Vũ trụ đang tăng tốc - Công trình đoạt Giải Nobel Vật lý 2011 (Phần 1)

Giới thiệu

Sự khám phá ra sự giãn nở đang tăng tốc của Vũ trụ là một cột mốc quan trọng trong nghiên cứu vũ trụ học, tương đương với sự khám phá ra những biến thiên nhiệt độ nhỏ trong bức xạ Nền Vi sóng Vũ trụ (CMB) với vệ tinh COBE (Giải Nobel Vật lí 2006, John Mather và George Smoot). Bằng cách nghiên cứu CMB, chúng ta có thể tìm hiểu lịch sử buổi đầu của Vũ trụ và các nguồn gốc của cấu trúc, trong khi lịch sử giãn nở của Vũ trụ cho chúng ta hiểu về sự tiến hóa của nó và có lẽ cả số phận tối hậu của nó.

Sự giãn nở của vũ trụ được khám phá bởi Vesto Slipher, Carl Wirtz, Knut Lundmark, Georges Lemaître và Edwin Hubble vào thập niên 1920. Tốc độ giãn nở phụ thuộc vào lượng năng lượng – một Vũ trụ chỉ chứa vật chất cuối cùng sẽ chậm lại do lực hút hấp dẫn. Tuy nhiên, các quan sát sao siêu mới (SNe) loại Ia ở khoảng cách chừng 6 tỉ năm ánh sáng của hai nhóm nghiên cứu độc lập nhau, đứng đầu bởi Saul Perlmutter, và bởi Brian Schmidt cùng Adam Riess, cho biết hiện tại, tốc độ giãn nở đó, thay vậy, đang tăng lên.

Trong khuôn khổ của mô hình vũ trụ học chuẩn, sự tăng tốc như thế thường được quy cho năng lượng chân không (đôi khi gọi là “năng lượng tối”) – dựa trên số liệu phù hợp từ SNe, các quan sát dị hướng ở CMB, và khảo sát sự tập trung thành đám của các thiên hà – chiếm khoảng 73% tổng mật độ năng lượng của Vũ trụ. Trong số phần còn lại, khoảng 23% là do một dạng vật chất chưa biết (gọi là “vật chất tối”). Chỉ khoảng 4% mật độ năng lượng tương ứng với vật chất bình thường như các nguyên tử.

Trong cuộc sống hàng ngày, các hiệu ứng của năng lượng chân không là hết sức nhỏ nhưng có thể đo được – ví dụ, được quan sát thấy ở dạng các dịch chuyển mức năng lượng của nguyên tử hydrogen, và dịch chuyển Lamb (Giải Nobel Vật lí 1955).

Sự phát triển của Vũ trụ được mô tả bởi thuyết tương đối tổng quát của Einstein. Trong các lí thuyết trường tương đối tính, phần đóng góp của năng lượng chân không được cho bởi một biểu thức giống về mặt toán học với hằng số vũ trụ học nổi tiếng trong lí thuyết của Einstein. Câu hỏi số hạng năng lượng chân không có thật sự độc lập với thời gian như hằng số vũ trụ học, hay biến thiên theo thời gian, hiện nay là một chủ đề nghiên cứu rất nóng.

Thuyết tương đối tổng quát và Vũ trụ

Các ngôi sao trên bầu trời đêm luôn luôn mê hoặc loài người chúng ta. Chúng ta chỉ có thể đoán rằng con người từ thời cổ đại đã lí giải những gì khi họ nhìn thấy các ngôi sao trở lại vị trí cũ trên bầu trời hàng đêm. Chúng ta biết các nhà triết học Hi Lạp đã đề xuất một mô hình thiên văn nhật tâm với Mặt trời ở chính giữa và các hành tinh quay tròn xung quanh nó từ hồi thế kỉ thứ 3 trước Công nguyên, nhưng chính Nicolaus Copernicus, người sống vào thế kỉ thứ 16, mới phát triển phiên bản hiện đại đầu tiên của một mô hình vũ trụ. Nó đã dẫn dắt thiên tài của Galileo Galilei vào đầu thế kỉ sau đó thật sự quan sát và tìm hiểu những thực tế căn bản, chế tạo một trong những chiếc kính thiên văn đầu tiên dùng cho thiên văn học và từ đó đặt nền tảng cho thiên văn học hiện đại. Trong 300 năm tiếp sau đó, các nhà thiên văn đã thu thập những bảng quan sát ngày một ấn tượng hơn của những ngôi sao nhìn thấy. Trong hệ thống Copernicus, các ngôi sao được cho là gắn cố định trên một mặt cầu ở xa và không có số liệu quan sát nào cho biết có cái gì trái ngược lại. Vào năm 1718, Edmund Halley phát hiện thấy các ngôi sao thật sự có thể chuyển động trên bầu trời, nhưng người ta tin rằng chuyển động này xảy ra trong một vũ trụ tĩnh, cố định. Trong suốt thế kỉ 18 và 19, sự nghiên cứu các thiên thể được xây dựng trên những nền tảng vững chắc với các định luật nổi tiếng của Kepler và Newton.

Tháng 11 năm 1915, Albert Einstein (Giải Nobel Vật lí 1921) công bố lí thuyết của ông cho sự hấp dẫn, cái ông đặt tên là Thuyết tương đối Tổng quát (GR)

$$1$$ , một mở rộng của lí thuyết tương đối đặc biệt của ông. Đây là một trong những thành tựu vĩ đại nhất của lịch sử khoa học, một mốc son nghiên cứu thời hiện đại. Nó xây dựng trên Nguyên lí Tương đương, nguyên lí phát biểu rằng khối lượng hấp dẫn của một vật bằng với khối lượng quán tính của nó. Bạn không thể phân biệt sự hấp dẫn với sự gia tốc! Einstein đã kiểm tra lí thuyết này có thể giải thích sự tiến động của điểm cận nhật của Thủy tinh, một bài toán khó của cơ học Newton. Cái nhìn sáng suốt mới mẻ là sự hấp dẫn thật ra có bản chất hình học và sự cong của không gian và thời gian, không-thời gian, làm cho các vật chuyển động như thể chúng bị tác dụng bởi một lực. Những thông số vật lí thiết yếu là ma trận của không-thời gian, một ma trận cho phép chúng ta tính ra những khoảng cách nhỏ vô hạn (thật ra là những vi phân nguyên tố đường – hay thời gian thuần túy theo ngôn ngữ của thuyết tương đối đặc biệt). Cái trở nên lập tức sáng tỏ là lí thuyết của Einstein có thể áp dụng cho những tình huống vũ trụ học, và Karl Schwarzschild rất sớm tìm ra nghiệm tổng quát cho ma trận xung quanh một vật thể khối lượng lớn như Mặt trời hay một ngôi sao $$2$$ .

 

Vũ trụ đang giãn nở

Năm 1917, Einstein đã áp dụng các phương trình GR cho toàn bộ Vũ trụ

$$3$$ , đưa ra giả định ngầm rằng Vũ trụ là đồng tính; nếu chúng ta xét những quy mô vũ trụ học đủ lớn để những đám vật chất cục bộ trở nên san bằng. Ông cho rằng giả định khá phù hợp với lí thuyết của ông và ông không lo lắng trước thực tế rằng các quan sát lúc đó thật ra không chứng minh cho sự phỏng đoán của ông. Điều đáng nói là nghiệm của phương trình đó cho thấy Vũ trụ không thể nào là bền. Điều này trái với mọi suy nghĩ của thời kì đó và khiến Einstein không yên. Tuy vậy, ông đã sớm tìm ra một nghiệm. Lí thuyết năm 1915 của ông không phải là lí thuyết tổng quát nhất phù hợp với Nguyên lí Tương đương. Ông còn có thể đưa ra một hằng số vũ trụ học, một thành phần mật độ năng lượng không đổi của Vũ trụ. Với hằng số này, Einstein có thể làm cân bằng Vũ trụ để cho nó là tĩnh.

Vào đầu thập niên 1920, nhà toán học và vật lí học người Nga Alexander Friedmann đã nghiên cứu bài toán động lực học của Vũ trụ về cơ bản sử dụng những giả thuyết giống như Einstein, và đã tìm ra vào năm 1922 rằng nghiệm trạng thái tĩnh của Einstein thật ra là không bền

$$4$$ . Bất kì sự nhiễu loạn nhỏ bé nào cũng sẽ làm cho Vũ trụ không tĩnh nữa. Lúc đầu, Einstein không tin vào những kết quả của Friedmann, và ông đã cho đăng bài phê bình của ông trên tờ Zeitschrift für Physik, tạp chí công bố bài báo của Friedmann. Tuy nhiên, một năm sau thì Einstein nhận thấy mình đã sai đã gửi một thư mới đến tờ tạp chí đính chính thực tế này. Dẫu vậy, Einstein vẫn không thích khái niệm Vũ trụ giãn nở và người ta kháo nhau rằng ông nhận thấy quan điểm đó là “kinh tởm”. Năm 1924, Friedmann cho công bố những phương trình đầy đủ của ông $$5$$ , nhưng sau khi ông qua đời vào năm 1925 công trình của ông về cơ bản vẫn bị bỏ qua hoặc không được biết tới, mặc dù nó đã được công bố trên một tạp chí danh tiếng. Chúng ta phải nhớ rằng một cuộc cách mạng thật sự đang diễn ra trong vật lí học những ngày này với sự xuất hiện của nền cơ học lượng tử mới, và đa số các nhà vật lí đang bận rộn với quá trình này. Năm 1927, nhà vật lí linh mục người Bỉ Georges Lemaître, nghiên cứu độc lập với Friedmann, đã thực hiện những phép tính tương tự dựa trên GR và đi đến những kết quả tương tự $$6$$ . Thật đáng tiếc, bài báo của Lemaître được công bố trên một tạp chí địa phương của Bỉ và một lần nữa các kết quả không được phổ biến rộng rãi, mặc dù Einstein có biết tới chúng và đã từng thảo luận chúng với Lemaître.

Vào đầu thế kỉ 20, đa số người ta tin rằng toàn bộ Vũ trụ chỉ gồm thiên hà của chúng ta, Dải Ngân hà. Nhiều tinh vân đã được tìm thấy trên bầu trời được cho là những đám mây khí trong những phần xa xôi của Dải Ngân hà. Năm 1912, Vesto Slipher

$$7$$ , trong khi làm việc tại Đài thiên văn Lowell, đã thực hiện những phép đo tiên phong của sự dịch chuyển về phía đỏ của ánh sáng đến từ những tinh vân xoắn ốc sáng nhất trong số này. Độ lệch đỏ của một vật phụ thuộc vào vận tốc của nó lùi xa chúng ta, và Slipher tìm thấy các tinh vân dường như đang chuyển động nhanh hơn vận tốc thoát của Dải Ngân hà.

Trong những năm sau đó, bản chất của tinh vân xoắn ốc khiến người ta tranh cãi kịch liệt. Có thể có nhiều hơn một thiên hà hay không? Câu hỏi này cuối cùng đã được giải quyết vào thập niên 1920 cùng với Edwin Hubble là nhân vật chủ đạo. Sử dụng kính thiên văn mới 100-inch tại Đỉnh Wilson, Hubble đã có thể phân giải từng ngôi sao trong tinh vân Andromeda và một số tinh vân xoắn ốc khác, phát hiện thấy một số trong những ngôi sao này là sao biến quang, mờ đi và sáng lên với chu kì đều đặn

$$8$$ .

Sao biến quang là những vật thể khổng lồ đang dao động với một mối liên hệ đặc trưng giữa độ sáng và khoảng thời gian giữa những cực đại độ sáng, do nhà thiên văn học người Mĩ Henrietta Leavitt phát hiện ra vào năm 1912. Mối liên hệ độ sáng-chu kì này, cùng với những sao biến quang ở gần có khoảng cách đã được biết từ những phép đo thị sai, cho phép xác định độ sáng thật sự của một sao biến quang từ khoảng thời gian của nó – và vì thế, khoảng cách của nó (với sai số chừng 10%) từ định luật nghịch đảo bình phương.

Hubble sử dụng mối liên hệ của Leavitt để ước tính khoảng cách đến các tinh vân xoắn ốc, kết luận rằng chúng ở quá xa nên không thể là một bộ phận của Dải Ngân hà và vì thế phải là những thiên hà riêng. Kết hợp những phép đo riêng của ông và của những nhà thiên văn học khác, Hubble có thể vẽ đồ thị khoảng cách đến 46 thiên hà và tìm thấy một sự tỉ lệ thô của khoảng cách của một vật thể với độ lệch đỏ của nó. Năm 1929, ông công bố cái ngày nay gọi là ‘định luật Hubble’: khoảng cách đến một thiên hà tỉ lệ với khoảng cách lùi ra xa của nó

$$9$$ .

Mặc dù số liệu của Hubble khá thô và không chính xác như số liệu hiện đại, nhưng định luật Hubble được chấp nhận rộng rãi, và Einstein phải thừa nhận rằng Vũ trụ thật sự đang giãn nở. Người ta nói, ông đã gọi việc đưa ra hằng số vũ trụ học là “sai lầm lớn nhất” của cuộc đời ông. Từ đây về sau, tầm quan trọng của hằng số vũ trụ học lu mờ dần, mặc dù nó có xuất hiện trở lại lúc này lúc khác.

Điều cần lưu ý đối với các ghi chép lịch sử là Lemaître trong bài báo năm 1927 của ông suy luận chính xác ra các phương trình cho một Vũ trụ đang giãn nở đã thu được một mối liên hệ giống như của Hubble và về cơ bản đã tìm thấy hằng số tỉ lệ (“hằng số Hubble”) giống như Hubble đã tìm hai năm sau đó. Sau khi kết quả của Hubble được phổ biến, Arthur Eddington đã dịch bài báo của Lemaître sang tiếng Anh vào năm 1931, không có những phần nói về định luật Hubble. Để hồi đáp cho Eddington, Lemaître

$$10$$ còn chỉ ra một hệ quả hợp lí của một Vũ trụ đang giãn nở: Vũ trụ phải tồn tại trong một thời gian hữu hạn, và phải xuất hiện từ một lượng tử đơn ban đầu (theo từ dùng của ông). Theo nghĩa này, ông đã đặt nền tảng cho khái niệm Vụ nổ Lớn (một cái tên đặt ra muộn hơn nhiều sau này bởi Fred Hoyle). Cũng nên lưu ý rằng Carl Wirtz vào năm 1924 $$11$$ và Knut Lundmark vào năm 1925 $$12$$ đã tìm thấy những tinh vân ở xa lùi ra xa nhanh hơn những tinh vân ở gần.

Kết quả của Hubble và những người khác từ năm 1926 đến 1934, mặc dù không chính xác cho lắm, là những dấu hiệu đáng khích lệ của một Vũ trụ đồng nhất và đa số các nhà khoa học nhanh chóng chấp nhận quan điểm trên. Khái niệm một Vũ trụ đồng nhất và đẳng hướng còn gọi là Nguyên lí Vũ trụ học. Nguyên lí này có từ thời Copernicus, người phát biểu rằng Trái đất nằm ở một nơi không có gì đặc biệt hay ưu tiên trong Vũ trụ. Theo ngôn ngữ hiện đại, người ta giả định rằng Vũ trụ trông giống hệt nhau ở những cấp bậc vũ trụ đối với mọi nhà quan sát, độc lập với vị trí của họ và độc lập với hướng mà họ nhìn. Giả thuyết của Nguyên lí Vũ trụ học vốn có trong tác phẩm của Friedmann và Lemaître nhưng hầu như không được biết tới trong phần lớn xã hội khoa học. Nhờ tác phẩm của Howard Robertson vào năm 1935-1936

$$13$$ và Arthur Walker vào năm 1936 $$14$$ , nó mới được nhiều người biết tới.

Robertson và Walker xây dựng một metric khái quát của không-thời gian phù hợp với Nguyên lí Vũ trụ học và chứng tỏ rằng nó không bị ràng buộc đặc biệt với các phương trình Einstein như Friedmann và Lemaître đã giả thuyết. Từ thập niên 1930, bằng chứng cho giá trị của Nguyên lí Vũ trụ học ngày một củng cố vững chắc hơn và với khám phá năm 1964 ra bức xạ CMB của Arno Penzias và Robert Wilson (Giải Nobel Vật lí 1978), câu hỏi đó cuối cùng đã được giải quyết

$$15$$ . Những quan sát trong thời gian gần đây của CMB cho thấy những dị hướng nhiệt độ lớn nhất (vào bậc 10^-3) phát sinh do sự chuyển động của Dải Ngân hà trong không gian. Trừ đi thành phần lưỡng cực này, những dị hướng còn lại nhỏ hơn đến một trăm lần.

Còn tiếp Phần 2

Theo NobelPrize.Org

Bài trước | Bài kế tiếp