Hôm nay, những vùng không gian sâu thẳm giữa các thiên hà không đạt đến mức không tuyệt đối mà ở mức lạnh 2,73 K. Vậy nhiệt độ này thay đổi như thế nào theo thời gian?
Vũ trụ đã không phải lúc nào cũng như bây giờ
Vũ trụ của chúng ta, theo như chúng ta hiểu, không phải lúc nào cũng giống như hiện nay. Trong khi vũ trụ ngày nay tràn đầy các cấu trúc phong phú như mạng vũ trụ với các thiên hà, mỗi thiên hà chứa các ngôi sao, hành tinh và vô số khả năng cho sự sống, thì nếu chúng ta nhìn ngược lại hàng tỷ năm ánh sáng – và do đó là hàng tỷ năm trong quá khứ vũ trụ – chúng ta sẽ thấy rằng từng có một thời điểm sơ khai khi không có những thứ này. Vũ trụ, từ rất lâu trước đây, đồng nhất hơn, ít lổn nhổn hơn, kém phát triển hơn, và quan trọng nhất là nhỏ hơn về kích thước. Yếu tố cuối cùng này rất quan trọng để hiểu không gian, bởi vì nó là một hệ quả tất yếu của việc vũ trụ mở rộng theo thời gian.
Khi vũ trụ mở rộng – một điều mà nhiều người cảm thấy ngược đời – nó cũng làm lạnh. Điều này là do các photon bên trong không chỉ bị loãng do thể tích tăng lên mà còn bị kéo dài bước sóng khi không gian mà chúng di chuyển mở rộng. Đây là lý do chúng ta nói rằng quá khứ vũ trụ không chỉ có một Big Bang mà còn là một Big Bang Nóng, nơi mà mật độ và nhiệt độ đều cao hơn rất nhiều so với hiện nay. Điều này dẫn đến câu hỏi từ Vir Narain, người chỉ muốn biết:
Mối quan hệ giữa thời gian và nhiệt độ là gì?
Đây là một câu hỏi thú vị, bởi vì mặc dù có mối quan hệ giữa thời gian và nhiệt độ trong quá khứ vũ trụ, nhưng nó không đơn giản như bạn có thể tưởng tượng. Dưới đây là khoa học giải thích điều gì đang xảy ra.
Trong giai đoạn bắt đầu của Big Bang Nóng, vũ trụ mở rộng nhanh chóng và chứa đầy các lượng tử năng lượng cao, cực kỳ dày đặc, và siêu tương đối tính. Giai đoạn đầu tiên của sự chi phối bởi bức xạ đã nhường chỗ cho nhiều giai đoạn sau đó, nơi mà bức xạ trở nên ít chi phối hơn nhưng vẫn tồn tại, trong khi vật chất bắt đầu kết tụ và sụp đổ thành các đám khí, các ngôi sao, cụm sao, các thiên hà và các cấu trúc phức tạp hơn theo thời gian, tất cả trong khi không gian giữa các cấu trúc liên kết đó tiếp tục mở rộng. Khi các ngôi sao hình thành, nhiệt từ chúng không chỉ ion hóa vật chất xung quanh mà còn làm tăng và mở rộng các vạch phát xạ của chúng.
Khám phá vĩ đại về bức xạ phông vi sóng vũ trụ
Một trong những khám phá vĩ đại nhất của thế kỷ 20 là bức xạ phông vi sóng vũ trụ. Vào những năm 1940, nhà khoa học George Gamow và các cộng sự của ông lần đầu tiên nghiên cứu nhiều hệ quả của một vũ trụ bắt nguồn từ trạng thái nóng, dày đặc và mở rộng nhanh chóng – điều mà ngày nay chúng ta xác định là Big Bang Nóng. Gamow nhận ra rằng khi vũ trụ mở rộng, bước sóng của tất cả các dạng ánh sáng bên trong nó sẽ bị kéo dài, làm giảm năng lượng của chúng. Kéo dài đủ về quá khứ, Gamow lý luận, ánh sáng phải có bước sóng ngắn hơn, năng lượng cao hơn và tập trung hơn.
Điều này có nghĩa là vũ trụ không chỉ từng ở trạng thái dày đặc hơn mà còn nóng hơn. Kéo dài xa hơn nữa, Gamow lý luận, và bạn sẽ đến một thời điểm trong lịch sử vũ trụ nơi có đủ các photon có bước sóng đủ ngắn để việc hình thành các nguyên tử trung hòa trở nên bất khả thi: nơi mà mỗi khi một proton và một electron tìm thấy nhau và tạm thời tạo thành một nguyên tử trung hòa, chúng sẽ bị phá vỡ bởi một photon năng lượng cao (tia cực tím). Điều này tương ứng với trạng thái nơi toàn bộ vũ trụ sơ khai chỉ là một plasma ion hóa: nơi các photon và electron liên tục tán xạ lẫn nhau và các nguyên tử trung hòa không thể hình thành ổn định do nhiệt độ Vũ trụ cực cao.
Khi vũ trụ mở rộng và lạnh đi, bước sóng của các photon quan trọng đó sẽ kéo dài, cuối cùng giảm năng lượng của chúng xuống dưới ngưỡng ion hóa của các nguyên tử trung hòa. Cuối cùng, sau một khoảng thời gian đủ lâu, vũ trụ sẽ đầy các nguyên tử trung hòa, và các photon còn lại – giờ đây có bước sóng quá dài để ion hóa các nguyên tử mà chúng gặp – sẽ chỉ chuyển động tự do, hoặc đi theo đường thẳng mà không bị hấp thụ. Khi vũ trụ tiếp tục mở rộng, bước sóng của ánh sáng đó sẽ tiếp tục kéo dài, đưa nó đến bước sóng ngày càng dài hơn và nhiệt độ ngày càng thấp hơn. Cuối cùng, cho đến ngày nay, hàng tỷ năm sau, bức xạ còn lại đó chỉ ở mức vài độ trên không tuyệt đối.
Mặc dù được Gamow dự đoán từ năm 1945 và các chi tiết sau đó được Ralph Alpher và Robert Herman nghiên cứu vào năm 1948, nhưng các tìm kiếm về bức xạ nền này không nhận được nhiều sự quan tâm cho đến những năm 1960. Bob Dicke và nhóm của ông tại Princeton, bao gồm các nhà khoa học huyền thoại như Jim Peebles, Peter Roll và David Wilkinson, đã cố gắng thiết kế và bay một máy đo sóng vô tuyến để tìm kiếm dấu hiệu (nay là bước sóng vi ba) của ánh sáng còn sót lại này – ngày nay được biết đến với tên gọi bức xạ phông vi sóng vũ trụ, nhưng khi đó được gọi một cách thơ mộng là quả cầu lửa nguyên thủy.
Tuy nhiên, trước khi họ kịp làm điều đó, một phát hiện ngẫu nhiên của Arno Penzias và Robert Wilson đã tiết lộ sự hiện diện của ánh sáng còn sót lại này dưới dạng bức xạ năng lượng thấp ở mọi hướng trên bầu trời. Bức xạ phông vi sóng vũ trụ đã chính thức được phát hiện.
Theo các quan sát ban đầu của Penzias và Wilson, mặt phẳng thiên hà phát ra một số nguồn bức xạ vật lý thiên văn (ở trung tâm), nhưng phía trên và phía dưới, tất cả những gì còn lại là một nền bức xạ gần như hoàn hảo và đồng nhất. Nhiệt độ và phổ của bức xạ này hiện đã được đo đạc, và sự khớp với các dự đoán của thuyết Big Bang thật đáng kinh ngạc. Nếu chúng ta có thể nhìn thấy ánh sáng vi sóng bằng mắt, bầu trời đêm sẽ trông giống như hình bầu dục màu xanh lá cây được minh họa.
Đây là lần phát hiện đầu tiên của tín hiệu súng bốc khói, hiện được coi là loại bỏ hoàn toàn các đối thủ cạnh tranh của thuyết Big Bang. Qua thời gian, người ta đã phát hiện rằng bức xạ này thực sự:
– Đẳng hướng, hay giống nhau theo mọi hướng,
– Có bản chất bức xạ vật đen, chính xác như thuyết Big Bang dự đoán,
– Và đồng nhất về nhiệt độ với độ chính xác khoảng 1 phần trên 30.000.
Ngay cả đến ngày nay, đây vẫn là những thuộc tính của bức xạ này mà không có khung lý thuyết thay thế nào có thể giải thích một cách nhất quán. Khi bạn thêm vào các quan sát về sự giãn nở của vũ trụ, sự phong phú tương đối của các nguyên tố nhẹ, và sự tiến hóa được quan sát của các thiên hà cũng như sự hình thành của cấu trúc vũ trụ qua thời gian, thuyết Big Bang vẫn chiếm ưu thế như lý thuyết tốt nhất – và có thể nói là lý thuyết khả thi duy nhất – về vũ trụ sơ khai.
Mối quan hệ giữa bước sóng và nhiệt độ
Nếu thuyết Big Bang là đúng, và vũ trụ của chúng ta không chỉ đang giãn nở và trở nên ít đậm đặc hơn, mà còn đang nguội dần khi vũ trụ giãn nở, điều này ngụ ý rằng nó chắc chắn đã nóng hơn trong quá khứ. Mối quan hệ giữa bước sóng và nhiệt độ rất rõ ràng:
– Khi bước sóng giảm một nửa, nhiệt độ tăng gấp đôi,
– Khi bước sóng giảm một phần ba, nhiệt độ tăng gấp ba,
– Khi bước sóng giảm một phần tư, nhiệt độ tăng gấp bốn,
…và cứ như vậy. Mối quan hệ này liên quan đến thời gian khi vũ trụ giãn nở theo thời gian, nhưng không trực tiếp hoàn toàn. Thay vào đó, mối quan hệ trực tiếp là với kích thước của vũ trụ, chứ không phải tuổi của nó, vì bước sóng photon đã:
– Bằng một nửa bước sóng hiện tại khi vũ trụ bằng một nửa kích thước hiện tại,
– Bằng một phần ba bước sóng hiện tại khi vũ trụ bằng một phần ba kích thước hiện tại,
– Bằng một phần tư bước sóng hiện tại khi vũ trụ bằng một phần tư kích thước hiện tại.
…và cứ như vậy.
Khi cấu trúc của vũ trụ giãn nở, bước sóng của bất kỳ bức xạ nào hiện diện cũng sẽ bị kéo dài. Điều này áp dụng tương tự cho sóng hấp dẫn như sóng điện từ; bất kỳ dạng bức xạ nào cũng có bước sóng bị kéo dài (và mất năng lượng) khi vũ trụ giãn nở.
Tất cả những điều này nghe có vẻ rất lý thuyết, và vì vậy bạn có thể tự hỏi liệu có bằng chứng quan sát nào chứng minh rằng điều này thực sự đã xảy ra hay không. Sau cùng, chúng ta đã đo đạc nền vi sóng vũ trụ một cách tinh vi trong thế kỷ 21, và nhận thấy rằng các đặc tính của nó ngày nay cho thấy vũ trụ có nhiệt độ – nếu chúng ta bỏ qua tất cả các nguồn vật chất và bức xạ khác như sao, thiên hà, khí, bụi, plasma, tàn dư sao, lỗ đen, và nhiều hơn nữa – tương ứng với 2,7255 K, và các dao động nhiệt độ, hoặc sự sai lệch so với giá trị trung bình đó, chỉ nằm trong phạm vi từ vài chục đến vài trăm microkelvin.
Nhưng sự tồn tại của bức xạ đó ngày nay không nhất thiết ngụ ý rằng bức xạ này đã tồn tại, như dự đoán, ở nhiệt độ cao hơn trong quá khứ, và ở các nhiệt độ tương ứng với mức độ mở rộng vật lý của vũ trụ so với mức độ ngày nay.
Cách đo nhiệt độ vũ trụ qua các thời kỳ
May mắn thay, chúng ta có một cách để kiểm tra chính xác điều này. Một trong những phân tử phổ biến nhất trong vũ trụ, có lẽ đáng ngạc nhiên, là carbon monoxide, hoặc một phân tử CO đơn giản. Do xu hướng của carbon monoxide kích thích mức quay của nó ở mức năng lượng tương đối thấp – ở mức năng lượng tương ứng với các photon có tần số vi sóng – nó có thể được sử dụng như một nhiệt kế vũ trụ, nơi các đặc điểm hấp thụ từ carbon monoxide có thể xuất hiện trong phổ của một quasar ở xa. Như một nghiên cứu năm 2011 lần đầu tiên báo cáo, dấu hiệu của carbon monoxide cho thấy, với chỉ những bất định rất nhỏ, rằng nhiệt độ của nền vi sóng vũ trụ trong quá khứ thực sự đã nóng hơn, và đã tương quan với kích thước của vũ trụ, chính xác như dự đoán.
Nếu:
– Có một bồn tắm bức xạ nhiệt độ thấp khổng lồ hiện diện khắp nơi trong vũ trụ,
– Vũ trụ đã giãn nở qua thời gian trong suốt lịch sử vũ trụ kéo dài 13,8 tỷ năm,
– Và nhiệt độ của vũ trụ phụ thuộc vào kích thước vật lý của nó so với ngày nay.
…thì chúng ta sẽ có thể tính toán cách nhiệt độ đó đã thay đổi qua thời gian nếu chúng ta hiểu được cách kích thước vật lý của vũ trụ thay đổi theo thời gian. Đây không phải là một phép tính dễ thực hiện, nhưng nhờ công trình của Alexander Friedmann – người, có lẽ không tình cờ, là cố vấn của George Gamow từ rất lâu trước đây – đây là một phép tính mà chúng ta biết cách thực hiện.
Vào năm 1922, thậm chí trước khi phát hiện quan sát về vũ trụ đang mở rộng, Alexander Friedmann đã nghiên cứu về một vũ trụ được lấp đầy đồng nhất bởi vật chất, bức xạ, hằng số vũ trụ và/hoặc bất kỳ dạng năng lượng nào mà bạn có thể tưởng tượng, trong bối cảnh lý thuyết hấp dẫn của Einstein: thuyết tương đối tổng quát.
Friedmann đã tìm ra rằng có một mối quan hệ trực tiếp và thuyết phục giữa:
– Tổng mật độ năng lượng trong không gian tại bất kỳ thời điểm nào.
– Tốc độ mà kích thước vũ trụ – tức là khoảng cách giữa hai điểm bất kỳ – thay đổi, thông qua sự mở rộng hoặc co lại.
Một bức ảnh của Ethan Siegel tại hội nghị của Hiệp hội Thiên văn Mỹ năm 2017, cùng với phương trình Friedmann đầu tiên bên phải. Phương trình này mô tả tốc độ mở rộng Hubble bình phương ở phía bên trái, quyết định sự tiến hóa của không – thời gian. Phía bên phải bao gồm tất cả các dạng vật chất và năng lượng khác nhau, cùng với độ cong không gian (ở thuật ngữ cuối), quyết định vũ trụ sẽ tiến hóa như thế nào trong tương lai. Phương trình này được xem là quan trọng nhất trong lĩnh vực vũ trụ học và đã được Friedmann phát triển dưới dạng hiện đại từ năm 1922.
Nói cách khác, theo Friedmann, nếu bạn biết vũ trụ được tạo thành từ những gì, và bạn có thể đo lường xem nó đang mở rộng hay co lại tại thời điểm hiện tại cũng như tốc độ của sự thay đổi đó, bạn có thể ngay lập tức xác định kích thước của vũ trụ tại bất kỳ thời điểm nào trong lịch sử vũ trụ: quá khứ, hiện tại hoặc tương lai.
Hiện nay, vào năm 2024, chúng ta đã biết rằng vũ trụ bao gồm:
– Khoảng 5% vật chất bình thường.
– 27% vật chất tối.
– 68% năng lượng tối.
– Một lượng nhỏ neutrino (~0,1%).
– Một phần nhỏ hơn nữa của photon (~0,01%).
Chúng ta cũng biết rằng vũ trụ đang mở rộng, và mặc dù có tranh cãi xoay quanh vấn đề căng thẳng Hubble, chúng ta vẫn có thể xác định chính xác tốc độ mở rộng hiện tại của vũ trụ.
Dựa vào thông tin này, chúng ta có thể tính ngược lại từ hiện tại về bất kỳ thời điểm nào trong quá khứ của vũ trụ và khám phá mối quan hệ giữa nhiệt độ và thời gian. Hóa ra, có ba giai đoạn riêng biệt trong lịch sử vũ trụ mà mối quan hệ giữa nhiệt độ và thời gian thay đổi theo các quy tắc khác nhau, tùy thuộc vào loại năng lượng nào chiếm ưu thế và chịu trách nhiệm chính cho sự mở rộng của vũ trụ.
Sự tiến hóa của vật chất, bức xạ và năng lượng tối
Sự tiến hóa của vật chất (trên), bức xạ (giữa) và năng lượng tối (dưới) theo thời gian trong một vũ trụ mở rộng. Khi vũ trụ mở rộng, mật độ vật chất giảm đi, nhưng bức xạ cũng trở nên lạnh hơn khi bước sóng của nó bị kéo dài ra các trạng thái ít năng lượng hơn. Ngược lại, mật độ năng lượng tối vẫn giữ nguyên nếu nó hoạt động như được giả định: một dạng năng lượng nội tại của không gian. Ba thành phần này cùng nhau quyết định cách mà vũ trụ mở rộng qua tất cả các thời điểm từ Big Bang cho đến hiện tại và hơn thế nữa.
Nếu vũ trụ chỉ bao gồm một loại năng lượng, mối quan hệ giữa nhiệt độ (T) và thời gian (t) trong vũ trụ sẽ rất dễ tính toán. Cụ thể:
– Đối với một vũ trụ chỉ bao gồm bức xạ, nhiệt độ (T) giảm dần theo ~1/t½.
– Đối với vật chất, nhiệt độ (T) giảm dần theo ~1/t⅔.
– Đối với năng lượng tối, nhiệt độ (T) giảm theo 1/eHt, trong đó H là tốc độ mở rộng hiện tại.
Ngày nay, vũ trụ được chi phối bởi năng lượng tối, nhưng vật chất – chủ yếu là vật chất tối – vẫn đóng vai trò quan trọng. Khoảng 6 tỷ năm trước, năng lượng tối ít quan trọng hơn, và vật chất là yếu tố chi phối sự mở rộng của vũ trụ. Trong vũ trụ sơ khai, khoảng 9.000 năm sau khi bắt đầu Big Bang, bức xạ là yếu tố chi phối, trong khi vật chất chỉ đóng vai trò phụ và năng lượng tối gần như không đáng kể.
Tôi đã tạo ra một biểu đồ cho thấy dạng năng lượng nào quan trọng nhất trong suốt lịch sử vũ trụ, và như bạn có thể thấy, chúng ta đi qua ba giai đoạn chính.
Mức độ quan trọng tương đối của các thành phần năng lượng khác nhau trong vũ trụ ở các thời điểm khác nhau trong quá khứ. Vật chất tối đã có vai trò quan trọng trong suốt thời gian dài của vũ trụ, và chúng ta có thể thấy dấu hiệu của nó ngay cả ở các tín hiệu sớm nhất của vũ trụ. Trong khi đó, bức xạ chi phối trong khoảng 10.000 năm đầu tiên sau Big Bang. Lưu ý rằng trong tương lai, khi năng lượng tối đạt mức gần 100%, mật độ năng lượng của vũ trụ (và do đó tốc độ mở rộng) sẽ giữ nguyên bất kể thời gian kéo dài bao lâu.
Ban đầu, bức xạ, được dẫn dắt bởi photon và neutrino, là yếu tố chi phối vũ trụ. Giai đoạn này kéo dài từ lúc bắt đầu Big Bang nóng trong vài giây, phút, giờ, ngày, năm, thập kỷ, thế kỷ và thiên niên kỷ đầu tiên. Sau đó, khoảng 9.000 năm, vật chất bắt đầu chiếm ưu thế, trở thành dạng năng lượng chính trong hàng triệu và thậm chí hàng tỷ năm, khi vũ trụ tiếp tục mở rộng và bước sóng tiếp tục kéo dài. Cuối cùng, khoảng 6 tỷ năm trước, mật độ vật chất trở nên loãng đến mức năng lượng tối bắt đầu trở nên quan trọng và hiện nay đang chi phối sự mở rộng của vũ trụ. Khi vũ trụ mở rộng – tức là khoảng cách giữa hai điểm bất kỳ tăng lên – nhiệt độ của vũ trụ giảm tỷ lệ thuận.
Điều này có nghĩa là nhiệt độ của vũ trụ ngày nay, ở mức 2,7255 K, đã cao hơn trong quá khứ. Một số điểm dữ liệu thú vị là khi vũ trụ có:
– 13,8 tỷ năm tuổi, T = 2,7255 K.
– 10 tỷ năm tuổi, T = 3,62 K.
– 7 tỷ năm tuổi, T = 4,77 K.
– 1 tỷ năm tuổi, T = 18,12 K.
– 100 triệu năm tuổi, T = 83,4 K.
– 10 triệu năm tuổi, T = 379 K.
– 1 triệu năm tuổi, T = 1.633 K.
– 25.000 năm tuổi, T = 13.700 K.
– 1.000 năm tuổi, T = 73.600 K.
– 1 năm tuổi, T = 2.370.000 K.
– 1 giây tuổi, T = 10 tỷ K.
– 1 microgiây tuổi, T = 10 nghìn tỷ K.
…và cứ mỗi lần thời gian lùi lại 100 lần, nhiệt độ sẽ tăng gấp 10 lần.
Biểu đồ Nhiệt độ vũ trụ so với thời gian có trục y biểu thị nhiệt độ (°C) và trục x biểu thị thời gian (giây). Nó cho thấy sự thay đổi nhiệt độ liên tục, giảm dần từ góc trên bên trái xuống góc dưới bên phải trên thang đo logarit, minh họa cách nhiệt độ vũ trụ tiến hóa theo thời gian.
Biểu đồ trông có vẻ đơn giản này chứa đựng một lượng lớn thông tin, cho thấy nhiệt độ của vũ trụ (T) thay đổi như một hàm của tuổi vũ trụ (t) trên thang logarit. Lưu ý rằng độ dốc của biểu đồ là -1/2 trong hầu hết các thời điểm, tương ứng với lịch sử dài chi phối bởi bức xạ trước khi vật chất, và sau đó là năng lượng tối, chiếm ưu thế.
Điều đó chứng minh rằng nhiệt độ của vũ trụ luôn giảm theo thời gian. Thú vị là, bạn vẫn có thể tìm thấy các vùng không gian – chẳng hạn như bên trong tinh vân Boomerang – nơi sự mở rộng nhanh chóng của vật chất có thể tạo ra các khu vực lạnh hơn cả khoảng không gian giữa các thiên hà. Những nhiệt độ này được hình thành theo cách tương tự như nhiệt độ thấp của bức xạ nền vi sóng vũ trụ cuối cùng đạt được: thông qua sự mở rộng nhanh và không ngừng nghỉ. Trong trường hợp của tinh vân Boomerang, điều này là do sự mở rộng của vật chất, không phải không gian, nhưng nguyên tắc tương tự, tính adiabatic, vẫn áp dụng.
Hiểu biết sâu sắc về lịch sử vũ trụ
Chúng ta hiểu lịch sử vũ trụ đủ rõ để có thể quay lại bất kỳ thời kỳ nào trong quá khứ và biết, với những sai số cực nhỏ, nhiệt độ của vũ trụ tại thời điểm đó. Chúng ta có thể nghiên cứu điều này trên một phạm vi điều kiện rộng lớn, từ khi vũ trụ chỉ mới là một phần rất nhỏ của một giây tuổi cho đến khi nó đã nhiều tỷ năm tuổi, cũng như ở mọi giai đoạn trung gian. Chúng ta có thể khẳng định chắc chắn khi nào các sự kiện như phá vỡ đối xứng điện-yếu, sự hình thành hadron từ quark, tổng hợp hạt nhân Big Bang và sự hình thành nguyên tử trung hòa xảy ra, vì tất cả các quá trình này đều phụ thuộc vào nhiệt độ.
Khi bạn hỏi về mối quan hệ nhiệt độ-thời gian, bạn đang hỏi về các nguyên lý vật lý chi phối vũ trụ tại mọi thời điểm. Cách đây 100 năm, câu trả lời cho các câu hỏi này hoàn toàn chỉ mang tính lý thuyết; ngày nay, chúng ta có một lượng lớn bằng chứng hỗ trợ cho bức tranh này. Đây là một thành công lớn của vũ trụ học và là điều mà tất cả mọi người, không chỉ các nhà vật lý và thiên văn học trên toàn thế giới, đều có thể trân trọng về sự hiểu biết của chúng ta đối với vũ trụ!
