Bây giờ chúng ta đã sẵn sàng để theo dõi quá trình tiến hóa của vũ trụ qua ba phút đầu tiên của nó. Lúc đầu các biến cố vận động nhanh hơn sau đó nhiều, cho nên ta không có lợi nếu chỉ ra những hình ảnh cách đều nhau về thời gian như một phim ảnh bình thường. Thay vào đó, tôi sẽ điều chỉnh tốc độ của cuộn phim của ta theo nhiệt độ hạ dần của vũ trụ, ngưng máy quay để chụp một cảnh mỗi khi nhiệt độ hạ xuống khoảng ba lần.

Tiếc thay tôi không thể bắt đầu cuốn phim lúc thời gian bằng không và nhiệt độ vô cùng lớn. 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 (xem bảng 1). Khác với electron, pôzitron, muon và neutrino, các mêzon pi tương tác rất mạnh với nhau và với các hạt hạt nhân - thực ra, 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. Ở chương bảy tôi sẽ nói một ít về sự suy nghĩ của các nhà vật lý lý thuyết về chuyện gì có thể xảy ra gần thời điểm bắt đầu hơn thế nữa.

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

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. (Tôi lại sẽ thỉnh thoảng chỉ dùng từ “neutrino”) để chỉ neutrino và phản neutrino).

Một sự đơn giản hóa khác - nhiệt độ 10 mũ 11 K là cao hơn nhiều so với nhiệt độ ngưỡng cho electron và pôzitro. Kết quả là những hạt đó, cũng như photon và neutrino, biến diễn đúng như nhiều loại bức xạ khác nhau khác. Mật độ năng lượng của những loại bức xạ khác nhau đó là bao nhiêu? Theo bảng 1, electron, pôzitron cùng nhau đóng góp 7/4 năng lượng như photon và các neutrino và phản neutrino đóng góp bằng các electron và pôzitron, vì vậy năng lượng toàn phần lớn hơn mật độ năng lượng tính cho bức xạ điện từ ở nhiệt độ đó, là 7/4 +7/4+1= 9/2 lần.

Định luật Stefan - Boltzmann (xem chương III) cho mật độ năng lượng của bức xạ điện từ ở nhiệt độ 10 mũ 11 K bằng 4,72 x 1044 electron-vôn mỗi lít, cho nên mật độ năng lượng toàn phần của vũ trụ ở nhiệt độ đó là 9/2 lần lớn hơn, hoặc 21 x 10 mũ 44 electron-vôn mỗi lít. Giá trị này tương đương với một mật độ khối lượng là 3,8 nghìn triệu kilogam mỗi lít, hoặc 3,8 nghìn triệu lần mật độ của nước trong điều kiện bình thường trên quả đất. (Khi tôi nói một năng lượng nào đó tương đương với một khối lượng nào đó, tất nhiên tôi muốn nói rằng đó là năng lượng có thể được giải phóng theo công thức Einstein, E = mc2 nếu khối lượng được chuyển hoàn toàn thành năng lượng). Nếu núi Everest được làm bằng vật chất có mật độ như vậy, thì lực hấp dẫn của nó sẽ phá hủy trái đất.

Vũ trụ trong cảnh một giãn nở và nguội đi nhanh chóng. Tốc độ giãn nở được quy định bằng điều kiện là mỗi phần nhỏ của vũ trụ đều chuyển động đúng với vận tốc thoát khỏi bất kỳ tâm tùy ý nào. 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 (xem chú thích toán học 3). “Thời gian giãn nở đặc trưng” có thể được định nghĩa thô thiển là một trăm lần khoảng thời gian cho kích thước vũ trụ tăng 1 %. 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. Như đã lưu ý ở chương II, tuổi vũ trụ luôn bé hơn thời gian giãn nở đặc trưng, bởi vì lực hấp dẫn hãm bớt sự giãn nở một cách liên tục).

Có một số ít hạt hạt nhân vào lúc cảnh một, khoảng một proton hoặc nơtron cho mỗi nghìn triệu photon hoặc electron hoặc neutrino. Để có thể khi cần tiên đoán độ nhiều của các nguyên tố hóa học tạo nên trong vũ trụ sơ khai, ta cũng cần biết các tỷ lệ tương đối của proton và nơtron. Nơtron nặng hơn proton và hiệu khối lượng giữa chúng tương đương với năng lượng 1,293 triệu electron - vôn. Tuy nhiên năng lượng đặc trưng của electron, pôzitron, v. v… ở một nhiệt độ 10 mũ 11 K là lớn hơn nhiều, khoảng mười triệu electron - vôn (hằng số Boltzmann nhân với nhiệt độ). Như vậy, những va chạm giữa nơtron hoặc proton với những electron, pôzitron v.v… nhiều hơn nhiều, sẽ tạo nên những sự chuyển nhanh từ proton qua nơtron và ngược lại. Các phản ứng quan trọng nhất là:

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.

Tự nhiên nảy ra câu hỏi: vũ trụ trong những thời kỳ sơ khai nhất lớn như thế nào. Tiếc thay chúng ta không biết được, và chúng ta cũng không chắc lắm rằng câu hỏi đó có một ý nghĩa nào đó. Như đã nói ở chương II vũ trụ hiện nay cũng có thể là vô hạn, trong trường hợp đó nó cũng đã là vô hạn trong thời gian của cảnh một và sẽ luôn luôn là vô hạn. Mặt khác, có thể là hiện nay vũ trụ có một chu vi hữu hạn, đôi khi được ước lượng khoảng 125 nghìn triệu năm ánh sáng. (Chu vi là khoảng cách mà ta phải đi theo một đường thẳng cho đến khi trở về chỗ cũ. Số ước lượng đó dựa trên giá trị hiện nay của hằng số Hubble, với giả thiết rằng mật độ vũ trụ gấp đôi giá trị “tới hạn” của nó). Do nhiệt độ của vũ trụ hạ xuống tỷ lệ nghịch với kích thước của nó, chu vi của vũ trụ ở thời kỳ cảnh một bé hơn bây giờ theo tỷ lệ của nhiệt độ lúc đó (10 mũ 11 K) và nhiệt độ bây giờ (3 K); điều này cho ta một chu vi ở cảnh một khoảng bốn năm ánh sáng. Không có chi tiết nào của sự tiến hóa vũ trụ trong vài phút đầu tiên phải phụ thuộc vào việc chu vi của vũ trụ lúc đó là vô hạn hoặc chỉ bằng vài năm ánh sáng.

Mật độ năng lượng toàn phần nhỏ hơn so với trong cảnh trước một số lần bằng lũy thừa bậc bốn của tỷ số giữa các nhiệt độ, như vậy bây giờ nó tương đương với một mật độ khối lượng 380 nghìn tấn mật độ của nước. Thời gian giãn nở đặc trưng của vũ trụ đã tăng lên một cách tương ứng đến khoảng 2 giây. Nhiệt độ bây giờ chỉ gấp đôi nhiệt độ ngưỡng của electron và pôzitron, cho nên chúng bắt đầu bị hủy diệt nhanh hơn là được tái tạo nên từ bức xạ.

Bây giờ hãy còn quá nóng để cho proton và nơtron có thể liên kết thành các hạt nhân nguyên tử trong một thời gian đáng kể nào đó. Nhiệt độ hạ xuống bây giờ cho phép sự cân bằng proton - nơtron bị lệch thành 24 % nơtron và 76 % proton.

Bây giờ đã đủ lạnh để cho một số hạt nhân bền như hêli (He mũ 4) hình thành, nhưng việc đó không xảy ra tức khắc. Lý do là vì vũ trụ đang giãn nở nhanh đến mức các hạt nhân chỉ có thể hình thành sau một loạt phản ứng nhanh giữa hai hạt. Chẳng hạn, một proton và một nơtron có thể tạo nên một hạt nhân hyđrô nặng, hoặc đơtêri, với xung lượng và năng lượng dôi được một photon mang đi. Hạt nhân đơtêri lúc đó có thể va chạm với một nơtron hoặc một proton tạo nên hoặc một hạt nhân của đồng vị nhẹ, heli ba (He mũ 3), gồm hai proton và một nơtron, hoặc đồng vị nặng nhất của hyđro, gọi là triti (H mũ 3), gồm một photon và hai nơtron. Cuối cùng, hêli ba có thể va chạm với một nơtron, và triti có thể va chạm với một proton, trong hai trường hợp tạo nên một hạt nhân hêli thông thường (He mũ 4), gồm hai proton và hai nơtron. Nhưng để cho dãy phản ứng này xảy ra, cần bắt đầu với bước đầu tiên, sự tạo ra đơtơri.

Nhưng hêli thông thường là một hạt nhân được liên kết mạnh, cho nên như tôi đã nói, nó có thể tồn tại ở nhiệt độ của cảnh thứ ba. Tuy nhiên, triti và hêli ba liên kết kém mạnh hơn nhiều và đơtêri lại liên kết cực kỳ yếu. (Để phá vỡ một hạt nhân đơtêri, chỉ cần một phần chín năng lượng so với năng lượng để bứt một hạt hạt nhân duy nhất khỏi hạt hêli). Ở nhiệt độ 10 mũ 10 K của cảnh bốn, các hạt nhân đơtêri bị nổ tung liền ngay sau khi chúng được tạo nên, như vậy các hạt nhân nặng hơn khó mà được tạo thành. Nơtron vẫn được biến thành proton, tuy rằng chậm hơn nhiều so với trước; trạng thái cân bằng bây giờ là 17 % nơtron và 83 % proton.

Vũ trụ bây giờ cũng đủ lạnh để cho các hạt nhân triti và hêli ba cũng như hêli thông thường tồn tại, nhưng “chướng ngại đơtêri” vẫn còn tác động: Những hạt nhân đơtêri không được giữ đủ lâu để cho phép một số khả quan hạt nhân nặng hơn được hình thành. Các va chạm giữa nơtron và proton với electron, neutrino và các phản hạt của chúng bây giờ đã chấm dứt hẳn, nhưng sự phân rã của nơtron tự do bắt đầu là quan trọng; mỗi 100 giây, 10 % của các nơtron còn lại sẽ phân rã thành proton. Cán cân nơtron - proton bây giờ là 14 % nơtron, 86 % proton.

Hình 9 - Đồ thị chỉ sự dịch chuyển của cân bằng nơtron - proton: Tỷ lượng các nơtron trên tất cả các hạt hạt nhân được vẽ như là một hàm của cả nhiệt độ và thời gian. Phần đường cong có ghi “cân bằng nhiệt” mô tả thời kỳ trong đó các mật độ và nhiệt độ cao đến mức cân bằng nhiệt được giữ vững giữa tất cả các hạt; tỷ lượng nơtron ở đây có thể được tính từ hiệu khối lượng nơtron - proton bằng cách sử dụng các quy luật của cơ học thống kê. Phần đường cong có ghi “phân rã nơtron” mô tả thời kỳ trong đó mọi quá trình biến đổi nơtron - proton đã kết thúc, trừ sự phân rã phóng xạ của nơtron tự do. Phần giữa của đường cong phụ thuộc vào những tính toán chi tiết về các xác suất chuyển của các tương tác yếu. Phần đứt nét của đường cong chỉ rõ cái gì sẽ xảy ra nếu các hạt nhân bằng cách nào đấy bị ngăn chặn không hình thành. Thực ra, ở một thời điểm đâu đấy trong thời kỳ chỉ dẫn bằng mũi tên ghi “thời đại tổng hợp hạt nhân”, nơtron được ghép nhanh thành những hạt nhân hêli và tỷ lệ nơtron - proton được cố định ở trị số mà nó có lúc đó.

Đường biểu diễn này cũng có thể dùng để ước tính tỷ lượng (theo trọng lượng) của hêli được sinh ra theo vũ trụ học: với bất kỳ trị số nhiệt độ nào hoặc thời điểm nào cho trước của sự tổng hợp hạt nhân, nó đúng gấp đôi tỷ lượng nơtron lúc đó.

Bây giờ ta đã đạt và vượt thời gian biểu được đặt ra trước, nhưng để thấy rõ hơn cái gì đã được hoàn thành, ta hãy nhìn lại lần cuối cùng vũ trụ sau khi nhiệt độ bị hạ xuống một lần nữa.

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. Lúc đó nhiệt độ sẽ hạ xuống mức electron và hạt nhân có thể tạo thành những nguyên tử bền: sự thiếu electron tự do sẽ làm cho các thành phần của vũ trụ trong suốt đối với bức xạ; và sự tách vật chất và bức xạ sẽ cho phép vật chất bắt đầu tạo thành các thiên hà và các vì sao. 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. Như ta đã thấy, kết quả này phụ thuộc vào việc cho rằng có một tỷ số rất lớn của photon trên hạt hạt nhân mà tỷ số này lại căn cứ trên nhiệt độ 3 K đo được của phông bức xạ cực ngắn vũ trụ hiện nay. Tính toán đầu tiên về sự tạo nên hêli theo vũ trụ học dùng đến nhiệt độ bức xạ đo được đã được P. J. E. Peebles ở Princeton tiến hành năm 1965, một thời gian ngắn sau sự khám phá ra phông bức xạ cực ngắn bởi Penzias và Wilson. Một kết quả tương tự được rút ra một cách độc lập và gần như một lúc trong một tính toán phức tạp hơn bởi Robert Wagoner, William Fowler và Fred Hoyle. Kết quả đó là một thắng lợi vang dội của mô hình chuẩn, vì lúc đó có những ước tính độc lập cho rằng mặt trời và các vì sao khác bắt đầu đời sống của chúng chủ yếu như là những khối hyđro, với khoảng 20 đến 30 phần trăm hêli.

Cố nhiên, trên quả đất có hết sức ít hêli, nhưng đó chính là do nguyên tố hêli nhẹ và trơ về hóa học đến mức đa số chúng đã thoát khỏi quả đất nhiều năm trước đây. Những ước tính về độ nhiều ban đầu của hêli trong vũ trụ là dựa trên những so sánh các tính toán chi tiết về sự tiến hóa của các vì sao, với những phân tích thống kê các tính chất quan sát được của các vì sao, cộng với sự quan sát trực tiếp các vạch hêli trong quang phổ của các vì sao nóng và của vật chất giữa các vì sao. Thực ra, như tên của nó chỉ rõ, hêli lần đầu tiên được ghi nhận là một nguyên tố trong những nguyên tố quang phổ của khí quyển mặt trời, do J. Norman Lockyer tiến hành năm 1868.

Trong những năm 1960 đầu tiên, một số ít nhà thiên văn đã lưu ý rằng độ nhiều của hêli không những lớn trong thiên hà, mà còn không biến thiên từ chỗ này đến chỗ khác mạnh như độ nhiều của những nguyên tố nặng hơn. Việc này cố nhiên đúng là cái ta có thể chờ đợi nếu các nguyên tố nặng được tạo ra trong các vì sao, nhưng hêli được tạo ra trong vũ trụ sơ khai, trước khi bất cứ ngôi sao nào được tạo ra. Hãy còn một sự không chắc chắn và khác nhau lớn trong những ước lượng về độ nhiều hạt nhân nhưng bằng chứng chắc chắn về độ nhiều ban đầu từ 20 đến 30 phần trăm của hêli là đủ mạnh để khuyến khích những người bênh vực mô hình chuẩn.

Thêm vào số lượng lớn hêli được tạo ra sau ba phút đầu tiên, cũng còn có một chút ít hạt nhân nhẹ hơn, chủ yếu là đơtêri (hyđro với một nơtron dôi) và đồng vị nhẹ của hêli He mũ 3, nó đã thoát khỏi sự hợp nhất thành hạt nhân hêli thông thường. (Các độ nhiều của chúng được tính lần đầu tiên năm 1967 trong bài báo của Wagoner, Fowler và Hoyle.) Không như độ nhiều của hêli, độ nhiều của đơtêri phụ thuộc nhiều vào mật độ hạt hạt nhân trong quá trình tổng hợp hạt nhân: với mật độ cao hơn, các phản ứng hạt nhân xảy ra nhanh hơn, do đó hầu như tất cả đơtêri phải bị biến đổi thành hêli. Nói rõ hơn, đây là các trị số độ nhiều (theo trọng lượng) của đơtêri được tạo ra trong vũ trụ sơ khai, mà Wagoner đã cho, đối với ba trị số có thể có của tỷ số giữa proton và hạt hạt nhân:

Photon/hạt nhân

Độ nhiều của đơteri (phần triệu

100 triệu

1000 triệu

10 000 triệu

0,000 08

16

600

Rõ ràng là nếu có thể xác định được độ nhiều lúc đầu tiên của đơtêri trước khi bắt đầu hình thành các ngôi sao, ta có thể tính chính xác tỷ số photon trên hạt hạt nhân; biết được nhiệt độ bức xạ hiện nay là 3 K, thì ta từ đó có thể tính được giá trị chính xác cho mật độ khối lượng hạt nhân hiện nay của vũ trụ, và phán đoán thử xem nó là mở hay đóng.

Tiếc thay rất khó xác định được độ nhiều đơtêri lúc ban đầu thực sự. Trị số cổ điển của độ nhiều theo trọng lượng của đơtêri trong nước trên quả đất là 150 phần triệu. (Đơtêri là chất sẽ được dùng là nhiêu liệu cho các lò phản ứng nhiệt hạch, nếu các phản ứng nhiệt hạch một ngày nào đó được điển khiển một cách thích hợp). Tuy nhiên, đó là một con số đã bị sai lệch đi; sự việc các nguyên tử đơtêri nặng gấp đôi nguyên tử hyđro làm cho một phần lớn chúng có thể liên kết thành phân tử nước nặng (HDO), thành ra một tỷ lệ đơtêri bé hơn so với hyđro đã có thể thoát khỏi trường hấp dẫn của quả đất. Mặt khác, quang phổ học chỉ ra rằng trên bề mặt mặt trời độ nhiều của đơtêri rất nhỏ, nhỏ hơn bốn phần triệu. Đó cũng là một con số đã bị sai lệch - đơtêri trong những vùng ngoài của mặt trời có thể bị hủy bằng cách kết hợp với hyđro để tạo thành đồng vị nhẹ của hêli, He mũ 3.

Sự hiểu biết của chúng ta về độ nhiều của đơtêri trong vũ trụ đã có cơ sở vững chắc hơn ở các quan sát tử ngoại vào năm 1973 nhờ vệ tinh nhân tạo của quả đất Copernicus. Các nguyên tử đơtêri, như những nguyên tử hyđro, có thể hấp thụ ánh sáng tử ngoại ở một số bước sóng xác định ứng với những sự chuyển trong đó nguyên tử được kích thích từ trạng thái năng lượng thấp nhất đến một trạng thái cao hơn nào đó. Các bước sóng đó phụ thuộc nhẹ vào khối lượng của hạt nhân nguyên tử, cho nên phổ tử ngoại của một ngôi sao mà ánh sáng đến với chúng ta qua một hỗn hợp hyđro và đơtêri nằm giữa các vì sao sẽ có một số vạch hấp thụ tối, mỗi vạch tách thành hai thành phần, một do hyđro, một do đơtêri. Độ tối tỷ đối của các cặp thành phần của vạch hấp thụ bất kỳ khi đó cho trực tiếp độ nhiều tỷ đối của hyđro và đơtêri trong đám mây giữa các vì sao. Tiếc thay, khí quyển của quả đất làm cho việc tiến hành nghiên cứu thiên văn tử ngoại từ một trạm trên mặt đất rất khó khăn. Vệ tinh Copernicus mang một phổ kế tử ngoại dùng để nghiên cứu các vạch hấp thụ trên phổ của sao nóng bêta của chòm sao Centaurus; từ các cường độ tỷ đối của chúng, người ta thấy rằng môi trường giữa ta và bêta Centaurus chứa khoảng 20 phần triệu (theo trọng lượng) đơtêri. Những quan sát gần đây hơn về những vạch hấp thụ tử ngoại trên phổ của những ngôi sao nóng khác cho những kết quả tương tự.

Nếu tỷ số 20 phần triệu này thực sự được tạo nên trong vũ trụ sơ khai, thì khi đó đã phải có (và hiện nay có) đúng khoảng 1100 triệu photon cho mỗi hạt hạt nhân (xem ở bảng trên). Ở nhiệt độ bức xạ vũ trụ hiện nay 3 K, có 550.000 photon mỗi lít, vậy hiện nay phải có khoảng 500 hạt hạt nhân mỗi triệu lít. Số này là hết sức bé nhỏ so với mật độ tối thiểu cho một vũ trụ đóng mà, như ta thấy ở chương II, là vào khoảng 3000 hạt hạt nhân cho mỗi triệu lít. Kết luận như vậy sẽ phải là: vũ trụ là mở; nghĩa là các thiên hà đang chuyển động với vận tốc trên vận tốc thoát, và vũ trụ sẽ dãn nở mãi mãi. Nếu một phần nào chất giữa các vì sao đã được sản ra trong các ngôi sao có xu hướng phá huỷ đơtêri (như trên mặt trời), thì lúc đó độ nhiều đơtêri đã được tạo ra theo vũ trụ học còn phải lớn hơn con số 20 phần triệu mà vệ tinh Copernicus đã tìm ra, như vậy mật độ của các hạt hạt nhân còn phải ít hơn 500 hạt mỗi triệu lít, làm cho kết luận rằng ta sống trong một vũ trụ mở dãn nở mãi mãi, được đáng tin tưởng hơn nữa.

Tôi phải nói rằng bản thân tôi thấy cách lập luận đó có cái gì đó không thuyết phục lắm. Đơtêri không giống như hêli, dù độ nhiều của nó có vẻ là cao hơn là có thể mong đợi ở một vũ trụ đóng có mật độ tương đối cao, đơtêri còn là hết sức hiếm về trị số tuyệt đối. Ta có thể tưởng tượng rằng chất đơtêri thừa này được sản ra trong các hiện tượng thiên văn “gần đây” – các ngôi sao siêu mới, tia vũ trụ, có thể kể cả những đối tượng chuẩn sao (quaza). Đó không phải là trường hợp của hêli; độ nhiều 20 – 30 phần trăm của hêli không thể được tạo nên mới gần đây mà không có những lượng khổng lồ bức xạ được giải phóng mà ta không quan sát được. Có người cho rằng tỷ số 20 phần triệu đơtêri mà vệ tinh Copernicus tìm ra đã không thể được sản sinh ra theo bất cứ cơ chế vật lý thiên văn nào mà không đồng thời sản ra những lượng lớn một cách quá đáng những nguyên tố nhẹ hiếm khác: liti, berili và bo. Tuy nhiên, tôi không biết tại sao ta sẽ luôn luôn chắc rằng số ít đơtêri đó đã không được sản ra bởi một cơ chế phi vũ trụ học mà hiện nay chưa ai nghĩ đến.

Còn có một cái sót lại của vũ trụ sơ khai, nó tồn tại ở khắp quanh ta, nhưng dường như không thể quan sát được. Ta đã thấy trong cảnh ba rằng neutrino đã biến diễn như những hạt tự do từ lúc nhiệt độ vũ trụ hạ xuống dưới khoảng 10.000 triệu độ Kelvin. Trong thời gian đó những bước sóng của neutrino quả là đã dãn dài tỷ lệ với kích thước của vũ trụ; số lượng và sự phân bố năng lượng của neutrino do đó đã duy trì như là ở cân bằng nhiệt, song với một nhiệt độ đã giảm tỷ lệ nghịch với kích thước của vũ trụ. Đó cũng gần đúng là cái đã xảy ra đối với photon trong thời gian đó mặc dầu photon ở cân bằng nhiệt lâu hơn nhiều so với neutrino. Từ đó, nhiệt độ neutrino hiện nay phải đổ đồng bằng nhiệt độ photon hiện nay. Như vậy có khoảng 1000 triệu neutrino và phản neutrino cho mỗi hạt hạt nhân trong vũ trụ.

Có thể nói chính xác hơn nhiều về điểm này. Một lúc không lâu sau khi vũ trụ trở thành trong suốt đối với neutrino, các electron và pôzitron bắt đầu huỷ nhau, nung nóng các photon chứ không phải các neutrino. Kết quả là nhiệt độ neutrino hiện nay phải bé hơn nhiệt độ của photon hiện nay một ít. Khá dễ dàng mà tính rằng nhiệt độ neutrino thấp hơn nhiệt độ của photon theo tỷ lệ căn ba của 4/11, hoặc 71,48 phần trăm lần. Neutrino và phản hạt neutrino lúc đó đóng góp 45,42 phần trăm năng lượng cho vũ trụ so với photon. (Xem chú thích toán học 6.) Mặc dù tôi đã không nói rõ ra như vậy, mỗi khi tôi nhắc đến thời gian dãn nở vũ trụ trước đây, tôi đã tính đến mật độ năng lượng neutrino dôi ra này.

Than ôi, neutrino tương tác với vật chất thông thường yếu đến mức chưa ai nghĩ ra phương pháp nào để quan sát một phông neutrino vũ trụ 2 K. Đó thực là một vấn đề hóc búa: có khoảng một nghìn triệu neutrino và phản neutrino cho mỗi hạt hạt nhân, nhưng cho đến nay chưa ai biết cách phát hiện ra chúng! Có thể một ngày nào đó sẽ có người tìm ra cách đó.

Khi theo dõi tường thuật về ba phút đầu này, bạn đọc có thể cảm nhận một tinh thần khoa học quá đáng. Có thể là đúng như vậy. Tuy nhiên, tôi không tin rằng tiến bộ khoa học luôn luôn được đẩy mạnh tốt nhất bằng cách có một thái độ quá rộng rãi trong việc tiếp thu cái mới. Nhiều khi cần quên những sự nghi ngờ của mình và theo dõi xem cái hệ quả của giả thuyết của ta có thể dẫn đến đâu: việc lớn không phải là tránh những định kiến lý thuyết, mà phải có những định kiến đúng đắn. Và bao giờ cũng vậy, sự kiểm tra một định kiến lý thuyết nào đó là ở chỗ nó dẫn đến đâu. Mô hình chuẩn của vũ trụ sơ khai đã đạt được vài thắng lợi, và nó cung cấp một khung lý thuyết phù hợp cho những chương trình thực nghiệm sắp đến. Việc này không có nghĩa là nó đúng nhưng có nghĩa là nó xứng đáng được xem xét nghiêm túc.

Có thể vũ trụ lúc đầu là rất không đồng tính và không đẳng hướng, nhưng sau đó đã “bớt gồ ghề” đi bởi các lực ma sát mà những phần của vũ trụ dãn nở tác động lên nhau. Một mô hình “người san bằng” như vậy đã đặc biệt được Charles Misner ở trường đại học Maryland bênh vực. Cũng có thể rằng nhiệt được tạo ra bởi sự đồng tính hoá và sự đẳng hướng hoá nhờ ma sát của vũ trụ là nguyên nhân đưa đến tỷ lệ to lớn như hiện nay của photon trên hạt hạt nhân là 1000 triệu trên một. Tuy nhiên theo sự hiểu biết cố gắng nhất của tôi, không ai có thể nói được tại sao vũ trụ có một độ không đồng tính và dị hướng riêng lúc đầu nào đó, và không ai biết cách tính toán nhiệt lượng được tạo ra bởi sự “san bằng” vũ trụ.

Theo tôi, lời giải đáp thích hợp cho những điểm không chắc chắn như vậy không phải là (như một số nhà vũ trụ học có thể muốn) loại bỏ mô hình chuẩn, mà là xem xét nó thật nghiêm túc và tính toán các hệ quả của nó đến cùng, dù chỉ là với hy vọng tìm được một mâu thuẫn nào đó với quan sát. Vẫn chưa rõ rằng tính không đẳng hướng và tính không đồng tính lớn ban đầu có ảnh hướng lớn đến câu chuyện kể trong chương này hay không. Có thể là vũ trụ đã được san bằng đi trong vài giây đầu tiên; trong trường hợp đó sự tạo ra hêli và đơtêri theo vũ trụ học có thể được tính toán như thể nguyên lý vũ trụ học luôn luôn đúng đắn. Mặc dầu tính không đẳng hướng và tính không đồng tính của vũ trụ vẫn còn lại sau thời kỳ tổng hợp hêli, sự tạo ra hêli và đơtêri trong mọi khối dãn nở một cách đồng đều chỉ phải phụ thuộc vào tốc độ dãn nở ở trong khối đó, và có thể không khác lắm so với sự tạo ra được tính toán trong mô hình chuẩn. Cúng có thể là toàn bộ vũ trụ mà ta có thể thấy khi nhìn lại về trước, đến thời kỳ tổng hợp hạt nhân, chỉ là một khối đồng tính và đẳng hướng nằm trong một vũ trụ lớn hơn không đồng tính và không đẳng hướng.

Tính không chắc chắn của nguyên lý vũ trụ học trở thành thực sự quan trọng khi ta nhìn lại thủa bắt đầu chính cống hoặc nhìn về sau cho đến khi vũ trụ kết thúc. Tôi sẽ tiếp tục dựa vào nguyên lý này trong phần lớn hai chương sau cùng. Tuy nhiên, phải luôn công nhận rằng những mô hình vũ trụ đơn giản của ta chỉ có thể mô tả một phần nhỏ của vũ trụ, hoặc một phần hạn chế lịch sử của nó.