Kính thiên văn James Webb – “người quan sát bầu trời” sau Hubble

Trong suốt chặng đường đã qua của mình, kính thiên văn Hubble (nay gọi tắt là Hubble) đã thực hiện các khám phá quan trọng trong hệ mặt trời (quan sát sự va chạm giữ sao chổi Shomaker-Levy va chạm vào khí quyển của Sao Mộc), các ngôi sao và môi trường liên sao (vòng đời của bụi, khí, sao), các vụ nổ siêu tân tinh (siêu tân tinh 1987A), lỗ đen, thiên hà, vũ trụ giãn nở và các vụ nổ vũ trụ. Thách thức đặt ra cho các nhà thiên văn và kỹ sư là phải tạo ra được một chiếc kính thiên văn mới để thay thế khi Hubble “nghỉ hưu”. Nhận ra rằng việc nghiên cứu và chế tạo một chiếc kính thiên văn phải mất vài thập kỉ, chỉ vài tháng trước khi Hubble được phóng lên quỹ đạo, Riccardo Giacconi (1), lúc đó là giám đốc Viện khoa học kính thiên văn không gian (Space Telescope Science Institute) đã kêu gọi giới thiên văn cùng thảo luận lập kế hoạch xây dựng chiếc kính thiên văn hậu duệ của Hubble. Dự án kính thiên văn James Webb (2) của NASA đã được triển khai từ nhiều năm nay với sự hợp tác của các cơ quan hàng không của Canada và Châu Âu, dự tính sẽ tiêu tốn khoảng 5 tỷ USD và sẽ được phóng vào năm 2014.

Thách thức kỹ thuật

Thấu kính

Thông tin từ các vật thể thiên văn di chuyển trong không gian dưới dạng sóng (hay ánh sáng, hạt), bất cứ kính thiên văn nào cũng có một hệ thống thấu kính để thu nhận dạng ánh sáng này và định hướng nó đi đúng vào vị trí của các máy móc phân tích nằm đằng sau kính. Đối với các nhà thiên văn thì thấu kính chính, tiếp nhận trực tiếp ánh sáng, là đáng quan tâm nhất bởi vì nó quy định độ phân giải lớn nhất mà kính thiên văn có thể phân tích tức là cấu trúc nhỏ nhất mà kính thiên văn có thể phân biệt, đồng thời ảnh hưởng đến độ nhạy cảm tức là độ sáng của các vật thể mà kính thiên văn có thể nhìn thấy. Thấu kính chính càng lớn và càng tốt sẽ cho ra hình ảnh rõ nét hơn, phân biệt được các vật thể nhỏ và mờ hơn, nhìn xa hơn. Mối liên hệ giữa độ phân giải với bước sóng và đường kính (D) của kính gọi là giới hạn nhiễu xạ:

Mô hình kính thiên văn James Webb Space Telescope

Vì vậy, một trong những mục tiêu của kính thiên văn James Webb là phải có thấu kính lớn hơn nhiều lần so với Hubble. Câu hỏi tiếp theo là lớn cỡ nào, dùng loại vật liệu gì, cấu trúc gì? Để đưa lên không gian một cách dễ dàng thì ưu tiên hàng đầu là nhẹ, gọn, bền, ổn định và không được lớn quá kích thước của con tàu vũ trụ. Để thỏa mãn các điều kiện kỹ thuật và nhiệm vụ khoa học đặt ra, một bản thiết kế chiếc kính đường kính 6.5m bằng kim loại berylium (kim loại nhẹ thứ hai sau Lithium) đã ra đời. Với độ dày chỉ 2.5mm, tổng khối lượng của chiếc kính là 21kg. Điểm đặc biệt là chiếc kính này không phải là một khối thống nhất như thường gặp mà bao gồm 18 kính hình lục giác đều nhỏ hơn ghép lại. Việc chia nhỏ thành 18 chiếc kính sẽ làm cho tổ hợp kính này khó bị biến dạng do các tác động bên ngoài nhưng sẽ đòi hỏi phải được mài rất nhẵn và ghép vào nhau với độ chính xác cực kỳ cao.

Giá đỡ và tấm chắn tia mặt trời

Để đo được các vật thể có độ sáng thấp và nhỏ thì thấu kính phải có giá đỡ để nó không bị rung, không làm nhòe hình ảnh và phải có tấm chắn sáng để ngăn sức nóng và ánh sáng từ mặt trời, mặt trăng, trái đất, hành tinh… làm nhiễu tín hiệu. Giá đỡ của kính rất chắc chắn, cho chỉ cho phép các tấm kính xê dịch trong khoảng cách một phần mười nghìn chiều rộng của một cọng tóc. Tấm chắn của kính thiên văn James Webb có kích thước khổng lồ, rộng 11m và dài 19m, bao gồm 5 lớp chồng lên nhau sẽ tuyệt đối ngăn chặn tất cả tia mặt trời. Nhờ vậy, nhiệt độ của thủy ngân - chất làm lạnh có thể giảm xuống chỉ còn – 218oC, cho phép máy dò đo được tín hiệu của ánh sáng xuất phát từ vùng xa xôi của vũ trụ 13 tỉ năm trước, ánh sáng này nay chỉ còn rất yếu. 

Tần số hoạt động

Cách đây 100 năm, nhà vật lý vĩ đại người Đức, Max Planck, đã tìm ra một định luật vật lý cơ bản mang tên ông: bất kì một vật thể nào có nhiệt độ lớn hơn - 273oC (0oK) sẽ phát ra một nguồn năng lượng tương ứng ở một tần số nhất định của dải tần điện từ. Dải tần điện từ có tần số từ vài Hz đến vài Exa Hz (1 Exa Hz = 1 triệu tỉ Hz) và mắt ta chỉ có thể quan sát được vật thể phát ra năng lượng ở tần số cao khoảng 450 - 790 Tera Hz (1 Tera Hz = 1 tỉ Hz). Dải tần này tương ứng với vật thể có nhiệt độ khoảng 6.000oC. Trong khi đó ánh sáng từ vũ trụ sơ khai, trải qua một hành trình dài lâu đã phát tán đi rất nhiều nhiệt của mình, hay ngay các đám mây phân tử trong giải Ngân Hà nơi các ngôi sao hình thành, có nhiệt độ rất thấp, chỉ khoảng - 263oC, theo định luật Planck sẽ phát ra 1 nguồn bức xạ tương ứng với dải điện từ có tần số khoảng vài trăm Giga Hz (1 Giga Hz = 1 tỉ Hz), vượt xa khỏi giới hạn quan sát bằng mắt thường. 

Vị trí điểm Lagrange 2

Do trong không khí trái đất có rất nhiều hạt khí, bụi, đặc biệt là hơi nước hấp thụ hoặc tán xạ ánh sáng ở dải tần hồng ngoại này, dải tần này vẫn còn khá mới mẻ đối với các nhà thiên văn và kính thiên văn James Webb hứa hẹn sẽ phát hiện nhiều khám phá đột phá mới.

Quỹ đạo

Hubble bay vòng quanh trái đất ở độ cao khoảng 600 km, hoạt động ở khoảng nhiệt độ phòng thông thường (20 – 30 oC), vì vật mù đối với ánh sáng hồng ngoại từ các vật thể lạnh ở rất xa. Để hoạt động tốt ở dải tần hồng ngoại, kính thiên văn James Webb phải nằm ở vị trí rất ổn định và tránh được ánh sáng trực tiếp từ mặt trời. Rất may cho chúng ta là trong không gian tồn tại một điểm cân bằng trọng lực giữa trái đất và mặt trời gọi là điểm Lagrange 2 (3).   Điểm L2 nằm sau mặt trời và trái đất do đó trái đất đã tạo thành một tấm chắn to lớn che được ánh sáng của mặt trời (xem ảnh). Thêm vào đó, trọng lực của trái đất và mặt trời có thể giữ thăng bằng lên các vật ở điểm này nên sẽ tốn ít lực đẩy để giữ vệ tinh cố định. Nhờ không gian lạnh và cố định của L2 mà các kính thiên văn hồn ngoại hiện tại (Herschel và Planck) đang hoạt động ở điểm này và vì vậy mà L2 cũng được chọn làm đích đến cho kính thiên văn James Webb.

Điểm bất lợi của quỹ đạo này là nó nằm qua xa trái đất nên trong trường hợp hư hỏng, người ta không thể gửi người lên để sữa chữa như đã từng làm với kính thiên văn Hubble.  

Nhiệm vụ khoa học của kính thiên văn James Webb

Ánh sáng đầu tiên

Với độ phân giải và độ nhạy cao, nhiệm vụ chính của kính thiên văn James Webb là đo đạc ánh sánh đầu tiên của vũ trụ, tức ánh sáng của các ngôi sao đầu tiên, hình thành 400 triệu năm sau  vụ nổ lớn và kỷ nguyên tái-ion-hóa. 

Trước đó vũ trụ tuyệt nhiên tối đen, không ngôi sao, không thiên hà nào tồn tại, vũ trụ chỉ bao gồm một bát súp các hạt cơ bản như electron và proton tự do đang trong quá trình nguội lại. Đến khoảng 400 năm, các hạt này đã nguội đủ để có thể hình thành các nguyên tử hydro (nguyên tử hydro gồm một electron và một proton), nhờ vậy mà ánh sáng không bị tán xạ bởi các hạt electron tự do và chúng ta có thể dò được dưới dạng bức xạ nền vũ trụ. Sau đó , những ngôi sao đầu tiên được hình thành và lý thuyết đoán rằng chúng rất nặng (30 đến 300 trăm lần nặng hơn mặt trời) và rất sáng (vài triệu lần sáng hơn mặt trời), đã bốc cháy thành các vụ nổ lớn chỉ sau vài triệu năm (rất ngắn so với vòng đời của mặt trời là 10 tỉ năm). Tìm ra được thời điểm hình thành các ngôi sao này và tính chất của nó, lịch sử vũ trụ sẽ được hiểu rõ hơn.

Sự hình thành thiên hà

Thiên hà hình thành như thế nào? Những thiên hà đầu tiên hình thành ra sao? Làm sao mà các dạng thiên hà khác nhau như hiện nay được hình thành? Mối liên hệ giữa các thiên hà và lỗ đen khổng lồ ở giữa thiên hà? Mối liên hệ giữa các thiên hà và cấu trúc lớn của vũ trụ là như thế nào? Tất cả các câu hỏi cơ bản này sẽ được kính thiên văn James Webb giải quyết được phần nào nhờ ánh sáng của các thiên hà xa xôi sẽ rơi vào đúng dải tần mà kính thiên văn James Webb quan sát, đồng thời độ phân giải cao và độ nhạy cao sẽ cho phép chúng ta quan sát được nhiều dạng thiên hà ở các độ tuổi khác nhau, các môi trường khác nhau.

Lịch sử vũ trụ theo lý thuyết Big Bang (trên trái), quá trinh hình thành và kết cấu thiên hà (trên phải), quá trình hình thành sao (dưới trái), quá trình hình thành hành tinh (dưới phải).

Sự khai sinh của các ngôi sao và hệ đĩa tiền-hành-tinh

Ngôi sao là đơn vị cấu thành của thiên hà, ngôi sao cũng là cơ thể mẹ của các hành tinh và cung cấp điều kiện đầu tiên cho các đĩa tiền hành tinh và hành tinh hình thành. Hiểu rõ ngôi sao hình thành như thế nào tức là hiểu thêm thiên hà, vũ trụ tiến hóa ra sao cũng như hành tinh, sự sống phát triển như thế nào. Quá trình hình thành của một ngôi sao là một cuộc chiến giữa trọng lực và phản lực bắt nguồn chủ yếu từ nhiệt độ, từ trường và độ hỗn độn. Nhưng các lực này bắt nguồn như thế nào, hoạt động ra sao, ảnh hưởng chừng nào vẫn là những câu hỏi mở. Các thiết bị chụp hình và quang phổ của kính thiên văn James Webb sẽ cho phép ta nghiên cứu các ngôi sao rất trẻ đang còn nằm trong cơ thể mẹ đầy bụi của các đám mây phân tử. Đây là một trong những khả năng chỉ có thể thực hiện được ở dải tần hồng ngoại.

Nguồn gốc sự sống và các hành tinh khác Hành tinh hình thành trong đĩa tiền hành tinh, ở giai đoạn đầu tiên của quá trình hình thành sao. Kính thiên văn James Webb sẽ  phân tích được thành phần hóa học, đặc biệt là thành phần hóa học hữu cơ của các ngôi sao trẻ và đĩa tiền hành tinh để tìm mối liên hệ giữa các thành phần hóa học hữu cơ này giữa các ngôi sao trẻ với các thành phần hóa học hữu cơ của sự sống. 

Kính thiên văn James Webb cũng sẽ nghiên cứu các hành tinh trong hệ mặt trời, các hành tinh bên ngoài hệ mặt trời, các vật thể lạnh chứa đầy bụi như sao chổi, sao băng hình thành từ giai đoạn đầu của sao hiện vẫn đang chu du trong hệ mặt trời.

Kính thiên văn Hubble trong quá trình hoạt động 20 năm qua của mình đã giúp các nhà thiên văn học khám phá những miền đất mới lạ, những hiện tượng kỳ thú của vũ  trụ. Những nhà thiên văn học kỳ vọng kính thiên văn James Webb được hoàn thành trong vài năm tới cũng sẽ trở thành “trợ thủ đắc lực” của họ trong hành trình khám phá vũ trụ. 

Chú thích:

(1) Riccardo Giacconi : nhà vật lý thiên văn học nổi tiếng người Ý, đoạt giải Nobel năm 2002 cho những công trình nghiên cứu tia X trong thiên văn.

(2) James E. Webb (1906-1992): Giám đốc điều hành NASA vào thời tổng thống Kenedy, giám sát chính cho các chương trình không gian Apollo đưa người lên mặt trăng.

(3) Joseph-Louis Lagrange (1736-1813): Nhà toán học, vật lý học, thiên văn học người Pháp gốc Ý. Trong thiên văn, ông nổi tiếng với bài toán ba vật thể.