Hãy bắt đầu bằng một thí nghiệm nhỏ giúp chúng ta hình dung được hình ảnh của một “vũ trụ đang giãn nở”. Sự mở rộng của vũ trụ sẽ giống như một quả bóng bay có thể bơm hơi.
Chúng ta đánh dấu bất kỳ điểm nào trên bề mặt bằng bút và vẽ một vòng tròn nhỏ xung quanh điểm đó, đánh dấu hai điểm trên vòng tròn. Chúng ta thổi phồng quả bóng một cách từ từ.
Khi vòng tròn lớn dần, khoảng cách từ tâm cũng tăng dần, khoảng cách giữa hai điểm trên vòng tròn cũng vậy. Điều này áp dụng bất kể điểm ban đầu được chọn là gì. Để có được hình ảnh về một vũ trụ đang giãn nở, chúng ta chỉ cần khái quát trường hợp bề mặt thành trường hợp thể tích. Mỗi điểm “nhìn thấy” các điểm khác di chuyển ra xa nó như thể nó là trung tâm của sự mở rộng (giãn nở).
Mở rộng quy mô lớn, nhưng không nhất thiết phải cục bộ
Bây giờ chúng ta cần giải thích cách các nhà khoa học đi đến kết luận này về vũ trụ quan sát được, chứ không chỉ là một quả bóng bay bơm hơi.
Để làm được điều này, chúng ta cần quan sát vũ trụ ở quy mô lớn. Cả Mặt Trăng và Mặt Trời đều không di chuyển ra xa Trái Đất, cũng như các vật thể khác trong Hệ mặt trời. Các ngôi sao trong thiên hà của chúng ta, Ngân Hà, không di chuyển ra xa chúng ta. Và ngay cả thiên hà Andromeda, cách xa hơn hai triệu năm ánh sáng (LY), cũng không di chuyển ra xa chúng ta. Ngược lại, nó đang tiến về phía chúng ta với tốc độ 500 km/giây.
Vũ trụ có thực sự đang mở rộng không? Có, nhưng ở quy mô hàng chục, hàng trăm triệu và hàng tỷ năm ánh sáng. Trung bình, các thiên hà đang di chuyển ra xa nhau, nhưng điều này không ngăn cản một số thiên hà di chuyển lại gần nhau hơn và thậm chí va chạm.
Chúng ta đã biết về sự giãn nở của vũ trụ từ những năm 1920, khi các nhà thiên văn học (trong trường hợp này là người Mỹ) quan sát thấy các thiên thể xa xôi đang di chuyển ra xa chúng ta và tốc độ di chuyển của chúng càng lớn khi chúng ở xa hơn. Để làm được điều này, chúng ta phải có khả năng đo khoảng cách của từng vật thể đến chúng ta và tốc độ của chúng.
Đo tốc độ của các thiên hà
Bước ngoặt xảy ra khi các nhà vật lý phân tích ánh sáng phát ra từ các ngôi sao, bắt đầu từ Mặt Trời. Newton hiểu rằng ánh sáng trắng bao gồm một chuỗi các bước sóng, nhưng mãi đến đầu thế kỷ 19, Frauenhoffer, một nhà vật lý người Đức, mới nhận thấy sự hiện diện của các vạch tối trong quang phổ mặt trời.
Những bước sóng “mất tích” này là do chúng bị hấp thụ bởi các nguyên tố có trên bề mặt ngôi sao, sau đó phân tán chúng theo mọi hướng, dẫn đến đường ngắm bị tối đi. Một tập hợp các vạch tối đặc trưng cho biết sự có mặt của một nguyên tố hóa học.
Một thế kỷ sau, các nhà thiên văn học nhận thấy trong quang phổ của các ngôi sao thuộc các thiên hà xa xôi rằng các tập hợp vạch tối này đều có sự dịch chuyển trung bình về phía bước sóng dài so với những gì quan sát được trong phòng thí nghiệm, do đó có “độ dịch chuyển đỏ”.
Họ giải thích những thay đổi này là Hiệu ứng Doppler ánh sáng, một hiện tượng xảy ra khi một sóng (âm thanh hoặc ánh sáng) được phát ra từ một nguồn chuyển động so với máy thu.
Bước sóng được cảm nhận dịch chuyển về phía bước sóng ngắn khi nguồn sáng tiến gần đến máy thu và về phía bước sóng dài khi nguồn sáng di chuyển ra xa máy thu. Hiệu ứng này tăng lên khi tốc độ của nguồn phát tăng lên. Chúng ta có thể quan sát hiện tượng này khi xe cứu thương chạy qua trước mặt chúng ta, tiếng còi sẽ cao hơn hoặc thấp hơn tùy thuộc vào việc xe cứu thương đang tiến đến hay di chuyển ra xa chúng ta.
Do đó, “độ dịch chuyển đỏ” này chỉ ra rằng các ngôi sao phát ra ánh sáng thuộc về các thiên hà đang di chuyển ra xa thiên hà của chúng ta. Người ta vẫn cần phải xác định xem những thay đổi này có tương quan với khoảng cách của các nguồn phát ra hay không. Phải đến đầu thế kỷ 20, các nhà thiên văn học mới có công cụ để đo những khoảng cách này.
Xem thêm: Einstein đúng đến mức nào?
Đo khoảng cách các thiên hà
Đối với những ngôi sao cách xa vài năm ánh sáng, phương pháp thị sai quỹ đạo được sử dụng. Nếu bạn nhìn vào một ngôi sao cách nhau sáu tháng, vị trí của nó so với bầu trời sẽ thay đổi. Thị sai là góc mà chúng ta nhìn thấy khoảng cách giữa Trái Đất và Mặt Trời từ ngôi sao. Góc này bằng một nửa sự thay đổi của đường ngắm tới ngôi sao sau mỗi sáu tháng.
Nhưng phương pháp này không phù hợp với các ngôi sao hoặc thiên hà xa xôi, vì thị sai quá nhỏ để đo được, khoảng cách từ Trái Đất đến Mặt Trời cũng tương đối nhỏ.
Giải pháp được tìm ra vào năm 1908 tại Harvard, nơi một nhà thiên văn học trẻ, Henrietta Swan Leavitt, đang đo độ sáng của các ngôi sao thuộc về một tinh vân có thể nhìn thấy ở Nam bán cầu, Đám mây Magellan Nhỏ (M). Vào đầu thế kỷ 20, sự tiến bộ trong công cụ đo đạc – kính thiên văn và nhiếp ảnh thiên văn – đã giúp biên soạn được danh mục sao lớn đầu tiên.
Tại Harvard, các bức ảnh do các nhà thiên văn học chụp được đã được một nhóm gồm 12 nhà khoa học nữ phân tích, và Henrietta Leavitt quan tâm đến các ngôi sao biến quang, Cepheids, được gọi như vậy vì ngôi sao đầu tiên được phát hiện (vào năm 1784) trong chòm sao Cepheus. Đây là những ngôi sao khổng lồ có độ sáng thay đổi theo chu kỳ, từ cấp độ một ngày đến vài tháng.
Leavitt đã phát hiện ra mối quan hệ giữa chu kỳ của một ngôi sao và độ sáng của nó. Càng sáng thì chu kỳ càng dài. Vì tất cả chúng đều thuộc cùng một nhóm sao, nên chúng ta có thể xem rằng chúng đều ở khoảng cách gần như nhau tính từ Trái Đất, d(M), do đó sự khác biệt về độ sáng phản ánh sự khác biệt về độ sáng nội tại của chúng.
Hãy tưởng tượng rằng chúng ta phát hiện ra một sao Cepheid trong một thiên hà khác. Chu kỳ P của nó được đo và so sánh với chu kỳ của các sao Cepheid trong Đám mây Magellan. Điều này cho phép chúng ta xác định độ sáng L(M) mà nó sẽ có nếu nó ở khoảng cách d(M). Bây giờ độ sáng biểu kiến Lap giảm theo bình phương khoảng cách: Lap = L(M)[d(M)]2/d2. Biết khoảng cách của Đám mây Magellan, chúng ta suy ra khoảng cách d của sao Cepheid.
Chúng ta cũng có thể hiệu chỉnh mối quan hệ chu kỳ-khoảng cách bằng cách đo chu kỳ của các sao Cepheid trong thiên hà của chúng ta, khoảng cách của chúng ta được biết thông qua phép đo thị sai, và sử dụng nó để xác định khoảng cách của Đám mây Magellan nhỏ.
Trong mọi trường hợp, chúng tôi đã có công cụ mình đang tìm kiếm. Từ việc đo chu kỳ của một sao Cepheid, người ta có thể suy ra khoảng cách của nó.
Vũ trụ thực sự đang mở rộng
Vào đầu thế kỷ 20, câu hỏi liệu tất cả các thiên thể nhìn thấy được có thuộc về thiên hà của chúng ta hay có những thiên hà khác tách biệt với thiên hà của chúng ta đã được tranh luận. Chính phép đo khoảng cách được mô tả ở trên đã giải quyết cuộc tranh luận, Ngân Hà trở thành một thiên hà trong số những thiên hà khác.
Nhưng đây cũng là phương pháp cho phép nhà thiên văn học người Mỹ Edwin Hubble chứng minh sự giãn nở của vũ trụ. Ông nhận thấy có mối tương quan giữa tốc độ di chuyển ra xa của một thiên hà và khoảng cách của nó. Thiên hà càng xa thì tốc độ di chuyển càng lớn.
Sự giãn nở này được đặc trưng bởi “hằng số Hubble H0”, biểu thị tốc độ tăng bao nhiêu khi khoảng cách tăng thêm một triệu parsec (Mpc), khoảng cách tương đương với 3,2 triệu năm ánh sáng (LY). Hiện tại, khi chúng ta di chuyển ra xa một megaparsec, tốc độ của các thiên thể tăng thêm 74 km/giây.
Hậu quả tức thời: Nếu chúng ta quay ngược thời gian, vũ trụ sẽ co lại, mật độ sẽ tăng lên. Bao xa? Câu hỏi hay, nhưng đó là một chủ đề khác, đó là Vụ nổ lớn (Big Bang)!
Hình minh họa: Sự giãn nở của vũ trụ. Ảnh Fox
Tác giả: Jacques Treiner, nhà vật lý lý thuyết, Đại học Paris Cité
