Lần đầu tiên thuyết tương đối của Einstein được sử dụng để cân một ngôi sao

Lần đầu tiên, thuyết tương đối của Einstein được sử dụng để tính trọng lượng của một ngôi sao.

Theo Scientific American, khối lượng của Stein 2051 B, một ngôi sao lùn trắng cách Trái Đất khoảng 18 năm ánh sáng là vấn đề gây tranh cãi trong hơn một thế kỷ qua. Mới đây, một nhóm các nhà thiên văn học đã thực hiện một phép đo mới giúp xác định chính xác khối lượng của ngôi sao này và giải đáp cuộc tranh luận kéo dài hơn 100 năm qua. Để làm được điều này, các nhà khoa học đã sử dụng một trong những tiên đoán của nhà vật lý lỗi lạc Albert Einstein khi ông đưa ra "thuyết tương đối rộng".

Các nhà nghiên cứu tính toán khối lượng của ngôi sao bằng cách sử dụng các quan sát cẩn thận theo thời gian của Kính viễn vọng không gian Hubble. Họ quan sát Stein 2051 B khi nó che khuất một ngôi sao xa hơn được nhìn thấy từ Trái Đất. Trong quá trình chuyển tiếp này, ngôi sao nền dường như thay đổi vị trí của nó trên bầu trời, di chuyển từng chút một sang một bên, mặc dù vị trí thực tế của nó trên bầu trời đã không thay đổi chút nào.

Ảo giác quang học vũ trụ này được biết đến rộng rãi với tính chất như thấu kính hấp dẫn – các hiệu ứng của nó được quan sát rộng rãi trong toàn vũ trụ, đặc biệt là gần các vật thể lớn, chẳng hạn như toàn bộ các thiên hà. Hiệu ứng xảy ra bởi vì một vật thể to lớn làm cong không gian xung quanh nó (bằng lực hấp dẫn của vật thể đó) và hoạt động như một thấu kính lớn, uốn cong đường đi của ánh sáng từ vật xa hơn. Trong một số trường hợp, hiện tượng này tạo ra ảo giác một ngôi sao di chuyển vị trí của nó trên bầu trời.

(Nước cũng có thể tạo ra ảo giác thuyên chuyển: khi bạn cố gắng đặt một cây bút chì vào ly nước, bạn có thể thấy nữa phần bút chì bị chìm dường như không còn khớp 1 thể với nửa phần khô ở phía trên). Einstein dự đoán hiện tượng bẻ cong ánh sáng này có thể được dùng để đo khối lượng của một ngôi sao riêng lẻ. Đó là vì mức độ lệch ánh sáng từ ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng của ngôi sao ở giữa và che chắn nó. Vấn đề là những chiếc kính thiên văn vào thời đó thiếu độ nhạy để biến ước mơ của Einstein trở thành sự thật.

Các nhà khoa học đằng sau công trình mới cho biết không ai trước đây từng sử dụng sự dịch chuyển của một ngôi sao trên nền bầu trời để tính toán khối lượng của một ngôi sao riêng lẻ. Trên thực tế, chỉ có một ví dụ về việc đo sự dịch chuyển của các ngôi sao: Trong sự kiện nhật thực toàn phần năm 1919, các nhà khoa học đã nhìn thấy ánh sáng từ cụm sao Hyades phía sau Mặt Trời. Tuy nhiên, việc đo lường này có thể tiến hành do Mặt trời ở gần Trái Đất.

Lý thuyết tương đối rộng của Einstein đã đưa ra giả thuyết rằng không gian có tính linh hoạt hơn là cố định và các vật thể to lớn tạo ra các đường cong trong không gian giống như một quả cầu bowling tạo ra một đường cong trên bề mặt của một tấm nệm. Mức độ mà một vật thể biến dạng theo thời gian tùy thuộc vào vật nặng như thế nào (tương tự, một trái banh nặng hơn đặt một dấu ấn sâu hơn trên nệm).

Một tia sáng thường đi theo một đường thẳng qua không gian trống rỗng nhưng nếu nó đi qua gần một vật thể to lớn (như ngôi sao), nó sẽ bị uốn cong (so với việc trước đây nó đến Trái Đất bằng đường thẳng).

Einstein đã chỉ ra rằng sự lệch hướng này có thể hướng nhiều ánh sáng hơn tới người quan sát, tương tự như cách kính lúp có thể tập trung ánh sáng khuếch tán từ mặt trời xuống thành một điểm. Hiệu ứng này làm cho đối tượng nền xuất hiện sáng hơn, hoặc nó tạo ra một vòng sáng xung quanh mặt trước đối tượng che chắn ở giữa, được gọi là một vòng Einstein hay hiệu ứng thấu kính. Chúng cũng đã được quan sát dọc theo mặt phẳng của thiên hà Milky Way, nơi mà các ngôi sao riêng lẻ có thể gây ra hiệu ứng thấu kính. Nó cũng đã được sử dụng để khám phá các hành tinh xung quanh các ngôi sao khác.

Trong nghiên cứu mới này, các nhà thiên văn học đã lần đầu tiên quan sát được cái gọi là "ống kính không đối xứng" liên quan đến hai ngôi sao bên ngoài hệ mặt trời của Trái đất, trong đó vị trí của ngôi sao nền (ở xa) dường như thay đổi.

Mức độ thuyên chuyển trực tiếp liên quan đến khối lượng của đối tượng che chắn ánh sáng phát ra từ vật đó. Theo nhà thiên văn học thuộc Viện Khoa học Kính thiên văn vũ trụ ở Kailash, C. Sahu thì sự dịch chuyển này rất nhỏ và rất khó phát hiện. Trong trường hợp của Stein 2051 B, sự dịch chuyển khoảng 2 milliarcseconds khi quan sát trên bầu trời, tương đương khoảng cách 2400 km.

Đo lường sự thay đổi tinh tế này đòi hỏi một dụng cụ mạnh mẽ như camera có độ phân giải cao của kính viễn vọng Hubble, được lắp đặt vào năm 2009. Dụng cụ này cũng giúp bạn có thể lấy ánh sáng từ ngôi sao di chuyển, phần nào bị lu mờ bởi ánh sáng từ Stein 2051 B - giống như một con đom đó bên cạnh một bóng đèn.

Các nhà nghiên cứu đã thực hiện 8 phép đo từ tháng 10 năm 2013 đến tháng 10 năm 2015 để quan sát xem sự di chuyển của sao lùn trắng trên bầu trời, che khuất ngôi sao nền và tạo ra sự dịch chuyển. Các nhà khoa học cũng quan sát vị trí thực tế của ngôi sao sau khi sao lùn trắng trôi qua (tức là khi nó không bị sao lùn trắng này che khuất nữa).

Có nhiều yếu tố ảnh hưởng đến sự quan sát này là: khối lượng và khoảng cách của đối tượng tiền cảnh; sự tách biệt giữa đối tượng nền trước và nền; độ nhạy của kính thiên văn. Nhưng Sahu cho biết ông nghĩ đội của ông đã chứng minh hiệu quả của phương pháp và các nhà khoa học có thể sử dụng nó để đo khối lượng của khoảng hai đến bốn ngôi sao gần đó mỗi năm.

Sao lùn trắng là những ngôi sao đã ngừng đốt cháy hydro trong lõi của chúng. Trong mỗi ngôi sao này, khối còn lại đã sụp đổ thành một lõi dày đặc gọi là sao lùn trắng. Sự sụp đổ này làm tăng nhiệt độ lên bề mặt của các vật thể này, vì vậy chúng có thể nóng hơn các ngôi sao "sống".

Terry Oswalt, giáo sư về kỹ thuật và vật lý tại Đại học Hàng không Embry-Riddle ở Daytona Beach, Florida, cho hay ít nhất 97% ngôi sao trên bầu trời, bao gồm cả mặt trời, sẽ trở thành hoặc đã là những sao lùn trắng.

Khám phát mới này cùng cấp cho các nhà khoa học những thông tin quan trọng về cách các ngôi sao hình thành, phát triển và diệt vong. Theo các nghiên cứu trước đây, khối lượng của Stein 2051 B cho thấy phần lớn vật chất của nó là sắt, nhưng phát hiện này đưa ra một số vấn đề dựa trên các lý thuyết được chấp nhận về sự hình thành sao lùn trắng và sự tiến hóa của sao. Ví dụ, để hình thành nên một lượng lớn sắt, sao mà có thể trở thành Stein 2051 B sẽ phải cực kỳ to lớn, nhưng bán kính của Stein 2051 B cho thấy nó hình thành từ một sao không lớn hơn mặt trời.

Nếu những phép đo khối lượng của Stein 2051 là chính xác, nó sẽ đưa các nhà thiên văn học trở lại bảng vẽ để tìm hiểu làm thế nào một vật thể như vậy có thể được hình thành. Sahu cho biết các nhà thiên văn học đã nhận ra rằng các phép đo khối lượng của Stein 2051 B có thể là sai, nhưng họ không có cách nào để biết chắc chắn.

Thông thường, cách duy nhất để đo khối lượng của một ngôi sao là quan sát nó tương tác như thế nào với một vật thể khổng lồ khác. Ví dụ, trong một hệ nhị phân có hai ngôi sao quay quanh nhau, ngôi sao nặng hơn sẽ có ảnh hưởng lớn đến chuyển động của ngôi sao sáng còn lại. Bằng cách quan sát sự tương tác của hai sao theo thời gian, các nhà khoa học có thể tính toán các giá trị cụ thể hơn về khối lượng của 2 ngôi sao đó. Stein 2051 B có một bạn đồng hành nhưng có quỹ đạo khá xa nhau, do đó ảnh hưởng của chúng với nhau là tối thiểu.

Kết quả mới cho thấy rằng Stein 2051 B thực sự là một sao lùn trắng bình thường và nó phù hợp với lý thuyết tạo hình được chấp nhận. Khối lượng của nó bằng khoảng 0,68 lần khối lượng của mặt trời, cho thấy nó được hình thành từ một ngôi sao gấp khoảng 2,3 lần khối lượng của mặt trời.

Bạch Đằng