Năm 1908, nhà thiên văn người Mĩ Henrietta Leavitt đã chỉ ra một quy luật đáng chú ý mà sao Cepheid tuân theo. Trong công việc hàng ngày so sánh các bức ảnh chụp, bà phát hiện thấy các sao biến quang, sáng hơn trên một số ảnh chụp và mờ nhạt hơn trên một số ảnh khác chụp tại những thời điểm khác nhau. Leavitt lưu ý thấy sao biến quang càng sáng thì chu kì của nó càng dài.
16 sao biến quang Leavitt đo đều thuộc cùng một nhóm sao, Đám mây Magellan nhỏ. Như vậy, chúng đều xấp xỉ cùng một khoảng cách đến Trái Đất. Do đó, cường độ biểu kiến (độ sáng quan sát thấy) của chúng liên quan trực tiếp đến cường độ tuyệt đối (độ sáng thực chất, khi nhìn từ một khoảng cách chuẩn tùy ý) của chúng. Kết luận đó là một “quan hệ chu kì-độ sáng” – chu kì, hoặc thời gian, càng dài, từ độ sáng cực đại của Cepheid tới cực tiểu và quay trở lại cực đại, thì độ sáng thực chất của ngôi sao càng lớn.
Giả sử hệ sao hình cầu là một thứ bộ xương thiên hà, thì Shapley đã có phác thảo ngân hà, kích thước của nó, và vị trí của hệ Mặt Trời trong nó. Mặt Trời nằm xa về phía rìa của mặt phẳng thiên hà, chứ không gần vùng chính giữa. Ông chỉ ra rằng hệ sao đó lớn gấp 10 hoặc thậm chí 100 lần ước tính trước đây, và Mặt Trời cách tâm thiên hà nhiều chục ngàn năm ánh sáng.
“Hệ thống sao hình cầu đó, nói chung là trùng khớp, nếu như không chi tiết, với sự sắp xếp thiên văn như một khối toàn bộ, trông hơi giống một elipsoid… Tâm của hệ thiên văn đó nằm xa bên ngoài Trái Đất”. – Shapley
Shapley sử dụng quan hệ chu kì-độ sáng để ước tính khoảng cách. Trước tiên, ông thu thập mọi dữ liệu có sẵn về các sao Cepheid, từ những quan sát riêng của ông và từ các nhà thiên văn học khác, trong đó có Leavitt. Khoảng cách đến một số sao Cepheid gần hơn đã được đo, và như vậy Shapley có thể tính toán độ sáng tuyệt đối của nó. Cơ sở vật lí duy nhất mà ông cần là quy luật đơn giản rằng độ sáng giảm theo bình phương khoảng cách. Sau đó, Shapley vẽ đồ thị chu kì theo độ sáng tuyệt đối.
Shapley thực hiện giả định hợp lí rằng các sao Cepheid trong những cụm sao hình cầu ở xa tuân theo cùng các quy luật vật lí như các sao Cepheid ở gần. Ông quan sát chu kì của các sao Cepheid ở xa, biểu diễn cường độ tuyệt đối phỏng chừng của chúng lên đồ thị chu kì-độ sáng của ông, và so sánh cường độ tuyệt đối với cường độ biểu kiến quan sát được. Từ đó suy ra khoảng cách đến nhiều sao Cepheid cách rất xa – và đến những cụm sao hình cầu trong đó chúng cư trú. (Một số cụm sao hình cầu không có sao Cepheid ông có thể đo, và ông sử dụng các phương pháp khác, thô sơ hơn để ước tính khoảng cách của chúng).
Quan hệ chu kì – độ sáng đối với các sao biến quang loại Cepheid – đường cong cho thấy độ sáng của chúng thay đổi như thế nào theo thời gian – do Harlow Shapley vẽ năm 1918. Từ đó về sau, nhà thiên văn có thể quan sát chu kì, hay thời gian từ độ sáng cực đại này tới độ sáng cực đại tiếp theo, đối với bất kì sao Cepheid nào khác, rồi biểu diễn đồ thị cường độ tuyệt đối của sao. So sánh cường độ tuyệt đối (“thật sự”) ước tính này với cường độ biểu kiễn quan sát được sẽ mang lại khoảng cách, vì độ sáng giảm theo bình phương của khoảng cách.
“[Đường cong chu kì – độ sáng] dựa trên hơn 230 sao, và, ngoại trừ độ bất định điểm không (sai số khoảng cách đo bởi những phương pháp khác đối với các sao Cepheid gần hơn), có khả năng chính xác trong phạm vi 1 hoặc 2 phần trăm bậc độ lớn”.
Harlow Shapley
Shapley nhận thấy các cụm sao hình cầu sắp xếp đối xứng xung quanh thiên hà, ở phía trên mặt phẳng thiên hà cũng nhiều như ở phía dưới. Các cụm sao dường như tránh mặt phẳng thiên hà, tức Dải Ngân hà. Shapley viết rằng “vùng chính giữa thiên hà to lớn này, nơi đặc biệt phong phú đủ mọi loại sao, tinh vân hành tinh, và những cụm sao mở, không phải nghi ngờ gì là vùng không chứa các cụm sao hình cầu”. Shapley thừa nhận có một lời giải thích khác. Có thể là những cụm sao hình cầu không, như chúng ta nghĩ, thực sự không có trong vùng đó, mà chúng bị che khuất bởi các đám hấp thụ nằm dọc theo xương sống của Dải Ngân hà.
“Vũ trụ vật lí là trung tâm của con người đối với người nguyên thủy… vai trò của con người và Trái Đất trong bối cảnh thiên văn đã giảm sút cùng với những kiến thức tiến bộ về thế giới vật lí”…
- Shapley.
Sự phân bố của các cụm sao hình cầu do Shapley đo được năm 1918 (nhìn ngang). Vùng gạch chéo là mặt phẳng thiên hà của chúng ta. Vị trí của hệ Mặt Trời được đánh dấu X, nằm trong mặt phẳng thiên hà, gần rìa bên trái. Shapley đánh dấu các cụm sao hình cầu bằng những vòng tròn đen ở phía trên mặt phẳng và những vòng tròn trắng ở phía dưới mặt phẳng. Số lượng cụm sao hình cầu phía trên và phía dưới mặt phẳng là gần bằng nhau.
Thiên hà được hình dung vào năm 1919 (nhìn từ trên xuống), hình dạng và quy mô của nó được chỉ ra bởi những cụm sao hình cầu, ở đây chúng được biểu diễn chiếu lên mặt phẳng thiên hà. Hệ Mặt Trời nằm trong vòng tròn nhỏ. Đường chấm chấm là trục chính của thiên hà, với tâm của nó được đánh dấu bằng kí hiệu X màu đỏ. Vòng tròn lớn có bán kính tăng dần từng khoảng 10.000 parsec, khoảng 32.600 năm ánh sáng.
Ý nghĩa của loài người và hành tinh đặc biệt của họ vẫn tiếp tục thu nhỏ lại. Shapley lưu ý một tiến bộ lịch sử về niềm tin về một vũ trụ nhỏ bé, với loài người tại trung tâm của nó, đến một vũ trụ lớn hơn với Trái Đất nằm xa ra ngoài vùng trung tâm. Hình học đã chuyển hóa từ địa tâm sang nhật tâm rồi không có tâm. Sự thay đổi tâm lí học cũng không kém, ông khẳng định, từ con người là trung tâm đến không có gì là trung tâm. Một số nhà thiên văn đã nghi ngờ từ lâu rằng hệ Mặt Trời nằm ở gần tâm của thiên hà và người ta thích một nơi đặc quyền trong vũ trụ. Họ cảm thấy sự chênh lệch, một sự phân bố ngẫu nhiên cho trước, là nhỏ. Nay Shapley đem lại cho vai trò triết học này một chất liệu khoa học.
Thiên hà của Shapley không lớn bất kì ước tính nào trước đó (trừ những dự đoán buổi đầu về những tầng sao vô hạn). Nó thật sự có thể là toàn bộ vũ trụ. Vì Shapley đã chỉ ra rằng các cụm sao hình cầu là phần sáng tỏ của thiên hà, chứ không phải những vũ trụ độc lập. Các tinh vân (nơi tập trung các sao và bụi vũ trụ) khác, nhất là các tinh vân hình xoắn ốc, có thể vẫn nằm bên ngoài thiên hà của chúng ta. Nhưng nếu như chúng có kích thước tương tự với thiên hà to lớn của chúng ta, chúng có vẻ lớn đến mức đáng ngờ. Vũ trụ cô lập tách rời nhau không có khả năng tồn tại, nhưng chúng dường như ít có khả năng hơn khi mà Shapley nhân kích thước thiên hà của chúng ta lên nhiều lần.
Shapley bênh vực cho kết luận của ông trong cái gọi là “Cuộc tranh luận lớn” trước Viện hàn lâm khoa học quốc gia vào ngày 26/4/1920. Đề cập chủ yếu của ông là kích thước của thiên hà. Mô hình thiên hà to lớn dữ dội của ông, với hệ Mặt Trời nằm xa ngoài tâm của nó, chính xác ở mức độ lớn. Nhưng ông đã không dựa trên cơ sở quan sát khi ông biện hộ rằng các tinh vân xoắn ốc, chúng có vẻ nhỏ hơn nhiều, là một bộ phận của thiên hà của chúng ta. Đối thủ của ông, Heber Curtis, cãi lại rằng thiên hà có thể to lớn như Shapley nói, nhưng vẫn chỉ là một trong nhiều vũ trụ cô lập, nếu như nó xuất hiện với cơ hội lớn hơn chừng vài lần giá trị trung bình. Cuối cùng thì các quan sát chứng tỏ Curtis đúng, nhưng hồi năm 1920 Shapley có địa vị mạnh hơn.
Còn tiếp...
Xem lại Phần 12
