CHƯƠNG III : MỘT SỐ HIỆN TƯỢNG TRONG VŨ TRỤ
3.2.Vũ trụ giãn nở
Bình thường, vào những đêm khơng trăng, bầu trời quang đãng, nếu ta nhìn lên bầu trời, sẽ thấy rất nhiều những ngơi sao lấp lánh. Đó chính là những hành tinh, có thể là Kim Tinh, Hỏa Tinh, Thổ Tinh, Mộc Tinh, và hầu hết là những ngôi sao tương tự như Mặt Trời của chúng ta nhưng mà chúng ở rất xa. Và đứng ở Mặt Đất mà nhìn bằng mắt thường và khơng để ý thì dường như ta cảm thấy mỗi ngơi sao đó ln cố định ở một vị trí của nó trong vũ trụ. Nhưng thực tế, một số trong những ngơi sao đó là có thay đổi - dù là rất ít – vị trí tương đối của chúng với nhau khi Trái Đất quay xung quanh Mặt Trời: chúng hồn tồn khơng phải là cố định. Ngôi sao ở gần chúng nhất cách chúng ta khoảng 4 năm ánh sáng (tức ánh sáng phải mất 4 năm mới tới được Trái Đất – khoảng 23 triệu triệu dặm) là sao Proxima thuộc chòm sao Nhân Mã. Còn các sao khác thấy được bằng mắt trần nằm cách chúng ta trong khoảng vài trăm năm ánh sáng.
SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL 50 Bức tranh hiện đại về vũ trụ mới chỉ khởi đầu vào năm 1924, khi nhà thiên văn người Mĩ Edwin Hubble chứng tỏ được rằng thiên hà của chúng ta không phải là thiên hà duy nhất. Thực tế còn nhiều thiên hà khác ở rất xa chúng ta và giữa chúng là những khoảng không gian rộng lớn.
Chúng ta sống trong một thiên hà xoắn ốc có bề ngang rộng chừng một trăm ngàn năm ánh sáng và quay chậm gọi là Ngân hà. Các ngôi sao nằm trong các nhánh xoắn của thiên hà quay xung quanh tâm của nó với vận tốc góc một vịng trong vài trăm triệu năm.
Trong những năm 1920, khi các nhà thiên văn bắt đầu quan sát quang phổ của các ngơi sao thuộc những thiên hà khác, họ đã tìm thấy một điều rất đặc biệt: có những tập hợp đặc trưng các màu vắng mặt giống hệt như đối với những ngôi sao trong thiên hà của chúng ta, nhưng chúng bị dịch đi cùng một lượng tương đối về phía đỏ của quang phổ. Để hiểu được điều này, trước hết ta tìm hiểu về hiệu ứng Doppler.
Như chúng ta đã thấy, ánh sáng thấy được gồm những thăng giáng, hay những sóng, trong trường điện từ. Tần số (số sóng trong một giây) của ánh sáng là rất cao, trải dài đến bảy trăm triệu triệu sóng trong một giây. Các tần số khác nhau của ánh sáng được mắt người nhìn thấy như những màu khác nhau. Những ánh sáng có tần số thấp nhất nằm ở phía đỏ của quang phổ và những ánh sáng có tần số cao nhất nằm ở phía tím của nó. Giả sử một nguồn sáng (một ngơi sao chẳng hạn), phát sóng ánh sáng có tần số khơng đổi, thì tần số của các sóng mà chúng ta nhận được cũng chính là tần số từ nguồn phát ra. (Trường hấp dẫn của thiên hà chưa đủ mạnh để gây ra hiệu ứng đáng kể). Giả sử nguồn sóng bắt đầu chuyển động về hướng chúng ta. Khi nguồn phát một đỉnh sóng tiếp theo thì nó ở gần chúng ta hơn, vì vậy thời gian để đỉnh sóng đó tới được chúng ta sẽ nhỏ hơn và do đó số sóng mà ta nhận được trong một giây (tần số) sẽ lớn hơn khi nguồn sóng đứng im.
SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL 51 Tương tự khi nguồn sóng chuyển động ra xa chúng ta thì tần số mà chúng ta nhận được sẽ thấp hơn. Do đó, trong trường hợp ánh sáng, điều này có nghĩa là những ngơi sao chuyển động ra xa chúng ta sẽ có quang phổ dịch về phía đỏ của quang phổ (hiện tượng dịch về phía đỏ) và những ngơi sao chuyển động về phía chúng ta sẽ có quang phổ dịch về phía tím. Mối quan hệ này giữa tần số và vận tốc được gọi là hiệu ứng Doppler – là một hiện tượng thường gặp hằng ngày. Ví dụ cảnh sát đã dùng hiệu ứng Doppler để xác định vận tốc của xe ô tô bằng cách đo tần số của các xung sóng vơ tuyến phản xạ từ các xe đó.
Năm 1929, khi quan sát quang phổ của các thiên hà khác ngoài thiên hà của chúng ta, Hubble phát hiện được rằng độ dịch chuyển của thiên hà tỉ lệ thuận với khoảng cách từ thiên hà đó đến chúng ta. Hoặc nói cách khác, thiên hà càng ở xa thì nó chuyển động ra xa càng nhanh. Có nghĩa là vũ trụ khơng phải tĩnh như trước kia ta vẫn tưởng, mà thực tế nó đang giãn nở, khoảng cách giữa các thiên hà ngày càng tăng lên theo thời gian. Phát minh vũ trụ đang giãn nở là một trong những cuộc cách mạng trí tuệ vĩ đại của thế kỉ 20.
Thực tế, vào năm 1922, Friedmann đã đưa ra hai giả thiết rất đơn giản về vũ trụ, đó là vũ trụ đồng nhất theo mọi hướng mà chúng ta quan sát và điều này cũng đúng với bất kì vị trí quan sát nào. Trong mơ
hình của Friedmann, tất cả các thiên hà đều chuyển động ra xa nhau và vận tốc mà hai thiên hà chuyển động ra xa nhau tỉ lệ với khoảng cách giữa chúng.
Như vậy, mơ hình này tiên đốn rằng mọi sự dịch chuyển về phía đỏ của một thiên hà tỉ lệ thuận với khoảng cách từ nó đến chúng ta, đúng như Hubble đã phát hiện. Mặc dù Friedmann chỉ đưa ra một mơ hình nhưng thực tế có tới ba loại mơ hình khác nhau cùng tn theo hai giả thiết cơ bản của ông.
SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL 52 Trong loại đầu tiên (Friedmann
đã phát hiện), vũ trụ giãn nở đủ chậm để lực hút hấp dẫn giữa các thiên hà khác nhau làm cho sự giãn nở chậm lại và cuối cùng thì dừng hẳn; sau đó các thiên hà bắt đầu chuyển động lại gần nhau và vũ trụ co lại. Trong loại
này, vũ trụ nở ra rồi co lại, khơng gian bị uốn trịn lại giống như bề mặt Trái Đất, do đó nó là hữu hạn. Hình vẽ trên cho thấy khoảng cách giữa hai thiên hà lân cận thay đổi từ không, tăng tới cực đại rồi lại giảm dần xuống không.[1]
Trong loại thứ hai, vũ trụ giãn nở nhanh, tới mức lực hấp dẫn khơng bao giờ có thể làm q trình đó dừng lại, mặc dù nó có thể chậm lại đơi chút. Hình bên cho thấy sự tách xa của hai thiên hà cạnh nhau trong mơ hình này. Nó bắt đầu từ khơng và cuối cùng các thiên hà chuyển động ra xa nhau
với tốc độ đều. Trong loại mơ hình này, vũ trụ nở ra mãi mãi, khơng gian bị uốn theo cách khác, nó giống như một chiếc n ngựa, tức khơng gian là vô hạn.[1]
Trong loại thứ ba, vũ trụ giãn nở vừa đủ nhanh để tránh được quá trình co lại về trạng thái ban đầu. Trong hình vẽ bên ta cũng thấy được sự tách biệt của các thiên hà bắt đầu từ không rồi tăng lên mãi mãi. Tuy nhiên, vận tốc mà các thiên hà chuyển động
S ự t á ch ra x a nh a u c ủa 2 t hiên hà Vụ nổ lớn Thời gian Vụ co lớn S ự t á ch ra x a nh a u c ủa 2 t hiên hà Vụ nổ lớn Thời gian S ự t á ch ra x a nh a u c ủa 2 t hiê n hà Vụ nổ lớn Thời gian
SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL 53 xa nhau ngày càng nhỏ, mặc dù không bao giờ đạt tới khơng. Mơ hình này với tốc độ giãn nở tới hạn, không gian là phẳng (vô hạn).[1]
Vậy mơ hình nào mơ tả đúng vũ trụ của chúng ta?. Để trả lời câu hỏi này thì cần phải biết tốc độ giãn nở hiện nay của vũ trụ và mật độ trung bình hiện nay của nó. Nếu mật độ nhỏ hơn một giá trị tới hạn nào đó được xác định bởi tốc độ giãn nở, thì lực hút hấp dẫn sẽ quá yếu để làm ngừng quá trình giãn nở. Nếu mật độ lớn hơn giá trị tới hạn thì lực hấp dẫn sẽ làm dừng q trình giãn nở ở một thời điểm nào đó trong tương lai và sẽ làm cho vũ trụ co lại.
Cũng cùng thời gian ấy, George Gamow (từng là sinh viên của Alexander Friedmann) cho rằng vũ trụ ở thời kì đầu phải rất nóng và đặc, đồng thời phát sáng nóng, trắng. Hai nhà vật lý Mĩ là Bob Dicke và Jim Peebles (đang làm việc theo đề xuất của George Gamow) đã lý luận rằng chúng ta hiện nay vẫn cịn có thể thấy được ánh sáng chói lọi đó của vũ trụ ở thời kì đầu, bởi vì ánh sáng từ những phần rất xa của vũ trụ chỉ bây giờ mới đến được chỗ chúng ta. Tuy nhiên, sự giãn nở của vũ trụ có nghĩa là ánh sáng đó phải dịch chuyển rất mạnh về phía đỏ khiến cho bây giờ chúng ta thấy nó dưới dạng bức xạ viba (sóng cực ngắn). Năm 1978, Arno Penzias và Robert Wilson đã được trao giải thưởng Nobel về vật lý vì đã phát hiện được bức xạ đó khi tiến hành trắc nghiệm một máy dị sóng cực ngắn rất nhạy vào năm 1965.[1]
SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL 54 Khi quan sát các thiên hà và quasar ở xa các nhà thiên văn nhận thấy những thiên thể này có phổ bị dịch chuyển đỏ - sóng điện từ phát ra từ chúng bị dịch chuyển bước sóng. Dịch chuyển đỏ là hiện tượng những vạch quang phổ của nguồn bức xạ (từ các thiên thể) dịch chuyển về phía đỏ so với các vạch quang phổ chuẩn, chứng tỏ bước sóng của bức xạ từ nguồn tăng lên. Dịch chuyển đỏ xuất hiện khi khoảng cách giữa nguồn bức xạ và người quan sát tăng lên theo thời gian (hiệu ứng Doppler) hay khi nguồn bức xạ ở trong một trường hấp dẫn mạnh (dịch chuyển đỏ hấp dẫn). Trong thiên văn học, dịch chuyển đỏ đạt giá trị lớn nhất ở quang phổ của các thiên hà và chuẩn sao (quasar) ở cách xa chúng ta nên chuyển động ra xa với tốc độ cao. Để nhận ra điều này các nhà thiên văn thu lấy phổ của vật thể và so sánh những dải phổ vạch phát xạ hoặc hấp thụ tương ứng với phổ nguyên tử của nguyên tố hóa học khi cho ánh sáng truyền qua. Sự dịch chuyển đỏ này có tính đồng nhất và đẳng hướng, phân bố đều đặn theo những thiên thể quan sát trong mọi hướng. Nếu dịch chuyển đỏ được coi như là một kiểu dịch chuyển Doppler, chúng ta sẽ tính được vận tốc lùi ra xa của thiên thể, và do vậy có
SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL 55 thể ước lượng được khoảng cách đến chúng thông qua các chuẩn khoảng cách sẵn có. Kết hợp những phép đo riêng của ông và của những nhà thiên văn học khác, nhà thiên văn học người Mỹ Edwin P.Hubble có thể vẽ đồ thị khoảng cách đến 46 thiên hà và tìm thấy một sự tỉ lệ thơ giữa khoảng cách của một vật thể với độ lệch đỏ của nó. Năm 1929, ơng cơng bố nội dung mà ngày nay gọi là ‘định luật Hubble’: khoảng cách đến một thiên hà tỉ lệ với khoảng cách lùi ra xa của nó.
*Biểu thức định luật Hubble:
H0 là hằng số Hubble – tỉ lệ mở rộng tại thời điểm hiện tại.
Giá trị chính xác của H0 được tranh cãi trong nhiều năm. Các nhà vũ trụ học ngày nay đồng ý : H0 = h.100km/s-1.Mpc-1
h = 0,70 0,05
1Mpc = 106pc ≈ 3,26.106 nas (1nas = 9,46.1012km) Có thể xác định sự giãn nở của vũ trụ dựa vào mật độ thơng số Ω0:
Trong đó là mật độ tới hạn của vũ trụ:
G H C 8 3 02 , 2 26 3 / 10 . 88 , 1 h kg m C Nếu 0< <1: Vũ trụ mở. = 1 : Vũ trụ phẳng. >1 : Vũ trụ đóng.
Như vậy để xác định được số phận của vũ trụ, phải xác định được mật độ vật chất hiện tại ( ) của vũ trụ.
Có hai cách giải thích cho định luật Hubble. Một là chúng ta đang ở tâm của một vụ nổ đẩy các thiên hà ra xa - mà dường như không phù hợp với nguyên lý Copernicus - hoặc vũ trụ với không gian đang giãn nở đều ở mọi nơi. Cách giải thích thứ hai được nhà vật lý Alexander Friedmann tìm ra lần đầu tiên nhờ nghiên cứu các hệ quả của thuyết tương đối rộng năm 1922 và bởi Georges Lemtre năm (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});
SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL 56 1927, trước các kết quả quan sát, phân tích của Hubble năm 1929 trên phương diện thực nghiệm. Định luật Hubble được chấp nhận rộng rãi, và Einstein phải thừa nhận rằng vũ trụ thật sự đang giãn nở.
Các bằng chứng thực nghiệm (các quan sát về các siêu tân tinh được lấy làm ngọn nến mốc, hay nền vi sóng vũ trụ) cho thấy sự giãn nở của vũ trụ không bị chậm lại mà còn đang tăng tốc. Nghiên cứu năm 1990 của các nhà thiên văn học chứng minh rằng, việc mở rộng của vũ trụ đang tăng tốc từng ngày. Khám phá này đã đoạt giải Nobel Vật lý năm 2001. Và đa số các nhà thiên văn đã công nhận kết quả thực nghiệm về vũ trụ nở nhanh dần từ năm 2002.
Kết hợp hằng số Hubble với những thiết bị quan sát vũ trụ tối tân nhất, NASA có thể tính tốn chính xác và độc lập về sức mạnh “năng lượng tối”, chống lại trọng lực để kéo rộng vũ trụ ra nhiều hơn so với khi nó được hình thành.
Sở dĩ, con người có thể khám phá được năng lượng tối nhờ kính thiên văn Spitzer sử dụng tia hồng ngoại bước sóng dài có khả năng xuyên qua các đám bụi vũ trụ để đến được những vùng xa xơi nhất của khoảng khơng. Theo đó, kính thiên văn Spitzer tập trung theo dõi những ngôi sao được gọi là Cepheids. Dựa vào thời gian sóng hồng ngoại phản hồi, các nhà khoa học dễ dàng tính được chính xác khoảng cách giữa Trái Đất và những ngơi sao đó. Khoảng cách xa dần mà các chuyên gia ghi nhận chính là tốc độ giãn nở của vũ trụ.
Hiện tại, Spitzer quan sát 90 ngôi sao tên gọi Cepheids với độ chính xác cao hơn nhiều so với những nghiên cứu trước đây. Những thơng số chính xác và tồn diện nhất mà kính thiên văn được phóng vào năm 2003 thu thập cho thấy, vũ trụ của chúng ta đang giãn nở với tốc độ nhanh nhất kể từ khi được phát hiện.
SVTH: Nguyễn Thị Minh Đạt – Lớp 09SVL 57
*Tương lai của một vũ trụ giãn nở.
Các quan sát cho thấy rằng việc mở rộng của vũ trụ sẽ tiếp tục mãi mãi. Nếu như vậy, vũ trụ sẽ lạnh đi khi nó mở rộng, cuối cùng trở nên quá lạnh để duy trì sự sống. Vì vậy, kịch bản này trong tương lai được gọi là Vụ đóng băng lớn.
Tương lai của một vũ trụ mở rộng là ảm đạm. Nếu một hằng số vũ trụ làm tăng tốc độ mở rộng của vũ trụ, không gian giữa các cụm thiên hà sẽ phát triển với một tốc độ ngày càng tăng. Dịch chuyển đỏ sẽ kéo giãn các hạt photon đang đến từ thời cổ xưa (ngay cả tia gamma) đến bước sóng dài khơng thể nhận thấy được và có năng lượng thấp. Các ngơi sao dự kiến sẽ hình thành bình thường trong 1012
- 1014 năm, nhưng cuối cùng việc cung cấp khí cần thiết cho sự hình thành sao sẽ bị cạn kiệt. Một khi các ngôi sao cuối cùng đã cạn kiệt nhiên liệu của nó, các ngơi sao sẽ chấm dứt tỏa sáng. Theo lý thuyết dự đốn phân rã proton, những tàn tích bỏ lại phía sau sẽ biến mất, để lại đằng sau những Hố đen mà chính chúng cuối cùng cũng biến mất khi chúng phát ra bức xạ Hawking. Cuối cùng, nếu vũ trụ đạt đến một trạng thái trong đó nhiệt độ tiếp cận một giá trị đồng nhất, tiếp theo sẽ có thể là kết quả cuối cùng trong một cái chết nhiệt của vũ trụ. Ngày 4 tháng 10 năm 2011, Adam Riess, Saul Perlmutter và Brian Schmidt đã được trao tặng giải Nobel Vật lý về khám phá tốc độ giãn nở gia tăng của vũ trụ. Vào thời gian đầu nghiên cứu, các nhà khoa học này tin rằng tốc độ giãn nở của vũ trụ, xuất phát từ Vụ nổ