THIÊN VĂN HỌC VẬT LÍ
“… trong vòng vài ba năm tương đối ngắn ngủi, một ngành thiên văn học mới đã ra đời nghiên cứu Mặt Trời, Mặt Trăng, và các sao, xem chúng là cái gì và mối quan hệ của chúng với chúng ta”.
Samuel Pierpont Langley, trích từ cuốn Nền Thiên văn học mới năm 1888 của ông
Năm 1835, Auguste Comte, nhà triết học lỗi lạc người Pháp, phát biểu rằng loài người sẽ không bao giờ hiểu được thành phần hóa học của các sao. Ông sớm tỏ ra sai lầm. Trong nửa sau thế kỉ 19, các nhà thiên văn bắt đầu nắm lấy hai kĩ thuật mới – quang phổ học và thuật chụp ảnh. Cùng với nhau, chúng đã mang lại một cuộc cách mạng trong nhận thức của loài người về vũ trụ. Đây là lần đầu tiên các nhà khoa học có thể nghiên cứu xem vũ trụ cấu thành từ cái gì. Đây là một bước ngoặt quan trọng trong sự phát triển của vũ trụ học, vì các nhà thiên văn có thể ghi nhận và ghi chép không chỉ xem các sao ở đâu mà còn xem chúng thật ra là cái gì.
Kirchhoff, ở bên trái, và Bunsen “Một khám phá hoàn toàn bất ngờ…”
Quang phổ học thiên văn là một nhánh trong số các nỗ lực của các nhà hóa học trong việc phân tích vật chất trên Trái Đất cũng như hứng thú của các nhà khoa học về bản chất của màu sắc. Đã có một số đột phá vào quang phổ học từ trước năm 1850. Joseph Fraunhofer, chẳng hạn, đã gắn một lăng kính ở phía trước vật kính của một chiếc kính thiên văn nhỏ, tạo ra một quang phổ kế thô sơ. Ông nhận thấy ánh sáng từ Mặt Trời và những ngôi sao sáng như Sirius bị phân tích, thì có những vạch hấp thụ đặc trưng có mặt trong quang phổ thu được. Tuy nhiên, Fraunhofer qua đời trước khi ông có thể nghiên cứu hiện tượng này một cách toàn vẹn hơn.
Phổ Mặt Trời của Fraunhofer, với các vạch tối là dấu hiệu của những nguyên tố hóa học đã biết. Đường cong ở trên biểu diễn độ sáng chung.
Một tiến bộ quan trọng được thực hiện vào năm 1859 bởi Gustav Kirchhoff và Robert Bunsen (tên của họ phải rất quen thuộc với mỗi sinh viên ngành hóa). Sự phát triển của Bunsen về loại đèn khí mạnh về cơ bản là dành cho nghiên cứu mà họ thực hiện ở Heidelberg, Đức. Năm 1859, Bunsen tường thuật với một đồng sự rằng Kirchhoff đã thực hiện “một khám phá hoàn toàn bất ngờ”. Ông đã nhận ra nguyên nhân gây ra các vạch tối mà Fraunhofer và những người khác nhìn thấy trong phổ Mặt Trời. Khi các hóa chất nhất định bị đun nóng trong đèn Bunsen, các vạch sáng đặc trưng biến mất. Trong một số trường hợp, những vạch này nằm đúng ngay chỗ trong quang phổ như các vạch tối của Fraunhofer. Các vạch sáng là ánh sáng phát ra từ chất khí nóng, còn các vạch tối biểu hiện sự hấp thụ ánh sáng trong lớp khí lạnh hơn ở phía trên bề mặt Mặt Trời.
Hai nhà khoa học nhận thấy mỗi nguyên tố hóa học tạo ra một quang phổ độc nhất vô nhị. Điều này mang lại một kiểu “dấu vân tay” có thể xác nhận sự có mặt của hóa chất đó. Kirchhoff và Bunsen công nhận đây có thể là một công cụ mạnh mẽ dùng cho “xác định thành phần hóa học của Mặt Trời và các sao cố định”. Trong suốt thập niên 1860, Kirchhoff đã làm chủ được việc nhận dạng chừng 16 nguyên tố hóa học khác nhau trong số hàng trăm vạch phổ mà ông ghi được trong phổ của Mặt Trời. Từ những dữ liệu đó, Kirchhoff đã nghiên cứu thành phần hóa học của Mặt Trời cũng như cấu trúc của nó.
“Nếu chúng ta đi lên Mặt Trời và mang một số phần của nó về và phân tích chúng trong phòng thí nghiệm của chúng ta, chúng ta không thể xác định chúng chính xác hơn cái chúng ta có thể làm bằng kiểu phân tích quang phổ mới này”.
Warren de la Rue, 1861
Quang phổ học thiên văn buổi đầu tập trung vào Mặt Trời vì độ sáng của nó và tầm quan trọng hiển nhiên của nó đối với sự sống trên Trái Đất. Đồng thời, các nhà thiên văn bắt đầu chuyển sự chú ý của họ sang vô số những ngôi sao khác có sẵn cho nghiên cứu. Các nhà khoa học như William Huggins và Angelo Secchi đã thu thập càng nhiều quang phổ trong khả năng có thể và, giống như nhiều nhà khoa học nghiên cứu trong thế kỉ 19, đã mất một lượng đáng kể thời gian cho việc đặt chúng vào (và tranh cãi về giá trị của) các hệ thống phân loại. Ba nhóm cơ bản xuất hiện gồm: các sao xanh và trắng, các sao vàng (hay các sao kiểu Mặt Trời), và các sao đỏ.
Năm 1885, Edward C. Pickering tại Đài quan sát Harvard College đảm nhận một chương trình nhiều tham vọng nhằm phân loại phổ sao bằng các phổ thu được trên những tấm phim chụp. Năm 1890, một danh mục trên 10.000 sao đã được lập và nhóm chúng thành 30 loại phổ. Sau sự thành công của Pickering, Annie Jump Cannon mở rộng danh mục lên tới 9 tập và trên một phần tư triệu sao vào năm 1924 và phát triển một hệ thống gồm 10 loại phổ - O, B, A, F, G, K, M, R, N, S – mà các nhà thiên văn đồng ý sử dụng trên toàn thế giới vào năm 1922.
Bốn họ phổ sao của Secchi, trích từ một bản in thạch màu trong một cuốn sách xuất bản khoảng năm 1870. Ở đây cho thấy cái mà một người nhìn qua máy ghi phổ trên một kính thiên văn lớn sẽ nhìn thấy quang phổ từ những ngôi sao sáng nhất. Quang phổ sẽ mờ nhạt hơn nhiều đối với đa số các sao, khiến cho khó quan sát. Các vạch phổ chính được nhận ra bởi các kí tự mà Fraunhofer đã
Annie Jump Cannon
Sinh vào năm 1863, Annie Jump Cannon là một nhà thiên văn người Mĩ quan trọng trong thế kỉ 19 và đầu thế kỉ 20. Bà phục vụ tại Wellesley College ở Massachusetts và sau này tìm việc với Pickering tại Đài quan sát Harvard College. Tại Harvard, bà dành thời gian của mình cho việc phân loại phổ ghi được trên những tấm phim chụp. Bà cũng tìm kiếm các sao biến quang trong các tấm phim từ Đài quan sát Harvard College. Cannon làm việc với Pickering và Wilhelmina Fleming nghĩ ra một hệ thống phân loại sao vẫn còn được sử dụng cho đến ngày nay. Bà cũng áp dụng hệ thống này với các sao quan sát thấy ở bán cầu nam. Mặc dù bà đã nhận hàng loạt giải thưởng và bằng cấp danh dự (trong đó có bằng tiến sĩ khoa học đầu tiên của trường đại học Oxford trao cho một người phụ nữ), nhưng Harvard chưa bao giờ xem Cannon là một thành viên chính thức trong số những cán bộ của nó.
Annie Jump Cannon đang phân loại phổ Chụp ảnh vũ trụ
Trong nửa sau thế kỉ 19, nhiếp ảnh trở thành một công cụ được chấp nhận cho việc ghi ảnh và thông tin tạo ra bởi kính thiên văn và máy quang phổ. Quá trình này không thể tránh được, cũng không dễ dàng gì. Những người chủ trương chụp ảnh thiên văn làm việc cật lực để thuyết phục cộng đồng khoa học đôi khi vẫn còn hoài nghi.
Năm 1840, nhà hóa học Anh-Mĩ J. W. Draper chụp thành công bức ảnh đầu tiên của một vật thể thiên văn, mặt trăng của Trái Đất. Đây là một phép chụp hình dague – quá trình chụp ảnh buổi đầu trong đó ảnh được tạo ra trên một tấm bạc nhạy với iodine và ngâm trong hơi thủy ngân. Thập niên 1840 đã chứng kiến “những cái đầu tiên” cho kĩ thuật chụp ảnh thiên văn: ngoài bức ảnh đầu tiên của Mặt Trăng, là bức ảnh nhật thực đầu tiên (1842), ảnh phổ Mặt Trời đầu tiên (1843), và ảnh đầu tiên của Mặt Trời (1845). Giống như bức ảnh tiên phong của Draper, những bức ảnh này được thực hiện bằng quá trình chụp ảnh dague.
Một kĩ thuật mới xuất hiện vào năm 1851 khi F. Scott Archer đưa ra quá trình collodion ẩm. Một tấm thủy tinh tráng với dung dịch collodion (hỗn hợp của guncotton và potassium iodide trong rượu và ether). Tráng tấm thủy tinh với dung dịch là một kĩ năng đã biết. Các tấm đem ra phơi trong khi còn ẩm, vì thế nên có tên. Một khi khô, chúng được nhúng vào dung dịch bạc nitrate chuyển potassium iodide thành bạc iodide. Trong khi còn kềnh càng và đòi hỏi phải khéo léo, kết quả là một quá trình nhạy hơn nhiều so với kĩ thuật dague, có khả năng ghi lại ánh sáng sao và các thiên thể khác.
Vào thời kì này, các nhà thiên văn nghiệp dư tận tụy đã có những đóng góp có giá trị cho sự phát triển và chấp nhận kĩ thuật chụp ảnh thiên văn với tư cách là
một công cụ nghiên cứu. Chiếc kính thiên văn Mĩ đầu tiên được thiết kế chuyên dụng cho chụp ảnh thiên văn đã được xây dựng bởi Lewis M. Rutherfurd, một nhà thiên văn nghiệp dư. Chiếc kính khúc xạ này nằm trong vườn nhà ông ở thành phố New York (gần cái ngày nay là đại lộ thứ hai và đường số 11) vào năm 1856.
Không bao lâu sau sự kiện này, Henry Draper, một nhà khoa học nghiệp dư khác ở New York, bắt đầu một chiến dịch tối ưu hóa kính thiên văn chụp ảnh và kết hợp nó với máy ghi phổ sao. Năm 1872, ông chụp một bức ảnh của sao α-Lyrae (còn gọi là sao Vega) là bức ảnh đầu tiên cho thấy các vạch phổ hấp thụ của một ngôi sao. Một thập kỉ sau đó, ông đã phát hiện các vạch phổ phát xạ trong quang phổ của tinh vân Orion, ghi lại khi phơi sáng với kính thiên văn phản xạ 28 inch của ông trong 137 phút. Nói chung, những chiếc kính thiên văn phản xạ lớn như cái của Draper vẫn nằm trong địa hạt của nhà thiên văn nghiệp dư nghiêm túc, còn công cụ yêu thích hơn của các nhà thiên văn chuyên nghiệp vẫn là kính thiên văn khúc xạ.
Ảnh chụp đầu tiên của tinh vân Orion, do giáo sư Henry Draper thực hiện vào năm 1880. Những ngôi sao lớn, có vẻ sáng hơn tinh vân nhiều, là do sự phơi sáng quá mức.
Kĩ thuật phim ẩm cũng làm hạn chế việc sử dụng nhiếp ảnh làm một công cụ nghiên cứu quan trọng. Vào thập niên 1880, những rào cản này đã hạ xuống và nhiếp ảnh thiên văn không còn giữ vai trò ngoại vi trong thiên văn học nữa. Điều này một phần được thúc đẩy bởi sự phát triển kĩ thuật tấm phim khô của người Anh và Pháp. Đối với tấm phim khô tiêu biểu, người ta thêm vào hỗn hợp collodion chuẩn một hỗn hợp gồm kẽm bromide và acid nitric, sau đó thêm bạc nitrate vào nước và rượu. Việc này tạo ra nhũ tương bạc bromide có thể rót lên đĩa cho dung môi bay hơi. Một khi đã khô, chất đó sẽ hòa tan trong rượu và ether và áp dụng được cho tấm thủy tinh. Bước cuối cùng là tráng lên tấm phim một lớp bảo vệ. Việc cải tiến hơn nữa quá trình này sẽ làm tăng độ nhạy của tấm phim khô nên chúng có thể “nhìn thấy” nhiều hơn rất nhiều so với mắt người có thể làm được.
Ảnh tinh vân Orion do A. A. Common chụp vào năm 1883 với độ phơi sáng 1 giờ.
Cuộc thám hiểm năm 1860 đến Rivabellosa, Tây Ban Nha, để quan sát nhật thực toàn phần. Một nhóm nghiên cứu đã thử chụp ảnh sự kiện đó.
Sự xuất hiện của một dòng nhà thiên văn học mới cũng thúc đẩy việc chấp nhận thuật nhiếp ảnh thiên văn. Những cá nhân (thường được đào tạo về vật lí học) cảm thấy hứng thú với môn thiên văn vật lí học đang xuất hiện đã chấp nhận nhiếp ảnh là một công cụ thiết yếu trong nghề nghiệp của họ. Cuối thế kỉ 19, nhiếp ảnh thiên văn đã mở rộng tầm nhìn của các nhà khoa học một lần nữa ra khỏi sự hạn định của đôi mắt trần và mang lại một bản ghi thông tin vĩnh cửu do kính thiên văn và máy quang phổ thu thập được.
Công cụ nghiên cứu của nền thiên văn học mới
Trong khi máy quang phổ có vẻ là một công cụ hứa hẹn cho nền khoa học thiên văn vật lí mới, các nhà nghiên cứu lại bị hạn chế bởi sự trang bị của mình. Các máy quang phổ buổi đầu, ví dụ như cái mà Henry Draper sử dụng, dùng lăng kính thủy tinh làm tán sắc ánh sáng. Trong khi về nguyên tắc thì đơn giản, nhưng máy quang phổ lăng kính có thể có độ phân giải thấp và thường khó tìm được một lăng kính có chất lượng quang hiệu quả.
Một thiết kế cải tiến là sử dụng cách tử nhiễu xạ để làm tán sắc ánh sáng thu thập bởi kính thiên văn. Đây là một bề mặt trên đó thiết lập các khe rất tốt và cách đều nhau. Các khe này sử dụng tính chất sóng của ánh sáng – mỗi màu sắc có một bước sóng khác nhau – để phân tích ánh sáng thành quang phổ. Nghề sản xuất cách tử cỡ lớn chất lượng cao đặc biệt phát triển tốt ở Mĩ. (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});
Henry A. Rowland, một nhà vật lí Mĩ tại trường đại học Johns Hopkins, là người có công nhiều nhất trong việc chế tạo những cách tử nhiễu xạ lớn hơn và chính xác hơn đã làm cách mạng quang phổ học trong thập niên 1880. Những cách tử đang có có chất lượng tệ hại vì nó không thể thu được khoảng cách giữa các vạch đều nhau. Giải pháp của Rowland là xoay thật chính xác làm di chuyển dụng cụ khắc các vạch lên cách tử. Người ta có thể chế tạo cách tử nhiều tới 43.000 vạch trên inch, nhiều gấp đôi số vạch trên những cách tử có trước đó. Rowland cũng phát triển một kĩ thuật chế tạo cách tử lõm hình cầu tự điều tiêu. Cách tử lõm cho phép quang phổ hội tụ trực tiếp lên tấm phim, làm cho việc ghi phổ dễ dàng hơn.
Henry Rowland và chiếc máy tạo cách tử của ông
Một dụng cụ mới khác được đưa vào sử dụng cùng khoảng thời gian với cách tử của Rowland là máy ghi phổ Mặt Trời, thiết bị cho ảnh của toàn bộ bề mặt Mặt Trời ở một bước sóng duy nhất. Thiết bị này mở ra một lĩnh vực hoàn toàn mới trong nghiên cứu Mặt Trời và cho phép các nhà nghiên cứu khảo sát các đặc trưng của Mặt Trời ở mức độ sâu sắc hơn. Trong khi phát minh ra nó nói chung là được ghi nhận cho George Ellery Hale vào năm 1889, những phiên bản sớm hơn của dụng cụ đó đã có mặt khoảng năm 1870.
Dụng cụ mới của Hale cho phép các nhà nghiên cứu nhìn thấy một vài đặc điểm mới của Mặt Trời. Công trình của Hale, có tầm quan trọng riêng của nó, đã đưa ông trở thành một trong những nhà khoa học hàng đầu vào đầu thế kỉ 20. Điều này tạo thuận lợi cho các hoạt động của ông trong việc thăng tiến và tìm quỹ tài trợ cho kính thiên văn lớn mới và cho thiên văn học vật lí nói chung. Ông cũng có thể sử dụng những kết quả gây ấn tượng sâu sắc của ông để biện luận hùng hồn rằng nghiên cứu sao và Mặt Trời là bổ sung cho nhau và nghiên cứu những ngôi sao gần chúng ta nhất sẽ giúp các nhà khoa học hiểu được bí mật của tất cả những ngôi sao khác.
Ảnh Mặt Trời trong ánh sáng vạch phổ chính của hydrogen (H-alpha) cho thấy nhiều đặc điểm trong khí quyển của ngôi sao bình thường này
Làm thế nào đo được vận tốc trên bầu trời
Khi ánh sáng phát ra từ một chất khí nóng sáng (chẳng hạn Mặt Trời) gửi qua một khe hẹp, sau đó đi qua lăng kính làm nó trải nó ra thành quang phổ, người ta có thể nhìn thấy các vạch tối. Năm 1859, Gustav Kirchhoff phát hiện thấy các vạch đó có thể dùng để nhận ra các nguyên tố hóa học trong chất khí. Kĩ thuật quang phổ mới có thể phát hiện vận tốc cũng như thành phần hóa học. Năm 1842, trước cả công trình của Kirchhoff, nhà vật lí người Áo Christian Doppler biện luận rằng quang phổ có thể bị lệch nếu như nguồn phát ánh sáng đang chuyển động. Một lời giải thíc chính xác hơn sau này được đưa ra bởi nhà vật lí người Pháp Hippolyte Fizeau, nhưng nguyên lí lại mang tên Doppler – đó là vận tốc lệch Doppler.
Không phải tất cả các nhà khoa học tức thì chấp nhận tiên đoán cho rằng ánh sáng phát ra