Trái đất có phải là trung tâm của vũ trụ không?

Ở mọi hướng, ở khoảng cách rất xa, Vũ trụ trông trẻ hơn, đồng đều hơn và ít phát triển hơn. Điều đó có nghĩa là Trái Đất phải là trung tâm sao?

Quan sát từ Trái Đất

Có một số sự thật đáng chú ý và bất ngờ về Vũ trụ, nhưng ba sự thật trong số đó, khi kết hợp lại, buộc chúng ta phải đối mặt với một tập hợp các giới hạn sâu sắc về chính sự tồn tại.

Vũ trụ, ở quy mô lớn nhất, dường như là đẳng hướng, hay giống nhau theo mọi hướng. Dù chúng ta nhìn xa đến đâu, không có hướng nào có vẻ ưu tiên hoặc thể hiện các đặc tính khác biệt so với các hướng khác.

Ngoài ra, ở quy mô vũ trụ lớn nhất, Vũ trụ có vẻ đồng nhất, hay giống nhau ở mọi vị trí. Dù chúng ta nhìn ở đây, ở đó hay ở bất cứ nơi nào khác, chúng ta đều thấy các nhiệt độ, mật độ và số lượng thiên hà tương tự, miễn là chúng ta lấy mẫu một vùng không gian đủ lớn.

Và cuối cùng, khi chúng ta nhìn càng xa về mặt khoảng cách – một lần nữa, theo mọi hướng như nhau – chúng ta càng nhìn thấy về quá khứ: thấy Vũ trụ như nó đã từng ở những khoảnh khắc sớm hơn và sớm hơn.

Ba sự thật đó, về tính đẳng hướng, tính đồng nhất, và sự tiến hóa theo thời gian, là những đặc điểm nổi bật của vũ trụ học hiện đại: cả về lý thuyết và quan sát. Nhưng điều đó có ý nghĩa gì đối với toàn bộ Vũ trụ, và nó ngụ ý gì về vị trí của chúng ta trong đó? Đây chính là câu hỏi mà Bob MacKendrick muốn biết, khi ông viết để hỏi:

Làm thế nào chúng ta có thể nhìn về quá khứ và thấy một Vũ trụ nhỏ hơn, nguyên thủy hơn theo mọi hướng, trừ khi Trái Đất là trung tâm của Vũ trụ?

Về mặt quan sát, đúng là khi chúng ta nhìn về quá khứ, chúng ta thấy một Vũ trụ nhỏ hơn và nguyên thủy hơn theo mọi hướng. Nhưng liệu Trái Đất có phải là trung tâm của Vũ trụ? Đây là một cái bẫy dễ rơi vào, nhưng nó không thể đúng trong bối cảnh lý thuyết trọng lực tốt nhất của chúng ta: thuyết tương đối tổng quát của Einstein. Dưới đây là lý do.

Đằng sau mái vòm của một loạt kính viễn vọng thuộc Đài thiên văn Nam Âu, Dải Ngân Hà nổi bật trên bầu trời phía nam, được bao quanh bởi Đám Mây Magellan Lớn và Nhỏ ở bên phải. Mặc dù có hàng nghìn ngôi sao và mặt phẳng của Dải Ngân Hà có thể được nhìn thấy bằng mắt thường, chỉ có bốn thiên hà bên ngoài thiên hà của chúng ta mà mắt người không có thiết bị hỗ trợ có thể phát hiện. Chúng ta không biết rằng chúng nằm ngoài Dải Ngân Hà cho đến những năm 1920, sau khi thuyết tương đối tổng quát của Einstein đã thay thế lực hấp dẫn Newton.

Nếu chúng ta quay trở lại năm 1915 – thời điểm Einstein lần đầu tiên đưa ra thuyết tương đối tổng quát – thật khó để tưởng tượng rằng chúng ta biết rất ít về Vũ trụ vào thời điểm đó. Chúng ta có thể nhìn thấy các ngôi sao trong Dải Ngân Hà cách xa hàng trăm hoặc thậm chí hàng nghìn năm ánh sáng, nhưng không biết cách đo khoảng cách đến các ngôi sao xa hơn thế. Chúng ta đã nhìn thấy các tinh vân, bao gồm tinh vân xoắn ốc và tinh vân hình elip, nhưng chưa chấp nhận rằng chúng là các thiên hà, hay vũ trụ đảo như chúng được gọi khi đó, vượt ra ngoài phạm vi Dải Ngân Hà.

Chúng ta không biết rằng Vũ trụ đang giãn nở, và lý thuyết Big Bang vẫn chưa được hình thành. Nhưng với một lý thuyết trọng lực mới, Einstein đã phát hiện ra một vấn đề lý thuyết lớn khi so sánh sự hiểu biết của ông về Vũ trụ với các dự đoán từ lý thuyết của ông.

Nếu, như Einstein nghĩ, Vũ trụ là:

– Đồng nhất, hay có mật độ như nhau ở mọi nơi.

– Tĩnh, hay không giãn nở hay tiến hóa theo thời gian.

– Và tuân theo các quy luật của thuyết tương đối tổng quát, mà ông rất tin tưởng.

Thì một vấn đề bệnh lý sẽ xuất hiện: Vũ trụ phải không ổn định. Theo định luật hấp dẫn của Einstein, sự hiện diện và phân bố của vật chất và năng lượng xác định độ cong của không – thời gian. Và nếu bạn có một phân bố đồng đều của vật chất trong một Vũ trụ tĩnh, bạn sẽ thấy rằng Vũ trụ không thể giữ trạng thái tĩnh được. Thay vào đó, vì tất cả vật chất đó, Vũ trụ sẽ không thể tránh khỏi sự sụp đổ, co lại và cuối cùng dẫn đến một điểm kỳ dị: thứ mà ngày nay chúng ta gọi là hố đen.

Sự không ổn định của một Vũ trụ không giãn nở

Trong một Vũ trụ không giãn nở, bạn có thể lấp đầy nó bằng vật chất đứng yên theo bất kỳ cấu hình nào bạn muốn, nhưng nó luôn sẽ sụp đổ thành một hố đen. Một Vũ trụ như vậy không ổn định trong bối cảnh lực hấp dẫn của Einstein và phải giãn nở để duy trì sự ổn định, hoặc chúng ta phải chấp nhận số phận không thể tránh khỏi của nó.

Rõ ràng, điều này chưa từng xảy ra và, về mặt quan sát, không có dấu hiệu nào cho thấy nó đang xảy ra. Chính Einstein cũng biết rằng phải có điều gì đó ngăn chặn điều này. Vì vậy – hoặc là trong một khoảnh khắc thiên tài hoặc trong sự tuyệt vọng để cứu lý thuyết của mình – Einstein đã thêm một thuật ngữ mới vào phương trình của ông: hằng số vũ trụ.

Thuật ngữ này không phải là một dạng năng lượng tiêu chuẩn như vật chất và bức xạ, những thứ được tạo thành từ các hạt và có thể lan rộng hoặc cô đặc dưới tác động của các lực, mà hằng số vũ trụ là một dạng năng lượng vốn có trong không gian và luôn đẩy ra ngoài: tạo ra một động lực thuần để đẩy các vật thể trong không gian ra xa nhau.

Einstein lập luận rằng chỉ bằng cách đối trọng lực hút vào của vật chất và bức xạ với lực đẩy ra của hằng số vũ trụ thì một vũ trụ tĩnh mới có thể được duy trì, vì cần đạt đến một trạng thái cân bằng nào đó. Nhưng trong thập niên 1920, cả lý thuyết lẫn quan sát đều chứng minh rằng cách suy nghĩ này của Einstein không thể đúng. Thực tế, nhiều người đã chỉ trích việc Einstein giới thiệu hằng số vũ trụ với lý do quan trọng: nó là một giải pháp mang tính khái niệm nhưng chi tiết lại không ổn định. Nếu vũ trụ của bạn có bất kỳ khiếm khuyết nhỏ nào hoặc tính không đồng nhất, chẳng hạn như sao, hành tinh, hoặc ngay cả chính Einstein, thì nó không thể duy trì sự cân bằng; một số phần sẽ sụp đổ trong khi những phần khác sẽ bị buộc phải giãn nở.

Bức tranh tường về phương trình trường của Einstein, kèm minh họa ánh sáng bị bẻ cong quanh Mặt Trời bị che khuất – quan sát quan trọng đầu tiên xác nhận thuyết tương đối rộng bốn năm sau khi được đưa ra vào năm 1915. Tensor Einstein được phân tích, ở bên trái, thành tensor Ricci và scalar Ricci, với hạng số vũ trụ được thêm vào sau đó. Nếu không có hằng số này, một vũ trụ đang giãn nở (hoặc co lại) sẽ là kết quả không thể tránh khỏi.

Cách Friedmann lật đổ quan điểm tĩnh của vũ trụ

Cuộc cách mạng đầu tiên mang tính lý thuyết, bắt đầu với Alexander Friedmann vào năm 1922. Khi làm việc với các phương trình trường của Einstein, Friedmann là người đầu tiên chứng minh cách một vũ trụ được lấp đầy đồng nhất bởi:

– Vật chất,

– Bức xạ,

– Hằng số vũ trụ,

– Và/ hoặc bất kỳ dạng năng lượng nào khác mà bạn có thể viết ra.

Sẽ tiến hóa theo thời gian. Đầu tiên, điều đáng chú ý là một vũ trụ như vậy sẽ hoặc phải tiến hóa theo thời gian; điều này rõ ràng không phù hợp với những gì chúng ta quan sát. Tuy nhiên, Friedmann không chỉ kiên trì mà còn chỉ ra chính xác cách một vũ trụ như vậy tiến hóa và những yếu tố nào quyết định sự tiến hóa trong tương lai của nó.

Friedmann đã tìm ra một điều kỳ diệu: một tập hợp phương trình liên kết, một mặt, tổng lượng vật chất và năng lượng hiện hữu, với tốc độ mà khoảng cách giữa hai điểm bất kỳ trong không gian thay đổi. Nói cách khác, trong một vũ trụ được lấp đầy đồng nhất, không gian không thể tĩnh, như quan điểm ban đầu của Einstein.

Ethan Siegel tại hội nghị Hiệp Hội Thiên Văn Hoa Kỳ vào năm 2017, với phương trình Friedmann đầu tiên ở bên phải. Phương trình này mô tả tốc độ giãn nở Hubble ở bên trái, điều khiển sự tiến hóa của không-thời gian. Phía bên phải bao gồm tất cả các dạng vật chất và năng lượng khác nhau, cùng với độ cong không gian (ở thành phần cuối cùng), quyết định cách vũ trụ tiến hóa trong tương lai.

Giãn nở hay co lại?

Các phương trình của Friedmann không cho biết hướng thay đổi khoảng cách là dương hay âm. Điều này nghĩa là vũ trụ không thể tĩnh, nhưng nó có hai lựa chọn: giãn nở – khoảng cách giữa hai điểm tăng dần theo thời gian, hoặc co lại – khoảng cách giữa hai điểm giảm dần. Tuy nhiên, vũ trụ thực tế chỉ chọn một kết quả duy nhất, và để xác định kết quả đó, chúng ta phải quay lại quan sát chính vũ trụ.

Quan sát của Henrietta Leavitt về mối quan hệ chu kỳ – độ sáng của các sao biến quang Cepheid, cho phép chúng ta biết độ sáng nội tại của chúng.
Quan sát của Vesto Slipher về các tinh vân xoắn và tinh vân elip, cho thấy chúng di chuyển với tốc độ lớn, thường là xa khỏi chúng ta.
Quan sát của Edwin Hubble và Milton Humason về các sao biến quang Cepheid trong các thiên hà khác, cho thấy chúng mờ hơn rất nhiều so với các sao Cepheid trong Ngân Hà.

Quan sát của Slipher cho thấy các đối tượng càng xa, ánh sáng của chúng càng bị dịch chuyển đỏ. Điều này dẫn đến ý tưởng ban đầu về vũ trụ giãn nở.

Không mất nhiều thời gian để ghép các mảnh ghép này lại với nhau. Georges Lemaître vào năm 1927 và Howard Robertson vào năm 1928 đã đi đến kết luận rằng vũ trụ đang giãn nở. Sau đó, Hubble xác nhận điều này qua các bài nghiên cứu năm 1929, và đến những năm 1930, cộng đồng vật lý thiên văn đã thừa nhận rằng: vũ trụ đang giãn nở.

Kể từ khi phát hiện ra, chúng ta đã học hỏi thêm rất nhiều về vũ trụ dãn nở, một trong bốn nền tảng của vũ trụ học hiện đại được thiết lập từ những năm 1960. Ba nền tảng còn lại bao gồm:

– Việc phát hiện bức xạ nền vi sóng vũ trụ, chỉ ra một giai đoạn sớm trong lịch sử vũ trụ khi nhiệt độ quá cao để các nguyên tử trung hòa có thể hình thành ổn định.

– Sự đo lường tỷ lệ nguyên tố nhẹ nguyên thủy và các đồng vị của chúng, cho thấy một thời kỳ còn sớm hơn nữa, nóng hơn, nơi các proton và neutron hợp nhất trong các phản ứng hạt nhân.

– Sự hình thành và tiến hóa của cấu trúc trong vũ trụ, từ trạng thái đồng nhất ban đầu đến trạng thái hiện tại giàu sao, thiên hà, cụm thiên hà và cuối cùng là mạng lưới vũ trụ hoàn chỉnh.

Khi kết hợp bốn nền tảng này, một bức tranh rõ ràng hiện ra: Big Bang nóng.

Big Bang nóng từng được gọi bằng nhiều tên khác nhau. Georges Lemaître gọi nó là trứng vũ trụ khi lần đầu đề cập đến trạng thái ban đầu từ đó vũ trụ dãn nở. George Gamow, người phát triển các ý tưởng nền tảng này vào những năm 1940, gọi nó là nguyên tử nguyên thủy, và do đó, tên ban đầu của bức xạ nền vi sóng vũ trụ là quả cầu lửa nguyên thủy, khi nhận ra rằng một bức xạ nhiệt còn sót lại sẽ rất nóng trong thời kỳ đầu của vũ trụ.

Tuy nhiên, chính Fred Hoyle, một người chỉ trích mạnh mẽ lý thuyết Big Bang, đã đặt ra thuật ngữ Big Bang một cách chế giễu vào năm 1949.

Sau khi bức xạ nền vi sóng vũ trụ được phát hiện khoảng 15 năm sau, sự thật không thể bị bác bỏ. Big Bang đã mô tả nguồn gốc vũ trụ của chúng ta và phù hợp với toàn bộ dữ liệu, trong khi không có lý thuyết thay thế nào thời đó có thể sánh bằng.

Ngày nay, sau hơn 60 năm kể từ khi phát hiện ra bức xạ nền vi sóng, Big Bang nóng vẫn là lý thuyết hàng đầu về nguồn gốc vũ trụ. Tuy nhiên, nó đã được bổ sung thêm các yếu tố mới: vật chất tối, năng lượng tối, và một thời kỳ trước đó đặt nền tảng cho Big Bang – lạm phát vũ trụ.

Sự đồng nhất của mô hình vũ trụ

Mô hình vũ trụ đồng thuận này hiện nay được coi là mạnh mẽ và đáng tin cậy.

Vũ trụ quan sát được hiện nay kéo dài khoảng 46,1 tỷ năm ánh sáng theo mọi hướng từ vị trí của chúng ta. Điều này không phải là duy nhất ở góc nhìn của chúng ta – tất cả các quan sát viên ở mọi vị trí sẽ trải nghiệm điều tương tự.

Mặc dù vậy, vũ trụ không phải là đồng nhất hoàn toàn. Nó đồng nhất về không gian, nhưng không đồng nhất về thời gian. Điều này là do ánh sáng cần thời gian để truyền qua vũ trụ, trong khi bản thân vũ trụ vẫn đang dãn nở.

Khi chúng ta nhìn xa hơn vào không gian, chúng ta thực sự nhìn ngược lại trong thời gian. Điều này có nghĩa là vũ trụ trông nhỏ hơn và nguyên thủy hơn ở các khoảng cách xa hơn.

Ví dụ, khi chúng ta quan sát thiên hà JADES–GS–z14–0, thiên hà xa nhất được biết đến hiện nay, chúng ta thấy nó ở thời điểm:

– Khi vũ trụ chỉ 285 triệu năm tuổi, tương đương 2,1% độ tuổi hiện tại.

– Khi khoảng cách giữa hai điểm trong không gian chỉ bằng 7% so với hiện tại.

– Và khi mật độ trung bình của vũ trụ lớn hơn gần 3000 lần so với hiện nay.

Nếu chúng ta ở trong thiên hà này và quan sát ngược lại về phía Dải Ngân Hà sơ khai, chúng ta sẽ thấy một câu chuyện tương tự:

Ý tưởng rằng Trái Đất là trung tâm của vũ trụ xuất phát từ hai hiểu lầm chính:

– Rằng Big Bang xảy ra tại một điểm cụ thể trong không gian và các vật thể đều di chuyển ra xa từ điểm đó.

– Rằng việc chúng ta thấy các vật thể di chuyển ra xa khỏi chúng ta theo mọi hướng chứng tỏ chúng ta ở gần trung tâm của vụ nổ đó.

Tuy nhiên, các quan sát chỉ ra điều ngược lại.

Nếu Big Bang là một vụ nổ trong không gian:

– Sẽ có ít vật thể hơn ở khoảng cách xa hơn, nhưng điều này không được quan sát.

– Mật độ sẽ giảm ở các khoảng cách xa hơn, thay vì cao hơn như quan sát được.

– Và nhiệt độ vũ trụ ở khoảng cách xa hơn sẽ không cao hơn, nhưng thực tế là nhiệt độ tăng lên khi chúng ta nhìn xa hơn.

Kết luận

Vũ trụ trông trẻ hơn khi chúng ta nhìn xa hơn, bởi vì nó chỉ tồn tại trong một khoảng thời gian hữu hạn. Big Bang, như Gamow từng nói, là ngày không có ngày hôm qua, và càng nhìn xa, chúng ta càng gần hơn với thời điểm bắt đầu đó.