Phương trình của Chúa, Chương I: NHỮNG NGÔI SAO BÙNG NỔ

PT cua Chua (1)Chỉ có một số ít nhà khoa học tin vào khả năng tồn tại một kịch bản thứ ba – sự giãn nở của vũ trụ sẽ tiếp tục mãi mãi. Và hầu như không ai nghĩ đến điều không thể hình dung được: tốc độ giãn nở của vũ trụ thực sự tăng lên… Perlmutter thấy bối rối. Thực ra khi bắt tay vào dự án nghiên cứu, ông hy vọng sẽ đo được tốc độ giãn nở giảm dần của vũ trụ – từ trước đến nay chưa bao giờ ông nghĩ rằng vũ trụ có thể giãn nở ngày càng nhanh lên. Có một cái gì đó thật sự phiền toái nếu đi đến một kết luận như thế…

Chương I. NHỮNG NGÔI SAO BÙNG NỔ

Thật là vô cùng phi thường khi chúng ta đang trả lời những câu hỏi sâu xa của triết học bằng các phép đo của vật lý  (Saul Perlmutter)

Saul Perlmutter đang ngồi trong văn phòng của mình phía trên cao những ngọn đồi vùng Berkeley nhìn xuống Vịnh San Francisco và ngắm Mặt Trời lặn bên dưới Cầu Cổng Vàng (Golden Gate Bridge). Đó là một cảnh tượng tráng lệ, Mặt Trời càng lúc càng đỏ hơn và hình thù của nó sắp lớp thành những mảnh hình chữ nhật rồi dần dần biến mất sau biển Thái Bình Dương xanh xám. Ông biết vì sao Mặt Trời đang lặn mầu đỏ và vì sao bầu trời mầu xanh – Saul Perlmutter là một nhà vật lý thiên văn. Nhưng chính hiện tượng này, một hiện tượng rất quen thuộc trên Trái Đất và được hàng triệu người hàng ngày quan sát từ trên các đỉnh đồi hoặc trên bãi biển hoặc trong các khách sạn trên đỉnh các nhà chọc trời, lúc này đang làm ông băn khoăn suy nghĩ vì nó gợi ý những điều liên quan đến các ngôi sao đang bùng nổ mà ông đã quan sát được trên bầu trời vũ trụ.

Trong mười năm, Saul Perlmutter đã lãnh đạo một chương trình nghiên cứu của một nhóm các nhà thiên văn tại các đầu não của Viện nghiên cứu quốc gia Lawrence Berkeley trên những ngọn đồi chạy ngang qua Cổng Vàng.  Sử dụng những kính viễn vọng tiên tiến nhất, tại Hawaii, Chile, và trong không gian, các nhà thiên văn đã sưu tập được những tấm ảnh điện tử của những thiên hà xa xôi, hàng nghìn thiên hà cùng một lúc, và so sánh những tấm ảnh này với những tấm ảnh của chính những thiên hà đó được chụp ba tuần sau. Các nhà thiên văn tìm kiếm những vì sao đang bùng nổ trong những thiên hà rất xa xôi này. Một vụ nổ xuất hiện như một chấm sáng tương đối sáng trên tấm ảnh (thực tế là một tấm ảnh điện tử) của thiên hà, mà trên tấm ảnh chụp ba tuần trước đó không có. Những nhà khoa học này không tìm kiếm những vụ nổ thông thường. Họ tìm kiếm những siêu tân tinh (supernovae) Loại Ia – trong số những vụ nổ kinh khủng nhất đã từng quan sát được từ trước đến nay trong vũ trụ.

Năm 1054 sau C.N., các nhà thiên văn Trung Hoa đã ghi nhận được một “sao khách” xuất hiện bất chợt trong vùng lân cận của ngôi sao mà ngày nay ta gọi là Zeta Tauri – đầu của một trong các sừng của chòm sao Taurus, tức chòm Kim Ngưu. Trong vòng một tháng, ngôi sao biến mất, nhưng để lại một tinh vân mà ngày nay ta có thể nhìn thấy bằng một kính viễn vọng công suất trung bình.

Vật thể trông như một đám mây mờ này được đánh dấu là MI, hoặc Crab Nebula, do hình dạng của đám mây mờ đó trông giống như con cua (crab). Crab Nebula là một đám mây gas và bụi khổng lồ còn lại từ vụ nổ của một ngôi sao từ xa xưa và lan rộng ra không gian xung quanh kể từ đó. Tại trung tâm của tinh vân vẫn tồn tại lõi vỡ vụn của ngôi sao, phần lõi này được gọi là một pulsar (ẩn tinh), thực chất là một sao neutron mà cứ mỗi khoảnh khắc cực ngắn lại phóng ra một luồng bức xạ cường độ rất cao vào không gian. “Sao khách” thực ra chẳng phải là một ngôi sao nào cả. Cái mà người Trung Hoa đã quan sát được chỉ là ánh sáng cường độ cao phát ra từ vụ nổ của một ngôi sao ở xa xôi, ngôi sao này không thể nhìn thấy trước khi vụ nổ phát sáng. Một vụ nổ như thế gọi là một siêu tân tinh (supernova).

Chữ tân tinh (nova) có nghĩa là mới, và một “tân tinh” – một sự phát sáng đột ngột của một ngôi sao không nhìn thấy – làm người ta tưởng là một ngôi sao mới ra đời. Sự phát sáng đột ngột như thế xẩy ra khi một sao lùn trắng (white dwarf, một dạng sao chết) hút vật chất từ vật thể quay xung quanh nó và phát sáng đến mức làm cho nó có thể nhìn thấy trong một thời gian ngắn. Một siêu tân tinh là một sự phát sáng còn lớn hơn rất nhiều, và điều đó xẩy ra do vụ nổ của một ngôi sao. Thật là trái khoáy, sự kiện đó thực ra nói lên cái chết của một ngôi sao thay vì sự ra đời của nó. Năm 1987, các nhà thiên văn hiện đại đã quan sát được một siêu tân tinh tại nam bán cầu, và kết quả nghiên cứu phong phú của họ đã cho chúng ta biết rất nhiều về những vụ nổ bí mật loại này trên bầu trời ban đêm. Siêu tân tinh đã được quan sát bởi các nhà thiên văn trong suốt ba thế kỷ qua, nhưng vụ nổ năm 1987 là vụ nổ đầu tiên có thể nhìn thấy bằng mắt thường. Đó là một siêu tân tinh Loại II.

Khi một ngôi sao khổng lồ – có khối lượng lớn gấp bội Mặt Trời – biến hydrogen của nó thành helium và biến helium thành carbon, và các phản ứng hạt nhân sau này vốn làm cho nó cháy sáng như một ngôi sao nhưng nay đã đến lúc hoàn toàn cạn kiệt, thì ngôi sao đó không còn đủ sức chống lại sự co rúm do lực hấp dẫn nữa. Khi nó bị hút vào bên trong dưới trọng lực của chính nó, ngôi sao sẽ bùng nổ một cách ngoạn mục. Vụ nổ này được gọi là một siêu tân tinh Loại II. Do đó, tuỳ thuộc vào kích thước của nó, phần còn lại của ngôi sao sẽ biến thành một vật thể chết đông đặc được gọi là một sao neutron (trong đó protons và electrons không thể cùng tồn tại nữa mà kết hợp với nhau để tạo ra neutrons), hoặc – trong những trường hợp khối lượng lớn hơn – sẽ là một hốc đen, một vật thể kỳ quái nhất trong vũ trụ. Trong trường hợp thứ hai này, vật thể sẽ đông đặc lại đến mức làm cho lực hấp dẫn của nó tăng vọt khủng khiếp đến nỗi ánh sáng cũng không thể bứt ra được.

Nhưng siêu tân tinh mà Saul Perlmutter và nhóm của ông đang quan sát để tìm hiểu vũ trụ lại là một cái gì đó hoàn toàn khác. Những vụ nổ này có thể được gọi một cách chính xác là siêu-siêu-tân-tinh, mặc dù các nhà khoa học gọi nó một cách đơn giản là siêu tân tinh Loại Ia. Một siêu tân tinh Loại Ia sáng gấp sáu lần một siêu tân tinh “thông thường”. Trong mức độ bức xạ có thể nhìn thấy, một vụ nổ như thế là một hiện tượng phát sáng mạnh nhất có thể quan sát được trong không gian từ trước đến nay. Một siêu tân tinh Loại Ia xẩy ra sau khi một sao lùn trắng – xác chết của một ngôi sao cùng loại với Mặt Trời của chúng ta (Mặt Trời sẽ trở thành một sao lùn trắng khi nó hoàn toàn cạn kiệt những phản ứng kết hợp hạt nhân của chính nó sau khoảng 5 tỷ năm nữa) – bắt đầu hút vật chất từ một ngôi sao kề cận gần nó, một ngôi sao quay quanh một ngôi sao khác. Khi vật chất tiếp nhận được làm tăng vọt khối lượng của sao lùn trắng lên đến khoảng 1,4 lần khối lượng Mặt Trời của chúng ta, thì một vụ nổ đột ngột dữ dội chưa từng có sẽ xẩy ra. Trong loại siêu tân tinh này, vật chất bị bắn vào vũ trụ từ vụ nổ của sao lùn trắng với một tốc độ bằng một phần nhỏ có thể đo được so với vận tốc ánh sáng.

Sự phát sáng của siêu tân tinh Loại Ia làm cho nó sáng như toàn bộ một thiên hà. Vụ nổ đó vô cùng lớn và có thể nhận thấy một cách rõ ràng nhờ các đặc trưng của nó. Do những đặc điểm như thế, việc tìm kiếm siêu tân tinh Loại Ia đã trở thành mục tiêu cấp thiết đối với tất cả những nhà thiên văn quan tâm đến việc đo lường khoảng cách và tốc độ lùi xa của các thiên hà xa xôi đó. Những ngôi sao đang bùng nổ này là những ngọn đèn hiệu trên bầu trời. Độ sáng tương đối của chúng, bằng một tỷ lệ nhỏ so với độ sáng dự kiến nếu các vụ nổ xẩy ra ở gần (bên trong thiên hà của chúng ta), có thể nói cho các nhà thiên văn biết khoảng cách từ những thiên hà chứa những ngôi sao đó đến Trái Đất là bao nhiêu.

Các nhà thiên văn cũng có thể ước lượng tốc độ lùi xa của các thiên hà xa xôi bằng cách đo các dịch chuyển đỏ của chúng. Một dịch chuyển đỏ là sự tăng bước sóng của một tia sáng khi nguồn sáng lùi xa khỏi người quan sát. Nguyên lý của hiện tượng này là hiệu ứng Doppler quen thuộc trong đời sống hàng ngày – sự biến đổi âm vực của sóng âm thanh khi, chẳng hạn, một tầu hoả chạy nhanh qua mặt người quan sát. Trong ánh sáng, một biến đổi tương tự về tần số xẩy ra: bước sóng của tia sáng tăng lên, nghĩa là vạch quang phổ dịch chuyển về phía đỏ, khi nguồn sáng lùi xa khỏi người quan sát; và bước sóng sẽ giảm đi, nghĩa là vạch quang phổ dịch chuyển về phía xanh, khi nguồn sáng tiến gần đến người quan sát. Sự dịch chuyển của vạch quang phổ về phía đỏ, mà các nhà thiên văn gọi là dịch chuyển đỏ (redshift), là do sự giãn nở của vũ trụ gây ra, được Edwin Hubble khám phá ra trong những năm 1920. Định luật Hubble nói rằng một thiên hà càng ở xa chúng ta bao nhiêu thì nó lùi xa càng nhanh khỏi chúng ta bấy nhiêu.

Cho tới muà xuân 1999, nhóm của Perlmutter đã tích luỹ được một tập hợp dữ liệu của 80 siêu tân tinh Loại Ia xẩy ra trong các thiên hà xa hơn rất nhiều so với những thiên hà mà Hubble và những người kế tiếp đã quan sát được. Tất cả đều là những ngôi sao bùng nổ trong những thiên hà mà ánh sáng của nó phải mất khoảng 7 tỷ năm mới đến được với chúng ta. Trong bất kỳ một thiên hà nào, với hàng tỷ ngôi sao của nó, một siêu tân tinh Loại Ia chỉ xẩy ra khoảng một lần trong một thế kỷ. Vậy làm sao mà nhóm nghiên cứu nhận được tới 80 bức ảnh như thế ? Thắng lợi của nhóm là nhờ ở kỹ thuật tìm kiếm rất thông minh của Perlmutter.

Ngay với một tần suất xuất hiện thấp như thế, định luật xác suất khẳng định rằng chúng ta vẫn có thể tìm thấy một số sao lùn bùng nổ vào bất kỳ thời điểm nào nếu chúng ta xem xét một tập hợp thiên hà với số lượng đủ lớn. Do đó trong số hàng chục ngàn thiên hà được quan sát cùng một lúc, luôn luôn phát hiện được một số siêu tân tinh. Việc chờ đợi 3 tuần lễ giữa hai lần quan sát cùng một khu vực trên bầu trời cũng có mục đích của nó. Siêu tân tinh Loại Ia phát sáng tới 18 ngày, sau đó mờ dần trong suốt tháng tiếp theo. Nhưng vì thời gian bị giãn (một hệ quả của thuyết tương đối đặc biệt, khi các thiên hà này chạy xa khỏi chúng ta với tốc độ bằng khoảng nửa tốc độ ánh sáng), nên dường như trên Trái Đất chúng ta sẽ thấy siêu tân tinh phát sáng suốt trong ba tuần lễ. Do đó, việc quan sát các thiên hà xa xôi trong khoảng thời gian ba tuần lễ sẽ cho phép các nhà thiên văn “tóm bắt” và nghiên cứu được các siêu tân tinh xuất hiện trong khoảng thời gian giữa hai lần chụp ảnh điện tử.

Nhưng giờ đây, đưa mắt qua cửa sổ phòng mình để nhìn xuống khu vịnh, ngắm Mặt Trời đang lặn và sương mù lan toả qua Cổng Vàng, Perlmutter cảm thấy bồn chồn không yên. Đối với ông, có một cái gì đó thật khó hiểu. Kể từ khi lý thuyết big bang được đề xuất từ những năm 1920 để giải thích sự giãn nở của vũ trụ, nhiều lý thuyết khác nhau đã ra đời nhằm giải thích điều gì đã xẩy ra, xẩy ra như thế nào, và đưa ra những ý tưởng phỏng đoán tương lai của vũ trụ. Một số kịch bản đã được dự đoán bởi các phương trình của Einstein.

Kịch bản một, vũ trụ có thể đóng. Trong trường hợp này, sự giãn nở vũ trụ cuối cùng sẽ ngừng lại và vũ trụ sẽ bắt đầu co về chính nó, vì lực hấp dẫn sẽ làm cho tất cả vật chất trong vũ trụ hút lẫn nhau. Kịch bản hai, vũ trụ có thể giãn nở chậm dần đến chừng nào đạt được một trạng thái chắc chắn và sẽ tiếp tục tồn tại ở trạng thái này. Các nhà khoa học, và công chúng nói chung, có vẻ ưa thích kịch bản một. Về mặt triết học, có một cái gì đó an ủi khi tin rằng mặc dù Mặt Trời sẽ chết sau khoảng 5 tỷ năm nữa kể từ hôm nay, một ngày nào đó trong tương lai vô cùng xa xôi, vũ trụ có thể bắt đầu co lại, và có thể, sau khi kết thúc một chu kỳ trọn vẹn từ lúc ra đời bởi vụ nổ lớn đến khi co về một điểm bởi vụ co lớn, sẽ tái bùng nổ một big bang mới, big bang này có thể sẽ tái sinh ra một Trái Đất mới và một sự sống mới.

Một sự giãn nở chậm dần đến một trạng thái chắc chắn ổn định ít được giới khoa học ưa chuộng hơn, nhưng vẫn được coi là khả dĩ. Điều này sẽ xẩy ra nếu khối lượng trong vũ trụ vừa đủ để hãm sự giãn nở lại, nhưng không đủ để tạo ra một lực hấp dẫn làm cho mọi thứ bị hút lại với nhau.

Chỉ có một số ít nhà khoa học tin vào khả năng tồn tại một kịch bản thứ ba – sự giãn nở của vũ trụ sẽ tiếp tục mãi mãi. Và hầu như không ai nghĩ đến điều không thể hình dung được: tốc độ giãn nở của vũ trụ thực sự tăng lên. Tuy nhiên, suy đi tính lại khả năng không hề dự kiến này, Perlmutter không thể tảng lờ cái mà dữ liệu của ông đang nói với ông. Siêu tân tinh xa xôi – trong các thiên hà của nó – đang lùi xa Trái Đất với tốc độ chậm hơn so với dự kiến. Tốc độ này chậm hơn tốc độ lùi xa của những thiên hà ở gần hơn. Điều này chỉ có thể có một ý nghĩa duy nhất: vũ trụ đang giãn nở ngày càng nhanh lên, Perlmutter kết luận.

Lý do của kết luận trên khá phức tạp. Vấn đề này liên quan đến khái niệm thời gian. Sau đây là một giải thích đã được đơn giản hoá, bỏ qua một số chi tiết. Khi một người quan sát đang quan sát một thiên hà cách chúng ta 7 tỷ năm ánh sáng, thì có nghĩa là người ấy đang nhìn vào thiên hà đó tại thời điểm 7 tỷ năm trước đây, khi ánh sáng bắt đầu rời bỏ thiên hà để chu du đến chúng ta. Do đó tốc độ lùi xa của thiên hà quan sát được căn cứ vào dịch chuyển đỏ của nó là tốc độ lùi xa của thiên hà đó tại thời điểm 7 tỷ năm trước đây. Tương tự, tốc độ lùi xa của thiên hà cách chúng ta 1 tỷ năm ánh sáng  là tốc độ giãn nở 1 tỷ năm trước đây. Vậy nếu bây giờ một thiên hà ở xa chuyển động ra xa khỏi chúng ta với một tốc độ nhỏ hơn một thiên hà ở gần hơn, thì có nghĩa là tốc độ lùi xa – tốc độ giãn nở của vũ trụ – vào lúc 7 tỷ năm trước đây nhỏ hơn tốc độ giãn nở của vũ trụ 1 tỷ năm trước đây [1]. Nói cách khác, vũ trụ đang tăng tốc độ giãn nở của nó.

Perlmutter thấy bối rối. Thực ra khi bắt tay vào dự án nghiên cứu, ông hy vọng sẽ đo được tốc độ giãn nở giảm dần của vũ trụ – từ trước đến nay chưa bao giờ ông nghĩ rằng vũ trụ có thể giãn nở ngày càng nhanh lên. Có một cái gì đó thật sự phiền toái nếu đi đến một kết luận như thế. Và kết luận này hình thành khi Perlmutter bắt đầu suy nghĩ về Mặt Trời lặn mà ông đang ngắm. Mặt Trời lặn mầu đỏ, bầu trời mầu xanh – đó là định luật của Rayleigh về mầu xanh của bầu trời mà mọi sinh viên mới học vật lý đều thuộc lòng. Khí quyển hấp thụ phổ ánh sáng trắng ở những mức độ khác nhau, phụ thuộc vào tần số ánh sáng. Ánh sáng đỏ, với tần số thấp và bước sóng dài của nó, đi qua các hạt bụi và không khí dễ dàng hơn ánh sáng xanh. Perlmutter là một nhà khoa học cẩn trọng, và mọi nhà khoa học đều phải cảnh giác trước những sai lầm có thể có trong dữ kiện. Đòi hỏi này càng đặc biệt đúng đối với một nhà khoa học dường như đang tiến sát tới một kết luận hết sức trọng đại về vũ trụ – một khám phá có thể coi là quan trọng bậc nhất về thiên văn kể từ sau khám phá của Hubble khoảng 70 năm trước đây.

Cái làm cho Saul Perlmutter cảm thấy bối rối ở đây là chất lượng có vẻ như khác thường trong dữ kiện của ông. Ông phần nào ngờ vực rằng dữ kiện của mình đã bị sai lệch bởi những nhầm lẫn thông thường trong quan sát. Các thiên hà xa xôi mà nhóm của ông đã quan sát có thể đã có một số bụi trong chúng, tương tự như bụi chúng ta thấy trong giải Ngân Hà của chúng ta. Các hạt bụi có thể đã làm cho những ngôi sao bùng nổ từ xa xưa mà nhóm của ông quan sát được trở nên đỏ như Mặt Trời đang lặn – tuy nhiên các siêu tân tinh đã sáng rực suốt trong toàn bộ phổ ánh sáng nhìn thấy (không kể dịch chuyển đỏ đã dịch chuyển đồng nhất tất cả mọi vạch trong quang phổ của một ngôi sao). Hiện tượng này nói với Perlmutter rằng có rất ít hoặc không có bụi nằm trong khoảng giữa người quan sát trên Trái Đất với những ngôi sao đang bùng nổ vào khoảng giữa thời gian kể từ big bang đến nay, và do đó các quan sát có chất lượng cao một cách khác thường. Cái mà dữ liệu đang nói với ông chỉ có thể có nghĩa là vũ trụ đang giãn nở càng ngày càng nhanh lên. Và điều đó ngụ ý một điều gì đó đáng sợ: vũ trụ của chúng ta là vô hạn.

“Hãy tưởng tượng một cái lưới ba chiều”, Perlmutter nói ngắn ngọn với tôi sau khi ông thông báo khám phá khác thường của nhóm ông. “Tại mỗi góc có một thiên hà. Bây giờ tưởng tượng chiếc lưới lớn dần lên. Khoảng cách từ góc của chúng ta – thiên hà của chúng ta – đến tất cả các góc khác của lưới tiếp tục tăng dần lên”. Tốc độ tăng trưởng – tốc độ hình thành không gian giữa mỗi góc với các lân cận của nó – tăng dần. Vì không gian được tạo ra ngày càng nhanh, không có gì có thể làm cho nó ngừng lại, và do đó nó sẽ tiếp tục giãn nở mãi mãi. Vũ trụ của chúng ta sẽ giãn nở tới vô cùng. Trong một tỷ năm, khoảng cách từ chúng ta đến các thiên hà xa xôi sẽ lớn hơn rất nhiều và mức tăng trưởng trong một tỷ năm sau sẽ lớn hơn rất nhiều so với mức tăng trưởng trong một tỷ năm trước, và cứ như thế tiếp tục mãi mãi [2].

Cuối cùng dữ liệu dường như đã được loại trừ mọi sai sót và bản thông điệp đã rõ ràng. Đã đến lúc phải loan tin cho toàn thể nhân loại biết. Điều này đã được thực hiện vào tháng 1 năm 1998, trong một hội nghị của Hội Thiên Văn Mỹ [3]. Thế giới bị choáng váng. Một vũ trụ vô hạn và giãn nở ngày càng nhanh hơn không phải là điều mà mọi người từ trước tới nay nghĩ đến. Thậm chí nhiều nhà khoa học đã ngấm ngầm hy vọng một vũ trụ tự đổi mới, luân hồi giãn nở và co thắt – một vườn vũ trụ diễn tiến tuần hoàn thông qua các mùa. Nhưng thay vì như vậy, vũ trụ dường như đã được định đoạt số phận phải giãn nở mãi mãi và phai nhạt dần dần [4]. Các ngôi sao sẽ sống hết cuộc đời của nó và bùng nổ trong một siêu tân tinh hoặc tạo ra những đám tinh vân quay xung quanh như những hành tinh. Trong thiên hà của chúng ta, những sao mới sinh ra từ những phần còn lại của những sao đã chết. Và sự phong phú của các nguyên tố hoá học được tạo ra bên trong các sao chết chính là cái cho phép sự sống nẩy sinh và phát triển. Nhưng nếu sự giãn nở cứ tiếp tục và mật độ vật chất trong không gian suy giảm thì cuối cùng sau hàng nghìn tỷ năm vũ trụ sẽ là một nghĩa địa sao gồm toàn sao neutron hoặc hốc đen.

Điều thách đố các nhà khoa học là câu hỏi: Tại sao ? Làm thế nào để giải thích khám phá mới chưa từng có ? Câu trả lời dường như ở chỗ còn có một lực bí mật nào khác trong vũ trụ – một cái gì đó chưa từng được quan sát trực tiếp. Cái chưa biết đó, mà các nhà vật lý gọi là một lực hút âm hoặc một năng lượng chân không, hoặc một “năng lượng lạ”, đang chống lại lực hút hấp dẫn. Có một cái gì đó ở trong không gian đang thúc đẩy các thiên hà chạy ra xa – làm cho chúng tách xa lẫn nhau ngày càng nhanh hơn. Tại cuộc họp trong tháng 1 năm 1998 mà Perlmutter thông báo kết quả khác thường của nhóm mình, các nhà khoa học khác cũng trình bầy những nghiên cứu dựa trên những phương pháp phân tích khác nhưng đi đến cùng một kết quả khác thường tương tự. Các nhà thiên văn Neta Bahcall và Xiaohui Fan của Đại học Princeton, nghiên cứu những cụm thiên hà khổng lồ cách Trái Đất vài tỷ năm ánh sáng, cũng thông báo kết quả cho thấy một vũ trụ giãn nở mãi mãi. Sử dụng ba kỹ thuật khác nhau để nghiên cứu về mật độ khối lượng của các cụm thiên hà, Neta Bahcall và các cộng sự của bà đã khám phá ra rằng chúng ta đang sống trong một vũ trụ nhẹ bỗng. Một cách độc lập, toàn bộ nghiên cứu của họ đã chỉ ra rằng có lẽ vũ trụ chỉ có khoảng 20% khối lượng vật chất cần thiết để làm cho vũ trụ có thể co trở về một big bang mới.

Erick Guerra và Ruth Daly, cũng tại Đại học Princeton, đã thu được những kết quả tương tự từ việc nghiên cứu sóng radio của 14 thiên hà. Phân tích cuả họ một lần nữa chỉ ra rằng khối lượng của vũ trụ có lẽ nhỏ hơn mức cần thiết để kìm hãm sự giãn nở vào một ngày nào đó trong tương lai xa xôi. Tất cả những khám phá mới này được trình bầy tại hội nghị đã làm sống lại một khái niệm từng ám ảnh các nhà khoa học bấy lâu nay, nhưng từ lâu đã bị ném vào thùng rác của lịch sử.

Để thảo luận kết quả mới, các nhà vũ trụ học và thiên văn học trù tính tổ chức một cuộc họp khẩn cấp tại Viện Fermilab gần Chicago. Ngày 4 tháng 5 năm 1998, cuộc họp đó đã diễn ra dưới sự điều khiển của Paul Steinhardt, một nhà vũ trụ học trẻ xuất sắc thuộc Đại học Princeton. Các nhà khoa học hàng đầu từ khắp nơi trên thế giới đã đổ về Chicago để thảo luận vấn đề vũ trụ giãn nở gia tốc đã được báo cáo, và một sự thật là vũ trụ có thể chứa một khối lượng vật chất quá ít ỏi. Liệu các phương trình có phù hợp để giải thích các dữ liệu mới hay không ? Phương trình trường hấp dẫn của Einstein từ trước đến lúc đó vẫn là công cụ tự nhiên để các nhà khoa học sử dụng cho mục đích này. Nhưng nó sẽ không thể giải thích được vấn đề giãn nở gia tốc – trừ phi một số hạng đã từng có trước đây, một số hạng từ lâu đã bị chính tác giả của phương trình đó vứt bỏ và sau này được coi là một “sai lầm ngớ ngẩn nhất của Einstein”, số hạng đó cần được đưa trở lại vào phương trình của Einstein. Hằng số vũ trụ đang quay trở lại !


[1] Tính toán thực tế phức tạp hơn nhiều. Chúng ta quan sát ánh sáng rời khỏi thiên hà của nó 7 tỷ năm trước đây. Khi ánh sáng rời khỏi nguồn của nó, thiên hà phát ra ánh sáng đó thực ra cách chúng ta khoảng 5 tỷ năm ánh sáng. Khi ánh sáng của nó tới chúng ta, thì thiên hà đó đã cách chúng ta khoảng 12 tỷ năm ánh sáng. Lý do của sự khác nhau là ở chỗ không gian luôn luôn tiếp tục nở rộng. Một cách toán học, dịch chuyển đỏ mà ta quan sát là một hàm số của sự giãn nở của toàn bộ không gian kể từ lúc ánh sáng rời khỏi nguồn của nó đến lúc chúng ta nhận được nó (dịch chuyển đỏ không chỉ phụ thuộc vào tốc độ lùi xa tức thời của nguồn sáng).

[2] Có những ngoại lệ đối với quy luật này. Các thiên hà lân cận có thể chuyển động theo những con đường tiến gần lại với nhau bất chấp sự giãn nở chung của toàn bộ vũ trụ. Chẳng hạn thiên hà gần chúng ta nhất là Andromeda, cách chúng ta 2,2 triệu năm ánh sáng (với ngoại lệ của các đám mây Magellan lớn và nhỏ, được xem như những nhánh của giải Ngân Hà), đang chuyển động trên một con đường tiến đến giải Ngân Hà và sẽ hợp nhất với Ngân Hà của chúng ta sau khoảng một tỷ năm nữa. Các nhà thiên văn đã tìm thấy những “con sông” của những thiên hà khác chẩy theo hướng ngược với hướng giãn nở chung của toàn vũ trụ.

[3] Một nhóm thiên văn khác, sử dụng các phương pháp thông minh của Perlmutter để phân tích tập hợp dữ liệu ít lỏi hơn của riêng họ, hai tháng sau cũng thông báo những kết quả tương tự.

[4] Thuyết Tương Đối Tổng Quát không cho rằng một big bang sẽ được nối tiếp bằng một vụ co lớn (big crunch). Nhưng Cơ Học Lượng Tử lại cho phép khả năng này có thể xẩy ra nếu vũ trụ co lại.

Advertisements

2 thoughts on “Phương trình của Chúa, Chương I: NHỮNG NGÔI SAO BÙNG NỔ

Trả lời

Mời bạn điền thông tin vào ô dưới đây hoặc kích vào một biểu tượng để đăng nhập:

WordPress.com Logo

Bạn đang bình luận bằng tài khoản WordPress.com Đăng xuất / Thay đổi )

Twitter picture

Bạn đang bình luận bằng tài khoản Twitter Đăng xuất / Thay đổi )

Facebook photo

Bạn đang bình luận bằng tài khoản Facebook Đăng xuất / Thay đổi )

Google+ photo

Bạn đang bình luận bằng tài khoản Google+ Đăng xuất / Thay đổi )

Connecting to %s