Sự giãn nở của vũ trụ

Nhìn vào bầu trời ban đêm, ta có cảm giác mạnh mẽ về một vũ trụ không biến động. Thực ra, những đám mây bay qua mặt trăng, bầu trời xoay quanh sao Bắc đẩu và sau những khoảng thời gian dài hơn thì mặt trăng cũng khi tròn khi khuyết, và mặt trăng cũng như các hành tinh đều chuyển động trên phông các vì sao. Nhưng chúng ta biết đây chỉ là hiện tượng cục bộ, do các chuyển động trong thái dương hệ của chúng ta gây ra. Ngoài các hành tinh ra, các ngôi sao dường như đứng yên.

Cố nhiên, sao cũng chuyển động với những tốc độ đạt vài trăm kilômet mỗi giây, như vậy trong một năm, một ngôi sao chuyển động nhanh có thể đi mười nghìn triệu kilômet. Đấy là một khoảng một nghìn lần nhỏ hơn khoảng cách đến những ngôi sao dù là gần nhất, cho nên vị trí biểu kiến của chúng trên bầu trời thay đổi rất chậm. (Ví dụ ngôi sao chuyển động tương đối nhanh, gọi là Barnard ở cách ta một khoảng chừng 56 triệu triệu kilômet. Nó chuyển động qua đường nhìn với tốc độ 89 km/s hoặc 2,8 nghìn triệu kilômet mỗi năm, kết quả là vị trí biểu kiến của nó thay đổi một góc bằng 0,0029 độ trong một năm). Các nhà thiên văn gọi sự thay đổi vị trí biểu kiến của những ngôi sao gần trên bầu trời là “chuyển động riêng”.

Vị trí biểu kiến trên bầu trời của những ngôi sao xa hơn thay đổi chậm đến mức chuyển động riêng của chúng không thể phát hiện được thậm chí bằng sự quan sát kiên nhẫn nhất . Ở đây chúng ta sẽ thấy rằng cái cảm giác không biến động này là sai lầm. Các quan sát mà chúng ta thảo luận trong chương này cho thấy là vũ trụ ở trong một trạng thái nổ dữ dội, trong đó các đảo sao lớn gọi là các thiên hà đang rời xa nhau với những tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng. Sau này chúng ta có thể ngoại suy sự nổ đó lùi về thời gian để kết luận rằng tất cả các thiên hà chắc đã phải gần nhau hơn nhiều ở cùng một lúc trong quá khứ - gần nhau đến mức mà thực ra không có thiên hà nào hoặc vì sao nào hoặc kể cả nguyên tử hay hạt nhân nguyên tử nào có thể tồn tại riêng biệt. Đó là kỷ nguyên mà chúng ta gọi là “vũ trụ sơ khai”, đối tượng nghiên cứu của cuốn sách này.

Sự hiểu biết của chúng ta về sự giãn nở của vũ trụ hoàn toàn dựa trên sự kiện là các nhà thiên văn có khả năng đo chuyển động của một vật thể sáng theo hướng trực tiếp dọc theo đường nhìn chính xác hơn rất nhiều so với khi đo chuyển động đó theo những hướng vuông góc với đường nhìn . Kỹ thuật đo dùng một tính chất quen thuộc của mọi chuyển động sóng, gọi là hiệu ứng Doppler. Khi ta quan sát một sóng âm hoặc sóng ánh sáng từ một nguồn bất động, thời gian giữa các đỉnh sóng khi chúng đến được thiết bị quan sát của ta cũng đúng là thời gian giữa các đỉnh sóng khi chúng rời khỏi nguồn. Mặt khác, nếu nguồn chuyển động tách khỏi chúng ta thì thời gian giữa các lần tới của những đỉnh sóng liên tiếp lớn hơn thời gian giữa những lúc chúng rời khỏi nguồn, vì mỗi đỉnh sau khi tới chỗ ta phải đi một quãng đường dài hơn một chút so với đỉnh trước. Thời gian giữa các đỉnh chính bằng bước sóng chia cho tốc độ của sóng, như vậy một sóng phát ra bởi một nguồn chuyển động ra xa khỏi ta sẽ hình như có một bước sóng dài hơn so với khi nguồn đứng yên. (Cụ thể độ tăng tỷ đối của bước sóng bằng tỉ số giữa tốc độ nguồn sóng và tốc độ của sóng, như được chỉ ra trong chú thích toán học 1). Cũng như vậy, nếu nguồn chuyển động về phía ta, thời gian giữa những lần xuất hiện của hai đỉnh sóng giảm đi bởi vì mỗi đỉnh sóng kế tiếp đi một quãng đường ngắn hơn và sóng hình như có một bước sóng ngắn hơn. Điều này giống như thể một người bán hàng lưu động muốn gửi thư về nhà một cách đều đặn, mỗi tuần một lần suốt trong chuyến đi của mình: khi người đó đi xa nhà, mỗi thư tiếp sau sẽ phải đi một khoảng cách xa hơn thư trước, cho nên các bức thư của người đó sẽ đến cách nhau hơn một tuần; trên đường trở về, mỗi thư tiếp sau sẽ đi một khoảng cách ngắn hơn nên các bức thư đến cách nhau chưa đầy một tuần.

Hiện nay rất dễ quan sát hiệu ứng Doppler trên sóng âm. Chỉ cần đứng bên đường cái và nhận xét rằng động cơ của một xe ô tô chạy nhanh phát ra âm thanh cao hơn (nghĩa là có bước sóng ngắn hơn) khi chiếc ô tô lao về phía ta so với khi chiếc ô tô chạy khỏi ta. Hiệu ứng này được Johann Christian Doppler, giáo sư toán học trường Realschule ở Praha nêu ra lần đầu tiên cho cả sóng âm và sóng ánh sáng năm 1842. Hiệu ứng Doppler cho sóng âm được nhà khí tượng học Hà Lan Buys - Ballot thử nghiệm trong một thí nghiệm hấp dẫn vào năm 1845 - ông dùng một dàn nhạc kèn đặt trên một toa xe lửa mui trần phóng nhanh qua vùng nông thôn Hà Lan gần Utrecht làm nguồn âm thanh di động. Doppler cho rằng hiệu ứng của ông có thể cắt nghĩa màu sắc khác nhau của các vì sao. Ánh sáng của các vì sao chuyển động rời xa quả đất phải dịch chuyển về phía những bước sóng dài hơn, và do ánh sáng đỏ có bước sóng dài hơn bước sóng trung bình của ánh sáng thấy được, nên một ngôi sao như vậy sẽ hiện ra đỏ hơn bình thường. Cũng như vậy, ánh sáng từ các vì sao chuyển động về phía quả đất sẽ dịch chuyển về phía bước sóng ngắn hơn, do đó vì sao được nhìn xanh hơn bình thường.

Không lâu sau đó Buys - Ballot và một số người khác đã chỉ ra rằng hiệu ứng Doppler về căn bản không dính líu gì đến màu sắc một ngôi sao - đúng là ánh sáng xanh từ một ngôi sao đi xa quả đất bị dịch về phía đỏ, nhưng đồng thời một phần của ánh sáng tử ngoại, thường không thấy được của vì sao, lại dịch chuyển về phía xanh của phổ thấy được, do đó màu sắc toàn bộ không thay đổi. Các sao có màu sắc khác nhau chủ yếu vì chúng có bề mặt nhiệt độ khác nhau.

Tuy nhiên, hiệu ứng Doppler bắt đầu có một tầm quan trọng to lớn trong thiên văn học vào năm 1868, khi nó được áp dụng cho việc nghiên cứu những vạch phổ cá biệt. Nhiều năm trước đó nhà quang học Joseph Frauenhofer ở Muynkhen đã phát hiện ra, trong những năm từ 1814 đến 1815, rằng khi ánh sáng mặt trời đi qua một khe hẹp và sau đó đi qua một lăng kính thủy tinh thì phổ màu sắc hiện ra có hàng trăm vạch tối, mỗi vạch đều là hình ảnh cái khe hẹp. (Một vài vạch này đã được William Hyde Wollaston nhận thấy trước đấy nữa kia, năm 1802, nhưng lúc đó không được nghiên cứu kỹ lưỡng). Các vạch tối luôn luôn được thấy tại các mầu sắc cố định. Những vạch phổ tối này cũng được Frauenhofer tìm thấy ở những vị trí như vậy trên quang phổ của mặt trăng và các sao sáng hơn. Người ta hiểu khá sớm rằng những vạch tối này được tạo ra bởi sự hấp thụ chọn lọc ánh sáng có những bước sóng xác định nào đó, khi ánh sáng đi từ bề mặt nóng của một vì sao qua khí quyển bên ngoài lạnh hơn của nó. Mỗi một vạch là do sự hấp thụ ánh sáng của một nguyên tố hóa học xác định, như vậy người ta có thể biết rằng các nguyên tố trên mặt trời như natri, sắt, magie, canxi và crom cũng là những nguyên tố tìm thấy trên quả đất. (Hiện nay chúng ta biết rằng bước sóng của các vạch tối đúng là những bước sóng mà một photon có bước sóng đó sẽ có đúng năng lượng đủ để nâng nguyên tử từ trạng thái năng lượng thấp nhất lên một trong những trạng thái kích thích của nó).

Năm 1868 William Huggins đã có thể chỉ ra rằng các vạch tối trên phổ của một vài vì sao sáng chói hơn hơi dịch chuyển về phía đỏ hoặc phía xanh so với vị trí bình thường của chúng trên phổ của mặt trời. Ông đã giải thích đúng đắn sự kiện này như sự dịch chuyển Doppler do sự chuyển động của vì sao ra xa khỏi quả đất hoặc về phía quả đất gây ra. Ví dụ, bước sóng của mỗi vạch tối trên phổ của sao Capella dài hơn bước sóng của vạch tối tương ứng trên phổ mặt trời 0,01 %. Sự dịch chuyển về phía đỏ này chứng tỏ Capella đang rời xa ta với một tốc độ bằng 0, 01 % tốc độ ánh sáng hoặc 30 kilômet mỗi giây. Hiệu ứng Doppler được áp dụng trong những thập niên sau đó để khám phá vận tốc của những tai lửa của mặt trời, của các sao đôi và của các vạch sao Thổ.

Phép đo các vận tốc bằng quan sát các dịch chuyển Doppler là một kỹ thuật rất chính xác, bởi vì bước sóng của các vạch phổ có thể đo được với một độ chính xác cao; tìm những bước sóng cho trong các bảng số với tám con số có ý nghĩa không phải là chuyện hiếm. Ngoài ra, kỹ thuật này vẫn giữ được độ chính xác dù khoảng cách tới nguồn sáng là bao nhiêu, miễn là nguồn đủ ánh sáng để có thể nhận ra các vạch phổ trên bức xạ của bầu trời ban đêm.

Chính nhờ sử dụng hiệu ứng Doppler mà ta biết những giá trị đặc trưng của vận tốc các sao đã nhắc đến ở đầu chương này. Hiệu ứng Doppler cũng cho ta cách tìm khoảng cách đến các ngôi sao gần; nếu chúng ta phỏng đoán được một chút gì đó về hướng chuyển động của một vì sao, thì dịch chuyển Doppler cho ta vận tốc của nó theo phương ngang cũng như theo phương dọc đường nhìn của chúng ta, do đó việc đo chuyển động biểu kiến của vì sao ngang qua thiên cầu sẽ cho ta hay nó cách xa ta khoảng bao nhiêu. Nhưng hiệu ứng Doppler chỉ bắt đầu cho các kết quả có tầm quan trọng về mặt vũ trụ học khi các nhà thiên văn bắt đầu nghiên cứu phổ của những thiên thể ở xa hơn các vì sao thấy được rất nhiều. Tôi sẽ kể một ít về việc khám phá ra các thiên thể đó, rồi quay lại hiệu ứng Doppler.

Chúng ta sẽ bắt đầu chương này bằng sự nhìn ngược lên bầu trời đêm. Thêm vào mặt trăng, hành tinh và các vì sao, còn có hai loại thiên thể nhìn được khác còn quan trọng hơn về mặt vũ trụ học mà đáng lẽ tôi đã phải nhắc đến.

Một trong hai thiên thể này dễ thấy và sáng đến mức đôi khi còn nhìn thấy được trên bầu trời mờ sáng của một thành phố ban đêm. Đó là một dải sáng vươn dài thành một vành tròn lớn bao quanh bầu trời và từ nghìn xưa đã được gọi là Ngân hà. Năm 1750 nhà chế dụng cụ người Anh Thomas Wright cho ra một cuốn sách xuất sắc, Thuyết nguồn gốc hay Giả thuyết mới về vũ trụ , trong đó ông gợi ý rằng các vì sao nằm trong một phiến dẹt, “phiến đá mài”, có bề dày hữu hạn, nhưng vươn ra rất xa theo mọi hướng của bề mặt phiến. Hệ mặt trời nằm trong phiến dẹt này, cho nên tự nhiên khi ta nhìn từ quả đất dọc theo mặt phẳng phiến ta thấy sáng hơn khi nhìn theo bất kỳ hướng nào khác. Đây là cái ta gọi là Ngân hà.

Thuyết của Wright đã được xác nhận từ lâu. Hiện nay người ta cho rằng Ngân hà là một cái đĩa sao dẹt có đường kính khoảng tám mươi nghìn năm ánh sáng và chiều dày vào khoảng sáu nghìn năm ánh sáng. Nó cũng có một quầng sao hình cầu với bán kính gần một trăm nghìn năm ánh sáng. Tổng khối lượng thường được ước tính khoảng 100 nghìn triệu lần khối lượng mặt trời, nhưng một số nhà thiên văn cho rằng quầng sao mở rộng có thể có khối lượng lớn hơn nhiều. Hệ mặt trời ở cách tâm của đĩa vào khoảng ba mươi nghìn năm ánh sáng và hơi “dịch về phía bắc” mặt phẳng tâm của đĩa. Đĩa quay, với những tốc độ đạt tới khoảng 250 km/s và chìa ra những nhánh xoắn ốc khổng lồ. Đại thể, nếu ra có thể nhìn từ ngoài vào thì đó sẽ là một quang cảnh vĩ đại! Toàn bộ hệ thống này hiện nay thường được gọi là Thiên hà hoặc, với một cách nhìn rộng hơn, “thiên hà của chúng ta”.

Một nét khác của bầu trời ban đêm, đáng quan tâm về mặt vũ trụ học, kém rõ ràng hơn nhiều so với ngân hà. Trong chòm sao Andromeda (Tiên nữ) có một đốm mờ không dễ thấy lắm nhưng cũng nhìn thấy rõ trong đêm đẹp trời nếu ta biết cần tìm nó ở chỗ nào. Tài liệu nhắc đến nó đầu tiên có thể là sự ghi chép về nó trong Sách về các vì sao cố định , do nhà thiên văn Ba Tư Abdurrahman Al - Sufi viết năm 964 trước Công nguyên. Ông đã mô tả mô tả nó như một “đám mây nhỏ”. Sau khi có các kính thiên văn, người ta đã khám phá ra càng ngày càng nhiều những thiên thể rộng lớn như vậy và các nhà thiên văn các thế kỷ 17 và 18 đã thấy các thiên thể đó trong khi đi tìm những thiên thể mà họ cho là thực sự hấp dẫn, là các sao chổi. Để có một danh mục tiện lợi về các thiên thể không phải quan sát đến khi tìm sao chổi, năm 1781 Charles Messier đã xuất bản một catalô nổi tiếng, các linh vân và các chùm sao. Cho đến nay các nhà thiên văn vẫn còn nhắc đến 103 thiên thể trong catalô đó theo các số hiệu Messier của chúng - thí dụ tinh vân Tiên nữ là M31, tinh vân con Cua (Crab) là M1, v.v …

Ngay ở thời Messier, người ta đã rõ rằng các thiên thể rộng lớn đó không phải là như nhau. Vài cái rõ ràng là những chùm sao như Nhóm thất tinh (M45). Những cái khác là những đám mây khí phát sáng hình thù không đều đặn, thường có mầu sắc, và thường liên kết với một hoặc vài vì sao, như Đại tinh vân trong chòm Thần nông (M42). Ngày nay chúng ta biết rằng những vật thể thuộc cả hai loại đó đều ở trong thiên hà của chúng ta, và chúng ta không cần để ý đến chúng nhiều hơn nữa ở đây. Tuy nhiên khoảng một phần ba các vật thể trong catalô của Messier là những tinh vân trắng có dạng elip khá đều đặn, trong đó cái nổi nhất là tinh vân Tiên nữ (M31). Khi các kính thiên văn được cải tiến, thêm hàng nghìn tinh vân đã được phát hiện và vào khoảng cuối thế kỷ 19, nhiều nhánh xoắn ốc đã được tìm thấy, kể cả M31 và M33. Tuy nhiên, những kính thiên văn tốt nhất của thế kỷ 18 và 19 đã không thể phân biệt được những vì sao riêng lẻ trong các tinh vân hình elip hoặc xoắn ốc, và bản chất của chúng vẫn còn chưa rõ.

Hình như Immanuel Kant là người đầu tiên đã cho rằng một số các tinh vân này là những thiên hà như thiên hà của chúng ta. Vớ được thuyết của Wright về ngân hà, năm 1755 Kant đã giả thiết trong cuốn sách “Lịch sử tự nhiên toàn năng và thuyết về trời đất ” của ông rằng các tinh vân “hoặc, đúng hơn, một loại tinh vân nào đó” thực ra là những đĩa sao tròn có dạng và kích thước giống thiên hà của chúng ta. Chúng được nhìn như là có dạng elip bởi vì đa số chúng được nhìn nghiêng và cố nhiên là mờ nhạt vì chúng ở quá xa.

Ý tưởng về một vũ trụ chứa đầy những thiên hà giống như thiên hà của chúng ta đã được nhiều người dù không phải là tất cả công nhận vào đầu thế kỷ 19 . Tuy nhiên, còn một khả năng nữa là các tinh vân elip và xoắn ốc này có thể chỉ là những đám mây ở trong thiên hà của chúng ta như nhiều vật thể khác trong catalô của Messier. Một nguyên nhân lớn gây lầm lẫn là sự quan sát những ngôi sao bùng nổ trong một vài tinh vân xoắn ốc. Nếu các tinh vân này quả là các thiên hà độc lập, và vì chúng ở quá xa nên ta không phân biệt nổi những sao riêng biệt thì các vụ nổ phải có một sức nổ mạnh kinh khủng để cho chúng còn sáng ở một khoảng cách xa như vậy. Về điều này, tôi không thể không trích dẫn một đoạn văn ở thế kỷ 19. Viết năm 1893, nhà viết về lịch sử thiên văn người Anh Agnes Mary Clerke đã lưu ý rằng:

Tinh vân nổi tiếng Andromada (Tiên nữ) và tinh vân xoắn ốc lớn ở chòm Canes Venatici là những tinh vân đáng chú ý hơn trong những tinh vân cho một phổ liên tục; và theo một tỷ lệ chung, sự phát quang của mọi tinh vân có dáng dấp những chòm sao hiện lên mờ mờ vì ở quá xa, là thuộc cùng một loại. Tuy nhiên nếu từ đó kết luận rằng chúng quả thực là những tập hợp của những vật thể như mặt trời thì quả là quá vội. Kết luận này càng tỏ rõ thiếu căn cứ do các vụ bùng nổ ở hai vì sao xảy ra cách nhau một phần tư thế kỷ. Bởi vì chắc chắn rằng dù tinh vân xa mấy đi nữa thì các ngôi sao cũng cách xa chúng ta như vậy; do đó, nếu những hạt thành phần của tinh vân là những mặt trời thì những thiên thể vô cùng to lớn mà ở đó cái ánh sáng lờ mờ của chúng gần như đã tiêu tán (mà chúng ta thấy), phải, như ông Protor đã chỉ ra, ở một thang độ lớn mà trí tưởng tượng con người không dám nghĩ đến.

Hiện nay chúng ta biết rằng những vụ bùng nổ sao đó quả thực là “ở một thang độ lớn mà trí tưởng tượng con người không dám nghĩ đến”. Chúng là những sao siêu mới, những vụ nổ trong đó một ngôi sao có độ trưng gần bằng cả một thiên hà. Nhưng điều này cũng chưa được biết đến vào năm 1893.

Vấn đề bản chất các tinh vân xoắn ốc và elip không thể giải quyết được nếu không có một phương pháp đáng tin cậy để xác định khoảng cách tới chúng. Một chuẩn đề so sánh như vậy cuối cùng đã được khám phá ra sau khi hoàn thành việc xây dựng kính thiên văn 100 insơ (Insơ: đơn vị đo chiều dài của Anh bằng 2,54 cm (ND).) trên núi Wilson gần Los Angeles. Năm 1928 Edwin Hubble lần đầu tiên đã có thể phân giải được tinh vân tiên nữ thành những vì sao riêng lẻ. Ông thấy rằng những nhánh xoắn ốc của nó gồm một số ít ngôi sao sáng đổi ánh với cùng kiểu biến thiên tuần toàn độ trưng như thường thấy đối với một loại sao trong thiên hà của chúng ta, gọi là xepheit. Lý do về tầm quan trọng của việc này là ở chỗ vào khoảng chục năm về trước, công trình của Henrietta Swan Leavitt và Harlow Shapley ở đài thiên văn trường đại học Harvard đã cho một hệ thức chặt chẽ giữa các chu kỳ biến thiên quan sát được của các xepheit với các độ trưng tuyệt đối của chúng. (Độ trưng tuyệt đối là năng lượng phát ra toàn phần mà một thiên thể phát ra theo mọi hướng. Độ trưng biểu kiến là năng lượng bức xạ mà ta nhận được trên mỗi centimet vuông mặt kính thiên văn của chúng ta. Chính độ trưng biểu kiến, chứ không phải độ trưng tuyệt đối là cái quy định độ chói chủ quan của các thiên thể. Cố nhiên độ trưng biểu kiến phụ thuộc không những vào độ trưng tuyệt đối mà còn vào khoảng cách; như vậy, biết cả độ trưng tuyệt đối và độ trưng biểu kiến của một thiên thể, ta có thể suy ra khoảng cách của nó).

Hubble khi quan sát độ trưng biểu kiến của các xepheit trong tinh vân Tiên nữ, và ước tính độ trưng tuyệt đối của các chu kỳ của chúng, đã có thể tính ngay khoảng cách tới tinh vân Tiên nữ, bằng cách dùng quy tắc đơn giản rằng độ trưng biểu kiến tỷ lệ với độ trưng tuyệt đối và tỷ lệ nghịch với bình phương khoảng cách. Ông kết luận rằng tinh vân Tiên nữ cách ta 900.000 năm ánh sáng, hoặc là mười lần xa hơn khoảng cách từ trái đất đến vật thể xa nhất trong thiên hà chúng ta. Hiện nay một số tính toán lại về hệ thức giữa chu kỳ xêpheit và độ trưng do Walter Baade và những người khác tiến hành đã tăng khoảng cách của tinh vân Tiên nữ đến hơn hai triệu năm ánh sáng, nhưng kết luận đã rõ ràng vào năm 1923: tinh vân Tiên nữ và hàng nghìn tinh vân tương tự là những thiên hà như thiên hà của chúng ta chứa đầy vũ trụ tới những khoảng cách rất xa theo mọi phía .

Ngay trước khi bản chất “ngoài thiên hà” của các tinh vân được kết luận, các nhà thiên văn đã có khả năng đồng nhất các vạch trong phổ của chúng với những vạch quen thuộc trên các phổ nguyên tử thông thường. Tuy nhiên, trong thập niên 1910 - 1920, Vesto Melvin Slipher ở đài thiên văn Lowell đã khám phá ra rằng các vạch phổ của nhiều tinh vân bị dịch chuyển nhẹ về phía đỏ hoặc về phía xanh. Các dịch chuyển này đã được giải thích ngay là do hiệu ứng Doppler, chúng cho thấy là các tinh vân đang chuyển động rời xa hoặc tiến gần đến quả đất. Ví dụ, tinh vân Tiên nữ được khám phá ra là chuyển động về phía quả đất với tốc độ khoảng 300 km/s, trong khi chùm thiên hà xa hơn nằm trong chòm Thất nữ được coi là chuyển động rời xa trái đất với tốc độ khoảng 1000 km/s.

Lúc đầu tiên người ta cho rằng các vận tốc này có thể chỉ là những vận tốc tương đối, phản ánh chuyển động của hệ mặt trời của chúng ta về một số thiên hà nào đó và rời xa một số nào đó khác. Tuy nhiên, sự giải thích này đã không đứng vững được khi ngày càng có nhiều dịch chuyển vạch phổ lớn hơn được khám phá ra, tất cả đều về phía đỏ của quang phổ. Hầu như ngoài một số ít vật láng giềng gần như tinh vân Tiên nữ, các thiên hà khác thưởng tản ra khỏi thiên hà của chúng ta. Cố nhiên điều này không có nghĩa là các thiên hà của chúng ta có một vị trí trung tâm đặc biệt nào đó. Ngược lại, hình như vũ trụ đang trải qua một sự bùng nổ trong đó mỗi một thiên hà đều chạy ra xa khỏi thiên hà khác.

Cách giải thích này đã được công nhận một cách phổ biến sau năm 1929, khi Hubble báo tin là ông đã khám phá rằng các dịch chuyển đỏ của các thiên hà tăng lên gần như tỷ lệ với khoảng cách đến chúng ta. Tầm quan trọng của sự quan sát này là ở chỗ nó đúng là cái mà ta có thể đoán trước được theo bức tranh đơn giản nhất có thể có được về một sự vận chuyển vật chất trong một vũ trụ đang bùng nổ.

Chúng ta có thể chờ đợi một cách trực giác rằng bất cứ lúc nào vũ trụ cũng phải được nhìn thấy giống nhau bởi những nhà quan sát trong mọi thiên hà điển hình, và dù họ nhìn về hướng nào. (Ở đây và sau này tôi dùng từ “điển hình” để chỉ các thiên hà không có một chuyển động riêng lớn nào mà chỉ tham gia trong sự trôi giạt vũ trụ chung của mọi thiên hà). Giả thuyết này tự nhiên đến nỗi (ít nhất từ thời Copernicus) nó đã được nhà vật lý thiên văn Anh Edward Arthur Milne gọi là nguyên lý vũ trụ học.

Khi áp dụng cho chính các thiên hà, nguyên lý vũ trụ học đòi hỏi rằng một người quan sát trong một thiên hà điển hình phải thấy tất cả các thiên hà khác chuyển động với một giản đồ vận tốc như nhau, bất kể người quan sát ở trong thiên hà điển hình nào. Có một hệ quả toán học trực tiếp của nguyên lý nói rằng: vận tốc tương đối của bất kỳ hai thiên hà cũng đều phải tỷ lệ với khoảng cách giữa chúng đúng như Hubble đã tìm ra.

Muốn thấy rõ điều này ta hãy xét ba thiên hà điển hình A, B, C, nằm trên một đường thẳng (xem hình 1). Giả thiết rằng khoảng cách giữa A và B bằng khoảng cách giữa B và C. Dù vận tốc của B nhìn từ A là bao nhiêu đi nữa, thì nguyên lý vũ trụ học đòi hỏi rằng C phải có vận tốc như vậy so với B. Nhưng khi ấy lưu ý rằng C xa A gấp đôi so với xa B, cùng chuyển động so với A nhanh gấp đôi so với B. Chúng ta có thể thêm nhiều thiên hà vào chuỗi của chúng ta song bao giờ kết quả cũng vẫn là vận tốc lùi xa của mỗi thiên hà so với bất cứ thiên hà nào khác đều tỷ lệ với khoảng cách giữa chúng.







Hình 1. Tính đồng tính và định luật Hubble.

Hình 1. Tính đồng tính và định luật Hubble. Ta vẽ ra một sợi dây trên đó có các thiên hà cách xa như nhau: Z, A, B, C …, với những vận tốc đo từ A hoặc B hoặc C được chỉ ra bằng độ dài và hướng của các mũi tên kèm theo. Nguyên lý đồng tính đòi hỏi rằng vận tốc của C nhìn từ B là bằng vận tốc của B nhìn từ A. Cộng hai vận tốc đó cho ta vận tốc của C nhìn từ A, được đánh dấu bởi một mũi tên dài gấp đôi. Tiếp tục theo cách này, chúng ta có thể điền kín toàn bộ giản đồ vận tốc như trên. Như ta có thể thấy, vận tốc tuân theo định luật Hubble; vận tốc của một thiên hà bất kỳ nhìn từ một thiên hà khác là tỷ lệ với khoảng cách giữa chúng. Đó là giản đồ vận tốc duy nhất phù hợp với nguyên lý đồng tính.

Như thường xảy ra trong khoa học, lập luận đó có thể dùng cả theo chiều thuận lẫn chiều nghịch. Hubble khi quan sát tính tỷ lệ giữa các khoảng cách giữa các thiên hà và tốc độ lùi của chúng, đã xác minh một cách gián tiếp tính đúng đắn của nguyên lý vũ trụ học. Điều này thật là hết sức thỏa mãn về mặt triết học - tại sao một phần nào đó của vũ trụ hoặc một hướng nào đó lại khác một phần khác hoặc một hướng khác? Điều này cũng giúp ta yên trí rằng các nhà thiên văn quả là đang quan sát một phần đáng kể có thể thấy rõ được của vũ trụ, chứ không phải một chỗ xoáy nhỏ trong một vùng xoáy bao la hơn của vũ trụ . Mặt khác chúng ta có thể cho nguyên lý vũ trụ học là đúng, dựa theo những lý lẽ theo cách suy diễn, và suy ra hệ thức tỷ lệ giữa khoảng cách và vận tốc như đã làm ở đoạn trên. Bằng cách này, nhờ phép đo khá dễ các dịch chuyển Doppler, chúng ta có thể đo khoảng cách nhiều vật thể rất xa từ vận tốc của chúng.

Nguyên lý vũ trụ học còn có một sự ủng hộ khác về mặt quan sát ngoài việc đo các dịch chuyển Doppler. Sau khi để ý đầy đủ đến những biến dạng do thiên hà của chúng ta và chùm thiên hà lộng lẫy bên cạch trong chòm sao Thất nữ gây ra, vũ trụ có vẻ xem ra đẳng hướng một cách đặc biệt; nghĩa là nó có vẻ giống như nhau theo mọi hướng. (Điều này lại được chỉ rõ một cách có sức thuyết phục hơn nữa bằng phông bức xạ cực ngắn thảo luận ở chương sau). Nhưng ngay từ thời Copernicus, chúng ta đã học được cách phải cảnh giác khi giả thiết rằng vị trí của loài người có điểm gì đặc biệt đây trong vũ trụ. Vậy nếu vũ trụ là đẳng hướng quanh ta thì nó phải đẳng hướng theo mọi thiên hà điển hình. Tuy nhiên, mỗi một điểm của vũ trụ có thể được đưa đến bất cứ một điểm nào khác, bằng một chuỗi phép quay quanh những tâm cố định (xem hình 2), cho nên nếu vũ trụ là đẳng hướng quanh bất cứ điểm nào, thì nó buộc phải là đồng tính.







Hình 2. Tính đẳng hướng và tính đồng tính.

Hình 2. Tính đẳng hướng và tính đồng tính. Nếu vũ trụ là đẳng hướng tại cả hai thiên hà 1 và 2, thì nó là đồng tính. Để chỉ rõ rằng các điều kiện tại hai điểm A và B tùy ý là như nhau, ta vẽ một đường tròn đi qua A quanh thiên hà 1, một đường tròn khác đi qua B quanh thiên hà 2. Tính đẳng hướng quanh thiên hà 1 đòi hỏi rằng các điều kiện phải là như nhau ở A và C, giao điểm của hai vòng tròn. Cũng vậy, tính đẳng hướng quanh thiên hà 2 đòi hỏi điều kiện phải như nhau ở B và C. Do đó, chúng phải như nhau ở A và B.

Trước khi đi xa hơn, ta phải xem xét một số hạn chế của nguyên lý vũ trụ học . Thứ nhất, rõ ràng nó không đúng ở những quy mô nhỏ - chúng ta ở trong một thiên hà thuộc về một nhóm địa phương nhỏ các thiên hà khác (trong đó có M31 và M33), nhóm này lại ở gần một chùm thiên hà rất lớn trong chòm sao Thất nữ. Thực ra, trong số 33 thiên hà ghi trong catalô Messier thì gần một nửa ở trong một phần nhỏ của bầu trời, chòm thất nữ. Nguyên lý vũ trụ học nếu quả thật là đúng thì chỉ có tác dụng khi chúng ta nhìn vũ trụ ở quy mô ít nhất rộng bằng khoảng cách giữa các chùm thiên hà, nghĩa là vào khoảng một trăm triệu năm ánh sáng.

Còn có một hạn chế khác. Khi dùng nguyên lý vũ trụ học để suy ra hệ thức tỷ lệ giữa vận tốc và khoảng cách giữa các thiên hà, chúng ta đã giả thiết rằng nếu vận tốc C đối với B bằng vận tốc B đối với A thì khi đó vận tốc C đối với A lớn hơn hai lần. Đó chính là định luật “cộng vận tốc” thông thường mà mỗi chúng ta đều biết, và chắc chắn định luật này đúng với các vận tốc tương đối nhỏ thường gặp thấy trong đời sống hàng ngày. Tuy nhiên, định luật này đã bị phá sản đối với những vận tốc tiến gần tới vận tốc ánh sáng (300.000km/s) bởi vì nếu không thì cộng một số vận tốc tương đối, chúng ta có thể đi đến một vận tốc tổng hợp lớn hơn vận tốc ánh sáng mà điều này theo thuyết tương đối hẹp của Einstein là không thể xảy ra. Chẳng hạn, phép cộng vận tốc thông thường nói rằng khi một hành khách trên một máy bay đang chuyển động với tốc độ ba phần tư vận tốc ánh sáng bắn về phía trước một viên đạn với một vận tốc bằng ba phần tư vận tốc ánh sáng thì khi đó vận tốc tương đối của viên đạn so với mặt đất là 1,5 vận tốc ánh sáng; điều này không thể xảy ra. Thuyết tương đối hẹp tránh vấn đề đó bằng cách thay đổi quy luật cộng vận tốc: vận tốc của C so với A thực ra nhỏ hơn một chút so với tổng vận tốc B đối với A và C đối với B, như vậy dù có cộng bao nhiêu lần vận tốc nhỏ hơn vận tốc ánh sáng, chúng ta cũng sẽ không bao giờ thu được vận tốc lớn hơn vận tốc ánh sáng.

Điều này đã không phải là một vấn đề đối với Hubble, và năm 1929, không một thiên hà nào mà ông nghiên cứu ở bất kỳ chỗ nào lại có vận tốc gần bằng vận tốc ánh sáng. Dù sao, khi các nhà vũ trụ học suy nghĩ về những khoảng cách thực lớn đặc trưng cho vũ trụ xét về toàn bộ, họ phải làm việc trong một khung ly thuyết có thể giải quyết được những vận tốc xấp xỉ vận tốc ánh sáng, nghĩa là các thuyết tương đối rộng và hẹp của Einstein. Dĩ nhiên khi ta bàn về những khoảng cách lớn như vậy, thì ngay quan niệm về khoảng cách cũng mơ hồ, và ta phải nói rõ là ta muốn khoảng cách được đo bằng quan sát độ trưng, hoặc đường kính, hoặc chuyển động riêng hoặc bằng một cách khác nào đó.

Bây giờ ta hãy trở lại năm 1929: Hubble đã ước tính khoảng cách đến mười tám thiên hà từ độ trưng biểu kiến của những ngôi sao sáng nhất của chúng, và so sánh các khoảng cách đó với vận tốc tương ứng của các thiên hà được xác định bằng phổ học từ những dịch chuyển Doppler của chúng. Ông đã kết luận rằng có một hệ thức gần như tuyến tính (nghĩa là sự tỷ lệ thuận) giữa vận tốc và khoảng cách. Thực ra nhìn vào các số liệu của Hubble tôi khá lưỡng lự và tự hỏi làm sao ông có thể đi đến một kết luận như vậy - các vận tốc thiên hà gần như không có liên hệ với khoảng cách của chúng, chỉ có một xu hướng nhẹ của vận tốc là tăng theo khoảng cách. Thực ra chúng ta không thể trông đợi một hệ thức tỷ lệ rõ ràng nào giữa vận tốc và khoảng cách đối với mười tám thiên hà đó - tất cả chúng đều quá gần, không có cái nào ở xa hơn chùm Thất nữ. Thật là khó tránh kết luận rằng, dựa trên hoặc là các lý do đơn giản được phác họa trên đây hoặc là những phát triển lý thuyết có liên quan sẽ được thảo luận dưới đây, Hubble đã biết trước lời giải mà ông cần tìm.

Dù sao đi nữa, vào năm 1931, chứng cớ đã trở nên rõ hơn nhiều, và Hubble đã có thể kiểm tra tính tỷ lệ giữa vận tốc và khoảng cách cho những thiên hà có vận tốc lên đến 20 000 km/s. Với những ước tính khoảng cách có được lúc đó, kết luận là vận tốc tăng vào khoảng 170 km/s ứng với mỗi khoảng cách một triệu năm ánh sáng; như vậy, vận tốc 20.000 km/ s có nghĩa là khoảng cách là 120 triệu năm ánh sáng. Con số đó tức độ tăng vận tốc trên khoảng cách, thường được gọi là “hằng số Hubble”. (Nó là một hằng số với nghĩa sự tỷ lệ giữa vận tốc và khoảng cách không thay đổi cho tất cả các thiên hà ở một thời điểm đã cho, nhưng như chúng ta sẽ thấy, hằng số Hubble thay đổi theo thời gian khi vũ trụ tiến hóa).

Vào năm 1936, trong khi làm việc với nhà quang phổ học Milton Humason, Hubble đã có thể đo khoảng cách và vận tốc của chùm thiên hà Gấu lớn II. Ông ta tìm ra rằng nó lùi xa ta với vận tốc 42.000 km/s (14 % vận tốc ánh sáng). Khoảng cách lúc đó ước khoảng 260 triệu năm ánh sáng, là giới hạn của đài thiên văn trên núi Wilson, và công việc của Hubble phải ngừng lại. Sau chiến tranh, với sự ra đời của những kính thiên văn lớn hơn ở Palomar và núi Hamilton, chương trình của Hubble lại được những nhà thiên văn khác (nhất là Allan Sandage ở Palomar và núi Wilson) tiếp tục và còn tiếp tục cho đến bây giờ.

Kết luận được rút ra một cách tổng quát sau nửa thế kỷ quan sát này là, các thiên hà đang lùi xa khỏi chúng ta với những vận tốc tỷ lệ với khoảng cách ít nhất đối với những vận tốc không quá gần vận tốc ánh sáng . Cố nhiên như đã nói rõ trong khi thảo luận nguyên lý vũ trụ học, việc này không có nghĩa rằng chúng ta đang ở một vị trí được ưu đãi đặc biệt, hoặc không được ưu đãi, nào đó trong vũ trụ; mọi cặp thiên hà đều tách xa nhau với một vận tốc tương đối tỷ lệ với khoảng cách giữa chúng. Sự sửa đổi quan trọng nhất của các kết luận đầu tiên của Hubble là xét lại thang khoảng cách ngoài thiên hà: một phần như là kết quả sự tính lại hệ thức chu kỳ - độ trưng của các xêphêit của Leavitt - Shapley mà Walter Baade và những người khác đã tiến hành, khoảng cách đến các thiên hà xa xăm bây giờ được ước lượng khoảng mười lần lớn hơn so với ở thời Hubble. Như vậy, hằng số Hubble bây giờ được xem chỉ là vào khoảng 15 kilômet mỗi giây mỗi triệu năm ánh sáng.

Tất cả những cái đó nói gì về nguồn gốc của vũ trụ? Nếu các thiên hà đang tách xa nhau thì đã có một lúc nào đó chúng ở gần nhau hơn. Nói rõ ra, nếu vận tốc của chúng là hằng số, thì thời gian cần cho mỗi cặp thiên hà để đạt khoảng cách hiện nay giữa chúng đúng bằng khoảng cách hiện nay giữa chúng chia cho vận tốc tương đối của chúng. Nhưng với vận tốc tỷ lệ với khoảng cách hiện nay giữa chúng thì thời gian đó là như nhau với mọi cặp thiên hà - một lúc nào đó trong quá khứ, tất cả chúng đã phải ở sát nhau hơn! Nếu hằng số Hubble bằng 15 kilômet mỗi giây mỗi triệu năm ánh sáng thì thời gian từ lúc các thiên hà bắt đầu tách rời nhau phải là một triệu năm ánh sáng chia cho 15 km/s hoặc 20 nghìn triệu năm. Chúng ta sẽ nói về “tuổi” tính theo kiểu này như là “thời gian giãn nở đặc trưng”; nó chỉ là số nghịch đảo của hằng số Hubble. Tuổi thật của vũ trụ thực ra là ít hơn thời gian giãn nở đặc trưng bởi vì, như chúng ta sẽ thấy, các thiên hà chuyển động với vận tốc không phải hằng số, mà đi chậm lại dưới ảnh hưởng của lực hấp dẫn tương hỗ giữa chúng. Vì vậy, nếu hằng số Hubble là mười lăm kilômet mỗi giây mỗi triệu năm ánh sáng thì tuổi của vũ trụ phải ít hơn 20 nghìn triệu năm .

Đôi khi chúng ta tóm tắt tất cả những điều đó bằng cách nói vắn tắt rằng kích thước vũ trụ đang tăng lên. Việc này không có nghĩa là vũ trụ buộc phải có kích thước hữu hạn dù rằng nó cũng có thể có. Ta dùng cách nói này vì ở bất cứ lúc nào đó, khoảng cách giữa bất kỳ cặp thiên hà điển hình nào cũng tăng lên theo một tỷ số như nhau. Trong bất kỳ một khoảng thời gian đủ ngắn nào để cho vận tốc các thiên hà có thể coi là hằng số, độ tăng khoảng cách giữa một cặp thiên hà điển hình sẽ được tính bằng tích của vận tốc tương đối của chúng với thời gian trôi qua, hoặc dùng định luật Hubble, bằng tích của hằng số Hubble, khoảng cách và thời gian. Nhưng lúc đó tỷ số giữa độ tăng khoảng cách và bản thân khoảng cách sẽ được tính bằng hằng số Hubble nhân với thời gian trôi qua, nó là như nhau với mọi cặp thiên hà. Ví dụ, sau một khoảng thời gian vào một phần trăm thời gian giãn nở đặc trưng (số nghịch đảo của hằng số Hubble), khoảng cách của mọi cặp thiên hà điển hình sẽ tăng lên một phần trăm. Lúc đó ta có thể nói một cách thô thiển rằng kích thước vũ trụ đã tăng một phần trăm.

Tôi không muốn gây cảm tưởng rằng mọi người đều nhất trí với cách giải thích này về sự dịch chuyển đỏ. Thực ra chúng ta không quan sát các thiên hà rời nhanh khỏi chúng ta; tất cả những gì mà chúng ta có thể thấy chắc chắn là các vạch trên phổ của chúng bị dịch chuyển về phía đỏ, tức là về phía bước sóng dài hơn . Có những nhà thiên văn lỗi lạc nghi ngờ rằng các dịch chuyển đỏ không có liên hệ gì với dịch chuyển Doppler hoặc với sự giãn nở của vũ trụ. Halton Arp ở các phòng thí nghiệm Hale, đã nhấn mạnh đến sự tồn tại của những nhóm thiên hà trên bầu trời, trong đó vài thiên hà có những dịch chuyển đỏ rất khác với những thiên hà khác; nếu những nhóm đó thể hiện những kết tụ vật lý thực của những thiên hà lân cận thì chúng khó mà có thể có những vận tốc quá khác nhau. Ngoài ra, Maarten Schmidt năm 1963 đã khám phá ra rằng một loại vật thể bề ngoài có dạng các sao lại có những dịch chuyển lớn về phía đỏ, trong một số trường hợp trên 300 %! Nếu các “vật chuẩn sao” (quasar) cũng ở xa như các dịch chuyển đỏ của chúng cho thấy thì chúng phải phát ra những lượng năng lượng khổng lồ để có thể sáng như vậy. Cuối cùng không phải dễ xác định hệ thức giữa vận tốc và khoảng cách thật là lớn.

Tuy nhiên, có một cách độc lập để khẳng định rằng các thiên hà đang tách xa nhau như các dịch chuyển đỏ cho thấy. Như ta đã thấy, cách giải thích về các dịch chuyển đỏ đó bao hàm ý nghĩa vũ trụ bắt đầu giãn nở khoảng gần 20 nghìn triệu năm trước đây. Do đó sự khẳng định này có thể đúng nếu ta tìm được một bằng chứng nào khác cho thấy rằng quả thực vũ trụ có tuổi vào cỡ đó. Thực ra có nhiều lý do để tin rằng thiên hà của chúng ta vào khoảng 10 đến 15 nghìn triệu tuổi. Con số ước lượng đó xuất phát cả từ độ nhiều tỷ đối của nhiều đồng vị phóng xạ trong qua đất (đặc biệt là các đồng vị của urani, urani - 235 và urani - 238) và cả từ sự tính toán sự tiến hóa của các vì sao. Chắn chắn không có một quan hệ trực tiếp nào giữa tốc độ phóng xạ hoặc tốc độ tiến hóa của các vì sao và sự dịch chuyển đỏ của các thiên hà xa xăm, như vậy đã có thể tin rằng tuổi vũ trụ suy từ hằng số Hubble có thể thực sự biểu diễn một sự bắt đầu đúng đắn.

Liên quan đến việc này, có điều đáng chú ý về mặt lịch sử nếu nhớ lại rằng trong những năm 1930 và 1940 hằng số Hubble được tin là lớn hơn nhiều, khoảng 170 kilômet mỗi giây mỗi triệu năm ánh sáng. Theo lập luận trước của ta, tuổi vũ trụ khi đó phải là một triệu năm ánh sáng chia cho 170 kilômet mỗi giây, tức là khoảng 2.000 triệu năm, hoặc còn ít hơn nữa nếu chúng ta tính đến sự hãm do hấp dẫn. Nhưng người ta đã biết rõ về các nghiên cứu về phóng xạ của huân tước Rutherford rằng quả đất già hơn thế nhiều; bây giờ người ta cho nó vào khoảng 4.600 triệu tuổi! Quả đất không thể già hơn vũ trụ cho nên các nhà thiên văn buộc phải nghi ngờ rằng liệu dịch chuyển đỏ có thực sự nói được cho chúng ta cái gì về tuổi của vũ trụ hay không. Một vài ý tưởng vũ trụ học khôn khéo nhất trong những năm 1930 và 1940 nảy sinh ra từ nghịch lý biểu kiến đó, có thể bao gồm cả thuyết trạng thái dừng. Có thể rằng việc loại bỏ nghịch lý về tuổi ở trên, bằng cách tăng thang khoảng cách ngoài thiên hà lên mười lần trong những năm 1950, đã là điều kiện tiên quyết chủ yếu đưa đến sự xuất hiện vũ trụ học vụ nổ lớn như một lý thuyết chuẩn.

Bức tranh vũ trụ mà ta đã phác ra ở đây là hình ảnh một “đàn ong thiên hà” đang lìa tổ. Cho đến nay, đối với chúng ta, ánh sáng mới chỉ đóng vai trò “sứ giả giữa các vì sao” mang thông tin về khoảng cách và vận tốc của các thiên hà.

Tuy nhiên, các điều kiện trong vũ trụ sơ khai rất khác bây giờ, như chúng ta sẽ thấy, lúc đó chính ánh sáng đã là thành phần chủ yếu của vũ trụ, và vật chất thông thường chỉ đóng vai trò của một sự nhiễm không đáng kể. Cho nên sẽ có ích sau này cho ta nếu ta khẳng định lại xem ta đã biết được cái gì về dịch chuyển đỏ qua sự diễn biến của các sóng ánh sáng trong vũ trụ giãn nở.

Hãy xét một sóng ánh sáng truyền giữa hai thiên hà điển hình. Khoảng cách giữa hai thiên hà bằng thời gian đi của ánh sáng nhân với vận tốc của nó, trong khi đó độ tăng của khoảng cách đó trong thời gian ánh sáng đi bằng thời gian đi của ánh sáng nhân với vận tốc tương đối của các thiên hà. Khi tính độ tăng tỷ đối của khoảng cách, ta chia độ tăng khoảng cách cho trị số trung bình của khoảng cách trong quá trình tăng, và chúng ta thấy rằng thời gian đi của ánh sáng bị triệt tiêu: độ tăng tỷ đối của khoảng cách giữa hai thiên hà đó (và từ đó giữa bất cứ những thiên hà điển hình nào) trong lúc ánh sáng đi đúng là tỷ số của vận tốc tương đối của các thiên hà và vận tốc ánh sáng. Nhưng như ta đã thấy trước đây cũng tỷ số đó cho độ tăng tuyệt đối của bước sóng ánh sáng khi nó lan truyền. Như vậy, bước sóng của mọi tia sáng đều tăng tỷ lệ với khoảng cách giữa các thiên hà điển hình trong quá trình vũ trụ giãn nở. Chúng ta có thể nghĩ rằng các đỉnh sóng như bị “kéo” càng ngày càng xa nhau ra do sự giãn nở của vũ trụ. Dù rằng lập luận của chúng ta chỉ thực có hiệu lực đối với những khoảng thời gian truyền ngắn, song bằng cách ghép liền với nhau một loạt các khoảng như vậy ta có thể kết luận rằng nó cũng đúng nói chung. Ví dụ, khi chúng ta nhìn thiên hà 3C 295, và thấy rằng các bước sóng trong phổ của nó lớn hơn các bước sóng trong các bảng chuẩn của ta về bước sóng của phổ là 46 %, ta có thể kết luận rằng vũ trụ hiện nay lớn hơn so với khi ánh sáng rời khỏi 3 C 295 là 46 %.

Cho đến đây ta chỉ nói đến những chuyện mà các nhà vật lý gọi là những vấn đề “động học”, có liên quan đến sự mô tả chuyển động mà không xét các lực chi phối nó. Tuy nhiên, trong nhiều thế kỷ, các nhà vật lý và thiên văn cũng đã thử tìm hiểu động lực học của vũ trụ. Điều này không tránh khỏi dẫn đến việc nghiên cứu vai trò vũ trụ học của lực duy nhất tác động giữa các thiên thể là lực hấp dẫn.

Như có thể chờ đợi, Isaac Newton là người đầu tiên đã suy nghĩ về vấn đề này. Trong một cuộc trao đổi thư từ nổi tiếng với một học giả cổ điển ở Cambridge là Richard Bentley, Newton công nhận rằng nếu vật chất của vũ trụ phân phối đều đặn trong một vùng hữu hạn thì nó rất có xu hướng rơi vào tâm, và “hợp thành một khối cầu lớn ở đó”. Mặt khác, nếu vật chất được rải đều trong một khoảng không vô hạn, thì sẽ không có tâm nào để cho nó rơi vào đấy. Trong trường hợp đó nó có thể kết lại thành một số vô hạn các khối vật chất, rải rác khắp vũ trụ; Newton gợi ý rằng đây rất có thể là nguồn gốc của mặt trời và các vì sao.

Việc khó nghiên cứu động lực học của một môi trường vô hạn đã làm tê liệt khá mạnh những tiến bộ sau đó cho đến khi thuyết tương đối rộng ra đời, và dù sao nó cũng không quan trọng lắm đối với vũ trụ học như người ta tưởng lúc đầu. Chỉ cần nói rằng Einstein dùng lý thuyết toán học đã có về hình học phi Euclide để giải thích hấp dẫn như một hiệu ứng về sự cong của không gian và thời gian. Năm 1917, một năm sau khi hoàn thành thuyết tương đối rộng, Einstein đã cố gắng tìm lời giải cho một phương trình của ông, có thể diễn tả hình học không - thời gian toàn vũ trụ. Suy nghĩ theo các ý niệm vũ trụ học đang phổ biến lúc đó, Einstein đặc biệt tìm một lời giải nào có thể đồng tình, đẳng hướng, và tiếc thay lại tĩnh. Tuy nhiên, không thể tìm ra một lời giải nào như vậy. Để vạch ra một mô hình khớp với các tiền đề vũ trụ học đó, Einstein đã buộc phải làm phương hại đến các phương trình của ông, bằng cách đưa vào một số hạng, gọi là hằng số vũ trụ học, đã làm cho thuyết nguyên thủy đẹp đẽ trở nên xấu đi, nhưng phải dùng để cân bằng lực hấp dẫn ở những khoảng cách lớn.

Mô hình của Einstein quả thực là tĩnh và không tiên đoán các dịch chuyển đỏ . Cũng trong năm đó, 1917, một lời giải khác của thuyết được sửa đổi của Einstein đã được nhà thiên văn Hà Lan E. de Sitter tìm ra. Dù rằng lời giải này có vẻ tĩnh, và như vậy có thể công nhận được theo các ý tưởng vũ trụ học lúc đó, nó có tính chất đáng chú ý là tiên đoán một sự dịch chuyển đỏ tỷ lệ với khoảng cách! Sự tồn tại của những dịch chuyển đỏ lớn của các tinh vân lúc đó chưa được các nhà thiên văn châu Âu biết đến. Tuy nhiên, vào khoảng cuối chiến tranh thế giới lần thứ nhất, những tin tức về sự quan sát được những dịch chuyển đỏ lớn đã truyền từ Mỹ sang châu Âu, và mô hình của de Sitter lập tức trở thành nổi tiếng. Thực ra năm 1922 khi nhà thiên văn Anh Athur Eddington viết giáo trình toàn diện đầu tiên về thuyết tương đối rộng, ông đã phân tích các số liệu dịch chuyển đỏ hiện có theo mô hình de Sitter. Bản thân Hubble nói rằng chính mô hình của de Sitter đã làm cho các nhà thiên văn thấy tầm quan trọng của một sự phụ thuộc của dịch chuyển đỏ vào khoảng cách, và mô hình đó có thể đã ở trong trí óc của ông khi ông khám phá ra tính tỷ lệ giữa dịch chuyển đỏ với khoảng cách vào năm 1929.

Hiện nay sự nhấn mạnh như vậy vào mô hình de Sitter hầu như không thích hợp. Một mặt nó quả không phải là một mô hình tĩnh chút nào, nó có lẽ chỉ tĩnh do đưa các tọa độ không gian vào một cách đặc biệt, nhưng khoảng cách giữa những người quan sát “điển hình” trong mô hình thực sự tăng theo thời gian và chính sự lùi xa nhau tổng quát đó đã sinh ra sự dịch chuyển đỏ. Ngoài ra lý do làm dịch chuyển đỏ trở thành tỷ lệ với khoảng cách trong một hình de Sitter chính là mô hình này thỏa mãn nguyên lý vũ trụ học, nhưng như ta đã thấy, ta chờ đợi một tỷ lệ giữa vận tốc tương đối và khoảng cách trong mọi thuyết thỏa mãn nguyên lý này.

Dù sao, việc phát hiện sự lùi xa của các thiên hà xa xăm chẳng mấy chốc làm người ta chú ý đến các mô hình vũ trụ học đồng tính và đẳng hướng nhưng không phải tĩnh. Khi đó không cần đến “hằng số vũ trụ học” trong các phương trình trường hấp dẫn, và Einstein đã tỏ ra tiếc rằng ông đã từng đưa sự thay đổi đó vào các phương trình ban đầu của ông. Năm 1922 lời giải tổng quát đồng tính và đẳng hướng của các phương trình ban đầu của Einstein đã được nhà bác học Nga Alexandre Fridmann tìm ra. Chính các mô hình Fridmann này, căn cứ trên các phương trình trường ban đầu của Einstein, chứ không phải các mô hình de Sitter hoặc Einstein đã cung cấp cơ sở toán học cho đa số những thuyết vũ trụ học hiện đại.

Các mô hình Fridmann thuộc vào hai loại rất khác nhau. Nếu mật độ trung bình của vật chất vũ trụ nhỏ hơn hoặc bằng một giá trị tới hạn nào đó, vũ trụ phải vô hạn về không gian. Trong trường hợp này, sự nở hiện nay của vũ trụ sẽ tiếp diễn mãi mãi. Mặt khác, nếu mật độ của vũ trụ lớn hơn giá trị tới hạn đó, thì khi đó trường hấp dẫn sinh ra bởi vật chất làm cho vũ trụ cong lên trong bản thân nó, nó là hữu hạn dù rằng không có biên, như bề mặt của một hình cầu. (Nghĩa là, nếu chúng ta bắt đầu du hành theo một đường thẳng, ta sẽ không đi đến một biên nào của vũ trụ mà chỉ quay về chỗ xuất phát). Trong trường hợp này các trường hấp dẫn rất đủ mạnh để có thể làm ngừng sự giãn nở của vũ trụ, như vậy cũng có thể có lúc nó sẽ “nổ vào” để trở lại một mật độ lớn vô hạn. Mật độ tới hạn tỷ lệ với bình phương của hằng số Hubble; với trị số được chấp nhận hiện nay một cách rộng rãi của hằng số đó là 15 kilômet mỗi giây mỗi triệu năm ánh sáng, mật độ tới hạn bằng 5 x 10 mũ âm 30 gam mỗi centimet khối hoặc khoảng ba nguyên tử hyđrô trong mỗi nghìn lít không gian.

Chuyển động của một thiên hà điển hình nào đó trong các mô hình Fridmann là đúng như chuyển động của một hòn đá ném lên từ mặt đất. Nếu hòn đá được ném lên đủ mạnh hoặc nói cách khác, nếu khối lượng quả đất đủ nhỏ, thì hòn đá sẽ đi chậm dần, nhưng dù sao cũng thoát vào vũ trụ. Điều này ứng với trường hợp mật độ vũ trụ thấp hơn mật độ tới hạn. Mặt khác nếu hòn đá được ném lên với vận tốc không đủ lớn thì nó sẽ lên tới một độ cao tối đa rồi rơi xuống. Điều này cố nhiên ứng với mật độ vũ trụ cao hơn mật độ tới hạn.

Sự tương tự này cho thấy rõ tại sao không thể tìm được những lời giải vũ trụ học tĩnh cho các phương trình Einstein – ta không thể quá ngạc nhiên khi thấy một hòn đá bay khỏi hoặc rơi xuống mặt đất, nhưng ta khó mà thấy được một hòn đá tự treo lơ lửng trên không. Sự tương tự này cũng giúp chúng ta tránh được một sự hiểu lầm thông thường về vũ trụ dãn nở. Các thiên hà tách rời khỏi nhau không phải vì một lực bí mật nào đó đang đẩy chúng ra xa nhau, cũng đúng như hòn đá trong ví dụ của ta không phải bị quả đất đẩy lùi. Mà đúng hơn, các thiên hà tách rời nhau bởi chúng đã bị bắn rời khỏi nhau do một vụ nổ nào đó trong quá khứ.

Vào những năm 1920, điều này không được nhận thức rõ, nhưng nhiều tính chất chi tiết của các mô hình Fridmann có thể tính được một cách định lượng bằng cách dùng sự tương tự này mà không cần đến thuyết tương đối rộng. Để tính chuyển động của một thiên hà điển hình nào đó so với thiên hà của ta, hãy vẽ một hình cầu với thiên hà của ta ở tâm và với thiên hà đang nghiên cứu trên bề mặt; chuyển động của thiên hà này chính là chuyển động xảy ra nếu khối lượng của vũ trụ chỉ bao gồm vật chất trong hình cầu và không có gì ở ngoài. Điều này cũng giống như thể ta đào một hố sâu, ta sẽ thấy rằng gia tốc trọng lực tới tâm chỉ phụ thuộc vào lượng vật chất ở gần tâm hơn là gần hố của chúng ta, như thể là mặt đất ở ngay chính đáy hố. Kết quả đáng chú ý đó biểu hiện ở một định lý có giá trị trong thuyết hấp dẫn của Einstein và cả Newton, nó chỉ phụ thuộc vào tính đối xứng cầu của hệ nghiên cứu; biến thể tương đối rộng của định lý này được nhà toán học Mỹ G. D. Birkhoff chứng minh vào năm 1923, nhưng ý nghĩa vũ trụ học của nó vài chục năm sau đó vẫn chưa được nhận thức rõ.

Chúng ta có thể dùng định lý này để tính mật độ tới hạn của các mô hình Fridmann (xem hình 3). Khi vẽ một hình cầu của ta ở giữa và một thiên hà xa xăm nào đó ở trên mặt, ta có thể dùng khối lượng các thiên hà trong hình cầu để tính một vận tốc thoát, vận tốc mà một thiên hà ở bề mặt phải có để có bắt đầu thoát đến cõi vô hạn. Người ta thấy rằng vận tốc thoát này tỷ lệ với bán kính hình cầu - hình cầu càng lớn thì vận tốc của thiên hà lại phải càng nhanh để thoát khỏi nó. Nhưng định luật Hubble nói rằng vận tốc thực của một thiên hà trên bề mặt hình cầu cũng tỷ lệ với bán kính hình cầu - khoảng cách kể từ chỗ ta. Như vậy dù vận tốc thoát phụ thuộc vào bán kính, song tỷ số giữa vận tốc thực của thiên hà và vận tốc thoát của nó không phụ thuộc kích thước hình cầu; nó là như nhau cho mọi thiên hà và như nhau dù ta lấy thiên hà nào là tâm hình cầu. Tùy thuộc vào các giá trị của hằng số Hubble và mật độ vũ trụ mà mỗi thiên hà chuyển động theo định luật Hubble sẽ hoặc có vận tốc lớn hơn vận tốc thoát và thoát đến cõi vô hạn, hoặc sẽ có vận tốc thấp hơn vận tốc thoát và rơi lại về phía ta vào một lúc nào đó trong tương lai. Mật độ tới hạn chỉ đơn giản là giá trị của mật độ vũ trụ mà khi vật tốc thoát của mỗi thiên hà đúng bằng vận tốc tính theo định luật Hubble. Mật độ tới hạn chỉ có thể phụ thuộc vào hằng số Hubble và thực ra nó chỉ đơn giản là tỷ lệ với bình phương hằng số Hubble (xem chú thích toán học 2).







Hình 3. Định lý Birkhoff và sự giãn nở của vũ trụ.

Hình 3. Định lý Birkhoff và sự giãn nở của vũ trụ. Hình vẽ lên một số thiên hà cũng với các vận tốc của chúng so với một thiên hà G đã cho, được chỉ ra ở đây bằng những mũi tên kèm theo độ dài và hướng thích hợp (theo định luật Hubble, các vận tốc này được coi là tỷ lệ với khoảng cách đến C). Định lý Birkhoff nêu lên rằng: muốn tính vận tốc của thiên hà A so với G chỉ cần tính đến khối lượng chứa trong khối hình cầu quanh G đi qua A (đường đứt nét). Nếu A không quá xa G, trường hấp dẫn của vật chất trong hình cầu sẽ vừa phải, và chuyển động của A có thể tính theo các định luật cơ học của Newton.

Sự liên hệ chi tiết giữa thời gian và kích thước vũ trụ (nghĩa là khoảng cách giữa bất cứ hai thiên hà điển hình nào) có thể tìm ra bằng cách sử dụng những lập luận như vậy, nhưng kết quả phức tạp hơn nhiều(xem hình 4). Tuy nhiên có một kết quả đơn giản sau này rất cần cho chúng ta. Trong thời kỳ sơ khai của vũ trụ, kích thước vũ trụ biến thiên như một lũy thừa đơn giản của thời gian: lũy thừa 2/3 nếu bỏ qua mật độ bức xạ hoặc lũy thừa 1/2 nếu mật độ bức xạ vượt mật độ vật chất (xem chú thích toán học 3). Một khía cạnh của các mô hình vũ trụ học Fridmann mà ta không thể hiểu được nếu không dùng thuyết tương đối rộng là mối liên hệ giữa mật độ và hình học - vũ trụ là mở và vô hạn hoặc đóng và hữu hạn tùy theo vận tốc thiên hà lớn hơn hay bé hơn vận tốc thoát.

Một cách để biết vận tốc thiên hà có vượt vận tốc thoát hay không là đo tốc độ đi chậm lại của chúng. Nếu độ giảm tốc đó bé hơn (hoặc lớn hơn) một mức nào đó, thì lúc đó vận tốc thoát bị (hoặc không bị) vượt. Trong thực tế điều này có nghĩa là người ta phải đo độ cong của đồ thị chỉ sự phụ thuộc của dịch chuyển đỏ vào khoảng cách đối với những thiên hà ở xa (xem hình 5). Khi đi từ một vũ trụ hữu hạn có mật độ cao hơn đến một vũ trụ vô hạn có mật độ thấp hơn, độ cong của đường dịch chuyển đỏ phụ thuộc khoảng cách bị làm cho phẳng ra ở những khoảng cách rất lớn. Việc nghiên cứu hình dạng của đường dịch chuyển đỏ - khoảng cách ở những khoảng cách lớn thường được gọi là “chương trình Hubble”.







Hình 4. Sự giãn nở và co hẹp của vũ trụ.

Hình 4. Sự giãn nở và co hẹp của vũ trụ. Khoảng cách giữa những thiên hà điển hình được vẽ (đơn vị tùy ý) như là một hàm của thời gian cho hai mô hình vũ trụ học có thể dùng. Trong trường hợp một “vũ trụ mở”, vũ trụ là vô hạn; mật độ thấp hơn mật độ tới hạn; và sự giãn nở tuy rằng bị chậm lại, sẽ tiếp tục mãi mãi. Trong trường hợp một “vũ trụ đóng”, vũ trụ là hữu hạn, sự giãn nở sẽ một lúc nào đó kết thúc và sau đó sẽ có một sự co lại. Các đường cong được biểu diễn trên đây được tính theo các phương trình trường của Einstein mà không cần một hằng số vũ trụ học cho một vũ trụ chủ yếu là vật chất.

Với một sự cố gắng lớn lao Hubble, Sandage và gần đây một số nhà khoa học khác nữa đã tiến hành chương trình này. Nhưng cho đến nay kết quả vẫn chưa có tính chất kết luận. Cái khó là để ước tính khoảng cách đến những thiên hà xa, người ta có thể dùng những sao đổi ánh kiểu xêpheit hoặc những ngôi sao sáng nhất như là những vật đánh dấu khoảng cách, trái lại, ta phải ước lượng khoảng cách từ độ sáng biểu kiến của ngay các thiên hà. Nhưng làm sao ta có thể biết được rằng các thiên hà ta đang nghiên cứu đều có một độ trưng tuyệt đối như nhau? (Nhớ rằng độ trưng biểu kiến là năng lượng bức xạ mà ta nhận được ở một đơn vị diện tích kính thiên văn, trong khi độ trưng tuyệt đối là năng lược toàn phần phát ra theo mọi hướng bởi thiên thể; độ trưng biểu kiến tỷ lệ với độ trưng tuyệt đối và tỷ lệ nghịch với bình phương khoảng cách). Có những nguy cơ ghê gớm do hiệu ứng chọn lọc - khi ta nhìn càng xa thì ta có xu hướng chọn những thiên hà có độ trưng tuyệt đối càng lớn. Một vấn đề còn tệ hại hơn nữa là sự tiến hóa của các thiên hà. Khi ta nhìn các thiên hà rất xa, chúng ta thấy chúng ở trạng thái hàng nghìn triệu năm trước đây khi các tia sáng bắt đầu cuộc du hành của chúng đến chỗ ta. Nên những thiên hà điển hình lúc đó còn sáng hơn bây giờ, ta sẽ ước lượng khoảng cách của chúng thấp hơn thực tế. Một khả năng mà rất gần đây J. P. Ostriker và S. D. Tremaine ở Princeton gợi ý là những thiên hà lớn hơn tiến hóa không phải chỉ là do các ngôi sao cá thể của chúng tiến hóa, mà còn là do chúng nuốt thêm những thiên hà nhỏ lân cận! Sẽ còn lâu ta mới biết chắc rằng ta có một sự hiểu biết định lượng đúng đắn về các loại tiến hóa thiên hà khác nhau đó.







Hình 5. Đồ thị dịch chuyển đỏ phụ thuộc vào khoảng cách.

Hình 5. Đồ thị dịch chuyển đỏ phụ thuộc vào khoảng cách. Dịch chuyển đỏ được vẽ như là một hàm của khoảng cách cho bốn thuyết vũ trụ học khả dĩ (nói chính xác hơn, khoảng cách ở đây là “khoảng cách sáng” - khoảng cách suy ra cho một vật mà ta biết độ trưng riêng hoặc tuyệt đối từ những quan sát về độ trưng biểu kiến của nó). Các đường có ghi “mật độ gấp đôi mật độ tới hạn”, “mật độ tới hạn” và “mật độ bằng không” được tính trong mô hình Friedmann, sử dụng các phương trình của Einstein cho một vũ trụ chủ yếu là vật chất, không cần một hằng số vũ trụ học; chúng tương ứng lần lượt với một vũ trụ đóng, vừa đủ mở, hoặc mở (xem hình 4). Đường cong ghi “trạng thái dừng” được áp dụng trong bất kỳ lý thuyết nào mà trong đó hình dạng của vũ trụ không thay đổi theo thời gian. Các quan sát hiện nay không phù hợp tốt với đường “trạng thái dừng”, song chúng không cho ta lựa chọn một cách rõ ràng trong số những khả năng khác nhau, bởi vì trong những lý thuyết không có trạng thái dừng sự tiến hóa của các thiên hà làm cho việc xác định khoảng cách trở nên không chắc chắn. Mọi đường cong đều được vẽ với hằng số Hubble lấy bằng 15 km mỗi giây mỗi triệu năm ánh sáng (ứng với thời gian giãn nở đặc trưng là 20 000 triệu năm), song các đường cong có thể được dùng cho bất kỳ giá trị nào khác của hằng số Hubble bằng cách chỉ vẽ lại theo cùng tỉ lệ mọi khoảng cách.

Hiện nay kết luận tốt nhất rút ra từ chươg trình Hubble là độ giảm tốc của các thiên hà xa có vẻ rất bé. Như vậy có nghĩa là chúng đang chuyển động với vận tốc cao hơn vận tốc thoát, như vậy vũ trụ là mở và sẽ giãn nở mãi mãi. Điều này khớp đúng với những ước tính về mật độ vũ trụ ; vật chất thấy được trong các thiên hà hình như cộng lại chỉ cho mật độ không quá một vài phần trăm mật độ tới hạn. Tuy nhiên điều này cũng chưa chắc lắm. Những ước tính về khối lượng thiên hà tăng lên trong những năm gần đây. Ngoài ra, như George Field ở Harvard và một số người khác đã gợi ý, có thể tồn tại một loại khí hyđro đã ion hoá giữa các thiên hà có thể cung cấp một mật độ vật chất tới hạn của vũ trụ, nhưng cho đến nay vẫn chưa được phát hiện ra.

May thay, không cần đi đến một quyết định dứt khoát về hình học ở quy mô lớn của vũ trụ để rút ra những kết luận về sự bắt đầu của nó. Lý do là vì vũ trụ có một thứ đường chân trời và đường chân trời đó co hẹp lại nhanh chóng khi ta nhìn quay về lúc bắt đầu.

Không tín hiệu nào có thể đi nhanh hơn ánh sáng, như vậy ở bất kỳ lúc nào chúng ta cũng chỉ có thể bị ảnh hưởng bởi những sự kiện đủ gần để cho một tia sáng có thời gian đến với ta từ lúc bắt đầu của vũ trụ. Bất cứ sự kiện nào xảy ra ngoài khoảng cách đó cũng không thể ảnh hưởng đến ta - nó ở bên ngoài chân trời. Nếu tuổi của vũ trụ hiện nay là mười nghìn triệu năm, chân trời hiện nay là khoảng cách 30 nghìn triệu năm ánh sáng. Nhưng khi tuổi của vũ trụ mới chỉ là vài phút, chân trời chỉ ở xa vài phút ánh sáng - gần hơn khoảng cách từ quả đất đến mặt trời. Đúng ra là lúc đó toàn bộ vũ trụ bé hơn hiện nay, theo cách hiểu đã quy ước của ta là khoảng cách giữa một cặp vật thể nào đó lúc đó ngắn hơn bây giờ. Tuy nhiên, khi ta nhìn về lúc bắt đầu, khoảng cách đến chân trời co lại nhanh hơn kích thước vũ trụ. Kích thước vũ trụ tỷ lệ với lũy thừa một phần hai hoặc hai phần ba của thời gian (xem chú thích toán học 3), trong khi khoảng cách đến chân trời chỉ đơn giản là tỷ lệ với thời gian. Cho nên ở những thời gian càng lùi về quá khứ, chân trời bao quanh một phần càng ngày càng nhỏ của vũ trụ (xem hình 6).







Hình 6. Những chân trời trong một vũ trụ giãn nở.

Hình 6. Những chân trời trong một vũ trụ giãn nở. Vũ trụ ở đây được vẽ dưới dạng một hình cầu ở bốn thời điểm cách đều nhau. “Chân trời” của một điểm P là khoảng cách mà ngoài đó các tín hiện ánh sáng không có thời giờ đến P. Phần vũ trụ ở phía trong “chân trời” được vẽ ở đây bằng phần không có vạch vạch của hình cầu. Khoảng cách từ P đến chân trời tăng tỷ lệ với thời gian. Mặt khác “bán kính” của vũ trụ tăng như căn hai của thời gian, ứng với trường hợp của một vũ trụ chủ yếu là bức xạ. Hệ quả là, ở thời kỳ càng xưa thì chân trời bao quanh một phần vũ trụ ngày càng bé.

Một hệ quả của sự co dần của chân trời trong vũ trụ sơ khai là độ cong của vũ trụ xét về toàn bộ càng ngày càng ít bị ảnh hưởng khi ta nhìn lùi về những thời kỳ ngày càng xa về trước. Như vậy dù rằng thuyết vũ trụ học và sự quan sát thiên văn hiện nay vẫn chưa phát hiện ra kích thước hoặc tương lai của vũ trụ, song chúng đã cho một bức tranh khá rõ ràng về quá khứ của nó.

Các quan sát thảo luận trong chương này đã cho ta một cái nhìn về vũ trụ vừa đơn giản, vừa vĩ đại. Vũ trụ đang giãn nở một cách đồng đều và đẳng hướng - những người quan sát ở mọi thiên hà điển hình ở mọi hướng đều thấy những quá trình chuyển động như nhau. Trong khi vũ trụ giãn nở, bước sóng của các tia sáng giãn ra tỷ lệ thuận với khoảng cách giữa các thiên hà. Sự giãn nở không được xem là do bất cứ loại lực đẩy vũ trụ nào mà là do kết quả những vận tốc còn giữ lại từ một vụ nổ trong quá khứ. Những vận tốc đó ngày càng chậm dần do ảnh hưởng của lực hấp dẫn; sự giảm tốc đó xem ra rất chậm làm nảy sinh giả thuyết rằng mật độ vật chất của vũ trụ là thấp và trường hấp dẫn của nó là quá yếu để có thể làm cho vũ trụ là hữu hạn về mặt không gian hoặc lại có lúc làm đảo ngược sự giãn nở. Các tính toán cho phép ta ngoại suy sự giãn nở của vũ trụ lùi về quá khứ, và phát hiện rằng sự giãn nở của vũ trụ lùi về quá khứ, và phát hiện rằng sự giãn nở chắc đã bắt đầu từ mười nghìn đến hai mươi nghìn triệu năm trước đây.