% of readers think this story is Fact. Add your two cents.

Vũ trụ có bạn, có tôi, có rượu chát, có trà tàu, có bàn phím ta đang dùng, màn hình trước mặt ta, và rất nhiều thứ phụ thuộc khác … Nhưng tổng quan, thì vũ trụ chỉ có sáu thành tố :

- Vật chất thông thường cấu tạo bời những phân tử, nguyên tử, điện tử … như chúng ta hằng quen thuộc (4%)

- Rồi đến ánh sáng, vừa là hạt (quang tử), vừa là sóng, với những tần số trải dài từ sóng radio, qua tia hồng ngoại, rồi ánh sáng thấy được, tia cực tím, tia X, cho đến tia gamma, mang nhiều năng lượng nhất.

- Một thành tố ít được chúng ta quan tâm là hạt neutrinos, một loại hạt rất khó dò tìm.

- Thật ra, hai thành tố dồi dào nhất trong vũ trụ lại chỉ là những giả định : đó là vật chất đen (21 %) và năng lượng tối (75 %)

- Sau hết, để có thể mô tả vũ trụ, chúng ta cần cho nó một cấu trúc hình thể.

Còn được gọi là vật chất « baryonique », đại khái bao gồm tất cả vật chất mà chúng ta cảm nhận được bằng giác quan, kể cả các vì sao, thiên hà v.v… Vật chất loại này chỉ chiếm khoảng 4 % của toàn thể vũ trụ. Trung bình vũ trụ chỉ có một dương tử (proton) trong bốn thước khối, tức một tỷ trọng vô cùng thấp hơn « chân không » mà kỹ thuật có thể tạo ra được.

Chúng ta chỉ quan sát được một phần nhỏ của vật chất thông thường, nên câu hỏi đặt ra là làm sao tính được tỷ trọng (mật độ) của nó ? Có hai cách : một là dựa trên kết quả của sự cấu thành các nhân nguyên tử trong thời gian từ một giây đến ba phút sau Big Bang. Khi ấy, nhiệt độ xuống dưới 1 tỷ độ, cho phép dương tử (proton) và trung hòa tử (neutron) kết hợp thành các nhân deuterium, helium và lithium, tức những hạt nhân đầu tiên. Số lượng các hóa chất này, đo từ quang phổ (spectre) của các thiên hà ở xa, cho biết mật độ protons và neutrons nguyên thủy, rồi mật độ « vật chất thông thường ».

Cách thứ hai dựa trên nền ánh sáng của vũ trụ. Số là vào khoảng 380 ngàn năm sau Big Bang, khi điện tử sát nhập vào các nhân (protons + neutrons) để tạo thành những nguyên tử, thì các quang tử (photons) bắt đầu có thể thoát được ra khỏi trạng thái hỗn nguyên lúc ban đầu và cho ra hình ảnh đầu tiên của vũ trụ. Nền ánh sáng ấy có những gia giảm cực nhỏ (khoảng 1/100 000 độ), phản ảnh cấu trúc vật chất của vũ trụ vào tuổi 380 000 năm. Dựa trên các yếu tố ấy, người ta tính ra được mật độ của vật chất thông thường. Việc hai cách tính cho ra những kết quả tương đồng, với sai số không trên vài phần trăm, được coi như một thắng lợi đáng kể của vũ trụ học cuối thế kỷ 20.

Nền ánh sáng của vũ trụ

Vũ trụ chan hòa ánh sáng. Cứ một dương tử (proton) thì có 1,5 tỷ quang tử (photons). Đầu tiên là « nền ánh sáng » phát ra từ 380 ngàn năm sau Big Bang, rồi đến đủ loại tia sáng, đem lại cho chúng ta những hình ảnh của các sự vật, từ sự vật thông thường quanh ta, cho đến các vì sao, thiên hà, và cả lỗ đen. Thí dụ như tia X được phát ra từ những ngôi sao neutrons, « sao lùn trắng », lỗ đen …

Thật ra « nền ánh sáng » chiếm 95 % ánh sáng của vũ trụ. Làm sao biết được nó đến từ 380 ngàn năm sau Big Bang ? Có nhiều phương pháp, nhưng một bằng chứng thường được nhắc đến là sự quân bình nhiệt lượng với vật chất đi cùng với nó (tính từ quang phổ). Vũ trụ sau giai đoạn phát ra « nền ánh sáng » đã giãn nở ra rất nhiều, nên vật chất trở thành quá thưa thớt để ánh sáng có thể quân bình năng lượng với vật chất ấy. Vì thế, « nền ánh sáng » bắt buộc phải đến từ một quá khứ xa xưa, khi mật độ vật chất còn đủ cao, vượt trên một mức độ nào đó.

Phần lớn neutrinos đến từ thời điểm 10-35 giây sau Big Bang, khi nhiệt độ của vũ trụ còn cao hơn 10 tỷ độ (một phần nhỏ đến từ sự bùng nổ của các ngôi sao supernovae sau này). Vào lúc ấy, cứ mỗi 4 quang tử, thì người ta có 9 neutrinos (hay anti neutrino). Trên lý thuyết, có một « nền neutrino » phát ra vào khoảng 1 giây sau Big Bang, khi các nhân nguyên tử khởi sự cấu thành. Nếu « nhìn » ra được « nền neutrinos » ấy thì người ta sẽ có một hình ảnh của vũ trụ chỉ một giây sau Big Bang ! Đây là một trong những nỗ lực của vũ trụ học hiện đại.

Neutrino không có điện lực và khối lượng của nó rất nhỏ, nên ít tác động với các hạt khác, khiến việc dò tìm nó vô cùng khó khăn. Thậm chí sự hiện hữu của nó chỉ là một giả thuyết trong suốt 36 năm, từ 1930, khi được Pauli đề nghị để quân bình phương trình phóng xạ béta, cho đến 1956, khi neutrino thực sự được chứng nghiệm bởi Reines và Cowan. Quan sát được sự hiện hữu của neutrino cũng là một thắng lợi quan trọng của vật lý và vũ trụ học.

Ngược lại với những gì vừa được trình bày, vật chất đen và năng lượng tối đem chúng ta vào lãnh vực của giả định. Từ 1930, Zwicky nhận thấy khối lượng của các thiên hà cao hơn khối lượng của các vì sao cấu thành chúng, và đề ra giả thuyết một phần vật chất của các thiên hà không phát ra bất cứ một tín hiệu nào cho phép chúng ta có thể nhận biết nó. Giả thuyết ấy được gọi là « vật chất đen ».

Tác động duy nhất của vật chất này trên các vật thể quanh nó là lực hấp dẫn. Các thiên hà phải có một khối lượng nào đó thì mới có đủ lực hấp dẫn để mang hình thái mà chúng ta nhìn thấy. Nếu khối lượng ấy kém hơn, thì lực hấp dẫn cũng giảm đi, và thiên hà sẽ không thể nào hiện hữu, vì các ngôi sao và khối hơi của nó sẽ không đủ « sức hút » để « ở chung » với nhau, mà sẽ tan tác ra, mỗi thành phần đi về một phía.

« Nền ánh sáng của vũ trụ » cũng cho ta bằng chứng về sự hiện hữu của vật chất đen. Như đã nói ở trên, nền ánh sáng phát ra từ 380 000 năm sau Big Bang này có những gia giảm nhiệt độ rất nhỏ nhưng đủ để cho biết mật độ vật chất ở một số điểm có hơi cao hơn ở những điểm khác một chút. Những điểm có nhiều vật chất hơn sẽ cho ra các vì sao, thiên hà, và nhóm thiên hà sau này, do lực hấp dẫn khiến vật chất kết tụ lại. Khi vũ trụ giãn nở, thì các hạt vật chất càng lúc càng xa nhau, và mật độ vật chất cũng giảm đi theo cùng một tỷ lệ. Nếu chỉ tính trên « vật chất thông thường », thì sự gia giảm mật độ từ 0,001 % vào 380 000 năm sau Big bang, sẽ không thể lên quá 1 % trong vũ trụ ngày nay. Trong thực tế, con số này cao hơn gấp nhiều chục lần, khiến giả thuyết « vật chất đen » trở thành cần thiết.

Cái gì cấu thành vật chất đen ? Một trong những nỗ lực hiện nay của vũ trụ học nhắm vào việc nghiên cứu một loại hạt gọi là Wimp (Weak Interaction Massive Particle), như một ứng viên tốt vào hàng ngũ « vật chất đen ». Chúng không thể thấy được, vì không phát ra bất cứ tín hiệu nào, nên người ta chỉ có ba cách để tìm ra chúng :

1) Khi hai wimp đụng nhau, chúng tự hủy và cho ra âm điện tử (electrons), dương điện tử (positrons) và neutrinos. Một quang phổ kế (spectromètre) được dự trù đặt trên Trạm Không Gian Quốc Tế để dò tìm các positrons, trong khi các thí nghiệm « super Kamiokande » (Nhật) và IceCube (Nam Cực) đo lường hạt neutrino.

2) Vật chất đen, trong đó có hạt wimp, không ngừng xuyên qua địa cầu. Một tỷ wimp hiện đang xuyên qua người bạn trong lúc bạn đang đọc bài này. Một số cực hiếm wimp có thể đụng vào một nhân nguyên tử và làm cho nó di động một chút. Nhiều thí nghiệm hiện đang tập trung vào phản ứng này, sau khi làm lạnh các nguyên tử được quan sát để giảm thiểu sự động đậy bình thường của chúng (thí nghiệm Cogent và Dama, rồi Xenon, Majorana … sử dụng các kỹ thuật ngày một tân tiến hơn).