Mô hình Vụ nổ lớn không mang lại một diễn giải độc nhất về Vũ trụ hiện tại của chúng ta, thay vào đó là để lại các lượng số chẳng hạn như vận tốc giãn nở hiện tại, hoặc thành phần hiện tại của Vũ trụ, để sau đó sẽ được khẳng định lại bởi hoạt động quan sát.
Đó là một sự thực hành chuẩn mực để xác định các mô hình vũ trụ học thông qua một vài tham số, thứ mà người ta cố gắng xác định bằng cách quan sát để quyết định phiên bản nào của mô hình là có thể diễn giải tốt nhất Vũ trụ của chúng ta. Trong chương này và chương tiếp theo sẽ thảo luận về các tham số thường được xem xét nhất, bao gồm các tham số chúng ta đã thấy trước đó và các tham số mới.
Hình 2.2 Một bản đồ vị trí của thiên hà trong một vùng nhỏ của vũ trụ, được tìm ra bởi cuộc khảo sát dịch chuyển đỏ của CfA (Center for Astrophysics). Dải ngân hà của chúng ta nằm tại đỉnh, và bán kính khoảng 200 Mpc. Vị trí của các thiên hà có được bằng cách đo đạc sự dịch chuyển của quang phổ vạch, được miêu tả trong phần 2.4. Trong khi đã có những cuộc khảo sát dịch chuyển đỏ của các thiên hà hiện đại và chính xác hơn, thì cuộc khảo sát này vẫn đem lại cho chúng ta một trong những cấu trúc ấn tượng nhất trong vũ trụ [Figure courtesy Lars Christensen]
6.1 Vận tốc giãn nở H0
Hằng số Hubble H0, thứ cho chúng ta biết vận tốc giãn nở hiện tại của vũ trụ, là tham số vũ trụ học cơ bản nhất trong tất cả các tham số. Nó cũng phải là tham số dễ đo đạc nhất, khi mà tất cả các thiên hà được cho là đều tuân theo quy luật v= H0r. Do đó tất cả chúng ta phải làm là đo vận tốc và khoảng cách của càng nhiều thiên hà nhất có thể và thu được một câu trả lời. Tuy nhiên, mỗi phép đo đều có các vấn đề riêng của nó.
Vận tốc các thiên hà được xác định bởi dịch chuyển đỏ của các vạch phổ, một phép đo đã trở nên dễ dàng hơn hiện nay khi mà vận tốc của một thiên hà đơn lẻ có thể đo được với độ chính xác cao. Tuy nhiên, hãy nhớ rằng nguyên tắc vũ trụ học là không hoàn hảo, và do đó, cũng như sự giãn nở đồng dạng mà chúng ta đang cố gắng đo đạc, các thiên hà cũng có các chuyển động tương đối với thiên hà khác, được gọi là vận tốc riêng (peculiar velocity). Vận tốc riêng có hướng ngẫu nhiên và với một thiên hà cho trước, chúng ta không thể tách vận tốc đo được của nó thành vận tốc riêng và vận tốc giãn nở Hubble. Tuy nhiên, nguyên tắc vũ trụ học nói với chúng ta rằng kích thước điển hình của vận tốc riêng là không phụ thuộc vào vị trí của thiên hà trong Vũ trụ. Do đó nó độc lập với khoảng cách, trong khi vận tốc Hubble là tỷ lệ thuận với khoảng cách. Nếu chúng ta nhìn ra đủ xa (trong thực tế khoảng hàng chục megaparsec) thì vận tốc Hubble sẽ chiếm ưu thế và vận tốc riêng (chưa biết) có thể được loại bỏ.
Cho rằng vận tốc giãn nở có thể chỉ được phân biệt chính xác từ vận tốc riêng ở khoảng cách lớn, chúng ta cần phải có khả năng ước lượng các khoảng cách lớn này một cách chính xác để thực hiện phép tính H0 = v/r. Các khoảng cách này là rất khó để có được, bởi vì các thiên hà quá xa để có thể định vị bằng phương pháp thị sai. [Hãy nhớ rằng một đối tượng ở xa 1 parsec có 1 thị sai bằng một giây cung, theo định nghĩa (thị sai, ví dụ là một chuyển động biểu kiến khi quan sát từ những vị trí khác nhau trên quỹ đạo Trái Đất). Một thiên hà ở xa nhiều megaparsec sẽ có góc thị sai nhỏ hơn một micro-giây cung, quá nhỏ để có thể đo đạc được)]. Phương pháp thường dùng được gọi là phương pháp "ngọn nến chuẩn", tức là so sánh với vài dạng đối tượng được cho là có cùng chính xác tính chất ở mọi nơi trong vũ trụ. Đây là sự đẳng lượng vũ trụ học khi nói rằng nếu một bóng đèn sáng bằng một phần tư bóng đèn khác, thì theo quy luật bình phương tỷ lệ nghịch nó phải ở xa gấp đôi - phương pháp này được sử dụng tốt nếu bạn tin rằng tất cả các bóng đèn kia có cùng chính xác một độ sáng. Một ví dụ kinh điển là mối liên hệ độ sáng có chu kỳ của các sao biến quang cepheid. Chu kỳ biến động của những ngôi sao đó là dễ dàng đo đạc được, và có bằng chứng thực nghiệm liên quan đến sự liên hệ giữa chu kỳ và độ sáng của các ngôi sao này: chúng ta có thể chuyển đổi chu kỳ đo được thành độ sáng. Các ngọn nến chuẩn khác từng được sử dụng là độ sáng của các dạng siêu sao mới nhất định, và các thiên hà sáng nhất trong các cụm thiên hà. Tất cả các phương pháp này có kết quả tốt khi xác định khoảng cách tương đối giữa hai thiên hà, công việc này yêu cầu các đối tượng phải là các ngọn nến chuẩn đủ tốt, và khoảng các tương đối là tất cả chúng ta cần đề xác nhận định luật Hubble.
Tuy nhiên, để có được một khoảng cách tuyệt đối, thực sự đo đạc hằng số tỷ lệ H0, chúng ta cũng cần một sự hiệu chỉnh đối với một đối tượng đã biết khoảng cách, là thứ được chứng minh khó hơn nhiều. Với các bóng đèn giống nhau, để có được khoảng cách tương đối chúng ta chỉ cần sử dụng quy luật bình phương tỷ lệ nghịch và niềm tin rằng tất cả các bóng đèn đều có độ sáng giống nhau; chúng ta không cần phải biết bóng đèn đó sáng như thế nào. Nhưng để biết khoảng cách một bóng đèn với một độ sáng biểu kiến cho trước là bao nhiêu, chúng ta cần phải biết độ sáng tuyệt đối của nó.
Gần đây, chủ yếu nhờ các nỗ lực của một nhóm nghiên cứu dẫn đầu bởi Wendy Freedman sử dụng Kính viễn vọng Không gian Hubble, vấn đề hiệu chỉnh đã bắt đầu được kiểm soát. Dù vậy, hằng số Hubble vẫn chưa có được độ chính xác như chúng ta mong muốn, cho dù định luật Hubble về sự giãn nở đã cực kỳ rõ ràng. Hằng số Hubble thường được tham số hóa như sau:
và kết quả cuối cùng từ Dự án chính Kính viễn vọng Không gian Hubble mang lại (2001):
trong đó sự không chắc chắn là bằng sai số 1-sigma (nghĩa là nó phải được nhân đôi để xác định 95 phần trăm độ tin cậy, ít nhất nếu tính không chắc chắn này là xấp xỉ phân bố gaussian). Nếu giá trị thực sư là h = 0.72 thì một đối tượng với một vận tốc suy thoái 7200 km/s sẽ ở khoảng cách v/H0 = 100 Mpc. Giá trị h càng nhỏ thì vũ trụ giãn nở càng chậm.
Tham số h chưa được xác định chính xác hơn đó đứng trước những sự bất ổn xuyên suốt vũ trụ. Cụ thể, khoảng cách thực tế đến các đối tượng rất xa là chỉ có thể biết được phụ thuộc vào một sự không chắc chắn của yếu tố h, bởi vì các vận tốc suy thoái là cách duy nhất để xác định khoảng cách của chúng. Với lý do này, chúng ta thường thấy các khoảng cách được xác định dưới dạng, chẳng hạn, là 100 h-1 Mpc, trong đó con số là đã biết chắc chắn nhưng h-1 thì chưa. Bạn sẽ thấy các yếu tố của h được nhắc đến thường xuyên trong phần còn lại của cuốn sách này.
Tình huống này là tương tự với việc cho cái một bản đồ mà không có tỷ lệ. Giả sử bạn cần tìm vị trí của mình trên phố Sauchiehall Street ở Glasgow. Một bản đồ không có tỷ lệ tất nhiên sẽ cho bạn biết cửa hàng cà phê ở xa gấp đôi so với đi đến rạp phim, nhưng bạn sẽ không biết được khoảng cách đến từng vị trí cụ thể. Tuy nhiên, nếu bạn đi bộ đến rạp phim và nhận ra khoảng cách là 146 mét, thì bạn cũng sẽ biết khoảng cách không chỉ là đến rạp phim, mà còn đến cửa hàng cà phê và khoảng cách đến quán rượu ở góc phố nữa, bởi vì bạn đã hiệu chỉnh được bản đồ của mình. Tuy nhiên, trong vũ trụ học, không có cách nào đủ tốt để đi dạo đến cụm thiên hà Coma để xác định khoảng cách của nó, do đó kiến thức của chúng ta về tỷ lệ của bản đồ vũ trụ, như trong Hình 2.2, vẫn còn thiếu chính xác.
Còn tiếp...
