Những phương pháp mới để đo độ giãn nở của vũ trụ: Thấu kính thay ngọn nến

Những phương pháp mới để đo độ giãn nở của vũ trụ: Thấu kính thay ngọn nến

Chúng ta tới đây bằng cách nào nhỉ? Chúng ta đang đi đâu vậy? Và vũ trụ sẽ biến mất trong bao lâu?

Những câu hỏi này lâu đời như chính loài người, và nếu tồn tại nền văn minh khác trong vũ trụ, thì có khả năng họ cũng đặt ra câu hỏi như vậy.

Đó cũng là một số câu hỏi cơ bản mà các nhà khoa học đang cố gắng trả lời trong nghiên cứu về vũ trụ, được gọi là Vũ trụ học. Một câu hỏi hóc búa về vũ trụ học là vũ trụ đang giãn nở nhanh như thế nào, được đo bằng một con số gọi là hằng số Hubble. Và có khá nhiều tranh cãi xung quanh nó.

Trong hai bài viết của Giáo sư Patrick Kelly tại Đại học Minnesota trên Tạp chí Khoa học và Vật lý thiên văn vừa phát hành, nhóm của ông đã sử dụng thành công một kỹ thuật mới – liên quan đến ánh sáng từ một ngôi sao đang phát nổ đến Trái đất qua nhiều tuyến đường quanh co xuyên qua Vũ trụ đang giãn nở – để đo hằng số Hubble.

Ngọn nến tiêu chuẩn và vũ trụ mở rộng

Chúng ta từ những năm 1920 đã biết rằng vũ trụ đang giãn nở. Vào khoảng năm 1908, nhà thiên văn học người Mỹ Henrietta Leavitt đã tìm ra cách đo độ sáng nội tại của một loại sao gọi là biến quang Cepheid – không phải độ sáng của chúng khi ta nhìn từ Trái đất, vì điều này phụ thuộc vào khoảng cách và các yếu tố khác, mà là độ sáng thực sự của chúng. Cepheids có độ sáng hơn và mờ hơn trong một chu kỳ đều đặn, và Leavitt cho thấy độ sáng nội tại có liên quan đến độ dài của chu kỳ này.

Định luật Leavitt cho phép các nhà khoa học sử dụng Cepheids làm “ngọn nến tiêu chuẩn”: từ các vật thể có độ sáng nội tại đã biết, có thể tính được khoảng cách của chúng.

Điều này hoạt động ra sao? Hãy tưởng tượng bây giờ là ban đêm, và bạn đang đứng trên một con đường dài tối tăm chỉ có một vài cột đèn chiếu sáng bên đường. Bây giờ hãy tưởng tượng mọi cột đèn đều có cùng một loại bóng đèn, với cùng một công suất. Bạn sẽ nhận thấy những cái ở xa xuất hiện mờ hơn những cái ở gần.

Chúng ta biết rằng ánh sáng mờ dần tỷ lệ thuận với khoảng cách của nguồn sáng. Bây giờ, nếu bạn có thể đo độ sáng của từng bóng đèn đối với bạn và nếu bạn đã biết độ sáng thực của nó, thì bạn có thể tính được khoảng cách của mình tới mỗi cột đèn.

Năm 1929, một nhà thiên văn học khác của Mỹ, Edwin Hubble, đã có thể tìm thấy một số sao Cepheid này trong các thiên hà khác và đo khoảng cách của chúng – và từ những khoảng cách đó cũng như các phép đo khác, ông có thể xác định rằng vũ trụ đang giãn nở.

Các phương pháp khác nhau cho kết quả khác nhau

Phương pháp nến tiêu chuẩn này là một phương pháp tin cậy, cho phép chúng ta đo lường vũ trụ bao la. Chúng ta luôn tìm kiếm các “loại nến” khác nhau có thể đo lường tốt hơn và nhìn thấy ở khoảng cách xa hơn nhiều.

Một số nỗ lực gần đây để đo vũ trụ xa hơn từ Trái đất, như dự án SH0ES do người đoạt giải Nobel Adam Riess đứng đầu, đã sử dụng Cepheids cùng với một loại sao phát nổ được gọi là siêu tân tinh Loại Ia, cũng có thể được sử dụng như một nến tiêu chuẩn.

Ngoài ra còn có các phương pháp khác để đo hằng số Hubble, chẳng hạn như phương pháp sử dụng nền vi sóng vũ trụ – ánh sáng tàn dư hoặc bức xạ bắt đầu truyền qua Vũ trụ ngay sau Vụ nổ lớn.

Vấn đề là hai phép đo này, một phép đo gần sử dụng siêu tân tinh và Cepheids, và một phép đo xa hơn nhiều sử dụng nền vi sóng, có kết quả khác nhau gần 10%. Các nhà thiên văn học gọi sự khác biệt này là sức căng Hubble và đang tìm kiếm các kỹ thuật đo lường mới để giải quyết nó.

Một phương pháp mới: thấu kính hấp dẫn

Gần đây, các nhà khoa học đã sử dụng thành công một kỹ thuật mới để đo tốc độ giãn nở này của Vũ trụ. Công trình dựa trên siêu tân tinh có tên Supernova Refsdal.

Vào năm 2014, họ đã phát hiện ra nhiều hình ảnh của cùng một siêu tân tinh – lần đầu tiên người ta quan sát thấy một siêu tân tinh “thấu kính” như vậy. Thay vì Kính viễn vọng Không gian Hubble chỉ nhìn thấy một siêu tân tinh, nhóm nghiên cứu đã thấy 5!

Làm thế nào để điều này xảy ra? Ánh sáng từ siêu tân tinh phát ra mọi hướng, nhưng nó truyền qua không gian bị bẻ cong bởi trường hấp dẫn khổng lồ từ một cụm thiên hà khổng lồ, làm cong hành trình một số tia ánh sáng trên đường đến Trái đất, khiến ánh sáng phải vòng vèo theo nhiều đường khác nhau trước khi đến với mắt chúng ta. Mỗi lần xuất hiện của siêu tân tinh, hình ảnh của nó đã đến với chúng ta theo những con đường khác nhau trong Vũ trụ.

Hãy tưởng tượng ba chuyến tàu rời cùng một nhà ga cùng một lúc. Tuy nhiên, một chuyến đi thẳng đến nhà ga tiếp theo, chuyến kia thực hiện một chuyến đi rộng qua những ngọn núi và một chuyến khác đi qua bờ biển. Tất cả chúng đều khởi hành và hướng đến cùng một ga, nhưng hành trình của chúng khác nhau. Do vậy, dù rời đi cùng một lúc, chúng lại đến ga cuối vào những thời điểm khác nhau.

Vì vậy, hình ảnh qua thấu kính hiển thị cùng một siêu tân tinh, đã phát nổ tại một thời điểm nhất định, nhưng mỗi hình ảnh đã đi một con đường khác nhau. Bằng cách quan sát sự xuất hiện của siêu tân tinh tại Trái đất – một trong số đó xảy ra vào năm 2015, sau khi ngôi sao phát nổ đã được phát hiện – nhóm nghiên cứu có thể đo thời gian di chuyển của chúng và do đó xác định được vũ trụ đã giãn nở bao nhiêu trong khi hình ảnh siêu tân tinh đang trong quá trình di chuyển.

Anh Tú

 

 

     


     

BÌNH LUẬN

Vui lòng nhập bình luận của bạn
Vui lòng nhập tên của bạn ở đây