Cảnh một. Nhiệt độ của vũ trụ là 100 000 triệu độ Kelvin (10 mũ 11 K). Việc mô tả vũ trụ đơn giản và dễ dàng hơn là bất cứ lúc nào sau này. Nó chứa đầy một thứ súp hỗn độn của vật chất và bức xạ, mỗi hạt của nó va chạm rất nhanh với những hạt khác. Như vậy, mặc dù giãn nở nhanh, vũ trụ ở trong một trạng thái cân bằng nhiệt gần như hoàn hảo. Các thành phần của vũ trụ vì vậy được quy định bởi các luật của cơ học thống kê, và không phụ thuộc vào cái đã xảy ra trước cảnh một. Tất cả những cái chúng ta cần biết là nhiệt độ ở 10 mũ 11 K và các đại lượng được bảo toàn - điện tích, số baryon, số lepton - tất cả đều rất bé hoặc bằng 0.

Phản neutrino cộng proton cho pôzitron cộng nơtron (và ngược lại).

Neutrino cộng nơtron cho electron cộng proton (và ngược lại).

Cảnh hai: Nhiệt độ của vũ trụ là ba mươi nghìn triệu độ Kelvin (3 x 10 mũ 10 K). Từ cảnh một, 0,11 giây đã trôi qua. Không có gì thay đổi một cách định tính -thành phần của vũ trụ vẫn chủ yếu là electron, neutrino, phản neutrino và photon, tất cả đều ở cân bằng nhiệt và tất cả ở xa trên nhiệt độ ngưỡng của chúng. Từ đó mật độ năng lượng quả là giảm như lũy thừa bốn của nhiệt độ, đến vào khoảng ba mươi triệu lần mật độ năng lượng chứa đựng trong khối lượng nghỉ của nước bình thường. Tốc độ giãn nở giảm như bình phương nhiệt độ, do đó thời gian giãn nở đặc trưng của vũ trụ bây giờ đã kéo dài trong khoảng 0,2 giây. Số nhỏ hạt nhân vẫn chưa liên kết thành các hạt nhân, nhưng vì nhiệt độ hạ thấp, bây giờ các nơtron nặng hơn biến thành proton nhẹ hơn một cách dễ dàng hơn nhiều so với ngược lại. Sự cân bằng hạt nhân do đó đã bị lệch thành 38 % nơtron và 62 % proton.

Cảnh ba: Nhiệt độ của vũ trụ là mười nghìn triệu độ Kelvin (10 mũ 10 K). Từ cảnh một, 1,09 giây đã trôi qua. Trong thời gian đó mật độ và nhiệt độ ngày càng hạ thấp đã làm tăng thời gian sống tự do trung bình của neutrino và phản neutrino lên đến mức mà chúng bắt đầu diễn biến như những hạt tự do không còn ở cân bằng nhiệt với electron, pôzitron và photon. Từ đây, chúng sẽ không còn đóng vai trò gì quan trọng trong câu chuyện của ta, trừ việc năng lượng của chúng vẫn tiếp tục cung cấp một phần cho nguồn trường hấp dẫn của vũ trụ. Không có gì thay đổi lớn khi neutrino thoát ra khỏi cân bằng nhiệt. (Trước sự “đứt liên kết” đó, những bước sóng neutrino điển hình là tỷ lệ nghịch với nhiệt độ, và do nhiệt độ giảm tỷ lệ nghịch với kích thước vũ trụ, những bước sóng neutrino tăng tỷ lệ thuận với kích thước vũ trụ. Sau sự đứt liên kết neutrino, các neutrino sẽ giãn nở tự do, nhưng dịch chuyển đỏ chung sẽ kéo dài những bước sóng của chúng một cách tỷ lệ thuận với kích thước vũ trụ. Nhân tiện nói thêm, điều này chỉ rõ rằng việc xác định thời điểm chính xác của sự đứt liên kết neutrino là không quan trọng lắm, như vậy cũng rất tốt, bởi vì nó phụ thuộc vào những chi tiết của thuyết về tương tác của neutrino hiện nay vẫn chưa được rõ ràng lắm.).

Cảnh bốn: Nhiệt độ vũ trụ bây giờ là ba nghìn triệu độ Kelvin (3 x 10 mũ 9 K). Từ cảnh một, 13,82 giây đã trôi qua. Bây giờ chúng ta đang ở dưới nhiệt độ ngưỡng cho electron và pôzitron, cho nên chúng bắt đầu biến mất nhanh chóng khỏi các thành phần chính của vũ trụ. Năng lượng thoát ra trong sự hủy chúng đã làm giảm tốc độ lạnh xuống của vũ trụ, cho nên các neutrino không nhận được gì từ nhiệt thừa này, bây giờ là lạnh hơn electron, pôzitron và photon khoảng 8 %. Từ đây, khi chúng ta nói về nhiệt độ của vũ trụ, ta chỉ có ý nói về nhiệt độ của photon. Khi electron và pôzitron mất đi nhanh chóng, mật độ năng lượng của vũ trụ bây giờ bé hơn một chút so với khi nó hạ xuống một cách đơn giản như lũy thừa bậc bốn của nhiệt độ.

Cảnh năm: Nhiệt độ của vũ trụ bây giờ là một nghìn triệu độ Kelvin (10 mũ 9 K), chỉ vào khoảng 70 lần nóng hơn tâm mặt trời. Từ cảnh một, ba phút hai giây đã trôi qua. Electron và pôzitron phần lớn đã mất đi, và thành phần chủ yếu của vũ trụ bây giờ là photon, neutrino và phản neutrino. Năng lượng được giải phóng trong sự hủy của electron - pôzitron đã cho các photon một nhiệt độ 35 % cao hơn nhiệt độ của neutrino.

Muộn hơn một chút: Một lúc ngắn sau cảnh năm, một sự kiện đột ngột xảy ra: nhiệt độ hạ xuống đến điểm mà các hạt nhân đơtêri có thể tồn tại. Một khi chướng ngại đơtêri không còn nữa, những hạt nhân nặng hơn có thể được tạo nên rất nhanh chóng bởi dãy các phản ứng hai hạt được mô tả trong cảnh bốn. Tuy nhiên, những hạt nhân nặng hơn hêli không được tạo nên vì những chướng ngại khác: không có hạt nhân bền với năm hoặc tám hạt hạt nhân. Do đó, khi nhiệt độ vừa đạt điểm mà đơtêri có thể được tạo thành, hầu hết những nơtron còn lại đều tức khắc được “nấu nướng” thành những hạt nhân hêli. Nhiệt độ chính xác tại đó quá trình này xảy ra phụ thuộc chút ít vào số lượng hạt hạt nhân cho mỗi photon, bởi vì một mật độ hạt lớn sẽ làm cho sự hình thành các hạt nhân dễ dàng hơn một ít. (Đó là lý do tại sao tôi đã gọi thời điểm đó một cách không chính xác là “muộn hơn một chút” sau cảnh năm.) Với một nghìn triệu photon cho một hạt hạt nhân, sự tổng hợp hạt nhân sẽ bắt đầu ở nhiệt độ chín trăm triệu độ Kelvin (0,9 x 10 mũ 9). Lúc đó 3 phút 46 giây đã trôi qua từ cảnh một. (Bạn đọc sẽ phải tha lỗi cho sự không chính xác của tôi khi đặt tên cuốn sách này là ba phút đầu tiên. Nó nghe hay hơn là ba phút ba phần tư đầu tiên.) Sự phân rã nơtron đã là sự cân bằng nơtron - proton, ngay trước khi sự tổng hợp hạt nhân bắt đầu lệch thành 13 phần trăm nơtron, 87 phần trăm proton. Sau sự tổng hợp hạt nhân tỷ lượng theo trọng lượng của hêli là đúng bằng tỷ lượng của tất cả các hạt hạt nhân liên kết thành hêli, một nửa của các hạt này là nơtron, và về căn bản tất cả nơtron đều liên kết thành hêli, cho nên tỷ lượng theo trọng lượng của hêli đơn giản là gấp đôi tỷ lượng của nơtron so với các hạt hạt nhân, hoặc khoảng 26 phần trăm. Nếu mật độ của các hạt nhân cao hơn một ít, sự tổng hợp hạt nhân bắt đầu sớm hơn một ít, khi đó không có nhiều nơtron bị phân rã như vậy, do đó số hêli được tạo ra nhiều hơn một ít, nhưng chắc không quá 28 phần trăm theo trọng lượng (xem hình 9).

Hình 9 - Đồ thị chỉ sự dịch chuyển của cân bằng nơtron – proton:

Cảnh sáu: Nhiệt độ vũ trụ bây giờ là 300 triệu độ Kelvin (3 x 10 mũ 8 K). Từ cảnh một, 34 phút và 40 giây đã trôi qua. Electron và pôzitron bây giờ đã bị hủy hoàn toàn trừ một số ít (một phần 1000 triệu) electron thừa ra để cân bằng điện tích của các proton. Năng lượng giải phóng trong sự hủy đó bây giờ đã cho các photon một nhiệt độ thường xuyên 40,1 phần trăm cao hơn nhiệt độ các nơtron (xem chú thích toán học 6). Mật độ năng lượng của vũ trụ bấy giờ tương đương với một mật độ khối lượng 9,9 phần trăm mật độ của nước; trong đó 31 % là dưới dạng neutrino và phản neutrino, và 69 phần trăm dưới dạng photon. Mật độ năng lượng này cho vũ trụ một thời gian giãn nở đặc trưng khoảng một giờ mười lăm phút. Các quá trình hạt nhân đã ngừng - các hạt nhân bấy giờ phần lớn hoặc tự liên kết thành các hạt nhân hêli hoặc là proton tự do (hạt nhân hyđro) với khoảng từ 22 đến 28 % hêli theo trọng lượng. Có một electron cho mỗi proton tự do hoặc liên kết, nhưng vũ trụ vẫn còn quá nóng nên các nguyên tử bền không thể tồn tại được.

Một sự thừa nhận khả dĩ đột ngột mô hình chuẩn của vũ trụ sơ khai khai sẽ là sự khám phá ra phông neutrino này. Ta có một tiên đoán chắc chắn về nhiệt độ của nó; nó là 71,38 phần trăm của nhiệt độ photon, hoặc là khoảng 2 K. Sự không chắc chắn duy nhất về mặt lý thuyết về số lượng và sự phân bố năng lượng của neutrino là ở vấn đề mật độ số lepton có bé như ta giả thiết trước đây không. (Nhớ rằng số lepton là số các neutrino và các lepton khác trừ đi số các phản hạt neutrino và các phản lepton khác.) Nếu mật độ số lepton bé như mật độ số baryon, thì số lượng neutrino và phản neutrino sẽ bằng nhau, bằng một phần nghìn triệu. Mặt khác, nếu mật độ số lepton so sánh được với mật độ số photon thì sẽ có một sự “suy biến”, một sự dôi neutrino (hoặc phản neutrino) khá lớn và một sự thiếu hụt phản neutrino (hoặc neutrino). Một sự suy biến như vậy sẽ làm xê dịch cân bằng neutrino - photon trong ba phút đầu, và do đó sẽ làm thay đổi số lượng hêli và đơtêri sản ra theo vũ trụ học. Sự quan sát phông vũ trụ 2 K của neutrino và phản neutrino sẽ quyết định ngay vấn đề vũ trụ có một số lepton lớn hay không, nhưng điều quan trọng hơn nhiều là nó sẽ chứng tỏ rằng mô hình chuẩn của vũ trụ sơ khai quả thực là đúng đắn.

Tuy nhiên có một sự không chắc chắn lớn lơ lửng như một đám mây đen trên mô hình chuẩn. Cơ sở mà mọi tính toán nói đến trong chương này là nguyên lý vũ trụ học, sự cho rằng vũ trụ là đồng tính và đẳng hướng. (Ta hiểu “đồng tính” là: vũ trụ tỏ ra không đổi đối với mọi người quan sát được mang theo sự dãn nở tổng quát của vũ trụ, dù người quan sát đó ở vị trí nào; ta hiểu “đẳng hướng” là vũ trụ tỏ ra không đổi theo mọi hướng đối với một người quan sát như vậy). Ta biết từ những quan sát trực tiếp rằng phông bức xạ cực ngắn vũ trụ trụ là đẳng hướng ở mức độ cao chung quanh ta, và từ đó ta suy ra rằng vũ trụ là đẳng hướng và đồng tính ở mức độ cao ngay từ lúc bức xạ hết cân bằng với vật chất, ở một nhiệt độ khoảng 3000 K. Tuy nhiên, ta không có một bằng chứng nào rằng nguyên lý vũ trụ học đã đúng đắn trong những thời kỳ trước kia.