BỨC XẠ NỀN VŨ TRỤ

Tháng 8-2006 VẬT LÝ ngày nay SỐ 4 (75) / TẬP 17 1 BỨC XẠ NỀN VŨ TRỤ NGUYỄN TRỌNG HIỀN Phòng thí nghiệm phản lực JPL, NASA, Hoa Kỳ TS. Nguyễn Trọng Hiền là một trong những nhà khoa học gốc Việt làm việc ở JPL của NASA và cũng là nhà khoa học người Việt đầu tiên đặt chân đến Nam cực để thực hiện các quan trắc vũ trụ học. Là một người con gốc Việt, anh đã tự tay may lá cờ Tổ quốc để cắm lên nơi lạnh lẽo nhất của Trái đất cùng với quốc kỳ của các quốc gia khác (Tháng 8, 1994). Hi ện anh là thành viên nhóm Vũ trụ học tại Jet Propulsion Laboratory, NASA; giảng viên thăm viếng của Caltech (Viện công nghệ California). Anh nghiên cứu những vấn đề liên quan đến Vũ trụ học và Vật lý thiên văn, bao gồm: Nền vi ba vũ trụ (CMB), Vũ trụ sơ khai, Những thiên thể có vạch dịch về đỏ cao. Đồng thời anh cũng là chuyên gia về kỹ thuật cảm biến và các thiết bị thiên văn hoạt động ở bước sóng vi ba c ủa NASA. Vật Lý Ngày Nay xin trân trọng giới thiệu cùng độc giả bài viết “Bức xạ Nền Vi Ba Vũ Trụ” của nhà vật lý Nguyễn Trọng Hiền- BBT Bức xạ nền vi ba vũ trụ, gọi tắt là bức xạ nền (BXN), là di chỉ vô giá để tiếp cận vũ trụ từ thuở ban sơ, cách đây gần 14 tỷ năm. Vũ trụ trong thời khắc này được mệnh danh là “Big Bang”, một thời điểm mà trong toàn cõi vũ trụ chỉ thuần một trường bức xạ điện từ với nhiệt độ rất cao. Sự giãn n ở của vũ trụ theo thời gian đã làm cho bức xạ nền nguội đi, và chỉ gần 3 phút sau Big Bang, năng lượng bức xạ được chuyển thành vật chất dưới dạng các hạt cơ bản, như electron và proton. Electron và proton kết hợp để tạo nên nguyên tử nhẹ như hydrogen và helium rồi tích tụ bằng tương tác hấp dẫn và dần dà hình thành nên vũ trụ ngày nay, với những vì sao, thiên hà, quasar và lỗ đen vv….mà ta quan sát được. Đây là b ức tranh tổng thể được xem như là mô hình tiêu chuẩn mà các nhà vũ trụ học ngày nay nhìn nhận. Và là một thực tại vật lý rất khác với suy đoán của các nhà vũ trụ học trước đó, vốn cho rằng vũ trụ vật lý mà ta quan sát được là vô cùng và hằng hữu. Bước vào thiên niên kỷ mới (2000), các nhà nghiên cứu xác định rằng:Vũ trụ hầu như là đẳng hướng và phẳng. Đây là hai đặc điểm nổi b ật mà lý thuyết Lạm Phát đã tiên đoán hai mươi năm trước đó. Trong mô hình Lạm Phát, Big Bang là lúc vũ trụ đã được thổi bùng lên từ một chất điểm với tốc độ vượt ánh sáng, chỉ trong khoảnh khắc cực ngắn, ~ 10 -32 giây sau thời điểm ban đầu. Điều trùng hợp giữa các chứng cứ mới nhất của BXN và những dự đoán lý thuyết tưởng như là điên khùng này đã thúc đẩy các nhà quan trắc thiên văn lao vào một cuộc săn lùng mới. Ấy là việc truy tìm chứng tích của Lạm Phát trong đặc tính phân cực của BXN. Đây là một nỗ lực thực nghiệm với nhiều yêu cầu gắt gao. Và câu chuyện BXN dài hơn bố n thập niên, vẫn chưa thấy dấu hiệu đến hồi kết thúc. Hình 1. Penzias và Wilson khám phá ra bức xạ nền lần đầu vào năm 1965 (kèm theo bức ảnh anten radio của Bell Labs, New Jersey, Mỹ), ghi nhận với các đặc tính sơ bộ là nền bức xạ gần như đồng nhất, đẳng hướng và không phân cực. (Bạn có biết là có thể nhìn thấy BXN trên tivi? Những nhiễu loạn lăn tăn trên màn hình tivi khi không bắt được sóng truyền hình có nguồn gốc từ BXN). Năm 1992, Đài quan sát không gian COBE của NASA với độ phân giải tốt hơn, lần đầu hé mở tính bất đẳng hướng của BXN. Đến năm 2003, WMAP, một đài quan sát không gian khác của NASA, chụp được bản đồ BXN chi tiết hơn, cho thấy Vũ trụ hầu như là đẳng hướng và phẳng, xác nhận kết quả đã tìm được của Boomerang và DASI trước đó. Vết loang đỏ ngang bản đồ là vùng không gian che bởi bức xạ phát ra từ những electron và bụ i ở ngay trong hệ Ngân Hà của chúng ta. . (Nguồn:http://map.gsfc.nasa.gov/m_ig/ig_universe1.htm/) Tháng 8-2006 VẬT LÝ ngày nay SỐ 4 (75) / TẬP 17 2 Lời Giới Thiệu Trong Vật Lý, thế giới phức tạp chung quanh ta có thể hiểu và kiểm chứng được bằng một số khái niệm cô đúc hay quy luật vật lý cơ bản, từ cơ học thiên thể cho đến tính lượng tử của những nguyên tử làm nên đặc tính muôn hình muôn vẻ của vật chất. Công cuộc nghiên cứu về vũ trụ cũng không đi ngoài truyền thống ấy. Mối hỗn độ n của vũ trụ từ không gian bao la có thể quy về lại bằng vài đại lượng đơn giản. Dĩ nhiên đây không phải là điều dễ dàng, nhưng chí ít đó là hy vọng của các nhà vật lý. May mắn cho chúng ta, là phần lớn nền tảng của vũ trụ học hiện đại đã được xây dựng bởi không ai khác hơn là Einstein, bằng lý thuyết tương đối rộng. Các phương trình trường của Einstein, được viết xuống cách đây đã hơn 90 năm, tạo tiền đề vững chắc cho các nhà nghiên cứu của thế hệ nối tiếp thiết lập nên cơ sở lý thuyết xác đáng, dần đã được kiểm chứng và bổ sung với những quan trắc thực nghiệm ngày càng đáng tin cậy. Những câu hỏi của các nhà vũ trụ học ngày nay bao gồm, cái gì làm nên vũ trụ này? Vũ trụ mà ta quan sát được là vô cùng hay hữu hạn? Hằng hữu hay vô thường? Vũ trụ ngày nay đã bắt nguồn từ đâu ?.v.v….Đây cũng là những câu hỏi muôn thủa mà loài người vẫn hằng ưu tư trong quá trình tiếp cận Vũ trụ. Điều kỳ diệu là chúng ta đang bước vào giai đoạn mà một số những câu hỏi này đã được hay sẽ có câu trả lời thoả đáng trong một t ương lai rất gần, một phần nhờ vào những nỗ lực vượt bậc trong phát triển kỹ thuật đã diễn ra gần đây và vẫn còn đang tiếp tục. Trong bài viết này, danh từ “Vũ trụ” (Universe hay Cosmos) được dùng một cách hoán chuyển để chỉ hoặc là một Vũ trụ toàn thể quan sát được, hoặc là những chi tiết đặc thù của Vũ trụ, như là kích thước (scale factor), BXN, v.v….”vũ tr ụ” không viết hoa là tính từ, để chỉ những thuộc tính của Vũ trụ (cosmic hay cosmological). Bài viết trong giới hạn nhất định của nó sẽ ôn lại một vài chi tiết lịch sử bổ ích, nhưng mong muốn chính là cung cấp thông tin về những chứng cứ mới nhất tìm thấy từ bức xạ nền, và những hoạt động ráo riết tiếp theo của các nhóm nghiên cứu trong lĩnh vực này. Bạn đọc hy vọng với vốn vật lý cơ bản có sẵn, sẽ được kích thích đủ để tìm hiểu thêm và có thể đạt được một cách nhìn, tạm gọi là tích cực, về quá trình hình thành và phát triển của Vũ trụ . Mô hình Big Bang Gamow, nhà vật lý lưu vong Nga, là người đầu tiên tiếp cận vấn đề một cách xác đáng. E=mc 2 cho thấy là vật chất có thể chuyển sang năng lượng dưới dạng bức xạ điện từ, như đã thấy qua bom nguyên tử hay năng lượng mặt trời. Ngựợc lại, việc biến đổi năng lượng điện từ sang vật chất, cụ thể là các hạt cơ bản như electron hay proton, chỉ có thể tạo thành ở nhiệt độ cao, lên tới hàng ngàn t ỷ độ K, nóng hơn hàng triệu lần so với nhiệt độ ở ngay trung tâm của Mặt trời. Gamow đoán rằng các hạt cơ bản đựơc tạo ra từ khối ánh sáng, còn gọi là trái banh lửa, vốn đã có sẵn từ khởi thủy ở T ~ 10 10 K (k B T ~ m e c 2 ). Cần nhắc lại là cho đến thời điểm này, các cơ sở này của Vũ trụ học hiện đại bao gồm các phương trình tương đối Einstein (1916), với kết quả tìm được sáu năm sau đó của nhà toán học Nga Friedmann (vốn là thầy của Gamow) cho thấy trong điều kiện một Vũ trụ đồng nhất và đẳng hướng, phương trình Einstein thể hiện tính biến thiên của kích thước vũ trụ với thời gian. Trên nền tảng lý thuyết này, Lemaitre đã xây dựng mô hình vũ trụ giãn nở. Cơ sở thực nghiệm cho mô hình bao gồm các quan sát thiên văn nổi tiếng của Hubble từ cuối thập niên 1920, với sự dịch về đỏ của các dải ngân hà. Cùng trong thời gian này, Tolman trong các tính toán nhiệt động học của Vũ trụ đã chứng tỏ là sự giãn nở sẽ làm cho vũ trụ nguộ i đi. Suy đoán của Gamow cho đến thời điểm này (1984) tưởng chừng như là một điều hiển nhiên, nhưng kết quả tính toán suy ra từ giả thuyết trái banh lửa đã mang lại biến chuyển mang tính bước ngoặt (cũng nên nhắc lại là ngay cả Einstein cha đẻ của E= mc 2 và các phương trình tương đối, cùng với trực giác vật lý phi thường, lúc sinh thời đã không thấy đề cập đến điều này). Gamow và học trò của ông, Alpher (có thể kể thêm Bethe, người đã giải thích thành công cơ chế sản sinh năng lượng hạt nhân của Mặt trời), chứng tỏ mức tin cậy của giả thuyết này qua các tính toán về hàm lượng của Helium tìm thấy trong Mặt trời, vốn mang tỷ lệ quá cao mà các ph ản ứng nhiệt hạch của Mặt trời không thể tạo thành kịp. Các tính toán của Alpher cho thấy đa phần khí Helium trong vũ trụ là được tạo thành từ thời vũ trụ còn sơ khai, và trùng khớp với tỉ lệ He trong Mặt trời. Đây là một thành công đầu tiên. Một hệ quả trực tiếp khác đi từ giả thiết Big Bang sẽ đến muộn hơn, mất hơn 15 nă m sau mới được kiểm chứng. Công trình Alpher, Bethe and Gamow, The Origin of Elements (nguồn gốc của các nguyên tố ), xứng đáng được xem như là cột mốc của vũ trụ học hiện đại . 1 Thật ra giả thuyết Big Bang đã gây rất nhiều tranh cãi từ các giới khoa học, các nhà tư tưỏng lẫn công luận đương thời. Alpher, trong buổi bảo vệ luận án tiến sĩ, đã nói rằng quá trình tổng hợp hạt nhân trong vũ trụ chỉ mất không đầy 5 phút. Ngay 1 Với bản tính phá cách, Gamow cho công bố công trình này vào ngày 1 tháng 4. chỉ có hai ngưòi đóng góp chính vào bài viết là Alpher và Gamow kéo theo Bethe để bài viết được biết đến như “α,β và γ”, 3 mẫu từ đầu tiên của tiếng Hy Lạp. Tháng 8-2006 VẬT LÝ ngày nay SỐ 4 (75) / TẬP 17 3 hôm sau tờ Washington Post đã lên tranh biếm họa về việc vũ trụ tạo thành chỉ trong vòng 5 phút. Hoyle, một trong những người sáng lập và cổ vũ cho giả thiết Steady State, hay Trạng thái vĩnh hằng, trong chương trình thiên văn trên radio trong giai đoạn này nhắc đến mô hình Big Bang như sau: “ Một giả thuyết khác biệt nữa giả định rằng vũ trụ bắt đầu từ một thời gian xác định trong một vụ nổ lớn. Với định đề này, sự giãn nở hiện tại là cái đà còn lại của cơn bạo động từ vụ nổ tung này. Cái ý tưởng Big Bang này với tôi xem chừng không được thoả đáng lắm…Về mặt khoa học, trong hai giả thuyết [Big Bang và Steady State] thì Big Bang là khó nuốt hơn. Bởi đó là quá trình vô lý không thể diễn tả bằng ngôn ngữ khoa học …Trên phương diện triết học cũng vậy, tôi không thể thấ y một lý do hay ho nào để thiên về cái ý tưởng Big Bang.” Đây là lần đầu hai từ “Big Bang ” (Nổ To) được dùng để ám chỉ mô hình vũ trụ giãn nở với hàm ý châm biếm, và Big Bang trở nên “thuật ngữ” phổ biến. Hoyle là một nhà vũ trụ học kỳ cựu, và đã có những đóng góp về lý thuyết rất đáng kể trong vũ trụ học. Những quan điểm của ông về Big Bang, khi nhìn lại, cũng có ph ần thiên kiến nhưng đã có ảnh hưởng rất lớn với khoa học đương thời. Ngược lại Toà Thánh Vatican đã cổ vũ cho lý thuyết Big Bang. Giáo hoàng Pius XII trong một bài giảng của mình đã nói như sau về Big Bang và sách Sáng Thế Kỷ trong Thánh kinh: “Do vậy mọi thứ dường như cho thấy rằng vũ trụ vật chất đã có một khởi đầu kỳ vĩ, được ban phát với một dự tr ữ năng lượng mênh mông, rồi phát triển trước tiên cực nhanh rồi dần dà chậm lại cho đến thời đại hôm nay… Thật ra, dường như khoa học ngày nay, với một bước băng ngang hàng triệu thế ký, đã làm chứng thành công cho tia sáng Mặc Khải (Fiat lux) phát ra ở lúc mà, cùng với vật chất, bộc phát từ hư vô (Nothing) một biển ánh sáng và bức xạ, trong khi các hạt nguyên tố phân ra và tạo nên hàng triệu thiên hà… Do đó, có một Đấng Sáng T ạo. Do đó, Thượng Đế tồn tại! Cho dù chưa rõ ràng hay không hoàn hảo, nhưng đây là phúc đáp chúng ta chờ đợi từ khoa hoc, và là điều thế hệ loài người hiện nay đang trông chờ.” (Thông điệp của Giáo Hoàng Pius XII tại Học viện Hàng ngũ Giám mục ngày 22 tháng 11 năm 1951). Như vậy ta có một phần cộng đồng khoa học thì phản đối lý thuyết Big Bang trong khi nhà thờ thì ủng hộ. Thoạt nhìn thì đây có vẻ như điều oái oăm nếu ta nhớ lại lịch sử của Giáo hội Công giáo và bước đầu phát triển vật lý trong thời Phục hưng, khi mà Galileo phải ra trước toà án Giáo đình (The Inquisition) để chối bỏ hệ Nhât Tâm của Copernicus, và công nhận Trái Đất là trung tâm của vũ trụ, phù hợp với giáo điều của Toà Thánh La Mã lúc bấy giờ. Kỳ thực, trước sau mục tiêu của giáo hội vẫn như nhau: Hỗ trợ tính xác thực trong Kinh Thánh. Linh mục Lemaitre, một trong những cha đẻ của lý thuyết Big Bang và là thành viên của Học viện Hàng ngũ Giám mục, đã can thiệp với cố vấn khoa học của Giáo Hoàng, và đề nghị Đức Thánh Cha nên giữ khoảng cách giữa thần học và vũ trụ học. Lemaitre tin rằng luận cứ khoa học cần cách biệt với phạm trù tôn giáo. Và Giáo Hoàng đã đồng ý với lời yêu cầu trên. Big Bang không còn nhắc đến trong nh ững thông điệp của Giáo Hoàng nữa. Bức Xạ Nền Gamow tiên đoán một nền bức xạ đồng nhất ban đầu đã nguội đi và sẽ còn lại đến ngày nay. Nhưng ông không chỉ rõ là cường độ bức xạ còn lại ngày nay là bao nhiêu. Và do vậy, sự tồn tại của dấu vết còn lại từ nền bức xạ ban đầu vẫn là một ẩn khuất. Có lẽ do nh ững chỉ trích về mô hình Big Bang và những khó khăn nhất thời của mô hình này (như câu hỏi các nguyên tố nặng từ đâu mà ra? Câu trả lời sau này được đưa ra bởi Hoyle – chính là từ siêu sao mới (supernovae) hay còn gọi là sao khách; đây lại là một vụ nổ khá to khác), những đề xuất của Gamow, rủi thay, đã không được các nhà vật lý tiếp nhận nghiêm túc: Không có một thí nghiệm nào để kiểm chứng di chỉ của bức xạ nề n suốt hơn 15 năm sau khi nhóm Gamow công bố công trình nghiên cứu kinh điển. Sự phát hiện của bức xạ nền đã phải đến từ tình huống ngẫu nhiên, vốn cũng là điều thường xảy ra trong lịch sử. Vào khoảng giữa thập niên 60, hai nhà nghiên cứu của Bell Labs, Penzias (học trò của Towns, vốn là cha đẻ của laser) cùng cộng sự là Wilson (đã theo học các khoá học về vũ trụ học củ a Hoyle, lúc ấy là thính giảng ở Caltech) đo đạc sóng radio phát ra bởi bầu khí quyển. Sau khi phân loại các nguồn bức xạ đã biết và khấu trừ chúng từ giá trị đo được, kết quả cho thấy là cường độ bức xạ trội dư hơn bình thường chừng 3.5K, với sai số là 1K. Họ ghi nhận phần bức xạ dư này gần như là đẳng hướng và bất phân cực (unpolarized). Họ không biết nguồn bức xạ này từ đầu ra, nên đành gắn cho chúng cái tên là “nhiễu loạn” dư. Trong khi đó thì nhóm nghiên cứu của Dicke ở Princeton vốn vẫn chưa từng nghe qua các công trình của Gamow, Alpher và Bethe 15 năm trước đó, bắt đầu những tính toán của họ về phân lượng của He từ khởi thuỷ. Cùng với P.J.P Peebles, bấy giờ là một công sự viên trẻ tuổi, Dicke đi đến kết luận rằng phải có một nền bức xạ còn lại từ khởi thuỷ. Công tác thực nghiệm để phát hiện BXN được giao cho David Wilkinson, một thành viên trẻ khác của nhóm Dicke. Wilkinsson gấp rút xây dựng thí nghiệm Tháng 8-2006 VẬT LÝ ngày nay SỐ 4 (75) / TẬP 17 4 (Hình 2), theo mẫu thiết bị mà Dicke đã chế tạo ở MIT trong thời thế chiến thứ II, còn gọi là Dicke switch hay là lock-in amplifier, bằng cách thay đôỉ (modulate) tín hiệu đo đạc theo tần số nhất định. Phương thức này khi dùng để phát hiện tín hiệu cực yếu bị nhoà lẫn trong một nền nhiễu loạn mạnh hơn nhiều lần đã chứng tỏ rất hữu hiệu, và đã có ứng d ụng rộng rãi trong nhiều lĩnh vực nghiên cứu khác nhau. Bản thân Dicke là một “thú hiếm” trong những nhà vật lý hàng đầu, đã để lại nhiều dấu ấn đậm nét trong hàng loạt các vấn đề vật lý cơ bản, cả thực nghiệm lẫn lý thuyết, từ đồng hồ nguyên tử, cho đến việc kiểm chứng lý thuyết tương đối bằng cách thiết lập mức tương đương gi ữa khối lượng quán tính và khối lượng hấp dẫn ở độ chính xác cao nhất. Dicke còn là cha đẻ của lý thuyết Brans-Dicke, một bản thể khác của lý thuyết tương đối. Hình 2: Thí nghiệm của nhóm Princeton xây dựng theo gợi ý của Dick. David Wilkinson bên phải, ở giữa đằng sau là Peter Roll, cả hai đang ở trên nóc Guyot Hall, Princeton University (1965) với Dicke radiometer. Họ tìm thấy bức xạ nền chỉ với 3 tháng sau khi Penzias & Wilson công bố kết quả. (Ảnh của R. Matthews, Princeton. P.J.P Peebles gởi cho tác giả) Thông qua Burke từ MIT, Penzias và Wilson biết rằng nhóm Princeton đang tiến hành việc đo đạc tương tự và có thể có lời giải đáp cho những “nhiễu loạn dư” mà đã làm họ nhức đầu từ bao lâu nay. Trong một buổi họp của nhóm, điện thoại của Dicke bỗng reo vang. Bên đâu đấy là Penzias và Wilson, mô tả lại thí nghiệm của họ. Nghe đến đây Dicke bật nói với các cộng sự của mình:” Gentleman, we have been scooped! (Qúi v ị, chúng ta đã bị hớt tay trên)” Ngay sau đó họ đã ghé thăm cơ sở của Penzias và Wilson ở Homdel, cách Princeton chỉ gần 100 km về phía bắc. Họ nhận ra rằng Penzias và Wilson đã dùng Dicke Switch trong thí nghiệm của mình để phát hiện các tín hiệu trong không gian. Hai công trình đã được gởi ngay đến tạp chí Astrophysical Journal, một bởi nhóm Bell Labs với tựa đề “ Một đo đạc nhiệt độ Anten Dư ở 4080 triệu chu kỳ”, và một bởi nhóm Princeton, ch ỉ ra rằng bức xạ mà Penzias và Wilson tìm được chính là di chỉ của BXN từ Big Bang. Dicke et al. (1965) báo trước rằng trong bức tranh đơn giản nhất, trường bức xạ có đặc tính của vật đen tuyệt đối. Với việc phát hiện bức xạ nền, mô hình Big Bang, tức là vũ trụ tiến hoá từ giai đoạn sơ khai với nền bức xạ ở nhiệt độ trên 10 10 K, và theo thời gian nguội dần đi đo sự giãn nở của Vũ trụ, đánh dấu một khởi đầu trong nhận thức mới về Vũ trụ. Ba chứng cứ thiên văn cơ bản, bao gồm sự hoá đỏ của các đám thiên hà, phân lượng của các nguyên tố nhẹ, và BXN được mệnh danh là “tam trụ” của toà mô hình chuẩn Big Bang. Nhận thức mới về vũ trụ Nh ững thành công trên chỉ là gặt hái bước đầu. BXN mang chứng cớ về một vũ trụ vô thường, tức là có thay đổi, có mốc thời gian đầu, nhưng kèm theo đó là việc nảy sinh những vấn đề mới. Có thể liệt kê ba câu hỏi chính cho mô hình Big Bang như sau. Một trong những câu hỏi đầu tiên vụt đến, là từ một nền bức xạ đồng nhất, mọi nơi mọi hướng đề u như nhau, làm sao mà vũ trụ trở nên không đồng nhất như ngày nay, nghĩa là chúng ta có Ngân Hà, quasars, có các nhà vũ trụ học ở thế giới này và những khoảng trống bao la trong vũ trụ ngoài kia? Có lẽ đây chỉ là chi tiết kỹ thuật rườm rà, nhưng thực là chi tiết quan trọng. Câu hỏi thứ hai cũng là câu hỏi rõ rệt. Tại sao vũ trụ lại gần như đẳng hướng, có nghĩa là bức xạ quan sát ở mọi hướng đều như nhau. Bức xạ từ những hướng này vốn không có liên hệ với nhau ở thời điểm của phát tán cuối, ~ 380,000 năm sau Big Bang, là giai đoạn mà electron và proton kết hợp với nhau để tạo thành nguyên tử và vì thế không còn tương tác với photon từ BXN. Vậy thì làm sao chúng biết về nhau mà đạt được trạng thái cân bằng nhiệt để tạo ra sự đẳng hướng? Một trùng khớ p ngẫu nhiên chăng? Đây còn được gọi là bài toán chân trời (horizon). Câu hỏi thứ ba cũng đơn giản nhưng không kém phần nhức nhối. Các quan sát cho thấy là đặc tính hình học của vũ trụ ngày nay rất gần với hình học phẳng. nếu mà ta ngoại suy (extrapolate) điều này ngược về 14 tỷ năm trước đây, thì sai số từ độ phẳng của Vũ trụ trong thời điểm Big Bang ch ỉ là 10 -60 . (Điều này tương đương với sự khác biệt của khối lượng Mặt trời khi ta thêm bớt một electron.). Lại một sự trùng hợp nữa chăng? Có thể, nhưng đây quả là một điều trùng hợp khó tin. Hay cũng có thể là vũ Tháng 8-2006 VẬT LÝ ngày nay SỐ 4 (75) / TẬP 17 5 trụ không phẳng lắm như ta nghĩ? Điều này đòi hỏi cần phải có một quan sát đáng tin cậy hơn. Có lẽ trong cách suy nghĩ của một nhà tư duy thuần tuý, thì ba vấn đề trên là ba vấn đề nổi cộm, liên hệ đến sự sống còn của mô hình Big Bang, và vì vậy phải được để ý trước nhất. Có một nhóm các nhà tư duy thuần tuý như thế, và họ đã tốn nhiều công sức để cuối cùng lập nên kỳ tích bằng những đề xuất cơ chế vật lý mới. Nhưng ta hãy tạm để chuyện đó sang một bên lúc này, mà bàn đến công tác thực nghiệm trước mắt. Là một nhà thực nghiệm, nếu biết rằng có một trường bức xạ từ một vật đen tuyệt đối đang vây phủ quanh bạn thì bạn sẽ làm gì trước tiên? Có ba điề u cơ bản mà bạn có thể xác định được. Một là, việc phân bố bức xạ biến thiên theo bước sóng có tuân thủ quy luật của vật đen tuyệt đối (theo đường biểu diễn Planck? Hai là, việc phân bố bức xạ theo hướng trong không gian, liệu chúng có đồng nhất và đẳng hướng? Ba là, BXN đạt mức độ phân cực (polarization) như thế nào? Đây là tất cả những gì ta có thể mô tả về BXN. Thự c vậy, tất cả nghiên cứu thực nghiệm về BXN trong hơn 40 năm qua chỉ để mô tả 3 đặc tính vật lý cơ bản này. Điều trung hợp, với ít nhiều có chủ ý, là ba quan sát thực nghiệm này đều liên hệ chặt chẽ với ba “vấn đề” nổi cộm của Big Bang đã nêu ra ở trên. Nói là có chủ ý, bởi vì ta chỉ có thể đặt những câu hỏi mà ta có thể kiểm chứng được b ằng các phương thức thực nghiệm. Không có bằng chứng thực nghiệm thì có lẽ gần với triết học hay thần học hơn. Một cách cụ thể để trả lời câu hỏi đầu tiên, để có một vũ trụ như ngày hôm nay, nghĩa là có mức phân bố về mật độ vật chất (các đám thiên hà) khá đồng nhất trên diện rộng (vài chục Mpc-khoảng cách đến thiên hà gần nh ất, Andromeda, là chừng 2 Mpc,1 Mpc bằng 3x 10 19 km hay ~3.2 triệu năm ánh sáng) đòi hỏi có một sự bất định trong phân bổ cường độ ở thời kỳ sơ khai. Sự không đồng đều giữa nơi này và nơi khác được biểu thị bằng mức nhiễu loạn trong mật độ vật chất, và con số này tương ứng với tính không đồng nhất hay tính bất đẳng hướng của BXN. Các tính toán cho thấy con số này có một giới hạn d ưới khoảng vài phần triệu (10 -6 ). Khó khăn cơ bản trong việc đo đạc là do tín hiệu từ BXN chỉ phát ra mạnh nhất ở các bước sóng vi ba, nghĩa là vài tỷ đến vài trăm tỷ chu kỳ (5 đến 500 GHz), ở phổ sóng này kỹ thuật cảm biến chỉ vừa đạt bước mở đường trong hai thập kỷ 60 đến 70. Thêm vào đó là cường độ bức xạ rất yếu, chỉ vỏn vẹn gần 3 o K, trong khi điều kiện quan sát mặt đất gần 300 o K, tương đương với việc tìm sao giữa ban ngày. Một yếu tố nữa là hơi nước, vốn hấp thụ sóng vi ba, trong bầu khí quyển cũng gây trở ngại lớn trong việc đo đạc. Để công việc quan trắc đạt hiệu quả, người ta cần tìm nơi khô lạnh như Nam cực, hay vượt qua bầu khí quyển bằng bóng thám không, hay ra hẳn bên ngoài không gian với các đài quan sát vũ trụ. Chính vì thế mà phải mấ t một thời gian khá dài, mãi đén 1992 mới có những bước đột phá trong việc thu thập dữ kiện mới về BXN, nhờ COBE, thực chất là một Dicke radiometer không gian do NASA chế tạo để chuyên thu thập về BXN. Thành công đầu tiên của COBE là bức phổ của BXN, cho thấy chúng tuân thủ sự phân bố Planck đến mức gần như hoàn hảo, với nhiệt độ vật đen bằng 2.725 o K (xem Hình 3). Đây là một chứng cớ vô cùng ấn tượng về bức tranh đơn giản của mô hình Big Bang. Hình 3. Kết quả phân tích sơ khởi từ 9 phút quan sát ngoài không gian của COBE (Mather et al. 1990), cho thấy mức biến thiên của cường độ BXN theo bước sóng. Dữ kiện được biểu thị bằng các vùng ô vuông với sai số phóng đại lên gấp 10 lần, và trùng khớp sít sao với phổ của vật đen tuyệt đối ở nhiệt độ T= 2.725 +/-0.002 o K. Một thành công khác của COBE minh hoạ bởi bức hình đầu tiên, là lần đầu xác định được mức bất đẳng hướng, tức là sự khác biệt về cường độ bức xạ ở hai hướng khác nhau, của BXN, với sai số chừng vài chục phần triệu, trùng khớp với ước đoán của lý thuyết. Đây là một thành công vang dội, kết thúc cuộc săn lùng gần 30 năm. Các nhà vũ tru học giờ đây có thể vững tin vào một “ mô hình chuẩn”. Mô hình chuẩn lúc này đã được bổ sung thêm một nhân tố mới. Năm 1980, Alan Guth đề xuất một ý tưởng vô cùng táo bạo, rằng ở gần thời điểm ban đầu của Big Bang, sự giãn nở đã xảy ra với một tốc độ cấp độ luỹ thừa trong một thời gian cực ngắn. Đây còn gọi là giai đoạn lạm phát, có lẽ chỉ kéo dài chừng 10 -34 s. Vũ trụ được giả định là bắt đầu bởi một nhiễu loạn lưỡng tử , có lẽ từ hư vô (vacuum). Giả thuyết Lạm phát lúc đầu được đề xuất để giải quyết các vấn đề của vật lý hạt cơ bản (có các từ tích - magnetic monopole – hay không?), nảy sinh từ lý thuyết thông nhất vĩ đại, còn gọi là GUT hay Grand Unified Theory. Chỉ một vài năm sau người ta mới phát hiệ n rằng cơ chế lạm phát có thể dùng Tháng 8-2006 VẬT LÝ ngày nay SỐ 4 (75) / TẬP 17 6 để hiểu nguồn gốc và dạng hàm số của mức nhiễu loạn trong mật độ vật chất – nói theo cách ví von của các nhà Vũ trụ học, là hạt giống để sau này phát triển thành các cấu trúc – và cung cấp lời giải thoả đáng cho bài toán phẳng và đường chân trời. Hình 4. Các giai đoạn trong quá trình tiến hoá của Vũ trụ (Bock et al. 2006). Theo mô hình chuẩn Big Bang, Lạm Phát (Inflation) thổi bùng những nhiễu loạn lượng tử thành những nhiễu loạn trong phân bố mật độ vật chất. Phân tích bản đo của Boomerang, DASI và WMAP cho thấy không gian trong Vũ trụ mang tính đặc trưng của hình học phẳng (Euclidean), và các chi tiết khác biết cực kỳ mờ nhất trong BXN liên hệ mật thiết với những nhiễu loạn trong việc phân bố mật độ khối lượng ~380,000 năm sau Big Bang, gây nên việc tích tụ của vật chất theo luật vạn vật hấp dẫn, và dần dà hình thành nên các thiên thể. Vì sao đầu tiên có lẽ ra đời lúc Vũ trụ được ~200 triệu năm, kế theo là các dãy thiên hà, quasar, lỗ đen… mà ta quan sát được ngày hôm nay, ~13.7 tỉ năm. Lạm phát giải quyết câu hỏi về đường chân trời như thế nào? Nếu có chúng 100 e- gấp trong quá trình lạm phát, thì ngay trước khi xảy ra lạm phát, Vũ trụ quan sát được ngày nay chỉ gói gọn trọn trong một chất điểm với đường kinh không đầy 10 -45 cm! Đường chân trời trước lúc lạm phát là cỡ 10 -30 cm, lớn hơn gấp 10 15 lần so với Vũ trụ lức bấy giờ. Những vùng mà ta thấy được trong Vũ trụ ngày nay có đủ thời gian để tương tác và đạt mức cân bằng nhiệt, rồi tạo sự đẳng hướng như đã quan sát. Lạm phát giải quyết vấn đề Vũ trụ phẳng ra sao? Có thể phát biểu một cách định tính như sau. Lam phát kéo căng không ghian và làm cho những nếp gấp trở nên phẳng. (Xem phụ lục ở cuối bài để rõ hơn). Chúng ta hãy trở lại với câu chuyện thực nghiệm. Nhắc lại là COBE đã thiết lập được dự kiến cần thiết để biết rằng Vũ trụ hầu như là đẳng hướng, và mức bất đẳng hướng có được là rất nhỏ, nhưng đủ để tạo nên thế giới hiện hữu. Mô hình lạm phát được c ủng cố bước đầu. Yếu điểm của COBE là độ phân giải vẫn chưa đủ để nghiên cứu BXN một cách chi tiết hơn. Vài năm sau COBE, các thí nghiệm tự Nam Cực bất đầu phát hiện mức bất đẳng hướng ở ~1 o . Trong vòng năm năm tiết theo, hai thí nghiệm Boomerang và DASI, bắt đầu vào hoạt động ở Nam Cực (xem Hình 5 va 6). Đây là hai thí nghiệm hoàn toàn khác nhau, phần lớn do sự lựa chọn kỹ thuật cảm biến. Boomerang là tên gọi cho một thứ vũ khí của người Úc châu khi ném ra mà không dung dịch thì sẽ quay trở lại với người đã ném. Thí nghiệm Boomerang là một loại Dicke radiometer được cất lên khỏi bầu khí quyển bằng bóng thám không được phóng từ vùng ven bi ển của Cực Nam, và sử dụng lượng gió đặc thù của Nam cực để đưa Boomerang chạy nguyên một vòng quanh bầu trời Nam Cực. Chuyến bay vì thế có thể kéo dài hơn 10 ngày, trong khi những thí nghiệm tương tự ở những vĩ độ khác (như ở Mỹ chẳng hạn) chỉ kéo dài không đầy 10 giờ. Boomerang dùng cảm biến gọi là bolometer, hoạt động ở 0.3 o K, quan sát ở các bước sóng 2, 1.25 và 0.8 mm. DASI là một hệ thống giao thoa bao gồm 13 radiometer, cảm biến là HEMT, hoạt động ở 20 o K, quan sát ở bước sóng 9 mm. DASI toạ lạc ở ngay tại trạm Amundsen- Scott, Nam Cực (vĩ độ - 90 o ) và quan sát liên tục hơn 6 tháng. Hình 5.Biểu đồ minh hoạ kích thước của bóng thám không khi ở mặt biển (trái) và khi đã đạt độ cao thả nổi, với Đài Tưởng Niệm ở Washington để so sánh . (Ảnh của NSBF) Boomerang và DASI công bố kết quả phân tích cho thấy là mật độ vật chất rất gần với mật độ tới hạn (critical density), điều này đồng nghĩa với việc xác nhận vũ trụ hầu như là phẳng. Một đại lượng cơ bản mới cho vũ trụ học đã được thiết lập. Và lạm phát lại được củng cố thêm một bước thứ hai! Boomerang và DASI còn xác nhận thêm, rằng vật chất mà ta lâu nay quen thuộc, như electron, neutron, proton, chỉ chiếm 3% khối lượng của Vũ trụ. Hai thành phần khác bao gồm vật chất tối, chiếm 27%, và năng lượng tối, chiếm gần 70%. Những dữ kiện mới nhất của WMAP (Hình 1) còn đòi hỏi sự hiện hữu của vật chất tối, để đảm bảo tính thống nhất trongcác kết quả phân tích. Như vậy là Tháng 8-2006 VẬT LÝ ngày nay SỐ 4 (75) / TẬP 17 7 những gì ta biết về Vũ trụ này thật là ít ỏi, và phần lớn là một bí mật – có lẽ với số đông chúng ta thì điều này không gì đáng ngạc nhiên. Chúng ta không biết gì cả về bản chất của vật chất tối. Còn năng lượng tối thì khỏi phải nói đến; đây là một bất ngờ và là một phát hiện chấn động mang lại từ các nhóm quan sát supernova ngay trước thềm thiên niên kỷ m ới, mà cho đến nay các nhà vật lý vẫn còn tranh cãi; nhiều nhà vật lý hàng đầu còn mong muốn đây chỉ là lỗi lầm trong phân tích. 2 Hình 6. Thí nghiệm của DASI ở trạm Amundsen-Scott, Nam cực. (Ảnh của John Kovac) Phải công nhận rằng những phát hiện mới này chỉ là manh nha. Mặc dù khi kết hợp những quan sát độc lập khác nhau được thực hiện gần đây thì tính thuyết phục của chúng có gia tăng, nhưng sai lầm trong quá trình diễn dịch các kết quả thiên văn vẫn là một xác xuất lớn. Chúng ta cần tìm kiếm những phương thức độc lập mới để có thể kiểm chứng và mách bảo thêm về b ản chất của 97% các thứ làm nên Vũ trụ này. Nếu vật chất tối và năng lượng tối thực sự tồn tại, thì giả thuyết có một cõi vô hình ở chung quanh ta không phải là điều thiếu căn cứ. Đây là một bí ẩn lớn của Vũ trụ. Đi tìm nguồn gốc Vũ trụ Ở trên ta đã nhắc đến một cõi vô hình, và lúc này ta lại nói chuyện nguồn gố c Vũ trụ. Toàn là những vấn đề lớn lao. Nhưng biết làm sao, chúng ta đang bàn về Vũ trụ mà. Thật vậy, các cơ sở vũ trụ học ngày nay cho phép chúng ta đối đầu với những câu hỏi hóc búa này không tránh né. Cơ chế lạm phát đã thổi bùng những nhiễu loạn lượng tử từ trong hư vô và lập nên Vũ trụ ban đầu. Như đã trình bày ở trên, chứng cớ về lạ m phát ngày càng chồng chất. Dẫu vậy, các đặc tính phẳng và đẳng hướng chỉ là điều kiện cần mà chưa đủ. Câu hỏi là, “Lạm phát có để lại chứng tích trực tiếp gì trên BXN?”. Câu trả lời là, “ Có. Trên lý thuyết.” 2 Ed Witten, trong một buổi nói chuyện tại JPL, đã nói:” Tôi chỉ mong là nó [ năng lượng tối] sẽ đi mất đi”. Trên lý thuyết, Vũ trụ vào thời kỳ lạm phát giống như là một lỗ đen, do mật độ bị nén chặt trong một không gian vô cùng nhỏ. Những lỗ đen cổ điển (classical) sẽ phát bức xạ Hawkings, lỗ đen Vũ trụ cũng không thoát ngoài quy luật này, và sẽ phát bức xạ Hawkings dưới dạng sóng hấp dẫn. Biển sóng hẫp dẫn này tương tác với các photon BXN ở mặt tán cuố i, làm cho nền bức xạ có nơi nóng nên, hay nguội xuống tuỳ vào khi photon đi vào hay đi ra khỏi trường hấp dẫn, có nghĩa tạo nên mức bất đẳng hướng khác trong bức xạ nền (không giống với mức bất đẳng hướng gây nên bởi nhiễu loạn trong phân bố vật chất). Các bất đẳng hướng này sau đó tương tác với electron, lần đầu ở mặt phát tán cuối và một lầ n nữa lúc vũ trụ đi qua giai đoạn i-on hoá (reionization) chừng 200 triệu năm sau đó, để tạo ra sự phân cực trong BXN (một chi tiết quan trọng mà ta có thể biết từ các lớp học về điện từ là sự phân cực sẽ không có được nếu BXN là đồng nhất và đẳng hướng). Sự phân cực gây bởi nhiễu loạn mật độ, còn gọi là E-mode, ước tính bằng chừng 10% mức độ bất đẳng hướng trong BXN. Con số này đến nay đã được kiểm chứng bởi DASI, Boomerang và WMAP. Sự phân cực gây bởi lạm phát, còn gọi là B-mode, tuỳ thuộc vào tỷ lệ tương đối của các thành phần tạo nên mức nhiễu loạn ban đầu, nhưng nói chung là có thể nhỏ hơn E-mode đến hàng trăm lần. Công tác đo đạc sự phân cực của BXN đặt ra nhiều yêu cầu gắt gao. B-mode đòi hỏi mộ t mức chính xác cao gần 100 lần hơn những gì đã đặt bởi WMAP. (Nhớ lại phải mất gần 30 năm người ta mới cải thiện độ nhậy tự 1 phần ngàn xuống còn 1 phần triệu.) Trước tiên, trên thực tế, kỹ thuật cảm biến vi ba trong vài năm qua đã đạt nấc thang cuối cùng, có nghĩa là độ chính xác lúc này đã gặp giớí hạn nền, một giới hạ n cơ bản không thể vượt qua. Để tăng tốc độ quan sát, chỉ còn một việc là gia tăng số lượng cảm biến, và đây là mặt trận mới của kỹ thuật cảm biến vi ba. Thêm vào đó là phải vượt qua hàng rào cản mới, đó là bức xạ tạo ra bởi electron và bụi có sẵn từ Hệ Ngân hà của chúng ta, vốn có tính phân cực cao. Cuối cùng, bản thân thiết bị đo đạ c nếu không được chế tạo cẩn thận, sẽ làm cho tín hiệu trung hoà trở nên phân cực; cả ba vấn đề này các thí nghiệm trước đây không phải lo ngại. Các nhà thực nghiệm vốn đã sẵn sàng cho những yêu câu gắt gao này. Hàng loạt các thí nghiệm mới đã được đề xuất. BICEP (Kiwon et al., 2006) là một trong những đề án như thế (xem Hình 7, 8 và 9). Trong thí nghiệm này, vật cảm biến là một chất siêu dẫn, có điệ n trở biến thiên theo nhiệt độ. Năng lượng hấp thụ hun nóng cảm biến, chuyển Tháng 8-2006 VẬT LÝ ngày nay SỐ 4 (75) / TẬP 17 8 nó từ siêu dẫn sang bình thường và tăng điện trở cảm biến tứ zero lên một giá trị xác định phụ thuộc vào nhiệt độ hay mức năng lượng hấp thụ - cảm biến này có tên gọi là TES, Transition Edge Superconducting. TES có thể đạt được độ nhậy rất cao, dưới~10 -18 W/√Hz. BICEP có một hệ quang học đơn giản, không có kính thiên văn riêng biệt như Boomerang hay WMAP, mà chỉ dùng hệ thấu kính giống như các camera ta thường dùng. Một thử nghiệm của BICEP đã đi vào hoạt động từ Nam cực hồi cuối tháng hai, 2006. Hình 7. Các thành viên trong Đội BICEP (từ Berkeley, Caltech, JPL và UC San Diego) xúm quanh radiometer trước lúc chuyển xuống Nam cực (tác giả đứng khuất phía sau, ảnh của Đội BICEP). Thực ra BICEP mới chỉ là bước đầu tiên trong chương trình truy lùng các dấu hiệu của B-mode mà JPL và Caltech đặt ra. Để thực sự đạt được độ chính xác cần thiết, phải cần cả it nhất 5 hệ thống giống như BICEP vậy, và công trình này có tên là Spud. Và ngay cả Spud cũng chỉ quan sát được một phần không gian nhỏ. Để hoàn tất phần còn lại thì phải mang Spud ra khỏi Trái đất để thấy được toàn cảnh, công trình này có tên gọi là Spider, bao g ồm 6 radiometer như BICEP và mang bởi bóng thám không bay vòng quanh Trải đất ở nam bán cầu. Mọi công việc chỉ vừa bắt đầu. Chúng ta chúc cho các thí nghiệm này được nhiều may mắn. Hình 8.Thí nghiệm BICEP đi vào hoạt động ở Nam cực từ tháng 2, 2006. (Ảnh của John Kovac) Hình 9. Mức chính xác dự kiến của Spud và Spider- sự biến thiên cường độ phân cực theo góc (l~l/ θ, θ là góc). Spud sẽ đặt tại Nam cực và Spider thì sẽ được bay vòng quanh vung nam bán cầu bằng bóng thám không. Đường trên cùng là E- mode, đã được kiểm chứng bời DASI, Boomerang và WMAP. Đường đỏ là B-mode. Mức độ của B-mode tuỳ thuộc vào tỷ lệ giữa các thành phần gây nhiễu loạn trong giai đoạn lạm phát, r, hiện nay là một ẩn số. WMAP thiết lập một giới hạn trên cho r <0.28, BICEP sẽ vượt giới hạn này vào cuối năm (2006). Cả hai, Spud và Spider, m ỗi thí nghiệm bao gồm 5 đến 6 radiometer giống như BICEP, có thể “phát hiện” lạm phát nếu r>0.01 như ước đoán hiện thời. Lời cuối Tiến trình nhận thức vũ trụ đã có những chuyển biến cơ bản trong vòng một trăm năm qua, phần lớn nhờ vào việc thiết lập các cơ sở lý thuyết vững chắc và thực nghiệm đáng tin cậy, trong đó BXN là một yếu tố thúc đẩy mang tính then chốt. Cuộc tìm hiểu Tháng 8-2006 VẬT LÝ ngày nay SỐ 4 (75) / TẬP 17 9 về Vũ trụ quan sát còn phải được tiếp nối lâu dài và hứa hẹn có nhiều bất ngờ - nhưng đây là cơ hội mới của phát kiến và là niềm vui của những người ham tìm hiểu. Chúng ta thấy rằng, con đường nghiên cứu cũng đầy rẫy những vận may, rủi ro và rối rắm, có khi có cả mờ ám - nhưng mờ ám trong khoa học khó mà tồn tại được lâu. Chúng ta lạc quan bởi vì phương pháp khoa học là công cụ hữu hiệu để đi đến nhận thức phù hợp với thực tại. Kết thúc bài viết này, tôi muốn mượn lời nói của nhà vật lý Feynman khi bàn về phương thức khoa học. Feynman có lối diễn tả trần trụi nhưng tưởng như không thể trong suốt và chính xác hơn, “ Nói chung chúng ta tìm kiếm quy luật mới bằng quá trình sau. Trước tiên ông đoán. Đừng cười, đây là bước quan trọng nhấ t. Rồi tính toán hệ quả. So sánh hệ quả này với kinh nghiệm. Nếu nó bất đồng với kinh nghiệm, vậy là đoán sai. Chỉ đơn giản có vậy mà là then chốt của khoa học. Không cần biết điều phỏng đoán hay đến mức nào, hay ông thông minh cỡ nào, hay tên ông là gì. Nếu không phù hợp với kinh nghiệm, là sai. Tất cả chỉ có vậy thôi.” Pasadena, California, USA, 10/7/2006. Tài liệu đọc thêm Để tham khảo thêm, các bạn có thể tìm đọc “The First Three Minutes” của Steven Weinberg (1977), hay “Big Bang” của Simon Singh (2005). Đây là hai cuốn sách viết cho giới phổ thông, với nhiều chi tiết lịch sử lý thú, có thẩm quyền và dễ đọc. Các sách giáo khoa như “Introduction to Cosmology” của Barbara Ryden (2003), và “Modern Cosmology của Doldelson (2003) cũng rất bổ ích cho các sinh viên vật lý năm cuối. Bạn đọc trong nước cũng có thể học hỏi thêm rất nhiều từ vô số các nguồn tài liệu trên internet. Tiêu biểu gồm các công trình cũ đã được công bố (k ể các các công trình kinh điển đã có nhắc đến trong bài này): http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html Các công trình thiên văn mới được công bố hằng ngày ở đây: http://xxx.lanl.gov/archive/astro-ph Phụ Lục: Phương Trình Friedmann Ta có thể tính toán được nhiều điều lý thú trong vũ trụ học mà chỉ cần phương trình Friedmann, vốn là một dạng đặc biệt của phương trình Einstein. Ở đây chúng ta sẽ không phát triển phương trình này, mà chỉ phát biểu rằng trong môi trường đồng nhất và đẳng hướng, thì metric Robertson-Walker thỏa mãn phương trình Einstein. Và từ metric này, có thể thấy rằng kích thước của Vũ trụ biến thiên với th ời gian theo phương trình Friedmann như sau: ⎥ ⎦ ⎤ ⎢ ⎣ ⎡ −= ⎟ ⎠ ⎞ ⎜ ⎝ ⎛ )( )( 3 8 2 2 ta t G a a κ ρ π & (1) ρ(t) là mật độ khối lượng vũ trụ, a(t) thước đo (scale factor), κ độ cong không gian (spatial curvature), κ có các gía trị < 0, = 0 hay > 0, tương ứng với vũ trụ mở, phẳng hay đóng. Trong (1), ta định nghĩa, dt da a ≡ & với thông số Hubble là, )( )( )( ta ta tH & ≡ (2) H 0 ngày nay là khoảng 72 km/s/Mpc. H 0 -1 còn gọi là khoảng thời gian Hubble, sH 17 1 0 103~ × − (3) a(t) được xác định là sự giản nở của một độ dài hay bước sóng λ, sao cho: 0 )()( λλ tat = (4) λ o là bước sóng đo được ở thời điểm ngày nay, và λ(t) là bước sóng đo được ở thời điểm t. Để ý là a(t) không mang đơn vị. Đẳng thức trên cũng cho thấy là ở thời điểm ngày nay, tức là t= t o , a(t o ) là 1, và trong quá khứ là nhỏ hơn 1. Đẳng thức (4) thật ra thống nhất với metric Robertson-Walker. Vạch dịch về đỏ (redshift), z, được định nghĩa như sau: )( 1 0 t z λ λ =+ , (5) tức là, )( 1 1 ta z =+ (6) Nhắc lại là các quan sát thiên văn của Hubble cho thấy những vạch phổ trong các đám thiên hà có chuyển dịch về bước sóng dài hơn (tức là đỏ hơn), thiết lập nên cơ sở thực nghiệm cho mô hình vũ trụ giãn nở. Số photon cho mỗi mode, theo hàm số Planck, là 1 1 / − = λ kThc e N (7) Bởi vì số photon bảo toàn trong quá trình giãn nở vũ trụ, cho nên Tλ bất biến. Dùng đẳng thức (4), ta có )( )( 0 ta T tT = (8) T 0 là nhiệt độ của bức xạ ngày nay, 2.725 K. Ở kỷ nguyên Big Bang, Vũ trụ chỉ thuần là trường bức xạ Tháng 8-2006 VẬT LÝ ngày nay SỐ 4 (75) / TẬP 17 10 điện từ, và mật độ vũ trụ ρ(t) là mật độ của bức xạ từ vật đen tuyệt đối ở nhiệt độ T(t): )( )( )( 42 4 0 2 4 tac T c tT t SBSB σσ ρ == (9) σ SB la hằng số bức xạ stephan-boltzman, 7.67x10 -15 erg cm -3 K -4 (ta chia cho c 2 để qui ra khối lượng). Như sẽ chỉ ra dưới đây, Vũ trụ lúc bấy giờ phẳng (κ ~ 0), và phương trình Friedmann trở thành, )(3 8 42 4 0 2 tac TG a a SB σπ = ⎟ ⎠ ⎞ ⎜ ⎝ ⎛ & (10) Giải phương trình vi phân trên, ta có t c TG ta SB 4/1 2 4 0 3 32 )( ⎟ ⎟ ⎠ ⎞ ⎜ ⎜ ⎝ ⎛ = σπ (11) Để ý là trong thời kỳ này, t tH 2 1 )( = (12) Vào lúc nhiệt độ BXN tương đương với khối lượng của electron, k B T ~ m e c 2 hay T ~ 10 9 , ta có a(t)~2.725 x10 -9 (theo đẳng thức (8)), và (11) cho thấy lúc vật chất tạo thành, Vũ trụ đã được ~ 230 giây sau Big Bang. Con số chính xác của T sẽ cho ta ~180 giây - đây là nguồn gốc của cụm từ “3 phút đầu tiên” nỗi tiếng. Các quan sát về BXN đã chứng minh rằng Vũ trụ quả thực là đẳng hướng và phẳng. Nhưng khi xét kỷ, các đặc tính này có hai điểm “vô lý” như đã nhắc đến trong bài. 1. Bài toán phẳng (flatness). Trướ c tiên, ta chia cả hai vế của phương trình (1) cho mật độ tới hạn, ρ cr = 3H 2 /8πG, và có )()( )(1 22 tHta t κ −=Ω− (13) sau khi đặt, cr t t ρ ρ )( )( ≡Ω (14) Ngày nay, 2 0 0 1 H κ −=Ω− (15) Kết quả đo đạc tính bất đẳng hướng của BXN cho thấy là Vũ trụ gần như phẳng, với 2.01 0 ≤Ω− (16) Tai sao giá trị của Ω 0 ngày nay lại gần bằng 1? Thật ra nó có thể mang bất cứ giá trị nào mà vẫn không vi phạm những định luật vật lý đã biết. Vấn đề ở đây là, nếu đi ngược thời gian, thì ta có: )()( )1( )(1 22 0 2 0 tatH H t Ω− =Ω− (17) Và thông số mật độ 3 phút sau Big Bang là, 13 105.31 − ×≤Ω− (18) Có nghĩa rằng Vũ trụ cực kỳ phẳng. Đây quả là điều khó tin. Nếu tính vào kỷ nguyên Planck (khoảng thời gian lạm phát xảy ra), T Pl ~ 10 32 K thì con số này là ~ 10 -55 , lại càng là một chuyện khó tin hơn. Đây còn gọi là bài toán phẳng (lần đầu nêu ra bởi Dicke, 1979). (Các đại lượng lượng tử như thời gian t Pl , độ dài l Pl , trong kỷ nguyên Planck được xác định bằng sự sắp xếp các hằng số cơ bản, như vận tốc ánh sáng c, hằng số hấp dẫn G, và hằng số Planck h , để cho ra đơn vị tương ứng. Độ dài Planck là, cm c G l Pl 33 3 10616.1 − ×== h (18) Thời gian Planck là, 44 5 10391.5 − ×== c G t Pl h s (19) Đây là đơn vị thời gian nhỏ nhất.) Năm 1980, Alan Guth đề xuất giả thuyết lạm phát. Cơ bản là ở giai đoạn ban sơ, Vũ trụ giãn nở với gia tốc dương. Trong giai đoạn lạm phát, mật độ năng lượng chiếm bởi hằng số vũ trụ, Λ lp , là chính, và phương trình Friedmann là, 3 2 lp a a Λ = ⎟ ⎠ ⎞ ⎜ ⎝ ⎛ & (20) Do vậy, H lp =(Λ lp /3) 1/2 , là một hằng số. Và, tH lp eta ∝)( (21) Người ta thường biểu thị sự tăng trưởng của kích thước a bằng số n e-gấp (e-foldings), tức là n truoc sau e ta ta = )( )( (22) Lạm phát giải quyết bài toán phẳng như thế nào? Phương trình (13) cho thấy trong quá trình lạm phát, tH lp et 2 )(1 − ∝Ω− (23) nghĩa là sự khác biệt giữa Ω và 1 giảm theo số mũ với thời gian. Nếu ta so sánh mật độ trước và sau lạm phát, (qua n e-gấp) ta thấy, )(1)(1 2 truoc N sau tet Ω−=Ω− − (24) Giả định rằng trước khi lạm phát bắt đầu, Vũ trụ đã có độ cong khá lớn, với 1)(1 =Ω− truoc t (25) Sau lạm phát 100 e-gấp, ta có sự khác biệt giữa Ω và 1 là e -200 hay là 10 -87 . Ngay cả khi bắt đầu nếu Vũ trụ đã gồ ghề cỡ nào đi nữa, thì lạm phát với một trăm e-gấp sẽ đánh cho nó dẹp lép! 2. Bài toán chân trời (horizon). Bài toán này đơn giản la` hai đặc tính, “đồng nhất và đẳng hướng” của Vũ trụ. Tại sao đây lại là vấn đề? Chẳng phải ta đã giả định điều này để có phương [...]... và sự giãn nở vũ trụ đó sao? Đúng thế, nhưng mà Vũ trụ vốn phức tạp Trước tiên, khi ta nhìn ra Vũ trụ từ hai hướng đối nghịch nhau, mỗi hướng có liên hệ với ta, nhưng giữa chúng với nhau thì chưa có, bởi thời gian chưa đủ để chúng biết về nhau Những đo đạc BXN cho thấy là chúng hầu như là đã được trạng thái cân bằng nhiệt, chỉ khác nhau có vài chục phần triệu (~ 10-5) về cường độ bức xạ Một cách cụ... ta hãy xét Vũ trụ ở vào thời điểm của phát tán cuối (last scattering) tls – 380,000 năm sau Big Bang, là lúc mà electron và proton kết hợp để tạo thành nguyên tử, và photon bắt đầu được tự do, ngưng không còn tương tác nữa Vào thời điểm này, vật chất (chứ không phải bức xạ) góp phần lớn vào mật độ Cho nên mật độ vũ trụ tỉ lệ với thể tích, hay là ρ (t ) ∝ 1 a (t ) (26) 3 Trong điều kiện vũ trụ phẳng... trụ phẳng (còn gọi là mô hình Einstein-De Sitter) ta có: 2 & 1 ⎛a⎞ ⎜ ⎟ ∝ 3 a (t ) ⎝a⎠ (27) và nghiệm của (27) là, a (t ) ∝ t 2 / 3 (28) Để ý đây chỉ là kích thước của Vũ trụ EinsteinDe Sitter, khi phần lớn mật độ chiếm bởi vật chất (Vũ trụ ngày nay ngoài vật chất, có thêm năng lượng tối) Hằng số tỉ lệ của đẳng thức (28) có thể tính từ điều kiện, a (t 0 ) = 1 (29) Nhớ là t0 = 13.7 tỉ năm Ta có thể kiểm... 20.000 khoản khác biệt nhau Trái lại, quan sát cho thấy rằng chúng gần như y hệt nhau Đây là bài toán đường chân trời Lạm phát giải quyết vấn đề đường chân trời như thế nào? Trước lạm phát, Vũ trụ chỉ có thuần bức xạ điện từ, a ∝ t , đường chân trời lúc ấy sẽ là, xem (31), H t 2cttruoc Trong khi lạm phát, a (t ) = k × e lp , k là hằng số tỉ lệ Sau lạm phát, đường đến chân trời sẽ là, ⎛ ttruoc dt t sau . Bức xạ Nền Vi Ba Vũ Trụ của nhà vật lý Nguyễn Trọng Hiền- BBT Bức xạ nền vi ba vũ trụ, gọi tắt là bức xạ nền (BXN), là di chỉ vô giá để tiếp cận vũ trụ. bức xạ có đặc tính của vật đen tuyệt đối. Với việc phát hiện bức xạ nền, mô hình Big Bang, tức là vũ trụ tiến hoá từ giai đoạn sơ khai với nền bức xạ ở