tổng kết năm học 2015-2016

Bức ảnh này, do Kính thiên văn vũ trụ Hubble của NASA chụp, được ghép từ nhiều ảnh chụp trong tháng 9 và 10 năm 2009 với Camera Trường rộng 3 mới lắp đặt và hồi năm 2004 với Camera Tân[r]

Ảnh đẹp

Thiên văn

thuvienvatly.com

Không phải Trăng xanh Ảnh: Stefano De Rosa Bức ảnh trăng tròn sáng rỡ này chụp vào hôm 2 tháng 12, tỏa sáng trên một nhà thờ trên bờ sông Po, ở Turin, Italy Nó là trăng tròn đầu tiên trong tháng 12 Tỏa sáng trong Đêm giao thừa năm mới, đêm trăng tròn cuối cùng của năm là lần trăng tròn thứ hai trong tháng 12 và vì thế nó phù hợp với định nghĩa hiện đại của một kì trăng xanh – kì trăng tròn thứ hai trong một tháng Do chu kì Mặt trăng, từ trăng rằm đến trăng rằm mất 29,5 ngày, hiện tượng trăng xanh

có xu hướng xảy ra trong một số tháng khoảng mỗi 2,5 năm một lần Tỏa sáng ngay phía trên bên phải ánh chói của Mặt trăng tròn đầu tiên của tháng 12 là nhóm sao Thất tinh (Pleiades)

Nguyệt thực Trăng xanh Ảnh: Jean Paul Roux

Năm Thiên văn quốc tế 2009 đã kết thúc với một kì trăng xanh và một kì nguyệt thực một phần, khi mặt trăng tròn lần thứ hai trong tháng 12 sượt qua vùng bóng đổ của Trái đất trong đêm 31 tháng 12 Nguyệt thực Trăng xanh Đêm giao thừa có thể nhìn thấy trên toàn châu Âu, châu Á, châu Phi và một phần Alaska Bức ảnh này chụp trên vùng trời nhiều mây xứ Saint Bonnet de Mure, nước Pháp Rong chơi trên bờ nam của Mặt trăng, rìa của bóng Trái đất, hay bóng tối ở chính giữa, xuất hiện ngay rìa bên phải cùng với miệng hố Tycho có thể trông thấy

rõ Lúc nguyệt thực tối đa, bóng Trái đất chỉ bao trùm khoảng 8% đường kính của đĩa mặt trăng

Một lực từ không gian trống rỗng: Hiệu ứng Casimir

Ảnh: Umar Mohideen Quả cầu nhỏ xíu này mang lại bằng chứng rằng vũ trụ sẽ giãn nở mãi mãi Kích thước hơn một phần mười mili mét một chút, quả cầu chuyển động về phía một bản phẳng do các thăng giáng năng lượng trong chân không của không gian trống rỗng Lực hút ấy được gọi là hiệu ứng Casimir, đặt theo tên người khám phá ra nó, người cách nay 50 năm về trước, đã cố gắng tìm hiểu vì sao các chất lỏng như mayonaise lại chuyển động quá chậm Ngày nay, bằng chứng đang tích lũy dần là đa phần mật độ năng lượng trong vũ trụ là một dạng chưa biết được đặt tên là năng lượng tối Dạng thức và nguồn gốc của năng lượng tối hầu như hoàn toàn không

rõ, nhưng người ta công nhận rằng nó có liên quan đến các thăng giáng chân không tương tự như hiệu ứng Casimir, nhưng do chính bản thân không gian sinh ra vì những lí do nào đó chưa

rõ Năng lượng tối khổng lồ và bí ẩn này dường như tương tác đẩy hấp dẫn với toàn bộ vật chất và vì thế có khả năng sẽ làm cho vũ trụ giãn nở mãi mãi Việc tìm hiểu các thăng giáng chân không đang nằm ở tiền tuyến nghiên cứu không chỉ để hiểu sâu sắc hơn về vũ trụ của chúng ta mà còn vì làm cho những bộ phận máy móc vi cơ không còn dính vào nhau

Nhân Sao chổi Halley: Một núi băng đang quay Ảnh: Halley Multicolor Camera Team, Giotto Project, ESA

Cái nhân sao chổi trông như thế nào? Hình thành từ vật chất nguyên thủy của Hệ Mặt trời, nhân sao chổi được cho là tương tự như băng rất bẩn Nhưng các kính thiên văn trên mặt đất tiết lộ chỉ có đám mây khí bao quanh và bụi của những sao chổi đang hoạt động ở gần Mặt trời, phân giải rõ ràng chỉ có phần đầu của sao chổi, và phần đuôi sao chổi tiêu biểu Tuy nhiên, hồi năm 1986, phi thuyền châu Âu Giotto đã trở thành một trong nhóm phi thuyền đầu tiên từng chạm trán và chụp ảnh nhân của một sao chổi, đã bay qua và chụp ảnh nhân của sao chổi Halley khi nó tiến đến gần Mặt trời Dữ liệu từ camera của phi thuyền Giotto được dùng

để tạo ra bức ảnh đã xử lí này của cái nhân hình củ khoai tây ở phía bên phải, còn chất khí và bụi đang thổi vào đầu của Halley ở phía bên trái Mỗi 76 năm một lần, sao chổi Halley trở lại phần trong của Hệ Mặt trời và mỗi lần phần nhân của nó tuôn chảy mất một lớp băng và đá của nó sâu chừng 6 mét vào trong không gian Những mảnh vỡ rơi rụng từ phần nhân Halley này cuối cùng phân tán thành một vệt quỹ đạo là nguyên nhân gây ra trận mưa thiên thạch Orionids vào tháng 10 hàng năm, và trận mưa thiên thạch Eta Aquariids vào mỗi tháng 5

Một đám mây cuộn trên bầu trời Uruguay

Ảnh: Daniela Mirner Eberl

Đám mây này thuộc loại gì? Nó là một đám mây cuộn Những đám mây dài hiếm như thế này

có thể hình thành ở gần những front lạnh đang phát triển Đặc biệt, sự đối lưu từ một front bão đang hình thành có thể làm cho không khí ấm nhiều hơi nước dâng lên, lạnh xuống dưới điểm sương của nó, và vì thế tạo thành một đám mây Khi hiện tượng này xảy ra đều đặn dọc theo một front trải rộng, thì một đám mây cuộn có thể hình thành Mây cuộn thật ra có thể có không khí đang lưu thông tuần hoàn theo trục dài nằm ngang của đám mây Người ta cho rằng một đám mây cuộn không thể nào phát sinh thành tornado (lốc xoáy) Không giống như một đám mây thường, đám mây cuộn, một loại mây Arcus, hoàn toàn tách rời với đám mây tích bố mẹ của chúng Bức ảnh trên chụp hồi tháng 1 năm 2009 trên Bãi biển Las Oals, ở Maldonada, Urugoay

Bề mặt lốm đốm của ngôi sao Betelgeuse

Ảnh: Xavier Haubois

Betelgeuse thật sự là một ngôi sao lớn Nếu đặt nó tại tâm Hệ Mặt trời của chúng ta, nó sẽ trải rộng đến quỹ đạo của Mộc tinh Nhưng giống như mọi ngôi sao khác trừ Mặt trời ra, Betelgeuse ở quá xa nên nó thường xuất hiện như một điểm sáng đơn lẻ, kể cả nhìn qua kính thiên văn cỡ lớn Tuy nhiên, các nhà thiên văn sử dụng giao thoa kế ở bước sóng hồng ngoại

có thể phân giải bề mặt của Betelgeuse và tái dựng lại bức ảnh này của ngôi sao siêu kềnh đỏ Bức ảnh hấp dẫn trên cho thấy hai đốm sao lớn và sáng Những đốm trên có khả năng là hiện thân của những vùng đối lưu khủng khiếp dâng lên từ bên dưới bề mặt của ngôi sao siêu kềnh Chúng sáng lên vì chúng nóng hơn phần còn lại của bề mặt sao, nhưng cả hai đốm và bề mặt sao đều lạnh hơn Mặt trời Còn gọi là Alpha Orionis, Betelgeuse cách chúng ta khoảng 600 năm ánh sáng

Cái đuôi của Đám mây Magellan nhỏ Ảnh: NASA / JPL-Caltech / STScI

Là một thiên hà vệ tinh của Dải Ngân hà của chúng ta, Đám mây Magellan nhỏ là thắng cảnh của bầu trời phương nam, nó mang tên của nhà thám hiểm vòng quanh thế giới người Bồ Đào Nha Ferdinand Magellan Ở xa chừng 200.000 năm ánh sáng trong chòm sao Tucana, những ngôi sao của thiên hà nhỏ dị thường này, chất khí, và bụi nằm dọc theo một thanh dài và phần

“cánh” mở rộng, đã quen thuộc với mọi người khi nhìn qua kính thiên văn quang học Nhưng thiên hà trên còn có một cái đuôi Bức ảnh ghép hồng ngoại, màu giả này do Kính thiên văn vũ trụ Spitzer cung cấp, cho thấy cái đuôi trải dài sang bên phải của phần thanh và cánh quen thuộc hơn Có khả năng là bị đánh bật ra khỏi thiên hà do thủy triều hấp dẫn, phần đuôi chứa chủ yếu là chất khí, bụi và những ngôi sao mới hình thành Hai cụm sao mới hình thành, sưởi

ấm những đám mây bụi chôn rau cắt rốn xung quanh của chúng, nhìn thấy trong phần đuối dưới dạng những đốm đỏ

Bí mật của ngôi sao lu mờ Ảnh: Alson Wong và Citizen Sky

Mỗi 27 năm một lần, ngôi sao Epsilon Aurigae lại mờ đi, nhạt nhòa trong chừng hai năm trước khi sáng lên trở lại Kể từ thế kỉ 19, các nhà thiên văn đã nghiên cứu ngôi sao bí ẩn trên, cuối cùng cãi nhau rằng Epsilon Aur, nằm ở chính giữa ảnh chụp qua kính thiên văn này, thật ra đang chịu một kì nhật thực kéo dài do một vật thể tối đồng hành của nó gây ra Nhưng bản chất của kẻ đồng hành và ngay cả trạng thái của bản thân ngôi sao sáng cũng không thể nào kiểm soát bằng những quan sát Tiếp tục thu thập bằng chứng, Citizen Sky, một đội gồm các nhà thiên văn chuyên nghiệp và nghiệp dư, đang nghiên cứu kì nhật thực hiện nay của Epsilon Aur, báo cáo rằng nó đã bắt đầu vào tháng 8 năm 2009 và vào cuối tháng 12 rồi nó đã đạt tới điểm sâu nhất của nó Epsilon Aur được trông đợi tiếp tục lu mờ trong cả năm 2010, trước khi nhanh chóng thu lại độ sáng bình thường vào năm 2011 Trong khi đó, dữ liệu hồng ngoại mới đây từ Kính thiên văn vũ trụ Spitzer ủng hộ cho một mô hình cho hệ sao bí ẩn trên xem Epsilon Aur là một ngôi sao lớn nhưng có khối lượng thấp hơn đang ở gần ngưỡng cuối cuộc đời của nó, bị che khuất tuần hoàn bởi một ngôi sao chìm trong một cái đĩa bụi bặm Cái đĩa

ấy ước tính có bán kính khoảng 4 đơn vị thiên văn (AU), hay bằng bốn lần khoảng cách Trái đất-Mặt trời, và dày khoảng 0,5 AU

Các vệ tinh của sao Mộc Ngày 07/01/1610, những cải tiến của Galileo Galilei với chiếc kính thiên văn đã cho phép nhân loại lần đầu tiên nhìn thấy bốn vệ tinh lớn nhất của Mộc tinh Io, Europa, Ganymede và Callisto – gọi chung là các vệ tinh Galileo – đã được quan sát bởi Thiết bị Ghi ảnh Trinh sát Tầm xa trên phi thuyền New Horizons trong chuyến bay ngang qua Mộc tinh hồi cuối tháng 2 năm 2007 Các bức ảnh đã được định cỡ để thể hiện kích thước tương đối thực của bốn vệ tinh

và được sắp xếp theo thứ tự tính từ Mộc tinh ra

Io đáng chú ý vì các hiện tượng núi lửa hoạt động mạnh của nó, cái đã được New Horizons nghiên cứu rộng rãi Mặt khác, bề mặt phẳng lì, băng giá của Europa có khả năng che giấy một đại dương nước ở thể lỏng New Horizons đã thu thập dữ liệu về thành phần bề mặt của Europa và chụp ảnh những đặc điểm bề mặt không dễ nhận thấy, và việc phân tích những dữ liệu này có thể cung cấp thông tin mới về lớp vỏ băng và đại dương bao phủ bề mặt của nó

New Horizons trinh sát Ganymede từ cự li 2,2 triệu dặm Ganymede, vệ tinh lớn nhất trong hệ mặt trời, có bề mặt băng bụi bẩn bị che cắt bởi những khe gãy và rải rác những miệng hố va chạm Những quan sát hồng ngoại của New Horizons có thể mang lại kiến thức mới về thành phần của bề mặt và lõi của vệ tinh trên

Các nhà khoa học đang sử dụng phổ hồng ngoại do New Horizons thu thập về bề mặt cổ xưa, nhiều miệng hố của Callisto để xác định các phép phân tích phổ sẽ giúp họ tìm hiểu bề mặt của Diêm vương tinh và vệ tinh Charon của nó khi New Horizons đi qua chúng vào năm 2015 Ảnh: NASA/JHU-APL/Southwest Research Institute

Vén màn lịch sử Hơn 12 tỉ năm lịch sử vũ trụ được thể hiện trong bức ảnh màu toàn cảnh gồm hàng ngàn thiên

hà này

Bức ảnh này, do Kính thiên văn vũ trụ Hubble của NASA chụp, được ghép từ nhiều ảnh chụp trong tháng 9 và 10 năm 2009 với Camera Trường rộng 3 mới lắp đặt và hồi năm 2004 với Camera Tân tiến dùng cho Khảo sát và bao quát một phần thuộc vùng phía nam của một đám thiên hà lớn gọi là Great Observatories Origins Deep Survey, một nghiên cứu vũ trụ sâu thẳm

do một vài đài thiên văn thực hiện để theo vết sự tiến hóa của các thiên hà

Bức ảnh cho thấy hình dạng các thiên hà dường như ngày càng hỗn độn ở từng thời kì sơ khai, khi các thiên hà lớn lên qua sự bồi tụ, va chạm và hợp nhất, thay đổi từ dạng xoắn ốc thuần thục và elip ở cận cảnh, cho đến những thiên hà nhỏ hơn, mờ nhạt, hình dạng không đều, đa phần ở xa hơn, và do đó tồn tại lâu hơn tính ngược dòng thời gian Những thiên hà nhỏ hơn này được xem là những viên gạch cấu trúc của những thiên hà lớn hơn mà chúng ta thấy ngày nay

Bức ảnh này thể hiện một bức thảm thêu giàu có gồm 7500 thiên hà trải ngược về phần lớn lịch sử của vũ trụ Thiên hà gần nhất nhìn thấy ở cận cảnh phát ra ánh sáng quan sát thấy của chúng cách nay khoảng 1 tỉ năm Những thiên hà ở xa nhất, một vài đốm nhỏ màu đỏ rất mờ, được trông thấy khi chúng xuất hiện cách nay hơn 13 tỉ năm, hay đại khái là 650 triệu năm sau Big Bang Bức ảnh ghép này bao quát một lát không gian bằng khoảng một phần ba đường kính của mặt trăng ngày rằm (10 phút cung)

Ảnh: NASA, ESA, R Windhorst, S Cohen, and M Mechtley (Arizona State University, Tempe), R O'Connell (University of Virginia), P McCarthy (Carnegie Observatories), N

Yan (Ohio State University)

Trái tim của Bóng đêm

Các nhà thiên văn đã biết từ lâu rằng lỗ đen siêu trọng nằm tại trung tâm của Dải Ngân hà, gọi

là Sagittarius A* (hay viết gọn là Sgr A*), là một kẻ ăn thịt đặc biệt nghèo túng Nhiên liệu cho lỗ đen này đến từ những cơn gió mạnh thổi tung hàng tá ngôi sao trẻ nặng tập trung gần

đó Những ngôi sao này nằm ở khoảng cách tương đối xa so với Sgr A*, nơi lực hấp dẫn của

lỗ đen trên yếu, và vì thế những cơn gió vận tốc cao của chúng thật khó cho lỗ đen bắt lấy và nuốt chửng Trước đây, các nhà khoa học tính toán thấy Sgr A* chỉ tiêu thụ khoảng 1% nhiên liệu mang bởi những cơn gió trên

Tuy nhiên, hình như Sgr A* tiêu thụ nhiên liệu còn ít hơn người ta nghĩ – nó chỉ nuốt khoảng 1% của 1% đó mà thôi Tại sao nó lại ăn ít như thế? Câu trả lời có thể tìm thấy trong một mô hình lí thuyết mới phát triển, sử dụng dữ liệu từ một ảnh phơi sáng rất sâu do Đài thiên văn tia

X Chandra của NASA thực hiện Mô hình này xem xét hai dòng năng lượng giữa hai vùng xung quanh lỗ đen trên: một vùng bên trong ở gần cái gọi là chân trời sự kiện (ranh giới mà vượt qua đó ngay cả ánh sáng cũng không thể thoát ra được), và một vùng bên ngoài bao gồm nguồn nhiên liệu của lỗ đen – các ngôi sao trẻ - trải rộng xa ra bên ngoài tới 1 triệu lần Va chạm giữa các hạt trong vùng nóng bên trong truyền năng lượng cho các hạt trong vùng bên ngoài nguội hơn qua một quá trình gọi là sự dẫn nhiệt Hiện tượng này, thành ra, mang lại một

áp suất nữa hướng ra bên ngoài làm cho hầu như toàn bộ chất khí trong vùng bên ngoài thổi ra

xa lỗ đen Mô hình trên có vẻ giải thích tốt hình dạng trải rộng của chất khí nóng đã phát hiện xung quanh Sgr A* trong vùng phổ tia X cũng như những đặc điểm trông thấy ở những bước sóng khác

Bức ảnh Chandra này của Sgr A* và vùng xung quanh xây dựng trên dữ liệu từ loạt quan sát kéo dài tổng cộng khoảng 1 triệu giây, hay gần hai tuần lễ Một quan sát sâu như thế đã cho

Đông) và những cái thùy của đám khí nóng trải rộng trong cả tá năm ánh sáng ở mỗi bên của

lỗ đen trên Những cái thùy này mang lại bằng chứng cho những sự phun trào dữ dội xảy ra vài lần trong mười nghìn năm qua

Bức ảnh này cũng chứa một vài sợi nhỏ tia X bí ẩn, một vài trong số chúng có thể là những cấu trúc từ tính khổng lồ đang tương tác với những dòng electron năng lượng cao tạo ra bởi các sao neutron đang quay nhanh Những đặc điểm như vậy được gọi là tinh vân gió pulsar

Mô hình mới này của Sgr A* được trình bày tại cuộc họp lần thứ 215 của Hội Thiên văn học Hoa Kì hồi tháng 1 năm 2009, do Roman Shcherbakov và Robert Penna tại trường đại học Harvard, và Frederick K Baganoff tại Viện Công nghệ Massachusetts, thực hiện

Ảnh: NASA/CXC/MIT/F Baganoff, R Shcherbakov et al

Ngôi sao bị xé toạc ra Bằng chứng từ Đài thiên văn tia X Chandra của NSSA và kính thiên văn Magellan cho thấy một ngôi sao đã bị xé toạc ra bởi một lỗ đen khối lượng trung bình trong một cụm sao hình cầu

Trong bức ảnh này, ảnh tia X thu từ Chandra thể hiện màu lam và chồng lên trên một ảnh quang học thu từ Kính thiên văn vũ trụ Hubble Các quan sát Chandra cho thấy vật thể này là cái gọi là nguồn phát tia X cực sáng (ULX) Là một loại vật thể khác thường, ULX phát ra nhiều tia X hơn các ngôi sao, nhưng ít hơn các quasar Bản chất đích thực của chúng vẫn còn

bí ẩn, nhưng một đề xuất rằng một số ULX là những lỗ đen có khối lượng giữa một trăm và một nghìn lần khối lượng Mặt trời