[비즈한국] Vũ trụ đang giãn nở. Đó là thực tế đã tiếp diễn kể từ khi vũ trụ bắt đầu với vụ nổ Big Bang cách đây 13,8 tỷ năm. Nhưng câu chuyện không dừng lại ở đó. Chúng ta vẫn chưa biết câu trả lời chính xác cho việc vũ trụ đang giãn nở nhanh đến mức nào và theo cách ra sao. Nói một cách chính xác hơn, càng đào sâu nghiên cứu về vũ trụ, các vấn đề lại càng trở nên phức tạp hơn.
Ngày nay, các nhà thiên văn học cho rằng sự giãn nở của vũ trụ đã bắt đầu tăng tốc mạnh mẽ từ khoảng 7 tỷ năm trước. Để giải thích cho sự giãn nở gia tốc này, họ chỉ có thể giả định rằng toàn bộ vũ trụ đang được lấp đầy bởi một loại năng lượng bí ẩn gọi là năng lượng tối.
Dù chưa ai biết bản chất của năng lượng tối là gì, nhưng trong gần 20 năm qua đã tồn tại một tiền đề quan trọng được công nhận rộng rãi: mật độ của năng lượng tối luôn không đổi từ thuở sơ khai cho đến ngày nay. Khác với vật chất tối và ánh sáng vốn bị giảm mật độ nhanh chóng khi vũ trụ giãn nở và thể tích tăng lên, người ta cho rằng năng lượng tối luôn duy trì mật độ đồng nhất. Giống như thể khi thể tích tăng lên, tổng lượng năng lượng tối cũng tăng tương ứng theo. Chỉ có như vậy, chúng ta mới có thể lý giải được sự giãn nở gia tốc ngày càng nhanh của vũ trụ.
Thế nhưng gần đây, niềm tin đó đang bị lung lay. Có lẽ năng lượng tối đang dần suy giảm theo thời gian. Bởi lẽ, vũ trụ dường như đang từ từ nhấc chân khỏi bàn đạp ga sau một thời gian dài tăng tốc mạnh mẽ. Vũ trụ vẫn đang tăng tốc, nghĩa là sự giãn nở vẫn đang diễn ra, chỉ có điều cường độ gia tốc đó dường như đang chậm dần lại. Có lẽ ‘thời gian’ của vũ trụ đã trôi đi theo những cách khác nhau tùy theo từng giai đoạn.
Nhiều người lầm tưởng rằng năng lượng tối là một khái niệm đột ngột xuất hiện từ hư không, rằng khái niệm mới về sự giãn nở gia tốc của vũ trụ và năng lượng tối chỉ mới ra đời sau khi quan sát thấy siêu tân tinh vào năm 1998. Tuy nhiên, đó là một sự hiểu lầm rõ ràng. Những lập luận cho rằng cần phải có một loại năng lượng bổ sung có áp suất âm chống lại trọng lực đã tồn tại từ rất lâu trước đó.
Từ sớm, Einstein đã cảm thấy không thoải mái với thực tế là các phương trình của ông chỉ ra một vũ trụ phải tự sụp đổ dưới chính trọng lực của nó. Vì vậy, ông đã tùy ý thêm vào một số hạng mới để chống lại trọng lực, giúp vũ trụ có thể tồn tại mà không bị sụp đổ. Xét cho cùng, đây là một số hạng được thêm vào dựa trên sở thích cá nhân mà không có căn cứ vật lý nào. Nó được gọi là hằng số vũ trụ, Lambda (Λ). Đúng như tên gọi ‘hằng số’, người ta từng nghĩ rằng sự tồn tại chống lại trọng lực này sẽ luôn có giá trị không đổi từ quá khứ đến hiện tại.
Sau đó, khi các mô phỏng vũ trụ học bằng máy tính bắt đầu trở nên phổ biến, nhận thức rằng giải pháp tình thế của Einstein là một biện pháp rất phù hợp đã được củng cố mạnh mẽ. Trên thực tế, nếu không áp dụng hằng số vũ trụ Lambda của Einstein, vũ trụ trong mô phỏng sẽ không thể chịu nổi trọng lực của chính nó và nhanh chóng sụp đổ.
Năm 1995, ngay trước khi kết quả quan sát siêu tân tinh được công bố, nhà thiên văn học Jeremiah Ostriker đã lập luận thông qua một bài báo trên tạp chí ‘Nature’ rằng để hiện thực hóa hình ảnh vũ trụ thực tế bằng cách thiết lập mô hình vũ trụ có hằng số vũ trụ khác 0, thì sự tồn tại của Lambda bí ẩn là điều bắt buộc. Như vậy, trong giới vật lý thiên văn lý thuyết, nhu cầu về Lambda đã được yêu cầu mạnh mẽ. Vừa hay không lâu sau đó, thông qua việc quan sát siêu tân tinh của các nhà thiên văn học quan sát, bằng chứng cho thấy Lambda đang tác động lên vũ trụ thực tế đã được ghi nhận.
Việc phát hiện này nhanh chóng được chấp nhận mặc dù sai số rất lớn khi chỉ dựa trên khoảng 40 quan sát siêu tân tinh là vì sự tồn tại mà mọi người chờ đợi cuối cùng đã được xác nhận. Khái niệm năng lượng tối, hay Lambda, không phải là thứ ‘đột nhiên xuất hiện’ mà không có căn cứ. Đó là câu trả lời mà chúng ta nhận được từ vũ trụ sau bao lâu chờ đợi: sự giãn nở gia tốc và năng lượng tối.
Mô hình vũ trụ chuẩn hiện nay, mô tả một vũ trụ bao gồm năng lượng tối, Lambda và vật chất tối lạnh chỉ phản ứng với trọng lực, được gọi là mô hình ΛCDM (Lambda-CDM). Mặc dù giải thích về vũ trụ rất tuyệt vời, nhưng chúng ta phải thừa nhận rằng vẫn chưa biết bản chất thực sự của Lambda là gì. Để nghiên cứu kỹ hơn về bí mật của năng lượng tối này, các nhà thiên văn học đang thực hiện một dự án quan sát mới dành riêng cho nó. Dự án có tên là ‘Thiết bị quang phổ năng lượng tối’ (Dark Energy Spectroscopic Instrument - DESI). Họ sử dụng kính thiên văn 4 mét đặt tại Đài thiên văn Kitt Peak ở Arizona, Mỹ để vẽ bản đồ các thiên hà trên toàn vũ trụ.
Gần đây, nhóm DESI đã công bố dữ liệu hình ảnh và quang phổ của 18,7 triệu thiên thể đã quan sát được. Trong đó, chỉ có 4 triệu là các ngôi sao trong dải Ngân Hà của chúng ta. Số còn lại bao gồm 13 triệu thiên hà bên ngoài dải Ngân Hà và thậm chí là 1,6 triệu chuẩn tinh đang phun ra những tia sáng rực rỡ từ tận cùng vũ trụ. Đây chỉ là một phần rất nhỏ trong quá trình quan sát của DESI, và trong tương lai, lượng dữ liệu khổng lồ hơn nữa sẽ được công bố.
Để xác định liệu vũ trụ có đang tiếp tục nhấn bàn đạp ga với cùng một cường độ từ quá khứ đến hiện tại hay không, chúng ta cần xem xét tốc độ giãn nở của vũ trụ đã thay đổi như thế nào từ quá khứ xa xôi đến nay. Để làm được điều này, cần phải đo chính xác khoảng cách đến các thiên hà ở rất xa. Thông thường, người ta sử dụng sao biến quang hoặc siêu tân tinh, nhưng điều này không hữu ích trong các quan sát quy mô lớn như DESI. Các ngôi sao biến quang là những ngôi sao bình thường nên khi khoảng cách xa hơn một chút, rất khó để phân biệt từng ngôi sao một. Siêu tân tinh tuy sáng nhưng không thể dự đoán được khi nào và ở đâu chúng sẽ phát nổ, nên đó thuần túy là một ‘trò chơi may rủi’. Do đó, DESI sử dụng một công cụ đo lường khoảng cách khác có thể còn lạ lẫm.
Vũ trụ thuở sơ khai ở trạng thái plasma nhiệt độ cao. Ánh sáng và các hạt đều trộn lẫn vào nhau. Trong lớp súp dày đặc của các hạt mật độ cao chặn đường, ánh sáng không được tự do. Trong khi đó, ở thời kỳ này, vũ trụ chịu sự chi phối của cơ học lượng tử. Những dao động mật độ với năng lượng cao thấp khác nhau xảy ra ngẫu nhiên khắp nơi. Những vùng có mật độ cao thu hút vật chất xung quanh bằng trọng lực mạnh hơn, đồng thời nhiệt độ tăng lên và đẩy vật chất ra xa bằng áp suất ánh sáng. Trong quá trình trọng lực và áp suất ánh sáng giằng co, những sóng áp suất giống như âm thanh đã hình thành và lan tỏa ra mọi hướng. Những loại sóng âm vũ trụ này đã lan truyền từ các đỉnh của dao động mật độ, nơi có mật độ cao hơn một chút ở khắp nơi trong vũ trụ.
Khi vũ trụ giãn nở dần, nhiệt độ giảm xuống, các hạt đang sôi sục bắt đầu tái kết hợp thành electron và nguyên tử, khiến vũ trụ trở nên trong suốt. Ánh sáng len lỏi qua các khoảng trống giữa các hạt và lan tỏa tự do, áp suất ánh sáng không còn tạo ra gợn sóng lên các hạt nữa. Những gợn sóng âm thanh của dao động mật độ ban đầu lan truyền đến khoảnh khắc đó đã được khắc ghi nguyên vẹn vào vũ trụ. Sự rung động thuở sơ khai này để lại dấu vết trong sự phân bố vật chất của vũ trụ sơ khai, và các thiên hà mới đã được hình thành xung quanh những vùng có mật độ cao hơn được tạo thành từ những vòng tròn lan tỏa đó.
Sự rung động thuở sơ khai có kích thước xác định. Xét theo quy mô vũ trụ đã giãn nở cho đến nay, sự rung động này đáng lẽ đã lan rộng ra khoảng cách bán kính 490 triệu năm ánh sáng. Đáng ngạc nhiên là khi vẽ bản đồ phân bố các thiên hà trong vũ trụ thực tế ngày nay, trường hợp hai thiên hà nằm cách nhau 490 triệu năm ánh sáng xảy ra thường xuyên hơn về mặt thống kê so với giả định rằng chúng phân bố ngẫu nhiên. Điều này cho thấy rõ ràng rằng ánh sáng và vật chất đã từng bện chặt vào nhau từ thuở sơ khai, và khi tách rời tại một thời điểm nhất định, chúng đã để lại một dấu ấn có kích thước đặc thù trên vũ trụ. Dấu vết rung động còn sót lại lan tỏa như sóng âm trong vũ trụ sơ khai như vậy được gọi là dao động âm baryon (BAO).
Như đã giải thích ở trên, BAO được xác định ở một quy mô rất cụ thể. Nó trở thành một loại thước đo tiêu chuẩn mà chúng ta biết chính xác khoảng cách. Bằng cách so sánh thống kê khoảng cách giữa các thiên hà phân bố trong vũ trụ xa xôi, chúng ta có thể đo được quy mô BAO ở đó. Vì đã biết quy mô thực tế của BAO, chúng ta có thể so sánh để biết các thiên hà đó cách chúng ta bao xa. Hơn nữa, so sánh khoảng cách và tốc độ rời xa chúng ta của chúng, chúng ta có thể tự nhiên tính toán được tốc độ giãn nở của vũ trụ trong quá khứ xa xôi.
Tuy nhiên, chỉ riêng điều này vẫn còn hạn chế. Vì vậy, nhóm DESI đã bổ sung thêm nhiều ràng buộc phản ánh sự tiến hóa của vũ trụ. Ví dụ, họ áp dụng các điều kiện như tổng hợp hạt nhân Big Bang, cho thấy tỷ lệ các nguyên tố được tạo ra trong vũ trụ sơ khai. Thông qua đó, nhóm DESI ước tính hằng số Hubble, chỉ số cho tốc độ giãn nở của vũ trụ, là khoảng 68,5 ± 6. Con số này rất gần với 67,4 ± 0,5 được ước tính dựa trên bức xạ nền vi sóng vũ trụ, tàn dư nhiệt từ vụ nổ Big Bang lan tỏa khắp vũ trụ. Điều này mang lại hy vọng rằng bài toán khó về "căng thẳng Hubble" – điều vốn khiến các nhà thiên văn học đau đầu vì sự khác biệt giữa hai phương pháp đo lường là hiện tượng lùi xa của các thiên hà và bức xạ nền vũ trụ – cuối cùng có thể được giải quyết.
Nhưng vấn đề thực sự bắt đầu từ đó. Càng áp dụng nhiều ràng buộc khác nhau vào dữ liệu của DESI, kết quả càng dần lệch khỏi mô hình ΛCDM truyền thống. Cuối cùng, các nhà thiên văn học đã đi đến một quyết định táo bạo: áp dụng một mô hình mới gọi là mô hình CPL (Chevallier–Polarski–Linder). Thay vì Lambda hằng số luôn được giữ nguyên, họ đưa vào năng lượng tối tiến hóa theo thời gian. Có nghĩa là biến số w của năng lượng tối áp dụng trong phương trình trạng thái của vũ trụ không phải lúc nào cũng cố định ở -1 mà có tốc độ thay đổi.
Nếu mô hình chuẩn cũ đúng và năng lượng tối luôn không đổi, thì w phải bằng -1 và tốc độ thay đổi wₐ phải bằng 0. Thế nhưng, khi áp dụng dữ liệu của DESI kết hợp với dữ liệu "nến chuẩn" (standard candle) từ bức xạ nền vũ trụ và siêu tân tinh, w hội tụ về -0,75. Về mặt thống kê, kết quả này đạt mức tối đa 4,2 sigma. Điều này có nghĩa là khả năng kết quả này chỉ là sự trùng hợp thống kê đơn thuần chỉ là khoảng 0,1%. Trong khoa học, người ta thường coi những tín hiệu vượt quá 3 sigma là tín hiệu có ý nghĩa cần được chú ý. Tất nhiên, con số này vẫn chưa đạt đến tiêu chuẩn 5 sigma để được coi là "bằng chứng xác thực", nhưng nó ám chỉ rằng những thay đổi đang diễn ra trong vũ trụ của chúng ta và trong quan điểm của chúng ta về vũ trụ.
Vì vậy, gần đây một số nhà thiên văn học lập luận rằng cần từ bỏ mô hình ΛCDM cũ vốn coi Lambda là một hằng số và chuyển sang một mô hình mới. Mô hình này được gọi là mô hình w₀wₐ-CDM. Trong đó, w₀ chỉ giá trị w hiện tại, còn wₐ chỉ tốc độ thay đổi. Điều này có nghĩa là để xác định w tại một thời điểm nhất định trong quá khứ, chúng ta không thể chỉ giả định nó giống với w hiện tại mà phải nhân với tốc độ thay đổi trong thời gian qua để suy ra w trong quá khứ lớn hơn hay nhỏ hơn bao nhiêu.
Kết quả mới của nhóm DESI làm đảo lộn hoàn toàn kết thúc của vũ trụ. Theo mô hình cũ cho rằng năng lượng tối sẽ được duy trì ổn định, sự giãn nở gia tốc của vũ trụ sẽ dần trở nên mất kiểm soát và nhanh hơn, dẫn đến "Big Rip" (Vụ xé rách lớn), nơi mọi thứ bị phân rã và phá hủy đến tận đơn vị nguyên tử. Mọi ánh sáng và nhiệt lượng sẽ biến mất, dẫn đến cái chết nhiệt. Thế nhưng, nếu xét theo kết quả này rằng năng lượng tối tồn tại nhưng đang dần giảm đi, gia tốc giãn nở của vũ trụ có thể dần tiến về 0 và dẫn đến "Big Freeze" (Vụ đóng băng lớn), nơi vũ trụ nguội lạnh dần. Nếu vũ trụ đi theo vận mệnh này, các cấu trúc khổng lồ như cụm thiên hà và siêu cụm thiên hà sẽ tồn tại được lâu hơn.
Chúng ta thậm chí có thể tưởng tượng một kịch bản cực đoan hơn. Nếu vũ trụ không chỉ từ từ nhấc chân khỏi bàn đạp ga mà còn đang chuyển chân sang bàn đạp phanh ở bên cạnh thì sao? Khi đó, một ngày nào đó sự giãn nở của vũ trụ sẽ dừng lại và bắt đầu quá trình sụp đổ do trọng lực. Và vũ trụ có thể đi đến vận mệnh "Big Crunch" (Vụ co lớn), quay trở lại trạng thái ngay sau Big Bang. Tất nhiên, đó là câu chuyện của tương lai xa xôi sau khi tất cả chúng ta đã biến mất, nhưng chẳng phải rất thú vị khi giờ đây chúng ta có thể nói về một tương lai xa xôi không tưởng đó bằng chính dữ liệu thực tế hay sao?
Tham khảo
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2025arXiv250314738D/abstract
Tác giả Ji Woong-bae là ai? Anh yêu mèo và vũ trụ. Sau khi xem 'Galaxy Express 999' lúc còn nhỏ, anh đã nuôi ước mơ giới thiệu vẻ đẹp của vũ trụ đến với mọi người. Hiện tại, 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 của Đại học Yonsei, đồng thời thực hiện nhiều hoạt động truyền thông khoa học như thuyết trình và viết lách. Anh là tác giả của các cuốn sách như 'Đài thiên văn hẹn hò', 'Suy nghĩ về vũ trụ cả ngày', 'Sao, khoa học của ánh sáng'.