Ở quy mô vũ trụ lớn nhất, vũ trụ đang giãn nở. Nhưng điều đó không có nghĩa là mọi thứ đều chỉ có giãn nở – vì sự sụp đổ cũng là một phần của câu chuyện.
Mở đầu
Một trong những phát hiện đáng kinh ngạc nhất trong quá trình hiểu biết về vũ trụ là thực tế rằng vũ trụ đang giãn nở. Các thiên hà ở xa, trung bình, dường như đều rời xa chúng ta, với tốc độ rời xa càng nhanh hơn khi khoảng cách càng lớn. Mặc dù các vật thể và hệ thống riêng lẻ có thể bị ràng buộc bởi lực hấp dẫn – như các ngôi sao và hành tinh, các thiên hà, cũng như các nhóm và cụm thiên hà – nhưng không gian giữa các cấu trúc này không chỉ đang giãn nở ngày nay, mà còn đã giãn nở trong suốt 13,8 tỷ năm lịch sử vũ trụ và sẽ tiếp tục giãn nở vô hạn trong tương lai.
Nhưng liệu vũ trụ giãn nở có phải là một nguyên lý tất cả hoặc không có gì không? Liệu có những ngoại lệ cho sự giãn nở của vũ trụ, và liệu kịch bản sụp đổ có hoàn toàn bị loại trừ không? Đó chính là câu hỏi đang ám ảnh tâm trí của Brent Minder, một người ủng hộ trên Patreon, người muốn biết:
Liệu trạng thái hiện tại của vũ trụ có nhất thiết phải là tất cả hoặc không có gì khi xét về giãn nở hay sụp đổ không? Có lý thuyết nào cho rằng vũ trụ đang ở trạng thái trung gian giữa sự giãn nở và sụp đổ không? Nghĩa là: điều gì sẽ xảy ra nếu vũ trụ đã luôn luôn giãn nở và sụp đổ liên tục, và các hố đen hình thành quá sớm để có thể tồn tại thực ra là tàn dư từ một chu kỳ giãn nở trước đó? Những phần xa nhất của vũ trụ có thể quá xa để co lại, nhưng liệu các vùng trung tâm nhất có thể co lại theo chính nó không – hay chúng cũng đang di chuyển ra xa với tốc độ cực kỳ nhanh?
Có rất nhiều câu hỏi ở đây, vậy nên chúng ta hãy bắt đầu không phải bằng những gì chúng ta quan sát, mà bằng một góc nhìn lý thuyết về cách, liệu, và khi nào vũ trụ có thể (hoặc không thể) giãn nở.
Trong một vũ trụ không giãn nở, bạn có thể lấp đầy nó bằng vật chất đứng yên theo bất kỳ cách nào bạn muốn, nhưng nó sẽ luôn sụp đổ thành một hố đen. Một vũ trụ như vậy là không ổn định theo thuyết hấp dẫn của Einstein và phải giãn nở để có thể ổn định, hoặc chúng ta phải chấp nhận số phận tất yếu của nó.
Khi Einstein lần đầu phát triển thuyết tương đối tổng quát, ông nhận thấy một vấn đề lớn với lý thuyết hấp dẫn mới này. Bất cứ nơi nào chúng ta nhìn, chúng ta đều thấy các điểm sáng trên bầu trời: theo mọi hướng, phân bố tương đối đều, ở mọi khoảng cách mà chúng ta có thể quan sát được. Mặc dù thực tế có những khối vật chất cực kỳ đậm đặc – như các ngôi sao riêng lẻ chẳng hạn – và sau đó là những vùng không gian liên sao rộng lớn gần như trống rỗng, nhưng ở quy mô lớn nhất mà chúng ta có thể quan sát, vũ trụ trông có vẻ đẳng hướng (giống nhau theo mọi hướng) và đồng nhất (giống nhau ở mọi vị trí).
Và tuy nhiên, nếu bạn giải phương trình trường Einstein cho một vũ trụ vừa đẳng hướng vừa đồng nhất, bạn sẽ nhận được một kết quả gây sốc: vũ trụ của bạn sẽ không ổn định và sẽ sụp đổ trực tiếp thành một điểm kỳ dị, như một hố đen. Không chỉ là vật chất sẽ co lại trong không gian của vũ trụ, mà chính không gian đó cũng sẽ co lại, sụp đổ vào chính nó, kéo theo toàn bộ vật chất bên trong.
Einstein nhận thấy sự bất thường này, và vì vũ trụ rõ ràng chưa sụp đổ cũng như không có dấu hiệu đang sụp đổ ngay lúc này, nên chắc chắn phải có điều gì đó không đúng với bức tranh này. Vì điều đó không thể xảy ra, Einstein cảm thấy buộc phải đưa ra một biện pháp quyết liệt.
Một bức tranh tường về phương trình trường Einstein, kèm theo minh họa về hiện tượng bẻ cong ánh sáng quanh Mặt Trời bị che khuất – những quan sát quan trọng đầu tiên xác nhận thuyết tương đối tổng quát bốn năm sau khi nó được đề xuất về mặt lý thuyết vào năm 1919. Tensor Einstein được phân tách thành tensor Ricci và vô hướng Ricci ở bên trái, với hằng số vũ trụ học được thêm vào sau đó. Nếu không có hằng số này, một vũ trụ giãn nở (hoặc sụp đổ) sẽ là một hệ quả tất yếu.
Điều gì giữ cho vũ trụ không sụp đổ? có lẽ là câu hỏi mà Einstein đã tự hỏi. Tất cả vật chất và bức xạ tồn tại trong vũ trụ đều có lực hấp dẫn, và do đó sẽ góp phần kéo vũ trụ lại với nhau, dẫn đến một kịch bản co lại và sụp đổ. Tuy nhiên, Einstein nhận ra rằng nếu ông thêm vào một dạng năng lượng mới, không phải vật chất cũng không phải bức xạ – một dạng năng lượng vốn có trong không gian – thì nó có thể chống lại xu hướng co lại và sụp đổ này bằng một loại áp suất hướng ra ngoài. Nếu hằng số vũ trụ đủ lớn về độ lớn, ít nhất là lớn hơn mật độ của vật chất và bức xạ, thì vũ trụ có thể không co lại, mà thay vào đó có thể duy trì trạng thái ổn định.
Cân bằng vật chất – Bức xạ với hằng số Vũ trụ
Tất nhiên, cân bằng giữa vật chất – bức xạ với một hằng số vũ trụ là một vấn đề phức tạp. Nếu vũ trụ của bạn giãn nở chỉ một chút, mật độ vật chất – bức xạ sẽ giảm xuống trong khi mật độ của hằng số vũ trụ vẫn không đổi, khiến cho sự giãn nở ngày càng chiếm ưu thế. Ngược lại, nếu vũ trụ co lại chỉ một chút, mật độ vật chất – bức xạ sẽ tăng lên trong khi mật độ của hằng số vũ trụ vẫn giữ nguyên, dẫn đến việc sự co lại – sụp đổ ngày càng mạnh hơn.
Như đã được chứng minh nhanh chóng, cách duy nhất để có một vũ trụ chứa (xấp xỉ) một lượng vật chất đáng kể trên quy mô lớn và có thể tồn tại trong thời gian dài là vũ trụ đó phải:
– Bắt đầu giãn nở,
– có lực hấp dẫn từ vật chất làm chậm quá trình giãn nở theo thời gian,
– và có mật độ vật chất – năng lượng gần như hoàn hảo để cân bằng với tốc độ giãn nở ban đầu.
Nếu vũ trụ có mật độ vật chất cao hơn chỉ một chút (đường màu đỏ), nó sẽ đóng lại và đã sụp đổ từ lâu. Nếu nó có mật độ thấp hơn một chút (với độ cong không gian âm), nó sẽ giãn nở nhanh hơn và trở nên lớn hơn nhiều.
Mô hình Vụ nổ lớn tự thân nó không đưa ra bất kỳ lời giải thích nào về lý do tại sao tốc độ giãn nở ban đầu tại thời điểm vũ trụ ra đời lại cân bằng hoàn hảo với mật độ năng lượng tổng thể, khiến cho không gian không có độ cong nào và tạo ra một vũ trụ hoàn toàn phẳng. Trong những vùng có mật độ vật chất cao hơn mức trung bình, sự giãn nở có thể bị chế ngự.
Chính những mối quan tâm lý thuyết này đã dẫn đến khái niệm vũ trụ giãn nở và ý tưởng về những gì ngày nay chúng ta gọi là Vụ nổ lớn Nóng. Khi các nhà khoa học bắt đầu tìm kiếm lời giải cho các phương trình của Einstein trong những điều kiện khác nhau, chỉ vài tháng sau khi Einstein lần đầu tiên đưa ra thuyết tương đối tổng quát vào năm 1915, những hạt giống đầu tiên của khoa học vũ trụ hiện đại đã bắt đầu nảy mầm.
Nhiều năm trước khi Edwin Hubble thực hiện những quan sát quan trọng về bản chất ngoại thiên hà của các thiên hà xoắn ốc và elip trên bầu trời đêm, những ý tưởng nền tảng về vũ trụ học hiện đại đã được hình thành.
Tất nhiên, vũ trụ của chúng ta không hoàn toàn đồng nhất một cách tuyệt đối, mà chỉ xấp xỉ đồng nhất trên các quy mô lớn nhất. Nếu bạn tưởng tượng rằng chúng ta trải đều tất cả các khối vật chất riêng lẻ – như các hành tinh, ngôi sao và thiên hà – trên những khoảng cách vũ trụ khổng lồ, thì vũ trụ trông có vẻ như đồng nhất.
Tuy nhiên, thực tế là có những sai lệch nhỏ mà vũ trụ đã có ngay từ đầu:
– Những vùng có mật độ cao hơn mức trung bình một chút,
– những vùng có mật độ xấp xỉ mức trung bình,
– và những vùng có mật độ thấp hơn mức trung bình,
tất cả đều nằm cạnh nhau và chồng lấn lên nhau. Những sai lệch ban đầu này tồn tại trên mọi quy mô mà chúng ta có thể đo lường, từ những quy mô vũ trụ lớn nhất cho đến những vùng nhỏ chỉ chiếm một phần rất nhỏ trên bầu trời.
Theo thời gian, dưới tác động của lực hấp dẫn, những vùng có mật độ cao hơn sẽ cướp vật chất từ các vùng kém đậm đặc hơn xung quanh. Kết quả, sau một khoảng thời gian đủ dài, là sự hình thành của một mạng lưới vũ trụ rộng lớn.
Sự hình thành cấu trúc trong Vũ trụ
Qua thời gian, các khối vật chất có mật độ cao ngày càng phát triển mạnh hơn và nặng hơn, hình thành các thiên hà, nhóm thiên hà và cụm thiên hà, trong khi những vùng có mật độ thấp hơn trung bình dần dần mất đi vật chất vào tay những vùng dày đặc hơn xung quanh.
Các vùng khoảng trống giữa các cấu trúc liên kết tiếp tục giãn nở, nhưng các cấu trúc này thì không.
Bạn có thể tự hỏi:
Nếu vũ trụ trung bình đang giãn nở, nhưng tôi có những vùng có mật độ cao hơn (nơi hấp dẫn chiếm ưu thế) và những vùng có mật độ thấp hơn (nơi vật chất bị mất đi), thì điều gì quyết định liệu một vùng sẽ tiếp tục giãn nở hay sụp đổ do hấp dẫn?
Nếu bạn suy nghĩ về điều này, thì bạn đã đi đúng hướng.
Như bạn có thể tưởng tượng, một vùng có mật độ thấp hơn mức trung bình theo thời gian sẽ ngày càng ít đậm đặc hơn. Vì nó chứa ít vật chất hơn, nên nó có ít lực hấp dẫn hơn để chống lại sự giãn nở.
Kết quả là những vùng này mở rộng ngày càng lớn hơn, giãn nở nhanh hơn mức trung bình và dần dần hình thành nên những khoảng trống vũ trụ – những khoảng không gian giữa các thiên hà, nhóm thiên hà và cụm thiên hà.
Ngược lại, những vùng có mật độ cao hơn mức trung bình sẽ giãn nở chậm hơn so với mức trung bình của vũ trụ và theo thời gian, chúng sẽ hút ngày càng nhiều vật chất vào trong.
Đến một thời điểm tới hạn, một ngưỡng sẽ được đạt đến: nơi mà đủ vật chất đã rơi vào một vùng có mật độ cao đến mức không gian trong vùng đó không còn giãn nở nữa.
Thay vào đó, vùng đó trở thành một nơi mà không gian bị ràng buộc bởi lực hấp dẫn.
Cũng giống như một hố đen, một vùng có mật độ cao bất thường – ngay cả khi nó không tạo ra chân trời sự kiện hay điểm kỳ dị, và ngay cả khi nó quay – sẽ khiến không gian xung quanh chảy vào vùng trung tâm của nó.
Trong vùng lân cận của một hố đen, không gian chảy giống như một băng chuyền di động hoặc một thác nước, tùy theo cách bạn hình dung.
Tại chân trời sự kiện, ngay cả khi bạn chạy (hoặc bơi) với tốc độ ánh sáng, bạn cũng không thể vượt qua dòng chảy của không-thời gian, vì nó kéo bạn vào điểm kỳ dị ở trung tâm.
Tuy nhiên, bên ngoài chân trời sự kiện, các lực khác (như lực điện từ) thường có thể thắng được lực hấp dẫn, thậm chí có thể khiến vật chất đang rơi vào hố đen thoát ra ngoài.
Điều kiện để chống lại sự giãn nở Vũ trụ
Để chống lại sự giãn nở vũ trụ, cần thay đổi mật độ năng lượng trong một vùng không gian nhất định sao cho có đủ vật chất liên kết – như vật chất thường, vật chất tối, neutrino, hố đen và thậm chí cả bức xạ – để kháng cự cả xung lực của sự giãn nở ban đầu lẫn sự đẩy ra ngoài liên tục từ năng lượng tối.
Bây giờ, câu hỏi quan trọng tiếp theo, ít nhất từ quan điểm của tôi, là cần định lượng vấn đề này:
Nếu đó là những điều kiện cần thiết để một vùng không gian bị ràng buộc hấp dẫn, thì một vùng cần có mức mật độ cao hơn bao nhiêu so với mức trung bình để vượt qua sự giãn nở?
Hóa ra, vùng đó không cần quá dày đặc so với mức trung bình. Một vùng không gian có mật độ cao hơn khoảng 68% so với mật độ trung bình của vũ trụ là đủ để làm điều đó.
Nếu thấp hơn 68%, vùng có mật độ cao chỉ tăng trưởng chậm – quá trình mà chúng ta gọi là tăng trưởng tuyến tính, trong đó kích thước của vùng có mật độ cao tăng theo tỷ lệ thuận với tỷ lệ giữa mật độ vật chất và mật độ bức xạ của vũ trụ.
Ngay cả trong một vũ trụ đang giãn nở, tỷ lệ này vẫn luôn tăng, vì:
– Vật chất loãng dần theo thể tích. Khi vũ trụ mở rộng theo một hệ số r, mật độ vật chất giảm theo tỷ lệ 1/r³.
– Nhưng bức xạ không chỉ loãng theo thể tích mà còn bị kéo giãn theo bước sóng. Khi vũ trụ mở rộng theo hệ số r, mật độ bức xạ giảm theo tỷ lệ 1/r⁴.
Trong khi vật chất và bức xạ trở nên ít đậm đặc hơn khi vũ trụ mở rộng do thể tích tăng lên, năng lượng tối là một dạng năng lượng vốn có của không gian. Khi không gian mới được tạo ra trong vũ trụ đang giãn nở, mật độ năng lượng tối vẫn giữ nguyên.
Do đó, khi vũ trụ giãn nở, những vùng có mật độ vật chất cao hơn mức trung bình vẫn tiếp tục phát triển.
Khi đạt đến ngưỡng tới hạn khoảng 68% cao hơn mức trung bình, sự phát triển của chúng trở nên nhanh hơn đáng kể.
Tại thời điểm này, chúng bước vào giai đoạn tăng trưởng phi tuyến tính. Một khi vượt qua ngưỡng này, mật độ bắt đầu tăng rất nhanh, và trong một khoảng thời gian ngắn, sự giãn nở của không gian trong vùng đó sẽ dừng lại.
Tại thời điểm đó, một cách thực tế, thể tích của vũ trụ chứa toàn bộ lượng vật chất này bắt đầu co lại, vì nó đã bị ràng buộc hấp dẫn.
Các cấu trúc như:
– Sao,
– thiên hà,
– nhóm thiên hà và cụm thiên hà,
bắt đầu hình thành bên trong vùng đó, tùy thuộc vào quy mô, khối lượng và kích thước của vùng này.
Thực tế, chúng ta có thể nhìn vào chính vũ trụ của mình để kiểm chứng điều này.
Các quan sát về:
– Những biến động mật độ có trong bức xạ nền vi sóng vũ trụ (CMB),
– các đặc điểm trong số liệu thống kê về sự phân bố thiên hà qua lịch sử vũ trụ,
– phổ dao động của các biến động ban đầu mà lạm phát vũ trụ học dự đoán,
đều kể một câu chuyện nhất quán.
Vào thời điểm khởi đầu của Vụ nổ lớn Nóng, lạm phát đã tạo ra những biến động trong vũ trụ với cường độ gần như đồng đều trên mọi quy mô: khoảng 1 phần trong 30.000 so với mức trung bình.
Những biến động này sau đó phát triển theo tác động của cả vật chất và bức xạ trong vũ trụ.
Đến thời điểm chúng ta nhìn thấy bức xạ nền vi sóng vũ trụ, đã trôi qua 380.000 năm kể từ Vụ nổ lớn.
Những biến động này đã phát triển mạnh nhất trên một quy mô đặc biệt, tương ứng với kích thước góc khoảng 1 độ trên bầu trời.
Phổ CMB từ lạm phát
Các dao động trong bức xạ nền vi sóng vũ trụ (CMB), được đo lường bởi COBE (trên các quy mô lớn), WMAP (trên các quy mô trung gian) và Planck (trên các quy mô nhỏ), không chỉ nhất quán với việc phát sinh từ một tập hợp dao động lượng tử có tính bất biến theo tỉ lệ gần như hoàn hảo (chỉ hơi nghiêng một chút), mà còn có biên độ nhỏ đến mức chúng không thể nào phát sinh từ một trạng thái nóng và đậm đặc bất kỳ nào.
Đường ngang biểu thị phổ dao động ban đầu (từ lạm phát), trong khi đường lượn sóng cho thấy cách lực hấp dẫn và các tương tác giữa bức xạ và vật chất đã định hình vũ trụ đang giãn nở trong những giai đoạn đầu tiên.
Mặc dù chỉ 380.000 năm trôi qua từ khi Vụ nổ lớn nóng bắt đầu đến khi CMB phát ra, nhưng trung bình, các dao động trên quy mô góc 1 độ đã lớn hơn gấp sáu đến bảy lần so với ban đầu – tức khoảng 1 phần trong 5000.
Khi mật độ bức xạ tiếp tục giảm nhanh hơn so với mật độ vật chất, đến khi vũ trụ chỉ mới vài chục triệu năm tuổi, những vùng có mật độ cao nhất – những vùng có dao động lớn nhất ở mức 3-sigma, 4-sigma và 5 – sigma – đã vượt qua ngưỡng mật độ cao hơn mức trung bình 68% và bắt đầu sụp đổ dưới tác động của lực hấp dẫn.
Một khi vượt qua ngưỡng này, số phận của chúng đã được định đoạt: chúng chắc chắn sẽ vượt qua sự giãn nở của vũ trụ.
Chỉ trong một vài triệu năm tiếp theo, những dòng khí lạnh khổng lồ sẽ hội tụ, không chỉ dẫn đến sự hình thành những ngôi sao đầu tiên, mà có thể còn tạo ra những hạt nhân hố đen siêu lớn đầu tiên thông qua sự sụp đổ trực tiếp.
Mặc dù vũ trụ ban đầu chỉ có những dao động nhỏ bé vô cùng – những dao động này đã được dự đoán từ khi mô hình Vụ nổ lớn lần đầu được đề xuất vào những năm 1940, nhưng phải đến khi vệ tinh COBE của NASA được phóng vào những năm 1990, chúng mới được phát hiện – những vùng có mật độ cao ngay từ đầu sẽ nhanh chóng hình thành sao, tiền thiên hà và hố đen trong vòng 200 triệu năm đầu tiên của lịch sử vũ trụ.
Một đoạn mô phỏng bằng siêu máy tính cho thấy chỉ hơn 1 triệu năm tiến hóa vũ trụ giữa hai dòng khí lạnh hội tụ. Trong khoảng thời gian ngắn này – chỉ hơn 100 triệu năm sau Vụ nổ lớn – các khối vật chất đã phát triển đủ lớn để chứa những ngôi sao riêng lẻ có khối lượng hàng chục nghìn lần khối lượng Mặt Trời tại những vùng đặc nhất.
Những vùng này có thể dẫn đến sự hình thành hố đen sụp đổ trực tiếp với khối lượng khoảng 40.000 lần khối lượng Mặt Trời, trở thành hạt nhân hố đen đầu tiên trong vũ trụ, đồng thời đặt nền móng cho sự hình thành sao và sự phát triển của cấu trúc thiên hà.
Tuy nhiên, những cấu trúc ban đầu này – nhiều trong số đó đã được kính viễn vọng JWST quan sát thấy với số lượng đáng ngạc nhiên – không thể là tàn dư từ một giai đoạn trước của vũ trụ, chẳng hạn như một giai đoạn sụp đổ trước khi Vụ nổ lớn nóng bắt đầu.
Nếu đúng như vậy, bằng chứng quan sát được từ CMB sẽ hoàn toàn khác: chúng ta sẽ thấy các vùng có mật độ cực kỳ cao trên những quy mô góc nhỏ – một điều lẽ ra phải xuất hiện trong dữ liệu nhưng thực tế lại không hề có.
Bạn có thể tự hỏi về các dao động ở quy mô lớn hơn cả chân trời vũ trụ – tức là các dao động siêu chân trời. Liệu có thể tồn tại một vùng không gian lớn hơn vũ trụ quan sát được, trong đó chứa chúng ta, với mật độ cao hơn mức trung bình vũ trụ ít nhất 68%?
Nếu có, điều này có thể hàm ý rằng, mặc dù phần vũ trụ mà chúng ta nhìn thấy đang giãn nở, nhưng sẽ có một sự sụp đổ tất yếu trong tương lai, khi toàn bộ vùng rộng lớn đó cuối cùng sẽ co lại, kéo theo chúng ta và toàn bộ vũ trụ quan sát được.
Đây là một ý tưởng thú vị, nhưng một lần nữa, dữ liệu lại bác bỏ nó.
Chúng ta có bằng chứng về các dao động siêu chân trời – đặc biệt là trong tín hiệu phân cực của CMB – và những dao động này cũng có biên độ rất nhỏ, chỉ ở mức 1 phần trong 30.000, đúng như lạm phát vũ trụ học dự đoán.
Lại một lần nữa, con số này quá nhỏ để có thể gây ra sự sụp đổ thay vì giãn nở.
Phép tương quan chéo TE của Planck
Nếu muốn tìm bằng chứng rõ ràng về các dao động siêu chân trời trong vũ trụ quan sát được, chúng ta cần xem xét phổ tương quan chéo TE của CMB trên các quy mô siêu chân trời.
Với dữ liệu cuối cùng từ Planck (2018), bằng chứng về sự tồn tại của các dao động này là quá mạnh mẽ, khẳng định một dự đoán phi thường của lạm phát vũ trụ học và hoàn toàn đi ngược lại với dự đoán rằng nếu không có lạm phát, thì những dao động này lẽ ra không tồn tại.
Bài học quan trọng ở đây là câu hỏi giãn nở hay sụp đổ không chỉ áp dụng cho toàn bộ vũ trụ quan sát được, mà còn áp dụng cho từng quy mô khoảng cách và từng vùng thể tích vũ trụ riêng lẻ.
Miễn là một vùng không gian nào đó có mật độ gần với mật độ trung bình của vũ trụ, sự giãn nở sẽ tiếp tục.
(Hơn nữa, kể từ khi năng lượng tối bắt đầu chi phối vũ trụ hàng tỷ năm trước, triển vọng về sự phát triển trong tương lai của các cấu trúc này ngày càng suy giảm.)
Tuy nhiên, nếu mật độ của một vùng tăng nhanh đủ lớn và vượt quá mật độ trung bình vũ trụ một mức tới hạn – khoảng 68%, một con số không quá lớn nếu suy nghĩ kỹ – thì vùng không gian đó sẽ ngừng giãn nở và trở thành một hệ bị ràng buộc hấp dẫn: có thể co lại hoặc sụp đổ, nhưng chắc chắn không thể giãn nở trở lại.
Đây chính là cuộc đua thực sự mà chúng ta cần xem xét:
– Một vùng thể tích trong vũ trụ tiến hóa như thế nào?
– Liệu nó có thể tăng trưởng hấp dẫn đủ nhanh để trở thành một hệ bị ràng buộc không?
Nếu có, vùng đó sẽ co lại và ngừng giãn nở. Nếu không, sự giãn nở sẽ tiếp tục mãi mãi.
Việc thiếu các vùng có mật độ quá lớn trên quy mô lớn không phải là điều đáng ngạc nhiên, vì các cấu trúc bị ràng buộc lớn nhất mà chúng ta biết chắc chắn đều có đường kính nhỏ hơn ~2 tỷ năm ánh sáng – trong khi toàn bộ vũ trụ quan sát được có đường kính hơn ~93 tỷ năm ánh sáng.
Ở quy mô lớn nhất, sự giãn nở là không thể tránh khỏi.
Tuy nhiên, cấu trúc vũ trụ mà chúng ta quan sát được cung cấp bằng chứng rõ ràng rằng sự giãn nở không xảy ra ở mọi nơi – mà chỉ diễn ra giữa các cấu trúc bị ràng buộc đã hình thành.
Về câu hỏi giãn nở hay co lại, câu trả lời không phải là tất cả hoặc không có gì, mà hoàn toàn phụ thuộc vào quy mô và mức độ.
