Các lí thuyết vũ trụ tĩnh tại
“Chưa bao giờ trong lịch sử khoa học lại có một thời kì mà những lí thuyết và giả thuyết mới phát sinh, thu hút sự chú ý, và bị vứt bỏ liên tiếp nhau nhanh đến mức như trong 15-20 năm qua”.
Willem de Sitter, 1931
Nhà thiên văn người Hà Lan Willem de Sitter vào năm 1898.
Trở lại những năm tháng khám phá và chuyển biến lớn từ 1915 đến 1930, nhà thiên văn Hà Lan Willem de Sitter đã nhận định đúng thời kì đó có lẽ là phi thường nhất được biết từ trước tới nay đối với các nhà khoa học vật lí. Theo lí thuyết tương đối và thuyết lượng tử, các nhà vật lí bắt đầu với Albert Einstein đã
mang lại những lời giải thích hoàn toàn mới, và thật ngạc nhiên, về năng lượng, vật chất, sự hấp dẫn, cả không gian và thời gian. Khi các nhà thiên văn thử áp dụng những công cụ mới này cho vũ trụ học, họ đã giật mình với những khám phá của mình. Như đã mô tả ở phần trước, khái niệm Thiên hà Lớn của Harlow Shapley nhanh chóng được kế tiếp bởi bằng chứng của Edwin Hubble về sự tồn tại của các vũ trụ cô lập. Kì lạ hơn nữa, vào cuối thập niên 1920, người ta nhận thức được rằng vũ trụ đang dãn nở.
Sự nhận thức chỉ đến sau một cuộc chiến đấu vất vả. Vào đầu thế kỉ 20, quan điểm chung của mọi người cho rằng vũ trụ là tĩnh tại – ít nhiều gì đó mang tính bất diệt. Einstein đã trình bày quan điểm tổng quát vào năm 1917 sau khi de Sitter nêu ra các phương trình có thể mô tả một vũ trụ đang dãn nở, một vũ trụ có sự bắt đầu. Einstein đã viết thư cho ông ta như sau: “Trường hợp này gây kích thích đối với tôi”. Trong một lá thư khác, Einstein viết “Phải thừa nhận rằng những khả năng như thế hình như là vô nghĩa”.
Trong các phương trình trường hấp dẫn của ông, Einstein khi đó chỉ mang lại một công cụ toán học súc tích có thể mô tả cơ cấ tổng quát của vật chất và không gian xem vũ trụ là một tổng thể. Sự cong kì lạ của không gian tiên đoán trong các phương trình đó nhanh chóng được chứng thực trong những thí nghiệm nổi tiếng, và bởi những nhà khoa học hàng đầu hồi đầu thế kỉ 20 tán thành rằng các phương trình trường của Einstein có thể tạo ra một cơ sở cho vũ trụ học. Vấn đề duy nhất là tìm một lời giải cho những phương trình đơn giản này – nghĩa là, sáng tạo ra một mô hình vũ trụ - là một cơn ác mộng toán học.
“Tôi đã nổi xung lên nhưng thật là chuyện viễn vông… Cho nên chúng ta hãy thỏa mãn và không nên mong đợi câu trả lời, và nên gặp nhau một lần nữa càng sớm càng tốt!”
Einstein viết cho de Sitter, năm 1916
Năm 1916, vào giữa cuộc Thế chiến thứ nhất, Einstein đã gặp de Sitter ở đất nước Hà Lan trung lập. Được khích lệ và phê bình lẫn nhau, họ đã đưa ra hai mô hình vũ trụ, tức là hai lời giải khác nhau cho các phương trình trường. Nhưng cả hai mô hình dường như đều cần có sự điều chỉnh đặc biệt. Mô hình của de Sitter chỉ có thể ổn định nếu như nó không chứa vật chất gì. De Sitter hi vọng mô hình đó vì nguyên nhân gì đó có thể được điều chỉnh để mô tả vũ trụ thực, mang lại mật độ vật chất gần đủ tới không. Điều gây ấn tượng nhất về vũ trụ trống rỗng của ông là một hiệu ứng kì lạ tác dụng lên ánh sáng - càng xa tâm toán học (gốc tọa độ), tần số của dao động sáng càng thấp. Điều đó có nghĩa là một vật càng ở xa trong vũ trụ kì lạ này thì ánh sáng phát ra từ nó càng có vẻ có tần số chậm dần.
Nỗ lực đầu tiên của Einstein về một mô hình giống như vậy không thể chứa vật chất và ổn định. Trong các phương trình cho thấy vũ trụ là tĩnh tại lúc mới bắt đầu, thì lực hút hấp dẫn của vật chất sẽ làm cho nó rơi trở lại vào nhau. Điều đó có vẻ buồn cười, vì không có lí do gì để giả sử không gian lại không bền như thế.
Einstein nhận thấy ông có thể làm cho mô hình của ông trở nên ổn định bằng cách thêm một hằng số đơn giản vào các phương trình. Nếu hằng số này khác không, thì mô hình sẽ không phải co sập lại dưới lực hấp dẫn riêng của nó. “Hằng số vũ trụ” này, Einstein thừa nhận, chỉ là một “thuật ngữ giả thuyết”. Nó “không
được yêu cầu bởi lí thuyết cũng không có vẻ tự nhiên từ quan điểm lí thuyết”. Thật vậy, “thuật ngữ đó cần thiết chỉ vì mục đích tạo ra sự phân bố tĩnh tại trong chừng mực nào đó của vật chất”.
Albert Einstein (trái) và Wilhelm de Sitter (phải) thảo luận trên bảng đen về lí thuyết vũ trụ dãn nở của de Sitter. Bức ảnh này chụp năm 1932 tại Viện Công nghệ California.
“Việc đưa ra một hằng số như thế ngụ ý là một sự hi sinh lớn của tính đơn giản hợp lí của lí thuyết… Kể từ khi tôi đưa ra thuật ngữ này, tôi đã làm một việc trái lương tâm mình… Tôi không thể tin rằng một thứ xuẩn ngốc như thế sẽ được nhận thức trong tự nhiên”
Einstein viết cho Lamaitre, năm 1947 Ánh sáng phát ra từ các tinh vân xa xôi
Niềm tin mạnh mẽ vào một vũ trụ tĩnh tại chỉ có thể bị lật đổ bởi sức nặng của các quan sát tích lũy. Bằng chứng đầu tiên trong số những quan sát này được công bố vào năm 1915. Có khả năng quan sát đó không đến được với Einstein khi
ông đang phát triển lí thuyết của ông và trao đổi thông tin với de Sitter. Thế chiến thứ nhất đã làm gián đoạn việc truyền đạt thông tin giữa các quốc gia nói tiếng Anh và nước Đức, nơi Einstein nghiên cứu, còn de Sitter chỉ có bản công bố gián tiếp, không đầy đủ của quan sát quan trọng đó.
Quan sát đó được thực hiện tại Đài quan sát Lowell ở Arizona. Người sáng lập của nó, Percival Lowell, nghi ngờ rằng các vạch quang phổ nhìn thấy trong ánh sáng phát ra từ một loại tinh vân, tinh vân “hành tinh”, có thể cùng tìm thấy trong phổ của tinh vân xoắn ốc. Năm
1909, Lowell nhờ người phụ tá của ông là Vesto Slipher thu thập phổ của tinh vân xoắn ốc. Ban đầu Slipher ngờ vực không biết điều đó có thực hiện được hay không. Sau đó, ông nhận thấy đối với các tinh vân có những bề mặt mở rộng của chúng, trái với ảnh điểm của các sao, yếu tố quan trọng của thiết bị không phải là kích thước kính thiên văn (Đài quan sát Lick đối thủ ở California có một chiếc kính thiên văn lớn hơn nhiều) mà là “tốc độ” camera – thời gian phơi sáng cần thiết để chụp ảnh phổ tinh vân.
Tinh vân xoắn ốc M101
Tinh vân hành tinh giống như thế này là một đốm khí rộng lớn thường xuất hiện dưới dạng vòng, có phần giống như quỹ đạo của một hành tinh. Chúng được biết tới trong thiên hà của chúng ta, tương đối gần. Tinh vân xoắn ốc như hình bên dưới, nhìn từ trẻn xuống, được biết tới trong những
thiên hà giống như thiên hà của chúng ta, nhưng ở xa hơn nhiều.
Với một chiếc camera mới, tốc độ của nó tăng gấp 30 lần, vào đêm 17/9/1912, Slipher đã thu được một ảnh phổ cho tinh vân Tiên Nữ. Ảnh phổ cho thấy tinh vân đó đang tiến về phía hệ Mặt Trời với một tốc độ cao đến ngạc nhiên. Slipher tiến hành thêm các quan sát, phơi sáng cùng một tấm phim trong nhiều đêm (ví dụ đêm 29, 30 và 31/12/1912). Các vận tốc phát sinh này trung bình khoảng 300 km/s. Vận tốc đó quá lớn nên một số nhà thiên văn không tin là nó tồn tại.
Suốt hai năm sau đó, Slipher đã đo vận tốc cho các tinh vân xoắn ốc khác. Một vài phép đo đầu tiên cho thấy các tinh vân đang tiến tới ở mạn nam thiên hà của chúng ta và các tinh vân đang lùi ra xa thì nằm ở mạn bên kia. Slipher đặt ra giả thuyết “trôi giạt”. Ông cho rằng thiên hà của chúng ta đang chuyển động tương đối
so với tinh vân, tiến về phía nam và tiến ra xa khỏi phía bắc. Tuy nhiên, nhiều quan sát tinh vân xoắn ốc mâu thuẫn với điều này. Các tinh vân đang lùi ra xa được tìm thấy ở cả mạn nam lẫn mạn bắc thiên hà của chúng ta. Tuy vậy, Slipher vẫn theo đuổi lí thuyết trôi giạt của ông. Ông tranh luận rằng có lẽ nhiều quan sát hơn nữa sẽ tìm được ít nhất là một sự trội hơn của các tinh vân đang tiến đến gần ở mạn nam, hướng mà ông cho là thiên hà của chúng ta về phía đó.
Thiên hà Tiên Nữ
Một lời giải thích khác về vận tốc nhìn thấy ở các tinh vân xoắn ốc sớm được nêu lên. Mô hình vũ trụ tĩnh tại của de Sitter có một tần số thu nhỏ của những dao động sáng theo khoảng cách tăng dần. De Sitter tính ra các vận tốc bằng cách sử dụng quy luật tần số của ánh sáng quan sát thấy sẽ biến thiên nếu như nguồn phát sáng đang chuyển động nhanh ra xa – nhưng có lẽ đây là một ảo tưởng. Có khả năng những đối tượng ở xa không thật sự đang lùi ra xa ở tốc độ lớn, mà chỉ phát ra một tần số ánh sáng khác đi. Không có gì giống như thế xảy ra trong mô hình vũ trụ tĩnh tại của Einstein, nên phép đo của Slipher có thể mang lại một sự chọn lựa giữa hai mô hình.
Thế chiến thứ nhất đã làm chậm việc truyền đạt thông tin, nhưng vào năm 1921 de Sitter đã biết các phép đo vận tốc của Slipher đối với 25 tinh vân xoắn ốc. Trong đó chỉ có 3 tinh vân đang tiến tới gần. Chúng có thể được giải thích là kết quả của những vận tốc lớn theo những hướng ngẫu nhiên, chồng chất lên sự lùi ra xa có hệ thống nhỏ hơn nhiều. De Sitter vẫn lưỡng lực không đưa ra bất cứ kết luận nào. Các vận tốc được biết, nhưng nửa kia thuộc quan hệ tiên đoán được – khoảng cách đến tinh vân – là ẩn số. Thông tin quan trọng này sẽ được Edwin Hubble phát triển khi ông mở rộng các phép đo “vũ trụ cô lập” của mình (đã mô tả ở phần trước).
Mối quan hệ thật ngạc nhiên của Hubble
Năm 1928, Edwin Hubble tham dự một cuộc họp của Liên đoàn Thiên văn quốc tế tổ chức trong năm đó tại Hà Lan. Ở đó, Hubble đã bàn về các lí thuyết vũ trụ học cùng với de Sitter. Hubble quay trở lại Đài quan sát núi Wilson xác định nhằm kiểm tra lí thuyết của de Sitter. Hubble hướng dẫn người phụ tá của ông, Milton Humason, một nhà quan sát có năng khiếu và rất tỉ mỉ, nghiên cứu các tinh vân mờ nhạt, chúng có lẽ ở khoảng cách đặc biệt xa. Không biết tần số ánh sáng của chúng có khác với ánh sáng phát ra từ những tinh vân ở gần hơn ? Giờ thì tần số càng chậm ứng với bước sóng ánh sáng càng dài, nghĩa là ánh sáng càng gần phía đầu đỏ của quang phổ hơn. Như vậy, cái mà Hubble và Humason tìm kiếm là sự dịch chỗ của các vạch trong quang phổ về phía đầu đỏ, cái sau này trở nên nổi tiếng là “sự lệch về phía đỏ”. Một sự lệch như thế, Humason sau này giải thích, là cái “có thể được mong đợi trên lí thuyết của de Sitter về không-thời gian cong”.
Humason thu được vận tốc và Hubble thu được khoảng cách. Họ tìm được một quan hệ tuyến tính – nói đại khái thì vận tốc lùi ra xa của các tinh vân càng lớn thì khoảng cách đến chúng càng xa. Dữ liệu của họ thật nghèo nàn, và lời giải thích xét chi tiết không vững cho lắm. (Thật vậy, sau này người ta phát hiện ra rằng khoảng cách của Hubble tới các tinh vân chỉ bằng phân nửa khoảng cách thật sự). Thật vậy, con số của ông không phù hợp với cái các nhà khoa học đã biết về tuổi của vũ trụ. Dù sao thì mối quan hệ vận tốc-khoảng cách cũng là một sự ngoại suy táo bạo và sáng tạo.
“Các kết quả nêu lên một mối quan hệ gần như tuyến tính giữa các vận tốc và khoảng cách giữa các tinh vân”.
Edwin Hubble
Làm thế nào Hubble tính được các khoảng cách
Việc tìm khoảng cách đến các thiên thể được thực hiện qua một loạt bước. Vào thập niên 1920, một vài bước tiến lớn đã được thực hiện, đạt tới đỉnh điểm trong việc tìm khoảng cách tới các sao biến quang Cepheid, chúng đủ sáng để nhìn thấy được từ khoảng cách lớn. Người ta đã biết rằng chu kì biến thiên của các sao này có thể được sử dụng để tính ra khoảng cách của chúng, như đã mô tả ở phần trước. Edwin Hubble đã sử dụng phương pháp này để đo khoảng cách trực tiếp đến 5 tinh vân xoắn ốc trong đó từng sao Cepheid riêng lẻ có thể được nhìn thấy. Tinh vân thứ 6, là bạn đồng hành của một trong số 5 tinh vân đầu tiên, ông cho rằng ở cùng một khoảng cách.
Biết khoảng cách đến 6 tinh vân này, Hubble có thể tính ra độ lớn tuyệt đối (nghĩa là độ sáng thực sự) cảu những ngôi sao sáng nhất trong số chúng. Sau đó, ông giả sử các sao sáng nhất trong bất cứ tinh vân nào đều có giá trị độ lớn tuyệt đối như nhau như thế này. Từ quan sát độ lớn biểu kiến của các sao sáng nhất trong 14 tinh vân nữa, Hubble ước tính ra khoảng cách của chúng. Bây giờ ông có thể tính độ lớn tuyệt đối trung bình cho các sao sáng nhất trong tất cả 20 tinh vân. So sánh giá trị này với độ lớn biểu kiến của các sao trong 4 tinh vân nằm trong cụm thiên hà Virgo còn xa hơn nữa, ông cũng xác định được khoảng cách của chúng.
Các tinh vân xoắn ốc khác cách quá xa để quan sát bất kì ngôi sao riêng lẻ sáng chói nào trong đó. Hubble chọn 22 trong số các tinh vân ở xa hơn này và đo độ lớn biểu kiến của ánh sáng toàn phần phát ra từ mỗi một trong số chúng. Ông so sánh giá trị trung bình của những phép đo này với độ lớn tuyệt đối trung bình của ánh sáng toàn phần phát ra từ mỗi một trong số 24 tinh vân có khoảng cách mà ông đã biết. Giả sử tính trung bình một tập hợp tinh vân mang lại cùng lượng ánh sáng như mọi tập hợp khác, giá trị này cho ông khoảng cách trung bình tới 22 tinh vân ở xa hơn. Giờ thì Hubble đã có đủ dữ liệu cho bài
báo năm 1929 mang tính bước ngoặc của ông, trong đó lần đầu tiên ông thiết lập quan hệ vận tốc-khoảng cách.
Milton Humason trên núi Wilson
Mãi cho đến biểu đồ cuối cùng trong bài báo năm 1929, Hubble mới nhắc tới de Sitter, hay một lí thuyết thật sự. Và sau đó Hubble dễ dàng lưu ý thấy mối quan hệ vận tốc-khoảng cách có thể biểu diễn hiệu ứng de Sitter và có thể gây hứng thú cho cuộc thảo luận vũ trụ học. Hubble nhấn mạnh khía cạnh mang tính quan sát, theo lối kinh nghiệm của công trình của ông. Mục tiêu chính của ông là thuyết phục những độc giả còn hoài nghi rằng mối quan hệ vận tốc-khoảng cách thật sự tồn tại.
Mối quan hệ vận tốc-khoảng cách năm 1929 của Hubble đối với 46 tinh vân. Các chấm đen và đường thẳng liền nét biểu diễn lời giải thu được từ 24 tinh vân mà đối với chúng từng khoảng cách đã được xác định, sử dụng chúng độc lập nhau. Các vòng tròn trống và đường đứt nét biểu diễn lời
giải thu được bằng cách kết hợp các tinh vân thành hai nhóm. Dấu chữ thập biểu diễn vận tốc trung bình cho tập hợp 22 tinh vân có khoảng cách không thể ước tính riêng lẻ với nhau.