Chandrasekhar và Eddington: Cuộc đổ vỡ của thiên văn học đầu thế kỷ XX
Ngày 19/10 là sinh nhật của Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), một nhà thiên văn lỗi lạc người Mỹ gốc Ấn Độ đã đoạt giải Nobel Vật lý năm 1983. Trong và ngoài cộng đồng thiên văn học, ông được biết đến nhiều nhất nhờ phát hiện ra giới hạn Chandrasekhar (Chandrasekhar limit), một phép quy định mức khối lượng tối đa mà một sao lùn trắng có thể đạt được trước khi trở nên không ổn định và sụp đổ hoàn toàn. Tuy nhiên, hiếm ai biết được các khó khăn mà Chandrasekhar gặp phải xung quanh phát hiện này, bao gồm cả việc ông bị đồng nghiệp xa lánh sau khi ý tưởng giới hạn khối lượng gặp phải sự chỉ trích bất ngờ từ bậc tiền bối là Arthur Eddington (1882-1944).
Lý tưởng hay thoái hóa?
Để thảo luận về cuộc tranh cãi giữa Chandrasekhar và Eddington về giới hạn khối lượng của sao lùn trắng, trước tiên phải hiểu xem sao lùn trắng là gì. Khác với các ngôi sao thường thấy trong vũ trụ, sao lùn trắng (white dwarf) rất nhỏ và đặc: một sao lùn trắng thông thường có thể nặng bằng Mặt trời, song kích cỡ thì chỉ bằng Trái đất. Sao lùn trắng thể hiện số phận của một ngôi sao khối lượng lớn khi các nguyên tử hydro, heli, v.v. – những thứ khí từng khiến ngôi sao phổng phao – đều đã bị đốt cạn. Nếu như một ngôi sao thông thường là cuộc kéo co bền bỉ giữa trọng lực hướng nội và áp suất hướng ngoại đến từ quá trình đốt nguyên tử (nuclear burning), thì ở một ngôi sao lùn trắng, do chẳng còn nhiên liệu để mà đốt nữa, ngôi sao tàn phế này buộc phải sử dụng các hạt electron để tạo áp suất hướng ngoại chống lại trọng lực.
Nhưng các hạt electron tạo áp suất hướng ngoại thế nào? Câu hỏi này đã ám ảnh nhà khoa học người Anh Arthur Eddington, chuyên gia hàng đầu về sao trời ở đầu thế kỷ XX. Khi ấy, Eddington đã nổi danh như một nhà tiên phong, sẵn sàng mở đường cho những chuyển biến lớn trong kiến thức thiên văn học. Cuối thập niên 1910, ông đã hào hứng đón nhận thuyết tương đối rộng của Einstein, rồi mò mẫm đến đảo Principe ở Tây Phi để quan sát nhật thực và chứng minh rằng trọng lực của Mặt trời có thể bẻ cong ánh sáng như Einstein đã dự đoán. Năm 1920, Eddington trở thành người đầu tiên cho rằng các ngôi sao có năng lượng là nhờ tổng hợp hạt nhân – một phát kiến đã giúp tên ông in hằn trong các cuốn sách lịch sử thiên văn học đến tận ngày nay. Ngay sau đó, Eddington cũng cố gắng lý giải các sao lùn trắng bằng kiến thức về tổng hợp hạt nhân, và kết luận rằng các hạt electron đang đóng vai trò chống đỡ các thiên thể này. Theo ông, ở điều kiện của sao lùn trắng, electron có thể túm tụm với nhau và vận hành như một chất khí lý tưởng (ideal gas), sinh ra áp suất hướng ngoại chống lại trọng lực hướng nội. Ông tin rằng sao lùn trắng là chặng cuối cùng trong chu trình tiến hóa sao, tức là bất cứ ý tưởng nào cho rằng sao lùn trắng có thể tiến hóa thành “một cái gì khác” thì cũng đều dẫn đến nghịch lý.
Sau khi Eddington đưa ra ý tưởng rằng các hạt electron có thể hoạt động như một chất khí lý tưởng, cũng có nhiều nhà thiên văn bất đồng với ông, tiêu biểu là Ralph H. Fowler và Edward Arthur Milne. Fowler và Milne cho rằng Eddington chưa tính đến các thay đổi ở bên trong một ngôi sao khi nó chuyển từ trạng thái đốt khí sang trạng thái phụ thuộc vào sự chống đỡ của electron. Theo họ, không thể coi các hạt electron là một thứ khí lý tưởng, mà thay vào đó là một thứ khí thoái hóa (degenerate gas), sản sinh ra áp suất thoái hóa điện tử (electron degeneracy pressure) giúp sao lùn trắng chống chọi với trọng lực hướng nội dựa trên thuyết tương đối của Einstein. Đến đầu năm 1930, Eddington cũng nói rằng Fowler và Milne đã đúng ở một số khía cạnh, song nhìn chung thì ông vẫn không chịu chấp nhận vai trò trọng yếu của áp suất thoái hóa điện tử bởi chưa có đủ bằng chứng. Thậm chí, một số nghiên cứu sinh của Milne cũng phản đối chính thầy hướng dẫn của mình, gây ra căng thẳng tại trường Cambridge nơi tất cả các nhân vật này sinh sống và làm việc cùng nhau. Đây chính là bầu không khí trong cộng đồng thiên văn Anh khi Chandrasekhar lên tàu rời thuộc địa Ấn Độ vào tháng 7/1930.
1.44 lần khối lượng Mặt Trời
Subrahmanyan Chandrasekhar – hay như bạn bè gọi thân mật là Chandra – sinh ra ở vùng Punjab thuộc Pakistan ngày nay. Mẹ của Chandra là Sita Balakrishnan, người dịch kịch Ibsen sang tiếng Tamil, còn chú ruột là C. V. Raman, người đoạt giải Nobel Vật lý vào đúng năm Chandra lên tàu sang Anh. Sau khi tốt nghiệp bằng cử nhân tại Đại học Madras vào tháng 6/1930, Chandra được học bổng của chính quyền thuộc địa Ấn Độ để theo học thạc sĩ và tiến sĩ tại Đại học Trinity thuộc trường Cambridge, dưới sự hướng dẫn của Ralph H. Fowler. Tháng bay, Chandra lên đường rời quê hương. Trên con tàu vòng qua mũi Hảo Vọng, chàng trai 19 tuổi say sưa đọc các bài viết của Eddington, Fowler và Einstein, rồi suy ngẫm về bản chất của sao lùn trắng. Giữa cảnh bồng bềnh sóng nước như vậy, anh đã có một ý tưởng để đời.
Khi Fowler và Milne gọi các hạt electron trong một sao lùn trắng là khí thoái hóa, họ đang nhắc tới một hiện tượng cụ thể. Trong cơ học lượng tử, một ngành mới chớm phát triển ở thập niên 1920, các hạt trong một thể tích nhất định chỉ có thể ở các trạng thái lượng tử (quantum state) nhất định. Theo Wolfgang Pauli, hai hạt electron không thể chiếm hữu cùng một trạng thái lượng tử. Do đó, trong một môi trường dày đặc electron như sao lùn trắng, một số hạt ắt sẽ bị đẩy khỏi các trạng thái năng lượng (energy state) thấp để lên các trạng thái cao hơn, sinh ra cái gọi là “áp suất thoái hóa điện tử”. Trên chiếc tàu thủy đi vòng qua châu Phi, chàng trai Chandra trẻ tuổi nhận ra rằng một khi đã đạt tới trạng thái năng lượng cao, electron ắt sẽ phải di chuyển ở tốc độ ánh sáng, nghĩa là phải tính đến tác động của thuyết tương đối. Một khi tính đến các tác động này, anh kết luận rằng sao lùn trắng buộc phải có một mức giới hạn trên về khối lượng. Nếu sao lùn trắng vượt quá giới hạn khối lượng này, các hạt electron sẽ không thể nào cung cấp đủ áp suất thoái hóa điện tử, cho phép trọng lực thắng thế và làm sụp cả ngôi sao. Quả thật, ý tưởng giới hạn khối lượng của sao lùn trắng cũng đã được đưa ra vào năm 1928 và 1929 bởi nhiều nhà vật lý đương thời như E. C. Stoner, Wilhelm Anderson và Yakov Frenkel, song Chandra là người xem xét tất cả các tác nhân liên quan và cho ra kết quả chính xác nhất là 1.44 lần khối lượng Mặt Trời. Ngày nay, chúng ta gọi con số này là giới hạn Chandrasekhar.
Đến Cambridge, Chandra ngay lập tức nghiên cứu sâu hơn về ý tưởng của mình dưới sự hướng dẫn của Fowler. Sự kỳ thị ở chính quốc Anh đối với những người nhập cư từ thuộc địa có thể cũng đã xảy đến với Chandra, nhưng chúng ta không thể biết chắc được vì không có một bức thư nào của anh miêu tả điều này, mà thay vào đó thì anh hết lòng ca ngợi các bậc tiền bối mà mình được gặp, bao gồm cả Eddington. Theo lời kể của chính Chandra và bè bạn, anh thường xuyên đến nói chuyện và uống trà với Eddington trong phòng làm việc của ông. Đến năm 1933, khi anh bảo vệ luận án tiến sĩ về sao lùn trắng, Eddington cũng ở trong hội đồng và đã đánh giá anh rất cao. Lấy bằng tiến sĩ xong, anh quyết định ở lại Cambridge và hòa mình vào với cộng đồng thiên văn học tại đây. Đích thân Eddington đã thuyết phục anh trình bày kết quả nghiên cứu về giới hạn khối lượng sao lùn trắng của mình tại cuộc họp của Hội Thiên văn Hoàng gia Anh ngày 11/1/1935. Chandra nhanh chóng nhận lời, hoàn toàn không lường trước được vụ việc sẽ diễn ra tại buổi họp này.
Ý tưởng giới hạn khối lượng của sao lùn trắng cũng đã được đưa ra vào năm 1928 và 1929 bởi nhiều nhà vật lý đương thời như E. C. Stoner, Wilhelm Anderson và Yakov Frenkel, song Chandra là người xem xét tất cả các tác nhân liên quan và cho ra kết quả chính xác nhất là 1.44 lần khối lượng Mặt trời. Ngày nay, chúng ta gọi con số này là giới hạn Chandrasekhar.
Đổi trắng thay đen
Trong một bài phỏng vấn với Kameshwar C. Wali in năm 1982 trên báo Physics Today, Chandrasekhar đã thuật lại vụ việc một cách chi tiết. Vào buổi tối trước cuộc họp, chàng trai Chandra 24 tuổi đang trò chuyện và uống cà phê cùng đồng nghiệp trước khi rời Cambridge thì bậc tiền bối Eddington 53 tuổi bước tới bảo: “Cậu biết đấy, bài nghiên cứu của cậu khá dài. Thế nên tôi đã bảo Smart [thư ký của Hội Thiên văn Hoàng gia Anh] cho cậu nửa tiếng thuyết trình thay vì 15 phút như bình thường.” Chandra vừa dứt lời cảm ơn thì Eddington bỏ đi. Ngày hôm sau trong hội trường ở London, Chandra đang đứng cùng với đồng nghiệp là McCrea thì Eddington lại đến. McCrea hỏi Eddington: “Thưa giáo sư Eddington, thế hôm nay chúng tôi sẽ hiểu được gì về ‘Thoái hóa Tương đối’ [tên bài nghiên cứu của Chandra]?” Eddington quay sang Chandra và nói: “Đấy là bất ngờ dành cho cậu” rồi lại bỏ đi. Chandra không hề biết rằng trước khi nói với anh câu đó, Eddington đã xin Hội Thiên văn Hoàng gia cho mình được lên phát biểu ngay sau khi bài thuyết trình của Chandra kết thúc.
Buổi thuyết trình của Chandra diễn ra như thường lệ. Đứng trước một khán phòng đầy những nhà thiên văn học lớn tuổi, anh tiến sĩ trẻ giải thích cặn kẽ nghiên cứu của mình, đi từ phương trình này đến phương trình khác để cho thấy rằng về mặt lý thuyết, các sao lùn trắng ắt phải có giới hạn về khối lượng. Sau khi anh nói xong, Edward Arthur Milne bình luận một vài câu, rồi bục diễn thuyết được trao cho Eddington. Trước sự bàng hoàng của Chandra, nhà thiên văn học tiền bối phủ nhận hoàn toàn ý tưởng của anh. Ông cho rằng không có chuyện một ngôi sao phải nhờ đến cái thứ “áp suất thoái hóa” như vậy để sống sót, hay trích y nguyên lời ông: “Tôi nghĩ phải có một định luật tự nhiên ngăn cản không cho một ngôi sao hoạt động một cách kỳ quặc như thế chứ!” Ông nói tiếp: “Công thức [của Chandra] dựa trên một sự kết hợp cơ học tương đối và lý thuyết lượng tử phi tương đối, và tôi không coi đứa con của một cuộc hôn nhân như vậy là sinh ra trong giá thú.” Eddington kết thúc bài nói của mình bằng một vài câu chế giễu khiến nhiều người rộ lên cười, rồi nhường bục diễn thuyết cho nhà nghiên cứu tiếp theo.
Những giờ phút sau đó của Chandra tưởng chừng như địa ngục trần gian. Anh cố nói chuyện cùng một số người mà anh cho rằng sẽ đồng ý với mình như Edward Arthur Milne, song Milne thì lại tỏ ra khoái chí, bởi ông vốn dĩ đã có một ý tưởng khác về các ngôi sao thoái hóa, và việc Eddington chỉ trích không thương tiếc nghiên cứu của Chandra khiến Milne tin vào ý tưởng của chính mình hơn. Chandra trở về Cambridge lúc một giờ sáng, rồi gặp thầy hướng dẫn là Fowler khi ngày làm việc bắt đầu trở lại. Fowler, cùng nhiều đồng nghiệp và bậc tiền bối khác, chỉ biết nói lời thương tiếc và động viên. Nghe tin về vụ việc ở London, nhiều nhà vật lý lượng tử như Niels Bohr, Wolfgang Pauli và Paul Dirac đều gửi lời hỏi thăm, rồi khẳng định rằng các phép tính và lý thuyết của họ đồng tình với nghiên cứu của Chandra. Tuy nhiên, khi Chandra nhờ họ lên tiếng ủng hộ mình, tất cả đều từ chối. Do họ chỉ có chuyên môn về vật lý lượng tử, họ không dám động chạm tới thiên văn học, nhất là Eddington có tầm ảnh hưởng áp đảo trong ngành như thế. Cùng lúc ấy, Eddington tham gia từ hội thảo này đến hội thảo khác, chỉ trích nghiên cứu của Chandra hết ở khán phòng này đến khán phòng khác. Chandra cũng tỏ ý muốn tranh cãi “đơn thương độc mã” với Eddington trước công chúng, song bạn thân của anh là Léon Rosenfeld – một nghiên cứu sinh của Niels Bohr – đã can ngăn ngay lập tức. Trong thư gửi bạn mình từ Đan Mạch, Rosenfeld viết: “Chẳng phải cách sử xự tốt hơn sẽ là mặc kệ ông ta, thay vì mất thời gian và mất bình tĩnh trong các cuộc tranh biện không kết quả?”
Arthur Eddington tin rằng sao lùn trắng là chặng cuối cùng trong chu trình tiến hóa sao, tức là bất cứ ý tưởng nào cho rằng sao lùn trắng có thể tiến hóa thành “một cái gì khác” thì cũng đều dẫn đến nghịch lý.
Người ra đi đầu không ngoảnh lại
Tháng 12/1935, theo lời mời của giám đốc đài thiên văn Harvard là Harlow Shapley, Chandra sang Hoa Kỳ giảng dạy trong vòng ba tháng. Ngưỡng mộ tài năng của chàng trai trẻ, Shapley mời anh ở lại Harvard dạy học, nhưng anh từ chối. Cùng lúc đó, các đại diện của trường Đại học Chicago cũng đến nói chuyện và mời anh sang chỗ mình dạy, nhưng anh từ chối tất cả và lên tàu về Cambridge. Song, trên chuyến tàu trở về, giám đốc Hutchins của trường Đại học Chicago lại gửi điện tín mời anh lần nữa, và cuối cùng, Chandra về Cambridge gói ghém đồ đạc, rồi quay lại Hoa Kỳ vào tháng 12/1936. Khi ban điều hành của trường Đại học Chicago từ chối cho Chandra giảng dạy vì thái độ phân biệt chủng tộc của họ, đích thân Hutchins đã đề nghị: “Hãy để ông Chandrasekhar dạy bằng mọi giá.” Chandra trở thành Phó Giáo sư năm 31 tuổi, và lên làm Giáo sư hai năm sau đó.
Trong nhiều thập kỷ kế tiếp, Chandra không tiếp tục nghiên cứu về áp suất thoái hóa điện tử hay là tiến hóa sao nữa, mà thay vào đó tập trung vào quỹ đạo của các ngôi sao, bức xạ, động lực học chất lưu, v.v. Tại một cuộc hội thảo ở Paris năm 1939, Chandra đã gặp Eddington, và hai người tiếp tục tranh cãi nảy lửa. Nhưng sau buổi họp, bỗng nhiên Eddington đến chỗ anh đang đứng và bảo: “Tôi xin lỗi nếu như sáng nay tôi đã làm cậu tổn thương. Tôi hy vọng rằng cậu không bực mình với những gì tôi nói.” Chandra bảo: “Ông vẫn chưa đổi ý, phải không?” Eddington chỉ nói: “Không.” Chandra tức giận hỏi: “Vậy ông xin lỗi về cái gì?” rồi bỏ đi. Eddington đứng một hồi lâu rồi cũng đi mất. Sau đó, họ bắt đầu viết thư cho nhau, kể chuyện và bông đùa về cuộc sống thường ngày ở hai bờ Đại Tây Dương cho tới khi mất liên lạc vào 1943 do Thế chiến thứ Hai. Một năm sau, Eddington mất. Trong cuộc phỏng vấn với Kameshwar C. Wali năm 1982, Chandrasekhar đã nói một cách đầy luyến tiếc về cuộc gặp mặt cuối cùng đó: “Tôi đã phũ phàng, đã không chịu tha thứ khi ông ấy đến chỗ tôi, cốt là để nói lời xin lỗi”.
Chandrasekhar tiếp tục có các phát hiện lớn, từ phương pháp Chandrasekhar-Fermi để tính cường độ từ trường liên sao cho đến hiện tượng ma sát động học (dynamical friction) khi một ngôi sao di chuyển trong nội bộ thiên hà. Ông dạy và làm thầy hướng dẫn cho nhiều nhà vật lý, nhà thiên văn trẻ tuổi khác nhau với một quy tắc ứng xử đặc biệt: sinh viên chỉ được phép gọi ông là Giáo sư Chandrasekhar, rồi lấy bằng Tiến sĩ xong thì họ được ông khuyến khích gọi mình là Chandra. Trong thời gian làm biên tập ở tạp chí Vật lý Thiên văn (The Astrophysical Journal) từ 1952 đến 1971, Chandrasekhar ủng hộ nhiều tác giả có ý tưởng mới: khi Eugene Parker gửi tới tòa soạn một bài nghiên cứu về việc phát hiện gió mặt trời, nhiều nhà thẩm định đã không nhận bài viết này, song chính Chandrasekhar đã cho xuất bản vì ông không tìm thấy lỗi tính toán trong bài. Năm 1972, các nhà thiên văn tìm thấy bằng chứng gián tiếp đầu tiên về hố đen, và các mô hình máy tính cũng chỉ ra rằng khi một ngôi sao lùn trắng vượt quá ngưỡng 1.44 lần khối lượng Mặt trời, nó sẽ trở nên bất ổn và tiến hóa thành sao neutron hoặc hố đen. Lý thuyết của Chandrasekhar nhận được sự chú ý rộng rãi, cùng với đó là sai lầm của Eddington và cách ông đã đối xử với Chandrasekhar. Cho dù Chandrasekhar sẵn lòng thuật lại mối quan hệ của mình với Eddington, ông chưa từng một lần chỉ trích con người của nhà thiên văn quá cố. Trước báo giới, ông phủ nhận mọi nghi đoán rằng Eddington nhắm vào ông bởi ông là người Ấn Độ, rồi nhấn mạnh vào các đóng góp, các lời khuyên của Eddington, hay là việc hai người vẫn giữ hòa hiếu trước khi Chandrasekhar nhập cư sang Mỹ.
Chuyện của Chandrasekhar và Eddington có thể khiến chúng ta suy nghĩ về vị thế của chuyên gia trong một ngành nghề, hay nguy hiểm tiềm tàng trong sự mất cân bằng quyền lực ở môi trường cao học.
Chuyện của Chandrasekhar và Eddington có thể khiến chúng ta suy nghĩ về vị thế của chuyên gia trong một ngành nghề, hay nguy hiểm tiềm tàng trong sự mất cân bằng quyền lực ở môi trường cao học. Cũng có thể coi cuộc đổ vỡ này như minh chứng rằng ngay cả những người có tư tưởng tiến bộ nhất, những người đi tiên phong trong một lĩnh vực cũng hoàn toàn có thể trở nên bảo thủ và tìm mọi cách để phủ nhận ý tưởng đi ngược lại với thiên kiến của bản thân. Đó là lí do mà một lần nữa ta phải công nhận tài năng và nghị lực của Subrahmanyan Chandrasekhar. Từ một chàng cử nhân trẻ suy ngẫm trên chuyến tàu sang Anh, Chandrasekhar đã trở thành một cây đại thụ trong ngành thiên văn học, với những phát hiện đi trước thời đại và sự cố gắng bền bỉ ở cả việc nghiên cứu vũ trụ bất chấp thái độ bảo thủ của tiền bối lẫn việc khích lệ và truyền cảm hứng cho các thế hệ nhà thiên văn theo sau.□
—
Gooneratne, S. (2005), The White Dwarf Affair: Chandrasekhar, Eddington and the Limiting Mass (Doctoral thesis).
Miller, A. I. (2007), Empire of the Stars: Friendship, Obsession and Betrayal in the Quest for Black Holes
Wali, K. C. (1982), “Chandrasekhar vs. Eddington—an unanticipated confrontation”, Physics Today 35(10), pp. 33-40.
