CHƯƠNG BA VỤ NỔ LỚN

Vũ trụ không chỉ lạ lùng hơn so với điều chúng ta tưởng, nó còn lạ lùng hơn so với điều chúng ta có thể tưởng.

- J. B. S. Haldane

Những gì loài người chúng ta đang tìm kiếm trong câu chuyện Sáng thế là cách thức trải nghiệm thế giới, cái thế giới sẽ mở ra cho chúng ta tính siêu nghiệm, thông báo cho chúng ta và đồng thời hình thành bản thân chúng ta trong nó. Đó là những gì con người muốn, những gì tâm hồn con người đòi hỏi.

- Joseph Campbell

Trang bìa tạp chí Mỹ Time số ra ngày 6 tháng 3 năm 1995 có đăng ảnh của thiên hà xoắn ốc lớn M100, với khẳng định “Vũ trụ học rơi vào hỗn loạn.” Vũ trụ học đã bị ném vào chỗ lộn xộn vì các dữ liệu mới nhất từ kính viễn vọng không gian Hubble dường như chỉ ra rằng vũ trụ trẻ hơn so với ngôi sao già nhất của nó, một điều không thể xảy ra xét về mặt khoa học. Các dữ liệu này cho thấy rằng vũ trụ nằm trong khoảng từ 8 tới 12 tỉ năm tuổi, trong khi một số người tin rằng ngôi sao già nhất có thể tới 14 tỉ năm tuổi. “Bạn không thể già hơn mẹ của mình”, Christopher Impey từ Đại học Arizona nói giọng hài hước.

Nhưng một khi bạn đang đọc bản in đẹp đẽ này, bạn nhận ra rằng thuyết vụ nổ lớn là khá vững chắc. Bằng chứng bác bỏ thuyết vụ nổ lớn đã dựa trên một thiên hà duy nhất là M100, đó là một cách thực hiện khoa học rất đáng ngờ. Các lỗ hổng, như bài báo thừa nhận, là “đủ lớn để lái chiếc Starship Enterprise* bay qua”. Dựa trên dữ liệu thô của kính viễn vọng không gian Hubble, tuổi của vũ trụ không thể được tính với độ chính xác cao hơn từ 10 tới 20%.

Quan điểm của tôi là thuyết vụ nổ lớn không dựa trên sự suy đoán suông, mà là trên hàng trăm điểm dữ liệu được lấy từ các nguồn khác nhau, mỗi điểm dữ liệu này đều hội tụ để củng cố một lý thuyết tự nhất quán duy nhất. Trong khoa học, không phải mọi thuyết đều được tạo ra như nhau. Trong khi bất cứ ai đều có thể tự do đề xuất phương án của chính họ về sự sáng tạo ra vũ trụ, thì yêu cầu là nó phải giải thích được hàng trăm điểm dữ liệu mà chúng ta đã thu thập được phù hợp với thuyết vụ nổ lớn.)

Ba “bằng chứng” lớn của thuyết vụ nổ lớn dựa trên công trình của ba nhà khoa học xuất chúng, những người đã chi phối các lĩnh vực tương ứng của họ: Edwin Hubble, George Gamow, và Fred Hoyle.

EDWIN HUBBLE: NHÀ THIÊN VĂN QUÝ TỘC

Trong khi nền tảng lý thuyết của vũ trụ học đã được Einstein đề ra thì vũ trụ học quan sát hiện đại hầu như được một tay Edwin Hubble tạo ra, người có lẽ là nhà thiên văn quan trọng nhất của thế kỷ 20.

Sinh năm 1889 tại một vùng xa xôi hẻo lánh ở Marshfield, bang Missouri (Hoa Kỳ), Hubble là một cậu bé nhà quê nhún nhường nhưng ấp ủ đầy hoài bão. Cha ông, một luật sư và đại lý bảo hiểm, đã thúc giục ông theo đuổi công danh trong lĩnh vực luật pháp. Tuy nhiên, Hubble lại bị những cuốn sách của Jules Verne* mê hoặc và những ngôi sao bỏ bùa mê. Ông ngấu nghiến đọc các tác phẩm kinh điển của khoa học giả tưởng như Twenty Thousand Leagues under the Sea (Hai vạn dặm dưới đáy biển) và From the Earth to the Moon (Từ Trái Đất đến Mặt Trăng). Ông cũng là một võ sĩ quyền Anh đầy tài năng, những người bảo trợ muốn ông chuyển sang chuyên nghiệp và thi đấu với nhà vô địch hạng nặng thế giới là Jack Johnson.

Ông đã giành được một suất học bổng Rhodes uy tín để học luật tại Oxford, nơi ông bắt đầu chấp nhận các lề thói cầu kỳ của tầng lớp thượng lưu Anh. (Ông bắt đầu mặc các bộ com lê vải tuýt, hút tẩu, học nói giọng kiểu Anh đặc trưng và nói về những vết sẹo đấu kiếm tay đôi của mình, mà người ta đồn là tự ông gây ra.)

Tuy nhiên, Hubble đã không thấy vui sướng. Điều thực sự thúc đẩy ông không phải là các vụ kiện hay bộ đồ luật sư, mà là tình yêu lãng mạn của ông dành cho các vì sao, một tình yêu đã nảy sinh khi ông còn là một đứa trẻ. Ông đã dũng cảm thay đổi nghề nghiệp, chuyển sang Đại học Chicago và Đài quan sát tại núi Wilson ở bang California, là nơi khi đó có kính viễn vọng lớn nhất Trái Đất với gương phản chiếu 2,5 m. Bắt đầu sự nghiệp muộn như vậy, nên Hubble là người vội vã. Để giành lại thời gian đã mất, ông đã nhanh chóng đặt ra nhiệm vụ giải đáp một số điều bí ẩn khó hiểu nhất và lâu dài nhất trong thiên văn học.

Vào thập niên 1920, vũ trụ là một nơi thoải mái, nhiều người tin rằng toàn thể vũ trụ chỉ bao gồm một thiên hà là Ngân Hà của chúng ta, một dải sáng mờ mờ cắt ngang bầu trời đêm giống như sữa đổ ra (quả thật, từ “galaxy” [“thiên hà” trong tiếng Anh] xuất phát từ tiếng Hy Lạp để chỉ sữa). Năm 1920, một cuộc “tranh luận lớn” đã diễn ra giữa hai nhà thiên văn Harlow Shanley của Đại học Harvard và Heber Curtis của đài thiên văn Lick. Với tiêu đề “Quy mô của vũ trụ”, nó liên quan tới kích thước của Ngân Hà và của chính vũ trụ. Shanley giữ quan điểm cho rằng Ngân Hà hợp thành toàn thể vũ trụ nhìn thấy. Curtis thì tin rằng phía ngoài Ngân Hà là các “tinh vân xoắn ốc”, thứ dải mờ xoáy kỳ lạ nhưng tuyệt đẹp. (Từ thế kỷ 18, nhà triết học Immanuel Kant đã suy đoán rằng các tinh vân này là “những vũ trụ dạng đảo”.)

Cuộc tranh luận này đã kích thích trí tò mò của Hubble. Vấn đề then chốt là việc xác định khoảng cách đến các ngôi sao là (và vẫn là) một trong những nhiệm vụ khó khăn tột bậc trong thiên văn học. Một ngôi sao sáng ở rất xa trông có thể chẳng khác gì một ngôi sao mờ ở gần. Sự lẫn lộn này là nguồn gốc của nhiều tranh cãi lớn gay gắt trong thiên văn học. Để giải quyết vấn đề này, Hubble cần một ngọn “nến chuẩn”, nghĩa là một vật thể phát ra một lượng ánh sáng như nhau tại bất kỳ đâu trong vũ trụ. (Trên thực tế, một phần lớn nỗ lực trong vũ trụ học cho tới nay nhằm cố gắng tìm và định thang độ cho những cây nên chuẩn như vậy. Nhiều cuộc tranh luận lớn trong thiên văn học tập trung quanh mức độ tin cậy đến đâu của những cây nến chuẩn này. Nếu người ta đã có một cây nến chuẩn sáng đồng nhất với một cường độ như nhau trong khắp vũ trụ, thì một ngôi sao mờ hơn mức bình thường bốn lần đơn giản sẽ ở xa Trái Đất gấp hai lần ngôi sao có mức sáng bình thường.

Một đêm, khi phân tích một bức ảnh của tinh vân xoắn ốc Tiên Nữ (Andromeda), Hubble đã có một khoảnh khắc “ơ-rê-ca” (“tìm ra rồi”). Những gì ông tìm thấy trong tinh vân Tiên Nữ là một kiểu sao biến quang (gọi là sao biến quang Cepheid*) đã được Henrietta Leavitt nghiên cứu. Người ta đã biết rằng ngôi sao này đã sáng lên và mờ đi đều đặn theo thời gian, và thời gian để hoàn thành một chu kỳ trọn vẹn tương quan với độ sáng của nó. Ngôi sao càng sáng thì chu kỳ phát xung của nó càng dài. Vì thế, bằng cách đơn giản là đo độ dài của chu kỳ này, người ta có thể định thang độ cho độ sáng của sao và xác định được khoảng cách đến nó. Hubble thấy rằng nó có chu kỳ 31,4 ngày, mà chuyển đổi sang khoảng cách thì thật quá ngạc nhiên đối với ông, đó là một triệu năm ánh sáng, nghĩa là nó ở rất xa bên ngoài Ngân Hà (đĩa sáng của Ngân Hà có đường kính chỉ 100.000 năm ánh sáng. Các tính toán sau này sẽ cho thấy Hubble đã ước tính hơi thấp khoảng cách tới tinh vân Tiên Nữ, thực tế nó cách xa tới gần 2 triệu năm ánh sáng).

Khi thực hiện thí nghiệm tương tự với các tinh vân xoắn ốc khác, Hubble đã thấy rằng chúng cũng nằm ngoài Ngân Hà khá xa. Nói cách khác, điều rõ ràng đối với ông là các tinh vân xoắn ốc này là những vũ trụ biệt lập hoàn toàn theo đúng nghĩa của nó và Ngân Hà chỉ là một thiên hà trong bầu trời của các thiên hà.

Thoáng chốc, kích thước của vũ trụ đã trở nên rộng lớn hơn rất nhiều. Từ một thiên hà duy nhất, vũ trụ đã đột nhiên chứa đựng hàng triệu, có lẽ là hàng tỉ, thiên hà chị em. Từ một vũ trụ chỉ trải ra trong phạm vi 100.000 năm ánh sáng, vũ trụ đã đột nhiên vươn ra có lẽ là hàng tỉ năm ánh sáng.

Chỉ một phát hiện đó đã bảo đảm cho Hubble một vị trí trong ngôi đền danh giá của các nhà thiên văn. Nhưng ông đã vượt qua cả phát hiện đó. Ông không chỉ quyết tâm tìm được khoảng cách đến các thiên hà, mà ông còn muốn tính toán xem chúng di chuyển nhanh như thế nào nữa.

HIỆU ỨNG DOPPLER VÀ VŨ TRỤ DÃN NỞ

Hubble đã biết rằng cách đơn giản nhất để tính toán tốc độ của các vật thể ở xa là phân tích sự thay đổi âm thanh hay ánh sáng mà chúng phát ra, được gọi là hiệu ứng Doppler. Những chiếc ô tô tạo ra âm thanh này khi chúng vượt qua bạn trên đường cao tốc. Cảnh sát sử dụng hiệu ứng Doppler để tính toán tốc độ xe của bạn, họ chiếu một chùm tia laser lên xe của bạn, nó sẽ phản xạ ngược trở về chiếc xe của cảnh sát. Bằng cách phân tích sự dịch chuyển tần số của ánh sáng laser, viên cảnh sát có thể tính ra vận tốc của bạn.

Chẳng hạn, nếu một ngôi sao đang chuyển động về phía bạn, các sóng ánh sáng mà nó phát ra bị nén lại như một chiếc phong cầm. Kết quả là bước sóng của nó ngắn hơn. Một ngôi sao màu vàng sẽ dường như hơi xanh lam (do màu xanh lam có bước sóng ngắn hơn màu vàng). Tương tự, nếu một ngôi sao đang chuyển động ra xa bạn, các sóng ánh sáng của nó được kéo dài ra, tạo cho nó một bước sóng dài hơn, vì thế một ngôi sao màu vàng dường như hơi đỏ. Sự sai lệch càng lớn thì vận tốc của các ngôi sao càng lớn. Vì thế, nếu chúng ta biết sự dịch chuyển tần số của ánh sáng sao, chúng ta có thể xác định được tốc độ của ngôi sao này.

Năm 1912, nhà thiên văn Vesto Slipher đã thấy rằng các thiên hà đang di chuyển ra xa khỏi Trái Đất với một vận tốc lớn. Không chỉ vũ trụ rộng lớn hơn nhiều so với dự kiến trước đây, nó cũng đang dãn nở với một tốc độ lớn. Ngoài các thăng giáng nhỏ, ông cũng thấy rằng các thiên hà thể hiện một dịch chuyển về phía đỏ, do các thiên hà đang di chuyển ra xa chúng ta gây ra, chứ không phải dịch chuyển về phía xanh lam. Phát hiện của Slipher đã cho thấy vũ trụ quả thật là động và không tĩnh, như Newton và Einstein đã giả định.

Trong những thế kỷ mà các nhà khoa học còn đang nghiên cứu các nghịch lý Bentley và Olbers thì không một ai nghiêm túc xem xét khả năng vũ trụ đang dãn nở. Năm 1928, Hubble đã thực hiện một chuyến đi duyên số tới Hà Lan để gặp Willem de Sitter. Điều hấp dẫn Hubble là dự đoán của de Sitter rằng một thiên hà càng ở xa bao nhiêu thì nó càng di chuyển nhanh bấy nhiêu. Hãy hình dung về một quả bóng đang dãn nở với các thiên hà được vẽ trên bề mặt quả bóng. Khi quả bóng dãn nở, các thiên hà gần nhau di chuyển ra xa nhau tương đối chậm. Chúng càng gần nhau bao nhiêu thì càng di chuyển ra xa nhau chậm bấy nhiêu. Nhưng nếu các thiên hà càng cách xa nhau trên quả bóng thì chúng sẽ di chuyển ra xa nhau càng nhanh.

De Sitter đã thúc giục Hubble tìm kiếm hiệu ứng này trong các dữ liệu của ông, điều có thể kiểm tra qua việc phân tích dịch chuyển về phía đỏ của các thiên hà. Thiên hà có dịch chuyển về phía đỏ càng lớn thì nó càng di chuyển nhanh ra xa, và vì thế nó sẽ xa hơn. (Theo thuyết của Einstein, về mặt kỹ thuật mà nói, dịch chuyển đỏ của một thiên hà không phải do bản thân thiện hà đó đang lao nhanh rời xa Trái Đất gây ra mà phải là do sự dãn nở của chính không gian nằm giữa thiên hà này và Trái Đất gây ra. Nguồn gốc của dịch chuyển đỏ là do ánh sáng phát ra từ một thiên hà xa xăm bị kéo dãn ra vì sự dãn nở của không gian, và vì thế nó dường như trở nên đỏ lên.)

ĐỊNH LUẬT HUBBLE

Khi Hubble trở về California, ông đã lưu ý tới lời khuyên của de Sitter và tìm kiếm chứng cứ cho hiệu ứng này. Bằng cách phân tích hai mươi tư thiên hà, ông thấy rằng thiên hà càng cách xa bao nhiêu thì nó càng di chuyển ra xa Trái Đất nhanh bấy nhiêu, đúng như các phương trình của Einstein đã dự đoán. Tỉ lệ giữa hai đại lượng này (tốc độ chia cho khoảng cách) gần như là một hằng số. Nó nhanh chóng được biết đến là hằng số Hubble, hoặc H . Nó có lẽ là hằng số quan trọng duy nhất của vũ trụ học, do hằng số Hubble cho ta biết tốc độ dãn nở của vũ trụ.

Nếu vũ trụ đang dãn nở, đúng như suy nghĩ của các nhà khoa học, thì có lẽ nó đã có một khởi đầu. Trên thực tế, nghịch đảo của hằng số Hubble cho ta một tính toán áng chừng về tuổi của vũ trụ. Hãy tưởng tượng một băng video ghi lại một vụ nổ. Trong băng video này, chúng ta thấy các mảnh vụn còn lại của nơi xảy ra vụ nổ và có thể tính được vận tốc của sự dãn nở. Nhưng điều này cũng có nghĩa là chúng ta có thể tua ngược băng video này, cho đến khi tất cả các mảnh vụn tập hợp lại thành một điểm duy nhất. Vì chúng ta biết vận tốc của sự dãn nở, chúng ta có thể quay ngược lại một cách phỏng chừng và tính toán thời gian mà tại đó vụ nổ đã diễn ra.

(Ước tính ban đầu của Hubble về tuổi của vũ trụ là vào khoảng 1,8 tỉ năm, điều đã làm cho nhiều thế hệ các nhà vũ trụ học phải đau đầu vì nó trẻ hơn độ tuổi được ghi nhận của Trái Đất và các ngôi sao. Một vài năm sau, các nhà thiên văn đã nhận ra rằng các sai số trong việc đo ánh sáng từ các sao biến quang Cepheid trong tinh vân Tiên Nữ đã cho ra một giá trị không chính xác của hằng số Hubble. Trên thực tế, các cuộc “chiến tranh Hubble” liên quan tới giá trị chính xác của hằng số Hubble đã diễn ra ác liệt trong suốt bảy mươi năm qua. Con số chính xác nhất hiện nay đến từ vệ tinh WMAP.)

Năm 1931, trong chuyến thăm của Einstein tới Đài quan sát núi Wilson, ông lần đầu tiên gặp Hubble. Nhận ra rằng vũ trụ quả thật đang dãn nở, ông đã gọi hằng số vũ trụ là “sai lầm lớn nhất” của mình. (Tuy nhiên, ngay cả một sai lầm của Einstein cũng đủ để làm rung chuyển nền tảng của vũ trụ học, như chúng ta sẽ thấy trong thảo luận về các dữ liệu của vệ tinh WMAP trong chương sau.) Khi vợ Einstein đi thăm khắp đài quan sát đồ sộ này, người ta nói với bà rằng kính viễn vọng khổng lồ này đã xác định được hình dạng cuối cùng của vũ trụ.

Bà Einstein đã lãnh đạm trả lời: “Chồng tôi làm điều đó trên mặt sau của một cái phong bì cũ.”

VỤ NỔ LỚN

Một linh mục người Bỉ là Georges Lemaître*, đã biết đến thuyết của Einstein, bị thu hút bởi ý tưởng rằng thuyết này đã dẫn đến một vũ trụ đang dãn nở là hoàn toàn hợp logic và do đó nó đã có một điểm khởi đầu. Do các khí nóng lên khi bị nén, ông nhận ra rằng vũ trụ ở điểm khởi đầu của thời gian phải cực kỳ nóng. Năm 1927, ông phát biểu rằng vũ trụ phải bắt đầu như một “siêu nguyên tử” với nhiệt độ và mật độ cao không thể tin được, nó đã đột ngột nổ tung ra tứ phía, sinh ra một vũ trụ đang dãn nở mà Hubble nói tới. Ông viết: “Sự phát triển của thế giới có thể ví như một màn pháo hoa vừa kết thúc: một vài dải màu đỏ, tro bụi và khói. Đứng trên một đống tro tàn nguội lạnh, chúng ta thấy cảnh các mặt trời mờ dần đi, và chúng ta cố gắng nhớ lại sự rực rỡ đã tan biến của khởi đầu các thế giới.” [29]

(Người đầu tiên đề xuất ý tưởng về một “siêu nguyên tử” vào lúc thời gian chỉ mới bắt đầu lại cũng là Edgar Allan Poe. Ông lập luận rằng vật chất hút các dạng vật chất khác, vì thế vào lúc thời gian bắt đầu phải có sự cô đặc vũ trụ của các nguyên tử.)

Lemaître thường tham dự các hội nghị vật lý và quấy rầy các nhà khoa học khác bằng ý tưởng của mình. Họ thường vẫn lắng nghe ông với một sự hài hước lộ rõ, sau đó lặng lẽ gạt bỏ ý tưởng của ông. Arthur Eddington, một trong những nhà vật lý hàng đầu trong thời đại của mình, đã nói: “Là một nhà khoa học, tôi chỉ đơn giản là không thể tin rằng trật tự hiện tại của vạn vật lại bắt đầu bằng một vụ nổ. Khái niệm về một khởi đầu đột ngột đối với trật tự hiện tại của Tự nhiên là khó chấp nhận đối với tôi” [30] .

Nhưng qua năm tháng, sự kiên trì của ông dần dần đã ăn mòn sự phản kháng của cộng đồng vật lý. Một nhà khoa học khác, người sẽ trở thành phát ngôn viên và nhà phổ biến quan trọng nhất của thuyết vụ nổ lớn, cuối cùng sẽ cung cấp bằng chứng có sức thuyết phục nhất cho thuyết này.

GEORGE GAMOW, NGƯỜI PHA TRÒ VỀ VŨ TRỤ

Trong khi Hubble là một quý ông uyên bác về thiên văn học, thì công trình của ông đã được một nhân vật xuất chúng khác là George Gamow kế tục. Gamow trong nhiều khía cạnh trái ngược hẳn với Hubble: một người thích pha trò và ưa biếm họa, nổi tiếng với những trò bỡn cợt tai quái và hai chục cuốn sách về khoa học của ông, mà phần lớn trong số này dành cho thanh niên. Một vài thế hệ các nhà vật lý (bao gồm cả bản thân tôi) đã được nuôi dưỡng bằng các cuốn sách đầy tính giải trí và thông tin của ông về vật lý và vũ trụ học. Vào cái thời mà thuyết tương đối rộng và thuyết lượng tử đang cách mạng hóa khoa học và xã hội thì các cuốn sách của ông đã đứng riêng một mình: chúng là các cuốn sách đáng tin cậy duy nhất về khoa học tiên tiến sẵn có cho lứa tuổi thanh thiếu niên.

Trong khi các nhà khoa học tầm cỡ kém hơn thường cằn cỗi không có các ý tưởng, mà đơn giản hài lòng với việc nhồi nhét hàng núi các dữ liệu khô khan, thì Gamow là một trong những thiên tài sáng tạo trong thời đại của mình, một nhà thông thái nhanh chóng tách bạch những ý tưởng có thể làm thay đổi tiến trình của vật lý hạt nhân, vũ trụ học, và thậm chí cả nghiên cứu ADN. Có lẽ không phải ngẫu nhiên mà tự truyện của James Watson, người cùng với Francis Crick đã làm sáng tỏ bí mật của phân tử ADN, lại có nhan đề Genes, Gamow, and Girls (Gien, Gamow và các cô gái). Theo một đồng nghiệp của ông là Edward Teller nhớ lại thì: “Chín mươi phần trăm các thuyết của Gamow là sai lầm, và dễ dàng nhận ra rằng chúng sai lầm. Nhưng ông không hề bận tâm. Ông là một trong những người không có sự hãnh diện cụ thể trong bất kỳ phát minh nào của mình. Ông cứ ném ra ý tưởng mới nhất của mình rồi sau đó coi nó như một trò đùa.” [31] Nhưng 10% các ý tưởng còn lại của ông có thể làm thay đổi toàn bộ cảnh quan khoa học.

Gamow sinh ra tại Odessa (Nga)* vào năm 1904, trong thời kỳ có những biến động xã hội đầu tiên ở đất nước này. Gamow nhớ lại rằng “các lớp học thường xuyên bị đình hoãn khi Odessa bị oanh tạc từ một số tàu chiến đối phương, hoặc khi các lực lượng viễn chinh Hy Lạp, Pháp hay Anh tiến hành một cuộc tấn công bằng lưỡi lê dọc theo các đường phố chính của thành phố để chống lại các lực lượng Nga Trắng*, Nga Đỏ*, hoặc thậm chí là Nga xanh đang cố thủ, hoặc khi các lực lượng Nga thuộc các loại màu khác nhau đánh lẫn nhau.” [32]

Bước ngoặt thời tuổi trẻ của ông xảy đến khi ông đi lễ nhà thờ và bí mật mang về nhà một vài mẩu bánh mì của lễ ban Thánh thể sau khi kết thúc buổi lễ. Xem xét kỹ bằng kính hiển vi, ông không thấy có sự khác biệt nào giữa bánh mì của lễ ban Thánh thể, tượng trưng cho máu thịt của Jesus Christ (Chúa Giêsu) với bánh mì thông thường. Ông đã kết luận: “Tôi nghĩ rằng đây chính là thử nghiệm đã biến tôi thành một nhà khoa học.” [33]

Ông học tại trường Đại học Tổng hợp Leningrad và nghiên cứu dưới sự hướng dẫn của nhà vật lý Aleksandr Friedmann. Sau này, tại Đại học Copenhagen, ông đã gặp nhiều vĩ nhân trong giới vật lý như Niels Bohr. (Năm 1932, hai vợ chồng ông đã cố gắng bỏ trốn khỏi Liên Xô bằng một cái bè từ Crimea tới Thổ Nhĩ Kỳ nhưng không thành công. Sau đó, ông đã chạy trốn thành công khi tham dự một hội nghị vật lý tại Brussels, khiến ông bị chính quyền Xô viết kết án tử hình.)

Gamow nổi tiếng với những bài thơ hài hước limerick* gửi cho bạn bè. Phần lớn không được in ra, nhưng một bài thơ hài hước năm câu thể hiện những nỗi lo âu mà các nhà vũ trụ học cảm thấy khi họ đối mặt với tầm cỡ của các con số thiên văn và cái vô hạn ở ngay trước mắt:

Có anh chàng từ chốn Ba Ngôi*

Vướng vào số chữ số lôi thôi

Khi khai căn của số vô tận

Nó khiến chàng vô cùng lấn cấn;

Bỏ Toán, chàng theo Thần học rồi. [34]

Trong thập niên 1920 tại Nga, Gamow đạt được thành công lớn đầu tiên khi ông đã giải quyết được bí ẩn tại sao phân rã phóng xạ có thể diễn ra. Nhờ có công trình của bà Curie và những người khác, các nhà khoa học đã biết rằng các nguyên tử urani không ổn định và phát ra bức xạ dưới dạng tia alpha (hạt nhân của một nguyên tử hêli). Nhưng theo cơ học Newton, lực hạt nhân bí ẩn đã giữ hạt nhân lại với nhau ắt phải là một rào cản ngăn chặn sự rò rỉ này. Vậy thì làm thế nào mà điều này lại có thể xảy ra?

Gamow (và R. W. Gurney cùng E. U. Condon) đã nhận ra rằng phân rã phóng xạ có thể xảy ra vì trong thuyết lượng tử, nguyên lý bất định có nghĩa là người ta không bao giờ biết chính xác đồng thời vị trí và vận tốc của một hạt, vì thế có một xác suất nhỏ rằng nó có thể “chui hầm” hoặc xuyên thẳng qua rào cản. (Ngày nay, ý tưởng chui hầm này là trung tâm của mọi điều liên quan tới vật lý và được sử dụng để giải thích các tính chất của các thiết bị điện tử, các lỗ đen và vụ nổ lớn. Bản thân vũ trụ có thể đã được tạo thành thông qua hiện tượng chui hầm.)

Tương tự, Gamow đã hình dung một tù nhân bị giam giữ trong nhà tù, bao quanh là các bức tường nhà tù đồ sộ. Trong thế giới Newton cổ điển, việc thoát ra là không thể. Nhưng trong thế giới kỳ lạ của thuyết lượng tử, bạn không biết chính xác tù nhân này ở đâu tại bất kỳ thời điểm nào hoặc biết chính xác vận tốc của anh ta. Nếu tù nhân này đập mạnh vào các bức tường nhà tù đủ thường xuyên, bạn có thể tính được các cơ hội rằng một ngày nào đó, anh ta sẽ vượt qua tường, ngược hẳn với lẽ phải thông thường và cơ học Newton. Có một xác suất nhất định, có thể tính được, rằng anh ta sẽ được tìm thấy ở bên ngoài các bức tường nhà tù. Đối với các đối tượng lớn như các tù nhân, bạn sẽ phải chờ đợi lâu hơn cả tuổi đời của vũ trụ cho đến khi sự kiện thần kỳ này xảy ra. Nhưng đối với các hạt alpha và các hạt hạ nguyên tử, điều đó luôn luôn xảy ra, bởi vì các hạt này va đập vào các bức tường của hạt nhân nhiều lần với một lượng năng lượng khổng lồ. Nhiều người cảm thấy rằng lẽ ra nên trao giải Nobel cho Gamow cho công trình cực kỳ quan trọng này.

Trong thập niên 1940, mối quan tâm của Gamow đã bắt đầu chuyển từ thuyết tương đối sang vũ trụ học, nơi được ông xem như là một xứ sở giàu có chưa được khám phá. Tất cả những gì người ta biết về vũ trụ tại thời điểm đó là bầu trời có màu đen và rằng vũ trụ đang dãn nở. Một ý tưởng duy nhất dẫn dắt Gamow: tìm cho ra bất kỳ bằng chứng hoặc “hóa thạch” nào chứng minh rằng đã có một vụ nổ lớn xảy ra hàng tỉ năm trước. Điều này thật là vô vọng, vì vũ trụ học không phải là một môn khoa học thực nghiệm theo đúng nghĩa của từ này. Không thể thực hiện được thí nghiệm nào đối với vụ nổ lớn. Vũ trụ học giống như một câu chuyện trinh thám, một môn khoa học quan sát mà bạn tìm kiếm các vật còn sót lại hoặc chứng cứ tại hiện trường nơi xảy ra tội phạm hơn là một môn khoa học thực nghiệm, nơi bạn có thể thực hiện các thí nghiệm chính xác.

NHÀ BẾP HẠT NHÂN CỦA VŨ TRỤ

Đóng góp lớn kế tiếp của Gamow cho khoa học là phát hiện của ông về các phản ứng hạt nhân đã sinh ra các nguyên tố nhẹ nhất mà chúng ta bắt gặp trong vũ trụ. Ông thích gọi đó là “nhà bếp tiền sử của vũ trụ”, nơi tất cả các nguyên tố của vũ trụ ban đầu đã được nấu bằng sức nóng dữ dội của vụ nổ lớn. Ngày nay, quá trình này được gọi là “tổng hợp hạt nhân” (hay “hợp hạch”), hoặc tính toán độ phổ biến tương đối của các nguyên tố trong vũ trụ. Ý tưởng của Gamow là đã có một chuỗi liền mạch các nguyên tố, bắt đầu từ hyđrô, có thể được xây dựng đơn giản bằng cách bổ sung lần lượt thêm nhiều hạt vào nguyên tử hyđrô. Ông tin rằng toàn bộ bảng tuần hoàn các nguyên tố của Mendeleev có thể được tạo ra từ sức nóng của vụ nổ lớn.

Gamow và các học trò của ông lập luận rằng vì vũ trụ là một tập hợp cực kỳ nóng của các proton và các nơtron vào thời khắc Sáng thế, thì chắc có lẽ hợp hạch đã diễn ra, với các nguyên tử hyđrô được hợp nhất với nhau để sinh ra các nguyên tử hêli. Giống như trong một quả bom nhiệt hạch hoặc một ngôi sao, nhiệt độ nóng tới mức các proton của nguyên tử hyđrô va mạnh vào nhau cho đến khi chúng kết nhập, tạo nên hạt nhân hêli. Theo kịch bản này, các va chạm sau đó giữa hyđrô và hêli sẽ sản sinh ra tập hợp kế tiếp của các nguyên tố, trong đó có liti và beri. Gamow giả định rằng các nguyên tố cao hơn có thể được xây dựng tuần tự bằng cách bổ sung ngày càng nhiều các hạt hạ nguyên tử vào hạt nhân - nói cách khác, tất cả khoảng 100 nguyên tố tạo nên vũ trụ nhìn thấy đã được “nấu” trong sức nóng mãnh liệt của quả cầu lửa ban đầu.

Theo cách điển hình, Gamow đã đưa ra các phác thảo khái quát của chương trình đầy tham vọng này và để cho nghiên cứu sinh tiến sĩ của ông là Ralph Alpher điền vào các chi tiết. [35] Khi bài báo hoàn thành, ông đã không thể cưỡng lại một trò vui tai quái. Ông đã điền tên nhà vật lý Hans Bethe vào bài báo mà chưa có sự đồng ý của ông này, thế là nó đã trở thành bài báo alpha-beta-gamma nổi tiếng.

Những gì Gamow khám phá ra là vụ nổ lớn thực sự đủ nóng để tạo ra hêli, nguyên tố chiếm khoảng 25% của vũ trụ tính theo khối lượng. Làm theo chiều ngược lại, có thể thấy một sự “chứng minh” vụ nổ lớn đơn giản chỉ bằng cách xem xét nhiều ngôi sao và thiên hà ngày nay và nhận ra rằng chúng cũng được hợp thành từ xấp xỉ 75% hyđrô, 25% hêli và một ít nguyên tố dấu vết*. (Như David Spergel, một nhà vật lý thiên văn tại Princeton, đã nói: “Mỗi khi bạn mua một quả bóng bay, bạn đang nhận được các nguyên tử [mà một số trong đó] được tạo ra trong vài phút đầu tiên của vụ nổ lớn”. [36]

Tuy nhiên, Gamow cũng nhận thấy có vấn đề trong tính toán này. Thuyết của ông đã rất ổn khi áp dụng với các nguyên tố rất nhẹ. Nhưng các nguyên tố có 5 và 8 nơtron và proton là cực kỳ không ổn định, do đó không thể hoạt động như một “cầu nối” để tạo ra các nguyên tố có số lượng proton và nơtron lớn hơn. Cây cầu đã trôi mất trong các nguyên tố có 5 hạt và 8 hạt. Vì vũ trụ bao gồm các nguyên tố nặng với nhiều hơn 5 và 8 nơtron và proton, nên điều này để lại một bí ẩn vũ trụ. Thuyết của Gamow đã không vượt qua được hào chắn 5 hạt và 8 hạt nên đây vẫn còn là vấn đề khó nhằn trong nhiều năm, phá hoại viễn tưởng của ông cho rằng tất cả các nguyên tố của vũ trụ được tạo ra tại thời khắc của vụ nổ lớn.

BỨC XẠ NỀN VI SÓNG

Cùng lúc đó, một ý tưởng khác đã hấp dẫn ông: nếu vụ nổ lớn nóng đến như thế, thì có lẽ một số nhiệt còn sót lại của nó vẫn còn luân chuyển khắp vũ trụ ngày nay. Nếu vậy, nó có thể cung cấp một “mẫu hóa thạch” của bản thân vụ nổ lớn. Có lẽ vụ nổ lớn là khổng lồ tới mức dư chấn của nó vẫn còn lan tỏa khắp vũ trụ với một màn bức xạ mờ mờ đồng nhất.

Năm 1946, Gamow giả định rằng vụ nổ lớn đã bắt đầu với một lõi nơtron siêu nóng. Điều này là một giả định hợp lý, vì người ta biết rất ít về các hạt hạ nguyên tử ngoại trừ electron, proton, và nơtron. Nếu Gamow có thể ước tính được nhiệt độ của quả cầu nơtron này, ông nhận ra rằng ông có thể tính toán được lượng và bản chất của bức xạ mà nó phát ra. Hai năm sau, Gamow đã chỉ ra rằng bức xạ được lõi siêu nóng này phát ra có thể thực hiện vai trò như “bức xạ vật đen”*. Đây là kiểu bức xạ rất đặc biệt được một vật nóng phát ra; nó hấp thụ tất cả ánh sáng va đập vào nó, rồi phát ra bức xạ ngược trở lại theo cách đặc trưng. Chẳng hạn, Mặt Trời, dung nham nóng chảy, than nóng đang cháy, và các đồ gốm sứ nóng trong một lò nung tất cả đều rực sáng một màu vàng-đỏ và phát ra bức xạ vật đen.

(Bức xạ vật đen lần đầu tiên được nhà sản xuất gốm sứ nổi tiếng là Thomas Wedgwood phát hiện vào năm 1792. Ông nhận xét rằng khi vật liệu được nung trong lò nung của ông, chúng đã thay đổi màu sắc từ đỏ sang vàng tới trắng, khi ông tăng nhiệt độ.)

Điều này là quan trọng vì một khi người ta biết màu sắc của một vật rất nóng, người ta cũng biết được phỏng chừng nhiệt độ của nó, và ngược lại, công thức chính xác liên quan tới nhiệt độ của một vật nóng và bức xạ mà nó phát ra lần đầu tiên được Max Planck thu được vào năm 1900, đã dẫn đến sự ra đời của thuyết lượng tử. (Điều này, trên thực tế, là một cách mà các nhà khoa học xác định nhiệt độ của Mặt Trời. Mặt Trời chủ yếu bức xạ ánh sáng vàng, tương ứng với một nhiệt độ vật đen khoảng 6.000 K*. Vì thế, chúng ta biết được nhiệt độ của khí quyển ngoài của Mặt Trời. Tương tự như vậy, sao kềnh đỏ Betelgeuse có nhiệt độ bề mặt 3.000 K, là nhiệt độ vật đen tương ứng với màu đỏ, cũng là màu được một cục than nóng đỏ phát ra.)

Với bài báo năm 1948, Gamow là người đầu tiên đề xuất rằng bức xạ của vụ nổ lớn có thể có một đặc điểm đặc trưng: bức xạ vật đen. Đặc điểm quan trọng nhất của bức xạ vật đen là nhiệt độ của nó. Tiếp theo, Gamow phải tính toán nhiệt độ hiện tại của bức xạ vật đen.

Ralph Alpher, nghiên cứu sinh của Gamow, và một nghiên cứu sinh khác là Robert Herman đã cố gắng hoàn thành tính toán của Gamow bằng cách tính nhiệt độ của nó. Gamow đã viết: “Ngoại suy từ những ngày đầu tiên của vũ trụ đến thời điểm hiện tại, chúng tôi thấy rằng trong các liên đại* đã trôi qua, vũ trụ phải lạnh xuống tới khoảng 5 độ trên độ không tuyệt đối.” [37]

Năm 1948, Alpher và Herman đã công bố một bài báo đưa ra các luận cứ chi tiết giải thích tại sao nhiệt độ của ánh tàn dư của vụ nổ lớn hiện nay phải là 5 độ trên độ không tuyệt đối (ước tính của họ khá gần với những gì chúng ta biết hiện nay, đó là nhiệt độ chính xác là 2,7 độ trên độ không). Bức xạ này, được họ xác định là nằm trong một dải vi sóng, vẫn còn luân chuyển trong vũ trụ ngày nay, điều mà họ mặc nhiên công nhận, tức đang lan tỏa khắp vũ trụ với một ánh tàn dư đồng nhất.

(Lập luận là như sau. Trong nhiều năm sau vụ nổ lớn, nhiệt độ của vũ trụ đã nóng tới mức bất cứ khi nào một nguyên tử được hình thành, nó sẽ bị xé tan ra, vì vậy đã có nhiều electron tự do có thể tán xạ ánh sáng. Như vậy, vũ trụ đã là đục, chứ không phải trong suốt. Bất kỳ một tia sáng nào di chuyển trong vũ trụ siêu nóng này sẽ bị hấp thụ sau khi chu du được một khoảng cách ngắn, vì thế vũ trụ trông mờ đục. Tuy nhiên, sau 380.000 năm, nhiệt độ đã giảm xuống chỉ còn 3.000 độ. Dưới nhiệt độ đó, các nguyên tử không còn bị xé tan ra nữa bởi các va chạm. Kết quả là các nguyên tử ổn định đã có thể hình thành, và các tia sáng lúc bấy giờ có thể chu du qua khoảng cách nhiều năm ánh sáng mà không bị hấp thụ. Do đó, lần đầu tiên không gian trống rỗng đã trở thành trong suốt. Bức xạ này, vì đã không còn bị hấp thụ ngay sau khi nó được tạo ra, đang luân chuyển trong khắp vũ trụ ngày nay.)

Khi Alpher và Herman đưa cho Gamow xem tính toán cuối cùng của họ về nhiệt độ của vũ trụ, Gamow đã thất vọng. Nhiệt độ này lạnh tới mức cực kỳ khó đo đạc. Gamow đã mất một năm mới đồng ý rằng các chi tiết trong tính toán của họ là chính xác. Nhưng ông đã hết hy vọng và không biết đến bao giờ mới có thể đo được trường bức xạ yếu như vậy. Các công cụ có được trong thập niên 1940 không thể nào đo được tiếng vọng mờ nhạt này. (Trong một tính toán sau đó, sử dụng một giả định sai, Gamow đã đẩy nhiệt độ của bức xạ này lên tới 50 độ.)

Họ đã tổ chức một loạt các buổi nói chuyện để công bố Công trình của mình. Nhưng không may, kết quả tiên tri của họ đã không được để ý. Alpher nói: “Chúng tôi tiêu tốn một sinh lực kinh khủng để tổ chức những buổi nói chuyện về công trình này. Không một ai bắt lời, không một ai nói nó có thể đo được… Và như thế trong giai đoạn từ 1948 tới 1955, chúng tôi đã phần nào đầu hàng.” [38]

Không nản lòng, Gamow, thông qua các cuốn sách và các bài giảng của mình, đã trở thành nhân vật hàng đầu thúc đẩy thuyết vụ nổ lớn. Nhưng ông đã gặp một đối thủ quyết liệt tương xứng, về nhiều mặt chả kém cạnh gì ông. Trong khi Gamow có thể quyến rũ khán giả của ông bằng những trò đùa tinh quái và những nhận xét dí dỏm, thì Fred Hoyle lại có thể chế ngự khán giả của mình bằng tài hoa tuyệt kỹ và sự táo bạo lấn lướt của mình.

FRED HOYLE, KẺ CHỐNG ĐỐI

Bức xạ nền vi sóng cho chúng ta “bằng chứng thứ hai” của vụ nổ lớn. Nhưng người ít được trông chờ nhất để cung cấp bằng chúng lớn thứ ba của vụ nổ lớn thông qua tổng hợp hạt nhân chính là Fred Hoyle, trớ trêu thay lại là người đã dành gần như toàn bộ cuộc đời của mình để cố gắng bác bỏ thuyết vụ nổ lớn.

Hoyle là hiện thân của một tạng người không thích hợp với những điều kinh viện, một kẻ chống đối nổi bật, kẻ dám thách đố suy xét thông thường bằng phong cách đôi khi có phần gây gổ của mình. Trong khi Hubble mang phong thái quý tộc, cạnh tranh theo kiểu cách của một giảng viên Đại học Oxford, còn Gamow vừa là một anh chàng pha trò vui nhộn vừa là một nhà thông thái có thể làm hoa mắt khán giả với những lời châm chọc, những bài thơ năm câu và những trò đùa tai quái của mình, thì Hoyle lại có phong cách giống như một kẻ gan lì vụng về thô kệch; ông có vẻ hoàn toàn xa lạ, như người nhầm chỗ trong các giảng đường cổ xưa của Đại học Cambridge, chốn lui tới trước kia của Isaac Newton.

Hoyle sinh năm 1915 ở miền Bắc xứ Anh, là con trai của một thương nhân ngành dệt may, trong một khu vực phát triển mạnh công nghiệp len. Khi còn nhỏ, ông đã bị khoa học cuốn hút, lúc bấy giờ phát thanh chỉ vừa mới đến với ngôi làng này và, ông nhớ lại, khoảng từ hai chục tới ba chục người hăm hở chăng dây ăng ten cho các máy thu thanh trên nóc các ngôi nhà của họ. Nhưng bước ngoặt trong cuộc đời ông đến khi món quà mà cha mẹ ông tặng cho ông là một chiếc kính viễn vọng.

Phong cách hiếu chiến của Hoyle bắt đầu khi ông còn là một đứa trẻ. Hoyle đã thuộc lòng bảng cửu chương khi mới lên ba, sau đó khi thầy giáo của cậu yêu cầu cậu học thuộc các chữ số La Mã. “Làm sao mà lại có ai đó điên khùng như thế khi viết VIII thay cho 8?”, ông nhớ lại đầy vẻ khinh miệt. Nhưng khi người ta nói với cậu rằng luật pháp yêu cầu cậu phải đi học, cậu đã viết: “Tôi kết luận rằng, thật không may, tôi đã sinh ra trong một thế giới thống trị bởi một con quái vật điên cuồng gọi là pháp luật vừa có sức mạnh toàn diện lại vừa xuẩn ngốc toàn diện.” [39]

Thái độ khinh miệt của ông đối với thế giới quyền lực đã được định hình trong bất đồng với một cô giáo khác, người đã nói với cả lớp học rằng một loài hoa cụ thể nào đó có năm cánh hoa. Để chứng minh rằng cô giáo sai, Hoyle đã mang vào lớp bông hoa có sáu cánh. Vì hành động hỗn xược bất tuân đó, cô giáo này đã tát mạnh vào tai trái của cậu. [40] (Hoyle sau này bị điếc bên tai đó.)

THUYẾT VŨ TRỤ TĨNH ĐỊNH

Trong thập niên 1940, Hoyle đã không ham mê thuyết vụ nổ lớn. Một trong những khiếm khuyết của thuyết này là việc Hubble, do các sai sót trong việc đo đạc ánh sáng từ các thiên hà xa xăm, đã tính sai tuổi của vũ trụ với kết quả 1,8 tỉ năm. Các nhà địa chất cho rằng Trái Đất và hệ Mặt Trời chắc đã nhiều tỉ năm tuổi rồi. Vậy tại sao vũ trụ lại có thể trẻ hơn các hành tinh của nó?

Cùng với các đồng nghiệp Thomas Gold và Hermann Bondi, Hoyle bắt đầu xây dựng một thuyết kình địch với thuyết vụ nổ lớn. Huyền thoại kể rằng thuyết của họ, thuyết vũ trụ tĩnh định (trạng thái tĩnh định)*, lấy cảm hứng từ một bộ phim ma năm 1945 gọi là Dead of Night (Đêm tĩnh mịch), do Michael Redgrave thủ vai. Bộ phim này bao gồm một loạt các câu chuyện ma quái, nhưng trong cảnh cuối cùng có một sự phát triển đáng nhớ: bộ phim kết thúc cũng giống như nó đã bắt đầu. Vì thế, bộ phim xoay tròn, không có khởi đầu hay kết thúc. Điều này được cho là đã tạo cảm hứng cho ba người đề xuất một thuyết về vũ trụ không có khởi đầu hay kết thúc (Gold sau này đã giải thích rõ hơn câu chuyện này. Ông nhớ lại: “Tôi nghĩ rằng chúng tôi đã xem bộ phim đó vài tháng trước, và sau khi tôi đề xuất trạng thái tĩnh định, tôi đã nói với họ: Phải chăng điều đó cũng hơi giống như trong Dead of Night ?”) [41]

Trong mô hình này, các phần của vũ trụ cũng dãn nở, những vật chất mới đã liên tục được tạo ra từ hư không, sao cho mật độ của vũ trụ vẫn như cũ. Mặc dù ông không thể đưa ra các chi tiết về việc vật chất đã xuất hiện bí ẩn từ hư vô như thế nào, thuyết này ngay lập tức thu hút được một nhóm những người trung thành vốn đang chống lại các nhà lý luận của thuyết vụ nổ lớn. Đối với Hoyle, dường như vô lý khi cho rằng một đại biến cố dữ dội lại có thể xuất hiện từ hư vô và làm các thiên hà bắn tung tóe theo tất cả mọi hướng; ông ưa thích sự Sáng thế êm ả từ hư không. Nói cách khác, vũ trụ là vĩnh cửu. Nó không có kết thúc mà cũng chẳng có khởi đầu. Nó vẫn luôn luôn như vậy.

(Luận chiến giữa trạng thái tĩnh định và vụ nổ lớn cũng tương tự như các cuộc luận chiến trong địa chất học và các khoa học khác. Trong địa chất học, đã có cuộc tranh luận lâu dài giữa thuyết đồng biến (uniformitarianism) [niềm tin rằng Trái Đất đã được định hình bằng những thay đổi từ từ trong quá khứ] và thuyết tai biến (catastrophism) [công nhận rằng sự thay đổi đã diễn ra thông qua các biến cố dữ dội. Mặc dù thuyết đồng biến vẫn giải thích được nhiều đặc điểm địa chất và sinh thái của Trái Đất, nhưng hiện nay không ai có thể phủ nhận tác động của các sao chổi và các tiểu hành tinh đã gây ra các vụ tuyệt chủng hàng loạt, hoặc sự rạn nứt và dịch chuyển của các lục địa thông qua sự trôi dạt kiến tạo.)

CÁC DIỄN GIẢ CỦA BBC

Hoyle không bao giờ né tránh một trận chiến ra trò. Năm 1949, cả Hoyle lẫn Gamow được Tập đoàn Truyền thông Anh quốc (BBC) mời đến tranh luận về nguồn gốc của vũ trụ. Trong chương trình phát thanh, Hoyle đã làm nên lịch sử khi ông tung ra một cú đánh vào lý thuyết của địch thủ. Lời ông nói đã gây oan nghiệt: “Các thuyết này dựa trên giả thuyết cho rằng tất cả vật chất trong vũ trụ được tạo ra trong một vụ ‘nổ’* lớn tại một thời điểm nào đó trong quá khứ xa xưa.” Thế là cái tên này đã chốt lại. Thuyết của Gamow bây giờ chính thức được kẻ thù lớn nhất của nó “đặt tên thánh” là “big bang” [vụ nổ lớn”]. (Sau này Hoyle khẳng định rằng mình không nói với nghĩa xúc phạm. Ông thú nhận rằng: “Không đời nào tôi đặt ra cụm từ này để xúc phạm cả. Tôi đặt ra nó chỉ là để gây ấn tượng.”) [42]

(Trong những năm sau đó, những người đề xướng thuyết vụ nổ lớn đã anh dũng cố gắng thay đổi tên gọi này. Họ không hài lòng với sắc thái thông thường, gần như khiếm nhã của tên gọi này và với thực tế là nó đã được kẻ thù lớn nhất của nó đặt ra. Những người theo chủ nghĩa thuần túy trong ngôn ngữ lại đặc biệt khó chịu rằng nó cũng không chính xác về mặt sự thật. Thứ nhất, vụ nổ lớn là không lớn (vì nó bắt nguồn từ một điểm kỳ dị bé xíu thuộc loại nhỏ hơn một nguyên tử rất nhiều) và thứ hai, đã không có tiếng nổ (vì không có không khí trong khoảng không vũ trụ). Tháng 8 năm 1993, tạp chí Sky and Telescope (Bầu trời và kính viễn vọng tài trợ một cuộc thi đổi tên thuyết vụ nổ lớn. Cuộc thi nhận được 13.000 tên, nhưng ban giám khảo không thể tìm thấy bất kỳ tên nào tốt hơn tên gọi gốc.)

Điều đã đóng dấu danh tiếng của Hoyle tới cả một thế hệ là loạt chương trình phát thanh trứ danh của BBC về khoa học. Trong thập niên 1950, BBC dự định sẽ phát những bài thuyết trình khoa học mỗi tối thứ Bảy. Tuy nhiên, khi vị khách mời ban đầu bỏ cuộc, các nhà sản xuất bị thúc ép phải tìm một người thay thế. Họ đã liên lạc với Hoyle và ông đã đồng ý tham gia. Sau đó, họ mới kiểm tra hồ sơ của ông, trong đó có một ghi chú: “KHÔNG SỬ DỤNG NGƯỜI NÀY.”

Tình cờ, họ đã bỏ qua cảnh báo kinh khủng này từ một đạo diễn trước đó, thế là Hoyle đã trình bày năm bài thuyết trình mê ly cho thế giới. Những buổi phát thanh kinh điển của BBC đã thôi miên đất nước này và phần nào truyền cảm hứng cho thế hệ các nhà thiên văn kế tiếp. Nhà thiên văn học Wallace Sargent nhớ lại tác động của các buổi phát thanh này đối với ông: “Khi mười lăm tuổi, tôi đã nghe Fred Hoyle trình bày bài thuyết trình trên BBC nhan đề Bản chất của Vũ trụ. Ý tưởng rằng bạn biết được nhiệt độ và mật độ tại tâm Mặt Trời quả đã gây choáng kinh khủng. Ở độ tuổi mười lăm, điều như thế dường như vượt quá tầm hiểu biết. Mấu chốt không phải ở những con số đáng ngạc nhiên, mà ở chỗ bạn có thể biết về chúng”. [43]

TỔNG HỢP HẠT NHÂN TRONG CÁC NGÔI SAO

Hoyle, người rất ghét sự suy đoán suông, đã bắt tay vào kiểm tra thuyết trạng thái tĩnh định của mình. Ông ưa thích ý tưởng rằng các nguyên tố của vũ trụ đã được nấu ra không phải trong vụ nổ lớn, như Gamow đã tin, mà là ở tâm của các ngôi sao. Nếu cả thảy khoảng trên dưới 100 nguyên tố hóa học đã được tạo ra bằng sức nóng dữ dội của các ngôi sao, thì sẽ chẳng cần phải có vụ nổ lớn một chút nào.

Trong một loạt các bài báo có ảnh hưởng sâu xa công bố trong thập niên 1940 và 1950, Hoyle và đồng nghiệp của ông đã trình bày với chi tiết sinh động việc các phản ứng hạt nhân bên trong lõi của một ngôi sao, chứ không phải là vụ nổ lớn, có thể bổ sung thêm ngày càng nhiều các proton và nơtron vào các hạt nhân hyđrô và hêli như thế nào, cho đến khi chúng có thể tạo ra tất cả các nguyên tố nặng hơn, ít nhất là cho tới sắt. (Họ đã giải quyết được bí ẩn của việc tạo ra các nguyên tố có số khối vượt quá 5, điều đã gây bí cho Gamow. Trong khoảnh khắc lóe sáng thiên tài hiếm có, Hoyle nhận ra rằng nếu như có một dạng cacbon không ổn định mà trước đây không để ý thấy được tạo ra từ ba hạt nhân hêli, thì chắc nó phải tồn tại đủ lâu để hoạt động như một “cầu nối”, cho phép tạo ra các nguyên tố cao hơn. Trong lõi của các ngôi sao, dạng cacbon mới không ổn định này có thể tồn tại đủ lâu sao cho, bằng cách bổ sung liên tiếp các nơtron và proton, người ta có thể tạo ra các nguyên tố có số khối vượt quá 5 và 8. Khi dạng cacbon không ổn định này được tìm thấy, nó chứng minh một cách xuất sắc rằng sự tổng hợp hạt nhân có thể diễn ra ở các ngôi sao, chứ không phải trong vụ nổ lớn. Hoyle thậm chí còn tạo ra một chương trình máy tính lớn có thể xác định, gần như từ những nguyên lý đầu tiên, sự phổ biến tương đối của các nguyên tố chúng ta bắt gặp trong tự nhiên.)

Nhưng ngay cả sức nóng ghê gớm của các ngôi sao vẫn không đủ để “nấu” các nguyên tố vượt quá sắt, như đồng, niken, kẽm và urani. (Cực kỳ khó thu được năng lượng bằng phản ứng hợp hạch từ các nguyên tố vượt quá sắt, vì nhiều lý do, trong đó có nguyên nhân là lực đẩy của các proton trong hạt nhân và thiếu năng lượng liên kết.) Đối với những nguyên tố nặng đó, người ta cần một lò nung thậm chí còn lớn hơn: vụ nổ của các sao kềnh (sao khổng lồ), hay các sao siêu mới. Vì hàng nghìn tỉ độ có thể đạt được trong các cơn giãy chết cuối cùng của một sao siêu kềnh khi nó suy sụp (co lại) dữ dội, nên ở đó mới có đủ năng lượng để “nấu” các nguyên tố vượt quá sắt. Điều này có nghĩa rằng hầu hết các nguyên tố vượt quá sắt đều bị bắn ra khỏi khí quyển của các ngôi sao đang nổ tung, tức các sao siêu mới.

Năm 1957, Hoyle, cũng như Margaret và Geoffrey Burbidge và William Fowler, đã công bố công trình có lẽ là xác định nhất cung cấp chi tiết các bước chính xác cần thiết để xây dựng nên các nguyên tố của vũ trụ và dự đoán độ phổ biến đã biết của chúng. Lập luận của họ chính xác, mạnh mẽ và có sức thuyết phục tới mức ngay cả Gamow cũng phải thừa nhận rằng Hoyle đã đưa ra cảnh tượng hấp dẫn nhất của quá trình tổng hợp hạt nhân. Gamow, theo tính cách điển hình của mình, thậm chí đã sáng tác ra đoạn văn sau đây, được viết theo phong cách Kinh Thánh . Lúc khởi đầu, khi Thiên Chúa sáng tạo ra các nguyên tố.

Do phấn khích với việc kiểm đếm, Ngài đã quên gọi ra khối lượng 5 và như vậy, dĩ nhiên không một nguyên tố nặng hơn nào có thể hình thành. Thiên Chúa vô cùng thất vọng, và thoạt đầu muốn co vũ trụ lại, để bắt đầu tất cả lại từ đầu. Nhưng điều đó thì quá đơn giản. Vì thế, vốn là Đấng Toàn năng, Thiên Chúa đã quyết định sửa chữa sai lầm của Ngài theo cách thức khó có thể làm nhất. Thiên Chúa phán: “Phải có Hoyle”. Liền có Hoyle. Thiên Chúa nhìn Hoyle… Và bảo ông ta tạo ra các nguyên tố nặng theo bất cứ cách nào mà ông ta thích. Hoyle liền quyết định tạo ra các nguyên tố nặng trong các ngôi sao, và rải chúng ra xung quanh bằng các vụ nổ sao siêu mới. [44]

CHỨNG CỨ CHỐNG LẠI TRẠNG THÁI TĨNH ĐỊNH

Tuy nhiên, qua các thập niên thì bằng chứng bắt đầu chầm chậm nổi lên chống lại vũ trụ tĩnh định trên một số mặt. Hoyle thấy mình đang dần thất thế. Trong thuyết của ông, vì vũ trụ không tiến triển mà liên tục tạo ra vật chất mới, nên vũ trụ ban đầu nom phải rất giống vũ trụ ngày nay. Các thiên hà nhìn thấy ngày nay nom phải rất giống với các thiên hà hàng tỉ năm trước. Thuyết trạng thái tĩnh định khi đó có thể bị bác bỏ nếu như tồn tại dấu hiệu của những thay đổi tiến hóa đáng kể trong hàng tỉ năm.

Trong thập niên 1960, những nguồn năng lượng khổng lồ bí ẩn đã được tìm thấy ở phía ngoài vũ trụ, gọi là các “chuẩn tinh” (quasar), tức các thiên thể tựa sao. (Tên gọi này hấp dẫn tới mức một kiểu ti vi sau đó đã được đặt tên như vậy.) Các chuẩn tinh đã sinh ra một lượng năng lượng vô cùng lớn và có mức dịch chuyển đỏ rất lớn, có nghĩa là chúng đã ở đã cách xa chúng ta hàng tỉ năm ánh sáng, và chúng cũng đã chiếu sáng bầu trời khi vũ trụ còn rất trẻ. (Ngày nay, các nhà thiên văn tin rằng các chuẩn tinh này là những thiên hà trẻ siêu khổng lồ, bị cuốn đi bằng năng lượng của các lỗ đen khổng lồ.) Nhưng chúng ta không thấy bằng chứng về bất kỳ chuẩn tinh nào ngày nay, mặc dù theo thuyết vũ trụ tĩnh định thì chúng phải tồn tại. Sau hàng tỉ năm, chúng đã biến mất.

Còn một vấn đề nữa với thuyết của Hoyle. Các nhà khoa học nhận ra là có quá nhiều hêli trong vũ trụ, không phù hợp với các dự đoán về vũ trụ tĩnh định. Hêli, là thứ khí trong bóng bay và các khí cầu nhỏ của trẻ em, thực ra khá hiếm trên Trái Đất, nhưng nó là nguyên tố phổ biến thứ hai trong vũ trụ chỉ sau hyđrô. Nguyên tố này hiếm tới mức nó được tìm thấy trước tiên trên Mặt Trời, chứ không phải trên Trái Đất. (Năm 1868, các nhà khoa học đã phân tích ánh sáng từ Mặt Trời được truyền qua một lăng kính. Tia sáng mặt trời bị bẻ quặt đã tách ra thành một dải cầu vồng nhiều màu sắc và các vạch quang phổ thông thường, nhưng các nhà khoa học cũng phát hiện ra các vạch quang phổ mờ nhạt do một nguyên tố bí ẩn chưa từng biết trước đó gây ra. Họ lầm tưởng nó là một kim loại, mà tên gọi Latinh của kim loại thường có đuôi “ium”, giống như lithium (liti) và uranium (urani). Vì vậy, họ đã đặt tên Latinh cho kim loại bí ẩn này là helium , dựa theo một từ trong tiếng Hy Lạp chỉ mặt trời là “helios”. Cuối cùng vào năm 1895, hêli được tìm thấy trên Trái Đất trong trầm tích urani, và các nhà khoa học bối rối phát hiện ra rằng đó là một chất khí phi kim, chứ không phải là một kim loại. Như vậy, hêli được phát hiện trên Mặt Trời trước tiên và đã ra đời với cái tên nhầm lẫn.)

Nếu đúng là hêli nguyên thủy chủ yếu được tạo ra trong các ngôi sao, như Hoyle đã tin tưởng, thì nó phải khá hiếm và được tìm thấy gần các lõi của các ngôi sao. Nhưng tất cả các dữ liệu thiên văn học đã chỉ ra rằng hêli thực tế khá dồi dào, nó chiếm khoảng 25% khối lượng của các nguyên tử trong vũ trụ. Người ta thấy nó phân bố đồng đều trong khắp vũ trụ (như Gamow tin tưởng).

Ngày nay, chúng ta biết rằng cả thuyết của Gamow lẫn Hoyle đều có một phần sự thật liên quan tới tổng hợp hạt nhân. Gamow ban đầu nghĩ rằng tất cả các nguyên tố hóa học là bụi hay tro của vụ nổ lớn. Nhưng thuyết của ông đã chịu thua cái hào chướng ngại vật ở mức 5 hạt và 8 hạt. Hoyle nghĩ rằng ông có thể quét sạch hoàn toàn thuyết vụ nổ lớn bằng cách chỉ ra rằng các ngôi sao tự “nấu” tất cả các nguyên tố, mà không cần viện tới vụ nổ lớn một chút nào. Nhưng thuyết của ông đã không giải thích được sự dồi dào phổ biến của hêli mà hiện nay chúng ta thấy trong vũ trụ.

Về bản chất, Gamow và Hoyle đã cho chúng ta một hình ảnh bổ sung cho nhau về tổng hợp hạt nhân. Các nguyên tố rất nhẹ có khối lượng lên tới 5 và 8 quả thật đã được tạo ra trong vụ nổ lớn, như Gamow đã tin. Ngày nay, nhờ các phát hiện trong vật lý, chúng ta biết rằng vụ nổ lớn đã sản xuất phần lớn đơteri, hêli-3, hêli-4, và liti-7 mà chúng ta thấy trong tự nhiên. Nhưng các nguyên tố nặng hơn cho tới sắt đã được nấu trong lõi của các ngôi sao, như Hoyle đã tin. Nếu chúng ta bổ sung thêm các nguyên tố xếp sau sắt (như đồng, kẽm và vàng) được thổi bắn ra ngoài do nhiệt cực nóng của một sao siêu mới, thì chúng ta có một bức tranh hoàn chỉnh giải thích mức độ phổ biến tương đối của tất cả các nguyên tố trong vũ trụ. (Bất cứ thuyết đối thủ nào đối với vũ trụ học hiện đại sẽ có nhiệm vụ nan giải: giải thích mức độ phổ biến tương đối của một trăm có lẻ các nguyên tố trong vũ trụ và vô số các đồng vị của chúng.)

CÁC NGÔI SAO SINH RA NHƯ THẾ NÀO

Sản phẩm phụ duy nhất của cuộc tranh luận căng thẳng này về tổng hợp hạt nhân là nó đã cho chúng ta một miêu tả khá hoàn chỉnh về vòng đời của các ngôi sao. Một ngôi sao điển hình như Mặt Trời của chúng ta bắt đầu cuộc sống ở dạng một quả bóng khí hyđrô khuếch tán lớn gọi là tiền sao và dần dần co lại dưới tác động của hấp dẫn. Khi nó bắt đầu suy sụp (co mạnh), nó bắt đầu quay tròn rất nhanh (thường dẫn tới sự hình thành của hệ sao đôi, với hai ngôi sao đuổi theo nhau trong một quỹ đạo hình elip, hoặc hình thành các hành tinh trong mặt phẳng quay của ngôi sao). Lõi của ngôi sao cũng nóng lên dữ dội cho đến khi đạt khoảng 10 triệu độ hoặc cao hơn, khi sự hợp hạch của hyđrô thành hêli diễn ra.

Sau khi ngôi sao này bừng cháy, nó được gọi là sao dải chính và nó có thể cháy sáng trong khoảng 10 tỉ năm, trong thời gian đó lõi của nó từ từ chuyển đổi từ hyđrô thành hêli phế thải. Mặt Trời của chúng ta hiện đang ở khoảng giữa của quá trình này. Sau khi kỷ nguyên đốt cháy hyđrô kết thúc, ngôi sao bắt đầu đốt cháy hêli, và rồi nó dãn nở ra rất nhiều đến khi bằng kích thước của quỹ đạo sao Hỏa và trở thành một “sao kềnh đỏ”. Sau khi nhiên liệu hêli trong lõi đã cạn kiệt, các lớp bên ngoài của ngôi