Từ thế giới lượng tử đến vũ trụ bao laVietsciences- NGUYỄN QUANG RIỆU 14/08/2013
Vũ trụ có những điều kiện lý-hoá vô cùng phong phú và tiến hoá liên tục nên tạo ra nhiều hiện tượng thiên nhiên kỳ thú. Khám phá phòng thí nghiệm vũ trụ đòi hỏi những thiết bị tối tân cùng những lý thuyết độc đáo và phức tạp.
Từ thế giới lượng tử đến vũ trụ bao la
Vũ trụ nguyên thủy trong máy gia tốc
Vũ trụ có những điều kiện lý-hoá vô cùng phong phú và tiến hoá liên tục nên tạo ra nhiều hiện tượng thiên nhiên kỳ thú. Khám phá phòng thí nghiệm vũ trụ đòi hỏi những thiết bị tối tân cùng những lý thuyết độc đáo và phức tạp. Vũ trụ nguyên thủy gần thời điểm Big Bang là một môi trường chứa những hạt cơ bản có năng lượng cao. Để mô tả những hiện tượng thiên nhiên từ khi vũ trụ mới ra đời cho tới ngày nay, các nhà khoa học phải quan sát tỉ mỉ và luôn tạo ra những lý thuyết mới mẻ để nghiên cứu những đối tượng vừa nhỏ li ti của thế giới hạ nguyên tử (kích thước của siêu dây 10-35 m), vừa vô cùng lớn của những thiên hà (kích thước 10+21 m). Kích thước cuả đối tượng nghiên cứu chênh nhau đến 56 bậc độ lớn (order of magnitude)!
Mới đây, các nhà khoa học thực hiện được hai công trình nổi bật trong lĩnh vực vật lý vi mô thực nghiệm. Đó là sự săn tìm thành công một loại hạt được nhận ra là boson Higgs mà lý thuyết mô hình chuẩn cuả ngành vật lý hạt tiên đoán đóng vai trò then chốt trong quá trình sản sinh ra các hạt vật chất. Và giải Nobel vật lý 2012 đã được trao cho Serge Haroche và David Wineland để tôn vinh công trình nghiên cứu cuả họ và cộng sự trong lĩnh vực quang học lượng tử. Các nhà khoa học này đã nghĩ ra những phương pháp độc đáo và tinh xảo để bẫy từng hạt photon và ion, nhằm nghiên cứu những hiện tượng có tính phù du trong thế giới lượng tử.
Máy gia tốc LHC được xây dựng để phục vụ ngành khoa học cơ bản. Sự phát hiện ra boson Higgs bằng máy LHC giúp các nhà vật lý vượt qua những khó khăn trong sự tìm hiểu cấu tạo cuả vật chất và cuả cả những thiên hà và những hệ sao trong vũ trụ. Theo mô hình chuẩn của vật lý hạt thì các hạt vật chất có được khối lượng là nhờ có sự tương tác với trường Higgs tràn ngập khắp vũ trụ. Boson Higgs là hạt cơ bản kết hợp với trường Higgs và là loại hạt không bền vững. Mô hình chuẩn của vật lý hạt bao gồm lực điện từ và các lực hạt nhân, nhưng chưa kể đến lực hấp dẫn. Tuy yếu, nhưng lực hấp dẫn có tầm tương tác xa và là lực phổ biến nhất trong vũ trụ. Tuy nhiên, tác động của lực hấp dẫn chỉ được thể hiện mạnh mẽ ở những nơi tập trung những khối lượng lớn vật chất như những hệ sao và những thiên hà. Sự phát hiện ra boson Higgs cung cấp cho các nhà vật lý một kết quả thực nghiệm cần thiết để củng cố mô hình chuẩn. Môi trường cực kỳ nóng và đặc của vũ trụ ngay cận thời điểm Big Bang có thể được tái tạo phần nào trong máy gia tốc. Các nhà khoa học sử dụng máy LHC để đi ngược dòng thời gian nhằm tìm hiểu những sự kiện xẩy ra trong vũ trụ ở thời đại nguyên thủy. Đã có dư luận trong quần chúng đề nghị LHC phải ngừng hoạt động vì họ e rằng máy có khả năng tạo ra những lỗ đen, hút sạch mọi thứ ở môi trường xung quanh như trong vũ trụ.
Sự tồn tại của boson Higgs đã được các nhà vật lý lý thuyết tiên đoán từ 5 thập niên về trước. Họ đã kiên trì săn tìm lấy được hạt Higgs vì hạt này là một "mắt xích" hãy còn thiếu trong mô hình chuẩn của ngành vật lý hạt. Sự phát hiện ra boson Higgs là một chương vẻ vang trong lĩnh vực khoa học cơ bản, nhưng cũng chưa phải là mục tiêu cuối cùng của máy LHC. Trong tương lai, những cuộc thí nghiệm với những hạt proton có năng lượng 14 Tev (1 Tev = 1012 ev) cao gấp đôi năng lượng hiện nay sẽ được thực hiện và có khả năng tạo ra những hiện tượng vật lý mới lạ chưa tiên đoán bởi mô hình chuẩn. Bản chất của vật chất tối và năng lượng tối trong vũ trụ cùng những vấn đề đáng quan tâm như sự thiếu hụt phản vật chất cũng vẫn còn cần được xác định và giải thích.
Thế giới lượng tử trong một cái hộp
Các nhà vật lý đã quan sát được hiện tượng "nhảy lượng tử" của các hạt vật chất như electron, nguyên tử và phân tử. Những hạt này có khả năng thay đổi đột ngột trạng thái lượng tử, đặc biệt là nhảy từ mức năng lượng này đến mức năng lượng khác. Nhưng trong trường hợp các hạt photon thì sự quan sát trở nên rất phức tạp, bởi mỗi khi photon tương tác với vật chất thì tự dưng tự hủy. Do đó, khi một photon vừa được phát hiện bằng máy đo thì biến đi hầu như chơi trò trốn tìm! Các nhà vật lý không thể theo dõi quá trình tiến hoá của từng photon. Sở dĩ chúng ta nhìn được thoải mái một vật thể là vì hết hạt photon này đến hạt photon khác liên tục phát ra và đập vào mắt chúng ta.
Sau nhiều năm nghiên cứu, nhà vật lý Haroche và cộng sự đã thực hiện được một cuộc thí nghiệm độc đáo để minh họa những định đề cơ bản cuả vật lý lượng tử. Họ cách ly được từng hạt photon trong một khoảnh khắc (0,13 giây), nhưng cũng đủ lâu để quan sát quá trình tiến hoá cuả hạt photon, từ khi mới xuất hiện đến khi bị tiêu hủy. Phòng thí nghiệm cũng phải tương ứng với đối tượng vi mô, nên chỉ là một cái khoang nhỏ như cái hộp rộng 6 cm mà bên trong là chân không. Trong "hộp photon" có hai cái gương đối diện nhau làm bằng chất siêu dẫn niobium và được duy trì ở nhiệt độ thấp gần bằng không độ tuyệt đối (0,8 Kelvin), để gương dễ phản chiếu ánh sáng.
Những hạt photon vi ba nhiệt (bức xạ Planck) được trữ trong khoang. Trong khoảng thời gian 0,13 giây (nhưng là rất dài trên thang vi mô), hạt photon đã kịp nẩy lên nẩy xuống hơn một tỷ lần trước khi bị hủy. Dụng cụ đo đạc cũng phải có kích thước vi mô và là những hạt nguyên tử rubidium được kích thích bằng laser để có "số lượng tử chính n" lớn, tương ứng với những lớp electron ngoài cùng. Loại nguyên tử được tạo ra bằng cơ chế này được gọi là nguyên tử Rydberg. Kích thước của orbitan của electron trong nguyên tử tỷ lệ với n2. Trong cuộc thí nghiệm cuả Haroche, nguyên tử Rydberg được kích thích tới n= 51, nên có kích thước lớn hàng nghìn lần một nguyên tử bình thường ở trạng thái cơ bản (mức năng lượng thấp nhất). Những mức năng lượng Rydberg có số nguyên tử cao nên rất sít nhau. Khi nguyên tử thay đổi mức năng lượng thì phát ra những bức xạ có tần số thấp thuộc lĩnh vực vi ba. Các nhà thiên văn vô tuyến cũng đã quan sát được những vạch phổ hydro kích thích tới mức năng lượng Rydberg n= 110 bởi tia tử ngoại phát ra từ những ngôi sao.
Nguyên tử Rydberg tương tác dễ dàng với photon, nhưng lại rất nhẹ nhàng nên photon vẫn tồn tại. Nguyên tử được phun vào trong khoang để tương tác với photon. Tuy không nhìn thấy trực tiếp từng hạt photon, nhưng sự hiện diện và tác động của mỗi photon trong khoang được biểu hiện bằng sự thay đổi trạng thái lượng tử của nguyên tử mà các nhà vật lý đo được. Phương pháp này giúp các nhà vật lý theo dõi quá trình tiến hoá cuả từng hạt photon.
Minh họa hiện tượng những hạt photon bị bẫy trong cái hộp và nẩy lên nẩy xuống như những hòn bi cho đến khi photon biến đi đột xuất vì hiện tượng"nhảy lượng tử". (Hình LKB, ENS, CNRS, S. Haroche Lectures).
Cuộc thí nghiệm giả tưởng kinh điển có tính lưỡng nghĩa lượng tử về số phận sống chết bấp bênh của con mèo, do nhà vật lý Schrödinger đề xuất để minh họa nguyên lý chồng chập trong vật lý lượng tử, nay có thể được quan sát cụ thể. Sự xuất hiện và biến đi của photon phản ánh những cú nhảy lượng tử đột ngột của ánh sáng. Quan sát được hiện tượng nhảy lượng tử cuả photon là một bằng chứng thực nghiệm chứng minh tính chất thống kê lượng tử của bức xạ nhiệt mà Planck đã đề xuất một thế kỷ trước đây.
Công trình nghiên cứu cuả Haroche và cộng sự, không những thuộc lĩnh vực cơ bản, mà còn là bước đầu trong công việc thực hiện những nguyên mẫu dự trữ số liệu trong công nghệ thông tin và tính toán lượng tử. Trong máy tính lượng tử, một đơn vị thông tin nhị phân (qubit) có thể là 1 và 0 cùng một lúc, thay vì là 1 hoặc 0 trong máy tính hiện nay. Do đó, thêm mỗi qubit là tăng gấp đôi khả năng chứa thông tin. Tuy nhiên, muốn làm ra máy tính lượng tử còn cần phải vượt những bờ rào kỹ thuật phức tạp. Vấn đề cốt yếu là cách ly được những qubit nhưng đồng thời phải có liên lạc với môi trường bên ngoài để chuyển kết quả tính toán.
Nhà vật lý Wineland và cộng sự bẫy những hạt nguyên tử và ion trong điện trường và dùng laser để điều khiển sự thay đổi trạng thái lượng tử của ion. Chẳng hạn, những hạt ion có thể được bơm để tồn tại ở trạng thái chồng chập giữa hai mức năng lượng sát nhau, như trong cuộc thí nghiệm giả tưởng con mèo vừa sống vừa chết cuả Schrödinger. Những hạt nguyên tử và ion phát ra những bức xạ có tần số cực kỳ chính xác nếu nhiệt độ được giảm xuống tối đa bằng laser. Tần số dao động cuả hạt được dùng như những tiếng tích tắc cuả chiếc đồng hồ. Wineland và cộng sự bẫy những ion Al+ (Aluminium) ở nhiệt độ thấp nhằm chế tạo đồng hồ nguyên tử quang học chính xác hơn đến 10 lần đồng hồ nguyên tử vi ba cesium hiện đại.
Giải Nobel năm 2012 được trao để tôn vinh hai nhà khoa học Haroche và Wineland về những phương pháp rất tinh tế mà họ và cộng sự đã tìm ra để nghiên cứu những hiện tượng mau tan biến và khó hiểu bằng trực giác trong thế giới lượng tử.
Thiên văn vô tuyến, một cuộc cách mạng trong thiên văn học
Nghiên cứu khoa học không nhất thiết chỉ quan tâm tìm tòi những hiện tượng tiên đoán từ trước bằng lý thuyết. Không có nghĩa là các nhà khoa học không có đầu óc sáng tạo, nhưng sức tưởng tượng của họ cũng chỉ có hạn, so với vô số hiện tượng thiên nhiên. Không ít hiện tượng có tính cơ bản trong vũ trụ đã được phát hiện tình cờ. Bức xạ phông vũ trụ tàn dư của Big Bang cùng những thiên thể kỳ lạ như quasar, pulsar và những hoá chất phức tạp trong môi trường liên sao đã được phát hiện bất ngờ.
Đặc điểm cuả bức xạ tùy thuộc vào điều kiện lý-hoá trong từng thiên thể. Các nhà thiên văn không những quan sát bức xạ khả kiến mà cả những bức xạ trong toàn bộ phổ điện từ, từ bước sóng X, tử ngoại, hồng ngoại đến bước sóng vô tuyến. Quan sát trên bước sóng vô tuyến đã cung cấp nhiều kết quả liên quan đến những hiện tượng cơ bản trong thiên văn học. Thiên văn vô tuyến là một ngành khoa học mới mẻ, bắt nguồn từ những công trình nghiên cứu vô tuyến viễn thông.
Vào nửa đầu thế kỷ trước, nhà vật lý người Mỹ, Karl Jansky, nghiên cứu tại hãng Bell Telephone Laboratories (công ty Mỹ thường gọi tắt là Bell Labs) để xác định hướng của những bức xạ nhiễu phát ra trong những cơn bão có sấm sét, nhằm phục vụ ngành vô tuyến viễn thông giữa Hoa Kỳ và Châu Âu. Jansky làm thiết bị vô tuyến ít tiếng ồn để thu tín hiệu viễn thông và đồng thời triển khai công việc làm ăngten định hướng. Từ năm 1888 nhà vật lý Hertz đã nhận định là bức xạ vô tuyến và bức xạ khả kiến (ánh sáng) đều cùng là những bức xạ trong phổ điện từ. Tuy nhiên, Jansky vẫn không khỏi ngạc nhiên khi tình cờ phát hiện được trong máy thu vô tuyến những tín hiệu rít lên phát ra từ một hướng cố định trên bầu trời. Thực sự là Jansky đã vô tình thu được bức xạ vô tuyến synchrotron trên bước sóng 15 m phát từ vùng trung tâm Dải Ngân hà. Bức xạ vô tuyến phát ra bởi những electron tương đối tính (relativistic) được gia tốc trong từ trường của khoảng không liên sao, như trong máy gia tốc synchrotron. Dãy ăngten của Jansky có bánh xe và quay tròn như cái sàn có mô hình ngựa xe để trẻ con cưỡi. Cứ 20 phút hệ ăngten lại quay được một vòng. Jansky thu được trong đồ thị những đỉnh bức xạ mỗi khi búp ăngten (antenna beam) quét trên bầu trời ngang qua Dải Ngân Hà.
Hệ ăngten Jansky dùng để phát hiện lần đầu bức xạ vô tuyến phát ra từ vũ trụ.
(Hình NRAO.Edu).
Năm 1933, trong một buổi họp của Hội Khoa học vô tuyến Quốc tế tại Washington, Jansky công bố đã thu được những tín hiệu "nhiễu vô tuyến" dường như phát ra từ bên ngoài trái đất. Tín hiệu vô tuyến vũ trụ cũng biểu hiện như tiếng ồn trong máy thu. Sự kiện này không được cử tọa quan tâm. Hồi đó còn có cuộc Đại Khủng hoảng toàn cầu nên hãng Bell Labs phải sa thải nhân viên và cũng không ý thức được tầm quan trọng cuả sự khám phá cuả Jansky. Công trình cuả Jansky mở đường cho ngành thiên văn vô tuyến, một ngành sau này đã đem lại nhiều cống hiến quý giá cho công việc nghiên cứu vũ trụ. Thiên văn vô tuyến có thể coi là một bước ngoặt trong ngành thiên văn hiện đại. Jansky mất năm 1950 ở tuổi 44, tuy ông không được giải Nobel, nhưng tên ông đã được dùng, như Ampère, Hertz, Coulomb, v.v … để đặt cho đơn vị thông lượng vô tuyến (1 Jansky = 10-26 watt/metre2/Hertz). Bell Labs là cái nôi của những nhà vật lý đoạt giải Nobel. Từ năm 1937 đến năm 2009, các nhà khoa học của Bell Labs đã đoạt được 7 giải Nobel vật lý.
Trong Đại Chiến Thế giới thứ II, kỹ thuật ăngten radar được phát triển để phát hiện tàu thủy, máy bay và tên lửa của phía địch. Nhà thiên văn vô tuyến người Anh, Sir Bernard Lovell, kể lại, tháng hai năm 1942 trong khi chiến tranh đang ở giai đoạn quyết liệt, chiến hạm Đức đi lại được trên eo biển Manche (giữa Pháp và Anh) mà không bị radar đồng minh phát hiện. Radar thu quá nhiều nhiễu nên bị tê liệt! Radar phòng không cũng có vấn đề, chủ yếu mỗi khi hướng về phía mặt trời. Các nhà thiên văn tại đài Thiên văn Greenwich (Anh) còn nhận thấy những ngày radar bị nhiễu là những ngày có nhiều vết đen xuất hiện trên đĩa mặt trời. Những vết đen là nơi xuất phát những vụ bùng nổ phóng các hạt ion ra môi trường liên hành tinh và đột nhập vào trái đất. Bức xạ vô tuyến phát ra từ mặt trời là nguyên nhân cuả sự tê liệt radar quân sự. Radar cũng được dùng để phòng thủ thủ đô London chống tên lửa V-1 và V-2 của Đức. Đôi khi có những lệnh báo động, dù không có tên lửa oanh tạc. Lý do là vì radar cũng bị nhiễu bởi những vệt ion hoá của sao băng để lại trên bầu trời. Do chiến tranh, sự phát hiện bức xạ vô tuyến của mặt trời tạm được giữ kín.
Cuộc cách mạng vô tuyến trong thiên văn học bắt đầu thực sự trong thời bình, sau cuộc Đại Chiến. Vào năm 1949, các chuyên gia đã từng làm nghĩa vụ quân sự sử dụng radar bắt đầu triển khai kế hoạch dùng thiết bị vô tuyến để phục vụ ngành thiên văn. Họ dùng những mạng lưới ăngten lưỡng cực đơn giản ?gYagi?h (loại ăngten TV), hoặc những ăngten radar quân sự để quan sát bức xạ vô tuyến phát ra từ các thiên hà và tàn dư cuả sao siêu mới. Mặt trời, (ngôi sao) gần Trái đất nhất, nên phát ra bức xạ vô tuyến rất mạnh. Bức xạ của mặt trời trong thời kỳ hoạt động tối thiểu, (mặt trời tĩnh), xuất phát từ những electron chuyển động hỗn độn trong khí quyển mặt trời. Bằng kỹ thuật vô tuyến, các nhà thiên văn thăm dò từng lớp khí quyển mặt trời. Từ bề mặt mặt trời lên tới những lớp ở độ cao trong tầng khí quyển (vành nhật hoa), nhiệt độ tăng từ 6000 Kelvin đến hàng triệu Kelvin. Những hạt ion có năng lượng cao phun ra từ mặt trời trong thời gian hoạt động tối đa và truyền tới tận trái đất, nên có khả năng gây ra nhiễu xạ cho vô tuyến viễn thông.
Kính thiên văn càng lớn càng có độ phân giải cao. Chẳng hạn, muốn có độ phân giải cao bằng 0,05 giây cung, tương ứng với kích thước biểu kiến rất nhỏ của những ngôi sao và những thiên hà xa xôi, thì cần phải sử dụng kính thiên văn lớn tới 3800 Km! Xây những ăngten lớn như thế đương nhiên là vượt ra ngoài khả năng kỹ thuật. Các nhà thiên văn vô tuyến đã nghĩ ra một phương pháp khả thi để giải quyết vấn đề này. Dựa trên nguyên lý giao thoa trong quang học, họ xây những hệ gồm nhiều ăngten nhỏ nhưng cách xa nhau. Những ăngten hoạt động tương quan với nhau và càng cách xa nhau càng có độ phân giải cao. Sau này, những hệ kính thiên văn vô tuyến xuyên lục địa gồm những ăngten cách nhau hàng nghìn kilomet đã được sử dụng trong thiên văn học.
Bức xạ vô tuyến trên những bước sóng dài, khoảng 10 cm trở lên, truyền trong không gian mà không bị hấp thụ bởi bụi trong những thiên hà và hơi nước trong khí quyển trái đất. Kính thiên văn vô tuyến được dùng để thăm dò những vùng xa xôi trong vũ trụ.
Vạch phổ hydro trên bước sóng 21 cm và
sự phát hiện cấu trúc xoắn ốc của Dải Ngân Hà
Môi trường liên sao trong vũ trụ chứa tới 90% nguyên tố hoá học dưới dạng khí hydro. Năm 1944 khi hãy còn là một cậu sinh viên, nhà thiên văn kiêm toán học Hà Lan, van de Hulst, tiên đoán là nguyên tử hydro trung hoà phát ra một vạch phổ trên bước sóng vô tuyến 21 cm. Vạch phổ này được phát ra mỗi khi cặp spin của electron và cuả proton chuyển từ trạng thái song song sang trạng thái đối song, tương ứng với hai mức năng lượng siêu tinh tế (hyperfine energy levels) ở trạng thái năng lượng cơ bản. Vì sự chênh lệch năng lượng giữa hai mức siêu tinh tế rất nhỏ nên photon có năng lượng thấp và phát ra bức xạ vô tuyến trên bước sóng 21 cm (tần số ν = 1420,4 megahertz). Sự chuyển tiếp tự nhiên cuả mỗi nguyên tử hydro từ trạng thái spin song song sang trạng thái đối song rất hiếm và chỉ xẩy ra một lần trong 11 triệu năm ! Nhưng vì hydro là nguyên tố có số lượng rất lớn nên vạch phổ 21 cm trở nên mạnh nhất và phổ biến nhất, so với các vạch phổ của các nguyên tố khác.
Sư phát hiện vạch phổ hydro tiên đoán bởi van de Hulst là một trong những mục tiêu đầu tiên cuả các nhà thiên văn khi họ sử dụng kính vô tuyến. Năm 1951, vạch hydro xuất hiện trong phổ trên tần số như đã xác định bằng lý thuyết. Sau đó, vạch phổ hydro 21 cm được dùng để quan sát cấu trúc cuả Dải Ngân Hà. Kết quả quan sát ở Bắc Bán cầu cuả các nhà thiên văn Hà Lan được bổ sung bằng những kết quả đo được ở Nam bán cầu do các nhà thiên văn Úc cung cấp. Ngân Hà xưa kia được hình dung là một dải ánh sáng mờ ảo vắt ngang nền trời, nay được phát hiện là một thiên hà có cấu trúc xoắn ốc tương tự như vô vàn thiên hà khác trong vũ trụ.
Cấu trúc xoắn ốc cuả những thiên hà đã trở thành một bài toán thủy động lực học. Một trong những giải thích thỏa đáng đề xuất là những nhánh xoắn ốc phản ánh mật độ không đồng đều trong thiên hà và được tạo ra bởi một loại sóng gọi là "sóng mật độ". Tuy nhiên, họa tiết xoắn ốc xuất phát như thế nào vẫn còn là một vấn đề chưa được giải thích.
Dải Ngân Hà là một thiên hà trong đó có mặt trời (Sun) và trái đất. Hệ mặt trời cách trung tâm Ngân Hà khoảng 26.000 năm ánh sáng. Từ trái đất, chúng ta chỉ nhìn thấy thiên hà của chúng ta dưới dạng một dải ánh sáng chiếu lên nền trời. Hydro là nguyên tố phổ biến nhất trong các thiên hà. Cấu trúc xoắn ốc cuả Ngân Hà được phát hiện bằng sự quan sát vạch phổ hydro trên bước sóng vô tuyến 21 cm. Sóng vô tuyến có ưu điểm là truyền qua khắp Ngân Hà mà không bị bụi và hơi nước hấp thụ. Những "Nhánh" (Arm) xoắn ốc chứa khí và bụi và những ngôi sao, xuất phát từ vùng trung tâm Ngân Hà trong đó có một cái thanh chứa khí và sao (ở giữa hình) cùng một lỗ đen khổng lồ vô hình nặng bằng 4 triệu lần mặt trời. ác nhánh xoắn ốc mang tên: 3 Kiloparsec, Sagittarius (Nhân Mã, Người bắn Cung), Norma (Củ Xích, Thước Thợ), Scutum-Centaurus (Thuẫn Bài, Lá Chắn - Bán Nhân Mã, Nửa Người nửa Ngựa), Orion (Lạp Hộ, Người đi Săn), Perseus (Anh Tiên, Dũng Sĩ), Outer (Ngoài). (Hình NASA/JPL-Caltech).
Hydro trung hoà cũng được dùng để đo đạc quy luật quay của những thiên hà xa xôi và ước tính khối lượng của thiên hà. Các nhà thiên văn nhận xét là xung quanh thiên hà hẳn phải có một quầng vật chất tối có trường hấp dẫn đáng kể thì mới giải thích được quy luật quay của thiên hà. Trong toàn thể vũ trụ, vật chất tối không nhìn thấy nhưng có trường hấp dẫn đủ mạnh để làm chệch hướng tia ánh sáng của những thiên hà ở hậu cảnh. Những đám vật chất tối ở cận cảnh, hoạt động tương tự như những thấu kính để khuếch đại bức xạ của những thiên hà ở hậu cảnh và tạo ra những hình ảo. Quan sát ảo ảnh vũ trụ là một phương pháp để phát hiện vật chất tối. Vai trò của vật chất tối cũng được thể hiện trong những chùm thiên hà. Sở dĩ những thiên hà được gắn kết với nhau thành chùm là do sức hút hấp dẫn cuả vật chất tối trong môi trường liên thiên hà.
Khi vũ trụ chưa đầy một tỷ năm tuổi, hydro còn tồn tại chủ yếu dưới dạng nguyên tử trung hoà nên hấp thụ bức xạ. Sau thời điểm này, những ngôi sao khổng lồ thế hệ đầu tiên xuất hiện và ion hoá hydro để tạo ra một môi trường plasma. Khi đó màn khí hydro trung hoà mới bắt đầu tan và vũ trụ mới ló sáng. Quan sát vạch hydro trung hoà trên bước sóng 21 cm cũng là để nghiên cứu vũ trụ trong thời đại hãy còn tối tăm, khi vũ trụ chưa tới 800 nghìn năm tuổi.
Sự phát hiện tình cờ bức xạ tàn dư cuả Big Bang
Trong những thập niên đầu của thế kỷ trước đã có nhiều phát hiện cơ bản mở đường cho ngành vũ trụ học hiện đại. Năm 1927, nhà tu hảnh kiêm thiên văn học người Bỉ, Georges Lemaître, công bố một mô hình lý thuyết đề xuất một vũ trụ dãn nở đơn điệu. Mô hình cuả Lemaître giải thích được tốc độ xuyên tâm (chiếu lên hướng quan sát) cuả các "tinh vân ngoài Ngân Hà" (các thiên hà). Bài báo không gợi được sự chú ý cuả các nhà khoa học có lẽ là vì viết bằng tiếng Pháp. Bản tiếng Anh do Eddington dịch không đả động đến sự di chuyển cuả các thiên hà. Lemaître có trao đổi với Einstein nhưng hồi đó Einstein chỉ tin vào một mô hình vũ trụ tĩnh. Như vậy, có thể nói Lemaître là nhà thiên văn đã phát hiện được hiện tượng vũ trụ dãn nở trước Hubble, nhưng vì hoàn cảnh nên không được chính thức công nhận.
Sau khi vũ trụ ra đời được 300 nghìn năm, nhiệt độ đã giảm xuống đủ để electron tái hợp với ion. Màn electron trước kia bao trùm khắp vũ trụ bắt đầu tan để lộ ra bức xạ vi ba tàn dư của Big Bang mà các nhà thiên văn quan sát được ngày nay. Sự phát hiện bất ngờ bức xạ "phông vũ trụ" là một sự kiện vô cùng quan trọng trong biên niên sử thiên văn học. Một lần nữa, một thành tựu thiên văn to lớn lại được hai nhà vật lý người Mỹ, Penzias và Wilson, của công ty Bell Labs công bố năm 1965. Penzias và Wilson dùng kính thiên văn vô tuyến và máy thu rất nhạy để đo thông lượng cuả các nguồn bức xạ vô tuyến trên bước sóng 7 cm. Trong quá trình đo đạc họ băn khoăn khi tìm thấy một bức xạ dư thừa đến từ tứ phía trên bầu trời mà họ cho là nhiễu xạ. Nhiệt độ của bức xạ dư thừa mà họ đo được là 3,5 + 1,0 Kelvin. Penzias và Wilson liên hệ với những nhà vật lý lý thuyết thingye, Gamow và cộng sự để trao đổi ý kiến. Những nhà vật lý lý thuyết này trước đây đã tiên đoán là vũ trụ ban đầu nóng ít nhất 10 tỷ Kelvin và nay đã nguội dần. Phổ của Vũ trụ là phổ nhiệt thuộc loại bức xạ "vật đen" (bức xạ Planck). Tàn dư của Big Bang là một "biển bức xạ vật đen" lan tràn khắp bầu trời và có nhiệt độ được tiên đoán khoảng 10 Kelvin. Tuy nhiên, hồi đó Penzias và Wilson vẫn tin ở một mô hình Vũ trụ ở "trạng thái ổn định" cuả Fred Hoyle và vẫn còn xa lạ với mô hình Big Bang. Tuy giá trị 10 Kelvin tiên đoán bằng lý thuyết Big Bang lớn hơn giá trị 3 Kelvin đo được bởi Penzias và Wilson, nhưng các nhà khoa học đều chấp nhận sự chênh lệch giữa hai gíá trị và khẳng định là bức xạ mà Penzias và Wilson đo được, chính là bức xạ tàn dư cuả Big Bang.
Năm 1978, Penzias và Wilson được trao giải Nobel vật lý, nhờ sự phát hiện bất ngờ bức xạ phông vũ trụ 3 Kelvin, một trong những bằng chứng củng cố thuyết Big Bang. Sau này những quan sát bằng vệ tinh và khinh khí cầu có độ phân giải cao, xác định nhiệt độ bức xạ phông vũ trụ là 2,7251 + 0,0002 Kelvin. Những nghiên cứu thống kê dựa trên kết quả quan sát bức xạ phông vũ trụ không đồng đều cùng những mô hình lý thuyết còn cho thấy Vũ trụ chỉ chứa 27 phần trăm vật chất, 73 phần trăm còn lại là năng lượng. Đa số vật chất lại là "vật chất tối" không nhìn thấy mà bản chất vẫn còn chưa xác định được. Chỉ có 4 phần trăm vật chất là những nguyên tử thông thường phát ra ánh sáng và bức xạ mà các nhà thiên văn quan sát được.
Nghịch lý tia plasma "siêu quang" phát từ những quasar
Năm 1963, nhà thiên văn Hà Lan, Marteen Schmidt, sử dụng kính thiên văn tại Đài Mount Palomar (California) để quan sát thiên thể 3C 273. Thiên thể này giống một ngôi sao bình thường nhưng rất mờ. Sau khi quan sát kỹ lưỡng bằng phổ kế, Schmidt ngạc nhiên nhận thấy thiên thể 3C 273 nằm ở ngoài Ngân Hà và phát ra bức xạ nội tại mạnh bằng một nghìn lần bức xạ cuả những thiên hà, tuy chỉ nhỏ bằng một triệu lần thiên hà. Ngày nay, hàng trăm nghìn loại thiên thể như thế đã được phát hiện và được đặt tên là "quasar" (quasi stellar), tức là "chuẩn sao". Thiên hà và Ngân Hà có nhiều bụi nên hấp thụ ánh sáng của những quasar. Hơn nữa, trên bầu trời có đến hàng triệu ngôi sao có độ sáng biểu kiến lớn hơn quasar. Do đó, phát hiện quasar bằng kính thiên văn quang học là công việc không dễ dàng nên quá trình nhận ra quasar cũng phải dựa trên bức xạ vô tuyến của quasar, bởi sóng vô tuyến truyền trong không gian nhưng ít bị hấp thụ.
Quasar là một môi trường có những hạt năng lượng cao và có từ trường tương đối lớn nên là những nguồn bức xạ synchrotron vô tuyến rất mạnh. Bức xạ synchrotron phát ra bởi những electron tương đối tính được gia tốc trong từ trường. Nhân của quasar là một lỗ đen cung cấp cho quasar năng lượng. Kết quả quan sát bằng những hệ kính thiên văn giao thoa vô tuyến có độ phân giải cao cho thấy quasar phóng ra những tia plasma (khí electron và ion). Các nhà thiên văn quan sát thường xuyên để theo dõi từng cụm plasma. Họ rất ngạc nhiên khi quan sát thấy là những đám khí plasma dường như di chuyển trên nền trời nhanh hơn ánh sáng (tốc độ "siêu quang").
Nghịch lý di chuyển "siêu quang" (superluminal motion) cuả những tia plasma phát từ quasar chỉ là một ảo ảnh quang học. Tốc độ đo được không phải là tốc độ thực sự v cuả những đám khí electron, mà là thành phần vb của vectơ tốc độ v chiếu lên nền trời. Tốc độ vb đo được bằng kính thiên văn có thể tính bằng công thức: vb = v/[1-(v2/c2)]1/2. Nếu tốc độ v của đám khí là 0,995c, (c là tốc độ ánh sáng) thì tốc độ biểu kiến vb đo được phải lớn bằng 10 lần tốc độ c của ánh sáng. Những đám khí electron phóng ra từ nhân quasar di chuyển trong không gian vũ trụ với tốc độ "tương đối tính" (relativistic), tuy lớn gần bằng, song vẫn thấp hơn tốc độ ánh sáng c.
Bức xạ synchrotron cuả quasar 3C175 thu được trên bước sóng vô tuyến 6 cm. Nhân quasar (đốm sáng ở giữa) phóng ra những tia plasma kết thúc bằng hai cái búp. Từ trái đất, người quan sát có cảm tưởng tia plasma di chuyển nhanh hơn ánh sáng. Nghịch lý di chuyển "siêu quang" chỉ là một hiện tượng ảo và có thể giải thích được khi tia plasma di chuyển với tốc độ "tương đối tính" cao xấp xỉ, nhưng không vượt quá tốc độ ánh sáng. (Hình NRAO).
Quasar là nhân cuả những thiên hà chứa lỗ đen và có trường hấp dẫn vô cùng lớn. Lương thực của lỗ đen là những ngôi sao và những đám khí ở môi trường xung quanh. Quasar là những ngọn đèn pha cực kỳ sáng được dùng để khám phá những vùng vũ trụ xa xôi. Quasar cũng là những máy gia tốc thiên nhiên để nghiên cứu những hiện tượng vật lý trong lĩnh vực thuyết tương đối và lỗ đen.
Những ngọn hải đăng phát sóng hấp dẫn
Luồng "gió mặt trời" tạo ra một màn plasma bao quanh trái đất. Màn plasma không đồng đều và chụm lại thành từng cụm chuyển động hỗn độn. Bức xạ vô tuyến cuả những thiên thể yếu đi khi bị những cụm plasma che lấp, rồi trở lại bình thường khi cụm plasma ra khỏi bề mặt thiên thể. Hiện tượng này tương tự như hiện tượng "sao nhấp nháy" do màn khí quyển không đồng đều cuả trái đất làm độ sáng cuả những ngôi sao thay đổi hỗn độn với chu kỳ rất ngắn, khoảng 1/10 giây. Trong lĩnh vực vô tuyến, gió mặt trời còn làm các nguồn bức xạ hiện ra không sắc nét, nên các nhà thiên văn vô tuyến không xác định được chính xác kích thước cuả các thiên thể.
Năm 1967, nhóm các nhà thiên văn tại Cambridge (Anh) bắt đầu nghiên cứu tác động cuả gió mặt trời, nhằm tìm ra phương pháp đo đạc chính xác kích thước cuả các nguồn bức xạ vô tuyến trên bước sóng 3,7 m. Họ dùng một hệ giao thoa cùng những thiết bị điện tử để thu những tín hiệu có khả năng thay đổi cường độ rất nhanh. Họ bất ngờ thu được những xung vô tuyến với chu kỳ đều đặn trên dưới một giây đồng hồ. Thọat đầu, họ tưởng đó là hiện tượng sao nhấp nháy, hoặc tín hiệu nhiễu radar và vô tuyến viễn thông, hay là bức xạ xung do một nền văn minh nào đó trong vũ trụ phát ra nhằm liên lạc với nhân loại trên trái đất. Họ quan sát và kiểm tra kỹ lưỡng tính chất và hướng cuả tín hiệu trên bầu trời và rút cục khẳng định là bức xạ xung xuất phát từ một loại thiên thể, tàn dư cuả những sao siêu mới. Sau khi tiêu thụ hết nhiên liệu hạt nhân, sao siêu nặng nổ tan, lõi ngôi sao bị nén đến mức vật chất bị biến dạng thành neutron. Từ trường lưỡng cực cuả sao neutron khoảng 1013 Gauss là rất lớn so với từ trường 0,5 Gauss trên trái đất. Những hạt electron năng lượng cao cuả sao neutron được gia tốc trong từ trường và phát ra hai tia xạ vô tuyến hình nón có trục trùng với trục từ trường S-N. Trục quay (rotation axis) cuả ngôi sao neutron không trùng với trục cuả nón bức xạ, nên sao neutron phát ra những xung mỗi khi bức xạ quét qua trái đất như ngọn hải đăng đang quay. Các nhà thiên văn gọi thiên thể này là "pulsar" (pulsating star).
Hình trên: pulsar phát bức xạ vô tuyến giới hạn trong một chóp nón. Pulsar quay nên phát ra những xung vô tuyến mỗi khi bức xạ chóp nón quét qua trái đất. Hình dưới: khi pulsar có một đồng hành thì chu kỳ quay cuả hệ sao giảm dần vì hai ngôi sao ngày càng quay gần nhau. Lý do là hệ sao phát ra sóng hấp dẫn (gravitational waves) nên mất dần năng lượng. Hệ pulsar đôi là một phòng thí nghiệm thiên nhiên dùng để phát hiện sóng hấp dẫn tiên đoán bởi thuyết tương đối. (The 1993 Nobel Prize in Physics ; R.A. Hulse, J.H. Taylor).
Một loại pulsar có chu kỳ quay cực kỳ ngắn và được gọi là pulsar miligiây (1/1000 giây). Tuy pulsar miligiây tự quay với tốc độ lớn khủng khiếp, nhưng không bị xé tan bởi lực ly tâm. Những xung pulsar thu được trong kính thiên văn vô tuyến cách nhau rất đều đặn như tiếng tích tắc cuả chiếc đồng hồ. Mỗi năm chu kỳ cuả xung chỉ giảm đi trên dưới 0,1 miligiây, chứng tỏ pulsar miligiây là những chuẩn thời gian thiên nhiên tuyệt vời. Độ chính xác đo được cuả chu kỳ quay cuả pulsar chỉ bị giới hạn bởi độ chính xác cuả đồng hồ nguyên tử dùng để đo chu kỳ cuả xung pulsar. Những mẫu đồng hồ thiên nhiên dùng tín hiệu của một số pulsar thu trong kính thiên văn vô tuyến đã được chế tạo và đặt tại thành phố Gdansk (Ba Lan) và Bruxelles (Bỉ).
Theo thuyết tương đối cuả Einstein, những vật thể có khối lượng và trường hấp dẫn lớn, khi được gia tốc và di chuyển nhanh, thì phát ra sóng hấp dẫn. Những thiên thể siêu đặc như lỗ đen và tàn dư cuả những ngôi sao đã tiêu thụ hết nhiên liệu đểu phát ra sóng hấp dẫn. Sóng hấp dẫn lan truyền với tốc độ ánh sáng và có khả năng làm nhiễu không-thời gian và làm co dãn vật thể. Tuy nhiên, biên độ tương đối dL/L cuả sự thay đổi kích thước (L) chỉ nhỏ khoảng 10-20 . Sóng hấp dẫn yếu đến mức chưa được phát hiện bởi bất cứ dụng cụ tinh xảo nào chế tạo từ xưa đến nay trong phòng thí nghiệm.
Sự phát hiện một cặp pulsar đôi, PSR1913+16, bởi hai nhà thiên văn vô tuyến Taylor và Hulse đã cung cấp cho họ một phòng thí nghiệm thiên nhiên để phát hiện sóng hấp dẫn. Hệ pulsar gồm hai ngôi sao neutron nặng bằng 1,4 lần mặt trời, quay xung quanh nhau. Một ngôi là pulsar phát ra 17 xung vô tuyến mỗi giây. Nhờ những đo đạc tỉ mỉ trong 30 năm, hai nhà thiên văn xác định được, cứ mỗi giây đồng hồ độ giảm trung bình chu kỳ quay là 2,402x10-12 giây. Có nghĩa là pulsar quay ngày càng gần ngôi sao neutron đồng hành trên những quỹ đạo ngày càng hẹp và cuối cùng có khả năng va chạm vào nhau. Những tính toán lý thuyết dựa trên thuyết tương đối cuả Einstein cho thấy chính vì pulsar phát ra sóng hấp dẫn mà bị hao hụt năng lượng nên chu kỳ ngắn dần. Giải Nobel vật lý năm 1993 đã được trao cho hai nhà khoa học Taylor và Hulse.
Hệ dây vũ trụ (cosmic strings) được phân phối ngẫu nhiên trong Ngân Hà và tồn tại từ khi vũ trụ mới ra đời cũng là nguồn sóng hấp dẫn. Trong Ngân Hà, mỗi khi xung pulsar truyền qua những gợn sóng hấp dẫn trong không-thời gian thì chu kỳ cuả xung phải thay đổi. Các nhà thiên văn Úc đã có đề án dùng kính thiên văn vô tuyến để quan sát sự thay đổi chu kỳ cuả những xung phát ra bởi khoảng 20 pulsar rải rác từ nhiều hướng trên bầu trời, nhằm phát hiện dây vũ trụ.
Ngân Hà, phòng thí nghiệm hoá học phong phú
Nhân cuả những nguyên tử nhẹ như hydro và hêli được tạo ra từ khi Vũ trụ mới ra đời, trong một môi trường cực kỳ nóng. Những nguyên tử nặng hơn được chế biến sau này trong tâm những ngôi sao, rồi được phun ra môi trường xung quanh, khi ngôi sao bùng nổ. Quá trình sao nổ (sao siêu mới) làm môi trường liên sao trong Ngân Hà và trong các thiên hà luôn phong phú về mặt hoá học. Vật chất trong môi trường lại được dùng để tạo ra những ngôi sao thế hệ sau. Nghiên cứu môi trường liên sao là vấn đề thiết yếu để tìm hiểu sự hình thành cuả những ngôi sao và những thiên hà. Môi trường liên sao tương đối lạnh (~100 Kelvin) và loãng (~10 hạt hydro/cm3) nên dường như không thuận lợi cho sự tổng hợp các phân tử. Thành phần khí trong môi trường liên sao chủ yếu là nguyên tử trung hoà hydro nên sự nghiên cứu môi trường này thường được dựa trên sự quan sát vạch hydro 21 cm. Tuy nhiên trong Ngân Hà và các thiên hà có những đám khí rất đặc (≥ 106 hạt hydro/cm3), nên hydro không tồn tại ở trạng thái nguyên tử mà lại dưới dạng phân tử. Do đó, các nhà thiên văn không dùng được vạch nguyên tử hydro 21 cm để phát hiện các đám khí phân tử. Những đám khí này có mật độ khí và bụi cao, nên là môi trường thuận lợi cho sự hình thành những ngôi sao. Trong những đám khí đặc, không những có phân tử hydro mà còn có những phân tử khác.
Sơ đồ mức năng lượng cuả các phân tử phức tạp hơn sơ đồ năng lượng cuả các nguyên tử. Bởi vì không những phân tử có thể thay đổi năng lượng do electron thay đổi quỹ đạo như trong nguyên tử, mà phân tử còn quay và rung động. Bức xạ phổ vô tuyến cuả phân tử thường xuất phát từ những mức năng lượng quay tương đối thấp, nên dễ được kích thích bởi bức xạ hồng ngoại phát ra từ những ngôi sao và những hạt bụi trong môi trường liên sao. Đa số phân tử trong môi trường liên sao phát ra những vạch phổ trên bước sóng vô tuyến milimet.
Vào những năm đầu cuả thập niên 1960, nhờ có sự cộng tác với các nhà hoá học và bằng những phương pháp tính toán cơ học lượng tử, mà các nhà thiên văn tiên đoán được tần số cuả những vạch phổ phân tử. Họ dùng cả máy quang phổ trong phòng thí nghiệm để xác định chính xác thêm tần số. Phân tử đầu tiên được phát hiện trên bước sóng 18 cm (tần số 1665 megahertz) bởi các nhà thiên văn của Viện Kỹ thuật MIT (Mỹ) là phân tử OH (hydroxyl), một "gốc" hoá học. (Gốc hoá học là loại phân tử trong đó có một electron độc thân chưa được ghép thành cặp, nên có khả năng phản ứng hoá học cao và là một thể̉ hoá học không bền vững trong điều kiện cuả các phòng thí nghiệm trên trái đất). Các nhà thiên văn cũng đã tình cờ phát hiện được một loại hoá chất trong Ngân Hà. Mới đầu, họ chưa xác định được bản chất nên tạm đặt tên là X-ogen. Sau này, phân tử X-ogen được xác định là ion HCO+, tương đối rất phổ biến trong vũ trụ và đóng vai trò cốt yếu trong những phản ứng hoá học để tạo ra những phân tử phức tạp.
Cho tới nay các nhà thiên văn đã tìm thấy trong Dải Ngân Hà khoảng 160 phân tử, chưa kể những chất đồng vị. Những phân tử này thường tồn tại dưới dạng khí trong môi trường tương đối đặc, xung quanh những ngôi sao trẻ đang hình thành và những ngôi sao già đang hấp hối. Những ngôi sao trẻ và sao già không có đủ năng lượng để phát ra ánh sáng mà chỉ phát được bức xạ hồng ngoại. Vùng trung tâm Ngân Hà và những đám khí chứa nhiều sao và bụi cũng là nơi tập trung nhiều loại phân tử. Những môi trường này rất phong phú về mặt hoá học và phát ra nhiều bức xạ hồng ngoại, hai yếu tố thuận lợi cho sự kích thích những phân tử để phát ra những vạch phổ vô tuyến. Trong số những phân tử đã phát hiện được từ trước tới nay trong Ngân Hà, có nhiều phân tử thông thường như carbon monoxide, aldehyde, amine, acid, cồn ethyl, muối, nước v.v.
Chúng tôi đã dùng kính thiên văn vô tuyến cuả viện thiên văn vô tuyến Pháp-Đức IRAM có đường kính 30 m, để tìm kiếm phân tử glycine NH2CH2COOH trong Ngân Hà, nhưng chưa đạt được kết quả. Glycine là phân tử đơn giản nhất trong loại phân tử sinh học amino acid, thành phần cơ bản cuả tế bào sinh vật. Sự phát hiện phân tử glycine là một thách thức đối với các nhà vật lý thiên văn trong công việc tìm kiếm sự sống trong vũ trụ.
Mới đây, các nhà thiên văn sử dụng hệ giao thoa vô tuyến ALMA cuả cộng đồng châu Âu và đã phát hiện được một loại đường đơn giản nhất gọi là glycolaldehyde (HCOCH2OH). Phân tử đường tồn tại trong một cái đĩa khí và bụi xung quanh hệ sao IRAS 16293-2422 đang hình thành, tương tự như hệ mặt trời nguyên thủy. Sự phát hiện phân tử đường là rất bổ ích cho sự tìm hiểu quá trình hình thành những phân tử sinh học vĩ mô như RNA (ribonucleic acid), một trong những phân tử cần thiết cho sự sống trong Dải Ngân Hà.
Cấu trúc 3D của phân tử đường glycoaldehyde. Động tác quay và rung động làm phân tử phát ra những vạch xạ hồng ngoại và vô tuyến. Phân tử glycolaldehyde được phát hiện trong một hệ sao đang hình thành, nhân một đợt hoạt động thử nghiệm hệ kính vô tuyến ALMA. (Jes K. Jørgensen và cộng sự, 2012).
Phân tử cũng được dùng để nghiên cứu trong lĩnh vực vũ trụ học. Ở thời đại nguyên thủy khoảng 300 nghìn năm sau Big Bang, vũ trụ đã đủ nguội để những phân tử nhẹ như H2 và LiH có thể tồn tại mà không bị quang ly (photodissociated). Sự quan sát những phân tử nhẹ trong những thiên hà xa xôi hãy cỏn trẻ, cung cấp cho các nhà thiên văn những kết quả để kiểm nghiệm lý thuyết tổng hợp các nguyên tố đầu tiên trong vũ trụ nguyên thủy.
Phân tử còn là nhiệt kế có thể dùng để đo nhiệt độ bức xạ phông vũ trụ. Phân tử cyanogen CN phát ra hai vạch phổ trên bước sóng 1,32 mm và 2,64 mm nằm sát cạnh đỉnh cuả bức xạ nhiệt phông vũ trụ (bức xạ vật đen cuả Planck) ở nhiệt độ 3 K. Phân tử CN ở trạng thái cân bằng nhiệt động đối với bức xạ phông vũ trụ. Có nghĩa là xác định nhiệt độ của vạch phổ CN tức là đo được nhiệt độ bức xạ phông vũ trụ. Giá trị trung bình của nhiệt độ cuả vạch CN đo được từ nhiều hướng trong vũ trụ chỉ chênh lệch khoảng 0,082 K so với giá trị 2,735 K đo được bằng kết quả quan sát bức xạ phông vũ trụ bằng vệ tinh.
Bức xạ Maser thiên nhiên kỳ diệu
Vào những năm đầu cuả thập niên 1960, các nhà thiên văn vô tuyến tại Đại học Berkeley đã có một phát hiện bất ngờ. Họ quan sát thấy một vạch phổ có độ sáng cực kỳ lớn trên tần số 1665 Megahertz (bước sóng λ = 18 cm) phát từ hướng tinh vân Lạp Hộ. Họ không xác định được bản chất của bức xạ và họ ngạc nhiên đến nỗi phải tạm đặt tên là bức xạ "Huyền bí" (Mysterium). Kỳ thực, họ đã phát hiện bất ngờ được bức xạ "maser" cuả phân tử hydroxyl OH trong vũ trụ. Maser là chữ viết tắt cuả "Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation" (Sự khuếch đại vi ba bởi bức xạ cảm ứng). Ngoài maser OH còn có maser H2O (hơi nước), SiO (silicon monoxide), SiS (silicon monosulfide) v.v…. Bức xạ maser vũ trụ được phát ra khi đám khí phân tử khuếch đại tín hiệu vô tuyến. Maser có thể mạnh gấp hàng tỷ lần tín hiệu cuả các phân tử khác trong dải Ngân Hà. Vạch bức xạ maser thường rất hẹp và bị phân cực và biến đổi nhanh theo thời gian. Nôi cuả những ngôi sao đang hình thành hay vỏ những ngôi sao đang hấp hối là môi trường chứa nhiều khí và bụi và là những nguồn tia hồng ngoại dùng để "bơm" maser. Kích thước cuả maser vũ trụ là vài đơn vị thiên văn (một đơn vị thiên văn là 150 triệu kilomet), rất lớn so với kích thước cuả những maser chế ra trong phòng thí nghiệm.
Muốn nghiên cứu bức xạ maser, các nhà thiên văn phải lập ra những mô hình giải phương trình truyền bức xạ trong đám khí phân tử, kết hợp với phương trình cân bằng thống kê để tính toán sự phân phối phân tử trên những mức năng lượng. Những tham số lý-hoá được chọn để hệ phổ tính toán bằng mô hình lý thuyết khớp với hệ phổ quan sát bằng kính thiên văn. Kết quả quan sát bức xạ maser cùng những mô hình lý thuyết được dùng để xác định điều kiện lý-hoá trong môi trường xung quanh những ngôi sao.
Phổ cuả phân tử Silicon Monosulfide SiS chúng tôi quan sát được trong vỏ ngôi sao IRC+10216 trên bước sóng 1,6 cm bằng kính thiên văn vô tuyến đường kính 43 m cuả Đài thiên văn NRAO tại Green Bank, bang West Virginia (Hoa Kỳ). Phân tử SiS phát vạch maser dưới dạng một đỉnh bức xạ cao và hẹp (bên trái trong hình) ở tốc độ -40 km/giây. Vạch maser xuất phát từ sự khuếch đại bức xạ của ngôi sao bởi những đám khí phân tử trong vỏ sao. Trục hoành chỉ tần số quy ra tốc độ dãn nở của vỏ sao bằng công thức Doppler. Trục tung là cường độ cuả vạch phổ. Những dấu tròn nhỏ là kết quả tính toán bằng mô hình lý thuyết. Những tham số trong mô hình được chọn để khớp với phổ quan sát và do đó để xác định điều kiện lý-hoá trong vỏ ngôi sao. (Nguyen.Qg.Rieu, V.Bujarrabal, H.Olofsson, L.E.B.Johansson, B.E.Turner: Astrophysical Journal, vol. 286, p. 276, 1984).
Triển vọng
Trong những năm qua, chúng ta đã được chứng kiến những phát hiện quan trọng trong lĩnh vực vật lý hạt. Những hiện tượng xẩy ra trong thế giới vi mô được tái tạo và giải thích trong phòng thí nghiệm. Vũ trụ bao la là một phòng thí nghiệm đa dạng và cũng xuất phát từ một thế giới nguyên thủy vi mô.
Thiên văn vô tuyến, tuy là một ngành khoa học chỉ mới được phát triển từ hơn nửa thế kỷ nay, nhưng đã lượm được nhiều kết quả có tính đột phá. Quan sát vạch phổ 21 cm cuả nguyên tử hydro đã cung cấp những thông tin quý giá về môi trường liên sao trong các thiên hà. Sự phát hiện ra bức xạ phông vũ trụ là một bằng chứng củng cố thuyết Big Bang và đã khởi động một loạt quan sát và nghiên cứu lý thuyết làm cho công việc tìm hiểu nguồn gốc và sự tiến hoá cuả vũ trụ tiến triển rất nhiều. Những thiên thể kỳ lạ như quasar và pulsar có trường hấp dẫn lớn được dùng để phát hiện những hiện tượng tiên đoán bởi lý thuyết tương đối cuả Einstein. Nhờ sự phát hiện những phân tử trong môi trường liên sao mà các nhà thiên văn mới quan sát được những đám khí đặc và chứa nhiều bụi, nôi cuả những ngôi sao đang hình thành. Sự phát hiện ra những tia maser trong thiên nhiên chứng tỏ vũ trụ là một phòng thí nghiệm lý-hoá rất phong phú.
Sự hiện diện của những phân tử hữu cơ trong Dải Ngân Hà thúc dục các nhà thiên văn tìm kiếm sự sống trong vũ trụ. Họ cũng dùng kính thiên văn vô tuyến để thu tín hiệu phát ra bởi các nền văn minh khác (nếu có) trên những hành tinh. Những quan sát mới đây cho thấy số hành tinh trong Ngân Hà có thể lên tới hàng trăm tỷ. Tuy nhiên, quá trình nảy sinh và nuôi dưỡng sự sống trên các hành tinh có thể là khác biệt so với trên trái đất. Tới nay, các nhà thiên văn chưa có bằng chứng cụ thể chứng tỏ là có sinh vật trong vũ trụ.
Cộng đồng thiên văn Châu Âu ESO vừa mới chấp thuận đề án xây kính thiên văn E-ELT (European Extremely Large Telescope) có đường kính 40 m, lớn chưa từng có trong lĩnh vực kính quang học. Hệ kính giao thoa ALMA có tổng cộng 66 ăngten đặt tại Chilê vừa mới được đưa vào hoạt động trên những bước sóng milimet và hạ milimet. Kính ALMA có độ phân giải cao nên được dùng để quan sát những thiên hà xa xôi và những ngôi sao có kích thước biểu kiến rất nhỏ. Tuy hãy còn đang trong thời kỳ thử nghiệm, nhưng kính ALMA đã cung cấp những kết quả đầu tiên đầy triển vọng. Kính đã thu được hình ngôi sao đang hấp hối R Sculptoris và đang phun vật chất dưới dạng những luồng gió chứa khí và bụi. Hiện tượng "thất thoát khối lượng" (mass loss) xẩy ra gần như tuần hoàn với chu kỳ khoảng 30.000 năm. Trong giai đoạn này, ngôi sao phát những "xung nhiệt" và gây ra những vụ bùng nổ trong vỏ sao, nguyên nhân của sự thất thoát khối lượng. Có khả năng R Sculptoris có một ngôi sao đồng hành làm nhiễu và khuấy tròn vỏ ngôi sao để tạo ra những vòng khí và bụi tương tự như những nhánh xoắn ốc trong những thiên hà. Đây là lần đầu tiên, cấu trúc hình xoắn ốc đã được phát hiện trong vỏ một ngôi sao.
Kính ALMA cũng đã được dùng để quan sát vành đai bụi xung quanh ngôi sao Fomalhaut, cách trái đất 25 năm ánh sáng. So với mặt trời đã có 5 tỷ năm tuổi, Fomalhaut chỉ là một ngôi sao sơ sinh mới có 200 triệu năm tuổi. Vành đai của Fomalhaut rộng lớn giống như vành đai Kuiper trong hệ mặt trời và là nơi có những hành tinh đang hình thành. Quan sát những hệ sao như Fomalhaut cũng giúp các nhà thiên văn tìm hiểu quá trình tiến hoá cuả hệ mặt trời.
Hệ sao sơ sinh Fomalhaut trong chòm Nam Ngư (Piscis Austrinus) quan sát trên bước sóng hồng ngoại bằng kính giao thoa ALMA và trên bước sóng khả kiến bằng kính không gian Hubble. Sự quan sát được thực hiện khi hệ kính ALMA hãy còn hoạt động trong thời kỳ thử nghiệm với ¼ tổng số 66 ăngten. Vành đai bụi xuất hiện sắc nét xung quanh ngôi sao (đốm sáng ở trung tâm). Vành đai là môi trường trong đó có những hành tinh đang được hình thành. (ALMA, ESO/NAOJ/NRAO – NASA/ESA/HST, 2012).
Sự tìm kiếm sự sống và những nền văn minh trong Dải Ngân Hà cũng là một mục tiêu đang thịnh hành. Hành tinh Hỏa láng giềng có một số điểm tương đồng với trái đất nên được thám hiểm trực tiếp bằng những trạm quan sát tự động. Sự phát hiện những phân tử hữu cơ có tính sinh học và vết tích của sự sống được cho là từng tồn tại trong quá khứ trên hành tinh Hỏa, đều là những đề tài khoa học ưa chuộng. Con tàu tự hành Curiosity đã được phóng thành công lên hành tinh Hoả để thực hiện nhiệm vụ này. Đây là một thành tích công nghệ mở đầu cho những vụ phóng tàu tự hành được trang bị đầy đủ hơn, như Curiosity 2 của NASA và ExoMars của ESA. Những con tàu tương lai sẽ có những thiết bị để đào sâu xuống bề mặt hành tinh và lượm những mẫu đá để mang về phân tích trong phòng thí nghiệm trên trái đất.
Nhờ có những phát triển công nghệ phóng kính thiên văn lên không gian và kỹ thuật hiện đại trong lĩnh vực chế tạo kính thiên văn, máy thu tín hiệu, máy tính và ngành điện tử mũi nhọn mà nhân loại mới hé mở được cánh cửa cuả phòng thí nghiệm vũ trụ, nhằm khám phá những hiện tượng thiên nhiên thú vị.
Nguyễn Quang Riệu
Muốn tìm hiểu thêm
Serendipitous Discoveries in Radio Astronomy (Ed. K. Kellermann and B Sheets, 1983)
Radio Astronomy: The Microwave Engineering Handbook, Vol. 3, Microwave Systems and Applications (Nguyen Quang Rieu; Ed. Smith B-L and Carpentier M.H.; Chapman and Hall, 1993)
Cavity Quantum Electrodynamics - Département de Physique de l'ENS; (Laboratoire Kastler Brossel, 2012)
