Lược sử thời gian (A Brief History of Time) - Phần 1

Lược sử thời gian (A Brief History of Time) 

 Phần 1

Lời giới thiệu

Hàng ngày chúng ta sinh hoạt trong khi hầu như không hiểu biết gì về thế giới. Chúng ta chỉ quan tâm chút ít về cái bộ máy phát ra ánh sáng mặt trời mà nhờ đó mới có sự sống, về cái trọng lực buộc chặt chúng ta trên trái đất mà nếu không có nó thì chúng ta sẽ bị thảy lăn lóc trong không gian, hoặc về những nguyên tử cấu tạo nên thân thể, và chúng ta tùy thuộc vào sự ổn cố của chúng.

Ngoại trừ trẻ con (chúng ngây thơ nên không ngần ngại hỏi những câu hỏi quan trọng), chỉ có một số ít trong chúng ta dành nhiều thì giờ để thắc mắc tại sao thiên nhiên lại như thế này thế nọ; vũ trụ phát sinh từ đâu, hay là xưa nay nó vẫn vĩnh hằng hiện diện ở đây; phải chăng tới một ngày nào đó thời gian sẽ trôi ngược chiều và những hậu quả sẽ đi trước những nguyên nhân; hoặc phải chăng có những giới hạn tối hậu đối với những gì mà con người có thể hiểu biết. Có những trẻ em – và tôi đã từng gặp một số – muốn biết một hố đen trong vũ trụ giống như thế nào; bộ phận nhỏ nhất của vật chất là gì; tại sao chúng ta nhớ được quá khứ mà không phải tương lai; nếu ở thời sơ khai có sự hỗn loạn thì làm thế nào mà hiện tại lại đang có trật tự như chúng ta thấy; và tại sao lại có một vũ trụ.

Trong xã hội chúng ta các bậc cha mẹ và thầy giáo vẫn còn có thói quen trả lời đa số những câu hỏi đó bằng cách nhún vai, hoặc bằng cách mượn những ý niệm tôn giáo mà họ nhớ một cách mơ hồ. Một số người cảm thấy lúng túng khó chịu đối với những vấn đề loại này, vì chúng phơi bày một cách rõ ràng những giới hạn trong sự hiểu biết của con người.

Nhưng phần lớn triết học và khoa học đã được thúc đẩy bởi những tra vấn như vậy để tấn tới. Ngày càng có nhiều người lớn cũng muốn hỏi những câu hỏi loại này, và thỉnh thoảng họ tìm được một số câu trả lời đáng kinh ngạc. Đứng ở giữa các nguyên tử và các ngôi sao, chúng ta đang nới rộng những chân trời thám hiểm để tìm hiểu cả cái rất nhỏ lẫn cái rất lớn.

Mùa Xuân năm 1974, khoảng hai năm trước khi phi thuyền Viking đáp xuống Hỏa tinh, tôi đang dự một hội nghị ở Anh Quốc, do Học Hội Hoàng Gia ở Luân Đôn bảo trợ. để thảo luận về vấn đề truy tìm đời sống ngoại địa cầu. Trong giờ nghỉ uống cà–phê tôi nhận thấy có một cuộc hội họp, rất đông đảo hơn, đang cử hành trong một sảnh đường bên cạnh; và tôi đi vào vì hiếu kỳ. Tôi liền nhận ra rằng mình đang chứng kiến một nghi thức cổ xưa, đây là nghi lễ tiếp nhận các hội viên mới được nhận vào Học Hội Hoàng Gia, một trong những tổ chức học thuật lâu đời nhất trên hành tinh này. Ở hàng phía trước, một người trẻ tuổi ngồi trên xe lăn đang rất chậm chạp ký tên vào một cuốn sổ mà trên những trang đầu tiên có chữ ký của Isaac Newton. Đến khi người đó đã ký tên xong, mọi người vỗ tay hoan hô nồng nhiệt. Ngay từ hồi đó Stephen Hawking đã là một nhân vật truyền thuyết.

Hiện thời Hawking là Giáo Sư Toán Học Hàm Lucasian của Đại Học Cambridge, một chức vụ mà Newton đã từng giữ, và sau này Paul Dirac cũng đã giữ – đây là hai nhà khai phá lừng danh về cái rất lớn và cái rất nhỏ. Hawking xứng đáng là người kế nghiệp họ.

Đây là cuốn sách đầu tiên mà Hawking viết cho giới độc giả không chuyên môn, và nó chứa đựng những cống hiến nhiều loại dành cho giới độc giả đại chúng. Ngoài nội dung bao quát của cuốn sách, điều không kém thú vị là độc gỉa có thể thấy thoáng qua ở đây về những tác động trong tâm trí của tác giả. Trong cuốn sách này có những khải thị rõ ràng về các biên cương của vật lý học, thiên văn học, vũ trụ luận, và sự can đảm.

Đây cũng là một cuốn sách về Thượng Đế... hoặc có lẽ về sự vắng mặt của Thượng Đế. Chữ Thượng Đế tràn đầy trong những trang sách này. Hawking lên đường đi tìm câu trả lời cho câu hỏi nổi tiếng của Einstein rằng phải chăng Thượng Đế có sự lựa chọn khi cấu tạo vũ trụ. Hawking muốn thử tìm hiểu tâm trí của Thượng Đế – như ông nói rõ. Và điều này khiến cho kết luận càng thêm bất ngờ, ít ra là cho tới nay: một vũ trụ mà không gian không có giới hạn, thời gian không có khởi đầu hoặc kết thúc, và không có gì để cho một Đấng Tạo Hóa làm cả.

Carl Sagan

Đại Học Cornell

Ithaca, New York

CẢM TẠ 

Tôi đã quyết định thử viết một cuốn sách phổ thông về không gian và thời gian sau khi tôi phụ trách khóa giảng Loeb tại Đại Học Harvard năm 1982. Trước đây đã có một số đáng kể những cuốn sách về vũ trụ ở thời sơ khai và những hố đen, từ những sách rất hay, như cuốn Ba Phút Đầu Tiên (The First Three Minutes) của Steven Weinberg, cho tới những sách rất dở mà tôi sẽ không nêu tên. Tuy nhiên, tôi cảm thấy rằng không có cuốn sách nào trong số đó thực sự đề cập những vấn đề đã xui khiến tôi nghiên cứu về vũ trụ luận và thuyết lượng tử: Vũ trụ đến từ đâu? Nó đã bắt đầu như thế nào và tại sao? Nó có sẽ đi tới kết thúc hay không, và nếu kết thúc thì sẽ như thế nào? Đây là những câu hỏi đáng được tất cả chúng ta quan tâm. Nhưng khoa học hiện đại đã trở thành kỹ thuật hóa đến nỗi rằng chỉ có một số ít chuyên gia có thể nắm vững toán học dùng để mô tả những vấn đề đó. Tuy nhiên, những ý niệm cơ bản về khởi thủy và vận mệnh của vũ trụ thì có thể lý giải không cần tới toán học, trong một hình thức mà những người không được huấn luyện về khoa học có thể hiểu. Đây là điều mà tôi đã thử làm trong cuốn sách này. Độc giả sẽ phán đoán xem tôi có thành công hay không.

Có người bảo tôi rằng mỗi phương trình mà tôi đem vào sách sẽ khiến cho số lượng tiêu thụ giảm xuống phân nửa. Vì thế tôi quyết định không dùng tới một phương trình nào cả. Tuy nhiên, rốt cuộc tôi đã đem vào một phương trình, đó là phương trình nổi tiếng của Einstein, E=mc2. Tôi hy vọng rằng điều này sẽ không khiến cho một nửa số độc giả tương lai của tôi sợ hãi bỏ chạy.

Ngoại trừ điều xui xẻo bị mắc bệnh ALS – tức là bệnh về thần kinh vận động – hầu hết mọi phương diện khác tôi đều được may mắn. Nhờ sự trợ lực của Jane, vợ tôi, và các con tôi – Robert, Lucy, và Timmy – tôi đã có thể sống một cuộc đời khá bình thường và có một sự nghiệp thành công. Tôi lại được may mắn vì đã chọn môn vật lý học lý thuyết, vì môn này chỉ cần dùng tới tâm trí mà thôi. Cho nên sự bại liệt của tôi chẳng phải là một điều bất lợi trầm trọng. Các đồng sự khoa học của tôi, không trừ một ai, đã tận tình giúp đỡ tôi.

Ở giai đoạn "cổ điển" đầu tiên trong sự nghiệp của tôi, những người hợp tác chính yếu là Roger Penrose, Robert Geroch, Brandon Carter, và George Ellis. Tôi mang ơn họ về những giúp đỡ họ đã dành cho tôi, và về công trình mà chúng tôi đã cùng nhau thực hiện. Giai đoạn này được thâu tóm bởi cuốn sách Cấu Trúc Vĩ Mô của Không–Thời Gian (The Large Scale Structure of Spacetime) mà tôi và Ellis viết chung vào năm 1973. Tôi không khuyên độc giả của cuốn sách này tham khảo cuốn sách đó để hiểu biết thêm: nó thuộc loại nặng về kỹ thuật và rất khó đọc. Tôi hy vọng rằng kể từ khi đó tôi đã học được cách viết dễ hiểu hơn.

Ở giai đoạn "lượng tử" thứ nhì trong sự nghiệp của tôi, từ năm 1974, những người cộng tác chính yếu là Gary Gibbon, Don Page, và Jim Hartle. Tôi nợ họ và các sinh viên nghiên cứu của tôi rất nhiều, những người đã giúp đỡ tôi tận tình, kể cả ý nghĩa thể chất lẫn ý nghĩa lý thuyết của từ ngữ này. Vì phải theo kịp các sinh viên của tôi nên tôi cảm thấy rất hào hứng, và điều này giúp tôi tránh được một đời sống buồn tẻ.

Một trong các sinh viên đó là Brian Whitt đã giúp tôi rất nhiều trong việc viết cuốn sách này. Năm 1985 tôi bị viêm phổi, sau khi đã viết xong bản sơ thảo thứ nhất. Tôi phải giải phẫu khai thông khí quản, điều này khiến tôi bị mất khả năng nói, và do đó hầu như không thể nào truyền thông với người khác. Tôi tưởng rằng mình không thể nào hoàn tất cuốn sách. Tuy nhiên, Brian chẳng những đã giúp tôi duyệt lại bản thảo mà còn giúp tôi sử dụng một chương trình truyền thông gọi là "Trung Tâm Sinh Hoạt" mà ông Walt Woltosz, thuộc công ti Word Plus Inc., ở Sunnyvale, California, đã hiến tặng tôi. Với hệ thống này tôi có thể viết sách, viết luận văn, và nói chuyện với người ta bằng cách sử dụng một máy tổng hợp tiếng nói do hãng Speech Plus – cũng ở Sunnyvale, California – hiến tặng. Máy tổng hợp tiếng nói và một máy vi tính cá nhân nhỏ được ông David Mason gắn trên xe lăn cho tôi. Hệ thống này đã tạo biến đổi lớn lao: Trên thực tế bây giờ tôi có thể truyền thông tốt hơn trước khi tôi bị mất tiếng nói.

Tôi đã nhận được những đề nghị cải tiến cuốn sách này từ nhiều người đã đọc những bản sơ thảo. Đặc biệt, ông Peter Guzzardi, người chủ biên của tôi tại nhà xuất bản Bantam Book, đã liên tiếp gửi nhiều trang bình luận và câu hỏi về những điểm mà ông cảm thấy tôi đã không giải thích rõ ràng. Tôi phải nhìn nhận rằng tôi hơi bực mình khi nhận cái danh sách dài của ông ấy, trong đó ghi những điều cần sửa đổi, nhưng ông ấy thật là có lý. Tôi tin rằng sự thúc đẩy không nương tay của ông đã giúp cuốn sách trở thành khá hơn.

Tôi rất biết ơn các phụ tá của tôi, Colin William, David Thomas, và Raymond Laflamme; các thư ký của tôi Judy Fella, Ann Ralph, Cheryl Billington, và Sue Masey; và toàn ban y tá của tôi. Cuốn sách này không thể nào hoàn thành nếu không có sự yểm trợ cho những phí tổn nghiên cứu và y khoa của tôi, cung cấp bởi Phân Khoa Gonville & Caius, Hội Đồng Nghiên Cứu Khoa Học và Cơ Khí, và bởi những cơ quan Leverhulme, McArthur, Nuffield, và Ralph Smith Foundations. Tôi rất biết ơn họ.

 Stephen Hawking
20 tháng 10 năm 1987.

CHƯƠNG 1

BỨC TRANH VŨ TRỤ CỦA CHÚNG TA

Một khoa học gia nổi tiếng (có người nói đó là Bertrand Russell) có lần diễn thuyết trước công chúng về thiên văn học. Ông mô tả địa cầu quay chung quanh mặt trời như thế nào, và, mặt khác, mặt trời lại quay quanh trung tâm của một quần thể các vì sao gọi là thiên hà như thế nào. Vào cuối buổi diễn thuyết, một bà cụ nhỏ thó ngồi cuối phòng đứng lên nói: "Những lời ông nói đều là tầm bậy. Thế giới này thực ra là một cái đĩa bằng phẳng nằm trên lưng một con rùa khổng lồ." Vị khoa học gia mỉm cười hợm hĩnh trước khi trả lời: "Vậy thì con rùa nó đứng trên cái gì?" "Ông rất khôn lanh, ông bạn trẻ ạ, rất khôn lanh," bà cụ nói. "Nhưng, đây là bầy rùa cứ con nọ cõng con kia liên tiếp như thế!"

Phần lớn người ta sẽ cho rằng hình ảnh vũ trụ của chúng ta như một tháp rùa vô tận nghe hơi tức cười, nhưng tại sao chúng ta tự cho rằng mình biết rõ hơn? Chúng ta biết gì về vũ trụ? và chúng ta biết về nó như thế nào? Vũ trụ từ đâu mà đến, và nó sẽ đi về đâu? Vũ trụ có một khởi thủy hay không? và nếu có thì chuyện gì xảy ra trước đó? Bản chất thời gian là gì? Liệu nó sẽù đi tới kết cuộc hay không? Những khai thông mới đây về vật lý học, một phần nhờ những kỹ thuật mới kỳ diệu, đưa ra những giải đáp cho một vài trong số những câu hỏi lâu đời này. Một ngày nào đó những câu trả lời này có thể sẽ tỏ ra hiển nhiên đối với chúng ta như chuyện địa cầu quay chung quanh mặt trời – hoặc cũng có thể tức cười như một cái tháp gồm những con rùa. Chỉ có thời gian (dù đó là gì chăng nữa) sẽ cho biết.

Ngay từ năm 340 trước Tây Nguyên, Aristotle, triết học gia Hy Lạp, trong quyển sách "Luận Thiên"(On the Heaven) của ông, đã có thể đưa ra hai luận cứ giá trị để tin rằng địa cầu là một trái cầu tròn chứ không phải là một đĩa bằng phẳng. Thứ nhất, ông nhận thức rằng nguyệt thực là do địa cầu vận hành đến giữa mặt trời và mặt trăng. Bóng địa cầu ở trên mặt trăng luôn luôn tròn là vậy, điều này chỉ đúng nếu bản thân trái đất hình cầu. Nếu địa cầu là một cái đĩa tròn bằng phẳng, cái bóng sẽ bị kéo dài ra hoăïc có hình bầu dục e-lip (ellipse), trừ phi nguyệt thực luôn luôn xẩy ra vào lúc mặt trời nằm ngay dưới trung tâm cái đĩa tròn này. Thứ hai, nhờ những cuộc du hành, người Hy Lạp đã biết rằng khi quan sát bầu trời từ những vùng phía nam, sao Bắc Đẩu có vẻ thấp hơn trong bầu trời so với khi quan sát từ những vùng gần phía bắc. (Bởi vì sao Bắc Đẩu nằm ngay phía trên Bắc Cực, cho nên nó có vẻ nằm ngay trên đỉnh đầu của người quan sát đứng tại Bắc Cực, còn đối với người quan sát từ xích đạo, sao Bắc Đẩu có vẻ nằm ngay ở chân trời).

Từ sự khác biệt về vị trí biểu kiến của sao Bắc Đẩu tại Ai Cập và Hy Lạp, Aristotle thậm chí còn tính phỏng chu vi của địa cầu là 400,000 stadia (chuẩn cự). Hiện nay không thể biết chính xác, độ dài 1 stadium (số ít của stadia) là bao nhiêu, nhưng có lẽ là trên dưới 200 yards , như thế thì sự phỏng tính của Aristotle gấp đôi con số được công nhận hiện nay. Người Hy Lạp còn đưa ra một luận cứ thứ ba là trái đất phải hình tròn, nếu không thì tại sao người ta nhìn thấy cột buồm của một chiếc thuyền từ chân trời đi tới và sau đó mới thấy thân thuyền?

Aristotle nghĩ rằng địa cầu bất động và rằng mặt trời, mặt trăng, các hành tinh và các ngôi sao di chuyển theo những quỹ đạo hình tròn chung quanh địa cầu. Ông tin tưởng điều này bởi vì ông cảm thấy, vì những lý do thần bí, rằng địa cầu là trung tâm của vũ trụ, và rằng chuyển động tròn là hoàn hảo nhất. Quan niệm này đã được phát triển bởi Ptolemy vào thế kỷ thứ hai sau Tây Nguyên thành một mô hình vũ trụ học đầy đủ. Địa cầu nằm ở trung tâm, bao quanh bởi tám hình cầu mang mặt trăng, mặt trời, các ngôi sao và năm hành tinh được biết hồi đó: Thủy tinh, Kim tinh, Hỏa tinh, Mộc tinh và Thổ tinh. (Hình 1.1). Những hành tinh này lại chuyển động trên những vòng tròn nhỏ hơn gắn vào những hình cầu tương ứng để giải thích đường đi tương đối phức tạp của chúng khi được quan sát trên bầu trời. Hình cầu tầng ngoài cùng chứa những ngôi sao gọi là sao cố định, chúng luôn luôn nằm ở cùng vị trí so với nhau, nhưng cùng nhau quay trong bầu trời. Những gì bên ngoài hình cầu ngoài cùng thì không hề được minh định, nhưng chắc chắn nó không nằm trong cái vũ trụ có thể quan sát được của con người.

Mô hình của Ptolemy cung cấp một hệ thống chính xác một cách hợp lý để tiên đoán vị trí của các thiên thể trong bầu trời. Nhưng để tiên đoán đúng những vị trí này, Ptolemy đã phải giả định rằng mặt trăng đi theo một quỹ đạo mà đôi khi nó tới gần địa cầu gấp đôi những lúc khác. Và điều đó có nghĩa rằng mặt trăng đôi khi phải nhìn lớn gấp đôi những lúc khác! Ptolemy đã thừa nhận khuyết điểm này, mặc dù thế, mô hình của ông vẫn được tiếp nhận rộng rãi tuy không phải ai cũng đồng ý. Nó được giáo hội Cơ Đốc giáo tiếp nhận như hình ảnh của vũ trụ phù hợp với Thánh Kinh, bởi vì nó có ưu điểm lớn lao là dành nhiều chỗ bên ngoài hình cầu các tinh tú cố định cho thiên đường và địa ngục.

Tuy nhiên, năm 1514, một vị giáo sĩ người Ba Lan, tên là Nicholas Copernicus, đã đề ra một mô hình đơn giản hơn. (Ban đầu, có lẽ sợ bị giáo hội của mình gán cho là một kẻ theo dị giáo, Copernicus chỉ luân lưu mô hình của ông một cách nặc danh.) Quan niệm của ông là, mặt trời nằm cố định ở trung tâm, còn địa cầu và các hành tinh di chuyển theo các quỹ đạo tròn quanh mặt trời. Gần một thế kỷ sau, quan niệm của ông mới được coi trọng. Rồi hai nhà thiên văn học – Johannes Kepler, người Đức, và Galileo Galilei, người Ý – đã khởi sự công khai ủng hộ lý thuyết của Copernicus, mặc dù các quỹ đạo mà nó dự đoán đã không hoàn toàn phù hợp với các quỹ đạo quan sát được. Đòn chí tử cho lý thuyết của Aristotle và Ptolemy xảy ra vào năm 1609. Năm ấy, Galileo dùng viễn vọng kính vừa phát minh để quan sát bầu trời ban đêm. Khi quan sát Mộc tinh, Galileo đã phát hiện có mấy vệ tinh nhỏ hoặc mặt trăng chuyển động quanh nó. Điều này ngụ ý rằng không phải mọi vật đều phải quay quanh trái đất như Aristotle và Ptolemy đã nghĩ. (Đương nhiên, người ta vẫn có thể tin rằng địa cầu đứng yên tại trung tâm vũ trụ, còn các vệ tinh của Mộc tinh di chuyển theo những quỹ đạo hết sức phức tạp quanh địa cầu, khiến có vẻ như chúng quay quanh Mộc tinh. Tuy nhiên, lý thuyết của Copernicus đơn giản hơn nhiều.) Cùng lúc đó, Johannes Kepler đã cải tiến lý thuyết của Copernicus, cho rằng các hành tinh di chuyển không phải theo hình tròn mà theo hình e-lip (một e-lip là một vòng tròn được kéo dài ra, giống như hình bầu dục). Những tiên đoán đó ngày nay phù hợp với những quan sát.

Đối với Kepler, những quỹ đạo hình e-lip chỉ là một giả thuyết tạm thời, và là một giả thuyết hơi khó chấp nhận, bởi vì hình e-lip rõ ràng không hoàn hảo bằng hình tròn. Sau khi hầu như tình cờ khám phá ra rằng các quỹ đạo hình e-lip phù hợp với những quan sát, ông lại không thể thỏa hiệp chúng với quan niệm của ông rằng các hành tinh phải quay chung quanh mặt trời do tác dụng của các lực từ tính. Mãi về sau, vào năm 1687, một sự giải thích mới được đưa ra, khi Sir Isaac Newton xuất bản cuốn sách của ông nhan đề Triết Lý Nguyên Tắc Tự Nhiên của Toán Học, có lẽ là tác phẩm đơn độc quan trọng nhất từng được xuất bản về khoa vật lý. Trong quyển sách này, Newton không những đưa ra một lý thuyết về vấn đề làm thế nào các vật thể di chuyển trong không gian và thời gian, mà còn phát triển những bài toán phức tạp cần thiết để phân tích những chuyển động này. Ngoài ra, Newton còn đề ra định luật vạn vật hấp dẫn, theo đó, mọi vật thể trong vũ trụ đều thu hút lẫn nhau bởi một lực. Lực này càng mạnh nếu khối lượng của vật thể càng lớn và khi chúng càng nằm gần nhau. Chính lực này đã khiến mọi vật đều rơi xuống mặt đất. (Câu chuyện rằng Newton đã được gợi ý bởi một trái táo rơi trúng đầu hầu như chắc chắn chỉ là huyền thoại. Chính Newton chỉ nói rằng ý tưởng về trọng lực đã tới với ông khi ông ngồi "trầm tư," và "tình cờ một trái táo rơi xuống.") Newton tiếp tục chứng tỏ rằng, theo định luật của ông, hấp lực khiến mặt trăng di chuyển theo một quỹ đạo hình e-lip chung quanh trái đất và khiến trái đất cùng các hành tinh quay theo các đường e-lip chung quanh mặt trời.

Mô hình theo Copernicus loại bỏ các hình cầu của Ptolemy, và cả quan niệm rằng vũ trụ có một biên giới tự nhiên. Bởi vì các "ngôi sao cố định" có vẻ như đã không thay đổi vị trí ngoại trừ chuyện quay ngang bầu trời gây ra bởi địa cầu quay theo trục của nó, điều đã trở thành tự nhiên khi cho rằng những ngôi sao cố định là những vật thể gống như mặt trời của chúng ta nhưng ở xa hơn rất nhiều.

Theo lý thuyết hấp lực của ông, Newton nhận thấy rằng các ngôi sao phải thu hút lẫn nhau, do đó hình như chúng không thể bất động mãi. Thế liệu sẽ có một lúc nào đó chúng sẽ rơi vào nhau không? Trong một bức thư năm 1691 viết cho Richard Bentley – một nhà tư tưởng hàng đầu khác vào thời đó – Newton lý luận rằng điều này quả thực sẽ xảy ra nếu chỉ có một con số hữu hạn các ngôi sao, được phân bố trong một khoảng không gian hữu hạn. Nhưng mặt khác, ông lý luận rằng nếu có một con số vô hạn các vì sao được phân bố tương đối đồng đều trong không gian vô hạn, thì điều này sẽ không xẩy ra, bởi vì khi đó sẽ không có trung tâm điểm nào để chúng rơi xuống.

Luận cứ này là một loại cạm bẫy mà bạn có thể gặp phải khi nói về cái vô hạn. Trong một vũ trụ vô hạn, mọi điểm đều có thể coi như trung tâm, bởi vì mọi điểm đều có một con số vô hạn các ngôi sao ở mọi phía của nó. Phương pháp chính xác, rất lâu sau mới được nhận thức, là xem xét tình trạng hữu hạn, trong đó các ngôi sao đều rơi vào nhau, và rồi tự hỏi mọi chuyện sẽ thay đổi như thế nào nếu người ta thêm vào các ngôi sao được phân bố tương đối đồng đều bên ngoài vùng này. Theo định luật của Newton, những ngôi sao cộng thêm đó tính trung bình sẽ không làm thay đổi gì đối với những ngôi sao nguyên thủy, khiến những ngôi sao này vẫn rơi vào nhau nhanh như cũ. Chúng ta có thể thêm bao nhiêu ngôi sao tùy ý, nhưng chúng vẫn luôn luôn rơi vào nhau. Hiện chúng ta biết rằng không thể có một mô hình vũ trụ ở trong trạng thái tĩnh mãi mãi trong đó trọng lực luôn luôn thu hút.

Điều lý thú khi nhớ lại bầu không khí chung của tư trưởng trước thế kỷ 20, là không ai từng cho rằng vũ trụ đang bành trướng hoặc đang co rút. Người ta thường chấp nhận rằng vũ trụ hoặc tồn tại mãi mãi trong một trạng thái không thay đổi, hoặc đã được tạo ra trong quá khứ vào một thời điểm nhất định, gần giống như chúng ta thấy ngày nay. Điều này một phần có thể do khuynh hướng của con người muốn tin vào những chân lý vĩnh hằng, cũng như sự dễ dãi mà người ta tìm thấy trong ý nghĩ rằng dù họ có thể già đi và chết, vũ trụ vẫn tồn tại mãi mãi và không thay đổi.

Ngay cả những người ý thức rằng lý thuyết hấp dẫn của Newton cho thấy vũ trụ không thể ở trạng thái tĩnh, họ cũng không suy nghĩ để cho rằng vũ trụ có thể đang bành trướng. Ngược lại, họ cố cải tiến lý thuyết bằng cách cho rằng lực hấp dẫn trở thành lực đẩy khi ở những khoảng cách rất lớn. Điều này đã không ảnh hưởng đáng kể tới những tiên đoán của họ về chuyển động của các hành tinh, nhưng nó cho phép một sự phân bố vô hạn những ngôi sao để duy trì sự cân bằng – với những lực hấp dẫn giữa những ngôi sao nằm gần nhau được cân bằng bởi những lực đẩy từ những ngôi sao nằm xa hơn. Tuy nhiên, hiện nay chúng ta tin rằng một sự cân bằng như vậy cũng không ổn định: nếu các ngôi sao ở một khu vực nào đó hơi nhích lại gần nhau thêm một tí, hấp lực giữa chúng với nhau sẽ mạnh hơn và vượt trộiù các lực đẩy, do đó các ngôi sao sẽ tiếp tục rơi về phía nhau. Mặt khác, nếu các ngôi sao hơi xa lìa nhau thêm một tí, các lực đẩy sẽ chiếm ưu thế và thúc đẩy chúng lìa nhau càng xa thêm.

Một phản bác khác đối với thuyết vũ trụ tĩnh vô hạn thường được gán cho triết gia Đức Heinrich Olbers, người đã viết về lý thuyết của ông vào năm 1823. Thật vậy, nhiều người cùng thời với Newton đã nêu lên vấn đề này và bài viết của Olbers không phải là tài liệu đầu tiên chứa đựng những luận cứ đáng tin chống lại nó. Tuy nhiên, đây là bài viết đầu tiên được nhiều người chú ý. Điều khó khăn là trong một vũ trụ ở trạng thái tĩnh và vô hạn, gần như mọi luồng thị tuyến đều tận cùng ở bề mặt một ngôi sao. Như vậy, người ta có thể trông đợi cả bầu trời sẽ sáng như mặt trời, ngay cả vào ban đêm. Luận cứ phản bác của Olbers cho rằng ánh sáng chiếu từ các ngôi sao ở xa sẽ bị yếu đi bởi sự hấp thụ của vật chất nằm chen ở giữa. Tuy nhiên, nếu điều đó xảy ra, vật chất nằm giữa này cuối cùng sẽ bị nóng lên cho tới khi phát sáng như các ngôi sao. Cách duy nhất để tránh kết luận rằng cả bầu trời ban đêm phải sáng như mặt trời là giả định rằng các ngôi sao chẳng phải chiếu sáng vĩnh viễn như thế, mà đã được bật sáng ở một thời điểm xác định nào đó trong quá khứ. Trong tình huống này, vật chất hấp thụ nhiệt có thể chưa được hâm nóng, hoặc giả ánh sáng từ các ngôi sao ở xa có thể chưa đạt tới chúng ta. Và điều đó đưa chúng ta tới câu hỏi là cái gì có thể làm cho các ngôi sao bật sáng lúc đầu.

Đương nhiên, vấn đề khởi thủy của vũ trụ đã được thảo luận trước chuyện này rất lâu. Theo một số các học thuyết vũ trụ thời kỳ đầu và truyền thống của người Do Thái / Cơ Đốc giáo / Hồi giáo, vũ trụ đã bắt đầu vào một thời điểm xác định, và cách đây không xa lắm trong quá khứ. Một luận cứ cho một sự khởi đầu như vậy là cảm nghĩ rằng cần phải có "Nguyên Nhân Thứ Nhất" để giải thích sự hiện hữu của vũ trụ. (Bên trong vũ trụ, bạn luôn luôn giải thích một biến cố như là gây ra bởi một biến cố trước đó, nhưng sự hiện hữu của chính vũ trụ, chỉ có thể được giải thích bằng cách này nếu nó có một khởi thủy nào đó.) Một luận cứ khác đã được đưa ra bởi Thánh Augustine trong tác phẩm "Thành Phố của Thượng Đế." Ông vạch ra rằng nền văn minh đang tiến bộ và chúng ta nhớ ai đã làm công trình này hoặc phát triển kỹ thuật kia. Như vậy, con người, và cũng có thể là vũ trụ, không thể nào đã có mặt từ lâu như thế. Thánh Augustine đã chấp nhận một thời điểm khoảng 5,000 năm trước Tây Nguyên cho việc Sáng Tạo vũ trụ theo cuốn Kinh Cựu Ước. (Cần lưu ý rằng đây không phải là lúc kết thúc thời kỳ băng hà mới nhất, khoảng trước Tây Nguyên 10,000 năm, đó là lúc các nhà khảo cổ cho ta biết rằng nền văn minh đã thực sự bắt đầu.)

Mặt khác, Aristotle và hầu hết các triết gia Hy Lạp khác không thích tư tưởng sáng thế, bởi vì nó mang quá nhiều mùi vị sự can thiệp thần quyền. Cho nên họ tin rằng, nhân loại và thế giới chung quanh đã và sẽ tiếp tục tồn tại vĩnh viễn. Người xưa đã xem xét luận cứ về sự tiến bộ như mô tả ở trên, và trả lời bằng cách nói rằng đã có những trận lụt có tính cách định kỳ hoặc những tai nạn khác đã liên tiếp đưa nhân loại trở lại thời văn minh sơ khai.

Năm 1781, triết gia Immanuel Kant trong tác phẩm vĩ đại (và rất khó hiểu) Phê Phán về Thuần Lý, đã khảo sát cặn kẽ vấn đề liệu vũ trụ có một khởi thủy về thời gian hay không và liệu nó có bị giới hạn về không gian hay không. Ông gọi những câu hỏi này là những mâu thuẫn của thuần lý bởi vì ông cảm thấy rằng có những luận cứ đáng tin như nhau để tin vào mệnh đề, rằng vũ trụ có một khởi thủy, và phản đề, rằng vũ trụ đã hiện hữu từ vĩnh cửu. Luận cứ của ông cho mệnh đề là, nếu vũ trụ không có một mở đầu, thì sẽ có một thời gian vô hạn trước bất cứ biến cố nào, điều ông coi là phi lý. Luận cứ cho phản đề là, nếu vũ trụ có một mở đầu, sẽ có một thời kỳ vô hạn về thời gian trước đó, vậy thì tại sao vũ trụ lại phải bắt đầu vào một thời khắc đặc định nào đó? Thật ra, lý luận của ông cho cả đề và phản đề đều giống nhau. Chúng đều đặt căn bản trên giả thiết hiểu ngầm của ông, rằng thời gian là vô tận trở về trước, dù vũ trụ đã hiện hữu vô tận hay không. Như chúng ta sẽ thấy, ý niệm về thời gian không có ý nghĩa trước khi vũ trụ khởi đầu. Đây là điểm được nêu lên đầu tiên bởi Thánh Augustine. Khi được hỏi: Thượng đế đã làm gì trước khi sáng tạo ra vũ trụ? Augustine đã không trả lời: Ngài đang sửa soạn Địa Ngục cho những ai hỏi những câu hỏi như vậy. Thay vào đó ông nói rằng thời gian là một tính chất của vũ trụ mà Thượng Đế đã sáng tạo, và rằng thời gian đã không hiện hữu trước khởi thủy của vũ trụ.

Khi phần đông người ta tin vào một vũ trụ bản chất tĩnh và bất biến, vấn đề nó có khởi đầu hay không, thực sự là một vấn đề siêu hình hoặc có tính cách thần học. Người ta có thể giải thích những gì đã được quan sát một cách khá đồng đều về lý thuyết cho rằng vũ trụ đã tồn tại vĩnh viễn hoặc về lý thuyết cho rằng nó đã được khởi động ở một thời điểm hữu hạn nào đó theo một cách sao cho nó có vẻ như đã tồn tại vĩnh viễn. Nhưng vào năm 1929, Edwin Hubble đã thực hiện cuộc quan sát quan trọng cho thấy dù bạn nhìn từ đâu, những thiên hà ở xa cũng di chuyển nhanh xa lìa chúng ta. Nói cách khác, vũ trụ đang bành trướng. Điều này có nghĩa là vào thời xa xưa, các vật thể sẽ nằm gần nhau hơn. Thật vậy, hình như có một thời điểm, khoảng 10 đến 20 ngàn triệu năm về trước, chúng tất cả đều ở đúng một chỗ và, do đó, mật độ vũ trụ lớn vô hạn. Phát hiện này rốt cuộc đưa vấn đề khởi thủy của vũ trụ vào lãnh vực khoa học.

Những quan sát của Hubble gợi ý rằng có một lúc, gọi là bùng nổ lớn (big bang), vũ trụ vô cùng nhỏ và dầy đặc vô cùng. Dưới những điều kiện này, mọi định luật khoa học, và do đó mọi khả năng tiên đoán tương lai, đều sụp đổ. Nếu có những biến cố xảy ra trước thời khắc này, chúng không thể ảnh hưởng tới những gì xảy ra trong hiện tại. Chúng ta có thể không lý đến sự hiện hữu của chúng, bởi vì chúng không có những hậu quả có thể quan sát được. Người ta có thể nói rằng thời gian có một khởi đầu ở vụ nổ lớn, theo một ý nghĩa rằng thời gian trước đó giản dị không định nghĩa được. Cần phải nhấn mạnh rằng sự khởi đầu này của thời gian rất khác biệt với những gì đã được quan niệm trước kia. Trong một vũ trụ bất biến, một khởi điểm của thời gian là cái được đặt ra bởi một đấng nào đó bên ngoài vũ trụ; không cần có một khởi đầu về vật lý. Người ta có thể tưởng tượng rằng Thượng Đế đã tạo ra vũ trụ ở bất cứ thời điểm nào đó trong quá khứ. Mặt khác, nếu vũ trụ đang bành trướng, có thể có những lý do vật lý là tại sao phải có một khởi đầu. Người ta vẫn có thể tưởng tượng rằng Thượng Đế đã tạo ra vũ trụ trong cái khoảnh khắc của vụ nổ lớn, hoặc giả thậm chí sau đó, để nó giống như đã xảy ra một vụ nổ lớn, nhưng sẽ vô nghĩa khi giả định rằng vũ trụ được tạo ra trước vụ nổ lớn. Một vũ trụ đang bành trướng không loại trừ một đấng sáng tạo, nhưng nó quả thật đặt ra những giới hạn về chuyện khi nào đấng sáng tạo đã thực hiện công việc của mình!

Để nói về bản chất của vũ trụ và thảo luận các vấn đề như liệu nó có một khởi đầu hoặc chung cuộc hay không, bạn cần thấu hiểu một lý thuyết khoa học là gì. Tôi sẽ dùng quan điểm đơn giản cho rằng một lý thuyết chỉ là một mô hình của vũ trụ hoặc một phần có giới hạn của nó, và là một bộ những quy luật liên kết các số lượng trong mô hình với những quan sát mà chúng ta thực hiện. Nó chỉ tồn tại trong đầu chúng ta và không có bất cứ thực tế nào khác (bất kể điều đó có ý nghĩa gì). Một lý thuyết là một lý thuyết tốt nếu nó thỏa mãn hai đòi hỏi: Nó phải mô tả chính xác một số lớn các quan sát trên căn bản một mô hình chỉ chứa một ít các yếu tố độc đoán, và nó phải đưa ra những tiên đoán rõ rệt về những kết quả của những cuộc quan sát trong tương lai. Ví dụ, lý thuyết của Aristotle cho rằng mọi vật đều được cấu tạo bởi bốn nguyên tố, đất, không khí, lửa và nước, đủ giản dị để được chấp nhận, nhưng nó đã không đưa ra bất cứ tiên đoán nào rõ rệt. Mặt khác, thuyết hấp lực của Newton được đặt căn bản trên một mô hình còn đơn giản hơn nữa, trong đó các vật thể hút lẫn nhau với một lực tỉ lệ thuận với một số lượng gọi là khối lượng của chúng và tỉ lệ nghịch với bình phương khoảng cách giữa chúng với nhau. Vậy mà nó tiên đoán các chuyển động của mặt trời, mặt trăng, và các hành tinh với một độ chính xác cao.

Bất cứ lý thuyết vật lý nào cũng luôn luôn có tính cách tạm thời, theo ý nghĩa rằng nó chỉ là một giả thuyết: bạn không bao giờ có thể chứng minh nó. Bất kể bao nhiêu lần kết quả của những cuộc thí nghiệm phù hợp với một lý thuyết nào đó, bạn không bao giờ có thể quả quyết kết quả lần sau không mâu thuẫn với lý thuyết đó. Mặt khác, bạn có thể chứng minh một lý thuyết sai lầm bằng cách chỉ cần tìm ra một lần quan sát duy nhất không phù hợp với những tiên đoán của lý thuyết đó. Như triết gia khoa học Karl Popper đã nhấn mạnh, đặc trưng của lý thuyết tốt là, nó đưa ra một số các tiên đoán mà trên nguyên tắc có thể bị bác bỏ hoặc ghi nhận là sai lầm bằng cách quan sát. Chừng nào những thực nghiệm mới được ghi nhận phù hợp với những tiên đoán thì lý thuyết còn tồn tại, và sự tin tưởng của chúng ta đặt vào nó tăng lên; nhưng nếu có một ghi nhận mới không phù hợp, chúng ta phải bỏ hoặc tu chính lý thuyết này. Ít nhất đó là điều được dự trù sẽ xảy ra, nhưng bạn luôn luôn có thể nghi ngờ khả năng của người thi hành việc quan sát.

Trên thực tế, điều thường xảy ra là một lý thuyết mới thực ra là một sự nới rộng của lý thuyết trước. Chẳng hạn, những cuộc quan sát chính xác về Thủy Tinh cho thấy một sai biệt nhỏ giữa chuyển động của nó và những tiên đoán của thuyết hấp dẫn của Newton. Thuyết tương đối tổng quát của Einstein đã tiên đoán một chuyển động hơi khác so với thuyết của Newton. Sự kiện rằng những tiên đoán của Einstein phù hợp với những gì được thấy, trong khi những tiên đoán của Newton thì không, đã là một trong những sự xác nhận quan trọng của lý thuyết mới. Tuy nhiên, phần lớn chúng ta vẫn còn sử dụng lý thuyết của Newton cho mọi mục tiêu thực tiễn bởi vì sự khác biệt giữa các tiên đoán của nó và những tiên đoán của thuyết tương đối tổng quát rất nhỏ trong những hoàn cảnh mà chúng ta thường gặp. (Lý thuyết của Newton cũng có những ưu điểm lớn là giản dị hơn nhiều so với lý thuyết của Einstein!)

Mục đích chung cuộc của khoa học là cung cấp một lý thuyết đơn nhất để mô tả toàn thể vũ trụ. Tuy nhiên, phương pháp mà phần lớn các nhà khoa học thực sự theo đuổi là phân chia vấn đề thành hai phần. Đầu tiên, có những định luật cho chúng ta biết vũ trụ thay đổi theo thời gian như thế nào (Nếu chúng ta biết vũ trụ ra sao ở bất cứ thời điểm nào, những định luật vật lý này sẽ cho ta biết vũ trụ sẽ ra sao ở bất cứ thời điểm nào sau này). Thứ hai, có vấn đề tình trạng sơ khai của vũ trụ. Một số người cảm thấy rằng khoa học chỉ nên lưu tâm tới phần thứ nhất, họ coi vấn đề trạng thái ban sơ là một vấn đề siêu hình hoặc thuộc về tôn giáo. Họ sẽ nói rằng Thượng Đế toàn năng có thể khai mở vũ trụ bất cứ cách nào tùy ý. Có thể như vậy, nhưng trong trường hợp đó, Thượng Đế cũng có thể phát triển vũ trụ theo một cách hoàn toàn độc đoán. Tuy nhiên, xem ra Thượng Đế đã chọn cách cho vũ trụ tiến hóa theo một đường lối rất bình thường theo một số định luật. Cho nên, cũng hợp lý không kém khi giả định rằng cũng có những định luật chi phối tình trạng ban sơ.

Hóa ra rất khó phác họa một lý thuyết để mô tả hết vũ trụ. Thay vào đó, chúng ta chia vấn đề ra thành nhiều mảnh nhỏ, và phát minh ra một số lý thuyết từng phần. Mỗi một bộ phận lý thuyết này mô tả và dự đoán một phạm vi quan sát có giới hạn, không để ý tới các hiệu ứng của các lượng khác, hoặc trình bày chúng bằng những loạt con số đơn giản. Có thể phương pháp này hoàn toàn sai. Nếu mọi vật trong vũ trụ đều tùy thuộc vào mọi điều khác về căn bản, có lẽ không thể nào tới gần được một giải đáp đầy đủ bằng cách xem xét những phần riêng rẽ của vấn đề. Mặc dù như vậy, chắc chắn đây là phương pháp giúp chúng ta tiến bộ trong quá khứ. Thí dụ cổ điển vẫn là thuyết hấp lực của Newton, nó cho chúng ta biết rằng lực hấp dẫn giữa hai vật thể chỉ tùy thuộc vào một con số gắn liền với mỗi vật thể, đó là khối lượng của nó, mà không tùy thuộc vào cái gì làm thành những vật thể đó. Như vậy, người ta không cần có một lý thuyết về kết cấu và thành phần của mặt trời và các hành tinh để tính toán các quỹ đạo của chúng.

Các khoa học gia ngày nay mô tả vũ trụ theo hai lý thuyết từng phần cơ bản – thuyết tương đối tổng quát và cơ học lượng tử. Chúng là những thành quả vĩ đại trong tiền bán thế kỷ 20. Thuyết tương đối tổng quát mô tả trọng lực và cơ cấu vĩ mô của vũ trụ, nghĩa là, cơ cấu trên một tầm mức từ vài dặm cho đến lớn cỡ 1 triệu triệu triệu triệu (số 1 với 24 con số 0 theo sau) dặm, là tầm cỡ có thể quan sát của vũ trụ. Mặt khác, cơ học lượng tử xử lý các hiện tượng ở tầm cỡ cực kỳ nhỏ, chẳng hạn một phần triệu của một phần triệu của một inch. Tuy nhiên, đáng tiếc là, hai lý thuyết này được biết không phù hợp với nhau – chúng không thể đồng thời đều đúng. Một trong số những cố gắng chủ yếu của vật lý học ngày nay, và chủ đề chính của quyển sách này, là tìm kiếm một lý thuyết mới có thể hợp nhất cả hai – một thuyết hấp dẫn lượng tử. Chúng ta chưa có một lý thuyết như vậy, và có thể còn lâu chúng ta mới có, nhưng chúng ta quả đã biết nhiều trong số các tính chất mà nó phải có. Và chúng ta sẽ thấy, ở những chương sau, rằng chúng ta đã biết khá nhiều những tiên đoán mà một thuyết hấp lục lượng tử phải có.

Bây giờ, nếu bạn tin rằng vũ trụ không phải tùy hứng, mà bị chi phối bởi những định luật nhất định, cuối cùng bạn phải kết hợp những lý thuyết từng phần này thành một lý thuyết thống nhất hoàn toàn để mô tả mọi thứ trong vũ trụ. Nhưng có một mâu thuẫn căn bản trong việc tìm kiếm một lý thuyết thống nhất hoàn toàn như vậy. Quan niệm về những lý thuyết khoa học được phác họa ở trên giả định rằng chúng ta là những sinh vật có lý trí được tự do quan sát vũ trụ như chúng ta muốn và rút ra những suy luận hợp lý từ những gì chúng ta thấy. Trong một phương án như vậy, chúng ta có lý khi cho rằng có thể tiến tới gần hơn bao giờ hết những định luật chi phối vũ trụ. Nhưng, nếu quả thật có một lý thuyết thống nhất hoàn toàn, thì chắc hẳn nó cũng sẽ quyết định tới hành động của chúng ta. Và do đó chính lý thuyết sẽ quyết định kết quả cuộc tìm kiếm của chúng ta dành cho nó! Và tại sao nó sẽ phải định rằng chúng ta đã đạt tới những kết luận đúng rút từ bằng chứng? Liệu nó cũng có thể quyết định rằng chúng ta rút ra những kết luận sai lầm hay không? Hoặc không có kết luận nào cả?

Câu trả lời duy nhất mà tôi mà có thể đưa ra cho vấn đề này được căn cứ trên nguyên tắc tuyển chọn tự nhiên của Darwin. Tư tưởng này cho rằng trong bất cứ quần thể sinh vật tự sanh sản nào, sẽ có những biến đổi trong vật liệu và chỉ thị di truyền chứa trong những cá thể khác nhau. Những khác biệt này sẽ có nghĩa vài cá thể có thể có khả năng hơn những cá thể khác trong việc rút ra những kết luận đúng đắn về thế giới chung quanh và hành động sao cho thích hợp. Những cá thể này có nhiều khả năng hơn để tồn tại, sanh sản và do đó mô thức về hành vi và tư tưởng của chúng sẽ trở nên vượt trội. Điều chắc chắn đúng trong quá khứ là những cái chúng ta gọi là trí thông minh và khám phá khoa học đã đưa tới lợi thế để sinh tồn. Điều không hiển nhiên như vậy là trường hợp những khám phá khoa học của chúng ta rất có thể hủy diệt toàn thể chúng ta, và dù chúng không hủy diệt, một lý thuyết thống nhất hoàn toàn có thể không thay đổi nhiều cơ may tồn tại của chúng ta. Tuy nhiên, giả thử vũ trụ đã tiến hóa theo một đường lối bình thường, chúng ta có thể trông đợi những khả năng lý luận mà sự tuyển chọn tự nhiên đã cho chúng ta sẽ có giá trị trong cuộc tìm kiếm một lý thuyết thống nhất hoàn toàn, và nhờ đó không đưa chúng ta tới những kết luận sai lầm.

Bởi vì những lý thuyết từng phần mà chúng ta đã có cũng đủ để đưa ra những tiên đoán đúng cho mọi tình huống, ngoại trừ những tình huống cực đoan nhất, cho nên cuộc tìm kiếm lý thuyết chung cuộc về vũ trụ có vẻ khó biện minh đối với những lý do thực tiễn. (Tuy nhiên, cũng nên ghi nhận rằng những luận điểm tương tự có thể đã được sử dụng để chống lại cả thuyết tương đối lẫn cơ học lượng tử, trong khi những lý thuyết này đã cho chúng ta cả năng lượng hạt nhân lẫn cuộc cách mạng vi điện tử !) Cho nên, khám phá về một lý thuyết thống nhất hoàn toàn có thể không trợ giúp gì cho sự sống còn của chủng loại chúng ta. Thậm chí nó cũng không ảnh hưởng tới lối sống của chúng ta. Nhưng kể từ buổi đầu của nền văn minh, con người ta đã không an phận nhìn các sự việc xảy ra như không liên hệ với nhau và không lý giải được. Họ khao khát một sự hiểu biết cái trật tự tiềm ẩn trong thế giới. Ngày nay chúng ta vẫn khao khát muốn biết tại sao chúng ta ở đây và chúng ta từ đâu mà đến. Ý nguyện sâu kín muốn hiểu biết của nhân loại đủ chánh đáng để chúng ta tiếp tục cuộc tìm kiếm. Và mục tiêu của chúng ta không ngoài việc mô tả toàn diện cái vũ trụ mà chúng ta đang sống bên trong.

CHƯƠNG 2
KHÔNG GIAN VÀ THỜI GIAN

Quan niệm hiện nay của chúng ta về sự chuyển động của các vật thể có từ thời Galileo và Newton. Trước họ, người ta tin tưởng Aristotle, người nói rằng trạng thái tự nhiên của một vật thể là đứng yên, và chỉ di động khi bị tác động bởi một lực hoặc xung lực. Như vậy, vật thể nặng phải rơi nhanh hơn so với vật thể nhẹ, bởi vì nó bị lực lớn hơn kéo nó về mặt đất.

Aristotle cũng cho rằng người ta có thể dùng tư duy thuần túy để tìm ra mọi định luật chi phối vũ trụ: không cần phải dùng quan sát để kiểm nghiệm. Cho nên, cho tới thời Galileo, không ai bận tâm quan sát xem các vật thể có trọng lượng khác nhau có thực sự rơi với vận tốc khác nhau hay không. Nghe nói Galileo đã chứng minh rằng sự tin tưởng của Aristotle là sai lầm bằng cách thả những vật nặng từ tháp nghiêng Pisa xuống. Câu chuyện này hầu như hoàn toàn không đúng, nhưng Galileo quả thật đã làm một chuyện tương tự: ông lăn những trái banh có trọng lượng khác nhau xuống một đường dốc nhẵn. Tình trạng cũng tương tự như những vật nặng rơi thẳng đứng, nhưng dễ quan sát hơn bởi vì vận tốc chậm hơn. Những số đo của Galileo cho thấy rằng mỗi vật thể gia tăng tốc độ với cùng một nhịp, bất kể trọng lượng của nó bao nhiêu. Thí dụ, nếu bạn thả một trái banh xuống một đường dốc mà cứ 10 mét thì chiều cao hạ xuống 1 mét, trái banh sẽ lăn xuống dốc với tốc độ khoảng 1 mét mỗi giây sau một giây, 2 mét mỗi giây sau hai giây, và cứ thế, dù trái banh nặng bao nhiêu. Đương nhiên, một vật nặng bằng chì sẽ rơi nhanh hơn một cái lông chim, nhưng đó chỉ vì cái lông chim bị sức cản không khí làm chậm lại. Nếu một người thả hai vật thể ít bị sức cản không khí, như hai vật nặng bằng chì khác nhau, thì chúng rơi với tốc độ như nhau.

Những đo đạc của Galileo đã được Newton sử dụng làm căn bản cho các định luật về chuyển động của ông. Trong những thí nghiệm của Galileo, khi một vật thể lăn xuống dốc, nó luôn luôn bị tác động bởi cùng một lực (trọng lượng của nó), và hậu quả là làm cho nó luôn luôn tăng tốc độ. Điều này chứng tỏ rằng ảnh hưởng thực sự của một lực là luôn làm thay đổi tốc độ của một vật thể, thay vì chỉ làm cho nó chuyển động, như trước kia người ta tưởng. Nó cũng có nghĩa rằng mỗi khi một vật thể không bị tác động bởi bất cứ lực nào, nó sẽ tiếp tục chuyển động theo một đường thẳng với cùng tốc độ. Tư tưởng này lần đầu tiên được minh định trong cuốn Các Nguyên Tắc Toán Học xuất bản năm 1687, và được biết như định luật thứ nhất của Newton. Điều xảy ra cho một vật thể khi có một lực tác động lên nó thì chi phối bởi định luật thứ hai của Newton. Định luật này nói rằng vật thể sẽ gia tốc, hay thay đổi tốc độ, theo một nhịp độ tỉ lệ với lực. (Chẳng hạn, nếu lực tăng gấp đôi thì gia tốc cũng sẽ lớn gấp đôi). Gia tốc cũng sẽ nhỏ hơn nếu khối lượng vật thể (hoặc lượng vật chất) lớn hơn. (Cùng một lực tác động lên một vật thể có khối lượng gấp đôi sẽ gây ra một gia tốc nhỏ hơn một nửa.) Lấy một chiếc xe để làm một thí dụ quen thuộc: máy xe càng mạnh, gia tốc càng lớn, nhưng xe càng nặng, gia tốc càng nhỏ đối với cùng máy xe.

Ngoài các định luật về chuyển động của ông, Newton còn khám phá một định luật để mô tả trọng lực: Mọi vật thể đều hấp dẫn mọi vật thể khác, với một lực tỉ lệ thuận với khối lượng của mỗi vật thể. Do đó lực giữa hai vật thể sẽ mạnh gấp đôi nếu một trong hai vật thể (thí dụ, vật thể A) có khối lượng gấp đôi. Đây là điều bạn có thể dự liệu, bởi vì người ta có thể coi vật thể A mới như được tạo thành bởi hai vật thể với khối lượng nguyên thủy. Mỗi vật thể sẽ thu hút vật thể B với lực nguyên thủy. Do đó tổng lực giữa A và B sẽ gấp đôi lực nguyên thủy. Và nếu, chẳng hạn, một trong hai vật thể có khối lượng gấp đôi, và vật thể kia có khối lượng gấp ba, khi đó lực sẽ mạnh gấp sáu lần. Bây giờ người ta có thể thấy tại sao mọi vật thể đều rơi với cùng một nhịp độ: một vật thể có trọng lượng gấp đôi sẽ có trọng lực gấp đôi kéo nó xuống, nhưng nó cũng có gấp đôi khối lượng. Theo định luật thứ nhì của Newton, hai ảnh hưởng này sẽ vừa đúng triệt tiêu lẫn nhau, cho nên gia tốc sẽ như nhau trong mọi trường hợp.

Định luật hấp dẫn của Newton còn cho chúng ta biết rằng các vật thể càng xa nhau, hấp lực càng nhỏ. Định luật hấp dẫn của Newton nói rằng hấp lực của một ngôi sao bằng đúng một phần tư hấp lực của một ngôi sao tương tự ở nửa độ xa. Định luật này tiên đoán các quỹ đạo của địa cầu, mặt trăng, và các hành tinh với độ chính xác cao. Nếu giả sử định luật cho rằng lực hấp dẫn của một ngôi sao giảm nhanh hơn theo khoảng cách, các quỹ đạo của các hành tinh sẽ không phải là hình e–lip, chúng sẽ xoáy về hướng mặt trời. Nếu lực giảm chậm hơn, các hấp lực từ các ngôi sao ở xa sẽ thắng thế hấp lực từ trái đất.

Sự khác biệt lớn lao giữa quan niệm của Aristotle và quan niệm của Galileo và Newton là Aristotle tin vào một trạng thái tịnh chiếm ưu thế, khiến bất cứ vật thể nào cũng ở trạng thái này nếu nó không bị tác động bởi một lực hoặc xung động nào. Đặc biệt, ông cho rằng địa cầu ở trạng thái tịnh. Nhưng theo các định luật của Newton, chẳng có một tiêu chuẩn yên nghỉ duy nhất nào. Người ta có thể nói rằng vật thể A đứng yên còn vật thể B di chuyển với một tốc độ không đổi so với vật thể A, hoặc vật thể B đứng yên còn vật thể A di chuyển. Chẳng hạn, nếu chúng ta tạm thời gác qua một bên chuyển động quay của địa cầu và quỹ đạo của nó quanh mặt trời, người ta có thể nói rằng địa cầu đứng yên và rằng một chiếc xe lửa trên đó đi về hướng bắc với tốc độ 90 dặm một giờ, hoặc xe lửa đứng yên, còn địa cầu di chuyển về phía nam với tốc độ 90 dặm một giờ. Nếu một người thực hiện các thí nghiệm với những vật di chuyển trên xe lửa, mọi định luật của Newton cũng vẫn đúng. Chẳng hạn, chơi bóng bàn trên xe lửa, người ta sẽ thấy rằng trái banh tuân theo các định luật của Newton giống hệt như một trái banh trên một cái bàn nằm cạnh đường rầy. Do đó không có cách nào để biết được là xe lửa hay là địa cầu đang di chuyển.

Thiếu một tiêu chuẩn tuyệt đối về tình trạng tịnh chỉ có nghĩa rằng người ta không thể xác định hai sự việc xảy ra ở những thời gian khác nhau có xảy ra tại cùng một vị trí trong không gian hay không. Chẳng hạn, giả thử trái banh bóng bàn của chúng ta nảy lên xuống theo đường thẳng, đụng vào bàn ở cùng một điểm cách nhau một giây đồng hồ. Đối với một người trên đường rày, hai lần nảy có vẻ xảy ra cách nhau khoảng bốn mươi mét, bởi vì xe lửa đã di chuyển được khoảng cách đó dọc đường rày giữa hai lần banh nảy. Như vậy, việc không có sự yên nghỉ tuyệt đối có nghĩa là người ta không thể cho mỗi biến cố một vị trí tuyệt đối trong không gian như Aristotle đã tin tưởng. Vị trí của các biến cố và khoảng cách giữa chúng với nhau sẽ khác đối với một người trên xe lửa và người trên đường rày, và sẽ không có lý do gì để coi trọng vị trí của người này hơn vị trí của người kia.

Newton đã rất bận tâm về sự kiện thiếu vị trí tuyệt đối hoặc không gian tuyệt đối, như nó được gọi, bởi vì nó không phù hợp với quan niệm của ông về một Thượng Đế tuyệt đối. Thật vậy, ông không chịu chấp nhận chuyện không có không gian tuyệt đối, mặc dù nó đã được bao hàm trong các định luật của ông. Ông đã bị nhiều người chỉ trích nặng nề vì niềm tin vô lý này, đáng kể nhất là Giám Mục Berkeley, một triết gia tin rằng mọi vật thể vật chất và không gian và thời gian đều là ảo tưởng. Khi vị bác sĩ nổi tiếng Johnson được nói cho biết quan điểm của Berkeley, ông đã la lớn, " Tôi bác bỏ nó như thế này!" và đá chân vào một tảng đá lớn.

Cả Aristotle và Newton đều tin vào thời gian tuyệt đối. Nghĩa là, họ tin rằng người ta có thể đo đạc một cách không hàm hồ khoảng cách thời gian giữa hai sự kiện, và rằng khoảng thời gian này sẽ như nhau dù ai là người đo, chỉ cần dùng đồng hồ tốt. Thời gian hoàn toàn tách biệt và độc lập với không gian. Đây là điều mà phần lớn mọi người xem như đương nhiên. Nhưng, chúng ta đã phải thay đổi quan niệm của chúng ta về không gian và thời gian. Mặc dù những ý niệm có vẻ hợp lý của chúng ta có giá trị khi đối phó với những cái như quả táo, hoặc các hành tinh di chuyển tương đối chậm, chúng không đúng chút nào đối với những vật thể di chuyển bằng hay gần bằng vận tốc ánh sáng.

Sự kiện ánh sáng di chuyển với một tốc độ hữu hạn, nhưng rất lớn, lần đầu được khám phá năm 1676 bởi nhà thiên văn học người Đan Mạch Ole Christensen Roemer. Ông đã quan sát thấy rằng thời gian vào lúc các mặt trăng của Mộc tinh hình như đi qua phía sau Mộc tinh đã không cách nhau đồng đều, như người ta trông đợi, nếu các mặt trăng này quay quanh Mộc tinh với một tốc độ không đổi. Khi địa cầu và mộc tinh quay quanh mặt trời, khoảng cách giữa chúng thay đổi. Roemer ghi nhận rằng những vụ nguyệt thực của các mặt trăng của Mộc tinh xuất hiện càng muộn hơn nếu chúng ta càng ở xa Mộc tinh. Ông lý luận rằng đó là do ánh sáng từ các mặt trăng phải tốn thời gian nhiều hơn để tới chúng ta khi chúng ta ở xa hơn. Tuy nhiên, những số đo của ông về những biến thiên về khoảng cách từ Mộc tinh đến trái đất không chính xác lắm, và do đó trị số của ông về tốc độ ánh sáng là 140,000 dặm một giây, so với trị số hiện nay là 186,000 dặm một giây. Mặc dù thế, những thành quả của Roemer thật là đáng kể, không những trong việc chứng tỏ rằng ánh sáng di chuyển với một tốc độ hữu hạn, mà còn trong việc đo tốc độ đó –– được thực hiện mười một năm trước khi Newton xuất bản cuốn Nguyên Tắc Toán Học.

Một lý thuyết thích hợp về sự lan truyền của ánh sáng đã không có cho tới năm 1865, khi nhà vật lý học Anh quốc James Clerk Maxwell thành công trong việc thống nhất các lý thuyết từng phần mà cho tới khi đó đã được sử dụng để mô tả những lực của dòng điện và từ tính. Các phương trình của Maxwell tiên đoán rằng có thể sẽ có những nhiễu loạn hình sóng trong điện từ trường tổng hợp, và rằng những nhiễu sóng này sẽ di chuyển với một vận tốc cố định, như những gợn sóng trên một cái ao. Nếu những độ dài sóng của những sóng này (khoảng cách giữa hai đỉnh sóng) là một mét hoặc dài hơn, đây là sóng mà chúng ta hiện nay gọi là sóng vô tuyến. Những độ dài sóng ngắn hơn được gọi là vi ba (một vài centimét) hoặc hồng ngoại tuyến (hơn một phần mười ngàn centimét). Ánh sáng mắt nhìn thấy được có một độ dài sóng chỉ ở khoảng bốn mươi đến tám mươi phần triệu của một centimét. Các độ dài sóng ngắn hơn nữa được gọi là tia tử ngoại, tia X và tia gamma.

Lý thuyết của Maxwell tiên đoán rằng sóng vô tuyến hoặc sóng ánh sáng phải di chuyển với một tốc độ cố định nào đó. Nhưng lý thuyết của Newton đã loại bỏ quan niệm tuyệt đối tịnh, cho nên nếu ánh sáng được cho là di chuyển với một tốc độ cố định, người ta sẽ phải cho biết tốc độ cố định đó phải được đo so với cái gì. Do đó người ta cho rằng có một chất gọi là "ê–te" hiện hữu ở khắp mọi nơi, thậm chí ở cả trong "chân không". Sóng ánh sáng phải di chuyển qua ê–te như sóng âm thanh di chuyển qua không khí, và tốc độ của chúng do đó phải tương đối với ê–te. Những quan sát viên khác nhau, di chuyển tương đối với ê–te, sẽ thấy ánh sáng hướng tới họ ở các tốc độ khác nhau, nhưng tốc độ ánh sáng tương đối với ê–te sẽ không thay đổi. Đặc biệt khi địa cầu xuyên qua ê–te theo quỹ đạo của nó quanh mặt trời, tốc độ ánh sáng đo theo chiều chuyển động của địa cầu qua ê–te (khi chúng ta di chuyển về hướng nguồn ánh sáng) phải lớn hơn tốc độ ánh sáng thẳng góc với sự chuyển động đó (khi chúng ta không di chuyển về hướng nguồn sáng). Năm 1887, Albert Michelson (người sau này trở thành người Mỹ đầu tiên nhận giải Nobel vật lý) và Edward Morley đã thực hiện một thí nghiệm thật thận trọng tại trường Khoa Học Ứng Dụng ở Cleveland. Họ so sánh tốc độ của ánh sáng theo chiều di chuyển của địa cầu với tốc độ ở chiều thẳng góc với chuyển động của địa cầu. Và họ vô cùng kinh ngạc khi thấy chúng hoàn toàn giống y như nhau!

Giữa năm 1887 đến 1905, đã có nhiều cố gắng, đáng kể nhất bởi nhà vật lý học Hòa Lan Hendrik Lorentz, để giải thích kết quả của thí nghiệm Michelson–Morley, theo đó vật thể co rút lại và đồng hồ chạy chậm lại khi chúng di chuyển qua ê–te. Tuy nhiên, trong một tài liệu nổi tiếng năm 1905, một viên thư ký khi đó không ai biết tới ở phòng bằng sáng chế Thụy Sĩ, Albert Einstein, đã vạch ra rằng toàn thể quan niệm về một chất ê–te là không cần thiết, miễn rằng người ta từ bỏ quan niệm thời gian tuyệt đối. Một quan điểm tương tự đã được đưa ra vài tuần sau đó bởi nhà toán học Pháp hàng đầu, Henry Poincaré. Lý luận của Einstein gần với vật lý hơn là của Poincaré, người coi vấn đề này như thuộc về toán học. Einstein thường được coi như có công đưa ra lý thuyết mới, nhưng Poincaré được nhớ tới bởi sự kiện tên ông được gắn với một phần quan trọng của lý thuyết.

Định đề cơ bản của thuyết tương đối, như nó được gọi, là những định luật khoa học phải nhất như đối với mọi quan sát viên di chuyển tự do, bất kể vận tốc của họ ra sao. Điều này đúng đối với định luật chuyển động của Newton, nhưng bây giờ ý niệm được mở rộng để bao gồm cả lý thuyết của Maxwell và tốc độ của ánh sáng: mọi quan sát viên phải đo được cùng một tốc độ của ánh sáng, bất kể họ di chuyển nhanh như thế nào. Quan niệm đơn giản này có một số hậu quả lớn lao. Có thể hậu quả được biết tới nhiều nhất là mối tương quan giữa khối lượng và năng lượng, được tóm tắt trong phương trình nổi tiếng của Einstein E = mc2 (trong đó E là năng lượng, m là khối lượng, c là vận tốc ánh sáng), và định luật cho rằng không có gì có thể di chuyển nhanh hơn ánh sáng. Do sự tương đương giữa năng lượng và khối lượng, năng lượng mà một vật thể có nhờ sự chuyển động của nó sẽ cộng thêm với khối lượng của nó. Nói cách khác, muốn gia tăng tốc độ của nó sẽ trở nên khó khăn hơn. Hiệu ứng này chỉ thật sự đáng kể đối với những vật thể di chuyển với vận tốc gần bằng vận tốc ánh sáng. Chẳng hạn, ở tốc độ bằng 10% tốc độ ánh sáng, khối lượng của vật thể chỉ tăng 0,5% so với bình thường, trong khi với tốc độ bằng 90% tốc độ ánh sáng nó sẽ tăng gấp đôi khối lượng bình thường của nó. Khi một vật thể tiến gần tới tốc độ ánh sáng, khối lượng của nó tăng lên nhanh hơn, do đó cần thêm càng nhiều năng lượng để tăng tốc độ của nó thêm. Trên thực tế nó không thể nào đạt đến tốc độ của ánh sáng, bởi vì lúc bấy giờ khối lượng của nó sẽ trở nên lớn vô hạn, và theo nguyên lý tương quan giữa khối lượng và năng lượng, sẽ cần phải có một năng lượng lớn vô hạn mới có thể làm được. Vì lý do này, bất cứ vật thể bình thường nào cũng vĩnh viễn bị giới hạn bởi thuyết tương đối để chỉ di chuyển với tốc độ chậm hơn tốc độ của ánh sáng. Chỉ có ánh sáng, hoặc những sóng khác không có khối lượng nội tại, có thể di chuyển với tốc độ của ánh sáng.

Một hậu quả cũng quan trọng không kém của thuyết tương đối là đường lối nó đã cách mạng hóa quan niệm của chúng ta về không gian và thời gian. Trong lý thuyết của Newton, nếu một xung ánh sáng được gởi từ một nơi này đến nơi khác, những người quan sát khác nhau sẽ đồng ý về thời gian cần tới cho quãng đường đi (vì thời gian là tuyệt đối), nhưng họ sẽ không luôn luôn đồng ý về chuyện ánh sáng đã đi được bao xa (bởi vì không gian không phải tuyệt đối). Bởi vì tốc độ của ánh sáng chỉ là khoảng cách ánh sáng đã di chuyển chia cho thời gian nó cần, những quan sát viên khác nhau sẽ đo được những tốc độ khác nhau của ánh sáng. Trong khi đó, ở thuyết tương đối, mọi quan sát viên phải đồng ý về chuyện ánh sáng di chuyển nhanh như thế nào. Tuy nhiên, họ vẫn không đồng ý về khoảng cách mà ánh sáng đã di chuyển, do đó họ cũng phải bất đồng ý kiến về thời gian đã cần tới. (Thời gian cần thiết là khoảng cách mà ánh sáng đã di chuyển –– mà các quan sát viên không đồng ý –– chia cho tốc độ của ánh sáng –– mà họ đã đồng ý). Nói cách khác, thuyết tương đối đã kết liễu quan điểm về thời gian tuyệt đối! Có vẻ như mỗi quan sát viên phải có những số đo về thời gian riêng của mình, như được ghi nhận bởi một chiếc đồng hồ mà người đó mang theo, và những đồng hồ giống nhau được mang bởi các quan sát viên khác nhau sẽ không nhất thiết phải phù hợp với nhau.

Mỗi quan sát viên đều có thể dùng radar để cho biết khi nào và tại đâu một biến cố xảy ra bằng cách gửi đi một xung ánh sáng hoặc sóng vô tuyến. Một phần của xung được phản chiếu lại nơi xảy ra và quan sát viên đo thời điểm mà người đó nhận được xung phản chiếu.

Thời gian của biến cố sau đó được gọi là thời gian nửa đường khi xung được gởi và thời gian khi xung dội được nhận lại: khoảng cách của biến cố bằng nửa thời gian cần thiết cho chuyến đi khứ hồi này nhân với tốc độ của ánh sáng. (Một biến cố, trong nghĩa này, là điều xảy ra tại một điểm trong không gian, vào một điểm đặc biệt trong thời gian.) Ý niệm này được trình bày trong hình 2.1, là một thí dụ về một đồ biểu không–thời gian. Dùng cách này, những số đo của các quan sát viên di chuyển so với nhau sẽ ghi nhận những thời gian và vị trí khác nhau cho cùng một biến cố. Không có những đo lường nào của một quan sát viên đặc biệt nào chính xác hơn bất cứ những đo lường nào của quan sát viên khác, nhưng mọi đo lường đều liên hệ với nhau. Bất cứ quan sát viên nào cũng có thể tìm ra chính xác thời gian và vị trí mà bất cứ quan sát viên nào khác sẽ gán cho một biến cố, với điều kiện người đó biết vận tốc tương đối của quan sát viên kia.

Ngày nay chúng ta dùng đúng phương pháp này để đo khoảng cách một cách chính xác, bởi vì chúng ta có thể đo thời gian một cách chính xác hơn độ dài. Dùng cách này, mét được định nghĩa là khoảng cách di chuyển bởi ánh sáng trong 0,000000003335640952 giây đồng hồ, như được đo bởi một đồng hồ nguyên tử cesium (Lý do cần con số đặc biệt đó vì nó đáp ứng được định nghĩa có tính cách lịch sử của mét –– theo khoảng cách của hai dấu khắc trên một thanh bạch kim đặc biệt được lưu giữ tại Paris). Cũng vậy, chúng ta có thể dùng một đơn vị độ dài thuận tiện hơn gọi là giây–ánh sáng. Đơn vị này được định nghĩa một cách giản dị là khoảng cách ánh sáng di chuyển trong một giây. Theo thuyết tương đối, bây giờ chúng ta định nghĩa khoảng cách theo thời gian và tốc độ ánh sáng, do đó đương nhiên đưa tới hậu quả là mọi quan sát viên sẽ đo được ánh sáng có cùng tốc độ (theo định nghĩa, 1 mét mỗi 0,000000003335640952 giây). Không cần phải đưa vào ý niệm về một chất ê–te mà sự hiện diện của nó không ai phát hiện được, như thí nghiệm Michelson–Morley đã chứng tỏ. Tuy nhiên, thuyết tương đối quả thật buộc chúng ta thay đổi hoàn toàn các ý niệm của chúng ta về không gian và thời gian. Chúng ta phải chấp nhận rằng thời gian không phải hoàn toàn tách biệt và độc lập với không gian, nhưng được phối hợp với không gian để hình thành một đối tượng gọi là không–thời gian.

Kinh nghiệm thông thường của chúng ta là có thể mô tả vị trí của một điểm trong không gian bằng ba con số, hoặc tọa độ. Chẳng hạn, người ta có thể nói rằng một điểm trong một căn phòng cách một bức tường 7 bộ, cách một bức tường khác 3 bộ, và cao hơn mặt đất 5 bộ. Hoặc người ta cũng có thể định rõ rằng một điểm ở một vĩ độ, kinh độ và cao độ nào đó so với mặt biển. Người ta có thể tự do dùng bất cứ 3 tọa độ thích hợp nào, mặc dù chúng chỉ có một tầm giá trị giới hạn. Người ta sẽ không chỉ vị trí của mặt trăng theo số dặm về phía bắc và số dặm về phía tây của Piccadilly Circus* và số bộ trên mặt biển. Thay vào đó, người ta có thể mô tả nó theo khoảng cách từ mặt trời, khoảng cách từ mặt phẳng chứa những quỹ đạo của các hành tinh, và góc độ giữa đường nối mặt trăng với mặt trời và đường nối mặt trời với một ngôi sao ở gần đó như ngôi sao Alpha Centauri. Ngay cả những tọa độ này cũng sẽ không ích lợi gì nhiều trong việc mô tả vị trí của mặt trời trong thiên hà của chúng ta hoặc vị trí của thiên hà của chúng ta trong nhóm những thiên hà ở trong vùng. Thật vậy, người ta có thể mô tả trọn vũ trụ theo một tập hợp những mảng gối lên nhau. Trong mỗi mảng này, người ta có thể dùng những bộ ba tọa độ khác nhau để chỉ rõ vị trí của một điểm.

Một biến cố là sự kiện xảy ra ở một điểm đặc biệt trong không gian và ở một thời gian đặc biệt. Như vậy, người ta có thể xác định nó bằng 4 con số hoặc tọa độ. Một lần nữa, việc tuyển chọn tọa độ là tùy ý; người ta có thể dùng bất cứ ba tọa độ không gian nào đã được định rõ ràng và bất cứ số đo nào về thời gian. Trong thuyết tương đối, không có sự phân biệt thực sự giữa các tọa độ thời gian và không gian, cũng như không có sự khác biệt thực sự nào giữa bất cứ hai tọa độ không gian nào. Người ta có thể chọn một bộ tọa độ mới, trong đó, thí dụ, tọa độ không gian thứ nhất là một sự phối hợp giữa tọa độ không gian thứ nhất cũ và các tọa độ không gian thứ nhì. Chẳng hạn, thay vì đo vị trí của một điểm trên mặt đất bằng số dặm về phía bắc của Piccadilly, và số dặm về phía tây của Piccadilly, người ta có thể dùng số dặm về phía đông bắc của Piccadilly, và số dặm về phía tây bắc của Piccadilly. Tương tự, trong thuyết tương đối, người ta có thể dùng một tọa độ thời gian mới là thời gian cũ (tính theo giây) cộng với khoảng cách (tính theo giây–ánh sáng) về phía bắc của Piccadilly.

Thường là có ích khi nghĩ tới bốn tọa độ của một biến cố khi xác định vị trí của nó trong một không gian bốn chiều gọi là không–thời gian. Tưởng tượng ra một không gian bốn chiều là điều không thể được. Chính tôi cũng thấy việc hình dung một không gian ba chiều đã đủ khó khăn rồi! Tuy nhiên, thật dễ vẽ ra những đồ biểu của những không gian hai chiều, như bề mặt của trái đất. (Bề mặt của trái đất là hai chiều bởi vì vị trí của một điểm có thể được xác định bởi hai tọa độ, vĩ độ và kinh độ.) Thông thường tôi sẽ sử dụng các biểu đồ trong đó thời gian tăng lên trên và một trong những chiều không gian được trình bày theo đường nằm ngang. Hai chiều không gian kia được bỏ qua, hoặc đôi khi, một trong hai chiều đó được biểu thị theo phối cảnh. (Những biểu đồ này được gọi là những biểu đồ không–thời gian, như hình 2.1). Thí dụ, trong hình 2.2, thời gian được đo hướng lên trên bằng số năm và khoảng cách dọc theo đường từ mặt trời tới ngôi sao Alpha Centauri được đo bằng dặm theo đường nằm ngang. Những đường đi của mặt trời và của ngôi sao Alpha Centauri qua không–thời gian được trình bày bằng những đường thẳng đứng về bên trái và bên phải của biểu đồ. Một tia sáng từ mặt trời đi theo đường chéo, và cần bốn năm để đi từ mặt trời tới ngôi sao Alpha Centauri.

Như chúng ta đã thấy, phương trình của Maxwell tiên đoán rằng tốc độ của ánh sáng phải nhất như bất kể tốc độ của nguồn sáng, và điều này đã được xác nhận bởi những đo đạc chính xác. Điều này đưa tới kết luận rằng nếu một xung ánh sáng được phát ra tại một thời gian đặc biệt ở một điểm đặc biệt trong không gian, rồi khi thời gian diễn ra nó sẽ lan truyền như một trái cầu ánh sáng có độ lớn và vị trí độc lập với tốc độ của nguồn sáng. Sau một phần triệu của giây, ánh sáng sẽ lan truyền để hình thành một trái cầu với bán kính 300 mét; sau hai phần triệu giây, bán kính sẽ là 600 mét; và cứ thế tiếp tục. Nó sẽ giống như những gợn sóng tỏa ra trên bề mặt của một cái ao khi ném xuống một cục đá. Những gợn sóng tỏa ra như một vòng tròn càng ngày càng lớn khi thời gian tiếp tục. Nếu người ta nghĩ tới một mô hình ba chiều bao gồm bề mặt hai chiều của cái ao và một chiều về thời gian, vòng tròn mở rộng của các gợn sóng sẽ vẽ ra một hình nón có đỉnh nằm ở không gian và thời gian mà cục đá chạm mặt nước (H. 2.3). Tương tự, ánh sáng tỏa ra từ một biến cố hình thành một hình nón ba chiều trong không–thời gian bốn chiều. Hình nón này được gọi là hình nón ánh sáng tương lai của biến cố. Cũng bằng cách đó chúng ta có thể vẽ một hình nón khác, gọi là hình nón ánh sáng quá khứ, là bộ biến cố từ đó một xung ánh sáng có thể đạt tới biến cố đã cho (H. 2.4).

Các hình nón ánh sáng quá khứ và tương lai của một một sự kiện P phân chia không–thời gian thành ba vùng (H. 2.5). Tương lai tuyệt đối của sự kiện này là vùng bên trong hình nón ánh sáng tương lai P. Đó là tập hợp của mọi biến cố có thể bị ảnh hưởng bởi những gì xảy ra tại P. Những tín hiệu xuất phát từ P không thể tới được những sự kiện nằm ngoài hình nón ánh sáng P bởi vì không có gì có thể di chuyển nhanh hơn ánh sáng. Do đó chúng không thể bị ảnh hưởng bởi những gì xảy ra tại P. Quá khứ tuyệt đối của P là vùng bên trong hình nón ánh sáng quá khứ. Đó là tập hợp của mọi biến cố từ đó các tín hiệu di chuyển bằng hay dưới tốc độ của ánh sáng có thể đạt tới P. Do đó nó là tập hợp của mọi biến cố có thể ảnh hưởng tới những gì xảy ra tại P. Nếu người ta biết điều gì đang xảy ra tại một thời điểm nào đó ở bất cứ nơi nào trong vùng không gian nằm bên trong hình nón ánh sáng quá khứ của P, người ta có thể tiên đoán những gì sẽ xảy ra tại P. Vùng nào khác là vùng không–thời gian không nằm trong những hình nón ánh sáng tương lai hoặc quá khứ của P. Các biến cố ở vùng nào khác không thể ảnh hưởng hoặc bị ảnh hưởng bởi những sự kiện tại P. Chẳng hạn, nếu mặt trời ngưng chiếu sáng vào ngay lúc này, nó sẽ không ảnh hưởng tới những gì trên Trái Đất vào thời gian hiện tại bởi vì chúng sẽ ở vùng nào khác của biến cố khi mặt trời tắt (H. 2.6).

Chúng ta sẽ chỉ biết về chuyện đó sau tám phút, là thời gian để ánh sáng từ mặt trời đến chúng ta. Chỉ lúc ấy các sự kiện trên địa cầu mới nằm trong hình nón ánh sáng tương lai của biến cố mặt trời tắt này. Tương tự, chúng ta không biết những gì đang xảy ra lúc này ở những nơi xa hơn trong vũ trụ: ánh sáng mà chúng ta thấy từ những thiên hà xa xôi đã rời khỏi chúng từ hàng triệu năm về trước, và trong trường hợp vật thể nằm xa nhất mà chúng ta đã thấy, ánh sáng đã rời đi từ khoảng tám ngàn triệu năm về trước. Như vậy, khi chúng ta nhìn vào vũ trụ, chúng ta đang nhìn nó như là nhìn vào quá khứ của nó.

Nếu người ta bỏ qua các hiệu ứng hấp lực, như Einstein và Poincaré đã làm vào năm 1905, người ta có điều được gọi là thuyết tương đối đặc biệt. Đối với mỗi biến cố trong không–thời gian, chúng ta có thể xây dựng một hình nón ánh sáng (tập hợp của mọi đường đi có thể có của ánh sáng trong không–thời gian phát ra tại biến cố đó), và bởi vì tốc độ của ánh sáng không đổi ở mọi biến cố và trong mọi chiều, tất cả những hình nón ánh sáng sẽ giống nhau và sẽ cùng hướng về một hướng. Thuyết này cũng cho chúng ta biết rằng không có gì có thể di chuyển nhanh hơn ánh sáng. Điều này có nghĩa là đường đi của bất cứ vật thể nào qua không gian và thời gian phải được biểu diễn bởi một đường nằm bên trong hình nón ánh sáng tại mỗi sự kiện trên đó (H. 2.7).

Thuyết tương đối đặc biệt rất thành công trong việc giải thích rằng tốc độ ánh sáng giống nhau đối với mọi quan sát viên (như đã được trình bày bởi thí nghiệm Michelson–Morley) và trong việc mô tả những gì xảy ra khi các vật thể di chuyển với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng. Tuy nhiên, điều đó không phù hợp với lý thuyết hấp lực của Newton, nói rằng các vật thể thu hút lẫn nhau với một lực tùy thuộc vào khoảng cách giữa chúng với nhau. Điều này có nghĩa rằng nếu người ta di chuyển một trong những vật thể, lực tác động lên vật thể kia sẽ thay đổi tức khắc. Hoặc nói cách khác, các hiệu quả của trọng lực phải di chuyển với tốc độ vô hạn, thay vì bằng hoặc dưới tốc độ của ánh sáng, như thuyết tương đối đặc biệt đòi hỏi. Einstein đã thực hiện một số cố gắng không thành công giữa năm 1908 và 1914 để tìm một lý thuyết về trọng lực phù hợp với thuyết tương đối đặc biệt. Cuối cùng, trong năm 1915, ông đã đưa ra thuyết mà hiện giờ chúng ta gọi là thuyết tương đối tổng quát.

Einstein đã đưa ra đề nghị cách mạng là hấp lực không phải là một lực giống như những loại lực khác, mà là hậu quả của sự kiện rằng không–thời gian không bằng phẳng, như trước kia người ta tưởng: nó cong, hay "vênh" bởi sự phân bố của khối lượng và năng lượng trong nó. Những vật thể như địa cầu không phải do một lực gọi là dẫn lực làm chúng di chuyển trên các quỹ đạo cong; mà do chúng đi theo cái gần giống nhất với một đường thẳng trong một không gian cong, được gọi là đường trắc địa. Một đường trắc địa là con đường ngắn nhất (hoặc dài nhất) giữa hai điểm gần nhau. Chẳng hạn, bề mặt của trái đất là một không gian cong hai chiều. Một đường trắc địa trên trái đất được gọi là một vòng tròn lớn, và là con đường ngắn nhất giữa hai điểm (H. 2.8). Vì đường trắc địa là con đường ngắn nhất giữa bất cứ hai phi trường nào, đây là con đường mà một hoa tiêu hàng không sẽ nói người phi công bay theo. Trong thuyết tương đối tổng quát, các vật thể luôn luôn đi theo các đường thẳng trong không–thời gian bốn chiều, nhưng đối với chúng ta chúng có vẻ như di chuyển dọc theo những đường cong trong không gian ba chiều của chúng ta. (Điều này hơi giống như quan sát một chiếc máy bay bay phía trên vùng đồi núi. Mặc dù nó bay theo một đường thẳng trong không gian ba chiều, cái bóng của nó đi theo một đường cong trên mặt đất hai chiều.)

Khối lượng của mặt trời làm cong không–thời gian theo một cách mà mặc dù trái đất đi theo một đường thẳng trong không–thời gian bốn chiều, đối với chúng ta có vẻ như nó di chuyển theo một quỹ đạo tròn trong không gian ba chiều. Thật vậy, quỹ đạo của các hành tinh tiên đoán bởi thuyết tương đối tổng quát hầu như đúng như những quỹ đạo đã được tiên đoán bởi thuyết hấp dẫn của Newton. Tuy nhiên, trong trường hợp Thủy tinh, vì là hành tinh gần mặt trời nhất, nên chịu những hiệu ứng hấp lực mạnh nhất, và có một quỹ đạo hơi dài ra, thuyết tương đối tổng quát tiên đoán rằng trục dài của hình e–lip phải quay theo mặt trời với một nhịp độ khoảng một độ trong mười ngàn năm. Mặc dù hiệu ứng này nhỏ, nó đã được ghi nhận trước năm 1915 và được coi như một trong những xác nhận đầu tiên cho lý thuyết của Einstein. Trong những năm gần đây, những biến thiên còn nhỏ hơn về quỹ đạo của những hành tinh khác từ những tiên đoán theo Newton đã được đo bằng radar và thấy phù hợp với những tiên đoán của thuyết tương đối tổng quát.

Các tia sáng cũng phải đi theo các trắc địa tuyến của không–thời gian. Một lần nữa, sự kiện rằng không gian hình cong có nghĩa rằng ánh sáng không còn có vẻ di chuyển theo các đường thẳng trong không gian nữa. Như vậy, thuyết tương đối tổng quát tiên đoán rằng ánh sáng phải bị uốn cong bởi các trường trọng lực. Thí dụ, lý thuyết này tiên đoán rằng các hình nón ánh sáng của những điểm gần mặt trời sẽ hơi bị cong về phía trong, do ảnh hưởng của khối lượng của mặt trời. Điều này có nghĩa rằng ánh sáng từ một ngôi sao xa xôi đi qua gần mặt trời sẽ bị đẩy lệch qua một góc nhỏ, khiến ngôi sao hiện ra ở một vị trí khác đối với một quan sát viên ở trên mặt đất (H. 2.9). Dĩ nhiên, nếu ánh sáng từ ngôi sao luôn luôn đi qua gần mặt trời, chúng ta sẽ không thể nào biết liệu ánh sáng đã bị lệch hướng hoặc là ngôi sao thực sự nằm ở chỗ mà chúng ta đang nhìn thấy nó. Tuy nhiên, vì trái đất quay chung quanh mặt trời, những ngôi sao khác nhau có vẻ đi qua phía sau mặt trời và ánh sáng của chúng bị lệch đi. Do đó chúng thay đổi vị trí biểu kiến so với những ngôi sao khác.

Bình thường rất khó nhận thấy hiệu ứng này, bởi vì ánh sáng từ mặt trời khiến cho chúng ta không thể quan sát được những ngôi sao xuất hiện gần mặt trời trong bầu trời. Tuy nhiên, có thể làm như vậy trong một vụ nhật thực, khi ánh sáng mặt trời bị che khuất bởi mặt trăng. Sự tiên đoán của Einstein về sự lệch hướng của ánh sáng đã không thể được thí nghiệm ngay vào năm 1915, bởi vì cuộc Thế Chiến Thứ Nhất đang diễn ra, và mãi cho đến năm 1919, một toán thám hiểm người Anh, khi quan sát một vụ nhật thực từ Tây Phi Châu, đã chứng tỏ rằng ánh sáng quả thật bị mặt trời làm lệch hướng, như lý thuyết đã tiên đoán. Bằng chứng về một lý thuyết của người Đức được thực hiện bởi các khoa học gia người Anh đã được hoan nghênh như một hành vi vĩ đại của sự hòa giải giữa hai nước sau chiến tranh. Có điều mỉa mai là cuộc khảo sát sau này về những bức hình được chụp trong cuộc thám hiểm đó cho thấy những sai sót cũng lớn lao như hiệu ứng mà họ cố gắng đo lường. Trắc lượng của họ thuần túy nhờ vận may, hoặc là một trường hợp biết trước kết quả mà họ muốn đạt tới, không phải là ít xảy ra trong khoa học. Tuy nhiên, sự lệch hướng ánh sáng đã được xác nhận một cách chính xác bởi một số những quan sát sau này.

Một tiên đoán khác của thuyết tương đối tổng quát là thời gian phải có vẻ chạy chậm hơn gần một vật thể lớn như trái đất. Đây là vì có một mối liên hệ giữa năng lượng của ánh sáng và tần số của nó (tức số làn sóng ánh sáng mỗi giây): năng lượng càng lớn, tần số càng cao. Khi ánh sáng di chuyển về phía trên trong trường hấp lực của trái đất, nó mất bớt năng lượng, và do đó tần số của nó giảm bớt. (Điều này có nghĩa là độ dài của thời gian giữa một đỉnh sóng và đỉnh sóng kế tiếp tăng lên.) Đối với một người ở trên cao, sẽ có vẻ như mọi chuyện ở phía dưới diễn ra với thời gian dài hơn. Sự tiên đoán này đã được thí nghiệm vào năm 1962, dùng một cặp đồng hồ thật chính xác đặt trên đỉnh và đáy của một tháp nước. Chiếc đồng hồ ở đáy, gần mặt đất hơn, được thấy chạy chậm hơn, hoàn toàn phù hợp với thuyết tương đối tổng quát. Sự khác biệt về tốc độ của các đồng hồ ở các cao độ khác nhau phía trên mặt đất hiện giờ có tầm quan trọng thực tế rất đáng kể, với sự ra đời của những hệ thống định vị chính xác căn cứ vào những tín hiệu từ các vệ tinh. Nếu người ta bỏ qua sự tiên đoán của thuyết tương đối tổng quát, vị trí mà người ta tính toán sẽ bị sai cả vài dặm!

Các định luật về chuyển động của Newton đã kết liễu quan niệm về vị trí tuyệt đối trong không gian. Thuyết tương đối loại bỏ thời gian tuyệt đối. Giả sử có một cặp sanh đôi, một người lên đỉnh núi sinh sống, còn người kia ở lại ngang mặt biển. Người thứ nhất sẽ già nhanh hơn so với người kia. Như vậy, nếu họ gặp lại nhau, một người sẽ già hơn người kia. Trong trường hợp này, sự khác biệt về tuổi tác rất nhỏ, nhưng nó sẽ lớn hơn nhiều nếu một người trong cặp sinh đôi đi một chuyến lâu dài trong một phi thuyền không gian có vận tốc gần bằng vận tốc của ánh sáng. Khi người đó trở về, anh ta sẽ trẻ hơn nhiều so với người ở lại địa cầu. Điều này được gọi là sự mâu thuẫn song sinh, nhưng nó chỉ là một mâu thuẫn nếu người ta có quan niệm thời gian tuyệt đối trong đầu. Trong thuyết tương đối, chẳng có thời gian tuyệt đối duy nhất, ngược lại, mỗi cá nhân đều có số đo thời gian cho chính mình, tùy thuộc vào nơi người đó đang ở và đang di chuyển như thế nào.

Trước năm 1915, không gian và thời gian được nghĩ tới như là một sân khấu cố định trong đó các biến cố xảy ra, nhưng nó không bị ảnh hưởng bởi những gì xảy ra trong đó. Điều này đúng ngay cả đối với thuyết tương đối đặc biệt. Các vật thể di chuyển, các lực thu hút và đẩy nhau, nhưng thời gian và không gian thì vẫn tiếp tục, không bị ảnh hưởng. Nếu thế, người ta dương nhiên nghĩ rằng không gian và thời gian tiếp đi mãi mãi.

Tuy nhiên, tình hình khác hẳn trong thuyết tương đối tổng quát. Bây giờ, không gian và thời gian biến thành những số lượng biến động: khi một vật thể di chuyển, hoặc một lực tác động, nó ảnh hưởng độ cong của không gian và thời gian – và ngược lại kết cấu của không–thời gian ảnh hưởng tới đường lối theo đó các vật thể di chuyển và các lực tác độïng. Không gian và thời gian không những ảnh hưởng mà còn bị ảnh hưởng bởi mọi chuyện xảy ra trong vũ trụ. Cũng như người ta không thể nói về những biến cố trong vũ trụ mà không có những ý niệm về không gian và thời gian, cho nên trong thuyết tương đối tổng quát, nói về không gian và thời gian bên ngoài các giới hạn của vũ trụ đã trở nên vô nghĩa.

Trong mấy mươi năm tiếp theo, sự hiểu biết mới này về không gian và thời gian đã cách mạng hóa cái nhìn của chúng ta về vũ trụ. Quan niệm cũ về một vũ trụ chủ yếu bất biến có thể đã tồn tại, và có thể tiếp tục tồn tại, vĩnh viễn bị thay thế bởi ý niệm về một vũ trụ biến động, đang bành trướng, có vẻ đã bắt đầu ở một thời gian hữu hạn trước đây, và nó có thể kết thúc ở một thời gian hữu hạn trong tương lai. Cuộc cách mạng đó làm thành chủ đề cho chương sau. Và nhiều năm sau, nó cũng đã là khởi điểm cho công trình của tôi về vật lý học lý thuyết. Roger Penrose và tôi đã chứng tỏ rằng thuyết tương đối tổng quát của Einstein ngụ ý rằng vũ trụ phải có một khởi thủy và, có thể, một chung cuộc.

CHƯƠNG 3

VŨ TRỤ BÀNH TRƯỚNG

Nếu có một đêm trời trong, không trăng, ngước lên ngó trời sao, những vật thể sáng nhất mà người ta nhìn thấy thường là những hành tinh như Kim Tinh, Hỏa Tinh, Mộc Tinh và Thổ Tinh. Cũng còn có một con số lớn lao những vì sao, giống như mặt trời chúng ta, nhưng cách xa chúng ta hơn nhiều. Một số các ngôi sao cố định này quả thật có vẻ như thay đổi vị trí của chúng rất ít so với nhau trong khi địa cầu quay chung quanh mặt trời: chúng thực ra không phải là cố định! Đây là vì chúng tương đối ở gần chúng ta. Khi địa cầu quay chung quanh mặt trời, chúng ta nhìn chúng từ những vị trí khác trên nền của những ngôi sao nằm xa hơn. Đây là điều may mắn, bởi vì nó giúp chúng ta có thể trực tiếp đo đạc khoảng cách giữa chúng ta và những ngôi sao này: chúng càng ở gần, chúng càng có vẻ di chuyển. Ngôi sao gần nhất, gọi là Proxima Centauri, được biết nằm cách chúng ta khoảng bốn năm ánh sáng, (ánh sáng từ nó phát ra tốn khoảng bốn năm mới tới địa cầu), hoặc vào khoảng 23 triệu triệu dặm Anh. Hầu hết những ngôi sao khác nhìn được bằng mắt trần nằm trong khoảng vài trăm năm ánh sáng. Để so sánh, mặt trời của chúng ta chỉ cách có 8 phút ánh sáng! Những ngôi sao nhìn thấy được có vẻ trải rộng khắp bầu trời ban đêm, nhưng đặc biệt tập trung vào một dải màø chúng ta gọi là Dải Ngân Hà. Trước đây vào năm 1750, vài nhà thiên văn học cho rằng hình dạng của Dải Ngân Hà có thể được giải thích nếu phần lớn các ngôi sao nhìn thấy được nằm trong một hình thể duy nhất giống cái đĩa, một thí dụ của những gì mà hiện giờ chúng ta gọi là một thiên hà hình xoắn ốc. Chỉ một vài thập niên sau, nhà thiên văn học Sir William Herschel đã xác nhận quan niệm của ông bằng cách phân loại một cách tỉ mỉ các vị trí và khoảng cách của một con số lớn lao các ngôi sao. Mặc dù vậy, quan niệm này chỉ được hoàn toàn chấp nhận vào đầu thế kỷ này.

Hình ảnh mới của chúng ta về vũ trụ mãi đến năm 1924 mới ra đời, khi nhà thiên văn học người Mỹ là Edwin Hubble chứng minh rằng thiên hà của chúng ta không phải là thiên hà duy nhất. Quả thật còn có nhiều thiên hà khác, với những khoảng không gian trống rỗng rộng lớn ở giữa chúng. Để chứng minh điều này, ông cần phải xác định khoảng cách tới những thiên hà này, nằm ở xa đến độ, không như những ngôi sao ở gần, chúng quả thật có vẻ cố định. Do đó Hubble đã phải sử dụng những phương pháp gián tiếp để đo những khoảng cách này. Độ sáng biểu kiến của một ngôi sao tùy thuộc vào hai yếu tố: nó phát ra bao nhiêu ánh sáng, và nó cách chúng ta bao xa. Đối với những ngôi sao ở gần, chúng ta có thể đo độ sáng biểu kiến của chúng và khoảng cách của chúng, và do đó chúng ta có thể suy ra độ sáng đích thực của chúng. Ngược loại, nếu chúng ta biết độ sáng của các ngôi sao trong những thiên hà khác, chúng ta có thể tính ra khoảng cách của chúng bằng cách đo độ sáng biểu kiến của chúng. Hubble đã ghi nhận rằng một số loại ngôi sao luôn luôn có cùng một độ sáng khi chúng đủ gần để chúng ta đo, do đó, ông lý luận, nếu chúng ta tìm thấy những ngôi sao như vậy trong một thiên hà khác, chúng ta có thể giả định rằng chúng có cùng độ sáng – và do đó đo được khoảng cách tới thiên hà đó. Nếu chúng ta có thể làm như vậy đối với một số ngôi sao trong cùng thiên hà, và những tính toán của chúng ta luôn luôn cho cùng một khoảng cách, chúng ta có thể khá tin tưởng vào sự ước tính của mình.

Theo phương pháp này, Edwin Hubble đã tính ra những khoảng cách tới chín thiên hà khác nhau. Chúng ta biết rằng thiên hà của chúng ta chỉ là một trong số vài trăm ngàn triệu thiên hà có thể nhìn thấy bằng cách sử dụng các viễn vọng kính tối tân, mỗi thiên hà chính nó lại chứa vài trăm ngàn triệu ngôi sao. Hình 3.1 cho thấy hình ảnh của một thiên hà xoắn ốc tương tự như những gì chúng ta nghĩ phải giống như thiên hà của chúng ta đối với người sống trong một thiên hà khác. Chúng ta sống trong một thiên hà chiều ngang vào khoảng một trăm ngàn năm ánh sáng và đang quay một cách chậm chạp; các ngôi sao trong các cánh tay trôn ốc quay quanh trung tâm của nó khoảng một vòng mỗi vài trăm triệu năm. Mặt trời của chúng ta cũng chỉ là một ngôi sao bình thường, cỡ trung bình, mầu vàng, nằm gần mép trong của một trong những cánh tay trôn ốc. Với những khám phá này, chúng ta đã tiến được một quãng đường dài kể từ thời Aristotle và Ptolemy, khi chúng ta nghĩ rằng trái đất là trung tâm của vũ trụ!

Những ngôi sao ở xa đến độ đối với chúng ta chúng có vẻ như chỉ là những chấm sáng. Chúng ta không thể nhìn thấy cỡ hoặc hình thể của chúng. Vậy thì làm sao chúng ta có thể phân biệt những loại ngôi sao khác nhau? Đối với đa số lớn lao các ngôi sao, chỉ có một đặc tính chính mà chúng ta có thể quan sát được: màu sắc ánh sáng của chúng. Newton đã khám phá rằng nếu ánh sáng từ mặt trời đi qua một khối thủy tinh hình tam giác, gọi là lăng kính, nó sẽ phân giải thành những mầu thành phần (quang phổ của nó) như trong một cầu vồng. Bằng cách nhắm một viễn vọng kính vào một ngôi sao riêng rẽ hoặc thiên hà, người ta có thể quan sát một cách tương tự quang phổ của ánh sáng từ ngôi sao hay thiên hà đó. Những ngôi sao khác nhau có quang phổ khác nhau, nhưng độ sáng tương đối của những màu khác nhau thì luôn luôn đúng như những gì mà người ta sẽ trông đợi tìm thấy trong ánh sáng phát ra bởi bất cứ vật thể nóng đỏ phát sáng nào. (Thật vậy, ánh sáng phát ra bởi bất cứ vật thể mờ đục nào nóng đỏ phát sáng cũng có một quang phổ đặc trưng chỉ tùy thuộc vào nhiệt độ của nó – nhiệt phổ. Điều này có nghĩa là chúng ta có thể phân biệt nhiệt độ của ngôi sao nhờ quang phổ của nó.) Hơn nữa, chúng ta thấy rằng một số màu đặc biệt không có ở những quang phổ của các ngôi sao, và những màu thiếu này có thể thay đổi giữa ngôi sao này với ngôi sao khác. Bởi vì chúng ta biết rằng mỗi nguyên tố hóa học hấp thụ một bộ đặc trưng các màu sắc rất đặc biệt, bằng cách so sánh những màu sắc bị thiếu vắng trong quang phổ của một ngôi sao, chúng ta có thể xác định các nguyên tố hóa học nào hiện diện ở bầu khí quyển của ngôi sao đó.

Vào thập niên 1920, khi các nhà thiên văn bắt đầu quan sát quang phổ của các ngôi sao trong những thiên hà khác, họ khám phá hiện tượng lạ thường nhất: có cùng những bộ đặc trưng các màu bị thiếu vắng như đối với những ngôi sao trong chính thiên hà của chúng ta, nhưng chúng tất cả đều được chuyển với cùng số lượng tương đối về phía đầu đỏ của quang phổ. Để hiểu hàm ý của sự kiện này, trước hết chúng ta phải hiểu hiệu ứng Doppler. Như chúng ta đã thấy, ánh sáng nhìn thấy được bao gồm những dao động, hay sóng, trong điện từ trường. Tần số (hay số sóng mỗi giây) của ánh sáng cực kỳ cao, từ bốn đến bảy trăm triệu triệu sóng mỗi giây. Những tần số khác nhau của ánh sáng khiến mắt người nhìn thấy những màu khác nhau, với những tần số thấp nhất hiện ra ở đầu đỏ của quang phổ và những tần số cao nhất ở đầu xanh. Bây giờ hãy tưởng tượng một nguồn sáng cách chúng ta một khoảng cách không đổi, như một ngôi sao, phát ra những sóng ánh sáng ở một tần số không đổi. Hiển nhiên tần số của những sóng mà chúng ta nhận được sẽ giống tần số mà chúng phát ra (trọng trường của thiên hà sẽ không đủ lớn để có một hậu quả đáng kể). Giả sử rằng bây giờ nguồn sáng bắt đầu di chuyển về phía chúng ta. Khi nguồn sáng phát ra đỉnh sóng kế tiếp nó sẽ ở gần chúng ta hơn, do đó thời gian mà đỉnh sóng cần để đạt tới chúng ta sẽ ít hơn là khi ngôi sao đứng yên. Điều này có nghĩa là thời gian giữa hai đỉnh sóng tới chúng ta nhỏ hơn, và do đó con số các sóng chúng ta nhận được mỗi giây (tức tần số) cao hơn so với khi ngôi sao đứng yên. Cũng vậy, nếu nguồn sáng di chuyển ra xa chúng ta, tần số các sóng chúng ta nhận được sẽ thấp hơn. Do đó trong trường hợp ánh sáng, điều này có nghĩa là những ngôi sao di chuyển ra xa chúng ta sẽ có các quang phổ của chúng chuyển về phía đầu đỏ của quang phổ và những ngôi sao di chuyển về phía chúng ta sẽ có quang phổ của chúng chuyển về đầu xanh. Mối liên hệ này giữa tần số và tốc độ, gọi là hiệu ứng Doppler, là một kinh nghiệm hàng ngày. Hãy nghe tiếng xe chạy qua trên đường: khi chiếc xe tiến gần tới, tiếng máy xe của nó ở một âm vực cao (phù hợp với một tần số cao của sóng âm thanh), và khi nó chạy qua và đi xa, âm thanh của nó ở một âm vực thấp. Động thái của ánh sáng hoặc sóng vô tuyến cũng tương tự như thế. Thật vậy, cảnh sát lợi dụng hiệu ứng Doppler để đo tốc độ xe hơi bằng cách đo tần số của các xung sóng vô tuyến dội từ chúng trở lại.

Trong những năm sau khi khám phá bằng chứng của ông về sự hiện hữu của những thiên hà khác, Hubble đã bỏ ra thời gian để phân loại khoảng cách của chúng và quan sát các quang phổ của chúng. Vào lúc đó hầu hết mọi người đều cho rằng các thiên hà di chuyển vòng quanh hầu như tình cờ, và do đó người ta trông đợi tìm thấy quang phổ chuyển hướng xanh cũng nhiều như quang phổ chuyển hướng đỏ. Do đó quả là một điều ngạc nhiên khi thấy rằng hầu hết các thiên hà có vẻ chuyển về phía đỏ: gần như tất cả đều di chuyển ra xa chúng ta! Điều ngạc nhiên hơn nữa là kết luận mà Hubble công bố vào năm 1929: ngay cả cỡ của sự chuyển hướng về phía đỏ của một thiên hà cũng không phải là tình cờ, mà tỉ lệ thuận với khoảng cách của thiên hà đối với chúng ta. Hoặc, nói một cách khác, thiên hà càng ở xa, nó càng di chuyển ra xa nhanh hơn! Và điều đó có nghĩa là vũ trụ có thể không ở trạng thái tĩnh, như mọi người trước đây đã tưởng, nhưng thực ra đang bành trường; khoảng cách giữa các thiên hà khác nhau đang gia tăng thường trực.

Phát hiện rằng vũ trụ đang bành trướng là một trong những cuộc cách mạng trí tuệ vĩ đại nhất của thế kỷ 20. Bây giờ nghĩ lại, thật dễ dàng tự hỏi tại sao không có ai trước kia đã nghĩ tới chuyện đó. Newton, và những người khác, chắc hẳn đã nhận thấy rằng một vũ trụ tĩnh chẳng bao lâu sẽ bắt đầu co rút lại dưới ảnh hưởng của trọng lực. Nhưng thay vào đó giả sử vũ trụ đang bành trướng. Nếu nó bành trướng một cách khá chậm chạp, lực hấp dẫn sẽ khiến cuối cùng nó ngưng bành trướng và rồi khởi sự co rút. Tuy nhiên, nếu nó bành trướng ở một nhịp độ lớn hơn một nhịp độ tới hạn nào đó, hấp lực sẽ không bao giờ đủ mạnh để chặn đứng nó lại, và vũ trụ sẽ tiếp tục bành trướng mãi mãi. Điều này cũng hơi giống như những gì xảy ra khi khai hỏa một hỏa tiễn từ mặt đất lên phía trên. Nếu nó có một tốc độ tương đối chậm, trọng lực cuối cùng sẽ hãm hỏa tiễn lại và nó sẽ khởi sự rơi xuống. Mặt khác, nếu hỏa tiễn có một tốc độ lớn hơn một tốc độ tới hạn* nào đó (khoảng 7 dặm mỗi giây), trọng lực sẽ không đủ mạnh để kéo nó lại, do đó nó sẽ cứ đi xa khỏi trái đất mãi mãi. Động thái này của vũ trụ lẽ ra đã có thể tiên đoán từ thuyết hấp dẫn của Newton ở bất cứ lúc nào trong thế kỷ mười chín, mười tám, hoặc ngay cả vào cuối thế kỷ mười bảy. Vậy mà niềm tin vào một vũ trụ tĩnh vẫn mạnh đến độ nó tồn tại cho mãi tới đầu thế kỷ hai mươi. Ngay cả Einstein, khi hình thành thuyết tương đối tổng quát vào năm 1915, vẫn tin chắc rằng vũ trụ phải ở trạng thái tĩnh đến độ ông đã cải tiến lý thuyết của ông để làm cho điều này có thể được, khi đưa một cái gọi là hằng số vũ trụ vào các phương trình của ông. Einstein đã đưa ra một lực "phản trọng lực" mới, không giống như các lực khác, đã không tới từ bất cứ nguồn đặc biệt nào, nhưng được xây dựng vào chính cấu tạo của không-thời gian. Ông đã nói rằng không-thời gian có một khuynh hướng nội tại để bành trướng, và điều này có thể được thực hiện để cân bằng sự hấp dẫn của mọi vật chất trong vũ trụ, do đó đưa tới một vũ trụ tĩnh. Chỉ có một người, hình như vậy, muốn thừa nhận giá trị bề ngoài của thuyết tương đối tổng quát, và trong khi Einstein và những vật lý gia khác tìm cách tránh sự tiên đoán một vũ trụ không ở trạng thái tĩnh, nhà vật lý kiêm toán học gia người Nga Alexander Friedmann lại khởi sự giải thích nó.

Friedmann đưa ra hai giả định rất đơn giản về vũ trụ: rằng vũ trụ trông giống như nhau ở mọi hướng mà chúng ta nhìn, và rằng điều này cũng sẽ đúng nếu chúng ta quan sát vũ trụ từ bất cứ nơi nào khác. Từ hai ý tưởng này, Friedmann đã chứng tỏ rằng chúng ta không nên trông mong vũ trụ ở trạng thái tĩnh. Thật vậy, trong năm 1922, vài năm trước cuộc khám phá của Edwin Hubble, Friedmann đã tiên đoán đúng như những gì Hubble đã tìm thấy!

Giả thuyết rằng vũ trụ trông như nhau ở mọi hướng thoạt tiên có vẻ không đúng. Chẳng hạn, như chúng ta đã thấy, những ngôi sao khác trong thiên hà của chúng ta hình thành một dải ánh sáng rõ rệt bắc ngang bầu trời ban đêm, gọi là Dải Ngân Hà. Nhưng nếu chúng ta nhìn vào những thiên hà ở xa, có vẻ như ít nhiều chúng có cùng con số. Do đó vũ trụ quả hình như giống nhau ở mọi hướng, với điều kiện người ta quan sát nó trên một tầm mức lớn so với khoảng cách giữa các thiên hà, và bỏ qua những khác biệt ở tầm mức nhỏ. Trong một thời gian dài, điều này đủ để biện minh cho giả định của Friedmann – như là một lượng định gần đúng với vũ trụ thực tế. Nhưng gần đây hơn, một tình cờ may mắn đã khám phá ra sự kiện rằng giả định của Friedman quả thật là một sự mô tả vụ trụ của chúng ta chính xác một cách đáng kinh ngạc.

Năm 1965, hai vật lý gia người Mỹ ở các phòng thí nghiệm Bell Telephone ở New Jersey, Arno Penzias và Robert Wilson, đã thử nghiệm một máy dò sóng cực ngắn rất nhạy. (Các sóng cực ngắn cũng giống như sóng ánh sáng, nhưng với một tần số ở mức chỉ khoảng mười ngàn triệu sóng mỗi giây.) Penzias và Wilson đã lưu ý khi họ thấy rằng máy dò của họ thu được nhiều nhiễu âm hơn bình thường. Nhiễu âm có vẻ như không tới từ bất cứ phương hướng đặc biệt nào. Đầu tiên họ đã khám phá ra phân chim trong máy dò của họ và đã kiểm tra để tìm những trục trặc có thể có khác, nhưng rồi loại bỏ những khả dĩ này. Họ biết rằng bất cứ nhiễu âm nào tới từ bên trong bầu khí quyển cũng sẽ mạnh hơn khi máy dò không hướng thẳng lên trên, bởi vì tia sáng đi qua nhiều không khí hơn khi nhận được từ gần chân trời so với khi tới từ ngay trên đỉnh đầu. Nhiễu âm bất thường này giống nhau dù máy dò hướng về phía nào, do đó nó phải tới từ bên ngoài bầu khí quyển. Nó cũng không đổi dù ngày hay đêm và trong suốt cả năm, mặc dù trái đất quay quanh trục của nó và quay quanh mặt trời. Điều này chứng tỏ bức xạ phải tới từ ngoài Thái Dương Hệ, và ngay cả từ bên ngoài thiên hà, nếu không nó sẽ thay đổi khi chuyển động của trái đất làm máy dò chuyển tới các hướng khác. Thật vậy, chúng ta biết rằng bức xạ đã phải di chuyển tới chúng ta xuyên qua hầu hết vũ trụ có thể quan sát được, và bởi vì nó hình như không thay đổi ở mọi hướng khác nhau, vũ trụ cũng phải giống như vậy ở mọi hướng, nếu như trên một tầm cỡ lớn. Chúng ta bây giờ biết rằng dù chúng ta nhìn về hướng nào, nhiễu âm cũng không thay đổi quá một phần mười ngàn – do đó Penzias và Wilson đã tình cờ tìm được một sự xác nhận khá chính xác giả định thứ nhất của Friedmann.

Gần như đồng thời, hai vật lý gia người Mỹ tại trường đại học Princeton ở gần đó, Bob Dicke và Jim Peebles, cũng đang chú ý tới những sóng cực ngắn. Họ đang nghiên cứu một đề xuất, được đưa ra bởi George Gamow (từng là một học trò của Alexander Friedmann), rằng vũ trụ thuở đầu phải rất nóng và dầy đặc, sáng trắng. Dicke và Peebles lý luận rằng chúng ta vẫn có thể nhìn tia sáng của vũ trụ thuở ban đầu, bởi vì ánh sáng từ những phần rất xa xôi của nó mãi bây giờ mới tới chúng ta. Tuy nhiên, sự bành trướng của vũ trụ có nghĩa là ánh sáng này phải chuyển đỏ nhiều đến độ đối với chúng ta nó hiện ra như bức xạ cực ngắn. Dicke và Peebles đang sửa soạn tìm kiếm sự bức xạ này thì Penzias và Wilson nghe nói về công việc của họ và biết rằng họ đã tìm được nó. Nhờ chuyện này, Penzias và Wilson đã được tặng giải Nobel trong năm 1978 (có vẻ hơi bất công đối với Dicke và Peebles, đấy là chưa kể Gamow!)

Bây giờ thoạt nhìn, bằng chứng rằng vũ trụ trông như nhau dù chúng ta nhìn về hướng nào có vẻ ngụ ý có một cái gì đặc biệt về vị trí của chúng ta trong vũ trụ. Đặc biệt, có vẻ rằng nếu chúng ta thấy mọi thiên hà khác đang di chuyển ra xa chúng ta, như vậy chúng ta phải ở trung tâm của vũ trụ. Tuy nhiên, có một sự giải thích khác: vũ trụ có thể cũng nhìn như nhau ở mọi hướng khi được nhìn từ một thiên hà khác. Điều này, như chúng ta đã thấy, là giả định thứ nhì của Friedmann. Chúng ta không có bằng chứng khoa học để bênh vực, hay chống đối giả định này. Chúng ta tin nó căn cứ vào sự khiêm tốn: thật là bất thường nếu vũ trụ nhìn như nhau trong mọi hướng chung quanh chúng ta, mà không phải chung quanh những điểm khác trong vũ trụ! Trong mô hình của Friedmann, mọi thiên hà đang di chuyển rời xa nhau.

Tình trạng hơi giống như một quả bóng với một số các chấm được vẽ trên đó đang được bơm lên. Khi quả bóng phồng lên, khoảng cách giữa bất cứ hai chấm nào cũng tăng lên, nhưng không có chấm nào có thể được nói là trung tâm của sự trương nở. Hơn nữa hai chấm càng nằm xa nhau, chúng di chuyển xa nhau càng nhanh. Tương tự, trong mô hình của Friedmann tốc độ mà bất cứ hai thiên hà nào di chuyển xa nhau cũng tỉ lệ thuận với khoảng cách giữa chúng với nhau. Do đó nó đã tiên đoán rằng sự chuyển dịch về phía mầu đỏ của một thiên hà phải tỉ lệ thuận với khoảng cách của nó với chúng ta, đúng như Hubble đã tìm thấy. Mặc dù sự thành công của mô hình của ông và sự tiên đoán của ông về những quan sát của Hubble, công trình của Friedmann vẫn không được nhiều người biết tới ở Tây phương cho tới khi những mô hình tương tự được khám phá năm 1935 bởi vật lý gia người Mỹ Howard Robertson và toán học gia người Anh Arthur Walker, để đáp lại sự khám phá của Hubble về sự bành trướng đồng đều của vũ trụ.

Mặc dù Friedmann chỉ tìm thấy một mô hình, thực ra có ba loại mô hình theo như hai giả định căn bản của ông Trong loại thứ nhất (mà Friedmann đã tìm thấy) vũ trụ đang dãn nở đủ chậm chạp để lực hấp dẫn giữa hai thiên hà khác nhau khiến sự bành trướng chậm lại và cuối cùng ngừng hẳn. Các thiên hà khi đó sẽ di chuyển về phía nhau và vũ trụ co rút lại. Hình 3.2 cho thấy khoảng cách giữa hai thiên hà lân cận thay đổi như thế nào khi thời gian tăng lên. Nó bắt đầu ở số không, tăng lên một mức tối đa, và rồi giảm tới số không một lần nữa. Trong giải đáp loại thứ nhì, vũ trụ đang bành trướng nhanh chóng đến độ lực hấp dẫn không thể hãm nó lại, mặc dù nó có làm chậm lại một chút. Hình 3.3 cho thấy sự tách ly giữa các thiên hà lân cận trong mô hình này. Nó bắt đầu từ số không và cuối cùng các thiên hà di chuyển xa nhau với một tốc độ đều đặn. Cuối cùng, có một loại giải đáp thứ ba, trong đó vũ trụ bành trướng chỉ đủ nhanh để tránh suy sụp trở lại. Trong trường hợp này sự tách ly, được trình bày trong hình 3.4, cũng bắt đầu ở số không và gia tăng mãi mãi. Tuy nhiên, tốc độ mà các thiên hà di chuyển xa nhau càng ngày càng giảm đi, mặc dù nó không bao giờ đạt tới số không.

Một đặc tính đáng chú ý của loại mô hình thứ nhất của Friedmann là trong đó vũ trụ không phải là vô hạn về không gian, nhưng không gian cũng không có biên giới nào cả. Trọng lực mạnh đến độ không gian bị uốn cong thành hình tròn trên chính nó, khiến nó hơi giống như bề mặt của trái đất. Nếu người ta cứ đi mãi theo một hướng nào đó trên mặt đất, người ta sẽ không bao giờ gặp một cản trở nào không thể vượt qua được hoặc rơi xuống rìa, nhưng cuối cùng sẽ trở lại nơi khởi hành. Trong mô hình thứ nhất của Friedmann, không gian giống như vậy, nhưng với ba chiều thay vì hai chiều như bề mặt trái đất. Chiều thứ tư, thời gian, cũng có tính cách hữu hạn, nhưng nó giống như một dòng kẻ với hai đầu hoặc giới hạn, một khởi thủy và một chung cuộc. Sau này chúng ta sẽ thấy rằng khi người ta phối hợp thuyết tương đối tổng quát với nguyên tắc bất định của cơ học lượng tử, có thể cả không gian và thời gian sẽ hữu hạn mà không có bờ hoặc biên giới.

Quan niệm rằng người ta có thể đi thẳng vòng quanh vũ trụ và cuối cùng trở lại nơi người ta khởi hành là chuyện khoa học giả tưởng hấp dẫn, nhưng nó không có ý nghĩa thực tế, bởi vì nó có thể chứng tỏ rằng vũ trụ sẽ lại suy sụp thành cỡ số không trước khi người ta có thể đi vòng quanh. Bạn cần di chuyển nhanh hơn ánh sáng để cuối cùng tới nơi mà bạn đã khởi hành trước khi vũ trụ đi tới một chung cuộc – và điều đó không được phép!

Trong loại mô hình thứ nhất của Friedmann, nó bành trướng và suy sụp trở lại, không gian tự uốn cong vào phía trong, giống như bề mặt của trái đất. Do đó nó có tầm mức giới hạn. Trong loại mô hình thứ hai, nó bành trướng mãi mãi, không gian uốn cong theo chiều ngược lại, như bề mặt của một cái yên ngựa. Do đó trong trường hợp này không gian là vô hạn. Cuối cùng, trong loại mô hình thứ ba của Friedmann, với mức độ bành trướng chỉ ở mức cần thiết, không gian phẳng (và do đó cũng vô hạn).

Nhưng mô hình nào của Friedmann mô tả vũ trụ của chúng ta? Liệu vũ trụ cuối cùng sẽ ngưng bành trướng và khởi sự co rút hay nó sẽ bành trướng mãi mãi? Để trả lời câu hỏi này chúng ta cần phải biết mức độ bành trướng hiện nay của vũ trụ và mật độ trung bình hiện nay của nó. Nếu mật độ của nó nhỏ hơn một giá trị tới hạn nào đó, xác định bởi nhịp độ bành trướng, lực hấp dẫn sẽ quá yếu để ngưng việc bành trướng. Nếu mật độ lớn hơn giá trị tới hạn, trọng lực sẽ ngưng sự bành trướng ở một thời điểm nào đó trong tương lai và khiến vũ trụ sụp đổ trở lại.

Chúng ta có thể xác định nhịp bành trướng hiện nay bằng cách đo các tốc độ mà những thiên hà khác đang di chuyển ra xa khỏi chúng ta, bằng cách dùng hiệu ứng Doppler. Điều này có thể được thực hiện một cách rất chính xác. Tuy nhiên, những khoảng cách tới các thiên hà không được biết rõ lắm bởi vì chúng ta chỉ có thể đo chúng một cách gián tiếp. Do đó tất cả những gì chúng ta biết là vũ trụ đang bành trướng khoảng từ 5% đến 10% mỗi ngàn năm. Tuy nhiên, sự không chắc chắn của chúng ta về mật độ trung bình hiện nay của vũ trụ còn lớn lao hơn. Nếu chúng ta cộng thêm các khối lượng của mọi ngôi sao mà chúng ta có thể nhìn thấy trong thiên hà của chúng ta và những thiên hà khác, tổng số kém khoảng một phần trăm khối lượng cần thiết để chận đứng việc bành trướng của vũ trụ, dù đối với sự ước lượng thấp nhất về nhịp độ bành trướng. Tuy nhiên, thiên hà của chúng ta và các thiên hà khác phải chứa một lượng lớn "chất tối" ("dark matter") mà chúng ta không thể nhìn một cách trực tiếp, nhưng chúng ta biết nó hiện diện bởi vì ảnh hưởng về lực hấp dẫn của nó đối với các quỹ đạo của các ngôi sao trong các thiên hà. Hơn nữa, hầu hết các thiên hà đều tụ lại thành chùm, và chúng ta có thể lý luận tương tự là còn có sự hiện diện của nhiều chất tối nằm xen giữa các thiên hà trong những chùm này do các hậu quả của nó đối với sự chuyển động của các thiên hà. Khi chúng ta cộng thêm tất cả chất tối này, chúng ta vẫn chỉ được vào khoảng một phần mười số lượng cần thiết để hãm sự bành trướng. Tuy nhiên, chúng ta không thể loại trừ khả thể rằng có thể có một hình thức vật chất nào khác, được phân bố hầu như đồng đều trong khắp vũ trụ, mà chúng ta chưa khám phá ra được và nó có thể nâng mật độ trung bình của vũ trụ lên tới một giá trị tới hạn cần thiết để hãm sự bành trướng. Do đó bằng chứng hiện nay cho thấy rằng vũ trụ sẽ có thể bành trướng mãi mãi, nhưng tất cả những gì mà chúng ta có thể thực sự quả quyết là ngay cả nếu vũ trụ sẽ suy sụp trở lại, nó sẽ không xảy ra ít nhất mười ngàn triệu năm nữa, bởi vì nó đã bành trướng trong ít nhất thời gian dài như vậy. Điều này không nên gây lo lắng cho chúng ta một cách quá đáng: vào lúc đó, trừ phi chúng ta đã di cư ra ngoài Thái Dương Hệ, nhân loại khi đó đã chết dần mòn từ lâu, bị tiêu diệt cùng với mặt trời của chúng ta!

Mọi giải đáp của Friedmann có đặc điểm là ở vào một lúc nào đó trong quá khứ (giữa mười và hai mươi ngàn triệu năm về trước) khoảng cách giữa những thiên hà lân cận phải là số không. Vào lúc đó, lúc mà chúng ta gọi là vụ nổ lớn, mật độ của vũ trụ và độ cong của không-thời gian đã lớn vô hạn. Bởi vì toán học không thể thực sự đảm đương những con số vô hạn, điều này có nghĩa là thuyết tương đối tổng quát (mà các giải đáp của Friedmann căn cứ vào đó) tiên đoán rằng có một điểm trong vũ trụ nơi lý thuyết tự nó đổ vỡ. Một điểm như vậy là một thí dụ của điều mà những nhà toán học gọi là một nhất thể (singularity). Thật vậy, mọi lý thuyết khoa học của chúng ta được hình thành trên sự giả định rằng không-thời gian trơn tru và gần như phẳng, do đó những thuyết này tan vỡ ở lúc nhất thể nổ lớn, nơi độ cong của không-thời gian là vô tận. Điều này có nghĩa là cho dù có những biến cố trước vụ nổ lớn, người ta không thể dùng chúng để xác định những gì đã xảy ra sau đó, bởi vì khả năng tiên đoán sẽ sụp đổ vào lúc nổ lớn. Do đó, nếu chúng ta chỉ biết những gì đã xảy ra kể từ vụ nổ lớn, chúng ta không thể xác định được những gì xảy ra trước đó. Đối với chúng ta, những biến cố trước vụ nổ lớn có thể không có hậu quả gì, do đó chúng không đóng vai trò gì trong mô hình khoa học của vũ trụ. Do đó, chúng ta phải loại chúng ra khỏi mô hình và nói rằng thời gian đã có một khởi đầu vào lúc vụ nổ lớn.

Nhiều người không thích ý tưởng thời gian có một khởi đầu, có thể vì nó có vẻ như có sự can thiệp của thần linh. (Giáo Hội Thiên Chúa Giáo La-Mã, mặt khác, đã chụp lấy mô hình nổ lớn và trong năm 1951 đã chính thức tuyên bố nó như là phù hợp với Thánh Kinh.) Do đó có một số cố gắng để tránh kết luận rằng đã có một vụ nổ lớn. Đề nghị được sự ủng hộ rộng rãi nhất đã được gọi là thuyết trạng ổn cố (steady state theory). Nó đã được đưa ra vào năm 1948 bởi hai người tị nạn từ nước Áo bị Quốc Xã chiếm đóng, Hermann Bondi và Thomas Gold, cùng với một người Anh, Fred Hoyle, người đã làm việc với họ trong việc phát triển radar trong thời chiến tranh. Ý tưởng này cho rằng khi các thiên hà di chuyển rời xa nhau, những thiên hà mới đã liên tục hình thành ở những khoảng cách ở giữa, từ vật chất mới liên tục được tạo ra. Vũ trụ do đó sẽ trông có vẻ như cũ ở mọi lúc cũng như ở mọi điểm của không gian. Thuyết trạng thái ổn cố đòi hỏi một sự cải tiến thuyết tương đối tổng quát để cho phép sự tạo ra liên tục vật chất, nhưng nhịp độ chậm chạp (khoảng một phần tử mỗi kilômét khối mỗi năm) để cho nó không trái ngược với thực nghiệm. Lý thuyết này đã là một lý thuyết khoa học tốt, theo cái nghĩa đã được mô tả trong chương 1: nó giản dị và nó thực hiện những tiên đoán rõ rệt có thể được chứng thực bởi sự quan sát. Một trong những tiên đoán này là con số các thiên hà hoặc những vật thể tương tự trong bất cứ khối không gian được lựa chọn nào cũng giống nhau dù chúng ta nhìn vào vũ trụ bất cứ lúc nào và từ nơi nào. Vào cuối thập niên 1950 và đầu thập niên 1960, một cuộc khảo sát các nguồn sóng vô tuyến từ ngoại tầng không gian đã được thực hiện tại Cambridge bởi một nhóm các nhà thiên văn cầm đầu bởi Martin Ryle (người đã làm việc với Bondi, Gold, và Hoyle về radar trong chiến tranh). Toán Cambridge đã chứng tỏ rằng hầu hết các nguồn sóng vô tuyến này phải nằm bên ngoài thiên hà của chúng ta (quả thật nhiều trong số những nguồn đó có thể được nhận diện với các thiên hà khác) và còn chứng tỏ rằng có nhiều nguồn yếu hơn là những nguồn mạnh. Họ đã giải thích những nguồn yếu như là những nguồn ở xa hơn, và những nguồn mạnh hơn thì ở gần hơn. Rồi hình như có những nguồn ít thấy hơn ở mỗi đơn vị khối không gian đối với những nguồn ở gần so với những nguồn ở xa. Điều này có thể có nghĩa là chúng ta ở trung tâm của một vùng rộng lớn trong vũ trụ trong đó các nguồn ít hơn là tại những nơi khác. Nói cách khác, nó có thể có nghĩa rằng những nguồn trong quá khứ đã nhiều hơn, vào lúc những sóng vô tuyến khởi đầu cuộc hành trình đi tới chúng ta, so với bây giờ. Cách giải thích nào cũng mâu thuẫn với những tiên đoán của thuyết trạng thái ổn cố. Hơn nữa, sự khám phá ra bức xạ sóng cực ngắn bởi Penzias và Wilson năm 1965 cũng cho thấy rằng vũ trụ phải đậm đặc hơn nhiều trong quá khứ. Vì vậy, thuyết trạng thái ổn cố phải bị loại bỏ.

Một cố gắng khác để tránh kết luận rằng phải có một vụ nổ lớn, và do đó một khởi điểm về thời gian, đã được thực hiện vào năm 1963 bởi hai khoa học gia người Nga, Evgenii Lifshitz và Isaac Khalatnikov. Họ đề xướng rằng vụ nổ lớn có thể chỉ là một đặc điểm của các mô hình của Friedmann mà thôi, nó chẳng qua chỉ là những dự đoán gần đúng đối với vũ trụ thật sự. Có lẽ, trong tất cả các mô hình gần giống như vũ trụ thực tế, chỉ có mô hình của Friedmann là chứa đựng một nhất thể nổ lớn. Trong các mô hình của Friedmann, các thiên hà đang di chuyển rời xa nhau – do đó không có gì ngạc nhiên nếu vào một thời điểm nào đó trong quá khứ tất cả chúng đều ở cùng một chỗ. Tuy nhiên, trong vũ trụ thực tế, các thiên hà không phải chỉ di chuyển rời xa nhau theo đường thẳng – chúng còn có những tốc độ nhỏ theo chiều ngang. Do đó trong thực tế chúng không cần từng tụ lại một chỗ, chỉ là rất gần nhau. Có thể như vậy, sự bành trướng của vũ trụ hiện nay không phải do một nhất thể nổ lớn, mà từ một giai đoạn co rút trước đây; khi vũ trụ đã suy sụp các phần tử trong đó có thể không đụng tất cả vào nhau, mà đã bay qua và rồi xa nhau, tạo ra sự bành trướng của vũ trụ hiện tại. Như vậy thì tại sao chúng ta biết được vũ trụ thực tế này phải bắt đầu từ vụ bùng nổ lớn hay không? Những gì Lifshitz và Khalatnikov đã làm là nghiên cứu các mô hình của vũ trụ gần giống như những mô hình của Friedmann, nhưng có lưu ý tới những bất thường và những tốc độ bất kỳ của các thiên hà trong vũ trụ thật. Họ đã chứng tỏ rằng những mô hình như vậy có thể đã bắt đầu bằng một vụ nổ lớn, mặc dù các thiên hà không còn luôn luôn di chuyển rời xa nhau một cách trực tiếp nữa, nhưng họ cho rằng điều này cũng chỉ có thể xảy ra trong một số mô hình ngoại lệ trong đó các mô hình tất cả đều di chuyển theo đường thẳng. Họ đã lý luận rằng bởi vì các mô hình kiểu Friedmann trong đó không có một nhất thể nổ lớn nhiều hơn là các mô hình có một nhất thể nổ lớn, cho nên chúng ta phải kết luận rằng trong thực tế không có một vụ nổ lớn. Tuy nhiên, sau này họ nhận thấy rằng có một loại mô hình kiểu Friedmann tổng quát hơn nhiều mà không có những nhất thể, và trong đó những thiên hà đã không phải di chuyển theo một cách đặc biệt nào. Do đó năm 1970 họ đã rút lại những lập luận của họ.

Công trình của Lifshitz và Khalatnikov có giá trị bởi vì nó cho thấy rằng vũ trụ có thể đã có một nhất thể, một vụ nổ lớn, nếu thuyết tương đối tổng quát là đúng. Tuy nhiên, nó đã không giải quyết câu hỏi quan trọng: Tuyết tương đối tổng quát có tiên đoán rằng vũ trụ của chúng ta phải đã có một vụ nổ lớn, một khởi đầu về thời gian hay không? Câu trả lời cho điều này phát xuất từ một phương pháp hoàn toàn khác được đưa ra bởi một toán học gia kiêm vật lý gia người Anh, Roger Penrose, vào năm 1965. Sử dụng đường lối mà hình nón ánh sáng phản ứng trong thuyết tương đối tổng quát cùng với sự kiện rằng trọng lực luôn luôn thu hút, ông đã chứng tỏ rằng một ngôi sao khi suy sụp bởi chính trọng lực của nó sẽ bị giam hãm trong một vùng có bề mặt co rút lại thành cỡ số không. Và, bởi vì bề mặt của vùng đó co lại thành số không, thể tích của nó cũng phải co lại. Mọi vật chất trong ngôi sao sẽ bị ép lại thành một vùng có thể tích bằng không, do đó mật độ của vật chất và độ cong của không-thời gian trở nên vô hạn. Nói khác đi, người ta có một nhất thể chứa đựng bên trong một vùng không-thời gian được biết như là một hố đen.

Nhìn thoáng qua, kết quả của Penrose chỉ áp dụng cho các ngôi sao; nó không có gì để nói về câu hỏi liệu toàn thể vũ trụ có một nhất thể nổ lớn trong quá khứ hay không. Tuy nhiên, vào lúc Penrose đưa ra định lý của ông, tôi là một sinh viên nghiên cứu đang khao khát tìm một vấn đề để hoàn tất luận án tiến sĩ của tôi. Hai năm trước khi tôi được chẩn đoán là bị mắc chứng bệnh ALS, thường được gọi là bệnh Lou Gehrig, hay bệnh về thần kinh vận động, và được cho biết chỉ còn sống được một hay hai năm nữa thôi. Trong tình huống này, xem ra không cần thiết phải ra công sửa soạn cho cái học vị tiến sĩ của tôi -- Tôi đã không trông đợi sống lâu như thế. Nhưng hai năm đã qua đi mà tôi không đến nỗi nào. Thật vậy, mọi chuyện khá tốt đẹp cho tôi, và tôi đã đính hôn với một cô gái rất dễ thương, Jane Wilde. Nhưng để đi đến chỗ kết hôn, tôi cần phải có một việc làm, và để có được việc làm, tôi cần phải có học vị tiến sĩ.

Năm 1965, tôi đọc về định lý của Penrose rằng bất cứ vật thể nào bị dẫn lực làm sụp đổ cuối cùng cũng phải hình thành một nhất thể. Tôi ý thức rất nhanh rằng nếu người ta đảo ngược phương hướng thời gian trong định lý của Penrose, để cho sự co rút biến thành bành trướng, những điều kiện trong định lý của ông vẫn có giá trị, với điều kiện vũ trụ tương đối giống môt mô hình của Friedmann trên xích độ lớn vào lúc này. Định lý Penrose đã chứng tỏ rằng bất cứ ngôi sao sụp đổ nào cũng phải chấm dứt ở dạng nhất thể; lý luận thời gian đảo ngược cho thấy rằng bất cứ vũ trụ nào bành trướng theo kiểu Friedmann cũng phải đã bắt đầu với dạng nhất thể. Vì những lý do kỹ thuật, định lý của Penrose đòi hỏi rằng vũ trụ phải vô hạn về không gian. Do đó thực sự tôi có thể sử dụng nó để chứng minh rằng chỉ có một nhất thể nếu vũ trụ đã bành trướng đủ nhanh để tránh sụp đổ một lần nữa (bởi vì chỉ những mô hình Friedmann đó là vô hạn về không gian).

Trong mấy năm sau, tôi đã phát triển kỹ thuật toán học mới để loại bỏ điều này và những điều kiện kỹ thuật khác từ các định lý đã chứng tỏ rằng các nhất thể phải xảy ra. Kết quả sau cùng là một luận văn hợp tác giữa Penrose và tôi năm 1970. Luận văn này cuối cùng đã chứng minh được rằng đã phải có một nhất thể nổ lớn chỉ với điều kiện rằng thuyết tương đối tổng quát là đúng và vũ trụ chứa nhiều vật chất như chúng ta quan sát. Đã có nhiều chống báng đối với công trình của chúng tôi, một phần từ những người Nga bởi vì lòng tin vào thuyết Mác Xít của họ đặt vào thuyết định mệnh khoa học, và một phần từ những người cảm thấy rằng trọn ý tưởng về các nhất thể không chấp nhận được và làm hại cái đẹp của lý thuyết của Einstein. Tuy nhiên, người ta không thể thực sự tranh cãi với một định lý toán học. Do đó cuối cùng công trình của chúng tôi đã được chấp nhận rộng rãi và ngày nay gần như ai cũng cho rằng vũ trụ đã khởi sự với một nhất thể nổ lớn. Có thể điều trớ trêu là, sau khi đã thay đổi quan điểm của tôi, hiện giờ tôi đang cố thuyết phục các vật lý gia khác rằng quả thật không có nhất thể vào lúc khởi đầu vũ trụ – như chúng ta sau này sẽ thấy, nó có thể biến mất một khi các hiệu ứng lượng tử được xét tới.

Trong chương này chúng ta đã thấy, làm thế nào, trong chưa đầy nửa thế kỷ, quan niệm của con người về vũ trụ, được hình thành từ bao nhiêu ngàn năm nay, đã biến đổi. Sự khám phá của Hubble rằng vũ trụ đang bành trướng, và nhận thức về sự vô nghĩa của hành tinh chúng ta trong vũ trụ bao la, mới chỉ là điểm bắt đầu. Với bằng chứng thực nghiệm và lý thuyết chồng chất, ngày càng trở nên hiển nhiên rằng vũ trụ phải đã có một khởi điểm về thời gian, cho tới năm 1970 điều này cuối cùng đã được chứng minh bởi Penrose và chính tôi, trên căn bản thuyết tương đối tổng quát của Einstein. Bằng chứng đó cho thấy rằng thuyết tương đối tổng quát chỉ là lý thuyết chưa hoàn chỉnh: nó không thể cho chúng ta biết vũ trụ đã khởi đầu như thế nào, bởi vì nó tiên đoán rằng mọi lý thuyết vật lý, kể cả chính nó, sụp đổ vào lúc khởi đầu của vũ trụ. Tuy nhiên, thuyết tương đối tổng quát chỉ là một lý thuyết từng phần, do đó những gì mà các định lý nhất thể thực sự chứng minh là đã phải có một thời điểm trong chính vũ trụ thời khởi thủy khi vũ trụ thật nhỏ, đến độ người ta không còn có thể bỏ qua những hiệu ứng có tầm mức nhỏ của lý thuyết từng phần lớn lao kia của thế kỷ hai mươi, là cơ học lượng tử. Vào đầu thập niên 1970, khi đó, chúng tôi đã bị buộc phải chuyển cuộc nghiên cứu của chúng tôi để tìm hiểu vũ trụ từ lý thuyết của chúng tôi về cái cực kỳ lớn sang lý thuyết của chúng tôi về cái cực kỳ nhỏ. Lý thuyết đó, cơ học lượng tử, sẽ được mô tả tiếp theo đây, trước khi chúng ta quay sang những cố gắng để kết hợp hai lý thuyết từng phần thành một lý thuyết lượng tử hấp dẫn duy nhất.

CHƯƠNG 4
NGUYÊN TẮC BẤT ĐỊNH

Sự thành công của các lý thuyết khoa học, đặc biệt là thuyết hấp lực của Newton, đã khiến khoa học gia Pháp Pierre-Simon Laplace vào đầu thế kỷ mười chín lý luận rằng vũ trụ hoàn toàn có tính cách định mệnh. Laplace đã cho rằng phải có một bộ các định luật khoa học cho phép chúng ta tiên đoán mọi chuyện sẽ xảy ra trong vũ trụ, chỉ cần chúng ta biết toàn thể trạng thái của vũ trụ vào một thời điểm. Thí dụ, nếu chúng ta biết các vị trí và tốc độ của mặt trời và các hành tinh ở một thời điểm, chúng ta sẽ có thể sử dụng các định luật của Newton để tính toán trạng thái của Thái Dương Hệ ở bất cứ thời điểm nào khác. Thuyết Định Mệnh có vẻ khá hiển nhiên trong trường hợp này, nhưng Laplace đã đi xa hơn để giả định rằng có những định luật tương tự chi phối mọi chuyện khác, kể cả cách ứng xử của con người.

Thuyết định mệnh khoa học đã bị nhiều người chống đối mạnh mẽ, những người cảm thấy rằng nó phản lại sự tự do của Thượng Đế để can thiệp vào thế giới, nhưng nó vẫn là giả thuyết căn bản của khoa học cho tới những năm đầu của thế kỷ 20. Một trong những dấu hiệu đầu tiên cho thấy niềm tin này cần phải bỏ đi đã xảy ra khi những tính toán bởi các khoa học gia người Anh, Lord Rayleigh và Sir James Jeans, cho rằng một vật thể nóng, như một ngôi sao, phải phát ra năng lượng vào lúc đó, một vật thể nóng phải phát ra những sóng điện từ (như các sóng vô tuyến, ánh sáng nhìn thấy được, hoặc các tia X) bằng nhau ở mọi tần số. Thí dụ, một vật thể nóng phải phát ra cùng một năng lượng về sóng với những tần số trong khoảng từ một đến hai triệu triệu sóng một giây cũng như đối với những sóng trong khoảng từ hai đến ba triệu triệu sóng một giây. Và bởi vì con số sóng một giây không bị giới hạn, điều này sẽ có nghĩa rằng tổng số năng lượng phát ra sẽ vô hạn.

Để tránh kết quả hiển nhiên đáng tức cười này, khoa học gia người Đức Max Planck năm 1900 cho rằng ánh sáng, tia X, và các sóng khác không thể được phát ra ở một nhịp độ tùy ý, mà chỉ trong những chỗ chứa nào đó mà ông gọi là lượng tử. Hơn nữa, mỗi lượng tử có một số năng lượng nào đó sẽ càng lớn nếu tần số sóng càng cao, do đó ở một tần số đủ cao việc phát năng lượng của một lượng tử duy nhất sẽ đòi hỏi nhiều năng lượng hơn là được cung cấp. Như vậy sự phát xạ ở những tần số cao sẽ bị giảm bớt, và do đó nhịp độ mà vật thể mất năng lượng sẽ có giới hạn.

Giả thuyết lượng tử cũng đã giải thích rất tốt nhịp độ phát xạ từ những vật thể nóng được quan sát, nhưng những hàm ý đối với thuyết định mệnh đã không thành hình cho tới năm 1926, khi một khoa học gia Đức khác, Werner Heisenberg, hình thành nguyên tắc bất định nổi tiếng của ông. Để tiên đoán vị trí tương lai và tốc độ của một hạt, người ta phải có thể đo vị trí và tốc độ hiện tại của nó một cách chính xác. Phương cách hiển nhiên để thực hiện điều này là chiếu ánh sáng vào hạt. Một vài trong số những sóng ánh sáng sẽ bị phân tán bởi hạt và điều này sẽ chỉ ra vị trí của nó. Tuy nhiên, người ta sẽ không thể xác định được vị trí của hạt chính xác hơn là khoảng cách giữa những đỉnh sóng của ánh sáng, do đó người ta cần sử dụng ánh sáng có độ dài sóng ngắn để đo vị trí của hạt một cách chính xác. Bây giờ, theo giả thuyết lượng tử của Planck, người ta không thể sử dụng một lượng ánh sáng nhỏ một cách tùy tiện; người ta phải sử dụng ít nhất một lượng tử. Lượng tử này sẽ gây rối hạt và thay đổi tốc độ của nó theo một cách không thể tiên đoán được. Hơn nữa, người ta càng đo được vị trí một cách chính xác, độ dài sóng của ánh sáng mà người ta cần tới càng phải nhỏ, và do đó năng lượng của một lượng tử duy nhất càng cao. Do đó tốc độ của hạt sẽ bị gây rối bởi một lượng lớn hơn. Nói khác đi, bạn càng cố đo vị trí của hạt một cách chính xác hơn, tốc độ của nó mà bạn có thể đo càng kém chính xách hơn, và ngược lại. Heisenberg đã chứng minh rằng sự bất định về vị trí của hạt nhân với sự bất định về tốc độ của nó nhân với khối lượng của hạt không thể nào nhỏ hơn một lượng nào đó, được biết như là hằng số Planck. Hơn nữa, giới hạn này không phụ thuộc vào phương cách trong đó người ta cố đo vị trí hay tốc độ của hạt, hoặc phụ thuộc vào loại hạt: nguyên tắc bất định của Heisenberg là một tính chất căn bản, không thể tránh được của thế giới.

Nguyên tắc bất định đã có những hàm ý sâu xa đối với đường lối mà chúng ta nhìn thế giới. Ngay cả sau hơn năm mươi năm chúng đã không được hoàn toàn chấp nhận bởi nhiều triết gia, và vẫn còn là đề tài của nhiều cuộc tranh luận. Nguyên tắc bất định báo hiệu một kết cuộc cho giấc mơ của Laplace về một lý thuyết khoa học, một mô hình của vũ trụ sẽ hoàn toàn có tính cách định mệnh: người ta chắc chắn không thể tiên đoán những biến cố tương lai một cách chính xác nếu người ta không thể đo đạc ngay cả trạng thái hiện tại của vũ trụ một cách chính xác! Chúng ta vẫn có thể tưởng tượng rằng có một bộ các định luật để xác định các biến cố một cách hoàn toàn đối với một kẻ siêu nhiên nào đó, người có thể quan sát trạng thái hiện tại của vũ trụ mà không gây xáo động cho nó. Tuy nhiên, với tư cách những con người có sinh tử bình thường, những mô hình vũ trụ như vậy không khiến chúng ta quan tâm cho lắm. Có thể tốt hơn nên sử dụng nguyên tắc kinh tế được gọi là "lưỡi dao cạo của Occam" và cắt đi mọi đặc tính của lý thuyết không thể quan sát được. Phương pháp này đã đưa Heisenberg, Erwin Schrodinger, và Paul Dirac trong thập niên 1920 tái hình thành cơ học vào một lý thuyết mới gọi là cơ học lượng tử, căn cứ vào nguyên tắc bất định. Trong lý thuyết này các hạt không còn có các vị trí và tốc độ riêng rẽ, được xác định rõ khiến không thể quan sát được. Thay vào đó, chúng có một trạng thái lượng tử, là một phối hợp của vị trí và tốc độ.

Nói chung, cơ học lượng tử không tiên đoán một kết quả xác định duy nhất cho một cuộc quan sát. Thay vào đó, nó tiên đoán một số những kết quả có thể khác nhau và cho chúng ta biết mỗi kết quả này có thể giống như cái gì. Nghĩa là, nếu người ta cũng thực hiện sự đo đạc đó đối với một con số lớn các hệ thống tương tự, mỗi hệ thống đã khởi đầu theo cùng một cách, người ta sẽ thấy rằng kết quả của sự đo đạc sẽ là A trong một số trường hợp, B trong một số trường hợp khác, và cứ thế. Người ta có thể tiên đoán con số gần đúng số lần mà kết quả sẽ là A hoặc B, nhưng người ta không thể tiên đoán kết quả đặc biệt nào cho một lần đo riêng biệt. Cơ học lượng tử do đó đưa vào khoa học một yếu tố không thể tránh được về sự bất khả tiên đoán hoặc sự tình cờ. Einstein đã chống đối mạnh mẽ điều này, mặc dù vai trò quan trọng mà ông đã đóng trong việc phát triển những ý tưởng này. Einstein đã được tặng giải Nobel về sự đóng góp của ông cho thuyết lượng tử. Tuy nhiên, Einstein không hề chấp nhận rằng vũ trụ bị chi phối bởi sự tình cờ: những cảm nghĩ của ông đã được tóm tắt trong lời tuyên bố nổi tiếng của ông "Thượng Đế không chơi súc sắc."* 

Tuy nhiên, hầu hết các khoa học gia khác, đã muốn chấp nhận cơ học lượng tử bởi vì nó phù hợp hoàn hảo với thực nghiệm. Thật vậy, nó đã là một lý thuyết thành công rực rỡ và làm căn bản cho hầu như mọi khoa học và kỹ thuật mới. Nó chi phối động thái của các bóng bán dẫn transistor và các mạch tổng hợp, là những thành phần chính yếu của các dụng cụ điện tử như máy truyền hình và máy điện toán, và cũng là căn bản cho hóa học và sinh học hiện đại. Các lãnh vực duy nhất của khoa vật lý trong đó cơ học lượng tử chưa được hội nhập một cách thích hợp là hấp lực và cơ cấu vũ trụ trên tầm mức lớn.

Mặc dù ánh sáng được tạo thành bởi các sóng, giả thuyết lượng tử của Planck cho chúng ta biết rằng trên vài phương diện, nó cư xử như thể nó hợp thành bởi các hạt: nó chỉ có thể được phát ra hoặc hấp thụ trong những gói, hay lượng tử. Cũng vậy, nguyên tắc bất định của Heisenberg ngụ ý rằng các hạt trên vài phương diện cư xử như các sóng: chúng không có một vị trí nhất định nhưng được "phát tán" với một sự phân bố xác xuất nào đó. Lý thuyết cơ học lượng tử được căn cứ vào một loại toán học hoàn toàn mới không còn mô tả thế giới thực tế bằng các hạt và các sóng; nó chỉ là những sự quan sát về cái thế giới có thể được mô tả theo những điều kiện đó. Do đó có một lưỡng tính giữa các sóng và các hạt trong cơ học lượng tử: vì một số mục đích sẽ tiện lợi khi nghĩ tới các hạt như các sóng và vì một số mục đích khác sẽ tiện lợi khi nghĩ tới các sóng như các hạt. Một hậu quả quan trọng của điều này là người ta có thể quan sát cái được gọi là sự giao thoa giữa hai bộ sóng hoặc hạt. Điều đó có nghĩa là, các đỉnh của một bộ sóng có thể trùng với các chỗ lõm của bộ sóng kia. Hai bộ sóng như vậy triệt tiêu lẫn nhau, thay vì hợp lại thành một sóng mạnh hơn như người ta có thể trông đợi (H. 4.1). Một thí dụ quen thuộc của sự giao thoa trong trường hợp của ánh sáng là các mầu sắc thường được thấy ở những bọt xà phòng. Những mầu này phát sinh bởi sự phản chiếu ánh sáng từ hai mặt của lớp màng mỏng của nước làm thành bọt. Ánh sáng trắng bao gồm các sóng ánh sáng của tất các các độ dài sóng, hoặc mầu, khác nhau. Đối với một số độ dài sóng, đỉnh của các sóng phản chiếu từ một mặt của lớp màng xà phòng trùng với chỗ lõm phản chiếu từ mặt kia. Các màu tương ứng với những độ dài sóng này bị thiếu từ ánh sáng phản chiếu, do đó nó có vẻ có màu sắc.

Sự giao thoa cũng có thể xảy ra đối với các hạt, bởi vì sự lưỡng tính theo cơ học lượng tử. Một thí dụ nổi tiếng là thực nghiệm được gọi là "hai khe hở" (H. 4.2). Hãy xét một tấm chắn với hai khe hẹp nằm song song trên đó. Ở một mặt của tấm chắn người ta đặt một nguồn ánh sáng của một màu đặc biệt nào đó (nghĩa là, có độ dài sóng đặc biệt). Phần lớn ánh sáng sẽ đụng vào tấm chắn, nhưng một số nhỏ sẽ đi qua các khe hở. Bây giờ giả thử người ta đặt một tấm màn ở phía bên kia của tấm chắn. Mọi điểm của tấm màn sẽ nhận được những sóng từ hai khe hở. Tuy nhiên, nói chung, khoảng cách ánh sáng sẽ phải di chuyển từ nguồn tới tấm màn qua hai khe hở sẽ khác biệt. Điều này sẽ có nghĩa là các sóng từ các khe hở sẽ không đồng bộ với nhau khi chúng tới tấm màn: ở vài chỗ các sóng sẽ triệt tiêu lẫn nhau, và ở những chỗ khác chúng sẽ tăng cường lẫn nhau. Kết quả là có một mẫu đặc biệt gồm những vệt sáng và vệt tối.

Điều đáng kể là người ta nhận được những loại vệt như vậy nếu người ta thay thế nguồn ánh sáng bởi một nguồn hạt, như các điện tử với một tốc độ xác định (điều này có nghĩa là những sóng tương ứng có một độ dài xác định). Nó có vẻ bất thường hơn bởi vì nếu người ta chỉ có một khe hở, người ta không nhận được vệt nào cả, chỉ là một sự phân bố đồng đều các điện tử trên khắp tấm màn. Do đó người ta có thể nghĩ rằng mở một khe hở khác sẽ gia tăng số lượng các điện tử đập vào mọi điểm của tấm màn, nhưng, bởi vì sự giao thoa, nó thực sự giảm con số điện tử ở một vài chỗ. Nếu các điện tử được gởi qua các khe hở mỗi lần một điện tử, người ta sẽ trông đợi mỗi điện tử sẽ đi qua khe hở này hay khe hở kia, và như vậy phản ứng như thể khe hở mà nó đi qua chỉ là một khe hở duy nhất – cho ta một sự phân bố đồng đều trên tấm màn. Tuy nhiên, trên thực tế, ngay cả khi người ta chỉ gởi đi mỗi lần một điện tử, các vệt vẫn hiện ra. Mỗi điện tử, như vậy, phải đã đi qua cả hai khe hở cùng một lúc!

Hiện tượng giao thoa giữa các hạt đã đóng vai trò quan trọng đối với sự hiểu biết của chúng ta về cấu trúc của các nguyên tử, là những đơn vị căn bản của hóa học và sinh học và là những viên gạch xây dựng mà từ đó chúng ta, và mọi vật chung quanh chúng ta, được tạo thành. Vào đầu thế kỷ 20, người ta đã nghĩ rằng các nguyên tử hơi giống như những hành tinh quay chung quanh mặt trời, với những điện tử (các hạt có điện tích âm) quay chung quanh một nhân ở giữa, mang điện tích dương. Sự hấp dẫn giữa các điện tích dương và điện tích âm được coi như đã giữ cho các điện tử trên các quỹ đạo của chúng giống như lực hấp dẫn giữa mặt trời và các hành tinh giữ cho các hành tinh nằm trên các quỹ đạo của chúng. Điều rắc rối với điều này là những định luật về cơ học và điện học, trước khi có cơ học lượng tử, đã tiên đoán rằng các điện tử sẽ mất năng lượng và do đó rơi theo đường xoắn ốc vào phía trong cho tới khi chạm vào nhân. Điều này sẽ có nghĩa là nguyên tử, và do đó mọi vật chất, sẽ phải nhanh chóng sụp đổ thành một trạng thái thật đậm đặc. Một giải đáp từng phần cho vấn nạn này đã được tìm ra bởi khoa học gia người Đan Mạch Niels Bohr vào năm 1913. Ông đã cho rằng có thể là các điện tử đã không thể quay ở bất cứ khoảng cách nào tới nhân ở giữa nhưng chỉ ở những khoảng cách đặc biệt nào đó. Nếu người ta cũng giả định rằng chỉ một hoặc hai điện tử có thể quay ở bất cứ khoảng cách nào trong số những khoảng cách này, điều này sẽ giải quyết vấn đề sụp đổ của nguyên tử, bởi vì các điện tử không thể quay xoắn ốc ở bất cứ khoảng cách nào xa hơn là mục đích để trám các quỹ đạo bằng các khoảng cách và năng lượng tối thiểu.

Mô hình này đã giải thích khá thỏa đáng cơ cấu của nguyên tử đơn giản nhất là khinh khí, chỉ có một điện tử quay quanh nhân. Nhưng điều không rõ ràng là làm sao người ta phải mở rộng nó cho những nguyên tử phức tạp hơn. Hơn nữa, ý tưởng về một bộ có giới hạn các quỹ đạo được phép có vẻ rất độc đoán. Lý thuyết mới về cơ học lượng tử đã giải quyết được khó khăn này. Nó cho thấy rằng một điện tử quay chung quanh nhân có thể được nghĩ như một sóng, với một độ dài sóng tùy thuộc vào tốc độ của nó. Đối với một số quỹ đạo, độ dài của quỹ đạo sẽ tương ứng với một số nguyên vẹn (ngược lại với một phân số) độ dài sóng của điện tử. Đối với những quỹ đạo này đỉnh sóng sẽ ở cùng vị trí mỗi vòng quay, để các sóng sẽ cộng lại: các quỹ đạo này sẽ tương ứng với những quỹ đạo được phép của Bohr. Tuy nhiên, đối với những quỹ đạo có độ dài không phải là một số nguyên vẹn của các độ dài sóng, mỗi đỉnh sóng cuối cùng sẽ bị triệt tiêu bởi một sóng lõm khi các điện tử quay tròn: các quỹ đạo này sẽ không được phép.

Một cách tốt đẹp để nhìn sự lưỡng tính sóng/hạt là cách được gọi là tổng số lịch sử được đưa ra bởi khoa học gia người Mỹ Richard Feynman. Trong phương pháp này hạt không được giả định là có một lịch sử hay đường đi duy nhất trong không-thời gian, như nó được giả định trong một lý thuyết cổ điển, phi lượng tử. Thay vào đó, nó được giả định là đi từ A đến B theo bất cứ đường đi có thể nào. Với mỗi đường đi có một cặp các con số: một số biểu thị cỡ của một sóng và số kia biểu thị vị trí trong chu kỳ (nghĩa là nó đang ở một đỉnh hay một đáy). Xác xuất để đi từ A đến B được tìm bằng cách cộng các sóng cho mọi đường đi. Nói chung, nếu người ta so sánh một bộ những đường đi lân cận nhau, những giai đoạn hay vị trí trong chu kỳ sẽ khác nhau rất lớn. Điều này có nghĩa là các sóng liên kết với những đường đi này sẽ hầu như triệt tiêu hoàn toàn lẫn nhau. Tuy nhiên, đối với vài bộ những đường đi nằm gần nhau, giai đoạn sẽ không thay đổi nhiều giữa các đường đi. Các sóng cho những đường đi này sẽ không triệt tiêu hẳn. Những đường đi như vậy tương ứng với các quỹ đạo được phép của Bohr.

Với những ý tưởng này, trong hình thức toán học cụ thể, nó tương đối dễ tính toán những quỹ đạo được phép ở những nguyên tử phức tạp hơn và ngay cả ở những phân tử, được tạo thành bởi một số nguyên tử được kết hợp với nhau bởi các điện tử trong những quỹ đạo quay quanh nhiều nhân. Bởi vì cơ cấu của các phân tử và những phản ứng của chúng với nhau làm nền tảng cho toàn thể hóa học và sinh học, cơ học lượng tử cho phép chúng ta trên nguyên tắc tiên đoán được gần như mọi điều chúng ta nhìn thấy chung quanh chúng ta, bên trong các giới hạn được đặt ra bởi nguyên tắc bất định (Tuy nhiên, trong thực hành, những sự tính toán cần thiết cho các hệ thống chứa nhiều hơn là một ít điện tử tỏ ra phức tạp đến độ chúng ta không thể làm được.)

Thuyết tương đối tổng quát của Einstein có vẻ chi phối cơ cấu vũ trụ trên tầm mức lớn. Đó là cái được gọi là một lý thuyết cổ điển; nghĩa là, nó không tính tới nguyên tắc bất định của cơ học lượng tử, như đáng lẽ nó phải kể tới để phù hợp với những lý thuyết khác. Lý do khiến điều này không đưa tới sự trái ngược nào với sự quan sát là mọi trường trọng lực mà bình thường chúng ta trải qua đều rất yếu. Tuy nhiên, các định lý về nhất thể được thảo luận trước đây cho thấy rằng trường trọng lực phải trở nên rất mạnh trong ít nhất hai trường hợp, các hố đen và vụ nổ lớn. Trong những trường mạnh như vậy các hiệu ứng của cơ học lượng tử phải quan trọng. Như vậy, trong một ý nghĩa, thuyết tương đối tổng quát cổ điển, bằng cách tiên đoán những điểm có mật độ lớn vô hạn, tiên đoán sự sụp đổ của chính nó, đúng như cơ học cổ điển (tức là phi lượng tử) tiên đoán sự suy sụp của chính nó bằng cách cho rằng các nguyên tử phải suy sụp tới mật độ vô hạn. Chúng ta chưa có một lý thuyết hoàn toàn phù hợp để thống nhất thuyết tương đối tổng quát và cơ học lượng tử, nhưng chúng ta biết một số đặc điểm mà nó phải có. Các hậu quả mà những đặc tính này phải có đối với các hố đen và vụ nổ lớn sẽ được mô tả trong những chương sau. Tuy nhiên, vào lúc này, chúng ta sẽ quay sang những cố gắng mới đây để tổng hợp sự hiểu biết của chúng ta về những lực khác của thiên nhiên thành một lý thuyết lượng tử thống nhất, duy nhất. 

CHƯƠNG 5
NHỮNG HẠT CƠ BẢN VÀ CÁC 
LỰC THIÊN NHIÊN

Aristotle tin rằng mọi vật chất trong vũ trụ được tạo thành bởi bốn thành phần căn bản là đất, không khí, lửa, và nước. Những thành phần này bị tác động bởi hai lực: hấp lực, là khuynh hướng khiến đất và nước chìm xuống, và phù lực, là khuynh hướng khiến không khí và lửa bay lên. Sự phân chia các thành phần của vũ trụ thành vật chất và các lực vẫn còn được sử dụng ngày nay.

Aristotle tin rằng vật chất có tính cách liên tục, nghĩa là, người ta có thể chia một mẩu vật chất thành những mẩu càng ngày càng nhỏ hơn mà không có một giới hạn nào: người ta không bao giờ đi tới một hạt vật chất mà không thể phân chia được nữa. Tuy nhiên, một vài người Hy Lạp, như Democritus, cho rằng vật chất tự nó là hạt và rằng mọi vật được tạo thành bởi những con số lớn lao các loại nguyên tử khác nhau. (Trong tiếng Hy Lạp chữ nguyên tử có nghĩa là "không thể phân chia.") Trong bao nhiêu thế kỷ, sự tranh luận tiếp tục mà không có bằng chứng thực sự nào ở mọi phe, nhưng năm 1803 nhà hóa học kiêm vật lý người Anh, John Dalton, đã vạch ra rằng sự kiện các chất tổng hợp hóa học luôn luôn kết hợp theo những tỉ lệ nào đó có thể được giải thích bằng cách gom những nguyên tử lại để làm thành những đơn vị gọi là phân tử. Tuy nhiên, cuộc tranh luận giữa hai trường phái tư tưởng đã không được giải quyết dứt khoát nghiêng về những người theo thuyết nguyên tử cho tới những năm đầu của thế kỷ 20. Một trong những công trình quan trọng về bằng chứng vật lý đã được cung cấp bởi Einstein. Trong một tài liệu được viết vào năm 1905, một vài tuần trước khi có tài liệu nổi tiếng về thuyết tương đối đặc biệt, Einstein đã vạch ra rằng điều được gọi là chuyển động Brown – chuyển động không đều, bất kỳ của những hạt bụi nhỏ lơ lửng trong một chất lỏng – có thể được giải thích như hậu quả của các nguyên tử của chất lỏng đụng chạm với các hạt bụi.

Vào lúc này đã có những nghi ngờ rằng những nguyên tử này rốt cuộc không phải là không phân chia được. Vài năm trước đó, J. J. Thomson, một giáo sư vật lý của trường Trinity College, Cambridge, đã chứng minh sự hiện hữu của một hạt vật chất, gọi là điện tử, có một khối lượng chưa tới một phần ngàn khối lượng của nguyên tử nhẹ nhất. Ông đã sử dụng một thiết bị hơi giống như một đèn hình TV ngày này: một sợi kim loại nóng đỏ phát ra các điện tử, và bởi vì những điện tử này có một điện tích âm, một điện trường có thể được sử dụng để gia tốc chúng về phía một tấm màn phủ lưu huỳnh. Khi chúng chạm vào màn, những chớp sáng đã được phát ra. Chẳng bao lâu người ta nhận thức rằng những điện tử này phải xuất phát từ bên trong chính các nguyên tử, và trong năm 1911 vật lý gia người Anh Ernest Rutherford cuối cùng đã chứng tỏ rằng những nguyên tử vật chất quả thật có một cơ cấu bên trong: chúng được cấu tạo bởi một cái nhân cực kỳ nhỏ bé, mang điện dương, quay chung quanh nhân là một số các điện tử. Ông đã suy luận ra điều này bằng cách phân tích đường lối trong đó các hạt ?, là những hạt mang điện tích dương phát ra bởi các nguyên tử có tính phát xạ, bị lệch đi khi chúng chạm vào các nguyên tử.

Lúc đầu người ta đã nghĩ rằng nhân của nguyên tử được cấu tạo bởi các điện tử và những con số khác nhau các hạt mang điện tích dương gọi là proton (chất tử), gốc tiếng Hy Lạp có nghĩa là "đầu tiên," bởi vì người ta tin rằng nó phải là đơn vị căn bản từ đó vật chất được cấu tạo. Tuy nhiên, trong năm 1932 một đồng nghiệp của Rutherford ở Cambridge, James Chadwick, khám phá ra rằng nguyên tử chứa một hạt khác, gọi là trung hòa tử, hầu như có cùng khối lượng với một proton nhưng không mang điện tích. Chadwick đã nhận được giải Nobel nhờ khám phá của ông, và được bầu làm viện trưởng Phân Khoa Gonville & Caius của Đại Học Cambridge (đây là phân khoa mà hiện nay tôi là một thành viên). Sau này ông đã từ chức viện trưởng vì những bất đồng ý kiến với các thành viên. Hồi đó đã có những tranh cãi gay gắt trong phân khoa kể từ khi một nhóm các thành viên trẻ hồi hương sau Đệ Nhị Thế Chiến đã bỏ phiếu loại trừ nhiều thành viên ra khỏi những chức vụ trong phân khoa mà họ đã giữ từ lâu. Điều này xẩy ra trước thời của tôi; tôi gia nhập phân khoa năm 1965 vào lúc sắp chấm dứt cuộc tranh chấp cay đắng, khi những bất đồng ý kiến đã buộc một viện trưởng được giải Nobel khác, Sir Nevill Mott, phải từ chức.

Cho tới hai mươi năm về trước, người ta đã nghĩ rằng các proton và trung hòa tử là những hạt "cơ bản," nhưng những thực nghiệm trong đó các proton được cho đụng chạm với với proton khác hoặc với các âm điện tử ở tốc độ cao cho thấy rằng thực ra chúng được cấu tạo bởi những hạt nhỏ hơn nữa. Những hạt này được gọi là quark bởi nhà vật lý Murray Gell-Mann của trường Caltech, người đã đoạt giải Nobel năm 1969 do công trình nghiên cứu của ông về những hạt này. Nguồn gốc của cái tên này là một câu trích dẫn khó hiểu từ tác phẩm của James Joyce: "Three quarks for Muster Mark!" Chữ quark đúng ra phải được phát âm giống như chữ "quart" (nhưng tận cùng bằng chữ k thay vì chữ t), nhưng người ta thường phát âm chữ này cùng một vần với chữ "lark."

Có một số những thay đổi khác nhau về các quark, người ta nghĩ có ít nhất sáu "mùi vị" mà chúng ta gọi là lên, xuống, kỳ lạ, mê hoặc, đáy, và đỉnh. Mỗi vị có ba "mầu" là đỏ, xanh lá cây và xanh dương. (Cũng nên nhấn mạnh rằng những từ ngữ này chỉ là những cái "nhãn hiệu": các quark nhỏ hơn nhiều so với độ dài sóng của ánh sáng nhìn thấy được và do đó không có màu nào cả trong ý nghĩa thông thường. Chỉ vì các nhà vật lý hiện đại dường như có nhiều phương cách giầu tưởng tượng hơn để đặt tên cho những hạt và những hiện tượng mới – họ không còn tự giới hạn vào tiếng Hy Lạp!) Một proton hoặc trung hòa tử được cấu tạo bởi 3 quark, mỗi quark có một màu. Một proton chứa hai quark lên và một quark xuống; một trung hòa tử chứa hai xuống và một lên. Chúng ta có thể tạo ra những hạt được cấu tạo bởi những quark kia (kỳ lạ, mê hoặc, đáy, và đỉnh), nhưng những hạt này có một khối lượng lớn hơn nhiều và sẽ hủy hoại rất nhanh thành các proton và các trung hòa tử.

Hiện chúng ta biết rằng cả các nguyên tử lẫn các proton và các trung hòa tử bên trong các nguyên tử đều có thể phân chia được. Do đó câu hỏi là: Cái gì thật sự là những hạt cơ bản, những viên gạch xây dựng căn bản từ đó mọi vật được cấu tạo? Bởi vì độ dài sóng của ánh sáng lớn hơn nhiều so với cỡ của một nguyên tử, chúng ta không thể hy vọng sẽ "nhìn" vào những thành phần của một nguyên tử theo cách thông thường. Chúng ta cần sử dụng một cái gì đó với một độ dài sóng nhỏ hơn nhiều. Như chúng ta đã thấy trong chương vừa rồi, cơ học lượng tử cho chúng ta biết rằng mọi hạt thực ra là những sóng, và rằng năng lượng của một hạt càng cao, độ dài sóng của sóng tương ứng càng nhỏ. Do đó câu trả lời tốt nhất mà chúng ta có thể đưa ra cho câu hỏi của chúng ta tùy thuộc vào chuyện chúng ta có trong tay một năng lượng hạt cao đến mức nào, bởi vì điều này quyết định chuyện một chiều dài nhỏ tới mức nào đểø chúng ta có thể nhìn. Các năng lượng hạt thường được đo bằng các đơn vị gọi là electron volt (điện tử thái). (Trong các thí nghiệm của Thomson với các điện tử, chúng ta đã thấy rằng ông sử dụng một điện trường để gia tốc các điện tử. Năng lượng mà một điện tử (electron) nhận được từ một điện trường 1 volt được gọi là một electron volt.) Trong thế kỷ 19, khi những năng lượng hạt duy nhất mà người ta biết cách sử dụng là những năng lượng thấp chừng một vài electron volt phát ra bởi những phản ứng hóa học như sự cháy. Người ta đã nghĩ rằng nguyên tử là đơn vị nhỏ nhất. Trong thí nghiệm của Rutherford, các hạt ? có năng lượng hàng triệu electron volt. Mới đây hơn, chúng ta đã biết cách sử dụng các điện từ trường để khiến cho các hạt có những năng lượng lúc đầu hàng triệu và rồi hàng ngàn triệu electron volt. Và do đó chúng ta biết rằng những hạt từng được cho là "cơ bản" hai mươi năm về trước thực ra được làm thành bởi những hạt nhỏ hơn. Liệu có thể những hạt này, khi chúng ta đạt tới những năng lượng còn cao hơn nữa, rồi ra cũng được thấy là được cấu tạo bởi những hạt còn nhỏ hơn nữa? Điều này đương nhiên có thể, nhưng chúng ta quả thật có vài lý do về lý thuyết để tin rằng chúng ta có, hoặc rất gần đạt tới, một sự hiểu biết về những viên gạch xây dựng tối hậu của thiên nhiên.

Sử dụng sự lưỡng tính sóng/hạt được thảo luận trong chương vừa rồi, mọi vật trong vũ trụ, kể cả ánh sáng và trọng lực, có thể được mô tả bằng các hạt. Những hạt này có một đặc tính gọi là số quay. Một cách để nghĩ về số quay là tưởng tượng những hạt như những con quay bông vụ nhỏ quay quanh một trục. Tuy nhiên, điều này có thể gây hiểu lầm, bởi vì cơ học lượng tử cho chúng ta biết rằng các hạt không có một trục được xác định rõ. Những gì số quay của một hạt thực sự cho ta biết là hạt trông giống như cái gì từ những hướng khác nhau. Một hạt có số quay 0 giống như một cái chấm: nó trông giống nhau từ mọi hướng (H. 5.1-i). Mặt khác, một hạt có số quay 1 giống như một mũi tên: nó trông khác nhau từ những hướng khác (H. 5.1-ii). Chỉ khi người ta quay tròn nó trọn một vòng (360 độ) hạt mới trông giống. Một hạt có số quay 2 giống như một mũi tên có hai đầu (H. 5.1-iii): nó trông giống nhau nếu người ta quay tròn nó nửa vòng (180 độ). Tương tự, những hạt có số quay cao hơn trông giống nhau nếu người ta quay chúng theo những phân số của một vòng trọn vẹn. Tất cả điều này có vẻ khá dễ hiểu, nhưng sự kiện quan trọng là có những hạt không trông giống nhau nếu người ta quay chúng đúng một vòng: bạn phải quay chúng đủ hai vòng! Những hạt như vậy được gọi là có số quay 1/2.

Mọi hạt đã được biết trong vũ trụ có thể được phân chia thành hai nhóm: những hạt có số quay 1/2, làm thành vật chất trong vũ trụ, và những hạt có số quay 0, 1, và 2, như chúng ta sẽ thấy, gây ra các lực giữa những hạt vật chất. Những hạt vật chất tuân theo điều được gọi là nguyên tắc loại trừ của Pauli. Nguyên tắc này được khám phá vào năm 1925 bởi một vật lý gia người Áo, Wolfgang Pauli -- nhờ đó ông đã nhận được giải Nobel trong năm 1945. Ông là vật lý gia lý thuyết tiêu biểu: người ta đồn về ông rằng ngay sự có mặt của ông trong thành phố cũng làm cho các thực nghiệm trở thành sai lạc! Nguyên tắc loại trừ của Pauli nói rằng hai hạt tương tự không thể hiện hữu ở cùng trạng thái, nghĩa là, chúng không thể cùng có vị trí và tốc độ, bên trong các giới hạn theo nguyên tắc bất định. Nguyên tắc loại trừ rất quan trọng bởi vì nó giải thích tại sao các hạt vật chất không co rút lại thành một trạng thái có mật độ rất cao dưới ảnh hưởng của các lực gây ra bởi các hạt có số quay 0, 1, và 2: nếu các hạt vật chất gần như có cùng vị trí, chúng phải có những tốc độ khác nhau, có nghĩa là chúng sẽ không duy trì lâu ở cùng vị trí. Nếu thế giới đã được tạo ra mà không có nguyên tắc loại trừ, các quark sẽ không làm thành các proton, trung hòa tử riêng biệt. Những hạt này, cùng với các điện tử, cũng sẽ không hợp thành các nguyên tử được xác định rõ. Chúng sẽ đều suy sụp để thành một món "súp" khá đồng nhất, đậm đặc.

Một sự hiểu biết đúng đắn về các điện tử và những hạt có số quay 1/2 khác đã không đạt được cho tới năm 1928, khi một lý thuyết được đưa ra bởi Paul Dirac, người sau này đã được bầu vào chức vụ Giáo Sư Toán Học Hàm Lucasian tại Đại Học Cambridge (chức vụ mà Newton từng giữ và hiện tôi đang giữ). Lý thuyết của Dirac là loại lý thuyết đầu tiên phù hợp với cả cơ học lượng tử lẫn thuyết tương đối đặc biệt. Nó giải thích trên phương diện toán học tại sao điện tử đã có số quay 1/2, nghĩa là, tại sao nó đã không trông giống nhau nếu bạn chỉ quay nó một vòng, nhưng nó trông như cũ nếu bạn quay nó đủ hai vòng. Nó cũng tiên đoán rằng điện tử phải có một đồng bạn: một phản điện tử, hay positron (dương điện tử). Sự khám phá ra phản điện tử vào năm 1932 đã xác nhận thuyết của Dirac và đưa tới việc ông được tặng giải Nobel về vật lý năm 1933. Hiện giờ chúng ta biết rằng mọi hạt đều có một phản hạt, nếu hợp lại chúng triệt tiêu lẫn nhau. (Trong trường hợp những hạt mang lực, các phản hạt cũng chính là những hạt.) Có thể có những phản thế giới và phản con người trọn vẹn được cấu tạo bởi các phản hạt. Tuy nhiên, nếu bạn có gặp phản ngã của bạn, đừng bắt tay! Cả hai sẽ biến mất trong chớp mắt. Vấn đề tại sao có vẻ có nhiều hạt như vậy so với các phản hạt chung quanh chúng ta là điều vô cùng quan trọng, và tôi sẽ trở lại vấn đề này vào cuối chương.

Trong cơ học lượng tử, các lực hoặc các tương tác giữa các hạt vật chất tất cả đều được coi như được mang bởi những hạt có số quay là số nguyên -- 0, 1, hoặc 2. Điều phát sinh là một hạt vật chất, như một điện tử hoặc một quark, phóng ra một hạt mang lực. Sức giật lùi do sự phóng đi này thay đổi tốc độ của hạt vật chất. Hạt mang lực sau đó va chạm với một hạt vật chất khác và bị hấp thụ. Sự va chạm thay đổi tốc độ của hạt thứ nhì, như thể đã có một lực giữa hai hạt vật chất.

Đó là một tính chất quan trọng của các hạt mang lực khiến chúng không tuân theo nguyên tắc loại trừ. Điều này có nghĩa là không có giới hạn đối với con số có thể được trao đổi, và do đó chúng không thể làm phát sinh một lực mạnh. Tuy nhiên, nếu các hạt mang lực có một khối lượng cao, sẽ khó sản xuất và trao đổi chúng đối với những khoảng cách lớn. Như vậy các lực mà chúng mang sẽ chỉ có một tầm ngắn. Mặt khác, nếu các hạt mang lực không có khối lượng của chính nó, các lực sẽ có tầm xa. Các hạt mang lực được trao đổi giữa những hạt vật chất được coi như những hạt ảo bởi vì, không như những hạt "thật" chúng không thể được phát hiện trực tiếp bởi các dụng cụ phát hiện hạt. Tuy nhiên, chúng ta biết chúng hiện hữu, chúng quả thật có một hiệu ứng có thể đo được: chúng làm phát sinh những lực giữa những hạt vật chất. Các hạt có số quay 0, 1, hoặc 2 cũng hiện hữu trong vài trường hợp như những hạt thật, khi chúng có thể được phát hiện trực tiếp. Khi đó đối với chúng ta chúng có vẻ như là cái mà một vật lý gia cổ điển sẽ gọi là sóng, như sóng ánh sáng hoặc sóng trọng lực. Đôi khi chúng có thể được phát ra khi các hạt vật chất tương tác với nhau bằng cách trao đổi các hạt ảo mang lực. (Chẳng hạn, lực đẩy về điện giữa hai điện tử là do sự trao đổi giữa hai quang tử ảo, nó không bao giờ có thể được phát hiện trực tiếp; nhưng nếu một điện tử di chuyển ngang một điện tử khác, những quang tử thật có thể được phát ra, mà chúng ta phát hiện như những sóng ánh sáng.)

Những hạt mang lực có thể được xếp vào bốn loại tùy theo sức mạnh của lực mà chúng mang và những hạt mà chúng tương tác. Cũng nên nhấn mạnh rằng sự phân chia thành bốn loại chỉ có tính cách nhân tạo, thuận tiện để xây dựng các lý thuyết từng phần, nhưng nó có thể không phù hợp với bất cứ lý thuyết nào đi xa hơn. Cuối cùng, hầu hết các vật lý gia hy vọng tìm ra một lý thuyết thống nhất sẽ giải thích cả bốn loại lực như những hình thức khác nhau của một lực duy nhất. Thật vậy, nhiều người sẽ nói đây là mục tiêu chính của vật lý học ngày nay. Mới đây, người ta đã thành công trong những cố gắng để thống nhất ba trong số bốn loại lực -- và tôi sẽ mô tả những cố gắng đó trong chương này. Vấn đề thống nhất loại lực còn lại là trọng lực chúng ta sẽ để lại sau.

Loại thứ nhất là trọng lực. Loại lực này có tính cách phổ quát, nghĩa là, mọi hạt đều chịu ảnh hưởng của lực hấp dẫn, tùy theo khối lượng hay năng lượng của nó. Trọng lực là lực yếu nhất trong bốn loại lực; nó yếu đến độ chúng ta sẽ không nhận thấy nó nếu không nhờ hai tính chất đặc biệt mà nó có: nó có thể tác động trên những khoảng cách lớn, và nó luôn luôn thu hút. Điều này có nghĩa là những lực hấp dẫn rất yếu giữa những hạt riêng rẽ ở hai vật thể lớn, như trái đất và mặt trời, có thể cộng tất cả lại để sinh ra một lực đáng kể. Ba lực kia thì hoặc là có tầm ngắn, hoặc đôi khi hút đôi khi đẩy, do đó chúng có khuynh hướng triệt tiêu lẫn nhau. Trong cách nhìn của cơ học lượng tử đối với trọng trường, lực giữa hai hạt vật chất được hình dung như mang bởi một hạt có số quay 2 được gọi là graviton. Hạt này không có khối lượng riêng của nó, do đó lực nó mang có tầm xa. Trọng lực giữa mặt trời và trái đất được cho là gây ra sự trao đổi các graviton giữa những hạt làm thành hai vật thể này. Mặc dù những hạt được trao đổi là ảo, chúng chắc chắn có sinh ra một hiệu ứng có thể đo được -- chúng làm trái đất quay chung quanh mặt trời! Những graviton thật làm thành cái mà các vật lý gia cổ điển sẽ gọi là sóng trọng lực, chúng rất yếu -- và do đó khó được phát hiện đến độ chúng chưa bao giờ được quan sát.

Loại kế tiếp là lực điện từ, tương tác với những hạt mang điện tích như điện tử và quark, nhưng không tương tác với những hạt không mang điện như các graviton. Nó mạnh hơn nhiều so với trọng lực: lực điện từ giữa hai điện tử lớn hơn vào khoảng một triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu (số 1 với bốn mươi hai số 0 phía sau) lần so với trọng lực. Tuy nhiên, có hai loại điện tích, dương và âm. Lực giữa hai điện tích dương thì đẩy nhau, cũng như lực giữa hai điện tích âm, nhưng lực là một lực hút giữa một điện tích dương và một điện tích âm. Một vật thể lớn, như trái đất hoặc mặt trời, chứa những con số gần bằng nhau các điện tích dương và điện tích âm. Do đó các lực hút và đẩy giữa những hạt riêng biệt gần như triệt tiêu lẫn nhau, và có rất ít lực điện từ thuần. Tuy nhiên, trên những tầm mức nhỏ của các nguyên tử và các phân tử, các lực điện từ vượt trội lên. Sự hấp dẫn điện từ giữa các điện tử mang điện tích âm và các proton ở trong nhân mang điện tích dương khiến các điện tử quay chung quanh nhân của nguyên tử, giống như sự hấp dẫn của trọng lực khiến trái đất quay chung quanh mặt trời. Sự hấp dẫn về điện từ được hình dung như gây ra bởi sự trao đổi với con số lớn các hạt ảo không có khối lượng có số quay 1 gọi là các quang tử (photon). Một lần nữa, các quang tử được trao đổi là những hạt ảo. Tuy nhiên, khi một điện tử thay đổi từ một quỹ đạo cho phép tới một quỹ đạo khác gần với nhân hơn, năng lượng được phóng thích và một quang tử thật được phát ra -- có thể được quan sát như ánh sáng mà mắt người nhìn thấy được, nếu nó có độ dài sóng thích hợp, hoặc bởi một dụng cụ phát hiện quang tử như phim chụp ảnh. Cũng vậy, nếu một quang tử thật va chạm với một nguyên tử, nó có thể đẩy một điện tử từ một quỹ đạo gần nhân tới một quỹ đạo xa hơn. Hiện tượng này tiêu thụ hết năng lượng của quang tử, do đó nó bị hấp thụ.

Loại thứ ba được gọi là "lực hạt nhân yếu," chịu trách nhiệm về sự phát xạ và tác động lên mọi hạt vật chất có số quay 1/2, nhưng không tác động lên các hạt có số quay 0, 1, hoặc 2, như các quang tử và graviton. Lực hạt nhân yếu đã không được biết rõ cho tới năm 1967, khi Abdus Salam tại trường Imperial College, Luân Đôn, và Steven Weinberg tại Harvard đều đưa ra các lý thuyết kết hợp sự tương tác này với lực điện từ, giống như Maxwell đã kết hợp điện và từ khoảng một trăm năm trước. Họ cho rằng cộng thêm với quang tử, có ba hạt có số quay 1 khác, được biết một cách tập thể như là các hạt boson (pha sắc tử), mang lực yếu. Những hạt này được gọi là W+ (đọc là W cộng), W- (đọc là W trừ), và Z? (đọc là W không), và mỗi boson có một khối lượng khoảng 100 GeV (GeV viết tắt của giga electron volt, hay một ngàn triệu electron volt). Thuyết Weinberg-Salam chứng tỏ một đặc tính được biết như là sự phá vỡ cân đối tức thì. Điều này có nghĩa là những gì có vẻ như một số những hạt hoàn toàn khác nhau ở năng lượng thấp thực ra tất cả đều thuộc về một loại hạt, chỉ là ở những trạng thái khác nhau. Ở năng lượng cao tất cả những hạt này tác động tương tự nhau. Hiệu quả hơi giống như trái banh ru-lét trên một bàn quay ru-lét. Ở các năng lượng cao (khi bàn quay quay nhanh) trái banh xử sự chính yếu chỉ theo một cách -- nó quay tròn, quay tròn. Nhưng khi bàn quay chậm lại, năng lượng của trái banh giảm, và cuối cùng trái banh rơi vào một trong 37 lỗ trên bàn quay. Nói cách khác, ở các năng lượng thấp có 37 tình huống khác nhau trong đó trái banh có thể có. Nếu, vì lý do nào đó, chúng ta chỉ có thể quan sát trái banh ở các năng lượng thấp, khi đó chúng ta sẽ nghĩ rằng có 37 loại banh khác nhau!

Trong lý thuyết Weinberg-Salam, ở những năng lượng lớn hơn 100 GeV, ba hạt mới và quang tử sẽ phản ứng một cách tương tự. Nhưng ở những năng lượng hạt thấp hơn xảy ra trong hầu hết các tình huống bình thường, sự đối xứng này giữa các hạt sẽ bị phá vỡ, W+, W-, và Z? sẽ nhận được những khối lượng lớn, khiến những lực mà chúng mang có một tầm rất ngắn. Vào thời Salam và Weinberg đưa ra lý thuyết của họ, ít có ai tin họ, và những máy gia tốc hạt đã không đủ mạnh để đạt tới những năng lượng tới 100 GeV cần thiết để sinh ra những hạt thật là W+, W-, hoặc Z?. Tuy nhiên, trong khoảng mười năm kế tiếp, những tiên đoán khác của lý thuyết ở các năng lượng thấp hơn đã phù hợp với thực nghiệm đến độ trong năm 1979, Salam và Weinberg đã được tặng giải Nobel vật lý, cùng với Sheldon Glashow, cũng ở Harvard, người đã đề xuất những lý thuyết thống nhất tương tự về các lực điện từ và hạt nhân yếu. Ủy ban Nobel đã tránh được sự bối rối là đã phạm sai lầm nhờ sự khám phá trong năm 1983 tại Trung Tâm Nghiên Cứu Hạt Nhân Âu Châu (CERN, Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire) về 3 đồng bạn khổng lồ của quang tử, với những khối lượng và những đặc tính khác được tiên đoán đúng. Carlo Rubbia, người cầm đầu toán vài trăm vật lý gia thực hiện vụ khám phá, đã nhận được giải Nobel năm 1984, cùng với Simon van der Meer, kỹ sư tại CERN người đã phát triển hệ thống chứa phản vật chất đã được sử dụng. (Thật khó mà ghi được một thành tích trong ngành vật lý thực nghiệm ngày nay trừ phi bạn đã thuộc những người đứng hàng đầu!)

Loại thứ tư là "lực hạt nhân mạnh," giữ các quark lại với nhau trong proton (chất tử) và trung hòa tử, và giữ các proton và trung hòa tử với nhau trong nhân của một nguyên tử. Người ta tin rằng lực này được mang bởi một hạt có số quay 1 khác, gọi là gluon, chỉ tương tác với chính nó và với các quark. Lực hạt nhân mạnh có một đặc tính kỳ lạ gọi là giam giữ: nó luôn luôn kết hợp các hạt với nhau thành những tổ hợp không có màu. Người ta không thể có một quark duy nhất đứng riêng rẽ bởi vì nó sẽ có một màu (đỏ, xanh lá cây, hoặc xanh dương). Thay vào đó, một quark màu đỏ phải kết hợp với một quark màu xanh lá cây và một quark màu xanh dương bởi một "sợi dây" các gluon (đỏ + xanh lá cây + xanh dương = trắng). Một bộ ba như vậy hợp thành một proton hoặc một trung hòa tử. Một khả dĩ khác là một cặp gồm có một quark và một phản quark (đỏ + phản đỏ, hoặc xanh lá cây + phản xanh lá cây, hoặc xanh dương + phản xanh dương = trắng). Những tổ hợp như vậy làm thành những hạt được biết như là những meson (giới tử), là những hạt không bền bởi vì quark và phản quark có thể triệt tiêu lẫn nhau, tạo ra những điện tử và những hạt khác. Tương tự, sự giam hãm ngăn cản người ta có một gluon duy nhất đứng riêng rẽ, bởi vì các gluon cũng có màu. Thay vào đó, người ta có thể có một tập hợp những gluon có các màu cộng lại thành màu trắng. Một tập hợp như vậy từ một hạt không bền gọi là một glueball (trái banh keo).

Sự kiện rằng sự giam hãm ngăn cản người ta quan sát một quark hoặc gluon riêng rẽ có vẻ khiến toàn thể ý niệm về quark và gluon như những hạt phần nào có tính cách siêu hình. Tuy nhiên, có một tính chất khác của lực hạt nhân mạnh, được gọi là tự do tiệm cận, làm cho ý niệm về các quark và gluon được xác định rõ rệt. Ở những năng lượng bình thường, lực hạt nhân mạnh quả thật mạnh, và nó kết hợp các quark với nhau thật chặt. Tuy nhiên, những thí nghiệm với những máy gia tốc hạt lớn cho thấy rằng ở những năng lượng cao lực mạnh trở nên yếu hơn nhiều, và các quark và gluon phản ứng hầu như giống các hạt tự do. Hình 5.2 cho thấy một bức ảnh về một vụ va chạm giữa một proton năng lượng cao và phản proton. Vài quark hầu như tự do được sinh ra và phát sinh những "tia" đường đi như được thấy trong hình.

Thành công của sự thống nhất các lực điện từ và lực hạt nhân yếu đã đưa tới một số các cố gắng để phối hợp hai lực này với lực hạt nhân mạnh thành cái được gọi là một lý thuyết thống nhất lớn (grand unified theory, hay GUT). Cái tên này hơi phóng đại: các lý thuyết rút từ đó ra không phải đều lớn như thế, chúng cũng không phải hoàn toàn thống nhất, vì chúng không bao gồm trọng lực. Chúng cũng không phải thực sự hoàn toàn, bởi vì chúng chứa một số các thông số có các giá trị không thể tiên đoán được từ lý thuyết mà phải được lựa chọn để thích hợp với thực nghiệm. Tuy nhiên, chúng có thể là một bước tiến tới một lý thuyết thống nhất đầy đủ, hoàn toàn. Ý niệm căn bản của GUT như sau: như được đề cập ở trên, lực hạt nhân mạnh trở nên yếu hơn ở các năng lượng cao. Mặt khác, các lực điện từ và yếu không phải không tiệm cận, trở nên mạnh hơn ở các năng lượng cao. Ở một năng lượng thật cao nào đó, được gọi là năng lượng thống nhất lớn, ba lực này sẽ có cùng sức mạnh và do đó chỉ là những phương diện khác nhau của một lực duy nhất. Thuyết thống nhất lớn cũng tiên đoán rằng ở mức năng lượng này, những hạt vật chất có số quay 1/2 khác nhau, như các quark và các điện tử, cũng sẽ đều giống nhau về căn bản, như vậy là đạt được một sự thống nhất khác.

Trị giá của năng lượng thống nhất lớn không được biết tới nhiều, nhưng nó có thể phải ít nhất một ngàn triệu triệu GeV. Thế hệ hiện nay của các máy gia tốc hạt có thể làm va chạm các hạt ở các mức năng lượng khoảng một trăm GeV, và các máy đang được dự trù sẽ nâng tới vài ngàn GeV. Nhưng một máy đủ mạnh để gia tốc các hạt tới năng lượng thống nhất lớn sẽ phải lớn bằng Thái Dương Hệ -- và khó có thể được tài trợ trong không khí kinh tế hiện nay. Do đó không thể nào thí nghiệm các lý thuyết thống nhất lớn trực tiếp trong phòng thí nghiệm. Tuy nhiên, cũng như trong trường hợp lý thuyết thống nhất điện từ và yếu, có những hậu quả ở mức năng lượng thấp của lý thuyết có thể thí nghiệm được.

Điều đáng lưu ý nhất của những hậu quả này là sự tiên đoán rằng các proton, làm thành phần lớn khối lượng của vật chất bình thường, có thể tức thì phân rã thành những hạt nhẹ hơn như các phản điện tử. Lý do khiến điều này có thể xảy ra là ở năng lượng thống nhất lớn không có sự khác biệt chính yếu giữa một quark và một phản điện tử. Ba quark bên trong một proton bình thường không có đủ năng lượng để biến thành các phản điện tử, nhưng trong trường hợp rất hiếm hoi một trong số chúng có thể nhận được đủ năng lượng để thực hiện việc chuyển tiếp bởi vì nguyên tắc bất định có nghĩa rằng năng lượng của các quark bên trong proton không thể hoàn toàn cố định. Proton khi đó sẽ suy đồi. Xác xuất để một quark nhận thêm đủ năng lượng thấp đến độ người ta có thể phải chờ đợi ít nhất một triệu triệu triệu triệu triệu năm (số 1 theo sau bởi ba mươi số không). Thời gian này dài hơn nhiều so với thời gian từ vụ nổ lớn, chỉ vào khoảng 10 ngàn triệu năm (số 1 theo sau bởi mười số không). Do đó người ta có thể nghĩ rằng sự khả dĩ xảy ra sự phân rã proton tức thì không thể được thử bằng thực nghiệm. Tuy nhiên, người ta có thể gia tăng các cơ may phát hiện một sự phân rã bằng cách quan sát một số lượng lớn vật chất chứa một con số rất lớn các proton. (Nếu, chẳng hạn, người ta quan sát một số proton bằng 1 theo sau bởi 31 số không trong thời gian một năm, người ta sẽ hy vọng, theo thuyết thống nhất lớn đơn giản nhất, sẽ quan sát được hơn một proton phân rã.)

Một số những thí nghiệm như vậy đã được thực hiện, nhưng không có thí nghiệm nào cho bằng chứng rõ rệt là proton hoặc trung hòa tử phân rã. Một thí nghiệm đã sử dụng tám ngàn tấn nước và được thực hiện ở mỏ muối Morton ở Ohio (để tránh những sự kiện khác phát sinh, gây ra bởi những tia vũ trụ, có thể bị lầm với sự phân rã proton). Bởi vì không có sự phân rã proton tức thì nào đã được quan sát trong thí nghiệm, người ta có thể tính toán rằng đời sống có thể của proton phải lớn hơn mười triệu triệu triệu triệu triệu năm (số 1 với ba mươi số không). Thời gian này dài hơn đời sống tiên đoán bởi lý thuyết thống nhất lớn đơn giản nhất, nhưng có những lý thuyết phức tạp hơn trong đó đời sống tiên đoán dài hơn. Tuy vậy những thí nghiệm tinh vi hơn liên quan tới những lượng vật chất lớn lao hơn sẽ cần tới để thử nghiệm chúng.

Mặc dù rất khó quan sát sự phân rã proton tức khắc, có thể rằng chính sự hiện hữu của chúng ta là một hậu quả của tiến trình đảo ngược, sự sản xuất các proton, hay giản dị hơn, các quark, từ một tình trạng sơ khởi trong đó không có nhiều quark hơn phản quark, là phương cách tự nhiên nhất để tưởng tượng vũ trụ ra đời. Vật chất trên trái đất được cấu tạo chính yếu bởi các proton và trung hòa tử, chính những hạt này lại được cấu tạo bởi các quark. Không có các phản proton hoặc phản trung hòa tử, được làm thành từ các phản quark, trừ một số ít mà các vật lý gia sản xuất trong những máy gia tốc hạt cỡ lớn. Chúng ta có bằng chứng từ các tia vũ trụ rằng điều đó cũng đúng đối với mọi vật chất trong thiên hà của chúng ta: không có các phản proton hoặc phản trung hòa tử ngoài một số nhỏ được sản xuất như những cặp hạt/phản hạt trong những va chạm ở năng lượng cao. Nếu có những vùng rộng lớn gồm phản vật chất trong thiên hà của chúng ta, chúng ta sẽ trông đợi quan sát được những số lượng lớn sự phát xạ từ những biên giới giữa những vùng vật chất và phản vật chất, nơi nhiều hạt sẽ va chạm với những phản hạt của chúng, triệt tiêu lẫn nhau và phát ra những bức xạ năng lượng cao.

Chúng ta không có bằng chứng trực tiếp là liệu vật chất ở những thiên hà khác có được cấu tạo bởi các proton và trung hòa tử hoặc phản proton và phản trung hòa tử hay không, nhưng nó phải là loại này hay loại kia: không thể có một hỗn hợp trong một thiên hà duy nhất bởi vì trong trường hợp đó chúng ta sẽ lại quan sát được nhiều sự phát xạ và diệt trừ lẫn nhau. Do đó chúng ta tin rằng mọi thiên hà bao gồm những quark thay vì phản quark; có vẻ không thể có vài thiên hà bao gồm vật chất và một ít phản vật chất.

Vậy thì tại sao có nhiều quark như vậy so với phản quark? Tại sao mỗi loại không có những con số đồng đều? Chắc chắn may mắn cho chúng ta là những con số không bằng nhau bởi vì, nếu chúng giống nhau, gần như tất cả các quark và phản quark sẽ triệt tiêu lẫn nhau trong vũ trụ thời đầu và để lại một vũ trụ đầy những bức xạ mà khó có vật chất nào. Khi đó sẽ không có các thiên hà, các ngôi sao, hoặc những hành tinh trên đó đời sống con người có thể phát triển. May mắn thay, các lý thuyết thống nhất lớn có thể cung cấp một sự giải thích về chuyện tại sao vũ trụ hiện nay phải chứa nhiều quark hơn là phản quark, cho dù nó đã khởi đầu với những con số bằng nhau. Như chúng ta đã thấy, các thuyết thống nhất lớn cho phép các quark biến thành các phản điện tử ở năng lượng cao. Chúng cũng cho phép những tiến trình đảo ngược, phản quark biến thành điện tử, và các điện tử và phản điện tử biến thành phản quark và quark. Có một lúc ngay đúng lúc khởi thủy vũ trụ khi nhiệt độ nóng đến độ các năng lượng hạt sẽ đủ cao để những biến đổi này diễn ra. Nhưng tại sao lại đưa tới nhiều quark hơn là phản quark? Lý do là những định luật vật lý không hoàn toàn giống nhau đối với các hạt và phản hạt.

Cho tới năm 1956 người ta tin rằng các định luật vật lý tuân theo mỗi trong ba sự đối xứng riêng biệt gọi là C, P, và T. Sự đối xứng C có nghĩa là các định luật giống nhau đối với các hạt và phản hạt. Đối xứng P có nghĩa các định luật giống nhau đối với bất cứ tình trạng nào mà hình ảnh phản chiếu của nó (hình ảnh phản chiếu của một hạt quay theo chiều phải là một hình ảnh quay theo chiều trái). Đối xứng T có nghĩa là nếu bạn đảo ngược chiều chuyển động của tất cả các hạt và phản hạt, hệ thống sẽ trở lại tình trạng lúc đầu, nói cách khác, các định luật giống nhau trong các chiều đi tới và đi lui của thời gian.

Năm 1956 hai vật lý gia người Mỹ, Lý Chánh Đạo (Lee Tsung-Dao) và Dương Chấn Ninh (Yang Chen Ning), cho rằng lực yếu thực ra không tuân theo đối xứng P. Nói cách khác, lực yếu sẽ làm cho vũ trụ phát triển theo một hướng khác với chiều hướng trong đó hình ảnh phản chiếu của vũ trụ sẽ phát triển. Cũng trong năm đó, một đồng nghiệp, Chien-Shiung Wu, đã chứng tỏ sự tiên đoán của họ là đúng. Bà đã thực hiện điều này bằng cách xếp hàng các nhân của các nguyên tử phóng xạ trong một từ trường, để chúng tất cả đều quay theo một hướng, và đã chứng tỏ rằng các điện tử đã được phát ra theo một chiều này nhiều hơn theo chiều kia. Năm sau, Lee và Yang đã nhận được giải Nobel nhờ ý tưởng của họ. Người ta cũng đã thấy rằng lực yếu không tuân theo đối xứng C. Nghĩa là, nó sẽ làm cho một vũ trụ gồm những phản hạt cư xử khác so với vũ trụ của chúng ta. Tuy nhiên, có vẻ như lực yếu quả thật tuân theo đối xứng tổng hợp CP. Nghĩa là, vũ trụ sẽ phát triển giống như hình ảnh phản chiếu của nó nếu, thêm vào đó, mọi hạt đều được bọc bằng những phản hạt của chúng! Tuy nhiên, trong năm 1964, thêm hai người Mỹ, J. W. Cronin và Val Fitch, đã khám phá rằng trong sự phân rã một số hạt gọi là K-meson, ngay cả đối xứng CP cũng không được tuân theo. Năm 1980 Cronin và Fitch đã nhận được giải Nobel cho công trình của họ. (Nhiều giải đã được ban thưởng vì chứng tỏ rằng vũ trụ không phải đơn giản như chúng ta có thể đã nghĩ!)

Có một định lý toán học nói rằng bất cứ lý thuyết nào tuân theo cơ học lượng tử và thuyết tương đối cũng phải luôn luôn tuân theo sự đối xứng tổng hợp CPT. Nói khác đi, vũ trụ sẽ phải phản ứng như nhau nếu người ta thay thế các hạt bằng các phản hạt, dùng hình ảnh phản chiếu, và cũng đảo ngược chiều thời gian. Nhưng Cronin và Fitch đã chứng tỏ rằng nếu người ta thay thế các hạt bằng các phản hạt và dùng hình ảnh phản chiếu, nhưng không đảo ngược chiều thời gian, khi đó vũ trụ không phản ứng như cũ. Các định luật vật lý, do đó, phải thay đổi nếu người ta đảo ngược chiều thời gian -- chúng không tuân theo đối xứng T.

Đương nhiên vũ trụ sơ khai không tuân theo đối xứng T: khi thời gian tiến tới thì vũ trụ bành trướng -- nếu nó chạy ngược chiều thì vũ trụ sẽ co rút. Và bởi vì có những lực không tuân theo đối xứng T, ta suy ra rằng khi vũ trụ bành trướng, những lực này có thể khiến các phản điện tử biến thành quark nhiều hơn các điện tử biến thành phản-quark. Sau đó, khi vũ trụ bành trướng và nguội lại, các phản-quark sẽ triệt tiêu với các quark, nhưng bởi vì sẽ có nhiều quark hơn phản-quark, sẽ còn một lượng nhỏ các quark dư lại. Chính các quark này tạo thành vật chất mà chúng ta thấy ngày nay và từ đó chính chúng ta được tạo thành. Như vậy chính sự hiện hữu của chúng ta có thể được coi như một sự xác nhận của các thuyết thống nhất lớn, mặc dù chỉ là một sự xác nhận về giá trị; những bất trắc là người ta không thể tiên đoán những con số các quark còn lại sau khi có sự triệt tiêu, hoặc ngay cả đến việc tiên đoán liệu sẽ còn lại các quark hay phản-quark. (Tuy nhiên, nếu đã có một sự thặng dư các phản quark, chúng ta chỉ việc gọi các phản-quark là quark, và các quark là phản-quark.)

Các lý thuyết thống nhất lớn không bao gồm lực hấp dẫn. Điều này không quan trọng lắm, bởi vì trọng lực là một lực yếu đến độ các ảnh hưởng của nó có thể thường được bỏ qua khi chúng ta bàn tới những hạt cơ bản hoặc nguyên tử. Tuy nhiên, sự kiện nó vừa có tầm xa vừa luôn luôn thu hút có nghĩa rằng các ảnh hưởng của nó cộng cả lại. Do đó đối với một con số đủ lớn các hạt vật chất, trọng lực có thể vượt trội hơn mọi lực khác. Đây là lý do tại sao chính trọng lực là cái quyết định sự tiến hóa của vũ trụ. Ngay cả đối với những vật cỡ các ngôi sao, lực hấp dẫn của trọng lực có thể thắng được mọi lực khác và khiến ngôi sao bị suy sụp. Công trình của tôi trong thập niên 1970 chú trọng vào các hố đen có thể phát sinh từ sự suy sụp tinh tú như vậy và các trọng trường mạnh xung quanh chúng. Chính điều này đã đưa tới những chỉ dẫn đầu tiên về chuyện các thuyết cơ học lượng tử và thuyết tương đối có thể ảnh hưởng lẫn nhau như thế nào - một cái nhìn sơ qua về sự phác họa của một thuyết hấp dẫn lượng tử trong tương lai. 

Steven Hawking 

 Dịch Giả: Thích Viên Lý

Viện Triết Lý Việt Nam và Triết Học Thế Giới, USA

Theo http://thuvienhoasen.org/