ngominhquynh

Charles-Augustin de Coulomb

Trong khi những nhà thực nghiệm đang tìm kiếm những phương pháp mới trữ và phát điện, thì những người khác đang cố gắng lí giải và tìm hiểu nó. May thay, đã có một tiêu chuẩn vàng cho các lí thuyết vật lí – định luật vạn vật hấp dẫn của Newton. Newton tuyên bố rằng lực hấp dẫn giữa hai vật tỉ lệ thuận với khối lượng của chúng và tỉ lệ nghịch với bình phương khoảng cách giữa chúng. Công thức này có thể là kết quả của hai giả thuyết cơ bản. Thứ nhất là nếu một trong hai khối lượng tăng lên gấp đôi, thì lực hấp dẫn giữa hai vật đó cũng tăng lên gấp đôi. Thứ hai là cho dù lực hấp dẫn là cái gì đi nữa, vì nó phát ra từ một điểm, nên nó tỏa ra trên diện tích của một quả cầu. Diện tích bề mặt của hình cầu thì tỉ lệ với bình phương của bán kính, cho nên nếu khoảng cách giữa hai khối lượng tăng lên gấp đôi, thì diện tích mặt cầu, cái bao xung quanh vật chất gây ra lực hấp dẫn tăng lên bốn lần, làm loãng vật chất đó đi bốn lần.

Ở đây, tôi hơi xấc xược khi trình bày cách Newton có lẽ đã từng nghĩ, nhưng đó là một cách tiếp cận khá thực tế, và nếu nó xảy ra với tôi thì chắc chắn nó từng xảy ra với những người khác nữa. Dẫu sao, lực điện và lực từ có thể là đối tượng của hai giả thuyết trên: tăng gấp đôi vật chất (điện tích hay từ tích) của một trong hai vật thì lực tăng gấp đôi, tăng gấp đôi khoảng cách giữa chúng thì lực giảm đi bốn lần.

Nhân vật đã tiến hành thành công những thí nghiệm cần thiết để chứng minh những định luật này cho cả lực điện và lực từ là Charles- Augustin de Coulomb, một nhà vật lí người Pháp thế kỉ mười tám. Dụng cụ nghiên cứu chính của Coulomb là cái chúng ta đã thấy trước đây: cái cân xoắn do John Michell nghĩ ra và đã được Henry Cavendish sử dụng để cân Trái đất. Tuy nhiên, nhiệm vụ của Coulomb dễ hơn nhiều so với nhiệm vụ của Cavendish, vì lực điện từ mạnh hơn rất nhiều so với lực hấp dẫn. Thật vậy, nó mạnh hơn đến mức những sự lệch biểu kiến của cân xoắn từ những lượng điện tích hay từ tích rất nhỏ có thể dễ dàng đo được trong phòng thí nghiệm, thậm chí trong phòng thí nghiệm ở trường phổ thông.

Coulomb đã ghi lại vô số ghi chú về những nghiên cứu của ông về độ lớn của lực điện và lực từ. Dưới đây là một ví dụ trích từ Hồi kí Thứ nhất của ông, theo đó ông đã tích điện giống nhau cho hai quả cầu và đo khoảng cách của chúng. Tôi đã chỉnh lí dữ liệu có liên quan cho đơn giản đi nhiều.

XÁC ĐỊNH QUY LUẬT LỰC
CHO CÁC ĐIỆN TÍCH ĐẨY NHAU (CÙNG LOẠI)

KHOẢNG CÁCH BAN ĐẦU GIỮA HAI QUẢ CẦU


ĐỘ LỆCH

36,0

18,0

8,5

36,0

144,0

575,5

Lưu ý rằng khoảng cách ban đầu giảm đi một nửa (hay gần như thế) trong mỗi hàng phía dưới, và độ lệch tăng lên gấp bốn lần, giống hệt như định luật nghịch đảo bình phương dự đoán. Gần một thế kỉ sau, James Clerk Maxwell (nhân vật sẽ trở thành quan tòa tối cao của mọi thứ thuộc về điện từ học) đã viết rằng Coulomb “không thể đánh giá quá cao sự tinh xảo và khéo léo của thiết bị của ông, độ chính xác của những quan sát của ông, và phương pháp nghiên cứu nghe có vẻ khoa học của ông”.

Thật vậy, có một sự liên quan chặt chẽ giữa công trình của Michell và Cavendish, và những nghiên cứu của Coulomb. Sự quan tâm ban đầu của Coulomb là cân xoắn, và rất có thể cái cân xoắn mà Michell chế tạo và Cavendish sử dụng là đã được Coulomb thiết kế. Cavendish đã nhắc tới Coulomb trong Kỉ yếu Triết học vào năm 1798. “Cách đây nhiều năm, đức cha John Michell… có tính toán trước một phương pháp xác định tỉ trọng của Trái đất…nhưng, vì ông dành thời gian cho những mục tiêu theo đuổi khác, nên ông đã không hoàn thành thiết bị đó mãi cho đến trước khi ông qua đời không bao lâu… Ông Coulomb, trong nhiều trường hợp đa dạng, đã sử dụng một thiết bị thuộc loại này để thử những lực hút nhỏ…”

Tại sao lực điện và lực hấp dẫn khác biệt đến vậy?

Định luật lực hấp dẫn và định luật lực điện gần như giống hệt nhau khi biểu diễn trên phương diện toán học. Định luật vạn vật hấp dẫn Newton là F = GmM / r2, trong đó m và M là hai khối lượng, r là khoảng cách giữa chúng, và G là hằng số hấp dẫn. Định luật Coulomb là F = kqQ / r2, trong đó q và Q là hai điện tích, r là khoảng cách giữa chúng và k là hằng số tỉ lệ có ý nghĩa và giá trị chính xác chúng ta sẽ thấy trong vài trang tiếp theo. Có một số khác biệt quan trọng giữa những hiện tượng mà hai công thức này mô tả. Các khối lượng m và M chỉ có thể có giá trị dương, và lực hấp dẫn luôn là lực hút; mỗi khối lượng hút lấy mỗi khối lượng khác. Mặt khác, các giá trị q và Q có thể nhận giá trị dương hoặc âm, và lực điện có khi là lực hút (khi q và Q khác dấu) và có khi là lực đẩy (khi q và Q cùng dấu).

Một kết quả của hai thực tế này là mỗi người chúng ta là một vật hút hấp dẫn, vì mỗi người chúng ta đều có khối lượng dương, nhưng mỗi người chúng ta là trung hòa điện, cho nên chúng ta không hút cũng không đẩy lên các vật nhiễm điện (trừ trường hợp vào một ngày lạnh chúng ta đi trên thảm và thu lấy điện tích tĩnh điện) – bởi vì điện tích trung bình của các hạt trong cơ thể chúng ta là bằng không. Tuy nhiên, lí thuyết hấp dẫn và lí thuyết lực điện tiên đoán những hành trạng khác nhau cho những vật có tích hấp dẫn tổng hợp (tức là khối lượng, đó là vạn vật trong vũ trụ) và điện tích tổng hợp. Các tích hấp dẫn hút lẫn nhau, và như Newton trình bày, mọi vật đều có một trọng tâm và lực hấp dẫn phát ra từ vật đó có thể xem là phát ra từ trọng tâm của nó. Ngoài ra, các khối lượng hút lẫn nhau, điều đó giải thích tại sao nhân sắt nóng chảy của Trái đất nằm tại lõi của Trái đất chứ nếu không thì sự sống trên Trái đất làm sao là có thể khi mà toàn bộ hành tinh phủ đầy một đại dương sắt lỏng.

Tuy nhiên, Coulomb trình bày rằng vì các điện tích cùng dấu đẩy lẫn nhau, cho nên mọi điện tích toàn phần mà một vật có tốt nhất là đi càng xa những điện tích khác trên vật đó càng tốt. Hệ quả là điện tích tổng hợp tự phân bố chúng trên bề mặt vật. Mặc dù Coulomb đã lưu ý điều này trong các thí nghiệm của ông, nhưng ông đã chứng minh nó thành một định lí trong quyển Hồi kí Thứ tư của ông. Đối với những ai không tin rằng những định lí toán học có những ứng dụng thực tế, dưới đây là một lời khuyên có khi cứu mạng người là một hệ quả của định lí Coulomb: nếu bạn bị mắc lại trên đường trong cơn mưa giông có sét, thì hãy ở yên trong xe của bạn! Cho dù xe của bạn có bị sét đánh trúng, do đó có một điện tích tổng hợp, nhưng điện tích đó sẽ tự phân bố ở phía ngoài của xe, và miễn là bạn ở bên trong xe và không chạm với bất kì vật nào dẫn điện nối với bên ngoài xe, thì bạn vẫn an toàn. Định lí này được chứng minh một cách ấn tượng bởi Nicola Tesla, ông ngồi bên trong một “lồng sét” trầm tĩnh đọc sách trong khi những cú sét nhân tạo khủng khiếp xuyên ngang dọc xung quanh ông.

Hans Oersted, Michael Faraday, và Cảm ứng điện từ

Lịch sử điện học, cho dù ngắn gọn như trình bày trong chương này, sẽ không hoàn chỉnh nếu không nhắc tới hai thí nghiệm chủ chốt có khả năng làm thay đổi tiêu chuẩn sống của người bình dân mạnh hơn cả những sự kiện khác trong lịch sử nhân loại. Thí nghiệm thứ nhất trong hai thí nghiệm này được thực hiện bởi nhà vật lí người Đan Mạch Hans Oersted, vào năm 1820 ông đã chứng minh rằng việc đóng mở một dòng điện ở gần một cái la bàn sẽ làm cho kim la bàn đó nhúc nhích. Kim la bàn thường chỉ nhúc nhích theo sự có mặt của nam châm; hệ quả rút ra là việc đóng mở dòng điện tạo ra một từ trường. Tất nhiên, từ trường chưa được nghĩ ra để mô tả cách lực điện và lực từ hoạt động; quan niệm trường là của Michael Faraday, ông đã thực hiện cái được xem là thí nghiệm quan trọng thứ hai vừa nói.

Mười một năm sau đó, Faraday đã lật ngược thí nghiệm của Oersted, ông lí giải rằng nếu một dòng điện có thể ảnh hưởng đến một nam châm, thì có khả năng cho nam châm cũng tác dụng lên dòng điện. Có lẽ ông đã thành công vượt ngoài những giấc mơ điên cuồng nhất của mình, ông chứng minh rằng nếu một nam châm chuyển động xuyên qua một cuộn dây sao cho chuyển động của nam châm đó liên tục thay đổi, thì sẽ có một dòng điện chạy trong dây. Đây được gọi là nguyên lí cảm ứng điện từ, và là cơ sở cho sự phát điện. Tôi không thể giúp gì nhưng tôi tự hỏi không biết nguyên do vì đâu mà có sự chậm trễ giữa thí nghiệm của Oersted và thí nghiệm của Faraday; có lẽ thực tế sự chuyển động biến thiên của nam châm – chứ không phải chuyển động đều – cần thiết để tạo ra dòng điện và việc không nhận ra điều này là nguyên nhân cho khoảng trống mười một năm đã nói.

Sự phát triển hết sức thịnh vượng của xã hội của chúng ta có lẽ là nhờ có năng lượng điện rẻ tiền và rộng khắp, bởi vì khám phá của Faraday đã cho phép chúng ta khai thác sức mạnh của lực hấp dẫn lẫn của Mặt trời. Nhiệt Mặt trời làm nước trên các đại dương bốc hơi. Nó dâng lên, lạnh đi, và rơi xuống dưới dạng mưa hoặc tuyết ở những vĩ độ cao. Lực hấp dẫn làm cho nước chảy từ trên cao xuống thấp, nên chúng ta có thể khai thác năng lượng bằng cách đặt các dynamo bên trong các đập nước. Dynamo quay làm sinh ra dòng điện, rồi dòng điện có thể truyền đi xa bằng hệ thống cáp điện. Khi chúng ta cắm một dụng cụ sử dụng động cơ điện vào ổ cắm, dòng điện làm cho các nam châm chuyển động, và chính chuyển động này cho phép thiết bị điện hoạt động. Rồi nhiệt Mặt trời lại làm bay hơi nước cấp nguồn cho các dynamo, và chu trình bắt đầu trở lại. Và, tất nhiên, chúng ta còn dựa trên hơi nước bốc hơi bằng cách đốt cháy than, dầu, và khí thiên nhiên, và bởi sự phân hạch hạt nhân, để làm quay các dynamo, và tạo ra điện.

Faraday còn có một trực giác sắc bén về lực điện và lực từ mà ông đang nghiên cứu. Nhiều tiến bộ khoa học lớn có thể xảy ra là nhờ những phương pháp mới khái niệm hóa các hiện tượng. Faraday hình dung lực điện và lực từ là gồm những đường sức choán đầy không gian, với lực lớn hơn tạo ra nhiều đường sức hơn trong một vùng nhất định. Phương pháp hình dung lực điện và lực từ như thế này dẫn tới khái niệm trường, một loại mô tả toán học chiếm một vị trí trung tâm trong vật lí học. Tuy nhiên, vượt ngoài chút hương vị này, lí thuyết trường sẽ vẫn nằm ngoài phạm vi của cuốn sách này.

Độ lớn tương đối của lực điện và lực hấp dẫn

Tôi đã đọc rất nhiều tác phẩm khoa học – nói cho cùng, tôi là một con mọt khoa học – và tôi đã thấy một vài con số khác nhau được trích dẫn để mô tả độ lớn tương đối của lực điện và lực hấp dẫn. Mặc dù là một nhà khoa học danh tiếng như Martin Rees, số giải thưởng ông nhận còn nhiều số lượt tôi bắt tay, lấy 1036 là tỉ số độ lớn của lực điện so với lực hấp dẫn, nhưng tôi muốn lấy số 1039: tôi thấy con số này hợp lí hơn – và nó có ý nghĩa nhất với tôi. Hãy xem tôi thuyết phục bạn như thế nào nhé.

Những so sánh tự nhiên nhất là những so sánh trong đó các đối tượng gần gũi nhau về chủng loại. Hãy lấy màn biểu diễn chó hàng năm của Câu lạc bộ Westminster Kennel minh họa cho quan điểm trên. Mỗi năm họ công bố một danh sách Giống Tốt nhất, và họ còn đặt tên cho con chó hạng nhất – Chó Tốt nhất. Trong khi tôi thấy dễ chịu với việc lựa Chó săn Tốt nhất hay Chó tha mồi Tốt nhất, thì tôi thật sự không biết làm thế nào người ta có thể so sánh chó săn với chó tha mồi cho được. Những so sánh “cùng chủng loại” đáng tin cậy hơn nhiều.

Vậy thì làm thế nào so sánh lực điện với lực hấp dẫn đây? Lực hấp dẫn luôn luôn là lực hút, nhưng lực điện có thể là lực hút hay lực đẩy tùy thuộc vào các điện tích đó là cùng dấu hay trái dấu. Có vẻ việc so sánh lực hấp dẫn với lực đẩy điện là không nên. Nói chung, tôi có tập gym (thỉnh thoảng thôi), và tôi biết rằng những cấu hình cơ giống nhau – cách cơ bắp sắp xếp trong cơ thể - có sức mạnh khác nhau tùy thuộc vào chúng đang căng giãn ra hay nén lại. Cho nên một so sánh hợp lí đòi hỏi sử dụng lực hút điện, ta có thể sắp xếp bằng cách sử dụng một electron độc thân (điện tích âm) và một proton độc thân (điện tích dương).

Hằng số k trong định luật Coulomb, F = kqQ / r2, có vai trò giống hệt như G lớn chúng ta đã thấy ở Chương 1. Và, giống hệt như những nỗ lực phi thường đã được bỏ ra để xác định giá trị của G, để xác định giá trị của k cũng đòi hỏi phải có những nỗ lực rất lớn. Tuy nhiên, với những mục đích tính toán sẽ khai thác trong chương này, chúng ta chỉ lấy k = 9 x 109 newton-mét2 / coulomb2.

Cho dù chúng ta đặt các điện tích ở xa bao nhiêu là không quan trọng, vì đại lượng r2 có mặt ở mẫu số của cả hai biểu thức, và do đó sẽ triệt tiêu khi chúng ta chia lực điện cho lực hấp dẫn. Để cho đơn giản, ta hãy tưởng tượng proton và electron cách nhau một mét.

Một coulomb là khoảng 6,24 x 1028 electron, nên mỗi electron mang một điện tích (âm) 1 / (6,24 x 1028) = 1,6 x 10-19 coulomb. Proton có điện tích dương bằng như vậy, nên lực điện giữa hai hạt là kqQ / r2 = 9 x 109 x (1,6 x 10-19) x (1,6 x 10-19) / 12 = 2,3 x 10-28 newton. Giá trị này tuy nhỏ như vậy, nhưng lực hấp dẫn giữa proton (khối lượng 1,67 x 10-27 kg) và electron (xấp xỉ 9,11 x 10-31 kg) còn nhỏ hơn nhiều; nó bằng GmM / r2 = 6,67 x 10-11 x (1,67 x 10-27) x (9,11 x 10-31) / 12 = 1,01 x 10-67 newton. Tỉ số giữa lực điện và lực hấp dẫn do đó là 2,3 x 10-28 / 1,01 x 10-67 = 2,3 x 1039.

Tất nhiên, đó không phải là lí do duy nhất cho sự so sánh “cùng loại” của tôi, mà còn vì lực hút giữa điện tích dương và điện tích âm có tầm quan trọng to lớn trong cuộc sống hàng ngày. Chiếm phần lớn trong cuộc sống hàng ngày là những phản ứng hóa học, và các phản ứng hóa học là kết quả của các electron chuyển từ quay tròn xung quanh bạn nhảy nguyên tử này sang bạn nhảy nguyên tử khác khi các nguyên tử tham gia phản ứng trao đổi bạn nhảy với nhau. Nếu tỉ số độ lớn của lực điện so với lực hấp dẫn nhỏ hơn một chút thôi, thì toàn bộ các quá trình sinh hóa tương ứng sẽ khó khăn hơn. Sự đi lại, cái thể hiện sự thất bại tạm thời của lực hấp dẫn trước các quá trình hóa sinh – chúng được cung cấp gián tiếp qua lực điện – sẽ không đơn giản nữa. Điều đó không có nghĩa là chúng ta không thể đi lại được, mà hệ thống cơ bắp của chúng ta rõ ràng phải cường tráng hơn nhiều. Làm thế nào để chúng ta phát triển những hệ thống cơ bắp như thế thì không rõ vì chúng ta không có mô hình nào lí giải sự tiến hóa sẽ hoạt động ra sao trong những điều kiện như thế - hoặc rốt cuộc là nó có hoạt động hay không. Tương tự như vậy, nếu tỉ số độ lớn của lực điện so với lực hấp dẫn lớn hơn một chút, cú sốc khó chịu mà bạn gặp phải vào một ngày đông lạnh lẽo khi bạn chạm tay vào cái nắm cửa bằng kim loại không chỉ khó chịu hơn một chút, mà nó còn đe dọa tính mạng nữa.

Hoặc có thể không như vậy; sự tiến hóa có thể phát triển một cơ chế đương đầu với tình trạng này. Chúng ta không có cách nào nói cả, bởi vì mặc dù chúng ta có thể nghĩ ra những thí nghiệm khoa học cho thấy các sinh vật đương đầu như thế nào với từ trường hoặc điện trường yếu hơn hoặc mạnh hơn, nhưng toàn bộ sự đương đầu đó xảy ra trong một môi trường trong đó lực điện mạnh gấp 1039 lần lực hấp dẫn, và chúng ta không thể thay đổi điều đó. Tuy nhiên, chúng ta có thể cảm ơn rằng nhờ trời nên nó như thế - bởi vậy chúng ta mới có mặt ở đây.

Hằng số Boltzman

Mặc dù tôi có thể nhớ lại nhiều sự kiện thời thơ ấu của mình liên hệ với những mặt khác nhau của khoa học, nhưng không có nhiều sự kiện liên quan đến nhiệt. Tôi nhớ có lần chà cái bàn là điện lên bàn để là rồi bị một vết bỏng nhỏ hình tam giác (mẹ tôi đã trị bằng cách thoa bơ lên, hồi thập niên 1940 nước đá không phải là thuốc chữa bách bệnh như sau này), và tôi học được rằng ít nhiều nên cẩn thận hơn khi ở gần những vật rất nóng nói chung. Tôi còn nhớ đã tự hỏi tại sao vào một ngày ẩm ướt tắm nước ấm lại thấy dễ chịu hơn. Tôi lấy cái nhiệt kế mà cha mẹ tôi dùng để đo nhiệt độ cơ thể của tôi rồi dán nó vào cái bồn tắm chứa đầy nước ấm, và tôi có chút bất ngờ rằng nhiệt độ cơ thể của tôi khi tôi bị bệnh còn cao hơn nhiệt độ thể hiện trong bồn tắm. Cha tôi là người chút kiến thức cơ bản, ông giải thích với tôi rằng thời tiết nóng ẩm gây khó chịu bởi vì cơ thể thường hạ nhiệt độ tự nhiên bằng cách đổ mồ hôi, và vào ngày ẩm ướt thì cơ thể khó đổ mồ hôi hơn. Ý nghĩa là vậy. Và, giả sử nhiệt độ trong nước lạnh hơn khoảng 310 kelvin (đại khái là nhiệt độ cơ thể của bạn), bạn sẽ bị mất nhiệt sang nước khi bạn ngâm mình trong đó, và bạn thật sự có đổ mồ hôi (từ những phần cơ thể của bạn không ngâm trong nước). Có những câu hỏi có lẽ nằm ngoài khả năng trả lời của khoa học, ví dụ như tại sao đàn ông thích tắm vòi sen còn phụ nữ lại thích tắm bồn. Nhưng, nếu như có cái mà chúng ta biết, thì đó chính là nhiệt.

Nhiên liệu và Các lí thuyết nhiệt

Giống như ánh sáng, bản chất của nhiệt là một mối bận tâm chính của khoa học trong suốt một thời gian dài. Người Hi Lạp, tất nhiên, nghĩ rằng lửa là một trong những nguyên tố cơ bản, và vì lửa dường như không thể phân biệt với nhiệt, nên nhiệt cũng được xem là một chất. Đây là một quan điểm được xem xét nghiêm túc trong hàng thế kỉ, và lí thuyết hậu Newton đầu tiên tích hợp quan điểm này là thuyết nhiên liệu, xuất xứ từ Johann Becher và sau này được phát triển thêm bởi Georg Stahl vào cuối thế kỉ mười bảy. Lí thuyết ấy cho rằng những chất có thể đốt cháy đều có chứa nhiên liệu cháy (phlogiston), một chất không màu, không trọng lượng được giải phóng vào lúc cháy, sau đó người ta nói chất này bị cháy hết. Những chất dễ cháy thì có giàu nhiên liệu.

Muốn phê bình một lí thuyết sai lầm trong quá khứ là không khó, nhưng thuyết nhiên liệu giải thích được – trong chừng mực nào đó – sự cháy lẫn sự gỉ sét, trong đó sắt dường như có thêm cái gì đó. Khi một chất cháy trong một không gian kín, ví dụ như trong một cái chai hình chuông, thì sự cháy sớm dừng lại, và đây được cho là bằng chứng rằng không khí đã hấp thụ lượng tối đa nhiên liệu mà nó có thể hấp thụ, giống như một miếng xốp chỉ thấm một lượng nước nhất định. Người ta cũng để ý thấy khi sự cháy xảy ra trong một không gian kín, thì những sinh vật sống không còn thở được, vì thế thuyết nhiên liệu dường như cũng phần nào giải thích sự hô hấp, vì không khí đã hấp thụ quá nhiều nhiên liệu từ cơ thể nên nó không thể thở được.

Ngày nay chúng ta biết rằng các chất cháy vì sự có mặt của oxygen, một thực tế đã được chứng minh một cách thuyết phục bởi những thí nghiệm của nhà hóa học người Pháp Antoine Lavoisier một thế kỉ sau đó. Khám phá trên là kết quả của một thế kỉ bận rộn của ngành hóa học. Các chất khí dưới dạng nguyên tố đã được tách li và nghiên cứu, và thiết bị đo đã cho phép các chất khí được cân nặng chính xác, nên Lavoisier có thể chứng minh rằng trọng lượng oxygen bị mất trong không khí đúng bằng trọng lượng mà những chất bị cháy thu được – và sự cháy không thể nào xảy ra nếu như không có oxygen. Thế là thoát khỏi thuyết nhiên liệu – và ngành hóa học chuyển sang thuyết chất nhiệt.

Thuyết chất nhiệt của Lavoisier cho rằng một chất lỏng gọi là caloric thật sự là chất nhiệt, rằng vũ trụ chứa một lượng caloric không đổi, và nó luôn luôn chảy từ những vật nóng hơn sang những vật lạnh hơn. Theo Lavoisier, một tách cà phê nóng chuyển sang âm ấm, vì phần caloric dư trong tách cà phê đã chảy ra làm nóng xung quanh, và một chất khí giãn ra khi nóng lên là do sự hấp thụ caloric làm cho nó to hơn. Lí thuyết chất nhiệt không đúng, nhưng nó thật sự làm tốt công việc cho phép các tính toán được thực hiện liên quan đến nhiệt độ cuối cùng của hỗn hợp; dẫu sao, thuyết chất nhiệt trội hơn đáng kể so với thuyết nhiên liệu, và có những bộ phận của nó ngày nay chúng ta vẫn còn giữ lại.

Hai bài toán pha trộn đơn giản sẽ xác thực giá trị của thuyết chất nhiệt. Giả sử với mỗi độ bách phân mà một gram nước tăng lên, nó nhận vào một đơn vị caloric, và với mỗi độ bách phân mà một gram nước giảm đi, nó mất một đơn vị caloric. Nếu chúng ta trộn 100 gram nước ở 40 độ bách phân với 50 gram nước ở 10 độ, thì nhiệt độ T của hỗn hợp sẽ là bao nhiêu? 100 gram nước ở 40 độ sẽ mất 100 × (40 – T) đơn vị caloric, và 50 gram nước ở 10 độ sẽ thu vào 50 × (T – 10) đơn vị caloric. Vì lượng caloric bị mất bởi nước nóng bằng với lượng caloric mà nước lạnh thu vào, nên ta có

100 × (40 – T) = 50 × (T – 10)

4.000 – 100T = 50 T – 50

4.500 = 150T

30 = T

Vậy nhiệt độ sau cùng của hỗn hợp là 30 độ. Nếu chúng ta dùng 100 gram nhôm ở 40 độ thay cho 100 gram nước trong hỗn hợp, từ thí nghiệm ta sẽ tìm thấy nhiệt độ của hỗn hợp là 19 độ. Rõ ràng nhôm có một tốc độ thu nhiệt hoặc mất nhiệt khác, vì thế hãy giả sử một gram nhôm thu vào hoặc mất đi c đơn vị caloric với mỗi độ bách phân mà nó nóng lên hoặc lạnh đi. 50 gram nước sẽ thu vào 50 × (19 – 10) = 450 đơn vị caloric, còn 100 gram nhôm sẽ mất đi c × 100 × (40 – 19) = 2.100 c đơn vị caloric. Một lần nữa, lượng caloric bị mất bởi nhôm bằng với lượng caloric mà nước thu vào, nên 2.100 c = 450, suy ra c = 450 / 2.100 = 0,214.

Dần dần theo thời gian, caloric chuyển thành calorie, đó là đơn vị hệ mét cho năng lượng, và mặc dù bị thay thế bằng đơn vị joule trong hệ đo lường hiện đại, nhưng nó vẫn hiện diện trên nhãn mác của hàng thực phẩm có mặt ở mọi nơi. Một calorie là lượng nhiệt cần thiết để làm tăng một gram nước lên thêm một độ bách phân. Miếng bánh xốp nhỏ mà tôi ăn trước khi viết phần mục này có chứa 80 calorie “lớn” – một calorie lớn bằng 1.000 calorie “nhỏ”, cho nên miếng bánh đó có chứa đủ năng lượng để làm nóng 1 kg nước từ 10 độ C (50 độ Fahrenheit) lên 90 độ C (194 độ Fahrenheit). Con số 0,214 mà chúng ta thu được cho nhôm thật ra là một thông số gọi là “nhiệt dung riêng”; nhiệt dung riêng của nước là 1,000 và của nhôm là 0,215 (thật ra, nhiệt độ sau cùng của hỗn hợp nhôm-nước ở trên là 19,02 độ nhưng tôi đã làm tròn số để thực hiện tính toán các con số cho dễ). Con số này thể hiện thực tế là chỉ cần 0,215 calorie để làm nóng một gram nhôm lên thêm một độ C – và cũng giải thích tại sao khi bạn đun nước trong ấm nhôm ở trên lò, bạn có thể bị bỏng ngón tay khi chạm vào nhôm mặc dù còn lâu nữa thì nước mới sôi.

Lực, Công và Năng lượng :v

Lực làm thay đổi vạn vật. Trước hết là chúng làm thay đổi vị trí của vạn vật; lực hấp dẫn của Trái đất hút quả táo từ trên cây xuống, lực điện hút các điện tích trái dấu lại gần và đẩy các điện tích cùng dấu ra xa nhau. Tuy nhiên, định luật quán tính của Newton trong có chút sâu sắc hơn thế: nó phát biểu rằng một vật đang chuyển động tiếp tục chuyển động ở một vận tốc không đổi trừ khi bị tác dụng bởi một lực. Cái mà một lực thực hiện là làm thay đổi động lượng của vật. Động lượng là tích của khối lượng và vận tốc, và vì khối lượng không thay đổi, ngoại trừ trong những trường hợp khi vận dụng thuyết tương đối Einstein, cho nên tác dụng chung của lực là làm biến thiên vận tốc của vật. Sự biến thiên vận tốc là cái chúng ta gọi là gia tốc.

Bạn cần tác dụng một lực để nâng một khối lượng 3 kg (trên mặt đất, nó có trọng lượng khoảng 29 newton) lên khỏi mặt đất 2 m. Các nhà vật lí đo lượng cố gắng mà bạn bỏ ra khi làm việc này bằng cách mô tả thành quả của bạn là 2 × 29 = 58 Nm công sức. Nếu một lực F không đổi tác dụng trên một quãng đường d thì tổng công W đã thực hiện được cho bởi W = F × d. Áp dụng giải tích cho phép chúng ta chọn phương trình cơ bản này và khái quát hóa nó cho những tình huống khi lực không phải là hằng số và đường đi không nhất thiết là thẳng - ví dụ như công thực hiện khi xách một thùng nước rỉ đi lên một cầu thang xoắn.

Vậy thì năng lượng bước vào bức tranh trên ở chỗ nào? Thật vậy, chính xác ra thì năng lượng là cái gì chứ? Từ năng lượng (energy) có xuất xứ từ tiếng Hi Lạp energeia, có nghĩa là “công hiệu” hay “thực hiện công”. Người đầu tiên định lượng năng lượng có lẽ là Gottfried Leibniz, một người đương thời của Newton và là người cạnh tranh phát minh ra giải tích (thật ra, cả hai người họ đã đi tới rất nhiều quan điểm giống nhau gần như là đồng thời, nhưng Newton thường được công nhận là cha đẻ của giải tích).

Không khó khăn gì để thấy năng lượng có thể đi vào bức tranh trên như thế nào. Giả sử một vật có khối lượng m đang chuyển động với gia tốc không đổi a trong một khoảng thời gian T trong đó vận tốc của nó biến thiên từ giá trị ban đầu v đến giá trị sau cùng V. Lực tác dụng lên vật là ma; cho nên hãy giả sử lực đó làm vật dịch chuyển một khoảng D sao cho tổng công thực hiện trên vật là maD. Vì gia tốc là không đổi, V = v + aT, nên a = (V – v) / T. Vì vận tốc tăng lên với tốc độ không đổi, nên quãng đường đi trong thời gian T có thể tính bằng vận tốc trung bình (V + v) / 2 nhân với T. Do đó

W = maD

= m × (V – v) / T × ((V + v) / 2)T

= ½ m(V – v)(V + v)

= ½ mV2 – ½ mv2

Vậy công thực hiện được cho bởi hiệu giữa ½ mV2 và ½ mv2; giống như là chúng ta vừa trao đổi hiệu của những đại lượng này cho công thực hiện, giống hệt như là khi ta mua một tách cà phê ở Starbucks, ta phải trao đổi hiệu giữa túi tiền sau khi mua và túi tiền trước khi mua cho tách cà phê đó vậy.

Đại lượng ½ mv2 là cái được gọi là động năng; nó chỉ xuất hiện khi một vật đang chuyển động, bởi vì v = 0 nếu nó không đang chuyển động. Vì vận tốc là tương đối so với một hệ quy chiếu nhất định, cho nên động năng cũng thế. Nếu bạn vẫn đang ngồi trong xe hơi đang chạy 60 dặm mỗi giờ, thì bạn không có động năng so với chiếc xe đang chuyển động đó nhưng đồng thời bạn có động năng tương đối lớn so với mặt đường, và vì thế nếu như xe bị va quẹt, thì động năng của bạn phải chuyển sang đâu đó, và tốt hơn hết là nó được chuyển sang dây an toàn hoặc túi khí chứ đừng chuyển cho cái chắn bùn và tấm chắn gió của xe.

Có một loại năng lượng khác không được nhận ra trong phép tính trên đây. Albert Einstein đã nêu một ví dụ hay của năng lượng này trong quyển sách của ông Sự phát triển của vật lí học. Hãy tưởng tượng có một con lăn đặt nằm yên tại điểm cao nhất của một đường ray hình chữ U. Nói chung nó không có động năng – vì nó không có vận tốc so với đường ray – nhưng nó có một lượng nhỏ thế năng có sẵn từ việc để cho trường hấp dẫn của Trái đất thực hiện công lên nó. Và, tất nhiên, trường hấp dẫn của Trái đất sẽ thực hiện công đó, và tại chân đường ray một phần năng lượng từ trường hấp dẫn của Trái đất đã chuyển thành động năng khi con lăn đạt tới vận tốc cao nhất của nó. Rồi con lăn leo lên dốc bên kia, động năng đang mất đi từ con lăn đang chuyển động khi vận tốc của nó giảm sẽ chuyển thành thế năng tăng dần khi bạn đi lên cao so với mặt đất, nguồn gốc của thế năng đó. Và cứ thế, năng lượng chuyển hóa từ dạng này sang dạng kia, tới lui hoài hoài.

Nhưng hành trình đó cuối cùng phải kết thúc. Thoạt đầu có vẻ như nó có thể chuyển động mãi mãi – và một vài con lăn đường ray mà tôi từng chơi, thường là trước mặt những người tôi không muốn mất mặt, như bạn gái chẳng hạn, có vẻ chuyển động mãi mãi. Tuy nhiên, có một con kì đà khác trong cuộc đua năng lượng giữa động năng và thế năng – đó là ma sát. Chuyển động của chiếc xe trên đường ray làm đường ray nóng lên do ma sát, và vào cuối thế kỉ mười tám, kiến thức này đã mở đường cho lí thuyết nhiệt động lực học hiện đại.

Nguyên lí thứ nhất của nhiệt động lực học :x

Hồi chuông cáo chung cho lí thuyết “nhiệt là một chất” có thể tìm thấy trong một bài báo của ngài Benjamin Thompson, thường được biết tới nhiều hơn với danh hiệu bá tước Rumford. (Tôi không hiểu vì sao các nhà khoa học có danh hiệu thường được biết tới với danh hiệu chứ không phải tên thật của họ; tôi đoán đó một truyền thống châu Âu.) Rumford, một bề tôi Anh quốc trung thành xứ New Hampshire, đã bay sang Mĩ sau Hiệp định Paris cho Munich, tại đó ông đã nghiên cứu sản xuất đại bác. Lúc ấy, đại bác được chế tạo bằng cách khoan một cái lỗ hình trụ trong một trụ thép. Mạt kim loại văng ra lúc khoan là cực kì nóng – Rumford đã thực sự thực hiện những phép đo chi tiết nhiệt độ của những mảnh vụn kim loại này. Cái Rumford thấy là nếu nhiệt là một chất, như lí thuyết chất nhiệt khẳng định, thì nó không thể được sinh ra vô hạn như sự khoan đại bác cho thấy. Ông cho công bố các quan sát và ước đoán của ông vào năm 1798 trong bài báo khoa học quan trọng nhất của ông, Một khảo sát thực nghiệm về nguồn gốc của nhiệt sinh ra do ma sát. Với độc giả nào của Một khảo sát thực nghiệm vẫn còn bám lấy quan điểm rằng nhiệt là một chất, Rumford đã tung ra một đòn hạ đo ván. “Cái nhất thiết cần bổ sung”, ông viết, “là cái mà bất kì một vật cô lập, hay hệ vật, có thể tiếp tục cung cấp không hạn chế, không thể nào là một chất; và đối với tôi dường như cực kì khó, nếu không nói là không thể, nghĩ tới một cái gì đó, có khả năng được sinh ra và truyền đi, theo kiểu nhiệt được sinh ra và truyền đi trong những thí nghiệm này, trừ khi nó là sự chuyển động.”

Rumford nêu đúng – nhưng ông không nhận ra chính xác có bao nhiêu cách khác nhau ông nêu đúng, và dẫn tới những hệ quả gì. Nếu thế kỉ mười bảy được đặc trưng bởi sự ra đời của cơ học và thế kỉ mười tám là sự phát triển của hóa học, thì thế kỉ mười chín có thể xem là thế kỉ trong đó năng lượng ở nhiều dạng thức của nó được người ta hiểu rõ và khai thác.

James Joule ở tiền phương của cuộc cách mạng này. Sinh ra để làm một ông chủ hãng bia, ông và anh trai của mình được dạy kèm tại nhà bởi nhà khoa học John Dalton. Cứ cho là nhiều nhà khoa học và nhà toán học lớn nhận dạy kèm tại nhà để tăng thêm thu nhập của họ, nhưng việc làm này giống như chuyện Alexander Đại đế thuê Aristotle làm thầy dạy hình học của ông. Dalton bị đột quỵ sau hai năm làm công việc này, nhưng thiên hướng khoa học và phương pháp của ông để lại dấu ấn lâu dài với Joule.

Đóng góp to lớn nhất của Joule là việc ông nhận ra rằng những dạng khác nhau của năng lượng là tương đương theo nghĩa giống như những loại tiền tệ khác nhau là tương đương. Đồng đô la và đồng euro là những dạng khác nhau của đồng tiền – chúng trông khác nhau, nhưng rốt cuộc có một tỉ giá chuyển đổi giữa hai đồng tiền cho phép chúng ta so sánh mệnh giá khi chúng được nêu ở dạng tiền tệ này hoặc dạng kia. Quan sát của Joule được phát biểu rất rõ ràng trong bài báo kinh điển năm 1845 của ông, “Về tương đương cơ học của nhiệt”, trong đó Joule nhận xét rằng “sức mạnh cơ giới tác dụng làm quay một máy điện từ được biến thành nhiệt do sự đi qua của những dòng điện cảm ứng qua những cuộn dây của nó; và, mặt khác… sức hoạt động của động cơ điện từ thu được do sự tiêu hao nhiệt do các phản ứng hóa học của pin nguồn mà nhờ đó nó hoạt động.”

Joule đã chế tạo một thiết bị rất đơn giản, trong đó một vật rơi làm quay một cái guồng dìm trong một bể chứa nước. Cơ năng từ vật rơi được biến đổi thành nhiệt bởi sự khuấy nước, và Joule đã tiến hành một số phép đo khám phá ra tốc độ chuyển đổi đó. Ngày nay, thật khó mà tưởng tượng có một cuộc trao đổi khoa học giữa một viện hàn lâm và một ông chủ hãng bia, nhưng cặp đôi đó gặp nhau dễ dàng hơn nhiều ở nước Anh thế kỉ mười chín, và một trong những người khách Joule mời tới trong buổi thuyết trình vào năm 1847 tại Hội liên hiệp Anh ở Oxford là William Thomson, vị giáo sư triết học tự nhiên mới được bổ nhiệm tại trường đại học Glasgow. Thomson, sau này trở thành huân tước Kelvin, bị thôi thúc trước những kết quả của Joule. Joule lấy vợ vào năm sau đó, và trong lúc ông và cô dâu của mình đang hưởng tuần trăng mặt ở Chamonix, bất ngờ họ chạy đến nhà Thomson. Chồng của cô dâu, rõ ràng là một kẻ lãng mạn, bỏ dở tuần trăng mật để ông và Thosom có thể cố gắng đo sự chênh lệch nhiệt độ giữa đỉnh và chân một thác nước cao 1200 foot. Tôi không thấy tài liệu nào ghi chép gì về phản ứng của Amanda, nhưng rồi tôi cũng chẳng tìm thấy ghi chép nào nói chuyện này có ảnh hưởng đến cuộc sống của vợ chồng ông chủ hãng bia.

Buồn thay, vợ và con gái của Joule lìa đời vào năm năm sau đó. Joule tiếp tục nghiên cứu với Thomson – thật vậy, ông và Thomson đã phát hiện thấy khi một chất khí được phép giãn nở mà không thực hiện công, nhiệt độ của nó giảm đi, và như vậy cuối cùng đưa đến sự làm lạnh. Thật không hay, niềm đam mê khoa học của ông cũng mang đến sự chuyển nhượng hãng bia gia đình; may mắn thay, ông có được một suất hưu công dân Anh – không có gia đình, ông có thể sống thoải mái cho đến khi qua đời. Công trình nghiên cứu mà nhờ đó ông được biết tới nhiều nhất được khắc trên mộ bia của ông. Công cơ học, như đã trình bày ở phần đầu chương này, có thể đo theo newton-mét, nhưng các nhà vật lí người Anh thế kỉ mười chín lại thích sử dụng foot-pound. Nghiên cứu của Joule chỉ rõ vũ trụ biến đổi công cơ học thành nhiệt năng như thế nào, vào những ngày ấy nhiệt năng được đo theo đơn vị nhiệt của Anh (BTU), được định nghĩa là lượng nhiệt cần thiết để làm cho 1 pound nước tăng lên thêm 1 độ Fahrenheit ở áp suất khí quyển. Con số ghi trên bia mộ của Joule là 772,55, và nó tưởng niệm một thí nghiệm ông đã tiến hành vào năm 1878, khi ông chứng minh rằng cần 772,55 foot-pound công để tạo ra 1 BTU.

Mặc dù 772,55 foot-pound trên độ Fahrenheit thỉnh thoảng được gọi là hằng số Joule, nhưng nó không phải là một hằng số thật sự, theo ý nghĩa hiểu trong quyển sách này, nó thật ra chỉ là một dạng khác của nhiệt dung riêng của nước. Mọi chất đều có chúng, và mặc dù nước là một phân tử cực kì quan trọng trên Trái đất, nhưng bạn có thể chắc chắn rằng, nếu có một sinh vật tiến hóa trên cơ sở methane giống như chúng ta tiến hóa dựa trên nước, thì nhiệt dung riêng của methane sẽ thế vào chỗ hằng số Joule.

Hằng số Joule có lẽ không thật sự cơ bản, nhưng nó trực tiếp đưa đến nguyên lí thứ nhất của nhiệt động lực học, nguyên lí phát biểu rằng năng lượng có thể chuyển hóa từ một dạng này sang một dạng khác – ví dụ như cơ băng biến đổi thành nhiệt, hoặc động năng biến thành thế năng – nhưng không thể tự sinh ra hoặc mất đi. Nếu chúng ta chọn một cái nhìn khác vào con lăn đường ray của Einstein và bắt đầu với con lăn tại vị trí cao nhất của nó, thì năng lượng toàn phần của nó đều là thế năng. Lần thứ nhất nó lăn xuống chân dốc tạo ra một lượng nhiệt nhất định qua sự ma sát trên đường ray. Tại chân dốc, năng lượng toàn phần của hệ là tổng động năng của nó, nhiệt năng sinh ra do ma sát, và thế năng nhỏ hơn vì nó ở gần tâm Trái đất hơn. Khi con lăn leo lên dốc, nó lại sinh thêm nhiệt do sự ma sát, và kết quả là nó không thể leo lên tới độ cao ban đầu của nó, vì để leo lên đỉnh sẽ đòi hỏi năng lượng toàn phần bằng với năng lượng mà hệ có ban đầu trước khi bắt đầu lăn – và một phần năng lượng đó đã tiêu tán dưới dạng nhiệt.

Hai tương lai có thể giải thích quá khứ bí ẩn của thời gian :p

Trong sự tiến hóa của cấu trúc vũ trụ, entropy hay lực hấp dẫn mới là động lực át trội hơn? Câu trả lời cho câu hỏi này có những hàm ý sâu sắc cho tương lai của vũ trụ, cũng như quá khứ của nó.

Các nhà vật lí đang gặp vướng mắc với thời gian.

Cho dù qua lực hấp dẫn Newton, thuyết điện từ Maxwell, thuyết tương đối hẹp và thuyết tương đối rộng Einstein hay là cơ học lượng tử, toàn bộ các phương trình mô tả tốt nhất vũ trụ của chúng ta đều hoạt động hoàn hảo nếu thời gian trôi xuôi hoặc trôi ngược.

Tất nhiên, thế giới mà chúng ta trải nghiệm thì hoàn toàn khác. Vũ trụ đang giãn nở, chứ không co lại. Các ngôi sao phát ra ánh sáng chứ không hấp thu nó, và các nguyên tử phóng xạ phân hủy nhanh hơn là kết hợp lại. Trứng ốpla không thể biến đổi ngược thành quả trứng nguyên và điếu thuốc lá không bao giờ thành hình lại từ khói và tro bụi. Chúng ta nhớ tới quá khứ, chứ không nhớ tương lai, và chúng ta trưởng thành rồi già yếu, chứ không trẻ lại và khỏe ra. Đối với chúng ta, thời gian có một chiều rõ ràng và không thể đảo ngược. Nó trôi như tên bắn, và các phương trình thì thật kì cục.

Trong hơn một thế kỉ qua, lời giải thích chính thống cho “mũi tên thời gian”, như nhà thiên văn vật lí Arthur Eddington lần đầu tiên gọi nó vào năm 1927, là rằng nó là một tính chất phát sinh của nhiệt động lực học, như lần đầu tiên được trình bày trong tác phẩm của nhà vật lí người Áo thế kỉ 19 Ludwig Boltzmann. Theo quan điểm này, cái chúng ta cảm nhận là mũi tên thời gian thật ra chỉ là một sự sắp xếp lại không thể lay chuyển của các trạng thái có mức trật tự cao thành những sắp xếp ngẫu nhiên, vô dụng, một sản phẩm của xu hướng vạn vật chi phối mọi thứ tiến tới cân bằng với nhau.

Nói đại khái, điểm then chốt của quan điểm này là “mọi thứ đang tách nhau ra”, nhưng nói chính thống hơn, nó là một hệ quả của định luật thứ hai của nhiệt động lực học mà Boltzmann đã góp công xây dựng. Định luật thứ hai phát biểu rằng trong một hệ kín bất kì (giống như bản thân vũ trụ), entropy – mức hỗn độn – chỉ có thể tăng. Tăng entropy là một chân lí vũ trụ bởi vì luôn luôn có nhiều trạng thái hỗn độn hơn trạng thái trật tự trong một hệ bất kì cho trước, tương tự như việc có nhiều cách ném giấy tung tóe trên bàn hơn cách sắp xếp chúng ngăn nắp thành một chồng.

Mũi tên nhiệt động lực học của thời gian đề xuất rằng vũ trụ khả kiến của chúng ta đã ra đời trong một trạng thái hết sức đặc biệt trật tự cao và entropy thấp, giống như một quả trứng vũ trụ nguyên thủy đã thành hình lúc ra đời thời gian thì vỡ tung và tranh lấy sự trường tồn. Từ thời Boltzmann trở về sau, các nhà khoa học có ác cảm với một khái niệm thời gian thuần khiết bắt đầu tóm lấy khai thác nan đề này.

Tin rằng vũ trụ là bất diệt phù hợp với các định luật Newton, Boltzmann cho rằng tính bất diệt đó có thể giải thích một nguồn gốc entropy thấp cho mũi tên thời gian. Cho trước đủ thời gian – thật ra, thời gian là vô hạn – thì bất cứ cái gì có thể xảy ra sẽ xảy ra, kể cả sự xuất hiện của một vùng lớn entropy rất thấp dưới dạng một thăng giáng thống kê từ một vũ trụ vô thời, entropy cao trong một trạng thái gần-cân bằng. Boltzman lập luận rằng chúng ta có thể sống trong một vùng không chắc xác thực như vậy, với mũi tên thời gian được thiết lập bởi sự diễn tiến lâu dài, entropy chậm, trở lại trạng thái cân bằng.

Các nhà vũ trụ học ngày nay có công việc khó xơi hơn, bởi vì vũ trụ mà chúng ta biết ngày nay không phải là vô thời và bất dịch: Họ phải giải thích sự xuất hiện của mũi tên thời gian trong một vũ trụ động, tương đối tính có vẻ đã ra đời khoảng 14 tỉ năm trước trong ánh lửa rực rỡ của Vụ Nổ Lớn. Họ thường xuyên phải làm công việc “điều chỉnh tinh vi” – thay đổi tỉ mỉ và tùy tiện các thông số của một lí thuyết để cho phù hợp với quan sát.

Trong sự tiến hóa của cấu trúc vũ trụ, entropy hay lực hấp dẫn mới là động lực át trội hơn? Câu trả lời cho câu hỏi này có những hàm ý sâu sắc cho tương lai của vũ trụ, cũng như quá khứ của nó.

CÁC HÀNH TINH NHÓM TRONG :p

Vị trí của Mặt trời tại trung tâm của Hệ Mặt trời chi phối nhiều thứ về các hành tinh – chủ yếu bởi vì chúng ở bao gần hay bao xa. Bốn hành tinh gần nhất, Thủy tinh, Kim tinh, Trái đất và Hỏa tinh, thường được gọi chung là “các hành tinh nhóm trong”.

THỦY TINH

Thủy tinh là hành tinh gần Mặt trời nhất, ở khoảng cách trung bình chỉ 36 triệu dặm (58 triệu km). Đây không phải là một khoảng cách gì lớn trong thiên văn học. Thật vậy, quỹ đạo gần này đồng nghĩa là Thủy tinh quay xung quanh Mặt trời mỗi vòng mất chừng 88 ngày. Nói cách khác, một năm trên Thủy tinh kéo dài chưa tới ba tháng trên Trái đất này.

Trông từ xa, Thủy tinh có chút giống với Mặt trăng của chúng ta – nhấp nhỏm những miệng hố và những vùng bằng phẳng. Mắt trần khó nhìn thấy, nhưng Thủy tinh là một hành tinh cực độ. Ở phía đối mặt với Mặt trời, nhiệt độ trên bề mặt có thể lên tới 800 độ Fahrenheit (427 độ Celsius). Nên nhớ rằng lò nướng vi sóng trong bếp nhà bạn tạo ra nhiệt độ chừng 500 độ Fahrenheit (260 độ Celsius).




Các sọc dài trong bức ảnh chụp này của Thủy tinh tỏa ra từ một hố va chạm tại chóp trên của ảnh. Các đường sọc hay “tia” tỏa ra từ hố va chạm kéo dài đến 600 dặm (1.000 km). Những đường tia như thế được tạo ra khi một vụ va chạm làm đào xới vật liệu từ bên dưới mặt đất và ném nó từ miệng hố ra ngoài. Những tia như thế này mờ dần theo thời gian vì chúng phơi ra trước môi trường vũ trụ khắc nghiệt. Những hố có các đường sọc sáng có khả năng còn trẻ bởi vì các tia sọc đó vẫn còn nhìn thấy được.

KIM TINH :v

Kim tinh là hành tinh thứ hai tính từ Mặt trời ra, và là láng giềng hành tinh gần gũi nhất của Trái đất trong Hệ Mặt trời. Với kích cỡ và trọng lượng nhỏ hơn Trái đất một chút, Kim tinh hiện nay có các núi lửa đang hoạt động, có núi non, và sông ngòi. Trong quá khứ của nó, có lẽ Kim tinh từng có những đại dương nước lỏng.

Tuy nhiên, Kim tinh ngày nay chẳng phải là nơi mà chúng ta muốn sinh sống. Bầu khí quyển dày đặc của nó, chủ yếu gồm carbon dioxide, bắt giữ nhiệt mà hành tinh nhận từ Mặt trời. Hiểu theo một nghĩa nào đó thì nó đang chịu vấn đề hoàn toàn ngược lại với Thủy tinh trong việc giữ nhiệt. Không có luận cứ nào cho tác động của “hiệu ứng nhà kính” này đối với Kim tinh: Trên bề mặt của nó hết sức nóng, nhiệt độ lên tới 900 độ Fahrenheit (482 độ Celsius). Nhiệt lượng khủng khiếp này sẽ làm bay hơi hết các đại dương lỏng giống Trái đất từ lâu.

Một nét độc đáo của Kim tinh là nó quay ngược chiều kim đồng hồ. Các hành tinh khác trong Hệ Mặt trời – kể cả Trái đất – quay theo chiều kim đồng hồ. Điều này có nghĩa là một người nào đó đang đứng trên Kim tinh sẽ nhìn thấy Mặt trời mọc ở đằng tây và lặn ở đằng đông. Tại sao lại có chuyển động lạ lùng như vậy? Một quan điểm cho rằng nó đã hứng chịu một loạt đạn tiểu hành tinh vào thời buổi sơ khai của nó. Một hoặc nhiều cú va chạm này có thể đủ tác động để làm đổi chiều quay của hành tinh.




Có bằng chứng cho thấy khi còn trẻ, Kim tinh gần như chắc chắn có nước lỏng – một thành phần thiết yếu cho sự sống trên Trái đất. Một số nhà khoa học phỏng đoán rằng các sinh vật đơn bào thật sự có thể sống sót trong bầu khí quyển khắc nghiệt nhưng ổn định trên Kim tinh ngày nay.

TRÁI ĐẤT :x

Hành tinh tiếp theo trong Hệ Mặt trời là Trái đất xinh tươi của chúng ta. Mặc dù chúng tôi đã nói về Trái đất rồi, nhưng chúng ta nên nhắc lại thêm đôi điều khiến cho Trái đất đặc biệt như thế. Toàn bộ quy về là do vị trí, vị trí, và vị trí của nó. Trái đất xuất hiện ngay trong vùng đất lành – không quá gần và không quá xa Mặt trời. Chúng ta có đủ nhiệt trên hành tinh của chúng ta để có nước lỏng (rất quan trọng đối với loài người), nhưng cũng không có quá nhiều nhiệt trên mặt đất.

Kết hợp nhiệt độ Goldilocks này với bầu khí quyển dày của chúng ta chứa những thứ tươi tốt như oxygen, và một từ trường hoạt tính che chắn chúng ta trước bức xạ và bụi vũ trụ nguy hại, Trái đất hóa ra là một tài sản quý giá trong Hệ Mặt trời.

HỎA TINH

Hỏa tinh là láng giềng gần ở phía bên kia của chúng ta, phía bên xa Mặt trời. Trong hàng thập niên, Hỏa tinh đã là chất liệu cho truyện khoa học viễn tưởng và sự thám hiểm khoa học trên thực tế. Các vệ tinh Viking đã bay vòng quanh sao Hỏa hồi thập niên 1970 và gửi về nhiều thông tin về cái chúng ta gọi là Hành tinh Đỏ, trong đó có một số dữ liệu cho thấy có lẽ từng có nước lỏng ở một số nơi trên Hành tinh Đỏ trong quá khứ xa xôi của nó.

NASA đã trở lại sao Hỏa theo kiểu đặc biệt vào đầu năm 2004 khi Các xe tự hành Thám hiểm sao Hỏa, tên gọi là Spirit và Opportunity, đã hạ cánh an toàn lên mặt đất sao Hỏa. Hai rô-bôt can trường này được thiết kế để duy trì hoạt động trong khoảng sáu tháng. Tuy nhiên, chúng đã hoạt động trong hơn sáu năm, và một rô-bôt vẫn tiếp tục gửi về dữ liệu khoa học cho đến năm 2012. Những xe tự hành này cho biết các kết quả Viking là dấu hiệu của sông băng. Spirit và Opportunity đã tìm thấy thêm nhiều bằng chứng cho nước, phát hiện ra các khoáng chất chủ yếu trong đá và bụi sao Hỏa, và nói chung đã cung cấp cho chúng ta một cái nhìn trước nay chưa từng có của bề mặt Hành tinh Đỏ. Một phát triển mới đây trong sự nghiệp thám hiểm sao Hỏa là sự ra đời của Phòng thí nghiệm Khoa học sao Hỏa vào tháng 8 năm 2012. Phi thuyền vũ trụ này mang theo xe tự hành Curiosity, với kích cỡ chừng bằng chiếc Mini Cooper. Để so sánh, Spirit và Opportunity mỗi chiếc có kích cỡ khoảng bằng chiếc xe chơi golf, nghĩa là Curiosity có thể mang thêm nhiều thiết bị khoa học hơn và sẽ có khả năng đi xa hơn các tiền bối xe tự hành thành công của nó.




Vào năm 2007, sứ mệnh Pheonix của NASA đã tiếp đất trên vùng đất bằng ở cực bắc sao Hỏa để nghiên cứu lịch sử của nước và khả năng ở được trong đá giàu băng trên sao Hỏa. Pheonix đã xác nhận sự có mặt của nước đóng băng trong lòng đất sao Hỏa, và đã tìm thấy calcium carbonate, một chất chỉ thị của một hành tinh kém acid hơn (dễ sống hơn) trong quá khứ. Pheonix còn quan sát thấy tuyết rơi từ các đám mây trong khí quyển sao Hỏa.

Lần đi qua năm 2012 :3

Với lần đi qua sắp tới của Kim tinh trong tháng 6 này, chúng tôi muốn thu về bộ dữ liệu hoàn chỉnh nhất có thể, để các nhà thiên văn học năm 2117 sẽ nghĩ rằng các bậc tiền bối của họ hồi tận năm 2012 đã làm việc xuất sắc cho dù với những thiết bị còn tương đối nguyên sơ. Về cơ bản, tôi sẽ ở tại đài thiên văn mặt trời thuộc trường Đại học Hawaii trên đỉnh Haleakalā – một ngọn núi lửa đã tắt cao 3000 m – với hai sinh viên của mình, cùng với Schneider và Bryce Babcock, nhờ tiền tài trợ của NGS. Chúng tôi sẽ có một số camera, với mục tiêu chính là nghiên cứu khí quyển của Kim tinh lúc đi vào và đi ra, đồng thời xác nhận kết luận trước đây của chúng tôi về hiệu ứng giọt đen. Trong khi đó, một cựu sinh viên của tôi Kevin Reardon thuộc Đài thiên văn Arcetri ở Florence, Italy, sẽ có mặt tại Đỉnh Sacramento ở New Mexico, sử dụng một quang phổ kế ghi ảnh khổng lồ trên tháp chân không của Kính thiên văn Mặt trời Dunn.

Phần việc chính của nỗ lực nghiên cứu của chúng tôi sẽ là với các kính thiên văn trong vũ trụ, nhất là sử dụng Đài thiên văn Động lực học Mặt trời (SDO) của NASA, vệ tinh phóng lên hồi hai năm trước để thay thế cho TRACE. Trên SDO có Bộ phận Ghi ảnh Khí quyển, do người đồng nghiệp của tôi, Leon Golub ở Đài thiên văn Smithsonian chế tạo, nó có các pixel cùng vớ như TRACE nhưng có thể nhìn toàn bộ Mặt trời mỗi lượt. Một ưu điểm lớn khác của SDO là nó chuyển động trong một quỹ đạo địa tĩnh và luôn luôn quay hướng nhìn về một trạm mặt đất ở New Mexico, cho phép nó gửi 8 ảnh phân lọc sáu lần trong một phút, 24 giờ trong ngày (với chỉ chừng 20 phút gián đoạn mỗi năm do Trái đất che khuất Mặt trời). Chúng tôi cũng sẽ phối hợp các quan sát của mình với quan sát của các đồng nghiệp tại trường Đại học Stanford, họ cho chạy một thiết bị SDO thứ hai, Máy ảnh Từ và Nhật chấn, thiết bị có những pixel cùng cỡ.

Hè năm nay, Schneider và tôi sẽ làm việc trở lại với Richard Willson, người điều hành vệ tinh ACRIM của NASA ở California, để theo dõi độ sáng toàn phần của Mặt trời là một cách nghiên cứu sự đi qua. Trong công trình hợp tác thành công của chúng tôi hồi năm 2004, chúng tôi đã sử dụng phi thuyền này để đo sự giảm có 0,1% suất phản chiếu toàn phần của mặt trời do cái bóng của Kim tinh chặn mất ánh sáng của đĩa mặt trời. Thật thú vị, hai năm sau đó chúng tôi đã chẳng phát hiện ra sự giảm 0,003% cường độ sáng từ lần đi qua năm 2006 của Thủy tinh vì hiệu ứng nhỏ hơn sai số vốn có trong tín hiệu – thông tin sẽ giúp các nhà săn tìm hành tinh ngoại biết rằng họ có thể hoặc không có thể phát hiện những gì. Lần hợp tác trong năm nay cũng sẽ có mặt Greg Kopp thuộc trường Đại học Colorado ở Boulder, người có thiết bị Đo Suất phản chiếu Toàn phần trên phi thuyền Thí nghiệm Khí hậu và Bức xạ Mặt trời của NASA mang lại thông tin tương tự,




Hình 4. Johann Gabriel Doppelmayr đã cho in sơ đồ này của sự đi qua của Kim tinh trong quyển Atlas Coelestis vào năm 1742. (Ảnh: Chapin Library, Williams College)

Sau năm 2012

Cho đến gần đây, chúng tôi vẫn nghĩ rằng sau tháng 6 này sẽ không có cơ hội quan sát bất kì sự đi qua nào nữa của Kim tinh cho đến thế kỉ 22. Nhưng mùa thu năm ngoái, chúng tôi phát hiện thấy David Ehrenreich thuộc Viện Thiên văn Vật lí Hành tinh học Grenoble, Pháp, đã đăng kí thời gian sử dụng Kính thiên văn vũ trụ Hubble để thử quan sát sự đi qua của Kim tinh trong tháng 6 này nếu nó được nhìn thấy từ Mặt trăng. Cái ông lên kế hoạch thực hiện là hướng Hubble vào một số khu vực trên Mặt trăng và theo dõi sự suy giảm hết sức nhỏ của cường độ ánh sáng mặt trời phản xạ khỏi Mặt trăng khi Kim tinh đi qua phía trước Mặt trời. Công việc này rõ ràng khó thực hiện hơn là nghiên cứu sự đi qua một cách trực tiếp vì cường độ ánh sáng phản xạ trong nghiên cứu là quá thấp. Nhưng nghiên cứu như thế là có ích vì nó na ná như những khó khăn mà các nhà săn tìm hành tinh ngoại gặp phải, trong khi vẫn diễn ra trong hệ mặt trời của chúng ta, nơi chúng ta biết rõ cái gì đang xảy ra.

Nhưng nếu có thể dùng Hubble để sử dụng Mặt trăng phát hiện sự đi qua của Kim tinh, thì nó cũng có thể quan sát sự đi qua của Kim tinh bằng cách quan sát ánh sáng phản xạ khỏi những hành tinh phía ngoài? Sau một cuộc họp của Hội Thiên văn học Mĩ ở Nantes, Pháp, hồi tháng 10 năm ngoái, đội nghiên cứu sự đi qua của chúng tôi đã gặp gỡ đội của Ehrenreich thảo luận quan điểm đó, cùng với Thomas Widemann thuộc Đài thiên văn Paris, Paolo Tanga thuộc Đài thiên văn Côte d'Azur ở Nice, và Alfred Vidal-Madjar thuộc Viện Thiên văn Vật lí ở Paris. Kể từ đó, chúng tôi đã cùng nhau đăng kí thời gian sử dụng Hubble để quan sát sự đi qua của Kim tinh sử dụng Mộc tinh vào ngày 20 tháng 9, 2012. (Nếu chúng tôi bỏ lỡ ngày này, sẽ không còn lần đi qua nào nữa của Kim tinh nhìn từ Mộc tinh cho đến năm 2024 – khi đó thì kính Hubble đã ngừng hoạt động rồi.)

Một sự kiện nữa, còn hấp dẫn hơn, sẽ xảy ra vào hôm 5 tháng 1, 2012 khi Trái đất, nhìn từ Mộc tinh, sẽ đi qua phía trước Mặt trời. Mặc dù chúng ta không thể nhìn Trái đất trực tiếp từ phía Mộc tinh, nhưng cái chúng ta có thể làm là sử dụng Hubble để nhìn Trái đất gián tiếp bằng cách quan sát những đám mây của Mộc tinh và nghiên cứu xem bao nhiêu ánh sáng của nó bị phản xạ khỏi vệ tinh chính Ganymede của Mộc tinh. Việc phát hiện ra sự đi qua này và bất kì hiệu ứng quang phổ nào từ khí quyển của Trái đất sẽ là một kì công tuyệt vời – và là một sự xác nhận tuyệt đẹp của kiến thức của chúng ta về sự đi qua của hành tinh ngoại.

Nếu chúng ta có thể nghiên cứu sự đi qua qua Mộc tinh, vậy ta có thể làm như thế với Thổ tinh hay không? Khi hiện tượng đó xảy ra, phi thuyền Cassini của NASA hiện đang quay xung quanh hành tinh trên và một sự đi qua của Kim tinh, khi nhìn từ Thổ tinh, sắp xảy ra vào cuối năm nay, vào ngày 21 tháng 12. Cùng với Phil Nicholson ở trường Đại học Cornell, chúng tôi đã giành được quyền khai thác Cassini, hướng phi thuyền về phía xảy ra sự đi qua vào ngày hôm ấy, đó sẽ là cơ hội cuối cùng của chúng ta để thấy một sự đi qua của Kim tinh nhìn từ Thổ tinh, nếu không phải chờ đến tháng 1 năm 2028. Chúng tôi thật sự may mắn vì đang sống trong một thời kì vàng son của sự nghiên cứu sự đi qua của hành tinh và đó là một trong những cái mà tôi hi vọng các nhà thiên văn học có thể khai thác triệt để.

Câu chuyện buồn của Guillaume le Gentil

Đã có một số chuyến đi mạo hiểm trong những năm qua để quan sát sự đi qua của Kim tinh, đáng nhớ hơn cả trong số đó là chuyến đi của nhà thiên văn học người Pháp thế kỉ 18 Guillaume le Gentil. Vào năm 1761, ông đã khăn gói lên đường đến Pondicherry ở Đông Nam Ấn Độ để quan sát sự đi qua trong năm ấy, nhưng nước Anh đang làm chủ khu vực trên khi ông tới nơi và đã không cho phép ông đặt chân lên bờ. Mặc dù ông có nhìn thấy sự đi qua trên bầu trời sáng trong từ phía con tàu nơi ông ở lại, nhưng cái đồng hồ quả lắc của ông ở trên tàu trở nên vô dụng. Do đó, vì biết lần đi qua tiếp theo chỉ cách đó 8 năm nữa, nên Le Gentil quyết định ở lại châu Á và chờ cho đến cái ngày ấy.

Cuối cùng, sau những chuyến phiêu lưu ở Philippines và khắp nơi, Le Gentil trở lại Pondicherry để quan sát lần đi qua năm 1769. Nhưng sau một ngày hứa hẹn thời tiết tốt đẹp, thì xui xẻo ập đến bất ngờ, sau 8 năm chờ đợi cái ngày trọng đại ấy, tầm nhìn của Le Genil đã bị hỏng mất bởi một đám mây. Thêm một cú sốc nữa xát muối vào vết thương lòng, trên hành trình trở về châu Âu, ông bị đắm tàu và phải nhập viện vì bệnh kiết lị, trước khi biết rằng, lúc trở về Pháp sau 11 năm đi xa, vị hôn thê của ông đã đi lấy người khác và ở quê nhà người ta đã công bố chính thức rằng ông đã chết.

Cảm thán trước những nỗ lực của Le Gentil, nhà soạn kịch người Canada Maureen Hunter đã kịch bản hóa câu chuyện buồn đó thành một vở kịch tên gọi là Sự đi qua của Kim tinh hồi năm 1998, tác phẩm sau này được chuyển thể thành một vở opera có cùng tên bởi nhà soạn nhạc người Canada Victor Davies, với Hunter là người soạn lời. May thay, câu chuyện buồn của Le Gentil đã có một kết cục có hậu, vì rồi cuối cùng ông đã giành lại chỗ đứng trong Viện Hàn lâm Khoa học Pháp, ông kết hôn và có con cái. Ông qua đời vào năm 1792, hưởng thọ 73 tuổi.

Bí ẩn giọt đen :x

Thật không may, khi Cook và Green nhìn qua kính thiên văn của họ để đo chính xác thời khắc đi vào – khi Kim tinh vừa mới ở bên trong rìa ngoài (hay “quầng”) của Mặt trời – họ đã gặp khó khăn. Họ để ý thấy một dải tối – nối phần đen của cái bóng Kim tinh với phần đen của bầu trời nền bên ngoài rìa mặt trời – lớn lên trong khoảng 1 phút, sau đó biến mất giống như kẹo cao su thổi vậy. Ngày nay được gọi là “hiệu ứng giọt đen”, nó có nghĩa là độ chính xác của phép đo thời gian của họ gần 1 phút hơn là 1 s, làm giảm độ chính xác của đơn vị thiên văn tính được đi khoảng 60 lần. Cook và Green đã nghĩ một cách sai lầm rằng khí quyển của Kim tinh đang gây ra sai số cho phép đo, nhưng ngày nay chúng ta biết rằng khí quyển Kim tinh có đường kính quá nhỏ để gây ra sự lu mờ như thế.

Hai lần đi qua của Kim tinh vào thế kỉ 19 – vào năm 1874 và 1882 – đã được quan sát kĩ lưỡng trên khắp thế giới. Ảnh chụp cũng đã được sử dụng lần đầu tiên, mặc dù giọt đen vẫn làm giảm độ chính xác của nỗ lực muốn đo đơn vị thiên văn theo phương pháp của Halley, như đã làm với những lần đi qua trong thế kỉ 18. Không có lần đi qua nào diễn ra trong thế kỉ 20, nên Glenn Schneider thuộc Đài thiên văn Steward ở trường Đại học Arizona và tôi đã quyết định vào năm 2001 – ba năm trước lần đi qua đầu tiên của thế kỉ 21 – cố gắng giải thích nguyên nhân của hiệu ứng giọt một lần cho mãi mãi.

Chúng tôi tìm cách làm việc này bằng cách phân tích các quan sát hiệu ứng trên do phi thuyền vũ trụ TRACE của NASA thực hiện trong lần đi qua năm 1999 của Thủy tinh. Hóa ra hiệu ứng giọt đen có hai nguyên nhân khác nhau. Một là, như nhiều người trông đợi, do thực tế chẳng có chiếc kính thiên văn nào là hoàn hảo và cho dù một nguồn sáng điểm thì cũng sẽ có một sự lu mờ cố hữu nào đó, gọi là “hàm điểm phân tán”. Nhưng còn nguyên nhân kia, cái trước đây không được biết tới rộng rãi, là do thực tế Mặt trời khả kiến luôn luôn trông tối hơn ở gần rìa của nó, với độ sáng giảm đại khái theo một đường cong cosin. Thật vậy, sự giảm độ sáng như thế, gọi là “sự lu mờ quầng mặt trời”, ở giây cung cuối cùng hoặc tại rìa của Mặt trời gay gắt đến mức sự lu mờ quầng mặt trời xuất hiện với hàm điểm phân tán. Biết rằng Thủy tinh không có khí quyển gì đáng kể và chưa thể hiện giọt đen, nên phân tích của chúng tôi cho thấy hiệu ứng giọt đen chẳng có liên quan gì với sự tồn tại của một bầu khí quyển hành tinh. Kết hợp với kiến thức của chúng ta về bề dày thật sự của khí quyển Kim tinh, chúng tôi chứng minh rằng giọt đen của Kim tinh không thể có nguyên nhân là do khí quyển của nó.

Với lần đi qua tiếp theo của Kim tinh xảy ra vào tháng 6 năm 2004, một hội nghị chuyên đề của Hội Thiên văn học Quốc tế đã được tổ chức ở Much Hoole, nơi ngày xưa Horrocks đã quan sát lần đi qua đầu tiên. Không muốn cầu may với thời tiết nước Anh vốn hay đỏng đảnh, tôi đã đưa các đồng nghiệp và toàn bộ sinh viên thiên văn học của chúng tôi từ Williams College (với sự hỗ trợ nhiệt tình từ Hội Địa lí Quốc gia, NGS) đến Hi Lạp, nơi nằm sâu hơn trong vùng có thể nhìn thấy toàn bộ lần đi qua đó. Trong sự kiện đó, ở Much Hoole cũng nhìn rõ, nhưng từ Hi Lạp chúng tôi có thể quan sát toàn bộ sự đi qua với kính thiên văn và camera, và tôi đã nhìn thấy giọt đen trước mắt mình, đó là một trải nghiệm thật tuyệt vời.




Hình 3. Ảnh này cho thấy Kim tinh vừa mới đi vào bề mặt của Mặt trời do phi thuyền TRACE của NASA chụp trong lần đi qua năm 2004 với sự hợp tác của tác giả, Glenn Schneider và Leon Golub. Họ cho thấy hành tinh lúc nửa đường đi vào rìa ngoài của Mặt trời, làm hiện rõ một cái vành sáng xung quanh vệt rìa của Kim tinh. Cái vành này là khí quyển của Kim tinh vì nó làm bẻ cong ánh sáng mặt trời về phía phi thuyền chụp ảnh. (Ảnh: NASA/LMSAL/Pasachoff, Schneider và Golub)

Đầu năm ấy, trong khi quan sát với Kính thiên văn Mặt trời 1m của Thụy Điển ở La Palma, thiết bị đã thực hiện các quan sát thành công của lần đi qua năm ấy, tôi đã gửi email cho những nhà quản lí TRACE giúp họ xử lí các quan sát đi qua của họ cho phù hợp với yêu cầu của chúng tôi. Cái chúng tôi đặc biệt muốn làm là tăng tốc độ chụp ảnh của hiệu ứng giọt đen lúc đi vào và đi ra. Nhưng biết rằng TRACE chỉ có thể nhìn thấy khoảng một phần sáu Mặt trời mỗi lượt, cho nên cái cũng quan trọng không kém là định hướng phi thuyền theo hướng thích hợp để nhìn thấy rìa của mặt trời. May thay, khi chúng tôi thu kết quả, chúng tôi an tâm rằng mọi thứ đã diễn ra êm xuôi. Hơn nữa, trong khi hành tinh chừng nửa đường ở trong Mặt trời lúc đi vào, chúng tôi đã sửng sốt khi nhìn thấy một cái vành sáng rỡ xuất hiện xung quanh vết rìa của Kim tinh vẫn hiện hữu và sáng lên một cách không đối xứng (hình 3). Thật ra, chính khí quyển của Kim tinh làm bẻ cong ánh sáng mặt trời về phía chúng ta. Khoảng sáu giờ sau đó, sau khi Kim tinh đã đi qua hết đĩa Mặt trời, chúng tôi nhìn thấy hiệu ứng tương tự nhưng xảy ra theo chiều nghịch (2004 Proceedings IAU Colloquium 196 6 and 2011 Astronomical Journal 141 112)

Cái cũng hấp dẫn không kém trong lần đi qua năm 2004 là nó đã mở rộng nghiên cứu mà Schneider và tôi thực hiện, sử dụng những số đo mà TRACE thu được. Chúng tôi đã bị thôi thúc bởi những khẳng định của nhà khoa học nổi tiếng người Nga hồi thế kỉ 18 Mikhail Lomonosov rằng ông đã phát hiện ra khí quyển của Kim tinh sau khi chứng kiến một sự sáng lên trong phút chốc tại rìa của Kim tinh trong lần đi qua vào năm 1761. Tuy nhiên, cái Lomonosov tường thậut không khớp với các quan sát năm 2004 của chúng tôi, và có vẻ giống với sự xuất hiện đầu tiên của đĩa mặt trời tại lúc kết thúc hiệu ứng giọt đen. Vì thế, chúng tôi kết luận rằng nhà khoa học người Nga chỉ nhìn thấy sai sót của thiết bị chứ không phát hiện ra chính khí quyển của Kim tinh. Nhưng vì Lomonosov tin tưởng – như nhiều nhà khoa học thuộc thời đại của ông tin tưởng – rằng mọi hành tinh đều có khí quyển, nên có lẽ chẳng có gì khó hiểu khi ông nghĩ rằng mình đã phát hiện ra khí quyển xung quanh Kim tinh. Tóm lại, ông đã có một kết quả đúng, nhưng không có chuỗi phép đo và lí giải hợp lí.

Giải pháp thiên văn học :p

Nhưng những lần đi qua của Kim tinh không chỉ dừng lại là một sự hiếu kì. Vào năm 1716, Edmond Halley đã đề xuất sử dụng chúng để giải cái mà George Airy – khi đó là nhà thiên văn học hoàng gia – sau này gọi là “bài toán khó nuốt nhất trong thiên văn học”: tìm khoảng cách giữa Trái đất và Mặt trời, gọi là đơn vị thiên văn (AU). Lúc ấy, các khoảng cách trong hệ mặt trời chỉ được biết theo tỉ lệ so sánh – đo theo bội số hay phần lẻ của một AU. Việc đo AU sẽ có nghĩa là lần đầu tiên người ta có thể xác định kích cỡ tuyệt đối và quy mô của hệ mặt trời.




Hình 2 (a) Sự đi qua của Kim tinh chỉ xảy ra vào những dịp rất hiếm khi Kim tinh và Trái đất thẳng hàng với Mặt trời. Tình huống đó chỉ xảy ra khi Kim tinh và Trái đất nằm ở những vị trí mà mặt phẳng quỹ đạo của chúng cắt qua nhau. Vào những lúc khác, Kim tinh sẽ đi qua phía trên hoặc phía dưới Mặt trời. (b) Edmond Halley đã nghĩ ra một cách xác định khoảng cách giữa Trái đất và Kim tinh bằng cách sử dụng một lần đi qua từ hai địa điểm ở những vĩ độ rất khác nhau trên Trái đất. Từ hai nơi đó, người ta đo thời gian lần đầu tiên hành tinh cắt qua bề mặt Mặt trời và khi nó cuối cùng rời khỏi khoảng sáu giờ sau đó, cho phép tính ra góc lệch θ. Biết θ và khoảng cách giữa hai địa điểm quan sát trên Trái đất (AB), thì khoảng cách đến Kim tinh (khoảng 42 triệu km) có thể được tính ra bằng lượng giác. Khi đó, áp dụng các định luật Kepler cho ta giá trị cho khoảng cách giữa Trái đất và Mặt trời, và mọi khoảng cách khác trong hệ mặt trời có thể tính ra tương tự. Cả hai con số không còn tính theo tỉ lệ nữa.

Phương pháp của Halley dựa trên định luật III Kepler, định luật cho chúng ta biết bình phương của thời gian cần thiết cho một hành tinh quay hết một vòng xung quanh Mặt trời (chu kì của nó), P2, tỉ lệ với lập phương của bán kính quỹ đạo, a3. Vì chúng ta đã biết Kim tinh và Trái đất quay xung quanh Mặt trời mỗi vòng mất bao lâu, nên nếu có thể xác định khoảng cách đến Kim tinh, thì chúng ta có thể sử dụng định luật III Kepler để suy luận ra mọi khoảng cách trong hệ mặt trời, kể cả đơn vị AU.

Trên thực tế, phương pháp của Halley đòi hỏi quan sát Kim tinh từ hai địa điểm khác nhau trong một lần đi qua – một điểm rất xa ở phía bắc trên Trái đất và một điểm rất xa ở phía nam – và xác định chính xác khi nào thì hành tinh bắt đầu “đi vào” và khi nào thì nó vừa mới “đi ra”. Một lần đi qua kéo dài khoảng 6 giờ đồng hồ và, nếu có thể đo khoảng thời gian đó đến độ chính xác khoảng 1 s, thì khoảng cách đến Kim tinh có thể xác định bằng các nguyên lí lượng giác (hình 2b). Sau này, vào thế kỉ thứ 18, một tính toán khác chỉ cần đo chính xác sự đi vào hoặc đi ra đã được Joseph-Nicolas Delisle phát triển, mặc dù phương pháp có những nhược điểm riêng của nó, nhưng chí ít thì nó đòi hỏi phải biết kinh độ, cái lúc ấy người ta có thể xác định chính xác hơn.

Với những phương pháp này trong tay, hàng trăm đoàn thám hiểm đã được gửi đi khắp thế giới để quan sát lần đi qua vào năm 1761 và 1769, trong đó có chuyến đi yểu mệnh của nhà thiên văn người Pháp Guillaume le Gentil (xem phần dưới). Có lẽ nổi tiếng nhất là vào năm 1769, khi Hải quân Anh giao hẳn một con tàu cho viên trung úy hải quân tên là James Cook. Với đoàn hộ tống có nhà cựu thiên văn học Greenwich Charles Green cùng những người khác, thuyền trưởng Cook đã đưa con tàu Endeavour đến hòn đảo Tahiti ở Nam Thái Bình Dương, nơi đó họ đã quan sát thành công sự đi qua dưới bầu trời rất trong sáng tạo một địa điểm ngày nay vẫn gọi là Điểm Kim tinh. Hoàn thành nhiệm vụ đó, lí do chính thức của chuyến đi, Cook đã mở một phong thư với những mật lệnh yêu cầu ông thám hiểm xa hơn về hướng nam, tìm kiếm và lập bản đồ một “lục địa phương nam”, cái hóa ra là New Zealand và duyên hải phía đông Australia.

Nguồn gốc của một hiện tượng

Quan điểm cho rằng Kim tinh có khả năng đi ngang qua phía trước Mặt trời, khi nhìn từ Trái đất, có thể truy nguyên từ tác phẩm của Nicolaus Copernicus. Trong quyển sách của ông năm 1543, De Revolutionibus, ông cho rằng chỉ có Thủy tinh và Kim tinh cùng Trái đất của chúng ta quay xung quanh Mặt trời và do đó có thể đi qua giữa vật thể này. Vào năm 1627, Johannes Kepler, nổi tiếng nhất với ba định luật quỹ đạo mang tên ông, cho công bố tác phẩm Rudolphine Tables, trong đó trình bày sự ưu việt của học thuyết Copernicus và cho phép tính ra vị trí của các hành tinh trên bầu trời một cách chính xác hơn. Tác phẩm này khiến Kepler dự đoán rằng cả Thủy tinh và Kim tinh sẽ đi qua Mặt trời vào năm 1631.




Hình 1. Lần đi qua trong năm nay của Kim tinh xảy ra vào hôm thứ ba ngày 5 và thứ tư ngày 6 tháng 6, tùy thuộc vào chỗ bạn ở trên thế giới, với những nơi nhìn thấy toàn vẹn là Đông Á, Alaska, Đông Australia, các đảo ở Thái Bình Dương và New Zealand.

Lần đi qua năm đó của Thủy tinh đã được nhà khoa học người Pháp Pierre Gassendi quan sát, nhưng sự đi qua của Kim tinh không được nhìn thấy ở châu Âu và vì thế đã không được quan sát. (Mặc dù trên nguyên tắc sự đi qua của Kim tinh có thể quan sát ở những phần khác của thế giới, nhưng chỉ có ở châu Âu lúc ấy người ta mới biết đến khái niệm “kính thiên văn”.) Tuy nhiên, vài năm sau đó, nhà thiên văn học người Anh Jeremiah Horrocks ở Much Hoole, Lancashire, đã mở rộng những tính toán của Kepler và phát hiện thấy lần đi qua tiếp theo của Kim tinh sẽ xảy ra vào cuối tháng 11 năm 1693. Horrocks đã thông báo cho một người bạn ở London và một người khác ở Manchester, William Crabtree, về sự kiện sắp xảy ra đó.

Vào buổi chiều của cái ngày trọng đại ấy, khi Horrocks cuối cùng đã trở lại Carr House ở Much Hoole – sau khi đi lễ nhà thờ về vào Chủ nhật hôm đó – ông tìm thấy Kim tinh đã in bóng trên bề mặt của Mặt trời. Mặc dù nó nhỏ hơn nhiều so với ông trông đợi, bằng cách sử dụng một chiếc kính thiên văn để chiếu ảnh mặt trời, Horrocks đã có thể vẽ lại cẩn thận cái ông nhìn thấy. Crabtree, ở Manchester, cũng nhìn thấy sự đi qua đó nhưng vì quá hào hứng muốn thấy sự in bóng của Kim tinh khi những đám mây đã tan ra nên ông đã bỏ qua mọi quan sát khoa học khác. Với những đám mây che phủ tầm nhìn của người bạn của Horrocks ở London, chính Horrocks và Crabtree đã trở thành hai người đầu tiên trên thế giới nhìn thấy sự đi qua của Kim tinh.

Ngày nay, chúng ta biết rằng cặp đi qua này chỉ xảy ra khi mặt phẳng quỹ đạo của Kim tinh cắt qua mặt phẳng quỹ đạo của Trái đất xung quanh Mặt trời, hai quỹ đạo hơi nghiêng một góc 3,4o so với nhau (hình 2a). Người ta có thể nghĩ quỹ đạo của Kim tinh cắt qua nửa dưới của Mặt trời, rồi tám năm sau thì đi qua nửa trên của Mặt trời, trước lần băng qua tiếp theo phía trên Mặt trời (và vì thế không phải là đi qua). Quá trình diễn ra trong khoảng 100 năm cho đến khi góc giao mang Kim tinh đến nửa dưới của Mặt trời trở lại.

Kim tinh :p

Những lần đi qua của Kim tinh, trong đó hành tinh chị em của chúng ta đi qua trước Mặt trời, là những sự kiện có thể dự báo trước nhưng cực kì hiếm. Với lần đi qua tiếp theo sẽ diễn ra vào ngày 5 và 6 tháng 6 năm nay, trong bài Jay M Pasachoff sẽ trình bày cơ sở khoa học và lịch sử của những sự kiện chỉ xảy ra hai lần trong một đời người này.


Một trong những phát triển hấp dẫn nhất trong thời gian gần đây trong lĩnh vực thiên văn học là khả năng chúng ta có thể phát hiện ra những hành tinh đang quay xung quanh những ngôi sao khác ngoài Mặt trời của chúng ta. Cho đến nay, các nhà thiên văn đã phát hiện ra hơn 700 hành tinh ngoại như thế, khiến 8 hành tinh trong hệ mặt trời của chúng ta – 13 hành tinh, nếu bạn tính luôn các hành tinh lùn Pluto, Ceres, Eris, Haumea và Makemake – có lẽ chẳng còn gì đặc biệt như có thời chúng ta từng nghĩ. Đa số những hành tinh ngoại này được phát hiện ra khi chúng băng qua phía trước – hay “đi qua” – ngôi sao bố mẹ của chúng. Nhưng việc tìm ra những hành tinh này từ sự mờ đi chút ít của ánh sáng sao của chúng là một công việc hết sức khó khăn vì một số yếu tố có thể, ít nhất là tại thời điểm hiện nay, nhại lại sự lu mờ nhỏ xíu này. Thật vậy, trong số hàng nghìn hành tinh khác mà chúng ta đã thấy, một phần nhờ phi thuyền vũ trụ CoRoT của Pháp và phi thuyền Kepler của Mĩ, một số có lẽ chỉ là những vết đen mặt trời mà thôi.

Tuy nhiên, cái có thể giúp chúng ta tìm kiếm các hành tinh ngoại là nghiên cứu sự đi qua trong hệ mặt trời quê nhà của chúng ta. Nghiên cứu này không chỉ mang lại sự hiểu biết tốt hơn về những láng giềng vũ trụ của chúng ta, mà còn xác nhận rằng các kĩ thuật dùng trong nghiên cứu những sự kiện diễn trên trên hoặc lân cận những ngôi sao khác vẫn đúng trong mảnh vườn nhà của chúng ta. Nói cách khác, bằng cách nghiên cứu kĩ lưỡng sự đi qua trong hệ mặt trời của chúng ta, có lẽ chúng ta có thể nhìn thấy những hiệu ứng tinh vi có thể giúp các nhà săn tìm hành tinh ngoại khi xét những ngôi sao ở xa. Cái khó là ở đây, trên Trái đất này, chỉ có hai hành tinh nằm giữa chúng ta và Mặt trời – Thủy tinh và Kim tinh. Và, hơn nữa, chúng rất hiếm khi đi qua trước Mặt trời.

Trong khi sự đi qua của Thủy tinh xảy ra khoảng 14 lần trong một thế kỉ, thì sự đi qua của Kim tinh hiếm hoi hơn. Chúng luôn diễn ra theo cặp cách nhau 8 năm, với khoảng thời gian giữ lần đi qua thứ hai của một cặp và lần đi qua thứ nhất của cặp tiếp theo là từ 105,5 đến 121,5 năm. Nói cách khác, sau sự đi qua năm 1631 và 1639 – khoảng thời gian Galileo bị Giáo hội Thiên chúa quản thúc – cách khoảng thời gian 121,5 năm, là một cặp đi qua vào năm 1761 và 1769, không bao lâu trước Cuộc cách mạng Mĩ. Những lần đi qua tiếp theo xảy ra sau đó 105,5 năm, vào năm 1874 và 1882, và cứ thế, tiếp tục chuỗi sự kiện này, sau lần đi qua năm 2004 sẽ là một lần nữa trong năm nay – vào ngày Thứ ba, 5 tháng 6 ở Mĩ và Thứ tư, 6 tháng 6 ở châu Âu, châu Á và Australia (hình 1). Nó sẽ là một sự kiện đáng để quan sát, khi lần đi qua tiếp theo của Kim tinh phải chờ đến tháng 12 năm 2117, khi đó đa số chúng ta không còn có mặt trên cõi đời này nữa rồi.