Tin tức Thiên Văn

GIÓ MẶT TRỜI LÀM ?~RÁM NẮNG?T NHỮNG TIỂU HÀNH TINH TRẺ
Một nghiên cứu mới đây cho thấy rằng bề mặt của các tiểu hành tinh bị già hóa và biến mầu đỏ nhanh hơn trước đây người ta vẫn nghĩ - chỉ trong vòng chưa tới 1 triệu năm, đúng là một cái ?~chớp mắt?T đối với tuổi đời của một tiểu hành tinh. Nghiên cứu này cũng xác nhận rằng gió mặt trời là nguyên nhân chủ yếu của những biến đổi do ?othời tiết vũ trụ? gây ra đối với bề mặt của các tiểu hành tinh. Kết quả này sẽ giúp các nhà thiên văn học phân tích được lịch sử thực tế của tiểu hành tinh cùng với việc xác định các hiệu ứng của các va chạm với các tiểu hành tinh khác thông qua vẻ bề ngoài của chúng.
?oCó vẻ như các tiểu hành tinh bị ?~rám nắng?T rất nhanh,? trưởng nhóm nghiên cứu Pierre Vernazza nói, ?o nhưng không phải như con người chúng ta bị rám nắng là do các tia tử ngoại, các tiểu hành tinh bị rám nắng là do tác dụng của luồng gió mặt trời mạnh mẽ?.
Từ lâu, người ta đã biết rằng bề mặt của tiểu hành tinh thay đổi theo thời gian ?" những tiểu hành tinh quan sát được có mầu đỏ hơn nhiều so với phần bên trong của những mảnh thiên thạch tìm thấy trên Trái đất ?" tuy nhiên, những quá trình ?~phong hóa vũ trụ?T này cùng với thời gian xảy ra các quá trình đó vẫn còn là một vấn đề gây tranh cãi.
Nhờ vào các quan sát những họ tiểu hành tinh khác nhau với việc sử dụng các kính thiên văn như Kính công nghệ mới (NTT) và Kính rất lớn (VLT) của ESO đặt tại Chilê, và một số kính đặt tại Tây ban nha và Hawai, nhóm của Vernazza đã giải quyết đựơc vướng mắc gây tranh cãi trên.
Khi hai tiểu hành tinh va chạm, chúng tạo ra một loạt các mảnh vỡ có bề mặt ?otươi mới?. Các nhà thiên văn học nhận thấy rằng các bề mặt mới nhanh chóng bị tác động và mầu sắc bị biến đổi trong khoảng thời gian chưa tới 1 triệu năm - một thời gian rất ngắn so với tuổi thọ của hệ Mặt trời.
Vernazza nói:? Những hạt tích điện, có tốc độ lớn của gió mặt trời liên tục phá hủy bề mặt của tiểu hành tinh ở một mức độ cao?. Không giống như da người chúng ta bị làm hư hại và lão hóa là do phơi nắng quá nhiều, các tiểu hành tinh bị làm già hóa chỉ do những thời điểm ?~phơi nắng?T đầu tiên - khoảng 1 triệu năm. Một triệu năm đúng là chỉ tương đương một khoảnh khắc khi so với thời gian vài tỷ năm của một tiểu hành tinh.
Cũng bằng cách nghiên cứu các họ tiểu hành tinh khác nhau, nhóm nghiên cứu còn chỉ ra rằng thành phần bề mặt của một tiểu hành tinh đóng vai trò quan trọng tới quá trình biến mầu của nó. Sau khoảng 1 triệu năm đầu tiên, tốc độ ?~rám nắng?T chậm hẳn lại. Tới giai đoạn này, mầu sắc của tiểu hành tinh phụ thuộc vào thành phần nhiều hơn là thời gian phơi nắng. Hơn nữa, các quan sát cũng cho thấy rằng các cuộc đụng độ giữa các tiểu hành tinh có thể không phải là nguyên nhân chính tạo ra các bề mặt ?~tươi mới?T của các tiểu hành tinh gần Trái đất. Thay vào đó, những bề mặt ?~trông như mới?T đó có thể là kết quả của lực hấp dẫn của các hành tinh tác động lên mà từ đó, các tiểu hành tinh bị rung động và bộc lộ phần vật chất chưa bị thay đổi.
Với những kết quả này, các nhà thiên văn học có thể tìm hiểu tốt hơn về bề mặt của các tiểu hành tinh - phần duy nhất mà chúng ta có thể quan sát- và nhất là sự luận ra lịch sử của các tiểu hành tinh thông qua bề mặt của chúng.
Theo Sciencedaily.com

HÀNG TRĂM HỐ ĐEN CÔ ĐƠN LANG THANG TRONG DẢI NGÂN HÀ VÀ SẴN SÀNG NUỐT CHỬNG NHỮNG GÌ TỚI GẦN CHÚNG.
Nghe có vẻ như một kế hoạch trong các bộ phim khoa học viễn tưởng: những hố đen đơn độc đang càn quét Dải ngân hà của chúng ta và chúng sẵn sàng nuốt chửng bất cứ thứ gì mon men tới quá gần. Thực ra, những tính toán mới đây của Ryan O?TLeary và Avi Loeb (Trung tâm Vật lý thiên văn Harvard-Smithsonian) đã cho thấy rằng có hàng trăm hố đen khổng lồ còn sót lại từ thuở bình minh của vũ trụ, khi mà những thiên hà được hình thành, có thể đang lang thang trong dải Ngân Hà của chúng ta.
Tuy nhiên, ta vẫn có một tin tốt: Trái đất hoàn toàn vô sự. Các hố đen lang thang trên có khoảng cách gần nhất tới Trái đất cũng phải hàng nghìn năm ánh sáng. Tuy nhiên, các nhà thiên văn học muốn định vị các hố đen này bởi vì chúng cung cấp những thông tin về sự hình thành của Milky Way.
?oNhững hố đen này các là di vật của Milky Way thời xa xưa? Loeb nói. ?o Bạn có thể coi chúng tôi như những nhà khảo cổ học đang nghiên cứu về lịch sử của dải Ngân hà và sự hình thành các hố đen trong thời kỳ đầu của vũ trụ thông qua các ?~di vật?T đó?.
Theo lý thuyết, các hố đen đơn độc thường lẩn khuất ở trung tâm các thiên hà tí hon, có khối lượng nhỏ. Sau hàng tỷ năm trôi qua, những thiên hà lùn đó va chạm nhau và hình thành những thiên hà đầy đủ như dải Ngân hà. Cứ môi lần 2 thiên hà lùn va chạm nhau, các hố đen trung tâm của chúng cũng hợp nhất để tạo ra một hố đen ?~di vật?T. Trong quá trình hợp nhất, sự bức xạ sóng hấp dẫn có hướng tính có thể đã làm cho hố đen bị bật ra. Đó là một cú ?~đá?T đủ mạnh để đẩy hố đen bắn ra ngoài và thoát khỏi sự đeo giữ của thiên hà lùn mà trước đó hố đen định cư. Nhưng cú hích cũng không đủ mạnh để hố đen thoát hẳn ra khỏi sự kiềm chế của các thiên hà (lùn) hàng xóm. Bởi vậy những hố đen này vẫn còn lang thang ở vành ngoài của Milky Way.
Có hàng trăm hố đen đơn độc đang lang thang ở vành ngoài của Milky Way, mỗi hố đen có thể có khối lượng gấp từ 1000 tới 100000 Mặt trời. Rất khó định vị các hố đen này bởi vì một hố đen chỉ bị phát hiện thông qua quá trình hố đen hút vật chất hoặc tạo đĩa vật chất xung quanh.
Một chi tiết có thể làm hé lộ chân tướng của hố đen đơn độc là: khi một cụm sao bị thiên hà hút đồng thời với việc hố đen bị bắn văng ra ngoài. Chỉ có những ngôi sao gần với hố đen mới bị lôi bật ra, bởi vậy cấu trúc của cụm sao vẫn rất chắc.

Do kích thước nhỏ, một cụm sao chỉ thể hiện trên bầu trời như một ngôi sao đơn, do vậy các nhà thiên văn học phải quan sát và tìm ra những tín hiệu rất yếu ớt minh chứng cho nguồn gốc và sự hiện diện của chúng. Ví dụ như quang phổ ánh sáng chỉ ra rằng có một hệ nhiều sao cùng tồn tại và do đó các vệt phổ có dạng nở rộng. Những ngôi sao trong cụm sao sẽ chuyển động nhanh và quỹ đạo bay bị ảnh hưởng bởi hố đen đi ngang qua.
?oNhững ngôi sao ở phầnbên ngoài cụm sao đóng vai trò như một cây đèn biển nhằm chỉ ra vị trí có đá ngầm? O?TLeary giải thích. ?o Nếu không có những ngôi sao này, chúng ta không bao giờ có thể phát hiện được những hố đen đó?.
Số lượng những hố đen đơn độc trong dải Ngân hà của chúng ta phụ thuộc vào số lượng những thiên hà lùn ban đầu đã hợp nhất để tạo thành Milky Way. Tìm ra chúng và nghiên cứu về chúng sẽ cung cấp những thông tin mới về lịch sử của dải Ngân hà của chúng ta. Việc định vị cụm sao ''chỉ điểm'' ra hố đen có vẻ tương đối dễ dàng.
Loeb nói:? Trước đây, các nhà thiên văn học vẫn chưa tìm kiếm những cụm sao có mật độ lớn ở vành ngoài của Milky Way. Giờ đây, chúng tôi biết phải làm gì, chúng tôi có thể tìm kiếm một loại đối tượng mới này trong các khảo sát về bầu trời đã có sẵn.
Bài báo của Loeb và O?TLeary sẽ được công bố trên tạp chí Monthly Notices của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia.
Theo Sciencedaily

Ý tưởng của họa sỹ về một hố đen cô đơn đang trôi nổi gần một cụm sao cầu ở rìa dải Ngân hà. Cre*** David A. Aguilar CfA).

SUPERNOVA LÀ GÌ?
Một ngôi sao có ánh sáng không đáng kể bỗng dưng bùng sáng cả một góc trời ?" rõ ràng là trước đó vài tiếng đồng hồ, nó không hề tồn tại, thế mà bây giờ lại sáng như một ngọn đèn pha.
Ngôi sao sáng rực đó không thực sự là một ngôi sao, ít nhất là cho tới lúc đó. Điểm sáng rực rỡ đó chính là một vụ nổ của một ngôi sao đang đi tới giai đoạn cuối của cuộc đời và được gọi là một vụ nổ siêu tân tinh (supernova).
Những vụ nổ supernova có thể sáng át cả một thiên hà trong một thời gian ngắn và bức xạ ra một lượng năng lượng lớn hơn toàn bộ năng lượng Mặt trời toả ra trong suốt thời gian tồn tại của mình.
Trung bình thì cứ 50 năm lại xẩy ra một vụ nổ supernova trong một thiên hà cỡ Milky Way. Nói một cách khác, cứ 1 giây thì lại có một ngôi sao phát nổ ở đâu đó trong toàn bộ vũ trụ.
Chính xác mà nói thì nguyên nhân để một ngôi sao phát nổ phụ thuộc vào khối lượng của nó. Ví dụ như Mặt trời của chúng ta không có đủ khối lượng để tạo ra một vụ nổ supernova. Mặc dầu vậy đây cũng không phải là một tin vui đối với Trái đất bởi vì một khi Mặt trời bị cạn kiệt nhiên liệu cho phản ứng hạt nhân của mình, nó sẽ trương nở thành một ngôi sao khổng lồ đỏ và chắc chắn sẽ làm hóa hơi toàn bộ thế giới của chúng ta trước khi co lại thành một ngôi sao lùn trắng.
Một ngôi sao có thể dẫn tới một vụ nổ supernova theo một trong hai cách sau đây:
Type I supernova: ngôi sao tích luỹ đủ vật chất từ một ngôi sao đồng hành cho tới khi phản ứng hạt nhân không thể kiểm soát được
Type II supernova: ngôi sao cạn kiệt nhiên liệu cho phán ứng hạt nhân và sụp đổ dưới tác động của trọng lực của chính nó.
Supernova Type II
Chúng ta hãy xét Supernova Type II trước. Một ngôi sao có thể kích hoạt được supernova Type II thì phải có khối lượng gấp một số lần khối lượng Mặt trời (ước lượng từ 8 tới 15 lần). Cũng giống như Mặt trời, ngôi sao cuối cùng sẽ cạn hết nhiên liêu, bắt đầu là hydro, sau đó là heli. Tuy nhiên, do có khối lượng lớn, ngôi sao vẫn duy trì được áp suất cao và do đó kích hoạt cacbon tham gia phản ứng hạt nhân. Tiếp đó các bước xẩy ra theo trình tự sau:
* Dần dần theo thời gian, những nguyên tố nặng hơn được tạo ra ở tâm ngôi sao và các nguyên tố này tạo thành từng lớp như các lớp áo của một củ hành với một trật tự là các nguyên tố nhẹ hơn nằm ở lớp ngoài.
* Một khi lõi của ngôi sao đạt được một khối lượng nào đó (giới hạn Chandrasekhar), ngôi sao bắt đầu đổ sụp (vì lý do này mà các vụ nổ sao Type II còn được gọi là supernova dạng lõi sụp đổ)
* Lõi của ngôi sao bị đốt nóng lên và chở lên đậm đặc hơn
* Cuối cùng sự sụp đổ của lõi sao bị đẩy bật ngược ra phía ngoài, làm tung toé vật chất của ngôi sao ra không gian xung quanh ?" đó chính là một vụ supernova.
Vật còn lại sau vụ nổ là một nhân siêu đậm đặc, đó chính là một ngôi sao neutron.
Có những phân nhóm của supernova Type II, việc phân loại dựa trên biểu đố ánh sáng của chúng. Ánh sáng của supernova phân nhóm Type II-L giảm liên tục sau khi vụ nổ xẩy ra, trong khi phân nhóm Type II-P thì ánh sáng duy tri được một thời gian trước khi suy giảm. Cả hai phân nhóm trên đều có dấu tích của hydro trong phổ ánh sáng.
Theo các nhà thiên văn học thì những ngôi sao có khối lượng lớn (cỡ 20 ?" 30 lần Mặt trời) có thể không kích hoạt các vụ nổ supernova mà chúng sụp đổ và hình thành trực tiếp các hố đen.
Supernova Type I
Các vụ nổ supernova Type I không có dấu hiệu của nguyên tố hydro trong phổ ánh sáng.
Các nhà khoa học cho rằng supernova Type I được hình thànhh từ một ngôi sao lùn trắng trong một hệ sao đôi. Khi ngôi sao lùn trắng hút khí từ người bạn đồng hành, bản thân nó chịu lực nén ép ngày càng tăng và cuối cùng áp suất cao đó kích hoạt phản ứng hạt nhân bên trong ngôi sao lùn và tạo ra vụ nổ supernova kinh hoàng trong vũ trụ.
Các nhà thiên văn học đã sử dụng các vụ nổ supernova Type Ia như những ?ocây nến chuẩn? trong việc đo khoảng cách trong vũ trụ bởi vì tất cả chúng (supernova type Ia) đều được cho là phát ra độ sáng tương đương tại điểm cực đại (điểm mà ánh sáng mạnh nhất).
Những vụ nổ supernova dạng Type I b và 1c cũng thuộc dạng nổ sao do lõi sụp đổ như dạng Type II, nhưng ở dạng 1b và 1c, các ngôi sao bị mất phần lớn vỏ hydro bên ngoài.
Những nghiên cứu gần đây cho thấy rằng các vụ nổ supernova cũng dao động giống như một cái loa khổng lồ và chúng phát ra âm thanh vo vo trước khi vụ nổ sao xẩy ra.
Năm ngoái, các nhà khoa học đã lần đầu tiên ghi nhận được một vụ nổ sao đang trong quá trình xẩy ra

Theo Space.com
Bức hình do kính Thiên văn vũ trụ tia X Chandra chụp cho thấy tàn dư của
một vụ nổ supernova có tên Cassiopeia (hay Cas A). Đây là tàn dư của một
vụ nổ supernova mới nhất trong dải Ngân hà được biết cho tới nay..
Cre***: NASA/CXC/MIT/UMass Amherst/M.D.Stage et al.

CÁC HÀNH TINH HÀNG XÓM CÓ THỂ VA VÀO TRÁI ĐẤT TRONG MỘT TƯƠNG LAI ... XA
Hệ mặt trời của chúng ta có một tương lai chứa đầy những cuộc va chạm khốc liệt. Các chương trình mô phỏng máy tính mới đây đã tiết lộ một khả năng có thể xẩy ra (mặc dù nhỏ) là các hành tinh sẽ bị sai lệch quỹ đạo và điều đó sẽ dẫn tới một cuộc va đụng giữa Trái đất với sao Thuỷ, sao Hỏa hoặc sao Kim trong khoảng một vài tỷ năm tới.
Mặc dầu chỉ có kích thước rất khiêm tốn, nhưng sao Thủy lại tiềm tàng một mối hiểm họa cho sự ổn định của các hành tinh trong hệ Mặt trời. Kết quả của các mô phỏng máy tính cho thấy có khả năng khoảng 1% sự kéo dãn quỹ đạo của Mercury sẽ làm đuờng đi của hành tinh tí hon này cắt ngang qua quỹ đạo của sao Kim. Đó là thời điểm sự hỗn độn của các hành tinh trong hệ Mặt trời bắt đầu xẩy ra. Cũng theo các nhà nghiên cứu, sao Thuỷ có thể sẽ bị bắn ra khỏi hệ Mặt trời hoặc đâm vào chính Mặt trời hay một trong các hành tinh của hệ như Trái đất chẳng hạn.
Sự hỗn loạn của hệ Mặt trời
Các nhà nghiên cứu gồm Jacques Laskar và Mickael Gastineau thuộc Đài quan sát Paris đã chạy các chương trình mô phỏng máy tính bao gồm 2501 kịch bản xẩy ra với các biến động quỹ đạo hành tinh khác nhau.
Hầu hết các kịch bản đều không liên quan gì tới các vụ va chạm hành tinh, chỉ có 25 kết quả dẫn tới quá trình biến động của quỹ đạo sao Thuỷ. Nếu sự dãn rộng của qũy đạo sao Thuỷ dẫn tới việc hành tinh tý hon này đâm vào Mặt trời hoặc va phải sao Kim thì các kết quả mô phỏng cho thấy phần còn lại của hệ Mặt trời cũng sẽ không bị ảnh hưởng đáng kể.
Nhưng có một số ít hơn các kết quả mô phỏng cho thấy có khả năng sự lệch lạc của quỹ đạo sao Thuỷ sẽ làm hỗn loạn các hành tinh bên trong khác của hệ trong thời gian khoảng 3,3 tỷ năm nữa, có nghĩa là có khả năng có các vụ va đập giữa Trái đất với Mercury, Venus hoặc Mars.
Theo Laskar thì :? Đầu tiên phải có sự bất ổn của Mercury dưới tác động của lực hấp dẫn của hành tinh khổng lồ Jupiter, tiếp đó Mars cũng bị ảnh hưởng và hành tinh này có thể tiến rất gần tới Trái đất. Tới lúc đó, sao Kim mới có thể bị ảnh hưởng và một vụ va chạm giữa sao Kim và Trái đất có thể xảy ra?..
Các ?~đối tác?T gần
Thoạt nhìn, các hành tinh trong hệ Mặt trời có vẻ như khá ổn định, chúng di chuyển trật tự trong các quỹ đạo của riêng mình. Thực ra thì không phải vậy, và sau hàng tỷ năm nữa, chúng càng kém ổn định hơn. Vể bản chất, các hành tinh vẫn gây ảnh hưởng qua lại lẫn nhau thông qua lực hấp dẫn. Theo các nhà thiên văn học thì các hành tinh từ xa xưa đã có quỹ đạo rất khác với bây giờ và theo thời gian, chúng dần dần di cư tới các quỹ đạo hiện tại.
Còn nữa, khi ?~già?T đi, Mặt trời sẽ nở to ra và dần dần bị mất khối lượng; các nghiên cứu trước đó đã chỉ ra rằng sự hao hụt khối lượng và tăng thể tích có thể làm ảnh hưởng tới các hành tinh trong khoảng 7 tỷ năm tiếp theo. Trái đất có thể sẽ bị bốc hơi khi viễn cảnh này xẩy ra, hoặc cũng có thể bị bắn ra khỏi hệ Mặt trời (với sự tác động trọng lực của một ngôi sao bay ngang qua). Theo các nghiên cứu của Laughin, rồi của Nasa và Fred Adams thuộc DHTH Michigan thì xác suất sự kiện Trái đất bị bắn văng ra khỏi hệ Mặt trời lfa 1/100000.
Trong khi các hành tinh bay xung quanh Mặt trời, các đối tác gần (đặc biệt là hành tinh lớn như Jupiter) có thể làm ảnh hưởng tới các hành tinh còn lại và làm biến dạng phần lớn các quỹ đạo của chúng.

Bằng chứng rõ nét nhất
Chuơng trình mô phỏng máy tính trên đã đưa ra bằng chứng rõ ràng nhất cho tới nay về tương lai của hệ Mặt trời. ?oĐó là những tính toán đầu tiên đã thực sự trả lời câu hỏi về sự ổn định lâu dài của hệ Mặt trời theo cái cách rất tường minh?. Laughlin đã phát biểu như vậy với phóng viên Space.com. Đó là bởi vì mô hình máy tính của Laskar và Gastineau không dựa trên các phương trình dạng trung bình và có tính đến thuyết tương đối rộng.
Các mô hình máy tính trước đó đã dựa trên các phương trình dạng trung bình để tính toán chuyển động của các hành tinh và không hề dựa vào thuyết tương đối rộng. Khi tính toán các hành tinh có thể va chạm, những phương trình dạng trung bình không đưa ra các kết quả tiên đoán chính xác. Các nhà khoa học cũng cho thấy thuyết tương đối rộng, hay sự ảnh hưởng của lực hấp dẫn lên không gian và thời gian đóng một vay trò nhất định trong các tình huống xẩy ra va chạm hành tinh.
Laughlin đã giải thích nguyên nhân như sau: ?oQuỹ đạo của Mercury lại là một hình elip hơi dẹt. Mặt trời nằm ở một trong 2 tiêu điểm của hình elip quỹ đạo chứ không phải tâm của nó. Qua một thời gian dài, (cỡ 100000 năm) trục chính của elíp quỹ đạo cũng xoay giống như một cái kim đồng hồ. Thuyết tương đối rộng đóng vai trò làm tăng tốc chuyển động quay này và điều đó làm giảm khả năng tác động của lực hấp dẫn của Jupiter lên quỹ đạo của Mercury?
Theo Space.com
Hàng loạt những tương tác giữa các hành tinh trong hệ Mặt trời có thể sẽ
kích hoạt một vụ va đập kinh hoàng giữa Trái đất và sao Kim trong vòng
chưa tới 5 tỷ năm nữa, mặc dầu xác suất xẩy ra là khá nhỏ. (Ảnh minh họa)
Được thohry sửa chữa / chuyển vào 22:30 ngày 11/06/2009

PHƯƠNG PHÁP MỚI ĐO KHOẢNG CÁCH LỚN TRONG VŨ TRỤ
Một phương pháp mới có thể đo khoảng cách tới các đối tượng thiên văn xa cỡ 300 triệu năm ánh sáng hoặc hơn nữa.
Phương pháp mới được khẳng nhận này đã được công bố ngày 8/6/09 tại một cuộc họp của Hiệp hội Thiên văn Hoa kỳ tổ chức ở Pasadena bang California. Ngoài ra, kỹ thuật này còn có thể giúp các nhà thiên văn học theo dõi tốc độ giãn nở của vũ trụ.
Trước đó, các nhà thiên văn học phải dựa chủ yếu vào các ngôi sao khổng lồ mà còn được gọi là các cepheid có chu kỳ ngắn để xác định các khoảng cách lớn trong vũ trụ. Các cepheid này có độ sáng tăng giảm theo chu kỳ ngắn chỉ vài ngày mà thôi. Ánh sáng nhấp nháy này liên quan trực tiếp tới độ sáng thực tế của ngôi sao và các nhà thiên văn học có thể so sánh độ sáng thực với độ sáng biểu kiến (quan sát từ Trái đất) để xác định khoảng cách tới ngôi sao đó. Nhưng ở khoảng cách cỡ 100 triệu năm ánh sáng trở lên, tín hiệu ánh sáng của các ngôi sao này bị yếu đi rất nhiều do ảnh huởng của ánh sáng của các ngôi sao sáng khác. Một năm ánh sáng có khoảng cách gần 10 nghìn tỷ km).
Kỹ thuật đo mới sử dụng các sao cepheid có chu kỳ siêu dài (ULP), các cepheid này có độ sáng lớn hơn nhiều và có thể nằm ở những khoảng cách xa hơn nhiều (mà vẫn phát hiện được).
Nhà thiên văn học Krzysztof Stanek thuộc ĐHTH bang Ohio và các đồng nghiệp đã khảo sát các số liệu của 18 cepheid dạng ULP có khối lượng khoảng từ 12 tới 20 lần Mặt trời và đều nằm ở các thiên hà lân cận. Khoảng cách tới các thiên hà trên đã được xác định rõ ràng, bởi vậy, các nhà thiên văn học đã có thể chuẩn hóa được khoảng cách tới các cepheid ULP được nghiên cứu. Họ phát hiện ra rằng có thể sử dụng các cepheid ULP để xác định các khoảng cách lớn với sai số khoảng 10 ?" 20%, sai số này là phổ biến trong các phương pháp xác định khoảng cách đã được sử dụng. Các nhà nghiên cứu hy vọng sẽ làm giảm sai số này bằng cách nghiên cứu thêm các cepheid dạng ULP mới.
Hiện tại, các nhà nghiên cứu đang sử dụng Kính Thiên văn Large Binocular (ống nhòm lớn) ở bang Arizona để tìm kiếm thêm các ULP cepheid. Stanek nói họ đã tìm được một vài ngôi sao ứng viên tốt nằm trong thiên hà M81, nhưng các kết quả trên cần phải đựơc khẳng định thêm.
Nghiên cứu trên đựơc Quỹ Khoa học Quốc gia (Hoa Kỳ) tài trợ.
Theo Space.com
.
Thiên hà M81, nơi chứa các ngôi sao Cepheid dạng ULP đang được các nhà thiên văn học tại ĐHTH Ohio nghiên cứu.

PHÁT HIỆN ĐĨA HÌNH THÀNH HÀNH TINH XOAY XUNG QUANH MỘT HỆ SAO ĐÔI
Các nhà thiên văn học đã tuyên bố rằng một loạt các hình ảnh thu thập được bởi Hệ kính Thiên văn Vô tuyến bước sóng dưới 1mm Smithsonian (SMA) chứng tỏ rằng có tồn tại một đĩa các phân tử vật chất xoay xung quanh hệ sao đôi trẻ V4046 Sagittarii. Các hình ảnh SMA cho thấy các bước trong quá trình hình thành những hành tinh lớn, sao chổi và những thiên thể dạng như Pluto. Các kết quả cũng xác nhận rằng các hành tinh và hành tinh lùn như trên được hình thành một cách dễ dàng xung quanh cặp sao đôi cũng như xung quanh một ngôi sao đơn như Mặt trời của chúng ta.
Phát hiện trên đựoc công bố bởi nghiên cứu sinh David Rodriguez thuộc ĐHTH California ở Los Angeles (UCLA) tại một cuộc họp báo bên lề hội nghị của Hiệp hội Thiên văn Hoa Kỳ ở Pasadena, California.
Theo Joel Kastner thuộc Học viện Công nghệ Rochester (NY) thì đây là một trường hợp ?onhìn thấy là tin liền?. Ông nói: ?o Chúng tôi đã có những bằng chứng về một đĩa vật chất xoay xung quanh hệ V4046 Sagittarii từ mùa hè năm ngoái. Nhưng tới thời điểm này, chúng tôi đã có toàn bộ phổ phân tử và có nhiều cách để giải nghĩa các phổ này. Khi mà chúng tôi nhìn thấy những hình ảnh từ hệ SMA, không nghi ngờ gì nữa, ở đó tồn tại một đĩa vật chất bay xung quanh hệ sao đôi?.
Đồng tác giả David Wilner thuộc Trung tâm Vật lý thiên văn Smithsonian của ĐH Havard (CfA) nói thêm:?Đây là một bằng chứng rất xác thực rằng các hành tinh có thể đựơc hình thành ngay cả xung quanh các cặp sao đôi, và do vậy mở rộng số đối tượng mà chúng ta cần tìm kiếm các hành tinh ngoại hệ?.
Theo Rodriguez, các hình ảnh thu được chỉ ra rằng đĩa vật chất xoay xung quanh hệ sao đôi V4046 Sagittari trải dài từ cỡ bán kĩnh quỹ đạo của Neptune ra tới 10 lần khoảng cách đó. Vùng này tương đương với khu vực những hành tinh khí trong hệ Mặt trời cũng như các vật thể dạng KBO như Pluto đựơc hình thành.
Kết quả của nghiên cứu này dựa trên một công trình được công bố trước đó vào 12/2008 trong đó, Kastner và các đồng nghiệp của ông đã suy luận rằng trường hợp hệ sao đôi V4046 Sagittarii đã mô tả rõ rằng các hành tinhcó thể dễ dàng được hình thành trên các hệ sao đôi với một số điều kiện nhất định.
Bằng chứng một đĩa vật chất xoay xung quanh hệ 2 mặt trời trẻ cặp đôi trong chòm sao Sagittarius (Nhân Mã) gợi ý cho các nhà khoa học rằng có nhiều hệ sao đôi như vậy cũng có thể có các hành tinh mà chúng ta vẫn chưa phát hiện ra.
Rodriguez nói:? Kỹ thuật thành công nhất hiện nay trong việc tìm kiếm các hành tinh ngoại hệ là đo độ chính xác của vận tốc hướng tâm. Đây là một kỹ thuật cực khó đối với những cặp sao đôi gần như V4046 SAgittarii. Bởi vậy, những quan sát bằng kính thiên văn vô tuyến đã tạo ra một hướng tìm kiếm các hành tinh ngoại hệ mới?.
Cũng theo Rodriguez thì ở khoảng cách 240 năm ánh sáng từ Trái đất, hệ sao V4046 Sagittarii gần hơn 2 lần so với tất cả những ngôi sao có tồn tại hệ hành tinh được biết cho tới nay. Điều này giúp các nhà thiên văn học có thể chụp đựơc những hình ảnh có chất lượng của những hành tinh trong hệ sao đó.
Theo Sciencedaily.com

PHÁT HIỆN MỘT HÀNH TINH NGOẠI HỆ CÓ QUỸ ĐẠO NGHIÊNG MỘT CÁCH KỲ LẠ
Hầu hết các hành tinh đựơc phát hiện cho tới nay quay trong cùng một mặt phẳng quỹ đạo tương ứng với mặt phẳng xích đạo của ngôi sao chủ. Trong hệ Mặt trời của chúng ta, Pluto là một hiện tượng ngoại lệ (hiện nay Pluto đã bị giáng chức thành một hành tinh lùn)
Bởi vậy các nhà thiên văn học đã rất đỗi ngạc nhiên khi họ tìm ra một hành tinh ngoại hệ lớn hơn Jupiter nhiều nhưng lại không bay trong mặt phẳng quỹ đạo của ngôi sao chủ. Đó là hành tinh XO-3b và quỹ đạo của nó nghiêng một góc 37 độ so với mặt phẳng xích đạo của ngôi sao chủ.
Theo một tuyên bố của các nhà nghiên cứu tại trường MIT (Massachusetts Institute of Technology) thì về mặt lý thuyết, những trường hợp lệch góc lớn như vậy hẳn phải do một sự chấn động sau khi hành tinh đựơc hình thành. Theo các nhà nghiên cứu thì những đối tượng va đập với những hành tinh khác có thể làm phóng đại góc nghiêng ban đầu (vốn nhỏ), nhưng họ vẫn chưa rõ nguyên nhân gì làm cho quỹ đạo của XO-3b nghiêng tới như vậy.
Hành tinh kỳ lạ trên được phát hiện vào năm 2007, nhưng để xác định đựơc quỹ đạo của nó là cả một vấn đề phức tạp.
XO-3b được phát hiện bằng một phương pháp dựa trên một thực tế là mặt phẳng quỹ đạo của hành tinh này may mắn nằm trùng với đường thẳng nối ngôi sao chủ tới Trái đất. Do có sự định vị như vậy nên đôi khi hành tinh XO-3b đi ngang qua tầm nhìn của ngôi sao (đối với người quan sát từ Trái đất), một hiện tượng còn gọi là sự đi ngang qua. Khi hành tinh đi ngang qua, ánh sáng từ ngôi sao bị yếu đi đôi chút (đối với người quan sát từ Trái đất) và người ta đo được sự yếu đi này là khoảng 1%.
Theo các nhà nghiên cứu tại trường MIT, để đo được góc nghiêng của mặt phẳng quỹ đạo, họ đã phải rất vất vả. Thực tế là nếu một hành tinh đi ngang qua một ngôi sao với một góc lệch so với mặt phẳng xích đạo, nó sẽ tạo nên một sự thay đổi rất đặc trưng trong phổ ánh sáng của ngôi sao chủ. Sự tự quay quanh trục của ngôi sao tạo ra hiệu ứng Doppler và sự biến đổi rất nhỏ do sự lệch góc của hành tinh bay ngang qua có thể đo được bởi những máy đo phổ cực nhạy.
Chúng ta có thể bắt gặp hiệu ứng Doppler trong âm thanh khi có một xe cứu thương phóng thật nhanh trên đường ngang qua ta. Khi chiếc xe phóng tới gần, âm thanh của nó như bị nén lại và có tần số cao hơn, và khi chiếc xe đi xa khỏi ta thì âm thanh của nó lại có tần số thấp hơn.
Cũng giống như hầu hết trong số trên dưới 350 hành tinh ngoại hệ đựơc phát hiện ra cho tới nay, XO-3b có kích thước lớn và nằm gần với ngôi sao chủ của nó. Các hành tinh lớn đó được tìm ra bởi công nghệ hiện tại. XO-3b có khối lượng khoảng 13 lần so với sao Mộc và có chu kỳ quay xung quanh ngôi sao là 3,5 ngày (Trái đất).
Quỹ đạo của XO-3b đã đựơc một nhóm khác đề cập tới vào năm ngoái. Nhưng những quan sát mới đây do Winn và nhóm của ông thực hiện ở Đài Keck (Hawaii) đã đưa ra những phép đo chính xác và tin cậy về độ nghiêng quỹ đạo của hành tinh này.
Theo Space.com
So sánh tương đối giữa hành tinh ngoại hệ XO-3b với Jupiter

TẦU CON THOI CHỈ RA NGUYÊN NHÂN VỤ NỔ TUNGUSKA NĂM 1908

Theo các nhà khoa học tại ĐHTH Cornell thì vụ nổ bí hiểm Tunguska năm 1908 đã san phẳng một vùng rừng taiga ở Siberi rộng tới 830 dặm vuông (hơn 2000 km2) rất có thể đã do một sao chổi gây ra. Kết luận này đã có được một sự hậu thuẫn bất ngờ : đó là cột khí thải của tầu Con thoi do Nasa phóng lên vũ trụ sau vụ nổ tròn một thế kỷ.
Nghiên cứu này đã nối kết hai sự kiện vụ nổ Tunguska và phóng tầu con thoi bởi một hiện tượng chung, đó là sau vụ nổ khoảng một ngày đã xuất hiện những đám mây phát sáng cả vào ban đêm hay còn gọi là mây dạ quang. Sau khi tầu con thoi đựơc phóng, những đám mây này cũng xuất hiện. Mây dạ quang đựơc tạo thành bởi những tinh thể nước đá li ti và ở rất cao trong tầng khí quyển, nơi nhiệt độ rất thấp.
Giáo sư Michael Kelley, trưởng nhóm nghiên cứu nói:?Thật chẳng khác nào chúng tôi phải ghép nối các sự kiện của một vụ án mạng xẩy ra đã 100 năm nay. Chứng cứ thật rõ ràng là Trái đất đã bị một sao chổi đâm phải vào năm 1908?. Những suy đoán trước đó cho rằng đó có thể là một thiên thạch hoặc một sao chổi.
Các nhà nghiên cứu giải thích rằng một khối lượng lớn hơi nước từ nhân sao chổi đã bị tung vào bầu khí quyển và bị cuốn vào một luồng khí xoáy mạnh còn được gọi là vùng khí xoáy 2 chiều. Điều đó giải thích tại sao những đám mây dạ quang đó lại được hình thành cách vụ nổ hàng ngàn dặm sau đó một ngày.

Mây dạ quang (noctilucent cloud) là dạng mây ở độ cao nhất trong khí quyển, được hình thành tự nhiên ở tầng trung lưu với độ cao khoảng 55 dặm ở những nơi vùng cực trong thời gian mùa hè, khi mà tầng trung lưu có nhiệt độ khoảng âm 117 độ C.
Theo các nhà nghiên cứu, những cột khói do tầu con thoi nhả ra cũng tương tự như hoạt động của sao chổi. Một chuyến tầu con thoi phụt ra bầu khí quyển khoảng 300 tấn hơi nước, những hạt hơi nước này di cư tới vùng cực (cả Bắc và Nam cực), hình thành lên những đám mây dạ quang trước khi chở lại hơi nước ở tầng trung lưu. Kelley và các đồng nghiệp của ông đã nhìn thấy những đám mây dạ quang của tầu Endeavour (STS-118) phóng ngày 8/8/2007. Những đám mây tương tự cũng được ghi nhận vào các lần phóng tầu con thoi năm 1997 và 2003.
Sau vụ nổ 1908 hay còn được biết như Sự kiện Tunguska, bầu trời đêm sáng rực lên trong vài ngày khắp cả châu Âu, nhất là Liên Hiệp Anh ?" cách vụ nổ tới 3000 dặm.
Kelley nói rằng ông cảm thấy phấn khích trước những lời kể của nhân chứng về những hiện tượng xẩy ra sau vụ nổ và đi đến kết luận rằng bầu trời đêm sáng đó hẳn phải do những đám mây dạ quang gây ra. Sao chổi thủ phạm đó có lẽ đã bị vỡ tung và xả ra hơi nước ở cùng với độ cao mà những tầu con thoi nhả ra những đụn khói. Trong cả hai trường hợp, đều có những lượng hơi nước lớn được bơm vào bầu khí quyển.
Các nhà khoa học đang cố giải thích vấn đề tại sao lượng hơi nước này lại di chuyển xa đến như vậy mà không phải do quá trình khuếch tán như một quá trình vật lý thông thường.
Giáo sư Kelley nói:? Có một kiểu vận chuyển gì đó làm cho khối vật chất này đi xa hàng chục ngàn kilomet trong một thời gian rất ngắn, và không có mô hình vật lý nào dự đoán điều đó. Đó thật là mới mẻ và bất ngờ?.
Mô hình vật lý ?omới mẻ? này, theo như các nhà nghiên cứu, là có liên hệ với quá trình phản-xoáy (counter-rotating) ở vùng biên có năng lượng cao. Một khi hơi nước bị cuốn vào phần biên này, chúng sẽ bị cuốn đi rất nhanh, tới gần 300 ft trong một giây (khoảng gần100m/s hay cỡ 330.000km/h).
Theo Charlie Seyler, một giáo sư của ĐHTH Cornell thì các nhà khoa học từ lâu đã nghiên cứu cấu trúc của gió ở những tầng cao của khí quyển, nhưng thực sự đó là một công việc khó khăn khi chỉ có sự trợ giúp của các phương tiện ?otruyền thống? như tên lửa nghiên cứu, bóng thám không, vệ tinh.
Ông nói: ?oNhững quan sát của chúng tôi cho thấy rằng hiểu biết của chúng ta về tầng trung lưu tới tầng nhiệt thấp là khá nghèo nàn?. Tầng nhiệt là tầng khí quyển nằm ngay trên tầng trung lưu.
Công trình nghiên cứu trên cũng có sự tham gia của nhà vật lý Miguel Larsen, PhD của ĐHTH Clemson đồng thời cũng là một cựu sinh viên của GS Kelley. Công trình nghiên cứu được tài trợ bởi Viện Khoa học Khí quyển, thuộc Quỹ Khoa học Quốc gia Hoa kỳ.

Theo Sciencedaily
Năm 1927, giáo sư Leonid Kulik đã chụp những bức hình đầu tiên của vụ nổ Tungaska năm 1908 ở rừng taiga. Chúng ta để ý rằng cây rừng bị đổ rạp về một hướng trong một khu vực khá rộng lớn.

Hiện nay tôi đã đặt tạp chí thiên văn - Astronomy magazine về để cho CLB thiên văn nghiệp dư TP.HCM đọc. Vào đầu mỗi tháng khi nhận được tạp chí anh em trong CLB sẽ scan thành đạng pdf và up lên mạng để mọi người có thể load về đọc.
Ý định ban đầu là chỉ lưu hành nội bộ trong CLB, vì làm như thế là vi phạm bản quyền. Tuy nhiên để đặt cả năm với số tiền vài chục USD thì nhiều người nhất là các bạn học sinh sinh viên sẽ khó khăn.
Vì thế cứ đành up lên mạng nếu họ phát hiện thì sẽ chấm đứt
Đầu mỗi tháng bạn nào có nhu cầu đọc tạp chí có thể vào trang http://vietastro.org để lấy link load. Hiện nay đã có số tháng 5, tháng 6. Số tháng 7 đã về VN và đầu tuần sau sẽ có link load.
Mật khẩu để lấy file là tên viết tắt của CLB thiên văn nghiệp dư tpHCM có ở logo CLB.

Tôi đóng góp ý kiến thế này, có lẽ chúng ta nên gửi cho nhau qua email thì khó bị phát hiện hơn? Ai muốn đọc thì email cho người giữ file pdf, rồi người này sẽ gửi lại file qua email. Làm vậy thứ nhất là (có lẽ) khó bị phát hiện hơn. Thứ hai là nếu bị phát hiện thì người ta sẽ phê bình 1 cá nhân (người gửi file) chứ không phải cả 1 tổ chức (CLB thiên văn mà đại diện là trang web đăng file pdf).