Thiên văn vật lí cho người bận rộn – Neil DeGrasse Tyson (Phần 6)

Chương 6

NĂNG LƯỢNG TỐI

Làm như bạn chưa đủ lo lắng vậy, người ta thấy vũ trụ trong những thập niên gần đây thực thi một áp lực bí ẩn từ phía chân không của không gian và tác dụng đối kháng với lực hấp dẫn vũ trụ. Không những thế, “lực hấp dẫn âm” này cuối cùng sẽ chiến thắng cuộc đua kéo co, và nó thúc vũ trụ dãn nở tăng tốc theo hàm mũ vào tương lai.

Với những ý tưởng bẻ cong-đầu óc nhất của vật lí học thế kỉ hai mươi, hãy cứ việc đổ thừa cho Einstein.

Albert Einstein hiếm khi đặt chân vào phòng thí nghiệm; ông không kiểm tra các hiện tượng hay sử dụng trang thiết bị tân tiến. Ông là một nhà lí thuyết hoàn hảo với “thí nghiệm giả tưởng”, trong đó bạn xâm nhập tự nhiên thông qua trí tưởng tượng của mình, bằng cách phát minh ra một tình huống hay một mô hình rồi chỉ ra các hệ quả của một nguyên lí vật lí nào đó. Ở nước Đức trước Thế Chiến II, vật lí học thực hiện trong phòng thí nghiệm đã vượt xa vật lí học lí thuyết hình thành trong đầu của đa số các nhà khoa học Aryan. Các nhà vật lí Do Thái đều từ bỏ khuôn khổ của các nhà lí thuyết chậm tiến ấy và tự xoay xở con đường của riêng họ. Và đó chính là khuôn khổ mới sẽ hình thành.

Như với trường hợp Einstein, nếu mô hình của một nhà vật lí dự tính miêu tả toàn bộ vũ trụ, thì việc khống chế mô hình sẽ tương đương với việc khống chế chính vũ trụ đó. Khi đó, các nhà quan sát và các nhà thực nghiệm có thể bước chân ra ngoài tìm kiếm các hiện tượng mà mô hình đó dự đoán. Nếu mô hình có chỗ sơ hở, hoặc nếu các nhà lí thuyết phạm sai sót trong các phép tính của họ, thì các nhà quan sát sẽ làm rõ một sự không ăn khớp giữa các dự đoán của mô hình và cách điều gì đó xảy ra trong vũ trụ thực. Đó là ám hiệu hàng đầu cho nhà lí thuyết quay lại với bảng đen phấn trắng, hoặc điều chỉnh mô hình cũ hoặc sáng tạo một mô hình mới.

Một trong những mô hình lí thuyết quyền năng nhất và vươn xa nhất từng được nghĩ ra, đã được giới thiệu trong những trang này, là thuyết tương đối rộng của Einstein – song bạn có thể gọi tắt nó là GR cho tiện. Được công bố vào năm 1916, GR phác họa các chi tiết toán học có liên quan về cách chuyển động của vạn vật trong vũ trụ dưới tác dụng của lực hấp dẫn. Cứ vài năm một bận, các nhà khoa học phòng lab lại nghĩ ra những thí nghiệm chính xác hơn nhằm khảo nghiệm lí thuyết này, song họ chỉ mở rộng thêm phạm vi chuẩn xác của lí thuyết mà thôi. Một ví dụ hiện đại của kiến thức gây sốc này về tự nhiên mà Einstein đã trao tặng chúng ta, xuất hiện vào năm 2016, khi các sóng hấp dẫn được khám phá bởi một đài thiên văn được thiết kế chuyên biệt chỉ cho mục đích đó.¹ Các sóng này, được dự đoán bởi Einstein, là những gợn lăn tăn chuyển động ở tốc độ ánh sáng trên khắp kết cấu của không-thời gian, và được sinh ra bởi những nhiễu loạn hấp dẫn cực độ, ví dụ như va chạm của hai lỗ đen.

Và đó chính là cái đã được quan sát thấy. Sóng hấp dẫn của lần phát hiện đầu tiên được tạo ra bởi sự va chạm của hai lỗ đen trong một thiên hà ở xa 1,3 tỉ năm ánh sáng, và vào lúc Trái Đất đang lúc nhúc những sinh vật đơn bào, đơn giản. Trong khi gợn sóng ấy chuyển động trong không gian theo mọi hướng, sau khoảng 800 triệu năm nữa, Trái Đất sẽ tiến hóa sự sống phức tạp, bao gồm các loài hòa và loài khủng long và những sinh vật biết bay, đồng thời có một nhánh có xương sống được gọi là thú. Trong số muông thú, có một nhánh con sẽ tiến hóa thùy trán và tư duy phức tạp đi kèm với chúng. Chúng ta gọi chúng là linh trưởng. Một nhánh linh trưởng trong số này sẽ phát triển một biến dị gen cho phép giọng nói, và nhánh đó – Homo sapiens – sẽ phát minh ra nông nghiệp và văn minh cùng với triết học, nghệ thuật và khoa học. Toàn bộ diễn ra trong mười nghìn năm vừa qua. Cuối cùng, một trong các nhà khoa học thế kỉ hai mươi của giống này sẽ phát minh thuyết tương đối từ suy nghĩ của ông, và dự đoán sự tồn tại của sóng hấp dẫn. Một thế kỉ về sau, công nghệ có khả năng nhìn thấy các sóng này cuối cùng đã bắt kịp dự đoán, đúng vài ngày trước khi con sóng đó, đã truyền đi trong 1,3 tỉ năm trời, tràn qua Trái Đất và được phát hiện.

Vâng, Einstein thật đáng gờm.

*

Khi được đề xuất lần đầu tiên, đa số mô hình khoa học đều chín háp, để lại một khoảng ngọ nguậy để điều chỉnh các tham số cho khớp hơn với vũ trụ đã biết. Trong vũ trụ “nhật tâm” lấy Mặt Trời làm trung tâm, do nhà toán học thế kỉ mười sáu Nicolaus Copernicus vạch ra, các hành tinh quay xung quanh Mặt Trời trong những vòng tròn hoàn hảo. Phần nội dung quay xung quanh Mặt Trời là đúng, và là một tiến bộ lớn so với vũ trụ “địa tâm” lấy Trái Đất làm trung tâm, song phần nội dung vòng tròn hoàn hảo hóa ra có chút không đúng – tất cả các hành tinh đều quay xung quanh Mặt Trời trong những vòng tròn dẹt gọi là elip, và thậm chí hình dạng elip chỉ là một gần đúng cho một quỹ đạo phức tạp hơn. Ý tưởng căn bản của Copernicus là đúng, và vấn đề quan trọng nhất nằm ở đó. Nó chỉ đòi hỏi một chút chỉnh sửa để làm cho nó chính xác hơn.

Thế nhưng, trong trường hợp thuyết tương đối của Einstein, các nguyên lí nền tảng của toàn bộ lí thuyết đòi hỏi rằng mọi thứ phải xảy ra đúng y như dự đoán. Quả thật Einstein đã xây dựng cái trông từ bên ngoài na ná như một túp lều giấy, với chỉ hai hoặc ba tiên đề đơn giản chống đỡ cho toàn bộ cấu trúc. Thật vậy, lúc xem một quyển sách năm 1931 tựa đề Một Trăm Tác Giả Chống Lại Einstein,² ông đáp rằng nếu ông sai, thì chỉ một tác giả thôi là đủ rồi.

Gieo mầm trong lí thuyết ấy là một trong những sai lầm ngớ ngẩn nhất trong lịch sử khoa học. Các phương trình mới của Einstein về lực hấp dẫn có chứa một số hạng ông gọi là “hằng số vũ trụ”, ông biểu diễn nó bằng chữ cái Hi Lạp viết hoa lambda: Λ. Một số hạng được phép về mặt toán học nhưng mang tính tùy chọn, hằng số vũ trụ cho phép ông miêu tả một vũ trụ tĩnh tại.

Nhớ lại khi ấy, ý tưởng cho rằng vũ trụ của chúng ta sẽ làm điều gì đó, ngoại trừ việc cứ thế tồn tại, là vượt quá trí tưởng tượng của mọi người. Vì thế, nhiệm vụ duy nhất của lambda là kháng lại lực hấp dẫn trong mô hình của Einstein, giữ cho vũ trụ cân bằng, chống lại xu hướng tự nhiên đối với lực hấp dẫn là hút toàn bộ vũ trụ thành một khối khổng lồ. Bằng cách này, Einstein đã phát minh ra một vũ trụ không dãn ra cũng chẳng co lại, phù hợp với kì vọng của mọi người lúc bấy giờ.

Nhà vật lí Nga Alexander Friedmann sau đó đã chứng minh rằng vũ trụ của Einstein, mặc dù cân bằng, nhưng ở trong một trạng thái không bền. Giống như một quả bóng nằm yên trên đỉnh đồi, chờ một cái hích nhẹ nhất để lăn xuống theo chiều này hoặc chiều kia, hoặc giống như một cái bút chì đứng cân bằng trên đầu nhọn của nó, vũ trụ Einstein bấp vênh giữa một trường hợp dãn nở và sụp đổ hoàn toàn. Hơn nữa, lí thuyết của Einstein là mới, và chỉ bởi vì bạn đặt tên cho thứ gì đó thì không nghĩa là nó có thật – Einstein biết rằng lambda, với vai trò một lực hấp dẫn âm của tự nhiên, không có đối tác đã biết nào trong vũ trụ vật chất.

*

Thuyết tương đối rộng của Einstein xa rời triệt để với mọi tư duy trước đó về lực hút hấp dẫn. Thay vì dàn xếp cho quan điểm của ngài Isaac Newton xem lực hấp dẫn là tác dụng ma quỷ từ xa (một kết luận khiến bản thân Newton cảm thấy không dễ chịu), GR xem lực hấp dẫn là phản ứng của một khối lượng với độ cong địa phương của không gian và thời gian do một số khối lượng khác hay một trường năng lượng gây ra. Nói cách khác, các khối lượng tập trung gây ra sự biến dạng – thật ra, các chỗ trũng – trong kết cấu của không gian và thời gian. Các biến dạng này dẫn hướng cho các vật chuyển động đi theo đường trắc đạc thẳng,³ mặc dù đối với chúng ta chúng trông như những đường cong mà chúng ta gọi là quỹ đạo. Nhà vật lí lí thuyết Mĩ thế kỉ hai mươi John Archibald Wheeler từng nói thật hay, ông tóm tắt quan niệm của Einstein là, “Vật chất bảo không gian phải cong như thế nào; không gian bảo vật chất phải chuyển động ra sao.”⁴

Tóm lại, thuyết tương đối rộng mô tả hai loại lực hấp dẫn. Một là loại quen thuộc, giống như lực hút giữa Trái Đất và một quả bóng bị ném vào không khí, hoặc giữa Mặt Trời và các hành tinh. Nó còn dự đoán một biến thể khác – một áp lực bí ẩn, kháng hấp dẫn gắn liền với chân không của chính không-thời gian. Lambda bảo tồn được những gì Einstein và mỗi nhà vật lí khác thuộc thời đại của ông cực lực cho là đúng: tình trạng một vũ trụ tĩnh – một vũ trụ tĩnh không bền. Viện đến một điều kiện không bền là trạng thái tự nhiên của một hệ thống vật lí là vi phạm cương lĩnh khoa học. Bạn không thể quả quyết rằng toàn bộ vũ trụ là một trường hợp đặc biệt xảy ra cân bằng mãi mãi. Không có gì từng được thấy, được đo, hay được tưởng tượng hành xử theo cách này trong lịch sử khoa học, tạo nên một tiền lệ quyền năng.

Mười ba năm sau, vào năm 1929, nhà thiên văn vật lí Mĩ Edwin P. Hubble phát hiện thấy vũ trụ không tĩnh. Ông tìm thấy và thiết lập bằng chứng thuyết phục rằng một thiên hà càng ở xa, thì thiên hà đó lùi ra xa Ngân Hà càng nhanh. Nói cách khác, vũ trụ đang dãn nở. Bấy giờ, cảm thấy ngượng nghịu bởi hằng số vũ trụ, nó chẳng phản ứng với lực nào đã biết của tự nhiên, và vì đã đánh mất cơ hội tự mình dự đoán vũ trụ dãn nở, Einstein bác bỏ lambda hoàn toàn, gọi nó là “sai lầm lớn nhất” của đời ông. Để rút lambd ra khỏi phương trình ông giả định giá trị của nó bằng zero, giống như trong ví dụ sau đây: Giả sử A = B + C. Nếu về sau bạn biết rằng A = 10 và B = 10, thì A vẫn bằng B cộng C, ngoại trừ là trong trường hợp đó C bằng 0 và được xem là không cần thiết trong phương trình.

Nhưng vẫn chưa hết chuyện. Trong hàng thập kỉ, hết lần này đến lần khác các nhà lí thuyết đưa lambda vào bản thảo rồi lại rút ra, hình dung các ý tưởng của họ sẽ trông như thế nào trong một vũ trụ có một hằng số vũ trụ. Sáu mươi chín năm sau, vào năm 1998, khoa học lại khai quật lambda một lần nữa. Vào đầu năm ấy, hai đội nhà thiên văn vật lí cạnh tranh nhau đưa ra các công bố nổi cộm: một đội dưới trướng Saul Perlmutter tại Phòng thí nghiệm Quốc gia Lawrence Berkeley ở Berkeley, California, và đội kia được lãnh đạo đồng thời bởi Brian Schmidt thuộc các đài thiên văn Núi Stromlo và Siding Spring ở Canberra, Australia, và Adam Riess thuộc Đại học Johns Hopkins ở Baltimore, Maryland. Hàng tá siêu tân tinh ở xa nhất từng được quan sát có vẻ mờ hơn đáng kể so với trông đợi, biết rằng hành trạng của các chủng loài sao nổ này đã được biết rõ. Việc hòa giải đòi hỏi hoặc là các siêu tân tinh ở xa đó hành xử không giống với các anh em ở gần của chúng, hoặc là chúng ở xa hơn mười lăm phần trăm so với các mô hình vũ trụ trước đó đã tính được. Thứ duy nhất được biết giải thích được “một cách tự nhiên” sự gia tốc này là lambda của Einstein, hằng số vũ trụ. Khi các nhà thiên văn vật lí phủi bụi cho nó và đưa nó trở vào các phương trình gốc của Einstein cho thuyết tương đối rộng, thì trạng thái đã biết của vũ trụ khớp với trạng thái của các phương trình Einstein.

*

Các siêu tân tinh dùng trong nghiên cứu của Perlmutter và Schmidt đáng giá ở các hạt nhân có thể nhiệt hạch. Trong những giới hạn nhất định, mỗi sao ấy nổ theo kiểu giống nhau, kích hoạt lượng nhiên liệu như nhau, giải phóng tổng năng lượng bằng nhau trong thời gian như nhau, do đó đạt tới độ trưng cực đại bằng nhau. Bởi thế chúng đóng vai trò như một loại thước đo, hay “ngọn nến chuẩn”, để tính toán khoảng cách vũ trụ đến các thiên hà trong đó chúng phát nổ, vươn ra những vùng xa nhất của vũ trụ.

Các ngọn nến chuẩn làm đơn giản hóa việc tính toán đi rất nhiều: vì các siêu tân tinh đều có công suất như nhau, nên siêu tân tinh mờ là ở xa và siêu tân tinh sáng là ở gần. Sau khi đo độ sáng của chúng (một nhiệm vụ đơn giản), bạn có thể nói chính xác chúng ở cách bạn bao xa và cách nhau bao xa. Nếu độ trưng của các siêu tân đều không giống nhau, thì bạn không thể sử dụng chỉ riêng độ sáng để cho biết một siêu tân tinh ở xa bao nhiêu so với một siêu tân tinh khác. Một siêu tân tinh mờ nhạt có thể hoặc là một bóng đèn công suất cao ở xa hoặc một bóng đèn công suất thấp ở gần.

Ổn cả thôi. Song còn có một cách thứ hai để đo khoảng cách đến các thiên hà: tốc độ của chúng lùi ra xa Ngân Hà của chúng ta – lùi ra xa do sự dãn nở của vũ trụ nói chung. Như Hubble là người đầu tiên chỉ rõ, vũ trụ đang dãn nở khiến các vật thể ở xa chạy ra xa chúng ta nhanh hơn các vật thể ở gần. Vì thế, bằng cách đo tốc độ lùi ra xa của một thiên hà (một nhiệm vụ đơn giản khác), người ta có thể suy ra khoảng cách đến thiên hà đó.

Nếu hai phương pháp đã được khảo nghiệm tốt đó cho ra các khoảng cách khác nhau đến cùng một vật thể, thì phải có điều gì đó không đúng. Hoặc là các siêu tân tinh là những ngọn nến chuẩn dở tệ, hoặc là mô hình của chúng ta cho tốc độ dãn nở vũ trụ được đo bằng các tốc độ thiên hà là sai.

Vâng, điều gì đó quả thật không đúng. Hóa ra thì các siêu tân tinh là những ngọn nến chuẩn tuyệt vời, chúng qua được sự thẩm tra kĩ lưỡng của nhiều nhà nghiên cứu đầy hoài nghi, và vì thế các nhà thiên văn vật lí còn lại với một vũ trụ đã dãn nở nhanh hơn chúng ta nghĩ, khiến các thiên hà ở xa nhau hơn so với tốc độ lùi xa của chúng cho biết. Và chẳng có cách đơn giản nào giải thích được sự dãn nở dôi dư ấy mà không viện dẫn lambda, hằng số vũ trụ của Einstein.

Đây là bằng chứng trực tiếp đầu tiên rằng một lực đẩy ngập tràn vũ trụ, kháng lại lực hấp dẫn, đó là cách thức và lí do hằng số vũ trụ trỗi dậy từ cõi chết. Lambda bất ngờ đòi hỏi một thực thể vật lí cần có tên gọi, và vì thế “năng lượng tối” đã chiếm khán đài trung tâm trong vở diễn vũ trụ, nắm giữ cả bí mật và sự thiếu hiểu biết của chúng ta về gốc rễ của nó. Perlmutter, Schmidt, và Reiss cùng chia nhau Giải Nobel vật lí năm 2011 cho khám phá này.

Những phép đo chính xác nhất cho đến nay làm rõ rằng năng lượng tối là thành phần trội nhất, hiện chiếm khoảng 68 phần trăm toàn bộ khối lượng-năng lượng trong vũ trụ; vật chất tối chiếm 27 phần trăm, cùng với vật chất bình thường chiếm chỉ có 5 phần trăm.

*

Hình dạng của vũ trụ bốn chiều của chúng ta phát sinh từ mối liên hệ giữa lượng vật chất và năng lượng cư trú trong vũ trụ và tốc độ mà vũ trụ đang dãn nở. Một số đo toán học tiện lợi của mối liên hệ này là omega: Ω, một chữ cái Hi Lạp viết hoa khác bám chặt rễ lên vũ trụ.

Nếu bạn lấy mật độ vật chất-năng lượng của vũ trụ và chia nó cho mật độ vật chất-năng lượng cần thiết để vừa vặn làm dừng sự dãn nở (gọi là mật độ “tới hạn”), thì bạn có được omega.

Do khối lượng lẫn năng lượng đều làm cho không-thời gian bẻ cong, hay uốn cong, nên omega cho chúng ta biết hình dạng của vũ trụ. Nếu omega nhỏ hơn một, thì khối lượng-năng lượng thật sự rơi dưới giá trị tới hạn, và vũ trụ dãn nở mãi mãi theo mọi chiều trong toàn bộ thời gian, nó có hình yên ngựa, trong đó các đường thẳng song song ban đầu sẽ phân kì. Nếu omega bằng một, thì vũ trụ dãn nở mãi mãi, nhưng chỉ vừa vặn thôi. Trong trường hợp đó hình dạng là phẳng, bảo toàn mọi quy tắc hình học mà chúng ta học được ở trường phổ thông về các đường song song. Nếu omega vượt quá một, các đường song song sẽ hội tụ, và vũ trụ uốn cong lên chính nó, cuối cùng co sụp trở lại thành một quả cầu lửa như lúc bắt đầu.

Kể từ khi Hubble tìm thấy vũ trụ dãn nở, chưa có bất kì đội quan sát nào đo được omega một cách đáng tin cậy nằm đâu đó gần bằng một. Cộng gộp toàn bộ khối lượng và năng lượng mà các kính thiên văn của họ có thể nhìn thấy, và thậm chí ngoại suy vượt quá những giới hạn này, xét cả vật chất tối, giá trị lớn nhất từ những quan sát tốt nhất trồi lên khoảng Ω = 0,3. Trong chừng mực mà các nhà quan sát quan tâm, vũ trụ “mở cửa” cho mọi thứ, cưỡi trên cái yên ngựa một chiều vào tương lai.

Trong khi đó, bắt đầu vào năm 1979, nhà vật lí Mĩ Alan H. Guth tại Viện Công nghệ Massachusetts, và những người khác, đã hiệu chỉnh cho lí thuyết vụ nổ lớn, làm sáng tỏ một số vấn đề mè nheo, và thu được một vũ trụ mượt mà chứa đầy vật chất và năng lượng như vật chất và năng lượng chúng ta biết. Một sản phẩm phụ cơ bản của sự nâng cấp này cho vụ nổ lớn là nó lái omega về phía một. Không tiến về một nửa. Không tiến về hai. Không tiến về một triệu. Tiến về một thôi.

Hầu như mỗi nhà lí thuyết trên thế giới đều gặp trục trặc với yêu cầu đó, vì nó giúp cho vụ nổ lớn giải thích các tính chất tổng thể của vũ trụ đã biết. Tuy nhiên, còn có một vướng mắc nhỏ nữa: nâng cấp của Guth dự đoán khối lượng-năng lượng nhiều gấp ba lần so với các nhà quan sát có thể tìm thấy. Không hề nao núng, các nhà lí thuyết cho rằng ấy là bởi các nhà quan sát vẫn chưa nhìn đủ kĩ.

Tóm lại, chỉ riêng vật chất nhìn thấy chiếm không hơn 5 phần trăm mật độ tới hạn đó. Thế còn vật chất tối bí ẩn thì sao? Họ cũng cộng nó vào. Chẳng ai biết nó là thứ gì, và chúng ta vẫn không biết nó là thứ gì, nhưng chắc chắn nó có đóng góp vào tổng chung. Từ đây ta có được vật chất tối nhiều gấp năm hoặc sáu lần vật chất nhìn thấy. Song thế vẫn hãy còn ít. Các nhà quan sát đang chào thua, còn các nhà lí thuyết thì đáp rằng, “Cứ tiếp tục nhìn đi”.

Cả hai phe đều cam chắc phe bên kia sai – cho đến khi khám phá năng lượng tối. Chỉ riêng thành phần ấy, khi cộng với vật chất bình thường và năng lượng bình thường và vật chất tối, làm tăng mật độ khối lượng-năng lượng của vũ trụ đến giá trị tới hạn. Nó làm hài lòng đồng thời cả nhà quan sát lẫn nhà lí thuyết.

Lần đầu tiên các nhà lí thuyết và nhà quan sát chịu làm lành và hợp tác. Theo cách riêng của mình, cả hai phe đều đúng cả. Omega thật sự bằng một, y hệt như các nhà lí thuyết đòi hỏi ở vũ trụ, mặc dù bạn không thể đạt được bằng cách cộng gộp toàn bộ vật chất – dù có tối hay không – như chúng được giả định một cách ngây thơ. Chẳng có nhiều vật chất chạy lòng vòng vũ trụ ngày nay hơn lượng từng được ước tính bởi các nhà quan sát.

Chẳng ai lường trước được sự hiện diện lấn át của năng lượng tối vũ trụ, cũng chẳng ai từng hình dung nó là kẻ dung hòa vĩ đại của mọi khác biệt.

*

Thế chất liệu ấy là gì? Chẳng ai biết hết. Một ai đó mới đây đi tới giả định rằng năng lượng tối là một hiệu ứng lượng tử - trong đó chân không của không gian, thay vì trống rỗng, thật ra đầy nhung nhúc các hạt và đối hạt phản vật chất của chúng. Chúng thoắt ẩn thoắt hiển theo cặp, và chẳng tồn tại đủ lâu để đo được. Sự tồn tại phù du của chúng được tóm gọn trong tên lóng của chúng: các hạt ảo. Di sản đáng chú ý của vật lí lượng tử - khoa học về cái rất nhỏ - đòi hỏi chúng ta dành cho ý tưởng này một sự chú ý nghiêm túc. Mỗi cặp hạt ảo tác dụng một chút áp lực hướng ra ngoài trong khoảnh khắc ngắn ngủi nó lọt vào không gian.

Thật không may, khi bạn ước tính lượng “áp suất chân không” đẩy phát sinh từ tuổi thọ ngắn ngủi của các hạt ảo, thì kết quả lớn gấp 10120 lần giá trị được xác định thực nghiệm của hằng số vũ trụ. Đây là một thừa số lớn đến ngớ ngẩn, dẫn tới sự mất ăn khớp lớn nhất giữa lí thuyết và quan sát trong lịch sử khoa học.

Vâng, chúng ta mù tịt. Thế nhưng đó chẳng phải sự mù tịt đáng xấu hổ. Năng lượng tối không trôi giạt mất, với một lí thuyết để neo nó lại. Năng lượng tối ngụ tại một trong những hải cảng an toàn nhất mà chúng ta có thể hình dung: các phương trình Einstein của thuyết tương đối rộng. Nó là hằng số vũ trụ. Nó là lambda. Dẫu cho năng lượng tối hóa ra là thứ gì, thì chúng ta đã biết cách đo nó và cách tính toán các tác động của nó lên quá khứ, hiện tại, và tương lai của vũ trụ.

Đúng vậy, sai lầm lớn nhất của Einstein là việc ông quả quyết rằng lambda là sai lầm lớn nhất của ông.

*

Và cuộc đi săn đang diễn ra. Giờ thì chúng ta biết năng lượng tối là có thật, các đội thiên văn vật lí đã bắt đầu những chương trình đầy tham vọng nhằm đo khoảng cách và sự tăng trưởng của cấu trúc trong vũ trụ, sử dụng các kính thiên văn mặt đất và trên không gian. Các quan sát này sẽ kiểm tra tác động chi tiết của năng lượng tối lên lịch sử dãn nở của vũ trụ, và chắc chắn sẽ giữ cho các nhà lí thuyết bận rộn. Họ phải chuộc lại lỗi lầm vì tính toán của họ về năng lượng tối đã khiến người ta bối rối như thế.

Liệu chúng ta có cần một thay thế cho GR không? Liệu cuộc hôn nhân của GR và cơ học lượng tử có cần hấp hôn không? Hay là có một loại lí thuyết nào đó về năng lượng tối chờ được khám phá bởi một người thông minh nào đó vẫn chưa ra đời?

Một đặc điểm nổi bật của lambda và vũ trụ đang gia tốc là lực đẩy ấy phát sinh từ bên trong chân không, chứ không phải từ bất cứ chất liệu gì bên ngoài. Khi chân không lớn lên, mật độ vật chất và năng lượng (quen thuộc) bên trong vũ trụ loãng đi, và tác động tương đối của lambda lên trạng thái vũ trụ càng lớn. Áp lực đẩy lớn hơn đưa đến nhiều chân không hơn, và nhiều chân không hơn thì áp lực đẩy lại càng lớn hơn, đưa đến một gia tốc dãn nở vũ trụ theo hàm mũ và không có hồi kết.

Bởi thế, bất cứ thứ gì không liên kết hấp dẫn với láng giềng của thiên hà Ngân Hà đều sẽ lùi ra xa ở tốc độ tăng dần, do bởi sự dãn nở tăng tốc của kết cấu không-thời gian. Các thiên hà xa xôi lúc này có thể nhìn thấy trên bầu trời đêm cuối cùng sẽ biến mất bên ngoài một đường chân trời không thể với tới, lùi ra xa chúng ta nhanh hơn tốc độ ánh sáng. Điều đó được phép, không phải vì chúng đang chuyển động trong không gian ở những tốc độ như thế, mà bởi vì kết cấu của chính vũ trụ mang chúng theo ở những tốc độ như thế. Không định luật vật lí nào ngăn cấm điều này cả.

Trong chừng một nghìn tỉ năm, bất cứ ai sinh sống trong thiên hà của chúng ta có thể chẳng biết tẹo nào về những thiên hà khác. Vũ trụ có thể quan sát của chúng ta sẽ chỉ bao gồm những hệ sao sống thọ, lân cận bên trong Ngân Hà. Và vượt ngoài bầu trời đêm đầy sao này sẽ là một khoảng không vô tận – sự tối tăm trong diện mạo sâu thẳm.

Năng lượng tối, một tính chất cơ bản của vũ trụ, cuối cùng sẽ làm xói mòn năng lực của các thế hệ tương lai muốn lĩnh hội vũ trụ mà họ đương đầu. Trừ khi các nhà thiên văn vật lí đương thời băng qua thiên hà để giữ lấy các bảng ghi chép và chôn một hộp bí kíp tuyệt vời cho nghìn tỉ năm sau, bằng không các nhà khoa học hậu khải huyền sẽ chẳng biết tẹo gì về các thiên hà – hình thức tổ chức chính cho vật chất trong vũ trụ của chúng ta – và do đó họ sẽ từ chối truy xuất những trang chính trong vở kịch vũ trụ đó là vũ trụ của chúng ta.

Kìa cơn ác mộng tái diễn của tôi: Phải chăng chúng ta đang thiếu một vài mảnh cơ bản của vũ trụ đã từng có mặt? Phần nào trong cuốn sách lịch sử vũ trụ bị gắn mác “truy cập bị từ chối”? Các lí thuyết và phương trình của chúng ta vẫn còn thiếu thứ gì, khiến chúng ta cứ mò mẫm đi tìm những lời đáp mà có lẽ chúng ta không bao giờ tìm được?

¹Đài thiên văn Sóng hấp dẫn Giao thoa kế Laser (LIGO), đặt song song ở Hanford, Washington, và Living-ston, Louisiana.

²R. Israel, E. Ruckhaber, R. Weinmann, et al., Hundert Autoren Gegen Einstein (Leipzig: R. Voigtlanders Verlag, 1931).

³”Trắc đạc” là một từ hoa mĩ không cần thiết cho khoảng cách ngắn nhất giữa hai điểm dọc theo một bề mặt cong – trong trường hợp này là khả năng ngắn nhất giữa hai điểm trên kết cấu cong bốn chiều của không-thời gian.

⁴Ở trường đại học, tôi đã tham gia lớp học của John Wheeler về thuyết tương đối rộng (tại đó tôi đã gặp vợ mình) và ông thường nói câu này.

Thiên văn vật lí cho người bận rộn
Neil DeGrasse Tyson - Bản dịch của Thuvienvatly.com
<< Phần trước | Phần tiếp theo >>