[hwakyungbc]

Hệ thống quảng cáo SangNhuong.com

8- Những công trình nghiên cứu bằng kính vô tuyến giao thoa

Những phân tử ammoniac (NH3) và cyanoprolyne (HC7N) đóng vai trò quan trọng trong quá trình hóa học trong vỏ những ngôi sao. Những phân tử NH3 va chạm với nguyên tử và phân tử hydrogen để tạo ra trạng thái cân bằng nhiệt, nên NH3 được coi là những nhiệt kế để đo nhiệt độ trong môi trường xung quanh sao.

Hình 4: Vạch phân tử ammoniac NH3 và vạch phân tử HC7N phát hiện được trong vỏ của một ngôi sao đang hấp hối, CRL 2688. Các nhà thiên văn Nguyễn Quang Riệu, Graham và Bujarrabal sử dụng kính vô tuyến Effelsberg để thực hiện công trình quan sát này (1984)

Chúng tôi phát hiện được NH3 và HC7N trong những vỏ sao bằng kính vô tuyến thiên văn 100m đường kính tại Effelsberg trên bước sóng 1,3cm [10] (Hình 4). Bởi vì kính Effelsberg, tuy lớn, nhưng vẫn không có độ phân giải đủ cao để quan sát được nhiều chi tiết. Chúng tôi dùng hệ kính giao thoa VLA (Very Large Array) đặt tại tiểu bang New Mexico (nước Mỹ) để xác định sự phân bố các loại phân tử trong vỏ các ngôi sao. Hệ giao thoa VLA gồm có 27 ăngten, mỗi ăngten có đường kính 25m. Khoảng cách tối đa giữa những ăngten là 35km. Chúng tôi phát hiện được là phân tử NH3 tập trung trong một vỏ bụi hình khuyên bao quanh ngôi sao, còn phân tử
HC7N phân tán ra thành một vầng rộng [13]. Cho tới nay, các nhà khoa học vẫn chưa hiểu tại sao những phân tử HC7N lại tồn tại ở cách xa ngôi sao như thế.

Chúng tôi dùng hệ giao thoa VLA để quan sát bức xạ synchrotron phát trên bước sóng 18cm bởi thiên hà 3C 111, ở khoảng cách 6 trăm triệu năm-ánh sáng. Nhân của thiên hà, có khả năng là một lỗ đen, bắn những tia electron tương đối tính ra xa hàng trăm nghìn năm-ánh sáng. Vật chất và từ trường trong không gian giữa các thiên hà bị nén và bẫy electron, tạo ra hai thùy phát ra bức xạ vô tuyến giúp các nhà lý thuyết tìm hiểu cơ chế sản xuất ra electron có năng lượng cao và từ trường xung quanh các thiên hà.

Hình 5: Angten trong hệ kính vô tuyến giao thoa BIMA của Đại học Berkeley (California, USA). Trên nền trời là vùng trung tâm của Ngân hà. (Hình chụp bởi nhà thiên văn Dick Plambeck)

Năm 1985 và 1986, tôi sang Đại học Berkeley (California) để cộng tác và sử dụng hệ giao thoa BIMA (của Đại học Berkeley, Illinois và Maryland) (Hình 5). Chúng tôi quan sát một số phân tử và tìm hiểu được cơ chế hóa học cấu tạo ra những phân tử trong vỏ những ngôi sao [14], [15].

Những photon tử ngoại trong môi trường kế cạnh ngôi sao, ion hóa một số phân tử. Ion tổng hợp với những phân tử trung hòa để tạo ra những phân tử hữu cơ phức tạp. Lần đầu tiên, chúng tôi quan sát thấy là hiện tượng "quang ion hóa" (photoionization) tỏ ra rất quan trọng trong quá trình hóa học xung quanh những ngôi sao.

Năm 1987, tôi được mời sang Đại học Tokyo (Đông Đại) làm giáo sư thỉnh giảng và Đài thiên văn vô tuyến Nobeyama (thuộc Đại học Tokyo) để nghiên cứu. Đài Nobeyama có kính vô tuyến lớn, 45m đường kính, hoạt động trên những bước sóng milimet và có một hệ phổ kế rất hiện đại. Tôi cộng tác với các nhà thiên văn Nhật Bản và phát hiện được những phân tử, như hydrocarbon C2H, C4H và ion HCO+. Những kết quả này giúp chúng tôi tìm hiểu thêm về quá trình tiến hóa của các ngôi sao trong Dải Ngân Hà [16]

(131 Nguyen Quang Rieu, A. Winnberg, V. Bujarrabal, A.& A., 165, 204 (1986)
[14] J.H. Bieging, Nguyen Quang Rieu, Ap.J. 329, L107 (1988)
[15] Nguyen Quang Rieu» J.H. Bieging, Ap.J. 359, 131 (1990)
[16] Nguyen Quang Rieu. S. Deguchi, H. Izumiura, N. Kaifu, M. Ohishi, H, Suzuki, N. Ukita, Ap.J. 330, 374 (1988)