KHOẢNG CÁCH THIÊN HÀ
Trong khi nghiên cứu Thiên Hà của chúng ta, các nhà thiên văn đụng phải một vấn đề quan trọng: Mặt Trời nằm gần như chính xác trong mặt phẳng của Ngân Hà, nơi tập trung khí và bụi sao, hấp thụ ánh sáng của những vì sao xa. Vì vậy chúng ta chỉ nhìn thấy một phần của đã Thiên Hà, không xa hơn vài kilôparsec từ Mặt Trời.
Đặc biệt rất khó dùng kính thiên văn quang học “chọc xuyên” tới tâm của Thiên Hà để nghiên cứu cấu tạo và đo khoảng cách đến nó (Ro) đó là một trị số rất quan trọng đối với các nhà thiên văn để tính tỷ lệ của tất cả những khoảng cách khác trong Thiên Hà. Không có nó thì không thể xác định được tốc độ quay và khối lượng của Thiên Hà, khoảng cách đến những vì sao xa, các quần sao và tinh vân.
Ban đầu, những nhà thiên văn thậm chí còn không rõ tâm Thiên Hà nằm ở hướng nào. Năm 1917, nhà thiên văn người Mỹ Halâu Saply đã "lần mò" được hướng đó. Ông đã đề xuất rằng những quần sao hình cầu cư trú trong quầng Thiên Hà, do đó có thể nhìn thấy được ở những khoảng cách lớn, phải phân bố đối xứng với tâm Thiên Hà. Nhận thấy rằng các quần sao cầu tụ tập chủ yếu ở hướng các chòm sao Bọ Cạp, Xà Phu và Cung Thủ, Saply hiểu ra rằng tâm của Ngân Hà nằm ở đâu đó quanh chỗ này.
Vào những năm 1940, các kính thiên văn hồng ngoại kém nhạy hơn nhiều so với kính quang học đối với sự hấp thụ ảnh sáng ở giữa các sao, đã chỉ ra mật độ tập trung các sao rất lớn ở chòm sao Cung Thủ. Sau đó, các kính thiên văn vô tuyến vốn không sợ bị bụi Vũ Trụ cản trở quan sát, đã ghi nhận ở chòm sao đó nguồn sóng vô tuyến rất mạnh Sagittarius A. Thì ra nó trùng với tâm Thiên Hà. Giờ đây cần xác định khoảng cách đến nó. Saply dựa theo sự phân bố của các quần sao cầu đã ước lượng nó vào khoảng 12 - 16 kilôparsec (kpc). Khi đó, ông cho rằng Mặt Trời nằm ở mép đã Thiên hà, do đó đường kính đĩa là khoảng 30 kpc. Yếu tố bất định chính là phải tính đến sự hấp thụ ở khoảng giữa các sao, do đó cho đến nay khoảng cách đến một số các quần sao được biết có sai số tới 50%. Năm tháng trôi qua và đã xuất hiện những ước lượng mới về khoảng cách đến các sao và quần sao. Sự khác nhau trong các con số ước lượng khá lớn. Mỗi nhà nghiên cứu khi khảo sát vấn đề này lại tìm ra một giá trị Ro cho mình và cứ thích sử dụng mỗi nó. Tuy nhiên, nếu mỗi nhà thiên văn đều có "thước đo" của riêng mình thì sẽ chẳng có sự hiểu biết lẫn nhau. Để chấn chỉnh tình trạng này, năm 1963, cộng đồng thiên văn đã thoả thuận quy định các trị số thống nhất cho các đại lượng quan trọng nhất đặc trưng cho kích thước Thiên Hà (Ro) vận tốc quay trong vùng quỹ đạo Mặt Trời (Vo) đã thống nhất lấy Ro = 10 kpc, Vo = 250 km/s. Năm 1985, Đại hội đồng Hội thiên văn học quốc tế đã khuyến nghị sử dụng các trị số mới: Ro= 8,5 kpc và Vo = 220 km/s. Tuy nhiên, không phải tất cả các nhà thiên văn đều đồng ý rằng chúng chính xác hơn các trị số cũ. Mỗi năm lại thấy công bố ba bốn công tính tính toán đo đạc Ro và kết quả đao động từ 7 đến 11 kpc.
Tất nhiên, không phải bao giờ các nhà thiên văn cũng chịu chấp nhận các trị số ước lệ cho các đại lượng quan trọng nhất đặc trưng cho Thiên Hà, Các hệ ăngten khổng lồ - các giao thoa kế liên lục địa - hiện giờ đã cho phép thu được độ phân giải rất cao, tới 0,001”. Còn với việc phóng lên quỹ đạo quanh Trái Đất các ăngten lớn trong những năm sắp tới thì năng suất phân giải của chúng sẽ được nâng cao lên đáng kể và có thể sẽ đo được rất chính xác Ro.
Còn hiện tại, các nhà thiên văn vô tuyến đang áp dụng các thiên thể chỉ thị khoảng cách khác nhau: các sao kềnh, các đám mây phân tử, các tinh vân sáng, các nguồn bức xạ vô tuyến maze. Ví dụ gần tâm Thiên Hà có một đám mây khi khổng lồ giữa các sao Sagittarius B2 mà trong đó người ta quan sát thấy vài kết tụ, chuyển động theo các hướng khác nhau và bức xạ nói trên được tăng lên bớt hiệu ứng maze tự nhiên và các vạch phân tử phổ H2O có vẻ rất mạnh mẽ và hẹp. Dựa theo sự thay đổi vị trí của chúng trong phổ (hiệu ứng Đôple) có thể xác đính với độ chính xác cao tốc độ xuyên tâm của các kết tụ. Còn khi để ý trong vài năm vị trí của các nguồn đối với nhau thì có thể đo được sự dịch chuyển góc tương đối giữa chúng, sự dịch chuyển này vuông góc với tia nhìn (hướng xuyên tâm). Nếu các kết tụ chuyển động hỗn loạn thì các vận tốc trung bình tương ứng của chúng theo chiều dọc và ngang tia nhìn phải bằng nhau. Khi đó bằng cách đối chiếu vận tốc chuyển động của các kết tụ theo chiều ngang tia nhìn với vận tốc xuyên tâm (tức là vận tốc chuyển động dọc tia nhìn), dễ dàng xác định được khoảng cách đến đám mây này. Và đây cũng là khoảng cách đến tâm Thiên Hà, bởi vì đám mây này nằm ngay cạnh nó. Bằng phương pháp đó các nhà thiên văn đã xác định rằng Ro xấp xỉ bằng 7 kpc.
Vậy là sau 80 năm nỗ lực làm việc của các nhà thiên văn, Mặt Trời đã "xích gần" lại tâm Thiên Hà gần 2 lần so với trước. Nhưng không thể vì thế mà nói rằng kích thước của toàn bộ tinh hệ của chúng ta cũng nhỏ đi 2 lần. Bởi lẽ, trong những năm đó đã phát hiện ra nhiều sao, quần sao, mây khí cách tâm Thiên Hà khoảng 100 kpc, vậy thì đường kính Ngôi nhà sao của chúng ta lên tới gần 200 kpc. Không hiểu liệu Ngân Hà sẽ có kích thước ra sao nhờ kết quả nghiên cứu của các nhà thiên văn thế hệ mai sau.
