Bình minh vũ trụ
Những câu hỏi lớn về vũ trụ sơ khai sau vụ nổ Big Bang
Vũ trụ được hình thành khoảng 14 tỉ năm trước. Ban đầu Vũ trụ rất nóng bao gồm các hạt cơ bản, và nguội dần khi nó giãn nỡ rất nhanh. Khoảng 400 ngàn năm sau Vụ nổ Big Bang, khi nhiệt độ khoảng vài nghìn độ, các hạt electron và proton lúc này có thể kết hợp được với nhau tạo nên nguyên tử Hydrogen trung hoà của Vũ trụ. Lúc này Vũ trụ trở nên trong suốt và bước vào thời kì tăm tối, không có nguồn sáng nào khác ngoài các bức xạ tàn dư từ vụ nổ Big Bang.
Trải qua hàng trăm triệu năm, các đám mây phân tử khí Hydrogen bắt đầu co lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn của chính nó. Trong quá trình co lại, nhiệt độ của đám mây tăng lên. Khi trong lõi của đám mây nhiệt độ đạt tới hàng triệu độ, phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra theo một chu trình phức tạp tạo nên nguyên tố Helium. Các ngôi sao đầu tiên, các thiên hà đầu tiên ra đời. Ánh sáng từ các ngôi sao bắt đầu thắp sáng đêm trường tăm tối. Đây thực sự là một thời điểm quan trọng của Vũ trụ. Không chỉ có vậy, bức xạ từ các sao bắt đầu ion hoá các nguyên tử Hydrogen trung hoà ở xung quanh các sao, xung quanh môi trường giữa thiên hà. Bán kính của vùng khí Hydrogen bị ion hoá này như các bong bóng lớn dần theo thời gian. Vũ trụ dần dần chuyển sang trạng thái bị ion hoá như hiện nay (Hình 1).
Hình 1. Lịch sử tiến hoá của Vũ trụ. Trục hoành hiển thị theo thời gian (trên) hay theo dịch chuyển đỏ (dưới).
Bức tranh chung về lịch sử tiến hoá của Vũ trụ có thể mô tả tương đối đơn giản như vậy. Tuy nhiên đây vẫn là mô hình lí thuyết và dựa vào các phỏng đoán. Tìm kiếm các vật thể đầu tiên của Vũ trụ mới thực sự giúp đưa ra câu trả lời. Dựa trên các dữ liệu quan sát từ phổ của các quasar (một thiên thể cực xa và cực sáng, với dịch chuyển đỏ rất lớn) ở xa, người ta tìm thấy rằng khoảng một tỉ năm sau Vụ nổ Big Bang, Vũ trụ hoàn thành sự chuyển pha quan trọng từ Vũ trụ trung hoà sang Vũ trụ tái ion hoá như hiện nay. Có rất nhiều câu hỏi quan trọng còn bỏ ngỏ. Các sao đầu tiên, các thiên hà đầu tiên được hình thành khi nào và như thế nào? Ở quy mô lớn của Vũ trụ, các nguồn đóng góp vào quá trình tái ion hoá Vũ trụ sơ khai, là các thiên hà, hay là các quasar? Thiên hà cũng có nhiều loại với đủ các hình dạng và chủng loại, loại nào tham gia đóng góp chính? Liệu rằng số lượng chúng có đủ để ion hoá Vũ trụ hay không? Các mô hình lí thuyết và mô phỏng đã giúp chúng ta hình dung đại khái bức tranh chung nhưng rõ ràng để trả lời các câu hỏi này, cần những dữ liệu quan sát từ những kính thiên văn cung cấp manh mối. Ở Việt Nam, có một nơi đang nghiên cứu những vấn đề để góp phần trả lời những câu hỏi như vậy, đó là Phòng Vật lí Thiên văn và Vũ trụ, Trung tâm Vũ trụ Việt Nam.
Tìm kiếm các vật thể cổ xưa trong Vũ trụ
Việc truy tìm các vật thể xa nhất từng biết đến của Vũ trụ bắt đầu từ sau những năm 1950 khi một số kính thiên văn lớn trên mặt đất có đường kính vài mét đi vào hoạt động. Lưu ý rằng chúng ta đang sống trong một Vũ trụ giãn nở, khoảng cách giữa các thiên hà ngày một lớn dần theo thời gian. Vận tốc dịch chuyển ra xa của thiên hà lại tỉ lệ với khoảng cách tới chúng. Bức xạ thu được từ các thiên hà ở xa bị dịch chuyển về phía vùng bước sóng dài hơn (dịch chuyển về phía đỏ). Thông qua đo độ dịch chuyển đỏ này có thể xác định được khoảng cách tới chúng. Tín hiệu được truyền đi với vận tốc ánh sáng nhưng do khoảng cách tới các thiên hà ở xa rất lớn, tín hiệu của chúng cũng mất hàng tỉ năm để tới Trái đất. Các kính thiên văn thực sự là các cỗ máy thời gian giúp chúng ta nhìn lại quá khứ của Vũ trụ. Nếu đo được dịch chuyển đỏ có thể biết được thiên hà này đang ở thời điểm nào trong quá khứ. Hay nói cách khác, càng tìm được các vật thể ở xa, càng gần hơn về thời kì sơ khai của Vũ trụ. Ngày nay chúng ta đã tìm thấy các thiên hà hình thành vài trăm triệu năm sau Vụ nổ Big Bang, nghĩa là giai đoạn Vũ trụ còn rất non trẻ, tuổi của nó chỉ cỡ vài phần trăm so với tuổi hiện nay. Tất nhiên, tín hiệu từ các thiên hà giảm rất nhanh, theo quy luật bình phương khoảng cách và trong một Vũ trụ đang giãn nở, do đó càng xa chúng càng mờ nhạt và vô cùng khó để phát hiện.
Sự hình thành và tiến hoá của thiên hà là một quá trình kéo dài nhiều tỉ năm, trong thời gian tồn tại ngắn ngủi của loài người việc dõi theo một thiên hà riêng lẻ là không thể. Tuy nhiên nếu thu thập dữ liệu cả ngàn thiên hà khác nhau, và mỗi thiên hà trong số chúng đang ở những giai đoạn tiến hoá khác nhau, có thể giúp chúng ta tổng hợp được bức tranh về sự tiến hoá của thiên hà nói chung. Thêm nữa, mỗi thiên hà ở mỗi giai đoạn quá khứ khác nhau, sẽ tiết lộ những thông tin chi tiết và phong phú về lịch sử Vũ trụ.
Theo thời gian với sự ra đời của các kính thiên văn mới cả trên mặt đất lẫn trong không gian, kính to hơn, nhạy hơn, bao phủ rộng hơn các vùng bước sóng khác nhau từ gamma, X-ray, quang học, hồng ngoại, vô tuyến, khiến cuộc đua tranh tìm kiếm các vật thể xa nhất trong Vũ trụ ngày càng sôi động, thúc đẩy và liên tục mở rộng giới hạn hiểu biết về Vũ trụ của loài người. Có thể kể đến một số kính thiên văn nổi bật như Keck, VLT, Hubble, JWST, Herschel, ALMA.
Kỹ thuật Lyman – break
Để phát hiện các thiên hà ở xa người ta sử dụng một kĩ thuật khá đơn giản và hiệu quả, dựa trên tính chất của nguyên tử Hydrogen, loại nguyên tố phổ biến chiếm phần lớn trong Vũ trụ, có mặt ở khắp nơi, trong môi trường không gian giữa các sao, thậm chí trong môi trường không gian giữa các thiên hà. Nguyên tử này có đặc tính quan trọng là hấp thụ bức xạ có bước sóng ngắn vùng tử ngoại (UV). Với một thiên hà ở rất xa, sự hấp thụ trong phổ ở vùng bước sóng UV của chúng bị dịch chuyển về phía các bước sóng dài hơn (dịch chuyển đỏ). Các kính thiên văn đều được trang bị các bộ lọc màu khác. Những bộ lọc này tương ứng cho phép ánh sáng với màu sắc hay dải tần số đặc trưng đi qua. Chỉ với vài ba bộ lọc bước sóng cơ bản như vậy người ta quan sát ảnh của các đối tượng ở xa, nếu ảnh của thiên hà đột nhiên biến mất ở các bộ lọc bước sóng ngắn, đó chính là các thiên hà ở rất xa. Vì khác với các thiên hà ở gần, tín hiệu của chúng xuất hiện ở tất cả các bộ lọc. Việc tìm hình ảnh của thiên hà biến mất ở bộ lọc màu nào còn cho phép ước lượng dịch chuyển đỏ của thiên hà đó, hay khoảng cách tới chúng, hay khoảng thời gian nhìn ngược về quá khứ.
Kĩ thuật này được dùng rất phổ biến, gọi là kỹ thuật Lyman – break, và các đối tượng phát hiện theo cách này gọi là thiên hà Lyman – break (Hình 2).
Hình 2. Kính thiên văn Hubble và dự án Hubble trường nhìn sâu đã tạo đột phá trong việc khám phá các thiên hà ở rất xa chưa từng biết đến thời điểm đó
Tuy vây, độ dịch chuyển đỏ của các thiên hà xác định bởi phương pháp này không thực sự chính xác.
Kỹ thuật Lyman – alpha
Để đo chính xác dịch chuyển đỏ người ta phải sử dụng các máy quang phổ hiện đại như MUSE (Multi-unit Spectroscopic Explorer) được lắp trên kính thiên văn VLT (Very Large Telescope). Khi này tìm kiếm các thiên hà ở xa dựa trên vạch phát xạ của nguyên tử Hydrogen – vạch Lyman alpha: đây là một trong những vạch phát xạ có cường độ mạnh nhất trong các thiên hà (Hình 3).
Hình 3. Trái: Kính thiên văn James Webb. Phải: Một thiên hà phát xạ vạch Lyman alpha được phát hiện gần đây nhờ phổ cung cấp bởi kính thiên văn James Webb (Bunker et al. 2023) ở dịch chuyển đỏ z=10.6 khi Vũ trụ khoảng hơn 400 triệu năm tuổi. Phát hiện này gây bất ngờ, người ta không hi vọng phát hiện ra nó khi tuổi Vũ trụ nhỏ hơn 1 tỉ năm, vì Lyman alpha là vạch bị hấp thụ mạnh bởi Hydrogen trung hòa xung quanh thiên hà trong Vũ trụ sơ khai. Phổ của các quasar ở xa trước đó cho chúng ta biết Vũ trụ nhỏ hơn 1 tỉ năm tuổi gồm phần lớn Hydrogen trung hoà
Các thiên hà được phát hiện theo cách này gọi là các thiên hà phát xạ vạch Lyman – alpha. Cùng với thiên hà phát hiện theo kĩ thuật Lyman – break, chúng được gọi chung là các thiên hà hình thành sao, và đóng vai trò quan trọng trong việc thắp sáng và tái ion hoá Vũ trụ sơ khai.
Phổ của các thiên hà ở xa cung cấp lượng thông tin rất giàu có về đối tượng quan sát, chi tiết hơn rất nhiều so với các bộ lọc màu. Các vạch phổ như của nguyên tử Hydrogen, hay Oxygen, Carbon, v.v., dễ dàng được xác định. Tuy vậy, do tín hiệu bị phân tách khi đi qua máy quang phổ, nên đo phổ của các thiên hà ở xa đòi hỏi thời gian quan sát rất lâu và sẽ khó thuyết phục được các nhà bình duyệt khó tính nếu muốn sử dụng các kính thiên văn lớn để tìm các nguồn mang tính rủi ro cao mà không có manh mối nào trước đó.
Để tìm kiếm và nghiên cứu các thiên hà ở xa, có thể sử dụng kính thiên văn lớn quan sát một khoảng trời nhỏ với thời gian rất lâu nhằm phát hiện những vật thể mờ nhạt nhất. Năm 2012, một đề xuất phiêu lưu sử dụng kính thiên văn không gian Hubble quan sát một vùng trống của bầu trời, có kích thước chỉ khoảng 1/10 bề mặt của Mặt trăng, trong thời gian hơn hai tuần. “Không có gì” đặc biệt được biết trước đó trong vùng trời này, và những đề xuất quan sát dạng này có thể ngay lập tức bị xếp vào loại ngốc nghếch, gây lãng phí thời gian trên một trong những thiết bị đắt tiền bậc nhất và có tính cạnh tranh cao nhất!
Thật bất ngờ, đề xuất này lại được chấp nhận thời điểm đó (các nhà bình duyệt thời gian sử dụng kính thiên văn đôi khi bớt khó tính hơn trong chốc lát). Kết quả của nó còn gây kinh ngạc hơn cho cộng đồng, trong một khoảng trời nhỏ bé như thế chứa hàng ngàn các thiên hà khác nhau với đủ chủng loại, kích cỡ, màu sắc (Hình 2). Điều đó hàm ý rằng thiên hà có thể xuất hiện ở mọi ngóc ngách của Vũ trụ, miễn là có thể quan sát đủ lâu. Vật thể xa nhất được phát hiện có dịch chuyển đỏ cỡ 12, nghĩa là Vũ trụ lúc đó rất trẻ, chỉ khoảng 4% tuổi so với hiện nay. Tác động của dự án này đã mở rộng tầm hiểu biết của loài người về các thiên hà nói chung và về Vũ trụ sơ khai.
Phát hiện vật thể ở xa nhờ thấu kính hấp dẫn mạnh
Có một cách tiếp cận khác để phát hiện các thiên hà ở xa, thông qua hiện tượng thấu kính hấp dẫn mạnh. Đây là hệ quả trực tiếp của thuyết tương đối rộng của Einstein: ánh sáng bị bẻ cong trong trường hấp dẫn. Sự bẻ cong càng mạnh khi tia sáng hay bức xạ điện từ của vật thể ở xa đi càng gần vật thể có khối lượng lớn (Hình 4).
Hình 4. Minh hoạ hiệu ứng thấu kính hấp dẫn mạnh bẻ cong tia sáng.
Sự bẻ cong này khiến vật thể xuất hiện ở vị trí khác so với vị trí thực của nó tạo nên hiệu ứng ảo ảnh và tập trung tia sáng. Nhờ hiệu ứng tập trung tia sáng này mà tín hiệu có thể được khuếch đại lên nhiều lần, dễ dàng hơn trong việc phát hiện các thiên hà mờ nhạt ở xa. Hay nói cách khác, thấu kính hấp dẫn mạnh như một kính thiên văn của tự nhiên giúp tìm kiếm các vật thể mà trong điều kiện bình thường khó có thể được quan sát được.
Tận dụng lợi thế này, kính thiên văn có thể dò tìm sâu xa hơn vào các ngóc ngách của Vũ trụ. Một trong những bức ảnh đầu tiên được kính thiên văn không gian James Webb chụp (Hình 5), công bố tháng 7 năm 2022 là về cụm thấu kính hấp dẫn SMACS 0723 là một ví dụ: một cụm các thiên hà đóng vai trò thấu kính hấp dẫn bẻ cong tín hiệu của các thiên hà ở rất xa, tạo nên ảnh ấn tượng của các vòng cung, các vệt mờ, hay nhiều ảnh của cùng một nguồn xuất hiện trong bức ảnh này. Phòng Vật lí thiên văn và Vũ trụ tại Trung tâm Vũ trụ Việt Nam sử dụng cách tiếp cận thứ hai này để nghiên cứu các thiên hà thời kì đầu Vũ trụ.
Hình 5. Ảnh chụp bởi James Webb cụm thiên hà thấu kính hấp dẫn SMACS 0723. Các vật thể màu trắng thuộc thiên hà thấu kính hấp dẫn, các vật thể màu đỏ là các thiên hà ở rất xa, với ảnh bị bẻ cong khi tín hiệu đi gần cụm thiên hà thấu kính chắn giữa chúng với người quan sát từ Trái đất. Có nhiều vật thể được tìm thấy trong bức ảnh này khi Vũ trụ đang ở giai đoạn đầu < 10% tuổi của nó so với hiện nay
Các nguồn tái ion hoá Vũ trụ sơ khai
Quay trở lại vấn đề đặt ra ở phần đầu, về các nhân tố đóng vai trò tái ion hoá Vũ trụ sơ khai. Các dữ liệu quan sát gần đây dần dần cho thấy, các thiên hà đang có hoạt động hình thành sao, các thiên hà Lyman – break và thiên hà phát xạ vạch Lyman – alpha, đóng vai trò chính trong quá trình này. Liệu số lượng các thiên hà hình thành sao dạng này có đủ để tái ion hoá Vũ trụ sơ khai? Việc xác định mật độ các thiên hà trong một đơn vị thể tích của Vũ trụ theo hàm của độ trưng [TTT(VQ1] và theo hàm của thời gian sẽ giúp trả lời câu hỏi đó.
Hai nghiên cứu với tập mẫu lớn nhất, khảo sát tới vùng độ trưng mờ nhạt nhất cho tới hiện tại là nghiên cứu của Bouwens và cộng sự (2022) cho các thiên hà Lyman – break và Thai et al. (2023) cho các thiên hà phát xạ vạch Lyman – alpha (Hình 6). Nghiên cứu sau được thực hiện bởi Phòng Vật lí thiên văn Vũ trụ, Trung tâm Vũ trụ Việt Nam, hợp tác với Viện thiên văn ở Marseille, trong khuôn khổ một luận án tiến sĩ đồng hướng dẫn giữa hai viện, sử dụng dữ liệu quan sát của 17 cụm thấu kính hấp dẫn quan sát bởi máy phổ kế đa vật thể MUSE lắp đặt trên kính thiên văn VLT. Các nghiên cứu này cho thấy, mật độ các thiên hà hình thành sao quan sát được là đủ để cung cấp lượng photon cần thiết để ion hoá hoàn toàn Vũ trụ sơ khai khoảng một tỉ năm trước. Các thiên hà phát xạ vạch Lyman – alpha đóng góp quan trọng giúp Vũ trụ hoàn thành quá trình chuyển pha từ trung hoà sang bị ion hoá quan trọng này.
Hình 6. Mật độ của thiên hà hình thành sao trong một đơn vị thể tích Vũ trụ theo hàm của độ trưng cho thiên hà dạng Lyman – break (trái, Bouwwens et al. 2022) và thiên hà phát xạ vạch Lyman – alpha (phải, Thai et al. 2023). Đây là hai khảo sát sâu nhất hiện có cho hai loại thiên hà hình thành sao đặc trưng. Chúng chỉ ra hai kết quả quan trọng: i) số lượng các thiên hà tăng theo độ trưng mờ nhạt của chúng, càng mờ nhạt thì càng nhiều, và ii) số lượng các thiên hà giảm theo thời gian nhìn ngược về quá khứ. Phòng Vật lí thiên văn và Vũ trụ, Trung tâm Vũ trụ Việt Nam đóng góp ở nghiên cứu cho loại thiên hà hình bên phải, thiên hà phát xạ vạch Lyman alpha
Các thiên hà thời kì đầu của Vũ trụ, giống và khác gì so với các thiên hà hiện nay như Ngân Hà? Có khoảng 100 tỉ sao trong Ngân Hà, tuy vậy tốc độ hình thành sao trung bình chỉ cỡ một sao mới được hình thành mỗi năm. Các thiên hà thời kì đầu Vũ trụ có tốc độ hình thành sao lớn hơn nhiều (lớn hơn gấp cả trăm tới ngàn lần). Hoạt động hình thành sao ở các thiên hà là một thông tin quan trọng đóng góp vào lịch sử tiến hoá của chúng. Mỗi thiên hà có khối lượng khác nhau, tốc độ hình thành sao cũng khác nhau. Có mối tương quan giữa tốc độ hình thành sao và khối lượng của sao trong thiên hà đó. Khối lượng sao của thiên hà càng lớn thì tốc độ hình thành sao của nó càng cao. Nhờ hiệu ứng thấu kính hấp dẫn mạnh bởi cụm các thiên hà, chúng tôi có thể khảo sát và chỉ ra rằng mối tương quan đó tiếp tục được duy trì ở các thiên hà có khối lượng sao nhỏ hơn tới hàng chục lần so với các nghiên cứu trước đó (Hình 7). Nghiên cứu này mới được công bố năm 2024, và được tài trợ bởi Quỹ đổi mới sáng tạo Vingroup (VinIF).
Hình 7. Mối tương quan giữa tốc độ hình thành sao (trục tung) và khối lượng sao của thiên hà hình thành sao được khảo sát tới giới hạn thấp hơn khoảng 10 lần so với các nghiên cứu trước đó. (Goovaerts et al. 2024).
Tỉ lệ thoát của các photon Lyman – alpha ở các thiên hà phát xạ vạch này cũng là một thông tin quan trọng: càng nhiều photon này thoát ra thì đóng góp của thiên hà đó vào quá trình tái ion hoá Vũ trụ càng cao. Tuy nhiên cũng không dễ để các photon này thoát ra bởi chúng có thể dễ dàng bị hấp thụ bởi bụi trong thiên hà. Rõ ràng với các thiên hà thời kì đầu Vũ trụ, có tương đối ít thời gian để tiến hoá so với các thiên hà hiện nay, nên lượng bụi trong thiên hà được kì vọng cũng có ít hơn. Do đó, tỉ lệ thoát của các photon Lyman – alpha sẽ tăng dần khi ngược về quá khứ. Tuy nhiên chỉ đến nay khi các thiên hà phát xạ vạch Lyman – alpha được phát hiện đủ nhiều, phỏng đoán lí thuyết này mới có thể đo đạc và xác nhận cụ thể. Dựa vào mật độ của hai loại thiên hà hình thành sao Lyman – break và Lyman – alpha vừa được đo đac, chúng tôi tìm cách xác định tỉ lệ thoát của photon Lyman – alpha ra khỏi các thiên hà đó. Kết quả bước đầu cho thấy có sự tăng nhẹ của tỉ lệ thoát photon Lyman alpha theo hàm của thời gian trở về quá khứ. Các phép đo này còn có sai số rất lớn, và hi vọng sẽ sớm được cải thiện trong tương lai gần khi số lượng tập mẫu tăng lên.
Vẫn còn đó những câu hỏi lớn!
Nghiên cứu các thiên hà thời kì Vũ trụ sơ khai thực sự đang bước vào giai đoạn sôi động nhất. Kính thiên văn không gian James Webb mới từ khi đi vào hoạt động đến nay đã liên tục phá kỉ lục của chính nó trong việc phát hiện các vật thể ở xa nhất chưa từng được biết đến. Vẫn còn đó những câu hỏi lớn: thiên hà đầu tiên hình thành khi nào, và chúng hình thành như nào? Các tính chất vật lí của các thiên hà đầu tiên giống và khác gì so với các thiên hà hiện tại? Lỗ đen đầu tiên được hình thành khi nào, và chúng tiến hoá cùng thiên hà chứa nó trong một tỉ năm đầu đời như thế nào?
Các kính thiên văn mới, ngoài việc mở rộng thêm biên giới đã biết của Vũ trụ, hay hiểu biết của loài người, nó cũng gợi mở thêm các câu hỏi mới. Có vẻ các thiên hà cần ít thời gian để hình thành và trưởng thành hơn so với những gì chúng ta đã nghĩ. Liệu có các thiên hà không có chút bụi nào ở dịch chuyển đỏ lớn hơn 10? Các ngôi sao đầu tiên của Vũ trụ sẽ bao gồm toàn Hydrogen, có cơ hội nào cho chúng ta tìm thấy chúng? Liệu chúng ta có thể tìm được các thiên hà mà chỉ có các nguyên tố nguyên thuỷ từ Vụ nổ Big Bang như Hydrogen và chút ít Helium hay không? Các ngôi sao nặng với các nguyên tố mới được tạo ra như Carbon, Oxygen, v.v. sẽ sớm phát nổ và nhanh chóng làm giàu môi trường xung quanh chúng. Cơ hội để tìm được câu trả lời có vẻ là rất thấp, vì thời gian dành cho chúng ta không nhiều, thế nên phải rất may mắn. Tuy vậy, nếu có chút bi quan ở đây thì cũng cần lưu ý: lịch sử cho thấy các kính thiên văn luôn hoạt động tốt hơn rất nhiều so với kì vọng ban đầu của những người tạo ra chúng trong việc trả lời các bí ẩn của Vũ trụ.
Tác giả: Tiến sĩ Phạm Tuấn Anh, Trung tâm Vũ trụ Việt Nam (VNSC/VAST)
Xem thông tin chi tiết đăng tải tại: https://blog.vinbigdata.org/ (Quỹ Đổi mới sáng tạo Vingroup - VinIF)
Xử lý tin: Minh Tâm
