Chương 3
HÃY SÁNG LÊN NÀO
Sau vụ nổ lớn, chương trình nghị sự chính của vũ trụ là dãn nở, làm loãng dần mật độ năng lượng choán đầy không gian. Với mỗi thời khắc trôi qua, vũ trụ to lên thêm một chút, nguội thêm một chút, và mờ thêm một chút. Trong khi đó, vật chất và năng lượng cùng cư trú trong một loại súp mờ đục, trong đó các electron tự do chuyển động trong cự li ngắn tiếp tục làm tán xạ các photon bằng mọi cách.
Trong 380.000 năm, mọi thứ diễn ra như thế.
Trong thời kì xa xưa này, các photon không chuyển động được xa trước khi bắt gặp một electron nào đó. Trở lại thời kì ấy, nếu sứ mệnh của bạn là nhìn xuyên qua vũ trụ, thì bạn không thể làm được rồi. Mọi photon bạn phát hiện được đều bị đánh bật bởi một electron ngay trước mũi bạn, trước đó vài nano và pico giây.1 Vì đó là khoảng cách lớn mà thông tin có thể truyền đi trước khi đi tới mắt bạn, nên toàn bộ vũ trụ chỉ là một đám sương mù mờ đục le lói theo mỗi hướng mà bạn nhìn. Mặt Trời và tất cả các sao khác cũng hành xử như vậy.
Vì nhiệt độ giảm, các hạt chuyển động càng lúc càng chậm đi. Và ngay sau đó, khi nhiệt độ của vũ trụ lần đầu tiên mờ xuống dưới điểm nóng 3.000 độ Kelvin, các electron chuyển động đủ chậm để bị bắt giữ bởi các proton đi ngang qua, từ đó đưa các nguyên tử đủ lông đủ cánh đến với thế giới. Điều này cho phép các photon từng bị quấy rầy trước đây được phóng thích tự do và chuyển động trên những đoạn đường không gián đoạn trên khắp vũ trụ.
“Phông nền vũ trụ” này là hiện thân của ánh sáng còn sót lại từ một vũ trụ huy hoàng, rực lửa xưa kia, và có thể được gán cho một nhiệt độ, dựa trên phần quang phổ mà các photon ấy biểu hiện. Vì vũ trụ tiếp tục nguội đi, nên các photon từng ra đời trong phần nhìn thấy của quang phổ đánh mất năng lượng cho vũ trụ đang dãn nở và cuối cùng trượt xuống thang phổ, biến hình thành các photon hồng ngoại. Mặc dù các photon ánh sáng nhìn thấy đã trở nên càng lúc càng yếu hơn, song chúng không bao giờ không còn là photon nữa.
Tiếp theo trên quang phổ là gì? Ngày nay, vũ trụ đã dãn nở gấp 1.000 lần so với lúc các photon được phóng thích tự do, do đó phông nền vũ trụ đã nguội đi 1.000 lần. Tất cả photon ánh sáng nhìn thấy từ thời kì đó đã yếu đi còn 1/1.000 năng lượng ban đầu. Bây giờ chúng là vi sóng, đó là chỗ chúng ta luận ra biệt danh hiện đại “phông nền vi sóng vũ trụ”, hay CMB cho gọn. Nếu cứ giữ lấy điều này thì mãi năm mươi tỉ năm sau các nhà thiên văn vật lí mới viết về phông nền vi sóng vũ trụ.
Khi thứ gì đó phát sáng do bị làm nóng, nó phát ra ánh sáng thuộc mọi phần của quang phổ, nhưng sẽ luôn luôn đạt cực đại ở đâu đó. Đối với các bóng đèn trong nhà vẫn sử dụng dây tóc nóng sáng, các bóng đèn ấy đều đạt cực đại ở vùng hồng ngoại, đó là nguyên nhân lớn nhất khiến chúng kém hiệu quả khi làm nguồn ánh sáng nhìn thấy. Các giác quan của chúng ta chỉ nhận ra tia hồng ngoại ở dạng sức ấm trên da chúng ta. Cuộc cách mạng LED dẫn đầu công nghệ thắp sáng tạo ra ánh sáng nhìn thấy thuần mà không lãng phí công suất trên các phần không nhìn thấy của quang phổ. Đó là lí do bạn có thể bắt gặp những câu nói có vẻ điên rồ như: “LED 7 watt thay thế cho đèn nóng sáng 60 watt” trên nhãn mác.
Là tàn dư của thứ gì đó từng phát sáng rực rỡ, CMB có hồ sơ mà chúng ta kì vọng thấy ở một vật thể phát sáng nhưng đang nguội đi: nó đạt cực đại ở một phần của quang phổ nhưng cũng phát xạ ở phần khác của quang phổ. Trong trường hợp này, ngoài việc đạt cực đại trong vùng vi sóng, CMB còn giải phóng một phần sóng vô tuyến và số lượng hết sức nhỏ các photon có năng lượng cao hơn.
Vào giữa thế kỉ hai mươi, lĩnh vực con này của vũ trụ học (cosmology) – đừng nhầm với mỹ dung học (cosmetology) – không có nhiều dữ liệu như thế. Và nơi dữ liệu còn thưa thớt, có rất nhiều ý tưởng cạnh tranh nhau thật khéo léo và đáng thèm khát. Sự tồn tại của CMB đã được dự đoán bởi nhà vật lí Mĩ gốc Nga George Gamow và các đồng sự vào thập niên 1940. Nền tảng của những ý tưởng này xuất phát từ công trình năm 1927 của nhà vật lí và linh mục người Bỉ Georges Lemaître, người thường được xem là “cha đẻ” của vũ trụ học vụ nổ lớn. Thế nhưng chính các nhà vật lí Mĩ Ralph Alpher và Robert Herman mới là người, vào năm 1948, lần đầu tiên ước tính nhiệt độ của phông nền vũ trụ phải bằng bao nhiêu. Họ xây dựng phép tính của mình dựa trên ba trụ cột: 1) Thuyết tương đối rộng của Einstein năm 1916; 2) Khám phá năm 1929 của Edwin Hubble rằng vũ trụ đang dãn nở; và 3) Vật lí nguyên tử được phát triển trong các phòng thí nghiệm trước và trong Dự án Mahattan chế tạo bom nguyên tử thời Thế chiến Thứ hai.
Herman và Alpher đã tính toán và đề xuất một nhiệt độ 5 Kelvin cho vũ trụ. Vâng, sai có chút xíu thôi. Nhiệt độ chính xác đo được của các vi sóng này là 2,725 Kelvin, đôi khi được viết là 2,7 độ cho gọn, và nếu bạn lười làm tính, thì chẳng ai bới móc bạn vì làm tròn nhiệt độ của vũ trụ lên bằng 3 độ Kelvin.
Hãy tạm dừng lại một chút. Herman và Alpher đã sử dụng vật lí nguyên tử được thu nhặt tươi nguyên trong phòng thí nghiệm, và áp dụng nó cho các điều kiện giả định trong vũ trụ xa xưa. Từ đây, họ ngoại suy hàng tỉ năm về sau, tính xem vũ trụ ngày nay phải có nhiệt độ bao nhiêu. Chính dự đoán xém đúng của họ với đáp số thực là một thắng lợi đáng nể của trí tuệ con người. Chúng có thể sai lệch vài lần hoặc mười lần, hoặc một trăm lần, hoặc họ có thể dự đoán thứ gì đó thậm chí chẳng tồn tại. Bình luận về thành tựu này, nhà thiên văn vật lí Mĩ J. Richard Gott lưu ý, “Việc dự đoán rằng phông nền tồn tại và sau đó tính ra nhiệt độ của nó chính xác trong phạm vi hai lần sai số, giống như việc dự đoán một cái đĩa bay rộng 50 foot sẽ đáp lên bãi cỏ Nhà Trắng, nhưng thay vậy, một đĩa bay rộng 27 foot lại xuất hiện.”
*
Quan sát trực tiếp đầu tiên về phông nền vi sóng vũ trụ được tiến hành tình cờ vào năm 1964 bởi các nhà vật lí Mĩ Arno Penzias và Robert Wilson thuộc Bell Telephone Laboratories, chi nhánh nghiên cứu của hãng AT&T. Vào thập niên 1960, mọi người đã biết về vi sóng, song hầu như chẳng ai có công nghệ để phát hiện chúng. Bell Labs, một nhà tiên phong về công nghiệp truyền thông, đã phát triển một anten vững chãi, hình sừng dành riêng cho mục đích đó.
Thế nhưng thoạt đầu, nếu bạn sắp gửi đi hay nhận một tín hiệu, bạn sẽ chẳng muốn có quá nhiều nguồn gây nhiễu với nó. Penzias và Wilson tìm cách đo sự nhiễu vi sóng nền với máy thu của họ, để cho phép truyền thông rõ ràng, không nhiễu, trong dải phổ này. Họ không phải nhà vũ trụ học. Họ là các pháp sư kĩ thuật đang mài giũa một máy thu vi sóng, và không hề biết đến các dự đoán của Gamow, Herman, và Alpher.
Cái Penzias và Wilson đang tìm dứt khoát không phải là phông nền vi sóng vũ trụ; họ chỉ đang cố tìm cách mở ra một kênh truyền thông mới cho AT&T.
Penzias và Wilson chạy thí nghiệm của họ, và loại trừ khỏi dữ liệu của họ mọi nguồn gây nhiễu đã biết có nguồn gốc địa cầu và vũ trụ mà họ có thể nhận ra, thế nhưng một phần của tín hiệu không chịu biến mất, và họ chẳng biết làm sao để loại trừ nó. Cuối cùng họ nhìn vào bên trong đĩa anten và nhìn thấy lũ bồ câu làm tổ ở đó. Vì thế họ lo ngại rằng cái chất lưỡng cực trăng trắng (phân chim bồ câu) có thể là nguyên nhân cho tín hiệu đã thu, vì họ cứ phát hiện nó cho dù họ hướng anten theo hướng nào. Sau khi làm sạch chất lưỡng cực màu trắng ấy, sự nhiễu có giảm đi chút ít, song tín hiệu le lói kia vẫn còn. Bài báo họ công bố năm 1965 đều nói về “nhiệt độ anten vượt mức” không thể giải thích này.2
Trong khi đó, một đội gồm các nhà vật lí ở Princeton, dưới sự chỉ đạo của Robert Dicke, đang chế tạo một detector chuyên để tìm kiếm CMB. Thế nhưng họ chẳng có các tài nguyên của Bell Labs, thành ra công trình của họ diễn ra chậm hơn một chút. Và lúc Dicke và các cộng sự của ông nghe nói tới công trình của Penzias và Wilson, đội Princeton biết chính xác nhiệt độ anten vượt mức đã quan sát thấy ấy là cái gì. Mọi thứ ăn khớp cả: đặc biệt chính nhiệt độ ấy, và tín hiệu đến từ mọi hướng của bầu trời.
Năm 1978, Penzias và Wilson giành Giải thưởng Nobel cho khám phá của họ. Và vào năm 2006, các nhà thiên văn vật lí Mĩ John C. Mather và George F. Smoot cùng chia Giải thưởng Nobel cho việc quan sát CMB trên một phạm vi phổ rộng, đưa vũ trụ học từ một vườn ươm những ý tưởng thông minh thành một lĩnh vực khoa học chính xác, thực nghiệm.
*
Vì ánh sáng từ những nơi xa trong vũ trụ cần thời gian để đi tới chúng ta, nên nếu chúng ta nhìn ra không gian sâu thẳm thì thật ra chúng ta nhìn thấy các thời đại ngược chiều thời gian. Vì thế nếu các cư dân thông minh thuộc một thiên hà xa xôi nào đó đo lấy nhiệt độ của bức xạ nền vũ trụ ở thời khắc mà anten của chúng ta thu được, thì họ sẽ thu về một số đo cao hơn 2,7 độ vì họ sinh sống trong một vũ trụ trẻ hơn, nhỏ hơn, và nóng hơn vũ trụ của chúng ta đang sống.
Hóa ra bạn thật sự có thể kiểm tra giả thuyết này. Phân tử cyanogen CN (từng được sử dụng trên các tử tù làm thành phần hoạt tính của khí độc do người hành hình quản lí) trở nên bị kích thích khi phơi xạ vi sóng. Nếu vi sóng ấm hơn vi sóng trong CMB của chúng ta, thì chúng kích thích phân tử CN nhiều hơn một chút. Trong mô hình vụ nổ lớn, cyanogen trong các thiên hà xa xôi, non trẻ hơn bị đắm trong một phông nền vũ trụ ấm hơn so với cyanogen trong thiên hà Ngân Hà của chúng ta. Và đó chính là cái chúng ta quan sát thấy.
Bạn đâu thể dựng nên chuyện này.
Tại sao chuyện này hấp dẫn đến thế? Vũ trụ là mờ đục cho đến 380.000 năm sau vụ nổ lớn, cho nên bạn không thể chứng kiến vật chất định hình cho dù bạn đang ngồi ngay trung tâm hàng ghế đầu đi nữa. Bạn không thể nhìn thấy nơi các đám thiên hà và khoảng không bắt đầu hình thành. Trước khi ai đó có thể nhìn thấy bất kì thứ gì đó đáng nhìn, các photon phải chuyển động, không bị cản trở, trong toàn vũ trụ, là đối tượng mang theo thông tin này.
Nơi mỗi photon bắt đầu hành trình xuyên-vũ trụ của nó là nơi nó tạt vào electron cuối cùng từng ngáng đường của nó – “điểm tán xạ sau cùng”. Càng nhiều photon tạt trở ra, thì chúng tạo ra một “mặt” tán xạ sau cùng dãn nở, một số sâu đến 120.000 năm. Bề mặt này là nơi toàn bộ nguyên tử trong vũ trụ ra đời: mỗi electron gia nhập một hạt nhân nguyên tử, và một xung năng lượng nhỏ ở dạng một photon lao vọt vào khóm đo đỏ hoang dại đó.
Khi ấy, một số vùng của vũ trụ đã bắt đầu kết tụ bởi lực hút hấp dẫn của các bộ phận của nó. Các photon tán xạ sau cùng khỏi các electron trong các vùng này phát triển một hồ sơ khác, hơi nguội hơn so với các photon tán xạ khỏi các electron kém tổ chức xã hội hơn đang nằm giữa hư vô. Nơi vật chất tích tụ, cường độ lực hấp dẫn tăng lên, cho phép kết tập thêm nhiều vật chất nữa. Các vùng này gieo mầm cho sự hình thành các siêu đám thiên hà trong khi các vùng khác còn lại tương đối trống không.
Khi bạn lập bản đồ phông nền vi sóng vũ trụ một cách chi tiết, bạn tìm thấy rằng nó không hoàn toàn mượt mà. Nó có các đốm hơi nóng hơn và hơi nguội hơn trung bình. Bằng cách nghiên cứu các biến thiên nhiệt độ này ở CMB – tức là nói, bằng cách nghiên cứu các kiểu hình trong bề mặt tán xạ sau cùng – bạn có thể suy luận ra cấu trúc và nội hàm của vật chất trong vũ trụ xa xưa. Để xác định các thiên hà, đám và siêu đám đã phát sinh như thế nào, chúng ta sử dụng giải pháp tốt nhất của mình, CMB – một vỏ bọc thời gian quyền thế trao quyền cho các nhà thiên văn vật lí tái dựng lịch sử vũ trụ theo chiều nghịch. Nghiên cứu các kiểu hình của nó tựa như việc tiến hành một kiểu lên đồng vũ trụ, vì chúng ta phân tích các va đập xương sọ của vũ trụ vị thành niên.
Khi bị ràng buộc bởi các quan sát khác về vũ trụ đương thời và vũ trụ xa xưa, CMB cho phép bạn mã hóa mọi loại tính chất vũ trụ cơ bản. So sánh sự phân bố kích cỡ và nhiệt độ của các vùng ấm và nguội, bạn có thể suy ra lực hấp dẫn mạnh bao nhiêu vào lúc ấy và vật chất kết tụ nhanh bao nhiêu, từ đó cho phép bạn suy luận ra có bao nhiêu vật chất bình thường, vật chất tối, và năng lượng tối trong vũ trụ. Từ đây, bạn sẽ dễ dàng biết được vũ trụ có tiếp tục dãn nở mãi mãi hay không.
*
Vật chất bình thường là cái cấu tạo nên mọi người chúng ta. Nó có lực hấp dẫn và tương tác với ánh sáng. Vật chất tối là một chất liệu bí ẩn có lực hấp dẫn nhưng không tương tác với ánh sáng theo bất kì cách nào đã biết. Năng lượng tối là một áp lực bí ẩn trong chân không vũ trụ tác dụng ngược lại với lực hấp dẫn, thúc ép vũ trụ dãn nở nhanh hơn.
Bài thi não tướng học của chúng ta nói rằng chúng ta hiểu được vũ trụ hành xử như thế nào, thế nhưng phần lớn vũ trụ được làm bằng chất liệu mà chúng ta không hề có manh mối gì. Mặc dù hiểu biết của chúng ta còn mờ mịt, nhưng ngày nay, như chưa bao giờ có trước đây, vũ trụ học đã có một mỏ neo để bám, bởi vì CMB làm lộ ra cánh cổng mà mọi người chúng ta đều bước qua đó. Nó là điểm mà vật lí học diễn ra, và là nơi chúng ta tìm hiểu về vũ trụ trước và sau khi ánh sáng của nó được phóng thích tự do.
Khám phá đơn giản về phông nền vi sóng vũ trụ đã làm xoay chuyển vũ trụ học thành cái gì đó sâu sắc hơn thần thoại học. Thế nhưng chính bản đồ chính xác và chi tiết của phông nền vi sóng vũ trụ đã biến vũ trụ học thành một khoa học hiện đại. Các nhà vũ trụ học có nhiều cái tôi. Làm thế nào bạn tránh được thế khi mà công việc của bạn là suy luận ra cái đã đưa vũ trụ đến tồn tại? Không có dữ liệu, những lí giải của họ đơn giản chỉ là giả thuyết. Nay, mỗi quan sát mới, mỗi mẫu dữ liệu, nắm trong tay một thanh gươm hai lưỡi: nó cho phép vũ trụ học phát triển trên nền tảng mà phần lớn phần còn lại của khoa học đều thích thú, song nó cũng ràng buộc các lí thuyết mà người ta nghĩ tới khi chẳng có đủ dữ liệu để nói rằng chúng đúng hay là sai.
Không ngành khoa học nào đạt tới thành thục mà không có nó.
1 Một nano giây là một phần tỉ của một giây. Một pico giây là một phần nghìn tỉ của một giây.
2 A. A. Penzias và R. W. Wilson, “A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s,” Astrophysical Journal 142 (1965): 419–21.
Thiên văn vật lí cho người bận rộn
Neil DeGrasse Tyson - Bản dịch của Thuvienvatly.com
Phần tiếp theo >>
![[ebook] Thiên Văn Vật Lí Cho Người Bận Rộn](/bai-viet/images/2019/05/thienvan2.png)
