Năng lượng tối là gì: vì sao vũ trụ giãn nở ngày càng nhanh

Năng lượng tối là tên gọi cho thứ đang làm vũ trụ giãn nở ngày càng nhanh, phát hiện năm 1998 khi hai nhóm thiên văn đo các vụ nổ siêu tân tinh ở rất xa và thấy chúng mờ hơn dự tính. Không ai biết năng lượng tối là gì, chỉ biết nó chiếm khoảng 68% tổng năng lượng – vật chất của vũ trụ (số liệu Planck 2018, làm tròn) và dường như trải đều khắp không gian. Nó vô hình theo nghĩa triệt để nhất: không phát sáng, không vón cục, chỉ lộ ra qua cách cả vũ trụ chuyển động.

Vũ trụ đang giãn nở: câu chuyện từ thập niên 1920

Muốn hiểu năng lượng tối, phải bắt đầu từ chuyện vũ trụ giãn nở. Năm 1927, linh mục và nhà vật lý người Bỉ Georges Lemaître suy ra từ thuyết tương đối rộng rằng vũ trụ không đứng yên. Năm 1929, Edwin Hubble công bố dữ liệu cho thấy thiên hà càng xa thì càng lùi ra xa ta nhanh. Đây không phải các thiên hà "bay" trong một căn phòng cố định, mà chính không gian giữa chúng đang nở ra — giống những hạt nho khô trong ổ bánh mì đang phồng lên trong lò.

Từ đó, câu hỏi lớn của vũ trụ học là: sự giãn nở này sẽ chậm lại bao nhiêu? Mọi vật chất trong vũ trụ đều hút nhau, nên ai cũng chờ đợi tốc độ giãn nở phải giảm dần theo thời gian, giống quả bóng ném lên trời chậm dần vì Trái Đất kéo lại. Vấn đề chỉ là giảm nhiều hay ít — đủ để vũ trụ co lại một ngày nào đó, hay chỉ chậm dần mãi mãi.

1998: kết quả không ai mong đợi

Hai nhóm nghiên cứu cạnh tranh nhau cùng đi tìm câu trả lời: Dự án Vũ trụ học Siêu tân tinh (Supernova Cosmology Project) do Saul Perlmutter dẫn dắt ở Phòng thí nghiệm Lawrence Berkeley, và Nhóm Tìm kiếm Siêu tân tinh High-Z do Brian Schmidt điều phối, với Adam Riess là tác giả chính của bài công bố quan trọng.

Công cụ của họ là siêu tân tinh loại Ia — vụ nổ của một sao lùn trắng khi nó vượt một ngưỡng khối lượng nhất định. Vì ngưỡng ấy gần như cố định, độ sáng thật của các vụ nổ này khá đồng đều (sau khi hiệu chỉnh), nên chúng được dùng làm "ngọn nến chuẩn": đo độ sáng biểu kiến là suy ra khoảng cách. Kết hợp với độ dịch đỏ (cho biết vũ trụ đã giãn bao nhiêu kể từ khi ánh sáng rời đi), ta dựng được lịch sử giãn nở.

Kết quả: các siêu tân tinh xa mờ hơn mức dự tính, nghĩa là chúng ở xa hơn. Cách giải thích hợp lý nhất là sự giãn nở không chậm lại mà đang nhanh lên. Hai nhóm độc lập, dùng dữ liệu khác nhau, cùng đi tới một kết luận mà ban đầu chính họ cũng ngờ là sai sót. Năm 2011, Perlmutter, Schmidt và Riess nhận giải Nobel Vật lý.

Những mốc chính

• 1917 — Einstein thêm "hằng số vũ trụ" vào phương trình để giữ vũ trụ đứng yên, như quan niệm thời đó.
• 1927–1929 — Lemaître và Hubble cho thấy vũ trụ giãn nở; hằng số vũ trụ bị gạt sang bên.
• 1998 — Hai nhóm siêu tân tinh phát hiện giãn nở đang tăng tốc. Nhà vũ trụ học Michael Turner đặt tên "năng lượng tối".
• 2003–2018 — Các vệ tinh WMAP (NASA) và Planck (ESA) đo bức xạ phông vi sóng, xác nhận vũ trụ cần thêm một thành phần như năng lượng tối để khớp số liệu.
• 2011 — Nobel Vật lý cho phát hiện năm 1998.
• 2024–2025 — Dữ liệu từ dự án DESI (máy quang phổ năng lượng tối) gợi ý năng lượng tối có thể yếu dần theo thời gian. Đây mới là gợi ý, chưa đủ mức chắc chắn để khẳng định.

Năng lượng tối có thể là gì

Hằng số vũ trụ — năng lượng của chính không gian trống

Ứng viên đơn giản nhất là hằng số vũ trụ mà Einstein từng thêm rồi bỏ. Hiểu theo nghĩa vật lý, đó là một lượng năng lượng gắn liền với mỗi mét khối không gian trống. Khi vũ trụ giãn ra, có thêm không gian, nên có thêm năng lượng loại này — trong khi vật chất thì loãng dần. Vì vậy, càng về sau, năng lượng tối càng lấn át, và sự giãn nở càng nhanh. Theo các tính toán phổ biến, năng lượng tối bắt đầu chiếm ưu thế khoảng năm, sáu tỉ năm trước.

Vấn đề là: khi các nhà vật lý thử tính năng lượng của chân không bằng lý thuyết lượng tử, con số ra lớn hơn giá trị đo được khoảng 120 bậc độ lớn — số 1 theo sau là 120 chữ số 0. Đây thường được gọi là dự đoán sai lệch nhất trong lịch sử vật lý. Nghĩa là ta đang thiếu một mảnh hiểu biết rất cơ bản.

Một trường năng lượng thay đổi theo thời gian

Một nhóm giả thuyết khác cho rằng năng lượng tối là một trường động, đôi khi gọi là "quintessence" (tinh chất thứ năm), có thể mạnh lên hoặc yếu đi. Nếu kết quả gợi ý của DESI được xác nhận, hướng này sẽ được chú ý nhiều hơn.

Hay định luật hấp dẫn sai ở quy mô lớn

Cũng có người cho rằng không có "năng lượng" nào cả, mà thuyết tương đối rộng cần được điều chỉnh khi áp dụng cho khoảng cách cả tỉ năm ánh sáng. Tới nay chưa phiên bản nào thay thế được thuyết của Einstein mà vẫn khớp với mọi phép kiểm tra.

So sánh ba thành phần của vũ trụ

Nhìn bảng này, ta thấy một điều khiêm tốn: khoa học hiện đại hiểu tương đối rõ chỉ khoảng một phần hai mươi của vũ trụ.

Ta đo một thứ vô hình bằng cách nào

Không ai cầm máy đo năng lượng tối trong phòng thí nghiệm được — mật độ của nó quá loãng. Cách đo là dựng lại lịch sử giãn nở của vũ trụ bằng nhiều "thước" khác nhau:

• Nến chuẩn: siêu tân tinh loại Ia, cho biết khoảng cách theo độ sáng.
• Thước chuẩn: dao động âm baryon (BAO) — dấu vết của những gợn sóng âm thanh lan trong vũ trụ sơ khai, in vào cách thiên hà phân bố, tạo ra một khoảng cách ưa thích cỡ 500 triệu năm ánh sáng. Đo kích thước biểu kiến của khoảng ấy ở các thời kỳ khác nhau cho biết vũ trụ đã giãn bao nhiêu.
• Bức xạ phông vi sóng: "bức ảnh" vũ trụ lúc khoảng 380.000 tuổi, dùng làm điểm mốc khởi đầu.
• Thấu kính hấp dẫn yếu: đo xem cấu trúc vũ trụ lớn lên nhanh hay chậm; năng lượng tối kìm sự vón cục này lại.

DESI, đặt trên kính thiên văn Mayall ở Arizona, đo vị trí và độ dịch đỏ của hàng chục triệu thiên hà để dựng bản đồ ba chiều lớn nhất từ trước tới nay. Kính Euclid của ESA và Đài quan sát Vera C. Rubin bổ sung thêm dữ liệu thấu kính và siêu tân tinh.

"Độ căng Hubble": một vết nứt nhỏ đáng theo dõi

Một chuyện liên quan: tốc độ giãn nở hiện nay (hằng số Hubble) đo theo hai cách lại ra hai con số khác nhau. Suy từ bức xạ phông vi sóng, nó vào khoảng 67 km/giây cho mỗi megaparsec; đo trực tiếp bằng sao biến quang và siêu tân tinh ở gần, nó vào khoảng 73. Chênh lệch nhỏ nhưng dai dẳng qua nhiều năm và nhiều nhóm đo. Có thể là sai số hệ thống chưa tìm ra, cũng có thể là dấu hiệu năng lượng tối hay vật lý vũ trụ sơ khai phức tạp hơn mô hình chuẩn. Đây là một trong những câu hỏi nóng nhất của vũ trụ học hiện nay.

Tương lai xa của vũ trụ và góc nhìn hôm nay

Nếu năng lượng tối là hằng số, vũ trụ sẽ giãn mãi. Sau hàng trăm tỉ năm, các thiên hà ngoài nhóm của chúng ta sẽ lùi ra khỏi tầm quan sát — một nhà thiên văn tương lai nhìn lên trời sẽ không thấy bằng chứng nào cho thấy từng có vũ trụ rộng lớn bên ngoài. Sao dần tắt, vũ trụ nguội lạnh, một kịch bản thường gọi là "đóng băng lớn". Nếu năng lượng tối mạnh lên, có kịch bản "xé toạc lớn" khi chính các nguyên tử bị kéo rời. Nếu nó yếu đi hoặc đổi dấu, giãn nở có thể chậm lại. Dữ liệu hiện nay chưa cho phép chọn chắc chắn.

Có một điều thú vị: chúng ta đang sống đúng thời kỳ vật chất và năng lượng tối có độ lớn cùng cỡ nhau, nên còn đo được cả hai. Ở rất xa trong tương lai, cơ hội ấy sẽ mất.

Muốn tìm hiểu thêm:

• Bài giảng Nobel năm 2011 của Perlmutter, Schmidt và Riess có bản ghi trên trang của giải Nobel — kể chuyện từ góc người trong cuộc, dễ theo dõi.
• Trang phổ thông về năng lượng tối của NASA và ESA, cùng trang của dự án DESI để xem kết quả mới nhất.
• Các phần mềm bầu trời miễn phí như Stellarium giúp bạn tìm thiên hà Tiên Nữ — thiên hà lớn duy nhất đang tiến lại gần ta thay vì lùi ra xa, vì lực hút giữa hai thiên hà thắng được giãn nở ở khoảng cách gần.