Trong thiên văn học, chúng ta nghe nhiều về việc các nhà khoa học khám phá các hành tinh cách trái đất 300 hay 400 năm ánh sáng. Tuy nhiên có một Câu hỏi được đặt ra, là các nhà thiên văn xác định khoảng cách của chúng thế nào? Để Đo được khoảng cách t
Trong thiên văn học, chúng ta nghe nhiều về việc các nhà khoa học khám phá các hành tinh cách trái đất 300 hay 400 năm ánh sáng. Tuy nhiên có một Câu hỏi được đặt ra, là các nhà thiên văn xác định khoảng cách của chúng thế nào? Để Đo được khoảng cách từ chúng ta tới các ngôi sao và thiên hà trong vũ trụ, luôn là một bài toán khó, ngay cả với những thiết bị hiện đại nhất ngày nay. Các nhà thiên văn hiện đại đã có những công cụ rất mạnh, để quan sát các ngôi sao và thiên hà, cụ thể như kính viễn vọng không gian James Webb mới đây, Nhưng để xác định tương đối chính xác khoảng cách giữa chúng ta và một ngôi sao, hay một thiên hà, thì ta chưa có bất cứ một phương pháp tối ưu nào cả.
Sau đây là những phương pháp được các nhà thiên văn học sử dụng. Phương pháp đầu tiên là đạc tam giác. Các nhà khoa học đã biết quỹ đạo trái đất quay xung quanh mặt trời có đường kính 300 triệu km. Họ sẽ sử dụng kính viễn vọng để quan sát một ngôi sao nào đó trong khoảng thời gian một ngày, sau đó tiếp tục quan sát nó một lần nữa sau 6 tháng. Các nhà thiên văn học sẽ dựa vào lần quan sát đầu tiên, và lần thứ hai, khi trái đất quay nửa vòng quỹ đạo quanh mặt trời, để vẽ một tam giác có đỉnh là ngôi sao mà họ cần đo. Đáy của tam giác có chiều dài là 300 triệu km. Bằng cách xác định góc nhìn từ trái đất đến vật thể, cùng sự khác biệt về ánh sáng giữa hai lần quan sát, con người sẽ tìm ra khoảng cách từ trái đất đến ngôi sao.
Đơn vị đo khoảng cách giữa các ngôi sao là năm ánh sáng. Tuy nhiên, con người chỉ có thể áp dụng kỹ thuật đạc tam giác, đối với các vật thể cách trái đất khoảng 400 năm ánh sáng. Phương pháp thứ hai là thị sai Parallax Đây là phương pháp áp dụng phổ biến cho những sao gần trong thiên hà của chúng ta, nằm cách Hệ Mặt trời vài trăm, hoặc tối đa là hơn 1.000 năm ánh sáng. Các nhà thiên văn học sẽ lấy một ngôi sao gần trái đất làm chuẩn, sau đó sử dụng kính viễn vọng để quan sát đối tượng trong hai lần, tương tự như kỹ thuật đạc tam giác. Dữ liệu từ những lần quan sát, sẽ giúp các nhà khoa học vẽ hai hình tam giác có chung đỉnh là ngôi sao.
Các nhà thiên văn học sử dụng phương pháp lượng giác, để tính toán khoảng cách đến vật thể cần đo. Với Mặt trăng và một số thiên thể gần trong Hệ Mặt trời, việc tính thị sai được thực hiện khá đơn giản và nhanh gọn. Ví dụ như Cách tính thị sai xác định khoảng cách Mặt trăng sẽ như thế này: Hai quan sát viên được trang bị kính thiên văn, quan sát mặt trăng từ hai phía đối diện của trái đất. Đường ngắm của họ được biểu thị bằng các đường đứt nét, và cùng với đường liền nét màu hồng biểu thị khoảng cách giữa họ, được ký hiệu là d , Và ta có một tam giác vuông. Bởi vì Người quan sát B nằm ở phía bên kia của địa cầu, đường ngắm của anh ta giảm ở một góc so với Người quan sát A , do Nguyên tắc thị sai .
Góc tạo thành tại điểm B trong tam giác, chúng ta sẽ gọi là θ. Vào đúng thời điểm mặt trăng di chuyển vào đường ngắm của Người quan sát A, Người quan sát B sẽ điều chỉnh kính thiên văn của mình để hướng vào tâm mặt trăng. Sau đó, người quan sát B sẽ đo góc θ được tạo thành bằng thước đo góc một cách hợp lệ , giống như sẽ được thực hiện với máy đo khoảng cách. Khi giá trị của góc θ đã được xác định, nó được sử dụng để tính khoảng cách r giữa Trái đất và mặt trăng, với cùng một phương trình đã sử dụng với máy đo khoảng cách: Biến số duy nhất còn lại, để họ xác định trước khi họ có thể đo khoảng cách của Trái đất đến mặt trăng là d, khoảng cách giữa hai vị trí quan sát trên Trái đất.
Phương pháp thị sai này đã được biết tới từ rất lâu, và các nhà thiên văn Hy Lạp cổ đại cũng đã từng sử dụng. Phương pháp thị sai theo năm được áp dụng rộng rãi với các sao nằm trong khoảng vài trăm năm ánh sáng, đôi khi với cả một số sao cách chúng ta trên 1.000 năm ánh sáng. Với kính viễn vọng Hubble, con người có thể áp dụng phương pháp thị sai Parallax, để phát hiện những hành tinh ở khoảng cách tới 10.000 năm ánh sáng. Tuy nhiên, với những thiên hà nằm quá xa, giới thiên văn không thể tính toán bằng phương pháp đạc tam giác, và thị sai Parallax, mà họ sử dụng kỹ thuật đo độ sáng dựa vào quang phổ ánh sáng phát ra từ ngôi sao đó.
Phương pháp Phổ sai Với các ngôi sao ở xa hoặc các thiên hà khác, không thể dùng phương pháp thị sai dựa vào thay đổi góc nhìn. Các nhà thiên văn sử dụng một phương pháp khác gọi là phổ sai, tức dựa vào chênh lệch thu được từ quang phổ của ngôi sao, để xác định khoảng cách. Dựa vào màu sắc, chuyên gia có thể xác định độ sáng thực tế của vật thể, sau đó so sánh với ánh sáng của ngôi sao làm chuẩn, để tính toán khoảng cách đến trái đất. Kỹ thuật này có thể giúp con người xác định các vật thể cách trái đất hàng trăm triệu năm ánh sáng. Biểu đồ Hertzsprung Russel , dùng để phân chia các sao trong vũ trụ, dựa vào màu sắc quang phổ thu được của chúng.
Từ màu sắc quang phổ thu được và đối chiếu lên biểu đồ này, người ta biết được sao thuộc nhóm nào, và có thể xác định tương đối chính xác độ sáng tuyệt đối của nó. Độ sáng tuyệt đối là độ sáng thu được của một ngôi sao bất kỳ, khi quan sát tại khoảng cách quy ước là 10 parsec, độ sáng này do đó không phụ thuộc vào khoảng cách ngôi sao đến Trái đất. Để xác định phổ sai của ngôi sao, người ta so sánh độ sáng tuyệt đối này với độ sáng biểu kiến. Độ sáng biểu kiến này, mới chính là độ sáng của ngôi sao mà chúng ta hàng đêm nhìn thấy trên bầu trời. Độ sáng này phụ thuộc vào khoảng cách. Các sao trong thiên hà có khoảng cách tới chúng ta khác nhau, nếu hai ngôi sao có cùng độ sáng tuyệt đối, thì ngôi sao ở xa hơn sẽ có độ sáng biểu kiến nhỏ hơn.
So sánh hai độ sáng này, các nhà thiên văn có thể tìm ra khoảng cách của ngôi sao. Đối với các thiên hà, Phương pháp phổ sai trong trường hợp này được thực hiện theo một hướng khác, đó là dựa vào các sao biến quang Cepheid. Sao biến quang Cepheid là các sao nằm trên dãy chính của biểu đồ quang phổ, chúng là các sao già đã tới giai đoạn cuối đời, có độ sáng biến thiên rất mạnh. Các nhà thiên văn quan sát sự biến thiên độ sáng của chúng trong thiên hà, từ độ sáng lớn nhất tới nhỏ nhất. Chu kỳ biến thiên của nó cho họ biết độ sáng tuyệt đối của ngôi sao. Việc so sánh ở đây, có phần phức tạp hơn với việc đo khoảng cách riêng của một ngôi sao, vì các nhà thiên văn cần ước tính tương đối chính xác tổng số sao Cepheid trong thiên hà, và tổng độ sáng của chúng.
Thông thường cách này được áp dụng cho các thiên hà tương đối gần, cụ thể là các thiên hà trong cụm địa phương . Với các thiên hà quần thiên hà quá xa, việc ước tính chính xác độ sáng của các sao biến quang Cepheid lại rất khó khăn. Các nhà thiên văn sử dụng một đối tượng quan sát khác, là các siêu tân tinh loại 1a vụ nổ của các ngôi sao khi đã đi tới cuối cuộc đời. Bởi Các siêu tân tinh có độ sáng lớn hơn rất nhiều các sao biến quang, việc xác định độ sáng của siêu tân tinh, dễ dàng hơn nhiều với các thiên hà tương đối xa. Còn những thiên hà ở rất xa thì sao? Chào mừng bạn đến với Định luật Hubble Đây là phương pháp phổ biến nhất, để đo khoảng cách tới các thiên hà xa hiện nay.
Năm 1929, Edwin Hubble khám phá ra sự rời xa của các thiên hà, nhờ dịch chuyển đỏ trên quang phổ của chúng. Phát hiện này đã dẫn tới kết luận, chúng ta đang sống trong một vũ trụ giãn nở, đi kèm với nó là định luật Hubble về tốc độ dịch chuyển của các thiên hà so với chúng ta. Công thức của định luật này như sau: v+H.r. Trong đó, v là vận tốc dịch chuyển ra xa của thiên hà, H là hằng số Hubble, và r là khoảng cách hiện tại của thiên hà. Hằng số Hubble tới nay đã được xác định tương đối chính xác, vì nó đưa ra kết quả tính toán tuổi vũ trụ, rất khớp với kết quả tính ra từ việc quan sát bức xạ nền của vũ trụ.
Vận tốc v có thể tính ra qua theo dõi dịch chuyển đỏ của thiên hà. Từ đó người ta có thể tính ngay ra khoảng cách r của thiên hà được quan sát. Phương pháp sử dụng định luật Hubble này, được ứng dụng rộng rãi trong việc đo khoảng cách các thiên hà ở xa. Tuy vậy, nó lại không được áp dụng trong các trường hợp sử dụng thị sai và phổ sai, vì các ngôi sao gần chúng ta thì không có chuyển động dịch xa theo định luật Hubble, còn các thiên hà quá gần thì có độ dịch chuyển đỏ khá nhỏ, nên khó có thể xác định chính xác. Nhìn chung, các phương pháp đo khoảng cách trong không gian vũ trụ khá phức tạp, đòi hỏi sự am hiểu sâu về lượng giác và quang phổ ánh sáng, cùng sự hỗ trợ của các phương tiện hiện đại như kính viễn vọng.
https://youtu.be/HbHrEyILGXoTrong thiên văn học, chúng ta nghe nhiều về việc các nhà khoa học khám phá các hành tinh cách trái đất 300 hay 400 năm ánh sáng. Tuy nhiên có một Câu hỏi được đặt ra, là các nhà thiên văn xác định khoảng cách của chúng thế nào? Để Đo được khoảng cách t