English
| Có gì trong Vũ Trụ ? |
 |
 |
 |
| Tác Giả: Nguyễn Hoài Vân | ||||||
| Thứ Năm, 21 Tháng 7 Năm 2011 04:53 | ||||||
|
Vũ trụ có bạn, có tôi, có rượu chát, có trà tàu, có bàn phím ta đang dùng, màn hình trước mặt ta, và rất nhiều thứ phụ thuộc khác... Nhưng tổng quan, thì vũ trụ chỉ có sáu thành tố: - Vật chất thông thường cấu tạo bởi những phân tử, nguyên tử, điện tử... như chúng ta hằng quen thuộc (4%). - Rồi đến ánh sáng, vừa là hạt (quang tử), vừa là sóng, với những tần số trải dài từ sóng radio, qua tia hồng ngoại, rồi ánh sáng thấy được, tia cực tím, tia X, cho đến tia gamma, mang nhiều năng lượng nhất. - Một thành tố ít được chúng ta quan tâm là hạt neutrinos, một loại hạt rất khó dò tìm. - Thật ra, hai thành tố dồi dào nhất trong vũ trụ lại chỉ là những giả định: đó là vật chất đen (21 %) và năng lượng tối (75 %). - Sau hết, để có thể mô tả vũ trụ, chúng ta cần cho nó một cấu trúc hình thể. Vật chất thông thường Còn được gọi là vật chất « baryonique », đại khái bao gồm tất cả vật chất mà chúng ta cảm nhận được bằng giác quan, kể cả các vì sao, thiên hà v.v... Vật chất loại này chỉ chiếm khoảng 4 % của toàn thể vũ trụ. Trung bình vũ trụ chỉ có một dương tử (proton) trong bốn thước khối, tức một tỷ trọng vô cùng thấp hơn « chân không » mà kỹ thuật có thể tạo ra được. Chúng ta chỉ quan sát được một phần nhỏ của vật chất thông thường, nên câu hỏi đặt ra là làm sao tính được tỷ trọng (mật độ) của nó? Có hai cách : một là dựa trên kết quả của sự cấu thành các nhân nguyên tử trong thời gian từ một giây đến ba phút sau Big Bang. Khi ấy, nhiệt độ xuống dưới 1 tỷ độ, cho phép dương tử (proton) và trung hòa tử (neutron) kết hợp thành các nhân deuterium, helium và lithium, tức những hạt nhân đầu tiên. Số lượng các hóa chất này, đo từ quang phổ (spectre) của các thiên hà ở xa, cho biết mật độ protons và neutrons nguyên thủy, rồi mật độ « vật chất thông thường ». Cách thứ hai dựa trên nền ánh sáng của vũ trụ. Số là vào khoảng 380 ngàn năm sau Big Bang, khi điện tử sát nhập vào các nhân (protons + neutrons) để tạo thành những nguyên tử, thì các quang tử (photons) bắt đầu có thể thoát được ra khỏi trạng thái hỗn nguyên lúc ban đầu và cho ra hình ảnh đầu tiên của vũ trụ. Nền ánh sáng ấy có những gia giảm cực nhỏ (khoảng 1/100 000 độ), phản ảnh cấu trúc vật chất của vũ trụ vào tuổi 380 000 năm. Dựa trên các yếu tố ấy, người ta tính ra được mật độ của vật chất thông thường. Việc hai cách tính cho ra những kết quả tương đồng, với sai số không trên vài phần trăm, được coi như một thắng lợi đáng kể của vũ trụ học cuối thế kỷ 20.
Nền ánh sáng của vũ trụ Ánh sáng Vũ trụ chan hòa ánh sáng. Cứ một dương tử (proton) thì có 1,5 tỷ quang tử (photons). Đầu tiên là « nền ánh sáng » phát ra từ 380 ngàn năm sau Big Bang, rồi đến đủ loại tia sáng, đem lại cho chúng ta những hình ảnh của các sự vật, từ sự vật thông thường quanh ta, cho đến các vì sao, thiên hà, và cả lỗ đen. Thí dụ như tia X được phát ra từ những ngôi sao neutrons, « sao lùn trắng », lỗ đen ... Thật ra « nền ánh sáng » chiếm 95 % ánh sáng của vũ trụ. Làm sao biết được nó đến từ 380 ngàn năm sau Big Bang ? Có nhiều phương pháp, nhưng một bằng chứng thường được nhắc đến là sự quân bình nhiệt lượng với vật chất đi cùng với nó (tính từ quang phổ). Vũ trụ sau giai đoạn phát ra « nền ánh sáng » đã giãn nở ra rất nhiều, nên vật chất trở thành quá thưa thớt để ánh sáng có thể quân bình năng lượng với vật chất ấy. Vì thế, « nền ánh sáng » bắt buộc phải đến từ một quá khứ xa xưa, khi mật độ vật chất còn đủ cao, vượt trên một mức độ nào đó. Hạt Neutrinos Phần lớn neutrinos đến từ thời điểm 10-35 giây sau Big Bang, khi nhiệt độ của vũ trụ còn cao hơn 10 tỷ độ (một phần nhỏ đến từ sự bùng nổ của các ngôi sao supernovae sau này). Vào lúc ấy, cứ mỗi 4 quang tử, thì người ta có 9 neutrinos (hay anti neutrino). Trên lý thuyết, có một « nền neutrino » phát ra vào khoảng 1 giây sau Big Bang, khi các nhân nguyên tử khởi sự cấu thành. Nếu « nhìn » ra được « nền neutrinos » ấy thì người ta sẽ có một hình ảnh của vũ trụ chỉ một giây sau Big Bang ! Đây là một trong những nỗ lực của vũ trụ học hiện đại. Neutrino không có điện lực và khối lượng của nó rất nhỏ, nên ít tác động với các hạt khác, khiến việc dò tìm nó vô cùng khó khăn. Thậm chí sự hiện hữu của nó chỉ là một giả thuyết trong suốt 36 năm, từ 1930, khi được Pauli đề nghị để quân bình phương trình phóng xạ béta, cho đến 1956, khi neutrino thực sự được chứng nghiệm bởi Reines và Cowan. Quan sát được sự hiện hữu của neutrino cũng là một thắng lợi quan trọng của vật lý và vũ trụ học. Vật chất đen Ngược lại với những gì vừa được trình bày, vật chất đen và năng lượng tối đem chúng ta vào lãnh vực của giả định. Từ 1930, Zwicky nhận thấy khối lượng của các thiên hà cao hơn khối lượng của các vì sao cấu thành chúng, và đề ra giả thuyết một phần vật chất của các thiên hà không phát ra bất cứ một tín hiệu nào cho phép chúng ta có thể nhận biết nó. Giả thuyết ấy được gọi là « vật chất đen ». Tác động duy nhất của vật chất này trên các vật thể quanh nó là lực hấp dẫn. Các thiên hà phải có một khối lượng nào đó thì mới có đủ lực hấp dẫn để mang hình thái mà chúng ta nhìn thấy. Nếu khối lượng ấy kém hơn, thì lực hấp dẫn cũng giảm đi, và thiên hà sẽ không thể nào hiện hữu, vì các ngôi sao và khối hơi của nó sẽ không đủ « sức hút » để « ở chung » với nhau, mà sẽ tan tác ra, mỗi thành phần đi về một phía.
« Nền ánh sáng của vũ trụ » cũng cho ta bằng chứng về sự hiện hữu của vật chất đen. Như đã nói ở trên, nền ánh sáng phát ra từ 380 000 năm sau Big Bang này có những gia giảm nhiệt độ rất nhỏ nhưng đủ để cho biết mật độ vật chất ở một số điểm có hơi cao hơn ở những điểm khác một chút. Những điểm có nhiều vật chất hơn sẽ cho ra các vì sao, thiên hà, và nhóm thiên hà sau này, do lực hấp dẫn khiến vật chất kết tụ lại. Khi vũ trụ giãn nở, thì các hạt vật chất càng lúc càng xa nhau, và mật độ vật chất cũng giảm đi theo cùng một tỷ lệ. Nếu chỉ tính trên « vật chất thông thường », thì sự gia giảm mật độ từ 0,001 % vào 380 000 năm sau Big bang, sẽ không thể lên quá 1 % trong vũ trụ ngày nay. Trong thực tế, con số này cao hơn gấp nhiều chục lần, khiến giả thuyết « vật chất đen » trở thành cần thiết. Cái gì cấu thành vật chất đen ? Một trong những nỗ lực hiện nay của vũ trụ học nhắm vào việc nghiên cứu một loại hạt gọi là Wimp (Weak Interaction Massive Particle), như một ứng viên tốt vào hàng ngũ « vật chất đen ». Chúng không thể thấy được, vì không phát ra bất cứ tín hiệu nào, nên người ta chỉ có ba cách để tìm ra chúng : 1) Khi hai wimp đụng nhau, chúng tự hủy và cho ra âm điện tử (electrons), dương điện tử (positrons) và neutrinos. Một quang phổ kế (spectromètre) được dự trù đặt trên Trạm Không Gian Quốc Tế để dò tìm các positrons, trong khi các thí nghiệm « super Kamiokande » (Nhật) và IceCube (Nam Cực) đo lường hạt neutrino. 2) Vật chất đen, trong đó có hạt wimp, không ngừng xuyên qua địa cầu. Một tỷ wimp hiện đang xuyên qua người bạn trong lúc bạn đang đọc bài này. Một số cực hiếm wimp có thể đụng vào một nhân nguyên tử và làm cho nó di động một chút. Nhiều thí nghiệm hiện đang tập trung vào phản ứng này, sau khi làm lạnh các nguyên tử được quan sát để giảm thiểu sự động đậy bình thường của chúng (thí nghiệm Cogent và Dama, rồi Xenon, Majorana ... sử dụng các kỹ thuật ngày một tân tiến hơn). 3) Người ta cũng có thể tạo ra các wimp. Theo vật lý lượng tử thì một biến cố xảy ra theo chiều này cũng có thể xảy theo chiều khác. Trong LHC (Large Hadron Collider) đặt tại Genève, người ta bắn những hạt thông thường vào nhau, rồi quan sát phương trình năng lượng và vận chuyển của những gì hiện ra sau đó. Nếu phương trình này không quân bình, thì người ta có thể kết luận là mình đã tạo ra những hạt không tương tác với các máy dò tìm, tức không thể « nhìn thấy », như hạt wimp ... Ngoài ba loại thí nghiệm tập trung vào các wimp này, người ta cũng có thể quan sát một số biến cố xảy ra trong vũ trụ để « thấy » được những ảnh hưởng gián tiếp của vật chất đen. Thí dụ như nhóm thiên hà Boulet, cấu thành bởi sự va chạm giữa hai nhóm thiên hà, cho ra những tia X, kết quả của vật chất thông thường đụng vào nhau (ở đây là các khối hơi). Các tia X này cho biết vị trí của các khối hơi đang va chạm, và người ta có thể quan sát một cách gián tiếp sự hiện diện của vật chất đen vì nó làm thay đổi hình dạng của các nguồn tia X, do lực hấp dẫn của nó.
Vì vật chất đen vẫn được coi như một giả thuyết, người ta có thể đặt câu hỏi : có giả thuyết nào khác cắt nghĩa được sự hình thành và dạng thái của các thiên hà cũng như ngôi sao, mà không cần đến vật chất đen hay không ? Câu trả lời là có. Trong trường hợp ấy người ta phải giả định một chuyện khác, phức tạp hơn rất nhiều, là sự thay đổi tính chất của lực hấp dẫn trong một số điều kiện nào đó. Vật lý học luôn khám phá ra những dạng thức mới của vật chất, nên việc giả định một dạng vật chất chưa được thực nghiệm, rõ ràng là dễ hình dung hơn quan niệm sự thay đổi của cả một định luật vật lý.
Năng lượng tối Năng lượng tối chiếm ba phần tư vũ trụ. Sự hiện hữu của nó cũng là một giả định. Nhiều quan sát cho thấy sự giả định này là cần thiết : - Einstein, vào năm 1916 đã nghĩ rằng vũ trụ không thể hiện hữu nếu không có một lực phân ly nào đó quân bình được lực hấp dẫn. Nó khiến cho các cấu trúc vật chất được kéo xa nhau ra để không « rơi » vào nhau. Hubble, năm 1920 nhận thấy vũ trụ không cố định như Einstein nghĩ, mà không ngừng giãn nở. Cùng lúc, Friedman và Lemaitre (một linh mục!) chứng minh rằng thuyết tương đối đã tiên liệu sự giãn nở của vũ trụ. Rồi từ 1998, người ta biết không những vũ trụ giãn nở mà độ giãn nở của nó càng ngày càng gia tăng. Năng lượng tối đem lại « sức hút » cần thiết để cắt nghĩa hiện tượng gia tăng giãn nở này (*). Vật lý lượng tử cho biết chân không có một năng lượng, và người ta đã nghĩ năng lượng của chân không, chính là năng lượng tối. Tuy nhiên, năng lượng của chân không cao hơn con số năng lượng tối được ước tính rất nhiều (khoảng 60 lần), gây nên một khó khăn hiện vẫn chưa được giải quyết. Nếu năng lượng tối quá cao (thí dụ bằng năng lượng chân không), thì sức hút của nó sẽ khiến vũ trụ giãn nở quá nhanh, vật chất sẽ không có thời gian để kết tụ lại, các vì sao và thiên hà không thể nảy sinh, và chính chúng ta cũng như mọi sự sống sẽ không hiện hữu ! Nhiều giả thuyết tìm cách giải thích hiện tượng gia tăng tốc độ giãn nở của vũ trụ mà không cần đến năng lượng tối. Một trong những giả thuyết ấy cho rằng độ giãn nở của vũ trụ không đồng nhất, vì mật độ của vũ trụ không đồng nhất. Độ giãn nở sẽ cao hơn trong những vùng có mật độ thấp (vì lực hấp dẫn của vật chất kém hơn). Theo giả thuyết này thì chúng ta đang sống ở trung tâm của một vùng có mật độ vật chất rất thấp hơn các vùng khác, một vùng « trống không ». Mặc dù nó phủ định việc vũ trụ có một mật độ đồng nhất, giả thuyết vừa nói vẫn không phủ định quan sát cơ bản của vũ trụ học dựa trên « nền ánh sáng ». Thật vậy, từ trung tâm của một vùng trống rỗng nhìn về mọi phía, người ta có thể có cảm tưởng rằng vũ trụ đồng nhất. Một lý thuyết tương tự khác, giả định sự hiện hữu của nhiều vùng « trống không » có thể đem lại cảm tưởng sự giãn nở của vũ trụ luôn gia tăng. Các giả thuyết này phù hợp với một mô hình toán học dựa trên phương trình của thuyết tương đối, được đề ra bởi Linh Mục Lemaitre và các nhà vũ trụ học Toldman và Bondi. Tuy nhiên, vấn đề là chứng minh được sự hiện hữu của những vùng trống không ấy. Một số quan sát đã được công bố, một vài phương trình mới đã được đề nghị, nhưng chưa giải pháp nào đủ tính thuyết phục. Trong một tương lai gần, các chương trình Supernova Legacy Survey sẽ nghiên cứu ánh sáng của nhiều trăm supernova phụ trội (*), cùng với chương trình Joint Dark Energy Mission, nghiên cứu tiến trình giãn nở của vũ trụ. Vệ tinh Plank cũng sẽ khảo sát nền ánh sáng của vũ trụ với nhiều chi tiết hơn, và, vào năm 2020, viễn vọng kính SKA, sử dụng sóng radio, sẽ đem lại một thống kê các thiên hà bao quát chưa từng có. Người ta sẽ biết được vũ trụ có thể có các vùng trống không vĩ đại hay không, và giả thuyết năng lượng tối có phải được duy trì hay không ? Cấu trúc hình thể Một tô phở không thể chỉ có bánh phở, nước dùng, thịt, hành, rau thơm, tương tàu, tương ớt ... mà còn cần một yếu tố vô cùng quan trọng. Đó là cái tô! Vũ trụ cũng thế. Hình thái của vũ trụ liên hệ đến các thành tố cấu thành nó và độ giãn nở của nó. Phương trình Friedmann gắn liền hằng số Hubble (độ giãn nở) với mật độ vật chất (tỷ trọng), và độ cong của vũ trụ, tức dạng thái hình học của nó, có thể tính được từ nền ánh sáng. Người ta cũng tìm cách thẩm định xem phương trình Pythagore có được kiểm chứng trên một khoảng cách cực lớn hay không ? Nói cách khác người ta nối ba thiên hà ở rất xa nhau bằng những đường thẳng và nhìn xem tổng số độ của tam giác ấy bằng, hay nhỏ hơn, hoặc lớn hơn 180 độ. Các kết quả đều cho biết vũ trụ gần như một mặt phẳng (3 góc của tam giác vừa kể cộng lại bằng 180°). Tuy nhiên, cũng như con người thời xưa đã nghĩ trái đất là một mặt phẳng (vì chỉ quan sát được một phần nhỏ của địa cầu), kết luận này vẫn chỉ được coi như tạm thời. Kết Sự hiểu biết về vũ trụ hiện vẫn còn rất phôi thai. Khoảng 95% thành tố của vũ trụ vẫn còn chưa được khám phá. Tạm thời, nhiều giả thuyết được đề ra để cắt nghĩa một số quan sát, trong khi chờ những quan sát khác. Có những giả thuyết quy định sự hiện hữu của con người, như số lượng vật chất tối. Chúng là những tiền đề của một suy luận triết học gọi là « nguyên tắc nhân hiện » (principe anthropique). Có phải vũ trụ đã chọn giải pháp này thay vì giải pháp khác, chỉ để cho chúng ta hiện hữu ? Điều chắc chắn là nếu một giải pháp khác được chọn lựa, thì sẽ không có một sinh vật nào có mặt để nêu lên câu hỏi ấy ! Một vấn nạn khác cũng rất khó tránh, là : điều gì đã quy định sự chọn lựa ấy ? Nguyễn Hoài Vân (*) Các supernova loại Ia có một độ sáng cố định, chỉ lệ thuộc khoảng cách. Mặt khác, khi một thiên thể ở xa phát ra một tia sáng, thì trong thời gian tia sáng ấy bay đến chúng ta, vũ trụ đã giãn nở, khiến sóng của tia sáng kia bị kéo dài ra, làm cho nó thiên về phía màu đỏ (màu đỏ có làn sóng dài nhất trong các màu). Biết được quang phổ (spectre) của một vài hóa chất quen thuộc, người ta đo lường sự chuyển dịch về phía màu đỏ của những quang phổ ấy khi được phát ra bởi một supernova chẳng hạn, rồi, với hằng số Hubble, người ta tính khoảng cách của supernova ấy. Với cách tính này, người ta nhận thấy các supernova Ia có độ sáng kém hơn dự liệu. Tức là chúng nằm ở xa hơn khoảng cách mà người ta chờ đợi. Nói cách khác, vũ trụ đã giãn nở với một tốc độ nhanh hơn. Sự gia tăng tốc độ giãn nở này đưa đến giả thuyết năng lượng tối.
|
