Mô phỏng các cách đo khoảng cách giữa Trái đất, Mặt trời và Dải Thiên hà.

Câu hỏi đặt ra là các nhà thiên văn xác định khoảng cách của chúng thế nào?

Đo khoảng cách từ chúng ta tới các ngôi sao và thiên hà trong vũ trụ luôn là một vấn đề lớn, bài toán khó ngay cả với những thiết bị hiện đại ngày nay.

Các nhà thiên văn hiện đại đã có những công cụ rất mạnh để quan sát các ngôi sao và thiên hà, tuy nhiên để xác định tương đối chính xác khoảng cách của một ngôi sao thì chúng ta chưa có bất cứ một phương pháp tối ưu nào.

Thường phải kết hợp nhiều phương pháp hoặc sử dụng kết quả đo của rất nhiều lần. Dưới đây là một số phương pháp hay được sử dụng.

Thị sai (Parallax)

Đây là phương pháp áp dụng phổ biến cho những sao gần trong thiên hà của chúng ta, nằm cách Hệ Mặt trời vài trăm hoặc tối đa là hơn 1.000 năm ánh sáng.

Để hiểu thị sai là gì thì hãy thử làm theo cách thông dụng sau: Giơ một ngón tay của bạn lên phía trước mặt, sau đó nhắm một mắt lại, chỉ nhìn nó bằng một mắt, bạn sẽ thấy nó nằm ở một vị trí nhất định so với nền khung cảnh phía sau.

Tiếp đó, nhắm mắt lại và mở mắt kia ra mà không thay đổi vị trí của đầu ngón tay, lúc này bạn sẽ thấy vị trí ngón tay so với nền khung cảnh phía sau đã thay đổi do góc nhìn đã thay đổi.

Hiện tượng thay đổi vị trí tương đối của các vật thể khác nhau do sự thay đổi góc nhìn này gọi là thị sai. Phương pháp trên được áp dụng rất phổ biến trong thiên văn, người ta xác định khoảng cách của các thiên thể qua sự thay đổi góc nhìn với chúng.

Với Mặt trăng và một số thiên thể gần trong Hệ Mặt trời, việc tính thị sai được thực hiện khá đơn giản và nhanh gọn. Chúng ta biết rằng Trái đất tự quay quanh trục của nó theo chu kỳ 24 giờ. Chu kỳ này nhỏ hơn nhiều so với chu kỳ quỹ đạo của Mặt trăng quanh Trái đất và các hành tinh quanh Mặt trời.

Do đó về cơ bản có thể mặc định rằng trong khoảng 12 giờ (nửa ngày), vị trí của các thiên thể này trên quỹ đạo không thay đổi. Vấn đề tỏ ra khá dễ dàng là chỉ cần xác định sự thay đổi góc nhìn tới thiên thể trong cùng một ngày bằng cách so sánh vị trí của chúng trên nền trời sao ở hai thời điểm trong ngày.

Cách tính thị sai xác định khoảng cách Mặt trăng qua việc quan sát nó vào hai thời điểm khác nhau trong ngày, trong đó một trong hai thời điểm là Mặt trăng ở vị trí trực diện, tức là hướng nhìn vuông góc với tiếp tuyến Trái đất tại vị trí người quan sát.

Do vị trí của người quan sát thay đổi (vì Trái đất tự quay) nên vào hai thời điểm khác nhau, người quan sát thấy Mặt trăng ở vị trí khác nhau so với nền trời sao.

Từ đó, người ta xác định góc thị sai là góc giữa hướng nhìn Mặt trăng ở vị trí ban đầu so với nền trời sao và hướng nhìn ở thời điểm sau. Chúng ta cũng đồng thời biết chính xác khoảng cách giữa hai vị trí quan sát (khoảng dịch chuyển do sự tự quay của Trái đất).

Như vậy, ta có một tam giác vuông đã biết một cạnh góc vuông và góc đối diện, từ đó tính ngay ra cạnh góc vuông còn lại bằng công thức tính lượng giác đơn giản. Cạnh góc vuông còn lại này là khoảng cách tương đối từ Trái đất tới Mặt trăng.

Phương pháp này cũng áp dụng cho các hành tinh trong Hệ Mặt trời, thường được gọi là phương pháp thị sai ngày (do phụ thuộc vào chu kỳ ngày của Trái đất).

Bây giờ, bạn hãy tưởng tượng kéo Mặt trăng ra xa hơn khỏi Trái đất, khi đó góc thị sai sẽ nhỏ dần, và có thể nhỏ tới mức không thể đo được bằng các dụng cụ chính xác nhất. Vì lý do này phương pháp nêu trên không thể áp dụng cho các ngôi sao ở xa (Mặt trăng chỉ cách chúng ta có 384.000km, tương đương với hơn 1 giây ánh sáng.

Còn ngôi sao gần Mặt trời nhất thì cách tới 4 năm ánh sáng). Để giải quyết tình huống này, các nhà thiên văn sử dụng phương pháp thị sai cho góc nhìn rộng hơn, thường gọi là thị sai theo năm. Trên thực tế ngày nay thì khoảng cách từ Trái đất tới Mặt trăng và các hành tinh ở các thời điểm đã được nắm rất rõ nên phương pháp thị sai theo ngày nêu trên đã không còn cần thiết.

Nhưng thị sai theo năm hay còn gọi là thị sai sao như nêu dưới đây thì vẫn được dùng khá thông dụng cho những ngôi sao cách chúng ta vài trăm, thậm chí có thể hơn 1.000 năm ánh sáng.

Chúng ta đều biết rằng, ngoài chuyển động tự quay quanh trục của chính mình thì Trái đất còn có một chuyển động khác là chuyển động trên quỹ đạo quanh Mặt trời theo chu kỳ hơn 365 ngày.

Khoảng cách từ Trái đất tới Mặt trời trung bình là 1 đơn vị thiên văn (au) tương đương với 149,6 triệu km, có nghĩa là khoảng cách giờ hai điểm trực đối của Trái đất qua Mặt trời, hay khoảng cách giữa hai vị trí của Trái đất cách nhau 6 tháng là khoảng 300 triệu km.

Khoảng cách này lớn hơn rất nhiều lần so với khoảng cách giữa hai điểm trên mặt Trái đất được sử dụng trong phương pháp thị sai theo ngày. Vì vậy, các nhà thiên văn sử dụng sự thay đổi góc nhìn ở hai vị trí này để xác định khoảng cách của các ngôi sao trong thiên hà.

Ở hai vị trí của Trái đất cách nhau 6 tháng, người quan sát trên Trái đất sẽ thấy một ngôi sao gần trong thiên hà ở vị trí khác nhau một chút so với nền các sao và thiên hà rất xa phía sau.

Việc xác định góc thị sai góc tương tự như phương pháp thị sai theo ngày. Điểm khác biệt là các nhà thiên văn cần đợi tới 6 tháng giữa 2 lần mới có kết quả đo, và thường thì việc đo phải thực hiện liên tục vì ngay cả với khoảng cách trên quỹ đạo Trái đất thì góc nhìn các ngôi sao vẫn rất nhỏ ngay cả với các ngôi sao gần.

Trong thiên văn học có sử dụng parsec. Một parsec là 3,26 năm ánh sáng. Đây là khoảng cách tương ứng với thị sai theo năm là một giây góc.

Có nghĩa là nếu một ngôi sao nằm cách chúng ta là 3,26 năm ánh sáng thì ở hai vị trị cách nhau 6 tháng của Trái đất trên quỹ đạo quanh Mặt trời (với điều kiện đường nối hai vị trí vuông góc với đường nối từ ngôi sao tới Mặt trời) người quan sát thấy góc quan sát ngôi sao đó của mình so với các nền sao rất xa thay đổi chỉ có một giây góc – 1 phần 3.600 của một độ.

Đây là con số rất nhỏ và thường không thể đo bằng các dụng cụ đo góc thô sơ.

Ngôi sao gần Mặt trời nhất có khoảng cách là 4 năm ánh sáng, tức là hơn 1 parsec. Có nghĩa là góc thị sai của nó nhỏ hơn 1 giây góc. Với các sao ở xa hơn (vài chục hay vài trăm năm ánh sáng) thì góc này thu hẹp hơn nữa nên việc đo chính xác đòi hỏi rất tỉ mỉ trong từng phép đo.

Phương pháp thị sai này đã được biết tới từ rất lâu và các nhà thiên văn Hy Lạp cổ đại cũng đã từng sử dụng. Điểm trùng hợp đáng tiếc và cũng không kém hài hước là với các dụng cụ thô sơ ngày đó họ không thể đo nổi những góc quá nhỏ và cho rằng không có sự thay đổi góc nhìn.

Điều đó lập tức lại trở thành minh chứng cho mô hình địa tâm thời đó: Trái đất là trung tâm và các ngôi sao ở xa đính trên cùng một mặt cầu cố định (nên không thể có chuyện một ngôi sao thay đổi vị trí tương đối với các sao khác).

Phương pháp thị sai theo năm được áp dụng rộng rãi với các sao nằm trong khoảng vài trăm năm ánh sáng, đôi khi với cả một số sao cách chúng ta trên 1.000 năm ánh sáng. Tuy nó không ứng dụng được với những sao ở khoảng cách nhiều nghìn năm ánh sáng, hoặc với các thiên hà khác thì khoảng cách là hàng triệu năm ánh sáng.

Khi đó góc thị sai là quá nhỏ tới mức không thể xác định chính xác bằng bất cứ thiết bị nào. Ngay cả khi có thể xác định, nó cũng không thể loại được sai số do bản thân các ngôi sao cũng có chuyển động của nó làm bản thân các phép đo không chính xác tuyệt đối.

Để đo khoảng cách các sao ở xa, các nhà thiên văn cần sử dụng các phương pháp khác hoặc kết hợp nhiều phương pháp.

Khoảng cách Dải Thiên hà được tính theo nhiều cách khác nhau.

Phổ sai (Spectroscopic parallax)

Với các ngôi sao ở xa hoặc các thiên hà khác, không thể dùng phương pháp thị sai dựa vào thay đổi góc nhìn. Các nhà thiên văn sử dụng một phương pháp khác gọi là phổ sai, tức dựa vào chênh lệch thu được từ quang phổ của ngôi sao để xác định khoảng cách.

Biểu đồ Hertzsprung – Russel (H-R) dùng để phân chia các sao trong vũ trụ dựa vào màu sắc quang phổ thu được của chúng. Từ màu sắc quang phổ thu được và đối chiếu lên biểu đồ này, người ta biết được sao thuộc nhóm nào và có thể xác minh tương đối chính xác độ sáng tuyệt đối của nó.

Độ sáng tuyệt đối là độ sáng thu được của một ngôi sao bất kỳ khi quan sát tại khoảng cách quy ước là 10 parsec, độ sáng này do đó không phụ thuộc vào khoảng cách ngôi sao đến Trái đất.

Để xác định phổ sai của ngôi sao, người ta so sánh độ sáng tuyệt đối này với độ sáng biểu kiến. Độ sáng biểu kiến này mới chính là độ sáng của ngôi sao mà chúng ta hàng đêm nhìn thấy trên bầu trời. Độ sáng này phụ thuộc vào khoảng cách.

Các sao trong thiên hà có khoảng cách tới chúng ta khác nhau, nếu hai ngôi sao có cùng độ sáng tuyệt đối thì ngôi sao ở xa hơn sẽ có độ sáng biểu kiến nhỏ hơn. So sánh hai độ sáng này, các nhà thiên văn có thể tìm ra khoảng cách của ngôi sao.

Đối với các thiên hà khác, không phải các ngôi sao trong thiên hà Milky Way của chúng ta, người ta không thể sử dụng biểu đồ H-R do biểu đồ này không dành cho các tập hợp lớn như thiên hà, quần thiên hà. Phương pháp phổ sai trong trường hợp này được thực hiện theo một hướng khác, đó là dựa vào các sao biến quang Cephied.

Sao biến quang Cephied là các sao nằm trên dãy chính của biểu đồ quang phổ, chúng là các sao già đã tới giai đoạn cuối đời, có độ sáng biến thiên rất mạnh. Các nhà thiên văn quan sát sự biến thiên độ sáng của chúng trong thiên hà từ độ sáng lớn nhất tới nhỏ nhất.

Chu kỳ biến thiên của nó cho họ biết độ sáng tuyệt đối của ngôi sao. Việc so sánh ở đây có phần phức tạp hơn với việc đo khoảng cách riêng của một ngôi sao vì các nhà thiên văn cần ước tính tương đối chính xác tổng số sao Cephied trong thiên hà và tổng độ sáng của chúng. Thông thường cách này được áp dụng cho các thiên hà tương đối gần, cụ thể là các thiên hà trong cụm địa phương (Local Group).

Với các thiên hà quần thiên hà quá xa, việc ước tính chính xác độ sáng của các sao biến quang Cephied là khó khăn. Các nhà thiên văn sử dụng một đối tượng quan sát khác là các supernova loại 1a – vụ nổ của các ngôi sao đã đi tới cuối đời phá nát lớp vỏ.

Các supernova có độ sáng lớn hơn rất nhiều các sao biến quang Cephied, việc xác định độ sáng của nó tỏ ra dễ dàng hơn nhiều với các thiên hà tương đối xa.

Định luật Hubble

Phương pháp cuối cùng mà tôi nhắc tới là phương pháp phổ biến nhất để đo khoảng cách tới các thiên hà xa hiện nay.

Năm 1929, Edwin Hubble khám phá ra sự rời xa của các thiên hà nhờ dịch chuyển về phía đỏ trên quang phổ của chúng. Phát hiện này đã dẫn tới kết luận chúng ta đang sống trong một vũ trụ giãn nở, đi kèm với nó là định luật Hubble về tốc độ dịch chuyển của các thiên hà so với chúng ta.

Công thức của định luật này như sau: v+H.r. Trong đó, v là vận tốc dịch chuyển ra xa của thiên hà, H là hằng số Hubble và r là khoảng cách hiện tại của thiên hà.

Hằng số Hubble tới nay đã được xác định tương đối chính xác vì nó đưa ra kết quả tính toán tuổi vũ trụ rất khớp với kết quả tính ra từ việc quan sát bức xạ nền của vũ trụ. Vận tốc v có thể tính ra qua theo dõi dịch chuyển đỏ (red shift) của thiên hà. Từ đó người ta có thể tính ngay ra khoảng cách r của thiên hà được quan sát.

Phương pháp sử dụng định luật Hubble này được ứng dụng rộng rãi trong việc đo khoảng cách các thiên hà ở xa. Tuy vậy, nó lại không được áp dụng trong các trường hợp sử dụng thị sai và phổ sai nêu trên, vì các sao trong cùng thiên hà của chúng ta thì không có chuyển động dịch xa theo định luật Hubble, còn các thiên hà quá gần thì có độ dịch chuyển đỏ nhỏ, khó có thể xác định chính xác.