Tiêu chuẩn sáng

Quasar (viết tắt của quasi-stellar object, có nghĩa là đối tượng giống sao), trong tiếng Việt còn được gọi là chuẩn tinh), là một thiên thể cực kỳ xa và cực kỳ sáng, với sự dịch chuyển đỏ rất mạnh. Trong ánh sáng quan sát được, quasar có vẻ như là một ngôi sao bình thường, tức là nguồn sáng điểm. Trên thực tế, ánh sáng này đến từ các lớp vật chất đặc bao quanh nhân của các thiên hà hoạt động (thiên hà trẻ), thường là các hố đen siêu lớn.

Quá trình hình thành

Quasar đầu tiên, mang ký hiệu 3C 273, được phát hiện bởi nhà thiên văn học người Mỹ gốc Hà Lan Maarten Schmidt vào năm 1963 trong chòm sao Thất Nữ từ đài thiên văn Palomar. Đến năm 2005, hơn 100.000 quasar đã được phát hiện.

Vào những năm 1950, sự phát triển vượt bậc của kính thiên văn vô tuyến đã thúc đẩy chính phủ Hoa Kỳ tài trợ cho việc tìm kiếm nền văn minh ngoài Trái Đất qua chương trình SETI (viết tắt của Search for Extra-Terrestrial Intelligence, nghĩa là Tìm kiếm trí tuệ ngoài Trái Đất). Các nhà nghiên cứu SETI tập trung tìm kiếm các tín hiệu vô tuyến có thể được phát ra một cách chủ ý từ các nền văn minh ngoài Trái Đất. Trong khi các kính thiên văn vô tuyến hướng về các nguồn phát sóng mạnh nhất, các nhà thiên văn cũng sử dụng kính thiên văn quang học để phân tích ánh sáng từ những nguồn này trên bản đồ vô tuyến. Trước đó, sự va chạm giữa hai thiên hà đã được xác nhận là nguyên nhân của bức xạ vô tuyến mạnh. Tuy nhiên, các nguồn vô tuyến trên bầu trời chỉ hiện lên như những ngôi sao mờ với độ sáng yếu, gây ra câu hỏi vì sao lại có bức xạ vô tuyến mạnh mà không có dấu hiệu va chạm thiên hà.

Trên các ảnh độ phân giải cao thời bấy giờ, quasar chỉ hiện ra như những nguồn sáng điểm, vì thế chúng được xem như những 'sao vô tuyến' trong Ngân Hà. Tuy nhiên, một số nhà thiên văn học tin rằng chúng có nguồn gốc ngoài Ngân Hà. Việc kết hợp các thành phần quang phổ và vô tuyến rất phức tạp. Nguồn vô tuyến đầu tiên được ghi nhận là 3C 48, từ danh sách Cambridge thứ ba về các nguồn vô tuyến, đã trả lời nhiều câu hỏi. Các quang phổ này chứa các vạch quang phổ phát xạ rộng mà không thể xác định là vạch của nguyên tố đã biết nào. Cuối cùng, các nhà khoa học gọi chúng là 'ngôi sao đặc biệt phát ra bức xạ vô tuyến'.

Vào năm 1963, Maarten Schmidt đã phát hiện dãy Balmer của các vạch quang phổ của nguyên tố Hydro trong quang phổ của quasar 3C 273, ở một vị trí không ai dự đoán trước.

Vị trí bất thường của vạch quang phổ này được giải thích bởi hiện tượng dịch chuyển đỏ, với giá trị z = 0,158 đối với quasar 3C 273. Maarten Schmidt nhận định rằng dịch chuyển đỏ này quá lớn để chỉ do ảnh hưởng của trường hấp dẫn. Sau khi loại trừ các khả năng khác, ông kết luận rằng nguyên nhân khả dĩ nhất là sự giãn nở của vũ trụ. Dựa trên lý thuyết vũ trụ giãn nở và định luật Hubble, nếu áp dụng mô hình vũ trụ

• với tham số giảm tốc (tiếng Anh: Deceleration parameter) q₀ = 0,5
• và hằng số Hubble H = 75 km/s/Mpc

thì khoảng cách đến quasar 3C 273 ước tính khoảng 2 tỷ năm ánh sáng, với cấp sao tuyệt đối -26,2 và năng lượng phát sáng tương đương với hàng chục nghìn tỷ (10) Mặt Trời, tức sáng gấp 50 lần so với thiên hà sáng nhất được biết đến.

Để có được mức dịch chuyển đỏ đó, quasar 3C 273 phải di chuyển với vận tốc 47.000 km/s, trong khi vận tốc lớn nhất được biết đến cho đến thời điểm đó là vận tốc ánh sáng.

Tên gọi

Danh sách các thiên thể với các đặc điểm sau:

• trông giống như sao bình thường nhưng thực chất nằm ngoài Ngân Hà,
• phát ra bức xạ mạnh hơn các sao thông thường ở vùng cực tím và hồng ngoại,
• biến đổi cường độ bức xạ với tần số dao động lớn (chu kỳ thay đổi độ sáng từ vài giờ đến vài năm),
• có các vạch quang phổ phát xạ rộng, cho thấy vận tốc chuyển động hướng tâm lên tới 4000 km/s, và trong một số trường hợp còn xuất hiện các vạch quang phổ hấp thụ hẹp,
• có dịch chuyển đỏ lớn đối với các vạch quang phổ,
• và phát ra nhiều bức xạ vô tuyến mạnh mẽ.

được gọi là các vật thể giống sao, hay tiếng Anh là Quasi-stellar object, viết tắt là QSO.

Ban đầu, các nhà khoa học đã gọi những nguồn vô tuyến mạnh mẽ là quasar, dựa trên thuật ngữ tiếng Anh: quasistellar radio source, có nghĩa là nguồn vô tuyến giống sao, và viết tắt là QSS.

Năm 1965, nhà thiên văn học Allan Rex Sandage người Hoa Kỳ đã phát hiện các QSS, với các đặc điểm tương tự như quasar trong vùng ánh sáng biểu kiến, nhưng không có bức xạ vô tuyến. Những vật thể này được đặt tên là

quasag, một thuật ngữ từ tiếng Anh: quasistellar galaxy, nghĩa là thiên hà giống sao, viết tắt là QSG.

Khi nhận thấy sự tương đồng về bản chất giữa QSS và QSG, các nhà khoa học đã gom chung chúng dưới tên gọi quasar. Danh mục được phát hành bởi A. Hewitt và G. R. Burbidge năm 1987 liệt kê 3.600 QSO với các giá trị dịch chuyển đỏ đã được đo, trong đó có 4 QSO có z > 3,5 và vài chục QSO có z > 3.

Các đặc điểm

Độ sáng tuyệt đối

Cấp sao tuyệt đối của quasar có giá trị trung bình khoảng -25,5, với giá trị cao nhất ghi nhận lên đến -29. Ví dụ, quasar B2 1225+35, với độ dịch chuyển đỏ z = 2,2, có cấp sao tuyệt đối là -29,8. Các QSO thường sáng gấp 100 lần các thiên hà sáng nhất. Cường độ bức xạ của chúng thay đổi trong các vùng quang phổ hồng ngoại, quang học và vô tuyến, nhưng không có mối liên hệ rõ ràng giữa các biến đổi này, cho thấy sự tồn tại của các nguồn bức xạ quang học và vô tuyến riêng biệt.

Trong vùng quang phổ quang học (ánh sáng có thể nhìn thấy), biên độ thay đổi cấp sao dao động từ 2 đến 3, đôi khi cao hơn. Khoảng 68% QSO có biên độ thay đổi cấp sao lớn hơn 0,5, 9% có biên độ trên 2, trong đó quasar 3C 446 có biên độ 3. Một số quasar có hiện tượng bùng sáng mạnh trong vài giờ, trong khi những thay đổi độ sáng định kỳ (tiếng Anh: quasiperiodic) có thể kéo dài từ vài trăm ngày đến vài năm. Sự biến đổi độ sáng chứng minh rằng bức xạ phát ra từ một vật thể rất nhỏ, có thể là nhân quasar, với đường kính chỉ vài giờ đến một tháng ánh sáng và khối lượng từ 50 triệu đến 2 tỉ lần khối lượng Mặt Trời.

Quang phổ của QSO

Năm 1972, các thành phần sao gần quasar đã được phát hiện trên các ảnh độ phân giải cao. Những thành phần này bao quanh QSO và chỉ góp phần nhỏ vào tổng bức xạ phát ra từ các vật thể này, có thể là các thiên hà elip hoặc xoắn ốc dạng SyG. Các vạch quang phổ phát xạ dày và rộng trên quang phổ của QSO chủ yếu thuộc về Hydro và một số ion của nguyên tố nặng như C III, C IV, Mg II, O III, Fe II. Các ion này tập trung trong các đám mây dày đặc, với mật độ từ 10^9 đến 10^11 cm^-3, khối lượng gấp vài lần khối lượng Mặt Trời và đường kính từ 10^15 đến 10^17 m. Các đám mây này nằm trong lớp vỏ lớn có bán kính lên đến 1000 năm ánh sáng quanh QSO, và di chuyển ra xa với vận tốc lên đến 4000 km/s.

Các vạch quang phổ hấp thụ hẹp, so với các vạch quang phổ phát xạ từ cùng một QSO, thường có dịch chuyển đỏ nhỏ hơn, nhưng các quan sát này chỉ đúng trong một số trường hợp.

• khi bức xạ đi qua các lớp rìa lạnh hơn của lớp vỏ đang giãn nở quanh QSO,
• khi bức xạ xuyên qua các thiên hà hoặc đám mây khí nằm xa QSO và tình cờ cản trở.

Quang phổ của các QSO cho thấy thành phần hóa học của chúng gần như không khác biệt so với các đám khí liên sao, điều này cho thấy các điều kiện vật lý tại QSO rất giống với những gì được phát hiện trước đây ở các nhân của thiên hà Seyfert và các thiên hà khác có nhân hoạt động. Quang phổ liên tục của QSO thường có sự phân chia cường độ theo hàm mũ với hệ số quang phổ (tiếng Anh: spectral index) α = 0,7 trong vùng quang phổ nhìn thấy và vùng vô tuyến. Chuyển tiếp từ vùng quang học sang vùng vô tuyến tạo thành một khoảng gián đoạn, trong khi vùng hồng ngoại có cực điểm rõ rệt. Một số QSO cũng phát ra tia X, ví dụ như QSO 3C 273 phát sáng gấp 50 lần so với vùng vô tuyến và gấp đôi so với vùng quang phổ nhìn thấy.

Bức xạ của QSO mang tính phân cực tuyến tính, phần lớn không phải do nhiệt vì bức xạ này là kết quả của cơ chế tăng tốc electron (tiếng Anh: synchrotron), được gọi là bức xạ đồng bộ.

Cường độ phát sáng

Cường độ phát sáng tổng của QSO nằm trong khoảng 10^10 đến 10^12 W, gấp từ một nghìn đến mười nghìn lần tổng cường độ phát sáng của tất cả các ngôi sao trong một thiên hà siêu khổng lồ. Trong khi đó, bức xạ của QSO phát ra từ một vùng nhỏ hơn nhiều, chỉ khoảng một phần mười triệu (1/10.000.000) kích thước của thiên hà. Các nghiên cứu sâu về các thiên hà có nhân hoạt động, như các N-thiên hà, thiên hà đặc màu lam và thiên hà Seyfert, cho thấy chúng và QSO có các đặc điểm chung sau:

• Phần bức xạ chính phát ra từ vùng nhân giống sao (tiếng Anh: quasi-stellar) rất dày đặc.
• Phổ cường độ cao tập trung trong vùng cực tím và hồng ngoại.
• Bức xạ biến đổi nằm trong vùng quang phổ nhìn thấy và vùng vô tuyến.
• Các vạch quang phổ phát xạ rộng và rõ nét, tương ứng với vận tốc chuyển động của khí lên đến vài nghìn km/s.
• Có cấu trúc kép trong nguồn phát sóng vô tuyến.
• Có các dải vật chất vươn ra từ nhân phát xạ với cường độ cao không liên quan đến nhiệt.

Trong các thiên thể này, QSS có mật độ không gian thấp nhất. Trong một đơn vị thể tích nhất định, mỗi QSS tương đương với 50 đến 100 QSG, 1.000 N-thiên hà, 10.000 thiên hà Seyfert, và 10 triệu thiên hà thông thường. Vấn đề lớn đối với QSO và các nhân thiên hà rất hoạt động là nguồn năng lượng khổng lồ và quy trình tăng tốc electron đến gần vận tốc ánh sáng, với năng lượng vài tỉ eV, từ đó tạo ra bức xạ tăng tốc electron của quasar. Thời gian hoạt động của QSO được ước tính ít nhất là 300.000 năm, với công suất phát xạ trung bình khoảng 10^10 W, ứng với tổng năng lượng phát ra trong toàn bộ thời gian hoạt động khoảng 10^44 J.

Cấu trúc

Nguyên nhân tạo ra lượng năng lượng khổng lồ của QSO được giải thích qua nhiều giả thuyết khác nhau, xuất phát từ nhiều cơ chế và quy trình vật lý khác nhau. Ba giả thuyết chính bao gồm:

1. Sự va chạm hoặc nổ của các sao hoặc thiên hà có khối lượng rất lớn trong các cụm sao hoặc cụm thiên hà;
2. Sự tích tụ chất khí vào các lỗ đen do sự sụp đổ của sao, sao siêu lớn, thiên hà, hoặc vật chất liên thiên hà;
3. Vật thể plasma-magnetic quay, được gọi là magnetoid, đang quay quanh trục của nó.

Hai giả thuyết đầu tiên gặp khó khăn trong việc lý giải nguồn gốc của năng lượng phát sáng và sự phân tán chất khí của QSO quan sát được. Quan sát cho thấy giả thuyết về vật thể từ có chuyển động xoay có vẻ thuyết phục hơn. Điều này được lý giải bởi vì nhân QSO với khối lượng khoảng 100 triệu lần khối lượng Mặt Trời, tương đương với sao siêu lớn, chỉ có thể duy trì trạng thái cân bằng tương ứng nếu có trường điện từ mạnh với cảm ứng từ vài T và vận tốc xoay cao. Ngược lại, sự sụp đổ sao với khối lượng chỉ trên 300 nghìn lần khối lượng Mặt Trời là điều hợp lý hơn.

Theo lý thuyết, magnetoid quay có khả năng phát ra một lượng năng lượng lớn trong một thể tích nhỏ và bức xạ phát ra có tính chất thuyên chuyển và chu kỳ. Tổng năng lượng phát ra tỷ lệ thuận với khối lượng của QSO, với năng lượng trung bình khoảng 10^10 đến 10^11 J trên mỗi đơn vị khối lượng M (khối lượng Mặt Trời). Nguồn năng lượng chính là sự co hấp dẫn diễn ra từ từ, kết hợp với việc chuyển đổi năng lượng của chuyển động quay thành bức xạ tăng tốc điện tử và các hiện tượng khác của QSO, chủ yếu do từ trường làm chậm chuyển động quay của quasar. Để hình thành QSO, tiền thiên hà cần có khối lượng lớn và mô men động lượng đơn vị nhỏ: mô men động lượng đơn vị nhỏ hơn cho phép tiền thiên hà tạo ra vật thể đặc hơn. Magnetoid quay là hiện tượng ngắn hạn, tồn tại không quá một triệu năm không chỉ trong QSO mà còn trong nhân các thiên hà hoạt động, và có thể lặp lại trong cùng một vật thể. Quá trình tiến hóa này có thể diễn ra từ QSO đến N-thiên hà và nhân các thiên hà hoạt động, và cuối cùng là các thiên hà thường.

Vũ trụ đang giãn nở?

Cường độ sáng cao của quasar cho phép quan sát từ khoảng cách rất xa, chứng minh chúng là những vật thể quan trọng để kiểm tra các mô hình vũ trụ học. Các hệ quả của chúng chỉ rõ rệt ở khoảng cách xa và với dịch chuyển đỏ lớn hơn z = 1. Vấn đề chính là tìm phương pháp độc lập và tin cậy để xác định cường độ sáng của quasar, từ đó khẳng định khoảng cách thực của chúng. Số lượng QSO với các mức độ phát sáng khác nhau trong vùng vô tuyến, cũng như sự giảm nhanh số lượng QSO ở vùng phổ với dịch chuyển đỏ lớn, là những bằng chứng mạnh mẽ chống lại các mô hình vũ trụ học tĩnh. Mặc dù khoảng cách vũ trụ học của QSO đã được xác nhận, vẫn có những ý kiến trái chiều, chẳng hạn như vận tốc biểu kiến vượt tốc độ ánh sáng quan sát ở một số QSO, và sự liên quan giữa một số QSO có dịch chuyển đỏ lớn với các thiên hà rất gần. Vận tốc vượt tốc độ ánh sáng có thể giải thích bằng hiệu ứng biểu kiến đơn giản. Thực tế, các vận tốc đó không vượt quá tốc độ ánh sáng. Tổng quát, khoảng cách của các QSO là rất lớn trong vũ trụ học.

Danh sách một số quasar nổi tiếng

Ký hiệu	z	ly	Cấp sao	Vị trí	Người phát hiện	Năm phát hiện	Chú thích
3C 273	0,158	2 tỉ	12,9	Thất Nữ	Maarten Schmidt	1963	Quasar đầu tiên
3C 48	0,367	4,5 tỉ	16,2	Thiên Nga	Allan Sandage cùng Thomas Matthews	1960
3C 75	0,023	0,3 tỉ		Kình Ngư		2003	quasar, hố đen đôi
Q0957+561	1,41/0,355	8,7/3,7 tỉ		Đại Hùng	R. E. Schild	1996	quasar đôi

• Hố đen vũ trụ
• Sao bí ẩn
• Thiên hà
• Sao đặc biệt
• Sao neutron
• Sao từ tính
• Sao quark
• Sao xung điện

Liên kết tham khảo

• Khám phá ba chuẩn tinh khổng lồ có thể chứa hố đen, VnExpress

Ghi chú

Cổng thông tin về vật lý