Ebook Vũ trụ phòng thí nghiệm thiên nhiên vĩ đại

từ những mức năng luợng thấp (những vòng tròn màu xám) lên những mưc năng lượng cao (mũi tên lên) Khi đó nếu có một bức xạ (mũi tên quăn) rọi vào đám khí thì những phân tử vừa được bơm lên đều đổ xô xuống những mức năng lượng dưới và đồng thời phát ra một vạch bức xạ maser rất mạnh (mũi tên xuống) đặc trưng của đám khí phân tử. Bức xạ maser có thể mạnh bằng hàng tỉ lần bức xạ bức xạ rọi vào đám mây Những bức xạ maser xuất phát từ môi trường xung quanh những ngôi sao còn non, đang được hình thành và những ngôi sao đang hấp hối, hoặc đã nổ tung. Môi trường này là nơi tập trung của khí và bụi. Bức xạ hồng ngoại của sao và bụi kích thích các phân tử trong vỏ sao lên những mức năng lượng cao. Sau đó, các phân tử lại rơi xuống mức năng lượng cơ bản (thấp nhất). Một số phân tử đọng trên những mức năng lượng trung gian, theo quy tắc chọn lọc của cơ học lượng tử (Hình 2). Đây là quá trình "đảo ngược mật độ phân tử," những phân tử ở các năng lượng thấp được "bơm" lên những mức năng lượng cao. Sự phân bố phân tử trên các mức năng lượng không còn tuân theo định luật Boltzmann (theo định luật này thì số phân tử ở những mức năng lượng cao ít hơn số phân tử ở những mức năng lượng thấp) nên đám khí phân tử không ở trạng thái "cân bằng nhiệt động" (thermodynamic equilibrium). Sau khi các phân tử tập trung ở những mức trung gian rơi xuống những mức năng lượng thấp hơn thì phát ra một bức xạ rất mạnh, bức xạ maser (Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation). Cơ chế "bơm" phân tử lên những mức năng lượng cao cũng tương tự như cơ chế bơm laser (Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation) trong phòng thí nghiệm. Những photon, chủ yếu là photon hồng ngoại phát ra bởi những ngôi sao và những hạt bụi, hay sự va chạm giữa những phân tử và hydrogen đều tham gia vào cơ chế bơm các phân tử. Những vạch maser mạnh nhất phát ra từ những thiên thể là những vạch maser oxyd silic (SiO), hơi nước (H2O), hydroxyle (OH) : (Bảng 1) 2 atomes 3 atomes H2 Hydrogène moléculaire C3 Tricarbone C2 Carbone moléculaire H2O Eau CH+ Ion méthylyne CCH Radical éthynyle CH Radical méthylyne (1) HCN Acide cyanhydrique OH Radical hydroxyle HNC Acide isocyanique (isomère de HCN CO Monoxyde de carbone HCO Radical formyle CN Radical cyano HCO+ Ion formyle CS Monosulfure de carbone HOC+ Ion isoformyle (isomère de HCO+) NO Monoxyde d'azote N2H+ Ion hydrure de diazonium NS Monosulfure d'azote H2S Sulfure d'hydrogène NH Hydrure d'azote HNO Hydrure de nitrosyle SO Monoxyde de soufre OCS Oxysulfure de carbone SO+ Ion monoxyde de soufre SO2 Anhydride sulfureux SiO Monoxyde de silicium HCS+ Ion thioformylium SiS Monosulfure de silicium SiC2 Dicarbure de silicium SiC Carbure de silicium C2O Dicarbure d'oxygène SiN Nitrure de silicium C2S Dicarbure de soufre PN Nitrure de phosphore PC Carbure de phosphore HCl Chlorure d'hydrogène NaCl Chlorure de sodium KCl Chlorure de potassium AlCl Chlorure d'aluminium 4 atomes 5 atomes NH3 Ammoniac C5 Pentacarbone C2H2 Acétylène CH4 Méthane H2CO Formaldéhyde CH2NH Méthylénimine HNCO Acide isocyanique H2CCO Cétène HOCO+ Ion dioxyde de carbone protoné NH2CN Cyanamide H2CS Thioformaldéhyde C4H Radical butatadiynyle C3N Radical cyanoéthynyle HC3N Nitrile propiolique HNCS Acide isothiocyanique HCCNC Isonitrile propiolique C3H Propynylidyne SiH4 Silane C3O Monoxyde de tricarbone C3H2 Cyclopropynylidène C3S Sulfure de tricarbone CH2CN Radical cyanure de méthyle HCNH+ Acide cyanhydrique protoné SiC4 Tétracarbure de silicium H3O+ Ion hydroxonium 6 atomes 7 atomes CH3OH Méthanol CH3NH2 Méthylamine CH3CN Acétonitrile CH3CCH Méthylacétylène NH2CHO Formamide CH3CHO Acétaldéhyde CH3SH Méthylmercaptan CH2CHCN Acrylonitrile C2H4 Ethylène HC5N Cyanobutadiyne C5H Radical pentadiynyle C6H Radical hexatriynyle HC2CHO Propynaldéhyde C4H2 Diacétylène 8 atomes 9 atomes HCOOCH3 Formiate de méthyle CH3CH2OH Ethanol CH3C3N Méthylcyanoacétylène CH3OCH3 Ether diméthylique CH3C4H Méthyldiacétylène CH3CH2CN Cyanure d'éthyle HC7N Cyanohexatriyne 10 atomes 11 atomes CH3COCH3 Acétone HC9N Cyanooctatétrayne 13 atomes HC11N Cyanodécapentayne Bảng 1 Một số phân tử phát hiện được trong dải Ngân Hà Những đám khí chứa những chất hóa học này có khả năng khuếch đại tới 1014 lần tín hiệu vô tuyến sau khi truyền qua đám khí. Lý do là vì cường độ của tín hiệu ra (output signal), I, tăng theo hàm mũ với hệ số khuếch đại G: I=I0exp(G) I0 là cường độ của tín hiệu vào (input signal). Hệ số G phụ thuộc vào điều kiện lý hóa và đồng thời tỷ lệ với kích thước của đám khí phân tử. Đám khí maser rộng hàng trăm triệu km nên tỉ số I/I0 rất lớn, trong khi laser trong phòng thí nghiệm có kích thước rất hạn chế. Điều kiện lý hóa trong môi trường gần những ngôi sao cũng rất thích hợp để bơm phân tử. Tuy nhiên, những phân tử này chỉ được bơm lên những mức năng lượng quay (rotational excited state) nằm trong mức năng lượng dao động cơ bản (vibrational ground state). Những mức năng lượng này tương đối thấp nên những vạch maser chỉ phát ra trên bước sóng vô tuyến centimet và milimet. Quan sát bức xạ maser là một phương tiện để "chẩn đoán" những điều kiện lý hóa như nhiệt độ, mật độ và thành phần vật liệu trong ngôi sao và môi trường xung quanh [8]. 6- Tìm kiếm những phân tử hiếm có trong Vũ trụ Các hạt nhân của những nguyên tử nhẹ như hydrogen và helium được tạo ra ngay sau vụ nổ Big Bang. Những nguyên tử nặng hơn và những phân tử được điều chế về sau, trong lòng các vì sao. Khi đốt hết nhiên liệu hạt nhân hydrogen và helium, ngôi sao phun ra môi trường giữa các sao, bụi và khí trong đó có đủ loại phân tử, kể cả phân tử hữu cơ. Hiện nay, hơn một trăm phân tử đã được phát hiện trong Ngân Hà dưới dạng khí, từ oxyd carbon (CO), hydroxyle (HO), hơi nước (H2O), tới những phân tử hữu cơ phức tạp như acid HCOOH, amin CH3NH2, rượu C2H5OH, aldehyd CH3CHO v..v.. (Bảng 1). Sự hiện diện của những phân tử hữu cơ, nhất là acid và amin, thúc đẩy các nhà thiên văn tìm kiếm acid amin trong Vũ trụ. Acid amin là thành phần cơ bản của chất đạm cần thiết cho sự sống và được cấu tạo bởi nhóm chức hóa học acid COOH và nhóm chức hóa học NH2 Acid amin đơn giản nhất là glycin phân tử cơ bản trong cơ thể sinh vật dùng để điều chế các chất hữu cơ khác như chất đường (glucose). Chúng tôi dùng kính thiên văn vô tuyến 30 met đường kính của Viện Thiên văn Pháp-Đức IRAM (Institut de Radio Astronomie Millimétrique) đặt trên đỉnh dãy núi Sierra Nevada ở vùng Andalusia (Tây Ban Nha), một trong những kính lớn hoạt động trên những bước sóng milimet để quan sát phân tử glycin. Tìm kiếm được acid amin trong Vũ trụ là một sự kiện vô cùng quan trọng, không những về mặt khoa học mà cả về mặt triết học, vì acid amin đóng vai trò trung tâm trong những vấn đề liên quan đến nguồn gốc của sự sống. Mục tiêu quan sát là tinh vân Lạp Hộ (Orion) và vùng trung tâm Ngân Hà, hai nơi có tiếng là nôi của những ngôi sao trẻ và chứa nhiều phân tử. Thiết bị gồm có kính vô tuyến 30 met được trang bị máy thu đặt trong máy điều lạnh, nhằm giảm tiếng ồn và những phổ kế hoạt động trên những dải tần số trải dài từ 101000 đến 223000 MHz (bước sóng Glycin (NH2CH2COOH) từ 3 đến 1,4 milimet). Chúng tôi phát hiện tổng cộng 334 vạch phổ trong đó có 157 vạch không nhận biết được là của chất hóa học nào. Về nguyên tắc, chúng tôi ước tính, nếu những vạch phổ glycin đủ mạnh phải xuất hiện trong những dải tần số mà chúng tôi quan sát. Nhưng trên thực tế, các vạch phổ glycin quá yếu nên bị che bởi những vạch phổ của những phân tử khác (Hình 3) Chúng tôi có thể đưa ra kết luận là trong Ngân Hà, mật độ của phân tử glycin phải thấp hơn ít nhất 10 tỉ lần mật độ của hydrogen Hình 3: Một miền phổ của tinh vân Lạp Hộ quan sát bởi F. Combes, Nguyễn Quang Riệu và G. Wlodarczak Phân tử HC7N và HC9N là những phân tử nặ gọi là cyanopolyne, gồm có những chuỗi carbon dài, tương đối hiếm trong Vũ trụ. Công thức hóa học khai triển của các loại phân tử này có những liên kết ba (triple bond). Chẳng hạn phân tử HC9N có công thức H-C C-C C-C C-C C-C N và chỉ tồn tại trong những điều kiện lý hóa đặc biệt. Chúng tôi phát hiện được những phân tử HC7N và HC9N trong một số sao và nghiên cứu môi trường sản xuất ra những phân tử này [10], [11]. Nhân của các thiên hà có nhiều bụi và khí. Đây cũng là nôi của những ngôi sao thế hệ trẻ, hãy còn nằm trong những đám khí trộn lẫn với bụi. Do đó, môi trường này có những điều kiện lý hóa thuận lợi cho sự tổng hợp các phân tử. Sử dụng kính thiên văn IRAM, chúng tôi đã quan sát thấy một số phân tử hữu cơ, trong đó có acid HNCO, phát hiện được lần đầu tiên trong những thiên hà [12]. 7- Kỹ thuật hệ kính giao thoa Những bước sóng vô tuyến (vt ) trải dài từ khoảng 1 mm tới khoảng 10m nên lớn gấp hàng nghìn lần đến hàng chục triệu lần bước sóng khả kiến (kk ~0,6 µm). Để có độ phân giải /D ( là bước sóng, D là đường kính của kính) tương đương với độ phân giải của kính thiên văn dùng trong vùng khả kiến, các nhà thiên văn vô tuyến phải dùng các ăngten có đường kính lớn gấp vt/kk lần đướng kính của kính quang học hoạt động trên những bước sóng khả kiến. Có nghĩa là nếu muốn đạt được độ phân giải cao bằng độ phân giải của một kính thiên văn quang học có đường kính 1,5m, kính thiên văn vô tuyến hoạt động trên bước sóng = 1mm phải có đường kính lớn bằng = 2500m ! Việc xây một ăngten lớn như thế tốn rất nhiều kinh phí và khó thực hiện về mặt kỹ thuật. Kính vô tuyến milimet lớn nhất hiện nay chỉ có đường kính lớn tới 45m. Dựa trên nguyên tắc của phép đo giao thoa (interferometry) sử dụng đồng thời một số (ít nhất là hai) ăngten hoạt động tương quan với nhau, các nhà thiên văn vô tuyến đạt được độ phân giải tương đương với, hoặc cao hơn độ phân giải của các kính quang học. Bởi vì độ phân giải của hệ giao thoa không tùy thuộc vào kính thước của riêng từng ăngten mà tùy thuộc vào khoảng cách giữa các ăngten. Độ phân giải vẫn được xác định bằng công thức /D, nhưng ở đây D là khoảng cách giữa những ăngten và còn được gọi là "đường căn cứ" (baseline) của hệ giao thoa. Đường căn cứ có thể dài hàng chục, thậm chí hàng nghìn kilomet. Các nhà thiên văn vô tuyến xây những mạng ăngten đặt ở các châu lục khác nhau để đạt tới độ phân giải cao (10-5 giây cung). Độ phân giải này dùng để phân biệt chi tiết trong những thiên hà xa xôi trong Vũ trụ. Vì lý do kỹ thuật, phép đo giao thoa chưa được dùng trên bước sóng khả kiến. Các nhà thiên văn bắt đầu xây những kính quang học để áp dụng phương pháp này. 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] 9- Quan sát bằng vệ tinh ISO Từ năm 1985, tôi được mời tham gia vào đề án của Cơ quan Vũ trụ Châu Âu (European Space Agency, viết tắt là ESA) để phóng một vệ tinh chuyên quan sát trong vùng bước sóng hồng ngoại. Vệ tinh được đặt tên là ISO (Infrared Space Observatory, Đài Thiên văn Vũ trụ Hồng ngoại) Hình 6: Vệ tinh ISO quan sát trong vùng sóng hồng ngoại Những ngôi sao loại Mặt trời đang ở tuổi trung niên và những thiên hà lấp lánh đầy sao, đều phát ra ánh sáng. Còn những ngôi sao già đã hao mòn vật chất, cùng những sao sơ sinh và những thiên hà đang được hình thành chủ yếu chỉ phát bức xạ hồng ngoại. Vì khí quyển Trái đất hấp thụ bức xạ hồng ngoại, nên các nhà thiên văn phải đặt những kính thiên văn trên vệ tinh, phóng ra hẳn ngoài khí quyển để quan sát. Chúng tôi làm những mô hình lý thuyết để tiên đoán cường độ của các vạch phổ, nhằm đưa vào chương trình quan sát của vệ tinh ISO, những vạch đủ mạnh để có thể phát hiện được và có lợi ích cho các mục tiêu nghiên cứu [17]. Chúng tôi có những buổi họp thường xuyên cùng những nhà thiên văn nước ngoài để trao đổi kết quả. Sau 10 năm chuẩn bị, vệ tinh ISO được phóng bằng một tên lửa Ariane của ESA, ngày 17 tháng 11 năm 1995. Các máy điện tử thu tín hiệu của các thiên thể phải được ướp lạnh trong một bình chứa helium lỏng để giữ thiết bị ở nhiệt độ 4K, nhằm giảm đến mức tối thiểu tiếng ồn của máy thu và tăng độ nhạy của kính. Vệ tinh ISO chứa đủ helium để hoạt động tới ngày 8 tháng 4, năm 1998. Trong số những kết quả chúng tôi thu được, đáng chú ý là trong vỏ một ngôi sao, W Hydra, có một "rừng" hàng trăm vạch phổ của phân tử H2O mà các nhà thiên văn chưa phát hiện được từ trước tới nay, vì chúng bị hấp thụ bởi khí quyển Trái đất (Hình 7). Hình 7: Một "rừng" phổ hồng ngoại của phân tử H2O phát hiện được trong vỏ ngôi sao W Hydra. Những vạch phổ H2O được xác định bằng những mũi tên và những con số tương ứng với những mức năng lượng quay của phân tử. Đây là một trong những kết quả đầu tiên thu được bởi các nhà thiên văn, sử dụng các thiết bị đặt trên vệ tinh hồng ngoại ISO (Infrared Space Observatory) [Barlow, Nguyễn Quang Riệu và 41 cộng sự, 1996) Bài báo công bố kết quả đầu tiên mang tên 43 tác giả, những nhà khoa học đã tham gia vào công trình nghiên cứu này [18]. Những phân tử H2O tồn tại trong vỏ những ngôi sao đang hấp hối và đang thổi ra những luồng gió gọi là gió sao. Tốc độ gió sao lên tới hàng vạn kilomet/giờ. Nhiệt độ trong vỏ sao phụ thuộc vào hai yếu tố, cơ chế hun nóng và cơ chế làm nguội khí. Những photon tử ngoại và sự va chạm giữa những hạt bụi và khí hun nóng khí. Những phân tử H2O phát ra nhiều vạch phổ nên là một thành phần làm nguội khí. Sự phát hiện những vạch phổ hồng ngoại H2O đã giúp các nhà thiên văn nghiên cứu được hiện tượng gió sao và quá trình cân bằng nhiệt trong môi trường xung quanh những ngôi sao. Dùng phổ kế của vệ tinh ISO, chúng tôi cũng phát hiện được bức xạ hồng ngoại trên bước sóng 34,6 µm. Những photon 34,6 µm bơm bức xạ vô tuyến maser 1612 MHz của phân tử hydroxyle (OH). Hiện tượng maser được giải thích bằng một mô hình lý thuyết [19], [20] (Hình 8). Đây là lần đầu tiên, cơ chế bơm bức xạ maser OH được phát hiện bằng một cuộc thí nghiệm thiên văn. Hình 8: Chu trình "bơm" bức xạ maser của phân tử OH trên tần số 1612 MHz. Các nhà thiên văn dùng phổ kế đặt trên vệ tinh ISO quan sát được trong vỏ của ngôi sao IRC 10420, một số vạch phổ hồng ngoại của phân tử OH. Những mũi tên chỉ những dịch chuyển của phân tử từ mức năng lượng này đến mức năng lượng kia, tương ứng với những vạch phổ. Những con số chỉ bước sóng của những vạch bằng đơn vị micromet. Đáng chú ý là vạch 34,63 µm (đường không liên tục thẫm nhất trong hình. Kết quả quan sát ISO xác định là photon của vạch hồng ngoại 34,63 µm bị hấp thụ bởi vỏ ngôi sao và bơm những phân tử OH lên những mức năng lượng cao. Khi rơi xuống những mức năng lượng thấp, những phân tử phát ra bức xạ maser trên tần số 1612 MHz, ở mức năng lượng quay cơ bản 23/2 (Sylvester, Barlow, Nguyễn Quang Riệu và cộng sự, 1997) Phổ kế đặt trên vệ tinh ISO còn được dùng để quan sát những vạch phổ nguyên tử và phân tử phát ra bởi những thiên hà xa xôi. Ngoài thành phần khí, các nhà thiên văn còn tìm thấy những vụn đá quý như hồng ngọc, bám vào những hạt bụi. 10- Triển vọng của ngành thiên văn thế giới:: Ngành thiên văn vật lý đang trên đà phát triển nhờ có những kính thiên văn hoạt động trên nhiều miền sóng. Muốn nghiên cứu những thiên thể trong Vũ trụ, các nhà khoa học phải quan sát trên những bước sóng trong phổ điện từ, từ bước sóng gamma, X, tử ngoại, khả kiến, đến bước sóng hồng ngoại và vô tuyến. Những môi trường có nhiệt độ cao phát ra bức xạ gamma và X. Những ngôi sao bình thường như Mặt trời phát ra ánh sáng. Những thiên hà đang hình thành và những ngôi sao còn trẻ, chưa đủ nóng nên chỉ phát ra bức xạ hồng ngoại và vô tuyến. Kính (có đường kính 8m) của hệ kính thiên văn VLT của cộng đống Âu Châu Muốn thu được bức xạ của những thiên hà ở tận cùng Vũ trụ, các nhà thiên văn phải xây những kính thiên văn lớn để thu thập thật nhiều photon và để có độ phân giải cao. Những kính thiên văn quang học hiện đại có đường kính từ 8 tới 10 met. Các nhà thiên văn có dự án xây những hệ kính vô tuyến giao thoa gồm hàng chục ăngten cách xa nhau hàng chục tới hàng nghìn kilomet để đạt được độ phân giải cao. Trào lưu của ngành thiên văn hiện đại là phát hiện được những loại thiên thể xa xôi phát ra những bức xạ rất yếu, nhưng đóng vai trò quan trọng trong quá trình tiến hóa của Vũ trụ. Một ngành mũi nhọn trong thiên văn học là sự tìm kiếm các hành tinh ở bên ngoài Hệ Mặt trời. Sự phát hiện những hành tinh trong những hệ sao rất phức tạp, bởi vì ánh sáng yếu ớt của hành tinh bị át bởi ánh sáng chói lọi ủa ngôi sao đồng hành. Cũng như một cặp người nhảy múa quay và di chuyển khi gần nhau, khi xa nhau, ngôi sao nhích đi nhích lại vì bị nhiễu bởi hành tinh đồng hành. Dùng kỹ thuật đo lường công phu để phát hiện được sự thay đổi tốc độ xuyên tâm của những ngôi sao, các nhà thiên văn đã phát hiện được trên dưới một trăm hành tinh trong những hệ sao. Tuy nhiên, những hành tinh được phát hiện từ trước tới nay là những thiên thể ở thể khí, lớn ít nhất bằng hành tinh Mộc trong Hệ Mặt trời và không có khả năng có sự sống. Các nhà thiên văn có đề án phóng ra ngoài Trái đất một số kính thiên văn để đo sự chuyển động của những ngôi sao với nhiều chi tiết hơn. Họ cũng định áp dụng cả phương thức giao thoa để che ánh sáng của ngôi sao. Các nhà thiên văn hy vọng sẽ phát hiện được những hành tinh đồng hành bé nhỏ có vỏ rắn như Trái đất và có khả năng có sinh vật. Những hành tinh trong Hệ Mặt trời cũng được thăm dò bằng những vệ tinh. Hành tinh Hỏa có khả năng có biển bị phủ dưới một lớp băng. Nước là yếu tố cần thiết cho đời sống của sinh vật, nên các nhà khoa học cho rằng có thể có sự sống dưới dạng vi sinh vật trên hành tinh Hỏa. Các nhà sinh vật học và các nhà hóa học cộng tác với các nhà thiên văn học để tìm hiểu nguồn gốc của sự sống trên Trái đất và có thể cả trên một số hành tinh trong Hệ Mặt trời. Một vấn đề cũng được các nhà thiên văn chú ý tới là sự nghiên cứu quá trình tiến hóa của Vũ trụ. Từ hơn nửa thế kỷ nay, họ dựa trên cơ sở lý thuyết và quan sát để tìm hiểu nguồn gốc của Vũ trụ. Có hai thuyết đối lập nhau được đề xuất. Một thuyết cho rằng vật chất được tạo ra liên tục để bù trừ vật chất loãng dần do Vũ trụ luôn luôn dãn nở. Vũ trụ này "vô thủy vô chung", không có đầu, không có cuối, tức là một "Vũ trụ ổn định". Một thuyết khác đề nghị là Vũ trụ ra đời cách đây đã rất lâu, khoảng 15 tỳ năm nay, do một vụ nổ vô cùng vĩ đại gọi là "Big Bang". Cho tới nay, phái thuyết Vũ trũ ổn định vẫn còn phản đối và cho rằng phái đối phương có xu hướng thiên về tôn giáo. Bởi vì trong Kinh thánh của đạo Thiên Chúa có nói là thế giới muôn loài đều do một Đấng Thượng Đế tối cao tạo ra chỉ một lần cho mãi mãi. Sự tranh luận sôi nổi trong giới khoa học là chuyện bình thường. Tuy nhiên, những sự kiện và số liệu quan sát chứng minh rằng thuyết Big Bang miêu tả được nhiều hiện tuợng xẩy ra trong Vũ trụ. Thuyết Big Bang có phần đúng, tuy không giải thích được tất cả những hiện tượng thiên nhiên quan sát thấy và còn phải được cải tiến. Hầu như toàn thể các nhà khoa học hiện nay chấp thuận thuyết Big Bang. Ngay sau Big Bang, Vũ trụ bung ra thật nhanh trong một khoảnh khắc, mà các nhà khoa học gọi là thời kỳ "lạm phát". Vài phút đồng hồ sau vụ nổ Big Bang, những phản ứng hạt nhân được tiến hành để tổng hợp các hạt nhân của hydrogen thành hạt nhân của những nguyên tử nhẹ nhất, như helium. Mãi về sau, những nguyên tử nặng, như carbon và sắt, mới được đièu chế trong lòng các ngôi sao. Các nhà thiên văn sử dụng những kính thiên văn ngày càng lớn để quan sát những thiên thể xa xôi và để thâm nhập sâu vào Vũ trụ. Họ lập ra những mô hình lý thuyết phức tạp để giải thích những kết quả quan sát và suy đoán được những sự kiện xẩy ra trong Vũ trụ thời xa xưa và trong tương lai. Thiên thể ở càng xa thì ánh sáng và tín hiệu vô tuyến của chúng càng phải mất nhiều thời gian mới truyền tới Trái đất. Nghĩa là ánh sáng và tín hiệu của những thiên thể rất xa mà các nhà thiên văn quan sát được hiện nay là những bức xạ phát ra từ hồi thiên thể này còn rất trẻ. Đây là những thiên hà thế hệ đầu tiên không lâu sau vụ nổ Big Bang. Quan sát sâu vào Vũ trụ tức là tìm hiểu được trạng thái của Vũ trụ ở giai đoạn vừa mới được hình thành. Những sự kiện xẩy ra trong Vũ trụ ban đầu giống như những sự kiện mà các nhà vật lý quan sát thấy trong những máy gia tốc. Các nhà thiên văn cộng tác với các nhà vật lý để cùng nhau tìm hiểu Vũ trụ. Nghiên cứu thế giới vi mô của những hạt cơ bản cực nhỏ giúp các nhà khoa học khám phá được thế giới vĩ mô. Một thành tựu khoa học quan trọng trong thế kỷ 20 vưa qua là sự phát hiện ra "Bức xạ Vũ trụ", tàn dư của vụ nổ Big Bang tạo ra Vũ trụ. Tất cả Vũ trụ còn chìm đắm trong bức xạ di tích này. Bức xạ tàn dư của Vũ trụ hiện nay là một "bức xạ vật đen" (black-body radiation). Các nhà thiên văn đo được chính xác nhiệt độ của bức xạ Vũ trụ, chỉ thấp khoảng bằng 2,735 K. Năn 1992, họ dùng vệ tinh COBE và phát hiện ra những thăng giáng nhiệt độ rất yếu, chỉ vào cỡ 3.10-5 K. Sự thăng giáng này tương ứng với tính khôn đồng đều của Vũ trụ nguyên thủy và là mầm mấng của các thiên hà và cac chùm thiên hà mà chúng ta quan sát được hiện nay. Những năm gần đây, các nhà thiên văn sử dụng những kính thiên văn hiện đại để quan sát một loại sao siêu mới rất sáng, bùng nổ trong những thiên hà xa lắc. Họ vô cùng ngạc nhiên khi phát hiện thấy ràng có một lực nào đó, có tác động ngược lại với lực hút hấp dẫn và đẩy vật chất ra xa nhau. Lực đẩy át hẳn lực hút hấp dẫn, làm Vũ trụ càng ngày càng dãn nở nhanh. Những kết quả quan sát gợi lại ý của Einstein, khi ngay từ đầu thế kỷ 20 ô