[비즈한국] Các nhà thiên văn học sử dụng nhiều phương pháp khác nhau để đo khoảng cách đến các thiên hà xa xôi. Nếu có thể xác định được độ sáng thực tế của một thiên thể thông qua các đặc điểm vật lý thiên văn mà chúng ta đã biết (và nếu có thể tin tưởng vào điều đó), bất kể khoảng cách là bao nhiêu, chúng ta sẽ sử dụng thiên thể đó như một "nến tiêu chuẩn" để tính toán khoảng cách. Tuy nhiên, có một vấn đề quan trọng và cố hữu ở đây: phạm vi khoảng cách có thể áp dụng khác nhau tùy thuộc vào phương pháp đo.
Sao biến quang Cepheid, loại sao bình thường trải qua quá trình co lại và giãn nở định kỳ làm thay đổi độ sáng theo chu kỳ, về cơ bản vẫn chỉ là một ngôi sao. Nó không quá sáng. Do đó, nếu khoảng cách quá xa, việc tách biệt và quan sát các sao biến quang Cepheid trong thiên hà là gần như không thể. Vì vậy, sao biến quang Cepheid chỉ có thể được sử dụng để đo khoảng cách có ý nghĩa trong phạm vi vài chục triệu năm ánh sáng.
Khi khoảng cách xa hơn, chúng ta cần những "nến tiêu chuẩn" mới sáng hơn để có thể nhìn thấy từ xa. Ví dụ như siêu tân tinh loại Ia. Mặc dù chỉ là sự bùng nổ của một ngôi sao, nhưng tia sáng của nó cực kỳ mạnh, sáng đến mức có thể sánh ngang với cả một thiên hà gồm hàng trăm tỷ ngôi sao. Nhờ đó, siêu tân tinh loại Ia có thể áp dụng cho các thiên hà cách xa hàng tỷ năm ánh sáng. Tất nhiên, phạm vi áp dụng càng xa thì biên độ sai số càng lớn.
Thông thường, khi học về "thang đo khoảng cách" thiên văn ở trường, chúng ta chỉ dừng lại ở mức này. Nhưng các phương pháp đo khoảng cách thực tế trong thiên văn học thực sự rất đa dạng. Có vẻ như những nỗ lực vất vả của các nhà thiên văn học nhằm xác định độ sáng ban đầu của thiên thể khi chưa biết khoảng cách đã được thể hiện rõ nét. Nhìn vào mối quan hệ phức tạp giữa các phương pháp đo lường, có lẽ gọi là "mạng lưới khoảng cách" thay vì "thang đo khoảng cách" thẳng tắp sẽ phù hợp hơn.
Thang đo khoảng cách là một trong những triết lý cơ bản của thiên văn học, là nền tảng để chúng ta đo lường quy mô vũ trụ xa xôi từ cuối thế kỷ 20 cho đến nay. Tuy nhiên, gần đây, khi kính viễn vọng James Webb quan sát các thiên hà với độ phân giải sắc nét chưa từng có, thang đo này đang bắt đầu xuất hiện những vết rạn. Chính tại đây, mầm mống của cuộc đại tranh luận thiên văn học phiên bản thế kỷ 21 (đã được giới thiệu trong bài trước) đang bùng phát.
Nhà thiên văn học Wendy Freedman tại Đại học Chicago muốn kiểm chứng một cách hệ thống và khách quan hơn xem liệu có vấn đề gì với khoảng cách đến các thiên hà mà chúng ta đang đo hay không. Trước tiên, bà chọn ra 10 thiên hà được quan sát bởi James Webb. Những thiên hà này chứa nhiều "nến tiêu chuẩn" khác nhau, bao gồm cả sao biến quang Cepheid. Tất cả cũng đều chứa siêu tân tinh loại Ia. Do đó, dựa trên kết quả phân tích, bà có thể kiểm chứng tính hợp lý của phương pháp luận sử dụng siêu tân tinh loại Ia để đo khoảng cách đến các thiên hà xa hơn.
Trong nghiên cứu lần này, ngoài sao biến quang Cepheid, nhóm của Freedman đã sử dụng hai loại "nến tiêu chuẩn" khác. Đầu tiên là TRGB, phương pháp tận dụng đỉnh cao nhất của nhánh sao khổng lồ đỏ. Nếu phân tích từng ngôi sao trong một thiên hà, ta có thể xác định độ sáng và nhiệt độ của mỗi ngôi sao. Có thể biểu diễn điều này trên một đồ thị. Giống như biểu đồ màu - độ sáng (color-magnitude diagram) cho thấy sự phân bổ độ sáng và nhiệt độ của các ngôi sao trong cụm sao, các thiên hà cũng có thể được vẽ như vậy.
Trong biểu đồ màu - độ sáng của thiên hà, có một vài đặc điểm thú vị, một trong số đó là nhánh sao khổng lồ đỏ. Sao khổng lồ đỏ là giai đoạn khi các ngôi sao tiến hóa, phình to ra và nhiệt độ giảm xuống. Khi ngôi sao tiếp tục giãn nở, nhiệt độ giảm dần. Nhưng vì bản thân ngôi sao phình to ra đáng kể nên độ sáng của nó ngày càng tăng. Tuy nhiên, sao khổng lồ đỏ không thể sáng vô hạn. Cuối cùng, ngôi sao quá tải sẽ không thể chịu đựng được giới hạn đó và thổi bay lớp vỏ ngoài.
Thật thú vị, giới hạn mà sao khổng lồ đỏ chịu đựng ổn định nhất được cho là đã được xác định. Nói cách khác, độ sáng của các sao khổng lồ đỏ sáng nhất mà ta có thể thấy trong cụm sao hoặc thiên hà là khá tương đồng. Nếu vẽ biểu đồ màu - độ sáng của các ngôi sao trong cụm hoặc thiên hà, ta có thể thấy nhánh sao khổng lồ đỏ với các ngôi sao phân bố theo chiều dọc ở phía xa bên phải. Các nhà thiên văn học cho rằng độ sáng tối đa ở điểm cao nhất của nhánh đó là không đổi. Ngôi sao khổng lồ đỏ sáng nhất nằm ở đỉnh của nhánh sao khổng lồ đỏ đóng vai trò như một loại "nến tiêu chuẩn". Phương pháp này được gọi là TRGB.
Một loại "nến tiêu chuẩn" khác được sử dụng trong nghiên cứu này là J-AGB (nhánh sao khổng lồ tiệm cận vùng J). Những ngôi sao này đã tích lũy rất nhiều carbon qua quá trình phản ứng hạt nhân kéo dài. Nhìn vào thành phần hóa học của ngôi sao, hàm lượng carbon nhiều hơn oxy. Vì vậy, chúng còn được gọi là sao carbon. Do đặc điểm hóa học này, sao carbon tỏa sáng đặc biệt rực rỡ trong vùng cận hồng ngoại, nơi có bước sóng dài hơn ánh sáng nhìn thấy. Vì rất sáng nên dù ở thiên hà xa xôi, việc bắt gặp hình ảnh của chúng cũng không quá khó khăn.
Tất nhiên, độ sáng của sao carbon không hoàn toàn đồng nhất, nhưng nhìn vào sự phân bố độ sáng của các sao carbon đã quan sát được cho đến nay, chúng vẽ nên một phân phối chuẩn khá rõ nét dựa trên độ sáng trung bình nhất định. Vì vậy, các nhà thiên văn học đôi khi sử dụng sao carbon như một "nến tiêu chuẩn" phụ trợ để suy luận ra độ sáng thực tế, với một chút sai số thống kê. Đặc biệt, lý do sao carbon có lợi trong quan sát của James Webb là vì James Webb chính là kính viễn vọng quan sát vùng cận hồng ngoại.
Freedman đã chia nhóm nghiên cứu thành ba nhóm dựa trên ba loại "nến tiêu chuẩn": sao biến quang Cepheid, TRGB và sao carbon. Sau đó, bà yêu cầu mỗi nhóm chọn một loại "nến tiêu chuẩn" để tìm ra khoảng cách mới cho 10 thiên hà. Điều thú vị là Freedman đã quản lý chặt chẽ để các nhóm không chia sẻ thông tin với nhau. Để so sánh công bằng, bà đã tiến hành một kiểu "thử nghiệm mù" (blind test) để không ai biết tiến độ nghiên cứu của nhau cho đến khi kết quả cuối cùng được công bố. Sau khi hoàn thành tính toán, các nhóm tập trung lại và công bố kết quả. Kết quả rất thú vị.
Kết quả tính toán tốc độ giãn nở của vũ trụ chỉ bằng sao biến quang Cepheid là 72,5 km/s/Mpc. Đây là kết quả tương tự như tốc độ giãn nở vũ trụ đã được ước tính từ hiện tượng các thiên hà lùi xa từ lâu. Ngược lại, kết quả đo bằng hai loại "nến tiêu chuẩn" còn lại khác biệt lớn. Kết quả đo bằng TRGB là 69,85 km/s/Mpc, còn kết quả đo bằng sao carbon (J-AGB) là 67,96 km/s/Mpc. Trung bình cả ba giá trị là khoảng 69,96 ± 2 km/s/Mpc.
Điều thú vị là kết quả thu được bằng TRGB và sao carbon, chứ không phải sao biến quang Cepheid, lại cực kỳ khớp với tốc độ giãn nở của vũ trụ được ước tính từ quan sát bức xạ nền vi sóng vũ trụ là 69 km/s/Mpc!
Ngay từ đầu, bí ẩn mang tên "Hubble Tension" (độ căng Hubble) đã gây tranh cãi vì sự khác biệt giữa tốc độ giãn nở vũ trụ thu được từ bức xạ nền vi sóng vũ trụ và tốc độ giãn nở thu được bằng cách so sánh khoảng cách và tốc độ lùi xa của các thiên hà. Thế nhưng, như nghiên cứu của Freedman cho thấy, nếu sử dụng khoảng cách thiên hà thu được từ hai loại "nến tiêu chuẩn" khác là TRGB và sao carbon (thay vì sao biến quang Cepheid), thì "Hubble Tension" sẽ biến mất một cách gọn gàng! Dù ước tính bằng cách sử dụng thiên hà hay quan sát bức xạ nền vũ trụ, tốc độ giãn nở của vũ trụ đều rơi vào khoảng 69 km/s/Mpc. Giá trị chỉ bị chênh lệch khi chúng ta suy luận khoảng cách thiên hà bằng sao biến quang Cepheid.
Nói một cách đơn giản, cùng một thiên hà nhưng khoảng cách đến thiên hà đó lại ra kết quả khác nhau tùy thuộc vào loại "nến tiêu chuẩn" được sử dụng. Thật khó xử phải không? Tại sao vấn đề này lại xảy ra?
Về vấn đề này, Freedman đã đặt ra khả năng rằng phương pháp đo khoảng cách bằng sao biến quang Cepheid có thể có một chút vấn đề. Nếu môi trường xung quanh sao biến quang chứa nhiều bụi che khuất ánh sáng sao, nó có thể ảnh hưởng lớn đến độ sáng quan sát được. Ngoài ra, sao biến quang Cepheid có thể tập trung quá dày đặc khiến hai hoặc ba ngôi sao bị gộp lại thành một, hoặc có nguy cơ độ sáng và nhiệt độ của sao thay đổi tùy theo hàm lượng nguyên tố nặng. Bà giải thích rằng nếu không cân nhắc kỹ lưỡng các chi tiết vật lý sao như vậy mà chỉ chấp nhận sao biến quang Cepheid như một "nến tiêu chuẩn" quá tiện lợi, thì khoảng cách đến các thiên hà mà chúng ta suy luận có thể xảy ra sai số lớn.
Những vấn đề mà Freedman đặt ra cần được xem xét một cách nghiêm túc. Bởi vì trong thang đo khoảng cách cho phép chúng ta đo quy mô vũ trụ theo từng bước, sao biến quang Cepheid thực sự chiếm vị thế áp đảo, gần như là bước đầu tiên. Nếu phương pháp luận sử dụng sao biến quang Cepheid để đo khoảng cách bản thân nó đã có vấn đề không thể bỏ qua, thì thang đo của các phương pháp đo khoảng cách khác được xây dựng trên đó cũng cần phải được điều chỉnh cẩn thận hơn.
Tuy nhiên, ngay sau khi bài báo của Freedman được công bố, nhà thiên văn học Adam Riess tại Đại học Johns Hopkins đã ngay lập tức phản bác. Ông là một trong ba người đã giành giải Nobel Vật lý nhờ phát hiện sự giãn nở gia tốc của vũ trụ thông qua quan sát siêu tân tinh loại Ia. Hiện ông đang dẫn dắt dự án SHOES (Supernovae and HO for the Dark Energy Equation of State), một dự án quan sát siêu tân tinh và hằng số Hubble nhằm mục đích tìm ra phương trình trạng thái của năng lượng tối bằng cách quan sát nhiều thiên hà và siêu tân tinh hơn.
Riess đặt vấn đề rằng Freedman đang suy diễn quá mức kết quả từ việc chỉ so sánh 10 thiên hà. Ông cho rằng, nếu thu thập thêm dữ liệu của 42 thiên hà mà nhóm nghiên cứu của ông đã quan sát bằng kính viễn vọng không gian Hubble để phân tích, thì kết quả thu được từ sao biến quang Cepheid cũng sẽ không khác biệt nhiều so với kết quả thu được bằng các "nến tiêu chuẩn" khác.
Ngược lại, Freedman đã đưa ra phản bác đối với phản bác của Adam Riess, giải thích rằng họ đã phân tích chỉ trên 10 thiên hà được cả James Webb quan sát xong để so sánh một cách công bằng về mặt thống kê. Tuy nhiên, Riess lại tiếp tục phản bác ngược lại, đưa ra bằng chứng rằng nhóm nghiên cứu SHOES của ông đã từng xác nhận kết quả là khoảng cách thiên hà thu được từ sao biến quang Cepheid và TRGB trùng khớp với nhau.
Cuộc tranh luận giữa Freedman và Riess còn gây bối rối hơn cả cuộc tranh luận cổ điển "Hubble Tension" - nguồn cơn của nghiên cứu lần này. Bởi vì hai nhóm nghiên cứu đưa ra những tuyên bố hoàn toàn trái ngược nhau trên cùng một dữ liệu được quan sát bởi cùng một kính viễn vọng.
Nếu tuyên bố của Freedman là sự thật, bí ẩn "Hubble Tension" từng gây đau đầu cho các nhà thiên văn học có thể được giải quyết một cách đơn giản đến bất ngờ. Không cần đến những thay đổi vật lý to lớn làm rung chuyển nền tảng của vật chất tối và năng lượng tối. Chỉ đơn giản là vì khoảng cách đến các thiên hà đo bằng sao biến quang Cepheid ban đầu có chút sai số nên không khớp với tốc độ giãn nở vũ trụ ước tính từ bức xạ nền vi sóng vũ trụ. Nhưng điều này lại gây ra một nỗi trăn trở khác khó xử hơn. Đó là vấn đề phải điều chỉnh lại khoảng cách đến các thiên hà đã được đo bằng sao biến quang Cepheid bấy lâu nay.
Ngược lại, nếu tuyên bố của Riess là đúng, thì "Hubble Tension" vẫn sẽ để ngỏ, chưa được giải quyết. Tình trạng bế tắc không thay đổi sẽ tiếp tục kéo dài. Nhưng may mắn thay, chúng ta có thể yên tâm rằng không có vấn đề lớn nào với khoảng cách đến các thiên hà được đo bằng sao biến quang Cepheid. Chúng ta có thể tiếp tục đo quy mô vũ trụ bằng sao biến quang Cepheid và điều chỉnh các bậc thang của thang đo khoảng cách như đã làm từ trước đến nay.
Tình thế hai nhà thiên văn học cụ thể đứng ra trực diện và tranh luận gay gắt thông qua các bài báo. Liệu vũ trụ của chúng ta gần với hình ảnh mà ai trong hai người đó tưởng tượng hơn? Cuộc đại tranh luận mới của thế kỷ 21, đang diễn ra còn quyết liệt hơn cả thế kỷ 20, rốt cuộc sẽ đi đến kết luận như thế nào?
Tham khảo
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2024arXiv240806153F/abstract
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2024arXiv240803474L/abstract
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2024arXiv240800065L/abstract
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad2e0a
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ad1ddd
https://www.quantamagazine.org/the-webb-telescope-further-deepens-the-biggest-controversy-in-cosmology-20240813/
Tác giả Ji Ung-bae là ai? Anh yêu mèo và vũ trụ. Khi còn nhỏ, sau khi xem "Galaxy Express 999", anh đã nuôi ước mơ giới thiệu 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 sơ khai thuộc Đại học Yonsei, đồng thời tham gia nhiều hoạt động truyền thông khoa học như giảng dạy và viết lách. Anh là tác giả của các cuốn sách như "Đài thiên văn đang hẹn hò", "Suy nghĩ về vũ trụ cả ngày", "Sao, khoa học của ánh sáng".