Để xác định nhiều thuộc tính của một thiên hà, chẳng hạn như độ sáng hoặc kích thước của nó, trước tiên chúng ta phải biết nó ở bao xa. Nếu chúng ta biết khoảng cách đến một thiên hà, chúng ta có thể chuyển đổi mức độ sáng của thiên hà xuất hiện với chúng ta trên bầu trời thành độ sáng thực sự của nó vì chúng ta biết cách chính xác ánh sáng bị mờ đi theo khoảng cách. (Ví dụ, cùng một thiên hà xa hơn 10 lần, sẽ trông mờ hơn 100 lần.) Nhưng việc đo khoảng cách các thiên hà là một trong những vấn đề khó khăn nhất trong thiên văn học hiện đại: tất cả các thiên hà đều ở rất xa, và hầu hết đều xa đến mức chúng ta thậm chí không thể xác định những ngôi sao riêng lẻ trong chúng.

Trong nhiều thập kỷ sau công trình đầu tiên của Hubble, các kỹ thuật được sử dụng để đo khoảng cách thiên hà tương đối không chính xác và các nhà thiên văn học khác nhau đã suy ra khoảng cách chênh lệch nhau nhiều đến mức gấp hai lần. (Hãy tưởng tượng nếu bạn không chắc chắn khoảng cách giữa nhà hoặc ký túc xá của bạn và lớp học thiên văn của bạn; sẽ rất khó để đảm bảo bạn đến lớp đúng giờ.) Tuy nhiên, trong vài thập kỷ qua, các nhà thiên văn học đã phát minh ra các kỹ thuật mới để đo khoảng cách tới các thiên hà; quan trọng nhất, tất cả chúng đều đưa ra cùng một câu trả lời với độ chính xác khoảng 10%. Như chúng ta sẽ thấy, điều này có nghĩa là cuối cùng chúng ta có thể đưa ra các ước tính đáng tin cậy về kích thước của vũ trụ.

Các ngôi sao biến quang

Trước khi các nhà thiên văn học có thể đo khoảng cách đến các thiên hà khác, trước tiên họ phải thiết lập quy mô khoảng cách vũ trụ bằng cách sử dụng các vật thể trong Thiên hà của chúng ta. Chúng tôi đã mô tả chuỗi các phương pháp khoảng cách này trong chương Khoảng cách thiên thể (và chúng tôi khuyên bạn nên xem lại chương đó nếu đã lâu rồi bạn chưa đọc nó). Các nhà thiên văn học đặc biệt vui mừng khi họ phát hiện ra rằng họ có thể đo khoảng cách bằng cách sử dụng một số loại sao biến quang sáng, chẳng hạn như các sao Tiên Vương (Cepheid), có thể nhìn thấy ở khoảng cách rất lớn (Hình 26.11).

Sau khi các sao biến quang trong các thiên hà lân cận được sử dụng để đo khoảng cách trong vài thập kỷ, Walter Baade đã chỉ ra rằng thực sự có hai loại sao Tiên Vương (Cepheid) và các nhà thiên văn học đã vô tình trộn lẫn chúng với nhau. Kết quả là, vào đầu những năm 1950, khoảng cách tới tất cả các thiên hà đã phải tăng lên khoảng hai lần. Chúng tôi đề cập đến điều này bởi vì chúng tôi muốn bạn ghi nhớ khi bạn đọc tiếp rằng khoa học luôn là một nghiên cứu đang được tiến hành. Các bước dự kiến ​​đầu tiên của chúng ta trong những cuộc điều tra khó khăn như vậy luôn phải được sửa đổi trong tương lai khi các kỹ thuật của chúng ta trở nên đáng tin cậy hơn.

Khối lượng công việc liên quan đến việc tìm kiếm các sao Tiên Vương và đo chu kỳ của chúng có thể rất lớn. Ví dụ, Hubble đã thu được 350 bức ảnh phơi sáng lâu về thiên hà Tiên Nữ trong khoảng thời gian 18 năm và chỉ có thể xác định được 40 sao Tiên Vương. Mặc dù các sao Tiên Vương là những ngôi sao khá sáng, thì chúng vẫn chỉ có thể được phát hiện trong khoảng 30 thiên hà gần nhất bằng các kính thiên văn mặt đất lớn nhất thế giới.

Như đã đề cập trong chương Khoảng cách thiên thể, một trong những dự án chính được thực hiện trong những năm đầu tiên hoạt động của Kính viễn vọng Không gian Hubble là đo lường các sao Tiên Vương trong các thiên hà xa hơn để cải thiện độ chính xác của thang khoảng cách ngoài thiên hà. Gần đây, các nhà thiên văn học làm việc với Kính viễn vọng Không gian Hubble đã mở rộng các phép đo như vậy lên tới 108 triệu năm ánh sáng — một thành công của công nghệ và sự quyết tâm.

Hình 26.11 Ngôi sao biến quang Tiên Vương. Vào năm 1994, bằng cách sử dụng Kính viễn vọng Không gian Hubble, các nhà thiên văn học đã có thể tìm ra một ngôi sao biến quang riêng lẻ trong thiên hà M100 và đo khoảng cách của nó là 56 triệu năm ánh sáng. Các khung ảnh nhỏ hiển thị ngôi sao vào ba đêm khác nhau; bạn có thể thấy rằng độ sáng của nó thực sự có thể thay đổi. (ảnh: sửa đổi công việc của Wendy L. Freedman, Đài quan sát của Viện Carnegie Washington và NASA / ESA)

Tuy nhiên, chúng ta chỉ có thể sử dụng các sao Tiên Vương để đo khoảng cách trong một phần nhỏ của vũ trụ của các thiên hà. Rốt cuộc, để sử dụng phương pháp này, chúng ta phải có khả năng phân giải các ngôi sao đơn lẻ và theo dõi các biến động tinh vi của chúng. Vượt xa hơn một khoảng cách nhất định, ngay cả những kính viễn vọng không gian tốt nhất của chúng ta cũng không thể giúp chúng ta làm được điều này. May mắn thay, có những cách khác để đo khoảng cách đến các thiên hà.

Bóng đèn tiêu chuẩn

Chúng ta đã thảo luận trong chương Khoảng cách thiên thể về sự thất vọng lớn lao mà các nhà thiên văn học cảm thấy khi họ nhận ra rằng các ngôi sao nói chung không phải là những bóng đèn tiêu chuẩn. Nếu mọi bóng đèn trong một khán phòng lớn là bóng đèn 100 watt tiêu chuẩn, thì những bóng đèn trông sáng hơn đối với chúng ta phải ở gần hơn, trong khi những bóng đèn trông mờ hơn phải ở xa hơn. Nếu mọi ngôi sao có cùng một độ sáng tiêu chuẩn (hoặc công suất), thì tương tự chúng ta có thể “đọc” khoảng cách của chúng dựa trên mức độ sáng của các ngôi sao đó đối với chúng ta. Than ôi, như chúng ta đã học, cả các ngôi sao và thiên hà đều không có độ sáng tiêu chuẩn. Tuy nhiên, các nhà thiên văn học đã tìm kiếm các vật thể ngoài kia hoạt động theo một cách nào đó giống như một bóng đèn tiêu chuẩn — có cùng độ sáng nội tại (tích hợp sẵn) cho dù chúng ở đâu.

Một số đề xuất đã được đưa ra về những loại vật thể nào có thể là bóng đèn tiêu chuẩn hiệu quả, bao gồm các ngôi sao siêu khổng lồ sáng nhất, tinh vân hành tinh (phát ra nhiều bức xạ tia cực tím) và cụm sao cầu trung bình trong một thiên hà. Có một vật thể hóa ra lại đặc biệt hữu ích: siêu tân tinh loại Ia. Những siêu tân tinh này liên quan đến vụ nổ của một sao lùn trắng trong một hệ nhị phân (xem phân mục Sự tiến hóa của các hệ sao nhị phân) Các quan sát cho thấy các siêu tân tinh loại này đều đạt độ sáng gần như nhau (khoảng 4,5 × 109 LSun) ở ánh sáng cực đại. Với độ sáng khủng khiếp như vậy, những siêu tân tinh này đã được phát hiện ở khoảng cách hơn 8 tỷ năm ánh sáng và do đó đặc biệt hấp dẫn đối với các nhà thiên văn học như một cách xác định khoảng cách trên quy mô lớn (Hình 26.12).

Hình 26.12 Siêu tân tinh loại Ia. Vật thể sáng ở phía dưới bên trái của tâm ảnh là một siêu tân tinh loại Ia ở gần cường độ cực đại của nó. Siêu tân tinh dễ dàng vượt xa thiên hà chủ của nó về độ sáng. Sự gia tăng cực độ và độ sáng này giúp các nhà thiên văn sử dụng siêu tân tinh Ia như những bóng đèn tiêu chuẩn. (ảnh: NASA, ESA, A. Riess (STScI))

Một số loại bóng đèn tiêu chuẩn khác có thể nhìn thấy ở khoảng cách xa cũng đã được đề xuất, bao gồm độ sáng tổng thể, ví dụ, của các thiên hà elip khổng lồ hay của thành viên sáng nhất của cụm thiên hà. Tuy nhiên, siêu tân tinh loại Ia đã được chứng minh là bóng đèn tiêu chuẩn chính xác nhất và chúng có thể được nhìn thấy trong các thiên hà xa hơn so với các loại vật thể hiệu chuẩn khác. Như chúng ta sẽ thấy trong chương về Vụ nổ lớn, những quan sát về loại siêu tân tinh này đã thay đổi sâu sắc hiểu biết của chúng ta về sự tiến hóa của vũ trụ.

Các kỹ thuật đo lường khác

Một kỹ thuật khác để đo khoảng cách thiên hà sử dụng mối quan hệ thú vị được Brent Tully của Đại học Hawaii và Richard Fisher của Đài quan sát thiên văn vô tuyến quốc gia chú ý vào cuối những năm 1970. Họ phát hiện ra rằng độ sáng của một thiên hà xoắn ốc có liên quan đến vận tốc quay của nó (tốc độ quay của nó). Tại sao điều này lại đúng?

Thiên hà càng có khối lượng lớn thì các vật thể ở các vùng bên ngoài của nó phải quay quanh quỹ đạo càng nhanh. Một thiên hà nặng hơn có chứa nhiều ngôi sao hơn trong nó và do đó sáng hơn (bỏ qua vật chất tối trong chốc lát). Nghĩ lại cuộc thảo luận của chúng ta từ phần trước, chúng ta có thể nói rằng nếu tỷ lệ khối lượng trên ánh sáng của các thiên hà xoắn ốc khác nhau khá giống nhau, thì chúng ta có thể ước tính độ sáng của một thiên hà xoắn ốc bằng cách đo khối lượng của nó và chúng ta có thể ước tính khối lượng bằng cách đo vận tốc quay của nó.

Tully và Fisher đã sử dụng vạch 21cm của khí hydro lạnh để xác định tốc độ vật chất trong các thiên hà xoắn ốc quay quanh trung tâm của chúng (bạn có thể xem lại cuộc thảo luận của chúng tôi về vạch 21cm trong chương Giữa các vì sao: Khí và Bụi trong không gian). Vì bức xạ 21cm từ các nguyên tử đứng yên đi theo một vạch hẹp đẹp mắt, chiều rộng của vạch 21cm được tạo ra bởi toàn bộ thiên hà đang quay cho chúng ta biết phạm vi vận tốc quỹ đạo của khí hydro của thiên hà. Vạch càng rộng, khí quay xung quanh thiên hà càng nhanh, và thiên hà càng nặng và càng sáng.

Điều hơi ngạc nhiên là kỹ thuật này có hiệu quả, vì phần lớn khối lượng liên kết với các thiên hà là vật chất tối, không đóng góp chút nào vào độ sáng nhưng lại ảnh hưởng đến tốc độ quay. Cũng không có lý do rõ ràng tại sao tỷ lệ khối lượng trên ánh sáng lại giống nhau đối với tất cả các thiên hà xoắn ốc. Tuy nhiên, các quan sát về các thiên hà gần hơn (nơi chúng ta có các cách đo khoảng cách khác) cho thấy rằng việc đo vận tốc quay của một thiên hà cung cấp một ước tính chính xác về độ sáng nội tại của nó. Khi chúng ta biết thiên hà thực sự phát sáng như thế nào, chúng ta có thể so sánh độ sáng nội tại với độ sáng biểu kiến ​​và sử dụng sự khác biệt để tính khoảng cách của nó.

Trong khi kỹ thuật Tully-Fisher tỏ ra hiệu quả, thì nó vẫn có giới hạn - chúng ta chỉ có thể sử dụng nó để xác định khoảng cách đến một thiên hà xoắn ốc mà thôi. Có những phương pháp khác có thể được sử dụng để ước tính khoảng cách đến một thiên hà elip; tuy nhiên, những phương pháp đó nằm ngoài phạm vi của khóa học thiên văn học nhập môn của chúng ta.

Bảng 26.2 liệt kê loại thiên hà mà mỗi kỹ thuật khoảng cách là hữu ích và phạm vi khoảng cách mà kỹ thuật có thể được áp dụng.

Bảng 26.2 Một số phương pháp ước tính khoảng cách tới các thiên hà

Phương pháp

Loại thiên hà

Khoảng cách ước lượng (triệu năm ánh sáng)

Tinh vân hành tinh

Tất cả

0–70

Sao biến quang Tiên Vương (Cepheid)

Xoắn ốc, vô định hình

0–110

Kỹ thuật Tully-Fisher

Xoắn ốc

0–300

Siêu tân tinh loại Ia

Tất cả

0–11,000

Dịch chuyển đỏ (định luật Hubble)

Tất cả

300–13,000

(Còn tiếp...)

Tham khảo

  1. 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


Bài viết xem nhiều