Trong phần trước, chúng tôi đã nhấn mạnh vai trò của sự sáp nhập trong việc định hình sự tiến hóa của các thiên hà. Để có thể xảy ra va chạm, các thiên hà phải khá gần nhau. Để ước tính tần suất xảy ra va chạm và cách chúng ảnh hưởng đến sự tiến hóa của thiên hà, các nhà thiên văn học cần biết các thiên hà được phân bố như thế nào trong không gian và theo thời gian vũ trụ. Hầu hết chúng đều bị cô lập với nhau hay chúng tụ tập thành từng nhóm? Nếu chúng tụ họp lại, các nhóm sẽ lớn như thế nào và chúng hình thành như thế nào và khi nào? Và nói chung, các thiên hà và các nhóm của chúng được sắp xếp như thế nào trong vũ trụ? Có bao nhiêu thiên hà ở một hướng của bầu trời như ở bất kỳ hướng nào khác, chẳng hạn? Làm thế nào mà các thiên hà được sắp xếp theo cách chúng ta tìm thấy ngày nay?

Edwin Hubble đã tìm ra câu trả lời cho một số câu hỏi này chỉ vài năm sau khi ông lần đầu tiên chỉ ra rằng các tinh vân xoắn ốc là các thiên hà chứ không phải là một phần của Ngân Hà của chúng ta. Khi xem xét các thiên hà trên khắp bầu trời, Hubble đã thực hiện hai khám phá hóa ra rất quan trọng đối với các nghiên cứu về sự tiến hóa của vũ trụ.

Nguyên tắc vũ trụ học

Hubble đã thực hiện các quan sát của mình với kính viễn vọng lớn nhất thế giới lúc đó - kính thiên văn phản xạ 100 inch và 60 inch trên Núi Wilson. Những kính thiên văn này có trường nhìn nhỏ: chúng chỉ có thể nhìn thấy một phần nhỏ của bầu trời tại một thời điểm. Ví dụ, để chụp ảnh toàn bộ bầu trời bằng kính thiên văn 100 inch, sẽ mất nhiều thời gian hơn cả cuộc đời con người. Vì vậy, thay vào đó, Hubble đã lấy mẫu bầu trời ở nhiều vùng, giống như Herschel đã làm với thiết bị đo sao của mình (xem phần Kiến trúc của Thiên hà). Trong những năm 1930, Hubble đã chụp 1283 khu vực mẫu, và trên mỗi bản in, ông cẩn thận đếm số lượng hình ảnh thiên hà (Hình 28.13).

Khám phá đầu tiên mà Hubble thực hiện từ cuộc khảo sát của mình là số lượng thiên hà có thể nhìn thấy trong mỗi khu vực của bầu trời là như nhau. (Nói một cách chính xác, điều này chỉ đúng nếu ánh sáng từ các thiên hà xa xôi không bị bụi trong Thiên hà của chúng ta hấp thụ, nhưng Hubble đã thực hiện các chỉnh sửa cho sự hấp thụ này.) Ông cũng nhận thấy rằng số lượng các thiên hà tăng lên theo độ mờ, như chúng ta mong đợi nếu mật độ của các thiên hà là như nhau ở mọi khoảng cách từ chúng ta.

Để hiểu ý của chúng tôi, hãy tưởng tượng bạn đang chụp nhanh trong một sân vận động đông đúc trong một buổi hòa nhạc đã cháy vé. Những người ngồi gần bạn trông to lớn, vì vậy chỉ một vài người trong số họ sẽ lấp đầy với một bức ảnh. Nhưng nếu bạn tập trung vào những người ngồi ở hàng ghế ở phía bên kia của sân vận động, họ trông rất nhỏ nên có nhiều người hơn để lấp đầy bức ảnh của bạn. Nếu tất cả các khu vực của sân vận động đều có sự sắp xếp chỗ ngồi giống nhau, thì khi bạn nhìn càng xa, ảnh của bạn sẽ càng đông người xem hơn. Theo cách tương tự, khi Hubble nhìn vào các thiên hà mờ hơn và mờ hơn, ông nhìn thấy số lượng của chúng càng nhiều hơn.

Hình 28.13 Hubble tại nơi làm việc. Edwin Hubble tại kính viễn vọng 100 inch trên Núi Wilson. (ảnh: NASA)

Những phát hiện của Hubble cực kỳ quan trọng, vì chúng chỉ ra rằng vũ trụ vừa đẳng hướng vừa đồng nhất — nó trông giống nhau theo mọi hướng và một thể tích lớn không gian ở bất kỳ dịch chuyển đỏ hoặc khoảng cách nhất định nào cũng giống với bất kỳ thể tích nào khác tại cùng độ dịch chuyển đỏ đó. Nếu đúng như vậy, không quan trọng chúng ta quan sát phần nào của vũ trụ (miễn là đó là một phần khá lớn): bất kỳ phần nào cũng sẽ giống như bất kỳ phần nào khác.

Kết quả của Hubble — và nhiều kết quả khác đã tiếp bước trong gần 100 năm kể từ đó — không chỉ ngụ ý rằng vũ trụ giống nhau ở mọi nơi (ngoại trừ những thay đổi theo thời gian) mà còn cả về sự khác biệt cục bộ ở quy mô nhỏ, phần chúng ta có thể quan sát xung quanh chúng ta là đại diện của toàn thể. Ý tưởng rằng vũ trụ giống nhau ở mọi nơi được gọi là nguyên tắc vũ trụ học và là giả thiết khởi đầu cho gần như tất cả các lý thuyết mô tả toàn bộ vũ trụ (xem chương Vụ nổ lớn).

Nếu không có nguyên tắc vũ trụ học, chúng ta không thể đạt được tiến bộ nào trong việc nghiên cứu vũ trụ. Giả sử khu vực lân cận của chúng ta không bình thường theo một cách nào đó. Như thế, chúng ta có thể hiểu vũ trụ không khác hơn mấy so với trường hợp nếu chúng ta được đặt trên một hòn đảo ở vùng biển phía nam ấm áp không có sự giao tiếp bên ngoài và đang cố gắng tìm hiểu địa lý của Trái Đất. Từ vị trí thuận lợi của hòn đảo giới hạn này, chúng ta không thể biết rằng một số phần của hành tinh được bao phủ bởi băng tuyết, hay các lục địa lớn tồn tại với nhiều loại địa hình hơn nhiều so với địa hình được tìm thấy trên hòn đảo của chúng ta.

Hubble chỉ đơn thuần đếm số lượng các thiên hà theo nhiều hướng khác nhau mà không cần biết hầu hết chúng ở bao xa. Với các công cụ hiện đại, các nhà thiên văn học đã đo được vận tốc và khoảng cách của hàng trăm nghìn thiên hà, và do đó xây dựng nên một bức tranh có ý nghĩa về cấu trúc quy mô lớn của vũ trụ. Trong phần còn lại của phần này, chúng tôi mô tả những gì chúng ta biết về sự phân bố của các thiên hà, bắt đầu với những thiên hà lân cận.

Nhóm địa phương

Khu vực vũ trụ mà chúng ta có thông tin chi tiết nhất là vùng lân cận địa phương của chúng ta. Hóa ra Thiên hà Ngân Hà là một thành viên của một nhóm nhỏ các thiên hà được gọi là Nhóm Địa phương. Nó trải rộng trong khoảng 3 triệu năm ánh sáng và chứa khoảng 60 thành viên. Có ba thiên hà xoắn ốc lớn (thiên hà của chúng ta, Tiên Nữ  và M33), hai thiên hà elip trung bình, và nhiều thiên hà lùn và thiên hà vô định hình khác.

Các thành viên mới của Nhóm địa phương vẫn đang được phát hiện. Chúng tôi đã đề cập trong chương Thiên hà Ngân Hà một thiên hà lùn chỉ cách Trái Đất khoảng 80.000 năm ánh sáng và cách trung tâm Thiên hà khoảng 50.000 năm ánh sáng được phát hiện vào năm 1994 trong khu vực chòm sao Cung Thủ. (Thực ra thiên hà lùn này đang mạo hiểm đến quá gần Ngân Hà vốn lớn hơn nhiều và cuối cùng sẽ bị Ngân Hà tiêu thụ.)

Nhiều khám phá gần đây đã được thực hiện nhờ thế hệ khảo sát trường rộng mới, tự động và nhạy bén, chẳng hạn như Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan, lập bản đồ vị trí của hàng triệu ngôi sao trên hầu hết bầu trời khả kiến. Bằng cách đào sâu vào dữ liệu với các chương trình máy tính tinh vi, các nhà thiên văn học đã tìm ra vô số thiên hà lùn nhỏ bé, mờ nhạt, tất cả đều không thể nhìn thấy bằng mắt thường ngay cả trong những hình ảnh kính thiên văn sâu. Những phát hiện mới này có thể giúp giải quyết một vấn đề lâu nay: các lý thuyết phổ biến về cách các thiên hà hình thành dự đoán rằng sẽ có nhiều thiên hà lùn xung quanh các thiên hà lớn như Ngân Hà hơn những gì chúng ta đã quan sát được — và chỉ bây giờ chúng ta mới có công cụ để tìm ra những các thiên hà mờ nhạt và nhỏ bé và bắt đầu so sánh số lượng của chúng với các dự đoán lý thuyết.

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Bạn có thể đọc thêm về cuộc khảo sát Sloan và kết quả ấn tượng của nó. Và hãy xem hình ảnh động ngắn gọn này về một chuyến đi xuyên qua sự sắp xếp các thiên hà như được tiết lộ trong cuộc khảo sát.

Một số thiên hà lùn mới cũng đã được tìm thấy gần thiên hà Tiên Nữ. Những thiên hà lùn như vậy rất khó tìm thấy vì chúng thường chứa tương đối ít ngôi sao và khó có thể phân biệt chúng với những ngôi sao tiền cảnh trong Dải Ngân Hà của chúng ta.

Hình 28.14 là một bản phác thảo thô cho thấy vị trí của các thành viên sáng của Nhóm Địa phương. Mức trung bình của chuyển động của tất cả các thiên hà trong Nhóm Địa phương chỉ ra rằng tổng khối lượng của nó là khoảng 4 × 1012 MSun, và ít nhất một nửa khối lượng này nằm trong hai thiên hà xoắn ốc khổng lồ — thiên hà Tiên Nữ và thiên hà Ngân Hà. Và hãy nhớ rằng một lượng đáng kể khối lượng trong Nhóm Địa phương là ở dạng vật chất tối.

Hình 28.14 Nhóm Địa phương. Hình minh họa này cho thấy một số thành viên của Nhóm thiên hà địa phương, với Ngân Hà của chúng ta ở trung tâm. Chế độ xem mở rộng ở trên cùng hiển thị khu vực gần Ngân Hà nhất và khớp với chế độ xem lớn hơn ở phía dưới, được biểu diễn bằng các đường nét đứt. Ba thiên hà lớn nhất trong số ba chục thành viên của Nhóm Địa phương đều là thiên hà xoắn ốc; những thiên hà còn lại là những thiên hà nhỏ vô định hình và hình elip lùn. Một số thành viên mới của nhóm đã được tìm thấy kể từ khi bản đồ này được tạo ra.

Các nhóm và cụm thiên hà lân cận

Các nhóm thiên hà nhỏ như của chúng ta rất khó nhận thấy ở khoảng cách lớn hơn. Tuy nhiên, có nhiều nhóm đáng kể hơn, được gọi là cụm thiên hà, thì dễ phát hiện hơn dù thậm chí cách xa hàng triệu năm ánh sáng. Các cụm như vậy được mô tả là nghèo hoặc giàu tùy thuộc vào số lượng thiên hà mà chúng chứa. Các cụm giàu có hàng nghìn hoặc thậm chí hàng chục nghìn thiên hà, mặc dù nhiều thiên hà khá mờ nhạt và khó phát hiện.

Cụm thiên hà giàu vừa phải gần nhất được gọi là Cụm thiên hà Xử Nữ, theo tên khu vực chòm sao mà nó được nhìn thấy. Cụm thiên hà này cách chúng ta khoảng 50 triệu năm ánh sáng và chứa hàng nghìn thành viên, trong đó một số ít được thể hiện trong Hình 28.15. Thiên hà elip khổng lồ (và rất hoạt động) M87, mà bạn đã biết và yêu thích trong chương về Thiên hà đang hoạt động, Chuẩn tinh và Lỗ đen siêu khối lượng, thuộc Cụm Xử nữ.

Hình 28.15 Vùng Trung tâm của Cụm Xử Nữ. Xử Nữ là cụm thiên hà giàu có gần nhất và ở khoảng cách khoảng 50 triệu năm ánh sáng. Nó chứa hàng trăm thiên hà sáng. Trong bức ảnh này, bạn chỉ có thể nhìn thấy phần trung tâm của cụm, bao gồm cả thiên hà elip khổng lồ M87, ngay bên dưới trung tâm bức hình. Các thiên hà xoắn ốc và elip khác có thể nhìn thấy được; hai thiên hà ở trên cùng bên phải được gọi là "Đôi mắt". (ảnh: sửa đổi công việc của Chris Mihos (Đại học Case Western Reserve) / ESO)

Một ví dụ điển hình về một cụm lớn hơn nhiều so với quần thể phức hợp Xử Nữ là cụm thiên hà Coma, với đường kính ít nhất 10 triệu năm ánh sáng (Hình 28.16). Cách xa hơn 300 triệu năm ánh sáng một chút, cụm thiên hà này tập trung vào hai thiên hà elip khổng lồ với mỗi thiên hà có độ sáng bằng khoảng 400 tỷ Mặt Trời. Hàng nghìn thiên hà đã được quan sát thấy ở Coma, nhưng những thiên hà mà chúng ta thấy gần như chắc chắn chỉ là một phần của những gì thực sự ở đó. Các thiên hà lùn quá mờ để có thể nhìn thấy ở khoảng cách của Coma, nhưng chúng tôi cho rằng chúng là một phần của cụm này cũng giống như chúng là một phần của những thiên hà lân cận. Nếu vậy, Coma có thể chứa hàng chục nghìn thiên hà. Tổng khối lượng của cụm thiên hà này vào khoảng 4 × 1015 MSun (đủ khối lượng để tạo ra 4 triệu tỷ ngôi sao giống như Mặt Trời).

Hãy tạm dừng ở đây cho một chút quan điểm. Bây giờ chúng ta đang thảo luận về những con số mà ngay cả các nhà thiên văn học đôi khi cũng cảm thấy choáng ngợp. Cụm sao Coma có thể có 10, 20 hoặc 30 nghìn thiên hà và mỗi thiên hà có hàng tỷ tỷ ngôi sao. Nếu bạn đang du hành với tốc độ ánh sáng, bạn vẫn sẽ mất hơn 10 triệu năm (lâu hơn lịch sử loài người) để vượt qua bầy thiên hà khổng lồ này. Và nếu bạn sống trên một hành tinh ở rìa của một trong những thiên hà này, nhiều thành viên khác của cụm sẽ đủ gần để trở thành đối tượng quan sát đáng chú ý trên bầu trời đêm của bạn.

Hình 28.16 Khu vực trung tâm của Cụm thiên hà Coma. Hình ảnh kết hợp giữa ánh sáng nhìn thấy (từ Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan) và hồng ngoại (từ Kính viễn vọng Không gian Spitzer) đã được mã hóa màu để các thiên hà lùn mờ có màu xanh lục. Lưu ý số lượng các vết màu xanh lá cây nhỏ trong hình. Cụm sao này cách chúng ta khoảng 320 triệu năm ánh sáng. (ảnh: sửa đổi công việc của NASA / JPL-Caltech / L. Jenkins (GSFC))

Các cụm thiên hà thực sự giàu có như Coma thường có mức độ tập trung cao của các thiên hà gần trung tâm. Chúng ta có thể thấy các thiên hà elip khổng lồ ở những vùng trung tâm này nhưng rất ít thiên hà xoắn ốc, nếu có. Các hình xoắn ốc tồn tại thường hiện diện ở vùng rìa ngoài của các cụm.

Chúng ta có thể nói rằng thiên hà elip rất “xã hội”: chúng thường được tìm thấy trong các nhóm và rất thích “đi chơi” với các thiên hà elip khác trong các tình huống đông đúc. Chính trong những đám đông như vậy, rất có thể xảy ra va chạm và như chúng ta đã thảo luận trước đó, chúng tôi nghĩ rằng hầu hết các thiên hà elip lớn đều được dựng xây thông qua sự hợp nhất của các thiên hà nhỏ hơn.

Mặt khác, các thiên hà xoắn ốc lại “nhút nhát” hơn: chúng có nhiều khả năng được tìm thấy trong các cụm nghèo hoặc ở rìa của các cụm giàu, nơi va chạm ít có khả năng phá vỡ các nhánh xoắn ốc hoặc loại bỏ khí cần thiết để tiếp tục hình thành sao .

THIÊN VĂN HỌC CƠ BẢN

Thấu kính hấp dẫn

Như chúng ta đã thấy trong chương Lỗ đen và Không thời gian cong, không thời gian cong mạnh hơn ở những vùng có trường hấp dẫn mạnh. Ánh sáng đi qua rất gần nơi tập trung vật chất dường như đi theo một đường cong. Trong trường hợp ánh sáng của ngôi sao đi gần Mặt Trời, chúng ta đo vị trí của ngôi sao ở xa hơi khác so với vị trí thực của nó.

Bây giờ, chúng ta hãy xem xét trường hợp ánh sáng từ một thiên hà xa xôi hoặc chuẩn tinh đi qua gần nơi tập trung vật chất, chẳng hạn như một cụm thiên hà, trong hành trình tới kính thiên văn của chúng ta. Theo thuyết tương đối rộng, đường đi của ánh sáng có thể bị bẻ cong theo nhiều cách khác nhau; kết quả là chúng ta có thể quan sát hình ảnh bị méo và thậm chí là có nhiều hình ảnh như vậy (Hình 28.17).

Hình 28.17 Thấu kính hấp dẫn. Hình vẽ này cho thấy một thấu kính hấp dẫn có thể tạo ra hai hình ảnh như thế nào. Hai tia sáng từ một chuẩn tinh ở xa được cho thấy bị bẻ cong khi đi qua một thiên hà tiền cảnh; sau đó chúng cùng nhau đến Trái Đất. Mặc dù hai chùm ánh sáng chứa cùng một thông tin, nhưng giờ đây chúng dường như đến từ hai điểm khác nhau trên bầu trời. Bản phác thảo này được đơn giản hóa và không chia theo tỷ lệ, nhưng nó cho ta một ý tưởng sơ lược về hiện tượng thấu kính hấp dẫn.

Thấu kính hấp dẫn không chỉ có thể tạo ra hình ảnh kép như trong Hình 28.17 mà còn có thể tạo ra nhiều hình ảnh, vòng cung hoặc vòng tròn. Thấu kính hấp dẫn đầu tiên được phát hiện vào năm 1979 cho thấy hai hình ảnh của cùng một vật thể ở xa nhau. Cuối cùng, các nhà thiên văn học đã sử dụng Kính viễn vọng Không gian Hubble để ghi lại những hình ảnh đáng chú ý về tác động của thấu kính hấp dẫn. Một ví dụ được thể hiện trong Hình 28.18.

Hình 28.18 Nhiều hình ảnh của một Siêu tân tinh qua thấu kính hấp dẫn. Ánh sáng từ một siêu tân tinh ở khoảng cách 9 tỷ năm ánh sáng đã đi qua gần một thiên hà trong một cụm ở khoảng cách khoảng 5 tỷ năm ánh sáng. Trong chế độ xem được phóng to của thiên hà, các mũi tên trỏ đến nhiều hình ảnh của ngôi sao đang phát nổ. Các hình ảnh được sắp xếp xung quanh thiên hà theo hình chữ thập được gọi là Chữ thập Einstein. Các vệt màu xanh lam bao quanh thiên hà là hình ảnh kéo dài của thiên hà xoắn ốc chủ của siêu tân tinh, thiên hà này đã bị biến dạng do sự cong vênh của không gian. (ảnh: sửa đổi công việc của NASA, ESA và S. Rodney (JHU) và nhóm FrontierSN; T. Treu (UCLA), P. Kelly (UC Berkeley) và nhóm GLASS; J. Lotz (STScI) và nhóm Frontier Fields; M. Postman (STScI) và nhóm CLASH; và Z. Levay (STScI))

Thuyết tương đối tổng quát dự đoán rằng ánh sáng từ một vật thể ở xa cũng có thể được khuếch đại bởi hiệu ứng thấu kính hấp dẫn, do đó làm cho các vật thể vô hình khác đủ sáng để có thể phát hiện. Điều này đặc biệt hữu ích để thăm dò các giai đoạn đầu tiên của quá trình hình thành thiên hà, khi vũ trụ còn trẻ. Hình 28.19 cho thấy một ví dụ về một thiên hà mờ rất xa mà chúng ta có thể nghiên cứu chi tiết chỉ vì đường ánh sáng của nó đi qua một khu vực tập trung cao các thiên hà lớn và giờ đây chúng ta thấy hình ảnh sáng hơn của nó.

Hình 28.19 Hình ảnh bị bóp méo của một Thiên hà ở xa được tạo ra bằng thấu kính hấp dẫn trong một cụm thiên hà. Các đường viền trắng được làm tròn hiển thị vị trí của các hình ảnh bị bóp méo riêng biệt của thiên hà nền do do hiện tượng thấu kính bởi khối lượng trong cụm thiên hà. Hình ảnh trong hộp chữ nhất ở phía dưới bên trái là sự tái tạo lại thiên hà bị ảnh hưởng thấu kính sẽ trông như thế nào khi không có cụm thiên hà, dựa trên mô hình phân bố khối lượng của cụm, có thể được rút ra từ việc nghiên cứu hình ảnh thiên hà bị bóp méo. Việc tái tạo cho thấy nhiều chi tiết hơn về thiên hà so với những gì có thể được nhìn thấy khi không có thấu kính. Như hình ảnh cho thấy, thiên hà này chứa các vùng hình thành sao phát sáng như những bóng đèn cây thông Noel rực rỡ. Chúng sáng hơn nhiều so với bất kỳ vùng hình thành sao nào trong Ngân Hà của chúng ta. (ảnh: sửa đổi công việc của NASA, ESA và Z. Levay (STScI))

Chúng ta nên lưu ý rằng khối lượng nhìn thấy được trong một thiên hà không phải là thấu kính hấp dẫn duy nhất có thể có. Vật chất tối cũng có thể tự bộc lộ bằng cách tạo ra hiệu ứng này. Các nhà thiên văn đang sử dụng hình ảnh thấu kính từ khắp bầu trời để tìm hiểu thêm về vị trí của vật chất tối và lượng vật chất tối tồn tại.

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Bạn có thể sử dụng Trình mô phỏng thấu kính hấp dẫn để khám phá cách khoảng cách và khối lượng của một cụm thiên hà ảnh hưởng đến độ lệch của hình ảnh thấu kính của một thiên hà rất xa. Hướng dẫn có sẵn bằng cách nhấp vào Trợ giúp.

Siêu cụm thiên hà và các khoảng trống

Sau khi các nhà thiên văn học phát hiện ra các cụm thiên hà, họ tự nhiên tự hỏi liệu có còn những cấu trúc lớn hơn trong vũ trụ hay không. Các cụm thiên hà có tập hợp lại với nhau không? Để trả lời câu hỏi này, chúng ta phải có khả năng lập bản đồ các phần lớn của vũ trụ theo không gian ba chiều. Chúng ta không chỉ phải biết vị trí của mỗi thiên hà trên bầu trời (đó là hai chiều) mà còn cả khoảng cách của nó với chúng ta (chiều thứ ba).

Điều này có nghĩa là chúng ta phải có khả năng đo dịch chuyển đỏ của từng thiên hà trong bản đồ của chúng ta. Lấy quang phổ của từng thiên hà riêng lẻ để thực hiện điều này là một nhiệm vụ tốn thời gian hơn nhiều so với việc chỉ đơn giản là đếm các thiên hà được nhìn thấy theo các hướng khác nhau trên bầu trời, như Hubble đã làm. Ngày nay, các nhà thiên văn học đã tìm ra cách để thu được quang phổ của nhiều thiên hà trong cùng một trường nhìn (đôi khi hàng trăm hoặc thậm chí hàng nghìn cùng một lúc) để giảm thời gian hoàn thành bản đồ ba chiều của chúng. Các kính thiên văn lớn hơn cũng có thể đo độ dịch chuyển đỏ — và do đó là khoảng cách — của các thiên hà xa hơn nhiều và (một lần nữa) làm như vậy nhanh hơn nhiều so với trước đây.

Một thách thức khác mà các nhà thiên văn phải đối mặt trong việc quyết định cách xây dựng bản đồ vũ trụ tương tự như thách thức mà nhóm thám hiểm đầu tiên phải đối mặt trong một lãnh thổ khổng lồ, chưa được khám phá trên Trái Đất. Vì chỉ có một nhóm thám hiểm và một vùng đất liền rộng lớn, họ phải đưa ra lựa chọn một nơi để đi trước. Một chiến lược có thể là thám hiểm theo đường thẳng để nắm được địa hình. Chẳng hạn, họ có thể băng qua một số thảo nguyên trống trải và sau đó đến một khu rừng rậm rạp. Khi đi qua khu rừng, họ biết được độ dày của nó theo hướng họ đang đi, chứ không phải chiều rộng của nó ở bên trái hay bên phải của họ. Sau đó, một con sông cắt ngang qua đường đi của họ; khi họ lội qua, họ có thể đo chiều rộng của con sông nhưng không biết gì về chiều dài của nó. Tuy nhiên, khi họ tiếp tục đi trên đường thẳng của mình, họ bắt đầu hiểu được phong cảnh là như thế nào và có thể tạo ra ít nhất một phần của bản đồ. Những nhà thám hiểm khác, đi ra theo các hướng khác, một ngày nào đó sẽ giúp điền vào các phần còn lại của bản đồ đó.

Theo truyền thống, các nhà thiên văn phải đưa ra những lựa chọn giống nhau. Chúng ta không thể khám phá vũ trụ theo mọi hướng với độ sâu hoặc độ nhạy vô hạn: có quá nhiều thiên hà và quá ít kính thiên văn để thực hiện công việc này. Nhưng chúng ta có thể chọn một hướng duy nhất hoặc một phần nhỏ của bầu trời và bắt đầu lập bản đồ các thiên hà. Margaret Geller, John Huchra quá cố, và các sinh viên của họ tại Trung tâm Vật lý Thiên văn Harvard-Smithsonian đã đi tiên phong trong kỹ thuật này, và một số nhóm khác đã mở rộng công việc của họ để bao gồm các thể tích không gian lớn hơn.

DU HÀNH TRONG THIÊN VĂN HỌC

Margaret Geller: Nhà khảo sát vũ trụ

Sinh năm 1947, Margaret Geller là con gái của một nhà hóa học, người đã khuyến khích cô quan tâm đến khoa học và giúp cô hình dung cấu trúc ba chiều của phân tử khi còn nhỏ. (Đó là một kỹ năng sau này rất hữu ích cho việc hình dung cấu trúc ba chiều của vũ trụ.) Cô ấy nhớ mình rất buồn chán ở trường tiểu học, nhưng cô ấy được cha mẹ khuyến khích tự đọc. Hồi ức của cô cũng bao gồm những lời nhắn nhủ tinh tế từ các giáo viên rằng toán học (niềm yêu thích ban đầu của cô) không phải là lĩnh vực dành cho nữ sinh, nhưng cô không cho phép mình nản lòng.

Geller lấy bằng cử nhân vật lý tại Đại học California ở Berkeley và trở thành người phụ nữ thứ hai nhận bằng tiến sĩ vật lý từ Princeton. Ở đó, khi làm việc với James Peebles, một trong những nhà vũ trụ học hàng đầu thế giới, cô ấy bắt đầu quan tâm đến các vấn đề liên quan đến cấu trúc quy mô lớn của vũ trụ. Năm 1980, bà chấp nhận vị trí nghiên cứu tại Trung tâm Vật lý Thiên văn Harvard-Smithsonian, một trong những học viện năng động nhất của Hoa Kỳ về nghiên cứu thiên văn học. Cô ấy thấy rằng để đạt được tiến bộ trong việc hiểu cách tổ chức các thiên hà và các cụm thiên hà, cần phải có một loạt các cuộc khảo sát chuyên sâu hơn nhiều. Mặc dù nó sẽ không mang lại kết quả trong nhiều năm, Geller và các cộng sự của cô đã bắt đầu công việc kéo dài và gian khổ là lập bản đồ các thiên hà (Hình 28.20).

Hình 28.20 Margaret Geller. Công việc lập bản đồ và nghiên cứu các thiên hà của Geller đã giúp chúng ta hiểu rõ hơn về cấu trúc của vũ trụ. (ảnh: sửa đổi tác phẩm của Massimo Ramella)

Nhóm của cô đã may mắn được cấp quyền truy cập vào một kính thiên văn có thể dành riêng cho dự án của họ, kính thiên văn phản xạ 60 inch trên Núi Hopkins, gần Tucson, Arizona, nơi họ và các trợ lý của họ chụp quang phổ để xác định khoảng cách thiên hà. Để có được một phần của vũ trụ, họ hướng kính viễn vọng của mình vào một vị trí đã định trước trên bầu trời và sau đó để sự quay của Trái đất đưa các thiên hà mới vào trường quan sát của họ. Bằng cách này, họ đã đo vị trí và độ dịch chuyển đỏ của hơn 18.000 thiên hà và tạo ra một loạt các bản đồ thú vị để hiển thị dữ liệu của chúng. Các cuộc khảo sát của họ hiện bao gồm các “lát cắt” ở cả Bắc và Nam bán cầu.

Khi tin tức về công việc quan trọng của cô ấy lan rộng ra ngoài cộng đồng các nhà thiên văn học, Geller đã nhận được Học bổng của Quỹ MacArthur vào năm 1990. Những học bổng này, thường được gọi là “giải thưởng thiên tài”, được thiết kế để công nhận những công việc thực sự sáng tạo trong nhiều lĩnh vực. Geller tiếp tục có niềm yêu thích mạnh mẽ với việc biểu diễn trực quan và đã (cùng với nhà làm phim Boyd Estus) thực hiện một số video được trao giải, nhằm giải thích công việc của cô cho các nhà phi khoa học (một video có tựa đề So Many Galaxies... So Little Time). Cô đã xuất hiện trên nhiều chương trình tin tức và tài liệu quốc gia, bao gồm MacNeil/Lehrer NewsHour, The Astronomers và The Infinite Voyage. Năng nổ và thẳng thắn, cô đã nói chuyện về công việc của mình với nhiều khán giả trên khắp đất nước, đồng thời nỗ lực tìm cách giải thích tầm quan trọng của các cuộc khảo sát tiên phong của cô với công chúng.

“Thật thú vị khi khám phá điều gì đó mà chưa ai từng thấy trước đây. [Trở thành] một trong ba người đầu tiên từng nhìn thấy lát cắt đó của vũ trụ theo kiểu giống như Columbus. . . . Không ai từng mong đợi được như một hình mẫu nổi bật như vậy!”- Margaret Geller

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Tìm hiểu thêm về công việc của Geller và Huchra (bao gồm các cuộc phỏng vấn với Geller) trong video NOVA dài 4 phút này. Bạn cũng có thể tìm hiểu thêm về kết luận của họ và nghiên cứu bổ sung liên quan.

Dự án lập bản đồ vũ trụ lớn nhất cho đến nay là Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan (xem hộp thông tin kết nối Thiên văn và Công nghệ: Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan ở cuối phần này). Biểu đồ về sự phân bố của các thiên hà được lập bản đồ bởi cuộc khảo sát của Sloan được thể hiện trong Hình 28.21. Trước sự ngạc nhiên của các nhà thiên văn học, các bản đồ như trong hình cho thấy các cụm thiên hà không được sắp xếp đồng nhất trong vũ trụ, mà được tìm thấy trong các siêu cụm thiên hà hình sợi khổng lồ trông giống như các vòng cung lớn của các vết mực bắn tung tóe trên một trang giấy. Nhóm Địa phương là một phần của siêu cụm thiên hà mà chúng ta gọi là Siêu cụm Xử Nữ vì nó cũng bao gồm cụm thiên hà Xử Nữ khổng lồ. Các siêu cụm thiên hà giống như một tờ giấy bị rách bất thường hoặc có hình dạng như một chiếc bánh kếp — chúng có thể kéo dài hàng trăm triệu năm ánh sáng trong hai chiều, nhưng chỉ dày từ 10 đến 20 triệu năm ánh sáng trong chiều thứ ba. Nghiên cứu chi tiết về một số cấu trúc này cho thấy khối lượng của chúng gấp vài lần 1016 MSun, gấp 10.000 lần Thiên hà Ngân Hà.

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Hãy xem hình ảnh động về cấu trúc quy mô lớn này từ cuộc khảo sát của Sloan.

Hình 28.21 Bản đồ Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan về Cấu trúc Quy mô Lớn của Vũ trụ. Hình ảnh này hiển thị các lát cắt từ bản đồ SDSS. Điểm ở trung tâm tương ứng với Ngân Hà và có thể nói "Bạn đang ở đây!" Các điểm trên bản đồ di chuyển ra ngoài từ trung tâm là các vị trí ở xa. Khoảng cách đến các thiên hà được biểu thị bằng dịch chuyển đỏ của chúng (tuân theo định luật Hubble), được hiển thị trên đường nằm ngang đi ngay từ trung tâm. Dịch chuyển đỏ z = Δλ / λ, trong đó Δλ là hiệu giữa bước sóng quan sát được và bước sóng λ do một nguồn không chuyển động trong phòng thí nghiệm phát ra. Giờ góc trên bầu trời được hiển thị xung quanh chu vi của đồ thị hình tròn. Màu sắc của các thiên hà cho biết tuổi các ngôi sao của chúng, với màu đỏ hơn cho thấy các thiên hà được tạo thành từ các ngôi sao già hơn. Vòng tròn ngoài cùng là cách chúng ta hai tỷ năm ánh sáng. Lưu ý rằng các thiên hà màu đỏ (chứa sao già hơn) tập hợp dày hơn các thiên hà xanh lam (chứa nhiều sao trẻ). Các khu vực chưa được lập bản đồ là nơi mà tầm nhìn của chúng ta về vũ trụ bị che khuất bởi bụi trong Thiên hà của chính chúng ta. (ảnh: sửa đổi công việc của M. Blanton và Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan)

Tách các sợi và tấm trong một siêu cụm thiên hà là những khoảng trống, trông giống như những bong bóng rỗng khổng lồ được bao quanh bởi các vòng cung lớn của các thiên hà. Chúng có đường kính điển hình là 150 triệu năm ánh sáng, với các cụm thiên hà tập trung dọc theo các bức tường của chúng. Toàn bộ sự sắp xếp của các sợi và khoảng trống khiến chúng ta liên tưởng đến một miếng bọt biển, bên trong là một tổ ong hoặc một khối pho mát Thụy Sĩ với những lỗ rất lớn. Nếu bạn lấy một lát cắt hay một mặt cắt ngang qua bất kỳ hình nào trong số chúng, bạn sẽ thấy một thứ gần giống như Hình 28.21.

Trước khi những khoảng trống này được phát hiện, hầu hết các nhà thiên văn có lẽ đã dự đoán rằng các khu vực giữa các cụm thiên hà khổng lồ chứa đầy nhiều nhóm thiên hà nhỏ, hoặc thậm chí với các thiên hà riêng lẻ biệt lập. Các cuộc tìm kiếm cẩn thận trong những khoảng trống này đã tìm thấy rất ít thiên hà thuộc bất kỳ loại nào kể trên. Rõ ràng, 90 phần trăm thiên hà chiếm ít hơn 10 phần trăm thể tích không gian.

VÍ DỤ 28.1

Phân bố thiên hà

Để xác định sự phân bố của các thiên hà trong không gian ba chiều, các nhà thiên văn học phải đo vị trí và độ dịch chuyển đỏ của chúng. Thể tích không gian được khảo sát càng lớn thì phép đo càng có nhiều khả năng là một mẫu tương tự nhau của vũ trụ nói chung. Tuy nhiên, công việc liên quan tăng lên rất nhanh khi bạn tăng thể tích bao phủ bởi cuộc khảo sát.

Hãy thực hiện một phép tính nhanh để xem tại sao lại như vậy.

Ví dụ 1

Giả sử rằng bạn đã hoàn thành một cuộc khảo sát tất cả các thiên hà trong vòng 30 triệu năm ánh sáng và bây giờ bạn muốn khảo sát tới 60 triệu năm ánh sáng. Khoảng không gian nào được bao phủ bởi cuộc khảo sát thứ hai của bạn? Thể tích này lớn hơn bao nhiêu so với thể tích cuộc khảo sát đầu tiên của bạn? Hãy nhớ rằng thể tích của một hình cầu, V, được cho bởi công thức V = 4 / 3πR3, trong đó R là bán kính của hình cầu.

Đáp án

Vì thể tích của một quả cầu phụ thuộc vào R3 và cuộc khảo sát thứ hai đạt được khoảng cách xa gấp đôi, nó sẽ bao gồm một thể tích lớn hơn 23 = 8 lần. Tổng thể tích được bao phủ bởi cuộc khảo sát thứ hai sẽ là (4/3) π × (60 triệu năm ánh sáng) 3 = 9 × 1023 năm ánh sáng3.

Ví dụ 2

Giả sử bây giờ bạn muốn mở rộng cuộc khảo sát của mình lên 90 triệu năm ánh sáng. Thể tích của không gian được bao phủ, và nó lớn hơn bao nhiêu so với thể tích của cuộc khảo sát thứ hai?

Đáp án

Tổng khối lượng được bao phủ là (4/3) π × (90 triệu năm ánh sáng) 3 = 3,05 × 1024 năm ánh sáng3. Cuộc khảo sát đạt được khoảng cách xa gấp 3 lần, vì vậy nó sẽ bao gồm một khối lượng lớn hơn 33 = 27 lần.

Các kính thiên văn và khảo sát thậm chí lớn hơn, nhạy hơn hiện đang được thiết kế và chế tạo để tiến xa hơn và xa hơn trong không gian và quay ngược về thời gian. Kính viễn vọng Lớn 50 mét mới ở Mexico và Mảng milimét lớn Atacama ở Chile có thể phát hiện bức xạ hồng ngoại xa và sóng milimet từ các thiên hà bùng phát sao khổng lồ với dịch chuyển đỏ và do đó tạo ra khoảng cách hơn 90% quãng đường quay trở lại Vụ nổ lớn. Chúng không thể được quan sát bằng ánh sáng nhìn thấy vì các vùng hình thành sao của chúng bị bao bọc trong những đám mây bụi dày. Và vào năm 2021, Kính viễn vọng Không gian James Webb đường kính 6,5 mét đã được lên kế hoạch phóng vào quỹ đạo. Nó sẽ là kính thiên văn cận hồng ngoại và ánh sáng nhìn thấy lớn mới đầu tiên trong không gian kể từ khi Hubble được phóng hơn 25 năm trước đó. Một trong những mục tiêu chính của kính thiên văn này là quan sát trực tiếp ánh sáng của các thiên hà đầu tiên và thậm chí cả những ngôi sao đầu tiên tỏa sáng, chưa đầy nửa tỷ năm sau Vụ nổ lớn.

Tại thời điểm này, nếu bạn đang suy nghĩ về các cuộc thảo luận của chúng ta về vũ trụ đang giãn nở trong các Thiên hà, bạn có thể tự hỏi chính xác thì cái gì trong Hình 28.21 đang giãn nở. Chúng ta biết rằng các thiên hà và các cụm thiên hà được giữ lại với nhau bởi lực hấp dẫn của chúng và không giãn nở như vũ trụ. Tuy nhiên, các khoảng trống ngày càng lớn hơn và các sợi thiên hà di chuyển xa nhau hơn khi không gian giãn ra (xem chương Vụ nổ lớn).

THÔNG TIN KẾT NỐI

Thiên văn và Công nghệ: Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan

Vào thời của Edwin Hubble, quang phổ của các thiên hà phải được chụp lần lượt. Ánh sáng mờ nhạt của một thiên hà xa xôi được thu thập bởi một kính thiên văn lớn được đưa qua một khe, và sau đó một máy quang phổ (còn gọi là máy quang phổ) được sử dụng để tách màu và ghi lại quang phổ. Đây là một quá trình tốn nhiều công sức, không phù hợp với nhu cầu lập bản đồ quy mô lớn đòi hỏi dịch chuyển đỏ của hàng nghìn thiên hà.

Nhưng công nghệ mới đã ra đời để giải cứu các nhà thiên văn học, những người đang tìm kiếm bản đồ ba chiều của vũ trụ của các thiên hà. Một cuộc khảo sát đầy tham vọng về bầu trời đã được thực hiện bằng kính viễn vọng, máy ảnh và máy quang phổ đặc biệt trên đỉnh dãy núi Sacramento của New Mexico. Được gọi là Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan (SDSS), sau khi thành lập được cung cấp một phần lớn kinh phí, chương trình đã sử dụng kính thiên văn 2,5 mét (có cùng khẩu độ với Hubble) làm máy ảnh thiên văn góc rộng. Trong một chương trình lập bản đồ kéo dài hơn mười năm, các nhà thiên văn học đã sử dụng 30 thiết bị tích hợp điện tích (CCD) của SDSS — máy dò ánh sáng điện tử nhạy bén tương tự như thiết bị được sử dụng trong nhiều máy ảnh kỹ thuật số và điện thoại di động — để chụp ảnh của hơn 500 triệu vật thể và quang phổ của hơn 3 triệu vật thể, bao phủ hơn một phần tư thiên cầu. Giống như nhiều dự án lớn trong khoa học hiện đại, Khảo sát Sloan có sự tham gia của các nhà khoa học và kỹ sư từ nhiều tổ chức khác nhau, từ các trường đại học đến các phòng thí nghiệm quốc gia.

Mỗi đêm quang đãng trong suốt hơn một thập kỷ, các nhà thiên văn học đã sử dụng công cụ này để tạo ra hình ảnh ghi lại vị trí và độ sáng của các thiên thể trong dải dài của bầu trời. Thông tin trong mỗi dải được ghi lại bằng kỹ thuật số và lưu giữ cho các thế hệ sau. Khi khả năng nhìn thấy (nhớ lại thuật ngữ này từ chương Dụng cụ Thiên văn) chỉ vừa đủ, kính thiên văn sẽ được sử dụng để chụp quang phổ của các thiên hà và chuẩn tinh — và nó đã làm như vậy cho tới 640 vật thể cùng một lúc.

Chìa khóa thành công của dự án là một loạt các sợi quang học, các ống mỏng bằng thủy tinh dẻo có thể truyền ánh sáng từ nguồn đến CCD để sau đó ghi lại quang phổ. Sau khi chụp ảnh một phần bầu trời và xác định vật thể nào là thiên hà, các nhà khoa học của dự án đã khoan một tấm nhôm có lỗ để gắn các sợi tại vị trí của mỗi thiên hà. Sau đó, kính thiên văn được hướng vào đúng phần khảo sát của bầu trời, và các sợi dẫn ánh sáng của từng thiên hà đến quang phổ kế để ghi lại cho từng thiên hà (Hình 28.22).

Hình 28.22 Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan. (a) Kính viễn vọng Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan được nhìn thấy ở đây đứng trước Dãy núi Sacramento ở New Mexico. (b) Nhà thiên văn học Richard Kron chèn một số sợi quang học vào tấm khoan sẵn để cho phép các thiết bị tạo ra nhiều quang phổ của các thiên hà cùng một lúc. (ảnh a, b: sửa đổi công việc của Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan)

Khoảng một giờ là đủ cho mỗi bộ quang phổ và các tấm nhôm được khoan trước có thể được chuyển đổi nhanh chóng. Do đó, có thể chụp tới 5000 quang phổ trong một đêm (miễn là thời tiết đủ tốt).

Cuộc khảo sát thiên hà đã dẫn đến một bản đồ toàn diện về bầu trời hơn bao giờ hết, cho phép các nhà thiên văn kiểm tra ý tưởng của họ về cấu trúc quy mô lớn và sự tiến hóa của các thiên hà dựa trên một loạt dữ liệu thực tế ấn tượng.

Thông tin do Khảo sát Sloan ghi lại làm kinh ngạc trí tưởng tượng. Dữ liệu đến với tốc độ 8 megabyte mỗi giây (điều này có nghĩa là 8 triệu số hoặc ký tự riêng lẻ mỗi giây). Trong suốt quá trình của dự án, các nhà khoa học đã ghi lại hơn 15 terabyte, hay 15 nghìn tỷ byte, mà họ ước tính có thể so sánh với thông tin có trong Thư viện Quốc hội Mỹ. Tổ chức và sắp xếp khối lượng dữ liệu này và trích xuất các kết quả khoa học hữu ích mà nó chứa đựng là một thách thức ghê gớm, ngay cả trong thời đại thông tin của chúng ta. Giống như nhiều lĩnh vực khác, thiên văn học hiện đã bước vào kỷ nguyên “Dữ liệu lớn”, đòi hỏi siêu máy tính và các thuật toán máy tính tiên tiến phải sàng lọc tất cả những terabyte dữ liệu đó một cách hiệu quả.

Một giải pháp rất thành công cho thách thức đối phó với các bộ dữ liệu lớn như vậy là chuyển sang “khoa học công dân”, hoặc tìm nguồn cung ứng cộng đồng, một cách tiếp cận mà SDSS đã giúp đi tiên phong. Mắt người rất giỏi trong việc nhận ra những khác biệt tinh tế giữa các hình dạng, chẳng hạn như giữa hai thiên hà xoắn ốc khác nhau, trong khi máy tính thường thất bại trong những nhiệm vụ như vậy. Khi các nhà thiên văn học của dự án Sloan muốn lập danh mục hình dạng của một số trong số hàng triệu thiên hà trong các hình ảnh mới của họ, họ đã khởi động dự án “Galaxy Zoo”: các tình nguyện viên trên khắp thế giới được tham gia một khóa đào tạo ngắn hạn trực tuyến, sau đó được cung cấp vài chục hình ảnh thiên hà để phân loại bằng mắt. Dự án đã thành công rực rỡ, kết quả là có hơn 40 triệu phân loại thiên hà bởi hơn 100.000 tình nguyện viên và khám phá ra các loại thiên hà hoàn toàn mới.

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Tìm hiểu thêm về cách bạn có thể tham gia dự án phân loại các thiên hà trong nỗ lực khoa học công dân này. Chương trình này là một phần của toàn bộ chuỗi dự án "khoa học công dân" cho phép mọi người ở mọi tầng lớp xã hội tham gia vào nghiên cứu mà các nhà thiên văn học chuyên nghiệp (và các học giả trong một số lĩnh vực ngày càng tăng) cần trợ giúp.

(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