Vật chất tối và năng lượng tối là những thách thức trêu ngươi nhất đối với kiến thức của chúng ta về vũ trụ nhưng, như Jeff Forshaw giải thích, vài năm sắp tới hứa hẹn là những năm đầy hào hứng cho các nhà lí thuyết và nhà thực nghiệm làm sáng tỏ bản chất của vũ trụ tối.
Cái phễu biểu diễn nguồn gốc của vũ trụ trong Vụ Nổ Lớn, sau đó là sự giãn nở ban đầu của vũ trụ từ một trạng thái hết sức đậm đặc. Các đường lưới tỏa ra minh họa sự giãn nở của kết cấu không-thời gian của vũ trụ. (Ảnh: Detlev van Ravenswaay/Science Photo Library)
Khoảng 13,8 tỉ năm trước đây, vũ trụ là một nồi súp hạt nóng bỏng. Kể từ đó, nó đã giãn nở và nguội dần, và khi nó giãn ra và nguội đi thì vật chất trong nó kết tụ lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn. Kết quả là sự phân bố dạng mạng lưới của các thiên hà mà chúng ta quan sát thấy ngày nay. Theo năm tháng, các quan trắc đã cho phép các nhà vũ trụ học xây dựng một mô hình mô tả chính xác cái xảy ra, bắt đầu từ chưa tới một giây sau Vụ Nổ Lớn (Big Bang). Nó được gọi là mô hình Vật chất Tối Lạnh Lambda (ΛCDM) và nó có khả năng bao hàm một loạt số liệu thiên văn ấn tượng với độ chính xác cao. Đáng chú ý hơn cả, nó giải thích được các phân bố mà các thiên hà trải ra trên bầu trời, sự tồn tại và các chi tiết tinh vi của bức xạ nền vi sóng vũ trụ (CMB) và sự tổng hợp các nguyên tố nhẹ hydrogen, helium và lithium.
Một trong những đặc điểm nổi bật của mô hình ΛCDM là nó đưa ra tương đối ít giả định về vũ trụ vận hành như thế nào. Ví dụ, nó giả sử lực hấp dẫn hành xử theo kiểu khớp với lí thuyết tương đối rộng của Albert Einstein. Những giả thuyết khác chỉ cần một vài thông số, giá trị của chúng được ấn định bởi số liệu quan trắc. Các thông số tự do bao gồm tốc độ vũ trụ đang giãn nở hiện nay (tham số Hubble) và hai thông số ấn định lượng kết tụ rất nhỏ có mặt trong nồi súp nóng nguyên thủy, nếu không thì nó hoàn toàn đồng đều.
Bài báo này nói về hai thông số vũ trụ học khác đó của lí thuyết ΛCDM: mật độ năng lượng trung bình trữ trong “vật chất tối” và trong không gian trống rỗng. Để làm tăng thêm tính bí ẩn, thông số thứ hai vừa nói thường được gọi là “năng lượng tối”. Theo mô hình ΛCDM, năng lượng trữ trong mảng tối chiếm 95% năng lượng toàn phần của vũ trụ (68% năng lượng tối cộng với 27% vật chất tối). Như vậy chỉ còn 5% cho vật chất bình thường, và chắc chắn một ý kiến nổi bật sẽ được nêu ra là vật chất khả kiến của vũ trụ – vật chất cấu tạo nên các thứ như các hành tinh và các sao – chỉ chiếm một phần nhỏ xíu trong quỹ năng lượng của vũ trụ.
Nhưng có lẽ ta không nên quá lo lắng. Sở dĩ vật chất tối có tên gọi như thế là bởi thực tế nó không phát ra ánh sáng, và ta không nên quá bất ngờ rằng vũ trụ dường như chứa nhiều vật chất tối hơn vật chất bình thường. Sự tồn tại của năng lượng trong chân không cũng không có gì bất ngờ với chúng ta: các phương trình Einstein của thuyết tương đối rộng có bao hàm nó qua hằng số vũ trụ học, và các lí thuyết vật lí hạt của chúng ta có dự đoán nó. Vướng mắc là ở chỗ các dự đoán vật lí hạt dường như quá cao, ít nhất là 60 bậc độ lớn; nếu năng lượng chân không thật sự lớn như thế, thì vũ trụ sẽ giãn nở nhanh đến mức không thể cho các ngôi sao hình thành. Nan đề đó được đặt tên là “bài toán hằng số vũ trụ học” và nó là một trong những vấn đề hóc búa nhất trong lĩnh vực vật lí học cơ bản. Không tìm ra lời giải, chúng ta không thể nào hài lòng với hiểu biết của chúng ta về không gian trống rỗng và tác động của nó đối với lực hấp dẫn. Cho nên, mặc dù mô hình ΛCDM hoạt động suôn sẻ, nhưng nó chẳng nói lên điều gì về nguồn gốc của năng lượng tối. Nó cũng chẳng giải thích nguồn gốc của vật chất tối.
Chúng ta biết nó có ở ngoài kia...
Sự tồn tại của vật chất tối lần đầu tiên được phỏng đoán vào thập niên 1930 là một phương tiện giải thích chuyển động của các thiên hà trong đám thiên hà Coma. Sau đó, nó được viện dẫn để giải thích chuyển động của các ngôi sao bên trong từng thiên hà. Ngày nay, bằng chứng cho vật chất tối có từ nhiều hiện tượng đa dạng, trong đó có sự tổng hợp hạt nhân của các nguyên tố nhẹ bên trong các ngôi sao và “sự hội tụ hấp dẫn” – một hiện tượng xảy ra khi ánh sáng từ những thiên thể ở xa, ví dụ như các thiên hà, bị bóp mép bởi lực hút hấp dẫn của vật chất trên đường truyền.
Có lẽ mảnh bằng chứng quan trọng nhất là từ sự tiến hóa cấu trúc trong vũ trụ. Đã có thời, không bao lâu sau Big Bang, vũ trụ rất gần với trạng thái hoàn toàn đồng đều. Trên những thang bậc rất lớn, nó trông vẫn trơn nhẵn, giống như một chất khí thiên hà được liên kết yếu bởi lực hấp dẫn. Nhưng từ góc nhìn của chúng ta, vật chất trong vũ trụ dường như chẳng phân bố đều: nó kết tụ lại để tạo ra các ngôi sao, các hành tinh và con người. Vậy sự cấu trúc như thế đã tiến hóa như thế nào?
Đặc biệt, những hạt giống nhỏ xíu của sự cấu trúc này có thể được đo trực tiếp bằng cách nhìn vào CMB. Bức xạ phông nền này có xuất xứ khi vũ trụ mới 380.000 năm tuổi và nó hầu như hoàn toàn đồng đều, ngoại trừ có những sai lệch nhỏ xíu. Các phép đo chính xác của những sai lệch này, mới đây nhất là bởi vệ tinh Planck, mang lại một kiểm tra chặt chẽ nhất của mô hình ΛCDM và có thể được sử dụng để rút ra các thông số của mô hình với độ chuẩn xác vài phần trăm hoặc tốt hơn.
Các phép đo CMB cho chúng ta biết rằng các sai lệch ban đầu trong sự đồng đều của vũ trụ là nhỏ. Nếu toàn bộ vũ trụ là vật chất bình thường, thì những nhiễu loạn này không thể lớn lên đủ nhanh để tạo thành mạng lưới vũ trụ gồm các sợi và các đám thiên hà mà ta thấy ngày nay: áp suất bức xạ sẽ đẩy chúng ra xa nhau trước khi lực hấp dẫn hút chúng lại với nhau. Chính sự có mặt của một lượng vật chất tối, tương tác yếu với bức xạ, giúp sự kết tụ diễn ra sớm hơn nhiều. Đồng thời, vật chất bình thường tập trung xung quanh các cấu trúc vật chất tối, cuối cùng tạo ra các thiên hà – sự cấu trúc và phân bố của chúng vẫn mang vết tích của những sai lệch sơ khai đó đối với sự đồng đều thời hồng hoang.
... nhưng nó được cấu tạo bởi cái gì?
Khi trình bày cái các nhà lí thuyết phải nói về vũ trụ tối, chúng ta nên bắt đầu với một cảnh báo: phần tiếp theo là chưa hoàn chỉnh. Nơi tình trạng mập mờ kiến thức chiếm ưu thế, các nhà lí thuyết ồn ào cãi vả, và có nhiều suy đoán lạ lùng và tuyệt vời về cái có thể xảy ra ở phía tối của vũ trụ. Không thể nào bao quát hết chúng trong một bài báo như thế này. Thay vậy, ta sẽ điểm qua một số lí thuyết đang dẫn đầu hiện nay.
Quan điểm đơn giản nhất cho rằng vật chất tối là vật chất bình thường quá lu mờ để chúng ta nhìn thấy, ví dụ như các hành tinh hay các ngôi sao chết. Nhưng quan điểm này không đủ sức nặng, bởi vì những vật thể này phải được cấu tạo từ cùng loại vật liệu mà chúng ta biết là chỉ chiếm 5% mật độ năng lượng toàn phần của vũ trụ. Các lỗ đen “nguyên thủy”, chúng có thể đã hình thành từ những vùng vật chất quá đặc trước thời điểm các nguyên tố nhẹ được đun nấum sẽ tránh được ranh giới 5% đó. Tuy nhiên, các ràng buộc thiên văn vật lí và lí thuyết có vẻ bác bỏ chúng là nguồn gốc duy nhất của vật chất tối. (Ngoại lệ là các lỗ đen với khối lượng nhỏ hơn khối lượng Mặt trăng của chúng ta, nhưng ta sẽ cần phải lí giải những lỗ đen như vậy có thể được tạo ra như thế nào.)
Các thí nghiệm dò tìm vật chất tối sử dụng nhiều phương pháp khác nhau. Thí nghiệm Vật chất Tối Axion (ADMX, trái) tìm kiếm sự biến đổi rất yếu của các axion thành các photon vi sóng. Thí nghiệm Xenon Dưới lòng đất (LUX, phía trên bên phải) tìm kiếm các tương tác WIMP với xenon lỏng. Thí nghiệm Tìm kiếm Vật chất Tối Lạnh (SuperCDMS, phía dưới bên phải) tìm kiếm sự ion hóa của các WIMP và các tín hiệu phonon. (Ảnh: ADMX)
Vậy thì vật chất tối có thể là cái gì khác? Thật may mắn, chúng ta không hoàn toàn ở trong bóng tối. Ví dụ, ta biết rằng vật chất tối sẽ không phân hủy thành các hạt khác ở thang bậc thời gian nhỏ hơn tuổi của vũ trụ. Nếu không, chúng ta đã phát hiện ra nó rồi. Nó cũng sẽ chỉ tương tác yếu với các hạt vật chất bình thường, bởi vì nếu không chúng ta đã có kinh nghiệm với nó qua cái gì đó ngoài những hiệu ứng hấp dẫn của nó. Ta cũng biết rằng chủ yếu nó sẽ là “lạnh”. Ở đây, “lạnh” là một thuật ngữ chuyên môn ý nói các hạt vật chất tối không nên chuyển động gần tốc độ ánh sáng lúc bắt đầu hình thành thiên hà, cái xảy ra khi vũ trụ khoảng 50.000 năm tuổi. Ràng buộc này là cần thiết bởi vì nếu không các hạt vật chất tối tương tác yếu sẽ không bị neo đủ lâu mà kết tụ với nhau và hình thành các cấu trúc nhỏ như các thiên hà. Vì lí do này, các neutrino – chúng có khối lượng rất thấp, và chuyển động rất gần tốc độ ánh sáng – không phải là một ứng cử viên vật chất tối lạnh bền.
Bởi vì không có ứng cử viên vật chất tối nào khác trong Mô hình Chuẩn của ngành vật lí hạt, cho nên các nhà vật lí kết luận rằng vật chất tối phải là một dạng vật chất thật sự mới mẻ. Tuy nhiên, các tính chất đã mô tả ở trên là rất khái quát và chúng không thu hẹp các thứ xuống nhiều như ta muốn. Vậy từ đây ta phải tiếp tục như thế nào?
Vâng, một lựa chọn sẽ là hãy quên đi lí thuyết và cố săn cho được các hạt vật chất tối. Các thí nghiệm dò tìm trực tiếp được triển khai trên ý tưởng là các hạt vật chất tối thỉnh thoảng có tương tác với vật chất bình thường, và mục tiêu của chúng là chặn bắt những hạt như vậy khi chúng đi qua một máy dò hạt. Tuy nhiên, những thí nghiệm này sẽ vô hiệu nếu các hạt vật chất tối quá hiếm khi tương tác với vật chất bình thường, hoặc không hề tương tác. Chúng cũng sẽ thất bại nếu các hạt vật chất tối quá nặng (số lượng hạt vật chất tối đi qua máy dò sẽ giảm tỉ lệ nghịch với khối lượng của chúng) hoặc quá nhẹ (trong trường hợp đó “dấu hiệu” của vật chất tối – sự giật lùi của một hạt nhân vật chất bình thường – sẽ quá yếu để phát hiện được).
Một cách tiếp cận khác là cố gắng phát hiện gián tiếp các hạt vật chất tối. Ví dụ, chúng có thể sẽ bị làm chậm và bị bắt giữ bởi lực hút hấp dẫn của Mặt trời hoặc tâm của thiên hà, nơi chúng có thể tích tụ và, nếu chúng có thể hủy lẫn nhau, bắt đầu biến đổi thành các hạt khác. Kết quả của sự phân hủy vật chất tối này sẽ trông giống như một sự dư thừa các hạt năng lượng cao đến từ một nguồn đặc biệt nào đó, và trên nguyên tắc sẽ có thể phát hiện được. Cuối cùng, chúng ta có thể tìm kiếm sự tạo thành các hạt vật chất tối trong các máy va chạm, ví dụ như Máy Va chạm Hadron Lớn tại CERN.
- Jeff Forshaw – Physics World, số tháng 7/2014
