Phạm Thanh Bình
Writer
Khoảng cách trong vũ trụ được đo như thế nào? Nó có thực sự được tính toán bằng cách phát ra một chùm ánh sáng và đợi nó phản xạ không?
Sự lan tỏa của ánh sáng trong vũ trụ Điều này rõ ràng là không thể. Khoảng cách trong vũ trụ luôn là năm ánh sáng và có thể đợi 1 hoặc 2 năm ánh sáng. Trong 200.000 năm ánh sáng của Dải Ngân hà, ánh sáng sẽ mất 200.000 năm để đi và 200.000 năm quay lại. Kết hợp lại, con người phải đợi 400.000 năm. Vấn đề là khi ánh sáng này quay trở lại, liệu con người chúng ta có còn ở trên trái đất hay không là một vấn đề. Vì vậy, làm thế nào để các nhà khoa học tính toán khoảng cách hàng triệu năm ánh sáng mà chúng ta nhìn thấy?
Dải Ngân hà có đường kính 200.000 năm ánh sáng
Nhà toán học Hy Lạp cổ đại Trái đất, mặt trời và thiên thể cần đo, ba điểm này có thể tạo thành một hình tam giác. Khoảng cách từ mặt trời đến trái đất đã biết. Nếu muốn tính độ dài của hai cạnh còn lại, chúng ta cũng cần biết mục tương ứng với các cạnh đã biết. Làm thế nào để góc này trở thành chìa khóa để tính khoảng cách. Tại thời điểm này, góc thị sai α giữa trái đất và thiên thể được đo bằng một năm rưỡi của trái đất. Mọi thứ đã sẵn sàng, chỉ cần tính toán, sử dụng các hàm lượng giác cơ bản nhất, bạn có thể tìm ra khoảng cách giữa thiên thể với trái đất và mặt trời.
Thị sai tam giác Tuy nhiên, phương pháp thị sai tam giác cũng có những hạn chế nhất định, nếu thiên thể ở quá xa trái đất, e rằng không thể sử dụng được. Bởi vì khoảng cách càng xa, sai số trong góc thị sai đo được sẽ càng lớn và phương pháp này có phạm vi hàng trăm năm ánh sáng. Làm thế nào chúng ta có thể đo được nó nếu nó cách xa trái đất hàng nghìn năm ánh sáng? Có một loại thiên thể trong vũ trụ gọi là sao biến quang Cepheid, là một loại sao tuần hoàn, tức là độ sáng thay đổi theo chu kỳ. Tìm một ngôi sao biến quang Cepheid, quan sát những thay đổi theo chu kỳ của nó, và sau đó bạn có thể có được độ sáng ban đầu của nó.
Chu kỳ Cepheid Trong quá trình này, chu kỳ và độ sáng của các ngôi sao biến quang Cepheid sẽ thể hiện mối quan hệ giữa các chu vi. Do đó, trước tiên chúng ta có thể đo sao biến Cepheid gần trái đất hơn, sau đó đo khoảng cách của sao biến Cepheid xa hơn theo đường cong. Ngoài ra, theo một tinh vân, các sao biến thiên Cepheid trong cụm sao có thể đo đường kính của toàn bộ cụm sao, cũng như khoảng cách của chúng với trái đất. Có một số lượng lớn các ngôi sao biến Cepheid trong Dải Ngân hà, vì vậy các nhà khoa học đã đo đường kính của Dải Ngân hà là khoảng 200.000 năm ánh sáng xuyên qua chúng.
Hai Cepheid Khi đo khoảng cách của các ngôi sao biến Cepheid, các nhà khoa học đã khám phá ra một phương pháp mới - phương pháp thị sai quang phổ. Có một mối quan hệ giữa độ sáng của các thiên thể mà chúng ta nhìn thấy và khoảng cách con người có thể thu được bản đồ quang phổ của các ngôi sao thông qua kính thiên văn và mô hình máy tính. Các nhà thiên văn đã đưa ra giả thuyết rằng đặt ngôi sao ở khoảng cách 32,6 năm ánh sáng từ Trái đất sẽ mang lại cho nó độ sáng M, được gọi là "độ lớn tuyệt đối". Độ sáng thực của ngôi sao này mà mắt người nhìn thấy là m, được gọi là "độ sáng biểu kiến" . Có thị sai giữa M và m, cũng là sự khác biệt giữa cảm nhận ánh sáng của mắt chúng ta và kính thiên văn, và được biểu thị bằng ký hiệu π. Sau đó, sau khi tính toán các nhà thiên văn thu được mối quan hệ: M = m + 5-5lgπ . Trong số chúng, chúng ta có thể nhận được độ lớn tuyệt đối, độ lớn biểu kiến và thị sai vì vậy chúng ta chỉ cần thay nó để tính khoảng cách. Một số người đã đặt câu hỏi về công thức này. Trên thực tế, giá trị này không phải do con người đo lường, mọi thứ thu được dựa trên quang phổ của ngôi sao, và nó không thực sự nhìn thấy bằng mắt người.
Các loại sao và độ sáng của chúng Quang phổ này không chỉ là ánh sáng nhìn thấy, nó còn hình dung ánh sáng vô hình, cho phép các nhà thiên văn phân tích chi tiết hơn tất cả các sóng điện từ do ngôi sao phát ra. Trong quá trình này, dịch chuyển đỏ của ngôi sao cũng sẽ được tìm thấy do đó ngôi sao ngày càng xa chúng ta hơn, và không chỉ có thể tính được khoảng cách mà còn có thể tính được khoảng cách giữa ngôi sao và trái đất trong một vài năm khoảng cách. Từ đó có thể thấy rằng con người có ba cách để đo khoảng cách vũ trụ: thứ nhất là phương pháp thị sai tam giác đã có từ lâu đời, thứ hai là phương pháp đo sử dụng biến Cepheid, và cuối cùng là phương pháp thị sai quang phổ.
Các ngôi sao trong vũ trụ
8 hành tinh trong hệ mặt trời Những ngôi sao mà chúng ta nhìn thấy thực ra là những ngôi sao khác. Mặt trời không phải là vật thể duy nhất trong vũ trụ có thể phát ra ánh sáng, còn có những hệ thống tương tự khác bên ngoài hệ mặt trời. Dải Ngân hà trên bầu trời đêm thực ra chỉ là một phần của Dải Ngân hà mà chúng ta đang ở. Chúng ta nằm trên một nhánh xoắn ốc của Dải Ngân hà này. Các nhà thiên văn học vào thời điểm này tin rằng Dải Ngân hà là toàn bộ vũ trụ, cho đến những năm 1920, một nhà khoa học tên là Hubble đã đề xuất rằng Dải Ngân hà không phải là toàn bộ vũ trụ. Nói một cách chính xác, Dải Ngân hà chỉ là một phần rất nhỏ của vũ trụ, và có những thiên hà nằm ngoài Dải Ngân hà, cũng giống như có một "Hệ Mặt trời" bên ngoài Hệ Mặt trời.
Dải Ngân hà không phải là toàn bộ vũ trụ Hóa ra nhà thiên văn học đã đúng, có những dòng sông bên kia sông, và Dải Ngân hà không phải là cấp hệ thống cao nhất trong vũ trụ. Để vinh danh đóng góp của Hubble, kính viễn vọng không gian sâu đầu tiên của con người đã được đặt theo tên ông. Kính viễn vọng Thiên văn Hubble lần đầu tiên giúp nhân loại đo lường toàn bộ vũ trụ, và thu được đường kính của vũ trụ, khoảng 93 tỷ năm ánh sáng. Kể từ đó, tên của Hubble đã có ý nghĩa to lớn trong thiên văn học, với tư cách là một nhà thiên văn học vĩ đại và một kính viễn vọng thiên văn vĩ đại.
Kính viễn vọng Hubble
Trái đất và siêu trái đất Nếu con người muốn đến được những siêu Trái đất này, họ phải vượt qua những trở ngại do năm ánh sáng mang lại. Việc tăng khoảng cách vượt xa hàng năm ánh sáng là điều không thể nếu chỉ dựa vào máy bay, và máy bay không thể vượt qua những giới hạn về tốc độ và thời gian. Thuyết tương đối đã chỉ ra rằng con người không thể đạt tới tốc độ ánh sáng mà chỉ có thể tiến tới tốc độ ánh sáng vô hạn, thậm chí tốc độ như vậy vẫn là quá chậm đối với vũ trụ.
Đo lường vũ trụ
Vũ trụ khổng lồ nhưng không ngăn cản được con người đo kích thước của nó. Ở Hy Lạp cổ đại, Euclid đã đề xuất sử dụng bóng của kim tự tháp để đo chiều cao của kim tự tháp. Sau đó, thí nghiệm này đã được Thales hoàn thành. Nguyên tắc hình học liên quan ở đây tương tự như hình tam giác, thật trùng hợp, nhà toán học Hy Lạp cổ đại Eratosthenes cũng sử dụng hình tam giác để tính đường kính của trái đất. Ngày nay, phương pháp này cũng đã được sử dụng để đo khoảng cách của các thiên thể, tức là phương pháp đo thị sai tam giác trong thiên văn học.
Biết vũ trụ
Đo khoảng cách của vũ trụ là sự khởi đầu của sự hiểu biết về vũ trụ. Kể từ khi loài người nhìn lên các vì sao, họ đã luôn muốn biết liệu "thiên đường" này có ranh giới hay không. Bầu trời mà chúng ta nhìn thấy có hai ý nghĩa: Lớp đầu tiên là bầu khí quyển của trái đất, và lớp còn lại là vũ trụ. Bầu khí quyển của trái đất phải có một phạm vi giới hạn, nhưng vũ trụ thì không nhất thiết, và con người chưa thể xác định được đâu là ranh giới thực của vũ trụ. Lúc đầu, con người rất thiển cận và tin rằng vũ trụ bao gồm mặt trời, mặt trăng, trái đất và các vì sao. Khi Galileo chế tạo kính viễn vọng thiên văn đầu tiên, ông đã nhìn thấy một cảnh tượng mà con người chưa từng thấy. Cũng chính từ lúc này, một hệ thống mới dần được thành lập, đó là hệ mặt trời, lúc này các nhà khoa học cho rằng hệ mặt trời là toàn bộ vũ trụ. Khi bội số của kính thiên văn ngày càng cao, con người có thể nhìn thấy ngày càng nhiều cảnh vũ trụ, và các nhà thiên văn học dần nhận ra rằng không có thiên thể của các vì sao.
Tìm kiếm một "Trái đất" mới
Việc đo những khoảng cách này cũng có thể cho con người biết bao xa ở đó, có một "trái đất" tương tự hay không. Các nhà thiên văn đã phát hiện ra hàng nghìn "siêu trái đất" thông qua các quan sát. "Siêu" này không có nghĩa là chúng mạnh hơn nhiều so với trái đất, mà là chúng lớn hơn trái đất. Khoảng cách giữa siêu Trái đất và chúng ta có thể lớn hoặc nhỏ. Gần nhất có thể chỉ 10 năm ánh sáng và xa hơn có thể lên tới 4722,65 năm ánh sáng, đến mức không thể đo khoảng cách bằng phương pháp thị sai tam giác.
