[비즈한국] Năm 1920, tại Bảo tàng Lịch sử Tự nhiên Smithsonian ở Washington D.C., cuộc tranh luận vĩ đại nhất trong lịch sử thiên văn học đã diễn ra. Câu hỏi đặt ra là: "Kích thước thực sự của vũ trụ chúng ta là bao nhiêu?". Cuộc tranh luận nảy sinh từ nghi vấn liệu có thiên hà nào khác tồn tại bên ngoài dải Ngân hà của chúng ta hay không, đã dẫn đến một câu hỏi căn bản hơn về kích thước thực sự của vũ trụ. Nhân vật chính của cuộc tranh luận này là Heber Curtis và Harlow Shapley. Một điểm thú vị là cả hai đã tình cờ chạm mặt nhau trên chuyến tàu đến Washington D.C. trước khi cuộc tranh luận bắt đầu. Tuy nhiên, vì lo ngại lộ mất chiến lược của mình, họ chỉ chào hỏi vài câu xã giao một cách thận trọng rồi quay về chỗ ngồi. Chắc hẳn bầu không khí lúc đó vô cùng ngượng ngùng.
Nhiều nhà thiên văn học và phóng viên đã tập hợp lại với hy vọng được chứng kiến một cuộc tranh luận nảy lửa. Thế nhưng, cả hai nhân vật chính đều là những quý ông thực thụ, cuộc tranh luận diễn ra vô cùng lịch sự và hòa bình. Hơn nữa, họ cũng không đưa ra được những bằng chứng mạnh mẽ để củng cố cho lập luận của riêng mình. Đúng như câu nói "tiếng lành đồn xa nhưng kết quả chẳng có gì", cuộc tranh luận được cả giới thiên văn mong đợi cuối cùng lại kết thúc một cách nhạt nhẽo. Thực tế, ý nghĩa của cuộc đại tranh luận thiên văn này không nằm ở sự tranh cãi gay gắt tại hiện trường, mà ở chỗ nó đã đưa vấn đề về kích thước vũ trụ trở thành tâm điểm bàn luận chính của giới thiên văn học.
Đã hơn 100 năm kể từ cuộc đại tranh luận đó trôi qua. Gần đây, một cuộc đối đầu mới đã nổ ra khi hai nhà thiên văn học liên tục công bố các bài báo khoa học phản bác nhau. Khác với cuộc tranh luận nhạt nhẽo của những năm 1920, cuộc tranh luận thiên văn của thế kỷ 21 này diễn ra khá quyết liệt. Nhân vật chính lần này là Adam Riess từ Đại học Johns Hopkins và Wendy Freedman từ Đại học Chicago. Adam Riess là người đã cùng với Brian Schmidt và Saul Perlmutter đoạt giải Nobel Vật lý năm 2011 nhờ công trình xác nhận sự giãn nở gia tốc của vũ trụ thông qua quan sát siêu tân tinh, qua đó đặt ra giả thuyết về năng lượng tối.
Gần đây, Riess và Freedman đang có những cuộc tranh luận gay gắt về tốc độ giãn nở của vũ trụ bằng cách sử dụng dữ liệu từ các thiên hà mà kính viễn vọng James Webb thu thập được. Riess, người trước đó đã thiết lập nên mô hình mới về sự giãn nở gia tốc của vũ trụ qua việc quan sát siêu tân tinh, khẳng định rằng các giá trị khoảng cách đến những thiên hà mà chúng ta đã ước tính từ trước đến nay hoàn toàn không có vấn đề gì. Ngược lại, Freedman thông qua các nghiên cứu gần đây được thực hiện âm thầm cùng đồng nghiệp, lại đặt nghi vấn rằng dường như có một sai số nghiêm trọng và mang tính hệ thống trong các khoảng cách thiên hà mà chúng ta đã ước tính. Chủ đề tranh luận nghe có vẻ nhỏ nhặt nhưng thực tế lại không hề đơn giản. Tùy thuộc vào việc ai là người đúng, tương lai và vận mệnh của vũ trụ, cũng như vận mệnh của ngành thiên văn học hiện đại, có thể sẽ đi theo những hướng hoàn toàn khác nhau.
Trước hết, để hiểu bối cảnh tại sao hai nhà thiên văn học này lại tranh luận gay gắt như vậy, chúng ta cần phải hiểu về "Hubble Tension" (Sức căng Hubble) – một ẩn đố hóc búa nhất và chưa có lời giải trong thiên văn học hiện đại. Nói một cách đơn giản, Hubble Tension là vấn đề về việc tốc độ giãn nở của vũ trụ được tính toán ra những kết quả khác nhau tùy thuộc vào phương pháp quan sát.
Thực tế, có rất nhiều phương pháp để tìm ra tốc độ giãn nở của vũ trụ. Trong số đó, có hai phương pháp đóng vai trò cốt lõi trong Hubble Tension. Phương pháp thứ nhất là quan sát bức xạ nền vi sóng vũ trụ (CMB), dấu vết còn sót lại khi vũ trụ vốn đặc và nóng ngay sau Big Bang bắt đầu giãn nở đồng đều và lan tỏa hơi ấm ra khắp vũ trụ. Vào thời điểm vũ trụ sơ khai đang nguội dần, các mật độ chênh lệch siêu nhỏ đã hình thành ngẫu nhiên khắp nơi. Chính sự chênh lệch mật độ đó đã để lại những khác biệt nhỏ trong phân bố nhiệt độ của bức xạ nền vi sóng vũ trụ mà chúng ta quan sát được ngày nay, được gọi là dao động nhiệt độ hoặc dao động mật độ. Bằng cách phân tích thống kê sự phân bố của các dao động vi mô này, chúng ta có thể suy ra tỷ lệ vật chất tối và năng lượng tối cấu thành nên vũ trụ, cũng như biết được tốc độ giãn nở của nó.
Phương pháp này có nhược điểm là các ước tính sẽ thay đổi đôi chút tùy thuộc vào mô hình vũ trụ học được áp dụng. Tuy nhiên, vì nó phân tích dấu vết để lại trên toàn vũ trụ khi nó nguội đi ngay sau Big Bang, nên đây được coi là phương pháp giúp xác định tốc độ giãn nở của toàn bộ vũ trụ một cách trực tiếp.
Phương pháp thứ hai là tính toán tốc độ giãn nở của vũ trụ bằng cách so sánh trực tiếp khoảng cách giữa các thiên hà và tốc độ lùi xa của chúng đối với chúng ta. Đây là phương pháp truyền thống nhất được sử dụng kể từ sau những quan sát của nhà thiên văn học Edwin Hubble cách đây rất lâu. Đây cũng là phương pháp mà nhiều nhà thiên văn học tin tưởng vững chắc rằng có thể giúp xác định trực tiếp tốc độ giãn nở của vũ trụ.
Tuy nhiên, phương pháp này có một vấn đề. Tốc độ lùi xa của thiên hà đối với chúng ta thực tế có thể tính toán khá trực tiếp. Chỉ cần xác định độ dịch chuyển đỏ (redshift) – mức độ mà phổ ánh sáng của thiên hà quan sát được bị lệch về phía bước sóng dài hơn. Vấn đề nảy sinh trong việc tính toán khoảng cách đến các thiên hà.
Đối với những ngôi sao nằm rất gần trong dải Ngân hà, chúng ta có thể đo khoảng cách dựa trên thị sai (parallax) phát sinh do sự chuyển động quỹ đạo của Trái Đất quanh Mặt Trời. Thị sai sử dụng một phương pháp toán học rất đơn giản gọi là lượng giác. Đây là phương pháp tuyệt vời để biết khoảng cách đến các ngôi sao một cách chính xác nhất về mặt toán học. Nhưng khi khoảng cách trở nên quá xa, thị sai không còn tác dụng. Ngay cả khi chưa ra khỏi dải Ngân hà, thị sai đã trở nên vô dụng. Vì vậy, các nhà thiên văn học phải tìm ra phương pháp khác để đo khoảng cách đến những thiên hà xa xôi hơn.
Làm thế nào để biết khoảng cách đến một thiên hà xa xôi? Thực tế, nguyên lý cơ bản rất đơn giản. Chúng ta cần tìm ra độ sáng thực của thiên thể nhìn thấy từ xa, rồi lấy đó làm chuẩn để so sánh với độ sáng biểu kiến của thiên thể đó khi quan sát từ Trái Đất. Nhờ đó, chúng ta có thể biết một thiên thể thực sự rất sáng phải nằm xa đến mức nào mà khi nhìn từ Trái Đất lại tối đến như vậy. Ngày nay, chìa khóa của việc đo khoảng cách trong thiên văn học thiên hà phụ thuộc vào việc liệu chúng ta có thể xác định riêng độ sáng thực của thiên thể đó bằng các phương pháp khác dù không biết trước khoảng cách hay không.
Những thiên thể đóng vai trò là chỉ dấu cho phép chúng ta biết khoảng cách đến chúng nhờ việc xác định được độ sáng thực được gọi là "nến tiêu chuẩn" trong thiên văn học. Khái niệm này giống như việc ta biết độ sáng gốc của một ngọn nến, qua độ sáng biểu kiến của nó trên bầu trời, ta có thể suy ra khoảng cách đến ngọn nến đó.
Nến tiêu chuẩn tiêu biểu nhất là sao biến quang Cepheid, được nghiên cứu bởi nhà thiên văn học Henrietta Leavitt, và siêu tân tinh loại Ia – được cho là kết quả của việc sao lùn trắng "ăn" vật chất từ ngôi sao lân cận hoặc va chạm với một sao lùn trắng khác rồi bùng nổ. Leavitt đã nghiên cứu các sao biến quang trong Đám mây Magellan và phát hiện ra rằng chu kỳ biến đổi độ sáng của sao biến quang Cepheid tỷ lệ thuận chính xác với độ sáng thực của ngôi sao đó. Sử dụng mối quan hệ này, chúng ta có thể biết được độ sáng thực của sao biến quang Cepheid chỉ bằng cách quan sát chu kỳ thay đổi độ sáng của nó trên bầu trời, từ đó suy ra khoảng cách.
Đối với siêu tân tinh loại Ia, chúng ta dựa trên một giả định khá táo bạo. Người ta cho rằng khi sao lùn trắng vượt qua giới hạn khối lượng khoảng 1,4 lần khối lượng Mặt Trời, nó không thể chịu đựng được trạng thái bất ổn định và sẽ bùng nổ ngay lập tức. Mức năng lượng khổng lồ mà ngôi sao giải phóng phụ thuộc vào khối lượng của nó. Nếu tất cả các siêu tân tinh loại Ia đều bùng nổ khi vượt qua cùng một giới hạn khối lượng, chúng ta có thể kỳ vọng rằng độ sáng cực đại của chúng là tương đương nhau. Dựa trên sự kỳ vọng này, siêu tân tinh loại Ia được chấp nhận như một loại nến tiêu chuẩn để đo khoảng cách đến các thiên hà rất xa trong vũ trụ.
Vấn đề nằm ở chỗ, tốc độ giãn nở của vũ trụ tính toán từ bức xạ nền vi sóng vũ trụ và tốc độ giãn nở tính toán từ việc so sánh trực tiếp tốc độ lùi xa của thiên hà với khoảng cách đến chúng (thông qua sao biến quang Cepheid, siêu tân tinh loại Ia) lại cho ra kết quả khác nhau. Kết quả từ bức xạ nền vi sóng vũ trụ là khoảng 63km/s/Mpc. Trong khi đó, kết quả tính trực tiếp từ hiện tượng lùi xa của thiên hà lại là khoảng 73km/s/Mpc. Thú vị thay, tốc độ giãn nở của vũ trụ cảm nhận được từ sự lùi xa của các thiên hà lại nhanh hơn tốc độ giãn nở cảm nhận được từ sự nguội đi của nhiệt lượng toàn vũ trụ. Hơn nữa, mặc dù các phương pháp quan sát ngày càng tinh vi và sai số đang giảm dần, khoảng cách giữa hai kết quả này lại càng nới rộng hơn. Thật là một tình huống khó xử khi cùng nhìn vào một vũ trụ mà hai phương pháp lại cho ra những con số giãn nở hoàn toàn khác nhau.
Cuối cùng, tình trạng này khiến chúng ta đặt câu hỏi: Ngay từ đầu, hai phương pháp này có đang nhìn cùng một vũ trụ hay không? Thách thức này được gọi là Hubble Tension.
Để giải quyết Hubble Tension, cho đến gần đây, nhiều nhà thiên văn học đã nghi ngờ rằng có lẽ có một chút hiểu lầm về sự giãn nở của vũ trụ suy ra từ hiện tượng lùi xa của các thiên hà. Phương pháp này dựa vào việc quan sát sự chuyển động của các thiên hà để tìm ra tốc độ giãn nở của vũ trụ, nên ngoài hiệu ứng giãn nở của toàn bộ vũ trụ, không thể bỏ qua ảnh hưởng của những chuyển động riêng biệt khi các thiên hà lân cận kéo lẫn nhau. Nếu chúng ta tình cờ sống trong một không gian trống rỗng như "void" (khoảng không vũ trụ), các thiên hà xung quanh có thể trông như đang phân tán ra mọi hướng với tốc độ nhanh hơn tốc độ giãn nở trung bình của toàn vũ trụ. Tuy nhiên, các kết quả quan sát cho đến gần đây vẫn chưa tìm thấy bằng chứng rõ ràng về những "void" khổng lồ xung quanh dải Ngân hà của chúng ta.
Đứng trước tình thế này, Freedman cho rằng cần phải nhìn nhận lại tình hình một cách khách quan nhất. Thực tế, nếu lùi lại một bước và suy nghĩ nghiêm túc, thì từ trước đến nay, các phương pháp đo lường quy mô và khoảng cách vũ trụ ở nhiều thang đo khác nhau – từ thiên hà gần đến thiên hà xa – đều dựa trên một tiền đề chung. Đó là tiền đề cho rằng những đặc tính của vũ trụ được xác nhận ở vũ trụ tương đối gần cũng được áp dụng tương tự cho vũ trụ xa xôi. Có thể coi đây là một loại "niềm tin". Ví dụ, Leavitt đã phát hiện ra các quy luật nhất quán giữa các sao biến quang Cepheid ở khoảng cách hàng trăm nghìn năm ánh sáng – vốn không quá xa. Sau đó, các nhà thiên văn học đã áp dụng nguyên bản quy luật của Leavitt làm tiêu chuẩn để đo khoảng cách đến những thiên hà cách xa hàng triệu, hàng chục triệu, hàng trăm triệu năm ánh sáng.
Tương tự, đặc tính cho rằng siêu tân tinh loại Ia luôn bùng nổ sáng nhất ở mức độ tương tự cũng chỉ là kết quả được xác nhận từ vũ trụ tương đối gần. Các nhà thiên văn học đã tin rằng đặc tính đó cũng áp dụng cho cả vũ trụ xa xôi nên đã áp dụng nó để đo khoảng cách vũ trụ.
Các nhà thiên văn học bắt đầu từ những ngôi sao ở gần mà có thể biết chính xác khoảng cách, rồi dần dần đo khoảng cách đến những ngôi sao xa hơn, từ đó điều chỉnh các vạch chia trên phương pháp đo khoảng cách. Ví dụ, trong số những ngôi sao có thể biết khoảng cách rất chính xác nhờ phương pháp thị sai lượng giác, tình cờ cũng có các sao biến quang Cepheid. Đối với những ngôi sao này, chúng ta có thể biết khoảng cách chính xác mà không cần dùng đến quy luật của Leavitt. Thông qua đó, ta có thể biết độ sáng thực chính xác của các sao biến quang và điều chỉnh mối quan hệ của sao biến quang Cepheid mà Leavitt đã phát hiện một cách tinh vi hơn.
Triết lý đo đạc khoảng cách đến vũ trụ xa hơn từng bước một như vậy được gọi là "thang khoảng cách" (Distance Ladder) trong thiên văn học. Nghĩa là đo khoảng cách đến vũ trụ xa hơn bằng cách bước từng bước theo thứ tự. Có thể coi đây là triết lý nền tảng nhất trong việc đo lường quy mô vũ trụ của thiên văn học hiện đại.
Tuy nhiên, Freedman đã đặt dấu hỏi về chiếc thang này. Liệu mỗi bậc của chiếc thang mà chúng ta đã bước qua suốt thời gian qua có thực sự hoàn hảo? Chỉ cần một bậc thang ở giữa bị lỏng lẻo, chúng ta sẽ đặt chân đến sai điểm đến. Nghiên cứu của Freedman được công bố gần đây dường như đang chứa đựng khả năng đó. (Phần tiếp theo sẽ có trong bài chuyên mục tới).
Tác giả Ji Woong-bae là ai? Anh yêu mèo và vũ trụ. Từ khi còn nhỏ, sau khi xem "Galaxy Express 999", anh đã nuôi dưỡng ước mơ lan tỏa vẻ đẹp của vũ trụ. Hiện anh đang nghiên cứu sự tiến hóa thông qua tương tác giữa các thiên hà tại Trung tâm Nghiên cứu Tiến hóa Thiên hà và Phòng thí nghiệm Vũ trụ học cận kề thuộc Đại học Yonsei. Anh cũng tham gia vào nhiều hoạt động truyền thông khoa học như thuyết trình và viết lách. Anh đã viết các cuốn sách như "Đài thiên văn hẹn hò", "Suy ngẫm về vũ trụ suốt cả ngày", "Ngôi sao, khoa học của ánh sáng", v.v.