Thời gian không có khởi đầu và kết thúc - PHẦN 2

Những khoảng cách vũ trụ to lớn hơn nhiều so với bất cứ khoảng cách nào chúng ta đã quen thuộc, nên thật chẳng dễ gì hình dung hay hiểu chúng một cách trọn vẹn thậm chí trong trí tưởng tượng của chúng ta. Vì thế, chúng ta hãy bắt đầu với những khoảng cách lớn nhất có thể hiểu được dễ dàng từ quan điểm kinh nghiệm của chúng ta.

Một tuyến đường hàng không rất dài có thể mất 15 giờ bay và bay xa 9000 dặm đường, một chặng đường bằng nửa hành trình vòng quanh Trái đất. Một người đi lại nhiều có thể đáp những chuyến bay như thế vài lần trong năm. Ta biết rằng máy bay có tốc độ khoảng 600 dặm trên giờ và không tiện lợi chút nào, nhất là trong một lớp học kinh tế, cho một thời gian dài như thế mang lại một ấn tượng mạnh rằng khoảng cách đó xa bao nhiêu. Tất nhiên, hồi một trăm năm trước, con người chưa từng đi xa như thế trong một ngày bao giờ nhưng nay chúng ta đã đi như thế và nó mang lại cho chúng ta cảm giác về kích cỡ của hành tinh chúng ta và dùng kích cỡ đó làm một độ dài để so sánh.

Khoảng cách lớn tiếp theo ta nghĩ tới là khoảng cách giữa Trái đất và Mặt trăng. Khoảng cách này bằng chừng ba mươi lần hành trình bay vừa nói và với tốc độ máy bay như trên ta mất khoảng ba tuần bay, hay với phi thuyền của NASA thì mất chừng vài ngày. Khoảng cách đến Mặt trăng, do đó, là có thể tưởng tượng: nếu bạn đi bộ bốn dặm mỗi giờ không nghỉ không ngủ thì bạn sẽ mất tám năm mới đến nơi và tám năm nữa để đi về. Tuy nhiên, sự có mặt trên Mặt trăng của các nhà du hành Armstron và Aldrin hồi tháng 7 năm 1969 là một trong những sự kiện đáng nhớ nhất của thế kỉ qua. Nó đáng nhớ chỉ một phần vì khoảng cách đến Mặt trăng, một phần là do suy nghĩ lần đầu tiên có con người đi lại trên một thiên thể khác ngoài Trái đất ra.

Mặt trăng có thể nhìn thấy trên bầu trời đêm, và thỉnh thoảng xuất hiện vào ban ngày nhờ sự phản xạ ánh sáng Mặt trời của nó. Mặt trời là ngôi sao gần chúng ta nhất và năng lượng phát ra của nó là yếu tố sống còn đối với sự sống trên Trái đất. Vậy Mặt trời ở xa bao nhiêu? Nó bằng khoảng mười nghìn lần chặng đường bay đã nói và sẽ mất khoảng hai mươi năm để đi tới với tốc độ của máy bay chở khách. Không phải kẻ có đầu óc lành mạnh nào cũng muốn đi tới nơi có nhiệt độ bề mặt cao hơn cả nhiệt độ nóng chảy của sắt như thế. Mặt trời ở xa hơn Mặt trăng khoảng bốn trăm lần, và một khoảng cách lớn như thế là vượt quá những cái mà chúng ta quen thuộc. Khoảng cách này giúp hình dung ra quy mô của hệ Mặt trời, với Trái đất quay xung quanh trục của nó mỗi ngày một vòng, quay một vòng quanh Mặt trời mất một năm ở khoảng cách chừng chín mươi ba triệu dặm. Những hành tinh khác thì Thủy tinh và Kim tinh, quay phía trong quỹ đạo của Trái đất, còn những hành tinh khác như Hỏa tinh, Mộc tinh và Thổ tinh thì quay phía ngoài Trái đất.

Hầu như không thể nào hình dung nổi có một người nào đó có thể đi ra khỏi hệ Mặt trời trong cuộc đời của mình vì kích cỡ mênh mông của nó. Nhưng ở quy mô của vũ trụ nhìn thấy, hệ Mặt trời, trái lại, là nhỏ bé và tầm thường đến mức không tưởng nổi. Nếu không có sự sống ở nơi nào khác ngoài Trái đất ra thì vũ trụ dường như là một vật thể lớn đến mức vô lí nếu như sự sống là mục tiêu chính của nó.

Ngoài Mặt trăng và một số hành tinh, chúng ta còn có thể nhìn thấy hàng nghìn ngôi sao với đôi mắt trần. Đa số những ngôi sao này giống với Mặt trời của chúng ta nhưng mờ hơn nhiều vì chúng ở quá xa chúng ta. Vậy khoảng cách đến những ngôi sao gần nhất là bao nhiêu? Câu trả lời là chừng hai triệu lần khoảng cách đến Mặt trời. Vì thế, trong khi chúng ta có thể đi tới Mặt trời trong hai mươi năm với tốc độ của máy bay chở khác, để đi tới ngôi sao gần nhất trong hai mươi năm đòi hỏi một tốc độ nhanh gấp hai triệu lần. Một phép tính nhanh cho biết tốc độ này tăng từ sáu trăm dặm mỗi giờ lên ba mươi lăm nghìn dặm mỗi giây. Để so sánh, tốc độ của ánh sáng là khoảng một trăm tám mươi nghìn dặm mỗi giây. Điều này có nghĩa là chiếc máy bay tưởng tượng của chúng ta, thích hợp là nên chuyển sang phi thuyền vũ trụ, phải chuyển động ở tốc độ bằng một phần năm tốc độ ánh sáng để đi tới ngôi sao gần nhất trong hai mươi năm.

Ở đây chúng ta thấy những hạn chế đối với khả năng đi lại không chỉ trong quãng đời của chúng ta mà là cái dường như là mãi mãi. Theo lí thuyết tương đối, không có lí do gì để nghi ngờ, không có cái gì có thể chuyển động nhanh hơn tốc độ ánh sáng. Cho nên, nếu tuổi thọ của con người được tăng thêm nhờ những tiến bộ y khoa lên tới hai trăm năm hoặc thậm chí một nghìn năm, thì trong một đời người vẫn không thể đi xa hơn vài trăm lần khoảng cách đến ngôi sao gần nhất. Vì thế, dường như chẳng có cách nào rời khỏi thiên hà đặc biệt của chúng ta – gọi là Dải Ngân hà, tên gọi xuất phát từ diện mạo của nó trên bầu trời đêm.

Tuy nhiên, có hai chỗ hở trong lập luận này. Thứ nhất, theo thuyết tương đối, thời gian trôi chậm đi khi vật chuyển động ở gần tốc độ ánh sáng. Thứ hai, người ta có thể nghĩ ra một phương pháp đông lạnh nào đó để làm chậm tốc độ của sự sống và tăng đáng kể tuổi thọ của con người. Cho dẫu vậy, việc đi ra khỏi thiên hà của chúng ta dường như mãi mãi là không thể và vũ trụ học có thể vẫn chỉ là một môn thể thao có khán giả xem mà thôi.

Hồi một trăm năm trước, người ta thường tin rằng vũ trụ chỉ gồm có Dải Ngân hà. Kích cỡ của thiên hà của chúng ta chỉ bằng mười nghìn lần khoảng cách đến đến ngôi sao gần nhất và bằng hai trăm nghìn lần khoảng cách đến Mặt trời. Do đó, kích cỡ thiên hà là bằng hai tỉ lần (một tỉ là một nghìn triệu) khoảng cách Trái đất đến Mặt trời. Kích cỡ của thiên hà có vẻ tương đối độc lập với thời gian và vì không biết vũ trụ to lớn hơn nhiều so với chỉ một thiên hà, nên trước thập niên 1920 người ta tin rằng bản thân vũ trụ là tĩnh tại, không đang giãn ra cũng không đang co lại.

Khi thuyết tương đối tổng quát được đề xuất vào năm 1915, tình trạng hiểu biết dựa trên quan trắc như thế này đã gây trở ngại đối với cái có thể dự đoán, đó là sự giãn nở tổng thể của vũ trụ. Sự giãn nở này, một đặc điểm quan trọng của vũ trụ và sẽ dẫn chúng ta tới kết luận rằng nó một sự khởi đầu rõ ràng, chỉ trở thành một sự lựa chọn bởi những quan sát muộn hơn sau này trong thập niên 1920.

Giờ chúng ta đi tới bước nhảy cuối cùng trong quy mô khoảng cách. Vũ trụ nhìn thấy hóa ra khoảng chừng bằng bốn trăm nghìn lần kích cỡ của Dải Ngân hà, lớn hơn rất nhiều so với tưởng tượng trước đây. Nghĩa là, không chỉ hệ Mặt trời có kích cỡ có thể bỏ qua so với toàn vũ trụ mà cả Dải Ngân hà cũng thế. Thật vậy, trong vũ trụ học lí thuyết, các thiên hà được xem là những hạt điểm. Và cuộc chạy đua của nhân loại có thể bị hạn chế mãi mãi bên trong một trong những điểm này!

Chúng ta đã thấy rằng kích cỡ của thiên hà là lớn hơn khủng khiếp, gấp hàng tỉ lần, khoảng cách đến Mặt trời. Và rồi vũ trụ nhìn thấy còn lớn hơn nhiều so với một thiên hà, nên để nghiên cứu vũ trụ mỗi thiên hà có thể xem là một cái chấm bên trong nó. Không cần dùng quá nhiều lời, so sánh này đủ để bạn hình dung vũ trụ nhìn thấy to lớn dường nào. Bây giờ chúng tôi sẽ trình bày làm thế nào chúng ta biết được sự giãn nở hiện nay (và có khả năng là bản thân thời gian nữa) có một sự khởi đầu đâu đó chừng 14 tỉ năm về trước.

Như đã trình bày, kích cỡ của Dải Ngân hà đã không nở ra cho dù chỉ một bậc độ lớn kể từ khi nó hình thành hồi mười tỉ năm về trước. Bên trong Dải Ngân hà, Mặt trời và Hệ Mặt trời xuất hiện khoảng năm tỉ năm trước. Trái đất thì hơi trẻ hơn một chút, khoảng bốn tỉ rưỡi năm tuổi. Thời điểm mà sự sắp xếp chung của Mặt trời và các hành tinh trong Hệ Mặt trời không có sự thay đổi đáng kể là trong vài tỉ năm gần đây. Trong thời gian đó, chúng ta có thể xem thiên hà và cái chứa bên trong của nó có kích cỡ không đổi.

Một khám phá thật sự bất ngờ xuất hiện khi chúng ta nghiên cứu cũng câu hỏi trên cho toàn bộ vũ trụ, bao gồm hàng trăm nghìn tỉ thiên hà bên ngoài Dải Ngân hà. Vấn đề là: chuyển động tương đối tiêu biểu của chúng so với thiên hà của chúng ta là bao nhiêu?

Ở đây, quan trọng là nên hiểu một hiện tượng vật lí nổi tiếng gọi là hiệu ứng Doppler. Nó là một hiệu ứng quen thuộc đối với âm thanh hơn là với ánh sáng. Khi đoàn tàu thổi còi và đi qua người nghe, thì âm của tiếng còi rơi từ nốt cao xuống nốt thấp. Thật vậy, không chỉ tiếng còi mà toàn bộ âm thanh của đoàn tàu đều biểu hiện hiệu ứng Doppler như nhau. Tại sao lại xảy ra như vậy? Đó là vì chuyển động của đoàn tàu về phía người nghe làm nén sóng âm thành bước sóng ngắn hơn và, do vận tốc của âm thanh không thay đổi, tần số cao hơn. Tương tự, khi đoàn tàu chuyển động ra xa thì sóng âm bị kéo giãn ra và tần số giảm đi. Tiếng đoàn tàu đang đứng yên sẽ nằm giữa hai tiếng đoàn tàu đang tiến đến gần và lùi ra xa. Sự dịch chuyển tần số có thể tính được dễ dàng theo tỉ số tốc độ của đoàn tàu và tốc độ của âm thanh.

 --------------------------------

Hiệu ứng Doppler cũng xảy ra với ánh sáng. Nếu một thiên hà đang tiến gần đến thiên hà của chúng ta, thì ánh sáng của nó xuất hiện với tần số cao hơn. Đối với phổ nhìn thấy, tần số cao nhất là đối với ánh sáng xanh nên chúng ta có thể nói ánh sáng đó bị lệch xanh. Mặt khác, nếu thiên hà đang lùi ra xa thiên hà của chúng ta, thì ánh sáng của nó bị dịch xuống tần số thấp hơn và bị lệch đỏ về phía đầu đỏ hay đầu tần số thấp nhất của phổ nhìn thấy.

Hiệu ứng Doppler. Bước sóng của ánh sáng đến từ những thiên hà ở xa bị giãn ra (lệch đỏ) do tốc độ lùi xa khỏi Trái đất.

Thật vậy, cái được quan sát là các vạch phổ của ánh sáng phát ra từ những nguyên tử đã biết và có tần số được biết chính xác trên Trái đất này. Nếu tất cả các vạch phổ bị lệch có hệ thống về phía đầu xanh thì thiên hà chứa những nguyên tử này đang tiến đến gần Dải Ngân hà; nếu chúng lệch về phía đầu đỏ thì nó đang lùi ra xa chúng ta. Hiện tượng này có thể biễu diễn chính xác bằng một biểu thức toán học cho sự dịch chuyển tần số với tốc độ tiến đến gần hay lùi ra xa bằng một phần của tốc độ ánh sáng.

Khi hiện tượng này được nghiên cứu với một số lượng lớn thiên hà, cái người ta có thể trông đợi là chừng một nửa bị lệch xanh và một nửa bị lệch đỏ nếu như toàn bộ vũ trụ là tĩnh tại và các thiên hà đang chuyển động ngẫu nhiên.

Tuy nhiên, cái quan sát thấy trước sự bất ngờ của Hubble và Einstein vào năm 1929 là hầu như mọi thiên hà đều bị lệch đỏ. Ngoại trừ một vài thiên hà láng giềng gần gũi của chúng ta như thiên hà Andromeda, toàn bộ hàng trăm nghìn thiên hà ở xa đều đang lùi ra xa chúng ta. Điều này có nghĩa là toàn bộ vũ trụ đang giãn nở và các thiên hà đang chuyển động ra xa chúng ta và, như chúng ta sẽ thấy ở phần sau, chuyển động ra xa nhau. Hiện tượng này được gọi là sự giãn nở Hubble.

Câu hỏi quan trọng tiếp theo là: vận tốc lùi ra xa phụ thuộc như thế nào vào khoảng cách của thiên hà đó đến Dải Ngân hà? Các thiên hà có thể phân thành những loại như xoắn ốc, elip hoặc không hình dạng và toàn bộ ánh sáng phát ra có thể giả sử là đồng đều bên trong từng loại. Nhưng độ sáng biểu kiến của chúng trên Trái đất phụ thuộc vào khoảng cách và không tuân theo định luật nghịch đảo bình phương. Vì thế, độ sáng biểu kiến đó có thể biến đổi thành một khoảng cách. Khi so sánh vận tốc lùi ra xa với khoảng cách thì một quy tắc rất quan trọng xuất hiện. Đây là một khám phá đáng kể nhất trong vũ trụ học. Nó được gọi là định luật Hubble, phát biểu rằng vận tốc lùi ra xa tỉ lệ với khoảng cách. Tỉ số của vận tốc và khoảng cách, do đó, là một hằng số, tức là tham số Hubble. Giá trị của nó hết sức khó đo nhưng ngày nay chúng ta thật sự biết nó là gần bảy mươi, với sai số mười phần trăm, theo những đơn vị nhất định. Những đơn vị này, không cần thiết đối với đa số độc giả, là kilomet trên giây trên megaparsec, trong đó một megaparsec là quãng đường ánh sáng truyền đi trong khoảng ba triệu năm.

Làm thế nào định luật này cho chúng ta biết pha giãn nở hiện nay đã bắt đầu khi nào? Điều này đòi hỏi sử dụng các phương trình của thuyết tương đối tổng quát cùng với hai giả thuyết. Giả thuyết thứ nhất là vũ trụ ở quy mô lớn là như nhau, tính trung bình, trong mỗi một trong ba chiều không gian. Tính chất này được gọi là đẳng hướng và được ủng hộ bởi những quan sát xác nhận trong vũ trụ không tồn tại một hướng ưu tiên nào cả. Giả thuyết thứ hai là, tính trung bình, mọi vị trí trong vũ trụ là tương đương nhau. Điều này có nghĩa trong tất cả các thiên hà (giả thuyết thôi!), nhà quan sát sẽ thấy sự lùi xa của những thiên hà khác theo định luật Hubble. Giả thuyết này được gọi là tính đồng nhất. Kết hợp của hai giả thuyết này, đẳng hướng và đồng nhất, được gọi là nguyên lí vũ trụ học.

Việc kết hợp nguyên lí vũ trụ học với thuyết tương đối tổng quát làm phát sinh một phương trình toán học mang tên người phát minh ra nó là phương trình Friedmann mô tả đặc trưng sự giãn nở của vũ trụ theo một hệ số tỉ lệ là một hàm của thời gian và định rõ khoảng cách tiêu biểu giữa các thiên hà. Đưa vào tham số Hubble và thành phần đã biết hiện nay của vũ trụ cho phép chúng ta tính ra cỡ quy mô đó cho mọi thời điểm trong quá khứ. Nhân tiện, lưu ý rằng chúng ta không thể tính như vậy cho những thời điểm tương lai một cách chắc chắn vì chúng ta không biết chắc chắn thành phần của vũ trụ sẽ tiến triển như thế nào trong tương lai. Đối với quá khứ, chúng ta có sự chắc chắn khá tốt và chúng ta tìm thấy một kết luận bất ngờ: cho chạy ngược, vũ trụ đang co lại được nhìn nhận trên phương diện toán học là co lại thành một điểm tại một thời điểm rõ ràng trong quá khứ. Tại thời điểm đó, vũ trụ có thể đã bắt đầu trong một vụ nổ hết sức khủng khiếp gọi là Big Bang. Sự giãn nở hiện nay của chúng ta dường như có một sự bắt đầu và chúng ta biết rõ khi nào. Đó là khoảng 13,7 tỉ năm trước, sớm hoặc muộn chừng hai trăm triệu năm. Tuổi của vũ trụ ngày nay đã được xác lập với độ chính xác khoảng hai phần trăm.

Có một trở ngại nghiêm trọng đối với việc ngoại suy phương trình Friedmann ngược dòng thời gian, đó là khoảng 13,7 tỉ năm trước phương trình trở thành kì dị. Mật độ và nhiệt độ trở nên vô hạn và lí thuyết tương đối tổng quát cổ điển bị phá vỡ. Như vậy Big Bang, cái tên mới đặt trong thời gian gần đây hơn nhiều, là điểm kì dị ban đầu của những nhà nghiên cứu buổi đầu thuộc thập niên 1920 và 1930.

Trong lí thuyết trên, chúng ta biết Big Bang là cái nên tránh. Một phản ứng thường gặp là viện dẫn cơ học lượng tử. Từ những hằng số cơ bản, tốc độ ánh sáng, hằng số hấp dẫn Newton và hằng số Planck, người ta có thể xây dựng một thời gian gọi là thời gian Planck, đó là một phần nhỏ xíu (10^-44) của một giây. Người ta có thể nói vào thời gian ngắn như thế sau cái sẽ là Big Bang, lí thuyết tương đối tổng quát cổ điển phải bị phá vỡ. Sự hấp dẫn lượng tử phải giữ một vai trò nào đó nhưng cho đến nay chưa có một lí thuyết nào hoàn toàn thỏa mãn. Cho nên, người ta có thể cho rằng cơ học lượng tử là lối thoát. Thật vậy, toàn bộ một lĩnh vực gọi là vũ trụ học lượng tử đã được xây dựng dựa trên một quan niệm như thế.

Trong quyển sách này, chúng ta không đòi hỏi cơ học lượng tử theo kiểu như vậy mà sẽ khảo sát xem Big Bang có thể tránh được hay không trong một khuôn khổ cổ điển thuần túy.

 ____

Trước khi tiếp tục, có một giai thoại vui về xuất xứ của cái tên gọi Big Bang dường như có thể mô tả sự bắt đầu của vũ trụ. Trước khi kịch bản chúng ta vừa mô tả được xác nhận chắc chắn, một lí thuyết cạnh tranh là lí thuyết trạng thái ổn định cho rằng bất chấp sự giãn nở Hubble, vẫn có một trạng thái ổn định và không có sự bắt đầu vì sự liên tục sinh ra tự phát của những thiên hà mới. Là một cái tên chế nhạo dành cho lí thuyết kình địch, cái tên Big Bang được đặt ra bởi một nhân vật hàng đầu của lí thuyết trạng thái ổn định. Thật đáng tiếc cho Hoyle, chính lí thuyết Big Bang chứ không phải quan điểm của ông mới được những phép đo sau đó xác thực.

 ___

Có một quan điểm khác (chúng tôi sẽ trình bày quan điểm khác đó trong Chương 7) về Big Bang trong đó tuổi của vũ trụ cũng là vô hạn. Quá trình Big Bang, theo quan điểm đó, là cái xảy ra tuần hoàn, thật sự vô hạn, mang lại một số vô hạn những vũ trụ khác nhau trong đó vũ trụ mà chúng ta nhận thức chỉ là một. Về mặt kĩ thuật, lí thuyết này được gọi là sự lạm phát vĩnh viễn và vũ trụ thu được trở thành một đa vũ trụ vì những lí do rõ ràng.

Thật khó, nếu không nói là không thể, kiểm tra sự lạm phát vĩnh viễn vì những vũ trụ khác dường như sẽ mãi mãi ẩn mình trước tầm nhìn của chúng ta. Cơ hội tốt nhất của chúng ta có thể là thực hiện một phép xử lí xác suất của đa vũ trụ để ước tính xác suất của vũ trụ mà chúng ta quan sát có những tính chất mà nó có theo những thành phần cơ bản hay những viên gạch cấu trúc của nó. Một số nghiên cứu thật sự đang theo đuổi theo hướng này.

____

Trong quyển sách này, chúng ta sẽ giả sử sự bắt đầu của kỉ nguyên giãn nở hiện nay đã xảy ra chừng mười bốn tỉ năm trước và sau đó, như sẽ trình bày, là một thời kì lạm phát giãn nở nhanh. Thời kì lạm phát đó giải thích hai loại tính phẳng khác thường đã quan sát thấy. Chúng ta biết rằng có một sự đồng đều nhiệt độ đến một phần một trăm nghìn trong vũ trụ khi nó chỉ mới bốn nghìn năm tuổi. Rồi có một lân cận của mật độ quan sát thấy của vũ trụ đến một giá trị đặc biệt gọi là mật độ tới hạn mà nếu không có sự lạm phát sẽ đòi hỏi có sự can thiệp siêu nhiên trong vũ trụ sơ khai.

Sự lạm phát ngày nay xuất hiện trong hầu như mọi lí thuyết vũ trụ học, ở dạng này hoặc dạng khác. Như chúng tôi sẽ trình bày, nó có thể giải thích những tính chất phẳng nếu không sẽ khó hiểu của vũ trụ. Mặt khác, thật hết sức khó thực hiện những phép đo trực tiếp nhạy với một thời kì sớm như vậy, thời kì lạm phát xảy ra thậm chí còn sớm hơn một phần nghìn tỉ của một giây sau cái sẽ là Big Bang.

Những quan sát thông thường sử dụng bức xạ điện từ chỉ đi ngược đến vài trăm nghìn năm sau cái sẽ là Big Bang, hãy quá gần để cho chúng ta nghiên cứu sự lạm phát. Các nghiên cứu sự dồi dào của những nguyên tố nhẹ như helium và hydro khảo sát gián tiếp ngược đến thời điểm vũ trụ một giây sau cái sẽ là Big Bang. Các phép đo thiên văn học neutrino có khả năng khảo sát trực tiếp một thời kì ngang như vậy.

Cơ hội duy nhất quan sát trực tiếp thời kì lạm phát xuất hiện sẽ là bằng bức xạ hấp dẫn – những con sóng sinh ra bởi những trường hấp dẫn mạnh trong vũ trụ sơ khai. Khả năng quan sát bức xạ như thế phụ thuộc vào sự lạm phát xảy ra sớm bao nhiêu, càng sớm thì càng dễ phát hiện. Đối với sự lạm phát muộn, có vẻ hiện nay không thể phát hiện ra những sóng hấp dẫn như thế. Từ “hiện nay” là cần thiết, vì công nghệ sẽ phát triển và thiết bị khoa học vào cuối thế kỉ 21 sẽ cho phép những gì thật khó mà đoán trước. Đó là một bài học rút ra từ lịch sử vật lí: tuyên bố một cái gì đó là không thể là một dự đoán nguy hiểm.