Chương 13 - Các lỗ đen theo quan điểm của lý thuyết dây - lý thuyết - M (4)

Sự lạm phát

Nguồn gốc của bài toán chân trời là ở chỗ: để cho hai vùng ở cách rất xa nhau trong vũ trụ tiến lại gần nhau, chúng ta cần phải cho cuốn phim tiến hóa của vũ trụ chạy ngược trở lại điểm bắt đầu của thời gian. Thực tế, sự chạy lui trở lại xa tới mức không có đủ thời gian cho những ảnh hưởng kịp truyền từ vùng này đến vùng khác. Do đó khó khăn là ở chỗ, khi chúng ta cho cuốn phim quay ngược và lùi dần về Big Bang, thì vũ trụ không co lại với tốc độ đủ nhanh.

Tất nhiên, đấy mới chỉ là một ý tưởng thô sơ, nhưng nó cũng đáng để chúng ta nói kỹ hơn một chút. Bài toán chân trời xuất hiện từ một thực tế: cũng giống như đối với quả bóng được ném lên, lực hút hấp dẫn làm cho tốc độ giãn nở của vũ trụ bị chậm lại. Điều này có nghĩa là, để giảm một nửa khoảng cách giữa hai vùng trong vũ trụ, thì chúng ta cần phải cho cuộn phim chạy ngược quá một nửa trên con đường trở lại gốc thời gian. Nói một cách khác, để khoảng cách giữa hai vùng giảm đi một nửa thì chúng ta phải mất hơn một nửa khoảng thời gian ngăn cách chúng ta với Big Bang. Càng ít thời gian kể từ Big Bang thì có nghĩa là hai vùng càng khó liên lạc với nhau, ngay cả khi chúng tới gần nhau hơn.

Giải pháp của Guth về bài toán chân trời bây giờ có thể trình bày một cách đơn giản như sau. Guth đã tìm ra một nghiệm khác của phương trình Einstein trong đó vũ trụ nguyên thủy trải qua một giai đoạn ngắn giãn nở cực nhanh, thời kỳ mà vũ trụ "lạm phát" về kích thước với tốc độ giãn nở theo hàm mũ. Khác với trường hợp quả bóng chuyển động chậm dần khi được ném đi lên, sự giãn nở theo hàm mũ lại mỗi lúc một nhanh hơn. Và khi chúng ta cho cuộn phim vũ trụ chạy ngược lại, thì sự giãn nở tăng tốc nhanh trở thành sự co lại giảm tốc nhanh. Điều này có nghĩa là để giảm một nửa khoảng cách giữa hai vùng trong vũ trụ (ở thời kỳ lạm phát) chúng ta cần cho cuốn phim chạy ít hơn một nửa đường, mà thực tế là ít hơn nhiều. Cho cuốn phim chạy lại ít hơn có nghĩa là hai vùng có nhiều thời gian hơn để liên lạc với nhau, và giống như bát súp và không khí, hai vùng có đủ thời gian để đi tới cùng một nhiệt độ.

Nhờ phát minh của Guth và những hoàn thiện rất quan trọng sau đó của Andrei Linde hiện thuộc Đại học Stanford, Paul Steinhardt và Andress Albrecht hồi đó thuộc Đại học Pénnylvania cùng với nhiều người khác, mô hình chuẩn của vũ trụ học đã được đổi mới thành mô hình lạm phát của vũ trụ học. Trong khuôn khổ đó, mô hình chuẩn của vũ trụ học chỉ bị thay đổi trong một cửa sổ nhỏ về thời gian - từ 10-36 đến 10-34 giây sau Big Bang - trong đó vũ trụ giãn nở với một hệ số khổng lồ, ít nhất nó cũng lớn lên gấp 1030 lần (để so sánh, lưu ý rằng trong mô hình chuẩn, với cùng một khoảng thời gian đó, vũ trụ chỉ lớn lên gấp 100 lần). Điều này có nghĩa là trong một khoảng thời gian cực nhỏ, cỡ một phần tỷ tỷ tỷ tỷ giây sau Big Bang, kích thước của vũ trụ đã tăng với một tỷ lệ phần trăm lớn hơn cả 15 tỷ năm sau đó. Trước sự giãn nở này, vật chất mà hiện nay ở những vùng rất xa nhau trong vũ trụ thực sự đã ở rất gần nhau, gần hơn so với trong mô hình chuẩn, điều này khiến cho chúng dễ dàng thiết lập một nhiệt độ chung. Sau đó, nhờ sự bùng nổ lạm phát gần như tức thời của Guth, rồi tiếp sau là sự giãn nở bình thường theo mô hình chuẩn - những vùng này của không gian có thể trở nên rất cách xa nhau như chúng ta chứng kiến hiện nay. Và như vậy, một sự thay đổi lạm phát ngắn ngủi nhưng cơ bản, đã làm cho mô hình chuẩn của vũ trụ học giải quyết được bài toán chân trời (cũng như nhiều vấn đề quan trọng khác mà chúng tôi không trình bày ở đây) và đã được đông đảo các nhà vũ trụ học chấp nhận [2].

Chúng tôi tóm tắt lịch sử của vũ trụ từ ngay sau thời gian Planck cho tới nay, theo lý thuyết hiện hành, trên hình 14.1


Hình 14.1.Hình 14.1. Đường thẳng thời gian ghi lại những thời điểm then chốt trong lịch sử vũ trụ

[2] Để có thể hiểu biết chi tiết và sinh động hơn về vũ trụ học lạm phát và những vấn đề mà nó giải quyết được, hãy xem cuốn The Inflationary Universe của Alain Guth (Reading, Mass: Anddison - Wesley, 1997)