Vũtrụkhông nhìn
thấy (2)
Nhìn vào không gian sâu thẳm
Các kính thiên văn vô tuyến và vi sóng đang đắm mình trong vũtrụlạnh lẽo
và lắm xảo quyệt – từbức xạtàn dưcủa Big Bang cho đến các pulsar và quasar cực
mạnh.
Kính thiên văn vô tuyến và vi sóng nghiên cứu những bước sóng điện từdài
nhất – các sóng dài hơn khoảng 1 mm. Một sốtrong những bức xạnày được tạo ra
bởi những vật thểlạnh lẽo nhất trong vũtrụ, thí dụnhưbức xạnền 2,7 kelvin phát
ra từBig Bang.
Tuy nhiên, đa phần bức xạ được phát ra dưới dạng “bức xạsynchrotron”,
giải phóng khi các electron chuyểnđộng xoắnốc trong từtrường ởgần tốcđộ ánh
sáng. Việc nhận dạng các nguồn bức xạnày đã làm hé lộmột sốvật thểcựcđộ nhất
của vũtrụ, thí dụnhưcác pulsar và quasar.
Kính thiên văn vô tuyến có thểchuyểnđộng 64 m Parkes ởAustralia là đĩa
vô tuyến có thểchuyểnđộng lớn thứhai ởbán cầu nam. (Ảnh: Roger
Ressmeyer/Corbis)
Quasar
Nguồn phát sóng vô tuyếnđầu tiên trên bầu trờiđược phân biệt rõ, Cyg A
trong chòm sao Cygnus, được nhận dạng là một thiên hà xa xôi vào năm 1954. Vào
năm 1962, các nhà thiên văn tại trường Đại học Cambridge đã lập danh sách hơn
300 nguồn phát vô tuyến trên bầu trời phương bắc.
Một vài trong sốnày là những tàn dưcủa các sao siêu mới trong thiên hà của
chúng ta, trong đó có một vật thể- ngày nay được biết là một pulsar – nằm tại tâm
của tinh vân Con cua, tàn dưcủa một vụnổsao siêu mới mà các nhà thiên văn
Trung Quốcđã nhìn thấy vào năm 1054 sau công nguyên. Tuy nhiên, đa sốchúng
thuộc vềcác thiên hà ởxa. Một sốxuất hiện cùng với các vật thểtrông tựa nhưsao,
và được gọi là các nguồn phát vô tuyến giống nhưsao, hay quasar. Những vật thể
cỡnhỏ, tỏa sáng này khiến người ta tranh cãi lâu dài. Ngày nay, chúng ta tin chúng
là các lỗ đen siêu khối nằm tại tâm của các thiên hà ởxa, với khối lượng từmột
triệuđến một tỉlần khối lượng của mặt trời.
Ngày nay, chúng ta ngờrằng đa sốcác thiên hà, kểcảthiên hà của chúng ta,
có một lỗ đen nằm tại tâm của chúng, và trong các thiên hà vô tuyến và các quasar,
lỗ đen này đang ngốn lấy chất khí bao xung quanh. Khi chất khí chuyểnđộng xoắn
ốc vềphía lỗ đen, các đường sức từtrong chất khí cuộn lại theo, làm tăng tốc các
electron và tạo ra sóng vô tuyến. Tính cho đến nay, người ta đã biết tới hơn
200.000 quasar.
Các tương tác liên thiên hà
Các thiên hà thông thường chứađầy chất khí hydrogen. Vì các nguyên tử
hydrogen phát ra sóng vô tuyến với bước sóng 21 cm, nên các kính thiên văn vô
tuyến có thểlập bảnđồ chất khí này. Thường thì nó vượt ra khỏi ranh giới nhìn
thấy của thiên hà và thậm chí có thểliên kết với các vật thểdường nhưtách rời
bên ngoài. Một thí dụlà nhóm thiên hà M81 cách xa chúng ta 12 triệu năm ánh
sáng. Nhìn qua kính hiển vi quang học, những thiên hà này dường rời rạc, nhưng
các quan sát vô tuyến cho biết một mạng lưới hydrogen tạo liên kết giữa chúng,
qua đó chúng kéo giật lên nhau bằng lực hấp dẫn.
Chúng ta có thểthu được vô sốthông tin về động lực học nội của các thiên hà
bằng cách nhìn vào các vạch phổkhác phát ra từcác chất khí giữa các sao, thí dụ
nhưtrong dải vi sóng, nằm giữa dải vô tuyến và hồng ngoại. Những quan sát như
vậy hé lộrằng các đám mây phân tử đậmđặc có sựphong phú chất hóa học, phần
nhiều trong số đó có gốc carbon: hơn 140 phân tử đã được nhận dạng, với carbon
monoxide là dồi dào nhất xếp sau hydrogen.
Pulsar
Năm 1967, Jocelyn Bell và Antony Hewish đang nghiên cứu phổphát xạcủa
các quasar với một anten vô tuyến mớiởCambridge, Anh quốc, khi ấy Bell để ý
thất một tín hiệu vô tuyến dạng xung lặp lại chừng mỗi giây một lần. Đó là đối
tượng đầu tiên thuộc một họnguồn phát vô tuyến mới gọi là pulsar. Những sao
neutron đang quay nhanh này, tàn dưcủa các sao siêu mới khối lượng lớn, có từ
trường rất lớn, có thể đạt tới 10 gigatesla; để so sánh, hãy lưu ý từtrường củatrái
đấtchúng ta chỉkhiêm tốn có 50 microtesla. Khi chúng quay tròn, các pulsar phát
ra bức xạsynchrotron dạng tia quét qua không gian giống nhưtia sáng củađèn hải
đăng, mang lại tín hiệu dạng xung mà các kính thiên văn của chúng ta có thểnhìn
thấy.
Các kính thiên văn vô tuyếnđã tìm thấy hàng nghìn pulsar với chu kì biến
thiên từmột mili giây cho đến vài giây. Năm 1974, quỹ đạo của một pulsar trong
một hệ đôi có một sao neutron bình thường, không phát xung, đã được nhìn thấy
đang từtừquay chậm lạiđúng nhưthểnó đang phát ra sóng hấp dẫn – bằng chứng
gián tiếp duy nhất mà chúng ta có được từtrướcđến nay cho một tiên đoán chủ
chốt của thuyết tương đối rộng Einstein.
Nền vi sóng vũtrụ
Năm 1965, trong khi đang cốgắng thực hiện những quan sát vi sóng đầu tiên
của Dải Ngân hà, Arno Penzias và Bob Wilson thuộc Bell Labs ởHolmdel, New
Jersey, nhận thấy thiết bịcủa họbịnhấn chìm trong tín hiệu nhiễu không giải thích
đượcđến từmọi hướng của bầu trời. Đây hóa ra là một trong những khám phá
thiên văn quan trọng nhất của thếkỉ20: bức xạcòn sót lại từthời Big Bang, gọi là
bức xạnền vi sóng vũtrụhay CMB.
Bức xạnày có phổgiống hệt nhưphổcủa một vật có nhiệtđộ 2,73 kelvin,
một sựxác nhận tuyệt vời của cái mà lí thuyết Big Bang tiên đoán. Cường độ của
nó hầu nhưy hệt nhau cho dù bạn nhìn vềhướng nào: nếu bỏqua sựbiến thiên có
hệthống 1/1000 gây ra bởi chuyểnđộng của thiên hà của chúng ta trong vũtrụ,
thì cường độ của nó biến thiên không quá 1/100.000.
Những thăng giáng nhỏxíu này chẳng có gì quan trọng, nhưng chúng cung
cấp rất nhiều thông tin vềsựphong phú của các loại khối lượng và năng lượng
khác nhau trong vũtrụ. Các phép đo CMB do Vệtinh Khảo sát Vi sóng Phi đẳng
hướng Wilkinson (WMAP) cho thấy chỉ4% vũtrụlà vật chất bình thường, còn
23% là vật chất tốikhông nhìn thấy, được cho là cấu tạo từnhững hạt chưa rõ, và
73% là vật chất tốicòn khó hiểu hơn nữa, bản chất của nó vẫn còn là một bí ẩn.
Sứmệnh Vệtinh giám sát Planck của Cơquan Vũtrụchâu Âu, phóng lên hồi
năm 2009 trên cùng tên lửa mang kính thiên văn hồng ngoại Herschel, sẽlập bản
đồ CMB chi tiết tinh vi hơn WMAP, có lẽcòn phát hiện ra cảdấu vết của sóng hấp
dẫn còn sót lại từnhững giai đoạnđầu của Big Bng.
Ma trận Kính thiên văn Rất Lớn
hình ảnh cổ điển của kính thiên văn vô tuyến là một cái đĩa vệtinh vô tuyến
mởto. Các thí dụnổi tiếng gồm có các kính thiên văn có thể điều khiển tại Jodrell
Bank ởAnh, Đài thiên văn Parkes ởNew South Wales, Australia, và Đài thiên văn
vô tuyến quốc gia tại Green Bank, West Virginia, Mĩ.Đĩađơn lớn nhất trong số
chúng là cái đĩa cố định, đường kính 305 m tại Arecibo ởPuerto Rico, nơi nổi tiếng
vì đã đi vào bộphim James Bond GoldenEye.
Tuy nhiên, ngay cảmột anten khổng lồnhưvậy cũng không thểnhặt ra một
nguồn vô tuyến trên bầu trờiđếnđộ chính xác nhưmong muốn. Để thực hiện các
quan sát phân giải cao, bạn cần một cái đĩa to hơn hàng trăm nghìn lần so với bước
sóng mà bạnđang quan sát. Yêu cầu này được thực hiện bằng cách kết hợp các tín
hiệu thu từnhiềuđĩađặt phân tán, sửdụng một kĩthuật gọi là tổng hợp khẩuđộ.
Thí dụhay của một thiết bịnhưvậy là Ma trận Kính thiên văn Rất LớnởNew
Mexico, gồm 27 đĩa phân tán dọc theo ba cạnh của chữ“Y”, mỗi cạnh dài 10 km. Nó
có thể định vịmột nguồn vô tuyến trên bầu trờiđếnđộ chính xác chừng 1/10.000
của mộtđộ.