ẢNH HƯỞNG CỦA THUYẾT TƯƠNG ĐỐI RỘNG

🌼 Vật chất tối

Năm 1965, Penzias và Wilson phát hiện ra bức xạ phông vũ trụ [còn gọi là bức xạ nền], cho thấy một dấu hiệu rõ ràng về Vụ nổ lớn. Bức xạ vi sóng này chiếu vào Trái đất từ mọi hướng. Nhiệt độ của bức xạ này tương ứng với 2,7 độ trên độ không tuyệt đối là âm 273 độ C.

Chúng ta xem chúng là những hạt ánh sáng đã nguội đi, phát sinh từ thời kỳ sơ khai của vũ trụ, chỉ khoảng 380.000 năm sau vụ nổ lớn. Bức xạ phông tiết lộ cho chúng ta biết các khối vật chất đã được hình thành như thế nào. Nhiệt độ của bức xạ rất ổn định, chỉ với những dao động cực nhỏ khoảng một phần trăm nghìn độ. Từ đó, chúng ta kết luận rằng có bao nhiêu vật chất thuộc loại mà chúng ta biết đã có mặt tại thời điểm đó: nó chỉ chiếm 4% tổng khối lượng của vũ trụ. Phần còn lại, bản chất mà chúng ta chưa biết, bao gồm “vật chất tối” không phát sáng và trong những năm gần đây, còn thêm “năng lượng tối” đầy bí ẩn.

Sự tồn tại của vật chất tối có thể được suy ra từ hiện tượng quan sát được ở các “thiên hà xoắn ốc”. Các ngôi sao ở rìa ngoài thiên hà quay quanh trung tâm nhanh hơn vận tốc tính toán được bằng định luật Kepler của cơ học thiên thể. Vì thế, ở trung tâm thiên hà phải có nhiều vật chất tạo hấp dẫn hơn là những gì có thể được xác định bằng cách đếm các ngôi sao nhìn thấy được. Cho đến nay, người ta vẫn chưa biết vật chất tối, có khối lượng nhưng không phát sáng, bao gồm những thành phần nào. Khối lượng của vật chất tối chiếm khoảng một phần tư tổng khối lượng của vũ trụ.

Bản chất của năng lượng tối còn khó hiểu hơn, sự tồn tại của nó thì không chắc chắn. Giả thuyết vật chất tối dựa trên việc quan sát các siêu tân tinh (supernovae) thuộc một loại Ia, có độ sáng tuyệt đối là như nhau trong mọi trường hợp, do đặc tính đó người ta có thể xác định khoảng cách của chúng bằng cách so với độ sáng biểu kiến. Khi đo tốc độ thoát của siêu tân tinh bằng phương pháp “dịch chuyển đỏ”, người ta thấy rằng các siêu tân tinh này và thiên hà “mẹ” chứa nó không chỉ di chuyển ra xa theo phát hiện của Hubble, càng xa càng nhanh, mà còn tăng tốc. Một hiện tượng như vậy có thể được mô tả bằng các phương trình trường của thuyết tương đối rộng bằng hằng số vũ trụ của Einstein, nếu nó có một giá trị dương. Giá trị của hằng số vũ trụ tương ứng với các quan sát rất bé, chỉ khoảng 10-17g/m3. Lý do tại sao hằng số lại có giá trị này (Einstein ban đầu đặt nó bằng 0) còn chưa giải thích được.

🌼 Lỗ đen và Siêu Tân Tinh

Theo thuyết tương đối rộng, một khối lượng rất lớn có thể bắt giữ ánh sáng không cho thoát ra, rằng có thể có “lỗ đen”. Manh mối lý thuyết đầu tiên được tìm ra bởi nhà vật lý thiên văn Karl Schwarzschild trong lúc ông đang ở trong quân đội trong thế chiến thứ nhất. Ông đã đọc công trình của Einstein và cố gắng áp dụng lý thuyết vào trường hợp một quả cầu chất lỏng không nén được. Giả thiết rằng vật chất của quả cầu không thể nén bị thực tế của các ngôi sao bác bỏ; mật độ của ngôi sao trở nên dày đặc hơn về phía trung tâm. Schwarzschild đã tìm được lời giải cho vấn đề này trong khuôn khổ của lý thuyết hấp dẫn. Nhưng đối với các lớp trong cùng của mặt trời, lý thuyết này đã thất bại, không có lời giải nào cho khu vực cách trung tâm 3 km. Bán kính này được gọi là bán kính Schwarzschild. Lực hấp dẫn ở khu vực bên trong này mạnh đến mức không gì có thể thoát ra khỏi khu vực, kể cả ánh sáng: bên trong hoàn toàn tối đen.

Không ai quan tâm đến nghịch lý này cho đến khi Fritz Zwicky và Walter Baade đưa ra giả thuyết vào năm 1933 rằng các vụ nổ siêu tân tinh có thể tạo ra những ngôi sao có mật độ cực lớn cấu tạo bởi neutron. Vì các neutron không có điện tích nên chúng có thể nằm ép sát bên nhau như thể trong hạt nhân nguyên tử. Siêu tân tinh được tạo thành từ các ngôi sao vào cuối vòng đời của chúng, khi nhiên liệu hạt nhân được “sử dụng hết” trong phản ứng tổng hợp hạt nhân. Trong hầu hết các ngôi sao, trước tiên là hydro được tổng hợp để tạo thành helium, sau đó helium để tạo thành carbon, và cuối cùng là sắt được hình thành. Nếu khối lượng của sao lớn hơn tám lần khối lượng mặt trời, thì vào cuối vòng đời nó sẽ sụp đổ và trở thành sao neutron hoặc một lỗ đen.

Sự tồn tại của hiện tượng lạ kỳ như thế chỉ được nghiêm chỉnh quan tâm khi nhà thiên văn học người Hà Lan Maarten Schmidt thuộc Viện Công nghệ California quan sát ánh sáng khả kiến và sóng vô tuyến có nguồn từ vật thể thiên văn có tên là 3C273 bằng kính thiên văn phản xạ trên núi Palomar. Ông xác định khoảng cách từ độ lệch đỏ của các vạch quang phổ và độ sáng từ tín hiệu vô tuyến. Và phát hiện ra rằng vật thể này ở rất xa bên ngoài Dải Ngân hà, nhưng vẫn có độ sáng cực lớn: nó không thể là một ngôi sao “bình thường”. Ông gọi vật thể này là vật thể “gần như sao [quasi-stellar]”, gọi tắt là Quasar, hay là “chuẩn tinh”. Năng lượng chuẩn tinh phát ra lớn gấp hàng tỷ lần năng lượng của một ngôi sao. Một vài năm sau, Boris Zeldovich cho rằng cơ chế của năng lượng này có thể là sự hút khí và các ngôi sao bởi một lỗ đen. Vật chất tập hợp lại thành một đĩa xung quanh tâm, quay ngày càng nhanh và phát ra bức xạ. Bởi bị mất năng lượng do bức xạ phát ra, vật chất bị cuốn vào tâm và biến mất sau bán kính Schwarzschild.

Ở trung tâm Dải Ngân hà của chúng ta cũng có một lỗ đen khổng lồ như vậy, được phát hiện bởi Reinhard Genzel từ Viện Max Planck về Vật lý Ngoài Trái đất ở Garching. Genzel muốn “nhìn thấy” trung tâm của Dải Ngân hà, nơi bị che khuất bởi những đám mây bụi giữa các ngôi sao. Ông đã phát triển một kỹ thuật để có thể quan sát bức xạ hồng ngoại từ trung tâm Ngân hà xuyên qua lớp bụi. Trong vùng lân cận của trung tâm Ngân hà, ông đã quan sát một loạt các ngôi sao cố định và phát hiện rằng những ngôi sao này không “cố định” mà đang chuyển động. Sau 15 năm quan sát, ông đã có thể chứng minh rằng những ngôi sao này di chuyển trên quỹ đạo hình elip quanh một lỗ đen. Các thông số quỹ đạo của các ngôi sao cho thấy rằng, ở trung tâm phải có một vật thể khổng lồ tương đương với khối lượng của 3,8 triệu mặt trời, để giữ cho các ngôi sao quay quanh nó trên quỹ đạo hình elip.

🌼 Sóng Hấp dẫn

Sóng hấp dẫn là một trong những hệ quả của thuyết tương đối rộng. Từ năm 1916, Einstein đã tính toán sóng hấp dẫn phát ra bởi các khối lượng được gia tốc. Einstein nghĩ rằng không thể quan sát được hiệu ứng nhỏ bé này. Trong lý thuyết hấp dẫn của Newton, thông qua trường hấp dẫn, tác dụng của lực hấp dẫn của một khối lượng lên một khối lượng khác ở xa xảy ra “ngay lập tức”, nghĩa là ở cùng một thời điểm. Ngược lại, trong lý thuyết tương đối rộng thì tác dụng của trường đến một nơi xa chỉ xảy ra sau một khoảng thời gian được xác định bởi thời gian truyền sóng với tốc độ ánh sáng.

Trong điện động lực có các điện tích dương và âm, từ đó có thể hình thành lưỡng cực [hai cực dương/âm, dipole]. Một lưỡng cực dao động có thể hoạt động như một ăng ten để phát ra sóng điện từ. Ngược lại, với lực hấp dẫn chỉ có một khối lượng dương mà thôi nên không có lưỡng cực. Ăng ten để phát sóng hấp dẫn, về mặt toán học, giống như một tứ cực [bốn cực, quadrupole]. Mọi gia tốc của khối lượng đều phát ra sóng hấp dẫn, nhưng tác động của chúng rất nhỏ nên rất khó khăn để phát hiện. Giống như sóng điện từ, sóng hấp dẫn là sóng ngang, nghĩa là nó dao động theo chiều vuông góc với hướng truyền của sóng. Sóng tác động làm không gian tự thay đổi, co giãn. Khi sóng hấp dẫn truyền đến máy dò, khoảng cách giữa hai vật vuông góc với phương truyền sóng sẽ tăng, giảm trong một thời gian ngắn.

Những thay đổi dự kiến về độ dài quá nhỏ nên chỉ có một số nhà vật lý mới giám thiết lập thí nghiệm. Người đầu tiên là Joseph Weber từ Đại học Maryland, ông đã chế tạo ra những khối trụ bằng nhôm nặng hàng tấn, trên đó ông đo được những rung động nhỏ nhất. Để giảm thiểu sự nhiễu loạn do rung động nhiệt của nguyên tử, thiết bị được làm lạnh đến nhiệt độ của nitơ lỏng. Năm 1969, Weber phát hiện thấy rung động xảy ra đồng thời trên sáu thiết bị phát hiện, thế nhưng giới vật lý coi quan sát này chỉ là một sự trùng hợp ngẫu nhiên. Người ta cũng không rõ một sự kiện vũ trụ khổng lồ nào có thể gây ra một làn sóng hấp dẫn mạnh đến như thế.

Năm sau, Rainer Weiss từ Viện Công nghệ Massachusetts đề xuất một phương pháp khác, nhạy hơn để xác minh sóng hấp dẫn bằng cách dùng giao thoa kế Michelson. Với một thiết bị tương tự như vậy, vào khoảng năm 1900, Michelson và Morley đã chứng minh rằng tốc độ ánh sáng theo hướng chuyển động của Trái đất và vuông góc với nó là như nhau, rằng ý tưởng ánh sáng sóng điện từ – truyền trong ête vật chất, là không thể chính xác. Thay vì một nguồn sáng thông thường, máy dò sóng hấp dẫn sẽ hoạt động với một chùm tia laser. Tia laser chiếu qua một tấm gương nửa trong suốt, tại đây ánh sáng một phần xuyên qua gương, phần kia được phản chiếu và tạo thành hai tia laser vuông góc với nhau. Cả hai tia lại được gương phản chiếu và gặp lại nhau tại một điểm. Hai sóng điện từ này chồng lên nhau, chúng “giao thoa”. Nếu độ dài hai đường đi của tia sáng hoàn toàn dài như nhau thì hai sóng sẽ cộng lại và cho một bức ảnh sáng. Nhưng nếu đường đi của một tia ngắn hơn tia kia một nửa bước sóng, thì các sóng sẽ triệt tiêu lẫn nhau và ảnh sẽ tối.

Sóng hấp dẫn chạy qua máy dò làm độ dài hai nhánh giao thoa kế chênh lệch và hình ảnh giao thoa sẽ hiển thị điều này.

Tuy nhiên, ban đầu nhóm ở Mỹ không nhận được kinh phí để chế tạo một giao thoa kế lớn. Một nhóm ở Munich do Heinz Billing đứng đầu đã gặp may mắn hơn. Vào năm 1975, họ đã thiết lập một giao thoa kế với chiều dài nhánh 3 mét, và vào năm 1983 thêm một thiết bị khác với chiều dài nhánh 30 mét. Họ cũng đã khắc phục được những khó khăn kỹ thuật như: tính ổn định của tia laser, hệ thống gương treo không rung, độ ổn định cơ học của các nhánh giao thoa kế.

Đến năm 1980, nhóm ở Mỹ tại Viện Công nghệ California đã nhận được tài trợ cho một giao thoa kế 40 mét. Thế nhưng rõ ràng là độ nhạy cần thiết chỉ có thể đạt được với giao thoa kế dài hàng cây số. Nhóm Đức cùng với các nhà vật lý từ Glasgow và nhóm Mỹ đã nộp đơn cho các dự án như thế. Nhưng quỹ ở Đức chỉ đủ cho dự án 600 mét, Geo600, được phê duyệt vào năm 1994. Công trình được đặt tại Hannover, được xây dựng cho đến năm 2005, dưới sự chỉ đạo của Karsten Danzmann với sự tham gia của các nhà vật lý người Anh. Trong hệ thống thí nghiệm này, độ nhạy của các kỹ thuật được tăng lên để có thể phát hiện được sự thay đổi chiều dài nhỏ đến một phần nghìn đường kính của hạt nhân nguyên tử.

Dự án LIGO của Mỹ nhận được nguồn vốn đầu tiên vào năm 1988, nhưng gặp rất nhiều khó khăn. Mãi cho đến năm 1994, dưới sự quản lý mới, dự án mới bắt đầu. Năm 1997, hai giao thoa kế dài 4 km ở Livingston (Louisiana) và Hanford (Washington) đi vào hoạt động. Nhưng không có gì ngoạn mục xảy ra. Ngay cả việc xây dựng lại từ năm 2007 đến năm 2009 thành công trình “Enhanced LIGO [LIGO Nâng cao”” cũng không phát hiện ra tín hiệu về sóng hấp dẫn cho đến năm 2011. Chỉ khi nhóm của Danzmann, với những cải tiến mang tính quyết định của họ từ Hannover sang, xây dựng thêm vào máy dò LIGO của Mỹ trong 4 năm từ 2011 đến 2015, thì độ nhạy mới được tăng lên đến mức để có hy vọng thành công. Công trình có những cải tiến mang lại bước đột phá như dùng loại laser năng lượng cao, ổn định, hệ thống gương treo không rung được cải tiến và công nghệ laser có tên là “ánh sáng ép hoặc “ánh sáng nén [squeezed light]”. Giờ đây hệ thống có tên là “Advanced LIGO [LIGO Tiên tiến]”

Vào ngày đầu tiên hệ thống vận hành bình thường ngày 14 tháng 9 năm 2015, ở Hoa Kỳ đang là buổi đêm, máy dò cải tiến được giám sát từ Hannover, lúc 10 giờ 50 phút sáng giờ Trung Âu (CET – Central European Time), nhà vật lý chịu trách nhiệm giám sát đã ghi nhận một tín hiệu rõ ràng một cách đáng ngạc nhiên. Sự thay đổi độ dài của các nhánh giao thoa kế tại hai địa điểm Livingston và Hanford diễn ra như một làn sóng kéo dài khoảng 0,2 giây. Tần số của sóng lúc đầu là 30 Hertz, sau đó tăng dần đều cho đến khi kết thúc là 300 Hertz. Rồi nó đột ngột dừng lại. Các tín hiệu ở Hanford đến sau bảy mili giây. Một nhánh giao thoa kế dài bốn km của hai máy dò LIGO đã thay đổi chiều dài của nó một lượng vô cùng nhỏ, một phần nghìn đường kính của một hạt proton, một hạt hạ nguyên tử có kích thước bằng một phần tỷ micromet.

Khi tìm kiếm xem quá trình nào là nguồn bức xạ này, các nhà nghiên cứu của LIGO đã nhanh chóng tìm ra nó. Họ đã phân tích trước các sự kiện có thể xảy ra, và tín hiệu này tương ứng chính xác với mô phỏng của họ về một sự kiện ngoạn mục: hai lỗ đen quay quanh nhau, phát ra sóng hấp dẫn và do đó mất đi năng lượng. Chúng quay vòng quanh nhau ngày càng nhanh hơn cho đến khi cuối cùng hợp nhất với nhau và tạo thành một lỗ đen duy nhất. So sánh kỹ hơn dữ liệu với mô phỏng cho thấy rằng hai lỗ đen có khối lượng lần lượt là 36 và 29 lần khối lượng Mặt Trời và lỗ đen hợp nhất nặng 62 lần. Tổng khối lượng của hai lỗ đen trước khi hợp nhất là 65 lần khối lượng mặt trời. Sự chênh lệch khối lượng giữa trước và sau hợp nhất như thế tương đương với khối lượng của ba mặt trời cộng lại. Khối lượng này đã được chuyển thành năng lượng của sóng hấp dẫn theo phương trình E = mc của Einstein. Năng lượng này lớn gấp 100 lần năng lượng bức xạ do tất cả các ngôi sao trong vũ trụ cùng nhau phát ra.

Sự kiện sóng hấp dẫn này được đặt tên là GW150914, theo ngày của nó. Sự kiện tương tự thứ hai, GW151226, được ghi nhận vào ngày 26 tháng 12 năm 2015. Như thế, 100 năm sau khi thuyết tương đối rộng được hình thành, viên gạch cuối cùng đã được tìm thấy, củng cố tòa nhà lý thuyết của Einstein.

Những tri thức về nguồn gốc của vũ trụ đã thay đổi hoàn toàn thế giới quan của chúng ta. Niels Bohr đã viết:

Với công trình của Albert Einstein, chân trời của nhân loại đã mở rộng vô tận, đồng thời hình ảnh vũ trụ của chúng ta đã đạt được sự thống nhất và hài hòa mà trước đây người ta chỉ có thể mơ ước.

—🌼🌸🌼—

EINSTEIN VÀ HEISENBERG – KONRAD KLEINKNECHT
Việt dịch: Nguyên Lê Tiến
NXB Tổng Hợp Tp.HCM, 2024

Ảnh: Nguồn Internet

Post: Thường An