Chương 2: Tổng quan về quan sát

Trong phần lớn lịch sử, các nhà thiên văn đã phải dựa vào vùng ánh sáng nhìn thấy của quang phổ để nghiên cứu vũ trụ. Một trong những thành tựu thiên văn học vĩ đại của thế kỷ 20 là việc sử dụng toàn bộ quang phổ điện từ trường cho các phép đo đạc thiên văn. Hiện nay chúng ta đã có các thiết bị có khả năng cho phép quan sát trong vùng vô tuyến, micro, hồng ngoại, ánh sáng nhìn thấy, tia cực tím, tia X và tia gamma, tương ứng với ánh sáng ở nhiều tần số khác nhau (trong trường hợp này là tăng dần). Thậm chí chúng ta đang bước vào một thời đại mà chúng ta có thể vượt qua được những quang phổ điện từ và nhận được thông tin của các loại khác nhau.

Một thành tựu đáng chú ý của những quan sát siêu tân tinh vào năm 1987 là việc phát hiện các hạt neutrino, một loại hạt tương tác yếu và thường liên quan đến phân rã phóng xạ. Các tia vũ trụ có năng lượng rất cao, bao gồm các hạt cơ bản tương đối tính, đang thường xuyên được phát hiện, mặc dù vẫn chưa hiểu rõ ràng về nguồn gốc thiên văn của chúng. Và như tôi đã viết, các thí nghiệm được bắt đầu với mục đích phát hiện sóng hấp dẫn, gợn sóng trong không-thời gian riêng của chính nó, và cuối cùng là sử dụng chúng để quan sát sự kiện thiên văn chẳng hạn như những ngôi sao va chạm.

Sự ra đời của các trạm quan sát lớn trên mặt đất và kính viễn vọng vệ tinh hoạt động trong tất cả các vùng của quang phổ điện từ là một cuộc cách mạng hóa sự hiểu biết của chúng ta về vũ trụ. Trong khi có thể có những lỗ hổng trong kiến thức của chúng ta, một số trong đó có thể là quan trọng đối với tất cả những gì chúng ta biết, thì chúng ta dường như đang có bức tranh phù hợp của vũ trụ dựa trên nguyên tắc vũ trụ, và cách mà vật chất được phân phối trong vũ trụ.

2.1 Ánh sáng nhìn thấy

Về mặt lịch sử, bức tranh của chúng ta về vũ trụ được xây dựng thông qua nhiều quan sát cẩn thận bằng cách sử dụng ánh sáng nhìn thấy.

Ngôi sao

Nguồn gốc chính của ánh sáng nhìn thấy trong vũ trụ là phản ứng phân rã hạt nhân của ngôi sao. Mặt Trời là một ngôi sao khá phổ biến, với khối lượng khoảng 2x10³⁰ kilogram và được gọi là khối lượng Mặt Trời, kí hiệu M_☉, và nó là một đơn vị tiện lợi trong việc đo đạc khối lượng. Ngôi sao gần nhất cách chúng ta vài năm ánh sáng, trong đó một năm ánh sáng là khoảng cách (khoảng 10¹⁶ m) để ánh sáng di chuyển trong 1 năm. Vì những lý do lịch sử, có một đơn vị thay thế cho năm ánh sáng được gọi là parsec và được ký hiệu là "pc", được sử dụng thường xuyên trong vũ trụ học. Một parsec bằng 3.261 năm ánh sáng. Trong vũ trụ học, hiếm khi xem xét những ngôi sao đơn lẻ, thay vì áp dụng như là những đơn vị nhỏ nhất, người ta xem những nhóm sao như là thiên hà.

Hình 2.1 Nếu được quan sát từ phía bên trên, Dải Ngân Hà Milky Way của chúng ta có thể giống như thiên hà M100, ảnh được chụp bởi kính thiên văn Hubble. [Ảnh: NASA]

Thiên hà

Hệ Mặt Trời của chúng ta nằm cách trung tâm của một cấu trúc đĩa khổng lồ được gọi là Dải Ngân Hà (thiên hà Milky Way). Nó chứa hàng trăm nghìn triệu (10¹¹) ngôi sao, với khối lượng từ khoảng 1/10 đến 10 lần khối lượng Mặt Trời. Dải Ngân Hà bao gồm một tâm và một đĩa có bán kính 12.5 kpc (1 kpc bằng 10³ pc) và độ dày chỉ khoảng 0.3 kpc. Chúng ta nằm cách trung tâm của đĩa này khoảng 8 kpc. Đĩa quay chậm (và theo những kiểu khác nhau, với biên bên ngoài sẽ di chuyển chậm hơn, giống như các hành tinh ở xa hơn trong hệ Mặt Trời). Tại vị trí của chúng ta, thiên hà quay với chu kỳ 200 triệu năm. Bởi vì chúng ta nằm ở trong đó nên chúng ta không thể có được hình ảnh dải ngân hà của mình được, nhưng có thể nó trông giống như thiên hà M100 thể hiện trong hình 2.1.

Thiên hà của chúng ta được quay quanh bởi những quần thể sao nhỏ hơn, còn gọi là các cụm sao cầu. Chúng được phân bố đối xứng xung quanh tâm, với khoảng cách từ 5-30 kpc. Thông thường chúng chứa khoảng một triệu ngôi sao, và được cho là tàn dư của sự hình thành của thiên hà. Như chúng ta sẽ thảo luận sau về vấn đề này, người ta tin rằng toàn bộ đĩa và hệ thống cụm sao cầu có thể được nhúng vào trong một cấu trúc hình cầu lớn hơn được gọi là quần thiên hà.

Hình 2.2 Một bản đồ vị trí của thiên hà trong một vùng nhỏ của vũ trụ, được tìm ra bởi cuộc khảo sát dịch chuyển đỏ của CfA (Center for Astrophysics). Dải ngân hà của chúng ta nằm tại đỉnh, và bán kính khoảng 200 Mpc. Vị trí của các thiên hà có được bằng cách đo đạc sự dịch chuyển của quang phổ vạch, được miêu tả trong phần 2.4. Trong khi đã có những cuộc khảo sát dịch chuyển đỏ của các thiên hà hiện đại và chính xác hơn, thì cuộc khảo sát này vẫn đem lại cho chúng ta một trong những cấu trúc ấn tượng nhất trong vũ trụ [Figure courtesy Lars Christensen]

Thiên hà là các đối tượng thiên văn trực quan nổi bật và xinh đẹp nhất trong vũ trụ, phơi bày một loạt các thuộc tính. Tuy nhiên, trong vũ trụ học cấu trúc chi tiết của một thiên hà thường là không quan trọng, và các thiên hà được coi là những điểm phát ra ánh sáng, thường được phân loại theo màu sắc, độ sáng và hình thái.

Cụm địa phương

Thiên hà của chúng ta nằm trong một nhóm nhỏ của các thiên hà được gọi là cụm địa phương. Thiên hà gần nhất là một thiên hà không phổ biến nhỏ được gọi là Large Magellan Cloud (LMC), cách Mặt Trời 50 kpc. Thiên hà gần với kích thước tương tự như của chúng ta là thiên hà Andromeda, ở khoảng cách 770 kpc. Dải Ngân Hà là một trong những thiên hà lớn nhất trong cụm địa phương. Một nhóm thiên hà thông thường có thể tích vài megaparsec khối. Megaparsec được ký hiệu là Mpc tương đương với một triệu parsec, là đơn vị yêu thích đối với những nhà vũ trụ học để đo khoảng cách, bởi vì nó là khoảng giữa các thiên hà lân cận nhau. Nó tương đương với 3,086 x 10²² m.

Quần thiên hà, siêu quần và khoảng trống

Khảo sát các khu vực lớn hơn của vũ trụ, từ 100 Mpc, người ta thấy một loạt các cấu trúc vĩ mô, thể hiện trong hình 2.2. Bức ảnh này không phải được chụp, mà là một bản đồ được xây dựng cẩn thận của khu vực gần kề trong vũ trụ của chúng ta, tỷ lệ 1:10²⁷! Ở một số nơi thiên hà được phân nhóm rõ ràng vào các quần thiên hà; một ví dụ nổi tiếng là quần thiên hà Coma. Nó cách thiên hà của chúng ta khoảng 100 Mpc, và được thể hiện trong hình 2.2 ở khu vực dày đặc tại trung tâm bản đồ. Hình 2.3 phía bên trái là một hình ảnh quang học của Coma; mặc dù bức ảnh giống như một khu vực của các ngôi sao, nhưng mỗi điểm là một thiên hà khác nhau. Coma có lẽ chứa 10.000 thiên hà có quỹ đạo trong trường hấp dẫn chung của chúng, hầu hết có độ sáng rất yếu và không được hiển thị hết trong bức ảnh này. Tuy nhiên, hầu hết các thiên hà, đôi khi được gọi là trường thiên hà, lại không phải là một phần của một quần thiên hà. Quần thiên hà là đối tượng hấp dẫn lớn nhất trong vũ trụ, và bản thân những quần này được nhóm lại thành các siêu quần, có lẽ được kết hợp lại thành các sợi và các bức tường thiên hà. Ở giữa cấu trúc "như bọt" (foamlike) này là những khoảng trống lớn, một số lên đến khoảng 50 Mpc. Cấu trúc trong vũ trụ sẽ được mô tả chi tiết hơn nữa trong Chủ đề 5.

Hình 2.3 Hình ảnh của chùm thiên hà Coma trong dải ánh sáng nhìn thấy (bên trái) và trong dải tia X (bên phải) với cùng kích cỡ.

Ở tỷ lệ lớn nhẵn mịn

Khi chúng ta tiếp cận ở một tỉ lệ rất lớn, hàng trăm Mpc hoặc hơn, vũ trụ bắt đầu hiện diện một cách "nhẵn mịn". Các cuộc khảo sát thiên hà cực lớn gần đây, khảo sát dịch chuyển đỏ thiên hà 2dF và Sloan Digital Sky Survey, đã khảo sát ở thể tích khoảng một trăm lần kích thước của khảo sát CfA, mỗi cái chứa hàng trăm ngàn thiên hà. Các cuộc khảo sát này không tìm thấy bất kỳ cấu trúc khổng lồ nào có quy mô lớn hơn so với trong cuộc khảo sát CfA; các siêu quần thiên hà và khoảng trống dường như là những cấu trúc lớn nhất trong vũ trụ hiện tại.

Niềm tin rằng vũ trụ thực sự trở nên nhẵn mịn trên những quy mô lớn nhất và nguyên tắc vũ trụ học, là nền tảng của vũ trụ học hiện đại. Thật thú vị rằng trong khi sự phân bố nhẵn mịn của vật chất trên quy mô lớn đã là một giả thuyết quan trọng của vũ trụ học trong nhiều thập kỷ nay, thì chỉ gần đây nó mới được chứng minh bằng các bằng chứng quan sát thuyết phục.

(Còn tiếp...)

• MỤC LỤC - Vũ trụ học hiện đại