CHƯƠNG CHÍN TÌM KIẾM TIẾNG DỘI TỪ CHIỀU THỨ MƯỜI MỘT

Những khẳng định đặc biệt đòi hỏi những bằng chứng đặc biệt.

- Carl Sagan

Các vũ trụ song song, các cửa ngõ đa chiều và các chiều bậc cao hơn, dù ngoạn mục đến đâu, vẫn cần phải có bằng chứng thuyết phục chứng tỏ sự tồn tại của chúng. Như nhà thiên văn Ken Croswell nhận xét: “Các vũ trụ khác có thể làm bạn say sưa quá đà: bạn có thể nói bất cứ điều gì mình muốn về chúng mà không bao giờ bị chứng minh là sai, chừng nào các nhà thiên văn còn chưa bao giờ nhìn thấy chúng.” [163] Trước đây, việc kiểm tra nhiều dự đoán trong số này dường như là không thể vì các thiết bị thử nghiệm thô sơ của chúng ta. Tuy nhiên, các tiến bộ trong công nghệ máy tính, laser và vệ tinh gần đây đã gần như xác minh bằng thực nghiệm nhiều thuyết trong số này.

Xác minh trực tiếp các ý tưởng này phải nói là cực kỳ khó khăn, nhưng xác minh gián tiếp lại có thể nằm trong khả năng của chúng ta. Chúng ta đôi khi quên rằng phần lớn khoa học thiên văn được thực hiện gián tiếp. Chẳng hạn, chưa một ai từng tới Mặt Trời hay các ngôi sao, song chúng ta vẫn biết được cấu tạo vật chất của những ngôi sao bằng cách phân tích ánh sáng mà các thiên thể rực sáng này phát ra. Bằng cách phân tích quang phổ trong ánh sáng sao, chúng ta gián tiếp biết các ngôi sao được cấu thành chủ yếu từ hyđrô và một phần nhỏ hêli. Tương tự, chưa người nào từng nhìn thấy một lỗ đen, và thực tế thì các lỗ đen hoàn toàn vô hình, không thể quan sát trực tiếp. Tuy nhiên, chúng ta tìm thấy chứng cứ gián tiếp về sự tồn tại của chúng bằng cách tìm kiếm các đĩa bồi tích và tính toán khối lượng của những ngôi sao chết này.

Trong tất cả các thực nghiệm trên, chúng ta tìm kiếm những “tiếng dội” từ các ngôi sao và các lỗ đen để xác định bản chất của chúng. Tương tự, chiều thứ mười một có thể nằm ngoài tầm với trực tiếp của chúng ta, nhưng có nhiều cách xác nhận thuyết lạm phát và thuyết siêu dây, nhờ các thiết bị tân tiến chúng ta có hiện nay.

GPS VÀ THUYẾT TƯƠNG ĐỐI

Ví dụ đơn giản nhất về cách mà các vệ tinh đã cách mạng hóa nghiên cứu thuyết tương đối là hệ thống định vị toàn cầu (GPS), trong đó 24 vệ tinh quay không ngừng trên các quỹ đạo quanh Trái Đất, phát ra các xung được đồng bộ hóa chính xác cho phép dùng phương pháp tam giác đạc để xác định vị trí của một người nào đó trên mặt đất với độ chuẩn xác tuyệt vời. GPS đã trở thành phương cách thiết yếu trong hoa tiêu dẫn đường trong thương mại cũng như quân sự. Mọi thứ từ bản đồ số trong các xe ô tô cho tới các tên lửa hành trình đều phụ thuộc vào khả năng đồng bộ hóa các tín hiệu với tốc độ 50 phần triệu của giây để định vị một vật thể trên Trái Đất trong vòng 15 yard (gần 14 m) [164] . Nhưng để đảm bảo độ chuẩn xác đáng kinh ngạc như vậy, các nhà khoa học phải tính đến các hiệu chỉnh nhỏ cho các định luật Newton theo thuyết tương đối, trong đó nêu rằng tần số sóng vô tuyến sẽ dịch chuyển một chút khi các vệ tinh bay trong vũ trụ [165] . Quả thật, nếu chúng ta ngốc nghếch loại bỏ các hiệu chỉnh này, thì đồng hồ GPS sẽ chạy nhanh hơn mỗi ngày chừng 40 phần triệu giây (40 micrô giây), và toàn bộ hệ thống sẽ không còn chính xác nữa. Như vậy, thuyết tương đối vô cùng thiết yếu cho hoạt động thương mại và quân sự. Nhà vật lý Clifford Will, người từng chỉ dẫn cho một vị tướng của Không lực Hoa Kỳ về các hiệu chỉnh thiết yếu đối với GPS vì thuyết tương đối của Einstein, đã bình luận rằng ông biết thuyết tương đối đã trưởng thành khi mà thậm chí các sĩ quan cao cấp của Lầu Năm Góc cũng phải được chỉ dẫn về nó.

CÁC THIẾT BỊ DÒ SÓNG HẤP DẪN

Cho đến nay, hầu như mọi thứ chúng ta biết về thiên văn học đều thông qua bức xạ điện từ, cho dù đó là ánh sáng sao hay sóng vô tuyến hoặc các tín hiệu vi sóng từ không gian sâu thẳm. Hiện tại, các nhà khoa học đang giới thiệu một phương tiện truyền hoàn toàn mới cho các khám phá khoa học, đó chính là hấp dẫn. “Mỗi khi chúng ta ngước nhìn bầu trời theo một cách mới, chúng ta sẽ thấy một vũ trụ mới,” [166] Gary Sanders từ Cal Tech kiêm Phó giám đốc dự án sóng hấp dẫn phát biểu.

Chính Einstein, vào năm 1916, là người đầu tiên đề xuất sự tồn tại của các sóng hấp dẫn. Hãy xem xét điều gì sẽ xảy ra nếu Mặt Trời biến mất. Bạn còn nhớ ví dụ một quả bóng bowling lún vào tấm đệm chứ? Hay tốt hơn là một giàn nhún nhỉ? Nếu quả bóng đột nhiên bị lấy đi, giàn nhún sẽ ngay lập tức bật ngược trở lại vị trí ban đầu, tạo ra các sóng xung kích khẽ lan truyền ra phía ngoài dọc theo giàn nhún. Nếu quả bóng bowling được thay thế bằng Mặt Trời, thì chúng ta thấy rằng các sóng xung kích của hấp dẫn di chuyển theo một tốc độ cụ thể, là tốc độ ánh sáng.

Mặc dù sau đó Einstein đã tìm thấy một lời giải chính xác cho các phương trình của mình với sự có mặt của các sóng hấp dẫn, nhưng ông đã mất hết hy vọng trong đời được thấy dự đoán của mình được xác nhận. Các sóng hấp dẫn rất yếu. Ngay cả các sóng xung kích của các ngôi sao đang va chạm cũng không đủ mạnh để có thể đo đạc bằng các thực nghiệm hiện tại.

Hiện nay, các sóng hấp dẫn chỉ được phát hiện một cách gián tiếp. Hai nhà vật lý Russell Hulse và Joseph Taylor Jr. đã phỏng đoán rằng nếu phân tích các sao nơtron đôi đang xoay tròn và rượt đuổi nhau trong không gian, thì mỗi ngôi sao sẽ phát ra một luồng sóng hấp dẫn khi quỹ đạo của chúng từ từ suy sụp, tương tự như các vết lằn được tạo ra khi ta khuấy mật đường. Họ đã phân tích đường xoắn ốc chết chóc của hai ngôi sao nơtron khi chúng từ từ quay xoắn lại với nhau. Đối tượng khảo sát của họ là sao nơtron đôi PSR 1913+16, nằm cách Trái Đất khoảng 16.000 năm ánh sáng, quay quanh nhau với chu kỳ 7 giờ 45 phút, và phát xạ các sóng hấp dẫn vào khoảng không vũ trụ.

Sử dụng thuyết của Einstein, họ thấy rằng hai ngôi sao sẽ nhích lại gần nhau 1 milimét sau mỗi vòng quay. Mặc dù đây là một khoảng cách vô cùng nhỏ, nhưng sau một năm nó tăng lên 1 yard (0,91 m), khi quỹ đạo 435.000 dặm (700 km) từ từ thu nhỏ lại. Công trình tiên phong của họ đã chỉ ra rằng quỹ đạo hai ngôi sao suy sụp chính xác như thuyết của Einstein đã dự đoán trên cơ sở của sóng hấp dẫn. (Trên thực tế, các phương trình Einstein dự đoán rằng các ngôi sao cuối cùng sẽ lao vào nhau trong vòng 240 triệu năm, do mất đi năng lượng đã bức xạ vào không gian dưới dạng các sóng hấp dẫn.) Với Công trình này, họ đã giành giải Nobel vật lý vào năm 1993. [167]

Chúng ta cũng có thể sử dụng lại thực nghiệm chính xác này để đo đạc độ chuẩn xác của bản thân thuyết tương đối rộng. Khi các tính toán ngược được thực hiện, chúng ta thấy rằng thuyết tương đối rộng ít nhất chuẩn xác tới 99,7%.

THIẾT BỊ DÒ SÓNG HẤP DẪN LIGO

Nhưng để rút ra thông tin hữu dụng về vũ trụ ban đầu, người ta phải quan sát các sóng hấp dẫn trực tiếp, chứ không phải gián tiếp. Năm 2003, thiết bị dò sóng hấp dẫn đầu tiên LIGO (viết tắt của Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, tức là Đài quan sát sóng hấp dẫn giao thoa kế laser) cuối cùng đã đi vào hoạt động, hiện thực hóa giấc mơ mấy thập niên là dò tìm các bí ẩn của vũ trụ thông qua sóng hấp dẫn. Mục tiêu của LIGO là phát hiện các sự kiện vũ trụ quá xa hoặc quá nhỏ không thể quan sát bằng các kính thiên văn trên Trái Đất, chẳng hạn như là các lỗ đen hoặc các sao nơtron đang va chạm.

LIGO bao gồm hai cơ sở trang bị thiết bị laser khổng lồ, một Hanford, bang Washington, và một ở giáo khu Livingston, bang Louisiana (Hoa Kỳ). Mỗi máy dò có hai ống, mỗi ống dài 2,5 dặm (khoảng 4 km), ghép thành một ống chữ L khổng lồ. Trong mỗi ống một chùm tia laser được bắn ra. Tại điểm nối của chữ L, hai chùm laser va chạm nhau, và sóng của chúng giao thoa với nhau. Thông thường, nếu không có các nhiễu loạn, thì hai sóng được đồng bộ hóa khiến cho chúng triệt tiêu lẫn nhau. Nhưng khi sóng hấp dẫn nhỏ nhất phát ra từ các lỗ đen hoặc các sao nơtron đang va chạm đập vào thiết bị này, nó làm cho một ống co giãn khác với ống kia. Nhiễu loạn này đủ để phá vỡ trạng thái cân bằng mong manh của hai chùm tia laser. Kết quả là hai chùm tia, thay vì triệt tiêu lẫn nhau, lại tạo ra một mẫu giao thoa đặc trưng tương tự như sóng có thể được máy tính phân tích chi tiết. Sóng hấp dẫn càng lớn thì sự không tương hợp giữa hai chùm tia laser lại càng lớn hơn, và mẫu giao thoa lại càng lớn hơn.

LIGO là một kỳ tích kỹ thuật. Vì các phân tử không khí có thể hấp thụ ánh sáng laser, nên ống chứa ánh sáng phải được tạo chân không tới một phần nghìn tỉ áp suất không khí. Mỗi thiết bị dò chiếm 300.000 foot khối (8.500 mét khối), có nghĩa là LIGO có chân không nhân tạo lớn nhất thế giới. Điều làm cho LIGO có độ nhạy như vậy, một phần là thiết kế của các gương, được kiểm soát bằng 6 nam châm nhỏ, mỗi cái có kích thước cỡ con kiến. Các tấm gương được mài nhẵn tới độ chuẩn xác một phần 30 tỉ inch (13,1 phần nghìn tỉ cm). “Hãy tưởng tượng rằng trái đất cũng phẳng nhẵn như vậy. Khi đó, ngọn núi trung bình sẽ không cao quá một inch (2,54 cm),” [168] người giám sát các gương GariLynn Billingsley nói. Chúng tinh vi tới mức có sai số không quá một phần triệu mét (10⁻⁴ cm), làm cho các gương của LIGO có lẽ là nhạy nhất trên thế giới. “Hầu hết các kỹ sư đều kinh ngạc khi họ nghe nói tới những gì chúng tôi đang cố gắng làm” [169] , nhà khoa học thuộc dự án LIGO Michael Zucker nói.

Vì LIGO được cân bằng rất tinh tế, nên đôi khi nó gặp phiền toái bởi các rung động rất nhỏ không mong muốn. Chẳng hạn, thiết bị dò tại Louisiana không thể hoạt động vào ban ngày vì những người đốn gỗ đang cưa hạ cây cách đó gần 500 m. (LIGO nhạy tới mức cho dù việc đốn hạ cây diễn ra cách đó khoảng 1 dặm (1,6 km), nó vẫn không thể hoạt động vào ban ngày.) Thậm chí cả vào ban đêm, các rung động do xe lửa chạy ngang qua vào lúc nửa đêm và 6 giờ sáng cũng giới hạn thời gian LIGO có thể hoạt động.

Ngay cả những rung động mờ nhạt đến từ các con sóng biển xô vào bờ cách xa vài dặm cũng có thể ảnh hưởng đến kết quả đo đạc. Sóng biển trên các bãi biển Bắc Mỹ trung bình vỗ vào bờ sau mỗi sáu giây, tạo ra một tiếng rì rào rất khẽ nhưng, thực tế các thiết bị laser vẫn có thể thu được. Tiếng ồn có tần số thấp tới mức có thể xuyên thẳng qua Trái Đất. “Nó giống như tiếng sấm rền vậy,” Zucker bình luận về tiếng ồn thủy triều này, “Mùa bão ở bang Louisiana thì thật đau đầu khủng khiếp.” [170] Thủy triều do lực hấp dẫn của Mặt Trăng và Mặt Trời tác động lên Trái Đất tạo ra cũng ảnh hưởng tới LIGO, gây ra một nhiều loạn cỡ một phần triệu inch (một phần triệu xentimét).

Nhằm loại bỏ các nhiễu loạn cực kỳ nhỏ này, các kỹ sư của LIGO đã phải tốn bao công sức để cách ly phần lớn thiết bị này. Mỗi hệ thống laser đặt trên đỉnh của bốn bục bằng thép không gỉ đồ sộ xếp chồng lên nhau, mỗi cấp lại được phân cách bằng các lò xo để dập tắt bất kỳ rung động nào. Mỗi thiết bị quang học nhạy này đều có hệ thống cách ly địa chấn riêng, sàn nhà là một tấm bê tông dày 30 inch (76 cm) không nối vào các bờ tường. [171]

LIGO trên thực tế là một phần của một công-xoóc-xi-om (consortium) quốc tế, bao gồm thiết bị dò VIRGO của liên doanh Ý-Pháp ở Pisa, Ý, một thiết bị dò TAMA của Nhật Bản ở ngoại ô Tokyo và một thiết bị dò GEO600 của liên doanh Anh-Đức ở Hanover, Đức. Cả thảy, tổng chi phí xây dựng LIGO sẽ là 292 triệu đô la Mỹ (cộng thêm 80 triệu chi phí vận hành và nâng cấp), khiến nó trở thành dự án tốn kém nhất từ trước tới nay được Quỹ khoa học quốc gia Hoa Kỳ (National Science Foundation) tài trợ. [172]

Nhưng ngay cả với độ nhạy này, nhiều nhà khoa học thừa nhận rằng LIGO có thể vẫn không đủ nhạy để phát hiện các sự kiện thực sự kỳ thú trong quãng đời của nó. Phiên bản nâng cấp tiếp theo của thiết bị này, LIGO II, theo kế hoạch sẽ diễn ra vào năm 2007 nếu được cấp kinh phí. Nếu LIGO không phát hiện được các sóng hấp dẫn, thì chắc là LIGO II sẽ làm được*. Kenneth Libbrecht tuyên bố rằng LIGO II sẽ cải thiện độ nhạy của thiết bị gấp 1.000 lần: “Từ chỗ phát hiện ra một sự kiện sau mỗi 10 năm một cách vất vả, LIGO II sẽ dễ dàng phát hiện ra một sự kiện sau mỗi ba ngày.” [173]

Để LIGO phát hiện ra sự va chạm của hai lỗ đen (trong khoảng cách 300 triệu năm ánh sáng), một nhà khoa học có thể phải chờ đợi quãng từ 1 năm tới 1.000 năm. Nhiều nhà thiên văn có thể sẽ cân nhắc việc theo đuổi khám phá một sự kiện như vậy với LIGO nếu cháu chắt chút chít của họ mới là những người chứng kiến sự kiện này. Nhưng như nhà khoa học Peter Saulson đã nói: “Con người thích thú giải quyết các thách thức kỹ thuật này giống như cách công nhân miệt mài xây dựng nhà thờ thời Trung cổ dù biết rằng họ có thể không nhìn thấy nhà thờ được hoàn thành. Nhưng nếu không có cơ hội nghìn vàng để thấy sóng hấp dẫn trong sự nghiệp của mình, tôi đã không đi vào lĩnh vực này. Đó không phải chỉ là cơn sốt giải Nobel… Mức độ chính xác chúng tôi đang phấn đấu chính là thước đo công việc của chúng tôi, nếu bạn làm điều này, bạn mới có tay nghề.” [174] LIGO II sẽ mở ra cho chúng ta nhiều cơ hội tìm thấy một sự kiện thật sự thú vị trong cuộc đời. LIGO II có thể phát hiện các lỗ đen đang va chạm trong khoảng cách lớn hơn rất nhiều (6 tỉ năm ánh sáng) với tốc độ mười va chạm mỗi ngày tới mười va chạm mỗi năm. [175]

Tuy nhiên, ngay cả LIGO II sẽ không đủ mạnh để phát hiện các sóng hấp dẫn phát ra từ thời khắc Sáng thế. Vì điều đó, chúng ta phải chờ thêm mười lăm tới hai mươi năm nữa để có LISA.

THIẾT BỊ DÒ SÓNG HẤP DẪN LISA

LISA (viết tắt từ tiếng Anh Laser Interferometer Space Antenna nghĩa là Ăng ten không gian giao thoa kế laser) đại diện cho thế hệ tiếp theo trong các thiết bị dò sóng hấp dẫn. Không giống như LIGO, nó sẽ được đặt ngoài không gian vũ trụ. Khoảng năm 2010, NASA và Cơ quan vũ trụ châu Âu lên kế hoạch phóng ba vệ tinh vào không gian; chúng sẽ bay trên quỹ đạo xung quanh Mặt Trời ở khoảng 30 triệu dặm (khoảng 49 triệu kilômét) từ Trái Đất. Ba thiết bị laser này sẽ tạo thành một tam giác đều trong không gian (5 triệu kilômét mỗi cạnh).

Mỗi vệ tinh sẽ có hai laser cho phép nó tiếp xúc liên tục với hai vệ tinh kia. Mặc dù mỗi laser sẽ bắn một chùm tia với công suất chỉ một oát, nhưng các thiết bị quang học này vô cùng nhạy bén tới mức chúng sẽ có thể phát hiện các rung động đến từ các sóng hấp dẫn với độ chuẩn xác một phần nghìn tỉ tỉ (tương ứng với sự dịch chuyển là 1% chiều rộng của một nguyên tử riêng lẻ). LISA sẽ có thể phát hiện các sóng hấp dẫn từ khoảng cách 9 tỉ năm ánh sáng, cắt ngang qua hầu hết phần vũ trụ có thể nhìn thấy được.

LISA chuẩn xác tới mức nó có thể phát hiện các sóng xung kích ban đầu từ bản thân vụ nổ lớn. Hơn thế, điều này sẽ giúp chúng ta nhìn nhận thời khắc Sáng thế chuẩn xác nhất. Nếu mọi thứ diễn ra theo đúng kế hoạch, LISA sẽ có thể nhìn tới phạm vi một phần nghìn tỉ giây đầu tiên sau vụ nổ lớn, làm cho nó trở thành công cụ vũ trụ có lẽ là mạnh nhất. [176] Người ta tin rằng LISA có thể có khả năng tìm thấy các dữ liệu thực nghiệm đầu tiên về bản chất chính xác của thuyết trường thống nhất, thuyết vạn vật.

LISA (hoặc những hậu duệ của nó có thể cung cấp “bằng chứng nhãn tiền” cho thuyết lạm phát. Cho đến nay, lạm phát phù hợp với tất cả các dữ liệu vũ trụ học (độ phẳng, các thăng giáng trong nền vũ trụ, v.v.) Nhưng điều đó không có nghĩa là thuyết này đúng. Để xác nhận thuyết này, các nhà khoa học muốn kiểm tra được các sóng hấp dẫn được chính quá trình làm phát phát ra. “Dấu vết” của các sóng hấp dẫn được tạo ra tại thời khắc của vụ nổ lớn sẽ cho biết sự khác biệt giữa lạm phát và bất kỳ thuyết cạnh tranh nào. Một số người, như Kip Thorne từ Cal Tech, tin rằng LISA (hoặc những hậu duệ của nó) có thể có khả năng xác nhận một phiên bản nào đó của thuyết dây có đúng hay không. Như tôi đã giải thích trong chương bảy, thuyết vũ trụ lạm phát dự báo rằng các sóng hấp dẫn xuất hiện từ vụ nổ lớn phải khá mãnh liệt, tương ứng với sự dãn nở nhanh theo cấp số mũ của vũ trụ ban đầu, trong khi mô hình đại hỏa tai dự báo một sự dãn nở nhẹ nhàng hơn nhiều, kèm theo các sóng hấp dẫn phẳng lặng hơn nhiều. LISA sẽ có thể loại bỏ các thuyết cạnh tranh khác nhau của vụ nổ lớn và tạo ra một thử nghiệm quyết định của thuyết dây.

CÁC THẤU KÍNH VÀ VÀNH EINSTEIN

Còn công cụ hiệu quả khác trong việc thám hiểm vũ trụ là sử dụng các thấu kính hấp dẫn và các “vành Einstein”. Từ năm 1801, nhà thiên văn Johan Georg von Soldner ở Berlin đã tính toán được độ lệch của ánh sáng sao do lực hấp dẫn của Mặt Trời gây ra (mặc dù, vì Soldner đã sử dụng các đối số hoàn toàn theo thuyết Newton, ông đã tính hệ số then chốt thấp hơn 2 lần*. Einstein đã viết: “Một nửa độ lệch này là do trường hấp dẫn của Mặt Trời theo thuyết Newton tạo ra, nửa kia là do sự biến dạng hình học[độ cong] của không gian do Mặt Trời gây ra.” [177] )

Năm 1912, trước khi hoàn thành phiên bản cuối cùng của thuyết tương đối rộng, Einstein đã dự tính khả năng sử dụng độ lệch này như một “thấu kính”, giống như cách mà chiếc kính đeo mắt uốn cong (khúc xạ) ánh sáng trước khi nó tới mắt bạn. Năm 1936, kỹ sư người Séc Rudi Mandl đã viết thư hỏi Einstein rằng liệu một thấu kính hấp dẫn có thể phóng đại ánh sáng từ một ngôi sao cận kề hay không. Câu trả lời là có, nhưng công nghệ lúc ấy lại chưa thể phát hiện điều này.

Cụ thể, Einstein đã nhận ra rằng ta sẽ thấy ảo giác quang học, chẳng hạn như các hình ảnh kép của cùng một vật thể, hay sự biến dạng kiểu vành khuyên của ánh sáng. Chẳng hạn, ánh sáng từ một thiên hà rất xa đi ngang qua gần Mặt Trời của chúng ta sẽ dịch chuyển cả về bên trái lẫn bên phải của Mặt Trời rồi hội tụ và tới mắt chúng ta. Khi chúng ta chiêm ngưỡng một thiên hà xa xăm, chúng ta thấy một mẫu hình giống như vành khuyên, một ảo ảnh quang học gây ra bởi thuyết tương đối rộng. Einstein đã kết luận rằng: “Không có nhiều hy vọng quan sát được trực tiếp hiện tượng này.” [178] Thực tế thì, ông cho biết việc này “ít có giá trị, nhưng nó làm cho anh chàng tội nghiệp [Mandl] hạnh phúc.”

Hơn 40 năm sau, vào năm 1979, một phần chứng cứ đầu tiên của hiện tượng thấu kính đã được Dennis Walsh từ Đài quan sát Jodrell Bank tại Anh tìm thấy [179] . Ông cũng là người đã khám phá ra chuẩn tinh kép Q0957+561. Năm 1988, vành Einstein đầu tiên được quan sát từ nguồn sóng vô tuyến MG1131+0456. Năm 1997, kính thiên văn không gian Hubble và dãy kính thiên văn vô tuyến MERLIN của Vương quốc Anh đã bắt được vành Einstein hoàn hảo đầu tiên nhờ phân tích thiên hà xa xôi 1938+666, thuyết của Einstein một lần nữa lại được chứng nhận. (Vành này rất nhỏ, chỉ cỡ một giây cung, hoặc đại để bằng kích thước một đồng tiền xu nhìn từ xa 2 dặm [3,2 km].) Các nhà thiên văn học đã miêu tả sự phấn khởi của mình khi chứng kiến sự kiện lịch sử này: “Thoạt nhìn, nó có vẻ giả tạo và chúng tôi đã nghĩ rằng đó là một loại khuyết tật nào đó trong hình ảnh, nhưng sau đó chúng tôi nhận ra mình đang nhìn vào một vành Einstein hoàn hảo!” Ian Brown từ Đại học Manchester nói. Ngày nay, các vành Einstein là một vũ khí thiết yếu trong kho vũ khí của các nhà vật lý thiên văn [180] . Khoảng 64 chuẩn tinh đôi, chùm ba, và chùm bội (các ảo ảnh gây ra bởi thấu kính Einstein) đã được nhìn thấy trong khoảng không vũ trụ, bằng khoảng 1/500 chuẩn tinh đã được quan sát.

Ngay cả các dạng vật chất vô hình, như vật chất tối, cũng có thể “thấy” được nhà phân tích sự biến dạng của các sóng ánh sáng mà chúng tạo ra. Theo cách này, người ta có thể thu được các “bản đồ” phân bố của vật chất tối trong vũ trụ. Vì hiện tượng thấu kính Einstein làm biến dạng hình ảnh các quần thiên hà bằng cách tạo ra các cung lớn (chứ không phải là các vành), nên có thể ước tính sự tập trung của vật chất tối trong các cụm này. Năm 1986, các cung thiên hà khổng lồ đầu tiên đã được các nhà thiên văn ở Đài quan sát thiên văn quang học quốc gia, Đại học Stanford, và Đài quan sát Midi-Pyrenees tại Pháp phát hiện. Kể từ đó, khoảng một trăm cung thiên hà đã được phát hiện, ấn tượng nhất là trong quần thiên hà Abell 2218. [181]

Các thấu kính Einstein cũng có thể được sử dụng như một phương pháp độc lập để đo đạc lượng MACHO trong vũ trụ (bao gồm vật chất thông thường như các sao chết, các sao lùn nâu và các đám mây bụi). Năm 1986, Bohdan Paczynski từ Princeton đã nhận ra rằng nếu các MACHO vượt qua phía trước một ngôi sao, chúng sẽ phóng đại độ sáng của nó và tạo ra một hình ảnh thứ hai.

Đầu thập niên 1990, một vài nhóm các nhà khoa học (như EROS của Pháp, MACHO của Hoa Kỳ-Australia, và OGLE của Ba Lan-Hoa Kỳ) đã áp dụng phương pháp này với trung tâm của Ngân Hà và tìm thấy trên 500 hiện tượng vị thấu kính (nhiều hơn dự kiến, vì một phần vật chất này bao gồm các ngôi sao khối lượng thấp, chứ không phải MACHO thật sự). Phương pháp này cũng có thể được sử dụng để tìm kiếm các hành tinh ngoài hệ Mặt Trời đang quay quanh các ngôi sao khác. Vì một hành tinh sẽ gây ra một tác động hấp dẫn nhỏ nhưng dễ nhận thấy lên ánh sáng của ngôi sao mẹ, nên về nguyên tắc quá trình thấu kính Einstein có thể phát hiện ra chúng. Phương pháp này cũng đã nhận dạng một ít các hành tinh ngoài hệ Mặt Trời, một số trong đó nằm gần trung tâm Ngân Hà.

Ngay cả hằng số Hubble và hằng số vũ trụ cũng có thể được đo bằng cách sử dụng các thấu kính Einstein. Hằng số Hubble được đo bằng cách thực hiện một sự quan sát tinh tế. Các chuẩn tinh sáng lên và mờ đi theo thời gian, nên lẽ ra người ta có thể trông đợi rằng các chuẩn tinh đôi, là các hình ảnh của cùng một thiên thể, sẽ dao động cùng một tốc độ. Trên thực tế, các chuẩn tinh đôi này không hoàn toàn dao động đồng điệu cùng nhau. Sử dụng sự phân bố đã biết của vật chất, các nhà thiên văn có thể tính toán thời gian trễ chia cho tổng thời gian phải mất để ánh sáng của nó tới Trái Đất. Bằng cách đo thời gian trễ trong sự sáng lên của các chuẩn tinh đôi này, người ta có thể tính toán khoảng cách của nó tới Trái Đất. Biết dịch chuyển đỏ của nó, người ta có thể tính toán hằng số Hubble. (Phương pháp này đã được áp dụng cho chuẩn tinh Q0957+561, được tìm thấy cách xa Trái Đất khoảng 14 tỉ năm ánh sáng. Sau đó, hằng số Hubble đã được tính toán dựa trên phân tích 7 chuẩn tinh khác. Trong phạm vi sai số cho phép, các tính toán này phù hợp với các kết quả đã biết. Điều thú vị là phương pháp này hoàn toàn độc lập với độ sáng của các ngôi sao, chẳng hạn như các sao biến quang Cepheid và các sao siêu mới kiểu Ia, nên nó là một sự kiểm tra độc lập đối với các kết quả.)

Hằng số vũ trụ, chìa khóa đối với tương lai của vũ trụ của chúng ta, cũng có thể được đo bằng phương pháp này. Tính toán dù hơi thô sơ, nhưng nó cũng phù hợp với các phương pháp khác. Vì hàng tỉ năm về trước tổng thể tích của vũ trụ nhỏ hơn hiện nay, nên xác suất tìm thấy các chuẩn tinh sẽ tạo thành một thấu kính Einstein trong quá khứ cũng lớn hơn. Vì thế, bằng cách đo đạc số lượng chuẩn tinh đôi ở các thời điểm khác nhau trong tiến trình tiến hóa của vũ trụ, người ta có thể tính toán sơ bộ tổng thể tích của vũ trụ, từ đó suy ra hằng số vũ trụ, là đại lượng chi phối sự dãn nở của vũ trụ. Năm 1998, các nhà thiên văn tại Trung tâm vật lý thiên văn Harvard-Smithsonian đã ước tính sơ bộ rằng hằng số vũ trụ chiếm không quá 62% hàm lượng vật chất/năng lượng của toàn vũ trụ [182] . (Kết quả thực tế của WMAP là 73%.)

VẬT CHẤT TỐI TRONG PHÒNG KHÁCH NHÀ BẠN

Vật chất tối, nếu lan tỏa khắp vũ trụ, không chỉ tồn tại trong chân không giá lạnh của không gian. Trên thực tế, nó cũng sẽ được tìm thấy ngay trong phòng khách nhà bạn. Ngày nay, nhiều nhóm nghiên cứu đang chạy đua để xem ai sẽ là người đầu tiên bẫy được hạt vật chất tối đầu tiên trong phòng thí nghiệm. Tính ăn thua rất cao; đội có khả năng bắt giữ một hạt vật chất tối phóng qua các thiết bị thăm dò sẽ là đội đầu tiên phát hiện ra một dạng vật chất mới trong 2.000 năm.

Ý tưởng chính làm cơ sở cho các thử nghiệm này là phải có một khối lớn vật liệu tinh khiết (như natri iôđua, ôxit nhôm, freon, gecmani, hoặc silic), mà trong đó các hạt vật chất tối có thể tương tác. Thỉnh thoảng, một hạt vật chất tối có thể va chạm với hạt nhân của một nguyên tử và gây ra một kiểu phân rã đặc trưng. Bằng cách chụp ảnh dấu vết của các hạt tham gia vào phân rã này, các nhà khoa học có thể xác nhận sự hiện diện của vật chất tối.

Các nhà thử nghiệm đang tỏ ra lạc quan một cách thận trọng, vì độ nhạy của thiết bị đo đạc ngày nay đem lại cho họ cơ hội quan sát vật chất tối tốt nhất. Hệ Mặt Trời của chúng ta quay trên quỹ đạo xung quanh một lỗ đen ở trung tâm của Ngân Hà với tốc độ 220 km/s. Kết quả là hành tinh của chúng ta đi qua một lượng đáng kể vật chất tối. Các nhà vật lý ước tính mỗi giây có 1 tỉ hạt vật chất tối tuôn chảy qua mỗi mét vuông thế giới của chúng ta, xuyên cả qua cơ thể chúng ta. [183]

Mặc dù chúng ta sống trong một “cơn gió vật chất tối” thổi qua hệ Mặt Trời, nhưng các thử nghiệm để phát hiện vật chất tối trong phòng thí nghiệm là cực kỳ khó thực hiện và các hạt vật chất tối tương tác quá yếu với vật chất thông thường. Ví dụ, các nhà khoa học sẽ mong muốn tìm thấy được từ 0,01 tới 10 sự kiện tương tác xảy ra mỗi năm trong 1 kg vật liệu riêng lẻ trong phòng thí nghiệm. Nói cách khác, bạn sẽ phải cẩn thận theo dõi các lượng lớn vật liệu này trong nhiều năm để thấy các sự kiện phù hợp với các va chạm của vật chất tối.

Cho tới nay, các thử nghiệm như UKDMC tại Vương quốc Anh: ROSEBUD tại Canfranc, Tây Ban Nha, SIMPLE tại Rustrel, Pháp và Edelweiss tại Frejus, Pháp vẫn chưa phát hiện được bất kỳ sự kiện nào như vậy [184] . Năm 1999, thử nghiệm DAMA, thực hiện ở ngoại ô Rome, đã gây náo động giới vật lý khi các nhà khoa học thông báo nhìn thấy các hạt vật chất tối. Vì DAMA sử dụng 100 kg natri iôđua nên nó là thiết bị lớn nhất thế giới. Tuy nhiên, khi các thiết bị dò tìm khác cố tái tạo kết quả của DAMA, chúng đã không tìm thấy gì, khiến người ta nghi vấn về các khám phá của DAMA.

Nhà vật lý David B. Cline lưu ý: “Nếu các thiết bị dò ghi lại được và xác nhận một tín hiệu, nó sẽ được thừa nhận là một trong những thành tựu lớn của thế kỷ 21… Bí ẩn lớn nhất trong vật lý thiên văn hiện đại có thể sớm được giải quyết.” [185]

Nếu vật chất tối sớm được tìm thấy, như nhiều nhà vật lý hy vọng, nó có thể củng cố cho tính siêu đối xứng (và có thể, qua thời gian, cho cả thuyết siêu dây) mà không cần sử dụng các máy đập vỡ nguyên tử.

VẬT CHẤT TỐI SIÊU ĐỐI XỨNG

Lướt nhìn qua các hạt mà tính siêu đối xứng dự báo, ta thấy có một vài ứng viên có vẻ thích hợp để giải thích vật chất tối. Một ứng viên là neutralino, một họ các hạt chứa siêu đối tác của photon. Về mặt lý thuyết, neutralino dường như phù hợp với các dữ liệu. Không chỉ trung hòa về điện tích, vô hình, có khối lượng (vì thế nó chỉ chịu ảnh hưởng của hấp dẫn) mà nó còn ổn định. (Đó là vì nó có khối lượng thấp nhất trong số bất kỳ hạt nào trong họ và do đó không thể phân rã thành bất kỳ trạng thái thấp hơn nào nữa.) Cuối cùng, và có lẽ quan trọng nhất, vũ trụ phải chứa đầy các neutralino, điều này sẽ làm cho chúng là các ứng viên lý tưởng cho vật chất tối.

Các neutralino có một lợi thế lớn chúng có thể giải quyết được bí ẩn tại sao vật chất tối lại chiếm 23% hàm lượng vật chất/năng lượng của vũ trụ, trong khi hyđrô và hêli chỉ chiếm không đáng kể là 4%.

Nhớ lại rằng khi vũ trụ mới 380.000 năm tuổi, nhiệt độ đã giảm xuống cho đến khi các nguyên tử không còn bị xé toạc ra do các va chạm mà sức nóng dữ dội của vụ nổ lớn gây ra. Vào lúc đó, quả cầu lửa đang dãn nở bắt đầu nguội đi, ngưng tụ, hình thành các nguyên tử nguyên vẹn và ổn định. Các nguyên tử dồi dào ngày nay đại khái đã hình thành trong khoảng thời gian đó. Bài học rút ra là sự dồi dào của vật chất trong vũ trụ có từ thời mà vũ trụ đủ nguội để cho vật chất có thể tồn tại ổn định.

Luận cứ này có thể được sử dụng để tính toán sự dồi dào của các neutralino. Ngay sau vụ nổ lớn, nhiệt độ cực kỳ nóng tới mức thậm chí các neutralino cũng bị phá hủy do các va chạm. Nhưng khi vũ trụ nguội đi, tại một thời điểm nhất định nhiệt độ giảm xuống đủ để các neutralino có thể hình thành mà không bị phá hủy. Sự dồi dào của các neutralino có từ thời kỳ sớm sủa này. Khi thực hiện tính toán, chúng ta thấy rằng lượng các neutralino lớn hơn nhiều so với các nguyên tử, và trên thực tế xấp xỉ tương ứng với sự dồi dào thực tế của vật chất tối ngày nay. Do đó, các hạt siêu đối xứng có thể giải thích lý do tại sao vật chất tối lại phổ biến đến mức áp đảo trong khắp vũ trụ.

KHẢO SÁT BẦU TRỜI SLOAN

Mặc dù trong thế kỷ 21 các thiết bị đo đạc liên quan đến vệ tinh sẽ có nhiều tiến bộ, nhưng không có nghĩa rằng những nghiên cứu sử dụng các kính thiên văn quang học và vô tuyến trên mặt đất bị gạt sang một bên. Trên thực tế, tác động của cuộc cách mạng kỹ thuật số đã thay đổi phương thức sử dụng các kính thiên văn quang học và vô tuyến, nâng khả năng phân tích thống kê lên tới hàng trăm nghìn thiên hà. Công nghệ kính viễn vọng bây giờ đột nhiên được cải thiện lần nữa nhờ thành quả của công nghệ mới này.

Trước kia, các nhà thiên văn đã giành giật nhau lượng thời gian hạn chế mà họ được phép sử dụng các kính thiên văn lớn nhất thế giới. Họ ghen tị canh chừng thời gian quý báu trên các thiết bị này và tiêu tốn nhiều giờ cặm cụi làm việc suốt đêm trong các căn phòng lạnh giá, ẩm thấp. Một phương pháp quan sát cổ xưa như vậy là cực kỳ không hiệu quả và thường gây ra những hận thù cay đắng giữa các nhà thiên văn, những người cảm thấy bị các chức sắc” độc quyền thời gian trên kính thiên văn coi thường. Tất cả những điều này đang thay đổi với sự ra đời của Internet và máy tính tốc độ cao.

Ngày nay, nhiều kính viễn vọng hoàn toàn tự động hóa và có thể được các nhà thiên văn trên khắp các châu lục lập trình từ cách xa hàng nghìn dặm. Kết quả của các khảo sát đồ sộ này có thể được số hóa và sau đó đưa lên Internet, và dữ liệu được phân tích bởi các siêu máy tính mạnh mẽ. Một ví dụ về sức mạnh của phương pháp kỹ thuật số này là SETI@home, một dự án đặt cơ sở ở Đại học California tại Berkeley để phân tích các tín hiệu là dấu hiệu của trí tuệ ngoài Trái Đất. Các dữ liệu đồ sộ từ kính viễn vọng vô tuyến Aricebo ở Puerto Rico được số hóa và sau đó được gửi tới các máy tính trên toàn thế giới, chủ yếu là các máy tính nghiệp dư. Một chương trình phần mềm bảo vệ màn hình chờ có thể tự động phân tích dữ liệu của trí tuệ ngoài Trái Đất khi máy tính ở trạng thái rỗi không sử dụng. Bằng phương pháp này, nhóm nghiên cứu đã xây dựng mạng máy tính lớn nhất trên thế giới, liên kết khoảng 5 triệu máy tính từ khắp nơi trên toàn cầu.

Ví dụ nổi bật nhất của thám hiểm vũ trụ kỹ thuật số ngày nay là Khảo sát bầu trời Sloan, một dự án khảo sát bầu trời đêm tham vọng nhất từng được thực hiện cho tới nay. Cũng giống như Khảo sát bầu trời Palomar trước đó sử dụng các tấm kính ảnh đã lỗi thời được lưu giữ trong các khối cồng kềnh, Khảo sát bầu trời Sloan sẽ tạo ra một bản đồ chuẩn xác của các thiên thể trên bầu trời. Cuộc khảo sát đã xây dựng các bản đồ ba chiều của các thiên hà xa xăm trong năm màu, bao gồm cả dịch chuyển đỏ của trên một triệu thiên hà. Đầu ra của Khảo sát bầu trời Sloan là một bản đồ cấu trúc vũ trụ tỉ lệ lớn hơn vài trăm lần so với những nỗ lực trước đó. Nó sẽ vẽ bản đồ vô cùng chi tiết của một phần tư toàn thể bầu trời cũng như xác định vị trí và độ sáng của 100 triệu thiên thể. Nó cũng sẽ xác định khoảng cách của hơn 1 triệu thiên hà và khoảng 100.000 chuẩn tinh. Tổng lượng thông tin mà cuộc khảo sát này sinh ra sẽ là 15 terabyte (1.000 tỉ byte), có thể sánh với lượng thông tin được lưu trữ trong Thư viện Quốc hội Mỹ.

Tâm điểm của Khảo sát Sloan là một kính viễn vọng 2,5 m, đặt ở miền Nam bang New Mexico, chứa một trong những máy ảnh tiên tiến nhất được sản xuất cho tới nay. Nó chứa 30 bộ cảm biến ánh sáng điện tử tinh vi, được gọi là các CCD (viết tắt từ tiếng Anh Charge-Coupled Device, nghĩa là thiết bị tích điện kép hay thiết bị tích điện ngẫu hợp), mỗi cái có diện tích xấp xỉ 13 cm², gắn kín trong chân không. Mỗi cảm biến, được làm lạnh ở nhiệt độ tới -80 độ C bằng nitơ lỏng, độ phân giải 4 triệu điểm ảnh. Vì thế tất cả ánh sáng mà kính thiên văn thu thập có thể được các CCD số hóa ngay lập tức và sau đó được đưa trực tiếp vào một máy tính để xử lý. Với chưa tới 20 triệu đô la Mỹ, khảo sát này tạo ra một hình ảnh tuyệt đẹp của vũ trụ với chi phí chỉ bằng 1% chi phí của kính thiên văn không gian Hubble.

Một số dữ liệu số hóa từ khảo sát này được đưa lên Internet, nơi các nhà thiên văn trên toàn thế giới có thể nghiền ngẫm nó. Theo cách này, chúng ta cũng có thể khai thác tiềm năng trí tuệ của các nhà khoa học trên toàn thế giới. Trong quá khứ, các nhà khoa học thuộc thế giới thứ ba thường xuyên không thể truy cập vào các dữ liệu quan trắc thiên văn mới nhất cũng như các tạp chí mới nhất. Đây là sự lãng phí tài năng khoa học rất lớn. Giờ đây, nhờ có Internet, họ có thể tải các dữ liệu từ các cuộc khảo sát bầu trời, đọc các bài báo khi chúng xuất hiện trên Internet, cũng như có thể xuất bản các bài báo trên web với tốc độ ánh sáng.

Khảo sát Sloan đang thay đổi cách thức tiến hành nghiên cứu thiên văn học, với nhiều kết quả mới tạo ra dựa trên phân tích của hàng trăm nghìn thiên hà, điều bị giới hạn chỉ vài năm trước. Chẳng hạn, vào tháng 5 năm 2003, một nhóm các nhà khoa học từ Tây Ban Nha, Đức và Hoa Kỳ thông báo rằng họ đã phân tích 250.000 thiên hà để tìm ra chứng cứ về vật chất tối. Trong số đó, họ đã tập trung vào 3.000 thiên hà có các quần sao quay xung quanh. Bằng cách sử dụng các định luật Newton về chuyển động để phân tích chuyển động của các “vệ tinh” này, họ đã tính toán lượng vật chất tối phải bao quanh thiên hà trung tâm. Các nhà khoa học đã loại bỏ một thuyết đối thủ. (Một thuyết lần đầu tiên được đề xuất vào năm 1983, đã thử giải thích quỹ đạo bất thường của các ngôi sao trong các thiên hà bằng cách hiệu chỉnh chính các định luật của Newton. Có lẽ vật chất tối đã không thực sự tồn tại mà là do một lỗi trong chính các định luật Newton. Các dữ liệu khảo sát đặt nghi vấn về thuyết này.)

Tháng 7 năm 2003, một nhóm các nhà khoa học khác từ Đức và Hoa Kỳ đã thông báo rằng họ đã phân tích 120.000 thiên hà cận kề bằng cách sử dụng Khảo sát Sloan để làm sáng tỏ mối quan hệ giữa các thiên hà và các lỗ đen bên trong chúng. Câu hỏi là: cái gì đến trước, các lỗ đen hay các thiên hà chứa chúng? Kết quả của điều tra này chỉ ra rằng sự hình thành của thiên hà và lỗ đen là ràng buộc mật thiết với nhau, và chúng chắc có lẽ được hình thành cùng nhau. Nó chỉ ra rằng trong 120.000 thiên hà đã phân tích, có 20.000 thiên hà có chứa các lỗ đen vẫn còn đang phát triển (không giống như lỗ đen khá im lìm trong Ngân Hà). Các kết quả cho thấy rằng những thiên hà có chứa lỗ đen vẫn còn đang phát triển về kích thước thì lớn hơn nhiều so với Ngân Hà, và chúng lớn lên bằng cách nuốt khí tương đối lạnh từ thiên hà này.

BÙ ĐẮP CHO CÁC THĂNG GIÁNG NHIỆT

Còn một cách khác giúp hồi sinh các kính thiên văn quang học là sử dụng các laser để bù đắp cho sự biến dạng do khí quyển gây ra. Các ngôi sao không nhấp nháy vì chúng rung động, các ngôi sao nhấp nháy chủ yếu là do các thăng giáng nhiệt nhỏ xíu trong khí quyển. Điều này có nghĩa là trong khoảng không vũ trụ, cách xa bầu khí quyển, các ngôi sao liên tục chiếu sáng vào các nhà du hành vũ trụ của chúng ta. Mặc dù ánh sáng lấp lánh này đem lại vẻ đẹp cho bầu trời đêm, nhưng với một nhà thiên văn thì nó là cơn ác mộng, dẫn đến các hình ảnh nhoe nhoét của các thiên thể. (Tôi còn nhớ hồi nhỏ khi nhìn chằm chằm vào hình ảnh mờ nhạt của sao Hỏa, tôi đã mong muốn tìm ra cách nào đó để có được những hình ảnh sắc nét của hành tinh đó. Tôi đã nghĩ giá như có thể loại bỏ các nhiễu loạn từ khí quyển nhờ sắp xếp lại các chùm tia sáng thì có lẽ bí mật của sự sống ngoài Trái Đất có thể đã được giải quyết.)

Một cách để bù đắp cho sự nhòe nhoẹt này là sử dụng các laser và các máy tính tốc độ cao để loại trừ sự biến dạng. Phương pháp này sử dụng “quang học thích ứng” (“adaptive optics”), được đồng môn của tôi từ Đại học Harvard là Claire Max từ Phòng thí nghiệm quốc gia Lawrence Livermore và những người khác khai phá khi sử dụng kính thiên văn W. M. Keck khổng lồ (lớn nhất trên thế giới) ở Hawaii và kính thiên văn Shane nhỏ hơn (dài 3 m) tại Đài quan sát Lick ở bang California. Chẳng hạn, bằng cách bắn một chùm tia laser vào khoảng không vũ trụ, người ta có thể đo đạc các thăng giáng nhiệt độ nhỏ xíu trong khí quyển. Thông tin này được phân tích bằng máy tính, sau đó thực hiện các điều chỉnh nhỏ trong gương của kính viễn vọng để bù đắp cho sự biến dạng của ánh sáng sao. Theo cách này, người ta có thể loại trừ gần đúng sự nhiễu loạn từ khí quyển.

Phương pháp này đã được thử nghiệm thành công vào năm 1996 và kể từ đó tạo ra những bức ảnh sắc nét của các hành tinh, các ngôi sao và các thiên hà. Hệ thống này bắn ánh sáng từ một máy phát laser màu có thể điều hướng với công suất 18 oát vào bầu trời. Máy phát laser được gắn vào kính viễn vọng 3 m, với các gương tùy biến được điều chỉnh để bù lại sự biến dạng do khí quyển gây ra. Bản thân hình ảnh được thu vào một máy ảnh CCD và được số hóa. Với một ngân sách khiêm tốn, hệ thống này đã thu được các bức ảnh gần như có thể so sánh với kính thiên văn không gian Hubble. Người ta có thể thấy các chi tiết nhỏ mịn trong các hành tinh và thậm chí còn có thể quan sát trung tâm của một chuẩn tinh khi sử dụng phương pháp này, vậy là nó đã thổi một sức sống mới vào các kính thiên văn quang học.

Phương pháp này cũng đã tăng độ phân giải của kính thiên văn Keck lên 10 lần. Đài quan sát Keck, nằm trên đỉnh núi lửa Mauna Kea ở Hawaii, trên độ cao gần 14.000 feet (hơn 4.000 m) trên mực nước biển, bao gồm hai kính viễn vọng, mỗi chiếc nặng 270 tấn. Mỗi một gương có kích thước 10 m bề ngang tạo nên từ 36 mảnh hình lục giác, mỗi mảnh có thể điều chỉnh độc lập bằng máy tính. Năm 1999, một hệ thống quang học thích ứng đã được lắp đặt vào Keck II, bao gồm một gương nhỏ có thể biến đổi hình dạng 670 lần mỗi giây. Hệ thống này đã bắt được hình ảnh của các ngôi sao quay xung quanh lỗ đen ở trung tâm Ngân Hà của chúng ta, bề mặt của sao Hải Vương và Titan (một vệ tinh của sao Thổ), và thậm chí một hành tinh ngoài hệ Mặt Trời đã che khuất ngôi sao mẹ cách xa Trái Đất 153 năm ánh sáng. Ánh sáng từ ngôi sao HD 209458 đã mờ đi đúng như dự đoán, khi hành tinh này di chuyển ở phía trước ngôi sao.

GHÉP NỐI CÁC KÍNH THIÊN VĂN VÔ TUYẾN VỚI NHAU

Các kính thiên văn vô tuyến cũng được hồi sinh nhờ cuộc cách mạng máy tính. Trong quá khứ, các kính thiên văn vô tuyến bị giới hạn bởi kích thước đĩa của chúng. Đĩa càng lớn thì có thể thu thập từ không gian và phân tích càng nhiều tín hiệu vô tuyến hơn. Tuy nhiên, đĩa càng lớn thì lại càng đắt. Một cách để khắc phục vấn đề này là ghép nối vài cái đĩa lại với nhau để mô phỏng khả năng thu sóng vô tuyến của một siêu kính thiên văn vô tuyến. (Kính thiên văn vô tuyến lớn nhất có thể được ghép nối lại với nhau trên Trái Đất có kích thước bằng kích thước của chính Trái Đất.) Các nỗ lực trước đây để ghép nối các kính viễn vọng vô tuyến với nhau ở Đức, Ý và Hoa Kỳ đã chứng tỏ thành công phần nào.

Một khó khăn với phương pháp này là các tín hiệu từ tất cả các kính thiên văn vô tuyến khác nhau phải được kết hợp với nhau chính xác và sau đó đưa vào một máy tính. Trước kia, điều này là vô cùng khó khăn. Tuy nhiên, với sự ra đời của Internet và các máy tính tốc độ cao chi phí thấp, các chi phí đã giảm xuống đáng kể. Ngày nay, việc tạo ra các kính thiên văn vô tuyến với kích thước thực cỡ Trái Đất không còn là điều tưởng tượng nữa.

Tại Hoa Kỳ, thiết bị tiên tiến nhất sử dụng công nghệ giao thoa này là VLBA (viết tắt của Very Long Baseline Array, nghĩa là Dãy kính có cạnh đáy rất dài), là một tập hợp gồm mười ăng ten vô tuyến đặt tại các địa điểm khác nhau, ở các bang New Mexico, Arizona, New Hampshire, Washington, Texas, quần đảo Virgin và Hawaii. Mỗi trạm VLBA chứa một đĩa lớn, đường kính 82 feet (25 m), nặng 240 tấn và cao bằng tòa nhà mười tầng. Các tín hiệu vô tuyến được ghi lại cẩn thận vào bảng từ, sau đó được vận chuyển tới Trung tâm điều phối Socorro, bang New Mexico, tại đó chúng được làm cho tương quan với nhau và được phân tích. Hệ thống này đã đi vào hoạt động năm 1993 với chi phí 85 triệu đô la Mỹ.

Việc làm tương quan các dữ liệu từ mười vị trí này tạo ra một kính thiên văn vô tuyến hiệu dụng khổng lồ, rộng 5.000 dặm (8.000 km) và có thể tạo ra một số hình ảnh sắc nét nhất trên Trái Đất. Nó giống như đứng ở thành phố New York và đọc một tờ báo ở Los Angeles. VLBA đã sản xuất các bộ “phim” về các tia vũ trụ và các vụ nổ sao siêu mới, đồng thời thực hiện đo đạc khoảng cách chính xác nhất từ trước tới nay tới một thiên thể bên ngoài Ngân Hà.

Trong tương lai, ngay cả các kính thiên văn quang học cũng có thể sử dụng sức mạnh của giao thoa kế, mặc dù điều này khá khó khăn vì bước sóng ngắn của ánh sáng. Các nhà khoa học có kế hoạch lấy các dữ liệu quang học từ hai kính thiên văn tại Đài quan sát Keck ở Hawaii và giao thoa chúng, như vậy về cơ bản tạo ra một kính thiên văn khổng lồ lớn hơn bất cứ kính nào trong hai kính.

ĐO ĐẠC CHIỀU THỨ MƯỜI MỘT

Ngoài việc tìm kiếm vật chất tối và các lỗ đen, điều hấp dẫn nhất đối với các nhà vật lý là tìm kiếm các chiều bậc cao hơn trong không gian và thời gian. Một trong những nỗ lực đầy tham vọng là xác minh sự tồn tại của một vũ trụ cận kề được thực hiện tại Đại học Colorado ở Boulder. Các nhà khoa học ở đó đã cố gắng phát hiện các sai lệch so với định luật bình phương nghịch đảo nổi tiếng của Newton.

Theo thuyết hấp dẫn của Newton, lực hút giữa hai vật thể bất kỳ giảm theo bình phương của khoảng cách ngăn cách chúng. Nếu bạn tăng gấp đôi khoảng cách từ Trái Đất đến Mặt Trời, thì lực hấp dẫn giảm xuống theo 2 bình phương, hay 4 lần. Điều này biểu hiện số chiều của không gian.

Cho đến nay, định luật hấp dẫn của Newton đứng vững ở các khoảng cách vũ trụ liên quan đến các quần thiên hà lớn. Nhưng không một ai thử nghiệm đầy đủ định luật hấp dẫn của ông xuống tới các thang chiều dài nhỏ, vì nó là cực kỳ khó khăn. Vì hấp dẫn là một lực yếu như vậy, ngay cả những nhiễu loạn nhỏ nhất cũng có thể phá hủy thử nghiệm. Ngay cả những chiếc xe tải đi ngang qua cũng tạo ra các rung động đủ lớn để vô hiệu hóa các thử nghiệm đang cố gắng đo lực hấp dẫn giữa hai vật thể nhỏ.

Các nhà vật lý ở Colorado đã xây dựng một thiết bị tinh vi, gọi là thiết bị cộng hưởng cao tần, có thể thử nghiệm định luật hấp dẫn xuống tới 1/10 mm, đây là lần đầu tiên một thử nghiệm được thực hiện trên một quy mô nhỏ như vậy. Thử nghiệm bao gồm hai cái “lưỡi gà” bằng vonfram rất mỏng được treo lơ lửng trong chân không. Một lưỡi gà rung động ở tần số 1.000 chu kỳ mỗi giây (1.000 Hz), trông hơi giống như một ván nhún đang rung. Các nhà vật lý sau đó tìm kiếm bất kỳ rung động nào được truyền qua chân không tới lưỡi gà thứ hai. Bộ máy này nhạy tới mức nó có thể phát hiện chuyển động trong lưỡi gà thứ hai gây ra bởi lực cỡ một phần tỉ trọng lượng của một hạt cát. Nếu có độ lệch trong định luật hấp dẫn của Newton, thì phải có các nhiễu loạn nhỏ được ghi nhận trong lưỡi gà thứ hai. Tuy nhiên, sau khi phân tích các khoảng cách xuống tới 108 phần triệu mét, các nhà vật lý đã không tìm thấy độ lệch như vậy. “Cho tới nay, Newton vẫn đang giữ vững vị trí của mình.” C. D. Hoyle từ Đại học Trento tại Ý, người đã phân tích thử nghiệm cho tạp chí Nature , phát biểu. [186]

Kết quả tuy không phát hiện được gì mới, nhưng nó khuấy động thêm ham muốn của các nhà vật lý muốn kiểm tra độ lệch trong định luật Newton xuống tới cấp độ vi mô.

Còn một thử nghiệm khác đang được dự tính thực hiện tại Đại học Purdue. Các nhà vật lý tại đó muốn đo đạc xem có các sai lệch nhỏ hay không trong định luật hấp dẫn của Newton, không phải ở mức độ milimét mà ở mức độ nguyên tử. Họ dự tính làm điều này bằng cách sử dụng công nghệ nano để đo sự khác biệt giữa niken 58 và niken 64. Hai đồng vị này có các tính chất điện và hóa học đồng nhất, nhưng một đồng vị có nhiều hơn đồng vị kia sáu nơtron. Về nguyên tắc, sự khác biệt duy nhất giữa các đồng vị này là trọng lượng của chúng.

Các nhà khoa học này hình dung tạo ra một thiết bị Casimir bao gồm hai bộ các tấm trung hòa về điện làm từ hai đồng vị. Thông thường, khi các tấm này được để gần nhau, không có gì xảy ra vì chúng không có điện tích. Nhưng nếu chúng được đưa lại cực kỳ gần nhau, thì diễn ra hiệu ứng Casimir: hai tấm hút nhau một chút, một hiệu ứng đã được đo đạc trong phòng thí nghiệm. Nhưng vì mỗi bộ các tấm song song được làm từ các đồng vị khác nhau của niken, nên chúng sẽ bị hút hơi khác nhau một chút, tùy thuộc vào lực hấp dẫn của chúng.

Nhằm tối đa hóa hiệu ứng Casimir, các tấm phải được đưa lại cực kỳ gần nhau. (Hiệu ứng tỉ lệ thuận với nghịch đảo bậc bốn của khoảng cách ngăn cách chúng. Vì thế, hiệu ứng gia tăng nhanh chóng khi các tấm được đưa lại sát nhau.) Các nhà vật lý Purdue sẽ sử dụng công nghệ nano để làm cho các tấm cách nhau một khoảng cách bằng các khoảng cách nguyên tử. Họ sẽ sử dụng các thiết bị tạo dao động xoắn vi điện cơ tối tân nhất để đo đạc các dao động nhỏ trong các tấm này. Bất kỳ sự khác biệt giữa các tấm niken 58 và niken 64 khi đó có thể được quy cho hấp dẫn. Theo cách này, họ hy vọng đo được các sai lệch so với các định luật Newton về chuyển động xuống tới các khoảng cách nguyên tử. Nếu với các thiết bị tinh xảo này họ tìm thấy một sai lệch so với định luật bình phương nghịch đảo nổi tiếng của Newton, thì nó có thể báo hiệu sự hiện diện của một vũ trụ chiều bậc cao hơn bị tách khỏi vũ trụ của chúng ta một khoảng bằng kích thước của một nguyên tử.

MÁY VA CHẠM HADRON LỚN

Nhưng thiết bị có thể trả lời dứt khoát nhiều câu hỏi loại này là LHC (viết tắt của Large Hadron Collider nghĩa là máy va chạm hadron lớn), hiện nay sắp hoàn thành ở gần Geneva, Thụy Sĩ, tại trung tâm thí nghiệm hạt nhân nổi tiếng của CERN*. Không giống như các thử nghiệm trước đó trên các dạng thức kỳ lạ của vật chất xảy ra tự nhiên trong thế giới của chúng ta, LHC có thể có đủ năng lượng để trực tiếp tạo ra chúng trong phòng thí nghiệm. LHC sẽ có thể thăm dò các khoảng cách nhỏ tới 10⁻¹⁹ m, hoặc nhỏ hơn proton 10.000 lần, và tạo ra các nhiệt độ chưa từng được thấy kể từ vụ nổ lớn. “Các nhà vật lý chắc chắn rằng các va chạm thực hiện trong máy LHC có thể bộc lộ các “trò ảo thuật” mới lạ mà tự nhiên vẫn giấu giếm: có lẽ là một hạt kỳ dị được gọi là boson Higgs, có lẽ là chứng cứ của một hiệu ứng thần kỳ được gọi là siêu đối xứng, hoặc có lẽ là một điều gì đó bất ngờ sẽ đảo lộn hoàn toàn vật lý hạt lý thuyết,” [187] Chris Llewellyn Smith, cựu tổng giám đốc CERN và bây giờ là hiệu trưởng Đại học Tổng hợp London (UCL) viết. CERN có 7.000 người vận hành thiết bị, chiếm trên một nửa tất cả các nhà vật lý hạt thực nghiệm trên hành tinh. Và nhiều người trong số họ sẽ trực tiếp tham gia vào các thực nghiệm LHC.

LHC là một cỗ máy hình trụ tròn nằm ngang đầy sức mạnh, đường kính 27 km, đủ lớn để bao quanh trọn vẹn nhiều thành phố trên thế giới. Đường hầm của nó dài tới mức thực sự án ngữ cả biên giới Pháp-Thụy Sĩ. LHC tốn kém đến nỗi cần đến cả một Công-xoóc-xi-om của vài nước châu Âu để xây dựng nó. Khi nó được khởi động vào năm 2007, các nam châm mạnh được bố trí dọc theo đường ống hình tròn sẽ buộc một chùm các proton phải luân chuyển ở mức năng lượng ngày càng tăng, cho đến khi chúng đạt tới khoảng 14.000 tỉ electron vôn.

Cỗ máy này bao gồm một buồng chân không hình tròn lớn với các nam châm khổng lồ được đặt dọc theo chiều dài của nó để bẻ cong các chùm tia mạnh thành một vòng tròn. Khi các hạt luân chuyển trong đường ống, năng lượng được tiếp thêm vào buồng, làm tăng vận tốc của các proton. Khi chùm tia cuối cùng đập vào mục tiêu, nó giải phóng luồng bức xạ khổng lồ. Các phân mảnh tạo ra từ va chạm này sau đó được các bộ thiết bị phát hiện chụp ảnh để tìm kiếm bằng chứng của các hạt hạ nguyên tử mới và kỳ dị.

LHC thực sự là một cỗ máy khổng lồ. Trong khi LIGO và LISA cố gắng gia tăng giới hạn độ nhạy, thì LHC vô đối về sức mạnh tuyệt đối. Các nam châm mạnh bẻ cong chùm các proton thành một vòng cung duyên dáng sinh ra một từ trường 8,3 tesla, lớn hơn từ trường Trái Đất 160.000 lần. Để sinh ra các từ trường siêu khổng lồ như vậy, các nhà vật lý phải áp dòng điện 12.000 ampe vào một chuỗi các cuộn dây, được làm lạnh xuống tới -271 độ C, nhiệt độ mà các cuộn dây mất tất cả trở kháng và trở thành siêu dẫn. Tổng cộng, nó có 1.232 nam châm dài 15 m, được đặt dọc theo 85% toàn bộ chu vi của cỗ máy này.

Trong đường hầm, các proton được tăng tốc tới 99,999999% tốc độ ánh sáng cho đến khi chúng đập vào mục tiêu, được định vị tại bốn điểm xung quanh ống, theo cách ấy tạo ra hàng tỉ va chạm mỗi giây. Các thiết bị phát hiện khổng lồ được đặt ở đó (thiết bị lớn nhất có kích thước của một tòa nhà sáu tầng) để phân tích các mảnh vỡ và săn lùng các hạt hạ nguyên tử khó nắm bắt.

Như Smith đã đề cập trước đó, một trong những mục tiêu của LHC là tìm hạt boson Higgs khó nắm bắt, mảnh ghép cuối cùng của Mô hình Chuẩn vẫn chưa bị tóm giữ. Hạt này rất quan trọng vì nó phá vỡ tính đối xứng tự phát trong các thuyết hạt và là nguồn gốc của khối lượng trong thế giới lượng tử. Các ước tính khối lượng của boson Higgs nằm trong khoảng từ 115 tới 200 tỉ electron vôn (để so sá