Nền vi ba vũ trụ (Cosmic Microwave Background - CMB)

Hiện 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 độ dịch lớn về đỏ. Đồng thời anh cũng là chuyên gia kỹ thuật về cảm biến và các thiết bị thiên văn hoạt động ở bước sóng vi ba của NASA.

Vật Lý Ngày Nay xin trân trọng giới thiệu cùng độc giả bài viết “Nền Vi Ba Vũ Trụ” của nhà khoa học Nguyễn Trọng Hiền - BBT.

Nền vi ba vũ trụ, mà sau đây sẽ được gọi tắt là bức xạ nền (viết tắt là BXN), là di chỉ vô giá để tiếp cận vũ trụ 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 cao. Sự giãn nở 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 đã hình thành nên vũ trụ ngày này, với những vì sao, thiên hà, quasar và lỗ đen… mà ta quan sát được. Đây là bức 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 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 bật 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 tốc độ ánh sáng, chỉ trong khoảng khắc cực ngắn ~ 10 ^-32giây 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 bốn thập niên, vẫn chưa thấy dấu hiệu đến hồi kết thúc.

Lời giới thiệu

(Ảnh 1)

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 nhữngnguyên 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. Mọi hỗn độn của vũ trụ từ không gian bao la có thể quy về lại bằng vàiđại lượng đơn giản. Dĩ nhiên đây không phải là điều dễ dàng, nhưng chí ít đó cũng 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 dựngbởi không ai khác hơn là Einstein, bằng lý thuyết tương đối rộng. Các phương trình trường của Einstein, được viết ra cách đây đã hơn 90 năm, tạo tiền đề vững chắc cho các nhà nghiên cứu của thế hệnối 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, cáigì 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?... Đây cũng là những câu hỏi muôn thủa mà loài người vẫn hằng ưutiên trong quá trình tiếp cận Vũ trụ. Điều kỳ diệu là chúng ta đang bước vào giai đoạn mà một số những câu hỏi đã được hay sẽ có câu trả lời thoả đáng trong một tương lai rất gần, một phần nhờ vàonhững 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… “Vũ trụ” 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 bức xạ nền Vũ trụ, 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 đạt 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 ²cho thấy là vật chất có thể chuyển sang năng lượng dưới dạng bức xạ điện từ, như đã thấy quả bom nguyên tử hay năng lượng mặt trời. Ngược lại, việc biến đổi năng lượng điện từ sang vật chất, cụ thể là các hạt cơ bản như elcetron hay proton, chỉ có thể tạo thành ở nhiệt độ cao, lên tới hàng ngàn tỷ 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 được tạo ra từ khối ánh sáng, còn gọi là trái banh lửa, vốn đã có sẵn từ khởi thuỷ ở T ~ 10 ¹⁰K (k _BT ~ m _ec 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, Lamaitre 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 của các thiên hà. Cùng trong thời gian này, Tolman trong các tính toán nhiệt động lực học của Vũ trụ đã chứng tỏ là sự giãn nở sẽ làm cho vũ trụ nguội 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 ²và 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 phản 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 tỷ 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 năm 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 tưởng 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 hôm sau, tờ Washington Post đã lên tranh biếm hoạ 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 đã còn lại của cơn bão dông từ vụ nổ tung này. Cái ý tưởng Big Bang này với tôi xem chúng 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 thấy một lý do hay ho nào để thiên về cái ý tưởng Big Bang”.

Đây là lần đầu tiên từ “Big Bang” (Nổ To) được dùng để ám chỉ mô hình vũ trụ giãn nở với hàm ý châm biếm, và thuật ngữ “Big Bang” trở nên 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 phần thiên kiến nhưng đã có ảnh hưởng rất lớn với khoa học đương thời. Ngược lại Toà Thánh Vaticanđã 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 trũ 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 kỷ, 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 Tạo. 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 học, và 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 oán 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 những 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 những 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 khác; đây lại là một vụ nổ khá to khác), nhưng 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 nền 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 các khoá học về vũ trụ của 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 đâu ra, nên đành gắn cho chúng cái tên “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, bây 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. Wilkinson gấp rút xây dựng thí nghiệm (hình 2). Theo mẫu thiết bị mà Dicke đã chế tạo ở MIT trong thời thế chiến thứ II, còn gọi là Dicke swtich hay lock-in amplifier, bằng cách thay đổi (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 dụng rộng rãi trong nhiều lĩnh vực khác nhau. Bản thân Dicke là một “thứ 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 ở giữa 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.

(Ảnh 2)

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 bao lâu nay.Trong một buổi họp của nhóm, điện thoại của Dicke bỗng reo vang. Bên đầu dây 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! (Quý vị, chúng ta đã bị hớt tay trên)”. Ngay sau đó họ đã ghé thăm cơ sở của Penzias va Wilsonở Homdel, cách Princeton chỉ gần 100 km về phía Bắc. Họ nhận ra rằng Penzias vàWilson đã dùng Dicke Swithch 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, chỉ ra rằng bức xạ mà Penzias và Wilson tìm được chính là di chỉ của BXN từ Big Bang. Dicke et al, báo trước rằng trongbức 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 ¹⁰K, và theo thời gian nguội dần đi do 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 dịch về 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 (Xem phụ trương).

Nhận thức mới về vũ trụ

Những thành công trên chỉ là gặt hái bước đầu BXN mang chứng cớ về một vũ trụ vô thường, tức là 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 đều 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 khớp nhẫu nhiên chăng? Đây còn được gọi là bài toán chân trời (hirizon).

Câu hỏi thứ ba cũng đơn giản nhưng không kém phần nhức nhối. Cac 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 chỉ 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 trụ không bằng 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 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 điều 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 cho ta để mô tả về BXN. Thực vật, 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 trùng 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 bằng 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 dãy thiên hà) khá đồng nhất trên diện rộng (vài chục Mpc - khoảng cách đến thiên hà gần nhất, Andromda, là chừng 2 Mpc, 1 Mpc bằng 3 x 10 ¹⁹km 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 dưới khoảng vài phần triệu.

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 ⁰K, trong khi điều kiện quan sát mặt đất gần 300 ⁰K, 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 qủa, 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 mất một thời gian khá dài, mãi đến 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 ⁰K (xem Hình 3). Đây là một chứng cớ vô cùng ấn tượng về bức tranh đơn giản của mô hình Big Bang.

(Ảnh 3)

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 sốchừng 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 trụ học giờ đây có thể vững tin vào một “mô hìnhchuẩn”.

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 ^-34s. Vũ trụ được giả định là bắt đầu bởi một nhiễu loạn lượng 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 thống nhất lớn, còn gọi là GUT hay Grand Unified Theory. Chỉ một vài năm sau người ta mới phát hiện rằng cơ chế lạm phát có thể dùng 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.

(Ảnh 4)

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 gọntrong một chất điểm với đường kính không đầy 10 ^-45cm. Đường chân trời trước lúc lạm phát là cỡ 10 ^-30cm, lớn hơn gấp 10 ¹⁵lần so với Vũ trụ lúc bấy giờ. Những vùngmà ta thấy được trong Vũ trụ ngày nay có đủ thời gian để tương tác và đạt mức cân bằng nhiệt, rồi tạo ra 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. Lạm phát kéo căng không gian và làm cho những nếp gấp trở nên phẳng. (Xem phụ trương ở cuối bài viết 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 củng 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 từ Nam Cực bắt đầu phát hiện mức bất đẳng hướng ở ~ 1 ⁰. Trong vòng năm năm tiếp theo, hai thí nghiệm Boomerang và DASI, bắt đầu vào hoạt động ở Nam Cực. Đây là hai thí nghiệm hoàn toàn khác nhau, và điều này phần lớn tuỳ thuộc vào 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 trúng đích thì sẽ quay trở lại với người đã ném. Thí nghiệm Boomerang là một loại Dicke raidometer được cất lên khỏi bầu khí quyển bằng bóng thám không được phóng từ vùng ven biển của Cực Nam, và sử dụng lượng gío đặc thù của Nam cực để đưa Boomerang chạy nguyên một vòng quanh bầu trời Nam Cực. Chuyến bay vì thế 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 ⁰K, quan sát ở các bước sóng 2, 1.25 và 0,8 mm. DASI là một hệ thống giao thoa bao gồm 13 raidometer, cảm biến là HEMT, hoạt động ở 20 ⁰K, quan sát bước sóng 9 mm. DASI toạ lạc ở ngay tại trạm Amundsen – Scott, Nam Cực (vĩ độ -90 ⁰) và quan sát liên tục hơn 6 tháng.

(Ảnh 5)

Boomerang và DASI công bố kết quả phân tích cho thấy là mật độ vật chất rất gần với mật độ tới hạn (critical desity), điều này đồng nghĩa với việc xác nhận vũ trụ hầu như là phẳng. Một đạilượng cơ bản mới cho vũ trụ học đã được thiết lập. Và lạm phát lại được củng cố thêm một bước thứ hai.

(Ảnh 6)

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, chiếm27%, 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 trong các kết quả phân tích. Như vậy là những gìmà ta đã 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. Cònnăng 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 supepernova ngay trước thềm thiên niên kỷ mới, mà cho đến nay các nhà vật lý vẫncòn tranh cãi, nhiều nhà vật lý hàng đầu còn mong muốn đây chỉ là lỗi lầm trong phân tích ².

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, những 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 bản 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. Đấy 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 gốc 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 lạm 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”.

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 hấp dẫn này tương tác với các photon BXN ở mặt tán cuối, làm cho nền bức xạ có nơi nóng lên, 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 tương tác với electron ở mặt phán tan cuối và lúc vũ trụ đi qua giai đoạn ion - hoá (reoniazation) 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 tử là sự phân cực sẽ không có được nếu BXN là đồng nhất và đẳng hướng).

(Ảnh 7)

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 kiếm chứng bởi DASI, Boomerang và WMAP. Sựphân 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.

(Ảnh 8)

Công tác đo đạc sự phân cực của BXN đặt ra nhiều yêu cầu gắt gao. B-mode đòi hỏi một mức chính xác cao gần 100 lần hơn những gì đã đặt ra bởi WMAP. (Nhớ lại phải mất gần 30 năm người ta mớicải thiện độ nhậy từ 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 được nấc thang cuối cùng, có nghĩa là độ chính xác lúc này đã gặpgiới hạn nền, một giới hạn 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 phảivượt 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 đạc nếu không được chế tạo cẩn thận, sẽlàm 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 cầu 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 điện trở biến thiên theo nhiệt độ. Năng lượng hấp thụ hun nóng cảm biến, chuyển nó từ siêu dẫn sang bình thường và tăng điện trở cảm biến từ 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 ^-18W/ Ö 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 thường dùng. Một thử nghiệm của BICEP đã đi vào hoạt động từ Nam cực hồi cuối tháng, 2006.

(Ảnh 9)

Thực ra BICEP mới chỉ là bước đầu tiên trong chương trình truy kùng 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 ít nhất 5 hệthống 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 phải mang Spud ra khỏi Trái Đất để thấy được toàncảnh, công trình này có tên gọi Spider, bao gồm 6 radiometer như BICEP và mang bởi bóng thám không bay vòng quanh Trái đất ở nam bán cầu. Mọi công việc chỉ vừa bắt đầu. Chúng ta chúc cho thí nghiệmnày được nhiều may mắn.

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 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 nhưữg 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 mượi 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 nhất. 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”.

Nguyễn Trọng Hiền, Pasadena, California. USA , ngày 10 tháng 7 năm 2006,

Tài liệu đọc thêm

Để tham khảo thêm, các bạn có thể tìm đọc “The Firs, Three Minutes” của Steven Weinberg (1997), 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 Dolbelson (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 đã được công bố (kể cả các công trinh kinh điển đã có nhắc trong bài này).

http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html

Các công trình thiên văn công bố mới ngay ở đây: http://xxx.lanl.gov/archive/astro-ph

Ảnh 1: Penzias và Wilsonkhám phá ra bức xạ nền lần đầu tiên vào năm 1965 (kèm theo bức ảnh anten radio của BellLabs, 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 ti vi? Nhưng nhiễu loạn lăn tăn trên mà hình tivi khi không bắt được sóng truyền hình có nguồn gốc từ 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 với bức xạ phát ra từ những electron và bụi ở ngay trong hệ Ngân Hà của chúng ta.

(Nguồn: http://map.gsfc.nasa,gov/m_ig/ig_universel.html/)

Ảnh 2: Thí nghiệm của nhóm Princetonxây dựng theo gợi ý của Dick. David Wilkinson bên phải, ở giữa đằng sau là Peter Roll, cả hai đang ở trên nóc ca 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.Mathews, Princeton. P. J. P Peebless gởi cho tác giả)

Ảnh 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 ⁰K.

Ảnh 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 đồ của Boomerang, DASI và WMAP cho thấy không gian trong Vũ trụ mang tính đặc trưng của hình học phẳng (Euclidea), và các chi tiết khác biết cực kỳ mờ nhạt – 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.

Ảnh 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).

Ảnh 6: Thí nghiệm của DASI ở trạm Amundsen-Scott, Namcực. (Ảnh của John Kavac).

Ảnh 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).

Ảnh 8: Thí nghiệm BICEP đi vào hoạt động ở Nam cực từ tháng 2, 2006. (Ảnh của John Kovac).

Ảnh 9: Mức chính xác dự kiện của Spud và Spider-sự biến thiên cường độ phân cực theo góc (l~ l/q ,q là góc). Spud sẽ đặt tại Nam cực, và Spider thì sẽ được bay vòng quanh vùng nam bán cầu bằng bóng thám không. Đường trên cùng là E-mode, đã được kiểm chứng bởi DASI, Boomarang 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, mỗi 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.

(1) Với bản tính phá cách, Gamaw cho công bố công trình này vào ngày 1 tháng 4, chỉ có hai người đóng góp chính vào bài viết là Alpher và Gamow kéo theo Bethe để bài viết được viết đến như “a ,b vàg ”, 3 mẫu từ đầu tiên của tiếng Hy Lạp.

(2) Ed Witten, trong một buổi nói chuyện tại JPL, đã nói: “Tôi chỉ mong là nó [năng lượng tối] sẽ đi mất đi.