XII. SỰ VẬN ĐỘNG CỦA CÁC THIÊN HÀ VŨ TRỤ GIÃN NỞ
2. Vũ trụ giãn nở
Sự tản xa của các thiên hà có nghĩa là vũ trụ không phải là tĩnh như trước kia người ta vẫn tưởng! (Thậm chí ngay cả nhà bác học vĩ đại Einstein khi xây dựng thuyết tương đốì rộng vào năm 1915 (28)
cũng vẫn đinh ninh rằng: "Vũ trụ cần phải tĩnh", khiến ông đã phải sửa đổi lí thuyết của mình để điều đó có thể xảy ra, bằng cách đưa vào những phương trình của mình cái được gọi là "hằng số" Vũ trụ"!) Nhưng thực tế thì Vũ trụ - bao gồm các Siêu thiên hà - đang giãn nỡ,
khoảng cách giữa các thiên hà ngày càng tăng lện theo thời gian.
. Phát minh "Vũ trụ đang giãn nở" là một cuộc cách mạng trí tuệ vĩ đại của thế kỉ XX. Trong khi Einstein và các nhà vật lí khác tìm mọi cách để "lảng tránh" sự tiên đoán về một mô hình vũ trụ "không tĩnh" của thuyết tương đối rộng, thì năm 1923 nhà vật lí và toán học người Nga A.Friedmann lại muốn chấp nhận thuyết tương đối rộng của Einstein ở dạng ban đầu của nó (không đưa thêm "hằng số vũ
trụ"), và bắt tay vào nghiên cứu mô hình cấu tạo vũ trụ không tĩnh!
Friedmann đã đưa ra giả thiết rất đơn giản về vũ trụ. Đó là: vũ trụ là đồng nhất theo mọi hướng mà chúng ta quan sát, và điều này cũng đúng với bất kì vị trí quan sát nào trong vũ trụ. Chỉ từ ý tưởng đó Friedmann đã chứng tỏ được rằng chúng ta không thể hi vọng vũ trụ phải là tĩnh. Thực tế là vào năm 1922, ít năm trước phát minh của Hubble, Friedmann đã tiên đoán được chính xác điều mà Hubble đã tìm ra.
( 2 8 ) Nội dung cơ bản của thuyết tương đối rộng còn gọi là thuyết hấp dẫn của Einstein sẽ nêu lên ở mục sau.
Xem chừng giả thiết cho rằng "vũ trụ nhìn y hệt nhau theo mọi hướng” có vẻ như là không đúng với thực tế quan sát. Chẳng hạn, như chúng ta đã biết, các sao khác nhau trong Thiên Hà của chúng ta tạo nên một dải sáng nổi bật trên nền trời đêm (thường gọi là dải Ngân Hà!). Thế nhưng nếu chúng ta quan sát các thiên hà ở xa thì số lượng của chúng tương đối giống nhau. Như vậy về đại thể (một cách trung bình) thì vũ trụ có thể xem là như nhau theo mọi phương, với điều kiện là ta phải xem xét nó ở quy mô lớn so với khoảng cách giữa các thiên hà (khoảng cách này vào cỡ 10 tỉ tỉ kilômét) và bỏ qua những sai khác ở quy mô nhỏ. Trong một thời gian dài điều này đã đủ biện minh cho giả thiết của Friedmann như một phép gần đúng thô sơ đối với vũ trụ thực. Và vào năm 1965, một sự "tình cờ" may mấn đã chứng tỏ rằng, giả thiết của Friedmann thực tế đã mô tả khá chính xác vũ trụ của chúng ta. Đỏ là sự phát hiện ra "tiếng ồn" hay còn gọi là
"bức xạ nền" của Vũ trụ (29)(thuộc loại như "tiếng lạo xạo" ở máy thu khi ta thu các tín hiệu từ rất xa), bởi hai nhà vật lí người Mĩ A.Penzias và R.Wilson. Hồi đó hai nhà vật lí học này đang thử máy thu tín hiệu trên bước sóng 3 centimet (sóng vô tuyến điện). Họ thu được vào máy một tín hiệu rất yếu ("tiếng ồn") và thoạt đầu họ tưởng bức xạ vô tuyến này là "nhiễu" phát ra bởi những thiết bị nhân tạo , như các ra đa trên mặt đất. Nhưng họ thấy tiếng ồn này lại như nhau theo mọi phương mà họ hướng ăng-ten tới, và, như vậy, nó phải tới từ bên ngoài khí quyển. Tiếng ồn này cũng lại như nhau cả ngày lẫn đêm trong suốt cả năm, bất kể Trái Đất vẫn quay quanh trục của nó và xung quanh Mặt Trời. Điều này chứng tỏ bức xạ phải tới từ bên ngoài Hệ Mặt Trời của chúng ta, thậm chí cả từ bên ngoài Thiên Hà, bởi vì,
nếu không, nó sẽ phải thay đổi khi chuyển động của Trái Đất làm cho ăng-ten của máy thu quay theo các hướng khác nhau. Trên thực tế, chúng ta biết rằng, bức xạ đó tới được chúng ta đã phải đi qua phần lớn miền vũ trụ quan sát được, và, vì nó như nhau theo các phương khác nhau, nên vũ trụ cũng cần phải là như nhau theo mọi phương, nếu xét trên quy mô lớn! Như vậy Penzias và Wilson đã hoàn toàn tình cờ phát hiện được một bằng chứng khá chính xác khẳng định giả thuyết của Friedmann. Hơn nữa hai ông còn xác định được rằng, bức xạ đó - gọi là "bức xạ nền vũ trụ" - là bức xạ nhiệt, tương ứng với bức xạ do vật đen tuyệt đốì ở nhiệt độ 3K (khoảng -270°C) phát ra. (Phép đo chính xác về sau, năm 1989 nhờ vệ tinh nhân tạo COBE, cho biết bức xạ đó là bức xạ nhiệt ở 2,735K).
Cần chú ý rằng, "sự nở rộng vũ trụ" mà ta quan sát thấy không có nghĩa là: Trái Đất chúng ta là trung tâm, từ đó các thiên thể tản xa về mọi phía. Đặt dụng cụ quan sát ở bất cứ điểm nào trong vũ trụ, chúng ta cũng đều thấy hiện tượng tản xa các thiên hà như nhau, đúng như Friedmann đã giả thiết! Điều đó có vẻ vô lí, nhưng ta có thể giải thích đơn giản như sau. Chúng ta hãy hình dung cọ ba người đi xe mô tô chẳng hạn, người nọ đi sau người kia với những vận tốc khác nhau; người thứ nhất có vận tốc lớn hơn vận-tốc của người thứ hai, người này lại đi nhanh hơn người thứ ba. Nếu ta ngồi ở xe mô tô sáu cùng và quan sát hai chiếc xe đi trước, ta sẽ thấy hai chiếc xe này chạy xa chúng ta. Nếu ta ngồi ở xe mô tô thứ hai (xe giữa) ta sẽ thấy cả hai xe kia đều chạy xa chúng ta (chiếc thứ nhất chạy nhanh lên phía trước còn chiếc sau cùng tụt lại phía sau). Nếu ta ngồi ở xe mô tô đầu tiên ta cũng thấy hai xe sau chạy xa (lùi xa) chúng ta. Tăng số người đi mô tô lên và hãy tưởng tượng đó là các thiên hà; khi đó sự tản xa rõ ràng của các thiên hà quan sát từ một điểm nào đó của vũ trụ sẽ trở nên dễ hiểu.
Như vậy giả thuyết của Friedmann là hoàn toàn có cơ sở. Trong mô hình của Friedmann tất cả các thiên hà đều chuyển động ra xa nhau. Tình huống này cũng khá giông một quả bóng bay, trên mặt
có vẽ nhiều chấm màu, đang được thổi căng lên từ từ. Khi quả bóng căng lên, khoảng cách giữa các châm màu tăng lên, nhưng không thể nói chấm nào là trung tâm của sự giãn nở đó. Hơn nữa các chấm càng xa nhau thì chúng chuyển động ra xa nhau càng nhanh . Tương tự như vậy, trong mô hình vũ trụ của Friedmann vận tốc của hai thiên hà chuyển động ra xa nhau tỉ lệ với khoảng cách giữa chúng, đúng như Hubble đã phát hiện ra bằng quan sát thiên văn.
Mặc dù Friedmann chỉ tìm ra một, nhưng trên thực tế có tới
ba loại mô hình vũ trụ khác nhau cùng tuân theo giả thiết cơ bản của
Friedmann. Trong loại mô hình đầu tiên (do Friedmann đề xuất) vũ trụ giãn nở đủ chậm để lực hút hấp dẫn giữa các thiên hạ khác nhau làm cho sự giãn nở chậm lại, và, cuối cùng thì dừng hẳn! Sau đó các thiên hà bắt đầu lại gần nhau và vũ trụ co lại (mô hình vũ trụ này được gọi là mổ hình vũ trụ "đóng"). Trong loại thứ hai, vũ trụ giãn nở nhanh tới mức lực hút hấp dẫn không bao giờ có thể làm cho quá trình đó dừng lại, mặc dù nó có thể chậm lại đôi chút; cuối cùng các thiên hà chuyển động ra xa nhau với vận tốc đều (mô hình vũ trụ "mở" kiểu
hyperbol).Trong loại thứ ba (mô hình vũ trụ "mở" kiểu parabol) vũ trụ
giãn nở vừa đủ nhanh để tránh được quá trình co lại về trạng thái ban đầur vận tốc mà các thiên hà chuyển động ra xa nhau càng nhỏ, mặc dù không bao giờ đạt tới bằng không!
Nhưng mô hình nào của Friedmann mô tả đúng vũ trụ thực của chúng ta? Liệu vũ trụ cuối cùng có ngừng giãn nở và bắt đầu co lại hay sẽ giãn nở mãi mãi? Để trả lời câu hỏi đó cần phải biết tốc độ giãn nở hiện nay của vũ trụ và mật độ trung bình hiện nay của nó(30). Dùng hiệu ứng Doppler ta có thể đo được vận tốc của các thiên hà
( 3 0 ) Phép tính chứng tỏ rằng, nêu mật độ trung bình hiện nay của vũ trụ 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 dừng quả trình giãn nở. Còn nếu mật độ hiện nay lớn hơn giá trị tới hạn lực hấp dẫn sẽ làm dừng quá trình giãn nở ở một thời điểm nào đó trong tương lai và sẽ làm cho vu trụ co lại.