Thế kỷ 20
Thế kỷ 20 chứng kiến những bước tiến nhanh chóng và mạnh mẽ của thiên văn học, con người đã hiểu được bản chất vật lý, quá trình tiến hóa của những ngôi sao; tìm hiểu các thiên hà xa xôi và lịch sử phát triển của vũ trụ; đã đến được các hành tinh lân cận. Nhiếp ảnh thiên văn và phân tích phổ đã được đẩy lên một trình độ rất cao với máy thu ánh sáng điện tử, thiên văn học nghiên cứu, phân tích mọi loại sóng điện từ: tia X, tia gamma, tia hồng ngoại, tia tử ngoại và những tia vũ trụ khác. Những tiến bộ trong vật lý cũng tạo cho thiên văn học những phương pháp và khả năng mới.
Khám phá bí mật của những vì sao
Thế kỷ 20 lần lượt giải đáp những đặc trưng quan trọng nhất của ngôi sao. Những năm đầu thế kỷ, Ejnar Hertzprung và Henry Norris Russell đã tìm ra mối quan hệ giữa độ trưng với màu sắc và nhiệt độ của các ngôi sao và lập ra giản đồ Hertzprung-Russell. Arthur Stanley Eddington là người đã lập ra mô hình lý thuyết về các ngôi sao. Ông phát hiện ra tương quan giữa khối lượng và độ trưng của chúng đồng thời đưa ra lý thuyết về sao lùn trắng, một loại sao mới lúc bấy giờ. Vào thập niên 1920, Eddington cũng chỉ ra rằng phản ứng hạt nhân và phản ứng nhiệt hạch chính là nguồn năng lượng của các ngôi sao đồng thời mô tả sự cân bằng trọng lượng của chúng: lực hấp dẫn có xu hướng làm ngôi sao co lại trong khi lực đàn hồi lại khiến cho nó có xu hướng nở ra. Quá trình tiến hóa của các ngôi sao, những đối tượng dị thường như sao neutron, lỗ đen... cũng được biết đến và tìm hiểu. Năm 1904, Henrietta Swan Leavitt phát hiện ra một dạng sao biến quang gọi là sao Cepheid và sau đó tìm được tương quan giữa chu kỳ thay đổi độ sáng với độ trưng của chúng mà nhờ vậy có thể xác định được khoảng cách đến những thiên hà xa xôi bằng cách đo độ sáng trung bình và chu kỳ biến quang của sao Cepheid trong đó.
Con người cũng đã biết rằng, giữa các vì sao, trong khoảng không tưởng như trống rỗng là những đám mây bụi và khí tạo thành các tinh vân. Bụi và khí tham gia vào quá trình tạo ra những ngôi sao đồng thời khi "chết" đi, các ngôi sao lại tạo ra chúng như một vòng tuần hoàn.
Những thiên hà
.jpg)
Trong thế kỷ 20, con người đã mở mang những hiểu biết của mình về các thiên hà xa xôi. Trước hết là thiên hà của chúng ta, từ những ước lượng ban đầu của Herschel, kích thước thật của nó đã được xác định tương đối chính xác với bán kính khoảng 100.000 năm ánh sáng và gồm hàng trăm tỷ ngôi sao. Trái với quan niêm trước đây cho rằng Mặt Trời ở trung tâm của thiên hà, Harlow Shapley bằng các tính toán của mình đã cho rằng nó ở khá xa vị trí đó. Ngày nay đã xác định được Mặt Trời cách tâm thiên hà khoảng 23.000 đến 28.000 năm ánh sáng, ở khoảng giữa của tâm và mép. Cũng như các ngôi sao gần đó, Mặt Trời cũng quay xung quanh tâm thiên hà và hoàn thành một vòng quay trong khoảng 200 triệu năm.
Trong vũ trụ mênh mông có vô số những thiên hà với hình dạng, tính chất khác nhau, từ thiên hà bất định, thiên hà Êlíp, thiên hà xoắn, thiên hà dạng thấu kính, thiên hà lùn cho đến thiên hà có nhân phát xạ, thiên hà tương tác... Loài người cũng nhận ra rằng hóa ra ngoài hằng hà sa số những ngôi sao, hành tinh thấy được còn có những vật chất tối không quan sát được kể cả trong thiên hà của chúng ta. Phát hiện này bắt nguồn từ giữa thập niên 1930, khi Fritz Zwicky nhận thấy vận tốc xuyên tâm của một quần thể thiên hà trong chòm sao Tóc Tiên quá lớn so với khối lượng của các vật chất thấy được. Điều đáng ngạc nhiên là khối lượng của vật chất không nhìn thấy được lại gấp nhiều lần những gì mà hiện nay chúng ta có thể nhìn thấy.
Thuyết tương đối và vũ trụ bao la
Năm 1905, Albert Einstein đưa ra thuyết tương đối hẹp với công thức nổi tiếng về quan hệ giữa năng lượng với khối lượng của vật thể E = mc². Ông cũng chỉ ra rằng tốc độ ánh sáng là một hằng số và hệ quả của nó là thời gian trong một hệ quy chiếu chuyển động nhanh sẽ trôi chậm hơn so với trong hệ quy chiếu chuyển động chậm. Năm 1916, ông tiếp tục công bố thuyết tương đối tổng quát và dùng nó để xác định cấu trúc, mô hình của vũ trụ trong tác phẩm "Những vấn đề của vũ trụ học và thuyết tương đối tổng quát" (năm 1917). Vũ trụ theo mô hình này có không-thời gian bị uốn cong do lực hấp dẫn và khép kín. Vũ trụ có một khối lượng nhất định, hữu hạn nhưng không có biên, ánh sáng trong đó sẽ lan truyền theo con đường ngắn nhất của không gian bị uốn cong rồi quay về điểm xuất phát. Độ cong của không-thời gian được kiểm định bằng kết quả thực nghiệm do Eddington tiến hành khi xảy ra nhật thực toàn phần ngày 29 tháng 5 năm 1919 tại đảo Príncipe Trị số vi sai xê dịch (độ lệch giữa vị trí thực và vị trí biểu kiến) của các ngôi sao gần Mặt Trời lớn hơn trị số mà ánh sáng bị bẻ cong bởi lực hấp dẫn khi đi ngang qua nó, phần lớn hơn này chính là do độ cong của không-thời gian. Sau đó, tham vọng của Einstein là một lý thuyết thống nhất của mọi trường vật lý nhưng nó vẫn còn đang bỏ ngỏ và là thách thức đối với các thế hệ sau.
Một trong những mô hình có thể có của vũ trụ theo thuyết tương đối là vũ trụ giãn nở. Edwin Hubble đã tìm cách chứng minh bằng thực nghiệm mô hình này. Một số nhà thiên văn học đã quan sát thấy hiện tượng phổ của những thiên hà xa xôi dịch chuyển về phía màu đỏ. Hubble xác định được rằng mức độ dịch chuyển tỷ lệ thuận với khoảng cách đến các thiên hà và năm 1929 công bố bài báo Mối liên hệ giữa khoảng cách và tốc độ bức xạ ánh sáng của các tinh vân ngoài Thiên Hà. Trong bài báo đó, sau khi so sánh các dữ liệu về tốc độ bức xạ và khoảng cách của 46 tinh vân, ông đi đến kết luận rằng các thiên hà đang rời xa chúng ta với tốc độ tỷ lệ thuận với khoảng cách tới chúng. Đó chính là định luật Hubble còn hệ số tỷ lệ thuận được mang tên hằng số Hubble. Tuy nhiên, quan niệm về một vũ trụ giãn nở cũng có hai trường phái chính. Trường phái thứ nhất là vũ trụ định tĩnh. Khi giải các phương trình tổng quát về vũ trụ, chính cha đẻ của thuyết tương đối thấy rằng nó có thể giãn nở hoặc co lại. Điều này trái với niềm tin của ông về một vũ trụ tĩnh định và để giải quyết vấn đề, Einstein đã thêm vào những phương trình một tham số gọi là hằng số vũ trụ. Ủng hộ và phát triển thuyết vũ trụ định tĩnh là Fred Hoyle, theo ông vũ trụ giãn nở nhưng không có bất kỳ sự khác biệt nào khi quan sát từ những điểm khác nhau và thời điểm khác nhau. Đối lập lại, trường phái thứ hai cho rằng vũ trụ không tĩnh định. Một nhà bác học Nga, Alexander Friedmann, là người đầu tiên giải quyết các phương trình vũ trụ mà không dùng đến hằng số của Einstein. Từ năm 1922 cho đến 1924, các phương trình nổi tiếng mang tên ông đã chỉ ra rằng vũ trụ theo thuyết tương đối có thể có ba khả năng, trường hợp của Einstein chỉ là một trong số đó, đặc biệt là còn có một khả năng mà độ cong của không-thời gian mang giá trị âm. Với công trình này, Friedmann được coi là người khiến cho vũ trụ giãn nở. Năm 1927, Georges Lemaître đã đưa ra giả thuyết nguyên tử nguyên thủy mà sau này chính Hoyle khi phê phán nó đã gọi là giả thuyết Vụ nổ lớn (Big Bang). Theo Lemaître, vũ trụ khởi thủy rất đậm đặc với mật độ vật chất vô cùng lớn. Sau đó, năm 1948, George Gamow cùng với Ralph Alpher và Robert Herman đã tiếp tục phát triển giả thuyết này và đưa ra quan điểm tổng quát hơn về một vũ trụ đồng nhất và đẳng hướng. Họ cho rằng tại thời điểm của Vụ nổ lớn, vật chất có nhiệt độ vô cùng cao và tiên đoán cho đến nay sóng tàn dư của nó vẫn tồn tại tuy rất yếu (nhiệt độ chỉ vào khoảng 5 K) vì đã nhiều tỷ năm trôi qua. Khoảng năm 1964 Arno Penzias và Robert Woodrow Wilson đã thu được một loại sóng bằng kính thiên văn vô tuyến mà sau đó được xác định chính là sóng tàn dư thì đây được coi là bằng chứng thực tế khẳng định giả thuyết Vụ nổ lớn Năm 1989, những dữ liệu được vệ tinh COBE thu thập được đã cho phép xác định nhiệt độ của sóng tàn dư là vào khoảng 2,728 K.
Đầu thập niên 1980, Alan Guth và độc lập với ông, một vài người khác đưa ra lý thuyết vũ trụ lạm phát[75] Tại thời điểm ngay sau khi Vụ nổ lớn xảy ra, với nhiệt độ vô cùng cao, vũ trụ có thể đã ở trong trạng thái phình to trong khi năng lượng của một đơn vị thể tích không thay đổi. Ở trạng thái đặc biệt này, áp suất có giá trị âm và lực hấp dẫn lại là lực đẩy lẫn nhau của các hạt vật chất. Giai đoạn lạm phát chỉ diễn ra trong khoảng thời gian rất nhỏ và sau đó vũ trụ tiếp tục giãn nở theo quán tính.
Chinh phục không gian
Với nền móng được Konstantin Tsiolkovsky tạo ra, kỷ nguyên chinh phục không gian bắt đầu bằng việc Liên Xô phóng thành công Sputnik 1, vệ tinh nhân tạo đầu tiên của Trái Đất ngày 4 tháng 10 năm 1957. Từ đó những con tàu vũ trụ đã đến và đưa con người đến được những hành tinh trong hệ Mặt Trời để có thể trực tiếp nghiên cứu chúng. Thiên thể đầu tiên mà thiết bị vũ trụ được phóng lên là Mặt Trăng, thiên thể gần Trái Đất nhất. Luna 1 là con tàu đầu tiên thắng được lực hấp dẫn của Trái Đất để bay đến gần Mặt Trăng và Luna 2 là con tàu đầu tiên tiếp cận bề mặt của Hằng Nga ngày 14 tháng 9 năm 1959. Thế kỷ 20 đã chứng kiến cuộc đua hướng tới Mặt Trăng với rất nhiều con tàu của hai cường quốc hàng không vũ trụ là Liên Xô và Mỹ đã được phóng lên. Sau chuyến bay của chú chó Laika trên tàu Sputnik 2 năm 1957, ngày 12 tháng 4 năm 1961, Yuri Gagarin đã trở thành người đầu tiên bay vào khoảng không gian gần Trái Đất bằng con tàu Vostok 1. Ngày 20 tháng 7 năm 1969, con tàu Apollo 11 đã đưa Neil Armstrong và Buzz Aldrin đặt chân lên vệ tinh duy nhất của Trái Đất.
Tiếp theo Mặt Trăng, các hành tinh khác trong hệ Mặt Trời cũng lần lượt được các thiết bị của con người tiếp cận, từ hành tinh gần Mặt Trời nhất là Sao Thủy cho đến Sao Hải Vương. Hiện nay các chương trình nghiên cứu kỹ hơn về những hành tinh này vẫn đang được tiếp tục triển khai.
Những tiến bộ trong ngành hàng không vũ trụ cũng tạo ra khả năng quan sát thiên văn tốt hơn nhờ các thiết bị quan sát bay trong khoảng không vũ trụ. Những kính thiên văn hồng ngoại, tử ngoại, tia X, tia Gamma, kính viễn vọng không gian Hubble... đã mở rộng rất nhiều khả năng quan sát do tầm hoạt động cũng như khắc phục được những trở ngại do bầu khí quyển của Trái Đất gây ra.
Wikipedia
No comments:
Post a Comment