LeVanLoi'log, ⌚ 2022-09-23
***

☕ Nhàn đàm ICT: James Webb Space Telescope 🔭

Tác giả: Lê Văn Lợi

Phác họa bài post:
⓪ Đài thiên văn Webb hiện nay đang ở đâu?
① Đài thiên văn Webb nhìn thấy vũ trụ bằng cách nào?
② Liên lạc giữa mặt đất với đài thiên văn Webb được thực hiện như thế nào?
③ Ảnh của Webb được tạo ra bằng cách nào?
④ Dự án JWST phức tạp đến cỡ nào?
⑤ Nhìn về tương lai
⑥ Trải nghiệm ảnh với đài thiên văn Webb

Xin phép anh/chị hôm nay chúng ta đàm luận về James Webb Space Telescope – tạm dịch là “Đài thiên văn vũ trụ James Webb”, viết tắt là JWST hoặc Webb.

Lý do là độ này báo chí cả Ta lẫn Tây viết rất nhiều về ảnh của đài thiên văn này, kèm theo ảnh có một số bình luận dưới dạng thuyết âm mưu (conspiracy theory) - các bình luận này chỉ dựa vào ảnh mà phán xét này nọ - đâm ra gây tò mò. Mà bản thân tôi cũng giống như anh/chị trên diễn đàn này (ICT-VN) bản tính vốn rất tò mò nên hôm nay tôi Google và báo cáo với anh/chị một cách ngắn gọn kết quả tìm kiếm được về JWST nhằm làm cho cốc cà phê của anh/chị thêm phần đậm đà 😊.

Để giúp anh/chị quyết định có đọc tiếp hay không, tôi xin phép cung cấp các thông tin liên quan đến bài post này như sau:

Chủ đề: Astronomy (Thiên văn học)
Tính thời sự: tháng 9/2022
Thời gian đọc: 5 phút lướt ý chính, mất 10 phút nếu đọc cả mục “Bên lề”

🔭

⓪ Đài thiên văn Webb hiện nay đang ở đâu?

Mời anh/chị xem ảnh dưới, đài thiên văn Webb nằm ở điểm ký hiệu L2. Điểm này cách xa Trái Đất 1,5 triệu km, gấp 4 lần khoảng cách từ Mặt Trăng đến Trái Đất! Điểm L2 tuy xa Mặt Trời hơn Trái Đất nhưng do lực hút của Trái Đất và lực hút của Mặt Trời nên thời gian quay vòng quanh Mặt Trời của Webb đúng bằng thời gian quay quanh Mặt Trời của Trái Đất – nghĩa là 1 năm. Khoảng cách từ Webb đến Trái Đất được đồng bộ, gần như không đổi (khi Trái Đất quay quanh Mặt Trời thì Webb cũng quay theo, nằm trên đường thẳng Mặt Trời – Trái Đất – Web).

Thực ra, đài thiên văn Webb không đứng im tại điểm L2, mà quay quanh điểm này theo quỹ đạo halo (nguồn). Quỹ đạo halo có thể được coi là kết quả của sự tương tác giữa lực hấp dẫn của hai thiên thể hành tinh (Mặt Trời & Trái Đất) và lực hướng tâm cùng với hiệu ứng Coriolis tác động lên Webb. Về mặt hình học, quỹ đạo halo gần giống với quỹ đạo elip, có bán kính dao động từ 250 - 832 nghìn km và cần thời gian khoảng nửa năm để hoàn thành một vòng quay quanh điểm L2. Như vậy, có thể coi Webb ở trạng thái cân bằng động. Trên thực tế, Webb vẫn cần một cơ chế có tên gọi là station-keeping (giữ yên vị trí). Việc thực hiện station-keeping cần rất nhiều kiến thức động lực học phức tạp. Để cho dễ hình dung, cứ tưởng tượng rằng chúng ta đẩy một viên đá tròn to khổng lồ lên một đỉnh đồi. Và nhiệm vụ là phải giữ cho viên đá đó đứng cân bằng gần đỉnh đồi nhưng không được để nó lăn qua phía bên kia đồi – khi lăn qua đỉnh đổi thì viên đá sẽ trôi đi và không có cách gì kéo ngược trở lại. “Viên đá lăn qua phía bên kia đồi” tương đương với việc Webb rời khỏi quỹ đạo và bay ra xa. Nếu việc này xảy ra thì người ta không có cách nào để kéo đài thiên văn trở lại quỹ đạo. Lúc đó Webb sẽ bay vào không gian và vượt tầm kiểm soát của NASA!

Webb nằm ở điểm L2 trong ảnh. Nguồn.

Bên lề ▼

Tôi đoán là nhiều anh/chị sẽ đặt câu hỏi: Sao lại phải để Webb tại điểm L2, cách Trái Đất 1.5 triệu km và đứng thẳng hàng với Trái Đất – Mặt Trời mà không phải là một điểm nào khác? Tất nhiên, mọi việc đều phải có lý do của nó chứ! 😊

L2 là một trong 5 điểm Lagrange. Các điểm Lagrange (L-point, điểm đu đưa), là năm vị trí trong không gian liên hành tinh nơi một vật thể nhỏ chỉ bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn về lý thuyết có thể đứng yên so với hai vật thể lớn hơn. Mời anh/chị xem ảnh bên dưới minh họa cho điểm L2 với hai vật thể lớn là Mặt Trời và Trái Đất. Đại ý là người ta có công thức tính khoảng cách từ L2 đến hành tinh nhỏ (Trái Đất) dựa trên khối lượng của hành tinh lớn (Mặt Trời), khối lượng hành tinh nhỏ (Trái Đất) và khoảng cách từ hành tinh lớn (Mặt Trời) đến hành tinh nhỏ (Trái Đất). Khi tính ra, khoảng cách đó xấp xỉ 1.500 triệu km!

Vị trí của L2 là nghiệm của phương trình sau:

trong đó r là khoảng cách của điểm L2 đến hành tinh nhỏ hơn, R là khoảng cách giữa hai hành tinh, và M₁ và M₂ lần lượt là khối lượng của hành tinh lớn và hành tinh nhỏ.

Nếu khối lượng của hành tinh nhỏ hơn (M₂) nhỏ hơn nhiều so với khối lượng của hành tinh lớn hơn (M₁) thì L2 xấp xỉ bán kính của hình cầu Hill, được tính như sau:

Điểm Lagrange trong hệ Mặt Trời – Trái Đất (không đúng tỷ lệ thật, chỉ minh họa). Nguồn.

Bên lề ▲

🔭

① Đài thiên văn Webb nhìn thấy vũ trụ bằng cách nào?

Cũng giống như chúng ta chụp ảnh hay quay phim thôi: đưa ống kính về hướng cần xem rồi chụp hoặc quan sát! Nhưng nếu chỉ vậy thôi thì cần gì cầu kỳ đến mức đưa Webb lên điểm L2? Tất nhiên, mục tiêu của mọi đài thiên văn là cần xem được vũ trụ thật rõ và xa. Riêng Webb lại được thiết kế chủ yếu để quan sát vũ trụ bằng tia hồng ngoại.

Câu hỏi: Vì sao lại phải quan sát bằng tia hồng ngoại?

Câu trả lời ngắn: Chỉ có sử dụng phổ ánh sáng của tia hồng ngoại thì mới có khả năng nhìn xa, nhìn xuyên qua bụi vũ trụ.

Câu trả lời dài: Ánh sáng hồng ngoại quan trọng đối với thiên văn học theo ba cách chính (nguồn):

Đầu tiên, một số vật thể chỉ được quan sát tốt hơn ở bước sóng hồng ngoại. Một số vật chất mát và không phát ra nhiều năng lượng hoặc độ sáng nhìn thấy được, như con người hoặc một hành tinh trẻ, vẫn bức xạ tia hồng ngoại. Con người coi đây là nhiệt, trong khi một số động vật khác, như rắn, có thể "nhìn thấy" năng lượng hồng ngoại.
Các bước sóng ngắn và hẹp của ánh sáng thường (visible light) dễ bị bật ra khỏi các hạt bụi, khiến ánh sáng thường khó thoát ra khỏi tinh vân dày đặc hoặc đám mây khí và bụi tiền hành tinh. Các bước sóng dài hơn của ánh sáng hồng ngoại lướt qua bụi dễ dàng hơn, và do đó, các thiết bị phát hiện ánh sáng hồng ngoại — như trên Webb — có thể nhìn thấy các vật thể phát ra ánh sáng đó bên trong một đám mây bụi. Sao lùn nâu năng lượng thấp và tiền sao trẻ hình thành ở giữa một tinh vân là một trong những vật thể vũ trụ khó quan sát mà Webb có thể nghiên cứu. Bằng cách này, Webb sẽ tiết lộ một vũ trụ “ẩn” của sự hình thành sao và hành tinh mà theo nghĩa đen là không thể nhìn thấy được.
Cuối cùng, ánh sáng hồng ngoại nắm giữ manh mối cho nhiều bí ẩn từ thuở sơ khai của mọi thứ, những ngôi sao và thiên hà đầu tiên trong vũ trụ sơ khai, sau vụ nổ Big Bang. Thông qua một quá trình được gọi là dịch chuyển đỏ vũ trụ (redshift), ánh sáng bị kéo giãn khi vũ trụ giãn nở, do đó ánh sáng từ các ngôi sao phát ra ở bước sóng tia cực tím và ánh sáng thường ngắn hơn sẽ bị kéo giãn thành bước sóng dài hơn của ánh sáng hồng ngoại.

Webb có khả năng nhìn thấy các ngôi sao mờ hơn 100 lần so với đài thiên văn Hubble. Tham vọng của giới khoa học là Webb có thể nhìn xa tận gần tâm của vụ nổ Big Bang, cách vụ nổ đó chỉ khoảng 180 triệu năm (năm này là tính theo thời gian của vũ trụ - cosmic time).

Tuy nhiên, việc sử dụng tia hồng ngoại để quan sát cần một điều kiện rất ngặt nghèo. Đó là thiết bị quan sát phải được giữ ở nhiệt độ cực thấp, dưới 50 độ Kelvin (−223 °C). Vì sao cần phải giữ nhiệt độ thấp như vậy? Trả lời: Vì ở nhiệt độ cao hơn, bản thân các thiết bị của đài thiên văn cũng phát ra tia hồng ngoại (bức xạ nhiệt), can thiệp trực tiếp vào việc dò tia hồng ngoại của chính đài thiên văn. Trong môi trường nhiệt độ cao, bức xạ nhiệt làm cho đài thiên văn bị “mù”.

Câu hỏi: Vì sao đặt Webb tại điểm L2?

Trả lời: Đặt Webb tại L2 - thẳng hàng với Trái đất và Mặt trời - có tấm chắn lớn – chắn tia nắng Mặt Trời, chắn nhiệt từ Trái Đất - sẽ cho phép đài thiên văn nhìn xa hơn, đồng thời giữ cho các thiết bị của nó ở nhiệt độ siêu lạnh – điều kiện cần thiết để vận hành.

Câu hỏi: Webb có quan sát được các vật thể trong Hệ Mặt Trời không?

Trả lời: Chú ý rằng Webb có tấm chắn nắng, chắn bức xạ nhiệt hướng về phía Trái Đất – Mặt Trời. Vì vậy, ống kính của Webb không thể quay về hướng đó được – không quan sát được Mặt Trời, Trái Đất, Mặt Trăng, Sao Thủy (Mercury), Sao Kim (Venus). (Sao Thủy và Sao Kim ở gần Mặt Trời hơn so với Trái Đất.) Webb có thể quan sát các hành tinh ngang tầm hoặc xa hơn quỹ đạo của Sao Hỏa (Mars), vệ tinh, sao chổi, tiểu hành tinh và các vật thể ở vành đai Kuiper.

Bên lề ▼

Quang phổ ánh sáng.

Quang phổ điện từ. (Nguồn)

Xem trong dải quang phổ thì ánh sáng thường (visible light) – ánh sáng mà mắt người cảm thụ được – chỉ có bước sóng từ 400 nm đến 700 nm – chỉ chiếm một phần rất nhỏ trong toàn bộ dải.

Webb sử dụng dải bước sóng nào? Webb sử dụng dải bước sóng hồng ngoại gần (Near Infrared) từ 0.6 μm đến 5 μm và hồng ngoại sóng trung (Mid-Infrared) từ 5 μm đến 27 μm.

Bên lề ▲

Bây giờ chúng ta cùng tò mò về cơ chế “nhìn” vũ trụ của Webb:

Chùm sáng từ vũ trụ chiếu vào chiếc gương khổng lồ của Webb (primary mirror). Gương này có đường kính 6.5 mét với diện tích tiếp thụ quang là 25.4 m². (Gương được ghép từ 18 mảnh gương nhỏ hình lục giác. Toàn bộ gương là hình cầu lõm).
Chùm sáng phản chiếu từ gương lớn chiếu (thu tập – concentrate) vào một gương nhỏ (secondary mirror). Gương nhỏ cũng là gương phản chiếu có đường kính là 0.74 mét.
Chùm sáng phản chiếu từ gương nhỏ sẽ đi qua các bộ lọc (filter). Các bộ lọc làm việc gì? Bộ lọc chỉ cho chùm sáng có bước sóng nằm trong khoảng [a, b] đi qua. Các bước sóng không thuộc khoảng này bị chặn.
Chùm sáng sau khi vượt qua được bộ lọc đi vào bộ cảm biến (sensor). Bộ cảm biến này biến chùm sáng thành một ma trận 2048×2048 điểm (pixel) – 4 mega pixels.

Một cách cô đọng:

[Chùm sáng] → [Gương lớn] → [Gương nhỏ] → [Bộ lọc] → [Cảm biến] → [2048×2048 điểm]

Webb sử dụng các thiết bị sau để quan sát vũ trụ:

Camera hồng ngoại gần (Near Infrared Camera NIRCam) - cảm biến quang trong khoảng bước sóng [0.6 – 5 μm] gồm 10 cảm biến (sensor), mỗi cảm biến có độ phân giải 2048×2048 pixels (4 mega pixels).
Quang phổ kế cận hồng ngoại (Near Infrared Spectrograph NIRSpec) - máy đo quang phổ trong cùng khoảng bước sóng như NIRCam [0.6 – 5 μm] gồm 2 cảm biến (sensor), mỗi cảm biến có độ phân giải 2048×2048 pixels (4 mega pixels).
Dụng cụ hồng ngoại sóng trung (Mid-Infrared Instrument MIRI) cảm biến quang trong khoảng bước sóng [5 – 27 μm].
Máy điều hướng/camera/quang phổ kế cận hồng ngoại (Fine Guidance Sensor and Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph FGS/NIRISS) trong khoảng bước sóng [0.8 – 5 μm].

Trong các thiết bị trên, khi quan sát vũ trụ, chủ yếu người ta dùng NIRCam (hồng ngoại gần) và MIRI (hồng ngoại sóng trung).

🔭

② Liên lạc giữa mặt đất với đài thiên văn Webb được thực hiện như thế nào?

Câu hỏi tiếp theo là Webb liên lạc với mặt đất bằng cách nào? Trả lời: Webb liên lạc với mặt đất thông qua mạng DSN (Deep Space Network).

Thực ra mạng DSN không sinh ra chỉ để liên lạc với Webb mà DSN có nhiệm vụ liên lạc và giám sát tất cả các tàu không gian của NASA.

Kiến trúc của DSN? DSN gồm ba ăng-ten (antenna) khổng lồ đặt ở California (Hoa Kỳ), ở Madrid (Tây Ban Nha) và ở Canberra (Australia). Ba điểm này tạo các góc khoảng 120 độ quanh Trái Đất (độ mở nhìn từ ăng-ten ra không gian ngoài Trái Đất). Khi Trái Đất quay thì ít nhất một trong ba trạm ăng-ten này vẫn nhìn thấy tàu không gian cần giám sát/liên lạc. Khi một ăng-ten khuất dần tàu vũ trụ thì một ăng-ten khác sẽ nhìn thấy và “tiếp quản” việc giám sát/liên lạc. Mỗi cơ sở nằm trên địa hình bán sơn địa, hình bát úp giúp che chắn chống nhiễu tần số vô tuyến điện. Như vậy, DSN đóng vai trò “đường truyền” cho các sứ mệnh (mission) của NASA.

Bên lề ▼

Minh họa DSN.

Chế độ xem từ Cực bắc của Trái Đất, hiển thị trường quan sát của các vị trí ăng-ten DSN. Khi một tàu vũ trụ cách Trái đất hơn 30.000 km (19.000 dặm), nó luôn ở trong tầm quan sát của ít nhất một trong 3 trạm. (Nguồn).

Bên lề ▲

Hỏi: Thời gian truyền tin giữa Webb và DSN?

Đáp: Khoảng 5 giây tải xuống (download).

Hỏi: Đường đi của thông tin từ Webb về đầu cuối của mặt đất?

Đáp ngắn: Webb → DSN → STScI.

STScl là viết tắt của Space Telescope Science Institute (Viện Khoa học Thiên văn).

Bên lề ▼

Vì trên diễn đàn này toàn là dân ICT nên chúng ta tò mò chi tiết hơn, tôi tạm gọi là Đáp dài 😊.

Đáp dài:

Tín hiệu tương tự (analog) thu được từ kính viễn vọng được chuyển đổi số hóa (digitization) thông qua một mạch ASIC có tên là SIDECAR ASIC (System for Image Digitization, Enhancement, Control And Retrieval Application Specific Integrated Circuit). Toàn bộ chip SIDECAR được thiết kế nằm gọn trong hộp chỉ có chiều dài 3 cm, tiêu thụ 11 milliwatt. Chú ý rằng bộ chuyển đổi tương tự - số này được bố trí sát với bộ dò tín hiệu (detector) của Webb nên nó nằm trong khu vực làm lạnh (dưới 50 độ Kelvin). Vì vậy, người ta bắt buộc phải tối ưu việc tiêu thụ điện để bộ chuyển đổi này không phát nhiễu gây ảnh hưởng đến việc thu tin hiệu hồng ngoại.
Các tín hiệu số sau đó được truyền tới các máy tính đơn bo mạch (single-board computers). Chúng ta cứ hình dung các máy tính này chỉ có mỗi một bo mạch, chả có màn hình hay bàn phím gì đâu. Các máy tính này có trách nhiệm liên lạc với DSN và truyền dữ liệu về STScI. Dung lượng truyền mỗi một ngày khoảng 458 gigabits. Bộ nhớ lưu trữ của Webb là 68 GB. Thông thường dữ liệu được lưu trong bộ nhớ trước khi truyền về mặt đất.
Tiếp theo, dữ liệu (thô) được truyền đến STScI thông qua đường truyền DSN. Tại đây, dữ liệu được xử lý và hiệu chỉnh. Chú ý rằng việc xử lý và hiệu chỉnh dữ liệu là một quá trình rất phức tạp. Nếu anh/chị nào có thời gian rỗi và đủ kiên nhẫn có thể tham khảo tại đây.
Dữ liệu đã xử lý được lưu trong kho của STScI. Trong năm đầu tiên, chỉ có các “quan sát viên” được phép truy cập. Sau đó, dữ liệu đó được chuyển sang chế độ Archive (lưu thư viện) và được phép truy cập công khai thông qua website của STScI.

Thế nào là “quan sát viên”? Theo quy định của NASA, bất kỳ ai, bất kỳ nhóm nào, muốn quan sát một vùng nào đó của vũ trụ phải gửi đề xuất. (Tôi đặt tên cho người hoặc nhóm này là “quan sát viên”.) Các đề xuất này sau đó được thẩm định theo phương pháp bình duyệt (peer-review). Nếu được duyệt thì Webb sẽ thực hiện việc quan sát cho “quan sát viên” vào thời gian trong năm tiếp theo. (Mất thời giờ quá đúng không anh/chị 😊.)

Bên lề ▲

🔭

③ Ảnh của Webb được tạo ra bằng cách nào?

Chúng ta biết rằng Webb quan sát vũ trụ bằng tia hồng ngoại. Về mặt nguyên tắc, mắt thường không nhìn được tia hồng ngoại, vì mắt người chỉ thấy ánh sáng với các bước sóng ngắn (từ 400 nm – màu Blue đến 700 nm – màu Red) còn tia hồng ngoại có bước sóng lớn hơn từ 1 μm đến 1000 μm (1 mm). Mặc dầu vậy, chúng ta thấy ảnh của Webb post lên trên mạng vẫn là ảnh màu (RGB). Rõ ràng là phải có một cách biến đổi nào đó chứ nhỉ?

Chúng ta cùng tìm hiểu sơ lược về cách Webb thu nhận, lọc tín hiệu, chuyển đổi thành ảnh màu:

Kính quan sát của Webb gồm nhiều bộ lọc (filter), mỗi một bộ lọc chỉ lọc ánh sáng hồng ngoại tương ứng một đoạn bước sóng. Các photon nằm trong đoạn bước sóng đó thì được bộ lọc thu, còn không nằm trong đoạn đó thì bộ lọc chặn, gạt bỏ ra ngoài.
Dữ liệu thu được từ các bộ lọc được gọi là dữ liệu thô, ảnh thô (raw image), chỉ là ảnh đơn sắc (monochromatic). Ảnh lúc này chỉ phân biệt bằng độ đậm – nhạt, tương ứng với độ sáng (brightness).
Chuyển đổi màu: bộ lọc tương ứng với bước sóng ngắn nhất thì ghép thành màu Blue; bộ lọc tương ứng với bước sóng dài nhất thì ghép màu Red; các bộ lọc khác thì phân bổ theo phổ màu nằm giữa Blue và Red.
Ảnh sau khi chuyển đổi được gọi là ảnh “giả màu” (false-colour image). “Giả” ở đây không nên hiểu là “fake” (có một số bài báo dùng từ ảnh “fake”)! 😊

Ảnh màu giúp các nhà khoa học nói riêng và công chúng nói chung nhận thức vũ trụ một cách sinh động như chúng ta nhận thức vạn vật xung quanh. Ngoài ra còn có một lý do nữa: nhìn qua ảnh màu, chúng ta thấy vũ trụ “đẹp”! 😊

🔭

④ Dự án JWST phức tạp đến cỡ nào?

Có 2 yếu tố sơ đẳng có thể dùng để đánh giá mức độ phức tạp của dự án JWST: đó là Thời gian và Ngân sách.

Thời gian: bắt đầu từ năm 1996 – đến nay là 26 năm. Ý tưởng thực sự được nhen nhúm còn sớm hơn thế, từ tận những năm 1980.
Ngân sách: 9.7 tỷ USD.

Nếu anh/chị đọc lịch sử phát triển của dự án này thì anh/chị sẽ thấy một số cụm từ quen thuộc với chúng ta như “chậm tiến độ”, “đội vốn”, … 😊

Tuy nhiên, nếu anh/chị đọc kỹ hơn một chút để nhận diện mức độ phức tạp của dự án thì chúng ta mới “thông cảm”, “thấu hiểu”.

Đây là một dự án khoa học – công nghệ với mức độ phức tạp bậc nhất, tiềm ẩn rất nhiều rủi ro và đặc biệt là không có chỗ cho bất cứ một sai sót nào. Dự án này được xếp vào loại sứ mệnh kỳ hạm (flagship) trong lĩnh vực vật lý – thiên văn. Dịch ra ngôn ngữ bình dân trong tiếng Việt thì đây có thể gọi là dự án “khủng”.
Dự án đa lĩnh vực. Tuy mục đích cuối cùng là đài thiên văn nhưng để đưa đài thiên văn này lên ở điểm L2 và vận hành đài như một tàu vũ trụ thì người ta phải vận dụng hầu hết các lĩnh vực công nghệ cao.
Số lượng các đơn vị tham gia dự án. Tuy NASA chủ trì dự án phối hợp với 2 tổ chức chính là ESA (European Space Agency – Cơ quan Vũ trụ Châu ÂU) và CSA (Canadian Space Agency – Cơ quan Vũ trụ Canada) nhưng có tới 20 nước tham gia cùng “vô số” các thầu chính, thầu phụ, contractor: hàng ngàn nhà khoa học, kỹ sư, kỹ thuật viên từ 15 nước tham gia các quá trình thiết kế, xây dựng, thử nghiệm, mô phỏng và tích hợp JWST. Có 258 tổ chức, công ty, viện, trường tham gia: Hoa Kỳ (142), EU (104), Canada (12).

🔭

⑤ Nhìn về tương lai

Nói dại, nếu chẳng may đài thiên văn Webb có sự cố thì làm thế nào?

Cử một nhóm phi hành gia bay lên đó và trực tiếp thao tác sửa chữa? Với tiến bộ khoa học công nghệ vào thời điểm hiện nay, giải pháp này không khả thi. Chú ý rằng khoảng cách từ Trái Đất lên Webb xa gấp bốn lần khoảng cách từ Trái Đất lên Mặt Trăng. Và như chúng ta đều biết, đưa người lên Mặt Trăng là không hề dễ dàng.
Đưa tàu vũ trụ không người lái lên Webb và dùng robot để sửa chữa? Giải pháp này vẫn vượt quá khả năng công nghệ hiện có.
Sau khi phóng và vận hành Webb đạt được nhiều thành công trên cả dự kiến, NASA cũng đã tính đến khả năng thực hiện một vài dịch vụ “từ xa” tối cần thiết như bơm đầy bình nhiên liệu, thay các tấm chắn nhiệt và một vài điểm có thể tiếp cận khác.

Như vậy là trong tương lai gần, rất ít thứ các nhà khoa học có thể sửa chữa, bảo dưỡng hoặc thay thế các “phụ tùng” trên đài thiên văn Webb.

Theo NASA: tuổi thọ của Webb ít nhất là 5 năm rưỡi, kỳ vọng sẽ kéo dài hơn 10 năm. Các yếu tố tạo thành tuổi thọ gồm nhiên liệu dùng để giữ Webb quay đúng theo quỹ đạo, mức độ xuống cấp của các thiết bị.

🔭

⑥ Trải nghiệm ảnh với đài thiên văn Webb

Mặc dù bài post đến đây đã khá dài rồi nhưng chả nhẽ nói về đài thiên văn mà chẳng có bức ảnh vũ trụ nào sao? Chính vì lý do đó nên tôi xin phép anh/chị chép ra đây một vài bức ảnh mà Webb đã “chụp” được để ngõ hầu anh/chị thưởng thức cà phê một cách đậm đà.

#0. Ảnh sao Hải Vương (Neptune) với vành đai băng tuyết (Quan sát ngày 21/09/2022)

Hình ảnh sao Hải Vương (Neptune) do máy NIRCam quan sát ngày 21/9/2022. Đáng kinh ngạc nhất là ảnh chụp rõ vành đai băng tuyết bao quanh hành tinh.

Nhìn kỹ hơn, một đường sáng mỏng bao quanh đường xích đạo của hành tinh có thể là dấu hiệu trực quan của hoàn lưu khí quyển cung cấp năng lượng cho gió và bão của sao Hải Vương. Khí quyển đi xuống và ấm lên ở xích đạo, và do đó phát sáng ở bước sóng hồng ngoại nhiều hơn so với các khí lạnh xung quanh.

#1. Bên trong chùm sao Tinh vân Orion (Quan sát ngày 11/9/2022)

Theo quan sát của thiết bị NIRCam, phần bên trong của Tinh vân Orion, 3 triệu năm tuổi, trông giống như một bức tranh sơn dầu. Nằm cách Trái đất khoảng 1.500 năm ánh sáng, tinh vân này chứa vô số sao trẻ cực lớn và nóng của Cụm Trapezium (ở trên cùng bên phải). Orion là vùng hình thành sao lớn gần Trái đất nhất.

Ngôi sao nổi bật nhất trong ảnh này là θ2 Orionis A, từ bức tường khí và bụi dày đặc của Thanh Orion (Orion Bar - từ trên cùng bên trái đến dưới cùng bên phải). Nhìn toàn cảnh, ảnh mô tả khí ion hóa, hydrocacbon, khí phân tử, bụi và phát thải ánh sáng từ các ngôi sao. Toàn bộ chùm sao có chiều ngang khoảng 24 năm ánh sáng.

#2. Hai quang cảnh của Tinh vân Tarantula (quan sát ngày 6/9/2022)

Chùm sao này được cho là một trong những tinh vân tuyệt đẹp nhất, Tinh vân Tarantula, cách Trái đất 159.800 năm ánh sáng. Ảnh trái chụp bằng NIRCam (dải bước sóng hồng ngoại gần), ảnh phải chụp bằng MIRI (dải bước sóng hồng ngoại tầm trung.

#3. Tâm của dải Thiên hà Ma (Phantom Galaxy) (quan sát ngày 29/8/2022)

Đây chỉ là tâm của M74, được gọi là Phantom Galaxy. Khuông nhìn này làm nổi bật một cụm sao dày đặc ở lõi, sử dụng thiết bị MIRI (dải hồng ngoại sóng trung) để quan sát. Khung cảnh được tạo ra bởi nghệ sĩ và nhà thiên văn nghiệp dư Judy Schmidt, cho thấy lượng khí và bụi trong các cánh tay của thiên hà, giống như cánh tay của bạch tuộc. Các nhà thiên văn học gọi thiên hà này là "hình xoắn ốc hoàn hảo" vì tính đối xứng của nó. M74 thiếu khí trong vùng trung tâm, vì vậy có thể nhìn thấy rõ hơn về cụm sao hạt nhân ở đó.

(Muốn xác định chính xác các vùng hình thành sao trong các thiên hà, người ta phải quan sát ở dải bước sóng dài hơn.)

#4. Sao Mộc (Jupiter) nhìn từ 3 bộ lọc (filter) (quan sát ngày 22/8/2022)

Sao Mộc là một thế giới của các cực điểm, với những cơn bão khổng lồ, gió siêu nhanh và nhiệt độ lạnh không thể tin nổi. Webb ghi lại những chi tiết tuyệt đẹp của hành tinh lớn nhất Hệ Mặt trời của chúng ta bằng ba bộ lọc hồng ngoại chuyên dụng của NIRCam.

#5. Các thiên hà hình Bánh xe (Cartwheel) và cụm sao đồng hành (quan sát ngày 2/8/2022)

Hình ảnh này là kết quả tổng hợp từ NIRCam và MIRI. Nếu chụp riêng từng máy (NIRCam hoặc MIRI) các chi tiết của ảnh sẽ rất khó nhìn thấy.

Thiên hà này được hình thành từ kết quả của một vụ va chạm tốc độ cao xảy ra khoảng 400 triệu năm trước. Cartwheel bao gồm hai vòng, vòng trong sáng và vòng ngoài đa sắc. Cả hai vòng đều giãn nở từ tâm của vụ va chạm giống như sóng xung kích.

Tuy nhiên, bất chấp vụ va chạm, phần lớn đặc điểm của thiên hà xoắn ốc lớn tồn tại trước vụ va chạm vẫn còn, bao gồm cả các cánh tay quay của nó. Điều này dẫn đến việc hình thành các “nan hoa” lấy cảm hứng từ tên gọi của Thiên hà Bánh xe, là những vệt màu đỏ tươi được nhìn thấy giữa vòng trong và vòng ngoài. Những màu đỏ rực rỡ này, không chỉ nằm trong Cartwheel, mà còn cả thiên hà xoắn ốc đồng hành ở trên cùng bên trái, là do bụi giàu chất hydrocacbon phát sáng.

Trước khi kết thúc bài post, xin mời anh/chị thưởng thức một cốc cà phê được pha trên vũ trụ. (Credit craiyon.com)

Chúc anh/chị đọc vui nhã!

-:-

🏷 Astronomy | Thiên văn học

Bài trước ☚

☛ Bài sau