Vào đầu thế kỉ 20, các nhà thiên văn không biết chắc chắc kích thước thiên hà của chúng ta. Nói chung, họ tin nó không lớn hơn nhiều so với vài chục ngàn năm ánh sáng, và có lẽ còn kém hơn nhiều. (Một năm ánh sáng, gần 6 nghìn tỉ dặm, là khoảng cách truyền đi trong một năm ở tốc độ ánh sáng trong chân không) Các nhà quan sát đầu thế kỉ 20 cũng thấy hình như hệ Mặt Trời của chúng ta nằm ở gần tâm của thiên hà. Tuy nhiên, đó là một nhận định sai lầm.
“Tôi tin rằng khối lượng to lớn của các sao… được sắp xếp dưới dạng một thấu kính – hoặc một hệ hình búi tóc… bị dẹt đáng kể vào một mặt phẳng… Mặt Trời chiếm vị trí đúng ngay chính giữa”.
Nhà thiên văn học người Anh Arthur Eddington, 1914.
Sai lầm của các nhà thiên văn
Việc đếm số lượng sao tìm thấy một sự thiếu hụt sao theo mọi hướng tính từ hệ Mặt Trời. Điều này đúng như mong đợi nếu như chúng ta thật sự ở gần trung tâm dày đặc. Nếu chúng ta ở gần rìa của hệ, thì sẽ có nhiều sao được quan sát theo hướng nhìn về phía trung tâm, và có ít sao hơn về phía rìa, nên lập luận là đúng. Dữ liệu thì chính xác nhưng cách giải thích chúng thì sai lầm. Các nhà thiên văn phải xem xét sự hấp thụ bởi khí và bụi giữa các sao. Một loại sương mù giữa các sao đã làm lu mờ các sao, gây ra sự thiếu biểu kiến chứ không phải thật sự, và trong một kết luận sai lầm thì hệ Mặt Trời nằm ở gần tâm của thiên hà.
Mô hình vũ trụ mới của Shapley
Cái nhìn như thế này về vũ trụ sớm bị thay thế bởi một quan niệm mang tính cách mạng mới, chủ yếu xây dựng trên những quan sát của nhà thiên văn học người Mĩ Harlow Shapley tại Đài quan sát núi Wilson. Nhà thiên văn và là chủ doanh nghiệp khoa học George Ellery Halle đã thiết lập một đài quan sát trên một đỉnh núi nhìn xuống Los Angeles vào năm 1904, và bốn năm sau đó, nhà chế tạo thiết bị George Ritchey đã hoàn thành chiếc kính thiên văn phản xạ 60 inch thiết kế đặc biệt dành cho chụp ảnh thiên văn học.
George Ellery Hale (1868-1938)
Khi còn là một sinh viên tại Viện Công nghệ Massachusetts, Hale đã phát minh ra một thiết bị chụp ảnh sự bùng nổ chất khí tại rìa của Mặt Trời. Trở lại quê nhà ở Chicago, ông tiếp tục nghiên cứu Mặt Trời, ban đầu tại đài quan sát ở nhà của ông và sau đó tại Đài quan sát Yerkes của trường đại học Chicago – nơi Hale được công nhận là một thành viên nhận trợ cấp vào năm 1897. Kính thiên văn khúc xạ 40 inch Yerkes (kính thiên văn trong đó ánh sáng truyền qua một thấu kính) là chiếc kính thiên văn khúc xạ thành công lớn nhất thuộc loại này từng được chế tạo.
Cha của Hale chi tiền làm một chiếc gương đường kính 60 inch cho một kính thiên văn phản xạ còn lớn hơn nữa, nhưng Hale không thể thu được sự tài trợ địa phương để gắn chiếc gương đó. Năm 1902, Andrew Carnegie, người có tài sản kếch sù nhờ sự chuyển biến của nền công nghiệp thép, thành lập Viện Carnegie để khuyến khích các khảo sát, nghiên cứu và khám phá theo phong cách hào phóng và rộng lượng nhất. Carnegie chi 10 triệu đô la cho tổ chức mới của ông. Số tiền này (có giá trị gấp 10 lần số tiền tương ứng ngày nay)
lớn hơn tổng nguồn quỹ tài trợ dành cho nghiên cứu ở tất cả trường đại học Mĩ cộng lại. Hale nhận được 150.000 đô la và hứa hẹn thêm 300.000 đô la nữa, và năm 1904, ông đã thành lập Đài quan sát Mặt Trời núi Wilson trên đỉnh núi Wilson phía trên Los Angeles. Đầu năm đó, Hale đã kéo lê một chiếc kính thiên văn nhỏ và chở trên lưng hai chú lừa thồ lên đỉnh núi nhằm kiểm tra các điều kiện quan sát.
Andrew Carnegie (trái) và George Ellery Hale đứng trước chiếc kính thiên văn 60 inch của Đài quan sát núi Wilson.
Năm 1908, kính thiên văn 60 inch đi vào hoạt động. Carnegie đến thăm núi Wilson năm 1910 và ấn tượng đến mức ông chuyển thêm 10 triệu đô la nữa với một thư khuyến cáo là cần đẩy mạnh công việc trên ngọn núi. Hale cũng nhận được cam kết chi 45.000 đô la từ John Hooker, một doanh nhân địa phương, cho việc đổ khuôn và mài một chiếc đĩa thủy tinh 100 inch dành cho gương chính của kính thiên văn, và nó đã được đổ khuôn thành công. Giá thành tổng cộng cúa “kính thiên văn Hooker”, hoàn thành năm 1917, lên tới trên nửa triệu đô la.
Đài quan sát núi Wilson in trên danh thiếp
Nghiên cứu tại đài quan sát mới của Hale tập trung vào lĩnh vực mới “thiên văn vật lí” thay thế cho nền thiên văn học định vị truyền thống là đo vị trí của các sao mà bỏ qua tính chất vật lí của chúng. Hale cũng thúc đẩy quan trọng các nghiên cứu thiên văn vật lí với Tập san Thiên văn vật lí mới của ông. Nhưng đặc điểm chính của sự nghiệp của ông sau khi rời Yerkes là sự gắn bó chặt chẽ với câu chuyện tái sinh kính thiên văn phản xạ.
Dấu hiệu đầu tiên của một cách hiểu xét lại một cách mạnh mẽ về thiên hà của chúng ta đến vào năm 1916. Nghiên cứu một “cụm sao hình cầu” – một nhóm gồm hàng trăm ngàn ngôi sao – Shapley chú ý tới những ngôi sao mờ nhạt màu lam. Nếu chúng tương tự với những ngôi sao màu lam sáng chói ở gần Mặt Trời, thì chúng phải ở xa khoảng 50.000 năm ánh sáng để giải thích vì sao trông chúng quá mờ nhạt. Họ tiến tới thiết lập khoảng cách chắc chắn hơn bằng một phương pháp đo vũ trụ mới và tài tình.
Shapley xây dựng một cách hiểu mới về vũ trụ bằng cách đo khoảng cách tới những ngôi sao dựa trên tính chất của một loại sao biến quang gọi là “Cepheid” (đặt theo tên chòm sao Cepheus, trong đó một ngôi sao điển hình như thế lần đầu tiên được chú ý đến). Chúng là những ngôi sao khổng lồ, nên có thể nhìn thấy từ khoảng cách lớn. Mỗi sao Cepheid biến đổi độ sáng theo thời gian.
M22, một cụm hình cầu gồm nhiều ngàn ngôi sao. Bằng cách giả sử những loại sao nhất định ở đây sáng tương tự như những ngôi sao ở gần mà khoảng cách có thể đo được, Shapley có thể ước
tính được khoảng cách tới những đối tượng xa xôi này. Harlow Shapley (1885-1972)
Một chút trong cuộc đời thuở nhỏ của Shapley cho thấy thành tựu sau này của ông. Năm đó ông 15 tuổi và bị xem là một thằng du côn ở thành phố dầu Kansas khi ông bước vào một thư viện công cộng và bắt đầu đọc sách. Ông sớm chia sẻ tham vọng của mẹ ông rằng các con trai của bà phải vào đại học và sống tự lập. Bị từ chối không nhận vào một trường trung học, Shapley vào học một trường tư thục vui vẻ nhận tiền học phí của ông đóng góp. Năm 1907, ông vào trường đại học Missouri. Ông định học nghề làm báo, nhưng khoa báo chí năm đó không mở mà mở vào một năm khác. Sau đó, Shapley kể lại rằng ông đã mở một danh mục khóa học, nhận thấy bản thân ông không phù hợp với khảo cổ học, nên ông chọn thiên văn học. Câu chuyện
đó phản ánh tính hài hước của Shapley, vì giống như nhiều thanh niên trẻ lúc bấy giờ, ông đã bị mê hoặc bởi khoa học.
Shapley lấy bằng cử nhân và thạc sĩ thiên văn học tại Missouri, và bằng tiến sĩ tại trường đại học Princeton. Sau khi tốt nghiệp trường Princeton năm 1913, ông trở lại làm chức giáo sư thiên văn học ở Missouri của mình, lúc ấy làm việc tại Đài quan sát núi Wilson. Ở đó, Shapley, sử dụng kính thiên văn 60 inch – mạnh nhất lúc bấy giờ - thực hiện nghiên cứu có tính cách mạng của ông về quy mô của thiên hà. Năm 1921, ông trở thành giám đốc Đài quan sát Harvard College, và xây dựng chương trình thiên văn Harvard thành một trong những chương trình tốt nhất trên thế giới. Cuối những năm 1940, Shapley giúp thành lập UNESCO, Tổ chức Khoa học, Giáo dục và Văn hóa của Liên Hợp Quốc, và trong thập niên 1950, ông dính vào những cuộc tranh luận chính trị lúc ấy. Nhưng ngoài thiên văn học, sở thích lớn nhất của ông là nghiên cứu loài kiến.
“Điều đáng chú ý… là những ngôi sao biến quang mạnh hơn có chu kì dài hơn”.
Henrietta Swan Leavitt
Năm 1908, nhà thiên văn người Mĩ Henrietta Leavitt đã chỉ ra một quy luật đáng chú ý mà sao Cepheid tuân theo. Trong công việc hàng ngày so sánh các bức ảnh chụp, bà phát hiện thấy các sao biến quang, sáng hơn trên một số ảnh chụp và mờ nhạt hơn trên một số ảnh khác chụp tại những thời điểm khác nhau. Leavitt lưu ý thấy sao biến quang càng sáng thì chu kì của nó càng dài.
16 sao biến quang Leavitt đo đều thuộc cùng một nhóm sao, Đám mây Magellan nhỏ. Như vậy, chúng đều xấp xỉ cùng một khoảng cách đến Trái Đất. Do đó, cường độ biểu kiến (độ sáng quan sát thấy) của chúng liên quan trực tiếp đến cường độ tuyệt đối (độ sáng thực chất, khi nhìn từ một khoảng cách chuẩn tùy ý) của chúng. Kết luận đó là một “quan hệ chu kì-độ sáng” – chu kì, hoặc thời gian, càng dài, từ độ sáng cực đại của Cepheid tới cực tiểu và quay trở lại cực đại, thì độ sáng thực chất của ngôi sao càng lớn.
Giả sử hệ sao hình cầu là một thứ bộ xương thiên hà, thì Shapley đã có phác thảo ngân hà, kích thước của nó, và vị trí của hệ Mặt Trời trong nó. Mặt Trời nằm xa về phía rìa của mặt phẳng thiên hà, chứ không gần vùng chính giữa. Ông chỉ ra rằng hệ sao đó lớn gấp 10 hoặc thậm chí 100 lần ước tính trước đây, và Mặt Trời cách tâm thiên hà nhiều chục ngàn năm ánh sáng.
“Hệ thống sao hình cầu đó, nói chung là trùng khớp, nếu như không chi tiết, với sự sắp xếp thiên văn như một khối toàn bộ, trông hơi giống một elipsoid… Tâm của hệ thiên văn đó nằm xa bên ngoài Trái Đất”. – Shapley
Shapley sử dụng quan hệ chu kì-độ sáng để ước tính khoảng cách. Trước tiên, ông thu thập mọi dữ liệu có sẵn về các sao Cepheid, từ những quan sát riêng của ông và từ các nhà thiên văn học khác, trong đó có Leavitt. Khoảng cách đến một số sao Cepheid gần hơn đã được đo, và như vậy Shapley có thể tính toán độ sáng tuyệt đối của nó. Cơ sở vật lí duy nhất mà ông cần là quy luật đơn giản rằng độ sáng giảm theo bình phương khoảng cách. Sau đó, Shapley vẽ đồ thị chu kì theo độ sáng tuyệt đối.
Shapley thực hiện giả định hợp lí rằng các sao Cepheid trong những cụm sao hình cầu ở xa tuân theo cùng các quy luật vật lí như các sao Cepheid ở gần. Ông quan sát chu kì của các sao Cepheid ở xa, biểu diễn cường độ tuyệt đối phỏng chừng của chúng lên đồ thị chu kì-độ sáng của ông, và so sánh cường độ tuyệt đối
với cường độ biểu kiến quan sát được. Từ đó suy ra khoảng cách đến nhiều sao Cepheid cách rất xa – và đến những cụm sao hình cầu trong đó chúng cư trú. (Một số cụm sao hình cầu không có sao Cepheid ông có thể đo, và ông sử dụng các phương pháp khác, thô sơ hơn để ước tính khoảng cách của chúng).
Quan hệ chu kì – độ sáng đối với các sao biến quang loại Cepheid – đường cong cho thấy độ sáng của chúng thay đổi như thế nào theo thời gian – do Harlow Shapley vẽ năm 1918. Từ đó về sau, nhà thiên văn có thể quan sát chu kì, hay thời gian từ độ sáng cực đại này tới độ sáng cực đại tiếp theo, đối với bất kì sao Cepheid nào khác, rồi biểu diễn đồ thị cường độ tuyệt đối của sao. So sánh cường độ tuyệt đối (“thật sự”) ước tính này với cường độ biểu kiễn quan sát được sẽ
mang lại khoảng cách, vì độ sáng giảm theo bình phương của khoảng cách.
“[Đường cong chu kì – độ sáng] dựa trên hơn 230 sao, và, ngoại trừ độ bất định điểm không (sai số khoảng cách đo bởi những phương pháp khác đối với các sao Cepheid gần hơn), có khả năng chính xác trong phạm vi 1 hoặc 2 phần trăm bậc độ lớn”.
Harlow Shapley
Shapley nhận thấy các cụm sao hình cầu sắp xếp đối xứng xung quanh thiên hà, ở phía trên mặt phẳng thiên hà cũng nhiều như ở phía dưới. Các cụm sao dường như tránh mặt phẳng thiên hà, tức Dải Ngân hà. Shapley viết rằng “vùng chính giữa thiên hà to lớn này, nơi đặc biệt phong phú đủ mọi loại sao, tinh vân hành tinh, và những cụm sao mở, không phải nghi ngờ gì là vùng không chứa các cụm sao hình cầu”. Shapley thừa nhận có một lời giải thích khác. Có thể là những cụm sao hình cầu không, như chúng ta nghĩ, thực sự không có trong vùng đó, mà chúng bị che khuất bởi các đám hấp thụ nằm dọc theo xương sống của Dải Ngân hà.
“Vũ trụ vật lí là trung tâm của con người đối với người nguyên thủy… vai trò của con người và Trái Đất trong bối cảnh thiên văn đã giảm sút cùng với những kiến thức tiến bộ về thế giới vật lí”…
Sự phân bố của các cụm sao hình cầu do Shapley đo được năm 1918 (nhìn ngang). Vùng gạch chéo là mặt phẳng thiên hà của chúng ta. Vị trí của hệ Mặt Trời được đánh dấu X, nằm trong mặt phẳng thiên hà, gần rìa bên trái. Shapley đánh
dấu các cụm sao hình cầu bằng những vòng tròn đen ở phía trên mặt phẳng và những vòng tròn trắng ở phía dưới mặt phẳng. Số lượng cụm sao hình cầu phía trên và phía dưới mặt phẳng là gần bằng nhau.
Thiên hà được hình dung vào năm 1919 (nhìn từ trên xuống), hình dạng và quy mô của nó được chỉ ra bởi những cụm sao hình cầu, ở đây chúng được biểu diễn chiếu lên mặt phẳng thiên hà. Hệ Mặt Trời nằm trong vòng tròn nhỏ. Đường chấm chấm là trục chính của thiên hà, với tâm của nó được đánh dấu bằng kí hiệu X màu đỏ. Vòng tròn lớn có bán kính
Ý nghĩa của loài người và hành tinh đặc biệt của họ vẫn tiếp tục thu nhỏ lại. Shapley lưu ý một tiến bộ lịch sử về niềm tin về một vũ trụ nhỏ bé, với loài người tại trung tâm của nó, đến một vũ trụ lớn hơn với Trái Đất nằm xa ra ngoài vùng trung tâm. Hình học đã chuyển hóa từ địa tâm sang nhật tâm rồi không có tâm. Sự thay đổi tâm lí học cũng không kém, ông khẳng định, từ con người là trung tâm đến không có gì là trung tâm. Một số nhà thiên văn đã nghi ngờ từ lâu rằng hệ Mặt Trời nằm ở gần tâm của thiên hà và người ta thích một nơi đặc quyền trong vũ trụ. Họ cảm thấy sự chênh lệch, một sự phân bố ngẫu nhiên cho trước, là nhỏ. Nay Shapley đem lại cho vai trò triết học này một chất liệu khoa học.
Những người phụ nữ nghiên cứu thiên văn học
Edward Pickering, giám đốc được bổ nhiệm của Đài quan sát Harvard College năm 1881 và là một người biện hộ cho vai trò của phụ nữ trong nghiên cứu, bực tức với người phụ tá nam làm việc không hiệu quả của ông đến mức ông công nhiên rằng thậm chí con gái ông có thể làm công việc sao chép, tính toán đó tốt hơn nữa. Và cô ta làm được thật. Và có chừng 20 người phụ nữ đã đến làm việc tại đài quan sát đó trong vài thập niên kế tiếp. Họ được tuyển vì họ điềm đạm, thích ứng nhanh với công việc, có thị giác nhạy bén, và sẵn sàng làm việc với đồng lương rất thấp. Có lẽ, sự phát triển nhanh chóng của những đài quan sát mới cũng nhiều như những tấm gương thành công của những người công nhân nữ buổi đầu. Năm 1920, có trên 100 phụ nữ làm việc tại các đài quan sát trên khắp nước Mĩ.