Võ Thị Diệu Hằng chuyển ngữ 

Sự tiến hóa của vũ trụ (quá khứ, hiện tại và tương lai của nó) được xác định bởi sự đấu tranh giữa hai lực  đối kháng nhau: tổng lực từ vụ nổ ban đầu gây ra sự giãn nở của vũ trụ và lực hấp dẫn  tác động do toàn thể vật chất chứa trong nó (thấy được và không thấy được) làm hãm lại sự giãn nở (freiner l'expansion). Từ năm 1922, nhà toán học Nga Alexandre Friedmann đã dùng thuyết Tương đối tổng quát do Albert Einstein công bố năm 1915 để suy ra các phương trình diễn tả  sự đấu tranh kỳ  lạ (lutte épique) đó. Các phương trình này, với cách (version) đơn giản nhất,  được dựa trên 3 thông số có tên là "thông số của vũ trụ luận" (paramètres cosmologiques). Thông số đầu tiên có đặc tính giãn nở của vũ trụ trong  khi hai thông số kia, liên hệ mật thiết với nhau, nêu lên đặc tính kìm hãm của vũ trụ.

Thông số  đầu tiên H của vũ trụ luận còn gọi là thông số Hubble , bởi vì nó tham gia vào định luật do Edwin Hubble khám phá ra năm 1929 để mô tả sự giãn nở của vũ trụ:

trong đó v là vận tốc trốn chạy (vitesse de fuite, tính bằng km/s) của một điểm bất kỳ nào trong vũ trụ so với một điểm khác, và r là khoảng cách  (tính bằng triệu năm ánh sáng) giữa chúng. Những quan sát chứng tỏ rằng  thông số Hubble hiện tại có giá trị giữa 15 đến 30 km/s  cho 1 triệu năm ánh sáng (coi chương IV). Số nghịch đảo của thông số Hubble cho tuổi của vũ trụ (tuổi này  chỉ tính phỏng chừng, sẽ chính xác  nếu vũ trụ không giảm tốc):

 Tuổi vũ trụ vẫn  không chắc chắn với một hệ số 2. Dĩ nhiên thông số Hubble tỉ lệ nghịch với tuổi vũ trụ nên thay đổi theo thời gian. Rất lớn thời khởi đầu của vũ trụ, sẽ giảm dần khi vũ trụ già đi.

Thông số thứ hai q của vũ trụ luận mô tả sự giảm tốc của vũ trụ do sự hãm lại (freinage) gây ra bởi lực  hấp dẫn của vật chất chứa trong nó. Theo định nghĩa, độ giảm tốc (décélération)  là sự chậm dần của vận tốc trong đơn vị thời gian (thí dụ như giây) :

trong khi vận tốc là sự thay đổi khoảng cách trong một đơn vị thời gian

Chúng ta dùng ký hiệu "chấm" trên đầu để chỉ đạo hàm theo thời gian. Vậy:

Công thức chính xác được cho bởi phương trình Friedmann là:

Dấu "-" nghĩa là vũ trụ giảm tốc (dấu "+" tương ứng với vũ trụ tăng tốc). Tùy theo q nhỏ hơn, bằng  hoặc lớn hơn 1/2, vũ trụ sẽ mở (giãn nở vĩnh viễn), phẳng (giãn nở sẽ ngừng sau một thời gian vô hạn định) hoặc đóng (nó sẽ tự sụp đổ=co thắt lại).

Thông số thứ ba d của vũ trụ luận là mật độ trung bình của vật chất (thấy được và không thấy được) của vũ trụ. Nó liên kết với thông số giảm tốc q, vì đó là lực hấp dẫn tác động bởi vật chất làm hãm lại sự giãn nở của vũ trụ.                

Những phương trình của Friedmann chứng tỏ rằng lực  hấp dẫn sẽ đủ mạnh để làm ngưng lại sự giãn nở nếu d lớn  hơn mật độ tới hạn bằng:

Ở đó G là một số nói lên cường độ lực  hấp dẫn.

Với H=15km/s/triệu năm ánh sáng, d(tới hạn)=3 nguyên tử hydrogen/m³  hay 4,5.10^-30g/cm³

nếu H=30 km/s/triệu năm ánh sáng), d(tới hạn) trở thành 12 nguyên tử hydrogen/m³ hay 1,8.10-²⁹g/cm³ 

Trường hợp d>d (tới hạn), vũ trụ vũ trụ đóng kín.

Nếu d=d(tới hạn), vũ trụ vũ trụ sẽ ngừng giãn nở sau một thời gian vô định: đó là vũ trụ phẳng.

Nếu d<d(tới hạn), vũ trụ sẽ giãn nở vô hạn định: đó là vũ trụ mở.

 Cho đến nay người ta chỉ có thể  kiểm tra thấy mật độ vật chất (thấy được và không thấy được) bằng một phần năm mật độ tới hạn. Cho tới khi có lệnh khác, hiện chúng ta đang  sống trong  vũ trụ mở đang giãn nở vĩnh viễn

Thông số giảm tốc q liên hệ với thông số mật độ d bằng hệ thức:

Nếu chúng ta đạt được tới việc đo một cách chính xác ba thông số của vũ trụ luận H, q và d, (vài phương pháp đo được diễn tả trong chương IV và VI) chúng ta sẽ có thể biết hệ thức trước có nghiệm đúng  không và thử nghiệm thuyết tương đối tổng quát có đúng ở thang toàn bộ vũ trụ .

Bây giờ chúng ta hãy coi lại những giai đoạn chính trong  sự tiến hóa vũ trụ:

1) Đầu tiên có một thời kỳ lạm phát (ère inflationnaire= 10^-35 giây<t<10^-32 giây) trong khi vũ trụ giãn dần theo số số mũ (exponentiellement) và theo thời gian:

trong đó r là khoảng cách giữa hai điểm bất kỳ trong vũ trụ, và H là thông số Hubble trong giai đọan lạm phát. Giai đoạn này do những hiện tượng kết tinh vũ trụ, không được mô tả bởi phương trình Friedmann. Ngược lại, các phương trình Friedmann mô tả rất tốt các giai đoạn tiếp theo:

2) Thời kỳ bức xạ: (1 giây<t<300.000 năm) lúc đó mật độ bức xạ d(bứcxạ) lớn hơn mật độ vật chất d(vatchat) và kiểm tra sự tiến hóa vũ trụ. Trong giai đoạn này vũ trụ giãn nở tỉ lệ với căn số bậc hai của thời gian:

Nhiệt T độ giảm theo tỉ lệ nghịch với khoảng cách

Mật độ vật chất giảm theo tỉ lệ nghịch của thể tích:

Nhưng mật độ bức xạ còn giảm nhanh hơn:

Sự khác biệt do ở chỗ năng lượng  của khối lượng vật chất được bảo toàn trong lúc vũ trụ giãn nở , ngược lại năng lượng bức xạ giảm theo tỉ lệ nghịch với r  (1/r) . Khi  vũ trụ càng già thì sự cách biệt giữa mật độ vật chất và bức xạ giảm dần. Cả hai mật độ sẽ bằng  nhau khoảng năm 300.000

3) Thời kỳ vật chất (t>300000 năm) bắt đầu từ đó và  vẫn còn kéo dài cho tới ngày nay. Trong giai đoạn này chính vật chất thống trị và kiểm soát sự giãn nở vũ trụ. Sự bành trướng  này được mô tả bởi

Nhiệt độ và  các  mật độ vật chất và bức xạ tiếp tục giảm theo thời gian:

Vũ trụ hôm nay có nhiệt độ là 3 K.

Mật độ vật chất khoảng 10^-30g/cm³

Trong khi mật độ bức xạ khoảng 7.10^-34g/cm³, nghĩa là yếu hơn khoảng 1430 lần.

© http://vietsciences.free.fr  Trịnh Xuân Thuận