MỘT SIÊU TÂN TINH, NĂM HÌNH ẢNH, TỐC ĐỘ GIÃN NỞ CỦA VŨ TRỤ

Vũ trụ ngày nay đang giãn nở nhanh đến mức nào? Con số trả lời câu hỏi đó là hằng số Hubble, H0. Hai trong số các cách đo chính — một “thang” khoảng cách tới các ngôi sao và thiên hà lân cận, và ánh sáng tàn dư mờ nhạt của Vũ trụ sơ khai, tức bức xạ phông vi sóng vũ trụ — hiện cho ra những giá trị khác nhau đáng kể. Khoảng chênh này, căng thẳng Hubble (Hubble tension), là một trong những câu hỏi mở lớn của vũ trụ học.

Có một con đường thứ ba, và nó không phụ thuộc vào cả hai cách trên.

Một thấu kính vũ trụ có đồng hồ gắn sẵn

Khi một vật thể rất nặng — một thiên hà hay cả một cụm thiên hà — nằm phía trước một nguồn sáng ở xa, lực hấp dẫn của nó bẻ cong ánh sáng và có thể tách nguồn thành nhiều hình ảnh. Đó là thấu kính hấp dẫn mạnh. Các tia sáng đi theo những đường dài ngắn khác nhau. Nếu độ sáng của nguồn thay đổi, các hình ảnh thay đổi lần lượt.

Những độ trễ thời gian đó phụ thuộc vào khối lượng của thấu kính và vào các khoảng cách vũ trụ — do đó phụ thuộc vào H0. Ý tưởng này được Refsdal đề xuất năm 1964, với các siêu tân tinh được nhìn thấy dưới dạng nhiều hình ảnh.

Siêu tân tinh đầu tiên như vậy, nay được gọi là SN Refsdal, được phát hiện năm 2014 phía sau cụm thiên hà MACS J1149.5+2223. Ban đầu nó xuất hiện dưới dạng bốn hình ảnh quanh một thiên hà của cụm; một hình ảnh thứ năm, được các mô hình dự đoán, dự kiến xuất hiện khoảng một năm sau. Các độ trễ đo được bao gồm một độ trễ 376 ngày giữa hai hình ảnh.

77.000 điểm ảnh thay vì vài dấu chấm

Phần khó là biết chính xác khối lượng của cụm phân bố ra sao. Cho đến nay, các mô hình chỉ dùng vị trí của các hình ảnh bội của những thiên hà nền. Stefan Schuldt, thuộc Đại học Turku và Đại học Milano, cùng các đồng nghiệp ở Ý, Đức, Tây Ban Nha và Phần Lan, đã tiến xa hơn.

Mô hình của họ vốn đã gồm 308 thiên hà của cụm, các quầng vật chất tối, và hơn 100 hình ảnh bội của 17 nguồn nền. Thêm vào đó, họ bổ sung toàn bộ hình dạng và độ sáng của thiên hà chủ của siêu tân tinh: 77.000 điểm ảnh từ Kính viễn vọng Không gian Hubble. Đây là lần đầu tiên các tham số vũ trụ học được đo bằng loại mô hình này cho một cụm thiên hà.

Để chắc chắn, họ thử bốn cách đặt trọng số cho dữ liệu và tính chênh lệch giữa chúng như một độ bất định bổ sung.

Một phép đo 3%

H0 = 65,0 (+2,0 / −1,8) kilômét mỗi giây trên mỗi megaparsec, cùng với hàm lượng vật chất của Vũ trụ, Ωm = 0,30, được đo đồng thời.
Độ bất định là 3,0%: giá trị chính xác nhất từng thu được từ một thấu kính mạnh đơn lẻ, vượt kết quả 3,9% từ một quasar bị thấu kính hóa.
Thêm các điểm ảnh đã giảm độ bất định đi 2,0 lần so với cùng mô hình chỉ dùng vị trí hình ảnh.
Mọi phiên bản của mô hình đều nhất quán với nhau và với các nghiên cứu trước đây về SN Refsdal.

Giá trị này phù hợp với giá trị từ bức xạ phông vi sóng vũ trụ do sứ mệnh Planck đo, và với một siêu tân tinh bị thấu kính hóa khác, SN Encore. Nó nằm xa hơn so với giá trị thang khoảng cách của nhóm SH0ES.

Độ bất định từ mô hình khối lượng giờ đây đã tương đương với độ bất định của độ trễ dài nhất. Nói cách khác, chiếc đồng hồ, chứ không phải tấm bản đồ, đã trở thành yếu tố giới hạn.

Điều gì vẫn có thể làm con số dịch chuyển

Các tác giả liệt kê những gì con số 3% của họ không bao gồm. Họ giữ cố định công thức khối lượng của cụm để việc so sánh với các mô hình cũ được công bằng, nên các chi tiết của công thức đó không được tính là độ bất định. Một điểm mù đã biết của thấu kính hấp dẫn, “suy biến tấm khối lượng” (mass-sheet degeneracy), mới chỉ được chế ngự một phần. Và nếu các đường ngắm xuyên qua cụm thiên hà trống trải hơn mức trung bình, các thấu kính cụm sẽ đánh giá thấp H0.

Phép thử tiếp theo đã gần kề: một siêu tân tinh bị thấu kính hóa khác, SN Requiem, sẽ xuất hiện trở lại vào năm 2026 hoặc 2027, khoảng mười năm sau lần đầu được nhìn thấy. Độ trễ của nó sẽ được đo rất chính xác, và với một mô hình như thế này, nó có thể cho H0 với sai số trong vòng vài phần trăm. Đài quan sát Rubin được kỳ vọng sẽ tìm thấy thêm nhiều siêu tân tinh như vậy.