Thuvienvatly.com: Góp thêm ‘náo nhiệt’ cho không khíGiải Nobel Vật lý 2011 cho những nhà tiên phong của năng lượng tối. Chúng tôi trích giới thiệu lại một số bài báo đã đăng trên tạp chí Physics World, số tháng 12/2007 nói về những mập mờ và thái độ của cộng đồng trong lịch sử khám phá ra sự giãn nở đang tăng tốc của vũ trụ và sự ra đời của khái niệm năng lượng tối, vật chất tối.
Eric Linder, Saul Perlmutter (Physics World, tháng 12/2007)
Một chục năm sau khi các nhà thiên văn vật lí phát hiện ra sự giãn nở của vũ trụ đang tăng tốc, ngày càng có nhiều phép đo mang lại cho chúng ta một số manh mối về bản chất của năng lượng tối đã điều khiển nó. Nhưng, như Eric Linder và Saul Perlmutter mô tả, những tiến bộ trong kĩ thuật quan trắc hứa hẹn sẽ làm sáng tỏ nền vật lí mang tính cách mạng này trong thập niên trước mắt.
Chuyển hướng sang vũ trụ sơ khai
Có bốn kĩ thuật thực nghiệm chủ yếu sẽ cho phép chúng ta làm sáng tỏ bí ẩn của năng lượng tối. Đầu tiên là tìm những gợn sóng trong sự phân bố của các thiên hà, chúng phát ra trong những dao động âm học của vật chất baryon tính (tức là vật chất thông thường) khi nó liên kết với bức xạ nền vũ trụ trước khi vật chất và bức xạ tách riêng ra. Giống như những chiếc lá (baryon) trôi nổi trên mặt hồ (bức xạ nền), các gợn sóng trong nước được nhận ra ở hình ảnh những chiếc lá. Vì chúng ta chỉ có thể đo bước sóng của những gợn sóng từ hình ảnh dao động nhiệt độ trong nền vi sóng vũ trụ, nên chúng ta có thể so sánh chúng với những quan sát về hình ảnh thiên hà trên bầu trời để xác định khoảng cách đến những thiên hà này.
Vệ tinh Planck là một trong số vài dự án mới sẽ soi ánh sáng lên năng lượng tối bằng việc nghiên cứu nền vi sóng vũ trụ.
Do chỉ có 1/6 toàn bộ vật chất là có baryon tính, trong khi phần còn lại ở trong dạng thức có phần tối hút hấp dẫn nhưng không kết hợp với ánh sáng (giống như đá ở trong hồ không bị ảnh hưởng bởi chuyển động của nước), nên hình ảnh dao động baryon tính huyền ảo hơn nhiều so với các thăng giáng nhiệt độ chúng ta nhìn thấy ngay trong nền vi sóng bằng các thiết bị khảo sát như WMAP. Tuy nhiên, vào năm 2005, Khảo sát Bầu trời Kĩ thuật số Sloan, tiến hành trên dữ liệu thu thập bởi một chiếc kính thiên văn 2,5 m đặt ở New Mexico nhìn ngược trở lại 4 tỉ năm, đã phát hiện ra các gợn sóng baryon yếu. Thật vậy, như đã nói ở phần đầu, thực tế hình ảnh thiên hà phù hợp với mô hình tương thích ủng hộ cho khám phá ra vũ trụ đang tăng tốc.
Để cải tiến độ chính xác của những phép đo, bây giờ chúng ta cần mở rộng những khảo sát thiên hà như thế đến thể tích lớn hơn nhiều. Bắt đầu vào năm 2009, Cuộc khảo sát bầu trời dao động baryon được lên lịch trình bắt đầu khảo sát một phần tư bầu trời đến độ lệch đỏ z = 0,8, khi vũ trụ ở phân nửa tuổi của nó hiện nay, cũng như một lát mỏng bầu trời ở khoảng z = 2,5 khi nó ở vào 1/6 tuổi của nó hiện nay. (Độ lệch đỏ là do sự trải ra của ánh sáng khi vũ trụ giãn nở và nhờ đó mang lại một số đo khoảng cách: z = (λobs – λ0)/λ0, trong đó λobs là bước sóng của ánh sáng phát hiện và λ0 là bước sóng của ánh sáng khi nó phát ra) Thí nghiệm Kính thiên văn năng lượng tối Hobby—Eberly (HETDEX) theo kế hoạch bắt đầu quan sát vào năm 2010, sẽ tập trung vào lát mỏng thứ hai này một cách chi tiết hơn.
Phương pháp dao động - âm học – baryon chủ yếu nhạy với mật độ vật chất của vũ trụ. Đây là vì những phép đo như thế cần một sự so sánh giữa kích thước quan sát thấy của những gợn sóng âm học với kích thước mong đợi từ nền vi sóng vũ trụ, chúng phát ra trong thời kì khi mà sức hút hấp dẫn từ phía vật chất phải chiếm ưu thế so với sức đẩy hấp dẫn từ năng lượng tối. Tuy nhiên, khi kết hợp với những quan sát sao siêu mới, điều này giữ vai trò quan trọng trong việc tách mật độ vật chất khỏi các tính chất năng lượng tối.
Kĩ thuật thứ hai xử lí năng lượng tối là nghiên cứu chính nền vi sóng vũ trụ. Nhiệt độ và quy mô không gian của các chấm nóng và lạnh trong biển bức xạ điện từ này mang lại một công cụ thăm dò tráng lệ của vũ trụ nguyên thủy chừng 360.000 năm sau Big Bang. Vì vũ trụ sơ khai phải bị vật chất thống trị, với một ít năng lượng tối, nên nền vi sóng phản ánh tương đối ít trực tiếp về tính chất của năng lượng tối. Nhưng, giống như dao động âm học baryon tính, nó giữ một vai trò quan trọng trong việc tách riêng ra vai trò của mật độ vật chất.
Ngoài những dữ liệu đang triển khai từ WMAP và những thí nghiệm trên mặt đất, một thế hệ mới của các thí nghiệm nền vi sóng vũ trụ, như Clover, EBEX, PolarBear, QUIET và Spider – sẽ xây dựng tại sa mạc cao Amataca ở Chile hoặc bay trên khí cầu – được trông đợi sẽ mang lại dữ liệu từ năm 2008 đến 2010. Những dữ liệu này – không tính đến dữ liệu từ vệ tinh Planck, sẽ được phóng lên trong năm 2008 – sẽ cho phép chúng ta đo sự phân cực của bức xạ vi sóng vũ trụ và có lẽ cho phép chúng ta sử dụng một loại thấu kính hấp dẫn yếu, kĩ thuật thứ tư được trình bày ở phần sau, để tìm ra nhiều hơn về năng lượng tối.
Bức xạ vi sóng vũ trụ cũng mang lại “ánh sáng phản hồi” để phát hiện ra các cụm thiên hà qua “cái bóng” của chúng khi các photon vi sóng tán xạ khỏi các electron nóng bỏng trong lõi thiên hà. Được gọi là hiệu ứng Sunyaev–Zel'dovich, một vài nhóm nghiên cứu hi vọng sử dụng được hiệu ứng này để đo kích thước của các cụm thiên hà và do đó khoảng cách của chúng nhằm nghiên cứu năng lượng tối. Các thí nghiệm như ACT và APEX-SZ ở Chile và Kinh thiên văn Nam Cực chỉ mới bắt đầu hoạt động thử theo cách tiếp cận này.
Thăm lại sao siêu mới
Phương pháp trực tiếp nhất đo sự giãn nở vũ trụ giống như kĩ thuật đã được sử dụng để phát hiện ra năng lượng tối ở giai đoạn thứ nhất: quan sát sao siêu mới “loại Ia” ở xa. Đáng chú ý là toàn bộ những phép đo về những ngôi sao đang bùng nổ này cho thấy chúng có cùng độ sáng chuẩn hóa bất chấp chúng xảy ra ngày hôm qua hay 10 tỉ năm trước đây (độ sáng nội tại của chúng có thể biến thiên, nhưng một khi tính đến thời gian cho ánh sáng của chúng đạt cực đại và mờ dần, thì độ sáng của chúng có vẻ khá chuẩn). Như vậy, độ sáng đo được của sao siêu mới – có thể nhìn vào chiều sâu của vũ trụ - cho chúng ta biết chúng ở cách bao xa.
Việc khám phá ra vũ trụ đang tăng tốc hồi 10 năm trước là dựa trên quan sát của vài tá sao siêu mới, nhưng kể từ đó các nhà nghiên cứu đã đo được vài trăm và thu được một bức tranh thô của 10 tỉ năm vừa qua của sự giãn nở vũ trụ. Sự tiến bộ hơn nữa trong nghiên cứu vũ trụ học sao siêu mới yêu cầu những phép đo chính xác và chi tiết hơn nữa về khoảng thời gian trọn vẹn này. Việc này giống như cách người ta xây dựng bức tranh khí hậu của Trái Đất bằng cách nghiên cứu các vân cây, với các vân rộng hướng tới một năm ấm hơn. Nhằm thu được bức tranh khí hậu rõ ràng nhất, người ta không chỉ cần khảo sát nhiều cây hơn mà còn thu thập đủ dữ liệu từ các loại cây khác nhau trong những môi trường khác nhau nhằm mang lại sự hiểu biết chính xác hơn.
Sử dụng các phép đo vũ trụ học, chúng ta có thể lần theo khoảng cách tăng dần giữa các thiên hà như một hàm của thời gian – tức là biểu đồ phát triển của sự giãn nở của vũ trụ ngược dòng thời gian từ hiện tại (tại thời điểm 0 và khoảng cách đặt bằng 1) hay xuôi dòng thời gian tính từ Big Bang (khoảng cách bằng 0). Kết hợp những kĩ thuật quan trắc khác nhau, như sao siêu mới, thấu kính [hấp dẫn] yếu và dao động baryon, cho phép các nhà thiên văn lập biểu đồ một ngưỡng rộng của lịch sử vũ trụ và kiểm tra kết quả của phương pháp này so với phương pháp khác nhằm thu được sự hiểu biết rõ ràng hơn về bản chất của vũ trụ đang tăng tốc.
Trong tương lai trước mắt, những khảo sát ví dụ như Xưởng Sao siêu mới ở gần sẽ nghiên cứu sao siêu mới từ đúng 1 tỉ năm gần đây nhất một cách chi tiết, còn Panstarrs bắt đầu hoạt động trong năm 2008 ở Hawaii và Cuộc khảo sát Năng lượng tối vào năm 2010 ở Chile sẽ khảo sát ngược dòng thời gian khoảng chừng 7 tỉ năm, dù là kém chi tiết hơn. Tuy nhiên, sẽ khó mà phân biệt các mô hình khác nhau cho năng lượng tối cho đến khi một thí nghiệm kết hợp được những đại lượng tốt nhất của từng loại khảo sát: nói cách khác, đó là một sự xem xét chi tiết tỉ mỉ từng sao siêu mới trong toàn bộ thời kì năng lượng tối ảnh hưởng đến vũ trụ. Đối với các nguồn phát ở xa, ánh sáng bị lệch đỏ sang bước sóng hồng ngoại gần, nên mục tiêu này yêu cầu một đài quan sát trên không gian.
Năm 1999, Thiết bị khảo sát Sao siêu mới/Gia tốc (SNAP) được đề xuất nhằm thực hiện một sự so sánh “cây với cây” chi tiết cho chừng vài ngàn sao siêu mới đang mở rộng trong 10 tỉ năm qua. NASA và Bộ Năng lượng Mĩ đã đồng ý tiến hành Sứ mệnh Năng lượng tối chung, và hiện nay có thêm ít nhất là hai đề xuất nữa. Đó là Kính thiên văn vũ trụ Năng lượng tối (Destinv), thiết bị sẽ nghiên cứu sao siêu mới và thấu kính yếu, và Kính thiên văn Vật lí Năng lượng tối tiên tiến (ADEPT), sẽ nghiên cứu các dao động âm học baryon và sao siêu mới. Cả hai đều đang cạnh tranh quỹ tài trợ với SNAP, và sứ mệnh thành công sớm nhất sẽ là vào năm 2014.
Vũ khí cuối cùng mà chúng ta có để xử lí năng lượng tối là thấu kính hấp dẫn yếu, bao gồm việc đo hình ảnh uốn cong ánh sáng phát ra bởi những thiên hà ở xa do trường hấp dẫn của những sự tập trung khối lượng ví dụ như các thiên hà trên đường truyền ánh sáng. Tưởng tượng một ai đó cầm một thấu kính giữa bạn và một bức tường phủ một lớp giấy dán tường có hoa văn, ssự méo hình sẽ phụ thuộc cả vào sức mạnh của thấu kính lẫn khoảng cách từ nó đến hai mắt bạn và bức tường. Do đó, thấu kính yếu khảo sát năng lượng tối vừa trực tiếp thông qua việc kéo căng khoảng cách vừa gián tiếp thông qua khối lượng của các cụm thiên hà, vì sự giãn nở càng nhanh thì càng khó cho lực hấp dẫn hút vật chất lại với nhau. Khi xem xét đồng thời, những cuộc khảo sát lớn nhất và sâu xa nhất mang lại hình ảnh trong chừng mực khoảng 1/400 của toàn bộ bầu trời, chủ yếu từ dữ liệu thu thập bởi Khảo sát Kính thiên văn Canada-Pháp-Hawaii.
Những cuộc khảo sát chừng chục lần lớn hơn, đến những chiều sâu khác nhau, sẽ được tiến hành trong vòng vài năm tới bởi Khảo sát Kilodegree ở Chile, PanStarrs và Khảo sát Năng lượng tối. Kính thiên văn Khảo sát Khái quát Lớn (LSST) mới trên mặt đất, bắt đầu vào năm 2013 hoặc muộn hơn, cũng được lên kế hoạch khảo sát phân nửa của toàn bộ bầu trời, trong khi sứ mệnh SNAP cũng bao hàm một khảo sát thấu kính yếu trên không gian có thể bao quát khoảng 1/10 bầu trời sâu và với độ phân giải cao.
Những dữ liệu như thế, nhất là khi phối hợp với một khảo sát khoảng cách thuần túy như khảo sát sao siêu mới, phải có thể mang lại những phép kiểm tra chính xác tính chất của năng lượng tối – bao gồm việc làm sáng tỏ nghi vấn chủ yếu xem năng lượng tối là một thành phần mới của vũ trụ hay là biểu hiện của những quy luật mới của sự hấp dẫn. Đây là do sự bẻ cong ánh sáng chụp được bởi thấu kính hấp dẫn yếu bị ảnh hưởng bởi cả sự tăng tốc của vũ trụ lẫn cường độ hấp dẫn, trong khi các khoảng cách sao siêu mới chỉ phụ thuộc vào sự tăng tốc của vũ trụ - bất chấp nó bị chi phối bởi sự hấp dẫn mới hay một trường lượng tử mới. Chỉ bằng cách sử dụng cả khảo sát khoảng cách như khảo sát sao siêu mới và khảo sát gia tăng như thấu kính, chúng ta mới có thể tách riêng ra những ảnh hưởng này và khám phá ra nguồn gốc vật lí thật sự của câu hỏi hết sức hóc búa của chúng ta, sự tăng tốc của vũ trụ.
Tương lai sáng sủa cho năng lượng tối
Trong 10 năm tới, chúng ta có thể lạc quan về những tiến bộ trong sự hiểu biết của chúng ta về năng lượng tối. Những thí nghiệm phức tạp thế hệ tiếp theo đang được thiết kế sẽ cải thiện đáng kể độ chính xác của những phép đo năng lượng tối sử dụng nhiều kĩ thuật, phần nhiều trong số đó bổ sung cho nhau và do đó đưa chúng ta gần hơn đến việc hiểu biết những tính chất của năng lượng tối. Trong thời gian 10 năm, chúng ta phải có thể xác định phương trình trạng thái đến độ chính xác 2% và xem nó có biến thiên hơn 10% hay không trong 10 tỉ năm qua, đồng thời cũng kiểm tra xem nền vật lí mới bao hàm một trường lượng tử mới hay một lí thuyết hấp dẫn mới.
Một trong những khó khăn trong việc tìm hiểu nguồn gốc của năng lượng tối là bất kì kĩ thuật nào khảo sát vũ trụ cũng cho câu trả lời kết hợp các mảng thông tin khác nhau. May thay, những kĩ thuật nhất định có thể kết hợp mang lại câu trả lời có sức mạnh hơn nhiều. Khi vẽ đồ thị phương trình trạng thái, thông số cho năng lượng tối, w, đại lượng đo lượng đẩy “phản hấp dẫn” mà nó có, theo lượng vật chất có mặt hiện nay, ΩM, vật chất cấu thành nên phần còn lại của vũ trụ, chúng ta có thể thấy dữ liệu hiện nay từ khảo sát sao siêu mới (dải màu xanh dương), bức xạ nền vi sóng vũ trụ (màu cam), và dao động âm học baryon (màu xanh lá) đều cho góc khác lên bản chất của năng lượng tối (vùng tô đậm hơn của từng màu biểu diễn độ tin cậy thời gian riêng 68% và vùng tô nhạt hơn là độ tin cậy 95% và 99%). Khi kết hợp kết quả từ cả ba khảo sát này lại, chúng ta có thể bất ngờ chú ý vào bản chất của năng lượng tối. Kết quả này được chỉ ra bằng vùng màu đen nhỏ ở chính giữa, cho thấy rằng năng lượng tối phù hợp với hằng số vũ trụ học Einstein cho bởi w = - 1.
Với những tiến bộ như thế, chúng ta sẽ có thể chắc chắn chuyển sang giai đoạn chấp nhận nền vật lí mới của vũ trụ đang tăng tốc của chúng ta. Có lẽ chúng ta sẽ còn nhận định rằng những câu hỏi hóc búa như tại sao năng lượng tối tồn tại và tại sao nó tồn tại ngay lúc này có những lời giải đơn giản bộc lộ thứ gi đó tuyệt đẹp về nền vật lí cơ sở. Nhưng chúng ta cũng không nên quên rằng lĩnh vực năng lượng tối là rất trẻ, và có lẽ chúng ta sẽ còn có một thời kì khám phá lâu dài và đầy hào hứng ở phía trước, trước khi nó trưởng thành.
Việc tìm hiểu phương trình trạng thái cho năng lượng tối cũng có thể đột ngột làm thay đổi sự hiểu biết của chúng ta về số phận của vũ trụ. Ví dụ, sự tăng tốc liên tục sẽ dẫn tới một vũ trụ ngày càng kém đậm đặc hơn và lạnh lẽo hơn, với đường chân trời của vũ trụ nhìn thấy tiến gần đến xung quanh người quan sát và cuối cùng để lại cho chúng ta một vũ trụ thật sự tối tăm. Nhưng sự hiểu biết tốt hơn về năng lượng tối cũng làm phát sinh những nghi vấn sâu sắc khác.
Nếu như sự giãn nở tăng tốc thật sự là một cánh cửa mở vào những lí thuyết hấp dẫn mới, chẳng hạn, thì nó có thể hé mở những chiều ẩn giấu của không-thời gian hay không ? Năng lượng tối có hoàn toàn tối, tách rời với vật chất và các trường lượng tử khác hay không ? Có thể nào phát hiện ra sự co cụm năng lượng tối – một bổ sung cần thiết cho bất kì sự biến đổi nào của năng lượng tối theo thời gian – hay không ? Và có hay không một sự biến đổi có liên quan trong cái chúng ta cho là những hằng số, ví dụ như hằng số hấp dẫn Newton hay khối lượng của electron ?
Tiếp theo câu trả lời cho những câu hỏi nan giải đó về bản chất của vũ trụ của chúng ta đòi hỏi lí thuyết, mô phỏng và các quan sát liên tục phối hợp với nhau. Trong cuộc truy lùng năng lượng tối, chúng ta sẽ không thể tránh khỏi và hài lòng thu thập dữ liệu và đồng thời phát triển sự hiểu biết về vũ trụ thiên văn vật lí quen thuộc hơn: các sao, thiên hà, cụm thiên hà, bức xạ nền vũ trụ, neutrino và những khám phá đến nay vẫn chưa tưởng tượng ra. Con đường phía trước đang thách thức. Nhưng các nhà vũ trụ có những ý tưởng rõ ràng trong việc thực thi những khảo sát cải tiến nhằm tiếp tục sự tiến bộ đáng chú ý trong cuộc cách mạng vật lí của vũ trụ đang tăng tốc.
Nghiên cứu sao siêu mới
Bằng cách đo sự giãn nở của vũ trụ sử dụng các ngôi sao đang bùng nổ - sao siêu mới – làm vật chỉ thị khoảng cách, các nhà khoa học hi vọng trả lời được cho một số câu hỏi cơ bản nhất của sự tồn tại, ví dụ như vũ trụ có vô hạn hay không, nó có tiếp tục giãn nở mãi mãi hay không, hay lực hấp dẫn sẽ làm chậm sự giãn nở sao cho vũ trụ cuối cùng sẽ bắt đầu co trở lại và sau cùng sẽ kết thúc trong một vụ “co lại lớn” hay không. Sao siêu mới có ích về phương diện này vì chúng sáng đến mức chúng có thể được nhìn thấy từ trên Trái Đất này, cho dù là ánh sáng của chúng đã truyền đi 10 tỉ năm trước khi chạm tới chúng ta. Hơn nữa, có một họ sao siêu mới nhất định – gọi là loại Ia – mà tất cả đều tỏa sáng đến giá trị cực đại như nhau trước khi bắt đầu lu mờ đi. Vì chúng ta biết tốc độ ánh sáng, nên chúng ta có thể tính được bao lâu trước đây những vụ nổ này xảy ra đơn giản bằng cách đo cực đại độ sáng biểu kiến của sao siêu mới ngày nay.
Cái các nhà khoa học cần nghĩ tới là sao siêu mới với nhiều độ sáng biểu kiến, nói cách khác, những ngôi sao này nằm ở những khoảng cách khác nhau tính từ Trái Đất. Sao siêu mới chủ yếu phát ra ánh sáng xanh bước sóng ngắn bị kéo căng thành những bước sóng dài hơn, đỏ hơn khi vũ trụ giãn nở. Bằng cách đo kích cỡ của sự “lệch đỏ” này, người ta có thể xác định kích thước của vũ trụ khi vụ nổ xảy ra tương đối so với kích thước của nó ngày nay. Cho dù là các nhà thiên văn Walter Baade và Fritz Zwicky đã đề xuất hồi thập niên 1930 rằng một phép đo như thế có thể thực hiện được, nhưng sao siêu mới ở bất kì độ lệch đỏ cho trước thật sự có nhiều độ sáng, có nghĩa là ý tưởng đó héo mòn dần cho đến giữa thập niên 1980 khi sao siêu mới loại Ia đồng đều hơn được nhận ra. Những tiến bộ trong kĩ thuật tính toán và công nghệ camera cũng giúp làm tái sinh cách tiếp cận này: những camera mới nhất không chỉ nhạy hơn nhiều so với các tấm phim chụp, mà còn là kĩ thuật số, nghĩa là hình ảnh của chúng có thể dễ dàng phân tích bằng máy tính. Đặc biệt, người ta có thể tìm kiếm sao siêu mới bằng cách quét qua các thiên hà trong một đêm.
Sao siêu mới, ví dụ như các sao này chụp bởi Kính thiên văn vũ trụ Hubble, sáng như các thiên hà và được sử dụng rộng rãi để đo mức độ nhanh mà vũ trụ đang giãn nở.
Dẫu vậy, vấn đề không được sáng tỏ mãi cho đến cuối thập niên 1980 thì sao siêu mới ở rất xa mới được tìm thấy và nghiên cứu khi tiến hành tìm kiếm sao siêu mới. Thật vậy, một đội thiên văn ở Đan Mạch, đứng đầu là Hans Nørgaard-Nielsen, đã tiến hành một cuộc truy lùng khổng lồ tìm sao siêu mới từ năm 1986 đến 1988 mang lại chỉ một sao siêu mới loại Ia xa xôi; tệ hơn nữa, nó đã ở vào giai đoạn lu mờ, độ sáng cực đại của nó đã qua.
Một thập niên nỗ lực là cần thiết để làm rạng ra vấn đề, bao gồm những kĩ thuật mới tìm kiếm và nghiên cứu toàn bộ các nhánh của sao siêu mới loại Ia trước khi chúng đạt đến độ sáng cực đại của chúng. Trong các thuyết trình tại các hội nghị khoa học vào đầu năm 1998 và qua những bài báo công bố vào cuối năm đó, hai đội nghiên cứu – đội Tìm kiếm Sao siêu mới Z cao đứng đầu là Brian Schmidt đến từ trường đại học quốc gia Australia và Dự án Vũ trụ học Sao siêu mới đứng đầu là một trong hai tác giả của bài viết này (SP) – đã đưa ra những kết quả rất bất ngờ. Mặc dù họ đã cố gắng đo mức độ mà sự giãn nở vũ trụ chậm dần, nhưng cả hai đội nghiên cứu đều tìm thấy sự giãn nở vũ trụ đang nhanh lên. Để thấy sao siêu mới bị lệch đỏ một lượng nhất định, cả hai đội đều thấy cần phải nhìn vào những sao siêu mới mờ nhạt hơn và ở xa hơn so với mong đợi. Nói cách khác, vũ trụ hiện nay đang giãn nở nhanh hơn so với trong quá khứ.
Hiện nay, đã một thập niên trôi qua, các nhà khoa học vẫn không có câu trả lời cho câu hỏi tại sao sự giãn nở vũ trụ lại đang tăng tốc. Có lẽ nó là một dấu hiệu cho thấy thuyết tương đối tổng quát của Einstein sẽ phải được xét lại. Nhưng nếu sự tăng tốc đó là do cái gọi là năng lượng tối, thì chúng ta còn lại một vấn đề khó khăn không kém – cụ thể là gần như ba phần tư vật chất trong vũ trụ cấu thành từ thứ mà chúng ta chẳng biết gì cả.
Năng lượng tối
• Phát hiện ra 10 năm trước đây từ những quan sát sao siêu mới do hai đội quốc tế độc lập thực hiện, sự tăng tốc của vũ trụ là một trong những khám phá nổi bật nhất trong vũ trụ học.
• Động lực chi phối sự tăng tốc vũ trụ thường được gán cho “năng lượng tối” – một chất liệu không biết, có tính đẩy hấp dẫn và chiếm đến 75% thành phần khối lượng-năng lượng của vũ trụ.
• Dữ liệu hiện nay cho thấy năng lượng tối có thể là một số loại “hằng số vũ trụ học”, do Einstein đề xuất lần đầu tiên vào năm 1917 và có một cách giải thích cơ lượng tử là năng lượng chân không.
• Nghi vấn chủ yếu mà các nhà nghiên cứu ngày nay đối mặt là năng lượng tối thật ra là một hằng số vũ trụ học hay một thứ gì đó khác còn lạ lùng hơn. Giải quyết bài toán này bao gồm việc đo phương trình thông số trạng thái, w, chính xác hơn nhiều nữa.
• Những phép đo chính xác hơn của sao siêu mới, các dao động âm học baryon tính, nền vi sóng vũ trụ và thấu kính hấp dẫn yếu sẽ giúp trả lời câu hỏi này trong thập niên tới.
• Năng lượng tối cuối cùng có thể để lại cho vũ trụ của chúng ta toàn bộ sự tối tăm bởi việc làm cho các vật thể lùi xa khỏi Trái Đất ngày càng nhanh hơn nữa cho đến khi chùng mờ khuất tầm nhìn.
Tác giả: Eric Linde và Saul Perlmutter hiện đang làm việc tại trường đại học California ở Berkeley, Mĩ.
