Vũ trụ đang giãn nở có gia tốc

Hàn lâm viện Khoa học Hoàng gia Thụy Điển đã thông báo trao giải Nobel Vật lý 2011 cho ba nhà khoa học (ảnh bên, từ trái sang phải): Saul Perlmutter, đề án SCP (Supernova CosmologyProject), Phòng thí nghiệm quốc gia Lawrence Berkeley và Đại học California , Mỹ, sinh 1959 Champaign-Urbana, IL, Mỹ; Brian P. Schmidt , nhóm nghiên cứu HZT (High-z Supernova Search Team)  Đại học quốc gia Australia, Weston Creek, Australia, sinh 1967, Missoula, MT, Mỹ, (hai quốc tịch Úc và Mỹ);  Adam G. Riess, nhóm nghiên cứu HZT, Đại học Johns Hopkins và Viện khoa học viễn vọng vũ trụ, Baltimore, Mỹ, sinh 1969, Washington, DC, Mỹ. Họ đã nghiên cứu thận trọng nhiều siêu tân tinh (supernovae)[1], trong nhũng thiên hà xa xôi và kết luận rằng vũ trụ đang giãn nở có gia tốc.

Sự phát hiện này thậm chí là một điều kinh ngạc ngay đối với cả các nhà vật lý  Nobel năm nay. Những điều họ trông thấy giống như khi ném một quả bóng lên trời và thay vì rơi xuống đất quả bóng lại càng ngày càng biến nhanh trong không trung, dường như lực hấp dẫn không còn khả năng điều khiển để quay ngược quỹ đạo quả bóng xuống mặt đất. Một tình huống tương tự đã xảy ra cho toàn vũ trụ (Hình 1).

Hình 1. Vũ trụ đang lớn dần.Quá trình giãn nở của Vũ trụ bắt đầu từ vụ nổ Big Bang cách đây 14 tỷ năm song quá trình đó lại chậm dần trong nhiều tỷ năm đầu. Sau đó Vũ trụ lại bắt đầu giãn nở có gia tốc. Gia tốc được cho là có nguyên nhân bởi năng lượng tối mà lúc ban đầu chỉ chiếm một phần nhỏ trong vũ trụ. Vật chất loãng dần vì quá trình giãn nở và tỷ phần của năng lượng tối trở nên áp đảo.

Tốc độ tăng dần của quá trình giãn nở có nghĩa rằng vũ trụ bị đẩy ra xa nhau bởi một dạng năng lượng tối chưa biết tiềm ẩn trong không gian. Năng lượng tối chiếm một phần lớn trong vũ trụ, hơn 70% và năng lượng tối là một điều bí ẩn lớn nhất trong vật lý học hiện đại. Vũ trụ học bị rung chuyển đến tận gốc khi hai nhóm nghiên cứu độc lập với nhau đưa ra những kết quả nghiên cứu giống nhau về hiện tượng giãn nở có gia tốc của vũ trụ vào năm 1998.

Saul Perlmutter lãnh đạo một trong hai nhóm đó trong Đề án vũ trụ học siêu tân tinh (Supernova Cosmology Project-SCP) bắt đầu một thập kỷ trước đây vào năm 1988.

Brian Schmidt lãnh đạo nhóm thứ hai cuối năm 1994 thực hiện đề án Truy tìm siêu tân tinh có z lớn (High-z Supernova Search Team-HZT), trong nhóm này  nhà vật lý Adam Riess đóng vai trò quan trọng. Tham số z là tham số đo độ lệch về phía đỏ (redshift parameter).

Hai nhóm này nghiên cứu vũ trụ bằng cách truy tìm những siêu tân tinh (Hình 2a) ở xa, đó là những sao bùng nổ trong vũ trụ. Bằng cách thiết lập khoảng cách đến các siêu tân tinh và tốc độ chúng đi xa chúng ta các nhà khoa học hy vọng phát hiện số phận của vũ trụ. Họ hy vọng rằng vũ trụ đang giãn nở chậm dần, và điều này có thể dẫn đến sự cân bằng giữa một chung cuộc trong lửa và một chung cuộc trong băng. Song điều họ phát hiện ra lại là một điều trái ngược – quá trình giãn nở đang xảy ra với gia tốc.

Hình 2a . Hình ảnh nghệ thuật của một siêu tân tinh trên bầu trời

Hình 2b . Ánh sáng chuẩn với độ sáng ổn định là cần thiết cho việc đo khoảng cách đến các sao

Vũ trụ đang lớn dần

Đây không phải là lần đầu tiên mà những phát hiện thiên văn làm đảo lộn nhận thức của chúng ta về vũ trụ. Chỉ một trăm năm trước đây vũ trụ được xem như một thực thể bình yên không lớn hơn giải Ngân hà của chúng ta. Đồng hồ vũ trụ gõ nhịp đều đều còn vũ trụ thì vĩnh cửu. Song một chuyển biến cơ bản đã làm thay đổi bức tranh đó.

Đầu thế kỷ 20 nhà thiên văn Mỹ Henrietta Suwan Leavitt đã tìm ra cách đo khoảng  cách đến những sao ở xa. Henrietta Leawitt đã nghiên cứu nhiều sao pun-xa (pulsating stars)[2] gọi là Cepheids [3] và tìm thấy rằng chu kỳ càng dài thì độ sáng càng lớn. Sử dụng thông tin này Leawitt có thể tính được độ sáng nội tại của các Cepheids.

Nếu khoảng cách của một trong các sao Cepheids được biết thì khoảng cách đến các Cepheids khác có thể thiết lập được- độ sáng càng nhỏ thì sao càng ở xa (Hình 2b). Một ngọn nến chuẩn đã hình thành và đó sẽ là thước chuẩn để đo vũ trụ. Sử dụng các Cepheids, các nhà thiên văn đã sớm đi đến kết luận rằng giải Ngân hà chính là một trong những thiên hà trong vũ trụ. Và trong năm 1920 các nhà thiên văn  đã sử dụng kính thiên văn lớn nhất lúc bấy giờ Mount Wilson ở California để tìm thấy rằng hầu hết các thiên hà đều chuyển động xa dần. Họ nghiên cứu đại lượng gọi là độ lệch về phía đỏ ( redshift), độ lệch này  xuất hiện khi một nguồn ánh sáng chuyển động xa chúng ta. Độ dài sóng ánh sáng giãn ra, sóng dài thêm và màu sắc của ánh sáng trở thành  đỏ hơn. Ngoài ra khi một thiên hà càng ở xa thì thiên hà đó  chuyển động ra xa càng nhanh hơn – đó là định luật Hubble. Như vậy vũ trụ càng ngày càng lớn dần.

Hằng số vũ trụ λ

Năm 1915, Albert Einstein công bố Lý thuyết Tương đối Tổng quát và đây là lý thuyết cơ bản để hiểu vũ trụ. Lý thuyết  này mô tả một vũ trụ không giãn nở cũng không co lại. Song sự phát hiện hiện tượng giãn nở của vũ trụ đã gây nhiều khó khăn cho lý thuyết. Để làm dừng hiện tượng giãn nở, Einstein đã thêm một hằng số vào các phương trình của mình, đó là hằng số vũ trụ  l (lambda):

Rab – ½ Rgab +  λ gab = 8πGT ab
trong phương trình trên G là hằng số Newton, Tab là tenxơ năng-xung lượng. Trị số và dấu của hằng số λ dẫn đến những kịch bản khác nhau và được khảo sát bởi George Lemaitre, thầy tu người Bỉ, giáo sư đại học Louvain.

Sau này Einstein cho rằng việc đưa thêm hằng số vũ trụ vào lý thuyết là một sai lầm. Tuy nhiên một điều kỳ diệu là những quan trắc thực hiện trong những  năm 1997-1998 (dẫn đến giải Nobel năm nay) cho phép chúng ta nói rằng việc đưa hằng số vũ trụ vào lý thuyết (ban đầu nhằm một mục đích khác) bây giờ trở nên một điều kỳ diệu, một thắng lợi lớn của vũ trụ học.

Sự phát hiện vũ trụ giãn nở là một bước dẫn nhận thức của chúng ta đến hiện tượng Bigbang, một vụ nổ xảy ra cách đây khỏang 14 tỷ năm. Thời gian và không gian đột hiện và từ đó vũ trụ luôn giãn nở, các thiên hà chuyển động xa nhau ra.

Siêu tân tinh- một chuẩn đo mới của vũ trụ 

Khi Einstein loại bỏ hằng số vũ trụ khỏi lý thuyết và công nhận vũ trụ không là một vũ trụ tĩnh (static), ông đã gắn liền số phận của vũ trụ với hình học. Vũ trụ có thể mở hoặc đóng hoặc là một vũ trụ trung gian giữa hai hình học đó tức vũ trụ  phẳng.

Một vũ trụ mở là một vũ trụ trong đó lực hấp dẫn của vật chất không đủ lớn để ngăn lại quá trình giãn nở. Vật chất pha loãng trong không gian. Một vũ trụ đóng là một vũ trụ trong đó lực hấp dẫn có khả năng làm đảo ngược quá trình giãn nở. Vũ trụ đến một lúc nào đó ngừng giãn nở co lại trong một chung cuộc nóng bỏng và khốc liệt gọi là Big Crunch. Nhiều nhà vũ trụ học mơ ước một vũ trụ với hình học phẳng đơn giản hơn và đẹp hơn về mặt toán học, trong vũ trụ phẳng không có chung cuộc trong  lửa và trong băng. Song nếu tồn tại hằng số vũ trụ thì quá trình giãn nở vẫn tiếp diễn ngay cả đối với vũ trụ  phẳng.

Các nhà vật lý đoạt giải Nobel Vật lý năm nay hy vọng tìm thấy vũ trụ  giãn nở chậm lại. Phương pháp họ sử dụng ở đây cũng là phương pháp mà các nhà thiên văn học đã sử dụng hơn sáu thập kỷ trước: định vị các sao và đo sự chuyển động của chúng. Song nói thì dễ mà làm thì khó. Từ ngày Henrietta Leawitt, nhiều sao Cepheids đã chuyển động xa và ở những khoảng cách hàng tỷ năm ánh sáng nên các sao Cepheids không còn trông thấy được nữa.
Phải tìm những chuẩn đo mới.   

Siêu tân tinh – những sao bùng nổ- trở thành những ngọn nến quy chiếu  mới. Nhiều kính viễn vọng tinh vi trên mặt đất và trong vũ trụ cộng với những siêu máy tính, những sensor siêu nhạy CCD (Charge-coupled Devices) đã mở ra nhiều khả năng giải quyết bài toán.

Sao lùn trắng bùng nổ

Một công cụ mới nhất của các nhà thiên văn là sự bùng nổ của một loại siêu tân tinh có tên là  siêu tân tinh Ia. Trong một vài tuần lễ một siêu tân tinh loại Ia có thể bức xạ ánh sáng ngang bằng ánh sáng của cả một thiên hà. Loại siêu tân tinh này là sự bùng nổ của một sao đã già rất compắc, nặng bằng Mặt trời nhưng nhỏ bằng Quả đất, một sao lùn trắng (white dwarf)[4]. Sự bùng nổ là bước kết thúc cuộc đời của sao lùn trắng.

Sao lùn trằng hình thành khi  sao không còn năng lượng ở tâm, vì tất cả hydro và helium đã cháy hết trong các phản ứng hạt nhân. Chỉ còn lại carbon và oxygen.  Tương tự như thế Mặt trời của chúng ta trong tương lai xa cũng chia sẻ số phận đó, Mặt trời trở nên lạnh dần và trở thành một sao lùn trắng.

Nhiều sao lùn trắng là thành phần của một hệ sao đôi. Trong trường hợp này trường hấp dẫn mạnh của sao lùn trắng hút dần vật chất của sao đồng hành để lớn dần lên. Và khi sao lùn trắng phình lớn lên cỡ 1,4 khối lượng Mặt trời (giới hạn Chandrasekhar[5]) thì hệ bùng nổ thành một siêu tân tinh loại Ia (Hình 3).

Hình 3. Bùng nổ siêu tân tinh. Một sao lùn trắng cuốn hút lấy vật chất của sao đồng hành trong hệ sao đôi nhờ lực hấp dẫn. Khi sao lùn trằng phình lớn đến cỡ 1,4 khối lượng mặt trời thì nó bùng nổ thành siêu tân tinh loại Ia.

Những sản phẩm nhiệt hạch có bức xạ mạnh và bức xạ này tăng dần nhanh chóng trong những tuần đầu sau vụ nổ và chỉ giảm đi sau vài tháng tiếp theo. Do đó mà cần một cuộc rượt đuổi truy tầm các siêu tân tinh vì sự bùng nổ của chúng tương đối là ngắn ngủi. Trong toàn phần vũ trụ mà ta trông thấy được mỗi phút xuất hiện khoảng mười siêu tân tinh loại Ia. Song vũ trụ quá bao la trong mỗi thiên hà chỉ có chừng một hoặc hai siêu tân tinh trên một nghìn năm. Vào tháng 9/2011 chúng ta may mắn quan sát một siêu tân tinh như vậy trong thiên hà gần Big Dipper . Song phần lớn siêu tân tinh ở xa và mờ. Như vậy ở đâu và khi nào chúng ta nhìn được siêu tân tinh  trên bầu trời?

Một kết luận gây kinh ngạc

Hai nhóm các nhà vật lý hiểu rằng họ phải rà soát cả bầu trời để tìm siêu tân tinh ở xa. Thủ thuật là ở chỗ phải so sánh hình ảnh của hai mảnh trời nhỏ, hình thứ nhất thu được lúc sau trăng non và một hình thu được sau 3 tuần. Tiếp đó so sánh hai hình để hy vọng tìm thấy một điểm sáng – một pixel giữa nhiều pixel khác trên hình CCD- điểm sáng đó có hy vọng là dấu hiệu của siêu tân tinh ở một thiên hà xa xôi (Hình 4).

Hình 4. Siêu tân tinh 1995. Hai hình của cùng một mảnh trời nhỏ thu được cách nhau ba tuần lễ được đem ra so sánh với nhau. Trong hình thứ hai một điểm sáng đã được phát hiện. Đó là dấu hiệu của một siêu tân tinh. Một siêu tân tinh có thể phát ra ánh sáng bằng cả một thiên hà. Phần lớn ánh sáng được phát ra trong các tuần đầu (xem đồ thị ).

Các nhà vật lý có rất nhiều việc phải làm. Cần phải lọc được ánh sáng siêu tân tinh từ ánh sáng phông của thiên hà chủ. Một công việc quan trọng khác là xác định được độ sáng. Những bụi vũ trụ giữa các thiên hà và các sao làm thay đổi độ sáng. Những điều đó ảnh hưởng đến việc xác định độ sáng tối đa của siêu tân tinh. Họ phải thao tác thật nhanh mọi phép đo vì siêu tân tinh  mau tàn dần.

Các nhà vật lý đã tìm ra khoảng 50 siêu tân tinh nằm ở xa với ánh sáng mờ hơn mong đợi. Đây là điều trái ngược với những điều họ hình dung. Nếu quá trình giãn nở mất dần tốc độ thì ánh sáng các siêu tân tinh phải mạnh hơn. Song các siêu tân tinh đang mờ nhạt dần dường như chúng đang chuyển động xa dần càng xa càng nhanh rồi chìm trong thiên hà của chúng. Kết luận đầy ngạc nhiên là quá trình giãn nở không chậm dần mà ngược lại tăng tốc lên.

Từ đây đến vĩnh hằng

Điều gì làm tăng tốc giãn nở của vũ trụ? Đó là năng lương tối, một vấn đề thách thức các nhà khoa học và chắc còn lâu mới có lời giải. Nhiều ý tưởng được nêu ra. Phương án đẹp nhất là tái nhập hằng số vũ trụ Einstein vào lý thuyết, hằng số mà đã có một thời bản thân Einstein muốn từ bỏ (Hình 5). Hiện nay hằng số Einstein có nhiệm vụ khác đó là làm tăng tốc quá trình giãn nở của vũ trụ.

Hình 5. Sự phát hiện quá trình giãn nở có gia tốc của vũ trụ là một sự kiện quan trong của năm 1998 (tạp chí Science). Trên tờ bìa Albert Einstein đang đắm nhìn vào hằng số vũ trụ mà bây giờ đang trở thành hắng số quan trọng trong vũ trụ học.

Hằng số vũ trụ có thể có nguồn gốc từ chân không. Như chúng ta biết trong chân không luôn hình thành các hạt và phản hạt và tạo nên năng lượng. Song một tính toán sơ bộ có thể cho thấy rằng năng lượng tối không tương ứng với năng lượng chân không vốn 10120 lần lớn hơn.

Cũng có thể rằng năng lượng tối không là một hằng số, có thể năng lượng tối biến thiên theo thời gian. Dẫu năng lượng tối là thế nào đi nữa thì năng lượng tối đã cho lời giải thích đối với bài toán mà các nhà khoa học nghiên cứu đã lâu. Theo đồng thuận hiện nay giữa các nhà khoa học thì năng lương tối chiếm khoảng ba phần tư vũ trụ. Vật chất thông thường (thiên hà, các sao, con người, hoa cỏ,…) chỉ chiếm  khoảng 5 % vũ trụ. Phần còn lại là vật chất tối. Năng lượng tối gây lực đẩy, vật chất tối gây lực hút (Hình 6).      

Hình 6. Năng lượng tối chiếm ¾ vũ trụ hiện nay vẫn là một năng lượng bí ẩn.Vật chất thông thường chiếm 5 % phần còn lại là vật chất tối , một loại vật  chất cũng còn bí ẩn như năng lượng tối.

Kết luận

Sự phát hiện quá trình giãn nở có gia tốc của vũ trụ dựa trên những quan sát các siêu tân tinh ở xa bởi ba nhà vật lý: Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt và Adam G. Riess là một thành tựu khoa học to lớn gây kinh ngạc giới khoa học. Đây là một đóng góp quan trọng vào vũ trụ học. Ba nhà vật lý trên đã vén một góc màn bí ẩn của vũ trụ hiện đang còn chứa rất nhiều điều mà chúng ta chưa biết. Nhiều vấn đề lớn (năng lượng tối, vật chất tối,…) vẫn còn chờ lời giải trong tương lai.
  
     CC. biên dịch và chú thích
————-
Tài liệu gốc

The Nobel Prize in Physics (Press Release, Popular Information, Advanced Information-Scientific Background)

Các chú thích

[1] siêu tân tinh (超   新  星) =supernovae là những sao đột nhiên bùng nổ trở nên rực sáng mãnh liệt; có hai loại siêu tân tinh loại I và loại II, loại I có độ sáng nhất và thuộc hệ sao đôi; chữ nova có nghĩa là mới.

[2] pun-xa (pulsar)=sao neutron (với thành phần chính là neutron) có chuyển động quay, phát bức xạ radio vũ trụ với chu kỳ;pun-xa là một loại sao biến đổi (variable star).

[3] Cepheids =những pun-xa khổng lồ có độ sáng thay đổi theo chu kỳ; giữa chu kỳ  và độ sáng có một hệ thức đặc trưng: chu kỳ càng dài thì độ sáng càng lớn (the brighter ones had longer pulses); như vậy chu kỳ quan sát được là chỉ số đo khoảng cách  của sao vì vậy các Cepheids đóng vai trò quan trong trong việc xác định các khoảng cách.  Cepheids được  phát hiện năm 1912 bởi Henrietta Leavitt.

[4] sao lùn trắng = sao ở giai đoạn tiến triển cuối cùng, nếu khối lượng của  sao nhỏ hơn 1,4 khối lượng Mặt trời (giới hạn Chandrasekhar) thì sao có khả năng chống lại sự co hấp dẫn vì những electron tự do tạo nên một áp suất hướng ra ngoài cân bằng được lực hấp dẫn, một sao nóng như vậy gọi là sao lùn trắng.

[5] Giới hạn Chandrasekhar=giới hạn khối lượng của một sao bằng khoảng 1,4 khối lượng Mặt trời, trên giới hạn đó không tồn tại sao lùn trắng.