Tìm kiếm một hằng số thích hợp

Bằng cách đo phông nền vi sóng vũ trụ, sứ mệnh Planck đem lại cho chúng ta giá trị chính xác nhất từ trước đến nay của hằng số Planck. Thế nhưng các nghiên cứu từ đó sử dụng những phương pháp khác nhau đem lại những kết quả không giống nhau. Trong bài, Keith Cooper làm rõ các bất đồng và đánh giá ý nghĩa của nó đối với vũ trụ học.

Ảnh: Mikkel Juul Jensen/Science Photo Library

Khi nhà thiên văn Edwin Hubble nhận ra rằng vũ trụ đang dãn nở, đó chính là khám phá vũ trụ học vĩ đại nhất mọi thời đại. Khám phá ấy được xem là tấm ván đà để tìm hiểu về tuổi của vũ trụ, bức xạ nền vi sóng vũ trụ (CMB), và Big Bang (Vụ Nổ Lớn).

Hubble quả đúng là người xuất hiện đúng nơi đúng lúc. Vào tháng Tư 1920, các nhà thiên văn đồng chí của ông, Harlow Shapley và Heber D Curtis đã tranh cãi ầm ĩ về kích cỡ của vũ trụ, và về bản chất của các tinh vân xoắn ốc, tại Bảo tàng Smithsonian Lịch sử Tự nhiên ở Mĩ. Trong vòng bốn năm, Hubble đã có câu trả lời cho họ.

Sử dụng Kính thiên văn Hooker 100 inch (2,5 m) tại Đài thiên văn Núi Wilson ở California, Hubble đã có thể nhận ra các sao biến quang Cepheid – một kiểu sao có mối quan hệ chu kì-độ sáng cho phép ước tính khoảng cách chính xác – trong các tinh vân xoắn ốc, cho phép ông đo chúng là nằm ngoài thiên hà. Kết quả này có nghĩa là Dải Ngân Hà không phải là toàn bộ vũ trụ, mà chỉ là một trong nhiều thiên hà mà thôi.

Chẳng mấy chốc, Hubble phát hiện thấy hầu như toàn bộ những thiên hà này đang chuyển động ra xa chúng ta – ánh sáng của chúng bị lệch đỏ qua hiệu ứng Doppler. Những quan trắc này được thâu tóm bởi nhà vũ trụ học người Bỉ Georges Lemaître, ông nhận thấy chúng có hàm ý rằng vũ trụ đang dãn nở. Độc lập với nhau, cả Hubble và Lemaître đều rút ra một quan hệ toán học mô tả sự dãn nở này, về sau được gọi là định luật Hubble- Lemaître. Nó nói rằng vận tốc lùi ra xa (v) của một thiên hà bằng khoảng cách của nó (D) nhân với hằng số Hubble (H₀), hằng số mô tả tốc độ dãn nở tại thời điểm hiện nay.

Trong gần 100 năm kể từ khám phá của Hubble, chúng ta đã xây dựng nên một bức tranh chi tiết về cách vũ trụ đã phát triển theo thời gian. Cứ cho là vậy, vẫn còn một số vụn vặt, ví dụ như đặc tính của vật chất tối và năng lượng tối, song hiểu biết của chúng ta đã lên tới đỉnh điểm vào năm 2013 với các kết quả từ sứ mệnh Planck của Cơ quan Không gian châu Âu (ESA).

Rời bệ phóng hồi năm 2009, Planck sử dụng các detector vi sóng để đo các dị thường trong CMB – những biến thiên nhỏ về nhiệt độ tương ứng với những chênh lệch nhỏ về mật độ vật chất lúc mới 379.000 năm sau Big Bang. Sứ mệnh làm sáng tỏ rằng chỉ có 4,9% vũ trụ được làm bằng vật chất baryon bình thường. Trong phần còn lại, 26.8% là vật chất tối và 68,3% là năng lượng tối. Từ các quan trắc của Planck, các nhà khoa học còn suy luận được rằng vũ trụ 13,8 tỉ năm tuổi, xác nhận rằng vũ trụ là phẳng, và cho thấy các dao động âm baryon (BAO – baryonic acoustic oscillation) – các sóng âm nhấp nhô trong plasma của vũ trụ thời rất xa xưa, gây ra các dị thường – khớp chặt như thế nào với cấu trúc vĩ mô của vật chất trong vũ trụ hiện đại, theo chúng ta biết từ định luật Hubble- Lemaître thì nó đã và đang dãn nở.

Lập bản đồ vũ trụ. Bằng cách đo các dị thường nhiệt độ của phông nền vi sóng vũ trụ –  như được chứng minh trong bản đồ 2018 này – sứ mệnh Planck đã đem lại số đo chính xác nhất cho đến nay về hằng số Hubble: 67,4 km/s/Mpc với sai số chỉ 1%. Ảnh: ESA, Nhóm hợp tác Planck.

Cái nhìn của Planck về CMB là chi tiết nhất từ trước đến nay. Hơn nữa, bằng cách lập bản đồ những mô hình vũ trụ học tốt nhất của chúng ta cho khớp với các quan trắc Planck, rất nhiều thông số vũ trụ học đã được làm rõ, trong đó có H₀. Quả vậy, các nhà khoa học đã có thể ngoại suy giá trị của H₀ đến độ chính xác tốt nhất cho đến nay, tìm thấy nó bằng 67,4 km/s/Mpc, được đo với sai số chưa tới 1%. Nói cách khác, mỗi vạt không gian rộng một triệu parsec (3,26 triệu năm ánh sáng) đang dãn ra thêm 67,4 km mỗi giây.

Với các kết quả Planck, chúng ta nghĩ rằng bức tranh này là hoàn chỉnh, và rằng chúng ta biết chính xác cách vũ trụ đã dãn nở trong 13,8 tỉ năm qua. Thế nhưng hóa ra có thể chúng ta không đúng (xem mục “Không phải một hằng số không đổi theo thời gian”).

Không phải một hằng số không đổi theo thời gian

Thang khoảng cách vũ trụ. Khoảng cách thiên văn là một phần quan trọng của việc đo H₀. Ảnh: NASA/JPL-Caltech.

Việc mô tả H₀ là “hằng số Hubble” là có chút nhầm lẫn. Quả thật nó là một hằng số tại một thời điểm cho trước vì nó mô tả sự dãn nở hiện nay. Tuy nhiên, chính tốc độ dãn nở lại thay đổi trong suốt lịch sử vũ trụ - H₀ chỉ là giá trị hiện tại của một đại lượng bao quát hơn mà chúng ta gọi là thông số Hubble, H, nó mô tả tốc độ dãn nở tại những thời điểm khác nhau. Do đó, trong khi phép đo địa phương, H₀, phải nhận một giá trị thôi, thì H có thể nhận những giá trị khác nhau ở những thời điểm khác nhau. Trước khi khám phá năng lượng tối, người ta giả định tốc độ dãn nở của vũ trụ đang chậm dần, và vì thế H trong quá khứ sẽ lớn hơn trong tương lai. Nhìn bên ngoài, vì năng lượng tối đang làm tăng tốc độ dãn nở, nên bạn có thể kì vọng H tăng theo thời gian, nhưng điều đó là không nhất thiết. Sắp xếp lại định luật Hubble- Lemaître sao cho H = v/D, trong đó v là vận tốc lùi ra xa của một vật thể, ta thấy H phụ thuộc mạnh vào khoảng cách D, vì trong một vũ trụ đang dãn nở tăng tốc, khoảng cách đang tăng lên theo tốc độ hàm mũ. Tóm lại, có khả năng H đang giảm theo thời gian, đó là điều chúng ta nghĩ là đang xảy ra, mặc dù vận tốc lùi ra xa và do đó, tốc độ dãn nở vẫn đang tăng lên theo khoảng cách.

Các yếu tố động

Theo truyền thống, người ta xác định H₀ bằng cách đo khoảng cách và tốc độ lùi ra xa của các thiên hà, sử dụng những ngọn nến chuẩn “địa phương” bên trong những thiên hà đó. Trong số này có siêu tân tinh loại 1a – sự phát nổ của các sao lùn trắng với một khối lượng tới hạn nhất định – và các sao biến quang Cepheid. Sao biến quang có mối quan hệ chu kì-độ sáng rõ rệt (được khám phá bởi Henrietta Swan Leavitt vào năm 1908), theo đó chu kì biến thiên của ngôi sao càng lớn khi nó phát xung, thì ngôi sao càng tỏa sáng ở độ trưng cực đại của nó. Thế nhưng như nhà thiên văn vật lí Staphen Feeney thuộc Đại học College London giải thích, những ngọn nến chuẩn này có nhiều “yếu tố động”, bao gồm những tính chất như tính kim loại sao, có mật độ khác nhau ở những độ lệch đỏ khác nhau, và cơ học của các sao biến quang Cepheid và siêu tân tinh loại 1a. Toàn bộ những yếu tố động ấy dẫn tới các bất định làm hạn chế độ chuẩn xác của những quan sát này và theo chúng ta thấy trong những năm qua thì các phép tính H₀ thu được có thể thay đổi chút ít.

Mặt khác, giá trị Planck của H₀ là một phép đo tương đối dễ dàng – dù rằng nó phụ thuộc vào giả định rằng mô hình vũ trụ học vật chất tối lạnh lambda (LCDM) là đúng – mô hình LCDM tích hợp lực đẩy của năng lượng tối (L) với lực hút hấp dẫn của vật chất tối lạnh (CDM). Tuy nhiên, khi tất cả các bất định đã biết và các nguồn sai số được xem xét, thì giá trị Planck của H₀ là chuẩn xác hơn bao giờ hết, sai số chỉ có 1%.

Một xung sao. Các sao biến quang Cepheid – ví dụ như ngôi sao này trong thiên hà M100 – có mối quan hệ mạnh giữa chu kì và độ sáng cho phép các nhà thiên văn xác định chúng ở xa bao nhiêu. (Ảnh: Wendy L Freedman, NASA)

Mặc dù giá trị Planck của H₀ được tính từ các phép đo CMB, song điều quan trọng nên lưu ý rằng nó không phải là tốc độ dãn nở tại thời điểm sản sinh CMB. Thay vậy, “hãy nghĩ phép đo CMB như một dự đoán vậy,” theo lời Feeney. Nó ngoại suy từ những gì CMB cho chúng ta biết vũ trụ trông như thế nào hồi 379.000 năm sau Big Bang, bao gồm những gì chúng ta biết về cách vũ trụ dãn nở theo thời gian kể từ đó dựa trên định luật Hubble- Lemaître và LCDM, để thu được một ước tính về tốc độ dãn nở phải có của vũ trụ ngày nay. Nói cách khác, dù chúng ta đo H₀ bằng cách nào, dù với CMB hay với các phép đo địa phương hơn về sao biến quang Cepheid và siêu tân tinh, thì chúng ta phải thu được kết quả giống nhau.

Thanh cờ lê giữa công trình

Vào năm 2013, khi phép đo Planck được tiết lộ, đây chưa phải là vấn đề. Mặc dù các phép đo địa phương khác với giá trị Planck, nhưng sai số của chúng vẫn đủ lớn để dung hòa các khác biệt. Kì vọng là khi sai số trở nên nhỏ hơn theo năm tháng cùng với những phép đo phức tạp hơn, giá trị địa phương đo được sẽ hội tụ về giá trị Planck.

Tuy nhiên, vào năm 2016 người ta đã đạt tới một cột mốc trọng yếu ở các phép đo địa phương về H₀ đưa nhận thức của chúng ta về vũ trụ vào nghi vấn. Nó liên quan đến Adam Riess thuộc Đại học Johns Hopkins ở Mĩ, người hồi năm 1998 đồng khám phá năng lượng tối, sử dụng siêu tân tinh loại 1a làm ngọn nến chuẩn để đo khoảng cách đến các thiên hà đang lùi ra xa dựa trên độ sáng của siêu tân tinh xuất hiện. Ông hiện đang lãnh đạo một dự án có tên gọi cồng kềnh là SH0ES (Supernova, H₀, for the Equation of State for dark energy), dự án có mục tiêu hiệu chỉnh các phép đo siêu tân tinh loại 1a nhằm xác định H₀ và hành trạng của năng lượng tối. Để đem lại hiệu chỉnh này, đội SH0ES sử dụng một nấc thấp trên “thang khoảng cách vũ trụ”, đó là các sao biến quang Cepheid. Dự án có mục tiêu nhận dạng các sao phát xung này trong các thiên hà láng giềng cũng có siêu tân tinh loại 1a, nghĩa là phép đo khoảng cách Cepheid khi đó có thể dùng để hiệu chỉnh phép đo khoảng cách siêu tân tinh, và hiệu chỉnh mới này hóa ra có thể dùng các siêu tân tinh trong những thiên hà ở xa hơn. Phương pháp đem lại một giá trị của H₀ với sai số chỉ 2,4%.

Cái chết của một ngôi sao. Một siêu tân tinh loại 1a – như minh họa ở đây – có nguồn gốc từ sự suy sụp của một sao lùn trắng trên một khối lượng tới hạn. Độ sáng có thể chuẩn hóa của chúng biến chúng thành một nấc hữu ích trên thang khoảng cách vũ trụ. (Ảnh: ESA/ATG/C Carreau)

Tuy nhiên, Riess và nhóm của ông choáng váng trước kết quả của họ. Sử dụng thang khoảng cách vũ trụ địa phương, họ suy luận ra một giá trị của H₀ là 73,2 km/s/Mpc. Với sai số giảm đi rất nhiều, chẳng có cách nào dung hòa kết quả này với số đo 67,4 km/s/Mpc của Planck. Nếu các kết quả này là đúng, thì phải có điều gì đó hết sức sai với kiến thức của chúng ta về cách vũ trụ vận hành. Như Sherry Suyu thuộc Viện Thiên văn Vật lí Max Planck ở Garching, Đức, cho biết, “Có lẽ chúng ta cần một nền vật lí mới.”

Thay vì giả định H₀ chuẩn xác cao của Planck là sai và do đó hối hả từ bỏ các nền tảng của các mô hình vũ trụ học tốt nhất của chúng ta, bản năng hàng đầu của một nhà khoa học là kiểm tra xem có sai sót thực nghiệm làm ảnh hưởng đến phép đo của chúng ta về thang khoảng cách vũ trụ hay không.

“Đó là nơi bản năng của tôi vẫn lừa dối,” thừa nhận của Daniel Mortlock thuộc trường Imperial College London, Anh, và Đại học Stockholm, Thụy Điển. Mortlock làm việc trong lĩnh vực thiên văn thống kê – nghĩa là, rút ra kết luận từ dữ liệu thiên văn chưa hoàn chỉnh, và giải thích những kiểu sai số và sai sót trong dữ liệu. Nên nhớ rằng có hai loại sai số trong các phép đo. Thứ nhất là sai số thống kê – sai số trong các phép đo cá nhân, ví dụ số liệu nhiễu từ detector, hay sai số ở độ sáng nền của bầu trời. Có thể giảm sai số thống kê đơn giản bằng cách tăng cỡ mẫu của bạn. Còn loại sai số kia – sai số hệ thống – thì không thế. “Không quan trọng chuyện bạn có mẫu dữ liệu gấp năm lần, hay 10 lần, hay 50 lần, bạn đều vướng phải sai số không thể làm giảm này,” Mortlock nói. Một ví dụ về sai số hệ thống là sự lệch đỏ của ánh sáng sao do một đám bụi sao chen ngang – cho dù bạn đo độ sáng của ngôi sao đó thường xuyên như thế nào, ánh sáng sao luôn bị bụi che mờ, và bạn đo càng nhiều lần thì ảnh hưởng của nó càng tăng.

Mortlock đã xét đây có thể là điều đang xảy ra với các phép đo địa phương của H₀ – có lẽ có một sai số hệ thống nào đó mà các nhà thiên văn chưa nhận ra, và nếu tìm thấy, thì căng thẳng giữa phép đo Planck và phép đo địa phương của H₀ có thể biến mất. Tuy nhiên, Mortlock biết rằng bằng chứng cho sự khác biệt ở các giá trị H₀ đang “dần trở nên thuyết phục hơn”.

Einstein cứu nguy

Trước một kết quả đặc biệt như vậy, các nhà thiên văn đang kiểm tra chéo bằng cách đo H₀ với các phương tiện độc lập khác sẽ không chịu sai số hệ thống giống như các phép đo sao biến quang Cepheid và siêu tân tinh loại 1a.

Một trong số này có thể lần ngược đến năm 1964, khi một nhà thiên văn vật lí trẻ tên là Sjur Refsdal tại Đại học Oslo, Na Uy, đi tới một cách độc đáo đo hằng số Hubble. Nó sử dụng một hiện tượng được Einstein dự đoán nhưng lúc ấy chưa được khám phá: thấu kính hấp dẫn.

Thuyết tương đối rộng mô tả cách khối lượng bẻ cong không gian, và khối lượng càng lớn thì không gian bẻ cong càng nhiều. Trong trường hợp gọi là “thấu kính hấp dẫn mạnh”, các vật thể khối lượng lớn như các thiên hà, hay đám thiên hà, có thể bẻ cong không gian đủ mức làm cho đường đi của ánh sáng từ các thiên hà ở xa bị bẻ cong, y hệt như ở một thấu kính thủy tinh. Biết sự phân bố không đều của khối lượng trong các thiên hà và đám thiên hà, sự hội tụ này có thể đem lại vài đường đi ánh sáng, mỗi đường có độ dài hơi khác nhau.

Refsdal nhận thấy nếu ánh sáng của một siêu tân tinh đi qua một thấu kính hấp dẫn, thì sự biến đổi độ sáng của nó sẽ bị trễ những lượng khác nhau trong mỗi ảnh hội tụ tùy thuộc vào độ dài đường đi ánh sáng của chúng. Vì thế, ảnh A có thể trông sáng nhất, sau đó vài ngày là đến ảnh B, và cứ thế. Độ trễ thời gian sẽ cho các nhà thiên văn biết hiệu độ dài của các đường đi ánh sáng, và do đó, sự dãn nở của không gian trong những quãng thời gian trễ đó sẽ cho phép đo H₀.

Thấu kính Einstein. Sự hội tụ do hấp dẫn, như thấy ở đám thiên hà Cl 0024+17, đem lại một phương tiện khác để xác định khoảng cách vũ trụ, và do đó tính ra hằng số Hubble. (Ảnh: NASA, ESA, M J Jee và H Ford (Đại học Johns Hopkins)).

Thật không may, ngay cả sau khi thấu kính hấp dẫn đầu tiên được khám phá vào năm 1979, hóa ra các siêu tân tinh hội tụ hấp dẫn là vô cùng hiếm. Thay vậy, các quasar – những lõi thiên hà hoạt động phát sáng cũng biểu hiện sự biến thiên độ sáng – được tìm thấy là vật thể hội tụ hấp dẫn phổ biến hơn. Đó là điều khiến Suyu cho ra đời một dự án hồi năm 2016 nghiên cứu các ảnh hội tụ của quasar để đem lại một số đo độc lập của H₀. Dự án triển khai dưới một tên gọi còn rườm rà hơn là H0LiCOW, viết tắt cho H₀ Lenses in COSMOGRAIL’s Wellspring, trong đó COSMOGRAIL là viết tắt của một chương trình gọi là COSmological MOnitoring of GRAvitational Lenses, đứng đầu là Frédéric Courbin và Georges Meylan tại École Polytechnique Fédérale de Lausanne.

Xuyên suốt phân tích này, Suyu và đội nghiên cứu giữ kín kết quả cuối cùng với nhau – một kĩ thuật gọi là phân tích dữ liệu mù – để tránh thiên hướng xác nhận. Chỉ đến cuối tiến trình, một khi họ đã hoàn tất hầu như mọi phân tích dữ liệu của mình và với bài báo của họ mô tả các quan sát của họ hầu như đã viết xong, họ mới cho nhau biết giá trị H₀ mà họ đo được. Liệu nó sẽ ngả về kết quả Planck, hay nó sẽ củng cố kết quả SH0ES vốn gây tranh cãi?

Giá trị mà họ thu được là 73,3 km/s/Mpc, với sai số 2,4%. “Kết quả nêu ra của chúng tôi ăn khớp rất tốt với phép đo SH0ES, bổ sung thêm bằng chứng rằng hình như có thứ gì đó đang xảy ra,” Suyu trả lời Physics World.

Tuy nhiên, hãy còn quá sớm để khẳng định vấn đề đã được giải quyết. Phân tích H0LiCOW ban đầu chỉ liên quan đến sáu quasar hội tụ, và người ta đang nỗ lực tăng kích cỡ mẫu. Suyu cũng đang trở lại với ý tưởng gốc của Refsdal, sử dụng siêu tân tinh hội tụ, mẫu đầu tiên trong số đó được Kính thiên văn Vũ trụ Hubble khám phá vào năm 2014, rồi đến một mẫu thứ hai vào năm 2016. Hàng trăm mẫu được kì vọng khám phá bởi Đài thiên văn Vera C Rubin ở Chile, tên gọi chính thức là Large Synoptic Survey Telescope, nó sẽ bắt đầu các quan trắc khoa học vào tháng Mười 2022.

“Sẽ hào hứng biết mấy nếu các phép đo H0LiCOW có thể được chứng minh là đúng và ăn khớp với các phép đo Cepheid,” Feeney nói, ông đang theo đuổi một phép đo độc lập khác của H₀, sử dụng một hiện tượng khác được Einstein dự đoán: sóng hấp dẫn.

Vào ngày 17 tháng Tám 2017, một vụ nổ sóng hấp dẫn sinh ra từ sự va chạm của hai sao neutron trong một thiên hà ở xa 140 triệu năm ánh sáng đã kích hoạt các detector tại Đài thiên văn Giao thoa kế Laser Sóng hấp dẫn (LIGO) ở Mĩ và detector Virgo ở Italy. Phát hiện đó đã cho phép Feeney và một đội gồm các nhà thiên văn khác, trong đó có Mortlock và Hiranya Peiris, cũng ở Đại học College London, hồi sinh một ý tưởng, vốn được đề xuất vào năm 1986 bởi Bernard Schutz, muốn sử dụng những sự kiện như thế để đo tốc độ dãn nở của vũ trụ.

Cường độ sóng hấp dẫn cho biết sự kiện hợp nhất sao neutron ở xa bao nhiêu, nhưng sự kiện hợp nhất còn tạo ra một vụ nổ ánh sáng gọi là kilonova. Có thể sử dụng ánh sáng này để định vị thiên hà chủ, độ lệch đỏ của nó đem lại vận tốc lùi ra xa của thiên hà. Feeney và Peiris ước tính sẽ cần một mẫu gồm 50 kilonova để rút ra một ước tính của H₀, nhưng Kenta Hotokezaka thuộc Đại học Princeton, Hoa Kì, và các đồng sự còn tìm thấy một cách làm tăng tốc độ ước tính này. Họ chỉ ra rằng chúng ta sẽ thấy sóng hấp dẫn đến từ một sự kiện hợp nhất sao neutron ở mức mạnh nhất của chúng nếu chúng ta nhìn vuông góc với mặt phẳng va chạm. Sự kiện hợp nhất tạo ra một cái vòi tương đối tính cũng chuyển động vuông góc với mặt phẳng đó, vì thế việc đo góc mà chúng ta nhìn thấy vòi vật chất sẽ cho chúng ta biết góc nhìn của chúng ta hợp với mặt phẳng đó bằng bao nhiêu, và do đó cho phép xác định cường độ đúng của sóng hấp dẫn và từ đó suy ra khoảng cách. Hotokezaka ước tính một kích cỡ mẫu chỉ 15 kilonova được nghiên cứu theo kiểu này sẽ là đủ để đem lại một đánh giá chính xác của H₀. Thật không may, cho đến nay các nhà thiên văn chỉ mới quan sát được một kilonova, và dựa trên mẫu sự kiện đó, Hotokezaka ước tính H₀ bằng 70,3 km/s/Mpc, với sai số lớn đến 10%.

Vô số cách tiếp cận khác

Nấc thang đỏ. Sao kềnh đỏ b Ceti đã bắt đầu tổng hợp helium, do đó có thể dùng nó là một ngọn nến chuẩn. (Ảnh: NASA/CXC)

Các sao biến quang Cepheid và siêu tân tinh loại 1a là những nấc thang phổ biến trên thang khoảng cách vũ trụ được dùng để tìm một giá trị địa phương cho hằng số Hubble. Nhưng các nhà nghiên cứu dưới sự chỉ đạo của Wendy Freedman thuộc Đại học Chicago sử dụng một phương pháp khác. Họ nhìn vào độ sáng của các sao kềnh đỏ đã bắt đầu tổng hợp helium trong lõi của chúng, để đo khoảng cách đến các thiên hà trong đó các sao này có thể được trông thấy. Ban đầu họ tính được H₀ bằng 69,8 km/s/Mpc – nhưng sau đó mọi thứ trở nên phức tạp. Dữ liệu của họ được phân tích lại bởi Wenlong Yuan và Adam Riess để xét đến sự lệch đỏ do bụi, thu được một số đo hiệu chỉnh là 72,4 km/s/Mpc với sai số 1,45%. Tuy nhiên, đội của Freedman cũng thực hiện phân tích lại giống vậy và thu được giá trị 69,6 km/s/Mpc với sai số 1,4%, thế nên cơn cuồng phong vẫn chưa tan.

Trong khi đó, Dự án Vũ trụ học Megamaser khai thác các đài thiên văn vô tuyến theo dõi các maser nước trong chất khí quay xung quanh các siêu lỗ đen tại tâm của những thiên hà ở xa. Khoảng cách góc mà các maser truyền đi trên bầu trời cho phép đo khoảng cách hình học thuận lợi đến thiên hà chủ của chúng, đem lại giá trị 73,9 km/s/Mpc cho H₀ với sai số 3%.

Thay đổi trò chơi

Kết hợp lại, toàn bộ bằng chứng hiện có dường như xác nhận tình trạng lưỡng phân giữa các phép đo địa phương và phép đo Planck là có thật – chứ không phải một sai số hệ thống nào đó chưa được nhận ra. Tuy nhiên, cần có một mẫu lớn hơn trước khi những kết quả này có thể được xem là chắc chắn. Với những quan trắc mới sắp xuất hiện, chúng ta có thể có các quan trắc theo yêu cầu trong vòng 10 năm tới.

“Nếu phương pháp sóng hấp dẫn hoặc thấu kính hấp dẫn cho kết quả ăn khớp đẹp với kết quả SH0ES, thì tôi nghĩ điều đó sẽ làm thay đổi trò chơi,” Mortlock cho biết.

Tuy nhiên, đừng kì vọng một giải pháp nhanh. Nói chung, chúng ta vẫn đang nắm bắt bản chất của vật chất tối và năng lượng tối, và nghiên cứu hiện nay tập trung vào việc cố gắng nhận dạng hạt vật chất tối và cố gắng đặc trưng hóa hành trạng của năng lượng tối. “Cho dù điều gì đang xảy ra với hằng số Hubble thì nó vẫn còn ẩn sau đó vài bước nữa,” Mortlock nói. “Người ta vẫn đang tranh cãi hiệu ứng là có thật hay không.”

Dù cách này hay cách khác, việc làm rõ bất đồng trong các phép đo H₀ của chúng ta là có thật hay không sẽ có những tiếng vọng ý nghĩa đối với vũ trụ học. Feeney mô tả giá trị địa phương và Planck của H₀ là “một sự kết hợp thật sự hiệu nghiệm của các phép đo, vì bạn đang ràng buộc vũ trụ vào lúc này và diện mạo của nó hồi 13,8 tỉ năm trước, thế nên bạn ấn định vũ trụ ở hai đầu diễn tiến của nó.”

Giá trị đó của H₀ sẽ có nhiều hệ quả. Nó sẽ áp chế tuổi của vũ trụ (một H₀ lớn hơn sẽ có nghĩa là vũ trụ về thực chất có thể trẻ hơn 13,8 tỉ năm, điều đó sẽ mâu thuẫn với tuổi của một số sao già nhất mà chúng ta biết). Nó cũng ảnh hưởng đến lịch sử của cách vũ trụ đã dãn nở và cho phép cấu trúc vĩ mô hình thành. Và nếu cần có nền vật lí mới, như Suyu đề xuất, thì cho đến nay không thể nói được kết quả sẽ có tác động dường nào đối với vũ trụ học, vì chúng ta vẫn chưa biết nền vật lí mới có thể trông ra sao.

“Đó sẽ là thứ gì đó ngoài mô hình LCDM hiện nay của chúng ta,” Suyu nói. “Có lẽ chúng ta đang thiếu một hạt nào đó mới, rất nhẹ, và tương đối tính, nó sẽ làm thay đổi số đo Planck của H₀. Hoặc nó có thể là một dạng năng lượng tối xa xưa không có mặt trong mô hình hiện nay của chúng ta.”

Hoặc có thể chẳng phải trường hợp nào trong số này, mà thay vậy là thứ gì đó chúng ta vẫn chưa nghĩ tới. Viễn cảnh ấy đang trêu ngươi các nhà nghiên cứu, còn Suyu cảnh báo việc thay đổi ý tưởng.

“Trước tiên chúng ta cần hạ sai số xuống dưới mức 1% ở nhiều phương pháp cùng lúc xem căng thẳng này là có thật hay không,” bà nói. Vì thế chúng ta cần có chút kiên nhẫn, song nếu chúng ta trở lại trong thời gian 10 năm thì có thể chúng ta sẽ thấy vũ trụ thật sự bất ngờ ở một nơi rất khác.

Nguồn: Physics World, tháng 7/2020.
Bản dịch của Thư Viện Vật Lý.