Một trong những phép đo nổi tiếng nhất trong lịch sử thiên văn học thế kỉ 20 đã được tiến hành trong hành trình kéo dài vài tháng vào năm 1919. Các đội quan sát đến từ các trường đại học Greenwich và Cambridge ở Anh đã đến Brazil và Tây Phi để quan sát một kì nhật thực toàn phần xảy ra vào hôm 29 tháng 5 năm 1919. Mục tiêu của họ là xác minh xem đường đi của các tia sáng có bị lệch khi đi qua trường hấp dẫn mạnh của Mặt trời hay không. Các quan sát của họ sau đó được xem là sự xác minh hoàn hảo của thuyết tương đối rộng; nghĩa là các quan sát đó phù hợp với những tiên đoán của lí thuyết hấp dẫn mới do Albert Einstein phát triển hơn so với lí thuyết Newton truyền thống.
Trong những thập niên gần đây, nhiều nhà vật lí và nhà nghiên cứu lịch sử khoa học đã nghi ngờ về tính xác thực của thí nghiệm nổi tiếng đó. Họ khẳng định rằng các phép đo thực hiện năm 1919 không đủ chính xác để quyết định giữa các lí thuyết hấp dẫn của Einstein và của Newton. Một số người còn tuyên bố không có căn cứ, nhất là một số nhà triết lí khoa học, rằng kết luận nghiêng về phía Einstein đó bị thôi thúc bởi thành kiến từ phe của thành viên nổi tiếng nhất của các chuyến thám hiểm, Arthur Stanley Eddington. Eddington được biết là một người nhiệt tình ủng hộ của thuyết tương đối rộng, và người ta nói ông khắc khoải muốn làm một động thái hòa giải giữa nước Anh và nước Đức vào thời hậu Thế chiến thứ nhất, bằng việc xác nhận lí thuyết của một trong những nhà khoa học hàng đầu của nước Đức, người, giống như bản thân Eddington, là một người yêu chuộng hòa bình1. Vì thế, kì nhật thực năm 1919 ngày nay thỉnh thoảng được xem là một thí dụ hoàn hảo của các nhà thực nghiệm làm phù hợp dữ liệu của họ với kết quả mong đợi – cái gọi là hiệu ứng tiên tri.
Câu chuyện rằng kì nhật thực năm 1919 không phải là một thí nghiệm có tính quyết định có hai phiên bản. Phiên bản thứ nhất, phổ biến trong số các nhà vật lí ít nhất là kể từ thập niên 1970, bàn về độ chính xác: Các nhà thí nghiệm đơn giản là đã may mắn khi đã tiến gần một cách hợp lí đến một trong hai tiên đoán, cho nên thí nghiệm đó không cấu thành một phép kiểm nghiệm thực sự có giá trị của các lí thuyết. Phiên bản thứ hai, phổ biến trong số các nhà triết học và nhà nghiên cứu lịch sử khoa học nhưng bắt đầu đi tìm một tiếng nói chung, xuất phát từ một bài báo năm 1980 của các nhà triết học John Earman và Clark Glymour2. Họ buộc tội cụ thể Eddington và các đồng sự của ông đã vứt bỏ các số liệu dường như ủng hộ Isaac Newton chứ không phải Einstein. Một số nhà phê bình hiện đại còn chỉ trích rằng hành động như thế không thể bào chữa được trên cơ sở khoa học và có khả năng nó bị thôi thúc bởi thành kiến chính trị và thiên hướng lí thuyết của Eddington.
Arthur Stanley Eddington [1882 – 1944]. Năm 1919, Eddington trở nên nổi tiếng là hệ quả của nghiên cứu của ông về cấu trúc bên trong của các sao. Sự nhiệt tình của ông với thuyết tương đối rộng khiến một số nhà sử học buộc tội ông có thiên kiến trong phân tích dữ liệu nhật thực năm 1919 [Ảnh: AIP Emilio Segrè Visual Archievs]
Frank Watson Dyson [1868 – 1939]. Nhà thiên văn học hoàng gia Anh và là giám đốc Đài thiên văn Hoàng gia Greenwich, Dyson là người chịu trách nhiệm chính cho việc tổ chức chuyến thám hiểm năm 1919. Có kinh nghiệm cả về đo đạc sao và thám hiểm nhật thực, ông phụ trách phân tích số liệu của chuyến thám hiểm Greenwich đến Sobral, Brazil [Ảnh của Thư viện Quốc hội, Bộ sưu tập George Grantham Bain].
Tất nhiên, người ta không thể chắc chắn lắm về bất kì khả năng xây dựng lại nào của các phán xét thực nghiệm đã gần một thế kỉ tuổi, nhưng tôi cho rằng sự cân bằng bằng chứng chủ yếu nằm ở thiên hướng quan điểm của những người lãnh đạo nhóm thám hiểm năm 1919, Frank Watson Dyson và Eddington, có cơ sở hợp lí cho việc phán quyết rằng các kết quả của họ là không phù hợp với tiên đoán của lí thuyết Newton. Thật vậy, cách xử lí số liệu của họ dường như được minh oan bởi một bản phân tích lại hồi năm 1979 các tấm phim chụp của họ bằng phương pháp trắc sao hiện đại. Tuy vậy, hai nhà nghiên cứu đó không tin họ đã nói lên lời cuối cùng. Thật vậy, Dyson và các cộng sự của ông đã tiến những bước dài để cố gắng dựng lại thí nghiệm đó vào kì nhật thực năm 1922.
Chuyến thám hiểm
Trong một bài báo năm 1911, Einstein lần đầu tiên tiên đoán rằng ánh sáng sẽ rơi trong một trường hấp dẫn, cho nên ánh sáng sao đi qua gần rìa Mặt trời sẽ bị lệch khỏi quỹ đạo của nó3. Ông tính ra được vị trí quan sát thấy của một ngôi sao có ánh sáng đi qua gần Mặt trời sẽ thay đổi một lượng 0,87 giây cung [0,87’’]. Phân tích của ông xây dựng trên hiểu biết của ông về những đặc trưng cơ bản mà một lí thuyết tương đối tính của sự hấp dẫn phải có, nhất là nguyên lí tương đương. Nguyên lí tương đương đòi hỏi tất cả các khối lượng phải rơi ở tốc độ như nhau trong một trường hấp dẫn.
Eddington và Dyson đã gán giá trị Einstein tính được năm 1911 là giá trị “Newton”, một tên gọi hợp lí bởi khám phá tiếp sau đó rằng một giá trị tương tự chỉ dựa trên vật lí học Newton đã được công bố năm 1804 bởi nhà thiên văn người Đức Johann Georg Soldner4. Năm 1916, sau khi đã phát triển phiên bản cuối cùng của lí thuyết tương đối rộng của ông, Einstein nhận ra còn có một thành phần nữa đối với hiệu ứng làm lệch ánh sáng gây ra bởi cách khối lượng Mặt trời làm bẻ cong không thời gian xung quanh nó. Như vậy, một đường thẳng ở gần Mặt trời bị cong đi so với một đường thẳng trong không gian phẳng. Sự lệch thêm do độ cong đó gây ra có thể sánh với sự lệch chỉ do chuyển động rơi gây ra, cho nên tiên đoán của thuyết tương đối rộng yêu cầu một độ lệch vị trí sao lớn gấp hai lần – khoảng 1,75” tại rìa của Mặt trời – so với yêu cầu của lí thuyết Newton.
Ngay từ năm 1913, Einstein đã viết thư cho các nhà thiên văn học hàng đầu, cố gắng thuyết phục họ thực hiện một phép đo của hiệu ứng mà ông tiên đoán. Tuy nhiên, các ngôi sao ở gần Mặt trời thường không nhìn thấy được, nên vấn đề là các nhà thiên văn cần phải chụp ảnh một vùng sao xung quanh Mặt trời trong một kì nhật thực toàn phần. Điều đó có nghĩa là phải thực hiện những chuyến đi vất vả đến nơi nhật thực được tiên đoán xảy ra. Trước năm 1919, một số nỗ lực nhằm đo hiệu ứng đó đã bị cản trở bởi thời tiết xấu lẫn Thế chiến thứ nhất6. Vả lại, Einstein đã thay đổi tiên đoán của ông vào năm 1916, nên có lẽ thật là may mắn khi những cuộc thám hiểm trước thời điểm đó đã không thành công.
Nhật thực năm 1919 được công nhận là một cơ hội đặc biệt thuận lợi do sự có mặt của những ngôi sao sáng bất thường thuộc cụm Hyades ở gần Mặt trời trong lúc nhật thực. Hơn nữa, lúc ấy lí thuyết của Einstein đã thu được sự nổi bật đáng kể do thành công của nó ở việc giải thích sự tiến động không bình thường của Thủy tinh là một nhiễu loạn trong quỹ đạo của nó do Mặt trời bẻ cong không thời gian gây ra.
Người nhận ra tầm quan trọng của nhật thực năm 1919 là Dyson [không có liên quan gì đến nhà vật lí Freeman Dyson], nhà thiên văn học hoàng gia của nước Anh và là giám đốc Đài thiên văn Hoàng gia Greenwich. Người chỉ cho Dyson thấy tầm quan trọng của lí thuyết mới của Einstein là Eddington, giám đốc Đài thiên văn Đại học Cambridge. Dyson, chủ tịch Liên ủy ban thường trực về nhật thực của Hội Hoàng gia và Hội Thiên văn học Hoàng gia, đã chọn Eddington vào một ủy ban con thành lập ra để chuẩn bị cho chuyến thám hiểm quan sát nhật thực năm 1919. Mặc dù có vẻ như chiến tranh sẽ làm hỏng mất những nỗ lực của họ, nhưng sự kết thúc đột ngột của các hành vi thù địch vào tháng 11/1918 xảy ra vừa kịp lúc cho chuyến thám hiểm khả dĩ thực hiện được. Eddington, mang theo một người thợ đồng hồ xứ Northamptonshire tên là Edwin Turner Cottingham, đã đi đến một trạm trên hòn đảo Hoàng tử nằm ngoài khơi vùng duyên hải Tây Phi, ở gần xích đạo. Dyson đã gửi hai trong số các phụ tá Greenwich của ông, Charles Davidson và Andrew Crommelin, đến một trạm tại Sobral ở miền bắc Brazil.
Có khả năng câu chuyện nổi tiếng nhất về thiên hướng vô cớ của Eddington nghiêng về lí thuyết của Einstein là một câu chuyện do chính Eddington tường thuật lại trong đó Dyson, trong khi giải thích thí nghiệm với Cottingham trước chuyến đi, đã bảo người thợ đồng hồ rằng có ba khả năng hợp lí về mặt lí thuyết: không bị lệch; lệch một nửa, cho thấy ánh sáng có khối lượng, và chứng minh Newton đúng; và bị lệch hoàn toàn, chứng minh Einstein đúng. Biết rằng sự lệch càng lớn thì kết quả càng hấp dẫn và mới lạ về mặt lí thuyết, Cottingham đã hỏi chuyện gì sẽ xảy ra nếu họ thu được gấp đôi độ lệch Einstein. “Khi đó”, Dyson trả lời, “Eddington sẽ phát rồ, còn anh sẽ phải trở về một mình”.
Hai đoàn thám hiểm rời nước Anh vào tháng ba và đến các trạm của họ đúng thời gian thích hợp cho kì nhật thực. Vào ngày nhật thực, 29/5, Eddington đã thất vọng vì những đám mây nặng nề, nhưng chúng đã kịp mỏng đi trong lúc nhật thực để ông thu được ảnh của những ngôi sao sáng nhất vào những phút phơi sáng sau cùng ông thực hiện. Trong khi đó, đội Greenwich ở Sobral được thời tiết tốt ủng hộ nhưng lại gặp rắc rối bởi thiết bị chính của đội không hoạt động, một thấu kính chụp ảnh thiên văn. Được chế tạo để dùng trong các nghiên cứu chụp ảnh toàn bầu trời, các thấu kính ảnh thiên văn được thiết kế có một trường nhìn rộng khác thường. Thiết bị hỗ trợ, một thấu kính 4 inch, thì hoạt động tốt. Nhưng với trường nhìn hẹp hơn của nó, thấu kính 4 inch mang lại ít sao hơn trên phim chụp của nó so với thấu kính ảnh thiên văn.
Phân tích số liệu
Trường hợp may mắn Mặt trời nằm trong vùng có những ngôi sao tương đối sáng đã cho các nhà thiên văn một cơ hội tuyệt vời để đạt được những bức ảnh chất lượng tốt của các ngôi sao ở gần Mặt trời, nơi những ngôi sao mờ hơn sẽ bị dìm mất bởi ánh sáng của vành nhật hoa của Mặt trời. Độ lệch biểu kiến đã tiên đoán về vị trí của các sao, họ tin tưởng, nằm trong mức độ chính xác có thể thu được bằng các kĩ thuật đo đạc thiên văn đương thời, thậm chí còn cho phép khó khăn kĩ thuật được khắc phục bằng cách chuyên chở thiết bị tinh vi đến những địa phương xa xôi trước khi lắp đặt.
Parsec được định nghĩa là khoảng cách mà một ngôi sao, nhìn từ Trái đất, sẽ chịu chuyển động biểu kiến, do thị sai, một giây cung trong hành trình một năm. Không có ngôi sao nào nằm trong vòng một parsec của hệ Mặt trời của chúng ta; vì thế, toàn bộ nghiên cứu thị sai sao về bản chất là dưới giây cung, phần nhiều trong số đó được biết rõ chưa tới một giây cung. Dyson có nhiều kinh nghiệm trong nghiên cứu thị sai sao. Thật vậy, cả Dyson lẫn Eddington đều đã bắt đầu sự nghiệp của họ nghiên cứu các vấn đề đo đạc thiên văn, trong đó có chuyển động thị sai và chuyển động thực của các sao và các vật thể khác.Phương pháp sử dụng để xác định độ lệch biểu kiến là phơi sáng các bức ảnh của vùng sao trong lúc nhật thực và sau đó so sánh với sự phơi sáng của cùng vùng sao đó vào ban đêm, lúc không có Mặt trời. Hiển nhiên, các tấm phim so sánh được thực hiện ở một thời điểm khác của năm, vì phải mất một thời gian cho Mặt trời di chuyển ra khỏi vùng sao Hyades. Người ta còn muốn chúng được chụp vào thời điểm khi vùng sao đó ở cùng một vị trí trên bầu trời; nghĩa là chờ đợi tại địa điểm nhật thực cho đến khi Mặt trời di chuyển ra đủ xa theo đường hoàng đạo để cho ngôi sao đó mọc lên đúng độ cao đó trên bầu trời trước lúc bình minh.
Một số ngôi sao sáng bất thường từ chòm sao Hyades đã chiếm đầy bầu trời ở tất cả các bên của Mặt trời trong kì nhật thực năm 1919. [a] Trong hình vẽ minh họa này, sự lệch hướng của ánh sáng sao do lực hấp dẫn của Mặt trời đã làm lệch các vị trí sao ban đầu [màu xanh] một cách đáng kể khỏi tâm của Mặt trời; những ngôi sao gần tâm nhất chịu sự lệch nhiều nhất. [b] Một sự thay đổi tỉ lệ giữa một phần phơi sáng và một lần khác làm lệch các vị trí sao một cách đáng kể khỏi tâm của bức ảnh này; những ngôi sao cách xa tâm biểu hiện sự lệch nhiều nhất.
Đối với đội Sobral, những người thấy nhật thực xảy ra vào buổi sáng, điều đó nghĩa là chỉ cần chờ hai tháng, đó là cái họ đã làm. Nhưng với đội Hoàng tử, những người thấy nhật thực toàn phần xảy ra lúc giữa trưa, thì sẽ phải chờ gần nửa năm để so sánh các phim chụp tại cùng địa điểm, đó là cái Eddington đã không làm. Thay vì thế, các phim chụp so sánh đã được thực hiện ở Anh trước chuyến đi.
Vì những thay đổi khó hiểu về tỉ lệ và những phức tạp khác có thể phát sinh từ việc so sánh các sự phơi sáng ở những thời điểm và địa điểm khác nhau và với những lắp đặt khác nhau của cùng một thiết bị, nên đội Cambridge chọn cái gọi là các tấm chụp kiểm tra của một vùng sao khác cả ở Anh và trên đảo Hoàng tử. Những tấm phim đó cho đội nghiên cứu biết bất cứ sự thay đổi lớn bất ngờ nào về tỉ lệ giữa kì nhật thực và các tấm phim so sánh. Và vì Mặt trời không hề xuất hiện trong bộ phim chụp kiểm tra nào, nên chúng tạo thành một đối chứng trên thí nghiệm của Eddington. Thật vậy, vai trò thụ động đó dường như là kế hoạch ban đầu của Eddington dành cho chúng.
Khi so sánh hai hình ảnh khác nhau của cùng một vùng sao chụp ở những thời điểm khác nhau, người ta phải giải thích những sự lệch nhất định về vị trí sao gây ra bởi các hiệu ứng thiên văn và khí quyển có thể đoán trước được. Ngay cả khi chụp với cùng một thiết bị, hai ảnh của cùng một vùng cũng bị quay đi một chút so với nhau hoặc, tệ hết thảy, có thể thay đổi độ phóng đại, mang lại một sự thay đổi tương đối của tỉ lệ giữa hai bức ảnh. Sự thay đổi tỉ lệ đó là hiệu ứng nguy hiểm nhất nhìn từ quan điểm của người muốn đo độ lệch ánh sáng, vì nó nhạy lại rất giống hiệu ứng làm lệch ánh sáng. Sự lệch ánh sáng đưa ngôi sao ra xa khỏi Mặt trời trên ảnh chụp. Một sự thay đổi tỉ lệ làm di chuyển ngôi sao ra xa khỏi chính giữa bức ảnh, nơi Mặt trời nằm tốt nhất để thu được một vùng sao đối xứng ở gần nó.
May thay, có một sự khác biệt đặc trưng giữa hai hiệu ứng. Sự lệch ánh sáng là lớn nhất đối với những ngôi sao ở gần rìa của Mặt trời nhất và là nhỏ nhất đối với những ngôi sao ở xa nó. Điều ngược lại đúng đối với một sự thay đổi tỉ lệ: Các ngôi sao ở xa vùng giữa tấm phim chịu sự thay đổi lớn nhất về vị trí, còn những ngôi sao ở gần chính giữa tấm phim chịu ảnh hưởng ít nhất. Như vậy, việc so sánh trực tiếp vị trí của một số ngôi sao trên hai tấm phim có thể, về nguyên tắc, gỡ rối các hiệu ứng đó.
Khó khăn của Eddington với các tấm phim chụp nhật thực của ông thực hiện trên đảo Hoàng tử là chỉ những ngôi sao sáng nhất mới nhìn thấy trên cặp phim chụp qua những đám mây mỏng dần vào cuối kì nhật thực toàn phần. Chỉ có một vài ngôi sao để làm việc, cơ hội của ông gỡ rối các sự lệch gây ra bởi sự thay đổi tỉ lệ với sự lệch gây ra bởi sự lệch ánh sáng bị giảm đi nhiều. Thực tế thì một nửa thông tin quý giá của ông dành để đo một con số, sự thay đổi tỉ lệ, là cái chẳng có gì hấp dẫn đối với ông.
Vì thế, Eddington chuyển sang một phương pháp khác giảm bớt số liệu, trong đó ông đã đo sự thay đổi tỉ lệ giữa các tấm phim chụp ở Oxford và các tấm chụp trên đảo Hoàng tử. Sau đó, ông có thể đưa giá trị số đó vào trong các phương trình của ông cho các tấm phim. Như vậy, toàn bộ thông tin số đo mà ông có sẽ hướng tới thiết lập những con số mà ông thật sự cần đến – độ lệch ánh sáng đối với từng ngôi sao.
Như bản thân Eddington biết rõ, phương pháp đó không nằm trong kế hoạch ban đầu của ông. Cả hai đội đều dự định ngăn chặn trước mọi luận cứ chống lại sự thu giảm số liệu của họ bằng cách đo trực tiếp sự thay đổi tỉ lệ giữa các phim chụp nhật thực của họ và các tấm phim so sánh. Sau hết thảy, các tấm phim chụp kiểm tra của Eddington trên đảo Hoàng tử được chụp vào ban đêm, và các tấm phim chụp nhật thực chụp vào ban ngày của một vùng sao nằm trong một phần khác của bầu trời. Người ta thật sự chẳng thể biết các thay đổi nhiệt độ và những điều kiện môi trường khác có làm thay đổi tỉ lệ trong hai bộ phim chụp đó hay không.
Đối với sai số, Eddington nhấn mạnh vào tính ổn định nhiệt độ của bầu không khí nhiệt đới ẩm ở cả hai địa điểm. Một đặc điểm đã biết của các kì nhật thực là sự giảm đột ngột của nhiệt độ đi một vài độ trong kì toàn phần, khi cái bóng của Mặt trăng, rộng vào cỡ một trăm dặm, quét qua mặt đất. Nhưng trên đảo Hoàng tử, với điều kiện nhiệt đới ẩm của nó và thời tiết có nhiều mây, nhiệt độ chẳng thay đổi bao nhiêu trong lúc nhật thực, theo Eddington; nên sự biến đổi là chưa tới một độ giữa nhiệt độ ban ngày vào lúc nhật thực và nhiệt độ ban đêm trong lúc các tấm phim được chụp9. Như vậy, Eddington cảm thấy chắc chắn rằng sự thay đổi tỉ lệ đo từ các tấm phim chụp kiểm tra có thể áp dụng thành công cho các tấm phim chụp nhật thực so sánh.
Trong khi Eddington đang ngồi ở Cambridge nghiên cứu khuôn khổ phân tích số liệu sửa lại của ông, thì Crommelin và Davidson ở Sobral đang chụp các tấm phim so sánh của họ và sau đó gửi về Anh, chúng tới nơi vào hôm 25 tháng 8. Vào tháng 9, ở Greenwich, Davidson và người trợ lí người Greenwich khác, Herbert Henry Furner, bắt đầu đo các vị trí sao trên các tấm phim dưới sự giám sát của đích thân Dyson. Một ít còn lại của dữ liệu Cambridge, nhưng gần như toàn bộ các tấm phim và hàng tá các bản suy luận số liệu hiện vẫn còn lưu giữ ở các bộ sưu tập Greenwich. Khối tư liệu đó mang lại một bức tranh đẹp của cái đã tiết lộ ở đó. Đáng chú ý nhất, không có bằng chứng nào cho thấy Eddington từng có mặt, hay tham gia vào, bất kì phép suy luận Sobral nào. Chữ viết tay của Dyson xuất hiện trong các phần ghi chú suy luận số liệu Sobral ở nhiều điểm quan trọng, nhưng không có chữ viết của Eddington ở chỗ nào cả. Ngoài ra, về phía Eddington, việc trao đổi thư từ giữa hai người được lưu giữ trong các bộ sưu tập. Hãy xem lá thư hồi âm ngày 03/10/1919 cho một lá thư đã mất từ Dyson:
Dyson thân mến,
Tôi rất hài lòng với lá thư và những số đo của anh. Tôi hài lòng là các phim chụp Cortie đã cho thấy sự lệch trọn vẹn không chỉ vì lí thuyết, mà còn vì tôi đang lo lắng về các tấm phim chụp trên đảo Hoàng tử và không thể tìm ra cách thức khả dĩ nào hòa giải chúng với sự lệch một nửa. Tôi nghĩ có lẽ mình đã hấp tấp trong việc chọn ra tỉ lệ của mình từ một vài số đo. Tôi vừa hoàn thành xác định rõ ràng của mình về A [5 tấm phim chụp trên đảo Hoàng tử khác so với 5 tấm phim chụp khác ở Oxford], nó không khác biệt gì đáng kể so với dự liệu mặc dù nó làm giảm các giá trị lệch của tôi đi một chút [Arthur S. Eddington gởi cho Frank W. Dyson, ngày 3/10/1919, MS.RGO.8/150, Thư viện Đại học Cambridge].
Trích dẫn ở trên phần nào cho thấy phương pháp tập trung vào lí thuyết của Eddington đối với việc phân tích dữ liệu. Nhưng nó cũng làm sáng tỏ sự hiểu biết của ông về việc thu nhỏ dữ liệu từ các tấm phim chụp 4 inch [nhắc tới ở đây là các tấm phim Cortie, đặt theo tên Aloysius Cortie, vị linh mục Thiên chúa giáo đã cho mượn các thấu kính 4 inch để khảo sát] trong một lá thư từ Dyson gửi tới. Rõ ràng trước đó Eddington đã được báo cho biết các kết quả của việc thu nhỏ dữ liệu thiên văn Sobral, nhưng phản ứng của ông là không can thiệp vào phân tích của các tấm phim Greenwich. Thay vì vậy, ông xem xét các tấm phim chụp của riêng ông trong một nỗ lực nhằm hòa giải chúng với các kết quả đã báo cáo từ Sobral nghiêng về kết quả Newton lệch một nửa thôi.
Như vậy, chúng ta phải tin rằng chính Dyson là người đưa ra quyết định bỏ qua kết quả từ các tấm phim chụp thiên văn và thay vào đó chỉ phân tích dựa trên các tấm phim phơi sáng với thấu kính 4 inch. Vì thế, có vẻ thích hợp là chúng ta hãy tìm hiểu xu hướng của Dyson ủng hộ hay chống lại lí thuyết nào để xem khuynh hướng của Eddington là gì.
Thật vậy, giống như phần đông các nhà thiên văn học thời kì ấy, Dyson có phần hoài nghi thuyết tương đối rộng. Trong một lá thư đề ngày 18 tháng 3 năm 1920 gửi cho Frank Schlesinger, giám đốc Đài thiên văn Yale, ông đã phát biểu,
Kết quả đó trái với sự trông đợi của tôi, nhưng vì tôi đã thu được nó nên tôi cố gắng tìm hiểu lí thuyết tương đối, và lí thuyết đó chắc chắn rất toàn diện, mặc dù khó hiểu và khó nắm bắt [MS.RGO.8/123, Thư viện Đại học Cambridge].
Eddington đã viết những điều tương tự cho Hermann Weyl vào ngày 18 tháng 8 năm 1920:
Sự nhiệt tình của Dyson đã làm cho các chuyến thám hiểm nhật thực sẵn sàng bắt đầu hoạt động, bất chấp rất nhiều khó khăn. Lúc ấy, ông rất ngờ vực về lí thuyết tương đối mặc dù hết sức hứng thú với nó; và ông đã nhận ra tầm quan trọng rất lớn của nó [Hermann Weyl Nachlass, Hs 91:523 ETH-Bibliothek Zurich].
Vết nhô mặt trời nổi bật xuất hiện trong kì nhật thực 1919, chụp từ đảo Hoàng tử, một hòn đảo nằm ngoài khơi bờ biển Tây Phi [Ảnh: Hội Thiên văn học Hoàng gia, London]
Còn về nghi vấn muốn hòa giải với nước Đức, thường được trích dẫn là một động cơ khác nữa cho khuynh hướng của Eddington nghiêng về lí thuyết của Einstein, có khả năng là trong trường hợp đó, Dyson cũng giữ vai trò chủ đạo. Thông cáo của Dyson [công bố năm 1939] phát biểu rằng ông đã hỗ trợ hòa giải thời hậu chiến, nhưng điều đó phải xét trong bối cảnh cụ thể. Trong vài năm đầu tiên tồn tại của nó, Hiệp hội Thiên văn học quốc tế, một tổ chức mà ông giữ vai trò then chốt trong sự ra đời của nó sau Thế chiến thứ nhất, không thừa nhận nước Đức hay các đồng minh của nó. Một thí dụ tuyệt vời cho quan điểm của nhà vật lí Anh tiêu biểu nghiêng về lí thuyết tương đối lẫn nền khoa học Đức được cho trong một lá thư giữa hai nhà thiên văn vẫn được bảo quản ở phòng trưng bày của Đài thiên văn Hoàng gia Greenwich nói về nhật thực:
Lí thuyết thứ hai của Einstein [thuyết tương đối rộng]…còn mang nhiều tính suy đoán và tôi chỉ sợ rằng sự phù hợp với các quan sát sẽ làm cho tôi chấp nhận nó. Tôi có thể hiểu rõ những người đồng bào của Riemann và Christoffel đã thiêu Louvain và nhận chìm Lusitania [Rudolph Moritz gửi cho Phillip H. Cowell, ngày 01/03/1918, MS.RGO.8/132, Thư viện Đại học Cambridge].
Nhưng cho dẫu lúc đầu Dyson không nghiêng về thuyết tương đối đi chăng nữa, thì liệu ông có bị dao động bởi sai số quan sát của người đồng nghiệp trẻ tuổi hơn và người đồng nghiệp cho đến khi ấy vẫn mang nặng tính lí thuyết Eddington ? Có chút ít lí do để nghĩ như thế. Dyson là nhân vật thâm niên trong làng thiên văn học Anh quốc, và mặc dù tên tuổi của Eddington ngày nay nổi tiếng hơn, nhưng hai người dường như vẫn ngang ngửa địa vị với nhau tính theo tiếng tăm xã hội của họ và danh vọng khoa học vào lúc xảy ra nhật thực. Ngoài ra, còn có những cơ sở tốt để tin rằng Dyson đã đưa ra quyết định chính xác về mặt khoa học trong việc chọn cách bỏ qua dữ liệu phim chụp thiên văn.
Các thiết bị tại Sobral, Brazil. Thấu kính 4 inch nằm trong ống vuông ở phía bên phải, và thấu kính ảnh thiên văn, được chọn vì trường nhìn rộng của nó, nằm trong ống tròn ở phía bên trái. Ở trước các ống là các gương được điều khiển bẳng một cơ chế giữ cho các ảnh sao nằm trên cùng vị trí trên phim chụp trong suốt thời gian phơi sáng. Chiếc gương ở bên trái là mối ngờ vực chủ yếu trong các ảnh chụp bằng thấu kính thiên văn chất lượng nghèo nàn trong kì nhật thực năm 1919 [Ảnh: Bảo tàng Khoa học, London]
Phân tích lại năm 1979
Đội Greenwich đã lên kế hoạch bắt đầu đưa thấu kính chụp ảnh thiên văn của đội vào thiết bị chính của đội. Nhưng thấu kính đó không hề được sử dụng tại kì nhật thực nào, và các e ngại với chiếc gương và cơ chế điều khiển của nó đã khuyến khích đội Sobral mang theo một thiết bị dự phòng hoạt động trên thấu kính 4 inch Cortie. Vào giữa kì nhật thực, việc phát triển tại chỗ một số tấm phim đã nhắc Crommelin và Eddington rằng cấu hình chụp ảnh thiên văn đó đã mất rõ nét trong lúc nhật thực. Các ngôi sao có vết sọc đáng để ý, vấn đề đã được Dyson báo cáo tại một cuộc họp của Hội Thiên văn học Hoàng gia từ hôm 13 tháng 6.10 Thật rắc rối, khi các tấm phim chụp so sánh được thực hiện hai tháng sau đó, người ta thấy thiết bị lại rõ nét trở lại.
Bất chấp những e ngại về chất lượng của các tấm phim chụp, Dyson và đội của ông vẫn tiến lên và thu nhỏ dữ liệu ảnh chụp thiên văn trước. Tuy nhiên, họ đã gặp phải những khó khăn đáng kể trong việc đo các tấm phim. Do tính mơ hồ của những bức ảnh sọc dưa và mất nét, họ đã đo vị trí sao trên tấm phim chụp thiên văn của kì nhật thực chỉ trong một tọa độ. Ném đi một nửa dữ liệu của họ vào lúc bắt đầu, họ đã công bố và thu được kết quả gây tranh cãi là 0,93’’, họ đã báo kết quả đó cho Eddington trước ngày 3 tháng 10. Một lần nữa, họ đã thu nhỏ dữ liệu thấu kính 4 inch, được hỗ trợ bởi sự sắc nét thu được trên các tấm phim chụp nhật thực, và họ phải đương đầu với vấn đề là hai thiết bị của họ mang lại những số đo rất không ăn khớp với nhau.
Thật thú vị, đội Greenwich đã thử một phương pháp phân tích khác với dữ liệu ảnh chụp thiên văn. Trong đoạn báo cáo mấu chốt của Dyson, ông trình bày rằng một phương pháp phân tích khác đã thu được kết quả 1,52” từ dữ liệu ảnh chụp thiên văn Sobral. Một bài báo năm 1921 sau này về cơ bản đã lặp lại nhận xét đó [trích dẫn những con số hơi khác vì những lí do không trình bày]:Nếu như cho rằng tỉ lệ đã thay đổi, thì độ lệch Einstein từ loạt phim chụp là 0,90”; còn nếu như cho rằng không có một sự thay đổi thật sự nào của sự rõ nét của ảnh xảy ra, mà đơn thuần chỉ là sự nhòe ảnh, thì kết quả đó là 1,56”; tuy vậy, một chút trọng lượng đã gắn với loạt ảnh chụp này.
Điều đó có nghĩa là Dyson và các cộng sự của ông đã nỗ lực làm một cái gì đó cho gần với phương pháp phân tích của Eddington. Họ đã không kiểm tra các tấm phim chụp, như ông đã làm, nhưng họ thật sự đã chụp các tấm phim so sánh ở cùng địa điểm và với cùng thiết bị như các tấm phim chụp nhật thực. Nếu như Eddington có thể thừa nhận rằng không có sự thay đổi tỉ lệ nào xảy ra giữa các tấm phim chụp nhật thực ban ngày và các tấm phim chụp kiểm tra vào ban đêm trên đảo Hoàng tử, thì thủ thuật tương tự có xảy ra với Sobral, nơi mà các điều kiện thời tiết nhiệt đới cũng làm thay đổi ít nhiều ở nhiệt độ ? Họ đã tính được sự thay đổi tỉ lệ do các hiệu ứng thiên văn đã biết và áp dụng sự thay đổi đó cho các sai lệch vị trí sao giữa các tấm phim chụp nhật thực và phim chụp so sánh. Kết quả là một giá trị lớn hơn 1,5’’ cho sự lệch ánh sáng, kết quả lệch khỏi kết quả trên đảo Hoàng tử của Eddington là mấy. Như vậy, có khả năng là việc phân tích dữ liệu của các tấm phim chụp thiên văn đã làm hé lộ một sự thay đổi tir lệ lớn bất ngờ do một số khiếm khuyết trong thiết bị đo đạc.
Dyson và các cộng sự của ông có thể đã tranh luận theo những hướng sau đây. Nếu tính toán của họ về một sự thay đổi lớn tỉ lệ trong các tấm phim chụp thiên văn là đúng, thì thiết bị phải chịu một sự thay đổi lớn về độ phóng đại do sự biến thiên nhiệt độ trong kì nhật thực. Điều đó nghĩa là giá trị sai lệch đo được phù hợp với lí thuyết Newton. Mặt khác, nếu ai đó tranh luận rằng thiết bị có thể đơn giản là bị mất nét, thì kết quả mặc nhiên phù hợp hơn với lí thuyết Einstein và với các kết quả thu được bởi các thấu kính thiên văn Sobral 4 inch và trên đảo Hoàng tử. Như vậy, việc ủng hộ cho lí thuyết Newton, trong một chừng mực nào đó, là không tương thích về mặt lôgic với các thiết bị đã hành xử theo kiểu như dự tính. Tôi cho rằng hướng lập luận đó đã có tác động mạnh lên quyết định của đội Greenwich loại trừ dữ liệu ảnh chụp thiên văn ra khỏi báo cáo sau cùng của họ.
Thật thú vị, một phép phân tích lại dữ liệu vào năm 1979 với phương pháp hiện đại do Đài thiên văn Hoàng gia Greenwich thực hiện đã ủng hộ cho quan điểm đó. Theo lệnh của vị giám đốc khi ấy, Francis Braham Smith và Andrew Murray, vị chuyên gia trắc sao của đài, Geoffrey Harvey và A.D. Clements đã đưa các tấm phim năm 1919 ra khỏi hai thiết bị Sobral và đã đo vị trí sao bằng một cỗ máy đo phim hiện đại. Dữ liệu sau đó được phân tích lại bằng phần mềm thu giảm dữ liệu thiên văn do Murray viết. Bảng dưới đây so sánh các kết quả của Harvey với kết quả của đội khảo sát năm 1919 [toàn bộ các đại lượng đo theo đơn vị giây cung].
Lưu ý kết quả khác của Dyson cho dữ liệu ảnh chụp thiên văn là 1,52” [không cho biết sai số].
Kết quả của thiết bị thấu kính 4 inch phù hợp khá tốt với các số đo ban đầu. Cái nổi bật nhất là sự phù hợp gần gũi giữa kết quả đối với thấu kính ảnh thiên văn và giá trị khác cho bởi Dyson và Crommelin năm 1919. Mặc dù nó có thể là sự trùng khớp ngẫu nhiên, nhưng việc phân tích lại đã cung cấp một sự xác thực sau rốt cho quan điểm rằng vấn đề trở ngại thật sự với dữ liệu ảnh thiên văn Sobral là sự khó khăn, với các phương tiện hạn chế có sẵn vào năm 1919, của việc phân tách sự thay đổi tỉ lệ ra khỏi sự lệch ánh sáng.
Tuy nhiên, trớ trêu thay, bài báo năm 1979 chẳng có tác động gì lên câu chuyện đang nổi lên rằng có cái gì đó ám muội xung quanh thí nghiệm năm 1919. Thật vậy, trong chừng mực tôi có thể nói, bài báo đó chưa hề được trích dẫn bởi bất kì ai, trừ một đoạn tham khảo ngắn, không rõ ràng trong cuốn Lược sử thời gian của Stephen Hawking.13 Tuy nhiên, Hawking đã nhắc lại phép phân tích đó để chứng minh rằng phép đo ban đầu không thể nào thu được độ chính xác mà người ta đã khẳng định, khiến một thành viên của đội thám hiểm năm 1919 phải trình làng một bức thư phân bày.
Đạt tới viễn cảnh
Khi giải thích các kết quả thực nghiệm, ngữ cảnh là tất cả. Chuyến thám hiểm nhật thực chuyên nghiệp cuối cùng để tiến hành thí nghiệm bẻ cong tia sáng là vào năm 1973, do một đội thuộc trường Đại học Texas dẫn đầu được thúc đẩy một phần bởi khát vọng muốn kiểm tra lí thuyết của Einstein chống lại lí thuyết tensor vô hướng Jordan-Fierz-Brans-Dicke. Sự khác biệt giữa các tiên đoán của hai lí thuyết đó đòi hỏi độ chính xác cao hơn cái có thể thu được hồi năm 1919 và có thể còn cổ vũ cho một ước lượng quan trọng hơn của thí nghiệm trước. Kể từ năm 1973, các nhà thiên văn học vô tuyến đã có thể tiến hành những phép đo chính xác hơn bằng cách các quasar đang bị Mặt trời che khuất.
Tương tự như thế, các nhà triết học như Earman và Glymour đang túm lấy vấn đề nhận thức luận rằng thật ra có khả năng nào cho các lí thuyết bị đánh đổ bởi từng thí nghiệm cá lẻ hay không. Các phép đo năm 1919 tự chúng không đủ để lật đổ Newton. Thật đáng tiếc, chỗ có phần tế nhị đó đã trở thành thô tục bởi việc người ta nhai đi nhai lại rằng Eddington và Dyson đã bị thành kiến bởi vì đơn giản là họ không có khả năng thực hiện những phép đo có độ chính xác cần thiết. Tôi thì cho rằng họ có cơ sở hợp lí trong việc đưa ra khẳng định trọng tâm của họ rằng các kết quả của họ không phù hợp với lí thuyết Newton mà đại thể lại phù hợp với lí thuyết của Einstein. Theo ý nghĩa đó, những nỗ lực của họ là quan trọng trong việc thay thế lí thuyết Newton bằng thuyết tương đối rộng giống như bất kì một thí nghiệm cá lẻ nào có thể làm được.
Dyson và các cộng sự của ông đã nóng lòng lặp lại các phép đo của họ và đã sử dụng các phương pháp dựa trên việc sử dụng các tấm phim chụp kiểm tra để mang lại một số đo độc lập của sự thay đổi tỉ lệ tại kì nhật thực năm 1922. 16 Họ đã bị đẩy lùi bởi thời tiết xấu, mặc dù một nhóm đến từ Đài thiên văn Lick thật sự mang lại những số đo mới phù hợp với các kết quả năm 1919. Mặc dù họ không có được kết luận cuối cùng về thí nghiệm bẻ cong ánh sáng, và dẫu cho họ đã may mắn thu được dữ liệu như họ đã làm, nhưng những con người của năm 1919 đó vẫn được ghi nhận vì đã chỉ đạo một thí nghiệm khó với kĩ năng, sự thông suốt và lòng trung thực dưới những điều kiện hết sức khó khăn. Công trình của họ là một đóng góp trọng yếu cho sự xuất hiện của thuyết tương đối rộng với tư cách là một trong những lí thuyết hàng đầu của vật lí học hiện đại.
HiepKhachQuay dịch [theo Physics Today, tháng 3/2009]
Bài viết khá dài, các bạn có thể download trọn vẹn bài viết [đầy đủ và chi tiết hơn] tại đây.