NHỮNG THIÊN THỂ Ở ĐÂU VÀ CHUYỂN ĐỘNG ĐI ĐÂU?
Từ bao nhiêu đời nay nhiệm vụ chính của thiên văn học là nghiên cứu chuyển động của các thiên thể. Bởi vì không có những phương tiện để nghiên cứu bản chất vật lý của chúng. Các nhà thiên văn học đã đạt được nhiều kết quả trong việc nghiên cứu chuyển động của các thiên thể cũng như giải thích được các nguyên nhân của những chuyển động này. Thí dụ như một trong những quy luật vật lý cơ bản nhất là định luật vạn vật hấp dẫn, được khám phá trên cơ sở những số liệu về chuyển động của các hành tinh.
Để nghiên cứu chuyển động của một thiên thể, trước hết cần phải chỉ ra vị trí của nó tại một thời điểm nhất định, thứ hai là cần phải xác định xem thiên thể đó chuyển động với tốc độ bao nhiêu và theo hướng nào. Nhưng đó vẫn chưa phải là tất cả. Bất kỳ một chuyển động nào cũng đều là tương đối. Bởi vậy khi nói đến tốc độ và vị trí của một thiên thể nào đó, chúng ta cần phải kể đến một thiên thể khác mà chuyển động vào nói đến được đo một cách tương đối theo thiên thể thứ hai kia, nói một cách chính xác hơn, chúng ta phải tạo ra được một hệ toạ độ. Một chuyên ngành của thiên văn học nghiên cứu việc thiết lập hệ toạ độ và tìm ra những phương pháp xác định vị trí và tốc độ của các thiên thể, gọi là môn đo đạc sao tức trắc lượng học thiên thể (tiếng Anh: astrometry).
Các nhà thiên văn học dùng ba trị số để xác định vị trí của một thiên thể trong không gian. Đó là những toạ độ trên thiên cầu (thí dụ xích kinh và xích vĩ) và khoảng cách tới thiên thể nghiên cứu. Thông thường thay cho cách nói khoảng cách người ta dùng khái niệm thị sai, tức là góc thấy được bán kính trung bình của quỹ đạo Trái Đất nhìn từ thiên thể đó. Bởi vì bán kính quỹ đạo của Trái Đất là một thông số đã biết trước một cách chính xác nên khi biết được thị sai, ta luôn luôn tính toán được khoảng cách. Tất cả ba đại lượng xác định vị trí của thiên thể đều là những góc.
Để tìm được trị số và hướng của vận tốc thiên thể ta cũng cần ba tri số. Các nhà thiên văn sử dụng sự thay đổi xích kinh và xích vĩ của thiên thể trong một đơn vị thời gian và tốc độ thay đổi khoảng cách. Người ta gọi tốc độ thay đổi các toạ độ trên bầu trời là chuyển động riêng của thiên thể, và gọi tốc độ thay đổi khoảng cách là tốc độ xuyên tâm hoặc tốc độ hướng kính của thiên thể ấy.
Như vậy, chuyển động thực trong không gian của thiên thể so với hệ Mặt Trời là tổng véctơ của chuyển động riêng và chuyển động xuyên tâm của thiên thể. Ta có thể xác định tốc độ xuyên tâm bằng cách đo thị sai tại hai thời điểm khác nhau. Nhưng độ chính xác của phương pháp này rất thấp. Rất may mắn là ta có thể sử dụng quang phổ của các thiên thể để đo tốc độ xuyên tâm. Nếu như một vì sao đang chuyển động về phía chúng ta thì bước sóng bức xạ của nó sẽ hơi ngắn hơn bước sóng của nguồn sáng bất động còn nếu như nó chuyển động xa dần chúng ta thì bước sóng sẽ lớn hơn một chút. Hiện tượng này được gọi là hiệu ứng Đôple (Doppler). Chúng ta đều biết rõ các bước sóng bức xạ từ những nguyên tử không chuyển động. So sánh các bước sóng đo được trong quang phổ của một vì sao với bước sóng ánh sáng của những nguyên tử bất động, ta có thể tính toán được tốc độ của vì sao đó chuyển động về phía chúng ta hay chuyển động xa dần chúng ta.
Giờ đây cần phải chỉ rõ những thiên thể chính trên bầu trời, tức là những thiên thể mà dựa theo chúng, ta xác định vị trí và vận tốc của những thiên thể khác. Cho đến thời gian gần đây người ta đã chọn ra 1535 vì sao mà toạ độ của chúng đã được xác định cực kỳ chính xác là những thiên thể chính. Các nhà thiên văn gọi những sao này là những sao cơ bản và danh mục các vì sao này là danh mục cơ bản. Đó là những vì sao sáng rõ, có nghĩa rằng đó là những vì sao ở tương đối gần mà đã là những sao ở gần thì chúng cũng thay đổi vị trí tương quan giữa chúng một cách rõ rệt. Dĩ nhiên, một danh mục cơ bản không chỉ ghi các toạ độ mà còn ghi cả những chuyển động riêng của các sao. Thế nhưng các chuyển động riêng được xác định với một sai số nào đó. Bởi vậy khi năm tháng cứ trôi dần đi, vị trí các sao được tính toán theo danh mục này cũng trở nên kém chính xác dần. Bởi vậy "tuổi đời có ích" của danh mục này cũng chỉ kéo dài vài chục năm. Sau thời hạn đó, cần phải lập một danh mục mới, mặc dù vẫn chỉ ghi lại ngần ấy sao. Danh mục cơ bản gần đây nhất có ký hiệu là FK - 5 danh mục cơ bản thứ năm") được lập ra năm 1988.
Còn nếu như chúng ta lựa chọn những thiên thể ở cách chúng ta rất xa mà thực tế hầu như không xê dịch làm các sao chính thì sao? Xa nhất trong số những thiên thể đã biết là các quada. Chúng ở cách xa hơn bất kỳ ngôi sao nào trong số 1535 ngôi sao cơ bản hàng triệu lần, bởi vậy vị trí tương đối của chúng trên bầu trời hầu như không thay đổi. Những quada (chuẩn tinh) này rất yếu ớt nên quan sát được chúng trên bầu trời thật khó khăn. Nhưng được cái chúng không chỉ phát ra ánh sáng nhìn thấy được mà còn cả phát sóng vô tuyến. Nhờ những kính thiên văn vô tuyến chúng ta có thể đo được vị trí tương quan của các chuẩn tinh này chính xác hơn nhiều lần so với khi dùng kính thiên văn thông thường.
Tất nhiên, chúng ta có thể thắc mắc rằng cần độ chính xác như thế để làm gì khi mà ta chỉ quan tâm đến sự chuyển động của một vì sao không bức xạ sóng vô tuyến. Hoá ra có thể kết nối vị trí của những chuẩn tinh với những vì sao, khi sử dụng bức xạ nhìn thấy được yếu ớt của chúng. Hiện nay, có rất nhiều nhà thiên văn đang làm việc về vấn đề làm cho mối liên hệ này càng chính xác càng tốt.
Còn hiện thời sử dụng những ngôi sao sáng rõ dễ quan sát làm các sao cơ bản vẫn thuận lợi hơn so với những chuẩn tinh. Chỉ có điều giá không chỉ là 1535 sao, mà thật nhiều hơn thế nữa thì tốt hơn. Để giải quyết vấn đề này các nhà thiên văn học và các kỹ sư thuộc cơ quan vũ trụ Châu Âu đã thiết kế và phóng lên trời một vệ tinh nhân tạo của Trái Đất gọi là HIPPARCOS (đó là những chữ cái viết tắt của cụm từ tiếng Anh High Precision Parallax Collecting Satellite với nghĩa là "Vệ tinh thu thập những thị sai có độ chính xác cao"). Cái tên gọi tắt này gợi cho chúng ta nhớ lại tên nhà thiên văn Hy Lạp cổ Hippac, (viết theo tiếng Hy Lập là Hipparkhos) người lập ra danh mục đầu tiên còn giữ được nguyên vẹn đến ngày nay vị trí các sao trên bầu trời.
Cần gì phải phóng lên một vệ tinh phức tạp và tốn kém đến như vậy? Vấn đề là ở chỗ việc quan sát các vì sao từ mặt đất bị cản trở vì phải nhìn xuyên qua bầu khí quyển luôn luôn biến động. Chúng ta có thể chế tạo được những kính thiên văn cực kỳ chính xác để đo chuyển động của các vì sao, nhưng sự bất ổn định của bầu khí quyền sẽ làm cho mọi nỗ lực của chúng ta trở nên vô ích. Việc quan sát từ trên vệ tinh còn có nhiều ưu điểm khác. Vệ tinh thường ở trong tình trạng không có trọng lượng nên vật kính của kính thiên văn cũng như nhiều chi tiết khác không bị thay đổi về hình dạng dưới tác động của trọng lực. Vệ tinh chuyển động xung quanh Trái Đất nên nó có thể quan sát được các vì sao của cả bắc bán cầu lẫn nam bán cầu của bầu trời. Cuối cùng việc quan sát từ trên vệ tinh không bị gián đoạn vào ban ngày cũng như lúc bầu trời đầy mây như ở trên mặt đất.
Vệ tinh Hipparcos làm việc từ tháng 8 năm 1989 cho tới tháng 3 năm 1993. Trên vệ tinh đã lắp đặt một kính thiên văn chỉ gồm toàn gương, bởi vì việc dùng thấu kính sẽ tạo ra những sai lệch do sự tán sắc thành quang phổ khi ánh sáng khúc xạ trong thấu kính. Trường nhìn của nó không lớn lắm, chỉ bằng kích thước của hai Mặt Trăng trên bầu trời. Vệ tinh đã thực hiện những quan sát có vẻ rất đơn giản: đo khoảng cách tương quan biểu kiến giữa các sao. Vệ tinh quay chậm, dần dần thay đổi hướng trục quay. Chính nhờ vậy mà toàn bộ bầu trời đã được quan sát một vài lần. Trong thời gian 5 năm kể trên những số liệu do vệ tinh thu nhận được đã được những máy tính công suất mạnh nhất xử lý. Kết quả là người ta đã xác định được toạ độ những chuyển động riêng và thị sai của 118218 sao, trong số đó có hầu như tất cả những vì sao sáng hơn cấp 9, còn những vì sao yếu nhất cũng là cấp 1214. Độ chính xác rất cao: gần 0.001”.
Lại còn có những kết quả khác của vệ tinh. Người ta đã đo được các cấp sao và màu sắc của hơn một triệu vì sao. Đồng thời vệ tinh còn phát hiện ra vài nghìn sao đôi. Rất tiếc là vệ tinh đã không thể xác định được tốc độ xuyên tâm của chúng.
Khi quan sát sự dịch chuyển tương đối của các vì sao trên bầu trời, chúng ta có thể biết được khá nhiều điều không những về chuyển động của chúng, mà về chuyển động của Mặt trời. Phải hiểu điều này như thế nào? Khi chúng ta đi ở trong rừng ta cảm thấy cây cối như tản ra hai bên. Cũng giống như vậy, nếu Mặt Trời chuyển động về một hướng nào đó, chúng ta cũng cảm thấy rằng các vì sao tản khỏi hướng đó. Người ta đã khám phá ra được sự tản về hai phía của các vì sao. Điểm trên thiên cầu mà (hệ) Mặt Trời của chúng ta chuyển động theo hướng tới đó đối với ngôi sao gần nhất gọi là điểm apêc (apex) tức điểm hướng (tiếng Hán gọi là bôn phó điểm) và nằm trong chòm sao Lực Sĩ. Tốc độ của chuyển động này là 20 km/s. Thật thú vị là tốc độ và hướng chuyển động của Mặt Trời đối với các sao thuộc các loại phổ khác nhau cũng phần nào có khác.
Những kết quả nghiên cứu của các nhà đo đạc sao được sử dụng để tổ chức những chuyến bay của các trạm tự động giữa các hành tinh. Như vậy khi chuẩn bị các máy móc vũ trụ để bay về phía sao chổi Halây, người ta đã lập riêng những danh mục vị trí các vì sao mà qua đó sẽ đo chuyển động của sao chổi. Giả dụ như chúng ta không biết được vị trí và chuyển động của các vì sao làm mốc (sao cơ bản) cũng như của nhiều vì sao khác, chúng ta sẽ không thể nào tạo ra được cuộc “gặp gỡ” giữa các máy móc vũ trụ đó với sao chổi.
Môn đo đạc sao giúp cho việc tạo ra “chiếc cầu nối” giữa các kết quả quan sát thiên văn học trong những vùng phổ khác nhau. Giả sử rằng chúng ta quan sát được một nguồn tia Rơnghen nào đó và chúng ta muốn biết nguồn đó có phát ra ánh sáng nhìn thấy hay không. Chỉ có một phương pháp nhận biết ra được điều đó: hãy so sánh toạ độ của nguồn được xác định trong dải tần của tia Rơnghen với toạ độ của tất cả các thiên thể quan sát được trong dải ánh sáng nhìn thấy được.
Sự trùng hợp về toạ độ trong các giới hạn sai số quan sát sẽ cho ta kết luận là ánh sáng nhìn thấy được và bức xạ tia Rơnghen xuất phát từ cùng một thiên thể.
Ngay từ thời xa xưa một trong những ứng dụng thực tế của ngành đo đạc sao là công tác định vị và đạo hàng (dẫn đường). Trong thời đại ngày nay người ta, đã tạo ra hệ thống dẫn đường bằng vệ tinh. Để nhận biết toạ độ trên Trái Đất chúng ta cần một máy thu nhận đạo hàng tử vệ tinh. Có thể lắp đặt máy này trên máy bay, trong xe hơi hay thậm chí còn có thể mang theo mình. Nhờ máy móc này thậm chí có thể hoạch định một khoảng đất để xây dựng nhà cửa. Những vệ tinh định vị đạo hàng của Trái Đất gửi về những bức xạ sóng vô tuyến với mã cần thiết để định vị. Những vệ tinh này chỉ có thể thực hiện được nhiệm vụ của mình trong trường hợp đã biết rõ toạ độ của chúng đối với Trái Đất. Do đó lại phải có các cơ quan đặc biệt định kỳ xác định toạ độ của các vệ tinh.
Để kết luận phần này chúng ta hãy cùng nói đến một hiện tượng có liên quan đến việc ánh sáng bị lệch đi trong các trường hấp dẫn. Nếu ánh sáng từ một ngôi sao hay từ một chuẩn tinh đi ngang qua gần một thiên thể có khối lượng lớn, thì trong khi quan sát chúng ta thấy dường như có sự thay đổi cả về độ chói lẫn vị trí của thiên thể và thiên thể đó dường như lay động trên bầu trời. Người quan sát cũng không thể biết rõ chính xác các ánh sáng đó đi ngang qua những thiên thể nào và khối lượng của những thiên thể đó là bao nhiêu, bởi vậy không thể nào dự báo và tính toán được "độ lung linh đó" điều này phần nào làm mất tính chính xác của các chuẩn tinh trong vai trò của các thiên thể cơ bản (làm mốc). Tuy nhiên việc tính toán đã cho thấy "sự lay động" nói trên cũng không nhiều lắm. Đồng thời, nếu làm rõ được hiện tượng này thì chúng ta sẽ có một phương pháp trắc lượng thiên thể mới để khám phá ra các thiên thể ở giữa chúng ta và các chuẩn tinh mà cho đến hiện nay vốn chưa thể tìm ra được bằng cách nào khác (xem mục "Những thấu kính hấp dẫn").
