LƯỢC SỬ THỜI GIAN - Nguồn gốc và số phận của vũ trụ Lý thuyết tương đối rộng của Einstein, tiên đoán rằng không gian, thời gian bắt đầu từ kỳ dị của vụ nổ lớn, sẽ kết thúc hoặc tại một kỳ dị cuối cùng (trường hợp toàn vũ trụ co lại) hoặc tại một kỳ dị nằm bên trong một lỗ đen (trường hợp một vùng định xứ, ví dụ một sao co lại). Mọi vật chất rơi vào lỗ đen, sẽ bị phá hủy tại điểm kỳ dị, chỉ còn lại hiệu ứng hấp dẫn của khối lượng là còn được cảm nhận từ phía bên ngoài. Mặt khác, khi các hiệu ứng lượng tử được tính đến thì dường như khối lượng và năng lượng của vật chất cuối cùng sẽ trở về với phần còn lại của vũ trụ, và lỗ đen cùng với mọi kỳ dị bên trong sẽ bay hơi và biến mất. Liệu cơ học lượng tử có gây một hiệu ứng bi kịch như thế đối với vụ nổ lớn và kỳ dị chung cuộc hay không? Điều gì thực tế đã và sẽ xảy ra vào các giai đoạn rất sớm và muộn hơn của vũ trụ, khi các trường hợp hấp dẫn mạnh đến mức mà các hiệu ứng lượng tử không thể nào bỏ qua được? Thực tế vũ trụ có một điểm bắt đầu và một điểm kết thúc hay không? Và nếu có, thì phải hình dung chúng ra sao? Trongsuốt những năm 70tôi đã tập trung nghiên cứucác lỗ đen, nhưngvào năm 1981,tôi lại lưutâm đếncác vấnđề xungquanh nguồn gốc và số phận của vũ trụ khi tôi tham gia mộthội thảo về vũ trụ học tổ chức bởi các tusĩ dòngJesuittại Vatican.Nhà thờ Thiênchúa giáo đã phạm mộtsailầm đốivới Galileokhi họ phủ định một định luật khoahọc vì tuyên bố rằngmặt trờiphải quayquanhquả đất. Bây giờ sau nhiều thế kỷ, họ đã quyết định mờinhiều nhà khoahọc làm cố vấn về vũ trụ học. Cuối hội nghị các nhà khoahọcđã được tiếp kiến Giáohoàng.Ông nói rằng nghiêncứu sự tiến triểncủa vũ trụ sauvụ nổ lớnlà đúngsongNhà thờ không tìm hiểu về bản thânvụ nổ lớnvì đó là thời điểmcủa Sáng tạo, nênthuộccôngviệc của Chúa. Tôi rất vui mừng vì đức Giáo hoàng không biết đến bài phát biểu của tôi tại hội thảo: khả năng không -thời gian làhữu hạn songkhôngcó biên, điều đó có nghĩa là không có cái banđầu,khôngcó thời điểm củaSáng tạo. Tôi không cóý muốn chịu cùng số phậncủa Galileo, người mà tôi có một cảm giác mạnhmẽ về sự đồngnhất với tôi, một phần vìsự trùng hợp giữa ngày sinh của tôi đúngtròn 300 năm saungày chết của ông. Để giải thíchcác ý tưởng của tôi và những ngườikhác về điều cơ học lượngtử có thể tác độnglên nguồn gốc và số phậncủa vũ trụ, trướchết cần phảihiểu về lịch sử của vũ trụ theo quanđiểm đượcnhiều người chấp nhận, dựa trênmô hình được biết dưới “mô hìnhnóngcủa vụ nổ lớn”. Mô hình này giả định rằngvũ trụ được miêu tả bởi mộtmôhìnhFriedmann,ngượctheothời gian mãitận lúc có vụ nổ lớn. Trongnhững mô hìnhnhư vậy người ta thấy rằng lúc vũ trụ nở, mọi vật chất và bức xạ sẽ lạnh dần. (Khi vũ trụ đạtkích thước gấp đôi thì nhiệt độ của vũ trụ giảm xuống một nửa). Vì nhiệt độ là số đo năng lượng trungbình -hay vậntốc - củacác hạt, quátrình lạnh dần này sẽ gây mộthiệuứng lớn đối với vật chấttrong vũ trụ. Ở nhiệt độ rất cao, các hạt chuyểnđộng nhanhđến mứccó thể thoát ra khỏi mọi trường hút giữa chúng với nhau dolực hạt nhân,hoặc điện tử tạo nên,song khi chúng trở nên lạnh thì chúnghút nhauvà kết dính với nhau. Ngoài ra, các loạihạt tồntại trong vũ trụ cũng phụ thuộc vàonhiệtđộ. Ở nhiệt độ đủ cao, các hạt có năng lượng lớnvàkhi chạm nhau, nhiều cặp hạt/phảnhạt có thể sinh ra và mặcdù nhiềuhạt sau khisinhracó thể bị hủy lúc chạm các phản hạt, chúng vẫn đượcsinhra nhanhhơnbị hủy đi. Ở nhiệt độ thấp hơn, khicáchạt va chạmnhau cónăng lượng nhỏ hơn, cáccặphạt/phản hạt sinhra vớitốc độ chậm hơnvà như vậy quátrình hủy của chúngnhanhhơn quá trìnhsinh. Tại vụ nổ lớn, kích thước củavũ trụ được xem như là bằng không, vì vậy nhiệt độ là vô cùnglớn.Songtrong quá trình giãn nở, nhiệt độ của bức xạ sẽ giảm xuống. Một giây sauvụ nổ lớn, nhiệt độ đã giảm xuống còn khoảng 10ngàn triệu độ. Nhiệt độ này cỡ ngàn lần nhiệt độ ở tâm mặt trời vàcỡ nhiệt độ đạt đượclúc bom H (tức bom khinhkhí) nổ. Vàothờiđiểm đó vũ trụ chứa phần lớnlà cácphoton, electron và neutron(lànhữnghạt nhẹ chỉ tham gia tương tác yếu và hấp dẫn) và các phản hạt củachúng,cùng vớimộtsố protonvàneutron. Lúc vũ trụ tiếp tụcgiãnnở vànhiệtđộ hạ xuốngthì cáccặp electron/phản - electronsinhra chậmhơn làbị hủy. Vì thế phần lớn các electronvà phản - electron hủy vớinhau để tạo thành nhiềuphoton và để sót lại một số electron.Song các hạt neutrinovà phản - neutrino ít hủy nhau vì cáchạt này tương tác với nhauvà với các hạtkhác rấtyếu.Cho nên hiện naychúngcòn tồn tại trong vũ trụ. Nếu ta có thể quan sát được chúng thì ta có một bằngchứng chắc chắn về bức tranhcủa giai đoạn nóng đầutiên của vũ trụ. Tiếc thay,nănglượng của chúng ngày nay quánhỏ để ta có thể quan sátđược chúng một cách trực tiếp.Nhưng nếu neutrinocó một khối lượng nhỏ, theo kết quả một thí nghiệm chưa được kiểm nghiệm lại donhững người Nga thực hiệnnăm 1981, thì ta có thể ghi đo được chúngmộtcách gián tiếp: chúng phải tạo thànhmột “vậtchất tối”, như đã nói trước đây,vật chất sẽ sinhra một lựchấp dẫn đủ để hãm đứng sự giãn nở của vũ trụ và buộc vũ trụ cotrở lại. Khoảngmộttrăm giây sau vụ nổ lớn,nhiệt độ xuống cònmột ngàntriệu độ, bằng nhiệt độ trong các sao nóng nhất. Ở nhiệt độ đó protonvàneutronkhôngcòn đủ năng lượngđể thoát khỏi sức hútcủa lực hạt nhân và kết hợp vớinhau để tạo thành hạt nhâncủa nguyên tử đơteri(hydronặng), gồm một protonvàmột neutron. Các hạt nhân của đơteri lại kết hợp thêm với các proton vàneutron để tạo thành hạt nhânheli, gồm haiproton vàhai neutron vàmột số hạt nhân nặnghơn là liti vàberili. Người ta có thể tính ra rằngtrong mô hìnhnóngcủa vụ nổ lớn, khoảng một phần tư các protonvà neutronbiến thànhhạt nhân heli, cùngmộtsố nhỏ hydro nặng và các hạt nhân khác. Số neutroncòn lại phân hủy thành proton vốn là hạt nhân của nguyên tử hydro. Bức tranhvề giai đoạnnóngtrước đâycủavũ trụ lầnđầutiên đượcphác họa bởi George Gamowtrong công trìnhnổi tiếng năm 1948, thựchiện chungvới một sinh viên củaông là Ralph Alpher. Gamowlà một người giàu tínhhómhỉnh,ông thuyết phục nhà vật lý hạt nhân Hans Bethe điền thêm tênvàocông trình vớiý muốn làm cho danh sách tác giả Alpher, Bethe, Gamowđọclên nghegần như âm của ba chữ cái đầu tiên của bảng vần Hy Lạp là alpha, beta, gamma: thật làthích hợp cho một công trình nói về giai đoạn đầucủa vũ trụ! Trongcôngtrình này, các tác giả tiên đoán một cách đặc sắcrằng bức xạ (dưới dạng các photon)từ những giai đoạn nóngtiền sử của vũ trụ sẽ tàn dư lại trong giaiđoạn hiện nay,songvới nhiệt độ hạ xuống chỉ cònvài độ trên khôngđộ tuyệt đối (-273độ C). Bức xạ này đã được Penzias và Wilsonpháthiện năm 1965. Vào thời gian khiAlpher, Bethe,Gamow viết công trình trên, người ta chưa biết nhiều về cácphản ứng hạt nhân giữaproton và neutron. Các tính toán dự báo về tỉ số các nguyên tố trongtiền sử của vũ trụ vì lẽ trên không được chínhxác lắm, song những tính toán đó đã được thực hiện lại trêncơ sở những kiến thức hiện đại và cho những kếtquả trùng hợp tốt với các quan trắc thựcnghiệm.Khó mà cắt nghĩa theo một cách nào khácvì saotrong vũ trụ nhiều heli như vậy. Do đó chúng ta có thể tin tưởngrằng chúng ta có một bức tranhđúng đắn, ít nhấtngược lại theothời gian đến thời điểm khoảng 1 giâysau vụ nổ lớn. Trongvòng một vài giờ sauvụ nổ lớn, sự sinhra helivàcác nguyên tố khác dừng lại. Sauđó trong vòngtriệu năm tiếp theo,vũ trụ tiếp tục giãn nở và không có điều gì đặc biệt xảy ra.Cuối cùng lúcnhiệtđộ hạ xuống còn khoảng vài ngànđộ, và electroncùngcác hạtnhân không cònđủ năng lượngthoátkhỏi lựchút điện từ giữachúng, thì chúng kết hợp với nhau tạo thành các nguyên tử. Vũ trụ trong Hoàn cụctiếp tục giãn nở và lạnhdần, songtrong các vùngmà mật độ cao hơn trung bình,quá trìnhgiãnnở có chậm hơndo lựchấp dẫn ở đấy lớn hơn. Điều này có thể dẫn đến sự dừnghẳn quá trìnhgiãnnở của một số vùng nào đó và bắt đầu quá trìnhco lại.Khi các vùng này colại, lựchút hấp dẫn của vật chất chungquanh bên ngoài sẽ làm cho các vùngđó bắt đầu quay.Vì các vùngnày tiếp tục conhỏ lại nên chúng quaynhanhhơn, hoàntoàn tươngtự như vận động viên trượt băng đang quay trên băng sẽ quay nhanh hơnkhihọ co tay sátsơ thể. Cuối cùng khivùng đang xét trở nên đủ nhỏ, thì nó quay nhanhhơn đủ cân bằng với lựchấp dẫnvà những thiên hàquaydạng hìnhđĩađược hìnhthànhtheo cách đó. Cácvùngkhác, nếu không thu được một chuyểnđộng quaythì sẽ có dạng hình bầu dụcvà sẽ được gọi là những thiên hà elliptic. Cácthiênhà nàysẽ dừng co lại vì nhiều bộ phận riênglẻ của chúngsẽ chuyểnđộngtrênnhữngquỹ đạo ổnđịnhquanh tâmthiên hà, song về toàn cục thì thiên hà khôngcó chuyển động quay. Cùng với thờigian, các khối khí hydro và helitrong cácthiên hà sẽ phân rã thành các đám khí nhỏ hơn vànhữngđám khí này sẽ co lạidưới sức hấp dẫn củachúng. Khi chúng co lại thì cácnguyêntử ở trong sẽ vachạm nhauvà nhiệt độ của khísẽ tăng lên, có thể đến mức đủ cao để xảy ra phản ứng nhiệt hạch. Lúcnày hydrokết thành heli,nhiệt lượngthoát ra làm tăng áp suất và các đám mây không colại thêm nữa. Chúngổn định trongtrạng thái đó rất lâunhư các sao giống mặttrời, đốtcháy hydro thành heli và bứcxạ phát sinhdướidạng nhiệt vàánh sáng. Những sao có khối lượng lớn hơn cần có nhiệtđộ cao hơn để cân bằnglực hút hấp dẫn lớnhơn của chúng,và các phảnứng nhiệt hạch xảy ra nhanh hơn, cho nên chúngsẽ tiêu hủy hydro trongvòng chừng mộttrăm triệu năm. Chúngsẽ co lại, nónglên và bắt đầu biếnheli thành những nguyên tố nặng hơnnhư cacbon hoặc oxy.Song chúng khôngđể thoát nhiều năng lượnghơn, vì vậymột trạng thái tới hạnsẽ xảy ra như đã miêu tả ở chương nói về các lỗ đen. Điều gì sẽ xảyra sauđó không hoàn toànrõ lắm songhình như các vùng ở tâm sao sẽ co lại đếnmột trạng tháimật độ cao như một saoneutronhoặc lỗ đen.Các vùng bên ngoài đôi khicó thể bị bắn ra trong một vụ nổ gọi là vụ nổ siêu sao, phát ra ánh sáng mạnh hơnmọi saokháctrong thiên hà. Một số nguyên tố nặng hình thành ở cuối đời một saosẽ bị bắn trở lại vàođám khí của thiênhà và sẽ là nguyên liệu cho thế hệ tiếp theo của các sao. Mặt trời củachúng ta chứakhoảng2% các nguyêntố nặng đó vì thuộc thế hệ sao thứ hai hoặc thứ ba, hìnhthành chừng năm ngàn triệu năm về trước từ mộtđám mây quay chứa các mảnh vụn của các siêu sao thế hệ trước.Phần lớn khí trong cácđám mây đó sẽ cấu thành mặt trời hoặc bị bắn xa, còn một khối lượng nhỏ các nguyêntố nặng sẽ kết với nhau thành cácthiên thể hiện đang chuyển động trên cácquỹ đạo quanhmặt trời như trái đất. Lúc banđầu quả đất rất nóngvà không cókhí quyển. Theo thời gianquả đất lạnh dần và có đượcbầu khí quyển hình thành nhờ sự khuếch tán các chất khí từ khoáng chất. Bầu khí quyển trong quá khứ không phải là bầu khí quyển thích hợp với cuộcsống. Bầu khí quyểnnày khôngchứa ôxymà chỉ chứa một số chất khí khác là độc tố cho cuộcsống như sunfua hydro(là cácchất khí gây ramùitrứng thối). Song có những dạngsốngsơ khaicó thể phát triểntrong những điều kiện như vậy. Người ta chorằng sự sống đó bắt đầutrong những đạidương,rất cóthể là kếtquả ngẫu nhiên của sự phứchợp các nguyên tử thành những cấutrúc lớn, gọi là đại phân tử, những đạiphân tử này có khả năng tập hợp nhiều nguyên tử khác trong đại dươngthành những cấu trúc tương tự. Như thế chúngcó thể tự tạo và sinhsản. Trongmột số trường hợpcó thể xảy ra cácsai lầm trong quá trình sinhsản.Phần lớn cácsai lầm đó dẫnđến những đại phân tử mới không cókhả năng tự tạo và do đó tàn lụi dần. Song cũngcó những sailầm dẫnđến những đại phân tử lại cókhả năng tự tạo. Cácđại phân tử này hoànhảo hơnvà sẽ thay thế dần các đại phân tử trước.Bằng cách đó hình thành một quátrình tiến hóadẫn đến sự phát triển những cơ thể phức tạp hơn, có khả năng tự tạo. Những dạng sống sơ đẳng lúcđầu tiêu thụ nhiềunguyênliệu khácnhau như sunfuahydro và ôxy thoát sinh. Quá trìnhnày dần dần biến đổi thànhphần của khí quyển đến hiện trạng và dođó tạo điều kiện thuậnlợi cho các dạngsống caocấp hơn như cá, bò sát, loàicó vú, và cuối cùng là con người. Bức tranhphác họa trên đây củavũ trụ từ trạngthái rất nóngvà lạnhdần trong quá trìnhgiãn nở của vũ trụ phù hợp với những quantrắc có được. Tuy nhiên, bức tranh đó cũng đặt ra nhiều câuhỏi quantrọng chưa có câu trả lời: (1) Tại vì saovũ trụ nóng đến như vậy ở các giai đoạn đầu tiên? (2) Vì saovũ trụ đồng nhất như vậy ở kích thước lớn? Tại saovũ trụ giống nhau ở mọiđiểm vàtheo mọi hướng?Nói riêngvì sao nhiệt độ của bức xạ phông có trị số bằngnhau theomọi hướng? Tình huống tương tự như khita hỏi nhiềusinh viên một câu hỏi thi, nếu chúng trả lời giống nhauthì ta có thể tin rằng chúngđã trao đổi với nhau. Còn trong mô hìnhmô tả trên đây,từ vụ nổ lớnánh sáng khôngđủ thời gian để đi từ một vùng quá xa xôiđến một vùng khác, mặc dù cácvùng này vốn đã kề nhautrong giai đoạn sớmcủa vũ trụ. Theo thuyết tương đối, nếuánh sáng không thể đi từ một vùng nàyđến mộtvùngkhác, thì không cóthôngtin nào đã được trao đổi.Như vậy các vùng khác nhau không thể có cùng một nhiệt độ, trừ khi chúng có cùng một nhiệt độ lúc banđầu vìmột lý donào đó chưa giải thích được. (3) Vì saovũ trụ bắt đầu giãn nở với vận tốctới hạnlà vận tốc ranh giới giữa mô hình co lại vàmô hình giãn nở, và ngay trong thời gian hiện tại, mười ngàn triệu năm sauvẫn còn giãn nở với vận tốctới hạn đó? Nếu như vận tốc giãnnở tại thời điểm một giây sau vụ nổ lớnchỉ nhỏ hơn mộtphần trăm ngàn triệutriệuthì vũ trụ đã co lại trước khi bắt đầu đạt kích thướchiện nay. (4) Mặc dầu vũ trụ đồng nhất xét ở kíchthước lớn,vũ trụ vẫn chứa những vùng định xứ có nồng độ vật chất cao hơn như các sao và thiên hà. Người ta cho rằngcác sao và thiên hàđược hìnhthànhdo sự khác nhau về mật độ của cácvùng ngay trong các giai đoạn sớm của vũ trụ. Vậy nguồn gốccủa các thăng giáng mật độ là ở đâu? Lý thuyết tương đối, xétđộc lập, không thể giải thích được các điểm trên vàđưa ra các câutrả lời cho những câu hỏi vừađặt ravì lý thuyết tương đối đoán nhận rằng vũ trụ sinhratừ một kỳ dị vớimậtđộ vô cùng củavụ nổ lớn.Tại điểm kỳ dị đó, lý thuyết tương đốivà các định luật vật lý khác không còn đúng nữa: người ta không thể biết điều gì sẽ xảyra vớimột điểm kỳ dị đó.Như đã giải thích trước đây, điều đó có nghĩa rằngta có thể tách rời vụ nổ lớn và các sự kiện trước nó rakhỏi lý thuyết vì chúng không thể tác động lênnhữnggì chúngta quansát được. Không- thời gian cần phải có biên - đó là điểm bắt đầu từ vụ nổ lớn. Khoa họchy vọng tìm racác địnhluậtcho phép trongcác giới hạn xácđịnh bởi hệ thức bất định, tiên đoánđược sự phát triển của vũ trụ nếuta biết được trạngthái của nótại mộtthời điểm. Nhữngđịnhluật đó có thể là do Chúaban hành, nhưng hình như sau đó Chúa đã để chovũ trụ tự phát triển và không buồn can thiệp vào nữa. Nhưng Chúa đã chọn điều kiện banđầuhoặc cấu hìnhvũ trụ như thế nào? “Điều kiện biên” tại điểm bắt đầu của thời gianlà điều kiện gì? Một câu trả lời khả dĩ là cho rằng Chúa đã chọn một cấu hình đầutiên theo những lý lẽ mà chúng ta không có hy vọng hiểu được. Điều đó hoàn toàn trong quyền lực của một đấng siêu nhân,song nếu ông ta đã bắtđầu theo một kiểu khó hiểu như vậy, thìtại saoông ta lại để cho vũ trụ phát triểntheo những quyluật màchúngta có thể hiểu được? Toànbộ lịch sử khoa họclà một quá trìnhtiệm cận đến nhận thức được rằngcác sự kiệnkhông phát triển một cách ngẫu nhiên, màchúng phản ánh một trật tự tiềmẩn nào đó có hoặc khôngcó nguồn gốc thần thánh.Tacó thể giả địnhmột cách tự nhiên rằng trậttự đó không những được áp dụngvàocác định luật mà cả vào các điều kiện ban đầucủa không - thờigian. Có thể có rất nhiều mô hình vũ trụ với các điềukiệnbiên ban đầu khác nhau. Chúng ta phải đưa ra được một nguyên tắc nào đó để chọn được một trạng thái ban đầu, do đó chọn được một môhình để mô tả vũ trụ. . LƯỢC SỬ THỜI GIAN - Nguồn gốc và số phận của vũ trụ Lý thuyết tương đối rộng của Einstein, tiên đoán rằng không gian, thời gian bắt đầu từ kỳ dị của vụ nổ lớn, sẽ kết thúc. saungày chết của ông. Để giải thíchcác ý tưởng của tôi và những ngườikhác về điều cơ học lượngtử có thể tác độnglên nguồn gốc và số phậncủa vũ trụ, trướchết cần phảihiểu về lịch sử của vũ trụ theo. hay không? Và nếu có, thì phải hình dung chúng ra sao? Trongsuốt những năm 70tôi đã tập trung nghiên cứucác lỗ đen, nhưngvào năm 1981,tôi lại lưutâm đếncác vấnđề xungquanh nguồn gốc và số phận của vũ trụ