Vũ trụ không nhìn thấy (2)

Nhìn vào không gian sâu thẳm

Các kính thiên văn vô tuyến và vi sóng đang đắm mình trong vũ trụ lạnh lẽo và lắm xảo quyệt – từ bức xạ tàn dư của Big Bang cho đến các pulsar và quasar cực mạnh.

Kính thiên văn vô tuyến và vi sóng nghiên cứu những bước sóng điện từ dài nhất – các sóng dài hơn khoảng 1 mm. Một số trong những bức xạ này được tạo ra bởi những vật thể lạnh lẽo nhất trong vũ trụ, thí dụ như bức xạ nền 2,7 kelvin phát ra từ Big Bang.

Tuy nhiên, đa phần bức xạ được phát ra dưới dạng “bức xạ synchrotron”, giải phóng khi các electron chuyển động xoắn ốc trong từ trường ở gần tốc độ ánh sáng. Việc nhận dạng các nguồn bức xạ này đã làm hé lộ một số vật thể cực độ nhất của vũ trụ, thí dụ như các pulsar và quasar.

Kính thiên văn vô tuyến có thể chuyển động 64 m Parkes ở Australia là đĩa vô tuyến có thể chuyển động lớn thứ hai ở bán cầu nam. (Ảnh: Roger Ressmeyer/Corbis)

Quasar

Nguồn phát sóng vô tuyến đầu tiên trên bầu trời được phân biệt rõ, Cyg A trong chòm sao Cygnus, được nhận dạng là một thiên hà xa xôi vào năm 1954. Vào năm 1962, các nhà thiên văn tại trường Đại học Cambridge đã lập danh sách hơn 300 nguồn phát vô tuyến trên bầu trời phương bắc.

Một vài trong số này là những tàn dư của các sao siêu mới trong thiên hà của chúng ta, trong đó có một vật thể - ngày nay được biết là một pulsar – nằm tại tâm của tinh vân Con cua, tàn dư của một vụ nổ sao siêu mới mà các nhà thiên văn Trung Quốc đã nhìn thấy vào năm 1054 sau công nguyên. Tuy nhiên, đa số chúng thuộc về các thiên hà ở xa. Một số xuất hiện cùng với các vật thể trông tựa như sao, và được gọi là các nguồn phát vô tuyến giống như sao, hay quasar. Những vật thể cỡ nhỏ, tỏa sáng này khiến người ta tranh cãi lâu dài. Ngày nay, chúng ta tin chúng là các lỗ đen siêu khối nằm tại tâm của các thiên hà ở xa, với khối lượng từ một triệu đến một tỉ lần khối lượng của mặt trời.

Ngày nay, chúng ta ngờ rằng đa số các thiên hà, kể cả thiên hà của chúng ta, có một lỗ đen nằm tại tâm của chúng, và trong các thiên hà vô tuyến và các quasar, lỗ đen này đang ngốn lấy chất khí bao xung quanh. Khi chất khí chuyển động xoắn ốc về phía lỗ đen, các đường sức từ trong chất khí cuộn lại theo, làm tăng tốc các electron và tạo ra sóng vô tuyến. Tính cho đến nay, người ta đã biết tới hơn 200.000 quasar.

Các tương tác liên thiên hà

Các thiên hà thông thường chứa đầy chất khí hydrogen. Vì các nguyên tử hydrogen phát ra sóng vô tuyến với bước sóng 21 cm, nên các kính thiên văn vô tuyến có thể lập bản đồ chất khí này. Thường thì nó vượt ra khỏi ranh giới nhìn thấy của thiên hà và thậm chí có thể liên kết với các vật thể dường như tách rời bên ngoài. Một thí dụ là nhóm thiên hà M81 cách xa chúng ta 12 triệu năm ánh sáng. Nhìn qua kính hiển vi quang học, những thiên hà này dường rời rạc, nhưng các quan sát vô tuyến cho biết một mạng lưới hydrogen tạo liên kết giữa chúng, qua đó chúng kéo giật lên nhau bằng lực hấp dẫn.

Chúng ta có thể thu được vô số thông tin về động lực học nội của các thiên hà bằng cách nhìn vào các vạch phổ khác phát ra từ các chất khí giữa các sao, thí dụ như trong dải vi sóng, nằm giữa dải vô tuyến và hồng ngoại. Những quan sát như vậy hé lộ rằng các đám mây phân tử đậm đặc có sự phong phú chất hóa học, phần nhiều trong số đó có gốc carbon: hơn 140 phân tử đã được nhận dạng, với carbon monoxide là dồi dào nhất xếp sau hydrogen.

Pulsar

Năm 1967, Jocelyn Bell và Antony Hewish đang nghiên cứu phổ phát xạ của các quasar với một anten vô tuyến mới ở Cambridge, Anh quốc, khi ấy Bell để ý thất một tín hiệu vô tuyến dạng xung lặp lại chừng mỗi giây một lần. Đó là đối tượng đầu tiên thuộc một họ nguồn phát vô tuyến mới gọi là pulsar. Những sao neutron đang quay nhanh này, tàn dư của các sao siêu mới khối lượng lớn, có từ trường rất lớn, có thể đạt tới 10 gigatesla; để so sánh, hãy lưu ý từ trường của Trái đất chúng ta chỉ khiêm tốn có 50 microtesla. Khi chúng quay tròn, các pulsar phát ra bức xạ synchrotron dạng tia quét qua không gian giống như tia sáng của đèn hải đăng, mang lại tín hiệu dạng xung mà các kính thiên văn của chúng ta có thể nhìn thấy.

Các kính thiên văn vô tuyến đã tìm thấy hàng nghìn pulsar với chu kì biến thiên từ một mili giây cho đến vài giây. Năm 1974, quỹ đạo của một pulsar trong một hệ đôi có một sao neutron bình thường, không phát xung, đã được nhìn thấy đang từ từ quay chậm lại đúng như thể nó đang phát ra sóng hấp dẫn – bằng chứng gián tiếp duy nhất mà chúng ta có được từ trước đến nay cho một tiên đoán chủ chốt của thuyết tương đối rộng Einstein.

Nền vi sóng vũ trụ

Năm 1965, trong khi đang cố gắng thực hiện những quan sát vi sóng đầu tiên của Dải Ngân hà, Arno Penzias và Bob Wilson thuộc Bell Labs ở Holmdel, New Jersey, nhận thấy thiết bị của họ bị nhấn chìm trong tín hiệu nhiễu không giải thích được đến từ mọi hướng của bầu trời. Đây hóa ra là một trong những khám phá thiên văn quan trọng nhất của thế kỉ 20: bức xạ còn sót lại từ thời Big Bang, gọi là bức xạ nền vi sóng vũ trụ hay CMB.

Bức xạ này có phổ giống hệt như phổ của một vật có nhiệt độ 2,73 kelvin, một sự xác nhận tuyệt vời của cái mà lí thuyết Big Bang tiên đoán. Cường độ của nó hầu như y hệt nhau cho dù bạn nhìn về hướng nào: nếu bỏ qua sự biến thiên có hệ thống 1/1000 gây ra bởi chuyển động của thiên hà của chúng ta trong vũ trụ, thì cường độ của nó biến thiên không quá 1/100.000.

Những thăng giáng nhỏ xíu này chẳng có gì quan trọng, nhưng chúng cung cấp rất nhiều thông tin về sự phong phú của các loại khối lượng và năng lượng khác nhau trong vũ trụ. Các phép đo CMB do Vệ tinh Khảo sát Vi sóng Phi đẳng hướng Wilkinson (WMAP) cho thấy chỉ 4% vũ trụ là vật chất bình thường, còn 23% là vật chất tối không nhìn thấy, được cho là cấu tạo từ những hạt chưa rõ, và 73% là vật chất tối còn khó hiểu hơn nữa, bản chất của nó vẫn còn là một bí ẩn.

Sứ mệnh Vệ tinh giám sát Planck của Cơ quan Vũ trụ châu Âu, phóng lên hồi năm 2009 trên cùng tên lửa mang kính thiên văn hồng ngoại Herschel, sẽ lập bản đồ CMB chi tiết tinh vi hơn WMAP, có lẽ còn phát hiện ra cả dấu vết của sóng hấp dẫn còn sót lại từ những giai đoạn đầu của Big Bng.

Ma trận Kính thiên văn Rất Lớn

Hình ảnh cổ điển của kính thiên văn vô tuyến là một cái đĩa vệ tinh vô tuyến mở to. Các thí dụ nổi tiếng gồm có các kính thiên văn có thể điều khiển tại Jodrell Bank ở Anh, Đài thiên văn Parkes ở New South Wales, Australia, và Đài thiên văn vô tuyến quốc gia tại Green Bank, West Virginia, Mĩ. Đĩa đơn lớn nhất trong số chúng là cái đĩa cố định, đường kính 305 m tại Arecibo ở Puerto Rico, nơi nổi tiếng vì đã đi vào bộ phim James Bond GoldenEye.

Tuy nhiên, ngay cả một anten khổng lồ như vậy cũng không thể nhặt ra một nguồn vô tuyến trên bầu trời đến độ chính xác như mong muốn. Để thực hiện các quan sát phân giải cao, bạn cần một cái đĩa to hơn hàng trăm nghìn lần so với bước sóng mà bạn đang quan sát. Yêu cầu này được thực hiện bằng cách kết hợp các tín hiệu thu từ nhiều đĩa đặt phân tán, sử dụng một kĩ thuật gọi là tổng hợp khẩu độ. Thí dụ hay của một thiết bị như vậy là Ma trận Kính thiên văn Rất Lớn ở New Mexico, gồm 27 đĩa phân tán dọc theo ba cạnh của chữ “Y”, mỗi cạnh dài 10 km. Nó có thể định vị một nguồn vô tuyến trên bầu trời đến độ chính xác chừng 1/10.000 của một độ.

Nguồn: New Scientist