Các bạn có nghĩ rằng các hành tinh trong vũ trụ đều đã và đang rời xa nhau không ?. Tôi nghĩ mọi người ở đây ai cũng biết rồi, vậy các bạn có thắc mắc ai là người đưa ra lý thuyết này và chứng minh rằng nó đúng không?. Và nó đã từng đánh bại cả thuyết tương đối của Enstein như thế nào?. Và bây giờ chúng ta hãy thắt chặt dây an toàn và cùng tôi du hành về quá khứ tìm hiểu câu chuyện ly kì, hấp dẫn về thứ định luật đã góp phần trong công cuộc khám phá vũ trụ của loài người.
Sau đó cũng có khá nhiều nhà khoa học nổi tiếng như Alexander Friedmann ( người đã giải các phương trình trường của thuyết tương đối rộng, và tìm ra các giải pháp mô tả một vũ trụ không tĩnh tại, có thể đang giãn nở hoặc co lại), Vesto Melvin Slipher, một nhà thiên văn học người Mỹ, đã có những đóng góp quan trọng cho việc phát hiện ra vũ trụ giãn nở thông qua việc quan sát dịch chuyển đỏ của các "tinh vân xoắn ốc",… nhưng hầu hết các nhà khoa học vẫn cho rằng vũ trụ là tĩnh. Mãi cho đến khi nhà khoa học lừng danh Edwin Hubble đưa ra định luật mang tên ông thì giới khoa học mới thừa nhận rằng vũ trụ thực ra không hề tĩnh, mà nó đang giãn nở. Nhưng trước khi đi sâu vào vấn đề, chúng ta sẽ cùng tìm hiểu xem đi gì đã giúp ông xây dựng nên thứ lý thuyết có thể đánh bại cả Enstein nhé!
Bây giờ tôi sẽ trình bày 3 vấn đề chính của định luật Hubble theo cách dễ hiểu nhất như sau. Ý thứ nhất, cũng chính là ý quan trọng nhất.nó phát biểu rằng tốc độ mà các thiên hà di chuyển ra xa Trái Đất tỉ lệ thuận với khoảng cách của chúng đến Trái Đất. Có nghĩa là khi một thiên hà ở khoảng cách càng xa so với trái đất ( vật được chọn làm điểm mốc) thì tốc độ nó rời xa trái đất càng nhanh. Giả dụ như một thiên hà cách trái đất 100 năm ánh sáng sẽ có tốc độ rời xa hành tinh xanh nhanh hơn so với một thiên hà cách trái đất 50 năm ánh sáng. Và định luật Hubble được biểu diễn dưới dạng công thức như sau:
Chắc hẳn mọi người ai cũng thắc mắc Parsec và megaparsec là gì phải không?. Đơn vị parsec lần đầu được đề xuất bởi nhà thiên văn học người Anh Herbert Hall Turner vào năm 1913. Ý tưởng là tạo ra một đơn vị đo khoảng cách dựa trên thị sai, một hiện tượng quan sát thiên văn học được sử dụng để đo khoảng cách tới các ngô sao gần. Parsec là một đơn vị đo quan trọng trong thiên văn học, giúp các nhà khoa học đo lường và hiểu rõ hơn về cấu trúc và quy mô của vũ trụ. Parsec (ký hiệu là "pc") là một đơn vị đo khoảng cách được sử dụng trong thiên văn học, chủ yếu để đo khoảng cách tới các ngôi sao và các vật thể khác ngoài hệ Mặt Trời. Từ "parsec" được tạo thành từ hai phần: "parallax" (thị sai) và "arcsecond" (giây cung). Parsec được định nghĩa là khoảng cách tại đó một ngôi sao sẽ có thị sai (parallax) bằng 1 giây cung khi được quan sát từ hai vị trí cách nhau 1 đơn vị thiên văn (AU), tức là khoảng cách giữa Trái Đất và Mặt Trời. Nếu quy đổi ra năm ánh sáng thì một parsec sẽ có giá trị bằng khoảng 3,26 năm ánh sáng, hoặc 3,086×10¹³ km (30,86 nghìn tỷ km). Và 1 megaparsec= 1.000.000 parsec.
Quay trở lại với nội dung của định luật. Sau khi tìm hiểu xong được vấn đề thứ nhất về ý nghĩa của định luật hubble. Chúng mình sẽ đi đến vấn đề thứ hai cũng quan trọng không kém, đó chính là Hằng số Hubble được ký hiệu là H0 trong công thức vừa nêu trên.Về định nghĩa thì Hằng số Hubble mô tả mối quan hệ giữa tốc độ giãn nở của vũ trụ và khoảng cách từ chúng ta đến các thiên hà xa xôi. Tuy nhiên Giá trị của hằng số Hubble không cố định mà phụ thuộc vào phương pháp đo lường. Các giá trị ước tính hiện nay dao động khoảng từ 67 km/s/Mpc đến 74 km/s/Mpc. Sự chênh lệch này tạo ra một "căng thẳng Hubble," một trong những vấn đề lớn trong vũ trụ học hiện đại.Vậy làm thế nào mà người ta xác định được giá trị của hằng số?. Câu trả lời là người ta sẽ sử dụng 3 phương pháp đo phổ biến nhất.
Một là Candle chuẩn (Standard Candle): Một phương pháp phổ biến là sử dụng các sao biến quang Cepheid và siêu tân tinh loại Ia làm "candle chuẩn" để đo khoảng cách đến các thiên hà, từ đó xác định H0
Thứ hai là Bức xạ nền vi sóng vũ trụ (CMB): Phương pháp khác sử dụng dữ liệu từ bức xạ nền vi sóng vũ trụ để suy ra giá trị H0. Phương pháp này thường cho giá trị thấp hơn so với phương pháp dùng candle chuẩn.
Cuối cùng là phương pháp Thấu kính hấp dẫn: Một số nghiên cứu mới sử dụng hiệu ứng thấu kính hấp dẫn, trong đó ánh sáng từ một nguồn xa bị bẻ cong bởi trường hấp dẫn của một vật thể nằm giữa nguồn và người quan sát, để ước tính giá trị H0.
Vấn đề là có một sự khác biệt đáng kể giữa các giá trị H0 được đo bằng phương pháp candle chuẩn (khoảng 73-74 km/s/Mpc) và từ dữ liệu CMB (khoảng 67-68 km/s/Mpc).Tuy vậy Nguyên nhân của sự chênh lệch này vẫn chưa được hiểu rõ và có thể gợi ý rằng cần có các mô hình vũ trụ học mới hoặc rằng có các sai sót hệ thống trong các phương pháp đo lường.
Vậy là chúng ta vừa giải quyết xong 2 vấn đề chính của định luật, chỉ còn lại vấn đề cần phải giải quyết cuối cùng là mối liên hệ giữa hiện tượng dịch chuyển đỏ và định luật Hubble. Các bạn hãy nhớ lại rằng Định luật Hubble phát biểu rằng các thiên hà đang di chuyển ra xa chúng ta với tốc độ tỉ lệ thuận với khoảng cách của chúng. Điều này có nghĩa là các thiên hà càng xa thì dịch chuyển đỏ của chúng càng lớn.
Dịch chuyển đỏ là bằng chứng trực tiếp cho sự giãn nở của vũ trụ. Khi Edwin Hubble đo đạc các thiên hà ở xa, ông nhận thấy rằng tất cả các thiên hà đều có dịch chuyển đỏ, chứng tỏ chúng đang di chuyển ra xa Trái Đất. Hubble đã sử dụng dữ liệu dịch chuyển đỏ này để đi đến kết luận về sự giãn nở của vũ trụ.
Nói cho dễ hiểu thì Dịch chuyển đỏ (Redshift) là hiện tượng khi ánh sáng hoặc bức xạ từ một nguồn phát (như các thiên hà) bị kéo dài ra, dịch chuyển về phía đỏ của quang phổ. Điều này có nghĩa là bước sóng của ánh sáng tăng lên. Trong vũ trụ học, dịch chuyển đỏ thường xảy ra do hiệu ứng Doppler hoặc do giãn nở của không gian, làm cho các thiên hà di chuyển ra xa chúng ta.
Dịch chuyển đỏ đo được có thể được sử dụng để tính toán tốc độ v của thiên hà, sau đó áp dụng định luật Hubble để xác định khoảng cách d đến thiên hà: Được kết nối với định luật Hubble qua công thức biến đổi từ công thức gốc như sau:
Người ta dùng hiện tượng dịch chuyển đỏ để Xác định khoảng cách: Bằng cách đo dịch chuyển đỏ của một thiên hà, các nhà thiên văn học có thể sử dụng Định luật Hubble để ước lượng khoảng cách tới thiên hà đó. Nó còn giúp cho các nhà khoa học lập Bản đồ vũ trụ: đó là Dữ liệu về dịch chuyển đỏ của hàng triệu thiên hà đã được sử dụng để lập bản đồ ba chiều của vũ trụ, giúp chúng ta hiểu rõ hơn về cấu trúc và sự phân bố của vật chất trong vũ trụ.
Và có một điều mà các bạn cần lưu ý là khi Enstein công nhận vũ trụ là tĩnh, thực ra lý thuyết tương đối của ông không hề sai, thậm chí nó còn cho ra kết quả vũ trụ đang giãn nở. Nhưng vì không tin điều ấy là sự thật nên Enstein đã thêm vào một hằng số vũ trụ để kết quả cho ra một vũ trụ tĩnh. Sau này Enstein mới thừa nhận rằng đó chính là quyết định ngu ngốc nhất của mình.
1.Lịch sử hình thành
Vào cuối thế kỷ 19, đầu thế kỷ 20, các nhà thiên văn học bắt đầu nhận ra Ngân Hà không phải là toàn bộ vũ trụ mà chỉ là một trong vô số thiên hà. Tuy nhiên, sự hiểu biết về các thiên hà bên ngoài Ngân Hà vẫn còn rất hạn chế. Những quan sát ban đầu về các thiên hà mờ nhạt (khi đó được gọi là "tinh vân xoắn ốc") chỉ ra rằng chúng có thể là những cấu trúc khác biệt và rất xa xôi. Giới khoa học lúc bấy giờ phần lớn tin rằng vũ trụ là tĩnh, tức nó không giãn nở. Lý thuyết vũ trụ tĩnh còn được cả nhà bác học vĩ đại Enstein công nhận nên nó có một chỗ đứng rất vững chắc trong giới khoa học lúc bấy giờ. Tuy nhiên, vào năm 1927, một linh mục và nhà thiên văn học người Bỉ tên Georges Lemaître đã trở thành người đầu tiên đề xuất mô hình vũ trụ giãn nở .Lemaître đã xuất bản một bài báo trong đó ông giới thiệu mô hình vũ trụ giãn nở dựa trên thuyết tương đối rộng của Einstein. Lemaître thậm chí còn đưa ra mối quan hệ giữa khoảng cách và vận tốc của các thiên hà. Và ông lẫn Hubble còn là người đặt nền móng cho lý thuyết Big Bang sau này khi cho rằng vũ trụ bắt đầu từ một "nguyên tử nguyên thủy," một khái niệm tiền thân của lý thuyết Big Bang.Georges Lemaître
Sau đó cũng có khá nhiều nhà khoa học nổi tiếng như Alexander Friedmann ( người đã giải các phương trình trường của thuyết tương đối rộng, và tìm ra các giải pháp mô tả một vũ trụ không tĩnh tại, có thể đang giãn nở hoặc co lại), Vesto Melvin Slipher, một nhà thiên văn học người Mỹ, đã có những đóng góp quan trọng cho việc phát hiện ra vũ trụ giãn nở thông qua việc quan sát dịch chuyển đỏ của các "tinh vân xoắn ốc",… nhưng hầu hết các nhà khoa học vẫn cho rằng vũ trụ là tĩnh. Mãi cho đến khi nhà khoa học lừng danh Edwin Hubble đưa ra định luật mang tên ông thì giới khoa học mới thừa nhận rằng vũ trụ thực ra không hề tĩnh, mà nó đang giãn nở. Nhưng trước khi đi sâu vào vấn đề, chúng ta sẽ cùng tìm hiểu xem đi gì đã giúp ông xây dựng nên thứ lý thuyết có thể đánh bại cả Enstein nhé!
2.Định luật Hubble
Nhà thiên văn học người Mỹ Hubble có tên đầy đủ là Edwin Hubble, sinh ngày 20 tháng 11 năm 1889, tại Missouri , Hoa Kỳ . mất ngày 28 tháng 9 năm 1953 ở San Marino , California. đã thực hiện những quan sát quan trọng tại Đài thiên văn Mount Wilson ở California. Sử dụng Kính viễn vọng Hooker, kính viễn vọng lớn nhất thế giới vào thời điểm đó, Hubble đã nghiên cứu các thiên hà xa xôi và xác định khoảng cách của chúng thông qua các sao biến quang Cepheid, một loại sao có độ sáng dao động định kỳ giúp xác định khoảng cách. Năm 1929, Hubble công bố kết quả nghiên cứu của mình, cho thấy rằng các thiên hà đang di chuyển ra xa khỏi chúng ta với vận tốc tỉ lệ thuận với khoảng cách của chúng. Phát hiện này đã dẫn đến sự hình thành của Định luật Hubble.Edwin Hubble
Bây giờ tôi sẽ trình bày 3 vấn đề chính của định luật Hubble theo cách dễ hiểu nhất như sau. Ý thứ nhất, cũng chính là ý quan trọng nhất.nó phát biểu rằng tốc độ mà các thiên hà di chuyển ra xa Trái Đất tỉ lệ thuận với khoảng cách của chúng đến Trái Đất. Có nghĩa là khi một thiên hà ở khoảng cách càng xa so với trái đất ( vật được chọn làm điểm mốc) thì tốc độ nó rời xa trái đất càng nhanh. Giả dụ như một thiên hà cách trái đất 100 năm ánh sáng sẽ có tốc độ rời xa hành tinh xanh nhanh hơn so với một thiên hà cách trái đất 50 năm ánh sáng. Và định luật Hubble được biểu diễn dưới dạng công thức như sau:
V=H0.d
Trong đó:v là tốc độ mà thiên hà đang di chuyển ra xa (thường được đo bằng km/s).
H0 là hằng số Hubble, đại diện cho tốc độ giãn nở của vũ trụ. Hằng số này có đơn vị là km/s/Mpc (Mpc: mega Par-sec)
d là khoảng cách từ thiên hà đó đến Trái Đất (thường được đo bằng megaparsec).
Chắc hẳn mọi người ai cũng thắc mắc Parsec và megaparsec là gì phải không?. Đơn vị parsec lần đầu được đề xuất bởi nhà thiên văn học người Anh Herbert Hall Turner vào năm 1913. Ý tưởng là tạo ra một đơn vị đo khoảng cách dựa trên thị sai, một hiện tượng quan sát thiên văn học được sử dụng để đo khoảng cách tới các ngô sao gần. Parsec là một đơn vị đo quan trọng trong thiên văn học, giúp các nhà khoa học đo lường và hiểu rõ hơn về cấu trúc và quy mô của vũ trụ. Parsec (ký hiệu là "pc") là một đơn vị đo khoảng cách được sử dụng trong thiên văn học, chủ yếu để đo khoảng cách tới các ngôi sao và các vật thể khác ngoài hệ Mặt Trời. Từ "parsec" được tạo thành từ hai phần: "parallax" (thị sai) và "arcsecond" (giây cung). Parsec được định nghĩa là khoảng cách tại đó một ngôi sao sẽ có thị sai (parallax) bằng 1 giây cung khi được quan sát từ hai vị trí cách nhau 1 đơn vị thiên văn (AU), tức là khoảng cách giữa Trái Đất và Mặt Trời. Nếu quy đổi ra năm ánh sáng thì một parsec sẽ có giá trị bằng khoảng 3,26 năm ánh sáng, hoặc 3,086×10¹³ km (30,86 nghìn tỷ km). Và 1 megaparsec= 1.000.000 parsec.
Đơn vị đo khoảng cách Parsec
Quay trở lại với nội dung của định luật. Sau khi tìm hiểu xong được vấn đề thứ nhất về ý nghĩa của định luật hubble. Chúng mình sẽ đi đến vấn đề thứ hai cũng quan trọng không kém, đó chính là Hằng số Hubble được ký hiệu là H0 trong công thức vừa nêu trên.Về định nghĩa thì Hằng số Hubble mô tả mối quan hệ giữa tốc độ giãn nở của vũ trụ và khoảng cách từ chúng ta đến các thiên hà xa xôi. Tuy nhiên Giá trị của hằng số Hubble không cố định mà phụ thuộc vào phương pháp đo lường. Các giá trị ước tính hiện nay dao động khoảng từ 67 km/s/Mpc đến 74 km/s/Mpc. Sự chênh lệch này tạo ra một "căng thẳng Hubble," một trong những vấn đề lớn trong vũ trụ học hiện đại.Vậy làm thế nào mà người ta xác định được giá trị của hằng số?. Câu trả lời là người ta sẽ sử dụng 3 phương pháp đo phổ biến nhất.
Một là Candle chuẩn (Standard Candle): Một phương pháp phổ biến là sử dụng các sao biến quang Cepheid và siêu tân tinh loại Ia làm "candle chuẩn" để đo khoảng cách đến các thiên hà, từ đó xác định H0
Thứ hai là Bức xạ nền vi sóng vũ trụ (CMB): Phương pháp khác sử dụng dữ liệu từ bức xạ nền vi sóng vũ trụ để suy ra giá trị H0. Phương pháp này thường cho giá trị thấp hơn so với phương pháp dùng candle chuẩn.
Cuối cùng là phương pháp Thấu kính hấp dẫn: Một số nghiên cứu mới sử dụng hiệu ứng thấu kính hấp dẫn, trong đó ánh sáng từ một nguồn xa bị bẻ cong bởi trường hấp dẫn của một vật thể nằm giữa nguồn và người quan sát, để ước tính giá trị H0.
Hằng số Hubble
Vấn đề là có một sự khác biệt đáng kể giữa các giá trị H0 được đo bằng phương pháp candle chuẩn (khoảng 73-74 km/s/Mpc) và từ dữ liệu CMB (khoảng 67-68 km/s/Mpc).Tuy vậy Nguyên nhân của sự chênh lệch này vẫn chưa được hiểu rõ và có thể gợi ý rằng cần có các mô hình vũ trụ học mới hoặc rằng có các sai sót hệ thống trong các phương pháp đo lường.
Vậy là chúng ta vừa giải quyết xong 2 vấn đề chính của định luật, chỉ còn lại vấn đề cần phải giải quyết cuối cùng là mối liên hệ giữa hiện tượng dịch chuyển đỏ và định luật Hubble. Các bạn hãy nhớ lại rằng Định luật Hubble phát biểu rằng các thiên hà đang di chuyển ra xa chúng ta với tốc độ tỉ lệ thuận với khoảng cách của chúng. Điều này có nghĩa là các thiên hà càng xa thì dịch chuyển đỏ của chúng càng lớn.
Dịch chuyển đỏ là bằng chứng trực tiếp cho sự giãn nở của vũ trụ. Khi Edwin Hubble đo đạc các thiên hà ở xa, ông nhận thấy rằng tất cả các thiên hà đều có dịch chuyển đỏ, chứng tỏ chúng đang di chuyển ra xa Trái Đất. Hubble đã sử dụng dữ liệu dịch chuyển đỏ này để đi đến kết luận về sự giãn nở của vũ trụ.
Dịch chuyển đỏ
Dịch chuyển đỏ đo được có thể được sử dụng để tính toán tốc độ v của thiên hà, sau đó áp dụng định luật Hubble để xác định khoảng cách d đến thiên hà: Được kết nối với định luật Hubble qua công thức biến đổi từ công thức gốc như sau:
Người ta dùng hiện tượng dịch chuyển đỏ để Xác định khoảng cách: Bằng cách đo dịch chuyển đỏ của một thiên hà, các nhà thiên văn học có thể sử dụng Định luật Hubble để ước lượng khoảng cách tới thiên hà đó. Nó còn giúp cho các nhà khoa học lập Bản đồ vũ trụ: đó là Dữ liệu về dịch chuyển đỏ của hàng triệu thiên hà đã được sử dụng để lập bản đồ ba chiều của vũ trụ, giúp chúng ta hiểu rõ hơn về cấu trúc và sự phân bố của vật chất trong vũ trụ.
Tóm lại:
Dịch chuyển đỏ là bằng chứng quan sát chủ yếu giúp thiết lập và xác nhận Định luật Hubble. Nó cho thấy các thiên hà đang di chuyển ra xa chúng ta và tốc độ di chuyển này tỉ lệ thuận với khoảng cách, từ đó chứng minh vũ trụ đang giãn nở. Và cũng chính nhờ định luật Hubble đã đặt những viên gạch đầu tiên cho lý thuyết Big Bang của Stephen Hawking sau này.Và có một điều mà các bạn cần lưu ý là khi Enstein công nhận vũ trụ là tĩnh, thực ra lý thuyết tương đối của ông không hề sai, thậm chí nó còn cho ra kết quả vũ trụ đang giãn nở. Nhưng vì không tin điều ấy là sự thật nên Enstein đã thêm vào một hằng số vũ trụ để kết quả cho ra một vũ trụ tĩnh. Sau này Enstein mới thừa nhận rằng đó chính là quyết định ngu ngốc nhất của mình.
HillTFamn
90
|
8/20/2024 3:10:48 PM
