Zenith: Advances in Space Exploration

Có 100 tỷ ngôi sao

trong thiên hà của chúng ta, Dải Ngân hà,

hoặc có thể có 200 tỷ hoặc có thể là 400 tỷ.

Không ai thực sự biết.

Trong vũ trụ có 100 tỷ thiên hà.

Và khi công nghệ được cải thiện,

con số đó có thể tăng lên 200 tỷ thiên hà.

Không ai chắc chắn.

Vào đầu thế kỷ 20,

chỉ có một thiên hà, thiên hà của chúng ta.

Rõ ràng trong hàng trăm năm qua,

kiến thức của chúng ta về vũ trụ đã được mở rộng,

nhưng vẫn còn một chặng đường dài phía trước.

Dịch: sexyca - HDVietnam Copyright © 2023 by sexyca All right reserved

Sau hơn 40 năm, Voyager 1

đã thoát khỏi ảnh hưởng của gió mặt trời

và hướng vào không gian liên sao.

Hầu hết các thiết bị của nó đã bị tắt

và pin hạt nhân của nó sắp hết.

Sẽ mất hàng ngàn năm trước khi nó chạm tới

bất cứ thứ gì khác ngoài các mảnh vụn giữa các vì sao.

Vào thời điểm đó, tàu vũ trụ đã chết từ lâu.

Các khoảng cách vũ trụ rộng lớn đến mức

việc gửi một tàu thăm dò

để điều tra mọi thứ bên ngoài hệ mặt trời của chúng ta là không thực tế.

Cách thực tế duy nhất mà chúng ta có để khám phá vũ trụ

bên ngoài khu vực lân cận của chúng ta

là phân tích ánh sáng đến với chúng ta.

Kính viễn vọng là công cụ chính

mà chúng ta có cho cuộc điều tra này.

Và trong nhiều thế kỷ, các nhà thiên văn học đã chế tạo những dụng cụ

ngày càng lớn hơn để nhìn sâu hơn vào vũ trụ.

Vào thế kỷ 20, thiết kế kính viễn vọng thông thường

đã đạt đến giới hạn của nó.

Vượt quá đường kính tám mét, gương cong chính

trở nên nặng đến mức nó sẽ bị võng xuống.

Vì nó nhắm vào các mục tiêu khác nhau,

độ cong chính xác của nó bị biến dạng do tác động của trọng lực.

Ngoài ra, bất kỳ độ phân giải bổ sung nào

bởi gương lớn hơn đều không đạt được

do biến dạng khí quyển.

Một cách để giải quyết cả hai vấn đề này

là đặt kính viễn vọng trong không gian.

Kính viễn vọng Không gian Hubble là ví dụ nổi tiếng nhất.

Mặc dù việc không bị biến dạng khí quyển

là một bước đột phá trong việc tạo ra những hình ảnh rất sắc nét,

nhưng cả chi phí vận hành và bảo trì đều rất đáng kể.

Và có những hạn chế về kích thước của kính viễn vọng

có thể được phóng lên quỹ đạo.

Nhưng các kỹ sư đã phát triển một thế hệ kính viễn vọng mới trên trái đất

với các gương phân đoạn

vượt qua các giới hạn về kích thước và có thể vô hiệu hóa phần lớn

sự biến dạng do bầu khí quyển gây ra.

Các kính viễn vọng Keck song sinh trên Mauna Kea ở Hawaii

là những thiết bị đầu tiên áp dụng kỹ thuật này.

Cả hai đều có 10 mét gương mỗi trong 36 phân đoạn lục giác.

Các cảm biến giám sát hình dạng gương

và bộ truyền động đằng sau mỗi phân đoạn

liên tục hiệu chỉnh mọi biến dạng đối với gương.

Hệ thống này được gọi là quang học chủ động.

Một hệ thống tương tự hoạt động với tốc độ nhanh hơn

giám sát sự ổn định của một ngôi sao sáng dẫn đường

hoặc một ngôi sao dẫn đường nhân tạo do một tia laser tạo ra.

Hệ thống quang học thích ứng đọc các thay đổi mặt sóng (Quỹ tích những điểm trong môi trường sóng mà ở đó các dao động có cùng giá trị pha được gọi là mặt sóng)

trong bầu khí quyển, sau đó điều chỉnh hình dạng của gương

để giảm thiểu mọi biến dạng.

Hình ảnh này của Sao Mộc sử dụng quang học thích ứng

sánh ngang với hình ảnh được chụp bởi kính viễn vọng quỹ đạo.

Các đài quan sát được đặt ở độ cao lớn,

nơi không khí khô

và không bị ô nhiễm ánh sáng từ các thành phố lân cận.

Đài thiên văn Nam châu Âu có các cụm kính viễn vọng

tại một số địa điểm cao trong sa mạc Atacama của Chile.

Tại Paranal, bốn kính viễn vọng lớn giống hệt nhau,

mỗi trong số chúng có các gương 8,2 mét.

Chúng có thể kết hợp ánh sáng của chúng bằng cách sử dụng giao thoa kế. (Giao thoa kế là một kỹ thuật sử dụng sự giao thoa của các sóng chồng lên nhau để trích xuất thông tin)

Ngoài ra, bốn kính viễn vọng 1,8 mét phụ trợ

có thể liên kết thành cụm.

Tập hợp tất cả chúng gọi là

Giao thoa kế Kính viễn vọng Rất Lớn hay VLTI.

Ánh sáng khả kiến chỉ là một phần nhỏ

của phổ điện từ. (Phổ điện từ là dải tần số của bức xạ điện từ và bước sóng và năng lượng photon tương ứng của chúng.)

ESO có một cơ sở khác ở phía đông bắc Paranal

trên cao nguyên Chajnantor.

Ở đây, một loạt 66 đĩa radio

quan sát theo bước sóng milimet và dưới milimet.

Chúng được liên kết và cũng hoạt động như một giao thoa kế.

Quan sát trong phần vi sóng của quang phổ

đặc biệt hữu ích vì các tần số này

xuyên qua các đám mây khí và bụi

vẫn mờ đục với các tín hiệu năng lượng cao hơn.

Các kính thiên văn được phân tách càng rộng

thì độ phân giải góc mà chúng có thể mang lại càng tốt. (Độ phân giải góc mô tả khả năng của bất kỳ thiết bị tạo ảnh nào như kính viễn vọng quang học hoặc vô tuyến, kính hiển vi, máy ảnh hoặc mắt, để phân biệt các chi tiết nhỏ của vật thể, do đó làm cho nó trở thành yếu tố chính quyết định độ phân giải hình ảnh.)

Đặc điểm này đã dẫn dắt các nhà thiên văn vô tuyến trên toàn cầu

về một sự hợp tác độc đáo.

Nếu các kính viễn vọng vô tuyến trên khắp thế giới có thể liên kết với nhau,

có lẽ chúng có thể nhìn thấy những thứ không thể nhìn thấy.

Thuyết tương đối rộng dự đoán các vật thể rất lớn

với lực hấp dẫn mạnh đến mức

ánh sáng cũng không thể thoát ra khỏi chúng.

Chúng được gọi là các hố đen.

Và lúc đầu, chúng được coi là một dị thường toán học,

nhưng bằng chứng ngày càng nhiều cho thấy rằng các hố đen

không chỉ là một vật thể lý thuyết.

Ở trung tâm của một số thiên hà, người ta đã phát hiện ra

ánh sáng mạnh hơn nhiều so với mức có thể mong đợi từ các ngôi sao.

Các vật thể khổng lồ, chẳng hạn như các ngôi sao trẻ, thu hút vật chất khuếch tán,

bắt đầu xoáy và dẹt thành cái được gọi là

một đĩa bồi tụ.

Giống như các hành tinh quay quanh các ngôi sao, giờ đây người ta chấp nhận rằng

các thiên hà quay quanh các hố đen siêu lớn.

Ánh sáng rất chói lóa phát ra từ đĩa bồi tụ

xung quanh hố đen.

Vật chất trong đĩa bồi tụ được tăng tốc

đến tốc độ đáng kinh ngạc, tạo ra nhiệt độ cao.

Dọc theo trục quay, các vòi phun vật chất bị ion hóa

phóng ra với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng.

Mô hình máy tính chỉ ra rằng năng lượng khổng lồ được tạo ra

bởi sự tương tác của một hố đen với vật chất trong đĩa bồi tụ

có thể được phát hiện.

Chân trời sự kiện.

Ranh giới mà ánh sáng không thể thoát ra ngoài.

Nếu bạn muốn kiểm tra

các lý thuyết cơ bản của vũ trụ,

bạn muốn đến những phòng thí nghiệm khắc nghiệt nhất trong vũ trụ

và một hố đen chính là thứ đó.

Các nhà vật lý thiên văn biết rằng bằng cách liên kết

các kính viễn vọng vô tuyến cách xa nhau,

khả năng phân giải của các thiết bị kết hợp sẽ tăng lên đáng kể.

Nỗ lực đầu tiên chụp ảnh hố đen

ở trung tâm thiên hà của chúng ta được thực hiện vào năm 2006,

sử dụng các thiết bị ở Arizona và Hawaii.

Nó không thành công, nhưng các nhà nghiên cứu đã học được rất nhiều.

Nhận ra nhiều kính viễn vọng được yêu cầu.

Đến năm 2009, một sự hợp tác quốc tế

giữa tám kính viễn vọng khác nhau đã được tập hợp lại.

Mục tiêu của chúng là chụp ảnh hố đen siêu lớn

ở trung tâm của Messier 87.

Vì vậy, đối với thí nghiệm này,

rõ ràng là chúng ta cần chuyên môn từ các lĩnh vực hoàn toàn khác nhau.

Và vì vậy chúng ta cần một người có khả năng chụp ảnh.

Chúng tôi cần ai đó có khả năng về thuyết tương đối số. (Thuyết tương đối số là một trong những nhánh của thuyết tương đối rộng sử dụng các phương pháp và thuật toán số để giải quyết và phân tích các vấn đề.)

Và trong trường hợp của tôi, chúng tôi cần một người

có thể cố gắng tìm thông tin bổ sung này thông qua các ẩn tinh.

Và vì vậy, chỉ cần là một phần của nhóm này

có nghĩa là bạn làm việc hoàn toàn khác.

Dự án được đặt tên là

Kính viễn vọng Chân trời Sự kiện.

Các thiết bị ở Bắc và Nam Mỹ, Châu Âu,

Hawaii và thậm chí ở Nam Cực

sẽ hợp nhất để tạo thành một kính viễn vọng

có đường kính ảo bằng Trái đất.

Không có cơ sở nào trong số này được thiết kế

để hoạt động như một phần của một mạng lớn như vậy

và những khó khăn kỹ thuật mà nhóm phải đối mặt là rất lớn.

Các tín hiệu từ tất cả các địa điểm

sẽ phải được xử lý tại một vị trí trung tâm.

Tuy nhiên, các khoảng cách ngăn cách chúng lớn đến mức

một đường dây trực tiếp nối chúng là không thực tế.

Việc truyền dữ liệu sẽ diễn ra thông qua các ổ cứng máy tính

được chuyển từ nơi thu nhận đến hai địa điểm,

Viện Max Planck ở Bon

và Đài thiên văn MIT Haystack ở Massachusetts.

Sự hợp tác của Kính viễn vọng Chân trời Sự kiện

là sự hợp tác của hơn 200 nhà khoa học

với các nền tảng khác nhau.

Tất cả họ đều đến từ những nơi khác nhau trên thế giới.

Họ có kinh nghiệm khác nhau, bộ kỹ năng khác nhau.

Có các kỹ sư, nhà quan sát, nhà lý thuyết,

và tất cả họ làm việc cùng nhau,

không chỉ để chụp ảnh chân trời sự kiện của một hố đen,

mà còn để hiểu những gì chúng ta đang thấy.

Các nhà lý thuyết đã hiểu rằng

mặc dù một hố đen chỉ có thể xuất hiện

dưới dạng một hình bóng nhưng ảnh hưởng đối với ánh sáng

phát ra từ vật chất xung quanh sẽ rất rực rỡ.

Bằng cách sử dụng mô phỏng toán học,

NASA đã đưa ra một hình ảnh chuyển động về những gì họ nghĩ rằng

dự án EHT sẽ tiết lộ.

Nhìn từ trên cao, đĩa bồi tụ xoáy xuất hiện

mà không bị biến dạng.

Vòng tròn nhẵn bên trong là vòng photon,

ánh sáng có quỹ đạo ngay bên ngoài chân trời sự kiện.

Khi nhìn từ bên cạnh, lực hấp dẫn của hố đen

bẻ cong ánh sáng phát ra từ đĩa bồi tụ

nên có thể nhìn thấy nó từ nhiều góc độ cùng một lúc.

Nhưng không ai thực sự biết những gì họ sẽ thấy.

Trong nhiều thập kỷ, bằng chứng đã tích lũy được cho thấy

một hố đen ở trung tâm thiên hà M87

đang tiêu thụ một lượng vật chất khổng lồ.

Phát xạ cao bất thường trên phổ điện từ

đã được phát hiện trong khu vực này

và hình ảnh từ Kính viễn vọng Không gian Hubble cho thấy

một vòi phun vật chất khổng lồ kéo dài nhiều năm ánh sáng.

Vào tháng 4 năm 2017, EHT đã lên kế hoạch

thực hiện một loạt các quan sát phối hợp về trung tâm của thiên hà M 87.

Mỗi đài quan sát đều được trang bị

đồng hồ nguyên tử riêng

vì tất cả dữ liệu phải được đánh dấu thời gian một cách tỉ mỉ.

Thời tiết tốt phải xảy ra đồng thời tại mỗi địa điểm