Thứ Hai, 27 tháng 4, 2009
Thứ Bảy, 25 tháng 4, 2009
Thứ Ba, 21 tháng 4, 2009
Phương trình như những bài thơ !!!
Có thể nói không ngoa rằng linh hồn của khoa học hiện đại chính là những phương trình lớn, những phương trình mô tả các định luật cơ bản của thế giới tự nhiên. Những phương trình này cũng có thể “lột” ra từng lớp một, và những liên kết tinh vi của chúng cũng theo đó mà dần dần hiện ra tương tự , trong một bài thơ hay, mỗi câu thơ, thậm chí mỗi lời thơ, khi được phân tích cẩn thận, từng ý nghĩa được phơi bày, lôi cuốn người thưởng thức tìm hiểu thêm về thông điệp sâu xa của bài thơ. Nhưng hiện thân của phương trình là đặc tính và hệ quả, chứ không phải ý nghĩa như một bài thơ.
Cho đến nay, trong giới văn học, hình như chưa ai đưa ra được một định nghĩa hoàn chỉnh và thống nhất thế nào là một bài thơ. Nhưng trong toán học, không ai phải tranh cãi thế nào là một phương trình. Phương trình toán học là một biểu thức hoàn toàn cân đối: phía bên trái bằng phía bên phải của phương trình. Đối với các nhà toán học thuần tuý, không quan tâm đến khoa học, mỗi phương trình là một phát biểu trừu tượng không có dính dáng gì đến thế giới thực tế. Thành ra, khi các nhà toán học nhìn một phương trình như y = x + 1, họ nghĩ đến y và x như là những kí hiệu trừu tượng, không đại diện cho một thực thể nào ngoài đời.
Có thể tưởng tượng ra một vũ trụ mà trong đó các phương trình toán học không dính dáng gì đến hệ thống vận hành của thiên nhiên. Song, điều kì diệu là mối liên hệ giữa phương trình và thiên nhiên có thật. Các nhà khoa học hay mô tả những qui luật khoa học bằng phương trình với các kí hiệu đại diện cho những khối lượng có thể đo lường được qua thí nghiệm. Qua cách miêu tả bằng kí hiệu này, phương trình đã trở thành một loại vũ khí lợi hại của giới khoa học.
Một trong những phương trình toán học nổi tiếng nhất thế giới có lẽ là E = mc2, do Nhà vật lí học lừng danh, Albert Einstein đề nghị vào năm 1905. Cũng giống như phần lớn các phương trình nổi tiếng khác, phương trình của Einstein xác nhận sự tương đương giữa các sự vật mà lúc đầu mới nhìn qua rất khác nhau – năng lượng (E, energy), khối lượng (m, mass), và tốc độ ánh sáng trong không gian trống (c). Qua phương trình này, Einstein tiên đoán rằng, với bất cứ khối lượng nào, nếu chúng ta nhân nó 2 lần với tốc độ ánh sáng, kết quả sẽ tương đương với năng lượng của khối. Cũng giống như mọi phương trình khác, E = mc2 nói đến sự tương đương giữa hai khối lượng.
Những phương trình vĩ đại cũng giống như những bài thơ trứ danh ở một thể chất: đó là nội lực. Thơ là một hình thức súc tích nhất của ngôn ngữ, cũng giống như phương trình là một cách diễn đạt cô đọng nhất về một hiện tượng tự nhiên. E = mc2 tự nó là một biểu hiện lớn: những kí hiệu tóm lược tri thức có thể áp dụng cho mỗi hoán chuyển năng lượng, từ mỗi tế bào sống trong mỗi sinh vật trên Trái đất, đến những bùng nổ ngoài vũ trụ xa xăm. Ngay từ khi mới ra đời cho đến nay, phương trình này vẫn đúng.
Phương trình trứ danh này khởi đầu bằng một suy đoán đầy tự tin, và chỉ sau nhiều thập niên nó trở thành một bộ phận quan trọng trong kho tàng tri thức nhân loại, sau nhiều thí nghiệm cho thấy quả nó nhất quán với thế giới tự nhiên. Cùng với các phương trình nổi tiếng khác, E = mc2 cũng giống như một bài thơ lớn. Cũng giống như một bài thơ trữ tình tuyệt hão có thể bị hư hỏng nếu một chữ, hay một cách phát âm, hay một chấm câu bị thay đổi, không một chi tiết nào của phương trình E = mc2 có thể thay đổi nếu không muốn cho nó trở nên vô dụng. Những phương trình vĩ đại cũng giống như những bài thơ trứ danh ở một thể chất: đó là nội lực. Thơ là một hình thức súc tích nhất của ngôn ngữ, cũng giống như phương trình là một cách diễn đạt cô đọng nhất về một hiện tượng tự nhiên. E = mc2 tự nó là một biểu hiện lớn: những kí hiệu tóm lược tri thức có thể áp dụng cho mỗi hoán chuyển năng lượng, từ mỗi tế bào sống trong mỗi sinh vật trên Trái đất, đến những bùng nổ ngoài vũ trụ xa xăm. Ngay từ khi mới ra đời cho đến nay, phương trình này vẫn đúng.
Những phương trình vĩ đại cũng có một khả năng kích thích phong phú như thơ: đó là sự tưởng tượng. Văn hào Shakespeare không thể nào thấy trước được nhiều ý nghĩa mà độc giả đời sau đã cảm nhận qua câu “Shall I compare thee to a summer's day?”. Tương tự, Einstein cũng không thể nào tiên đoán được vô số hệ quả của phương trình tương đối mà ông đề ra.
Nói như thế không có nghĩa là thơ và phương trình giống nhau. Mỗi bài thơ được viết bằng một ngôn ngữ đặc thù và sức lôi cuốn có thể bị suy giảm khi được dịch sang một ngôn ngữ khác. Nhưng phương trình được viết bằng một ngôn ngữ phổ quát của toán học: dù viết bằng tiếng Anh hay tiếng Việt Nam, E = mc2 vẫn là E = mc2. Ngoài ra, nhà thơ tìm tòi nhiều ý nghĩa trong một bài thơ và những liên đới giữa từ ngữ và ý tưởng, trong khi đó nhà khoa học có ý định truyền đạt một ý tưởng logic duy nhất qua phương trình.
Cái ý nghĩa mà một phương trình khoa học cung cấp cho chúng ta là một định luật tự nhiên. Có thể dùng một ví dụ của Nhà vật lí lừng danh Richard Feynman để giải thích mối quan hệ giữa phương trình và luật tự nhiên. Hãy tưởng tượng khán giả đang xem một trận đấu cờ. Nếu khán giả cuộc tranh tài không biết các luật lệ của cuộc chơi cờ, họ có thể chỉ quan sát cách đi và đường hướng di chuyển của các tay chơi. Hãy tưởng tượng nếu những tay chơi thuộc thành phần thượng thặng, và cách đi cờ của họ phức tạp hơn các tay chơi cờ thường. Đối với khán giả, muốn tìm hiểu luật lệ của cuộc chơi cờ, họ phải quan sát cực kì cẩn thận, định hướng, và nhìn kĩ tất cả các đầu mối mà họ có thể tập trung. Cơ bản của cách làm việc đó là phạm trù của các nhà khoa học. Giới khoa học quan sát thế giới tự nhiên một cách cẩn thận – những chuyển động của từng bộ phận – và cố gắng thu thập dữ liệu, để rồi phát triển thành những định luật.
Hàng ngàn nhà tư tưởng từng bị thất bại thê thảm trước những bí ẩn của tự nhiên, họ không hiểu tại sao có quá nhiều luật tự nhiên không thể mô tả một cách gọn gàng bằng những phương trình. Trong vật lí, phương trình tương đối của Einstein cho ra đời một lí thuyết mới về trọng lực, bằng cách đối chiếu không gian / thời gian với năng lượng của vật chất. Trong lí thuyết lượng tử, phương trình của Schrodinger mô tả tác động của vật chất trong một thế giới vi mô, giúp chúng ta hiểu được nguyên tử và phân tử mà trước đó chúng ta không thể nào biết được với những ý tưởng cũ. Trong sinh thái học, phương trình mô tả sự sản sinh của cá từ một thế hệ này sang thế hệ khác cũng đem đến cho chúng ta một hiểu biết về sự phân phối trong thiên nhiên. John Nash, nhà toán học nổi tiếng với giải Nobel, bị chứng tâm thần phân liệt, đề xuất một phương trình xác định cách thức mà hai người phải hành động trong một cuộc tranh tài. Sau này, các nhà kinh tế học và sinh vật học tìm thấy phương trình của John Nash cực kì hữu dụng trong nghiên cứu lí thuyết chọn lọc tự nhiên (theory of natural selection theory).
Tại sao có nhiều qui luật tự nhiên lại có thể diễn đạt bằng những phương trình có tính cách xác định, như hai khối lượng không liên hệ với nhau lại bằng nhau một cách chính xác như thế? Tại sao những qui luật cơ bản này lại tồn tại? Một nhận xét thông thường nhưng mang ít nhiều mỉa mai cho rằng Thượng đế là một nhà toán học, một ý tưởng không mấy có ích trong những câu hỏi quan trọng mà chúng ta không thể nào kiểm định được!
Một vấn đề gây ra nhiều tranh cãi hơn cả vấn đề lai lịch của các phương trình khoa học là câu hỏi các phương trình này được sáng tạo ra hay khám phá. Nhà vật lí học thiên thể người Mỹ gốc Ấn Độ, Subrahmanyan Chandrasekhar, cho rằng khi ông tìm thấy một dữ kiện mới hay hiểu thấu được một vấn đề, thì có một cái gì đó hình như luôn luôn nằm ở đó, và ông ta chỉ cần nhặt nó lên. Theo quan điểm này, những phương trình mô tả vận hành cơ bản của vũ trụ, ở một góc độ nào đó, “luôn ở đó,” tồn tại độc lập với sự có mặt của con người, như thể các nhà khoa học là những nhà khảo cổ vũ trụ, cố khai quật những định luật đã được giấu kín kể từ khi thời gian bắt đầu. Còn nguồn gốc của các định luật vẫn còn là một điều bí ẩn!
Trong số hàng trăm ngàn nhà khoa học, chỉ có một số cực kì ít có phương trình gắn liền với tên của họ. Hai nhà khoa học có công khám phá những phương trình cơ bản tỏ ra am hiểu một cách sâu sắc về vai trò của toán học trong khoa học là Albert Einstein và Paul Dirac, một nhà vật lí học cũng không kém lỗi lạc so với Einstein. Cả hai đều không phải là nhà toán học, nhưng cả hai đều có một năng khiếu đặc biệt trong việc viết xuống những phương trình mới có khả năng ”sinh sản” phì nhiêu như những bài thơ đẹp. Cả hai đều chịu sự quyến rũ của một niềm tin cho rằng những phương trình cơ bản vật lí phải là những phương trình đẹp.
Dirac và Einstein là hai nhà khoa học đã đem lại cho khoa học hiện đại một số phương trình cơ bản, mà qua tính xúc tích, đơn giản, và năng lực mạnh mẽ, các phương trình đó có thể được xem là những bài thơ đẹp nhất của nhân loại của thế kỉ 21.
Điều này thoạt đầu nghe qua có vẻ hơi lập dị. Cái quan niệm đẹp không khi nào được giới trí thức ân cần, và nhất định là không có địa vị trong giới phê bình khoa bảng. Song, nó là một thế giới sẵn sàng đi vào tâm hồn tất cả chúng ta, khi chúng ta cảm thấy dao động trước một nụ cười của một hài nhi, trước một cảnh núi rừng hùng vĩ, hay trước một đóa lan thanh tú. Một phương trình đẹp có nghĩa gì? Về cơ bản, nó có nghĩa là phương trình đó có khả năng gợi lên một cảm giác mê li, cho chúng ta một trạng thái như chúng ta đứng trước một cảnh đẹp. Cũng giống như những tác phẩm nghệ thuật lớn, một phương trình đẹp không chỉ hấp dẫn, mà còn phải có tính phổ quát, phải đơn giản, tính đương nhiên, và năng lực mạnh mẽ. Đứng trước những tác phẩm trứ danh như Táo và Lê (Apples and Pears) của Cézanné, hay Đo đạc hình vòm (Geodesic dome) của Buckminster Fuller, Lady Macbeth của Judi Dench, Manhattan của Ella Fitzgerald, chúng ta có cảm giác như đang đứng trước một khái niệm đồ sộ, bất hủ, tinh khiết, không có những u lồi, và được sáng tác một cách cực kì cẩn thận như thể năng lực của chúng sẽ biến tan đi nếu chỉ một chi tiết trong tác phẩm bị thay đổi.
Một phẩm chất khác của một phương trình khoa học là nó có một vẻ đẹp thiết thực. Nó phải ăn khớp với kết quả của mỗi thí nghiệm, và tốt hơn nữa, cung cấp cho chúng ta một tiên đoán mà chưa ai làm trước đó. Khía cạnh thực dụng này của một phương trình cũng giống như cái đẹp của một cỗ máy được sáng chế một cách tinh vi. Trong phim Full Metal Jacket của Stanley Kubrick, Gomer Pyle tán dương những đường nét tỉ mỉ của khẩu súng, hài lòng với phẩm chất tuyệt vời của nó, nhưng chỉ khó chịu cái là nó chỉ thích hợp cho một mục tiêu chết người! Dù biết thế, nhưng một khẩu súng sẽ không “đẹp” nếu nó không vận hành.
Quan niệm đẹp đặc biệt quan trọng đối với Einstein. Theo như người con trai của ông, Hans Einstein, “Tính ba tôi giống như tính của một nghệ sĩ hơn là của một khoa học gia. Chẳng hạn như ông thường hay tán thưởng một lí thuyết không phải gì nó đúng với thực tế, nhưng vì nó đẹp.” Einstein có lần viết rằng “Những lí thuyết vật lí mà chúng ta sẵn sàng chấp nhận là những lí thuyết đẹp,” tức nó phải nhất quán với kết quả thực nghiệm.
Paul Dirac thậm chí còn dứt khoát hơn Eisntein về cái đẹp. Dirac cho rằng toán học là một tiêu chuẩn về chất lượng của một lí thuyết. Trong những năm cuối đời, Dirac tiêu ra nhiều thời giờ đi vòng quanh thế giới, thuyết giảng về nguồn gốc của các phương trình mang tên ông, nhấn mạnh rằng việc theo đuổi cái đẹp luôn luôn là nguyên tắc chỉ đạo cũng như là một cảm hứng. Trong một hội nghị ở Moscow vào năm 1955, khi được hỏi tóm lược triết lí của ông về vật lí, Dirac viết ngay trên bảng đen một hàng chữ hoa “Định luật vật lí cần phải có vẻ đẹp toán học” ("Physical laws should have mathematical beauty.")Dirac và Einstein là hai nhà khoa học đã đem lại cho khoa học hiện đại một số phương trình cơ bản, mà qua tính xúc tích, đơn giản, và năng lực mạnh mẽ, các phương trình đó có thể được xem là những bài thơ đẹp nhất của nhân loại của thế kỉ 21.
Tìm ra vật chất cứng hơn thép 10 tỷ lần
Lớp vỏ của những ẩn tinh có độ cứng gấp 10 tỷ lần so với thép thông thường. Điều này giúp chúng tạo ra những đợt sóng trọng trường mà chúng ta có thể phát hiện từ trái đất.
Ẩn tinh là những ngôi sao chết siêu đặc, quay nhanh và giải phóng nhiều năng lượng vào không gian xung quanh. Ảnh: space.com. Ẩn tinh (sao neutron) là phần lõi còn lại sau khi những ngôi sao siêu lớn nổ tung. Chúng cực kỳ đặc, với khối lượng tương đương mặt trời nhưng có đường kính xấp xỉ 20 km. Một số ẩn tinh xoay với tốc độ hàng trăm lần trong một giây và giải phóng nhiều năng lượng vào không gian xung quanh. Chúng ta không nhìn thấy ẩn tinh bằng mắt thường mà chỉ phát hiện được chúng qua tín hiệu radio. Do có lực hấp dẫn và tốc độ xoay cực lớn, ẩn tinh thường tạo ra vô số sóng trọng trường cực mạnh. Nhưng chúng chỉ làm được điều đó nếu bề mặt của chúng có những chỗ nhô lên (như một dãy núi) hoặc vùng lõm. Các khiếm khuyết đó khiến vật thể hình cầu trở nên bất đối xứng. Khi ẩn tinh không còn đối xứng, chúng sẽ phát ra sóng trọng trường. Do có mật độ vật chất siêu lớn, độ cao của núi (hoặc độ sâu của thung lũng) trên các ẩn tinh chỉ tính bằng cm. Các nhà khoa học cho rằng những chỗ nhô lên có thể được tạo ra theo một số cách. Chẳng hạn, ẩn tinh có thể “nuốt chửng” vật chất từ một ngôi sao gần đó. Những chỗ nhô lên cũng có thể xuất hiện từ các vùng có nhiệt độ cao trên bề mặt ẩn tinh. Theo lý thuyết, những chỗ nhô cao sẽ tồn tại khá lâu trên bề mặt ẩn tinh. “Lớp vỏ của chúng được tạo nên bởi các nguyên tử cực giàu neutron. Từ trước tới nay chưa ai xác định được khả năng chống đỡ của lớp vỏ ẩn tinh. Chúng tôi muốn biết liệu nó có đủ cứng để chống đỡ sức nặng của một quả núi, hay sẽ tự sụp đổ vào tâm”, Charles Horowitz, một nhà khoa học của Đại học Indiana, nói. Do các thí nghiệm trên trái đất không thể tạo ra những điều kiện giống như trên bề mặt ẩn tinh nên giới thiên văn học cho rằng vỏ của chúng có độ cứng tương đương với những vật chất rắn nhất trên địa cầu. Tuy nhiên, các mô hình giả lập của Horowitz cho thấy vỏ của ẩn tinh cứng hơn rất nhiều. Đá, thép và nhiều vật chất khác vỡ do tinh thể của chúng có khoảng trống. Ngoài ra, một số khiếm khuyết khác cũng tạo ra các vết nứt trong cấu trúc tinh thể. Nhưng sức nén siêu lớn trên ẩn tinh khiến cho các khoảng trống và vết nứt không thể tồn tại. Điều đó tạo nên những tinh thể hầu như không thể vỡ. Một mét khối vỏ ẩn tinh có thể bị dát mỏng gấp 20 lần một mét khối thép không rỉ trước khi vỡ. Do các nguyên tử trong ẩn tinh nằm gần nhau hơn rất nhiều so với nguyên tử trong sắt nên chúng chỉ vỡ khi chịu một lực nén gấp 10 tỷ lần so với lực nén khiến sắt vỡ. Độ cứng khủng khiếp đó giúp ẩn tinh chịu được khối lượng của những “quả núi” cao khoảng 10 cm và trải dài nhiều km. Các mô hình giả lập cũng làm sáng tỏ hiện tượng "động đất" trên bề mặt các ngôi sao. Hiện tượng này xảy ra khi các trường điện từ cực lớn xé nát vỏ của một ẩn tinh. Lớp vỏ ẩn tinh càng cứng thì những tia gamma và sóng trọng trường mà các cơn địa chấn tạo ra càng mạnh.
Ẩn tinh là những ngôi sao chết siêu đặc, quay nhanh và giải phóng nhiều năng lượng vào không gian xung quanh. Ảnh: space.com. Ẩn tinh (sao neutron) là phần lõi còn lại sau khi những ngôi sao siêu lớn nổ tung. Chúng cực kỳ đặc, với khối lượng tương đương mặt trời nhưng có đường kính xấp xỉ 20 km. Một số ẩn tinh xoay với tốc độ hàng trăm lần trong một giây và giải phóng nhiều năng lượng vào không gian xung quanh. Chúng ta không nhìn thấy ẩn tinh bằng mắt thường mà chỉ phát hiện được chúng qua tín hiệu radio. Do có lực hấp dẫn và tốc độ xoay cực lớn, ẩn tinh thường tạo ra vô số sóng trọng trường cực mạnh. Nhưng chúng chỉ làm được điều đó nếu bề mặt của chúng có những chỗ nhô lên (như một dãy núi) hoặc vùng lõm. Các khiếm khuyết đó khiến vật thể hình cầu trở nên bất đối xứng. Khi ẩn tinh không còn đối xứng, chúng sẽ phát ra sóng trọng trường. Do có mật độ vật chất siêu lớn, độ cao của núi (hoặc độ sâu của thung lũng) trên các ẩn tinh chỉ tính bằng cm. Các nhà khoa học cho rằng những chỗ nhô lên có thể được tạo ra theo một số cách. Chẳng hạn, ẩn tinh có thể “nuốt chửng” vật chất từ một ngôi sao gần đó. Những chỗ nhô lên cũng có thể xuất hiện từ các vùng có nhiệt độ cao trên bề mặt ẩn tinh. Theo lý thuyết, những chỗ nhô cao sẽ tồn tại khá lâu trên bề mặt ẩn tinh. “Lớp vỏ của chúng được tạo nên bởi các nguyên tử cực giàu neutron. Từ trước tới nay chưa ai xác định được khả năng chống đỡ của lớp vỏ ẩn tinh. Chúng tôi muốn biết liệu nó có đủ cứng để chống đỡ sức nặng của một quả núi, hay sẽ tự sụp đổ vào tâm”, Charles Horowitz, một nhà khoa học của Đại học Indiana, nói. Do các thí nghiệm trên trái đất không thể tạo ra những điều kiện giống như trên bề mặt ẩn tinh nên giới thiên văn học cho rằng vỏ của chúng có độ cứng tương đương với những vật chất rắn nhất trên địa cầu. Tuy nhiên, các mô hình giả lập của Horowitz cho thấy vỏ của ẩn tinh cứng hơn rất nhiều. Đá, thép và nhiều vật chất khác vỡ do tinh thể của chúng có khoảng trống. Ngoài ra, một số khiếm khuyết khác cũng tạo ra các vết nứt trong cấu trúc tinh thể. Nhưng sức nén siêu lớn trên ẩn tinh khiến cho các khoảng trống và vết nứt không thể tồn tại. Điều đó tạo nên những tinh thể hầu như không thể vỡ. Một mét khối vỏ ẩn tinh có thể bị dát mỏng gấp 20 lần một mét khối thép không rỉ trước khi vỡ. Do các nguyên tử trong ẩn tinh nằm gần nhau hơn rất nhiều so với nguyên tử trong sắt nên chúng chỉ vỡ khi chịu một lực nén gấp 10 tỷ lần so với lực nén khiến sắt vỡ. Độ cứng khủng khiếp đó giúp ẩn tinh chịu được khối lượng của những “quả núi” cao khoảng 10 cm và trải dài nhiều km. Các mô hình giả lập cũng làm sáng tỏ hiện tượng "động đất" trên bề mặt các ngôi sao. Hiện tượng này xảy ra khi các trường điện từ cực lớn xé nát vỏ của một ẩn tinh. Lớp vỏ ẩn tinh càng cứng thì những tia gamma và sóng trọng trường mà các cơn địa chấn tạo ra càng mạnh.
Thứ Năm, 16 tháng 4, 2009
Khám phá bầu khí quyển - P2 !
Một con tàu nhỏ tách ra từ con tàu vũ trụ liên hành tinh và xuống tới mục tiêu của nó, nó có hẹn với Sao Mộc. Trong một cuộc đọ sức có tểh phá vỡ mọi kỷ lục, con tàu tăng tốc hướng về một hành tinh lớn nhất trong hệ mặt trời, lao vào những vầng mây lớn và bị nuốt chửng trong bầu khí quyển của nó5 năm sau, một con tàu khác được phóng đi nhắm tới việc đáp xuống nhẹ nhàng trên bề mặt Sao Hỏa, lần này là của người Mỹ. Nhưng có sự sai lầm vì nghĩ rằng bầu trời trên đó có cùng 1 màu nên các kĩ sư đã điều chỉnh cho nó thiên quá nhiều về màu xanh dương. Ngày hôm sau chúng ta thấy bề mặt của sao hỏa không như họ mong muốn. Hành tinh này có bầu trời màu hồng, bầu khí quyển mỏng của nó nhuốm màu đỏ.Sao Hỏa là 1 hành tinh sa mạc. Cả ngày nhiệt độ của nó giao động từ 100 độ. Bầu trời màu đỏ vào giữa trưa và màu xanh dương vào buổi hòang hôn...
Bàn tay của Chúa trong vũ trụ !
Một đám bụi khí đậm đặc, chỉ vỏn vẹn 12 dặm, nằm gọn bên trong là một yếu tố tạo nên vẻ đẹp của bức ảnh này, với chiều dài bàn tay là 150 năm ánh sáng. Bức ảnh này được chụp bởi kính thiên văn vô tuyến Chandra, NASA, nó là một pulsar trẻ và với những vòng quay khủng khiếp đó, nó đã bắn vào không gian một nguồn năng lượng cực lớn, tạo thành một hình thù đặc biệt, một chiếc bàn tay quyền lực đang vươn tay tới một đám tinh vân, "bàn tay" này có tên là B1509-58.
Trong bức ảnh này, mức năng lượng thấp nhất mà kính thiên văn vô tuyến thu nhận được là mức năng lượng dịch chuyển về màu đỏ, kế tiếp là màu xanh lục, và mức năng lượng cao nhất là màu xanh lam.Theo các số liệu ghi nhận được, B1509 đạt 1900 năm tuổi, cách chúng ta khoảng 17,000 năm ánh sáng.
Ngôi sao nơtron đó được tạo thành từ sự sụp đổ của một ngôi sao có khối lượng lớn. B1509 có chu kì quay quanh nó là 7 vòng/s, trong khi quay, nó thải vào vũ trụ nguồn năng lượng siêu lớn, có lẽ bởi vì nó có lượng điện trường mạnh gấp 15 ngàn tỉ lần điện trường giữa 2 cực Trái Đất.
Kết hợp với các vòng quay cùng với lượng điện trường cực mạnh, có lẽ nó là một vật thể phát ra mức năng lượng cao nhất trong ngân hà chúng ta. Một cỗ máy sản xuất bão electron và các ion. Các dòng electron vừa di chuyển trong điện trường, vừa tỏa năng lượng, tạo thành hình thù phức tạp, cái mà ta đang nhìn thấy ở trên.
NASA, Đài thiên văn Chandra.
Trong bức ảnh này, mức năng lượng thấp nhất mà kính thiên văn vô tuyến thu nhận được là mức năng lượng dịch chuyển về màu đỏ, kế tiếp là màu xanh lục, và mức năng lượng cao nhất là màu xanh lam.Theo các số liệu ghi nhận được, B1509 đạt 1900 năm tuổi, cách chúng ta khoảng 17,000 năm ánh sáng.
Ngôi sao nơtron đó được tạo thành từ sự sụp đổ của một ngôi sao có khối lượng lớn. B1509 có chu kì quay quanh nó là 7 vòng/s, trong khi quay, nó thải vào vũ trụ nguồn năng lượng siêu lớn, có lẽ bởi vì nó có lượng điện trường mạnh gấp 15 ngàn tỉ lần điện trường giữa 2 cực Trái Đất.
Kết hợp với các vòng quay cùng với lượng điện trường cực mạnh, có lẽ nó là một vật thể phát ra mức năng lượng cao nhất trong ngân hà chúng ta. Một cỗ máy sản xuất bão electron và các ion. Các dòng electron vừa di chuyển trong điện trường, vừa tỏa năng lượng, tạo thành hình thù phức tạp, cái mà ta đang nhìn thấy ở trên.
NASA, Đài thiên văn Chandra.
Bí ẩn nguồn gốc ánh sáng của sao !!!
Các nhà khoa học thuộc Đại học Toronto và Đại học British Columbia đã giúp tiết lộ “nơi sinh” của những ngôi sao cổ đại bằng cách sử dụng một kính viễn vọng nặng 2 tấn trên một khí cầu có kích thước của tòa nhà 33 tầng.
Sau hai năm phân tích dữ liệu từ dự án Kính viễn vọng cận milimet độ mở lớn trên khinh khí cầu (BLAST), một nhóm các nhà thiên văn học và vật lý học thiên thể quốc tế từ Canada, Hoa Kỳ, và Vương quốc Anh tiết lộ trên tạp chí Nature số ngày 8 tháng 4 rằng một nửa ánh sáng của các ngôi sao trong vũ trụ có nguồn gốc từ những thiên hà hình thành sao trẻ cách chúng ta vài tỷ năm ánh sáng.
Giáo sư thiên văn học Douglas Scott thuộc UBC, cho biết: “Những hình ảnh quang học quen thuộc của bầu trời đêm chứa vật thể rất đẹp và lôi cuốn. Tuy nhiên những bức ảnh đó vẫn thiếu một nửa bức tranh toàn cảnh của lịch sử hình thành sao của vũ trụ”.
Barth Netterfield, nhà vũ trụ học thuộc Khoa thiên văn học và vật lý học thiên thể tại đại học Toronto, cho biết: “Các ngôi sao được hình thành trong các đám mây khí và bụi. Bụi hấp thụ ánh sáng sao, che khuất những ngôi sao trẻ. Những ngôi sao sáng nhất trong vũ trụ thường có vòng đời ngắn nhất và rất nhiều trong số đó không bao giờ rời khỏi nơi chúng được sinh ra. Tuy nhiên, bụi ấm phát sáng ở bước sóng cận hồng ngoại và cận milimet – mắt người không thể nhìn được, nhưng những máy dò nhiệt siêu nhạy trên BLAST có thể quan sát được.
Giáo sư Mark Halpern thuộc UBC nhận xét: “Lịch sử của sự hình thành sao trong vũ trụ được viết trong dữ liệu của chúng tôi. Nó thực sự đẹp và hấp dẫn”.
Những năm 1990, vệ tinh COBE của NASA đã phát hiện một vùng sáng cận milimet, được biết đến với tên gọi Far Infrared Background. Bức xạ này được cho là đến từ một vùng bụi ấm bao phủ những ngôi sao trẻ, nhưng bản chất của thiên hà chứa đám bụi đó vẫn còn là một bí ẩn vào thời điểm đó.
Nghiên cứu trên tạp chí Nature kết hợp quan sát cận milimet của BLAST ở bước sóng khoảng 0,3mm – giữa bước sóng hồng ngoại và sóng cực ngắn – với dữ liệu ở bước sóng hồng ngoại ngắn hơn từ Kính viễn vọng không gian Spitzer của NASA để xác định rằng Far Infrared Background đến từ một thiên hà ở rất xa. Đây là câu trả lời cho bí ẩn kéo dài hàng thập kỷ về nguồn gốc của bức xạ nói trên.
Ngoài việc chỉ đạo phân tích dữ liệu, các nhà khoa học Canada cũng tham gia vào việc xây dựng dự án BLAST. Giỏ khí cầu bằng nhôm được thiết kế để bảo vệ kính viễn vọng, những máy tinh và dữ liệu trên khí cầu khi hạ cánh. Hệ thống động cơ kiểm soát trọng tải 2.000 kilogram với kính viễn vọng có đường kính 2 mét – lớn nhất trong các loại kính viễn vọng – với độ chính xác 1/100 của một độ. Hệ thống máy móc phức tạp kiểm soát và ghi chép gần 1000 cảm biến trong khi phần mềm – gần 300.000 dòng mã – kiểm soát trọng tải trong chuyến bay kéo dài 39 kilomet.
Một nửa ánh sáng của các ngôi sao trong Vũ trụ có nguồn gốc thiên hà hình thành sao trẻ cách chúng ta vài tỷ năm ánh sáng. (Ảnh: BLAST)
Đưa kính viễn vọng lên bên trên bầu khí quyển cho phép nhóm nghiên cứu của BLAST nhìn sâu vào vũ trụ xa xăm ở bước sóng không thể thực hiện được từ mặt đất, và phát hiện thiên hà được bụi bảo phủ, nơi ẩn chứa một nửa ánh sáng sao trong Vũ trụ.
Chapin cho biết: “Trong thập kỷ vừa qua, kính viễn vọng cận milimet trên mặt đất đã cho ra đời một số bức ảnh “đen trắng” không lớn hơn kích thước của một móng tay. Chỉ trong 11 ngày bay, BLAST đã đạt được bước tiến rất lớn, cho ra đời những bức ảnh màu với kích thước bàn tay của bạn”.
BLAST có vai trò như “kẻ tìm đường” cho thiết bị SPIRE (Thiết bị nhận hình ảnh quang phổ và trắc quang) trên vệ tinh Herschel. Sử dụng mày dò tìm tương tự như SPIRE, BLAST đã cung cấp những hình ảnh vô giá đầu tiên trên bầu trời “cận milimet”.
Netterfield, thành viên tham gia dự án cùng các đồng nghiệp thuộc đại học Toronto, trưởng khoa Peter G. Martin, nghiên cứu sinh Macro P. Viero, và Enzo Pascale, cho biết: “BLAST đã đem lại cái nhìn mới về vũ trụ. Dữ liệu chúng tôi thu thập là tiền đề cho sự ra đời của các phát hiện mới, từ sự hình thành sao đến quá trình tiến hóa của các thiên hà ở xa”.
BLAST cũng có khả năng nghiên cứu những giai đoạn sớm nhất của quá trình hình thành sao trong thiên hà Milky Way. Dự án BLAST cũng công bố một nghiên cứu, trên tạp chí Astrophysical Journal, là khảo sát lớn nhất về những giai đoạn sớm nhất trong quá trình hình thành sao. Nghiên cứu này ghi chép sự tồn tại của một nhóm đám mây khí và bụi lạnh, với nhiệt độ thấp hơn -260 độ C. Phần lõi băng giá, đã tồn tại trong hàng triệu năm, là nơi hình thành sao.
Marsen nhận định: “Trong 9 năm qua, tôi đã theo dự án BLAST từ Vancouver đến Toronto, Philadelphia, New Mexico, Texas, Bắc Thụy Điển và Nam Cực. Thật tuyệt vời khi chúng tôi cuối cùng đã có thể công bố kết quả thu được. Những kết quả này là một bước tiến quan trọng trong thiên văn học”.
Halpern phát biểu: “Thành công về mặt khoa học của các nghiên cứu sinh và tiến sĩ Canada làm việc trong dự án BLAST hết sức ấn tượng và đáng vui mừng”.
Các cộng tác viện của dự án BLAST bao gồm: Mark Devlin, Jeff Klein, Marie Rex, Christopher Semisch và Matthew D. P. Truch (Đại học Pennsylvania); Mark Halpern, Edward L. Chapin, Gaelen Marsden, Henry Ngo and Douglas Scott (Đại học British Columbia); C. Barth Netterfield, Peter G. Martin, Marco P. Viero, Donald V. Wiebe (Đại học Toronto); Enzo Pascale, Peter A. R. Ade, Matthew Griffin, Peter C. Hargrave, Philip Mauskopf, Lorenzo Moncelsi và Carole Tucker (Đại học Cardiff); James J. Bock (Phòng thí nghiệm Jet Propulsion); Gregory S. Tucker (Đại học Brown); Itziar Aretxaga và David H. Hughes (Instituto Nacional de Astrofısica Optica y Electronica, Mexico); Joshua O. Gundersen và Nicholas Thomas (Đại học Miami); Luca Olmi (Đại học Puerto Rico, Rio Piedras Campus và INAF), và Guillaume Patanchon (Laboratoire APC, Paris).
Thí nghiệm BLAST được Cơ quan hàng không và không gian quốc gia, Văn phòng chương trình vùng cực Quỹ khoa học quốc gia, Cơ quan không gian Canada, Hội đồng nghiên cứu khoa học tự nhiên Canada, và Hội đồng khoa học và công nghệ vương quốc Anh tài trợ; với sự trợ giúp từ các nguồn tin học Magnelli, WestGrid và hệ thống dữ liệu SIMBAD và NASA/IPAC, Cơ sở thiết bị khí cầu khoa học Columbia, Công ty Ken Borek Air, và những người leo núi thuộc Trạm McMurdo, Nam Cực.
Tham khảo:
Devlin et al. Over half of the far-infrared background light comes from galaxies at z greater than or equal to 1.2. Nature, 2009; 458 (7239): 737 DOI: 10.1038/nature07918
Sau hai năm phân tích dữ liệu từ dự án Kính viễn vọng cận milimet độ mở lớn trên khinh khí cầu (BLAST), một nhóm các nhà thiên văn học và vật lý học thiên thể quốc tế từ Canada, Hoa Kỳ, và Vương quốc Anh tiết lộ trên tạp chí Nature số ngày 8 tháng 4 rằng một nửa ánh sáng của các ngôi sao trong vũ trụ có nguồn gốc từ những thiên hà hình thành sao trẻ cách chúng ta vài tỷ năm ánh sáng.
Giáo sư thiên văn học Douglas Scott thuộc UBC, cho biết: “Những hình ảnh quang học quen thuộc của bầu trời đêm chứa vật thể rất đẹp và lôi cuốn. Tuy nhiên những bức ảnh đó vẫn thiếu một nửa bức tranh toàn cảnh của lịch sử hình thành sao của vũ trụ”.
Barth Netterfield, nhà vũ trụ học thuộc Khoa thiên văn học và vật lý học thiên thể tại đại học Toronto, cho biết: “Các ngôi sao được hình thành trong các đám mây khí và bụi. Bụi hấp thụ ánh sáng sao, che khuất những ngôi sao trẻ. Những ngôi sao sáng nhất trong vũ trụ thường có vòng đời ngắn nhất và rất nhiều trong số đó không bao giờ rời khỏi nơi chúng được sinh ra. Tuy nhiên, bụi ấm phát sáng ở bước sóng cận hồng ngoại và cận milimet – mắt người không thể nhìn được, nhưng những máy dò nhiệt siêu nhạy trên BLAST có thể quan sát được.
Giáo sư Mark Halpern thuộc UBC nhận xét: “Lịch sử của sự hình thành sao trong vũ trụ được viết trong dữ liệu của chúng tôi. Nó thực sự đẹp và hấp dẫn”.
Những năm 1990, vệ tinh COBE của NASA đã phát hiện một vùng sáng cận milimet, được biết đến với tên gọi Far Infrared Background. Bức xạ này được cho là đến từ một vùng bụi ấm bao phủ những ngôi sao trẻ, nhưng bản chất của thiên hà chứa đám bụi đó vẫn còn là một bí ẩn vào thời điểm đó.
Nghiên cứu trên tạp chí Nature kết hợp quan sát cận milimet của BLAST ở bước sóng khoảng 0,3mm – giữa bước sóng hồng ngoại và sóng cực ngắn – với dữ liệu ở bước sóng hồng ngoại ngắn hơn từ Kính viễn vọng không gian Spitzer của NASA để xác định rằng Far Infrared Background đến từ một thiên hà ở rất xa. Đây là câu trả lời cho bí ẩn kéo dài hàng thập kỷ về nguồn gốc của bức xạ nói trên.
Ngoài việc chỉ đạo phân tích dữ liệu, các nhà khoa học Canada cũng tham gia vào việc xây dựng dự án BLAST. Giỏ khí cầu bằng nhôm được thiết kế để bảo vệ kính viễn vọng, những máy tinh và dữ liệu trên khí cầu khi hạ cánh. Hệ thống động cơ kiểm soát trọng tải 2.000 kilogram với kính viễn vọng có đường kính 2 mét – lớn nhất trong các loại kính viễn vọng – với độ chính xác 1/100 của một độ. Hệ thống máy móc phức tạp kiểm soát và ghi chép gần 1000 cảm biến trong khi phần mềm – gần 300.000 dòng mã – kiểm soát trọng tải trong chuyến bay kéo dài 39 kilomet.
Một nửa ánh sáng của các ngôi sao trong Vũ trụ có nguồn gốc thiên hà hình thành sao trẻ cách chúng ta vài tỷ năm ánh sáng. (Ảnh: BLAST)
Đưa kính viễn vọng lên bên trên bầu khí quyển cho phép nhóm nghiên cứu của BLAST nhìn sâu vào vũ trụ xa xăm ở bước sóng không thể thực hiện được từ mặt đất, và phát hiện thiên hà được bụi bảo phủ, nơi ẩn chứa một nửa ánh sáng sao trong Vũ trụ.
Chapin cho biết: “Trong thập kỷ vừa qua, kính viễn vọng cận milimet trên mặt đất đã cho ra đời một số bức ảnh “đen trắng” không lớn hơn kích thước của một móng tay. Chỉ trong 11 ngày bay, BLAST đã đạt được bước tiến rất lớn, cho ra đời những bức ảnh màu với kích thước bàn tay của bạn”.
BLAST có vai trò như “kẻ tìm đường” cho thiết bị SPIRE (Thiết bị nhận hình ảnh quang phổ và trắc quang) trên vệ tinh Herschel. Sử dụng mày dò tìm tương tự như SPIRE, BLAST đã cung cấp những hình ảnh vô giá đầu tiên trên bầu trời “cận milimet”.
Netterfield, thành viên tham gia dự án cùng các đồng nghiệp thuộc đại học Toronto, trưởng khoa Peter G. Martin, nghiên cứu sinh Macro P. Viero, và Enzo Pascale, cho biết: “BLAST đã đem lại cái nhìn mới về vũ trụ. Dữ liệu chúng tôi thu thập là tiền đề cho sự ra đời của các phát hiện mới, từ sự hình thành sao đến quá trình tiến hóa của các thiên hà ở xa”.
BLAST cũng có khả năng nghiên cứu những giai đoạn sớm nhất của quá trình hình thành sao trong thiên hà Milky Way. Dự án BLAST cũng công bố một nghiên cứu, trên tạp chí Astrophysical Journal, là khảo sát lớn nhất về những giai đoạn sớm nhất trong quá trình hình thành sao. Nghiên cứu này ghi chép sự tồn tại của một nhóm đám mây khí và bụi lạnh, với nhiệt độ thấp hơn -260 độ C. Phần lõi băng giá, đã tồn tại trong hàng triệu năm, là nơi hình thành sao.
Marsen nhận định: “Trong 9 năm qua, tôi đã theo dự án BLAST từ Vancouver đến Toronto, Philadelphia, New Mexico, Texas, Bắc Thụy Điển và Nam Cực. Thật tuyệt vời khi chúng tôi cuối cùng đã có thể công bố kết quả thu được. Những kết quả này là một bước tiến quan trọng trong thiên văn học”.
Halpern phát biểu: “Thành công về mặt khoa học của các nghiên cứu sinh và tiến sĩ Canada làm việc trong dự án BLAST hết sức ấn tượng và đáng vui mừng”.
Các cộng tác viện của dự án BLAST bao gồm: Mark Devlin, Jeff Klein, Marie Rex, Christopher Semisch và Matthew D. P. Truch (Đại học Pennsylvania); Mark Halpern, Edward L. Chapin, Gaelen Marsden, Henry Ngo and Douglas Scott (Đại học British Columbia); C. Barth Netterfield, Peter G. Martin, Marco P. Viero, Donald V. Wiebe (Đại học Toronto); Enzo Pascale, Peter A. R. Ade, Matthew Griffin, Peter C. Hargrave, Philip Mauskopf, Lorenzo Moncelsi và Carole Tucker (Đại học Cardiff); James J. Bock (Phòng thí nghiệm Jet Propulsion); Gregory S. Tucker (Đại học Brown); Itziar Aretxaga và David H. Hughes (Instituto Nacional de Astrofısica Optica y Electronica, Mexico); Joshua O. Gundersen và Nicholas Thomas (Đại học Miami); Luca Olmi (Đại học Puerto Rico, Rio Piedras Campus và INAF), và Guillaume Patanchon (Laboratoire APC, Paris).
Thí nghiệm BLAST được Cơ quan hàng không và không gian quốc gia, Văn phòng chương trình vùng cực Quỹ khoa học quốc gia, Cơ quan không gian Canada, Hội đồng nghiên cứu khoa học tự nhiên Canada, và Hội đồng khoa học và công nghệ vương quốc Anh tài trợ; với sự trợ giúp từ các nguồn tin học Magnelli, WestGrid và hệ thống dữ liệu SIMBAD và NASA/IPAC, Cơ sở thiết bị khí cầu khoa học Columbia, Công ty Ken Borek Air, và những người leo núi thuộc Trạm McMurdo, Nam Cực.
Tham khảo:
Devlin et al. Over half of the far-infrared background light comes from galaxies at z greater than or equal to 1.2. Nature, 2009; 458 (7239): 737 DOI: 10.1038/nature07918
Thứ Hai, 13 tháng 4, 2009
Hypernovas: Thermonuclear Flashbulbs
What's more than 100 times brighter than a supernova? Well, it's all in how you look at it. Astrophysicist Mike Shara helps us understand that what you see depends on where you are...
Black Holes: Warping Time & Space
When a supermassive star dies, it's corpse collapses into a knot so tight not even light can escape. And this drain on the fabric of the Universe can actually warp the shape of space…and of time.
Vụ nổ sao có thể dẫn đến sụp đổ cả một lý thuyết
Một ngôi sao có độ sáng gấp cả triệu lần Mặt trời của chúng ta đã phát nổ quá sớm, và điều đó làm các nhà khoa học không thể hiểu được quá trình tiến hóa sao như họ vẫn tin vào trước đó.
Avishay Gal-Yam thuộc Viện Khoa học Weizmann ở Rehovot, Israel nói:”Điều này có thể là chúng ta đã sai cơ bản về lý thuyết phát triển những ngôi sao lớn, và như vậy những lý thuyết này cần phải được xem xét lại”.
Theo lý thuyết trên, ngôi sao đã bị nổ, với khối lượng khoảng 100 lần Mặt trời, đáng lẽ đã không đủ độ phát triển để có một nhân chứa sắt và sản phẩm thải của các phản ứng hạt nhân, được coi là điều kiện cần thiết để tạo sự sụp đổ vào lõi và từ đó kích hoạt vụ nổ supernova mà các nhà khoa học được chứng kiến.
Nghiên cứu mới bao gồm cả hình ảnh cũ để so sánh. Đó là một trong những bức ảnh tham khảo hiếm mà từ đó ngôi sao khởi phát của một vụ nổ trên đã được phát hiện.
Vụ nổ trên, còn đuợc gọ là SN2005gI, được phát hiện ở khoảng cách 215 triệu năm ánh sáng thuộc thiên hà xoắn ốc NGC 266 vào ngày 5/10/2005. Các bức ảnh do kính Hubble chụp vào năm 2007, đã bộc lộ ngôi sao ở dạng chuẩn bị nổ với độ sáng tỏa ra rất mạnh.
Ngôi sao tiền tố của vụ nổ có độ sáng tới mức có thể được liệt vào một lớp các ngôi sao được gọi là “Các Sao xanh cực sáng có độ trưng biến đổi” (Luminous Blue Variables = LBVs) bởi vì không có một loại sao nào có thể sáng như vậy – theo Gal-Yam. Khi một ngôi sao dạng LBV phát triển, nó trút bỏ nhiều phần vật chất của mình ra ngoài thông qua những cơn gió sao (tương tự gió Mặt trời). Chỉ khi tới thời điểm đó, ngôi sao khổng lồ mới tạo được một cái lõi chứa đầy sắt lớn, và sau đó phần lõi này sụp đổ và phát nổ.
Vụ nổ bất ngờ trên có thể còn gợi ý rằng những ngôi sao khác cũng có những động thái khác với cái cách mà các nhà khoa học vẫn tin vào, bao gồm cả một ngôi sao khá gần với chúng ta, đó là ngôi sao Eta Carinae, chỉ cách chúng ta có 7500 năm ánh sáng và nằm ngay trong Dải Ngân hà. Những ngôi sao cực nặng và cực sáng (cỡ 100 lần khối lượng của Mặt trời) như Eta Carinae được cho là đã bị mất hoàn toàn lớp vỏ hydrogen trước khi đạt tới điểm cuối cùng là một vụ nổ supernova.
Ảnh trên: hình ảnh vụ nổ supernova SN2005gI trong thiên hà NGC266 do kính thiên văn mặt đất Puckett Observatory chụp. Ảnh dưới bên trái: ảnh tư liệu của kính Hubble năm 1997 trong dải ánh sáng khả kiến ở vùng có vụ nổ. Vòng tròn trắng đánh dấu ngôi sao sẽ nổ. Ảnh dưói, giữa: ảnh chụp ở vùng hồng ngoại gần bởi kính Keck vào năm 2005. Ảnh dưới bên phải: ảnh chụp vùng khả kiến của kính Hubble chụp ngày 26/9/2007 cùng một vị trí. Chú ý rằng vùng sáng gần vị trí của vụ nổ có thể thấy cả ở 3 bức hình loại trừ bức mô tả ngôi sao chuẩn bị nổ (progenitor).
Mario Livio thuộc Viện Khoa học Kính Thiên văn ở Baltimore nói:” Những quan sát này cho thấy rằng có nhiều chi tiết trong hành trình tiến hóa và chết đi của những ngôi sao dạng LBV vẫn còn là một ẩn số. Chúng ta phải tiếp tục để mắt tới Eta Carinae, ngôi sao này có thể lại làm chúng ta ngạc nhiên thêm đấy”.
..
Một khả năng nữa được các nhà khoa học dự đoán là ngôi sao sinh ra SN2005gI thực ra là một cặp sao đôi, một hệ sao đôi sau đó đã hợp nhất. Khả năng này giải thích cho việc hệ sao có thể tiếp liệu cho các phản ứng hạt nhân để làm sáng ngôi sao lên một cách bất thường, làm cho ngôi sao trông sáng hơn nhưng lại có vẻ chưa đủ độ tiến hóa như tuổi thực sự của nó.
Gal-Yam nói:” Điều này cũng bỏ ngỏ một khả năng là có thể có những cơ chế khác có thể kích hoạt những vụ nổ supernova. Chúng ta có thể đã bị sai lầm môt điều gì đó khá cơ bản trong vấn đề hiểu biết tại sao những ngôi sao siêu sáng bị mất khối lượng”
Gal-Yam công bố rằng quan sát của các nhà khoa học cho thấy rằng chỉ có một phần nhỏ khối lượng của ngôi sao bị vung ra trong vụ nổ. Cũng theo Gal-Yam, hầu hết vật chất đã bị hút vào phần lõi đang sụp đổ mà có thể đã chở thành một hố đen có khối lượng xấp xỉ khoảng 10 – 15 khối lượng Mặt trời.
Thohry
Theo Space.com
Thử thách mới đối với giả thuyết về sự hình thành thiên hà !
Một nhóm nghiên cứu do một nhà thiên văn học thuộc đại học Indiana chỉ đạo mới đây đã phát hiện một số các thiên hà lớn mang các đặc điểm cho thấy chúng chỉ vừa mới được hình thành. Điều này đi ngược lại với niềm tin được chấp nhận rộng rãi rằng các thiên hà phát sáng khổng lồ (giống như thiên hà Milky Way) bắt đầu hình thành và phát triển sau vụ nổ Big Bang chẳng bao lâu, khoảng 13 tỷ năm trước.
Các nghiên cứu trong tương lai về bản chất của các thiên hà khổng lồ có thể mở ra những cánh cửa mới cho nghiên cứu về nguồn gốc và sự phát triển ban đầu của thiên hà.
John Salzer – nhà nghiên cứu chính – cho biết độ sáng của 15 thiên hà có liên quan chỉ ra rằng chúng là những hệ thống khổng lồ giống như thiên hà Milky Way. Tuy nhiên, những thiên hà này rất khác thường bởi chúng có nhiều vật chất hóa học, điều này lại cho thấy sự hình thành sao xảy ra rất ít bên trong. Lượng các nguyên tố nặng khá ít (các nguyên tố nặng hơn heli được các nhà thiên văn học gọi là kim loại) ngụ ý rằng chúng có lẽ rất trẻ và chỉ mới được hình thành gần đây.
Lượng chất hóa học trong các thiên hà cùng với những nhận định về sự phát triển của sao và sự gia tăng chất hóa học nói chung cho thấy có lẽ những thiên hà này mới chỉ được 3 đến 4 tỷ năm tuổi; do đó chúng hình thành từ 9 đến 10 tỷ năm sau vụ nổ Big Bang. Hầu hết các giả thuyết về sự hình thành thiên hà dự đoán rằng các hệ thống phát sáng khổng lồ như thế này phải hình thành từ sớm hơn nhiều.
Nếu sự kiện này được chứng minh là đúng, các thiên hà nói trên có thể cho phép các nhà thiên văn học tìm hiểu các pha trong quá trình hình thành thiên hà cùng quá trình phát triển vốn rất khó nghiên cứu bởi chúng được cho là hình thành từ giai đoạn đầu của vũ trụ và nằm cách chúng ta rất xa.
Salzer nói rằng: “Các vật thể này chính là một cánh cửa mới độc nhất vô nhị trong quá trình hình thành thiên hà, cho phép chúng ta nghiên cứu các hệ nằm khá gần đang trải qua giai đoạn phát triển tương tự như ở hầu hết các thiên hà hình thành từ rất sớm trong tiến trình lịch sử của vũ trụ”.
Hình ảnh về thiên hà Milky Way. Phát hiện mới đi ngược lại với niềm tin được chấp nhận rộng rãi rằng các thiên hà phát sáng khổng lồ (giống như thiên hà Milky Way) bắt đầu hình thành và phát triển sau vụ nổ Big Bang chẳng bao lâu, khoảng 13 tỷ năm trước. (Ảnh: NASA/JPL-Caltech)
Khám phá là kết quả khảo sát KISS tiến hành nhiều nằm đối với trên 2.400 thiên hà hình thành sao. Khảo sát được lập ra với mục tiêu thu thập dữ liệu quan sát cơ bản về các nguồn phát xạ. Phép đo quang phổ tiến hành sau đó đối với các nguồn đã mang lại khám phá về 15 hệ thống phát sáng có lượng chất hóa học thấp.
Salzer phát biểu: “Lý do chúng tôi tìm kiếm các thiên hà như thế này có liên quan đến đặc tính của phương pháp khảo sát KISS. Các thiên hà được chọn lựa thông qua vạch phát xạ mạnh của chúng, đây là cách duy nhất để phát hiện các thiên hà cụ thể này”. Những khảo sát trước đó được thực hiện bởi các nhà khoa học khác cũng đều không thể tìm ra những thiên hà khác thường nói trên”.
Trong khi giả thuyết cho rằng các thiên hà trong khảo sát khá trẻ khá mới lạ và hấp dẫn, nhưng nó có thể không phải là lời giải thích duy nhất cho chúng. Còn có một lời giải thích khác cho rằng chúng là kết quả của sự kết hợp giữa hai thiên hà nhỏ hơn chỉ vừa xảy ra mới đây. Mô hình kết hợp này có thể giải thích cho kích cỡ của vật thể, bởi kết quả của sự kết hợp lớn gấp đối có thể chính là sự giảm đi lượng kim loại do tác động pha loãng của khí chưa được xử lý cũng như sự gia tăng độ sáng mạnh nhưng ngắn gây ra bởi quá trình hình thành sao dày đặc. Tìm kiếm phương thức phân biệt hai khả năng nói trên, Salzer cùng nhóm nghiên cứu dự định đề nghị được quan sát bằng kính viễn vọng không gian Hubble (NASA), sử dụng hình thành có độ phân giải cao để xác định liệu có phải những hệ thống thiên hà lớn là kết quả của sự kết hợp hay không.
Salzer đã nhận được một phần thưởng cùng với hỗ trợ từ Quỹ khoa học quốc gia tổng cộng lên tới 1,2 triệu đôla cho khảo sát. Tham gia vào nghiên cứu đăng tải trên tờ Astrophysical Journal Letters còn có nhà thiên văn học Anna Williams thuộc Đại học Wesleyan tại Middletown, Conn., và Caryl Gronwall thuộc đại học Pennsylvania.
Salzer đang cộng tác với Đại học Indianna sau khi tạm dừng công việc của mình với vai trò giáo sư thiên văn học tại Wesleyan, ông hy vọng chính thức gia nhập đại học Indianna vào năm tới. Các tác giả cũng trân trọng sự tham gia của các thành viên nhóm khảo sát KISS bao gồm Gary Wegner, Drew Phillips, Jessica Werk, Laura Chomiuk, Kerrie McKinstry, Robin Ciardullo, Jeffrey Van Duyne và Vicki Sarajedini trong các quan sát quang phổ học mà họ tiến hành trong những năm vừa qua
Đăng ký:
Bài đăng (Atom)
