Nếu có một đêm trời trong, không trăng, ngước lên ngó trời sao, những vật thể sáng nhất mà người ta nhìn thấy thường là những hành tinh như Kim Tinh, Hỏa Tinh, Mộc Tinh và Thổ Tinh. Cũng còn có một con số lớn lao những vì sao, giống như mặt trời chúng ta, nhưng cách xa chúng ta hơn nhiều. Một số các ngôi sao cố định này quả thật có vẻ như thay đổi vị trí của chúng rất ít so với nhau trong khi địa cầu quay chung quanh mặt trời: chúng thực ra không phải là cố định! Đây là vì chúng tương đối ở gần chúng ta. Khi địa cầu quay chung quanh mặt trời, chúng ta nhìn chúng từ những vị trí khác trên nền của những ngôi sao nằm xa hơn. Đây là điều may mắn, bởi vì nó giúp chúng ta có thể trực tiếp đo đạc khoảng cách giữa chúng ta và những ngôi sao này: chúng càng ở gần, chúng càng có vẻ di chuyển. Ngôi sao gần nhất, gọi là Proxima Centauri, được biết nằm cách chúng ta khoảng bốn năm ánh sáng, (ánh sáng từ nó phát ra tốn khoảng bốn năm mới tới địa cầu), hoặc vào khoảng 23 triệu triệu dặm Anh. Hầu hết những ngôi sao khác nhìn được bằng mắt trần nằm trong khoảng vài trăm năm ánh sáng. Để so sánh, mặt trời của chúng ta chỉ cách có 8 phút ánh sáng! Những ngôi sao nhìn thấy được có vẻ trải rộng khắp bầu trời ban đêm, nhưng đặc biệt tập trung vào một dải màø chúng ta gọi là Dải Ngân Hà. Trước đây vào năm 1750, vài nhà thiên văn học cho rằng hình dạng của Dải Ngân Hà có thể được giải thích nếu phần lớn các ngôi sao nhìn thấy được nằm trong một hình thể duy nhất giống cái đĩa, một thí dụ của những gì mà hiện giờ chúng ta gọi là một thiên hà hình xoắn ốc. Chỉ một vài thập niên sau, nhà thiên văn học Sir William Herschel đã xác nhận quan niệm của ông bằng cách phân loại một cách tỉ mỉ các vị trí và khoảng cách của một con số lớn lao các ngôi sao. Mặc dù vậy, quan niệm này chỉ được hoàn toàn chấp nhận vào đầu thế kỷ này.
Hình ảnh mới của chúng ta về vũ trụ mãi đến năm 1924 mới ra đời, khi nhà thiên văn học người Mỹ là Edwin Hubble chứng minh rằng thiên hà của chúng ta không phải là thiên hà duy nhất. Quả thật còn có nhiều thiên hà khác, với những khoảng không gian trống rỗng rộng lớn ở giữa chúng. Để chứng minh điều này, ông cần phải xác định khoảng cách tới những thiên hà này, nằm ở xa đến độ, không như những ngôi sao ở gần, chúng quả thật có vẻ cố định. Do đó Hubble đã phải sử dụng những phương pháp gián tiếp để đo những khoảng cách này. Độ sáng biểu kiến của một ngôi sao tùy thuộc vào hai yếu tố: nó phát ra bao nhiêu ánh sáng, và nó cách chúng ta bao xa. Đối với những ngôi sao ở gần, chúng ta có thể đo độ sáng biểu kiến của chúng và khoảng cách của chúng, và do đó chúng ta có thể suy ra độ sáng đích thực của chúng. Ngược loại, nếu chúng ta biết độ sáng của các ngôi sao trong những thiên hà khác, chúng ta có thể tính ra khoảng cách của chúng bằng cách đo độ sáng biểu kiến của chúng. Hubble đã ghi nhận rằng một số loại ngôi sao luôn luôn có cùng một độ sáng khi chúng đủ gần để chúng ta đo, do đó, ông lý luận, nếu chúng ta tìm thấy những ngôi sao như vậy trong một thiên hà khác, chúng ta có thể giả định rằng chúng có cùng độ sáng – và do đó đo được khoảng cách tới thiên hà đó. Nếu chúng ta có thể làm như vậy đối với một số ngôi sao trong cùng thiên hà, và những tính toán của chúng ta luôn luôn cho cùng một khoảng cách, chúng ta có thể khá tin tưởng vào sự ước tính của mình.
Theo phương pháp này, Edwin Hubble đã tính ra những khoảng cách tới chín thiên hà khác nhau. Chúng ta biết rằng thiên hà của chúng ta chỉ là một trong số vài trăm ngàn triệu thiên hà có thể nhìn thấy bằng cách sử dụng các viễn vọng kính tối tân, mỗi thiên hà chính nó lại chứa vài trăm ngàn triệu ngôi sao. Hình 3.1 cho thấy hình ảnh của một thiên hà xoắn ốc tương tự như những gì chúng ta nghĩ phải giống như thiên hà của chúng ta đối với người sống trong một thiên hà khác. Chúng ta sống trong một thiên hà chiều ngang vào khoảng một trăm ngàn năm ánh sáng và đang quay một cách chậm chạp; các ngôi sao trong các cánh tay trôn ốc quay quanh trung tâm của nó khoảng một vòng mỗi vài trăm triệu năm. Mặt trời của chúng ta cũng chỉ là một ngôi sao bình thường, cỡ trung bình, mầu vàng, nằm gần mép trong của một trong những cánh tay trôn ốc. Với những khám phá này, chúng ta đã tiến được một quãng đường dài kể từ thời Aristotle và Ptolemy, khi chúng ta nghĩ rằng trái đất là trung tâm của vũ trụ!
Những ngôi sao ở xa đến độ đối với chúng ta chúng có vẻ như chỉ là những chấm sáng. Chúng ta không thể nhìn thấy cỡ hoặc hình thể của chúng. Vậy thì làm sao chúng ta có thể phân biệt những loại ngôi sao khác nhau? Đối
với đa số lớn lao các ngôi sao, chỉ có một đặc tính chính mà chúng ta có thể quan sát được: màu sắc ánh sáng của chúng. Newton đã khám phá rằng nếu ánh sáng từ mặt trời đi qua một khối thủy tinh hình tam giác, gọi là lăng kính, nó sẽ phân giải thành những mầu thành phần (quang phổ của nó) như trong một cầu vồng. Bằng cách nhắm một viễn vọng kính vào một ngôi sao riêng rẽ hoặc thiên hà, người ta có thể quan sát một cách tương tự quang phổ của ánh sáng từ ngôi sao hay thiên hà đó. Những ngôi sao khác nhau có quang phổ khác nhau, nhưng độ sáng tương đối của những màu khác nhau thì luôn luôn đúng như những gì mà người ta sẽ trông đợi tìm thấy trong ánh sáng phát ra bởi bất cứ vật thể nóng đỏ phát sáng nào. (Thật vậy, ánh sáng phát ra bởi bất cứ vật thể mờ đục nào nóng đỏ phát sáng cũng có một quang phổ đặc trưng chỉ tùy thuộc vào nhiệt độ của nó – nhiệt phổ. Điều này có nghĩa là chúng ta có thể phân biệt nhiệt độ của ngôi sao nhờ quang phổ của nó.) Hơn nữa, chúng ta thấy rằng một số màu đặc biệt không có ở những quang phổ của các ngôi sao, và những màu thiếu này có thể thay đổi giữa ngôi sao này với ngôi sao khác. Bởi vì chúng ta biết rằng mỗi nguyên tố hóa học hấp thụ một bộ đặc trưng các màu sắc rất đặc biệt, bằng cách so sánh những màu sắc bị thiếu vắng trong quang phổ của một ngôi sao, chúng ta có thể xác định các nguyên tố hóa học nào hiện diện ở bầu khí quyển của ngôi sao đó.
Vào thập niên 1920, khi các nhà thiên văn bắt đầu quan sát quang phổ của các ngôi sao trong những thiên hà khác, họ khám phá hiện tượng lạ thường nhất: có cùng những bộ đặc trưng các màu bị thiếu vắng như đối với những ngôi sao trong chính thiên hà của chúng ta, nhưng chúng tất cả đều được chuyển với cùng số lượng tương đối về phía đầu đỏ của quang phổ. Để hiểu hàm ý của sự kiện này, trước hết chúng ta phải hiểu hiệu ứng Doppler. Như chúng ta đã thấy, ánh sáng nhìn thấy được bao gồm những dao động, hay sóng, trong điện từ trường. Tần số (hay số sóng mỗi giây) của ánh sáng cực kỳ cao, từ bốn đến bảy trăm triệu triệu sóng mỗi giây. Những tần số khác nhau của ánh sáng khiến mắt người nhìn thấy những màu khác nhau, với những tần số thấp nhất hiện ra ở đầu đỏ của quang phổ và những tần số cao nhất ở đầu xanh. Bây giờ hãy tưởng tượng một nguồn sáng cách chúng ta một khoảng cách không đổi, như một ngôi sao, phát ra những sóng ánh sáng ở một tần số không đổi. Hiển nhiên tần số của những sóng mà chúng ta nhận được sẽ giống tần số mà chúng phát ra (trọng trường của thiên hà sẽ không đủ lớn để có một hậu quả đáng kể). Giả sử rằng bây giờ nguồn sáng bắt đầu di chuyển về phía chúng ta. Khi nguồn sáng phát ra đỉnh sóng kế tiếp nó sẽ ở gần chúng ta hơn, do đó thời gian mà đỉnh sóng cần để đạt tới chúng ta sẽ ít hơn là khi ngôi sao đứng yên. Điều này có nghĩa là thời gian giữa hai đỉnh
sóng tới chúng ta nhỏ hơn, và do đó con số các sóng chúng ta nhận được mỗi giây (tức tần số) cao hơn so với khi ngôi sao đứng yên. Cũng vậy, nếu nguồn sáng di chuyển ra xa chúng ta, tần số các sóng chúng ta nhận được sẽ thấp hơn. Do đó trong trường hợp ánh sáng, điều này có nghĩa là những ngôi sao di chuyển ra xa chúng ta sẽ có các quang phổ của chúng chuyển về phía đầu đỏ của quang phổ và những ngôi sao di chuyển về phía chúng ta sẽ có quang phổ của chúng chuyển về đầu xanh. Mối liên hệ này giữa tần số và tốc độ, gọi là hiệu ứng Doppler, là một kinh nghiệm hàng ngày. Hãy nghe tiếng xe chạy qua trên đường: khi chiếc xe tiến gần tới, tiếng máy xe của nó ở một âm vực cao (phù hợp với một tần số cao của sóng âm thanh), và khi nó chạy qua và đi xa, âm thanh của nó ở một âm vực thấp. Động thái của ánh sáng hoặc sóng vô tuyến cũng tương tự như thế. Thật vậy, cảnh sát lợi dụng hiệu ứng Doppler để đo tốc độ xe hơi bằng cách đo tần số của các xung sóng vô tuyến dội từ chúng trở lại.
Trong những năm sau khi khám phá bằng chứng của ông về sự hiện hữu của những thiên hà khác, Hubble đã bỏ ra thời gian để phân loại khoảng cách của chúng và quan sát các quang phổ của chúng. Vào lúc đó hầu hết mọi người đều cho rằng các thiên hà di chuyển vòng quanh hầu như tình cờ, và do đó người ta trông đợi tìm thấy quang phổ chuyển hướng xanh cũng nhiều như quang phổ chuyển hướng đỏ. Do đó quả là một điều ngạc nhiên khi thấy rằng hầu hết các thiên hà có vẻ chuyển về phía đỏ: gần như tất cả đều di chuyển ra xa chúng ta! Điều ngạc nhiên hơn nữa là kết luận mà Hubble công bố vào năm 1929: ngay cả cỡ của sự chuyển hướng về phía đỏ của một thiên hà cũng không phải là tình cờ, mà tỉ lệ thuận với khoảng cách của thiên hà đối với chúng ta. Hoặc, nói một cách khác, thiên hà càng ở xa, nó càng di chuyển ra xa nhanh hơn! Và điều đó có nghĩa là vũ trụ có thể không ở trạng thái tĩnh, như mọi người trước đây đã tưởng, nhưng thực ra đang bành trường; khoảng cách giữa các thiên hà khác nhau đang gia tăng thường trực. Phát hiện rằng vũ trụ đang bành trướng là một trong những cuộc cách mạng trí tuệ vĩ đại nhất của thế kỷ 20. Bây giờ nghĩ lại, thật dễ dàng tự hỏi tại sao không có ai trước kia đã nghĩ tới chuyện đó. Newton, và những người khác, chắc hẳn đã nhận thấy rằng một vũ trụ tĩnh chẳng bao lâu sẽ bắt đầu co rút lại dưới ảnh hưởng của trọng lực. Nhưng thay vào đó giả sử vũ trụ đang bành trướng. Nếu nó bành trướng một cách khá chậm chạp, lực hấp dẫn sẽ khiến cuối cùng nó ngưng bành trướng và rồi khởi sự co rút. Tuy nhiên, nếu nó bành trướng ở một nhịp độ lớn hơn một nhịp độ tới hạn nào đó, hấp lực sẽ không bao giờ đủ mạnh để chặn đứng nó lại, và vũ trụ sẽ tiếp tục bành trướng mãi mãi. Điều này cũng hơi giống như những gì xảy ra khi khai hỏa
một hỏa tiễn từ mặt đất lên phía trên. Nếu nó có một tốc độ tương đối chậm, trọng lực cuối cùng sẽ hãm hỏa tiễn lại và nó sẽ khởi sự rơi xuống. Mặt khác, nếu hỏa tiễn có một tốc độ lớn hơn một tốc độ tới hạn* nào đó (khoảng 7 dặm mỗi giây), trọng lực sẽ không đủ mạnh để kéo nó lại, do đó nó sẽ cứ đi xa khỏi trái đất mãi mãi. Động thái này của vũ trụ lẽ ra đã có thể tiên đoán từ thuyết hấp dẫn của Newton ở bất cứ lúc nào trong thế kỷ mười chín, mười tám, hoặc ngay cả vào cuối thế kỷ mười bảy. Vậy mà niềm tin vào một vũ trụ tĩnh vẫn mạnh đến độ nó tồn tại cho mãi tới đầu thế kỷ hai mươi. Ngay cả Einstein, khi hình thành thuyết tương đối tổng quát vào năm 1915, vẫn tin chắc rằng vũ trụ phải ở trạng thái tĩnh đến độ ông đã cải tiến lý thuyết của ông để làm cho điều này có thể được, khi đưa một cái gọi là hằng số vũ trụ vào các phương trình của ông. Einstein đã đưa ra một lực "phản trọng lực" mới, không giống như các lực khác, đã không tới từ bất cứ nguồn đặc biệt nào, nhưng được xây dựng vào chính cấu tạo của không-thời gian. Ông đã nói rằng không-thời gian có một khuynh hướng nội tại để bành trướng, và điều này có thể được thực hiện để cân bằng sự hấp dẫn của mọi vật chất trong vũ trụ, do đó đưa tới một vũ trụ tĩnh. Chỉ có một người, hình như vậy, muốn thừa nhận giá trị bề ngoài của thuyết tương đối tổng quát, và trong khi Einstein và những vật lý gia khác tìm cách tránh sự tiên đoán một vũ trụ không ở trạng thái tĩnh, nhà vật lý kiêm toán học gia người Nga Alexander Friedmann lại khởi sự giải thích nó.
Friedmann đưa ra hai giả định rất đơn giản về vũ trụ: rằng vũ trụ trông giống như nhau ở mọi hướng mà chúng ta nhìn, và rằng điều này cũng sẽ đúng nếu chúng ta quan sát vũ trụ từ bất cứ nơi nào khác. Từ hai ý tưởng này, Friedmann đã chứng tỏ rằng chúng ta không nên trông mong vũ trụ ở trạng thái tĩnh. Thật vậy, trong năm 1922, vài năm trước cuộc khám phá của Edwin Hubble, Friedmann đã tiên đoán đúng như những gì Hubble đã tìm thấy!
Giả thuyết rằng vũ trụ trông như nhau ở mọi hướng thoạt tiên có vẻ không đúng. Chẳng hạn, như chúng ta đã thấy, những ngôi sao khác trong thiên hà của chúng ta hình thành một dải ánh sáng rõ rệt bắc ngang bầu trời ban đêm, gọi là Dải Ngân Hà. Nhưng nếu chúng ta nhìn vào những thiên hà ở xa, có vẻ như ít nhiều chúng có cùng con số. Do đó vũ trụ quả hình như giống nhau ở mọi hướng, với điều kiện người ta quan sát nó trên một tầm mức lớn so với khoảng cách giữa các thiên hà, và bỏ qua những khác biệt ở tầm mức nhỏ. Trong một thời gian dài, điều này đủ để biện minh cho giả định của Friedmann – như là một lượng định gần đúng với vũ trụ thực tế. Nhưng gần đây hơn, một tình cờ may mắn đã khám phá ra sự kiện rằng giả định của
Friedman quả thật là một sự mô tả vụ trụ của chúng ta chính xác một cách đáng kinh ngạc.
Năm 1965, hai vật lý gia người Mỹ ở các phòng thí nghiệm Bell Telephone ở New Jersey, Arno Penzias và Robert Wilson, đã thử nghiệm một máy dò sóng cực ngắn rất nhạy. (Các sóng cực ngắn cũng giống như sóng ánh sáng, nhưng với một tần số ở mức chỉ khoảng mười ngàn triệu sóng mỗi giây.) Penzias và Wilson đã lưu ý khi họ thấy rằng máy dò của họ thu được nhiều nhiễu âm hơn bình thường. Nhiễu âm có vẻ như không tới từ bất cứ phương hướng đặc biệt nào. Đầu tiên họ đã khám phá ra phân chim trong máy dò của họ và đã kiểm tra để tìm những trục trặc có thể có khác, nhưng rồi loại bỏ những khả dĩ này. Họ biết rằng bất cứ nhiễu âm nào tới từ bên trong bầu khí quyển cũng sẽ mạnh hơn khi máy dò không hướng thẳng lên trên, bởi vì tia sáng đi qua nhiều không khí hơn khi nhận được từ gần chân trời so với