Con người thậm chí còn chưa thể đi ra khỏi Hệ Mặt Trời, tại sao chúng ta lại có thể đo lường về vũ trụ?

Vũ trụ to lớn như thế nào và các ngôi sao cách chúng ta bao xa? Những câu hỏi này có thể là một trong những câu hỏi lâu đời và cơ bản nhất của nhân loại, đồng thời cũng là một trong những câu hỏi mà các nhà khoa học đang tìm tòi và giải đáp.

Tuy nhiên, không dễ để trả lời những câu hỏi này. Bởi vì vũ trụ quá rộng lớn và phức tạp nên chúng ta không thể quan sát và đo lường nó một cách trực tiếp được.

Vậy làm sao con người biết được kích thước và khoảng cách của vũ trụ? Làm thế nào chúng ta có thể tính toán được vị trí và đặc điểm của các thiên hà và tinh vân cách xa hàng chục tỷ năm ánh sáng?

Để trả lời câu hỏi này, chúng ta cần hiểu một khái niệm quan trọng: thang khoảng cách vũ trụ.

Đây là một loạt các phương pháp và công cụ được các nhà khoa học phát triển để đo vị trí và kích thước của các thiên thể trong các phạm vi khoảng cách khác nhau. Những phương pháp và công cụ này giống như những bậc thang, cho phép chúng ta dần dần khám phá những không gian vũ trụ ngày càng sâu hơn. 

Tại sao lại cần một chiếc thang như vậy? Bởi vì các thiên thể trong phạm vi khoảng cách khác nhau có những đặc điểm và kiểu mẫu khác nhau nên chúng cần được đo bằng các phương pháp khác nhau. 

Ví dụ, đối với các hành tinh trong Hệ Mặt Trời bên trong, chúng ta có thể sử dụng sóng vô tuyến để đo khoảng cách giữa chúng và Trái Đất; đối với các ngôi sao ở xa hơn, chúng ta có thể sử dụng phương pháp thị sai lượng giác để đo góc giữa chúng và Trái Đất. Đối với các thiên hà ở xa, chúng ta có thể sử dụng siêu tân tinh hoặc định luật Hubble để đo độ dịch chuyển đỏ giữa chúng và Trái Đất. Mỗi bước được thực hiện sẽ dựa trên kết quả đo được của bước trước, do đó thiết lập một hệ thống tự nhất quán và đáng tin cậy. Vậy các phương pháp cụ thể để đo vũ trụ là gì?

Phương pháp phản xạ vô tuyến

Phương pháp phản xạ vô tuyến là phương pháp đo sử dụng sóng vô tuyến truyền đến bề mặt của một hành tinh ở khoảng cách gần và nhận được tín hiệu phản xạ, khoảng cách được tính bằng cách đo thời gian để tín hiệu quay trở lại. 

Phương pháp này phù hợp với các thiên thể trong Hệ Mặt Trời, được sử dụng lần đầu tiên vào những năm 1950. Khi đó, các nhà khoa học Mỹ đã sử dụng hệ thống radar quân sự để truyền sóng vô tuyến tới Mặt Trăng và nhận được tín hiệu phản xạ sau đó vài giây. 

Phương pháp này sau đó được sử dụng để đo khoảng cách giữa Trái Đất và các hành tinh khác, chẳng hạn như Sao Kim và Sao Hỏa, thậm chí cả các tiểu hành tinh và sao chổi. Ưu điểm của phép đo phản xạ vô tuyến là độ chính xác cực cao, cho phép đo sai số ở cấp độ milimet. 

Điều này cho phép các nhà khoa học hiểu chính xác hơn khoảng cách và vị trí tương đối của các hành tinh. Tuy nhiên, phương pháp phản xạ vô tuyến cũng có một số hạn chế. Nó chỉ hoạt động trên các vật thể có bề mặt rắn, không hoạt động trên những vật thể có bầu khí quyển dày hoặc mây, chẳng hạn như Sao Mộc và Sao Thổ. Nguyên nhân là do sóng vô tuyến bị tán xạ hoặc bị hấp thụ trong khí quyển khiến không thể đo chính xác thời gian của tín hiệu phản xạ.

Phương pháp thị sai lượng giác

Phương pháp thị sai lượng giác là một phương pháp đo cổ xưa và trực quan, sử dụng sự thay đổi vị trí của các ngôi sao trên bầu trời khi Trái Đất quay quanh Mặt Trời để tính góc giữa các ngôi sao và Trái Đất, từ đó suy ra khoảng cách của chúng. 

Phương pháp này hiệu quả với những ngôi sao tương đối gần Trái Đất, thường trong phạm vi 100 năm ánh sáng. Dựa trên nguyên lý của phương pháp thị sai lượng giác, chúng ta có thể sử dụng các hình tam giác trong quan hệ hình học để giải các bài toán tìm độ dài các cạnh chưa biết. Ở đây, hai cạnh đã biết là chiều dài của đường cơ sở được hình thành bởi Trái Đất khi nó quay quanh Mặt Trời, xấp xỉ 300 triệu km. Một góc đã biết là sự thay đổi vị trí của một ngôi sao trên bầu trời so với Mặt Trời, được gọi là góc thị sai.

Đầu thế kỷ 19, nhà thiên văn học người Đức Friedrich Bissell đã áp dụng thành công phương pháp thị sai lượng giác lần đầu tiên để đo góc thị sai của một ngôi sao tên là 61 Pegasus và tính được khoảng cách của nó với Trái Đất là 10,4 năm ánh sáng. Bước đột phá này làm cho phương pháp thị sai lượng giác trở thành một phương tiện quan trọng để đo khoảng cách tới các ngôi sao. 

Sau đó, các nhà khoa học đã sử dụng phương pháp này để đo khoảng cách của nhiều ngôi sao hơn, bao gồm cả ngôi sao gần Trái Đất nhất, Alpha Centauri, cách Trái Đất 4,3 năm ánh sáng. Ưu điểm của phương pháp này là có thể tính trực tiếp và đơn giản, không yêu cầu phụ thuộc vào các giả định hoặc mô hình khác. Tuy nhiên, nó cũng có nhược điểm là chỉ có tác dụng với những ngôi sao ở gần Trái Đất. Đối với những ngôi sao ở xa hơn, góc thị sai trở nên rất nhỏ và khó đo chính xác.

Đo khoảng cách nhờ định luật Hubble

Định luật Hubble là một định luật quan trọng mô tả sự giãn nở của vũ trụ, nó đo khoảng cách giữa các vật thể ở xa và chúng ta bằng cách quan sát giá trị dịch chuyển đỏ của chúng. 

Phương pháp này có thể áp dụng cho các thiên hà rất xa và thậm chí cả chân trời sự kiện của vũ trụ quan sát được, rộng khoảng 10 tỷ năm ánh sáng trở lên. Định luật Hubble được nhà thiên văn học người Mỹ Edwin Hubble phát hiện và đề xuất vào những năm 1920. Ông đã quan sát nhiều thiên hà ngoài thiên hà và phát hiện ra một sự thật đáng kinh ngạc: Những thiên hà này đều đang chuyển động ra xa chúng ta với những tốc độ khác nhau, và càng ở xa chúng ta thì các thiên hà càng chuyển động nhanh hơn. 

Điều này có nghĩa là vũ trụ không tĩnh tại mà thay vào đó, nó không ngừng giãn nở và phát triển. Định luật Hubble có thể được biểu diễn bằng một công thức đơn giản: v = H₀d. Trong công thức này, v đại diện cho tốc độ của thiên hà ở xa chúng ta, d đại diện cho khoảng cách giữa thiên hà và chúng ta và H₀ là hằng số Hubble, mô tả tốc độ giãn nở của vũ trụ. Bằng cách đo độ dịch chuyển đỏ của các thiên hà, chúng ta có thể xác định chúng đang di chuyển ra xa chúng ta nhanh như thế nào.

Sau đó, sử dụng định luật Hubble, chúng ta có thể tính được khoảng cách của các thiên hà xa xôi với chúng ta. Cái hay của định luật Hubble là nó có thể được sử dụng để đo những khoảng cách cực xa mà bình thường không thể đo được. Hơn nữa, định luật Hubble dựa trên các đặc tính của toàn bộ vũ trụ chứ không phải đặc điểm của từng thiên thể. Điều này cho phép chúng ta nghiên cứu quy mô vũ trụ rộng hơn và hiểu được sự tiến hóa cũng như cấu trúc của vũ trụ. 

Tuy nhiên, định luật Hubble cũng có một số nhược điểm. Đầu tiên, nó dựa vào độ chính xác và ổn định của hằng số Hubble. Hằng số này có thể thay đổi theo thời gian và không gian. Thứ hai, một số yếu tố như vũ trụ giãn nở nhanh chóng, năng lượng tối vũ trụ và vật chất tối vũ trụ cũng sẽ tác động đến định luật Hubble. 

Vì vậy, khi thực hiện các phép đo bằng định luật Hubble, chúng ta cần tính đến các yếu tố này và có những điều chỉnh cho phù hợp. Mặc dù định luật Hubble có một số hạn chế và thách thức nhưng nó vẫn là một trong những công cụ quan trọng nhất giúp chúng ta hiểu biết về vũ trụ. Bằng cách liên tục cải tiến công nghệ quan sát và đo chính xác hằng số Hubble, chúng ta có thể khám phá sâu hơn những bí ẩn của vũ trụ và tiết lộ nguồn gốc, sự tiến hóa và vận mệnh tương lai của nó.