Ánh sáng nào tạo ra từ Big Bang hay các ngôi sao nhiều hơn?

Vũ trụ đã tạo ra các ngôi sao trong gần 13,8 tỷ năm lịch sử của nó. Nhưng những photon đó không thể so sánh với ánh sáng từ Big Bang.

Mặc dù thời gian đôi khi có vẻ trôi qua chậm, nhưng điều quan trọng là phải nhớ rằng vũ trụ của chúng ta đã tồn tại từ rất lâu. Đã 13,8 tỷ năm kể từ Big Bang nóng, và toàn bộ vũ trụ của chúng ta đã tiến hóa rất nhiều trong khoảng thời gian đó. Hiện tại, tầm nhìn vũ trụ của chúng ta mở rộng khoảng 46,1 tỷ năm ánh sáng theo mọi hướng, tiết lộ đâu đó khoảng từ 6 đến 20 nghìn tỷ thiên hà.

Trong số các thiên hà lớn điển hình, trung bình có hàng trăm tỷ ngôi sao bên trong. Mặc dù hầu hết các thiên hà nhỏ và có khối lượng thấp, con số này vẫn cộng lại thành tổng khoảng 2 × 10²¹ ngôi sao.

Các thành phần chính trong các ngôi sao

Mỗi ngôi sao trong số này chứa khoảng trung bình 10⁵⁷ nguyên tử. Đã có rất nhiều sự kiện xảy ra trong vũ trụ của chúng ta, nhưng phần lớn trong số đó – bao gồm cả sự hình thành của hầu hết các ngôi sao – thuộc về quá khứ của vũ trụ, không phải hiện tại hay tương lai.

Chúng ta có thể tái hiện lại toàn bộ lịch sử hình thành sao của vũ trụ thông qua nhiều phương pháp khác nhau, bao gồm việc khảo sát các ngôi sao và thiên hà được tìm thấy ở các thời kỳ khác nhau trong lịch sử vũ trụ. Một mảnh ghép quan trọng chứng minh những ước tính này đến từ kính thiên văn tia gamma Fermi, kính thiên văn đã lần đầu tiên đo lường lịch sử hình thành sao của toàn bộ vũ trụ qua tất cả thời gian vũ trụ vào năm 2018.

Thú vị thay, loại đo lường này cũng giúp chúng ta trả lời một câu hỏi lâu đời: điều gì tạo ra nhiều ánh sáng hơn – Big Bang hay tổng lượng ánh sáng vũ trụ từ các ngôi sao hình thành trong suốt lịch sử vũ trụ? Câu trả lời là Big Bang, và đây là một câu chuyện tuyệt vời để tìm hiểu cách chúng ta biết điều đó.

Một thiên hà xoắn ốc điển hình bao gồm bốn vùng khí chính trong đĩa: khí nguyên tử khuếch tán, khí phân tử đặc, các ngôi sao và cụm sao, và các vùng vật chất bị ion hóa xuất phát từ các nguồn năng lượng như khu vực hình thành sao, các ngôi sao trẻ và các hiện tượng sao băng.

Khi bạn hình thành sao, có một số quá trình quan trọng xảy ra theo thứ tự:

– Một đám mây phân tử chứa nguyên liệu thô, chủ yếu là hydro, sẽ sụp đổ dưới tác động của lực hấp dẫn của chính nó.

– Trong quá trình sụp đổ, đám mây sẽ phân mảnh, tạo ra các hệ sao và cụm sao trong thời gian ngắn, với sự ra đời của sao chính thức bắt đầu khi phản ứng tổng hợp hạt nhân được kích hoạt trong lõi của các ngôi sao đó.

– Sau đó, với lượng lớn bức xạ năng lượng cao (tức là tia cực tím) phát ra từ những ngôi sao mới sinh này, các phân tử còn lại trong đám mây xung quanh sẽ bị ion hóa bởi bức xạ năng lượng cao đó, tách electron khỏi nguyên tử của chúng.

– Khi môi trường xung quanh sao bị ion hóa, một loại bức xạ đặc biệt bắt đầu xuất hiện: các vạch phát xạ, khi bức xạ được phát ra khi electron rơi trở lại vào các hạt nhân nguyên tử bị ion hóa và chuyển xuống các mức năng lượng khác nhau.

– Ánh sáng sao này sau đó di chuyển qua vũ trụ, bao gồm cả việc xuyên qua không gian giữa các thiên hà, nơi chúng tương tác với tất cả các nguyên tử mà chúng gặp phải, dẫn đến các dấu hiệu hấp thụ bổ sung được in lên ánh sáng đó.

– Cuối cùng, ánh sáng sao đó có một xác suất hữu hạn, không bằng không, tương tác với tia gamma – những photon năng lượng cao nhất – để tạo ra một loại hạt mới cụ thể: cặp electron – positron.

Điều này không phải là tất cả những gì xảy ra, nhưng nó dẫn đến hệ quả rằng ánh sáng sao, một cách gián tiếp, có thể cuối cùng tạo ra cặp electron positron.

Quá trình tạo vật chất – phản vật chất

Sự sản sinh các cặp vật chất/ phản vật chất từ hai photon là một phản ứng hoàn toàn có thể đảo ngược, với vật chất/ phản vật chất tiêu hủy trở lại thành hai photon. Quá trình này tuân theo E = mc², là cách duy nhất được biết để tạo ra và tiêu hủy vật chất hoặc phản vật chất.

Nếu các tia gamma năng lượng cao va chạm với các photon thông thường từ ánh sáng sao, có khả năng sẽ tạo ra cặp electron positron, làm giảm dòng tia gamma được quan sát ở khoảng cách lớn.

Cuối cùng, một thách thức lớn đối với các nhà thiên văn quan sát tia gamma từ vũ trụ là phân biệt được nguồn gốc của chúng, chẳng hạn như các lỗ đen siêu lớn đang hoạt động hoặc các sao neutron mạnh từ từ trường. Vậy điều này liên quan gì đến tổng lượng ánh sáng mà các ngôi sao đã tạo ra?

Vũ trụ đã tạo ra các ngôi sao trong gần 13,8 tỷ năm lịch sử của nó. Nhưng những photon này không thể sánh được với ánh sáng từ Big Bang.

Mặc dù thời gian đôi khi có vẻ trôi qua chậm, nhưng điều quan trọng là phải nhớ rằng vũ trụ của chúng ta đã tồn tại từ rất lâu. Đã 13,8 tỷ năm kể từ Big Bang nóng, và toàn bộ vũ trụ của chúng ta đã tiến hóa rất nhiều trong khoảng thời gian đó. Hiện tại, tầm nhìn vũ trụ của chúng ta mở rộng khoảng 46,1 tỷ năm ánh sáng theo mọi hướng, tiết lộ đâu đó khoảng từ 6 đến 20 nghìn tỷ thiên hà.

Trong số các thiên hà lớn điển hình, trung bình có hàng trăm tỷ ngôi sao bên trong. Mặc dù hầu hết các thiên hà nhỏ và có khối lượng thấp, con số này vẫn cộng lại thành tổng khoảng 2 × 10²¹ ngôi sao.

Mỗi ngôi sao trong số này chứa khoảng trung bình 10⁵⁷ nguyên tử. Đã có rất nhiều sự kiện xảy ra trong vũ trụ của chúng ta, nhưng phần lớn trong số đó – bao gồm cả sự hình thành của hầu hết các ngôi sao – thuộc về quá khứ của vũ trụ, không phải hiện tại hay tương lai.

Chúng ta có thể tái hiện lại toàn bộ lịch sử hình thành sao của vũ trụ thông qua nhiều phương pháp khác nhau, bao gồm việc khảo sát các ngôi sao và thiên hà được tìm thấy ở các thời kỳ khác nhau trong lịch sử vũ trụ. Một mảnh ghép quan trọng chứng minh những ước tính này đến từ kính thiên văn tia gamma Fermi, kính thiên văn đã lần đầu tiên đo lường lịch sử hình thành sao của toàn bộ vũ trụ qua tất cả thời gian vũ trụ vào năm 2018.

Thú vị thay, loại đo lường này cũng giúp chúng ta trả lời một câu hỏi lâu đời: điều gì tạo ra nhiều ánh sáng hơn – Big Bang hay tổng lượng ánh sáng từ các ngôi sao hình thành trong suốt lịch sử vũ trụ? Câu trả lời là Big Bang, và đây là một câu chuyện tuyệt vời để tìm hiểu cách chúng ta biết điều đó.

Một thiên hà xoắn ốc điển hình bao gồm bốn vùng khí chính trong đĩa: khí nguyên tử khuếch tán, khí phân tử đặc, các ngôi sao và cụm sao, và các vùng vật chất bị ion hóa xuất phát từ các nguồn năng lượng như khu vực hình thành sao, các ngôi sao trẻ và các hiện tượng sao băng.

Khi bạn hình thành sao, có một số quá trình quan trọng xảy ra theo thứ tự:

– Một đám mây phân tử chứa nguyên liệu thô, chủ yếu là hydro, sẽ sụp đổ dưới tác động của lực hấp dẫn của chính nó.

– Trong quá trình sụp đổ, đám mây sẽ phân mảnh, tạo ra các hệ sao và cụm sao trong thời gian ngắn, với sự ra đời của sao chính thức bắt đầu khi phản ứng tổng hợp hạt nhân được kích hoạt trong lõi của các ngôi sao đó.

– Sau đó, với lượng lớn bức xạ năng lượng cao (tức là tia cực tím) phát ra từ những ngôi sao mới sinh này, các phân tử còn lại trong đám mây xung quanh sẽ bị ion hóa bởi bức xạ năng lượng cao đó, tách electron khỏi nguyên tử của chúng.

– Khi môi trường xung quanh sao bị ion hóa, một loại bức xạ đặc biệt bắt đầu xuất hiện: các vạch phát xạ, khi bức xạ được phát ra khi electron rơi trở lại vào các hạt nhân nguyên tử bị ion hóa và chuyển xuống các mức năng lượng khác nhau.

– Ánh sáng sao này sau đó di chuyển qua vũ trụ, bao gồm cả việc xuyên qua không gian giữa các thiên hà, nơi chúng tương tác với tất cả các nguyên tử mà chúng gặp phải, dẫn đến các dấu hiệu hấp thụ bổ sung được in lên ánh sáng đó.

– Cuối cùng, ánh sáng sao đó có một xác suất hữu hạn, không bằng không, tương tác với tia gamma – những photon năng lượng cao nhất – để tạo ra một loại hạt mới cụ thể: cặp electron – positron.

Điều này không phải là tất cả những gì xảy ra, nhưng nó dẫn đến hệ quả rằng ánh sáng sao, một cách gián tiếp, có thể cuối cùng tạo ra cặp electron – positron.

Quá trình hủy vật chất – phản vật chất

Sự sản sinh các cặp vật chất/ phản vật chất từ hai photon là một phản ứng hoàn toàn có thể đảo ngược, với vật chất/ phản vật chất tiêu hủy trở lại thành hai photon. Quá trình này tuân theo E = mc², là cách duy nhất được biết để tạo ra và tiêu hủy vật chất hoặc phản vật chất.

Nếu các tia gamma năng lượng cao va chạm với các photon thông thường từ ánh sáng sao, có khả năng sẽ tạo ra cặp electron – positron, làm giảm dòng tia gamma được quan sát ở khoảng cách lớn.

Cuối cùng, một thách thức lớn đối với các nhà thiên văn quan sát tia gamma từ vũ trụ là phân biệt được nguồn gốc của chúng, chẳng hạn như các lỗ đen siêu lớn đang hoạt động hoặc các sao neutron mạnh từ từ trường. Vậy điều này liên quan gì đến tổng lượng ánh sáng mà các ngôi sao đã tạo ra?

Có rất nhiều đặc điểm thú vị được phát ra từ các blazar, nhưng để chúng đến được mắt chúng ta (hoặc các thiết bị đo), những tín hiệu đó cũng phải vượt qua vật chất cản trở trên đường đi. Bất cứ khi nào bạn quan sát một thứ gì đó trong Vũ trụ xa xôi, bạn cần nhận ra rằng các đám mây khí tồn tại, hấp thụ một phần ánh sáng; chúng ta có thể xác định điều đó bằng cách nghiên cứu các vạch hấp thụ. Ngoài ra còn có các thiên hà và cụm thiên hà thường chắn ngang; chúng ta có thể đo độ sáng, mật độ và các thuộc tính khác của chúng để hiệu chỉnh từng blazar mà chúng ta nghiên cứu.

Blazar được tìm thấy ở khắp bầu trời, nơi các hiệu ứng của hoàng đạo từ Hệ Mặt Trời và các hiệu ứng nền từ Dải Ngân Hà có thể ảnh hưởng đến những gì chúng ta quan sát. Mỗi blazar, ngay tại nguồn phát, đều có các đặc điểm về năng lượng và thông lượng đặc trưng riêng biệt.

Bằng cách thực hiện việc hiệu chỉnh đúng đắn cho những gì tồn tại trong Vũ trụ – tại nguồn phát, dọc theo đường ngắm, và tại điểm chúng ta nhận được ánh sáng sau cùng – chúng ta có thể xác định các tính chất nguồn của blazar mà chúng ta đang nghiên cứu. Công việc này đòi hỏi rất nhiều nỗ lực, nhưng phần thưởng là đáng giá: chúng ta sẽ có một điểm xuất phát được hiệu chỉnh chính xác để tiếp tục nghiên cứu.

Hình ảnh minh họa một lỗ đen siêu lớn với các luồng năng lượng phát ra từ các cực, được bao quanh bởi một đám mây khí và bụi xoáy trong không gian, với nhiều ngôi sao sáng rải rác xung quanh, gợi nhớ đến cảnh hỗn loạn sau Big Bang.

Hình minh họa này về một nhân thiên hà hoạt động cho thấy các luồng tương đối tính đặc trưng phát ra từ lỗ đen siêu lớn ở trung tâm. Nếu đường ngắm của chúng ta trùng với trục của một trong những luồng này, đối tượng đó sẽ xuất hiện như một blazar đối với chúng ta – một trong số hơn 700 blazar được biết đến hiện nay.

Bây giờ, cuối cùng, chúng ta có thể tận dụng không chỉ kính thiên văn tia gamma, mà còn một kính thiên văn tia gamma (Fermi) với khả năng bao phủ toàn bầu trời. Hiện đã có một phương pháp để đo lường toàn bộ ánh sáng sao trong Vũ trụ, tổng hợp lại. Dưới đây là cách thực hiện:

– Đầu tiên, bắt đầu bằng việc đo lường và xác định tất cả các blazar, trên khắp Vũ trụ, ở mọi nơi có thể tìm thấy chúng.

– Sau đó đo dịch chuyển đỏ của từng blazar, có thể được xác định bằng cách đo ít nhất một vạch hấp thụ hoặc phát xạ bên trong nó, để có một ước tính tốt về khoảng cách của nó đến chúng ta.

– Một khi có thông tin đó, đây là lúc tia gamma trở nên hữu ích: đo lường số lượng tia gamma nhận được bởi kính thiên văn tia gamma của bạn dựa trên hai thuộc tính chính của từng blazar, dịch chuyển đỏ và độ sáng của blazar.

– Hãy nhớ rằng tia gamma, khi chúng va chạm với lượng ánh sáng sao nền ngoài thiên hà tích lũy, sẽ có một xác suất nhất định (phụ thuộc vào ánh sáng sao) để tạo ra các cặp electron – positron.

– Sau cùng, thay vì tìm kiếm tín hiệu năng lượng đặc trưng của sự hủy cặp electron – positron, tín hiệu 511 keV (dịch chuyển đỏ bởi sự giãn nở của Vũ trụ vào thời điểm Fermi quan sát), hãy sử dụng sự thiếu hụt tia gamma từ nguồn phát (vì tia gamma đang được chuyển đổi thành các cặp electron – positron) để tính toán lượng ánh sáng sao nền cần có, dựa trên chức năng của dịch chuyển đỏ/khoảng cách, để giải thích sự mất mát của tia gamma.

Vệ tinh Fermi của NASA đã tạo ra bản đồ năng lượng cao, có độ phân giải cao nhất của Vũ trụ từng được tạo ra. Nếu không có các đài quan sát không gian như vệ tinh này, chúng ta không thể học được tất cả những gì chúng ta biết về Vũ trụ, cũng như không thể đo chính xác bầu trời tia gamma. Bằng chứng về lượng lớn phản vật chất tập trung là không tồn tại, nhưng có đến 739 blazar có thể nhận diện được trong bầu trời tia gamma của Fermi.

Chỉ khi các blazar được hiệu chỉnh đúng cách, được tìm thấy ở một loạt khoảng cách đủ rộng và dọc theo số lượng lớn các đường ngắm, chúng ta mới có thể ước tính tổng lượng ánh sáng sao được tạo ra ở mỗi giai đoạn trong lịch sử vũ trụ.

Điều này trước đây là không thể thực hiện, nhưng với sự ra đời của vệ tinh Fermi của NASA, và đặc biệt là sự hợp tác Fermi LAT (LAT là kính thiên văn khu vực lớn trên tàu Fermi), chúng ta lần đầu tiên có thể thực hiện các phép đo quan trọng này cho tất cả các blazar được biết đến xuất hiện trong bầu trời tia gamma: tất cả 739 trong số đó.

Blazar không phải là đối tượng gần; blazar gần nhất mà chúng ta biết đã cách xa hơn 200 triệu năm ánh sáng, có nghĩa là ánh sáng của nó mà chúng ta nhận được bây giờ đã được phát ra từ hơn 200 triệu năm trước. Những đối tượng này thường được tìm thấy ở khoảng cách rất xa, với ánh sáng từ blazar xa nhất được bao gồm trong khảo sát của họ đến sau hành trình 11,6 tỷ năm: từ thời điểm Vũ trụ chỉ mới 2,2 tỷ năm tuổi.

Do cách các blazar phân bố trong không gian và thời gian (nhìn ngược lại), chúng ta có thêm một mảnh ghép để đưa vào: mô hình hóa thời điểm Vũ trụ chuyển từ trạng thái mờ đục sang trong suốt đối với tia gamma, điều mà nhóm Fermi LAT đã làm được như một phần trong nghiên cứu này.

Hình minh họa này cho thấy một nhân thiên hà hoạt động bị che khuất bởi bụi, tương tự như những gì phải tồn tại ở trung tâm thiên hà Messier 77, nằm cách khoảng 47 triệu năm ánh sáng. Messier 77 là nguồn neutrino ngoài thiên hà đầu tiên không phải là blazar hoặc siêu tân tinh được xác định. Các blazar đều ở khoảng cách xa hơn nhiều và chỉ trở nên trong suốt đối với tia gamma ở các thời điểm muộn trong lịch sử vũ trụ.

Các nghiên cứu trước đây đã có thể đo lường và/hoặc ước tính tổng lượng ánh sáng sao trực tiếp: bằng cách lập bản đồ lịch sử hình thành sao của Vũ trụ thông qua các phép đo trực tiếp các thiên hà và tỷ lệ hình thành sao bên trong chúng. Tuy nhiên, việc đo lường một cách chính xác các yếu tố sau vẫn là một thách thức:

– Chính xác nơi nào và khi nào sự hình thành sao đạt đỉnh,

– Sự hình thành sao đã suy giảm đáng kể như thế nào từ đỉnh điểm đến hiện tại,

– Và tỷ lệ hình thành sao đã diễn ra ở mức nào trước khi đạt đỉnh, điều này có lẽ mang lại những bất định lớn nhất.

Đây là lúc dữ liệu từ Fermi đóng vai trò quan trọng. Không chỉ các kết quả tổng thể của nghiên cứu quan trọng năm 2018 này phù hợp với các nghiên cứu trước đó, trong giới hạn sai số và bất định, mà nó còn cải thiện đáng kể độ chính xác trong việc xác định các tham số về lịch sử của Vũ trụ. Vũ trụ đã đạt đỉnh tỷ lệ hình thành sao khi nó khoảng 3 tỷ năm tuổi, và tỷ lệ này đã giảm dần kể từ đó. Hiện nay, tỷ lệ hình thành sao hiện đại chỉ bằng 3% so với tỷ lệ tối đa ban đầu, và tỷ lệ mà chúng ta hình thành các ngôi sao mới trong Vũ trụ vẫn đang tiếp tục giảm theo thời gian.

Lịch sử hình thành sao trong Vũ trụ được tái dựng bởi nhóm nghiên cứu Fermi LAT, so sánh với các điểm dữ liệu khác từ các phương pháp thay thế trong tài liệu khoa học. Chúng ta đang tiến tới một bộ kết quả thống nhất từ nhiều phương pháp đo lường khác nhau, với các bất định lớn nhất tập trung ở những dịch chuyển đỏ cao nhất và thời kỳ sớm nhất. Các bất định này chỉ chiếm dưới 1% trong tổng số lượng sao được hình thành trong toàn bộ lịch sử vũ trụ.

Tuy nhiên, một kết quả mới lạ và đáng chú ý từ nghiên cứu này thực sự mang tính cách mạng. Theo tác giả chính của nghiên cứu Fermi LAT, Marco Ajello:

Từ dữ liệu thu thập bởi kính viễn vọng Fermi, chúng tôi đã có thể đo toàn bộ lượng ánh sáng sao từng được phát ra. Điều này chưa từng được thực hiện trước đây.

Đúng vậy: lần đầu tiên, chúng ta đã có thể đo lường toàn bộ lượng ánh sáng sao được phát ra trong lịch sử Vũ trụ. Điều này dẫn đến ước tính cho nhiều tham số quan trọng khác, bao gồm:

– Tổng số sao đã được hình thành trong toàn bộ lịch sử vũ trụ.

– Số sao tồn tại (hoặc được hình thành tích lũy) tại bất kỳ thời điểm nào trong quá khứ vũ trụ.

– Tổng số photon được tạo ra bởi các sao từ khi Big Bang nóng bắt đầu.

Tham số cuối cùng này là giá trị then chốt để so sánh tổng số photon – hay lượng ánh sáng – được tạo ra bởi các sao với tổng số được tạo ra sau Big Bang nóng.

Tỷ lệ hình thành sao trong Vũ trụ là một hàm số của dịch chuyển đỏ, và dịch chuyển đỏ này lại là hàm của thời gian vũ trụ. Tỷ lệ tổng thể được xác định từ cả các quan sát tử ngoại và hồng ngoại, rất nhất quán qua không – thời gian. Hãy lưu ý rằng việc hình thành sao hiện tại chỉ bằng một vài phần trăm so với đỉnh điểm (khoảng 3 – 5%), và phần lớn các sao được hình thành trong khoảng 5 tỷ năm đầu tiên của lịch sử vũ trụ. Chỉ khoảng 15% tổng số sao được hình thành trong 4,6 tỷ năm gần đây.

Các đo lường trực tiếp về sự hình thành sao rất quan trọng, nhưng phương pháp của Fermi LAT để đo tổng số photon do các sao tạo ra lại vượt trội hơn.

Kết quả chính, hay tổng lượng ánh sáng sao được tạo ra từ khi Big Bang nóng bắt đầu, tương đương với khoảng 4 × 10⁸⁴ photon – một con số khổng lồ.

Hãy nhớ rằng, mỗi ngôi sao có khoảng 10⁵⁷ nguyên tử, và toàn bộ Vũ trụ chứa khoảng 2 × 10²¹ ngôi sao. Thực tế, còn có nhiều proton, neutron và electron hơn trong các ngôi sao. Tổng cộng, có khoảng 10⁸⁰ hạt proton, neutron và electron trong Vũ trụ quan sát được. Mặc dù vậy, số photon được tạo ra bởi ánh sáng sao lớn hơn hàng nghìn lần tổng số proton, neutron và electron trong Vũ trụ.

So sánh với Photon từ Big Bang

Làm thế nào để so sánh số photon từ ánh sáng sao với số photon còn sót lại từ Big Bang?

Câu trả lời đến từ bức xạ nền vi sóng vũ trụ (CMB) – ánh sáng còn sót lại từ Big Bang. Hai thông tin chính từ các quan sát là:

– Tỷ lệ photon trên baryon (proton hoặc neutron), được xác định là khoảng 1,6 tỷ photon trên mỗi baryon trong Vũ trụ.

– Mật độ số photon còn sót lại, đo được là khoảng 411 photon từ Big Bang trên mỗi centimet khối không gian hiện tại.

Tổng hợp thông tin này, ta tìm thấy tổng số photon còn sót lại từ Big Bang trong Vũ trụ quan sát được hiện nay khoảng 10⁸⁹ – 10⁹⁰, cao gấp hàng trăm nghìn lần số photon mà các sao từng tạo ra.

Trong mọi thời kỳ lịch sử vũ trụ, mọi người quan sát đều trải nghiệm một bể bức xạ đều khắp, bắt nguồn từ Big Bang. CMB không phải chỉ là một bề mặt từ một điểm, mà là bức xạ hiện diện khắp nơi cùng lúc. Mỗi năm trôi qua, CMB nguội đi khoảng 0,2 nanokelvin, và trong vài tỷ năm nữa, nó sẽ dịch chuyển sang tần số sóng radio thay vì vi sóng.

Dù vậy, điều này tạo nên một sự trùng hợp thú vị. Năng lượng trung bình của các photon từ ánh sáng sao ngày nay cao hơn rất nhiều so với năng lượng của các photon còn sót lại từ Big Bang – gấp khoảng 10.000 lần. Khi không gian tiếp tục giãn nở, ánh sáng còn sót lại từ Big Bang sẽ tiếp tục mờ đi, khi bước sóng của nó kéo dài ra hơn. Trong khi đó, các ngôi sao mới, dù được hình thành với tỷ lệ thấp, vẫn sẽ tiếp tục tạo ra photon có năng lượng tương tự như ngày nay.

Dù số photon từ ánh sáng sao sẽ không bao giờ đạt bằng số photon từ Big Bang, có khả năng rằng năng lượng từ toàn bộ ánh sáng sao có thể đạt, và thậm chí vượt qua, năng lượng từ photon còn sót lại của Big Bang.

Kết luận

Giờ đây, với các đài quan sát chuyên về bước sóng khác, như ALMA (bước sóng radio) hoặc JWST (hồng ngoại), chúng ta đang bắt đầu khám phá sự hình thành sao ở những khoảng cách xa hơn và thời điểm sớm hơn so với khả năng của Fermi LAT. Sự hình thành sao, sau cùng, là quá trình biến các nguyên tố nguyên thủy từ Big Bang thành các nguyên tố có khả năng tạo ra hành tinh đá, phân tử hữu cơ và sự sống trong Vũ trụ.

Dù số photon và lượng ánh sáng được tạo ra bởi các sao vẫn chỉ là một phần nhỏ so với ánh sáng từ Big Bang, năng lượng từ ánh sáng sao hiện nay gần như đã ngang bằng với năng lượng tích lũy từ các photon còn sót lại của Big Bang. Cuối cùng, câu hỏi khoa học kéo dài hàng thập kỷ đã được trả lời bằng các phép đo chính xác.