Bức xạ nền vũ trụ

Bức xạ nền vũ trụ là gì?

Bức xạ phông vi sóng vũ trụ (hay bức xạ phông nền vũ trụ, bức xạ tàn dư vũ trụ) là bức xạ điện từ được sinh ra từ thời kỳ sơ khai của vũ trụ (khoảng 400.000 năm sau Vụ Nổ Lớn). Phổ của nó có dạng giống phổ bức xạ của vật đen với đỉnh nằm trong dải bước sóng vi ba (trong khoảng vài milimét đến vài chục xentimét). Hầu hết các nhà vũ trụ học cho rằng bức xạ phông nền vũ trụ cùng với sự dịch chuyển đỏ là những bằng chứng tốt nhất chứng minh cho sự đúng đắn của mô hình Vụ Nổ Lớn của vũ trụ.
Lý thuyết vụ nổ lớn tiên đoán về sự tồn tại của bức xạ phông vi sóng vũ trụ được tạo thành từ các quang tử phát ra từ giai đoạn sinh hạt baryon. Vì vũ trụ thời kỳ sơ khai ở trạng thái cân bằng nhiệt động nên nhiệt độ của bức xạ và plasma bằng nhau cho đến khi plasma tái hợp. Trước khi nguyên tử được hình thành thì bức xạ bị hấp tụ và tái phát xạ đều trong một quá trình gọi là tán xạ Compton: vũ trụ vào giai đoạn sơ khai không trong suốt với ánh sáng. Tuy nhiên, quá trình nhiệt độ của vũ trụ bị giảm đi khi giãn nở làm cho nhiệt độ xuống thấp hơn 3000 K, tại nhiệt độ này thì điện tử và hạt nhân kếp hợp với nhau để tạo ra nguyên tử và các plasma nguyên thủy bị biến thành khí trung hòa. Quá trình này được gọi là quá trình giải phóng quang tử. Một vũ trụ chỉ gồm các nguyên tử trung hòa cho phép bức xạ truyền qua mà không bị cản trở nhiều.
Vì tại các giai đoạn sớm, vũ trụ ở trong trạng thái cân bằng nhiệt động nên bức xạ từ thời điểm này có phổ phân bố giống như phổ phát xạ của một vật đen được truyền một cách tự do cho đến ngày nay sẽ bị dịch chuyển đỏ theo định luật Hubble. Bức xạ đó phải được giống nhau theo mọi hướng trong không gian.
Năm 1964, Arno Penzias và Robert Wilson đã phát hiện ra bức xạ phông vũ trụ khi họ tiến hành nghiên cứu một máy thu tín hiệu vi sóng ở phòng thí nghiệm Bell. Khám phá của họ đã khẳng định tiên đoán về bức xạ phông vũ trụ, một bức xạ đẳng hướng và đồng nhất phân bố giống như phổ phát xạ của vật đen có nhiệt độ khoảng 3 K. Penzias và Wilson được trao giải Nobel Vật lý nhờ khám phá này.
Năm 1989, Cơ quan Hàng không Vũ trụ Hoa Kỳ đã phóng Vệ tinh Thăm dò Phông Vũ trụ (COBE), các kết quả ban đầu quan sát được rất phù hợp với các tiên đoán của lý thuyết vụ nổ lớn liên quan đến bức xạ phông vũ trụ. COBE đã tìm thấy nhiệt độ dư là 2.726 K và xác định được rằng bức xạ đó là đẳng hướng với độ chính xác 10-5. Vào những năm 1990, tính dị hướng của bức xạ phông vũ trụ được nghiên cứu rất chi tiết bằng rất nhiều các thí nghiệm và kết quả là về mặt hình học, vũ trụ là phẳng.

Bức xạ phông vi sóng vũ trụ
Vào đầu năm 2003 các kết quả từ Vệ tinh Dị hướng Vi sóng Wilkinson (WMAP) được phóng và đã thu được các giá trị chính xác nhất về các thông số vũ trụ. Vệ tinh này cũng loại bỏ một số mô hình lạm phát vũ trụ đặc biệt nhưng nhìn chung thì các kết quả phù hợp với lý thuyết lạm phát.

vũ trụ giãn nỡ

Ngày 3/10/2006, Viện Hàn lâm khoa học Hoàng gia Thụy Điển đã công bố giải Nobel Vật lý 2006 cho 2 nhà vật lý người Mỹ, John C. Mather (NASA) và George F. Smoot (Univ. California, Berkeley). John C. Mather đã phát hiện ra dạng cơ bản của bức xạ nền microwave vũ trụ (CMB, cosmic microwave background radiation). George F. Smoot phát hiện tính bất đẳng hướng của CMB. Phát hiện này góp phần củng cố lý thuyết Big Bang và đặt nền tảng cho vũ trụ học trở thành một khoa học chính xác.Theo lý thuyết Big Bang, vũ trụ gần khoảng 13.7 tỷ năm tuổi. Vào thời điểm ban đầu, vũ trụ ở trạng thái đồng nhất, rất nóng, mật độ vật chất (photon, electron và các baryon) rất lớn, và giản nở rất nhanh. Khoảng 380.000 năm sau Big Bang, nhiệt độ lúc này là 3000 K photon không còn đủ năng lượng tương tác với các hạt và có thể tự do di chuyển trong không gian. Vũ trụ tiếp tục giãn nở, nguội lạnh và để cho các photon tự do di chuyển. Các dòng photon (bức xạ) này có mặt khắp trong vũ trụ, chúng ta gọi là bức xạ nền microwave vũ trụ và năng lượng hiện nay ghi nhận được tương ứng với 2.7 K.

-Lý thuyết vũ trụ giãn nở được đề xuất do Friedmann (1922) và Lemaître (1927). Khoảng năm 1960, xuất hiện tranh cãi về trạng thái của vũ trụ: vũ trụ đang ở trạng thái tĩnh hay giãn nở theo thuyết Big Bang. Năm 1964, Penzias và Wilson, trong khi cố tìm hiểu nguyên nhân gây nhiễu tín hiệu radio, họ đã phát hiện ra CMB. Với phát hiện này 2 ông đoạt giải Nobel Vật lý 1978. Nhưng trước đó George Gamow, Ralph Alpher, và Robert Hermann đã tiên đoán sự tồn tại của CMB vào năm 1949.Phát hiện CMB năm 1964 đã hoàn toàn củng cố cho lý thuyết Big Bang. Sau đó có rất nhiều nghiên cứu tập trung vào CMB, và đã hiểu chút ít về bản chất sinh ra từ vật thể đen và tính bất đẳng hướng của CMB. Nhưng các kết quả bị nhiễu nhiều và không được chính xác do hấp thu của khí quyển. Năm 1974, NASA lên kế hoạch phóng vệ tinh COBE lên quỹ đạo trái đất để nghiên cứu về thiên văn và CMB. Với sự cộng tác của hàng ngàn nhà khoa học, kỹ sư; John C. Mather phụ trách về ghi nhận phổ sinh ra từ vật thể đen của CMB, George F. Smoot phụ trách ghi nhận các thay đổi nhỏ của CMB theo các hướng khác nhau. Năm 1989, COBE được phóng lên quỹ đạo.

-Sơ đồ thiết bị trên COBE:
-Sơ đồ ghi nhận phổ CMB và so sánh với phổ bức xạ từ vật thể đen:-Sơ đồ ghi nhận thay đổi nhiệt độ theo các hướng:

Kết quả từ COBE cho thấy: CMB có bản chất như bức xạ xuất phát từ vật thể đen ở nhiệt độ 2, 725 K. Các thăng giáng nhiệt độ theo các hướng khoảng 10^(-5). Các số liệu đã được kiểm chứng từ vệ tinh WMAP phóng sau đó và có độ phân giải cao hơn. Sự khác biệt nhiệt độ theo các hướng, chứng tỏ bức xạ đã tương tác với các vật chất trong vũ trụ, cả vật chất thấy được và vật chất tối. Từ đây đồng thời đặt nền tảng cho vật lý hạt và vũ trụ học nghiên cứu vật chất tối trong vũ trụ.

Thuyết Big Bang

Vụ Nổ Lớn là một lý thuyết khoa học về nguồn gốc của vũ trụ. Lý thuyết đó phát biểu rằng vũ trụ được bắt đầu từ một điểm kỳ dị có mật độ vật chất và nhiệt độ lớn vô hạn tại một thời điểm hữu hạn trong quá khứ. Từ đó, không gian đã mở rộng cùng với thời gian và làm cho các thiên hà di chuyển xa nhau hơn, tạo ra một vũ trụ giãn nở như chúng ta thấy ngày nay.
Ý tưởng trung tâm của lý thuyết này là quá trình vũ trụ đang giãn nở. Nó được minh chứng bằng các thí nghiệm về dịch chuyển đỏ của các thiên hà (định luật Hubble). Điều đó có nghĩa là các thiên hà đang rời xa nhau và cũng có nghĩa là chúng đã từng ở rất gần nhau trong quá khứ và quá khứ xa xưa nhất, cách đây khoảng 13,7 tỷ (13,7 × 109) năm, là một điểm kỳ dị. Từ "vụ nổ lớn" được sử dụng trong một nghĩa hẹp, đó là một thời điểm trong thời gian khi sự mở rộng của vũ trụ bắt đầu xuất hiện, và theo nghĩa rộng, đó là quá trình tiến hóa, giải thích nguồn gốc và sự phát triển của vũ trụ

Cơ sở lí thuyết:

Lý thuyết Vụ Nổ Lớn ngày nay dựa trên ba giả thuyết sau:
Tính phổ quát của các định luật vật lý
Nguyên lý vũ trụ học
Nguyên lý Copernic
Ban đầu, các giải thuyết trên chỉ được thừa nhận nhưng ngày nay có rất nhiều thực nghiệm kiểm tra tính đúng đắn của chúng. Tính phổ quát của các định luật vật lý được chứng minh là đúng đắn vì các sai số lớn nhất về hằng số cấu trúc tinh tế trong một khoảng thời gian bằng tuổi của vũ trụ chỉ cỡ khoảng 10-5. Tính dị hướng của vũ trụ xác định nguyên lý vũ trụ và được kiểm nghiệm với độ chính xác 10-5 và vũ trụ được xác định là đồng nhất trên quy mô lớn với độ sai số khoảng 10%. Hiện nay người ta vẫn đang trong quá trình kiểm tra nguyên lý Copernic bằng cách nghiên cứu tương tác giữa các đám thiên hà bằng CMB thông qua hiệu ứng Sunyaev-Zeldovich với độ chính xác 1%.
Lý thuyết Vụ Nổ Lớn sử dụng giả thuyết Weyl để đo thời gian tại bất kỳ thời điểm nào sau kỷ nguyên Planck. Các phép đo này dựa trên các tọa độ quy chiếu trong đó khoảng cách quy chiếu và thời gian quy chiếu đã loại bỏ sự giãn nở của vũ trụ trên quan điểm của các phép đo không-thời gian. Khoảng cách quy chiếu và thời gian quy chiếu được định nghĩa sao cho các vật thể chuyển động trong các vũ trụ giãn nở khác nhau có cùng một khoảng cách và các chân trời hạt hay các giới hạn quan sát (của một vũ trụ nào đó) được xác định bởi thời gian quy chiếu.
Vì vũ trụ có thể được mô tả bởi các tọa độ như vậy, vụ nổ lớn không phải là một vụ nổ trong đó vật chất được phóng ra và lấp đầy một vũ trụ trống rỗng; cái đang giãn nở chính là không-thời gian. Đó chính là sự giãn nở làm cho khoảng cách vật lý giữa hai điểm cố định trong vũ trụ của chúng ta tăng lên. Các vật thể liên kết với nhau (ví dụ bị liên kết bởi lực hấp dẫn) thì không giãn nở cùng không-thời gian vì các định luật vật lý điều khiển chúng được giả thiết là đồng nhất và độc lập với các giãn nở metric. Hơn nữa, sự giãn nở của vũ trụ tại nấc thang cục bộ ngày nay quá nhỏ nên nếu có sự phụ thuộc nào của các định luật vật lý vào sự giãn nở thì sự phụ thuộc đó cũng rất nhỏ làm cho các máy đo không thể xác định được.

sự tích ngưu lang chức nữ...!

Ngày xưa Ngưu Lang Chức Nữ sống bên nhau không xa một giờ. Ngày xưa nay Ngưu Lang Chức Nữ sống yêu thương đố ai có ngờ. Tình yêu trao nhau gắn bó khiến cho ai thấy việc chẳng lo Trơì xanh không thương hai mình nên bắt đầy chia cách đôi bờ. Đầu sông cuối sông Ngân Hà, khổ thương nhớ nhau trông chờ. Tình nên thơ thành bơ vơ xa cách mịt mờ. Tuỉ thân chữ yêu không thành cả đôi khóc than duyên tình Mà taị sao nhịp khổ đau không thấu trời già? Ngày nay đôi ta đắm đuối sống bên nhau yêu đương vơì vơị Dù cho say mê sớm tốí vẫn khuyên nhau gắn trọn kiếp người. Tình yêu cao hơn thác núi cũng bao la khác nào biển khơị Mà sao hôm nay ông trời chia rẽ mình xa cách muôn đời.

Thiên hà..!

Thiên hà là một tập hợp từ khoảng 10 triệu (107) đến nghìn tỷ (1012) các ngôi sao khác nhau xen lẫn bụi, khí và có thể cả các vật chất tối xoay chung quay một khối tâm. Đường kính trung bình của thiên hà là từ 1.500 đến 300.000 năm ánh sáng. Ở dạng đĩa dẹt, thiên hà có các hình dạng khác nhau như thiên hà xoắn ốc hay thiên hà bầu dục. Khu vực gần tâm của thiên hà có kích thước ước chừng 1.000 năm ánh sáng, và có mật độ sao cao nhất cũng như kích thước các sao lớn nhất.
Dù vật chất tối lý thuyết dường như chiếm khoảng 90% khối lượng đa số thiên hà, tình trạng của những thành phần không nhìn thấy được này vẫn chưa được hiểu biết đầy đủ. Có một số bằng chứng cho thấy rằng những hố đen khối lượng siêu lớn có thể tồn tại tại trung tâm của đa số, nếu không phải là toàn bộ, các thiên hà.
Không gian liên thiên hà, khoảng không nằm giữa các thiên hà, được lấp đầy plasma loãng với mật độ trung bình chưa tới một nguyên tử trên mỗi mét khối. Có lẽ có hơn một trăm tỷ (1011) thiên hà trong khoảng không gian vũ trụ có thể quan sát được của chúng ta.

-các kiểu thiên hà:

Có ba kiểu thiên hà chính: elíp, xoắn ốc, và không đều. Một cách miêu tả các kiểu thiên hà khác hơi rộng hơn dựa trên hình dáng bên ngoài của chúng là dãy Hubble. Bởi vì dãy Hubble hoàn toàn dựa trên hình thức nhìn thấy bên ngoài, nó có thể thiếu một số đặc điểm quan trọng của thiên hà như tỷ lệ hình thành sao (trong các starburst galaxy) hay hoạt động tại lõi (trong các thiên hà hoạt động).
Thiên hà của chúng ta, Ngân hà, thỉnh thoảng được gọi đơn giản là Thiên hà (viết hoa), là một thiên hà xoắn ốc có vạch kẻ hình đĩa 30 kiloparsecs hay đường kính khoảng một trăm nghìn năm ánh sáng và dày hàng nghìn năm ánh sáng. Nó chứa khoảng 3×1011 (ba trăm tỷ) ngôi sao và có tổng khối lượng khoảng 6×1011 (sáu trăm tỷ) lần Hệ mặt trời.
Trong các thiên hà xoắn ốc, những cánh tay xoắn có hình gần xoắn ốc loga, một mô hình về lý thuyết có thể là kết quả của một sự nhiễu loạn của một khối lượng các ngôi sao lớn không có cùng vận tốc quay. Giống như các ngôi sao, các cánh tay xoắn cũng quay quanh tâm, nhưng chúng quay với tốc độ góc không đổi. Điều này có nghĩa các ngôi sao đi vào và đi ra khỏi các cánh tay xoắn ốc. Các cánh tay xoắn được cho là những vùng có mật độ cao hay là vùng của các sóng mật độ. Khi các ngôi sao đi vào một cánh tay, chúng chậm lại, vì thế tạo ra mật độ lớn hơn; nó tương tự như một làn "sóng" chậm lại di chuyển dọc theo một con đường cao tốc đầy những xe đang chuyển động. Các cánh tay có thể quan sát được bởi mật độ cao tạo điều kiện thuận lợi cho việc hình thành sao và vì thế chúng cũng là nơi chứa nhiều ngôi sao sáng và sao trẻ.
Dù đa số thiên hà hiện biết là các thiên hà elíp hay thiên hà xoắn ốc, đa số các thiên hà trong vũ trụ có lẽ là các thiên hà lùn. Những thiên hà tí hon này nhỏ hơn khoảng một trăm lần so với Ngân hà, chứa chỉ vài triệu ngôi sao. Nhiều thiên hà lùn có thể quay quanh một thiên hà lớn duy nhất; Ngân hà có ít nhất một tá vệ tinh như vậy. Các thiên hà lùn cũng có thể được xếp hạng là elíp, xoắn ốc hay không đều. Bởi vì các thiên hà elíp lùn ít giống với những thiên hà elíp lớn, chúng thường được gọi là thiên hà hình cầu lùn.

sao lun` ...!

Sao lùn là một ngôi sao nhỏ trong vũ trụ. Sao lùn được xem là một "xác chết" trong quá trình tiến hóa của một ngôi sao cỡ nhỏ (như Mặt trời). Có nhiều loại sao lùn, tùy thuộc vào độ phát sáng, quá trình phản ứng nhiệt hạch, khối lượng vật chất trong một đơn vị thể tích...
có các loại sao lùn ;sao lùn trắng, sao lùn nâu, sao lùn đỏ.

Sự tiến hóa của sao..!

Các giai đoạn của sao là quá trình biến đổi một chiều các đặc tính lí học và thành phần hóa học của ngôi sao. Các kiến thức về quá trình phát triển sao được xây dựng trên cơ sở so sánh các đặc tính được quan sát của sao trong các giai đoạn phát triển khác nhau, và nhờ các tính toán về mặt lí thuyết đối với các mô hình sao, cách nhau tuần tự về thời gian. Nguyên nhân chính thúc đẩy các thay đổi tính chất của sao là các phản ứng hạt nhân tại các vùng bên trong của sao, diễn ra dưới tác động của quá trình co hấp dẫn và nhiệt độ cao tại trung tâm sao. Trong các quá trình này, thành phần hóa học và cấu trúc sao thay đổi, đi cùng với sự thay đổi cường độ sáng, đường kính và nhiệt độ bề mặt của sao, nói khác đi, đó là các đặc tính quan sát được của sao. Khi đó, các sao thay đổi vị trí của mình trên biểu đồ Hertzsprung-Russell. Việc nghiên cứu sự phân bố các sao trên biểu đồ này có ý nghĩa quan trọng đối với việc nhận biết quá trình phát triển các sao và các tập hợp sao.

Gồm các GD sau:

-GD Ngôi sao không bất biến.

-GD Giai đoạn hình thành.

-GD Phát triển tiền sao.

-GD Phát triển trên dãy chính.

-GD Giai đoạn sao khổng lồ đỏ.

-GD Các giai đoạn kết thúc.

Sao là gì...?

-Sao là gì ?
Một ngôi sao là một thiên thể chứa chủ yếu vật chất ở trạng thái plasma, khối lượng khoảng từ 1029 đến 1040 kg, duy trì ở nhiệt độ hàng nghìn độ K, do đó tỏa ra bức xạ vật đen tương ứng có cực đại trong phổ nhìn thấy đến UV gần, nhờ các phản ứng nhiệt hạch trong lòng. Các ngôi sao thường có hình dạng gần hình cầu, tự duy trì trạng thái cân bằng thủy động lực học, nhờ sự cân bằng giữa áp suất bức xạ điện từ phát ra từ bên trong với trường hấp dẫn của bản thân.Các sao thường là trung tâm của một hệ hành tinh, trong đó các hành tinh và các thiên thể khác (như sao chổi, khí và bụi, ...) chịu ảnh hưởng lực hấp dẫn của sao trung tâm và bay quanh sao trung tâm. Mặt Trời là ngôi sao gần chúng ta nhất và là ngôi sao trung tâm của Hệ Mặt Trời.Có những hệ gồm hai sao bay xung quanh nhau, tạo thành sao đôi. Các sao đôi thường không có hành tinh bay quanh, do hệ như vậy không cân bằng bền. Cũng lý do này, các hệ gồm 3 sao thường có một sao đôi, hai sao bay sát nhau, và một sao đơn nằm xa. Các nhóm gồm nhiều sao có mối liên kết hấp dẫn với nhau cũng thường chứa các sao đôi và sao đơn bên trong. Ở khoảng cách lớn hơn, các sao tụ tập, cùng với các dạng thiên thể khác, thành các thiên văn sao.

-Phân loại sao:
Trong thiên văn học, phân loại sao là phân loại của các sao ban đầu dựa trên nhiệt độ quang quyển và các đặc trưng quang phổ liên quan của nó, rồi sau đó chuyển đổi thành thuật ngữ của các đặc trưng khác. Nhiệt độ của sao có thể được phân loại bằng cách sử dụng định luật thay thế Wien; nhưng nó gây ra những khó khăn đối với các sao ở xa. Quang phổ thiên văn cho ta một cách để phân loại sao theo các vạch hấp thụ của chúng; đặc biệt các vạch hấp thụ chỉ có thể quan sát được trong một khoảng nhất định của nhiệt độ vì chỉ trong khoảng nhiệt độ này thì các mức năng lượng nguyên tử mới phổ biến. Các sơ đồ có từ thế kỷ 19 phân loại các sao từ A đến P, là xuất xứ của các phân loại quang phổ hiện nay.

-Các sao thuộc lớp O cực kỳ nóng và cực kỳ chói lọi, về màu sắc rất gần với màu xanh. Naos (en:Zeta Puppis,
trong chòm sao Puppis) sáng gấp khoảng một triệu lần Mặt Trời. Các sao này có các vạch quang phổ hêli ion hóa và trung hòa rõ nét và các vạch hiđrô yếu. Các sao lớp O phát ra phần lớn bức xạ trong dạng tia tử ngoại.

-Các sao lớp B rất chói lọi, Rigel (trong chòm sao Orion) là siêu khổng lồ xanh thuộc lớp B. Quang phổ của chúng có các vạch hêli trung hòa và các vạch hiđrô vừa phải. Vì các sao lớp O và B hoạt động rất mạnh nên tuổi thọ của chúng rất thấp. Chúng không rời xa khỏi khu vực chúng đã sinh ra vì không đủ thời gian. Do đó chúng có khuynh hướng liên kết với nhau trong cái gọi là các liên kết OB1, một loại liên kết có liên quan với các đám mây phân tử khổng lồ. Liên kết Orion OB1 là nguyên một nhánh xoắn ốc thuộc về thiên hà của chúng ta (các sao sáng hơn sẽ làm cho nhánh xoắn ốc sáng hơn, nhưng thực ra không có nhiều sao ở đó) và chứa toàn bộ chòm sao Orion.

-các sao lớp A thì phổ biến hơn trong số các sao có thể quan sát bằng mắt thường. Deneb trong chòm sao Cygnus là một sao có sức hoạt động ghê gớm, trong khi Sirius cũng là sao lớp A, nhưng không hoạt động mạnh như thế. Các sao lớp A có màu trắng. Rất nhiều sao lùn trắng cũng thuộc lớp A. Chúng có các vạch quang phổ hiđrô đậm và của các ion kim loại.

Sao chổi Halley...!

Sao chổi Halley, tên được đặt chính thức là 1P/Halley một sao chổi được đặt tên theo nhà vật lý thiên văn học người Anh Edmund Halley, là một sao chổi có thể nhìn thấy cứ mỗi 75 đến 76 năm. Nó là sao chổi nổi tiếng nhất trong các sao chổi theo chu kỳ. Dù trong mỗi thế kỷ đều có nhiều sao chổi có chu kỳ dài xuất hiện với độ sáng và ngoạn mục hơn nhưng sao chổi Halley là một ngôi sao chổi chu kỳ ngắn có thể thấy rõ bằng mắt thường và do đó, là sao chổi có thể nhìn thấy bằng mắt thường chắc chắn có thể trở lại trong một đời người[1]. Sao chổi Halley xuất hiện lần cuối bên trong Hệ

Mặt Trời vào năm 1986, và sẽ xuất hiện trở lại vào giữa năm

Quỹ đạo bay va chu ki` của sao:

Cũng như Trái đất, sao chổi Halley cũng chuyển động trên một quỹ đạo quanh Mặt trời. Điểm khác biệt là quỹ đạo của Trái đất là hình elip gần tròn, còn quỹ đạo của sao chổi Halley là hình elip dẹt. Điểm mà sao chổi Halley gần Mặt trời nhất (điểm cận nhật) cách Mặt trời 90 triệu kilomét, qua giữa quỹ đạo sao Thuỷ và sao Kim, điểm xa Mặt trời nhất (điểm viễn nhật) cách xa Mặt trời 5 tỷ 295 triệu kilomét, so với khoảng cách giữa quỹ đạo của sao Hải vương tinh là hành tinh xa Mặt trời (là 4,5 tỷ kilomét) thì còn xa hơn.
Chu kỳ chuyển động của sao chổi Halley quanh Mặt trời là 76 năm. Khi bay xa Mặt trời đến gần điểm viễn nhật sao chổi bay với tốc độ 0.91 km/s tức 3280 m/s. Nếu so với vận tốc âm thanh trên mặt Trái đất là 340 m/s thì tốc độ của thiên thể này gấp 2,7 lần tức là tương đương với tốc độ máy bay siêu thanh cấp 2,7.
Khi sao chổi Halley từ điểm viễn nhật bay trở về, thì khi càng bay gần đến Mặt trời, tốc độ bay của nó càng nhanh. Khi đến gần điểm cận nhật, gần quỹ đạo của sao Kim, tốc độ chuyển động sẽ là 54,3 km/s tức cũng là 195.500 km/giờ.
Với Trái đất tốc độ tại điểm cận nhật và điểm viễn nhật sai khác nhau không nhiều. Vào ngày 04/01 là điểm cận nhật thì tốc độ là 35,6 km/s, còn ngày 04/07 là điểm viễn nhật thì tốc độ sẽ là 34,79 km/s.

HÀNH TINH LỚN NHẤT !

Sao Mộc hay Mộc Tinh thật ra không phải là một ngôi sao, mà là hành tinh to lớn nhất của Thái Dương Hệ và đứng thứ năm nếu đếm từ Mặt Trời trở ra. Sao Mộc được cấu tạo bởi các chất khí ở thể lỏng vì nhiệt độ thấp; loại hành tinh này, do đó, không có đất và đá và thường thường lớn hơn loại hành tinh có đất và đá giống như Trái Đất. Đôi khi người ta còn gọi loại hành tinh này là các "sao lùn nâu" (brown dawrf) vì nếu khối lượng của hành tinh chỉ cần khoảng 100 lần nặng hơn thì sức hút của trọng lực đã đủ mạnh để tạo nên phản ứng hợp hạt nhân của các chất khí và biến hành tinh này thành một ngôi sao.Tên tiếng Việt của hành tinh này được rập khuôn theo tên do Trung Quốc đặt, dựa vào nguyên tố mộc của Ngũ Hành; chữ Nho viết là 木星. Các văn hóa Tây phương dùng tên thần Jupiter, vị thần quan trọng nhất trong thần thoại La Mã, để đặt tên cho hành tinh này; trong thần thoại Hy Lạp tên của vị thần này là Zeus (Δίας). Điều này rất dễ hiểu vì Sao Mộc là một hành tinh vĩ đại, nặng hơn gấp hai lần của tất cả 8 hành tinh còn lại của Thái Dương Hệ cộng lại.Sao Mộc cũng là nơi mà nền móng của giả thuyết cho rằng Trái Đất là trung tâm của vũ trụ bị lung lay khi Galileo Galilei khám phá ra 4 thiên thể quay chung quanh hành tinh này vào năm 1610 – thay vì chung quanh Trái Đất.

Cấu tạo và quỹ đạo chuyển động của sao chổi

Cấu tạo:
Sao chổi cấu tạo từ cácboníc mêtan và nước đóng băng lẫn với các hợp chất hữu cơ cao phân tử và các khoáng chất khác. Chúng bay quanh Mặt Trời theo quỹ đạo rất dẹt và trong phần lớn cuộc đời nằm ở rất xa Mặt Trời, trong trạng thái đóng băng tại nhiệt độ thấp. Khi sao chổi tiến về gần Mặt Trời, tức là vào vòng trong Hệ Mặt Trời, bức xạ điện từ của Mặt Trời khiến các lớp băng bên ngoài bắt đầu thăng hoa. Dòng bụi và khí bay ra tạo nên một bầu "khí quyển" lớn nhưng rất loãng bao quanh sao chổi gọi là phần đầu sao chổi. Tiến gần thêm, áp suất bức xạ và gió Mặt Trời thổi vào bầu khí quyển này kéo dài nó ra thành hai đuôi khồng lồ. Bụi và khí tạo hai đuôi riêng rẽ, chĩa về hai phương hơi lệch nhau; các hạt bụi có khối lượng lớn không dễ bị gió Mặt Trời tác động, chỉ bị tách rời khỏi phần đầu của sao chổi và bay chậm lại trên quỹ đạo ngay sau phần đầu (do đó đuôi bụi cong theo đường cong của quỹ đạo) còn đuôi khí (đúng hơn là khí đã bị ion hóa) chứa các hạt ion nhẹ, dễ dàng bị gió Mặt Trời thổi theo phương nối thẳng đến Mặt Trời, và sau đó chúng đi theo đường sức từ trong không gian thay cho đường quỹ đạo. Hạt nhân sao chổi nằm lại bên trong là những khoáng chất nặng, hay chất hữu cơ cao phân tử, chỉ có đường kính khoảng 50 km. Trong khi đó phần đầu sao chổi có thể lớn hơn cả Mặt Trời, còn đuôi sao chổi có thể kéo dài đến cỡ một đơn vị thiên văn hoặc hơn.
Cả phần đầu và đuôi, hình thành khi sao chổi đi vào vòng trong Hệ Mặt Trời, đều được chiếu sáng bởi Mặt Trời và có thể trở nên rực rỡ cho quan sát từ Trái Đất. Đuôi bụi tán xạ trực tiếp ánh nắng theo cơ chế Mie, tạo nên màu trắng, còn đuôi khí bị ion hóa phát ra photon năng lượng cao, có quang phổ thiên về màu xanh lam. Thực tế là đa số sao chổi sáng yếu đến mức chỉ quan sát được qua kính viễn vọng. Mỗi thập kỷ, chỉ có vài sao chổi đủ sáng cho quan sát bằng mắt thường. Trước khi có kính thiên văn, các sao chổi dường như đột ngột xuất hiện rồi đột ngột biến mất trên bầu trời.
Một điều có thể gây ngạc nhiên là các hạt nhân của sao chổi thuộc vào hàng các vật thể đen nhất trong Hệ Mặt Trời. Tàu Giotto đo được hạt nhân của sao chổi Halley phản xạ lại 4% ánh sáng chiếu đến, còn tàu Deep Space 1 tìm thấy sao chổi Borrelly chỉ có hệ số phản xạ khoảng 2,4% đến 3%; để so sánh, nhựa đường phản xạ 7% ánh sáng. Có thể lý giải bề mặt tối này qua cấu tạo của hạt nhân gồm chủ yếu các hợp chất hữu cơ. Sức nóng của Mặt Trời làm bốc hơi các hợp chất nhẹ, để lại các phân tử nặng có chuỗi hữu cơ rất dài thường có xu hướng sẫm màu, như tro hay dầu thô. Màu đen của sao chổi tạo nên khả năng hấp thụ nhiệt mạnh, tăng cường quá trình bốc hơi các chất khí.
Năm 1996, sao chổi được phát hiện là có phát ra tia X. Các tia này đã gây một sự ngạc nhiên cho các nhà khoa học vì chưa ai tiên đoán điều này trước đó. Cơ chế phát ra tia X có thể được giải thích dựa vào tương tác giữa sao chổi và gió Mặt Trời: khi các ion bay từ Mặt Trời qua đuôi sao chổi, chúng va chạm vào các nguyên tử hay phân tử trong đuôi này. Trong các va chạm, các ion tích điện dương sẽ bắt lấy một hoặc vài điện tử của đuôi sao chổi. Đuôi sao chổi bị ion hóa, còn các điện tử bị rơi vào ion đến từ Mặt Trời phát ra photon có tần số thuộc vùng cực tím hay X quang.

Quỹ đạo chuyển động:
Theo quỹ đạo, sao chổi được phân chia thành các loại: sao chổi ngắn hạn có chu kỳ quỹ đạo ít hơn 200 năm, sao chổi dài hạn có chu kỳ quỹ đạo lớn hơn, nhưng vẫn quay trở lại, và sao chổi thoáng qua có quỹ đạo parabol hay hyperbol chỉ bay ngang qua Mặt Trời một lần và sẽ ra đi mãi mãi sau đó. Ví dụ về sao chổi ngắn hạn, có sao chổi Encke có quỹ đạo nhỏ bé, không bao giờ ra xa Mặt Trời hơn Sao Mộc.
Như mọi thiên thể chuyển động trên quỹ đạo dưới tác dụng của lực hấp dẫn, các sao chổi chuyển động nhanh nhất tại cận điểm quỹ đạo và chậm nhất tại viễn điểm quỹ đạo.
Do các sao chổi có khối lượng nhỏ, khi chúng bay ngang qua các hành tinh lớn, quỹ đạo của chúng dễ bị nhiễu loạn. Với các sao chổi ngắn hạn, kết quả của sự nhiễu loạn này, về lâu dài, khiến cho viễn điểm quỹ đạo của chúng trùng với bán kính quỹ đạo của các hành tinh lớn, trong đó nhóm sao chổi nằm gần Sao Mộc có số lượng lớn nhất, như thể hiện biểu đồ tần xuất. Sao Mộc là nguồn gây nhiễu loạn mạnh nhất, vì khối lượng của nó lớn gấp đôi khối lượng tổng cộng của các hành tinh khác, và nó chuyển động nhanh hơn các hành tinh lớn khác. Các sao chổi dài hạn cũng thường xuyên bị nhiễu loạn khi đi ngang qua các hành tinh lớn.
Các tương tác hấp dẫn này khiến cho việc tính toán dự đoán quỹ đạo của nhiều sao chổi trở nên khó khăn. Nhiều sao chổi được quan sát từ nhiều thập kỷ trước đã bị mất tích, vì quỹ đạo của chúng đã thay đổi và người ta không dự đoán được vị trí quay trở lại của chúng để theo dõi. Tuy nhiên, thỉnh thoảng, một sao chổi "mới" được khám phá để rồi, sau khi tính toán quỹ đạo, được phát hiện ra là một sao chổi "đã mất tích". Ví dụ như sao chổi 11P/Tempel-Swift-LINEAR, đã được quan sát năm 1869 sau đó không nhìn thấy nữa từ năm 1908 do nhiễu loạn của Sao Mộc, rồi bỗng được tìm thấy một cách tình cờ bởi LINEAR vào năm 2001.