LƯỢC SỬTHỜI GIAN - Nguồn gốc và
sốphận của vũtrụ
Lý thuyết tương đối rộng của Einstein, tiên đoán rằng không gian, thời
gian bắtđầu từkỳdịcủa vụnổlớn, sẽkết thúc hoặc tại một kỳdịcuối cùng
(trường hợp toàn vũtrụco lại) hoặc tại một kỳdịnằm bên trong một lỗ đen
(trường hợp một vùng định xứ, ví dụmột sao co lại). Mọi vật chất rơi vào lỗ
đen, sẽbịphá hủy tạiđiểm kỳdị, chỉcòn lại hiệuứng hấp dẫn của khối lượng
là còn được cảm nhận từphía bên ngoài. Mặt khác, khi các hiệuứng lượng tử
được tính đến thì dường nhưkhối lượng và năng lượng của vật chất cuối
cùng sẽtrởvềvới phần còn lại của vũtrụ, và lỗ đen cùng với mọi kỳdịbên
trong sẽbay hơi và biến mất. Liệu cơhọc lượng tửcó gây một hiệuứng bi
kịch nhưthế đối với vụnổlớn và kỳdịchung cuộc hay không? Điều gì thực tế
đã và sẽxảy ra vào các giai đoạn rất sớm và muộn hơn của vũtrụ, khi các
trường hợp hấp dẫn mạnh đến mức mà các hiệuứng lượng tửkhông thểnào
bỏqua được? Thực tếvũtrụcó mộtđiểm bắtđầu và mộtđiểm kết thúc hay
không? Và nếu có, thì phải hình dung chúng ra sao?
Trong suốt những năm 70 tôi đã tập trung nghiên cứu các lỗ đen, nhưng vào
năm 1981, tôi lại lưu tâm đến các vấnđề xung quanh nguồn gốc và sốphận của vũ
trụkhi tôi tham gia một hội thảo vềvũtrụhọc tổchức bởi các tu sĩdòng Jesuit tại
Vatican. Nhà thờThiên chúa giáo đã phạm một sai lầmđối với Galileo khi họphủ
định mộtđịnh luật khoa học vì tuyên bốrằng mặt trời phải quay quanh quả đất.
Bây giờsau nhiều thếkỷ, họ đã quyếtđịnh mời nhiều nhà khoa học làm cốvấn về
vũtrụhọc. Cuối hội nghịcác nhà khoa họcđã được tiếp kiến Giáo hoàng. Ông nói
rằng nghiên cứu sựtiến triển của vũtrụsau vụnổlớn là đúng song Nhà thờkhông
tìm hiểu vềbản thân vụnổlớn vì đó là thờiđiểm của Sáng tạo, nên thuộc công việc
của Chúa. Tôi rất vui mừng vì đức Giáo hoàng không biếtđến bài phát biểu của tôi
tại hội thảo: khảnăng không - thời gian là hữu hạn song không có biên, điềuđó có
nghĩa là không có cái ban đầu, không có thờiđiểm của Sáng tạo. Tôi không có ý
muốn chịu cùng sốphận của Galileo, người mà tôi có một cảm giác mạnh mẽvềsự
đồng nhất với tôi, một phần vì sựtrùng hợp giữa ngày sinh của tôi đúng tròn 300
năm sau ngày chết của ông.
Để giải thích các ý tưởng của tôi và những người khác về điều cơhọc lượng tửcó
thểtác động lên nguồn gốc và sốphận của vũtrụ, trước hết cần phải hiểu vềlịch sử
của vũtrụtheo quan điểmđược nhiều người chấp nhận, dựa trên mô hình được
biết dưới “mô hình nóng của vụnổlớn”. Mô hình này giả định rằng vũtrụ được
miêu tảbởi một mô hình Friedmann, ngược theo thời gian mãi tận lúc có vụnổlớn.
Trong những mô hình nhưvậy người ta thấy rằng lúc vũtrụnở, mọi vật chất và
bức xạsẽlạnh dần. (Khi vũtrụ đạt kích thước gấpđôi thì nhiệtđộ của vũtrụgiảm
xuống một nửa). Vì nhiệtđộ là số đo năng lượng trung bình - hay vận tốc - của các
hạt, quá trình lạnh dần này sẽgây một hiệuứng lớnđối với vật chất trong vũtrụ.Ở
nhiệtđộ rất cao, các hạt chuyểnđộng nhanh đến mức có thểthoát ra khỏi mọi
trường hút giữa chúng với nhau do lực hạt nhân, hoặcđiện tửtạo nên, song khi
chúng trởnên lạnh thì chúng hút nhau và kết dính với nhau.
Ngoài ra, các loại hạt tồn tại trong vũtrụcũng phụthuộc vào nhiệtđộ.Ởnhiệtđộ
đủ cao, các hạt có năng lượng lớn và khi chạm nhau, nhiều cặp hạt/phản hạt có thể
sinh ra và mặc dù nhiều hạt sau khi sinh ra có thểbịhủy lúc chạm các phản hạt,
chúng vẫnđược sinh ra nhanh hơn bịhủyđi. Ởnhiệtđộ thấp hơn, khi các hạt va
chạm nhau có năng lượng nhỏhơn, các cặp hạt/phản hạt sinh ra với tốcđộ chậm
hơn và nhưvậy quá trình hủy của chúng nhanh hơn quá trình sinh.
Tại vụnổlớn, kích thước của vũtrụ được xem nhưlà bằng không, vì vậy nhiệtđộ
là vô cùng lớn. Song trong quá trình giãn nở, nhiệtđộ của bức xạsẽgiảm xuống.
Một giây sau vụnổlớn, nhiệtđộ đã giảm xuống còn khoảng 10 ngàn triệuđộ. Nhiệt
độ này cỡngàn lần nhiệtđộ ở tâm mặt trời và cỡnhiệtđộ đạtđược lúc bom H (tức
bom khinh khí) nổ. Vào thờiđiểmđó vũtrụchứa phần lớn là các photon, electron
và neutron (là những hạt nhẹchỉtham gia tương tác yếu và hấp dẫn) và các phản
hạt của chúng, cùng với một sốproton và neutron.
Lúc vũtrụtiếp tục giãn nởvà nhiệtđộ hạxuống thì các cặp electron/phản -
electron sinh ra chậm hơn là bịhủy. Vì thếphần lớn các electron và phản - electron
hủy với nhau để tạo thành nhiều photon và để sót lại một sốelectron. Song các hạt
neutrino và phản - neutrino ít hủy nhau vì các hạt này tương tác với nhau và với
các hạt khác rất yếu. Cho nên hiện nay chúng còn tồn tại trong vũtrụ. Nếu ta có thể
quan sát được chúng thì ta có một bằng chứng chắc chắn vềbức tranh của giai
đoạn nóng đầu tiên của vũtrụ. Tiếc thay, năng lượng của chúng ngày nay quá nhỏ
để ta có thểquan sát được chúng một cách trực tiếp. Nhưng nếu neutrino có một
khối lượng nhỏ, theo kết quảmột thí nghiệm chưađược kiểm nghiệm lại do những
người Nga thực hiện năm 1981, thì ta có thểghi đođược chúng một cách gián tiếp:
chúng phải tạo thành một “vật chất tối”, như đã nói trướcđây, vật chất sẽsinh ra
một lực hấp dẫnđủ để hãm đứng sựgiãn nởcủa vũtrụvà buộc vũtrụco trởlại.
Khoảng một trăm giây sau vụnổlớn, nhiệtđộ xuống còn một ngàn triệuđộ, bằng
nhiệtđộ trong các sao nóng nhất. Ởnhiệtđộ đó proton và neutron không còn đủ
năng lượng để thoát khỏi sức hút của lực hạt nhân và kết hợp với nhau để tạo
thành hạt nhân của nguyên tử đơteri (hydro nặng), gồm một proton và một
neutron. Các hạt nhân củađơteri lại kết hợp thêm với các proton và neutron để tạo
thành hạt nhân heli, gồm hai proton và hai neutron và một sốhạt nhân nặng hơn là
liti và berili. Người ta có thểtính ra rằng trong mô hình nóng của vụnổlớn, khoảng
một phần tưcác proton và neutron biến thành hạt nhân heli, cùng một sốnhỏ
hydro nặng và các hạt nhân khác. Sốneutron còn lại phân hủy thành proton vốn là
hạt nhân của nguyên tửhydro.
Bức tranh vềgiai đoạn nóng trướcđây của vũtrụlầnđầu tiên được phác họa bởi
George Gamow trong công trình nổi tiếng năm 1948, thực hiện chung với một sinh
viên của ông là Ralph Alpher. Gamow là một người giàu tính hóm hỉnh, ông thuyết
phục nhà vật lý hạt nhân Hans Bethe điền thêm tên vào công trình với ý muốn làm
cho danh sách tác giảAlpher, Bethe, Gamow đọc lên nghe gần nhưâm của ba chữ
cái đầu tiên của bảng vần Hy Lạp là alpha, beta, gamma: thật là thích hợp cho một
công trình nói vềgiai đoạnđầu của vũtrụ! Trong công trình này, các tác giảtiên
đoán một cách đặc sắc rằng bức xạ(dưới dạng các photon) từnhững giai đoạn
nóng tiền sửcủa vũtrụsẽtàn dưlại trong giai đoạn hiện nay, song với nhiệtđộ hạ
xuống chỉcòn vài độ trên không độ tuyệtđối (- 273 độ C). Bức xạnày đã được
Penzias và Wilson phát hiện năm 1965.
Vào thời gian khi Alpher, Bethe, Gamow viết công trình trên, người ta chưa biết
nhiều vềcác phảnứng hạt nhân giữa proton và neutron. Các tính toán dựbáo vềtỉ
sốcác nguyên tốtrong tiền sửcủa vũtrụvì lẽtrên không được chính xác lắm, song
những tính toán đó đã được thực hiện lại trên cơsởnhững kiến thức hiệnđại và
cho những kết quảtrùng hợp tốt với các quan trắc thực nghiệm. Khó mà cắt nghĩa
theo một cách nào khác vì sao trong vũtrụnhiều heli nhưvậy. Do đó chúng ta có
thểtin tưởng rằng chúng ta có một bức tranh đúng đắn, ít nhất ngược lại theo thời
gian đến thờiđiểm khoảng 1 giây sau vụnổlớn.
Trong vòng một vài giờsau vụnổlớn, sựsinh ra heli và các nguyên tốkhác dừng
lại. Sau đó trong vòng triệu năm tiếp theo, vũtrụtiếp tục giãn nởvà không có điều
gì đặc biệt xảy ra. Cuối cùng lúc nhiệtđộ hạxuống còn khoảng vài ngàn độ, và
electron cùng các hạt nhân không còn đủ năng lượng thoát khỏi lực hút điện từ
giữa chúng, thì chúng kết hợp với nhau tạo thành các nguyên tử. Vũtrụtrong Hoàn
cục tiếp tục giãn nởvà lạnh dần, song trong các vùng mà mậtđộ cao hơn trung
bình, quá trình giãn nởcó chậm hơn do lực hấp dẫnở đấy lớn hơn. Điều này có thể
dẫnđến sựdừng hẳn quá trình giãn nởcủa một sốvùng nào đó và bắtđầu quá
trình co lại. Khi các vùng này co lại, lực hút hấp dẫn của vật chất chung quanh bên
ngoài sẽlàm cho các vùng đó bắtđầu quay. Vì các vùng này tiếp tục co nhỏlại nên
chúng quay nhanh hơn, hoàn toàn tương tựnhưvậnđộng viên trượt băng đang
quay trên băng sẽquay nhanh hơn khi họco tay sát sơthể. Cuối cùng khi vùng
đang xét trởnên đủ nhỏ, thì nó quay nhanh hơnđủ cân bằng với lực hấp dẫn và
những thiên hà quay dạng hình đĩađược hình thành theo cách đó. Các vùng khác,
nếu không thu được một chuyểnđộng quay thì sẽcó dạng hình bầu dục và sẽ được
gọi là những thiên hà elliptic. Các thiên hà này sẽdừng co lại vì nhiều bộphận
riêng lẻcủa chúng sẽchuyểnđộng trên những quỹ đạoổnđịnh quanh tâm thiên hà,
song vềtoàn cục thì thiên hà không có chuyểnđộng quay.
Cùng với thời gian, các khối khí hydro và heli trong các thiên hà sẽphân rã thành
các đám khí nhỏhơn và những đám khí này sẽco lại dưới sức hấp dẫn của chúng.
Khi chúng co lại thì các nguyên tử ở trong sẽva chạm nhau và nhiệtđộ của khí sẽ
tăng lên, có thể đến mứcđủ cao để xảy ra phảnứng nhiệt hạch. Lúc này hydro kết
thành heli, nhiệt lượng thoát ra làm tăng áp suất và các đám mây không co lại thêm
nữa. Chúng ổnđịnh trong trạng thái đó rất lâu nhưcác sao giống mặt trời, đốt cháy
hydro thành heli và bức xạphát sinh dưới dạng nhiệt và ánh sáng. Những sao có
khối lượng lớn hơn cần có nhiệtđộ cao hơnđể cân bằng lực hút hấp dẫn lớn hơn
của chúng, và các phảnứng nhiệt hạch xảy ra nhanh hơn, cho nên chúng sẽtiêu
hủy hydro trong vòng chừng một trăm triệu năm. Chúng sẽco lại, nóng lên và bắt
đầu biến heli thành những nguyên tốnặng hơn nhưcacbon hoặc oxy. Song chúng
không để thoát nhiều năng lượng hơn, vì vậy một trạng thái tới hạn sẽxảy ra như
đã miêu tả ở chương nói vềcác lỗ đen.
Điều gì sẽxảy ra sau đó không hoàn toàn rõ lắm song hình nhưcác vùng ởtâm sao
sẽco lạiđến một trạng thái mậtđộ cao nhưmột sao neutron hoặc lỗ đen. Các vùng