Bài toán vệ tinh mất tích

Các mô phỏng trên máy tính cho thấy dải Ngân hà của chúng ta có thể có tới 500 thiên hà vệ tinh vây quanh. Nhưng vì sao sau nhiều năm quan sát trên thực tế, chúng ta mới chỉ thấy chưa được 1/10 trong số đó?

Ngày nay, vũ trụ học giải thích sự hình thành thiên hà bằng mô hình Vật chất tối lạnh-Lambda (Lambda-CDM). Theo đó, vật chất tối ở vũ trụ sơ khai túm tụm thành các quầng (halo), rồi thông qua tương tác lực hấp dẫn mà kéo vật chất thông thường vào các quầng này, tạo ra các thiên hà đầu tiên. Các thiên hà đầu tiên vốn rất nhỏ và nhẹ; chúng phải va chạm, phải giằng xé, phải hợp vào với nhau thì mới làm nên các cấu trúc xoắn ốc đẹp tuyệt vời như dải Ngân hà của chúng ta.

Dựa trên lý thuyết đó, kể từ thập niên 1990, các nhà thiên văn học đã dùng máy tính để mô phỏng quá trình tiến hóa thiên hà và kiếm tìm bằng chứng ngoài vũ trụ chứng minh dự đoán của các mô phỏng trên. Song việc khớp mô phỏng với đời thực không phải là không gặp khó khăn. Ngay từ khi các mô phỏng lần đầu được đối chiếu với các quan sát quy mô lớn, đã xuất hiện một sự khác biệt đáng lo ngại mang tên “bài toán vệ tinh mất tích” (missing satellites problem).

Độ lệch giữa mô phỏng và thực tế?

Trước hết, thiên văn học dùng mô phỏng máy tính để làm gì? Những ai chưa biết có thể bảo rằng mô phỏng máy tính sẽ thiếu chính xác hơn là các quan sát thực thụ. Song sự thật là các vật thể như thiên hà phải mất hàng tỷ năm để tiến hóa, nghĩa là hiểu được lịch sử của chúng thông qua quan sát thuần túy sẽ mãi là một giấc mơ viển vông. Các mô phỏng khắc phục bất cập đó: chỉ cần biết và tính đến các điều kiện trước và trong khi hình thành thiên hà, ta có thể chạy mô phỏng vũ trụ học (cosmological simulation) mất vài ngày mà vẫn thu về dữ liệu cho thấy toàn bộ sự tiến hóa của một thiên hà. Ngoài ra, mô phỏng còn cho phép ta nghiên cứu vật chất tối dù chưa trực tiếp quan sát được nó. Theo mô hình Lambda-CDM, vật chất tối chỉ tương tác với chính nó và với vật chất thông thường – còn gọi là vật chất baryon (baryonic matter) – bằng lực hấp dẫn. Như vậy, chỉ cần kết hợp các phương trình chuyển động của lực hấp dẫn với các điều kiện thiên hà đã quan sát được, các nhà thiên văn có thể tái hiện chi tiết hàng tỷ năm lịch sử vũ trụ, từ các thiên hà nhỏ lẻ, tăm tối đầu tiên cho đến các đế quốc ánh sáng với hình thù rõ rệt như dải Ngân hà hay thiên hà Tiên Nữ (M31).

Bài toán vệ tinh mất tích nổi lên vào thập niên 1990, khi các nhóm như Moore và cộng sự (1999) chạy mô phỏng máy tính và nhận thấy rằng một quầng vật chất tối có điều kiện tương tự như dải Ngân hà sẽ chứa các quầng phụ (subhalo) bên trong. Để hiểu hiện tượng này, hãy nhớ rằng theo mô hình Lambda-CDM thì ở vũ trụ sơ khai, vật chất tối tập trung thành các quầng (halo), và nhiều quầng có thể hợp thành một quầng nặng hơn do tác động của lực hấp dẫn. Nếu một quầng vật chất tối đủ nặng, nó sẽ kéo vật chất baryon về tâm của quầng và tạo ra thiên hà như đã thảo luận ở đầu bài viết. Song bản thân một quầng vật chất tối cũng không hề tĩnh: do vật chất tối có thể tự tương tác hấp dẫn với chính mình, một lượng nhỏ vật chất tối bên trong nội bộ một quầng lớn hơn cũng có thể túm tụm thành quầng phụ (subhalo), nơi lực hấp dẫn cũng có thể đủ mạnh để kéo vật chất baryon vào, sinh ra các thiên hà vệ tinh quanh thiên hà khổng lồ ở trung tâm của quầng chính.

Moore và cộng sự (1999) kết luận rằng một quầng vật chất tối tương tự như của dải Ngân hà sẽ có chứa 500 quầng phụ bên trong. Nếu mỗi quầng phụ đều có thể hút vật chất baryon và tạo nên một thiên hà vệ tinh, có thể suy ra rằng một thiên hà sinh ra trong quầng vật chất tối như của dải Ngân hà sẽ có 500 thiên hà vệ tinh vây quanh. Tuy nhiên, con số này lại khác xa khi quan sát trên thực tế: vào năm 1999, mới chỉ có 11 thiên hà vệ tinh được phát hiện quanh dải Ngân hà. Đến 2005, nhóm của Beth Willman tìm ra thêm một thiên hà vệ tinh nữa là Willman 1 – một thiên hà ở rìa dải Ngân hà có đến 99% là vật chất tối và chỉ chứa khoảng 1,000 ngôi sao, đòi hỏi giới thiên văn học phải xếp nó vào một loại riêng là “thiên hà lùn cực tối” (ultra-faint dwarf galaxy). Kể từ đó, các dự án tân tiến như Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan (SDSS) và Khảo sát Năng lượng Tối (DES) đã phát hiện thêm khoảng 40 thiên hà vệ tinh khác quanh dải Ngân hà, hầu hết thuộc loại lùn cực tối như Willman 1. Đến đầu năm 2023, các nhà quan sát đã ghi nhận tổng cộng 59 vệ tinh của dải Ngân hà – vẫn gần mười lần ít hơn con số do Moore và cộng sự (1999) dự đoán. Vậy lý do nào đã dẫn đến sự chênh lệch nghiêm trọng này?

Lý do 1: Các quan sát vẫn còn giới hạn

Thiên văn học, xét cho cùng, vẫn còn bị giới hạn bởi khả năng quan sát của những con mắt máy móc. Đến cả Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan (SDSS) – đi đầu trong công cuộc dò tìm thiên hà vệ tinh của dải Ngân hà – cũng chỉ bao quát được 25% bầu trời. Vì vậy, có thể lý giải bài toán vệ tinh mất tích một cách đơn giản bằng cách bảo rằng chúng ta vẫn chưa quan sát đủ.

Vậy thế nào mới là đủ? Một số tác giả đã ước tính số lượng thiên hà vệ tinh mà con người có thể tìm thấy bằng công cụ hiện có, trong đó phải kể đến Oliver Newton và cộng sự (2018). Đầu tiên, nhóm này thu gom số đo của các vệ tinh vốn đã được phát hiện bởi hai dự án SDSS và DES. Sau đó, họ dùng phép ngoại suy để ước tính xem có bao nhiêu vệ tinh với độ sáng tương tự có thể đang ở quanh dải Ngân hà. Nhóm nghiên cứu vay mượn mật độ thiên hà vệ tinh từ các mô phỏng dải Ngân hà, nhằm đảm bảo rằng số vệ tinh được ước tính bằng ngoại suy sẽ đồng nhất với mật độ phân bố vệ tinh quanh dải Ngân hà theo như ta đã biết. Kết quả cho thấy, một quầng vật chất tối có điều kiện như của dải Ngân hà sẽ chứa khoảng từ 97 đến 164 thiên hà vệ tinh. Trong số đó, 38-58 vệ tinh thuộc loại lùn cực tối, hầu hết nằm trong phạm vi độ sáng mà SDSS có thể dò được. Nói cách khác, Newton và cộng sự (2018) đã cho thấy rằng các thiết bị quan sát hiện có như SDSS hoàn toàn có thể tìm được thêm thiên hà vệ tinh – ngay cả những vệ tinh thuộc loại kém sáng nhất. Sắp tới đây, khi các thiết bị còn tân tiến hơn của Đài quan sát Vera C. Rubin chính thức đi vào hoạt động, việc phát hiện thêm nhiều vệ tinh của dải Ngân hà sẽ trở nên khả thi hơn bao giờ hết. Song liệu số vệ tinh quan sát được có thể sánh ngang với số vệ tinh do mô phỏng dự đoán hay không?

Lý do 2: Không phải quầng phụ nào cũng có thiên hà

Một số tác giả chỉ ra rằng hầu hết mô phỏng vũ trụ học chỉ dự đoán số quầng phụ, không dự đoán số thiên hà vệ tinh. Quả thật các quầng phụ có thể hút vật chất baryon vào trong, nhưng trong một số điều kiện, chỗ vật chất baryon ấy không thể sinh ra sao, hoặc có thể sinh ra sao nhưng không thể tạo nên thiên hà.

Ngay từ năm 2000, James Bullock và cộng sự đã đưa ra ý tưởng rằng có lẽ sự chênh lệnh giữa quan sát và mô phỏng sẽ không lớn đến thế nếu như các mô phỏng tính đến ảnh hưởng của quá trình quang ion hóa (photoionization). Quá trình này bắt đầu tầm 400 triệu năm kể từ Vụ nổ Lớn, khi các ngôi sao đầu tiên chào đời và phát ra các hạt photon xé toạc các nguyên tử hydro vốn dĩ trung hòa về điện tích. Trong vòng 600 triệu năm sau đó, các đám mây khí hydro liên tục bị quang ion hóa hun nóng. Tuy nhiên, để hình thành sao, sự sụp đám mây khí thành cấu trúc thiên hà, v.v… lại đòi hỏi các đám mây này phải lạnh. Bởi vậy, quá trình quang ion hóa bỗng dưng làm chậm hẳn sự hình thành thêm các thiên hà khác ở môi trường cận kề các ngôi sao và các thiên hà đầu tiên. Đấy là còn chưa kể đến chuyện hydro bị quang ion hóa có thể đạt vận tốc cao tới nỗi “tung cánh mà bay” khiến một quầng vật chất mất đi nhiên liệu để sinh sao và hình thành thiên hà. Vậy nên, dù một quầng phụ có hút được khí hydro, nó vẫn sẽ chẳng thể nuôi lớn một thiên hà nhỏ nếu như chịu ảnh hưởng từ lượng bức xạ bắn ra mãnh liệt từ các thiên hà lân cận – hay thậm chí là từ chính các ngôi sao trong quầng phụ đó – đã đốt nóng chỗ khí kia và làm chậm cả quá trình hình thành thiên hà.

Các bài viết sau Bullock và cộng sự (2000) đã chứng minh rằng quang ion hóa có ảnh hưởng tệ nhất ở các quầng vật chất tối nhẹ hơn dải Ngân hà khoảng 1000 lần, bởi với khối lượng mong manh như thế, chúng cũng chẳng hút được nhiều khí và chỗ khí ít ỏi đó cũng bị quá trình quang ion hóa hun nóng rất nhanh. Thế còn các quầng nặng hơn thì sao? Theo Governato và cộng sự (2008), một quầng vật chất tối nặng hơn có thể che chở cho khí của chúng phần nào khỏi quá trình quang ion hóa thông thường. Song, giả sử có một ngôi sao (hoặc là ở miền lân cận, hoặc là ở trong chính quầng đó) phát nổ thành siêu tân tinh, siêu tân tinh ấy có thể thổi bay hoặc làm nóng khối khí ngay lập tức.

Với ảnh hưởng của nhiều hiện tượng “bạo lực” khác nhau như vậy, một quầng vật chất tối hoàn toàn có thể sinh ra rất ít sao hoặc thậm chí không sinh sao, nghĩa là sẽ chẳng bao giờ tìm được thiên hà trong đó. Nếu các nhà thiên văn loại trừ những quầng không chứa thiên hà như vậy, sự chênh lệch giữa số quầng phụ trong mô phỏng và số vệ tinh của dải Ngân hà ngoài đời ắt sẽ giảm đi.

Lý do 3: Các mô phỏng ban đầu đã đếm thừa số quầng phụ

Cuối cùng, phải xem xét vai trò của nhân tố bí ẩn nhất trong bài toán này. Đến nay, chúng ta vẫn chưa biết được vật chất tối là gì. Phần đông các nhà thiên văn dựa vào các quan sát và tính toán mà kết luận rằng vật chất tối không những tương tác với chính nó và với vật chất baryon bằng lực hấp dẫn, mà còn chuyển động rất chậm so với vận tốc ánh sáng. Theo đó, họ đặt ra mô hình Vật chất tối lạnh-Lambda (chữ “lạnh” ngụ ý đến chuyển động chậm), rồi xây dựng mô phỏng nơi các loại vật chất – vật chất tối, khí, sao, v.v. – đều là các hạt có khối lượng.

Một số tác giả chỉ ra rằng hầu hết mô phỏng vũ trụ học chỉ dự đoán số quầng phụ, không dự đoán số thiên hà vệ tinh.

Mô phỏng thời kỳ đầu như của Moore và cộng sự (1999) chỉ bao gồm vật chất tối tương tác dưới dạng hạt có khối lượng. Adi Zolotov và cộng sự (2012) cho rằng điều này đã dẫn đến sai sót đáng kể. Nhóm của Adi Zolotov đã thiết kế một mô phỏng mới không chỉ gồm vật chất tối mà còn có cả các hạt khí và sao cùng tồn tại. Họ nhận ra rằng, các quầng phụ có khối lượng lớn, những siêu tân tinh có thể tác động đến mật độ vật chất tối.

Ở đoạn trước, nhờ phân tích của Governato và cộng sự (2008), ta đã biết rằng siêu tân tinh có thể hun nóng hoặc thổi bay khí trong một quầng phụ có khối lượng lớn. Zolotov và cộng sự (2012) bổ sung thêm rằng sức công phá của siêu tân tinh còn có thể làm xáo trộn sự phân bố vật chất tối trong các quầng phụ. Đấy là mới chỉ nói tới chuyện trong nội bộ quầng phụ. Khi một quầng phụ tương tác với một thiên hà đĩa đầy khí và sao (thường sẽ là thiên hà ở trung tâm quầng chính), thiên hà đĩa có thể “xé xác” quầng phụ và tước mất vật chất tối của nó. Nhóm của Zolotov cho rằng nếu một mô phỏng tính đến các sự xáo trộn và mất mát về vật chất tối như thế, số quầng phụ trong mô phỏng đó ắt sẽ giảm đáng kể. Họ kết luận: “Các mô phỏng chỉ chứa vật chất tối nên được dùng một cách thận trọng khi phân tích các quan sát chuyển động học của vệ tinh lùn quanh dải Ngân hà”.

Kết luận

Ngày nay, sau khi các nhà thiên văn đã thảo luận về thiếu sót của cả quan sát và mô phỏng, bài toán vệ tinh mất tích không còn là một chủ đề cấp thiết nữa. Trong tâm trí nhiều người, bài toán vệ tinh mất tích là sản phẩm của giai đoạn đầu áp dụng mô hình Lambda-CDM, khi các mô phỏng chưa lường trước được mọi tương tác có thể xảy ra giữa vật chất tối và vật chất baryon. Không những vậy, bài toán còn là hậu quả của việc thiếu quan sát chi tiết – một bất cập mà các nhà thiên văn học đang cố gắng khắc phục bằng việc cải tiến thiết bị của các dự án SDSS và DES, đồng thời đưa vào hoạt động Đài quan sát Vera C. Rubin tại Chile. Có lẽ trong tương lai gần, khi mà các mô phỏng đã được cải thiện và đối chiếu với các quan sát có tính bao quát chưa từng thấy, số quầng phụ trong mô phỏng và số vệ tinh của dải Ngân hà ngoài đời cũng sẽ đồng nhất với nhau, và các tranh cãi xoay quanh bài toán vệ tinh mất tích cũng sẽ đi vào dĩ vãng.

Tuy nhiên, gần đây cũng có vài vấn đề nảy sinh trong việc khớp mô phỏng với quan sát thực tế. Chẳng hạn, sau khi tính đến tác động của siêu tân tinh và quang ion hóa, nhiều mô phỏng lại cho ra các quầng phụ có khối lượng lớn đến nỗi chắc chắn đã phải giữ được khí và tạo ra được nhiều sao. Nói cách khác, các mô phỏng mới lại thể hiện rằng dải Ngân hà phải được bao bọc bởi các vệ tinh lớn và đầy sao, khác hẳn với thực tế nơi hầu hết vệ tinh của dải Ngân hà đều là các thiên hà nhẹ cân và ít sao. Bài toán mới này, cùng nhiều bí ẩn khác về sự hình thành và tiến hóa thiên hà, sẽ khơi mào thêm nhiều cuộc thảo luận sôi nổi trong tương lai, mở đường cho các hiểu biết mới và các lý thuyết thậm chí còn chính xác hơn về dải Ngân hà nói riêng và vũ trụ nói chung.□

——-

Tài liệu tham khảo:

Bullock, J.S., Kravtsov, A.V. and Weinberg, D.H. (2000), “Reionization and the abundance of galactic satellites”, The Astrophysical Journal, 539(2), pp. 517.

Brooks, A.M., Kuhlen, M., Zolotov, A. and Hooper, D. (2013), “A baryonic solution to the missing satellites problem”, The Astrophysical Journal, 765(1), pp. 22.

Governato, F., Willman, B., Mayer, L., et al (2007), “Forming disc galaxies in ΛCDM simulations”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 374(4), pp. 1479-1494.

Moore, B., Ghigna, S., Governato, F., et al (1999), “Dark matter substructure within galactic halos”, The Astrophysical Journal, 524(1), pp. L19.

Newton, O., Cautun, M., Jenkins, A., et al (2018), “The total satellite population of the Milky Way”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 479(3), pp. 2853-2870.

Zolotov, A., Brooks, A.M., Willman, B., et al (2012), “Baryons matter: Why luminous satellite galaxies have reduced central masses”, The Astrophysical Journal, 761(1), pp. 71.