Ba phút đầu tiên - Steven Weinberg

Bản trình chiếu (thuyết trình) Power Point liên hệ

thanhloinguyen95@gmail.com  or 0977.466.831

 

 

 

Đề tài: “BA PHÚT ĐẦU TIÊN – MỘT CÁCH NHÌN HIỆN ĐẠI VỀ NGUỒN GỐC VŨ TRỤ”

 

Nhóm thực hiện:

Nguyễn Thành Lợi

Nguyễn Văn Duy Khánh

Phạm Công Mạnh

Nguyễn Thành Dương

 

NỘI DUNG

NỘI DUNG ĐỀ TÀI

1. Đôi nét về tác giả, tác phẩm.
2. Chương mỏ đầu, người khổng lồ và con bò cái.
3. Sự giản nở của vũ trụ.
4. Phong bức xạ cực ngắn của vũ trụ.
5. Ba phút đầu tiên.
6. Vài trang trong lịch sử khoa học.
7. Phần trăm giây đầu tiên.
8. Phần kết: viễn cảnh trước mắt.

 

1. Đôi nét về tác giả, tác phẩm.

 

Quyển sách “Ba phút đầu tiên – một cách nhìn hiện đại về nguồn gốc vũ trụ”

Cuốn sách này nói về những phút đầu tiên của sự hình thành vũ trụ, theo thuyết vũ trụ học hiện đại nhất gọi là thuyết “mô hình chuẩn”. Nó xuất phát từ thuyết “Vụ nổ lớn” của các nhà bác học Lemaitre và Gamow, nhưng được hiện đại hóa, chính xác hóa sau sự khám phá ra phông bức xạ vũ trụ cực ngắn ở nhiệt độ 3 kenvin (khoảng âm 270 độ C) vào năm 1964 - 1965.

Đây là công lao trực tiếp của hai nhà bác học Mỹ Penzias và Wilson, và họ đã được giải thưởng Nobel năm 1978 về sự khám phá cực kỳ quan trọng này. Nhưng, như cuốn sách này nêu rõ, đó cũng là công lao của một tập thể khá lớn các nhà khoa học trong mấy chục năm trời, trong hàng trăm phòng thí nghiệm, đài quan sát thiên văn, nhóm nghiên cứu lý thuyết, đã đóng góp cho thuyết “Vụ nổ lớn” có được dạng “chuẩn” được nhiều người công nhận như hiện nay.

Bản thân tác giả, Steven Weinberg, một thành viên của Viện hàn lâm khoa học Mỹ, một nhà bác học nổi tiếng có nhiều cống hiến cho vật lý lý thuyết, vật lý hạt cơ bản, lý thuyết trường, dù không phải trực tiếp là một nhà vũ trụ học, nhưng gián tiếp đã tham gia vào cuộc đấu tranh cho “mô hình chuẩn” này. Năm 1979 Weinberg đã được giải Nobel về vật lý cùng với hai nhà bác học khác do sự đóng góp của ông vào việc tìm ra thuyết thống nhất hai tương tác: tương tác yếu và tương tác điện tử.

Cuốn sách này được xuất bản bằng tiếng Việt lần đầu năm 1981. Từ đó đến nay cuốn sách đã được tái bản nhiều lần ở nước ngoài, song vẫn không hề có sửa đổi gì do tính kinh điển của nó.

2. Chương mở đầu, người khổng lồ và con bò cái.

 

Vào năm 1220 nhà tộc trưởng Aixơlen Snorri Sturleson đã sưu tầm được một tập truyện thần thoại có 2 nhân vật đặc biệt đó là một người khổng lồ Ymer và con bò cái Audhumla, quyển sách mang tên “Edda trẻ”, đây là một quyển sách mà trong đó đã đưa ra một giải thích đầu tiên về nguồn gốc vũ trụ: “Không tìm thấy đất, phía trên cũng không có trời, chỉ có một khoảng trống lớn kinh khủng, và không đâu có cỏ”.

 

Chúng ta không thể chỉ mỉm cười khi nghe chuyện Edda và khước từ toàn bộ sự suy đoán về nguồn gốc vũ trụ, lòng ham muốn tìm hiểu lịch sử vũ trụ kể từ buổi sơ khai của nó thực không gì ngăn cản được. Từ lúc khoa học hiện đại bắt đầu, ở những thế kỷ 16 và 17, các nhà vật lý, thiên văn đã nhiều lần trở về nguồn gốc vũ trụ. Tuy nhiên, trong những năm 1950, nghiên cứu về vũ trụ sơ khai bị nhiều người coi không phải là một công việc mà một nhà khoa học đứng đắn phải để nhiều thời giờ vào đấy đó là vì trong suốt phần lớn lịch sử vật lý học, thiên văn học hiện đại, rõ ràng là đã không có một cơ sở quan sát và lý thuyết vững vàng để dựa vào đấy người ta có thể xây dựng một lịch sử vũ trụ sơ khai.

Nhưng hiện tại điều đó đã thay đổi, Một thuyết vũ trụ sơ khai đã được công nhận rộng rãi đến mức các nhà thiên văn thường gọi nó là “mô hình chuẩn”. Nó một phần nào giống cái mà đôi khi được gọi là thuyết “vụ nổ lớn”, nhưng được bổ sung một toa rõ ràng hơn rất nhiều về các thành phần của vũ trụ. Thuyết về vũ trụ sơ khai này là đề tài cuốn sách của chúng ta.

Để thấy được ta sẽ đi tới đâu, có thể cần bắt đầu với một đoạn tóm tắt lịch sử vũ trụ sơ khai như được hiểu trong “mô hình chuẩn” hiện nay. Đây chỉ là một sự lướt qua ngắn gọn - các chương tiếp theo sẽ giải thích các chi tiết của lịch sử này và các lý do khiến ta tin vào nó phần nào.

Lúc đầu đã xảy ra một vụ nổ. Không phải một vụ nổ như thường xảy ra trên trái đất, bắt đầu từ một trung tâm nhất định và lan truyền ra các vùng xung quanh mỗi lúc một xa, mà là một vụ nổ xảy ra đồng thời ở bất cứ điểm nào, lấp đầy toàn bộ không gian ngay từ đầu, trong đó mỗi hạt vật chất đều rời xa các hạt khác.

Sau khoảng 1/100 giây, thời gian sớm nhất mà ta có thể tường thuật với một trăm nghìn triệu (10 mũ 11) độ bách phân, Như vậy là nóng hơn nhiều so với ở trung tâm của một vì sao nóng nhất, nóng đến nỗi thực ra không có thành phần nào của vật chất bình thường, phân tử, nguyên tử hoặc dù là hạt nhân của nguyên tử có thể bám vào nhau được. Thay vào đó, vật chất rời xa nhau trong vụ nổ này gồm có những loại hạt cơ bản khác nhau, các hạt này là đối tượng nghiên cứu của vật lý hạt nhân năng lượng cao hiện đại. Chúng ta sẽ gặp những hạt đó nhiều lần trong sách này Một loại hạt rất phổ biến lúc đó là electron, hạt mang điện âm chạy trong các dây dẫn điện và tạo nên các lớp vỏ của mọi nguyên tử và phân tử trong vũ trụ hiện nay. Một loại hạt khác cũng có rất nhiều trong các buổi sơ khai là pozitron, một loại hạt mang điện dương cùng một khối lượng như electron. Trong vũ trụ hiện nay pozitron chỉ được tìm thấy trong các phòng thí nghiệm năng lượng cao, trong một vài kiểu phóng xạ và trong những hiện tượng thiên văn cực mạnh như các tia vũ trụ và sao siêu mới, nhưng trong vũ trụ sơ khai, số lượng pozitron đúng bằng số lượng electron. Ngoài electron và pozitron lúc đó còn có những loại neutrino, số lượng cũng gần bằng như vậy, những hạt “ma” mang khối lượng và điện tích bằng không.

Cuối cùng, vũ trụ lúc đó chứa đầy ánh sáng. Để mô tả ánh sáng đã tràn ngập vũ trụ sơ khai, chúng ta có thể nói rằng số lượng và năng lượng trung bình của các photon lúc đó xấp xỉ bằng số lượng và năng lượng trung bình của các electron, pozitron hoặc neutrino.

Các hạt đó - electron, pozitron, neutrino, photon - đã được tạo nên một cách liên tục từ năng lượng thuần túy và rồi sau những khoảnh khắc tồn tại lại bị hủy diệt. Như vậy, số lượng của chúng không phải là đã được định ngay từ đầu, mà thay vào đó được cố định bằng sự cân bằng- giữa các quá trình sinh và hủy. Từ sự cân bằng này ta có thể suy ra rằng mật độ thứ xúp. Vũ trụ đó ở nhiệt độ một trăm nghìn triệu độ, lớn gấp khoảng bốn nghìn triệu lần mật độ của nước. Lúc đó cũng có pha một số ít hạt nặng hơn, các proton và neutron, mà trong thế giới hiện nay là những thành phần của các hạt nhân nguyên tử. Tỷ lệ lúc đó vào khoảng một proton và một neutron trên mỗi nghìn triệu electron hoặc pozitron hoặc neutrino hoặc photon Con số đó - một nghìn triệu photon trên mỗi hạt nhân - là con số quyết định cần phải rút ra từ quan sát để tạo ra mô hình chuẩn của vũ trụ. Sự phát hiện ra phông bức xạ vũ trụ được thảo luận ở chương III thực ra là một phép đo con số đó.

Khi vụ nổ tiếp tục thì nhiệt độ hạ xuống tới ba mươi nghìn triệu (3. 10 mũ 10) độ C sau khoảng một phần mười giây; mười nghìn triệu độ sau một giây và ba nghìn triệu độ sau 14 giây. Như vậy đủ lạnh để electron và pozitron bắt đầu bị hủy với nhau nhanh hơn là có thể được tái sinh từ photon và neutrino. Năng lượng được giải phóng trong sự hủy vật chất tạm thời làm giảm tốc độ lạnh dần của vũ trụ, nhưng nhiệt độ tiếp tục giảm, cuối cùng đi đến một nghìn triệu độ sau ba phút đầu tiên. Lúc đó đủ lạnh để photon và neutron bắt đầu tạo thành các hạt nhân phức tạp, bắt đầu là hạt nhân của hydro nặng (hay đơteri) nó gồm một proton và một neutron. Mật độ lúc đó hãy còn khá cao (hơi nhỏ hơn mật độ của nước), cho nên các hạt nhân nhẹ đó có thể hợp lại với nhau một cách nhanh chóng thành hạt nhân nhẹ bền nhất, hạt nhân của heli, gồm hai photon và hai neutron.

Sau ba phút đầu tiên, vũ trụ gồm chủ yếu ánh sáng, neutrino và phản neutrino. Lúc đó vẫn còn chút ít chất hạt nhân, gồm có khoảng 73 % hydro và 27 % heli và một số, cũng ít như vậy, electron còn lại từ quá trình hủy electron và pozitron. Vật chất đó tiếp tục rời xa nhau, càng ngày càng lạnh hơn, loãng hơn. Mãi lâu sau, sau một vài trăm nghìn năm mới bắt đầu đủ lạnh để cho electron kết hợp với hạt nhân thành nguyên tử hydro và heli. Chất khí được hình thành sẽ bắt đầu, dưới ảnh hưởng của lực hấp dẫn, tạo nên những khối kết mà sau này sẽ ngưng tụ lại, tạo ra các thiên hà và các ngôi sao của vũ trụ hiện nay.

 

Chúng ta cũng có thể thử nhìn một chút vào một thời đại mà hiện nay vẫn bao phủ bởi một bức màn bí mật - cái phần trăm giây đầu tiên và cái gì đã xảy ra trước đó.

 

Chúng ta có thể hoàn toàn tin chắc vào mô hình chuẩn không? Những phát hiện mới nào đó có thể đánh đổ nó và thay bằng một thuyết “nguồn gốc vũ trụ” khác nào đó. Tuy nhiên, dù phải bị thay thế, mô hình chuẩn sẽ được coi là đã đóng một vai trò có giá trị lớn trong lịch sử của vũ trụ học.

Hiện nay người ta đã coi trọng (tuy rằng mới chỉ mười năm gần đây thôi) việc thử nghiệm các ý tưởng lý thuyết trong vật lý hoặc vật lý thiên văn bằng cách rút ra các hệ quả của chúng theo mô hình chuẩn. Hiện nay người ta thường dùng mô hình chuẩn như một cơ sở lý thuyết để biện hộ cho những chương trình quan sát thiên văn.

Như vậy, mô hình chuẩn cho một ngôn ngữ chung cần thiết, cho phép các nhà lý thuyết và quan sát đánh giá được công việc của nhau. Nếu một ngày nào đó mô hình chuẩn bị thay thế bởi một lý thuyết tốt hơn, đó có thể là do những quan sát hay xuất phát từ mô hình chuẩn.

 

3. Sự giãn nở của vũ trụ.

1. Chuyển động riêng:

Sự thay đổi vị trí biểu kiến của những ngôi sao gần trên bầu trời là “chuyển động riêng”. đó là sự thay đổi khoảng cách hướng về hoặc ra xa so với người quan sát theo thời gian, thường được đo bằng hiệu ứng Doppler từ bức xạ thu được phát ra từ ngôi sao.

 

Ví dụ ngôi sao chuyển động tương đối nhanh, gọi là Barnard ở cách ta một khoảng chừng 56 triệu triệu kilômet. Nó chuyển động qua đường nhìn với tốc độ 89 km/s hoặc 2,8 nghìn triệu kilômet mỗi năm, kết quả là vị trí biểu kiến của nó thay đổi một góc bằng 0,0029 độ trong một năm

 

Vị trí biểu kiến trên bầu trời của những ngôi sao xa hơn thay đổi chậm đến mức chuyển động riêng của chúng không thể phát hiện được thậm chí bằng sự quan sát kiên nhẫn nhất. Ở đây chúng ta sẽ thấy rằng cái cảm giác không biến động này là sai lầm. Các quan sát mà chúng ta thảo luận trong chương này cho thấy là vũ trụ ở trong một trạng thái nổ dữ dội, trong đó các đảo sao lớn gọi là các thiên hà đang rời xa nhau với những tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng. Sau này chúng ta có thể ngoại suy sự nổ đó lùi về thời gian để kết luận rằng tất cả các thiên hà chắc đã phải gần nhau hơn nhiều ở cùng một lúc trong quá khứ - gần nhau đến mức mà thực ra không có thiên hà nào hoặc vì sao nào hoặc kể cả nguyên tử hay hạt nhân nguyên tử nào có thể tồn tại riêng biệt. Đó là kỷ nguyên mà chúng ta gọi là “vũ trụ sơ khai”, đối tượng nghiên cứu của cuốn sách này.

Kỹ thuật đo dùng một tính chất quen thuộc của mọi chuyển động sóng, gọi là hiệu ứng Doppler. Khi ta quan sát một sóng âm hoặc sóng ánh sáng từ một nguồn bất động, thời gian giữa các đỉnh sóng khi chúng đến được thiết bị quan sát của ta cũng đúng là thời gian giữa các đỉnh sóng khi chúng rời khỏi nguồn. Mặt khác, nếu nguồn chuyển động tách khỏi chúng ta thì thời gian giữa các lần tới của những đỉnh sóng liên tiếp lớn hơn thời gian giữa những lúc chúng rời khỏi nguồn, vì mỗi đỉnh sau khi tới chỗ ta phải đi một quãng đường dài hơn một chút so với đỉnh trước. Thời gian giữa các đỉnh chính bằng bước sóng chia cho tốc độ của sóng, như vậy một sóng phát ra bởi một nguồn chuyển động ra xa khỏi ta sẽ hình như có một bước sóng dài hơn so với khi nguồn đứng yên.

 

 

Kết luận được rút ra một cách tổng quát sau nửa thế kỷ quan sát này là, các thiên hà đang lùi xa khỏi chúng ta với những vận tốc tỷ lệ với khoảng cách ít nhất đối với những vận tốc không quá gần vận tốc ánh sáng

Các quan sát thảo luận trong chương này đã cho ta một cái nhìn về vũ trụ vừa đơn giản, vừa vĩ đại. Vũ trụ đang giãn nở một cách đồng đều và đẳng hướng - những người quan sát ở mọi thiên hà điển hình ở mọi hướng đều thấy những quá trình chuyển động như nhau. Trong khi vũ trụ giãn nở, bước sóng của các tia sáng giãn ra tỷ lệ thuận với khoảng cách giữa các thiên hà. Sự giãn nở không được xem là do bất cứ loại lực đẩy vũ trụ nào mà là do kết quả những vận tốc còn giữ lại từ một vụ nổ trong quá khứ. Những vận tốc đó ngày càng chậm dần do ảnh hưởng của lực hấp dẫn; sự giảm tốc đó xem ra rất chậm làm nảy sinh giả thuyết rằng mật độ vật chất của vũ trụ là thấp và trường hấp dẫn của nó là quá yếu để có thể làm cho vũ trụ là hữu hạn về mặt không gian hoặc lại có lúc làm đảo ngược sự giãn nở. Các tính toán cho phép ta ngoại suy sự giãn nở của vũ trụ lùi về quá khứ, và phát hiện rằng sự giãn nở của vũ trụ lùi về quá khứ, và phát hiện rằng sự giãn nở chắc đã bắt đầu từ mười nghìn đến hai mươi nghìn triệu năm trước đây.

 

4. Phông bức xạ cực ngắn của vũ trụ

 

Bây giờ chúng ta đi đến một loại thiên văn học khác, đến một câu chuyện mà cách đây một thập kỉ thôi đã không ai có thể kể ra được. Chúng ta sẽ không bàn đến những quan sát về ánh sáng đã được bức xạ cách đây vài triệu năm từ những thiên hà ít nhiều giống thiên hà ta, mà bàn đến những quan sát về một phông khuyếch tán của sóng vô tuyến còn sót lại tứ thời điểm gần lúc vũ trụ bắt đầu ra đời.

 

Năm 1964, phòng thí nghiệm của công ty điện thoại Bell có một ăngten vô tuyến khác thường đặt tren đồi Crawford ở Holmel bang New Jersey. Hai nhà thiên văn vô tuyến Arno A. Penzias và Robert W. Wilson bắt đầu dùng ăngten để đo cường độ sóng vô tuyến do thiên hà của chúng ta phát ra ở những vị độ thiên hà cao, nghĩa là ngoài mặt phẳng sóng ngăn hà.Tiếng ồn vô tuyến ấy không dễ phân biệt được với tiếng ồn điện không tránh được, sinh ra bởi sự chuyển động hỗn lộn của các electron trong cơ cấu của ăngten vô tuyến và các mạch khuyếch đại. Nhiều cuộc thử hệ đó thực ra đã phát hiện một tiếng ồn lớn hơn là đã dự tính một chút, nhưng lúc đó người ta cho rằng sự khác nhau là có thể do tiếng ồn điện trong mạch khuyếch đại thừa ra một chút ít. Để loại trừ các vấn đề xảy ra Penzias và Wilson dùng một công cụ gọi là “tải lạnh”. Cường độ ăngten đo được bằng cách đó chỉ gồm các đóng góp của cơ cấu ăngten, của khí quyển của vỏ đất, và của mọi nguồn thiên văn phát ra các sóng vô tuyến. Penzias và Wilson chờ dợi rằng rất ít tiếng ồn điện phát sinh ra từ trong cơ cấu ăngten. Tuy nhiên, để thử nghiệm giả thuyết đó họ bắt đấu quan sát các bước sóng tương đối ngắn là 7,35 cm, ở đó tiếng ồn vô tuyến từ thien hà của chúng ta có thể coi là không đáng kể.

 

Một sự ngạc nhiên đã đến với Penzias và Wilson vào mùa xuân 1964 là họ đã nhận được một tiếng ồn sóng cực ngắn ở bước sóng là 7,35 cm khá đáng kể, không phụ thuộc vào hướng . Họ cũng đã tìm ra rằng phông “tĩnh”  đó không phụ thuộc vào thời gian trông một ngày, hoặc vào mùa trong năm.

 

Như vậy có thể nói mô tả cường độ tiếng ồn vô tuyến quan sát được ở một bước sóng cho trước theo “ nhiệt độ tương đương” nhiệt độ của bức tường của một hộp mà trong đó tiếng ồn vô tuyến sẽ có cường độ được quan sát. Khi một nhà thiên văn vô tuyến nói rằng ông quan sát tiếng ồn vô tuyến của một nhiệt độ tương đương nào đó thì ông muốn nói rằng đó là nhiệt độ của hộp kín mà nếu đặt ăngten vào đó thì nó sẽ sinh ra cường độ tiếng ồn vô tuyến đã quan sát được. Như vây tiếng ồn vô tuyến mà Penzias và Wilson quan sát được có thể được mô tả như có một “ nhiệt độ tương đương 3,5 độ kelvin”. Con số này lớn hơn mong đợi, nhưng vẫn còn rất thấp theo tri số tuyệt đối, cho nên không lấy làm lạ là Penzias và Wilson đã nghiền ngẫm kết quả này một thời gian trước khi công bố kết quả.

 

Ý nghĩa của tiếng ồn sóng cực ngắn huyền bí đã sớm được giải thích nhờ tac động  của “ tập thể vô hình” các nhà vật lí thiên văn, chúng ta có thể suy ra rằng vũ trụ trong phút đầu tiên đã chứa một lượng bức xạ lớn lao có thể ngăn cản sự tạo ra quá nhiều nguyên tố nặng, sự giản nở của vũ trụ từ lúc nào đó đã làm giảm nhiệt độ tương đương của bức xạ xuống còn vài kelvin, cho nên bây giờ thể hiện nó như một phông tiếng ồn vô tuyến, từ mọi phí đến với chúng ta với cường độ như nhau, tuy nhiên nhiệt độ tương đương mà ăngten đả ghi nhận không phải là nhiệt độ của vũ trụ hiện nay mà đúng hơn là nhiệt độ mà vũ trụ đã có từ lâu, được hạ thấp tỉ lệ với sự giản nở mạnh mẽ của vũ trụ mà phải trải qua từ lúc đó. Bức xạ cực ngắn mà Penzias và Wilson đã khám phá ra có thực là còn sót lại từ lúc ban đầu của vũ trụ hay không? trước khi chúng ta tiếp tục xét đến thí nghiệm đã được tiến hành từ 1965 giải đáp câu hỏi này , chúng ta cần phải tự hỏi trước chúng ta phải chờ đợi gì về mặt lí thuyết đây, cho nên trong nhiều áp dụng thực tiễn một sóng điện từ hầu như không có một năng lượng nào. Nhiệt độ của một chất lưu thường tăng lên khi chất lưu bị nén, như vậy ta cũng có thể suy luận rằng vũ trụ trong quá khứ đã nóng hơn nhiều, trong những điều kiện không thuận lợi như vậy, một photon không thể đi suốt những khoảng cách mênh mông mà không bị cản trở, như trong vũ trụ hiện nay. Chúng ta đã thấy rằng bức xạ cực ngắn của Penzias và Wilson khám phá ra được coi như là còn sót lại từ lúc mà vũ trụ ở trạng thái cân bằng nhiệt . Vì vây, để thấy được những tính chất gì ta có thể mong đợi về phông bức xạ cực ngắn được quan sát, ta phải tự hỏi : Các tính chất chung của bức xạ trong cân bằng nhiệt với vật chất là gì?

 

Điều quan trọng đối  với chúng ta là ở bất cứ lúc nào lâu trước khi các phần vũ trụ trở thành trong suốt, vũ trụ đã có thể xem chủ yếu bao gồm bức xạ, chỉ “nhiễm” một chút ít vật chất. Mật độ năng lượng to lớn của bức xạ trong vũ trụ sơ khai bị mất đi do sự dich chuyển của bước sóng của các photon về phía đỏ trong khi vũ trụ giản nở, làm cho sự nhiễm hạt nhân và electron lớn lên, tạo nên các vì sao và các tảng đá và các sinh vật lớn của vũ trụ hiện nay.

5. Một toa cho vũ trụ nóng

 

Một sự nhận xét quan trọng  phải được đưa trong khi phát biểu kết luận này. Ta sẽ thấy trong chương này rằng thời kì bức xạ đơn thuần chỉ bắt đầu sau vài phút đầu tiên, khi nhiệt độ xuống dưới vài nghìn triệu độ kelvin. Tuy nhiên trước khi chúng ta nhìn lại một quá  khứ  xa  xâm như  vậy, trước tiện ta hãy xét vắn tắt thời kì bức xạ thực sự, từ vài phút đầu tiên cho đến vài trăm nghin năm sau khi vật chất lại trở thành quan trọng hơn bức xạ. Trong khi vũ trụ giản nở, nhiệt độ liên hệ với kích thước vũ trụ như thế nào?

 

Như vậy nhiệt độ phải tỉ lệ nghịch với kích thước của vũ trụ như hiện nay đang xảy ra chẳng hạn như vũ trụ bé hơn hiện nay mười nghìn lần thì nhiệt độ sẽ phải cao hơn một cách tỉ lệ khoảng 300K. Điệu này càng đúng trong thời kì” bức xạ ngự trị” thực sự. Do đó, để theo dõi các biến cố trong những thời kì thật sự sơ khai nhất, ta cần phải biết vũ trụ phải nóng đến mức nào để tạo nên những số lượng hạt vật chất từ năng lượng bức xạ, và bao nhiêu hạt đã được tạo nên như vậy.

 

Cố nhiên, để xét hiệu lực của bức xạ trong việc tạo nên các hạt vật chất, ta phải biết năng lượng đặc trưng của các photon riêng lẻ trong trường bức xạ. Năng lượng này được ước tính khá đúng đủ cho mục đích của chúng ta bắng cách đơn giản để tìm ra năng lượng đặc trưng của hạt photon, chỉ cần nhân nhiệt độ của bức xạ với hằng số Boltzomann. Để cho hai photon có thể tạo nên một electron và một pôzitron trong một va chạm trực diện, năng lượng của mỗi photon phải vượt” năng lượng nghỉ” trong khối lượng của một electron hoặc pôzitron. Để tìm ra nhiệt độ ngưỡng mà ở đó photon có nhiều xác xuất có năng lượng đó, ta chia năng lượng cho hằng số Boltzomann và ra kết quả nhiệt độ là ngưỡng 6 triệu độ Kelvin. Sự khám phá ra Pôzitron năm 1932 đã xác nhận thuyết vế các phản hạt của electron, nó có phản hạt riêbg của nó, phản hạt photon, được khám phá ra tại Berkey trong những năm 1950.

 

Bây giờ ta tự hỏi khi nào vũ trụ đã ở nhiệt độ cao như thế? Cái chi phối tốc độ giản nở của vũ trụ là sự cân bằng giữa trường hấp dẫn va xung lượng bên ngoài các chất chứa trong vũ trụ. Và chính mật độ năng lượng toàn phần của photon, electron, pozitron... la cái cung cấp nguồn trường hấp dẫn của vũ trụ ở thời kì sơ khai. Nếu vũ trụ trong vài phút đầu tiên thực sự bao gồm các hạt và các phản hạt đúng bằng nhau thì tất cả chúng điều huỷ diệt khi nhiệt độ hạ xuống dưới 1000 triệu độ, và chẳng còn gì sót lại trừ bức xạ. Có bằng chứng rất tốt chống lại khả năng đó chúng ta đang ở đây phải có một độ dôi nào đó của số electron so với số pôzitron, của số proton, và của số notron so với số phản notron để cho cái gì đó sót lại sau khi hạt và phản hạt huỷ nhau để cung cấp vật chất cho vũ trụ hiện nay.

 

Cuối cùng ở nhiệt độ nhiều nghìn triệu độ trong vũ trụ sơ khai, ngay cả các hạt nhân nguyên tử cũng phân li nhanh chóng ra các thánh phần của chúng, proton và notron. Những phản ứng xảy ra nhanh chóng đến mõi vật chất và phản vật chất có thể tạo nên từ năng lượng đơn thuần hoặc huỷ diệt lại, ngưới ta tin có đúng ba đại lượng được bảo toàn mà mật độ phải được nói rõ trong toa của ta về vũ trụ sơ khai:” Điện tích, Số baryon, Số lepton”. Trong chương trước ta thấy rằng hiện nay có một hạt nhân cho mỗi 1000 triệu photon trong phông bức xạ cực ngắn.

 

Như vậy đây là toa của chúng ta cho các thành phần của vũ trụ sơ khai. Lấy điện tích cho mỗi photon bằng 0, một số baryon cho mỗi photon bằng một phần nghìn triệu mà một số lepton cho mỗi photon không chắc lắm nhưng bé..Sau một thời gian chờ đợi đủ lâu, “bác thuốc” này trở thành vũ trụ của chúng ta hiện nay.

 

6. Ba phút đầu tiên

Bây giờ chúng ta đã sẵn sàng để theo dõi quá trình tiến hóa của vũ trụ qua ba phút đầu tiên của nó

Trên một nhiệt độ ngưỡng 15 nghìn triệu độ Kelvin (15.10 mũ 12 K), vũ trụ đã chứa đầy những số lượng lớn hạt gọi là mêzon pi, chúng nặng khoảng một phần bảy một hạt hạt nhân. Sự trao đổi liên tục các mêzon pi giữa các hạt hạt nhân chịu trách nhiệm về phần lớn lực hút giữa các hạt nhân nguyên tử lại với nhau. Sự có mặt của những số lớn hạt tương tác mạnh như vậy làm cho việc tính toán biến diễn của vật chất ở nhiệt độ siêu cao là cực kỳ khó khăn, cho nên để tránh những bài toán khó như vậy, tôi sẽ bắt đầu câu chuyện trong chương này ở một phần trăm giây sau lúc bắt đầu, khi nhiệt độ đã lạnh đi chỉ còn một trăm nghìn triệu độ Kelvin mà thôi, chắc chắn dưới nhiệt độ ngưỡng đối với mêzon pi, muon và tất cả các hạt nặng hơn.

Với những quy ước như vậy, ta hãy bắt đầu cuốn phim của ta.

Cảnh một. Nhiệt độ của vũ trụ là 100 000 triệu độ Kelvin (10 mũ 11 K). 

Vũ trụ chứa đầy một thứ súp hỗn độn của vật chất và bức xạ, mỗi hạt của nó va chạm rất nhanh với những hạt khác.

Như vậy, mặc dù giãn nở nhanh, vũ trụ ở trong một trạng thái cân bằng nhiệt gần như hoàn hảo. Các thành phần của vũ trụ vì vậy được quy định bởi các luật của cơ học thống kê, và không phụ thuộc vào cái đã xảy ra trước cảnh một. Tất cả những cái chúng ta cần biết là nhiệt độ ở 10 mũ 11 K và các đại lượng được bảo toàn - điện tích, số baryon, số lepton - tất cả đều rất bé hoặc bằng 0.

Những hạt có nhiều lúc đó là những hạt mà nhiệt độ ngưỡng ở dưới 11 mũ 11 K; đó là electron và phản hạt của nó, pôzitron, và cố nhiên là những hạt không khối lượng photon, neutrino và phản neutrino (một lần nữa xem bảng 1). Vũ trụ có mật độ cao đến mức các neutrino có thể du hành hàng năm xuyên qua những tường bằng chì mà không bị tán xạ, được giữ trong cân bằng nhiệt với electron, pôzitron và photon bằng những va chạm nhanh với chúng và giữa chúng với nhau.

Vũ trụ trong cảnh một giãn nở và nguội đi nhanh chóng. Với mật độ to lớn trong cảnh một, vật tốc thoát cũng lớn tương ứng - thời gian đặc trưng cho sự giãn nở vũ trụ là vào khoảng 0,02 giây. Nói chính xác hơn, thời gian giãn nở đặc trưng ở bất kỳ lúc nào cũng là nghịch đảo của “hằng số” Hubble lúc đó.

 

Với giả thiết rằng số lepton và điện tích toàn phần cho mỗi photon là rất bé, số neutrino và phản neutrino sẽ bằng nhau, cũng như số pôzitron và electron, cho nên các sự chuyển từ proton đến nơtron cũng nhanh như các sự chuyển từ nơtron đến proton. (Sự phân rã phóng xạ của nơtron có thể được bỏ qua ở đây vì nó diễn ra khoảng mười lăm phút, mà ta hiện đang xét khoảng thời gian hàng phần trăm giây). Như vậy, sự cân bằng đòi hỏi số proton và nơtron gần bằng nhau ở cảnh một. Những hạt hạt nhân đó chưa liên kết lại để thành các hạt nhân; năng lượng cần để phá vỡ một hạt nhân điển hình một cách hoàn toàn chỉ là 6 đến 8 triệu electron - vôn cho mỗi hạt hạt nhân; nó bé hơn các năng lượng nhiệt đặc trưng ở 10 mũ 11 K, do đó những hạt nhân phức tạp bị phá hủy cũng nhanh chóng như chúng hình thành.

Cảnh hai. Nhiệt độ của vũ trụ là ba mươi nghìn triệu độ Kelvin (3 x 10 mũ 10 K). Từ cảnh một, 0,11 giây đã trôi qua. Không có gì thay đổi một cách định tính -thành phần của vũ trụ vẫn chủ yếu là electron, neutrino, phản neutrino và photon, tất cả đều ở cân bằng nhiệt và tất cả ở xa trên nhiệt độ ngưỡng của chúng.

 

 

Cảnh ba. Nhiệt độ của vũ trụ là mười nghìn triệu độ Kelvin (10 mũ 10 K). Từ cảnh một, 1,09 giây đã trôi qua. Trong thời gian đó mật độ và nhiệt độ ngày càng hạ thấp đã làm tăng thời gian sống tự do trung bình của neutrino và phản neutrino lên đến mức mà chúng bắt đầu diễn biến như những hạt tự do không còn ở cân bằng nhiệt với electron, pôzitron và photon.

 

Cảnh bốn. Nhiệt độ vũ trụ bây giờ là ba nghìn triệu độ Kelvin (3 x 10 mũ 9 K). Từ cảnh một, 13,82 giây đã trôi qua. Bây giờ chúng ta đang ở dưới nhiệt độ ngưỡng cho electron và pôzitron, cho nên chúng bắt đầu biến mất nhanh chóng khỏi các thành phần chính của vũ trụ.

Từ đây, khi chúng ta nói về nhiệt độ của vũ trụ, ta chỉ có ý nói về nhiệt độ của photon. Khi electron và pôzitron mất đi nhanh chóng, mật độ năng lượng của vũ trụ bây giờ bé hơn một chút so với khi nó hạ xuống một cách đơn giản như lũy thừa bậc bốn của nhiệt độ. Bây giờ đã đủ lạnh để cho một số hạt nhân bền như hêli.

 

 

Cảnh năm. Nhiệt độ của vũ trụ bây giờ là một nghìn triệu độ Kelvin (10 mũ 9 K), chỉ vào khoảng 70 lần nóng hơn tâm mặt trời. Từ cảnh một, ba phút hai giây đã trôi qua. Electron và pôzitron phần lớn đã mất đi, và thành phần chủ yếu của vũ trụ bây giờ là photon, neutrino và phản neutrino. Muộn hơn một chút. Một lúc ngắn sau cảnh năm, một sự kiện đột ngột xảy ra: nhiệt độ hạ xuống đến điểm mà các hạt nhân đơtêri có thể tồn tại. ). Lúc đó 3 phút 46 giây đã trôi qua từ cảnh một. (Bạn đọc sẽ phải tha lỗi cho sự không chính xác của tôi khi đặt tên cuốn sách này là ba phút đầu tiên. Nó nghe hay hơn là ba phút ba phần tư đầu tiên.)

 Cảnh sáu. Nhiệt độ vũ trụ bây giờ là 300 triệu độ Kelvin (3 x 10 mũ 8 K). Từ cảnh một, 34 phút và 40 giây đã trôi qua. Electron và pôzitron bây giờ đã bị hủy hoàn toàn trừ một số ít (một phần 1000 triệu) electron thừa ra để cân bằng điện tích của các proton. Vũ trụ sẽ tiếp tục giãn nở và nguội dần, nhưng sẽ không có gì đáng chú ý lắm xảy ra trong 700.000 năm.

Sau một thời gian khoảng 10.000 triệu năm nữa, những sinh vật sẽ bắt đầu dựng lại câu chuyện này. Bản kể lại về vũ trụ sơ khai này có một quan hệ có thể kiểm tra ngay được bằng quan sát: : vật liệu còn lại từ 3 phút đầu tiên, lúc đầu đã tạo nên các vì sao, gồm từ 22 đến 28 phần trăm hêli với tất cả các phần còn lại hầu như là hyđro

 

7. Phần trăm giây đầu tiên

Vấn đề đầu tiên mà ta gặp phải khi nhìn lùi về những nhiệt độ trên trăm nghìn triệu độ là do những “tương tác mạnh” của những hạt cơ bản. Những tương tác mạnh là những lực giữ nơtron và proton với nhau trong hạt nhân nguyên tử. Chúng không quen thuộc trong đời sống bình thường theo kiểu các lực điện, từ và hấp dẫn bởi vì tầm tác dụng của chúng là hết sức ngắn, khoảng một phần mười triệu centimet (10 mũ âm 13 cm). Kể cả trong các phân tử mà hạt nhân cách nhau thường vào khoảng vài phần trăm triệu centimet (10 mũ âm 8 cm) những tương tác mạnh giữa các hạt nhân khác nhau hầu như không có tác dụng. Tuy nhiên, như tên của chúng chỉ rõ, các tương tác mạnh là rất mạnh. Khi hai proton được đẩy đến đủ gần nhau, tương tác mạnh của chúng khoảng một trăm lần lớn hơn lực đẩy điện, đây là lý do tại sao các tương tác mạnh có thể giữ vững các hạt nhận nguyên tử chống lại lực đẩy điện của gần một trăm proton. Sự nổ của một bom khinh khí được gây nên bởi sự phân bố lại nơtron và proton, nó cho phép chúng liên kết với nhau mạnh mẽ hơn bởi các tương tác mạnh; năng lượng của quả bom đúng là năng lượng thừa do sự phân bố lại đó tạo nên.

Không phải mọi quá trình đều bao hàm tương tác mạnh. Những tương tác mạnh chỉ ảnh hưởng đến một loại hạt gọi là “hađron” chúng bao gồm những hạt hạt nhân và các meson pi, và những hạt không bền khác gọi là meson eta, các hyperon lamđa, hyperon xích ma, v. v… Những hađron thường là nặng hơn lepton (tên lepton là từ chữ Hy Lạp có nghĩa là nhẹ), nhưng sự khác nhau thực sự quan trọng giữa chúng là các hađron chịu ảnh hưởng của những tương tác mạnh trong khi các lepton - neutrino, electron, và muon thì không. Sự việc electron không cảm thấy lực hạt nhân là vô cùng quan trọng - cùng với việc khối lượng của electron rất bé, nó là nguyên nhân gây nên sự kiện là đám mây electron trong một nguyên tử hoặc phân tử là khoảng một trăm nghìn lần lớn hơn hạt nhân nguyên tử và cả sự kiện là các lực hóa học giữ các nguyên tử với nhau trong các phân tử là hàng triệu lần yếu hơn các lực giữa nơtron và proton với nhau trong các hạt nhân. Nếu những electron trong các nguyên tử và phân tử cảm thấy các lực hạt nhân, thì sẽ không có hóa học hoặc tinh thể học hoặc sinh học- mà chỉ có vật lý hạt nhân.

Những hạt cơ bản được cho là bao gồm proton và tất cả những lepton đã biết, nhưng không có hạt hađron đã biết nào. Ngược lại, những hađron được giả thiết là phức hợp của những hạt cơ bản hơn gọi là “quark” (quac).

Biến thể ban đầu của thuyết quark do Murray Gell - Mann và George Zweig, cả hai ở Cal Tech, đưa ra (một cách độc lập). Trí tưởng tượng thơ mộng của các nhà vật lý lý thuyết quả là đã quá phóng túng trong việc đặt tên cho các loại quark khác nhau. Có nhiều kiểu hoặc “mùi” quark khác nhau, chúng được gán tên như là “lên”, “xuống”, “lạ”, và “duyên”. Hơn nữa mỗi “mùi” của quark có ba “màu” phân biệt, mà những nhà vật lý lý thuyết Mỹ thường gọi là đỏ, trắng, xanh. Nhóm nhỏ những nhà vật lý lý thuyết ở Bắc Kinh từ lâu đã ưu dùng một biến thể hơi giống của thuyết quark, nhưng gọi chúng là “straton”, thay cho quark bởi vì những hạt này thể hiện một mức độ (stratum) thực tế sâu hơn những hađron bình thường.

Nếu ý tưởng về quark là đúng, thì khi đó vật lý của vũ trụ lúc thật sơ khai có thể đơn giản hơn là ta tưởng trước đây. Có thể suy ra một cái gì đó về lực giữa các quark từ phân bố theo không gian của chúng bên trong một hạt hạt nhân và sự phân bố đó lại có thể được xác định (nếu mô hình quark là đúng) từ những quan sát về những va chạm năng lượng cao của electron với hạt hạt nhân. Theo hướng đó, cách đây vài năm nhờ một sự cộng tác giữa M.I.T. và trung tâm gia tốc tuyến tính Stanford người ta đã tìm thấy rằng lực giữa các quark hình như biến mất khi các quark rất gần nhau. Việc này gợi ý rằng ở một nhiệt độ nào đó vào khoảng nhiều triệu triệu độ Kelvin, hađron sẽ đơn giản vỡ thành những quark thành phần của chúng, đúng như là nguyên tử vỡ ra thành electron và hạt nhân ở vài nghìn độ, và hạt nhân vỡ ra thành proton và nơtron ở vài nghìn triệu độ.Theo bức tranh đó, trong những thời kỳ thật là sơ khai, vũ trụ có thể nói là bao gồm photon, lepton và phản lepton, quark, phản quark, tất cả chuyển động về căn bản như những hạt tự do, và mỗi loại hạt, do đó, cung cấp đúng một loại bức xạ vật đen nữa. Lúc đó dễ tính toán rằng phải có một thời điểm bắt đầu, một trạng thái có mật độ vô hạn và nhiệt độ vô hạn, khoảng một phần trăm giây trước cảnh một.

Năm 1973 ba nhà lý thuyết trẻ, Hugh David Politzer ở Harvard, David Gross và Frank Wilezek ở Princeton đã chỉ ra rằng, trong một lớp các lý thuyết trường lượng tử đặc biệt, những lực giữa các hạt quark thực sự trở nên yếu hơn khi chúng được đẩy gần nhau hơn (lớp các lý thuyết này được gọi là những “lý thuyết hiệu chuẩn không giao hoán” mà bởi những lý do quá chuyên môn nên không thể cắt nghĩa ở đây được). Những lý thuyết này có tính chất “tự do tiệm cận” đáng chú ý: ở những khoảng cách ngắn hoặc năng lượng cao một cách tiệm cận, những hạt quark biểu diễn như những hạt tự do, S. Collins và M. J. Perry ở trường đại học Cambridge cũng đã chỉ rõ rằng trong bất kỳ một thuyết tự do tiệm cận nào, những tính chất của một môi trường ở nhiệt độ và mật độ đủ cao về căn bản là giống như thể môi trường chỉ gồm những hạt tự do. Như vậy, tính tự do tiệm cận của những lý thuyết hiệu chuẩn không giao hoán này đã cung cấp một bằng chứng toán học vững chắc cho bức tranh khoa học thật đơn giản về phần trăm giây đầu tiên - rằng vũ trụ chỉ bao gồm những hạt cơ bản tự do.

Tuy nhiên mỗi quark tự do có mặt trong vũ trụ sơ khai, thì khi vũ trụ giãn nở và nguội đi, phải hoặc bị hủy với một phản quark hoặc tìm một nơi an nghỉ ở trong một proton hoặc một nơtron.

Sự tương tác với một cốc nước đông đặc ở đây có nhiều ý nghĩa. Trên điểm đông đặc nước lỏng tỏ ra có một độ đồng tính cao: xác suất tìm được một phân tử nước ở một điểm ở trong cốc là đúng như ở bất cứ điểm nào khác. Tuy nhiên, khi nước đông đặc, sự đối xứng giữa các điểm khác nhau trong không gian bị mất đi một phần: nước đá tạo ra một mạng tinh thể với những phân tử nước chiếm những vị trí cách nhau đều đặn nhất định và với gần như một xác suất bằng không để tìm ra những phân tử nước ở bất cứ chỗ nào khác. Cũng như vậy khi vũ trụ “đông đặc” với nhiệt độ xuống thấp hơn 3000 triệu triệu độ, một sự đối xứng đã bị mất đi - không phải tính đồng tính không gian của nó, như trong cốc nước đá của ta, mà là sự đối xứng giữa các tương tác yếu và điện từ.

Tuy nhiên, lực hấp dẫn đã không được thấy là có một tác động nào trên các tính chất nội tại của bất kỳ phần nào của vũ trụ sơ khai. Đó là vì sức yếu hết mức của lực hấp dẫn: chẳng hạn, lực hấp dẫn giữa electron và proton trong một nguyên tử hyđro bé hơn lực điện 10 mũ 39 lần.

 

8. Viễn cảnh trước mắt

 

Vũ trụ chắc sẽ còn tiếp tục giãn nở một thời gian nữa. Về số phận của nó sau đó, mô hình chuẩn cho một lời tiên đoán mơ hồ: nó phụ thuộc hoàn toàn vào việc mật độ vũ trụ bé hơn hay lớn hơn một giá trị tới hạn nào đó.

Mặt khác nếu mật độ vũ trụ lớn hơn giá trị tới hạn thì khi đó vũ trụ là hữu hạn và sự giãn nở của nó sẽ một lúc nào đó kết thúc, và được thay bằng một sự co ngày càng mạnh. Nếu chẳng hạn, mật độ vũ trụ gấp đôi giá trị tới hạn của nó và nếu giá trị đang được công nhận hiện nay của hằng số Hubble (15 km mỗi giây cho mỗi triệu năm ánh sáng) là đúng thì khi đó vũ trụ cho đến bây giờ có tuổi là 10000 triệu năm; nó sẽ tiếp tục giãn nở trong 50000 triệu năm nữa và sau đó bắt đầu co lại (xem hình bốn). Sự co đúng là sự giãn nở theo chiều ngược lại: sau 50000 triệu năm, vũ trụ sẽ lấy lại kích thước hiện nay và sau 10000 triệu năm nữa sau đó nó sẽ đến gần một trạng thái kỳ dị có mật độ vô hạn.

Nhiệt độ của các phông photon và neutrino vũ trụ sẽ hạ xuống, rồi sau đó tăng lên khi vũ trụ giãn nở rồi co lại, luôn luôn tỷ lệ nghịch với kích thước của vũ trụ. Nếu mật độ vũ trụ hiện nay gấp đôi trị số tới hạn của nó, thì khi đó các tính toán của ta chỉ rõ rằng vũ trụ lúc lớn nhất sẽ đúng gấp đôi bây giờ, như vậy nhiệt độ phông sóng cực ngắn lúc đó sẽ đúng bằng một nửa giá trị 3 K hiện nay, hoặc khoảng 1,5 K. Sau đó vũ trụ bắt đầu co lại và nhiệt độ bắt đầu tăng lên.

Lúc đầu không có báo động gì - trong hàng nghìn triệu năm phông bức xạ sẽ lạnh đến mức cần có một cố gắng lớn mới phát hiện được nó. Tuy nhiên, khi vũ trụ đã co hẹp lại đến một phần trăm kích thước hiện nay, phông bức xạ sẽ bắt đầu ngự trị bầu trời: bầu trời ban đêm sẽ nóng như bầu trời ban ngày hiện nay của chúng ta (300 K). Bảy mươi triệu năm sau đó vũ trụ sẽ co lại mười lần nữa, và con cháu chúng ta (nếu có) sẽ thấy bầu trời sáng một cách không chịu được. Các phân tử trong khí quyển giữa các hành tinh và giữa các sao và trong khoảng không giữa các sao sẽ bắt đầu tách thành những nguyên tử thành phần của chúng, và những nguyên tử sẽ vỡ ra thành những electron tự do và những hạt nhân nguyên tử. Sau bảy trăm nghìn năm nữa nhiệt độ vũ trụ sẽ là 10 triệu độ; khi đó bản thân các vì sao và hành tinh cũng sẽ hòa tan thành một thứ xúp vũ trụ gồm bức xạ, electron, hạt nhân. Sau hai mươi hai ngày nữa nhiệt độ sẽ tăng lên 10 000 triệu độ. Các hạt nhân lúc đó bắt đầu vỡ tung ra thành các proton và nơtron thành phần của chúng, phá hủy toàn bộ công trình tổng hợp hạt nhân trong các vì sao và theo vũ trụ học. Một thời gian ngắn sau đó electron và pôzitron sẽ được tạo nên với số lượng lớn những va chạm photon - photon, và phông neutrino và phản neutrino vũ trụ sẽ trở lại cân bằng nhiệt với vũ trụ còn lại.

Thật ra, năm 1965, trong thông báo về phông bức xạ cực ngắn vũ trụ, Dicke, Peebles, Roll và Wilkinson cho rằng đã có một thời kỳ giãn nở và co hẹp vũ trụ hoàn toàn trước đây, và họ lập luận rằng vũ trụ đã phải co hẹp đủ để nâng nhiệt độ lên ít nhất là 10000 triệu độ để có thể phá vỡ các nguyên tố nặng tạo nên trong giai đoạn trước.

Một số nhà vũ trụ học bị hấp dẫn về mặt triết học bởi mô hình dao động, đặc biệt vì, như mô hình trạng thái dừng, nó tránh một cách khôn khéo vấn đề “phát sinh trời đất”. Nhưng nó gặp một khó khăn lý thuyết lớn. Trong mỗi chu kỳ tỷ số photon trên hạt hạt nhân (hoặc, chính xác hơn, entropi cho mỗi hạt hạt nhân) được tăng lên chút ít do một loại ma sát (gọi là “độ nhớt khối”) trong khi vũ trụ giãn nở và co hẹp. Với sự hiểu biết hiện nay của ta, vũ trụ lúc đó sẽ bắt đầu mỗi chu kỳ mới với một tỷ số photon trên hạt hạt nhân mới, hơi lớn hơn trước. Cho đến nay tỉ số đó lớn nhưng không phải vô hạn, cho nên khó mà thấy vũ trụ đã trải qua trước đó một số chu kỳ vô hạn như thế nào.

Tính chất của một số hạt cơ bản. “Năng lượng nghỉ” là năng lượng được giải phóng nếu toàn bộ khối lượng của hạt được chuyển thành năng lượng.

“Nhiệt độ ngưỡng” là năng lượng nghỉ chia cho hằng số Boltzmann; nó là nhiệt độ mà trên đó một hạt có thể tạo nên tự do từ bức xạ nhiệt.

“Thời gian sống trung bình” là thời gian trung bình mà hạt sống sót trước khi nó chịu một sự phân rã phóng xạ thành những hạt khác.

Tính chất của vài loại bức xạ. Mỗi loại bức xạ được đặc trưng bằng một khoảng bước sóng nào đó được cho ở đây theo centimet. Ứng với khoảng bước sóng đó là một khoảng năng lượng phôton được cho ở đây theo electron – vôn. Nhiệt độ “vật đen” là nhiệt độ mà ở đó bức xạ vật đen sẽ có đa số năng lượng của nó tập trung gần những bước sóng đã cho; nhiệt độ này được cho ở đây theo độ Kelvin. (Chẳng hạn, bước sóng mà ở đó Penzias và Wilson đã điều hưởng trong sự khám phá phông bức xạ vũ trụ là 7,35 cm, như vậy đó là một bức xạ cực ngắn; năng lương phôton được giải phóng khi một hạt nhân trải qua một sự biến đổi phóng xạ thường là vào khoảng một triệu êlectron – vôn, như vậy đó là một tia γ; và bề mặt mặt trời ở nhiệt độ 5800 K, như vậy mặt trời phát ra ánh sáng thấy được). Cố nhiên, các sự phân chia giữa các loại bức xạ không phải là hoàn toàn tách bạch, và không có một sự thoả thuận chung nào về các khoảng bước sóng khác nhau.