TRÁI ĐẤT VÀ CHUYỂN ĐỘNG CỦA MẶT TRỜI TRÊN THIÊN CẦU

Tác giả: Nguyễn Hoài Nam

Bạn hãy thử quan sát chuyển động và vị trí một ngày của ngôi sao duy nhất của chúng ta, ngôi sao đã đưa lại cho tất cả chúng ta sự sống, Mặt Trời. Hàng ngày Mặt Trời mọc lên ở phía Đông và sau đó nó lặn ở phía Tây. Trung bình, mất 24h để từ giữa trưa quay trở lại giữa trưa của ngày hôm sau. Giữa trưa là gì? Đó là thời điểm trong ngày mà tại đó Mặt Trời có vị trí cao nhất so với đường chân trời của mỗi ngày. Và đồng hồ chỉ 24 giờ mỗi ngày của chúng ta chính là căn cứ vào chu kì này, gọi là ngày Mặt Trời (solar day). Mỗi ngày, bạn sẽ thấy Mặt Trời mọc và lặn lệch đi so với hôm trước một chút, nhưng dù thế nào thì chu kì và vị trí chính xác của nó lúc mọc, lặn so với chân trời cũng tuần hoàn trong đúng một năm.

Mặt khác, Mặt Trời mọc và lặn trên nền của các vì sao theo chu kì 1 năm. Chính xác chu kì là 365,24 ngày, và trong khoảng thời gian đó, Mặt Trời chuyển động trên Thiền Cầu hoàn thành một vòng 360 độ để bạn lại thấy nó có vị trí tương ứng với một số ngôi sao (một chòm sao) như thời điểm đó 1 năm trước. Trước đây, nhân loại từng coi Trái đất là trung tâm vũ trụ, và do đó cả Mặt Trời và bầu trời sao đêm đều chuyển động tròn quanh Trái Đất với những chu kì khác nhau tạo nên sự biến đổi về vị trí tương đối của Mặt Trời trên nền trời sao. Giờ đây thì chúng ta đều đã biết rằng những gì chúng ta nhìn thấy là do chuyển động của Trái đất trên quĩ đạo quanh Mặt Trời.

Đường đi biểu kiến trên nền trời sao của Mặt Trời được gọi là Hoàng Đạo. Vòng tròn Hoàng Đạo này lệch góc so với xích đạo trời 1 góc 23,5 độ do trục chính của Trái Đất nghiêng 1 góc 23,5 độ so với mặt phẳng quĩ đạo của nó quanh Mặt Trời. Hoàng đạo gồm có 12 chòm sao, và trong 1 năm, Mặt Trời sẽ lần lượt lướt qua 12 chòm sao đó. Trong thời gian Mặt Trời lướt qua chòm sao nào thì về đêm, bạn sẽ dễ dàng nhìn thấy chòm sao đối xứng của nó trên Hoàng Đạo. Hoàng đạo và xích đạo trời cắt nhau tại 2 điểm là điểm xuân phân - vernal (spring) equinox và điểm thu phân - autumnal equinox . Mặt Trời chuyển động trên Thiên Cầu và cắt xích đạo trời tại điểm xuân phân vào ngày 21 tháng 3 và cắt xích đạo trời tại điểm thu phần vào ngày 22 tháng 9 hàng năm. Điều đặc biệt nhất là khi Mặt Trời cắt xích đạo trời tại 2 điểm này thì tại mọi nơi trên thế giới đều có ngày (được chiếu sáng) và đêm dài bằng nhau trong 1 chu kì, mỗi nửa dài đúng 12h.

Bạn có thể dễ dàng hình dung: khi bạn quan sát bầu trời, luôn luôn có đúng 1/2 thiên cầu là có thể quan sát được. Mọi điểm nằm trên xích đạo trời đều mất đúng 12 giờ để đi từ điểm Đông đến điểm Tây. Toàn bộ thiên cầu luôn chuyển động song song với xích đạo trời. Vì chúng ta đang đứng trên bán cầu Bắc của hành tinh này, nên bạn sẽ thấy 1 điều. Đó là các điểm nằm ở bán thiên cầu Nam, tức là toàn bộ vùng trời nằm ở phía Nam của xích đạo trời, sẽ chuyển động từ khi mọc lên ở chân trời Đông đến khi lặn xuống chân trời Tây trong 1 khoảng thời gian ít hơn 12 giờ. Lí do của việc này là vì một phần khổng nhỏ của các chuyển động của chúng bị che khuất bởi chính phần cong của Trái đất của chúng ta. Ngược lại, bạn lại sẽ thấy các điểm thuộc bán thiên cầu Bắc - nằm phía Bắc của xích đạo trời- sẽ có chu kì mọc/lặn nhiều hơn 12 giờ do các chuyển động của chúng lại được chính sự cong của Trái Đất làm cho lớn hơn 180 độ. Và tất nhiên, nếu bạn quan sát khi đứng ở bán cầu Nam thì tình hình sẽ ngược lại hoàn toàn, tức là bạn sẽ thấy các điểm của bán thiên cầu Nam sẽ có chu kì lớn hơn 12 giờ mỗi ngày còn các điểm thuộc bán thiên cầu Bắc thì sẽ có chu kì nhỏ hơn 12 giờ. Tuy nhiên, riêng với đường xích đạo trời thì dù bạn dứng tại bất cứ điểm nào trên Trái Đất thì mọi điểm của nó sẽ đều có chu kì là 12 giờ và cũng tại mọi điểm trên Trái đất, bạn cũng luôn thấy đúng 1 nửa đường xích đạo trời này, độ dài đó đúng bằng độ dài giữa 2 điểm xuân phân và thu phân. Đến đây, nếu để ý bạn sẽ hiểu tại sao khi Mặt Trời đi đến điểm xuân phân hoặc thu phân, khi vị trí của nó là trên xích đạo trời thì tại bất cứ nơi đâu trên hành tinh của chúng ta, bạn đều thấy một ngày có 12 giờ đýợc Mặt Trời chiếu sáng và đúng 12 giờ còn lại chìm trong đêm tối.

Giữa các cực và xích đạo Địa lí của Trái đất cũng có một điểm đặc biệt. Khi bạn đứng tại 2 địa cực, bạn sẽ thấy xích đạo trời hoàn toàn song song với đường chân trời của bạn và tại vị trí quan sát rất đặc biệt đó, bạn có thể thấy toàn bộ xích đạo trời như một vòng tròn khép kín song song với đýờng xích đạo địa lí. Và bởi vì mọi điểm trên thiên cầu đều luôn chuyển động song song với xích đạo trời nên các vì sao sẽ không bao giờ mọc hay lặn tại cac địa cực, bạn sẽ thấy các sao trên thiên đỉnh gần như đứng yên, còn các ngôi sao khác thì như đang quay quanh trục nối giữa bạn và thiên đỉnh, tất cả chúng đều luôn hiện diện trên bầu trời như thế. Riêng đối với Mặt Trời, mỗi năm tại địa cực bạn sẽ có một nửa thời gian đýợc chiếu sáng liên tục và một nửa còn lại của mỗi năm sẽ là đêm tối. Hay nói cách khác ở các địa cực mỗi năm chỉ có một ngày. Khi đứng tại 2 điểm đó, bạn sẽ thấy Mặt Trời luôn tiến về một trong 2 điểm xuân phân và thu phân. Ở Bắc Cực, bạn sẽ thấy Mặt Trời mọc vào ngày 21/3 (xuân phân) và lặn vào ngày 22 tháng 9 (thu phân ) hàng năm còn khi bạn đứng ở Nam Cực thì ngược lại. Ngày 22 tháng 9, khi Bắc Cực bắt đầu bước vào đêm, thì khi đó Nam Cực sẽ bắt đầu một ngày mới sáng liên tục trong nửa năm. Tất cả những điều đặc biệt này có được khi bạn đứng tại 2 địa cực của Trái Đất, còn khi bạn đứng tại xích đạo Trái đất thì lại khác. Bất cứ ngày nào trong năm, bạn sẽ luôn luôn thấy Mặt Trời cũng như tất cả các vì sao bạn quan sát được đều mọc và lặn với cùng một chu kì là 12 giờ.

Do đường Hoàng Đạo (đường đi của Mặt Trời) lệch góc so với xích đạo trời 23,5 độ và chúng cắt nhau tại 2 điểm như đã nói ở trên, nên điểm xa nhất mà Mặt Trời có thể đạt được so với xích đạo trời chính là góc 23.5 độ. Có 2 điểm như thế và được gọi là các điểm "chí", đó là Hạ chí (summer solstice) và Đông chí (winter solstice). Giờ đây, khi bạn quan sát thiên cầu tại Bắc bán cầu, bạn thấy rằng điểm xa nhất về phía Bắc của xích đạo trời là Hạ chí và điểm xa nhất về phía Nam của xích đạo trời là Đông chí, còn với những người quan sát ở Nam bán cầu thì điều này là ngược lại, ngày Hạ chí của bạn sẽ là ngày Đông chí của những người ở Nam bán cầu. Như vậy, tại bán cầu Bắc, bạn sẽ thấy rằng Mặt Trời đi tới điểm Đông chí vào ngày 21 tháng 12 và đi đến điểm Hạ chí vào ngày 21 tháng 6 hàng năm. Vào ngày Đông chí, Mặt Trời ở xa nhất so với xích đạo trời về phía Nam, và vì lí do đó nên đó là ngày mà các chuyển động của nó bị che khuất nhiều nhất, ngày đó sẽ là ngày mà đêm dài nhất và ngày ngắn nhất của 1 năm. Còn vào ngày Hạ chí, Mặt Trời hướng về phía Bắc xa nhất, ngày hôm đó ngày rất dài vì góc chuyển động của Mặt Trời là lớn nhất trong năm.

Cách nhận biết sao( nguồn ĐH Sư phạm Hà Nội)

________________________________________

Các hành tinh: bằng mắt thường bạn chỉ có thể quan sát thấy 5 hành tinh trong hệ Mặt trời là: Sao Thuỷ, Sao Kim, Sao Hoả, Sao Mộc, Sao Thổ. Để nhậ biết được đâu là hành tinh, đâu là ngôi sao các bạn phải dựa vào 3 đặc điểm chính:

+ Về vẻ sáng: Chú ý kỹ bạn sẽ thấy các ngối sao luôn nhấp nháy, còn các hành tinh thì không, dường như ánh sáng của chúng rất ổn định. Sở dĩ có hiện tượng này bởi vì các ngôi sao ở rất xa. Chúng chỉ là một điểm sáng với các tia sáng yếu ớt. Do sự khúc xạ của khí quyển gây bởi sự thay đổi chiết suất do các luồng không khí có nhiệt độ khác nhau tạo ra và bởi sự di chuyển của các dòng không khí trong khí quyển. Do vậy, những tia sáng yếu ớt của ngôi sao bị khúc xạ, đổi hướng. Do đó mắt của chúng ta nhận được quang thông của ngôi sao không như nhau theo thời gian. Vì nguyên nhân này mà chúng ta cảm thấy ngôi sao nhấp nháy. Trưòng hợp đối với các hành tinh thì khác. Chúng ở gần chúng ta nên thông lượng ánh sáng gửi tới Trái Đất lớn hơn nhiều so với những ngôi sao. Cho dù có bị khúc xạ liên tục nhưng hầu như sự biến thiên thông lượng sáng đễn mặt dất là không lớn. Vì vậy mà mắt chúng ta cảm nhận ánh sánh của các hành tinh dường như rất ổn định, không nhấp nháy.

+ Về chuyển động: Nếu quan sát kỹ trong nhiều ngày,chúng ta dễ dàng nhận ra có một số ngôi sao sáng thây đổi vị trí liên tục trên nền trời. Đó là những hành tinh. Các hành tinh là những thiên thể ở gần chúng ta nên chuyển động tương đối của chúng với Trái Đất là tương đối lớn. Quan sát từ Trái Đất, sự thay đổi chuyển động tương đối này phản ánh trong sự thay đổi vị trí của các hành tinh trên nền trời. Các vì sao hầu như giữ nguyên vị trí bởi chúng là những thiên thể ở rất xa. Sự thay đổi vị trí tương đối của chúng là rất bé không thể cảm nhận được bằng mắt thường. Thậm chí phải chờ đến hàng chục ngàn năm, thậm chí nhiều hơn nữa, chúng ta mới thấy được.

+ Về tập trung: Các hành tinh thường phân bố trongmột dải hẹp giưac các chòm sao trong cung Hoàng Đạo. Do mặt phẳng quỹ đạo của các hành tinh nghiêng với mặt phẳng quỹ đạo của Trái Đất những góc không lớn lắm. Cho nên, khi quan sát từ Trái Đất, các hành tinh chiếu lên một dải hẹp thuộc các chòm sao Hoàng Đạo.

Kết luận: Từ 3 đặc điểm trên bạn có thể dễ dàng nhận biết đâu là hành tinh, đâu là ngôi sao.

Nhưng khi đã phân biệt được giữahành tinh và các vì sao. Vậy, bây giờ,làm cách nào để nhận biết được từng hành tinh trong 5 hành tinh kể trên. Đừng lo lắng. Bạn cứ căn cứ vào các đặc điểm dưới đay dể nhận biết chúng.

- Sao Kim: Rất dễ nhận ra. Bạn cứ tìm ở phía Đông trước khi Mặt Trời mọc hoặc phiá Tây sau khi Mặt Trời lặn một ngôi sao sáng nhất trên bầu trời. Vị trí cao nhất của Sao Kim so với đường chân trời không bao giờ vượt quá 480. Hơn nữa vỉtí của Sao Kim thay đổi tương đối nhanh. Nguyên nhân bởi vì Sao Kim là hành tinh thứ hai tính từ Mặt Trời có quỹ đạo nằm trong quỹ đạo của Trái Đất. Bề mặt sao Kim với lớp khí quyển dày đặc phản xạ tới 75% ánh sáng Mặt trời chiếu vào nó, và chủ yếu là ánh sáng màu vàng hơn nữa lại gần Trái Đất nên rất dễ nhận ra.

- Sao Thuỷ: Khó tìm hơn Sao Kim. Nhưng bạn đừng lo lắng. Vẫn có nhiều cơ hội để nhìn thấyhành tinh này trên bầu trời.

Để nhìn thấy Sao Thuỷ, bạn phải tìm ngay trước khi Mặt Trời mọc hoặc ngay sau khi Mặt Trời lặn. Vị trí của nó cao nhất trên bầu trời không bao giờ vượt quá 280 tính từ đường chân trời do Sao Thuỷ ở gần Mặt Trời nhất. Và cũng vì ở gần Mặt Trời nhất nên vị trí của nó thay đổi cũng rất nhanh. Sao Thuỷ kém sáng hơn Sao Kim nhiều lần nhưng cũng đủ sáng như một ngôi sao sáng để có thể tìm thấy dẽ dàng. ánh sáng của Sao Thuỷ có mà vàng đậm.

Chúng ta cần phải tìm ở khu vực ở đó theo đường đi của Mặt Trời sắp mọc hoặc ngay sau khi lặn. Thường thì ở khoảng thời gian này Sao thuỷ sáng lờ mờ trong một dải sáng mờ gọi là ánh sáng hoàng đạo ( do các hạt bụi trong Hệ Mặt Trời tập trung chủ yếu gần mặt phẳng hoàng đạo à phản xạ ánh sáng Mặt Trời tạo ra). Bạn có thể cảm nhận đuợc bằng mắt thường sự thay đổi vị trí Sao Thuỷ từng ngày.

-Sao Hoả: Hãy chú ý đến một ngôi sao mọc đỏ rực trên bầu trời, không nhấp nháy và trong vài tuần vị trí của ngôi sao này thay đổi rõ rệt trên nên trời. Đó chính là SaoHoả. Sao Hoả rất nổi bật và rất dễ tìm.

-Sao Mộc: Sao Mộc chỉ sáng sau Sao Kim. ánh sáng của Sao Mộc chủ yếu là ánh sáng màu vàng bị phản xạ. ánh sáng ổn định không nhấp nháy. Quan sát sau một thời gian thấy vị trí của nó thay đổi. Sao Mộc rất dễ tìm.

-Sao Thổ: Bạn cứ tìm kiếm trên cung Hoàng Đạo, lọai trừ Sao Hoả và SaoMộc, ngôi sao tương đối sáng màu vàng. Chú ý sau một thời gian dài thấy vị trí thay đổi chậm. Khônng phải là ngôi sao nào khác chính là Sao Thổ. Khó tìm hơn Sao Hoả và Sao Mộc nhưng Sao Thổ cũng rất dễ tìm.(rất dễ với các bạn chuyên nghiệp và phải có thiết bị quan sát( theo mình thì vậy))

Chú ý: Tuỳ theo vị trí tương đối của các hành tinh đối với Trái Đất mà thời gian nào trong năm chúng xuất hiện trên bầu trời. Chúng ta có thể sử các chương trình phần mềm bản đồ sao cài đặt trên máy tính PC để biết rõ vị trí của từng hành tinh.

Khi đã nắm rõ được vị trí và quy luật bạn cũng cóthể hình dung ở trong đầu là hành tinh nào hiện giờ đangở đâu, khu vực chòm sao nào trên bầu trời.

Vài nét về Bé Bự

________________________________________

Sao Mộc (hay Mộc Tinh) là hành tinh to lớn nhất của Thái Dương Hệ và đứng thứ năm nếu đếm từ Mặt Trời trở ra. Sao Mộc được cấu tạo bởi các chất khí ở thể lỏng vì nhiệt độ thấp; loại hành tinh này, do đó, không có đất và đá và thường thường lớn hơn loại hành tinh có đất và đá giống như Trái Đất. Đôi khi người ta còn gọi loại hành tinh này là các "sao lùn nâu" (brown dawrf) vì nếu khối lượng của hành tinh chỉ cần khoảng 100 lần nặng hơn thì sức hút của trọng lực đã đủ mạnh để tạo nên phản ứng hợp hạt nhân của các chất khí và biến hành tinh này thành một ngôi sao. Tên tiếng Việt của hành tinh này dựa vào nguyên tố mộc của Ngũ Hành; chữ Nho viết là 木星. Các văn hóa Tây phương dùng tên thần Jupiter, vị thần quan trọng nhất trong thần thoại La Mã, để đặt tên cho hành tinh này; trong thần thoại Hy Lạp tên của vị thần này là Zeus (Δίας). Điều này rất dễ hiểu vì Sao Mộc là một hành tinh vĩ đại, nặng hơn gấp hai lần của tất cả 8 hành tinh còn lại của Thái Dương Hệ cộng lại.

Sao Mộc cũng là nơi mà nền móng của giả thuyết cho rằng Trái Đất là trung tâm của vũ trụ bị lung lay khi Galileo Galilei khám phá ra 4 thiên thể quay chung quanh hành tinh này vào năm 1610 - thay vì chung quanh Trái Đất.

Cấu tạo và khí quyển

Sao Mộc có một lõi bằng đá tương đối nhỏ so với kích thước của nó. Ngoại trừ phần lõi ra, sao Mộc có thể được xem như hoàn toàn tạo bởi khinh khí (H2). Nằm ngay trên lõi là một lớp khinh khí ở thể đặc, có nhiều tính chất vật lý giống như một kim loại, và trên nữa là lớp khinh khí ở thể lỏng biến dần dần sang một lớp ở thể khí. Ranh giới giữa ba thể không cách nào được xác định rõ ràng vì sự biến dạng từ thể này sang thể khác không xẩy ra một cách đột ngột.

Khí quyển của sao Mộc bao gồm khoảng 86% khinh khí và 14% hêli (He), cũng như một phần rất nhỏ của các chất khác. Càng xuống sâu, tỉ lệ các chất khác càng tăng lên và bầu khí quyển càng trở nên dầy đặc hơn cho đến khi biến sang thể lỏng. Ranh giới giữa bầu khí quyển và "bề mặt" của Sao Mộc, do đó, cũng không rõ ràng.

Vào năm 1690, Giovanni Domenico Cassini khám phá ra các vùng khí quyển của Sao Mộc quay với vận tốc khác nhau: không khí gần cực quay chậm hơn không khí gần quỹ đạo vào khoảng 5 phút. Hơn thế nữa, mây ở các vĩ tuyến khác nhau bay với hai chiều ngược nhau và thường tạo ra những cơn bão lốc với vận tốc cao đến 600 km/h. Một cơn lốc kinh khủng nhất, với đường kính to hơn đường kính Trái Đất, được gọi là Đốm Đỏ Lớn.

Vết Đỏ Lớn

Đốm Đỏ Lớn chụp bởi Voyager 1

Một của những dấu đặc biệt rõ ràng nhất của Sao Mộc là Vết Đỏ Lớn ở gần phía nam của xích đạo. Vết này là một cơn lốc khổng lồ - đường kính gấp ba lần đường kính của Trái Đất - đang thổi dữ dội từ hơn 300 năm nay. So với 100 năm trước đây thì đốm này chỉ còn độ nửa về kích thước. Người ta không biết chắc rằng có phải hiện tượng này xảy ra do sự dao động trong khí quyển của sao Mộc, cũng như đốm này có đang từ từ biến đi theo thời gian hay không.

Vết Đỏ Lớn là một cơn bão với xoáy nghịch trên Mộc Tinh, nằm ở khoảng 22° phía nam xích đạo, đã kéo dài 340 năm. Cơn bão này lớn đến mức có thể thấy từ Trái Đất qua kính viễn vọng. Nó được quan sát thấy lần đầu bởi Giovanni Domenico Cassini hoặc Robert Hooke khoảng năm 1665.

Ảnh chụp bên phải được thực hiện bởi Voyager 1 ngày 25 tháng 2 năm 1979, khi tàu này bay ngang qua ở khoảng cách 9,2 triệu km tới Sao Mộc. Các chi tiết mây với kích thước nhỏ tới 160 km có thể được quan sát trên ảnh. Các vùng gợn sóng nhiều màu sắc bên trái Vết Đỏ Lớn là một vùng có các chuyển động sóng phức tạp trong khí quyển Sao Mộc. Kích thước của cơn bão này có thể được so sánh với kích thước của một cơn bão nhỏ hơn màu trắng nằm ngay dưới có đường kính cỡ Trái Đất. Vết Đỏ Lớn dài khoảng 24.000 đến 40.000 km và rộng khoảng 12.000 đến 14.000 km, đủ sức chứa ba Trái Đất bên trong.

Hình bầu dục nằm tại tâm Vết Đỏ Lớn quay ngược chiều kim đồng hồ, với chu kỳ khoảng 6 ngày. Đám mây cao nhất trong cơn bão này nằm ở độ cao khoảng 8 km phía trên các đám mây ở vùng xung quanh bão.

Các cơn bão như Vết Đỏ Lớn không phải là hiếm gặp trên các khí quyển đầy nhiễu loạn của các hành tinh khí khổng lồ. Sao Mộc còn có các vết trắng và vết nâu, là những cơn bão nhỏ hơn và không được đặt tên. Các vết trắng chứa các đám mây lạnh ở tầng trên của khí quyển. Các vết nâu, nóng hơn, nằm tại "tầng bão thông thường". Các cơn bão này có thể kéo dài từ vài giờ đến vài thế kỷ.

Vận tốc quay của hành tinh

Vì Sao Mộc được tạo ra bởi các chất khí ở thể lỏng nên mỗi vùng có một vận tốc quay khác nhau. Một điểm nằm gần xích đạo, giữa vĩ tuyến 10° bắc và vĩ tuyến 10° nam, làm một vòng chung quanh Sao Mộc trong 9 giờ 50 phút 30 giây. Vùng này được gọi là System I của Sao Mộc. Phần còn lại, gọi là System II, quay chậm hơn vùng gần xích đạo hơn 5 phút, hay 9 giờ 55 phút 41 giây.

Sao Mộc là hành tinh có vận tốc quay cao nhất của Hệ Mặt Trời.

Vòng đai

Chung quanh Sao Mộc có một số vòng đai tạo bởi bụi và đá. Sự hiện diện của những vòng đai này mới được xác nhận vào 1979. So sánh với các vòng đai của Sao Thổ, những vòng đai này nhỏ và mờ hơn rất nhiều. Hiện nay (2004) các nhà thiên văn học xác nhận là Sao Mộc có 3 vòng đai được tạo ra bởi bụi và đá từ 4 vệ tinh thuộc nhóm Amalthea. Nếu kể từ tâm của Sao Mộc ra, vòng đai thứ nhất nằm từ 100 ngàn đến 122,8 ngàn km; vòng thứ hai từ 122,8 ngàn đến 129,2 ngàn [[km] và vòng thứ ba từ 129,2 ngàn đến 214,2 ngàn km. Một vòng đai nữa ở rất xa về phía ngoài chưa được xác nhận chính thức. Đặc biệt là vòng đai ngoài cùng này, giống như các vệ tinh phía ngoài, quay ngược chiều với chiều quay của sao Mộc.

Vệ tinh

Đến năm 2004, đã có 63 vệ tinh của Sao Mộc được khám phá và được chia ra làm 7 nhóm. Trong những vệ tinh này, Io, Europa, Ganymedes và Callisto được khám phá bởi Galileo Galilei từ đầu thế kỷ 17 và được lập thành một nhóm. Bốn vệ tinh này, cũng như Metis, Adrastea và Amalthea của nhóm Amalthea, tự quay một vòng chung quanh chính mình trong một thời gian bằng một vòng chung quanh Sao Mộc nên luôn luôn có một mặt hướng về Sao Mộc và một mặt quay đi - trường hợp giống như Mặt Trăng đối với Địa Cầu. Đại đa số những vệ tinh nhỏ còn lại tuy quay chung quanh Sao Mộc nhưng đi ngược với chiều quay của hành tinh này.

Bẩy nhóm vệ tinh của Sao Mộc là:

• Nhóm Amalthea, gần Sao Mộc nhất, gồm Metis, Adrastea, Amalthea và Thebe. Quỹ đạo của các vệ tinh này rất tròn, gần như nằm trên cùng một mặt phẳng với xích đạo của Sao Mộc và ở từ 100 ngàn km đến 200 ngàn km nếu kể từ tâm của Sao Mộc ra.

• Nhóm Galilean, khám phá bởi Galileo Galilei, gồm Io, Europa, Ganymede và Callisto. Đây là các vệ tinh lớn trong Thái Dương Hệ - Europa, nhỏ nhất trong nhóm, lớn hơn Sao Diêm Vương trong khi Ganymede, lớn nhất trong nhóm, lớn hơn Sao Thuỷ. Quỹ đạo của các vệ tinh này ở từ 400 ngàn km đến 2 triệu km nếu kể từ tâm của Sao Mộc ra.

• Themisto đứng một mình trong nhóm của nó. Quỹ đạo của vệ tinh này ở vào khoảng 7 triệu km nếu kể từ tâm của Sao Mộc ra.

• Nhóm Himalia gồm Leda, Himalia, Lysithea, Elara và S/2000 J11 (khám phá trong năm 2000 nên chưa có tên). Quỹ đạo của các vệ tinh này ở từ 11 triệu km đến 12 triệu km nếu kể từ tâm của Sao Mộc ra.

• Nhóm Ananke gồm Euporie, Euanthe, Orthosie, Harpalyke, Praxidike, Thyone, Ananke, Iocaste, Hermippe .... Quỹ đạo của các vệ tinh này nằm nghiêng vào khoảng 150° đối với xích đạo của Sao Mộc và ở vào khoảng 21 triệu km nếu kể từ tâm của Sao Mộc ra. Tất cả các vệ tinh này đi ngược với chiều quay của Sao Mộc.

• Nhóm Carme gồm Pasithee, Chaldene, Isonoe, Erinome, Kale, Aitne, Taygete, Carme, Kalyke .... Quỹ đạo của các vệ tinh này nằm nghiêng vào khoảng 160° đối với xích đạo của Sao Mộc và ở vào khoảng 23 triệu km nếu kể từ tâm của Sao Mộc ra. Tất cả các vệ tinh trong nhóm này đi ngược với chiều quay của Sao Mộc.

• Nhóm Pasiphaë gồm Eurydome, Pasiphaë, Sponde, Megaclite, Callirrhoe, Sinope, Autonone, .... Tất cả các vệ tinh trong nhóm này đi ngược với chiều quay của Sao Mộc.

• Quá trình thám hiểm

Vào tháng 12 năm 1973, Pioneer 10 trở thành phi thuyền đầu tiên bay ngang Sao Mộc. Đúng một năm sau đó Pioneer 11 cũng đến nơi. Cả hai phi thuyền đều được dùng để nghiên cứu về từ trường của Sao Mộc. Trong năm 1979 có hai phi thuyền bay ngang hành tinh, Voyager 1 vào tháng 3 và Voyager 2 vào tháng 7. Cả hai được dùng để nghiên cứu các vệ tinh của nhóm Galilean nhưng, đồng thời, đã khám phá ra các vòng đai của hành tinh. Vệ tinh nhân tạo đầu tiên của Sao Mộc là Galileo, đến nơi vào tháng 7 năm 1995. Galileo thả một máy thám hiểm nhỏ (probe) xuống Sao Mộc để nghiên cứu về bầu khí quyển của hành tinh này và làm nhiều cuộc bay ngang các vệ tinh. Galileo đã bị chấm dứt vào tháng 9 năm 2003. Để tránh trường hợp Galileo có thể rơi vào một vệ tinh và làm ô nhiễm vệ tinh này, NASA đã điều khiển cho Galileo đâm thẳng vào Sao Mộc và hoàn toàn cháy tan tại đây.

Trong năm 2000, trong khi trên đường đi đến Sao Thổ, Tàu vũ trụ Cassini-Huygens đã ghé ngang Sao Mộc và gửi về nhiều hình ảnh của hành tinh này với độ phân giải rất cao và nhiều chi tiết.

Theo dự định, Tàu vũ trụ New Horizons sẽ bay ngang Sao Mộc vào khoảng 2007 trong khi trên đường đến Sao Diêm Vương.

Vài nét về sao hỏa (láng giềng mà ta đang nghiên cứu)

________________________________________

Sao Hỏa (hay Hỏa Tinh) là hành tinh thứ tư gần Mặt Trời trong Hệ Mặt Trời và cũng là hành tinh thứ nhất có quỹ đạo nằm ở ngoài quỹ đạo của Trái Đất. Sao Hỏa giống Trái Đất về nhiều điểm: bốn mùa, hai cực có băng đá, một bầu khí quyển có mây, gió, bão cát, một ngày dài độ 24 giờ,... Vì sự có mặt của một khí quyển tương đối dầy nên nhiều người tin là có thể có sự sống ở đây. Vì sự hiện diện của nhiều lòng sông khô nên nhiều nhà khoa học chắc chắn rằng trong quá khứ đã có một thời nước chảy trên bề mặt của Sao Hỏa. Sao Hỏa có hai vệ tinh tự nhiên là Deimos và Phobos.

Tên tiếng Việt của hành tinh này dựa vào nguyên tố hỏa của Ngũ Hành; chữ Nho viết là . Vì Sao Hỏa phản chiếu ánh sáng mầu đỏ, các văn hóa Tây phương dùng tên Mars của vị thần chiến tranh trong thần thoại La Mã để đặt tên cho hành tinh này; trong thần thoại Hy Lạp tên của vị thần này là Ares (Άρης). Ngoài ra Sao Hỏa cũng được nghiên cứu bởi nhiều nền văn hóa cổ khác như Trung Hoa, Ấn Độ, Ai Cập, Ả Rập...

Sao Hỏa cũng là nguồn gốc của nhiều truyện giả tưởng nói đến "người Sao Hỏa" và các giả thuyết khoa học như "kênh đào", sự hiện diện của nước ở thể lỏng và của sự sống trên Sao Hỏa. Trong khi "người sao Hỏa" cũng như các "kênh đào" đã được chứng nghiệm là không có, sự hiện diện của nước và của sự sống trên Sao Hỏa - nhất là dưới dạng của vi khuẩn - được một số nhà khoa học chấp nhận sau những khám phá vào năm 2004.

Khí quyển

Sao Hỏa có một bầu khí quyển mỏng với một áp suất ít hơn 1% áp suất tại Trái Đất. Hơn 95% của khí quyển là thán khí hay cacbon điôxít (CO2), tiếp đến là 3% đạm khí (N2) và 1,6% agon (Ar). Bầu khí quyển của Sao Hỏa chứa rất nhiều bụi, điều này làm nền trời của hành tinh này có một mầu hồng cam nhạt.

Sự khám phá của mêtan (CH4) trong bầu khí quyển của Sao Hỏa vào năm 2003 là một điều ngạc nhiên đối với các nhà khoa học vì thường thường mêtan chỉ được tạo ra bởi núi lửa hay bởi các sinh vật.

Nhiệt độ và ánh sáng từ Mặt Trời

Trong tất cả các hành tinh của Hệ Mặt Trời, nhiệt độ tại bề mặt của Sao Hỏa gần giống tại Trái Đất nhất: mùa hè tại Sao Hỏa lạnh tương đương với mùa đông tại châu Nam Cực. Vì ở xa Mặt Trời hơn, nên Sao Hỏa chỉ nhận được 1/2 phần ánh sáng khi so sánh với Trái Đất. Thêm vào đó là một bầu khí quyển mỏng nên nhiệt độ trên Sao Hỏa bình thường ở dưới -110°C trong mùa đông.

Bề mặt

Vùng Ares Vallis chụp bởi Mars Pathfinder

Bề mặt của Sao Hỏa là một sự pha trộn giữa các dãy núi và các đồng bằng rộng lớn. Các đồng bằng tại bắc bán cầu được phủ dầy bằng một lớp bụi ôxít sắt nằm trên một lớp dung nham đông đặc. Trong khi đó các cao nguyên tại nam bán cầu thì đầy các hố lởm chởm. Nhìn từ Trái Đất, Sao Hỏa tựa như có hai vùng đất với độ phản chiếu ánh sáng khác nhau. Những vùng sáng hơn thường là những bình nguyên phủ bởi bụi sắt rỉ và thường bị lầm tưởng là các châu hay các đảo lớn của hành tinh. Trái lại, những khu vực tối hơn, vì phản chiếu ít ánh sáng, bị lầm là các biển hay đại dương. Sự sai lầm này đã có ảnh hưởng trong việc đặt tên cho các vùng này.

Hai cực của Sao Hỏa được che bằng một lớp băng đá tạo ra khi nước và thán khí đóng băng. Hai tảng băng đá này tăng lên hay co lại tùy theo mùa. Tại xích đạo có một vùng có nhiều núi lửa gọi là Tharsis. Sau khi nghiên cứu vùng này người ta biết rằng các núi lửa của Sao Hỏa không còn hoạt động nữa. Nằm trong dẫy Tharsis là núi Olympus Mons: ngọn núi cao nhất của Hệ Mặt Trời hiện nay, với một chiều cao khoảng 27 km. Những ngọn núi cao khác của dẫy núi là Ascraeus Mons, Pavonis Mons và Arsia Mons.

Về phía đông có Valles Marineris, đây là một thung lũng khổng lồ, lớn nhất trong Hệ Mặt Trời, dài 4000 km, rộng 250 km tối đa và sâu 7 km.

Các vệ tinh

Sao Hỏa có hai vệ tinh tự nhiên. Vệ tinh nhỏ được gọi là Deimos, có một hình thù không đều đặn, không lớn hơn 7,5 × 6 × 5,5 km. Vệ tinh lớn có tên là Phobos, có một hình thù giống như củ khoai tây, không lớn hơn 14,5 × 11 × 10 km. Phobos nằm gần Sao Hỏa hơn với quỹ đạo cỡ 9 ngàn km trong khi Deimos có quỹ đạo cỡ 23 ngàn km. Cả hai đều tự quay một vòng chung quanh chính mình với một thời gian bằng một vòng xung quanh Sao Hỏa, nên luôn luôn có một mặt hướng về Sao Hỏa và một mặt quay đi - trường hợp giống như Mặt Trăng đối với Địa Cầu. Các nhà khoa học cho rằng hai vệ tinh này là các tiểu hành tinh hay các tảng đá bay trong không gian bị giữ lại bởi trọng lực của Sao Hỏa.

Theo thần thoại Hy Lạp thì Phobos và Deimos là tên của hai người con trai kéo xe cho vị thần chiến tranh của hành tinh này. Cả hai vệ tinh được khám phá bởi Asaph Hall vào năm 1877.

Quá trình thám hiểm

Cũng giống như trường hợp của Sao Kim, các cường quốc của thế kỷ 20 đã liên tiếp gửi nhiều phi thuyền lên Sao Hỏa để tìm hiểu về hành tinh này. Trong khi Liên Xô có vẻ thành công hơn Hoa Kỳ trong chương trình thám hiểm Sao Kim, Hoa Kỳ vượt hơn Liên Xô trong chương trình thám hiểm Sao Hỏa. Ngay từ đầu tháng 10 năm 1960 Liên Xô đã phóng hai phi thuyền (Korabl 4 và Korabl 5) với dự định sẽ bay ngang Sao Hỏa, nhưng với kỹ thuật thô sơ của thập niên đó cả hai phi thuyền đều không qua được quỹ đạo của Trái Đất; các Korabl sau cũng thất bại. Đến tháng 11 năm 1964 thì NASA mới phóng Mariner 1 và Mariner 2 lên Sao Hỏa. Trong khi Mariner 1 không vượt được ra ngoài quỹ đạo của Trái Đất, Mariner 2 đã trở thành phi thuyền đầu tiên đến phạm vi của Sao Hỏa. Đến tháng 5 năm 1971 có ba phi thuyền được phóng lên về hướng hành tinh này: Mars 2 và Mars 3 của Liên Xô và Mariner 9 của Mỹ, cả ba trở thành vệ tinh nhân tạo đầu tiên của Sao Hỏa. Từ đó Hoa Kỳ đã bỏ xa Liên Xô trong các chương trình thám hiểm Sao Hỏa. Đáng kể nhất là: Viking 1 và Viking 2 phóng lên vào tháng 9 năm 1975 vì đã gửi được hai máy thám hiểm nhỏ (probe) đáp xuống bề mặt của hành tinh; Mars Global Surveyor phóng lên vào tháng 11 năm 1996 vì số lượng về hình ảnh và dữ kiện gửi về, cho đến ngày nay 2004 Mars Global Surveyor vẫn còn hoạt động; Mars Pathfinder phóng lên vào tháng 12 năm 1996 vì là phi thuyền đầu tiên đáp xuống Sao Hỏa và gửi một rô-bô lăn trên 6 bánh xe để thám hiểm các vùng phụ cận.

Đến khoảng đầu thập niên 2000, Nhật Bản và châu Âu cũng tham gia vào việc thám hiểm hành tinh này, tuy rằng họ chưa thành công lắm. Đến tháng 1 năm 2004, NASA gửi hai rô-bô thám hiểm xuống bề mặt của Sao Hỏa. Hai rô-bôt này, một tên là Spirit và một tên là Opportunity, đã đạt được nhiều thành công trong việc khảo cứu về cấu tạo của khí quyển và của đất đai nhưng quan trọng nhất là các dữ kiện chứng minh cho sự hiện diện của nước hàng tỉ năm cách đây trên hành tinh này.

Tranh vẽ quá trình địa khai hoá trên Sao Hoả, theo ba giai đoạn phát triển. (tác giả: Michael Carroll)

Vì Sao Hỏa có điều kiện tự nhiên phù hợp nhất cho cuộc sống con người trong Hệ Mặt Trời (sau Trái Đất), người ta hy vọng trong tương lai xa có thể địa khai hoá Sao Hỏa, biến nó thành môi trường sống của con người. Tuy vậy trước khi đưa bất cứ một sinh vật Trái Đất nào lên Sao Hỏa (kể cả vi khuẩn), phải có nghiên cứu để kết luận chắc chắn về sự sống bản địa của Sao Hỏa. Nếu vẫn còn sinh vật sống trên Sao Hỏa, các sinh vật đem lên từ Trái Đất có nguy cơ phát triển mạnh và lấn át, làm tuyệt chủng các sinh vật của hành tinh này.

Vài nét về sao kim ( địa ngục trần dan)

________________________________________

Sao Kim (còn gọi là Kim Tinh, sao Hôm, sao Mai) là hành tinh gần Mặt Trời thứ nhì của Thái Dương Hệ và là loại hành tinh có đất và đá giống như Trái Đất (terrestrial planet). Kích thước, khối lượng và trọng lực của Sao Kim suýt soát với Trái Đất nên hai hành tinh này vẫn thường được coi như hai hành tinh sinh đôi. Ngoại trừ các điểm đó, Trái Đất và Sao Kim, trên thực tế, khác hẳn nhau: một nơi có khí hậu ôn hoà, nơi kia cực kỳ nóng; áp suất khí quyển ở một nơi thì vừa phải, áp suất nơi kia cực cao đủ để bóp bẹp một chiếc xe bọc sắt; không khí một nơi có nhiều hơi nước, dưỡng khí và thuận lợi cho sự sống, không khí nơi kia dầy đặc với chất độc, thán khí và các axít ăn thủng được kim loại. Với mắt trần Sao Kim là thiên thể sáng thứ ba trên bầu trời, sau Mặt Trời và Mặt Trăng. Cấp sao biểu kiến của Sao Kim biến đổi trong khoảng -4,6m đến -3,8m

Tên tiếng Việt của sao Kim dựa vào nguyên tố kim của Ngũ Hành; chữ Nho viết là . Nhưng người Việt còn gọi là sao Hôm, khi hành tinh này mọc lên lúc hoàng hôn, và sao Mai, khi hành tinh này mọc lên lúc bình minh. Các văn hóa Tây phương dùng tên thần Venus (tiếng Việt là Vệ nữ), vị nữ thần của sắc đẹp và của tình yêu trong thần thoại La Mã, cho hành tinh này; trong thần thoại Hy Lạp tên của vị thần này là Aphrodite ( ). Sao Kim được các nền văn hóa thượng cổ để ý đến vì độ sáng của nó. Người Hy Lạp cổ đại tuy biết Sao Kim xuất hiện trên bầu trời cả ban ngày lẫn ban đêm nhưng, giống như người Việt, vẫn đặt tên riêng cho Sao Hôm là Hesperus và cho Sao Mai là Phosphorus. Các nền văn hóa cổ khác như Ai Cập, Babylon, Maya, Ả Rập, Trung Hoa, Ấn Độ ... không chỉ có tên riêng cho Sao Kim, và cả cho Sao Hôm và Sao Mai, mà còn có nhiều văn kiện quan trọng nghiên cứu về hành tinh này qua nhiều thế hệ.

Khí quyển

Sao Kim có một bầu khí quyển rất đặc với 96% thán khí (cacbon điôxít), 3% đạm khí (nitơ) và các loại axít khác nhau. Áp suất khí quyển của Sao Kim cao hơn 90 lần áp suất khí quyển tại mặt biển của Trái Đất. Sao Kim hấp thụ nhiệt mà không bức xạ được nhiệt ra ngoài không gian vì bầu khí quyển có quá nhiều thán khí. (Đây là một hiện tượng mà rất nhiều nhà khoa học sợ là sẽ xẩy ra cho Trái Đất nếu các kỹ nghệ trên thế giới tiếp tục thải thán khí vào bầu khí quyển. Xin xem Hiệu ứng nhà kính) Nhiệt độ bề mặt của Sao Kim, do đó, rất cao - nóng hơn Sao Thủy mặc dù Sao Kim cách xa Mặt Trời gấp đôi Sao Thủy và rất ít ánh sáng Mặt Trời chiếu thẳng vào bề mặt của Sao Kim.

Một hậu quả của các chất hóa học nặng trong không khí là những lớp mây dầy đặc che kín hành tinh này. Mây của Sao Kim chứa những hạt chất lỏng nhỏ li ti; nhưng thay vì những hạt nước như tại Trái Đất, đây là những hạt axít. Những lớp mây này phản chiếu đa số ánh sáng Mặt Trời và khiến cho Sao Kim trở thành một trong những ngôi sao sáng nhất trên bầu trời (sao Kim có thể nhìn thấy bằng mắt thường kể cả ngay sau khi Mặt Trời mọc). Nếu không có những lớp mây này, nhiệt độ của Sao Kim, dù đã quá nóng, sẽ còn nóng hơn nữa vì sẽ không có gì ngăn cản ánh sáng Mặt Trời.

Gió trong các lớp mây của Sao Kim có thể đạt đến 350 km/h nhưng tại bề mặt chỉ vài km/h. Tuy nhiên, với một lượng axít cao, gió trên bề mặt Sao Kim có thể ăn mòn các vật cản trở một cách dễ dàng - một trong những lý do tại sao máy móc gửi lên từ Trái Đất không thể tồn tại lâu.

Nhiệt độ và ánh sáng từ Mặt Trời

Nhiệt độ tại bề mặt của Sao Kim, như giải thích ở trên, rất cao - trung bình vào khoảng 740K. Đây là nhiệt độ nóng đủ để biến kim loại chì thành chất lỏng. Sự cách biệt về nhiệt độ tại bề mặt giữa ban ngày và ban đêm của Sao Kim rất ít vì ảnh hưởng của ánh sáng Mặt Trời trên nhiệt độ rất ít. Sao Kim có thể xem như là hành tinh với khí hậu nóng nhất Thái Dương Hệ.

Ánh sáng Mặt Trời, vì bị mây che, chỉ còn khoảng 1/3 khi đến bề mặt của Sao Kim - hay hơn 1000 watt cho mỗi mét vuông.

Bề mặt

Trong bốn hành tinh thuộc loại hành tinh có đất và đá của Thái Dương Hệ (Sao Thủy, Sao Kim, Trái Đất và Sao Hỏa), Sao Kim có một bề mặt tương đối phẳng nhất - hơn 90% bề mặt của Sao Kim được phủ bằng dung nham. Những chỗ không bị phủ sẽ được bào mòn bởi gió của một bầu không khí dầy đặc. Ngay cả những hố tạo ra bởi những tảng đá rơi vào từ ngoài không gian cũng không thể nào quá to hay quá lởm chởm vì áp suất cực cao của khí quyển đè xuống bề mặt và không làm cho đất đá văng vãi tứ tung.

Trên mặt, Sao Kim có hai cao nguyên khổng lồ chính, vượt hẳn lên trên những bình nguyên ở phía dưới. Cao nguyên ở bắc bán cầu có tên là Ishtar Terra. Đây là một vùng đất cao, rộng vào cỡ Úc và chứa ngọn núi cao nhất của Sao Kim: Maxwell Montes (khoảng 11 km cao). Cao nguyên ở nam bán cầu rộng vào cỡ Nam Mỹ và có tên là Aphrodite Terra. Nằm xen vào hai cao nguyên này là những cao nguyên nhỏ và thấp hơn như Atalanta Platina, Guinevere Platina, Lavinia Platina... Tất cả các tên địa lý trên Sao Kim đều dựa vào tên của các nữ thần hay các phụ nữ nổi tiếng, ngoại trừ Maxwell Montes dùng tên của nhà khoa học James Clerk Maxwell.

Các nhà khoa học cho rằng Sao Kim, giống như Sao Thủy và Trái Đất, có một lõi sắt hình cầu (bán kính 3000 km) ở giữa, một lớp dung nham ở ngay trên và các lớp đất và đá ở trên nữa. Vì không có hơi nước trong không khí nên đá trên Sao Kim cứng hơn đá của Trái Đất. Các núi lửa trên Sao Kim vẫn còn hoạt động.

Quỹ đạo và vận tốc quay

Quỹ đạo của Sao Kim, tuy là hình elip như quỹ đạo của các hành tinh khác, nhưng tương đối tròn - độ lệch tâm của quỹ đạo này gần như 0. Sao Kim quay một vòng xung quanh Mặt Trời trên quỹ đạo này vào khoảng 225 ngày. Một năm Sao Kim, do đó, dài bằng 225 ngày của Trái Đất.

Vì Sao Kim quá giống Trái Đất ở nhiều điểm nên đại đa số mọi người của thế kỷ 19 và đầu thế kỷ 20 tin rằng Sao Kim có cùng một vận tốc quay với Trái Đất. Không có ai có thể làm thí nghiệm kiểm chứng vì Sao Kim lúc nào cũng bị mây che kín. Mãi cho đến 1964, nhờ kỹ thuật radar, các nhà khoa học mới tìm ra là Sao Kim quay rất chậm và quay ngược chiều với các hành tinh khác: từ đông sang tây thay vì từ tây sang đông. Trong Thái Dương Hệ chỉ có 3 hành tinh quay ngược như vậy: Sao Kim, Sao Thiên Vương và Sao Diêm Vương. (Sao Thiên Vương không những quay ngược mà còn nằm ngang trên quỹ đạo.) Theo tiêu chuẩn định trước, vận tốc quay của các hành tinh quay bình thường mang dấu cộng (+) hay không mang dấu và của các hành tinh quay ngược mang dấu trừ (−). Vận tốc quay của sao Kim, do đó, là -6.5 km/h - vận tốc quay nhỏ nhất của các hành tinh trong Thái Dương Hệ. Với một vận tốc nhỏ như vậy, Sao Kim phải mất 243 ngày để quay một vòng xung quanh chính nó. Một ngày Sao Kim, do đó, dài hơn 243 ngày của Trái Đất. Một trong nhiều giải thích cho sự chậm chạp này là một sự va chạm giữa Sao Kim và một thiên thể khá lớn trong quá khứ đã làm cho hành tinh này đổi chiều quay.

Vì một ngày Sao Kim dài hơn một năm Sao Kim, một người sống trên Sao Kim, nếu chọn đúng thời gian, có thể ăn mừng hai lần sinh nhật trong cùng một ngày.

Quá trình thám hiểm

Sao Kim không những nổi tiếng với các nền văn minh cổ mà còn có một vai trò quan trọng đối với các cường quốc của thế kỷ 20 nữa. Từ 1961 cho đến nay 2004, Liên Xô và Hoa Kỳ đã phóng 30 phi thuyền lên thám hiểm hành tinh này. Đại đa số các phi thuyền này đều thất bại, một phần lớn vì kỹ nghệ không gian hãy còn quá thô sơ ở thập niên 1960, một phần vì trạng thái thiên nhiên của Sao Kim quá khắc nghiệt. Phi thuyền đầu tiên đến gần Sao Kim là Mariner 2, do NASA phóng lên vào tháng 8 năm 1962, nhưng đến đầu tháng 1 năm 1963 thì liên lạc với phi thuyền này bị mất.

Phi thuyền đầu tiên đáp được xuống Sao Kim là Venera 3, do Liên Xô phóng lên vào tháng 11 năm 1965 và đến nơi vào tháng 3 năm 1966, nhưng bị bóp bẹp vì áp suất khí quyển cực cao của Sao Kim. Những Venera sau đó cũng thất bại, mãi cho đến Venera 7, phóng lên vào tháng 8 năm 1970 và đến nơi vào tháng 12 cùng năm, thì kỹ thuật mới đủ tân tiến để phi thuyền này đáp được xuống Sao Kim an toàn và gửi các dữ liệu về Trái Đất. Trong suốt thập niên 1970 Liên Xô liên tục phóng phi thuyền đáp xuống Sao Kim, thường thường là một cặp làm việc chung với nhau, trong khi đó Hoa Kỳ chỉ hạn chế với phi thuyền bay phía trên cao hành tinh này.

Sang đến thập niên 1980, cả hai cường quốc bỏ hẳn ý định đáp xuống Sao Kim, chỉ chú trọng về khảo cứu hành tinh này từ trên cao. Venera 15 và Venera 16, phóng lên vào tháng 6 năm 1983 và đến nơi vào tháng 10 cùng năm, là hai phi thuyền đầu tiên dùng radar để vẽ bản đồ cho Sao Kim. Nhưng bản đồ Sao Kim đầy đủ và chính xác nhất hiện nay (2004) được Magellan vẽ, phi thuyền này phóng lên vào tháng 5 năm 1989 và đến nơi vào tháng 8 năm 1990. Phi thuyền này đã thám hiểm được 98% bề mặt của Sao Kim với độ chi tiết khá cao, tiếc thay Magellan đã bị chấm dứt hoạt động vào tháng 10 năm 1994.

Sao Thiên Vương

________________________________________

Sao Thiên Vương.

sao Thiên Vương (Thiên Vương Tinh) là hành tinh thứ bảy tính từ Mặt Trời trở ra và cũng là hành tinh lớn thứ ba của Thái Dương Hệ nếu theo đường kính, hay thứ tư nếu theo khối lượng. Các văn hóa Tây phương dùng tên của thần Ouranos ( ), vị thần của bầu trời trong thần thoại Hy Lạp, cho hành tinh này; vị thần tương đương trong thần thoại La Mã có tên là Caelus. Tên tiếng Việt của hành tinh được dịch ra dựa vào Ouranos vì Sao Thiên Vương, viết theo chữ Nho là , có nghĩa là "ngôi sao của vị vua trên trời".

Sự khám phá ra hành tinh

Sao Thiên Vương là một trong ba hành tinh không được biết ở thời thượng cổ vì không nhìn được bằng mắt thường từ Trái Đất. Vào năm 1690 Sao Thiên Vương được quan sát lần đầu bởi John Flamsteed. Nhà thiên văn này tưởng đó là một ngôi sao tại chòm sao Kim Ngưu và đặt tên cho nó là 34 Tauri. Gần năm 1769 Sao Thiên Vương được quan sát 12 lần bởi Pierre Charles Le Monnier, nhưng nhà thiên văn học này cũng nghĩ rằng ông ta nhìn thấy một ngôi sao. Sự khám phá của hành tinh này được chính thức cấp cho William Herschel vào ngày 13 tháng 3 năm 1781, khi ông ta phân loại nó như một hành tinh. Ông ta cũng đặt tên cho nó là Georgium Sidus, dựa vào tên của vua George III đang ngự trì Đế quốc Anh lúc bấy giờ. Một tên khác cũng được dùng ở thời này là Herschel. Nhưng từ 1850 tên Uranus - đề xuất bởi Johann Bode - đã trở nên thông dụng với các ngôn ngữ Tây phương.

Cấu tạo và khí quyển

Cũng giống như Sao Mộc và Sao Thổ, Sao Thiên Vương là loại hành tinh cấu tạo bằng các chất khí ở thể lỏng nhưng không chứa nhiều khinh khí (H2) như hai hành tinh trên. Sao Thiên Vương có một cấu tạo giống như các lõi của Sao Mộc và Sao Thổ mà không có lớp khinh khí ở thể đặc bọc bên ngoài.

Voyager 2 chỉ nhận thấy các lớp mây mỏng và không có gì đặc sắc khi bay ngang Sao Thiên Vương vào năm 1986. Nhưng gần đây (2004), viễn vọng kính Hubble lại nhận thấy nhiều vòng mây tựa như các vòng mây của Sao Mộc.

Độ nghiêng của trục quay

Trong khi Sao Mộc có Đốm Đỏ Lớn khổng lồ và Sao Thổ có một vòng đai nhiều mầu thì điểm đặc biệt của Sao Thiên Vương là trục quay của nó. Trong khi các hành tinh khác hầu như đứng thẳng trên quỹ đạo của chúng, Sao Thiên Vương quay trong khi nằm ngang trên quỹ đạo. Độ nghiêng của trục quay đối với quỹ đạo của nó là 97°.

Hậu quả của việc nằm ngang trên quỹ đạo là hai cực của Sao Thiên Vương nhận được nhiều năng lượng Mặt Trời hơn vùng xích đạo. Khi Sao Thiên Vương ở trong khoảng 1/4 phần của quỹ đạo, Mặt Trời chiếu gần như thẳng vào một cực; khi ở trong khoảng 1/4 phần đối diện, Mặt Trời chiếu gần như thẳng vào cực kia. Tuy nhiên vùng xích đạo của Sao Thiên Vương vẫn nóng hơn hai vùng cực và các nhà khoa học vẫn chưa giải thích được.

Khi Voyager 2 bay ngang Sao Thiên Vương vào năm 1986 thì Mặt Trời đang chiếu thẳng vào "cực Nam" của nó. Sự phân biệt giữa hai cực của Sao Thiên Vương không được rõ vì Sao Thiên Vương có thể được xem như quay ngược với một trục quay nghiêng 97°, hay xem như quay bình thường với một trục quay nghiêng 83° theo hướng kia. Nguyên nhân của độ nghiêng lớn này vẫn chưa được giải thích rõ, ngoại trừ một sự va chạm với một hành tinh khác trong quá khứ.

Vòng đai

Sao Thiên Vương có một vòng đai rất mờ tạo bằng những hòn đá với đường kính vào khoảng 10 m. Vòng đai này thật sự bao gồm nhiều vòng đai nhỏ và được khám phá bất ngờ bởi James L. Elliot, Edward W. Dunham và Douglas J. Mink khi họ dùng viễn vọng kính để nghiên cứu bầu khí quyển của Sao Thiên Vương vào tháng 3 năm 1977.

Sư hiện diện của các vòng đai này đã được kiểm chứng bởi Voyager 2 khi phi thuyền này bay ngang Sao Thiên Vương vào 1986.

Vệ tinh

Cho đến nay (2004) các nhà khoa học đã công nhận 27 vệ tinh tự nhiên của Sao Thiên Vương. Titania và Oberon được khám phá bởi William Herchel vào năm 1787. Ariel và Umbirel được khám phá bởi William Lassell vào năm 1852. Miranda được khám phá bởi Gerard Kuiper vào năm 1948. Đây là các vệ tinh lớn nhất của Sao Thiên Vương và lập thành một nhóm. Nhóm này có quỹ đạo nằm giữa 120 ngàn km và 590 ngàn km nếu kể từ tâm của Sao Thiên Vương ra. Cả 5 vệ tinh tự quay một vòng chung quanh chính mình trong cùng một thời gian với một vòng chung quanh Sao Thiên Vương nên luôn luôn có một mặt hướng về Sao Thiên Vương và một mặt quay đi - giống như trường hợp của Mặt Trăng đối với Địa Cầu.

Trong số 22 vệ tinh nhỏ, một nửa được khám phá bởi Voyager 2 khi phi thuyền này bay ngang Sao Thiên Vương vào năm 1986 và một nửa được khám phá với các viễn vọng kính tân tiến hiện nay

Quá trình thám hiểm

Cho đến 2004 chỉ có một phi thuyền đi gần đến Sao Thiên Vương. Vào ngày 24 tháng 1 năm 1986 Voyager 2, phóng lên với mục đích thám hiểm Sao Hải Vương, đã bay gần Sao Thiên Vương nhất - vào khoảng 9,1 triệu km - và gửi về nhiều bức ảnh của hành tinh cũng như những vòng đai của nó.

hành tinh có tai( sao thổ)

________________________________________

Sao Thổ (hay Thổ Tinh) là hành tinh thứ sáu tính từ Mặt Trời trở ra và cũng là hành tinh lớn thứ nhì của Hệ Mặt Trời. Sao Thổ là một hành tinh khí khổng lồ (loại hành tinh cấu tạo bằng các chất khí ở thể lỏng do đó không có đất và đá giống như Trái Đất). Tuy lớn thứ nhì sau Sao Mộc nhưng khối lượng của Sao Thổ chưa bằng 1/3 khối lượng của Sao Mộc.

Tên của Sao Thổ dựa vào nguyên tố thổ của Ngũ Hành; chữ Nho viết là . Các văn hóa Tây phương dùng tên của người khổng lồ Saturn trong thần thoại La Mã cho Sao Thổ; trong thần thoại Hy Lạp vị thần này là Cronus (Κρόνος).

Hình ảnh của Sao Thổ rất nổi bật vì một vòng đai nhiều mầu xung quanh xích đạo. Chính vì vòng đai này làm cho Galileo Galilei lầm tưởng là Sao Thổ có hai "tai", hay hai "quai".

Cấu tạo và khí quyển

So sánh kích thước giữa Trái Đất và Sao Thổ

Cũng giống như Sao Mộc, Sao Thổ là một khối hình cầu với một lõi bằng đá và nhiều lớp khinh khí (H2) ở cả ba thể nằm ở trên. Ngay trên lõi là một lớp khinh khí ở thể đặc, với nhiều tính chất vật lý giống như một kim loại. Lớp khinh khí đặc đó biến dần dần sang thể lỏng đặc, thể lỏng thường, thể khí đặc, rồi thể khí thường của những lớp nằm bên trên.

Nhìn từ xa bầu khí quyển của Sao Thổ có nhiều vành nằm song song với xích đạo giống như Sao Mộc tuy rằng rộng hơn và không có mầu đậm bằng các vành của Sao Mộc. Sao Thổ cũng có nhiều cơn lốc khổng lồ giống như Đốm Đỏ Lớn của Sao Mộc nhưng không tồn tại lâu bằng - vào năm 1990 viễn vọng kính Hubble đã khám phá một vết tương tự ở gần xích đạo của Sao Thổ nhưng 4 năm sau thì vết này biến mất, trong khi Đốm Đỏ Lớn vẫn còn sau hơn 300 năm nay. Trong 4 năm đó, các nhà khoa học đã đặt tên cho vết này là Đốm Trắng Lớn.

Sao Thổ là hành tinh độc nhất trong Hệ Mặt Trời có tỉ trọng kém hơn tỉ trọng của nước.

Vận tốc quay của hành tinh

Giống như trường hợp của Sao Mộc, những vùng khác nhau trên Sao Thổ quay với một vận tốc khác nhau. Vùng chung quanh xích đạo, còn gọi là System I của Sao Thổ, quay một vòng trong 10 giờ 14 phút trong khi vùng gần hai cực, còn gọi là System II của Sao Thổ, quay chậm hơn 25 phút, hay 10 giờ 39 phút 24 giây.

Vòng đai

Ánh sáng vành đai phía trước. Lưu ý bóng của Sao Thổ lên vành đai và ngược lại, bóng của vành đai lên hành tinh. Vành đai dày bên trong chính là phần sáng nhất của cả hệ thống vành đai.

Vào năm 1610, Galileo Galilei là người đầu tiên quan sát Sao Thổ qua viễn vọng kính và để ý là hành tinh này có hai mẩu ánh sáng nhỏ đi kèm hai bên. Lúc đó ông cho rằng Sao Thổ bao gồm ba phần: hành tinh chính ở giữa và hai phần phụ ở hai bên mà nhiều khi ông ta gọi là hai "tai", hay hai "quai", của Sao Thổ. Hai năm sau Sao Thổ đứng thẳng lên song song với Trái Đất nên vòng đai, vì nằm trên cùng một mặt phẳng với xích đạo, tựa như biến mất. Những năm sau Sao Thổ từ từ nghiêng về phía Trái Đất và, do đó, vòng đai của nó lại xuất hiện trở lại. Các sự kiện này đã gây nhiều thắc mắc cho Galileo mà ông không giải thích được.

Hơn 40 năm sau, 1655, Christiaan Huygens, vì có viễn vọng kính tốt hơn, đã giải thích rõ vì sao một người tại Trái Đất có khi nhìn thấy vòng đai của Sao Thổ, có khi không.

Vào năm 1675 Giovanni Domenico Cassini xác định rằng vòng đai của Sao Thổ bao gồm nhiều vòng đai nhỏ với những khoảng hở ở giữa chúng. Khoảng hở lớn nhất, do đó, được đặt tên là Khoảng hở Cassini.

Pioneer 11 spacecraft: September 1 1979; Backlit rings, showing the overall darkness of the rings from this angle. The thickest parts of the rings are almost invisible.

Cho đến nay (2004), có hai giả thuyết về nguồn gốc của các vòng đai này. Một giả thuyết, được phát biểu bởi Édouard Roche từ thế kỷ 19, cho rằng một vệ tinh của Sao Thổ đã vỡ ra vì ảnh hưởng trọng lực của hành tinh này. Giả thuyết thứ hai, không được nhiều nhà khoa học chấp nhận, cho rằng vệ tinh đó vỡ ra khi va chạm với một sao chổi.

Cấu tạo của các vòng đai này là các viên đá, sắt hay thiên thể có kích thước từ nhỏ như hạt bụi đến lớn như chiếc xe. Với kỹ thuật tân tiến hiện nay, vòng đai của Sao Thổ có thể được quan sát qua các viễn vọng kính bán cho các người nghiên cứu về thiên văn học một cách tài tử.

Vệ tinh

Bức xạ nhiệt của Sao Thổ

Cho đến nay (2005), đã có 47 vệ tinh của Sao Thổ được khám phá. Tổng số vệ tinh của Sao Thổ sẽ rất khó xác định vì sự khác biệt giữa một vệ tinh nhỏ và một viên đá lớn của vòng đai không được ấn định rõ. Bốn vệ tinh có đường kính lớn hơn 1000 km, trong đó Titan là vệ tinh to nhất. Với một đường kính 5150 km, Titan không những to hơn cả Mặt Trăng mà còn to hơn 2 hành tinh của Hệ Mặt Trời là: Sao Diêm Vương và Sao Thủy. Hơn nữa, Titan là vệ tinh độc nhất trong Hệ Mặt Trời với một bầu khí quyển.

Các nhà khoa học phân loại các vệ tinh của Sao Thổ ra làm 7 loại. Khác hẳn với trường hợp của Sao Mộc, một vệ tinh của Sao Thổ có thể thuộc nhiều loại. Các loại vệ tinh của Sao Thổ là:

• Loại "bảo vệ vòng đai" có quỹ đạo nằm sát ngoài, hay sát trong, hay ở giữa của vòng đai. Các vệ tinh ở sát ngoài hay sát trong của một vòng đai giới hạn phạm vi của vòng đai đó và làm cho ranh giới của nó rõ ràng hơn, trong khi các vệ tinh ở giữa một vòng đai tạo ra những khoảng hở ở trong giữa vòng đai. Các vệ tinh thuộc loại này gồm có: Pan, Atlas, Prometheus, Pandora, Epimetheus, Janus, S/2004 S3 và S/2004 S4 (hai vệ tinh mới được khám phá vào năm 2004 nên chưa có tên).

• Loại vệ tinh "lớn, bên trong" có quỹ đạo nằm giữa 200 ngàn và 450 ngàn km nếu kể từ tâm của Sao Thổ ra. Tuy tên gọi có chữ "lớn", loại này bao gồm vài vệ tinh nhỏ. Các vệ tinh thuộc loại này gồm: Minas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Methone, Pallene, ....

• Loại "quỹ đạo chung" là một nhóm vệ tinh nằm trên cùng một quỹ đạo nhưng ở cách xa nhau và có cùng một vận tốc nên không bao giờ va chạm. Tethys (xem loại "lớn, bên trong" ở trên) dùng chung một quỹ đạo với hai vệ tinh nhỏ tên là Telesto và Calypso; Dione (xem loại "lớn, bên trong" ở trên) dùng chung một quỹ đạo với hai vệ tinh nhỏ tên là Helene và Polydeuces.

Trường hợp của Epimetheus và Janus (xem loại "bảo vệ vòng đai" ở trên) là trường hợp đặc biệt của loại này: cả hai lớn gần bằng nhau, có quỹ đạo riêng, và gần nhau vừa đủ để có thể va chạm, nhưng cứ vào khoảng 4 năm hai vệ tinh này đổi quỹ đạo với nhau để tránh va chạm.

• Loại vệ tinh "lớn, bên ngoài" có quỹ đạo nằm giữa 1 triệu và 3,5 triệu km nếu kể từ tâm của Sao Thổ ra. Các vệ tinh thuộc loại này gồm: Titan, Hyperion và Iapetus. Loại này có thể gọi là một nhóm.

Các vệ tinh thuộc những loại trên là vệ tinh lớn với khối lượng đáng kể (ngoại trừ S/2004 S3, S/2004 S4, Methone và Pallene). Các vệ tinh còn lại là các vệ tinh nhỏ, thường thường bán kính chỉ vào khoảng 10 km (ngoại trừ Phoebe), có quỹ đạo ở ngoài 10 triệu km nếu kể từ tâm của Sao Thổ ra, mới được khám phá gần đây và được chia ra làm 3 nhóm:

• Nhóm Inuit bao gồm Kiviuq, Ijiraq, Paaliaq và Siarnaq.

• Nhóm Norse bao gồm Phoebe, Skathi, Mundilfari, Suttungr, Thrymr và Ymir.

• Nhóm Gallic bao gồm Albiorix, Erripao và Tarvos.

Trong các vệ tinh lớn, 8 vệ tinh tự quay một vòng chung quanh chính mình trong cùng một thời gian với một vòng chung quanh Sao Thổ nên luôn luôn có một mặt hướng về Sao Thổ và một mặt quay đi - giống như trường hợp của Mặt Trăng đối với Địa Cầu. Trong số các vệ tinh nhỏ, 6 vệ tinh đi ngược với chiều quay của Sao Thổ. Hầu hết các vệ tinh của Sao Thổ có cấu tạo pha trộn giữa băng và đá.

Quá trình thám hiểm

Phi thuyền đầu tiên bay ngang Sao Thổ là Pioneer 1, vào năm 1979. Trong hai năm sau, 1980 và 1981, Voyager 1 và Voyager 2 đã bay ngang và cho thêm nhiều dữ kiện về hành tinh này.

Vào đầu tháng 7 năm 2004, Tàu vũ trụ Cassini-Huygens đã trở thành vệ tinh nhân tạo đầu tiên của Sao Thổ. Chương trình chính của Cassini-Huygens là khảo cứu về Sao Thổ và các vệ tinh quan trọng của nó, nhất là Titan.

Hình vành đai Sao Thổ

Hình ảnh chung về Sao Thổ

Full Sky logo

Dấu hiệu của sự sống trên vệ tinh Titan

Một số bức ảnh do tàu Cassini cung cấp gần đây[1] cho thấy có dấu vết của protein và amino axit trên vệ tinh Titan, nơi có bầu khí quyển dày gồm nitơ và methane rất giống với khí quyển Trái Đất trước khi sự sống bắt đầu cách đây hơn 3,8 tỷ năm[2]. Một giả thuyết được đưa ra là một vài vi sinh vật đã di trú từ Trái Dất lên Titan sau một vụ va chạm của Trái Dất với thiên thạch cách đây 65 triệu năm[3]. Tuy nhiên, khả năng tìm thấy các sinh vật sống trên Titan là rất xa vời, bởi Titan rất lạnh. Nhiệt độ của nó ở vào khoảng -180°C nên rất hiếm nước ở thể lỏng, đồng thời hạn chế các phản ứng hoá học cần cho sự sống.

Ngoài ra, tàu thăm dò Cassini cũng cho thấy trên vệ tinh Enceladus của Sao Thổ cũng có nước ở dạng lỏng:[4] các cột nước ngầm và mảnh băng vụn ở cực nam của Enceladus. Enceladus, có đường kính 502 km, là vật thể sáng nhất trong Hệ Mặt Trời. Theo ghi nhận của các nhà khoa học, vệ tinh này đã biến đổi rất tích cực về địa lý và cực Nam của nó đang ấm lên một cách bất thường (hiện là -183°C, cao hơn 20°C so với khu vực lân cận). Những kết quả này cho phép ta có thể thêm Enceladus vào danh sách ít ỏi các thiên thể trong Hệ Mặt Trời có thể có sự sống bên ngoài Trái đất. Sự sống này có thể là những vi khuẩn hoặc các tổ chức sinh vật nguyên thủy có khả năng tồn tại trong điều kiện cực kỳ khắc nghiệt.

Tinh vân là gì

________________________________________

Tinh vân

Tinh vân con cua

Trong Ngân Hà và các thiên hà có rất nhiều những vệt mờ mờ như sương mù đủ màu sắc. Đó là những đám mây bụi và khí khổng lồ, gọi là tinh vân. Các tinh vân thường tập trung thành những giải hẹp, dày từ 400-900 năm ánh sáng (1 nas = 9.460 tỷ km), nằm dọc theo mặt phẳng của Ngân Hà.

Cấu tạo

Các chất khí trong tinh vân chủ yếu là hiđrô, còn bụi thì chủ yếu là các phân tử cácbon và các mảnh đá vụn. Sự tập trung mật độ vật chất không đồng đều giữa các tinh vân: một số có mật độ bụi khí rất dày đặc, số khác thì loãng hơn. Có tinh vân sáng chói hơn do phản chiếu ánh sáng của các ngôi sao gần đó: đó là tinh vân sáng. Bản thân một số chất khí trong tinh vân cũng bức xạ ánh sáng khi ở cạnh một ngôi sao có nhiệt độ cao. Khí Nitơ và khí Hiđrô bức xạ ánh sáng đỏ, còn khí ôxi bức xạ ánh sáng xanh. Phải nhìn vào kính thiên văn cực mạnh thì mới thấy hết sắc màu rực rỡ của các tinh vân này. Một số tinh vân đậm đặc hơn, ngăn cản ánh sáng của các ngôi sao sáng phía sau: đó là các tinh vân tối. Những tinh vân tối chỉ nhận biết được trọng kính thiên văn khi nó che kín từng mảng sao trên bầu trời. Điển hình là tinh vân Đầu Ngựa trong chòm sao Tráng Sĩ.

Các loại tinh vân

Một trong những tinh vân đẹp nhất trong dải Ngân Hà là Tinh vân Lạp Hộ (gốc chữ Hán có nghĩa là Người đi săn, còn được gọi là Tinh vân Tráng Sĩ), ở cách xa Trái Đất 1500 năm ánh sáng. Nhìn từ Trái Đất qua kính thiên văn, tinh vân này có hình một con chim đang dang cánh, có sải cánh rộng bằng 200 triệu lần Trái Đất. Tinh vân Lạp Hộ là nơi cư trú của cả một cộng đồng gồm gần một nghìn ngôi sao đủ các lứa tuổi. Những ngôi sao ít tuổi nhất hoạt động náo nhiệt nhất, cứ phun ra những luồn khí nóng bay ra với vận tốc hàng chục nghìn km/h. Trong tinh vân có cả những hệ hành tinh đang được hình thành. Tinh vân Lạp Hộ còn có rất nhiều hóa chất hữa cơ, thành phần của những hợp chất giống hợp chất trong tế bào của sinh vật trên Trái Đất.

Một số các tinh vân ánh lên màu xanh lục một cách yếu ớt. Khí, bụi trong các tinh vân này khuếch tán ánh sáng các ngôi sao, giống như sương mù khuếch tán ánh sáng đèn pha ô tô trong đêm tối. Người ta gọi đó là các tinh vân khuếch tán để phân biệt với hai loại trên được gọi là tinh vân phát sáng. Ánh sáng xanh lục được phân tích qua quang phổ kế cho thấy chất khí trong tinh vân là nguyên tử ôxi mất hai điện tử và được chiếu sáng trong điều kiện áp suất rất thấp, cho đến nay chưa thể thực hiện được trong phòng thí nghiệm. Mật độ của các đám mây khí khuếch tán vào khoảng từ 10-21 đến 10-22 g/cm³. Các tinh vân khuếch tán cũng có thể có chiều dày 10-100 năm ánh sáng.

Khí hiđrô trong các tinh vân chỉ bị iôn hóa và phát sáng khi ở gần các ngôi sao nóng từ 25.0000 K trở lên, vì vậy phần lớn hiđrô trong các thiên hà đều ở trạng thái trung hòa. Ngày nay, các nhà khoa học đã xác định được lượng hiđrô chiếm 99% số nguyên tử của tinh vân, trong đó có tới 95% ở trạng thái trung hòa. Nhiệt độ trung bình của tinh vân dưới 1000 K, còn nhiệt độ trong các tinh vân iôn hóa phát sáng khoảng 10.0000 K.

Trong không gian giữa các ngôi sao, các nguyên tử và phân tử đơn giản của các nguyên tố khác ít hơn hẳn so với hiđrô và hêli. Bằng phương pháp vô tuyến, các nhà khoa học đã tìm thấy các phân tử OH, H2¬O, CO và một vài phân tử phức tạp khác. Các phân tử và nguyên tử này có mật độ rất loãng, chưa đến 10 nguyên tử trên 1 cm³.

Phản ứng nhiệt hạch (vì sao mặt trời sáng)

________________________________________

Trong sách vật lý 12 có nói về loại pứng này trang 232( sách ko phân ban)

Ở đây em nói thêm vài thành tựu về pứng này chìa khóa phát triển của thế giới

Tạo ra phản ứng nhiệt hạch trong phòng thí nghiệm

Bình aceton chứa đồng vị hydro của nước nặng (deuteron). Dưới tác động của sóng âm, đã xảy ra phản ứng nhiệt hạch ở đây? Khi bắn sóng siêu âm vào dung dịch aceton, các bong bóng trong chất lỏng sụp đổ, tạo ra nhiệt độ hàng triệu độ C. Khi đó, các hạt nhân của đồng vị hydro nước nặng (deuteron) liên kết với nhau, giải phóng năng lượng ồ ạt, tương tự như ở các phản ứng nhiệt hạch trên mặt trời.

Ông Rusi Taleyarkhan và cộng sự thuộc Phòng thí nghiệm Quốc gia Oak Ridge ở Tennessee (Mỹ) đã thực hiện thí nghiệm này.

Trong lòng mặt trời, nhiệt độ cao tới 10 triệu độ C. Vật chất giàu hydro nén lại, tạo thành một dạng đậm đặc gọi là plasma. Tại đây, cứ hai hạt nhân hydro (proton) kết hợp lại thành một hạt nhân deuteron (hạt nhân nước nặng) và giải phóng một neutron tự do. Phản ứng này phát sáng, giải phóng năng lượng cực lớn.

Nhưng trong thí nghiệm lần này, các nhà khoa học không hy vọng liên kết được các proton của hydro, vì quá trình này đòi hỏi những điều kiện vô cùng khắt khe (như ở trên mặt trời). Thay vào đó, họ muốn liên kết các deuteron, hay một deuteron với nhân của một nguyên tử hydro nặng hơn nữa (tritium). Quá trình này cũng giải phóng rất nhiều năng lượng, nhưng ở nhiệt độ và áp suất thấp hơn.

Bóng khí và sóng âm

Lần này, các nhà khoa học hòa vào dung dịch aceton đồng vị của nước nặng deuteron và tạo ra các bóng khí. Dưới tác động của sóng âm mạnh, trong một thời gian ngắn, các bóng khí bị bắn vỡ.

Theo lý thuyết, quá trình sụp đổ này sẽ tạo ra nhiệt độ hàng triệu độ C, phát ra ánh sáng và giải phóng các neutron tự do với mức năng lượng cao. Đồng thời, khi phản ứng nhiệt hạch xảy ra, hai hạt nhân của deutron sẽ kết hợp lại với nhau, tạo ra đồng vị hydro nặng hơn (tritium) và giải phóng một neutron tự do với năng lượng lớn.

Trên thực tế, nhóm khoa học của Taleyarkhan đã xác nhận sự có mặt của ánh sáng, một lượng tritrium lớn còn lại sau phản ứng và các neutron ở mức năng lượng phù hợp với tính toán lý thuyết. Vì thế họ rút ra kết luận, đã xảy ra phản ứng nhiệt hạch.

Phản ứng nhiệt hạch - "Chén thánh" của vật lý hạt

Nhiều thập kỷ qua, giới khoa học đã cố công khai thác năng lượng của phản ứng nhiệt hạch bằng cách sử dụng các khí cực nóng trong điều kiện mô phỏng môi trường phản ứng trong lòng mặt trời. Nhưng tới nay, những kết quả thu được vẫn còn rất hạn chế.

Năm 1989, Stanley Pons, Đại học Utah (Mỹ) và Martin Fleischmann, Đại học Southampton (Anh), thông báo đã tạo ra "phản ứng nhiệt hạch lạnh" trong kim loại palladium. Nhưng về sau, người ta phát hiện đó chỉ là một thông báo vô căn cứ.

Vì thế, nhiều nhà khoa học nghi ngờ rằng thí nghiệm lần này của Taleyarkhan cũng chỉ là một "thành công mơ hồ", và sẽ chỉ được công nhận khi các nhà khoa học khác lặp lại được nó.

Thí nghiệm, giả sử đúng là thành công, cũng chưa có nghĩa là sẽ có ích cho việc sản xuất điện trên quy mô công nghiệp. Bởi từ việc tạo ra phản ứng nhiệt hạnh trong phòng thí nghiệm tới việc khai thác nó trên quy mô lớn là cả một vấn đề.

Hố giun

________________________________________

Trong vật lý, một hố giun là một không-thời gian được giả định là có cấu trúc tô pô đặc biệt tạo nên đường đi tắt trong không thời gian. Chúng nối thông từ một vùng không-thời gian này đến vùng kia và, đôi khi, vật chất đi từ vùng này sang vùng kia bằng cách chui qua hố này.

Tên gọi "hố giun" được tạo ra khi tưởng tượng rằng vũ trụ là một bề mặt cầu. Muốn đi từ một điểm đến điểm đối diện trên mặt cầu cần quãng đường là nửa chu vi đường tròn lớn của mặt cầu. Tuy nhiên, nếu có một con giun đục lỗ xuyên vào trong lòng hình cầu, nối thẳng hai điểm, quãng đường đi chỉ còn là đường kính mặt cầu.

Trong không thời gian, một hố giun có thể giúp đi qua các khoảng cách rất lớn, thậm chí đi tới một "vũ trụ khác". Có thể sự tồn tại của hố giun trải dọc chiều thời gian, đi qua quá khứ, vì thế có thể đi ngược thời gian bằng cách đi qua nó.

Một ví dụ về cơ chế sinh ra hố giun đã được tưởng tượng cho bên trong lòng các hố đen tích điện và quay (có mô men động lượng). Tuy nhiên, chưa có bằng chứng thực nghiệm về sự tốn tại của các hố giun, các hố giun hầu như không tồn tại. Ngay cả khi một hố giun có thể được hình thành, như theo cơ chế ở trên, nó sẽ không ổn định; chỉ một tác động nhỏ, bao gồm việc vật chất chui qua nó, cũng làm nó sụp đổ. Thậm chí nếu các hố giun tồn tại và ổn định, việc con người có thể đi qua chúng cũng rất khó khăn, do bức xạ điện từ đổ vào trong hố giun (từ các ngôi sao, màn vi sóng vũ trụ, ...) sẽ dịch chuyển sang tần số cực cao với năng lượng tập trung lớn, phá hủy sự sống.

Hình ảnh 3D về hố giun

//

Định nghĩa

Cho một không gian compact thuộc không-thời gian (spacetime), với giới hạn tô pô tầm thường, nhưng bên trong không đơn giản liên thông. Chuẩn hóa ý tưởng này có được giả thiết sau, nằm trong Lỗ giun Lorentz của Matt Visser.

Miêu tả một hố giun liên vũ trụ (inter-universe wormholes) có phần khó hơn. Chúng ta có thể tưởng tượng có một vũ trụ 'con' được nối với một vũ trụ 'cha' thông qua một 'điểm rốn'. Có thể coi điểm rốn là miệng của hố giun nhưng không-thời gian là liên tục nên điều đó không hoàn toàn đúng.

Các dạng hố giun

Hố giun liên vũ trụ nối một vị trí này với một vị trí khác trong cùng vũ trụ. Một hố giun có thể kết nối những vị trí cách xa nhau trong vũ trụ bằng cách bẻ cong không-thời gian, cho phép di chuyển giữa các vị trí đó nhanh hơn di chuyển trong không gian bình thướng. Điều này được minh họa bởi hình bên. Hố giun liên vũ trụ [1], [2]. Điều này đặt ra câu hỏi liệu có loại hố giun cho phép di chuyển tự một vũ trụ này sang một vũ trụ khác hay không. Một hố giun nối giữa những vũ trụ đóng gọi là hố giun Schwarzschild wormhole. Một ứng dụng có thể khác của hố giun là du hành xuyên thời gian, trong đó, hố giun nối một điểm trong không-thời gian với một điểm khác. Trong lý thuyết dây, hố giun được mường tượng là nhân tố nối hai D-brane với hai miệng nằm trên mỗi brane mà được nối bới một ống từ (flux tube) [3]. Ngoài ra, hố giun còn được coi là một phần của spacetime foam [4]. Có hai loại hố giun chính: hố giun Lorentz và hồ giun Euclid. Hố giun Lorentz được nghiên cứu bởi ngành trọng lực học bán cổ điển (semiclassical gravity) còn hố giun Euclid được nghiên cứu trong vật lý phân tử. Hố giun khả chuyển (traversible wormholes) là một loại hố giun Lorentz đặc biệt cho phép con người đi từ phía này đến phía kia. Sergey Krasnikov đã đề ra thuật ngữ lối tắt không-thời gian (spacetime shortcut) làm định nghĩa chung cho hố giun (khả chuyển) và các hệ thống đẩy cho phép di chuyển những khoảng cách cực xa trong những khoảng thời gian cực ngắn như động cơ Alcubierre và ống Krasnikov.

Cơ sở lý thuyết

Hố giun có thể đi qua được

Hố giun và vấn đề di chuyển nhanh hơn vận tốc ánh sáng

Hố giun và vấn đề đi ngược thời gian

Hố giun Schwarzschild

Hố giun Schwarzschild hay Einstein-Rosen bridges là những cây cầu bắc giữa các vùng khác nhau của vũ trụ, có thể được xem như giải pháp chân không cho các phương trình Einstein khi kết nối hố đen với hố trắng.

Metrics của hố giun

Hố giun trong tiểu thuyết, phim ảnh

The Bajoran wormhole From Star Trek: Deep Space Nine

An open Stargate from Stargate SG-1

A Jumpgate from the X universe.

Sao chổi những điểu cần biết về nó

________________________________________

Sao chổi là một thiên thể gần giống một tiểu hành tinh nhưng không cấu tạo nhiều từ đất đá, mà chủ yếu là băng. Nó được miêu tả bởi một số chuyên gia bằng cụm từ "quả bóng tuyết bẩn" vì nó chứa cácbonníc, mêtan và nước đóng băng lẫn với bụi và các khoáng chất. Đa phần các sao chổi có quỹ đạo elíp rất dẹt, một số có viễn điểm quỹ đạo xa hơn nhiều so với Diêm Vương Tinh.

Quỹ đạo của sao chổi còn khác biệt so với các vật thể khác trong Hệ Mặt Trời ở chỗ chúng không nằm gần mặt phẳng hoàng đạo mà phân bố ngẫu nhiên toàn không gian. Nhiều sao chổi có viễn điểm nằm ở vùng gọi là Đám Oort. Đây là nơi xuất phát của các sao chổi, một vùng hình vỏ cầu, gồm các vật chất để lại từ thủơ Hệ Mặt Trời mới bắt đầu hình thành. Vật chất ở đây nằm quá xa nên chịu rất ít lực hấp dẫn từ trung tâm, đã không rơi vào đĩa tiền Mặt Trời, để trở thành Mặt Trời và các hành tinh. Tại đây nhiệt độ cũng rất thấp khiến các chất như cácbonníc, mêtan và nước đều bị đóng băng. Thỉnh thoảng một vài va chạm hay nhiễu loạn quỹ đạo đưa một số mảnh vật chất bay vào trung tâm. Khi lại gần Mặt Trời, nhiệt độ tăng làm vật chất của sao chổi bốc hơi và, dưới áp suất của gió Mặt Trời, tạo nên các đuôi bụi và đuôi khí, trông giống như tên gọi của chúng, có hình cái chổi.

Đôi khi cũng có những sao chổi có mang hai đuôi rõ rệt, nhìn thấy bằng mắt thường: Đuôi dài ở phía đối diện với Mặt Trời, và đuôi ngắn hướng thẳng về phía Mặt Trời. Nguyên nhân là do: Khi ở cự ly đủ gần, sức công phá của tia Mặt Trời lên bề mặt sao chổi mạnh mẽ đến độ làm cho vật chất trong sao chổi bùng nổ mãnh liệt và bắn ra xa. Gió mặt trời không đẩy hết đám mây bụi khí này về phía sau mà còn lại cái đuôi ngắn này.

Các sao chổi chứa đựng vật chất của thời kỳ khai sinh Hệ Mặt Trời, do vậy, đối với các nhà khoa học, chúng là đối tượng nghiên cứu quý báu để trả lời những câu hỏi về quá trình tiến hóa của Hệ Mặt Trời chúng ta, cũng như các hệ hành tinh khác trong vũ trụ. Đã có những chuyến thám hiểm bằng tàu vũ trụ để tiếp cận trực tiếp với sao chổi như tàu Deep Impact.

//

Lịch sử khám phá

Thuở sơ khai

Thảm Bayeux, thế kỷ 11, miêu tả về quan sát sao chổi Halley năm 1066

Theo các thẻ khắc trên xương của người Trung Hoa cổ đại, sự hiện diện của sao chổi đã được con người biết đến từ nhiều nghìn năm trước. Người Trung Quốc cổ xưa cho rằng sao chổi mang đến điềm xấu, báo trước sự nguy hiểm tính mạng cho vua chúa hay quan lại. Tuy nhiên trong sách Thiên luận, Tuân Tử (313-230 TCN) đã bác bỏ điều mê tín này. Trong lịch sử văn minh Hy Lạp và Ả Rập, sao chổi từng được coi là sự tấn công của thiên đàng xuống trần gian. Các ghi chép về "sao rơi" trong các sách Gilgamesh, Sách Khải Huyền và sách Enoch có thể đã nói đến sao chổi hay sao băng.

Trong quyển sách đầu tay Khí tượng học, Aristotle nhận xét về các sao chổi bay qua bay lại trên bầu trời phương Tây suốt hai nghìn năm. Ông đã lật lại quan niệm của một số nhà triết học đi trước miêu tả các sao chổi là các hành tinh, hay các hiện tượng liên quan đến các hành tinh. Ông dựa trên quan sát về chuyển động của các hành tinh nằm gần mặt phẳng hoàng đạo, trong khi các sao chổi có thể xuất hiện từ bất cứ nơi nào, để đi đến kết luận rằng sao chổi là các hiện tượng xảy ra trên tầng cao khí quyển Trái Đất, nơi mà các luồng khí nóng và khô tập trung và thỉnh thoảng bùng cháy. Ông mở rộng cơ chế này để giải thích cho cả sao băng, cực quang và, thậm chí, cả Ngân Hà.

Các nhà hiền triết sau này đã tranh luận về quan điểm về sao chổi trên. Seneca Trẻ, trong sách Các Câu hỏi về Tự nhiên, đã quan sát thấy các sao chổi bay qua lại theo quỹ đạo đều đặn, không bị ảnh hưởng bởi gió, một đặc tính của hiện tượng vũ trụ hơn là hiện tượng khí quyển. Mặc dù ông cũng đồng ý rằng các hành tinh đều di chuyển gần mặt phẳng hoàng đạo, ông thấy không có lý do nào ngăn cản các vật thể giống hành tinh có thể di chuyển ở các vùng trời khác, và rằng kiến thức của con người về vũ trụ còn hạn hẹp. Tuy nhiên, cách nhìn của Aristotle đã vẫn có ảnh hưởng sâu; cho đến tận thế kỷ 16 người ta mới chứng minh được rằng sao chổi là hiện tượng nằm ngoài khí quyển.

Năm 1577, một sao chổi sáng đã được quan sát trong suốt vài tháng. Nhà thiên văn học Đan Mạch Tycho Brahe đã sử dụng các đo đạc về vị trí sao chổi này của ông và của những người quan sát ở các nơi cách xa, để thu được kết quả là sao chổi có thị sai rất nhỏ, đến mức không đo được. Với độ chính xác của các phép đo đạc lúc đó, đây là bằng chứng cho thấy sao chổi này phải cách Trái Đất ít nhất hơn 4 lần khoảng cách giữa Trái Đất và Mặt Trăng.

Tính toán quỹ đạo

Từ sau thế kỷ 16, mặc dù sao chổi đã được chứng tỏ là các hiện tượng trong vũ trụ, câu hỏi về việc chúng di chuyển như nào vẫn là chủ đề gây tranh cãi trong suốt một thế kỷ sau đó. Ngay cả sau khi Johannes Kepler đã xác định vào năm 1609 rằng các hành tinh di chuyển quanh Mặt Trời theo quỹ đạo hình elíp, ông cũng đã lưỡng lự khi áp dụng các định luật của chuyển động hành tinh cho các vật thể khác; ông đã tin rằng sao chổi di chuyển giữa các hành tinh theo đường thẳng. Galileo Galilei, mặc dù là một người theo chủ nghĩa của Nicolaus Copernicus, đã bác bỏ đo đạc về thị sai của Tycho và tin vào cách giải thích của Aristotle về các sao chổi bay theo đường thẳng trong khí quyển.

Người đầu tiên gợi ý áp dụng các định luật Kepler cho các sao chổi là William Lower vào năm 1610. Trong các thập kỷ tiếp theo, các nhà thiên văn như Pierre Petit, Giovanni Borelli, Adrien Auzout, Robert Hooke và Jean-Dominique Cassini đều khẳng định sao chổi bay vòng qua Mặt Trời theo quỹ đạo elíp hay parabol. Trong khi một số khác, như Christian Huygens và Johannes Hevelius, ủng hộ chuyển động thẳng của sao chổi.

Sao chổi Halley năm 1986.

Quỹ đạo của sao chổi năm 1680, khớp với một hình parabol, được vẽ trong cuốn sách Principia của Isaac Newton.

Vấn đề được giải quyết bởi khám phá của Gottfried Kirch về một sao chổi sáng vào ngày 14 tháng 11 năm 1680. Các nhà thiên văn khắp Châu Âu đã theo dõi và đo đạc đường đi của sao chổi này suốt nhiều tháng. Trong quyển Principia Mathematica, viết năm 1687, Isaac Newton đã chứng minh rằng một vật thể chuyển động dưới tác động theo hàm nghịch đảo bình phương của lực vạn vật hấp dẫn phải đi theo quỹ đạo giống như một đường cắt hình nón, và ông đã cho thấy cách khớp đo đạc quỹ đạo của sao chổi vào một hình parabol, sử dụng sao chổi năm 1680 như một ví dụ.

Năm 1705, Edmond Halley sử dụng phương pháp của Newton cho 24 hiện tượng sao chổi đã xảy ra từ năm 1337 đến năm 1698. Ông nhận thấy 3 trong số đó, sao chổi của các năm 1531, 1607 và 1682, có các tham số quỹ đạo rất giống nhau, và ông còn phát hiện ra sự sai khác chút xíu giữa các quỹ đạo là do ảnh hưởng của lực hấp dẫn từ Sao Mộc và Sao Thổ. Tin tưởng rằng 3 hiện tượng trên đều thuộc về một sao chổi, ông tiên đoán nó sẽ quay trở lại khoảng năm 1758 đến 1759. (Trước đó, Robert Hooke đã xác định hiện tượng năm 1664 và năm 1618 thuộc về một sao chổi, còn Jean-Dominique Cassini đã nghi ngờ sự giống nhau của 3 hiện tượng năm 1577, 1665 và 1680; nhưng cả hai đều sai.) Tiên đoán về ngày quay lại của sao chổi của Halley sau đó đã được tính chính xác lại bởi một nhóm các nhà toán học Pháp: Alexis Clairaut, Joseph Lalande và Nicole-Reine Lepaute. Họ đã tiên đoán ngày mà sao chổi này ở cận điểm quỹ đạo vào năm 1759, với sai số khoảng một tháng. Khi sao chổi quay lại như đã đoán trước, nó được đặt tên sao chổi Halley (tên chính thức của nó là 1P/Halley). Ngày quay lại trong thế kỷ 21 của nó là năm 2061.

Bài chi tiết: sao chổi Halley

Trong số các sao chổi có chu kỳ đủ ngắn để có thể được ghi chép nhiều lần trong lịch sử, sao chổi Halley còn đặc biệt ở chỗ nó luôn giữ độ sáng cao đủ để quan sát được bằng mắt thường. Từ khi tiên đoán về quỹ đạo tuần hoàn của sao chổi Halley được công nhận, nhiều sao chổi có chu kỳ lặp lại đã được quan sát bằng kính viễn vọng. Sao chổi thứ hai được phát hiện có quay trở lại là sao chổi Encke (tên chính thức 2P/Encke). Trong khoảng những năm 1819 đến 1821, nhà toán học và vật lý học Đức Johann Franz Encke đã tính toán quỹ đạo cho một loạt các hiện tượng sao chổi những năm 1786, 1795, 1805 và 1818, rồi đi đến kết luận rằng chúng đều thuộc về một sao chổi; ông đã tiên đoán chính xác ngày quay lại của nó vào năm 1822. Đến những năm 1900, 17 sao chổi đã được quan sát là đã đi qua cận điểm ít nhất hai lần, và do đó được xếp loại sao chổi tuần hoàn. Đến tháng 1 năm 2005, con số này là 164, mặc dù một vài trong số đó đã mất tích hoặc bị phá hủy trong các va chạm với các thiên thể khác.

Nghiên cứu cấu trúc

Isaac Newton đã miêu tả sao chổi như một vật thể rắn chắc nén đặc. Nói một cách khác, nó là một dạng hành tinh chuyển động theo quỹ đạo rất méo, đến từ mọi phương với một mức độ tự do cao, giữ nguyên chuyển động ngay cả khi đi qua giữa các hành tinh; các đuôi của chúng là các luồng hơi mỏng phát ra từ phần đầu, tức hạt nhân của sao chổi, bùng cháy hay bị đun nóng bởi năng lượng từ Mặt Trời. Sao chổi cũng gợi ý cho Newton một kết luận dường như là tất yếu sự về sự bảo toàn của nước và hơi ẩm trên hành tinh: từ những hạt nuớc và hơi ẩm, sinh ra các cây cỏ, chúng tăng trưởng khi hút nước, đến lúc chết và thối rữa, chúng trở thành đất khô. Như vậy đất khô sẽ ngày càng nhiều lên, còn độ ẩm luôn giảm đi, đến một lúc sẽ bay hơi hết, nếu không có nguồn nào cung cấp. Newton cho rằng nguồn cung cấp này đến từ sao chổi, làm nên nguồn sống tinh tế nhất cho không khí, cần thiết cho sự sống và sự tồn tại của mọi loài.

Một nhiệm vụ khác của sao chổi mà Newton phỏng đoán là chúng mang đến nhiên liệu cho Mặt Trời, bù đắp sự tiêu thụ năng lượng của Mặt Trời bằng dòng sao chổi cháy sáng đến từ mọi phương.

Mô tả của họa sĩ về chuyến thám hiểm sao chổi Tempel 1 của tàu Deep Impact năm 2005

Từ thế kỷ 18, nhiều nhà khoa học đã có những giả thuyết khá chính xác về thành phần cấu tạo của sao chổi. Năm 1755, Immanuel Kant giả định rằng sao chổi cấu tạo từ những vật chất rất dễ thăng hoa, các hơi bay ra tạo nên đuôi sáng rực rỡ khi đến gần cận điểm. Năm 1836, nhà toán học Đức Friedrich Wilhelm Bessel, sau khi quan sát luồng hơi thoát ra từ sao chổi Halley năm 1835, giả định rằng phản lực của vật liệu bốc hơi ra có thể đủ mạnh để thay đổi quỹ đạo của sao chổi và cho rằng chuyển động không tuân thủ luật lệ trong trọng trường của sao chổi Encke có gốc rễ từ cơ chế này.

Tuy nhiên, một khám phá liên quan đến sao chổi sau đó đã che phủ các ý tưởng này trong suốt một thế kỷ. Từ khoảng những năm 1864 đến 1866 nhà thiên văn Ý Giovanni Schiaparelli đã tính toán quỹ đạo của các sao băng Perseid, rồi dựa vào các sự tương đồng về quỹ đạo, đã giả định chính xác rằng các sao băng Perseid là các mảnh vỡ của sao chổi Swift-Tuttle. Mối liên hệ giữa sao chổi và sao băng đã tiếp tục trở nên nóng hổi vào năm 1872 khi một luồng sao băng lớn xuất hiện tại quỹ đạo của sao chổi Biela, một sao chổi đã được quan sát bị phân thành hai mảnh khi xuất hiện năm 1846 và đã biến mất từ năm 1852. Một mô hình mang tên "rãnh sỏi" về cấu trúc sao chổi đã hình thành, miêu tả sao chổi như một đống sỏi đá, gắn kết lỏng lẻo trong vỏ băng tuyết.

Đến giữa thế kỷ 20, mô hình này bắt đầu thể hiện nhiều điểm yếu: ví dụ, nó không giải thích được tại sao một vật thể chứa lớp vỏ băng mỏng có thể sản sinh đủ hơi nước bốc ra thành đuôi rực rỡ trong nhiều vòng bay qua Mặt Trời như vậy. Năm 1950, Fred Lawrence Whipple đề nghị thay mô hình các hòn sỏi nằm trong vỏ băng bằng một tảng băng lớn có lẫn bụi và sỏi đá. Mô hình "quả bóng tuyết bẩn" này sau đó nhanh chóng nhận được sự chấp thuận rộng rãi. Nó được xác nhận sau một loạt chuyến thám hiểm bằng tàu vũ trụ (bao gồm tàu Giotto của Cơ quan Vũ trụ Châu Âu và tàu Vega 1 và Vega 2 của Liên Xô) bay qua đầu của sao chổi Halley năm 1986 để chụp ảnh hạt nhân và quan sát luồng hơi phụt ra sau đuôi. Tàu Deep Space 1 của Mỹ đã bay qua hạt nhân của sao chổi Borrelly ngày 21 tháng 9 năm 2001 và xác minh rằng các đặc điểm của sao chổi Halley cũng có thể tìm thấy ở các sao chổi khác.

Các chuyến du hành đang và sẽ xảy ra tiếp tục mang đến nhiều thông tin về cấu tạo sao chổi. Tàu Stardust, phóng vào tháng 2 năm 1999, đã thu thập các hạt bụi của phần đầu sao chổi Wild 2 vào tháng 1 năm 2004, và sẽ đưa mẫu vật về Trái Đất năm 2006. Tháng 7 năm 2005, tàu Deep Impact bắn phá một hố trên sao chổi Tempel 1 để nghiên cứu cấu trúc bên trong của nó. Năm 2014, tàu Rosetta sẽ bay vòng quanh sao chổi Churyumov-Gerasimenko và đặt lên bề mặt nó một trạm nghiên cứu.

Đặc điểm

Sao chổi có quỹ đạo rất dẹt. Khi đến gần Mặt Trời, sao chổi mới tỏa sáng, và thể hiện hai đuôi: đuôi bụi và đuôi khí

Sao chổi cấu tạo từ cácboníc mêtan và nước đóng băng lẫn với các hợp chất hữu cơ cao phân tử và các khoáng chất khác. Chúng bay quanh Mặt Trời theo quỹ đạo rất dẹt và trong phần lớn cuộc đời nằm ở rất xa Mặt Trời, trong trạng thái đóng băng tại nhiệt độ thấp. Khi sao chổi tiến về gần Mặt Trời, tức là vào vòng trong Hệ Mặt Trời, bức xạ điện từ của Mặt Trời khiến các lớp băng bên ngoài bắt đầu thăng hoa. Dòng bụi và khí bay ra tạo nên một bầu "khí quyển" lớn nhưng rất loãng bao quanh sao chổi gọi là phần đầu sao chổi. Tiến gần thêm, áp suất bức xạ và gió Mặt Trời thổi vào bầu khí quyển này kéo dài nó ra thành hai đuôi khồng lồ. Bụi và khí tạo hai đuôi riêng rẽ, chĩa về hai phương hơi lệch nhau; các hạt bụi có khối lượng lớn không dễ bị gió Mặt Trời tác động, chỉ bị tách rời khỏi phần đầu của sao chổi và bay chậm lại trên quỹ đạo ngay sau phần đầu (do đó đuôi bụi cong theo đường cong của quỹ đạo) còn đuôi khí (đúng hơn là khí đã bị ion hóa) chứa các hạt ion nhẹ, dễ dàng bị gió Mặt Trời thổi theo phương nối thẳng đến Mặt Trời, và sau đó chúng đi theo đường sức từ trong không gian thay cho đường quỹ đạo. Hạt nhân sao chổi nằm lại bên trong là những khoáng chất nặng, hay chất hữu cơ cao phân tử, chỉ có đường kính khoảng 50 km. Trong khi đó phần đầu sao chổi có thể lớn hơn cả Mặt Trời, còn đuôi sao chổi có thể kéo dài đến cỡ một đơn vị thiên văn hoặc hơn.

Cả phần đầu và đuôi, hình thành khi sao chổi đi vào vòng trong Hệ Mặt Trời, đều được chiếu sáng bởi Mặt Trời và có thể trở nên rực rỡ cho quan sát từ Trái Đất. Đuôi bụi tán xạ trực tiếp ánh nắng theo cơ chế Mie, tạo nên màu trắng, còn đuôi khí bị ion hóa phát ra photon năng lượng cao, có quang phổ thiên về màu xanh lam. Thực tế là đa số sao chổi sáng yếu đến mức chỉ quan sát được qua kính viễn vọng. Mỗi thập kỷ, chỉ có vài sao chổi đủ sáng cho quan sát bằng mắt thường. Trước khi có kính thiên văn, các sao chổi dường như đột ngột xuất hiện rồi đột ngột biến mất trên bầu trời.

Một điều có thể gây ngạc nhiên là các hạt nhân của sao chổi thuộc vào hàng các vật thể đen nhất trong Hệ Mặt Trời. Tàu Giotto đo được hạt nhân của sao chổi Halley phản xạ lại 4% ánh sáng chiếu đến, còn tàu Deep Space 1 tìm thấy sao chổi Borrelly chỉ có hệ số phản xạ khoảng 2,4% đến 3%; để so sánh, nhựa đường phản xạ 7% ánh sáng. Có thể lý giải bề mặt tối này qua cấu tạo của hạt nhân gồm chủ yếu các hợp chất hữu cơ. Sức nóng của Mặt Trời làm bốc hơi các hợp chất nhẹ, để lại các phân tử nặng có chuỗi hữu cơ rất dài thường có xu hướng sẫm màu, như tro hay dầu thô. Màu đen của sao chổi tạo nên khả năng hấp thụ nhiệt mạnh, tăng cường quá trình bốc hơi các chất khí.

Năm 1996, sao chổi được phát hiện là có phát ra tia X. Các tia này đã gây một sự ngạc nhiên cho các nhà khoa học vì chưa ai tiên đoán điều này trước đó. Cơ chế phát ra tia X có thể được giải thích dựa vào tương tác giữa sao chổi và gió Mặt Trời: khi các ion bay từ Mặt Trời qua đuôi sao chổi, chúng va chạm vào các nguyên tử hay phân tử trong đuôi này. Trong các va chạm, các ion tích điện dương sẽ bắt lấy một hoặc vài điện tử của đuôi sao chổi. Đuôi sao chổi bị ion hóa, còn các điện tử bị rơi vào ion đến từ Mặt Trời phát ra photon có tần số thuộc vùng cực tím hay X quang.

Quỹ đạo

Biểu đồ tần xuất viễn điểm quỹ đạo của các sao chổi năm 2005 cho thấy nhiều sao chổi tập trung gần Sao Mộc.

Theo quỹ đạo, sao chổi được phân chia thành các loại: sao chổi ngắn hạn có chu kỳ quỹ đạo ít hơn 200 năm, sao chổi dài hạn có chu kỳ quỹ đạo lớn hơn, nhưng vẫn quay trở lại, và sao chổi thoáng qua có quỹ đạo parabol hay hyperbol chỉ bay ngang qua Mặt Trời một lần và sẽ ra đi mãi mãi sau đó. Ví dụ về sao chổi ngắn hạn, có sao chổi Encke có quỹ đạo nhỏ bé, không bao giờ ra xa Mặt Trời hơn Sao Mộc.

Như mọi thiên thể chuyển động trên quỹ đạo dưới tác dụng của lực hấp dẫn, các sao chổi chuyển động nhanh nhất tại cận điểm quỹ đạo và chậm nhất tại viễn điểm quỹ đạo.

Do các sao chổi có khối lượng nhỏ, khi chúng bay ngang qua các hành tinh lớn, quỹ đạo của chúng dễ bị nhiễu loạn. Với các sao chổi ngắn hạn, kết quả của sự nhiễu loạn này, về lâu dài, khiến cho viễn điểm quỹ đạo của chúng trùng với bán kính quỹ đạo của các hành tinh lớn, trong đó nhóm sao chổi nằm gần Sao Mộc có số lượng lớn nhất, như thể hiện biểu đồ tần xuất. Sao Mộc là nguồn gây nhiễu loạn mạnh nhất, vì khối lượng của nó lớn gấp đôi khối lượng tổng cộng của các hành tinh khác, và nó chuyển động nhanh hơn các hành tinh lớn khác. Các sao chổi dài hạn cũng thường xuyên bị nhiễu loạn khi đi ngang qua các hành tinh lớn.

Các tương tác hấp dẫn này khiến cho việc tính toán dự đoán quỹ đạo của nhiều sao chổi trở nên khó khăn. Nhiều sao chổi được quan sát từ nhiều thập kỷ trước đã bị mất tích, vì quỹ đạo của chúng đã thay đổi và người ta không dự đoán được vị trí quay trở lại của chúng để theo dõi. Tuy nhiên, thỉnh thoảng, một sao chổi "mới" được khám phá để rồi, sau khi tính toán quỹ đạo, được phát hiện ra là một sao chổi "đã mất tích". Ví dụ như sao chổi 11P/Tempel-Swift-LINEAR, đã được quan sát năm 1869 sau đó không nhìn thấy nữa từ năm 1908 do nhiễu loạn của Sao Mộc, rồi bỗng được tìm thấy một cách tình cờ bởi LINEAR vào năm 2001.

Vòng đời

Sao chổi Shoemaker-Levy 9 kết thúc cuộc đời bằng sự tan rã thành hàng trăm mảnh vỡ vào năm 1992.

Các sao chổi ngắn hạn được cho là có nguồn gốc từ vành đai Kuiper, còn các sao chổi dài hạn có thể đến từ đám Oort. Có nhiều khả năng chúng chứa các vật chất từ thời kỳ Hệ Mặt Trời mới khai sinh, đặc biệt là các sao chổi dài hạn.

Để giải thích tại sao các sao chổi chuyển từ quỹ đạo trong vành đai Kuiper hay đám Oort sang quỹ đạo rất méo tiến về phía Mặt Trời, nhiều cơ chế đã được gợi ý. Các cơ chế này chủ yếu dựa trên nhiễu loạn của trường hấp dẫn. Đối với các sao chổi dài hạn, nhiễu loạn này có thể gây ra bởi các sao khác khi Mặt Trời quay quanh tâm Ngân Hà, hay từ ngôi sao gần Mặt Trời là Nemesis. Đối với các sao chổi ngắn hạn, chuyển động của các hành tinh lớn, đặc biệt là Sao Mộc, hay thậm chí từ một hành tinh chưa được quan sát là hành tinh X, sẽ dần phá vỡ vành đai Kuiper và gây tụ tập các sao chổi gần các hành tinh này.

Các sao chổi không tồn tại ổn định trên quỹ đạo, ngoài nguyên nhân từ nhiễu loạn hấp dẫn, còn có nguyên nhân từ sự hao hụt khối lượng và thay đổi cấu trúc mỗi khi lại gần Mặt Trời. Một lượng lớn các vật chất nhẹ của chúng bị thổi bay khi tạo thành các đuôi dưới sự đun nóng của bức xạ Mặt Trời và áp suất của gió Mặt Trời, trong giai đoạn bay gần cận điểm quỹ đạo. Thiếu liên kết của các vật chất nhẹ, các vật chất nặng có thể dần bị tan rã, đặc biệt khi có tác động của lực thủy triều từ các hành tinh lớn. Kết cục là sau nhiều vòng quay, trên một quỹ đạo không thực sự ổn định, khối lượng của sao chổi giảm dần, ngày càng bị nhiễu loạn, rồi tan rã. Một số sao chổi cũng kết thúc cuộc đời bằng một va chạm với các thiên thể khác. Năm 1994, các nhà thiên văn đã được chứng kiến kết thúc ngoạn mục của sao chổi Shoemaker-Levy 9, khi nó tan thành nhiều mảnh rồi đâm vào Sao Mộc. Một số sao chổi không tan rã dần trở thành các tiểu hành tinh, với hạt nhân hết khả năng thăng hoa.

Trong giai đoạn đầu hình thành Hệ Mặt Trời, người ta phỏng đoán số lượng các sao chổi, hay các mảnh vật chất bay qua lại trong hệ là rất lớn. Chúng bị dọn dẹp dần sau các vụ va chạm, mà dấu tích còn để lại trên nhiều bề mặt của các hành tinh. Số lượng của sao chổi được duy trì ở mức độ như ngày nay là nhờ nguồn cung cấp ổn định từ vòng đại Kuiper và đám Oort, theo cơ chế nhiễu loạn hấp dẫn. Các sao chổi, cùng các mảnh vật chất lang thang của thời kỳ đầu của Hệ Mặt Trời, cũng được cho là nguồn cung cấp những vật liệu cần thiết cho hình thành sự sống, như các chất hữu cơ, hay nước, không chỉ cho Trái Đất mà còn cho các hành tinh nhỏ khác như Sao Hỏa, khi chúng rơi vào các hành tinh này.

Đặt tên sao chổi

Trong lịch sử, đã có nhiều quy ước khác nhau về việc đặt tên cho sao chổi.

Truớc đầu thế kỷ 20, các sao chổi thường được đặt tên theo năm mà chúng được phát hiện, thỉnh thoảng thêm các tính từ chỉ độ sáng đặc biệt của chúng; như "Sao chổi Sáng rực năm 1680," hay "Sao chổi Sáng rực tháng 9 năm 1882," hay "Sao chổi Sáng cả ban ngày năm 1910." Sau khi Edmund Halley chứng minh các sao chổi của các năm 1531, 1607 và 1682 thuộc về một vật thể và tiên đoán đúng sự trở lại của nó vào năm 1759, sao chổi đó lần đầu được đặt tên người, sao chổi Halley. Tương tự, các sao chổi khác được phát hiện quay trở lại cũng dần được đặt tên theo người tính toán đúng quỹ đạo của chúng (thay vì người quan sát thấy chúng lần đầu), như sao chổi Encke hay sao chổi Biela. Nhưng sau này, các sao chổi dần được đặt tên theo người đầu tiên phát hiện ra chúng, trừ các sao chổi chỉ xuất hiện một lần, vẫn tiếp tục được đặt tên theo năm xuất hiện.

Từ sau đầu thế kỷ 20, quy ước đặt tên các sao chổi theo người đầu tiên khám phá ra chúng trở nên thông dụng. Một sao chổi được đặt tên theo tối đa là 3 người đầu tiên độc lập phát hiện ra nó. Những năm gần đây, nhiều sao chổi được phát hiện bởi các máy móc hiện đại, vận hành bởi nhiều nhóm chuyên gia, và sao chổi do họ phát hiện ra có thể được đặt tên theo tên của thiết bị quan sát. Ví dụ, sao chổi IRAS-Araki-Alcock đã được phát hiện độc lập bởi vệ tinh IRAS và hai nhà thiên văn nghiệp dư là Genichi Araki và George Alcock. Trong quá khứ, khi cùng một người, hay một nhóm người, phát hiện ra được nhiều sao chổi, các sao chổi này được phân biệt với nhau bằng việc thêm một số vào sau tên người; ví dụ sao chổi Shoemaker-Levy 1 đến 9.

Cho đến năm 1994, sao chổi được đặt tên tạm khi mới phát hiện ra, bao gồm năm khám phá và sau đó là một chữ cái viết thường để chỉ thứ tự khám phá trong năm (ví dụ, sao chổi Bennett 1969i là sao chổi thứ 9 được tìm thấy vào năm 1969). Sau khi sao chổi đi qua cận điểm quỹ đạo và quỹ đạo của nó đã được xác định, sao chổi được đặt tên vĩnh cửu là năm mà nó đi qua cận điểm, tiếp theo là một số La Mã chỉ thứ tự đi qua cận điểm so với các sao chổi mới khác trong năm đó, và sao chổi Bennett 1969i trở thành sao chổi Bennett 1970 II (sao chổi mới thứ 2 đi qua cận điểm năm 1970).

Ngày nay, nhiều thiết bị đã phát hiện được quá nhiều sao chổi, khiến hệ thống đặt tên như vậy trở nên không khả thi. Ví dụ, tính đến tháng 5 năm 2005, vệ tinh SOHO đã tìm thấy đến 950 sao chổi và vẫn đang tiếp tục công việc. Người ta không phân biệt các sao chổi theo kiểu như đã miêu tả được nữa. Năm 1994, Hiệp hội Thiên văn Quốc tế đã thống nhất một hệ thống đặt tên mới. Sao chổi được đặt tên theo năm khám phá, theo sau là một chữ cái chỉ số nửa-tháng của khám phá trong năm (một năm có 24 nửa-tháng) và một số chỉ thứ tự khám phá trong nửa-tháng đó. Ví dụ sao chổi thứ tư được khám phá trong nửa tháng sau của tháng 2 năm 2006 được đặt tên là 2006 D4. Có thể thêm tiền tố để chỉ đặc điểm của sao chổi, như P/ dành cho các sao chổi quay lại, C/ dành cho sao chổi thoáng qua, X/ dành cho sao chổi không tính được quỹ đạo một cách chính xác, D/ dành cho sao chổi đã bị vỡ hoặc mất tích, và A/ dành cho vật thể lúc đầu bị nhầm là sao chổi (ví dụ như tiểu hành tinh). Các sao chổi có quay lại, sau khi đi qua cận điểm lần thứ hai, còn được thêm một số chỉ thứ tự khám phá trong số các sao chổi quay lại. Như sao chổi Halley, sao chổi đầu tiên được phát hiện có quay lại, có tên theo hệ thống này là 1P/1682 Q1. Còn sao chổi Hale-Bopp có tên là C/1995 O1.

Các sao chổi lớn

Bài chi tiết: Danh sách các sao chổi

Mỗi năm có hàng trăm sao chổi nhỏ bé bay qua gần Mặt Trời, tuy nhiên chỉ có vài sao chổi đủ lớn để được công chúng biết đến. Chừng độ mỗi thập kỷ lại xuất hiện một sao chổi đủ sáng để quan sát bằng mắt thường; những sao chổi này được gọi là sao chổi lớn. Sao chổi lớn thường đem lại phản ứng tiêu cực trong công chúng trong quá khứ, vì người ta đã nghĩ chúng đem lại điều không lành. Trong lần quay trở lại vào năm 1910, đuôi của sao chổi Halley đã quệt qua Trái Đất, gây nên lo lắng vô căn cứ rằng chất xyanogen trong đuôi này có thể gây ra ngộ độc cho loài người. Hay như sự xuất hiện của sao chổi Hale-Bopp năm 1997 đã gây nên một vụ tự tử tập thể của nhóm cuồng giáo Cổng Thiên Đàng. Tuy nhiên, các sao chổi lớn, đối với đa số, chỉ là môt hiện tượng thiên nhiên đẹp mắt.

Việc dự đoán một sao chổi có trở nên đủ lớn để quan sát được bằng mắt thường không là một việc rất khó. Độ sáng của đuôi sao chổi phụ thuộc vào rất nhiều yếu tố. Nói chung, nếu một sao chổi có hạt nhân lớn và dễ thăng hoa, có cận điểm quỹ đạo gần Mặt Trời, và không bị Mặt Trời che khuất khi nhìn từ Trái Đất vào lúc sáng nhất, thì nó có khả năng thành một sao chổi lớn. Tuy vậy, có không hiếm các ngoại lệ, như sao chổi Kohoutek năm 1973 thỏa mãn các yếu tố trên, nhưng không hề hiện ra rực rỡ như đã mong muốn. Sao chổi West, xuất hiện ba năm sau, không được dự đoán như Kohoutek, lại trở nên rất ấn tượng trên bầu trời.

Cuối thế kỷ 20, một thời gian dài không ai quan sát được các sao chổi lớn. Chỉ có hai sao chổi, Hyakutake năm 1996 và Hale-Bopp năm 1997, là lớn. Thế kỷ 21 vẫn chưa chứng kiến một sao chổi lớn nào.

Các sao chổi kỳ dị

Trong số hàng ngàn sao chổi đã biết, một vài rất đặc biệt. Sao chổi Encke thì có quỹ đạo rất nhỏ, nằm giữa quỹ đạo Sao Mộc và quỹ đạo Sao Kim trong khi sao chổi 29P/Schwassmann-Wachmann bay trên quỹ đạo gần như tròn giữa Sao Mộc và Sao Thổ. sao chổi 2060 Chiron, có quỹ đạo không ổn định giữa Sao Thổ và Thiên Vương Tinh, từng được coi là một tiểu hành tinh cho đến khi hạt nhân của nó thăng hoa tạo nên phần đầu sáng yếu. Tương tự, sao chổi Shoemaker-Levy 2 cũng từng được xếp loại là tiểu hành tinh 1990 UL3. Một vài tiểu hành tinh gần Trái Đất có thể được coi là phần còn lại của hạt nhân các sao chổi không còn thăng hoa được nữa.

Một số sao chổi đã được quan sát tự vỡ ra trên đường bay. Sao chổi Biela là một ví dụ điển hình. Nó vỡ đôi vào năm 1846 khi đi qua cận điểm quỹ đạo, tạo nên hai sao chổi, được quan sát vào năm 1852. Những lần dự báo quay lại của đôi sao chổi này vào các năm 1872 và 1885 sau đó chỉ còn quan sát thấy các đợt sao băng. Một dòng sao băng nhỏ, tên là Andromedids, quay lại hằng năm vào tháng 11, mỗi khi Trái Đất bay ngang qua quỹ đạo của Biela [1].

Ngoài trường hợp đặc biệt của Biela, nhiều sao chổi khác cũng vỡ khi bay qua cận điểm, như sao chổi West và sao chổi Ikeya-Seki. Có những nhóm sao chổi, như Kreutz Sungrazers, bay cùng nhau và được cho là các mảnh vỡ của cùng một vật thể trước đó.

Như đã nhắc đến sao chổi Shoemaker-Levy 9 cũng là một trường hợp tự vỡ trên quỹ đạo. Nó được khám phá lần đầu vào năm 1993, khi đang quay quanh Sao Mộc, sau khi bị hành tinh này hút vào trong một lần bay sát qua vào năm 1992. Lực thủy triều trong chuyến viếng thăm đó đã xé toạc sao chổi này làm hàng trăm mảnh và, trong 6 ngày đầu tháng 7 của năm 1994, các mảnh này đã đâm vào khí quyển Sao Mộc. Đây là lần đầu các nhà thiên văn được chứng kiến cảnh tượng các thiên thể đâm nhau. Trước đó, có ý kiến cho rằng sự kiện Tunguska năm 1908 là do một mảnh của sao chổi Encke gây ra.

Hố đen

________________________________________

Hình minh họa một hố đen cùng với bạn đồng hành của nó chuyển động gần nhau đến mức khoảng cách giữa chúng nhỏ hơn giới hạn Roche. Vật chất của ngôi sao gần đó bị hố đen nuốt tạo nên một vòng cung vật chất, một lượng vật chất năng lượng cao được phóng ra ở hai cực.

Hố đen, hay lỗ đen, là một vùng trong không gian có trường hấp dẫn lớn đến mức lực hấp dẫn của nó không để cho bất cứ một dạng vật chất nào, kể cả ánh sáng thoát ra khỏi mặt biên của nó (chân trời sự kiện), trừ khả năng thất thoát vật chất khỏi lỗ đen nhờ hiệu ứng đường hầm lượng tử. Vật chất muốn thoát khỏi lỗ đen phải có vận tốc thoát lớn hơn vận tốc ánh sáng trong chân không, mà điều đó không thể xảy ra trong khuôn khổ của lý thuyết tương đối, ở đó vận tốc ánh sáng trong chân không là vận tốc giới hạn lớn nhất có thể đạt được của mọi dạng vật chất.

Khái niệm lỗ "đen" trở thành thông dụng vì từ đó ánh sáng không lọt được ra ngoài, nhưng thực ra lí thuyết về hố đen không nói về một loại "hố" nào mà nghiên cứu về những vùng mà không có gì có thể lọt ra được. Hố đen không biểu hiện như những ngôi sao sáng bình thường, mà chúng chỉ được quan sát gián tiếp qua sự tương tác trường hấp dẫn của hố đen đối với không gian xung quanh.

Lý thuyết về hố đen là một trong những lý thuyết vật lí hiếm hoi, bao trùm mọi thang đo khoảng cách, từ kích thước cực nhỏ (thang Planck) đến các khoảng cách vũ trụ rất lớn, nhờ đó nó có thể kiểm chứng cùng lúc cả thuyết lượng tử lẫn thuyết tương đối. Sự tồn tại của hố đen được dự đoán bởi lý thuyết tương đối rộng. Theo mô hình thuyết tương đối rộng cổ điển, không một vật chất hay thông tin nào có thể thoát ra khỏi hố đen để tới tầm quan sát bên ngoài được. Tuy nhiên, các hiệu ứng của cơ học lượng tử, không có trong thuyết tương đối rộng cổ điển, có thể cho phép vật chất và năng lượng bức xạ ra khỏi hố đen. Một số lý thuyết cho rằng bản chất tự nhiên của bức xạ không phụ thuộc vào những thứ đã rơi vào trong hố đen trong quá khứ, nói cách khác hố đen xóa sạch mọi thông tin quá khứ, hiện tượng này được gọi là nghịch lý thông tin hố đen. Nghịch lý này dường bị các lý thuyết mới đây loại bỏ và cho rằng thông tin vẫn được bảo toàn trong hố đen.

Từ năm 1964, khi ngôi sao "tàng hình" Cygnus X-1 của một hệ sao đôi nằm cách Trái Đất 8.000 ly trong chòm sao Thiên Nga được coi là ứng cử viên đầu tiên, chứng minh cho sự tồn tại của hố đen, các hố đen khác không chỉ được phát hiện trong Ngân Hà mà còn ở nhiều thiên thể khác. Hố đen không chỉ là những "xác chết" của những sao có khối lượng lớn hơn 1,4 M , khi chúng bùng nổ thành các siêu tân tinh trong phạm vi các thiên hà, mà hiện nay nhiều ý kiến cho rằng, tất cả các thiên hà đều chứa một hố đen siêu lớn trong vùng nhân.

//

Lịch sử

Phải

Khái niệm một vật thể nặng đến độ ngay cả ánh sáng cũng không thể thoát khỏi vật đó đã được một nhà khoa học người Anh John Michell đưa ra vào năm 1783 trên một bài báo khoa học đăng trên tạp chí của Viện hàn lâm Hoàng gia Anh Quốc. Lúc bấy giờ, lý thuyết cơ học cổ điển của Isaac Newton về hấp dẫn và khái niệm vận tốc thoát đã được biết. Michell đã tính rằng, một vật thể có bán kính gấp 500 lần Mặt Trời và có mật độ bằng mật độ Mặt Trời thì vận tốc thoát ở bề mặt của nó bằng vận tốc ánh sáng, và do đó không ai có thể nhìn thấy nó.

Mặc dù ông nghĩ rằng điều đó rất khó xảy ra nhưng vẫn nghiên cứu khả năng rất nhiều các vật thể như thế không thể được quan sát trong vũ trụ.

Năm 1796, một nhà toán học người Pháp Pierre-Simon Laplace cũng đưa ra ý tưởng tương tự trong lần xuất bản thứ nhất và thứ hai của cuốn sách của ông, nhưng trong các lần xuất bản sau thì không đưa vào nữa. Trong suốt thế kỷ thứ 19, ý tưởng đó không gây chú ý vì người ta cho rằng ánh sáng là sóng nên không có khối lượng, và do đó không bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn.

Năm 1915, Einstein đưa ra một lý thuyết hấp dẫn gọi là lý thuyết tương đối rộng. Trước đó ông đã cho thấy ánh sáng bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn. Mấy tháng sau, Karl Schwarzschild đã đưa ra nghiệm cho trường hấp dẫn của một khối lượng điểm và tiên đoán về lý thuyết sự tồn tại của một vật thể mà ngày nay được gọi là hố đen. Ngày nay, bán kính Schwarzschild được coi là bán kính của một hố đen không quay, nhưng vào lúc bấy giờ người ta không hiểu rõ về nó. Bản thân Schwarzschild cũng từng nghĩ rằng nó không có ý nghĩa vật lý.

Vào những năm 1920, Subrahmanyan Chandrasekhar đã cho tính toán rằng một vật thể không quay có khối lượng lớn hơn một giá trị nhất định mà ngày nay được biết là giới hạn Chandrasekhar, sẽ suy sập dưới lực hấp dẫn của chính nó và không có gì có thể cản trở quá trình đó diễn ra. Tuy nhiên, một nhà vật lý khác là Arthur Eddington chống lại giả thuyết đó và cho rằng chắc chắn sẽ có cái gì đó xảy ra để không cho vật chất suy sụp đến mật độ vô hạn.

Năm 1939, Robert Oppenheimer và H. Snyder tiên đoán rằng các ngôi sao nặng sẽ phải chịu quá trình suy sập do hấp dẫn. Các hố đen có thể hình thành trong tự nhiên. Trong một thời gian, người ta gọi các vật thể như vậy là các "ngôi sao bị đóng băng" vì sự suy sập sẽ bị chậm đi một cách nhanh chóng và ngôi sao sẽ trở nên rất đỏ khi đạt đến gần giới hạn Schwarzschild. Tuy vậy, các vật thể nặng như thế không được quan tâm lắm cho đến cuối những năm 1960. Phần lớn các nhà vật lý, vào lúc đó, tin rằng hố đen là một nghiệm đối xứng cao đặc biệt do Schwarzschild tìm ra, và các vật thể bị suy sập trong tự nhiên sẽ không tạo nên các hố đen.

Việc nghiên cứu về hố đen trở nên sôi nổi vào năm 1967 do sự tiến bộ của lý thuyết và thực nghiệm. Stephen Hawking và Roger Penrose đã chứng minh rằng các hố đen là các nghiệm tổng quát của lý thuyết hấp dẫn của Einstein, và sự suy sập để tạo nên hố đen, trong một số trường hợp, là không thể tránh được. Sự quan tâm đến lĩnh vực này còn được khởi phát từ việc tìm ra sao pulsar. Ngay sau đó, nhà vật lý John Wheeler đã sử dụng từ "hố đen" để chỉ các vật thể sau khi bị suy sập đến mật độ vô hạn mặc dù trước đó một thời gian, từ "ngôi sao đen" thỉnh thoảng được sử dụng.

Các khái niệm

Nghiên cứu hố đen yêu cầu các kiến thức về lý thuyết tương đối rộng của không-thời gian cong: tính chất đặc biệt nhất là sự biến dạng của không-thời gian xung quanh các hố đen.

Chân trời sự kiện

Nguồn tia X Cygnus X-1 được nhiều người cho rằng nó có thể là một hố đen có khối lượng bằng 10 lần khối lượng Mặt Trời quay xung quanh một ngôi sao kềnh xanh.

"Bề mặt" của hố đen được gọi là chân trời sự kiện, đó là một bề mặt ảo xung quanh hố đen. Stephen Hawking đã sử dụng định lý Gauss-Bonnet để chứng minh rằng hình học tô pô của chân trời sự kiện của một hố đen (bốn chiều) là một hình cầu. Tại chân trời sự kiện, vận tốc thoát chính bằng vận tốc ánh sáng. Do đó, bất kỳ vật gì, kể cả quang tử (photon)bên trong chân trời sự kiện đều không thể thoát khỏi chân trời sự kiện đó vì trường hấp dẫn quá mạnh của hố đen. Các hạt bị rơi vào hố đen sẽ không thể thoát ra được.

Theo lý thuyết tương đối rộng cổ điển, các hố đen có thể hoàn toàn được đặc trưng bởi ba thông số: khối lượng, mô men động lượng và điện tích. Nguyên lý này đã được John Wheeler tóm tắt trong câu nói "hố đen không có tóc".

Các vật thể chuyển động trong trường hấp dẫn thì thời gian sẽ bị chậm đi được gọi là sự giãn nở của thời gian. Điều này đã được chứng minh bằng thực nghiệm trong một thí nghiệm phóng tên lửa do thám vào năm 1976 [1], và được tính đến trong Hệ thống định vị toàn cầu (GPS). Gần chân trời sự kiện, sự giãn nở thời gian xảy ra rất nhanh. Đối với một người quan sát từ bên ngoài thì họ sẽ đợi một khoảng thời gian vô tận để quan sát vật thể khi vật thể đến gần chân trời sự kiện vì ánh sáng từ vật thể bị dịch chuyển vô hạn về phía đỏ.

Điểm kỳ dị

Tại tâm của hố đen, bên trong chân trời sự kiện, lý thuyết tương đối rộng tiên đoán có một điểm kỳ dị (singularity), tại đó độ cong của không thời gian trở nên vô hạn và lực hấp dẫn cũng mạnh vô hạn. Không-thời gian bên trong chân trời sự kiện rất đặc biệt, trong đó tất cả các đều chuyển động vào tâm mà không thể cưỡng lại được (Penrose và Hawking [2]). Điều này có nghĩa là tồn tại một sai lầm về khái niệm về hố đen mà John Michell đề xuất trước đây. Theo lý thuyết của Michell, vận tốc thoát bằng vận tốc ánh sáng, tuy vậy, vẫn còn một xác suất lý thuyết để vật thể có thể thoát ra giống như kéo vật thể ra ngoài bằng một sợi dây. Lý thuyết tương đối rộng loại bỏ những kẽ hở (loophole) như thế này vì vật thể nằm trong chân trời sự kiện thì thời gian tuyến sẽ có một điểm kết cho bản thân thời gian, và không thể có được vũ trụ tuyến khả dĩ mà có thể thoát ra khỏi hố đen được.

Người ta tin rằng những tiến triển hoặc khái quát hóa lý thuyết tương đối rộng trong tương lai (đặc biệt là hấp dẫn lượng tử) sẽ làm thay đổi suy nghĩ của chúng ta về phần bên trong của hố đen. Phần lớn các nhà lý thuyết đều giải thích điểm kỳ dị về toán học của các phương trình là dấu hiệu cho thấy lý thuyết hiện hành là không hoàn thiện, và rằng các hiện tượng mới sẽ được phát hiện khi ta tiến gần đến điểm kỳ dị. Câu hỏi này có thể rất hàn lâm vì giả thuyết giám sát vũ trụ đòi hỏi không thể có mặt các điểm kỳ dị trần trụi trong lý thuyết tương đối rộng: mỗi điểm kỳ dị phải nấp sau chân trời sự kiện và không thể bị khám phá.

Một trường phái tư tưởng khác cho rằng chẳng có điểm kỳ dị nào cả, bởi vì, các lực giống như lực gây ra thủy triều sẽ làm giảm mật độ vật chất khi nó đi xuyên qua chân trời sự kiện. Nếu một nhà du hành vũ trụ lỡ để chân của anh ta rơi vào hố đen thì các lực thủy triều dọc theo bán kính sẽ kéo đầu và chân của anh ta theo hai hướng ngược nhau và do đó, sẽ làm giảm mật độ (tức là tăng thể tích) trong khi đó thì lực thủy triều tại một bán kính không đổi có xu hướng kéo hai tay anh ta lại với nhau khi bán kính hội tụ, làm gia tăng mật độ (giảm thể tích). Tuy nhiên, tại chân trời sự kiện, bán kính đó lại song song với nhau trong giản đồ nhúng (giản đồ để hình dung nghiệm Schwarzschild trong không gian Euclide), không hội tụ, do đó, mật độ vật chất sẽ giảm và làm dừng quá trình suy sập hấp dẫn.

Đi vào một hố đen

Ảnh hưởng của trường hấp dẫn của hố đen có thể xác định từ lý thuyết tương đối. Khi một vật thể tiến lại gần tâm của hố đen không quay (hố đen Schwarzschild) thì người quan sát từ xa sẽ thấy vật thể đó tiến đến chân trời sự kiện một cách chậm dần vì một quang tử từ vật thể đó phải mất một thời gian lâu hơn để thoát ra khỏi ảnh hưởng của hố đen để cho người quan sát biết số phận của vật thể đó.

Đối với bản thân vật thể, nó sẽ đi qua chân trời sự kiện và đến điểm kỳ dị, hoặc vào tâm của hố đen trong một khoảng thời gian hữu hạn. Khi nó đi qua chân trời sự kiện thì ánh sáng không thể thoát khỏi hố đen được nữa nên người quan sát ở ngoài hố đen sẽ không còn có thể biết thông tin của vật thể. Khi vật thể tiến gần hơn nữa đến điểm kỳ dị, nó sẽ bị kéo dài ra và phần vật thể gần hố đen nhất nhất sẽ bị dịch chuyển đỏ (hiệu ứng Doppler cho ánh sáng) cho đến khi tất cả các phần biến mất. Gần điểm kỳ dị, sự sai khác của trường hấp dẫn giữa điểm gần và điểm xa trên vật thể rất lớn, điều này sẽ tạo nên một lực thủy triều làm cho vật thể bị kéo và bị xé ra, điều này được gọi là quá trình "tạo mì ống" (spaghettification).

Hố đen quay

Về lý thuyết, chân trời sự kiện của một hố đen không quay là một hình cầu, và điểm kỳ dị của nó là một điểm. Nếu hố đen có mô men góc (thừa hưởng từ ngôi sao quay trước khi bị suy sập thành hố đen) thì nó sẽ kéo theo cả không-thời gian xung quanh chân trời sự kiện. Vùng không gian xung quanh chân trời sự kiện được gọi là hình cầu cơ công và có dạng một hình e-líp. Vì hình cầu cơ công định vị bên ngoài chân trời sự kiện nên các vật thể có thể tồn tại bên trong hình cầu cơ công mà không bị rơi vào hố đen. Tuy nhiên, vì bản thân không-thời gian chuyển động bên trong hình cầu cơ công nên các vật thể không thể có một vị trí cố định. Các vật thể trượt trên hình cầu cơ công vài lần có thể bị văng ra ngoài với vận tốc rất lớn và giải thoát năng lượng (và mô men góc) khỏi hố đen -- do đó mới có tên "hình cầu cơ công" vì nó có khả năng tạo ra công cơ học.

Entropy và bức xạ Hawking

Vật chất rơi vào hố đen sẽ tập hợp lại với nhau tạo nên một đĩa gia tốc quay rất nhanh và rất nóng xung quanh hố đen trước khi bị nó nuốt. Ma sát xuất hiện tại những vùng lân cận đĩa làm cho đĩa trở nên vô cùng nóng và được thoát ra dưới dạng tia X. Các tính toán khác tiên đoán các hiệu ứng trong đó các luồng hạt chuyển động rất nhanh với vận tốc gần bằng vận tốc ánh sáng được phóng ra ở hai trục của đĩa.

Năm 1971, Stephen Hawking chứng minh rằng diện tích của chân trời sự kiện của bất kỳ hố đen cố điển đều không bao giờ giảm. Điều này tương tự như định luật thứ hai của nhiệt động lực học, trong đó vai trò của diện tích của chân trời sự kiện tương ứng với entropy. Người ta có thể vi phạm nguyên lý thứ hai của nhiệt động lực học bằng việc vật chất trong vũ trụ của chúng ta đi vào hố đen và do đó làm giảm entropy của toàn vũ trụ. Chính vì vậy mà Jacob Bekenstein giả thiết rằng hố đen cũng có entropy và entropy của nó tỷ lệ với diện tích của chân trời sự kiện. Tuy nhiên, 1974, Hawking áp dụng lý thuyết trường lượng tử cho không-thời gian cong xung quanh chân trời sự kiện của hố đen và phát hiện ra rằng các hố đen có thể phát xạ nhiệt -- bức xạ mà hố đen phát ra được gọi là bức xạ Hawking. Sử dụng định luật thứ nhất của cơ học hố đen người ta thấy rằng entropy của hố đen bằng một phần tư diện tích của chân trời sự kiện. Đây là một kết quả phổ quát, có thể áp dụng cho chân trời vũ trụ trong không-thời gian de Sitter. Sau đó, người ta còn cho rằng, hố đen là các vật thể có entropy cực đại, tức là, trong vùng không-thời gian nào đó, entropy cực đại chính là entropy của hố đen chiếm vùng không thời gian đó. Điều này dẫn đến nguyên lý ảnh ba chiều (còn gọi là nguyên lý ảnh đa chiều).

Bức xạ Hawking xuất phát từ ngay bên ngoài chân trời sự kiện, và cho tới nay người ta vẫn hiểu là nó không mang thông tin từ bên trong hố đen vì đó là bức xạ nhiệt. Tuy nhiên, điều này có nghĩa là các hố đen không phải là hoàn toàn đen: hiệu ứng này ngụ ý rằng khối lượng của một hố đen sẽ dần dần giảm theo thời gian. Mặc dù hiệu ứng này rất nhỏ đối với người nghiên cứu hố đen, nó chỉ đáng kể đối với các hố đen siêu nhỏ được tiên đoán lý thuyết, mà ở đó, cơ học lượng tử có tác động chính. Thực ra, các tính toán cho thấy rằng các hố đen nhỏ có thể bị bay hơi và cuối cùng sẽ biến mất trong một đợt bùng phát bức xạ. Do đó, các hố đen mà không có nguồn bổ sung cho khối lượng của chúng đều có một thời gian sống hữu hạn, và thời gian đó liên hệ với khối lượng của chúng.

Vào ngày 21 tháng 7 năm 2004 Stephen Hawking tuyên bố rằng cuối cùng thì các hố đen sẽ giải phóng các thông tin mà chúng nuốt [3], đảo ngược lại quan điểm mà ông đưa ra trước đó là thông tin sẽ bị biến mất. Ông cho rằng, nhiễu loạn lượng tử của chân trời sự kiện có thể cho phép thông tin thoát ra từ một hố đen và ảnh hưởng đến bức xạ Hawking [4]. Lý thuyết vẫn chưa được các nhà khoa học phản biện, nhưng nếu nó được chấp nhận thì dường như chúng ta đã giải quyết được nghịch lý về thông tin hố đen.

[sửa] Nghiên cứu về hố đen

Sự hình thành

Hình miêu tả đĩa gia tốc của lớp plasma quay xung quanh một hố đen (ảnh của NASA).

Lý thuyết tương đối rộng (cũng như các lý thuyết hấp dẫn khác) không chỉ nói rằng các hố đen có thể tồn tại mà còn tiên đoán rằng chúng sẽ được hình thành trong tự nhiên khi có đủ khối lượng trong một vùng không gian nào đó và trải qua một quá trình gọi là suy sập hấp dẫn. Vì khối lượng bên trong vùng đó tăng lên, nên hấp dẫn của nó cũng mạnh lên, hay nói theo ngôn ngữ của thuyết tương đối, không gian xung quanh bị biến dạng. Khi vận tốc thoát tại một khoảng cách nhất định từ tâm đạt đến vận tốc ánh sáng, thì một chân trời sự kiện được hình thành mà trong đó vật chất chắc chắn bị suy sập vào một điểm duy nhất, tạo nên một điểm kỳ dị.

Các phân tích định lượng về điều này dẫn đến việc tiên đoán một ngôi sao có khối lượng khoảng ba lần khối lượng Mặt Trời, tại thời điểm cuối cùng trong quá trình tiến hóa hầu như chắc chắn sẽ co lại tới một kích thước tới hạn cần thiết để xảy ra suy sập hấp dẫn (thông thường các ngôi sao co lại chỉ dừng ở trạng thái sao neutron). Khi điều này xảy ra, không có bất kỳ lực vật lý nào có thể ngăn cản sự suy sập đó, và một hố đen được tạo thành.

Sự suy sập của các ngôi sao sẽ tạo nên các hố đen có khối lượng ít nhất gấp ba lần khối lượng Mặt Trời. Các hố đen nhỏ hơn giới hạn này chỉ có thể được hình thành nếu vật chất chịu tác động của các áp lực khác ngoài lực hấp dẫn của chính ngôi sao. Áp lực vô cùng lớn cần thiết để có thể gây ra điều này có thể tồn tại vào những giai đoạn rất sớm của vũ trụ, có thể đã tạo nên các hố đen nguyên thủy có khối lượng nhỏ hơn nhiều lần khối lượng Mặt Trời.

Các hố đen siêu lớn có thể có khối lượng gấp hàng triệu, hàng tỷ lần khối lượng Mặt Trời có thể được hình thành khi có một số lớn các ngôi sao bị nén chặt trong một vùng không gian tương đối nhỏ, hoặc khi có một số lượng lớn các ngôi sao rơi vào một hố đen ban đầu, hoặc khi có sự hợp nhất của các hố đen nhỏ hơn. Người ta tin rằng điều kiện để các hiện tượng trên có thể xảy ra ở một số (nếu không muốn nói là hầu hết) tâm của các thiên hà, bao gồm cả Ngân Hà của chúng ta.

Quan sát hố đen

Không có hố đen

Có hố đen

Lý thuyết cho thấy rằng chúng ta không thể quan sát hố đen một cách trực tiếp bằng ánh sáng phát xạ hoặc phản xạ vật chất bên trong hố đen. Tuy nhiên, các vật thể này có thể được quan sát một cách gián tiếp các hiện tượng xung quanh chúng như là thấu kính hấp dẫn và các ngôi sao chuyển động xung quanh một vật dường như vô hình.

Hiệu ứng đáng nghi ngờ nhất là vật chất rơi vào hố đen (giống như nước đổ vào đường thoát nước) sẽ tập hợp lại với nhau tạo nên một đĩa gia tốc quay rất nhanh và rất nóng xung quanh hố đen trước khi bị nó nuốt. Ma sát xuất hiện tại những vùng lân cận đĩa làm cho đĩa trở nên vô vùng nóng và được thoát ra dưới dạng tia X. Quá trình nung nóng này cũng vô cùng hiệu quả và có thể biến 50% khối lượng của vật thể thành năng lượng bức xạ, trái ngược với phản ứng nhiệt hạch, trong đó, chỉ khoảng vài phần trăm khối lượng được biến thành năng lượng. Các tính toán khác tiên đoán các hiệu ứng trong đó các luồng hạt chuyển động rất nhanh với vận tốc gần bằng vận tốc ánh sáng được phóng ra ở hai trục của đĩa.

Tuy nhiên, các đĩa gia tốc, các luồng hạt chuyển động nhanh, các vật thể chuyển động xung quanh một vật vô hình không chỉ có thể do hố đen gây ra mà còn có thể do các vật thể khác như các sao neutron chẳng hạn, và động lực học của các vật thể gần các "hố không đen" này rất giống như động lực học của các vật thể xung quanh hố đen và việc nghiên cứu về chúng là lĩnh vực nghiên cứu rất phức tạp và năng động hiện nay. Nó bao gồm ngành vật lý plasma và từ trường. Do đó, trong phần lớn các quan sát về đĩa gia tốc và chuyển động quỹ đạo chỉ cho biết về khối lượng của vật thể cô đặc mà thôi, chứ không cho biết về bản chất của vật thể đó. Việc xác định vật thể đó là hố đen yêu cầu các giả thuyết bổ sung là không có vật thể nào khác (hoặc các hệ liên kết với vật thể) có thể nặng và cô đặc đến thế. Phần lớn các nhà vật lý thiên văn chấp nhận rằng, trong trường hợp này, theo lý thuyết tương đối rộng, bất kỳ vật nào có mật độ vật chất đủ cao đều phải co lại thành một hố đen.

Một khác biệt quan sát quan trọng giữa các hố đen và các ngôi sao đặc, nặng khác là bất kỳ vật chất rơi vào các vật thể nặng thì cuối cùng cũng phải va chạm với vật thể đó với một vận tốc rất lớn, dẫn đến việc lóe sáng dị thường của các tia X với cường độ rất mạnh cùng với các bức xạ khác. Cho nên, nếu không có các lóe sáng bức xạ như thế xung quanh vật thể cô đặc thì có thể được coi là bằng chứng để cho rằng nó là một hố đen, nơi mà không có bề mặt để vật chất có thể va đập vào đột ngột.

Chúng ta đã tìm thấy hố đen chưa?

Ngày nay, có khá nhiều những bằng chứng thiên văn gián tiếp về hai loại hố đen:

• Các hố đen khối lượng ngôi sao có khối lượng cỡ bằng các ngôi sao bình thường (4 - 15 lần khối lượng Mặt Trời, v�

• Các hố đen siêu nặng có khối lượng bằng một thiên hà.

Thêm vào đó, có một vài bằng chứng về các hố đen khối lượng trung bình có khối lượng vài ngàn lần khối lượng Mặt Trời. Đây có thể là các hố đen đang hình thành nên các hố đen siêu nặng.

Bằng chứng về các hố đen khối lượng ngôi sao chủ yếu được xác định bằng các đĩa gia tốc với kích thước và vận tốc vừa phải mà không có quá trình lóe sáng dị thường xuất hiện xung quanh các vật thể cô đặc. Các hố đen khối lượng ngôi sao có thể tạo ra các đợt bùng nổ tia gamma mặc dù các đợt bùng nổ này thường liên quan đến vụ nổ của các siêu tân tinh hoặc các vật thể khác không phải hố đen [5] [6].

Bằng chứng về các hố đen có khối lượng lớn hơn lần đầu tiên được cho bởi các thiên hà bức xạ và các quasar do các nhà thiên văn vô tuyến phát hiện ra những năm 1960. Sự chuyển đổi rất hiệu quả từ khối lượng thành năng lượng nhờ ma sát trong đĩa gia tốc của một hố đen dường như là cách giải thích duy nhất cho nguồn năng lượng gần như vô tận của các vật thể này. Thực ra, việc đưa ra lý thuyết trên vào những năm 1970 đã hầu như loại bỏ các chống đối cho rằng các quasar là các thiên hà xa xôi, tức là, không có cơ chế nào có thể tạo một lượng năng lượng nhiều đến thế.

Từ các quan sát vào những năm 1980 về chuyển động của các ngôi sao xung quanh tâm của thiên hà, người ta tin rằng có những hố đen siêu nặng có mặt ở tâm của phần lớn các thiên hà, ngay cả Ngân Hà của chúng ta. Tinh vân Sagittarius A được coi là bằng chứng quan tin cậy nhất về sự tồn tại của một hố đen siêu nặng tại tâm của dải Ngân Hà.

Bức tranh hiện nay là tất cả các thiên hà đều có thể có một hố đen siêu nặng ở tại tâm, và hố đen này nuốt khí và bụi ở vùng giữa thiên hà tạo nên lượng bức xạ khổng lồ. Quá trình này tiếp tục cho đến khi không còn vật chất nào ở xung quanh nữa. Bức tranh này giải thích hợp lý về sự vắng mặt của nhiều các quasar gần đó. Mặc dù chưa hiểu về chi tiết, nhưng dường như là sự phát triển của hố đen liên quan mật thiết với các thiên hà có hình dáng tương tự hình cầu chứa nó như thiên hà hình e-líp, đám sao của thiên hà hình xoáy ốc. Điều thú vị là không có bằng chứng nào về sự có mặt của các hố đen nặng ở tâm các đám sao hình cầu, cho thấy sự khác biệt cơ bản giữa các đám sao hình cầu với các thiên hà.

Hố đen siêu nhỏ

Việc hình thành các hố đen siêu nhỏ trên Trái Đất trong các máy gia tốc đã được công bố (xem thêm [7]) nhưng chưa được kiểm tra. Cho đến nay, người ta vẫn chưa tìm thấy bằng chứng về hố đen nguyên thủy.

Mô tả toán học

Các hố đen được tiên đoán từ lý thuyết tương đối rộng của Albert Einstein. Đặc biệt là chúng xuất hiện trong nghiệm Schwarzschild, một trong những nghiệm đơn giản và sớm nhất của các phương trình Einstein do Karl Schwarzschild tìm ra vào năm 1915. Nghiệm này miêu tả độ cong của không-thời gian trong vùng lân cận một vật thể đối xứng hình cầu trong không gian, nghiệm này là:

, trong đó là góc khối chuẩn.

Theo nghiệm Schwarzschild, một vật đang bị lực hấp dẫn tác dụng sẽ suy sập vào một hố đen nếu bán kính của nó nhỏ hơn một khoảng cách đặc trưng được gọi là bán kính Schwarzschild. Dưới bán kính này, không-thời gian bị cong đến nỗi bất kỳ ánh sáng được phát ra trong vùng này, bất kể hướng được phát ra, sẽ đi vào tâm của hệ này. Vì lý thuyết tương đối không cho phép bất kỳ vật thể nào chuyển động nhanh hơn ánh sáng, bất kỳ vật gì nằm dưới bán kính Schwarzschild đều bị hút vào tâm tạo nên một kỳ dị hấp dẫn, một vùng có mật độ vô hạn về mặt lý thuyết. Vì ngay cả ánh sáng cũng không thể thoát được nên hố đen cổ điển là hoàn toàn đen.

Bán kính Schwarzschild được cho bởi công thức sau:

Trong đó G là hằng số hấp dẫn, m là khối lượng của vật thể, và c là vận tốc ánh sáng. Đối với một vật thể có khối lượng bằng Trái Đất, bán kính Schwarzschild của nó bằng 9 mili mét.

Mật độ trung bình bên trong bán kính Schwarzschild giảm khi khối lượng của hố đen tăng, do đó, nếu hố đen có khối lượng Trái Đất có mật độ là 2 × 1030 kg/m3, mật độ của một hố đen siêu nặng có khối lượng bằng 109 khối lượng Mặt Trời có mật độ khoảng 20 kg/m3, nhẹ hơn nước! Mật độ trung bình cho bởi

Vì Trái Đất có bán kính trung bình là 6371 km, thể tích của nó sẽ giảm 4 × 1026 lần để suy sập thành một hố đen. Một vật thể có khối lượng Mặt Trời, bán kính Schwarzschild xấp xỉ 3 km, nhỏ hơn bán kính hiện nay của Mặt Trời khoảng 700.000 km. Nó cũng nhỏ hơn đáng kể bán kính của Mặt Trời sau khi đốt hết nguyên liệu hạt nhân, hay vào khoảng vài ngàn km. Các ngôi sao nặng hơn có thể suy sập thành các hố đen khi kết thúc cuộc đời.

Các hố đen khác cũng có thể rút ra từ nghiệm các phương trình Einstein như là nghiệm Kerr cho các hố đen quay, trong đó có một kỳ dị vòng. Tiếp đến là nghiệm Reissner-Nordstrøm cho các hố đen tích điện. Nghiệm Kerr-Newman cuối cùng thể hiện trường hợp hố đen quay tích điện.

Các khám phá mới

Luồng hạt chuyển động nhanh phát ra từ thiên hà M87 đựoc cho là gây bởi một hố đen siêu nặng tại tâm của thiên hà đó.

Năm 2004, người ta phát thu được một đám các hố đen, mở rộng tầm hiểu biết của chúng ta về phân bố các hố đen trong vũ trụ. Phát hiện này làm cho các nhà khoa học phải xem xét lại số lượng các hố đen trong vũ trụ. Theo các tính toán, người ta tin rằng số lượng các hố đen nhiều hơn tính toán trước đây đến năm bậc.

Tháng 7 năm 2004, các nhà thiên văn tìm thấy một hố đen khổng lồ Q0906+6930, tại tâm của một thiên hà xa xôi trong chòm sao Đại Hùng (Gấu Lớn, Ursa Major). Kích thước và tuổi của hố đen có thể cho phép xác định tuổi vũ trụ [8].

Tháng 11 năm 2004, một nhóm các nhà thiên văn công bố khám phá đầu tiên về hố đen khối lượng trung bình trong thiên hà của chúng ta, quay xung quanh Sagittarius A ở khoảng cách 3 năm ánh sáng. Hố đen trung bình này có khối lượng 1.300 lần khối lượng Mặt Trời nằm trong một đám gồm bảy ngôi sao, có thể là tàn dư của một đám sao lớn bị phần tâm của thiên hà tước đi phần lớn vật chất. (Tạp chí Nature)(bài gốc tiếng Anh). Quan sát này có thể củng cố ý tưởng về các hố đen siêu nặng phát triển bằng hấp thụ các hố đen và các ngôi sao nhỏ hơn.

Tháng 5 năm 2005, một ngôi sao kềnh xanh SDSS J090745.0+24507 được tìm thấy đang rời khỏi Ngân Hà với vận tốc gấp đôi vận tốc thoát (0,0022 vận tốc ánh sáng). Người ta có thể lần theo lộ trình của ngôi sao đó ngược trở lại tâm của thiên hà.

Mô hình thay thế

Một vài mô hình thay thế tương tự như hố đen nhưng có thể tránh được điểm kỳ dị cũng được đưa ra. Nhưng phần lớn các nhà nghiên cứu nhận xét các khái niệm này chỉ mang tính nhân tạo, vì chúng phức tạp hơn nhưng lại không đưa ra các điểm khác biệt cơ bản với các hố đen. Lý thuyết có triển vọng nhất là lý thuyết Gravastar.

Tháng 3 năm 2005, nhà vật lý George Chapline làm việc tại Phòng thí nghiệm quốc gia Lawrence ở California cho rằng các hố đen không tồn tại, và rằng các vật thể mà mọi người cho là các hố đen thực ra là các ngôi sao năng lượng đen. Ông đưa ra kết luận này từ các nghiên cứu cơ học lượng tử. Mặc dù đề xuất của ông không được đông đảo các nhà vật lý ủng hộ, nhưng vẫn thu hút được nhiều quan tâm của công luận. (Tạp chí Nature) (bài gốc tiếng Anh)