Như thể chưa đủ chuyện để lo, trong những thập niên gần đây người ta còn phát hiện rằng vũ trụ gây ra một áp suất bí ẩn phát sinh từ chân không và tác dụng lại lực hấp dẫn vũ trụ. Không chỉ vậy, “lực hấp dẫn âm” này rốt cuộc sẽ giành chiến thắng trong trận kéo co, vì nó buộc vũ trụ giãn nở theo gia tốc lũy thừa.

Nếu gặp phải những ý tưởng xoắn não nhất của vật lý thế kỷ 20, cứ đổ lỗi cho Einstein.

Albert Einstein gần như chẳng bước chân vào phòng thí nghiệm, ông không kiểm nghiệm hiện tượng hay sử dụng công cụ tinh vi. Ông là một nhà lý thuyết đã hoàn thiện phương pháp “thí nghiệm tư duy”, trong đó ta dàn xếp tự nhiên trong trí tưởng tượng, bằng cách sáng chế một tình huống hay mô hình rồi sau đó vạch ra hệ quả từ nguyên lý vật lý. Ở Đức trước Thế chiến thứ hai, hầu hết các nhà khoa học thuộc nòi giống “ưu việt” quan niệm rằng ngành vật lý tiến hành trong phòng thí nghiệm được xếp thứ hạng cao cấp hơn vật lý lý thuyết. Các nhà vật lý học người Do Thái đều bị dồn xuống cái hố cát hạ cấp là lý thuyết và bị bỏ mặc phải tự lực cánh sinh. Thế mà hãy xem hố cát ấy đã biến chuyển ra sao.

Cũng như trường hợp Einstein, nếu mô hình của nhà vật lý hướng đến việc miêu tả toàn thể vũ trụ, thì việc kiểm soát mô hình này nên tương đương với việc kiểm soát chính vũ trụ. Những người quan sát và những người theo chủ nghĩa thực nghiệm sau đó có thể ra ngoài tìm kiếm những hiện tượng do mô hình ấy dự đoán. Nếu mô hình có sai sót, hay nếu nhà lý thuyết mắc lỗi trong tính toán, thì người quan sát sẽ vạch ra được khoảng vênh giữa tiên đoán của mô hình với cách mọi sự diễn biến trong vũ trụ thực. Đấy là dấu hiệu đầu tiên để nhà lý thuyết quay về điểm xuất phát, điều chỉnh mô hình cũ hoặc tạo ra một cái mới.

Một trong những mô hình lý thuyết mạnh nhất và vươn xa nhất từng được sáng chế, mà các trang trước đã giới thiệu qua, là thuyết tương đối tổng quát (general theory of relativity) của Einstein – các chuyên gia lười nhác thường gọi tắt nó là GR. Được công bố năm 1916, GR phác ra những chi tiết toán học về cách vạn vật trong vũ trụ di chuyển dưới tác dụng của lực hấp dẫn. Cứ vài năm, các nhà khoa học trong phòng thí nghiệm lại chế thêm nhiều thí nghiệm tỉ mỉ hòng kiểm tra lý thuyết này, để rồi mở rộng hơn phạm vi đúng đắn của nó. Trong ví dụ gần đây nhất vào năm 2016, ví dụ chứng tỏ Einstein đã trao tặng chúng ta tri thức tự nhiên đáng kinh ngạc, sóng hấp dẫn đã được phát hiện bởi một đài quan trắc được thiết kế đặc biệt dành riêng cho mục đích ấy[1]. Sóng này, do Einstein dự đoán, lăn tăn di chuyển với tốc độ ánh sáng qua kết cấu không-thời gian, và nó được tạo ra từ các nhiễu loạn hấp dẫn mãnh liệt, chẳng hạn từ sự va chạm của hai lỗ đen.

Và đó chính xác là những gì ta quan sát được. Sóng hấp dẫn trong lần phát hiện đầu tiên được phát ra từ một vụ va chạm của các hố đen trong một thiên hà cách ta 1,3 tỉ năm ánh sáng, vào cái thời mà Trái Đất còn đầy rẫy những sinh vật đơn bào đơn giản. Khi gợn sóng di chuyển qua không gian theo mọi hướng, Trái Đất đã, sau khi trải qua thêm 800 triệu năm nữa, tiến hóa lên dạng sống phức tạp, bao gồm hoa, khủng long và những loài biết bay, cũng như một nhánh các động vật có xương sống gọi là động vật có vú. Trong số động vật có vú, một nhánh nhỏ sẽ phát triển thùy trán, kèm theo đó là biết suy nghĩ phức tạp. Ta gọi chúng là linh trưởng. Một nhánh riêng của bộ linh trưởng đột biến về gien cho phép có khả năng nói, và nhánh ấy – Homo Sapiens – sẽ phát minh ra nào là nông nghiệp, nào là văn minh, triết học, nghệ thuật và khoa học, tất cả chỉ trong vòng 10.000 năm vừa qua. Sau rốt, một trong những nhà khoa học của loài này vào thế kỷ 20 sẽ nảy ra thuyết tương đối trong đầu, rồi dự đoán tồn tại của sóng hấp dẫn. Một thế kỷ sau, các công nghệ đủ sức để nhìn thấy các sóng này cuối cùng cũng bắt kịp điều tiên đoán, chỉ vài ngày trước khi sóng hấp dẫn ấy, thứ đã di chuyển qua 1,3 tỉ năm, ùa đến Trái Đất và bị phát hiện ra.

Đúng vậy, Einstein thật quá ngầu.

Hầu hết các mô hình khoa học đều mang tính lưng chừng, và chừa nhiều chỗ cho việc điều chỉnh tham số, nhằm khớp hơn với vũ trụ mà ta biết. Trong một vũ trụ “nhật tâm” lấy Mặt Trời là trung tâm, theo hình dung của nhà toán học thế kỷ 16 Nicolaus Copernicus, các hành tinh quay quanh quỹ đạo hình tròn hoàn hảo. Đoạn quay-quanh-Mặt-Trời thì đúng, và là bước tiến rõ rệt so với vũ trụ “địa tâm” lấy Trái Đất là trung tâm, nhưng đoạn hình-tròn-hoàn-hảo thì hơi trật chìa – tất cả hành tinh đều quay quanh Mặt Trời theo những đường tròn bị làm dẹt đi, gọi là đường êlíp, và thậm chí hình dạng đó cũng chỉ gần đúng với một quỹ đạo phức tạp hơn. Ý tưởng cơ bản của Copernicus vẫn đúng, đấy mới là thứ đáng nói nhất. Nó chỉ cần uốn nắn thêm một chút thì sẽ chính xác hơn.

Song, trong trường hợp thuyết tương đối của Einstein, nguyên lý nền tảng của toàn bộ lý thuyết này đòi hỏi rằng mọi thứ phải diễn ra chính xác như dự đoán. Einstein thực tế đã xây nên công trình mà thoạt trông thì tựa như một tòa tháp xếp bằng lá bài, chỉ có hai hay ba định đề đơn giản chống đỡ cho toàn bộ kiến trúc. Thật vậy, sau khi hay biết có một quyển sách năm 1931 tiêu đề One hundred authors against Einstein[2](Một trăm tác giả chống lại Einstein), ông đáp lại rằng nếu quả tình ông sai, thì chỉ cần một người thôi cũng đủ.

Ở đây, hạt mầm của một trong những sai lầm hấp dẫn nhất trong lịch sử khoa học đã được gieo. Các phương trình mới của Einstein về tương tác hấp dẫn bao gồm một thuật ngữ mà ông gọi là hằng số vũ trụ và biểu thị bằng chữ Hy Lạp lambda: ∧. Thuật ngữ này phù hợp về mặt toán học nhưng chỉ là một tùy chọn đã cho phép ông biểu diễn một vũ trụ tĩnh – vũ trụ chẳng giãn nở ra cũng chẳng co rút lại.

Lúc bấy giờ, không ai tưởng tượng nổi vũ trụ còn phải làm bất cứ điều gì ngoại trừ việc đơn giản là tồn tại. Thế nên nhiệm vụ duy nhất của lambda là chống lại lực hấp dẫn bên trong mô hình của Einstein, giữ cho vũ trụ cân bằng, kháng cự xu hướng tự nhiên của hấp dẫn là kéo toàn bộ vũ trụ co lại thành một khối khổng lồ. Bằng cách này, Einstein sáng chế một vũ trụ chẳng giãn nở ra cũng chẳng co rút lại, nhất quán với hình dung của mọi người thời ấy.

Nhà vật lý học người Nga Alexander Friedmann về sau chứng minh bằng toán học rằng vũ trụ của Einstein quả thật cân bằng, nhưng ở một trạng thái bấp bênh, không ổn định. Như một quả bóng nằm trên đỉnh ngọn đồi, chỉ chờ một cú hích khẽ khàng nhất là sẽ lăn xuống theo hướng này hay hướng khác, hoặc như chiếc bút chì đứng thăng bằng trên đầu chì đã vuốt nhọn, vũ trụ của Einstein nằm cheo leo giữa một bên là trạng thái giãn nở và một bên là sự đổ sụp hoàn toàn. Hơn nữa, lý thuyết của Einstein còn mới, và là một thứ gì đó không trở thành hiện thực chỉ vì ta đặt cho nó cái tên – Einstein biết rằng lambda, trong vai trò một lực hấp dẫn âm của tự nhiên, không có lực tương ứng trong vũ trụ vật lý.

Thuyết tương đối tổng quát của Einstein thoát ly triệt để khỏi mọi tư duy trước đấy về sức hút của lực hấp dẫn. Thay vì bằng lòng với quan niệm của Sir Isaac Newton xem lực hấp dẫn là thứ tác-động-từ-xa ma quái (một kết luận mà bản thân Newton cũng thấy khó chịu), GR lại xem tương tác hấp dẫn là phản ứng của khối lượng trước sự uốn cong cục bộ của không gian và thời gian gây ra bởi một khối lượng hay một trường năng lượng nào khác. Nói cách khác, sự tập trung khối lượng gây biến dạng - đúng hơn, gầy hố trũng - trên kết cấu không gian và thời gian. Những biến dạng này hướng dẫn khối lượng di chuyển dọc theo [3] thẳng, dù rằng với chúng ta, chúng trông như những đường đi uốn cong mà ta gọi là quỹ đạo. Nhà vật lý lý thuyết người Mỹ John Archibald Wheeler phát biểu về nó chuẩn nhất khi tóm gọn khái niệm của Einstein: “Vật chất bảo không gian uốn cong thế nào; không gian chỉ vật chất di chuyển ra sao.”

Nói cho cùng, thuyết tương đối tổng quát miêu tả hai phiên bản hấp dẫn: loại quen thuộc, như sức hút giữa Trái Đất và quả bóng bị ném lên trời, hay giữa Mặt Trời và các hành tinh. Nó cũng dự đoán một áp suất phản hấp dẫn bí ẩn liên quan tới chân không của không-thời gian. Lambda bảo toàn cái mà Einstein và mọi nhà vật lý học đương thời khác đã kiên quyết cho là đúng: nguyên trạng của một vũ trụ tĩnh. Nhưng vũ trụ tĩnh ấy thực chất lại không ổn định. Mượn một tình trạng không ổn định để làm trạng thái tự nhiên của một hệ thống vật lý là vi phạm tín điều khoa học. Bạn không thể quả quyết rằng toàn bộ vũ trụ là một trường hợp đặc biệt và trường hợp đặc biệt này tình cờ được đặt cân bằng vĩnh viễn. Trong lịch sử khoa học, chưa bao giờ có thứ gì ta nhìn thấy, đo đạc, hay tưởng tượng ra mà lại hoạt động theo cách này, do đó chưa có gì tạo ra được một tiền lệ mạnh mẽ.

Mười ba năm sau, vào năm 1929, nhà thiên văn học người Mỹ Edwin P. Hubble khám phá ra rằng vũ trụ không tĩnh. Ông phát hiện và thu thập bằng chứng thuyết phục rằng một thiên hà càng xa thì thiên hà ấy càng lùi nhanh khỏi Ngân Hà. Nói cách khác, vũ trụ đang giãn nở. Bấy giờ, xấu hổ vì hằng số vũ trụ, và vì đánh mất cơ hội đích thân dự đoán được vũ trụ đang giãn nở, Einstein vứt bỏ hoàn toàn lambda, gọi đấy là “sai lầm lớn nhất” của đời ông. Bằng việc rút lambda khỏi phương trình, ông cho rằng nó có giá trị bằng không, như trong ví dụ này: Giả sử A = B + C. Nếu ta biết rằng A = 10 và B = 10, thì A vẫn bằng B cộng C, có điều trong trường hợp này C bằng 0 và được xem như không cần thiết trong phương trình.

Đó chưa phải là cái kết cho câu chuyện. Những lúc này lúc kia qua vài thập niên, các nhà lý thuyết vẫn cố lôi lambda ra khỏi nấm mồ, thử hình dung ý tưởng của họ sẽ ra sao trong một thế giới có hằng số vũ trụ. Sáu mươi chín năm sau, vào năm 1998, giới khoa học khai quật lambda một lần cuối. Đầu năm ấy, hai nhóm nghiên cứu vật lý thiên văn cạnh tranh nhau có những công bố ấn tượng: một nhóm đứng đầu bởi Saul Perlmutter của Phòng nghiên cứu Quốc gia Berkeley ở Berkeley, California, nhóm còn lại đứng đầu bởi Brian Schmidt đến từ các đài quan trắc Mount Stromlo và Siding Spring ở Canberra, úc, cùng Adam Riess của Đại học Johns Hopkins ở Baltimore, Maryland. Hàng tá siêu tân tinh xa xôi nhất người ta từng quan sát có vẻ mờ nhiều hơn dự kiến, nếu căn cứ vào những biểu hiện được ghi nhận kỹ càng của chủng loại sao phát nổ này. Để điều hòa thì buộc lòng các siêu tân tinh xa xôi ấy phải biểu hiện không giống các anh em đồng đạo gần hơn của chúng, hoặc là chúng phải xa hơn đến 15% so với vị trí mà những mô hình vũ trụ thịnh hành đã đặt chúng vào. Thế nên hoặc là chúng ta không hiểu về sao phát nổ, hoặc là sự giãn nở của vũ trụ đang tăng tốc, trái với ước nguyện hấp dẫn của toàn thể thiên hà trong vũ trụ. Thứ duy nhất mà ta đã biết có thể giải thích một cách “tự nhiên” cho gia tốc này là số lambda của Einstein, tức hằng số vũ trụ. Khi các nhà vật lý thiên văn phủi đi lớp bụi và đưa nó trở lại phương trình nguyên thủy của Einstein cho thuyết tương đối tổng quát, trạng thái của vũ trụ mà ta biết khớp chính xác với trạng thái trong các phương trình của Einstein.

Các siêu tân tinh được sử dụng trong nghiên cứu của Perlmutter và Schmidt có giá trị trọng lượng tính theo số hạt nhân có thể tổng hợp. Trong những giới hạn nhất định, mỗi ngôi sao như vậy phát nổ theo cùng một cách, đốt cháy cùng lượng nhiên liệu, tỏa ra cùng lượng năng lượng hoành tráng trong cùng khoảng thời gian, qua đó đạt tới cùng độ sáng đỉnh. Do đó chúng giữ vai trò như một dạng thước đo, hoặc “cây nến chuẩn”, để tính toán khoảng cách vũ trụ đến thiên hà nơi chúng phát nổ, nằm ngoài tầm với xa xăm nhất của vũ trụ.

Nến chuẩn đó giúp đơn giản hóa tính toán cực nhiều: do các siêu tân tinh đều có cùng công suất, những cái mờ sẽ nằm ở xa còn những cái sáng thì gần hơn trước mắt. Sau khi đo được độ chói của chúng (việc đơn giản), bạn có thể nói chính xác chúng ở cách mình bao xa và cách những sao khác bao xa. Nếu độ sáng của các siêu tân tinh đều khác biệt, bạn không thể dùng chỉ mỗi độ chói để phân biệt cái này ở bao xa so với cái kia. Một ngôi sao mờ có thể hoặc là một bóng đèn công suất cao nằm rất xa hoặc một bóng đèn công suất thấp cận kề.

Tốt thôi. Nhưng còn một cách thứ hai để đo khoảng cách đến các thiên hà: tốc độ chúng lùi xa khỏi Ngân Hà của chúng ta - sự lùi xa là một phần không thể thiếu trong công cuộc giãn nở toàn diện của vũ trụ. Như Hubble là người đầu tiên đã chỉ ra, vũ trụ đang giãn nở làm cho các vật thể ở xa chạy nhanh hơn khỏi chúng ta so với những cái ở gần. Vì vậy, bằng cách đo lường tốc độ lùi xa của thiên hà (lại một việc đơn giản nữa), ta có thể suy ra khoảng cách tới một thiên hà đó.

Nếu các phương pháp được kiểm nghiệm kỹ càng ấy mà cho ra khoảng cách khác nhau đến cùng một vật thể, thì phải có sai sót ở đâu đó. Hoặc các siêu tân tinh là những ngọn nến chuẩn loại tồi, hoặc mô hình của chúng ta về tốc độ giãn nở vũ trụ đo bằng tốc độ thiên hà là sai lầm.

Hừm, có cái gì đó đã sai. Hóa ra những siêu tân tinh là nến chuẩn tuyệt hảo, vượt qua khảo sát kỹ càng của bao nhiêu nhà điều tra đa nghi, và thế là các nhà vật lý thiên văn chỉ còn phải đối phó với một vũ trụ giản nở nhanh hơn ta tưởng, đặt thiên hà ở nơi xa hơn chỗ mà đúng ra tốc độ lùi xa của chúng đã xác định. Và chẳng có cách nào dễ dàng để giải thích sự giản nở phụ trội mà không viện đến lambda, hằng số vũ trụ.

Thế nên, đây là bằng chứng trực tiếp đầu tiên cho thấy một lực đẩy bao trùm toàn vũ trụ, chống lại lực hấp dẫn, giải thích cho việc hằng số vũ trụ phục sinh chỉ sau một đêm như thế nào và tại sao. Lambda bất ngờ kiếm được một cái tên từ thực tại của vật lý, và thế là cái tên “năng lượng tối” bước lên trung tâm sân khấu của vở kịch vũ trụ, vừa thích hợp để khoác lên vẻ huyền bí vừa thu hút được sự thiếu hiểu biết của ta liên quan đến căn nguyên của nó. Perlmutter, Schmidt và Riess xứng đáng chia nhau giải Nobel vật lý năm 2011 cho khám phá này. Những phép đo đạc chính xác nhất đến nay cho thấy rằng năng lượng tối là thứ nổi bật nhất làng trên xóm dưới, hiện nó chiếm 68% toàn thể khối lượng-năng lượng trong vũ trụ; vật chất tối chiếm 27%, còn vật chất thường chỉ chiếm có 5%.

Hình dạng của vũ trụ bốn chiều phát xuất từ mối quan hệ giữa lượng vật chất và năng lượng trú ngụ trong vũ trụ cũng như tốc độ vũ trụ giãn nở. Một tham số toán học thuận tiện dùng cho vấn đề này là Omega: Ω, lại thêm một chữ cái Hy Lạp nắm thóp vũ trụ.

Nếu bạn đem mật độ vật chất-năng lượng của vũ trụ chia cho mật độ vật chất-năng lượng vừa đủ để ngăn chặn giãn nở (còn gọi là mật độ “tới hạn”), bạn được omega.

Vì lẽ cả khối lượng lẫn năng lượng đều khiến không-thời gian bị oằn lại, hay uốn cong, omega cho ta biết hình dạng của vũ trụ. Nếu omega nhỏ hơn một, thì vật chất-năng lượng thực sẽ rớt xuống dưới giá trị tới hạn, và vũ trụ sẽ mãi mãi giãn nở theo mọi hướng vào mọi thời điểm, tạo nên hình dạng chiếc yên ngựa, trong đó những đường thẳng vốn song song thì lại phân kỳ. Nếu omega bằng một, vũ trụ mãi mãi giãn nở, nhưng chỉ vừa đủ vậy thôi. Trong trường hợp này, nó có hình dạng phẳng lì, giữ nguyên mọi nguyên tắc hình học mà ta đã học ở trường phổ thông về đường thẳng song song. Nếu omega lớn hơn một, các đường thẳng song song sẽ hội tụ, và vũ trụ cong ngược vào chính nó, rốt cuộc rồi sẽ lại đổ sập thành một khối cầu lửa như lúc ban đầu khi nó sinh ra.

Kể từ khi Hubble phát hiện vũ trụ giãn nở, chưa từng có nhóm quan sát nào đạt kết quả đo lường đáng tin tưởng cho thấy ở đâu đó omega có giá trị bằng một. Khi tính tổng mọi khối lượng và năng lượng mà kính viễn vọng của họ có thể nhìn thấy, và thậm chí suy tính xa hơn những giới hạn này, tính cả vật chất tối, thì những giá trị lớn nhất từ các quan sát tốt nhất đạt tối đa ở mức khoảng Ω = 0,3. Theo những gì các nhà quan sát biết, vũ trụ vẫn còn “mở cửa” hoạt động cưỡi trên chiếc yên ngựa đi một chiều vào tương lai.

Trong khi đó, bắt đầu từ năm 1979, nhà vật lý học người Mỹ Alan H. Guth của Viện Công nghệ Massachusetts, va những người khác, đã cải tiến lý thuyết vụ nổ lớn hòng giải quyết vài vấn đề dai dẳng là làm sao có thể lấp đầy một cách trơn tru vũ trụ bằng vật chất và năng lượng như chúng ta vẫn biết. Một sản phẩm phụ mang tính nền tảng của lần cập nhật thuyết vụ nổ lớn này là nó đẩy omega đến bằng một. Không phải đến bằng một nửa. Không phải bằng hai. Không phải bằng một triệu. Mà đến bằng một.

Hầu như chẳng nhà lý thuyết nào trên thế giới có ý kiến gì với yêu cầu ấy, bởi nó giúp mượn vụ nổ lớn để giải thích cho những đặc tính phổ quát của vũ trụ mà ta biết. Tuy vậy, có một chút vấn đề nho nhỏ: sự cập nhật này dự đoán khối lượng-năng lượng lớn gấp ba lần những gì các nhà quan sát có thể tìm thấy. Chẳng hề nao núng, giới lý thuyết bảo rằng giới quan sát đã tìm kiếm chưa đủ kỹ càng.

Tính cho cùng, chỉ vật chất thường thôi đã chiếm không hơn 5% của mật độ tới hạn. Thế còn vật chất tối bí ẩn thì sao? Nó cũng gộp vào đấy nữa. Ngày trước chẳng ai biết nó là gì, và ngày nay chúng ta vẫn chưa biết, nhưng chắc chắn nó có góp phần vào tổng thể. Từ đây ta có vật chất tối gấp năm hay sáu lần vật chất thường. Nhưng như thế vẫn còn quá ít. Nhà quan sát lúng túng, còn nhà lý thuyết đáp lại rằng, “tìm kiếm tiếp đi.”

Cả hai phe đều chắc mẩm rằng đối phương bị sai cho đến khi năng lượng tối được phát hiện. Chỉ một thành phần đó, khi thêm vào cạnh vật chất thường, năng lượng thường và vật chất tối “thường”, đã nâng mật độ khối lượng-năng lượng của vũ trụ lên mức tới hạn. Cùng lúc thỏa mãn cả nhà quan sát lẫn nhà lý thuyết.

Lần đầu tiên, giới lý thuyết và quan sát ôm hôn làm hòa. Cả hai bên, theo cách riêng của họ, đều chính xác. Omega quả bằng một, đúng như các nhà lý thuyết đã đặt ra yêu cầu cho vũ trụ, mặc dù bạn không thể đạt được nó mà không tính tổng tất cả vật chất - tối hay không tối - như họ đã ngây thơ đoán phỏng. Ngày nay chẳng còn vật chất nào hoạt động vòng quanh vũ trụ mà các nhà quan sát chưa ước lượng. Đã chẳng có ai tiên đoán được sự hiện diện áp đảo của năng lượng tối trong vũ trụ, cũng chẳng ai tưởng tượng nổi nó lại là kẻ giải hòa cho những mối bất đồng.

Thế thì thứ đó là gì? Không ai biết cả. Cùng lắm thì người ta chỉ đoán chừng năng lượng tối là một hiệu ứng lượng tử - ở đó chân không, thay vì trống rỗng, lại sôi sục các hạt và đối tác phản vật chất tương ứng của chúng. Chúng cứ thoắt cái hiện hữu, thoắt cái thôi hiện hữu theo từng cặp, và không nán lại đủ lâu để ta đo đạc. Sự hiện hữu chóng vánh của chúng được thâu tóm trong một biệt danh: hạt ảo. Di sản ấn tượng của cơ học lượng tử - ngành vật lý về cái cực nhỏ - đòi hỏi ta phải nghiêm túc chú ý đến ý tưởng này. Mỗi cặp hạt ảo gây ra một chút áp lực hướng ngoại trong tích tắc mà nó hích một cái để mở lối vào không gian.

Thật không may, khi bạn áng chừng lượng “áp suất chân không” tạo lực đẩy nảy sinh từ đời sống thoáng qua của các hạt ảo, kết quả cao gấp hơn 10120 lần so với giá trị xác định từ thực nghiệm của hằng số vũ trụ - Đây là một bội số khổng lồ đến ngớ ngẩn - hệ quả của kiểu tính toán đáng xấu hổ nhất, dẫn đến chênh lệch lớn nhất giữa lý thuyết và quan sát trong lịch sử khoa học.

Đúng là chúng ta mù tịt rồi. Nhưng không phải kiểu mù tịt thê thảm. Năng lượng tối không bị lạc trôi, tuyệt không có lý thuyết nào để neo đậu. Mà nó cư ngụ tại một trong những bến bờ an toàn nhất người ta có thể nghĩ đến: phương trình thuyết tương đối tổng quát của Einstein. Đó là hằng số vũ trụ. Là lambda. Dù năng lượng tối rốt cuộc có ra sao, chúng ta đã biết cách đo lường và tính toán tác động của nó lên quá khứ, hiện tại và tương lai của vũ trụ.

Không nghi ngờ gì nữa, sai lầm lớn nhất của Einstein là đã tuyên bố rằng lambda là sai lầm lớn nhất đời ông.

Thế là cuộc săn lùng bắt đầu. Đã biết năng lượng tối có thật rồi, cứ mỗi lần có sự cải tiến độ chính xác của các kính thiên văn đặt trên mặt đất hoặc đặt trong không gian, các nhà vật lý thiên văn lại khởi sự các chương trình tham vọng nhằm đo khoảng cách và sự tăng trưởng của các cấu trúc trong vũ trụ. Những quan trắc này sẽ kiểm tra ảnh hưởng chi tiết của năng lượng tối lên lịch sử giãn nở vũ trụ, và chắc chắn sẽ cho giới lý thuyết được một phen tất tả. Họ tha thiết cần chuộc lỗi vì những tính toán quá tệ hại trước đây về năng lượng tối. Chúng ta có cần thứ gì thay thế thuyết tương đối hay không? Liệu có cần xem xét lại toàn bộ cuộc hôn phối giữa thuyết tương đối và cơ học lượng tử? Hay có một lý thuyết nào về năng lượng tối đang chờ được khám phá, bởi một thiên tài nào đó còn chưa sinh ra?

Một đặc điểm nổi bật của lambda và của vũ trụ tăng tốc là lực đẩy nảy sinh từ bên trong chân không, chứ không phải từ bất kỳ chất liệu gì. Khi chân không lớn dần, mật độ vật chất và năng lượng (quen thuộc) trong vũ trụ suy giảm, và ảnh hưởng tương đối của lambda lên tình trạng vũ trụ cũng lớn hơn. Áp suất đẩy lớn hơn gây ra nhiều chân không hơn, và nhiều chân không hơn gây ra áp suất đẩy lớn hơn, áp đặt một gia tốc lũy thừa và không ngừng lên sự giãn nở của vũ trụ.

Kết quả là, bất kỳ thứ gì không được gắn kết bằng lực hấp dẫn với vùng lân cận của dải Ngân Hà sẽ lùi xa với tốc độ ngày một tăng, tham gia vào sự giãn nở nhanh dần của kết cấu không-thời gian. Những thiên hà xa xôi nay có thể nhìn thấy trên bầu trời đêm rốt cuộc sẽ biến mất sau một chân trời không thể nào với tới, lui ra khỏi chúng ta nhanh hơn cả tốc độ ánh sáng. Kỳ tích này được phép xảy ra, không phải vì chúng di chuyển trong không gian với tốc độ như thế, mà vì kết cấu của chính vũ trụ đưa chúng đi với tốc độ ấy. Không định luật vật lý nào ngăn cản điều này.

Trong khoảng một nghìn tỉ năm nữa, bất kỳ ai sống trong thiên hà của chúng ta có thể sẽ chẳng biết gì về các thiên hà khác. Vũ trụ có thể quan sát được của ta sẽ đơn thuần gồm một hệ thống sao già cỗi, lân cận, nội trong Ngân Hà. Và bên ngoài bầu trời đầy sao này là một khoảng không vô tận - bóng tối là diện mạo của một miền sâu thẳm.

Năng lượng tối, đặc tính nền tảng của vũ trụ, cuối cùng sẽ làm mai một khả năng thấu hiểu của thế hệ tương lai trước vũ trụ mà họ được giao phó. Nếu các nhà vật lý thiên văn đương đại ở khắp cõi thiên hà lấy tất cả các hồ sơ dữ liệu khoa học quan trọng rồi chôn nó vào một cái kén thời gian nghìn tỉ năm thật là hoành tráng, thì các nhà khoa học tương lai sẽ chẳng con biết gì về các thiên hà - hình thái tổ chức chủ đạo cho vật chất trong vũ trụ - và vì thế sẽ không thể tiếp cận được những trang cốt yếu trong vở kịch vũ trụ của chúng ta.

Và đây cơn ác mộng diễn đi lặp lại của tôi: Có phải chúng ta, cũng vậy, đang bỏ lỡ những mảnh ghép cơ bản của vũ trụ một thời đã qua? Phần nào trong quyển sách lịch sử vũ trụ đã bị đánh dấu “access denied” (truy cập bị từ chối)? Thứ gì vẫn thiếu trong các lý thuyết và phương trình của chúng ta mà đáng lẽ phải có, để rồi ta phải chộp bừa những câu trả lời có thể không bao giờ tìm thấy?

[1] Đài quan sát sóng hấp dẫn bằng giao thoa kế laser (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory - LIGO), được đặt tại Hanford, Washington và Livington, Louisiana.

[2] R. Israel, E.Ruckhaber, R. Weinmann, và cộng sự, Hundert Autoren Gegen Einstein (Leipzig: R Voigtlanders Verlag, 1931).

[3] Geodesic (đường trắc địa) là một từ hoa mỹ quá mức đề chỉ khoáng cách ngắn nhất giữa hai điểm dọc theo bề mặt bị uốn cong - nói rộng ra, trong trường hợp này là khoảng cách ngắn nhất giữa hai điểm trong kết cấu không gian bốn chiều bị uốn cong của không-thời gian (vì vậy còn có cách dịch khác là đường đoản trình). (BBT)