Năng lượng tối - Bí ẩn còn nằm phía trước pdf

© hiepkhachquay 1

NĂNG LƯỢNG TỐI: BÍ ẨN CÒN PHÍA TRƯỚC
Eric Linder, Saul Perlmutter
Một chục năm sau khi các nhà thiên văn vật lí phát hiện ra sự dãn nở của vũ
trụ đang gia tốc, ngày càng có nhiều phép đo mang lại cho chúng ta một vài manh
mối về bản chất của năng lượng tối đã điều khiển nó. Nhưng, như Eric Linder và
Saul Perlmutter mô tả, những tiến bộ trong kĩ thuật quan trắc hứa hẹn sẽ soi ánh
sáng lên nền vật lí mang tính cách mạng này trong thập niên trước mắt.
Một thập niên trước, vũ trụ đã được chẩn đoán với một chứng bệnh khốc
liệt – có khả năng còn ở vào giai đoạn cuối – về “năng lượng tối”. Dựa trên các
quan trắc về sao siêu mới ở rất xa, vào đầu năm 1998, hai đội nhà thiên văn vật lí đã
công bố kết luận lạ lùng rằng sự dãn nở của vũ trụ thật ra là đang gia tốc – và không
bị chậm lại dưới sự ảnh hưởng của lực hấp dẫn như người ta mong đợi. Công bố đó
hầu như nằm ngoài niềm tin: để giải thích cho sự gia tốc, khoảng 75% thành phần
khối lượng-năng lượng của vũ trụ phải cấu thành từ một số chất đẩy hấp dẫn huyền
bí từ trước đến nay chưa ai từng nhìn thấy. Chất này, chất sẽ quyết định số phận của
vũ trụ, được đặt tên là năng lượng tối.

Vũ trụ không chỉ dãn nở, mà còn dãn nở với tốc độ ngày càng nhanh.
Giống như một người đương đầu với việc chẩn đoán một căn bệnh đe dọa
tính mạng, cộng đồng khoa học đã tiến triển qua năm giai đoạn phản ứng với việc
khám phá ra năng lượng tối: phủ nhận, giận dữ, mặc cả, suy sụp tinh thần và chấp
nhận. Nhờ một số quan sát độc lập, ngày nay chúng ta biết nhiều về giai đoạn thứ
nhất ở trên.
© hiepkhachquay 2
Đầu tiên, những phép đo nền vi sóng vũ trụ - bể bức xạ vi sóng còn lại từ
thời Big Bang – thực hiện hồi năm 2000 bởi các thí nghiệm khí cầu Boomerang và
MAXIMA, và hồi năm 2003 bởi thí nghiệm WMAP, đã độc lập nhau mang lại sự
ủng hộ cho một vũ trụ đang gia tốc. Bằng chứng thêm nữa đến từ Cuộc khảo sát
bầu trời Kĩ thuật số Sloan, hồi năm 2005 đã đo “các gợn sóng” trong sự phân bố

của các thiên hà để lại dấu vết trong các dao động âm của plasma nguyên thủy
360.000 năm sau Big Bang khi vũ trụ đã đủ lạnh để cho vật chất và bức xạ tách
riêng ra. Các nhà thiên văn cũng chống đỡ bằng chứng của họ cho một vũ trụ đang
gia tốc bằng nghiên cứu thấu kính hấp dẫn – cách thức ánh sáng phát ra từ những
nguồn ở xa bị bẻ cong bởi trường hấp dẫn của các cụm thiên hà khối lượng lớn ở
dọc đường. Cuối cùng, cách tiếp cận sao siêu mới nguyên thủy đã tự mở rộng và
củng cố thêm bởi việc bao gồm nhiều vật thể hơn, đo được chính xác hơn và một
phạm vi lớn hơn của lịch sử vũ trụ, với sự hỗ trợ của các kính thiên văn trên mặt đất
và Kính thiên văn vũ trụ Hubble (xem hình).

Khám phá năng lượng tối được làm cho có thể thực hiện được nhờ thực tế đáng chú ý là độ sáng
định cỡ của sao siêu mới loại Ia – sao đang bùng nổ - là như nhau cho dù nó ở cách bao xa đi nữa.
Do đó, sao siêu mới tác dụng giống như một vật chỉ thị khoảng cách chính xác, nhờ đó cho phép
các nhà nghiên cứu tìm hiểu động lực học vũ trụ. Hình trên biểu diễn “đường cong ánh sáng” của
73 sao siêu mới – độ sáng tăng lên từ khoảng 18 ngày trước độ sáng cực đại (được định nghĩa là
ngày 0) và sau đó mờ dần đi - theo số liệu đo bởi Cuộc khảo sát sao siêu mới. Đường cong ánh
sáng giống hệt biểu hiện bởi sao siêu mới ở độ lệch đỏ cao, z > 0,589 (màu đỏ), và độ lệch đỏ kém
hơn có z < 0,589 (màu xanh).
Cùng với nhau, những quan trắc này đã đưa các nhà vũ trụ học đến một bản
mô tả vũ trụ gọi là mô hình tương thích. Theo bức tranh này, 75% khối lượng năng
lượng vũ trụ tồn tại dưới dạng một thành phần gia tốc đẩy hấp dẫn, bí ẩn, còn 25%
còn lại có tương tác hút hấp dẫn. Thật ra, đa phần trong số 25% này (khoảng 5/6)
không phải là vật chất thông thường mà là một số chất không biết nữa – gọi là vật
© hiepkhachquay 3
chất tối – hút hấp dẫn bình thường cho đến nay vẫn chưa kết hợp được với bức xạ
điện từ. Nói chung, mô hình tương thích cho thấy chúng ta chỉ hiểu được một phần
đáng xấu hổ chừng 4% thành phần của vũ trụ của chúng ta.
Đối mặt với số liệu
Cuối năm 2003, việc phủ nhận sự gia tốc vũ trụ không còn là một sự lựa
chọn nữa. Tuy nhiên, vào lúc đó, sự thất vọng hoặc giận dữ mới bắt đầu dâng lên.

Giống hệt như một người bệnh kêu gào lên “tại sao lại là tôi, tại sao lại là lúc này ?”,
nên các nhà vật lí thật sự muốn tìm hiểu xem tại sao vũ trụ lại đang gia tốc chứ, và
nhất là tại sao nó lại gia tốc vào lúc này. Đây là do các quan sát sao siêu mới không
thể cho chúng ta biết sao siêu mới là cái gì, thì tác dụng của nó lên việc xé toạc vũ
trụ ra giống một cách trêu ngươi với cái mà người ta mong đợi nếu như vũ trụ thấm
nhuần một hằng số vũ trụ lâu nay bị bỏ rơi của Einstein.
Ngay sau khi Einstein công khai lí thuyết tương đối rộng của ông vào năm
1915 – lí thuyết mô tả động lực học của vũ trụ và sự tiến hóa của vật chất và năng
lượng bên trong nó – ông đã đưa một hằng số vào trong các phương trình của mình
để trung hòa lực hút hấp dẫn của vật chất thông thường. Ông làm điều này vì ông
muốn lí thuyết mới của mình phù hợp với niềm tin lúc ấy rằng vũ trụ là tĩnh tại.
Nhưng khi ấy, vào năm 1929, Edwin Hubble chỉ ra rằng vũ trụ đang dãn nở,
Einstein buộc phải đưa ra hằng số vũ trụ ra khỏi lí thuyết trở lại. Tuy nhiên, kể từ đó
thì khả năng có năng lượng đẩy hấp dẫn vẫn còn tiềm ẩn trong lí thuyết của Einstein.
Thật kịch tính, mặc dù “hằng số vũ trụ” rốt cuộc là một nguồn gây ra sự thất
vọng não nề đối với các nhà vật lí, nhưng nó cũng được tiên đoán bởi nền vật lí của
những đối tượng rất nhỏ: cơ học lượng tử. Lí thuyết trường lượng tử tiên đoán rằng
ngay cả không gian trống rỗng cũng có mật độ năng lượng do sự sinh và hủy tự phát
của các hạt sơ cấp. Tuy nhiên, trên cơ sở các hạt mà chúng ta đã biết là tồn tại, thì
mật độ năng lượng chân không theo cơ học lượng tử sẽ lớn đến mức gây lúng túng
gấp 10
120
lần so với giá trị cần thiết để giải thích cho sự gia tốc vũ trụ.
Ngoài câu hỏi hóc búa xem có một ứng cử viên tự nhiên nào như thế cho
năng lượng tối vào 120 bậc độ lớn là quá lớn, thì sự gia tốc vũ trụ hình như chỉ mới
bắt đầu gần đây trong lịch sử vũ trụ. Có lẽ hằng số vũ trụ đã vượt quá tác dụng hấp
dẫn của vật chất tại mọi thời điểm trong 13,7 tỉ năm qua, trong thời gian đó vũ trụ
đã dãn nở lên gấp 10
28
hay ngần ấy lần. Cho đến nay nó chỉ đóng góp hai bậc của

hai lần dãn nở gần đây – giống như tỉ lệ so le 2 trong 10
28
! Những điều vô lí này
hình như đơn thuần sắp đặt để làm cho các nhà khoa học điên dại, hay cho một lời
giải thích kiểu con người trong đó các định luật của tự nhiên vì lí do gì đó liên kết
với sự có mặt của chúng ta.
Các nhà vật lí chống lại sự giận dữ với việc mặc cả rằng có lẽ chúng ta
không phải đối phó với một hằng số vũ trụ thật sự mà là một trường lượng tử biến
thiên điều chỉnh mật độ năng lượng của chân không như thể vũ trụ dãn nở. Cách lí
giải này cũng gợi đến sự lạm phát – giai đoạn tức thời sau Big Bang trong đó vũ trụ
dãn nở thêm khoảng có lẽ chừng 10
26
lần trong vòng chỉ 10
-33
s. Có khả năng độ lớn
của hằng số vũ trụ đo được là nhỏ vì vũ trụ già nua, và có lẽ nguyên nhân tại sao sự
gia tốc xảy ra rất gần với thời hiện tại do vật chất mới trở nên thống trị bức xạ và
những cấu trúc đậm đặc khá gần đây thôi.
© hiepkhachquay 4
Từ năm 1998, các nhà lí thuyết đã nghiên cứu một phạm vi rộng những mô
hình như thế, ví dụ gồm những lí thuyết trường lượng tử mới như “thuyết nguyên tố
thứ năm” và các mở rộng của thuyết tương đối rộng (xem hình bên dưới). Tiến bộ
lớn đã được thực hiện trong việc sàng lọc ngôi vườn mô hình, nhưng vẫn còn đó
một lùm cây um tùm. Khó khăn trong việc lựa chọn trong số nhiều đề xuất cho năng
lượng tối – cùng với thực tế là đa số phép đo chúng ta có thể tiến hành thử và tìm
hiểu tính chất của nó dựa trên nền thiên văn vật lí phức tạp của các vật thể xa xôi –
đã mang một bộ phận cộng đồng vào giai đoạn chán nản.

Năng lượng tối – chất chưa rõ đang làm cho sự dãn nở của vũ trụ tăng tốc – có thể do những dao
động lượng tử của chân không, chúng có thể được xem là “tính co dãn” của không gian trống rỗng.

Việc tìm hiểu trường lượng tử là tĩnh tại hay biến thiên theo thời gian sẽ mang lại cho chúng ta
những manh mối quan trọng về nguồn gốc của năng lượng tối. Hằng số vũ trụ của Einstein, với nó
các số liệu hiện nay là tương thích, giống như một trường của các lò xo giống hệt nhau không thay
đổi theo thời gian (hình chèn phía trên), còn “thuyết nguyên tố thứ năm” thì giống như trường biến
thiên trong không gian và thời gian (hình chèn vào phía dưới).
Tuy nhiên, những tiến bộ đạt được trong vài năm vừa qua cho thấy có thể sẽ
có ánh sáng ở cuối đường hầm. Một sự phối hợp của các thí nghiệm thế hệ kế tiếp,
lí thuyết và chương trình máy tính sẽ sớm đưa các nhà nghiên cứu vào giai đoạn
chấp nhận, và phấn khởi hơn nữa là sự hiểu biết và đánh giá đúng bản chất của vũ
trụ đang gia tốc của chúng ta
Học cách đi
Trong 10 năm kể từ khi phát hiện ra sự gia tốc vũ trụ, các nhà vật lí đã học
được cơ sở của cách đi và nói. Phần nhiều trong số này là xác định “phương trình
trạng thái” cho năng lượng tối. Einstein đã chỉ ra rằng ngoài khối lượng, mọi dạng
năng lượng đều đóng góp cho hấp dẫn. Đặc biệt, thuyết tương đối rộng tiên đoán
rằng cường độ của lực hút hấp dẫn bị chi phối bởi sự kết hợp nhất định của mật độ
năng lượng, ρ, và áp suất p, dưới dạng: ρ + 3p. Tuy nhiên, nếu áp suất là âm (như
© hiepkhachquay 5
khi hai vật phân cách nhau bằng các lò xo cuộn lại chẳng hạn), sự kết hợp này có
thể có giá trị nhỏ hơn không, như vậy đã chuyển hấp dẫn từ lực hút thành lực đẩy.
Vì thế, các nhà vật lí thường định nghĩa phương trình trạng thái dưới dạng
w = p/ρ, trong đó w nhỏ hơn – 1/3 để gây ra sự gia tốc vũ trụ. Hằng số vũ trụ
Einstein tương ứng với w = - 1, vì tình huống trong đó áp suất bằng và đối với mật
độ năng lượng là cách duy nhất để thu được mật độ năng lượng độc nhất không thay
đổi trong không gian và thời gian, như Einstein vẫn nghĩ. Nhưng trong nỗ lực tìm
hiểu bản chất và nguồn gốc của năng lượng tối, các nhà nghiên cứu đã tiến xa khỏi
những phương trình trạng thái đơn giản nhất này và nghiên cứu những giá trị khác
của w và nhất là hiện nay đang tìm cách hiểu các tính chất của năng lượng tối là
hàm của thời gian, w(t).
Nhờ những dữ liệu thu thập qua những quan sát trên mặt đất và trên không

gian trong một thập niên vừa qua, chúng ta biết rằng w đạt mức trung bình trong 7 tỉ
năm vừa qua – từ khi vũ trụ có phân nửa kích thước hiện nay của nó – trong vòng
10% hằng số vũ trụ Einstein, w = -1. Thời kì gia tốc có lẽ bắt đầu khoảng 5 tỉ năm
trước, trước đó năng lượng tối còn hiếm nên lực hấp dẫn thống trị và làm chậm dần
sự dãn nở của vũ trụ (tức là sự giảm tốc vũ trụ).
Hiểu biết của chúng ta về việc năng lượng tối thật ra phát sinh như thế nào và
nó có biến thiên theo thời gian hay không thì khiêm tốn hơn nhiều lắm. Ví dụ, trước
giờ mọi người chúng ta có thể kết luận rằng w không biến thiên nhiều hơn hai lần
trong 7 tỉ năm vừa qua. Thách thức hiện nay là biến sự hiểu biết của chúng ta về w
thành phép đo chính xác, với sai số cỡ 2%, và biết nó biến thiên như thế nào theo
thời gian đến độ chính xác tốt hơn 10%. Khi đó, chúng ta sẽ có nhiều chỉ dẫn hơn
về nền vật lí mới chi phối vũ trụ của chúng ta.
Một phương pháp thu được kết quả này là thu thập nhiều loại dữ liệu hơn
nữa bằng các dụng cụ khảo sát vũ trụ trực tiếp và đã biết rõ. Dễ dàng thấy việc thu
thập thêm nhiều loại dữ liệu hơn so với hiện nay chúng ta có là không đủ, chúng ta
cần phải quan sát các sao siêu mới và thiên hà nằm sâu hơn nữa trong không gian và
nhờ đó là nhìn xa hơn nữa ngược dòng thời gian. Chúng ta cũng cần phải có thể
tách biệt rõ ràng hơn nhiều so với hiện nay những tính chất đích thực của vũ trụ từ
sự không hoàn hảo trong những quan sát của chúng ta. Chẳng hạn, một sao siêu mới
có thể xuất hiện trước mắt chúng ta dưới dạng mờ tối vì nó nằm ở quá xa hoặc ánh
sáng của nó bị tán xạ bởi bụi trong thiên hà nơi nó cư trú, và thấu kính hấp dẫn là vì
sự làm lu mờ hình ảnh của kính thiên văn do bầu khí quyển của Trái Đất.
Do nhiều tính chất của năng lượng tối bị hòa lẫn với các đại lượng khác,
chẳng hạn như mật độ vật chất trong vũ trụ, nên cần thiết phải sử dụng nhiều kĩ
thuật quan trắc khác nhau. Hơn nữa, do năng lượng tối vừa ảnh hưởng trực tiếp lên
các khoảng cách vũ trụ vừa ảnh hưởng gián tiếp lên sự phát triển của các thiên hà và
các cụm thiên hà (vì thật khó cho các cụm khối lượng phát triển nếu như không gian
xung quanh chúng bị kéo nhanh ra xa nhau), nên kĩ thuật bổ sung cũng có thể giúp
trả lời những câu hỏi quan trọng về mùi vị cần thiết của nền vật lí mới. Đây có thể
là một thành phần vật lí mới, ví dụ như năng lượng trường lượng tử, cái ảnh hưởng

đến khoảng cách vũ trụ và sự phát triển thiên hà theo cách giống nhau, hay một quy
luật vật lí mới mở rộng thuyết hấp dẫn Eíntein, cái ảnh hưởng đến khoảng cách và
sự phát triển thiên hà theo kiểu khác nhau.
© hiepkhachquay 6
Nếu nhìn vào bản ghi vết tích phát hiện nền vật lí mới của các nhà thiên văn,
chúng ta có thể thấy tại sao chúng ta cần có những quan sát mới để giải quyết vấn
đề. Nan đề của thế kỉ 18 về chuyển động của các hành tinh nhóm ngoài hệ Mặt Trời
đã được giải quyết bằng cách thêm một thành phần vật chất mới – đó là Hải Vương
tinh, phát hiện ra năm 1829. Nan đề của thế kỉ 19 về chuyển động của hành tinh
nhóm trong, Thủy tinh, mặt khác, đã đưa đến sự mở rộng thuyết hấp dẫn Newton:
thuyết tương đối rộng. Nan đề của thế kỉ 20 về chuyển động của các sao trong các
thiên hà có khả năng sẽ được giải quyết bằng việc khám phá ra một thành phần
mới – các hạt vật chất tối, mặc dù cho đến nay chúng ta chưa hề phát hiện ra chúng.
Đối với vật chất tối, hiện nay là vấn đề cấp thiết nhất trong vũ trụ học, bí ẩn của
thành phần mới cùng với quy luật mới chỉ có thể kết luận thông qua những những
thí nghiệm được lên kế hoạch cẩn thận.
Chuyển hướng sang vũ trụ sơ khai
Có bốn kĩ thuật thực nghiệm chủ yếu sẽ cho phép chúng ta soi ánh sáng lên
bí ẩn của năng lượng tối. Đầu tiên là tìm những gợn sóng trong sự phân bố của các
thiên hà, chúng phát ra trong những dao động âm học của vật chất baryon tính (tức
là vật chất thông thường) khi nó liên kết với bức xạ nền vũ trụ trước khi vật chất và
bức xạ tách riêng ra. Giống như những chiếc lá (baryon) trôi nổi trên mặt hồ (bức xạ
nền), các gợn sóng trong nước được nhận ra ở hình ảnh những chiếc lá. Vì chúng ta
chỉ có thể đo bước sóng của những gợn sóng từ hình mẫu dao động nhiệt độ trong
nền vi sóng vũ trụ, nên chúng ta có thể so sánh chúng với những quan sát về hình
mẫu thiên hà trên bầu trời để xác định khoảng cách đến những thiên hà này.

Vệ tinh Planck là một trong số vài dự án mới sẽ soi ánh sáng lên năng lượng tối
bằng việc nghiên cứu nền vi sóng vũ trụ.
Do chỉ có 1/6 toàn bộ vật chất là có baryon tính, trong khi phần còn lại ở

trong dạng thức có phần tối hút hấp dẫn nhưng không cặp đôi với ánh sáng (giống
như đá ở trong hồ không bị ảnh hưởng bởi chuyển động của nước), nên hình ảnh
dao động baryon tính huyền ảo hơn nhiều so với các thăng giáng nhiệt độ chúng ta
© hiepkhachquay 7
nhìn thấy ngay trong nền vi sóng bằng các thiết bị khảo sát như WMAP. Tuy nhiên,
năm 2005, Cuộc khảo sát bầu trời kĩ thuật số Sloan, tiến hành trên dữ liệu thu thập
bởi một chiếc kính thiên văn 2,5 m đặt ở New Mexico nhìn ngược trở lại 4 tỉ năm,
đã phát hiện ra các gợn sóng baryon yếu. Thật vậy, như đã nói ở phần đầu, thực tế
hình ảnh thiên hà phù hợp với mô hình tương thích ủng hộ cho khám phá ra vũ trụ
đang gia tốc.
Để cải tiến độ chính xác của những phép đo, bây giờ chúng ta cần mở rộng
những khảo sát thiên hà như thế đến thể tích lớn hơn nhiều. Bắt đầu vào năm 2009,
Cuộc khảo sát bầu trời dao động baryon được lên lịch trình bắt đầu khảo sát một
phần tư bầu trời đến độ lệch đỏ z = 0,8, khi vũ trụ ở phân nửa tuổi của nó hiện nay,
cũng như một lát mỏng bầu trời ở khoảng z = 2,5 khi nó ở vào 1/6 tuổi của nó hiện
nay. (Độ lệch đỏ là do sự trải ra của ánh sáng khi vũ trụ dãn nở và nhờ đó mang lại
một số đo khoảng cách: z = (λ
obs
– λ
0
)/λ
0
, trong đó λ
obs
là bước sóng của ánh sáng
phát hiện và λ
0
là bước sóng của ánh sáng khi nó phát ra) Thí nghiệm Kính thiên văn
năng lượng tối Hobby—Eberly (HETDEX) theo kế hoạch bắt đầu quan sát vào năm
2010, sẽ tập trung vào lát mỏng thứ hai này một cách chi tiết hơn.

Phương pháp dao động - âm học – baryon chủ yếu nhạy với mật độ vật chất
của vũ trụ. Đây là vì những phép đo như thế cần một sự so sánh giữa kích thước
quan sát thấy của những gợn sóng âm học với kích thước mong đợi từ nền vi sóng
vũ trụ, chúng phát ra trong thời kì khi mà sức hút hấp dẫn từ phía vật chất phải
chiếm ưu thế so với sức đẩy hấp dẫn từ năng lượng tối. Tuy nhiên, khi kết hợp với
những quan sát sao siêu mới, điều này giữ vai trò quan trọng trong việc tách mật độ
vật chất khỏi các tính chất năng lượng tối.
Kĩ thuật thứ hai xử lí năng lượng tối là nghiên cứu chính nền vi sóng vũ trụ.
Nhiệt độ và quy mô không gian của các chấm nóng và lạnh trong biển bức xạ điện
từ này mang lại một công cụ thăm dò tráng lệ của vũ trụ nguyên thủy chừng
360.000 năm sau Big Bang. Vì vũ trụ sơ khai phải bị vật chất thống trị, với một ít
năng lượng tối, nên nền vi sóng phản ánh tương đối ít trực tiếp về tính chất của
năng lượng tối. Nhưng, giống như dao động âm học baryon tính, nó giữ một vai trò
quan trọng trong việc tách riêng ra vai trò của mật độ vật chất.
Ngoài những dữ liệu đang triển khai từ WMAP và những thí nghiệm trên
mặt đất, một thế hệ mới của các thí nghiệm nền vi sóng vũ trụ, như Clover, EBEX,
PolarBear, QUIET và Spider – sẽ xây dựng tại sa mạc cao Amataca ở Chile hoặc
bay trên khí cầu – được mong đợi mang lại dữ liệu từ năm 2008 đến 2010. Những q
này – không tính đến dữ liệu từ vệ tinh Planck, sẽ được phóng lên trong năm 2008 –
sẽ cho phép chúng ta đo sự phân cực của bức xạ vi sóng vũ trụ và có lẽ cho phép
chúng ta sử dụng một loại thấu kính hấp dẫn yếu, kĩ thuật thứ tư được trình bày ở
phần sau, để tim ra nhiều hơn về năng lượng tối.
Bức xạ vi sóng vũ trụ cũng mang lại “ánh sáng phản hồi” để phát hiện ra các
cụm thiên hà qua “cái bóng” của chúng khi các photon vi sóng tán xạ khỏi các
electron nóng bỏng trong lõi thiên hà. Được gọi là hiệu ứng Sunyaev–Zel'dovich,
một vài nhóm nghiên cứu hi vọng sử dụng được hiệu ứng này để đo kích thước của
các cụm thiên hà và do đó khoảng cách của chúng nhằm nghiên cứu năng lượng tối.
Các thí nghiệm như ACT và APEX-SZ ở Chile và Kinh thiên văn Nam Cực chỉ mới
bắt đầu hoạt động thử theo cách tiếp cận này.
© hiepkhachquay 8

Thăm lại sao siêu mới
Phương pháp trực tiếp nhất đo sự dãn nở vũ trụ giống như kĩ thuật đã được
sử dụng để phát hiện ra năng lượng tối ở giai đoạn thứ nhất: quan sát sao siêu mới
“loại Ia” ở xa. Đáng chú ý là toàn bộ những phép đo về những ngôi sao đang bùng
nổ này cho thấy chúng có cùng độ sáng chuẩn hóa bất chấp chúng xảy ra ngày hôm
qua hay 10 tỉ năm trước đây (độ sáng nội tại của chúng có thể biến thiên, nhưng một
khi tính đến thời gian cho ánh sáng của chúng đạt cực đại và mờ dần, thì độ sáng
của chúng có vẻ khá chuẩn). Như vậy, độ sáng đo được của sao siêu mới – có thể
nhìn vào chiều sâu của vũ trụ - cho chúng ta biết chúng ở cách bao xa.
Việc khám phá ra vũ trụ đang gia tốc hồi 10 năm trước là dựa trên quan sát
của vài tá sao siêu mới, nhưng kể từ đó các nhà nghiên cứu đã đo được vài trăm và
thu được một bức tranh thô của 10 tỉ năm vừa qua của sự dãn nở vũ trụ. Tiến bộ hơn
nữa trong vũ trụ học sao siêu mới yêu cầu những phép đo chính xác và chi tiết hơn
nữa về khoảng thời gian trọn vẹn này. Việc này giống như cách người ta xây dựng
bức tranh khí hậu của Trái Đất bằng cách nghiên cứu các vân cây, với các vân rộng
hướng tới một năm ấm hơn. Nhằm thu được bức tranh khí hậu rõ ràng nhất, người
ta không chỉ cần khảo sát nhiều cây hơn mà còn thu thập đủ dữ liệu từ các loại cây
khác nhau trong những môi trường khác nhau nhằm mang lại sự hiểu biết chính xác
hơn.

Sử dụng các phép đo vũ trụ học, chúng ta có thể lần theo khoảng cách tăng dần giữa các thiên hà
như một hàm của thời gian – tức là biểu đồ tiến hóa của sự dãn nở của vũ trụ ngược dòng thời
gian từ hiện tại (tại thời điểm 0 và khoảng cách đặt bằng 1) hay xuôi dòng thời gian tính từ Big
Bang (khoảng cách bằng 0). Kết hợp những kĩ thuật quan trắc khác nhau, như sao siêu mới, thấu
kính yếu và dao động baryon, cho phép các nhà thiên văn lập biểu đồ một ngưỡng rộng của lịch sử
vũ trụ và kiểm tra kết quả của phương pháp này so với phương pháp khác nhằm thu được sự hiểu
biết rõ ràng hơn về bản chất của vũ trụ đang gia tốc.
© hiepkhachquay 9
Trong tương lai trước mắt, những khảo sát ví dụ như Xưởng Sao siêu mới lân
cận sẽ nghiên cứu sao siêu mới từ đúng 1 tỉ năm gần đây nhất chi tiết một cách tài

tình, còn Panstarrs bắt đầu hoạt động trong năm 2008 ở Hawaii và Cuộc khảo sát
Năng lượng tối vào năm 2010 ở Chile sẽ khảo sát ngược dòng thời gian khoảng
chừng 7 tỉ năm, dù là kém chi tiết hơn. Tuy nhiên, sẽ khó mà phân biệt các mô hình
khác nhau cho năng lượng tối cho đến khi một thí nghiệm kết hợp được những đại
lượng tốt nhất của từng loại khảo sát: nói cách khác, đó là một sự xem xét chi tiết
cao độ từn sao siêu mới trong toàn bộ thời kì năng lượng tối ảnh hưởng đến vũ trụ.
Đối với các nguồn phát ở xa, ánh sáng bị lệch đỏ sang bước sóng hồng ngoại gần,
nên mục tiêu này yêu cầu một đài quan sát trên không gian.
Năm 1999, Thiết bị khảo sát Sao siêu mới/Gia tốc (SNAP) được đề xuất
nhằm thực hiện một sự so sánh “cây với cây” chi tiết cho chừng vài ngàn sao siêu
mới đang mở rộng trong 10 tỉ năm qua. NASA và Bộ Năng lượng Mĩ đã đồng ý tiến
hành Sứ mệnh Năng lượng tối chung, và hiện nay có thêm ít nhất là hai đề xuất nữa.
Đó là Kính thiên văn không gian Năng lượng tối (Destinv), thiết bị sẽ nghiên cứu
sao siêu mới và thấu kính yếu, và Kính thiên văn Vật lí Năng lượng tối tiên tiến
(ADEPT), sẽ nghiên cứu các dao động âm học baryon và sao siêu mới. Cả hai đều
đang cạnh tranh quỹ tài trợ với SNAP, và sứ mệnh thành công sớm nhất sẽ là vào
năm 2014.
Vũ khí cuối cùng mà chúng ta có để xử lí năng lượng tối là thấu kính hấp dẫn
yếu, bao gồm việc đo hình ảnh uốn cong ánh sáng phát ra bởi những thiên hà ở xa
do trường hấp dẫn của những sự tập trung khối lượng ví dụ như các thiên hà trên
đường truyền ánh sáng. Tưởng tượng một ai đó cầm một thấu kính giữa bạn và một
bức tường phủ một lớp giấy dán tường có hoa văn, sẽ méo hình sẽ phụ thuộc cả vào
sức mạnh của thấu kính lẫn khoảng cách từ nó đến hai mắt bạn và bức tường. Do đó,
thấu kính yếu khảo sát năng lượng tối vừa trực tiếp thông qua việc kéo căng khoảng
cách vừa gián tiếp thông qua khối lượng của các cụm thiên hà, vì sự dãn nở càng
nhanh thì càng khó cho lực hấp dẫn hút vật chất lại với nhau. Khi xem xét đồng thời,
những cuộc khảo sát lớn nhất và sâu xa nhất đảm nhận hình ảnh trong chừng mực
khoảng 1/400 của toàn bộ bầu trời, chủ yếu từ dữ liệu thu thập bởi Khảo sát Kính
thiên văn Canada-Pháp-Hawaii.
Những cuộc khảo sát chừng chục lần lớn hơn, đến những chiều sâu khác

nhau, sẽ được tiến hành trong vòng vài năm tới bởi Khảo sát Kilodegree ở Chile,
PanStarrs và Khảo sát Năng lượng tối. Kính thiên văn Khảo sát Khái quát Lớn
(LSST) mới trên mặt đất, bắt đầu vào năm 2013 hoặc muộn hơn, cũng được lên kế
hoạch khảo sát phân nửa của toàn bộ bầu trời, trong khi sứ mệnh SNAP cũng bao
hàm một khảo sát thấu kính yếu trên không gian có thể bao quát khoảng 1/10 bầu
trời sâu và với độ phân giải cao.
Những dữ liệu như thế, nhất là khi phối hợp với một khảo sát khoảng cách
thuần túy như khảo sát sao siêu mới, phải có thể mang lại những phép kiểm tra
chính xác tính chất của năng lượng tối – bao gồm việc làm sáng tỏ nghi vấn chủ yếu
xem năng lượng tối là một thành phần mới của vũ trụ hay là biểu hiện của những
quy luật mới của sự hấp dẫn. Đây là do sự bẻ cong ánh sáng chụp được bởi thấu
kính hấp dẫn yếu bị ảnh hưởng bởi cả sự gia tốc của vũ trụ lẫn cường độ hấp dẫn,
trong khi các khoảng cách sao siêu mới chỉ phụ thuộc vào sự gia tốc vũ trụ - bất
chấp nó bị chi phối bởi sự hấp dẫn mới hay một trường lượng tử mới. Chỉ bằng cách
© hiepkhachquay 10
sử dụng cả khảo sát khoảng cách như khảo sát sao siêu mới và khảo sát gia tăng như
thấu kính, chúng ta có thể tách riêng ra những ảnh hưởng này và khám phá ra nguồn
gốc vật lí thật sự của câu hỏi hết sức hóc búa của chúng ta, sự gia tốc vũ trụ.
Tương lai sáng sủa cho năng lượng tối
Trong 10 năm tới, chúng ta có thể lạc quan về những tiến bộ trong sự hiểu
biết của chúng ta về năng lượng tối. Những thí nghiệm phức tạp thế hệ tiếp theo
đang được thiết kế sẽ cải thiện đáng kể độ chính xác của những phép đo năng lượng
tối sử dụng nhiều kĩ thuật, phần nhiều trong số đó bổ sung cho nhau và do đó đưa
chúng ta gần hơn đến việc hiểu biết những tính chất của năng lượng tối. Trong thời
gian 10 năm, chúng ta phải có thể xác định phương trình trạng thái đến độ chính xác
2% và xem nó có biến thiên hơn 10% hay không trong 10 tỉ năm qua, đồng thời
cũng kiểm tra xem nền vật lí mới bao hàm một trường lượng tử mới hay một lí
thuyết hấp dẫn mới.

Một trong những khó khăn trong việc tìm hiểu nguồn gốc của năng lượng tối là bất kì kĩ thuật nào
khảo sát vũ trụ cũng phản hồi câu trả lời kết hợp các mảng thông tin khác nhau. May thay, những
kĩ thuật nhất định có thể kết hợp mang lại câu trả lời có sức mạnh hơn nhiều. Khi vẽ đồ thị phương
trình trạng thái thông số cho năng lượng tối, w, đại lượng đo lượng đẩy “phản hấp dẫn” mà nó có,
theo lượng vật chất có mặt hiện nay,
Ω
M
, vật chất cấu thành nên phần còn lại của vũ trụ, chúng ta
có thể thấy dữ liệu hiện nay từ khảo sát sao siêu mới (dải màu xanh dương), bức xạ nền vi sóng vũ
trụ (màu cam), và dao động âm học baryon (màu xanh lá) đều cho góc khác lên bản chất của năng
lượng tối (vùng tô đậm hơn của từng màu biểu diễn độ tin cậy thời gian riêng 68% và vùng tô nhạt
hơn là độ tin cậy 95% và 99%). Khi kết hợp kết quả từ cả ba khảo sát này lại, chúng ta có thể đột
ngột chú ý vào bản chất của năng lượng tối. Kết quả này được chỉ ra bằng vùng màu đen nhỏ ở
chính giữa, cho thấy rằng năng lượng tối phù hợp với hằng số vũ trụ Einstein cho bởi w = - 1.
© hiepkhachquay 11
Với những tiến bộ như thế, chúng ta sẽ có thể chắc chắn chuyển sang giai
đoạn chấp nhận nền vật lí mới của vũ trụ đang gia tốc của chúng ta. Có lẽ chúng ta
sẽ còn nhận định rằng những câu hỏi hóc búa như tại sao năng lượng tối tồn tại và
tại sao nó tồn tại ngay lúc này có những lời giải đơn giản bộc lộ thứ gi đó tuyệt đẹp
về nền vật lí cơ sở. Nhưng chúng ta cũng không nên quên rằng lĩnh vực năng lượng
tối là rất trẻ, và có lẽ chúng ta sẽ còn có một thời kì khám phá lâu dài và đầy hào
hứng ở phía trước trước khi nó trưởng thành.
Việc tìm hiểu phương trình trạng thái cho năng lượng tối cũng có thể đột
ngột làm thay đổi sự hiểu biết của vũ trụ về số phận của vũ trụ. Ví dụ, sự tăng tốc
liên tục sẽ dẫn tới một vũ trụ ngày càng kém đậm đặc hơn và lạnh lẽo hơn, với
đường chân trời của vũ trụ nhìn thấy tiến gần đến xung quanh người quan sát và
cuối cùng để lại cho chúng ta một vũ trụ thật sự tối tăm. Nhưng sự hiểu biết tốt hơn
về năng lượng tối cũng làm phát sinh những nghi vấn sâu sắc khác.
Nếu như sự dãn nở tăng tốc thật sự là một cánh cửa mở vào những lí thuyết
hấp dẫn mới, chẳng hạn, thì nó có thể hé mở những chiều ẩn giấu của không-thời

gian hay không ? Năng lượng tối có hoàn toàn tối, tách rời với vật chất và các
trường lượng tử khác hay không ? Có thể nào phát hiện ra sự co cụm năng lượng
tối – một bổ sung cần thiết cho bất kì sự biến đổi nào của năng lượng tối theo thời
gian – hay không ? Và có hay không một sự biến đổi có liên quan trong cái chúng ta
cho là những hằng số, ví dụ như hằng số hấp dẫn Newton hay khối lượng của
electron ?
Tiếp theo câu trả lời cho những câu hỏi nan giải đó về bản chất của vũ trụ
của chúng ta đòi hỏi lí thuyết, mô phỏng và các quan sát liên tục phối hợp với nhau.
Trong cuộc truy lùng năng lượng tối, chúng ta sẽ không thể tránh khỏi và hài lòng
thu thập dữ liệu và đồng thời phát triển sự hiểu biết về vũ trụ thiên văn vật lí quen
thuộc hơn: các sao, thiên hà, cụm thiên hà, bức xạ nền vũ trụ, neutrino và những
khám phá đến nay vẫn chưa tưởng tượng ra. Con đường phía trước đang thách thức.
Nhưng các nhà vũ trụ có những ý tưởng rõ ràng trong việc thực thi những khảo sát
cải tiến nhằm tiếp tục sự tiến bộ đáng chú ý trong cuộc cách mạng vật lí của vũ trụ
đang tăng tốc.
Nghiên cứu sao siêu mới
Bằng cách đo sự dãn nở của vũ trụ sử dụng các sao đang bùng nổ - sao siêu
mới – làm vật chỉ thị khoảng cách, các nhà khoa học hi vọng trả lời được cho một
số câu hỏi cơ bản nhất của sự tồn tại, ví dụ như vũ trụ có vô hạn hay không, nó có
tiếp tục dãn nở mãi mã hay không, hay lực hấp dẫn sẽ có làm chậm sự dãn nở sao
cho vũ trụ cuối cùng sẽ bắt đầu co trở lại và sau cùng sẽ kết thúc trong một vụ “co
lại lớn” hay không. Sao siêu mới có ích về phương diện này vì chúng sáng đến mức
chúng có thể được nhìn thấy từ trên Trái Đất này, cho dù là ánh sáng của chúng đã
truyền đi 10 tỉ năm trước khi chạm tới chúng ta. Hơn nữa, có một họ sao siêu mới
nhất định – gọi là loại Ia – mà tất cả đều tỏa sáng đến giá trị cực đại như nhau trước
khi bắt đầu lu mờ đi. Vì chúng ta biết tốc độ ánh sáng, nên chúng ta có thể tính
được bao lâu trước đây những vụ nổ này xảy ra đơn giản bằng cách đo cực đại độ
sáng biểu kiến của sao siêu mới ngày nay.
Cái các nhà khoa học cần nghĩ tới là sao siêu mới với nhiều độ sáng biểu
kiến, nói cách khác, những sao này nằm ở những khoảng cách khác nhau tính từ

© hiepkhachquay 12
Trái Đất. Sao siêu mới chủ yếu phát ra ánh sáng xanh bước sóng ngắn bị kéo căng
thành những bước sóng dài hơn, đỏ hơn khi vũ trụ dãn nở. Bằng cách đo kích thước
của sự “lệch đỏ” này, người ta có thể xác định kích thước của vũ trụ khi vụ nổ xảy
ra tương đối so với kích thước của nó ngày nay. Cho dù là các nhà thiên văn Walter
Baade và Fritz Zwicky đã đề xuất hồi thập niên 1930 rằng một phép đo như thế có
thể thực hiện được, nhưng sao siêu mới ở bất kì độ lệch đỏ cho trước có nhiều độ
sáng thật sự, có nghĩa là ý tưởng đó héo mòn dần cho đến giữa thập niên 1980 khi
sao siêu mới loại Ia đồng đều hơn được nhận ra. Những tiến bộ trong kĩ thuật tính
toán và công nghệ camera cũng giúp làm tái sinh cách tiếp cận này: những camera
mới nhất không chỉ nhạy hơn nhiều so với các tấm phim chụp, mà còn là kĩ thuật số,
nghĩa là hình ảnh của chúng có thể dễ dàng phân tích bằng máy tính. Đặc biệt,
người ta có thể tìm kiếm sao siêu mới bằng cách quét qua các thiên hà trong một
đêm.

Sao siêu mới, ví dụ như các sao này chụp bởi Kính thiên văn vũ trụ Hubble, sáng như các thiên hà
và được rộng rãi để đo mức độ nhanh mà vũ trụ đang dãn nở.
Dẫu vậy, vấn đề không được sáng tỏ mãi cho đến cuối thập niên 1980 thì sao
siêu mới rất xa mới được tìm thấy và nghiên cứu khi tiến hành tìm kiếm sao siêu
mới. Thật vậy, một đội nhà thiên văn ở Đan Mạch, đứng đầu là Hans Nørgaard-
Nielsen, đã tiến hành một cuộc truy lùng khổng lồ tìm sao siêu mới từ năm 1986
đến 1988 mang lại chỉ một sao siêu mới loại Ia xa xôi; tệ hơn nữa, nó đã ở vào giai
đoạn lu mờ, độ sáng cực đại của nó đã qua.
Một thập niên nỗ lực là cần thiết để làm rạn ra vấn đề, bao gồm những kĩ
thuật mới tìm kiếm và nghiên cứu toàn bộ các nhánh của sao siêu mới loại Ia trước
khi chúng đạt đến độ sáng cực đại của chúng. Trong các thuyết trình tại các hội nghị
khoa học vào đầu năm 1998 và qua những bài báo công bố vào cuối năm đó, hai đội
nghiên cứu – đội Tìm kiếm Sao siêu mới Z cao đứng đầu là Brian Schmidt đến từ
trường đại học quốc gia Australia và Dự án Vũ trụ học Sao siêu mới đứng đầu là
một trong hai tác giả của bài viết này (SP) – đã đưa ra những kết quả rất bất ngờ.

Mặc dù họ đã cố gắng đo mức độ sự dãn nở vũ trụ chậm dần, nhưng cả hai đội
nghiên cứu đều tìm thấy sự dãn nở vũ trụ đang nhanh lên. Để thấy sao siêu mới bị
lệch đỏ một lượng nhất định, cả hai đội đều thấy cần phải nhìn vào những sao siêu
mới mờ nhạt hơn và ở xa hơn so với mong đợi. Nói cách khác, vũ trụ hiện nay đang
dãn nở nhanh hơn so với trong quá khứ.
© hiepkhachquay 13
Hiện nay, đã một thập niên trôi qua, các nhà khoa học vẫn không có ý kiến
tại sao sự dãn nở vũ trụ lại đang tăng tốc. Có lẽ nó là một dấu hiệu cho thấy thuyết
tương đối rộng của Einstein sẽ phải được xét lại. Nhưng nếu sự gia tốc là do cái gọi
là năng lượng tối, thì chúng ta còn lại một vấn đề khó khăn không kém – cụ thể là
gần như ba phần tư vật chất trong vũ trụ cấu thành từ thứ mà chúng ta chẳng biết gì
cả.
Năng lượng tối
• Phát hiện ra 10 năm trước đây từ những quan sát sao siêu mới do hai
đội quốc tế độc lập thực hiện, sự gia tốc vũ trụ là một trong những
khám phá nổi bật nhất trong vũ trụ học.
• Động lực chi phối sự tăng tốc vũ trụ thường được gán cho “năng
lượng tối” – một chất không biết, đẩy hấp dẫn và cấu thành đến 75%
thành phần khối lượng-năng lượng của vũ trụ.
• Dữ liệu hiện nay cho thấy năng lượng tối có thể là một số loại “hằng
số vũ trụ”, do Einstein đề xuất lần đầu tiên vào năm 1917 và có một
cách giải thích cơ lượng tử là năng lượng chân không.
• Nghi vấn chủ yếu mà các nhà nghiên cứu ngày nay đối mặt là năng
lượng thật sự là một hằng số vũ trụ hay một thứ gì đó khác còn lạ
lùng hơn. Giải quyết bài toán này bao gồm việc đo phương trình
thông số trạng thái, w, chính xác hơn nhiều nữa.
• Những phép đo chính xác hơn của sao siêu mới, các dao động âm học
baryon tính, nền vi sóng vũ trụ và thấu kính hấp dẫn yếu sẽ giúp trả
lời câu hỏi này trong thập niên tới.
• Năng lượng tối cuối cùng có thể để lại cho vũ trụ của chúng ta toàn

bộ sự tối tăm bởi việc làm cho các vật thể lùi xa khỏi Trái Đất ngày
càng nhanh hơn nữa cho đến khi chùng mờ khuất tầm nhìn.
Đọc thêm về năng lượng tối
R R Caldwell 2004 Dark energy Physics World May pp37–42
R R Caldwell and P J Steinhardt 2000 Quintessence Physics World November pp31—37
E V Linder 2007 Resource letter on dark energy and the accelerating universe
arXiv:0705.4102v1 Am. J. Phys. at press
S Perlmutter 2003 Supernovae, dark energy, and the accelerating universe Physics Today
April pp53–60
A G Riess and M S Turner 2004 From slowdown to speedup Sci. Am. 290 62–67
Hấp dẫn và vũ trụ đang gia tốc:
www.teachersdomain.org/resources/phy03/sci/ess/eiu/expand
Universe Adventure:
UniverseAdventure.org
Tác giả: Eric Linde và Saul Perlmutter hiện đang làm việc tại trường đại
học California ở Berkeley, Mĩ.
Nguyên bản: Dark energy: the decade ahead (Physics World, tháng 12/2007)
hiepkhachquay dịch
An Minh, ngày 05/12/2007, 21:29:15