Phát hiện trên hoàn toàn gây bất ngờ ngay cả đối với bản thân các nhà khoa học tiến hành nghiên cứu này. Cũng như trong giải Nobel Y học năm nay, một nửa số tiền của giải Nobel Vật lý 2011 được trao cho nhà nghiên cứu Adam Riess, còn nửa kia – cho hai nhà khoa học Saul Perlmutter và Brian Schmidt.
Gần lại những xa xôi
Khi ta đọc tin các nhà thiên văn học phát hiện ra ở khoảng cách 13,1 tỉ năm ánh sáng (một năm ánh sáng bằng 9.460 tỉ km) một ngôi sao hẻo lánh nhất vũ trụ thì cũng ít ai nghĩ về việc khoảng cách ấy được đo như thế nào. Thực sự thì vấn đề xác định thước đo các khoảng cách trong vũ trụ rất không đơn giản.
Phương thức căn bản trong công việc này là phương thức thị sai lượng giác. Vấn đề là ở chỗ, trong vòng chuyển động một năm của trái đất theo quỹ đạo ellip thì một ngôi sao, tương đối tĩnh lặng so với mặt trời, cũng vẽ nên trên nền trời một đường ellip của mình, nhỏ hơn so với của trái đất.
Một nửa vòng của đường ellip đó cho phép xác định khoảng cách tới ngôi sao đó. Điểm yếu chính của phương pháp này, từng được các nhà thiên văn học dùng tới từ thế kỷ XIX, là ở chỗ nó chỉ hữu dụng đối với những ngôi sao tương đối gần trái đất.
Kính thiên văn vũ trụ Hipparcos, được phóng lên năm 1989 và được trang bị đầy đủ những thiết bị hiện đại nhất ở thời điểm bấy giờ, đã chỉ có thể đo được thị sai (và dĩ nhiên là khoảng cách) tới những ngôi sao nằm cách trái đất không quá 1.600 năm ánh sáng. Khoảng cách này nhỏ hơn 1% đường kính của dải Ngân Hà, vì thế phương pháp xác định khoảng này không thích hợp với ngành vũ trụ học toàn cầu.
Bước nhảy vọt trong vấn đề xác định khoảng cách đã diễn ra ở những năm 20 của thế kỷ trước. Năm 1929 trên tạp chí “Proceedings of the National Academy of Sciences” đã công bố bài báo của nhà thiên văn học người Mỹ Edwin Hubble (1889-1953) trong đó xác định khoảng cách tới các tinh vân.
Theo định nghĩa của từ điển mở Wikipedia, tinh vân là hỗn hợp của bụi, khí hydro, khí helium và plasma. Tinh vân có thể là những đám bụi tập hợp lại với nhau do hấp dẫn (khối lượng chưa đủ để tạo thành một ngôi sao hay một thiên thể lớn), hoặc cũng có thể là vật chất được phóng ra do sự kết thúc của một ngôi sao. Các tinh vân thường tập trung thành những dải hẹp, dày từ vài chục đến vài trăm năm ánh sáng.
Tại thời điểm mà Hubble công bố bài báo của mình, tinh vân mới được coi là những đám mây khí và bụi ở bên trong dải Ngân Hà (nói chung, khi đó nhiều nhà thiên văn học đã nghĩ là trong vũ trụ chỉ tồn tại một hệ thiên hà duy nhất). Để tiến hành các nghiên cứu của mình, Hubble đã sử dụng các ngôi sao biến quang Cepheid, những ngôi sao mà cấp sao tuyệt đối của nó được xác định bởi chu kỳ xung động (lý thuyết Cepheid đã được hiệu chuẩn theo những ngôi sao thuộc dạng này ở gần trái đất mà khoảng cách tới chúng được xác định nhờ đo bằng phương pháp thị sai hình học). Khi quan sát các tinh vân, Hubble đã phát hiện ra rằng, trong chúng có thể phân biệt những ngôi sao xung động, đó cũng là những ngôi sao Cepheid nằm ở bên trong các tinh vân này.
Xác định cấp sao nhìn thấy của những ngôi sao đó và so sánh chúng với cấp sao tuyệt đối được xác định trong giai đoạn xung động, Hubble phát hiện ra rằng, các tinh vân thực chất đã tách khỏi trái đất những khoảng cách xa vô cùng tận – tới hàng triệu năm ánh sáng.
Từ đây, nhà thiên văn học người Mỹ này mới đưa ra kết luận rằng, tinh vân thực chất cũng là những hệ thiên hà riêng rẽ. Tuy nhiên, đây vẫn chưa phải là phát hiện chính yếu của Hubble - nhà thiên văn học người Mỹ này còn tìm ra được rằng, vận tốc xuyên tâm khi rời ra xa của các hệ thiên hà tỉ lệ thuận với khoảng cách tới chúng.
Từ đây, ông đã đưa ra định luật mà về sau được đặt tên ông: các ngôi sao càng xa trung tâm vũ trụ thì di chuyển ra xa khỏi trung tâm vũ trụ với tốc độ càng nhanh theo công thức: v = H×d. Trong đó: v là vận tốc di chuyển của các ngôi sao (km/s); H là hằng số Hubble, hiện nay người ta tính được H = 72 km/s/parsec. Parsec là đơn vị tính khoảng cách giữa các vì sao, 1 parsec = 3,08*1013km. Còn d là khoảng cách từ trung tâm vũ trụ tới ngôi sao đó tính bằng parsec…
Tuy nhiên, về sau các nhà khoa học lại tìm thấy rằng, trong định luật Hubble, cái cần nói tới lại không phải là vận tốc. Vấn đề là ở chỗ, trong những tính toán ban đầu của mình, Hubble đã cho rằng, dịch chuyển đỏ của ánh sáng phát đi từ các hệ thiên hà chỉ là do hiệu ứng Doppler.
Thế nhưng, tới những năm 30 của thế kỷ trước, các nhà lý thuyết lại tìm ra được rằng, nguyên nhân của dịch chuyển đỏ lại hoàn toàn khác – đó là từ sự mở rộng của vũ trụ. Mọi sự rất đơn giản: khi sóng điện từ xuyên qua vũ trụ, không gian càng nở ra và sóng lan tới chỗ người quan sát trở nên dài hơn khi mới rời khỏi nguồn đã phát ra nó. Dựa trên định luật Hubble, các nhà khoa học đã chuyển sang đo các khoảng cách chỉ ở trong chuyển dịch đó, được ký hiệu bằng chữ z.
Nói chung, mặc dù cơ sở lý thuyết để đo khoảng cách theo các ngôi sao Cepheid không phải do Hubble đưa ra, nhưng ông chính là người đầu tiên áp dụng nó trong thực tế.
Siêu mới dạng Ia
Cơ sở cho bước nhảy vọt tiếp theo trong việc xác định khoảng cách trong vũ trụ được đặt ra vào những năm 80 của thế kỷ trước. Khi đó, các nhà khoa học đã tìm được lời giải thích cho một trong những dạng sao siêu mới, được gọi là dạng Ia theo quang phổ của chúng.
Những ngôi sao siêu mới dạng này xuất hiện trong các hệ thống kép, mà ở đó một trong hai thành phần là sao lùn trắng. Nếu cấu hình của hệ thống cho phép thì các ngôi sao lùn, tận dụng trường hấp dẫn của chính mình sẽ “đánh cắp” dần dà vật chất của bạn đồng hành và ngày càng có khối lượng riêng.
Tới một thời điểm nào đó, khối lượng đó đã đạt được mức báo động, được gọi là giới hạn Chandrasekhar (Subrahmanyan Chandrasekhar là nhà vật lý Mỹ gốc Ấn Độ, người đầu tiên đo được giới hạn này). Sau khi đạt được giới hạn Chandrasekhar, do những nguyên nhân lượng từ không phụ thuộc vào nó, ngôi sao lùn trắng bắt đầu nổ tung (sao băng).
Vấn đề là ở chỗ, giới hạn Chandrasekhar bằng khoảng chừng 3 × 1030 kg hoặc 1,44 lần khối lượng mặt trời. Con số đó có thể thay đổi từ 1,2 đến 1,46 lần khối lượng mặt trời và phụ thuộc thành phần hóa học của ngôi sao. Vì thế, mỗi lần nổ là chỉ nổ những khối lượng sao tương đương với nhau, theo một quy trình từa tựa như nhau.
Và ta có thể giả định rằng (trong thực tế mọi sự cũng gần như thế), tính chất của ngôi sao siêu mới được đặt tên là biểu đồ độ sáng – đồ thị biểu hiện sự phụ thuộc của cấp độ sao tuyệt đối theo thời gian – sẽ luôn luôn không đổi. So sánh biểu đồ này với biểu đồ của cấp độ sao nhìn thấy, như trong trường hợp với các ngôi sao Cepheid, có thể xác định được khoảng cách tới các hệ thống kép.
Năm 1988, tại Phòng Thí nghiệm quốc gia
Để “bắt tận tay, day tận trán” những ngôi sao siêu mới, các nhà khoa học đã sử dụng một chiến lược đặc biệt. Trong 2, 3 ngày trăng tròn, họ đã quan sát hàng nghìn các thiên hà ở những khu vực khác nhau trên bầu trời bằng một kính viễn vọng dài 4m và ghi hình lại mọi sự vào camera kỹ thuật số. Sau ba tuần, họ lại quan sát những khu vực cũ trên bầu trời.
Sử dụng các công nghệ phân tích hình ảnh riêng (có những thủ thuật được sáng tạo tức thì trong quá trình nghiên cứu), họ đã so sánh các bức hình thu được và tìm kiếm trong đó những ngôi sao siêu mới. Thời gian ghi hình được chọn vào những thời điểm mà các ngôi sao này ở gần đỉnh điểm trên biểu đồ tỏa sáng. Các quan sát để phát hiện ra những ngôi sao siêu mới đã được tiến hành chủ yếu bằng kính viễn vọng có công suất cực lớn đặt ở Chilê.
Công nghệ này đã mang lại kết quả đầu tiên vào năm 1992 – các nhà thiên văn học đã phát hiện thấy một ngôi sao siêu mới với hệ số z lớn. Tới năm 1994, số lượng những ngôi sao siêu mới như thế đã lên tới con số 7. Cũng trong năm đó, nhà thiên văn học Brian Schmidt, làm việc ở Australia, đã triển khai một dự án khác, cạnh tranh với dự án SCP, để tự đi tìm những ngôi sao siêu mới.
Dự án trên quê hương chuột túi được mang tên HZT (High-z Supernova Search Team) nhằm vào những ngôi sao cực mới với chuyển động đỏ ở tốc độ cao. Theo lời của chính ông Schmidt, ông đã cùng phân tích các dữ liệu thu được với nhà thiên văn học Adam Riess và đã không thể tin được rằng họ đã đạt được những kết quả như thế.
Những ngôi sao siêu mới ở khoảng cách cực xa mờ hơn một phần tư lần so với dự đoán của lý thuyết, nhưng đó vẫn chưa phải là điều đáng ngạc nhiên nhất. Hóa ra là, tiến trình giãn nở của vũ trụ không hề bị chậm đi, mà trái lại, đang ngày một nhanh hơn.
Sau khi kiểm tra kỹ lưỡng lại các kết quả đã nhận được, các nhà khoa học đã quyết định công bố các kết luận của mình. Năm 1998, trên “The Astrophysical Journal” đã xuất hiện cùng một lúc cả hai công trình: HZT giới thiệu tư liệu về 16 ngôi sao cực mới, còn SCP – về 42! Kết luận về sự giãn nở ngày một nhanh hơn đã được ghi nhận trong cả hai công trình…
Để lý giải hiện tượng này, các nhà khoa học đã đưa ra khái niệm mới về năng lượng tối, một đại lượng bí ẩn chiếm tới 73% năng lượng khối lượng của vũ trụ. Các đẳng thức với năng lượng tối hóa ra rất giống với hằng số vũ trụ học mà Albert Einstein từng đưa ra, thế nhưng, hiện nay, không ai dám nói là hai thứ này có đồng diện hay không.
Còn một câu hỏi nữa đang khiến các nhà vật lý quan tâm: tại sao tác động của khối lượng và năng lượng tối lại được xác định bởi những đại lượng cùng một hàng? Và đâu là nguồn của năng lượng tối? Những câu hỏi này cho tới nay chưa có câu trả lời…
Phải nói rằng, hai công trình nghiên cứu trên đều được xây dựng bởi nhiều bàn tay. Nhưng Ủy ban trao giải Nobel, như trong những trường hợp tương tự, đã chỉ vinh danh hai nhà lãnh đạo Saul Perlmutter và Brian Schmidt, cũng như chuyên gia phân tích chính trong dự án HZT Adam Riess
