cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Chớp gamma
Lịch sử
Chớp gamma lần đầu tiên đo được vào cuối thập niên 1960 bởi các vệ tinh Vela của quân đội Hoa Kỳ. Chúng được chế tạo nhằm phát hiện các chùm bức xạ tia gamma phát ra từ những vụ thử nghiệm vũ khí hạt nhân trong khí quyển. Hoa Kỳ đã nghi ngờ Liên Xô vẫn cố gắng thực hiện các vụ thử vũ khí hạt nhân bí mật ngay cả khi họ đã ký vào Hiệp ước cấm thử vũ khí hạt nhân (Nuclear Test Ban Treaty) vào năm 1963. Ngày 2 tháng 7 năm 1967, lúc 14:19 UTC, hai vệ tinh Vela 4 và Vela 3 dò được một chớp bức xạ gamma có dấu hiệu khác với nguồn gốc từ vụ nổ vũ khí hạt nhân. Không chắc chắn về điều gì đã xảy ra nhưng không xem đây là vấn đề đặc biệt khẩn cấp, đội nghiên cứu ở phòng thí nghiệm khoa học Los Alamos, do Ray Klebesadel đứng đầu, đã bắt đầu khảo cứu dữ liệu thu được. Khi có thêm các vệ tinh Vela được phóng lên cùng với các thiết bị tốt hơn, đội Los Alamos tiếp tục tìm thấy ở trong dữ liệu của họ các chớp gamma không thể giải thích được nguyên nhân. Bằng cách phân tích thời gian đến khác nhau của chớp đo được bởi các vệ tinh khác nhau, đội nghiên cứu có thể tìm ra vị trí sơ bộ nguồn phát của 16 chớp gamma và khẳng định chắc chắn chúng không có nguồn gốc từ Trái Đất hay Mặt Trời. Các khám phá này đã được giải mật và công bố vào năm 1973.
thumb|left|250px|Vị trí trên bầu trời của mọi chớp gamma do thiết bị BATSE đo được. Có thể thấy sự phân bố là đồng đều, mà không có một sự tập trung đặc biệt nào về mặt phẳng của Ngân Hà, mặt phẳng chạy ngang qua tâm của bức ảnh này.
Hầu hết các lý thuyết ban đầu giải thích chớp tia gamma đều cho rằng các nguồn phát nằm bên trong Ngân Hà. Từ năm 1991, Đài quan sát tia gamma Compton (CGRO) và thiết bị BATSE (Burst and Transient Source Explorer), một thiết bị dò tia gamma cực kỳ nhạy gắn trên vệ tinh Compton, đã cung cấp dữ liệu chứng minh sự phân bố của các GRBs là đẳng hướng—không chệch về bất kỳ một hướng đặc biệt nào trong không gian. Nếu các nguồn nằm ở bên trong thiên hà của chúng ta thì chúng sẽ tập trung nhiều ở trong hay gần mặt phẳng thiên hà. Việc không có một miền tập trung đặc biệt nào của các GRB trên bầu trời chứng tỏ mạnh mẽ rằng các chớp gamma phải đến từ bên ngoài Ngân Hà. Tuy nhiên, một số mô hình của Ngân Hà vẫn phù hợp với sự phân bố đẳng hướng của các GRB.
Các vật thể có khả năng là nguồn phát
Trong nhiều thập kỷ sau khám phá GRB, các nhà thiên văn đã tiến hành tìm kiếm các bức xạ đồng hành phát ra từ nguồn chớp gamma ở những bước sóng khác nhau: nếu có bất kỳ một thiên thể nào có vị trí trùng với vị trí của chớp vừa mới quan sát được. Các nhà thiên văn đã xét nhiều loại vật thể khác nhau, bao gồm sao lùn trắng, pulsar, siêu tân tinh, cụm sao cầu, quasar, các thiên hà Seyfert, và các vật thể BL Lac. Tất cả những tìm kiếm này đã không thành công, và trong một vài trường hợp có thể xác định vị trí của các chớp với độ chính xác cao thì cho thấy không có một vật thể sáng tự nhiên nào nằm trong phạm vi được cho là nguồn phát GRB xác định bởi các vệ tinh. Kết quả này gợi ra nguồn phát GRB phải là những ngôi sao rất mờ hoặc nằm ở các thiên hà rất xa. Ngay cả các vị trí chính xác nhất cũng chứa tời vài sao mờ và thiên hà, và các nhà thiên văn tin rằng cần thiết phải có các thiết bị với độ chính xác cao hơn gắn trên những vệ tinh mới cũng như hệ thống thông tin cảnh báo phải nhanh hơn mới đủ để xác định rõ nguồn gốc của chớp gamma.
nhỏ|250px|Vệ tinh của Italia–Hà Lan [[BeppoSAX, phóng lên tháng 4 năm 1996, đã lần đầu tiên cung cấp được vị trí chính xác của các chớp gamma, cho phép thực hiện các quan sát tiếp theo và nhận ra bản chất nguồn phát.]]
Bức xạ muộn
nhỏ|phải|250px|Ảnh chụp ánh sáng muộn của GRB 970508 một tháng sau khi phát hiện chớp GRB. Một số mô hình lý thuyết giải thích nguồn gốc của chớp tia gamma đề xuất sau khi các chớp tia gamma ban đầu bùng phát thì giai đoạn tiếp theo sẽ xuất hiện các bức xạ ở bước sóng dài hơn mà chúng sẽ mờ đần đi theo thời gian. Các bức xạ bước sóng dài hơn tạo bởi sự va chạm giữa vật chất phóng ra từ vụ nổ với khí ở môi trường liên sao. Bức xạ mờ dần đi này được gọi là "bức xạ muộn" ("afterglow"). Các tìm kiếm ban đầu cho bức xạ muộn này đã không thành công, phần lớn bởi vì khó nhận ra vị trí của chớp ở bước sóng dài hơn ngay sau khi phát hiện được chớp tia gamma ban đầu. Bước đột phá đến vào tháng 2 năm 1997 khi vệ tinh BeppoSAX dò được chớp tia gamma (GRB 970228 ) và khi cảm biến tia X gắn trên vệ tinh này được hướng về phía nguồn phát, nó đã đo được bức xạ tia X cùng từ một nguồn. Kính thiên văn William Herschel trên mặt đất đã phát hiện thấy ánh sáng muộn khoảng 20 tiếng sau chớp lần đầu. Khi GRB mờ đi, ảnh chụp trường sâu có thể nhận ra thiên hà chủ mờ nằm ở xa tại vị trí của GRB nhờ đã biết vị trí của ánh sáng muộn.
Bởi vì các thiên hà chủ có độ sáng rất yếu, trong một vài năm khoảng cách chính xác đến nó rất khó đo được. Kể từ đó, một khám phá lớn khác đó là ở sự kiện đo bởi BeppoSAX, chớp tia gamma GRB 970508. Chỉ trong vòng 4 tiếng sau khi phát hiện các nhà thiên văn đã xác định được vị trí của nguồn phát, cho phép họ thực hiện các quan sát tiếp theo sớm hơn nhiều so với các sự kiện trước đó. Phổ hấp thụ của vật thể tiết lộ dịch chuyển đỏ z = 0,835, và khoảng cách từ Trái Đất đến nguồn phát xấp xỉ 6 tỷ năm ánh sáng. Đây là ước lượng khoảng cách chính xác đầu tiên cho một GRB, và cùng với việc khám phá ra thiên hà chủ của 970228 chứng tỏ rằng các chớp tia gamma nằm ở các thiên hà rất xa. Chỉ trong vòng một vài tháng, các tranh luận xung quanh khoảng cách tới nguồn phát GRB đã kết thúc: GRB là những sự kiện nằm ngoài Ngân Hà phát từ những thiên hà mờ xa xôi. Năm sau, GRB 980425 được phát hiện trong vòng một ngày xảy ra vụ nổ siêu tân tinh (SN 1998bw), có vị trí trùng nhau, cho thấy bằng chứng về mối liên hệ rõ ràng giữa các GRB và vụ sụp đổ của những ngôi sao khối lượng lớn. Chớp tia gamma này đã cung cấp chứng cứ mạnh đầu tiên về bản chất của hệ phát ra GRB.
nhỏ|250px|[[Phi vụ phát hiện chớp tia gamma Swift|Tàu không gian Swift của NASA phóng lên tháng 11 năm 2004]]
BeppoSAX hoạt động cho đến tận 2002 và Đài quan sát tia gamma Compton (với thiết bị BATSE) ngừng hoạt động vào năm 2000. Tuy nhiên, cuộc cách mạng trong nghiên cứu chớp tia gamma đã thúc đẩy phát triển một số thiết bị được thiết kế chuyên biệt dùng cho khám phá bản chất của GRB, đặc biệt vào những thời điểm sớm nhất ngay sau vụ nổ. Phi vụ đầu tiên như thế, HETE-2, phóng lên vào năm 2000 và hoạt động cho đến 2006, cung cấp nhiều khám phá lớn trong giai đoạn này. Một trong những phi vụ không gian thành công nhất cho tới nay, tàu Swift, được phóng lên vào 2004 và cho đến 2017 vẫn còn đang hoạt động. Swift được trang bị một thiết bị dò tia gamma rất nhạy cũng như được gắn thêm các kính thiên văn quang học và tia X, chúng có thể nhanh chóng và tự động hướng về nguồn phát để quan sát bức xạ muộn.
Gần đây hơn, phi vụ Fermi được phóng lên và mang theo thiết bị Giám sát chớp tia gamma, có khả năng phát hiện vài trăm chớp trong một năm, một vài trong số đó đủ sáng để có thể quan sát ở mức năng lượng cực cao bằng Kính thiên văn diện tích lớn gắn trên Fermi. Trong khi đó, trên mặt đất, rất nhiều kính thiên văn quang học đã được xây dựng hoặc chỉnh sửa để có thể phù hợp với các phần mềm điều khiển robot cho phép đáp ứng ngay lập tức với các tín hiệu gửi về từ Mạng lưới điều phối chớp tia gamma (Gamma-ray Burst Coordinates Network). Sự kết hợp này cho phép các kính thiên văn nhanh chóng hướng về nguồn phát GRB, thường trong khoảng vài giây sau khi nhận được tín hiệu cảnh báo và trong khi bức xạ gamma vẫn đang xảy ra.
Các phát triển mới trong vài năm qua bao gồm công nhận một lớp riêng biệt chớp tia gamma ngắn (dường như chúng phát ra từ sự va chạm của hai sao neutron mà không bắt nguồn từ vụ nổ siêu tân tinh), khám phá các hoạt động lóe và mở rộng ở bước sóng tia X kéo dài trong nhiều phút sau các sự kiện GRB, và khám phá ra chớp sáng nhất (GRB 080319B) và chớp từng được coi là xa nhất (GRB 090423) trong vũ trụ. Chớp GRB xa nhất từng được biết đến, GRB 090429B, hiện nay được coi là một trong những vật thể xa nhất trong vũ trụ.
Phân loại
nhỏ|250px|trái|Đồ thị cường độ bức xạ theo thời gian (light curves) của chớp tia gamma. Biểu đồ cường độ ánh sáng (light curve) của chớp gamma rất đa dạng và phức tạp. Không có hai chớp tia gamma có đồ thị đường cong ánh sáng trùng nhau, với mức độ thay đổi lớn được quan sát ở hầu hết từng đặc tính: khoảng thời gian quan sát được phát ra có thể biến đổi từ vài mili giây cho đến vài chục phút, có một đỉnh nhọn hoặc thêm một vài đỉnh con, từng đỉnh có dạng đối xứng hoặc sáng lên nhanh chóng rồi mờ chậm dần. Hoặc trước khi xảy ra sự kiện chính có chớp yếu hơn xuất hiện sau đó (khoảng vài giây hoặc vài phút mà không có thêm phát xạ nào) đến giai đoạn bức xạ cường độ mạnh "thực sự". Đường cong ánh sáng của một số sự kiện có dạng cực kỳ hỗn độn và phức tạp mà không thể hiện rõ có phần đặc trưng nào.
Mặc dù một số biểu đồ cường độ ánh sáng có thể tái dựng lại sơ lược bằng cách áp dụng các mô hình đơn giản hóa, tiến trình hiểu biết đầy đủ các dạng đồ thị đường cong cường độ của ánh sáng khả kiến diễn ra một cách chậm chạp. Các nhà vật lý thiên văn đã đề xuất một số mô hình, nhưng chúng thường chỉ dựa trên các sự khác biệt trong hình dạng của đường cong và không phải luôn luôn phản ánh bản chất vật lý thực thụ khác nhau ở nguồn gốc của vụ nổ. Tuy nhiên, khi vẽ ra sự phân bố của khoảng thời gian quan sát đối với một số lớn các sự kiện chớp gamma, đã thể hiện rõ ràng hai kiểu khác nhau, gợi ra sự tồn tại của hai loại chớp tia gamma phân biệt: một loại "ngắn" với thời gian xảy ra trung bình trong khoảng 0,3 giây và một loại "dài" với thời gian trung bình 30 giây. Sự phân bố của hai loại này rất rộng với một miền giao nhau đáng kể, trong đó việc phân biệt kiểu sự kiện mà chỉ dựa trên khoảng thời gian xảy ra là rất khó. Các nhà vật lý thiên văn đã đề xuất thêm các hệ thống phân loại chớp tia gamma ngoài hệ thống hai loại vừa nêu, dựa trên dữ liệu quan sát và mô hình lý thuyết.
Chớp tia gamma ngắn
nhỏ|250px|[[Kính thiên văn không gian Hubble chụp được ánh sáng muộn trong miền hồng ngoại của một vụ nổ kilonova. ]]
Các sự kiện có thời khoảng ngắn hơn 2 giây được phân loại thành các chớp tia gamma ngắn. Chúng chiếm khoảng 30% số lượng chớp quan sát được, nhưng cho đến tận năm 2005, chưa có giai đoạn ánh sáng muộn nào được quan sát từ sự kiện ngắn nào và hiểu biết về nguồn gốc của chớp ngắn vẫn còn rất ít. Kể từ đó, hàng tá chớp gamma ngắn với ánh sáng muộn đã được phát hiện và xác nhận vị trí, một vài trong số chúng nằm ở vùng có ít hoặc không có quá trình hình thành các sao mới, như ở các thiên hà elip và vùng trung tâm ở các quần tụ thiên hà lớn. Kết quả này loại trừ khả năng liên hệ đến vụ nổ của một ngôi sao khối lượng lớn, xác nhận nguồn gốc vật lý của chớp tia gamma ngắn khác hẳn với các sự kiện dài. Thêm vào đó, dường như các chớp ngắn không đi kèm theo vụ nổ siêu tân tinh.
Nguồn gốc của chớp tia gamma ngắn từ vụ nổ kilonovae đã được xác nhận khi chớp ngắn GRB 170817A đã được phát hiện 1,7 s sau tín hiệu sóng hấp dẫn GW170817, đó là tín hiệu từ vụ va chạm sáp nhập của hai sao neutron.
Chớp tia gamma kéo dài
Hầu hết các sự kiện đã được quan sát (70%) có khoảng thời gian diễn ra lớn hơn 2 giây và được phân loại thành chớp tia gamma dài. Bởi vì các sự kiện này chiếm đa số và chúng có xu hướng có bức xạ muộn sáng nhất, các chi tiết và đặc điểm của loại này đã được quan sát tốt hơn so với các đặc điểm của lớp tia gamma ngắn. Hầu như các chớp gamma dài đã được nghiên cứu kỹ đều có mối liên hệ với một thiên hà có vùng hình thành sao mạnh, và trong nhiều trường hợp cũng có liên hệ với vụ nổ siêu tân tinh suy sụp lõi, và do vậy có mối liên hệ giữa chớp GRB dài và sự kết thúc của các ngôi sao khối lượng lớn. Quan sát bức xạ muộn của chớp GRB dài, ở vị trí có độ dịch chuyển đỏ cao, cũng cho kết quả nhất quán với chớp GRB dài có nguồn gốc từ những vùng hình thành sao.
Chớp tia gamma siêu kéo dài
Những sự kiện này nằm ở phần cuối của biểu đồ phân bố các chớp GRB dài, diễn ra lâu hơn 10.000 giây. Chúng đã từng được đề xuất xếp thành một lớp các sự kiện riêng biệt, có nguồn gốc từ sự suy sụp hấp dẫn của một sao khổng lồ xanh, hay một sự kiện ngôi sao bị xé toạc bởi lực thủy triều hoặc bởi sao từ mới hình thành. Chỉ một số nhỏ các sự kiện như vậy đã được phát hiện, với đặc trưng cơ bản là khoảng thời gian phát xạ tia gamma. Sự kiện xảy ra trong thời gian lâu được nghiên cứu nhiều nhất đó là GRB 101225A và GRB 111209A. Tỷ lệ phát hiện thấp các sự kiện như thế có thể là do độ nhạy thấp của các thiết bị đo hiện tại đối với các sự kiện xảy ra trong thời gian dài, hơn là phản ánh tần suất xảy ra thực sự của kiểu sự kiện này. Mặt khác, một nghiên cứu năm 2013, chỉ ra tồn tại chứng cứ cho một lớp các sự kiện GRB siêu kéo dài với một loại nguồn phát được đề xuất, và cần thiết phải có quan sát đa bước sóng để đi đến được kết luận chính xác.
Năng lượng và chùm phát
nhỏ|250px|Minh họa chớp tia gamma phát sáng từ một vùng đang hình thành các ngôi sao trẻ. Năng lượng từ vụ nổ tập trung chiếu thành hai chùm tia hẹp, phát ra ngược hướng nhau. Khi quan sát từ Trái Đất chớp tia gamma có độ sáng rất lớn mặc dù khoảng cách điển hình của một chớp đến Trái Đất cũng rất xa. Một GRB xảy ra tương đối lâu trung bình có độ lớn quang thông tương đương với một ngôi sao sáng nằm ở Ngân Hà mặc dù vị trí của chớp GRB có thể lên tới hàng tỷ năm ánh sáng (so với chỉ vài chục năm ánh sáng cho hầu hết các ngôi sao có thể quan sát được bằng mắt thường). Phần lớn năng lượng vụ nổ giải phóng dưới bước sóng tia gamma, mặc dù các GRB cũng có độ sáng quang học cực kỳ lớn. Ví dụ, GRB 080319B, có năng lượng phát ra trong phổ ánh sáng khả kiến đạt đỉnh tương đương với cấp sao biểu kiến ở mức 5,8, ở cỡ so với những ngôi sao mờ nhất có thể quan sát bằng mắt thường cho dù chớp này nằm cách hệ Mặt Trời 7,5 tỷ năm ánh sáng. Kết hợp giá trị về khoảng cách và độ sáng cho thấy đây là những nguồn phát ra năng lượng cực kỳ lớn. Giả sử vụ nổ chớp gamma tỏa ra theo hình cầu, tổng năng lượng phát ra của một vụ nổ điển hình có thể bằng 2 lần khối lượng nghỉ của Mặt Trời (năng lượng phát ra tương đương với toàn bộ khối lượng Mặt Trời được chuyển đổi thành năng lượng bức xạ).
Các nhà thiên văn vẫn chưa nắm được chi tiết cụ thể cho một sự kiện trong vũ trụ có thể tạo ra năng lượng lớn như vậy trong khoảng thời gian ngắn. Hơn nữa, chớp tia gamma được cho là xảy ra ở vụ nổ có tính tập trung, với hầu hết năng lượng vụ nổ tập trung chuẩn trực trong chùm tia. Độ mở góc xấp xỉ của chùm tia (tức là độ lớn của góc ở đỉnh của chùm tia) có thể được ước tính trực tiếp từ dữ liệu quan sát ở bước sóng đơn sắc của "chùm tia phá đứt" trong đường cong ánh sáng muộn: thời điểm sau khi ánh sáng muộn bắt đầu phai dần với tốc độ rất nhanh khi chùm tia bức xạ chậm đi và không còn phóng ra bức xạ một cách đáng kể nữa. Quan sát cho thấy độ mở góc của chùm tia biến thiên từ 2 đến 20 độ.
Bởi vì năng lượng được tập trung mạnh, các tia gamma phát ra từ phần lớn các vụ nổ này được cho là chiếu lệch khỏi Trái Đất và không thể phát hiện được. Khi một chớp tia gamma chiếu thẳng đến Trái Đất, sự tập trung của năng lượng dọc theo chùm tia hẹp tạo ra vụ nổ dường như sáng hơn so với vụ nổ mà năng lượng phát ra dưới dạng hình cầu. Khi tính đến hiệu ứng này, các chớp gamma điển hình quan sát thấy có năng lượng giải phóng thực sự vào khoảng 1044 J, hay tương đương khoảng 1/2000 lần khối lượng Mặt Trời x c2 —mà vẫn lớn hơn nhiều lần khối lượng năng lượng tương đương với Trái Đất (bằng khoảng 5,5 × 1041 J). Năng lượng giải phóng này tương đương với năng lượng từ vụ nổ siêu tân tinh loại Ib/c sáng và trong phạm vi dự đoán của các mô hình lý thuyết. Sự kiện siêu tân tinh rất sáng đã từng được quan sát có liên quan tới một vài chớp GRB gần nhất. Thêm chứng cứ ủng hộ cho sự tập trung của chùm tia GRB phát ra đến từ những quan sát về sự bất đối xứng lớn trong phổ quan sát được của các vụ nổ siêu tân tinh loại Ic và từ các quan sát vô tuyến ở thời điểm lâu sau vụ nổ tia gamma khi chùm tia không còn đặc điểm tương đối tính nữa.
Chớp GRB ngắn dường như đến từ các vùng có dịch chuyển đỏ thấp (hay ở khoảng cách gần) và chiếu ít năng lượng hơn so với chớp GRB dài. Độ mở góc của chùm tia trong chớp gamma ngắn được đo ít chính xác hơn, nhưng dường như chùm tia ít tập trung hơn so với chớp GRB dài hoặc thậm chí là không chuẩn trực như ở một số trường hợp.
Thiên thể gốc
Sự rơi của các vật chất này vào lỗ đen tạo ra cặp tia tương đối tính chiếu theo hướng của trục quay lỗ đen, đục xuyên qua lớp vật chất bao lấy ngôi sao gốc đã bị đẩy ra từ trước và phát ra các tia gamma. Một số mô hình khác thay thế lỗ đen bằng sao từ mới hình thành, cho dù một số khía cạnh khác của mô hình (sự sụp đổ của lõi của ngôi sao rất lớn và sự hình thành chùm tia tương đối tính) có đặc điểm như nhau.
Các vùng gần nhất bên trong Ngân Hà mà sản sinh sao trẻ tạo ra các chớp tia gamma kéo dài dường như là các vùng chứa sao Wolf–Rayet, một loại sao cực nóng và khối lượng rất lớn, mà tỏa ra phần lớn hoặc toàn bộ hiđrô của chúng thành áp suất bức xạ. Eta Carinae và WR 104 đã được trích dẫn như là những ứng cử viên sẽ phát ra chớp gamma kéo dài trong tương lai. Các nhà thiên văn vẫn chưa nắm rõ liệu bất kỳ một ngôi sao nào trong Ngân Hà có những đặc điểm phù hợp có thể phát ra chớp gamma hay không.
Mô hình ngôi sao nguồn gốc có khối lượng lớn không giải thích được tất cả mọi loại chớp tia gamma. Có một bằng chứng mạnh cho thấy các chớp tia gamma kéo dài ngắn xảy ra ở những nơi không có quá trình hình thành sao và không có các sao khối lượng lớn, như ở các thiên hà elip và quầng thiên hà (galaxy halo). Các nhà vật lý thiên văn nghiêng về một lý thuyết giải thích nguồn gốc của hầu hết các chớp gamma ngắn đó là sự va chạm sáp nhập của hệ chứa hai sao neutron. Theo mô hình này, hai sao khối lượng lớn trong hệ đôi qua quá trình tiến hóa trở thành các sao neutron, chuyển động trên quỹ đạo có chu kỳ giảm dần do hệ phát ra năng lượng dưới dạng sóng hấp dẫn cho đến khi khoảng cách giữa chúng đủ nhỏ đến mức lực thủy triều xé toạc lớp vỏ của chúng trước khi hai sao va chạm sáp nhập để trở thành một lỗ đen. Thời điểm hai sao neutron va chạm phát ra bức xạ gamma ngắn dọc theo phương vuông góc với mặt phẳng quỹ đạo của hệ. Vật chất rơi vào lỗ đen mới hình thành tạo nên một đĩa bồi tụ và giải phóng các chùm năng lượng trong bước sóng tia X đến tia vô tuyến, tương tự như mô hình sao sụp đổ. Nhiều mô hình cũ hơn đã được đề xuất để giải thích chớp gamma ngắn, bao gồm sự va chạm của một sao neutron với lỗ đen, đĩa bồi tụ vật chất quanh sao neutron dẫn đến nó sụp đổ, hoặc sự bay hơi các lỗ đen nguyên thủy.
Nhà vật lý lý thuyết Friedwardt Winterberg đã đề xuất một mô hình khác trong đó ngôi sao lớn xảy ra vụ sụp đổ hấp dẫn và trở thành hố đen. Vật chất rơi tới chân trời sự kiện bị nghiền nát sản sinh ra chớp gamma.
Sự kiện tác động bởi lực thủy triều
Một lớp sự kiện chớp tia gamma mới đã được phát hiện qua sự kiện GRB 110328A bởi Kính thiên văn không gian tia gamma Swift vào ngày 28 tháng 3 năm 2011. Ở sự kiện này chớp tia gamma đã phát ra trong khoảng 2 ngày, lâu hơn rất nhiều so với một sự kiện GRB siêu dài, và nguồn này còn tiếp tục phát ra tia X trong nhiều tháng. Vị trí nguồn phát nằm ở vùng trung tâm của một thiên hà elip nhỏ ở khoảng cách tương ứng với dịch chuyển đỏ z = 0,3534. Tranh luận về bản chất của vụ nổ này vẫn chưa chấm dứt khi có hai quan điểm cho rằng vụ nổ xuất phát từ sự suy sụp hấp dẫn của một sao lớn hay đây là sự kiện xé toạc vật chất bởi lực thủy triều đi kèm với chùm tia tương đối tính, mặc dù cách giải thích sau nhận được nhiều sự ủng hộ hơn.
Cơ chế phát xạ
Cơ chế chính xác trong đó các chớp tia gamma biến đổi năng lượng thành bức xạ vẫn chưa được hiểu biết đầy đủ, và cho đến 2010 vẫn chưa có một mô hình được chấp nhận phổ biến giải thích cho quá trình này xảy ra như thế nào. Bất kỳ một mô hình thành công nào về cơ chế phát xạ GRB phải giải thích được quá trình vật lý sản sinh ra bức xạ gamma mà cho kết quả khớp với dữ liệu quan sát đa dạng của đồ thị đường cong cường độ ánh sáng, phổ và các đặc điểm khác. Thử thách đặc biệt đó là mô hình cần phải giải thích được hiệu quả biến đổi rất cao như đã quan sát thấy ở một số vụ nổ: một số chớp tia gamma có thể biến đổi lên tới một nửa (hoặc hơn) năng lượng vụ nổ thành bức xạ gamma. Các quan sát ở giai đoạn sớm sau vụ nổ về ánh sáng muộn của sự kiện GRB 990123 và GRB 080319B, mà đồ thị đường cong cường độ ánh sáng quang học được ngoại suy từ phổ của bức xạ gamma, đã gợi ra rằng hiệu ứng tán xạ Compton ngược có thể là quá trình chủ yếu ở một số sự kiến như thế. Theo cách giải thích này, các photon năng lượng thấp tồn tại trước đó bị tán xạ bởi các electron tương đối tính mang năng lượng cao ở bên trong vụ nổ, đẩy năng lượng của photon lên cao gấp nhiều lần và biến chúng thành các tia gamma năng lượng cao.
Tỷ lệ xảy ra và các hiệu ứng nguy hại tới sự sống
nhỏ|250px|Ngày 27 tháng 10 năm 2015, lúc 22:40 GMT, vệ tinh Swift của NASA/ASI/UKSA phát hiện được chớp tia gamma thứ 1000 (GRB).
Chớp tia gamma có thể có hiệu ứng ảnh hưởng nguy hại hoặc phá hủy sự sống. Khi xem vũ trụ như một tổng thể, môi trường an toàn nhất cho sự sống tương tự như trên Trái Đất là những vùng có độ tập trung các sao thấp nhất ở bên rìa của những thiên hà lớn. Kiến thức của chúng ta về các loại thiên hà và sự phân bố của chúng cho thấy sự sống mà chúng ta biết chỉ có thể tồn tại ở khoảng 10% thiên hà trong vũ trụ. Hơn nữa, các thiên hà có độ dịch chuyển đỏ, z, lớn hơn 0,5 là không phù hợp cho sự sống vì chúng ta biết rằng ở các thiên hà này sẽ có tỷ lệ xảy ra chớp gamma cao hơn và khoảng cách giữa các sao trong thiên hà rất gần nhau.
Mọi GRB đã được quan sát cho đến nay đều nằm bên ngoài Ngân Hà và vô hại với Trái Đất. Tuy nhiên, nếu một sự kiện GRB xảy ra bên trong thiên hà của chúng ta và chùm bức xạ của nó chiếu thẳng đến Trái Đất, tác động của nó có thể ảnh hưởng nguy hại và dẫn tới phá hủy các hệ sinh thái. Hiện tại, các vệ tinh quan sát phát hiện được trung bình một sự kiện GRB trong một ngày. Vụ nổ GRB gần nhất xảy ra vào tháng 3 năm 2014 là GRB 980425, nằm cách Trái Đất 40 Mpc (z=0,0085) trong một thiên hà lùn kiểu SBc. GRB 980425 có năng lượng thấp hơn nhiều so với một GRB trung bình và có thể có liên hệ với siêu tân tinh loại Ib SN 1998bw.
Ước chính xác tỷ lệ xảy ra chớp tia gamma là khó khăn; đối với một thiên hà có kích cỡ xấp xỉ Ngân Hà, ước lượng dự đoán tỷ lệ xảy ra (đối với GRB kéo dài) từ 1 sự kiện trong vòng 10.000 năm, cho đến 1 sự kiện trong 1.000.000 năm. Chỉ một tỷ lệ phần trăm nhỏ các sự kiện GRB chiếu tới Trái Đất. Ước lượng tỷ lệ xảy ra đối với sự kiện GRB ngắn thậm chí còn khó hơn bởi vì độ lớn góc mở của chùm tia chưa xác định được chính xác, nhưng có thể tỷ lệ xấp xỉ bằng so với GRB kéo dài.
Vì các GRB được cho là phát ra hai chùm tia theo hai hướng ngược nhau, chỉ có các hành tinh nằm dọc theo hướng của các tia này mới chịu ảnh hưởng của bức xạ gamma năng lượng cao.
Mặc dù các sự kiện GRB chiếu đến Trái Đất đi kèm với một cơn mưa tia gamma gây phá hủy các hệ sinh thái chỉ mới là sự kiện giả thuyết, các sự kiện năng lượng cao đến từ ngoài Trái Đất đã được quan sát xảy ra ở trong bầu khí quyển của hành tinh.
Các hiệu ứng giả thuyết từng tác động tới Trái Đất
Sự kiện chớp tia gamma đủ gần có tác động tới sự sống có thể xảy ra một lần trong khoảng 5 triệu năm hay lâu hơn — và khoảng 1000 lần kể từ khi hình thành Trái Đất.
Sự kiện tuyệt chủng Ordovic–Silur lớn xảy ra cách nay 450 triệu năm có thể có nguyên nhân từ một GRB. Các loài bọ ba thùy ở cuối kỷ Ordovic mà sống trong tầng sinh vật phù du gần bề mặt đại dương có thể đã bị chiếu xạ mạnh hơn so với những sinh vật sống ở tầng nước sâu, giúp chúng có thể tồn tại ở trong những vùng giới hạn. Điều này trái ngược với những phần thông thường của các sự kiện tuyệt chủng, trong đó các sinh vật với mức độ phân bố rộng lớn kiếm thức ăn tốt hơn. Một cách giải thích khả dĩ đó là bọ ba thùy tồn tại ở vùng nước sâu được bảo vệ tốt hơn khỏi bức xạ cực tím đi kèm với sự kiện. Một trong những bằng chứng khác ủng hộ cho giả thuyết này đó là trong cuối kỷ, các loài động vật thân mềm hai mảnh vỏ sống trong hang dường như ít bị tuyệt chủng so với động vật thân mềm hai mảnh vỏ sống trên bề mặt.
Một trường hợp khác đó là quá trình tăng carbon-14 trong giai đoạn 774-775 mà có thể do chớp GRB gây ra, tuy nhiên cũng có thể nguyên nhân là từ chớp lóe Mặt Trời (solar flare).
WR 104: Một ứng cử viên cho GRB nằm gần
Một ngôi sao kiểu Wolf–Rayet trong hệ sao WR 104, nằm cách 8000 ly, được coi là một ứng cử viên GRB gần trong tương lai mà có thể gây ra các hiệu ứng nguy hại tới sự sống trên Trái Đất. Các nhà thiên văn dự đoán ngôi sao sẽ phát nổ trong một vụ nổ siêu tân tinh suy sụp lõi ở thời điểm khoảng 500.000 năm tới và có khả năng vụ nổ sẽ tạo ra chớp tia gamma. Nếu điều này xảy ra, sẽ có xác suất nhỏ để Trái Đất nằm trong chùm tia gamma từ vụ nổ.
Các ứng cử viên GRB trong Ngân Hà
Chưa có một chớp tia gamma nào được ghi nhận nằm trong thiên hà của chúng ta, dải Ngân Hà, và liệu đã từng có một sự kiện như thế xảy ra hay chưa vẫn còn là câu hỏi chưa có câu trả lời. Bằng hiểu biết thu được dần dần từ các sự kiện GRB và thiên thể gốc phát ra, số lượng các sự kiện GRB đã quan sát được trong quá khứ, các ứng cử viên tiềm năng GRB trong tương lai đã dần tăng lên trong các danh mục khoa học. Các chớp GRB kéo dài có liên quan tới vụ nổ siêu tân tinh siêu sáng, hay hypernovae, và hầu hết các sao biến đổi khổng lồ xanh (luminous blue variable, LBVs), và các sao Wolf–Rayet quay nhanh được cho là đang ở giai đoạn cuối của vòng đời của chúng và sẽ kết thúc bằng vụ nổ siêu tân tinh suy sụp hấp dẫn ở lõi đi kèm với chớp gamma kéo dài. Tuy vậy, hiểu biết về GRB phát ra từ các thiên hà nghèo kim loại ở kỷ nguyên đầu trong lịch sử tiến hóa của vũ trụ vẫn còn hạn chế, và không thể ngoại suy trực tiếp rộng ra bao hàm các thiên hà đã tiến hóa và các vùng sao có độ kim loại cao hơn như ở Ngân Hà.
Liên kết ngoài
Tiếng Việt
Thể loại:Thuật ngữ thiên văn học * Thể loại:Sự kiện thiên văn học Thể loại:Hiểm họa ngoài không gian
Brackenridgia villalobosi
Brackenridgia villalobosi là một loài chân đều trong họ Trichoniscidae. Loài này được Rioja miêu tả khoa học năm 1950.
Tham khảo
Thể loại:Brackenridgia
Connomyia compressa
Connomyia compressa là một loài ruồi trong họ Asilidae. Connomyia compressa được Karsch miêu tả năm 1886.
Tham khảo
Thể loại:Connomyia
Aceraius moescheri
Aceraius moescheri là một loài bọ cánh cứng trong họ Passalidae. Loài này được Kuwert miêu tả khoa học năm 1891.
Tham khảo
Thể loại:Aceraius
Hydropsyche tanung
Hydropsyche tanung là một loài Trichoptera trong họ Hydropsychidae. Chúng phân bố ở miền Ấn Độ - Mã Lai.
Tham khảo
Thể loại:Hydropsyche
Lưu Vi Dân
Tiểu sử
Ông đã có bằng cử nhân và từng đảm nhiệm các chức vụ:
Liên kết ngoài
Thể loại:Người Phúc Kiến Thể loại:Phát ngôn viên Trung Quốc
CAC Sabre
CAC Sabre, đôi khi còn gọi là Avon Sabre hay CA-27, là một biến thể của loại máy bay tiêm kích North American Aviation F-86F Sabre do Australia chế tạo. F-86F được thiết kế lại và chế tạo bởi hãng Commonwealth Aircraft Corporation (CAC).
Phát triển
Năm 1951, CAC đạt được thỏa thuận để có giấy phép chế tạo F-86. Phiên bản do CAC chế tạo sẽ sử dụng động cơ phiên bản Rolls-Royce Avon R.A.7. Phiên bản động cơ này được thiết kế lại phần thân khiến nó ngắn hơn, rộng hơn và nhẹ hơn so với động cơ General Electric J47 được trang bị trên các máy bay do North American chế tạo. Vì động cơ thay đổi nên nó thường được gọi là Avon Sabre. Để phù hợp với động cơ Avon, trên 60% thân máy bay đã được thiết kế lại cùng với phần khe hút gió được mở rộng thêm 25% kích thước. Một thay đổi quan trọng khác là việc thay thế 6 khẩu súng máy của F-86F bằng 2 khẩu pháo ADEN 30 mm, ngoài ra còn thay đổi buồng lái và tăng khả năng chứa nhiên liệu. nhỏ|A94-964 và A94-982 (Mk 32) tại Thái Lan vào đầu thập niên 1960. nhỏ|A94-901 (Mk 30), CAC Sabre lô sản xuất đầu tiên, sơn màu của đội biểu diễn "Black Panthers" phi đoàn 76 RAAF. nhỏ|CAC Sabre Mk 32 (A94-983) trưng bày tại Bảo tàng hàng không Temora nhỏ|CAC Sabre Mk 30 (A94-923) tại [[Bảo tàng Hàng không Prague, Kbely.]] nhỏ|Bảo tàng Không quân Indonesia với mẫu trưng bày Mk 32 (TS-8603, RAAF serial A94-368) sơn màu của không quân Indonesia. Mẫu thử (có tên định danh CA-26 Sabre) bay lần đầu ngày 3/8/1953. Máy bay thành phẩm có tên định danh là CA-27 Sabre và được bàn giao cho Không quân Hoàng gia Australia (RAAF) bắt đầu từ năm 1954. Lô CA-27 đầu tiên được trang bị động cơ Avon 20 và được định danh là Sabre Mk 30. Từ năm 1957 đến 1958 lô CA-27 này có vài sửa đổi nhỏ ở phần cánh và lại được tái định danh thành Sabre Mk 31. Sau đó có thêm một lô 20 chiếc Sabre mới được bổ sung. Lô máy bay cuối cùng được định danh là Sabre Mk 32 và sử dụng động cơ Avon 26.
Lịch sử hoạt động
RAAF sử dụng CA-27 từ năm 1956 đến năm 1971. Trong giai đoạn 1958–60, những chiếc CAC Sabre chủ yếu tham gia các nhiệm vụ cường kích, tấn công các mục tiêu của quân du kích cộng sản ở Malaya trong Cuộc khủng hoảng Malaya, chúng thuộc các phi đoàn số 3 và 77 của RAAF. Do cuộc khủng hoảng, nên chúng tiếp tục đóng tại Malaysia ở RAAF Butterworth. Từ tháng 8/1964 trở đi, những chiếc Sabre có vài lần chạm trán với những chiếc tiêm kích MiG-21 của Indonesia. Tuy nhiên, máy bay của Indonesia thường quay trở lại trước khi vượt qua ranh giới quốc tế. Năm 1962, 8 chiếc CA-27 được tách ra và sau đó được hợp lại thành Phi đội 79 RAAF, chúng được gửi từ Butterworth tới RAAF Ubon ở Ubon, Thái Lan, nhằm hỗ trợ cho các chính phủ Thái và Lào chống lại những người du kích cộng sản. Australia và Thái Lan là đồng minh của Việt Nam Cộng hòa và Mỹ trong Chiến tranh Việt Nam, phi đội 79 thường thực hiện các phi vụ phòng không cho các máy bay cường kích và ném bom của Không quân Mỹ ở Ubon. Phi đội 79 này chưa bao giờ chạm trán các máy bay của Miền bắc Việt Nam hay lực lượng phòng không mặt đất, chúng được rút đi vào năm 1968. Những chiếc CAC Sabre cũ của RAAF được bán lại cho Không quân Hoàng gia Malaysia (TUDM), và TUDM sử dụng chúng trong giai đoạn 1969-1972. Cùng với mối quan hệ ngoại giao tốt hơn với Indonesia, 23 chiếc CAC Sabre đã được tặng cho Không quân Indonesia (TNI-AU) từ năm 1973 tới 1975; 5 chiếc trong số đó là máy bay cũ của Malaysia. 1 chiếc Sabre của RAAF có số A94-983 hiện vẫn giữ được tình trạng tốt, có thể bay được, nó đang được trưng bày thuộc Bảo tàng Hàng không Temora ở New South Wales.
Tính năng kỹ chiến thuật (Mk 32)
Dữ liệu lấy từ Meteor, Sabre and Mirage in Australian Service
MIM-3 Nike Ajax
Tên lửa phòng không của Lục quân Mỹ Nike Ajax là loại tên lửa phòng không có điều khiển đầu tiên đi vào hoạt động, vào năm 1954. Nike Ajax được thiết kế để đánh chặn các máy bay ném bom bay ở tốc độ dưới âm trên độ cao hơn 50000 ft. Nike ban đầu được triển khai để tạo khả năng phòng thủ của Mỹ trước các đợt tấn công của máy bay ném bom Liên Xô, và về sau được triển khai cả ở các căn cứ của Mỹ tại nước ngoài, cũng như được bán cho các nước đồng minh. Một vài bệ phóng tên lửa vẫn còn được sử dụng cho đến tận những năm 1970.
Ban đầu tên lửa phòng không mới được đặt tên đơn giản là Nike, sau đó được đặt thêm cái tên Ajax vào năm 1956 do sự ra đời của Nike Hercules. Tên định danh lúc đầu là SAM-A-7 (Surface-to-air, Army, thiết kế số 7), nhưng sau này được định danh MIM-3 (Tên lửa đánh chặn di động, thiết kế số 3-Mobile Interceptor Missile, design 3) vào năm 1962.
Một phần trong quá trình phát triển tên lửa Nike Ajax là phát triển một động cơ tên lửa nhiên liệu rắn hoàn toàn mới, để làm lực đẩy cho tầng khởi tốc của tên lửa. Nó ban đầu được thiết kế để sử dụng trên tên lửa của Hải quân. Tên lửa Ajax vẫn còn được sử dụng nó cho các mục đích ngoài quân sự, sau khi nó bị loại biên vào những năm 1960.
Bối cảnh ra đời
Pháo phòng không vốn là một vũ khí có tính chính xác không cao, khi đạn pháo tới mục tiêu, chúng sẽ được phân bố ngẫu nhiên trong không gian. Sự phân bố này lớn hơn nhiều so với bán kính sát thương của các quả đạn, vì vậy tỉ lệ để một quả đạn bắn trúng mục tiêu là rất nhỏ. Do đó, để bắn rơi máy bay địch, đòi hỏi phải bắn được càng nhiều đạn càng tốt, tạo ra một lưới lửa, tăng tỉ lệ một viên đạn đơn lẻ bắn "trúng" máy bay địch. Trong cuộc oanh kích Blitz, các pháo thủ của Anh đã bắn tổng tộng 49.044 viên đạn pháo vào tháng 1 năm 1941 đổi lại bắn rơi 12 máy bay địch, tức cần bắn 4.100 viên đạn pháo mới hạ được một máy bay địch. Các pháo thủ người Đức, khi đối đầu với các cuộc oanh kích vào ban ngày đã làm tốt hơn thế, với trung bình 2.800 viên đạn pháo cho việc bắn rơi một chiếc Boeing B-17.
Việc các máy bay ngày càng có tốc độ bay lớn hơn, vượt qua khu vực phòng không nhanh hơn, dẫn đến lượng đạn pháo bắn lên cũng giảm đi đáng kể. Một điều tương tự cũng xảy ra khi máy bay địch bay ở độ cao lớn, dẫn đến cần đạn pháo có cỡ lớn hơn để bay đến được độ cao tương đương, và do đó làm giảm tốc độ bắn. Các máy bay sử dụng động cơ phản lực thông thường có tốc độ gấp đôi và có độ cao lớn hơn tốc độ và độ cao tối đa của máy bay động cơ Piston, khiến cho tỉ lệ pháo phòng không có thể bắn hạ máy bay phản lực giảm xuống còn gần bằng 0. Ngay từ năm 1942, các pháo thủ pháo phòng không flak của Đức đã nhận thức sâu sắc về vấn đề này, người Đức bắt đầu chương trình phát triển tên lửa để thay thế cho pháo phòng không của mình.
Dự án Nike
Bell bắt đầu công việc với loại tên lửa mới, và Dự án Nike được bắt đầu kể từ ngày 8/2/1945. Nhóm thiết kế của Bell có nhiệm vụ thiết kế tên lửa đánh chặn ở tốc độ 500 mph hoặc lớn hơn, dài độ cao đánh chặn từ 20000 to 60000 ft, và có gia tốc thao diễn 3 g tại độ cao 40000 ft. Bell đưa ra phản hồi vào ngày 14/5/1945 (và đưa ra báo cáo ngày hôm sau) rằng việc phát triển loại tên lửa như vây là có khả thi. Họ báo cáo rằng:
"Tên lửa siêu thanh nên được phóng thẳng đứng nhờ lực đẩy của một tầng đẩy tăng lực nhiên liệu rắn-bộ phận này sau đó sẽ được tách ra. Tên lửa sau đó sẽ bay bằng động cơ nhiên liệu lỏng, tên lửa phải được dẫn hướng đến điểm đánh chặn tính toán và được kích nổ bằng lệnh điều khiển từ xa; các lệnh này được truyền bằng các tín hiệu vô tuyến được điều khiển bởi một máy tính trên mặt đất kết hợp với radar có nhiệm vụ theo dõi cả mục tiêu và tên lửa đánh chặn."
Đây không phải là dự án tên lửa duy nhất của Lục quân Hoa Kỳ; Không quân Lục quân Hoa Kỳ cũng bắt đầu nghiên cứu khái niệm Máy bay đánh chặn không người lái phóng từ mặt đất (Ground-to-Air Pilotless Aircraft, hay GAPA), một hệ thống phòng không có tầm hơn lớn hơn một chút, dựa trên thiết kế máy bay không người lái. Bell cũng được mời tham gia phát triển GAPA, tuy nhiên đã từ chối do muốn tập trung vào dự án Nike. Về sau Boeing được trao hợp đồng phát triển GAPA. Điều này dẫn đến một thỏa thuận rằng Không quân Lục quân Mỹ và Cục pháo binh Mỹ sẽ phát triển hai thiết kế tên lửa riêng biệt "có thiết kế dạng máy bay với cánh nâng lớn" như GAPA, hay "cơ bản dựa trên động năng tên lửa" như tên lửa Nike.
Là một phần Hiệp định Key West, nhiệm vụ phát triển GAPA được đảm nhận bởi Không quân Mỹ từ năm 1948, sau khi lực lượng này tách khỏi Không quân Lục quân.
Lập nhóm thiết kế
nhỏ|Nike Ajax trong buổi bắn thử nghiệm, mục tiêu là máy bay [[Boeing B-17 Flying Fortress|B-17 Flying Fortress.]]
Ở phạm vi và tốc độ của máy bay mục tiêu đang được tính đến, tên lửa siêu thanh sẽ phải mất một khoảng thời gian để tiếp cận đến mục tiêu. Do đó tên lửa cần được dẫn đường đến vị trí của máy bay ném bom, để đánh chặn nó. Bell đưa ra một hệ thống gồm hai radar, với một radar dùng để theo dõi mục tiêu, và một radar để theo dõi tên lửa. Máy tính tương tự sẽ tính toán điểm đánh chặn, và gửi lệnh điều khiển cho tên lửa đã được mã hóa thông qua radar thứ 2, và kích nổ đầu đạn bằng lệnh (trái ngược với ngòi nổ cận đích).
Phòng thí nghiệm nghiên cứu đạn đạo (Ballistics Research Laboratory) được giao nhiệm vụ tính toán thiết kế cấu hình đầu đạn nhằm tăng tối đa khả năng tiêu diệt mục tiêu. Sau đó, Picatinny Arsenal sẽ đảm nhận việc sản xuất đầu đạn, và Frankford Arsenal đảm nhận công đoạn chế tạo ngòi nổ. Công ty chế tạo máy bay Douglas sẽ đảm nhận chế tạo cánh và nghiên cứu về khí động học, trong khi Aerojet sẽ chế tạo động cơ nhiên liệu rắng cho tầng đẩy khởi tốc, và công ty chế tạo máy bay Bell sẽ chế tạo các tầng đẩy bên trên của tên lửa nhiên liệu lỏng.
Ban đầu mẫu thiết kế sử dụng một cấu hình với tầng đẩy phía trên bao gồm tám động cơ tên lửa phụ JATO được đặt xung quanh đuôi tên lửa, trông khá giống một khối hộp. Nó được dự tính sẽ sản sinh được một lực đẩy 93000 lbf sẽ đẩy tên lửa đạt tới vận tốc siêu âm 1750 ft/s tại thời điểm 1,8 giây sau khi tên lửa được phóng đi. Lúc này, động cơ đẩy khởi tốc được tách khỏi thân tên lửa, động cơ tên lửa chính sử dụng nhiên liệu lỏng được kích hoạt, sẽ tăng tốc tên lửa đều đặn đến tốc độ tối đa 2500 ft/s, sau đó giảm dần xuống 1150 ft/s.
Trong giai đoạn đầu của chương trình, người ta nhận ra rằng các hệ thống radar hiện có dựa trên phương pháp quét hình nón không cung cấp hiệu suất cần thiết cho một tên lửa tốc độ cao. Các kỹ sư quyết định sử dụng radar monopulse cho hệ thống tên lửa phòng không Nike. Đã có hai hệ thống được chế tạo thử nghiệm, một sử dụng tín hiệu pha, một hệ thống khác sử dụng tín hiệu định thời gọi là "amplitude null system", hệ thống thứ 2 đã được lựa chọn.. Nghiên cứu này dẫn đến việc phát triển các nam châm có thể hòa âm được cho radar băng tần X công suất 250 kilowatt để theo dõi và radar băng tần S công suất 1000 kilowatt để phát hiện mục tiêu. Các thí nghiệm đã chứng minh rằng độ phản hồi tín hiệu radar từ tên lửa ở độ cao lớn bị hạn chế và một bộ phát đáp đã được thêm vào tên lửa để tăng cường độ tín hiệu phản hồi.
Những thay đổi này, và nhiều thay đổi khác, được tóm tắt trong một báo cáo ngày 28 tháng 1 năm 1946. Dự án đề ra bốn đợt phóng thử nghiệm bắt đầu từ năm 1946, với mục đích thiết kế và đưa tên lửa vào chế tạo vào năm 1949.
Tiến hành thử nghiệm
phải|nhỏ|Thiết kế ban đầu của Nike có chùm 8 động cơ JATO, cần những cánh lớn để ổn định.
Cavite (thành phố)
Thành phố Cavite (Tagalog: Lungsod ng Kabite, Chavacano: Ciudad de Cavite) là một hạng 4 thành phố trong tỉnh của Cavite, Philippines.
Thành phố này là thủ phủ của tỉnh Cavite từ khi thành lập vào năm 1614 cho đến năm 1954, khi nó được chuyển đến thành phố Trece Martires mới được thành lập gần trung tâm của tỉnh. Nó bắt đầu khi thị trấn cảng Cavite Puerto nhỏ phát triển thịnh vượng trong thời kỳ đầu thuộc địa Tây Ban Nha khi nó trở thành cảng biển chính của Manila tổ chức tuyến thương mại Manila-Acapulco và cảng được sử dụng cho các tàu biển lớn và lớn khác. Sau đó, San Roque và La Caridad, hai thị trấn độc lập cũ của tỉnh Cavite. Sau đó đã được thêm vào để tạo thành một đô thị. Thành phố Cavite lớn hơn hiện nay bao gồm các cộng đồng của San Antonio (bao gồm Cañacao và Sangley Point), các quận phía nam của Santa Cruz và Dalahican, và các hòn đảo xa xôi của tỉnh, bao gồm cả đảo Corregidor.
MIM-3 Nike Ajax
Tiến hành thử nghiệm
Một loạt thử nghiệm mới bắt đầu vào tháng 9 năm 1948 nhưng đến tháng 5 năm 1949 mới dừng lại sau khi một số sửa đổi được thực hiện. Các vấn đề về kinh phí sau đó đã làm trì hoãn chương trình cho đến tháng 1 năm 1950. Từ cuối tháng 1 đến tháng 4, 16 tên lửa khác đã được bắn thử, với kết quả tốt hơn nhiều.
Sản xuất
nhỏ|Thử nghiệm phóng tên lửa Nike Ajax với bộ phận đẩy khởi tốc mới.
Keller đã xem xét các dự án đang diễn ra khác nhau và quyết định rằng Nike là dự án phát triển tốt nhất. Qua đó dự án phát triển tên lửa Nike được đẩy nhanh và Keller đưa ra mốc đầu tiên gồm 60 trạm phóng và 1.000 tên lửa phải được hoàn thành trước ngày 31 tháng 12 năm 1952, cộng với việc tiếp tục sản xuất 1.000 tên lửa mỗi tháng. Tháng 1 năm 1951, Wilson phê duyệt kế hoạch chế tạo và trang bị tên lửa Nike, mặc dù cần phải thử nghiệm bổ sung. nhỏ|Dây chuyền lắp ráp tên lửa Nike Ajax.
Việc chế tạo bắt đầu được tiến hành từ tháng 8 năm 1952. Tính đến cuối năm, 3 tổ hợp phóng tên lửa đã được hoàn chỉnh cùng với đó là 1000 tên lửa được vận chuyển đến bãi thử nghiệm White Sands. Hệ thống hoàn chỉnh được thiết lập vào tháng 1 năm 1953, và một bệ phóng tên lửa ngầm đã bắn thử nghiệm lần đầu tiên vào ngày 5 tháng 6 năm 1953. Các kíp điều khiển tên lửa được huấn luyện tại Fort Bliss với các tên lửa được phóng về phía White Sands. Tổng cộng đã có 350 tổ hợp tên lửa cùng với 13.714 tên lửa đã được chế tạo gấp rút. Năm 1957, Vệ binh Quốc gia bắt đầu đảm nhiệm vai trò phòng không, thay thế các đơn vị quân đội chính quy tại Bliss.
Triển khai
Việc triển khai tên lửa Nike I thuộc thẩm quyền của Bộ tư lệnh phòng không lục quân Mỹ (Army Anti-Aircraft Command) (ARAACOM). ARAACOM ban đầu dự tính triển khai tên lửa xung quanh các thành phố và các khu vực quân sự. Tuy nhiên, khi có kế hoạch triển khai tên lửa xung quanh Chicago, các bệ phóng tên lửa bảo vệ thành phố từ phía đông sẽ phải đặt nằm trong phạm vi thành phố do hồ Michigan bao quanh phía Đông thành phố. Hơn nữa, các kịch bản khác nhau đã chứng minh rằng việc bố trí hai lớp so le của các bệ phóng tên lửa sẽ mang lại khả năng bảo vệ tốt hơn nhiều, điều này lập luận rằng một số căn cứ tên lửa sẽ phải nằm gần trung tâm đô thị hơn.
Vì lý do an toàn về tầm bắn, các bãi phóng tên lửa phải có vùng đất trống bao quanh phòng trường hợp vô tình tên lửa rơi hoặc nổ nhiên liệu. Mỗi bãi phóng tên lửa phải có diện tích tối thiểu là 119 mẫu. Đây là một diện tích đất lớn và gây ra khó khăn đối với các nhà quy hoạch. Dẫn đến việc kiến ​​trúc sư thiết kế Leon Chatelain, Jr. đã tiếp tục phát triển một cấu hình bệ phóng đặt ngầm.
Nhờ được đặt ngầm, nên khẩu đội điều khiển tên lửa được bảo vệ khỏi các vụ nổ tên lửa, dẫn đến diện tích đất dành cho mỗi tổ hợp tên lửa giảm xuống còn 40 mẫu. Tổ hợp phóng tên lửa ngầm đã được thử nghiệm thành công tại bãi thử tên lửa White Sands vào năm 1953, ngày 28 tháng 10 năm 1953 ARAACOM đưa ra quyết định hầu hết các tổ hợp tên lửa Nike được đưa vào triển khai sẽ sử dụng cấu hình bệ phóng ngầm. Cấu hình tổ hợp cơ bản gồm bốn bệ phóng trên mặt đất và một khẩu đội đặt ngầm cùng với các tên lửa bổ sung. Các tên lửa được đưa lên mặt đất bằng thang máy, sau đó tên lửa được đẩy bằng tay dọc theo ray dẫn đến các bệ phóng tên lửa. Một căn cứ tên lửa Nike thường bao gồm từ bốn đến sáu tổ hợp cơ bản như vậy.
Căn cứ tên lửa Nike I đầu tiên được xây dựng tại Fort Meade, từ tháng 12 năm 1953, thay thế cho các pháo phòng không M1 cỡ nòng 120 mm. Hệ thống tên lửa Nike được đưa vào hoạt động đầy đủ từ tháng 3/1954, chuyển sang trạng thái chiến đấu 24/24 từ ngày 30 tháng 5. Vào ngày 15 tháng 11 năm 1956, tên lửa chính thức được đổi tên thành Nike Ajax.
Brigitte Macron
Brigitte Marie-Claude Macron (nhũ danh Trogneux, trước đây là Auzière; sinh ngày 13 tháng 4 năm 1953 là một giáo viên trung học và là phu nhân của Emmanuel Macron, Đương kim Tổng thống Cộng hòa Pháp . Bà từng giảng dạy văn học tại lycée Saint-Louis de Gonzague tại Paris.
MIM-3 Nike Ajax
Triển khai
Trong 4 năm tiếp theo, 265 khẩu đội đã được triển khai tại hầu hết các thành phố lớn ở miền Bắc và các thành phố ven biển. Lục quân Mỹ đã loại bỏ 896 khẩu pháo phòng không điều khiển bằng radar, chỉ giữ lại một số ít ụ pháo 75 mm Skysweeper-loại pháo phòng không duy nhất còn được Mỹ sử dụng. Pháo 75 mm Skysweepers đã bị loại biên vào năm 1960.
Brigitte Macron
Tiểu sử
Bà Brigitte Macron tên khai sinh là Brigitte Marie-Claude Trogneux và chào đời tại Amiens, Pháp. Cha mẹ bà là Simone (nhũ danh Pujol, 1910-1998) và Jean Trogneux (1909-1994), chủ nhân của Chocolaterie Trogneux thế hệ năm, thành lập năm 1872 tại Amiens. Công ty, nay được gọi là Jean Trogneux, được điều hành bởi cháu trai, Jean-Alexandre Trogneux. Bà là con út trong sáu đứa con của họ.
MIM-3 Nike Ajax
Triển khai
Một số tên lửa Nike Ajax đã vô tình bị phát nổ tại một căn cứ tên lửa ở Leonardo, New Jersey ngày 22 tháng 5 năm 1958, giết chết 6 lính và 4 dân thường. Người ta đã dựng đài tưởng niệm cho sự kiện này tại Fort Hancock.
Brigitte Macron
Nghề nghiệp
Brigitte Auzière đã dạy văn học tại trường Collage Lucie-Berger ở Strasbourg vào những năm 1980. Vào những năm 1990, Brigitte đã dạy tiếng Pháp và tiếng Latin tại Lycée la Providence, một trường trung học Dòng Tên ở Amiens. Chính tại trường trung học mà bà và Emmanuel Macron lần đầu tiên gặp nhau. Cậu là học sinh trong lớp học văn học của bà và bà cũng phụ trách lớp học của nhà hát mà cậu theo học. Mối tình lãng mạn của họ không điển hình do bà hơn cậu đến 24 năm và 8 tháng, và Macron mô tả nó như là "một tình yêu thường được bí mật, thường bị che giấu, hiểu lầm bởi nhiều người trước khi áp đặt chính nó".
MIM-3 Nike Ajax
Nike Hercules
phải|nhỏ|Dòng tên lửa phòng không Nike: Tên lửa Zeus B, Hercules và Ajax theo thứ tự từ trước ra sau.
Ngay từ tháng 4 năm 1952, các nhà lập kế hoạch đã bày tỏ lo ngại về khả năng của tên lửa Ajax trong việc đánh chặn mục tiêu trong một đội hình máy bay lớn. Màn hiển thị Radar của Nike sẽ chỉ hiển thị như một mục tiêu lớn duy nhất, không có độ phân giải để phân biệt từng chiếc máy bay mục tiêu. Hơn nữa phạm vi sát trương của đầu đạn nhỏ hơn độ phân giải của radar nên nó sẽ không có khả năng bay đến đủ gần mục tiêu để gây sát thương. Điều này dẫn đến giải pháp trang bị một đầu đạn hạt nhân cho tên lửa Nike, đảm bảo có thể gây sát thương lên toàn bộ đội hình máy bay địch chỉ với một quả đạn. Bell đã cân nhắc hai lựa chọn; một là sử dụng đầu đạn WX-9 trên tên lửa "Nike Ajax" hiện có, trong khi một tên lửa có kích thước lớn hơn, với đầu đạn XW-7 mà sau này là tên lửa "Nike Hercules". Lục quân Mỹ đã lựa chọn cấu hình tên lửa Hercules, và ra lệnh tiến hành phát triển nó vào tháng 12 năm 1952. Vào thời điểm này, các tên lửa được đặt tên Nike I và Nike B. Sau này, Nike I được đổi tên thành Nike Ajax còn Nike B trở thành Nike Hercules.
Brigitte Macron
Chính trị
Brigitte Auzière tranh cử vào hội đồng thành phố Truchtersheim vào năm 1989 nhưng bị thua. Đó là lần duy nhất bà tranh cử vào chức vụ này.
Brigitte Macron đóng một vai trò tích cực trong chiến dịch tranh cử Tổng thống của chồng; Một cố vấn hàng đầu đã được trích dẫn là nói rằng "sự hiện diện của bà ấy là điều cần thiết cho ông ấy". Macron từng nói rằng khi chiến thắng trong Bầu cử Tổng thống Pháp, vợ ông "sẽ có vai trò mà bà ấy luôn có với tôi, bà ấy sẽ không bị giấu đi".
MIM-3 Nike Ajax
Nike Hercules
trái|nhỏ|Bệ phóng tên lửa Nike D-57/58 được sử dụng cho cả tên lửa Ajax và Hercules cho đến năm 1974.
Tên lửa Nike B có tầng đẩy tên lửa sử dụng nhiên liệu rắn. Nên phần thân lớn hơn và nặng hơn. Do đó, để đẩy tên lửa lên không trung, cần thiết kế lại tầng đẩy khởi tốc, sử dụng một cụm bốn tên lửa đẩy khởi tốc của Nike Ajax ghép lại với nhau. Tên lửa mới có độ cao đánh chặn đạt hơn 100000 feet và cự ly đánh chặn 75 miles. Radar tìm kiếm tầm xa mới-HIPAR được đưa vào sử dụng, nhưng radar AQU vẫn được giữ lại, và đổi tên thành LOPAR. Radar bắt bám cũng được nâng cấp tăng công suất. Nike Hercules được vận hành giống như tên lửa Nike Ajax, và được thiết kế để dùng chung căn cứ cũ của tên lửa Ajax, sử dụng chung cả bệ phóng và các cơ sở ngầm của Ajax.