Phông bức xạ cực ngắn vũ trụ

Câu chuyển kể ở chương trước là một câu chuyện khá quen thuộc với các nhà thiên văn của quá khứ. Cả khung cảnh cũng quen thuộc: những ống kính thiên văn lớn thám hiểm bầu trời ban đêm từ những đỉnh núi ở California hoặc Pêru, hoặc một người quan sát bằng mắt thường trong tháp quan sát của mình để “thưởng thức chòm sao con Gấu”. Như tôi đã nhắc đến trong lời tựa, đây là câu chuyện đã được kể đi kể lại nhiều lần trước đây, đôi khi với nhiều chi tiết hơn.

Bây giờ chúng ta đi đến một loại thiên văn học khác, đến một câu chuyện mà cách đây một thập kỷ thôi đã không ai có thể kể ra được. Chúng ta sẽ không bàn đến những quan sát về ánh sáng đã được bức xạ cách đây vài trăm triệu năm từ những thiên hà ít nhiều giống thiên hà ta, mà bàn đến những quan sát về một phông khuyếch tán của sóng vô tuyến còn sót lại từ thời điểm gần lúc vũ trụ bắt đầu ra đời. Khung cảnh cũng thay đổi, dời đến các mái nhà các viện vật lý của các trường đại học, đến những khí cầu hoặc tên lửa bay cao hơn bầu khí quyển của quả đất, và đến các cánh đồng ở miền bắc của bang New Jersey.

Năm 1964, phòng thí nghiệm của công ty điện thoại Bell có một ăngten vô tuyến khác thường đặt trên đồi Crawford ở Holmel bang New Jersey. Ăngten này đã được xây dựng để thực hiện liên lạc thông qua vệ tinh “Echo” (Tiếng vọng), nhưng những đặc điểm của nó - một bộ phận phản xạ hình loa kèn 20 foot (foot là đơn vị đo chiều dài Anh bằng 0,3048 mét (ND)) với tiếng ồn cực thấp - làm cho nó thành ra một dụng cụ có khá nhiều triển vọng cho ngành thiên văn vô tuyến. Hai nhà thiên văn vô tuyến Arno A. Penzias và Robert W. Wilson bắt đầu dùng ăngten để đo cường độ sóng vô tuyến do thiên hà của chúng ta phát ra ở những vĩ độ thiên hà cao, nghĩa là ngoài mặt phẳng sông Ngân hà.

Loại đo đạc ấy rất là khó. Các sóng vô tuyến phát ra từ thiên hà của chúng ta, cũng như từ đa số các nguồn thiên văn khác, có thể mô tả tốt nhất như là một loại “tiếng ồn” rất giống tiếng ồn “tĩnh” mà người ta nghe được qua một máy thu thanh trong một buổi trời sấm sét. Tiếng ồn vô tuyến ấy không dễ dàng phân biệt được với tiếng ồn điện không tránh được, sinh ra bởi sự chuyển động hỗn độn của các electron trong cơ cấu của ăngten vô tuyến và các mạch khuyếch đại, hoặc là với tiếng ồn vô tuyến mà ăngten bắt được từ bầu khí quyển của quả đất. Vấn đề này không phải thật là nghiêm trọng khi người ta nghiên cứu một nguồn tiếng ồn vô tuyến tương đối “nhỏ” như là một vì sao hay là một thiên hà xa. Trong trường hợp này, người ta có thể quét chùm ăngten qua lại giữa nguồn và khoảng bầu trời trống rỗng quanh nó; mọi tiếng ồn giả xuất phát từ cơ cấu ăngten, các mạch khuyếch đại hoặc là khí quyển của quả đất sẽ là gần như nhau dù ăngten được chĩa vào nguồn hay vào bầu trời quanh nó, như vậy nó sẽ tự triệt tiêu khi cả hai được so sánh với nhau. Tuy nhiên, Penzias và Wilson đã có ý định đo tiếng ồn vô tuyến xuất phát từ bản thân thiên hà của chúng ta - thực ra, từ bản thân bầu trời. Cho nên điều vô cùng quan trọng là nhận biết được bất kỳ tiếng ồn điện nào có thể phát sinh ra trong hệ thu của họ.

Nhiều cuộc thử hệ đó thực ra đã phát hiện một tiếng ồn lớn hơn là đã dự tính một chút, nhưng lúc đó người ta cho rằng sự khác nhau này có thể do tiếng ồn điện trong các mạch khuyếch đại thừa ra một chút ít. Để loại trừ các vấn đề như vậy, Penzias và Wilson dùng một dụng cụ gọi là “tải lạnh” - cường độ từ ăngten được so sánh với cường độ sinh ra bởi một nguồn nhân tạo được làm lạnh đến nhiệt độ hêli lỏng, khoảng bốn độ trên độ không tuyệt đối. Tiếng ồn điện trong các mạch khuyếch đại sẽ là như nhau trong cả hai trường hợp, và do đó sẽ tự triệt tiêu khi so sánh, cho phép đo trực tiếp cường độ từ ăngten đến. Cường độ ăngten đo được bằng cách đó chỉ gồm các đóng góp của cơ cấu ăngten, của khí quyển của quả đất, và của mọi nguồn thiên văn phát ra sóng vô tuyến.

Penzias và Wilson chờ đợi rằng rất ít tiếng ồn điện được phát sinh ra từ trong cơ cấu ăngten. Tuy nhiên, để thử nghiệm giả thiết đó, họ bắt đầu các quan sát của họ ở một bước sóng tương đối ngắn là 7,35 centimet, ở đó tiếng ồn vô tuyến từ thiên hà của chúng ta có thể coi là không đáng kể. Cố nhiên ở bước sóng đó một chút ít tiếng ồn có thể có được từ khí quyển của quả đất chúng ta, nhưng nó phải có một sự liên hệ đặc trưng với hướng đo; nó sẽ tỷ lệ với độ dày của khí quyển theo hướng chỉ của ăngten - ít hơn về phía thiên đỉnh, nhiều hơn về phía chân trời. Người ta chờ đợi rằng, sau khi khử đi một số hạng do khí quyển sinh ra, với sự phụ thuộc vào hướng như đã nói trên, thì sẽ không còn có cường độ ăngten nào còn lại nữa, và việc đó sẽ khẳng định rằng tiếng ồn điện sinh ra trong cơ cấu ăngten quả nhiên là không đáng kể. Lúc đó họ có thể tiếp tục nghiên cứu bản thân thiên hà ở một bước sóng dài hơn khoảng 21 centimet, ở đó tiếng ồn vô tuyến của thiên hà được chờ đợi là đáng kể.

(Cần nói rằng các sóng vô tuyến với các bước sóng như 7,35 centimet và đến một mét, được gọi là “bức xạ cực ngắn”, cũng gọi là bức xạ vi ba). Việc này là do các bước sóng đó ngắn hơn các bước sóng của băng VHF (VHF - very high frequeney: tần số rất cao) mà radar dùng trong thời gian đầu của chiến tranh thế giới lần thứ II).

Một sự ngạc nhiên đã đến với Penzias và Wilson vào mùa xuân năm 1964 là họ đã nhận được một tiếng ồn sóng cực ngắn ở 7,35 centimet khá đáng kể, không phụ thuộc vào hướng . Họ cũng đã tìm ra rằng phông “tĩnh” đó không phụ thuộc vào thời gian trong một ngày, hoặc vào mùa trong năm. Khó mà cho rằng nó có thể đến từ thiên hà của chúng ta; nếu như vậy thì lúc đó thiên hà lớn M31 trong tinh vân Tiên nữ, mà về rất nhiều mặt giống thiên hà của chúng ta, cũng đã có thể bức xạ mạnh ở 7,35 centimet và tiếng ồn sóng cực ngắn đó đã có thể quan sát được. Trước hết, sự thiếu một sự liên quan cho thấy rất rõ rằng các sóng vô tuyến đó, nếu có thật, không phải xuất phát từ Ngân hà, mà từ một thể tích lớn hơn rất nhiều của vũ trụ.

Rõ ràng là đã cần xem lại bản thân ăngten có sinh ra tiếng ồn điện lớn hơn là cái chờ đợi không. Đặc biệt, người ta đã biết rằng một cặp chim bồ câu đã làm tổ tại cổ họng của ăngten. Cặp bồ câu đã bị bắt; gửi về địa điểm Whippany của phòng thí nghiệm Bell, được thả ra; lại được thấy trong ăngten ở Holmdel vài ngày sau; chúng bị bắt lại; rồi cuối cùng chúng phải bỏ cuộc do các biện pháp kiên quyết hơn. Tuy nhiên, trong lúc trú nhờ, đôi bồ câu đã phủ cổ họng ăngten một lớp mà Penzias gọi một cách tế nhị là “chất điện môi trắng”, và ở nhiệt độ phòng chất này có thể là nguồn tiếng ồn điện. Đầu năm 1965, người ta đã có thể gỡ cổ họng ăngten ra và lau sạch chất bám đó, nhưng việc này cũng như nhiều cố gắng khác chỉ làm giảm rất ít mức ồn quan sát được. Bí mật vẫn còn nguyên: tiếng ồn sóng cực ngắn này từ đâu đến?

Số liệu duy nhất có trong tay Penzias và Wilson lúc đó là cường độ tiếng ồn vô tuyến mà họ đã quan sát. Khi mô tả cường độ này, họ đã dùng một ngôn ngữ thông thường trong giới các kỹ sư vô tuyến, nhưng trong trường hợp này nó có một ý nghĩa không ngờ đến. Bất cứ vật thể nào ở bất cứ nhiệt độ nào trên độ không tuyệt đối cũng luôn luôn phát ra tiếng ồn vô tuyến do chuyển động nhiệt của các electron trong vật thể gây ra? Trong một hộp có tường không trong suốt, cường độ tiếng ồn vô tuyến ở bất cứ bước sóng nào cho trước cũng chỉ phụ thuộc vào nhiệt độ của các bức tường - nhiệt độ càng cao thì tiếng ồn càng mạnh. Như vậy, có thể mô tả cường độ tiếng ồn vô tuyến quan sát được ở một bước sóng cho trước theo “nhiệt độ tương đương” - nhiệt độ của các bức tường của một hộp mà trong đó tiếng ồn vô tuyến sẽ có cường độ được quan sát. Cố nhiên một kính thiên văn vô tuyến không phải là một nhiệt kế; nó đo cường độ của các sóng vô tuyến bằng cách ghi lại các dòng điện bé nhỏ mà các sóng đó cảm ứng trong cơ cấu của ăngten. Khi một nhà thiên văn vô tuyến nói rằng ông quan sát tiếng ồn vô tuyến với một nhiệt độ tương đương nào đó thì ông chỉ muốn nói rằng đó là nhiệt độ của hộp kín mà nếu đặt ăngten vào đó thì nó sẽ sinh ra cường độ tiếng ồn vô tuyến đã quan sát được. Còn ăngten có nằm trong cái hộp đó không thì cố nhiên lại là vấn đề khác.

(Để chặn trước những ý kiến phản đối của các nhà chuyên môn, tôi phải nói thêm rằng các kỹ sư vô tuyến thường mô tả cường độ tiếng ồn vô tuyến theo nhiệt độ ăngten, cái này có hơi khác “nhiệt độ tương đương” - mô tả ở trên. Với bước sóng và cường độ mà Penzias và Wilson đã quan sát thì hai định nghĩa thực ra là tương đương).

Penzias và Wilson phát hiện ra rằng nhiệt độ tương đương của tiếng ồn vô tuyến mà họ nhận được là vào khoảng 3,5 độ trên không tuyệt đối (hay nói chính xác hơn, giữa 2,5 và 4,5 độ trên không tuyệt đối). Nhiệt độ đo trên thang bách phân, nhưng được quy về độ không tuyệt đối chứ không phải về điểm tan của nước đá được ghi bằng “độ Kelvin”. Như vậy, tiếng ồn vô tuyến mà Penzias và Wilson đã quan sát có thể được mô tả như có một “nhiệt độ tương đương 3,5 độ Kelvin", hoặc viết tắt là 3, 5 K. Con số này lớn hơn mong đợi, nhưng vẫn còn rất thấp theo trị số tuyệt đối, cho nên không lấy làm lạ là Penzias và Wilson đã nghiền ngẫm kết quả này một thời gian trước khi công bố nó. Lúc đó chắc chắn không phải ai cũng thấy rõ ngay rằng đó là tiến bộ quan trọng nhất về vũ trụ học từ khi các dịch chuyển đỏ được phát hiện.

Ý nghĩa của tiếng ồn sóng cực ngắn huyền bí đã sớm được giải thích nhờ tác động của “tập thể vô hình” các nhà vật lý thiên văn. Penzias đã tình cờ nói chuyện với một nhà thiên văn vô tuyến quen biết, Bernard Burke ở M. I. T. (Massachusetts Institute of Technology: tên một trường đại học nổi tiếng ở Mỹ, viện công nghệ bang Massachusetts(ND).) về một số vấn đề khác. Nhưng Burke lại vừa mới nghe một bạn đồng nghiệp khác, Ken Turner ở tổ chức Carnegie, kể về một câu chuyện mà Turner, về phần anh ta, lại đã nghe ở Johns Hopkins từ một nhà lý thuyết trẻ tuổi ở Princeton là P. J. E. Peebles. Trong câu chuyện đó Peebles đã chỉ rõ là phải có một phông tiếng ồn vô tuyến còn lưu lại từ thời vũ trụ sơ khai, với một nhiệt đô tương đương hiện này vào khoảng 10 K. Burke đã được biết là Penzias đang đo nhiệt độ tiếng ồn vô tuyến bằng ăngten hình loa kèn của các phông thí nghiệm Bell, do đó anh ta thừa dịp câu chuyện qua điện thoại để hỏi xem các phép đo đã đến đâu rồi. Penzias trả lời rằng các phép đo đang được tiến hành rất tốt, nhưng có một cái gì đó trong kết quả mà ông ta không thể hiểu được. Burke gợi ý cho Penzias rằng có nhà vật lý ở Princeton có thể có một số ý tưởng đáng lưu ý về cái mà ăngten của ông ta đang thu được.

Trong câu chuyện của anh ta, và trong một bài chuẩn bị công bố viết tháng ba năm 1965, Peebles đã xem xét bức xạ có thể tồn tại ở thời vũ trụ sơ khai. “Bức xạ” cố nhiên là một danh từ tổng quát, bao gồm các sóng điện tử ở mọi bước sóng - không chỉ là sóng vô tuyến mà còn cả ánh sáng hồng ngoại, ánh sáng thấy được, ánh sáng tử ngoại, tia X và bức xạ có bước sóng rất ngắn gọi là các tia gama (xem bảng 2). Không có sự phân biệt rõ rệt; thay đổi bước sóng thì một loại bức xạ này chuyển một cách từ từ thành ra một loại khác. Peebles lưu ý rằng nếu trong mấy phút ngắn ngủi đầu tiên của vũ trụ đã không có một phông bức xạ mạnh mẽ thì các phản ứng nhiệt hạch đã xảy ra nhanh chóng đến mức làm một tỷ lệ lớn khí hyđrô có mặt lúc đó đã bị “nấu nướng” thành những nguyên tố nặng hơn , trái với sự kiện là khoảng ba phần tư vũ trụ hiện nay lại là hyđrô. Sự “nấu nướng” hạt nhân nhanh này chỉ có thể được cản lại nếu vũ trụ đã chứa đầy một bức xạ có một nhiệt độ tương đương rất lớn ở những bước sóng rất ngắn, có thể làm nổ được các hạt nhân cũng nhanh như chúng được tạo nên.

Chúng ta sẽ thấy rằng bức xạ đó đã còn lại sau quá trình giãn nở của vũ trụ sau đó, nhưng nhiệt độ tương đương của nó tiếp tục giảm trong khi vũ trụ giãn nở và giảm tỷ lệ nghịch với kích thước vũ trụ (như chúng ta sẽ thấy, việc này căn bản là một hệ quả của sự dịch chuyển đỏ đã thảo luận ở chương II). Do đó vũ trụ hiện nay cũng phải chứa đầy bức xạ, nhưng với một nhiệt độ tương đương nhỏ hơn nhiều so với nhiệt độ ở mấy phút đầy tiên. Peebles đã ước tính rằng, để cho phông bức xạ duy trì được được việc sản xuất ra hêli và những nguyên tố nặng hơn trong vài phút đầu tiên nằm trong những giới hạn đã được biết, thì nó phải có cường độ mạnh đến mức nhiệt độ hiện nay của nó còn lại ít nhất là 10 kenvin.

Con số 10 K này đã là hơi cao một tí, và sự tính toán này liền sau đó đã được thay thế bằng những tính toán phức tạp và chính xác hơn do Peebles và một số người khác tiến hành, chúng sẽ được thảo luận ở chương V. Bài chuẩn bị công bố của Peebles thực ra đã không khi nào được công bố dưới hình thức ban đầu của nó. Tuy nhiên, kết luận về căn bản là đúng đắn: từ “độ nhiều” quan sát được hiện nay của hyđrô, chúng ta có thể suy ra rằng vũ trụ trong vài phút đầu tiên đã chứa một lượng bức xạ lớn lao có thể ngăn cản sự tạo ra quá nhiều nguyên tố nặng, sự giãn nở của vũ trụ từ lúc nào đó đã làm giảm nhiệt độ tương đương của bức xạ xuống vài kenvin, cho nên bây giờ nó thể hiện như một phông tiếng ồn vô tuyến, từ mọi phía đến với ta với cường độ như nhau . Điều này lập tức được coi như sự giải thích tự nhiên về phát hiện của Penzias và Wilson. Như vậy, ăngten ở Holmdel có thể coi như ở trong một cái hộp - cái hộp là cả vũ trụ. Tuy nhiên, nhiệt độ tương đương mà ăngten đã ghi nhận không phải là nhiệt độ của vũ trụ hiện nay mà, đúng hơn, là nhiệt độ mà vũ trụ đã có từ lâu, được hạ thấp tỷ lệ với sự giãn nở mạnh mẽ mà vũ trụ đã phải trải qua từ lúc đó.

Công trình của Peebles chỉ là khâu cuối cùng trong một dãy dài những nghiên cứu vũ trụ học tương tự. Thực ra, trong những năm cuối cùng của thập niên bốn mươi, lý thuyết “vụ nổ lớn” về sự tổng hợp hạt nhân đã được George Gamow và các cộng tác viên của ông Ralpher Alpher và Robert Herman phát triển, và đã được Alpher và Herman dùng năm 1948 để tiên đoán một phông bức xạ với một nhiệt độ hiện nay vào khoảng 5 K. Năm 1964 những tính toán như vậy cũng đã được tiến hành bởi Ya. B. Zeldovich ở Liên Xô (cũ) và độc lập với ông Fred Hoyle và R. J. Tayler ở Anh. Công trình đầu tiên này lúc đầu chưa được các nhóm ở các phòng thí nghiệm Bell và Princeton biết đến, và nó không có một ảnh hưởng nào đến sự khám phá ra phông bức xạ, cho nên chúng ta có thể chờ đến chương năm mới đi sâu nghiên cứu nó một cách chi tiết. Chúng ta cũng sẽ xem xét ở chương VI câu hỏi khá hiểm hóc về mặt lịch sử là tại sao trong các công trình lý thuyết sớm đó, không có cái nào đã dẫn đến một sự tìm kiếm phông sóng cực ngắn vũ trụ.

Tính toán năm 1965 của Peebles đã được gợi ý lên bởi các ý tưởng của một nhà vật lý thực nghiệm lão thành Robert H. Dicke ở Princeton. (Ngoài những cái khác, Dicke đã phát minh ra một số kỹ thuật sóng cực ngắn chủ chốt mà các nhà thiên văn vô tuyến hiện dùng). Một lúc nào đó vào năm 1964 Dicke đã bắt đầu tự hỏi liệu có thể còn có một bức xạ quan sát được nào đó rơi rớt lại từ một giai đoạn nóng và có mật độ cao trước đây của lịch sử vũ trụ hay không. Các suy luận của Dicke đã căn cứ trên lý thuyết vũ trụ “dao động” mà chúng ta sẽ quay trở lại ở chương cuối của sách này. Rõ ràng ông ta không có hy vọng rõ rệt về nhiệt độ của bức xạ đó, song ông nhận thức rõ một điểm chủ yếu mà đó là cái đáng tìm. Dicke gợi ý cho P. G. Roll và D. T. Wilkinson là họ nên bố trí một sự tìm kiếm một phông bức xạ cực ngắn, và họ bắt đầu dựng một “ăngten tiếng ồn thấp” nhỏ ở phòng thí nghiệm Palmer ở Princeton. (Không cần dùng một kính thiên văn vô tuyến lớn cho mục đích này, vì bức xạ từ mọi phía đến, như vậy không có lợi gì nếu có một chùm bức xạ phát từ ăngten được điều tiêu chặt chẽ hơn).

Trước khi Dicke, Roll và Wilkinson có thể kết thúc các phép đo của họ, Dicke nhận được một lần gọi điện thoại của Penzias, ông này đã vừa nghe đến công trình của Peebles do Burke mách. Họ quyết định sẽ công bố hai thư bạn đồng nghiệp trong Tạp chí vật lý thiên văn trong đó Penzias và Wilson sẽ công bố các quan sát của họ, còn Dicke, Peeble, Roll và Wilkingson sẽ cắt nghĩa sự giải thích theo vũ trụ học. Penzias và Wilson, lúc đó còn rất thận trọng, đặt cho bài báo của mình đầu đề khiêm tốn “Một phép đo về nhiệt độ thừa của ăngten ở 4080 magahec. (Tần số mà ăngten đã được hiệu chỉnh là 4080 triệu chu kỳ mỗi giây, ứng với bước sóng 7,35 centimet). Họ thông báo một cách bình dị là “Các phép đo nhiệt độ thực sự của tiếng ồn từ thiên đỉnh… đã cho một trị số khoảng 3,5 K, cao hơn là trị số chờ đợi”, và họ đã tránh mọi sự đề cập đến vũ trụ học, trừ khi để lưu ý rằng: “Một sự giải thích có thể chấp nhận cho nhiệt độ tiếng ồn thừa đã quan sát là sự giải thích mà Dicke, Peeble, Roll và Wilkingson đã đưa ra trong một thư bạn đọc đăng trong số này”.

Bức xạ cực ngắn mà Penzias và Wilson đã khám phá ra có thực là còn sót lại từ lúc bắt đầu của vũ trụ không? Trước khi chúng ta tiếp tuc xét đến thí nghiệm đã được tiến hành từ 1965 để giải đáp câu hỏi này, chúng ta cần phải tự hỏi trước hết chúng ta chờ đợi gì về mặt lý thuyết đây: các tính chất chung của bức xạ phải chứa đựng trong vũ trụ là gì nếu các ý tượng vũ trụ học hiện hành là đúng đắn? Câu hỏi này dẫn chúng ta đến việc xét xem cái gì đã xảy ra đối với một bức xạ khi vũ trụ giãn nở - không những chỉ ở giai đoạn tổng hợp hạt nhân, sau ba phút đầu tiên, mà còn cả trong những khoảng thời gian dài dằng dặc đã trôi qua từ lúc đó.

Ở đây việc bỏ cách mô tả cổ điển về bức xạ như sóng điện từ mà cho đến nay chúng ta vẫn dùng và, thay vào đó, dùng quan điểm “lượng tử” hiện đại hơn, cho rằng bức xạ gồm những hạt gọi là photon, sẽ rất là có ích. Một sóng ánh sáng bình thường chứa một số cực kỳ lớn photon chuyển động cùng với nhau, nhưng nếu chúng ta định đo năng lượng mà đoàn sóng mang theo một cách chính xác, chúng ta sẽ thấy rằng nó luôn luôn là một bội số nào đó của một lượng nhất định, mà chúng ta coi là năng lượng của một photon đơn lẻ. Như chúng ta sẽ thấy, năng lượng photon thường rất bé. Cho nên trong nhiều áp dụng thực tiễn một sóng điện từ hầu như không có một năng lượng nào. Tuy nhiên, trong tương tác của bức xạ với nguyên tử hoặc hạt nhân nguyên tử, mỗi lần thường cần một photon, và khi nghiên cứu những quá trình đó ta cần dùng cách mô tả theo photon hơn là theo sóng. Photon có khối lượng bằng không và điện tích bằng không, nhưng mặc dù vậy, chúng là những hạt thực - mỗi một photon mang một năng lượng và một xung lượng xác định, hơn nữa còn có một spin xác định quanh hướng chuyển động của nó.

Việc gì xảy ra cho một photon nếu nó đi xuyên qua vũ trụ? Không gì xảy ra, đối với vũ trụ hiện nay. Ánh sáng từ những vật thể xa khoảng 10.000 triệu năm ánh sáng hình như đến với ta rất trôi chảy. Như vậy, dù có nhiều vật chất trong khoảng không giữa các thiên hà thì nó cũng đủ trong suốt để cho các photon có thể đi suốt trong một phần khá lớn của tuổi vũ trụ mà không bị tán xạ hoặc hấp thụ.

Tuy nhiên, các dịch chuyển đỏ của các thiên hà xa xăm nói với ta rằng vũ trụ đang giãn nở, như vậy các thành phần của nó đã có lúc phải được nén chặt hơn bây giờ. Nhiệt độ của một chất lưu thường tăng lên khi chất lưu bị nén, như vậy ta cũng có thể suy luận rằng vật chất của vũ trụ trong quá khứ đã nóng hơn nhiều. Thực ra chúng ta tin rằng đã có một lúc mà chúng ta sẽ thấy rằng đã kéo dài trong 700 000 năm đầu của vũ trụ, các thành phần của vũ trụ đã nóng và có mật độ cao đến mức chúng đã không thể kết tụ lại thành những ngôi sao và những thiên hà và kể cả các nguyên tử cũng bị phá vỡ ra thành các hạt nhân và electron hợp phần của chúng.

Trong những điều kiện không thuận lợi như vậy, một photon không thể đi suốt những khoảng cách mênh mông mà không bị cản trở, như trong vũ trụ hiện nay. Một photon lúc đó sẽ gặp trên đường đi của nó một số rất lớn electron tự do, chúng có thể dễ dàng tản xa hoặc hấp thụ photon đó. Nếu photon bị một electron tán xạ, nó thường sẽ hoặc mất đi một phần năng lượng cho electron đó hoặc nhận được một ít năng lượng của electron, việc này tùy thuộc vào lúc đầu photon có nhiều hay ít năng lượng hơn electron. “Thời gian tự do trung bình” mà photon có thể đi xuyên trước khi nó bị hấp thụ hay bị thay đổi về năng lượng một cách đáng kể đã phải là rất ngắn, ngắn hơn nhiều so với thời gian giãn nở đặc trưng của vũ trụ. Thời gian trung bình tương ứng của các hạt khác, các electron và các hạt nhân nguyên tử, lại còn phải ngắn hơn nữa. Như vậy, mặc dầu theo một ý nghĩa nào đó, vũ trụ đã giãn nở rất nhanh lúc đầu, đối với một photon hoặc electron hoặc hạt nhân đơn lẻ thì sự giãn nở đã có nhiều thời gian, đủ cho mỗi hạt bị tán xạ hoặc hấp thụ được bức xạ lại nhiều lần trong khi vũ trụ giãn nở.

Mọi hệ kiểu này, trong đó những hạt đơn lẻ có thời giờ để trải qua nhiều tương tác sẽ đi đến một trạng thái cân bằng. Số các hạt với những tính chất (vị trí, năng lượng, vận tốc, spin, v. v …) ở trong một khoảng trị số nào đó sẽ đứng lại ở một giá trị sao cho mỗi giây số hạt bị bật ra khỏi khoảng trị số đó bằng số hạt được đưa vào khoảng đó. Như vậy, các tính chất của một hệ như vậy sẽ không được xác định bằng bất kỳ điều kiện ban đầu nào, mà đúng hơn xác định bởi yêu cầu là sự cân bằng được duy trì. Cố nhiên, “sự cân bằng” ở đây không có nghĩa là các hạt bị đóng cứng lại - mỗi hạt thường xuyên bị các hạt láng giềng của nó thúc vào. Nói khác đi, sự cân bằng có tính thống kê - việc các hạt được phân bố về vị trí, năng lượng, v. v… là cái không thay đổi, hoặc thay đổi chậm.

Cân bằng kiểu thống kê đó thường được gọi là “cân bằng nhiệt”, vì một trạng thái cân bằng như vậy luôn luôn được đặc trưng bởi một nhiệt độ xác định, nó phải đồng đều trong suốt hệ. Thực ra, nói cho chặt chẽ, chỉ có ở trong trạng thái cân bằng nhiệt thì nhiệt độ mới được định nghĩa một cách chính xác. Ngành vật lý lý thuyết mạnh mẽ và sâu sắc được gọi là “cơ học thống kê” cho ta một công cụ toán học để tính các tính chất của mọi hệ ở cân bằng nhiệt.

Con đường dẫn đến cân bằng nhiệt gần giống như phương thức cơ cấu giá cả tự điều chỉnh trong kinh tế học cổ điển. Nếu cầu vượt cung, giá cả hàng hóa sẽ tăng lên làm giảm cầu thực tế và khuyến khích sản xuất. Nếu cung vượt cầu, giá cả sẽ hạ xuống, làm tăng “cầu” thực tế và làm nản lòng sản xuất. Trong cả hai trường hợp cung và cầu sẽ đi đến cân bằng. Cũng như vậy nếu có quá nhiều hay quá ít hạt với năng lượng, vận tốc, v. v… ở trong một khoảng trị số đặc biệt nào đó, thì xác suất mà chúng rời bỏ khoảng đó sẽ là lớn hơn hay bé hơn xác suất mà chúng đi vào cho đến khi cân bằng được thiết lập.

Cố nhiên, cơ cấu giá cả không phải lúc nào cũng diễn ra như là trong kinh tế học cổ điển, nhưng ngay cả về việc này, sự tương tự vẫn còn có giá trị - nhiều hệ vật lý trong thế giới thực ở rất xa trạng thái cân bằng nhiệt. Ở trung tâm các ngôi sao có sự cân bằng nhiệt hầu như hoàn hảo, cho nên chúng ta có thể phỏng đoán được các điều kiện ở đấy với một độ tin cậy kha khá, nhưng không ở đâu trên quả đất có cân bằng nhiệt, cho nên ta không thể chắc là ngày mai có mưa hay không. Vũ trụ đã không lúc nào ở trạng thái cân bằng nhiệt hoàn hảo, bởi vì dù sao nó cũng đang giãn nở. Tuy nhiên, trong thời kỳ đầu khi tốc đô tán xạ hoặc hấp thụ của các hạt đơn lẻ đã là nhanh hơn nhiều lần tốc độ giãn nở của vũ trụ, thì vũ trụ có thể coi như là tiến hóa “chậm” từ một trạng thái cân bằng nhiệt này đến một trạng thái cân bằng nhiệt khác gần như hoàn hảo.

Điều rất cần cho lập luận của cuốn sách này là vũ trụ đã một lần nào đó trải qua một trạng thái cân bằng nhiệt. Theo các kết luận của cơ học thống kê, các tính chất của mọi hệ ở trạng thái cân bằng nhiệt đều hoàn toàn được xác định mỗi khi ta đã cho nhiệt độ của hệ và mật độ của một số ít đại lượng được bảo toàn (mà ta sẽ nói nhiều hơn trong chương sau). Như vậy, vũ trụ chỉ còn giữ lại một ký ức rất hạn chế về các điều kiện ban đầu của nó. Việc này là đáng tiếc, nếu cái chúng ta muốn là dựng lại các điều kiện ngay lúc ban đầu, nhưng nó cũng được bù bằng việc chúng ta có thể suy ra sự diễn biến của các sự kiện từ lúc ban đầu mà không cần quá nhiều giả thuyết tùy tiện.

Chúng ta đã thấy rằng bức xạ cực ngắn mà Penzias và Wilson khám phá ra được coi như còn sót lại từ lúc mà vũ trụ ở trong một trạng thái cân bằng nhiệt. Vì vậy, để thấy được những tính chất gì ta có thể mong đợi về phông bức xạ cực ngắn được quan sát, ta phải tự hỏi: Các tính chất chung của bức xạ trong cân bằng nhiệt với vật chất là gì?

Tình cờ mà đấy chính là câu hỏi mà về lịch sử đã làm xuất hiện lý thuyết lượng tử và cách giải thích bức xạ theo photon. Trong những năm 1890 người ta đã biết rằng những tính chất của bức xạ trong trạng thái cân bằng nhiệt với vận tốc chỉ phụ thuộc vào nhiệt độ. Nói rõ hơn, lượng năng lượng trong đơn vị thể tích trong một bức xạ như vậy trong bất cứ khoảng bước sóng nào cho trước được cho bằng một công thức vạn năng, chỉ bao gồm có bước sóng và nhiệt độ. Công thức đó cũng cho lượng bức xạ ở trong một cái hộp có vách mờ đục, như vậy một nhà thiên văn vô tuyến có thể dùng công thức này mô tả cường độ tiếng ồn vô tuyến mà ông quan sát theo một “nhiệt độ tương đương”. Về căn bản, công thức đó cũng cho lượng bức xạ phát ra mỗi giây và trên mỗi centimet vuông ở một bước sóng nào đó từ một bề mặt hấp thụ hoàn toàn, cho nên bức xạ loại đó thường được gọi là “bức xạ vật đen”. Nghĩa là, bức xạ vật đen được đặc trưng bởi một phân bố năng lượng xác định theo bước sóng, được cho bởi một công thức vạn năng chỉ phụ thuộc vào nhiệt độ. Vấn đề nóng bỏng nhất đối với các nhà vật lý lý thuyết những năm 1890 là tìm ra được công thức đó.

Công thức đúng đắn cho bức xạ vật đen được Ludwig Planck tìm ra trong những tuần cuối của thế kỷ 19.







Hình 7. Phân bố Planck

Hình 7. Phân bố Planck : Mật độ năng lượng trên mỗi khoảng bước sóng đơn vị được vẽ là một hàm của bước sóng, đối với bức xạ vật đen, có nhiệt độ là 3 K. (Đối với một nhiệt độ lớn hơn 3 K là f lần, thì chỉ cần rút ngắn bước sóng 1/f lần và tăng mật độ năng lượng lên f mũ 5 lần). Đoạn thẳng của đường biểu diễn ở bên phải được mô tả gần đúng bằng “phân bố Rayleigh – Jeans” đơn giản hơn; một đường với độ dốc như vậy được chờ đợi với một nhóm trường hợp rộng rãi ngoài trường hợp bữc xạ vật đen. Đoạn đi xuống rất dốc về phía trái là so bản chất lượng tử của bức xạ, và là một nét đặc thù của bức xạ vật đen. Đoạn đường có ghi “bức xạ thiên hà” chỉ rõ cường độ tiếng ồn vô tuyến từ thiên hà chúng ta sinh ra. (Các mũi tên chỉ rõ bước sóng của phép đo ban đầu của Penzias và Wilson, và nước sóng tại đó một nhiệt độ bức xạ có thể rút ra từ những kết quả do sự hấp thụ bởi trạng thái kích thích quay đầu tiên của xian trong không gian giữa các sao).

Dạng chính xác của kết quả của Planck được chỉ ra ở hình 7, vẽ cho nhiệt độ đặc biệt 3 K của tiếng ồn sóng cực ngắn vũ trụ được quan sát. Công thức Planck có thể tóm tắt một cách định tính như sau: Trong một hộp chứa đầy bức xạ vật đen, năng lượng ở một khoảng bước sóng nào đó tăng vọt lên mạnh mẽ theo bước sóng đạt một cực đại và sau đó lại giảm xuống đột ngột. “Phân bố Planck” này là phân bố vạn năng, không phụ thuộc vào bản chất của vật chất mà bức xạ tương tác, mà chỉ phụ thuộc vào nhiệt độ của nó. Như hiện nay thường dùng danh từ “bức xạ vật đen” chỉ mọi bức xạ trong đó sự phân bố năng lượng theo bước sóng khớp với công thức Planck dù bức xạ có thực được phát ra bởi một vật đen hay không. Như vậy, ít nhất suốt trong khoảng một triệu năm đầu tiên, khi bức xạ và vật chất ở trạng thái cân bằng nhiệt, vũ trụ chắc đã chứa đầy bức xạ vật đen với một nhiệt độ bằng nhiệt độ của các thành phần vật chất trong vũ trụ.

Tầm quan trọng của sự tính toán của Planck đã đi xa hơn vấn đề bức xạ vật đen. Vì rằng trong đó ông đã đưa ra ý tưởng mới rằng, năng lượng gồm những phần riêng biệt, hay những “lượng tử”. Lúc đầu Planck chỉ xét đến sự lượng tử hóa năng lượng của vật chất ở cân bằng với bức xạ, nhưng một ít năm sau đó Einstein giả thiết rằng bản thân bức xạ cũng gồm những lượng tử, sau này gọi là photon. Các phát triển đó dẫn đến, trong những năm 1920, một trong những cuộc cách mạng về nhận thức lớn trong lịch sử khoa học, sự thay thế cơ học cổ điển bởi một ngôn ngữ hoàn toàn mới, ngôn ngữ của cơ học lượng tử.

Chúng ta không có khả năng đi quá xa vào cơ học lượng tử trong cuốn sách này. Tuy nhiên, sẽ có ích cho ta, khi tìm hiểu biểu diễn của bức xạ trong một vũ trụ giãn nở nếu ta xét xem sự mô tả bức xạ theo photon dẫn đến các nét lớn của phân bố Planck như thế nào.

Lý do để cho mật độ năng lượng của bức xạ vật đen giảm xuống khi bước sóng thật lớn là rất đơn giản: khó mà đặt gọn ghẽ bức xạ trong một thể tích nào mà kích thước bé hơn bước sóng. Việc này có thể (và đã được) hiểu mà không cần thuyết lượng tử, chỉ trên cơ sở thuyết sóng của bức xạ, cổ hơn.

Mặt khác, sự giảm mật độ năng lượng của bức xạ vật đen ở những bước sóng rất ngắn không thể giải thích được trong một sự mô tả không lượng tử về bức xạ. Một hệ quả quen thuộc của cơ học thống kê là ở một nhiệt độ nào đó đã cho, rất khó mà sản sinh ra được một loại hạt hoặc sóng hoặc kích thích khác mà năng lượng lớn hơn một lượng xác định nào đó, tỷ lệ với nhiệt độ. Tuy nhiên, nếu những sóng con của bức xạ có thể có những năng lượng bé tùy ý thì lúc đó sẽ không có gì hạn chế được tổng lượng bức xạ vật đen ở những bước sóng thật ngắn. Không những điều này mâu thuẫn với thực nghiệm - mà nó còn dẫn đến kết quả tại họa là năng lượng toàn phần của bức xạ vật đen là vô hạn! Con đường thoát duy nhất là cho rằng năng lượng gồm những phần hay những “lượng tử” với lượng năng lượng trong mỗi phần tăng lên khi bước sóng giảm, vì vậy ở một nhiệt độ nào đó đã cho, sẽ có rất ít bức xạ ở các bước sóng ngắn mà với chúng các phần có năng lượng lớn. Trong cách phát biểu cuối cùng của giả thiết do Einstein đã đề ra đó, năng lượng của bất kỳ photon nào cũng tỷ lệ nghịch với bước sóng, ở một nhiệt độ đã cho nào đó, bức xạ vật đen sẽ chứa rất ít photon có một năng lượng quá lớn, và do đó rất ít photon có một bước sóng quá ngắn, như vậy cắt nghĩa được sự giảm mạnh của phân bố Planck ở những bước sóng ngắn.

Nói cho rõ hơn, năng lượng của một photon với một bước sóng một centimet là 0,000124 electron - vôn, và lớn hơn, một cách tỷ lệ, ở những bước sóng ngắn hơn. Electron - vôn là một đơn vị năng lượng tiện lợi, bằng năng lượng thu nhận được bởi một electron khi chuyển động qua một độ sụt thế là một vôn. Ví dụ, một đèn pin 1, 5 vôn bình thường tiêu hao 1, 5 electron - vôn cho mỗi electron mà nó phóng ra qua dây tóc của bóng đèn. Theo định luật Einstein, năng lượng của một photon ở bước sóng cực ngắn 7, 35 centimet mà Penzias và Wilson đã điều hưởng ăngten của họ là 0, 000124 electron - vôn chia cho 7,35 của 0, 000 017 electron - vôn. Mặt khác một photon điển hình ở một vùng ánh sáng thấy được sẽ có một bước sóng khoảng một phần hai mươi nghìn centimet (5 x 10 mũ âm 5 cm), như vậy năng lượng của nó sẽ là 0, 000 124 electron - vôn nhân với 20.000, hoặc khoảng 2,5 eV. Trong cả hai trường hợp, năng lượng của một photon là rất bé tính theo thang vĩ mô, đấy là lý do tại sao các photon hình như nhập vào nhau thành những luồng bức xạ liên tục.

Nhân tiện nói thêm, năng lượng trong các phản ứng hóa học thường là vào cỡ một electron - vôn mỗi nguyên tử hoặc mỗi electron. Ví dụ, để bứt một electron khỏi một nguyên tử hyđrô cần khoảng 13, 6 electron - vôn, nhưng đó là một sự kiện hóa học mãnh liệt. Sự kiện photon trong ánh sáng mặt trời cũng có những năng lượng khoảng một electron - vôn là vô cùng quan trọng đối với chúng ta; đó là cái cho phép các photon đó tạo ra các phản ứng hóa học tối cần cho cuộc sống, như là sự quang hợp. Các năng lượng phản ứng hạt nhân thường vào cỡ một triệu electron - vôn mỗi hạt nhân nguyên tử, đó là lý do tại sao một pound (Pound: đơn vị khối lượng Anh bằng 0, 454 kg (ND).) plutoni có năng lượng nổ của khoảng một triệu pound thuốc nổ TNT.

Cách mô tả bằng photon cho phép ta hiểu dễ dàng các tính chất định tính chủ yếu của bức xạ vật đen. Trước hết, những nguyên lý của cơ học thống kê cho ta biết rằng năng lượng của photon điển hình tỷ lệ với nhiệt độ, trong khi định luật Einstein cho ta biết rằng bất cứ bước sóng nào của photon đều tỷ lệ nghịch với năng lượng photon. Từ đó, kết hợp cả hai định luật lại với nhau, bước sóng điển hình của photon trong bức xạ vật đen là tỷ lệ nghịch với nhiệt độ. Nói một cách định lượng, bước sóng điển hình mà gần đó đa số năng lượng của bức xạ vật đen được tập trung là 0, 29 cm ở nhiệt độ 1 K, và ở nhiệt độ cao hơn thì nhỏ hơn, một cách tỷ lệ.

Chẳng hạn một vật không trong suốt ở một nhiệt độ “phòng” bình thường 300 K (bằng 27 độ C) sẽ phát ra bức xạ vật đen với một bước sóng điển hình bằng 0,29 cm chia cho 300, nghĩa là khoảng một phần nghìn centimet. Đó là vào khoảng của bức xạ hồng ngoại và là một bước sóng quá dài mà mắt ta không trông thấy. Mặt khác, bề mặt của mặt trời ở một nhiệt độ khoảng 5800 K, và kết quả là ánh sáng mà nó phát ra sẽ mạnh nhất ở bước sóng khoảng 0,29 cm chia cho 5800, nghĩa là khoảng năm phần một trăm nghìn centimet (5 x 10 mũ âm 5 cm) hoặc tương đương, khoảng năm nghìn angstrom. (Một angstrom là một phần trăm triệu hoặc 10 mũ âm 8 xentimet). Như đã nói, đó là vào giữa khoảng bước sóng mà mắt ta có thể nhìn được, mà chúng ta gọi là bước sóng “thấy được”. Sự kiện các bước sóng quá ngắn cắt nghĩa vì sao mãi cho đến đầu thế kỷ thứ 19 ánh sáng mới được khám phá ra là có bản chất sóng; chỉ khi nào chúng ta quan sát ánh sáng đi qua những lỗ thật là bé thì ta mới có thể để ý đến những hiện tượng đặc trưng cho sự truyền sóng như hiện tượng nhiễu xạ.

Chúng ta cũng đã thấy rằng sự giảm mật độ năng lượng của bức xạ vật đen ở những bước sóng dài là do khó đặt bức xạ vào trong một thể tích mà kích thước nhỏ hơn bước sóng. Thực ra, khoảng cách trung bình giữa các photon trong bức xạ vật đen gần bằng bước sóng điển hình của photon. Nhưng chúng ta cũng đã thấy rằng bước sóng điển hình đó tỷ lệ nghịch với nhiệt độ, như vậy khoảng cách trung bình giữa các photon cũng tỷ lệ nghịch với nhiệt độ. Số vật thể mọi loại trong một thể tích nhất định tỷ lệ nghịch với lập phương của khoảng cách trung bình của chúng, do đó trong bức xạ vật đen, định luật là số photon trong một thể tích cho trước tỷ lệ nghịch với lập phương nhiệt độ .

Chúng ta có thể kết hợp những thông tin đó để rút ra một vài kết luận về lượng năng lượng trong bức xạ vật đen. Năng lượng mỗi lít, hoặc “mật độ năng lượng”, chỉ đơn giản là số photon mỗi lít nhân với năng lượng trung bình của mỗi photon. Nhưng chúng ta đã thấy rằng số photon mỗi lít tỷ lệ với lập phương nhiệt độ trong khi năng lượng trung bình của photon chỉ đơn giản là tỷ lệ với nhiệt độ. Từ đó năng lượng mỗi lít trong bức xạ vật đen là tỷ lệ với lập phương nhiệt độ nhân với nhiệt độ, hoặc nói cách khác tỷ lệ với lũy thừa bốn nhiệt độ. Nói một cách định lượng, mật độ năng lượng của bức xạ vật đen là 4,72 electron - vôn mỗi lít ở nhiệt độ 1 K, 47.200 electron - vôn mỗi lít ở nhiệt độ 10 K, v. v… (Đây là định luật Stefan - Boltzmann). Nếu tiếng ồn sóng cực ngắn mà Penzias và Wilson đã khám phá được quả thực là bức xạ vật đen với nhiệt độ 3 K, thì mật độ năng lượng của nó phải là 4, 72 electron - vôn mỗi lít nhân với ba mũ bốn, hoặc khoảng 380 electron - vôn mỗi lít. Khi nhiệt độ là một nghìn lần lớn hơn, thì mật độ năng lượng đã là một triệu (10 mũ 12) lần lớn hơn.

Bây giờ chúng ta có thể trở về nguồn gốc của bức xạ cực ngắn “tàn dư”. Chúng ta thấy rằng đã phải có một lúc vũ trụ nóng và có mật độ cao đến mức các nguyên tử đã bị phân tách ra thành các hạt nhân và các electron của chúng và sự tán xạ các photon bởi các electron tự do đã duy trì một cân bằng nhiệt giữa vật chất và bức xạ.

Thời gian trôi đi, vũ trụ giãn nở và lạnh đi đến lúc đạt một nhiệt độ (khoảng 3000 K) đủ lạnh để cho phép các hạt nhân và electron kết hợp thành nguyên tử. (Trong các sách về vật lý thiên văn, việc này thường được gọi là “sự tái hợp”, một danh từ đặc biệt không thích hợp, vì ở lúc ta đang xét thì các hạt nhân và electron trong lịch sử trước đó của vũ trụ chưa bao giờ được ghép thành nguyên tử!). Sự mất đi đột ngột các electron tự do làm gián đoạn sự tiếp xúc nhiệt giữa bức xạ và vật chất và bức xạ sau đó tiếp tục giãn nở một cách tự do.

Khi việc đó xảy ra, năng lượng trong trường hợp bức xạ ở những bước sóng khác nhau được quy định bởi các điều kiện cân bằng nhiệt, và do đó được cho bởi công thức vật đen của Planck ứng với một nhiệt độ bằng nhiệt độ của vật chất, khoảng 3000 K. Đặc biệt, bước sóng photon điển hình đã phải vào khoảng một micromet (một phần mười nghìn centimet, hoặc 10 000 angstrom) và khoảng cách trung bình giữa các photon đã vào cỡ bước sóng điển hình đó.

Việc gì đã xảy ra với các photon từ đó? Các photon riêng lẻ đã không được sinh ra hoặc hủy đi, do đó khoảng cách trung bình giữa các photon chỉ đơn giản tăng lên tỷ lệ với kích thước của vũ trụ, nghĩa là tỷ lệ với khoảng cách trung bình giữa các thiên hà điển hình. Nhưng chúng ta đã thấy trong chương trước rằng tác dụng của dịch chuyển đỏ vũ trụ học là “kéo dài” bước sóng của mọi tia sáng trong khi vũ trụ giãn nở; như vậy, các bước sóng của mỗi một photon riêng lẻ cũng đơn giản tăng tỷ lệ với kích thước của vũ trụ. Do đó, các photon sẽ ở cách xa nhau một bước sóng điển hình đúng như đối với bức xạ vật đen. Quả thật, cứ tiếp tục lập luận đó một cách định lượng, người ta có thể chỉ rõ rằng bức xạ chứa đầy trong vũ trụ có thể tiếp tục được mô tả một cách chính xác bằng công thức vật đen của Planck, trong quá trình vũ trụ giãn nở, dù rằng bức xạ đó không còn ở trạng thái cân bằng nhiệt với vật chất nữa (xem chú thích toán học 4). Kết quả duy nhất của sự giãn nở là làm tăng bước sóng photon điển hình tỷ lệ với kích thước của vũ trụ. Nhiệt độ của bức xạ vật đen tỷ lệ nghịch với bước sóng điển hình, như vậy nó sẽ giảm trong khi vũ trụ giãn nở một cách tỷ lệ nghịch với kích thước của vũ trụ.

Chẳng hạn, Penzias và Wilson đã tìm thấy rằng cường độ của phông bức xạ cực ngắn mà họ đã phát hiện ứng với một nhiệt độ vào khoảng 3 K. Đó là con số có thể chờ đợi nếu vũ trụ đã nở ra gấp 1000 lần so với lúc nhiệt độ đã còn đủ cao (3000 K) để giữ vật chất và bức xạ ở cân bằng nhiệt. Nếu cách giải thích đó là đúng, thì phông vô tuyến 3 K là tín hiệu cổ xưa nhất mà các nhà thiên văn nhận được, vì nó đã được phát ra trước cả ánh sáng từ các thiên hà xa xăm nhất mà ta có thể nhìn thấy rất lâu.

Nhưng Penzias và Wilson đã đo cường độ của phông vô tuyến vũ trụ chỉ ở bước sóng 7,35 centimet mà thôi. Rõ ràng rất cần xét gấp để xem phải chăng sự phân bố năng lượng bức xạ theo bước sóng có được mô tả bằng công thức Planck về vật đen như người ta có thể mong đợi nếu quả thật nó là bức xạ tàn dư đã dịch chuyển về phía đỏ còn sót lại từ một thời kỳ nào đó mà vật chất và bức xạ của vũ trụ ở cân bằng nhiệt. Nếu như vậy thì “nhiệt độ tương đương” tính bằng cách làm khớp cường độ tiếng ồn vô tuyến quan sát được với công thức planck phải có một giá trị như nhau ở mọi bước sóng 7,35 centimet mà Penzias và Wilson đã nghiên cứu.

Như ta đã thấy, ngay lúc Penzias và Wilson tiến hành sự khám phá của họ, đã có một cố gắng khác đang tiến hành ở New Jersey để phát hiện ra một phông bức xạ cực ngắn vũ trụ. Liền sau hai bản công bố đầu tiên của các nhóm ở các phòng thí nghiệm Bell và Princeton, Roll và Wilkinson đã loan báo kết quả riêng của họ: nhiệt độ tương đương của phông bức xạ ở bước sóng 3,2 centimet là ở giữa 2, 5 và 3, 5 K. Nghĩa là, với sai số của thí nghiệm, cường độ của phông vũ trụ ở bước sóng 3,2 centimet lớn hơn so với ở 7,35 centimet theo đúng tỷ lệ mà người ta có thể chờ đợi nếu như bức xạ được mô tả bằng công thức Planck!

Từ 1965, cường độ của bức xạ tàn dư cực ngắn đã được các nhà thiên văn vô tuyến đo ở hơn một tá bước sóng từ 7,35 centimet đến 0,33 centimet. Mỗi phép đo này đều khớp với một phân bố năng lượng theo bước sóng của Planck, với một nhiệt độ giữa 2,7 K và 3 K.

Tuy nhiên, trước khi kết luận ngay rằng đó chính là bức xạ vật đen, ta phải nhớ rằng bước sóng “điển hình” mà ở đó phân bố Planck đạt cực đại, là 0,29 centimet. Như vậy tất cả các phép đo sóng cực ngắn đó đã được tiến hành ở về phía bước sóng dài của cực đại trên phân bố Planck. Nhưng ta đã thấy rằng độ tăng mật độ năng lượng khi bước sóng giảm ở phần này của phổ đúng là do khó đặt những bước sóng dài vào trong những thể tích nhỏ, và việc đó cũng sẽ xảy ra với một loạt lớn những trường bức xạ, kể cả bức xạ đã không được sản sinh ra trong điều kiện cân bằng nhiệt (các nhà thiên văn vô tuyến gọi phần này của phổ là vùng Rayleigh - Jeans, vì nó được Rayleigh và James Jeans phân tích đầu tiên). Để xác minh việc ta quả thật gặp bức xạ vật đen, cần phải vượt qua điểm cực đại trên phân bố Planck đến vùng bước sóng ngắn, và kiểm tra mật độ năng lượng có thực giảm khi bước sóng giảm, như thuyết lượng tử tiên đoán hay không. Với các bước sóng ngắn hơn 0,1 centimet, thực ra chúng ta đã ở ngoài phạm vi hoạt động của các nhà thiên văn đo sóng vô tuyến hay sóng cực ngắn, và rơi vào một ngành mới hơn là thiên văn hồng ngoại.

Tiếc thay bầu khí quyển của hành tinh chúng ta, hầu như trong suốt đối với các bước sóng trên 0,3 centimet, trở nên càng mờ đục đối với những bước sóng càng ngắn. Hình như khó có một đài thiên văn vô tuyến nào đặt trên mặt đất, dù xây cất trên núi cao, mà có thể đo phông bức xạ vũ trụ ở những bước sóng ngắn hơn 0,3 centimet.

Cũng khá lạ lùng là phông bức xạ đã được đo ở những bước sóng ngắn hơn khá lâu trước bất cứ công trình thiên văn nào nói ở chương này, và là do một nhà thiên văn quang học chứ không phải là một nhà thiên văn vô tuyến hay hồng ngoại! Trong chòm sao Ophiuchus ( “Người mang rắn” hoặc “Xà phu”) có một đám mây khí giữa các ngôi sao, tình cờ nằm giữa quả đất và một ngôi sao nóng, song không có gì khác đáng để ý, Oph. Phổ của Oph có nhiều vạch đen không bình thường, chúng nói lên rằng đám khí đó hấp thụ ánh sáng ở nhiều bước sóng ngắn. Chúng là các bước sóng mà ở đó photon có đúng các năng lượng cần để cảm ứng những sự chuyển trong các phân tử của đám mây khí, từ những trạng thái năng lượng thấp đến những trạng thái có năng lượng cao hơn. (Các phân tử, cũng như nguyên tử, chỉ tồn tại ở những trạng thái gián đoạn hay có năng lượng được “lượng tử hóa”). Như vậy, bằng cách quan sát các bước sóng mà ở đó xuất hiện các vạch đen, có thể suy ra một cái gì đó về bản chất các phân tử này, và về các trạng thái của chúng.

Một trong những vạch hấp thụ trong phổ của Oph là ở bước sóng 3875 angstrom (38,75 phần triệu centimet), nó cho thấy trong đám mây giữa các ngôi sao tồn tại một phân tử, gọi là xian (CN), gồm một nguyên tử cacbon và một nguyên tử nitơ. Nói một cách chặt chẽ, xian (CN) phải được gọi là một “gốc”, nghĩa là trong những điều kiện bình thường nó kết hợp nhanh chóng với những nguyên tử khác để tạo thành những phân tử bền hơn như chất độc axit xianhyđric (HCN). Trong khoảng không giữa các vì sao, CN rất là bền).

Năm 1941, W. S. Adams và A. McKellar khám phá ra rằng vạch hấp thụ này thực ra là bị tách ra, gồm có ba thành phần với bước sóng 3874,608 angstrom, 3875,763 angstrom và 3873,998 angstrom. Bước sóng hấp thụ đầu ứng với sự chuyển động trong đó phân tử xian được nâng từ trạng thái năng lượng thấp nhất của nó ( “trạng thái cơ bản”) lên một trạng thái dao động và được mong đợi cũng sẽ được tạo ra ngay khi xian ở nhiệt độ không. Tuy nhiên, hai vạch kia chỉ có thể được tạo nên bởi những sự chuyển động trong đó phân tử được nâng lên từ một trạng thái quay ở sát ngay trên trạng thái cơ bản đến nhiều trạng thái dao động khác. Như vậy, một tỷ lệ khá lớn của các phân tử xian trong đám mây nằm giữa các ngôi sao phải ở trạng thái quay đó. Bằng cách sử dụng hiệu năng lượng biết được giữa trang thái cơ bản và trạng thái quay và các cường độ tỷ đối quan sát được của các vạch hấp thụ khác nhau, McKellar đã có thể nâng phân tử xian lên trang thái quay.

Lúc đó không có lý do nào để liên hệ nhiễu loạn bí mật đó với nguồn gốc vũ trụ, và việc này không được chú ý đến nhiều. Tuy nhiên, sau sự khám phá ra phông bức xạ vũ trụ ở 3 K năm 1965, người ta đã nhận thức được (George Field, E. S. Shklovsky và N. J. Woolf) rằng chính nó là nhiễu loạn quan sát được năm 1941, nó đã làm quay các phân tử xian trong các đám mây Ophiuchus . Bước sóng của các photon bức xạ vật đen cần để tạo ra sự quay đó là 0,263 centimet, ngắn hơn bất cứ bước sóng nào mà ngành thiên văn vô tuyến có cơ sở đặt trên mặt đất có thể quan sát được, nhưng vẫn chưa đủ ngắn để thử nghiệm sự giảm nhanh bước sóng dưới 0,1 cm được chờ đợi cho một sự phân bố Plack ở 3 K.

Kể từ lúc đó đã có một sự tìm kiếm những vạch hấp thụ khác do sự kích thích các phân tử xian ở những trạng thái quay khác nhau. Quan sát năm 1974 về sự hấp thụ do trạng thái quay thứ hai của xian giữa các vì sao đã cho phép ước tính cường độ bức xạ ở bước sóng 0,132 centimet cũng ứng với nhiệt độ khoảng 3 K. Tuy nhiên, những quan sát như vậy cho đến đây mới chỉ cho những giới hạn trên về mật độ năng lượng bức xạ ở những bước sóng ngắn hơn 0,1 centimet. Các kết quả đó thật là đáng phấn khởi, bởi vì chúng chỉ rõ rằng mật độ năng lượng bức xạ đúng là bắt đầu giảm nhanh chóng ở một bước sóng nào đó chung quanh 0,1 centimet, như người ta mong đợi nếu đó là bức xạ vật đen . Tuy nhiên, những giới hạn trên này không cho phép ta kiểm tra rằng đó chính thật là bức xạ vật đen, hoặc xác định một nhiệt độ bức xạ chính xác.

Chỉ có thể giải quyết được vấn đề này bằng cách đưa một thiết bị thu hồng ngoại vượt ra khỏi khí quyển quả đất, hoặc bằng một khí cầu, hoặc bằng một tên lửa . Các thí nghiệm đó là vô cùng khó khăn và lúc đầu cho những kết quả mâu thuẫn nhau, khi thì khuyến khích những người ủng hộ mô hình vũ trụ học chuẩn, khi thì khuyến khích những người chống lại mô hình đó. Một nhóm sử dụng tên lửa ở Cornell đã tìm thấy nhiều bức xạ ở những bước sóng ngắn hơn là theo phân bố vật đen của Planck, trong khi đó một nhóm sử dụng khí cầu ở M. I. T. nhận được những kết quả phù hợp đại khái với những kết quả được chờ đợi đối với bức xạ vật đen. Cả hai nhóm tiếp tục công việc của họ và vào năm 1972 cả hai đều thông báo kết quả, chứng tỏ có một phân bố đen với một nhiệt độ gần 3 K. Năm 1976 một nhóm sử dụng khí cầu ở Berkeley cũng công nhận rằng mật độ năng lượng bức xạ tiếp tục hạ thấp đối với những bước sóng ngắn trong khoảng từ 0,25 centimet đến 0,06 centimet theo tính toán mong đợi đối với nhiệt độ 3 K, xê xích 0,1 K. Hiện nay hầu như có thể kết luận rằng phông bức xạ vũ trụ quả thực là bức xạ vật đen, với nhiệt độ gần 3 K.

Ở đây bạn đọc có thể tự hỏi tại sao vấn đề này không thể được kết luận bằng một cách đơn giản là đặt một thiết bị hồng ngoại trong một vệ tinh nhân tạo của quả đất lúc nào cũng sắn sàng tiến hành những phép đo chính xác ở thật cao bên ngoài khí quyển của quả đất. Tôi không thật chắc tại sao việc này lại không thể làm được. Lý do thường đưa ra là để đo được nhiệt độ bức xạ thấp như 3 K, cần làm lạnh thiết bị bằng hêli lỏng (một “tải lạnh”) và vấn đề mang một thiết bị làm lạnh như vậy trên một vệ tinh nhân tạo của quả đất chưa được giải quyết tốt về mặt kỹ thuật. Tuy nhiên, người ta đã không thể suy nghĩ được rằng những nghiên cứu “thực vũ trụ” như vậy xứng đáng được chia một phần lớn hơn ngân quỹ nghiên cứu vũ trụ.

Tầm quan trọng của việc tiến hành những quan sát ở bên ngoài khí quyển của quả đất lại càng được thấy rõ hơn khi ta xét phân bố phông bức xạ vũ trụ theo hướng cũng như theo bước sóng. Mọi quan sát cho đến đây phù hợp với một phông bức xạ hoàn toàn đẳng hướng, nghĩa là không phụ thuộc vào hướng. Như đã nói ở chương trên, đó là một trong những bằng chứng mạnh nhất bênh vực cho nguyên lý vũ trụ học. Tuy nhiên, rất khó mà phân biệt được một sự phụ thuộc vào hướng có thể có được của bản thân phông bức xạ vũ trụ với một sự phụ thuộc vào hướng chỉ do tác động của khí quyển quả đất; quả thực trong các phép đo nhiệt độ phông bức xạ, phông bức xạ được phân biệt với bức xạ khí quyển quả đất bằng cách cho rằng nó là đẳng hướng.

Điều làm cho sự phụ thuộc hướng của phông bức xạ cực ngắn thành ra một vấn đề nghiên cứu hấp dẫn như vậy là cường độ bức xạ này không được coi là hoàn toàn đẳng hướng . Có thể có những thăng giáng của cường độ với những thay đổi nhỏ về hướng, phát sinh ra bởi sự “không thật tròn trĩnh” của vũ trụ hoặc vào lúc bức xạ được phát ra hoặc từ lúc đó. Chẳng hạn, các thiên hà trong những thời kỳ tạo thành đầu tiên có thể hiện ra như những vết nóng trên bầu trời, với một nhiệt độ vật đen cao hơn trung bình một chút, lan rộng khoảng trên nửa phút cung. Thêm vào đó hầu như chắc chắn có một biến thiên nhỏ nhẹ của cường độ bức xạ quanh khắp bầu trời, gây ra bởi sự chuyển động của quả đất xuyên qua vũ trụ. Quả đất đi quanh mặt trời với tốc độ 30 kilômet mỗi giây, và hệ mặt trời được kéo theo sự quay của thiên hà của chúng ta với một tốc độ khoảng 250 kilômet mỗi giây. Không ai biết rõ vận tốc của thiên hà chúng ta so với sự phân bố các thiên hà điển hình trong vũ trụ, nhưng có thể cho rằng nó chuyển động vài trăm kilômet mỗi giây theo một hướng nào đó. Nếu, chẳng hạn, ta giả thiết rằng quả đất chuyển động với một vận tốc 300 kilomet mỗi giây so với vật chất của vũ trụ, và từ đó so với phông bức xạ, thì bước sóng của bức xạ đi đến ta ngược chiều hoặc cùng chiều chuyển động của quả đất phải tương ứng giảm hoặc tăng theo tỷ lệ giữa 300 kilômet mỗi giây và vận tốc ánh sáng, hoặc 0,1 phần trăm. Như vậy, nhiệt độ bức xạ tăng tương đương phải biến thiên nhẹ theo hướng, nó vào khoảng 0,1 phần trăm cao hơn trung bình theo hướng ngược chiều chuyển động của quả đất và vào khoảng 0,1 phần trăm thấp hơn trung bình theo hướng cùng chiều chuyển động của quả đất .

Trong những năm cuối gần đây giới hạn trên tốt nhất về một sự phụ thuộc vào hướng nào đó của nhiệt độ bức xạ tương đương là đúng vào khoảng 0,1 phần trăm, như vậy, chúng ta đang ở trong tình trạng khổ sở là có thể phần nào nhưng không hoàn toàn đo được vận tốc chuyển động của quả đất xuyên qua vũ trụ. Không thể giải quyết được vấn đề này cho đến khi các phép đo được tiến hành từ những vệ tinh bay quanh quả đất. (Khi chữa lần cuối cùng sách này, tôi đã nhận được bản tin tức số 1 về vệ tinh thám hiểm phông vũ trụ của John Mather ở N. A. S. A (“Cơ quan quốc gia nghiên cứu về vũ trụ và hàng không” của Mỹ (ND).). Nó thông báo sự bổ nhiệm một đội gồm sáu nhà khoa học dưới sự lãnh đạo của Rainier Weiss ở M. I. T., để nghiên cứu một phép đo khả dĩ về phông bức xạ cực ngắn và hồng ngoại từ khoảng không vũ trụ. Chúc họ thành công!).

Chúng ta đã nói rằng phông bức xạ cực ngắn vũ trụ cho một bằng chứng mạnh mẽ rằng đã có lúc bức xạ và vật chất của vũ trụ ở trong một trạng thái cân bằng nhiệt. Tuy nhiên, chúng ta vẫn chưa kết luận gì sâu sắc về mặt vũ trụ học từ trị số quan sát được của nhiệt độ bức xạ tương đương, 3 K. Thực ra, nhiệt độ bức xạ này cho phép ta xác định con số trọng yếu nhất mà chúng ta cần để theo dõi lịch sử của ba phút đầu tiên.

Như ta đã thấy, ở bất kỳ nhiệt độ nào đã cho trước số photon trong một đơn vị thể tích là tỷ lệ nghịch với lập phương bước sóng điển hình, và do đó tỷ lệ thuận với lập phương nhiệt độ. Với một nhiệt độ chính xác là 1 K sẽ có 20282,9 photon mỗi lít do đó phông bức xạ 3 K chứa khoảng 550000 photon mỗi lít. Tuy nhiên, mật độ của các hạt nhân (nơtron và proton) trong vũ trụ hiện nay là ở đâu đấy giữa 6 và 0,03 hạt mỗi nghìn lít. (Giới hạn trên là gấp đôi mật độ tới hạn thảo luận ở chương II; giới hạn dưới là một số phỏng đoán thấp về mật độ hiện quan sát được ở các thiên hà nhìn thấy). Như vây, tùy theo giá trị thực của mật độ hạt, có vào khoảng giữa 100 triệu và 20 nghìn triệu photon đối với mỗi hạt nhân trong vũ trụ hiện nay.

Hơn nữa, tỷ lệ to lớn này của photon trên hạt nhân đã gần như là hằng số trong một thời gian rất dài. Suốt trong thời kỳ mà bức xạ đã giãn nở tự do (từ khi nhiệt độ tụt xuống dưới khoảng 3000 K), các photon của phông và các hạt nhân đã không được sinh ra mà cũng không bị hủy đi, cho nên tỷ lệ giữa chúng đương nhiên vẫn không đổi. Ta sẽ thấy trong chương sau rằng tỷ lệ đó gần như không đổi, ngay cả trước đó, khi mà những photon riêng lẻ được hình thành và bị hủy đi.

Đó là kết luận định lượng quan trọng nhất có thể rút ra từ những phép đo về phông bức xạ cực ngắn - nhìn ngược lại về quá khứ xa xăm nhất của quả đất, đã có tỷ lệ từ 100 triệu đến 20.000 triệu photon trên mỗi nơtron hoặc proton. Để cho khỏi lập lờ một cách không cần thiết, tôi sẽ lấy tròn con số này trong các lập luận sau, và giả thiết (để minh họa) rằng bây giờ có và trước kia đã có đúng 1000 triệu photon cho mỗi hạt nhân, trong các phần trung bình của vũ trụ.

Một hệ quả rất quan trọng của kết luận này là sự tách vật chất thành các thiên hà và các vì sao đã chưa thể bắt đầu được cho đến khi nhiệt độ vũ trụ hạ xuống đến mức các electron có thể bị bắt để tạo thành các nguyên tử. Để cho lực hấp dẫn có thể tạo ra sự kết khối vật chất thành những mảng riêng lẻ mà Newton đã hình dung, thì lực hấp dẫn phải thắng áp suất của vật chất và bức xạ liên kết. Lực hấp dẫn ở trong mỗi khối mới hình thành tăng theo kích thước của khối, trong khi áp suất không phụ thuộc vào kích thước; do đó ở mỗi áp suất và mật độ cho trước, có một khối lượng tối thiểu có thể gây ra sự “kết khối” do hấp dẫn. Khối lượng này được gọi là “khối lượng Jeans”, bởi vì nó được James Jeans đưa vào đầu tiên trong các thuyết về sự hình thành các ngôi sao năm 1902. Khối lượng Jeans lại tỷ lệ với lũy thừa 3/2 của áp suất (xem chú thích toán học 5). Đúng trước khi các electron bắt đầu bị bắt để tạo các nguyên tử, ở một nhiệt độ khoảng 3000 K, áp suất của bức xạ rất là to lớn, và khối lượng Jeans do đó lớn một cách tương ứng, khoảng một triệu lần lớn hơn khối lượng của một thiên hà lớn. Không có thiên hà nào và cũng chẳng có chùm thiên hà nào đủ lớn để được hình thành lúc đó. Tuy nhiên, một thời gian ngắn sau đó các electron kết hợp với các hạt nhân để tạo thành nguyên tử; khi những electron tự do mất đi, vũ trụ trở thành trong suốt đối với bức xạ; và như vậy áp suất bức xạ trở thành vô hiệu. Ở một nhiệt độ và mật độ cho trước, áp suất của vật chất hoặc bức xạ chỉ đơn giản là tỷ lệ với số hạt hoặc photon, như vậy khi áp suất bức xạ trở thành vô hiệu thì áp suất hiệu dụng toàn phần tụt xuống khoảng một nghìn triệu lần. Khối lượng Jeans giảm xuống một nghìn triệu mũ “ba phần hai” lần, thành khoảng một phần triệu khối lượng của một thiên hà. Từ lúc đó về sau, áp suất vật chất tự nó quá yếu nên không thể chống lại sự kết khối của vật chất thành các thiên hà mà ta thấy trên bầu trời.

Điều này vẫn chưa nói lên rằng chúng ta thực sự hiểu các thiên hà được hình thành như thế nào. Lý thuyết về sự hình thành các thiên hà là một trong những bài toán hóc búa nhất của vật lý thiên văn, một bài toán mà hiện nay hình như còn lâu mới giải được. Nhưng đó lại là chuyện khác. Đối với ta, điều quan trọng là trong vũ trụ sơ khai, ở những nhiệt độ trên khoảng 3000 K, vũ trụ không phải bao gồm các thiên hà và các vì sao mà ta thấy trên bầu trời hiện nay, mà chỉ là một thứ xúp vật chất và bức xạ đã được ion hóa và không phân biệt được.

Một hệ quả quan trọng khác của tỷ lệ lớn photon trên hạt hạt nhân là chắc đã có lúc, tương đối không xa trong quá khứ, mà năng lượng bức xạ đã là lớn hơn năng lượng chứa trong vật chất vũ trụ. Năng lượng chứa trong khối lượng của một hạt nhân, được cho bởi công thức Einstein E = mc2, vào khoảng 939 triệu electron - vôn. Năng lượng trung bình của một photon trong bức xạ vật đen ở 3 K là nhỏ hơn nhiều, khoảng 0,0007 electron - vôn, do đó dù rằng với 1000 triệu photon mỗi nơtron hoặc proton, đa số năng lượng của vũ trụ hiện nay là dưới dạng vật chất chứ không phải bức xạ. Tuy nhiên, xưa kia nhiệt độ cao hơn, cho nên năng lượng của mỗi photon cao hơn, trong khi năng lượng trong một nơtron hoặc photon luôn luôn không đổi. Với 1000 triệu photon cho mỗi hạt nhân, để cho năng lượng bức xạ vượt qua năng lượng vật chất, chỉ cần năng lượng trung bình của một photon vật đen lớn hơn khoảng một phần nghìn triệu năng lượng của khối lượng một hạt nhân, hoặc khoảng một electron - vôn. Đây là trường hợp nhiệt độ lúc vào khoảng 1300 lần lớn hơn bây giờ, nghĩa là vào khoảng 4000 K. Nhiệt độ đó đánh dấu sự chuyển tiếp giữa một “thời đại bức xạ ngự trị”, trong đó phần lớn năng lượng của vũ trụ ở dưới dạng bức xạ, và “thời đại vật chất ngự trị” hiện nay, trong đó phần lớn năng lượng nằm trong khối lượng của các hạt hạt nhân.

Thật là đáng ngạc nhiên rằng sự chuyển tiếp giữa một vũ trụ bức xạ ngự trị đến một vũ trụ vật chất ngự trị đã xảy ra đúng khoảng lúc mà các phần của vũ trụ trở nên trong suốt cho bức xạ ở vào khoảng 3000 K. Không ai biết thật rõ tại sao nó phải là như vậy, dù rằng đã có những gợi ý hấp dẫn. Ta cũng không biết rõ sự chuyển tiếp nào xảy ra đầu tiên: nếu lúc đó có 10.000 triệu photon cho mỗi hạt hạt nhân thì bức xạ đã tiếp tục thắng vật chất cho đến khi nhiệt độ hạ xuống 400 K, mãi lâu sau khi các phần của vũ trụ trở nên trong suốt.

Các sự không chắc chắn này sẽ không có ảnh hưởng đến câu chuyện của chúng ta về vũ trụ sơ khai. Điều quan trọng đối với chúng ta là ở bất cứ lúc nào lâu trước khi các phần của vũ trụ trở thành trong suốt, vũ trụ đã có thể xem như chủ yếu bao gồm bức xạ, chỉ “nhiễm” một chút ít vật chất. Mật độ năng lượng to lớn của bức xạ trong vũ trụ sơ khai bị mất đi do sự dịch chuyển của bước sóng của các photon về phía đỏ trong khi vũ trụ giãn nở, làm cho sự nhiễm hạt hạt nhân và electron lớn lên, tạo nên các vì sao và các tảng đá và các sinh vật lớn của vũ trụ hiện nay.