Thiên văn vô tuyến

ực tím dài nhất. Khí quyển Trái đất gây rắc rối cho những nghiên cứu của chúng ta do hấp thụ nhiều bước sóng của phổ điện từ. Thiên văn vật lý bao gồm: Thiên văn tia Gamma, Thiên văn hồng ngoại, Thiên văn cực tím, Thiên văn vô tuyến, Thiên văn khả kiến hay Thiên văn quang học, Thiên văn tia vũ trụ, Thiên văn sóng hấp dẫn, Thiên văn nơ-tri-no là các ngành thiên văn chuyên biệt sử dụng các thiết bị và kĩ thuật khác nhau. Thiên văn quang học là ngành thiên văn chuyên nghiên cứu các thiên thể trên vùng ánh sáng quang học hay khả kiến. Phương tiện và kĩ thuật dùng trong thiên văn quang học là các kính thiên văn quang học khúc xạ hoặc phản xạ. Do kĩ thuật khúc xạ thiên văn có nhiều bất cập nên kính phản xạ được sử dụng phổ biến trong thiên văn quang học hiện nay. Kính thiên văn khúc xạ (refractor telescope) gồm hai thấu kính, một thấu kính có tác dụng hội tụ ánh sáng từ vật gọi là vật kính, một thấu kính phân giải ảnh của vật tới mắt gọi là thị kính. Hạn chế của kính khúc xạ là ánh sáng từ vật tới là ánh sáng tổng hợp bị tán sắc bởi thấu kính dẫn đến hình ảnh không trung thực nếu bộ phận lọc không tốt. Thành tựu: Năm 1609, Galilei dựa trên phát kiến của Lippershey đã tự chế tạo thành công chiếc kính thiên văn khúc xạ có độ phóng đại là 30 lần. Galilei đã dùng kính này quan sát các vết đen Mặt Trời, các chuyển động của Mặt Trăng và các hành tinh. Qua những quan sát đó, Galilei đã khám phá ra 4 vệ tinh lớn nhất của Sao Mộc (mà ngày nay chúng ta gọi là 4 vệ tinh Galilei, chúng gồm: Ganimede, Calisto, Io và Europa), khám phá ra chu kì tự quay của Mặt Trời dựa trên chu kì xuất hiện của các vết đen.  Kính thiên văn phản xạ (reflector telescope) khác với kính thiên văn khúc xạ, nó hội tụ ánh sáng bằng phương pháp phản xạ: Vật kính là một gương cầu lõm hội tụ ánh sáng tại tiêu điểm của gương. Một gương phẳng hay lăng kính được đặt trước vật kính để thu chùm sáng hội tụ và đổi chiều dẫn nó đến thị kính là một thấu kính hội tụ tiêu cự nhỏ. Kính thiên văn phản xạ như vậy cho ra hình ảnh có độ phân giải cao hơn khá nhiểu so với kính thiên văn khúc xạ. Kính thiên văn lớn nhất hiện nay trên thế giới là kính thiên văn VLT (Very Large Telescope) mới được hoàn thành tại Chile. Nó là một kính thiên văn phản xạ tổ hợp gồm 4 gương phản xạ có đường kính 8m. Chúng mang lại hiệu quả hình ảnh tương đương với một gương lớn đường kính 16m. Các gương của hệ thống kính này ngoài các bước sóng ở dải quang học còn có thể thu được những bước sóng ở một phần dải hồng ngoại. Năm 2005, các nhà thiên văn học đã sử dụng tổ hợp kính này và chụp trực tiếp được bức ảnh đầu tiên về một hệ hành tinh ngoài Hệ Mặt Trời - hệ 2M1207b quay quanh một ngôi sao trong chòm sao Hydra (Mãng xà) cách chúng ta hơn 200.000 năm ánh sáng.  Đứng thứ 2 sau VLT là kính thiên văn phản xạ lớn nhất trước đây tại đài thiên văn Keck trên núi Manua Kea - một ngọn núi cao 4200m cao nhất ở Hawaii. Kính thiên văn lớn nhất ở đài thiên văn này là một gương tổ hợp do nhiều gương nhỏ ghép lại có tổng đường kính là 15m. Kính thiên văn vũ trụ Hubble được NASA phóng lên quĩ đạo ngày 25/4/1990 ở độ cao 600km. Đây là một kính thiên văn phản xạ tự động có đường kính của gương là 2,4m. Mọi hoạt động của Hubble đều được điều khiển tự động, các hình ảnh ghi nhận được đều là ảnh chụp trực tiếp từ Hubble và gửi thông tin về Trái Đất. Những bức ảnh chụp trên vùng khả kiến từ Hubble tốt hơn 5 lần so với các kính định vị trên mặt đất. Hình 2.23. Kính thiên văn vũ trụ Hubble.  Tuy nhiên, bức xạ điện từ từ các ngôi sao hay thiên hà ở càng xa thì khi đến với Trái Đất, bước sóng của chúng càng dãn dài ra (hiệu ứng Doppler). Do đó ánh sáng từ các ngôi sao đến với chúng ta không mang lại những hình ảnh hoàn toàn trung thực về ngôi sao đó, thậm chí rất nhiều ngôi sao, thiên hà mà ánh sáng của chúng không thể đến được với chúng ta do trên đường đi, bước sóng của chúng đã dài ra trở thành các sóng hồng ngoại hay vô tuyến. Để thu được những thông tin chính xác nhất có thể, các kính thiên văn hồng ngoại và vô tuyến ra đời thu các bước sóng thích hợp nói trên và phân tích chúng trên các máy đo quang phổ, từ đó xác định khối lượng, thành phần và các tính chất khác của ngôi sao. Hiện nay, kính thiên văn hồng ngoại không được sử dụng phổ biến như kính thiên văn vô tuyến do kính thiên văn vô tuyến thu được các bước sóng ở nhiều dải hơn, cả dải vô tuyến và dải hồng ngoại, quang học.  Tia X, tia Gamma bị hấp thụ bởi khí quyển trái đất nên Thiên văn tia X và Thiên văn tia Gamma sử dụng các kính thiên văn vũ trụ cỡ lớn gửi vào quỹ đạo quay quanh Trái đất. Cũng vậy, tầng khí quyển Trái đất ngăn chặn hầu hết các bức xạ cực tím nên Thiên văn cực tím sử dụng kính thiên văn vũ trụ Hubble thu nhận bức xạ cực tím, hình ảnh ghi nhận được các nhà khoa học xử lí bằng cách phân tách màu sắc ánh sáng hoặc giảm cường độ bức xạ để có thể nhìn thấy bằng mắt thường. Thiên văn hồng ngoại nghiên cứu các vùng phổ bức xạ hồng ngoại của các vật thể khảo sát gửi tới. Bức xạ hồng ngoại cũng bị khí quyển Trái đất hấp thụ, vì vậy Đài Thiên văn hồng ngoại được đặt ở tầng khí quyển loãng (đỉnh núi cao) hoặc ngay bên trên tầng khí quyển (trạm không gian). Thiên văn hồng ngoại có nhiều lợi thế vì những vật thể không đủ nóng để phát ra ánh sáng khả kiến hay cực tím vẫn có thể phát ra bức xạ hồng ngoại và bức xạ hồng ngoại thì có khả năng xuyên qua môi trường bụi khí giữa các sao hay ngân hà tốt hơn những bức xạ có bước sóng ngắn hơn. Hơn nữa, vùng phổ sáng nhất của bức xạ từ những ngân hà xa nhất được chuyển về vùng hồng ngoại mà ta thu nhận được. Thiên văn nghiên cứu bức xạ khác như nơ-tri-nô, tia vũ trụ, sóng hấp dẫn không phải là bức xạ điện từ còn khá mới lạ đối với chúng ta (khuôn khổ có hạn, tài liệu không đề cập) Mọi thông tin dữ liệu từ các đài thiên văn vũ trụ ở ngoài không gian được gửi theo sóng vô tuyến truyền về mặt đất và được ghi nhận bởi các kính thiên văn vô tuyến định vị trên mặt đất. Như vậy, thiên văn vô tuyến có giá trị và vai trò rất lớn trong sự phát triển của ngành thiên văn vật lý. Bức xạ vô tuyến và thiên văn vô tuyến: Sóng điện từ có bước sóng khác nhau sẽ truyền đi khác nhau trong môi trường, nên người ta ghép các sóng điện từ có cùng đặc tính lại thành từng băng (band). Tên các băng vô tuyến phổ biến nhất và bước sóng, tần số tương ứng được sử dụng trong thiên văn vô tuyến để khảo sát các đối tượng thiên văn phát ra sóng vô tuyến: Band Wavelength Frequency P-band 90 cm 327 MHz L-band 20 cm 1.4 GHz C-band 6.0 cm 5.0 GHz X-band 3.6 cm 8.5 GHz U-band 2.0 cm 15 GHz K-band 1.3 cm 23 GHz Q-band 7 mm 45 GHz Thiên văn vô tuyến là ngành khoa học nghiên cứu về các thiên thể thông qua việc thu thập và phân tích thông tin từ dải sóng vô tuyến trong phổ bức xạ của thiên thể nhờ kính thiên văn vô tuyến và các trang thiết bị chuẩn xác cần thiết. Với thiên văn học vô tuyến, các nhà khoa học có thể nghiên cứu các hiện tượng thiên văn thường không quan sát được trên những vùng phổ khác của phổ điện từ. Như đã trình bày ở trên, các thông tin mà thiên văn vô tuyến thu nhận ngoài thông tin trực tiếp từ các sóng vô tuyến do các thiên thể phát ra còn có thông tin từ các sóng vô tuyến được tuyền từ các trạm thiên văn vũ trụ thông qua kĩ thuật vô tuyến điện tử gửi về mặt đất cũng được thu nhận và phân tích bởi các kính thiên văn vô tuyến. Ứng dụng kĩ thuật thiên văn vô tuyến, các nhà thiên văn có thể quan sát (phát hiện) bức xạ nền vi sóng vũ trụ, dấu hiệu tàn dư của khởi điểm vũ trụ trong vụ nổ Big Bang. Họ cũng có thể dò tìm về “Đêm Trung cổ” trước khi khởi đầu những ngôi sao hay những ngân hà đầu tiên, và nghiên cứu những thế hệ sớm nhất của các ngân hà. Các nhà thiên văn vô tuyến phân tích và khảo sát tỉ mỉ những lỗ đen tồn tại ở tâm của hầu hết các ngân hà. Vì các sóng vô tuyến xuyên qua mây bụi, các nhà khoa học sử dụng kĩ thuật thiên văn vô tuyến để nghiên cứu các vùng không thể quan sát bằng ánh sáng nhìn thấy, như là môi trường bao phủ bởi đám mây bụi khí – nơi các sao và các hành tinh được sinh ra, và trung tâm Dải ngân hà Milky Way của chúng ta. Các bức xạ vô tuyến cũng cho phép các nhà thiên văn truy tìm vị trí, mật độ và chuyển động của khí Hidro, khí cấu thành 3/4 lượng vật chất thông thường của vũ trụ. KÍNH THIÊN VĂN VÔ TUYẾN Sơ lược về kính thiên văn vô tuyến: Kính thiên văn vô tuyến (Radio Telescope) cấu tạo có phần giống với kính thiên văn phản xạ quang học. Thay cho vật kính như các kính thiên văn quang học, kính thiên văn vô tuyến có bộ phận chính là một ăng ten có dạng một gương parabol kim loại. Gương parabol này có nhiệm vụ thu nhận các tín hiệu vô tuyến từ ngôi sao đang được quan sát và chuyển các tín hiệu đó về các bộ phận phân tích. Để làm tăng thêm độ phân giải cho các kính thiên văn vô tuyến, các kính này ở nhiều đài thiên văn được lắp dưới dạng tổ hợp. Tức là không phải là một gương lớn mà có thể gồm nhiều gương nhỏ sắp xếp sao cho các sóng phản xạ hội tụ tại cùng một điểm (giao thoa sóng). Cách lắp này tiện hơn việc chế tạo một gương quá lớn mà vẫn mang lại hiệu quả tốt, tuy nhiên nó lại yêu cầu độ chính xác gần như tuyệt đối vì chỉ cần một trong số các gương của hệ đặt lệch dù ít đáng kể thì cũng sẽ không cho ra được hình ảnh như mong muốn.  Các kính thiên văn hoạt động ở các dãy bước sóng từ ~ 1m – 3m. Những bước sóng vô tuyến (vt ) trải dài từ khoảng 1 mm tới khoảng 10m nên lớn gấp hàng nghìn lần đến hàng chục triệu lần bước sóng  khả kiến (kk ~0,6 µm). Để có độ phân giải /D ( là bước sóng, D là đường kính của kính) tương đương với độ phân giải của kính thiên văn dùng trong vùng khả kiến, các nhà thiên văn vô tuyến phải dùng các ăngten có đường kính lớn gấp vt/kk lần đường kính của kính quang học hoạt động trên những bước sóng  khả kiến. Nghĩa là nếu muốn đạt được độ phân giải cao bằng độ phân giải của một kính thiên văn quang học có đường kính 1,5m, kính thiên văn vô tuyến hoạt động trên bước sóng = 1mm phải có đường kính lớn bằng = 2500m ! Việc xây một ăngten lớn như thế tốn rất nhiều kinh phí và khó thực hiện về mặt kỹ thuật. Kính vô tuyến milimet lớn nhất hiện nay chỉ có đường kính lớn tới 45m. Kính thiên văn vô tuyến lớn nhất thế giới:  Kính thiên văn vô tuyến lớn nhất thế giới hiện nay là kính Arecibo đặt tại Puerto Rico được sử dụng từ năm 1963. Gương chính của kính có đường kính 305m, bộ phận thu sóng phản xạ được treo phía trên gương chính ở độ cao 150m. Đây là kính thiên văn lớn nhất và nhạy nhất thế giới, nó từng được sử dụng làm công cụ chính trong việc tìm kiếm các tín hiệu về sự sống ngoài Trái Đất trong quá trình thực hiện dự án SETI (Search for the Extraterrestial Intelligence – tìm kiếm trí tuệ ngoài Trái Đất) Hình 3.1. Kính Arecibo đặt tại Puerto Rico được sử dụng từ năm 1963  Kính thiên văn vô tuyến lướn thứ 2 là kính thiên văn Effensberg, cách 40km về phía Nam của Bonn, Đức. Kính này có đường kính là 100m, được đưa vào sử dụng từ năm 1971. Khác với kính Arecibo không thể thay đổi góc nhìn mà chỉ đặt cố định, Effenssberg được nối với các trục lớn có thể cho phép trục chính của gương quay về bất cứ hướng nào để tiếp nhận các sóng điện từ đến từ các thiên thể cần nghiên cứu.   Kỹ thuật hệ kính giao thoa: Dựa trên nguyên tắc của phép đo giao thoa (interferometry) sử dụng đồng thời một số (ít nhất là hai) ăngten hoạt động tương quan với nhau, các nhà thiên văn vô tuyến đạt được độ phân giải tương đương với, hoặc cao hơn độ phân giải của các kính quang học. Bởi vì độ phân giải của hệ giao thoa không tùy thuộc vào kính thước của riêng từng ăngten mà tùy thuộc vào khoảng cách giữa các ăngten. Độ phân giải vẫn được xác định bằng công thức /D, nhưng ở đây D là khoảng cách giữa những ăngten và còn được gọi là "đường căn cứ" (baseline) của hệ giao thoa. Đường căn cứ có thể dài hàng chục, thậm chí hàng nghìn kilomet. Các nhà thiên văn vô tuyến xây những  mạng ăngten đặt ở các châu lục khác nhau để đạt tới độ phân giải cao (10-5 giây cung). Độ phân giải này dùng để phân biệt chi tiết trong những thiên hà xa xôi trong Vũ trụ. Hình 3.2. Very large array (VLA) radio telescopes in Socorra, New Mexico. (Reproduced by permission of JLM Visuals) Những công trình nghiên cứu bằng kính vô tuyến giao thoa: Phát hiện NH3 HC7N (là những phân tử đóng vai trò quan trọng trong quá trình hóa học trong vỏ những ngôi sao. Những phân tử hydrogen để tạo ra trạng thái cân bằng nhiệt, nên NH3 được coi là những nhiệt kế để đo nhiệt độ trong môi trường xung quanh sao) bằng kính thiên văn vô tuyến có đường kính 100m đặt tại Effelsberg. Kính thiên văn này tuy lớn nhưng vẫn có độ phân giải đủ cao để quan sát được nhiều chi tiết. Hình 3.3. Angten trong hệ kính vô tuyến giao thoa BIMA của Đại học Berkeley (California, USA). Trên nền trời là vùng trung tâm của Ngân hà. (Hình chụp bởi nhà thiên văn Dick Plambeck) Xác định sự phân bố các loại phân tử trong vỏ các ngôi sao bằng hệ kính giao thoa VLA (Very Large Aray) đặt tại tiểu bang New Mexico. Hệ kính giao thoa VLA gồm 27 ăng ten, môi ăng ten có đường kính 27m. khoảng cách tối đa giữa những ăng ten là 35 km. Dùng kính VLA để quan sát bức xạ Synchroton phát trên bước sóng 18cm bởi thiên hà 3C111, ở khoảng cách 6 trăm triệu năm ánh sáng. Sử dụng hệ kính giao thoa BIMA đẻ quan sát một số phân tử và tìm hiểu được cơ chế hóa học cấu tạo ra những phân tử trong vỏ ngôi sao. Đái thiên văn vô tuyến Nobeyama (thuộc ĐH Tokyo) có kính vô tuyến lớn dường kính 45m, hoạt động trên những bước sóng ánh sáng milimet và có phổ kế rất hiện đại. nhờ vào kính thiên văn vô tuyến này mà ta phát hiện được những phân tử như hydrocabon C2H, C4H và ion HCO+. Những kết quả này giúp ta tìm hiểu thêm về quá trình tiến hóa của các ngôi sao trong dãi ngân hà. Sử dụng kính thiên văn để nghiên cứu búc xạ điện từ phát ra từ lổ đen: Sử dụng những kính thiên văn vô tuyến mạnh, các nhà khoa học đã chụp ảnh được một lỗ đen lớn đang phóng ra các bức xạ là các hạt mang điện tích, mang lại caic nhìn đầu tiên về nguồn gốc của các tia vũ trụ. Hình 3.4. Một bức ảnh về lỗ đen. Các lỗ đen siêu nặng là trung tâm của rất nhiều thiên hà và từ lâu các nhà khoa học vẫn tin rằng nó là nguồn phóng ra các tia bức xạ với vận tốc gần với vận tốc của ánh sáng. Nhưng điều gì khiến cho chúng vẫn còn là 1 bí ẩn? Một nhóm nghiên cứu quốc tế đứng đầu bởi Alan Marsher ở đại học Boston đã đưa ra những hé lộ đầu tiên về vấn đề này. Nhóm của Marsher sử dụng hệ thống kính thiên văn tổ hợp của đài quan sát thiên văn vô tuyến quốc gia gồm 10 kính thiên văn vô tuyến và nhắm vào mục tiêu là thiên hà BL Lacertae. Một loại lỗ đen sieu nặng được nghi ngờ rằng đang phát ra những dòng năng lượng lớn ở khoảng cách 950 triệu năm ánh sáng cách chúng ta. Kết quả quan sát cho thấy những dòng vật chất mang điện tích tuôn ra từ lỗ đen theo đường xoắn nút chai, đúng như những gì các nhà thiên văn học đã dự đoán. Quan sát này của nhóm nghiên cứu mang lại giải thích cho những dòng bức xạ vẫn được tuôn ra từ lỗ đen và cơ chế khiến chúng được gia tốc lên đến gần vận tốc của ánh sáng. Trang bị thêm kính thiên văn để phát hiện sự sống ngoài hành tinh: Các nhà khoa học Mỹ đã đưa hệ thống kính thiên văn vô tuyến đặc biệt đầu tiên vào sử dụng với hi vọng sẽ phát hiện ra dấu vết của sự sống ngoài hành tinh. Dự án «Allen Telescope Array» (ATA) mang tên nhà tài trợ Paul Allen dự kiến sẽ lắp đặt 350 kính thiên văn vô tuyến ở Hat Creek, cách San Francisco 400 km về phía Bắc.Sau khi được lắp đặt, 42 ăng ten trong dự án đã bắt đầu thu nhận những tín hiệu radio đầu tiên từ vũ trụ với hi vọng sẽ tìm được dấu viết sự sống ngoài Trái Đất. "Đây là một ngày trọng đại trong lĩnh vực thiên văn học vô tuyến và nghiên cứu vũ trụ. (…) Rất nhiều bí mật bên ngoài hành tinh đang chờ chúng ra khám phá và chúng ta đang tiến lại gần sự thật”, Leo Blitz – giáo sư thiên văn tại Đại học Berkelay khẳng định. ATA mang nhiều điểu ưu việt hơn so với những kính thiên văn vô tuyến trước đây. Hình 3.5. Dự án «Allen Telescope Array» (ATA) mang tên nhà tài trợ Paul Allen dự kiến sẽ lắp đặt 350 kính thiên văn vô tuyến ở Hat Creek, cách San Francisco 400 km về phía Bắc Các nhà khoa học hứa hẹn: “Chỉ trong 24 năm, kính ATA sẽ thu được khối lượng thông tin khổng lồ gấp hàng nghìn lần so với những thông tin mà các kính thiên văn khác của SETI (Viện tìm kiếm sự sống ngoài trái đất) thu được trong 45 năm qua”. Paul Allen - đồng sáng lập tập đoàn Microsoft - là người giàu thứ năm trên thế giới theo bình chọn của tạp chí Forbes, với tổng tài sản ước tính vào khoảng 18 tỷ USD. Đo đạc thiên văn vô tuyến: Sơ lược cấu tạo và hoạt động của kính thiên văn vô tuyến: Cấu tạo: Kính thiên văn vô tuyến là thiết bị dùng để thu nhận, tập trung và phân tích các sóng vô tuyến từ một thiên thể hay một khu vực trên thiên cầu. Sau đây trình bày cấu tạo một kính thiên văn vô tuyến phản xạ parabol (hình 3,6). Steerable parabolic reflector: Gương phản xạ parabol xoay trở được Second focal room: điểm hội tụ thứ cấp của kính thiên văn vô tuyến lắp đặt bộ phận ghi nhận vô tuyến, được sử dụng thường xuyên hơn điểm hội tụ sơ cấp Parabolic reflector: một bề mặt thường được tạo thành bởi mạng lưới dây kim loại tốt để thu thập các sóng vô tuyến và hội tụ chúng về một điểm duy nhất. First focal room: đầu mang khí cụ quan sát được sử dụng khi có nhu cầu, được đặt ở điểm hội tụ sơ cấp của kính thiên văn vô tuyến. Secondary reflector: gương phản xạ thứ cấp nhận các sóng được phản xạ bởi gương parabol và hướng chúng vào bộ phận ghi nhận. Hình 3.6. Cấu tạo kính thiên văn vô tuyến. Laboratory: phòng thí nghiệm nơi các nhà thiên văn phân tích tín hiệu số để thu nhận thông tin Rotating track: vành quay làm quay kính thiên văn vô tuyến theo phương thẳng đứng để hướng kính về phía khu vực cần khảo sát trên bầu trời. Support structure: kết cấu tay vịn là yếu tố kiến trúc như vành bánh xe bảo vệ gương parabol khỏi bị biến dạng. Radio wave: là sóng điện từ không nhìn thấy được phát ra từ thiên thể và được thu nhận về trái đất nhờ kính thiên văn vô tuyến. Circular track: vành đai bao quanh làm quay kính thên văn vô tuyến theo phương nằm ngang để hướng kính về phía khu vực cần khảo rát trên bầu trời. Elevator: trục nâng Counterweight: đối trọng nặng bằng với đối trọng của gương parabol, làm cho nó có thể cân bằng hoàn toàn. Upper laboratory: khu vực mà các tín hiệu điện được lọc, số hóa và chuyển về phòng thí nghiệm. Receiver: bộ phận khuếch đại các sóng trước khi chúng được chuyển thành tín hiệu điện Hoạt động: Hình 3.7. Ăng-ten thu sóng vô tuyến. Cách làm việc của một ăng ten thiên văn vô tuyến (hình 3.7): bức xạ truyền theo một hướng xác định (D và B) từ bầu trời tới bề mặt parabol của kính thiên văn (C và A) và được phản xạ trở lại tập trung tại tiêu điểm (F). Trong ăng ten bức xạ cảm ứng tạo thành dòng điện xác định chạy vào bộ phận thu nhận. Bộ phận này khuếch đại tín hiệu hàng nghìn lần. Tín hiệu truyền theo một dây cáp đến bộ phận điều khiển nơi mà tín hiệu được khuếch đại lần nữa và chuyển đổi sang một định dạng đơn giản hơn, được ghi nhận trong máy tính và cho ra hình ảnh. Hình 3.8. Cấu trúc ăng-ten vô tuyến (Nguồn: National Radio Astronomy Observatory, Sept 2005: Indiana University) Hình 3.9. Mô tả hoạt động của kính thiên văn vô tuyến Hình 3.10. Bản đồ sao cho bởi kính thiên văn vô tuyến. Prime focus (GMRT) Offset Cassegrain (VLA) Beam Waveguide (NRO) Naysmith (OVRO) Dual Offset (ATA) Cassegrain focus (AT) Hình 3.11. Các loại kính phản xạ vô tuyến Công thức đo đạc vô tuyến: 1. Độ sáng của một nguồn: L = dE/dt erg/s 2. Thông lượng của nguồn ở khoảng cách R: S = L/4pR2 erg/s/cm2 Thông lượng đo độ sáng của các sao, trong thiên văn quang học, thông lượng này đo trong độ sáng biểu kiến, số đo loga của thông lượng. 3. Cường độ sáng: Nếu 1 nguồn được mở rộng, độ sáng bề mặt của nó sẽ thay đổi theo sự mở rộng đó. Độ sáng bề mặt là cường độ, giá trị thông lượng trên một đơn vị góc khối của nguồn: I = dS/dW erg/s/cm2/steradian L = ò4p S dW = 4pR2 ´ S đối với nguồn đẳng hướng S = ò I dW Nều các nguồn thiên văn phát ra một phổ điện từ rộng, L, S và I đều là hàm của n hoặc l, và xác định chính xác hơn: Mật độ sáng: L(n) = dL/dn W/Hz Mật độ thông lượng: S(n) = dS/dn W/m2/Hz Cường độ riêng: I(n) = dI/dn W/m2/str/Hz Cường độ riêng là đại lượng cơ bản đặc trưng cho bức xạ. Là hàm của f, hướng, s và thời gian. 4. Năng lượng và công suất thu của ăng-ten: Năng lượng trên một đơn vị diện tích được định hướng tại một góc đến s, theo lý thuyết bởi một vecto da là: dE = I(n, s, t) s×da dn dW dt = In(q, f) s×da dn dW dt Chức năng của antenna là để tập trung sóng vô tuyến và mỗi antenna có một diện tích hiệu dụng, Ae(q, f), phụ thuộc hướng (q, f) Công suất thu trên 1 vị tần số của antenna từ trong một góc khối dW theo hướng (q, f): dPn = ½ In (q, f) Ae (q, f) dW W/Hz Công suất thu của antenna từ mọi hướng Pn = ½ ò In (q, f) Ae (q, f) dW W/Hz 5. Nhiệt độ ăng-ten (TA): TA = Pn/k K TA = (1/2k) ò In (q, f) Ae (q, f) dW K Nguồn điểm: In = Sn d(q, f) kTA = ½ Ae,max Sn W/Hz Nếu Ae (q, f) có cực đại Ae,max at (q, f) = (0, 0) 6. Diện tích hiệu dụng (max) của một ăng-ten: Ae,max = hap Agm2 Ag là diện tích hình học and hap là hệ số mở. Đ/v antenna song cực, Ag 0 nhưng Ae khác 0 GIỚI THIỆU MỘT SỐ CÔNG TRÌNH NGHIÊN CỨU TRONG THIÊN VĂN VÔ TUYẾN Sự phát hiện bức xạ phông vũ trụ, vết tích của Big Bang: Lược sử: Năm 1964, Arno Penzias và Robert Wilson đã phát hiện ra bức xạ phông vũ trụ khi họ tiến hành nghiên cứu một máy thu tín hiệu vi sóng ở phòng thí nghiệm Bell. Khám phá của họ đã khẳng định tiên đoán về bức xạ phông vũ trụ, một bức xạ đẳng hướng và đồng nhất phân bố giống như phổ phát xạ của vật đen có nhiệt độ khoảng 3 K. Penzias và Wilson được trao giải Nobel về vật lý nhờ khám phá này. Năm 1989,. COBE đã tìm thấy nhiệt độ dư là 2,726 K và xác định được rằng bức xạ đó là đẳng hướng với độ chính xác 10-5. Vào đầu năm 2003 các kết quả từ vệ tinh dị hướng vi sóng Wilkinson (WMAP) đã phóng và thu được các giá trị chính xác nhất về các thông số vũ trụ. Ý nghĩa việc tìm ra bức xạ phong nền viba của vụ trụ: Từ quan sát bức xạ phông vũ trụ người ta thấy vũ trụ là phẳng và 70% mật độ năng lượng của vũ trụ chưa được tính đến. Điều này liên quan đến một hiệu ứng khác, đó là vũ trụ giãn nở với một gia tốc chứ không phải tuân theo chính xác định luật Hubble. Để giải thích tính gia tốc của quá trình giãn nở, lý thuyết tương đối rộng yêu cầu phần lớn vũ trụ tạo thành từ một dạng năng lượng có áp suất âm gọi là năng lượng tối. Năng lượng tối này được cho rằng chính là 70% thiếu hụt từ quan sát bức xạ phông vũ trụ. Bản chất của năng lượng tối vẫn là một trong những bí mật vĩ đại nhất về Vụ nổ lớn. Các lời giải khả dĩ là sự tồn tại của một hằng số vũ trụ. Ngày nay các nhà thiên văn đang tìm cách nghiên cứu phông nền viba để tìm ra lời giải đáp cho nguồn gốc cũng như sự tồn tại của vũ trụ trong tương lai. Phương pháp nghiên cứu: Arno Penzias và Robert Wilson nghiên cứu bức xạ phông nền vũ trụ dựa vào kết quả thực nghiệm từ việc thu được tiếng ồn vô tuyến từ kính thiên văn vô tuyến.Các sóng vô tuyến phát ra từ thiên hà của chúng ta, cũng như từ đa số các nguồn thiên văn khác, có thể mô tả tốt nhất như là một loại “tiếng ồn” rất giống tiếng ồn “tĩnh” mà người ta nghe được qua một máy thu thanh trong một buổi trời sấm sét. Tiếng ồn vô tuyến ấy không dễ dàng phân biệt được với tiếng ồn điện không tránh được, sinh ra bởi sự chuyển động hỗn độn của các electron trong cơ cấu của ăngten vô tuyến và các mạch khuyếch đại, hoặc là với tiếng ồn vô tuyến mà ăngten bắt được từ bầu khí quyển của quả đất. Hình 4.1. Phân bố Planck Phân bố Planck trên hình 4.1, mật độ năng lượng trên mỗi khoảng bước sóng đơn vị được vẽ là một hàm của bước sóng, đối với bức xạ vật đen, có nhiệt độ là 3 K. (Đối với một nhiệt độ lớn hơn 3 K là f lần, thì chỉ cần rút ngắn bước sóng 1/f lần và tăng mật độ năng lượng lên f mũ 5 lần). Đoạn thẳng của đường biểu diễn ở bên phải được mô tả gần đúng bằng “phân bố Rayleigh – Jeans” là một đường với độ dốc như vậy được chờ đợi với một nhóm trường hợp rộng rãi ngoài trường hợp bữc xạ vật đen. Đoạn đi xuống rất dốc về phía trái là so bản chất lượng tử của bức xạ, và là một nét đặc thù của bức xạ vật đen. Đoạn đường có ghi “bức xạ thiên hà” chỉ rõ cường độ tiếng ồn vô tuyến từ thiên hà chúng ta sinh ra. Penzias và Wilson dùng một dụng cụ gọi là “tải lạnh” - cường độ từ ăngten được so sánh với cường độ sinh ra bởi một nguồn nhân tạo được làm lạnh đến nhiệt độ hêli lỏng, khoảng bốn độ trên độ không tuyệt đối. Tiếng ồn điện trong các mạch khuyếch đại sẽ là như nhau trong cả hai trường hợp, và do đó sẽ tự triệt tiêu khi so sánh, cho phép đo trực tiếp cường độ từ ăngten đến. Hình 4.2. Ảnh chụp của WMAP về bức xạ phông vi sóng vũ trụ Vào mùa xuân năm 1964 là họ đã nhận được một tiếng ồn sóng cực ngắn ở 7,35 centimet khá đáng kể, không phụ thuộc vào hướng. Họ cũng đã tìm ra rằng phông “tĩnh” đó không phụ thuộc vào thời gian trong một ngày, hoặc vào mùa trong năm. Các sóng vô tuyến với các bước sóng như 7,35 centimet và đến một mét, được gọi là “bức xạ cực ngắn”, gọi là bức xạ vi ba . Peebles lưu ý rằng nếu trong mấy phút ngắn ngủi đầu tiên của vũ trụ đã không có một phông bức xạ mạnh mẽ thì các phản ứng nhiệt hạch đã xảy ra nhanh chóng đến mức làm một tỷ lệ lớn khí hyđrô có mặt lúc đó đã bị “nấu nướng” thành những nguyên tố nặng hơn, trái với sự kiện là khoảng ba phần tư vũ trụ hiện nay lại là hyđrô. Sự “nấu nướng” hạt nhân nhanh này chỉ có thể được cản lại nếu vũ trụ đã chứa đầy một bức xạ có một nhiệt độ tương đương rất lớn ở những bước sóng rất ngắn, có thể làm nổ được các hạt nhân cũng nhanh như chúng được tạo nên.Chúng ta sẽ thấy rằng bức xạ đó đã còn lại sau quá trình giãn nở của vũ trụ sau đó, nhưng nhiệt độ tương đương của nó tiếp tục giảm trong khi vũ trụ giãn nở và giảm tỷ lệ nghịch với kích thước vũ trụ, vũ trụ hiện nay chứa đầy bức xạ. Hình 4.3. Bản đồ bức xạ sóng vô tuyến từ các nguyên tử Hydro từ dải Ngân Hà (ảnh bên trên) đang được nghiên cứu có liên quan đến bản đồ bức xạ phông vi ba của vũ trụ ghi nhận bởi WMAP (ảnh dưới) Vạch phổ cuả nguyên tử trung hòa Hydrogen trên bước sóng 21 centimet: Lược sử: Từ năm 1944, nhà thiên văn Hà Lan, Van de Hulst, đã tiên đoán bằng lý thuyết là nguyên tử hydrogen trung hoà phát ra một vạch phổ vô tuyến trên bước sóng 21 centimet. Phải đợi đến năm 1952, các nhà thiên văn vô tuyến Mỹ, Hà Lan và Úc sử dụng những kính thiên văn vô tuyến đáp ứng với yêu cầu, mới quan sát thấy vạch hydrogen 21 centimet. Ý nghĩa nghiên cứu bức xạ Hyđro: Hệ mặt trời nằm trong một thiên hà (Ngân Hà) nên ánh sáng khó truyền tới vì bị hấp thụ bởi bụi và khí trong Ngân Hà. Các nhà thiên văn trên Trái đất dường như bị chìm đắm trong đám sương mù dày đặc. Nhờ sự quan sát vạch hydrogen 21 centimet trên bước sóng vô tuyến, ít bị hấp thụ bởi bụi và khí, mà các nhà thiên văn đã phát hiện được cấu trúc xoắn ốc cuả Ngân Hà và xác định được là Ngân Hà cũng giống hàng tỉ thiên hà xoắn ốc khác trong Vũ trụ (hình 4.4). Hình 4.4. Những cánh tay xoắn ốc của thiên hà NGC 6946 hiện ra rất rõ trong hình (Quan sát bởi François Viallefond) Cơ chế phát xạ: Vạch phổ vô tuyến 21 centimet cuả nguyên tử trung hoà hydrogen được tạo ra từ sự chuyển giữa hai mức năng lượng ở sát cạnh nhau nằm trong trạng thái năng lượng cơ bản. Mức năng lượng cao tương ứng với trạng thái “spin” cuả electron và proton song song với nhau, mức năng lượng thấp tương ứng với trạng thái “spin” đối song. Khi spin chuyển từ trạng thái “song song” xuống trạng thái “đối song” thì nguyên tử hydrogen phát ra photon. Hình 4.5. Giản đồ mức năng lượng của nguyên tử Hydrogen trên vạch quang phổ 21 cm. Vì sự chênh lệch năng lượng giữa hai mức rất nhỏ nên photon có năng lượng thấp và phát trên lĩnh vực vô tuyến (λ = 21 centimet, tần số ν = 1420,4 megahertz). Sự chuyển dịch tự nhiên cuả mỗi nguyên tử hydrogen từ trạng thái spin song song sang trạng thái đối song rất hiếm, chỉ xảy ra một lần trong 11 triệu năm! Nhưng vì hydrogen là nguyên tố có số lượng rất lớn, nên hydrogen hay va chạm với nhau và với electron, làm tăng cường sự chuyển dịch từ trạng thái spin nọ sang trạng thái spin kia, để phát ra vạch phổ 21 centimet mạnh nhất và phổ biến nhất so với các vạch phổ của các nguyên tố khác. Bức xạ "synchrotron" phát ra từ các thiên hà Lược sử nghiên cứu nguồn bức xạ synchrotron trong Thiên Hà : Những ngôi sao có khối lượng ở giai đoạn cuối cùng trong đời, chúng trải qua những vụ nổ mãnh liệt gọi là vụ nổ sao siêu mới. Tàn dư của những vụ nổ này chứa các hạt có năng lượng cao. Những tàn dư này là nguồn bức xạ synchrotron rất mạnh ở vùng vô tuyến. Tốc độ vụ nổ sao siêu mới diễn ra trong Thiên Hà chúng ta vào khoảng một vụ nổ trong 100 năm. Năm 1054 vụ nổ « tinh vân Con Cua » làm vật chất sao được bắn vào không gian giữa các sao với vận tốc hàng nghìn km/s, phát ra những bức xạ synchrotron rất mạnh cả vùng khả kiến và vùng vô tuyến. Vụ nổ ngày 2-9-1972 của thiên thể Cygnus-X3 trong chòm sao Thiên Nga đã được tiến sĩ Nguyễn Quang Riệu cùng những cộng sự dùng  kỹ thuật thiên văn vô tuyến đo khoảng cách và tìm hiểu thiên thể. Đây cũng là chiến dịch đầu tiên huy động cộng đồng các  nhà thiên văn trên thế giới cùng quan sát một sự kiện  hiếm có, xảy ra đột xuất trong vũ trụ. Vụ nổ Cygnus-X3 phun ra những đợt electron có năng  lượng cao và làm tăng cường độ của bức xạ Synchrotron của thiên thể. Vụ nổ sao đầu tiên được quan sát bằng mắt thường, kể từ vụ nổ sao được phát hiện bởi kepler vào năm 1604, đã được phát hiện vào năm 1987. Vụ nổ này xảy ra ở thiên hà ở gần chúng ta nhất, đám mây Magenllan lớn, cách trái đất 1,6.105 năm ánh sáng. Vận tốc của vật chất bắn ra lớn vào cỡ 25000 km/s đã được phát hiện. Mục đích nghiên cứu : Việc quan sát bức xạ synchrotron cho chúng ta biết thông tin về năng lượng của hạt tích điện và về từ trường tồn tại trong môi trường khí Hình 4.6. Bức xạ synchrotron của thiên hà 3C 111 quan sát bởi Nguyễn Quang Riệu và Anders Winnberg, sử dụng hệ giao thoa VLA gồm 27 ăngten của National Radio Astronomy Observatory đặt tại bang New Mexico (Mỹ) Cơ chế bức xạ synchrontron phi nhiệt : Nhiệt độ chói vượt quá hàng trăm ngàn độ Kelvin, quan sát được trong nhiều tính vân, không thể giải thích được trong khuôn khổ bức xạ nhiêt. Nhiệt độ chói cao này có nguồn gốc từ các quá trình bức xạ phi nhiệt, trong đó các electron có năng lượng rất lớn chuyển động xoắn ốc trong từ trường. Ngược với bức xạ của vật đen và bức xạ nhiệt của khí bị ion hoá, trong trường hợp bức xạ phi nhiệt chúng ta không thể không thể xác định một cách trực tiếp nhiệt độ môi trường qua cường độ bức xạ quan sát được. Vai trò của từ trường: Hình 4.7. Quỹ đạo của electron trong từ trường Bức xạ Synchrotron. Khi một electron chuyển động trong từ trường với vận tốc tương đối tính (gần với vận tốc ánh sáng), quỹ đạo của nó là một đường xoắn ốc có trục song song với phương từ trường H (hình vẽ). Bức xạ tập trung cao độ trong một hình nón hẹp có góc mở Có trục hướng theo hướng của vectơ vận tốc tức thời v của electron. E là năng lượng của electron, mo là khối lượng nghỉ của electron và c=3.108 m/s. vì m0c2 = 0,5.106 eV, góc chỉ cỡ 1.7 phút cung, người quan sát sẽ nhận được một xung bức xạ ngắn. Electron chuyển động theo phương tiếp tuyến với phương ngắm, xung ngắn lặp lại với tần số rất nhanh, như là một phổ liên tục. Tần số của bức xạ synchrotron :  (nu)  được đo bằng đơn vị MHz (Megahertz) Từ trường H bằng đơn vị µG (microgauss = 10-6 gauss), Năng  lượng E của electron bằng đơn vị Gev (Giga electron-volt) = 109 ev). Thí dụ: Những  electron có năng lượng  khoảng 3 Gev, di chuyển trong  một từ trường 10µG, thì phát ra bức xạ synchrotron trên tần số  1440 MHz (bước sóng ~21 cm). Cường độ bức xạ : Do đám mấy electron (e) phát ra phụ thuộc vào sự phân bố năng lượng e và từ trường trong đám mây. Sự phân bố năng lượng của các e tương đối tính thường được biểu diễn theo quy luật hàm mũ : E- Thông lượng bức xạ cũng biến thiên như hàm mũ của tần số : với . Như vậy bức xạ synchrotron ở các tấn số thấp hơn sẽ mạnh hơn. Nghiên cứu những  bức xạ Maser trong Vũ trụ Lược sử nghiên cứu: Maser là tên viết tắt của cụm từ Microwave Amplification by Stimulation Emission of Radiation và có nghĩa là "Khuếch đại sóng vi ba bằng phát xạ kích thích". Maser và laser có cơ chế hoạt động giống nhau, chỉ khác là maser hoạt động với tần số photon ở vùng vi sóng . Những bài báo đầu tiên về maser được công bố vào năm 1954, gồm những kết quả wikt:thực nghiệm)thực nghiệm vào cùng một thời điểm và nhưng độc lập bởi Charles Townes cùng đồng nghiệp tại trường Đại học Columbia ở Thành phố New York, và tiến sĩ Basov cùng tiến sĩ Prochorov ở viện Lebedev thành phố Moskva. Cả ba nhà khoa học này đều nhận giải thưởng Nobel năm 1964 cho những đóng góp của họ. Nguyên lý cơ bản dẫn đến sự ra đời của maser (hay laser) chính là khái niệm phát xạ kích thích, lần đầu được đưa ra bởi Albert Einstein năm 1917. Khái niệm này được bắt nguồn từ những hiện tượng gần gũi trong thế giới vật chất và bức xạ, đó là hấp thụ và phát xạ tức thời. Sau chiến tranh, nhờ kinh nghiệm sẵn có về ra-đa và quang phổ trên bước sóng vi ba, Townes phát hiện ra hiệu ứng khuếch đại maser. Charles Townes (giải Nobel Vật lý 1964) cùng với Arthur Schawlow (giải Nobel Vật lý 1981) áp dụng nguyên tắc của maser để làm ra laser hoạt động trên bước sóng hồng ngoại và khả kiến. Maser là chữ viết tắt của “Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation” (khuếch đại sóng viba bởi sự phát bức xạ cảm ứng). Họ đặt tên maser quang học là laser (Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation), thay “Microwave” – vi ba bằng “Light” – ánh sáng. Maser và laser là những phát minh nổi bật nhất trong thế kỷ XX. Maser được dùng trong công nghiệp để khuếch đại những tín hiệu vô tuyến. Vào thập niên 1960, các nhà thiên văn của Đại học Berkeley quan sát được trên bước sóng 18 xentimet một bức xạ phát ra từ hướng Tinh vân Lạp Hộ (Orion Nebula). Vạch phổ của bức xạ rất hẹp nhưng lại cực kỳ sáng làm các nhà thiên văn ngạc nhiên đến nỗi họ phải cho đó là bức xạ của một chất “Huyền bí” (Mysterium) nào đó! Sau những tính toán cơ học lượng tử và những kết quả đo đạc quang phổ, họ kết luận là vạch bức xạ “Huyền bí” thực sự chính là một vạch phổ maser của phân tử “hydroxyl” OH quen thuộc. Ngoài phân tử OH còn có phân tử nước H2O và phân tử “silicon monoxide” SiO cũng phát ra những bức xạ maser vô tuyến rất mạnh. Sau này các nhà thiên văn còn phát hiện được trong những thiên hà xa xôi những bức xạ maser OH và H2O mạnh gấp hàng nghìn tới hàng triệu lần những maser quan sát được từ trước trong dải Ngân hà (xem Hình). Cường độ của những bức xạ maser vũ trụ tăng theo hàm mũ với kích thước của đám khí phân tử. Những đám khí trong vũ trụ lớn hàng trăm triệu kilomet, tương đương với kích thước của hệ mặt trời nên phát ra bức xạ maser rất mạnh. Đầu năm 1970 , nước  Pháp có một chương trình cộng tác với Liên Xô trong  lĩnh vực  thiên văn vô tuyến. Tại Đài Thiên văn Paris-Meudon, tôi được cử là người trách nhiệm cho chương trình khoa học, sử dụng kính thiên văn Nançay để nghiên cứu bức xạ maser phát trên bước sóng 18 cm bởi những phân tử OH (hydroxyle) trong vỏ những ngôi sao. Phía Liên Xô là những  nhà  khoa học của viện Sternberg ở Moscow. Năm 1973, các nhà thiên văn tại viện Max-Planck dùng kính Effelsberg thu được nhiều photon vô tuyến phát ra từ các thiên hà xa xôi và phát hiện được  một nguồn bức xạ maser của phân tử hydroxyle (OH), phát ra từ trung tâm thiên hà Messier 82, cách Trái đất 10 triệu năm ánh sáng (Hình 1). Đây là  lần đầu tiên một bức xạ maser rất mạnh được  phát hiện trên bầu trời Bắc Bán cầu, trong một thiên hà khác, ở hẳn bên ngoài Thiên Hà của chúng ta. Mục đích nghiên cứu: Quan sát bức xạ maser là một phương tiện để "chẩn đoán" những điều kiện lý hóa như nhiệt độ, mật độ và thành phần vật liệu trong ngôi sao và môi trường xung quanh. Vật chất phun ra từ những ngôi sao đang hấp hối tạo ra một vỏ khí và bụi. Quan sát những nguồn maser cần phải sử dụng kính vô tuyến lớn và những hệ giao thoa có độ phân giải cao. Từ đó các nhà thiên văn tìm hiểu được quá trình tiến hoá của những ngôi sao trong Ngân Hà. Cơ chế bức xạ maser: Quá trình đảo ngược mật độ phân tử Cơ chế phát bức xạ cảm ứng mà Einstein đề xuất đã dẫn đến những áp dụng để sản xuất những máy laser và maser trong công nghiệp. Công trình của Einstein cũng tỏ ra rất cần thiết trong công việc nghiên cứu hiện tượng laser và maser trong vũ trụ. Thông thường những đám khí tồn tại ở trạng thái “cân bằng nhiệt” trong đó nguyên tử đọng ở những mức năng lượng thấp theo định luật Boltzmann. Tuy nhiên đám khí có thể chuyển sang trạng thái “không cân bằng nhiệt” nếu có một cơ chế “bơm” nguyên tử lên những mức năng lượng cao. Khi đó sự phân bố nguyên tử không còn tuân theo định luật Boltzmann. Sau khi được bơm, dân số nguyên tử ở những mức năng lượng cao có khả năng vượt hơn hẳn dân số nguyên tử ở̉ những mức năng lượng thấp. Hiện tượng “đảo ngược dân số” tạo ra tình trạng có rất nhiều nguyên tử tập trung ở những mức năng lượng cao, chẳng hạn ở mức m: Khi một bức xạ có tần số n = (Em – El)/h chiếu vào thì không còn nhiều nguyên tử ở mức năng lượng thấp l để hấp thụ bức xạ. Trái lại, bức xạ khởi động một quá trình tương tự như một loại “phản ứng dây chuyền”, làm những nguyên tử tập trung ở mức năng lượng cao m đột nhiên đổ xô xuống mức năng lượng dưới l và thi nhau phát bức xạ. Quá trình này tạo ra một bức xạ maser rất mạnh trên miền sóng vi ba (vô tuyến). Hình 4.8. Phân bố phân tử theo mức năng lượng và nguyên tắc hiệu ứng maser. Hình bên trái (a): Thông thuờng thì phân tử (biểu thị bằng những vòng tròn) nằm ở những mức năng lượng thấp. Số phân tử càng thưa thớt khi càng lên những mức năng lượng cao. Hình bên phải (b): Nguyên tắc của hiệu ứng khuếch đại maser trong một đám khí phân tử: phân tử từ những mức năng lượng thấp (những vòng tròn màu xám) lên những mưc năng lượng cao (mũi tên lên). Bức xạ (mũi tên quăn) rọi vào đám khí, phân tử vừa được bơm đổ xô xuống những mức năng lượng dưới và đồng thời phát ra một vạch bức xạ maser rất mạnh (mũi tên xuống). Tần số bức xạ maser: Tần số bức xạ maser thường được quy ra thành tốc độ xuyên tâm theo công thức Doppler:  v là tốc độ  xuyên tâm, c là tốc độ ánh sáng,  là tần số,   là độ dịch chuyển của vạch phổ so với tần số nghỉ Nguồn bức xạ maser: Maser thiên nhiên xuất phát từ những phân tử trong những tinh vân của dải Ngân hà. Tinh vân là những đám khí nguyên tử và phân tử có cả bụi và những ngôi sao sáng trưng. Phân tử là một tập hợp nguyên tử trong đó những nguyên tử có thể coi là gắn với nhau bằng những lò xo vô hình. Khi phân tử dao động hoặc quay xung quanh những trục của phân tử thì phát ra những bức xạ trên bước sóng hồng ngoại và vô tuyến. Phân tử trong tinh vân được bơm lên những mức năng lượng cao bởi photon của những ngôi sao và của bụi để phát ra bức xạ maser. Những bức xạ maser xuất phát từ môi trường xung quanh những ngôi sao còn non, đang được hình thành và những ngôi sao đang hấp hối, hoặc đã nổ tung. Môi trường này là nơi tập trung của khí và bụi. Bức xạ hồng ngoại của sao và bụi kích thích các phân tử trong vỏ sao lên những  mức  năng  lượng cao. Sau đó, các phân tử lại rơi xuống mức năng lượng cơ bản (thấp nhất). Những photon, chủ yếu là photon hồng ngoại phát ra  bởi những ngôi sao và những  hạt bụi, hay sự va chạm giữa những  phân tử và  hydrogen đều tham gia vào cơ chế bơm các  phân tử. Những vạch maser mạnh nhất phát ra từ những thiên thể là những  vạch maser oxyd silic (SiO), hơi nước (H2O), hydroxyle (OH). Trong phòng thí nghiệm, các nhà vật lý sử dụng nhiều “thủ thuật” để bơm dân số nguyên tử lên những mức năng lượng cao. Chẳng hạn họ dùng một tia ánh sáng để bơm nguyên tử lên những mức năng lượng rất cao. Từ đây nguyên tử dần dần tự rơi xuống những mức năng lượng dưới qua cơ chế tự phát bức xạ và tạm đọng lại ở một mức năng lượng m nào đó, gọi là mức nửa bền vững (metastable state). Khi đó chỉ cần một bức xạ có tần số thích hợp chiếu vào là nguyên tử đổ xuống một mức năng lượng thấp hơn và tạo ra bức xạ. Phổ của phân tử OH:  Hình 4.9. Phổ của phân tử OH phát ra bởi thiên hà Messier 82 trên tần số 1667 MHz (bước sóng 18 centimet). Bức xạ maser xuất hiện dưới dạng một đỉnh rất hẹp (phía bên trái) trong phổ. Trục tung là cường độ của bức xạ. Trục hoành là tần số Dùng phổ kế của vệ tinh ISO, các nhà thiên văn phát hiện được bức xạ hồng ngoại trên bước sóng 34,6 µm.  Những photon 34,6 µm bơm bức xạ vô tuyến maser 1612 MHz của phân tử hydroxyle (OH). Đây là lần đầu tiên, cơ chế bơm bức xạ maser OH được phát hiện bằng  một cuộc thí nghiệm thiên văn. Hình 4.10. Chu trình "bơm" bức xạ maser của phân tử OH trên tần số 1612 MHz. Các nhà thiên văn dùng phổ kế đặt trên vệ tinh ISO quan sát được trong vỏ của ngôi sao IRC 10420, một số vạch phổ hồng ngoại của phân tử OH. Những mũi tên chỉ những dịch chuyển của phân tử từ mức năng lượng này đến mức năng lượng kia, tương ứng với những  vạch phổ. Những con số chỉ bước sóng của những vạch bằng đơn vị micromet. Đáng chú ý là vạch 34,63 µm (đường không liên tục thẫm nhất trong hình. Kết quả quan sát ISO xác định là photon của vạch hồng ngoại 34,63 µm bị hấp thụ bởi vỏ ngôi sao và bơm những phân tử OH lên những mức năng lượng cao. Khi rơi xuống những mức năng lượng thấp, những phân tử phát ra bức xạ maser trên tần số 1612 MHz, ở mức năng lượng quay cơ bản (Sylvester, Barlow, Nguyễn Quang Riệu và cộng sự, 1997) Săn tìm acid amin: Lược sử nghiên cứu : Nhờ Sử dụng kính thiên văn vô tuyến phát hiện được những bước sóng vô tuyến các nhà thiên văn đã phát hiện những phân tử trong môi trường giữa các sao. Các hạt nhân của những nguyên tử nhẹ như hydrogen và helium được tạo ra ngay sau vụ nổ Big Bang. Những nguyên tử nặng hơn và những phân tử được điều chế về sau, trong  lòng các vì sao. Khi đốt hết nhiên  liệu hạt nhân hydrogen và helium, ngôi sao phun ra môi trường giữa các sao, bụi và khí trong đó có đủ loại phân tử, kể cả phân tử hữu cơ. Hiện nay, hơn một trăm phân tử đã được phát hiện trong  Ngân Hà dưới dạng khí, từ oxyd carbon (CO), hydroxyle (HO), hơi nước (H2O), tới những phân tử hữu cơ phức tạp như acid HCOOH, amin CH3NH2, rượu C2H5OH, aldehyd CH3CHO v.v.. (Bảng 4.1). Sự hiện diện của những phân tử hữu cơ, nhất là acid  và amin, thúc đẩy các nhà thiên văn tìm kiếm acid amin trong Vũ trụ. Acid amin là thành phần cơ bản của chất đạm cần thiết cho sự sống và được cấu tạo bởi nhóm chức hóa học acid COOH và nhóm chức  hóa học NH2 Acid amin đơn giản nhất là glycin  phân tử cơ bản trong cơ thể sinh vật dùng để điều chế các chất hữu cơ khác như chất đường (glucose). Các nhà thiên văn vô tuyến dùng kính thiên văn vô tuyến 30 met đường kính của Viện Thiên văn Pháp-Đức IRAM (Institut de Radio Astronomie Millimétrique) đặt trên đỉnh dãy núi Sierra Nevada ở vùng Andalusia (Tây Ban Nha), một trong những kính lớn hoạt động trên những bước sóng milimet để quan sát phân tử glycin. Tìm kiếm được acid amin trong Vũ trụ là một sự kiện vô cùng quan trọng, không những về mặt khoa học mà cả về mặt triết học, vì acid amin đóng vai trò trung tâm trong những vấn đề liên quan đến nguồn gốc của sự sống. Năm 1985 và 1986, Nguyễn Quang Riệu sang Đại học Berkeley (California) để cộng tác và sử dụng hệ giao thoa BIMA (của Đại học Berkeley, Illinois và Maryland) quan sát một số phân tử và tìm hiểu được cơ chế hóa học cấu tạo ra những  phân tử trong vỏ những ngôi sao. Những photon tử ngoại trong môi trường kế cạnh ngôi sao, ion hóa một số phân tử. Ion tổng hợp với những  phân tử trung hòa để tạo ra những  phân tử hữu cơ phức tạp. Lần đầu tiên, họ đã quan sát thấy hiện tượng "quang ion hóa" (photoionization) tỏ ra rất quan trọng trong quá trình hóa học xung quanh những ngôi sao. Năm 1987, Giáo sư Nguyễn Quang Riệu cộng tác  với các nhà thiên văn Nhật Bản và phát hiện được những phân tử, như hydrocarbon C2H, C4H và ion HCO+. Những kết quả này giúp họ tìm hiểu thêm về quá trình tiến hóa của các ngôi sao trong Dải Ngân Hà. Mục đích nghiên cứu : Nhân của các thiên hà có nhiều bụi và khí. Đây cũng là nôi của những ngôi sao thế hệ trẻ, hãy còn nằm trong những đám khí trộn lẫn với bụi. Do đó, môi trường này có những điều kiện lý hóa thuận lợi cho sự tổng hợp các phân tử. Sử dụng kính thiên văn, các nhà thiên văn đã quan sát thấy một số phân tử hữu cơ, trong đó có acid HNCO, phát hiện được lần đầu tiên trong những thiên hà với tham vọng sẽ tìm ra một hành tinh khác có thể thay thế trái đất nuôi sống con người. Kết quả nghiên cứu: Vạch phổ glycin quan sát trong tinh vân lạp hộ: Tinh vân Lạp Hộ (Orion) và vùng trung tâm Ngân Hà, hai nơi có tiếng là nôi của những ngôi sao trẻ và chứa nhiều phân tử. Thiết bị gồm có kính vô tuyến 30 met được trang bị máy thu đặt trong  máy điều lạnh, nhằm giảm tiếng ồn và những phổ kế hoạt động trên những dải tần số trải dài từ 101000 đến 223000 MHz (bước sóng từ 3 đến 1,4 milimet). Các nhà thiên văn đã phát hiện tổng cộng 334 vạch phổ trong đó có 157 vạch không  nhận biết được là của chất hóa học nào. Các vạch phổ glycin quá yếu nên bị che bởi những  vạch phổ của những  phân tử khác (Hình 4.11) Kết luận: Trong Ngân Hà, mật độ của phân tử glycin phải thấp hơn ít nhất 10 tỉ lần mật độ của hydrogen Hình 4.11. Một miền phổ quan sát trong tinh vân Lạp Hộ bởi Françoise Combes, Nguyễn Quang Riệu và Georges Wlodarczak, sử dụng kính vô tuyến 30 met đường kính của Viện Thiên văn Vô tuyến IRAM. Nhiều vạch cuả những phân tử hữu cơ xuất hiện trong phổ, nhưng không thấy dấu vết của những vạch glycin. Phân tử ammoniac (NH3) và cyanoprolyne (HC7N) phân tử  HC9N: Những phân tử ammoniac (NH3) và cyanoprolyne (HC7N) đóng vai trò quan trọng trong  quá trình hóa học trong vỏ những  ngôi sao. Những phân tử NH3 va chạm với nguyên tử và phân tử hydrogen để tạo ra trạng thái cân bằng nhiệt, nên NH3 được coi là những nhiệt kế để đo nhiệt độ trong môi trường xung quanh sao.  Hình 4.12. Vạch phân tử ammoniac NH3 và vạch phân tử HC7N phát hiện được trong vỏ của một ngôi sao đang hấp hối, CRL 2688. Các nhà thiên văn Nguyễn Quang Riệu, Graham và Bujarrabal sử dụng kính vô tuyến Effelsberg để thực hiện công trình quan sát này (1984) Nhà quan sát thiên văn phát hiện được  NH3 và HC7N trong những vỏ sao bằng kính vô tuyến thiên văn 100m đường kính tại Effelsberg trên bước sóng 1,3cm (Hình 4) đặt tại tiểu bang  New Mexico (nước Mỹ) để xác định sự phân bố các loại phân tử trong vỏ các ngôi sao. Họ đã phát hiện được là phân tử NH3 tập trung trong một vỏ bụi hình khuyên bao quanh ngôi sao, còn phân tử HC7N phân tán ra thành một vầng rộng. Cho tới nay, các nhà khoa học vẫn chưa hiểu tại sao những  phân tử HC7N lại tồn tại ở cách xa ngôi sao như thế. Phân tử  HC9N có cấu tạo H-CC-CC-CC-CC-CN, chỉ tồn tại trong những điều kiện lý hóa đặc biệt. Các nhà thiên văn đã phát hiện được những  phân tử HC7N và HC9N trong  một số sao và nghiên cứu môi trường sản xuất ra những phân tử này. Bảng 4.1. Một số phân tử phát hiện được trong dải Ngân Hà: 2 atomes 3 atomes H2 Hydrogène moléculaire C3 Tricarbone C2 Carbone moléculaire H2O Eau CH+ Ion méthylyne CCH Radical éthynyle CH Radical méthylyne (1) HCN Acide cyanhydrique OH Radical hydroxyle HNC Acide isocyanique (isomère de HCN CO Monoxyde de carbone HCO Radical formyle CN Radical cyano HCO+ Ion formyle CS Monosulfure de carbone HOC+ Ion isoformyle (isomère de HCO+) NO Monoxyde d'azote N2H+ Ion hydrure de diazonium NS Monosulfure d'azote H2S Sulfure d'hydrogène NH Hydrure d'azote HNO Hydrure de nitrosyle SO Monoxyde de soufre OCS Oxysulfure de carbone SO+ Ion monoxyde de soufre SO2 Anhydride sulfureux SiO Monoxyde de silicium HCS+ Ion  thioformylium SiS Monosulfure de silicium SiC2 Dicarbure de silicium SiC Carbure de silicium C2O Dicarbure d'oxygène SiN Nitrure de silicium C2S Dicarbure de soufre PN Nitrure de phosphore PC Carbure de phosphore HCl Chlorure d'hydrogène NaCl Chlorure de sodium KCl Chlorure de potassium AlCl Chlorure d'aluminium 4 atomes 5 atomes NH3 Ammoniac C5 Pentacarbone C2H2 Acétylène CH4 Méthane H2CO Formaldéhyde CH2NH Méthylénimine HNCO Acide isocyanique H2CCO Cétène HOCO+ Ion dioxyde de carbone protoné NH2CN Cyanamide H2CS Thioformaldéhyde C4H Radical butatadiynyle C3N Radical cyanoéthynyle HC3N Nitrile propiolique HNCS Acide isothiocyanique HCCNC Isonitrile propiolique C3H Propynylidyne SiH4 Silane C3O Monoxyde de tricarbone C3H2 Cyclopropynylidène C3S Sulfure de tricarbone CH2CN Radical cyanure de méthyle HCNH+ Acide cyanhydrique protoné SiC4 Tétracarbure de silicium H3O+ Ion hydroxonium TÀI LIỆU THAM KHẢO Tiếng Việt 1. Mortimer Abramowitz, Michael W. Davidson và Thomas J. Fellers (hiepkhachquay dịch), “Bản chất của bức xạ điện từ”, 2. Mortimer Abramowitz, Michael W. Davidson và Thomas J. Fellers (hiepkhachquay dịch), “Lưỡng tính sóng - hạt của ánh sáng”, 3. Bách khoa toàn thư mở Wikipedia, “Phương trình Maxwell”, 4. Lương Diên Bình, Dư Công Trí, Nguyễn Hữu Hồ (2006), Vật lí đại cương – tập 2, Điện, dao động, sóng, Nxb Giáo dục, Hà Nội. 5. Donat G.wentzel, Nguyễn Quang Riệu, Phạm Viết Trinh, Nguyễn Đình Noãn, Nguyễn Đình Huân (2003), Thiên văn vật lý, Nxb Giáo dục, Hà Nội. 6. David Halliday, Robert Resnick, Jearl Walker (2008), Cơ sở vật lý – Tập 5, Điện học II, Nxb Giáo dục, Hà nội. 7. David Halliday, Robert Resnick, Jearl Walker (2009), Cơ sở vật lý – Tập 6, Quang học và vật lý lượng tử, Nxb Giáo dục, Hà nội. 8. Nguyễn Quang Riệu (2005), “Vũ trụ phòng thí nghiệm thiên nhiên vĩ đại”, 9. Tuxedomask (Smod), “Các phương pháp phân tích đo quang”, Tiếng Anh 10. K.Y.Lo (2005), “How do Radio Telescopes work?”, National Radio Astronomy Observatory, Indiana University, 11. Dave Finley (NRAO/AUI/NSF), “Value of Radio Astronomy”, 12. Jay M. Pasachoff, A.B., A.M., Ph.D., “How Astronomers Work”,