Nhiều ý kiến trái chiều bác bỏ rằng sự giãn nở vũ trụ đã xảy ra. Bằng chứng nói ngược lại.
Kể từ khi con người xuất hiện, sự tò mò bẩm sinh đã thúc đẩy chúng ta đặt câu hỏi về vũ trụ. Tại sao mọi thứ lại như hiện tại? Làm thế nào chúng trở thành như vậy? Những kết quả này có phải là tất yếu, hay chúng có thể diễn ra khác đi nếu ta quay ngược thời gian và bắt đầu lại từ đầu? Từ các tương tác hạ nguyên tử đến quy mô rộng lớn của vũ trụ, việc tò mò về mọi thứ là hoàn toàn tự nhiên.
Qua vô số thế hệ, đây là những câu hỏi mà các nhà triết học, thần học, và người kể truyện huyền thoại đã cố gắng trả lời. Dù ý tưởng của họ có thể thú vị, nhưng chúng hoàn toàn không mang tính xác định.
Khoa học hiện đại mang lại một cách tiếp cận vượt trội
Khoa học hiện đại cung cấp một cách tiếp cận ưu việt hơn để giải quyết những bí ẩn này. Chúng ta không còn coi Big Bang, từng được cho là điểm khởi đầu tuyệt đối của vũ trụ, như một sự kiện đơn lẻ xảy ra tại một thời điểm hay địa điểm cụ thể trong không gian và thời gian. Giờ đây, chúng ta có thể đặt câu hỏi như Điều gì tồn tại trước Big Bang? cũng như Tại sao Big Bang lại xảy ra? Khi đối mặt với những câu hỏi lớn nhất, khoa học mang đến cho chúng ta những câu trả lời tốt nhất mà chúng ta có thể đạt được, dựa trên những gì chúng ta biết và những gì còn chưa rõ. Ngay tại thời điểm này, đây là những kết luận mạnh mẽ nhất mà chúng ta có thể đạt được.
Lịch sử trực quan về sự mở rộng của vũ trụ bao gồm trạng thái nóng, đặc mà chúng ta gọi là Big Bang và sự hình thành, phát triển cấu trúc tiếp theo. Tất cả các dữ liệu, bao gồm quan sát về các nguyên tố nhẹ và bức xạ nền vi sóng vũ trụ, chỉ ra rằng chỉ có Big Bang là lời giải thích hợp lý cho tất cả những gì chúng ta thấy. Khi vũ trụ mở rộng, nó cũng nguội dần, cho phép các ion, nguyên tử trung hòa, và cuối cùng là các phân tử, đám mây khí, sao và các thiên hà hình thành.
Khi chúng ta quan sát các thiên hà trong vũ trụ ngày nay, chúng ta nhận thấy rằng – trung bình – càng ở xa, ánh sáng của nó càng bị dịch chuyển về bước sóng dài hơn và đỏ hơn. Ánh sáng càng mất nhiều thời gian di chuyển qua vũ trụ trước khi đến mắt chúng ta, thì sự giãn nở của vũ trụ càng kéo dài bước sóng của nó. Đây là cách chúng ta phát hiện rằng vũ trụ đang giãn nở. Vì ánh sáng có bước sóng dài hơn và kéo dài hơn thì lạnh hơn ánh sáng có bước sóng ngắn hơn, nên vũ trụ nguội đi khi giãn nở. Nếu chúng ta ngoại suy ngược thời gian thay vì tiến về phía trước, ta sẽ mong đợi rằng vũ trụ ban đầu tồn tại trong trạng thái nóng hơn, đặc hơn, và đồng nhất hơn.
Ban đầu, chúng ta đã ngoại suy điều này càng xa càng tốt – tới nhiệt độ và mật độ vô hạn, và một thể tích vô cùng nhỏ: một điểm kỳ dị. Khi tiến hóa từ trạng thái ban đầu đó, chúng ta đã dự đoán thành công và sau đó quan sát được:
– Bức xạ còn sót lại từ Big Bang, được quan sát dưới dạng bức xạ nền vi sóng vũ trụ.
– Sự dồi dào của các nguyên tố nhẹ trước khi các ngôi sao được hình thành.
– Sự phát triển hấp dẫn của các cấu trúc lớn trong vũ trụ.
Tuy nhiên, chúng ta cũng quan sát được những điều mà chúng ta không thể giải thích nếu vũ trụ bắt đầu từ một trạng thái kỳ dị, bao gồm:
– Tại sao không có tàn dư nào từ các giai đoạn năng lượng cao nhất.
– Tại sao vũ trụ lại có cùng tính chất ở những hướng đối lập, dù những hướng đó không bao giờ trao đổi thông tin với nhau.
– Tại sao không gian hoàn toàn không có độ cong, khiến vũ trụ không thể phân biệt được với trạng thái phẳng.
Các độ lớn của các điểm nóng và lạnh, cũng như quy mô của chúng, chỉ ra độ cong của vũ trụ. Theo khả năng đo lường tốt nhất của chúng ta, vũ trụ được xác định là hoàn toàn phẳng. Dao động âm baryon và bức xạ nền vi sóng vũ trụ cung cấp các phương pháp tốt nhất để ràng buộc điều này, với độ chính xác kết hợp đạt 0,4%. Theo các phép đo tốt nhất, vũ trụ không thể phân biệt được với trạng thái không gian phẳng.
Hai lựa chọn khi đối diện với nghịch lý
Bất cứ khi nào chúng ta đạt đến một kịch bản như vậy – quan sát được những tính chất mà các lý thuyết hàng đầu không thể giải thích hoặc dự đoán – chúng ta sẽ đứng trước hai lựa chọn:
– Bạn có thể gán các tính chất đó cho điều kiện ban đầu. Tại sao vũ trụ phẳng? Vì nó được sinh ra như vậy. Tại sao nó có cùng nhiệt độ ở mọi nơi? Cũng được sinh ra như vậy. Tại sao không có tàn dư năng lượng cao? Vì chúng không tồn tại. Và cứ thế. Lựa chọn này không mang lại lời giải thích.
– Bạn có thể hình dung một loại động lực nào đó: một cơ chế tồn tại trước trạng thái chúng ta quan sát được và thiết lập nên nó, để bắt đầu với các điều kiện cần thiết nhằm tạo ra các tính chất mà chúng ta quan sát thấy ngày nay.
Mặc dù hơi gây tranh cãi, nhưng lựa chọn đầu tiên chỉ có thể chấp nhận khi bạn chắc chắn rằng các điều kiện mà bạn có thể bắt đầu là đủ ngẫu nhiên. Ví dụ, các hệ mặt trời được hình thành từ các bất ổn trong các đĩa tiền hành tinh xung quanh các ngôi sao mới hình thành; điều này mang tính ngẫu nhiên, nên không có lời giải thích nào cho việc tại sao hệ mặt trời của chúng ta lại sở hữu một tập hợp hành tinh cụ thể như vậy. Nhưng đối với toàn bộ vũ trụ, chọn lựa chọn đó tương đương với việc từ bỏ động lực học, khẳng định rằng không cần thiết phải tìm kiếm một cơ chế nào đó có thể tồn tại trước và thiết lập Big Bang nóng.
Càng quay ngược thời gian, vũ trụ càng tiến gần đến trạng thái giống như một kỳ dị rõ ràng, khi chúng ta quay về trạng thái nóng hơn, đặc hơn và đồng nhất hơn. Tuy nhiên, việc tiếp tục suy diễn đến một kỳ dị tuyệt đối tạo ra những câu hỏi mà chúng ta không thể trả lời. May mắn thay, không phải ai cũng rơi vào lỗi suy luận ngụy biện mang tính duy tâm như vậy.
Nếu bạn muốn vượt qua sự hiểu biết hiện tại về cách mọi thứ vận hành, tất cả những gì bạn cần là một ý tưởng mới và vượt trội. Làm thế nào để biết một ý tưởng đủ tốt để thay thế lý thuyết cũ và cách mạng hóa góc nhìn của chúng ta về vũ trụ? Tin hay không, chỉ có ba tiêu chí bạn cần phải đáp ứng:
– Nó phải tái tạo mọi thành công mà lý thuyết cũ đạt được. Từng điều một, không được ngoại lệ.
– Nó phải thành công ở nơi mà lý thuyết cũ thất bại, bằng cách giải thích được các hiện tượng mà lý thuyết cũ không thể.
– Nó cần đưa ra các dự đoán mới, khác với các dự đoán của lý thuyết cũ. Những dự đoán này phải được kiểm chứng để xác định ý tưởng mới có thất bại hay thành công.
Hơn 40 năm trước, ý tưởng về lạm phát vũ trụ đã làm được điều đó. Nó giả thuyết rằng trước khi vũ trụ được lấp đầy bởi vật chất và bức xạ, nó bị chi phối bởi năng lượng vốn có trong chính cấu trúc không gian. Năng lượng đó khiến vũ trụ giãn nở một cách cấp số nhân và không ngừng. Sự giãn nở này làm không gian dường như phẳng, khiến mọi hướng đều có cùng nhiệt độ vì tất cả đã từng liên kết nhân quả trong quá khứ. Quá trình này cuối cùng sẽ đặt ra một giới hạn trên về nhiệt độ tối đa đạt được trong vũ trụ sơ khai, ngăn chặn sự hình thành của các di tích năng lượng cao.
Cách lạm phát giải quyết các vấn đề lớn mà Big Bang không thể tự giải quyết. Ở bảng trên, vũ trụ hiện đại của chúng ta có cùng thuộc tính (bao gồm nhiệt độ) ở mọi nơi vì tất cả chúng bắt nguồn từ một khu vực có cùng thuộc tính. Ở bảng giữa, không gian có thể có bất kỳ độ cong nào bị giãn nở đến mức chúng ta không thể quan sát thấy độ cong nào ngày nay, giải quyết vấn đề về tính phẳng. Và ở bảng dưới, các di tích năng lượng cao có sẵn trước đó bị giãn nở ra ngoài, cung cấp giải pháp cho vấn đề di tích năng lượng cao.
Mô hình ban đầu của lạm phát vũ trụ thành công ở nơi Big Bang thất bại, nhưng nó gặp khó khăn trong việc đáp ứng tiêu chí đầu tiên.
Nó không tạo ra một vũ trụ có các thuộc tính đồng nhất ở mọi hướng. Tuy nhiên, với sự đóng góp của cộng đồng, các mô hình tiêu biểu đã nhanh chóng được phát hiện để tái tạo thành công của Big Bang, dẫn đến một kỷ nguyên phong phú của sự khám phá lý thuyết. Chúng ta đã mô hình hóa lạm phát vũ trụ như một trường, và sau đó các định luật vật lý cho phép chúng ta trích xuất các thuộc tính được in trên vũ trụ từ bất kỳ mô hình cụ thể nào mà chúng ta chọn.
Những chi tiết này đã được giải quyết chủ yếu trong những năm 1980 và 1990, và được tìm thấy trong nhiều giáo trình nổi tiếng trong lĩnh vực này, bao gồm:
– Kolb và Turner: The Early Universe,
– John Peacock: Cosmological Physics,
– Liddle và Lyth: Cosmological Inflation and Large-Scale Structure,
– Scott Dodelson: Modern Cosmology.
Cuốn sách của Dodelson đã trở thành tiêu chuẩn của lĩnh vực về cách các dấu ấn của lạm phát vũ trụ được để lại trên vũ trụ, đặc biệt là trong bức xạ phông vi sóng vũ trụ. Nếu bạn học vũ trụ học ở cấp độ cao học trong vòng 30 năm qua, đây là những nguồn tài liệu sơ cấp quan trọng đã dạy bạn cách trích xuất một số dự đoán quan trọng từ lạm phát, khác biệt so với một vũ trụ không có lạm phát.
Các dự đoán chính của lạm phát vũ trụ
Trong giai đoạn lạm phát của vũ trụ sơ khai, các dao động lớn, vừa và nhỏ xác định các điểm nóng và lạnh (tỷ trọng thấp và cao) trong ánh sáng còn sót lại của Big Bang. Những dao động này, bị kéo dài khắp vũ trụ trong quá trình lạm phát, nên có độ lớn hơi khác nhau ở quy mô nhỏ so với quy mô lớn: một dự đoán đã được quan sát thực nghiệm ở mức ~3%.
Có sáu dự đoán lớn được rút ra từ lạm phát vũ trụ trước khi chúng được kiểm chứng:
Một phổ các sai lệch – dao động mật độ và nhiệt độ – gần như, nhưng không hoàn toàn, không đổi theo tỷ lệ.
Một vũ trụ gần như không thể phân biệt được với trạng thái phẳng, nhưng có độ cong ở mức ~0.001%.
Các sai lệch mật độ là 100% adiabatic và 0% isocurvature về bản chất.
Các dao động trên quy mô siêu chân trời, lớn hơn tín hiệu do ánh sáng chuyển động trong vũ trụ đang giãn nở có thể tạo ra.
Một nhiệt độ tối đa hữu hạn trong Big Bang nóng, nhỏ hơn đáng kể so với thang đo Planck.
Một phổ dao động sóng hấp dẫn – dao động tensor – cũng sẽ được tạo ra, với một mô hình cụ thể.
Chúng ta đã quan sát được bằng chứng mạnh mẽ ủng hộ các điểm 1, 3, 4 và 5, trong khi các điểm 2 và 6 vẫn chưa đạt đến độ nhạy đủ để tiết lộ tín hiệu quyết định. Tuy nhiên, việc kiểm chứng 4 trên 4 điểm có thể kiểm nghiệm đã đủ để xác thực lạm phát vũ trụ, khiến nó trở thành lời giải thích đồng thuận mới cho nguồn gốc của vũ trụ. Lạm phát đến trước và thiết lập cho Big Bang nóng, với suy diễn ngược về một kỳ dị hiện đã trở thành giả định không có cơ sở.
Phương trình Friedmann
Bức tranh hiện đại về lịch sử vũ trụ của chúng ta không bắt đầu bằng một điểm kỳ dị mà chúng ta gắn với Big Bang, mà là với một giai đoạn lạm phát vũ trụ kéo dài vũ trụ đến quy mô khổng lồ, với các thuộc tính đồng nhất và không gian phẳng. Kết thúc của lạm phát đánh dấu sự khởi đầu của Big Bang nóng, và vũ trụ của chúng ta đã mở rộng và tiến hóa từ đó.
Tuy nhiên, có thể đi sâu hơn một chút so với khía cạnh của câu chuyện mà ta thường thấy. Như thường lệ trong khoa học, việc học được điều gì đó mới mẻ về vũ trụ chỉ làm dấy lên thêm các câu hỏi khác. Chính xác thì bản chất của lạm phát vũ trụ là gì? Thời gian của nó kéo dài bao lâu? Điều gì đã khiến vũ trụ lạm phát ngay từ đầu? Nếu lạm phát vũ trụ được gây ra bởi một trường lượng tử – một giả định hợp lý – thì các thuộc tính của trường đó là gì? Tương tự trước đây, nếu chúng ta muốn trả lời những câu hỏi này, chúng ta phải tìm cách kiểm tra bản chất của lạm phát và sau đó áp dụng các bài kiểm tra đó lên vũ trụ.
Cách chúng ta khám phá điều này là xây dựng các mô hình lạm phát – tận dụng các lý thuyết trường hiệu dụng – và rút ra các dự đoán chính từ nhiều mô hình lạm phát khác nhau. Nói chung, bạn có một tiềm năng, bạn có được lạm phát khi quả cầu nằm cao trên đỉnh đồi của tiềm năng, và lạm phát kết thúc khi quả cầu lăn xuống từ điểm cao vào một thung lũng của tiềm năng: một cực tiểu. Bằng cách tính toán các thuộc tính khác nhau của lạm phát vũ trụ từ các tiềm năng này, bạn có thể rút ra dự đoán về các tín hiệu mà bạn mong đợi tồn tại trong vũ trụ của mình.
Sau đó, chúng ta có thể đo lường vũ trụ, chẳng hạn bằng cách đo một số thuộc tính chính xác và phức tạp của ánh sáng tạo thành nền vi sóng vũ trụ, và so sánh chúng với các mô hình khác nhau mà chúng ta đã xây dựng. Những mô hình phù hợp với dữ liệu vẫn khả thi, trong khi những mô hình xung đột với dữ liệu có thể bị loại bỏ. Sự tương tác giữa lý thuyết và quan sát này là cách mà tất cả các khoa học thiên văn, bao gồm cả vũ trụ học và khoa học về vũ trụ sơ khai, phát triển.
Các dao động lượng tử vốn có trong không gian, được kéo dài khắp vũ trụ trong giai đoạn lạm phát vũ trụ, đã dẫn đến các dao động mật độ được in dấu trong nền vi sóng vũ trụ, và đến lượt nó, đã tạo ra các ngôi sao, thiên hà và các cấu trúc lớn trong vũ trụ ngày nay. Đây là bức tranh tốt nhất mà chúng ta có về cách toàn bộ vũ trụ hoạt động, nơi lạm phát đi trước và chuẩn bị cho Big Bang.
Thật không may, chúng ta chỉ có thể tiếp cận thông tin nằm trong đường chân trời vũ trụ của chúng ta, tất cả đều là một phần của cùng một vùng nhỏ nơi lạm phát kết thúc cách đây khoảng 13,8 tỷ năm.
Trong tất cả các mô hình lạm phát, chính những khoảnh khắc cuối cùng của lạm phát vũ trụ – những khoảnh khắc xảy ra ngay trước khi Big Bang nóng bắt đầu – đã để lại dấu ấn của chúng trong vũ trụ. Những khoảnh khắc cuối cùng này luôn tạo ra hai loại dao động:
Dao động vô hướng. Những dao động này xuất hiện dưới dạng các bất thường về mật độ/ nhiệt độ và dẫn đến cấu trúc lớn của vũ trụ.
Dao động tensor. Những dao động này xuất hiện dưới dạng sóng hấp dẫn còn sót lại từ lạm phát, và in dấu của chúng lên sự phân cực của ánh sáng từ nền vi sóng vũ trụ. Cụ thể, chúng xuất hiện dưới dạng những gì chúng ta gọi là chế độ B: một loại phân cực đặc biệt xảy ra khi ánh sáng và sóng hấp dẫn tương tác.
Làm thế nào để chúng ta xác định được các dao động vô hướng và tensor là gì? Như đã trình bày chi tiết trong các văn bản đã đề cập, chỉ có một số khía cạnh của tiềm năng lạm phát thực sự quan trọng. Lạm phát xảy ra khi bạn cao trên đỉnh đồi của một tiềm năng, kết thúc khi bạn lăn xuống thung lũng bên dưới và ở lại đó.
Hình dạng cụ thể của tiềm năng, bao gồm các đạo hàm bậc nhất và bậc hai của nó, xác định giá trị của những dao động này, trong khi độ cao của điểm cao so với điểm thấp của tiềm năng xác định cái mà chúng ta gọi là r: tỷ lệ giữa dao động tensor và vô hướng.
Đóng góp của sóng hấp dẫn còn sót lại từ lạm phát vào phân cực chế độ B của nền vi sóng vũ trụ có một hình dạng đã biết, nhưng biên độ của nó phụ thuộc vào mô hình lạm phát cụ thể. Các chế độ B này từ sóng hấp dẫn trong lạm phát chưa được quan sát, nhưng việc phát hiện chúng sẽ giúp chúng ta rất nhiều trong việc xác định chính xác loại lạm phát nào đã xảy ra.
Một phát hiện sai, từ nhóm BICEP2, đã xảy ra vào đầu những năm 2010. Thế hệ tiếp theo của các thí nghiệm CMB sắp tới được dự đoán sẽ nhạy cảm với tỷ lệ dao động tensor – vô hướng (r-ratios) thấp đến 0,001, hoặc thậm chí nhỏ hơn. Tuy nhiên, vẫn chưa có chế độ B nào từ lạm phát được quan sát một cách vững chắc.
Bề ngoài, có vẻ như lạm phát vũ trụ không dự đoán được gì nhiều trên mặt trận này, khi xét đến việc các dự đoán có thể rất khác nhau. Đối với biên độ của tỷ lệ dao động tensor – vô hướng r, điều đó đúng – mỗi mô hình sẽ có một dự đoán riêng biệt cho r.
Tuy nhiên, có một dự đoán rất rõ ràng và phổ quát mà chúng ta có thể rút ra: đó là phổ dao động của sóng hấp dẫn (tensor) trông sẽ như thế nào, và độ lớn của chúng trên bất kỳ thang đo nào mà chúng ta có thể kiểm tra. Khi chúng ta xem xét các tín hiệu được in dấu lên nền vi sóng vũ trụ, chúng ta có thể dự đoán một cách chắc chắn kích thước tương đối của những dao động này từ các góc nhỏ đến các góc lớn.
Điều duy nhất không bị ràng buộc, ngoại trừ bằng quan sát, là độ cao tuyệt đối của phổ, và do đó, là độ lớn của r.
Vào giữa những năm 2000, một lực lượng đặc nhiệm liên ngành NASA/NSF/DOE đã bắt tay vào việc lên kế hoạch cho một thế hệ thí nghiệm mới để đo sự phân cực của ánh sáng từ nền vi sóng vũ trụ trên các góc nhỏ, được thiết kế đặc biệt để giới hạn r và xác nhận hoặc loại bỏ các mô hình lạm phát khác nhau.
Nhiều đài quan sát và thí nghiệm đã được thiết kế và xây dựng để đạt được mục tiêu đó: BICEP, POLARBEAR, SPTpol và ACTPOL, để kể tên một vài cái. Mục tiêu là giới hạn r xuống khoảng ~0,001. Nếu sóng hấp dẫn từ lạm phát tạo ra tín hiệu đủ lớn, chúng ta sẽ thấy chúng. Nếu không, chúng ta sẽ đặt ra các giới hạn ý nghĩa và loại bỏ toàn bộ các lớp mô hình lạm phát.
Với dữ liệu quan sát mới, các nhà lý thuyết đã xây dựng các mô hình với giá trị r lớn, nằm trong phạm vi có thể kiểm tra và do đó phù hợp cho các thí nghiệm này.
Theo các giới hạn nhạy cảm nhất mà chúng ta có, từ dữ liệu BICEP/Keck mới nhất, vùng đỏ bóng mờ là tất cả những gì được phép đối với các mô hình lạm phát. Các nhà lý thuyết đã làm việc ở những vùng có thể sớm bị loại trừ (màu xanh lá cây, màu xanh lam), nhưng các giá trị khả thi của r có thể nhỏ đến mức ta có thể xây dựng mô hình.
Đường cong màu xanh lá cây cũng có thể được mở rộng xa hơn xuống dưới trong nhiều mô hình.
Hiện tại, dữ liệu tốt nhất đến từ sự hợp tác của nhóm BICEP, hiện đang ở lần lặp thứ ba của thí nghiệm của họ. Hiện chỉ có các giới hạn trên đối với r, hiện được giới hạn không lớn hơn khoảng 0,03.
Tuy nhiên, việc không tìm thấy các dao động tensor (cho đến nay) chắc chắn không có nghĩa là lạm phát vũ trụ sai. Lạm phát được xác nhận bởi nhiều bài kiểm tra quan sát độc lập, và chỉ bị bác bỏ bởi dữ liệu nếu chúng ta phát hiện ra các dao động tensor này và chúng không tuân theo phổ chính xác được dự đoán bởi lạm phát.
Các tuyên bố sai lệch về lạm phát vũ trụ
Dù vậy, bạn sẽ không biết được bất kỳ điều này bằng cách lắng nghe các nhà khoa học liên quan đến nhóm BICEP và các thông điệp họ đã đưa ra trước công chúng. Họ tiếp tục khẳng định rằng:
– Lạm phát vẫn còn nghi ngờ,
– Các chế độ B (chỉ ra dao động tensor) là cần thiết để xác nhận lạm phát,
– Nếu không có những chế độ B có độ lớn lớn, lạm phát sẽ bị bác bỏ,
– Chúng ta có thể đang ở bờ vực của một sự thay đổi mô hình,
– Các mô hình tuần hoàn là một đối thủ khả thi của lạm phát,
– Lạm phát đơn giản chỉ dời Big Bang kỳ dị về trước lạm phát, thay vì ngay trước Big Bang nóng.
Trong đồ họa về dòng thời gian/ lịch sử của vũ trụ này, nhóm BICEP2 đặt Big Bang trước lạm phát – một lỗi phổ biến nhưng không thể chấp nhận được.
Mặc dù điều này không phải là suy nghĩ dẫn đầu trong lĩnh vực này trong gần 40 năm qua, nó vẫn là một ví dụ về việc một số người, ngày nay, vẫn mắc sai lầm rõ ràng do sự thiếu cẩn trọng.
Tất cả những tuyên bố này, nói thẳng ra, đều vừa không chính xác vừa vô trách nhiệm. Tệ nhất là, tất cả các nhà khoa học mà tôi đã nói chuyện, những người đã đưa ra các tuyên bố này, đều biết rằng chúng không đúng.
Tuy nhiên, những tuyên bố này vẫn tiếp tục được đưa ra – bao gồm cả tới công chúng thông qua các bài viết phổ biến – bởi chính các nhà khoa học đang thực hiện những thí nghiệm này.
Không có cách nào nói giảm nói tránh: nếu điều này không phải là tự lừa dối, thì nó là sự không trung thực về mặt trí tuệ. Trên thực tế, khi một nhà khoa học đưa ra một tuyên bố quá mức và thiếu căn cứ, mà sau đó, khi kiểm tra kỹ hơn, hóa ra hoàn toàn sai, một số người trong cộng đồng thiên văn học chúng tôi gọi đó là một BICEP2, đặt theo tên phát hiện sai lầm nổi tiếng mà họ đã công bố vào năm 2014.
Điều đáng buồn nhất là đây là một sự lãng phí. Những thí nghiệm đo các thuộc tính của nền vi sóng vũ trụ với độ chính xác phi thường đang cung cấp cho chúng ta thông tin tốt nhất từng có về bản chất của vũ trụ, và về thời kỳ lạm phát đã tạo tiền đề – và gây ra – Big Bang nóng.
Lạm phát vũ trụ được xác nhận tốt như nguồn gốc của vũ trụ chúng ta. Nó đã thay thế mô hình Big Bang không có lạm phát và chứa kỳ dị, trở thành mô hình tiêu chuẩn về nguồn gốc của tất cả chúng ta.
Mặc dù có những lựa chọn thay thế trái ngược được đưa ra, không mô hình nào trong số đó từng thành công nơi lạm phát không làm được. Trong khi đó, tất cả đều thất bại trong việc tái tạo đầy đủ những thành công của lạm phát.
Những nhà khoa học coi trọng danh vọng và sự chú ý hơn độ chính xác chắc chắn sẽ tiếp tục đưa ra những tuyên bố vô căn cứ, làm suy yếu những gì thực sự được biết về vũ trụ. Nhưng đừng để bị đánh lừa bởi những tuyên bố như vậy.
Cuối cùng, chúng ta học được điều gì tồn tại trong vũ trụ bằng cách đặt câu hỏi về bản thân nó và lắng nghe câu trả lời của nó. Ngay khi chúng ta từ bỏ cách tiếp cận đó, chúng ta phải thừa nhận một sự thật khó chịu: chúng ta đơn giản không còn làm khoa học nữa.
