Hệ thống tự hành: Căn bản (3)
1. Nguyên lý vũ trụ học
Ở quy mô đủ lớn, vũ trụ có hai tính chất:
- Đồng nhất: chỗ nào cũng giống chỗ nào về mặt thống kê, không có vùng nào đặc biệt.
- Đẳng hướng: nhìn hướng nào cũng thấy như nhau, không có hướng ưu tiên.
"Quy mô đủ lớn" nghĩa là khoảng vài trăm triệu năm ánh sáng trở lên. Ở quy mô nhỏ hơn, vũ trụ rất không đồng nhất: có sao, thiên hà, cụm thiên hà, các sợi và khoảng trống khổng lồ. Nhưng nếu chia vũ trụ thành những "ô" đủ lớn, ô nào cũng chứa lượng vật chất gần như nhau, giống bề mặt một tô cháo: nhìn gần thì lổn nhổn, nhìn xa thì đều.
Ta chỉ quan sát được vũ trụ từ một chỗ duy nhất (Trái Đất) và không thể "đi" đến nơi khác. Để kết luận về cả vũ trụ từ một góc nhìn, ta cần giả định rằng vị trí của mình không đặc biệt. Ý tưởng này có gốc từ Copernicus: Trái Đất không phải trung tâm của Mặt Trời, Mặt Trời không phải trung tâm Ngân Hà, và Ngân Hà không phải trung tâm vũ trụ.
Nguyên lý này cũng là nền tảng toán học của vũ trụ học hiện đại. Nhờ nó, các phương trình Einstein đơn giản đi rất nhiều và cho ra mô hình vũ trụ giãn nở (mô hình Friedmann).
Bức xạ nền vi sóng vũ trụ CMB (Wiki)
CMB đồng đều đến vậy là điều lạ: các vùng ở hai phía đối diện bầu trời chưa bao giờ kịp trao đổi tín hiệu với nhau (ánh sáng chưa đủ thời gian đi giữa chúng), sao lại có cùng nhiệt độ? Đây gọi là vấn đề chân trời hay bài toán về chân trời vũ trụ.
Lý giải được chấp nhận rộng rãi nhất là lạm phát vũ trụ: một giai đoạn giãn nở cực nhanh ngay sau Vụ Nổ Lớn, khi vùng ta thấy hiện nay vốn nằm sát nhau và đã cân bằng với nhau trước khi bị kéo ra xa. Lạm phát giải thích rất tốt, nhưng vẫn chưa được xác nhận trực tiếp.
Giới hạn
Nguyên lý này là giả định được kiểm chứng, không phải chân lý tuyệt đối. Một số quan sát gây tranh luận, ví dụ vài cấu trúc cực lớn (như "Cung khổng lồ" hay "Bức tường lớn Hercules-Corona Borealis") có vẻ lớn hơn mức mô hình cho phép. Đa số nhà vũ trụ học cho rằng đó có thể là hiệu ứng thống kê hoặc cách định nghĩa cấu trúc, nhưng vẫn đang được nghiên cứu.
2. Giới hạn của vũ trụ quan sát được
Vũ trụ quan sát được là gì?
Vì ánh sáng cần thời gian để đến ta, và vũ trụ có tuổi hữu hạn (khoảng 13,8 tỷ năm), nên ta chỉ thấy được phần vũ trụ mà ánh sáng đã kịp đến kể từ khi nó bắt đầu. Phần đó gọi là vũ trụ quan sát được, một quả cầu có Trái Đất ở tâm. Bất kỳ quan sát viên nào ở chỗ khác cũng có quả cầu riêng của họ, chồng lấn một phần với của ta.
Nghịch lý: bán kính của vũ trụ quan sát được là 46 tỷ năm ánh sáng, không phải 13,8 tỷ năm ánh sáng
Vũ trụ 13,8 tỷ năm tuổi, thì sao nhìn xa tới 46 tỷ năm ánh sáng?
Lý do là không gian giãn nở trong lúc ánh sáng đang đi.
Hình dung một con kiến bò trên sợi dây chun đang được kéo dài. Con kiến chỉ đi 1 cm mỗi giây, nhưng nếu sợi dây giãn đủ nhanh, quãng đường tổng cộng từ điểm xuất phát có thể lớn hơn nhiều so với quãng nó tự đi. Tương tự, ánh sáng từ một thiên hà xa phát ra cách đây 13 tỷ năm, trong lúc đi đến ta, thiên hà đó bị không gian cuốn ra xa thêm. Vị trí hiện tại của nó (nếu ta "đóng băng" vũ trụ để đo) là khoảng 46 tỷ năm ánh sáng.
Con số này không vi phạm thuyết tương đối: không có vật nào chuyển động trong không gian nhanh hơn ánh sáng. Chính không gian giãn ra, và các thiên hà bị cuốn theo.
Thế thì có thiên hà "lùi nhanh hơn ánh sáng" không?
Có. Với những thiên hà đủ xa (trên khoảng 14 tỷ năm ánh sáng), tốc độ lùi xa do giãn nở vượt tốc độ ánh sáng. Điều kỳ lạ là ta vẫn thấy được nhiều thiên hà như vậy, vì ánh sáng của chúng được phát ra từ lâu, khi vũ trụ còn nhỏ và chúng còn gần hơn, rồi dần dần "bắt kịp" ta khi tốc độ giãn nở thay đổi theo thời gian.
Ba "đường biên"
- Chân trời hạt (particle horizon, khoảng 46 tỷ năm ánh sáng): ranh giới của mọi thứ ta có thể từng thấy. Đây là biên của vũ trụ quan sát được.
- Chân trời sự kiện vũ trụ (khoảng 16-17 tỷ năm ánh sáng, theo khoảng cách hiện nay): thiên hà nằm ngoài ranh giới này, ánh sáng chúng phát ra từ bây giờ sẽ không bao giờ đến được ta, vì năng lượng tối làm giãn nở tăng tốc. Ta vẫn thấy chúng ở quá khứ, nhưng sự kiện xảy ra bây giờ ở đó sẽ mãi mãi nằm ngoài tầm với.
- Cầu Hubble (khoảng 14 tỷ năm ánh sáng): ranh giới nơi tốc độ lùi xa bằng tốc độ ánh sáng.
Chân trời sự kiện vũ trụ có nét giống chân trời sự kiện của hố đen: một ranh giới mà tín hiệu từ bên kia không bao giờ vượt qua được.
Bức tường cuối cùng: CMB
Ta không thể nhìn bằng ánh sáng xa hơn bức xạ nền vi sóng vũ trụ (CMB). Trước 380.000 năm, vũ trụ là một đám plasma nóng và đặc, ánh sáng bị các electron tự do cản liên tục, như đi trong sương mù dày. Khi vũ trụ nguội đủ để nguyên tử hình thành, ánh sáng mới đi tự do được. Ánh sáng đó giờ đây đến ta ở dạng vi sóng với nhiệt độ 2,7 K. Đó là "bức ảnh" cổ nhất của vũ trụ trong ánh sáng.
Để nhìn xa hơn về quá khứ, ta cần các "người đưa tin" khác, như neutrino (thoát ra sớm hơn nhiều, nhưng rất khó dò) hoặc sóng hấp dẫn nguyên thủy (nếu có, sẽ mang dấu vết từ thời lạm phát; hiện chưa phát hiện).
Ngoài vũ trụ quan sát được còn gì?
Không ai biết chắc. Vũ trụ thực có thể lớn hơn vũ trụ quan sát được rất nhiều, thậm chí vô hạn. Nếu nguyên lý vũ trụ học đúng thì các vùng ngoài đó có lẽ cũng giống vùng của ta. Nhưng đây là suy luận, không phải quan sát. Một số mô hình (như lạm phát vĩnh cửu) còn gợi ý đến đa vũ trụ, nhưng đó là suy đoán chưa thể kiểm chứng.
Tương lai: vũ trụ quan sát được đang "thu hẹp" theo nghĩa nào đó
Vì giãn nở tăng tốc, các thiên hà xa sẽ bị đỏ dịch ngày càng mạnh, mờ dần rồi biến khỏi tầm nhìn. Sau khoảng hàng trăm tỷ năm, một quan sát viên sống ở Ngân Hà (lúc đó thiên hà của chúng ta đã sáp nhập với thiên hà Andromeda) sẽ chỉ thấy các thiên hà trong nhóm địa phương của mình, và vũ trụ trông như một "đảo" cô đơn. Điều thú vị là các nhà thiên văn tương lai sẽ khó tìm ra bằng chứng rằng vũ trụ đang giãn nở hay từng có Vụ Nổ Lớn. Chúng ta cực kỳ may mắn khi sống ở thời kỳ mà bằng chứng còn rõ ràng.
3. Nhìn lên trời chỉ thấy "quá khứ". Làm sao biết hiện tại?
Ta không thể biết chính xác "hiện tại" của một vật ở xa, nhưng có thể suy luận khá tốt bằng các định luật vật lý. Thậm chí khái niệm "hiện tại" ở nơi xa cũng không rõ ràng như ta tưởng.
Ánh sáng đi hữu hạn tốc độ (khoảng 300.000 km/s), nên mọi thứ ta thấy đều là quá khứ.
Mặt Trăng: trễ khoảng 1,3 giây.
Mặt Trời: trễ khoảng 8 phút 20 giây.
Sao gần nhất (Proxima Centauri): trễ khoảng 4,2 năm.
Lỗ đen Sagittarius A*: trễ khoảng 26.000 năm.
Thiên hà Andromeda: trễ khoảng 2,5 triệu năm.
Lỗ đen M87*: trễ khoảng 55 triệu năm.
Bức ảnh M87* năm 2019 là hình ảnh của nó cách đây khoảng 55 triệu năm, thời khủng long vừa tuyệt chủng.
Ta không thấy hiện tại, nhưng nếu biết trạng thái trong quá khứ và quy luật tiến hóa, ta dự đoán được trạng thái bây giờ. Giống như nhìn ảnh một chiếc xe cách đây 5 giây, biết tốc độ và hướng đi, bạn đoán được nó đang ở đâu.
Với các vật chuyển động chậm và ổn định (hầu hết vật thể thiên văn), cách này rất đáng tin.
Quỹ đạo sao quanh lỗ đen Sagittarius A* tuân theo định luật Kepler/Einstein. Dữ liệu quá khứ cho phép tính được vị trí hiện tại.
Mặt Trời đã phát sáng ổn định hàng tỷ năm. Ánh sáng 8 phút trước gần như không khác hiện tại.
Lỗ đen siêu khối lượng ở tâm thiên hà M87 thay đổi chậm trên thang thời gian hàng nghìn năm, nên 55 triệu năm trước và nay khác nhau về chi tiết nhưng giống nhau về bản chất.
Với các vật thể lớn, tiến hóa chậm, ta dùng kiến thức về vòng đời sao. Ví dụ ta biết sao đỏ Betelgeuse đang ở giai đoạn cuối đời, nên ánh sáng ta thấy từ 550 năm trước (khoảng) rất có thể vẫn mô tả ngôi sao đang ở giai đoạn đó. Dù vậy, nó có thể đã nổ siêu tân tinh rồi mà ta chưa biết, và xác suất này nhỏ vì sao đỏ khổng lồ mất hàng chục nghìn năm mới hết đời.
Một mẹo thú vị của các nhà vật lý và vũ trụ học: vì vũ trụ rộng lớn, nhìn thiên hà ở nhiều khoảng cách khác nhau cho ta các bức ảnh ở nhiều thời kỳ. Ta không thể theo dõi một thiên hà duy nhất qua 10 tỷ năm, nhưng ta thấy:
- Thiên hà gần: dạng hiện nay.
- Thiên hà cách 5 tỷ năm ánh sáng: dạng 5 tỷ năm trước.
- Thiên hà cách 10 tỷ năm ánh sáng: dạng 10 tỷ năm trước.
Với giả định rằng vũ trụ về tổng thể đồng nhất (nguyên lý vũ trụ học đã nói ở phần đầu), ta ghép các ảnh này thành "phim" về cách một thiên hà điển hình tiến hóa, rồi suy ra thiên hà xa kia bây giờ có lẽ trông giống thiên hà gần bây giờ.
Hơn nữa, theo thuyết tương đối hẹp của Einstein, không có "bây giờ" chung cho cả vũ trụ. Hai người chuyển động khác nhau sẽ không đồng ý về việc hai sự kiện ở xa có "xảy ra cùng lúc" hay không. Vì vậy câu hỏi "Andromeda bây giờ đang thế nào" không có một đáp án khách quan duy nhất.
Điều có nghĩa rõ ràng là, những sự kiện nào có thể ảnh hưởng đến ta, và ta có thể ảnh hưởng đến sự kiện nào. Một sự kiện ở Andromeda 2 triệu năm trước đã có thể ảnh hưởng đến ta. Một sự kiện ở đó "ngay bây giờ" thì không thể ảnh hưởng đến ta trong 2,5 triệu năm tới, nên ta không cần (và không thể) gán nó một trạng thái xác định theo nghĩa thông thường.
Tóm lại, chúng ta không thể biết những thứ sau:
- Sự kiện bất ngờ: siêu tân tinh, vụ sáp nhập hố đen, hoặc một ngôi sao bị xé ra, có thể đã xảy ra rồi nhưng ánh sáng chưa tới. Ta chỉ biết khi tín hiệu đến được Trái Đất.
- Vùng ngoài vũ trụ quan sát được: do vũ trụ giãn nở, có những vùng ánh sáng chưa kịp đến ta và có thể không bao giờ đến. Về nguyên tắc ta không biết gì về chúng, ngoài những suy đoán dựa trên giả định đồng nhất.
- Lỗ đen: tín hiệu từ gần chân trời sự kiện bị đỏ dịch cực mạnh, nên ta thấy vật rơi vào chậm dần rồi mờ đi mà không thấy hết toàn bộ quá trình.
4. Nguyên tắc đặt tên các đối tượng trong không gian
Đây là một hệ thống khá lộn xộn do hình thành qua nhiều thế kỷ, nhưng có một số quy tắc chính. Tổ chức chịu trách nhiệm chuẩn hóa là Liên đoàn Thiên văn Quốc tế (IAU).
Các ngôi sao
- Tên riêng truyền thống: Sirius, Betelgeuse, Vega... phần lớn có gốc Ả Rập, Hy Lạp, Latin. IAU hiện công nhận chính thức một số tên riêng.
- Danh pháp Bayer (1603): chữ cái Hy Lạp + tên chòm sao ở dạng sở hữu cách, thường xếp theo độ sáng. Ví dụ Alpha Centauri (sao sáng nhất chòm Nhân Mã Nhân Sư), Beta Orionis (Rigel).
- Danh pháp Flamsteed: số + tên chòm sao, ví dụ 61 Cygni.
- Danh mục sao: HD (Henry Draper), HIP (Hipparcos), Gaia DR3..., dùng cho các ngôi sao mờ. Ví dụ Gaia BH1 mà ta đã nhắc.
- Sao biến quang: có hệ chữ riêng như R, S, T... rồi RR, RS... ví dụ V1057 Cygni.
Thiên hà, tinh vân, cụm sao
- Messier (M): danh mục của Charles Messier (thế kỷ 18), như M31 (Andromeda), M87.
- NGC (New General Catalogue) và IC (Index Catalogue): danh mục lớn hơn, ví dụ NGC 1300.
- Nhiều đối tượng có nhiều tên cùng lúc: Andromeda = M31 = NGC 224.
Hành tinh và vật thể trong hệ Mặt Trời
- Hành tinh: tên thần thoại La Mã (Mercury, Venus, Mars...), trừ Trái Đất.
- Vệ tinh: thường theo tên nhân vật thần thoại liên quan (Io, Europa, Ganymede của Sao Mộc). Sao Thiên Vương lấy tên từ nhân vật trong tác phẩm Shakespeare và Pope.
- Tiểu hành tinh: số thứ tự + tên, ví dụ 433 Eros, hoặc tên tạm theo ngày phát hiện như 2004 MN4. Người phát hiện được đề xuất tên, IAU phê duyệt.
- Sao chổi: theo tên người phát hiện (Halley, Hale-Bopp) hoặc chương trình khảo sát, kèm ký hiệu như C/2020 F3 (NEOWISE).
Ngoại hành tinh
Lấy tên sao chủ + chữ cái thường bắt đầu từ b (c, d...), theo thứ tự phát hiện. Ví dụ Proxima Centauri b, TRAPPIST-1e. Một số có tên riêng đặt qua các cuộc thi cộng đồng do IAU tổ chức.
Nguồn vô tuyến, tia X, lỗ đen
- Đặt theo chòm sao + chữ cái/số (như Cygnus X-1: nguồn tia X đầu tiên được phát hiện trong chòm Thiên Nga).
- Hố đen M87* lấy theo thiên hà chủ (M87) cộng dấu sao, giống cách đặt của Sagittarius A*.
- Sóng hấp dẫn: GW + ngày phát hiện, như GW150914 (14/9/2015).
Lỗ đen nói chung
Không có tên riêng chính thức, nên thường mượn tên nguồn chứa nó (Cygnus X-1, Sgr A*) hoặc tên khảo sát (Gaia BH1).
Lưu ý
Không thể mua hoặc bán tên sao. Các dịch vụ "đặt tên sao" thương mại không được IAU công nhận. Tên chính thức chỉ do IAU và các danh mục khoa học quy định.
Nhận xét
Đăng nhận xét