Mười tám nhà thiên văn tiền phong XXXXX

Mười tám nhà thiên văn tiền phong

COPERNICUS

Trong giảng đường đại học, giáo sư thiên văn Maria da Novara nhìn lướt qua các sinh viên của ông, lúc bấy giờ là vào một ngày mùa thu năm 1496, ngày khai giảng năm học. Các sinh viên này đến từ nhiều nước, bởi vì Đại học Bologna của Ý là một trong những đại học lớn nhất ở châu Âu. Trong số họ có một người mới đến từ vùng đất biên giới giữa Đức và Ba Lan, tên người ấy là Nicolas Koppernigk, được các học giả thích gọi theo tiếng La Tinh là Copemicus (1).

.

Novara giảng:

- Nói chung, người ta tin rằng Trái đất là một quả cầu đứng yên ỏ trung tâm của vũ trụ. Quay xung quanh nó là Mặt trời, Mặt trăng và năm hành tinh. Ngoài các thiên thể này, nhưng vẫn khá gần, là các sao quay trên một qu cầu trong suốt. Như vậy Trái đất ở ngay trung tâm của vũ trụ và mọi thứ quay xung quanh chúng ta.

Novara tiếp tục giảng rằng các hành tinh xuất hiện mỗi đêm theo vị trí khác so với mô hình của các sao. Chúng từ từ di chuyển về phía đông. Nhưng có khoảng thời gian chúng dường như ngừng lại và chuyển động lùi (2), sau đó chúng tiếp tục chuyến hành trình về hưóng đông. Vì lý do này hay lý do khác, chúng vạch ra các vòng trên bầu trời. Novara nói tiếp:

- Điều này đã được nhà bác học cổ Hy Lạp Ptolemy giải thích hơn 1.300 năm trưóc. Ptolemy đưa ra thuyết địa tâm, coi Trái đất đứng yên và là trung tâm vũ trụ. Giới hạn của vũ trụ là một vòm cầu trên đó gắn chặt các sao. Toàn bộ bầu trời sao này quay quanh một trục xuyên qua tâm Trái đất, Mặt trăng và Mặt trời chuyển động tròn quanh Trái đất cùng chiều với chiều quay của bầu trời sao nhưng với chu kỳ bé hơn. Các hành tinh chuyển động đều theo các vòng tròn phụ (ngoại luân), mà tâm của các vòng này chuyển động tròn đều quanh Trái đất theo các vòng tròn chính (chính đạo). Trái đất, Mặt trời và tâm ngoại luân của Thủy tinh và Kim tinh luôn luôn nằm trên một đường thẳng. Bằng cách dùng 39 vòng tròn khác nhau, Ptolemy có thể giải thích chuyển động nhìn thấy của Mặt trăng, Mặt trời và năm hành tinh quan sát được vào thời bấy giờ.

Copernicus ngồi nghe và hấp háy mũi với vẻ nghi ngờ. Ông biết rằng các ý tưởng của Ptolemy là quan trọng, hình như chúng tỏ ra là đúng trong hơn một ngàn năm qua. Trên thực tế, Columbus đã dùng chúng thành công khi tìm hướng trên đường đến Tân thế giới. Song Copernicus không thể không nghĩ rằng 39 vòng tròn là quá nhiều để giải thích cách chuyển động của chỉ bảy thiên thể. Ông tự nói:

- Phải có sự giải thích nào đó đơn giản hơn thế.

Khi Copernicus tiếp tục việc nghiên cứu của một sinh viên, ông học cách thực hiện các quan sát thiên văn bằng các dụng cụ của thời bấy giờ. Giáo sư Novara dạy các sinh viên cách sử dụng thước ba cạnh để đo độ cao của các sao trên bầu trời, ngoài ra còn có thước Jacob để đo góc giữa các sao. Để đo độ cao của Mặt trời lúc chính ngọ, ông giới thiệu với họ một bệ chân cột do Ptolemy nghĩ ra. Không một dụng cụ nào trong số này tốt hơn các dụng cụ được dùng hơn một ngàn năm trước đó. Copernicus cảm thấy không hài lòng với một loại khoa học mà trong đó dường như không có gì thay đổi.

Một hôm, ông hỏi Novara liệu con người đã từng có ý nghĩ nào khác hơn về thiên văn. Novara vui mừng nói:

- Có chứ! Thầy tôi, Regiomontanus nổi tiếng, không bao giờ thích hệ thống vũ trụ của Ptolemy. Ông ấy thích quan niệm của một nhà thiên văn cổ Hy Lạp khác, đó là Aristarchus ở đảo Samos. Theo Aristarchus, Mặt trời có vẻ như chỉ chuyển động ngang qua bầu trời mỗi ngày và xung quanh phía bên kia của Trái đất vào ban đêm. Thay vào đó, ông cho rằng Trái đất quay quanh trục của nó như chiếc bông vụ, mang chúng ta từ ban ngày sang ban đêm, rồi lại ban ngày. Sự quay này cũng sẽ khiến chúng ta thấy các sao hình như chuyển động ngang qua bầu trời mỗi đêm. Hơn nữa, Aristarchus tin rằng Trái đất chuyển động theo một đường tròn lớn quanh Mặt trời mỗi năm!

Copernicus phản đối:

- Nhưng nếu Trái đất quay, chúng ta sẽ bị hất văng ra ngoài!

Novara không giải thích được điều này. Tất cả những gì ông có thể đưa ra là mọi thứ trên Trái đất sẽ được mang đi vòng vòng trong một vỏ bọc bảo vệ của không khí.

Ông thú nhận:

- Tôi không biết sự giải thích nào là đúng. Nhưng tôi tin rằng hình học của bầu trời sẽ là đơn giản. Bất kỳ ý tưởng nào càng đơn giản thì có thể ý tưởng ấy đúng.

Copernicus nhiệt tình lắng nghe. Con người này cũng có suy nghĩ giống ông là hoài nghi những sự giải thích phức tạp. Để sau đó, ông đúng để nghi ngờ thuyết địa tâm của Ptolemy.

Được giáo sư Novara khuyến khích, Copernicus lao sâu vào nghiên cứu thiên văn. Ông học tiếng Hy Lạp và đọc tác phẩm của Ptolemy qua bản gốc. Em trai ông là Andreas đến gõ cửa phòng ông, khuyên ông tạm rời bỏ sách để ra ngoài vui chơi thư giãn, nhưng ông lắc đầu. Ông đang quá vui với cái ông hiện có. Quan niệm của Aristarchus đã khơi dậy trí tưởng tượng của Copernicus, ông quyết tâm xem nó sẽ dẫn ông đến đâu.

Ngoài ra, ông cũng phải nghiên cứu các môn khác. Ông học hình học mà ông cần, trước khi có thể nắm vững đầy đủ thuyết địa tâm của Ptolemy. Ông học y học kỳ quặc của thời bấy giờ, viết ra các đơn thuốc trên bất kỳ cái gì trong tầm tay, thậm chí trên bìa sau sách giáo khoa về Euclid một cách trịnh trọng:

- Cho thằn lằn vào dầu ôliu và cho giun đất vào rượu...

Có thể ông có quan niệm của riêng ông về thiên văn; nhưng về y học, ông chấp nhận đi theo những người khác.

Giờ đây, nhờ có sự nâng đỡ của người chú ruột là giám mục, Copernicus chính thức trở thành một giáo sĩ và cũng nghiên cứu luật giáo hội. Từ Bologna, ông đến học đại học ở Rome, từ Rome ông đến Padua. Tắm nắng dưới bầu trời rực rỡ của nước Ý, ông chạnh lòng nhớ về cảnh ảm đạm ở quê hương Ba Lan.

Song đến năm 1506, ông phải ra đi. Người chú ruột của ông lúc bấy giờ là giám mục địa phận Ermland triệu hồi ông về Ba Lan để làm thầy thuốc riêng cho ông ấy. Copernicus thu dọn đồ đạc và giã biệt nước Ý, nhận ra rằng những ngày sinh viên của mình đã qua. Lúc ấy, ông 33 tuổi.

Sống trong dinh thự chính thức của giám mục, lâu đài Heilsberg ở Lidzbarc, Copernicus phải quan sát các nghi thức cầu kỳ. Vào giữa trưa, chuông rung báo giờ ăn, mọi người trong lâu đài phải bước đến cửa căn hộ của họ và kính cẩn chờ giám mục. Sau đó, trong tiếng sủa rộ của đàn chó săn mà ông vừa cho chúng ăn, giám mục xuất hiện ở sân trong của lâu đài, ăn vận lộng lẫy với mũ tế và găng tay màu tía, mang gậy quyền. Mọi người sẽ theo giám mục đến sảnh đường các hiệp sĩ, nơi mà mỗi người có một chỗ của mình bên bàn, được ấn định nghiêm ngặt theo tầng lớp xã hội. Lẽ cố nhiên là giám mục ngồi ở bàn đầu. Copernicus, với tư cách là cháu trai và thầy thuốc riêng, ngồi ở bàn thứ nhì. Bàn thứ chín, là bàn chót trong thang bậc, dành cho những người làm xiếc tung hứng, các anh hề và những người làm trò vui.

Chính trong môi trường kỳ lạ này, Copernicus đã vật lộn để cải cách thiên văn học và thay đổi toàn bộ quan niệm của con người nghĩ về vũ trụ. Trải qua sáu năm sống trong lâu đài Heilsberg, Copernicus nhận ra rằng Trái đất thực sự chuyển động quanh Mặt trời. Điều này giải thích cho các vòng hành tinh. Như vậy, ông đã tìm ra sự đơn giản mà bấy lâu ông mong đợi! Ông nghĩ:

- Trái đất phải mất một năm để chuyển động quanh Mặt trời, nhưng Hỏa tinh phải mất hai năm và Mộc tinh phải mất gần mười hai năm. Vậy thì, rõ ràng là khi Trái đất chuyển động nhanh, nó sẽ thường xuyên đi ngang qua các hành tinh chuyển động chậm hơn này. Mỗi lần Trái đất vượt qua một hành tinh, thì hành tinh đó trông có vẻ như chuyển động lùi trong tương quan với Trái đất.

Ngày nay, chúng ta biết rằng nếu giả sử ta đi trên một đoàn tàu đang vượt qua một đoàn tàu khác chạy cùng chiều nhưng chậm hơn trên đường ray kế bên, thì ta thấy đoàn tàu chạy chậm hơn ấy dường như đang chuyển động lùi. Sau đó, khi đoàn tàu của ta đi qua khá xa, ta nhận ra rằng nó đang chuyển động về phía trước.

Copernicus hớn hở nhận xét:

- Giả sử Trái đất đang chuyển động, thì chúng ta có thể giải thích các vòng hành tinh như là một ảo giác.

Một khi thừa nhận Trái đất chuyển động quanh Mặt trời, ông sẵn sàng tin rằng Trái đất cũng tự quay quanh trục của nó như chiếc bông vụ. Một số người cho rằng nếu Trái đất quay đủ nhanh để chuyển động trọn một vòng trong một ngày, thì nó sẽ vỡ vụn thành từng mảnh như chiếc bánh xe bằng gỗ quay quá nhanh. Copernicus phản công lại điều này bằng cách lập luận rằng nếu bảo Trái đất không quay, vậy thì vòm cầu lớn mang các sao phải quay, mà nếu vòm cầu này quay thì nó phải chuyển động nhanh hơn và càng có khả năng dễ vỡ vụn hơn. Dù sao đi nữa, vận tốc mà Trái đất phải quay là đáng sợ.

Ông thì thầm, hầu như không dám tin vào sự thật:

- Trái đất đang quay với vận tốc khoảng 300 bước chân mỗi giây!

Nếu nhìn từ xa, mọi thứ sẽ lướt qua trong một cái chóp mắt. Ông không thể giải thích tại sao mọi thứ không bị hất văng ra khỏi Trái đất, ông chưa nghĩ ra sức hút của Trái đất là một mỏ neo an toàn trong hành trình chuyển động của nó trong không gian.

Một lúng túng khác lại đến. Aristarchus đã làm một phép đo sơ sài tính khoảng cách từ Trái đất đến Mặt trời. Dùng các số liệu xấp xỉ thô thiển, ông tính toán rằng Mặt trời ở xa ít nhất là 6,6 triệu đến 8,2 triệu km, (trên thực tế, Mặt trời ở xa 150 triệu km). Nếu Trái đất quay quanh Mặt trời, điều này có nghĩa là nó phải chuyển động theo một đường tròn cực lớn có đường kính khoảng 16,4 triệu km. Song con người tin rằng các sao không ở xa, họ lập luận rằng một hành trình rộng lớn như vậy chắc chắn sẽ đưa Trái đất đến gần các sao, trước tiên là trên một phía của đường tròn, sau đó là trên phía kia. Tuy nhiên, không ai có thể nhìn thấy các nhóm sao trông gần hơn vào một tháng nào đó trong năm so vói các tháng khác. Họ quyết định rằng, điều này chứng tỏ Trái đất không chuyển động quanh Mặt trời.

Song Copernicus thì lại nghĩ khác, ông phát biểu:

- Nó chứng tỏ rằng các sao phải ở rất xa, xa hơn nhiều so vói bất cứ ai đã nghĩ. Thật ra, chúng phải ở xa đến mức thậm chí một hành trình 16 triệu km là quá nhỏ để so sánh, cho nên khoảng cách giữa Trái đất và các sao hầu như vẫn giữ nguyên!

Copernicus đã dũng cảm nghĩ ra một vũ trụ rất khác với vũ trụ mà ông đã được truyền đạt để tin vào nó. Thay vì đứng yên, Trái đất đang chuyển động quanh Mặt trời vói vận tốc rất nhanh. Các sao quen thuộc, trông rất gần, được gắn trên vòm cầu của chúng nằm xa thẳm trong không gian.

Mặc dù Copernicus đã giải thích các vòng hành tinh, nhưng ông vẫn không thể giải thích được các quỹ đạo hành tinh như là các đường tròn đơn giản. Các quan sát của ông cho thấy là chúng không phải như vậy. Do đó, ông bám vào khái niệm cơ

bản về các đường tròn chồng lên các đường tròn. Theo ông, các hành tinh không chỉ chuyển động quanh Mặt trời trên các đường tròn đồng tâm, mà còn quay trên trục của chúng. Để chứng minh điều này, ông phải kiểm tra từng sự sắp xếp của các đường tròn chồng lên các đường tròn với hàng ngàn ghi chép của các nhà thiên văn cổ để lại.

Copernicus nghĩ dần dần rồi ông sẽ tìm ra giải đáp qua các tính toán. Không thể tự mình giữ tin này lâu hơn nữa, ông bắt đầu nói bóng gió với các khách viếng có cảm tình tại lâu đài. Cuối cùng, năm 1512, ông viết một quyển sách mỏng giải thích tổng quát lý thuyết của ông, nhưng bỏ qua chi tiết toán học. Ông gửi vài bản chép tay của quyển sách này cho các học giả, trong đó ông hãnh diện viết:

- 34 đường tròn, đủ để giải thích toàn bộ cấu trúc của vũ trụ và toàn bộ chuyển động của các hành tinh.

.

Thật không may, Copernicus vẫn phải hoàn tất các tính toán chi tiết. Ông choáng váng khi thấy rằng càng làm việc lâu với các phép tính, chúng càng trở nên phức tạp. Các vòng chồng chéo lên các vòng một cách rắc rối. Cuối cùng, sau hơn 20 năm nỗ lực, ông thấy rằng mình phải cần đến 48 vòng, tức nhiều hơn 9 vòng so vói Ptolemy đã dùng! Đấy là một thất vọng nặng nề. Không còn tin chắc vào lý thuyết của mình nữa, ông gác bản thảo và thôi không tìm cách in nó.

Trong lúc đó, quyển sách mỏng của ông đã được các học giả đọc ở nhiều nơi trên châu Âu. Trong số đó có một giáo sư trẻ tên là Joachim Rheticus, ông say mê nó đến mức quyết định tìm gặp Copernicus. Ông mang đến các món quà quý giá là bản in đầu tiên các tác phẩm của Euclid và Ptolemy bằng tiếng Hy Lạp. Quan trọng hơn, ông mang đến sinh lực và niềm tin tràn trề vào lý thuyết của Copernicus.

Rheticus tuyên bố:

- Thưa thầy, thuyết nhật tâm của thầy sẽ mở ra một kỷ nguyên mới trong thiên văn học. Thầy phải cho in sách của mình, vì lợi ích của nhân loại!

Copernicus không tin chắc như thế. Sự sắp xếp rắc rối của các vòng hành tinh vẫn còn ám ảnh ông. Nhưng Rheticus không chịu thua, ngày này sang ngày khác ông biện luận và van nài. Thậm chí ông xin đọc lại bản thảo để sửa các lỗi nhỏ rồi thu xếp mang đi in. Ông nhận làm tất cả, miễn là Copernicus đồng ý!

Cuối cùng, Copernicus nhượng bộ. Ông lấy ra từ nơi cất giấu chồng bản thảo dày cộp và trao cho Rheticus. Năm 1543, công trình của ông được in ra dưới tựa đề Về sự quay của các thiên cầu. Song tác giả của quyển sách đã chờ quá lâu. Vào cuối năm 1542, ông gặp phải một cơn đột quỵ; khi bản in đầu tiên được mang đến, ông đã kiệt sức. Copernicus chỉ chạm tay vào quyển sách, đấy là tất cả những gì ông có thể làm. Vài giờ sau, ông trút hơi thở cuối cùng. Đó là ngày 24 tháng Năm 1543, lúc ấy ông đã 70 tuổi.

Copernicus đúng khi ông ray rứt về hệ thống phức tạp các vòng hành tinh của mình. Ngày nay, chúng ta biết rằng mặc dù Trái đất vẫn chuyển động quanh Mặt trời, nhưng các vòng thêm vào là không cần thiết để giải thích chuyển động của các hành tinh.

Song Copernicus vẫn thành công. Ông là người đầu tiên tìm cách chứng minh bằng toán học và chính xác Trái đất có thể chuyển động quanh Mặt trời như thế nào, và sự giải thích về các vòng hành tinh vẫn đúng đến ngày nay. Quan trọng hơn nữa, ông giúp nhân loại tin vào quan niệm Trái đất chuyển động. Có thể nó chuyển động theo các vòng chồng chéo, hoặc có thể không; nhưng bất cứ giá nào nó vẫn chuyển động. Trái đất không còn là trung tâm của vũ trụ nữa. Và một khi điều đó được thừa nhận, sẽ có con đường mở ra cho những ai tìm hiểu Trái đất thực sự chuyển động như thế nào.

Chú thích:

(1) Nicolaus Copernicus (1473-1543). Nhà thiên văn người Ba Lan. Ông nghiên cứu sâu sắc thiên văn thời cổ, đánh giá cao thuyết của Ptolemy, nhưng về sau ông phát hiện những điều vô lý của thuyết địa tâm này và đưa ra thuyết nhật tâm, coi Mặt trời đứng yên ở trung tâm hệ, Trái đất và các hành tinh chuyển động quanh Mặt trời. Thuyết nhật tâm của Copernicus bác bỏ vị trí trung tâm của Trái đất do Thượng đế sáng tạo, nên đã bị Giáo hội Thiên Chúa giáo ngăn cấm. Công trình cơ bản của Copernicus được trình bày trong cuốn sách Về sự quay của các thiên cầu xuất bản vào tháng Năm năm 1543, ngay sau khi ông vừa qua đời.

(2) Sự lùi. Chuyển động lùi biểu kiến địa tâm của một hành tinh ngược với chuyển động thực của nó trên thiên cầu từ Tây sang Đông (ngược chiều nhật động) do ta quan sát nó từ Trái đất đang chuyển động quanh Mặt trời. Từ đang nhìn thấy nó chuyển động thuận sang chuyển động lùi, có một khoảng thời gian ta thấy nó đứng yên.

KEPLER

Năm 1596, một giáo viên toán người Đức chưa có tiếng tên là Johannes Kepler(1) cho xuất bản một cuốn sách mang tựa đề Bí mật vũ trụ, trong đó ông ủng hộ thuyết nhật tâm của Copernicus, sách này gây sửng sốt các học giả khắp nơi. Ông tuyên bố:

- Copernicus có chỗ nhầm lẫn. Các hành tinh chuyển động quanh Mặt trời theo các hình tròn đơn giản. Tôi đã khám phá một sơ đồ toán học hoàn chỉnh giải thích khoảng cách giữa các đường tròn này.

Một hôm, ý tưởng đến với Kepler trong khi ông đứng bên bảng đen. Ý tưởng này gây ấn tượng mạnh đến nỗi ông đoan chắc nó phải là sự thật. Khoảng cách giữa các quỹ đạo của các hành tinh đã được Copernicus tính toán theo tỷ lệ, chứ không phải là khoảng cách đích thực. Mặc dù các tỷ lệ này không khớp chính xác với sơ đồ của Kepler, nhưng ông tin chắc đấy không phải là lỗi của mình. Nhà toán học trẻ Kepler mạnh dạn khẳng định:

- Đấy là do Copernicus sử dụng những quan sát sai lầm trong các phép tính của ông ấy. Với những quan sát chính xác, tôi sẽ có thể chứng minh sơ đồ của tôi là đúng.

Theo ông biết, những quan sát chính xác nhất thế giới là do một quý tộc người Đan mạch tên là Tycho Brahe(2) thực hiện. Nhà thiên văn này đã xây dựng một đài quan sát trên đảo Hveen, là đảo riêng của ông, ngoài khơi bờ biển Đan mạch.

Kepler ao ước có được những quan sát của Brahe. Tuy nhiên, Kepler là một giáo viên nghèo sống ở Gratz, Áo, nên ông không đủ tiền để đi suốt quáng đường đến Đan mạch. Quá buồn rầu, ông cho rằng mình sẽ không bao giờ đủ khả năng để kiểm tra lý thuyết của mình.

Thế rồi đến năm 1597, Tycho Brahe cãi nhau với vua Đan mạch. Kết quả là ông khăn gói rời đảo Hveen, mang theo tất cả dụng cụ. Trong hai năm, ông lang thang ở châu Âu, để cuối cùng, đến năm 1599, ông định cư ở Praha (nay là thủ đô của công hòa Séc), làm nhà thiên văn chính thức cho Rudolph II, hoàng đế của Bohemia.

Khi Kepler nghe được tin này, ông hết sức vui mừng. Praha đủ gần để ông có thể đi đến đấy. Rốt cuộc, ông sẽ đủ khả năng để nghiên cứu những quan sát của Brahe. Ông nói với vợ là Barbara:

- Với những quan sát của Brahe, anh sẽ lập ra một mô hình mới về hệ Mặt trời.

Thật may mắn, nam tước Hoffman là ủy viên của hội đồng hoàng đế đang có mặt ở Gratz. Người giáo viên toán cạn túi nài nỉ xin đi nhờ trên xe ngựa của nam tước đến Praha. Ngày 1 tháng giêng 1600, hành trình của ông bắt đầu.

Đấy là ngày đầu tiên của một thế kỷ mới. Đối với Kepler, đấy là ngày đầu tiên của một cuộc đời mới.

Ngày 4 tháng 2, hai người gặp nhau tại đài thiên văn của Brahe ở lâu đài Benatek, gần Praha. Kepler là một người đàn ông trẻ, gầy gò trong bộ quần áo cũ sờn, với đôi mắt cận thị và u sầu. Brahe là một người ăn vận lộng lẫy, với đầu hói và ria mép cong rậm. Điều ngạc nhiên hơn là ông có chiếc mũi giả, bởi vì mũi thật của ông đã bị cắt trong một cuộc đấu kiếm tay đôi. Brahe tự làm cho mình chiếc mũi mới bằng hợp kim vàng và bạc. Nó lấp lánh dưới ánh sáng khiến Kepler không ngăn nổi tò mò nhìn vào nó. Brahe nói oai vệ:

- Tôi không nhận anh như một vị khách, mà là đón tiếp anh như một người bạn và đồng nghiệp trong việc quan sát bầu trời.

.

Ông giới thiệu cho Kepler các dụng cụ mà ông đã thực hiện những lần quan sát, chính xác gấp mười lần so với dụng cụ của Copernicus. Những chiếc kính lục phân to tướng bằng gỗ và bằng kim loại. Một thước đo góc bằng đồng thau với đường kính 4,3m để đo độ cao của các sao hoặc các hành tinh. Đẹp nhất trong tất cả các thứ, đấy chính là niềm hãnh diện đặc biệt của Brahe, một vòng như xích đạo lớn mà ông dùng để đo góc giữa các sao hoặc giữa các sao và các hành tinh. Một quả cầu lớn bằng đồng thau, trên đó ông khắc lên những lần quan sát vị trí của một ngàn sao.

Kepler chớp mắt kinh ngạc. Chỉ quả cầu này thôi cũng đáng giá tám mươi năm tiền lương của mình. Trang bị của Brahe nằm ngoài tầm tưởng tượng của Kepler. Suy nghĩ về công trình ghi lại vị trí của một ngàn sao, ông bắt đầu thấy được những gì đang chờ phía trước, nếu ông tìm cách tạo ra một bộ môn thiên văn chính xác. Ông nóng lòng muốn đặt tay lên các số liệu quý giá mà Brahe đã dày công thu thập. Kepler hỏi nhỏ:

- Hẳn ông có nhiều sách ghi lại đầy đủ những quan sát. Lúc nào thì tôi có thể xem các sách ấy?

Nhưng ông choáng váng khi Brahe tỏ ra bí mật:

- Ồ, hãy gượm, rồi chúng ta sẽ thấy. Không cần vội.

Brahe biết rất rõ nhà toán học trẻ tuổi này muốn gì, song những quan sát của ông phải trả giá bằng nhiều nỗ lực đến mức ông không dẽ gì để mất nó.

Kepler thấy nhà thiên văn lớn này muốn giấu các số liệu quý giá cho riêng mình. Đây là một thất vọng lớn. Sauk hi ra đi từ Gratz, chẳng lẽ ông trở về tay không?

Kepler theo Brahe đi xem một số chỗ trong lâu đài. Ông thấy các vị trí dùng để quan sát và gặp người trợ lý cao cấp Longomontanus. Tycho Brahe giới thiệu:

- Longomontanus đã nghiên cứu quỹ đạo của Hỏa tinh. Ông ấy đang gặp trở ngại trong vấn đề này. So với các hành tinh khác xem ra Hỏa tinh khó đoán trước hơn.

Brahe tiếp tục giải thích rằng các hành tinh khác dường như chuyển động khá rõ nét theo đường tròn, nhưng đường tròn của Hỏa tinh cho đến nay vẫn chưa được vẽ ra.

Trong vài tuần tiếp theo, Kepler tìm cách thu thập nhiều chi tiết từ Brahe về chuyển động của các hành tinh. Sự hăm hở của ông quá lộ liễu, song Brahe không làm gì hơn là thỉnh thoảng chỉ đưa ra một vài số liệu. Kepler nghiến răng kiên trì chờ đợi, với hy vọng sẽ thuyết phục được nhà thiên văn Đan mạch ích kỷ này thay đổi ý kiến. Sau đó, Brahe gọi Kepler vào phòng làm việc và nói:

- Như tôi đã nói với anh, Longomontanus gặp trở ngại với Hỏa tinh.

Ông dừng lại và nhìn Kepler. Lấy ra hộp thuốc mỡ luôn mang theo bên mình, ông chậm rãi xoa lên chiếc mũi kim loại rồi nói tiếp:

- Thay vào đó, tôi quyết định phân công ông ấy nghiên cứu Mặt trăng. Vậy liệu anh có nhận nghiên cứu Hỏa tinh không?

Kepler vui mừng hẳn. Nếu ông tiếp quản công trình nghiên cứu Hỏa tinh, Brahe sẽ phải tiết lộ mọi quan sát của ông ta về hành tinh này. Kepler thốt lên:

- Hãy cho tôi tám ngày, tôi sẽ vẽ ra quỹ đạo của nó.

Nhưng, Kepler không giải quyết được trong tám ngày. Trong mười tám tháng tiếp theo, ông cặm cụi với quỹ đạo của Hỏa tinh mà không thu được kết quả. Đồng thời, ông cũng phải làm các việc vặt khác cho Brahe, vừa chán ngắt vừa mất thời gian mà ông rất ghét.

Đã vậy, ông cũng không thu được dữ liệu về các hành tinh khác. Như ông mong đợi, Brahe cung cấp dữ liệu về Hỏa tinh, nhưng phần còn lại thì vẫn giữ bí mật như trước. Đến bữa ăn tối, Kepler bị nhử bằng các mẩu thông tin mà Brahe ném ra cho ông như của bố thí. Có lần, không thể chịu đựng nổi, kepler rời Praha và đến sống với nam tước Hoffman tốt bụng, song Brahe thuyết phục ông hãy trở lại.

Thế rồi, ngày 13 tháng Mười năm 1601, nhà thiên văn lớn Tycho Brahe ngã bệnh sau một bữa đại tiệc, mười một ngày sau ông qua đời. Trong tình trạng mê sảng trên giường bệnh, ông vẫn nhắc đi nhắc lại:

- Xin đừng xem tôi là đã sống kiêu ngạo.

Hai tuần sau, Kepler được chính thức chỉ định người kế tục của Brahe. Cuối cùng, ông cũng có được tất cả dữ liệu để làm việc.

Kepler đi ngay vào viecj tìn cách giải quyết quỹ đạo của Hỏa tinh. Rất nhiều dữ liệu có sẵn về hành tinh này, vả lại ông quá mải mê trong công việc không sao dứt ra được. Ông trầm ngâm nói:

- Gia sử Hảo tinh chuyển động quanh Mặt trời theo đường tròn, thì điều khó khăn là tìm ra đường tròn tương ứng với những quan sát.

Ông vốn biết rằng Hỏa tinh không phải lúc nào cũng cách Mặt trời một khoảng cách như nhau. Mặt trời không phải là tâm điểm của đường tròn này. Ông cũng biết rằng vận tốc chuyển động của Hỏa tinh thay đổi, càng gần Mặt trời thì nó chuyển động càng nhanh hơn.

Kepler cho rằng cần có một lực nào đó để giữ một hành tinh quay quanh Mặt trời. Ông đoán lực này có thẻ bắt nguồn từ Mặt trời và đẩy hành tinh trên đường đi của nó. Tất nhiên, ông không hề có khái niệm về lực này là gì. Ông tự nghĩ:

- Nếu lực tản ra từ Mặt trời, nó sẽ yếu dần khi di chuyển ra xa. Nói cách khác, lực này sẽ tác động yếu hơn lên một hành tinh khi nó càng xa Mặt rời, và tác động mạnh hơn khi nó càng gần Mặt trời. Điều này giải thích tại sao Hỏa tinh thay đổi vận tốc, chuyển động nhanh hơn khi nó gần Mặt trời hơn.

Quá say mê, Kepler chuẩn bị tìm cách khớp những quan sát của Brahe vòa ý tưởng này. Xem xét kỹ các dữ liệu, ông chọn ra bốn quan sát nổi bật và thử ráp một đường tròn cho chúng. Nhiều dường tròn có thể chấp nhận được và cứ mỗi lần thử một đường tròn, ông phải kiểm tra nó với tất cả các quan sát về Hỏa tinh.

Đó là một công việc vất vả, chỉ có ai không biết mệt mỏi như kepler mới gắn bó với nó. Ông làm hơn 70 lần thử với 900 trang chép đầy kín các phép tính bằng chữ viêt tay bé tý. Cuối cùng, sau nhiều năm lao động, ông tìm được một đường tròn dường như phù hợp, cho phép kết luận rằng ngay cả các quan sát của Brahe có lẽ cũng không chính xác đến hai phút góc.

- Còn một lần thử nữa.

Ông thì thầm và tiếp tục lần giở các trang ghi chép. Ông chọn ra hai quan sát hiếm thấy và thử đường tròn của ông cho chúng.

Ông hết sức kinh ngạc vì chúng không khớp. Độ sai lệch quá nhiều: có đến hai phút góc! Ông vốn biết Brahe không bao giwof tính sai nhiều đến thế. Kepler làu bàu vò đầu bứt tóc, ông phải làm lại từ đầu. Ông viết:

- Tám phút này hướng đến một sự cải cách hoàn toàn của thiên văn học.

Kepler mất tin tưởng vào các quỹ đạo hình tròn và thấy rằng phải thử theo cách tiếp cận mới. Ông quyết tâm tuân thủ các sự thật, các quan sát chính xác đã được Brahe thu thập.

Một ý nghĩ khác lạ chợt đến với ông. Ông thì thầm, nghĩ về hình dạng của một quả trứng gà:

- Có thể hình ô van sẽ thích hợp.

Ông lao vào các bài tính mới. Phải cần hàng ngàn bài tính để kiểm tra ý tưởng này. Ngày 4 tháng 7 năm 1603, Kepler viết thư cho một người bạn, nói rằng ông không thể giải thích được các vấn đề hình học của hình ovan. Ông còn nói thêm:

- Giá như hình ấy là một hình elip hoàn chỉnh.

Tuy vậy, ông vẫn tiếp tục xoay xở với hình ovan thêm nhiều tháng nữa, đến khi cuối cùng ông đành thừa nhận là mình thất bại. Sau đó, ông quyết định không bắt đầu với bất cứ ý tưởng cố định nào về hình dáng của quỹ đạo có thể có, mà để cho các quan sát tự chúng nói ra.

Rất thận trọng, ông đặt ra hai mươi chấm cảu quỹ đạo, nhìn chăm chú vào chúng rồi thì thầm:

- Chắc chắn chúng khớp với một kiểu ovan nào đó, nhưng hình này cũng giống như một hình tròn…có thể có dạng của cả hai hình, giống như một hình tròn hơi dẹt ở hai đầu…

Gần đến lễ phục sinh năm 1605, khi ông chợt nảy ra ý nghĩ hay này thì chẳng bao lâu các số liệu được đưa vào vị trí. Đúng như ông đã ao ước trong bức thư viết hai năm trước, quỹ đạo thực sự là một hình elip hoàn chỉnh. Rốt cuộc, Kepler cũng tìm ra quỹ đạo của Hỏa tinh- không phải sau tám ngày như ông đã từng khoe khoang mà là 5 năm. Trong niềm vui thắng lợi, ông vẽ một phác thảo nhỏ bên cạnh bài chứng minh của mình, cho thấy nữ thần chiến thắng đánh cỗ xe ngựa lao trên mây.

*

* *

Chẳng có gì ngạc nhiên khi trong một thời gian dài, người ta nghĩ rằng các quỹ đạo hành tinh là các đường tròn. Khi Kepler tìm ra quỹ đạo của Hỏa tinh và tiếp tục phát hiện đối với các hành tinh khác (kể cả Trái đất), thì tất cả các quỹ đạo đều là hình elip, mà elip gần giống với hình tròn. Mặt trời nằm trên một tiêu điểm của mỗi elip.

Nhưng tại sao các quỹ đạo có hình elip? Tại sao các hành tinh chuyển động với vận tốc tay đổi, tăng tốc khi chúng gần Mặt trời, giảm tốc khi chúng ra xa Mặt trời? Tại sao các hành tinh ngoài chuyển động chậm hơn so với các hành tinh trong, như ngay cả Copernicus đã biết? Kepler tự đặt tất cả các câu hỏi này, nhưng ông không thể trả lời. Mãi đến 80 năm sau, khi Newton chứng minh rằng những hiện tượng nói trên có thể giải thích bằng khái niệm vạn vật hấp dẫn.

Tuy nhiên, trước thời Newton, con người có một cách tốt hơn để thăm dò vũ trụ. Thước đo góc và quả cầu đo độ mà Tycho Brahe đã từng hãnh diện mãi mãi bị xếp sang một bên. Thay vào đó, con người dùng đến một dụng cụ mới kỳ diệu, do một người thợ bình thường làm mắt kính nghĩ ra ở Hà lan, được một nhà thông thái người Ý tên là Galileo Galilei dùng để quan sát bầu trời. Đó là kính viễn vọng.

Chú thích

(1)Johannes Kepler (1571-1630). Nhà toán học và là nhà thiên văn học người Đức, là một trong những người đặt nền móng cho khoa học tự nhiên hiện đại. Năm 1600 ông đến Praha với nhà thiên văn nổi tiếng Tycho Brahe. Năm 1601 Brahe qua đời để lại cho ông một kho số liệu quan sát thiên văn. Ông nghiên cứu các quy luật chuyển động của Hỏa tinh theo số liệu quan sát của Brahe, sau 9 năm lao động, năm 1609, ông cho xuất bản cuốn Thiên văn mới, trong đó trình bày lại định luật của Hỏa tinh. Năm 1619, ông xuất bản cuốn Sự hài hòa của Thế giới, trong đó trình bày ba định luật mà ngày nay trong thiên văn gọi là ba định luật Kepler. Sử dụng ba định luật này có thể xây dựng biểu thức của định luật vạn vật hấp dẫn.

(2) Tycho Brahe (1546-1601). Nhà thiên văn người Đan mach. Từ 1563 bắt đầu quan sát thiên văn. Năm 1575, ông bắt đầu xây dựng đài thiên văn ở Uraniborg với nhiều dụng cụ đa dạng. Tại đây, ông quan sát các sao, hành tinh và sao chổi trong hơn 20 năm. Các công trình của ông đặt cơ sở cho thiên văn đo lường chính xác hiện đại. Ông quan sát Hỏa tinh trong 16 năm, các số liệu quan sát này đã giúp Kepler phát minh ra các định luật chuyển động của các hành tinh

GALILEO

Vào một tối tháng Năm 1509, một chiếc xe ngựa vừa chạy vừa rung chuông qua các phố ở Padua thuộc đông bắc nước Ý. Trong xe là giáo sư toán học Galileo Galilei(1), ông trở về từ chuyến đi Venice. Trong khi ở Venice, ông nhận được thư của một gười học trò cũ tên là Jaques Badovere – chính thư này đã khiến ông vôi vã thở về nhà.

.

Badovere lúc ấy đang sinh sống ở Paris (Pháp), trong thư gửi thầy Glileo, ông có viết:

- Một kiểu ống kỳ diệu đang được bán ở Paris. Ống này làm cho các vật ở xa dường như gần lại. Có thể nhìn rất rõ một người đứng cách xa hơn ba cây số. Người ta gọi các ống này là cảnh trông xa Hà lan hay ống Hà lan. Một số người nói rằng chúng được sáng chế bởi Hans Lippershey, một thợ làm kính mắt không có tiếng tăm ở Middleburg, Hà lan. Điều chắc chắn là các ống này dùng hai thấu kính, một lồi một lõm.

Xe ngựa ngoặt vào phố Borgo dei Vignali và đỗ trước nhà của Galileo. Ông chỉ dừng lại để liếc nhanh qua vườn rồi vội vàng đi vào phòng làm việc, vừa đi ông vừa thì thào như thể đang trong trạng thái hôn mê.

- Một thấu kính lồi, một thấu kính lõm…

Vào đến phòng, ông lấy ra một tờ giấy trắng, nhúng chiếc bút lông ngỗng vào lọ mực, vừa vẽ ông vừa lẩm bẩm:

- Giả sử thấu kính lồi được đặt phía trước để thu ánh sáng, rồi đến thấu kính lõm được đặt phía sau với khoảng cách thích hợp, thì nó sẽ khuếch đại ánh sáng thu vào

Ông chỉ còn phải hình dung ra khoảng cách và ông sẽ tự chế tạo cho mình một trong những cảnh trông xa Hà lan. Ông đã phòng xa mang về từ Venice rất nhiều mắt kính loại tốt.

Vào lúc đi ngủ, ông thấy cảm vững tin rằng mình đã giải quyết được vãn đề. Sáng sớm hôm sau, ông vội vã đến xưởng, nơi đây xếp đầy các đồ dùng mà ông đã sáng chế, trong số đó có một bộ dụng cụ để chỉ nhiệt độ và một bộ khác để đo nhịp tim của bệnh nhân. Giờ đây, ông sẽ làm một ống để rút ngắn khoảng cách.

Ống kính của ông phóng đại được bao nhiêu lần? Ông cắt nhiều vòng tròn bằng giấy có kích thước khác nhau và ghim chúng lên vách. Khi thấy rằng ống kính của mình khiến cho môt vòng nhỏ trông có kích thước của một vòng lớn hơn nhìn bằng mắt thường, ông có thể tính được độ phóng đại bằng cách so sánh kích thước thực của các vòng. Bằng cách này, ông thấy rằng kính viễn vọng của mình phóng đại ba lần.

Lấy làm hãnh diện, ông ngồi viết thư cho các bạn ở Venice, kể lại thành công của mình. Sau khi lắp các thấu kính vào một ống bằng gỗ trông oai vệ hơn, ông lên đường trở lại Venice. Người dân Venice nổi tiếng với các thủy thủ và những nhà hàng hải. Chiếc ống này sẽ cho họ thấy các con tàu ngoài biển rất lâu trước khi thấy bằng mắt thường. Galileo nghĩ chắc chắn các quý tộc của Venice sẽ trả hậu hỹ cho một dụng cụ như thế.

Quả đúng như ông nghĩ. Ngày 8 tháng Tám 1609, ngay cả các thành viên cao tuổi của Viện Nguyên lão Venice cũng lọm khọm leo lên tận đỉnh tháp của nhà thờ Saint Mark, công trình cao nhất ở Venice. Ở đấy, họ chăm chú nhìn ra biển thông qua kính viễn vọng thô sơ của Galileo. Họ lấy làm thích thú vì có thể nhìn các con tàu giương buồm tiến vào bờ hàng hai tiếng đồng hồ, trước khi chúng được thấy bằng mắt thường. Họ nhanh chóng tăng gấp đôi lượng của Galileo với tư cách là giáo sư toán học; mặc dù ông làm việc ở Padua, nhưng vẫn dưới quyền kiểm soát của họ.

Galileo hoan hỷ trở về Padua và vùi đầu vào xưởng, ông đang dự tính làm các thấu kính tốt hơn và các ống kính dài hơn. Ông có ý muốn tự học cách mài thấu kính. Ông mơ về độ phóng đại 8 lần, 20 lần, thậm chí 30 lần!

Một khi đã làm ra các kính viễn vọng này, ông sẽ dùng chúng không phải để nhìn ra biển, mà nhìn lên bầu trời. Trước đó 5 năm, cả thành phố Padua đã chứng kiến một sự kiện rất khác thường: một soa mới xuất hiện trên bầu trời (Kepler cũng đã thấy nó và chỉ ra một cách hiển nhiên là các sao không phải không thay đổi, như con người vào thời đấy vẫn tin như thế). Như mọi người khác, Galileo ngạc nhiên và bối rối về sao mới này. Giờ đây, ông tự hứa là sẽ quan sát bầu trời kỹ hơn nữa.

Lúc bấy giờ là bốn ngày sau đợt không trăng. Kính viễn vọng mới nhất của Galileo với độ phóng đại 30 lần, được đặt lên giá đỡ ba chân. Ông ghé mắt nhòm qua kính viễn vọng hướng lên vành trăng lưỡi liềm; bên ánh nến chập chờn, ông vẽ lại những gì đã quan sát được. Theo ông biết,Mặt trăng chiếu sáng từ một phía bởi Mặt trời. Ông để ý là ranh giới giữa vùng ánh sáng và vùng tối trên bề Mặt trăng bị gợn sóng và không đều. Ngoài ra, ông còn thấy các đốm ánh sáng rải rác trên vùng tối. Các đốm này là gì? Ông bối rối với chúng trong một lát rồi đưa ra suy luận táo bạo:

- Các đốm sáng này là các đỉnh núi bắt ánh sáng Mặt trời. Đường ranh giới hiện diện giữa vùng sáng và vùng tối là do ở đấy cũng có núi. Ở đấy nhìn thấy Mặt trời mọc, cũng như bình minh trên trái đất, các đỉnh núi đang tắm nắng trong khi các thung lũng vẫn còn tối.

Điều này xem ra thật khó tin. Thế nhưng ắt hẳn nó là sự thực. Trên Mặt trăng có núi, cũng như trên Trái đất vậy! Cho đến lúc ấy, không ai nghĩ một cách nghiêm túc là Mặt trăng có thể giống như Trái đất. Người ta cho rằng Mặt trăng và các hành tinh là các thiên thể, là những thứ rất khác với trái đất.

Thế còn các núi kia cao ngần nào? Galileo không thể đo chúng trực tiếp, nhưng ông nghĩ ra một cách so sánh chúng với đường kính của Mặt trăng, là kích thước được biết khá chính xác. Khi đã tìm ra các con số, ông hầu như không tin vào chúng. Các núi trên Mặt trăng cho thấy chúng rất lớn, cao hơn nhiều so với các núi trên Trái đất.

Đấy là toàn bộ một thế giới mới mà Galileo nhìn vào. Nhưng liệu nó có các sinh vật sống hay là một thế giới chết?Ông thắc mắc liệu có không khí ở đấy chăng, rồi rùng mình với ý tưởng nó có thể là một nơi lạnh giá và tĩnh lặng, một thế giới chết quay quanh Trái đất mãi mãi.

Sau đó, ông bắt đầu thăm dò bầu trời. Đêm này sang đêm khác, ông nhìn lên bầu trời. Chỉ bằng mắt thường, ông có thể thấy cùng một lúc khoảng 2.000 sao. Thậm chí với kính viễn vọng có độ phóng đại tương đối yếu, ông phát hiện vô số sao.

Ông xem xét thắt lưng và thanh kiếm của chòm sao Orion (tráng sĩ); thay vì có 9 sao như bình thường, ông phát hiện 89 sao! Chòm sao Pleiades (thất tinh), trong đó các nhà quan sát có mắt tinh tường chỉ thấy được 7 sao; nhưng với kính viễn vọng, ông phát hiện được 43 sao. Về phần dải Ngân hà, không thể nghĩ đến việc đếm sao trong đó. Bất cứ nơi nào Galileo nhìn đến, kính viễn vọng của ông cho thấy vô số sao. Ông nhận xét:

- Có nhiều sao trong số chúng khá lớn và cực kỳ sáng, nhưng số sao nhỏ thì vượt ngoài tầm xác định.

.

Ngày 7 tháng Giêng 1610, trong khi nhìn lên bầu trời một tiếng đồng hồ sau khi Mặt trời lặn, Galileo để ý rằng Mộc tinh có thể thấy được. Ông lập tức xoay kính viễn vọng hướng về nó, lần đầu tiên hăm hở xem xét một trong các hành tinh.

Ông thấy Mộc tinh là một đĩa tròn nhỏ, không lấp lánh như một sao. Nhìn kỹ hơn, ông thấy có điều khác thường: ba chẫm sáng nhỏ nhóm lại gần nó, một chấm nằm phía tây và hai chấm nằm phía đông Thaotj tiên, ông nghĩ các chấm sáng này hẳn là ba sao cố định. Nhưng đêm sau, ông sửng sốt khi thấy chúng nhóm lại theo kiểu khác, cả ba đều nằm phía tây (hình 2)

.

.

Galileo lúng túng tự hỏi:

- Liệu Mộc tinh đã chuyển động qua chúng chăng? Nếu đúng như vậy thì nó không chuyển động theo cách mà các nhà thiên văn vẫn luôn nói về nó.

Ông sốt ruột chờ đợi đêm sau nhìn lại, nhưng ông thất vọng vì trời nhiều mây. Tuy nhiên, đêm kế tiếp trời quang mây. Ông bước vội đến kính viễn vọng, đôi tay run run xoay ống kính hướng về Mộc tinh. Trong giây lát, ông không tin vào mắt mình nữa. Giờ đây chỉ có hai chấm sáng, cả hai đều nằm phía tây (hình 3)

.

Ông lẩm bẩm:

- Có phải Mộc tinh đung đưa như một con lắc?

Ông quan sát bầu trời gần đó để kiểm tra xem liệu Mộc tinh đã chuyển động theo đường này trên nèn của các sao cố định hay không. Nhưng không, nó đang trên đường mà các nhà thiên văn vẫn luôn theo dõi nó. Galieo lập luận;

- Nếu Mộc tinh không dịch chuyển qua lại, thì chính các chấm sáng dịch chuyển. Do đêm nay có một trong ba chấm sáng đã biến mất, vậy rất có thể nó bị Mộc tinh che khuất, có lẽ nó nằm phía sau hành tinh. Trông như thể các chấm sáng đang đung đưa quanh Mộc tinh.

Điều này có nghĩa là các chấm sáng không thể là các sao. Để biết chắc chúng dịch chuyển quanh Mộc tinh, Galileo bắt đầu một loạt các quan sát có phương pháp.

Đêm kế tiếp, 11 tháng Giêng, ông vẫn thấy chỉ có hai chấm sáng, nhưng bây giờ chúng chuyển dịch xa hơn từ Mộc tinh. Sang đêm 12 tháng Giêng, chúng trở lại gần hơn và chấm sáng thứ ba đã xuất hiện phía tây. Sang đêm 13 tháng Giêng, ông gặp một điều ngạc nhiên khác, có bốn chấm sáng, một nằm phía tây và ba nằm phía đông (hình 4).

.

Không nghi ngờ gì nữa, ông quyết định:

- Đây không phải là các sao cố định, mà là các thiên thể thuộc về Mộc tinh và chuyển động quanh nó theo các quỹ đạo khác nhau. Mộc tinh có bốn vệ tinh(2), cũng như Trái đất có một vệ tinh là Mặt trăng.

Lòng tràn ngập phấn khởi, Galileo ngồi viết một bản mô tả ngắn về tất cả những gì ông đã phát hiện qua kính viễn vọng. Hai tháng sau, bản này được in ở Venice dưới tựa đề Sứ giả từ các sao. Những phát hiện của ông gây ngạc nhiên khắp châu Âu. Chẳng bao lâu, thậm chí chúng được bàn luận ở Bắc kinh xa xôi.

Galileo đã mở ra một tầm nhìn mới về bầu trời. Ông chứng minh rằng Mặt trăng là một quả cầu đá, có núi; rằng Trái đất không phải là thiên thể duy nhất có vệ tinh; rằng có vô số sao trong vũ trụ. Chẳng bao lâu, ông đi xa hơn và lần dầu tiên phát hiện Kim tinh có dạng lưỡi liềm, rồi tròn, rồi tối, khi nó chuyển động quanh Mặt trời và phản chiếu ánh sáng ở các góc độ khác nhau. Thậm chí ông dò theo chuyển động của các vết bí ẩn băng qua bề mặt Mặt trời. Sự thật là Mặt trời có các vết gây sửng sốt cho một số người, họ cho rằng thiên thể phải không có tỳ vết. Tuy nhiên, Galileo lại rất quan tâm, vì chuyển động của các vết này theo một hướng chỉ ra rằng Mặt trời, cũng như Trái đất, đang quay trên trục của nó.

Đối với nhiều người, sự thăm dò bầu trời là điều lý thú. Họ nhận ra rằng lần đầu tiên con người có phương tiện để thăm dò vũ trụ. Song đối với một số người khác thì cho rằng đó là sự đảo lộn, thậm chí nguy hiểm. Đấy là do họ vẫn tin Trái đất không chuyển động và là trung tâm của vũ trụ, mặc dù họ đang sống sau Copernicus 70 năm. Giáo hội Thiên chúa giáo La mã chính thức đồng ý với niềm tin này, tuy rằng một số thành viên trong đó không tán thành.

Cho đến lúc này, Galileo không dám công khai coi thường giáo hội và tuyên bố rằng Trái đất chuyển động quanh Mặt trời. Đã có lần ông viết thư cho Keler:

“ Chắc chắn tôi sẽ dám công bố quan niệm của tôi ngay nếu có nhiều người như ông tồn tại. Nhưng vì không có, nên tôi phải kiềm chế không làm như thế”.

Tuy nhiên, những phát hiện cua Galileo khiến ông trở thành một người quan trọng hơn nhiều. Cuối cùng ông quả quyết là giáo hội sẽ không dám khống chế ông, vì vậy ông bắt đầu phát biểu công khai là Trái đất chuyển động quanh Mặt trời. Ông kêu to:

- Cứ để họ thử chứng minh tôi sai!

Trong một số năm, giáo hội đẻ cho Galileo tự do phát biểu, chỉ thỉnh thoảng khuyến cáo ông, nhưng vẫn không thuyết phục được các hàng giáo phẩm cao cấp. Trên thực tế, cho dù Galileo có nói gì đi nữa, ông cũng không thể chứng minh Trái đát chuyển động quanh Mặt trời; ông chỉ có thể nói với Copernicus rằng điều này dường như rất có thể (mãi đến năm 1728, bằng chứng thuyết phục ấy mới được James Bradley – Nhà thiên văn hoàng gia thứ ba của Anh – đưa ra)

Năm 1623, tân giáo hoàng được bầu ra và giáo hội trở nên cứng rắn đối với Galileo. Tuy nhận được các khuyến cáo nhiều hơn trước, nhưng ông vẫn không nhượng bộ. Năm 1632, ông xuất bản một quyển sách trong đó nói lên sự ủng hộ của mình đối với thuyết nhật tâm của Copernicus, sách mang tựa đề Đối thoại giữa hai hệ thống thế giới lớn.

Điều này mở ra sự thách thức đối với giáo hội, ông bị triệu đến trước Tòa án dị giáo ở Rome. Cuộc thẩm vấn bắt đầu vào ngày 12 thangs Tư 1633. Galileo bị buộc phải tuyên bố rằng ông sai, rằng Trái đất đứng yên. Việc hỏi cung tiếp tục trong một tháng.

Lúc này nhà thiên văn vĩ đại đã 70 tuổi, ông kiệt sức vì mệt mỏi và vì khiếp sợ Tòa án dị giáo. Cuối cùng, Galileo làm theo lời của Tòa án. Ông không bao giờ nói nữa trước công chúng là Trái đất chuyển động.

Tự cấm mình không nghĩ đến thiên văn nữa, giờ đây Galileo trở lại với thích thú trước kia của ông: nghiên cứu cách chuyển động của các vật. Mặc dù ông không nghi ngờ nó, nhưng các nghiên cứu này về sau lại giúp giải thích tại sao Trái đất chuyển động.

Vài năm trước đó, ngược lại với tất cả cách hiểu thông thường, ông đã chứng minh rằng mọi vật rơi đều có vận tốc như nhau, bất kể trọng lương của chúng. Trên thực tế, ông đã thả các viên bị có trọng lượng khác nhau – một số làm bằng gỗ, một số làm bằng chì – và thấy chúng chạm đát cùng lúc. Ngày nay, chúng ta biết rằng một trọng lượng nặng bị sức hút của Trái đất kéo mạnh hơn so với một trọng nhẹ, nghĩa là nó cần sức kéo nhiều hơn để chuyển động hướng xuống với vận tốc như nhau. Galileo chưa biết gì về các định luật hấp dẫn, nhưng ông thấy rằng sức hút của Trái đất (trọng lực) khiến cho các trọng lượng khác nhau chuyển động với vận tốc như nhau. Ông cũng phát hiện thêm: khi các vật rơi, chúng chuyển động càng lúc càng nhanh, tức là chúng tăng tốc. Ông ngẫm nghĩ:

- Nếu đo được sự gia tốc này, mình sẽ đo được sức hút của Trái đất tác động như thế nào.

Ông biết rằng sức hút của Trái đất phải là một sức kéo, hay một lực hấp dẫn, bởi vì các vật luôn luôn rơi hướng vào Trái đất, chứ không hướng ra ngoài (con người từ lâu đã nghĩ về trọng lực theo cách này nhưng về sau Newton mới mở rộng các ý tưởng đó).

Galileo tin rằng sức kéo của trọng lực sẽ làm cho vật đang rơi gia tốc theo một vận tốc đều đặn. Những người khcs trước ông đã tin điều nay. Nhưng ông quyết định chứng minh nó.

Nói một cách lý tưởng, lẽ ra ông phải thả các vật và đo xem chúng rơi như thế nào. Trở ngại ở đây là, chúng rơi quá nhanh để ông có thể đo một cách chính xác. Thành thử, ông phải tìm một chuyển động chậm hơn, nhưng tương tự, để ông có thể đo chính xác. Ông nghĩ về một viên bi lăn xuống dốc nghiêng và lập luận:

- Sở dĩ viên bi lăn xuống là do trọng lực. Vậy mình có thể dùng cách lăn của nó như là một sự hướng dẫn đối với cách nó rơi được không?

Ông quyết định rằng ông có thể. Thế là trong ngôi biệt thự tĩnh lặng gần Florence, Galileo bắt đầu tiến hành hàng loạt các thí nghiệm. Ông dùng các viên bi đồng đánh bóng, cho chúng lăn xuống các mặt gỗ dốc trơn nhẵn và đo thời gian. Ông thấy rằng bất kể độ nghiêng mặt dốc như thế nào, mức tăng tốc vẫn thực sự đều nhau. Ông nhận xét:

- Điều này có nghĩa là sức kéo của trọng lực luôn ổn định.

Ông chỉ biết mức tăng tốc nhanh như thế nào đối với một viên bi lăn xuống măt dôc, nhưng ông chưa biết được liệu cũng mức tăng tốc ấy vẫn đúng đối với một viên bi rơi tự do hay không. Tuy nhiên, ông tin khá chắc là một vật rơi tự do cũng sẽ tăng tốc theo mức ổn định. Đó là giới hạn xa nhất mà ông có thể đạt tới bằng các trang bị của mình. Giá trị chính xác của sự gia tốc của một vật rơi tự do về sau được đo bởi một nhà vật lý Hà lan tên là Christian Huygens.

Giờ đây, Galileo chuyển sang một thí nghiệm khác. Ông cho viên bi lăn xuống một mặt dốc rồi để nó lăn lên một mặt dốc khác nằm đối diện. Ông thấy rằng viên bi lăn lên ở mức ngang bằng với độ cao mà từ đó nó xuất phát. Ông thay đổi các mặt dốc có độ nghiêng khác nhau, nhưng luôn luôn thu được kết quả như nhau. Thậm chí khi viên bi phải lăn lên với khoảng cách lớn hơn lăn xuống, nó vẫn tiếp tục lăn cho tới khi đạt được độ cao ban đầu. Ông trầm ngâm nhận xét:

- Viên bi cũng như sức nặng ở đầu con lắc. Khi buông ra, nó luôn luôn chuyển động lên đến độ cao mà từ đó nó đã xuất phát.

Galileo suy nghĩ, nếu viên bi luôn tìm cách lăn lên đến độ cao mà từ đó nó xuất phát, sẽ ra sao nếu nó không bao giờ đạt đến độ cao đó? Nói cách khác, điều gì sẽ xảy ra nếu mặt dốc đối diện hoàn toàn không dốc, mà là mặt đất nằm ngang kéo dài mãi?

- Nếu viên bi không bao giờ đạt đến độ cao mà từ đó nó xuất phát, thì nó phải tiếp tục chuyển động mãi mãi!

Cho đến lúc ấy, con người vẫn giả định rằng cần có một lực liên tục để duy trì một vật chuyển động mãi mãi. Trong khoảnh khắc cảm hứng, Galileo thấy rằng điều này không đúng. Khi bắt đầu chuyển động, một vật có thể tiếp tục chuyển động mà không cần một lực khác từ bên ngoài tác động. Cho nên, cần có một lực để nó dừng lại, chứ không phải để duy trì nó chuyển động.

Đây là môt loại nghịch lý mà Galileo ưa thích. Cố nhiên, trên thực tế, ông biết rằng viên bi sẽ không tiếp tục lăn mãi mãi, mà nó sẽ dừng lại do ma sát – là một lực.

Galileo gọi xu hướng tiếp tục chuyển động này là quán tính, có nghĩa là một vật đang chuyển động không thay đổi vận tốc hoặc hướng trừ phi nó bị buộc phải thay đổi.

Vui mừng với những gì đã phát hiện, ông đi xa hơn nữa. Trong một thí nghiệm tưởng tượng khác, ông kết hợp điều đã phát hiện về lực kéo của trọng lực với ý tưởng về quán tính. Ông vẽ ra một giản đồ và thầm thì:

- Giả sử một quả đạn được bắn ra từ khẩu thần công.

Ông biết rằng quán tính của quả đạn sẽ làm cho nó tiếp tục đi theo một đường thẳng. Tuy nhiên, trong lúc đó, sức hút của Trái đất sẽ kéo quả đạn hướng xuống. Vậy chuyển động thực sự của quả đạn sẽ như thế nào?

Ông hình dung xu hướng của quả đạn tiếp tục theo một đường thẳng sẽ kết hợp với trọng lực tác động lên quả đạn. Ông thấy rằng quả đạn sẽ chuyển động theo một đường cong đặc biệt gọi là parabol. Đường parabol này cong nhiều hoặc cong ít là tùy thuộc vào vận tốc của quả đạn khi nó được bắn ra.

Galileo không thể kiểm tra ý tưởng này bằng cách bắn súng thần công, nhưng ông tìm được cách kiểm tra khác sẽ cho ra cùng một kết quả. Ông dùng một mặt dốc dài và rộng rồi đẩy viên bi lăn thẳng ngang qua đỉnh mặt dốc, giả sử đấy là quả đạn bắn ra từ súng thần công. Nhưng viên bi trong lúc chuyển động về phía trước, thì đồng thời nó cũng bắt đầu lăn xuống trên mặt dốc. Chuyển động hướng tới và hướng xuống được kết hợp với nhau. Như ông tiên đoán, đường chuyển động thực của viên bi là một đường Parabol.

Khảo sát của Galileo về các viên bi lăn đã đưa ông đến với đường parabol, song ông không hề nghĩ là nó sẽ giúp giải thích tại sao các hành tinh chuyển động quanh Mặt trời.

Tuy nhiên, các đường elip của Kepler có liên quan chặt chẽ với các đường parabol của Galileo. Năm 1642, đúng vào năm Gaalileo qua đời, một người sẽ chứng minh điều này, tên ông là Issac Newton.

.

Kiểm tra của Galileo: Ông đẩy viên bi lắn thẳng ngang qua đỉnh mặt dốc. Đường chuyển động của viên bi là một đường parabol.

Chú thích:

(2)Galileo Galilei (1564-1642). Nhà vật lý và nhà thiên văn người Ý, là một trong những người đặt nền móng cho các ngành khoa học tự nhiên. Năm 1589, ông đến Padua và làm việc ở đó tới 18 năm để hoàn thành hàng loạt công trình nghiên cứu về tĩnh học và động lực học. Ông thiết lập các định luật về các vật rơi tự do và tính đẳng thời của con lắc dao động. Ông chế tạo các kính viễn vọng, phát hiện bốn vệ tinh của Mộc tinh, quan sát núi trên Mặt trăng và phát hiện các vết trên Mặt trời. Năm 1632, ông cho xuất bản quyển sách Đối thoại giữa hai hệ thống thế giới lớn, trong đó ủng hộ thuyết nhật tâm của Copernicus, do đó ông bị Tòa án Giáo hội đưa ra xét xử năm 1633 và bị giam cầm cho đến khi mất. Mặc dù vậy, ông vẫn hoạt động khoa học cho đến những ngày cuối đời.

(2) Vệ tinh Galileo. Bốn vệ tinh lớn nhất của Mộc tinh do Galileo phát hiện vào năm 1610, vì vậy chúng được gọi chung là vệ tinh Galileo, theo thứ tự từ trong ra ngoài là IO, Europa, Ganymeda và Callisto. Tên của các vệ tinh này do nhà thiên văn Đức Simon Marius đặt, khi ông (độc lập với Galileo) đã nhìn thấy chúng vào năm 1611. Ngày nay, các nhà thiên văn và cá trạm thăm dò vũ trụ đã phát hiện Mộc tinh có tất cả 16 vệ tinh

NEWTON

Vào một ngày mùa hè năm 1666, Isaac Newton(1) tự hỏi:

- Tại sao các hành tinh chuyển động quanh Mặt trời?

Newton đang ngồi trong vườn, phía sau là ngôi nhà xây bằng đá xám mà ở đó ông đã lớn lên. Các bức vách của nó vẫn còn mang các đồng hồ mặt trời mà ông đã làm từ thuở bé thơ. Trong nhà, mẹ ông đang chuẩn bị bữa ăn chiều. Ba người em của ông: Benjamin, Mary và Hannah còn ở ngoài đồng giúp thu hoạch vụ mùa. Từ lâu, mẹ ông đã từ bỏ ý định muốn ông trở thành một nông dân.

Trước đó một năm, Newton đã theo học tại Đại học Cambridge, thì xảy ra một đợt dịch hạch khủng khiếp tấn công vào các thị trấn trên khắp nước Anh. Trường Đại học đã cho các sinh viên về nhà để tránh dịch. Giờ đây, Newton đang dành thời gian của mình vào việc suy nghĩ và làm thí nghiệm.

 

Isaac Newton

Ông không tự hỏi tại sao các hành tinh chuyển động, bởi vì ông nhận ra rằng chúng sẽ tiếp tục chuyển động ngoài quán tính. Trong không gian không có ma sát để làm chúng chậm lại, nhưng tại sao chúng chuyển động theo đường tròn chứ không theo đường thẳng? Ông lập luận:

- Hẳn là phải có một lực nào đó kéo chúng lại thành các quỹ đạo khép kín.

Nhớ lại lúc còn bé, ông đã dùng sợi dây buộc hòn đá và quay xung quanh trên đầu như thế nào trước khi buông tay thả cho hòn đá bay đi. Sợi dây là nhằm ngăn ngừa hòn đá bị văng ra. Lúc này, ý nghĩ chợt đến với ông là lực tác động lên các hành tinh cũng có tác dụng như sợi dây buộc hòn đá vậy. Như thể có một sợi dây từ Mặt trời đang kéo các hành tinh, nhưng trên bầu trời thì không có sợi dây nào cả.

Lực kéo bí ẩn này là vô hình, nhưng nó phải khỏe hơn gấp nhiều lần sợi dây chắc nhất.

Trong lúc Newton ngồi suy ngẫm thì gió giật từng cơn, lay động cành lá trên một cây táo to mọc gần đó. Các nhánh trĩu nặng quả chín, bất chợt một quả táo rơi phịch xuống và lăn đi một quãng.

Tiếng rơi phịch làm Newton giật mình và nhìn quanh quất. Trông thấy quả táo, ông biết rằng gió đã thổi nó lăn đi xa như thế nào. Tư duy toán học của ông lập tức thắc mắc tại sao quả táo rơi xuống chỉ ngần ấy. Tại sao nó không rơi xa hơn hoặc gần hơn?

Gió đã ném quả táo về phía trước, đồng thời sức hút của Trái đất đã kéo nó hướng xuống.Cũng như quả đạn thần công của Galileo, quả táo đã chuyển động theo đường parabol. Khoảng cách mà nó di chuyển được ấn định bởi sức gió.

Newton tiếp tục theo đuổi dòng suy nghĩ. Giả sử gió mạnh gấp nhiều lần, thì quả táo sẽ di chuyển xa ngần nào? Liệu nó có bị thổi đi xa đến Biển Bắc chăng?

Đến lúc này, Newton không nghĩ về gió thực nữa, mà là gió tưởng tượng. Ông có thể tạo ra một luồng gió tưởng tượng mạnh đến mức như ông muốn. Ông nghĩ:

- Với sức gió khá yếu thì quả táo sẽ rơi xuống, lấy ví dụ, cách xa một dặm. Nhưng nếu bị thổi càng nhanh thì nó sẽ rơi càng xa: hai, năm, mười, một trăm hoặc thậm chí cách xa một ngàn dặm.

Khi khoảng cách tăng lên, thì đường parabol chuyển động của quả táo càng rộng ra. Newton tự hỏi mình một câu hỏi nghe thật vô lý:

- Nếu đường parabol trở lên lớn đến mức nó rộng hơn cả đường cong của bề mặt Trái đất thì sao?

Thế là ông quyết định:

- Quả táo sẽ chuyển động theo một đường cong vòng quanh Trái đất và trở về nơi mà nó xuất phát. Với một đường cong đủ rộng, quả táo sẽ hoàn toàn không bao giờ đi xuống! Nó sẽ tiếp tục đi vòng quanh Trái đất.

Newton không biết rằng 300 năm sau, con người sẽ phóng vệ tinh nhân tạo vào quỹ đạo quay quanh Trái đất. Nhưng ông nhận ra rằng quả táo tưởng tượng của mình, hoặc bất kỳ vật phóng nào khác, nếu chuyển động đủ nhanh thì nó sẽ tiếp tục di chuyển xung quanh Trái đất. Sức hút của trái đất sẽ luôn luôn kéo nó lại và nó sẽ luôn luôn “rơi”, nhưng sẽ không bao giờ chạm mặt đất. Ngày nay, chúng ta biết rằng một vật phóng như vậy phải di chuyển với vận tốc tối thiểu là 28.967km/giờ. Miễn là nó nằm bên ngoài khí quyển (là nguyên nhân gây ra ma sát), thì một vệ tinh di chuyển với vận tốc này sẽ giữ nó quay bất tận xung quanh Trái đất.

Newton vô cùng phấn khích với ý tưởng của mình, ông tiếp tục đào sâu suy nghĩ. Nếu sức hút của Trái đất giữ một vật phóng trên quỹ đạo, thì nó cũng sẽ giữ được Mặt trăng trên quỹ đạo. Có thể sức hút của Trái đất vẫn có tác động thậm chí xa đến 384.000km – khoảng cách từ Trái đất đến Mặt trăng.

Phải chăng sức hút, tác động xa trong không gian, là sợi dây vô hình mà ông đã nghĩ trước đây? Nếu Trái đất kéo Mặt trăng thì tại sao Mặt trời lại không kéo các hành tinh theo cách đó? Có thể các lực kéo này là cùng một kiểu.

- Vạn vật hấp dẫn.

Ông thì thầm, tưởng tượng lực hấp dẫn tinh tế và kỳ lạ này đang tác động khắp không gian, sao cho từng hành tinh phải chịu ảnh hưởng của nó. Đấy là một cách nhìn phi thường. Giá mà ông có thể chứng minh nó đúng.

Ngày này sang ngày khác, Newton vật lộn với vấn đề hóc búa này. Ông đã ngăn ra một phần phòng ngủ để làm một phòng làm việc nhỏ, trang trí trên vách với hình vẽ con gà lôi và ngôi nhà thờ gần đó. Giờ đây, ông ngồi trong phòng tra cứu các sách để tìm manh mối. Ông nhận xét:

- Kepler phát hiện rằng quỹ đạo của một hành tinh càng nằm xa Mặt trời, thì hành tinh ấy càng chuyển động chậm.

Ông xem xét phương pháp tính toán mà Kepler đã nghĩ ra để phát biểu điều đó. Bản thân sự phát biểu này không giải thích gì cả, song Newton cố nghiền ngẫm xem ý nghĩa thực sự của nó là gì. Rốt cuộc, ông thấy rằng nó chỉ dừng lại với ý tưởng về lực kéo từ Mặt trời tỏa rộng theo mọi hướng, dần dần yếu đi, cũng như ánh sáng.

Như vậy có nghĩa là lực kéo này tuân theo định luật bình phương nghịch đảo, đã chứng minh như một phép đo cho các lực ly tâm, chúng trở lên yếu dần theo tỷ lệ đối với bình phương của khoảng cách. Ở xa hai dặm sẽ yếu hơn bốn lần so với ở xa một dặm, trong khi ở xa ba dặm sẽ yếu hơn chín lần, vân vân.

Newton quyết định, nếu sức hút của Mặt trời tuân theo định luật bình phương nghịch đảo, thì có lẽ sức hút của Trái đất cũng tuân theo định luật này. Song tác động theo cách này, liệu sức hút của Trái đất có đủ mạnh để giữ Mặt trăng trên quỹ đạo hay không? Newton tính toán rằng lực kéo cần có để giữ Mặt trăng trên quỹ đạo phải làm cho Mặt trăng “rơi” hướng về Trái đất với vận tốc 0,1369cm/giây. Sau đó, ông phải kiểm tra xem liệu sức hút của Trái đất có tạo ra “sự rơi” cần thiết để kéo Mặt trăng hay không.

Để giải quyết bài toán này, ông cho rằng sức hút của Trái đất tác động như thể lực kéo của nó xuất phát từ trung tâm Trái đất, Mặt trăng ở xa trung tâm này 60 lần so với bề mặt Trái đất. Bằng định luật bình phương nghịch đảo, lực kéo của Trái đất sẽ là 60x60=3.600 lần yếu hơn so với Mặt trăng.

Theo ông, lực kéo ở bề mặt Trái đất có vận tốc là 480cm/giây. Chia số này cho 3.600, ông thấy rằng lực kéo ở Mặt trăng có vận tốc là 0,13cm/giây.

Tất nhiên, những gì Newton đã làm chỉ là phép tính thô thiển. Ông làm cho nó đơn giản hơn bằng cách giả định quỹ đạo Mặt trăng là đường tròn, chứ không phải là đường elip. Ông còn chứng minh rằng ông có thể coi lực kéo của Trái đất tác động như thể nó bắt nguồn từ trung tâm Trái đất.

Tuy nhiên, giờ đây Newton cảm thấy chắc chắn rằng sức hút sẽ giải thích các chuyển động của toàn bộ hệ Mặt trời. Đa số các nhà khoa học đều muốn nói với mọi người về phát hiện lớn này song Newton thì không nói gì cả. Ông là một người nhút nhát, sống thu mình, bằng lòng giữ riêng ý tưởng của mình. Ngoài ra, có thể ông cảm thấy rằng không nên thông báo công trình của mình, cho tới khi ông đã chứng minh nó bằng chi tiết toán học chính xác.

Đến lúc này, Newton chuyển sự chú ý của ông sang một khía cạnh khác. Nhiều năm trước đó, khi còn ở Cambridge, ông đã tìm cách chế tạo một kính viễn vọng tốt hơn bất kỳ kính nào của thời ấy. Các kính viễn vọng của Galileo, các kính của những người khác làm ra sau đó, tất cả đều có một khiếm khuyết quan trọng. Các thấu kính của chúng làm cho ảnh vật xuất hiện gần hơn, nhưng đồng thời cũng làm cho ảnh vật bị viền với các màu. Người ta không thể nhìn rõ và sắc nét các sao hoặc các hành tinh theo các màu thực của nó. Newton muốn tìm hiểu tại sao các màu viền này lại xuất hiện. Theo ông, nếu tìm ra nguyên nhân, ông có thể nghĩ ra một cách chế tạo các thấu kính tốt hơn, chúng sẽ không cho ra các màu không mong muốn.

Ông đã thử mài các thấu kính theo các hình dạng khác nhau, với hy vọng một sự thay đổi về hình dạng sẽ mang lại các kết quả khả quan hơn. Đó là một công việc tỉ mỷ và vất vả, nhưng ông vẫn theo đuổi cho tới khi ông đã thử từng hình dạng một mà ông có thể nghĩ ra. Thế nhưng, không có cái nào trong số chúng tạo ra bất kỳ cải thiện nào. Ông quyết định:

- Nếu hình dạng của thấu kính không có tác dụng gì, thì thủy tinh của thấu kính phải là nguyên nhân gây ra các đường viền.

Ông đã biết rằng cũng chính loại hiệu ứng màu ấy xuất hiện khi ánh sáng đi qua một lăng kính tam giác, lăng kính phản chiếu tất cả các màu của cầu vồng. Lúc bấy giờ, các lăng kính được bán như đồ chơi, vì người ta thích nhìn các màu, Newton có lần đã mua một cái ở hội chợ. Ông thận trọng tiến hành một loạt các thí nghiệm với lăng kính để xem liệu mình có thể tìm hiểu tại sao các màu xuất hiện.

Vào thời ấy, nhiều người nghĩ rằng ánh sáng trắng (ánh sáng Mặt trời) là ánh sáng cơ bản và thuần khiết, còn ánh sáng màu là sự biến dạng của ánh sáng trắng. Họ cho rằng nếu ánh sáng Mặt trời chiếu qua một tấm kính màu đỏ trên cửa sổ nhà thờ, thì ánh sáng bị nhuộm đỏ, có phần nào giống như vải trắng có thể được nhuộm màu. Song thủy tinh trong lăng kính hoặc thấu kính thì không có màu. Tại sao các màu lại xuất hiện ở đấy?

Để hứng một tia ánh sáng Mặt trời, Newton làm tối phòng làm việc của ông bằng cách che màn đen lên cửa sổ rồi khoét một lỗ nhỏ trên màn, ông thu được một tia ánh sáng mảnh chiếu vào phòng tối. Ông đặt một tấm màn trắng trên đường đi của tia sáng, thế là một chấm sáng tròn nhỏ xuất hiện trên màn. Bước kế tiếp là tìm xem điều gì xảy ra khi đặt một lăng kính vào tia sáng này

Ông dùng một lăng kính lớn giữ trên giá đỡ kim loại, thận trọng đưa nó vào đường đi của ánh sáng. Tia sáng khúc xạ khi nó đi qua lăng kính và tỏa ra thành các màu. Sử dụng lăng kính, Newton có thể tập trung các màu này trên màn một cách rõ nét. Ông ngạc nhiên khi thấy chúng nổi bật lên thành các dải đẹp rực rỡ: đỏ,cam, vàng, lục, lam, chàm và tím. Ông thốt lên:

- Đây là tất cả các màu của cầu vồng!

Ông xê dịch lăng kính kiểu này kiểu nọ và thấy rằng các màu luôn xuất hiện theo cùng một trật tự. Mỗi màu được lăng kính làm cho khúc xạ theo một góc riêng biệt. màu tím khúc xạ nhiều nhất, kế đến là màu lam, lần lượt cho đến màu đỏ, là màu khúc xạ ít nhất. Ông nhận xét:

- Mỗi màu khúc xạ một cách khác nhau, do đó ánh sáng bị phân tán bởi lăng kính.

Đến đây, ông hiểu được tại sao các thấu kính của kính viễn vọng tạo ra các màu viền của ảnh vật. Để hoạt động chính xác, một thấu kính phải khúc xạ ánh sáng thành một tiêu điểm sắc nét. Nếu thủy tinh của thấu kính khúc xạ các màu khác nhau với các lương khác nhau, thì chúng sẽ không đến cùng một tiêu điểm. Kết quả cho ra sẽ là một ảnh nhòe viền màu.

Nhưng ánh sáng màu là gì? Phải chăng mỗi màu thật ra là ánh sáng trắng bị “nhuộm” theo một cách nào đó? Newton nghĩ:

- Nếu nó bị nhuộm màu, thì một lăng kính khác sẽ thay đổi nó nhiều hơn nữa.

Để thu một màu duy nhất, ông chọc một lỗ nhỏ trên màn, nơi dải đỏ hiện trên đó. Giờ đây, một số ánh sáng đỏ di chuyển xuyên qua lỗ. Ông lấy lăng kính thứ hai và đặt nó vào đường đi của tia sáng đỏ này.

Ánh sáng đỏ đi qua lăng kính,khúc xạ theo cùng một góc như nó đã khúc xạ trong lăng kính thứ nhất, nhưng nó không phân tán và không có các màu khác xuất hiện. Ông nhận xét:

- Nếu ánh sáng đỏ không bị lăng kính làm thay đổi, có thể màu đỏ là một màu cơ bản của ánh sáng, cơ bản hơn ánh sáng trắng.

Còn các màu khác thì sao? Ông lần lượt thử từng màu và thấy rằng chúng vẫn giữ nguyên. Không nghi ngờ gì nữa; các tia màu trong các dải bị lăng kính chia tách là các màu cơ bản của ánh sáng. Ông quyết định:

- Dù thế nào đi nữa, ánh sáng trắng phải là sự tổng hợp của tất cả các màu này!

Thật là một nghịch lý đáng kinh ngạc để nghĩ rằng màu trắng được tạo bởi sự kết hợp các màu. Nhưng Newton chứng minh nó hoàn toàn đơn giản bằng cách cho toàn bộ dải các màu đến từ một lăng kính đi qua một lăng kính khác được đặt đảo ngược với lăng kính thứ nhất. Các màu tiến sát lại với nhau, hợp nhất và xuất hiện thành một tia sáng trắng thuần khiết!

.

Newton quyết định gọi dải các màu tạo thành ánh sáng trắng là quang phổ. Thường thì chúng ta vẫn nói có sáu màu trong quang phổ, song Newton là người có khả năng đặc biệt tốt về phân biệt các màu, ông thấy được màu thứ bảy- màu chàm- giữa màu tím và màu lam.

Khi có được phát hiện cơ bản này, Newton quyết định rằng viền màu xuất hiện trong các thấu kính sẽ không bao giờ khắc phục được, do ánh sáng trắng luôn luôn tách thành các màu khi hội tụ. Ngày nay, chúng ta biết rằng nhận định này của ông là sai, bởi vì các loại thủy tinh khác nhau sẽ khúc xạ ánh sáng với các lượng khác nhau; một sự kết hợp thận trọng của các loại thủy tinh sẽ cho ra thấu kính hiệu chỉnh màu. Tuy nhiên, do Newton chưa nắm được điều này nên ông mới có nhận định như vậy.

Các màu khác nhau khúc xạ qua thủy tinh theo các góc khác nhau, nhưng tất cả chúng đều phản xạ theo cùng một góc. Do đó, ông kiên quyết chế tạo một kính viễn vọng được phóng đại bằng gương thay vì bằng thấu kính. James Gregory là người đã đưa ra ý tưởng dùng gương cong để phóng đại trong kính viễn vọng. Giờ đây, Newton quyết định rằng ý tưởng của Gregory là cách duy nhất để tránh được các viền màu trong thấu kính. Ông tự hứa là sẽ thử nó càng sớm càng tốt khi ông trở về Cambridge.

Cuối tháng ba năm sau, Newton trở về Cambridge. Sau khi mua các trang bị cần thiết, ông bắt tay vào chế tạo kính viễn vọng.

Để có được gương, ông phải dùng kim loại đánh bóng, bởi lẽ vào thời ấy người ta chưa phát hiện cách làm gương soi bằng phương pháp mạ bạc lên thủy tinh. Kim loại là một hợp kim mà ông đặc biệt nghĩ ra cho mục đích này, gồm có đồng và thiếc cùng một ít arsen. Ông mua một nồi và nấu chảy các kim loại, đặt cách chỗ làm việc càng xa càng tốt vì nó tỏa khói độc. Sau đó, ông đổ khuôn và đánh bóng tấm kim loại cho tới khi nó trở thành một gương lõm hoàn chỉnh.

 

Cách hoạt động của kính viễn vọng Newton: Ánh sáng được gương lõm nằm ở đáy ống thu lấy và phản xạ lên gương phẳng nằm gần miệng ống. Kế đến, ánh sáng được phản xạ một lần nữa và hội tụ (nơi các tia ánh sáng giao nhau). Cuối cùng, ánh sáng được thị kính phóng đại. các thị kính khác nhau cho ra các độ phóng đại khác nhau.

Ông cũng tự làm ống kính, có chiều dài 15cm và đường kính 2,5cm. Kính viễn vọng được lắp trên một ổ khớp cầu để nó có thể dễ dàng xoay theo mọi hướng. Gương lõm nằm ở đáy ống và phản chiếu ánh sáng ngược lên một gương phẳng nằm gần miệng ống, gương này đánh lệch ánh sáng qua thị kính nằm bên hông của ống và được thị kính phóng đại. Bằng cách này, Newton vẫn phải có một thấu kính trong kính viễn vọng của ông, nhưng thấu kính này quá nhỏ và không gặp trở ngại về viền màu nhiều như thấu kính lớn.

Ông thử kính viễn vọng và hết sức vui mừng thấy nó hoạt đông suôn sẻ. Tuy hầu như không lớn hơn một món đồ chơi, nhưng ông có thể nhìn qua nó và thấy rõ cá vệ tinh của Mộc tinh.

Newton hãnh diện viết:

- Kính viễn vọng nhỏ của tôi hoạt động tốt hơn một kính viễn vọng bình thường dài 1,2m với hai thấu kính.

Ông tính toán rằng nó phóng đại 35 lần.

Sau đó, ông chế tạo một kính viễn vọng phản xạ lớn hơn và tặng cho Hội Hoàng gia London. Tuy nhiên, Newton chưa bao giwof thực hiện các quan sát về bầu trời một cách có hệ thống.

Khi kính viễn vọng dùng gương của ông được biết đến, những người khác hăm hở dựa vào đó và phát triển ý tưởng của ông. Vào thời điểm mà các thấu kính hiệu chỉnh màu đã được nghĩ ra, các ưu điểm khác đối với gương cũng được biết đến, do đó ngày nay các kính viễn vọng lớn nhất thế giới đều là kính viễn vọng phản xạ.

Nhưng còn phát hiện lớn nhất của Newton, các tác động của sức hút thì sao? Sauk hi tính toán chi tiết, ông xây dựng các khái niệm và đưa ra lý thuyết vạn vật hấp dẫn. Được nhà thiên văn người Anh tên là Edmond Halley khuyến khích, Newton đủ khả năng để xác định mọi chuyển động được biết của các thiên thể trong hệ Mặt trời. Sử dụng công trình của ông, Halley tiên đoán chính xác rằng một sao chổi được thấy vào năm 1682 sẽ tái xuất hiện vào năm 1758.

Tuy nhiên, Newton không cảm thấy chắc chắn rằng lực hấp dẫn cũng sẽ giải thích được cơ cấu của vũ trụ nằm ngoài hệ Mặt trời. Lần đầu tiên, người thăm dò xa hơn vào vũ trụ là William Herschel, ông dùng kính viễn vọng phản xạ tốt hơn bất cứ kính nào được biết trên thế giới vào thời bấy giờ.

Chú thích:

(1) Isaac Newton (1643 – 1727). Nhà vật lý, nhà toán học và nhà thiên văn người Anh, là một trong những người đặt cơ sở cho khoa học tự nhiên hiện đại. Công trình vĩ đại nhất của Newton là Các nguyên lý toán học của triết học tự nhiên xuất bản năm 1687, trong đó ông xây dựng các khái niệm, các nguyên lý cơ bản của cơ học, điển hình là ba định luật ngày nay mang tên ông. Ông phát hiện định luật vạn vật hấp dẫn, được ứng dụng có hiệu quả vào việc xác định chuyển động của các thiên thể trong hệ Mặt trời. Trong cuốn Quang học xuất bản năm 1704, ông đã chỉ ra rằng với lăng kính thủy tinh có thể phân tích ánh sáng trắng thành các ánh sáng màu khác nhau do có độ khúc xạ khác nhau, từ đó giải thích hiện tượng sắc sai của thấu kính. Từ 1668 – 1671, ông chế tạo kính viễn vọng phản quang có gương cầu lõm

HERSCHEL

Đêm 1 tháng Ba 1774, William Herschel (1) vừa chế tạo hoàn tất kính viễn vọng phản xạ đầu tiên của ông. Kính dài 1,6m và có tiêu điểm theo hệ kính Newton.

Ngạc nhiên trước sức nặng của kính, ông và người em trai là Alexander hãnh diện khuân nó ra vườn, theo sau là người em gái Caroline. Herschel bảo:

- Đặt đây cũng được.

Và chiếc kính nặng nề được đặt xuống trên giá của nó.

Herschel là một giáo viên nhạc thành công và là chỉ huy dàn nhạc của thành phố Bath thời thượng, ở miền tây nước Anh.

Em trai ông chơi đàn cello trong dàn nhạc Bath, em gái ông đang học tập để làm ca sĩ. Tuy nhiên, một năm trước đó, Herschel bất ngờ có ham mê về thiên văn. Khởi sự bằng cách nghiền ngẫm các sách cho tới lúc ngủ gục trên chúng, ông chuyển sang tự mình quan sát bầu trời.

Để bắt đầu, ông phải thuê các kính viễn vọng, nhưng không có cái nào đủ tốt đối với ông, vì vậy ông quyết định tự chế tạo kính viễn vọng cho riêng mình. Qua nhiều vấp váp, không có gì ngoài một quyển sách giáo khoa về quang học, ông đã thiết kế được kính viễn vọng phản xạ đầu tiên của mình. Những lúc tranh thủ từ việc dạy nhạc, ông dành thời gian để mài và đánh bóng thấu kính bằng tay. Em trai ông, Alexander, học cách sử dụng máy mài thấu kính, đã dựng lên một máy trong phòng ngủ và mài thị kính ở đấy. Phòng ở tầng trệt được nhường lại cho một thợ đóng tủ để ông này đóng ống kính và giá đỡ.

Giờ đây, Harschel sẽ được thấy các kết quả của toàn bộ công trình này. Ông hăm hở nghiêng kính viễn vọng hướng lên bầu trời và kêu lên vui mừng khi nhận ra hết thiên thể này sang thiên thể khác. Ông gọi người em gái:

- Lina, anh thấy các vòng của Thổ tinh, chúng đẹp quá!

Xoay kính hướng về chòm sao Orion (Tráng sĩ), ông bối rối kêu to:

- Có một đốm trắng mù sương trên thắt lưng đeo kiếm cảu chàng tráng sĩ. Dù có là gì đi nữa, trông nó không giống một sao.

Caroline leo lên ghế để nhìn qua kính viễn vọng, bởi vì thị kính nằm ở cuối phần trên của ống kính. Trong lúc đó, Herschel ghi chép về những gì ông đã thấy. Ghi chép này là mở đầu cho nhật ký thiên văn của ông (sau này, ông mới biết rằng đốm trắng mù sương là một đám mây khí rộng lớn).

Kính viễn vọng dài 1,6m là một khởi đầu tôt,nhưng nó không làm Herschel hài lòng lâu. Ông khao khát được nhìn ngày càng xa hơn vào bầu trời. Một kế hoạch táo bạo bắt đầu hình thành trong suy nghĩ của ông. Ông muốn hiểu cấu trúc của bầu trời.

Vì mục đích xa hơn, ông bắt tay vào chế tạo một kính viễn vọng phản xạ dài 2,1m, với một gương tương ứng lớn hơn. Ông lý luận:

- Kính này sẽ thu nhiều ánh sáng hơn và hiển thị các sao quá mờ không thể thấy qua gương nhỏ. Càng thấy được các sao mờ hơn, mình sẽ nhìn vào không gian càng xa hơn.

Theo ông, tính trung bình, các sao có cùng một độ sáng thực; vì vậy nếu một sao xuất hiện mờ nhạt, có nghĩa là nó ở rất xa. Giả định này không hoàn toàn chính xác, nhưng ông đúng khi ông cho rằng càng thu nhiều ánh sáng thì nhìn được càng xa. Về sau, ông có thể tính toán rằng điều này đúng đối với một tỷ lệ đơn giản. Ông viết:

- Nếu tăng gấp đôi đường kính của gương, thì khoảng cách nhìn thấy cũng tăng gấp đôi.

Nhưng kính viễn vọng dài 2,1m vẫn không đủ đối với ông. Kiên quyết tăng công suất cho dụng cụ, ông theo đuổi một kính viễn vọng dài 3m với gương có đường kính xấp xỉ 22cm. Sau đó, ông đi xa hơn nữa và chế tạo một kính viễn vọng dài 6m với gương có đường kính 30cm. Lúc bấy giờ, đây là kính viễn vọng có công suất mạnh nhất, Herschel đã chế tạo nó trong thời gian rỗi mà không có ai giúp đỡ. Ngoài ra, do kiến thức về quang học còn hạn chế, ông làm ra 12 chiếc gương, thử chúng tất cả cho tới khi tìm được những chiếc tốt nhất.

Đến năm 1779, Herschel đã tập hợp được bộ sưu tập phong phú nhất về các kính viễn vọng trên thế giới. Mỗi kính thích hợp với từng loại quan sát nào đó. Giờ đây, ông lao vào dự án lớn đầy tham vọng là lập danh mục một cách hệ thống các tinh vân và quần tinh. Ông bắt đầu bằng cách xem xét lại bầu trời như là một tổng thể.

.

Trong lần xem xét lại đầu tiên, ông dùng một kính viễn vọng phản xạ dài 2,1m theo hệ kính Newton có độ phóng đại 222 lần. ông chú ý đến vị trí của từng sao, từ sao sáng nhất xuống đến sao mờ nhất có cấp sáng 4 (sao khá sáng có cấp sáng 1, sao mờ nhất có thể thấy bằng mắt thường có cấp sáng 6)

Ngoài việc này ra, ông đang hoàn thành một kính viễn vọng dài 2,1m còn tốt hơn nữa, với gương có đường kính hơn 15cm và độ phóng đại 227 lần. Tháng Tám 1779, ông dùng nó để bắt đầu xem xét lại lần thứ hai.

Lần này, vì đã dời đến một ngôi nhà không có vườn, ông phải dựng kính viễn vọng trên đường bên ngoài. Vào một đêm cuối tháng Mười, ông đang quan sát Mặt Trăng, bởi vì ông cũng quyết định đo chiều cao của các núi trên Mặt trăng. Một người đi ngang qua dừng lại tò mò nhìn ông, nhưng Herschel không chút ngượng ngùng, tiếp tục quan sát. Người khách ăn mặc tao nhã, với bộ tóc giả và các diềm đăng ten mới tinh. Sau một lát, người ấy cất tiếng hỏi:

- Thưa ngài, cho phép tôi được nhìn qua kính viễn vọng của ngài được chứ?

Herschel với tính hào phóng như mọi khi, lập tức đứng sang một bên và đáp:

- Tất nhiên là được.

Người khách chăm chú nhìn và há hốc mồm ngạc nhiên. Trước đây ông đã nhìn Mặt trăng qua các kính viễn vọng, nhưng kính này tốt hơn bất kỳ cái nào mà ông đã từng dùng. Lúc bước lui, ông lịch sự nói:

- Một tầm nhìn tuyệt diệu! Cám ơn ngài và xin chúc ngài ngủ ngon.

Sáng hôm su, người khchs bí ẩn đến nhà Herschel, số 5 phố Rives. Tiếng huyên náo của việc dạy nhạc đồng thời với việc chế tạo kính viễn vọng đang tiếp tục. Người khách tự giới thiệu:

- Tôi là tiến sĩ William Watson. Tôi là thành viên của Hội Hoàng gia và là thành viên của Hội Văn học và Triết học Bath. Sau khi nhìn qua kính viễn vọng của ngài tối qua, tôi nhận ra rằng ngài quan tâm sâu sắc đến thiên văn học. tôi hy vọng ngài sẽ gia nhập Hội Bath của chúng tôi.

Herschel cảm thấy hài lòng, vì rõ ràng là tiến sĩ Watson không chỉ có học thức, mà còn sẵn sàng nhận ông một cách nghiêm túc. Cho tới lúc đó, người dân thành phố Bath nghĩ về Herschel chỉ là một nhạc sĩ với thị hiếu lập dị là quan sát sao.

Herschel gia nhập Hội Văn học và Triết học; chỉ trong vài ngày, ông bắt đầu gửi tới tấp cho họ các báo cáo về công trình của mình. Giữa tháng Giêng 1780 và tháng Ba 1781, ông gửi cho bọ 31 báo cáo.

Dùng kính viễn vọng phản xạ dài 2,1m tốt nhất của mình, ông bận rộn với việc xem xét lại bầu trời lần thứ hai. Đây là một tham vọng nhiều hơn lần thứ nhất: ông đang lập danh mục từng sao xuống dần tới sao cấp sáng 8, và cũng chú ý đến các sao đôi. Từ quan sát về chuyển động của các sao đôi này, về sau ông có thể chứng minh rằng các định luật cảu Newton về vạn vật hấp dẫn thực sự áp dụng được đối với bên ngoài hệ Mặt trời. Giờ đây, ông chuyển đến một ngôi nhà có vườn và đang quan sát từ bài cỏ. Người em gái Caroline thường ngồi gần đó, ghi chép các quan sát của ông; nhưng đêm 13 tháng Ba, bà không có ở đấy.

Một cách có phương pháp, Herschel quét kính viễn vọng ngang qua bầu trời, dừng lại, đếm, rồi quét tiếp. Giữa 10 và 11 giờ tối, ông quét kính đến vùng bầu trời trong chòm sao Gemini (Song tử). Gần với một trong các sao của chòm này, ông để ý đến một cái gì đó mà trước đây ông chưa từng thấy, nó trông không giống một sao bình thường.

Ông rất ngạc nhiên và nhìn kỹ hơn. Để xác định nó là gì, ông chọn ra hai thị kính có công suất cao hơn, một cái có độ phóng đại 460 lần, cái kia có độ phóng đại 932 lần. Thiên thể trông lớn hơn theo tỷ lệ tương ứng. Điều này có nghĩa là nó ở khá gần, nó không phải là một sao ở xa, mà do các hiêu ứng quang học nào đó, sẽ không được phóng đại theo tỷ lệ. Ông quyết định:

- Có lẽ nó là một sao chổi.

Để kiểm tra liệu nó đang di chuyển hay không, ông đo khoảng cách của nó từ một sao kề bên bằng thước panme tự tạo; rồi từ lúc đó đến bình minh, ông đo khoảng cách lại một lần nữa. Nó đã thay đổi. Ông nhận xét:

- Thiên thể này rõ ràng là đang chuyển động. Nó hẳn là một sao chổi.

Herschel không quan tâm cho lắm. Hầu như là một sao chổi, nó là cái gì nếu so sánh với cấu trúc của vũ trụ? Song, ông vẫn viết một báo cáo về điều ông đã thấy và gửi hai bản, một cho một nhà thiên văn ở đài Oxford và một bản cho tiến sĩ Watson. Watson quan tâm và nhanh chóng chuyển tin này đến nhà thiên văn hoàng gia.

Tiến sĩ Nevil Maskelyne, nhà thiên văn hoàng gia, đang ở đài Greenwich. Ông bắt tay vào săn tìm sao chổi mới càng sớm càng tốt và ngày 3 tháng Tư ông tìm thấy nó. Ngay lập tức, ông nhận ra rằng nó có điều gì đó khác thường. Ông hồi hộp viết thư gửi Watson:

- Nếu là một sao chổi, nó rất khác với bất kỳ thiên thể nào mà tôi đã đọc hoặc thấy. Nó hoặc là một loại sao chổi mới, hoặc một hành tinh mới.

Một hành tinh mới! Ý tưởng này nghe có vẻ hấp dẫn. Trải suốt lịch sử được ghi lại, con người đã biết chỉ có năm hành tinh!

Maskelyne theo đuổi ý tưởng này. Ngày 23 tháng Tư, ông viết thư gửi Herschel:

- Rất có thể nó là một hành tinh bình thường chuyển động theo quỹ đạo gần tròn quay quanh Mặt trời như một sao chổi chuyển động theo quỹ đạo elip kéo ra rất dài. Tôi vẫn không thấy cái đuôi nào của nó cả..

Điều này khiến cho nó càng ít có khả năng là một sao chổi, bởi lẽ tất cả các sao chổi đều có đuôi khi chúng gần Mặt trời.

Trong lúc đó, Herschel muốn trở lại với những nơi sâu thẳm của không gian, mỗi đêm ông ghi chép vị trí và kích thước của thiên thể. Ngày 26 tháng Tư, Hội Hoàng gia nhận dược sự mô tả của ông về sao chổi mới, như ông vẫn tin nó là như thế. Sau đó, ông bỏ lại vấn đề này cho các nhà thiên văn khác.

Họ nhiệt tình đảm nhận vấn đề này. Điều quan trọng nhất là hình dạng của quỹ đạo, như Maskelyne đã chỉ ra. Liệu quỹ đạo là một hình gần tròn hay một hình elip kéo dài ra?

Các quan sát được tập hợp, trong vài tháng người ta có thể đưa ra các tính toán. Hai nhà toán học, Anders Johann Lexell của đài thiên văn Saint Petersburg ở Nga, ông tình cờ đến London, và Pierre Simon Laplace ở Pháp, cùng lúc tìm ra giải đáp. Thiên thể này là một hành tinh xa hơn Thổ tinh, quay trọn một vòng xung quanh Mặt trời mất 84 năm. Sau đó, nó được đặt tên là Uranus (Thiên vương tinh).

Do góp phần của ông trong phát hiện này, Herschel được tặng thưởng huy chương Copley, là vinh dự cao nhất mà Hội Hoàng gia có thể trao tặng. Ngày 6 tháng Mười hai 1781, ông được nhất trí bầu là thành viên của Hội; như vậy có nghĩa là ông được thừa nhận như một nhà khoa học hàng đầu.

Nhờ các tiến cử của nhà thiên văn hoàng gia Maskelyne và những người khác, vua George III ban cho Herschel một khoản thu nhập hàng năm. Điều kiện duy nhất là ông sẽ thỉnh thoảng để cho gia đình nhà vua nhìn qua các kính viễn vọng của ông.

Đây chính là điều Herschel cần. Ông có thể rời bỏ việc dạy nhạc và dành toàn bộ thời gian để lao mình vào thiên văn học. Năm 1782, ông chuyển đến Datchet, gần gia đình nhà vua ở Windsor rất tiện. Được Caroline giúp sức, ông khởi sự cho một chương trình làm việc đầy tham vọng hơn nữa. Còn em trai Alexander của ông ở lại thành phố Bath để tiếp tục kiếm sống bằng nghề nhạc công.

Giờ đây, Herschel cũng trở thành một nhà chế tạo kính viễn vọng chuyên nghiệp. Những kính viễn vọng của ông nói chung được coi là tinh xảo nhất thế giới. Sau khi nhìn qua kính viễn vọng phản xạ dài 2,1m tốt nhất của Herschel, Maskelyne rất ít dùng đến kính dài 1,8m của mình. Chẳng bao lâu, ông đặt Herschel làm hai kính mới dài 2,1m.

Các đơn đặt hàng khác đến tới tấp. Chỉ riêng vua George III thôi cũng đã mua năm kính phản xạ dài 3m. Cuối cùng, Herschel thấy mình đang cung cấp cho các nhà thiên văn hàng đầu trên khắp châu Âu, đấy là chưa nói đến các vua và hoàng tử khác.Không hiểu sao, công việc hết sức vất vả để chế tạo tất cả các kính viễn vọng này lại khớp với ban ngày, trong khi ban đêm ông tiếp tục quan sát.

Vài tháng sau khi chuyển đến Datchet, Herschel nhận được thư của người bạn tên là Alexander Aubert, một nhà thiên văn nghiệp dư. Kèm theo thư là một bảng liệt kê ghi chép vị trí của các thiên thể đầy mây kỳ lạ trên bầu trời, đã được trông thấy bởi một nhà săn tìm sao chổi nổi tiếng người Pháp, Charles Messier.

Herschel nhận xét:

- Lina, điều này nghe hấp dẫn đấy. Messier đã lập danh mục các thiên thể đầy mây ấy, do chúng trông giống các sao chổi, ông ấy không muốn bị nhầm lẫn giữa chúng với nhau. Anh phải xem qua chúng cái đã.

Ông bắt đầu xem xét tất cả 103 thiên thể trong danh mục. Lúc đầu, ông dùng kính dài 6m, nhưng sau đó ông chuyển sang kính mới nhất, công suất mạnh nhất, với gương có đường kính 45m.

Để giữ kính viễn vọng, Herschel đã dựng lên trong vườn một cấu trúc bằng gỗ. Cấu trúc này là một hệ thống gồm các dây và ròng rọc để điều chỉnh hướng và góc của ống kính. Ông quan sát bầu trời từ một hành lang di động có thể nâng lên cách mặt đất cao đến 4,5m. Caroline ngồi bên dưới ghi chép các quan sát mà ông hô to, trước mặt bà trải rộng một bản đồ sao.

Với kính viễn vọng tốt nhất, chẳng bao lâu Herschel đi đến kết luận rằng Messier không hề tưởng tượng. Ông chia tách các sao riêng rẽ nổi bật của một số trong các tinh vân ở xa, và thấy rằng các sao được nhóm lại đặc sít thành các quần tinh. Thật ra các quần tinh, nơi mà ông có thể thấy các sao, ở xa hơn nhiều so với đa số các tinh vân. Nhưng giờ đây, ông đoán rằng tất cả các thiên thể đầy mây thực sự là các nhóm sao rộng mênh mông.

Các hệ lớn gồm các sao này nằm ở đâu? Với một cảm hứng nảy ra của trí tưởng tượng, Herschel đề xuất rằng chúng có thể ở xa hơn nhiều so với các sao bình thường, rằng Mặt trời nằm trong một hệ tương tự nhìn thấy được, đối với chúng ta có lẽ nó là dải Ngân hà. Ông đánh bạo đưa ra giải thích:

- Có thể có nhiều hệ lớn này, tất cả chúng đều tách rời nhau. Có thể chúng là các vũ trụ triêng rẽ - các vũ trụ đảo!

Khi nghe được ý tưởng này, những người cùng thời với ông cười ầm. Đây là sự tưởng tượng thuần túy, chứ không phải là quan sát thực tế. Họ không thể tin có các hệ sao ở xa hơn các sao bình thường mà họ từng biết.

Nhưng Herschel không nhụt chí. Ông bắt đầu lập danh mục các nhóm tinh vân bí ẩn này, vững tin là chúng sẽ tự tiết lộ như là các hệ sao lớn nếu ông quan sát chúng bằng kính viễn vọng có công suất đủ mạnh. Sau đó ông viết:

- Tôi đã phát hiện 1.500 hệ sao, một số trong chúng vượt xa hẳn về tầm vĩ mô so với dải Ngân hà của chúng ta.

Rồi ông thả mình theo dòng tưởng tượng là các vũ trụ đảo ở xa tít có thể có cư dân ở đấy đang quan sát hệ sao của chúng ta. Ông suy nghĩ miên man:

- Hệ sao của chúng ta hẳn là có các dáng vẻ khác nhau tùy theo chúng ở xa như thế nào. Đối với một số hệ, nó sẽ là một mảng nhỏ giống như mây; đối với một hệ khác, nó là một vệt kéo dài của ánh sáng trắng như sữa, hoặc một đám các sao nhỏ nén chặt; đối với một số hệ khác nữa, nó là một tập hợp mênh mông của các sao lớn rải rác.

Herschel tự đặt ra nhiệm vụ tìm cách giải đoán hình dạng hệ sao của chúng ta, cho rằng chúng ta thấy nó như là dải Ngân hà. Dải này vắt ngang qua thiên cầu bắc cũng như thiên cầu nam. Cuối cùng, ông hình dung nó như một lớp dày gồm các sao trải rộng trong một đĩa khổng lồ tròn dẹt. Ông biện luận, nằm ở giữa đĩa này, chúng ta sẽ thấy nó như một dải đang quay xung quanh.

Nhưng nếu điều này là đúng, ông làm thế nào để đo đường kính và bề dày của đĩa? Ông quyết định giả sử rằng, tính trung bình, tất cả các sao trong đĩa được cách quãng đều nhau – cũng giống như, tính trung bình, mọi người trong một đám đông có cùng một khoảng cách giữa anh ta và những người kế bên. Ông suy luận:

- Nếu điều này là như thế, các vùng xem ra có vẻ đặc sít sẽ thực là các vùng nơi mà mình đang nhìn vào một lớp sao dày. Tương tự, vùng có ít sao sẽ là một lớp nông.

Dùng cách này để thăm dò độ sâu, Herschel phải đếm sao trong các vùng tuyển chọn. Đây là công việc cực kỳ tỉ mỉ. Đêm này sang đêm khác, ông leo lên hành lang di động và đếm sao, trong khi Caroline tận tụy ngồi bên dưới và ghi chép mọi điều mà ông phát hiện. Trong một số vùng trên bầu trời, ở mỗi bên của dải Ngân hà, ông có thể bắt gặp duy nhất một sao trong tầm nhìn mỗi lúc. Nhưng ngay trong dải Ngân hà, ông có thể bắt gặp cùng một lúc nhiều đến 500 sao.

Ông dành hết thời gian quan sát cho công việc này từ đầu năm 1784 đến đầu năm sau. Chẳng bao lâu, mô hình tổng quát trở nên rõ ràng, nhưng ông phải thực hiện 683 lần đếm sao trước khi cảm thấy vừa lòng. Cuối cùng, ông thông báo:

- Chắc chắn dải Ngân hà là một đĩa hết sức rộng lớn gồm các sao. Đường kính của đĩa lớn hơn bề dày trung tâm khoảng bốn lần. Mặt trời rõ ràng là một trong số các sao thuộc về dải Ngân hà.

Ngày nay, chúng ta biết rằng tất cả các sao thực được thấy bằng mắt thường ( không dùng kính viễn vọng) là thuộc về dải Ngân hà, tức Thiên Hà của chúng ta; rằng dải sao có mật độ dày chỉ là vùng trông tập trung nhất đối với chúng ta, do vị trí của hệ Mặt trời trong Thiên hà. Toàn bộ Thiên hà lớn hơn nhiều so với Herschel đã nghĩ. Dù sao, ông đã thực hiện một dự định công phu để đo chiều sâu của dải Ngân hà. Các hạn chế của ông không phải là hạn chế về tầm nhìn, mà là phương tiện để đo khoảng cách; ông không có cách nào để đo khoảng cách ở xa của ngay một sao.

Còn tầm nhìn của ông về các thiên hà khác ở những nơi sâu thẳm trong không gian thì sao? Những người cùng thời với ông không thể theo ông xa như vậy, nhiều nhà thiên văn sau đó cũng không thể theo kịp ông. Cuối cùng, mãi 150 năm sau, một nhà thiên văn người Mỹ tên là Edwin Hubble mới chứng minh Herschel đúng.

Tuy nhiên, rất lâu trước đó, một bước đầu tiên được đưa vào làm đơn vị đo chính xác cho Thiên hà của chúng ta. Bước này được một người Đức tên là Friedrich Wilhelm Bessel nghĩ ra.

Chú thích:

(1) William Herschel (1738-1822). Nhà thiên văn và quang học người Anh, sinh ở Đức. Năm 1757 ông sang Anh làm nhạc công và giáo viên âm nhạc, tự học thiên văn và toán học. Bắt đầu quan sát bầu trời từ 1773, đã chế tạo hàng trăm chiếc gương để làm kính viễn vọng. Năm 1773 đã làm kính phản xạ có tiêu cự hơn 1,5m. Năm 1781 ông phát hiện hành tinh mới là Thiên vương tinh. Ông đã thiết lập một số quy luật về cấu tạo thế giới các sao. Ông đo độ sáng tương đối của hơn 3.000 sao và thấy một số sao có độ sáng thay đổi. Công lao lớn nhất của ông là ba tập danh mục gồm 2.500 tinh vân và quần tinh được công bố vào các năm 1786, 1789 và 1802. Ông là viện sĩ của nhiều viện Hàn lâm khoa học.

BESSEL

Vào một ngày mùa thu lạnh lẽo năm 1829, môt cỗ xe ngựa kéo năng nề lăn bánh cót két qua các đường phố rải đá cuội của Konigsberg ở Đông phổ. Cỗ xe chở một kính viễn vọng mới cho đài thiên văn nằm trên thị trấn. Khi xe ì ạch leo lên đồi, Friederich Wilhelm Bessel(1) – giám đốc đài thiên văn – sốt ruột nhìn nó. Ông thốt lên:

- Rốt cuộc rồi kính viễn vọng Fraunhofer của mình cũng đã đến. Để mình xem liệu nó co tốt như người ta nói hay không.

 

Joseph von Fraunhofer là nhà chế tạo kính viễn vọng người Áo, ông có ý định thiết kế các kính viễn vọng khúc xạ sẽ hoạt động tốt hơn các gương phản xạ của Herschel. Bằng cách dùng các thấu kính đặc biệt hiệu chỉnh màu, ông đã thành công. Vật kính nằm phía trước của kính viễn vọng Fraunhofer thu ánh sáng nhiều hơn so với môt gương có kích thước gấp đôi, do các gương kim loại sử dụng lúc bấy giờ không hiệu quả. Chẳng bao lâu, các nhà thiên văn chuyên nghiệp ở khắp nơi đều muốn có một kính viễn vọng Fraunhofer.

 

Ánh sáng được thu vào bằng sự kết hợp gần như không màu của hai thấu kính làm bằng hai loại thủy tinh khác nhau. Kế đến, ánh sáng được hội tụ (nơi các tia giao nhau) và được thị kính phóng đại. Các thị kính khác nhau sẽ cho ra các độ phóng đại khác nhau.

Trong đó có Bessel. Kính viễn vọng khúc xạ đặ biệt thích hợp để làm các phép đo tỉ mỉ, và một kính viễn vọng Fraunhofer sẽ mang lại những kết quả chính xác hơn bất kỳ loại nào khác. Mỗi nhà thiên văn đều muốn có các dụng cụ chính xác, nhưng riệng Bessel đánh giá cao tính chính xác trên hết mọi thứ. Từ lâu, ông đã thôi không tin vào bất cứ dụng cụ nào. Ông thường nói:

- Mỗi kính viễn vọng được chế tạo hai lần. Trước tiên trong xưởng và sau đó bởi nhà thiên văn.

Với lòng kiên trì bất tận, ông luôn kiểm tra tính năng các dụng cụ của mình và xác định bất kỳ sự không chính xác nào dù là nhỏ nhất.

Trang bị đầu tiên trong đài thiên văn của ông gồm có môt vòng kinh tuyến, do một người Anh là Cary chế tạo. Sử dụng để đo khoảng cách biểu kiến giữa hai sao, kính viễn vọng này xoay trên một trục phải vuông góc chuẩn xác với các thấu kính của nó. Nhưng Bessel lại phát hiện rằng nó không vuông góc. Tuy nhiên, ông tìm ra cách bù đắp cho thiếu sót này.

Ông cũng khám phá ra các nguồn sai lệch khá. Khí quyển giống như một lăng kính, nó khúc xạ ánh sáng từ các sao đến Trái đất. Nhưng không phải lúc nào nó cũng khúc xạ ánh sáng với lượng như nhau, sự khúc xạ thay đổi theo nhiệt độ và áp suất của không khí. Bessel sửa đổi các công thức ban đầu mà ông đã nghĩ ra để tính đến các thay đổi này. Ông đưa ra những số liệu hiệu chỉnh được các nhà thiên văn khắp nơi nồng nhiệt tiếp nhận.

Bessel cũng không hài lòng với Trái đất được xem như một bệ để từ đó quan sát các sao, không thể hy vọng nó đứng yên. Trục mà Trái đất quay trên đó thay đổi theo hướng và hơi nghiêng. Tuy nhiên, ông vẫn tìm cách để đưa ra hiệu chỉnh đối với các chuyển động này.

Giờ đây, Bessel cũng có được một kính viễn vọng chính xác. Chẳng mấy chốc, nó được đặt lên một khung nặng bằng gỗ sồi trong cái tháp được xây dựng đặc biệt để chứa nó. Ông kính dài 3m bằng gỗ thường dát gỗ dái ngựa đánh bóng ánh lên như đồng hun. Bessel trìu mến sờ vào kính viễn vọng và ngạc nhiên thấy rằng ông có thể đung đưa dụng cụ nặng trĩu này theo mọi hướng bằng cái đẩy của một ngón tay, là do có các đối trọng lắp bên trong. Hơn thế nữa, còn có một mô tơ quay tương thích với đồng hồ, giữ cho kính viễn vọng tự động nhắm vào một sao trong nhiều giờ liền, bất kể sự quay của Trái đất.

Còn vật kính thì sao? Dùng để thu ánh sáng, nó được làm bằng loại thủy tinh kết hợp hiệu chỉnh màu và rộng 16cm. Bessel chăm chú nhìn nó bằng đôi mắt tinh tường – đôi mắt mà khi ông còn là một cậu bé 13 tuổi, đã cho ông thấy một sao kép, trong khi các nhà thiên văn chỉ thấy có một sao. Sau đó, ông thở một tiếng khoan khoái: các thấu kính là thủy tinh không bị khiếm khuyết, thuộc loại tốt nhất mà ông từng thấy.

Ông nghĩ đến việc lắp đặt các thấu kính. Trong thời tiết nóng, các thấu kính sẽ giãn nở một tý. Ông thoáng nghi ngờ, nhưng phát hiện rằng Fraunhofer đã làm một khung đàn hồi đặc biệt có thể tháo rời để thích ứng với các thấu kính khi chúng giãn nở.

Bessel thốt lên: “Rất tuyệt!”. Rõ ràng là Fraunhofer đã tính đến từng tình huống chi li.

Tuy nhiên, ông vẫn kiểm tra toàn bộ dụng cụ. Khi công việc xong xuôi, ông rất hài lòng. Fraunhofer đã đoán trước mọi thứ - ít ra là mọi thứ, ngoại trừ một chi tiết nhỏ. Thang của dụng cụ dùng để đo khoảng cách trong trường nhìn sẽ thay đổi rất ít về chiều dài theo sự biến thiên của nhiệt độ không khí. Nhưng Bessel biết ông có thể đo các thay đổi này và làm các hiệu chỉnh cần thiết.

Ông rất vui mừng vì có được một trong những kính viễn vọng tinh xảo nhất thế giới. Đối thủ gần nhất là một kính Fraunhofer khác, chế tạo cho F.G.W Struve tại đài thiên văn Dorpat ở Nga. Nhưng kính ấy không quá tốt để làm các phép đo chính xác.

Bessel tự nhủ:

- Với kính viễn vọng này, mình có thể thử tìm ra khoảng cách của một sao xa ngần nào!

Bessel biết rằng kể từ thời của Newton, con người đã tìm cách làm điều này, nhưng không thành công. Lý do là phải cần đến các phép đo rất nhỏ.

Cách duy nhất xem ra có thể thực hiện được để tìm khoảng cách của một sao là đo thị sai hàng năm của nó. Đó là sự dịch chuyển biểu kiến vị trí của nó trong năm khi so sánh với các sao có vẻ cố định ở xa hơn thấy được trong cùng một vùng trên bầu trời. Hiệu ứng này là do sự thay đổi góc mà tại đó, một người quan sát trên Trái đất nhìn các sao trong hành tinh hàng năm của Trái đất quay quanh Mặt trời. Loại hiệu ứng này cũng xảy ra nếu một người giơ lên môt ngón tay và nhìn vào nó, trước tiên bằng một mắt và sau đó bằng mắt kia. Ngón tay dường như xê dịch ngang nếu so sánh với các vật phía sau

Do quỹ đạo của Trái đất có đường kính 289.674.000km, nên cứ mỗi sáu tháng Trái đất sẽ cách xa 289.674.000km từ chỗ mà nó đứng sáu tháng trước, và chúng ta đang nhìn thấy bất kỳ sao nào được ấn định từ một vị trí khác hẳn. Sử dụng thực tế này, sự xê dịch theo chu kỳ sáu tháng của một sao so với các sao trong cảnh nền, bằng hình học đơn giản sẽ cho biết khoảng cách của nó đến Trái đất. Sự xê dịch dường như càng lớn thì ngôi sao phải càng gần. Tuy nhiên, ngay cả sao gần nhất cách xa Trái đất đến mức chúng ta không thể nhận ra sự xê dịch bằng mắt thường.

Vào thời của Newton, các nhà thiên văn xoay kính viễn vọng thô sơ của họ đến các sao, với hy vọng các sao này cho biết sự xê dịch nhờ thị sai. Lúc đầu, họ tin rằng họ đã thành công; nhưng về sau, James Bradley, nhà thiên văn hoàng gia thứ ba, chứng minh rằng tất cả những gì họ đang đo đều là quan sát sai lệch.

Bằng cách cải tiến kỹ thuật, có tính đến loại sai lệch này sang loại sai lệch khác, Bradley cố gắng để thu được độ chính xác một giây (đơn vị đo góc). Độ chính xác này cao hơn 200 lần so với tiêu chuẩn bình thường của Tycho Brahe, nhưng nó vẫn chưa đủ đúng để cho biết bất cứ thị sai nào.

Sau đó, các nhà thiên văn thôi không thử trong một thời gian, Struve thậm chí còn chứng minh rằng với sự hiện diện của các dụng cụ cũng không thể đo những thay đổi rất nhỏ có liên quan. Tuy nhiên, đấy là trước khi ông có kính viễn vọng Fruanhofer.

Bessel cũng vậy, giờ đây ông được trang bị bằng một kính viễn vọng Fruanhofer, ông cảm thấy sẵn sàng để thử làm các phép đo cần thiết. Tuy vậy, ông muốn chọn một sao để nó sẽ cho thấy thị sai cực đại. Ông trầm ngâm nói một mình:

- Sao càng gần Trái đất thì thị sai càng lớn. Nhưng làm thế nào mà mình có thể quyết định sao nào là sao ở gần?

Để xác định điều này, ông làm một công việc thăm dò nhỏ. Bởi vì có lúc, các nhà thiên văn đã nhận ra rằng cái gọi là các sao “ cố định” – cố định vì tương quan giữa chúng với nhau trên bầu trời vẫn giữ nguyên – thật ra hoàn toàn không cố định. Người ta có thể nhìn thấy một số trong chúng chuyển động đều đặn băng ngang bầu trời. Do chúng ở quá xa, sự chuyển động này là rất nhỏ, nhưng nó có thể đo được.

Năm 1792, một tu sĩ người Ý tên là Giuseppe Piazzi đã chỉ ra rằng có một sao di chuyển đặc biệt nhanh. Nằm trong chòm sao Cygnus (Thiên Nga). Nó được đặt tên là Cygni 61. Các nhà thiên văn đặt biệt danh cho nó là “sao bay”. Không phải nó di chuyển đủ nhanh để nhìn thấy bằng mắt thường, mà từ thời của Kepler cho đến ngày nay nó chỉ di chuyển một khoảng cách tương đương với chiều rộng biểu kiến của Mặt trăng. Nhưng dù sao, Bessel vẫn quyết định rằng vận tốc thấy được như vậy và chuyển động cho biết Cygni 61 là ở gần. Ông lập luận:

- Có lẽ tất cả các sao đều thực sự chuyển động với vận tốc như nhau. Tuy nhiên, các sao gần hơn dường như chuyển động nhanh hơn, chỉ vì chúng ở gần.

Đấy là sự suy diễn táo bạo, nhưng nó cho ông một lý do đúng để chọn sao này. Ngòai ra, Cygni 61 gần sao Bắc cực, do đó nó sẽ vẫn nằm trên đường chân trời phần lớn thời gian trong năm.

Năm 1834, sau khi hoàn tất một chương trình cho công việc khác, Bessel mở cuộc tấn công đầu tiên của ông vào vấn đề này. Như là các điểm quy chiếu để đánh giá sự xê dịch hàng năm của sao, ông chọn hai sao có cấp sáng 11. Tuy nhiên, ông sớm thấy rằng rất khó quan sát các sao mờ này một cách chính xác. Ông quyết định:

- Mình sẽ phải dùng các sao quy chiếu mới.

Nhưng giờ đây, các quan tâm khác tiếp tục chiếm nhiều thời gian của ông. Năm 1835, sao chổi Halley tái xuất hiện, bị mê hoặc, Bessel quan sát nó vào mỗi đêm trời trong. Sau đó, ông thực hiện công việc phức tạp là tính toán chiều dài của một độ ( đơn vị đo góc) trên bề mặt Trái đất, tức 1/360 chu vi của nó.

Mãi đến tháng Tám năm 1837, ông mới có thể tập trung vào các phép đo thị sai. Đối với các sao quy chiếu mới, ông chọn ra hai sao có cấp sáng giữa 9 và 10. Một sao nằm trên đường di chuyển của Cygni 61, sao kia nằm vuông góc với đường này.

Lần lượt hướng kính viễn vọng vào từng sao và đồng thời vẫn giữ Cygni 61 trong tầm nhìn, ông đọc thẳng một mạch các khoảng cách góc giữa chúng và Cygni 61. Các vít của dụng cụ đo được điều chỉnh tinh tế đến mức ông có thể đo chính xác 1/20 của giây góc, tức nhỏ hơn bề rộng của một đầu đinh ghim nhìn từ khoảng cách 3,2 km. Ông nhận xét:

- Ngôi sao nằm trên đường di chuyển cách xa 11 phút 46 giây. Sao kia cách xa 7 phút 42 giây.

Sau đó, mỗi đêm khi bầu trời quang đãng, ông tạm biệt vợ và ba con rồi bước đi trong thị trấn ngủ yên để đến đài thiên văn. Ở đấy, ông lại nhìn vào các sao và cẩn thận ghi chép những thay đổi về vị trí mà ông thấy. Vào những đêm bình thường, ông lặp lại mỗi phép đo 16 lần; khi không khí đặc biệt ổn định, ông làm phép đo thậm chí nhiều lần hơn.

.

Ban ngày, ông tự giam mình trong phòng làm việc và cặm cụi với những con số, loại bỏ dần các quan sát sai lệch mà ông có tính đến. Ông còn phải hiệu chỉnh chuyển động thực sự của “sao bay”; để làm điều này, ông tranh thủ được sự giúp đỡ của một cựu phụ tá tên là Friedrich Argelender. Làm việc tại đài thiên văn Bonn, Argelender sử dụng kết quả của quan sát sao đã được thực hiện năm 1755 và 1830 để tìm ra vận tốc di chuyển.

Bessel biết rằng hiệu ứng thị sai sẽ khiến cho sao dường như di chuyển theo một hình elip rất nhỏ trong năm. Khi mải mê nghiên cứu các con số mỗi ngày, thay đổi và hiệu chỉnh chúng, ông hăm hở quan sát bất cứ dấu hiệu nào của hình elip này. Trong một tháng, ông đinh ninh mình đã nhận ra nó.

Tuy nhiên, đối với giới khoa học, ông không nói gì cả. Trước tiên là ông cần các kết quả của trọn một năm.

Mùa thu đến, Bessel leo lên tháp đài thiên văn không có lò sưởi. Tuyết đầu mùa đông đã rơi trên thị trấn Konigsberg, tiếp đến là các sao đóng băng. Bessel giờ đây đã 54 tuổi, vẫn kiên trì với các quan sát của mình. Mỗi đêm, ông co ro trong tháp, những ngón tay tê cóng làm các hiệu chỉnh tỉ mỉ, cố không để hơi thở phủ mờ thị kính.

Sáu tháng đã trôi qua, ông biết rằng mình thành công. Sự thay đổi thị sai rõ ràng hiện ra trong các con số của ông. Nhưng ông đi ngay vào việc quan sát, kiên trì giải quyết để có được dữ liệu của trọn một năm.

Cuối cùng, vào cuối mùa hè năm 1838, ông có đủ các quan sát và tính toán mà ông cần. Để đảm bảo hơn, ông kiểm tra tất cả chúng nhằm tránh các sai lệch có thể có. Đến tháng mười hai. Ông hãnh diện thông báo:

- Thị sai hàng năm của Cygni 61 là 0,3136 giây. Điều này có nghĩa là nó ở xa 667.000 lần so với Mặt trời. Ánh sáng phải mất 10,3 năm để di chuyển từ sao này đến Trái đất.

Ông viết ra các kết quả của mình một cách thản nhiên, nhưng các con số lại gây sửng sốt. Các nhà thiên văn ngỡ rằng khoảng cách rất lớn, tuy vậy, họ vẫn kinh ngạc về sự bao la của vũ trụ. Do ánh sáng di chuyển với vận tốc 289.674km/giây, thành thử 10,3 năm tương ứng với 96,56 tỉ tỉ km. Đấy là một trong những sao gần nhất!

Ngày nay, chúng ta biết rằng ngay cả số liệu của Bessel cũng không hoàn toàn chính xác. Thị sai hiện đại định trị số của Cygni 61 chỉ vào khoảng 0,30 giây, tương ứng với khoảng cách 106,21 tỉ tỉ km. Tuy nhiên, số liệu của Bessel được coi là chính xác nhất trong một thời gian dài.

Ngay sau khi ông thông báo kết quả, hai nhà thiên văn khác đưa ra số liệu về các sao khác. Thomas Henderson, nhà thiên văn hoàng gia của Scotland, đã làm các phép đo với sao Alpha Centauri; và F.G.W Struve ở đài thiên văn Dorpat đã dùng kính viễn vọng Fraunhofer để có được trị số của sao Vega. Tuy nhiên, về sau người ta thấy rằng cả hai kết quả đều cho ra số quá lớn.

Với các phép đo này, con người bắt đầu hiểu được sự biệt lập của các sao. Sao gần nhất là Cận tinh trong chòm Nhân mã, cách Trái đất 4,3 năm ánh sáng. Một tàu vũ trụ hiện đại với vận tốc 40.232km/giờ có thể di chuyển từ Trái đất đến Mặt trăng với khoảng cách 386. 232km trong 10 giờ, và trong 20 năm sẽ đến rìa của hệ Mặt trời. Tuy nhiên, nó phải giữ vận tốc đó trong khoảng 120.000 năm để đến Cận tinh.

Ngày nay, các nhà thiên văn sử dụng các bức ảnh chụp nhiều lần khác nhau để tìm ra sự thay đổi thị sai. Tính số trung bình các kết quả của nhiều bức ảnh, họ đo được các thay đổi thị sai với độ chính xác 1/200 của giây góc.Các khoảng cách của khoảng 5.000 sao đã được xác định bằng cách này. Tuy nhiên, đa số các sao ở xa Trái đất đến mức người ta không dùng phương pháp này.

Sau khi giải quyết Cygni 61, Bessel chuyển sang vấn đề khác. Các nhà thiên văn ở khắp nơi bắt đầu xem xét cách vận hành kỳ lạ của Thiên Vương tinh, hành tinh do William Herschel phát hiện. Một quỹ đạo đã được tính toán cho hành tinh này, trong một thời gian,con người tin rằng nó đang theo quỹ đạo được vẽ ra chính xác. Thế rồi, năm 1825, các nhà thiên văn chú ý rằng Thiên Vương tinh đang tiến nhanh về phía trước so với các vị trí được mong đợi của nó. Một vài nhà thiên văn cho là phải vẽ lại quỹ đạo này.

Nhưng trước khi họ làm được điều đó thì Thiên Vương tinh bắt đầu di chuyển chậm dần. Đến năm 1830, nó lại trở lại quỹ đạo đã tiên đoán cho nó. Xem ra, các tính toán ban đầu không đến nỗi sai lệch. Nhưng Thiên Vương tinh tiếp tục di chuyển chậm lại, trong hai năm kế tiếp, nó hầu như tụt lại 0,5 phút góc. Đây là một sai số rất lớn.

Với hy vọng tìm ra bí ẩn, Bessel tiếp nhận một nhà thiên văn trẻ người Anh có triển vọng tên là Flemming làm phụ tá. Bessel quyết định bước đầu tiên hướng đến việc tìm một giải đáp là kiểm tra độ chính xác của tất cả các quan sát hiện có về Thiên Vương tinh, ông cần có sự giúp đỡ trong công việc khó nhọc này.

Đến năm 1840, Bessel tin chắc vào các kết quả của mình. Ông nói trong một buổi tiếp kiến tại Konigsberg:

- Những khác biệt hiện tại, trong một số trường hợp vượt quá một phút góc là không phải do sai lầm của các quan sát.

Như vậy có nghĩa là Thiên Vương tinh chắc chắn đang di chuyển chậm so với chương trình tính toán cho nó. Nhưng tại sao? Bessel nói:

- Tôi cho rằng nguyên nhân là một hành tinh chưa được biết, mà lực hút của nó có ảnh hưởng đến Thiên Vương tinh!

Chẳng bao lâu sau khi đưa ra tiên đoán táo bạo ấy, Bessel ngã bệnh và không thể tiếp tục với công việc. Tuy nhiên, đã có hai nhười đàn ông trẻ, một ở Anh và một ở Pháp, đảm nhận vấn đề này.

Chú thích:

(1) Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846): Nhà thiên văn và trắc địa người Đức, tên ông được đặt cho hàng loạt các hàm số có tầm quan trọng thực tiễn rất lớn trong toán vật lý. Ông là một trong số rất ít các nhà thiên văn đã xác định thị sai các sao đầu tiên, đại lượng để xác định khoảng cách tới các sao ở xa.

ADAMS & LEVERRIER

Vào cuối tháng Sáu năm 1841, một người trầm lặng, bẽn lẽn và chưa tốt nghiệp tên là John Couch Adams(*) bước vào kho sách của ông Johnson ở Cambridge, Anh. Adams thường xem lướt sách trong kho này, bởi vì ông sống gần đó.

Liếc nhìn dọc theo giá sách, ông chú ý đến một báo cáo cũ về thiên văn bám đầy bụi được viết mười năm trước đó. Báo cáo này nói về các chuyển động của Thiên Vương tinh, tác giả là George Biddell Airy, người đã trở thành nhà thiên văn hoàng gia. Adams lấy nó xuống và bắt đầu xem qua. Airy viết:

- Thường thì chuyển động của các hành tinh có thể đoán trước bằng định luật vạn vật hấp dẫn của Newton. Tuy nhiên, chúng ta không thể đoán trước một cách chính xác chuyển động của Thiên Vương tinh.

Adams nhíu mày sửng sốt. Chuyển động của các hành tinh khác được biết rõ đến mức hệ Mặt trời xem ra như một cỗ máy đồng hồ hoàn chỉnh. Airy viết tiếp:

- Một số nhà thiên văn cho rằng hành tinh ngoài cùng này chịu ảnh hưởng bởi một hành tinh khác, hành tinh chưa được biết ở xa hơn nó. Một nhà thiên văn khác, kể cả bản thân tôi, tin rằng các tính toán của chúng ta là sai lầm, bởi vì định luật của Newton không áp dụng quá xa kể từ Mặt trời

Adams bực tức đặt bản báo cáo xuống và lẩm bẩm:

- Cho đến nay, người ta vẫn thấy định luật của Newton là đúng. Tại sao bây giờ lại cho rằng nó sai, chỉ vì chúng ta bị Thiên Vương tinh làm cho lúng túng.

Ông tin chắc là Airy sai lầm vì hoài nghi định luật của Newton. Điều này có nghĩa là hẳn phải có một hành tinh thứ tám chưa phát hiện nằm ở đâu đấy trên bầu trời. Nhưng ở đâu?

Lúc rời khỏi kho sách, Adams suy nghĩ liên miên về vấn đề này. Ông rẽ sang phố Trinity và đi bộ dọc theo các tòa nhà im ắng trở về khu phòng ở của trường Đại học, nơi ông đang sống. Trong lúc bước đi, một tham vọng lớn ám ảnh ông. Ông quyết định:

- Mình sẽ tính toán liệu chuyển động của Thiên Vương tinh có thể được giải thích bằng hành tinh thứ tám hay không? Kế đến, nếu giải thích được mình sẽ tìm cách vẽ ra quỹ đạo của nó. Như vậy có thể sẽ dẫn đến việc phát hiện nó!

Phải mất hai năm trước khi ông bắt đầu lao vào cuộc nghiên cứu toán học phức tạp này. Trước tiên, ông phải học tập để lấy bằng cử nhân, mà ông sẽ nhận vào đầu năm 1834. Sau đó là hàng loạt các nhiệm vụ dạy. Trong lúc đó, ông nói với James Challis, giáo sư thiên văn tại Cambridge,về kế hoạch của mình. Challis nhiệt tình giúp đỡ, ông trao cho Adams một số sách tuyển chọn từ giá sách chật ních trong phòng làm việc và nói:

- Đây là những quyển sách mà anh cần. Hãy cho tôi biết nếu tôi có thể giúp anh bằng bất kỳ cách nào khác.

Cuối cùng, kỳ nghỉ hè đã đến, Adams có thời gian để bắt đầu công việc tính toán của mình. Mang theo một rương đầy sách, ông lên đường bằng xe ngựa trở về trang trại của gia đình ở Lidcot, Cornwall. Tại đấy, ông sẽ có được sự thư thái và yên tĩnh mà ông cần.

Suốt kỳ nghỉ, Adams vật lộn với nghiên cứu. Ông ra ngoài tản bộ với người em trai là George, nhưng hầu như không để ý đến mọi thứ xung quanh mình. Đầu óc của ông tràn ngập các phương trình và dữ liệu tích lũy từ hàng trăm lần quan sát về Thiên Vương tinh. Mỗi tối, ông ngồi bên bàn đến tận khuya trong phòng khách, chép lại các cột con số, cộng và trừ, đưa kết quả cho George để kiểm tra, cho tới lúc George van nài ông nên đi ngủ. Nhưng Adams thì thầm: “ Một phút nữa thôi!”, và tiếp tục làm việc trong nhiều giờ lâu hơn. Tất cả những gì ông muốn là tính toán phải được làm xong.

Đến lúc trở lại Cambridge vào tháng Mười, ông đã có một giải pháp sơ bộ. Ông phấn khích thông báo với Challis biết kết quả của mình:

- Tôi tin chắc có một hành tinh khác đang chuyển động ngoài tầm của Thên Vương tinh. Nhưng tôi phải có thêm dữ liệu trước khi vẽ ra quỹ đạo một cách chính xác.

 

Challis viết thư cho nhà thiên văn hoàng gia ở đài thiên văn Grrenwich và nhận được các số liệu cơ bản rất sớm.

Adams biết rằng Airy, nhà thiên văn hoàng gia, rút ra dữ liệu quan trọng từ những lần quan sát thực hiện trong tám năm từ 1818 đến 1826. Ông hỏi Challis:

- Giáo sư có thể giúp tôi có được các số liệu ấy không?

Challis rất vui lòng giúp chàng sinh viên của mình. Ông viết thư cho nhà thiên văn hoàng gia ở đài thiên văn GreenWich và nhận được các số liệu cơ bản rất sớm.

Tuy nhiên, Adams chưa làm việc với các số liệu này trong một thời gian. Ông có các nhiệm vụ của trường đại học chiếm phần lớn thời gian của ông. Thay vì tìm cách phát hiện một hành tinh mới, ông phải tập trung vào các công việc hành chính và việc dạy.

Mùa xuân năm 1844, ông dành ra thời gian từ nhiệm vụ của trường đại học để lập ra các công thức mà ông cần, nhưng ông vẫn phải xem các quan sát thực tế tương thích với các công thức này như thế nào. Mãi đến tháng Chín ông mới hoàn tất công việc. Nhưng đến lúc ấy, ông lại có kích thước của hành tinh chưa được biết và quỹ đạo chính xác của nó.

Ông hãnh diện trình bày các kết quả với Challis. Giáo sư hăm hở xem xét chúng. Đó là một bản phân tích toán học xuất sắc, rất chi tiết về hành tinh được đoán trước. Challis đề xuất:

- Anh phải gửi ngay các kết quả này đến nhà thiên văn hoàng gia!

Adams đáp:

- Tôi sẽ mang chúng đến ông ấy. Tôi sắp sửa về nhà ở Cornwall và sẽ giao chúng trên đường đi.

Challis đồng ý đây là một sáng kiến và viết thư giới thiệu nhà toán học trẻ với nhà thiên văn hoàng gia. Nhưng lúc Adams đến đài thiên văn Greenwich, ông được biết là Airy đang dự một hội nghị ở Paris. Thất vọng, ông để lại thư giới thiệu và đi về Cornwall.

Một tuần sau, Airy trở về và bắt gặp bức thư. Ông lập tức viết cho Challis:

- Tôi rất quan tâm đến các nghiên cứu của ông Adams. Tôi lấy làm vui mừng được nghe về chúng qua bức thư của ông ấy.

Tuy nhiên, Adams vẫn muốn đích thân giao các kết quả của mình. Trở về từ Cornwall gần cuối tháng Mười, ông thử một lần nữa. Vào buổi sáng, ông tìm đến nhà thiên văn hoàng gia tại ngôi nhà đường bệ, nhưng chỉ gặp người quản gia. Ông để lại danh thiếp để chứng tỏ rằng ông có đến và cũng để lại các kết quả quý giá, hẹn sẽ trở lại vào buổi chiều.

Khi trở lại vào khoảng bốn giờ, ông tin chắc ít ra mình sẽ gặp nhà thiên văn vĩ đại và có thể giải thích công việc của mình. Nhưng người quản gia ngoảnh mặt với ông và nói một cách kiêu căng khinh miệt:

- Nhà thiên văn hoàng gia đang ăn và không muốn bị quấy rầy.

Thật ra, người quản gia muốn bảo vệ chủ mình không bị quấy rầy trong bữa ăn. Ông ta không hề nói với nhà thiên văn hoàng gia về sự đến viếng của Adams. Nhưng Adams không biết điều này nên rất tức giận. Ông nghĩ:

- Nhà thiên văn hoàng gia coi bữa ăn quan trọng hơn cả hành tinh mới của mình. Thậm chí ông ấy không buồn gặp mình.

Adams trở về Cambridge, nhưng ông đã để lại phía sau các dữ liệu rất quan trọng. Trong đó, ông đoán trước rằng hành tinh chưa được biết đến sẽ nằm trên một quỹ đạo cách xa Mặt trời 4,5 tỉ km, tức xa xấp xỉ gấp đôi so với Thiên Vương tinh. Trọng lượng của nó hơi kém một chút so với Thiên Vương tinh, và nặng gần 17 lần so với Trái đất. Ông cũng nói đúng chỗ mà nó đã nằm trên bầu trời ba tuần trước đó.

Tiên đoán này là một kỳ công đặc biệt về toán học. Tuy nhiên, nhà thiên văn hoàng gia không nhiệt tình với nó; nếu đúng như vậy, nó sẽ cho thấy là ông sai. Ông vẫn tin rằng các sai số trong chuyển động của Thiên Vương tinh chỉ là biểu kiến, rằng định luật vạn vật hấp dẫn của Newton không thể đúng nếu ở quá xa Mặt trời. Ông hoài nghi tự hỏi;

- Liệu có người trẻ 26 tuổi tầm thường nào đó thực sự giải quyết một bí ẩn đã gây rối cho các nhà thiên văn hàng đầu trong nhiều năm không nhỉ?

Về phần Airy thì quá ôm đồm. Ông có thể dễ dàng kiểm tra sự tiên đoán bằng cách hướng kính viễn vọng của đài thiên văn Greenwich lên bầu trời, nơi mà Adams đã chỉ ra. Thay vào đó, ông trì hoãn bằng cách viết một bức thư không cam kết gửi Adams, yêu cầu thêm thông tin nhưng lại là thông tin không cần thiết.

Nhà toán học trẻ đáng thương rất lúng túng. Ông đã nhiệt tình trao các kết quả của toàn bộ công việc khó nhọc của mình cho quan chức hàng đầu của ngành thiên văn Anh. Giờ đây, ông hoàn toàn thất vọng và từ bỏ ý định thuyết phục Airy về công trình đáng giá của mình. Ông nói:

- Tôi đã làm tất cả những gì mà tôi có thể.

Trong lúc đó, một nhà thiên văn trẻ tài giỏi ở Paris đã bắt đầu làm việc với cùng vấn đề ấy. Tên ông là Urbain jean Joseph Leverrier(2), ông lớn hơn Adams tám tuổi. Leverrier rất vui thích trong việc phân tích toán học phức tạp và dai dẳng. Giờ đây, được nhà thiên văn hàng đầu người Pháp là Francois Arago khuyến khích, ông quyết định giải thích sự chuyển động của Thiên Vương tinh.

Ông bắt đầu nghiên cứu từ tháng Sáu năm 1845, chỉ hai tháng trước khi Adams hoàn tất các tính toán của ông ấy. Leverrier miệt mài với công việc, đến tháng 11 ông đã thực hiện phân tích sơ bộ về vấn đề này. Ông tôn trọng sự chính xác chưa từng thấy, ông ghi chép từng sai số đến 1/20 của giây góc. Ông nói với Viện Hàn lâm Khoa học Pháp:

- Nguyên nhân của các sai số là một hành tinh chưa được biết ở xa hơn Thiên Vương tinh.

Nhưng hành tinh này ở đâ và nó to ngần nào? Cúng như Adams, Leverrier thấy rằng nếu ông giải đáp được các câu hỏi ấy, thì các nhà thiên văn có thể phân biệt hành tinh này bằng kính viễn vọng của họ.

Ngày qua ngày, ông đến phòng làm việc ở Trường Bách khoa Paris và vật lộn với hàng ngàn số liệu. Tiếng vó ngựa lọc cọc và tiếng rao của những người bán dạo trên đường phố vọng lên từ phía dưới, nhưng ông hầu như không nghe thấy chúng. Thay đổi các con số và ráp chúng vào các công thức mà ông nghĩ ra, dần dầm ông loại bỏ các khả năng có thể xảy ra. Đến đầu mùa hè năm 1846, ông đã có thể nói hành tinh này sẽ nằm ở đâu vào đầu năm tới. Mặc dù ông không biết nó, nhưng vị trí chỉ khác biệt một độ góc so với tiên đoán của Adams. Ông viết: “ Hãy hy vọng rằng chúng ta sẽ thành công trong việc nhìn thấy hành tinh này, mà vị trí của nó đã được tôi đưa ra”.

Các kết quả của ông được thông báo đến George Airy vào cuối tháng sáu, khiến nhà thiên văn hoàng gia phải khâm phục. Airy nghĩ: “ Adams và Leverrier làm việc độc lập với nhau và có cùng một kết quả. Dù sao, có thể có điều gì đó trong ý tưởng này”.

Vậy là, tám tháng sau khi nhận dữ liệu từ Adams, nhà thiên văn hoàng gia bắt đầu hành động. Ngày 9 tháng Bảy năm 1846, Airy viết thư gửi Challis, yêu cầu ông sử dụng kính viễn vọng khúc xạ 30,5cm để tìm hành tinh này. Lúc bấy giờ, kính viễn vọng tại Cambridge là kính lớn nhất ở Anh. Ông viết: “ Tôi đề nghị ông tìm ba lần trên một dải bầu trời dài 30 độ và rộng 10 độ, lập bản đồ tất cả các sao sáng. Bằng cách này, cuối cùng rồi ông sẽ tìm ra hành tinh ấy nếu nó có ở đấy”.

Có khoảng 3.000 sao để lập bản đồ. Phương pháp tìm kiếm này không hiệu quả, có phần nào giống như cố tìm một người bạn trong khán đài rộng bằng cách theo dõi người trên từng chỗ ngồi. Tuy nhiên, Challis vẫn đồng ý thử nó.

Trong lúc đó, Leverrier đưa ra một tiên đoán chính xác đáng kinh ngạc về vị trí của hành tinh và gửi đến Viện Hàn lâm Khoa học Pháp vào cuối thnags Tám. Ông phấn khích viết thêm: “ Hành tinh này hiện đang nằm ở vị trí rất dễ quan sát. Đĩa của nó sẽ xuất hiện gần như cực đại, chiều rộng khoảng 3,3 giây góc”.

Tuy nhiên, các nhà thiên văn Pháp không hành động gì cả. Cũng như Airy, họ nghi ngờ một người trẻ tuổi chỉ dùng giấy bút để đạt được thành công lớn. Thậm chí không một ai trong số họ đề nghị hướng kính viễn vọng đến vị trí mà Leverrier đã tính toán.

Lòng ông dâng lên nỗi tuyệt vọng, ông buồn bã thốt lên:

“ Giá mà mình có riêng một kính viễn vọng!”

Sau đó ông chợt nhớ đến Johann Gottfried Galle, một nhà thiên văn trẻ ở đài thiên văn Berlin, người đã viết thư cho ông trước đây về một vấn đề khác.

Ngày 18 tháng Chín 1846, Leverrier viết thư gửi Galle, van nài ông ấy tìm kiếm hành tinh này. Cùng với bức thư là tất cả dữ liệu mô tả quỹ đạo của nó.

Galle chộp lấy ý tưởng này ngay lập tức. Ông hỏi Johann Franz Encke, giám đốc cao niên của đài thiên văn:

- Tôi có thể tìm hành tinh này được không?

Encke thì thào với vẻ cáu kỉnh:

- Nghe ra như thể mất thời giờ đối với tôi.

Galle cầu xin và biện luận về việc rút ngắn thời gian quý báu. Cuối cùng, giám đốc nhượng bộ. Đêm ấy, 23 tháng Chín, mái vòm của đài thiên văn mở trượt ra và kính viễn vọng khúc xạ Fraunhofer 22,8cm xoay đến vùng mà Leverrier đã chỉ ra. Galle ngồi bên chỗ điều khiển, một sinh viên tên là Heinrich Louis d’Arrest ngồi bên bàn làm việc với một bản đồ sao.

Galle hướng chính xác kính viễn vọng vào vị trí do Leverrie dự đoán cho hành tinh vào đêm ấy. Ông thì thào:

- Độ xích kinh đúng 22 giờ 46 phút, độ lệch âm 13 độ 24 phút

Ông háo hức nhìn chăm chú vào vùng nhỏ bé của bầu trời, nhưng ở đấy không có gì giống như một hành tinh cả. Ông nói với d’Arrest:

- Chúng ta sẽ phải tìm xung quanh vùng này. Khi tôi hô to vị trí và dáng vẻ của mỗi thiên thể, anh hãy kiểm tra liệu nó có được đánh dấu trên bản đồ sao hay không?

Thiên thể đầu tiên chắc chắn là một sao. Cái thứ hai cũng thế. Cái thứ ba cũng vậy. Cái thứ tư dường như có cấp sáng 8. Galle hô to vị trí của nó:

- Độ xích kinh đúng 22 giờ 53 phút 25,84 giây.

D’Arrest bồn chồn ráo riết tìm nó. Cuối cùng, ông kêu lên:

- Không có trên bản đồ!

Hai người nhìn nhau chằm chằm, gương mặt họ ngời lên vì phấn khích. Galle thầm thì, hầu như không dám tin nó:

- Đấy là hành tinh thứ tám, chỉ kém một độ so với chỗ mà Leverrier tiên đoán!

Đêm kế tiếp, ông xoay xở để đo chuyển động của nó, như vậy trùng hợp với sự thật nó là hành tinh chưa được biết. Ông hân hoan viết vội bức thư cho Leverrie:

- Hành tinh mà vị trí ông đã chỉ ra thực sự hiện hữu.

Trong vòng vài ngày, Leverrier đặt tên cho hành tinh mới này là Neptune (Hải Vương tinh).

Khi Challis nghe được tin này, ông vẫn bền bỉ tìm kiếm trên bầu trời, theo lời khuyên của Airy. Giờ đây, ông kiểm tra các ghi chép và rất thất vọng biết rằng mình đã trông thấy hành tinh này hai lần mà không nhận ra nó. Ông buồn bã viết thư cho Airy: “ Chỉ sau bốn ngày quan sát, tôi đã tìm được hành tinh này”.

Ông tự trách mình vì không nhận ra hành tinh, nhưng các nhà thiên văn Anh trách Airy nhiều hơn. Chẳng bao lâu, họ phẫn nộ hỏi tại sao ông đã không hành động sớm hơn, thay vì để giải thưởng về tay nước Pháp. Họ nói:

- Adams có quỹ đạo rất lâu trước Leverrier. Ông ấy lẽ ra phải được coi là người phát hiện Hải Vương tinh.

Khi Leverrier nghe được điều này, ông rất đau khổ, ông viết thư cho Airy:

- Nếu ông Adams có kết quả, tại sao ông ấy giữ im lặng? Và tại sao ông không nói đến các kết quả của ông ấy nếu ông biết chúng?

Arago cũng thách thức các quyền đòi hỏi của Anh. Trong một lời phát biểu mỉa mai trước Viện Hàn lâm Khoa học Pháp, ông chế nhạo Airy và Challis vì không hành động đối với các tính toán của Adams hoặc thậm chí không công khai lý thuyết của ông ấy. Ông gào lên:

- Không thấy nói đến bất kỳ công bố nào về công trình của Adams. Không có công bố, làm thế nào chúng tôi có thể tin bất cứ các quyền đòi hỏi này? Ông Adams không có quyền xuất hiện trong lịch sử của phát hiện về hành tinh này!

Cuộc tranh cãi giữa các nhà thiên văn Anh và Pháp tiếp tục trong một năm. Những gì bắt đầu như là cuộc tranh cãi về thiên văn chẳng mấy chốc trở thành cuộc tranh cãi quốc gia giữa hai nước. Trong khi đó, hai người có liên quan nhất, Adams và Leverrier, thì lại không tham dự.

Tháng Sáu 1847, Hiệp hội Vì sự tiến bộ của khoa học Anh tổ chức cuộc họp thường niên. John Herschel, con trai của hoàng đế William IV và bản thân ông là một nhà thiên văn nổi bật, mời Adams và Leverrier đến nhà ông tại Collingwood. Ở đấy họ cùng nhau tản bộ dưới các cây du, rõ ràng là họ khâm phục nhau và hoàn toàn không ghen tỵ. Họ vẫn là bạn của nhau trong quãng đời còn lại của họ.

.

.

Adams và Leverrier chứng minh rằng định luật vạn vật hấp dẫn của Newton có thể được dùng để suy ra sự hiện hữu của các thiên thể ở xa trong vũ trụ. Từ đó, các phương pháp của họ giúp thực hiện thêm các phát hiện.

Qua nghiên cứu sự chuyển động của Thiên Vương tinh và Hải Vương tinh, Percival Lowell ở Arizona quyết định rằng hẳn phải còn có một hành tinh khác để giải thích sự không ổn định trong chuyển động của chúng. Vì thế, một cuộc tìm kiếm bắt đầu cho hành tinh thứ chín trong hệ Mặt trời. Sau nhiều năm, nó được phát hiện khi một người phụ tá đài thiên văn Lowell tên là Clyde W. Tombaugh nhận dạng ra nó vào ngày 18 tháng hai năm 1930. Hành tinh này được đặt tên là Pluto (Diêm Vương tinh).

Các phương pháp tương tự đã cho thấy rằng các sao khác ngoài hệ Mặt trời ra cũng có các hành tinh riêng của chúng. Bằng cách nghiên cứu bất cứ độ lệch nào so với điều mong đợi trong cách chuyển động của một sao, các nhà thiên văn có thể suy ra sự hiện diện của một hành tinh và kích thước của nó. Một trong những phát hiện gần đây nhất được Peter van der Kamp, giám đốc đài thiên văn Sproul ở bang Pennsylvania (Mỹ) thông báo vào tháng tư 1963. Thuộc về sao Barnard, nó cách xa 6 năm ánh sáng và nặng gần 500 lần so với Trái đất.

Tuy nhiên, phương pháp này chỉ có tác dụng đối với các sao ở gần, mà chuyển động của chúng có thể được nghiên cứu kỹ. Hàng triệu các sao khác có thể có các hành tinh kèm theo, nhưng ngày nay các nhà thiên văn không hy vọng sẽ phát hiện được chúng.

Chú thích:

(1) John Couch Adams (1819-1892). Nhà thiên văn người Anh tiên đoán sự hiện diện và vị trí của Hải Vương tinh bằng cách tính toán quỹ đạo không theo quy luật của Thiên Vương tinh.

(2) Urbain Jean Joseph Leverrier (1811-1877). Nhà thiên văn người Pháp, viện sĩ Viện Hàn lâm Khoa học Paris từ năm 1846. Qua nghiên cứu sự không ổn định trong chuyển động của Thiên Vương tinh, ông tiên đoán chính xác sự hiện diện, vị trí và quỹ đạo của Hải Vương tinh.

FRAUNHOFER & KIRCHHOFF

Căn buồng rộng tối om chỉ trừ một tia hẹp của ánh sáng Mặt trời chiếu qua khe thẳng đứng trên màn che cửa sổ. Ngồi cách cửa sổ bảy mét, Joseph von Fraunhofer(1) điều chỉnh một lăng kính làm bằng thủy tinh flint (thủy tinh nặng) đặt phía trước kính viễn vọng nhỏ của một máy kinh vĩ. Ánh sáng Mặt trời đi vào lăng kính, khúc xạ trong đó rồi đi vào kính viễn vọng nhỏ. Nhìn qua kính viễn vọng, Fraunhofer có thể thấy quang phổ của ánh sáng Mặt trời dưới độ phóng đại lớn.

Ông thận trọng điều chỉnh thị kính của kính viễn vọng cho tới khi quang phổ được hội tụ sắc nét. Ông hy vọng được nhìn thấy các dải màu, cũng như Newton đã làm. Đấy là những gì ông được thấy - nhưng ông cũng thấy hàng trăm vạch sẫm rất mịn chạy xuống trong quang phổ!

Bối rối, ông lau thị kính và nhìn một lần nữa, nhưng các vạch vẫn còn đó. Ông lẩm bẩm:

- Có lẽ khiếm khuyết nào đấy trong lăng kính.

Ông đứng dậy đổi lăng kính khác. Nhưng lúc quan sát lại quang phổ, ông vẫn thấy các vạch bí ẩn kia.

Cuối cùng, ông quyết định rằng các vạch là một phần của ánh sáng Mặt trời. Nhưng chúng là gì? Liệu chúng cũng xuất hiện trong các loại ánh sáng khác hay không?

Fraunhofer muốn khám phá bởi vì ông cảm thấy càng hiểu nhiều về ánh sáng thì mình sẽ chế tạo các thấu kính càng tốt hơn. Ông nổi tiếng vì các kính viễn vọng khúc xạ mà ông đã thiết kế, nhưng ông không bao giờ ngừng tìm cách chế tạo những kính viễn vọng tốt hơn. Công ty Utzschneider – Reichenbach của Áo, mà ông đang làm việc cho họ, nhận ra rằng chàng trai trẻ Fraunhofer không chỉ là một nhà kỹ thuật, mà còn là một nhà nghiên cứu. Do nghiên cứu của ông tỏ ra hữu ích đối với công ty, nên họ để ông làm thí nghiệm khi ông muốn.

Sau đó, Fraunhofer khảo sát quang phổ của ánh sáng nến. Ông ngạc nhiên vì không thấy các vạch sẫm, nhưng có hai vạch vàng sáng chói trong phần vàng của quang phổ. Điều này nghĩa là gì?

Ông chưa hiểu được điều này, nhưng ít ra ông đã khám phá được rằng không phải tất cả các loại ánh sáng đều giống nhau. Ông quyết tâm phải mô tả các vạch kỳ lạ trong ánh sáng Mặt trời. Một số vạch sẫm hơn một số khác và nổi bật như các thanh rõ ràng: một vạch trong phần đỏ, một vạch dày trong phần xanh dương, hai vạch sít nhau trong phần vàng.v.v…

Ông chợt nhớ lại các vạch sáng chói trong phần vàng của ánh sáng nến và kêu lên:

- Hai vạch trong phần vàng

Trở lại với quang phổ của ánh sáng nến, ông kiểm tra vị trí chính xác của hai vạch sáng chói. Chúng nằm cũng ngay chỗ ấy như các vạch sẫm trong phần vàng trong quang phổ của ánh sáng Mặt trời..

Không hiểu điều này nghĩa là gì, Fraunhofer ghi chép nó, rồi tiếp tục khảo sát quang phổ của ánh sáng Mặt trời. Ông quyết định lập một biểu đồ của tất cả các vạch sẫm mà ông thấy. Có tám vạch nổi bật đặc biệt, ông đánh dấu chúng bằng các chữ cái, từ A đến H. Dùng thước panme tự tạo, ông chỉ đo xem các vạch này cách nhau bao xa trong kính viễn vọng và cẩn thận vẽ chúng lên biểu đồ. Kế đến, ông vẽ tất cả các vạch mờ hơn ở giữa. Đây là công việc mất nhiều thời gian và vất vả, nhưng ông kiên trì làm hết ngày này sang ngày khác cho tới khi mắt ông đỏ ngầu và người mệt lử. Rốt cuộc, ông đã ghi ra tất cả là 574 vạch, còn nhiều vạch khác nằm quá sít nhau nên ông không đếm hết.

Bị mê hoặc bởi các vạch quang phổ bí ẩn, Fraunhofer quyết đinh nghiên cứu ánh sáng từ các hành tinh và các sao. Ông muốn biết liệu ánh sáng của chúng cũng có các vạch giống như ánh sáng Mặt trời hay không.

Để làm điều đó, ông chế tạo một kính viễn vọng khúc xạ 11,2cm và lắp phía trước nó một lăng kính. Lúc hoàn tất, ông mang chiếc kính viễn vọng đặc biệt này lên căn buồng riêng của mình, ngay khi trời tối, ông bắt đầu nhìn vào Kim tinh. Lần này, không cần màn che cửa sổ và khe hở, bởi vì trong căn buồng có rất ít ánh sáng.

.

Chăm chú nhìn thật kỹ, Fraunhofer thấy ánh sáng của Kim tinh cũng có các vạch sẫm quang phổ, mặc dù chúng chỉ được nhìn thấy trong phần đỏ và phần tím của quang phổ, nói chung, chúng xuất hiện mờ nhất. Mặt khác, quang phổ này hình như giống với quang phổ mà ông đã thấy với ánh sáng Mặt trời. Đây là điều ông mong đợi, bởi lẽ Kim tinh và các hành tinh khác chiếu sáng bằng phản xạ ánh sáng Mặt trời, chứ không có ánh sáng của riêng chúng. Tuy nhiên, để kiểm tra thêm, ông đo các vị trí và các vạch chính bằng thước panme tự tạo. Hóa ra, chúng giống hệt với các vạch trong quang phổ ánh sáng Mặt trời.

Giờ đây, Fraunhofer chuyển sang một số sao. Chọn sao sáng nhất để bắt đầu, ông nhìn vào sao Sirius rồi thốt lên: “ Chỉ có ba dải sẫm!”.

Ông quan sát cho tới khi chảy nước mắt, nhưng vẫn không thấy bất cứ vạch nào. Quang phổ này hoàn toàn khác với quang phổ ánh sáng Mặt trời. Ông ghi lại: “ Một vạch trong phần xanh lục và hai vạch trong phần xanh dương”.

 

Nhưng các vạch này nghĩa là gì? Fraunhofer nhận ra rằng mình vấp phải một số bí ẩn của các sao. Những vạch kỳ lạ này mang một mã thông tin. Ông không đọc được mã, nhưng ông vẫn tiếp ục săn tìm các quang phổ. Ông thấy rằng sao Castor giống như sao Sirius, nhưng bốn sao khác – Pollux, Capella, Betelgeuse và Procyon – giống với sao của chúng ta, đó là Mặt trời. Trong cả bốn sao này, ông thấy chúng cũng có hai vạch D trong quang phổ ánh sáng Mặt trời.

Đấy là giới hạn mà ông đã tới được. Năm 1815, ông thông báo các kết quả cho Viện Hàn lâm Munich. Tuy nhiên, ông không tìm được cách giải thích chúng. Các mã quang phổ vẫn chưa được giải.

Người giải được các mã là Gustav Robert Kirchhoff(1), giáo sư vật lý tại Đại học Heidelberg ở Đức. Ông có tính tỉ mỉ và có phần nào ra vẻ mô phạm.

Ông nghiên cứu quang phổ không phải bắt đầu từ các vạch sẫm, mà là các vạch sáng chói. Cùng với Robert Wilhelm Bunsen, giáo sư hóa học cùng Đại học ấy, Kirchhoff đang khảo sát một hiện tượng là các nguyên tố hóa học phát ra ánh sáng khi bị nung nóng. Họ dùng một loại đèn xì đặc biệt đốt bằng khí do Bunsen sáng chế để nung nóng các hóa chất. Khi đưa một hóa chất vào ngọn lửa của đèn xì, họ thấy rằng mỗi hóa chất khác nhau nhuộm màu cho ngọn lửa bằng màu đặc biệt của riêng nó, đó là cách để nhận dạng hóa chất.

Nhìn ngọn lửa qua một lăng kính quang phổ - kính này là mẫu cải tiến từ máy kinh vĩ lắp kính viễn vọng nhỏ của Fraunhofer – hai ông phát hiện rằng mỗi màu đặc biệt tạo ra các dải ánh sáng của riêng nó, chỉ nằm trong các phần nào đó của quang phổ. Như vậy, muối ăn phát ra ánh sáng vàng chói; trong kính quang phổ, ánh sáng này thể hiện dưới dạng hai vạch sáng chói sít nhau trong phần vàng của quang phổ. Hai vạch này giống với hai vạch mà Fraunhofer đã đánh dấu là các vạch D. Muối ăn chứa natri, vây hai vạch D sáng chói là mã quang phổ của natri.

Nung nóng các hóa chất cóa chứa nguyên tố khác, hai ông cũng tìm ra mã của chúng. Một vạch đỏ sáng chói cộng với một vạch cam sáng chói nghĩa là lithi. Bari biểu lộ bằng bốn vạch sáng chói của các màu khác nhau. Đối với sắt thì có trên một ngàn vạch. Chẳng bao lâu, hai ông biết rằng khi một nguyên tố hóa học bị nung nóng đến một điểm mà tại đấy nó phát ra ánh sáng, thì ánh sáng chỉ xuất hiện trong các phần nào đó của quang phổ chứ không phải ở các phần khác. Một số nguyên tố phát ra ánh sáng ở nhiều phần, một số khác phát ra ánh sáng chỉ ở vài phần. Nhưng tất cả đều có một mẫu đặc biệt.

Một khi đã thiết lập các mẫu này, Kirchhoff bắt đầu thắc mắc về các vạch sẫm mà Fraunhofer đã phát hiện. Các vạch sẫm thì ngược lại: chúng cho biết là không có ánh sáng phát ra ở các phần của quang phổ nơi mà chúng xuất hiện. Tại sao lại như vậy?

 

Cách hoạt động của kính quang phổ: ánh sáng đi qua một khe hẹp và được một thấu kính chia thành hai chùm tia song song. Kế đến, ánh sáng bị khúc xạ bởi một lăng kính, lăng kính này tách các màu thành phần. Các màu được hội tụ bởi một thấu kính khác, cho ra quang phổ sắc nét. Quang phổ có thể được quan sát trên bức màn (như hình trên), hoặc qua thị kính phóng đại nó.

Để tìm cách giải đáp vấn đề này, Kirchhoff chuẩn bị một loạt thí nghiệm mới bắt đầu tiến hành vào một buổi sáng trời nắng tháng Mười năm 1859. Bước vào phòng thí nghiệm đã sẵn sang với đèn xì Bunsen và muối ăn để cho ra ánh sáng vàng chói của natri. Nhưng lần này thay vì nhìn vào natri, ông bố trí kính quang phổ sao cho có thể khảo sát ánh sáng Mặt trời từ cửa sổ sau khi nó đã đi qua ngọn lửa natri. Ngồi trên chiếc ghế đẩu, ông dự đoán: “ Mình sẽ thấy tất cả các vạch sẫm trong ánh sáng Mặt trời, ngoại trừ hai vạch D. Các vạch D này sẽ bị phủ bởi các vạch D sáng chói từ natri”.

Ông nhìn chăm chú qua kính quang phổ để biết xem dự đoán của mình có đúng hay không. Rồi ông nín thở: các vạch D sẫm không biến mất; trái lại, chúng rõ nét hơn bao giờ hết! Ông trầm ngâm nói một mình: “ Ngọn lửa natri hẳn là đã ngừng phát ra các vạch sáng chói của nó. Nó làm như vậy là do ánh sáng Mặt trời”.

Ông không thể hình dung tại sao điều này đáng lẽ phải xảy ra. Phải chăng độ sáng của ánh sáng Mặt trời có cái gì đó liên quan với nó? Để tìm giải đáp, ông thử giảm bớt lượng ánh sáng Mặt trời chiếu đến ngọn lửa natri. Khi ánh sáng Mặt trời trở nên lờ mờ, ông thấy các vạch D sẫm cũng mờ dần. Thế rồi, bất chượt hai vạch D sáng chói nổi bật lên trở lại trong quang phổ. Kirchhoff nhận xét:

- Khi ánh sáng Mặt trời đủ mờ, ngọn lửa natri phát ra ánh sáng vàng trở lại. Nhưng tại sao nó ngưng phát sáng?

Để tìm giải đáp, ông quyết đinh truyền ánh sáng trắng thuần khiết không có các vạch sẫm qua ngọn lửa. Các vạch sẫm khác trong ánh sáng Mặt trời khiến ông khó biết chính xác điều gì xảy ra với quang phổ natri.

Để có được ánh sáng trắng, ông dùng một đèn xì Drummond. Ánh sáng của đèn này bắt nguồn từ vôi được nung nóng trắng bằng khí oxy-hydro. Qua kính quang phổ, ánh sáng này cho thấy toàn bộ quang phổ của các màu; mỗi màu đều thuần khiết và không có các vạch sẫm chạy xuống dưới nó.

Giờ đây, ông xê dịch ngọn lửa natri giữa kính quang phổ và đèn xì rồi quan sát lại. Ông thấy hai vạch D đều ổn cả, nhưng chúng sẫm.

Không hiểu sao ngọn lửa ngưng ánh sáng vàng từ đèn tạo ra các vạch trong quang phổ.

Ông phấn khởi nhận ra rằng đây không phải là sự trùng hợp ngẫu nhiên. Các nguyên tử natri trong ngọn lửa đã hấp thụ ánh sáng ở đúng ngay các phần của quang phổ, nơi mà chúng thường phát ra ánh sáng. Ông nhận xét:

- Do natri chỉ hấp thụ ánh sáng ở hai vạch D, các vạch sẫm này nhận ra natri cũng tốt như các vạch sáng chói tương ứng của chúng.

Giờ đây, Kirchhoff bắt đầu kiểm tra liệu các nguyên tố hóa học khác cũng lộ ra mã giống hệt này của các vạch sẫm hay không. Ông thấy rằng trong từng trường hợp, miễn là ánh sáng phía sau đủ sáng thì chúng lộ ra. Ngày 15 tháng Mười hai 1859, ông gửi tin về phát hiện của mình cho Viện Hàn lâm Berlin.

Khi đã tiến xa trong việc giải thích ý nghĩ của các vạch sẫm quang phổ, Kirchhoff cũng bắt đầu hiểu tại sao các vạch sẫm hiện diện trong ánh sáng Mặt trời. Ông lập luận:

- Chúng hiện diện bởi vì ánh sáng Mặt trời không thuần khiết. Ở đâu đấy trên hành trình đến Trái đất, các phần của ánh sáng bị hấp thụ, để lại vạch sẫm trong quang phổ.

Nhưng cái gì có thể hấp thụ các phần của ánh sáng Mặt trời theo cách này? Lập luận từ các thí nghiệm với đèn sáng chói và ngọn lửa natri mờ dần, ông suy ra là ánh sáng Mặt trời sáng chói phải đi qua một số hơi nước mờ hơn trước khi đến Trái đất. Và do có nhiều vạch sẫm đến mức ông tin chắc rằng hơi nước này hẳn phải có rất nhiều nguyên tố hóa học khác nhau.

.

Nhưng các nguyên tố này ở đâu? Chúng không có trong không gian. Sự thật vụt lóe lên trong đầu ông: chúng có trong bản thân Mặt trời. Ông thốt lên: “ Mặt trời phải là một nhà máy hóa chất khổng lồ! Bên ngoài của nó hẳn là kém sáng chói hơn bên trong, do đó bên ngoài hấp thụ ánh sáng phát ra từ bên trong”.

Kirchhoff rất hoan hỷ nhận ra rằng mình đã phát hiện một cách chính xác đáng ngạc nhiên để phân tích Mặt trời. Ngồi lặng lẽ trong phòng thí nghiệm ở Heidelberg, ông có thể thăm dò một cách tinh vi và chắc chắn vào các bí ẩn của khối khí khổng lồ đang rực cháy này cách xa khoảng 150 triệu km.

Với sự cần cù như thường lệ, ông bắt đầu công việc vất vả để nhận dạng nhiều vạch sẫm quang phổ lẫn lộn với nhau trong ánh sáng Mặt trời. Dần dần, ông lần lượt kiểm tra các vạch và phát hiện hết kim loại này sang kim loại khác: natri, sắt, magiee, canxi, crom, đồng, kẽm, bari, niken – tất cả đều có ở đấy.

Tiếp tục đi xa hơn, ông lập một họa đồ chi tiết rất đẹp về quang phổ ánh sáng Mặt trời, cẩn thận vẽ chúng ra tất cả. Ông dùng ba loại bóng mờ của bút chì để mô tả các cường độ khác nhau của vạch.

Giữa chừng của công việc chi tiết tỉ mỉ này, mắt ông phải cố gắng quá sức và trở nên quá yếu nên không thể tiếp tục. Ông giao phần còn lại cho một học trò tên là Hofman.

Khi hoàn thành, họa đồ dài gần 2,5m và trình bày 2.000 vạch riêng rẽ. Tuy nhiên, tỉ mỉ như nó vốn có, họa đồ này có lẽ chỉ kém 1/10 số vạch so với một họa đồ hiện đại được lập bằng phương pháp chụp ảnh.

Chú thích:

(1) Joseph von Fraunhofer (1787-1826). Nhà vật lý và chế tạo dụng cụ quang học người Đức. Ông nghiên cứu quang phổ của Mặt trời, các hành tinh và các sao; cải tiến kính thiên văn và các dụng cụ quang học khác giúp cho thị giác. Ông được coi là cha đẻ của thiên văn vật lý vì đã mở đầu cho ngành quang phổ thiên văn.

(2) Gustav Robert Kirchhoff ( 1824-1887). Nhà vật lý người Đức. Cùng với Bunsen, ông chế tạo kính quang phổ và giải thích các vạch Fraunhofer, dẫn tới phát hiện hai nguyên tố xesi và rubidi. Ông cũng đẻ ra các định luật Kirchhoff.

 

HUGGINS

Kirchhoff đã đưa ra cách phân tích ánh sáng của Mặt trời, hành tinh và sao. Nhưng đối với William Huggins(1) nhà thiên văn nghiệp dư người Anh sống tại Tulse Hill gần London, công việc này là một nguồn cảm hứng. Ông nhiệt tình kêu lên:

- Đây là cách để vén lên bức màn mà trước đây chưa hề được vén! Bây giờ mình sẽ bắt đầu phân tích các sao.

 

Tuy nhiên, ông biết rằng cần phải tìm hiểu thêm về phân tích quang phổ trước khi ông có thể làm được điều này. May thay, một người bạn và là người láng giềng của ông là một chuyên gia phân tích quang phổ trong phòng thí nghiệm. Người bạn này là William Allen Miller, giáo sư hóa học tại Đại học King ở London.

Vào một tối mùa đông tháng Giêng 1862, Huggins đi nghe Miller thuyết trình đề tài này ở London. Sau đó hai người thuê một xe ngựa đưa họ trở về Tulse Hill. Khi con ngựa chạy nước kiệu qua các đường phố im ắng của London rồi ra miền đồng quê, Huggins nói với Miller về kế hoạch của mình:

- Tối nay, ông hãy mô tả các phương pháp của Kirchhoff. Tôi muốn áp dụng chúng để phân tích ánh sáng sao. Ông giúp tôi được chứ?

Miller đáp:

- Nghe ra có vẻ là một việc làm táo bạo. Đây là điều chắc chắn tôi sẽ giúp.

Lúc xe ngựa về đến nhà số 90 Upper Tulse Hill, họ bắt đầu thực hiện kế hoạch. Huggins hăm hở nói:

- Mời ông vào và xem các thiết bị của tôi.

Kề ben ngôi nhà là đài quan sát riêng của ông. Đấy là một kiến trúc không lớn với một mái vòm đường kính 3,6m, bên trong có vài kính viễn vọng khá nhỏ. Cái tốt nhất là kính viễn vọng khúc xạ quay bằng đồng hồ cơ học, với một vật kính đặc biệt được làm ra bởi Avan Clark, nhà chế tạo thấu kính người Mỹ có tiếng. Huggins hãnh diện nói:

- Chúng ta sẽ dùng kính viễn vọng này, nhưng cần phải lắp vào nó một kính quang phổ. Ông có kính quang phổ nào vừa với nó không?

Miller lắc đầu nói:

- Chẳng có gì liên quan đến công việc này cả. Không ai có kính quang phổ vừa với nó. Chúng ta sẽ phải thiết kế một kính quang phổ để tương thích với nó

Ông trầm ngâm chăm chú nhìn quanh đài quan sát nhỏ bé rồi nói thêm:

- Chúng ta sẽ phải nhận dạng các quang phổ sao bằng cách so sánh chúng với quang phổ của các hóa chất có trên Trái đất. Tôi sẽ dựng tạm một máy phát tia lửa điện để tạo ra sự so sánh các quang phổ.

Hai ông nhanh chóng bắt tay vào thiết kế và thu thập các thứ cần thiết cho máy phát tia lửa điện.Huggins là một người độc thân giàu có, bỏ ra nhiều ngày đi khắp London cố sức nài ép các nhà chế tạo dụng cụ. Một hôm, Miller mừng rỡ bước vào với một cuộn dây cảm ứng to tướng và các dãy acquy để phát tia lửa điện. Bằng cách so sánh tia lửa giữa các kim loại khác nhau, ông có thể thu được quang phổ của các kim loại ấy. Với các quang phổ này, ông sẽ so sánh với các quang phổ trong ánh sáng sao.

Cuối cùng, mọi thứ đã được lắp ráp và chiếc kính viễn vọng khúc xạ Clark, với kính quang phổ gắn ở thị kính, được đưa vào hoạt động. Hugins ngồi bên chỗ điều khiển kính viễn vọng, Miller lo phần máy phát tia lửa điện. Đối với mỗi sao, họ lần lượt kiểm tra các vạch bằng cách so sánh chúng với một quang phổ tự tạo.

Để thử các phương pháp, họ bắt đầu bằng một quan sát tổng quát. Họ thấy rằng có nhiều nguyên tố kim loại chắc chắn hiện diện trong các sao, cũng như chúng hiện diện trong Mặt trời. Ngày 19 tháng Hai 1863, họ gửi một báo cáo về kết quả sơ bộ cho Hội Hoàng gia.

Kế hoạch tiếp theo là phân tích một hoặc hai sao càng đầy đủ càng tốt. họ quyết định tập trung vào hai sao đỏ nổi bật Betelgeuse và Aldebaran, và một sao rất sáng là Sirius.

Đêm này sang đêm khác, họ cặm cụi trong đài quan sát nhỏ và cố sức nhận dạng các vạch quang phổ mờ nhạt. Đây là công việc cực kỳ khó khăn: không khí luôn luôn nhiễu loạn và các vạch thường nhảy múa trươc mắt họ cho tới khi họ cảm thấy muốn từ bỏ việc quan sát.

Tuy nhiên, họ vẫn kiên trì tiếp tục nhìn vào kính quang phổ, phát tia lửa điện tạo ra quang phổ so sánh, rồi nhìn vào quang phổ sao. Họ cũng thử dùng các thiết bị chụp ảnh thô sơ hiện có lúc bấy giờ, khao khát xác định rõ các vạch chập chờn chư true ngươi trước mắt họ. Họ nghĩ, nếu chụp ảnh được thì họ có thể xem xát các quang phổ sao lúc nhàn rỗi. nhưng họ chẳng mấy thành công trong việc này và phải dựa vào đôi mắt.

.

Sau một năm, họ đã thành công trong việc nhận dạng một số kim loại trong mỗi sao mà họ chọn. Sao Betelgeuse có năm kim loại: natri, sắt, canxi, magie và bismuth. Sao Aldebaran cũng có các kim loại này, ngoài ra còn có telu, antimon và thủy ngân. Sao Sirius chỉ có ba kim loại là natri, sắt và magie, nhưng họ phát hiện trong nó cũng có hydro. Tháng Tư năm 1864, hai ông thông báo:

- Mặc dù có sự thay đổi về các nguyên tố trong các sao, nhưng tất cả chúng đều được cấu trúc trên cùng một quy hoạch hóa học như hệ Mặt trời.

Nhìn vào không gian xa hàng tỉ km, họ phát hiện một số nguyên tố rất giống các nguyên tố hiện diện trên Trái đất.

Sau đó Miller trở về với phòng thí nghiệm của ông ở Đại học King, còn Huggins tiếp tục làm việc một mình. Cuối tháng Tám, họ quyết định khảo sát một tinh vân. Các nhà thiên văn vẫn chưa biết chắc liệu tất cả các vệt ánh sáng kỳ lạ này có thực sự là các hệ sao ở xa, hoặc liệu một số trong chúng là các đám mây khí khổng lồ chiếu sáng.

Huggins nhận ra rằng kính quang phổ đã cho ông một cách phát hiện mới. Cá hệ sao thường tạo ra một quang phổ hoàn toàn đầy đủ các vạch sẫm. Một chất khí chiếu sáng sẽ cho thấy một quang phổ đơn giản chỉ với các vạch sáng chói đối với chất khí đó.

Ngạc nhiên và hồi hộp, Huggins hướng kính viễn vọng đến một tinh vân tròn trong chòm sao Draco (Thiên Long). Tất cả những gì ông thấy là một vạch sáng chói đơn độc. Tinh vân là một khối khí. Giờ đây, ông xoay kính viễn vọng khúc xạ 20,3cm hướng vào đại tinh vân trong chòm sao Orion (Tráng sĩ), tinh vân mà Herschel đã mô tả như là một đốm trắng mù sương. Nó cũng là một khối khí. Ông thắc mắc:

- Liệu các sao sẽ dần dần đặc lại từ các đám mây khổng lồ này chăng?

Nếu đúng như vậy, thì từ đài quan sát nhỏ này ông có thể nhìn vào nơi phát sinh của hàng ngàn sao. Đây là một sự nhìn cảm hứng, nhưng Huggins không thể chứng minh được nó. Ngày nay, các nhà thiên văn cho là ông nghĩ đúng.

Trong những năm tiếp theo, Huggins tiếp tục khảo sát các tinh vân khác. Đến năm 1868, ông đã kiểm tra quang phổ của 70 tinh vân nữa, 1/3 trong số đó hóa ra là các khối khí. Tuy nhiên, số còn lại có các quang phổ sao dài và phức tạp, vì vậy ông biết rằng chúng là các hệ sao rất lớn. Ông cũng chứng minh là có hai loại tinh vân.

Sử dụng ánh sáng, Huggins đã thành công trong việc phân tích hóa học trên quy mô vũ trụ thực sự, nhưng ông biết rằng ánh sáng cũng mang loại thông tin khác. Năm 1842, một giáo sư vật lý người Áo có tên là Christian Doppler đã tiên đoán rằng ánh sáng xuất phát từ một sao sẽ bị thay đổi bởi vận tốc và chuyển hướng chuyển động của sao ấy.

Loại hiệu ứng mà ông nghĩ xuất hiện với âm thanh, các nguyên lý ông đưa ra chủ yếu giải quyết bằng âm thanh. Chúng ta nghe được sự thay đổi trong âm vực của còi tàu hỏa khi nó chạy ngang qua, sự thay đổi này gây ra bởi chuyển động của tàu hỏa. Âm vực của còi nghe chói tai hơn khi tàu đến gần và nhỏ dần khi tàu đi xa. NGuyên nhân là âm thanh di chuyển dưới dạng sóng: sóng dài bứt nguồn từ âm thanh trầm và sóng ngắn bắt nguồn từ âm thanh cao. Khi tàu chạy đến gần, chuyển động của nó tạo ra các sóng ngắn hơn và âm thanh cao hơn. Khi tàu chạy xa dần, các sóng bị kéo ra dài hơn và âm thanh trở nên nhỏ hơn. Doppler lập luận rằng nếu một sao đang chuyển động đủ nhanh, ánh sáng của nó sẽ đổi màu vì một loại nguyên nhân giống như vậy. Ngày nay, chúng ta biết rằng với vận tốc rất cao, sự thay đổi màu này vẫn xảy ra.

Với vận tốc chậm hơn thì không nhìn thấy sự thay đổi màu, trong toàn bộ ánh sáng của sao, nhưng có sự xê dịch trong sắp xếp của các vạch quang phổ. Năm 1848, nhà vật lý người Pháp Armand Hippolyte Fizeau chỉ ra rằng vận tốc càng cao thì sự xê dịch càng lớn. Vậy thì, đây là một cách để hình dung ra vận tốc mà tại đó một sao đang chuyển động. Fizeau cũng nói rằng hướng của sự xê dịch sẽ phụ thuộc vào hướng chuyển động của sao. Nếu sự xê dịch hướng về phần xanh dương, có nghĩa là sao đang tiến tới dần. Nếu sự xê dịch hướng về phần đỏ, có nghĩa là sao đang lùi xa dần.

Sau khi thành công với tinh vân, Huggins chuyển sang tìm cách đo các xê dịch quang phổ. Vấn đề trước tiên của ông là phải quyết định vạch nào là vạch qung phổ tốt nhất để dùng như là điểm quy chiếu.

Để giải quyết vấn đề, ông viết thư cho nhà vật lý nổi tiếng người Scotland là James Clerk Maxwell để xin lời khuyên. Maxwell nói với ông hãy tập trung vào vạch F của hydro.

Mùa xuân năm 1868, nhà thiên văn nghiệp dư không biết mệt mỏi hướng kính viễn vọng vào sao Sirius một lần nữa. Ông thận trọng điều chỉnh các vít của thước panme để thước chỉ ra bất cứ sự thay đổi nào trên vạch F. Giờ này sang giờ khác, nỗ lực của ông gặp phải lúng túng bởi nhiễu loạn trong không khí khiến các vạch phổ chập chờn. Giờ này sang giờ khác, ông vật lộn để giữ khe hở của kính quang phổ, chỉ rộng 0,08mm, để kính hướng chính xác vào sao này. Mặc dù được quay bởi đồng hồ cơ học, nhưng kính viễn vọng thường xuyên cần sự điều chỉnh nhỏ.

Bất chấp những khó khăn lớn, rốt cuộc Huggins cũng thành công. Kích thước của sự thay đổi cực kỳ nhỏ, nhưng nó chỉ ra một vận tốc rất lớn. Ông nhẩm tính:

- Sao Sirius đang chuyển đọng xa dần với vận tốc khoảng 48km/ giây, tức gần 173.000km/giờ.

Ngày 23 tháng Tư, ông gửi bức thư ngắn viết trị số này cho Hội Hoàng gia. Sau đó, ông sửa lại trị số, rút nó xuống còn khoảng 34km/ giây. Trị số này gần giống với trị số ngày nay.

Huggins tiếp tục đo các xê dịch quang phổ. Ông thấy rằng các sao đang chuyển động nhanh theo một cách lộn xộn và ngẫu nhiên. Tuy được gọi là “ sao cố định” và xuất hiện đối với mắt thường, nhưng thật ra chúng hoàn toàn khác về cách hoạt động, thậm chí khác lẫn nhau. Một số sao, chẳng hạn Betelguese, Rigel, Castor và Regulus đang lùi xa dần. Một số sao khác, kể cả Arcturus, Pollux và Vega, đang tiến tới. Tất cả chúng đều di chuyển với vận tốc đáng sợ, tuy vận tốc này dường như nhỏ bởi vì các sao ở quá xa.

Vẫn thử dùng cách chụp ảnh, ông xoay xở để ghi lại các thay đổi này bằng một máy ảnh. Cuối cùng, năm 1876, với sự trợ giúp của các kỹ thuật được cải tiến, ông có được một bức ảnh quang phổ của sao Vega. Sau đó, ông tìm cách để chụp ảnh nhiều quang phổ nữa.

Bằng cách sử dụng phân tích quang phổ, một kỷ nguyên mới bắt đầu trong lịch sử ngành thiên văn. Các kỹ thuật chụp ảnh quang phổ được nhanh chóng cải tiến. Một người Mỹ tên là Henry Draper ghi lại 78 quang phổ khác nhau từ năm 1879 đến năm 1882. Năm 1886, Edward Charles Pickering và những người công sự của ông tại đài thiên văn của Đại học Harvard bắt đầu thực hiện một cuộc khảo sát đầy đủ về các sao ở bầu trời phía bắc. Đến năm 1890, một đài thiên văn mới Harvard xây dựng ở Peru cũng được dùng để quan sát các sao ở bầu trời phía nam. Ngày nay, có trên 15.000 vận tốc sao được biết đến, 360.000 sao được liệt kê tùy theo loại ánh sáng mà chúng phát ra. Với phân tích quang phổ, người ta có thể tìm ra tính chất hóa học của tất cả các sao này.

Nhưng nghiên cứu về ánh sáng sao đòi hỏi con người phải làm nhiều hơn là nói về cơ cấu hóa học của các sao, người ta phải mở ra những cách mới để đo vũ trụ.

Đến năm 1900, tiêu chuẩn so sánh duy nhất được các nhà thiên văn biết đến là thị sai, phép đo này do Bessel sử dụng. Với phép đo thị sai, các khoảng cách đến khoảng 5.000 sao đã được tính toán tỉ mỉ. Tuy nhiên, số sao này chỉ là một phần rất nhỏ trong những sao nhìn thấy. Ngoài ra, tất cả chúng đều là các sao tương đối gần, bởi vì phép đo thị sai không thể dùng đối với sao ở xa hơn. Vì vậy, cá nhà thiên văn tìm cách khác để đo khoảng cách lớn hơn của sao.

Cuối cùng, vào năm 1912, bà Henrietta Swan Leavitt, con gái của một mục sư, có một phát hiện dẫn đến một cuộc cách mạng phép đo khoảng cách. Phát hiện này liên quan đến các sao kỳ lạ gọi là sao biến quang(2) co giãn.

Chú thích:

(1) William Guggins (1824-1910). Nhà thiên văn nghiệp dư người Anh, có đài quan sát riêng gần London. Ông là người tiên phong trong phương pháp phân tích các phổ tạo ra bởi ánh sáng của sao. Từ kết quả của công trình nghiên cứu, ông chứng minh rằng các sao có cùng cấu tạo với các nguyên tố hóa học được tìm thấy trên Trái đất. Ông cũng chứng minh một số tinh vân được cấu tạo từ chất khí.

(2) Sao biến quang. Sao có độ sáng biến thiên. Tùy theo nguyên nhân gây biến quang mà có tên gọi thích ứng: sao biến quang che khuất, sao biến quang co giãn, sao biến quang quay, sao biến quang cộng sinh, sao mới, sao siêu mới.

Henrietta & Swan & Leavitt

Mặc chiếc váy dài và chiếc áo khoác cổ cao, bà Henrietta Swan Leavitt(1) ngồi bên bàn làm việc. Qua cửa sổ, bà có thể thấy các tòa nhà thấp phủ cây leo thường xuân và bốn mái vòm nhỏ của đài thiên văn Đại học Harvard. Trên bàn, trước mặt bà là các chồng ảnh chụp và một chiếc kính hiển vi có công suất thấp.

 

Bà lấy ra một trong số các bức ảnh và đặt nó dưới kính hiển vi. Bức ảnh cho thấy một khối rất lớn phân bố không đồng đều của các sao, đây là khối nhỏ trong hai đám mây Magellan. Cùng với nhau, hai đám mây này trông như các mảnh bị xé ra từ dải Ngân hà. Hai đám mây bụi và sao này, chỉ nhìn thấy từ bầu trời phía nam, đã được chụp ảnh tại Harvard ở Peru.

Giờ đây, bà tra cứu một danh mục đặc biệt của các sao, nó liệt kê 1.777 sao biến quang của hai đám mây này. Bà chăm chú tìm cho tới khi bắt gặp một trong các sao biến quang được liệt kê. Bà ước tính độ sáng của nó, ghi chú thời điểm đã được chụp ảnh. Rồi bà lục tìm trong các ảnh khác cũng sao ấy được chụp ở các thời điểm khác nhau. Mỗi lần tìm ra, bà ghi chú độ sáng của nó và thời điểm đã được chụp ảnh. Rất chậm rãi, bà lập ra một hình vẽ về cách mà ngôi sao khác thường này duy trì chu kỳ mờ nhạt, sáng chói, rồi lại mờ nhạt.

Vài năm trước đó, vào khoảng 1908, một nhà thiên văn khác của đài Harvard tên là Solon I. Bailey đã săn tìm các sao biến quang. Ông phát hiện có nhiều sao rất đáng chú ý trong một số cụm đặc sít gọi là các quần tinh hình cầu. Ông nhận dạng các sao này như là một loại sao đặc biệt: sao biến quang co giãn, chúng nằm trong chòm sao Cepheus (chòm Thiên Vương). Ông thông báo:

- Đa số các sao biến quang co giãn thay đổi rất nhanh. Chúng trải qua trọn một chu kỳ chỉ trong khoảng 12 giờ. Tuy nhiên, có một số dao động chậm hơn, phải mất 12 đến 20 ngày.

Không ai rõ tại sao các sao biến quang co giãn lại nhấp nháy như vậy, cả các nhà thiên văn cũng không biết toàn bộ phạm vi tốc độ nhấp nháy. Bà Leavitt quyết định đo thời gian của các sao này trong hai đám mây Magellan.

Đêm này sang đêm khác, bà kiên nhẫn tìm các sao biến quang co giãn. Vấn đề khó khăn là phần lớn các sao này rất mờ, chúng có độ sáng cấp 15. Phải cần thời gian lộ sáng lâu hơn để chụp ảnh chúng, nhưng nhiều bức ảnh của bà hoàn toàn không cho thấy chúng. Ngoài ra, trong các đám mây co nhiều bụi che khuất, vì vậy bà tập trung vào tiểu tinh vân, ở đấy có phần rõ hơn.

.

Cuối cùng, sau nhiều tháng làm việc miệt mài, bà Leavitt tìm ra vận tốc mà tại đó, 25 trong số 1.777 sao nhấp nháy được lập danh mục. Đa số chúng phải mất từ một ngày đến hai tuần để hoàn tất chu kỳ từ sáng đến mờ rồi sáng trở lại.

Tiếp đến, bà liệt kê các số liệu, sắp xếp các sao theo thứ tự từ độ nhấp nháy nhanh nhất đến chậm nhất. Dọc theo các số liệu, bà cũng ghi chú độ sáng cực đại và cực tiểu của mỗi sao.Sau đó, bà để ý thấy có điều gì đó khiến bà tin chắc rằng mình vấp phải một số bí ẩn của các sao biến quang co giãn: các sao có chu kỳ chậm sáng hơn các sao có chu kỳ nhanh.

Bà hồi hộp vẽ ra một đồ thị để cho thấy độ sáng và tốc độ nhấp nháy có liên quan với nhau như thế nào. Kết quả cho ra là một đường cong suôn sẻ. Điều này chứng tỏ rằng mối liên hệ giữa độ sáng và tốc độ nhấp nháy không phải là sự tình cờ. Tuy nhiên, nó không giải thích đươc tại sao hai đại lượng này có liên quan với nhau.

Năm 1912, Leavitt công bố các kết quả của mình. Mặc dù bà chưa hiểu rõ hết, nhưng chúng đưa ra một cách mới để đo vũ trụ.

HARLOW SHAPLEY

Năm 1914, nhà thiên văn trẻ sinh ở bang Missouri tên là Harlow Shapley(2) đang nghiên cứu tại Đại học Princeton. Chuyên ngành của ông là một loại sao biến quang khác, ông vừa nhận bằng tiến sĩ do kết quả công trình nghiên cứu của mình.

Một hôm, Henry Norris Russel, giám đốc đài thiên văn Princeton, gọi Shapley vào phòng làm việc của ông và nói:

- Hale đang trên đường đến viếng chúng ta từ đài thiên văn Núi Wilson. Ông ấy muốn gặp anh.

Nhà thiên văn trẻ lấy làm xúc động. George Ellery Hale đã gây dựng một số trong những đài thiên văn lớn nhất thế giới.

Trước tiên, ông lập ra đài Yerkes ở Vịnh Willians bang Wisconsin, với kính viễn vọng khúc xạ đường kính 101cm – thuộc loại lớn nhất vào lúc ấy. Sau đó, ông thành lập đài thiên văn trên Núi Wilson, nằm cao trên vùng không khí trong vắt của miền nam bang California.

Khi Hale gặp Shapley, ông nhìn nhà thiên văn trẻ với vẻ gay gắt qua cặp kính và nói nhát gừng:

- Tôi biết về công trình của anh. Tôi muốn anh gia nhập đài thiên văn Núi Wilson.

Đến làm việc ở Núi Wilson có nghĩa là được sử dụng các thiết bị thiên văn tốt nhất thế giới. Shapley không cần phải đợi thêm sự thúc giục nào. Ông thu dọn đồ đạc rồi cùng với vợ là Martha làm một chuyến hành trình dài và chậm. Từ Pasadena, ông đi theo con đường quanh co khúc khuỷu để cuối cùng dẫn lên đỉnh Núi Wilson cách mực nước biển 1.742m. Cũng trên con đường này, chỉ rộng 2,4m các bô phận của kính viễn vọng khúc xạ lớn 152cm đã được vận chuyển rất vất vả bảy năm trước đó.

Khi lên đến đỉnh, ông nín thở trước vẻ đẹp của quang cảnh. Đứng xen kẽ giữa các cây thông là các tháp cao với mái vòm trắng bên trong có đặt kính viễn vọng khúc xạ của Hale. Không khí ở đay trong lành và quang đãng, quang đãng hơn bất cứ nơi nào mà ông thấy trên miền đông nước Mỹ. Ông ngắm nhìn xung quanh, nghĩ đến những đêm quan sát tuyệt diệu lúc trời trong đang chờ phía trước. Đây là một đài thiên văn đẹp như mơ!

Shapley tiếp tục ngiên cứu các sao biến quang, nhưng lần này ông chọn các sao biến quang co giãn. Với kính viễn vọng khúc xạ đường kính 152cm, ông có thể thu được các bức ảnh rõ hơn bất kỳ các bức ảnh nào đã chụp trước đấy. Đặc biệt là ông có thể nghiên cứu quang phổ sao kỹ hơn.

.

Cũng như Bailey, ông tập trung vào các sao biến quang co giãn nhấp nháy nhanh trong quần tinh hình cầu. Kính viễn vọng này cho thấy hàng ngàn sao riêng rẽ, mà không một kính viễn vọng nào khác có được. Gương lớn của nó thu nhiều ánh sáng đến mức phải tăng tốc thời gian lộ sáng khi chụp ảnh. Shapley thu được quang phổ của một sao có cấp sáng 8 trong bảy phút và một sao có cấp sáng 10 trong bốn giờ.

Đêm này sang đêm khác, ngay khi cửa mái vòm mở trượt ra, nhà thiên văn trẻ đến bên kính viễn vọng, hướng nó vào các sao và đồng thời chụp ảnh trong nhiều giờ. Ban ngày, ông mải mê nghiên cứu các kết quả.

Chẳng bao lâu, ông để ý đến một hiện tượng kỳ lạ về quang phổ sao biến quang co giãn. Khi một sao biến quang co giãn ở vào độ sáng nhất của nó, các vạch xê dịch hướng về phần xanh dương. Vào lúc sao mờ nhất, các vạch xê dịch hướng về phần đỏ.

Bình thường, các xê dịch quang phổ có nghĩa là sao đang chuyển động tiến tới hoặc lùi xa Trái đất. Xê dịch hướng về phần xanh dương có nghĩa là sao đang tiến tới, xê dịch hướng về phần đỏ có nghĩa là sao đang lùi xa. Nhưng các sao biến quang co giãn dường như có cả hai chuyển đông: trước tiên nó lao tới, rồi sau đó lùi xa. Điều này xem ra không thể được.

Shapley lúng túng trước vấn đề này, rồi ông chợt nảy ra một sáng kiến. Có thể các sao thật ra không chuyển động tới lui, mà bề mặt của chúng chuyển động ra vào. Có thể chúng thường xuyên co lại và giãn nở. Ông lẩm bẩm:

- Các xê dịch quang phổ cũng sẽ như vậy.

Ông hình dung là các khí ở bề mặt của sao sẽ bị dồn ra hoặc dồn vào với vận tốc nhiều km/giây. Một số sao thường thay đổi đường kính của chúng có tới 10% trong vài giờ. Rõ ràng đây là điều vô lý! Thế nhưng, có sự giải thích nào khác cho nó?

Ông xem xét lại vấn đề nhiều lần, tìm sự giải thích khác. Tại bữa ăn trong đài thiên văn, ông đưa ra ý kiến voái cá nhà thiên văn khác như Adam, Seares và Pease. Ý kiến của ông có thể là kỳ quái, nhưng tất cả họ đều đồng ý chắc chắn nó sẽ giải thích được quan sát.

Sau đó, nhà thiên văn kiêm nhà toán học người Anh Arthur Eddington xem xét giả thuyết ấy. Ông có thể tính toán rằng có khả năng xảy ra cho sự phát xung lạ thường này tiếp tục mà bản thân ngôi sao không bị vỡ ra từng mảnh. Ngày nay, các nhà thiên văn biết rằng các sao biến quang co giãn vẫn thực sự phình ra và co lại như thế.

EJNAR HERTZSPRUNG

Trong lúc đó, nhà thiên văn người Đan mạch Ejnar Hertzsprung(3) bắt đầu nghĩ rằng các sao nhấp nháy này có thể được dùng như là những cái chỉ báo.

Các nhà thiên văn hiểu rằng khi biết độ sáng thực của một sao, thì khoảng cách ở xa có thể được xác định bằng cách so sánh độ sáng thực với độ sáng biểu kiến của nó. Bằng định luật bình phương nghịch đảo, lượng ánh sáng đến Trái đất từ bất kỳ sao nào sẽ giảm tỷ lệ đối với bình phương của khoảng cách.

Nghiên cứu phát hiện của bà Leavitt về mối liên quan giữa độ sáng và tốc độ nhấp nháy của sao biến quang co giãn, Hertzsprung thấy rằng tốc độ nhấp nháy của một sao có thể dùng để phát hiện độ sáng thực của nó. Khi biết được độ sáng thực thì dễ dàng hình dung ra khoảng cách ở xa của bất kỳ sao biến quang co giãn đặc biệt nào, bằng cách so sánh lượng ánh sáng mà chúng ta thấy đối với độ sáng thực.

Nhưng làm thế nào Hertzsprung tìm ra độ sáng thực đi cùng với tốc độ nhấp nháy nào đó? Các độ sáng do bà Leavitt ghi chú là các độ sáng biểu kiến được nhìn từ Trái đất, chứ không phải các độ sáng thực.

Phương pháp duy nhất ông có thể nghĩ ra là bắt đầu con đường vòng khác, thu thập độ sáng thực của một số sao biến quang co giãn bằng cách đo khoảng cách tới chúng. Nếu biết được khoảng cách, ông có thể tính toán độ sáng thực bằng định luật bình phương nghịch đảo. Điều này trông như một nghịch lý không thể gải thích được: dùng các sao biến quang co giãn như là những cái chỉ báo khoảng cách, trước hết ông phải biết khoảng cách tới các sao biến quang co giãn.

May thay, trong khó khăn này ông tìm ra một cách. Có một số sao biến quang co giãn ở tương đối gần, Hertzsprung có thể đo khoảng cách tới chúng bằng một phươg pháp khác. Phương pháp này phụ thuộc vào phân tích thống kê về các sao này chuyển động ngang qua bầu trời trong các năm nhiều như thế nào. Tính trung bình, các sao ở gần dường như chuyển động nhiều hơn các sao ở xa.

Thế là Hertzsprung tìm kiếm chuyển động đã được ghi lại của 13 sao biến quang co giãn ở gần và tính khoảng cách của chúng. Rồi ông tính toán độ sáng thực của chúng bằng cách so sánh với độ sáng biểu kiến.

Tất cả các sao biến quang co giãn mà ông đang nghiên cứu đều là các sao có tốc độ nhấp nháy khá chậm, chu kỳ nhấp nháy từ 1,3 đến 66 ngày. Chẳng bao lâu, ông có các số liệu về độ sáng thực mà ông cần. Do các sao biến quang co giãn được bà Leavitt nghiên cứu cũng có các tốc độ nhấp nháy rất giống như thế này, Hertzsprung biết chắc rằng ông có thể gắn các số liệu về độ sáng cho chúng. Điều này có nghĩa là ông có thể tìm ra khoảng cách tới các đám mây Magellan mà bà Leavitt đã nghiên cứu.

Kết quả đưa ra làm mọi người sửng sốt. Vào lúc bấy giờ, các nhà thiên văn tin rằng Thiên hà của chúng ta, mà họ dùng để nói đến vũ trụ, có đường kính không hơn 23.000 năm ánh sáng. Hertzsprung vui mừng đưa ra một sự thật là các đám mây Magellan xa hơn 10.000 năm ánh sáng so với chúng có thể nằm trong một vũ trụ có kích thước như vậy.

Trong khi các nhà thiên văn ở khắp nơi đang tìm cách để hiểu điều này có nghĩa là gì, thì Shapley chộp lấy ý tưởng dùng các sao biến quang co giãn như là các đèn hiệu. Ông quyết định:

- Mình sẽ dùng chúng để tìm xem các quần tinh hình cầu ở xa như thế nào.

Trở ngại bất ngờ ở đây là, như Bailey đã gặp phải, đa số các sao biến quang co giãn trong các quần tinh nhấp nháy nhanh hơn nhiều so với các số liệu của Hertzsprung. Tuy nhiên, bằng cách tìm kiếm thêm, Shapley xác đinh một số sao biến quang co giãn nhấp nháy chậm trong vài quần tinh dạng cầu. Hy vọng chúng có thể so sánh với các số liệu của Hertzsprung, ông xác định khoảng cách tới các quần tinh, dùng các số liệu này để tính độ sáng của các sao nhấp nháy nhanh. Giờ đây, ông sẵn sàng để kết luận khoảng cách tới nhiều quần tinh dạng cầu khác mà ông có thể thấy.

Các kết quả thật đáng ngạc nhiên. Thậm chí quần tinh M13 trong chòm Hercules (vũ Tiên), là quần tinh gần, cũng đã ở xa 36.000 năm ánh sáng. Quần tinh xa nhất có khoảng cách xấp xỉ 250.000 năm ánh sáng.

Tuy nhiên, đối với các quần tinh xa nhất này, ngay cả các kính viễn vọng phản xạ lớn không phải lúc nào cũng cho thấy các sao biến quang co giãn riêng rẽ, vì vậy Shapley mạnh dạn chuyển sang một phương pháp mới. Ông so sánh toàn bộ các quần tinh với nhau và tìm khoảng cách tới các quần tinh xa từ các số liệu của ông đối với các quần tinh ở gần.

Điều này dẫn đến một cuộc cách mạng trong tư duy thiên văn học, nhưng Shapley không kết thúc ở đấy. Dự án tiếp theo của ông là dùng các quần tinh dạng cầu để lập bản đồ Thiên hà của chúng ta. Ông cho rằng tất cả các quần tinh này đều là một phần của Thiên hà.

Các nhà thiên văn đã lưu ý một hiện tượng khác thường về các quần tinh. Thay vì nằm rải rác trên khắp bầu trời, đa số các quần tinh xuất hiện ở thiên cầu nam. Hơn nữa, 1/3 trong số chúng chen chúc với nhau chỉ trong 2% của bầu trời, trong vùng của chòm Sagittarius (Nhân mã). Shapley lập luận:

- Không chắc rằng tất cả các quần tinh thực sự túm tụm lại với nhau. Rất có thể chúng cách đều nhau trong Thiên hà và sự túm tụm này chỉ là một hiệu ứng của hình phối cảnh.

Nếu Shapley đúng, Mặt trời có thể không nằm gần tâm của Thiên hà như các nhà thiên văn nghĩ. Thay vào đó, Mặt trời sẽ hướng về một bên, tạo ra hiệu ứng hình phối cảnh. Tâm của Thiên hà sẽ là nơi xuất hiện sự túm tụm trong vùng của chòm Sagittarius.

Đến năm 1917, Shapley hoàn tất công trình của mình. Ông đã nghiên cứu 93 quần tinh dạng cầu khác nhau để đi đến các kết luận. Ông công bố:

- Thiên hà của chúng ta là một đĩa có đường kính 300.000 năm ánh sáng và bề dày là 30.000 năm ánh sáng. Tâm là chòm Sagittarius, cách Trái đất khoảng 50.000 năm ánh sáng.

 

Giới hạn của Thiên hà trông như thế nào nếu được nhìn bởi một người ngoài vũ trụ. Thiên hà được bao quanh bởi các quần tinh dạng cầu của nó và có một đĩa sẫm của bụi vũ trụ chạy xuyên qua giữa nó. Mặt trời nằm ở khoảng 2/3 kể từ tâm và trông giống như bất kỳ một sao nào khác trong số một tỷ sao của Thiên hà

Ngày nay, chúng ta biết Shapley đúng trong việc tin rằng Thiên hà ở xa hơn nhiều so với bất cứ ai đã nghĩ trước đó. Ông cũng đúng trong suy luận rằng Mặt trời nằm gần rìa của Thiên hà.

Tuy nhiên, các khoảng cách ông đưa ra quá lớn. Ông chưa biết về bụi vũ trụ cái đã làm mờ độ sáng biểu kiến của các sao bằng sự hấp thụ một số ánh sáng. Do vậy, đa số các sao biến quang co giãn có vẻ như xa hơn khoảng cách thực của chúng.

Mặc dù Thiên hà co lại do kết quả của các tính toán mới, nhưng nó vẫn rất lớn. Có dạng đĩa và phần giữa phồng ra, ngày nay nó được cho là có đường kính 90.000 năm ánh sáng, dày 10.000 năm ánh sáng tại điểm sâu nhất. Mặt trời có khoảng cách 27.000 năm ánh sáng, tức khoảng 2/3 kể từ tâm Thiên hà. Cũng có một tỉ sao khác đồng hành với Mặt trời trong Thiên hà.

Còn các Thiên hà khác thì sao? Từ thập niên 1780, William Herschel nói rằng có vô số các “ vũ trụ đảo” tồn tại. Tuy nhiên, khi Shapley thông báo các số liệu về thiên hà các nhà thiên văn vẫn không tin chắc có các thiên hà khác tồn tại. Rốt cuộc, người chứng minh Herschel đúng chính là Hubble, một nhà thiên văn khác ở đài thiên văn Núi Wilson. Nhưng vũ trụ mà ông cho thấy thậm chí còn lớn hơn vũ trụ do Herschel hình dung.

Chú thích:

(1)Henrietta Swan Leavitt (1868-1921). Nhà nữ thiên văn người Mỹ. bà làm việc ở đài thiên văn Harvard, lãnh đạo ban thiên văn chụp ảnh các sao. Các công trình khoa học của bà thuộc về nghiên cứu các sao biến quang. Cùng với Pickering, bà đã tiến hành đo lường chụp ảnh sao Bắc cực và các sao khác để thiết lập chuẩn đo lường chụp ảnh.

(2) Harlow Shapley (1885-1972). Nhà thiên văn người Mỹ, viện sĩ Viện Hàn lâm khoa học quốc gia. 1921-1925 là giám đốc đài thiên văn Harvard. Ông nghiên cứu cấu trúc Thiên hà, các sao biến quang trong Thiên hà của chúng ta và các thiên hà khác. Ông có vai trò quan trọng trong việc phát triển đài Harvard thành một trung tâm lớn nghiên cứu sao biến dạng.

(3)Ejnar Hertzsprung (1873-1967). Nhà thiên văn người Đan Mạch, viện sĩ Viện Hàn lâm Đan Mạch và Hà lan. Từ 1935 là giám đốc đài thiên văn trường Tổng hợp Leiden. 1905-1907 ông phát hiện các sao khổng lồ và sao lùn, chỉ ra rằng các sao có nhiệt độ như nhau có thể có độ sáng khác nhau. Là người đầu tiên xây dựng họa đồ về sự phụ thuộc cấp sao vào chỉ số màu đối với các sao trong các quần tinh ở chòm Taurus và Hyade; khi Russel lập một họa đồ tương tự đối với tất cả các sao có khoảng cách đã biết, thì họa đồ này được gọi là họa đồ Hertzsprung-Russel (H-R). Ông đã đo và chụp ảnh nhiều sao đôi và sao biến quang, thiết lập được sự phụ thuộc giữa chu kỳ sao biến quang tuần hoàn với độ sáng của chúng.

HUBBLE

Edwin Powell Hubble (1) đứng bên kính viễn vọng khúc xạ đường kính 152cm có tiêu cự kiểu Newton, gương mặt dài và cương nghị của ông in bóng lên bầu trời. Ông đang điều chỉnh để biết chắc rằng kính viễn vọng hướng chính xác vào một đám sao và tinh vân mờ trong khi ông chụp ảnh chúng. Một làn gió mát mẻ thổi qua chiếc áo choàng nhà binh, vật gợi nhớ những ngày trong quân đội của ông vừa qua. Khói từ chiếc tẩu thuốc ngậm trên miệng ông tỏa nhẹ trong mái vòm đài thiên văn.

 

Sau một lát, ông bước lui và thở phào nhẹ nhõm. Kính phim đã được lộ sáng. Milton Humason, người đã quan sát ông, nói:

- Đêm nay, các điều kiện nhìn có vẻ khá tệ. tôi hy vọng ông sẽ thu được điều gì đó trên kính phim ấy.

Hubble mang kính phim đến buồng tối để hiện, ông nói:

- Chúng ta sẽ sớm biết được thôi.

Lúc quay trở lại, ông mừng rỡ tuyên bố:

- Nếu đây là mẫu của điều kiện nhìn kém thì sắp tới tôi sẽ thường xuyên có các bức ảnh có thể dùng được, chụp bằng các kính viễn vọng của đài thiên văn Núi Wilson.

Đấy là vào năm 1919, lúc Hubble vừa bắt đầu làm việc ở đài thiên văn này. Ông vui mừng với trang bị ở đây mà ông tùy ý sử dụng. Ở đây không những có kính viễn vọng 152cm đáng tin cậy, mà còn có kính viễn vọng khúc xạ 254cm, chiếc kính lớn mới do Hale xây dựng. Nằm trong mái vòm rộng, cỗ máy này nặng 100 tấn, gương của nó phải mất sáu năm để mài. Ngoài ra, còn có trên 30động cơ điện điều khiển từng chuyển động của kính viễn vọng và mái vòm. Với gương có diện tích lớn gấp ba lần diện tích gương của kính 152cm, Hale biết rằng nó sẽ tiết lộ các bí mật mà kính viễn vọng cũ chưa cho thấy hết.

Đối với Hubble, các kính viễn vọng lớn này là rất quan trọng. Chỉ với chúng, ông mới có thể tìm cách thực hiện tham vọng lớn của mình: thăm dò các thiên hà. Ông muốn xác định, một lần và cho mãi mãi, liệu chúng là các nhóm sao trong hệ sao của chúng ta hay là các thiên thể riêng rẽ ở xa không kể xiết.

Vào thời bấy giờ, câu hỏi liệu các thiên hà có thuộc về hệ sao của chúng ta hay không, đang được các nhà thiên văn khắp nơi tranh luận. Mặc dù Huggins và những người sau đó đã chứng minh rằng các thiên hà là các nhóm lớn gồm các sao, nhưng không ai có thể tìm ra liệu chúng có thực sự là các hệ sao riêng rẽ hay không.

Một số người ủng hộ quan điểm của Herschel, tin rằng mỗi thiên hà là một hệ sao ở xa tương đương với dải Ngân hà. Một số người khác nghĩ rằng các hệ sao này nằm trong đĩa rộng lớn mà Shapley vừa đo được. Một sự thật rõ ràng là chúng hoặc có dạng elip, hoặc có dạng xoắn ốc. Hubble nhận xét: “ Điều mà sẽ nói cho chúng ta biết nhiều nhất chính là khoảng cách của chúng”.

Nhưng làm thế nào mà ông đo được khoảng cách tới bất kỳ một hệ sao khác thường và xa tít này? Ông trầm ngâm: “ Có thể mình sẽ dùng các sao biến quang co giãn như là đèn hiệu theo cách mà Shapley đã làm”.

Hubble bắt đầu săn tìm các sao biến quang co giãn trong một hệ có dạng lởm chởm trông như một hệ trong các đám mây Magellan và được lập danh mục là NGC 6822. Đêm này sang đêm khác, ông quan sát hệ sao này bằng kính viễn vọng khúc xạ 152cm, thậm chí mong mỏi thu được các bức ảnh có thể tin cậy của một hoặc hai sao biến quang co giãn.

Đến năm 1923, ông xoay xở để phân biệt ra 12 sao biến quang trong hệ này. Nhưng ông tỏ ra thận trọng, vì ông chưa biết chúng thuộc về loại sao biến quang nào. Chúng trông như các sao biến quang co giãn, nhưng ông không thể biết chắc chúng thuộc loại nào.

Hubble quyết định rằng kính viễn vọng khúc xạ 152cm không đáp ứng được công việc này, vì ánh sáng thu vào cần phải nhiều hơn. Do đó, ông chuyển sang kính viễn vọng khúc xạ 254cm.

Đậy rồi, một hệ xoắn ốc có ký hiệu M31 trong chòm Andromeda (tiên Nữ) làm Hubble chú ý. Ngay trên kính phim đầu tiên được hiện rõ, ông thấy hai sao mới bình thường và một sao có cấp sáng 18 thuộc loại mà ông không thể nhận dạng. Lúc đầu, ông nghĩ nó là một sao mới khác. Nhưng sau khi kiểm tra một loạt rất nhiều các kính phim cũ đã chụp tại đài thiên văn này, ông hết sức vui mừng thấy nó là một sao biến quang co giãn. Ông nhận xét:

- Sao này phải mất một tháng để thay đổi, độ sáng thực của nó vào khoảng 7.000 lần so với Mặt trời.

Tính toán từ hai đại lượng có liên quan với nhau giữa độ sáng và khoảng cách, chẳng bao lâu ông có được khoảng cách ước tính của thiên hà xoắn này. Đáp số làm ông sửng sốt khoảng cách vào khoảng 900.000 năm ánh sáng.

Khoảng cách ấy chứng tỏ rằng hệ sao xoắn này ở rất xa, nằm ngoài dải Ngân hà. Ngay khi các nhà thiên văn khác ở đài Núi Wilson nghe được phát hiện của Hubble, họ tập trung vào nghiên cứu thiên hà lớn này. Chủ yếu dựa vào các ảnh chụp bằng kính viễn vọng 254cm, tìm cách xác định vị trí 36 sao biến quang trong số hàng triệu sao trong thiên hà, trong số này, có 12 sao được nhận dạng chắc chắn là sao biến quang co giãn. Kiểm tra độ sáng của chúng, họ thấy rằng khoảng cách ước tính của Hubble vẫn đúng.

 

Nhiều thiên hà có dạng xoắn ốc. Hình bên rút ra từ một bức ảnh của thiên hà M101 trong chòm Gấu Lớn, chỉ cho thấy các phần sáng nhất của thiên hà này

Trong lúc đó, Hubble trở lại với NGC 6822. Lần này, ông xác đinh vị trí một số sao biến quang co giãn đã được nhận dạng. Từ các sao này, ông tính rằn hệ sao này ở xa 700.000 năm ánh sáng. Vậy là đến đây, có hai hệ sao lớn nằm xa ngoài giới hạn Thiên hà của chúng ta. Nếu hai hệ này xa như vậy, thì các hệ lớn sao khác cũng hẳn là các thiên hà và hẳn là ở xa hơn nữa. Để chứng minh điều đó, ông tiếp tục săn tìm cá sao biến quang co giãn. Đến năm 1926, ông đã phát hiện 35 sao trong một thiên hà xoắn khác, có ký hiệu M33. Hóa ra, thiên hà này ở xa 850.000 năm ánh sáng.

Trong lúc đó, một nhà thiên văn tên là V.M.Slipher đã và đang nghiên cứu các xê dịch của quang phổ, ông làm việc tại đài thiên văn Lowell ở Flagstaff, bang Ariona. Cũng như Huggins, ông quan tâm đến đo vận tốc của sao thông qua các xê dịch quang phổ. Tuy nhiên, không như các nhà thiên văn người Anh khác, Slipher muốn tìm vận tốc không phải của các sao đơn, mà của các nhóm lớn – các nhóm mà Hubble đang phát hiện là các thiên hà riêng rẽ.

Slipher đã bắt đầu công trình của ông 14 năm trươc, vào năm 1912. Thật kỳ lạ là, ông đã chọn để bắt đầu bằng chính thiên hà Andromeda mà sau đó mang đến cho Hubble thành công đầu tiên. Sử dụng một máy ảnh chụp nhanh, Slipher thu được quang phổ rõ nét rồi ông quan sát sự xê dịch. Nó hướng về phần xanh dương, vậy là thiên hà này đang tiến tới. Ông xem xét kỹ kính phim, hầu như không thể tin vào kết quả của mình. Nhưng nó vẫn hiện diện trên đấy, điều này có nghĩa là thiên hà đang tiến tới với vận tốc kinh hoàng: 306km/giây! ( Chúng ta không cần lo sợ về một vụ va đụng, thiên hà xoắn Andromeda sẽ không đến gần Trái đất trong hơn một tỉ năm nữa).

Đến năm 1914, Slipher đã đo vận tốc của 13 thiên hà; đến năm 1923, con số đó tăng lên đến 41. Lần này, các quan sát khác đưa tổng số lên đến 46, nhưng Slipher hầu như vẫn là người độc quyền trong lĩnh vực nghiên cứu này. Khi só lượng các thiên hà được phát hiện tăng lên, ông thấy rằng mặc dù thiên hà Andromeda có ký hiệu M31 xem ra đang chuyển động hướng về Trái đất, nhưng hầu như từng thiên hà khác đang chuyển động ra xa. Tất cả đều di chuyển với vận tốc chóng mặt, trung bình khoảng 603km/giây, cá biệt có trường hợp nhanh đến 1.810km/giây. Không một nhà thiên văn nào từng nghĩ đến các vận tốc như vậy hiện diện đối với các thiên thể lớn trong vũ trụ.

Các nhà thiên văn khắp nơi quan tâm đến những phát hiện của Slipher, nhưng Hubble thì đặc biệt quan tâm. Năm 1929, Hubbler đo khoảng cách tới 24 thiên hà mà vận tốc của chúng đã được Slipher tìm ra. Ông để ý đến một hiện tượng kỳ lạ: các thiên hà càng ở xa thì chúng càng lùi xa Trái đất.

.

Điều này có nghĩa là gì? Có phải đây là sự trùng hợp ngẫu nhiên, hay nó có tầm quan trọng thực sự nào đó?

Ngồi trong nhà ở San Marino, Hubble suy nghĩ liên miên vầ vấn đề này. Ngọn lửa rực lên trong lò sưởi và bên cạnh ông là các côn trùng khô được lựa chọn làm mồi câu. Là một người yêu thích câu cá, ông đang dự định một chuyến đi câu ở dãy núi Rocky. Nhưng suy nghĩ của ông lẩn trốn việc đi câu và trở lại với bí ẩn của các thiên hà lùi xa.

Ông có thể tìm sự giải thích duy nhất. nhưng ông do dự tiếp nhận nó, bởi vì hình như nó bắt đầu đẻ ra thêm quá nhiều câu hỏi. Cuối cùng, ông nói với vợ là Grace:

- Trông như thể vũ trụ đang giãn nở. Tại sao tất cả các thiên hà khác đang chuyển động ra xa theo mọi hướng?

Vợ ông nhìn ông như thể ông hóa rồ, bà hỏi:

- Giãn nở ư? Sao lại như thế được? Mà nó đang giãn nở thành cái gì?

Hubble thầm thì:

- Anh không rõ, nhưng không có sự giải thích nào khác mà anh có thể biết.

Để thử tìm xem phỏng đoán của mình đúng hay sai, Hubble quyết định rằng cần phải có một chương trình nghiên cứu lớn. Khi gặp lại Humason, ông nói:

- Slipher chỉ dùng kính viễn vọng khúc xạ 61cm. Hãy tưởng tượng những gì chúng ta có thể làm với kính viễn vọng phản xạ 254cm.

Hai ông thảo luận dự án với W.A.Adams, giờ đây là giám đốc đài thiên văn thay thế cho Hale. Adams phấn khích bởi nhiệt tình của họ. Ông nói:

- Tôi sẽ ấn định từng lượng thời gian có thể cho hai ông với kính viễn vọng 254cm.

Mọi người có liên quan đến dự án cảm thấy rằng đây là dự án thiên văn đầy tham vọng nhất được thực hiện từ trước đến nay. Xem ra như thể họ đang thiến tới ngay các mép của vũ trụ.

Kế hoạch của Hubble là đo các khoảng cách bằng những phương pháp khác nhau thẳng tới các thiên hà xa nhất, và kiểm tra các khoảng cách này với các vận tốc do Humason thu được thông qua phân tích sự xê dịch quang phổ. Nếu linh cảm của ông về sự giãn nở của vũ trụ là đúng, thì các vận tốc sẽ tiếp tục tăng dần với khoảng cách.

Để thử kính viễn vọng, Humason bắt đầu bằng kiểm tra các xê dịch trong quang phổ đối với một vài thiên hà mà vận tốc của chúng đã được biết. Sau đó, ông xoay kính viễn vọng hướng đến các sao ở xa hơn. Slipher đã quan sát được xa, nhưng kính viễn vọng 254cm này sẽ quan sát xa hơn 35 lần.

Để chụp ảnh quang phổ, Humason cho kính phim lộ sáng rát lâu, giữ kính viễn vọng chính xác vào mục tiêu toàn bộ thời gian. Ông cũng phải quan sát sự nhiễu loạn không khí sẽ thay đổi hình ảnh một cách không thể đoán trước. Cơ cấu quay tự động của kính viễn vọng chẳng giúp ích gì trong sự thay đổi này.

Khi ông quan sát càng xa, các thiên hà xuất hiện càng mờ, đòi hỏi lộ sáng cho kính phim càng lâu. Cuối cùng, ông phải cần mười đêm liên tục chỉ để thu được một bức ảnh. Chỉ có người không biết mệt mỏi như Humason mới có thể duy trì với công việc này.

Đến năm 1935, ông đo được 150 vận tốc mới, chúng trở nên lớn dần theo sự tăng lên về khoảng cách. Các khoảng cách này được Hubble kiểm tra một cách độc lập, ông dùng làm cơ sở để đánh giá cách giảm bớt độ sáng biểu kiến. Bắt đầu với các thiên hà trong vùng chòm Pegasus (Phi mã), di chuyển với vận tốc chỉ 3.933km/ giây, Humason kết thúc với các thiên hà ở xa 240 triệu năm ánh sáng và lùi xa dần với vận tốc 42.614km/ giây, tức khoảng 1/7 vận tốc sánh sáng.

Hubble viết: “ Sự liên quan giữa vận tốc và khoảng cách dường như tồn tại trên một thể tích không gian vô cùng lớn. Vũ trụ xem ra chắc chắn đang giãn nở”.

Song, Hubble thận trọng chỉ ra rằng mọi cái đều phụ thuộc vào quan sát xê dịch quang phổ trong phần đỏ. Ông nói: “ Hoặc các xê dịch này tiết lộ các vận tốc, hoặc chúng được gây ra bởi một nguyên lý vật lý chưa được biết”.

Như các nhà khoa học thường làm, nếu có thể, Hubble vẫn thích cách giải thích sự xê dịch phổ bằng các sự kiện đã được biết. Và mọi cái dường như báo hiệu rằng các xê dịch phổ vẫn cho biết sự chuyển động. Ông viết: “ Nếu vũ trụ đang giãn nở, thì rốt cuộc cũng có thể xác định được bản chất của sự giãn nở và thời điểm mà tại đấy sự giãn nở bắt đầu – nghĩa là tuổi của vũ trụ”.

Ngày nay, các nhà thiên văn đồng ý với Hubble rằng vũ trụ dường như đang giãn nở. thật ra, sự giãn nở này được Albert Einstein tiên đoán trước đó lâu so với công trình của Hubble. Chúng ta cũng biết rằng kích thước vũ trụ thậm chí lớn hơn kích thước mà Hubble giả định. Walter Baade đã chứng minh rằng có nhiều hơn một loại sao biến quang, điều này có nghĩa là các sao được dùng làm đèn hiệu ban đầu của Hubble cho biết các khoảng cách lớn hơn mà ông hình dung. Do điều này và các lý do khác, ngày nay chúng ta biết rằng khoảng cách ước tính của ông nhỏ hơn khoảng 2-2,5 lần.

Liệu chúng ta sẽ biết được tuổi vũ trụ hay không, đó là vấn đề khác. Để tìm ra tuổi vũ trụ, các nhà thiên văn đang thăm dò ngày càng xa hơn vào những nơi sâu thẳm của vũ trụ. Đối với việc này, giờ đây họ có một kính viễn vọng phản xạ thậm chí còn lớn hơn với đường kính 508cm, đặt trên núi Palomar, miền nam bang California. Cho đến nay, kính này đã nhìn xa được 5 tỉ năm ánh sáng vào không gian và cho thấy các thiên hà đang lùi xa dần với vận tốc 140.954km/ giây, tức gần bằng một nửa vận tốc ánh sáng. Song các nhà thiên văn ngày nay cũng có một cách hoàn toàn mới để thăm dò vũ trụ, một cách thâm nhập thậm chí còn xa hơn.

Thật kỳ lạ là, người nghĩ ra cách mới này không phải là một nhà thiên văn. Thật ra, đa số các nhà thiên văn mới biết đến rất lâu sau khi ông đã hoàn thành công trình của mình. Tên ông là Karl Jansky.

Chú thích:

(1) Edwin Powell Hubble (1889-1953). Nhà thiên văn người Mỹ, làm việc ở đài thiên văn Núi Wilson từ 1919. Các công trình của ông đặt nền móng cho thiên văn ngoại Thiên hà hiện đại. Năm 1924 ông tìm thấy có 36 sao biến quang có trong tinh văn M31, trong đó có 12 sao biến quang tuần hoàn, nhờ đó chứng tỏ rằng tinh văn này là hệ sao ở ngoài Thiên hà. Các công trình tiếp theo là nghiên cứu thành phần, hình dạng, sự phân bố và chuyển động của các Thiên hà. Ông tìm thấy trong các thiên hà ở gần có các sao mới, sao biến quang tuần hoàn, quán tính tinh cầu, tinh văn khí, sao đỏ và sao siêu khổng lồ

JANSKY & REBER

Vào một buổi chiều tà trời quang mùa hè năm 1931, cách thành phố New York 82km về phía tây nam, một kỹ sư vô tuyến điện chăm chú ngồi nghe bên máy thu sóng vô tuyến, bộ ống nghe áp tai quàng trên đầu. Qua cửa sổ phòng thí nghiệm, ông có thể thấy một cấu trúc kỳ quặc dài 30m gồm các ống đồng và các thanh gỗ giằng, trông như bộ khung của một ngôi nhà hẹp. Cấu trúc ấy cứ kêu lên đều đều những tiếng cót két, được xoay bởi một động cơ đặt ở giữa. Thiết bị khác thường này thật ra là một bộ anten lớn để thu sóng vô tuyến, cứ mỗi 20 phút nó xoay trọn một vòng. Và cứ mỗi 20 phút, người kỹ sư đang ngồi nghe lại cau mày sửng sốt. Ông thầm thì: "Nó ỏ đấy, cũng chính tiếng rít đều đặn và yếu ớt này".

Tiếng rít dường như đang lắng xuống về hướng tây, cùng với Mặt trời.

.

Người kỹ sư trẻ ấy tên là Karl Guthe Jansky, ông đang dò tìm tạp âm bí ẩn ngang qua bầu trời cho tới khi nó xuống khuất dưới đường chân trời vào lúc hoàng hôn. Ông mệt mỏi tháo bộ ống nghe, mặc chiếc áo khoác và rời khỏi phòng thí nghiệm.

 

Bên ngoài, vùng nông thôn đã trở nên tối sẫm. Jansky khởi động ô tô và lái nó dọc theo đường quốc lộ hướng về nhà ông ỏ Little Silver bang New Jersey.

Trên đường đi, Jansky cứ trăn trỏ mãi về tạp âm bí ẩn này. Theo ông biết, các con bão gây ra tạp âm vô tuyến, nhưng tạp âm ấy rất khác vói tạp âm này. Ông đã chế tạo thiết bị của mình để nghiên cứu bão tĩnh và đã chứng minh rằng các xung mãnh liệt của tạp âm vô tuyến được tạo ra bởi các con bão có sấm sét. Ông đã nghe các con bão cách xa đến 230km. Nhưng tiếng rít yếu ót mà ông đã nghe hôm nay và những ngày trưóc đó vẫn tiếp tục, theo sau là một bộ hành trình ngang qua bầu trời thay vì đến từ mọi hướng như bão tĩnh. Jansky thầm thì thành tiếng: "Bất kể nó là gì, nhưng chắc chắn nó không phải do bão gây ra. Theo như mình có thể nói, xem ra hầu như nó theo cùng một đường đi của Mặt trời ngang qua bầu trời. Có lẽ tạp âm này là của Mặt trời!"

Lúc về đến nhà, ông nói vói vợ là Alice rằng ông đã nghe được tạp âm vô tuyến đến từ rất xa bên ngoài Trái đất.

Những ngày tiếp theo, Jansky ngồi trong phòng thí nghiệm và nghe đi nghe lại tiếng rít yếu ót. Nó yếu đến mức chẳng mấy ai bận tâm để nghe, vì hầu như nó không ồn hon tiếng kêu vo vo của máy thu sóng. Nhưng đối vói Jansky, người đang tìm kiếm từng nguồn tạp âm vô tuyến có thể có cho Công ty Điện thoại Bell, thì lại bám chặt nó.

Cấp trên trực tiếp của Jansky là Harald Friis, ông hỏi:

- Nếu tạp âm đó quá yếu, tại sao anh phải bận tâm vói nó? Xét cho cùng, công việc của anh là tìm kiếm tạp âm nào sẽ gây nhiễu cho liên lạc điện thoại vô tuyến. Đấy là điều mà Công ty Điện thoại Bell đang quan tâm.

Jansky không có câu trả lời thỏa đáng, nhưng ông tiếp tục theo dõi. Ông quyết tâm xác đinh vị trí nguồn tạp âm, cho dù nó có quan trọng hay không. Ông chỉ muốn biết mà thôi.

Lúc này, ông đang ghi lại tiếng rít, nó không như âm thanh mà như một đường dọn sóng vạch ra trên cuộn giấy chuyển động dài cả trăm mét. Sau một lát, ông vui mừng nhận ra rằng hàng ngày tạp âm này xuất phát sóm hơn, nó đến trên đường chân trời nhanh hơn Mặt trời. Điều này có nghĩa là nó hoàn toàn không thể là tạp âm của Mặt trời.

Do tạp âm thức dậy sớm hơn, Jansky cũng thức dậy sớm hơn. Ông thức dậy vào lúc nửa đêm để đến phòng thí nghiệm ở Holmdel và dò tiếng rít.

Một hôm, lúc xem xét các giản đồ, ông để ý đến một điều gì đó rõ ràng là quan trọng, mặc dù ông không giải thích được nó. Tiếng rít xuất phát sớm hơn đúng bốn phút mỗi ngày. Trong một tháng, nó đạt đến hai giờ. Ông bối rối tự hỏi:

- Cái gì đến gần trên đường chân trời sớm hơn bốn phút mỗi ngày thế kia?

Không một ai trong phòng thí nghiệm có thể giúp ông, vì vậy ông đến thư viện gần nhất và tìm trong các sách về thiên văn học.

Sách nói rằng sự quay của Trái đất trên trục của nó khiến cho ta thấy Mặt trời hình như chuyển động một vòng xung quanh Trái đất mỗi 24 giờ. Sách cũng nói rằng mặc dù Trái đất quay một vòng mất 24 giờ trong mối liên quan với Mặt trời, nhưng Trái đất quay chậm hơn một chút trong mối liên quan với các sao. Sự chuyển động của Trái đất trên quỹ đạo quay quanh Mặt trời gây ra sự chênh lệch về thời gian. Sau một năm, sự chênh lệch này tạo ra một vòng quay cộng thêm trong mối liên quan với các sao. Tức là Trái đất quay 365 vòng so với Mặt trời, nhưng quay 366 vòng so với các sao.

Điều này có nghĩa là các sao mọc và lặn nhanh hơn Mặt trời. Jansky bồn chồn ghi nhanh các con số. Nếu một ngày bình thường 24 giờ là 1/365 của một năm, thì độ dài thời gian 1/366 của một năm là bao nhiêu?

Bài toán quá dễ, "ngày sao" có độ dài thời gian là 23 giờ 56 phút thay vì 24 giờ, chỉ kém "ngày Mặt trời" bốn phút. Jansky đã tìm ra bốn phút này! Trở về phòng thí nghiệm, ông thông báo:

- Tiếng rít bí ẩn đến từ các sao.

Giờ đây, ông bắt đầu tìm cách thu hẹp dần vùng bầu trời mà từ nơi đó tạp âm vô tuyến phát ra. Thiết bị anten quay của ông có thể dò tìm chuyển động của nguồn tạp âm này từ đông sang tây, nhưng anten không được tốt cho lắm để dò độ cao. Tuy nhiên, sau vài tháng làm việc, cuối cùng ông quyết định nhằm vào hai vùng có khả năng nhất. Vào mùa xuân năm 1933, ông viết:

- Các sóng vô tuyến có thể bắt nguồn từ trung tâm của dải Ngân Hà, hay từ chòm sao Hercules (Vũ Tiên).

Thông báo của Jansky gây xôn xao. Các nhật báo và tạp chí tường thuật công việc của ông. Tiếng rít kỳ lạ được phát đi trên khắp nước Mỹ từ một đài phát thanh ở thành phố New York. Phát thanh viên nói vói thính giả:

- Buổi phát thanh tối nay của chúng tôi sẽ phá mọi kỷ lục về đường dài. Chúng tôi sẽ để quý vị nghe các sóng vô tuyến đến từ nơi nào đó giữa các sao.

Nhưng mọi người thất vọng. Tiếng nói của các sao cũng giống như tiếng xì xì của hơi nước thoát ra từ một bộ tản nhiệt.

Song Jansky muốn đi xa hơn. Thậm chí ông mơ là mình có thể chế tạo một anten lớn hình đĩa có đường kính 30m để dùng cho nghiên cứu sóng ngắn. Tuy nhiên, công ty của ông thấy lợi ích thực tế chẳng có là bao trong ý tưởng như vậy; do đó, tháng Tư năm 1937, Jansky miễn cưỡng từ bỏ nghiên cứu của mình.

Hầu hết các nhà thiên văn chuyên nghiệp hoài nghi về những gì mà ông đã đạt được. Họ nói: "Thật khó tin được sẽ cần đến hàng tỉ kilôoát để tạo ra thậm chí vài hiệu ứng yếu ớt do tiến sĩ Jansky nhận xét".

May thay, các kết quả của Jansky đã kích thích trí tưởng tượng của ít ra là một người. Người ấy là một kỹ thuật viên vô tuyến điện nghiệp dư sống ở Wheaton bang Illinois, tên ông là Grote Reber.

Chẳng bao lâu sau khi Jansky phải từ bỏ ý định nghiên cứu, Reber tự hứa là sẽ chế tạo cho mình anten đĩa. Mỗi buổi sáng, Reber lái xe 50km đến Chicago để thiết kế các máy thu thanh gia đình. Nhưng vào mùa hè năm 1937, ông ngồi bên bản vẽ và bắt đầu thiết kế một loại máy thu sóng rất khác. Ông vẽ ra một anten lớn dạng đĩa trông tương tự như cái dù lật ngửa và quyết định đường kính là khoảng 9m.

Thậm chí nó có cả bốn nan hoa rất ngắn chụm lại vói nhau trên chỗ lõm ở trung tâm đĩa. Chỗ các nan hoa gặp nhau, các sóng vô tuyến sẽ được hội tụ. Đây là bộ góp, một đường cáp điện từ bộ này sẽ mang các tín hiệu đến phòng điều khiển.

Phòng điều khiển của ông thật ra là một hầm chứa đồ vật nằm bên dưới tầng trệt. Một khi đĩa đã được trù tính ông chỉ phải tính làm thế nào để điều khiển chuyển động của nó, sao cho ông có thể nghiên cứu phần bầu trời mà ông muốn nghiên cứu. Ông ngẫm nghĩ:

- Sự quay của Trái đất là theo chiều từ đông sang tây. Vậy mình chỉ cần cho anten nghiêng lên hoặc nghiêng xuống.

Để làm điều này, ông nghĩ ra hai khung bán nguyệt được đặt dưới đĩa, dựng đứng như hai chiếc móng ngựa, mỗi bên một khung.

Khi thiết kế đã được tính toán xong xuôi, ông đặt làm hơn 40 mảnh sắt lá mạ kẽm từ một nhà cung cấp, yêu cầu chúng phải được cắt theo các hình dạng đặc biệt và đánh số theo thứ tự. Ngoài ra, ông cũng đặt làm các thanh giằng bằng gỗ được đục mộng để lắp ráp.

Làm việc qua những chiều mùa hè oi bức, Reber bắt đầu ráp các chi tiết trong sân nhà ông. Những người hàng xóm đi qua dừng lại và dướn cổ qua hàng rào để xem cái đĩa to đang nhô cao dần khỏi cây cối trong sân, nhưng ông không bận tâm. Đến tháng Tám ông lắp ráp xong, kính thiên văn vô tuyến của ông đã sẵn sàng.

Buổi chiều tối đầu tiên sau khi kính được hoàn tất, từ chỗ làm việc ông lao nhanh về nhà và đi thẳng vào căn hầm. Thế nhưng, mặc dù ngồi hàng giờ với bộ ống nghe áp tai, ông chẳng nghe được gì cả. Thật là một thất vọng lớn.

Ngày này sang ngày khác ông tiếp tục nghe, nhưng kết quả vẫn như cũ. Ông lo lắng, kiểm tra lại các tính toán và thầm nghĩ: "Có thể anten không đủ nhạy. Hoặc giả nếu có bộ khuếch đại mạnh hơn thì..."

Song bộ khuếch đại mạnh hơn cũng không giúp ích gì. Ông lại còn biết các sóng vô tuyến lúc nào cũng bật ra khỏi đĩa anten. Thật là khó chịu! Cuối cùng, ông quyết đinh dò sang các sóng dài hơn.

Trước đó, Jansky đã nghe trên dải sóng dài khoảng 14 đến 20m. Còn Reber đã và đang tìm cách thu sóng có bước sóng chỉ 8,9cm, tức ngắn hơn khoảng 200 lần. Giờ đây, ông đang vặn núm chỉnh sóng để dò tìm các sóng càng lúc càng dài. Từ 8,9cm, ông tiến dần đến 33cm, rồi 0,6m, 0,9m... Vào một đêm tháng Mười 1938, ông tiến dần đến sóng 1,8m. Lúc bật công tắc máy thu, sự bất ngờ đã mang đến cho ông niềm hy vọng: kim trên đồng hồ đo đang đung đưa ngang qua mặt số. Ông chộp lấy bộ ống nghe và kêu lên:

- Một tín hiệu!

Ông ngồi nghe suốt đêm, trên gương mặt nở nụ cười hài lòng. Đó là tiếng rít mà ông đã trông đợi từ bấy lâu nay.

.

Giờ đây, Reber bỏ ra nhiều đêm để nghe. Đi làm về, ông ăn tối, ngủ cho tới nửa đêm rồi thức dậy nghe và ghi chép. Đến sáu giờ sáng, ông miễn cưỡng rời khỏi căn hầm, dùng cà phê đặc rồi lái xe đi làm. Trên đường, cảnh quan đất canh tác màu mỡ không làm chú ý, trong đầu ông chỉ thấy các vạch trên giấy, các bản đồ của những nơi mà ông bắt đầu thăm dò.

Thế nhưng ông phải biết thêm về thiên văn học. Hiện ông đang có rất nhiều dữ liệu được ghi lại, nhưng ông không biết cách giải thích chúng. Vì vậy, ông ghi tên vào Đại học Chicago và bắt đầu nghiên cứu vật lý học thiên thể.

Khi đủ khả năng để giải thích các bản đồ và biểu đồ mà ông lập ra, ông mang chúng đến các nhà thiên văn ở đài Yerkes. Trải ra một bản đồ trông như hàng loạt các đường viền thể hiện độ cao so với mực nước biển, ông nói:

- Mỗi đường chỉ ra một cường độ tín hiệu xác đinh.

Otto Struve, giám đốc đài thiên văn, mải mê xem xét bản đồ, ông thầm thì:

- Rất đáng chú ý. Hoàn toàn khác thường.

Reber hồ hởi tiếp lời:

- Các đường này xem ra khẳng định công trình của Jansky. Ông thấy cường độ tăng lên ở chỗ này chứ? Nó chỉ chính xác các sóng vô tuyến từ dải Ngân Hà đi qua anten của tôi!

Struve gọi một nhà thiên văn trẻ gốc Hòa Lan tên là Gerard Kuiper vào để xem qua bản đồ. Sau đó, ông gọi các nhà thiên văn khác của đài vào xem. Mọi người đều thắc mắc cái gì có thể phát ra các sóng vô tuyến cực mạnh đến như thế. Họ chưa biết về cơ cấu bên trong của các sao có thể tạo ra các sóng như vậy.

Kuiper chỉ vào một số đường cường độ tín hiệu và hỏi một cách đầy hy vọng:

- Các đường dao động mãnh liệt này là gì?

Reber bật cười:

- Một nha sĩ cách chỗ tôi ba khối nhà! Mỗi lần ông ấy sử dụng máy khoan răng, tôi thu được nhiễu từ máy khoan. Xe cộ qua lại cũng ảnh hưởng, các sóng từ hệ thống đánh lửa của ô tô gây ra nhiễu. Đấy là một lý do để tôi bắt đầu ghi lại sau nửa đêm - xe cộ xung quanh ít hơn.

Năm 1940, Reber công bố các kết quả đầu tiên của mình. Sau đó, hy vọng thăm dò các nguồn xác đinh phát sóng vô tuyến, ông hướng đĩa anten vào các sao sáng ở gần được chọn: Vega, Sirius, Antares, Deneb và Mặt trời. Ông ngạc nhiên vì không nghe được tín hiệu nào của chúng. Mãi đến bốn năm sau, ông mới xoay xở để dò một tạp âm vô tuyến yếu đến từ Mặt trời.

Trong lúc đó, ông tiếp tục tinh chỉnh các đường viền vô tuyến trên bản đồ. Ông phát hiện rằng một số vùng phát ra các sóng đặc biệt mạnh. Năm 1944, ông viết:

- Một vùng hướng vào trung tâm Thiên Hà của chúng ta, theo hướng của chòm sao Sagittarius (Nhân Mã). Các vùng khác hình như nằm trên các nhánh chĩa ra từ Thiên Hà - theo kiểu các nhánh xoắn thấy ở các thiên hà khác.

Vào lúc bấy giờ, đấy là giới hạn xa nhất mà Reber có thể đạt tới. Ngày nay, chúng ta biết rằng linh cảm của ông về các nhánh xoắn của Thiên Hà là đúng. Các nhà thiên văn vô tuyến đã phát hiện rằng Thiên Hà của chúng ta thực sự có dạng xoắn. Trên thực tế, nó trông rất giống với thiên hà Andromeda (Tiên Nữ) có ký hiệu M31, là thiên hà gần nhất với chúng ta. Chúng ta cũng biết rằng sóng vô tuyến trong các nhánh của Thiên Hà chủ yếu xuất phát từ khí giữa các sao; thay vì bắt nguồn từ bản thân các sao, các sóng cực mạnh này lại bắt nguồn từ trung tâm của Thiên Hà vẫn còn là điều bí ẩn.

Các nguồn sóng vô tuyến khác cũng đã được xác đinh vị trí. Một số sao (trừ Mặt trời ra) được biết là các nguồn phát sóng vô tuyến. Các đám mây khí cực lớn, có lẽ còn lại sau vụ nổ của một sao, cũng phát sóng vô tuyến.

Các thiên hà khác cũng phát sóng. Bình thường, chúng khá yên tĩnh như Thiên Hà của chúng ta (thiên hà Andromeda là một trong số này). Nhưng có một số thiên hà rất ồn, các nhà thiên văn gọi chúng là thiên hà "lập dị" hay thiên hà hoạt động. Thiên hà đầu tiên trong số này được nhận dạng qua kính viễn vọng quang học là thiên hà Cygnus A (Thiên Nga A) - là nguồn tạp âm ồn thứ nhì trên bầu trời. Dáng vẻ của nó làm các nhà thiên văn khắp nơi phải sửng sốt.

SMITH & BAADE

Lúc đầu, tạp âm vô tuyến trong chòm sao Cygnus (Thiên Nga) được Grote Reber chú ý đến. Sau đó, ba người Anh tên là Stanley, S.J. Parson và J.W. Phillips lập một bản đồ chính xác hơn về tạp âm này bằng cách dùng các bước sóng dài hơn. Họ thấy rằng nó tập trung tại một vùng nhỏ mà họ gọi là Cygnus A.

Thế nhưng, vùng nhỏ này bao trùm một phần rất lớn của bầu trời. Các nhà thiên văn quang học quan sát vùng này và thấy nó lấm tấm với rất nhiều thiên thể. Một số là các sao ở gần, một số khác là các thiên hà ở xa. Họ không thể chọn ra thiên thể nào trong số chúng là nguồn phát sóng vô tuyến. Vậy thì, làm thế nào để nhận dạng nguồn phát sóng vô tuyến cực mạnh này?

Vào lúc đó, Martin Ryle, giám đốc đài thiên văn vô tuyến Mullard gần Cambridge (Anh), quyết định rằng phải cần một kính viễn vọng vô tuyến chính xác hơn. Một hôm, ông nói: "Có thể một giao thoa kế vô tuyến sẽ làm công việc này".

Ryle là chuyên gia về các giao thoa kế. Một số được làm ra có anten kép, tín hiệu thu bởi hai anten được kết hợp để cho ra giá trị đọc cuối. Hệ thống hai anten này tạo ra một thiết bị hiệu quả hơn là một anten. Ngoài ra, anten kép là các bộ tìm hướng đặc biệt tốt. Nếu tín hiệu từ một nguồn vô tuyến đến đồng thời tại mỗi anten, thì giữa hai anten sẽ cho thấy khoảng cách từ nguồn đến mỗi anten là như nhau. Tuy nhiên, nếu nguồn hơi nghiêng về một bên, thì tín hiệu sẽ không đến đồng thời và sự khác biệt này lập tức được thể hiện trên máy ghi.

Trong số các giao thoa kế của mình, Ryle có hai đĩa có thể xoay được, đường kính 8,2m. Hai đĩa này đã từng được dùng để dò tìm rađa. Giờ đây, chúng được dựng cách nhau 305m trên một máng đãi quặng chưa sử dụng ở vùng nông thôn. Cùng với nhau, chúng tạo thành một thiết bị dò đặc biệt chính xác. Với hai đĩa này, Ryle nghĩ rằng ông sẽ có thể tìm ra vị trí chính xác của Cygnus A.

Graham Smith, một thành viên khác của nhóm Đại học Cambridge, cũng rất quan tâm đến việc xác định vị trí của các nguồn vô tuyến. Giờ đây, ông gánh vác công việc khó khăn để tìm cách xác đính rõ Cygnus A.

Tháng Tám 1951, bộ anten đĩa kép được xoay hướng về một vùng nhỏ của bầu trời. Ngồi bên trong phòng điều khiển, Smith quan sát trong khi máy ghi dữ liệu tự động ghi lại các tín hiệu mà anten thu được. Một đường dọn sóng vạch ra trên cuộn giấy của máy ghi.

Bên ngoài, những nông dân đang ra sức thu hoạch vụ mùa, tiếng ồn từ các động cơ máy kéo của họ vọng vào cửa sổ đang mở của phòng điều khiển. Song các động cơ ấy không ảnh hưởng đến việc thu sóng vô tuyến, do các nhà thiên văn Cambridge đã lắp vào chúng các bộ triệt nhiễu.

Các sóng càng lúc càng lớn được vạch ra khi tín hiệu mạnh dần. Smith hăm hở cúi thấp xuống để nhìn kỹ vào đường vạch dợn sóng trên cuộn giấy. Giờ này sang giờ khác, nguồn tạp âm len lỏi càng lúc càng gần đến vị trí trung tâm giữa hai đĩa anten. Ông bồn chồn lau mắt kính rồi chăm chú nhìn kỹ hơn. Ông muốn thấy điểm chính xác, mà tại đấy tín hiệu là mạnh nhất.

Khoảnh khắc ấy đến khi ông không biết chắc liệu các sóng vẫn đang trở nên lớn dần hay không. Rồi ông thở phào nhẹ nhõm: đỉnh sóng đã và đang đi qua. Như vậy, tín hiệu của Cygnus A đã chạy ngang qua điểm trung tâm giữa hai đĩa anten.

Ông đứng lên và bước vội dọc theo hành lang dẫn đến văn phòng của Ryle và thông báo:

 

Máy Thu

Trên đĩa anten của kính thiên văn vô tuyến, các sóng vô tuyến đến từ vũ trụ được hội tụ và đưa vào một máy thu. Sau khi khuếch đại, chúng được ghi lại dưới dạng một đường dợn sóng cho thấy sự biến thiên cường độ của tín hiệu.

- Martin, tôi thu được kết quả rồi! Hãy đến xem.

Ryle nhảy chồm lên và theo Smith đến phòng điều khiển. Máy ghi vẫn tiếp tục hoạt động, ghi lại đều đặn đường biểu diễn trên cuộn giấy. Ryle cầm lên một đoạn và nhìn dọc theo nó, ông mỉm cười với vẻ hài lòng rồi nói:

- Graham, chúng ta có thể đề nghị Baade tìm nguồn này bằng kính viễn vọng 508cm.

Trên núi mặt bàn Palomar ở miền nam bang California, một đài quan sát với mái vòm có đường kính 42m in bóng trên nền trời xanh. Bên trong đài là kiệt tác hoàn hảo của Hale: kính viễn vọng phản xạ 508cm. Trị giá 6 triệu đô la và nặng 140 tấn, nó là kính viễn vọng lớn nhất thế giới vào thời bấy giờ. Ống kính rộng đến mức người quan sát có thể ngồi trong một cái lồng đặt bên trong ở phần trên của ống kính, nhưng vẫn đủ cho ánh sáng đi qua và chiếu đến gương lớn ở phần dưới.

Các nhà thiên văn dùng kính viễn vọng này để quên đi thời gian hiu quạnh ở Pasadena và đợi đến lượt mình quan sát. Một người trong số họ là Walter Baade, từ lâu đã quan tâm đến các nguồn vô tuyến. Vào cuối tháng Tám, ông bước vào văn phòng của mình ở đài thiên văn Núi Wilson và bắt gặp trên bàn làm việc một phong thư mỏng được gửi theo đường máy bay. Thư này là của Graham Smith gửi cho ông.

Baade xé mở phong thư, đọc lướt qua và khẽ kêu lên ngạc nhiên. Rồi ông đi sang văn phòng kế bên, nơi bạn ông là Rudolf L. Minskowski đang làm việc. Hai ông cùng nhau bàn bạc những gì viết trong thư. Minskowski cất tiếng:

- Đây là vị trí chính xác nhất đã thu được. Ông sẽ tìm nó chứ?

Baade tuyên bố:

- Cũng đáng thử đấy. Để xem liệu tôi có kham nổi với nó hay không trong chuyến đi sắp tới đến Palomar.

Đó là ngày 4 tháng Chín, khi cơ hội sử dụng kính viễn vọng lớn nhất đã đến. Chiều hôm ấy, Baade tạm biệt vợ là Johanna và đi ô tô vượt 205km đường đến đài thiên văn Núi Palomar. Ông sẽ ở đấy trong mười ngày.

Ban ngày, mái vòm đóng lại nhằm bảo vệ gương tránh nhiệt của Mặt trời; lúc hoàng hôn, nó mở trượt ra. Baade leo lên chiếc thang máy nhỏ dẫn đến một boong chạy xung quanh bên trong của đáy mái vòm, rồi bước lên một bệ di động đưa ông lên đến miệng của ống kính. Bây giờ, ông có thể bước từ bệ để chui vào lồng rộng 1,5m. Trong lồng này, ông sẽ quan sát qua đêm, chụp hết ảnh này sang ảnh khác. Ông đang trong tâm trạng căng thẳng như một tay đua ở vạch xuất phát, quyết tâm giành cái tốt nhất trong thời gian cho phép.

Đêm ấy thời tiết rất tốt. Trong khi Baade ngồi trong kính viễn vọng, một người phụ tá điều khiển kính hướng vào mục tiêu đầu tiên. Đó là thiên hà Andromeda mà ông đang nghiên cứu kỹ, nhằm sửa lại tỉ xích khoảng cách tói sao biến quang của Hubble.

.

Trong nhiều giờ liền, Baade thực hiện có phương pháp chương trình được sắp xếp của mình. Sau đó, ngay trước lúc nửa đêm, ông chuyển sang quan sát Cygnus A. Kính viễn vọng được hướng vào vị trí chính xác, nơi nguồn tạp âm sẽ phù hợp với vị trí mà Graham Smith đưa ra. Baade chụp hai kiểu phim.

Chiều hôm sau, ông hiện ảnh trong buồng tối của đài quan sát. Ngay khi trông thấy âm bản, ông biết rằng mình đang nhìn vào một cái gì đó khác thường. Trên khắp bức ảnh là các thiên hà - hơn 200 đối tượng - nhưng thiên hà nằm ngay giữa bức ảnh không giống bất kỳ thiên hà nào mà ông đã thấy trước đây. Nó có một nhân kép, dường như bị biến dạng, như thể ở đó có một lực hút không bình thường.

 

Baade miên man suy nghĩ về bức ảnh trong bữa ăn tối đêm ấy. Dạng kép này có nghĩa là gì? Liệu nó có phù hợp với nghiên cứu lý thuyết thuần túy mà ông đã tiến hành trước đó trong năm? Cùng với nhà thiên văn Lyman Spitzer ở đài Princeton, ông thử tìm xem điều gì sẽ xảy ra nếu hai thiên hà va chạm. Họ đồng ý với nhau là một vụ va chạm như vậy không chắc sẽ xảy ra, nhưng cũng có khả năng xảy ra. Có thể đây chính là bức ảnh của một vụ va chạm như vậy!

Đêm ấy, ông xem lại một lần nữa các bức ảnh trước khi chui vào lồng quan sát. Ông muốn gắn chặt chúng trong trí và nghĩ về chúng. Suốt đêm ông suy nghĩ khi tiếp tục với công việc thường lệ của mình; càng suy nghĩ, ông càng nhận ra rằng mình đúng.

Trở về đài thiên văn Núi Wilson, Baade nói cho Minskowski biết ý nghĩ của ông. Minskowski nhấc cặp kính ra nhìn Baade vẻ chế giễu, rồi lại đeo kính vào. Sau một lát, ông nói:

- Không, Walter, tôi không đồng ý. Trở ngại ở đây là ông và Spitzer đã mơ về sự va chạm của các thiên hà. Lẽ tự nhiên là ông muốn thấy chúng, nhưng ông có bằng chứng nào để cho thấy các khối ánh sáng ấy thực sự là gì? Hoàn toàn không có!

Baade thất vọng. Ông thăm dò ý kiến các nhà thiên văn khác, nhưng họ đồng ý với Minskowski. Ông chỉ còn biết thở dài buồn bã.

Nhưng ông không quên nó. Những người khác cũng không để ông quên nó. Sáu tháng sau, ông nghe Minskowski mang nó ra giễu cợt tại một hội thảo chuyên đề. Nhưng rồi Baade cứng cỏi nói:

- Đánh cuộc với ông một ngàn đô la là tôi đúng.

Minskowski cười to:

- Tôi không đủ khả năng bỏ ra một món tiền lón như thế. Ngoài những thứ khác ra, tôi vừa mua một ngôi nhà.

Baade vẫn khăng khăng:

- Thôi được, một thùng rượu whisky vậy.

Minskowski lắc đầu:

- Thậm chí cái đó tôi cũng không đủ khả năng.

Cuối cùng, hai người đồng ý đánh cuộc chỉ một chai whisky. Nhưng làm thế nào họ có thể chứng minh liệu Baade đúng hay sai? Minskowski nói:

- Nếu các thiên hà thực sự va chạm thì khí giữa các sao sẽ gây tác động cực kỳ lớn. Có thể sẽ có khí neon V ở đấy. Sự kích hoạt sẽ bóc đi các electron ngoài cùng của các nguyên tử neon.

Baade tuyên bố:

- Vậy thì đó là cách để kiểm tra. Nếu neon V có ở đấy, nó sẽ biểu lộ trên ảnh phổ. Ông có thể chụp ảnh hiện tượng ấy ở đài thiên văn Núi Wilson.

Minskowski đồng ý làm công việc tinh tế này. Vài tuần sau, vào tháng Năm năm 1952, Baade đang ngồi trong văn phòng thì Minskowski bước vào với gương mặt tiu nghỉu. Baade biết rằng mình thắng cuộc, ông hóm hỉnh cất tiếng:

- Chúng ta sẽ chọn nhãn hiệu whisky nào?

Minskowski rút ra bức ảnh phổ. Trên ảnh là vạch sẫm cho thấy neon V nổi bật rõ nét. Trông như thể Baade nói đúng, một vụ va chạm rất lớn đã xảy ra cách xa 700 triệu năm ánh sáng và họ là các nhân chứng.

Ngày nay, các nhà thiên văn không tin chắc đến như thế. Thiên thể kỳ lạ trong Cygnus A có thể là một cặp thiên hà va chạm, nhưng cũng có thể có các giải thích khác. Một giải thích cho rằng một thiên hà đơn đang tách ra làm hai phần. Một giải thích khác cho rằng một thiên hà đang vỡ ra sau một quá trình suy sụp mãnh liệt hướng vào bên trong.

Song điều chắc chắn là các sóng vô tuyến không xuất phát từ các vùng có thể nhìn thấy này, mà từ hai quầng sáng lớn có dạng cánh, ở xa khoảng 100.000 năm ánh sáng. Điều này đã được hai nhà thiên văn Roger Jennison và Morinal K. Das Guptal của đài Jodrell Bank phát hiện ở Anh. Tại sao hai quầng này tồn tại vẫn còn là điều bí ẩn.

Giờ đây, nhiều thiên hà với các quầng đôi như vậy đã được biết đến. Tuy trông khác nhau, nhưng tất cả chúng đều phát ra sóng vô tuyến cực kỳ mạnh. Các nhà thiên văn gọi chúng là các thiên hà hoạt động, bởi vì chúng rất khác với các thiên hà bình thường, chẳng hạn Thiên Hà của chúng ta.

Ngày nay, các nhà thiên văn đang cố tìm hiểu tại sao các thiên hà hoạt động tồn tại. Nếu cuối cùng họ tìm được giải đáp, chúng ta sẽ biết thêm nhiều về bản chất của các thiên hà và của vũ trụ.

PHẦN KẾT

Khi chúng ta nhìn càng ngày càng xa vào không gian, cũng có nghĩa là chúng ta nhìn càng ngày càng xa vào quá khứ. Kính viễn vọng phản xạ 508cm đã tiết lộ các quần thể thiên hà trong chòm sao Bootes (Mục Phu) ở xa 5 tỉ năm ánh sáng. Chúng ta thấy các thiên hà này với ánh sáng đã mất 5 tỉ năm để di chuyển từ chúng đến Trái đất. Như vậy, có nghĩa là ánh sáng bắt đầu chuyến hành trình của nó vào khoảng thời điểm Trái đất được sinh ra. Chúng ta đang nhìn vào một phần của vũ trụ như nó có vào lúc ấy.

Một số người tin rằng vũ trụ đang thay đổi, hay nói đúng hơn là đang phát triển. Họ nghĩ là vào một thời điểm nào đó trong quá khứ, có lẽ 10 tỉ năm trước, mọi vật chất mà hiện nay tạo thành các thiên hà đều đặc sít với nhau, kể từ đó nó đã bay tản mạn và lão hóa.

Một số người khác cho rằng tính trung bình thì tuổi vũ trụ lúc nào cũng như nhau. Mặc dù nó đang giãn nở và các thiên hà đang tản ra xa theo mọi hướng, nhưng cũng có thêm các thiên hà khác đang được hình thành. Họ nói rằng 10 tỉ năm nữa, vũ trụ cũng sẽ trông như nó hiện nay. Nếu họ đúng, thì vũ trụ không có bắt đầu và sẽ không có kết thúc.

Bằng cách tìm xem vũ trụ trông như thế nào trong quá khứ, chúng ta có thể đánh giá liệu nó đã và đang thay đổi hay không. Có thể nói kính viễn vọng là cỗ máy thời gian để tìm đến các thời đại khác nhau. Nhưng cho đến nay, chúng ta không có khả năng lùi về quá khứ đủ xa để tìm các thay đổi rõ ràng.

Để vươn tầm nhìn ngày càng xa hơn, chúng ta không thể dùng ánh sáng. Ánh sáng đến từ các thiên hà rất xa, mờ đến mức thậm chí không thể chụp ảnh được nó. Tuy nhiên, một số thiên hà phát ra sóng vô tuyến mạnh hơn nhiều so với chúng phát ra sóng ánh sáng. Nếu thiên hà hoạt động trong chòm sao Cygnus xa hơn mười lần, thì kính viễn vọng quang học sẽ không cho thấy nó, nhưng kính viễn vọng vô tuyến dễ dàng ghi lại nó. Như vậy, bằng sóng vô tuyến, các nhà thiên văn chờ đợi thăm dò các tầm thậm chí xa hơn của vũ trụ. Bằng cách ghi lại các thiên hà trông như thế nào khi vũ trụ trẻ hơn rất nhiều so với hiện nay, họ hy vọng tìm ra liệu có giải đáp nào đó cho câu hỏi lón nhất trong thiên văn học: Vũ trụ bắt đầu như thế nào?.

Nguyễn Tứ

Theo http://vnthuquan.net/