Vũ trụ đang giãn nở, nghĩa là khoảng cách giữa các cấu trúc vũ trụ lớn nhất đang tăng lên theo thời gian.
Từ trước Big Bang đến ngày nay
Vũ trụ trải qua nhiều kỷ nguyên. Năng lượng tối đánh dấu kỷ nguyên cuối cùng.
Vũ trụ ngày nay không giống như ngày hôm qua. Với mỗi khoảnh khắc trôi qua, nhiều thay đổi tinh vi nhưng quan trọng diễn ra, ngay cả khi nhiều thay đổi này khó nhận thấy trong các thang đo thời gian của con người. Vũ trụ đang giãn nở, nghĩa là khoảng cách giữa các cấu trúc vũ trụ lớn nhất đang tăng lên theo thời gian.
Một giây trước, Vũ trụ nhỏ hơn một chút; một giây nữa, Vũ trụ sẽ lớn hơn một chút. Nhưng những thay đổi tinh vi này tích lũy qua các thang thời gian vũ trụ dài, và ảnh hưởng không chỉ đến khoảng cách. Khi Vũ trụ giãn nở, tầm quan trọng tương đối của bức xạ, vật chất, neutrino, và năng lượng tối đều thay đổi. Nhiệt độ của Vũ trụ cũng thay đổi. Những gì bạn thấy trên bầu trời cũng sẽ thay đổi đáng kể. Tổng cộng, có sáu kỷ nguyên khác nhau mà chúng ta có thể chia nhỏ Vũ trụ, và chúng ta hiện đang sống trong kỷ nguyên cuối cùng.
Năng lượng tối và tác động
Khi vật chất (cả thông thường lẫn tối) và bức xạ trở nên kém đặc hơn do Vũ trụ giãn nở vì thể tích tăng, năng lượng tối và năng lượng trường trong giai đoạn lạm phát vũ trụ lại là một dạng năng lượng vốn có của không gian. Khi không gian mới được tạo ra trong Vũ trụ giãn nở, mật độ năng lượng tối vẫn không đổi.
Điều này có thể được hiểu qua biểu đồ trên. Mọi thứ tồn tại trong Vũ trụ đều có một lượng năng lượng nhất định: vật chất, bức xạ, năng lượng tối… Khi Vũ trụ giãn nở, thể tích mà các dạng năng lượng này chiếm giữ thay đổi, và mật độ năng lượng của từng dạng sẽ tiến hóa khác nhau. Cụ thể, nếu chúng ta định nghĩa chân trời quan sát bằng biến a, thì:
– Vật chất có mật độ năng lượng tiến hóa theo 1/a³, vì đối với vật chất, mật độ chỉ là khối lượng chia cho thể tích, và khối lượng có thể dễ dàng chuyển đổi thành năng lượng qua phương trình E = mc².
– Bức xạ có mật độ năng lượng tiến hóa theo 1/a⁴, vì đối với bức xạ, mật độ số hạt là số lượng hạt chia cho thể tích, và năng lượng của mỗi photon riêng lẻ bị giãn khi Vũ trụ giãn nở, thêm một yếu tố 1/a so với vật chất.
– Năng lượng tối là một thuộc tính của không gian, nên mật độ năng lượng của nó vẫn không đổi (1/a⁰), bất kể sự giãn nở hay thể tích của Vũ trụ.
Lịch sử hình thành và phát triển của vũ trụ
Lịch sử trực quan của Vũ trụ giãn nở bao gồm trạng thái nóng, đặc được gọi là Big Bang, cùng sự tăng trưởng và hình thành cấu trúc sau đó. Bộ dữ liệu đầy đủ, bao gồm các quan sát về các nguyên tố nhẹ và bức xạ nền vi sóng vũ trụ, chỉ ra rằng Big Bang là lời giải thích hợp lý duy nhất cho tất cả những gì chúng ta thấy. Khi Vũ trụ giãn nở, nó cũng nguội đi, cho phép các ion, nguyên tử trung hòa, và cuối cùng là các phân tử, đám mây khí, ngôi sao, và các thiên hà hình thành.
Một Vũ trụ đã tồn tại lâu hơn sẽ giãn nở nhiều hơn. Nó sẽ lạnh hơn trong tương lai và từng nóng hơn trong quá khứ; nó từng đồng nhất về lực hấp dẫn hơn trong quá khứ và hiện nay đã phân mảnh hơn; nó từng nhỏ hơn trong quá khứ và sẽ lớn hơn rất, rất nhiều trong tương lai.
Bằng cách áp dụng các định luật vật lý vào Vũ trụ, và so sánh các giải pháp khả thi với những quan sát và phép đo mà chúng ta thu thập được, chúng ta có thể xác định nơi mình xuất phát và nơi mình đang hướng tới. Chúng ta có thể ngoại suy lịch sử của mình quay lại thời kỳ đầu của Big Bang và thậm chí xa hơn, đến giai đoạn lạm phát vũ trụ. Chúng ta cũng có thể ngoại suy Vũ trụ hiện tại đến tương lai xa xôi và dự báo số phận cuối cùng của tất cả những gì đang tồn tại.
Toàn bộ lịch sử vũ trụ của chúng ta về lý thuyết đã được hiểu rõ, nhưng chỉ vì chúng ta hiểu lý thuyết về lực hấp dẫn là nền tảng, và vì chúng ta biết được tốc độ giãn nở hiện tại của Vũ trụ và thành phần năng lượng của nó. Ánh sáng sẽ luôn tiếp tục lan truyền qua Vũ trụ giãn nở này, và chúng ta sẽ tiếp tục nhận được ánh sáng đó một cách vô hạn trong tương lai, nhưng sẽ có giới hạn về thời gian đối với những gì đến với chúng ta. Chúng ta sẽ phải dò tìm với độ sáng yếu hơn và bước sóng dài hơn để tiếp tục thấy những vật thể hiện đang có thể quan sát được, nhưng đó là giới hạn về công nghệ, không phải vật lý.
6 kỷ nguyên của vũ trụ
Khi chúng ta vạch ra các đường phân chia dựa trên cách Vũ trụ hành xử, chúng ta thấy rằng có sáu kỷ nguyên khác nhau sẽ diễn ra.
Kỷ nguyên lạm phát
Kỷ nguyên lạm phát, trước và đã thiết lập cho Big Bang nóng.
Kỷ nguyên hỗn hợp nguyên tử đầu tiên
Kỷ nguyên hỗn hợp nguyên tử, từ lúc bắt đầu Big Bang nóng cho đến khi các tương tác hạt nhân và hạt cơ bản biến đổi cuối cùng xảy ra trong Vũ trụ ban đầu.
Kỷ nguyên Plasma
Kỷ nguyên plasma, từ khi các tương tác hạt nhân và hạt cơ bản không còn tán xạ cho đến khi Vũ trụ đủ nguội để hình thành vật chất trung hòa một cách ổn định.
Kỷ nguyên tối
Kỷ nguyên tối, từ khi vật chất trung hòa hình thành cho đến khi những ngôi sao và thiên hà đầu tiên tái ion hóa hoàn toàn môi trường giữa các thiên hà trong Vũ trụ.
Kỷ nguyên sao
Kỷ nguyên sao, từ khi tái ion hóa kết thúc cho đến khi sự hình thành và phát triển của cấu trúc quy mô lớn do lực hấp dẫn ngừng lại, khi mật độ năng lượng tối chiếm ưu thế hơn mật độ vật chất.
Kỷ nguyên năng lượng tối
Kỷ nguyên cuối cùng của Vũ trụ, nơi sự giãn nở tăng tốc và các vật thể tách rời nhau một cách không thể tránh khỏi và không thể đảo ngược.
Chúng ta đã bước vào kỷ nguyên cuối cùng này từ hàng tỷ năm trước. Hầu hết các sự kiện quan trọng sẽ định nghĩa lịch sử Vũ trụ của chúng ta đã xảy ra.
Những dao động lượng tử và sự tạo thành cấu trúc của vũ trụ
Những dao động lượng tử xảy ra trong giai đoạn lạm phát được kéo dài khắp Vũ trụ, và khi giai đoạn lạm phát kết thúc, chúng trở thành những dao động mật độ. Điều này dẫn đến, theo thời gian, cấu trúc quy mô lớn trong Vũ trụ ngày nay, cũng như những dao động nhiệt độ quan sát được trong Bức xạ Nền Vi Sóng Vũ Trụ (CMB). Đây là một ví dụ ngoạn mục về cách bản chất lượng tử của thực tại ảnh hưởng đến toàn bộ Vũ trụ quy mô lớn.
Kỷ nguyên lạm phát
Trước Big Bang nóng, Vũ trụ không chứa vật chất, phản vật chất, vật chất tối hay bức xạ. Nó không chứa bất kỳ hạt nào. Thay vào đó, Vũ trụ được lấp đầy bởi một dạng năng lượng vốn có của chính không gian: một dạng năng lượng khiến Vũ trụ giãn nở một cách cực kỳ nhanh chóng và không ngừng, theo hình thức hàm số mũ.
– Nó đã kéo dài Vũ trụ, từ bất kỳ hình học nào mà nó từng có, đến một trạng thái không thể phân biệt với không gian phẳng.
– Nó đã giãn nở một vùng nhỏ, liên kết nhân quả của Vũ trụ thành một vùng lớn hơn nhiều so với Vũ trụ hiện tại mà chúng ta có thể quan sát được: lớn hơn cả chân trời nhân quả hiện tại.
– Nó đã đưa tất cả các hạt có thể có mặt và giãn nở Vũ trụ một cách nhanh chóng đến mức không còn hạt nào trong một khu vực có kích thước bằng Vũ trụ hiện tại của chúng ta.
– Và những dao động lượng tử xảy ra trong giai đoạn lạm phát đã tạo ra những hạt giống cấu trúc, mà từ đó mạng lưới vũ trụ rộng lớn của chúng ta ngày nay được hình thành.
Và rồi, đột ngột, khoảng 13,8 tỷ năm trước, giai đoạn lạm phát kết thúc. Tất cả năng lượng đó, vốn là của chính không gian, đã được chuyển hóa thành các hạt, phản hạt và bức xạ. Với sự chuyển tiếp này, kỷ nguyên lạm phát kết thúc, và Big Bang nóng bắt đầu.
Kỷ nguyên hỗn hợp nguyên tử
Ở nhiệt độ cao đạt được trong Vũ trụ rất trẻ, không chỉ các hạt và photon có thể được tạo ra một cách ngẫu nhiên, nếu có đủ năng lượng, mà cả các phản hạt và hạt không ổn định nữa, tạo ra một hỗn hợp hạt và phản hạt nguyên thủy. Tuy nhiên, ngay cả với những điều kiện này, chỉ có một số trạng thái hoặc hạt cụ thể có thể xuất hiện.
Khi Vũ trụ giãn nở và được lấp đầy với vật chất, phản vật chất và bức xạ, nó sẽ bắt đầu nguội đi. Mỗi khi các hạt va chạm, chúng sẽ tạo ra bất kỳ cặp hạt và phản hạt nào được phép theo các định lý vật lý. Hạn chế chính chỉ đến từ năng lượng của các va chạm, vì sự sản xuất này tuân theo phương trình E = mc².
Khi Vũ trụ nguội đi, năng lượng giảm xuống, và việc tạo ra các cặp hạt và phản hạt có khối lượng lớn hơn sẽ trở nên khó khăn hơn. Tuy nhiên, các quá trình hủy diệt và các phản ứng hạt khác vẫn tiếp tục. Sau khoảng 1 đến 3 giây kể từ Big Bang, phản vật chất hoàn toàn biến mất, chỉ còn lại vật chất. Sau ba đến bốn phút, deuterium ổn định có thể hình thành, và quá trình tổng hợp hạt nhân của các nguyên tố nhẹ bắt đầu. Và sau một số phân rã phóng xạ và vài phản ứng hạt nhân cuối cùng, tất cả những gì chúng ta còn lại là một plasma ion hóa nóng (nhưng đang nguội đi), bao gồm các photon, neutrino, hạt nhân nguyên tử và electron.
Kỷ nguyên Plasma
Khi các hạt nhân nhẹ hình thành, chúng là những vật thể mang điện dương (về điện) duy nhất trong Vũ trụ, và chúng có mặt ở khắp nơi. Dĩ nhiên, chúng được cân bằng bởi một lượng điện tích âm tương đương dưới dạng electron. Các hạt nhân và electron tạo thành các nguyên tử, và do đó có vẻ như là điều tự nhiên khi hai loại hạt này tìm thấy nhau ngay lập tức, hình thành các nguyên tử và mở đường cho sự hình thành các ngôi sao.
Thật không may cho chúng, chúng bị vượt trội hoàn toàn – với tỉ lệ hơn một tỷ so với một – bởi photon. Mỗi lần một electron và một hạt nhân liên kết với nhau, một photon có năng lượng đủ cao lại xuất hiện và phá vỡ chúng. Chỉ khi Vũ trụ nguội đi một cách đáng kể, từ hàng tỷ độ xuống còn chỉ vài nghìn độ, các nguyên tử trung hòa mới có thể hình thành. (Và ngay cả lúc đó, điều này chỉ có thể xảy ra nhờ một chuyển tiếp nguyên tử đặc biệt.)
Vào đầu Kỷ Nguyên Plasma, năng lượng trong Vũ trụ chủ yếu là bức xạ. Đến cuối kỷ nguyên này, vật chất thường và vật chất tối chiếm ưu thế. Giai đoạn thứ ba này kéo dài đến khoảng 380.000 năm sau Big Bang.
Kỷ nguyên tối
Với những nguyên tử trung hòa, cuối cùng, lực hấp dẫn có thể bắt đầu quá trình hình thành cấu trúc trong Vũ trụ. Tuy nhiên, với tất cả các nguyên tử trung hòa xung quanh, thứ ánh sáng mà chúng ta hiện biết là ánh sáng khả kiến sẽ không thể nhìn thấy trên toàn bộ bầu trời.
Tại sao? Vì các nguyên tử trung hòa, đặc biệt dưới dạng bụi vũ trụ, có khả năng chặn ánh sáng khả kiến rất tốt.
Để kết thúc thời kỳ tối này, môi trường giữa các thiên hà cần phải được tái ion hóa. Điều này đòi hỏi một lượng lớn sự hình thành sao và một số lượng cực kỳ lớn các photon tia cực tím, và điều này đòi hỏi thời gian, lực hấp dẫn và sự bắt đầu của mạng lưới vũ trụ. Những vùng tái ion hóa lớn đầu tiên xảy ra sau khoảng 200 đến 250 triệu năm từ Big Bang, nhưng quá trình tái ion hóa không hoàn thành, trung bình, cho đến khi Vũ trụ được 550 triệu năm tuổi. Lúc này, tỷ lệ hình thành sao vẫn đang tăng lên, và các cụm thiên hà khổng lồ đầu tiên chỉ mới bắt đầu hình thành.
Kỷ nguyên sao
Khi thời kỳ tối kết thúc, Vũ trụ trở nên trong suốt đối với ánh sáng từ các ngôi sao. Những khoang không gian lớn của vũ trụ giờ đây trở nên dễ tiếp cận, với các ngôi sao, cụm sao, thiên hà, cụm thiên hà, và mạng lưới vũ trụ đang phát triển rộng lớn chờ đợi được khám phá. Vũ trụ lúc này chủ yếu được chi phối bởi vật chất tối và vật chất bình thường, và các cấu trúc được ràng buộc bởi lực hấp dẫn tiếp tục phát triển lớn dần.
Tỷ lệ hình thành sao tăng lên và đạt đỉnh khoảng 3 tỷ năm sau Big Bang. Lúc này, các thiên hà mới tiếp tục hình thành, các thiên hà hiện tại vẫn tiếp tục phát triển và hợp nhất, và các cụm thiên hà thu hút ngày càng nhiều vật chất vào bên trong chúng. Nhưng lượng khí tự do trong các thiên hà bắt đầu giảm xuống, vì một lượng lớn khí đã bị sử dụng trong quá trình hình thành sao. Dần dần nhưng chắc chắn, tỷ lệ hình thành sao bắt đầu giảm.
Khi thời gian trôi qua, tỷ lệ cái chết của các ngôi sao sẽ vượt qua tỷ lệ sinh sao, điều này càng trở nên nghiêm trọng hơn khi có một sự ngạc nhiên sau đây: Khi mật độ vật chất giảm đi cùng với sự giãn nở của Vũ trụ, một dạng năng lượng mới – năng lượng tối – bắt đầu xuất hiện và chiếm ưu thế. Khoảng 7,8 tỷ năm sau Big Bang, các thiên hà xa bắt đầu ngừng chậm lại trong quá trình rút lui của chúng và lại bắt đầu tăng tốc. Vũ trụ giãn nở ngày càng nhanh đang đến gần. Một chút sau đó, vào khoảng 9,2 tỷ năm sau Big Bang, năng lượng tối trở thành thành phần năng lượng chủ đạo trong Vũ trụ. Lúc này, chúng ta bước vào kỷ nguyên cuối cùng.
Kỷ nguyên năng lượng tối
Một khi năng lượng tối chiếm ưu thế, một điều kỳ lạ xảy ra: Cấu trúc quy mô lớn trong Vũ trụ ngừng phát triển. Những vật thể đã được ràng buộc bởi lực hấp dẫn trước khi năng lượng tối xuất hiện sẽ vẫn được ràng buộc, nhưng những vật thể chưa bị ràng buộc khi kỷ nguyên năng lượng tối bắt đầu sẽ không bao giờ được ràng buộc. Thay vào đó, chúng sẽ chỉ đơn giản là tăng tốc rời xa nhau, dẫn đến những sự tồn tại cô đơn trong khoảng không mênh mông của không gian.
Các cấu trúc ràng buộc riêng lẻ, như các thiên hà và các nhóm/cụm thiên hà, cuối cùng sẽ hợp nhất để tạo thành một thiên hà elip khổng lồ. Các ngôi sao hiện tại sẽ chết; quá trình hình thành sao mới sẽ chậm lại thành một dòng chảy nhỏ và rồi dừng lại; các tương tác hấp dẫn sẽ đẩy hầu hết các ngôi sao ra khỏi vũ trụ giữa các thiên hà. Các hành tinh sẽ xoáy vào các ngôi sao mẹ hoặc các di tích sao, do sự phân rã bởi bức xạ hấp dẫn. Thậm chí các lỗ đen, với tuổi thọ cực kỳ dài, cuối cùng cũng sẽ phân rã do bức xạ Hawking.
Sau khi mặt trời trở thành một sao lùn đen, nếu không có gì bị phóng ra hoặc va chạm với những di tích của Trái đất, cuối cùng bức xạ hấp dẫn sẽ khiến chúng ta xoáy vào, bị xé nát, và cuối cùng bị nuốt chửng bởi di tích của mặt trời chúng ta.
Kết thúc của vũ trụ
Cuối cùng, chỉ còn lại các sao lùn đen và các khối vật chất cô lập quá nhỏ để kích hoạt sự tổng hợp hạt nhân, chúng sẽ tồn tại một cách thưa thớt và bị tách biệt khỏi nhau trong vũ trụ rộng lớn không ngừng giãn nở này. Những xác chết trong trạng thái cuối cùng này sẽ tiếp tục tồn tại hàng triệu triệu năm về sau, kéo dài khi năng lượng tối vẫn là yếu tố chi phối trong Vũ trụ của chúng ta. Chừng nào các hạt nhân nguyên tử ổn định và cấu trúc không gian không trải qua một số sự phân rã bất ngờ nào đó, và chừng nào năng lượng tối hành xử giống như hằng số vũ trụ mà nó có vẻ như vậy, số phận này là không thể tránh khỏi.
Kỷ nguyên cuối cùng này, của sự thống trị của năng lượng tối, đã bắt đầu từ lâu. Năng lượng tối đã trở nên quan trọng đối với sự giãn nở của Vũ trụ từ 6 tỷ năm trước, và bắt đầu chiếm ưu thế trong năng lượng của Vũ trụ vào khoảng thời gian Mặt Trời và Hệ Mặt Trời của chúng ta được hình thành. Vũ trụ có thể có sáu giai đoạn độc đáo, nhưng đối với toàn bộ lịch sử của Trái đất, chúng ta đã ở trong giai đoạn cuối cùng này. Hãy nhìn kỹ vào Vũ trụ xung quanh chúng ta. Nó sẽ không bao giờ giàu có như vậy – hoặc dễ dàng tiếp cận như vậy – một lần nữa.
