1. Vũ trụ tĩnh của Albert Einstein

Trước những năm 1920 và 1930, cộng đồng khoa học trên thế giới rất tin tưởng vào khái niệm về một vũ trụ tĩnh – một mô hình vũ trụ vừa vô hạn về không gian – nơi chúng chẳng giãn nở cũng chẳng co lại, và vừa vô hạn về thời gian.

Vào năm 1917, Albert Einstein đã đề xuất một mô hình vũ trụ mới cũng dựa trên giả định này: Giả sử một vũ trụ tĩnh theo thời gian (tức là vô hạn về mặt thời gian) và có sự phân bố vật chất đồng đều, Einstein đã đi đến một vũ trụ hữu hạn về mặt không gian, từ đó làm cho vũ trụ này có một “độ cong” và tạo thành hình cầu. Tuy nhiên, trong giả định này lại xuất hiện một vấn đề.

Theo thuyết tương đối rộng của chính Einstein, những vật thể khổng lồ trong vũ trụ có thể làm biến dạng cấu trúc không – thời gian xung quanh nó. Và lý thuyết này đòi hỏi vũ trụ phải: hoặc là đang giãn nở hoặc là đang co lại. Ví dụ, chúng ta hãy bắt đầu với một vũ trụ có kích thước hữu hạn—chẳng hạn như một quả cầu khổng lồ gồm hàng nghìn thiên hà. Tất cả các thiên hà này bắt đầu “hút” lấy nhau do lực hấp dẫn của chúng. Nếu ban đầu chúng đứng yên, chúng chắc chắn sẽ di chuyển lại gần nhau hơn và cuối cùng sẽ va chạm, kéo theo cả vũ trụ sụp đổ. Chúng chỉ có thể tránh được sự sụp đổ này nếu vì lý do nào đó xuất hiện một lực làm cho chúng “đẩy” nhau ra xa với tốc độ rất cao, làm cho vũ trụ giãn nở mãi mãi.

Bản thân Einstein thì không muốn chấp nhận một vũ trụ động. Vì vậy, ông đã thay đổi các phương trình trong thuyết tương đối rộng của mình bằng cách đưa ra một thuật ngữ mới (khá tùy ý) về một hệ số điều chỉnh được gọi là hằng số vũ trụ (Λ). Hằng số này đại diện cho một lực đẩy giả định có thể cân bằng với lực hấp dẫn các hút các thiên hà lại với nhau và cho phép chúng duy trì một khoảng cách cố định. Bằng cách này, vũ trụ có thể đứng yên hoàn toàn.

2. Georges Lemaître

Georges Lemaître sinh ra ở Charleroi, Bỉ, là một người con cả trong bốn người con của Joseph Lemaître – một nhà tư bản giàu có sở hữu một nhà máy sản xuất thủy tinh và Marguerite née Lannoy – con gái của một chủ nhà máy bia. Georges được giáo dục tại Collège du Sacré-Cœur, một trường trung học ở Charleroi do Dòng Tên điều hành. 

Năm 1910, sau một vụ hỏa hoạn đã phá hủy nhà máy thủy tinh, gia đình của ông chuyển đến Brussels, nơi cha ông, Joseph, đã làm quản lý cho một ngân hàng Pháp tên là Société Générale. Georges lúc này đã trở thành học sinh tại một trường khác cũng thuộc về Dòng Tên, St. Michael’s College.

Năm 1911, Lemaître tham gia học kỹ thuật tại Đại học Công giáo Louvain. Năm 1914, sau khi Chiến tranh Thế giới thứ nhất bùng nổ, Lemaître đã tạm ngừng việc học và tình nguyện gia nhập quân đội Bỉ . Ông tham gia Trận Yser, trận chiến trong đó quân Bỉ đã thành công trong việc ngăn chặn bước tiến của quân Đức. Khi ông được điều chuyển từ bộ binh sang pháo binh, Lemaître được cử đi học một khóa học về đạn đạo. Triển vọng thăng quan tiến chức của ông đã tan biến sau khi ông bị kết tội bất tuân do đã chỉ ra một lỗi toán học trong cẩm nang pháo binh. Dẫu vậy, khi chiến sự kết thúc, ông đã nhận được Huân chương Chiến tranh Bỉ với cành cọ bằng đồng, 1 trong 5 người lính cấp thấp nhất được nhận giải thưởng này từ Vua Albert I. Sau chiến tranh, Lemaître bỏ học kỹ thuật để theo đuổi vật lý và toán học.

Từ những năm 1920 đến năm 1923, ông là sinh viên tại Maison Saint-Rombaut, một chủng viện dành cho những sinh viên trưởng thành muốn trở thành linh mục của Tổng giáo phận Mechelen. Trong khoảng thời gian rảnh rỗi ở chủng viện, Lemaître đã dành thời gian nghiên cứu về thuyết tương đối rộng. Vào ngày 22 tháng 9 năm 1923, ông được thụ phong linh mục bởi Hồng y Mercier, được biết đến với tên gọi “Abbé Lemaître”.

Năm 1922, Lemaître nộp đơn xin học bổng cho Bộ Khoa học và Nghệ thuật Bỉ. Trong đơn này, ông đã nộp một luận văn giải thích về ý nghĩa thiên văn của thuyết tương đối rộng, trong đó có một chứng minh cho rằng dạng tổng quát nhất trong phương trình trường của Einstein phải có một hằng số vũ trụ. Lemaître đã nhận được giải thưởng trị giá 8.000 franc Bỉ.

Hồng y Mercier rất ủng hộ công trình khoa học của Lemaître và đã giúp ông có thêm khoản hỗ trợ tài chính cho chuyến thăm kéo dài hai năm tới Anh và Hoa Kỳ. Chỉ mười ngày sau khi thụ phong, Lemaître rời Bỉ để cư trú tại St Edmund’s House, lúc đó là một cộng đồng các linh mục Công giáo đang học lấy bằng tại Đại học Cambridge. Tại Cambridge, Lemaître là cộng tác viên nghiên cứu về thiên văn học và làm việc với nhà vật lý thiên văn nổi tiếng Arthur Eddington.

Sau đó, Lemaître đã dành 1 năm tiếp theo tại Đài quan sát Đại học Harvard ở Cambridge, Massachusetts, làm việc với Harlow Shapley, một chuyên gia hàng đầu trong việc nghiên cứu về những “tinh vân xoắn ốc”. Vào thời điểm đó, Lemaître cũng đăng ký chương trình tiến sĩ khoa học tại Viện Công nghệ Massachusetts (MIT) với kỹ sư người Bỉ, Paul Heymans, là cố vấn chính thức của ông.

Trở về Bỉ vào năm 1925, Lemaître trở thành giảng viên bán thời gian tại Đại học Công giáo Louvain và xuất bản một báo cáo vào năm 1927 trên Biên niên sử của Hội Khoa học Brussels (Société Scientifique de Bruxelles) mang tên Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques (Một Vũ trụ đồng nhất có khối lượng không đổi và bán kính tăng dần giải thích cho vận tốc xuyên tâm của các tinh vân ngoài dải Ngân Hà), nơi ông lập luận rằng các phương trình trong thuyết tương đối rộng của Albert Einstein ngụ ý rằng Vũ trụ dường như là không tĩnh. Lemaître đã đưa ra một mối quan hệ đơn giản: vận tốc lùi trung bình của các thiên hà tỷ lệ thuận với khoảng cách của chúng đến Trái đất.

Vận tốc lùi (Recessional velocity) ngày nay được hiểu là tốc độ mà một vật thể ngoài Dải Ngân Hà ngày càng lùi ra xa khỏi người quan sát do sự giãn nở của vũ trụ. Nhưng để chứng minh được khái niệm này, chúng ta cần phải nhờ đến Edwin Hubble

3. Edwin Hubble và thế giới bên ngoài Dải Ngân Hà

Edwin Hubble sinh năm 1889, con trai của Virginia Lee Hubble và John Powell Hubble, một giám đốc bảo hiểm tại Marshfield, Missouri và chuyển đến Wheaton, Illinois vào năm 1900. Vào thời trai trẻ, ông được biết đến nhiều hơn bởi tài năng thể thao nhiều hơn. Ông chơi bóng chày, bóng đá và tham gia cả điền kinh ở từ trung học cho đến đại học. Hubble đã dẫn dắt đội bóng rổ của Đại học Chicago giành chức vô địch Big Ten Conference đầu tiên vào năm 1907.

Hubble sau đó theo học tại Đại học Chicago, tập trung vào toán học, thiên văn học và triết học rồi nhận được bằng Cử nhân Khoa học vào năm 1910. Ông cũng đã dành ba năm tại trường Queen’s College, Oxford để học luật thay vì nghiên cứu khoa học (do ông đã hứa với bố của ông) và nghiên cứu thêm về văn học cũng như tiếng Tây Ban Nha và nhận được bằng thạc sĩ.

Sau khi cha ông qua đời năm 1913, Edwin trở về vùng Trung Tây từ Oxford và không còn động lực để hành nghề luật sư. Thay vào đó, ông dạy tiếng Tây Ban Nha, vật lý và toán học tại trường trung học New Albany ở New Albany, Indiana, nơi ông cũng trở thành huấn luyện viên của đội bóng rổ nam. Sau một năm làm giáo viên ở trường trung học, với sự giúp đỡ của giáo sư cũ từ Đại học Chicago, ông tham gia nghiên cứu thiên văn học tại Đài quan sát Yerkes của trường đại học, nơi ông nhận bằng Tiến sĩ năm 1921. Luận án của ông có tiêu đề là “Nghiên cứu hình ảnh về các tinh vân mờ nhạt”. Tại Yerkes, ông có quyền sử dụng kính viễn vọng khúc xạ 40 inch do George Ellery Hale chế tạo vào năm 1897 cũng như kính viễn vọng phản xạ 26 inch cải tiến

Sau khi Hoa Kỳ tuyên chiến với Đức (1917), Hubble vội vàng hoàn thành luận án tiến sĩ để tình nguyện gia nhập Quân đội Hoa Kỳ. Ông thăng đến cấp bậc thiếu tá và được xác nhận đủ điều kiện làm nhiệm vụ ở nước ngoài vào ngày 9 tháng 7 năm 1918. Sau khi Chiến tranh Thế giới thứ nhất kết thúc, Hubble đã dành một năm tại Đại học Cambridge, nơi ông tiếp tục nghiên cứu thiên văn học. 

Năm 1919, Hubble được George Ellery Hale, người sáng lập và giám đốc Đài quan sát Mount Wilson thuộc Viện Khoa học Carnegie, Pasadena, California, mời đến làm việc tại đài quan sát này. Sự kiện này trùng với thời điểm hoàn thành Kính viễn vọng Hooker 100 inch (2,5 m), khi đó là kính viễn vọng lớn nhất thế giới. 

Vào thời điểm đó, một quan điểm phổ biến được đưa ra là toàn bộ vũ trụ chỉ bao gồm Dải Ngân hà. Sử dụng Kính viễn vọng Hooker tại Mount Wilson, Hubble đã xác định các ngôi sao biến quang Cepheid, các vật thể thiên văn có độ sáng tuyệt đối đã biết, được sử dụng để đo lường khoảng cách đến các thiên hà và ngôi sao ở xa

Sao biến quang Cepheid là một loại sao có độ sáng biến đổi theo một chu kỳ lặp lại đều đặn. Mối quan hệ giữa chu kỳ và độ sáng này (P-L) đã được Henrietta Swan Leavitt phát hiện vào năm 1908

Độ sáng tuyệt đối này sau đó có thể được sử dụng làm một “bóng đèn chuẩn” để so sánh với cường độ bức xạ chiếu đến bề mặt Trái đất từ ​​ngôi sao ở xa khác để tìm ra được khoảng cách đến ngôi sao đó

(đơn vị: parsec, 1 parsec = 30,86 nghìn tỷ km)

Hubble đã tìm thấy các ngôi sao Cepheid trong một số tinh vân, bao gồm Tinh vân Andromeda và Tinh vân Triangulum. Các quan sát của ông vào năm 1924 đã chứng minh một cách dứt khoát rằng những tinh vân này là quá xa để có thể là một phần của Dải Ngân hà và trên thực tế, chúng là những thiên hà hoàn chỉnh nằm bên ngoài Dải Ngân hà; do đó, ngày nay chúng không còn được coi là tinh vân nữa

Giả thuyết của Hubble lúc bấy giờ đã bị nhiều người trong giới thiên văn học thời điểm đó phản đối dữ dội. Bất chấp những sự phản đối này, Hubble đã công bố những phát hiện của mình trên tờ The New York Times vào ngày 23 tháng 11 năm 1924, sau đó trình bày trước các nhà thiên văn học khác tại cuộc họp ngày 1 tháng 1 năm 1925 của Hiệp hội Thiên văn học Hoa Kỳ. Phải đến năm 1929, các kết quả nghiên cứu của ông mới được công nhận

4. Edwin Hubble và sự giãn nở của vũ trụ

Điều kỳ lạ là việc khám phá ra sự giãn nở của vũ trụ lại bắt đầu từ việc tìm kiếm người sao Hỏa và các Hệ Mặt Trời khác. Năm 1894, Percival Lowell, một nhà thiên văn học gây ra rất nhiều tranh cãi về sự sống thông minh trên sao Hoả (ông coi mạng lưới kênh đào lớn trên bề mặt hành tinh là bằng chứng cho tuyên bố này) đã thành lập một đài quan sát ở Flagstaff, Arizona, để nghiên cứu các hành tinh và tìm kiếm sự sống trong vũ trụ (bởi vì ông rất giàu có). Lowell cho rằng các tinh vân xoắn ốc có thể là các hệ mặt trời đang trong quá trình hình thành. Do đó, ông đã yêu cầu một trong những nhà thiên văn học trẻ của đài quan sát, Vesto M. Slipher, chụp ảnh quang phổ của một số tinh vân xoắn ốc để xem liệu các vạch quang phổ của chúng có thể cho thấy các thành phần hóa học giống như những gì được dự đoán cho các hành tinh mới hình thành hay không.

Thiết bị của Đài quan sát Lowell là một kính viễn vọng khúc xạ 24 inch, hoàn toàn không phù hợp cho việc quan sát các tinh vân xoắn ốc mờ nhạt. Với công nghệ hiện có vào thời điểm đó, các tấm ảnh phải được phơi sáng từ 20 đến 40 giờ để tạo ra một quang phổ tốt (khi vị trí của các vạch phổ có thể tiết lộ chuyển động của một thiên hà). Điều này có nghĩa là một bức ảnh phải được phơi sáng trong nhiều đêm. Bắt đầu từ năm 1912, và bằng những nỗ lực phi thường trong suốt 20 năm, Slipher đã chụp được quang phổ của hơn 40 tinh vân xoắn ốc (sau này đều được xác định là các thiên hà) và thực hiện các phép đo đầu tiên về vận tốc xuyên tâm của chúng. 

Vận tốc xuyên tâm (hay vận tốc đường ngắm) là tốc độ mà một vật thể di chuyển lại gần hoặc ra xa người quan sát dọc theo một đường ngắm. Bằng cách quan sát sự dịch chuyển Doppler của các vạch quang phổ trong quang phổ của ánh sáng phát ra từ một ngôi sao hoặc thiên hà, chúng ta có thể xác định được vận tốc xuyên tâm của chúng: Giá trị dương cho thấy sự dịch chuyển ra xa (dịch chuyển đỏ), trong khi giá trị âm cho thấy sự dịch chuyển lại gần (dịch chuyển xanh)

Điều khiến Slipher ngạc nhiên là hầu hết các vạch quang phổ của “tinh vân xoắn ốc” (thiên hà theo cách gọi ngày nay) đều cho thấy sự dịch chuyển đỏ đáng kinh ngạc, tức là các thiên hà này đều đang lùi ra xa khỏi Trái Đất. Chúng đang di chuyển ra xa với tốc độ rất lớn; vận tốc cao nhất mà ông đo được là 1800 km/giây. Chỉ một vài thiên hà xoắn ốc—chẳng hạn như thiên hà Andromeda, Triangulum và M81, hóa ra lại đang tiến đến gần chúng ta. Slipher lần đầu tiên công bố phát hiện này vào năm 1914. Vào thời điểm đó, không ai thực sự biết phải hiểu phát hiện này như thế nào.

Tua nhanh đến năm 1929, bằng cách kết hợp các phép đo của mình với các phép đo độ dịch chuyển đỏ của Vesto Slipher và Milton L. Humason, Hubble đã tìm ra mối liên hệ gần đúng giữa độ dịch chuyển đỏ của một vật thể và khoảng cách của nó so với người quan sát (từ Trái Đất). Hubble đã có thể vẽ một biểu đồ xu hướng từ 46 thiên hà mà ông đã nghiên cứu và thu được một hằng số Hubble có giá trị là 500 (km/s)/Mpc (cao hơn nhiều so với giá trị hiện được chấp nhận là 67 ~ 74 (km/s)/Mpc hay 67 ~ 74 (km/s)/3,26 Mly do lỗi trong hiệu chuẩn khoảng cách – một quá trình kiểm tra và điều chỉnh độ chính xác của dụng cụ đo lường bằng cách so sánh các kết quả đo với một tiêu chuẩn đã biết và đáng tin cậy). Điều này có nghĩa là khoảng cách giữa hai thiên hà càng lớn thì tốc độ tách rời tương đối của chúng càng cao. Tuy nhiên, lý do cho hiện tượng dịch chuyển đỏ này vẫn chưa rõ ràng.

Mặc dù bản thân Hubble không giải thích kết quả đó theo quan điểm về một Vũ trụ đang giãn nở, nhưng công trình của ông đã thu hút sự chú ý rộng rãi và sớm thuyết phục nhiều chuyên gia, bao gồm cả Einstein, rằng Vũ trụ không tĩnh. Albert Einstein sau đó đã từ bỏ khái niệm hằng số vũ trụ, một thuật ngữ mà ông đã đưa vào phương trình trong thuyết tương đối rộng của mình để giúp ông tạo ra một vũ trụ tĩnh, coi đây là “sai lầm lớn nhất” của ông (theo như chính Einstein nói). Thực chất, ngay chính bản thân thuyết tương đối rộng đã có thể chứng minh rằng, vũ trụ là động, chẳng hạn như hiện tượng ánh sáng bị bẻ cong khi đi qua các vật thể lớn hoặc sự tiến động của quỹ đạo sao Thủy. Nhưng như chúng ta sẽ thấy, hằng số này có lẽ không hoàn toàn là một sai lầm

Năm 1931, bản dịch tiếng Anh của báo cáo năm 1927 của Lemaître xuất hiện trên Tạp chí Thông báo Hàng tháng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia, kèm theo lời bình luận của Arthur Eddington, trong đó mô tả công trình của Lemaître là một “giải pháp xuất sắc” cho các vấn đề nổi bật của vũ trụ học. Tuy nhiên, bản dịch tiếng Anh này dường như đã bỏ qua ước tính của Lemaître về “hằng số Hubble”, rất có thể chính Lemaître đã loại bỏ những đoạn đó khi ông chuẩn bị bản dịch tiếng Anh, thay vào đó ông đã chọn trích dẫn những kết quả đo lường mạnh mẽ hơn mà Hubble đã công bố vào năm 1929. Vào năm 2018, Liên minh Thiên văn Quốc tế (IAU) đã thông qua một nghị quyết sửa đổi định luật Hubble trở thành “định luật Hubble-Lemaître”

5. Một vũ trụ đang giãn nở

Việc phát hiện ra mối quan hệ tuyến tính giữa vận tốc lùi và khoảng cách đã dẫn đến một biểu thức toán học khá đơn giản, được gọi là định luật Hubble

Trong đó:

• V là vận tốc lùi, thường được biểu thị bằng km/s.
• H₀ là hằng số Hubble 
• D là khoảng cách giữa người quan sát và thiên hà được quan sát

Định luật Hubble đã cho chúng ta hiểu rõ hơn về một vấn đề cơ bản của vũ trụ: Vì tất cả các thiên hà, trừ những thiên hà gần nhất, dường như đang chuyển động ra xa khỏi chúng ta, với những thiên hà xa nhất chuyển động nhanh nhất, nên chúng ta đang sống trong một vũ trụ đang giãn nở.

Định luật Hubble cho phép chúng ta tính toán khoảng cách từ điểm quan sát đến bất kỳ thiên hà nào. Sau đây là một ví dụ

Chúng ta đã đo được hằng số Hubble là 22 km/s/1 triệu năm ánh sáng (Mly). Điều này có nghĩa là nếu một thiên hà cách xa hơn 1 triệu năm ánh sáng, nó sẽ di chuyển ra xa chúng ta với tốc độ 22 km/s. Vì vậy, nếu chúng ta tìm thấy một thiên hà đang di chuyển ra xa với tốc độ 18.000 km/s, định luật Hubble có thể cho chúng ta biết về khoảng cách từ chúng ta đến thiên hà đó

Nhưng sự thực thì mọi thứ không đơn giản như vậy. Phép tính này chỉ hoạt động khi và chỉ khi hằng số Hubble thực sự không thay đổi trong suốt quá trình tồn tại và phát triển của vũ trụ. Khi chúng ta quan sát các thiên hà cách xa hàng tỷ năm ánh sáng, chúng ta đang nhìn thấy chúng cách đây hàng tỷ năm. Điều gì sẽ xảy ra nếu “hằng số” Hubble là một con số khác ở hàng tỷ năm trước? 

Trước năm 1998, các nhà thiên văn học cho rằng, mặc dù vũ trụ đang giãn nở, nhưng sự giãn nở này sẽ chậm lại do lực hấp dẫn tổng thể của tất cả vật chất có trong vũ trụ. Nếu sự giãn nở của vũ trụ đang giảm tốc thì hằng số Hubble sẽ giảm dần theo thời gian.

Nếu hằng số Hubble không thực sự là một hằng số khi chúng ta quan sát trên những khoảng không gian và thời gian rộng lớn thì việc tính toán khoảng cách giữa các thiên hà bằng cách sử dụng hằng số Hubble sẽ không chính xác. Như chúng ta sẽ thấy trong phần 6, việc tính toán khoảng cách chính xác đòi hỏi một mô hình biểu diễn sự thay đổi của hằng số Hubble theo thời gian. Thiên hà càng ở xa (và thời gian quan sát càng lâu), thì việc tính đến những ảnh hưởng trong sự thay đổi hằng số Hubble lại càng quan trọng. Tuy nhiên, đối với các thiên hà nằm trong phạm vi vài tỷ năm ánh sáng, giả định rằng hằng số Hubble thực sự là hằng số sẽ cho ra những ước tính khoảng cách khá chính xác.

Việc phát hiện ra rằng siêu tân tinh loại Ia – những “bóng đèn” chuẩn giống như các sao biến quang Cepheid, đã cung cấp cho các nhà thiên văn học công cụ cần thiết để quan sát các thiên hà cực kỳ xa xôi và đo lường tốc độ giãn nở diễn ra từ hàng tỷ năm trước. Và kết quả thật bất ngờ: Hóa ra sự giãn nở của vũ trụ đang tăng tốc theo thời gian! Điều khiến kết quả này trở nên đáng kinh ngạc hơn nữa là không có bất kỳ các lý thuyết vật lý hiện nào có thể giải thích được quan sát này. Trong khi sự giãn nở chậm lại của vũ trụ có thể dễ dàng được giải thích bằng trọng lực thì không có lực hay thuộc tính đã biết nào trong vũ trụ có thể giải thích được sự tăng tốc này (Spoiler alert: Năng lượng tối)

Siêu tân tinh loại Ia. Vật thể sáng nhất trong thiên hà M101 được đánh dấu bằng mũi tên là một siêu tân tinh loại Ia được quan sát vào năm 2011. Một siêu tân tinh như thế này trong chốc lát có thể tỏa sáng hơn cả toàn bộ thiên hà chủ của nó. Vì tất cả các siêu tân tinh loại Ia này đều đến từ một vụ nổ siêu tân tinh và có cùng một độ sáng, các nhà thiên văn học có thể sử dụng chúng như một “bóng đèn tiêu chuẩn” (Nguồn: BJ Fulton, Mạng lưới Kính viễn vọng Toàn cầu Đài quan sát Las Cumbres)

Để giúp chúng ta có thể hiểu rõ hơn nữa về sự giãn nở của vũ trụ, hãy tưởng tượng một ổ bánh mì nho khô. Anh chàng làm bánh đã vô tình cho quá nhiều men vào bột, và khi anh ấy để bánh nở, nó nở gấp đôi kích thước trong vòng một giờ, khiến tất cả các quả nho khô di chuyển ra xa nhau hơn.

Điều đáng chú ý ở đây là nho khô không tự gây ra chuyển động, không phải là những quả nho khô quyết định đã đến lúc phải rời xa nhau rồi nhảy lên một tấm ván bay và trốn thoát. Chính sự giãn nở của bánh mì đã đẩy những quả nho khô ra xa nhau hơn. Tương tự, khi không gian giãn nở, các thiên hà sẽ bị đẩy ra xa nhau hơn

Nhân tiện, sự giãn nở của vũ trụ không có nghĩa là các thiên hà và cụm thiên hà riêng lẻ cũng đang giãn nở. Nho khô không to lên khi ổ bánh mì nở ra. Tương tự, lực hấp dẫn giữ các thiên hà và cụm thiên hà lại với nhau, và chúng ngày càng cách xa nhau hơn—khi bản thân chúng không thay đổi kích thước—khi vũ trụ đang giãn nở.

6. Tuổi của Vũ Trụ

Nếu chúng ta có một thước phim trình chiếu về sự giãn nở của vũ trụ và tua ngược lại, thì thay vì di chuyển ra xa nhau, các thiên hà sẽ di chuyển lại gần nhau hơn. Cuối cùng, chúng ta sẽ phát hiện ra rằng tất cả vật chất mà chúng ta thấy ngày nay đã từng tập trung trong một thể tích vô cùng nhỏ. Các nhà thiên văn học xác định thời điểm này là lúc vũ trụ hình thành và được gọi là Vụ Nổ Lớn. Nhưng vụ nổ này xảy ra vào thời điểm nào?

Giả sử bạn đã tham gia vào một bữa tiệc mang tên “Vụ Nổ Lớn” tại nhà một người bạn để đón chào năm mới. Thật không may, mọi người ăn mừng ồn ào đến nỗi hàng xóm phải gọi cảnh sát để giải tán mọi người. Bạn về nhà lúc 2 giờ sáng, cảm thấy bữa tiệc thật không trọn vẹn và nhận ra mình quên xem đồng hồ để biết cảnh sát đến lúc mấy giờ. Nhưng bạn biết rằng khoảng cách từ bữa tiệc đến nhà bạn là 40 km. Và bạn cũng nhớ rằng mình đã lái xe cả quãng đường với tốc độ ổn định là 80km/giờ. Do đó, quãng đường phải mất: 40/80 = 0,5h. Vì vậy, có lẽ cảnh sát đã đến vào lúc 1h30 sáng

Đương nhiên là không có con người nào tồn tại vào thời điểm vũ trụ bắt đầu hình thành để bỏ đồng hồ ra xem giờ, nhưng chúng ta có thể sử dụng phép tính tương tự để ước tính thời điểm các thiên hà bắt đầu di chuyển ra xa nhau (hay không gian đang giãn nở, không phải là các thiên hà đang di chuyển trong không gian tĩnh). Nếu chúng ta có thể đo được khoảng cách hiện tại giữa các thiên hà và tốc độ di chuyển của chúng, chúng ta có thể tính toán được thời gian khi chúng đang tập trung “tiệc tùng” với nhau.

Chúng ta hãy gọi tuổi của vũ trụ được đo theo cách này là T₀. Để đơn giản hoá vấn đề, hãy giả định rằng tốc độ giãn nở là không đổi kể từ khi vũ trụ hình thành. Trong trường hợp này, thời gian cần thiết để một thiên hà di chuyển một khoảng cách d ra xa khỏi Dải Ngân hà Milky Way (hãy nhớ rằng ban đầu các thiên hà đều nằm cùng nhau trong một thể tích rất nhỏ) là T₀ = D/V

Nếu chúng ta có thể đo được tốc độ di chuyển ra xa của các thiên hà cũng như khoảng cách giữa chúng, chúng ta có thể xác định được thời điểm bắt đầu quá trình giãn nở.

Theo Định Luật Hubble, chúng ta có công thức V = H₀ x D. Kết hợp với T₀ ở trên, chúng ta có:

Hóa ra, tuổi của vũ trụ chỉ là nghịch đảo của hằng số Hubble, đôi khi được gọi là thời gian Hubble. Với hằng số Hubble là 20 km/s/1 triệu năm ánh sáng (Mly), tuổi của vũ trụ rơi vào khoảng 15 tỷ năm với độ không chắc chắn là 5%

Chậm lại…

Tuy nhiên, đây chỉ là tính toán với giả định tốc độ giãn nở là không đổi trong suốt khoảng thời gian kể từ khi vũ trụ bắt đầu giãn nở. Trong ví dụ về bữa tiệc ăn mừng năm mới, điều này tương đương với giả định rằng bạn sẽ lái xe về nhà từ bữa tiệc với tốc độ không đổi, trong khi thực tế có thể không phải là như vậy. Lúc đầu, do bực bội khi phải rời đi, bạn có thể đã lái xe nhanh hơn, nhưng sau khi bình tĩnh lại—và những cái camera phạt nguội trên đầu—bạn sẽ bắt đầu giảm dần tốc độ. Trong trường hợp này, vì bạn đã lái xe nhanh hơn lúc đầu, chuyến đi về nhà sẽ mất chưa đến nửa giờ.

Tương tự như vậy, khi tính toán tuổi của Vũ Trụ, chúng ta đã giả định rằng tốc độ giãn nở là không đổi. Hóa ra đây không phải là một giả định tốt. Trước đây, các nhà thiên văn học dự đoán rằng tốc độ giãn nở sẽ chậm lại. Lực hấp dẫn giữa các thiên hà được cho là sẽ làm chậm sự giãn nở của Vũ Trụ theo thời gian. Điều này có nghĩa là nếu trọng lực là lực duy nhất tác động thì tốc độ giãn nở phải nhanh hơn trong quá khứ so với hiện nay. Trong trường hợp này, vũ trụ đã giảm tốc độ giãn nở khá nhiều kể từ khi bắt đầu.

Tốc độ giãn nở giảm xuống bao nhiêu phụ thuộc vào tầm quan trọng của trọng lực trong việc làm chậm quá trình giãn nở. Nếu vũ trụ gần như trống rỗng, vai trò của trọng lực sẽ là rất nhỏ. Khi đó, sự suy giảm tốc độ sẽ gần bằng không, và vũ trụ sẽ giãn nở với tốc độ không đổi. Nhưng trong một vũ trụ có mật độ vật chất đáng kể, lực hút của trọng lực khiến tốc độ giãn nở hiện tại phải chậm hơn so với trước đây. Nếu chúng ta sử dụng tốc độ giãn nở hiện tại, rất có thể chúng ta sẽ ước tính tuổi của vũ trụ quá cao — giống như cách bạn có thể đã ước tính quá cao thời gian bạn về nhà sau bữa tiệc.

Tăng tốc…

Các nhà thiên văn học đã dành nhiều thập kỷ để tìm kiếm bằng chứng cho thấy sự giãn nở đang chậm lại, nhưng họ đã không thành công. Điều họ cần là: 1) một cái kính viễn vọng lớn hơn để có thể đo lường độ dịch chuyển đỏ của các thiên hà xa hơn và 2) một “bóng đèn chuẩn” rất sáng, tức là một vật thể thiên văn nào đó có độ sáng đã biết, tạo ra một lượng năng lượng khổng lồ và có thể quan sát được ở khoảng cách một tỷ năm ánh sáng trở lên.

Nếu so sánh độ sáng lý thuyết của một bóng đèn chuẩn với độ mờ thực tế trong kính viễn vọng của chúng ta, sự khác biệt này sẽ cho phép chúng ta tính toán khoảng cách của nó. Độ dịch chuyển đỏ của thiên hà chứa “bóng đèn” đó có thể cho chúng ta biết tốc độ chuyển động của nó trong vũ trụ. Vì vậy, chúng ta có thể đo khoảng cách và chuyển động của nó một cách độc lập.

Hai yêu cầu này cuối cùng đều đã được đáp ứng vào những năm 1990. Các nhà thiên văn học đã chứng minh rằng các siêu tân tinh loại Ia là những “bóng đèn chuẩn”. Loại siêu tân tinh này xảy ra khi một sao lùn trắng tích tụ đủ vật chất từ ​​một ngôi sao đồng hành để vượt quá giới hạn Chandrasekhar, sau đó sụp đổ và phát nổ. Vụ nổ siêu tân tinh ngoạn mục này có thể tỏa sáng hơn cả các thiên hà chứa chúng, và do đó, chúng có thể được quan sát ở khoảng cách rất xa. 

Các nhà nghiên cứu đã phát hiện ra rằng các siêu tân tinh loại Ia trong các thiên hà xa xôi này mờ hơn so với dự đoán từ định luật Hubble, dựa trên các dữ liệu dịch chuyển đỏ đo được từ các thiên hà chủ của chúng. Nói theo cách khác, khoảng cách ước tính từ các siêu tân tinh được sử dụng làm chuẩn không phù hợp với khoảng cách đo được từ dữ liệu dịch chuyển đỏ. Nếu vũ trụ đang giảm tốc, chúng ta sẽ kỳ vọng các siêu tân tinh ở xa sẽ sáng hơn dự kiến do sự giảm tốc sẽ giữ chúng ở gần chúng ta hơn. Thay vào đó, ánh sáng từ các siêu tân tinh này lại mờ hơn, điều này có vẻ không hợp lý.

Trước khi chấp nhận các phép đo này, các nhà thiên văn học đã xem xét khả năng rằng các siêu tân tinh có thể không thực sự hữu ích như những “bóng đèn chuẩn”. Có lẽ các siêu tân tinh xuất hiện quá mờ nhạt vì bụi dọc theo đường ngắm đã hấp thụ một phần ánh sáng của chúng. Hoặc có lẽ vì một lý do nào đó, các siêu tân tinh ở khoảng cách xa vốn dĩ kém sáng hơn so với các siêu tân tinh loại Ia ở gần đó. Hàng loạt các quan sát chi tiết hơn đã loại trừ những khả năng này. 

Nhưng giả sử, thay vào đó, chúng ta hãy giả định rằng tốc độ giãn nở của vũ trụ đang tăng lên. Nếu vũ trụ đang giãn nở nhanh hơn so với hàng tỷ năm trước thì chuyển động của chúng ta ra xa các siêu tân tinh đã tăng tốc kể từ khi vụ nổ xảy ra, đẩy chúng ta ra xa khỏi chúng nhanh hơn. Lúc này, ánh sáng của vụ nổ phải đi một quãng đường dài hơn để đến được chúng ta so với trường hợp tốc độ giãn nở không đổi. Ánh sáng càng đi xa, nó càng bị kéo giãn và mờ đi. Cách giải thích phù hợp với các quan sát về siêu tân tinh một cách rất tự nhiên và hiện đã được chứng minh bằng nhiều quan sát bổ sung trong vài thập kỷ qua. Dường như sự giãn nở của vũ trụ đang tăng tốc

Vậy thì làm thế nào mà sự giãn nở của vũ trụ lại có thể tăng tốc? Nếu bạn muốn tăng tốc xe máy, bạn phải cung cấp năng lượng bằng cách vít ga. Tương tự, cần phải cung cấp năng lượng để có thể tăng tốc sự giãn nở của vũ trụ. Vì chúng ta vẫn chưa có hiểu biết gì nhiều nguồn gốc của loại năng lượng này là gì nên chúng ta đặt tên cho nó là năng lượng tối

Vậy thì năng lượng tối là gì? Hãy nhớ lại hằng số vũ trụ của Einstein (Λ). Lời giải thích đơn giản nhất cho năng lượng tối lại chính là hằng số này, thứ mà Einstein gọi là “sai lầm lớn nhất”, một dạng năng lượng thay vì hút mọi thứ vào thì lại đẩy mọi thứ ra xa nhau

Dù năng lượng tối có là gì đi chăng nữa, việc phát hiện tốc độ giãn nở không phải là hằng số kể từ khi vũ trụ hình thành đã phức tạp hoá quá trình tính toán tuổi của vũ trụ. Một điều thú vị hơn nữa là sự tăng tốc dường như không bắt đầu từ Vụ Nổ Lớn. Trong vài tỷ năm đầu tiên sau Vụ Nổ Lớn, khi các thiên hà ở gần nhau, lực hấp dẫn đủ mạnh để làm chậm sự giãn nở. Khi các thiên hà di chuyển ra xa nhau hơn, tác dụng của lực hấp dẫn dần dần suy yếu. Vài tỷ năm sau Vụ Nổ Lớn, năng lượng tối chiếm ưu thế, và sự giãn nở bắt đầu tăng tốc.

Dẫu vậy, thật trùng hợp, những ước tính tốt nhất của chúng ta về mức độ tăng tốc và giảm tốc đã dẫn đến câu trả lời về tuổi của Vũ Trụ rất gần với T₀ – tức là tuổi của Vũ Trụ khi tốc độ giãn nở là không đổi. Theo ước tính chính xác nhất hiện nay, vũ trụ có tuổi đời khoảng 13,8 tỷ năm với độ sai số chỉ khoảng 100 triệu năm.

7. Khởi nguyên của Vũ Trụ

Những bằng chứng tốt nhất mà chúng ta đang có được ngày nay cho thấy rằng các thiên hà đầu tiên không bắt đầu hình thành cho đến vài trăm triệu năm sau Vụ Nổ Lớn. Vậy trước khi những thiên hà này xuất hiện thì điều gì đã xảy ra trong Vũ Trụ? Điều đáng kinh ngạc là các nhà khoa học đã có thể biết được khá chi tiết những gì đã xảy ra trong vòng vài phút đầu tiên sau Vụ Nổ Lớn.

Nói rằng vũ trụ có khởi đầu là một chuyện, còn mô tả được sự khởi đầu đó lại là một chuyện khác. Vào tháng 3 năm 1931, Georges Lemaître tiếp tục đề xuất một mô hình cho Vụ nổ lớn. Ông hình dung tất cả các vật chất của vũ trụ được nén vào trong một “nguyên tử nguyên thủy”, sau đó vỡ thành vô số mảnh nhỏ. Mỗi mảnh này tiếp tục phân mảnh cho đến khi chúng trở thành các nguyên tử hiện tại của vũ trụ, được tạo ra trong một phản ứng phân hạch hạt nhân khổng lồ. 

Đương nhiên, ngày nay, chúng ta đều biết rằng đây là một mô hình không thể nào mà đúng được. Tuy nhiên, tầm nhìn của Lemaître lại khá mang tính tiên tri ở một số khía cạnh. Tất cả mọi “nguyên liệu” cần thiết đều cùng tồn tại ngay từ đầu; chỉ là nó không ở dạng vật chất mà chúng ta biết ngày nay. Vật lý cơ bản cũng cho chúng ta biết rằng khi vũ trụ đặc hơn, nó trở nên nóng hơn rất nhiều và nguội dần khi giãn nở

Đến những năm 1940, các nhà khoa học đã biết rằng phản ứng tổng hợp hydro thành heli là nguồn năng lượng chính của Mặt Trời. Phản ứng tổng hợp này phải xảy ra ở nhiệt độ rất cao, và vũ trụ sơ khai hẳn là phải rất nóng. Dựa trên những ý tưởng này, nhà vật lý người Mỹ George Gamow đã đề xuất một vũ trụ với một kiểu khởi đầu rất khác, liên quan đến phản ứng tổng hợp hạt nhân thay vì phân hạch. Ralph Alpher sau đó đã tiến hành nghiên cứu chi tiết cho luận án tiến sĩ của mình và công bố kết quả vào năm 1948 (Gamow, người có khiếu hài hước kỳ quặc, đã quyết định vào phút cuối cùng thêm tên của nhà vật lý Hans Bethe vào bài báo của họ, tạo thành một bài báo về sự khởi đầu của mọi thứ sẽ là Alpher, Bethe và Gamow, một cách chơi chữ dựa trên ba chữ cái đầu tiên của bảng chữ cái Hy Lạp: alpha, beta và gamma). Vũ trụ của Gamow bắt đầu với các hạt cơ bản tạo nên các nguyên tố nặng bằng phản ứng tổng hợp trong Vụ Nổ Lớn.

George Gamow (giữa); Robert Herman (trái) và Ralph Alpher (phải)

Những ý tưởng của Gamow gần giống với quan điểm hiện đại ngày nay, ngoại trừ việc chúng ta biết rằng vũ trụ sơ khai chỉ đủ nóng để thúc đẩy phản ứng tổng hợp hạt nhân trong một thời gian khá ngắn. Vì vậy, chỉ có ba nguyên tố nhẹ nhất—hydro, heli và một lượng nhỏ liti—được hình thành với số lượng đáng kể từ buổi bình minh của Vũ Trụ. Các nguyên tố nặng hơn được hình thành sau đó bên trong các ngôi sao. Sau đó, từ những năm 1940, rất nhiều nhà thiên văn học và vật lý học đã tiến hành một nghiên cứu một lý thuyết chi tiết về những gì đã xảy ra trong giai đoạn sơ khởi của vũ trụ.

8. Những phút đầu tiên

Chúng ta hãy bắt đầu với vài phút đầu tiên sau Vụ Nổ Lớn. Đầu tiên, vũ trụ sẽ nguội đi khi nó giãn nở. Trong phần rất nhỏ của giây đầu tiên, vũ trụ nóng đến mức không thể tưởng tượng được. Khi 0,01 giây trôi qua, nhiệt độ đã giảm xuống còn 100 tỷ Kelvin (10¹¹ K). Sau khoảng 3 phút, nó đã giảm xuống còn khoảng 1 tỷ Kelvin (10⁹ K), vẫn nóng hơn khoảng 70 lần so với bên trong Mặt Trời. Sau vài trăm nghìn năm, nhiệt độ đã giảm xuống chỉ còn 3000 Kelvin và vũ trụ tiếp tục nguội dần kể từ thời điểm đó

Ở thời kỳ rất sơ khai này, vũ trụ nóng đến mức nó chủ yếu chỉ chứa bức xạ (chứ không phải vật chất như chúng ta thấy ngày nay). Các photon lấp đầy vũ trụ có thể va chạm và tạo ra các hạt vật chất; nghĩa là ngay sau Vụ Nổ Lớn, năng lượng có thể chuyển hóa thành vật chất (và vật chất có thể chuyển hóa thành năng lượng). Chúng ta có thể tính toán lượng khối lượng được tạo ra từ một lượng năng lượng nhất định bằng cách sử dụng công thức của Einstein: E=mc²

Dường như khái niệm năng lượng có thể chuyển hóa thành vật chất trong vũ trụ rộng lớn là một điều khá mới mẻ bởi vì nó không phải là một trải nghiệm thường thấy trong đời sống hàng ngày của chúng ta. Đó là bởi khi so sánh vũ trụ ngày nay so với trạng thái ngay sau Vụ Nổ Lớn, chúng ta đang sống trong thời kỳ khá lạnh lẽo và khắc nghiệt. Các photon trong vũ trụ ngày nay thường có năng lượng ít hơn nhiều so với lượng năng lượng cần thiết để tạo ra vật chất mới. 

Khi các hạt hạ nguyên tử của vật chất và phản vật chất va chạm, chúng có thể biến thành năng lượng thuần túy. Nhưng việc năng lượng biến thành vật chất và phản vật chất cũng có thể xảy ra. Quá trình này đã được quan sát thấy trong các máy gia tốc hạt trên khắp thế giới. 

Và khi vũ trụ càng nóng thì các photon có sẵn để tạo ra vật chất và phản vật chất càng có nhiều năng lượng. Ở nhiệt độ 6 tỷ Kelvin (6 × 10⁹ K), sự va chạm của hai photon có thể tạo ra một electron và phản vật chất tương ứng của nó, một positron. Nếu nhiệt độ vượt quá 10¹⁴ K, nó có thể tạo ra các proton và phản proton có khối lượng lớn hơn nhiều.

9. Sự tiến hoá của vũ trụ sơ khai

Vậy thì điều gì đã xảy ra ở 0 giây đầu tiên? Hiện giờ vẫn chưa có lý thuyết nào cho phép chúng ta thâm nhập vào thời điểm trước 10^-43 giây (0,0000000000000000000000000000000000000000001 giây)

Khi vũ trụ còn rất rất trẻ như vậy, mật độ của nó cao đến mức thuyết tương đối rộng không còn phù hợp để mô tả nó, và ngay cả khái niệm về thời gian cũng không còn đúng nữa.

(Hình ảnh a) Vào thời điểm vũ trụ có tuổi đời là 0,01 giây, nó bao gồm một hỗn hợp vật chất và bức xạ: vật chất bao gồm các proton và neutron, tàn dư từ một vũ trụ còn trẻ hơn và nóng hơn. Mỗi hạt va chạm nhanh chóng với các hạt khác. Nhiệt độ không còn đủ cao để cho phép các photon va chạm để tạo ra neutron hoặc proton, nhưng vẫn đủ nóng để tạo ra electron và positron. Có lẽ cũng đã có một biển các hạt hạ nguyên tử kỳ lạ mà sau này sẽ đóng vai trò là vật chất tối. Tất cả các hạt đều dao động tự do; nhiệt độ vẫn còn quá cao để các proton và neutron kết hợp để tạo thành hạt nhân nguyên tử.

Vũ trụ vào thời điểm này như một cái nồi nước đang sôi sục, nơi các photon va chạm và trao đổi năng lượng, và đôi khi lại tạo ra một cặp hạt. Các hạt sau đó lại va chạm với nhau. Một hạt vật chất và một hạt phản vật chất liên tục va chạm và biến đổi lẫn nhau thành một luồng bức xạ gamma.

Trong số tất cả các hạt được tạo ra trong giai đoạn đầu của vũ trụ đã xuất hiện các hạt neutrino “ma quái”, loại hạt rất hiếm khi tương tác với các dạng vật chất thông thường. Tuy nhiên, trong điều kiện khắc nghiệt của vũ trụ sơ khai, neutrino đã tương tác rất nhiều với electron và positron bất chấp đặc tính “chống đối xã hội” của chúng.

Vào thời điểm vũ trụ được hơn 1 giây tuổi, mật độ đã giảm đến mức các neutrino không còn tương tác với vật chất thông thường nữa mà chỉ đơn giản là di chuyển tự do trong không gian. Vì chúng đã di chuyển từ rất lâu trong vũ trụ mà không bị cản trở (và do đó không thay đổi) kể từ khi vũ trụ được 1 giây tuổi, việc đo đạc các đặc tính của chúng sẽ là một trong những phép thử tốt nhất để kiểm chứng mô hình Vụ nổ lớn. Thật không may, chính đặc điểm khiến chúng trở nên hữu ích – việc chúng tương tác rất yếu với vật chất đến mức tồn tại không thay đổi trong suốt thời gian ngoại trừ giây đầu tiên – cũng khiến chúng không thể đo lường được, ít nhất là đối với các kỹ thuật và công nghệ hiện tại.

10. Sự ra đời của hạt nhân nguyên tử

(Hình ảnh b) Khi vũ trụ được 3 phút tuổi và nhiệt độ giảm xuống khoảng 900 triệu Kelvin, các proton và neutron đã có thể kết hợp với nhau. Ở nhiệt độ cao hơn, các hạt nhân nguyên tử này ngay lập tức bị phá vỡ bởi các tương tác với photon năng lượng cao và do đó không thể tồn tại. Nhưng ở nhiệt độ và mật độ đạt được trong khoảng từ 3 đến 4 phút, deuterium (một proton và một neutron) đã tồn tại đủ lâu để chuyển đổi thành heli. Về bản chất, toàn bộ vũ trụ lúc này đang hoạt động giống như trong lõi của các ngôi sao ngày nay – tổng hợp các nguyên tố mới từ các thành phần đơn giản hơn. Ngoài ra, một lượng nhỏ liti cũng có thể đã hình thành.

Tuy nhiên, phản ứng tổng hợp hạt nhân trong vũ trụ lúc này chỉ tồn tại trong một giai đoạn ngắn ngủi. Chỉ 4 phút sau Vụ Nổ Lớn, việc hình thành thêm heli gặp rất nhiều khó khăn. Vũ trụ vẫn đang giãn nở và nguội dần. Sau khi heli và một lượng nhỏ liti được hình thành, nhiệt độ đã giảm xuống đến mức phản ứng tổng hợp heli thành các nguyên tố nặng hơn là điều không thể xảy ra. Khoảng thời gian 4 phút đó là dấu chấm hết cho thời kỳ toàn bộ vũ trụ là một nhà máy tổng hợp hạt nhân. Trong vũ trụ mát mẻ hơn mà chúng ta đang sống ngày nay, sự tổng hợp của các nguyên tố mới chỉ giới hạn trong lõi của các ngôi sao và các vụ nổ siêu tân tinh.

11. Bức xạ nền vi sóng vũ trụ

Đến thời điểm này, bản mô tả về những phút đầu tiên trong vũ trụ của chúng ta hoàn toàn dựa trên các tính toán về mặt lý thuyết. Tuy nhiên, điều quan trọng nhất của một lý thuyết khoa học là nó phải kiểm chứng được. Nó đưa ra những dự đoán nào? Và liệu các quan sát có cho thấy rằng những dự đoán đó là chính xác? 

Thành công đầu tiên của lý thuyết này là nó dự đoán chính xác về lượng heli có trong vũ trụ. Một dự đoán khác cho rằng một cột mốc quan trọng trong lịch sử vũ trụ đã xảy ra vào khoảng 380.000 năm sau Vụ Nổ Lớn. Để hiểu được cột mốc đó là gì, chúng ta hãy xem các sự kiện đã xảy ra (về mặt lý thuyết) trong vài trăm nghìn năm đầu tiên sau Vụ Nổ Lớn.

Phản ứng tổng hợp heli và liti đã được hoàn tất khi vũ trụ được khoảng 4 phút tuổi. Sau đó, vũ trụ tiếp tục mang theo một số đặc điểm giống với lõi bên trong của một ngôi sao trong vài trăm nghìn năm tiếp theo. Nó vẫn còn rất nóng và đậm đặc với các luồng bức xạ bị tán xạ từ hạt này sang hạt khác. Nó vẫn còn quá nóng để các electron có thể “ổn định” và liên kết với một hạt nhân cụ thể; những electron tự do này đặc biệt hiệu quả trong việc tán xạ photon, làm cho bức xạ dường như bị “giam cầm” trong trận đồ bát quái này.

(Hình ảnh c) Mãi đến vài trăm nghìn năm sau Vụ Nổ Lớn, khi nhiệt độ giảm xuống khoảng 3000 Kelvin và mật độ hạt nhân nguyên tử giảm xuống khoảng 1000 hạt trên 1cm³, các electron và hạt nhân mới đã kết hợp để tạo thành các nguyên tử hydro và heli ổn định. Do không còn các electron tự do để tán xạ photon, vũ trụ đã trở nên trong suốt. Từ thời điểm này trở đi, vật chất và bức xạ ít tương tác với nhau hơn. Chúng đã tách rời và tiến hoá riêng biệt. Đột nhiên, bức xạ điện từ đã có thể di chuyển tự do và nó đã di chuyển khắp vũ trụ kể từ thời điểm đó. Khi chúng ta nhìn ra ngoài không gian và nhìn ngược về quá khứ, chúng ta không thể nhìn thấy xa hơn thời điểm này.

Sau đây là một giả định: Nếu mô hình vũ trụ này là chính xác thì khi chúng ta nhìn xa ra ngoài vũ trụ và do đó quay ngược thời gian — “tàn dư” đầu tiên của vũ trụ sơ khai vẫn có thể được phát hiện. Quan sát được nó sẽ là bằng chứng rất mạnh mẽ cho thấy các tính toán lý thuyết của chúng ta về sự tiến hóa của vũ trụ là chính xác

Vào cuối những năm 1940, Ralph Alpher và Robert Herman, cùng với George Gamow, nhận ra rằng ngay trước khi vũ trụ trở nên trong suốt, nó hẳn đã phát ra bức xạ giống như một vật thể đen ở nhiệt độ khoảng 3000 Kelvin — nhiệt độ mà các nguyên tử hydro có thể hình thành. Nếu chúng ta có thể quan sát được bức xạ đó ngay sau khi các nguyên tử hình thành, nó sẽ giống như bức xạ từ một ngôi sao đỏ, cứ như thể một quả cầu lửa khổng lồ lấp đầy toàn bộ vũ trụ vậy.

Nhưng đó là chuyện của gần 14 tỷ năm trước, và trong suốt thời gian này, quy mô của vũ trụ chúng ta đang sống bên trong đã tăng lên gấp hàng nghìn lần. Sự giãn nở này đã làm tăng bước sóng của bức xạ lên gấp 1000 lần. Theo định luật Wien – định luật mô tả mối liên hệ giữa bước sóng và nhiệt độ, sự giãn nở đã làm nhiệt độ giảm xuống 1000 lần. Bức xạ nền vũ trụ hoạt động như một vật thể đen tuyệt đối và do đó phải có quang phổ tuân theo định luật Wien.

Alpher và Herman dự đoán rằng ánh sáng phát ra từ quả cầu lửa giờ đây sẽ ở bước sóng radio và sẽ giống với bức xạ từ một vật đen tuyệt đối ở nhiệt độ chỉ cao hơn độ 0 tuyệt đối chỉ vài độ. Vì quả cầu lửa lan tỏa khắp vũ trụ, nên bức xạ còn sót lại từ nó cũng sẽ lan tỏa khắp nơi. Vào thời điểm Alpher và Herman đưa ra dự đoán này, không có dụng cụ đo lường nào có thể phát hiện ra ánh sáng đó. Trải qua nhiều năm, dự đoán của họ đã bị lãng quên.

Vào giữa những năm 1960, tại Holmdel, New Jersey, Arno Penzias và Robert Wilson thuộc Phòng thí nghiệm Bell của AT&T đã chế tạo một ăng-ten vi sóng tinh xảo để đo lường các nguồn năng lượng thiên văn trong vũ trụ. Họ đã gặp phải một số tín hiệu nhiễu nền, giống như những tiếng nhiễu trên đài phát thanh radio mà họ không thể loại bỏ. Điều khó hiểu về bức xạ này là nó dường như đến từ mọi hướng. 

Robert Wilson (trái) và Arno Penzias (phải) đứng trước thiết bị mà họ đã dùng để phát hiện ra bức xạ nền vũ trụ (CMB)

Penzias và Wilson đã tiến hành tháo rời mọi thứ để tìm ra nguồn gốc của tiếng ồn. Họ thậm chí còn phát hiện ra rằng một số con chim bồ câu đã làm tổ bên trong ăng-ten và để lại (như Penzias đã nói một cách tế nhị) “một lớp chất điện môi màu trắng, dính, bao phủ bên trong ăng-ten”. Tuy nhiên, họ chẳng thể nào làm giảm được bức xạ nền xuống con số 0, và họ đành miễn cưỡng chấp nhận rằng nó đến từ khắp mọi nơi trong không gian.

Khi Penzias và Wilson bắt đầu thảo luận về những phát hiện khó hiểu của mình với các nhà khoa học khác, họ nhanh chóng được liên hệ bởi một nhóm các nhà thiên văn học và vật lý học tại Đại học Princeton cách đó không xa. Những nhà thiên văn học này đã thực hiện lại các phép tính của Alpher và Herman từ những năm 1940 và nhận ra rằng, bức xạ có thể được phát hiện dưới dạng ánh sáng tàn dư yếu ớt của sóng radio.

Penzias và Wilson đã tìm thấy sự phân bố cường độ ở các bước sóng vô tuyến khác nhau tương ứng với nhiệt độ 3,5 Kelvin. Nhiệt độ này rất lạnh—gần với độ không tuyệt đối hơn hầu hết các phép đo khác—và là minh chứng cho thấy không gian (và các sóng bên trong nó) đã giãn nở. Các phép đo của họ đã được lặp lại với các thiết bị tốt hơn, cho chúng ta kết quả là 2,73 K. Như vậy, Penzias và Wilson đã rất gần với kết quả chính xác. Làm tròn giá trị này, các nhà khoa học thường gọi đó là “bức xạ nền vi sóng 3 độ”.

Nhiều thí nghiệm khác trên Trái đất và trong không gian đã sớm xác nhận phát hiện của Penzias và Wilson: Bức xạ thực sự đến từ mọi hướng (đẳng hướng) và phù hợp với những dự đoán của lý thuyết Vụ nổ lớn với độ chính xác đáng kinh ngạc. Penzias và Wilson đã vô tình quan sát được ánh sáng phát ra từ quả cầu lửa nguyên thủy. Họ đã nhận được giải Nobel cho công trình của mình vào năm 1978. 

Những phép đo chính xác đầu tiên về bức xạ nền vũ trụ (CMB) được thực hiện bằng một vệ tinh quay quanh Trái đất. Được đặt tên là Tàu thăm dò nền vũ trụ (COBE), con tàu được NASA phóng vào tháng 11 năm 1989. Dữ liệu mà nó nhận được nhanh chóng cho thấy rằng CMB phù hợp chặt chẽ với dự đoán từ một vật thể đen có nhiệt độ 2,73 Kelvin. Đây chính xác là kết quả dự kiến ​​nếu CMB thực sự là bức xạ đã bị dịch chuyển đỏ và được phát ra từ một loại khí nóng lấp đầy toàn bộ không gian ngay sau khi vũ trụ hình thành.

Tại hình trên, đường liền nét thể hiện sự thay đổi cường độ bức xạ theo bước sóng đối với vật đen có nhiệt độ 2,73 K. Các ô vuông thể hiện cường độ bức xạ nền vũ trụ được đo ở các bước sóng khác nhau bởi các thiết bị của COBE. Các dữ liệu thực nghiệm đã khớp hoàn toàn với các dự đoán về mặt lý thuyết, cho thấy Vụ nổ lớn đã thực sự xảy ra. Do đó, kết luận quan trọng đầu tiên rút ra từ các phép đo CMB là vũ trụ mà chúng ta đang sống ngày nay thực sự đã tiến hóa từ một trạng thái nóng và đồng nhất.

Tuy nhiên, nhiệt độ không thể hoàn toàn là đồng nhất khi bức xạ nền vũ trụ (CMB) được phát ra. Xét cho cùng, CMB là bức xạ bị tán xạ bởi các hạt bên trong vũ trụ. Nếu bức xạ hoàn toàn đồng đều thì tất cả các hạt vật chất đó cũng phải được phân bố đồng đều trong khắp không gian. Nhưng chính những hạt này đã trở thành tất cả các thiên hà, các ngôi sao và các loài sinh vật hiện đang sinh sống trong vũ trụ. Nếu các hạt được phân bố hoàn toàn đồng đều, chúng không thể hình thành nên tất cả các cấu trúc quy mô lớn hiện có trong vũ trụ ngày nay—chẳng hạn như các cụm và siêu cụm thiên hà 

Vì vậy, vũ trụ sơ khai hẳn đã có những biến động nhỏ trong mật độ, từ đó tạo điều kiện cho các cấu trúc phức tạp hơn có thể phát triển. Các vùng có mật độ cao hơn mức trung bình sẽ thu hút thêm nhiều vật chất hơn nữa và cuối cùng phát triển thành các thiên hà và cụm thiên hà mà chúng ta thấy ngày nay. Hóa ra, những vùng có mật độ vật chất dày đặc hơn sẽ xuất hiện như những điểm lạnh hơn, tức là chúng sẽ có nhiệt độ thấp hơn mức trung bình.

Lý do nhiệt độ và mật độ có mối liên hệ mật thiết với nhau có thể được giải thích như sau: Vào thời điểm tách rời (thời điểm electron và hạt nhân kết hợp, vật chất và bức xạ ít tương tác với nhau hơn), các photon trong phần không gian có mật độ cao hơn một chút phải tiêu hao một phần năng lượng để thoát khỏi lực hấp dẫn của nguyên tử khí xung quanh. Khi mất năng lượng, các photon trở nên lạnh hơn một chút so với nhiệt độ trung bình tổng thể vào thời điểm tách rời. Ngược lại, các photon nằm trong phần không gian có mật độ thấp hơn một chút mất ít năng lượng hơn khi rời khỏi đó so với các photon khác, do đó chúng trở nên nóng hơn một chút so với mức trung bình. Vì vậy, nếu mầm mống của các thiên hà ngày nay đã tồn tại vào thời điểm bức xạ nền vũ trụ (CMB) được phát ra, chúng ta sẽ thấy một số biến đổi nhỏ về nhiệt độ của CMB khi quan sát theo các hướng khác nhau trên bầu trời.

Các nhà khoa học làm việc với dữ liệu từ vệ tinh COBE thực sự đã phát hiện ra những khác biệt nhiệt độ rất nhỏ trong bức xạ nền vũ trụ (CMB). Các vùng có nhiệt độ thấp hơn mức trung bình có nhiều kích thước khác nhau, nhưng ngay cả vùng lạnh nhất và nhỏ nhất được COBE phát hiện cũng là quá lớn để có thể là tiền thân của một thiên hà riêng lẻ, hoặc thậm chí là một siêu cụm thiên hà. Điều này là do thiết bị COBE có “tầm nhìn mờ” (độ phân giải kém) và chỉ có thể đo được những vùng không gian lớn trên bầu trời. Chúng ta cần những thiết bị có “tầm nhìn sắc nét hơn”.

Các phép đo chi tiết nhất về bức xạ nền vũ trụ (CMB) đã được thu thập bởi hai vệ tinh được phóng sau COBE. Kết quả từ vệ tinh đầu tiên trong số này, tàu vũ trụ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), đã được công bố vào năm 2003. Năm 2015, các phép đo từ vệ tinh Planck đã mở rộng các phép đo của WMAP lên độ phân giải không gian cao hơn và độ nhiễu thấp hơn.

12. Tóm lại là…

Chẳng có gì ở quanh chúng ta cả. Đó thậm chí chẳng phải là thời gian hay không gian. Và rồi, vào khoảng 13,8 tỷ năm trước, vũ trụ của chúng ta bắt đầu với một điểm vô cùng nóng, vô cùng đậm đặc và có kích thước bằng một phần tỷ kích thước của một hạt hạt nhân. Tuy nhiên, trái với tên gọi “Vụ nổ lớn” – không có vụ nổ nào thực sự diễn ra ở đây cả. Vũ trụ đơn giản chỉ là giãn nở một cách vô cùng nhanh chóng…trong vòng khoảng 20 phút. Và chính từ “vụ nổ” này, mọi dạng vật chất, năng lượng, không gian và thời gian đều đã được tạo ra.  

Thời đại bức xạ

Những gì xảy ra trong vòng 20 phút này được chia ra thành hai giai đoạn chính. Đầu tiên là thời đại bức xạ, bao gồm nhiều giai đoạn nhỏ hơn, được gọi là kỷ nguyên.

Sớm nhất là kỷ nguyên Planck. Không có vật chất nào tồn tại trong vũ trụ vào thời điểm này, chỉ có năng lượng thuần tuý và tổ tiên của bốn lực quan trọng trong tự nhiên, một siêu lực. Tại thời điểm này, vũ trụ trải dài trên một vùng rộng chỉ khoảng 10^-35 mét và có nhiệt độ lên tới 10³² °C. Tuy nhiên, vào cuối kỷ nguyên này, lực hấp dẫn đã tách ra khỏi siêu lực này

(10^-43s) Tiếp theo là kỷ nguyên thống nhất lớn, được đặt tên theo sự thống nhất của ba lực còn lại trong tự nhiên. Các hạt vật chất cơ bản và phản hạt của chúng cũng đã bắt đầu được hình thành. Kỷ nguyên này kết thúc khi lực hạt nhân mạnh đã tách ra khỏi 2 lực còn lại

(10^-36s) Tiếp nối sau đó chính là kỷ nguyên điện yếu, khi hai lực hạt nhân mạnh và lực hạt nhân yếu đã tách ra. 

(10^-33s) Sự kiện này đã đánh dấu cho sự bắt đầu của kỷ nguyên lạm phát. Chỉ trong một khoảnh khắc nhanh hơn một cái chớp mắt, từ kích cỡ của một hạt nguyên tử, nó phình to lên rất rất rất nhiều lần để có kích cỡ của một quả bưởi.

(10^-32s) Vũ trụ lúc này vẫn đang rất nóng và được lấp đầy bởi 1 hỗn hợp mang tên plasma quark–gluon

(10^-12s) Lúc này, lực hạt nhân yếu giờ đây đã tách ra và hoạt động một cách riêng biệt với lực điện từ, đưa chúng ta bước vào kỷ nguyên quark

(10^-6s) Quark, electron và neutrino hình thành với số lượng lớn khi vũ trụ nguội đi dần, xuống dưới 10 nghìn tỷ độ. Quark và phản quark hủy diệt lẫn nhau khi va chạm, nhưng vẫn còn lại một lượng quark dư thừa (khoảng một trên mỗi 1 tỷ cặp), cuối cùng sẽ làm nên mọi dạng vật chất mà chúng ta thấy ngày nay.

(1s) Sau đó, trong kỷ nguyên hadron, vũ trụ đã nguội dần xuống khoảng một nghìn tỷ độ, đủ nguội để các quark liên kết với nhau và tạo thành proton và neutron. Các electron va chạm với proton, hợp nhất để tạo thành neutron và giải phóng neutrino không khối lượng, tiếp tục di chuyển tự do trong không gian cho tới ngày nay, với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng

(1s – 3 phút) Trong kỷ nguyên lepton, các lepton như electron và phản hạt của chúng – positron, thống trị khắp vũ trụ cũng như tương tác trực tiếp với ánh sáng (photon)

(3 phút – 20 phút) Lúc này, nhiệt độ của vũ trụ giảm xuống đến điểm (khoảng một tỷ độ) mà proton và neutron đã có thể kết hợp thông qua phản ứng tổng hợp hạt nhân để tạo thành hạt nhân của các nguyên tố như hydro, heli và liti. Sau khoảng 20 phút, nhiệt độ và mật độ của vũ trụ đã giảm xuống đến điểm mà phản ứng tổng hợp hạt nhân không thể tiếp tục.

(3 phút – 240.000 năm) Trong suốt thời gian dài làm mát dần dần này, vũ trụ được lấp đầy bởi một hỗn hợp bao gồm hạt nhân nguyên tử và electron. Sau khi hầu hết các lepton và các phản hạt của chúng đã hủy diệt lẫn nhau vào cuối Kỷ nguyên Lepton, năng lượng của vũ trụ bị chi phối bởi các photon, tạo nên kỷ nguyên Photon. 

Thời đại vật chất

Khả năng mới của vũ trụ trong việc hình thành các nguyên tố hoá học, các khối xây dựng cơ bản của vật chất, đã đánh dấu cho sự khởi đầu của thời đại vật chất, được đặc trưng bởi sự hiện diện và ngày càng phổ biến của vật chất trong vũ trụ. 

(240.000 năm – 300.000 năm) Khi nhiệt độ của vũ trụ giảm xuống khoảng 3.000 độ (gần bằng nhiệt độ trên bề mặt của Mặt trời) và mật độ của nó cũng tiếp tục giảm, các nguyên tử hydro và heli đã bắt giữ các electron. Vũ trụ cuối cùng trở nên rõ ràng hơn bởi ánh sáng lúc này đã di chuyển tự do trong khắp vũ trụ, trở thành kỷ nguyên sớm nhất có thể quan sát được đến ngày nay thông qua nền vi sóng vũ trụ. 

Trong giai đoạn từ 300.000 đến 150 triệu năm, mặc dù photon đã được hình thành và di chuyển tự do trong khắp vũ trụ, nhưng kỷ nguyên này lại được đặt tên là Kỷ nguyên Đen Tối bởi vũ trụ vào thời điểm này thực sự rất tối tăm do không có ngôi sao nào được hình thành để phát ra ánh sáng. Vật chất lúc này trở nên rất mỏng và khuếch tán bởi vũ trụ lúc này đã giãn nở lên một kích thước rất lớn. Hoạt động trong vũ trụ đã giảm mạnh với mức năng lượng rất thấp trong một khoảng thời gian rất dài.

Tuy nhiên, trong khoảng thời gian từ 300 đến 500 triệu năm, lực hấp dẫn bắt đầu dần dần khuếch đại những bất thường rất nhỏ trong mật độ của những đám mây khí nguyên thủy. Các đám mây khí lúc này ngày càng trở nên dày đặc hơn, ngay cả khi vũ trụ tiếp tục giãn nở nhanh chóng. 

Và điều gì đến cũng phải đến, những đám mây dày đặc này bắt đầu sụp đổ dưới lực hấp dẫn của chính chúng. Nhiệt độ bắt đầu tăng lên và khi chúng bắt đầu vượt qua ngưỡng 10 triệu độ, các đám mây khí lúc này trở nên đủ nóng để kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân giữa các nguyên tử hydro, rèn nên những ngôi sao đầu tiên.

13. Những “tai nạn” nhỏ

Mặc dù còn khá nhiều điều chưa chắc chắn nhưng chúng ta phải thừa nhận rằng, bức tranh mà chúng ta đã xây dựng về sự tiến hóa của vũ trụ là một thành quả khá đáng kinh ngạc. Chúng ta đã có thể thu thập đủ các loại bằng chứng để có thể mô tả cách mà vũ trụ đã tiến hóa từ một phần nhỏ của giây sau khi sự giãn nở bắt đầu. Mặc dù đây là một thành tựu khá ấn tượng, nhưng vẫn còn một số đặc điểm của vũ trụ mà chúng ta không thể giải thích được. Hóa ra nếu những đặc điểm này khác đi dù chỉ một chút, chúng ta đã không có mặt ở đây để đặt câu hỏi về chúng. Chúng ta hãy cùng nhau xem xét một số “tai nạn” này, bắt đầu với các quan sát về bức xạ nền vi sóng vũ trụ (CMB).

Như chúng ta đã thảo luận ở bên trên, bức xạ nền vũ trụ (CMB) là bức xạ được phát ra khi vũ trụ chỉ mới vài trăm nghìn năm tuổi. Quan sát cho thấy những sự thay đổi trong nhiệt độ của bức xạ thường rơi vào khoảng 10 phần triệu độ, và sự khác biệt rất nhỏ về nhiệt độ này sẽ làm ảnh hưởng đến sự khác biệt về mật độ của vật chất. Hãy giả sử rằng những biến động rất nhỏ ban đầu về mật độ của vật chất là thấp hơn nhiều. Khi đó, các tính toán cho thấy lực hấp dẫn gần những khu vực đó sẽ nhỏ đến mức làm cho các thiên hà không thể hình thành.

Ngược lại, điều gì sẽ xảy ra nếu như sự biến động về mật độ lại lớn hơn nhiều? Khi đó, rất có thể các vùng có mật độ vật chất rất cao sẽ ngưng tụ và những vùng này sẽ trực tiếp sụp đổ để tạo thành các lỗ đen mà không bao giờ hình thành nên các thiên hà và các ngôi sao. Và ngay cả khi các thiên hà có thể hình thành trong một vũ trụ như vậy, không gian sẽ tràn ngập tia X và tia gamma cường độ cao, một môi trường quá khắc nghiệt để các dạng sống có thể phát triển và tồn tại. Mật độ sao trong các thiên hà sẽ cao đến nỗi các va chạm giữa chúng sẽ diễn ra thường xuyên như cơm bữa. Trong một vũ trụ như vậy, rất hiếm khi có một hệ hành tinh nào có thể tồn tại đủ lâu để sự sống phát triển. Vì vậy, để có được một vũ trụ giống như ngày nay, sự biến động mật độ cần “vừa phải” – không quá lớn và cũng không quá nhỏ.

Một “tai nạn” khác là vũ trụ chúng ta đang sống đang ở trong trạng thái cân bằng tinh tế giữa sự giãn nở và co lại. Nó đang giãn nở, nhưng rất chậm. Nếu tốc độ giãn nở nhanh hơn nhiều, toàn bộ vật chất sẽ bị loãng đi trước khi các thiên hà có thể hình thành. Nếu mọi thứ giãn nở với tốc độ chậm hơn nhiều thì lực hấp dẫn sẽ “thắng thế”. Sự giãn nở sẽ bị đảo ngược và toàn bộ vật chất sẽ co lại, tạo thành một lỗ đen—một lần nữa, không có các ngôi sao, không có các hành tinh, không có sự sống.

Sự tồn tại và phát triển của sự sống trên Trái đất lại phụ thuộc vào những “tai nạn” hy hữu hơn nữa: Nếu vật chất và phản vật chất tồn tại với tỷ lệ chính xác bằng nhau thì tất cả vật chất sẽ bị triệt tiêu và biến thành năng lượng thuần túy. Sự tồn tại của chúng ta là nhờ vào việc vũ trụ có nhiều vật chất hơn một chút so với phản vật chất: Sau khi phần lớn vật chất va chạm với một lượng phản vật chất tương đương và biến thành năng lượng thì chắc chắn phải có một lượng nhỏ vật chất dư thừa. Chúng ta đều là những hậu duệ của phần vật chất “không cân bằng” đó.

Không dừng lại ở đây, nếu các phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra với tốc độ nhanh hơn thì toàn bộ vật chất sẽ được chuyển hóa từ hydro thành heli, rồi thành carbon và cuối cùng là sắt, một loại hạt nhân ổn định nhất. Điều này có nghĩa là sẽ không có ngôi sao nào có thể hình thành vì sự tồn tại của các ngôi sao phụ thuộc vào việc có các nguyên tố nhẹ để có thể trải qua phản ứng tổng hợp hạt nhân và làm cho các ngôi sao phát sáng. 

Có rất nhiều những yếu tố khác đã góp phần tạo nên sự sống như chúng ta biết ngày nay. Các hạt neutrino phải tương tác với vật chất ở một tần suất thích hợp, mặc dù không thường xuyên. Các vụ nổ siêu tân tinh xảy ra khi các hạt neutrino thoát ra khỏi lõi của các ngôi sao đang sụp đổ, truyền một phần năng lượng của chúng vào lớp vỏ sao xung quanh và khiến nó bị thổi bay vào không gian. Các nguyên tố nặng bị đẩy ra trong những vụ nổ như vậy là những thành phần thiết yếu của sự sống trên Trái đất. Nếu các hạt neutrino không tương tác với vật chất, chúng sẽ thoát ra khỏi lõi của các ngôi sao đang sụp đổ mà không gây ra bất kỳ vụ nổ nào cả. Nếu các hạt neutrino tương tác mạnh với vật chất, chúng sẽ bị mắc kẹt trong lõi sao. Trong cả hai trường hợp, các nguyên tố nặng sẽ bị khóa chặt bên trong ngôi sao đang sụp đổ.

Cuối cùng, nếu lực hấp dẫn mạnh hơn rất nhiều so với hiện tại, các ngôi sao có thể hình thành với khối lượng nhẹ hơn từ các đám mây khí nhỏ bé và tuổi thọ của chúng sẽ được tính bằng năm thay vì hàng tỷ năm. Mặt khác, các quá trình hóa học sẽ không được tăng tốc nếu lực hấp dẫn mạnh hơn, và do đó sẽ không có đủ thời gian để sự sống phát triển khi các ngôi sao có tuổi thọ ngắn như vậy. Ngay cả khi sự sống phát triển trong một vũ trụ có lực hấp dẫn mạnh hơn, các dạng sống sẽ trở nên rất nhỏ.

Chúng ta đã đi được một chặng đường rất dài trong hành trình khám phá vũ trụ. Chúng ta đã học được rất nhiều điều về cách thức và thời điểm vũ trụ hình thành, nhưng câu hỏi tại sao vũ trụ lại hoạt động như vậy vẫn còn là một bí ẩn khó giải đáp.