Vũ trụ giãn nở

Nếu ta nhìn lên bầu trời vào những đêm quang đãng, không trăng, những vật sáng nhất mà chúng ta nhìn thấy có lẽ là các hành tinh: sao Kim, sao Hỏa, sao Mộc và sao Thổ.
Nội dung trích xuất từ tài liệu:
Vũ trụ giãn nở LƯỢC SỬ THỜI GIAN - Vũ trụ giãn nở Nếu ta nhìn lên bầu trời vào những đêm quang đãng, không trăng,những vật sáng nhất mà chúng ta nhìn thấy có lẽ là các hành tinh: sao Kim,sao Hỏa, sao Mộc và sao Thổ. Cũng có rất nhiều các ngôi sao tương tự nhưmặt trời của chúng ta nhưng ở rất xa. Một số những ngôi sao cố định đó, thựctế, lại dường như thay đổi - dù là rất ít - vị trí tương đối của chúng với nhaukhi trái đất quay xung quanh mặt trời: chúng hoàn toàn không phải là cốđịnh! Sở dĩ có điều này là do chúng tương đối ở gần chúng ta. Khi trái đấtquanh xung quanh mặt trời, từ những vị trí khác nhau chúng ta thấy chúngtrên nền của những ngôi sao ở xa hơn. Đó là một điều may mắn, vì nó chophép chúng ta đo được một cách trực tiếp khoảng cách từ những ngôi sao đóđến chúng ta: chúng càng ở gần thì càng có vẻ di chuyển nhiều hơn. Ngôi sao gần chúng ta nhất là sao Proxima của chòm sao Nhân Mã được tìmthấy cách chúng ta khoảng 4 năm ánh sáng (nghĩa là ánh sáng từ nó phải mất 4năm mới tới được trái đất), hay khoảng hai mươi ba triệu triệu dặm. Đa số các ngôisao khác thấy được bằng mắt thường nằm cách chúng ta trong khoảng vài trămnăm ánh sáng. Để so sánh, bạn cần biết rằng mặt trời chỉ cách chúng ta có 8 phútánh sáng! Những ngôi sao thấy được dường như nằm rải rắc trên toàn bộ bầu trờiđêm, nhưng chúng đặc biệt tập trung trong một dải mà người ta gọi là dải Ngân hà(Milky Way). Rất lâu về trước, vào khoảng năm 1750, đa số các nhà thiên văn chorằng sự xuất hiện của dải Ngân hà có thể giải thích được nếu phần lớn các sao nhìnthấy nằm trong một cấu hình đĩa duy nhất - một ví dụ về cái mà hiện nay chúng tagọi là thiên hà xoắn ốc. Phải mấy chục năm sau, nhà thiên văn William Herschelmới khẳng định được ý tưởng đó của mình bằng cách cần mẫn lập một bộ sưu tậpvề vị trí và khoảng cách của một số rất lớn các ngôi sao. Thậm chí như thế, những ýtưởng này chỉ được chấp nhận hoàn toàn vào đầu thế kỷ này.Bức tranh hiện đại về vũ trụ khởi đầu chỉ mới vào năm 1924, khi nhà thiên vănngười Mỹ Edwin Hubble chứng tỏ được rằng thiên hà của chúng ta không phải làthiên hà duy nhất. Thực tế còn có nhiều thiên hà khác và giữa chúng là nhữngkhoảng không gian trống rỗng rộng lớn. Để chứng minh điều này, ông đã phải xácđịnh khoảng cách đến các thiên hà khác đó. Những thiên hà này ở quá xa chúng ta,nên không giống những ngôi sao gần, chúng dường như thực sự cố định. Do đóHubble buộc phải sử dụng các phương pháp gián tiếp để đo khoảng cách. Người tabiết rằng độ chói biểu kiến của các ngôi sao phụ thuộc vào hai yếu tố: ánh sáng nóphát ra bao nhiêu (tức độ trưng của nó) và nó ở xa chúng ta tới mức nào. Đối vớinhững ngôi sao ở gần, chúng ta có thể đo được cả độ chói biểu kiến lẫn khoảngcách của chúng và như vậy chúng ta có thể tính được cả độ trưng của chúng.Ngược lại nếu chúng ta biết được độ trưng của các ngôi sao ở các thiên hà khácchúng ta có thể tính được khoảng cách bằng cách đo độ chói biển kiến của chúng.Hubble thấy rằng có một số loại sao luôn luôn có cùng độ trưng khi chúng ở đủ gầnđể ta có thể đo được, do đó ông rút ra kết luận rằng nếu ta tìm thấy những ngôi saoloại đó ở các thiên hà khác thì chúng ta có thể xem rằng chúng cũng có cùng độtrưng - và như vậy có thể tính được khoảng cách đến thiên hà đó. Nếu chúng ta cóthể làm điều đó cho nhiều ngôi sao trong cùng một thiên hà mà kết quả tính toánđều cho một khoảng cách như nhau thì hoàn toàn có thể tin được vào đánh giá củachúng ta.Theo cách đó Edwin Hubble đã xác định được khoảng cách đến 9 thiên hà khácnhau. Bây giờ thì chúng ta biết rằng thiên hà của chúng ta chỉ là một trong số vàitrăm ngàn triệu thiên hà có thể nhìn thấy được bằng các kính thiên văn hiện đại,mỗi một thiên hà lại gồm khoảng vài trăm ngàn triệu ngôi sao. Hình 3.1. là ảnh củamột thiên hà xoắn ốc mà chúng ta nghĩ rằng thiên hà của chúng ta sẽ được nhìngiống như thế dưới con mắt của người sống ở một thiên hà khác. Chúng ta sốngtrong một thiên hà có bề ngang rộng chừng một trăm ngàn năm ánh sáng và quaychậm; các ngôi sao nằm trong các nhánh xoắn của thiên hà quay xung quanh tâmcủa nó với vận tốc góc một vòng trong hai trăm triệu năm. Mặt trời của chúng tacũng chỉ là một ngôi sao bình thường màu vàng, có kích thước trung bình và nằm ởmép trong của một nhánh xoắn ốc. Kể từ thời Aristotle và Ptolemy, thời mà chúngta nghĩ rằng trái đất là trung tâm của vũ trụ, cho tới ngày nay, - quả thật chúng tađã đi được một chặng đường rất dài.Những ngôi sao ở xa chúng ta đến nỗi, đối với chúng ta, chúng chỉ là những chấmsáng nhợt nhạt. Chúng ta không thể thấy được kích thước cũng như hình dạng củachúng. Vậy thì bằng cách nào ta có thể nói về các loại sao riêng biệt khác nhau? Đốivới đại đa số các ngôi sao, chỉ có một nét đặc trưng mà chúng ta quan sát được - đólà mầu ánh sáng của chúng. Newton đã phát hiện ra rằng nếu ánh sáng mặt trời điqua một lăng kính nó sẽ tách thành các màu thành phần (còn gọi là quang phổ củanó) như màu của cầu vồng. Bằng cách hướng kính thiên văn vào một ngôi sao riênglẻ hay một thiên hà người ta có thể quan sát một cách tương tự quang phổ của ánhsáng từ ngôi sao hay thiên hà đó. Những ngôi sao khác nhau có quang phổ khácnhau, nhưng độ chói tương đối của các màu khác nhau luôn luôn chính xác hệt nhưngười ta mong đợi tìm thấy trong ánh sáng của những vật phát sáng nóng đỏ.(Thực tế, ánh sáng được phát ra bởi một vật không trong suốt nóng đỏ có phổ đặctrưng chỉ phụ thuộc vào nhiệt độ của nó - quang phổ nhiệt. Điều này có nghĩa làchúng ta có thể biết nhiệt độ của ngôi sao từ quang phổ ánh sáng của nó). Hơn nữa,chúng ta còn tìm thấy rằng một số màu rất xác định không có mặt trong quang phổcủa ngôi sao, và những màu vắng mặt đó khác nhau đối với những ngôi sao khácnhau. Vì chúng ta biết rằng mỗi nguyên tố hóa học hấp thụ một tập hợp đặc trưngnhững màu rất xác định, nên bằng cách đối chiếu những màu này với những màuvắng mặt t ...