Ta hãy
tạm ngừng xét lịch sử của vũ trụ sơ khai, và
nói về lịch sử ba thập niên cuối của nghiên
cứu vũ trụ học... Sự phát hiện ra phông bức
xạ cực ngắn vũ trụ trong năm 1965 là một trong
những khám phá khoa học quan trọng nhất của
thế kỷ 20. Vì sao nó đã phải ra đời một cách
ngẫu nhiên? Hoặc nói cách khác tại sao không có
sự tìm hiểu hệ thống nào về bức xạ này
trong nhiều năm trước 1965?
Giá trị đo được hiện nay của
nhiệt độ phông bức xạ và mật độ khối lượng
của vũ trụ cho phép ta tiên đoán các độ nhiều
vũ trụ của các nguyên tố nhẹ, nó hình như
khớp tốt với quan sát. Nhiều năm trước 1965 người
ta đáng lẽ ra có thể tiến hành tính toán ngược
lại, tiên đoán một phông bức xạ cực ngắn vũ
trụ, và được bắt đầu tìm kiếm nó từ các
độ nhiều vũ trụ quan sát được hiện nay, vào
khoảng 20 - 30 phần trăm hêli và 70 - 80 phần trăm
hyđro, có thể suy ra rằng sự tổng hợp hạt nhân
đã phải bắt đầu lúc tỷ lượng nơtron của các
hạt hạt nhân hạ xuống 10 - 15 phần trăm. (Nhớ
rằng độ nhiều theo trọng lượng của hêli
hiện nay là đúng gấp đôi tỷ lượng nơtron ở
thời kỳ tổng hợp hạt nhân). Giá trị này của
tỉ lượng nơtron đạt được khi vũ trụ ở
nhiệt độ 1000 triệu độ Kelvin (10 9 K).
Điều kiện tổng hợp hạt nhân bắt đầu lúc đó
có thể cho phép người ta ước tính sơ bộ mật
độ hạt nhân ở nhiệt độ 10 mũ 9 K, trong khi
mật độ photon ở nhiệt độ đó có thể tính
được từ những tính chất biết được của
bức xạ vật đen. Từ đó, tỷ số giữa số lượng
photon và hạt hạt nhân lúc đó cũng có thể
biết được. Nhưng tỷ số đó không thay đổi, vì
vậy nó cũng có thể được biết đúng như vậy
ở thời kỳ hiện nay. Như vậy từ những quan sát
mật độ hạt hạt nhân hiện nay, người ta có
thể tiên đoán mật độ photon hiện nay, và suy ra
sự tồn tại của một phông bức xạ cực ngắn
vũ trụ với nhiệt độ hiện nay vào khoảng từ
1 K đến 10 K. Nếu lịch sử khoa học đã là đơn
giản và rõ ràng như lịch sử vũ trụ, một người
nào đó đã có thể đưa ra một tiên đoán theo các
hướng đó trong những năm 1940 hoặc 1950; và sự
tiên đoán đó đã có thể khởi xướng một sự
tìm kiếm phông bức xạ trong hàng ngũ các nhà thiên
văn vô tuyến. Nhưng đó hoàn toàn không phải là
việc đã xảy ra.
Thực ra, một tiên đoán theo khá
gần những hướng trên đã được đưa ra vào năm
1948, nhưng lúc đó hoặc sau đó, nó đã không
dẫn đến một sự tìm kiếm bức xạ. Trong
những năm cuối của thập niên 40, thuyết vũ
trụ học “vụ nổ lớn” đã được George Gamov
và những người cộng tác của ông là Ralphan
Alpher và Robert Herman khảo sát kỹ. Họ cho rằng vũ
trụ bắt đầu như là những nơtron đơn thuần, và
các nơtron này sau đó bắt đầu chuyển thành
photon qua quá trình phân rã phóng xạ quen biết
trong đó một nơtron ngẫu nhiên biến thành một
proton, một electron, và một phản neutrino. Một lúc
nào đó trong quá trình giãn nở, vũ trụ trở thành
đủ lạnh để cho các nguyên tố nặng có thể
tạo nên từ nơtron và proton bằng một loạt nhanh
các sự bắt nơtron. Alpher và Herman tìm ra rằng để
khớp với các độ nhiều quan sát được hiện
nay của những nguyên tố nhẹ cần giả thiết
một tỷ số photon trên hạt hạt nhân vào khoảng
1000 triệu. Dùng những ước lượng về mật độ
hạt hạt nhân vũ trụ hiện nay họ đã có thể
tiên đoán sự tồn tại của một phông bức xạ
còn sót lại từ vũ trụ sơ khai, với một nhiệt
độ hiện nay là 5 K!
Các tính toán ban đầu của Alpher,
Herman và Gamov không được đúng đắn trong mọi
chi tiết. Như ta thấy trong chương trên, vũ trụ có
lẽ bắt đầu với những số lượng bằng nhau
về nơtron và proton chứ không phải với nơtron
đơn thuần. Ngoài ra, sự chuyển từ nơtron thành
proton (và ngược lại) xảy ra chủ yếu qua sự va
chạm với electron, pôzitron, neutrino và phản
neutrino, chứ không phải là do sự phân rã phóng
xạ của nơtron. Các điểm đó đã được nên lên
vào năm 1950 bởi C. Hayashi và vào năm 1953 Alpher và
Herman (cùng với J. W. Follin trẻ) đã sửa lại mô
hình của họ và tiến hành một sự tính toán cơ
bản đúng đắn về sự cân bằng xê dịch nơtron
- proton. Đó thực ra là sự phân tích hoàn toàn
hiện đại đầu tiên về lịch sử của vũ trụ
sơ khai.
Tuy nhiên, năm 1948 hoặc năm 1953 không
ai bố trí để tìm bức xạ cực ngắn đã tiên
đoán. Thực ra, nhiều năm trước 1965 các nhà
vật lý thiên văn thường không biết rằng trong các
mô hình “vụ nổ lớn”, các độ nhiều của hyđro
và hêli đòi hỏi trong vũ trụ hiện nay tồn tại
một phông bức xạ vũ trụ quả thực có thể
quan sát được. Ở đây các nhà vật lý thiên văn
nói chung không biết đến sự tiên đoán của
Alpher và Herman, là không đáng ngạc nhiên lắm:
một hai thông báo có thể chìm đi trong biển cả
thông tin khoa học. Cái khó hiểu hơn là vấn đề
suốt trên quá trình 10 năm sau không một ai khác
theo đuổi một hướng lập luận như vậy. Tất
cả các vấn đề lý thuyết đều có sẵn. Chỉ
cho đến 1964 thì các tính toán về sự tổng hợp
hạt nhân trong một mô hình “vụ nổ lớn”
mới được bắt đầu lại, do Ya. B. Zeldovich ở
Nga, Hoyle và R. J. Tayler ở Anh và Peebles ở Mỹ
tiến hành, cả ba nhóm làm việc độc lập với
nhau. Tuy nhiên, lúc đó Penzias và Wilson đã bắt đầu
các quan sát của họ ở Holmdel, và đã phát hiện
ra phông sóng cực ngắn mà không có sự kích thích
và gợi ý nào của các nhà vũ trụ học lý
thuyết.
Cũng rất lạ rằng những người
thực có biết về sự tiên đoán của Alpher và
Herman hình như không nhấn mạnh đến nó lắm. Chính
Alpher, Follin và Herman trong báo cáo năm 1953 của
họ đã để lại vấn đề tổng hợp hạt nhân
cho những “nghiên cứu tương lai”, như vậy họ
không có khả năng tính toán lại nhiệt độ mong
đợi của phông bức xạ cực ngắn trên cơ sở mô
hình được cải tiến của họ. (Mà họ cũng không
nhắc đến sự tiên đoán trước đây của họ
rằng họ chờ đợi một phông bức xạ 5 K. Họ
thông báo về những tính toán nào đó về sự
tổng hợp hạt nhân ở một cuộc họp của hội
vật lý Mỹ năm 1953 nhưng cả ba chuyển qua các phòng
thí nghiệm khác nhau và công trình không được
viết lại dưới một dạng cuối cùng.) Nhiều năm
sau, trong một bức thư viết cho Penzias sau sự phát
hiện ra phông bức xạ cực ngắn, Gamov đã chỉ
ra rằng trong một bài báo của ông năm 1953, đăng
trong “các biên bản của viện hàn lâm hoàng gia
Đan Mạch”, ông đã tiên đoán một phông bức
xạ với nhiệt độ 7 K, đại thể là một bậc
độ lớn đúng đắn. Tuy nhiên một sự nhìn qua bài
báo năm 1953 đó cho thấy rằng tiên đoán của
Gamov dựa trên một lập luận toán học sai lầm
liên quan đến tuổi của vũ trụ, chứ không dựa
trên thuyết của chính ông về tổng hợp hạt nhân.
Có thể lập luận rằng các độ
nhiều trong vũ trụ của các nguyên tố nhẹ không
được biết rõ trong những năm 1950 và đầu
những năm 1960 để rút ra những kết luận gì
dứt khoát về nhiệt độ của phông bức xạ. Đúng
là ngay hiện nay ta cũng không thật chắc là có
một độ nhiều của hêli trong vũ trụ khoảng 20
- 3 phần trăm. Tuy nhiên điều quan trọng là người
ta tin từ nhiều năm trước 1960 rằng đa số
khối lượng của vũ trụ là ở dưới dạng hyđro.
(Chẳng hạn, một sự thăm dò năm 1956 do Hans Sues
và Harold Urey tiến hành cho một độ nhiều hyđro
là 75 phần trăm theo trọng lượng). Mà hyđro không
phải được tạo ra trong các ngôi sao - nó là
nhiên liệu nguyên thủy mà từ đó các ngôi sao có
được năng lượng bằng cách tạo nên những nguyên
tố nặng hơn. Việc này tự nó cũng đủ nói lên
rằng đã phải có một tỷ lệ lớn photon trên
hạt hạt nhân để có thể cản trở sự nung
nấu tất cả hyđro thành ra hêli và những nguyên
tố nặng hơn trong vũ trụ sơ khai.
Người ta có thể hỏi thực ra khi
nào đã có thể, về mặt kỹ thuật, quan sát
một phông bức xạ đẳng hướng ở 3K. Khó mà nói
chính xác về việc này, nhưng các bạn đồng
nghiệp thực nghiệm của tôi nói với tôi rằng
sự quan sát đã có thể tiến hành lâu trước
1965, có thể vào giữa những năm 1950 và ngay có
thể giữa những năm 1940. Năm 1946, một nhóm ở
phòng thí nghiệm bức xạ của M.I T., dưới sự lãnh
đạo của chính Robert Dicke đã có thể đặt một
giới hạn trên cho những phông bức xạ đẳng hướng
bất kỳ ngoài trái đất: nhiệt độ tương đương
ít hơn 20 K ở những bước sóng 1,00, 1,25 và 1,50
centimet. Phép đo này là một sản phẩm phụ của
những nghiên cứu về sự hấp thụ do khí quyển,
và chắc không phải là một phần của một chương
trình của vũ trụ học quan sát. (Thực ra, Dicke thông
báo cho tôi rằng khi anh ta bắt đầu tìm hiểu
về một phông bức xạ cực ngắn vũ trụ có
thể có được, anh ta đã quên giới hạn trên 20
K về nhiệt độ phông mà chính anh ta đã tìm được
hai thập niên về trước !).
Đối với tôi, hình như không
phải thật là quan trọng về mặt lịch sử nếu
nêu rõ lúc mà sự khám phá phông sóng cực ngắn
đẳng hướng 3 K đã trở thành có thể được.
Điều quan trọng là các nhà thiên văn vô tuyến
không biết là họ phải làm thử! Ngược lại hãy
xét đến lịch sử về neutrino. Khi nó được
Pauli giả thiết lần đầu năm 1932, rõ ràng là không
có bóng dáng một dịp may nào để quan sát nó
trong bất cứ một thí nghiệm nào lúc đó có
thể làm được. Tuy nhiên, sự phát hiện neutrino
còn ở trong trí óc của nhà vật lý như mục tiêu
thách thức và khi các lò phản ứng hạt nhân có
thể dùng cho những mục đích như vậy trong
những năm 1950, neutrino đã được tìm kiếm và
được tìm thấy. Sự khác nhau lại còn rõ rệt hơn
trong trường hợp phản proton. Sau khi pôzitron đã
được khám phá trong các tia vũ trụ năm 1932, các
nhà lý thuyết thường mong đợi rằng proton cũng
như electron phải có một phản hạt. Trong những năm
1930, đã không có cơ hội nào tạo ra phản proton
với các xiclôtron có được lúc đó, nhưng các nhà
vật lý vẫn biết đến vấn đề này, và trong
những năm 1950, một nhà máy gia tốc (Bevatron ở
Berkeley) đã được xây dựng đặc biệt để có
đủ năng lượng có thể tạo ra phản proton. Không
có gì giống như vật đã xảy ra trong trường
hợp phông bức xạ cực ngắn vũ trụ, cho đến lúc
Dicke và các cộng tác viên của anh ta bắt tay vào
việc phát hiện ra nó năm 1964. Ngay cho đến lúc
đó, nhóm Princeton cũng không được biết đến công
trình của Gamov, Alpher và Herman trước đó hơn
một thập niên!
Thế thì cái gì đã trục trặc? Ở
đây có thể nêu ra ba lý do đáng chú ý. Tại sao
tầm quan trọng của sự tìm kiếm một phông bức
xạ cực ngắn trong vũ trụ ở 3 K nói chung đã không
được đánh giá đúng trong những năm 1950 và đầu
những năm 1960.
Trước hết, phải hiểu
rằng Gamov, Alpher và Herman và Follin, và những người
khác đã làm việc trong bối cảnh của một
thuyết vũ trụ học rộng lớn. Trong thuyết
“vụ nổ lớn” của họ, về căn bản tất cả
các hạt nhân phức tạp chứ không phải chỉ có
hêli, đã được giả thiết được tạo nên trong
vũ trụ sơ khai, bằng một quá trình bắt nhanh nơtron.
Tuy nhiên, tuy thuyết này đoán trước một cách đúng
đắn tỷ số các độ nhiều của vài nguyên tố
nặng, nó bị bối rối khi muốn cắt nghĩa tại
sao lại có thể có nguyên tố nặng được! Như
đã nêu, không có hạt nhân bền với 5 hoặc 8
hạt hạt nhân, do đó không thể tạo ra hạt nhân
nặng hơn hêli bằng cách bắt nơtron hoặc proton vào
các hạt nhân hêli (He mũ 4) hoặc bằng cách “đúc”
lại từng cặp hạt nhân hêli. (Sự cản trở này
lần đầu tiên đã được Enrico Fermi và Anthony
Turkevich lưu ý). Do khó khăn đó dễ thấy tại sao
các nhà lý thuyết cũng không ham muốn ngay cả
việc nghĩ đến một tính toán một cách nghiêm túc
việc tạo ra hêli trong thuyết này.
Thuyết vũ trụ học về sự tổng
hợp các nguyên tố càng mất nhiều cơ sở hơn
khi những cải tiến đã được đưa vào một
thuyết khác, trong đó các nguyên tố được tổng
hợp trong các vì sao. Năm 1952, E. E. Salpeter chỉ ra
rằng những “chỗ hổng” của các hạt nhân
với 5 hoặc 8 hạt hạt nhân có thể được lấp
trong tâm các ngôi sao giàu hêli mật độ cao: các
va chạm giữa hai hạt nhân hêli tạo ra một hạt
nhân berili không bền (Be mũ 8), và trong những điều
kiện mật độ cao như vậy hạt nhân berili có
thể va đập vào một hạt nhân hêli khác trước
khi nó phân rã tạo ra một hạt nhân cacbon bền (C
mũ 12). (Mật độ vũ trụ ở thời kỳ tổng hợp
hạt nhân theo vũ trụ học là quá thấp để cho
quá trình này xảy ra lúc đó.) Năm 1957 xuất
hiện một bài báo nổi tiếng của Geoffrey và
Margaret Burbidge, Fowler và Hoyle, trong đó chỉ rõ
rằng các nguyên tố nặng có thể được tạo nên
trong các vì sao, đặc biệt trong các vụ nổ như
những sao siêu mới, trong những thời kỳ có
luồng nơtron cường độ cao. Nhưng ngay trước năm
1950 trong các nhà vật lý thiên văn có một khuynh
hướng mạnh mẽ tin rằng mọi nguyên tố trừ hyđro
đều được sản ra trong các vì sao. Hoyle đã lưu
ý tôi rằng đó có thể là kết quả của cố
gắng mà các nhà thiên văn đã phải trải qua
trong những thập niên đầu tiên của thế kỷ này
để hiểu nguồn gốc của năng lượng sản sinh
ra trong các vì sao. Vào năm 1940 công trình của
Hans Bethe và những người khác đã chỉ rõ rằng
quá trình then chốt là sự tổng hợp bốn hạt nhân
hyđro thành một hạt nhân hêli, và trong những năm
1940 và 1950 bức tranh đó đã dẫn đến những
tiến bộ trong sự hiểu biết về sự tiến hóa các
vì sao. Như Hoyle nói, sau thành tựu đó nhiều nhà
vật lý thiên văn cho rằng sẽ không lành mạnh
lắm nếu nghi ngờ rằng sao là nơi hình thành các
nguyên tố.
Nhưng thuyết tổng hợp hạt nhân
ở các vì sao cũng có những vấn đề của nó. Khó
mà thấy được bằng cách nào mà các ngôi sao có
thể tạo ra một cái gì giống như một độ
nhiều 25 - 30 phần trăm của hêli - thực ra năng lượng
được giải thoát ra trong sự tổng hợp đó
phải lớn hơn nhiều so với năng lượng mà sao có
thể bức xạ ra suốt trong đời của nó. Thuyết
vũ trụ học vất bỏ năng lượng đó rất hay: nó
đơn giản bị mất đi trong sự dịch chuyển đỏ
chung. Năm 1964, Hoyle và R. J. Tayler đã chỉ ra
rằng độ nhiều lớn của hêli trong vũ trụ
hiện nay không thể được tạo ra trong các vì sao
thông thường được, và họ tiến hành một sự
tính toán về lượng hêli có thể được tạo ra
trong những thời kỳ đầu của một “vụ nổ
lớn”, và nhận được một độ nhiều 36 % theo
trọng lượng. Cũng khá lạ là họ cố định lúc
tổng hợp hạt nhân có thể xảy ra ở một
nhiệt độ có phần nào tùy tiện là 5000 triệu
độ Kelvin, mặc dù sự kiện là giả thiết này
phụ thuộc vào giá trị chọn cho một thông số lúc
đó chưa được biết, tỷ số giữa photon và các
hạt hạt nhân. Nếu họ đã dùng tính toán của
họ để ước lượng tỷ số này từ độ nhiều
quan sát được của hêli, họ đã có thể tiên đoán
một phông bức xạ cực ngắn hiện nay với một
nhiệt độ đại thể có bậc độ lớn đúng đắn.
Dù sao, rất đáng ngạc nhiên là Hoyle, một trong
những người đề xướng ra thuyết trạng thái
dừng, đã ưng chịu đi theo hướng suy nghĩ này, và
công nhận rằng nó cung cấp bằng chứng cho một
cái gì giống như mô hình “vụ nổ lớn”.
Hiện nay nói chung người ta tin
rằng sự tổng hợp hạt nhân xảy ra cả theo cách
vũ trụ học tiên đoán lẫn trong các vì sao; hêli
và có thể một vài hạt nhân nhẹ khác được
tổng hợp trong vũ trụ sơ khai, trong khi các vì
sao chịu trách nhiệm về mọi cái khác. Thuyết
vụ nổ lớn về tổng hợp hạt nhân, vì đã cố
“ôm đồm” quá nhiều, đã mất cái vẻ đáng
tin cậy mà nó thực ra xứng đáng được coi như
là một thuyết về tổng hợp hêli.
Hai là, đây là một ví dụ
kinh điển về sự gián đoạn thông tin giữa các
nhà lý thuyết và thực nghiệm. Đa số các nhà lý
thuyết đã không bao giờ nhận thức rõ rằng
một phông bức xạ 3 K đẳng hướng có thể được
khám phá ra một lúc nào đó. Trong một bức thư
gửi cho Peebles đề ngày 23 - 6 - 1967, Gamov giải thích
rằng ông ta hoặc Alpher hay Herman đã không ai cho
rằng có thể khám phá ra bức xạ sót lại từ
“vụ nổ lớn”, vì trong thời kỳ nghiên cứu
về vũ trụ học, thiên văn vô tuyến còn đang ở
thời kỳ sơ sinh. (Alpher và Herman, tuy nhiên, thông
báo cho tôi rằng thực ra họ đã tìm hiểu khả năng
quan sát phông bức xạ vũ trụ với những chuyên
gia về radar ở trường đại học Jonhs Hopkins, phòng
thí nghiệm nghiên cứu thủy quân, và ở viện tiêu
chuẩn quốc gia, nhưng được trả lời rằng một
nhiệt độ phông bức xạ 5 K hoặc 10 K là quá
thấp để có thể được phát hiện với các kỹ
thuật hiện hành). Mặt khác, vài nhà vật lý thiên
văn Liên Xô (cũ) hình như có nhận thức rằng
một phông bức xạ cực ngắn có thể được phát
hiện, nhưng đã lạc đường bởi ngôn ngữ dùng
trong các tạp chí kỹ thuật Mỹ. Năm 1964, Ya. B.
Zeldovich viết một bài báo trong đó ông đã tiến
hành một sự tính toán đúng đắn về độ
nhiều của hêli trong vũ trụ cho hai giá trị có
thể của nhiệt độ bức xạ hiện nay, và nhấn
mạnh một cách đúng đắn rằng các đại lượng
đó có liên hệ với nhau bởi vì số photon cho
mỗi hạt hạt nhân (hoặc entropi cho mỗi hạt
hạt nhân) không thay đổi theo thời gian. Tuy nhiên
ông có vẻ như bị lạc đường bởi việc sử
dụng danh từ “nhiệt độ bầu trời” trong
một bài báo của E. A. Ohm viết năm 1961 trong Tạp
chí kỹ thuật của hệ thống Bell để kết
luận rằng nhiệt độ bức xạ đo được phải
nhỏ hơn 1 K. (Ăngten mà Ohm đã dùng là bộ phản
xạ hình loa kèn 20 fut mà sau đó Penzias và Wilson
đã dùng để khám phá ra phông sóng cực ngắn).
Việc này cùng với một số ước lượng có hơi
thấp về độ nhiều của hêli vũ trụ đã dẫn
Zeldovich đến việc định bỏ ý tưởng về một
vũ trụ sơ khai nóng.
Cố nhiên, trong lúc luồng thông tin
chạy một cách rất dở từ các nhà thực nghiệm
đến các nhà lý thuyết, nó cũng chạy rất dở
từ các nhà lý thuyết đến các nhà thực
nghiệm, Penzias và Wilson chưa bao giờ nghe đến
sự tiên đoán của Alpher và Herman khi họ bắt tay
và việc thử ăngten của họ năm 1964.
Thứ ba, và tôi cho rằng là
quan trọng nhất, thuyết vụ nổ lớn không dẫn
đến một sự tìm kiếm phông sóng cực ngắn 3 K
bởi vì các nhà vật lý cảm thấy vô cùng khó khăn
khi nghĩ tới bất cứ một thuyết nào về vũ
trụ sơ khai một cách nghiêm chỉnh. (Tôi nói đây
là một phần vì nhớ lại thái độ của ngay
bản thân tôi trước 1965). Mỗi một khó khăn nêu
trên đây đều đã có thể vượt qua bằng một
sự cố gắng nhỏ. Tuy nhiên ba phút đầu tiên quá
xa chúng ta về thời gian, các điều kiện về
nhiệt độ và mật độ lạ lùng, đến nỗi ta
cảm thấy không thoải mái lắm khi ứng dụng các
lý thuyết của cơ học thống kê và vật lý hạt
nhân bình thường của chúng ta.
Đây là một tình trạng trong vật
lý - sai lầm của chúng ta không phải là ta đã
coi các thuyết của chúng ta quá nghiêm chỉnh, mà
là vì chúng ta không coi chúng đủ nghiêm chỉnh.
Thường khó nhận thức rằng các con số và phương
trình mà ta đang sử dụng có cái gì đó liên quan
với thế giới thực. Tệ hơn nữa, nhiều khi dường
như có một sự nhất trí chung rằng một số
hiện tượng nào đó không phải là những vấn đề
xứng đáng được coi trọng. Gamov, Alpher và Herman
xứng đáng có một uy tín lớn lao, trước hết, vì
đã muốn nghiên cứu một cách nghiêm chỉnh vũ
trụ sơ khai, vì đã tính toán được cái mà các
quy luật vật lý đã được biết có thể nói
được về ba phút đầu tiên. Tuy vậy, họ cũng
đã không đi bước cuối, thuyết phục các nhà
thiên văn vô tuyến rằng họ phải đi tìm một phông
bức xạ cực ngắn. Việc quan trọng nhất mà sự
phát hiện cuối cùng về phông bức xạ ở 3 K năm
1965 hoàn thành là đã buộc tất cả chúng ta xem xét
ý tưởng rằng đã có một vũ trụ sơ khai một cách
nghiêm chỉnh.
Tôi đã nói khá dài về dịp may
bị vỡ hụt này bởi vì theo tôi nó là loại
lịch sử khoa học soi sáng cho chúng ta nhiều
nhất. Dễ hiểu rằng nhiều nhà viết lịch sử
khoa học nói về những thắng lợi của nó, về
những phát hiện lừng danh, những suy luận hoặc
về những bước nhảy thần kỳ của một Newton
hoặc một Einstein. Nhưng tôi không nghĩ rằng
thực ra có thể hiểu các thắng lợi của khoa
học nếu không hiểu được nó khó ra sao
- ta dễ bị đi lạc đường như thế nào, việc
biết được ở một lúc nào đó điều tiếp theo
phải làm là gì khó khăn như thế nào.
|