Vũ trụ không nhìn thấy (2) Nhìn vào không gian sâu thẳm Các kính thiên văn vôtuyến vàvi sóng đang đắmmìnhtrong vũ trụ lạnh lẽo và lắm xảo quyệt– từ bức xạ tàn dư của BigBang chođến cácpulsarvà quasarcực mạnh. Kínhthiên vănvô tuyến và vi sóngnghiên cứu nhữngbướcsóng điện từ dài nhất –các sóng dài hơn khoảng1 mm.Một số trong những bứcxạ này được tạo ra bởi những vật thể lạnh lẽo nhất trong vũ trụ, thí dụ như bức xạ nền 2,7 kelvinphát ra từ BigBang. Tuy nhiên, đa phần bứcxạ được phát ra dưới dạng “bức xạ synchrotron”, giảiphóng khi các electron chuyển độngxoắnốc trong từ trường ở gần tốc độ ánh sáng.Việc nhậndạng các nguồnbức xạ này đã làm hé lộ một số vật thể cực độ nhất của vũ trụ, thí dụ như các pulsarvà quasar. Kínhthiên văn vô tuyếncó thể chuyển động 64m Parkesở Australialà đĩa vô tuyến có thể chuyển động lớn thứ hai ở bán cầu nam. (Ảnh:Roger Ressmeyer/Corbis) Quasar Nguồn phát sóng vô tuyếnđầu tiên trên bầu trời được phân biệt rõ,Cyg A trong chòm saoCygnus, được nhận dạng là một thiên hà xaxôi vào năm 1954. Vào năm 1962,các nhà thiên văntại trườngĐại học Cambridge đã lập danhsáchhơn 300 nguồn phát vôtuyến trênbầu trời phương bắc. Một vài trong số này là nhữngtàn dư của các sao siêu mớitrong thiên hà của chúng ta,trong đó có một vậtthể - ngày nayđược biếtlà một pulsar – nằmtại tâm của tinhvân Con cua,tàn dư của một vụ nổ sao siêu mới mà các nhà thiên văn Trung Quốc đã nhìn thấy vào năm 1054sau côngnguyên. Tuynhiên,đa số chúng thuộcvề các thiên hàở xa. Một số xuất hiện cùng với các vật thể trôngtựa như sao, và đượcgọi là các nguồnphát vô tuyến giốngnhư sao, hay quasar. Nhữngvật thể cỡ nhỏ, tỏa sáng này khiến người ta tranhcãi lâu dài. Ngày nay,chúng ta tin chúng là các lỗ đen siêu khối nằm tạitâm của cácthiên hà ở xa, với khối lượng từ một triệuđến một tỉ lần khốilượng củamặt trời. Ngày nay,chúng ta ngờ rằng đasố các thiên hà, kể cả thiên hà của chúng ta, có mộtlỗ đen nằm tại tâm của chúng, và trongcác thiên hà vô tuyếnvà các quasar, lỗ đen này đang ngốn lấy chất khí bao xungquanh. Khi chất khí chuyển động xoắn ốc về phía lỗ đen, các đường sứctừ trong chấtkhí cuộn lại theo, làm tăng tốccác electronvà tạo ra sóng vô tuyến. Tínhcho đếnnay, người ta đã biếttới hơn 200.000quasar. Các tương tác liên thiên hà Các thiên hà thôngthường chứa đầychất khí hydrogen.Vì các nguyên tử hydrogen phát ra sóngvô tuyến với bước sóng 21 cm, nên các kínhthiên văn vô tuyến có thể lập bản đồ chất khínày.Thườngthì nó vượt ra khỏi ranhgiới nhìn thấycủa thiênhà và thậm chícó thể liên kết với các vật thể dường như tách rời bên ngoài. Mộtthí dụ là nhóm thiên hà M81cách xa chúngta 12 triệu năm ánh sáng.Nhìn quakính hiển vi quanghọc, những thiênhà này dường rời rạc,nhưng các quansát vôtuyến chobiết một mạng lưới hydrogen tạo liên kếtgiữa chúng, qua đó chúng kéo giậtlên nhaubằnglực hấp dẫn. Chúng tacó thể thu được vôsố thôngtin về động lực họcnội củacác thiên hà bằngcách nhìn vào các vạch phổ khác phát ra từ các chất khí giữacác sao,thí dụ như trong dải vi sóng, nằm giữadảivô tuyến và hồng ngoại. Những quansát như vậy hélộ rằng các đám mây phân tử đậm đặc cósự phong phú chấthóa học, phần nhiều trongsố đó có gốc carbon: hơn 140phân tử đã được nhậndạng, với carbon monoxidelà dồi dào nhất xếp sau hydrogen. Pulsar Năm 1967,Jocelyn Bellvà AntonyHewishđangnghiêncứu phổ phát xạ của các quasarvới một antenvô tuyến mới ở Cambridge, Anhquốc, khiấy Bell để ý thất một tín hiệu vôtuyến dạng xung lặp lại chừngmỗi giây một lần. Đó là đối tượng đầu tiên thuộcmột họ nguồnphát vôtuyến mới gọi là pulsar. Những sao neutron đang quaynhanhnày, tàn dư của cácsao siêu mới khối lượnglớn,có từ trường rất lớn,có thể đạt tới 10 gigatesla;để so sánh,hãy lưuý từ trường của trái đất chúng ta chỉ khiêmtốn có 50microtesla.Khi chúngquay tròn, cácpulsarphát ra bức xạ synchrotron dạng tia quét quakhông giangiống như tia sáng của đèn hải đăng, manglại tín hiệu dạng xungmà các kínhthiênvăn của chúng tacó thể nhìn thấy. Các kính thiên văn vôtuyến đã tìm thấy hàngnghìnpulsar với chu kì biến thiên từ một miligiây chođến vài giây.Năm1974, quỹ đạo củamột pulsartrong một hệ đôi có một saoneutron bìnhthường,không phát xung,đã đượcnhìn thấy đang từ từ quay chậm lại đúngnhư thể nó đang phát ra sónghấp dẫn– bằngchứng gián tiếp duynhất mà chúng tacó được từ trước đến nay chomột tiên đoán chủ chốt củathuyết tương đối rộngEinstein. Nền vi sóng vũ trụ Năm 1965,trong khi đang cố gắng thực hiệnnhững quansát vi sóngđầu tiên của Dải Ngânhà, Arno Penzias và BobWilsonthuộc BellLabsở Holmdel,New Jersey, nhận thấy thiết bị của họ bị nhấn chìm trong tín hiệu nhiễu khônggiải thích được đến từ mọi hướngcủa bầu trời. Đây hóa ra làmột trong những khámphá thiên văn quan trọng nhất của thế kỉ 20: bứcxạ còn sót lại từ thời BigBang, gọi là bức xạ nền vi sóngvũ trụ hay CMB. Bứcxạ này có phổ giốnghệt như phổ của một vậtcó nhiệt độ 2,73 kelvin, một sự xác nhận tuyệt vời của cái mà lí thuyết Big Bangtiên đoán.Cường độ của nó hầu như y hệt nhaucho dùbạn nhìn về hướng nào:nếu bỏ qua sự biến thiên có hệ thống 1/1000 gây rabởi chuyển độngcủathiên hà của chúngta trong vũ trụ, thì cường độ của nó biếnthiên khôngquá 1/100.000. Những thăng giáng nhỏ xíu này chẳng có gì quantrọng,nhưng chúng cung cấp rất nhiều thông tinvề sự phong phúcủa các loại khối lượngvà năng lượng khác nhau trongvũ trụ. Các phép đo CMB do Vệ tinh Khảo sát Vi sóng Phi đẳng hướngWilkinson(WMAP) cho thấy chỉ 4% vũ trụ là vật chấtbình thường, còn 23% làvật chấttối khôngnhìn thấy,được cholà cấu tạo từ những hạt chưa rõ,và 73% làvật chấttối cònkhó hiểu hơn nữa, bảnchất của nó vẫncòn là một bíẩn. Sứ mệnh Vệ tinh giámsát Planckcủa Cơ quanVũ trụ châu Âu, phónglên hồi năm 2009trên cùng tên lửa mangkínhthiên văn hồngngoạiHerschel, sẽ lập bản đồ CMB chi tiếttinhvi hơn WMAP,cólẽ còn pháthiện ra cả dấu vết của sóng hấp dẫn còn sót lại từ những giai đoạn đầucủa BigBng. Ma trận Kính thiên văn Rất Lớn hình ảnhcổ điển của kínhthiênvăn vô tuyến là một cái đĩa vệ tinh vô tuyến mở to. Các thí dụ nổi tiếng gồm có cáckính thiên văn cóthể điều khiển tại Jodrell Bank ở Anh, Đài thiên văn Parkesở New SouthWales, Australia,và Đài thiênvăn vô tuyến quốc gia tại GreenBank, West Virginia,Mĩ.Đĩa đơnlớn nhấttrong số chúng làcái đĩacố định, đường kính 305 mtại Arecibo ở PuertoRico,nơi nổi tiếng vì đã đi vào bộ phim JamesBondGoldenEye. Tuy nhiên, ngaycả một antenkhổnglồ như vậy cũng không thể nhặt ramột nguồnvô tuyến trên bầu trời đến độ chính xác như mong muốn. Để thực hiệncác quan sát phângiải cao,bạn cần mộtcái đĩa to hơn hàng trăm nghìnlầnso với bước sóng mà bạn đang quansát. Yêu cầu này được thực hiệnbằng cách kết hợp các tín hiệu thu từ nhiều đĩa đặt phân tán,sử dụng mộtkĩ thuật gọi làtổng hợp khẩu độ. Thí dụ hay của một thiết bị như vậy là Ma trận Kính thiên văn RấtLớn ở New Mexico,gồm 27đĩa phântándọc theoba cạnhcủa chữ “Y”, mỗi cạnh dài 10 km. Nó có thể định vị một nguồn vôtuyến trênbầu trời đến độ chính xác chừng1/10.000 của một độ. . Vũ trụ không nhìn thấy (2) Nhìn vào không gian sâu thẳm Các kính thiên văn vôtuyến vàvi sóng đang đắmmìnhtrong vũ trụ lạnh lẽo và lắm xảo quyệt– từ bức xạ. lượng khác nhau trongvũ trụ. Các phép đo CMB do Vệ tinh Khảo sát Vi sóng Phi đẳng hướngWilkinson(WMAP) cho thấy chỉ 4% vũ trụ là vật chấtbình thường, còn 23% làvật chấttối khôngnhìn thấy, được cholà. y hệt nhaucho dùbạn nhìn về hướng nào:nếu bỏ qua sự biến thiên có hệ thống 1/1000 gây rabởi chuyển độngcủathiên hà của chúngta trong vũ trụ, thì cường độ của nó biếnthiên khôngquá 1/100.000. Những