Các nhà thiên văn học ước lượng khoảng cách của các vật thể gần trong không gian bằng một phương pháp gọi là thị sai sao (stellar parallax), hay còn gọi là thị sai lượng giác (trigonometric parallax). Một cách đơn giản, họ đo sự dịch chuyển biểu kiến của một ngôi sao đối với các ngôi sao nền ở rất xa khi Trái Đất di chuyển quanh Mặt Trời.

Vật Lý Thiên Văn - Chia sẻ niềm đam mê!

Minh họa của phương pháp đo thị sai sao. Credit: Booyabazooka/Wikipedia.

Thị sai là "cách tốt nhất để có được khoảng cách trong thiên văn học". Thị sai được cho là một "tiêu chuẩn vàng" để đo khoảng cách sao bởi nó không liên quan đến vật lý, mà chỉ dựa trên hình học. Phương pháp này dựa trên việc đo hai góc và cạnh đáy của một tam giác hình thành bởi ngôi sao, Trái Đất ở một phía quỹ đạo, và Trái Đất ở vị trí của sáu tháng sau đó phía bên kia quỹ đạo.

Nếu chúng ta không biết khoảng cách đến một ngôi sao hay một đối tượng, thì sẽ không thể đo sự thay đổi bề ngang biểu kiến tại vị trí của nó đối với phông nền trong các đơn vị chiều dài. Tuy nhiên chúng ta có thể đo trong các đơn vị góc, đó là một phần của một đường tròn hoàn chỉnh mà đối tượng xuất hiện để di chuyển so với phông nền.

Một khi chúng ta đã xác định được góc dịch chuyển biểu kiến của đối tượng do góc nhìn khác nhau, hay còn gọi là thị sai của ngôi sao, chúng ta cần phải đo khoảng cách giữa hai điểm quan sát, hay còn gọi là đường cơ sở. Sau đó chúng ta lấy giá trị của đường cơ sở và chia nó cho tangent (viết tắt là tan hoặc tg) của góc thị sai để có được khoảng cách đến đối tượng.

{dpi{150}d=\frac{1(AU)}{\tan p}}

Để đo khoảng cách một ngôi sao, các nhà thiên văn học sử dụng một đường cơ sở có độ dài 1 đơn vị thiên văn (1 AU - Astronomical Unit), là giá trị trung bình của khoảng cách giữa Trái Đất và Mặt Trời, bằng khoảng 150 triệu km (kilometer). Chúng ta có thể đo được các góc nhỏ đến giây cung (arcsecond hay arcsec). Một giây cung là một góc rất nhỏ. Nó tương đương với một dịch chuyển ngang khoảng 0.48 mm (millimeter) ở khoảng cách 100 m (meter).

Chúng ta chia đường cơ sở 1 AU cho tangent của 1 giây cung sẽ thu được giá trị khoảng 30.9 nghìn tỷ km (kilometer), hay khoảng 3.26 năm ánh sáng (light year). Đơn vị độ dài này được gọi là một giây thị sai (parallax second), hay parsec (viết tắt là pc). Có một mối quan hệ nghịch đảo giữa khoảng cách và thị sai. Ví dụ, một ngôi sao với một thị sai bằng một nửa giây cung sẽ có khoảng cách 2 pc, và một ngôi sao với một thị sai bằng một phần mười giây cung sẽ có khoảng cách bằng 10 pc.

Tuy vậy, vì không có các ngôi sao đủ gần để có một thị sai bằng 1 arcsec, nên các đo đạc phải trở nên chính xác hơn nữa. Điều này khiến cho đo lường thị sai tương đố khó đối với các nhà thiên văn học đầu tiên.

Vật Lý Thiên Văn - Chia sẻ niềm đam mê!

Các nhà thiên văn học sử dụng một kỹ thuật gọi là thị sai (parallax) để đo chính xác khoảng cách đến các ngôi sao trên bầu trời. Sử dụng kỹ thuật này cần phải quan sát các đối tượng ở các vị trí đối diện nhau trên quỹ đạo Trái Đất quanh Mặt Trời, các nhà thiên văn học đã xác định chính xác khoảng cách đến cụm sao nổi tiếng Thất Nữ (Pleiades).

Credit: Alexandra Angelich, NRAO/AUI/NSF

Các đo đạc đầu tiên

Đo lường thiên văn đầu tiên sử dụng kỹ thuật thị sao được cho là đã diễn ra từ năm 189 trước công nguyên, khi một nhà thiên văn học người Hy Lạp, Hipparchus, đã sử dụng các quan sát của một nhật thực từ hai vị trí khác nhau để đo khoảng cách đến Mặt Trăng.

Hipparchus ghi chép rằng vào ngày 14 tháng Ba năm đó, đã có một nhật thực toàn phần xảy ra ở Hellespont, Thổ Nhĩ Kỳ, trong khi tại cùng thời điểm ở xa về phía nam tại Alexandria, Ai Cập, Mặt Trăng chỉ che phủ 4/5 của Mặt Trời. Biết rằng khoảng cách đường cơ sở giữa Hellespont và Alexandria - khoảng 9 độ vĩ tuyến hay khoảng 695 km, cùng với góc dịch chuyển của cạnh Mặt Trăng so với Mặt Trời (khoảng 1/10 độ), ông đã tính toán khoảng cách đến Mặt Trăng bằng khoảng 563300 km, con số xa quá nửa so với thực tế. Sai sót của ông là do việc giả định Mặt Trăng nằm thẳng trên đỉnh đầu, do đó tính toán sai góc lệch giữa Hellespont và Alexandria.

Năm 1672, nhà thiên văn học người Ý Giovanni Cassini và một đồng nghiệp, Jean Richer, đã cùng đồng thời quan sát một hành tinh là Sao Hỏa, với Cassini ở Paris và Richer ở Guiana (thuộc Pháp). Cassini tính toán thị sai, xác định được khoảng cách giữa Sao Hỏa và Trái Đất. Điều này cho phép việc ước lượng đầu tiên về kích thước của Hệ Mặt Trời.

Người đầu tiên đo đạc thành công khoảng cách đến một ngôi sao sử dụng thị sai là F.W. Bessel. Năm 1838, ông đã đo góc thị sai của ngôi sao 61 Cygni bằng 0.28 arcsec, mang lại một khoảng cách bằng 3.57 pc. Ngôi sao gần nhất, Proxima Centauri, có thị sai bằng 0.77 arcsec, tương ứng với khoảng cách 1.30 pc.

Vật Lý Thiên Văn - Chia sẻ niềm đam mê!

Một kính nhìn nổi sử dụng hai khung lấy ảnh ở các góc khác nhau. Khi nhìn qua các ống kính, các bức ảnh sẽ ghép lại thành một ảnh 3 chiều.

Credit: prophoto14 / Shutterstock

Thang khoảng cách vũ trụ

Thị sai là một nấc thang trong chiếc thang khoảng cách vũ trụ. Bằng cách đo khoảng cách đến một số các ngôi sao gần đó, các nhà thiên văn học đã có thể thiết lập mối liên hệ giữa màu sắc của một ngôi sao và độ sáng bản chất của nó, ví dụ, độ sáng khi quan sát từ một khoảng cách chuẩn. Những ngôi sao này sau đó trở thành những "ngọn nến chuẩn".

Sau đó nếu một ngôi sao ở quá xa để có thể đo thị sai của nó, các nhà thiên văn học có thể so sánh màu sắc của nó với quang phổ của một trong số các ngọn nến chuẩn và xác định độ sáng bản chất của nó. So sánh độ sáng này với độ sáng biểu kiến, chúng ta có thể có được phép đo tốt khoảng cách của nó bằng cách áp dụng quy luật {dpi{100}1/r^{2}}. Quy luật này chỉ ra rằng độ sáng biểu kiến của một nguồn sáng tỷ lệ thuận với bình phương khoảng cách của nó. Nếu bạn chiếu một hình vuông {dpi{100}1\times 1 cm^2} lên màn hình, sau đó di chuyển máy chiếu ra khoảng cách xa gấp đôi, thì ảnh mới sẽ có diện tích gấp bốn ({dpi{100}2\times 2 cm^2}) so với ảnh cũ. Ánh sáng lan ra một diện tích lớn hơn 4 lần, và nó sẽ chỉ sáng bằng 1/4 so với khi chiếu ở khoảng cách gần hơn một nửa. Nếu bạn di chuyển máy chiếu ra xa gấp 3 lần, thì ánh sáng sẽ che phủ {dpi{100}9 cm^2} và chỉ sáng bằng 1/9 mà thôi.

Nếu một ngôi sao được đo bằng cách này đến một phần của một cụm sao xa, chúng ta có thể giả định rằng tất cả các ngôi sao đó là có cùng khoảng cách, và chúng ta có thể thêm chúng vào danh sách các ngọn nến chuẩn.

Đo lường chính xác

Năm 1989, Cơ quan Không gian Châu Âu (ESA) đã phóng một kính thiên văn quỹ đạo có tên Hipparcos (đặt tên theo nhà thiên văn Hipparchus). Nhiệm vụ chính của nó là đo khoảng cách sao sử dụng thị sai với độ chính xác từ 2-4 miliarcsec (mas). Hipparcos của ESA đã đo chính xác hơn 100000 ngôi sao, với độ chính xác cao hơn 200 lần so với mọi đo đạc trước đó. Họ đã có thể xác định khoảng cách của các ngôi sao lên đến 100 pc với độ chính xác {dpi{100}\pm 10%}.

Nhiệm vụ kế thừa Hipparcos là Gaia, được phóng lên quỹ đạo năm 2013. Đây là một nhiệm vụ đầy tham vọng để lập bản đồ ba chiều thiên hà của chúng ta. Một trong số các nhiệm vụ của nó là thu được khoảng cách của khoảng 1 tỷ ngôi sao, tương đương 1% tổng số sao trong Dải Ngân Hà, sử dụng đo lường thị sai với độ chính xác lên đến 24 microarcsec ({dpi{100}\mu as}).

Khi mà đo lường thị sai ở các bước sóng quang học đã được cải thiện rất nhiều theo thời gian, thì chúng ta có thể thu được thậm chí các kết quả chính xác hơn so với thiên văn học vô tuyến với một kỹ thuật gọi là giao thoa đường cơ sở rất dài (very long baseline interferometry) sử dụng mạng lưới VLBA (Very Long Baseline Array). VLBA là một mạng lưới các kính thiên văn vô tuyến, đồng bộ bởi các đồng hồ nguyên tử cho phép sinh ra một khẩu độ hiệu quả đến hàng ngàn dặm. So sánh với kính thiên văn quang học lớn nhất thế giới, chúng ta chỉ có đường kính khoảng 10 m.

Vật Lý Thiên Văn - Chia sẻ niềm đam mê!

Một kính thiên văn vô tuyến thuộc mạng lưới VLBA đặt tại St. Croix, U.S. Virgin Islands.

Credit: Cumulus Clouds/Wikipedia

Độ phân giải góc lớn nhất lý thuyết của một kính thiên văn có thể tính toán theo bước sóng mà chúng ta quan sát được chia cho kích thước của khẩu độ. Tuy nhiên, các ảnh hưởng khí quyển làm giảm độ phân giản này đáng kể. Một kính thiên văn quang học mặt đất với khẩu độ hiệu quả 8 m có độ phân giải khoảng 50 miliarcsec (mas). Độ phân giải này tương đương với một chiếc kính thiên văn nhỏ hơn nhiều với đường kính 2.4 m, kính thiên văn không gian Hubble, bởi vì kính thiên văn này vận hành bên ngoài bầu khí quyển. VLBA thường quan sát các bước sóng khoảng vài centimeter (cm), nhưng bởi vì khẩu độ hiệu dụng là vài ngàn kilometre, và các bước sóng dài hơn ít bị ảnh hưởng của khí quyển hơn, nên nó có thể thu được chuyển động thị giác lên đến {dpi{100}10 \mu as}, cho phép đo được khoảng cách của đối tượng lên đến 100000 parsec (100 kpc).

Các đối tượng mà VLBA thường quan sát được cho các đo lường này bao gồm các ngôi sao trẻ đang phát ra bức xạ tăng tốc (synchrotron radiation). Điều này xảy ra là do ngôi sao đẩy ra các hạt điện tích, thường là electron, có xu hướng xoáy xung quanh các đường của trường điện từ. Bởi vì các hạt này buộc phải di chuyển theo đường cong, nên khiến cho chúng phát ra các hạt photon ở các bước sóng vô tuyến.

Nguồn: Space.com

Author: Hien PHAN
Nguyên chủ nhiệm CLB Thiên văn Bách khoa - PAC (nay là CLB Thiên văn học Đà Nẵng - DAC); Nghiên cứu sinh ngành Vật lý thiên văn tại APC Laboratory, Paris Diderot University, Cộng hòa Pháp.

Bài viết xem nhiều