Mark Voit (Physics World, tháng 9/2010)
Những kì tích vàng son (1993–1997)
Ảnh chụp năm 1994 này của Hubble cho thấy nơi Mảnh vỡ G của sao chổi Shoemaker–Levy 9 đâm sầm vào Mộc tinh, làm toác ra một đám bụi vỡ để lại một vệt tối lớn hơn cả Trái đất trên bề mặt của hành tinh khổng lồ trên. (Ảnh: NASA)
Một khi sứ mệnh dịch vụ tháng 12 năm 1993 hoàn tất việc thay camera chính của Hubble và hiệu chỉnh các thiết bị khác với những dụng cụ quang thích hợp, chiếc kính thiên văn trên cuối cùng đã sẵn sàng làm nên lịch sử. Thành công lớn đầu tiên của nó xuất hiện vài tháng sau đó, một ngôi sao chổi khác thường tên gọi là Shoemaker–Levy 9 sắp va chạm với Mộc tinh vào tháng 7 năm 1994. Các lực thủy triều trong lần chạm trán gần trước đó với Mộc tinh đã xé toạc ngôi sao chổi ra thành các mảnh, để lại một chuỗi mảnh vỡ sẽ lao từng mảnh một vào bề mặt phủ đầy mây của hành tinh trên. Một vụ va chạm có quy mô như thế này xảy ra trong hệ mặt trời của chúng ta chỉ một lần trong vài ba trăm năm, và Hubble đã được sửa chữa xong đúng lúc để quan sát sự kiện đó, mang lại những ảnh chụp chi tiết nhất của những vị trí va chạm của các mảnh vỡ. Sự kiện này trùng khớp với sự gia tăng nhanh chóng của dịch vụ Internet đại chúng, và các hình ảnh va chạm nằm trong số những cái được quan tâm nhiều nhất trên web.
Chất khí giữa các sao đang tập trung lại thành những ngôi sao mới sinh trong những cột tối này, bề mặt của chúng đang phát sáng do bị chiếu xạ bức xạ tử ngoại. (Ảnh: NASA)
Một bức ảnh ấn tượng khác công bố vào năm sau đó thể hiện Tinh vân Eagle ngày nay hết sức nổi tiếng, những cột chất khí phát sáng đang phồng ra của nó thu hút sự chú ý của công chúng bởi những chi tiết phức tạp mà kính thiên văn Hubble có thể chụp lấy nét đẹp của vũ trụ. Trong vùng đang hình thành sao này thuộc thiên hà của chúng ta, lực hấp dẫn bên trong những phần đậm đặc nhất, tối đen nhất của những cột mây đang hút các chất khí lại với nhau để tạo ra những ngôi sao mới, và ánh sáng tử ngoại phát ra từ những ngôi sao trẻ ở gần đó đang tỏa trên các cột và làm cho chúng phát sáng. Đây chỉ là một trong nhiều bức ảnh Hubble nổi tiếng minh họa chu kì sống của các ngôi sao. Đối với các nhà thiên văn, việc nhìn thấy những bức ảnh như vậy giống như là tìm ra đáp án cho bài toán tiến hóa sao của họ ở cuối quyển sách vậy. Nhiều kết quả tìm kiếm của Hubble về các ngôi sao đã được những mô hình trước đó dự báo trước.
Ảnh chụp năm 1996 này là tầm nhìn sâu xa nhất của chúng ta vào lúc ấy, cho thấy những thiên hà ở xa từ 1 tỉ đến 12 tỉ năm ánh sáng, và do đó bao quát phần lớn lịch sử của vũ trụ. (Ảnh: NASA)
Có lẽ bức ảnh mang tính lịch sử nhất từ thời kì này là ảnh Trường Sâu Hubble, công bố vào tháng 1 năm 1996. Lúc ấy, nó là bức ảnh sâu xa nhất của vũ trụ từng được ghi lại. Vị trí trên bầu trời được chọn là hoàn toàn bình thường, cho nên nó sẽ là đại diện của vũ trụ quy mô lớn. Chiếc kính thiên văn đã hướng vào vùng trời này trong 10 ngày liền, thu thật nhiều ánh sáng có thể có và cố gắng phát hiện ra những thiên hà mờ nhạt nhất và xa xôi nhất mà nó có thể phân biệt được. Việc đo độ lệch đỏ của những thiên hà này cho thấy ánh sáng phát ra từ những thiên hà xa xôi nhất trong ảnh mất hơn 10 tỉ năm để đi tới chúng ta. Vì thế, phần lớn lịch sử của vũ trụ được thể hiện trong bức ảnh này, và điều quan trọng là xác định xem tốc độ hình thành sao và thiên hà nói chung trong vũ trụ đã thay đổi như thế nào theo thời gian.
Những thiên hà trẻ nhất, xa xôi nhất trong bức ảnh Trường Sâu Hubble trông nhỏ hơn và kém ổn định so với các thiên hà ngày nay. Điều này cho biết các va chạm thiên hà là phổ biến trong buổi đầu lịch sử của vũ trụ và ủng hộ quan điểm cho rằng các thiên hà lớn lên theo kiểu có tôn ti trật tự, khi những vật thể nhỏ hơn hợp nhất thành những vật thể lớn hơn. Thời kì hợp nhất sôi nổi này và sự hình thành thiên hà dần dần yếu đi khi vũ trụ tiếp tục giãn nở, và sự chậm lại của quá trình hình thành thiên hà trùng khớp với sự chậm lại trong quá trình hình thành sao. Tốc độ hình thành sao trong vũ trụ dường đã đạt cực đại khoảng hai đến bốn tỉ năm sau Big Bang và hiện nay đang tuột xuống chưa tới một phần mười giá trị cực đại của nó.
Những khám phá kinh điển (1997–2002)
Những khám phá tức thời xuất hiện trong vài ba năm đầu tiên sau khi Hubble được sửa chữa ban đầu xong, khi mà mỗi hình ảnh mới tiết lộ những chi tiết trước đó chưa hề thấy trên bầu trời. Một sứ mệnh sửa chữa lần hai vào năm 1997 đã mở rộng thêm khả năng của Hubble với một camera hồng ngoại mới và một quang phổ kế tử ngoại mới. Nhưng một số thành tựu khoa học bền vững hơn của chiếc kính thiên văn này đã được thực hiện với thiết bị ban đầu và đơn giản là vì cần mất vài năm quan sát và phân tích mới đơm hoa kết trái.
Một nghiên cứu như vậy là một chương trình lớn muốn đo tốc độ giãn nở của vũ trụ với độ chính xác chưa có tiền lệ. Nhà khoa học có tên đặt cho chiếc kính, Edwin Hubble, đã khám phá ra sự giãn nở của vũ trụ vào năm 1929 bởi việc chứng minh một mối liên hệ tỉ lệ giữa khoảng cách của các thiên hà bên ngoài nhóm địa phương của chúng ta và tốc độ mà các thiên hà đó đang di chuyển ra xa chúng ta. Đại lượng biểu diễn tốc độ giãn nở, H0 = (tốc độ lùi xa)/(khoảng cách thiên hà), được đặt tên là hằng số Hubble để tôn vinh ông. Việc biết được giá trị của nó là quan trọng vì nó cho chúng ta biết tuổi của vũ trụ (xấp xỉ 1/H0). Nó còn có thể sử dụng để suy luận ra khoảng cách của các thiên hà (nếu không khó mà đo được) từ tốc độ lùi ra xa của chúng, khoảng cách đó dễ dàng xác định từ độ lệch đỏ của quang phổ của từng thiên hà.
Hơn hai tá thiên hà, trong đó có thiên hà mang tên M101 này, đã được lùng sục để tìm các sao biến quang Cepheid là một phần của một dự án Hubble trọng yếu nhằm đo tốc độ giãn nở của vũ trụ. (Ảnh: NASA)
Tuy nhiên, để đo H0 một cách chính xác, bằng cách nào đó người ta phải đo khoảng cách đến một mẫu thiên hà mà không cần sử dụng mối liên hệ tiện lợi này. Dự án chính nhằm đo H0 sử dụng kĩ thuật sao biến quang Cepheid giống như kĩ thuật Edwin Hubble đã sử dụng để thực hiện các phép đo khoảng cách ban đầu của ông với các thiên hà ở xa tới 100 triệu năm ánh sáng. Sao biến quang Cepheid là những ngôi sao dao động về kích cỡ và độ sáng ở tốc độ tùy thuộc vào khối lượng của chúng. Chúng thật lí tưởng để đo khoảng cách thiên hà vì chúng thuộc về những ngôi sao sáng nhất và chu kì biến quang của một sao Cepheid tỉ lệ với công suất sáng toàn phần của nó. Việc đo độ sáng biểu kiến lẫn chu kì biến thiên của một Cepheid, do đó, mang lại đủ thông tin để xác định khoảng cách đến thiên hà trong đó nó cư trú. Người ta dễ dàng suy luận ra công suất sáng toàn phần của sao Cepheid từ chu kì co giãn của nó và tính ra khoảng cách tại đó một ngôi sao với công suất ánh sáng đó có mức sáng biểu kiến đã quan sát. Hubble đặc biệt thích hợp làm công việc đó vì tầm nhìn cực kì sắc nét của nó cho phép các nhà thiên văn nhận dạng và đo từng sao biến quang Cepheid trong các thiên hà mờ nhạt một cách vô vọng trong những ảnh chụp trên mặt đất. Năm 2001, đội dự án quan trọng ấy đã công bố một số đo của H0 là tốt trong phạm vi 10%, ràng buộc tuổi của vũ trụ là khoảng 14 tỉ năm.
Trong khi đó, các nhà thiên văn khai thác lợi thế của khả năng đo xa của Hubble để khảo sát những khoảng cách lớn hơn nữa đã thực hiện một trong những khám phá khoa học nổi bật nhất của thế kỉ thứ 20. Khám phá ấy dựa trên các quan sát sao siêu mới sinh ra bởi những sao lùn trắng phát nổ, chúng thường có công suất sáng cực đại bằng nhau hết. Tính chất này cho phép các nhà thiên văn xác định khoảng cách của một sao siêu mới bằng cách quan sát độ sáng biểu kiến cực đại của sao siêu mới lùn trắng. Như đối với các sao Cepheid, người ta biết công suất sáng toàn phần và có thể tính ra khoảng cách tại đó một vật thể sẽ có độ sáng biểu kiến như đã quan sát. Sử dụng những phép đo khoảng cách như vậy, vào năm 1998, hai đội nghiên cứu độc lập nhau đã chứng tỏ được rằng tốc độ giãn nở của vũ trụ đang tăng lên trong vài tỉ năm gần đây, một kết quả làm chấn động cộng đồng thiên văn học, vì họ trông đợi lực hút hấp dẫn làm chậm tốc độ giãn nở lại. Một số dạng thức không rõ của năng lượng, đặt tên là “năng lượng tối”, được xem là thủ phạm cho sự giãn nở tăng tốc đó, và các nỗ lực đo năng lượng tối và phương trình trạng thái của nó hiện nay là một bài toán lớn trong ngành thiên văn học và vũ trụ học hiện đại.
Các phép đo khoảng cách đến các sao siêu mới ở xa hàng tỉ năm ánh sáng cho thấy sự giãn nở của vũ trụ đang tăng tốc – một hiệu ứng được quy cho một số dạng năng lượng tối tạo ra lực đẩy ở quy mô lớn. Tầm nhìn sắc nét của Hubble hỗ trợ cho những phép đo này bởi việc phân biệt rõ ánh sáng sao siêu mới (mũi tên màu trắng) với ánh sáng của thiên hà nền phía sau. (Ảnh: NASA)
Công lao đặc trưng của Hubble cho các phép đo sự giãn nở đang tăng tốc một lần nữa thuộc về tầm nhìn siêu hạng của nó. Đa số sao siêu mới sử dụng trong những nghiên cứu này đã được phát hiện ra với các kính thiên văn mặt đất. Tuy nhiên, trong một ảnh chụp từ mặt đất, người ta khó phân biệt ánh sáng phát ra của một sao siêu mới ở xa với ánh sáng phát ra của thiên hà chứa nó. Với Hubble, việc trừ ánh sáng của thiên hà ra để xác định độ sáng cực đại của riêng sao siêu mới dễ dàng hơn nhiều, nhờ đó cho phép các phép đo khoảng cách chính xác hơn. Hơn nữa, một trong những thiết bị mới lắp đặt vào năm 1997 – camera hồng ngoại (tên gọi là NICMOS) – đã có thể tìm thấy những sao siêu mới lệch đỏ cao còn ở xa hơn cả những sao siêu mới phát hiện ra từ mặt đất, mang lại những phép đo khoảng cách vốn gắn liền với việc khảo sát sự giãn nở đang tăng tốc.
Một thiết bị khác lắp đặt hồi năm 1997, quang phổ kế STIS, là đáng chú ý nhất với việc giúp nhận dạng và đo khối lượng của các lỗ đen siêu khối nằm tại tâm của những thiên hà lân cận. Bản thân các lỗ đen là không thể nhìn thấy, cho nên để chứng tỏ những vật thể kì lạ này thật sự tồn tại, các nhà thiên văn phải đo các hiệu ứng hấp dẫn của chúng lên các ngôi sao và đám mây khí trong quỹ đạo xung quanh chúng. Tốc độ quỹ đạo được xác định tốc nhất bằng phương pháp quang phổ, sử dụng hiệu ứng Doppler, và vì thế từ phía trên bầu khí quyển của Trái đất, quang phổ kế của Hubble có thể xác lập dạng thức quỹ đạo tại tâm của các thiên hà một cách chi tiết hơn so với các kính thiên văn mặt đất. Việc đo khối lượng lỗ đen theo phương pháp này chứng tỏ rằng hầu như tất cả các thiên hà đều có những lỗ đen nằm tại tâm của chúng, và khối lượng của một lỗ đen trung tâm tỉ lệ với tổng khối lượng của những ngôi sao cấu thành nên khối u trung tâm của thiên hà.
Còn tiếp...
