Trong nửa đầu thế kỷ 20, các nhà thiên văn học coi vũ trụ của các thiên hà là một nơi chủ yếu là yên bình. Họ cho rằng các thiên hà hình thành cách đây hàng tỷ năm và sau đó tiến hóa chậm khi quần thể các ngôi sao bên trong chúng hình thành, già đi và chết đi. Bức tranh êm đềm ấy đã hoàn toàn thay đổi trong vài thập kỷ cuối của thế kỷ XX.

Ngày nay, các nhà thiên văn học có thể thấy rằng vũ trụ thường được định hình bởi các sự kiện bạo lực, bao gồm các vụ nổ kinh hoàng của các siêu tân tinh, va chạm của toàn bộ thiên hà và sự bùng phát năng lượng khổng lồ khi vật chất tương tác trong môi trường xung quanh các lỗ đen rất lớn. Sự kiện quan trọng bắt đầu thay đổi quan điểm của chúng ta về vũ trụ là việc phát hiện ra một lớp vật thể mới: chuẩn tinh.

Hình 27.1 Ảnh trường cực sâu của Hubble. Bức ảnh bầu trời sâu nhất trong ánh sáng nhìn thấy (trái) cho thấy số lượng thiên hà khổng lồ trong một vùng trời nhỏ bé, chỉ bằng 1/100 diện tích của Mặt Trăng tròn. Ngược lại, bức ảnh bầu trời sâu nhất được chụp bằng tia X (bên phải) cho thấy một số lượng lớn các điểm chuẩn tinh, mà các nhà thiên văn học đã chỉ ra là các lỗ đen siêu lớn ở chính trung tâm của các thiên hà. (Ảnh trái: sửa đổi công việc của NASA, ESA, H. Teplitz và M. Rafelski (IPAC / Caltech), A. Koekemoer (STScI), R. Windhorst (Đại học bang Arizona) và Z. Levay (STScI); ảnh phải: sửa đổi công việc của ESO / Mario Nonino, Piero Rosati, ESO GOODS Team)

Cái tên "chuẩn tinh" (quasar) có khởi nguồn là từ viết tắt của “quasi-stellar radio source”, tức là "nguồn vô tuyến vật thể giống sao" (ở đây "quasi-stellar" có nghĩa là "vật thể giống như các ngôi sao"). Việc phát hiện ra các nguồn vô tuyến điểm, tức là xuất hiện với kích thước quá nhỏ, chỉ giống như các ngôi sao, được đưa ra nhờ việc sử dụng các thiết bị radar thừa từ Thế chiến II vào những năm 1950. Mặc dù có rất ít nhà thiên văn học dự đoán được điều đó, nhưng trên bầu trời hóa ra lại chứa đầy các nguồn sóng vô tuyến mạnh. Khi họ cải thiện những hình ảnh mà kính thiên văn vô tuyến mới của họ có thể tạo ra, các nhà khoa học phát hiện ra rằng một số nguồn vô tuyến nằm ở cùng vị trí với những “ngôi sao” màu xanh lam mờ nhạt. Không có loại sao nào được biết đến trong Thiên hà của chúng ta phát ra bức xạ vô tuyến mạnh như vậy. Vậy thì những “nguồn vô tuyến vật thể giống sao” này là gì?

Dịch chuyển đỏ: Chìa khóa giải mã chuẩn tinh

Câu trả lời đã có khi các nhà thiên văn học thu được quang phổ ánh sáng nhìn thấy của hai trong số những “ngôi sao xanh” mờ nhạt đồng thời là các nguồn phát sóng vô tuyến mạnh (Hình 27.2). Quang phổ của những “ngôi sao” vô tuyến này chỉ làm sâu sắc thêm bí ẩn: chúng có các vạch phát xạ, nhưng ban đầu các nhà thiên văn học không thể xác định chúng với bất kỳ chất nào đã biết. Đến những năm 1960, các nhà thiên văn đã có một thế kỷ kinh nghiệm trong việc xác định các nguyên tố và hợp chất trong quang phổ của các ngôi sao. Các bảng phổ phức tạp đã được xuất bản liệt kê các vạch mà mỗi nguyên tố sẽ tạo ra trong một loạt các điều kiện khác nhau. Một “ngôi sao” với các vạch không xác định được trong quang phổ ánh sáng nhìn thấy, theo lẽ thường phải là một cái gì đó hoàn toàn mới.

Hình 27.2 Chuẩn tinh điển hình. Mũi tên trong hình ảnh này đánh dấu một chuẩn tinh được đặt tên theo số danh mục của nó, PKS 1117-248. Lưu ý rằng không có gì trong hình ảnh này phân biệt chuẩn tinh với một ngôi sao bình thường. Tuy nhiên, quang phổ của nó cho thấy nó đang di chuyển ra xa chúng ta với tốc độ bằng 36% tốc độ ánh sáng, hay 67.000 dặm một giây. Ngược lại, tốc độ tối đa quan sát được đối với bất kỳ ngôi sao nào chỉ là vài trăm dặm / giây. (ảnh: sửa đổi công việc của Kính viễn vọng WIYN, Đài quan sát quốc gia Đỉnh Kitt, NOAO)

Vào năm 1963 tại Đài quan sát Palomar của Caltech, Maarten Schmidt (Hình 27.3) đã rất bối rối với quang phổ của một trong những ngôi sao vô tuyến, được đặt tên là 3C 273 vì nó là mục thứ 273 trong danh mục thứ ba của Cambridge về các nguồn vô tuyến (phần (b) của Hình 27.3). Có các vạch phát xạ mạnh trong quang phổ, và Schmidt nhận ra rằng chúng có cùng khoảng cách giữa các vạch giống với các vạch Balmer của hydro (xem chương Bức xạ và Quang phổ). Nhưng các vạch trong 3C 273 đã bị dịch xa sang phía đỏ so với vị trí thường thấy của các vạch Balmer. Thật vậy, những vạch này có bước sóng dài đến mức nếu dịch chuyển đỏ được cho là do hiệu ứng Doppler, thì 3C 273 đang lùi xa khỏi chúng ta với tốc độ 45.000 km / giây, hay khoảng 15% tốc độ ánh sáng! Vì các ngôi sao không hiển thị dịch chuyển Doppler lớn như vậy, nên không ai nghĩ đến việc coi dịch chuyển đỏ cao là nguyên nhân của quang phổ kỳ lạ nói trên.

Hình 27.3 Những người tiên phong với chuẩn tinh và Chuẩn tinh 3C 273. (a) Maarten Schmidt (trái), người đã giải câu đố về phổ chuẩn tinh vào năm 1963, chia sẻ một câu chuyện cười trong bức ảnh năm 1987 này với Allan Sandage, người đầu tiên đã chụp quang phổ của chuẩn tinh. Sandage cũng là công cụ đo lường giá trị của hằng số Hubble. (b) Đây là chuẩn tinh đầu tiên đo được dịch chuyển đỏ. Dịch chuyển đỏ cho thấy ánh sáng từ nó đã mất khoảng 2,5 tỷ năm để đến được với chúng ta. Bất chấp khoảng cách rất xa này, nó vẫn là một trong những chuẩn tinh gần với Dải Ngân hà nhất. Cũng lưu ý rằng vệt mờ đi về phía trên bên trái chuẩn tinh. Một số chuẩn tinh, như 3C 273, phóng ra các luồng vật chất siêu nhanh. Luồng vật chất từ 3C 273 dài khoảng 200.000 năm ánh sáng. (ảnh a: sửa đổi công việc của Andrew Fraknoi; ảnh b: sửa đổi công việc của ESA / Hubble / NASA)

Các vạch phát xạ khó hiểu trong các nguồn vô tuyến giống sao khác sau đó được khảo sát lại để xem liệu chúng cũng có thể là các vạch nổi tiếng với độ dịch chuyển đỏ lớn hay không. Điều này đã được chứng minh là đúng như vậy, nhưng các vật thể khác được phát hiện đang lùi dần ra khỏi chúng ta với tốc độ thậm chí còn lớn hơn. Tốc độ đáng kinh ngạc của chúng cho thấy rằng “các ngôi sao” vô tuyến không thể là các ngôi sao trong Thiên hà của chúng ta. Bất kỳ ngôi sao thực sự nào di chuyển với tốc độ hơn vài trăm km / giây sẽ có thể vượt qua lực hấp dẫn của Thiên hà và hoàn toàn thoát khỏi nó. (Như chúng ta sẽ thấy ở phần sau của chương này, các nhà thiên văn học cuối cùng đã phát hiện ra rằng những “ngôi sao” này còn có nhiều thứ hơn là một điểm sáng.)

Hóa ra những vật thể vận tốc cao này chỉ trông giống như những ngôi sao vì chúng nhỏ gọn và ở rất xa. Sau đó, các nhà thiên văn học đã phát hiện ra các vật thể có dịch chuyển đỏ lớn trông giống như một ngôi sao nhưng không có phát xạ vô tuyến. Các quan sát cũng cho thấy các chuẩn tinh cũng sáng trong dải hồng ngoại và tia X, và không phải tất cả các chuẩn tinh tia X hoặc tia hồng ngoại này đều có thể được nhìn thấy trong radio hoặc dải ánh sáng nhìn thấy của quang phổ. Ngày nay, tất cả các vật thể này được gọi là vật thể giống sao (quasi-stellar objects, QSO), hoặc với tên gọi phổ biến hơn, chuẩn tinh (quasars). (Cái tên này cũng sớm bị chiếm đoạt bởi một nhà sản xuất đồ điện tử gia dụng.)

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Đọc cuộc phỏng vấn với Maarten Schmidt nhân kỷ niệm 50 năm ngày ông có phân tích sâu sắc về quang phổ của chuẩn tinh và dịch chuyển đỏ của chúng.

Hơn một triệu chuẩn tinh hiện đã được phát hiện và quang phổ có sẵn cho hơn một trăm nghìn chuẩn tinh. Tất cả những quang phổ này đều hiển thị dịch chuyển đỏ, không có quang phổ nào hiển thị dịch chuyển xanh, và độ dịch chuyển đỏ của chúng có thể rất lớn. Tuy nhiên, trong một bức ảnh, chúng cũng chỉ trông giống như những ngôi sao (Hình 27.4).

Hình 27.4 Chuẩn tinh điển hình do Kính viễn vọng Không gian Hubble chụp. Một trong hai “ngôi sao” sáng ở giữa bức hình này nằm trong Thiên hà của chúng ta, trong khi “ngôi sao” còn lại là một chuẩn tinh cách 9 tỷ năm ánh sáng. Chỉ từ bức ảnh này, không có cách nào để nói đó là cái nào. (Chuẩn tinh là “ngôi sao” trung tâm của bức hình.) (ảnh: Charles Steidel (CIT) / NASA / ESA)

Trong các chuẩn tinh đang giữ kỷ lục, chuỗi vạch Lyman đầu tiên của hydro, vốn có bước sóng trong phòng thí nghiệm là 121,5 nanomet trong phần tử ngoại của quang phổ, bị dịch chuyển toàn bộ vượt qua vùng khả kiến để sang đến vùng hồng ngoại. Ở độ dịch chuyển đỏ cao như vậy, công thức đơn giản để chuyển đổi Doppler thành tốc độ (chương Bức xạ và Quang phổ) phải được sửa đổi để tính đến các ảnh hưởng của thuyết tương đối. Nếu chúng ta áp dụng dạng tương đối tính của công thức dịch chuyển Doppler, chúng ta thấy rằng những dịch chuyển đỏ này tương ứng với vận tốc bằng khoảng 96% tốc độ ánh sáng.

Tốc độ rời xa của chuẩn tinh

Công thức cho sự dịch chuyển Doppler, được các nhà thiên văn biểu thị bằng chữ cái z, là:

trong đó λ là bước sóng được phát ra bởi một nguồn bức xạ không chuyển động, Δλ là hiệu giữa bước sóng đó và bước sóng mà chúng ta đo được, v là tốc độ mà nguồn đó di chuyển ra xa và c (như thường lệ) là tốc độ của ánh sáng.

Một vạch trong quang phổ của một thiên hà có bước sóng 393 nanomet (nm, hoặc 10–9 m) khi nguồn phát đứng yên. Giả sử vạch đo được dài hơn giá trị này (dịch chuyển đỏ) 7,86 nm. Khi đó độ lệch đỏ của nó 𝑧 = 7,86nm/393nm = 0,02, nên tốc độ ra xa chúng ta bằng 2% tốc độ ánh sáng (𝑣/𝑐 = 0,02).

Công thức này phù hợp với các thiên hà tương đối gần và đang di chuyển ra xa chúng ta một cách chậm rãi trong quá trình giãn nở của vũ trụ. Nhưng các chuẩn tinh và các thiên hà xa xôi mà chúng ta thảo luận trong chương này đang di chuyển ra xa với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng. Trong trường hợp đó, việc chuyển đổi độ dịch chuyển Doppler (dịch chuyển đỏ) sang một khoảng cách phải bao gồm các tác động của thuyết tương đối đặc biệt, lý thuyết giải thích cách các phép đo không gian và thời gian thay đổi khi chúng ta nhìn thấy mọi thứ chuyển động ở tốc độ cao. Chi tiết về cách thực hiện điều này vượt quá mức độ của tài liệu này, nhưng chúng tôi có thể chia sẻ với bạn công thức tương đối tính cho dịch chuyển Doppler:

VÍ DỤ 27.1.1

Giả sử một chuẩn tinh ở xa có độ lệch đỏ là 5. Chuẩn tinh này đang chuyển động ra xa với tốc độ là bao nhiêu?

Đáp án

Chúng ta tính toán như sau:

Vì vậy, chuẩn tinh đang lùi dần khỏi chúng ta với tốc độ khoảng 95% tốc độ ánh sáng.

VÍ DỤ 27.1.2

Một số vạch hấp thụ hydro trong quang phổ khả kiến có bước sóng nghỉ là 410 nm, 434 nm, 486 nm và 656 nm. Trong quang phổ của một thiên hà xa xôi, những vạch tương tự này được quan sát thấy có bước sóng lần lượt là 492 nm, 521 nm, 583 nm và 787 nm. Dịch chuyển đỏ của thiên hà này là gì? Tốc độ rời xa của thiên hà này là bao nhiêu?

Đáp án

Bởi vì đây là cùng một thiên hà, chúng ta có thể chọn bất kỳ một trong bốn bước sóng và tính xem nó đã dịch chuyển bao nhiêu. Nếu chúng ta sử dụng bước sóng nghỉ 410 nm và so sánh nó với bước sóng dịch chuyển là 492 nm, chúng ta thấy rằng:

Theo quan điểm cổ điển, thiên hà này đang đi ra xa với tốc độ 20% tốc độ ánh sáng; tuy nhiên, ở 20% tốc độ ánh sáng, các hiệu ứng tương đối tính bắt đầu trở nên quan trọng. Vì vậy, bằng cách sử dụng phương trình Doppler tương đối tính, chúng ta tính toán tỷ lệ rời xa thực sự là:

Do đó, tốc độ rời xa thực tế chỉ bằng 18% tốc độ ánh sáng. Mặc dù ban đầu điều này có vẻ không phải là sự khác biệt lớn so với phép đo cổ điển, nhưng đã có 11% độ lệch giữa nghiệm cổ điển và nghiệm tương đối tính; và ở tốc độ suy thoái lớn hơn, sự phân kỳ giữa tốc độ cổ điển và tương đối tính tăng lên nhanh chóng!

Các chuẩn tinh tuân theo định luật Hubble

Câu hỏi đầu tiên mà các nhà thiên văn đặt ra là liệu các chuẩn tinh có tuân theo định luật Hubble và có thực sự ở những khoảng cách lớn được hàm ý bởi dịch chuyển đỏ của chúng hay không. Nếu chúng không tuân theo quy luật rằng dịch chuyển đỏ lớn có nghĩa là khoảng cách lớn, thì chúng có thể đang ở gần hơn nhiều và độ sáng của chúng có thể giảm đi rất nhiều. Một cách đơn giản để chứng minh rằng các chuẩn tinh phải tuân theo định luật Hubble là chứng minh rằng chúng thực sự là một phần của các thiên hà và dịch chuyển đỏ của chúng cũng giống như thiên hà lưu trữ chúng. Vì các thiên hà bình thường tuân theo định luật Hubble, bất cứ thứ gì bên trong chúng cũng sẽ tuân theo các quy tắc tương tự.

Các quan sát bằng Kính viễn vọng Không gian Hubble đã cung cấp bằng chứng mạnh mẽ nhất cho thấy các chuẩn tinh nằm ở trung tâm của các thiên hà. Các gợi ý cho rằng điều này là đúng cũng đã thu được bằng kính thiên văn trên mặt đất, nhưng các quan sát không gian được yêu cầu để đưa ra một trường hợp mang tính thuyết phục. Lý do là các chuẩn tinh có thể tỏa sáng vượt xa toàn bộ thiên hà của chúng bằng cấp số nhân từ 10 đến 100 lần hoặc thậm chí hơn. Khi ánh sáng này đi qua bầu khí quyển của Trái Đất, nó bị mờ đi do nhiễu động khí quyển và át đi ánh sáng yếu ớt từ thiên hà xung quanh — tương tự như đèn pha sáng từ một chiếc ô tô đang tới vào ban đêm khiến bạn khó nhìn thấy bất cứ thứ gì ở gần.

Tuy nhiên, Kính viễn vọng Không gian Hubble không bị ảnh hưởng bởi nhiễu loạn khí quyển và có thể phát hiện ra ánh sáng yếu ớt từ một số thiên hà chứa chuẩn tinh (Hình 27.5). Chuẩn tinh đã được tìm thấy trong lõi của cả thiên hà xoắn ốc và thiên hà elip, và mỗi chuẩn tinh có dịch chuyển đỏ giống như thiên hà chủ của nó. Một loạt các nghiên cứu với Kính viễn vọng Không gian Hubble hiện đã chứng minh rõ ràng rằng các chuẩn tinh thực sự ở rất xa. Nếu vậy, chúng phải tạo ra một lượng năng lượng thực sự ấn tượng để có thể phát hiện được từ Trái Đất như những điểm ánh sáng còn sáng hơn nhiều so với thiên hà của chúng. Điều thú vị là, nhiều thiên hà chứa chuẩn tinh được phát hiện có liên quan đến một vụ va chạm với thiên hà thứ hai, như chúng ta sẽ thấy, do đó cung cấp một manh mối quan trọng về nguồn sản sinh ra năng lượng phi thường của chúng.

Hình 27.5 Các thiên hà chứa chuẩn tinh. Kính viễn vọng Không gian Hubble cho thấy các thiên hà "chủ" mờ hơn nhiều xung quanh các chuẩn tinh. Hình ảnh trên cùng bên trái cho thấy một chuẩn tinh nằm ở trung tâm của một thiên hà xoắn ốc cách Trái đất 1,4 tỷ năm ánh sáng. Hình ảnh dưới cùng bên trái cho thấy một chuẩn tinh nằm ở trung tâm của một thiên hà hình elip cách chúng ta 1,5 tỷ năm ánh sáng. Các hình ảnh ở giữa cho thấy các cặp thiên hà tương tác từ xa, một trong số đó chứa chuẩn tinh. Mỗi hình ảnh bên phải cho thấy những chùm khí và bụi dài chảy ra từ một thiên hà có chứa chuẩn tinh. Những cái đuôi như vậy được tạo ra khi một thiên hà va chạm với thiên hà khác. (ảnh: sửa đổi tác phẩm của John Bahcall, Mike Disney, NASA)

Kích thước của nguồn năng lượng

Với khoảng cách lớn của chúng, các chuẩn tinh phải cực kỳ sáng để chúng ta có thể nhìn thấy được — sáng hơn nhiều so với bất kỳ thiên hà bình thường nào. Chỉ riêng trong ánh sáng khả kiến, hầu hết các chuẩn tinh đều có năng lượng cao hơn nhiều so với các thiên hà hình elip sáng nhất. Tuy nhiên, như chúng ta đã thấy, chuẩn tinh cũng phát ra năng lượng ở bước sóng tia X và tia cực tím, và một số là cả nguồn vô tuyến. Khi tất cả các bức xạ của chúng được cộng lại với nhau, một số QSO có tổng độ sáng lớn bằng một trăm nghìn tỷ Mặt Trời (1014 LSun), gấp 10 đến 100 lần độ sáng của các thiên hà elip sáng.

Việc tìm kiếm một cơ chế để tạo ra một lượng lớn năng lượng do chuẩn tinh phát ra sẽ rất khó khăn trong bất kỳ trường hợp nào. Nhưng có một vấn đề bổ sung. Khi các nhà thiên văn học bắt đầu theo dõi cẩn thận các chuẩn tinh, họ nhận thấy rằng một số thay đổi về độ sáng theo thang thời gian của tháng, tuần hoặc thậm chí, trong một số trường hợp là ngày. Sự biến đổi này là không đều và có thể thay đổi độ sáng của chuẩn tinh vài chục phần trăm ở cả ánh sáng nhìn thấy và đầu ra vô tuyến của nó.

Hãy suy nghĩ về ý nghĩa của sự thay đổi độ sáng như vậy. Chuẩn tinh khi nó ở thời điểm mờ nhất thì vẫn rực rỡ hơn bất kỳ thiên hà bình thường nào. Bây giờ hãy tưởng tượng rằng độ sáng tăng 30% trong một vài tuần. Bất kể cơ chế nào liên quan đều phải có khả năng giải phóng năng lượng mới với tốc độ đến mức làm lung lay trí tưởng tượng của chúng ta. Những thay đổi mạnh mẽ nhất về độ sáng chuẩn tinh tương đương với năng lượng giải phóng bởi 100.000 tỷ Mặt Trời. Để tạo ra nhiều năng lượng này, chúng ta sẽ phải chuyển đổi tổng khối lượng của khoảng mười Trái Đất thành năng lượng trong mỗi phút.

Hơn nữa, bởi vì sự nhiễu động xảy ra trong thời gian ngắn như vậy, phần chuẩn tinh thay đổi phải nhỏ hơn khoảng cách ánh sáng truyền đi trong thời gian nó xảy ra sự biến đổi — thường là vài tháng. Để biết tại sao lại như vậy, chúng ta hãy xem xét một cụm sao có đường kính 10 năm ánh sáng ở một khoảng cách rất lớn so với Trái đất (xem Hình 27.6, trong đó Trái Đất nằm lệch về bên phải). Giả sử mọi ngôi sao trong cụm sao này bằng cách nào đó sáng lên đồng thời và vẫn giữ độ sáng như thế. Khi ánh sáng từ sự kiện này đến Trái đất, trước tiên chúng ta sẽ thấy ánh sáng rực rỡ hơn từ các ngôi sao ở phía gần; 5 năm sau, chúng ta sẽ thấy ánh sáng tăng lên từ các ngôi sao ở trung tâm. Mười năm sẽ trôi qua trước khi chúng ta phát hiện ra nhiều ánh sáng hơn từ các ngôi sao ở phía xa.

Hình 27.6 Kích thước của một nguồn ảnh hưởng đến quy mô thời gian của sự thay đổi. Biểu đồ này cho thấy lý do tại sao các biến thể ánh sáng từ một vùng rộng lớn trong không gian dường như kéo dài trong một khoảng thời gian dài khi nhìn từ Trái đất. Giả sử tất cả các ngôi sao trong cụm sao này, có bề ngang 10 năm ánh sáng, sáng lên đồng thời và tức thì. Từ Trái đất, sao A sẽ sáng lên 5 năm trước sao B, và sao B sẽ sáng sớm hơn 5 năm so với sao C. Sẽ mất 10 năm để một người quan sát Trái Đất nhìn thấy được hiệu ứng sáng hoàn toàn.

Mặc dù tất cả các ngôi sao trong cụm đều sáng lên cùng một lúc, nhưng thực tế là cụm sao rộng 10 năm ánh sáng có nghĩa là 10 năm nữa phải trôi qua trước khi ánh sáng tăng lên từ mọi phần của cụm sao đến được với chúng ta. Từ Trái Đất, chúng ta sẽ thấy cụm sao ngày càng sáng hơn, khi ánh sáng từ ngày càng nhiều ngôi sao bắt đầu chiếu tới chúng ta. Phải đến 10 năm sau khi sự tăng sáng bắt đầu, chúng ta mới thấy cụm sao này đạt độ sáng tối đa. Nói cách khác, nếu một vật thể mở rộng đột nhiên bùng lên, nó sẽ dường như sáng lên trong một khoảng thời gian bằng với thời gian ánh sáng truyền qua vật thể từ phía xa của nó.

Chúng ta có thể áp dụng ý tưởng này cho sự thay đổi độ sáng của chuẩn tinh để ước tính đường kính của chúng. Vì các chuẩn tinh thường thay đổi (sáng hơn và mờ đi) trong khoảng thời gian vài tháng, vùng mà năng lượng được tạo ra có thể không lớn hơn một vài tháng ánh sáng. Nếu nó lớn hơn, sẽ mất hơn vài tháng để ánh sáng từ phía xa đến với chúng ta.

Vùng có “vài tháng ánh sáng” rộng bao nhiêu? Sao Diêm Vương, thường được xem là hành tinh (lùn) ngoài cùng của Hệ Mặt Trời chúng ta, cách chúng ta khoảng 5,5 giờ ánh sáng, trong khi ngôi sao gần nhất cách chúng ta 4 năm ánh sáng. Rõ ràng là một vùng cách nhau vài tháng ánh sáng là rất nhỏ so với kích thước của toàn bộ Thiên hà. Và một số chuẩn tinh còn thay đổi nhanh hơn, có nghĩa là năng lượng của chúng được tạo ra trong một vùng thậm chí còn nhỏ hơn. Dù cơ chế nào cung cấp năng lượng thì các chuẩn tinh phải có khả năng tạo ra nhiều năng lượng hơn năng lượng được tạo ra bởi toàn bộ thiên hà trong một thể tích không gian, trong một số trường hợp, là không lớn hơn nhiều so với Hệ Mặt Trời của chúng ta.

Bằng chứng đầu tiên

Ngay cả trước khi phát hiện ra các chuẩn tinh, đã có những gợi ý rằng một điều gì đó rất kỳ lạ đang xảy ra ở trung tâm của ít nhất là một số thiên hà. Trở lại năm 1918, nhà thiên văn học người Mỹ Heber Curtis đã sử dụng kính thiên văn lớn của Đài quan sát Lick để chụp ảnh thiên hà Messier 87 trong chòm sao Xử Nữ. Trên bức ảnh đó, ông nhìn thấy cái mà ngày nay chúng ta gọi là một luồng đến từ trung tâm, hay hạt nhân, của thiên hà (Hình 27.7). Luồng này theo nghĩa đen và nghĩa bóng chỉ ra một số hoạt động kỳ lạ đang diễn ra trong hạt nhân thiên hà đó. Nhưng ông không biết nó là gì. Không ai khác biết phải làm gì với sự kỳ lạ không gian này.

Sự thật ngẫu nhiên rằng một luồng trung tâm như vậy đã tồn tại khoảng một phần tư thế kỷ, cho đến khi Carl Seyfert, một nhà thiên văn học trẻ tuổi tại Đài quan sát Mount Wilson, cũng ở California, tìm thấy nửa tá thiên hà có hạt nhân cực sáng gần như sao, thay vì một hình dung mờ giống như hầu hết các hạt nhân thiên hà. Sử dụng phương pháp quang phổ, ông phát hiện ra rằng những hạt nhân này chứa khí chuyển động với tốc độ tới hai phần trăm vận tốc ánh sáng. Nghe có vẻ không nhiều, nhưng nó có tốc độ 6 triệu dặm một giờ và nhanh hơn 10 lần so với chuyển động điển hình của các ngôi sao trong thiên hà.

Hình 27.7 Luồng phát ra ở M87. Phát ra giống như một đèn rọi vũ trụ từ trung tâm thiên hà, M87 là một trong những hiện tượng kỳ thú nhất của tự nhiên, một luồng khổng lồ của các electron và các hạt khác di chuyển với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng. Trong hình ảnh của Kính viễn vọng Không gian Hubble này, màu xanh lam của luồng tương phản với ánh sáng màu vàng từ ánh sáng kết hợp của hàng tỷ ngôi sao không nhìn thấy và các cụm sao hình điểm màu vàng tạo nên thiên hà (ở phía trên bên trái). Như chúng ta sẽ thấy ở phần sau của chương này, luồng này dài vài nghìn năm ánh sáng bắt nguồn từ một đĩa khí siêu nóng xoay quanh một lỗ đen khổng lồ ở tâm M87. Ánh sáng mà chúng ta nhìn thấy được tạo ra bởi các electron xoắn dọc theo các đường sức từ trong luồng, một quá trình được gọi là bức xạ synchrotron, làm cho máy luồng có màu hơi xanh. Luồng trong M87 có thể được quan sát trong tia X, radio và ánh sáng nhìn thấy, như thể hiện trong ba hình ảnh bên dưới. Ở cực bên trái của mỗi hình dưới, chúng ta thấy nhân thiên hà sáng chứa một lỗ đen siêu khối lượng. (phần trên: sửa đổi công việc của NASA, Nhóm Di sản Hubble (STScI / AURA); phần dưới: sửa đổi công việc bằng tia X: H. Marshall (MIT), et al., CXC, NASA; Radio: F. Zhou, F. Owen (NRAO), J. Biretta (STScI); Quang học: E. Perlman (UMBC), et al.)

Sau nhiều thập kỷ nghiên cứu, các nhà thiên văn học đã xác định được nhiều vật thể lạ khác nằm ngoài Ngân Hà của chúng ta; chúng sinh sống cả một “vườn thú” của cái mà ngày nay được gọi là các thiên hà hoạt động hoặc nhân thiên hà hoạt động (active galactic nuclei, AGN). Các nhà thiên văn học đầu tiên gọi chúng bằng nhiều tên khác nhau, tùy thuộc vào loại quan sát nào phát hiện ra từng loại, nhưng bây giờ chúng ta biết rằng chúng ta luôn xem xét cùng một cơ chế cơ bản. Điểm chung của tất cả các thiên hà này là một số hoạt động trong hạt nhân của chúng tạo ra một lượng năng lượng khổng lồ trong một thể tích không gian rất nhỏ. Trong phần tiếp theo, chúng tôi mô tả một mô hình giải thích tất cả các thiên hà này có hoạt động trung tâm mạnh mẽ — cả AGN và QSO.

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Để tận mắt chứng kiến ​​một luồng phát ra như vậy, hãy xem video tua nhanh thời gian về luồng được phóng ra từ NGC 3862.

(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