Chuỗi bước xuống bậc thang năng lượng trong Big Bang

Từ trạng thái nóng, đặc, và đồng nhất ở những khoảnh khắc đầu tiên, toàn bộ Vũ trụ mà chúng ta biết đã hình thành.

Những bước đi không thể tránh khỏi này đã làm cho mọi điều trở thành khả thi.

Hãy thử tưởng tượng, nếu bạn đủ can đảm, Vũ trụ trông như thế nào ngay từ lúc bắt đầu của Big Bang nóng.

Khắp mọi nơi, cùng một lúc, không gian ngập tràn bởi một bể quanta sơ khai: các hạt, phản hạt, photon, gluon, và nhiều hơn thế nữa – bao gồm mọi thứ có thể tồn tại khi đủ năng lượng.

Ở mỗi khoảnh khắc trôi qua, các hạt va chạm với số lượng khổng lồ – đôi khi hủy diệt nhau, đôi khi chuyển hóa từ dạng này sang dạng khác, đôi khi tạo ra các quanta mới thông qua công thức E = mc² của Einstein – nhưng Vũ trụ cũng mở rộng ra.

Khi Vũ trụ mở rộng, nó nguội đi, khiến mỗi quanta mất năng lượng, bước sóng của chúng bị kéo dài, và mật độ của Vũ trụ giảm xuống, từ đó làm giảm thêm tần suất va chạm tổng thể.

Hình thành các nguyên tử trung hòa

Cuối cùng, sau hàng trăm ngàn năm, các nguyên tử trung hòa hình thành ổn định.

Hàng triệu năm sau, một lượng sụp đổ hấp dẫn đủ lớn xảy ra, khiến các đám mây khổng lồ chứa các nguyên tử này bắt đầu hình thành các ngôi sao lần đầu tiên.

Điều này dẫn đến việc tạo ra cả hạt giống của các thiên hà hiện đại và các nguyên tố nặng giúp hình thành các hành tinh đá, và cuối cùng, là sự sống.

Tuy nhiên, để chuyển từ trạng thái nóng, đặc, và đồng nhất sang trạng thái nguội để có thể hình thành nguyên tử trung hòa ổn định, là một hành trình dài trong những phút đầu tiên của lịch sử vũ trụ.

Câu chuyện về Vũ trụ ban đầu, từ Big Bang cho đến khi các nguyên tử trung hòa có thể tồn tại ổn định, là câu chuyện về chuỗi bước xuống bậc thang năng lượng.

Có rất nhiều bằng chứng khoa học ủng hộ Vũ trụ đang mở rộng và Big Bang.

Trong suốt lịch sử vũ trụ, trong vài tỷ năm đầu tiên, tốc độ mở rộng và mật độ năng lượng tổng cộng cân bằng chính xác, cho phép Vũ trụ của chúng ta tồn tại và hình thành các cấu trúc phức tạp.

Ngày nay, năng lượng tối thống trị Vũ trụ, trong khi trước đây, trước khi Big Bang nóng bắt đầu, đã có một giai đoạn lạm phát vũ trụ, đi trước và tạo tiền đề cho sự khởi đầu đó.

Khởi đầu của Big Bang nóng được định nghĩa bởi những khoảnh khắc sớm nhất khi Vũ trụ của chúng ta được lấp đầy bởi các quanta năng lượng: tất cả các hạt và phản hạt đã biết trong Mô hình chuẩn, cộng thêm (có khả năng) nhiều hạt khác mà chúng ta chưa xác định được, trong một trạng thái rất đối xứng.

Các quy tắc lượng tử chi phối Vũ trụ của chúng ta – ít nhất, theo hiểu biết của chúng ta – cho thấy rằng lúc đó chỉ có ba lực cơ bản: lực hạt nhân mạnh, lực điện-yếu, và lực hấp dẫn.

Chúng cũng cho thấy rằng mặc dù mỗi quanta trong Mô hình chuẩn có những thuộc tính như điện tích, màu sắc, và năng lượng vốn có, chúng vẫn chưa sở hữu khối lượng nghỉ khác không.

Đối với bất kỳ fermion nào (hạt có spin-½, không phải spin nguyên) được tạo ra tự phát thông qua E = mc², thì một phản hạt đối xứng của nó cũng phải được tạo ra với số lượng tương đương.

Vật lý chưa biết trong giai đoạn đầu

Chắc chắn có một số vật lý chưa biết đã xảy ra trong các giai đoạn đầu của lịch sử vũ trụ.

Một số loại vật chất tối, hiện vẫn chưa được loài người biết đến, phải đã được tạo ra: thứ gì đó không thể là một phần của Mô hình chuẩn của chúng ta.

Một quá trình nào đó đã xảy ra để tạo ra sự bất đối xứng cơ bản giữa vật chất và phản vật chất: nơi mà nhiều fermion hơn (cụ thể là quark và lepton tích điện) so với phản fermion (phản quark và phản lepton tích điện) được hình thành.

Và, có khả năng, một số tập hợp các quá trình vật lý kỳ lạ khác mà hiện nay chỉ tồn tại trong lĩnh vực giả định, cũng có thể đã diễn ra.

Khoảnh khắc đầu tiên (cỡ ~10⁻¹⁵ giây) của Big Bang nóng, ngoài các hiện tượng vũ trụ mở rộng và nguội đi, vẫn chưa được vật lý và thiên văn học hiện đại khám phá nhiều.

Vũ trụ sơ khai đầy vật chất và bức xạ, nóng và đặc đến mức không thể hình thành các hạt tổng hợp như proton và neutron trong phần nhỏ đầu tiên của giây.

Lúc này, chỉ có một bể quark-gluon, cùng với các hạt khác (chẳng hạn như lepton tích điện, neutrino, và boson khác) di chuyển gần như với tốc độ ánh sáng.

Súp sơ khai này bao gồm các hạt, phản hạt, và bức xạ: một trạng thái rất đối xứng.

Khi khoảng ~10⁻¹³ giây trôi qua, mọi thứ bắt đầu thay đổi từ trạng thái nóng, đặc, và đồng nhất vốn là khởi đầu của Big Bang nóng.

Các điều kiện lúc này đã nguội hơn so với ban đầu khoảng một nghìn tỷ lần (10¹²), với nhiệt độ chỉ còn vài triệu tỷ Kelvin.

Lúc này, nhiệt độ đã đủ nguội để trở nên rất khó khăn khi tạo ra các quanta đòi hỏi nhiều năng lượng nhất, vốn cũng là các hạt và phản hạt ngắn đời nhất (tức không ổn định nhất) trong Mô hình chuẩn.

Đặc biệt, lúc này việc tạo ra top quark và phản top quark (thông qua E = mc²) trở nên khó khăn hơn so với việc phá hủy chúng.

Top quark và phản top quark bắt đầu biến mất khỏi súp hạt – phản hạt sơ khai, khi chúng phân rã nhanh hơn tốc độ mà Vũ trụ có thể tái tạo chúng.

Khi Vũ trụ tiến gần đến 1 picosecond tuổi (10⁻¹² giây), các quá trình quan trọng khác cũng bắt đầu diễn ra.

Lúc này, một bước ngoặt quan trọng xảy ra: sự đối xứng điện-yếu bị phá vỡ.

Những điều này trùng khớp với một số chuyển đổi quan trọng khác.

Lực điện từ yếu tách ra thành lực điện từ và lực hạt nhân yếu; sự hòa hợp điện từ yếu kết thúc.

Trường Higgs bị phá vỡ tính đối xứng, khiến trường Higgs cứng lại, từ đó tạo ra khối lượng nghỉ cho các hạt và phản hạt của Mô hình chuẩn.

Các boson W và Z cũng nhận khối lượng khi chúng hấp thụ một số bậc tự do xuất phát từ những sự phá vỡ đối xứng này.

Sau những chuyển đổi này, các hạt và phản hạt trong Mô hình chuẩn giờ đây đã có khối lượng nghỉ và chịu tác động bởi tối đa bốn lực cơ bản.

Cách các hạt Mô hình chuẩn hấp thụ các Boson đối xứng Higgs bị phá vỡ

Khi đối xứng điện từ yếu bị phá vỡ, hạt W+ nhận khối lượng bằng cách hấp thụ Higgs tích điện dương, hạt W – nhận khối lượng bằng cách hấp thụ Higgs tích điện âm, và hạt Z0 nhận khối lượng bằng cách hấp thụ Higgs trung hòa. Hạt Higgs trung hòa còn lại trở thành boson Higgs, được phát hiện trong thập kỷ trước tại LHC. Photon – tổ hợp khác của boson W3 và boson B – vẫn không có khối lượng.

Vũ trụ tiếp tục giãn nở và nguội dần khi tuổi thọ của nó tăng lên. Khi vũ trụ đạt độ tuổi chỉ khoảng 10 nanogiây (10⁻⁸ giây), nhiệt độ đã giảm xuống còn khoảng 100 nghìn tỷ (10¹⁴) K, và nhiệt độ này vừa đủ để tiếp tục tạo ra các quark và lepton nặng nhất: quark duyên, quark đáy và lepton tau cùng các phản hạt của chúng. Tuy nhiên, các boson W, Z và Higgs đã hoàn toàn biến mất vào thời điểm này, và chúng ta bước vào vùng lãnh thổ mà các máy gia tốc hiện đại có thể nghiên cứu được.

Nhiệt độ và mật độ vẫn cực kỳ cao, và vũ trụ ở trong giai đoạn plasma quark-gluon, nơi năng lượng và mật độ của các hạt vật chất (và phản vật chất) lớn hơn nhiều so với mật độ bên trong hạt nhân nguyên tử.

Khi vũ trụ tiếp tục giãn nở và làm lạnh trên quy mô vũ trụ, mật độ hạt tiếp tục giảm và nhiệt độ của các hạt cũng giảm theo. Điều này khiến các hạt và phản hạt nặng hơn dễ dàng phân rã hơn là được tạo ra. Khoảng 20 nanogiây sau, các quark đáy và phản quark đáy biến mất, và đến 100 nanogiây, các lepton tau và phản lepton tau cũng phân rã và biến mất. Sau 200 nanogiây, các quark duyên và phản quark duyên cũng biến mất, chỉ để lại ba loại quark và phản quark nhẹ nhất, cùng với hai loại lepton và phản lepton tích điện, giữa một biển photon, gluon và neutrino/ phản neutrino.

Khi vũ trụ tiếp tục làm lạnh, một chuyển đổi quan trọng khác xảy ra sau khoảng 20 microgiây: khi vũ trụ đạt nhiệt độ khoảng 3 nghìn tỷ K.

Trong giai đoạn này, mật độ và nhiệt độ của vũ trụ giảm xuống đến mức mà thay vì tồn tại một biển quark, phản quark và gluon, các hạt hạ nguyên tử này kết tụ để tạo thành các hadron: baryon (3 quark), meson (kết hợp quark – phản quark), và antibaryon (3 phản quark) là những loại nổi bật nhất. Các quark và phản quark tự do không thể tồn tại dưới những điều kiện này; chúng buộc phải liên kết lại với nhau thành các thực thể tổng hợp.

Ban đầu, có một số lượng khổng lồ baryon, antibaryon cùng với các meson – gần tương đương với tổng số photon và neutrino (và phản neutrino).

Tuy nhiên, chỉ trong vài microgiây tiếp theo, hầu hết các hạt đã hình thành đều phân rã hoặc hủy diệt lẫn nhau. Các hạt chứa quark lạ hoặc phản quark lạ biến mất đầu tiên: trong vài nanogiây. Các meson cũng chỉ tồn tại trong vài nanogiây, với loại nhẹ nhất (pion) chủ yếu chuyển thành muon và phản muon. Muon và phản muon hủy diệt nhau thành photon, cặp electron/positron và cặp neutrino/ phản neutrino, trong khi phần còn lại phân rã với tuổi thọ trung bình chỉ 2,2 microgiây.

Trong khi ban đầu có một lượng lớn baryon và antibaryon sau chuyển đổi này, gần như tất cả chúng đều bị hủy diệt bởi các phản hạt tương ứng của mình.

Sự xuất hiện của một vũ trụ thống trị bởi vật chất

Sau khoảng 30 microgiây, chỉ còn lại một số lượng nhỏ proton và neutron (với tỷ lệ xấp xỉ 50 – 50) trong một biển photon, neutrino, phản neutrino và cặp electron-positron. Có hơn một tỷ photon cho mỗi proton hoặc neutron còn lại, nhưng không còn proton hay neutron nào nữa; một vũ trụ thống trị bởi vật chất đã xuất hiện từ một trạng thái gần như hoàn toàn đối xứng giữa vật chất và phản vật chất.

Trong khi một lượng nhỏ electron vượt trội hơn positron vẫn tồn tại (giữ cho vũ trụ trung hòa về điện, với một electron dư cho mỗi proton tồn tại), thì việc tạo ra cặp electron-positron cũng dễ dàng như việc chúng hủy diệt thành photon và/hoặc cặp neutrino-phản neutrino.

Trong giai đoạn này, bốn phản ứng quan trọng xảy ra với số lượng lớn:

– Proton va chạm với electron, tạo ra neutron và neutrino.

– Proton va chạm với antineutrino, tạo ra neutron và positron.

– Neutron va chạm với neutrino, tạo ra proton và electron.

– Neutron va chạm với positron, tạo ra proton và antineutrino.

Trong hàng trăm mili giây, bốn phản ứng này xảy ra với số lượng lớn. Tuy nhiên, khi Vũ trụ tiếp tục nguội đi, đạt đến nhiệt độ chỉ khoảng 10 tỷ K, một số phản ứng diễn ra chậm hơn so với các phản ứng khác.

Sơ đồ minh họa năng lượng liên quan đến sự chuyển đổi giữa neutron và proton cũng như sự phân rã neutron tự do, với sự tham gia của các hạt beta, neutrino và antineutrino – các bước cần thiết gợi nhớ đến các quá trình ngay sau Big Bang.

Miễn là các tương tác yếu vẫn còn quan trọng trong Vũ trụ, proton có thể chuyển đổi thành neutron và neutron có thể chuyển đổi thành proton bằng cách tương tác với lepton và/hoặc antilepton. Quá trình này rất quan trọng trong khoảng 1 giây đầu tiên sau Big Bang, nhưng sự phân rã neutron (với thời gian sống trung bình gần 15 phút) chiếm ưu thế khi các tương tác yếu ngừng hoạt động.

Đặc biệt, việc va chạm neutron với neutrino hoặc positron để tạo ra proton và electron hoặc antineutrino trở nên dễ dàng hơn. Lý do là vì Vũ trụ lúc này đã nguội đủ để hầu hết các electron hoặc antineutrino, khi va chạm với proton, không còn đủ năng lượng để tạo ra neutron: neutron nặng hơn proton khoảng 0,14%, và sự chênh lệch năng lượng này lớn hơn gấp đôi năng lượng khối nghỉ của electron hoặc positron. Do đó, khi Vũ trụ đạt đến tuổi khoảng 1 giây, thay vì proton và neutron phân bổ đều 50/50, tỷ lệ này nghiêng về phía proton với tỷ lệ khoảng 85/15.

Bây giờ, Vũ trụ tiếp tục nguội đi, và các tương tác yếu ngừng hoạt động. Các proton va chạm với electron hoặc antineutrino không còn tạo ra neutron, và neutrino và positron va chạm với neutron cũng không còn tạo ra proton; giai đoạn proton và neutron chuyển đổi qua lại đã kết thúc. Khoảng hai giây sau đó, ở tuổi khoảng 3 giây, các electron và positron hủy diệt nhanh hơn so với tốc độ chúng được tạo ra bởi quá trình sản sinh cặp qua phương trình E = mc². Vì các tương tác yếu đã ngừng hoạt động, chúng chỉ hủy diệt để tạo ra photon; không tạo ra neutrino hoặc antineutrino.

Sự chuyển đổi Proton – Neutron trong vũ trụ sơ khai

Ở thời điểm ban đầu, neutron và proton (bên trái) chuyển đổi tự do, nhờ vào các electron, positron, neutrino và antineutrino có năng lượng cao, và tồn tại với số lượng ngang nhau (hàng trên, ở giữa). Ở nhiệt độ thấp hơn, các va chạm vẫn đủ năng lượng để chuyển đổi neutron thành proton, nhưng ngày càng ít proton được chuyển đổi thành neutron, khiến chúng vẫn ở trạng thái proton (hàng dưới, ở giữa). Sau khi các tương tác yếu tách ra, Vũ trụ không còn chia đều 50/50 giữa proton và neutron nữa, mà là khoảng 85/15. Sau 3 – 4 phút nữa, sự phân rã phóng xạ tiếp tục làm nghiêng tỷ lệ về phía proton.

Bây giờ, ở tuổi khoảng 3 giây, Vũ trụ của chúng ta bao gồm:

– Một lượng lớn photon, với nhiệt độ cao hơn khoảng 40% so với

– Một lượng lớn neutrino và antineutrino, tuy vẫn ở mức ít hơn (nhưng không quá ít).

– Kèm theo đó là một số lượng rất nhỏ baryon (ít hơn 1 baryon cho mỗi 1 tỷ photon),

– Trong đó 85% baryon là proton và 15% là neutron,

– Và cứ mỗi proton có một electron tương ứng.

Bạn có thể nghĩ đến những điều kiện cực kỳ đặc và năng lượng cực cao này (nhiệt độ vẫn được đo bằng hàng tỷ độ) và thực tế là các proton và neutron chỉ tồn tại ở đây, và cho rằng phản ứng nhiệt hạch sẽ nhanh chóng xảy ra, giống như trong lõi của các ngôi sao ngày nay.

Nó thực sự muốn! Nhưng có một vấn đề: có quá nhiều photon, khoảng 1,6 tỷ photon cho mỗi baryon, đến mức ngay khi một proton và neutron phản ứng để tạo thành deuteron, một photon có đủ năng lượng ngay lập tức đến và phá vỡ hạt nhân đó. Deuterium là hạt nhẹ nhất được tạo ra từ phản ứng nhiệt hạch, và là bước đầu tiên trong bất kỳ chuỗi sự kiện nào tạo ra các nguyên tố nặng hơn (hoặc các đồng vị) trong bảng tuần hoàn. Miễn là vẫn còn đủ photon có năng lượng cao, deuterium là không ổn định, và phản ứng nhiệt hạch không thể tiếp tục. (Các nhà vũ trụ học gọi giai đoạn này của Vũ trụ sơ khai là “nút cổ chai deuterium”.)

Nút thắt cổ chai Deuterium

Trong một Vũ trụ đầy rẫy neutron và proton, có vẻ như việc xây dựng các nguyên tố sẽ rất dễ dàng. Tất cả những gì bạn cần làm là bắt đầu với bước đầu tiên: tạo deuterium, và phần còn lại sẽ tiếp nối từ đó. Nhưng trong khi việc tạo deuterium là dễ dàng, thì việc ngăn chặn nó bị phá hủy lại đặc biệt khó khăn. Trong 3 – 4 phút đầu tiên sau Big Bang, Vũ trụ trải qua một nút thắt cổ chai deuterium, nơi mà không phản ứng hạt nhân nào có thể tiến hành cho đến khi deuterium được hình thành một cách ổn định. Miễn là vẫn còn đủ photon với năng lượng đủ lớn để tự phát phá vỡ một hạt nhân deuterium, thì không nguyên tố nặng nào có thể hình thành.

Sau khoảng 20 giây, một lượng nhỏ deuterium bắt đầu tồn tại đủ lâu để có các tương tác khác với proton và neutron, nhưng nút thắt cổ chai deuterium vẫn kéo dài trong vài phút. Trong thời gian này, các proton tự do, không liên kết vẫn ổn định, nhưng các neutron tự do, không liên kết lại không ổn định: với thời gian sống trung bình chỉ dưới 15 phút. Phải đến khi Vũ trụ gần bốn phút tuổi, proton và neutron mới hợp nhất với nhau với số lượng lớn, nhưng sự phân rã của neutron đã làm nghiêng thêm tỷ lệ proton-neutron: từ 85/15 thành khoảng 88/12.

Cuối cùng, phản ứng nhiệt hạch diễn ra thực sự: sản xuất rất nhiều heli-4, một lượng nhỏ hơn của deuterium và heli-3, cùng với lượng cực kỳ nhỏ của lithium và các nguyên tố nặng hơn. Những hạt nhân nguyên tử sớm nhất của chúng ta đã hình thành. Phải mất hàng trăm nghìn năm để những hạt nhân nguyên tử này kết hợp ổn định với các electron để tạo thành các nguyên tử trung hòa, khi nhiệt độ của Vũ trụ phải giảm từ hàng tỷ độ xuống chỉ còn vài nghìn độ: nhiệt độ đủ thấp để cho phép các nguyên tử tồn tại ở trạng thái trung hòa thay vì trạng thái ion hóa. Chỉ sau khi trải qua quá trình chuyển đổi cuối cùng này, khoảng 380.000 năm sau khi Big Bang bắt đầu, các nguyên tử trung hòa mới có thể hình thành và sụp đổ dưới tác động của lực hấp dẫn, cuối cùng dẫn đến các ngôi sao và Vũ trụ hiện đại của chúng ta.

Sự tiến hóa của vũ trụ từ hạt tự do đến hạt nhân ổn định đến nguyên tử trung hòa

Khi Vũ trụ nguội đi, các hạt nhân nguyên tử hình thành, tiếp theo là các nguyên tử trung hòa khi nó tiếp tục nguội hơn nữa. Tất cả những nguyên tử này (hầu như) đều là hydro hoặc heli, và quá trình cho phép chúng hình thành các nguyên tử trung hòa ổn định mất hàng trăm nghìn năm để hoàn tất.

Nhưng ở mỗi giai đoạn trên con đường đó, Vũ trụ mở rộng và nguội đi, trải qua nhiều bước xuống năng lượng, bao gồm thông qua một số chuyển đổi đáng chú ý, để tạo ra Vũ trụ mà chúng ta nhận ra ngày nay. Các hạt nặng, không ổn định được tạo ra từ rất sớm, nhưng khi năng lượng giảm xuống, việc tạo ra chúng chấm dứt, buộc chúng phải hoặc hủy diệt hoặc phân rã. Các đối xứng bị phá vỡ, cho phép các hạt của Mô hình chuẩn có được khối lượng nghỉ và tách các lực thành bốn lực cơ bản. Quark và phản quark cùng với gluon hình thành các hadron như meson, baryon và phản baryon, và thậm chí các hạt nhẹ hơn, không ổn định cũng phân rã.

Cuối cùng, proton và neutron chuyển đổi qua lại, sự chuyển đổi này chấm dứt khi các tương tác yếu trở nên không còn quan trọng ở cấp độ vũ trụ, và sau đó các electron và positron hủy diệt nhau, làm tăng nhiệt độ photon so với nhiệt độ neutrino/phản neutrino. Phản ứng nhiệt hạch diễn ra trong một thời gian ngắn, tạo ra các nguyên tố nhẹ, và rất chậm rãi, Vũ trụ nguội đủ để các nguyên tử trung hòa có thể hình thành. Sau đó, theo thang thời gian vũ trụ, sự sụp đổ dưới tác động của lực hấp dẫn xảy ra, tạo ra các ngôi sao, thiên hà, các nguyên tố nặng, các hành tinh đá, một mạng lưới vũ trụ, và cuối cùng là sự sống.

Vũ trụ có trật tự nổi lên từ biển hỗn loạn sơ khai

Chúng ta đã mất một thời gian rất dài để tái dựng lại được ngần ấy lịch sử vũ trụ của mình, với nhiều chi tiết về các giai đoạn sau và gần như tất cả các chi tiết của những giai đoạn đầu tiên vẫn đang chờ đợi được khám phá.

Tuy nhiên, với mỗi chuyển đổi xuống bậc thang năng lượng, một khía cạnh quan trọng của Vũ trụ hiện đại đã hiện rõ. Từ một biển hỗn loạn nguyên thủy đồng nhất, Vũ trụ có trật tự của chúng ta, được chi phối bởi các nguyên tử, đã nổi lên.