[비즈한국] Vũ trụ đang giãn nở. Những thiên hà ở rất xa đang rời xa chúng ta. Nhìn chung, thiên hà càng xa thì tốc độ rời xa càng nhanh. Cho đến đây, đây là sự thật mà không ai nghi ngờ vào ngày nay. Tuy nhiên, trọng tâm của cuộc tranh luận vũ trụ học gần đây đã chuyển sang một khía cạnh khác.
Liệu sự giãn nở của vũ trụ có đang nhanh hơn, hay mức độ gia tốc đang suy yếu, và xa hơn nữa, liệu nó có phải đã quay sang giảm tốc hay không?
Ví như với ô tô, câu hỏi đặt ra là liệu vũ trụ vẫn đang nhấn chân ga, đang dần rời chân khỏi chân ga, hay đã bắt đầu đạp phanh hoàn toàn.
Câu hỏi này không chỉ dừng lại ở vấn đề dự đoán tương lai của vũ trụ. Đây là cuộc tranh cãi về bản chất của năng lượng tối, thứ được cho là chiếm khoảng 70% tổng năng lượng của vũ trụ hiện nay. Nó chuyển thành câu hỏi liệu năng lượng tối có thực sự tồn tại, nếu tồn tại thì nó có luôn duy trì hằng định theo thời gian, hay nó giảm đi hoặc tăng lên theo thời gian.
Câu chuyện vĩ đại này bắt đầu từ năm 1998. Hai nhóm nghiên cứu đã quan sát siêu tân tinh loại Ia bùng nổ trong các thiên hà ở vũ trụ rất xa. Một bên là nhóm do Saul Perlmutter dẫn đầu, bên còn lại là nhóm do Brian Schmidt và Adam Riess dẫn đầu. Điều mà họ định xác nhận ban đầu là sự giãn nở của vũ trụ đang “chậm lại” bao nhiêu do lực hấp dẫn. Ngay từ đầu, họ bắt đầu nghiên cứu với mục đích xác nhận sự giãn nở giảm tốc thay vì sự giãn nở gia tốc của vũ trụ.
Vũ trụ chứa đầy vật chất. Vật chất hút lẫn nhau bằng lực hấp dẫn. Vì vậy, dù vũ trụ đã giãn nở sau vụ nổ Big Bang, lực hấp dẫn của vật chất lẽ ra phải làm cho sự giãn nở của vũ trụ chậm dần giống như cái phanh. Đây là dự đoán tự nhiên hơn nhiều. Thế nhưng, cả hai nhóm đều quan sát thấy kết quả hoàn toàn trái ngược. Các siêu tân tinh xa xôi mà nhóm của Riess phân tích trông có vẻ xa hơn trung bình khoảng 10~15% so với giá trị kỳ vọng trong mô hình vũ trụ mật độ thấp không có năng lượng tối. Nhóm của Perlmutter cũng đưa ra kết luận tương tự khi sử dụng 42 siêu tân tinh có độ dịch chuyển đỏ cao. Việc siêu tân tinh xa xôi trông tối hơn dự kiến được hiểu là chúng ở xa hơn dự kiến. Điều đó có nghĩa là từ một thời điểm nào đó trong quá khứ, vũ trụ đã giãn nở nhanh hơn dự kiến và chúng đã lùi xa hơn mong đợi. Như vậy, cả hai nhóm nghiên cứu đều đi đến kết luận rằng tốc độ giãn nở của vũ trụ không những không chậm lại mà còn đang gia tốc.
Với phát hiện này, Perlmutter, Schmidt và Riess đã giành giải Nobel Vật lý năm 2011. Vấn đề dẫn đến việc vậy rốt cuộc thứ gì đang làm cho sự giãn nở của vũ trụ nhanh hơn.
Trong thuyết tương đối tổng quát, sự gia tốc của vũ trụ không dễ dàng xảy ra chỉ vì có nhiều năng lượng. Vật chất và bức xạ thông thường làm giảm tốc sự giãn nở của vũ trụ thông qua lực hấp dẫn. Để gia tốc sự giãn nở vũ trụ, cần có một thứ gì đó rất kỳ lạ có mật độ dương nhưng áp suất âm. Nếu biểu diễn điều này bằng phương trình trạng thái vũ trụ học, việc gia tốc/giảm tốc sự giãn nở vũ trụ có thể được thể hiện bằng cách kết hợp mật độ năng lượng (ρ) và áp suất (P), ρ+3P/c^2. Để vũ trụ gia tốc, giá trị này phải là số âm. Áp suất phải nhỏ hơn -1/3 mật độ năng lượng thì vũ trụ mới có thể giãn nở gia tốc. Các nhà thiên văn học gọi thành phần kỳ lạ không thể hiểu nổi này là năng lượng tối.
Cách giải thích lười biếng và thoải mái nhất là hằng số vũ trụ, cho rằng bản thân không gian trống rỗng chứa năng lượng. Trong trường hợp này, năng lượng tối có áp suất âm hoàn hảo, và phương trình trạng thái của năng lượng tối trở thành -1. Một trạng thái rất kỳ lạ được tạo ra trong đó mật độ không giảm hoặc thay đổi ngay cả khi không gian giãn ra. Nhưng đây chỉ là giải thích toán học chứ chưa xác nhận được bản chất thực sự. Chúng ta vẫn không biết năng lượng tối là gì, liệu nó có thực sự tồn tại hay không. Nếu giả định đơn giản rằng năng lượng chân không là năng lượng tối, thì một lượng năng lượng tối quá lớn, áp đảo mức cần thiết để giải thích vũ trụ, sẽ xuất hiện. Đây không phải là lời giải.
Thế nhưng, phát hiện của nhóm nghiên cứu siêu tân tinh thời đó có một tiền đề quan trọng. Đó là giả định rằng chúng ta biết chính xác siêu tân tinh loại Ia tỏa sáng rực rỡ như thế nào. Siêu tân tinh loại Ia là kết quả của vụ nổ nhiệt hạch xảy ra trong hệ sao có sao lùn trắng. Sao lùn trắng là ngôi sao tàn dư còn lại sau khi một ngôi sao có khối lượng tương đương Mặt trời kết thúc vòng đời. Đây là thiên thể mật độ cao có khối lượng cỡ Mặt trời được nén lại trong kích thước cỡ Trái đất. Nếu sao lùn trắng không ở một mình mà có sao đồng hành bên cạnh, nó sẽ cướp vật chất của sao đồng hành để trở nên nặng hơn. Người ta biết rằng ngay khoảnh khắc sao lùn trắng nặng hơn 1,4 lần khối lượng Mặt trời - tức "giới hạn Chandrasekhar" - vụ nổ siêu tân tinh sẽ xảy ra.
Tuy nhiên, hiện nay cơ chế bùng nổ của siêu tân tinh loại Ia đã trở nên phức tạp và đa dạng hơn. Vụ nổ xảy ra theo nhiều cách khác nhau, không chỉ trong hệ sao đôi gồm sao lùn trắng và một ngôi sao bình thường. Khi hai sao lùn trắng va chạm, vụ nổ siêu tân tinh loại Ia với hình thái quang phổ tương tự cũng có thể xảy ra. Trong trường hợp này, ngọn lửa bắt đầu trên bề mặt sao lùn trắng từ khối lượng nhẹ hơn giới hạn Chandrasekhar có thể dẫn đến vụ nổ sớm hơn. Tỉ lệ xảy ra các cách thức bùng nổ trong số các siêu tân tinh loại Ia được quan sát thấy trong vũ trụ vẫn chưa được nắm bắt. Do đó, coi siêu tân tinh loại Ia là ngọn nến tiêu chuẩn hoàn hảo bùng nổ với độ sáng giống hệt nhau có thể là một tiền đề sai lầm.
Tuy nhiên, nếu đo đạc xem độ sáng giảm nhanh bao nhiêu sau vụ nổ, màu sắc xuất hiện đỏ đến mức nào, v.v., ta có thể điều chỉnh độ sáng gốc của siêu tân tinh ở một mức độ nào đó. Thông thường, siêu tân tinh càng sáng thì có xu hướng tối đi chậm hơn sau khi đạt độ sáng cực đại. Điều này được gọi là mối quan hệ giữa độ rộng vạch phổ và độ sáng của sự biến đổi quang độ siêu tân tinh. Nhà thiên văn học Robert Tripp đã tạo ra kỹ thuật chuẩn hóa độ sáng thông qua các kiểu thay đổi độ sáng siêu tân tinh như vậy, và cho đến nay nhiều nghiên cứu đã sử dụng phương trình hiệu chỉnh mà Tripp tạo ra để chuẩn hóa siêu tân tinh.
Tuy nhiên, ngay cả sau khi trải qua những hiệu chỉnh này, những khác biệt nhỏ vẫn tồn tại. Điển hình là cái gọi là "bậc thang khối lượng" (mass step) của siêu tân tinh. Nói một cách đơn giản, đó là hiện tượng vẫn còn những khác biệt nhỏ về độ sáng của siêu tân tinh ngay cả sau khi đã chuẩn hóa, tùy thuộc vào khối lượng của thiên hà nơi siêu tân tinh xảy ra. Thông thường, có sự khác biệt nhỏ khoảng vài phần trăm cấp sao giữa siêu tân tinh bùng nổ trong thiên hà khối lượng lớn và thiên hà khối lượng nhỏ. Việc liệu sự khác biệt này có phải do chính khối lượng thiên hà, hay do hàm lượng kim loại của thiên hà thay đổi theo khối lượng, bụi che khuất ánh sáng, hoặc hiệu suất tạo sao hay không vẫn chưa được làm rõ. Cuộc tranh luận gần đây bắt đầu chính từ đây.
Điều gì sẽ xảy ra nếu nguyên nhân của "bậc thang khối lượng" xuất phát từ độ tuổi của thiên hà hoặc độ tuổi của ngôi sao tiền thân trước khi siêu tân tinh bùng nổ? Nếu độ sáng tại thời điểm bùng nổ của sao lùn trắng tạo ra từ ngôi sao già và sao lùn trắng tạo ra từ ngôi sao trẻ thực chất đã có sự khác biệt ngay cả sau khi chuẩn hóa, thì khi chúng ta quan sát vũ trụ xa hơn, sai lệch nghiêm trọng có thể xảy ra. Nhìn vào thiên hà xa xôi cũng chính là nhìn vào vũ trụ trong quá khứ xa hơn. Nói cách khác, chúng ta đang ngược dòng thời gian về thời kỳ vũ trụ còn trẻ hơn. Mẫu siêu tân tinh ở vũ trụ gần có nhiều thiên hà tương đối già, nhưng càng đi xa vào vũ trụ càng có nhiều thiên hà trẻ. Nếu siêu tân tinh loại Ia bùng nổ trong vũ trụ trẻ thực sự tối hơn ngay cả sau khi hiệu chỉnh chuẩn hóa, chúng ta có thể nhầm tưởng rằng siêu tân tinh ở xa hơn nên trông tối hơn.
Khi đó, phát hiện về sự giãn nở gia tốc - vốn cho rằng vũ trụ giãn nở nhanh hơn dự kiến - có thể bị lung lay dữ dội. Đó có thể là một ảo ảnh chết người xuất phát từ sự khác biệt độ sáng vốn có của siêu tân tinh theo độ tuổi của thiên hà và ngôi sao.
Năm 2025, nhóm nghiên cứu tại Đại học Yonsei báo cáo rằng có mối tương quan lên đến mức 5,5 sigma giữa độ sáng của siêu tân tinh đã chuẩn hóa và độ tuổi của thiên hà mẹ. Cứ mỗi khi thiên hà mẹ chênh lệch khoảng 1 tỷ năm thì độ sáng chênh lệch 0,03 cấp sao. Siêu tân tinh bùng nổ trong nhóm sao trẻ có xu hướng trông tối hơn ngay cả sau khi chuẩn hóa. Nếu so sánh cực đoan giữa vũ trụ gần và vũ trụ xa, độ tuổi thiên hà mẹ của siêu tân tinh có thể chênh lệch hơn 5 tỷ đến 6 tỷ năm. Xét đến sự khác biệt này, độ sáng của siêu tân tinh xa xôi có thể trông tối hơn khoảng 0,16 cấp sao. Con số này trông có vẻ nhỏ, nhưng trong vũ trụ học, đó là sự khác biệt không thể bỏ qua.
Trong các nghiên cứu tiếp theo sau đó, sau khi hiệu chỉnh thêm sai lệch độ tuổi này, họ đã kết hợp với bức xạ nền vi sóng vũ trụ gần đây và dữ liệu bản đồ phân bố thiên hà khổng lồ của DESI. Kết quả là nó hoàn toàn không phù hợp với mô hình vũ trụ tiêu chuẩn hiện có vốn giả định năng lượng tối. Sự khác biệt lên tới mức 9 sigma. Ngược lại, giá trị q_0 - tham số biểu thị việc giãn nở vũ trụ là giảm tốc hay gia tốc - xuất hiện ở mức 0,092, tức là lớn hơn 0. Nếu giá trị này là số dương lớn hơn 0, thì có nghĩa là vũ trụ đang giãn nở giảm tốc. Tất nhiên, sai số vẫn lớn nhưng chỉ nhìn vào giá trị đó thì đây là một kết quả gây sốc cho thấy vũ trụ đã bước vào giai đoạn giãn nở giảm tốc. Điều quan trọng là dấu hiệu về sự giãn nở gia tốc mạnh mẽ của vũ trụ từng được biết đến trước đây gần như đã biến mất.
Trước điều này, nhóm nghiên cứu do Adam Riess dẫn đầu đang tiếp tục phản bác gay gắt. Trong bài báo bổ sung gần đây, nhóm của Riess lập luận rằng có vấn đề trong phân tích của nhóm Đại học Yonsei. Lập luận cốt lõi của họ là hiệu ứng độ tuổi thiên hà và hiệu chỉnh "bậc thang khối lượng" hiện có không phải là các hiệu ứng độc lập với nhau. Nhóm Đại học Yonsei đã hiệu chỉnh sự khác biệt theo độ tuổi thiên hà rồi sau đó áp dụng tiếp hiệu chỉnh chuẩn hóa theo khối lượng thiên hà. Nhưng vì độ tuổi và khối lượng thiên hà liên kết chặt chẽ với nhau, nên thực tế là họ đã áp dụng quá mức cùng một hiệu chỉnh hai lần. Họ cho rằng nếu hiệu chỉnh "bậc thang khối lượng" hiện có trước, thì sẽ không có mối tương quan đặc biệt nào xuất hiện giữa độ sáng chuẩn hóa của siêu tân tinh và độ tuổi thiên hà.
Họ cũng phản bác điểm giả định rằng độ tuổi thiên hà mẹ của siêu tân tinh xa và gần chênh lệch nhau 5 tỷ năm. Họ chỉ ra rằng giả định này bị phóng đại gấp 3~5 lần so với chênh lệch độ tuổi thực tế. Nhóm Đại học Yonsei không sử dụng nghiêm ngặt độ tuổi của thiên hà mẹ tạo ra siêu tân tinh đó, mà sử dụng độ tuổi của thiên hà chứa siêu tân tinh đó. Đây là sự thỏa hiệp không thể tránh khỏi do giới hạn quan sát, nhưng cũng là một hạn chế quan trọng vì không thể đánh đồng độ tuổi của toàn bộ thiên hà với độ tuổi của thiên hà mẹ nơi siêu tân tinh thực sự bùng nổ.
Để xác nhận thêm vấn đề này, nhóm nghiên cứu chung của Riess và Murakami đã phân tích lịch sử hình thành sao của khoảng 7.000 thiên hà nơi xác nhận có vụ nổ siêu tân tinh. Kết quả là độ tuổi trung bình của thiên hà mẹ siêu tân tinh loại Ia là 3,5 tỷ năm. Thế nhưng, chênh lệch độ tuổi của thiên hà mẹ thay đổi theo thời gian của vũ trụ chỉ vỏn vẹn khoảng 1,5 tỷ năm. Với chênh lệch độ tuổi ngắn như thế này, sự khác biệt độ sáng giữa siêu tân tinh xa và gần chỉ chênh lệch vỏn vẹn 0,007 cấp sao. Nó biến mất ở mức không có ảnh hưởng lớn trong phạm vi sai số.
Tuy nhiên, cuộc chiến không kết thúc hoàn toàn với điều này. Nhóm Đại học Yonsei chỉ ra rằng kết quả của Wiseman (người nghiên cứu cùng Riess) đã phân tích cùng lúc các thiên hà trong phạm vi độ dịch chuyển đỏ quá rộng, do đó đã cố tình làm phẳng mối tương quan giữa độ tuổi và độ sáng. Họ cũng chỉ ra rằng mô hình bụi của thiên hà được sử dụng khi hiệu chỉnh mass step cũng có vấn đề. Những màn phản bác, phản bác lại và phản bác lần nữa đang diễn ra không ngừng nghỉ.
Thế nhưng, cuộc chiến đã bước vào giai đoạn mới khi dữ liệu khổng lồ của DESI, quan sát 14 triệu thiên hà và quasar trong 3 năm qua, được công bố. Nếu chỉ kết hợp kết quả quan sát của DESI và bức xạ nền vi sóng vũ trụ, thì khác với mô hình tiêu chuẩn hiện có, năng lượng tối có vẻ không phải là hằng số vũ trụ cố định mà thay đổi theo thời gian. Ở đây, kết quả thay đổi rất lớn tùy thuộc vào việc áp dụng phương pháp chuẩn hóa siêu tân tinh của Riess hay nhóm Đại học Yonsei. Nhóm nghiên cứu DESI vẫn còn thận trọng. Họ không lập tức khẳng định rằng năng lượng tối không tồn tại và vũ trụ đang giãn nở giảm tốc, nhưng đang đặt cược vào khả năng thận trọng rằng năng lượng tối có thể không phải là hằng số vũ trụ cố định mà là một đại lượng vật lý thay đổi theo thời gian.
Ngoài ra, lập luận toán học cho rằng bản thân năng lượng tối có thể không cần thiết ngay từ đầu cũng đã xuất hiện. Bằng cách sử dụng các phương trình Friedmann mô tả sự giãn nở và trạng thái của vũ trụ, họ đã tìm ra lời giải mới cho thấy vũ trụ có thể trở nên không ổn định chỉ với những nhiễu động rất nhỏ. Vũ trụ học tiêu chuẩn giả định rằng ở quy mô lớn, vũ trụ là đồng nhất và giống nhau theo mọi hướng. Điều này được gọi là nguyên tắc vũ trụ học. Nếu áp dụng giả định này, sự giãn nở trung bình của vũ trụ có thể được giải thích bằng phương trình Friedmann đơn giản. Nhưng vũ trụ thực tế không hoàn toàn đồng nhất. Có những siêu đám thiên hà nơi các thiên hà tụ tập, và cũng có những khoảng trống (void) gần như không có vật chất.
Theo phân tích này, lời giải của Friedmann thực tế giống như trạng thái lý tưởng và không ổn định nhất khi dựng đứng cây bút trên đầu nhọn. Về mặt toán học thì có thể nhưng tính thực tế lại thấp. Chỉ cần thổi một luồng gió rất nhỏ là cây bút sẽ đổ. Tương tự, nếu có những biến động mật độ nhỏ trong vũ trụ sơ khai, lời giải giãn nở nhanh hơn thoát khỏi vũ trụ Friedmann đồng nhất sẽ tự nhiên xuất hiện. Họ đã chứng minh rằng không cần thiết phải bổ sung thêm các yếu tố mới như hằng số vũ trụ hay năng lượng tối, mà các hiện tượng tương tự như sự giãn nở gia tốc vẫn có thể xảy ra ngay trong khuôn khổ phương trình gốc của Einstein.
Tất nhiên, điều này không có nghĩa là ủng hộ ngay lập tức lập luận của nhóm Đại học Yonsei. Trên bề mặt, cả hai nghiên cứu đều đặt nghi vấn về năng lượng tối thông qua quan sát và lý thuyết. Nhưng nhóm Đại học Yonsei đặt nghi vấn về hiệu chỉnh độ sáng của siêu tân tinh để lập luận rằng sự giãn nở gia tốc ngay từ đầu có thể là một ảo tưởng. Ngược lại, phân tích lý thuyết gần đây không phủ nhận sự giãn nở gia tốc. Họ đồng ý với sự giãn nở gia tốc. Chỉ là họ lập luận rằng không cần thiết phải giả định năng lượng tối để giải thích sự giãn nở gia tốc.
Nhóm nghiên cứu Đại học Yonsei nghi ngờ chính sự giãn nở gia tốc, và khả năng lý thuyết lập luận rằng năng lượng tối có thể không thực sự cần thiết dù vẫn thừa nhận sự giãn nở gia tốc. Cuộc chiến của các nhà thiên văn học và vật lý học bàn về vận mệnh của vũ trụ đang trở nên phức tạp và hỗn loạn hơn.
Vấn đề này dường như sẽ bước vào giai đoạn mới thông qua nhiều quan sát hơn trong tương lai. Ngày 30 tháng 6 vừa qua, Đài quan sát Vera C. Rubin ở Chile đã chính thức bắt đầu quan sát LSST, dự kiến kéo dài 10 năm. Họ dự định quét bầu trời bán cầu nam liên tục không nghỉ sau mỗi vài ngày để thu thập dữ liệu liên quan đến 10 triệu siêu tân tinh trong 10 năm. Đây sẽ là lượng dữ liệu lớn nhất vượt xa các nghiên cứu về siêu tân tinh đã từng có.
Ngoài ra, quan sát từ kính viễn vọng không gian mới, Nancy Grace Roman, được phóng vào ngày 30 tháng 8 vừa qua, cũng sẽ cung cấp những gợi ý mới cho vũ trụ học siêu tân tinh. Nó sẽ quan sát đồng nhất các siêu tân tinh loại Ia trong phạm vi thời gian rộng nhất, thoát khỏi sự cản trở của bầu khí quyển Trái đất, vươn tới vũ trụ rất xa.
Ít nhất trong vòng 10~20 năm tới, tôi hy vọng rằng kết cục của cuộc chiến nóng bỏng này sẽ dần lộ diện.
Tác giả Ji Woong-bae là ai? Yêu mèo và vũ trụ. Khi còn nhỏ, sau khi xem ‘Galaxy Express 999’, anh đã nuôi ước mơ truyền bá vẻ đẹp của vũ trụ. Hiện anh đang là giáo sư trợ lý tại Khoa Liên ngành Tự do thuộc Đại học Sejong, đồng thời tham gia các hoạt động truyền thông khoa học đa dạng như thuyết trình và viết sách. Anh đã viết các cuốn sách như ‘Về sự vô dụng của nhà thiên văn học’, ‘Chúng ta đều sinh ra là nhà thiên văn học’, ‘Những câu hỏi kỳ lạ hiện ra khi nhìn vào vũ trụ’, và dịch các tác phẩm như ‘Làm thế nào tôi giết chết sao Diêm Vương’, ‘Quantum Life’, ‘UFO’.