Vũ trụ giãn nở ppsx

LƯỢC SỬ THỜI GIAN - Vũ trụ giãn nở Nếu ta nhìn lên bầu trời vào những đêm quang đãng, không trăng, những vật sáng nhất mà chúng ta nhìn thấy có lẽ là các hành tinh: sao Kim, sao Hỏa, sao Mộc và sao Thổ. Cũng có rất nhiều các ngôi sao tương tự như mặt trời của chúng ta nhưng ở rất xa. Một số những ngôi sao cố định đó, thực tế, lại dường như thay đổi - dù là rất ít - vị trí tương đối của chúng với nhau khi trái đất quay xung quanh mặt trời: chúng hoàn toàn không phải là cố định! Sở dĩ có điều này là do chúng tương đối ở gần chúng ta. Khi trái đất quanh xung quanh mặt trời, từ những vị trí khác nhau chúng ta thấy chúng trên nền của những ngôi sao ở xa hơn. Đó là một điều may mắn, vì nó cho phép chúng ta đo được một cách trực tiếp khoảng cách từ những ngôi sao đó đến chúng ta: chúng càng ở gần thì càng có vẻ di chuyển nhiều hơn. Ngôisao gần chúng ta nhấtlà sao Proximacủa chòm sao Nhân Mã đượctìm thấycách chúng ta khoảng 4năm ánh sáng (nghĩa là ánh sáng từ nó phải mất 4 năm mới tới đượctrái đất),hay khoảng haimươi ba triệu triệu dặm. Đasố các ngôi sao khác thấy đượcbằng mắt thườngnằm cách chúng tatrong khoảngvài trăm năm ánh sáng. Để so sánh, bạn cần biếtrằng mặt trời chỉ cách chúng tacó 8 phút ánh sáng! Những ngôi sao thấy được dườngnhư nằm rải rắctrên toàn bộ bầu trời đêm, nhưng chúng đặc biệt tập trung trongmột dải mà người ta gọi là dải Ngân hà (MilkyWay). Rất lâu về trước, vào khoảng năm 1750, đa số các nhà thiên văn cho rằng sự xuất hiệncủa dải Ngân hà có thể giải thíchđược nếu phần lớn các sao nhìn thấynằm trong một cấu hình đĩa duynhất- một ví dụ về cái mà hiện nay chúngta gọi là thiên hàxoắn ốc. Phải mấy chụcnăm sau, nhàthiên văn WilliamHerschel mớikhẳng định được ý tưởng đó của mình bằng cách cần mẫn lập mộtbộ sưu tập về vị trí vàkhoảng cáchcủa một số rất lớn cácngôi sao. Thậm chí như thế, những ý tưởng này chỉ được chấp nhận hoàn toàn vào đầu thế kỷ này. Bức tranhhiện đại về vũ trụ khởi đầu chỉ mới vào năm 1924, khinhà thiên văn người Mỹ Edwin Hubble chứngtỏ được rằngthiên hà của chúng ta không phải là thiên hàduy nhất. Thực tế còn có nhiều thiên hà khác và giữa chúng là những khoảng không gian trống rỗng rộng lớn. Để chứng minhđiều này, ông đã phải xác định khoảng cách đến các thiên hà khácđó. Những thiên hà này ở quá xa chúng ta, nên không giốngnhững ngôi saogần, chúngdường như thực sự cố định. Do đó Hubble buộc phải sử dụng các phương pháp gián tiếp để đo khoảng cách. Người ta biết rằng độ chói biểukiến củacác ngôi sao phụ thuộc vào hai yếu tố: ánh sángnó phátra bao nhiêu (tức độ trưng củanó) và nó ở xa chúng ta tới mức nào. Đối với những ngôi sao ở gần, chúng ta có thể đo đượccả độ chói biểu kiến lẫn khoảng cách của chúngvà như vậy chúngta có thể tínhđược cả độ trưng của chúng. Ngược lại nếu chúng ta biết được độ trưng của các ngôi sao ở cácthiên hà khác chúng ta có thể tính được khoảng cách bằng cáchđo độ chói biển kiến của chúng. Hubble thấy rằngcó một số loại sao luôn luôn có cùng độ trưngkhi chúng ở đủ gần để ta có thể đo được,do đó ông rút rakết luận rằng nếu ta tìm thấy những ngôi sao loại đó ở cácthiên hàkhác thì chúngta có thể xem rằng chúng cũng có cùngđộ trưng -và như vậy có thể tính được khoảng cách đến thiên hà đó. Nếu chúngta có thể làm điều đó cho nhiều ngôi sao trongcùng một thiên hàmà kết quả tính toán đều cho một khoảng cách như nhau thì hoàn toàn có thể tin được vào đánh giácủa chúng ta. Theo cách đó EdwinHubble đã xác định được khoảngcách đến9 thiên hàkhác nhau. Bây giờ thì chúng ta biết rằng thiên hà củachúng ta chỉ là một trong số vài trămngàn triệu thiên hà cóthể nhìn thấy được bằngcác kínhthiên văn hiện đại, mỗimột thiên hà lại gồm khoảng vài trăm ngàn triệu ngôi sao. Hình 3.1.là ảnh của một thiên hà xoắnốc mà chúngtanghĩ rằng thiên hà của chúng ta sẽ được nhìn giống như thế dưới con mắtcủa người sống ở một thiên hà khác. Chúngta sống trong một thiên hàcó bề ngang rộng chừng một trăm ngàn nămánh sángvà quay chậm; các ngôi saonằm trongcác nhánhxoắn của thiên hà quay xungquanh tâm của nóvới vận tốc góc một vòngtrong hai trăm triệu năm. Mặt trời của chúng ta cũng chỉ là một ngôi saobình thường màu vàng, có kích thước trung bình và nằm ở mép trongcủamột nhánh xoắn ốc. Kể từ thời Aristotlevà Ptolemy,thời màchúng ta nghĩ rằngtrái đất làtrung tâm của vũ trụ, cho tới ngày nay,- quả thật chúng ta đã đi được một chặngđường rất dài. Những ngôi sao ở xa chúngta đến nỗi, đối vớichúngta, chúng chỉ là những chấm sáng nhợt nhạt. Chúng ta không thể thấy được kích thước cũng như hìnhdạng của chúng. Vậy thì bằng cách nàota có thể nói về các loại sao riêng biệt khác nhau? Đối với đại đa số các ngôi sao, chỉ có một nét đặc trưng mà chúng ta quansát được - đó là mầu ánh sáng của chúng.Newton đã phát hiệnra rằng nếu ánh sángmặt trời đi qua một lăng kínhnó sẽ tách thành các màu thành phần (còn gọi là quangphổ của nó) như màu của cầu vồng.Bằng cáchhướng kính thiên văn vào một ngôi sao riêng lẻ hay một thiên hà người ta có thể quan sát một cáchtươngtự quangphổ của ánh sáng từ ngôisao hay thiên hà đó. Những ngôi sao khác nhau có quang phổ khác nhau, nhưng độ chói tươngđối củacác màu khác nhau luôn luôn chính xác hệt như người ta mongđợi tìm thấytrong ánhsáng của những vậtphát sáng nóng đỏ. (Thực tế, ánh sáng được phát ra bởi một vật không trongsuốt nóng đỏ có phổ đặc trưng chỉ phụ thuộc vào nhiệt độ của nó - quang phổ nhiệt. Điều này có nghĩa là chúng ta có thể biết nhiệt độ của ngôi saotừ quang phổ ánhsáng củanó). Hơnnữa, chúng ta còn tìmthấy rằng một số màu rấtxác định không có mặttrong quang phổ của ngôi sao, vànhững màu vắng mặtđó khác nhau đối với nhữngngôi saokhác nhau. Vì chúng ta biết rằng mỗi nguyên tố hóa học hấp thụ một tập hợp đặc trưng những màu rấtxác định, nên bằng cáchđối chiếunhững màu này với những màu vắng mặt trong quangphổ của một ngôisao, chúng ta có thể xácđịnh đượcchính xác nhữngnguyên tố nào có mặttrong khí quyển của ngôi sao đó. Trongnhững năm1920, khi các nhà thiên văn bắt đầu quan sát quang phổ của các ngôi saothuộc nhữngthiênhà khác, họ đã tìm thấymột điềurất đặc biệt: có những tập hợp đặc trưng các màuvắngmặt giốnghệt như đối với nhữngngôi sao trong thiên hàchúng ta, nhưng chúngbị dịch đi cùngmột lượngtươngđối về phía đỏ của quangphổ. Để hiểu được ýnghĩa của điều này, chúng ta trước hết cần phảitìm hiểu về hiệu ứng Doppler. Như chúng ta đã thấy, ánhsáng thấy được gồm những thănggiáng, hay những sóng, trong trường điệntừ. Tần số (hay số sóng trong một giây) của ánh sánglà rất cao, trài dài từ bốn đến bảy trăm triệu triệu sóng trong một giây.Các tần số khác nhau của ánhsáng được mắt người nhìn thấy như những màu khác nhau. Những ánhsáng có tầnsố thấp nhấtnằm ở phía đỏ của quang phổ và những ánh sáng có tần số cao nhấtnằm ở phía tím của nó. Bây giờ chúngta hãy hình dung một nguồnsángở cách chúng ta một khoảng không đổi,tỷ như một ngôi sao, và phát sóng ánhsángcó tần số không đổi. Rõràng là tần số của cácsóng mà chúng ta nhận được cũng chính là tần số mà chúngđã được nguồnphátra. (Trườnghấp dẫncủa thiênhà chưa đủ mạnh để gây ra hiệu ứng đáng kể). Bây giờ giả thử rằng nguồn sóng bắt đầu chuyển động hướng về phía chúng ta.Khi nguồn phátmột đỉnh sóngtiếp theo thì nó ở gần chúng ta hơn, vì vậy thời gianđể đỉnh sóng đó tới được chúng ta sẽ ít hơnso vớikhi nguồn sóngđứng yên.Điều nàycó nghĩa là thời gian giữa hai đỉnhsóng tới chúng ta là nhỏ hơn và do đó số sóngmà chúng ta nhận được trong một giây (tức là tần số) sẽ lớn hơn so với khi nguồn sóng đứng im. Tương ứng, nếu nguồn sóngđi ra xa chúngta thì tần số mà chúng ta nhậnđược sẽ thấp hơn. Dođó, trong trường hợp ánhsáng điều này có nghĩalà những ngôi sao chuyển động raxa chúng ta sẽ có quangphổ dịch về phía đỏ của quangphổ (hiện tượngdịch về phía đỏ) và những ngôisao chuyểnđộng về phía chúng ta sẽ cóquang phổ dịch về phía tím. Mối quan hệ này giữa tầnsố và vậntốc - được gọi là hiệu ứng Doppler -là một kinh nghiệm hàng ngày. Hãy lắng nghemột chiếc xeô tô chạytrên đường:khi chiếc xe tiến lại gần, tiếngđộng cơ của nó nghe bổng hơn(tứclà tần số sóngâm cao hơn), còn khinó đi ra xaâm của nónghe trầm hơn. Đối với các sóngvô tuyến cũng tươngtự như vậy. Thực tế cảnhsát đã dùng hiệu ứng Doppler để xác định vận tốc của các xe ô tô bằng cáchđo tần số của các xungsóng vô tuyến phản xạ từ các xe đó. Sau khi chứng minh được sự tồn tại của các thiên hà khác, trongnhữngnăm tiếp sau, Hubbleđã dành nhiều thời gian để lập mộtkho dữ liệu về khoảng cách giữa các thiên hà và quansát quangphổ của các thiên hà đó. Vào thời gian ấy, nhiều người nhĩ rằng các thiên hà chuyển độnghoàn toàn ngẫu nhiên,cho nên họ chờ đợi tìmthấy nhữngquang phổ dịch về phía tím cũng nhiềunhư những quang phổ dịchvề phía đỏ. Dođó, ngườita hết sứcngạc nhiên khi pháthiện ra rằngđa số các thiên hàđều có quang phổ dịch về phía đỏ: nghĩa là gần như tất cả chúng đang chuyển động ra xachúng ta!Điều cònngạc nhiênhơn nữa làphát hiện mà Hubble công bố năm 1929: thậm chí độ dịchvề phíađỏ của thiên hà cũngkhôngphải là ngẫu nhiên, mànó tỷ lệ thuận với khoảng cáchgiữa thiên hà đó và chúng ta. Hoặc nói mộtcách khác, thiên hàcàng ở xa thì nó chuyển động ra xacàng nhanh!Có nghĩa là vũ trụ khôngphải là tĩnh như trước kia người ta vẫn tưởng,mà nó thựctế đang giãn nở, khoảngcáchgiữa các thiên hà ngày càng tănglên theo thờigian. Phát minhvũ trụ đanggiãn nở làmột trong những cuộc cách mạngtrí tuệ vĩ đại của thế kỷ 20.Với nhận thức muộn màng,thì việc chỉ ngạc nhiên mà tự hỏi tại sao trướckia khôngai nghĩ tới điều đó là chuyện quá dễ dàng. Newtonvànhững người khác lẽ ra phải thấy rằng vũ trụ tĩnh sớm hay muộn rồi cũngsẽ co lại dưới ảnh hưởngcủa hấp dẫn. Nhưngbây giờ, ta hãy cứ giả thử rằng vũ trụ đang giãnnở. Nếu nó giãn nở đủ chậm, thì lực hấp dẫnsẽ làmcho nócuối cùng sẽ ngừng giãn nở và sau đó sẽ bắt đầu co lại. Tuy nhiên,nếu vũ trụ giãn nở với vận tốc nhanh hơnmột vận tốcgiới hạnnào đó, thì lực hấp dẫn sẽ không bao giờ đủ mạnh để làm dừng nó lại và vũ trụ sẽ tiếp tục giãn nở mãi mãi. Điều này cũnghơigiốngnhư khi ngườita phóngmột tênlửa lên khôngtrung từ mặt đất. Nếu nó có vận tốc nhỏ thì lực hấp dẫn cuốicùng sẽ làm nó dừnglại và bắt đầu rơi xuống. Ngược lại, nếu tên lửa có vận tốclớn hơn một vận tốctới hạnnào đó (khoảng bảy dặm trong một giây), thì lực hấpdẫn sẽ khôngcòn đủ mạnh để kéo nó lạinữa, và nó sẽ tiếp tục rời xa trái đất mãi mãi. Tính chất đó của vũ trụ lẽ ra có thể hoàn toàn được tiên đoán từ lý thuyết hấpdẫn của Newton ở bất kỳ thời điểmnào củathế kỷ 19, 18,thậm chí ở cuối thế kỷ 16. Nhưng vì niềm tinvào vũ trụ tĩnh quá mạnh tới mức nó vẫn còn dai dẳng cho tới đầu thế kỷ 20. Thậm chí ngay cả Einstein, khi xây dựng thuyết tươngđối rộng vào năm 1915,cũngđinh ninh rằng vũ trụ cần phải là tĩnh. Vì thế ông đã phải sửa đổi lý thuyết của mình để điều đó có thể xảy ra, bằng cáchđưa vào nhữngphương trình của mình cái đượcgọi là "hằng số vũ trụ". Einsteinđã đưa vào một lực “phản hấp dẫn” mới, mà không giống như những lực khác, nó không có xuất xứ từ một nguồn đặc biệt nào, mà được tạo dựngngay trongcấu trúc của không-thời gian.Ông đặt ra yêu cầu là không-thời gian cóxu hướngnội tại lànở ra, và điều đó là để cân bằngchính xácvới lực hútcủa toànbộ vật chất trong vũ trụ, sao cho kết quả thu được là một vũ trụ tĩnh. Dường như chỉ có một người muốnchấp nhận thuyết tương đối rộng ở dạngban đầu của nó, đó là nhà vậtlý và toán họcngười Nga AlexanderFriedmann. Vàtrong khi Einsteinvà các nhà vậtlý khác tìmmọi cách để lảngtránh sự tiên đoán về một vũ trụ không tĩnh, thì Friedmannđã chấp nhậnvà bắt tay vào giảithích nó. Friedmann đã đưa rahai giả thiết rất đơngiản về vũ trụ: đó là vũ trụ đồng nhất theo mọi hướngmà chúngta quan sát,và điềunày cũng đúng với bất kỳ vị trí quan sát nào. Chỉ từ haiý tưởng đó, Friedmannđã chứng tỏ được rằng chúng ta không thể chờ đợi vũ trụ chỉ là tĩnh. Thực tế, vàonăm 1922, ítnăm trướcphátminh của Hubble,Friedmannđã tiên đoán chính xác điều mà Hubble tìm ra! Giả thiết cho rằng vũ trụ nhìny hệt nhau theomọi hướngrõ ràng là không đúng với thực tế. Ví dụ,như chúng ta đã thấy, những ngôi saokhác trong thiên hà chúng ta tạo nên mộtdải sáng nổi bật trênnền trời đêm, tức là dải Ngân hà. Nhưng nếu chúng ta quan sát những thiênhà ở xa thì số lượngcủa chúngtương đốigiống nhau. Như vậy, về đại thể thì vũ trụ có thể xem là như nhautheo mọi hướng, với điều kiện là ta phải nhìn nó ở qui mô lớn so vớikích thước giữa các thiên hà, vàbỏ qua những sai khác ở qui mô nhỏ.Trong mộtthời giandài, điềunày đã đủ biện minh chogiả thiết của Friedmann như một phépgần đúng thô đối với vũ trụ thực. Nhưng gần đây hơn,một sự tìnhcờ may mắn đã chỉ rarằng giả thiết của Friedmann thực tế là sự mô tả khá chính xác vũ trụ củachúngta. Năm 1965,hai nhà vật lý Mỹ làm việc ở phòngthí nghiệm của hãng BellTelephone ở New Jerseylà Arno Penzias và Robert Wilsonđangtiến hànhtrắc nghiệm một máy dò sóng cực ngắn rất nhạy. (Sóngcực ngắncũnggiống như ánhsáng nhưng với tần số chỉ cỡ 10 ngàn triệu sóng trong 1 giây). Penzias và Wilson rất băn khoăn khi họ phát hiệnra rằng máy dò của họ đã ghiđượcquá nhiềutiếng ồnhơn mức cần thiết. Tiếng ồn này dườngnhư khôngđến theo một phương đặc biệt nào. Đầu tiên họ phát hiệncó phânchim trong máy, sau đó họ đã kiểmtra mọi khả năng có thể hỏnghóc, nhưngtất cả đều bị loại trừ. Họ cũng biết rằngmọi loạitiếng ồnbên trong bầu khí quyển sẽ mạnh hơn khimáy dò khônghướngtheo phươngthẳng đứng, bởi vì các tia sáng truyền trongkhí quyểnsẽ thuđược ở gần đườngchân trời nhiều hơn là trên đỉnh đầu. Nhưng tiếng ồn thái quá ở đây lại như nhau theo mọiphương màhọ hướng đầu dò tới và như vậy nó phải tới từ bên ngoài khí quyển. Tiếng ồn này cũng như nhaucả ngày lẫn đêm trong suốt cả năm bất kể trái đất vẫnquay quanhtrục củanó và quayquanh mặt trời. Điềunày chứng tỏ bức xạ phải tới từ bên ngoài hệ mặt trời, thậm chí từ ngoài cả thiên hà chúng ta, vì nếu khôngnó sẽ thay đổi khichuyển động của trái đất làm cho máy dò hướng theo những hướng khác nhau. Thực tế, chúng ta biết rằng bứcxạ đó tới được chúng ta đã phải đi qua phần lớn vùngvũ trụ quansát được vàvì nó như nhau theo các phươngkhác nhaunên vũ trụ cũng cần phải như nhau theo mọi phương, nếu chỉ xét trên qui mô lớn. Bây giờ thì chúng ta đã biết rằngbất kể nhìn theo phương nào, thì tiếngồn đó cũng chỉ biến thiên không bao giờ vượt quá mộtphần vạn.Như vậy, Penzias và Wilson hoàn toàntình cờ đã phát hiện đượcmột bằng chứng khá chính xác khẳng định giả thiết thứ nhất củaFriedmann. Gần khoảng thời gian đó, hainhà vật lý Mỹ ở gần Đại học Princetonlà Bod Dickevà Jim Peeblescũngđang quantâm tới các sóng cựcngắn. Họ đang làmviệc theomột đề xuất của GeorgeGamow (người đã một thời là sinh viêncủa Alexander Friedmann) cho rằng vũ trụ ở thời kỳ đầu phải rất nóng và đặc, đồng thời phát sáng nóng,trắng.Dicke và Peebles lý luận rằng chúng ta hiệnnay vẫn còn có thể thấyđược ánh sángchóilọi đó của vũ trụ ở thời kỳ đầu, bởi vì ánh sáng từ những phần rất xa của vũ trụ chỉ bây giờ mới đến được chỗ chúng ta. Tuynhiên, sự giãn nở của vũ trụ có nghĩa là ánhsángđỏ phải dịch rất mạnhvề phía đỏ khiếncho bây giờ chúng ta thấy nó dưới dạng bức xạ viba(sóng cực ngắn). Dickevà Peebles đang chuẩn bị tìm kiếm bứcxạ đó thì Penziasvà Wilsonnghe nói về công trình của họ và hai ônghiểu ngayrằng mìnhđã phát hiệnđược chính bức xạ đó. Vì thế mà Penzias và Wilsonđã được trao giảithưởng Nobel về vật lý năm 1978(mộtđiều hơi chua chát đối với Dicke và Peebles,ấy là chưa nói tới Gamow!). Giờ đây thoạt nhìn thì toànbộ bằng chứng đó - bằng chứng xác nhận rằngvũ trụ nhìn như nhautheo bất kỳ hướng nàomà chúng ta quan sát - có thể dẫn đến ý nghĩ cho rằngcó một cái gì đó đặc biệt về vị trí của chúngta trong vũ trụ. Đặc biệt,có thể nghĩ rằngnếu chúngta quan sát thấy tất cả các thiênhà khác đang chuyển độngra xa chúng ta, thì chúngta cần phải ở trung tâm của vũ trụ.Tuy nhiên, cũng có mộtcách giải thích khác: vũ trụ cũngphải như nhautheo mọi hướng khi nó được quansát từ bất kỳ một thiên hànào khác. Nhưng, như chúng ta đã thấy, đó chínhlà giả thiết thứ hai của Friedmann.Hiện chúng ta chưa có bằng chứng khoa học để khẳng định haybác bỏ giả thiết đó. Chúng ta tin nó chỉ trên cơ sở của sự khiêmtốn: sẽ là quá nổi bật nếu vũ trụ là như nhautheo mọi phươngxung quanh chúng ta,nhưnglại không như thế xungquanhcác điểm khác trong vũ trụ. Trong mô hình của Friedmann tất cả cácthiên hà đều chuyển động ra xa nhau. Tình huốngnày khá giống một quả bóng bay, trên mặt có vẽ nhiều chấm màu, đang được thổi cănglên từ từ. Khi quả bóng căng lên, khoảngcách giữacác chấm màu tăng lên, nhưng không thể nói chấmmàu nào là trung tâm của sự giãn nở đó. Hơn nữa cácchấm càng xa nhauthì chúng chuyển độngra xa nhaucàng nhanh. Tương tự như vậy, trong mô hình củaFriedmannvận tốcmà hai thiên hà chuyển động ra xa nhautỷ lệ với nhữngkhoảngcách giữachúng. Như vậy, mô hìnhnày tiênđoán rằng mọi sự dịch về phía đỏ của một thiên hàtỷ lệ thuận với khoảng cách từ nó đến chúngta, đúng như Hubble đã phát hiện. Mặc dù thànhcông của mô hìnhvà tiên đoán của nóvề nhữngquansát của Hubble, nhưngcông trình của Friedmann ít đượcbiết tới, cho tới khi những môhình tươngtự được phát minh bởi nhà vật lý Mỹ Howard Robertson và nhà toán họcAnh Arthur Walker, để giải thích pháthiện của Hubble về sự giãn nở đều của vũ trụ. . nhanh!Có nghĩa là vũ trụ khôngphải là tĩnh như trước kia người ta vẫn tưởng,mà nó thựctế đang giãn nở, khoảngcáchgiữa các thiên hà ngày càng tănglên theo thờigian. Phát minhvũ trụ đanggiãn nở làmột trong. người khác lẽ ra phải thấy rằng vũ trụ tĩnh sớm hay muộn rồi cũngsẽ co lại dưới ảnh hưởngcủa hấp dẫn. Nhưngbây giờ, ta hãy cứ giả thử rằng vũ trụ đang giãnnở. Nếu nó giãn nở đủ chậm, thì lực hấp dẫnsẽ. ngừng giãn nở và sau đó sẽ bắt đầu co lại. Tuy nhiên,nếu vũ trụ giãn nở với vận tốc nhanh hơnmột vận tốcgiới hạnnào đó, thì lực hấp dẫn sẽ không bao giờ đủ mạnh để làm dừng nó lại và vũ trụ sẽ