Người đầu tiên phân tắch các b tối là nhà thiên văn họ
vực thiên văn vô tuyến, vào n các ngôi sao trong thiên hà của thiên hà phải có nhi phép đo này được xác
Sĩ Fritz Zwicky, người
nghệ Californiad đã có phát hi thiên hà Coma và thu được. Zwicky ước tắnh tổ của các thiên hà gần bờ
trên số lượng của các thiên hà và t lượng ước tắnh lớn h
được. Trường hấp dẫn gây b để có thể giải thắch cho các qu đến ở đây? Điều này
46
ợng. Nhưng những quan sát chỉ ra rằng chỉ mộ
Hình 4.1: Hình ảnh phân bố năng lượng và vật ch
ng quan sát được chứng minh tồn tại vật ch
ầu tiên phân tắch các bằng chứng và chỉ ra sự hiệ
ọc người Hà Lan Jan Oort , một người tiên phong trong l ến, vào năm 1932. Khi Jan Oort đang nghiên c
các ngôi sao trong thiên hà địa phương và phát hiện ra rằng khố ải có nhiều hơn lượng vật chất có thể được nhìn th ợc xác định là không chắnh xác. Năm 1933 nhà thiên v
ời đã nghiên cứu cụm thiên hà khi đang làm vi
ã có phát hiện tương tự. Zwicky áp dụng định lý virian
thiên hà Coma và thu được bằng chứng về khối lượng không nhìn th ớc tắnh tổng khối lượng của cụm thiên hà dựa trên các chuy
ần bờ của nó và so sánh tắnh toán đó với kết qu ủa các thiên hà và tổng độ sáng của cụm. Ông phát hi
ớn hơn khoảng 400 lần so với lượng vật chấ
ấ ẫn gây bởi các thiên hà khả kiến trong cụm thiên hà là r ải thắch cho các quỹ đạo nhanh như vậy.Vậy còn gì
được gọi là "vấn đề khối lượng thiếu hụ
ằ ỉ một phần nhỏ của vật
t chất
t chất tối
ỉ ự hiện diện của vật chất ời tiên phong trong lĩnh đang nghiên cứu chuyển động ằng khối lượng trong đĩa ợc nhìn thấy. Tuy nhiên 1933 nhà thiên văn học Thụy đang làm việc tại Viện Công
ịnh lý virian cho cụm
ợng không nhìn thấy ựa trên các chuyển động ớ ết quả nghiên cứu dựa Ông phát hiện ra rằng khối ật chất có thể nhìn thấy ụm thiên hà là rất nhỏ ậy còn gì đó chưa được tắnh ếu hụt". Dựa trên các kết
47
luận, Zwicky chỉ ra rằng phải có một số dạng vật chất không thể nhìn thấy được sao cho chúng sẽ cung cấp đủ khối lượng trong trường hấp dẫn để giữ cụm lại với nhau.
Nhiều bằng chứng về vật chất tối thu được từ việc nghiên cứu chuyển động của các thiên hà. Nhiều nghiên cứu cho thấy sự phân bố các sao trong các thiên hà là tương đối đồng đều và dựa trên định lý virian suy ra động năng tổng cộng chỉ bằng Ỏ năng lượng liên kết hấp dẫn của các thiên hà. Tuy nhiên, bằng việc quan sát thì tổng động năng được tìm thấy là lớn hơn rất nhiều. Cụ thể là giả sử khối lượng hấp dẫn chỉ được tắnh toán bởi các vật chất khả kiến của các thiên hà thì việc các ngôi sao xa trung tâm của các thiên hà có vận tốc cao hơn nhiều so với dự đoán của định lý virian và đường cong phân bố vận tốc Galactic diễn tả phân bố vận tốc sẽ không thể được giải thắch bởi chỉ các vấn đề nhìn thấy được. Vì vậy việc giả sử rằng những phần có thể nhìn thấy được chỉ chiếm một phần nhỏ của cụm là cách đơn giản nhất lý giải cho sự mâu thuẫn trên. Các thiên hà cho thấy dấu hiệu sự tụ tập một lượng lớn vật chất tối vào trong khối có dạng đối xứng cầu đặt ở trung tâm của thiên hà mà ở đó cũng là trung tâm của đĩa vật chất nhìn thấy. Độ sáng bề mặt thấp của các thiên hà LSP (low space) là nguồn thông tin quan trọng để nghiên cứu vật chất tối vì nó có một tỷ lệ thấp khác thường giữa vật chất nhìn thấy và vật chất tối. Nó có một vài ngôi sao rất sáng ở trung tâm làm suy yếu khả năng quan sát đường cong phân bố vận tốc của các ngôi sao ở xa trung tâm.
Quan sát dựa trên hiệu ứng thấu kắnh hấp dẫn đối với các cụm thiên hà cho phép ước tắnh trực tiếp khối lượng hấp dẫn dựa trên ảnh hưởng của nó đối với ánh sáng từ các thiên hà làm nền. Bởi vì một lượng lớn các vật chất (tối và các loại khác) sẽ Ềbẻ congỂ ánh sáng nhờ vào hiệu ứng thấu kắnh hấp dẫn. Khi nghiên cứu cụm thiên hà Abell 1689 thấu kắnh hấp dẫn quan sát đã cho thấy rằng có một khối lượng lớn hơn đáng kể so với việc chỉ sử dụng ánh sáng phát ra từ việc quan sát sụm thiên hà. Trong cụm thiên hà hình viên đạn Bullet Cluster (va chạm của hai cụm thiên hà), hiệu ứng thấu kắnh quan sát cho thấy rằng có lượng lớn gây nên hiệu ứng thấu kắnh được tách ra khỏi khối vật chất có nguồn gốc baryon bức xạ tia X. Trong tháng 7 năm 2012, các hiệu ứng thấu kắnh hấp dẫn đã được sử dụng để
xác định một khối vật chấ vũ trụ học đã dự đoán. Đường phân bố vậ sát (B). Vật chất tối có th thiên hà có dạng gần nh a. Đường phân bố vận tố Hình 4.2: Đường phân bố vậ sát (B). Vật chất tối có th thiên hà có dạng gần nh Đường phân bố vậ
tốc của các ngôi sao trong thiên hà vào kho đó.
Bằng chứng về ậ thiên hà. Từ động lực họ giảm xuống khi nó di chuy đó. Khi đó ta có được
khi nghiên cứu các thiên hà Andromeda vào nh Ford đã tìm thấy một sự
48
ố ật chất tối dạng ỀsợiỂ nằm giữa hai cụm thiên hà nh đoán.
ng phân bố vận tốc của thiên hà xoắn ốc điển hình: dự ấ ối có thể giải thắch dáng điệu của các đường phân b ạ ần như nằm ngang
ố ận tốc của thiên hà
Hình 4.2: Đường phân bố vận tốc của thiên hà
ng phân bố vận tốc của thiên hà xoắn ốc điển hình: dự ấ ối có thể giải thắch dáng điệu của các đường phân b ạ ần như nằm ngang
ng phân bố vận tốc của thiên hà là đường biểu diễn sự a các ngôi sao trong thiên hà vào khoảng cách từ chúng tớ
ứng về vật chất tối được tìm thấy trong chắnh nh ộ ực học Newton, chúng ta kỳ vọng vận tốc củ
ng khi nó di chuyển từ trung tâm thiên hà ra phắa vành ngoài c ợc đường dự đoán (A) như hình trên với độ dố
u các thiên hà Andromeda vào những năm 1960, Vera Rubin và Kent ấ ột sự khác biệt đặc biệt: vận tốc các ngôi sao g
ụm thiên hà như mô phỏng
ển hình: dự đoán (A) và quan ờng phân bố vận tốc của
a thiên hà
ển hình: dự đoán (A) và quan ờng phân bố vận tốc của
ể ễn sự phụ thuộc của vận ừ chúng tới tâm của thiên hà
y trong chắnh những quan sát về ậ ốc của các ngôi sao sẽ trung tâm thiên hà ra phắa vành ngoài của thiên hà ộ dốc đáng kể. Nhưng ăm 1960, Vera Rubin và Kent c các ngôi sao gần như không đổi
49
cho dù chúng dời xa trung tâm thiên hà bao nhiêu đi nữa. Và lúc đó ta thu được đường quan sát (B) với dáng điệu gần như nằm ngang.
Rubin và Ford trình bày tại một cuộc họp của Hội Thiên văn Mỹ vào năm 1975 rằng quan sát thu được ở trên và nhiều quan sát khác về vận tốc của các ngôi sao trong thiên hà xoắn ốc đã gợi ý rằng khối lượng của thiên văn không được hoàn toàn xác định bởi các đối tượng chúng ta có thể nhìn thấy bằng kắnh viễn vọng của chúng ta từ trước tới nay. Nếu như giả sử có một lượng lớn khối lượng của thiên hà có nguồn gốc từ vật chất tối thì chúng ta có thể giải thắch được đường phân bố vận tốc nói trên.
b. Hiệu ứng thấu kắnh hấp dẫn * Cụm thiên hà
Cụm thiên hà đặc biệt quan trọng cho các nghiên cứu vật chất tối vì khối lượng của chúng có thể được ước tắnh trong ba cách độc lập:
- Từ những phân bố vận tốc xuyên tâm trong các thiên hà (như trong quan sát trước đây của Zwicky nhưng với mẫu hiện đại lớn hơn nhiều).
- Từ tia X phát ra bởi khắ rất nóng trong cụm thiên hà. Nhiệt độ, mật độ và áp suất của khắ có thể được ước lượng từ năng lượng và thông lượng của tia X. Giả sử áp suất và hấp dẫn cân bằng nhau, điều này cho phép xác định được khối lượng của cụm thiên hà. Nhiều thắ nghiệm thực hiện bởi đài thiên văn tia X-Chandra đã sử dụng kỹ thuật này để xác định một cách độc lập khối lượng của cụm thiên hà. Những quan sát này thường cho thấy vật chất tối baryon chiếm khoảng 12-15 phần trăm tổng khối lượng. Kết quả này là phù hợp với những nghiên cứu từ thắ nghiệm Planck (cỡ 15,6-16%).
- Từ hiệu ứng thấu kắnh hấp dẫn của các cụm thiên hà này đối với những đối tượng nền, thường là thiên hà xa hơn. Điều này được quan sát thấy bằng Ềthấu kắnh hấp dẫn mạnhỂ (hiệu ứng đa ảnh) ở gần lõi của cụm thiên hà, và bằng Ềthấu kắnh hấp dẫn yếuỂ (biến dạng hình ảnh) khi quan sát ở phần rìa của cụm thiên hà. Một số
50
dự án lớn sử dụng kắnh thiên văn Hubble đã sử dụng phương pháp này để đo khối
lượng cụm thiên hà.
Nói chung ba phương pháp trên tương đối phù hợp với nhau và khẳng định cụm thiên hà chứa nhiều vật chất hơn rất nhiều so với vật chất thiên hà có thể nhìn thấy và khắ.
Các cụm thiên hà Abell 2029 bao gồm hàng ngàn thiên hà được bao bọc trong một đám mây khắ nóng và một lượng vật chất tối tương đương 1014 lần khối lượng Mặt Trời. Tại trung tâm của cụm này là một thiên hà hình elip khổng lồ được cho là đã được hình thành từ sự hợp nhất của nhiều thiên hà nhỏ hơn. Các vận tốc quỹ đạo đo được của các thiên hà trong cụm thiên hà đã được tìm thấy là phù hợp với các quan sát vật chất tối.
* Thấu kắnh hấp dẫn
Một thấu kắnh hấp dẫn được hình thành khi ánh sáng từ một nguồn xa (chẳng hạn như một chuẩn tinh (quasar)) bị "cong" xung quanh một vật thể có khối lượng lớn (như là một cụm thiên hà ) khi đi từ nguồn đó tới người quan sát. Quá trình này được gọi là thấu kắnh hấp dẫn.
Một công cụ quan trọng khác để quan sát vật chất tối trong tương lai là thấu kắnh hấp dẫn. Thấu kắnh hấp dẫn dựa trên hiệu ứng của thuyết tương đối rộng để tiên đoán khối lượng mà không dựa vào động lực học do đó đây là một phương pháp hoàn toàn độc lập để đo vật chất tối.
Thấu kắnh hấp dẫn mạnh là hiện tượng biến dạng quan sát được của các thiên hà nền trở thành có dạng vòng cung khi ánh sáng đi qua một thấu kắnh hấp dẫn. Hiện tượng thấu kắnh hấp dẫn mạnh đã được quan sát xung quanh một vài cụm thiên hà ở xa bao gồm Abell 1689 . Bằng cách đo biến dạng hình học, có thể thu được các hiện tượng mà khối lượng của cụm thiên hà gây ra. Trong hàng chục thắ nghiệm đã được thực hiện, tỷ lệ lớn giữa khối lượng và ánh sáng thu được tương ứng với các phép đo động lực học vật chất tối của các cụm thiên hà.
51
Thấu kắnh hấp dẫn yếu tập trung vào các biến dạng nhỏ của những thiên hà gây bởi các vật thể phắa trước thông qua các phân tắch thống kê đối với nhiều phép khảo sát thiên hà được quan sát trong các cụm thiên hà rộng lớn. Bằng cách kiểm tra biến dạng biểu kiến của thiên hà nền liền kề, vật lý thiên văn có thể mô tả sự phân bố trung bình của vật chất tối bằng phương pháp thống kê và có tìm thấy hàng loạt tỷ lệ khối lượng-ánh sáng (Masses-to-light radio3) tương ứng với mật độ vật chất tối dự đoán được bởi các phép đo với cấu trúc quy mô lớn khác. Sự tương ứng của hai kỹ thuật thấu kắnh hấp dẫn với các phép đo vật chất tối khác đã thuyết phục hầu hết các nhà vật lý thiên văn rằng vật chất tối thực sự tồn tại như một thành phần chắnh của vũ trụ.
c. Phân tán vận tốc trong thiên hà
Trong thiên văn học, độ phân tán vận tốc h là khoảng của vận tốc xung quanh vận tốc trung bình của một nhóm vật thể (chẳng hạn như một cụm các sao của một thiên hà).
Công trình tiên phong của Rubin đã đứng trước sự thử thách của thời gian. Đầu tiên người ta đo được đường cong vận tốc trong các thiên hà hình xoắn ốc và ngay sau đó người ta cũng đo được sự phân tán vận tốc của thiên hà hình elip. Mặc dù đôi khi xuất hiện tỷ lệ khối lượng- ánh sáng thấp hơn nhưng phép đo thiên hà hình elip vẫn cho thấy nội dung vật chất tối tương đối cao. Tương tự như vậy, các phép đo khối khắ bị khuếch tán giữa các vì sao tìm thấy ở rìa của thiên hàkhông những chỉ ra sự phân bố của vật chất tối vươn rộng ra ngoài giới hạn nhìn thấy được của thiên hà mà còn chỉ ra rằng bán kắnh của thiên hà lớn gấp 10 lần bán kắnh khả kiến. Hiệu ứng này có tác dụng nâng tỷ lệ vật chất tối so với tổng vật chất mang khối lượng từ 50% lên đến 95% như trong thắ nghiệm của Rubin (giá trị được chấp nhận hiện nay).
3 Masses-to-light radio: Tỷ lệ khối lượng- ánh sáng là tỷ số giữa khối lượng của một thể tắch với độ rọi của nó
52
Có những nơi vật chất tối có vẻ là một thành phần nhỏ hoặc không có mặt. Quần tinh cầu cho thấy ắt bằng chứng chúng có chứa vật chất tối, mặc dù quỹ đạo của chúng khi tương tác với thiên hà cho thấy bằng chứng về vật chất tối của thiên hà.
Đôi khi các phép đo của vận tốc các ngôi sao dường như chỉ tập trung vào vật chất tối trong đĩa của ngân hà Milky Way. Tuy nhiên nồng độ cao của vật chất baryon trong đĩa của thiên hà có thể giải thắch cho chuyển động này. Có một số thiên hà có vận tốc cho biết sự vắng mặt của vật chất tối như NGC 3379.
d. Bức xạ nền vũ trụ
Bức xạ nền vũ trụ (cosmic microwave background radiation-CMBR) là bức xạ nhiệt giả định còn sót lại từ vụ nổ ỀBig BangỂ của vũ trụ. Đây là cơ sở để quan sát vũ trụ bởi vì nó là ánh sáng lâu đời nhất trong vũ trụ (có từ thời kỳ của sự tái tổ hợp- Recombination4). Với các kắnh thiên văn quang học truyền thống thì không gian giữa các ngôi sao và thiên hà là hoàn toàn tối. Tuy nhiên một kắnh thiên văn vô tuyến đủ nhạy cho thấy một ánh sáng nền bức xạ mờ nhạt gần như đẳng hướng (có nghĩa là không liên kết với bất kỳ ngôi sao, thiên hà hoặc đối tượng khác). Ánh sáng này là mạnh nhất trong khu vực vi sóng của phổ vô tuyến. Công việc tìm kiếm bức
xạ này bắt đầu vào những năm 1940 và khám phá tình cờ ra CMBR vào năm 1964
bởi hai nhà thiên văn học Mỹ Arno Penzias và Robert Wilson là đỉnh cao của quá trình tìm kiếm này. Phát hiện này đã giành giải Nobel năm 1978.
CMB là một bản chụp của ánh sáng lâu đời nhất trong vũ trụ của chúng ta, in dấu trên bầu trời khi vũ trụ chỉ là 380000 năm tuổi. Nó cho thấy sự biến động nhiệt độ nhỏ tương ứng với các khu vực mật độ hơi khác nhau mà chúng là nguồn gốc đại diện cho những hạt giống hình thành các cấu trúc trong tương lai như các ngôi sao và thiên hà ngày nay. Phổ CMB đo được tương ứng với phổ bức xạ của một vật đen với nhiệt độ 2,72548Ử0,00057 K.
4 Recombination: thời kỳ tái tổ hợp là thời kỳ mà các hạt mang điện lần đầu tiên nằm trong trạng thái liên kết
53
Nhiễu động góc trong bức xạ nền vũ trụ cung cấp bằng chứng về sự tồn tại