Như chúng ta đã thảo luận ở bài viết trước, bức xạ điện từ mang theo rất nhiều những thông tin có giá trị giúp cho chúng ta có thể hiểu rõ hơn về các vật thể thiên văn khác nhau. Tuy nhiên, để có thể giải mã và trích xuất được những loại thông tin này, chúng ta cần phải có một phương pháp cụ thể. Vậy thì chúng ta có thể thực hiện điều này như thế nào?

1. Hiện tượng tán sắc và quang phổ

Quay ngược thời gian trở về quá khứ, vào năm 1672, trong một bài báo khoa học đệ trình lên Hội Hoàng gia, Sir Isaac Newton đã mô tả một thí nghiệm mà trong đó, ông đã cho ánh sáng Mặt Trời đi qua một lỗ nhỏ rồi đi tiếp qua một lăng kính. Newton phát hiện ra rằng ánh sáng Mặt Trời, thứ mà chúng ta thường thấy là ánh sáng trắng, thực chất lại được tạo thành từ một hỗn hợp gồm 7 sắc cầu vồng. Và hiện tượng này đã được đặt tên là hiện tượng tán sắc.

Ban đầu, ánh sáng trắng sẽ di chuyển trong bầu không khí và chạm tới bề mặt đầu tiên của lăng kính – một ranh giới giữa hai môi trường không khí và thủy tinh. Và khi ánh sáng truyền từ một môi trường loãng hơn (không khí) vào một môi trường đặc hơn (chẳng hạn như thủy tinh), nó sẽ bị chậm lại và đổi hướng – tức là ánh sáng bị bẻ cong về phía đường pháp tuyến (một đường thẳng vuông góc với bề mặt). Quá trình này được gọi là khúc xạ.

Có một số yếu tố có thể ảnh hưởng tới hành vi của ánh sáng khi nó đang di chuyển bên trong một vật liệu nhất định. Như chúng ta đã biết, trong môi trường chân không, tốc độ của ánh sáng là không đổi. Nhưng khi nó “chạy nhảy” bên trong một loại vật liệu khác, như thủy tinh chẳng hạn, lúc này tốc độ của nó lại phụ thuộc vào chiết suất của thủy tinh. Vậy thì chiết suất là gì?

Chiết suất (n) là một chỉ số đo lường khả năng bẻ cong và làm chậm ánh sáng của một loại vật liệu nào đó, chẳng hạn như không khí, nước hay thuỷ tinh, so với môi trường chân không.

Trong phương trình Maxwell, chúng ta đã biết rằng tốc độ của ánh sáng có thể được tính toán bằng công thức sau:

Trong đó μ₀ đại diện cho độ từ thẩm – một đại lượng thể hiện khả năng dẫn từ trường của một vật liệu và ε₀ đại diện cho hằng số điện môi – một đại lượng đo lường khả năng lưu trữ năng lượng điện của một vật liệu bất kỳ trong điện trường. Và chiết suất của vật liệu sẽ phụ thuộc vào các tính chất điện từ của nó:

Đối với các vật liệu không có từ tính, μ₀ xấp xỉ bằng 1, nên chiết suất của vật liệu sẽ xấp xỉ bằng căn bậc hai của hằng số điện môi:

Mỗi một loại vật liệu sẽ có một hằng số riêng, từ đó chúng sẽ có những “năng lực” hay “khả năng” bẻ cong và biến đổi ánh sáng theo những cách khác nhau, đặc biệt là tốc độ của nó – được thể hiện thông qua công thức sau:

Trong đó n là chiết suất vật liệu; c là tốc độ ánh sáng trong môi trường chân không và v là tốc độ ánh sáng trong một loại vật liệu nào đó. Chỉ số này càng cao, ví dụ như kim cương có chiết suất là 2,4 – điều này cho thấy kim cương sẽ làm chậm và bẻ cong ánh sáng mạnh hơn so với không khí (với chiết suất là 1,0) – một môi trường cho phép ánh sáng di chuyển nhanh hơn và ít bị bẻ cong hơn.

Chúng ta cũng có thể tiếp tục tính toán tốc độ ánh sáng giữa hai loại vật liệu bất kỳ, chẳng hạn như giữa thuỷ tinh và kim cương, với công thức như sau:

Trong đó n₁ là chiết suất vật liệu thứ nhất, n₂ là chiết suất vật liệu thứ hai, v₁ là tốc độ ánh sáng trong loại vật liệu đầu tiên, v₂ là tốc độ ánh sáng trong loại vật liệu thứ hai.

Không dừng lại ở đó, chúng ta cũng hoàn toàn có thể tính toán được rằng ánh sáng sẽ bị bẻ cong bởi một góc bao nhiêu độ bằng cách sử dụng định luật Snell

Trong đó n₁ là chiết suất vật liệu thứ nhất, n₂ là chiết suất vật liệu thứ hai, θ₁ là góc của tia sáng tới, θ₂ là góc của tia sáng bị khúc xạ.

Khi ánh sáng truyền từ môi trường có chiết suất cao hơn (tốc độ chậm hơn) sang môi trường có chiết suất thấp hơn (tốc độ nhanh hơn), ví dụ như từ nước sang không khí, nó sẽ bị bẻ cong ra xa đường pháp tuyến. Khi góc tới tăng lên, sẽ có một điểm mà tia khúc xạ không thể thoát ra được nữa mà thay vào đó sẽ truyền dọc theo ranh giới. Đây được gọi là góc tới hạn. Ở góc tới hạn, tia sáng khúc xạ sẽ tạo thành một góc khúc xạ 90° so với đường pháp tuyến. Sử dụng định luật Snell, góc tới hạn có thể được tính bằng công thức sau:

Do đó:

Và khi góc tới vượt quá góc tới hạn, phản xạ toàn phần sẽ xảy ra – nơi ánh sáng sẽ được phản xạ hoàn toàn trở lại môi trường ban đầu giống như một tấm gương.

Một yếu tố khác cũng có thể ảnh hưởng đến tốc độ và khả năng ánh sáng bị bẻ cong đó chính là bước sóng. Chiết suất của vật liệu sẽ là cao hơn đối với các bước sóng ngắn hơn, chẳng hạn như tím hay xanh lam và thấp hơn đối với các bước sóng dài hơn, chẳng hạn như đỏ và cam. Như vậy, do ánh sáng tím có bước sóng ngắn nhất nên nó sẽ có tốc độ chậm nhất và bị bẻ cong nhiều nhất bên trong lăng kính. Ngược lại, do ánh sáng đỏ có bước sóng dài nhất nên nó sẽ có tốc độ nhanh nhất và bị bẻ cong ít nhất bên trong lăng kính. Lúc này, ánh sáng trắng đã bị phân tách thành bảy màu khác nhau: Ánh sáng tím sẽ ở gần đáy của lăng kính hơn trong khi ánh sáng đỏ sẽ ở gần đỉnh của lăng kính hơn

Khi ra khỏi bề mặt thứ hai của lăng kính, các tia sáng sẽ tiến vào không khí, một môi trường có chiết suất thấp hơn. Lúc này, chúng sẽ tăng tốc và bị bẻ cong nhiều hơn nữa. Và khi chúng ta có một màn thu để tiếp nhận tất cả các loại màu sắc này, chúng sẽ tạo thành một dải màu được gọi là quang phổ.

Một ví dụ điển hình nhất trong tự nhiên cho hiện tượng tán sắc đó chính là cầu vồng. Các giọt mưa lúc này hoạt động giống như những lăng kính nhỏ và phân tách các tia ánh sáng trắng thành quang phổ. Giả sử một tia nắng đi vào bên trong một giọt mưa. Đầu tiên, ánh sáng sẽ bị khúc xạ khi nó đi từ không khí vào nước; màu xanh và màu tím sẽ bị khúc xạ nhiều hơn màu đỏ. Một phần ánh sáng sau đó sẽ được phản xạ trở lại ở mặt sau của giọt nước và quay về mặt trước, nơi nó lại tiếp tục bị khúc xạ. Kết quả là, ánh sáng Mặt Trời sẽ trở thành một chiếc cầu vồng đầy màu sắc.

Có một điểm đặc biệt ở đây là màu tím sẽ nằm ở phía trên cùng sau khi các màu thoát ra từ giọt mưa. Tuy nhiên, khi chúng ta nhìn vào cầu vồng, màu đỏ lại nằm ở vị trí cao nhất. Nhưng tại sao lại như vậy? 

Bây giờ, bạn hãy kẻ ra một đường thẳng tưởng tượng bắt đầu từ Mặt Trời, đi xuyên qua đầu và điểm giữa hai mắt của bạn. Và mọi thông số về góc mà chúng ta thảo luận sau đây đều được tạo thành so với đường thẳng này.

Mặc dù màu tím bị bẻ cong nhiều hơn bên trong giọt nước nhưng nó lại thoát ra ở góc thấp hơn so với ánh sáng tới của Mặt Trời chiếu vào (khoảng 40,7^o). Lúc này, chùm tia màu tím sẽ đi qua đầu của bạn và bạn sẽ không nhìn thấy nó. Ngược lại, màu đỏ thoát ra khỏi giọt nước ở góc 42,4° nên chỉ những giọt nước ở trên cao mới có vị trí thuận lợi để chiếu ánh sáng đỏ trực tiếp vào đồng tử của chúng ta.

Như vậy, để có thể bắt được màu đỏ, bạn sẽ phải nhìn vào những giọt mưa ở vị trí cao hơn trên bầu trời. Lúc này, màu đỏ sẽ chiếu thẳng vào mắt bạn và màu tím sẽ bay qua đầu bạn. Và để có thể bắt được màu tím, bạn sẽ phải nhìn vào những giọt nước ở vị trí thấp hơn trên bầu trời. Lúc này, màu đỏ sẽ chiếu xuống mặt đất ngay trước mặt bạn.

2. Quang phổ

Khi Newton mô tả các định luật về khúc xạ và tán sắc trong quang học cũng như quan sát quang phổ của Mặt Trời, tất cả những gì ông thấy chỉ là một dải màu liên tục. Tuy nhiên, vào năm 1802, William Wollaston đã chế tạo ra một máy quang phổ cải tiến bao gồm một thấu kính để hội tụ ánh sáng Mặt Trời và đưa lên một màn thu. Với thiết bị này, Wollaston nhận thấy rằng có một số dải màu bị thiếu, xuất hiện dưới dạng các vạch tối ở bên trong quang phổ Mặt Trời. Wollaston cho rằng đây là ranh giới tự nhiên giữa các màu. Vào năm 1815, nhà vật lý người Đức Joseph Fraunhofer, sau khi tiến hành kiểm tra kỹ lưỡng hơn quang phổ mặt trời, đã tìm thấy khoảng 600 vạch tối như vậy. Sau đó, các nhà nghiên cứu đã phát hiện ra rằng những vạch tối tương tự cũng có thể được tạo ra trong quang phổ của các nguồn sáng nhân tạo. Họ đã làm điều này bằng cách cho ánh sáng đi qua các vật chứa một ít khí loãng ở bên trong.

Vậy thì điều này có nghĩa là gì? Có lẽ là ở đây, một số thành phần trong hỗn hợp khí đã hấp thụ một số màu này và không hấp thụ một số màu khác. Tuy nhiên, mỗi một nguyên tố sẽ hấp thụ các màu sắc khác nhau, từ đó các vạch tối sẽ xuất hiện trên quang phổ. Ví dụ, nếu một hỗn hợp khí bao gồm hai nguyên tố thì ánh sáng đi qua nó sẽ thiếu các màu đã bị hai nguyên tố trên hấp thụ (các vạch tối). Như vậy, rõ ràng là các vạch này sẽ “tương ứng” với một số nguyên tố nhất định. Và đây là một phát hiện rất quan trọng trong lịch sử thiên văn học.

Thế nhưng điều gì sẽ xảy ra nếu như chúng ta nung nóng hỗn hợp khí loãng này cho đến khi chúng đủ nóng để có thể tự phát ra ánh sáng của chính chúng? Lúc này, ánh sáng phát ra sẽ không xuất hiện dưới dạng một phổ liên tục mà chỉ có một số vạch sáng riêng biệt. Điều này có nghĩa là hỗn hợp khí nóng này chỉ phát ra ánh sáng ở một số bước sóng (hoặc màu sắc) cụ thể.

Ví dụ, khi nung nóng hydro tinh khiết, nó sẽ phát ra một kiểu màu nhất định; khi nung nóng natri tinh khiết, nó sẽ phát ra một kiểu màu khác. Và màu sắc mà các khí phát ra khi được nung nóng hoàn toàn giống với màu sắc mà chúng đã hấp thụ khi có một nguồn sáng liên tục chiếu vào. Từ những thí nghiệm như vậy, các nhà khoa học bắt đầu nhận thấy rằng các chất hoá học khác nhau sẽ có các dấu hiệu quang phổ riêng biệt, nhờ đó chúng ta có thể phát hiện ra sự hiện diện của chúng.

Như vậy, chúng ta sẽ có ba loại quang phổ chính. Đầu tiên là quang phổ liên tục (hình thành khi chất rắn hoặc khí rất đặc phát ra bức xạ) – một tập hợp bao gồm tất cả các bước sóng (hoặc màu sắc) của cầu vồng. Thứ hai là quang phổ hấp thụ (absorption) – bao gồm một chuỗi các vạch tối – những màu đã bị các nguyên tố trong hỗn hợp khí lạnh và loãng hấp thụ khi chiếu ánh sáng trắng qua. Cuối cùng là quang phổ phát xạ (emission), xuất hiện dưới dạng một chuỗi các vạch sáng ở các bước sóng nhất định. Nếu một hỗn hợp các nguyên tử khí bị kích thích và không có một nguồn sáng liên tục nào phía sau, chúng ta sẽ thấy các nguyên tử bị kích thích phát ra loại quang phổ này.

Khi chúng ta có một chất khí nóng và loãng, mỗi nguyên tố hoặc một hợp chất hóa học cụ thể sẽ tạo ra một mô hình quang phổ rất “đậm chất riêng”. Không có hai loại nguyên tử hoặc phân tử nào có cùng một mô hình quang phổ hoàn toàn giống nhau. Nói theo cách khác, mỗi một loại khí chỉ có thể hấp thụ hoặc phát ra một số bước sóng (hoặc màu) nhất định. Nhiệt độ và một số các điều kiện khác sẽ quyết định sự xuất hiện của các vạch sáng hay vạch tối (ánh sáng bị hấp thụ hay phát ra), nhưng bước sóng của các vạch sáng – tối này đối với bất kỳ nguyên tố nào sẽ đều giống y hệt nhau trong cả hai trường hợp. Và chính mô hình này đã tạo nên những dấu ấn rất riêng biệt của mỗi nguyên tố. 

Bên cạnh chất khí, chất lỏng và chất rắn cũng có thể tạo ra các vạch quang phổ nhưng các vạch này thường sẽ rộng hơn và khó có thể xác định một cách rõ ràng. Tuy nhiên, loại quang phổ này cũng có thể được sử dụng để phân tích ánh sáng phản xạ từ bề mặt của một tiểu hành tinh gần đó hay ánh sáng từ một thiên hà xa xôi.

Như vậy, các vạch tối xuất hiện trên quang phổ Mặt Trời là bằng chứng cho sự tồn tại của một số nguyên tố hóa học nằm giữa chúng ta và Mặt Trời đang hấp thụ các bước sóng nhất định đến từ dải quang phổ liên tục này. Vì không có nhiều vật chất nằm bên trong không gian giữa chúng ta và Mặt Trời, các nhà thiên văn học nhận ra rằng các nguyên tử thực hiện quá trình hấp thụ phải nằm trong một lớp khí quyển mỏng và lạnh hơn ở xung quanh Mặt Trời. Do đó, chúng ta có thể sử dụng các chỉ báo này để tìm ra được các thành phần cấu tạo của toàn bộ Mặt Trời. Tương tự, chúng ta có thể sử dụng các vạch hấp thụ và phát xạ này để phân tích các thành phần của những ngôi sao và các đám mây khí khác trong không gian.

Như vậy, phân tích quang phổ chính là chìa khóa của thiên văn học hiện đại. Chỉ có cách này thì chúng ta mới có thể “lấy mẫu” các ngôi sao – những vật thể vốn dĩ là quá xa để chúng ta có thể trực tiếp đến thăm. Năm 1860, nhà vật lý người Đức Gustav Kirchhoff trở thành người đầu tiên sử dụng quang phổ để xác định các nguyên tố ở bên trong Mặt Trời khi ông tìm thấy các dấu hiệu quang phổ của khí natri. Trong những năm tiếp theo, các nhà thiên văn học đã tìm thấy nhiều nguyên tố hóa học khác bên trong Mặt Trời và các ngôi sao. Trên thực tế, nguyên tố heli đã được phát hiện lần đầu tiên trong quang phổ của Mặt Trời và sau đó mới được xác định thực tế tại Trái Đất.

Vậy thì tại sao mỗi nguyên tố lại có riêng cho mình những vạch quang phổ khác nhau nhiều đến vậy? Để trả lời được câu hỏi này, trước tiên, chúng ta cần phải có cho mình một mô hình nguyên tử.

3. Cấu trúc của nguyên tử

Ý tưởng cho rằng vật chất được cấu tạo từ những hạt nhỏ bé gọi là nguyên tử đã có từ hơn 25 thế kỷ trước. Tuy nhiên, mãi đến thế kỷ XX, các nhà khoa học mới phát minh ra những dụng cụ cho phép họ nghiên cứu sâu hơn về những hạt nhỏ bé này. Hoá ra, nguyên tử là một cấu trúc khá phức tạp và được cấu tạo từ những hạt còn nhỏ hơn nữa.

Loại hạt đầu tiên trong số này được nhà vật lý người Anh James (J.J.) Thomson phát hiện vào năm 1897. Được đặt tên là electron, hạt này mang điện tích âm. Trong trạng thái bình thường, nguyên tử sẽ là trung tính về điện nên lượng điện tích âm của electron phải được cân bằng bởi một lượng điện tích dương tương đương.

Bước tiếp theo là chúng ta sẽ phải xác định vị trí của các điện tích dương và điện tích âm trong nguyên tử. Năm 1911, nhà vật lý người Anh Ernest Rutherford đã thiết kế một thí nghiệm trong đó ông đã bắn phá một mảnh lá vàng cực mỏng, chỉ dày khoảng 400 nguyên tử, bằng một chùm hạt alpha – tức là các nguyên tử heli đã mất đi electron và do đó mang điện tích dương. Hầu hết các hạt này đều đi xuyên qua lá vàng như thể chẳng có thứ gì đang cản đường nó cả. Tuy nhiên, khoảng 1 trong 8000 hạt alpha đã bật ngược trở lại. Rutherford viết:

Đó là sự kiện đáng kinh ngạc nhất đã từng xảy ra trong đời tôi. Nó kinh ngạc đến mức giống như bạn bắn một quả pháo 15 inch vào một mảnh giấy mỏng và nó bật ngược trở lại

Cách duy nhất để giải thích hiện tượng các hạt đổi hướng khi va chạm với lá vàng là giả định rằng gần như toàn bộ khối lượng, cũng như toàn bộ điện tích dương trong mỗi nguyên tử vàng, đều phải nằm ở bên trong một vùng trung tâm rất nhỏ được gọi là hạt nhân. Khi một hạt alpha mang điện tích dương va chạm với hạt nhân, nó sẽ phải đổi hướng. Bên cạnh đó, mô hình của Rutherford đã đặt các electron quay xung quanh hạt nhân này giống như một hệ Mặt Trời thu nhỏ. Nếu electron đứng yên, điện tích dương sẽ hút điện tích âm và electron sẽ rơi vào bên trong hạt nhân. 

Ngoài ra, vì cả electron và hạt nhân đều rất rất nhỏ, bên trong nguyên tử phần lớn sẽ là không gian trống rỗng, đó là lý do tại sao gần như tất cả các hạt alpha của Rutherford đều có thể đi xuyên qua lá vàng.

Nguyên tử đơn giản nhất (và phổ biến nhất trong các ngôi sao) là hydro. Hạt nhân của hydro thông thường chứa một proton. Xung quanh proton này là một electron. Khối lượng của electron nhỏ hơn khối lượng của proton gần 2000 lần và electron mang một lượng điện tích bằng với lượng điện tích của proton nhưng chúng sẽ trái dấu.

Trong tự nhiên cũng có rất nhiều loại nguyên tử khác. Ví dụ, heli là nguyên tố phong phú thứ hai bên trong Mặt Trời. Heli có hai proton trong hạt nhân thay vì một proton như ở hydro. Ngoài ra, hạt nhân heli chứa hai neutron, các hạt có khối lượng tương đương với proton nhưng không mang điện tích. Heli cũng có hai electron chuyển động xung quanh hạt nhân này, do đó tổng điện tích của nguyên tử heli sẽ là bằng không

Như vậy, chúng ta có thể thấy rằng, tên của một nguyên tố (bao gồm nhiều nguyên tử bên trong nó) sẽ được xác định bởi số proton nằm bên trong hạt nhân của nguyên tử. Ví dụ, bất kỳ nguyên tử nào có 6 proton đều là nguyên tố cacbon, 8 proton là oxy, 26 proton là sắt và 92 proton là urani. Trên Trái Đất, một nguyên tử điển hình thường có số electron bằng với số proton, và các electron này sẽ chuyển động theo các quỹ đạo rất phức tạp xung quanh hạt nhân. 

Bên trong hạt nhân, tỷ lệ neutron – proton sẽ gia tăng cùng với số proton nhưng mỗi nguyên tố lại có những đặc điểm riêng. Số lượng neutron không nhất thiết phải giống nhau đối với tất cả các nguyên tử của cùng một nguyên tố. Ví dụ, hầu hết các nguyên tử hydro đều không mang theo bất kỳ hạt neutron nào cả. Tuy nhiên, chúng ta cũng có những nguyên tử hydro có một proton và một neutron và những nguyên tử khác thì lại có một proton và hai neutron. Như vậy, các hạt nhân có số lượng neutron khác nhau được gọi là đồng vị. Bạn cũng có thể hiểu các đồng vị giống như anh chị em ruột trong một “gia đình” nguyên tố – tất cả đều có mối quan hệ gần gũi nhưng có đặc điểm ngoại hình, tính cách và hành vi khác nhau.

Tuy nhiên, mô hình nguyên tử của Rutherford lại gặp phải một vấn đề khá nghiêm trọng. Lý thuyết bức xạ điện từ của Maxwell cho rằng khi các electron thay đổi tốc độ hoặc hướng chuyển động, chúng phải phát ra năng lượng. Các electron quay quanh hạt nhân liên tục thay đổi hướng chuyển động. Vì vậy, chúng phải phát ra một dòng năng lượng liên tục. Áp dụng lý thuyết này của Maxwell vào mô hình của Rutherford, lẽ ra tất cả các electron sẽ phải di chuyển xoắn ốc vào bên trong hạt nhân của nguyên tử khi chúng mất dần năng lượng. Và sự sụp đổ này diễn ra vô cùng nhanh chóng, chỉ trong khoảng 10^–16 giây. Vậy thì làm thế nào mà các electron vẫn có thể di chuyển xung quanh hạt nhân mà không bị sụp đổ vào bên trong?

Để giải quyết được vấn đề này, nhà vật lý người Đan Mạch Niels Bohr đã cố gắng phát triển một mô hình nguyên tử khác. Ông đề xuất rằng electron chỉ có thể chuyển động trong một số quỹ đạo nhất định. Miễn là các electron chỉ chuyển động trong những quỹ đạo “cho phép” này, nó sẽ không phát ra năng lượng. Năng lượng của nó sẽ chỉ thay đổi nếu nó chuyển từ quỹ đạo này sang quỹ đạo khác. Theo lời của nhà sử học và vật lý Abraham Pais, đề xuất này là “một trong những giả thuyết táo bạo nhất từng được đưa ra trong vật lý”. 

Trong mô hình của Bohr, nếu electron chuyển từ quỹ đạo này sang quỹ đạo khác gần với hạt nhân nguyên tử hơn, nó phải giải phóng một phần năng lượng dưới dạng bức xạ điện từ. Tuy nhiên, nếu electron chuyển từ quỹ đạo gần hạt nhân hơn sang quỹ đạo xa hạt nhân hơn, nó cần có thêm năng lượng đến từ một nguồn nào đó ở bên ngoài. 

Một đặc điểm quan trọng khác của mô hình Bohr là mỗi quỹ đạo electron “được phép” xuất hiện xung quanh hạt nhân nguyên tử đều có một giá trị năng lượng nhất định. Do đó, mỗi quỹ đạo sẽ có một giá trị năng lượng riêng. Và để chuyển từ quỹ đạo này sang quỹ đạo khác, chúng ta cần phải thay đổi năng lượng của electron: Nếu electron di chuyển xuống mức năng lượng thấp hơn, năng lượng sẽ được giải phóng; nếu electron chuyển lên mức năng lượng cao hơn, năng lượng phải được hấp thụ từ một nguồn khác. Mỗi bước nhảy (hoặc chuyển tiếp) lên hoặc xuống một trạng thái năng lượng khác sẽ đều có một sự thay đổi năng lượng nhất định (không hơn cũng như không kém dù chỉ một ly hay một hào).

Sau đây là một phép so sánh để giúp bạn dễ hiểu hơn: một tòa nhà chung cư cao cấp với số tiền thuê được quyết định bởi chất lượng tầm nhìn (view). Tòa nhà sẽ có các tầng được đánh số cụ thể. Lúc này, toà nhà sẽ không bao giờ có tầng 5,37 hoặc 9,5 mà chỉ có các tầng nhất định như 1,2,3,4,5,6,7… Thêm vào đó, tiền thuê nhà sẽ ngày càng cao khi bạn tiến lên các tầng cao hơn. Nếu bạn muốn đổi một căn hộ ở tầng 20 lấy một căn hộ ở tầng 2, bạn sẽ không phải trả nhiều tiền thuê hơn. Tuy nhiên, nếu bạn muốn chuyển từ tầng 3 lên tầng 25, tiền thuê nhà của bạn sẽ phải tăng lên. Tương tự, trong một nguyên tử, nơi “rẻ tiền nhất” để một electron “sinh sống” chính là quỹ đạo gần hạt nhân nguyên tử nhất (hay mức năng lượng thấp nhất), và nó cần phải có thêm năng lượng để di chuyển lên một trạng thái cao hơn.

Trong cơ học lượng tử, ánh sáng thường hoạt động giống như các hạt (photon) hơn là sóng. Khi các electron di chuyển từ mức năng lượng này sang mức năng lượng khác, chúng phát ra hoặc hấp thụ các “gói năng lượng nhỏ”: Khi một electron di chuyển lên mức năng lượng cao hơn, nó sẽ hấp thụ một photon. Khi nó di chuyển xuống mức năng lượng thấp hơn, nó sẽ phát ra một photon.

Tuy nhiên, dù là photon hay là sóng, ánh sáng vẫn sẽ là ánh sáng, bất kể chúng ta nhìn nhận nó như thế nào. Do đó, năng lượng “được phép” của mỗi photon được tính toán như sau:

E = h⁡𝑓

Trong đó 𝑓 là tần số, h là hằng số Planck có giá trị là 6,626 × 10^–34 joule-giây (J-s). Photon có năng lượng cao hơn tương ứng với sóng có tần số cao hơn (bước sóng ngắn hơn); photon có năng lượng thấp hơn tương ứng với sóng có tần số thấp hơn (bước sóng dài hơn).

Ví dụ, hãy xem xét một nguyên tử canxi trong bầu khí quyển của Mặt Trời, trong đó một electron đang “muốn” nhảy từ mức năng lượng thấp hơn lên mức năng lượng cao hơn. Để làm được điều này, nó cần phải có 5×10⁻¹⁹ joule năng lượng. Và nó có thể dễ dàng hấp thụ một “gói năng lượng” photon đến từ sâu bên trong Mặt Trời. Photon này tương đương với một sóng ánh sáng có tần số khoảng 7,5×10¹⁴ hertz và có bước sóng khoảng 3,9×10⁻⁷ mét (393 nanomet), nằm trong phần tím đậm của quang phổ ánh sáng khả kiến.

4. Sự hình thành của các vạch quang phổ

Bây giờ, chúng ta sẽ sử dụng mô hình Bohr để hiểu được cách mà các vạch quang phổ được hình thành. Giả sử một chùm ánh sáng trắng chiếu xuyên qua một hỗn hợp khí hydro. Một photon có bước sóng 656 nanomet mang theo năng lượng vừa đủ để kích thích một electron trong nguyên tử hydro từ quỹ đạo thứ hai lên quỹ đạo thứ ba. Do đó, khi các photon ở tất cả các dạng năng lượng (hoặc là bước sóng hay màu sắc) khác nhau đi qua các nguyên tử hydro, các photon có các bước sóng cụ thể này sẽ được hấp thụ bởi những nguyên tử có electron đang ở mức năng lượng thứ hai. Khi các photon được hấp thụ, các electron ở mức năng lượng thứ hai này sẽ chuyển lên mức năng lượng thứ ba, và một số photon có bước sóng và mức năng lượng này sẽ bị thiếu trong chùm ánh sáng trắng, tạo thành các vạch tối.

Bên cạnh các photon trên thì cũng sẽ có các photon khác mang theo năng lượng phù hợp để nâng electron từ quỹ đạo thứ hai lên quỹ đạo thứ tư, hoặc từ quỹ đạo thứ nhất lên quỹ đạo thứ năm,…Và chỉ có những photon mang theo lượng năng lượng chính xác như vậy mới có thể được hấp thụ. Tất cả các photon khác sẽ đi xuyên qua các nguyên tử mà không bị hấp thụ. Do đó, các nguyên tử hydro chỉ hấp thụ các photon ở những bước sóng nhất định và tạo ra các vạch tối ở những bước sóng đó trong toàn bộ quang phổ mà chúng ta nhìn thấy.

Giả sử lúc bấy giờ chúng ta đã có nhiều electron di chuyển lên các mức năng lượng cao hơn. Khi chúng ta tắt nguồn sáng, những electron này sẽ “rơi” trở lại từ các quỹ đạo giàu năng lượng hơn xuống các quỹ đạo ít năng lượng hơn và phát ra các photon có bước sóng tương ứng với sự chênh lệch năng lượng giữa các quỹ đạo “được phép”.

Ví dụ, trong mô hình đơn giản hóa này của nguyên tử hydro, các vòng tròn đồng tâm đại diện cho các quỹ đạo hoặc mức năng lượng “được phép” – tức là một electron trong nguyên tử hydro chỉ có thể tồn tại ở một trong những mức năng lượng (hoặc trạng thái) này, tức là n=1,2,3,4,5… mà không có 1,5; 2,25 hay 4,75… Bằng cách hấp thụ năng lượng, electron sẽ có thể di chuyển đến các mức năng lượng ở xa hạt nhân hơn (và thậm chí thoát hẳn ra ngoài nếu chúng đã hấp thụ một lượng năng lượng đủ lớn).

Chúng ta cũng có thể vẽ ra những mô hình tương tự cho các nguyên tử khác ngoài hydro. Tuy nhiên, vì các nguyên tử này thường có nhiều hơn một electron nên quỹ đạo của chúng thường phức tạp hơn rất nhiều. Tuy nhiên, một kết luận quan trọng đó chính là mỗi loại nguyên tử sẽ có một tập hợp các quỹ đạo electron riêng và không có hai quỹ đạo nào là giống hệt nhau. Điều này có nghĩa là mỗi loại nguyên tử sẽ có một tập hợp các vạch quang phổ “độc đáo” của riêng nó, được tạo ra bởi các electron liên tục chuyển đổi trạng thái giữa tập hợp các quỹ đạo này. Như vậy, nhờ vào phương pháp này, giờ đây chúng ta đã có thể biết được các thành phần hóa học không chỉ của bất kỳ ngôi sao nào mà ngay cả các thiên hà ở rất xa đến nỗi ánh sáng của chúng đã bắt đầu hành trình từ rất lâu trước khi Trái Đất hình thành.

Thông thường, một nguyên tử sẽ ở trạng thái năng lượng thấp nhất có thể, được gọi là trạng thái cơ bản. Trong mô hình nguyên tử hydro của Bohr, trạng thái cơ bản tương ứng với việc electron sẽ nằm ở quỹ đạo trong cùng. Một nguyên tử có thể hấp thụ năng lượng, từ đó electron sẽ “nhảy” lên mức năng lượng cao hơn – đây được gọi là trạng thái kích thích. Thường thì một nguyên tử chỉ có thể duy trì trạng thái kích thích trong một khoảng thời gian rất ngắn. Sau đó, thường là khoảng 1/100.000.000 giây, nó tự động trở về trạng thái cơ bản ổn định hơn và phát ra một photon. Nguyên tử có thể trở lại trạng thái cơ bản trong một hay nhiều bước nhảy. Với mỗi bước nhảy, nó sẽ phát ra một photon có bước sóng tương ứng với độ chênh lệch năng lượng giữa các trạng thái này.

Hình ảnh trên đây minh họa các mức năng lượng của nguyên tử hydro và một số các trạng thái chuyển tiếp có thể xảy ra. Ở hình (a), chúng ta hoàn toàn có thể theo dõi quá trình phát xạ hoặc hấp thụ photon của các electron bên trong nguyên tử hydro theo mô hình Bohr. Mỗi khi một electron “ở dưới đáy xã hội” (n=1) muốn có được vị trí cao hơn thì nó phải hấp thụ năng lượng đến từ các photon, được thể hiện qua các mũi tên của dãy Balmer ở trên cùng. 

Tập hợp các mũi tên tiếp theo chính là dãy Lyman, cho thấy quá trình electron rơi xuống trạng thái cơ bản (n=1) từ các trạng thái năng lượng cao hơn. Điều này có nghĩa là mỗi khi một electron “giàu có” di chuyển về phía hạt nhân, nó có thể giải phóng (hoặc phát ra) một lượng năng lượng mà nó không còn cần tới nữa. 

Ở hình (b), tại các mức năng lượng ngày một cao, mọi thứ ngày càng trở nên chật chội và dần dần tiến đến một điểm tới hạn. Vùng bên trên các đường kẻ ngang trên cùng đang biểu thị các mức năng lượng mà tại đó nguyên tử đã bị ion hóa (tức là electron đã bị tách ra khỏi nguyên tử). Mỗi dãy mũi tên biểu thị quá trình các electron “rơi” từ mức năng lượng cao hơn xuống mức năng lượng thấp hơn và giải phóng các photon trong quá trình này.

Trong một hỗn hợp khí nóng, các nguyên tử chuyển động với tốc độ rất cao và liên tục va chạm với nhau cũng như với các electron tự do. Chúng có thể bị kích thích (electron chuyển lên mức năng lượng cao hơn) hoặc bị giảm kích thích (electron chuyển xuống mức năng lượng thấp hơn) do các va chạm này, cũng như do hấp thụ hay phát ra một photon nhất định. 

Tốc độ của các nguyên tử trong hỗn hợp khí này phụ thuộc vào nhiệt độ. Khi nhiệt độ cao hơn, tốc độ và năng lượng đến từ các vụ va chạm cũng cao hơn. Do đó, khi hỗn hợp này càng nóng, electron càng có nhiều cơ hội “đánh chiếm” các quỹ đạo ngoài cùng, tương ứng với các mức năng lượng cao nhất. Điều này có nghĩa là mức năng lượng mà electron “chiếm dụng” có thể được sử dụng để làm chỉ báo cho chúng ta biết về độ nóng của khí đó. Và với phương pháp này, các vạch hấp thụ trong quang phổ cung cấp cho các nhà thiên văn học thông tin về nhiệt độ của các vùng không gian nơi các vạch này xuất hiện.

Như đã phân tích ở bên trên, một nguyên tử có thể hấp thụ một lượng năng lượng nhất định, nâng nó lên trạng thái kích thích và đẩy một trong các electron của nó ra xa hạt nhân. Nếu nó tiếp tục hấp thụ năng lượng nhiều hơn nữa, electron có thể bị loại bỏ hoàn toàn khỏi nguyên tử, quá trình này được gọi là ion hóa. Và lượng năng lượng tối thiểu cần thiết để loại bỏ một electron ra khỏi một nguyên tử ở trạng thái cơ bản được gọi là năng lượng ion hóa của nó.

Để loại bỏ thêm một electron nằm sâu ở bên trong cấu trúc nguyên tử, nguyên tử đã bị ion hóa (gọi tắt là ion) cần phải hấp thụ một lượng năng lượng lớn hơn nữa. Năng lượng này sẽ tăng dần để loại bỏ electron thứ ba, thứ tư, thứ năm…ra khỏi nguyên tử. Thậm chí, một nguyên tử có thể bị ion hóa hoàn toàn và mất hết tất cả các electron của nó. Ví dụ, một nguyên tử hydro chỉ có một electron nên nó có thể bị ion hóa một lần; một nguyên tử heli có thể bị ion hóa hai lần và một nguyên tử oxy có thể bị ion hóa đến tám lần. Khi chúng ta xem xét các vùng không gian trong vũ trụ – những nơi phát ra rất nhiều các dạng bức xạ năng lượng cao, chẳng hạn như các khu vực hình thành sao, chúng ta có thể thấy rất nhiều các quá trình ion hóa đang diễn ra ở đây.

Một nguyên tử bị ion hóa dương đã mất đi một electron điện tích âm. Lúc này, nó sẽ tạo ra lực hút mạnh đối với bất kỳ các electron tự do nào. Cuối cùng, một hoặc nhiều electron sẽ bị “bắt giữ” và nguyên tử ion hoá dương này sẽ trở về trạng thái trung tính. Trong quá trình bắt giữ các electron, nguyên tử sẽ phát ra một hoặc nhiều photon. Các photon được phát ra phụ thuộc vào việc electron bị bắt giữ ngay lập tức ở mức năng lượng thấp nhất của nguyên tử hay dừng lại ở một hoặc nhiều mức năng lượng chuyển tiếp trên con đường tiến đến trạng thái cơ bản.

Cũng giống như sự kích thích của một nguyên tử có thể xảy ra do va chạm với một nguyên tử bên cạnh, ion hoặc electron khác, quá trình ion hóa cũng có một cơ chế tương tự như vậy: Tốc độ xảy ra các quá trình ion hóa do va chạm phụ thuộc vào tốc độ của các nguyên tử và do đó lại phụ thuộc vào nhiệt độ của hỗn hợp khí—khí càng nóng thì sẽ càng có nhiều nguyên tử bị ion hóa.

Tốc độ “tái kết hợp” của các ion và electron cũng phụ thuộc vào tốc độ tương đối của chúng—tức là vẫn tiếp tục phụ thuộc vào nhiệt độ. Ngoài ra, nó cũng còn phụ thuộc vào mức độ đậm đặc của hỗn hợp khí: hỗn hợp càng đặc thì khả năng tái kết hợp càng lớn bởi vì chúng sẽ “đứng sát” gần nhau hơn. Dựa vào hai yếu tố này, người ta có thể tính toán tỷ lệ các nguyên tử đã bị ion hóa một lần, hai lần,… Ví dụ, đối với Mặt Trời, chúng ta thấy rằng hầu hết các nguyên tử hydro và heli trong khí quyển của nó đều ở trạng thái trung tính, trong khi hầu hết các nguyên tử canxi (cũng như nhiều nguyên tử nặng hơn khác), đều bị ion hóa một lần.

Mức năng lượng của một nguyên tử bị ion hóa cũng hoàn toàn khác so với mức năng lượng của cùng một nguyên tử đó khi nó ở trạng thái trung tính. Mỗi khi một electron bị loại bỏ khỏi nguyên tử, mức năng lượng của ion, và do đó bước sóng của các vạch quang phổ mà nó có thể tạo ra, sẽ thay đổi. Và điều này sẽ giúp các nhà thiên văn học có thể phân biệt các ion của một nguyên tố nhất định. Hydro bị ion hóa, do không có electron, không thể tạo ra các vạch hấp thụ.

5. Hiệu ứng Doppler

Qua các phần trước, chúng ta có thể thấy rằng chỉ cần nhờ vào các vạch quang phổ, các nhà thiên văn học có thể “giải mã” được các nguyên tố xuất hiện bên trong các ngôi sao và thiên hà. Tuy nhiên, cũng có một yếu tố phức tạp khác có thể ảnh hưởng đến độ chính xác trong việc giải mã các thông điệp này: Nếu một ngôi sao đang di chuyển về phía chúng ta hoặc ra xa chúng ta, các vạch quang phổ của nó sẽ nằm ở một vị trí hơi khác trên quang phổ so với một ngôi sao đang đứng yên. Và điều trớ trêu là hầu hết tất cả các vật thể trong vũ trụ này đều đang chuyển động.

Năm 1842, Christian Doppler lần đầu tiên đo lường các tác động của chuyển động lên sóng âm thanh bằng cách thuê một nhóm nhạc công chơi kèn trumpet trên một toa tàu đang di chuyển trên đường ray. Sau đó, ông đã áp dụng tất cả những gì mình học được cho tất cả các loại sóng, bao gồm cả sóng ánh sáng, và ông kết luận rằng nếu một nguồn sáng đang tiến lại gần hoặc lùi ra xa người quan sát, các sóng ánh sáng sẽ bị “ép lại” gần nhau hơn hoặc bị “kéo giãn” ra tương ứng. Nguyên lý này hiện được gọi là hiệu ứng Doppler.

Có thể bạn cũng đã từng trải nghiệm hiệu ứng này đối với sóng âm. Khi tiếng còi xe cứu thương tiến lại gần rồi di chuyển ra xa, bạn sẽ nhận thấy có sự thay đổi về cao độ: tiếng còi sẽ có tần số cao hơn (kêu to hơn) khi tiến về phía bạn và sẽ có tần số thấp hơn (kêu nhỏ hơn) khi di chuyển ra xa bạn.

Và sóng ánh sáng cũng hoạt động dựa trên cơ chế tương tự như vậy. Trong hình (a), nguồn sáng (S) sẽ đứng yên so với người quan sát. Nguồn sáng này phát ra một loạt các “đợt sóng”, với đỉnh được đánh số là 1, 2, 3 và 4. Các sóng ánh sáng này lan tỏa theo mọi hướng, giống như cách bạn thả một viên sỏi xuống mặt hồ. Khoảng cách giữa các đỉnh sóng được gọi là λ (bước sóng) và người quan sát lúc này sẽ thấy các sóng ánh sáng lan tỏa ra một cách đều đặn. Người quan sát ở bất kỳ vị trí nào khác cũng sẽ nhìn thấy điều tương tự.

Mặt khác, nếu nguồn sáng (S) đang di chuyển so với người quan sát như trong hình (b) thì tình huống sẽ trở nên phức tạp hơn. Trong khoảng thời gian từ khi một đỉnh sóng đã được phát ra cho đến khi đỉnh sóng tiếp theo chuẩn bị xuất hiện, nguồn sáng đã di chuyển một đoạn (về phía dưới trang giấy). Đối với người quan sát A, chuyển động này của nguồn sáng đã làm giảm khoảng cách giữa các đỉnh sóng – nó đang ép các đỉnh sóng lại gần nhau nhau (bước sóng giảm). Đối với người quan sát C, nguồn sáng đang di chuyển ra xa. Kết quả là, các sóng đang bị kéo giãn ra do chuyển động của nguồn phát, làm cho bước sóng tăng lên và tần số giảm xuống. Đối với người quan sát B ở hướng vuông góc với chuyển động của nguồn phát, không có hiệu ứng đặc biệt nào xảy ra ở đây. Bước sóng và tần số vẫn được giữ nguyên như ở hình (a).

Như vậy, khi một nguồn sóng di chuyển về phía bạn, bước sóng sẽ bị “ép lại”. Nếu đó là ánh sáng khả kiến thì màu sắc của nó sẽ có sự thay đổi: Khi bước sóng giảm, màu sắc sẽ dịch chuyển về phía màu xanh lam của quang phổ. Đây được gọi là hiện tượng dịch chuyển xanh. Tuy nhiên, khi nguồn sóng di chuyển ra xa bạn và bước sóng bị “kéo giãn” ra, chúng ta gọi đây là hiện tượng dịch chuyển đỏ. 

Vì vậy, khi một vật thể di chuyển hướng về phía chúng ta hoặc di chuyển ra xa khỏi chúng ta thì hiệu ứng Doppler lại càng lớn, được thể hiện thông qua công thức sau:

Trong đó, λ là bước sóng phát ra từ nguồn, Δλ là hiệu số giữa bước sóng phát ra từ nguồn và bước sóng đo được bởi người quan sát, c là tốc độ ánh sáng và v là tốc độ tương đối giữa người quan sát và nguồn sóng.

Giả sử một vạch quang phổ của hydro, thông thường sẽ xuất hiện ở bước sóng 500 nm, được quan sát thấy trong quang phổ của một ngôi sao ở bước sóng 500,1 nm. Ngôi sao đó đang chuyển động về phía Trái Đất hay ra xa Trái Đất với tốc độ bao nhiêu? Do ánh sáng bị dịch chuyển sang một bước sóng dài hơn, điều này có nghĩa là ngôi sao đang di chuyển ra xa chúng ta với vận tốc là:

Nếu một ngôi sao đang tiến lại gần hoặc đi ra xa chúng ta, các bước sóng ánh sáng trong quang phổ liên tục của nó sẽ ngắn lại hoặc dài ra tương ứng, cũng như đối với bước sóng của các vạch tối. Tuy nhiên, trừ khi tốc độ của nó lên đến hàng chục nghìn km/s, ngôi sao đó sẽ không trở nên xanh hơn hoặc đỏ hơn nhiều lần so với mức bình thường. Do đó, hiệu ứng Doppler rất khó có thể phát hiện trong quang phổ liên tục. Tuy nhiên, bước sóng của các vạch hấp thụ có thể được đo lường một cách rất chính xác và hiệu ứng Doppler cũng tương đối dễ phát hiện.

Lúc này, có lẽ bạn đang tự hỏi: nếu tất cả các ngôi sao đều đang chuyển động và những chuyển động này lại làm thay đổi bước sóng của mỗi vạch quang phổ, liệu đây có phải là thảm họa đối với các nhà thiên văn học đang cố gắng tìm kiếm các nguyên tố cấu thành nên các ngôi sao hay không? Xét cho cùng, chính bước sóng (hay màu sắc) sẽ cho các nhà thiên văn học biết đây là vạch quang phổ thuộc về nguyên tố nào. Và nếu mỗi vạch trong quang phổ giờ đây bị dịch chuyển sang một bước sóng (hoặc màu sắc) khác, làm sao để họ có thể biết được là mình đang quan sát hoặc tìm thấy những nguyên tố nào nằm bên trong một ngôi sao?

Như chúng ta đã biết, chính các vạch phổ đặc trưng của hydro hoặc canxi sẽ cho phép chúng ta có thể phân biệt được các nguyên tố với nhau. Và hiệu ứng Doppler không làm thay đổi các vạch phổ đặc trưng này, nó chỉ dịch chuyển toàn bộ mô hình này về phía bước sóng đỏ hoặc về phía bước sóng xanh. Và mô hình bị dịch chuyển này vẫn rất dễ nhận ra. Quan trọng hơn hết, khi chúng ta nhận ra được mô hình của một nguyên tố quen thuộc, mức độ dịch chuyển của mô hình này cũng sẽ cho chúng ta biết được tốc độ của các vật thể chứa các nguyên tố này. Và để hiểu chi tiết hơn về vấn đề này, hẹn gặp lại bạn ở bài viết sau nha.