CƠ CHẾ BỨC XẠ VÔ TUYẾN CỦA CÁC THIÊN THỂ
BỨC XẠ NHIỆT. Bất kỳ vật thể nào bị làm nóng lên đều bức xạ sóng điện từ. Vật thể càng nóng bao nhiêu thì bức xạ sóng ngắn càng có nhiều trong phổ của nó bấy nhiêu. Định luật phân bố năng lượng trong phổ của bức xạ nhiệt được nhà vật lí học Đức Mac Plăng phát biểu và định luật đó được đặt tên người lập ra nó: định luật Plăng. Ở nhiệt độ 6000K mứcbức xạ tối đa năng lượng ở vào vùng quang học. Phổ bức xạ của bề mặt Mặt Trời là như vậy. Ngôi sao nóng hơn bức xạ phần lớn năng lượng ở miền tia tử ngoại, ngôi sao ít nóng hơn ở miền tia hồng ngoại. Để phổ có được mức tối đa trong dải sóng xăngtimet, nhiệt độ nguồn chỉ cần là 3K (- 2700).
So sánh cường độ bức xạ vô tuyến của một nguồn đang được nghiên cứu trên vài bước sóng, có thể xác định xem định luật Plăng có được thực hiện hay không (nghĩa là bức xạ này có phải là bức xạ nhiệt không) và nếu đúng là vậy thì nhiệt độ nguồn là bao nhiêu. Sự đo đạc chỉ ra rằng bức xạ vô tuyến Mặt Trời tương ứng với nhiệt độ cao hơn hẳn nhiệt độ bề mặt nhìn thấy được của nó. Như vậy là nhiệt độ được xác định theo bức xạ vô tuyến trong dải xăngtimét vào khoảng 10.000K còn trong dải mét là 1.000.000K. Điều này được giải thích rằng bức xạ vô tuyến của Mặt Trời được sản sinh ra ở các tầng trên của khí quyển của nó, được gọi là nhật hoa (ở dạng các tia quang học nó chỉ được nhìn thấy trong thời gian nhật thực toàn phần). Bị nung nóng tới hàng triệu độ, nhật hoa thể hiện mình như một nguồn bức xạ vô tuyến nhiệt. Các thiên thể của hệ Mặt Trời (Mặt Trăng, các hành tinh và các vệ tinh của chúng) và những đám mây khí giữa các vì sao được nung nóng bởi bức xạ tử ngoại của các ngôi sao nóng cũng là những nguồn bức xạ nhiệt vũ trụ ở dải sóng vô tuyến. Nhưng thường thì công suất của bức xạ này không lớn.
BỨC XẠ XINCRÔTRÔN. Bức xạ xincrôtrôn được sinh ra bởi các êlectron chuyển động với vận tốc áp dụng thuyết tương đối (nghĩa là gần với vận tốc ánh sáng trong từ trường bức xạ này lần đầu tiên được phát hiện ra trong máy gia tốc hạt: máy xincrôtrôn. Hạt được tích điện, chuyển động trong từ trường không theo đường thẳng mà theo đường xoáy ốc. Độ lớn của vòng xoắn ốc phụ thuộc vào điện tích của hạt, khối lượng của hạt và cường độ của từ trường. Trong khi quay, hạt dần dần mất năng lượng do bức xạ sóng điện từ. Bức xạ những hạt vận tốc lớn tập trung vào một hình nón hẹp hướng dọc theo véctơ vận tốc tức thời của nó, và có tần số cao hơn bức xạ hạt vận tốc thông thường (không áp dụng thuyết tương đối). Bức xạ của những hạt riêng biệt có tốc độ khác nhau được cộng lại và tạo ra bức xạ xincrôtrôn quan sát được. Đó là bức xạ không mang tính nhiệt, cường độ của nó tăng dần loên cùng với sự tăng của bước sóng.
Lần đầu tiên lý thuyết về bức xạ xincrôtrôn được áp dụng để giải thích sự bức xạ vô tuyến vĩ tuyến cao phi nhiệt của Thiên Hà chúng ta. Chính nó đã được phát hiện trong những lần quan sát vô tuyến Đầu tiên. Ngay từ năm 1950 các nhà bác học Thụy Điển H. Anven và N. Gheclôpxơn đã đưa ra giả thuyết rằng bức xạ vô tuyến của Ngân Hà là bức xạ xincrôtrôn của êlectrôn vũ trụ, chuyển động với tốc độ gần băng tốc độ ánh sáng trong từ trường giữa các sao. Giả thuyết của họ được khẳng định một cách tuyệt vời. Phần lớn các nguồn vô tuyến ngoài Ngân Hà đều có tính chất xincrôtrôn. Đó là cơ chế phổ biến nhất của bức xạ vô tuyến vũ trụ. Các ví dụ! bức xạ của tàn tích của các vụ nổ sao siêu mới (Tinh vân Cua, Tiên Hậu A) và cũng như bức xạ vô tuyến của hành tinh Mộc.
BỨC XẠ VÔ TUVẾN CỦA HIĐRÔ TRUNG HOÀ TRÊN SÓNG 21cm. Cả bức xạ vô tuyến nhiệt lẫn bức xạ vô tuyến xincrôtrôn đều có phổ liên tục. Chúng được sản sinh ra do chuyển động của các êlectrôn tự do. Nhưng êlectrôn liên kết, nghĩa là nằm trong thành phần nguyên tử hoặc phân tử cũng có thể bức xạ khi di chuyển từ quỹ đạo này sang quỹ đạo khác (từ một trạng thái năng lượng sang trạng thái khác). Khi đó thì bức xạ có bước sóng xác định, phụ thuộc vào hiệu của hai mức năng lượng của trạng thái mở đầu và kết thúc và là một vạch phổ hẹp. Hiệu các mức năng lượng càng lớn thì bước sóng của vạch phổ bức xạ càng ngắn.
Để vạch phổ rơi vào vùng vô tuyến cần có sự dịch chuyển êlectron giữa các trạng thái năng lượng rất gần nhau. Nhà vật lý thiên văn Hà Lan Henđric van đơ Huynxtơ đã tìm ra sự chuyển dịch này đối với nguyên tử hyđrô năm 1945. Ông chứng minh rằng khi nguyên tử hyđrô tự chuyển từ trạng thái mà trục quay của êlectrôn vò prôton cùng hướng sang hướng mà trục quay của chúng ngược nhau thì phải bức xạ một vạch phổ trong vùng vô tuyến với bước sóng 21cm. Cường độ mong đợi của vạch bức xạ vô tuyến mà Vanđơ Huynxtơ tiên đoán đã được Iôxip Xamuilôvich Sclôpxki tính toán năm 1948.
Năm 1951vạch bức xạ vô tuyến của hyđrô trung hoà với trước sóng 21cm đã được phát hiện hầu như đồng thời bởi ba nhóm nghiên cứu Mỹ, Úc và Hà Lan. Sự đo đạc thiên văn vô tuyến ở vạch 21 cm là phương tiện nghiên cứu vũ trụ hữu hiệu, bởi vì trước đó hyđrô trung hoà, chiếm hơn một nửa khối lượng vật chất giữa các vì sao của Thiên Hà, vẫn chưa có cách nào quan sát được. Sự đo đạc ở vạch 21 cm cho phép xác định mật độ nhiệt độ và tốc độ chuyển động các đám mây hyđrô giữa các sao trong Ngân Hà của chúng ta và các thiên hà lân cận.
BỨC XẠ CÁC VẠCH VÔ TUYẾN TÁI TỔ HỢP. Vạch 21cm được bức xạ bởi các đám mây hyđrô trung hoà lạnh, trong đó các nguyên tử nằm ở mức năng lượng thấp nhất: mức cơ bản nghĩa là êlectrôn quay quanh prôton theo quỹ đạo gần với nó nhất. Ngoài trạng thái cơ bản, nguyên tử còn có một loạt các trạng thái có thể có được gọi là các trạng thái kích thích khác, khi êlectron quay quanh prôton theo một quỹ đạo xa hơn với số hiệu n nào đó. Đối với trạng thái cơ bản thì n=1. Nguyên tử không thể tồn tại lâu ở trạng thái kích thích. Cuối cùng êlectrôn sẽ quay về quỹ đạo cơ bản bằng một hay một số bước chuyển, mỗi lần lại phát ra bức xạ phù hợp với bước sóng tương ứng các bước chuyển giữa các quỹ đạo và những số hiệu lớn (thí dụ từ số 110 sang số 109) tương ứng với bức xạ trong vùng vô tuyến, được gọi là bức xạ tái tổ hợp. Khả năng quan sát vô tuyến tái tổ hợp được nhà thiên văn người Nga Nicôlai Xemiônôvich Cacđasôp dự đoán năm 1959. Những vạch này đem tới những thông tin phong phú về những điều kiện vật lý trong các tinh vân khí và môi trường giữa các sao. Các vạch tái tổ hợp không chỉ tìm thấy ở hyđrô mà còn ở nguyên tử hêli và cácbon hơn nữa các vạch bức xạ vô tuyến cácbon quan sát được khi có các bước chuyển giữa các quỹ đạo với các số lớn kỷ lục: hơn 700. Bước sóng của những vạch như vậy là khoảng 30m. Nó được nhà thiên văn vô tuyến Ucraina A. I. Cônôvalencô phát hiện trên kính thiên văn 2 kilômét đồng pha UTR-2 gần Khaccôp.
CÁC VẠCH PHÂN TỬ VÀ BỨC XẠ MAZE (MASER). Sự tồn tại của phân tử trong môi trường giữa các sao được biết tới khi quan sát các vạch hấp thụ giữa các sao trong phổ của các ngôi sao xa xôi. Nhưng rất tiếc là các vạch như vậy lại chủ yếu rơi vào vùng tia tử ngoại của dải phổ quang học, mà đối với nó thì khí quyển Trái Đất không đủ trong suốt. Do vậy những nghiên cứu chi tiết các phân tử trong không gian giữa các sao chỉ có thể thực hiện được với sự phát triển của kính thiên văn vô tuyến. Khả năng có tính nguyên tắc của những quan sát các phân tử giữa các sao bằng thiên văn vô tuyến đã được I. X. Sclốpxki lưu ý từ năm 1949. Ông đã tính toán bước sóng của các vạch bức xạ vô tuyến phân tử hyđrôxin (OH). Và mặc dù trong môi trường giữa các sao những phân tử này có ít hơn 10 triệu lần so với hyđrô, bốn vạch sóng vô tuyến OH đã được tìm thấy năm 1963 ở bước sóng gần 18 cm.
Năm 1965 các nhà thiên văn Mỹ đã tìm thấy ở hướng tinh vân Thợ Săn một vạch vô tuyến rất sáng và cực hẹp ở dải sóng 18 cm. Mặc dù trị số chính xác của bước sóng trùng hợp với một trong bốn vạch OH, cường độ của vạch lớn tới mức lúc đầu các nhà bác học đã gán nó cho một chất lạ chưa biết nào đó và đặt tên là "mixtêri", nghĩa là huyền bí. Tuy vậy những nghiên cứu sau đó đã chỉ ra rằng vạch này dù sao cũng thuộc các phân tử hyđrôxin, còn tính chất bất thường của nó là do cơ chế bức xạ đặc biệt gây nên. Nguồn bức xạ này được đặt tên là maze (maser) theo những chữ cái đầu của cụm từ Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation, nghĩa là "khuếch đại sóng cực ngắn bằng phát xạ cưỡng bức".
Để cho co chế khuếch đại bức xạ maze hoạt động, số lượng phân tử ở mức năng lượng cao cần phải nhiều hơn ở mức thấp. Ở trong những điều kiện thông thường thì mọi điều lại ngược lại: phần lớn các phân tử hoặc nguyên tử đều tồn tại ở mức năng lượng thấp. Tuy nhiên, dường như ở những điều kiện xác định trong những đám mây giữa các vì sao một cách tự nhiên có thể hình thành sự phân bố bất thường như vậy của các phân tử theo các trạng thái năng lượng. Nó đảm bảo tạo ra sự bức xạ vô tuyến maze.
Bức xạ maze quan sát thấy không chỉ đối với các phân tử OH, mà còn đối với nhiều chất khác nữa. Những maze mạnh nhất được tìm thấy đối với phân tử hơi nước trên sóng 1,35 cm. Hiện nay người ta đã biết tới vài trăm nguồn bức xạ maze ở các vạch hyđrôxin và hơi nước tại các vùng hình thành các sao và gần với các ngôi sao đỏ đã già. Cơ cấu maze hoạt động trong các đám mây dày đặc giữa các sao, nơi mà số các hạt trong một xăngtimet khối có thể đạt tới hàng triệu hoặc thậm chí hàng tỉ hạt.
