IX. CÁC TƯƠNG TÁC CƠ BẢN
Ta đã biết rằng, khi bị kích thích (nung nóng một bình chứa khí hiđro chẳng hạn), các nguyên tử đều bức xạ ánh sáng sóng điện
từ - trong miền trông thấy (với các màu sắc khác nhau) cũng như trong miền không nhìn thây bằng mắt (tia tử ngoại, tia hông ngoại, tia X). Và mỗi nguyên tử lại phát ra (và hấp thụ) một số loại ánh sáng đặc trưng riêng cho mình gọi là quang phổ phát xạ của nguyên tử đó. Chẳng hạn, trong miền ánh sáng trông thấy, nguyên tử hiđro chỉ phát
ra bốn ánh sáng (bốn vạch quang phổ) : đỏ (Hα), lam (Hβ) chàm (Hγ) tím (Ηδ) (Hình 22a: quang phổ nhìn thấy của nguyên tử hiđro có 4 vạch màu chụp được bằng máy quang phổ); Còn nguyên tử natri (có trong muối ăn) chỉ phát ánh sáng vàng (Hình 22b) (chỉ cần một hạt muối ăn rơi vào ngọn lửa xanh của bếp ga là ta có thể thấy lóe lên ánh sáng vàng của quang phổ natri).
Dĩ nhiên các nguyên tử này còn phát ra ánh sáng thuộc miền không nhìn thấy nữa. Như vậy nếu quan sát được, hoặc chụp ảnh được quang phổ (như đã nhìn thấy ở hình 22) thì người ta có thể đoán nhận được đó là chất gì. Quang phổ của nguyên tử chính là "âm thanh" của nó, nếu ta "nghe" được "âm thanh" đó ta sẽ "phát hiện" ra được
nguyên tử tuy không "nhìn thấy" nó và còn "biết được" trạng thái của nó nữa.
Tất cả các vật trên Trái Đất và các thiên thể trong vũ trụ (Mặt Trăng, Mặt Trời, các hành tinh, các vì sao... ) đều tạo từ các nguyên tử và phân tử, vì vậy chúng đều phát ra ánh sáng (nhìn thấy và không nhìn thấy), kể cả sóng điện từ trong dải sóng vô tuyến điện. Màu sắc cầu vồng ( thường gồm bảy màu chính : đỏ, da cam, vàng, lục, lam, chàm, tím) chính là hình ảnh của phần quang phổ nhìn thấy của ánh sáng do Mặt Trời phát ra. Điều đó có nghĩa là chúng ta có thể nghiên cứu các thiên thể không những bằng "thị giác" nhờ các kính thiên văn thông thường(23) ( được cấu tạo theo nguyên tắc một cái ống nhòm
(23) Để đạt được những tiêu chuẩn quan sát tốt, kính thiên văn quang học thường được đặt trên đỉnh núi cao 2000 đến 4500 mét. Kính quang học lớn nhất hiện nay có tên là Kêch (của Mĩ), có đường kính 10 mét ( mặt gương gồm 36 gương nhỏ ghép vào nhau ), đặt trên mỏm núi Mauna Kea (Môna Ke) cao 4200 mét trên quần đảo Haoai. Để có khái niệm về khả năng phân biệt được các chi tiết nhỏ của một kính thiên văn hiện đại, ta có thể hình dung như sau: nêu nhìn bằng mắt trần ta có thể nhìn thấy những chi tiết nhỏ băng ngọn lửa của một cây nên đặt cách ta 100m, thì với kính thiên văn co đường kính 8m ta có thể nhìn rõ ngọn lửa đó cách ta 270km!
giúp ta nhìn được vật ở rất xa), mà còn bằng "thính giác" nhờ các kính thiên văn đặc biệt -kính thiên văn vô tuyến- là thiết bị dùng để thu và xử lí các loại sóng điện'từ từ khoảng không gian vũ trụ truyền về phía Trái Đất của chúng ta(24) . Trên hình 23a có nêu nguyên tắc cấu tạo và hoạt động của kính thiên văn vô tuyến. Nó gồm có: ăng ten parabol (có dạng như ăng ten parabol thu sóng vô tuyến từ vệ tinh nhân tạo, nhưng có đường kính lớn hơn nhiều; trên hình 23a nó được kí hiệu bằng số (1) ); hệ thống thu và khuếch đại tín hiệu nhận được - (2) (thường được đặt trong buồng lạnh để giảm tốì đa "tiếng ồn" ); máy tính - (3) và phòng điều khiển kính thiên văn và xử lí số liệu - (4); nhờ đó tín hiệu vô tuyến nhận được từ vũ trụ được chuyển thành hình ảnh vẽ trên màn hình .
Muốn cho "ảnh" một thiên thể cần quan sát nào đó hiện rõ trên màn hình, người ta phải "chụp ảnh" thiên thể đó thật lâu bằng cách theo dõi thiên thể đó hàng giờ. Máy tính còn được dùng để điều khiển kính thiên văn tự động quay hướng vào thiên thể cần quan sát đó . Trên hình 23b là ảnh chụp kính thiên văn vô tuyến của Viện vô tuyến thiên văn IRAM ( cơ quan hợp tác .nghiên cứu Pháp-Đức ) đặt ở độ cao 2850m, ăng ten của nó có đường kính 30m. Hiện nay có khoảng 40 kính thiên văn vô tuyến trên thế giới, với ăng ten có đường kính khoảng 10 đến 30m(25).
( 2 4 ) Từ đó đã hình thành ngành thiên văn vồ tuyến
( 2 5 ) Nhờ có cấu tạo và bố trí một cách hợp lý hệ thống ăng ten của kính thiên văn vô tuyến có khả năng phân tích những chi tiết nhỏ bằng một ngọn nên đặt trên Mặt Trăng!!!
a)
b
Nhờ có các kính thiên văn vô tuyến mà khả năng nhận thức về vũ trụ của chúng ta đã được mở rộng thêm, cho phép chúng ta "trông thấy" vũ trụ trong tính muôn hình muôn vẻ hơn nhiều và đã làm sáng tỏ một số quan niệm của chúng ta về vũ trụ. Trong nhiều trường hợp, nhờ các kính thiên văn vô tuyến chúng ta có thể thu được nhiều thông tin quan trọng về các thiên thể hơn là sử dụng các kính thiên văn quang học(26).
Ngay từ thời cổ xưa nhà bác học Pythagore đã tin rằng các vì sao cũng phát ra "âm thanh" .Ông cho rằng , mỗi thiên thể như một dây đàn phát ra một âm thanh nhất định và liên tục trong vũ trụ khi nó chuyển động, và chính vì chúng ta đã "quen" với "âm thanh" đó, nên chúng ta không phân biệt được các âm của chúng. Và lần đầu tiên "âm thanh" của vũ trụ đã được kĩ sư K.Jansky (Janski) "nghe" thấy vào năm 1931. Bức xạ vô tuyến của Mặt Trăng được phát hiện vào năm 1946 có bước sóng khoảng 1,25 cm ( ở miền hồng ngoại, do bị tia sáng Mặt Trời đốt nóng ) , tuy rất yếu nhưng ta vẫn phát hiện được vì Mặt Trăng ở tương đối gần Trái Đất.
Năm 1955 người ta đã xác định được rằng bức xạ vô tuyến của sao Mộc không phải do nguyên nhân nhiệt sinh ra (có lẽ do hệ quả của các hiện tượng xảy ra như vũ bão trong bầu khí quyển của nó?). Năm 1956 người ta đã thu được bức xạ vô tuyến cóbước sóng 3 cm của sao Kim ... Và cho đến nay người ta đã phát hiện được hàng
nghìn "nguồn bức xạ vô tuyến vũ trụ", trong đó chỉ một số rất ít nguồn có thể thấy được nhờ kính thiên văn quang học. Do đó đã xuất hiện khái niệm mới là "tinh tú vô tuyến", "thiên hà vô tuyến", dùng
(26) Khác với kính thiên văn quang học, là những kính thiên ván được dùng chủ yếu để quan sát các đối tượng vũ trụ về ban đêm và các đối tượng phát sáng yếu vào những đêm không trăng, các kính thiên văn vô tuyên được dùng để quan sát các đối tượng vũ trụ vào bất cứ lúc nào mà không phụ thuộc vào điều kiện thời tiết.
để gọi các đám tinh vân cô lập phát ra các sóng vô tuyên có thể thu được từ Trái Đất.
Đặc biệt năm 1947, các nhà bác học khi hướng kính thiên văn vô tuyến lên miền tối của bầu trời trong vùng của chòm sao Thiên Nga đã không ngờ phát hiện được ở đó một nguồn bức xạ vô tuyến cực mạnh. Năng lượng của các sóng vô tuyến phát ra từ miền đó lớn hơn khoảng mười triệu lần (!) năng lượng do các thiên hà "bình thường" (thuộc loại Thiên Hà của chúng ta) phát ra. Điều đó có nghĩa là "âm thanh" phát ra từ vùng chòm sao Thiên Nga có bản chất "đặc biệt" (?) và ở đây có thể đang xảy ra một quá trình nào đó mà chúng ta chưa hề quan sát thấy troiìg hệ tinh tú của Thiên Hà chúng ta (trong đó có Mặt Trời của chúng ta ). Thế nghĩa là thế nào? Rõ ràng là, ở trong khu vực đó của bầu trời có xảy ra một "thiên tai" rất kinh khủng nào đó. Người ta đã tính rằng dưới ảnh hưởng của "thiên tai" này, những khôi vật chất vũ trụ khổng lồ va chạm vào nhau và chuyển động về phía xa chúng ta với vận tốc rất nhanh bằng 17000 km/s! Chắc rằng trong tương lai gần điều bí ẩn này sẽ phải được làm rõ. Và điều quan trọng hơn là, khi các thiên thể chuyển động rất nhanh ra xa chúng ta "âm thanh" của chúng có gì khác so với khi chúng " đứng yên " trên bầu trời?
2. "Âm điệu trầm bổng" của các ngôi sao chuyển động
Trong đời sống hàng ngày mỗi người chúng ta đều thấy rõ điều này: độ cao tiếng còi của chiếc ôtô (hay đoàn tàu) thay đổi khi nó chạy qua trước mặt chúng ta, và hơn nữa, sự thay đổi nhiều hạy ít của độ cao của tiếng còi tùy thuộc vào vận tôc chuyển động của chiếc ôtô (hay đoàn tàu). Như vậy là độ cao của âm phát ra từ còi ôtô -nguồn phát âm- thay đổi khi khoảng cách giữa nguồn, và người nghe thay đổi nhanh. Nếu nguồn phát âm (ôtô, đoàn tàu) tiến lại gần người quan sát (hoặc người quan sát tiến lại gần nguồn âm) thì độ cao của âm tăng lên. Nhưng nếu khoảng cách giữa nguồn phát âm và người nghe tăng lên (nguồn âm đi ra xa người quan sát hoặc người
quan sát đi ra xa nguồn âm thì độ cao của âm giảm xuông. Nhà vật lí người Áo C.Doppler năm 1842 đã nghiên cứu hiện tượng đó, mà ngày nay người ta gọi là hiệu ứng Doppler. Thực chất vân đề đó rất đơn giản. Độ cao của âm thanh được xác định bởi tần sô" của các dao động âm (có thể hình dungg đơn giản như là số lần rung trong một giây của dây đàn khi ta gảy nó). Trong một đơn vị thời gian, sóng âm đập tới tai người nghe càng nhiều ("gõ" vào "màng nhĩ" càng nhiều) thì đối với người nghe, độ cao của âm thanh càng lớn. Nếu nguồn dao động, một nhạc cụ chẳng hạn, và người quan sát đứng yên đối với nhau, thì số dao động mà người quan sát thu được trong mỗi giây sẽ bằng số dao động phát ra bởi nguồn âm trong mỗi giây. Bây giờ chúng ta giả thiết rằng "dụng cụ phát âm" tiến lại gần người "quan sát" (hoặc người quan sát tiến lại gần đụng cụ phát âm cũng thế). Hiện tượng sẽ xảy ra như thê" nào? Khi đó thời gian chuyển động của các sóng âm tới người quan sát bây giờ ngắn hơn. Các âm thanh "tụ tập lại", "vội vã" đi tới người quan sát. Trong một đơn vị thời gian số các dao động tới người quan sát sẽ nhiều hơn trước (so với trường hợp dụng cụ và người quan sát đứng yên đối với nhau). Nguồn âm như thể "đuổi" các sóng của nó, ép chúng lại, làm cho chúng trở nên "ngắn hơn", và do đó làm tăng tần số; kết quả là độ cao của âm thu được sẽ tăng lên so với trước. Và chúng ta sẽ quan sát thấy hình ảnh ngược lại khi nguồn âm ra xa người quan sát; trong trường hợp này ta dễ dàng hiểu rằng hiện tượng xảy ra như thể các sóng âm bị dãn ra, tần số giảm đi và độ cao của âm thanh thu nhận được giảm xuống. Ở thời Doppler chưa có thiết bị chuyển động với vận tốc lớn và phát ra âm thanh đều đặn; vì vậy lúc bây giờ hiện tượng Doppler ít được quan sát thấy và người ta cho rằng hiện tượng đó rất kì lạ! Còn bây giờ chúng ta có thể quan sát hiện tượng đó ngay trong cuộc sống hằng ngày!
Hiệu ứng Doppler không chỉ quan sát thây trong lĩnh vực âm học, mà ở bất cứ nơi nào có hiện tượng sóng, ta đều có thể phát hiện