Vũ trụ học là gì? Các bài báo nghiên cứu khoa học liên quan

Giới thiệu chung về vũ trụ học

Vũ trụ học (cosmology) là ngành khoa học nghiên cứu cấu trúc, nguồn gốc và tiến hóa của Vũ trụ trên quy mô lớn nhất có thể quan sát được. Qua việc kết hợp dữ liệu quan sát thiên văn – từ ánh sáng nhìn thấy, sóng vô tuyến đến bức xạ nền vi sóng – với các mô hình lý thuyết dựa trên thuyết Tương đối Rộng và cơ học lượng tử, vũ trụ học giải mã hành trình từ Big Bang sơ khai tới sự hình thành thiên hà, cụm và siêu cụm thiên hà.

Các nhà vũ trụ học không chỉ quan tâm đến quá khứ, mà còn dự báo vận mệnh Vũ trụ: liệu nó tiếp tục giãn nở mãi, co lại trong “Big Crunch” hay đạt trạng thái cân bằng “Big Freeze”? Họ sử dụng các tham số như hằng số Hubble, mật độ vật chất và năng lượng tối để xác định tốc độ giãn nở và đích đến cuối cùng của mọi vật thể trong Vũ trụ.

Định nghĩa và phạm vi nghiên cứu

Vũ trụ học bao gồm hai nhánh chính:

• Vũ trụ học quan sát: thu thập dữ liệu qua kính thiên văn mặt đất và không gian (Hubble, JWST), phân tích dịch chuyển đỏ, phân bố thiên hà và bức xạ nền vi sóng.
• Vũ trụ học lý thuyết: xây dựng mô hình toán học dựa trên thuyết Tương đối Rộng (GR) của Einstein, tích hợp cơ học lượng tử, mô hình inflation và Mô hình Chuẩn ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter).

Phạm vi nghiên cứu bao phủ: sự giãn nở của Vũ trụ, tính đồng nhất và đẳng hướng trên quy mô lớn, bản chất và vai trò của vật chất tối, năng lượng tối, cũng như các giai đoạn sơ khai như inflation và quá trình tái kết hợp (recombination) tạo ra bức xạ nền vi sóng (CMB).

Lịch sử phát triển

Nguồn gốc vũ trụ học hiện đại khởi xuất từ thuyết tương đối rộng năm 1915, khi Einstein phát hiện các nghiệm giãn nở cho Vũ trụ. Năm 1927, linh mục Georges Lemaître đề xuất Mô hình Nguyên tử Nguyên thủy (Primeval Atom), tiền thân của thuyết Big Bang.

Năm 1929, Edwin Hubble chứng minh Vũ trụ đang giãn nở qua quan sát dịch chuyển đỏ của thiên hà xa, đưa tới Luật Hubble. Thập niên 1960 đánh dấu cột mốc quan trọng khi Arno Penzias và Robert Wilson phát hiện bức xạ nền vi sóng (CMB) – bằng chứng mạnh mẽ cho Big Bang. Các sứ mệnh COBE, WMAP và Planck tiếp tục đo độ không đồng nhất vi mô của CMB, tạo bản đồ nhiệt độ với độ phân giải cao, củng cố Mô hình Chuẩn.

Luật Hubble và sự giãn nở vũ trụ

Luật Hubble mô tả quan hệ tỉ lệ thuận giữa vận tốc tách xa của thiên hà và khoảng cách tới quan sát viên, công thức: $v = H_0 \, d$ trong đó $v$ là vận tốc tách xa, $d$ khoảng cách và $H_0$ là hằng số Hubble. Phép đo hiện đại từ kính thiên văn không gian Hubble và sứ mệnh Planck cho giá trị $H_0$ trong khoảng 67–74 km/s/Mpc, với độ bất định vài phần trăm.

Sự giãn nở này ám chỉ Vũ trụ có khởi đầu siêu đặc và nóng, sau đó nguội dần khi giãn nở. Việc tính chính xác $H_0$ hiện là thách thức lớn do sự “bất đồng” giữa giá trị đo từ phương pháp bức xạ nền (Planck) và quan sát siêu tân tinh (SH0ES). Hiểu rõ $H_0$ không chỉ giúp xác định tuổi Vũ trụ mà còn tiết lộ bản chất năng lượng tối – thành phần chiếm ~68% tổng năng lượng vũ trụ và chịu trách nhiệm cho gia tốc giãn nở.

Bức xạ nền vi sóng vũ trụ (CMB)

Bức xạ nền vi sóng vũ trụ (Cosmic Microwave Background – CMB) là dư âm nhiệt của Vụ nổ Lớn, lan tỏa khắp không gian với nhiệt độ trung bình khoảng 2,725 K. Lần đầu được phát hiện bởi Penzias và Wilson năm 1965, CMB cung cấp “bức ảnh” của Vũ trụ trẻ ở giai đoạn tái kết hợp (recombination) khi electron gắn với proton tạo thành hydrogen trung hòa, cách nay ~380.000 năm sau Big Bang.

CMB không hoàn toàn đồng nhất: các dao động nhiệt độ vi mô (∆T/T ∼10⁻⁵) ghi nhận qua sứ mệnh COBE, WMAP và Planck hé lộ biến thiên mật độ chất liệu ban đầu, là hạt giống cho cấu trúc quy mô lớn ngày nay. Phổ phổ năng lượng lý tưởng gần như của bức xạ đen (blackbody) và mẫu dao động góc (angular power spectrum) cung cấp thông số vũ trụ chính xác về mật độ baryon, mật độ vật chất tối và hằng số Hubble.

Phân tích CMB sử dụng hàm tự tương quan hai điểm (two-point correlation function) và phổ biến độ (power spectrum) để tách tín hiệu sơ cấp (primary anisotropies) và thứ cấp (secondary anisotropies) như hiệu ứng Sachs–Wolfe, lensing và Doppler.

• Primary anisotropies: Dao động âm thanh baryon–photon trước recombination.
• Secondary anisotropies: Tán xạ lại qua electron tự do (Reionization) và hội tụ/dãn nở ánh sáng qua cấu trúc vật chất tối (lensing).

Cấu trúc quy mô lớn và phân bố thiên hà

Trên quy mô hàng triệu đến hàng tỷ parsec, thiên hà không phân bố ngẫu nhiên mà kết thành mạng lưới (cosmic web) gồm filaments, sheets, voids và clusters. Khảo sát Sloan Digital Sky Survey (SDSS) và Dark Energy Survey (DES) đã dựng bản đồ ba chiều của hàng triệu thiên hà, xác định phân bố mật độ qua tham số tương quan hai điểm (two-point correlation function) và phương pháp phân tích đa tỉ lệ (multifractal analysis).

Mạng lưới vũ trụ phản ánh sự phát triển phi tuyến của dao động mật độ ban đầu dưới tác động của hấp dẫn. Mô phỏng N-body, kết hợp vật chất tối lạnh (Cold Dark Matter) và hydrodynamics baryonic, tái tạo cấu trúc lớn một cách chính xác. Các thước đo như mass function của halos (Press–Schechter formalism) và profile Navarro–Frenk–White (NFW) mô tả phân bố khối lượng trong halos thiên hà.

Thành phần	Tỉ lệ năng lượng	Khả năng tương tác
Baryon (hạt nhân và electron)	∼5%	Điện từ, lực hạt nhân
Dark Matter	∼27%	Chỉ hấp dẫn
Dark Energy	∼68%	Căng căng không gian

Vật chất tối và năng lượng tối

Vật chất tối (Dark Matter – DM) và năng lượng tối (Dark Energy – DE) là hai thành phần bí ẩn chiếm tổng cộng ~95% năng lượng Vũ trụ. DM không phát xạ hoặc hấp thụ ánh sáng, chỉ được phát hiện qua tác dụng hấp dẫn: quỹ đạo sao trong thiên hà, hội tụ ánh sáng (gravitational lensing) và dao động vĩ mô của khí trong clusters.

DE được giới thiệu qua quan sát siêu tân tinh loại Ia (1998) cho thấy Vũ trụ không chỉ giãn nở mà còn gia tốc giãn nở. Hằng số vũ trụ Λ trong phương trình trường Einstein hoặc các mô hình năng lượng động (quintessence) giải thích DE như áp suất âm tác động lên không gian. Giá trị mật độ DE tương đương ~10⁻²⁶ kg/m³ là bài toán cực độ nhỏ so với tiên đoán chân không lượng tử, dẫn đến “vấn đề hằng số vũ trụ”.

Các phương pháp nghiên cứu DM/DE:

• Galaxy rotation curves: Tốc độ ngang ổn định ở bán kính xa khuyến khích DM.
• Gravitational lensing: Bẻ cong ánh sáng qua khối lượng vô hình.
• Baryon Acoustic Oscillations (BAO): Hạt giống phân bố DM thể hiện qua phổ BAO.
• Chế độ tán xạ yếu (weak lensing): Tương tác giữa DE và tăng trưởng phi tuyến.

Inflation và vũ trụ sơ khai

Giai đoạn inflation – giãn nở siêu nhanh trong khoảnh khắc Planck (∼10⁻³⁶–10⁻³² s) – được đề xuất để giải quyết vấn đề chân trời (horizon problem) và phẳng Vũ trụ (flatness problem). Một trường vô hướng (inflaton) với thế năng $V(\phi)$ chi phối, làm tăng đồng đều kích thước Vũ trụ theo hàm mũ.

Mô hình phổ biến nhất dựa trên phương trình Friedmann: $\ddot a + \frac{4πG}{3}(ρ + 3p)a = 0$ với $a(t)$ là hệ số giãn nở, $ρ$ mật độ và $p$ áp suất. Trong thời kỳ inflation, $p ≈ -ρ$, tạo đà giãn nở. Hạt giống dao động lượng tử trong trường inflaton được khuếch đại thành dao động nhiệt độ CMB sơ cấp và cấu trúc lớn sau này.

Các mô hình inflation hiện đại như chaotic inflation, hybrid inflation và eternal inflation thảo luận tính ổn định, tái khởi tạo và khả năng đa vũ trụ (multiverse) – mỗi “thung lũng” thế năng $V(\phi)$ dẫn đến Vũ trụ con với các hằng số khác nhau.

Thử thách và hướng nghiên cứu mới

Mặc dù Mô hình Chuẩn ΛCDM rất thành công, vẫn tồn tại nghịch lý như:

• Tension Hubble: Bất đồng giá trị $H_0$ đo qua CMB và siêu tân tinh.
• Khối lượng nhỏ của halos: Thiếu thiên hà vệ tinh (missing satellites problem).
• Mô hình DE chân không: Bài toán tinh chỉnh giá trị Λ cực nhỏ.

Các xu hướng mới:

1. 21 cm Cosmology: Khảo sát tín hiệu hydrogen trung hòa để khảo sát “Dark Ages” và giai đoạn tái ion hóa.
2. Sóng hấp dẫn: Quan sát qua LIGO/Virgo/KAGRA để nghiên cứu giai đoạn sớm và va chạm hố đen sơ khai.
3. Thuyết lượng tử hấp dẫn: Tìm hợp nhất GR và cơ học lượng tử qua LQG hoặc lý thuyết dây.
4. AI trong phân tích dữ liệu: Máy học xử lý Big Data thiên văn học từ Euclid, LSST và SKA.