Phần kết

Vũ trụ chắc sẽ còn tiếp tục giãn nở một thời gian nữa. Về số phận của nó sau đó, mô hình chuẩn cho một lời tiên đoán mơ hồ: nó phụ thuộc hoàn toàn vào việc mật độ vũ trụ bé hơn hay lớn hơn một giá trị tới hạn nào đó.

Như ta đã thấy ở chương II, nếu mật độ vũ trụ bé hơn mật độ tới hạn thì lúc đó vũ trụ là vô hạn và sẽ mãi mãi giãn nở. Con cháu chúng ta, nếu lúc đó có, sẽ thấy những phản ứng nhiệt hạch đi đến kết thúc chầm chậm trong tất cả các vì sao, để lại ở sau những loại tro bụi khác nhau; những sao lùn đen, những sao nơtron, có thể cả những lỗ đen. Các hành tinh có thể tiếp tục quay trên quỹ đạo chậm dần đi một ít khi chúng bức xạ sóng hấp dẫn, nhưng không khi nào nghỉ sau một thời gian hữu hạn. Nhiệt độ những phông bức xạ và neutrino vũ trụ sẽ tiếp tục hạ tỷ lệ nghịch với kích thước của vũ trụ, nhưng chúng không thể mất đi; ngay bây giờ ta có thể phát hiện phông bức xạ cực ngắn 3 K.

Mặt khác nếu mật độ vũ trụ lớn hơn giá trị tới hạn thì khi đó vũ trụ là hữu hạn và sự giãn nở của nó sẽ một lúc nào đó kết thúc, và được thay bằng một sự co ngày càng mạnh. Nếu chẳng hạn, mật độ vũ trụ gấp đôi giá trị tới hạn của nó và nếu giá trị đang được công nhận hiện nay của hằng số Hubble (15 km mỗi giây cho mỗi triệu năm ánh sáng) là đúng thì khi đó vũ trụ cho đến bây giờ có tuổi là 10000 triệu năm; nó sẽ tiếp tục giãn nở trong 50000 triệu năm nữa và sau đó bắt đầu co lại (xem hình bốn). Sự co đúng là sự giãn nở theo chiều ngược lại: sau 50000 triệu năm, vũ trụ sẽ lấy lại kích thước hiện nay và sau 10000 triệu năm nữa sau đó nó sẽ đến gần một trạng thái kỳ dị có mật độ vô hạn.

Suốt ít nhất là phần đầu của giai đoạn co, các nhà thiên văn (nếu có khi đó) sẽ có thể tiêu khiển bằng sự quan sát cả dịch chuyển đỏ lẫn dịch chuyển xanh. Ánh sáng từ những thiên hà gần chắc đã được bức xạ ở một thời điểm vũ trụ lớn hơn so với khi ánh sáng đó được quan sát, do đó khi nó được quan sát, ánh sáng này sẽ có vẻ như dịch chuyển về phía đầu bước sóng ngắn của phổ, nghĩa là về phía xanh. Mặt khác, ánh sáng từ những vật rất là xa sẽ phải được bức xạ ở một thời kỳ khi vũ trụ đang còn trong những giai đoạn đầu của sự giãn nở của nó, khi vũ trụ còn bé hơn so với khi ánh sáng được quan sát, do đó khi nó được quan sát, ánh sáng đó có vẻ như dịch chuyển về phía các bước sóng dài của phổ, nghĩa là về phía đỏ.

Nhiệt độ của các phông photon và neutrino vũ trụ sẽ hạ xuống, rồi sau đó tăng lên khi vũ trụ giãn nở rồi co lại, luôn luôn tỷ lệ nghịch với kích thước của vũ trụ. Nếu mật độ vũ trụ hiện nay gấp đôi trị số tới hạn của nó, thì khi đó các tính toán của ta chỉ rõ rằng vũ trụ lúc lớn nhất sẽ đúng gấp đôi bây giờ, như vậy nhiệt độ phông sóng cực ngắn lúc đó sẽ đúng bằng một nửa giá trị 3 K hiện nay, hoặc khoảng 1,5 K. Sau đó vũ trụ bắt đầu co lại và nhiệt độ bắt đầu tăng lên.

Lúc đầu không có báo động gì - trong hàng nghìn triệu năm phông bức xạ sẽ lạnh đến mức cần có một cố gắng lớn mới phát hiện được nó. Tuy nhiên, khi vũ trụ đã co hẹp lại đến một phần trăm kích thước hiện nay, phông bức xạ sẽ bắt đầu ngự trị bầu trời: bầu trời ban đêm sẽ nóng như bầu trời ban ngày hiện nay của chúng ta (300 K). Bảy mươi triệu năm sau đó vũ trụ sẽ co lại mười lần nữa, và con cháu chúng ta (nếu có) sẽ thấy bầu trời sáng một cách không chịu được. Các phân tử trong khí quyển giữa các hành tinh và giữa các sao và trong khoảng không giữa các sao sẽ bắt đầu tách thành những nguyên tử thành phần của chúng, và những nguyên tử sẽ vỡ ra thành những electron tự do và những hạt nhân nguyên tử. Sau bảy trăm nghìn năm nữa nhiệt độ vũ trụ sẽ là 10 triệu độ; khi đó bản thân các vì sao và hành tinh cũng sẽ hòa tan thành một thứ xúp vũ trụ gồm bức xạ, electron, hạt nhân. Sau hai mươi hai ngày nữa nhiệt độ sẽ tăng lên 10 000 triệu độ. Các hạt nhân lúc đó bắt đầu vỡ tung ra thành các proton và nơtron thành phần của chúng, phá hủy toàn bộ công trình tổng hợp hạt nhân trong các vì sao và theo vũ trụ học. Một thời gian ngắn sau đó electron và pôzitron sẽ được tạo nên với số lượng lớn những va chạm photon - photon, và phông neutrino và phản neutrino vũ trụ sẽ trở lại cân bằng nhiệt với vũ trụ còn lại.

Ta có thể nào đưa câu chuyện buồn tẻ này suốt cho đến kết thúc, đến một trạng thái mật độ và nhiệt độ vô hạn không? Thời gian có thể nào dừng lại trong khoảng 3 phút sau khi nhiệt độ đạt một nghìn triệu độ không? Rõ rằng ta không thể chắc. Mọi sự không chắc mà ta gặp phải ở chương trước, khi thì khảo sát tỷ mỉ phần trăm giây đầu tiên, sẽ quay lại để làm cho ta băn khoăn khi ta nhìn vào phần trăm giây cuối cùng. Trước hết, toàn bộ vũ trụ đó phải được mô tả theo ngôn ngữ cơ học lượng tử ở những nhiệt độ trên 100 triệu triệu triệu triệu độ (10 mũ 32 K), và không ai có một ý niệm nào về việc gì xảy ra lúc đó. Ngoài ra, nếu vũ trụ không thật đồng tính và đẳng hướng (xem cuối chương V), thì toàn bộ câu chuyện của ta mất hết cả ý nghĩa từ lâu trước khi ta gặp phải những vấn đề của vũ trụ học lượng tử.

Từ các sự không chắc này một số nhà vũ trụ học rút ra một hy vọng nào đó. Có thể là vũ trụ sẽ trải qua một kiểu “nảy bật” vũ trụ và sẽ bắt đầu giãn nở lại. Trong Edda, sau trận cuối cùng giữa các thần và những người khổng lồ ở Rangorak, quả đất bị lửa và nước phá hủy nhưng nước rút lui, các người con của Thor từ địa ngục lại tiến lên mang theo búa của cha và cả thế giới lại bắt đầu một lần nữa. Nhưng nếu vũ trụ quả thực sẽ giãn nở lại, sự giãn nở của nó sẽ chậm dần một lần nữa và sau đó sẽ có một sự co hẹp, kết thúc bằng một Rangorak vũ trụ khác, rồi lại có một lần nảy bật khác nữa, và như vậy tiếp tục mãi mãi.

Nếu đó là tương lai, nó cũng rất có thể là quá khứ của chúng ta. Vũ trụ đang giãn nở hiện nay có thể chỉ là giai đoạn tiếp theo sự co hẹp trước và sự nảy bật vừa qua. (Thật ra, năm 1965, trong thông báo về phông bức xạ cực ngắn vũ trụ, Dicke, Peebles, Roll và Wilkinson cho rằng đã có một thời kỳ giãn nở và co hẹp vũ trụ hoàn toàn trước đây, và họ lập luận rằng vũ trụ đã phải co hẹp đủ để nâng nhiệt độ lên ít nhất là 10000 triệu độ để có thể phá vỡ các nguyên tố nặng tạo nên trong giai đoạn trước). Nhìn lùi về trước, ta có thể tưởng tưởng một chương trình không chấm dứt giãn nở mà không có lúc bắt đầu nào.

Một số nhà vũ trụ học bị hấp dẫn về mặt triết học bởi mô hình dao động, đặc biệt vì, như mô hình trạng thái dừng, nó tránh một cách khôn khéo vấn đề “phát sinh trời đất”. Nhưng nó gặp một khó khăn lý thuyết lớn. Trong mỗi chu kỳ tỷ số photon trên hạt hạt nhân (hoặc, chính xác hơn, entropi cho mỗi hạt hạt nhân) được tăng lên chút ít do một loại ma sát (gọi là “độ nhớt khối”) trong khi vũ trụ giãn nở và co hẹp. Với sự hiểu biết hiện nay của ta, vũ trụ lúc đó sẽ bắt đầu mỗi chu kỳ mới với một tỷ số photon trên hạt hạt nhân mới, hơi lớn hơn trước. Cho đến nay tỉ số đó lớn nhưng không phải vô hạn, cho nên khó mà thấy vũ trụ đã trải qua trước đó một số chu kỳ vô hạn như thế nào.

Tuy nhiên, mọi vấn đề đó có thể giải quyết, và dù mô hình vũ trụ học nào đó tỏ ta đúng đắn, thì cũng không làm cho ta an tâm lắm. Đối với con người, gần như khó cản lòng tin rằng chúng ta có một mối liên hệ đặc biệt gì đó với vũ trụ, rằng đời sống loài người không phải chỉ là một kết quả tất nhiên hài hước của một chuỗi tai nạn kéo lui dài đến ba phút đầu tiên, mà rằng chúng ta đã được tạo nên một cách nào đó ngay từ lúc đầu tiên. Trong khi viết điều này tôi đang ở trên một chiếc máy bay cao 30 000 fut, bay trên bầu trời Wyoming từ San Francisco về nhà ở Boston. Phía dưới mặt đất xem ra rất mềm và dễ chịu, có những đám mây mượt mà ở chỗ này chỗ nọ, tuyết nhuộm hồng khi mặt trời mọc, những con đường thẳng tắp trên đất nước từ thành phố này đến thành phố kia. Rất khó nhận ra rằng tất cả những cái đó chỉ là một phần nhỏ bé của một vũ trụ cực kỳ không thân thiện. Lại còn khó nhận thức hơn nữa rằng vũ trụ hiện nay đã tiến hóa từ một điều kiện sơ khai không bình thường một cách không tả nổi và đứng trước một sự hủy diệt tương lai do lạnh vĩnh viễn hoặc nóng không chịu được. Vũ trụ càng thấy là dễ hiểu bao nhiêu thì lại hình như càng vô nghĩa bấy nhiêu.

Nhưng nếu trong kết quả của nghiên cứu của ta không có điều gì an ủi ta, thì ít nhất cũng có một sự khuây khỏa nào đó ngay trong bản thân việc nghiên cứu. Con người ta, nam hay nữ, không bằng lòng với việc tự an ủi mình với những câu chuyện về các thần và những người khổng lồ, hoặc tập trung suy nghĩ của mình vào những câu chuyện đời sống hàng ngày; họ cũng chế tạo những kính thiên văn, những vệ tinh nhân tạo và những máy gia tốc, và ngồi ở bàn giấy suốt hàng giờ để xử lý ý nghĩa của các số liệu mà họ thu thập được. Sự cố gắng hiểu về vũ trụ là một trong rất ít cái làm cho đời sống con người được nâng lên cao hơn trình độ của một hý kịch, và cho nó một phần nào dáng đẹp của một bi kịch.

(Hết )



Các bảng

Bảng 1. Tính chất của một số hạt cơ bản



Tính chất của một số hạt cơ bản. “Năng lượng nghỉ” là năng lượng được giải phóng nếu toàn bộ khối lượng của hạt được chuyển thành năng lượng.

“Nhiệt độ ngưỡng” là năng lượng nghỉ chia cho hằng số Boltzmann; nó là nhiệt độ mà trên đó một hạt có thể tạo nên tự do từ bức xạ nhiệt.

“Số hiệu dụng của loại” cho sự đóng góp tỉ đối của mỗi loại hạt vào năng lượng toàn phần, áp suất và entrôpi, ở những nhiệt độ rất cao hơn nhiệt độ ngưỡng. Số đó được viết ra như là tích của ba thừa số: thừa số đầu là 2 hay 1 tuỳ theo hạt có hoặc không có một phản hạt khác với nó; thừa số thứ hai là số hướng có thể có của spin của hạt, thừa số cuối là 7/8 hay là 1 tuy theo hạt có tuân theo nguyên lý loại trừ Pauli hay không. “Thời gian sống trung bình” là thời gian trung bình mà hạt sống sót trước khi nó chịu một sự phân rã phóng xạ thành những hạt khác.

Bảng 2. Tính chất của vài loại bức xạ



Tính chất của vài loại bức xạ . Mỗi loại bức xạ được đặc trưng bằng một khoảng bước sóng nào đó được cho ở đây theo centimet. Ứng với khoảng bước sóng đó là một khoảng năng lượng phôton được cho ở đây theo electron – vôn. Nhiệt độ “vật đen” là nhiệt độ mà ở đó bức xạ vật đen sẽ có đa số năng lượng của nó tập trung gần những bước sóng đã cho; nhiệt độ này được cho ở đây theo độ Kelvin. (Chẳng hạn, bước sóng mà ở đó Penzias và Wilson đã điều hưởng trong sự khám phá phông bức xạ vũ trụ là 7,35 cm, như vậy đó là một bức xạ cực ngắn; năng lương phôton được giải phóng khi một hạt nhân trải qua một sự biến đổi phóng xạ thường là vào khoảng một triệu êlectron – vôn, như vậy đó là một tia γ; và bề mặt mặt trời ở nhiệt độ 5800 K, như vậy mặt trời phát ra ánh sáng thấy được). Cố nhiên, các sự phân chia giữa các loại bức xạ không phải là hoàn toàn tách bạch, và không có một sự thoả thuận chung nào về các khoảng bước sóng khác nhau.



Từ vựng

Angstrom một phần trăm triệu xentimet (10 mũ âm 8). Ký hiệu 0 A. Kích thước nguyên tử điển hình là vài angstrom. Bước sóng ánh sáng thấy được điển hình là vài nghìn angstrom.

Andromeda (Tinh vân tiên nữ) Thiên hà lớn gần ta nhất. Nó có hình xoắn ốc, chứa khoảng 3 x 10 mũ 11 khối lượng mặt trời. Ghi là M31 trong catalô của Messier, và NGC 224 trong “Catalô tổng quát mới”.

Baryon Một loại hạt tương tác mạnh gồm nơtron, photon và các hađron không bền gọi là hyperon. Số baryon là tổng số baryon có mặt trong một hệ trừ đi tổng số phản baryon.

Bức xạ hồng ngoại Sóng điện từ có bước sóng giữa khoảng 0,0001 cm và 0,01 cm (mười nghìn đến một triệu angstrom), trung gian giữa ánh sáng thấy được và bức xạ cực ngắn. Các vật ở nhiệt độ phòng bức xạ chủ yếu sóng hồng ngoại.

Bức xạ tử ngoại Sóng điện từ với bước sóng từ 10 mũ âm 7 cm đến 2 x 10 mũ 5 cm (10 đến 2000 angstrom), trung gian giữa ánh sáng thấy được và tia X.

Bức xạ cực ngắn Sóng điện từ với bước sóng giữa khoảng 0,01 cm và 10 cm, trung gian giữa bức xạ vô tuyến tần số rất cao và hồng ngoại. Vật ở nhiệt độ vài độ Kelvin bức xạ chủ yếu trong dải sóng cực ngắn.

Bức xạ vật đen Bức xạ với một mật độ năng lượng không đổi trong mỗi khoảng bước sóng, như bức xạ phát ra từ một vật nung nóng hấp thụ hoàn toàn. Bức xạ trong mọi trạng thái cân bằng nhiệt là bức xạ vật đen.

Bước sóng Khoảng cách giữa hai đỉnh sóng. Đối với sóng điện từ có thể định nghĩa bước sóng là khoảng cách giữa hai điểm mà ở đó mọi thành phần của vectơ trường điện hoặc từ có giá trị cực đại.

Cân bằng nhiệt Một trạng thái trong đó hạt đi vào một khoảng vận tốc, spin, v.v… nào đó đúng cân bằng với tỷ số chúng rời khoảng đó. Nếu để không bị nhiễu loạn đến một thời gian đủ lâu, thì bất cứ một hệ vật lý nào một lúc nào đó cũng sẽ đến gần một trạng thái cân bằng nhiệt.

Chân trời Trong vũ trụ học, khoảng cách mà ngoài đó không một tín hiệu ánh sáng nào có thể có cơ hội đến được chỗ ta. Nếu vũ trụ có một tuổi xác định, thì khoảng cách đến chân trời là vào cỡ tuổi đó nhân với vận tốc ánh sáng.

Chuyển động riêng Sự dịch chuyển vị trí các thiên thể trên bầu trời do chuyển động của chúng vuông góc với đường nhìn. Thường đo theo giây cung mỗi năm.

Chuyển pha Sự chuyển đột ngột của một hệ từ một cấu hình này đến một cấu hình khác, thường với một sự thay đổi về đối xứng. Ví dụ: sự nóng chảy, sự sôi, và sự chuyển từ tính dẫn bình thường qua tính siêu dẫn.

Cơ học lượng tử Lý thuyết vật lý cơ bản, phát triển trong những năm 1920 như là sự thay thế cơ học cổ điển. Ở đây sóng và hạt là hai mặt của cùng một thực thể cơ bản. Hạt liên kết với một sóng cho trước là lượng tử của nó. Các trạng thái của những hệ liên kết như nguyên tử hay phân tử chỉ chiếm những mức năng lượng rõ rệt nào đó, năng lượng được xem là bị lượng tử hoá.

Chùm (thiên hà) Thất nữ Một chùm khổng lồ bao gồm trên 1000 thiên hà trong chòm sao Thất nữ. Chùm này chuyển động xa ta với một vận tốc khoảng 1000 km/s; người ta cho rằng nó ở cách ta 60 triệu năm ánh sáng.

Dịch chuyển đỏ Sự dịch chuyển của các vạch phổ về phía các bước sóng dài hơn do hiệu ứng Doppler đối với một nguồn đi xa khỏi ta. Trong vũ trụ học là sự dịch chuyển quan sát được của các vạch phổ của những thiên hà xa bề phía bước sóng dài. Khi biểu diễn như một độ tăng tỉ đối của bước sóng, nó được ký hiệu là z.

Dịch chuyển xanh Sự dịch chuyển của các vạch phổ về phía bức sóng ngắn hơn do hiệu ứng Doppler đối với một nguồn đi tới ta.

Đẳng hướng Một tính chất được thừa nhận của vũ trụ, mà đối với một người quan sát bất kỳ nó được xem là giống nhau theo mọi hướng.

Đồng tính Một tính chất được thừa nhận của vũ trụ, mà đối với một người quan sát bất kỳ, ở một thời điểm bất kỳ nó được xem là không đổi.

Độ trưng tuyệt đối Năng lượng toàn phần mà một thiên thể bức xạ trong mỗi đơn vị thời gian

Độ trưng biểu kiến Năng lượng toàn phần nhận được trong một đơn vị thời gian và trên một đơn vị diện tích từ một thiên thể.

Đơtêri Một đồng vị nặng của hyđrô, H mũ 2. Hạt nhân của nó (đơtêron) gồm một prôton và một nơtron.

Đường đi (quãng đường) tự do trung bình Khoảng cách trung bình mà một hạt cho trước đi được giữa những va chạm với môi trường trong đó nó chuyển động. Thời gian tự do trung bình là thời gian giữa các va chạm.

Ec Đơn vị năng lượng trong hệ CGS. Động năng của khối lượng của một gam chuyển động với vận tốc 1 cm/s là 1/2 ec.

Entrôpi Một đại lượng cơ bản trong cơ học thống kê liên quan đến độ hỗn độn của một hệ vật lý. Entrôpi được bảo toàn trong mọi quá trình trong đó cân bằng nhiệt được giữ vững liên tục. Định luật thứ hai của nhiệt động lực học nói rằng entrôpi toàn phần không bao giờ giảm đi trong bất cứ phản ứng nào.

Electron Hạt cơ bản có khối lượng nhẹ nhất. Mọi tính chất hoá học của nguyên tử và phân tử được xác định bởi các tương tác điện giữa các electron với nhau và với hạt nhân nguyên tử.

Electron – vôn Một đơn vị năng lượng tiện dụng trong vật lý nguyên tử, bằng năng lượng mà một êlectron thu được khi đi qua một hiệu điện thế một vôn. Bằng 1,60219 x 10 mũ âm 12 ec.

Feynman (giản đồ) Các giản đồ tượng trưng những đóng góp khác nhau vào xác suất của một phản ứng hạt cơ bản.

Friedmann (mô hình) Mô hình toán học của cấu trúc không – thời gian của vũ trụ, căn cứ trên thuyết tương đối rộng (không có một hằng số vũ trụ học) và trên nguyên lý vũ trụ học.

Hađron Mọi hạt tham gia vào tương tác mạnh. Hađron được chia ra baryon (như nơtron và proton) tuân theo nguyên lý loại trừ Pauli, và meson, không theo nguyên lý này.

Hạt hạt nhân Các hạt, proton và nơtron, tìm thấy trong hạt nhân các nguyên tử thông thường. Thường gọi ngắn là nuclon.

Hằng số Boltzmann hằng số cơ bản của cơ học thống kê liên hệ thang nhiệt độ với những đơn vị năng lượng. Thường ký hiệu là k hoặc kB . Bằng 1,3806 x 10 mũ 16 ec mỗi độ Kelvin, hoặc 0,00008617 electron – vôn cho mỗi độ Kelvin.

Hằng số cấu trúc tinh tế Hằng số cơ bản không thứ nguyên của vật lý nguyên tử và điện động lực học lượng tử, được định nghĩa như bình phương của điện tích electron chia cho tích hằng số Planck và vận tốc ánh sáng. Ký hiệu anfa. Bằng 1/137,036.

Hằng số Newton Hằng số cơ bản của các thuyết hấp dẫn của Newton và Einstein, Ký hiệu G. Trong thuyết của Newton, lực hấp dẫn giữa hai vật là G nhân với tích của hai khối lượng chia cho bình phương khoảng cách giữa chúng. Trong đơn vị của hệ mét bằng 6,67 x 10 mũ âm 8 cm3/gs.

Hằng số Planck Hằng số cơ bản của cơ học lượng tử, ký hiệu h. Bằng 6,625 x 10 mũ âm 27 ecs. Hằng số này lần đầu tiên được đưa vào lý thuyết bức xạ vật đen của Planck năm 1900. Sau đó nó xuất hiện trong lý thuyết photon của Einstein năm 1905 : năng lượng của một photon bằng h nhân với vận tốc ánh sáng chia cho bước sóng.

Hiện nay người ta thường dùng hằng số h hơn (h gạch), bằng hằng số Planck chia cho 2 pi.

Hằng số vũ trụ học Một số hạng mà năm 1917 Einstein thêm vào các phương trình hấp dẫn của ông. Một số hạng như vậy sẽ gây ra một lực đẩy ở những khoảng cách rất xa, và sẽ cần cho một vũ trụ tĩnh để cân bằng lực hút hấp dẫn. Hiện nay không có lý do gì để cho rằng một hằng số vũ trụ học như vậy tồn tại.

Hêli Nguyên tố hoá học nhẹ thứ hai và nhiều thứ hai trong vũ trụ. Có hai đồng vị bền của hêli là He mũ 4 mà hạt nhân có hai proton và hai nơtron và He mũ 3 mà hạt nhân có hai proton và một nơtron. Các nguyên tử hêli chứa hai êlectron ngoài hạt nhân.

Hiệu ứng Doppler Sự thay đổi tần số của một tín hiệu, do sự chuyển động tương đối giữa nguồn và nơi nhận tín hiệu.

Hyđrô Nguyên tố hoá học nhẹ nhất và nhiều nhất. Hạt nhân của hyđrô bình thường có một photon duy nhất. Còn hai đồng vị nặng hơn, đơtêri và triti. Nguyên tử của mọi loại hyđrô đều gồm một hạt nhân hyđro và một electron: trong các ion hyđrô dương không có electron.

Ion hyđrôxyn Ion OH- gồm có một nguyên tử ôxy, một nguyên tử hyđrô, và một electron dôi.

Kelvin Thang nhiệt độ Kelvin, giống như thang bách phân, nhưng với độ không tuyệt đối chứ không phải độ không ứng với điểm tan của nước đá. Điểm này là 273,15 K ở áp suất một atmốtphe.

Khối lượng Jeans Khối lượng bé nhất mà khi đó lực hút hấp dẫn có thể thắng áp suất trong và sinh ra một hệ liên kết bởi lực hấp dẫn. Ký hiệu Mj .

Lepton Mọi loại hạt không tham gia vào các tương tác mạnh, bao gồm electron, muon, và neutrino. Số lepton là tổng các lepton có mặt trong một hệ, trừ tổng các phản lepton.

Luật bảo toàn Một định luật quy định rằng tổng giá trị của một đại lượng nào đó không thay đổi trong mọi phản ứng.

Luật Hubble Hệ thức giữa vận tốc lùi xa của những thiên hà xa vừa phải và khoảng cách tới chúng. Hằng số Hubble là tỷ số vận tốc trên khoảng cách trong hệ thức đó, và ký hiệu H hay Ho.

Luật Rayleigh – Jeans Hệ thức đơn giản giữa mật độ năng lượng (trên môt khoảng bước sóng đơn vị) và bước sóng đúng cho giới hạn bước sóng dài của phân bố Planck. Mật độ năng lượng trong giới hạn đó là tỉ lệ với nghịch đảo của luỹ thừa bốn của bước sóng.

Luật Stefan – Boltzmann Hệ thức tỉ lệ thuận giữa mật độ năng lượng trong bức xạ vật đen và luỹ thừa bốn của nhiệt độ.

Mật độ Số lượng một đại lượng nào đó trong đơn vị thể tích. Mật độ khối lượng là khối lượng trong đơn vị thể tích; nó thường được đơn giản gọi là “mật độ”. Mật độ năng lượng là năng lượng trong đơn vị thể tích: mật độ số hoặc mật độ hạt là số hạt trong đơn vị thể tích.

Mật độ tới hạn Mật độ khối lượng của vũ trụ thấp nhất hiện nay cần cho sự chấm dứt sự dãn nở của vũ trụ vào một lúc nào đó và sau đó sẽ có một sự co tiếp theo. Vũ trụ là hữu hạn về không gian nếu mật độ vũ trụ vượt mật độ tới hạn.

Meson Một loại tương tác mạnh, bao gồm meson pi, meson K, meson ro, v. v … với số baryon bằng không;.

Meson pi Hađron có khối lượng bé nhất. Có ba loại, một hạt điện tích dương (π+), phản hạt của nó có điện tích âm (π -), và một phản hạt trung hoà hơi nhẹ hơn (π0). Đôi khi gọi là pion.

Meson ro Một trong các hađron hết sức không bền phân rã thành 2 meson pi, với thời gian sống trung bình 4,4 x 10 mũ âm 24 giây.

Messier (số) Số trong catalô của một số tinh vân và chùm sao theo cách sắp của Charles Messier. Thường ký hiệu M … Ví dụ : tinh vân Tiên nữ là M31.

Muon Một hạt cơ bản không bền có điện tích âm, giống như electron nhưng nặng hơn 207 lần. Ký hiệu µ. Đôi khi gọi là meson muy, nhưng không tương tác mạnh như những meson thực.

Năm ánh sáng Đường đi của một tia sáng trong một năm.

Năng lượng nghỉ Năng lượng của một hạt không chuyển động, nó sẽ được giải phóng nếu toàn bộ khối lượng của hạt có thể bị huỷ. Cho bởi công thức Einstein E = mc2 .

Nguyên lý loại trừ Pauli Nguyên lý nói rằng không có hai hạt nào cùng một loại có thể ở đúng một trạng thái lượng tử như nhau. Baryon và lepton tuân theo nguyên lý này, nhưng photon hoặc meson thì không.

Nguyên lý vũ trụ học Giả thiết cho rằng vũ trụ là đẳng hướng và đồng tính.

Ngân hà Tên của dải sao đánh dấu mặt phẳng thiên hà của chúng ta. Đôi khi được dùng để gọi thiên hà của của chúng ta.

“Nền dân chủ hạt nhân” Thuyết cho rằng mọi hađron đều cơ bản như nhau.

Nhiệt độ ngưỡng Nhiệt độ mà trên nó thì mọi loại hạt nào đó sẽ được tạo ra rất nhiều bởi bức xạ vật đen. Nó bằng khối lượng hạt nhân với bình phương vận tốc ánh sáng, chia cho hằng số Boltzmann.

Nhiệt độ cực đại Giới hạn trên của nhiệt độ trong vài lý thuyết về tương tác mạnh. Trong các thuyết đó nó được ước tính bằng hai triệu triệu độ Kelvin.

Nhiệt độ tới hạn Nhiệt độ mà ở đó xảy ra một sự chuyển pha.

Neutrino Một hạt trung hoà điện không có khối lượng chỉ tham gia các tương tác yếu và hấp dẫn. Ký hiệu v. Ít nhất có hai loại neutrino gọi là neutrino thuộc electron (ve) và nơtrinô thuộc ở muyon (vµ ).

Pacsec Đơn vị khoảng cách thiên văn. Được định nghĩa là khoảng cách của một vật mà thị sai (độ dịch chuyển mỗi năm trên bầu trời) là một giây cung. Ký hiệu pc. Bằng 3,0856 x 10 mũ âm 13 km hoặc 3,2615 năm ánh sáng. Đơn vị quy ước trong vũ trụ học là một triệu pacsec hoặc mêgapacsec, ký hiệu Mpc. Hằng số Hubble thường được cho bằng kilômet mỗi giây mỗi mêgapacsec.

Phân bố Planck Sự phân bố năng lượng ở những bước sóng khác nhau của bức xạ ở cân bằng nhiệt, nghĩa là, cho bức xạ vật đen.

Phản hạt Hạt có cùng khối lượng và spin như ở một hạt khác, nhưng có điện tích, số baryon, số lepton, v. v … bằng về độ lớn và ngược dấu. Mỗi hạt có một phản hạt tương ứng, trừ vài hạt thực sự trung hoà như photon và meson π0, chúng là phản hạt của bản thân chúng. Phản neutrino là phản hạt của neutrino; phản proton là phản hạt của proton, v. v …Phản vật chất gồm phản proton, phản nơtron và phản electron hoặc pôzitron.

Phôton Trong thuyết lượng tử về bức xạ, hạt ghép với một sóng ánh sáng. Ký hiệu γ

Pôzitron Phản hạt của electron, mạng điện dương ký hiệu e+.

Proton Hạt mang điện dương tìm thấy cùng với nơtron trong các hạt nhân nguyên tử thông thường. Ký hiệu p , hạt nhân hyđrô là một proton.

Quark Hạt cơ bản giả định coi như là thành phần của mọi hađron. Chưa quan sát được quark cô lập, và có những lý lẽ lý thuyết để cho rằng, mặc dù là có thể có thực theo một ý nghĩa nào đó, quark sẽ không bao giờ được quan sát như những hạt cô lập.

Quaza (những vật chuẩn sao) Một loại thiên thể có một dạng như sao và kích thước góc rất bé, nhưng có dịch chuyển đỏ lớn. Khi chúng là nguồn vô tuyến mạnh gọi là “nguồn vô tuyến chuẩn sao ”. Bản chất thật của chúng chưa được rõ.

Sóng hấp dẫn Sóng của trường hấp dẫn tương tự như sóng ánh sáng của trường điện từ. Chúng lan truyền với vận tốc bằng vận tốc ánh sáng, 299 792 km/s. Chưa có bằng chứng thực nghiệm được thừa nhận rộng rãi về sóng hấp dẫn nhưng sự tồn tại của chúng là do thuyết tương đối rộng đòi hỏi, và ít ai nghi ngờ sự tồn tại này. Lượng tử bức xạ hấp dẫn tương tự như photon được gọi là graviton .

Sao siêu mới Những vụ sao nổ khổng lồ trong đó tất cả ngôi sao, trừ nhân trong, bị nổ tung ra khoảng không gian giữa các vì sao. Một sao siêu mới tạo ra trong một vài ngày nhiều năng lượng như mặt trời bức xạ trong một ngàn triêụ năm. Sao siêu mới cuối cùng quan sát được trong thiên hà chúng ta được Kepler (và các nhà thiên văn của các triều đình Trung Quốc và Triều Tiên) nhìn thấy năm 1604 trong chòm sao Ophiuchus, nhưng nguồn vô tuyến Cas A được cho là do một sao siêu mới gần đây hơn.

Spin Một tính chất cơ bản của hạt cơ bản mô tả trạng thái quay của hạt. Theo các định luật của cơ học lượng tử, spin chỉ có thể có những giá trị nhất định bằng một số nguyên hay bán nguyên nhân với hằng số Planck.

Sự tái hợp Sự kết hơp của hạt nhân nguyên tử và electron thành những nguyên tử thông thường trong vũ trụ học, sự tái hợp thường được dùng một cách đặc biệt để chỉ sự tạo thành nguyên tử hêli và hyđrô ở nhiệt độ cỡ 3000 K.

Tần số Diễn tả sự đi qua một điểm cho trước của đỉnh của bất kỳ loại sóng nào. Bằng tốc độ sóng chia cho bước sóng. Tính theo Hz.

Thiên hà Một chùm sao liên kết với nhau bởi lực hấp dẫn, chứa đến 10 mũ 12 khối lượng mặt trời. Các thiên hà thường được xếp loại theo hình dáng : elip, xoắn ốc, xoắn ốc có gạch ngang, hoặc dạng không đều.

Thiên hà điển hình Ở đây dùng để nói về các thiên hà không có vận tốc đặc biệt, và do đó chỉ chuyền động cùng với sự chuyển động chung của vật chất do sự dãn nở vũ trụ gây ra. Một ý nghĩa tương tự được gán cho các từ hạt điển hình và người quan sát điển hình.

Thời gian dãn nở đặc trưng Nghịch đảo của hằng số Hubble. Vào khoảng 100 lần thời gian vũ trụ dùng để dãn nở thêm một phần trăm.

Thông số giảm tốc Con số đặc trưng cho tỷ lệ giảm tốc độ của sự lùi của các thiên hà xa.

Thuyết hiệu chuẩn Một loại lý thuyết trường thường được nghiên cứu ráo riết coi như là những lý thuyết khả dĩ về các tương tác yếu, điện từ và mạnh. Những thuyết như vậy là bất biến với một phép biến đổi đối xứng, mà kết quả biến thiên từ điểm này đến điểm kia trong không – thời gian. Danh từ hiệu chuẩn (gauge) được dùng phần nhiều là do lý do lịch sử.

Tia vũ trụ Hạt mang điện có năng lượng cao từ khoảng không vũ trụ đi vào khí quyển của ta.

Tinh vân Thiên thể rộng lớn, có dạng những đám mây. Một số thiên hà; những cái khác thực sự là những đám mây bụi và khí trong thiên hà chúng ta.

Triti Đồng vị nặng không bền H3 của hyđrô. Hạt nhân của nó gồm một photon và hai nơtron.

Tự do tiệm cận Tính chất của vài lý thuyết trường về các tương tác mạnh, nói rằng các lực trở thành mỗi lúc càng yếu ở những khoảng cách gần.

Thuyết trạng thái dừng Thuyết vũ trụ học mà Bondi, Gold và Hoyle đã phát triển, trong đó các tính chất trung bình của vũ trụ không khi nào thay đổi với thời gian; vật chất mới nhất được phát sinh ra liên tục để giữ cho mật độ vũ trụ không đổi trong khi vũ trụ giãn nở.

Thuyết tương đối hẹp (thuyết tương đối đặc biệt) Một cách nhìn mới về không gian và thời gian mà Einstein đề ra năm 1905. Như trong cơ học Newton, có một nhóm các phép đổi toán học liên hệ các toạ độ không – thời gian, mà những người quan sát khác nhau dùng, một cách nào đó để cho các định luật của tự nhiên được coi là như nhau đối với những người quan sát đó. Tuy nhiên, trong thuyết tương đối hẹp các biến đổi không – thời gian co tính chất quan trọng là làm cho vận tốc ánh sáng không thay đổi, không phụ thuộc vào vận tốc của người quan sát. Mọi hệ chứa hạt vận tốc gần bằng vận tốc ánh sáng được xem là hệ tương đối tính và phải được nghiên cứu theo các định luật của thuyết tương đối hẹp chứ không theo cơ học Newton.

Thuyết tương đối rộng (thuyết tương đối tổng quát) Lý thuyết về hiện tượng hấp dẫn do Einstein phát triển trong thập niên 1906 – 1916. Theo cách phát biểu của Einstein thì ý tưởng cơ bản của thuyết tương đối rộng là hiện tượng hấp dẫn là một kết quả của sự cong của continum không – thời gian.

Tương tác mạnh Loại mạnh nhất trong bốn loại tương tác tổng quát giữa các hạt cơ bản. Nó chịu trách nhiệm về các lực hạt nhân giữ các proton và nơtron ở lại trong các hạt hân nguyên tử. Tương tác mạnh ảnh hưởng đến hađrôn chứ lepton và photon thì không.

Tương tác yếu Một trong bốn loại tương tác tổng quát giữa các hạt cơ bản. Với những năng lượng bình thường nó yếu hơn tương tác điện từ hoặc tương tác mạnh nhiều, dù rằng mạnh hơn tương tác hấp dẫn. Nó chịu trách nhiệm về sự phân rã tương đối chậm của những hạt như nơtron và muon và về mọi phản ứng trong đó có neutrino. Ngày nay nhiều người hiểu rằng các tương tác yếu và điện từ và có thể cả các tương tác mạnh là những biểu hiện của một lý thuyết trường hiệu chuẩn thống nhất cơ bản và đơn giản.

Vận tốc ánh sáng Hằng số cơ bản của thuyết tương đối hẹp, bằng 299729 km/s. Ký hiệu c. Mọi hạt có khối lượng bằng không như photon, nơtrino, hoặc graviton chuyển động với vận tốc ánh sáng. Các hạt vật chất có vận tốc ánh sáng khi năng lượng của chúng là rất lớn so với năng lượng nghỉ mc2 trong khối lượng của chúng.

Vũ trụ học “vụ nổ lớn” Thuyết cho rằng vũ trụ bắt đầu từ một thời điểm hữu hạn trong quá khứ, ở một trạng thái có mật độ và áp suất rất lớn.

Xêpheit Những ngôi sao sáng đổi ánh, có một sự liên hệ xác định rõ giữa độ trưng tuyệt đối, chu kỳ biến thiên, và màu. Tên là theo tên của ngôi sao ở Xêphei trong chòm sao Xêpheut (“Ông vua”). Được dùng để chỉ khoảng cách của những thiên hà tương đối gần.

Xian Hợp chất hoá học CN, được tạo nên từ cacbon và nitơ. Tìm thấy trong khoảng không giữa các sao do sự hấp thụ ánh sáng nhìn thấy.