Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Lịch sử thiên văn học”

 

==Thế kỷ 17 - 18==

Thời cận đại đánh dấu bước chuyển của thiên văn học sang những nhận thức khoa học và hiện đại về [[vũ trụ]], thiên văn học và vật lý học trở nên thống nhất với sự ra đời của môn [[cơ học thiên thể]]. [[Isaac Newton]], nhà khoa học vĩ đại đã có những đóng góp to lớn trong sự phát triển của thiên văn học thời kỳ này. Ông đã chế tạo chiếc kính thiên văn phản xạ đầu tiên, phân tích ánh sáng thành một chuỗi các vạch quang phổ, đặt nền móng cho [[quang phổ học]], một phương pháp quan trọng để nghiên cứu các thiên thể. Tuy nhiên thành tựu quan trọng nhất của ông trong thiên văn học là ba định luật của động lực học và [[định luật vạn vật hấp dẫn]] được trình bày trong phần thứ ba (thiên văn học) của tác phẩm ''[[Những nguyên lý toán học của triết học tự nhiên]]'' ([[tiếng Latin]]: ''[[Philosophiae Naturalis Principia Mathematica]]''). Với quan niệm rằng chuyển động của các thiên thể cũng tuân theo các quy luật như chuyển động của các vật thể khác trên mặt đất. Newton đã hợp nhất các định luật của Kepler và cơ học của Galileo tạo bước ngoặt cho sự phát triển của môn [[cơ học thiên thể]].

 

Những người kế tục [[Isaac Newton|Newton]] đã tiếp tục chứng minh tính đúng đắn của định luật vạn vật hấp dẫn cũng như phát triển môn [[cơ học thiên thể]]. [[Edmund Halley]] đã phát hiện ra gia tốc thế kỷ của Mặt Trăng mà sau này [[Euler]], [[Lagrange]] và [[Laplace]] đã giải thích nó bằng lý thuyết vạn vật hấp dẫn. Ông cũng tới đảo [[St. Helena]] và lập bản đồ với 341 ngôi sao ở thiên cầu Nam (không nhìn thấy được ở [[châu Âu]]) và cũng trong khi ở đây, ông đo được sự khác biệt về độ dài của giây do con lắc dao động tạo ra khi ở những vĩ độ khác nhau do lực hấp dẫn khác nhau (bởi khoảng cách đến tâm Trái Đất thay đổi) mà Newton đã chỉ ra. Halley cũng tạo ra bước ngoặt trong quan niệm về [[sao chổi]]. Trước đó sao chổi được cho là có quỹ đạo [[parabol]] và sẽ vĩnh viễn đi vào vũ trụ bao la sau khi đi ngang qua Trái Đất. Từ quy luật xuất hiện của một số sao chổi đã quan sát thấy là 75-76 năm hoặc bội số của nó, ông đã áp dụng định luật của Newton và cho rằng quỹ đạo sao chổi có dạng hình [[Elíp]] nhưng kéo dài đến mức ở những đoạn trông thấy được, nó giống như hình parabol. Từ đó ông khẳng định rằng sao chổi đã nhìn thấy năm [[1682]] sẽ quay trở lại vào năm [[1758]] hoặc [[1759]] và khi nó xuất hiện như dự báo vào Giáng Sinh năm 1758, sau khi Halley đã mất, sao chổi này đã được đặt tên là Halley<ref>[http://www-history.mcs.st-andrews.ac.uk/Biographies/Halley.html Edmond Halley]</ref>. [[Alexis Clairault]] đã xây dựng lý thuyết về cấu tạo và hình dạng Trái Đất trong tác phẩm ''Lý thuyết về hình dáng Trái Đất'' (''Théorie de la figure de la Terre'', [[1743]]) khẳng định quan điểm của [[Newton]] và [[Huygens]] là Trái Đất bị dẹt ở hai cực. Ông cũng nghiên cứu xây dựng lý thuyết chuyển động của Mặt Trăng, giải thích các hiện tượng [[quân sai]] (sai lệch trong chu kỳ chuyển động; [[xuất sai]] (nhiễu loạn có chu kỳ trong chuyển động so với các định luật Kepler do lực hấp dẫn của Mặt trời gây ra); [[nhị quân sai]] (sự thay đổi vận tốc dưới tác dụng của lực hấp dẫn từ Mặt Trời); [[chu niên sai]] (sự thay đổi khoảng cách đến Mặt Trời theo chu kỳ do quỹ đạo elíp gây ra). Lý thuyết chuyển động của Mặt Trăng tiếp tục được [[Euler]] phát triển và sau đó là [[Laplace]] tổng kết trong tác phẩm ''Bàn về cơ học thiên thể'' (''Traité de Mécanique Céleste ''). Tiếp tục hoàn thiện lý thuyết của [[Lagrange]], [[Laplace]] đã chỉ ra rằng sự không đều trong chuyển động của các hành tinh có tính chu kỳ và tác động của lực hấp dẫn giữa các hành tinh không gây ra gia tốc vĩnh viễn trong chuyển động trung bình của chúng, có nghĩa là [[hệ Mặt Trời]] bền vững. Năm [[1796]], ông cho xuất bản tác phẩm ''Trình bày hệ thống thế giới'' (''Exposition du systeme du monde'') trong đó tập hợp tất cả những kiến thức chủ yếu về thiên văn học và đưa ra giả thuyết về nguồn gốc của hệ Mặt Trời.<ref>[http://www-history.mcs.st-andrews.ac.uk/Biographies/Laplace.html Laplace]</ref>

 

Trong lĩnh vực quan trắc, giai đoạn này cũng có những thành tựu nổi bật. [[Giovanni Cassini]], giám đốc ''Đài thiên văn Paris'' đã khám phá ra 4 vệ tinh của [[sao Thổ]] là ''Iapetus'' (1671), ''Rhea'' (1672), ''Tethys'' (1684), ''Dione'' (1684) và khoảng tối giữa vành đai của hành tinh này (gọi là ''vạch chia Cassini''). Bằng phương pháp quan sát [[sao Hoả]] ở hai điểm [[Cayenne]] và [[Paris]] rồi từ hiệu toạ độ giữa chúng, ông đã xác định được khoảng cách tương đối chính xác từ Trái Đất đến Mặt Trời (đơn vị thiên văn).<ref>[http://www-history.mcs.st-andrews.ac.uk/Biographies/Cassini.html Giovanni Domenico Cassini.]</ref> Ở [[Nga]], [[Mikhail Lomonosov]] tìm ra khí quyển của [[sao Kim]] còn ở [[Anh]], [[James Bradley]] phát hiện hiện tượng [[tinh sai]] do chuyển động của Trái Đất và tính hữu hạn của vận tốc ánh sáng; hiện tượng [[chương động]] (sự lắc của trục Trái Đất với chu kỳ 18,6 năm đồng bộ với hiện tượng quay đảo của quỹ đạo Mặt Trăng).<ref>[http://www.nmm.ac.uk/searchbin/searchs.pl?exhibit=it3368z&axis=1196950820&flash=&dev= James Bradley (1693—1762), Third Astronomer Royal from (1742—1762)].</ref> Nhà quan trắc xuất sắc và tiên phong trong giai đoạn này là [[Friedrich Wilhelm (William) Herschel]] với những chiếc kính thiên văn phản xạ khổng lồ của mình. Trong 20 năm quan sát, ông đã phát hiện được khoảng 2500 [[tinh vân]] và [[sao chùm]] đồng thời đưa ra mô hình các tinh vân dạng [[Ngân Hà]]. Herschel đã tìm ra một hành tinh mới trong hệ Mặt Trời - [[sao Thiên Vương]] ([[1781]]) mà thoạt đầu ông nghĩ đó là [[sao chổi]] rồi 2 vệ tinh của nó là ''Titania'' và ''Oberon'', phát hiện 2 vệ tinh thứ sáu và thứ bảy của [[sao Thổ]] (''Enceladus'', ''Mimas'') năm [[1789]]. Herschel còn chỉ ra rằng hệ Mặt Trời cũng chuyển động giữa các ngôi sao gần đó và điểm hướng trong chuyển động của nó (''điểm Apex'') là sao [[Lambda Herculis]] trong chòm [[Lực Sỹ]]. Nhà thiên văn này cũng là người phát hiện ra [[tia hồng ngoại]] khi nhận thấy nhiệt kế để ở ngoài phạm vi phổ nhìn thấy được của ánh sáng Mặt Trời về phía màu đỏ cũng nóng lên.<ref>[http://www.delphes.net/messier/xtra/Bios/wherschel.html Friedrich Wilhelm (William) Herschel]</ref>

 

==Thế kỷ 19==

 

Chụp ảnh được [[Joseph Nicéphore Niépce]] phát minh năm [[1826]], và sau đó ông cùng với [[Louis Daguerre]] hoàn thiện phương pháp này. Năm [[1839]], Daguerre tìm ra cách thu nhận ảnh trên tấm kim loại phủ [[Iodua Bạc]] rồi cho hiện hình bằng hơi [[thuỷ ngân]]. Phương pháp này được mang tên ông và sau đó, [[Louis Arago]], giám đốc [[Đài thiên văn Paris]] đã ngay lập tức đánh giá cao những ứng dụng trong tương lai của nó. Năm [[1851]], [[Frederick Scott Archer]] đã đưa ra phương pháp keo ướt, nhờ đó ảnh rõ nét hơn và có thể nhân bản. Chụp ảnh tạo ra một công cụ hữu hiệu cho quan sát thiên văn mà người đi tiên phong trong [[chụp ảnh thiên văn]] là [[John William Draper]] với bức ảnh chụp Mặt Trăng năm [[1840]]. [[Warren de la Rue]] đã chụp được rất nhiều ảnh Mặt Trời, rồi cũng chính Draper chụp được phổ của [[sao Alpha]] năm [[1872]], chụp tinh vân năm [[1880]]<ref>[http://www.europa.com/~telscope/astrphot.txt The Early History of Astrophotography. By Peter Abrahams.]</ref>...

[[Thế kỷ 20]] chứng kiến những bước tiến nhanh chóng và mạnh mẽ của [[thiên văn học]], con người đã hiểu được bản chất vật lý, quá trình tiến hóa của những ngôi sao; tìm hiểu các thiên hà xa xôi và lịch sử phát triển của vũ trụ; đã đến được các hành tinh lân cận. Nhiếp ảnh thiên văn và phân tích phổ đã được đẩy lên một trình độ rất cao với máy thu ánh sáng điện tử, thiên văn học nghiên cứu, phân tích mọi loại sóng điện từ: [[tia X]], [[tia gamma]], tia [[hồng ngoại]], tia [[tử ngoại]] và những tia vũ trụ khác. Những tiến bộ trong vật lý cũng tạo cho thiên văn học những phương pháp và khả năng mới.

===Khám phá bí mật của những vì sao===

Thế kỷ 20 lần lượt giải đáp những đặc trưng quan trọng nhất của ngôi sao. Những năm đầu thế kỷ, [[Ejnar Hertzprung]] và [[Henry Norris Russell]] đã tìm ra mối quan hệ giữa [[độ trưng]] với màu sắc và nhiệt độ của các ngôi sao và lập ra [[giản đồ Hertzprung-Russell]]. [[Arthur Stanley Eddington]] là người đã lập ra mô hình lý thuyết về các ngôi sao. Ông phát hiện ra tương quan giữa khối lượng và độ trưng của chúng đồng thời đưa ra lý thuyết về [[sao lùn trắng]], một loại sao mới lúc bấy giờ. Vào [[thập niên 1920]], Eddington cũng chỉ ra rằng [[phản ứng hạt nhân]] và [[phản ứng nhiệt hạch]] chính là nguồn năng lượng của các ngôi sao<ref>[http://phys-astro.sonoma.edu/brucemedalists/eddington/ Athur Stanley Eddington]</ref> đồng thời mô tả sự cân bằng trọng lượng của chúng: lực hấp dẫn có xu hướng làm ngôi sao co lại trong khi lực đàn hồi lại khiến cho nó có xu hướng nở ra. Quá trình tiến hóa của các ngôi sao, những đối tượng dị thường như [[sao neutron]], [[lỗ đen]]... cũng được biết đến và tìm hiểu. Năm [[1908]], [[Henrietta Swan Leavitt]] phát hiện ra tương quan giữa chu kỳ thay đổi độ sáng với độ trung của các [[sao Cepheid]] (một dạng [[sao biến quang]]) nhờ vậy có thể xác định được khoảng cách đến những thiên hà xa xôi bằng cách đo độ sáng trung bình và chu kỳ biến quang của sao Cepheid trong đó.

 

 

===Những thiên hà===

Trong thế kỷ 20, con người đã mở mang những hiểu biết của mình về các [[thiên hà]] xa xôi. Trước hết là thiên hà của chúng ta, từ những ước lượng ban đầu của Herschel, kích thước thật của nó đã được xác định tương đối chính xác với bán kính khoảng 100.000 [[năm ánh sáng]] và gồm hàng trăm tỷ ngôi sao.<ref>[http://www.seds.org/messier/more/mw.html The Milky Way Galaxy.]</ref>. Trái với quan niêm trước đây cho rằng Mặt Trời ở trung tâm của thiên hà, [[Harlow Shapley]] bằng các tính toán của mình đã cho rằng nó ở khá xa vị trí đó.<ref>[http://antwrp.gsfc.nasa.gov/htmltest/gifcity/cs_why.html The Great Debate]</ref>. Ngày nay đã xác định được Mặt Trời cách tâm thiên hà khoảng 23.000 đến 28.000 năm ánh sáng, ở khoảng giữa của tâm và mép. Cũng như các ngôi sao gần đó, Mặt Trời cũng quay xung quanh tâm thiên hà và hoàn thành một vòng quay trong khoảng 200 triệu năm.

 

 

===Thuyết tương đối và vũ trụ bao la===

Năm [[1905]], [[Albert Einstein]] đưa ra [[thuyết tương đối]] hẹp với công thức nổi tiếng về quan hệ giữa năng lượng với khối lượng của vật thể ''E = mc²''. Ông cũng chỉ ra rằng tốc độ ánh sáng là một hằng số và hệ quả của nó là thời gian trong một hệ quy chiếu chuyển động nhanh sẽ trôi chậm hơn so với trong hệ quy chiếu chuyển động chậm. Năm [[1916]], ông tiếp tục công bố thuyết tương đối tổng quát và dùng nó để xác định cấu trúc, mô hình của vũ trụ trong tác phẩm ''Những vấn đề của vũ trụ học và thuyết tương đối tổng quát'' (năm [[1917]]). Vũ trụ theo mô hình này có [[không-thời gian]] bị uốn cong do lực hấp dẫn và khép kín. Vũ trụ có một khối lượng nhất định, hữu hạn nhưng không có ''biên'', ánh sáng trong đó sẽ lan truyền theo con đường ngắn nhất của không gian bị uốn cong rồi quay về điểm xuất phát. Độ cong của không-thời gian được kiểm định bằng kết quả thực nghiệm do Eddington tiến hành khi xảy ra [[nhật thực]] toàn phần ngày [[29 tháng 5]] năm [[1919]] tại đảo [[Príncipe]]. Trị số vi sai xê dịch (độ lệch giữa vị trí thực và vị trí biểu kiến) của các ngôi sao gần [[Mặt Trời]] lớn hơn trị số mà ánh sáng bị bẻ cong bởi lực hấp dẫn khi đi ngang qua nó, phần lớn hơn này chính là do độ cong của không-thời gian. Sau đó, tham vọng của Einstein là một lý thuyết thống nhất của mọi trường vật lý nhưng nó vẫn còn đang bỏ ngỏ và là thách thức đối với các thế hệ sau.

 

Một trong những mô hình có thể có của vũ trụ theo thuyết tương đối là vũ trụ giãn nở. [[Edwin Hubble]] đã tìm cách chứng minh bằng thực nghiệm mô hình này. Một số nhà thiên văn học đã quan sát thấy hiện tượng phổ của những thiên hà xa xôi dịch chuyển về phía màu đỏ. Hubble xác định được rằng mức độ dịch chuyển tỷ lệ thuận với khoảng cách đến các thiên hà và năm [[1929]] công bố bài báo ''Mối liên hệ giữa khoảng cách và tốc độ bức xạ ánh sáng của các tinh vân ngoài Thiên Hà''. Trong bài báo đó, sau khi so sánh các dữ liệu về tốc độ bức xạ và khoảng cách của 46 tinh vân, ông đi đến kết luận rằng các [[thiên hà]] đang rời xa chúng ta với tốc độ tỷ lệ thuận với khoảng cách tới chúng. Đó chính là [[định luật Hubble]] còn hệ số tỷ lệ thuận được mang tên [[hằng số Hubble]]. Tuy nhiên, quan niệm về một vũ trụ giãn nở cũng có hai trường phát chính. Trường phái thứ nhất là vũ trụ định tĩnh. Khi giải các phương trình tổng quát về vũ trụ, chính cha đẻ của thuyết tương đối thấy rằng nó có thể giãn nở hoặc co lại. Điều này trái với niềm tin của ông về một vũ trụ tĩnh định và để giải quyết vấn đề, Einstein đã thêm vào những phương trình một tham số gọi là ''hằng số vũ trụ''. Ủng hộ và phát triển thuyết vũ trụ định tĩnh là [[Fred Hoyle]], theo ông vũ trụ giãn nở nhưng nhưng không có bất kỳ sự khác biệt nào khi quan sát từ những điểm khác nhau và thời điểm khác nhau. Đối lập lại, trường phái thứ hai cho rằng vũ trụ không tĩnh định. Một nhà bác học Nga, [[Alexander Friedmann]], là người đầu tiên giải quyết các phương trình vũ trụ mà không dùng đến hằng số của Einstein. Từ năm [[1922]] cho đến [[1924]], các phương trình nổi tiếng mang tên ông đã chỉ ra rằng vũ trụ theo thuyết tương đối có thể có ba khả năng, trường hợp của Einstein chỉ là một trong số đó, đặc biệt là còn có một khả năng mà độ cong của [[không-thời gian]] mang giá trị âm. Gamow cũng đưa ra quan điểm tổng quát hơn về một vũ trụ đồng nhất và đẳng hướng. Năm [[1927]], [[Georges Lemaître]] đã đưa ra giả thuyết ''nguyên tử nguyên thủy'' mà sau này chính Hoyle khi phê phán nó đã gọi là giả thuyết ''[[Vụ nổ lớn]]'' (''[[Big Bang]]''). Theo Lemaître, vũ trụ khởi thủy rất đậm đặc với mật độ vật chất vô cùng lớn. Sau đó, năm [[1948]], [[George Gamow]] đã tiếp tục phát triển giả thuyết này và cho rằng tại thời điểm của ''Vụ nổ lớn'', vật chất có nhiệt độ vô cùng cao và tiên đoán cho đến nay sóng tàn dư của nó vẫn tồn tại tuy rất yếu (nhiệt độ chỉ vào khoảng 5°K) vì đã nhiều tỷ năm trôi qua. Năm [[1964]] khi [[Arno Penzias]] và [[Robert Wilson]] đã thu được sóng tàn dư bằng kính thiên văn vô tuyến và nhiệt độ của nó vào khoảng 2,73°K thì đây được coi là bằng chứng thực tế khẳng định giả thuyết ''Vụ nổ lớn''.

Đầu [[thập niên 1980]], [[Alan Guth]] và độc lập với ông, một vài người khác đưa ra lý thuyết [[vũ trụ lạm phát]]. Tại thời điểm ngay sau khi ''Vụ nổ lớn'' xảy ra, với nhiệt độ vô cùng cao, vũ trụ có thể đã ở trong trạng thái phình to trong khi năng lượng của một đơn vị thể tích không thay đổi. Ở trạng thái đặc biệt này, [[áp suất]] có giá trị âm và lực hấp dẫn lại là lực đẩy lẫn nhau của các hạt vật chất. Giai đoạn lạm phát chỉ diễn ra trong khoảng thời gian rất nhỏ và sau đó vũ trụ tiếp tục giãn nở theo quán tính.