự phơi sáng 3s tiêu biểu mà AIA
chụp lấy, chẳng hạn, làm nhòe ảnh của một cấu trúc
2000 km/s đi 4-8 pixel. Sự phơi sáng 30s tiêu biểu
của phi thuyền trước đây gây ra sự nhòe ảnh nhiều
gấp 5 lần hoặc hơn nữa và làm cho sự kiện xuất
hiện yếu đi 25 lần – trên thực tế, yếu đến mức sự
kiện không thể nào phát hiện ra được. Chúng tôi
cũng nhìn thấy các dạng sóng chuyển động cùng với
các đường sức từ ở tốc độ 1000-2000 km/s khi sự
kiện tai lửa phát triển. Những sóng lan nhanh này
chưa bao giờ được trông thấy trước đây và chúng
tôi không biết cơ chế nào tạo ra chúng hoặc vai trò
của chúng trong quá trình tai lửa.
Hình 3. Bản đồ nhiệt độ màu giả lập của bề mặt Mặt trời, tạo
ra bằng cách kết hợp nhiều ảnh bội mà AIA chụp được. Trong
ảnh phía bên trái, chụp hôm 16 tháng 9, ngưỡng nhiệt độ từ 1-
2 triệu kelvin (xanh đến đỏ). Ảnh phía bên phải chụp hầu như
ngay lúc ấy, nhưng ở đây ngưỡng nhiệt độ là 2-6 triệu kelvin.
(Ảnh: NASA)
Mặc dù một số dữ liệu này được xử lí tốt hơn dưới
dạng số, nhưng các ảnh chụp nhiệt độ bội mà AIA
thực hiện cũng có thể kết hợp để tạo ra một vài loại
bản đồ nhiệt độ màu giả lập, giống như bản đồ trên
hình 3. Phim quay của những bản đồ màu như vậy
cho phép các nhà khoa học mặt trời nghiên cứu sự
tiến triển nhiệt độ khi Mặt trời im ắng, cũng như khi
nó hoạt động. Những đoạn phim này cung cấp bức
tranh trực quan của các mối tương quan giữa các sự
kiện trên Mặt trời ở khá xa nhau. Trong hàng thập
kỉ, đã có các tranh luận về tai lửa hay sự phun trào
dạng sợi có thể gây ra những sự kiện xa xôi khác.
Giờ thì chỉ sau vài tháng quan sát, các đoạn phim
AIA đã xác lập rõ ràng tính nhân quả trên khoảng
cách cỡ đường kính một mặt trời hoặc lớn hơn. Mặc
dù hiện tại chúng ta đang trải qua kì cực tiểu sâu sắc
nhất của hoạt động mặt trời trong hơn một thế kỉ,
nhưng Mặt trời vẫn nói với chúng ta rất nhiều điều.
Kính thiên văn AIA: thách thức bậc bốn
Đài thiên văn Động lực học Mặt trời của NASA
mang theo ba thiết bị, một trong số chúng là Bộ Ghi
ảnh Khí quyển (AIA). Việc thiết kế bốn chiếc kính
thiên văn của nó mang lại trước mắt chúng ta bốn
thách thức chính, khó khăn hàng đầu là do bản thân
ánh sáng mặt trời gây ra. Lượng ánh sáng đi tới một
kênh tử ngoại cực ngắn (EUV) tiêu biểu yếu hơn
một tỉ lần so với ánh sáng mặt trời rơi lên phía trước
chiếc kính thiên văn. Để loại bỏ ánh sáng khả kiến,
phía trước của mỗi kênh EUV được tráng một lớp
kim loại lọc chỉ dày 150 nm, hoặc khoảng 0,2%
đường kính của một sợi tóc người – đủ dày để chặn
ánh sáng khả kiến, nhưng đủ mỏng cho ánh sáng
EUV mong muốn đi qua.
Việc chế tạo những bộ lọc như vậy thật sự khó
khăn, nhưng việc thiết kế khung cho chúng còn khó
hơn nữa. Những khung này phải đủ cứng để sống
sót qua các dao động và biến thiên áp suất mà
chúng chịu trong lúc phóng tên lửa, nhưng chúng
không thể chặn một phần đáng kể ánh sáng EUV.
Hình ảnh bên dưới thể hiện một trong nhiều bộ lọc
đã thất bại trong khi chúng tôi thử nghiệm các thiết
kế khác nhau để xác định xem mẫu nào sống sót
trong môi trường phóng.
Ảnh: NASA
Thách thức thứ hai là đảm bảo rằng ánh sáng EUV
sẽ bị phản xạ khỏi các gương của kính thiên văn.
Ánh sáng EUV không phản xạ khỏi một lớp bạc hay
nhôm theo yêu cầu của gương của kính thiên văn
ánh sáng khả kiến, cho nên thay vì thế chúng ta phải
tráng gương bằng một loạt lớp chất silicon và
molybdenum mỏng xen kẽ. Những lớp tráng này
không thể loại bỏ, cho nên sự trục trặc ở lớp tráng
sẽ làm hỏng cả cái gương. Các gương còn phải có
hình dạng thích hợp, và vì bước sóng của ánh sáng
EUV quá ngắn, cho nên chúng phải cực kì nhẵn, với
các biến thiên căn quân phương khoảng 0,3 nm.
Thách thức thứ ba là ánh sáng EUV dễ dàng bị hấp
thụ bởi các tạp chất như các hợp chất silicon và
hydrocarbon dùng để giữ kính thiên văn AIA lại với
nhau. Một lớp tráng tạp chất chỉ sâu 50 nm sẽ đủ để
làm độ truyền qua của kính đi 50%, và các kính
thiên văn AIA có 11 mặt khác nhau trong đó những
tạp chất như vậy có thể được đưa vào, bao gồm cả
các bộ lọc bội, gương sơ cấp và gương thứ cấp của
kính, và bề mặt của chính camera CCD. Điều này
có nghĩa là chưa tới 5 nm tạp chất có thể cho phép
thu thập trên bất cứ bề mặt nào, hoặc trong quá trình
chế tạo, hoặc từ khí thải của các thành phần sau khi
AIA đi vào quỹ đạo.
Cuối cùng, còn có câu hỏi về tính ổn định. Mỗi
pixel trên các camera CCD của AIA thu gom ánh
sáng từ một hình nón rộng khoảng 0,6 giây cung,
tương ứng với khoảng 730 km tại tâm của đĩa mặt
trời. Để tạo ra những hình ảnh sắc nét, chuyển động
do phi thuyền gây ra phải hạn chế với khoảng 0,2
giây cung, hoặc khoảng 14 km trên bề mặt thái
dương. Điều này đòi hỏi một hệ thống cân bằng
hoạt tính, trong đó các tín hiệu sinh ra bởi bản thân
các kính thiên văn dùng đẻ điều khiển góc của các
gương thứ cấp gắn trên các đầu đọc áp điện. Kết
quả là nó ổn định giống như giữ một chùm laser
hướng vào một vòng tròn mục tiêu đường kính
1mm từ khoảng cách 10 km. Đối với những người
thích chơi golf, điều này tương đương với việc một
người chơi đang đào một cái lỗ tại Old Course ở St
Andrews trong khi đang đứng ở rạp xiếc Piccadilly.
• Tác giả Alan Title là giáo sư vật lí tại trường Đại học
Stanford, Hoa Kì; nhà khoa học thâm niên tại Trung
tâm Công nghệ Tiên tiến Lockheed Martin ở Palo
Alto.
Nguồn: Physics World, tháng 11/2010