Thế nào là một đơn vị thiên văn?

Khi đương đầu với vũ trụ, con người thích diễn đạt các thứ theo những thuật ngữ quen thuộc. Khi khảo sát các ngoại hành tinh, chúng ta phân loại chúng dựa trên các tương đồng của chúng với các hành tinh thuộc Hệ Mặt Trời của chúng ta – tức là hành tinh đá, hành tinh khí khổng lồ, hành tinh cỡ Trái Đất, hành tinh cỡ Mộc tinh, cỡ Hải Vương tinh, vân vân. Và khi đo các khoảng cách thiên văn học, chúng ta thật sự làm y hệt.

Chẳng hạn, một trong những phương tiện được sử dụng nhiều nhất để đo khoảng cách trong không gian được gọi là Đơn vị Thiên văn (AU). Dựa trên khoảng cách giữa Trái Đất và Mặt Trời, đơn vị này cho phép các nhà thiên văn đặc trưng hóa khoảng cách mênh mông giữa các hành tinh thuộc Hệ Mặt Trời và Mặt Trời, và giữa các hành tinh ngoài hệ mặt trời với ngôi sao của chúng.

Định nghĩa

Theo quy ước thiên văn học hiện nay, một Đơn vị Thiên văn tương đương với 149.597.870 km (hay 92.955.807 dặm). Tuy nhiên, con số này là khoảng cách trung bình giữa Trái Đất và Mặt Trời, vì khoảng cách ấy biến thiên trong suốt chu kì quỹ đạo của Trái Đất. Nói cách khác, khoảng cách giữa Trái Đất và Mặt Trời biến thiên trong hành trình của năm.

Trong tiến trình của năm, Trái Đất đi từ chỗ cách Mặt Trời 147.095.000 km (91.401.000 dặm) tại điểm cận nhật (điểm gần Mặt Trời nhất) đến khoảng cách 152.100.000 km (94.500.000 dặm) tại điểm viễn nhật (điểm xa Mặt Trời nhất) – hay từ khoảng cách 0,983 AU đến 1,016 AU.

Lịch sử phát triển

Thí dụ được ghi chép sớm nhất của các nhà thiên văn ước tính khoảng cách giữa Trái Đất và Mặt Trời có từ thời Cổ xưa. Trong tác phẩm vào thế kỉ thứ ba trước Công nguyên, Về kích cỡ và khoảng cách của Mặt Trời và Mặt Trăng – mà người ta cho là của nhà toán học Hi Lạp Aristarchus xứ Samos – khoảng cách trên được ước tính là từ 18 đến 20 lần khoảng cách giữa Trái Đất và Mặt Trăng.

Tuy nhiên, người đương thời của ông, Archimedes, trong tác phẩm Người đếm cát vào thế kỉ thứ ba trước Công nguyên của ông, cũng khẳng định rằng Aristarchus xứ Samos ước tính khoảng cách ấy bằng 10.000 lần bán kính Trái Đất. Tùy thuộc căn cứ dữ liệu, giá trị ước tính của Aristarchus sai lệch từ khoảng 2 lần (trong trường hợp bán kính Trái Đất) đến khoảng 20 lần (khoảng cách giữa Trái Đất và Mặt Trăng).

Văn tự toán học Trung Hoa xưa nhất – một chuyên luận vào thế kỉ thứ nhất trước Công nguyên gọi là Zhoubi Suanjing – cũng có chứa một ước tính khoảng cách giữa Trái Đất và Mặt Trời. Theo chuyên luận vô danh này, khoảng cách trên có thể tính được bằng cách tiến hành các đo đạc hình học của chiều dài bóng đổ lúc giữa ngọ của một vật đặt ở một khoảng cách nhất định. Tuy nhiên, các tính toán trên được xây dựng trên quan niệm rằng Trái Đất là phẳng.

Nhà toán học và nhà thiên văn học nổi tiếng thế kỉ thứ hai Ptolemy dựa trên các phép tính lượng giác đi tới một ước tính khoảng cách tương đương 1210 lần bán kính Trái Đất. Sử dụng các bản ghi chép nguyệt thực, ông ước tính đường kính biểu kiến của Mặt Trăng, cùng với đường kính biểu kiến của cái bóng hình nón của Trái Đất quét ngang bởi Mặt Trăng trong một lần nguyệt thực.

Sử dụng thị sai của Mặt Trăng, ông còn tính được kích cỡ biểu kiến của Mặt Trời và Mặt Trăng, và kết luận rằng đường kính của Mặt Trời bằng đường kính của Mặt Trăng khi Mặt Trăng nằm tại điểm xa Trái Đất nhất. Từ đây, Ptolemy đi tới một tỉ số của khoảng cách đến Mặt Trời và Mặt Trăng xấp xỉ 19 trên 1, giống con số mà Aristarchus đã suy luận ra.

Trong hàng nghìn năm sau đó, các ước tính Ptolemy của khoảng cách Trái Đất- Mặt Trời (cùng với các quan điểm thiên văn học của ông) vẫn được lưu truyền rộng khắp trong cộng đồng châu Âu Trung cổ và Hồi giáo. Mãi cho đến thế kỉ 17 thì các nhà thiên văn mới bắt đầu xét lại và hiệu chỉnh các tính toán của ông.

Điều này xảy ra là nhờ phát minh kính thiên văn, cùng với Ba định luật Kepler của Chuyển động Hành tinh, giúp các nhà thiên văn tính được khoảng cách tương đối giữa các hành tinh và Mặt Trời với độ chính xác cao hơn. Bằng cách đo khoảng cách giữa Trái Đất và các hành tinh khác thuộc hệ mặt trời, các nhà thiên văn đã có thể tiến hành các phép đo thị sai để thu được những giá trị chính xác hơn.

Vào thế kỉ 19, các xác định tốc độ ánh sáng và hằng số quang sai của ánh sáng đã mang lại phép đo trực tiếp đầu tiên của khoảng cách Trái Đất- Mặt Trời theo km. Năm 1903, thuật ngữ “đơn vị thiên văn” được sử dụng lần đầu tiên. Và xuyên suốt thế kỉ 20, các phép đo trở nên chính xác hơn và phức tạp hơn, một phần nhờ các quan sát chính xác của các hiệu ứng của Thuyết tương đối Einstein.

Cách dùng hiện đại

Vào thập niên 1960, sự phát triển của các phép đo radar trực tiếp, đo đạc từ xa, và sự thám hiểm Hệ Mặt trời bằng các phi thuyền vũ trụ đã đưa đến những phép đo chính xác vị trí của các hành tinh nhóm trong và các vật thể khác. Năm 1976, Hiệp hội Thiên văn Quốc tế (AIU) phê chuẩn một định nghĩa mới trong Hội nghị Toàn thể Lần thứ 16. Là bộ phận của Hệ thống Hằng số Thiên văn học của họ, định nghĩa mới phát biểu như sau:

“Đơn vị thiên văn của chiều dài là độ dài (A) mà hằng số hấp dẫn Gaussian (k) nhận giá trị 0,01720209895 khi các đơn vị đo là đơn vị thiên văn của chiều dài, khối lượng và thời gian. Thứ nguyên của k² là thứ nguyên của hằng số hấp dẫn (G), tức là L³M^-1T^-2. Thuật ngữ “khoảng cách đơn vị” cũng được dùng cho độ dài A.”

Trước sự phát triển của các phép đo siêu chính xác, Ủy ban Cân Đo Quốc tế (CIPM) đã quyết định sửa đổi Hệ Đơn vị Quốc tế (SI) vào năm 1983. Để cho khớp, họ định nghĩa lại mét đo theo tốc độ ánh sáng trong chân không.

Tuy nhiên, vào năm 2012, IAU nhận thấy việc làm cân bằng thuyết tương đối làm cho phép đo AU quá phức tạp, và đã định nghĩa lại đơn vị thiên văn theo mét. Theo định nghĩa này, một AU chính xác bằng 149597870,7 km (92,955807 triệu dặm), 499 giây ánh sáng, 4,8481368.10^-3 parsec, hay 15,812507.10^-6 năm ánh sáng.

Ngày nay, AU thường được dùng để đo khoảng cách và sáng tạo các mô hình số cho Hệ Mặt trời. Nó cũng được dùng khi đo các hệ thống ngoài hệ mặt trời, tính toán phạm vi của các đám mây tiền hành tinh hay khoảng cách giữa các ngoại hành tinh và ngôi sao bố mẹ của chúng. Khi đo khoảng cách giữa các sao, AU là quá nhỏ nên không tiện. Lúc ấy, những đơn vị khác – ví dụ parsec và năm ánh sáng – được sử dụng thay thế.

Nguồn: http://360.thuvienvatly.com

Thuyết tương đối rộng tròn 100 tuổi

Viết bởi Trần Nghiêm Thứ sáu, 13 Tháng 3 2015 13:43

Lí thuyết tương đối rộng của Albert Einstein ngày càng khẳng định vị thế đàn anh của nó sau một thế kỉ trình làng.

Lí thuyết tương đối rộng, được Einstein công bố vào năm 1915, vẫn là nền tảng cho sự nhận thức của các nhà khoa học về nguồn gốc và sự tiến hóa của những phần còn lại của vũ trụ. Nó tiếp tục truyền cảm hứng cho người ta nghiên cứu một số câu hỏi cơ bản nhất chưa được trả lời trong vật lí học và trong thiên văn học.

Lí thuyết tương đối rộng “hiện nay, theo tôi, được chấp nhận rộng rãi là nền tảng cho mô tả của chúng ta của vũ trụ vĩ mô, cái chúng ta gọi là vũ trụ học; của các lỗ đen, của sao neutron và của những hiệu chỉnh nhỏ cho quỹ đạo của các hành tinh và phi thuyền vũ trụ trong hệ mặt trời của chúng ta,” phát biểu của Roger Blandford thuộc Viện Thiên văn Vật lí Hạt cơ bản và Vũ trụ học Kavli tại Đại học Stanford.

Lí thuyết tương đối rộng Einstein tiên đoán rằng các vật thể khối lượng lớn làm uốn cong không-thời gian xung quanh chúng. Phi thuyền Gravity Probe B của NASA đã tìm thấy không-thời gian xung quanh Trái đất thật sự bị uốn cong bởi hành tinh của chúng ta, và bị xoắn bởi chuyển động quay của nó. Ảnh: NASA

Bản chất của lực hấp dẫn

Thuyết tương đối rộng bổ sung thêm lực hấp dẫn cho thuyết tương đối hẹp, lí thuyết Einstein công bố vào năm 1905. Thuyết tương đối hẹp thừa nhận rằng các định luật vật lí là như nhau đối với mọi nhà quan sát không gia tốc, và rằng tốc độ ánh sáng trong chân không là bất biến, cho dù nhà quan sát hay nguồn sáng có đang chuyển động hay không.

Thuyết tương đối hẹp thiết lập mối liên hệ giữa năng lượng và khối lượng, với phương trình nổi tiếng nhất trong lịch sử: E = mc² (“E” là năng lượng; “m” là khối lượng, và “c” là tốc độ ánh sáng trong chân không – khoảng 1,08 tỉ km/h). Lí thuyết này cũng thống nhất không gian và thời gian thành một “không-thời gian” bốn chiều.

Thuyết tương đối rộng mở rộng quan điểm thứ hai này, giải thích rằng vật chất làm uốn cong không-thời gian, giống hệt như một quả bóng bowling đặt trên một tấm bạt làm cong oằn tấm bạt vậy. Nhận thức sâu sắc này không đến với Albert Einstein một cách dễ dàng gì; ông có cách làm việc riêng của ông, sau hơn một thập niên suy nghĩ không ngừng và làm việc cật lực.

“Ông phải đi lại từng bước chân của mình. Ông đề xuất những thứ sau đó ông rút lại. Nhưng ông vẫn tiếp tục bước tới,” Blandford nói. “Ông được chỉ dẫn không phải bởi những quan niệm toán học hay kĩ thuật toán học. Ông được chỉ dẫn trước tiên và trước hết bởi trực giác vật lí: rằng trực giác vật lí hết sức mạnh mẽ mà ông tích góp trong quá khứ không khiến ông dừng lại ở đây.”

Thuyết tương đối rộng mô tả lực hấp dẫn không phải là một lực bẩm sinh tác dụng lên các vật mà là hệ quả của sự cong của không-thời gian. (Hãy tưởng tượng một hòn bi lăn xuống đường dốc tạo ra bởi quả bóng bowling trên tấm bạt.)

Đó là một quan niệm triệt để, đầy uy lực – và nó đã trụ vững một thế kỉ nay, Blandford viết trong một bài bình luận đăng trên tạp chí Science, số trực tuyến ngày 5/3/2015.

Xác nhận từ nhiều phần tư thế kỉ

Thuyết tương đối rộng dự đoán rằng ánh sáng sẽ đi theo một quỹ đạo cong xung quanh một vật thể khối lượng lớn như một đám thiên hà, nó làm uốn cong đáng kể kết cấu của không-thời gian.

Dự đoán này đã được người ta quan sát thấy; các nhà thiên văn thường sử dụng hiệu ứng “thấu kính hấp dẫn” đó để nghiên cứu các nguồn sáng ở xa. Thật vậy, ở cấp độ thấp hơn một chút, hiện tượng trên còn giúp các nhà săn lùng hành tinh tìm kiếm các thế giới ngoài hệ mặt trời của chúng ta. (Các hành tinh ngoài hệ mặt trời thỉnh thoảng được phát hiện bằng cách nghiên cứu hệ sao của chúng làm bẻ cong ánh sáng từ các vật thể phông nền như thế nào.)

Các dị thường trong quỹ đạo của Kim tinh xung quanh mặt trời cũng là bằng chứng cho thuyết tương đối rộng.

“Nó giải thích sự tiến động dị thường của điểm cận nhật của Kim tinh, hay chuyển động quay của đường nối giữa mặt trời và điểm mà hành tinh này ở gần mặt trời nhất,” Blandford viết trong một bài báo trên tạp chí Science. “Einstein đã sử dụng thuyết tương đối rộng giải thích chừng 10% dị biệt trong sự tiến động đó là do lực hút hấp dẫn của những hành tinh khác, chừng 43% giây cung trên mỗi thế kỉ. Độ chuẩn xác ngày nay là hơn 10 ^{– 4}.”

Những loại bằng chứng quan sát khác cũng giúp củng cố nền tảng cho thuyết tương đối rộng, Blandford nói.

“Chúng ta đã kiểm tra nó theo nhiều, nhiều cách khác nhau,” ông nói. “Tôi cho là có thể nói chắc rằng không có phép đo hay quan sát đáng tin cậy nào khiến người ta nghi ngờ [thuyết tương đối rộng] trong tầm áp dụng của nó.”

Một vũ trụ tối

Thuyết tương đối rộng cũng hàm ý rằng phần lớn vũ trụ mênh mông được cấu tạo bởi loại vật chất mà con người không thể phát hiện trực tiếp hay (tại thời điểm này) thậm chí hiểu được, David Spergel thuộc Đại học Princeton viết trong một bài bình luận trên tạp chí Science, cùng số ra đã nêu.

Nghiên cứu tỉ mỉ chuyển động của vật chất và ánh sáng trong khắp vũ trụ cho thấy chỉ riêng vật chất “bình thường” không thể giải thích được kết cấu cong của không-thời gian, Spergel lưu ý. Thật vậy, các quan sát cho biết chỉ 5% vũ trụ là vật chất nguyên tử quen thuộc, trong khi 25% là vật chất tối và khoảng 70 là năng lượng tối.

Vật chất tối không hấp thụ cũng không phát xạ ánh sáng, sự tồn tại của nó chỉ được lần ra qua các tác dụng hấp dẫn của nó. Trong khi đó, năng lượng tối là một lực bí ẩn đi cùng với không gian trống rỗng và được cho là nguyên nhân gây ra sự dãn nở tăng tốc của vũ trụ.

Năm 1917, Einstein đã đưa một số hạng gọi là “hằng số vũ trụ học” vào thuyết tương đối rộng, là một lực đẩy sẽ đối trọng với lực hấp dẫn và thu được một vũ trụ tĩnh (đó là quan điểm thống lĩnh về bản chất vũ trụ lúc ấy). Sau khi các quan sát nổi tiếng năm 1929 của nhà thiên văn học Edwin Hubble cho thấy vũ trụ thật sự đang tăng tốc, Einstein đã rút lại hằng số vũ trụ học, xem nó là “sai lầm lớn nhất” của đời ông.

Nhưng hằng số đó có giá trị tiên tri đến mức các nhà thiên văn học hiện nay đang tóm lấy nó cho bản chất của năng lượng tối.

“Tại sao vũ trụ lại đang tăng tốc? Khả năng được nghiên cứu nhiều nhất là hằng số vũ trụ học (hay tương đương, năng lượng chân không của không gian trống rỗng) đang chi phối gia tốc vũ trụ,” Spergel viết trong bài báo Science. “Một khả năng khác là có một trường vô hướng đang tiến hóa lấp đầy không gian (giống như trường Higgs hay trường lạm phát chi phối sự dãn nở nhanh lúc đầu của vũ trụ). Cả hai khả năng này mắc kẹt trong ‘năng lượng tối’.

“Bởi vì toàn bộ bằng chứng cho năng lượng tối sử dụng các phương trình của thuyết tương đối rộng để lí giải các quan sát của chúng ta về sự dãn nở và tiến hóa của vũ trụ, cho nên một kết luận khác là cần có một lí thuyết mới của lực hấp dẫn để giải thích các quan sát đó,” ông bổ sung thêm. “Khả năng là gồm các lí thuyết hấp dẫn cải tiến với các chiều bổ sung.”

Tương lai phía trước

Thuyết tương đối rộng sẽ tiếp tục định hình các nỗ lực của các nhà vật lí học, nhà vũ trụ học và nhà thiên văn học cho đến tương lai xa, Blandford nói.

Chẳng hạn, các nhà nghiên cứu sẽ tiếp tục sử dụng lí thuyết này để hiểu rõ hơn các lỗ đen, các sao neutron cùng các thiên thể và hiện tượng khác. Các nhà khoa học cũng sẽ tiếp tục khảo sát bản chất của năng lượng tối và vật chất tối, trong một nỗ lực nhằm tìm hiểu vũ trụ ở những thang bậc vĩ mô nhất.

Cuối cùng, và có lẽ là cái hào hứng nhất, các nhà nghiên cứu sẽ tiếp tục cố gắng thống nhất thuyết tương đối rộng với cơ học lượng tử, để se duyên thế giới của cái rất lớn với thế giới của cái rất nhỏ. “Lí thuyết của tất cả” mà người ta trông mong này đã lãng tránh các nhà vật lí từ trước đến nay, nhưng Blandford cho rằng người ta có thể đạt tới nó.

“Có nhiều quan điểm hấp dẫn ở ngoài kia,” ông nói. “Tôi là người lạc quan và tôi hi vọng các đồng nghiệp của tôi có thể giải quyết được vấn đề này.”

Nguồn: Mike Wall - Space.com

http://360.thuvienvatly.com

Khảo sát chất keo dính lực mạnh

Khoảng 98% khối lượng nhìn thấy được trong vũ trụ của chúng ta chủ yếu là do chất keo dính lực hạt nhân mạnh tạo ra.

Đối với đa số chúng ta, keo dán là một chất kết dính đơn giản dùng để làm dính các vật lại với nhau. Nhưng trong trái tim của vật chất, keo dán còn có một vai trò lớn hơn, tích cực hơn so với chất dịch trong veo làm mì ống dính vào giấy.

Nhìn gần vào tâm của nguyên tử, đầu tiên người ta bắt gặp một vùng đậm đặc gồm các proton và neutron. Phóng to hình ảnh lên chút nữa, người ta tìm thấy những proton và neutron này được cấu tạo từ những hạt còn nhỏ hơn nữa, các quark, kết dính với nhau bởi những hạt gọi là gluon. Trường của gluon này kết hợp các quark với nhau vì các quark trao đổi gluon qua lại.

Gluon còn tạo ra khối lượng. Ví dụ, ở proton, chỉ riêng các quark gây ra chưa tới 1% khối lượng tổng cộng. Các nhà vật lí phỏng đoán phần còn lại phải có gốc gác từ trường gluon xung quanh các quark trong proton.

Chất keo dính vạn vật này là hiện thân của lực mạnh – một trong bốn lực cơ bản đã biết trong vũ trụ của chúng ta, cùng với lực hấp dẫn, lực điện từ và lực yếu. Trong số bốn lực, lực mạnh là phức tạp nhất và có lẽ được người ta hiểu ít nhất.

Trước khi các nhà khoa học có thể có được kiến thức đầy đủ về vật chất nhìn thấy trong vũ trụ của chúng ta – vật chất tạo nên 7 tỉ con người trên Trái đất, các ngôi sao trên bầu trời và mặt đất dưới chân chúng ta – họ sẽ cần hiểu thấu đáo chất keo dính vạn vật liên quan đến lực mạnh. Một thí nghiệm mới tại Phòng thí nghiệm Jefferson ở Mĩ đang tìm cách làm công việc đó.

Vật chất và chất keo dính

Ngoài việc giải thích khối lượng tương đối lớn của proton, việc hiểu rõ lực mạnh sẽ giúp trả lời một số bí ẩn khác trong lĩnh vực vật lí hạt cơ bản.

Ví dụ, spin của proton không thể được lí giải bởi riêng những quark cấu thành của nó, chúng đóng góp chưa tới một phần ba của giá trị sau cùng. Tính chất này và những tính chất khác dường như xuất phát từ những thành phần phi quark của proton: chất liệu xuất hiện từ chất keo dính.

Chất liệu này được mô tả bởi lí thuyết sắc động lực học lượng tử (QCD), đó là lí thuyết toán học mô tả lực mạnh. QCD lập biểu đồ tương tác quark (và gluon), giải thích thực tế các quark và gluon không phải là những viên gạch cấu trúc kiểu như gạch và vữa mà thay vậy chúng linh động và mang tính động lực học.

Trong QCD, proton được cấu tạo bởi một biển sôi sục gồm các quark và chất keo dính. Các quark bị vây quanh bởi năng lượng của lực mạnh. Trường năng lượng này sôi và sủi bọt thành các gluon, cùng với vật chất ở dạng quark phù du, chúng hình thành và biến mất gần như tức thời vào chất keo dính. Ngày nay, phần lớn người ta cho rằng biển quark-gluon đó làm cho các tính chất của proton không thể giải thích bởi riêng các quark.

Ngoài ra, lực mạnh quá mạnh nên nó không cho phép một quark độc thân tự tồn tại. Khi các nhà khoa học muốn đánh bật một quark độc thân ra khỏi những quark khác một khoảng cách nhỏ bằng bề rộng của một hạt proton, họ phải chiến thắng 18 tấn lực mạnh kết nối quark đó với các láng giềng của nó. Giải phóng quark tự do còn khó khăn hơn, nhưng lực mạnh vẫn không cho phép quark tự do, thay vậy nó tạo ra một đối hạt cho quark khi nó trôi giạt ra xa. Sự bất lực giải phóng quark tự do này được gọi là sự cầm tù, và nó là một bí ẩn lớn của lực mạnh.

“Các quark không bao giờ tự do,” phát biểu của nhà vật lí lí thuyết Jozef Dudek tại trường Đại học Old Dominion và Phòng thí nghiệm Jefferson. “Và vấn đề là chúng ta không hiểu chính xác, trong QCD, tại sao lại như thế. Chúng ta thật sự không thể chứng minh tại sao lại như thế. Vì thế có hai cách tiếp cận vấn đề.”

“Một là tiếp tục nghiên cứu lí thuyết, tất nhiên rồi. Hướng khác là: Liệu có cái gì chúng ta có thể làm bằng thực nghiệm có thể cung cấp cho chúng ta một gợi ý xem QCD hạn chế ra sao?”

Với hi vọng trả lời được câu hỏi đó, các nhà khoa học đã hướng sang các thí nghiệm được tiến hành với các máy gia tốc hạt.

Hướng vào tâm của vật chất

Các thí nghiệm tiến hành với máy gia tốc mang đến phần lớn kiến thức của chúng ta về QCD. Các máy gia tốc cung cấp cho các nhà khoa học phương tiện có sức mạnh lớn, cho phép khảo sát cấu trúc của một hạt, xé toạc vật chất bình thường để tạo ra các hạt và các trạng thái hiếm của vật chất. Những thí nghiệm như thế cho biết các quark bên trong proton và neutron, làm sáng tỏ những hạt gốc-quark khác, cho phép nhìn thoáng qua những lực tiết chế những hạt đó, tạo ra những trạng thái của vật chất không được nhìn thấy trong vũ trụ kể từ sau Vụ Nổ Lớn (Big Bang), và mới đây, ở cỗ máy giàu năng lượng nhất đang hoạt động hiện nay, Máy Va chạm Hadron Lớn, đã chạm tới boson Higgs.

Nhưng không phải chỉ có sức mạnh vô địch mới có thể làm lộ ra trái tim của vật chất: Các máy gia tốc năng lượng thấp hơn, nhưng độ rọi cao hơn – các máy gia tốc cung cấp tốc độ cao va chạm hạt để nghiên cứu – cũng có thể mang lại hướng khảo sát các hạt và các lực định hình nên vũ trụ của chúng ta.

Những công cụ mới để khảo sát chất keo dính

Thiết bị Máy gia tốc Chùm Electron Liên tục của Phòng thí nghiệm Jefferson lâu nay nổi tiếng với những nghiên cứu chính xác của nó. Một đợt nâng cấp hiện đang triển khai nhằm mở rộng độ chính xác của máy gia tốc này lên những năng lượng cao hơn.

Đợt nâng cấp sẽ tăng gấp đôi năng lượng hoạt động cực đại của chùm electron của nó từ 6 tỉ lên 12 tỉ electron-volt (eV), tức là giảm một nửa bước sóng khảo sát. Năng lượng này sẽ tăng gấp đôi tầm với của thiết bị vào trái tim của vật chất mà không làm ảnh hưởng đến độ rọi cao và độ chính xác thống kê lớn của nó.

Để khảo sát chất keo dính lực mạnh, các nhà khoa học sẽ bắn các electron năng lượng cao vào một miếng kim cương mỏng cỡ bằng một phần năm bề dày của một sợi tóc người. Một số electron sẽ bị lệch hướng bởi cấu trúc tinh thể của kim cương, làm phát ra tia gamma đi xuyên qua chiều dài bằng sân bóng vào Phòng D mới xây tại Phòng thí nghiệm Jefferson. Tại đó, chúng sẽ đi qua một cái lỗ bằng một hạt gạo và lao vào bia: một ống thủy tinh chứa đầy hydrogen.

“Photon tương tác với một quark nào đó bên trong một proton trong hydrogen. Nó va rất mạnh và khi đó, hiểu theo nghĩa nào đó, hạt quark bị đánh bật ra khỏi proton, nhưng nó không thật sự bị đánh bật ra khỏi proton, bởi vì lực giam cầm,” phát biểu của giáo sư Curtis Meyer, phát ngôn viên của một thí nghiệm mới ở Phòng D gọi là GlueX. “Vì thế nó kích thích tạo ra một cặp quark-phản quark.”

Đội GlueX sẽ tìm kiếm những cặp quark-phản quark khác lạ liên kết với nhau bởi một loại chất keo dính biến tính.

“Trong khuôn khổ QCD, có một con số cho anh biết các quark kết hợp với gluon mạnh bao nhiêu, và các gluon dính vào nhau với độ lớn ngang như vậy,” Dudek giải thích.

Bằng cách tìm kiếm những cặp quark-phản quark trong đó trường gluon bị kích thích theo một kiểu nào đó – chúng làm cái gì đó thay vì thụ động kết dính các quark lại với nhau – nhóm hợp tác GlueX hi vọng tìm thấy cái gì đó mới mẻ về tác dụng của các gluon.

“Toàn bộ ý tưởng là về cơ bản anh tạo ra một phổ hạt trong đó anh đã kích thích chất keo dính liên kết chúng với nhau,” Meyer nói. “Vì thế nó cung cấp cho anh thông tin về trường liên kết những quark và phản quark này với nhau.”

Liên kết lại với nhau

Từ xấp xỉ 20.000 sự kiện khả dĩ mỗi giây, thí nghiệm GlueX sẽ ghi khoảng 2 gigabyte dữ liệu. Đội thực nghiệm sẽ khai thác cơ sở dữ liệu tích lũy này tìm kiếm những cặp quark-phản quark liên kết bởi những trường gluon khác lạ. Các nhà nghiên cứu sẽ đo khối lượng của các hạt, vì khối lượng liên hệ với năng lượng dự trữ trong chất keo dính kích thích.

“Nhóm hợp tác GlueX đang hồi hộp chờ đợi sự khởi động của nền vật lí mới sau hai năm nữa,” Meyer nói. “Con đường khoa học với GlueX đã bước vào giai đoạn cuối của nó, vì việc xây dựng thí nghiệm đã bước sang giai đoạn lắp đặt và trang bị. Thí nghiệm này thu hút số lượng nghiên cứu sinh đông đảo và sự tăng tương ứng các trao đổi khoa học mà chúng tôi sẽ làm, và cách chúng tôi sẽ làm.”

Tóm lại, thời gian hào hứng đang ở trước mắt. Các nhà nghiên cứu hiện đang lắp ráp trang thiết bị cần thiết để tiến hành thí nghiệm chi tiết này. Những dữ liệu đầu tiên sẽ bắt đầu tuôn dòng vào năm 2015.

Nguồn: Kandice Carter (Symmetry Magazine)

 "Nguồn Thuvienvatly.com" 

8 nơi lạ lùng nhất trong hệ mặt trời

Quay ngược

Tất cả các hành tinh trong hệ mặt trời đều quay cùng chiều với hướng mặt trời quay – ngược chiều kim đồng hồ, đối với nhà quan sát ở trên bán cầu bắc của Trái đất. Tương tự như vậy, tất cả các vệ tinh lớn trong hệ mặt trời đều quay theo những quỹ đạo cùng hướng xung quanh hành tinh chủ tương ứng của chúng, tuân theo hướng chuyển động quay hành tinh, với một ngoại lệ: đó là Triton. Vệ tinh lớn nhất của Hải Vương tinh có quỹ đạo quay ngược: nó chuyển động ngược chiều với hướng quay của hành tinh khí khổng lồ này. Một số nhà nghiên cứu cho rằng Triton có lẽ đã không chào đời tại Hải Vương tinh, mà thay vào đó nó có thể là tàn dư của một hệ đôi hành tinh lùn bị bắt giữ bởi lực hấp dẫn của Hải Vương tinh, tống khứ thành phần còn lại kia của hệ đôi Triton ra xa trong quá trình đó. Ảnh chụp Hải Vương tinh cùng Triton ở trên là từ phi thuyền Voyager 2, phi thuyền đã đi qua hệ Hải Vương tinh vào năm 1989.

Sức mạnh khủng khiếp

Quái vật bụi sao Hỏa rất xứng với danh hiệu “máy hút chân không mạnh nhất trong hệ mặt trời” trong quyển sách mới của David Baker và Todd Ratcliff – 50 nơi lạ lùng nhất trong hệ mặt trời của chúng ta.  Nhờ áp suất thấp và lực hấp dẫn bề mặt trên sao Hỏa, những xoáy bụi vút lên cao hơn nhiều so với tornado trên mặt đất chúng ta – chúng có thể đạt tới độ cao của đỉnh Everest với những cơn cuồng phong vượt quá tốc độ 300 km/h, theo Baker và Ratcliff.

Lớp vỏ đang co lại

Thủy tinh, hành tinh trong cùng nhất, bị bao phủ bởi những diện mạo địa chất gọi là các vách thùy, một dạng đặc điểm kiểu bậc thang do sự nén ép tạo ra. Một vách cong có thể nhìn thấy ở chính giữa bức ảnh chụp trên. Sự phân bố toàn cầu của chúng trên Thủy tinh gợi ý rằng toàn bộ hành tinh này đã và đang co lại, có lẽ đến 6 km đường kính trong quãng đời của nó, khi nhân của nó nguội đi – và quá trình trên có thể vẫn đang tiếp diễn. Những quan sát mới đây cho biết mặt trăng của Trái đất có lẽ đã co lại qua một cơ chế tương tự cách đây một thời gian tương đối ngắn, nhưng ở cấp độ nhỏ hơn nhiều.

Thích nhào lộn

Hyperion, một trong nhiều vệ tinh của sao Thổ, là một vật thể hình thù kì dị như tổ ong với mật độ quá thấp – khoảng một nửa mật độ của nước – nên nó phải hết sức xốp, về cơ bản là một cái bọt biển dài 400 km mà thôi. Và không giống như các vật thể lớn trong hệ mặt trời có chu kì quay rõ ràng, thí dụ như Trái đất có chu kì quay là 24 giờ, chuyển động quay của Hyperion là mang tính hỗn độn. Nếu ai đó sống trên vệ tinh hình quả bóng hay nhào lộn này, thì việc lập kế hoạch tuần sẽ hết sức khó khăn – vì chiều dài mỗi ngày Hyperion biến đổi thất thường.

Nơi hôi thối nhất hệ mặt trời

Theo quyển sách của Baker và Ratcliff, Io rất xứng với danh hiệu “nơi hôi thối nhất trong hệ mặt trời”. Vệ tinh lớn thứ ba của Mộc tinh này đối với chúng ta sẽ ngửi có mùi trứng thối, do các núi lửa đang hoạt động của nó – mang lại hàm lượng sulfur cao. Kết quả là bề mặt băng giá của vệ tinh trên và khí quyển của nó giàu chất sulfur dioxide mùi hăng cay cũng như hydrogen sulfide, chất mang lại mùi đặc trưng khó ngửi.

Những cơn mưa methane

Bạn cần một hầm trú ẩn ư? Titan không phải là nơi thích hợp nhất đâu. Nó là vệ tinh quay xung quanh Thổ tinh, nhưng có quá nhiều nhiên liệu hydrocarbon, khiến vệ tinh sao Thổ này rất xứng với danh hiệu “bể nhiên liệu tốt nhất”. Titan có chu trình hydrocarbon na ná như chu trình nước của Trái đất, kết thúc với những cơn mưa methane, sương hydrocarbon và những hồ methane và ethane lỏng lỗ chỗ trên bề mặt, thí dụ như các hồ trong bức ảnh trên do phi thuyền Cassini chụp.

Núi khổng lồ

Đỉnh Everset có là là ngọn núi cao nhất – và là đỉnh cao danh vọng nhất – trên Trái đất, nhưng ở độ cao 8850 mét, nó chẳng có chút gì là đỉnh núi cao nhất trong hệ mặt trời. Vinh quang đó thuộc về ngọn Olympus trên sao Hỏa, một ngọn núi đường kính hơn 600 km (cỡ bằng bang Arizona của Mĩ) và tính đến đỉnh nó cao 27 km, cao gần ba lần đỉnh Everest.

Lắp khít vừa vặn

Nhật thực toàn phần là một sự kiện hiếm gặp trên Trái đất, nhưng nó còn hiếm hơn nữa trong ngữ cảnh quy mô hệ mặt trời. Chỉ ở trên Trái đất thì sự phối hợp giữa kích thước, hình dạng và khoảng cách của mặt trăng và mặt trời mới cho phép một vật thể (mặt trăng) chặn hết ánh sáng của vật thể kia (mặt trời) hầu như khít hoàn toàn. Thực tế đó còn bất ngờ hơn khi biết rằng Trái đất chỉ có mỗi một mặt trăng. Mộc tinh và Thổ tinh cso hệ thống vệ tinh nhiều hàng tá, nhưng đa phần vệ tinh của chúng nhìn từ chúng chỉ che đi một phần của mặt trời, về cơ bản là mang lại nhật thực một phần. Ở Thiên Vương tinh và Hải Vương tinh xa xôi hơn, vấn đề thường xảy ra ngược lại – các vệ tinh chặn hết toàn bộ mặt trời và sau đó là một phần. Hai trong số các vệ tinh của Thổ tinh, Prometheus và Pandora, có kích thước và khoảng cách gần như thích hợp để mang lại một nhật thực toàn phần, nhưng cả hai vật thể thuôn dài này không lắp khít với hình dạng của mặt trời.

http://360.thuvienvatly.com/

7 điều thiết yếu người công dân vũ trụ nên biết

Năm phần sáu của vũ trụ hiện vẫn đang còn thiếu. Phát biểu như thế viết ra thật lạ, nhưng tôi dám chắc người đọc còn cảm thấy lạ hơn. Biết rằng vũ trụ mênh mông và con người chỉ mới thám hiểm một phần hết sức nhỏ bé của nó, làm thế nào chúng ta biết chắc chắn rằng có cái gì đó còn chưa đủ? Khẳng định như thế nghe rất ngạo mạn, chứ không hề ảo tưởng.

Tuy nhiên, cho đến nay, các nhà khoa học đã kết luận gần như chắc chắn rằng phần lớn vật chất trong vũ trụ bao gồm vật chất tối, một chất liệu vừa thực chất không nhìn thấy và khác căn bản về thành phần với các nguyên tử quen thuộc cấu tạo nên các sao và hành tinh. Trước muôn vàn khó khăn, các nhà nghiên cứu như Samuel Ting ở MIT còn tiến tới chỉ rõ vật chất tối là cái gì, khi bằng chứng giật tít các trang báo hồi tuần trước [bài báo này đăng ngày 08/4/2013 – ND]. Đã đến lúc để nói lên thực tại mới về vị thế của chúng ta trong vũ trụ. Dưới đây là 7 điều thiết yếu mà mỗi công dân của vũ trụ nên biết.

1. Vật chất tối là có thật. Bằng chứng cho vật chất tối xuất hiện trong một bài báo công bố bởi nhà thiên văn học người Thụy Sĩ Fritz Zwicky  vào năm 1933 – chưa tới một thập niên sau khi Edwin Hubble chứng minh rõ ràng sự tồn tại của những thiên hà khác. Zwicky lưu ý rằng các thiên hà trong các đám thiên hà đang chuyển động nhanh đến mức các đám thiên sẽ bay ra xa nhau, tuy nhiên các đám thiên hà vẫn không thay đổi gì. Ông kết luận rằng phải có một chất liệu gì đó (vật chất tối) phân bố trong các đám thiên hà, cung cấp lực hút hấp dẫn bổ sung để giữ vạn vật lại với nhau. Lúc ấy, đa số đồng nghiệp của Zwicky xem bằng chứng đó là quá suy đoán, và quan điểm quá xa lạ, để mà tin tưởng. Vào thập niên 1970, nhà thiên văn học người Mĩ Vera Rubin đã tẩy não của họ với loại quan sát giống như vậy được tiến hành chi tiết hơn nhiều. Bà tìm thấy rằng các thiên hà quay có hệ thống nhanh đến mức chúng sẽ bay ra xa nhau trừ khi được giữ lại bởi vật chất tối – hay trừ khi kiến thức của chúng ta về lực hấp dẫn là sai. Gần đây hơn, các nhà thiên văn vật lí đã cho chạy những chương tình mô phỏng tinh vi trên máy tính của sự hình thành thiên hà. Những mô hình này ăn khớp tuyệt vời với cấu trúc quan sát được của vũ trụ, nhưng chỉ khi họ bao gộp cả vật chất tối vào trong các phương trình.

Có hai hướng bằng chứng khác ủng hộ mạnh cho vật chất tối. Một đến từ các quan sát sự hội tụ do hấp dẫn, sự bẻ cong ánh sáng do lực hấp dẫn. Các nhà thiên văn có thể lập bản đồ thô của sự phân bố vật chất trong các đám thiên hà bằng cách quan sát cách chúng làm biến dạng ánh sáng của những thiên hà ở xa hơn. Những bản đồ này không những xác nhận sự có mặt của những lượng lớn vật chất tối, mà chúng còn cho thấy vật chất tối chuyển động độc lập với chất khí nóng trong đám thiên hà, cái mà những lí thuyết thay thế của lực hấp dẫn không dễ dàng gì giải thích được. Một hướng bằng chứng nữa, hoàn toàn độc lập, đến từ các nghiên cứu bức xạ nền vi sóng vũ trụ, bức xạ tàn dư từ thời Big Bang. Sự phân bố của bức xạ đó trên bầu trời rất nhạy với thành phần chính xác của vũ trụ sơ khai. Hình ảnh phân bố quan sát được cho phép thực hiện một phép đo rất chính xác của thành phần của chúng ta, như tôi từng mô tả trước đây, trong đó vật chất tối nặng gấp vật chất nhìn thấy theo tỉ số 5,5 : 1. Cả ba loại quan sát không những thể hiện bằng chứng của vật chất tối, mà chúng còn cho biết lượng vật chất bằng nhau. Đó là cái hết sức thuyết phục.

2. Vật chất tối thỉnh thoảng có thể nhìn thấy được. Nghe có vẻ như mâu thuẫn với toàn bộ những gì tôi vừa nói, nhưng tôi sẽ giải thích. Vật chất tối có vẻ không tương tác với ánh sáng hay bất kì dạng nào khác của bức xạ điện từ (vô tuyến, tia X, vân vân), nhưng có lẽ nó có thể tương tác với chính nó. Một trong những lí thuyết hàng đầu của vật chất tối cho rằng nó gồm những hạt sơ cấp gọi tắt là WIMP (hạt nặng tương tác yếu) có thể hủy lẫn nhau nếu chúng va vào nhau. Trong không gian vũ trụ mênh mông, các hạt không va chạm thường xuyên lắm nhưng thi thoảng chắc hẳn sẽ xảy ra va chạm. Nếu hai hạt WIMP hủy lẫn nhau, chúng có thể tạo ra bức xạ nhìn thấy được ở dạng tia gamma; hoặc chúng có thể giải phóng những loại hạt quen thuộc hơn, ví dụ như các electron và đối hạt phản vật chất của chúng, positron.

Thật vậy, hai thí nghiệm trên không gian vũ trụ hiện đang tìm kiếm cả hai tín hiệu, và đều tìm thấy một số dấu hiệu hấp dẫn của cái gì đó lạ lẫm đang diễn ra trong không gian sâu thẳm. Kính thiên văn vũ trụ tia gamma Fermi của NASA đã thu được một lóe sáng cực kì mờ nhạt nhưng khác lạ của tia gamma có một năng lượng rất đặc trưng: 130 giga-electron volt (GeV), hay khoảng 60 tỉ lần năng lượng của ánh sáng nhìn thấy. Tín hiệu trông rất giống với sự phân hủy của một hạt vật chất tối, nhưng Christoph Weniger thuộc Viện Vật lí Max Planck cảnh giác rằng bằng chứng hiện nay có thể còn mơ hồ. Những gợi ý khác của vật chất tối đến từ Samuel Ting và thí nghiệm Từ Phổ kế Alpha, AMS, trị giá 2 tỉ USD trên Trạm Vũ trụ Quốc tế. Đó chính là thí nghiệm đã gây đình đám hồi tuần trước. AMS đang thu được một sự dư thừa chút ít positron đến từ mọi hướng của bầu trời, cái một lần nữa khớp với sự có mặt của vật chất tối nhưng chưa hoàn toàn thuyết phục. Vẫn chờ có thêm nhiều kết quả nữa; Ting cho biết sẽ mất thêm “vài ba năm nữa” mới có đủ dữ liệu để kết luận chắc chắn.

3. Vật chất tối có thể hiện thân trên Trái đất này. Trên lí thuyết, mọi lúc chúng ta đang bơi trong vật chất tối. Vì vật chất tối thụ động như thế, nên phần lớn thời gian nó lướt qua và không ai trên mặt đất này có cảm nhận gì về nó. Nhưng bắt đầu vào thập niên 1990, một số nhà vật lí táo bạo (hay điên rồ, tùy theo quan điểm của bạn) đã quyết định thử dò tìm các hạt vật chất tối khi chúng đi qua. Quan điểm là vào những dịp rất hiếm, một hạt vật chất tối có thể va chạm với một nguyên tử vật chất bình thường, gây cho nó một cú hích. Có hích đó có khả năng phát hiện được dưới dạng một tín hiệu nhiệt: một liều nhiệt hết sức nhỏ. Một vài thí nghiệm theo xu hướng này đã khẳng định những dấu hiệu trêu ngươi của các tín hiệu vật chất tối. Những kết quả nổi tiếng nhất đến từ detector có tên gọi là là DAMA, viết tắt cho DArk MAtter. Tuy nhiên, ngoài những người tin tưởng tuyệt đối, chẳng ai xem những kết quả này là có sức thuyết phục. Một thí nghiệm mới gọi là LUX sẽ làm sáng tỏ tình huống này. “Độ nhạy (của nó) tốt hơn nhiều so với các thí nghiệm dò tìm trực tiếp trước đây,” phát biểu của nhà nghiên cứu chính của thí nghiệm LUX, Richard Gaitskell thuộc trường Đại học Brown. Vào lúc LUX hoàn tất đợt chạy trọn vẹn đầu tiên của nó vào năm 2015, Richard hi vọng nó sẽ là “một thí nghiệm rất rõ ràng”.

4. Chúng ta có thể tạo ra vật chất tối của riêng mình. Đó là một trong những mục tiêu lớn dành cho Máy Va chạm Hadron Lớn (LHC) nhiều tham vọng tại CERN: sản xuất vật chất tối trong phòng thí nghiệm để các nhà khoa học có thể nghiên cứu nó. Cơ sở cốt lõi của LHC là cho các hạt lao vào nhau để chúng không còn biểu hiện sự bình lặng và yên ả của vật lí học hàng ngày nữa. Về căn bản, những lượng năng lượng khổng lồ tạo ra tại LHC có thể tự phát chuyển hóa thành những hạt đa dạng (khối lượng và năng lượng là tương đương nhau – bạn còn nhớ công thức e = mc² chứ?). Đó là cách các nhà vật lí tại LHC (có lẽ) đã tìm thấy boson Higgs. Nếu các hạt WIMP có cùng cỡ khối lượng như các nhà lí thuyết dự đoán, thì LHC cũng sẽ tạo ra chúng. Những hạt vật chất tối như thế sẽ khó lần ra do bản chất hay lảng tránh của chúng. Chúng có xu hướng bay ngay ra khỏi detector, không nhìn thấy được, và vì thế thoạt trông sẽ biểu hiện sự thiếu hụt năng lượng trong các phản ứng LHC: Thêm một cái bóng để rượt đuổi. Tuy nhiên, nếu các hạt WIMP thật sự có mặt ở đó, thì các nhà nghiên cứu dày dạn kinh nghiệm và các máy vi tính khổng lồ sục sạo dữ liệu thu từ LHC sẽ có thể tìm thấy chúng khi cỗ máy va chạm khởi động trở lại vào năm 2015.

5. Vật chất tối là cái hoàn toàn khác với năng lượng tối. Vào năm 1998, hai đội vũ trụ học cạnh tranh nhau đều phát hiện ra sự giãn nở của vũ trụ đang tăng tốc. Lực gây ra sự giãn nở vũ trụ ngày nay được gọi là “năng lượng tối”, một thuật ngữ do Michael Turner tại trường Đại học Chicago đặt ra để đối ứng với vật chất tối (và thỉnh thoảng bị nhầm lẫn). Cả hai đều tối theo nghĩa là chúng không nhìn thấy được, và cả hai đều tối theo nghĩa là chúng bí ẩn. Nhưng vật chất tối có vẻ như gồm một loại hạt nào đó, và nó tác dụng một lực hút hấp dẫn có xu hướng mang vạn vật đến gần nhau: nó kết dính các thiên hà và đám thiên hà, và có thể cung cấp lực hút bổ sung cho phép những cấu trúc này được tạo ra lúc ban đầu. Mặt khác, năng lượng tối thì ít được hiểu hơn vì nó có vẻ là một dạng năng lượng thấm đẫm vào cấu trúc của không gian, và nó lực một lực đẩy – gần giống như lực phản hấp dẫn – trên những cự li thật xa. Khó hiểu hơn nữa, năng lượng tối có tương đương khối lượng (nếu bạn không nhớ công thức e = mc² thì lúc này nên nhớ lại là vừa) và khi bạn cộng gộp toàn bộ khối lượng đó, thì năng lượng tối là thành phần át trội của vũ trụ.

6. Chất liệu tối thật sự át trội. Dựa trên những quan trắc mới nhất từ đài thiên văn Planck, vũ trụ gồm 68,3% năng lượng tối, 26,8% vật chất tối, và 4,9% vật chất bình thường. Một viễn cảnh u ám: Hơn 95% vũ trụ là tối tăm và về cơ bản không thể quan sát được, phần lớn vũ trụ không bao gồm vật chất, và phần lớn vật chất không bao gồm những nguyên tử giống như những nguyên tử cấu tạo nên bạn và tôi. Bạn có thấy vô vị không?

7. Vũ trụ tối có thể có một cuộc sống của riêng nó. Hồi vài năm trước, Savas Dimopoulos thuộc trường Đại học Stanford cho rằng vật chất tối có thể tạo ra những nguyên tử tối tạo ra ngành hóa học tối của riêng chúng. Neal Weiner tại trường Đại học New York còn tiến xa hơn với việc nêu vấn đề làm thế nào người ta có thể tìm thấy một nhà khoa học giả thuyết được cấu tạo bởi vật chất tối trong vũ trụ nhìn thấy (tất nhiên vũ trụ đó là không thể nhìn thấy đối với anh ta). Câu trả lời là chuyện đó không dễ dàng gì. Và mới đây thôi, một nhóm nhà vật lí Harvard, đứng đầu là JiJi Fan và Lisa Randall, đã lí thuyết hóa rằng một vật chất tối nào đó có thể lạnh đi và co lại giống hệt như khí hydrogen bình thường hành xử, dẫn tới khả năng có những thiên hà tối, và có lẽ cả những ngôi sao tối và hành tinh tối.

Lúc này chẳng ai biết cả. Có lẽ những quan điểm này chỉ là trí tưởng tượng bay xa, nhưng chúng lại khớp với cái chúng ta đang hiểu về sự vận hành của vũ trụ. Thật vậy, chúng được hậu thuẫn bởi một số quan trắc tốt nhất hiện nay. Douglas Finkbeiner, một nhà thiên văn vật lí tại Harvard, rất hăng hái với loại nghiên cứu này. Ông nói: “Mỗi sáng mai thức dậy, mỗi người chúng ta nên nghĩ ngợi xem vật chất tối là cái gì.”

http://360.thuvienvatly.com/

Cảnh mặt trời mọc trên hành tinh Gliese 876d

Trên hành tinh Gliese 876d, cảnh mặt trời mọc thật đáng sợ. Mặc dù chẳng ai biết thật ra trên hành tinh quay quá gần ngôi sao lùn đỏ Gliese 876 của nó như thế này các điều kiện môi trường trông như thế nào, nhưng bức ảnh minh họa trên mang lại sự ấn tượng không kém. Với quỹ đạo gần hơn cả Thủy tinh và khối lượng gấp vài lần Trái đất, Gliese 876d có thể quay chậm đến mức có sự khác biệt rất lớn giữa phía ban ngày và phía ban đêm. Trong bức ảnh minh họa trên, Gliese 876d được tưởng tượng là có hoạt động núi lửa mạnh, có lẽ nguyên nhân là do lực thủy triều hấp dẫn đang nhào nặn và làm nóng phần nhân của hành tinh, và có lẽ còn có sự bốc hơi mạnh ở phía ban ngày. Ngôi sao lùn đỏ mọc lên cùng với hoạt động từ cực mạnh của ngôi sao, với những tai lửa phun lên ngoạn mục. Ở phía trên bầu trời, một vệ tinh giả định có bầu khí quyển mỏng của nó bị gió sao của ngôi sao lùn đỏ thổi giạt ra xa. Gliese 876d khêu gợi trí tưởng tượng của các nhà nghiên cứu một phần vì là nó một trong vài hành tinh ngoài hệ mặt trời mà người ta biết nằm trong hoặc nằm gần vùng ở được của ngôi sao bố mẹ của nó.

Ảnh: Inga Nielsen

Lucky_Rua – thuvienvatly.com

Phát hiện siêu trái đất mới nằm trong vùng ở được của một ngôi sao láng giềng

Một đội khoa học quốc tế vừa phát hiện ra một siêu trái đất có khả năng ở được đang quay xung quanh một ngôi sao láng giềng. Với chu kì quỹ đạo khoảng 28 ngày và khối lượng tối thiểu gấp 4,5 lần Trái đất, hành tinh trên quay trong “vùng ở được” của ngôi sao, nơi nhiệt độ không quá nóng cũng chẳng quá lạnh cho nước thể lỏng tồn tại trên bề mặt của hành tinh. Các nhà nghiên cứu đã tìm thấy bằng chứng của ít nhất một và có khả năng hai hoặc ba hành tinh nữa đang quay xung quanh ngôi sao đó, nó ở cách Trái đất chúng ta khoảng 22 năm ánh sáng.

Ngôi sao mẹ thuộc một hệ sao ba và có thành phần khác với Mặt trời của chúng ta, với hàm lượng thấp hơn nhiều của các nguyên tố nặng hơn helium như sắt, carbon, và silicon. Khám phá này cho thấy những hành tinh có khả năng ở được có thể xuất hiện trong nhiều môi trường đa dạng hơn trước đây người ta nghĩ.

Các nhà nghiên cứu đã khai thác dữ liệu từ Đài thiên văn Nam châu Âu và phân tích nó với một phương pháp phân tích dữ liệu mới lạ. Họ còn kết hợp những phép đo mới thu từ Quang phổ kế Echelle Phân giải Cao của Đài thiên văn W.M. Keck và Quang phổ kế Tìm kiếm Hành tinh Carnegie tại Kính thiên văn Magellan II. Kĩ thuật tìm kiếm hành tinh của họ là đo lấy những chao đảo nhỏ trong chuyển động của ngôi sao gây ra bởi lực hấp dẫn của một hành tinh.

Ảnh minh họa hai hành tinh nêu trong bài báo này: b và c. Hành tinh c nằm trong vùng ở được của ngôi sao mẹ. Hành tinh b thì quá nóng. Ảnh: Guillem Anglada-Escudé

Ngôi sao mẹ, tên gọi là GJ 667C, là một sao lùn loại M. Hai ngôi sao còn lại trong hệ sao ba (GJ 667AB) là một cặp sao lùn K màu cam, với hàm lượng của những nguyên tố nặng chỉ bằng 25% so với Mặt trời của chúng ta. Những nguyên tố nặng là viên gạch cấu trúc của những hành tinh đất đá, nên người ta nghĩ ít có khả năng cho những hệ sao đã tiêu hao hết kim loại có được nhiều hành tinh khối lượng thấp. Khám phá này gợi ý rằng thiên hà của chúng ta phải đang ẩn chứa hàng tỉ hành tinh có khả năng ở được.

Trước đây, GJ 667C đã từng được quan sát thấy có một siêu trái đất (GJ 667Cb) với chu kì 7,2 ngày, tuy nhiên kết quả này chưa bao giờ được công bố. Hành tinh này quay quá gần ngôi sao mẹ nên nó sẽ quá nóng cho nước tồn tại ở thể lỏng. Nghiên cứu mới bắt đầu với mục tiêu là thu được những thông số quỹ đạo của siêu trái đất này.

Nhưng ngoài ứng cử viên đầu tiên này, đội nghiên cứu còn tìm thấy dấu hiệu rõ ràng của một hành tinh mới (GJ 667Cc) với chu kì quỹ đạo 28,15 ngày và khối lượng tối thiểu gấp 4,5 lần Trái đất. Hành tinh mới nhận 90% ánh sáng mà Trái đất nhận. Tuy nhiên, vì đa phần ánh sáng tới của nó thuộc về miền hồng ngoại, nên hành tinh cũng sẽ hấp thụ một phần trăm cao hơn của năng lượng tới này. Khi xét đồng thời cả hai hiệu ứng, người ta thấy hành lượng năng lượng mà ngôi sao trên hấp thụ từ ngôi sao của nó bằng với lượng năng lượng mà Trái đất chúng ta hấp thụ từ Mặt trời.

Đội nghiên cứu tìm thấy hệ ba trên còn có khả năng chứa một hành tinh khí khổng lồ và một siêu trái đất nữa với chu kì quỹ đạo 75 ngày. Tuy nhiên, hai khả năng này cần có thêm quan sát mới có thể xác nhận.

http://360.thuvienvatly.com

Vì sao mặt trăng lúc nguyệt thực trông có màu đỏ?

Trong thời gian nguyệt thực, bạn sẽ thấy cái bóng của Trái đất từ từ quét qua bề mặt của mặt trăng. Cái bóng đó xuất hiện có màu sẫm tối, giống như miếng bánh bích quy đã bị cắn một miếng, cho đến khi cái bóng hoàn toàn che hết mặt trăng. Sau đó, trong thời khắc ngoạn mục của sự che khuất toàn phần, cái bóng trên bề mặt mặt trăng thường bất ngờ thay đổi. Thay vì tối đen, nó lại chuyển sang đỏ. Tại sao vậy?

Nguyên do là vì không khí mà chúng ta thở. Nếu Trái đất không có khí quyển, thì cái bóng của Trái đất trên mặt trăng lúc nguyệt thực sẽ có màu đen. Sự có mặt của khí quyển Trái đất có nghĩa là, trong thời gian nguyệt thực, ánh sáng mặt trời khúc xạ và bị lọc qua khí quyển của Trái đất rọi lên trên mặt trăng. Ánh sáng mặt trời đã bị lọc này làm cho mặt trăng trông có màu đỏ trong lúc nguyệt thực toàn phần.

+ Phóng to hình

Nguyệt thực ngày 3 tháng 3 năm 2007. Ảnh: Joshua Valcarcel. (Wikimedia Commons)

Nhưng màu đỏ không phải là màu duy nhất của mặt trăng lúc nguyệt thực toàn phần. Mặt trăng nguyệt thực có thể có màu nâu, đỏ, cam hoặc vàng. Màu sắc phụ thuộc vào sự có mặt của bụi và những đám mây trong khí quyển của Trái đất. Nếu như vừa có một đợt phun trào núi lửa, chẳng hạn, thì cái bóng trên mặt trăng sẽ trông tối đen lúc nguyệt thực. Hồi tháng 12 năm 1992, không bao lâu sau sự phun trào của núi lửa Pinatubo ở Philippines, trong khí quyển của Trái đất có quá nhiều bụi bặm nên mặt trăng nguyệt thực toàn phần hầu như không thể nhìn thấy.

Vậy người ta có thể biết trước mặt trăng sẽ trông đỏ như thế nào trong một lần nguyệt thực toàn phần hay không? Không biết chính xác đâu. Trước khi nguyệt thực xảy ra, bạn thường nghe người ta nói về điều đó. Tuy nhiên, không ai biết chắc chắn mặt trăng sẽ trông đỏ như thế nào khi thời khắc nguyệt thực xảy đến. Sự không chắc chắn đó một phần là thú vui của sự chiêm ngưỡng nguyệt thực. Và người ta vẫn mong có mặt trăng đỏ trong lúc nguyệt thực toàn phần.

thuvienvatly.com

Trên sao Hỏa hiện nay có nước chảy?

Nước lỏng có lẽ đang chảy trên sao Hỏa hiện nay, theo một nhóm nhà khoa học ở Mĩ. Ảnh chụp từ Tàu quỹ đạo Trinh sát sao Hỏa (MRO) của NASA cho thấy những cấu trúc tối, hẹp, hình ngón tay chạy theo những dốc nghiêng trong những vùng nhất định thuộc bán cầu nam của hành tinh trong những tháng mùa hè của nó. Các nhà nghiên cứu tin rằng đây có thể là do nước muối chảy gây ra và kết quả làm tăng thêm sức nặng cho viễn cảnh có khả năng có sự sống trên sao Hỏa.

Trong những năm gần đây, các vệ tinh quay xung quanh Hỏa tinh đã cho thấy băng có khả năng tồn tại ngay bên dưới bề mặt của hành tinh ở những vùng vĩ độ trung-đến-cao. Ảnh chụp vệ tinh còn cho thấy những con rãnh trên thành miệng hố sao Hỏa có thể tạo ra bởi nước lỏng chảy xuống thành hố trong lịch sử địa chất khá gần đây – mặc dù một số nhà nghiên cứu chưa thống nhất. Tuy nhiên, số đông mọi người đồng ý rằng nước lỏng ở dạng những cái hồ lâu năm không thể có mặt trên sao Hỏa ngày nay, biết rằng nhiệt độ trung bình trên bề mặt của hành tinh là khoảng – 60^oC và thời tiết cực kì khô hanh.

Nay Alfred McEwen thuộc trường Đại học Arizona và các đồng nghiệp cho biết bề mặt Hỏa tinh rốt cuộc có thể là quê hương đối với nước lỏng, mặc dù ở một trạng thái có phần nhất thời. Khám phá trên xuất hiện sau khi một trong các đồng nghiệp của McEwen, Lujendra Ojha, phân tích hai ảnh của cùng một điểm trên bề mặt Hỏa tinh do kính thiên văn HiRISE của MRO chụp. Ý tưởng là xây dựng một ảnh nổi để cảm nhận chiều sâu, nhưng ý tưởng này tỏ ra khó khăn vì các chi tiết trong ảnh, được chụp ở những thời điểm hơi khác nhau, không giống nhau.

Biến đổi theo mùa

Các nhà nghiên cứu nhanh chóng nhận ra sự có mặt của những sọc đen chỉ rộng vài mét và dài tới vài trăm mét kéo dài xuống những dốc đá và chiều dài của chúng thay đổi theo thời gian. Đối chiếu với những ảnh chụp khác trong kho tư liệu, rồi sau đó xác nhận khám phá của họ với những ảnh mới thu từ HiRISE, các nhà nghiên cứu nhận ra rằng những đặc điểm này có mặt ở một vài nơi chọn lọc trong vùng bán cầu nam, và chúng xuất hiện vào cuối mùa xuân sao Hỏa, phát triển trong mùa hè và sau đó mờ dần với sự xuất hiện của mùa thu hoặc mùa đông.

Một thành viên khác của đội, Shane Byrne, cho biết các nhà nghiên cứu “đã suy nghĩ lâu và vất vả” về cái có thể gây ra những sọc vằn này. Họ ngờ vực thủ phạm có thể là bụi đang lở xuống dốc và phơi ra chất liệu tối hơn bên dưới, nhưng họ đã bác bỏ ý tưởng này vì hiện tượng chỉ nhìn thấy ở những bờ dốc trên thực tế không có bụi. Một khả năng nữa là những sọc vằn đó là do băng tan gây ra, nhưng các nhà nghiên cứu lại bác bỏ điều này vì trong một số vùng đã nghiên cứu nhiệt độ ban ngày tối đa lúc cao điểm mùa hè đạt tới 25^oC, nhiệt độ cản trở sự hình thành của băng trong bất kì khoảng thời gian nào.

Thay vào đó, theo các nhà nghiên cứu, những sọc vằn đó được giải thích tốt nhất bởi nước mặn đang chảy. Muối, cái người ta biết có nhiều trên sao Hỏa, làm giảm điểm đông đặc của nước, cho phép nó tồn tại ở trạng thái lỏng của nó ở nhiệt độ dưới 0^oC. Muối còn thay đổi các tính chất bay hơi của nước, nghĩa là nước mặn có thể chống chịu trước thời tiết cực kì khô hanh của sao Hỏa tốt hơn nhiều so với nước tinh khiết. Đối với những bề mặt tối, McEwen và các đồng nghiệp đề xuất rằng nước lỏng có thể đang kết dính những chất liệu dạng hạt mịn với nhau và làm cho chúng trông sạm màu khi bình thường trông chúng sáng hơn, nhưng các nhà nghiên cứu thừa nhận rằng họ không thể giải thích tại sao những bờ dốc đó lại trở về màu sắc bình thường của chúng trong mùa đông.

Những sọc vằn bí ẩn

Về những sọc vằn đó, còn có nhiều câu hỏi chưa được trả lời. Thí dụ, tại sao chưa có sọc nào được tìm thấy ở bán cầu bắc của Hỏa tinh? Đội nghiên cứu cho rằng điều này có thể là do một sự dồi dào hơn của những dốc đá thích hợp ở phía nam và thực tế mùa hè ở bán cầu nam ấm hơn. Tuy nhiên, quan trọng nhất là đội nghiên cứu không hiểu nước đó từ đâu mà có. Các nhà nghiên cứu nêu giả thuyết rằng nước ngấm lên trên các vỉa đá đã đi qua những vết nứt bên trong đá cho đến khi nó lên tới bề mặt. Điều này cho thấy nước đang đi lên từ lòng đất, nhưng như Byrne trình bày, nhiệt độ ở ngay bên dưới bề mặt Hỏa tinh vài ba mét, thậm chí vào cao điểm mùa hè, là đủ thấp để làm đông đặc mọi thứ ngoại trừ thứ nước mặn kì lạ nhất đó.

Michael Hecht thuộc Phòng thí nghiệm Sức đẩy Phản lực của NASA ở California, người không có liên quan trong nghiên cứu trên, tin rằng nghiên cứu trên cung cấp bằng chứng “thuyết phục và hấp dẫn” cho nước chảy trên bề mặt sao Hỏa. Ông nói McEwen và các đồng nghiệp “hoàn toàn chính đáng” trong việc nghĩ tới nước mặn là lời giải thích, ông cho biết sao Hỏa quá khô nên ngay cả ở những nhiệt độ thấp cỡ -70^oC, thì nước vẫn có thể bay hơi. “Cách duy nhất để có nước lỏng liên tục là tìm một cách cho nó vẫn ở dạng lỏng ở nhiệt độ gần -70^oC”, ông nói. “Nước mặn có thể đáp ứng yêu cầu đó”.

Tuy nhiên, Hecht nghĩ rằng lượng nước đó có khả năng “xả ra” từ khí quyển, biết rằng vào mùa đông những bờ dốc ở bán cầu nam lạnh hơn bất kì bề mặt nào xung quanh và vì thế bắt nước bởi sự ngăn cản nó bay hơi.

Tuy nhiên, để chứng minh giả thuyết nước mặn, sẽ phải gửi một phi thuyền rô bôt tiếp đất Hỏa tinh đến một trong những vùng có đặc điểm mới nhận dạng đó, Byrne nói. Một thiết bị tiếp đất sẽ có thể nhận ra sự tồn tại của nước lỏng và, nếu làm được như thế, nó còn xác định thành phần của nước để tìm xem nó chứa loại muối gì. Ông cho biết một sứ mệnh như vậy còn có thể săn tìm những dấu hiệu của những dạng sống đơn giản, biết rằng những loại vi khuẩn khác thường có thể sống đến mức khó tin trong nước mặn.

Nguồn: physicsworld.com

http://360.thuvienvatly.com/

Mặt trăng định hình do một va chạm vệ tinh đồng hành

Những khác biệt giữa mặt gần và mặt xa của Mặt trăng có thể là hệ quả của một va chạm giữa Mặt trăng và một vật thể đồng hành “du thủ du thực” xảy ra hồi hàng tỉ năm về trước. Đó là kết luận của các nhà địa vật lí ở Mĩ và Thụy Sĩ. Họ đã chạy những mô phỏng trên máy tính xem Mặt trăng sẽ bị ảnh hưởng như thế nào bởi một va chạm khủng khiếp như vậy.

Kể từ khi sứ mệnh vũ trụ Lunar 3 vén màn phía sau Mặt trăng vào năm 1959, chúng ta đã biết rằng mặt gần và mặt xa của Mặt trăng là khác nhau. Mặt gần (luôn hướng về phía trái đất) bị chiếm ngự bởi những đồng bằng basalt tương đối nhẵn gọi là “maria”, còn mặt xa thì đầy núi non và hang hố sâu hoắm. Người ta tin rằng hai mặt cũng khác nhau về cái nằm bên dưới bề mặt, với lớp vỏ mặt gần dường như mỏng hơn nhiều so với lớp vỏ mặt xa.

Các nhà khoa học đã có một số lí thuyết lí giải vì sao hai mặt lại khác nhau như thế. Trong số này có lí thuyết sinh nhiệt thủy triều của Mặt trăng do trường hấp dẫn của trái đất hoặc sự tích lũy mảnh vụn từ miệng hố va chạm lớn tại cực nam của Mặt trăng.

Nay Martin Jutzi và Erik Asphaug thuộc trường Đại học California, Santa Cruz vừa chạy những mô phỏng trên máy tính cho thấy mặt xa của mặt trăng là tàn dư của một vụ va chạm giữa Mặt trăng và một vệ tinh đồng hành nhỏ hơn.

Va chạm tốc độ thấp

Theo hai nhà nghiên cứu trên, vệ tinh đồng hành đó có thể hình thành cùng lúc với Mặt trăng – khi một hành tinh cỡ sao Hỏa va chạm với Trái đất không bao lâu sau khi hệ mặt trời ra đời. Cú va chạm đã giải phóng một vành đai mảnh vụn khổng lồ sau đó quay xung quanh hành tinh của chúng ta, và người ta tin rằng phần lớn chất liệu này đã nhanh chóng co lại thành Mặt trăng. Theo Asphaug, cũng có khả năng có một hoặc nhiều vệ tinh nhỏ khác đồng thời hình thành tại những điểm cân bằng bên trong cái vành đó. Một vệ tinh như thế sau đó có thể bị đưa vào một quỹ đạo du thủ du thực, theo đuôi đằng sau hoặc dẫn trước Mặt trăng 60 độ. Tuy nhiên, người ta nghĩ quỹ đạo này chỉ tồn tại trong khoảng 100 triệu năm và kết thúc với việc vệ tinh đồng hành đó lao vào Trái đất hoặc Mặt trăng ở một tốc độ tương đối thấp.

Đây là kịch bản mà Jutzi và Asphaug đã chạy mô phỏng trên máy tính của họ. Hai nhà nghiên cứu giả sử vệ tinh đồng hành bằng khoảng 3% khối lượng Mặt trăng và hai vật thể va chạm ở tốc độ chừng 2400 m/s hay khoảng 8600 km/h. Đây là vận tốc người ta trông đợi trong sự phá hủy của quỹ đạo du thủ du thực. Một hệ quả quan trọng của va chạm tốc độ thấp này là hai vệ tinh dính vào nhau chứ không xé toạc nhau ra. “Nó không tạo ra một miệng hố, mà nén dồn vật liệu lên một phía”, Asphaug giải thích.

Vận tốc va chạm đó cũng thấp hơn nhiều so với tốc độ của âm thanh trong đá cấu tạo nên hai vệ tinh, nghĩa là nhiệt sinh ra bởi sự va chạm bị tiêu tán hiệu quả và do đó không xảy ra sự tan chảy đất đá hàng loạt.

Các mô phỏng cho thấy sau cú va chạm, một lớp đá nén vỡ mới tích góp lên trên một bán cầu của Mặt trăng. Mô hình cho biết quy mô và bề dày của lớp này phù hợp với cái chúng ta biết về bề mặt của phía bên kia của Mặt trăng. Ngoài ra, mô phỏng còn dự đoán vụ va chạm sẽ đẩy phần lớn lõi magma của Mặt trăng về phía mặt gần – điều này phù hợp với những phép đo nhiệt độ mặt trăng.

Bản đồ trường hấp dẫn GRAIL

Các nhà nghiên cứu hiện đang lên kế hoạch tìm kiếm manh mối của một vụ va chạm trong dữ liệu mới từ Mặt trăng. Hai nhà nghiên cứu đặc biệt quan tâm đến bản đồ trường hấp dẫn của lõi Mặt trăng sẽ được lập bởi sứ mệnh GRAIL của NASA, theo lịch trình sẽ phóng lên vào tháng 9 tới. GRAIL sẽ khảo sát bề dày và cấu trúc của lớp vỏ Mặt trăng, cái khi đó có thể so sánh với những dự đoán đặc biệt của mô hình của Jutzi và Asphaug.

Các nhà nghiên cứu còn hứng thú với việc so sánh tuổi của đá lấy từ mặt gần và mặt xa. Nếu lí thuyết của họ là đúng, thì đá ở bên mặt xa sẽ lớn tuổi hơn vì chúng hình thành trên vệ tinh nhỏ hơn.

Nguồn: physicsworld.com

http://360.thuvienvatly.com/

Phát hiện hệ hành tinh kì lạ

Một đội nhà thiên văn, trong đó có tiến sĩ Gavin Ramsay thuộc Đài thiên văn Armagh, vừa tìm thấy bằng chứng cho thấy sự tồn tại của một hệ hành tinh khác thường. Hai hành tinh khổng lồ dường như đang quay ở khoảng cách bằng nhau xung quanh một hệ sao đôi nhỏ, đặc, đang tương tác gọi tên là UZ For – hệ gồm hai ngôi sao nhỏ quay xung quanh xung quanh nhau ở cự li rất gần nhau.

Nếu được xác nhận, đây sẽ là một thí dụ của một hệ hành tinh rất mới lạ. Hai ngôi sao, một sao lùn trắng và ngôi sao kia là sao lùn đỏ, nhỏ hơn nhiều so với Mặt trời của chúng ta và đang quay xung quanh nhau ở cự li rất gần nhau, nên chỉ mất chừng hai giờ đồng hồ để chúng hoàn thành một vòng quỹ đạo. Cặp đôi đó thật sự có thể đặt vừa bên trong Mặt trời của chúng ta! Thật tình cờ, hệ sao định hướng sao cho ngôi sao này đi qua phía trước ngôi sao kia trong mỗi vòng quỹ đạo khi nhìn từtrái đất, gây ra sự che khuất lẫn nhau cho phép các tính chất của hệ được xác định rất chính xác.

Nhưng các nhà nghiên cứu lưu ý rằng những sự khe khuất đó xảy ra không chính xác cho lắm. Thay vào đó, chúng thỉnh thoảng quá sớm và đôi khi quá muộn. Điều này khiến họ đề xuất rằng sự có mặt của hai hành tinh khổng lồ, chúng có lực kéo giật hấp dẫn làm cho quỹ đạo của hai ngôi sao “lắc lư” trong không gian và vì thế gây ra sự biến đổi nhỏ trong thời gian đo được giữa những lần che khuất. Theo những tính toán của họ, khối lượng của hai hành tinh đó ít nhất phải bằng tám và sáu lần khối lượng của Mộc tinh, và chúng sẽ phải có năm và mười sáu năm để quay xung quanh hai ngôi sao ở giữa. Hệ sao ở quá xa nên không thể chụp ảnh trực tiếp những hành tinh này.

Hệ sao đang tương tác trên, tên gọi là UZ For do vị trí của nó nằm trong chòm sao phương nam Fornax, tạo ra một môi trường cực kì khắc nghiệt cho các hành tinh. Do sự gần nhau của chúng, lực hấp dẫn của ngôi sao lùn trắng nặng hơn, nhưng nhỏ hơn nhiều, liên tục “đánh cắp” vật chất từ bề mặt của ngôi sao lùn đỏ thành một dòng liên tục. Dòng vật chất này va chạm với bề mặt của sao lùn trắng, nơi nó nóng lên đến hàng triệu độ Kelvin, làm toàn bộ hệ hành tinh ngập lũ với lượng tia X chết chóc nhiều vô kể.

Khám phá trên được thực hiện qua những quan sát mới từ Kính thiên văn Lớn Nam châu Phi (SALT) cùng với dữ liệu lưu trữ của 27 năm thu thập từ nhiều đài thiên văn và vệ tinh quay xung quanh trái đất. Đài thiên văn Armagh truy cập SALT qua tư cách thành viên của SALT Consortium Anh quốc. Nghiên cứu thiên văn tại Armagh được tài trợ từ Bộ Văn hóa, Nghệ thuật và Giải trí Bắc Ireland.

Nguồn: Đài thiên văn Armagh, PhysOrg.com

http://360.thuvienvatly.com

Cận cảnh Vesta, tiểu hành tinh lớn thứ hai trong hệ mặt trời

Sứ mệnh Rạng đông của NASA đã gửi về những ảnh chụp từ trên quỹ đạo xung quanh Vesta, cho thấy một diện mạo phức tạp và kịch tính.

Phi thuyền Rạng đông đi vào quỹ đạo quanh tiểu hành tinh khổng lồ Vesta vào hôm 16 tháng 7. Vesta là tiểu hành tinh nặng thứ hai trong hệ mặt trời và có thể mang lại những cái nhìn mới sâu sắc về những giai đoạn đầu của sự hình thành hành tinh, vì những thiên thạch từ Vesta cho thấy tiểu hành tinh khổng lồ trên hình thành trước trái đất và những hành tinh khác.

 

Những đường rãnh bọc xung quanh xích đạo của Vesta trong bức ảnh này chụp từ cự li 5200km. Chúng có thể hình thành theo lằn của một cú va chạm lớn tại cực nam của Vesta. (Ảnh: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

Tại cuộc họp báo NASA hôm thứ hai, đội khoa học Rạng đông đã cho công bố một bộ ảnh mới chi tiết chụp từ quỹ đạo Vesta. Những bức ảnh cho thấy một địa mạo biến đổi và bất ngờ và cho thấy rõ những chi tiết nhỏ đến 500m bề ngang – nhỏ hơn một phần nghìn đường kính của Vesta.

Đội Rạng đông trước đây đã công bố một số ảnh chụp sau khi Rạng đông đi vào quỹ đạo quanh Vesta. Nhưng đây là cuộc họp báo đầu tiên của đội để giải thích cái những ảnh chụp cho thấy. Đội còn cho công khai một số ảnh mới trước đây chưa từng công bố.

Những sọc tối

Có những đường rãnh khổng lồ bọc quanh xích đạo của Vesta. Chúng có lẽ đã hình thành từ áp lực của một vụ va chạm khủng khiếp tạo nên một miệng hố khổng lồ tại cực nam của tiểu hành tinh trên, cách nay đã lâu lắm rồi.

Phần bên trong của một số miệng hố có những sọc vằn rất tối có nguồn gốc chưa rõ. “Tôi chưa từng nhìn thấy cái gì giống như thế này trước đây”, một nhà khoa học cho biết. Những ảnh chụp chi tiết hơn của phi thuyền Rạng đông khi nó chuyển động xoắn ốc đến gần hơn có thể sẽ giúp làm sáng tỏ nguồn gốc của chúng.

Sự biến thiên màu sắc và độ sáng trên bề mặt gợi ý đến những khác biệt về thành phần, mặc dù những khoáng chất nào giải thích cho chúng thì đến nay người ta vẫn chưa rõ. “Có những khác biệt rất kịch tính trong những vùng khác nhau”, phát biểu của Enrico Flamini, nhà khoa học chính tại Cơ quan Vũ trụ Italy ở Rome, cơ quan cung cấp quang phổ kế của phi thuyền Rạng đông.

Tiếp cận gần hơn

Phi thuyền Rạng đông, hiện ở cách Vesta khoảng 3500km, đang dần tiếp gần hơn đến tiểu hành tinh trên kể từ khi nó đi vào quỹ đạo ở khoảng cách 16.000km. Nó sẽ chính thức bắt đầu pha quan sát khoa học vào hôm 11 tháng 8 ở độ cao 2700km, cuối cùng thì hạ xuống cách bề mặt tiểu hành tinh 200km.

Vào tháng 7 năm 2012, nó sẽ tách khỏi Vesta đi vào đến mục tiêu thứ hai và cuối cùng của nó, Ceres, tiểu hành tinh lớn nhất trong hệ mặt trời.

Nguồn: New Scientist 

http://360.thuvienvatly.com/

 Những bất ngờ từ biên giới của hệ mặt trời

Ảnh minh họa hai phi thuyền Voyager của NASA đang khám phá một vùng không gian hỗn loạn gọi là nhật nang, lớp vỏ ngoài của cái bọt hạt tích điện bao xung quanh Mặt trời của chúng ta. (Ảnh: NASA/JPL-Caltech)

Những quan sát bất ngờ của phi thuyền Voyager 1 của NASA một lần nữa làm hồi sinh lí thuyết của các nhà thiên văn về phạm vi bán kính của nhật nang – lớp vỏ nóng bên ngoài của hệ mặt trời. Dữ liệu mới đây từ phi thuyền trên gửi về cho thấy một sự giảm nhẹ vận tốc của gió mặt trời tại điểm nhật dừng – ranh giới phía ngoài của nhật nang – chứ không giảm đột ngột như những lí thuyết hiện nay tiên đoán. Đồng thời, các nhà khoa học khảo sát dữ liệu từ phi thuyền Voyager 1 lẫn Voyager 2 đã tìm thấy rằng từ trường trong nhật nang là một cái bọt sôi sục những bong bóng từ, so với những cung sức từ duyên dáng mà chúng tiên đoán.

Tại ranh giới hệ mặt trời

Các hạt ion hóa từ Mặt trời phát ra ở tốc độ cao – gió mặt trời – tạo ra một cái bọt bóng bao xung quanh hệ mặt trời của chúng ta. Lớp vỏ của cái bọt đó, gọi là nhật quyển, chứa điểm nhật dừng, nhật nang, và cực xung kích. Gió mặt trời truyền đi ở tốc độ siêu thanh cho đến khi nó đi qua một sóng xung kích – cực xung kích, tại đó nó chậm dần và làm nóng nhật nang. Nhật dừng là rìa bên ngoài của nhật nang, nơi gió mặt trời chậm xuống mức zero.

Được phóng lên hồi gần 34 năm về trước, và hiện đang lao đi trong không gian ở cách Mặt trời chừng 14,4 tỉ km, cả Voyager 1 lẫn Voyager 2 hiện đang ở trong nhật nang. Một đội khoa học đứng đầu là Stamatios Krimigis thuộc Phòng thí nghiệm Vật lí Ứng dụng Đại học Johns Hopkins ở Maryland, Hoa Kì, đã sử dụng thiết bị Hạt Tích điện Năng lượng Thấp của Voyager 1 để xác định vận tốc của gió mặt trời. Voyager 1 đã đi vào một khu vực trong đó vận tốc của gió mặt trời chậm dần đến zero kể từ năm 2007. Khi Voyager 1 di chuyển ra bên ngoài trong hơn ba năm qua, vận tốc xuyên tâm của gió mặt trời đã và đang giảm đi gần như tuyến tính từ 208.000 km/h xuống zero; còn thành phần thổi ngang tương đối so với Mặt trời cũng có xu hướng tiến đến zero.

“Điều này cho chúng ta biết rằng Voyager 1 có lẽ đã ở gần điểm nhật dừng, hay ranh giới tại đó môi trường giữa các sao về cơ bản làm dừng dòng chảy của gió mặt trời”, Krimigis nói. “Lớp chuyển tiếp mở rộng của dòng chảy gần bằng zero mâu thuẫn với các lí thuyết tiên đoán một sự chuyển tiếp đột ngột sang dòng chảy giữa các sao tại điểm nhật dừng – và một lần nữa, điều đó có nghĩa là chúng ta sẽ phải xem xét lại các mô hình của mình”.

Khi các vận tốc có thể thăng giáng, nên đội nghiên cứu đã khảo sát số ghi nhiều tháng trước khi xác nhận rằng vận tốc thật sự bằng không. Tuy nhiên, các nhà khoa học tin rằng Voyager 1 vẫn chưa đi qua điểm nhật dừng tiến vào không gian giữa các sao. Băng vào không gian giữa các sao sẽ nghĩa là một sự giảm đột ngột mật độ của những hạt nóng thuộc nhật nang và một sự tăng mật độ của những hạt lạnh thuộc plasma giữa các sao. Các nhà nghiên cứu, viết trên tạp chí Nature, đã ước tính vị trí điểm nhật dừng bằng cách kết hợp các quan sát Voyager 1 với những ảnh chụp nguyên tử trung hòa năng lượng cao của nhật nang thu từ sứ mệnh Cassini. Họ tin rằng điểm nhật dừng có thể đâu đó gần 18 tỉ km, nghĩa là Voyager 1 có thể đi ra khỏi lớp chuyển tiếp và đi vào môi trường liên thiên hà vào cuối năm 2012. Nghiên cứu được công bố trên tạp chí Nature Letters.

Vấn đề bọt bóng

Cùng lúc, một đội khoa họa khác ở NASA đã tìm thấy những cái bọt từ riêng biệt, mỗi bọt rộng chừng 160 triệu km, trong nhật nang. Theo các nhà nghiên cứu, Voyager 1 đã đi vào “vùng bọt” đó vào khoảng năm 2007 và Voyager 2 đi vào một năm sau đó, và một trong hai phi thuyền sẽ mất hàng tuần để băng qua chỉ một cái bọt như thế.

 

Ảnh cũ và mới của nhật nang. Những xoắn ốc màu đỏ và màu xanh là những đường sức từ uốn cong nhẹ nhàng của những mô hình chính thống. Dữ liệu mới từ Voyager bổ sung thêm một bọt từ (khung hình nhỏ) vào mớ hỗn tạp trên. (Ảnh: NASA)

“Từ trường của Mặt trời trải rộng ra mọi phía cho đến rìa của hệ mặt trời”, Merav Opher thuộc trường Đại học Boston, Mĩ, giải thích. “Vì Mặt trời quay tròn, nên từ trường của nó trở nên bị xoắn và gấp nếp, có phần tựa như chiếc váy của vũ công ballet. Ở cách Mặt trời xa xa, chỗ hai phi thuyền Voyager hiện nay, nếp gấp của chiếc váy đó bó chùm lại”.

Khi từ trường bị gấp nếp mạnh, các đường sức từ đan chéo nhau và tự tổ chức lại thành những cái bọt từ. Sự tái kết nối từ như thế này giống như quá trình năng lượng cao diễn ra bên dưới các tai lửa mặt trời. Những cái bọt thật sự đó là độc lập và tách rời với từ trường mặt trời rộng lớn”.

Số ghi cảm biến từ phi thuyền cho thấy cặp đôi Voyager thỉnh thoảng đi vào và đi ra khỏi những cái bọt trong vùng bọt đó, còn đôi khi chúng dường như đi qua những vùng không có bọt. Điều này làm phức tạp thêm bức tranh của chúng ta về nhật quyển.

Các nhà nghiên cứu đề xuất rằng vùng bọt có thể bảo vệ hệ mặt trời khỏi những tia vũ trụ, chúng sẽ bị bẫy bên trong các bọt bóng và phải chuyển động qua từng cái bọt trước khi đi tới những đường sức từ tương đối trơn hơn để truyền về phía bản thân Mặt trời. “Những cái bọt từ đó có vẻ là lá chắn phòng thủ đầu tiên của chúng ta trước các tia vũ trụ”, Opher nói. “Chúng tôi chưa rõ liệu lá chắn này là tốt hay không”.

Cho đến nay, đa số bằng chứng cho các bọt bóng đến từ các phép đo hạt và dòng hạt năng lượng cao và các quan sát từ trường; nhưng vì từ trường đó quá yếu, nên dữ liệu mất thời gian dài để phân tích chính xác. “Có lẽ chúng ta sẽ khám phá [nếu mô hình của chúng ta] là đúng khi hai phi thuyền Voyager tiếp tục tiến sâu về phía trước và tìm hiểu thêm về sự tổ chức của nó”, Opher nói. “Đây chỉ mới là bắt đầu, và tôi dự đoán sẽ còn nhiều bất ngờ ở phía trước”.

Nguồn: physicsworld.com

Sự hình thành Trái Đất (earth)