MỤC LỤC

Đóng góp quan trọng nhất của Ptolemy là một biểu diễn hình học của Hệ Mặt Trời giúp dự đoán vị trí của các hành tinh ở bất kỳ ngày giờ mong muốn nào. Hipparchus do không có đủ dữ liệu để tự giải quyết vấn đề, nên thay vào đó ông đã tích lũy tài liệu quan sát để hậu thế sử dụng. Ptolemy đã bổ sung tài liệu này với những quan sát mới của mình và tạo ra một mô hình vũ trụ học tồn tại hơn một nghìn năm, cho đến thời của Copernicus.

Hipparchus và tiến động

Có lẽ nhà thiên văn học vĩ đại nhất thời cổ đại là Hipparchus, sinh ra ở Nicaea, thuộc Thổ Nhĩ Kỳ ngày nay. Ông đã dựng một đài quan sát trên đảo Rhodes vào khoảng năm 150 trước Công nguyên, khi Cộng hòa La Mã đang mở rộng ảnh hưởng của mình ra khắp vùng Địa Trung Hải. Tại đó, ông đã đo đạc chính xác nhất có thể vị trí của các vật thể trên bầu trời, biên soạn một danh mục sao tiên phong với khoảng 850 đối tượng. Ông đã chỉ định tọa độ thiên thể cho mỗi ngôi sao, xác định vị trí của nó trên bầu trời, cũng giống như chúng ta chỉ định vị trí của một điểm trên Trái Đất bằng cách đưa ra vĩ độ và kinh độ của nó.

Ông cũng chia các ngôi sao thành các cường độ biểu kiến dựa theo độ sáng biểu kiến của chúng. Ông gọi những ngôi sao sáng nhất là “những ngôi sao có cường độ thứ nhất”; nhóm sáng tiếp theo, "các ngôi sao có cường độ thứ hai"; và cứ thế. Hệ thống khá tùy ý này, ở dạng đã được sửa đổi, vẫn còn được sử dụng cho đến ngày nay (mặc hệ thống này ngày càng ít hữu ích hơn đối với các nhà thiên văn học chuyên nghiệp).

Bằng cách quan sát các ngôi sao và so sánh dữ liệu của mình với các quan sát trước đó, Hipparchus đã thực hiện một trong những khám phá đáng chú ý nhất của mình: vị trí trên bầu trời của thiên cực bắc đã thay đổi so với một thế kỷ rưỡi trước đó. Hipparchus đã suy luận một cách chính xác rằng điều này không chỉ xảy ra trong khoảng thời gian mà ông quan sát được, mà trên thực tế, nó xảy ra mọi lúc: hướng mà bầu trời quay xung quanh thay đổi chậm nhưng liên tục. Nhắc lại định nghĩa ở phần về các thiên cực và xích đạo trời rằng thiên cực bắc là hình chiếu của cực Bắc Trái Đất lên bầu trời. Nếu thiên cực bắc đang lắc lư vòng quanh, thì bản thân Trái Đất chắc chắn cũng đang lắc lư. Ngày nay, chúng ta hiểu rằng hướng mà trục của Trái Đất chỉ thực sự thay đổi chậm nhưng thường xuyên — một chuyển động mà chúng ta gọi là tiến động, hay tuế sai. Nếu bạn đã từng xem con quay lắc lư, nghĩa bạn đã quan sát thấy một loại chuyển động tương tự. Đỉnh trục vẽ nên một đường có dạng hình nón khi lực hấp dẫn của Trái Đất cố gắng lật đổ nó (Hình 2.12).

Hình 2.12. Tiến động. Cũng tương tự như đỉnh trục của một con quay nhanh lắc lư theo một vòng tròn, trục của Trái Đất cũng dao động lắc lư theo chu kỳ 26.000 năm. Ngày nay, thiên cực bắc nằm gần sao Polaris, nhưng khoảng 5000 năm trước nó ở gần một ngôi sao tên là Thuban, và trong 14.000 năm nữa, nó sẽ ở gần ngôi sao Chức Nữ nhất.

Bởi vì hành tinh của chúng ta không phải là một hình cầu hoàn hảo, mà phình ra một chút ở đường xích đạo, lực kéo của Mặt Trời và Mặt Trăng khiến nó lắc lư chút đỉnh. Mất khoảng 26.000 năm để trục Trái Đất hoàn thành một vòng tuế sai. Kết quả của chuyển động này là điểm mà trục của Trái Đất hướng trên bầu trời thay đổi theo thời gian. Trong khi sao Polaris là ngôi sao gần nhất với thiên cực bắc ngày nay (nó sẽ đạt đến điểm gần nhất vào khoảng năm 2100), thì sao Chức Nữ trong chòm sao Thiên Cầm sẽ là sao Bắc Cực trong 14.000 năm nữa.

Mô hình Hệ Mặt Trời của Ptolemy

Nhà thiên văn học vĩ đại cuối cùng của thời đại La Mã là Claudius Ptolemy (hay Ptolemaeus), nổi danh ở Alexandria vào khoảng năm 140. Ông đã viết một bộ sưu tập kiến ​​thức thiên văn khổng lồ, mà ngày nay được gọi bằng cái tên Ả Rập, Almagest (có nghĩa là “Luận thuyết Lớn”). Almagest không chỉ viết riêng công việc của Ptolemy; nó còn bao gồm cả thảo luận về những thành tựu thiên văn trong quá khứ, chủ yếu là của Hipparchus. Ngày nay, đây là nguồn thông tin chính của chúng ta về công việc của Hipparchus và các nhà thiên văn học Hy Lạp khác.

Đóng góp quan trọng nhất của Ptolemy là một biểu diễn hình học của Hệ Mặt Trời giúp dự đoán vị trí của các hành tinh ở bất kỳ ngày giờ mong muốn nào. Hipparchus do không có đủ dữ liệu để tự giải quyết vấn đề, nên thay vào đó ông đã tích lũy tài liệu quan sát để hậu thế sử dụng. Ptolemy đã bổ sung tài liệu này với những quan sát mới của mình và tạo ra một mô hình vũ trụ học tồn tại hơn một nghìn năm, cho đến thời của Copernicus.

Yếu tố phức tạp trong việc giải thích chuyển động của các hành tinh là sự lang thang biểu kiến của chúng trên bầu trời, là kết quả kết hợp giữa chuyển động của chúng với quỹ đạo của Trái Đất. Khi chúng ta quan sát các hành tinh từ vị trí thuận lợi trên Trái Đất đang chuyển động, nó giống như xem một cuộc đua ô tô trong khi bạn đang thi đấu trong đó. Đôi khi xe của đối thủ vượt qua bạn, nhưng lúc khác bạn lại vượt qua họ, khiến họ có vẻ lùi lại một lúc so với bạn.

Hình 2.13 cho thấy chuyển động của Trái Đất và một hành tinh xa Mặt Trời hơn - trong trường hợp này là Sao Hỏa. Trái đất quay quanh Mặt Trời theo cùng hướng với hành tinh đó và gần như nằm trên cùng một mặt phẳng, nhưng với tốc độ quỹ đạo nhanh hơn. Kết quả là, Trái Đất vượt qua hành tinh theo chu kỳ, giống như một chiếc xe đua chạy nhanh hơn ở đường đua phía trong. Hình minh họa cho thấy vị trí mà chúng ta nhìn thấy hành tinh trên bầu trời vào những thời điểm khác nhau. Đường đi của hành tinh giữa các ngôi sao được minh họa ở phía bên phải.

Hình 2.13. Chuyển động nghịch hành của một hành tinh ngoài quỹ đạo Trái Đất. Các chữ cái trên biểu đồ cho biết vị trí của Trái đất và Sao Hỏa vào những thời điểm khác nhau. Bằng cách đi theo các đường thẳng nối từ mỗi vị trí Trái Đất qua mỗi vị trí Sao Hỏa tương ứng, bạn có thể thấy đường đi nghịch hành của Sao Hỏa trông như thế nào so với các ngôi sao nền.

Thông thường, các hành tinh di chuyển về phía đông trên bầu trời trong nhiều tuần và nhiều tháng khi chúng quay quanh Mặt Trời, nhưng từ vị trí B đến D trong Hình 2.13, khi Trái Đất đi ngang qua các hành tinh trong ví dụ của chúng ta, nó dường như trôi lùi lại, di chuyển về phía tây trên bầu trời. Mặc dù hành tinh đó thực sự vẫn đang di chuyển về phía đông, Trái Đất chuyển động nhanh hơn đã vượt qua nó và theo góc nhìn của chúng ta dường như hành tinh đang bị bỏ lại đằng sau. Khi Trái Đất quay quanh quỹ đạo về phía vị trí E, hành tinh này lại tiếp tục chuyển động biểu kiến về phía đông trên bầu trời. Chuyển động biểu kiến ​​tạm thời về phía tây của một hành tinh khi Trái Đất di chuyển giữa nó và Mặt Trời được gọi là chuyển động nghịch hành. Ngày nay chúng ta dễ hiểu hơn về chuyển động lùi như vậy vì giờ đây chúng ta đã biết Trái Đất là một trong những hành tinh chuyển động chứ không phải là trung tâm bất động của mọi tạo vật. Nhưng Ptolemy phải đối mặt với một vấn đề phức tạp hơn nhiều là giải thích chuyển động như vậy trong khi phải giả định là Trái Đất đứng yên.

Hơn nữa, bởi vì người Hy Lạp tin rằng chuyển động của các thiên thể phải là các vòng tròn, Ptolemy đã phải xây dựng mô hình của mình bằng cách sử dụng các vòng tròn riêng lẻ. Để làm được điều đó, ông cần đến hàng tá vòng tròn, trong đó một số vòng tròn lại chuyển động xung quanh các vòng tròn khác. Một cấu trúc phức tạp khiến người xem hiện đại cũng phải... chóng mặt. Nhưng chúng ta không nên để sự phán xét hiện đại lấn át sự ngưỡng mộ của chúng ta đối với thành tựu của Ptolemy. Vào thời của ông, một vũ trụ phức tạp tập trung vào Trái Đất là hoàn toàn hợp lý, và thậm chí là khá đẹp theo cách riêng của nó. Tuy nhiên, Alfonso X, Vua của Castile, được cho là đã phát biểu sau khi nghe giải thích về chuyển động của các hành tinh trong hệ thống Ptolemaic, rằng “Nếu Chúa toàn năng hỏi ý kiến ​​tôi trước khi bắt tay vào Sáng tạo, tôi nên đề xuất một điều gì đó đơn giản hơn”.

Ptolemy đã giải quyết vấn đề giải thích chuyển động quan sát được của các hành tinh bằng cách cho mỗi hành tinh quay trong một vòng tròn quỹ đạo nhỏ gọi là vòng tròn ngoại luân (epicycle). Tâm của vòng tròn ngoại luân quay quanh Trái Đất trên một vòng tròn lớn hơn được gọi là vòng tròn chính (mặt cầu chính, deferent) (Hình 2.14). Khi hành tinh ở vị trí x trong Hình 2.14 trên quỹ đạo ngoại luân, nó đang chuyển động cùng hướng với tâm của vòng tròn ngoại luân; từ Trái Đất, hành tinh dường như đang di chuyển về phía đông. Tuy nhiên, khi hành tinh ở vị trí y, chuyển động của nó theo hướng ngược lại với chuyển động của tâm vòng tròn ngoại luân xung quanh Trái đất. Bằng cách chọn kết hợp tốc độ và khoảng cách phù hợp, Ptolemy đã thành công trong việc đưa hành tinh di chuyển về phía tây với tốc độ chính xác và trong khoảng thời gian chính xác, do đó tái tạo chuyển động nghịch hành trong mô hình của mình.

Hình 2.14. Hệ thống vũ trụ phức tạp của Ptolemy. Mỗi hành tinh quay quanh một vòng tròn nhỏ gọi là vòng tròn ngoại luân (epicycle). Mỗi vòng tròn ngoại luân quay quanh một vòng tròn lớn hơn được gọi là vòng tròn chính (deferent). Hệ thống này không lấy trung tâm chính xác vào Trái Đất mà nằm trên một điểm bù được gọi là điểm cân bằng (equant point). Người Hy Lạp cần tất cả sự phức tạp này để giải thích các chuyển động thực tế trên bầu trời bởi vì họ tin rằng Trái Đất đứng yên và tất cả các chuyển động trên bầu trời phải là hình tròn.

Tuy nhiên, chúng ta sẽ thấy trong chương Quỹ đạo và Lực hấp dẫn rằng các hành tinh, như Trái Đất, di chuyển quanh Mặt Trời theo quỹ đạo là hình elip, không phải hình tròn. Hành vi thực tế của chúng không thể được biểu thị chính xác bằng một sơ đồ chuyển động tròn đều. Để khớp với chuyển động quan sát được của các hành tinh, Ptolemy phải đặt tâm các vòng tròn khác nhau, không phải ở Trái đất, mà là ở những điểm cách Trái đất một khoảng cách nào đó. Ngoài ra, ông đã giới thiệu chuyển động tròn đều quanh một trục khác, được gọi là điểm cân bằng. Tất cả những điều này làm phức tạp đáng kể mô hình của ông.

Vẫn là một sự tôn vinh đối với thiên tài của Ptolemy với tư cách là một nhà toán học rằng ông đã có thể phát triển một hệ thống phức tạp như vậy để giải thích thành công cho việc quan sát các hành tinh. Có thể Ptolemy không có ý định dùng mô hình vũ trụ của mình để mô tả thực tại, mà chỉ dùng như một biểu diễn toán học cho phép ông dự đoán vị trí của các hành tinh bất cứ lúc nào. Dù suy nghĩ của ông là gì, mô hình của ông, với một số sửa đổi, cuối cùng đã được chấp nhận là có hiệu lực trong thế giới Hồi giáo và (sau này) là ở châu Âu Cơ đốc giáo.

(còn tiếp...)

Tham khảo

  • Astronomy 1st edition, Senior Contributing Authors: A. Franknoi, D. Morrison, S. Wolff ©2017 Rice University,  Textbook content produced by OpenStax is licensed under a Creative Commons Attribution 4.0 International License. (Access for free at https://openstax.org/details/books/astronomy)
Người đăng: Hien PHAN
Cựu thành viên CLB Thiên văn học Đà Nẵng - DAC; nghiên cứu viên tại khoa Vũ trụ và Ứng dụng, trường Đại học Khoa học và Công nghệ Hà Nội - USTH (Đại học Việt Pháp).