2.2 Trong những bước sóng khác

Quan sát bằng cách sử dụng ánh sáng nhìn thấy cung cấp cho chúng ta một bức tranh tốt về cái đang diễn ra trong vũ trụ hiện tại của chúng ta. Tuy nhiên, nhiều bước sóng khác cũng cung cấp cho chúng ta những thông tin quan trọng.

Sóng micro

Đối với vũ trụ học, đến nay sóng micro là dải tần quan trọng nhất. Penzias và Wilson đã tình cờ phát hiện vào năm 1965 rằng Trái đất được "tắm" trong bức xạ micro, với phổ của vật đen ở nhiệt độ khoảng 3 Kelvin, điều này đã và đang là một trong những mảnh ghép thông tin mạnh mẽ nhất hỗ trợ lý thuyết Big Bang, cái mà vũ trụ học hiện đang dựa vào. Các quan sát bởi thí nghiệm FIRAS (Far Infrared Absolute Spectrometer) trên vệ tinh COBE (Cosmic Background Explorer) đã xác nhận rằng bức xạ rất gần với bức xạ vật đen tại nhiệt độ 2.725 ± 0.001 Kelvin. Thông tin này được thể hiện trong hình 2.4. Hơn nữa, nhiệt độ đến từ các phần khác nhau của bầu trời là giống nhau một cách đáng kinh ngạc, điều này đem lại những bằng chứng tốt nhất để chúng ta có thể sử dụng nguyên lý vũ trụ là nền tảng của vũ trụ học. Trong thực tế, các quan sát gần đây đã có thể xác định một sự sai khác rất bé, chỉ là một phần trăm ngàn, giữa cường độ của sóng micro đến từ các hướng khác nhau. Người ta tin rằng sự sai khác này có liên quan sâu sắc với nguồn gốc cấu trúc của vũ trụ. Chủ đề hấp dẫn này là cuộc cách mạng của vũ trụ học, và sẽ được khám phá chi tiết thêm trong Chủ đề 5.

Hình 2.4 Phổ của bức xạ phông nền vũ trụ được đo đạc bởi thí nghiệm FIRAS trên vệ tinh COBE. Sai số bé đến nỗi mà nó đã được nhân lên 400 lần để có thể nhìn thấy được trên đồ thị, và phù hợp với phổ của vật đen tuyệt đối tại nhiệt độ T = 2.725 Kelvin.

Sóng radio

Một cách cách thức hiệu quả để nâng cao độ phân giải của bản đồ cho các thiên hà ở xa sẽ là xây dựng một bản đồ với sóng radio. Nhiều thiên hà ở xa nhất đã được tìm ra cũng nhờ cách này.

Hồng ngoại

Thực hiện khảo sát trong vùng hồng ngoại của phổ sóng điện từ, chẳng hạn khảo sát được thực hiện bởi IRAS (Infrared Astromomical Satellite) vào những năm 1980, là một cách cực kỳ tuyệt vời để xác định các thiên hà trẻ, nơi mà sự hành thành sao trong đó đang ở giai đoạn đầu. Dùng tia hồng ngoại có thể góp nhặt thêm một vài nhóm thiên hà khác khi không thể dùng ánh sáng quang học, mặc dù rõ ràng là các thiên hà sáng nhất có thể được nhận ra bằng cả hai cách. Hồng ngoại là phương pháp tốt để nhìn xuyên qua bụi trong dải ngân hà của chúng ta để quan sát các vật thể ở xa, vì sự hấp thụ và tán xạ của bức xạ ở dải sóng này ít hơn nhiều so với ở ánh sáng nhìn thấy. Theo đó, ánh sáng hồng ngoại là cách tốt nhất để nghiên cứu vùng gần mặt phẳng thiên hà, nơi mà sự che lấp của bụi là mạnh nhất.

Tia X

Đây là dấu hiệu quan trọng của cụm thiên hà: khí ở giữa các thiên hà rất nóng và nó phát ra tia X, tương ứng với một nhiệt độ đến hàng chục triệu Kelvin. Khí này được cho là vật chất còn sót lại từ sự hình thành của các thiên hà, mà không sụp đổ để hình thành sao. Sự bức xạ của tia X từ cụm thiên hà Coma được hiển thị trong trong phần bên phải của hình 2.3. Những thiên hà riêng rẽ được quan sát bằng ánh sáng nhìn thấy trong phần bên trái của hình 2.3 hầu như tất cả là vô hình với tia X, với sự khuếch tán phát xạ tia X từ vùng khí nóng.

2.3 Tính đồng nhất và đẳng hướng

Các bằng chứng vũ trụ trở nên mịn màng trên quy mô lớn mở đường cho việc sử dụng các nguyên tắc vũ trụ. Do đó, người ta tin rằng ở quy mô lớn của vũ trụ chúng ta sở hữu hai tính chất quan trọng, tính đồng nhất và tính đẳng hướng. Tính đồng nhất có nghĩa là xem như vũ trụ trông giống nhau tại mỗi điểm, trong khi tính đẳng hướng cho rằng vũ trụ trông giống nhau theo mọi hướng.

Những điều này không có nghĩa hai cái là một. Ví dụ, một vũ trụ với từ trường giống nhau là đồng nhất, tất cả các điểm đều giống nhau, nhưng nó không phải là đẳng hướng bởi vì những hướng dọc theo những đường sức là khác biệt so với những hướng vuông góc với chúng. Ngoài ra, một hình cầu đối xứng, nhìn từ điểm trung tâm của nó, là đẳng hướng nhưng không nhất thiết phải là đồng nhất. Tuy nhiên, nếu chúng ta yêu cầu một sự phân bố là đẳng hướng đối với tất cả các điểm, thì sau đó phân bố này phải là đồng nhất.

Như đã đề cập trước đó, nguyên tắc vũ trụ là không chính xác, và do đó vũ trụ chúng ta không hoàn toàn là đồng nhất và đẳng hướng. Sự thật là việc nghiên cứu về tính đồng nhất hiện đang là chủ đề nổi bật nhất trong vũ trụ học. Tôi sẽ giới thiệu chi tiết trong Chủ đề 5, nhưng trong cấu trúc chính của cuốn sách này tôi chỉ đề cập đến tính tổng thể của vũ trụ, và như vậy sẽ được giả định xem xét tính đồng nhất và tính đẳng hướng trong quy mô lớn.

2.4 Sự giãn nở của vũ trụ

Một phần quan trọng của bằng chứng quan sát trong vũ trụ học là hầu hết mọi thứ trong vũ trụ dường như đang chuyển động ra xa chúng ta, càng ở xa thì vận tốc càng nhanh. Các vận tốc này được xác định thông qua dịch chuyển đỏ, mà về cơ bản là hiệu ứng Doppler áp dụng cho sóng ánh sáng. Các thiên hà có các dải phổ hấp thụ và phổ phát xạ riêng, với các tần số đặc trưng của chúng cũng được biết đến. Tuy nhiên, nếu một thiên hà đang chuyển động về phía chúng ta, sóng ánh sáng bị dồn lại khiến tần số tăng lên. Vì ánh sáng màu xanh nằm ở vùng tần số cao của quang phổ của ánh sáng nhìn thấy, nên người ta gọi là dịch chuyển xanh. Nếu các thiên hà đang lùi ra xa, các đường đặc tính di chuyển về phía phía màu đỏ của quang phổ và hiệu ứng này được gọi là dịch chuyển đỏ. Kỹ thuật này lần đầu tiên được sử dụng để đo vận tốc của thiên hà bởi Vesto Slipher khoảng năm 1912, và đã được áp dụng một cách có hệ thống bởi một trong những nhà vũ trụ học nổi tiếng nhất, Edwin Hubble, trong những thập kỷ tiếp theo.

Nó cho thấy hầu hết các thiên hà đang lùi ra xa chúng ta, thuật ngữ tiêu chuẩn là dịch chuyển đỏ z, được định nghĩa bởi công thức:

Với và là bước sóng của ánh sáng của những điểm bức xạ (của thiên hà) và quan sát (chúng ta). Nếu một vật ở gần đang lùi ra xa với vận tốc v, dịch chuyển đỏ của nó là:

với c là vận tốc ánh sáng. Hình 2.5 thể hiện mối quan hệ giữa vận tốc và khoảng cách, đồ thị này được gọi là biểu đồ Hubble, với vật mẫu là 1355 thiên hà.

Hubble tin vào quan sát của mình, cái mà chắc chắn là ít chính xác hơn những số liệu gần đây của chúng ta, chỉ ra rằng vận tốc dịch chuyển tỉ lệ thuận với khoảng cách của vật thể đến chúng ta:

Biểu thức này được gọi là định luật Hubble, và hằng số tỉ lệ H₀ được gọi là hằng số Hubble. Định luật Hubble không chính xác đối với những thiên hà lân cận, tương tự như nguyên lý vũ trụ học, với những chuyển động ngẫu nhiên được gọi là vận tốc vuông góc. Nhưng nó mô tả đặc tính chung cả thiên hà cực kỳ tốt. Nguyên lý Hubble cho chúng ta một bức tranh về vũ trụ như trên hình 2.6, nơi mà những thiên hà lân cận có vận tốc bé nhất so với chúng ta. Trong những năm qua nhiều nỗ lực đã được thực hiện để tìm giá trị chính xác cho hằng số tỉ lệ, nhưng như chúng ta sẽ thấy trong chương 6, một sự đồng thuận mới chỉ được đạt tới.

Hình 2.5 Đồ thị giữa vận tốc và khoảng cách của 1355 thiên hà. Mối quan hệ tuyến tính này được gọi là định luật Hubble. Đồ thị đang xem xét dựa vào những quan sát bất định và sự chuyển động ngẫu nhiên của thiên hà, nhưng đường khớp tốt nhất phù hợp với định luật Hubble. (Tỉ lệ ở trục x là giá trị riêng của H₀).

Ngay từ cái nhìn đầu tiên, có vẻ như nguyên tắc vũ trụ sẽ bị vi phạm nếu chúng ta quan sát tất cả mọi thứ đều di chuyển ra xa chúng ta, vì rõ ràng điều đó đặt chúng ta ở trung tâm của vũ trụ. Tuy nhiên, không có gì có thể xa hơn từ sự thật. Trong thực tế, tất cả người quan sát thấy tất cả đối tượng chạy ra xa từ họ với tốc độ tỷ lệ thuận với khoảng cách. Nó có lẽ là dễ dàng nhất để thuyết phục chính mình về điều này bằng cách lập ra một lưới vuông với vận tốc giảm đi tỷ lệ thuận với khoảng cách từ điểm trung tâm. Sau đó, chuyển đổi khung tham chiếu đến một điểm gần đó và bạn sẽ thấy rằng định luật Hubble vẫn giữ về 'trung tâm' mới. Nó chỉ đúng với mối quan hệ tuyến tính giữa tốc độ và khoảng cách; nó sẽ không đúng đối với những định luật khác.

Vì vậy, mặc dù mở rộng, vũ trụ vẫn trông giống nhau với bất cứ thiên hà nào chúng ta chọn để tưởng tượng đặt mình vào trong đó. Một ví dụ tương tự để tưởng tượng là một chiếc bánh nướng với nho khô trong đó, hoặc thổi phồng một quả bóng với những dấu chấm trên bề mặt của nó. Khi chiếc bành nở ra (hoặc quả bóng phồng lên), nho khô (hoặc dấu chấm) di chuyển ra xa nhau. Đối với mỗi điểm, có vẻ như tất cả những điểm khác lùi xa, và ở càng xa hơn thì nhanh hơn.

Hình 2.6 Theo định luật Hubble, một thiên hà càng ở xa chúng ta thì sẽ càng di chuyển ra xa nhanh hơn.

Bởi vì tất cả mọi thứ di chuyển ra xa mọi thứ khác, chúng ta kết luận rằng trong quá khứ xa xôi tất cả mọi thứ trong vũ trụ phải ở gần nhau. Thật vậy, theo dõi ngược trở lại lịch sử đủ xa, tất cả mọi thứ sẽ tiến đến với nhau. Sự bùng nổ ban đầu được gọi là Big Bang và một mô hình sự tiến hóa của vũ trụ từ một điểm khởi đầu như vậy được gọi là Big Bang Vũ trụ học. Sau này, chúng ta sẽ tìm hiểu lý do tại sao nó thường được gọi là Hot Big Bang.

(Còn tiếp...)

• MỤC LỤC - Vũ trụ học hiện đại