Chương 5
Thành phần Năng lượng của Vũ trụ
Món mới có mặt trên bảng thực đơn khối lượng-năng lượng vũ trụ, và là thành phần át trội của nó, là năng lượng tối. Vì năng lượng tối có khả năng còn bí ẩn hơn cả vật chất tối, và bởi vì năng lượng tối trong thế kỉ 21 có thể giữ vai trò của aether hồi thế kỉ 20, cho nên con đường trong đó năng lượng tối đã được khám phá và xác thực đáng được kể lại là một câu chuyện hấp dẫn.
Năm 1929, Hubble tìm thấy vận tốc lùi ra xa của một thiên hà tỉ lệ với khoảng cách của nó. Hằng số tỉ lệ, tham số Hubble, ngày nay được biết với sai số vài phần trăm là bằng bảy mươi tính theo đơn vị đã nói ở phần trước: kilomet trên giây trên megaparsec.
Cái được người ta giả sử cho đến năm 1998 là tốc độ giãn nở của vũ trụ đang giảm đi. Không có số hạng vũ trụ học, thì cho dù vũ trụ là mở, phẳng hay đóng, cái được trông đợi tự nhiên từ thuyết tương đối rộng là tốc độ giãn nở đang chậm lại.
Một trong những khó khăn chính để ước lượng tham số Hubble là ước tính đáng tin cậy khoảng cách đến những thiên hà khác. Mãi đến tương đối gần đây, ước tính này đòi hỏi một loạt bước gọi là nấc thang khoảng cách vũ trụ học, mỗi bước có sai số riêng của nó. Cuối cùng, khoảng cách thu được và tham số Hubble tương ứng có thể vẫn không chắc chắn với chênh lệch khoảng hai lần.
Nấc thang khoảng cách này có thể tránh được nếu có cái gọi là một ngọn nến chuẩn với độ trưng đã biết ở một khoảng cách rất lớn, lí tưởng nhất là khi vũ trụ khả kiến, nói ví dụ, bằng một nửa kích cỡ hiện nay của nó. Một vật thể như thế được đáp ứng bởi sao siêu mới thuộc một loại nhất định, Loại 1A.
Một sao siêu mới là một vụ nổ nhiệt hạch khủng khiếp xảy ra khi một ngôi sao co lại dưới lực hút hấp dẫn riêng của nó. Trường hợp dễ thấy nhất là cái gọi là co-lõi và không liên quan đến tương tác với bất kì vật thể nào khác. Một loại đặc biệt phù hợp là một thành viên trong một cặp sao đôi trở thành sao siêu mới. Trong chuyên môn gọi đây là sao siêu mới Loại 1A, vì nó không có hydrogen trong quang phổ của nó (vì thế không phải Loại 2) và vì nó bồi tụ khối lượng từ ngôi sao đồng hành của nó (vì thế không phải Loại 1B hay 1C).
Bằng cách nghiên cứu các sao siêu mới Loại 1A ở gần, người ta tìm thấy độ trưng cực đại có liên hệ đơn giản với thời gian tăng và giảm độ trưng. Sự đều đặn này có nghĩa là chúng ta có thể ước tính độ trưng tuyệt đối và do đó ước tính khoảng cách, theo định luật nghịch đảo bình phương, đến các sao siêu mới Loại 1A như thế. Độ lệch đỏ, và do đó vận tốc lùi ra xa, cũng có thể đo được và vì thế các sao siêu mới Loại 1A ở rất xa cung cấp những cái chấm trên đồ thị Hubble biểu diễn những vật thể ở rất xa và, vì chúng có tác dụng như những ngọn nến chuẩn, nên tránh được sai số do quá trình nấc thang khoảng cách vũ trụ gây ra.
Điểm mấu chốt là sao siêu mới Loại 1A có thể được phát hiện khi độ sáng của nó đang tăng lên, sau đó quan sát thấy độ sáng của nó đạt tới cực đại rồi mờ đi dần dần. Sự tăng và giảm độ sáng như thế thường diễn ra từ vài tuần đến vài tháng. Vì người ta không biết được một sao siêu mới sẽ xuất hiện ở đâu và khi nào, nên cái quan trọng để khám phá được là phải có một kính thiên văn trường rộng có thể khá nhỏ gọn, đường kính thường khoảng chừng bốn mét. Một khi khám phá đã được thực hiện thì một kính thiên văn lớn trên mặt đất với đường kính lên tới mười mét, hoặc trong không gian, kính thiên văn vũ trụ Hubble, có thể theo dõi sự diễn tiến sau đó với độ chuẩn xác cao hơn.
Cái đã được xác lập mang tính hiện tượng học cho các sao siêu mới Loại 1A ở gần là khoảng thời gian của đường cong ánh sáng đặc trưng cho sự tăng và giảm cường độ sáng có liên quan mật thiết với giá trị tuyệt đối của độ sáng cực đại: khoảng thời gian đó càng dài thì sao siêu mới càng sáng, và ngược lại. Vì thế, việc quan sát sự phụ thuộc thời gian của cường độ sáng phiên dịch thành số đo của độ sáng cực đại và do đó là số đo của khoảng cách. Từ tầm nhìn thuần túy lí thuyết, lí thuyết sao siêu mới Loại 1A chưa đủ phát triển để suy luận ra mối liên hệ này giữa đường cong ánh sáng và độ sáng cực đại nhưng số liệu tích lũy theo kinh nghiệm ủng hộ mạnh cho mối tương quan đó.
Vào thập niên 1990, các sao siêu mới Loại 1A đã được theo đuổi bởi hai nhóm nhà quan sát và dữ liệu đã phân tích đưa đến một sự thống nhất về kết quả bất ngờ đó. Thay vì chậm đi như người ta trông đợi, tốc độ giãn nở của vũ trụ đang tăng lên. Phân tích thêm đề xuất rằng sự gia tốc này đã và đang xảy ra chỉ trong một phần nhỏ của một giây sau Big Bang và sự chuyển tiếp từ giãn nở giảm tốc sang tăng tốc đã xảy ra vào lúc nào đó gần đây hơn khi vũ trụ khả kiến bằng một nửa kích cỡ hiện nay của nó.
Những dữ liệu này đề xuất rằng có một thành phần quan trọng của mật độ năng lượng toàn phần tác dụng một áp suất âm có xu hướng thổi vũ trụ to ra. Một ví dụ là một hằng số vũ trụ học dương.
May thay, có những kiểm tra độc lập cho những kết quả kịch tính và bất ngờ như thế. Nếu chỉ là sao siêu mới, thì có khả năng chúng mờ hơn trông đợi đơn giản là bởi vì chúng bị che chắn bởi những đám mây bụi giữa các sao. Một khả năng khác là có thể có một hiệu ứng tiến hóa có hệ thống giữa các sao siêu mới ở rất xa và ở gần. Nhưng cả hai khả năng trông ít có thể xảy ra. Chẳng hạn, sự che chắn sẽ làm ảnh hưởng khác nhau đến những màu sắc khác nhau và người ta không thấy dấu hiệu nào của điều đó. Đồng thời, sự giống nhau của quang phổ giữa sao siêu mới Loại 1A ở xa và ở gần sẽ phủ nhận bất kì hiệu ứng tiến hóa có nghĩa nào.
Các quan sát của những sao siêu mới Loại 1A này đã được triển khai bắt đầu vào khoảng năm 1992, nhất là bởi nhóm của Perlmutter ở Berkeley. Có lẽ lúc ấy người ta không lường trước được phạm vi mà một nghiên cứu như thế sẽ làm cách mạng hóa vũ trụ học lí thuyết. Vào năm 1995, một nhóm thứ hai tại Harvard đã vào cuộc với tư cách một nhóm độc lập kiểm tra chéo bản chất của các kết quả cường độ sáng. Bất chấp một số khởi đầu thất bại, cuối cùng hai nhóm đã thống nhất về kết quả rằng vũ trụ giãn nở đang tăng tốc. Kết quả này hoàn toàn bất ngờ và vì thế cái rất quan trọng là nên có hai nhóm độc lập tiến hành cùng một quan sát và phân tích.
