Từ Vụ nổ lớn đến một vũ trụ dãn nở

- Nguyễn Đức Phường — published 17/10/2019 16:05, cập nhật lần cuối 17/10/2019 19:13

Về giải Nobel Vật Lý 2019

Từ Vụ nổ lớn đến một vũ trụ dãn nở

Nguyễn Đức Phường
Đại học Quốc gia Hà Nội

Giải Nobel trong lĩnh vực Vật lý vừa được công bố ngày 8/10/2019 đã vinh danh những nghiên cứu trong lĩnh vực vũ trụ học và những thành tựu khám phá những hành tinh ngoài hệ mặt trời. Điều thú vị là những nghiên cứu cách đây nửa thế kỉ đã kiến tạo nên nền tảng lý thuyết quan trọng dựa trên những quan sát thực nghiệm, từ đó mang đến cho chúng ta có cái nhìn rõ ràng và chính xác nhất về lịch sử hình thành và tiến hóa của vũ trụ. Jim Peebles xứng đáng với sự tôn vinh cao quí nhất trong khoa học – Giải Nobel.

Bài viết dưới đây sẽ tổng quan những dấu mốc quan trọng nhất trong lịch sử nghiên cứu vũ trụ học cho đến sự ra đời của mô hình Vụ Nổ lớn (Big Bang) và đặc biệt ghi nhận những đóng góp to lớn của Jim Peebles.

I. Quan sát bầu trời

Nhìn lên bầu trời trong những đêm quang đãng không có mây và cả ánh trăng, với cái nhìn phiến diện thoáng qua khiến mỗi chúng ta bị ấn tượng mạnh về bầu trời đầy sao lấp lánh như những viên kim cương được dát trên nền trời, cùng với đó là cả những cảm giác thăng hoa khi chộp được những pha sáng chỉ tồn tại trong tích tắc của giây đồng hồ như sao băng. Cảm giác mạnh mẽ trước sự hùng vĩ mà thiên nhiên ban tặng đã thôi thúc loài người tìm về với cội nguồn của mình. Trên cái phông tối kia có hàng nghìn ngôi sao dường như gắn chặt vào bầu trời, và nếu kiêu nhẫn quan sát trong một thời gian dài chúng ta sẽ nhận thấy hầu như không có một biến đổi nào về vị trí tương đối giữa chúng. Điều tương tự mà ta có thể cảm nhận được lại không xảy ra ở những thiên thể rõ ràng hơn như Mặt trăng, Mặt trời, các hành tinh như: Thủy, Kim, Hỏa, Mộc, Thổ. Chúng ta phải cảnh giác, đừng tuyệt đối hóa lòng tin vào trực quan, bởi lẽ là đôi khi trực quan cũng đánh lừa chính chúng ta. Tất nhiên, cần có một sự phân biệt rõ ràng rằng, những gì mà chúng ta vừa thấy chỉ là kết quả tất yếu do chuyển động cục bộ của Trái đất tự quay và quay quanh Mặt trời gây ra mà thôi.

Cảm giác về một bầu trời đầy sao không biến động chỉ là phiến diện, trực quan về bầu trời. Thực ra tất cả đều vận động, các vì sao không đứng yên tuyệt đối mà chúng luôn chuyển động tương đối với nhau. Các hành tinh, Mặt trăng, Mặt trời do ở gần ta nên sự biến đổi về vị trí của chúng rõ ràng hơn và con người có thể cảm nhận được những biến đổi đó. Còn lại hằng hà sa các ngôi sao mà chúng ta có cảm giác là cố định thì trên thực tế chúng không hề cố định, mà như đã nói, chúng luôn chuyển động tương đối với nhau, và chuyển động đó là có quy luật. Nguyên nhân của hiện tượng này là do đại đa số các ngôi sao đó ở quá xa chúng ta, (hàng chục hay hàng nghìn năm ánh sáng) nên những biến đổi về vị trí là quá nhỏ. Ngôi sao gần gũi với chúng ta nhất là sao Anpha Centauri (thực chất là một sao đôi α Cen AB), nằm trong chòm sao Bán Nhân Mã (Centaurus), cách địa cầu 4,37 năm ánh sáng. Cách hệ sao này không xa (khoảng 0,21 năm ánh sáng) là ngôi sao gần Trái đất nhất là Cận Tinh. Đây là một sao lùn đỏ không thể nhìn thấy bằng mắt thường có tên khoa học là Proxima Centauri cách Trái đất 4,22 năm ánh sáng. Cận Tinh sẽ tiếp tục là ngôi sao gần Mặt trời nhất trong 32000 năm nữa và khoảng 26700 năm nữa ngôi sao này chỉ cách chúng ta khoảng 3,11 năm ánh sáng. Cận tinh có chuyển động riêng khá lớn khoảng 3,85 giây góc trên bầu trời. Nếu sử dụng các thiết bị quan sát hiện đại để theo dõi sự biến đổi vị trí của các ngôi sao này thì chúng ta sẽ thấy biến đổi về vị trí lớn nhất của nó cũng không vượt quá 4 giây góc trong một năm trên bầu trời. Với những biến đổi đó, các dây thần kinh trên võng mạc không đủ nhậy để ghi nhận. Đến đây phần nào đã làm tiêu tan những ý nghĩ về một bầu trời sao không biến đổi đang ngự trị trong đầu.

*
* *

Vẫn tiếp tục chăm chú ngước nhìn bầu trời nhưng đối tượng quan sát của chúng ta lúc này không phải là các ngôi sao mà muốn nói đến một lọai thiên thể khác vốn không được rõ ràng. Đó chính là dải Ngân Hà - một dải sáng mờ đục vắt ngang qua bầu trời. Người phương Đông gọi đó là “sông trời”, còn người phương Tây gọi là “con đường sữa” - Milky Way. Tuy nhiên, để hiểu rõ bản chất của hiện tượng “sông trời” hay “con đường sữa” là cả một chặng đường dài gian nan và không kém phần nảy lửa.

Có lẽ nhà thiên văn học người Anh tên là William Herschel là người đầu tiên đưa ra lời giải thích thuyết phục nhất về hiện tượng này dựa trên những quan sát thực tế vào năm 1785. Sau một thời gian dài quan sát, ông đã đưa ra lời giải thích là tất cả các vì sao mà ta thấy đều thuộc về một hệ thống sao khổng lồ có kết cấu hình cái đĩa bẹt. Mặt trời của chúng ta, do đó cả chúng ta, cũng thuộc về hệ thống sao đó. Ngày nay, chúng ta gọi hệ sao đó là hệ Ngân Hà hay thiên hà của chúng ta và có đường kính khoảng từ 100.000 đến 180.000 năm ánh sáng, với độ dày khoảng 2000 năm sánh sáng. Mặt trời có vị trí nằm cách trung tâm Dải Ngân Hà khoảng 27700 năm ánh sáng và ở gần mặt phẳng đối xứng của đĩa và hơi lệch về phía bắc. Herschel cũng xác định đại đa số các ngôi sao đều chuyển động quanh tâm của cái đĩa đó. Phát hiện của Herschel là một minh chứng cụ thể và rõ ràng nhất cho những giả thuyết trước đó. Trước đó, nhà thiên văn học người Anh Thomas Wright cũng đã gợi ý về sự tồn tại của hệ thống sao này trong tác phẩm “Giả thuyết mới về vũ trụ”.

Với cái nhìn chăm chú hơn về phía chòm sao Nhân Mã (Sagittarius), Bọ Cạp (Scorpius), Tráng Sĩ (Orion), hay Tiên Nữ (Andromeda), chúng ta có thể nhận ra những điểm sáng có vẻ kém rõ ràng hơn, dường như chúng chỉ ẩn hiện một cách mơ hồ trong cái nhìn thoáng qua. Việc tìm ra bản chất của những thiên thể này đã tạo ra bước ngoặt lớn trong nhận thức về vũ trụ.

Sự phát triển các kỹ thuật quan sát đã đóng góp rất lớn trong việc phải cảnh giác và loại bỏ được “những tri thức tạm thời”. Sự ra đời của các viễn kính cực mạnh đã dẫn đến sự thay đổi căn bản trong quan niệm của chúng ta về vũ trụ. Nó đã bóp mạnh vào đức tin quá mãnh liệt khi nhìn một hòn núi đứng yên mà khó tưởng tượng được rằng nó cũng đang chuyển động. Những viễn kính bắt đầu hướng về những tinh vân và những hình ảnh tốt nhất đã được ghi lại, đồng thời, những câu hỏi được đặt ra, đương nhiên sẽ có những câu trả lời đáp lại. Việc phát hiện ra ngày càng nhiều các thiên thể như thế trong các viễn kính lớn khiến các nhà khoa học lại càng thêm tò mò về bản chất của chúng. Một số nhà khoa học cho rằng đó thực sự là một hệ thống sao khổng lồ tương tự như hệ Ngân Hà của chúng ta, số khác lại nghĩ đó chỉ là những đám mây bụi khổng lồ tồn tại trong Dải Ngân Hà. Nhà triết học người Đức Immanuel Kant là người đầu tiên nhận ra một số tinh vân đích thực là những thiên hà giống như thiên hà của chúng ta. Đây hoàn toàn là một ý tưởng táo bạo về một vũ trụ chứa đầy những thiên hà.

Việc phân giải một số tinh vân như Tiên Nữ thành những ngôi sao riêng biệt, nhưng một số khác cho dù các viễn kính có mạnh đến đâu thì qua thị kính chúng chỉ là những đám mây mù không quy tắc. Cách duy nhất để khẳng định những tinh vân đó ở trong hay ngoài Dải Ngân Hà là xác định khoảng cách. Câu hỏi đặt ra cho các nhà khoa học thời đó là làm thế nào để đo được khoảng cách đến những thiên thể đó. Chắc chắn, họ không thể đo trực tiếp vì những thiên thể này ở quá xa, mà phải sử dụng phương pháp gián tiếp.

Vốn là trong thiên hà có những ngôi sao thường xuyên thay đổi độ sáng, gọi chung là biến tinh, trong số đó có một loại biến tinh gọi là Cepheid. Những ngôi sao thuộc loại này có sự biến đổi độ sáng không giống như các ngôi sao bình thường khác, do đó rất dễ phân biệt với các biến tinh khác. Đây chính là đối tượng cốt yếu trong việc cung cấp thông tin về khoảng cách tới thiên thể và chúng được ví như những cây nến chuẩn. Chúng ta biết rằng, ngôi sao dựa vào phản ứng nhiệt hạch tổng hợp hạt nhân nguyên tử Hydro thành hạt nhân của nguyên tử Heli, xảy ra ở trung tâm của ngôi sao có sức nóng hàng chục triệu độ, để tồn tại và phát ra năng lượng dưới dạng các bức xạ điện từ. Năm 1912, nhà thiên văn Henrietta Swan Leavitt và một đồng nghiệp Harlow Shapay làm việc ở đài thiên văn của Đại học Harvard đã phát hiện thấy chu kỳ đổi sáng của những sao thuộc biến tinh Ceipheid càng dài thì cấp sao biểu kiến càng sáng. Trong những năm tiếp theo, công trình của họ đã đưa ra một mối liên hệ toán học giữa chu kỳ đổi sáng với độ trưng tuyệt đối của loại biến tinh này. Và ta cũng biết rằng độ trưng tuyệt đối là năng lượng toàn phần mà một thiên thể bức xạ trong một đơn vị thời gian, còn độ trưng biểu kiến là năng lượng toàn phần nhận được trong một đơn vị thời gian và trên một đơn vị diện tích kính thiên văn. Mặt khác, độ trưng biểu kiến mà chúng ta quan sát được phụ thuộc vào độ trưng tuyệt đối của thiên thể và khoảng cách từ thiên thể đến chúng ta. Tức là cấp sao biểu kiến càng sáng thì cấp sao tuyệt đối cũng càng sáng, do đó sự khác biệt về cấp sao biểu kiến sẽ phản ánh sự khác biệt về cấp sao tuyệt đối. Hơn nữa, thiên thể càng xa thì cấp sao biểu kiến mà ta quan sát được càng nhỏ, ở đây sự khác biệt về cấp sao biểu kiến cũng phản ánh sự khác biệt về khoảng cách đối với những thiên thể có cùng độ trưng tuyệt đối. Mối liên hệ toán học mà hai nhà khoa học này đưa ra cho thấy độ trưng biểu kiến tỉ lệ với độ trưng tuyệt đối và tỉ lệ nghịch với bình phương khoảng cách. Từ hệ thức này ta có thể suy ra bất cứ khoảng cách nào chỉ cần quan sát được sự biến đổi độ sáng của thiên thể.

Cepheid đúng là những cây nến chuẩn đáng tin cậy, giúp xác định những khoảng cách lớn trong vũ trụ. Nhưng tại sao biến tinh này lại có được tính chất hữu ích thế? Chúng ta biết rằng cấu trúc của tất cả các sao được xác định bởi sự “đục”của vật chất trong ngôi sao. Thuật ngữ “mờ đục” ở đây chỉ sự tán xạ của các photon, như thủy tinh các photon truyền qua dễ dàng thì gọi là trong suốt. Trong trạng thái vật chất này, các photon cần nhiều thời gian hơn để tán xạ từ phía lõi của ngôi sao, do đó càng làm tăng nhiệt độ và áp suất trong lõi sao. Còn ngược lại, nếu vật chất gần như trong suốt thì các photon có thể chuyển động dễ dàng hơn và có thể làm triệt tiêu bất cứ một sự tăng nhiệt độ nào. Và ở đây, chính các biến tinh Ceipheid dao động ở hai trạng thái đó. Khi ngôi sao ở trạng thái nén chặt thì chỉ khí Heli trong lớp khí quyển của ngôi sao bị ion hóa. Các photon bị tán xạ bởi các electron ở lớp vỏ của nguyên tử Heli ion hóa này. Do sự tán xạ này, lớp khí quyển đó bị “mờ đục” và làm cho gradient nhiệt độ và áp suất phát triển trong lớp khí quyển này. Chính áp suất lớn này làm cho lớp khí quyển sao dãn nở. Khi ngôi sao ở trong trạng thái dãn nở, và Heli trong lớp khí quyển lại bị ion hóa, bởi vậy các photon ít bị tán xạ hơn, tức là lớp khí quyển này trong suốt hơn đối với bức xạ, vì vậy, các áp suất lại giảm. Không có áp suất bức xạ chống đỡ lại với hấp dẫn, lớp khí quyển sẽ co lại và ngôi sao lại trở về trạng thái như ban đầu. Mặt khác, khi lớp vỏ dãn nở thì mật độ vật chất trở nên thấp hơn và chu kỳ biến đổi tỉ lệ với mật độ trong trong lớp khí quyển và chu kỳ này dài ra hơn.

Những năm đầu của thế kỷ XIX, những viễn kính được trang bị kỹ thuật hiện đại, đặc biệt là những cảm biến (CCD) có độ nhạy cao, cho phép các nhà khoa học có thể phân giải từng ngôi sao riêng lẻ trong một số tinh vân đó. Thật may mắn, vào năm 1924 E. Hubble đã quan sát được một số biến tinh cepheid trong tinh vân thuộc chòm sao Tiên Nữ. Căn cứ vào những kết quả quan sát, kết hợp với những tính toán áp dụng cho mối liên hệ mà Leavitt và Shapay đưa ra, ông đã tính toán khoảng cách đến tinh vân này. Con số mà Hubble đưa ra là 900 nghìn năm ánh sáng (sau này, những quan sát chính xác hơn đã xác định được khoảng cách đến tinh vân Tiên Nữ là 2,54 triệu năm ánh sáng). Lúc bấy giờ người ta đã biết được đường kính của hệ Ngân Hà là khoảng 98 nghìn năm ánh sáng. Như vậy, con số mà Hubble đưa ra lớn gấp 10 lần so với đường kính của hệ Ngân Hà, do đó khẳng định chắc chắn rằng đích thực tinh vân Tiên Nữ là một tinh vân ngoài Ngân Hà gồm hàng trăm tỉ ngôi sao có kết cấu và quy mô tương tự như hệ Ngân Hà của chúng ta. Trong những năm tiếp theo, Hubble tiếp tục nghiên cứu tỉ mỉ hơn một chục thiên hà và đã xác định được khoảng cách tới chúng, phần lớn những thiên hà này đều thuộc vào nhóm thiên hà địa phương bao gồm cả thiên hà của chúng ta, M31, M32, M33, NGC205, đại tinh vân và tiểu tinh vân Magienlan… (trong danh mục do nhà thiên văn Pháp Charles Messier lập năm 1781 thì tinh vân Tiên nữ là M31…). Phát hiện của Hubble mang ý nghĩa quan trọng trong lịch sử vũ trụ học. Nó đánh dấu một nấc thang cao hơn trong công cuộc nghiên cứu vũ trụ.

Giờ đây, chúng ta không thể đo vũ trụ bằng trăm nghìn trượng như các nhà thiên văn cổ xưa. Thay vì thế là con số hàng chục triệu, tỉ năm ánh sáng. Với khoảng cách đó, cho dù thị giác của con người được hỗ trợ bởi những viễn kính cực mạnh được coi là con mắt nhìn vạn dặm hay những chảo ăng ten vô tuyến khổng lồ nghe được tận cuối chiều gió, thì đó cũng chỉ là những phương tiện hết sức nghèo nàn để khảo sát vũ trụ. Ý tưởng về một vũ trụ chứa đầy những thiên hà lúc đầu không phải được tất cả mọi người hưởng ứng, song với những phát kiến mới trong thiên văn học đã minh chứng rõ ràng cho nhận định đó.

Vấn đề về bản chất ngoài Ngân Hà đã được làm rõ, việc tiếp theo của các nhà thiên văn là nghiên cứu sâu hơn nữa về cấu trúc vũ trụ. Với cái khoảng cách mênh mông trong thế giới các thiên hà, việc nghiên cứu những hiện tượng thiên văn là vô cùng phức tạp. Điều mà chúng ta biết được duy nhất và cảm nhận trực tiếp từ một thiên thể xa xăm là ánh sáng, sứ giả duy nhất đem thông tin từ những thiên hà ở xa đến chúng ta. Trước khi tiếp tục chặng đường đi sâu vào tìm hiểu vũ trụ chúng ta hãy nhìn lại đôi chút về lịch sử khoa học.

*
* *

II. Lịch sử khoa học thiên văn

II.1. Ánh sáng

Vào thế kỷ XVII, với một thí nghiệm và dụng cụ đơn giản Isaac Newton đã có một phát hiện quan trọng trong lĩnh vực quang học mà ý nghĩa của nó trở nên sâu sắc đối với việc nghiên cứu các hiện tượng quang học sau này. Với thí nghiệm này I.Newton đã chứng tỏ rằng ánh sáng mặt trời là tập hợp các ánh sáng đơn sắc có màu biến thiên từ đỏ đến tím gọi là quang phổ, và khi tập hợp từng ánh sáng đơn sắc riêng biệt với nhau thì ta sẽ thu được ánh sáng trắng. Sau này, bằng thí nghiệm khi quan sát hiện tượng giao thoa của ánh sáng qua hai khe hẹp, nhà bác học Thomas Young đã chứng tỏ ánh sáng có tính chất sóng, tức là những thăng giáng trong trường điện từ, và lý giải rằng mỗi ánh sáng đơn sắc sẽ tương ứng với một bước sóng xác định. Nếu đi từ ánh sáng đỏ đến ánh sáng tím thì độ dài bước sóng giảm dần. Trước đó, một số nhà bác học như Christiaan Huygens, Augustin-Jean Fresnel cho rằng ánh sáng là sóng đàn hồi lan truyền trong môi trường đặc biệt lấp đầy khoảng không vũ trụ gọi là ete. Khi nghiên cứu sự cân bằng giữa bức xạ nhiệt và vật thể nung nóng với quan niệm cho rằng ánh sáng có tính chất sóng đã đi đến một kết luận có tính chất nghịch lý. Kết luận cho rằng, sự cân bằng không thể thực hiện được, nhưng thực nghiệm lại hoàn toàn trái ngược. Do đó, quan niệm về bản chất sóng của ánh sáng lâm vào bế tắc. Để phá tan rào chắn, nhà bác học người Đức Max Planck đã dũng cảm vứt bỏ quan niệm cũ cho rằng quá trình phát xạ và hấp thụ bức xạ không phải là một quá trình liên tục và đề ra một quan niệm mới cho rằng quá trình đó là gián đoạn. Mỗi phần gián đoạn mang một năng lượng hoàn toàn xác định gọi là lượng tử. Mỗi lượng tử có năng lượng liên hệ chặt chẽ với tần số của bức xạ. Đó cũng chính là tính chất lượng tử của bức xạ, và về sau này Albert Einstein đã phát triển thuyết lượng tử của Planck.

Như vậy, bản thân ánh sáng tồn tại hai mặt mâu thuẫn sóng và hạt, hai mặt mâu thuẫn này không bài trừ mà luôn thống nhất với nhau. Đến đây, chúng ta có thể nói rằng quang phổ của ánh sáng trắng là một quang phổ liên tục có màu biến thiên từ đỏ đến tím, ứng với mỗi ánh sáng đơn sắc có một độ dài bước sóng xác định đặc trưng cho màu sắc của ánh sáng đó, hay ta cũng có thể nói rằng mỗi ánh sáng đơn sắc được đặc trưng bởi một loại lượng tử năng lượng xác định. Mặt khác, khi một chất khí loãng hoặc hơi ở nhiệt độ xác định nào đó, chúng sẽ tự phát sáng và quang phổ của chúng là quang phổ vạch phát xạ, tức là gồm những vạch sáng đặc trưng cho chất khí hoặc hơi đó nằm trên một nền tối. Ngược lại, khi chất khí hoặc hơi đó được kích thích phát sáng bởi một nguồn nào đó có nhiệt độ cao hơn, thì quang phổ của chúng là quang phổ vạch hấp thụ gồm những vạch tối có cùng kích thước và vị trí với những vạch sáng trong quang phổ vạch phát xạ của cùng một chất khí hoặc hơi đó nhưng lại nằm trên nền quang phổ liên tục. Những khí đơn nguyên tử bức xạ ra các sóng ánh sáng có độ đài bước sóng xác định, trên quang phổ của chúng sẽ thu được những vạch quang phổ nhất định. Các khí đơn nguyên tử bị nung nóng và hơi kim loại có tính chất phát ra quang phổ đám. Chính việc nghiên cứu tính chất này sẽ giúp ta biết được thành phần của nguồn sáng. Đây là phương pháp tối ưu duy nhất để các nhà khoa học vén tấm màn che mặt của đối tương nghiên cứu trong vũ trụ bao la.

Sau những nghiên cứu về quang phổ, các nhà khoa học đã đồng nhất quang phổ của những sao riêng biệt với những thiên hà và đã minh chứng bản chất của loại tinh vân này hoàn toàn khác với một số đám tinh vân thể khí khác trong Dải Ngân Hà là kết quả của những vụ nổ sao mới, sao siêu mới, hay những đám mây khí nguyên thủy nơi nhiều ngôi sao trẻ đang được sinh ra. Năm 1912, nhà thiên văn học Vesto Melvin Slipher làm việc tại đài thiên văn Lowel, trong khi nghiên cứu quang phổ của một số thiên hà thì phát hiện thấy các vạch trong quang phổ của chúng bị dịch chuyển nhẹ về phía đỏ và một số ít ỏi khác như tinh vân Tiên Nữ lại dịch về phía xanh. Có rất nhiều lời giải thích khác nhau nhằm cắt nghĩa bản chất của hiện tượng này, như thuyết cho rằng dịch về đỏ do hấp dẫn, một số khác lại cho rằng đó chẳng qua là sự “thoái hóa” của các photon, song với những gì mà quan sát đã phơi bày thì những giả thuyết này tỏ ra thiếu sức thuyết phục. Chỉ còn một giả thuyết khác cho rằng sự dịch về đỏ của quang phổ của thiên hà mà nguyên nhân là do hiệu ứng Doppler. Đây là giả thuyết mang tính thuyết phục cao và cho đến nay nó cũng vẫn là lời giải thích chính xác nhất cho các hiện tượng thiên văn học tương tự. Trước khi tiếp tục con đường tìm hiểu vũ trụ chúng ta hãy dừng chân một chút để tìm hiểu lịch sử và bản chất của hiệu ứng này.

Ngày nay, chúng ta có thể gặp hiệu ứng Doppler trong tất cả các giáo trình vật lý hiện đại. Sở dĩ nó có tên là hiệu ứng Doppler bởi vì hiện tượng này đã được nhà vật lý học người áo tên là Christian Andreas Doppler phát hiện và được phát biểu thành định luật. Vào những năm 1842, ông đã để ý đến hiện tượng cường độ âm mà ta nghe được của một nguồn âm thanh chuyển động có sự thay đổi khi nguồn đó chuyển động lại gần hay ra xa. Để có một hình dung rõ ràng, chúng ta hãy tưởng tượng mình đang đứng cạnh đường ray quan sát đoàn tàu rú còi chuyển động lại gần. Nếu để ý âm thanh được phát ra khi tàu chuyển động lại gần hay đi xa sẽ nhận thấy có sự biến đổi rõ rệt về cường độ âm thanh nghe được. Cụ thể, khi tàu lại gần, âm thanh của nó phát ra nghe cao dần, ngược lại, khi đi xa thì dường như âm thanh nghe được lại thấp đi. Doppler đưa ra lời giải thích đầu tiên về nguyên nhân gây ra hiện tượng này. Ông cho rằng, khi đoàn tàu lại gần, số lượng sóng âm thanh đến tai ta trong một thời gian nhất định sẽ nhiều hơn so với khi nó đứng yên, và do đó, ta có cảm giác âm thanh cao hơn. Ngược lại, khi đoàn tàu chuyển động ra xa ta thì số lượng sóng âm đến tai ta trong một thời gian xác định sẽ ít hơn so với khi nó đứng yên, do đó ta có cảm giác âm thanh nghe thấp hơn.

Phải chăng hiệu ứng Doppler chỉ xảy ra đối với xác sóng âm? Ở bất cứ hiện tượng sóng nào ta cũng có thể quan sát được hiệu ứng đó. Điều đó có nghĩa là nó có thể xảy ra đối với sóng quang học. Vậy hiệu ứng này sẽ biểu diễn như thế nào nếu nguồn sáng thay đổi vị trí đối với chúng ta? Hay nói cách khác, tần số của sóng ánh sáng sẽ thay đổi như thế nào nếu nguồn chuyển động lại gần hay xa ta. Chúng ta có thể đoán nhận rằng những gì xảy ra là có thể quan sát được.

Có một tính chất đó là vị trí các vạch trong quang phổ của một nguyên tố nói chung không thay đổi và chúng ta cũng biết rằng, tương ứng với mỗi vạch là một sóng ánh sáng có bước sóng hoàn toàn xác định. Chúng ta đã thấy, ánh sáng gồm những thăng giáng trong trường điện từ và bước sóng là rất ngắn. Nếu xét trong vùng phổ khả kiến thì biến thiên đó nằm trong khoảng từ 0,4 μm và 0,8 μm, còn nếu xét ngoài vùng này thì bước sóng có thể lớn hơn hay nhỏ hơn nhiều lần nữa. Bây giờ, chúng ta sẽ xem điều gì xảy ra khi nguồn sáng, chứ không phải là nguồn âm, chuyển động lại gần hay xa ta. Để trung thực hơn có thể hình dung nguồn sáng là một ngôi sao và có thể bỏ qua các hiệu ứng không đáng kể khác. Giả thiết rằng, ngôi sao cách chúng ta một khoảng không đổi thì sóng ánh sáng mà chúng ta nhận được cũng chính là sóng ánh sáng mà ngôi sao phát ra. Và bây giờ lại giả thuyết ngôi sao đó sẽ chuyển động ra xa chúng ta với vận tốc vài trăm km/s thì hiện tượng gì sẽ xảy ra? Có thể mường tượng rằng các sóng ánh sáng như được kéo dãn ra, hay nói cách khác các đỉnh sóng kế tiếp nhau dường như xa nhau hơn, tức là bước sóng mà chúng ta thu được dài ra và các vạch bị dời chuyển về phía bước sóng dài, tức là phía đỏ của quang phổ. Trong trường hợp nguồn sóng chuyển động về phía chúng ta thì những gì chúng ta quan sát được lúc này không phải là dịch chuyển về phía bước sóng dài mà dịch về phía bước sóng ngắn, tức là dịch chuyển về phía tím của quang phổ. Tóm lại, đối với sóng quang học, khi nguồn sóng chuyển động ra xa chúng ta thì các vạch bị dịch về phía đỏ của quang phổ, gọi là hiện tượng “dịch về đỏ”. Ngược lại, nếu nguồn sóng chuyển động về phía chúng ta thì các vạch bị dịch về phía tím của quang phổ và được gọi là hiện tượng “dịch về tím” hay “dịch về xanh”. Hiện tượng Doppler có ý nghĩa quan trọng giúp các nhà khoa học đoán nhận ra bất cứ ngôi sao hay thiên hà nào đó chuyển động theo hướng nào đó đối với chúng ta và hơn nữa, căn cứ vào hiệu ứng này có thể đo được khoảng cách tới bất kỳ thiên hà nào với điều kiện là thiên hà đó đủ sáng để thuận tiện cho việc nhận biết quang phổ.

*
* *

II.2. Vũ trụ dãn nở

Vào năm 1929, những quan sát của E. Hubble đã mang tới một phát hiện rất quan trọng về mặt vũ trụ học khi ngẫu nhiên phát hiện ra các vạch quang phổ của các nguyên tố có trong thành phần các thiên hà đều có hiện tượng dịch về đỏ. Điều này trái với mong đợi của nhiều nhà nhà khoa học. Trong thời gian này, đa số các nhà khoa học đều cho rằng chuyển động của thiên hà hoàn toàn mang tính chất ngẫu nhiên nên họ mong đợi rằng sẽ thu được sự dịch về tím cũng nhiều như sự dịch về đỏ.

Phát hiện của Hubble hé lộ cho chúng ta rằng, các thiên hà đang rời xa chúng ta, đồng nghĩa với việc vũ trụ đang ở trạng thái nở tổng thể. Không chỉ dừng ở đây, các phép đo độ dịch chuyển về đỏ của các vạch quang phổ được Hubble tiến hành ngay sau đó đã thu được kết quả còn bất ngờ hơn nữa. Ông thấy rằng độ dịch về đỏ của vạch quang phổ của các thiên hà đang tản xa nhau không phải là ngẫu nhiên mà dường như tuân theo một định luật rất đơn giản: vận tốc của thiên hà tăng tỉ lệ với khoảng cách. Tức là các thiên hà càng xa chúng ta thì vận tốc của chúng càng lớn và độ dịch về đỏ của chúng cũng càng lớn. Hubble đã công bố phát minh này vào năm 1929.

Vũ trụ dãn nở là một phát minh vĩ đại. Quan niệm vũ trụ đang ở trạng thái nở tổng thể ban đầu không phải được hầu hết mọi người công nhận. Ngay cả lý thuyết hấp dẫn của Newton cũng đoán nhận rằng vũ trụ sớm hay muộn cũng sẽ dãn nở hay co lại. Hay như Einstein, khi xây dựng thuyết tương đối rộng, cũng không dám tin vào các phương trình của ông. Ông không dám chấp nhận kết quả mà lý thuyết mang lại trong đó đã chỉ ra vũ trụ cũng không thể nào tĩnh, thay vì thế Einstein chọn cách chấp nhận vũ trụ phải tĩnh bằng một động tác đơn giản là đặt vào phương trình môt hằng số vũ trụ. Những phương trình như vậy sẽ làm xuất hiện một loại lực hoàn toàn mới về bản chất - phản lực hấp dẫn. Loại lực này có thể cân bằng với lực hấp dẫn ở những khoảng cách lớn. Einstein đã đưa ra một mô hình vũ trụ đồng tính và đẳng hướng nhưng tiếc thay nó lại dừng. Theo mô hình này thì vũ trụ không có sự biến đổi rõ rệt nào theo thời gian.

Tuy nhiên, vào năm 1922, nhà khoa học người Nga A. Friedman đã chứng minh rằng các phương trình của Einstein chứa đựng một mô hình vũ trụ không dừng. Điều đó có nghĩa là một vũ trụ đồng tính và đẳng hướng sẽ nở ra hoặc co lại. Phát hiện của Hubble đã minh chứng cho xác nhận của Friedman. Chúng ta sẽ thắc mắc tại sao hầu hết các thiên hà lại chuyển động ra xa ta, phải chăng chúng ta đang ở một vị trí đặc biệt nào đó? Hãy cảnh giác về cái vẻ trực giác đó, chẳng phải lịch sử đã cho thấy rằng Ptolemee đã đặt Trái đất ở trung tâm vũ trụ đó sao? Để dễ dàng hình dung, chúng ta hãy quan sát trò chơi đánh bi của trẻ con. Có ba viên bi cùng chuyển động trên cùng một đường thẳng trên một mặt phẳng, viên đầu có vận tốc lớn hơn viên thứ hai và viên thứ hai có vận tốc lớn hơn viên thứ ba. Bằng cách hóa thân vào các viên bi chúng ta sẽ quan sát thấy sau một thời gian lăn sẽ thấy, viên bi thứ nhất chuyển động ngày càng ra xa viên bi thứ hai. Điều tương tự sẽ xảy ra đối với viên bi thứ hai và thứ ba. Như vậy, nếu chúng ta hóa thân vào viên bi giữa sẽ thấy viên bi thứ nhất và viên bi thứ ba đang rời xa. Bằng suy diễn logic sẽ giúp chúng ta thống nhất được chuyển động lùi xa của những viên bi với chuyện động của các thiên hà. Điều cần nói ở đây chính là sự dịch về đỏ phản ánh sự tăng khoảng cách của các thiên hà tỉ lệ với thời gian, chứ hoàn toàn không chứng tỏ một điểu là chúng ta đang ở một trung tâm đặc biệt nào đó của vũ trụ.

Thực ra người đầu tiên chấp nhận lý thuyết về hấp của Einstein chính là người bạn của ông, một nhà vật lý thiên văn Hà Lan tên là Willen de Sitter đã đưa ra một dạng hơi khác cho mô hình vũ trụ tuy nhiên nó vẫn tuân theo phương trình Einstein. Trong mô hình này, vũ trụ có vẻ như không phải là vũ trụ tĩnh.

Khi Friedman từ chối lối suy nghĩ về môt vũ trụ tĩnh thì ông đã đi sâu vào làm rõ một vũ trụ đồng tính và đẳng hướng nhưng đồng thời là một vũ trụ động. Chính phát minh của Hubble đã xác nhận cho lời tiên đoán của nhà khoa học người Nga này. Sau này, Einstein cảm thấy tiếc hùi hụi cái hằng số khó chịu mà ông đã đưa vào để vô tình làm phương hại đến các phương trình của ông và ông đã thừa nhận đó là “ngu ngốc lớn nhất trong đời”. Mô hình này quả thật tĩnh và không tiên đoán đến sự dịch về đỏ theo định luật Hubble. Einstein rất có ý thức về vẻ đep trong lý thuyết của mình, dẫu rằng, đã có lúc ông đã làm phương hại đến nó. Nhưng điều đó không có nghĩa là phủ nhận vị trí của nhà bác học thiên tài này trong việc khám phá sự dãn nở của vũ trụ. Những cơ sở toán học mà ông đã cung cấp cho hầu hết các lý thuyết về vũ trụ học hiện đại. Khi hoàn thành xong thuyết tương đối rộng, Einstein đã “nắn” lại không - thời gian, và chỉ cho chúng ta bản chất hấp dẫn thực ra chỉ là hiệu ứng cong của không - thời gian.

Thực tế, mô hình mà Friedman đưa ra lại có ba lời giải khác nhau. Sự tồn tại của vũ trụ theo một trong ba mô hình này được quyết định bởi mật độ vật chất phân bố trong vũ trụ và khái niệm mật độ tới hạn được đưa vào. Đó là mật độ cần thiết mà theo đó hình học của vũ trụ là phẳng. Mô hình thứ nhất cho rằng nếu mật độ của vũ trụ lớn hơn mật độ tới hạn khi đó trường hấp dẫn được sinh ra bởi vật chất sẽ đủ mạnh để kìm hãm sự dãn nở của vũ trụ, để rồi lực hấp dẫn mạnh đến mức thắng được lực đẩy nội tại của vũ trụ, và cuối cùng, lực hấp dẫn mạnh đến mức thắng được lực đẩy nội tại của vũ trụ và làm cho nó bắt đầu co lại. Vũ trụ lúc này tự cong lên trong bản thân nó và khép kín như bề mặt một hình cầu. Trong trường hợp này, nếu chúng ta có ý định đi đến biên của vũ trụ thì sẽ hoàn toàn thất bại và nếu tiến hành đi theo một đường thẳng thì cuối cùng chúng ta sẽ trở lại đúng vị trí xuất phát. Một vũ trụ như vậy là hữu hạn, khép kín nhưng lại không có biên.

Còn mô hình thứ hai cho rằng, nếu mật độ vât chất của vũ trụ nhỏ hơn mật độ tới hạn, trong trường hợp này, lực hấp dẫn sinh ra bởi vật chất sẽ nhỏ hơn lực đẩy nội tại và vũ trụ sẽ tiếp tục dãn nở mãi mãi, tuy rằng tốc độ rời xa của các thiên hà có thể chậm lại đôi chút nhưng đó chỉ là một hiệu ứng không đáng kể. Khác với mô hình thứ nhất, trường hấp dẫn trong mô hình thứ hai làm cho không gian của vũ trụ uốn cong theo cách khác, nó giống như một cái yên ngựa. Cuối cùng, trong trường hợp còn lại, khi mật độ vật chất của vũ trụ bằng mật độ tới hạn vũ trụ sẽ dãn nở đủ nhanh để tránh được tình trạng co lại, dĩ nhiên, trường hấp dẫn có thể gây ra một hiệu ứng đáng kể làm giảm tốc độ rời xa của các thiên hà song vận tốc đó không bao giờ đạt đến giá trị “0” và được gọi là tốc độ dãn nở tới hạn. Trong mô hình thứ ba này không gian của vũ trụ là phẳng.

Để tránh mọi sự hiểu lầm, chúng ta cần biết rằng lực đẩy nội tại của vũ trụ chỉ là kết quả tất yếu cho rằng vật chất của vũ trụ đã bị bắt tung ra bốn phương tám hướng từ một điểm và ở một thời điểm trong quá khứ. Về sau chúng ta sẽ đề cập đến vấn đề này và sẽ thấy chính cái không - thời gian của vũ trụ bắt đầu sinh ra từ cái kỳ dị đó.

Trở lại với các mô hình vũ trụ của Friedman, chúng ta có thể tìm thấy những kết quả khác nhau trong các mô hình khác nhau. Cụ thể, là trong mô hình thứ nhất, vật chất trong chính bản thân vũ trụ đã làm cho vũ trụ cong lên tự thân nó. Để dễ dàng hình dung, chúng ta có thể gán cho nó như bề mặt của một quả bóng nhưng chỉ khác đó lại là không gian ba chiều. Vũ trụ quả thật hữu hạn về không - thời gian nhưng nó lại không có biên. Trong hai mô hình còn lại thì vũ trụ sẽ dãn nở mãi mãi, và như vậy, đồng nghĩa với việc vũ trụ cũng sẽ không có biên. Chúng ta có thể chờ đợi những kết quả khả dĩ khác nhau từ những điều kiện hiện tại của vũ trụ, mà một trong ba tình huống có thể xảy ra đối với vũ trụ của chúng ta. Điều quan tâm nhất bây giờ chính là mật độ và tốc độ dãn nở của vũ trụ, đặc biệt là sự phân bố vật chất ở các vùng khác nhau trong vũ trụ. Với lượng tri thức ít ỏi cùng với giới hạn nhìn sâu vào vũ trụ còn hết sức khiêm tốn sẽ là một trở ngại khi chúng ta chủ yếu làm việc trên những khung lý thuyết. Chúng ta đang lao vào một cuộc thám hiểm vũ trụ với hàng loạt các câu hỏi đặt ra. Vũ trụ đã, đang và sẽ như thế nào? Có phải chúng ta đang quan sát một phần đáng kể hay chỉ là một cái bong bóng nhỏ? Vũ trụ quả thật có đồng tính và đẳng hướng không?

Một vũ trụ tiến hóa theo thời gian cũng được khám phá một cách độc lập bởi Georges Henri Lemaître. Mô hình này chỉ ra rằng, vũ trụ đã dãn nở cực nhanh từ một trạng thái nén trong một kích thước nhỏ. Còn với Friedman, khi ông tìm ra những câu trả lời khả dĩ khác nhau thì công việc loại nghiệm sau này lại là một công việc quy mô lớn và rất khó khăn. Nhưng một tính chất chung được đưa ra đó chính là tính chất đồng tính và đẳng hướng, mà theo các nhà vũ trụ học, thì đó được gọi là nguyên lý vũ trụ học. Đây chính là một tính chất được thừa nhận của vũ trụ học. Ý nghĩa của khái niệm này thực tế là gì? Điều mà chúng ta biết được ở đây là tính chất của vũ trụ tại mỗi thời điểm là như nhau ở tất cả mọi vùng và theo tất cả các hướng. Thoạt đầu nghe có vẻ vô lý. Chẳng phải các sao trên trời phần lớn được phân bố thành một dải sáng gọi là “con đường sữa” đó sao? Thực tế là thiên hà của chúng ta thuộc về một nhóm địa phương nhỏ bao gồm nhiều thiên hà khác, và nhóm này lại thuộc một siêu đám thiên hà Thất Nữ (Virgo), đến lượt mình, siêu đám Thất Nữ lại nằm trong một siêu đám thiên hà địa phương lớn hơn. Quả thật, nếu nguyên lý vũ trụ học là đúng thì nó chỉ thỏa mãn ở những quy mô lớn của vũ trụ, ít nhất rộng bằng khoảng cách giữa các đám thiên hà. Sau này, khi nghiên cứu tính đồng tính và đẳng hướng chúng ta phải xét vũ trụ ở góc độ siêu vĩ. Trong thế giới xung quanh và ngay cả trong những vùng không gian siêu vĩ của vũ trụ, chúng ta vẫn thường gặp những tính chất không đồng nhất và dị hướng. Một số quan sát thiên văn cũng đã phát hiện ra rằng nguyên lý vũ trụ tỏ ra không đúng, tức là không thể có vũ trụ đồng nhất và đẳng hướng. Vì vậy nảy sinh ra việc cần thiết phải đề xuất một nguyên lý tổng quát lớn.

Chúng ta không thể lảng tránh những kết luận thực tế chỉ vì chúng ta không muốn quay lưng lại với những kết quả đã đạt được. Tiêu biểu phải kể đến kết luận cho rằng tính đồng tính và đẳng hướng có những thăng giáng ở những thời điểm khác nhau trong quá trình vũ trụ dãn nở. Nhưng có thể khẳng định chúng ta đang quan sát được phần lớn vũ trụ chứ không phải chỉ là một “bong bóng” nhỏ. Nếu kết quả trên đưa ra đồng nghĩa với việc chúng ta công nhân sự dãn nở của vũ trụ quan sát đươc ngày nay không nhất thiết phải là sự dãn nở của toàn vũ trụ. Thâu tóm hai ý trên dễ dàng nhận thấy có một sự mâu thuẫn. Việc giải quyết mâu thuẫn này đòi hỏi phải đưa ra một lý thuyết tổng quát hơn cho phép mô tả những tính chất và biến thái của vũ trụ chính xác với thực tế quan sát hơn.

Mô hình vũ trụ đồng tính và đẳng hướng nhưng không tĩnh quả là một phát hiện có tính chất thời đại. Ngày nay, chúng ta đã quan sát được vũ trụ dãn nở và khoảng cách giữa các thiên hà tăng theo thời gian, hay nói cách khác là tăng theo bán kính của vũ trụ dãn nở. Bằng việc suy ngược theo thời gian, chúng ta sẽ thấy càng đi sâu về quá khứ thì khoảng cách giữa các thiên hà càng gần nhau, cho đến một quá khứ xa xăm nào đó ắt hẳn khoảng cách đó phải bằng…“không”, đến khi lực hấp dẫn trở nên vô cùng lớn khiến vật chất của các thiên hà bị nén lại với một đô siêu cao thậm chí chỉ còn lại là một điểm và nhiệt độ lúc này vô cùng lớn. Thật khó tưởng tượng nổi vũ trụ của thời kỳ phôi thai lại như vậy, khi mà cái không gian khổng lồ đang tiếp tục bành trướng ngày nay lại bắt đầu từ một điểm hết sức…khiêm tốn, đến mức gán cho cái điểm ấy với một số “0” sau danh từ “kích thước”. Với câu hỏi làm thế nào để vũ trụ trở thành cái mà chúng ta thấy ngày nay đã khai sinh ra một ngành mới của thiên văn học - ngành vũ trụ học (Cosmology).

*
* *

III. Vụ nổ lớn

Thành tựu lớn nhất mà ngành vũ trụ học đạt được đó là việc xây dựng thành công thuyết “Vụ nổ lớn” - Big Bang. Mọi sự chuẩn bị được bắt đầu vào những năm đầu thế kỷ XIX, và cho đến nay, thuyết “Vụ nổ lớn” vẫn đang là thuyết duy nhất mô tả khá chính xác vũ trụ trong quá khứ, với những tính chất mà ngày nay chúng ta quan sát được. Ngày càng nhiều những bằng chứng quan sát ủng hộ cho những tiên đoán mà lý thuyết này đưa ra. Một niềm tin mạnh khiến người ta gọi nó bằng cái tên “Mô hình chuẩn”. Mô hình như vậy sẽ cho phép chúng ta hiểu về những giai đoạn rất sớm của vũ trụ một cách sâu sắc hơn. Tuy nhiêu, điều muốn nói ở đây không phải là sự thừa nhận thuyết “Vụ nổ lớn” là duy nhất. Thực tế, trong lịch sử, cũng có vài thuyết về sự ra đời của vũ trụ, chẳng hạn như thuyết “Trạng thái dừng” mà hai nhà vật lý người Anh là Hermann Bondi và Thomas Gold cùng với một đồng nghiệp khác là Fed Hoyle đưa ra. Nhưng có thể khẳng định chắc chắn rằng, thuyết “Vụ nổ lớn” vẫn là thuyết đúng đắn nhất về vũ trụ, ít nhất cũng là những gì chúng ta chắc chắn được.

Theo thuyết “Vụ nổ lớn”, vũ trụ bắt đầu cách đây hơn chục tỉ năm (tuổi vũ trụ chính xác nhất đến thời điểm hiện tại là khoảng 13,4±1.6 tỉ năm dựa trên giá trị hằng số Hubble là 70, tuy nhiên những nghiên cứu mới đây cho thấy tuổi vũ trụ có thể trẻ hơn khi hằng số Hubble có giá trị cao hơn), từ một điểm vật chất vô cùng đặc và nóng, có lẽ đó là một thứ siêu vật chất có thể rất khác với vật chất ngày nay. Chúng ta dùng thuật ngữ “Vụ nổ lớn” với ý nghĩa không sát thực tế lắm. Nó khác với kiểu nổ của một bong bóng xà phòng hay của một quả bom khinh khí trên mặt đất. Đó là vụ nổ xảy ra ở tất cả mọi điểm trong không gian và là bắt đầu của thời gian. Sau một khoảng thời gian cực ngắn sau vụ nổ, toàn bộ không gian bành trướng với tốc độ kinh khủng, mọi hợp phần của vũ trụ lúc này đều rời xa số còn lại. Nếu không có khoảnh khắc ngắn ngủi này thì kích thước của vũ trụ hiện nay chỉ nhỉnh hơn một hạt bụi. Sau đó vũ trụ tiếp tục dãn nở và nhiệt độ giảm dần. Chính những nguyên tố nhẹ mà chúng ta quan sát được “độ giàu” của nó hiện nay được sản xuất trong những giai đoạn đầu hết sức ngắn ngủi đó.

Chúng ta không hề mong đợi vũ trụ chào đời như thế, những gì chúng ta có được chỉ là những trang kịch bản về vũ trụ sơ khai. Bản thân “vụ nổ lớn” cũng chỉ là thứ kịch bản mà nói một cách thô thiển rằng, đó là thứ kịch bản “thật hơn” mọi thứ kịch bản mà chúng ta biết. Sở dĩ nói “thật hơn” bởi vì cơ sở đánh giá chính là những quan sát thực tiễn, và “thật hơn” không có nghĩa là sự thật. Sau này, chính chúng ta sẽ thấy rằng thuyết “Vụ nổ lớn” cũng không giải thích được hết các sự kiện quan sát trong vũ trụ, và do đó, đòi hỏi cần phải được bổ sung hoàn thiện. Lý thuyết về vũ trụ sơ khai được xây dựng bởi sự cố gắng của tập thể các nhà khoa học. Trong nhiều thập kỷ, lý thuyết này đã được chính xác hóa và phát triển để trở thành thuyết “Vụ nổ lớn” được chấp nhận ngày nay.

Có lẽ, từ sự gợi ý của những kết quả mà E.Hubble khám phá về sự tản xa của các thiên hà đã đưa các nhà khoa học xây dựng nên thuyết “Vụ nổ lớn”. Những suy nghĩ được bắt đầu khi từ hiện tại ngoại suy về quá khứ. Đó là ý tưởng táo bạo và là thành quả nhảy vọt của ngành vũ trụ học hiện đại. Tuy nhiên, phát hiện các thiên hà đang rời xa không phải là bằng chứng duy nhất ủng hộ thuyết “Vụ nổ lớn”.

Năm 1964, hai nhà thiên văn vô tuyến người Mỹ tên là Arno Penzias và Robert Wilson, làm việc tại phòng thí nghiệm Bell ở Holmdel, New Jersey, trong khi đang thử nghiệm sự hoạt động của ăng-ten hình loa kèn siêu nhạy có kích thước 6 mét mới được lắp đặt hoạt động trên những dải sóng cực ngắn. Một sự ngạc nhiên đã đến, thiết bị của họ đã ghi được một loại tiếng ồn không rõ nguồn gốc và nó xuất hiện khi thiết bị đang hoạt động ở bước sóng tương đối ngắn khoảng 7,35 centimet. Lúc đầu, không một ai biết nguồn gốc của loại tiếng ồn thái quá này, cho rằng thiết bị có vấn đề và những nhiễu loạn kia có thể là một kết quả của một trục trặc công nghệ hoặc do nhiễu ồn một nguồn phát lân cận nào đó chưa biết. Nhưng đặc điểm của loại tiếng ồn này rất khác khi hướng ăng-ten theo bất cứ hướng nào của bầu trời thì kết quả không có gì thay đổi. Giả thuyết cho rằng, nếu loại tiếng ồn này phát sinh trong bầu khí quyển của Trái đất thì lẽ ra nó phải yếu hơn khi ăng ten hướng về thiên đỉnh và mạnh hơn khi hướng về chân trời. Giả thuyết này bị loại bỏ, vậy là phải chẳng thiết bị có vấn đề thật và A. Penzias và R. Wilson bắt đầu tiến hành kiểm tra. Quả thật, trong quá trình kiểm tra họ đã phát hiện ra có rất nhiều phân chim trong cổ loa của ăng-ten. Hai ông ngay lập tức lau sạch phân chim với hy vọng có thể loại bỏ được những nhiễu loạn thái quá. Nhưng sau đó kết quả không có gì khả quan. Vẫn chưa tìm được lời cắt nghĩa cho câu hỏi về nguồn gốc tiếng ồn này và họ lại tiếp tục lao vào nghiên cứu. Cuối cùng, cả hai cùng nhận ra tiếng ồn này dường như không đến theo một phương đặc biệt nào bất kể Trái đất tự quay và quay quanh Mặt trời trọn một vòng. Điều này cho thấy nó phải đến từ ngoài Dải Ngân Hà của chúng ta, từ một thể tích lớn của vũ trụ. Thời gian đó thì Penzias và Wilson chưa nhận thức đươc tầm quan trọng của phát hiện này.

Penzias và Wilson tiến hành đo nhiệt độ của bức xạ thu được và kết quả mà họ đưa ra là khoảng 3,5 độ K (K). Tuy nhiên, khi nói về nhiệt độ của bức xạ ở một nhiệt độ nào đó chỉ có ý nói rằng ứng với mỗi sóng xác định có một nhiệt độ tương ứng. Chúng ta sẽ gặp khái niệm này trong các giáo trình vật lý khi xem xét một vật thể ở bất kỳ nhiệt độ nào trên không tuyệt đố (0K)i thì luôn phát ra các bức xạ điện từ do các electron chuyển động nhiệt trong vật thể sinh ra. Nhiệt độ càng cao thì các electron chuyển động càng mạnh và bức xạ mà một máy thu nhận được cũng sẽ có tần số càng lớn. Với bức xạ khoảng 3,5 độ K của tiếng ồn mà Penzias và Wilson thu được thì ta sẽ ngầm hiểu rằng, bức xạ đó tương ứng với bức xạ của vật thể đen ở nhiệt độ tuyệt đối 3,5 độ K. Do đó, phổ năng lượng của phông bức xạ nền tương đương với phổ năng lượng của bức xạ đen tuyệt đối ở 3,5 độ K.

Tiếng ồn kia quả thật đến từ bên ngoài Trái đất thì phải chăng nó có thể đến từ những ngôi sao, thậm chí đến từ những thiên hà xa xăm. Nếu đúng như vậy thì đặc điểm của bức xạ sẽ phải có sự thăng giáng nhất định nào đó khi ta hướng ăng-ten theo các hướng khác nhau, dẫu rằng trên bầu trời có hằng hà sa số nguồn như thế. Thế nhưng ở đây, một hiệu ứng nhỏ như thế cũng không được quan sát và dường như nó tạo thành cái “phông” - background mà cường độ tiếng ồn là không đổi ở bất cứ vùng nào của bầu trời. Cũng trong cùng thời gian đó, ba nhà vật lý thiên văn là Robert H. Dicke, Jim Peebles và David Wilkinson làm việc ở Đại học Princeton cách nơi làm việc của Penzias và Wilson khoảng 60 km đã tiên toán về sự tồn tại của một phông bức xạ mà thực chất là tàn dư từ những giai đoạn rất sớm của vũ trụ và đang lên kế hoạch tìm kiếm. Họ cho rằng, trong giai đoạn đầu, vũ trụ rất nóng và chứa đầy bức xạ, và sau vài trăm nghìn năm (380.000 năm), nó trở nên “trong suốt” đối với các bức xạ thì khi đó các photon có thể đi xuyên suốt khoảng cách dài trong vũ trụ mà không hề bị cản trở gì. Và như vậy, chúng ta có thể chờ đợi còn nhìn thấy được thứ “ánh sáng” chói lọi từ những thời khắc đầu tiên của vũ trụ. Do vũ trụ dãn nở nên bước sóng của ánh sáng cũng tăng dần theo bán kính của nó. Điều đó có nghĩa là sau khi đi được quãng đường đáng kể trong vũ trụ, những tia sáng đầu tiên đó bị dịch dần về phía đỏ và bây giờ chúng ta quan sát được dưới dạng sóng cực ngắn. Peebles cũng đã giải thích rằng, trong vài phút đầu tiên của vũ trụ, nếu không tồn tại một phông bức xạ như thế thì các phản ứng hạt nhân tổng hợp hydro xảy ra nhanh hơn, và do đó, một lượng lớn các nguyên tố nặng được tạo ra từ các nguyên tố nhẹ hơn. Điều này trái ngược với những quan sát hiện nay về độ giàu hay tính phổ biến của các nguyên tố nhẹ, vốn là loại nguyên tố chủ yếu cấu thành nên các vì sao và là thứ nguyên liệu duy nhất nuôi sống ngôi sao trong suốt cuộc đời dài dằng dặc của nó. Peebles viện lẽ rằng, những bức xạ có bước sóng rất ngắn có thể phá vỡ những cấu trúc hạt nhân nhanh như chúng tạo nên. Kết quả là những nguyên tố nặng bị những cái “hích” của bức xạ lại bị phá vỡ thành hạt nhân nguyên tử của những nguyên tố nhẹ. Những bức xạ còn rơi rớt lại đã tạo thành một cái phông bức xạ, và do sự dãn nở của vũ trụ, nên nhiệt độ của bức xạ cũng giảm dần tỉ lệ nghịch với kích thước của vũ trụ. Ông cũng tiên đoán, ngày nay, nhiệt độ của nó còn khoảng 10 K. Không chỉ có Peebles, trước đó, một nhà vật lý học khác là George Gamov cũng đã tiên đoán về sự tồn tại của một phông bức xạ như vậy.

Gamov vốn là một nhà vật lý hạt nhân. Ông là người đầu tiên sử dụng vật lý hạt nhân để mô tả trạng thái ban đầu trong những giai đoạn còn rất sớm của vũ trụ. Đồng thời cũng là người đầu tiên ý thức được về sự tồn tại của một “đại dương” bức xạ năng lượng cao và hạt cơ bản trong thời khắc còn rất sớm đó. Mặc dù lý thuyết về sự tổng hợp hạt nhân ban đầu áp dụng khá tốt cho sự phổ biến của Heli (một nguyên tố đơn giản chỉ sau Hydro) nhưng lại không đúng khi tiên đoán về sự tổng hợp những nguyên tố nặng ngay trong giai đoạn đầu của Vụ nổ lớn. Sau này, các nhà khoa học mới nhận ra các nguyên tố nặng chủ yếu được tổng hợp ở lõi của các ngôi sao.

Trực quan của Gamov đã đúng khi ý thức được một phông bức xạ tàn dư (cosmic microwave background - CMB) khi vũ trụ đã trở nên trong suốt. Vào năm 1946, ông đã cùng với Ralph Alpher tiến hành các tính toán chi tiết hơn. Sau đó Gamov cũng đã gợi ý Alpher và một người nữa là Robert Herman, vốn một sinh viên tốt nghiệp từ Đại học Princeton, tính toán số lượng các nguyên tử có thể được tạo ra khi nhiệt độ của vũ trụ đã giảm đi đáng kể. Tất nhiên, cả Alpher và Herman cũng nhận ra sự tồn tại của phông bức xạ và cho rằng phổ của nó mang đặc trưng của bức xạ vật đen. Nhưng khác với Gamov, cả hai nhà khoa học trẻ này nhận ra ngay rằng, vũ trụ ngày nay có thể choán đầy phông bức xạ đó, chỉ khác rằng bước sóng của nó đã bị kéo dài ra do sự dãn nở của vũ trụ. Năm 1948, Alpher và Herman đã công bố một bài báo về sự tiên đoán của họ trên tạp chí Nature. Gamov cho rằng phông bức xạ tàn dư đó khó có thể ghi nhận được bởi vì nó cùng mật độ năng lượng với bức xạ đến từ các ngôi sao, do đó khó có khả năng để phân biệt đâu là bức xạ tàn dư từ Vụ nổ lớn, đâu là bức xạ đến từ các sao. Nhưng rồi Gamov đã thay đổi quan điểm và đồng ý với Alpher và Herman rằng bức xạ tàn dư đó có thể ghi nhận được từ Trái đất bằng kính thiên văn vô tuyến với điều kiện là chỉ cần dụng cụ đo đủ nhạy.

Robert Henry Dicke là một nhà vật lý thực nghiệm, mặc dù ông cũng cùng ý kiến với Gamov khi chỉ ra vũ trụ trong quá khứ rất nóng nhưng ông lại có suy nghĩ trái ngược với Gamov về sự tạo thành các nguyên tố trong giai đoạn còn rất sớm của vũ trụ. Trong thời gian thế chiến thứ II, Dicke là một trong những chìa khóa trong việc phát triển hệ thống rada và kính thiên văn vô tuyến ở Phòng thí nghiệm bức xạ của MIT. Ông cũng quan tâm đến vũ trụ học và muốn biết những gì xảy ra trước Vụ nổ lớn, một câu hỏi mà khoa học không bao giờ trả lời được. Khi lý thuyết của Gamov bị thất bại khi tiên đoán sự tạo thành các nguyên tố nặng, thì Fred Hoyle và đồng nghiệp của ông chỉ ra rằng các nguyên tố cũng được tạo ra ở trong lòng các sao.

Đối với một vũ trụ sau khi các ngôi sao đã sản xuất ra một lượng các nguyên tố nặng thì ở những chu kỳ tiếp theo của một vũ trụ luân hồi, các nguyên tố nặng đó biến đi đâu? Ngay sau khi kết thúc một vụ Vụ co lớn (Big Crunch), nếu có, để bắt đầu cho một Vụ nổ lớn mới, các nguyên tố nặng lại phá vỡ hoàn toàn. Dicke nhận ra điều đó rằng khi vũ trụ co lại nhiệt độ của nó tăng lên một cách không thể tưởng tượng nổi cho đến khi cấu trúc hạt nhân của các nguyên tố nặng hoàn toàn bị phá vỡ, và do đó, vũ trụ bắt đầu một chu kỳ mới mà không có bất cứ một nguyên tố nặng nào.

Khác với Gamov, Alpher và Herman, Dicke có một niềm tin mạnh mẽ vào khả năng có thể ghi nhận được bức xạ còn tàn dư từ vụ nổ lớn, và tiên đoán nhiệt độ của nó hiện nay còn khoảng vài độ trên không độ tuyệt đối.

*
* *

IV Đóng góp của Jim Peebles

Làm việc với “nhóm hấp dẫn” của Dicke ở Princeton có hai nhà vật lý trẻ David Wilkinson và Peter Roll. Cả hai nhà khoa học này cũng đều rất lạc quan cho việc tìm kiếm này bởi vì bức xạ tàn dư có hai đặc trưng. Thứ nhất, nó sẽ đến từ mọi phía của bầu trời. Thứ hai, nó có phổ của bức xạ vật đen. Bước sóng của nó trong vùng vô tuyến từ vài centimet đến một mét. Cùng thời gian đó, Dicke và Roll đã yêu cầu một nhà vật lý lý thuyết trẻ người Canada là Jim Peebles ước tính nhiệt độ hiện tại của phông bức xạ.

Peebles đã nhanh chóng lĩnh hội được ý tưởng của Dicke về một vũ trụ nóng ban đầu và những hệ quả quan sát của nó có thể ghi nhận được. Peebles lập tức lao vào công việc tính toán và ông đã tính ra được 25 phần trăm khối lượng của vũ trụ là Heli. Từ kết quả thu được, Peebles tìm ra mối liên hệ với nhiệt độ của vũ trụ hiện tại. Kết quả, ông ước đoán nhiệt độ của phông bức xạ bây giờ khoảng 10 K, trong khi ông đã không nhận ra rằng Alpher và Herman có cùng câu trả lời tương tự.

Tất cả những điều nói trên đã đến tai Penzias và Wilson. Hai ông đã ý thức được tầm quan trọng của phát hiện vô tình của mình. Tiếng ồn thái quá kia chính là nền hóa thạch, là tàn dư năng lượng bức xạ trong những thời khắc rất sớm của vũ trụ khi vũ trụ ở trạng thái cân bằng nhiệt giữa bức xạ và vật chất. Vũ trụ được mô tả lúc này như một đám mây mù mà ở đó xảy ra sự tương tác giữa bức xạ (photon) và các hạt vật chất (electron, positron) và các phản hạt vật chất với nhau. Chúng ta biết rằng, quãng đường tự do trung bình của một photon và các hạt vật chất trong hoàn cảnh này là rất ngắn, và kiểu cân bằng ở đây cần được hiểu là tính chất của các hạt được xác định ở một giá trị nào đó. Điều đó không có nghĩa là tính chất của một hạt luôn giữ một giá trị xác định trong suốt thời gian tồn tại của hạt. Nếu như thế thì tính chất của tất cả các hạt (kể cả bức xạ vì theo cơ học lượng tử thì bức xạ gồm những lượng tử gọi là photon và mỗi photon cũng có những tính chất như một hạt vật chất bất kỳ nào khác như năng lượng, xung lượng, spin… có mặt trong vũ trụ thời điểm đó, khi vũ trụ đang ở trạng thái cân bằng gần như tuyệt đối) đều giữ một giá trị nhất định thì kết quả là chúng ta khó mà quan sát được sự tiến hóa của vũ trụ chứ chưa nói gì về sự hiện diện của chúng ta ngày nay, sau gần 13.7 tỉ năm. Chúng ta cần hiểu rằng, số hạt có tính chất được đưa ra khỏi giá trị xác định bằng số hạt đưa vào giá trị xác định đó.

Để đơn giản hóa, chúng ta sẽ cùng xem một ví dụ mà nhìn dưới góc độ nào đó thì nó sẽ có ý nghĩa tương tự. Trong vũ trụ sơ khai có rất nhiều electron, positron, nơtrino và photon. Ở một giai đoạn nhất định thì số lượng của chúng đã được “chốt lại” bởi sự cân bằng giữa quá trình sinh và hủy. Các hạt electron và positron (positron là phản hạt của electron hoặc ngược lại, đó là những hạt có cùng khối lượng với hạt tương ứng nhưng có điện tích trái ngược nhau) thường trực được tạo nên từ năng lượng thuần túy. Sau một thời gian tồn tại chúng lại bị hủy để tạo ra năng lượng. Khi quá trình cân bằng diễn ra thì số lượng electron và positron được tạo ra đúng bằng số electron và positron hủy với nhau.

Các phép đo chính xác hơn tiến hành sau đó đã mô tả cường độ bức xạ của Penzias và Wilson theo nhiệt độ tương đương của bức xạ vật đen là 2,725 K, thấp hơn so với kết quả ban đầu là 3,5 K. Hai bài báo, một của Penzias và Wilson về kết quả quan sát của họ, và một của Peebles, Dicke, Roll và Wilkinson về mặt lý thuyết tiên đoán, được đăng trên Physical Review và Astrophysics Journal. Nhưng chỉ có Penzias và Wilson được đề cử vào giải Nobel. Năm 1978, diễn văn về phát hiện ra bức xạ nền của Penzias và Wilson chỉ vẻn vẹn 600 chữ nhưng nó đã gây chấn động trong giới khoa học và hai ông đã vinh dự nhận giải Nobel trong lĩnh vực vật lý.

*
* *

Việc phát hiện ra bức xạ tàn dư ngày nay đã tiết lộ cho chúng ta thông tin về quá khứ của vũ trụ. Chắc hẳn đã có lúc vũ trụ đặc và nóng đến mức mọi hợp phần của nguyên tử không thể liên kết được với nhau. Chẳng hạn, khi vũ trụ bằng một phần trăm kích thước ngày nay thì nhiệt độ của phông bức xạ khoảng 273 K, vũ trụ chứa đầy khí hydro nóng với mật độ khoảng 1000 nguyên tử hydro trên một centimét khối. Nhưng lần ngược về xa hơn nữa, khi mà kích thước của vũ trụ bằng khoảng một phần trăm triệu kích thước ngày nay thì nhiệt độ của phông bức xạ là 273.10⁶

K. Ở nhiệt độ này, hydro hoàn toàn bị ion hóa thành proton và electron tự do, với mật độ tương tự như mật độ không khí trong lớp khí quyển ở bề mặt Trái đất.

Thời gian trôi đi, nhiệt độ của vũ trụ giảm xuống cho đến khi các hạt nhân kết hợp với các electron để tạo nên những nguyên tử đơn giản đầu tiên chỉ gồm một proton và một electron. Thời gian này, các thành phần của vũ trụ trở nên trong suốt hơn để sau đó các bức xạ có thể dãn nở tự do theo sự dãn nở của vũ trụ. Kết quả của sự dãn nở đó chính là sự dịch đáng kể về phía đỏ của bức xạ tàn dư ngày nay. Trước khi vũ trụ trở nên trong suốt đối với bức xạ, với nhiệt độ khoảng vài nghìn độ Kenvin, vũ trụ chỉ là một nồi súp bức xạ pha trộn với thứ gia vị vật chất. Và đã có lúc nhiệt độ của vũ trụ rất cao cho nên năng lượng của một photon cũng rất lớn. Giai đoạn này, có một tỉ lệ khá lớn các photon trên mỗi hạt nhân, khoảng một tỉ trên một, khiến năng lượng của vũ trụ chủ yếu dưới dạng bức xạ chứ không phải ở dạng vật chất. Với một đại dương bức xạ đậm đặc thống trị mọi thứ nên được gọi với cái tên trang trọng là “thời đại bức xạ” ngự trị. Ngày nay, nhiệt độ của vũ trụ trở nên thấp hơn nhiều, do đó năng lượng lại chủ yếu tập trung dưới dạng vật chất chứ không phải dưới dạng bức xạ nữa và được gọi là “thời đại vật chất” ngự trị.

Trong giai đoạn quá độ của “thời đại bức xạ” ngự trị và bắt đầu chuyển sang “thời đại vật chất” ngự trị, các thành phần vật chất của vũ trụ bắt đầu trở nên trong suốt cho bức xạ, tức là giảm đáng kể số tương tác giữa các photon với các thành phần vật chất như các electron và các hạt nhân. Càng lùi về quá khứ thì kích thước của vũ trụ càng nhỏ và nhiệt độ càng tăng. Sẽ có lúc chúng ta gặp một nhiệt độ khoảng vài tỉ độ K, với nhiệt độ đó, dường như không có thành phần nào của vật chất có thể liên kết được với nhau. Ngược lại, các photon có thể hủy nhau để biến toàn bộ năng lượng và xung lượng tạo nên các hạt vật chất. Chẳng hạn, với nhiệt độ cao như vậy thì sự va chạm giữa hai photon có thể tạo ra cặp hạt - phản hạt electron và positron mà không cần sự có mặt của một hạt nhân nặng. Điều kiện để hai photon có thể tương tác với nhau để tạo nên những hạt vật chất là năng lượng của mỗi photon ít nhất phải bằng năng lượng nghỉ của mỗi hạt tạo thành sau va chạm, phần năng lượng dư thừa có thể cung cấp cho hạt đó một động năng nào đó để chúng chuyển động.

Mặt khác, năng lượng của một hạt có thể tính theo công thức bằng nhiệt độ nhân với hằng số Boltzmann. Ta có thể dùng nó để tính năng lượng cho từng photon riêng lẻ. Như đã nói ở trên, muốn tạo ra các hạt vật chất từ năng lượng thuần túy thì năng lượng của photon ít nhất phải bằng năng lượng nghỉ của mỗi hạt. Do đó, chúng ta có thể tính được nhiệt độ cần thiết để cho các hạt vật chất được tạo thành từ hai cơ sở trên. Có thể tóm tắt những điều đã nói rằng, mỗi loại hạt vật chất được đặc trưng bởi một nhiệt độ xác định để hạt đó có thể được tạo nên từ bức xạ đơn thuần. Và như vậy, ta có thể biết được nhiệt độ của vũ trụ ở giai đoạn sơ khai khi căn cứ vào các điều kiện vật lý lúc đó. Chúng ta sẽ thấy điều này rất quan trọng bởi nó quyết định sự hiện diện của chúng ta ngày nay, mà bản thân vốn là một phần của vũ trụ.

Với điều kiện nhiệt độ khi vũ trụ đang ở trạng thái cân bằng nhiệt, thì như đã nói, xác suất mà một cặp hạt - phản hạt được tạo thành từ năng lượng sẽ bằng xác suất mà một cặp hạt - phản hạt hủy nhau để giải phóng toàn bộ khối lượng nghỉ của mình thành năng lượng bức xạ. Nếu có một sự bất ổn định nào đó về nhiệt độ hay số lượng các loại hạt mà một trong hai quá trình có thể xảy ra nhanh hơn quá trình kia, nhưng vũ trụ không cho phép ưu tiên bất cứ quá trình nào. Các điều kiện vât lý sẽ điều chỉnh để vũ trụ ở trạng thái cân bằng nhiệt và số lượng các photon, electron, positron lúc này có thể nói là bằng nhau. Chúng ta sẽ tự thắc mắc ngay rằng, tại sao vũ trụ ngày nay chủ yếu là vật chất chứ không phải là phản vật chất? Nguyên nhân chính là bởi vì có sự bất đối xứng các định luật vật lý chi phối các quá trình tổng hợp vật chất trong khi vũ trụ ở trạng thái cân bằng nhiệt. Chính sự bất đối xứng đó khiến có một phần nhỏ năng lượng vật chất dư lại tạo nên những ốc đảo của các vì sao mà chúng ta quan sát trong các kính thiên văn ngày nay.

Sự kiện phát hiện ra bức xạ nền của Penzias và Wilson thực tế là những tàn dư về một thời kỳ mà vũ trụ còn rất đặc và nóng. Cho nên chúng ta tin rằng đã quan sát trực tiếp về một thông tin cổ xưa nhất của vũ trụ. Bức xạ cực ngắn mà hai nhà khoa học này phát hiện đã củng cố rất lớn cho lý thuyết “Vụ nổ lớn”, không những về mặt vũ trụ học mà còn vì những tiên đoán những tính chất vật lý của vũ trụ. Cụ thể là ở đây chúng ta đã nhìn về một thời kỳ rất sớm của vũ trụ, và hơn nữa, việc phát hiện ra một phông bức xạ có cường độ như nhau theo mọi hướng chứng tỏ rằng vũ trụ xung quanh ta cũng phải như nhau theo mọi hướng. Tính chất này khá phù hợp với mô hình vũ trụ đồng tính và đẳng hướng của Friedman, và trước đó là Einstein đã đưa ra.

Chúng ta sẽ không đi sâu về vấn đề này thêm nữa, chỉ đơn giản là để có thể hình dung những điều kiện cực đoan chi phối vũ trụ lúc đó, và cũng là để nhận biết mối quan hệ hữu cơ giữa những điều kiện vật lý trong giai đoạn sớm của vũ trụ và thế giới mà con người quan sát thấy ngày nay. Chúng ta cũng không thể coi đó là một lời giải thích đúng đắn cho việc xuất hiện bức xạ nền vi ba mà Penzias và Wilson đã phát hiện ra vào năm 1965.

*
* *

V. Mô hình cho Vũ trụ : quá khứ, hiện tại và tương lai

Thâu tóm tất cả những sự kiện đã nói, chúng ta có một niềm tin mạnh mẽ về tính đúng đắn của thuyết “Vụ nổ lớn”. Tất nhiên, ở đây, chúng ta chỉ bàn đến những sự kiện nổi bật có quan hệ mật thiết với sự tiến hóa của vũ trụ để công nhận thuyết “Vụ nổ lớn” như là một mô hình chuẩn về sự khai sinh của vũ trụ.

Mô hình vũ trụ về Vụ nổ lớn cho rằng vũ trụ có điểm bắt đầu về mặt thời gian, tại điểm khởi thủy đó, kích thước của các thiên hà bằng không và dường như nó dồn vào ở cùng một điểm. Điểm đó được gọi là điểm kỳ dị. Việc chấp nhận vũ trụ có điểm kỳ dị không phải dễ dàng với tất cả mọi người. Nó cũng giống như chúng ta công nhận rằng thời gian có điểm bắt đầu. Sau này chúng ta sẽ thấy các kì dị đó có thể tồn tại phổ biến trong vũ trụ ngày nay, thậm chí số phận của chúng ta cũng có thể chấm dứt ở một kì dị - đó là những lỗ đen.

Khái niệm về sự bắt đầu của thời gian chỉ có ý nghĩa là tất cả những gì xảy ra trước đó đều không liên quan gì đến sự tiến hóa của vũ trụ ngày nay. Chúng ta mất hết thông tin về vũ trụ tại thời điểm trước thời điểm zêrô, và ngược lại, những gì tồn tại trước đó đều không tiên đoán được bất cứ thông tin nào về vũ trụ ngày nay. Sự mất thông tin đó, hay nói đúng hơn là sự mất liên quan đó là luận điểm về sự khởi thủy về mặt thời gian tại điểm kỳ dị. Có rất nhiều câu hỏi và rất nhiều lời chất vấn đưa ra, trong đó có câu hỏi về vũ trụ của chúng ta tại thời điểm mà thời gian có giá trị zêrô đó và cũng chính tại đó toàn bộ không gian được mở ra. Quả thật, đây chính là câu hỏi hóc búa nhất được đặt ra đối với loài người, nó chưa thể trả lời được trong giới hạn những hiểu biết còn quá ít ỏi của nhân loại. Vật lý học và triết học dường như bị dồn vào bức tường tri thức khi cố gắng đưa ra lời đáp từ về trạng thái của vũ trụ ở thời điểm này. Với những giới hạn hiểu biết ngày nay, cùng với sức mạnh của cả các công cụ toán học, các hằng số vật lý, loài người chỉ có thể lội ngược dòng thời gian mô tả vũ trụ sau khoảng 10^-43 giây sau Vụ nổ. Câu hỏi cũng khó không kém thách thức loài người là tại sao có Vụ nổ lớn, đã làm gì để có “tiếng nổ” để rồi sinh ra toàn cõi vũ trụ. Câu trả lời cho câu hỏi thứ hai này cũng không một ai biết. Phải chăng chúng ta đã bị dồn vào bức tường tri thức, liệu có sự đột phá nào để trả lời được những câu hỏi như vậy?

Thời điểm 10^-43 giây được gọi là thời điểm Planck bởi vì nó được tính ra từ hằng số cơ bản Planck, vận tốc ánh sáng và hằng số hấp dẫn. Chúng ta chỉ có thể hy vọng mô tả diễn biến của vũ trụ từ thời điểm này, bởi vì tất cả các lý thuyết vật lý hiện đại nói chung, thuyết tương đối rộng và cơ học lượng tử nói riêng, đều mất hiệu lực trước thời điểm này. Quả thật, con người đang ở ranh giới của tri thức. Sức mạnh của lý thuyết cũng không thể đập tan bức tường Planck để có thể biết được những gì xảy ra sau đó. Vì vậy, khi mô tả vũ trụ, chúng ta chỉ cần quan tâm đến những gì sẽ xảy ra đối với vũ trụ sau thời điểm Planck. Sẽ thật thú vị khi chúng ta theo dõi sự tiến hóa của vũ trụ qua những mốc thời gian được chọn. Lý do để chúng ta chọn nó bởi vì vũ trụ đã có sự thay đổi căn bản sau những cột mốc đó. Tuy nhiên, hãy từ bỏ ngay ý định tìm một vị trí thích hợp để quan sát vị trí nào đó đang xảy ra Vụ nổ lớn bởi vì ý nghĩ đó là một sai lầm trầm trọng. Trên thực tế, khái niệm vụ nổ ở đây mang một hàm ý hoàn toàn khác. Đây không phải là một vụ nổ theo nghĩa thông thường như tất cả các vụ nổ thường thấy trên quả đất. Nó không giống kiểu nổ của một bong bóng xà phòng, một quả pháo hay bom H, mà là một vụ nổ xảy ra ở tất cả mọi điểm trong không gian và là bắt đầu của thời gian.

Khi chúng ta bắt đầu theo dõi diễn biến của vũ trụ thì vũ trụ đã “lớn” hơn một chút. Vậy kích thước của vũ trụ khi đó ứng với tuổi là 10^-43 giây là bao nhiêu? Câu trả lời chính xác là kích thước của vũ trụ là 10^-33 centimet và được gọi là độ dài Planck. Với kích thước này vũ trụ chỉ tương đương với một phần tỉ tỉ… lần kích thước hạt nhân của một nguyên tử hydro chỉ gồm có một proton. Thật khó tưởng tượng khi kích thước đó ứng với mật độ là 10⁹⁴ gam trong một centimet khối và ứng với nhiệt độ là 10³² K (tương đương với năng lượng 10¹⁸Gev). Trong những điều kiện chẳng dễ chịu này, chân không lương tử ngự trị. Đó không phải là một thứ chân không không có gì cả, thay vì thế, đó là một chân không sôi sục năng lượng, ở đó, cho phép các hạt và phản hạt có thể xuất hiện và biến mất một cách ngẫu nhiên. Sở dĩ chúng ta không thể nhận biết được tính chất của vũ trụ trước bức tường Plank bởi vì vũ trụ trước đó ở trong một trạng thái hỗn độn và là một không - thời gian đa chiều. Không gian và thời gian lúc này thăng giáng và không liên tục. Trong những tình huống như thế này chỉ có thể mô tả thành công bằng lý thuyết lượng tử hấp dẫn mà điều này vẫn nằm ngoài tầm tay của chúng ta hiện nay.

Vũ trụ tiếp tuc bành trướng với tốc độ chóng mặt, mọi hợp phần của nó đều rời xa số còn lại. Nhiệt độ hạ dần cho đến thời điểm 10^-35 giây sau vụ nổ, nhiệt độ của nó còn lại là 10²⁷ độ K, hay 10¹²Gev. Vũ trụ vẫn chứa đầy năng lượng sôi sục. Trong khoảng thời gian này, tương tác mạnh, yếu và điện từ thống nhất với nhau thành một lực duy nhất chi phối mọi hành xử của vũ trụ, sự thống nhất này được mô tả bởi lý thuyết Thống nhất lớn (Grand Unified Theory - GUT). Chỉ còn duy nhất lực hấp dẫn đứng cô lập. Có thể trước thời điểm Plank cả bốn tương tác này thống nhất với nhau và cư xử như một lực duy nhất. Và nếu chúng ta xây dựng thành công một lý thuyết mô tả tương tác thống nhất này thì nó sẽ được gán cho cái tên là Lý thuyết Siêu thống nhất (SGUT).

Việc xây dựng thành công lý thuyết hấp dẫn lượng tử chẳng hạn. Nếu thành công, chúng ta có thể chọc thủng bức tường Planck. Vật lý lượng tử mô tả khá tốt mọi hành xử của vật chất ở thế giới hạ nguyên tử nhưng lại thất bại ở những thang độ dài vũ trụ, nơi đó cơ học hấp dẫn thống trị. Như chúng ta biết, hành xử của vũ trụ sơ khai được điều khiển bởi các cơ chếlượng tử. Nhưng hầu như các định luật vật lý đều bị phá vỡ tại kỳ dị ban đầu. Đối xứng chỉ ra rằng, một hạt bao giờ cũng tồn tại một phản hạt. Liệu có tồn tại một siêu đối xứng, ở đó tiên đoán rằng một hạt vật chất tồn tại một hạt tương ứng gọi là hạt đồng hành siêu đối xứng có cùng khối lượng. Hiện tại, chúng ta chưa ghi nhận được bất kỳ hạt nào như thế trong các máy gia tốc. Nếu Lý thuyết siêu đối xứng tồn tại, nó có thể mở ra một cánh cửa mới để bước vào một thách thức mới trong việc xây dựng một lý thuyết thống nhất hoàn chỉnh của vạn vật. Những hiểu biết của chúng ta ngày nay về cư xử của hấp dẫn ở thang vi mô ám chỉ rằng, các hiệu ứng lượng tử có thể trở nên quan trọng khi vũ trụ còn rất nhỏ, choán đầy bởi năng lượng siêu cao. Và tương tác siêu thống nhất có thể thống trị trong thời kỳ ban đầu của kỷ nguyên hỗn loạn. Sau đó vũ trụ còn tiếp tục dãn nở theo hàm mũ của thời gian.

Khám phá ra một lý thuyết thống nhất hoàn chỉnh của vạn vật và hiểu biết về tất cả các đối xứng của tự nhiên, có thể cho phép chúng ta trả lời được những câu hỏi cốt lõi và nguyên thủy của vũ trụ học về những gì diễn ra tại thời khắc bắt đầu của vũ trụ.

Từ 10^-35 giây đến 10^-32 giây kích thước của vũ trụ đột ngột tăng lên. Giai đoạn này được gọi là thời kỳ lạm phát. Giai đoạn lạm phát của vũ trụ được mô tả theo lý thuyết lạm phát. Một lý thuyết được phát triển bởi Alan Guth, Andrei Linde, Paul Steinhardt và Andy Albrecht. Trong khi lý thuyết Vụ nổ lớn vẫn còn bỏ ngỏ trước một số câu hỏi như: Tại sao lại có nhiều photon trong vũ trụ đến thế? Tại sao thang vật lý của vũ trụ lại lớn hơn rất nhiều so với thang độ dài cơ bản của hấp dẫn, độ dài Planck? Và quá trình vật lý nào đã tạo ra sự thăng giáng mật độ vật chất ban đầu? Lý thuyết lạm phát đã giải quyết được những khó khăn về mặt lý thuyết này song nó cũng lại đặt ra một số câu hỏi khác mà chúng ta ngày nay vẫn đang tìm kiếm câu trả lời.

Lại trở về với thực trạng của vũ trụ, nhờ có sự lạm phát này mà kích thước của vũ trụ tăng lên khoảng 10³⁰ lần. Nhờ sự tăng đột biến này đã san phẳng sự không đều, làm cho vũ trụ trở nên đồng nhất hơn. Bởi vì trước đó, do những điều kiện vật lý nào đó, đã làm cho vũ trụ “vón cục” ở một số vùng. Điều đó cắt nghĩa phần nào cho câu hỏi tại sao vũ trụ hiện nay lại tương đối đồng nhất. Đây là một giai đoạn quan trọng, nó đã làm thay đổi bộ mặt cả vũ trụ một cách căn bản để cho nó có được những nét đặc trưng ngày nay. Chúng ta thấy rằng kích thước của vũ trụ tăng lên rất nhiều sau một khoảng thời gian cực ngắn khiến bản thân ánh sáng với vận tốc 300.000 km/giây cũng không đủ thời gian để liên lạc thông tin giữa các vùng của vũ trụ với nhau. Vũ trụ mở rộng không gian với tốc độ nhanh hơn ánh sáng, thậm chí rất nhiều lần tốc độ ánh sáng. Mâu thuẫn với thuyết tương đối chăng? Chúng ta nên hiểu rằng, thuyết tương đối đặt rào chắn ánh sáng cho vật chất chuyển động trong không gian, nhưng nó không cấm đoán chính bản thân không gian. Vì vậy, chúng ta có khái niệm đường chân trời, đó là khoảng cách mà ngoài đó con người mù tịt mọi tin tức cho dù vận động viên tốc độ ánh sáng bằng tất cả nỗ lực của mình đều bị tước cơ hội đến với chúng ta. Như vậy, đường chân trời ngày nay là rất lớn, bằng tuổi của vũ trụ khoảng gần 13,7 tỉ năm nhân với tốc độ ánh sáng. Nhưng khi càng lùi về quá khứ thì đường chân trời càng bị thu hẹp lại. Sau thời kỳ lạm phát, kích thước của vũ trụ tương đương với kích thước của một quả cam, vì vậy đường chân trời đã được mở rộng ra 10³⁰ lần so với khi vũ trụ còn ở trước thời điểm 10^-35giây. Chúng ta không thể tưởng tượng được rằng vũ trụ đã bành trướng kích thước từ 10^-10centimet đến kích thước của một quả cam, sự mở rộng này thật quá phi thường. Ở đây, lý thuyết lạm phát cũng đã chỉ rõ, mọi hành xử của vật chất được chi phối bởi lực thống nhất và hấp dẫn. Và lực thống nhất ở đây được tạo ra bởi một hạt truyền tương tác siêu nặng và nhiệt độ siêu cao (10²⁸ K) có thể tạo nên một áp suất kinh khủng đẩy vật chất ra xa theo mọi hướng tạo ra sự dãn nở với tốc độ chóng mặt của vũ trụ. Rồi sau đó, nhiệt độ hạ xuống khi vũ trụ phình ra theo thời gian. Nhiệt độ tỉ lệ nghịch với kích thước của vũ trụ.

Sau 10^-32 giây sau vụ nổ, nhiệt độ của vật chất lúc này đã thấp hơn 10²⁸ K. Năng lượng để tạo ra các hạt X boson bị khuếch tán và các X boson biến mất mãi mãi sau pha lạm phát, thay vì thế nó là lực điện yếu và lực hạt nhân. Và thay vì được đẩy bởi áp suất ra phía ngoài thì vật chất trong vũ trụ chịu một lực lớn hướng ngược lại làm giảm tốc độ dãn nở của vũ trụ một cách đột ngột.

Thời kỳ lạm phát trôi qua, giờ đây, vũ trụ lại bước những bước chân chậm chạp trên con đường tiến hóa của mình. Tốc độ dãn nở sẽ tăng theo hàm căn bậc hai của thời gian và nhiệt độ sẽ giảm đi rất nhanh theo sự bành trướng của vũ trụ. Từ 10^-32 giây đến 10^-12 giây sau vụ nổ lớn, vũ trụ chứa đầy một thứ súp quark, photon và các lepton (positon, electron, nơtrino). Các hạt này va chạm với nhau rất nhanh và có thể giải phóng ra năng lượng tạo thành bức xạ. Ngược lại, trong môi trường năng lượng cao này, các hạt vật chất có thể được tạo ra một cách dễ dàng do nhiệt độ đặc trưng của mỗi loại hạt còn thấp hơn nhiều so với nhiệt độ của vũ trụ lúc đó là khoảng 10¹⁵ K. Như đã nói, nhiệt độ đặc trưng là nhiệt độ cần thiết để cho mỗi loại hạt có thể tạo ra từ năng lượng đơn thuần. Mỗi loại hạt có một nhiệt độ đặc trưng riêng và nó tùy thuộc vào khối lượng và tính chất của hạt. Trong giai đoạn ngắn ngủi này, tương tác mạnh tách ra còn lại tương tác yếu và điện từ thống nhất với nhau tạo thành một lực duy nhất - lực điệu yếu. Chúng ta sẽ tự hỏi tại sao lực hập dẫn lại gây ra một hiệu ứng đáng kể nào đó đối với vũ trụ sơ khai, khi mà bản thân vũ trụ lúc đó gồm chủ yếu là bức xạ và vật chất dưới dạng các hạt. Tất nhiên, chúng ta biết rằng lực hấp dẫn giữa hai electron hay bất kể hạt tương tự nào khác là quá nhỏ, nếu nói về cường độ tác dụng thì nó có thể bé hơn 10³⁹ lần so với lực điện từ, vốn là lực tương tác giữa các electron và giữ cho chúng chuyển động xung quanh hạt nhân. Tuy nhiên, lực ràng buộc Trái đất của chúng ta chuyển động xung quanh Mặt trời không chỉ sinh ra do tính chất nặng nhẹ của vật mà còn được sinh ra từ tất cả các dạng năng lượng khác (nhiệt độ…). Do đó, nếu xét những tính chất vật lý trong vũ trụ sơ khai với mật độ năng lượng cao thì lúc đó lực hấp dẫn cũng đã trở nên đáng kể như mọi tương tác khác.

Nhiệt độ của vũ trụ tiếp tục giảm cho đến 10¹³ K, ở thời điểm 10^-6 giây sau vụ nổ. Nồi súp quark bây giờ không còn sôi sục mạnh như trước nữa, những hạt gạo quark chuyển động chậm chạp lại để cho những bột gạo dẻo có thể dính chúng tạo thành một nắm cơm. Khác với giai đoạn trên, trong giai đoạn này các tương tác bắt đầu tách ra thành những lực riêng biệt như vẫn thấy ngày nay. Lực mạnh bắt đầu tỏ rõ uy lực của mình. Bằng sức mạnh vốn có, chúng gắn kết các quark và phản quark để tạo thành những hạt nặng hơn như proton, notron cùng với phản hạt của chúng. Nếu như lúc trước các quark có thể tự do chạy lăng xăng thì bây giờ chúng đã bị tước mất tự do. Chính sự gắn kết đó nên người ta đã đặt cho giai đoạn này cái tên là “thời kỳ hadron”. Vinh dự này không tồn tại được bao lâu, niềm vui bị dập tắt đối với những cư dân Hadron. Đến 10^-4 giây sau vụ nổ, nhiệt độ đã khá thấp, khoảng 10³² K, quá trình sinh nở của các hadron từ các quark giảm dần, thay vì thế là quá trình hủy giữa các hadron và phản hạt của chúng thành ánh sáng. Do đó, số lượng các proton và nơtron giảm rất nhanh, chúng chỉ sống sót lại với một số lượng ít ỏi, khoảng một tỉ cặp hạt - phản hạt hủy với nhau để dư lại một hạt, chứ không phải là phản hạt.

Thời kỳ hadron không tồn tại được bao lâu thì chấm dứt ngay sau đó. Vũ trụ tràn ngập các photon, các lepton và phản hạt của chúng. Hạt và phản hạt của chúng vẫn tiếp tục hủy nhau trong những va chạm trực diện, nhưng đồng thời các photon lại thường xuyên bị các electron với số lượng lớn hấp thụ và tán xạ. Do đó, vũ trụ không khác gì đám mây mù. Vũ trụ bước vào “thời kỳ lepton” khi tuổi của nó đã là 10^-4giây.

Khi nhiệt độ hạ thấp xuống còn 10¹⁷ K, lúc này cơ thể của vũ trụ có vẻ “lạnh hơn” và nó vẫn ở trạng thái cân bằng nhiệt giữa vật chất và bức xạ. Ngoài ra, vẫn còn một sự bất đối xứng nhỏ giữa vật chất và phản vật chất khiến cứ 109 phản quark lại tương ứng với 10⁹cộng một quark, và các quark có thể hủy nhau để tạo ra các meson và baryon. Sau này chúng ta thấy rằng đây là những “viên gạch” tối cần thiết để kiến tạo nên thế giới ngày nay. Sự phá vỡ đối xứng khiến một hậu quả tương tự cũng xảy ra đối với các lepton và phản lepton. Các electron và pozitron sau khi đã hủy nhau sẽ để lại dư thừa một phần vật chất, chứ không phải là phản vật chất. Điều đó giải thích tại sao chúng ta ngày nay được cấu tạo chủ yếu là vật chất và phản vật chất chỉ có ý nghĩa là một sự nhiễm không đáng kể. Vũ trụ mà ngày nay chúng ta quan sát được lại chủ yếu cấu thành bởi vật chất, chứ không phải là phản vật chất. Như vậy có một sự bất đối xứng nào đó khiến sự cân bằng trong quá trình sinh và hủy giữa các hạt vật chất và phản vật chất không phải là hoàn toàn cân bằng. Nếu vũ trụ của chúng ta là như ngày nay thì trong thời kỳ ban đầu cứ một tỷ cặp hạt vật chất và phản vật chất hủy với nhau phải dư ra một hạt vật chất. Sự bất cân bằng tinh tế này đã tồn tại và phát triển trong suốt giai đoạn tiến hóa ban đầu của vũ trụ khiến vật chất và phản vật chất cư xử khác biệt một cách vô cùng tinh tế. Và như vậy, đối xứng CP bị vi phạm. Ngày nay, chúng ta đã quan sát được vi phạm đối xứng CP ở hạt meson K trung hòa và meson B. Vật lý lượng tử chỉ ra rằng có ít nhất ba nhóm hạt phân loại theo khối lượng của chúng cần thiết để hài hòa với vi phạm cặp CP trong Mô hình chuẩn. Chính sự vi phạm đối xứng CP là cần thiết để vật chất chiếm ưu thế so với phản vật chất để có một vũ trụ ngày nay.

Sau 10^-1giây sau vụ nổ, nhiệt độ của vũ trụ chỉ còn khoảng 3.10¹⁰ K thì các nơtron bị phân ra thành các electron, proton và nơtrino. Mặt khác, số lượng nơtron được tạo ra lúc này do một proton gặp một electron, thấp hơn nhiều so với số lượng nơtron tự hủy. Lý do khiến điều này xảy ra là các electron hầu hết tham gia vào quá trình hủy các phản hạt của nó. Vì vậy, tỉ lệ giữa proton và nơtron có sự chênh lệch nhau rõ rệt, cụ thể là số lượng proton lúc này lớn hơn số lượng nơtron.

Nhiệt độ của vũ trụ tiếp tục giảm sau một giây đầu tiên, nhiệt độ lúc này là 10¹⁰ K, vẫn còn lớn hơn nhiều so với nhiệt độ đặc trưng của các electron và positon nên các hạt hủy nhau rất nhanh, nhanh hơn là chúng được tạo nên từ năng lượng bức xạ trong cùng điều kiện khi đó. Vì vậy, vũ trụ đã bị mất một phần lớn các electron và positon. Đồng thời với quá trình trên thì quá trình phân rã của nơtron vẫn được tiếp tục, trong khi đó một proton chỉ có thể bị phân rã trong hàng tỉ tỉ năm, và vì vậy, số lượng proton vẫn tiếp tục tăng lên do được tạo thành từ sự phân rã của các nơtron.

Ba phút đầu tiên trôi qua khi mà nhiệt độ của vũ trụ chỉ còn khoảng 10⁹độ K, xem ra đã “khá lạnh” cho phép các nơtron và proton có thể kết hợp với nhau để tạo nên những hạt nguyên tử đơteri đầu tiên, cấu tạo bởi một proton và một nơtron. Không dừng ở đây, các hạt đơteri có thể kết hợp với một proton hoặc hai nơtron trong những va chạm trực diện để tạo nên những hạt triti gồm một proton và hai nơtron hoặc Heli ba (³He), một đồng vị của hêli gồm hai proton và một nơtron. Quá trình này diễn ra một cách tự nhiên mà không sợ bị các photon năng lượng cao quấy rầy, bởi nhờ sự dãn nở của vũ trụ mà năng lượng của các photon bị giảm dần. Sau đó hạt triti có thể kết hợp với một proton hoặc hạt hêli ba kết hợp với một nơtron để tạo nên hạt nhân Heli bốn (⁴He) gồm hai proton và hai nơtron. Tuy nhiên, so với số lượng các photon và nơtrino lúc đó thì các hạt nhân chỉ chiếm một tỉ lệ rất nhỏ ngay cả khi tỉ lệ giữa proton và nơtron với các photon hay nơtrino chỉ là khoảng một tỉ photon hay nơtrino cho nỗi proton hay nơtron. Tất nhiên, trong những điều kiện nhiệt độ cao như vậy các hạt nhân này có thể kết hợp với nhau hoặc kết hợp với các proton va nơtron khác để tạo thành các hạt nhân nặng hơn gồm năm, sáu, bảy hay nhiều hơn số proton và nơtron. Nhưng quá trình đó chỉ tồn tại trong một thời gian ngắn ngủi rồi bị chấm dứt bởi sự bắn phá của các photon năng lượng cao. (Các photon còn có một năng lượng rất lớn do nhiệt độ cao của quá trình hủy giữa electron và pozitron). Sự bắn phá này làm phá vỡ cấu trúc của các hạt nhân nặng khiến chúng chỉ có thể vỡ tan thành các hạt nhân nhẹ ban đầu. Quá trình tổng hợp thành các nguyên tố trong vũ trụ sơ khai gọi là quá trình “tổng hợp hạt nhân vụ nổ lớn” (sau này chúng ta sẽ phân biệt với quá trình tổng hợp các nguyên tố nặng trong lòng những ngôi sao).

Nửa tiếng đồng hồ đầu tiên trôi qua, lúc này, các electron dư thừa trong quá trình hủy với pozitron có thể kết hợp với những hạt nhân được chế tác sau ba phút đầu tiên để trở thành những nguyên tử đầu tiên. Nhưng trong điều kiện nhiệt độ vẫn còn quá cao, các nguyên tử này cũng chỉ tồn tại trong một khoảng thời gian ngắn ngủi. Phải đợi đến 300 000 năm sau, khi nhiệt độ của vũ trụ chỉ còn 10⁴ K, và kích thước của nó lúc này cũng đã trở nên rất lớn thì các nguyên tử này mới trở nên bền vững. Trong khoảng thời gian này, hydro chiếm tỉ lệ gần 75% còn lại gần 25% là hêli. Đồng thời mật độ của vũ trụ giảm nhanh khiến các photon có thể đi một quãng dài mà không sợ bị va chạm. Vũ trụ bắt đầu trở nên “trong suốt” đối với bức xạ và đây cũng là thời kỳ chuyển từ “Thời đại bức xạ” ngự trị sang “Thời đại vật chất” ngự trị . Sau khoảng thời gian 380.000 năm sau Big Bang, khi vật chất và bức xạ “ly thân”, các photon bắt đầu dãn nở tự do đã khiến vũ trụ trở nên “trong suốt” và Kỷ nguyên tối vũ trụ kết thúc khi vũ trụ đã tròn 400 triệu năm tuổi. Lúc này, toàn cõi vũ trụ đã khá lạnh, độ dịch về đỏ đạt giá trị 11 và ngôi sao đầu tiên chào đời.

Thời gian trôi đi, vũ trụ dãn nở chậm dần, nhiệt độ cũng trở nên thấp dần theo thời gian và mật độ cũng loãng hơn. 3 tỉ năm sau, sự thăng giáng mật độ đã làm hình thành nên các đám mây khí gồm chủ yếu là hyđro và hêli. Các đám mây cũng sẽ co lại do hấp dẫn để tạo nên tất cả những ngôi sao và thiên hà mà chúng ta thấy được trên bầu trời ngày nay. Giữa những khoảng thời gian dài như vậy kể từ vài trăm nghìn năm đến vài tỉ năm sau, vũ trụ tiến hóa rất chậm và không có gì đặc biệt lắm xảy ra. Chỉ trừ những vận động vật chất kiến tạo nên các ngôi sao và thiên hà là đặc trưng cho sự tiến hóa của vũ trụ. Vì vậy, cũng chẳng có gì mấy cần nói cho những giai đoạn như thế. Dĩ nhiên, trong khuôn khổ giới hạn của chương này không cho phép chúng ta đi quá sâu về một vấn đề đó. Do vậy, sẽ có ích nếu chúng ta dành hẳn một chương để suy xét kỹ hơn những diễn biến của vũ trụ trong khoảng thời gian có thể coi là gần đối với chúng ta.

Trở lại với vấn đề trên, phải chờ đến 10 tỉ năm sau nữa, khi những phân tử hữu cơ phức tạp được tạo ra, và phải chờ vài trăm triệu năm nữa những sinh vật đầu tiên được hình thành. Thời gian trôi đi, các sinh vật này tiến hóa lên trên những nấc thang cao hơn và cho đến bây giờ là loài người chúng ta, những sinh vật có trí tuệ để nhận thức vũ trụ và có thể thâu tóm vũ trụ bằng tư duy. Quãng thời gian từ khi vũ trụ ra đời cho đến nay, khoảng hơn chục tỉ năm, quả là không nhỏ nếu đem so sánh với khoảng thời gian từ khi loài người xuất hiện trên Trái đất.

Chúng ta đã theo dõi sự ra đời và tiến hóa của vũ trụ bằng cách tập hợp tất cả các sự kiện theo mô hình chuẩn tiên đoán. Những sự kiện đó đã hỗ trợ chúng ta có một cách phán xét rõ ràng hơn. Nói như thế không có nghĩa là mô hình đó đã thật chuẩn, nhưng có thể chắc chắn rằng chí ít các sự kiện nghiên cứu và quan sát đã cho thấy rằng nó chuẩn hơn tất cả các mô hình khác đã đưa ra. Sự tiên đoán về quá khứ cũng như một định mệnh tối hậu của vũ trụ đã cho ra đời thuyết “Vụ nổ lớn” trở thành một mô hình đứng đầu trong các lý thuyết khoa học về nguồn gốc tiến hóa vũ trụ, và nó trở thành nhãn quan lý thuyết giúp chúng ta có thể nhìn gián tiếp vũ trụ ở bất kỳ thời điểm nào quá khứ, hiện tại và tương lai.