10 khám phá về vũ trụ đang mở rộng từ một nhà khoa học đoạt giải Nobel

Trong vũ trụ đang mở rộng, các cách đo tốc độ của nó đưa ra kết quả không phù hợp. Adam Riess, nhà khoa học đoạt giải Nobel, giải thích ý nghĩa của điều này.

Một trong những phát hiện đáng ngạc nhiên nhất trong toàn bộ lịch sử thiên văn học đã xảy ra gần như một thế kỷ trước: khi chúng ta phát hiện ra rằng các thiên hà xa xôi trong Vũ trụ của chúng ta không đứng yên, mà đang cùng nhau rời xa nhau. Phát hiện này lần đầu tiên được đưa ra vào năm 1927, và kể từ đó được hiểu rằng Vũ trụ đang mở rộng, với khoảng cách giữa các thiên hà, nhóm thiên hà và cụm thiên hà ngày càng kéo dài khi thời gian trôi qua. Trong phần lớn thế kỷ 20, nhiệm vụ chính của vũ trụ học là đo hai tham số: tốc độ Vũ trụ đang mở rộng hiện tại là bao nhiêu, và tốc độ mở rộng đó đã thay đổi và tiến hóa như thế nào theo thời gian.

Những dữ liệu đầu tiên về tốc độ mở rộng

Vào cuối những năm 1990 và đầu những năm 2000, cả hai câu hỏi đó cuối cùng đã được trả lời với dữ liệu đủ tốt. Vũ trụ của chúng ta đang mở rộng với tốc độ khoảng 72 km/s/Mpc, với độ không chắc chắn chỉ khoảng 10%, và tốc độ lùi của một thiên hà xa xôi không giảm như chúng ta mong đợi, mà thực tế lại tăng dần theo thời gian.

Phát hiện thứ hai là một sự ngạc nhiên lớn, và đã buộc chúng ta thêm vào một dạng năng lượng mới – năng lượng tối – vào nhận thức của chúng ta về Vũ trụ. Năm 2011, giải Nobel Vật Lý đã được trao cho chính phát hiện đó, với Saul Perlmutter, Adam Riess và Brian Schmidt cùng chia sẻ vinh dự này.

Tuy nhiên, kể từ đó, một câu đố mới về Vũ trụ đang mở rộng đã nảy sinh, và nhanh chóng trở thành vấn đề phức tạp nhất trong vũ trụ học hiện nay: Căng thẳng Hubble (Hubble tension).

Mô hình bánh mì nho khô của Vũ trụ đang mở rộng, nơi khoảng cách tương đối tăng lên khi không gian (bột) giãn nở. Hai hạt nho càng ở xa nhau, dịch chuyển đỏ quan sát được sẽ càng lớn vào thời điểm ánh sáng được nhận. Mối quan hệ giữa dịch chuyển đỏ và khoảng cách do Vũ trụ mở rộng dự đoán được chứng minh trong các quan sát, nhưng các phương pháp khác nhau để đo sự mở rộng vũ trụ lại đưa ra các kết quả khác biệt, không tương thích.

Căng thẳng Hubble nảy sinh từ việc có hai nhóm phương pháp cơ bản khác nhau để đo tốc độ Vũ trụ mở rộng hiện nay. Bạn có thể:

– Bắt đầu từ gần, bằng cách đo các ngôi sao trong thiên hà của chúng ta, sau đó đo cùng loại sao trong một thiên hà khác, rồi sử dụng một thuộc tính hoặc vật thể nào đó trong những thiên hà đó để mở rộng phạm vi đo tới Vũ trụ xa xôi.

– Hoặc bạn có thể bắt đầu từ xa, ngay sau Vụ Nổ Lớn, với một tín hiệu di tích ban đầu được in lên Vũ trụ, và sau đó đo xem tín hiệu di tích đó đã tiến hóa thế nào theo thời gian khi Vũ trụ mở rộng.

Phương pháp đầu tiên được gọi là thang khoảng cách, và thường đưa ra tốc độ mở rộng là 73 km/s/Mpc, với phương pháp chính xác nhất (có độ không chắc chắn thấp nhất) đạt đến độ chính xác ~1%. Trong khi đó, phương pháp thứ hai, gọi là phương pháp di tích ban đầu, đưa ra giá trị khoảng 67 km/s/Mpc, cũng với độ không chắc chắn chỉ ~1%.

Tuy nhiên, một nghiên cứu gần đây tuyên bố tìm được giá trị 68 km/s/Mpc cho tốc độ mở rộng khi sử dụng phương pháp thang khoảng cách; một kết quả dường như giải quyết căng thẳng Hubble bằng cách đưa các kết quả từ hai phương pháp khác nhau về sự tương thích. Tôi đã phân tích sâu vấn đề này (bạn có thể đọc phân tích đó tại đây), và kết luận rằng nghiên cứu này có một số lỗi quan trọng – các sai số hệ thống chưa được định lượng, thiên kiến trong chọn mẫu, kích thước mẫu nhỏ, – mà nó không giải quyết, và rằng căng thẳng Hubble vẫn mạnh như trước.

Tuy nhiên, khả năng chuyên môn của tôi để đánh giá vấn đề như vậy có giới hạn; tôi không phải là chuyên gia về vũ trụ học quan sát, mặc dù tôi biết khá nhiều người là chuyên gia. Với mục tiêu đó, tôi đã liên hệ với Adam Riess, nhà khoa học đoạt giải Nobel, người đã đồng ý tham gia một cuộc hỏi–đáp với tôi về chính chủ đề này. Đây là những gì chúng tôi đã trao đổi.

Hình ảnh từ Kính Viễn Vọng Không Gian Hubble này của một vùng trong thiên hà M100 cho thấy một lớp sao dao động được gọi là sao biến Cepheid. Mặc dù hiếm gặp, những ngôi sao này có mối quan hệ nội tại giữa chu kỳ dao động của chúng và độ sáng vốn có, cho phép chúng được sử dụng như những chỉ báo khoảng cách cực kỳ đáng tin cậy tới các thiên hà xa xôi.

Những phát hiện đầu tiên

Vào cuối những năm 1990 và đầu những năm 2000, hai tiến bộ quan trọng đã xảy ra trong vũ trụ học quan sát. Một trong số đó là, chủ yếu sử dụng các sao biến Cepheid, chúng ta đã có thể xác định chính xác tốc độ mở rộng của Vũ trụ: 72 km/s/Mpc, với độ không chắc chắn chỉ 8 km/s/Mpc, trái ngược hoàn toàn với hai quan điểm nổi bật lúc đó rằng tham số Hubble là 50–55 km/s/Mpc hoặc ~100 km/s/Mpc. Bạn có thể nói về mức độ to lớn của phát hiện đó, bao gồm ý nghĩa của nó đối với việc hiểu cách Vũ trụ mở rộng và những gì nó dạy chúng ta về quá khứ vũ trụ không?

Những năm 1990 thực sự đã mở ra kỷ nguyên Vũ trụ học chính xác. Kính Viễn Vọng Không Gian Hubble đã mang lại cho chúng ta một năng lực mới, khả năng quan sát từng ngôi sao biến Cepheid trong các thiên hà cách xa hàng chục megaparsec (30 – 60 triệu năm ánh sáng). Cepheid khi đó, và vẫn là, tiêu chuẩn vàng của công cụ đo khoảng cách. Hai nhóm đã dẫn đầu các nỗ lực đo tham số Hubble (tốc độ mở rộng của Vũ trụ), sử dụng Cepheid để xây dựng các thang khoảng cách giữa khu vực địa phương của chúng ta và không gian sâu mở rộng.

Đến cuối những năm 2000, độ không chắc chắn về tốc độ mở rộng của Vũ trụ, tham số Hubble, đã giảm hai phần ba: xuống còn khoảng 10%. Kết quả mới nằm ở giữa phạm vi trước đó và phù hợp với bức tranh mới đang phát triển của chúng ta về Vũ trụ. Nó đã dạy chúng ta rằng chúng ta đang sống trong một Vũ trụ thực sự già hơn những ngôi sao cổ nhất trong đó, điều mà có thể giờ đây nghe có vẻ hiển nhiên, nhưng không rõ ràng vào thời điểm đó.

Biểu đồ này minh họa bằng chứng áp đảo về sự tồn tại và mật độ của năng lượng tối, chỉ sử dụng các dữ liệu từ siêu tân tinh mà không gộp thêm các bằng chứng khác như cấu trúc lớn hay dữ liệu nền vi sóng vũ trụ. Dữ liệu gốc từ nghiên cứu của Riess năm 1998, được hiển thị dưới dạng các đường viền màu đen (tương ứng với mức độ tin cậy 68% và 95%). Cùng với đó là dữ liệu Pantheon từ năm 2018, thể hiện qua các đường xám và đỏ.

Năng lượng tối

Sử dụng các siêu tân tinh loại Ia ở khoảng cách xa, chúng ta đã xác định rằng tốc độ giãn nở của vũ trụ không tiếp tục chậm lại như thể vũ trụ chỉ chứa vật chất và bức xạ, mà thực tế tốc độ giãn nở đang tăng dần. Điều này chỉ ra sự hiện diện của một dạng năng lượng mới trong vũ trụ: năng lượng tối. Tôi biết rằng phải mất nhiều năm thu thập dữ liệu trước khi nhóm của anh đưa ra kết luận rằng có một loại năng lượng mới tồn tại. Anh có thể chia sẻ cảm giác ở hậu trường khi nhận ra dữ liệu không thể hòa hợp với mô hình vũ trụ chỉ có vật chất và bức xạ không?

Thành thật mà nói, điều đó thực sự đáng sợ. Các nhà khoa học vốn rất cẩn trọng – có cả triệu cách để đưa ra câu trả lời sai. Mặt khác, chỉ có rất ít cách để đưa ra câu trả lời đúng. Khi bạn làm điều gì đó chưa ai từng làm, không có sẵn câu trả lời phía sau để kiểm tra xem bạn đúng hay sai. Vì vậy, khi bạn đạt được một kết quả đáng ngạc nhiên như chúng tôi đã làm, điều đó thường có nghĩa là bạn đã sai ở đâu đó.

Tuy nhiên, nếu bạn quá hoài nghi và quyết định rằng mọi điều bất ngờ đều sai, bạn sẽ không thể khám phá bất kỳ điều gì mới mẻ. Vì vậy, chúng tôi đã dành rất nhiều thời gian kiểm tra lại công việc của mình cho đến khi biết rằng chúng tôi hoặc là đúng hoặc là sai vì một lý do đủ thú vị để công bố phát hiện của mình. Theo dõi dữ liệu thay vì niềm tin của bạn chính là cách mà những khám phá bất ngờ được thực hiện, và thật kinh ngạc khi nó vẫn giữ vững trong 25 năm qua.

Biểu đồ này hiển thị 1550 siêu tân tinh thuộc phân tích Pantheon+, được vẽ dựa trên độ sáng so với độ dịch chuyển đỏ. Dữ liệu siêu tân tinh, từ năm 1998 đến nay, đã chỉ ra rằng vũ trụ giãn nở theo cách cần có thứ gì đó vượt xa vật chất, bức xạ, và/hoặc độ cong không gian: một dạng năng lượng mới gọi là năng lượng tối. Các siêu tân tinh tuân theo đường dự đoán của mô hình vũ trụ học tiêu chuẩn, ngay cả với những siêu tân tinh loại Ia xa nhất và dịch chuyển đỏ cao nhất. Việc hiệu chỉnh mối quan hệ này mà không có sai số đáng kể là điều tối quan trọng.

Phản ứng trước các lý giải thay thế năng lượng tối

Trong thời gian qua, nhiều lời giải thích thay thế cho năng lượng tối – bao gồm dao động photon, bụi loại mới, và môi trường biến đổi cho các siêu tân tinh loại Ia – đã được đề xuất nhưng đều xung đột với dữ liệu cải tiến và toàn diện hơn. Ngày nay, chúng ta đã phát hiện hơn 1000 siêu tân tinh loại Ia ở nhiều khoảng cách khác nhau. Kết hợp với các phép đo tỷ lệ âm ở nhiều quy mô khoảng cách, những tập dữ liệu này tạo nên một trường hợp áp đảo cho sự hiện diện và dồi dào của năng lượng tối: một phát hiện đã giúp anh nhận Giải Nobel Vật Lý năm 2011. Trong chỉ một thế hệ, chúng ta đã chuyển từ việc không biết năng lượng tối tồn tại sang việc chấp nhận rộng rãi rằng nó là dạng năng lượng chiếm ưu thế trong vũ trụ. Là một phần của cuộc cách mạng này, cảm giác của anh thế nào?

Vũ trụ học luôn giải quyết những câu hỏi lớn, và thực sự là lớn nhất. Vũ trụ được tạo thành từ gì? Nó bắt đầu thế nào? Nó đã tồn tại bao lâu? Nó sẽ kết thúc thế nào? Những câu hỏi này đã tồn tại từ rất lâu khi tôi bắt đầu, và tôi không nghĩ chúng sẽ thay đổi. Vì vậy, tôi may mắn được chứng kiến một thời kỳ thực sự cách mạng trong lĩnh vực vũ trụ học. Hãy lấy phát hiện về năng lượng tối làm ví dụ, dạng năng lượng chiếm tới 70% vũ trụ của chúng ta. Chỉ một lần duy nhất trong lịch sử nhân loại chúng ta có thể thực sự khám phá ra phần lớn của vũ trụ! Đây cũng là thời kỳ mà khả năng quan sát vũ trụ của chúng ta được cải thiện nhiều nhất, từ kính viễn vọng không gian đến máy dò sóng hấp dẫn. Thật tuyệt vời khi được chứng kiến và là một phần của điều đó! Với tư cách là một nhà khoa học bước vào lĩnh vực này với sự tò mò vô hạn, đây và sẽ luôn là niềm đam mê của tôi khi theo đuổi câu trả lời cho những câu hỏi lớn lao như vậy.

Nếu năng lượng tối thực sự là một hằng số, như dữ liệu hiện tại chỉ ra, thì nó sẽ tiếp tục theo đường cong đỏ, dẫn đến kịch bản dài hạn thường được mô tả trên Starts With A Bang: cái chết nhiệt của vũ trụ. Tuy nhiên, nếu năng lượng tối có thể mạnh hơn, yếu đi, hoặc đảo ngược dấu theo thời gian, thì mọi giả định sẽ trở nên vô nghĩa, và các khả năng thay thế sẽ đột nhiên xuất hiện.

Tiềm năng năng lượng tối biến đổi

Như thường lệ, những khám phá mới và các phép đo cải tiến đã trả lời các câu hỏi cũ nhưng lại mở đường cho chúng ta đặt ra những câu hỏi sâu sắc hơn. Một khả năng hấp dẫn mà dữ liệu hiện nay cho thấy là năng lượng tối có thể không phải là một hằng số vũ trụ mà thực tế có thể đang tiến hóa. Là đồng phát hiện năng lượng tối, anh nghĩ sao về bằng chứng cho năng lượng tối biến đổi, và điều gì sẽ thuyết phục anh rằng năng lượng tối không sở hữu mật độ năng lượng không đổi?

Kết hợp tất cả các phép đo mà chúng ta có về nền vi sóng vũ trụ, siêu tân tinh, và cấu trúc lớn cho thấy năng lượng tối có thể đang giảm dần sức mạnh. Điều này có cảm giác giống như déjà vu bởi vì chúng ta nghĩ rằng điều tương tự có thể đã xảy ra sau Vụ Nổ Lớn, khi một dạng năng lượng tối đã làm vũ trụ phồng lên và sau đó mờ dần.

Tuy nhiên, ngưỡng tin cậy cho kết luận này vẫn chưa đạt được. Tin tốt là chúng ta không cần phải suy đoán quá nhiều vì dữ liệu đang chỉ ra điều này sắp được cải thiện đáng kể trong vài năm tới. Tôi có thể chờ điều đó. Ngoài ra, các kính viễn vọng không gian mới đang được triển khai – như Kính Viễn Vọng Không Gian Roman của NASA – sẽ cải thiện đáng kể bức tranh về năng lượng tối của chúng ta.

Biểu đồ này trình bày thang khoảng cách hoàn chỉnh sử dụng các sao biến Cepheid trong Dải Ngân Hà và Nhóm Địa Phương (góc dưới bên trái), đến các thiên hà chứa cả Cepheid và siêu tân tinh loại Ia (bảng giữa), đến các thiên hà siêu xa là nơi chứa các siêu tân tinh loại Ia (góc trên bên phải). Đây là thang khoảng cách hoàn chỉnh lớn nhất và toàn diện nhất từng được lắp ráp.

Tương phản tốc độ giãn nở vũ trụ

Một câu đố khác đã xuất hiện gần đây là hai loại phép đo khác nhau – một loại sử dụng thang khoảng cách vũ trụ bắt đầu từ gần đó và tiến dần đến khoảng cách lớn hơn, và một loại sử dụng dao động baryon - photon được ghi dấu trong vũ trụ sơ khai rồi theo dõi sự tiến hóa của chúng theo thời gian – đưa ra kết quả rất chính xác nhưng rất khác biệt về tốc độ giãn nở của vũ trụ hiện nay. Với phương pháp thang khoảng cách, giá trị này khoảng 73 km/s/Mpc, nhưng với phương pháp dấu tích sơ khai, chúng ta chỉ nhận được 67 km/s/Mpc. Cả hai tập hợp phép đo đều báo cáo độ không chắc chắn chỉ khoảng ~1% trên các giá trị của chúng, nhưng chúng khác biệt nhau khoảng ~9%. Anh nghĩ sự không khớp này nói lên điều gì về vũ trụ?

Nó đang nói với chúng ta rằng có điều gì đó chúng ta chưa hiểu. Chúng ta thường nói rằng khi bạn biết rõ điều gì đó, bạn biết nó trước và sau. Nhưng trong trường hợp này, khi chúng ta sử dụng sự hiểu biết của mình về vũ trụ để tiến hoặc lùi theo thời gian, chúng ta không thể làm cho các điểm đầu và cuối khớp nhau. Vấn đề này đã kéo dài cả thập kỷ và được gọi là căng thẳng Hubble.

Dù điều gì đang gây ra nó, nó không hiển nhiên đối với các nhà khoa học như tôi – những người thực hiện phép đo – hoặc các nhà lý thuyết – những người suy đoán và tính toán các cách mới để kết nối khởi đầu và trạng thái hiện tại của vũ trụ. Một số người xem đây là vấn đề. Tôi nghĩ rằng nếu chúng ta theo dõi dữ liệu, đây là một cơ hội học hỏi. Những câu đố như thế này chính là điều mà các nhà khoa học luôn hy vọng.

Chỉ sau khi giải quyết một số lượng lớn các vấn đề thống kê và hệ thống liên quan đến sao Cepheid và siêu tân tinh loại Ia, cũng như thu thập đủ các thiên hà chứa cả hai (hiện tại có 42), phương pháp thang khoảng cách mới có thể đưa ra tốc độ giãn nở khác biệt với kết quả từ các di tích cổ đại (ví dụ, dữ liệu từ vệ tinh Planck) theo ngưỡng năm sigma được ca ngợi – mức cần thiết để tuyên bố một phát hiện chắc chắn. Ngưỡng này đã được vượt qua vào năm 2022.

Vấn đề sai số trong đo lường

Trong nhiều năm qua, nhiều người – bao gồm cả tôi, tôi thừa nhận – đã đặt câu hỏi liệu sự khác biệt này có thể chỉ là kết quả của những sai số chưa được xác định trong việc thực hiện các phép đo thang khoảng cách, bao gồm:

– Đo thị sai của các loại sao cụ thể,

– Đo các loại sao tương tự trong các thiên hà lân cận,

– Sử dụng mẫu thiên hà (dù nhỏ) chứa cả các loại sao quan trọng này và cả siêu tân tinh loại Ia,

– Và suy luận khoảng cách đến các thiên hà lân cận đó.

Tuy nhiên, một số lượng lớn các nguồn sai số và sự bất định đã được cải thiện đáng kể trong những năm gần đây. Anh có thể chia sẻ về hành trình đi đến điểm mà chúng ta có thể cuối cùng tuyên bố rằng sự không khớp giữa các phương pháp đo tốc độ giãn nở khác nhau (thang khoảng cách so với di tích cổ đại) đã đạt đến tiêu chuẩn vàng về ý nghĩa thống kê không?

Trong thập kỷ qua, mức độ quan trọng của sự khác biệt này đã tăng lên. Cách đây 10 năm, khi dữ liệu CMB của Planck mới ra mắt, sự khác biệt này gấp đôi sai số, một ngưỡng mà chúng tôi gọi là sự tò mò. Sau vài năm quan sát thêm các thiên hà chứa siêu tân tinh với Hubble, nó trở thành ba lần sai số, thứ mà chúng tôi gọi là sự căng thẳng, từ đó có tên gọi căng thẳng Hubble.

Trong 5 năm gần đây, các phép đo cục bộ đã được cải thiện, nhờ vào nhiệm vụ Gaia của ESA (một bước tiến lớn trong đo thị sai), tăng gấp đôi mẫu siêu tân tinh của Hubble, nhiều khảo sát mới về các siêu tân tinh xa, và các kỹ thuật quan sát mới… Do đó, cách đây vài năm, sự khác biệt đã vượt ngưỡng năm lần sai số.

Đây là ngưỡng mà các nhà khoa học nói rằng Đây không phải là ngẫu nhiên, đã phát hiện ra điều gì đó! Song song đó, cộng đồng đã nỗ lực rất lớn để xem xét kỹ lưỡng các kết quả (như nên làm), lặp lại chúng, và kiểm tra xem liệu có bất kỳ vấn đề cụ thể nào trong các phép đo hay không. Hiện tại, căng thẳng Hubble rất rõ ràng và mạnh mẽ, trừ khi bạn sẵn sàng loại bỏ nhiều dữ liệu, chọn lọc nghiên cứu hoặc mẫu, đặt giả thiết về một vấn đề chưa biết (mà không có giả thuyết có thể kiểm chứng), hoặc đưa ra một kịch bản kỳ lạ hơn, rằng vũ trụ gần chúng ta khác biệt với phần còn lại. Tôi nghĩ rằng tất cả những điều này đều là những lựa chọn khoa học không tốt. Tôi nghĩ rằng vũ trụ thông minh hơn chúng ta, nên có lẽ tốt hơn là tin vào nó.

Phân tích năm 2023 về các phép đo tốc độ giãn nở bằng phương pháp thang khoảng cách, phụ thuộc vào mẫu nào, phân tích nào, và các chỉ số nào được sử dụng. Lưu ý rằng nhóm CCHP – nhóm duy nhất đạt được giá trị thấp về tốc độ giãn nở – chỉ báo cáo sự không chắc chắn thống kê, và hiện không định lượng các bất định hệ thống của họ. Có sự đồng thuận áp đảo rằng tốc độ giãn nở vào khoảng 73 km/s/Mpc khi sử dụng nhiều phương pháp thang khoảng cách khác nhau.

Phép đo thang số vũ trụ quan trọng

Một chủ đề phổ biến tái hiện trong các cuộc tranh luận về vũ trụ học qua thời gian là tầm quan trọng của việc có nhiều cách độc lập để thực hiện các phép đo quan trọng hoặc xác định một tham số của vũ trụ. Đối với phương pháp thang khoảng cách, có rất nhiều cách để kết nối từ các ngôi sao trong thiên hà của chúng ta (được đo tốt nhất qua thị sai) đến các ngôi sao trong các thiên hà lân cận, bao gồm sao RR Lyrae, sao biến Cepheid, hoặc các ngôi sao ở các giai đoạn tiến hóa sao khác nhau, chẳng hạn như sao khổng lồ đỏ hoặc sao nhánh khổng lồ tiệm cận.

Tương tự, việc sử dụng siêu tân tinh loại Ia (bao gồm cả việc sử dụng mẫu Pantheon+ hay Carnegie), các dao động độ sáng bề mặt, hoặc các tính chất khác của thiên hà đều nên dẫn đến cùng kết quả. Nhiều nhà nghiên cứu, bao gồm cả anh, đã lặp đi lặp lại chỉ ra, bao gồm cả trong bài báo gần đây nhất của anh, rằng tất cả các phương pháp này đều dẫn đến cùng một câu đố: tốc độ giãn nở 73 km/s/Mpc, vẫn không nhất quán với phương pháp di tích cổ đại cho ra 67 km/s/Mpc. Theo anh, việc tất cả các bằng chứng đều chỉ ra cùng một kết luận cho thấy điều gì?

Rất hữu ích khi có nhiều cách để thực hiện một phép đo quan trọng. Tuy nhiên, tôi muốn có một vài phương pháp tốt hơn là nhiều phương pháp tệ. Cách đây 50 năm, vấn đề là chúng ta có nhiều phương pháp kém nên ai cũng có thể nhìn thấy bất cứ điều gì họ muốn trong dữ liệu, một tình huống chúng tôi gọi là xác nhận định kiến.

Ngày nay, tình hình tốt hơn vì dữ liệu đã sắc nét hơn và chúng ta có thể kiểm tra từng phần, thay vì phải chấp nhận tất cả hoặc không gì cả.

Richard Feynman từng khuyên rằng hãy cải thiện các phép đo những gợi ý và chúng sẽ biến mất (ngẫu nhiên) hoặc trở nên mạnh mẽ hơn để tiết lộ điều gì đó thú vị. Thực tế rằng bằng chứng đã liên tục tăng lên cho thấy chúng ta đang nhìn thấy điều gì đó thú vị trên bầu trời hơn là bất kỳ sai số rõ ràng hay phép đo tệ nào. Đây là thời điểm tốt để tò mò.

Biểu đồ này thể hiện độ sáng thiên văn (trục y) so với chu kỳ Cepheid (trục x) của các sao biến thiên Cepheid trong Đám Mây Magellan Lớn (trái) và Nhỏ (phải). Các sao này được hiển thị trong hai chỉ số Weisenheit (trên) và ba bộ lọc của Hubble (dưới) cho từng loại. Sau khi loại bỏ các ngoại lệ (ký hiệu x nhỏ), các quan hệ chu kỳ–độ sáng (đường liền nét) được xác định.

Đặc điểm chuẩn hóa của Cepheid và siêu tân tinh loại Ia

Một trong những đặc điểm chính của cả Cepheid và siêu tân tinh loại Ia là chúng được xem là chuẩn hóa, nơi chúng ta có thể đo các thuộc tính dễ quan sát (như thời gian sáng–mờ hoặc thời gian suy giảm độ sáng từ đỉnh) và sử dụng thông tin đó để suy ra độ sáng nội tại của đối tượng. Nếu bạn biết độ sáng nội tại của một bóng đèn và đo độ sáng mà mắt bạn thấy, bạn có thể tính được khoảng cách. Tuy nhiên, nếu bạn không biết độ sáng nội tại, bạn sẽ phải đối mặt với sai số và bất định do không hiểu rõ các đối tượng mà bạn quan sát. Các kỹ thuật dựa vào sao tại đầu nhánh khổng lồ đỏ hoặc sao trên nhánh khổng lồ tiệm cận có ít được chuẩn hóa hơn so với Cepheid không? Nếu đúng, câu hỏi nào cần được trả lời trước khi chúng ta có thể tin tưởng vào khoảng cách suy ra từ các phương pháp này?

Bước đột phá lớn của Henrietta Leavitt cách đây một thế kỷ là nhận ra rằng chu kỳ thay đổi độ sáng của Cepheid tương quan chặt chẽ với độ sáng của chúng. Vì vậy, khi chúng ta thấy một ngôi sao vàng sáng, thay đổi độ sáng đều đặn trong vài tuần hoặc vài tháng, chúng ta tự động biết đó là sao Cepheid và biết độ sáng của nó với độ chính xác khoảng 3% mỗi sao (đã được chứng minh trong Ngân Hà hoặc Đám Mây Magellan). Điều này đòi hỏi nhiều quan sát qua thời gian, nhưng phần thưởng là chúng ta biết chính xác loại sao và độ sáng mà chúng ta đang quan sát, khiến chúng trở thành các nến chuẩn tuyệt vời.

Cepheid cũng là một trong những ngôi sao sáng nhất, vì vậy chúng ta có thể quan sát chúng ở khoảng cách xa nhất để đạt tới các thiên hà chứa siêu tân tinh loại Ia. Một số lựa chọn thay thế là quần thể chuẩn — những ngôi sao trong một vùng duy nhất của không gian màu và độ sáng, cho biết chúng ở cùng một trạng thái tiến hóa và do đó có độ sáng tương tự. Trên thực tế, quần thể chuẩn có thể là sự pha trộn giữa quần thể mục tiêu và các yếu tố gây nhiễu.

Đối với quần thể sao tại đầu nhánh khổng lồ đỏ, yếu tố gây nhiễu chính là các sao trên nhánh khổng lồ tiệm cận, có thể mờ hơn hoặc sáng hơn đầu nhánh, tạo ra một đầu nhánh mờ nhạt. Các thuật toán thông minh vẫn có thể tách được đầu nhánh. Các sao giàu carbon trên nhánh khổng lồ tiệm cận cũng là một quần thể chuẩn đầy hứa hẹn, nhưng độ sáng của quần thể này thay đổi theo các thuộc tính bán kính của thiên hà (có thể là kim loại và tuổi) khiến việc so sánh chúng táo với táo giữa các thiên hà trở nên thách thức. Ngay cả ở bán kính cố định, quần thể này có một phạm vi sai lệch [ghi chú của ES: cho thấy một mức bất định lớn hơn] nhiều lần so với Cepheid.

Tôi nghĩ rằng công việc tương lai sẽ tập trung vào việc tách lúa khỏi trấu trong các quần thể này thông qua nghiên cứu biến thiên để làm chúng rõ ràng hơn và nhất quán hơn giữa các thiên hà. Điều trớ trêu là điều này có thể khiến chúng trở nên tốn kém hơn khi quan sát, giống như các sao biến thiên Cepheid, nhưng điều đó sẽ đáng giá.

Biểu đồ này cho thấy cách các lựa chọn mẫu dữ liệu trong thang đo khoảng cách ảnh hưởng đến cả giá trị trung bình (các điểm dữ liệu) và mức độ bất định (kích thước của các thanh sai số) đối với nhiều thiên hà khác nhau. Một số thiên hà có dữ liệu từ JWST, một số chỉ có dữ liệu từ Hubble; một số có sao Cepheid và một số có sao trên nhánh khổng lồ tiệm cận; một số được chọn bởi nhóm CCHP và một số bởi nhóm SH0ES, v.v. Các bất định nhỏ nhất đến từ các nghiên cứu sử dụng đầy đủ tập dữ liệu.

Ảnh hưởng của kích thước mẫu đến kết quả phân tích

Một điểm thú vị trong bài báo gần đây nhất của bạn là nếu một nhóm (ví dụ như nhóm SH0ES) giới hạn bản thân vào mẫu nhỏ các thiên hà được sử dụng trong nghiên cứu của CCHP, họ cũng sẽ đưa ra giá trị thấp cho tốc độ giãn nở của Vũ trụ: khoảng 69 km/s/Mpc. Điều này cho chúng ta biết gì về độ tin cậy của các sao trên nhánh khổng lồ tiệm cận, và điều này có cho chúng ta biết gì về tầm quan trọng của việc không chỉ có thêm nhiều thiên hà trong mẫu dữ liệu, mà còn các thiên hà ở nhiều khoảng cách khác nhau (bao gồm cả khoảng cách lớn hơn) trong bất kỳ phân tích thang đo khoảng cách nào?

Vấn đề là các siêu tân tinh loại Ia không hoàn toàn chuẩn, vì vậy ngay cả sau khi chúng ta hiệu chỉnh một, chúng ta vẫn mong đợi nó đánh giá quá cao hoặc thấp trung bình khoảng 15%. Điều này trực tiếp chuyển thành sai lệch khi ước tính hằng số Hubble. Vì vậy, chúng ta cần hiệu chỉnh nhiều siêu tân tinh để giảm bất định thông qua trung bình hóa. Đến năm 2022, Hubble đã hiệu chỉnh được 42 thiên hà chứa cả Cepheid và siêu tân tinh loại Ia, mất gần 20 năm để thu thập. Vì JWST còn mới, các mẫu siêu tân tinh mà nó đã hiệu chỉnh vẫn còn nhỏ, chỉ khoảng 7–10, điều này sẽ tạo ra những dao động lớn trong việc ước tính hằng số Hubble.

Tin tốt là Hubble đã hiệu chỉnh tất cả các siêu tân tinh này, vì vậy chúng ta có thể dự đoán kích thước và hướng của từng sự khác biệt mẫu nhỏ. Trong trường hợp mẫu JWST của CCHP, Hubble dự đoán giá trị khoảng 70 km/s/Mpc, rất giống với những gì họ tìm thấy với JWST. Tuy nhiên, như chúng tôi đã chỉ ra trong một bài báo mới, một mẫu JWST lớn hơn được tạo ra bằng cách kết hợp các chương trình JWST (của chúng tôi, CCHP, các nhóm khác) giúp giảm dao động, hiện tượng gọi là quay về giá trị trung bình.

Mẫu kết hợp gần như là tất cả các siêu tân tinh loại Ia được đo bởi Hubble, 16 trên 17, trong phạm vi 25 Mpc, và kết quả là 72,6 km/s/Mpc (trong khi Hubble đạt 72,8 km/s/Mpc cho cùng một tập). Vì vậy, cho đến nay, Hubble và JWST cùng với các phương pháp đo khoảng cách khác nhau đều thống nhất. Mặc dù tôi cũng mong muốn như bất kỳ ai khác để tìm ra giải pháp cho sự bất đồng này, tôi không nghĩ rằng chúng ta nên chỉ ra một dao động thấp do mẫu nhỏ, đặc biệt là một dao động dường như có thể dự đoán được, như là bằng chứng cho bất kỳ thay đổi nào trong trạng thái của sự căng thẳng Hubble. Điều quan trọng là luôn so sánh táo với táo, ngay cả khi táo ở đây là các ngôi sao.

Biểu đồ này so sánh giá trị của H0, hoặc tốc độ giãn nở ngày nay, được suy ra từ các Cepheid và các điểm neo của kính viễn vọng không gian Hubble, cũng như từ các tập hợp con của Cepheid (hoặc các loại sao khác) và các điểm neo của JWST. Một so sánh với kết quả từ Planck, sử dụng phương pháp dấu tích sớm thay vì phương pháp thang đo khoảng cách, cũng được hiển thị.

Vai trò của các nhà nghiên cứu trẻ trong ngành vũ trụ học quan sát

Cuối cùng, như một câu hỏi thêm, tôi nghĩ điều quan trọng là phải nhấn mạnh vai trò của các nhà nghiên cứu trẻ, những người đang đóng góp vô cùng quan trọng cho lĩnh vực đang phát triển mạnh này của vũ trụ học quan sát, trong các cộng tác khác nhau. Có ai đó mà bạn muốn vinh danh để cộng đồng rộng lớn hơn nhận thức được rằng đây là kết quả của sự hợp tác giữa rất nhiều nhà nghiên cứu từ khắp nơi trên thế giới, những người đang cùng nhau cố gắng giải quyết một trong những bí ẩn lớn nhất của vũ trụ hiện đại không?

Tôi muốn công nhận công lao của rất nhiều người đã đẩy nhanh tiến độ trong các nghiên cứu này. Đầu tiên và quan trọng nhất là những người đã dành nhiều năm, thậm chí nhiều thập kỷ để đưa JWST trở thành hiện thực. Tôi cũng muốn vinh danh các cộng tác viên của tôi trong nhóm SH0ES, và đặc biệt là các thành viên trẻ nhất, bao gồm Siyang Li, Gagandeep Anand, Louise Breuval, và Yukei Murakami, cùng các đồng nghiệp của tôi trong nhóm CCHP, đội kính viễn vọng không gian Hubble, và trong cộng đồng vũ trụ học. Hành trình vẫn tiếp tục…