Lizzie
Writer
Các nhà thiên văn học không thể đo trực tiếp những thông tin mà chúng ta thực sự muốn biết bằng kính thiên văn, nhưng thay vào đó, họ sử dụng các công cụ và kỹ thuật để đo những đặc tính rõ ràng và từ đó tính toán và giải thích những thông tin quan trọng. Dưới đây là giải thích của Giáo sư Vật lý và Thiên văn học Luke Keller tại Đại học Ithaca và đã nhận được tài trợ từ NASA.
Kính thiên văn tại Đài quan sát liên Mỹ Cerro Tololo gần La Serena, Chile. Tàu vũ trụ OSIRIS-REx của NASA bay ngang qua Trái đất vào ngày 24 tháng 9 năm 2023, thả mẫu bụi và sỏi thu thập được từ bề mặt của tiểu hành tinh Bennu gần Trái đất. Phân tích mẫu này sẽ giúp các nhà khoa học hiểu được hệ mặt trời hình thành như thế nào và từ những loại vật liệu nào. Các nhà khoa học sẽ bắt đầu phân tích tại cùng cơ sở đã phân tích đá và bụi từ cuộc đổ bộ lên mặt trăng của tàu Apollo. Là một nhà thiên văn học đang nghiên cứu cách các hành tinh hình thành xung quanh các ngôi sao xa xôi, tôi cảm thấy phấn khích khi xem chương trình phát sóng mẫu Bennu bay xuống sa mạc Utah – và có chút ghen tị. Những người trong chúng ta nghiên cứu các hệ mặt trời trẻ ở xa không thể gửi tàu vũ trụ robot để quan sát chúng kỹ hơn chứ đừng nói đến việc lấy mẫu để phân tích trong phòng thí nghiệm. Thay vào đó, chúng tôi dựa vào những quan sát từ xa. Nhưng những gì các nhà thiên văn học có thể đo được bằng kính thiên văn không phải là điều chúng ta thực sự muốn biết – thay vào đó, chúng ta tính toán các đặc tính mà chúng ta quan tâm nghiên cứu bằng cách quan sát và giải thích các đặc tính rõ ràng từ xa.
Từ trái sang phải: Ba hình ảnh về các đĩa tiền hành tinh TW Hydrae (Atacama Large Millimeter Array, ALMA), HD 135344B (Đài thiên văn Nam Châu Âu, ESO) và 2MASS J16281370 (Kính viễn vọng Không gian Hubble, HST) Tất cả những gì các nhà thiên văn học như tôi có thể làm là quan sát từ xa những vùng xa xôi đó của vũ trụ, sử dụng kính viễn vọng trên Trái đất hoặc trên quỹ đạo gần Trái đất. Nhưng ngay cả với những công cụ và kỹ thuật hạn chế, chúng tôi vẫn tìm hiểu được khá nhiều điều về chúng.
Các thiết bị như máy quang phổ cận hồng ngoại trên Kính viễn vọng Không gian James Webb cho phép đo chính xác màu sắc biểu kiến dùng để xác định nhiệt độ và thành phần hóa học của vùng hình thành sao. Màu sắc nhìn thấy được gán cho bước sóng hồng ngoại biểu thị hydro nguyên tử (màu xanh), hydro phân tử (màu xanh lá cây) và hydrocarbon (màu đỏ). Sự kết hợp của ba hình ảnh tạo ra một tổ hợp màu. Đối với các nhà thiên văn học, màu sắc là những con số mô tả độ sáng của một vật thể ở một bước sóng cụ thể so với độ sáng của nó ở bước sóng khác. Các vật thể ấm hơn phát ra nhiều ánh sáng xanh hơn so với ánh sáng đỏ, do đó màu của chúng trông xanh hơn và con số tương ứng nhỏ hơn. Các nhà thiên văn học đo màu sắc thậm chí còn chi tiết hơn bằng cách truyền ánh sáng sao qua một lăng kính nhỏ được lắp trong camera của kính thiên văn. Lăng kính này phân tán ánh sáng thành quang phổ. Quang phổ ánh sáng từ một ngôi sao và vật chất xung quanh nó không phải là một dải màu cầu vồng mượt mà. Các đặc điểm sáng và tối rõ nét trong quang phổ cho thấy sự hiện diện và độ phong phú tương đối của các nguyên tử, phân tử và thậm chí cả khoáng chất. Những nguyên tố hóa học này phát ra hoặc hấp thụ ánh sáng với sự kết hợp màu sắc độc đáo và dễ nhận biết .
Công cụ của các nhà thiên văn học
Các tiểu hành tinh giống như hóa thạch – chúng được cấu tạo từ vật liệu đá từ quá trình hình thành và phát triển ban đầu của hệ mặt trời và chúng được bảo tồn gần như không thay đổi. Đó là cách các mẫu Bennu nguyên sơ sẽ giúp các nhà thiên văn học tìm hiểu về sự hình thành hệ mặt trời của chúng ta. Trong nhiều thập kỷ qua, các nhà thiên văn học đã biết được rằng các đĩa khí và bụi được gọi là đĩa tiền hành tinh quay quanh các ngôi sao trẻ. Việc quan sát những đĩa này – nằm cách hệ mặt trời của chúng ta nhiều năm ánh sáng – có thể giúp các nhà thiên văn học hiểu được quá trình hình thành hành tinh ban đầu, nhưng chúng ở quá xa để gửi một sứ mệnh trả lại mẫu như OSIRIS-REx để đo trực tiếp bụi và tiểu hành tinh.
Khoảng cách và độ sáng
Các hệ thống tiền hành tinh gần nhất cách mặt trời vài trăm năm ánh sáng, nhưng chúng ta không thể đo trực tiếp khoảng cách lớn như vậy. Thay vào đó, chúng ta phải xác định khoảng cách một cách gián tiếp bằng cách sử dụng các phép đo thị sai chính xác – những thay đổi nhỏ ở vị trí biểu kiến của ngôi sao do góc nhìn thay đổi của chúng ta khi Trái đất quay quanh mặt trời. Một khi chúng ta biết khoảng cách của chúng với Trái đất, chúng ta có thể xác định một đặc tính vật lý thiết yếu khác của các đĩa tiền hành tinh: độ sáng của chúng và độ sáng của các ngôi sao của chúng. Độ sáng là công suất đầu ra của vật thể được đo bằng watt. Độ sáng của một ngôi sao như mặt trời của chúng ta là hàng trăm nghìn tỷ nghìn tỷ watt . Giống như ánh sáng mặt trời ảnh hưởng đến thời tiết và tính chất hóa học của bầu khí quyển hành tinh trong hệ mặt trời của chúng ta, độ sáng của một ngôi sao trẻ ảnh hưởng trực tiếp đến vật chất trong đĩa tiền hành tinh của nó. Độ sáng có thể làm thay đổi kích thước và thành phần của các hạt bụi mà sau này sẽ hình thành các tiểu hành tinh và lõi hành tinh. Nhưng độ sáng không trực tiếp biểu thị độ sáng. Độ sáng đo được của một ngôi sao hoặc bất kỳ vật thể phát sáng nào đều giảm theo bình phương khoảng cách của nó với chúng ta. Chúng tôi đo độ sáng biểu kiến của một ngôi sao hoặc độ sáng của nó trong hình ảnh kỹ thuật số, sau đó tính toán độ sáng của nó từ độ sáng quan sát được này và khoảng cách của ngôi sao.Màu sắc và nhiệt độ
Độ sáng cũng phụ thuộc vào nhiệt độ – các vật thể ấm hơn thường sáng hơn – nhưng chúng ta không thể đo trực tiếp nhiệt độ của các hệ ở xa. Các nhà thiên văn học xác định nhiệt độ bằng cách sử dụng các phép đo chính xác về màu sắc biểu kiến của một ngôi sao cũng như của khí và bụi quay quanh đĩa hình thành hành tinh của nó. Hình ảnh màu của các thiên thể mà bạn nhìn thấy từ các đài quan sát như kính thiên văn không gian Hubble hoặc James Webb là sự tổng hợp của nhiều hình ảnh được chụp qua một loạt bộ lọc màu.
