Vụ nổ lớn big bang

Vụ Nổ Lớn
Mục từ "Big Bang" dẫn đến bài này. Xin đọc về các nghĩa khác tại Big Bang (định hướng).
Theo thuyết Vụ Nổ Lớn, vũ trụ bắt nguồn từ một trạng thái vô cùng đặc và vô cùng nóng (điểm dưới cùng). Một lý giải
thường gặp đó là không gian tự nó đang giãn nở, khiến các thiên hà đang lùi ra xa lẫn nhau, giống như các điểm trên
quả bóng thổi phồng. Hình này minh họa vũ trụ phẳng đang giãn nở.
Các giai đoạn tiến hóa của vũ trụ, bắt đầu từ Vụ nổ lớn và giai đoạn lạm phát.
Là một phần trong loạt bài về
Vật lý vũ trụ học
Các chủ đề chính[ẩn]
Vũ trụ · Vụ Nổ Lớn
Tuổi của vũ trụ
Trình tự thời gian của Vụ Nổ Lớn
Vũ trụ ban đầu[hiện]
Vũ trụ đang giãn nở[hiện]
Cấu trúc hình thành[hiện]
Tương lai của vũ trụ[hiện]
Các thành phần[hiện]
Lịch sử của các giả thiết vũ trụ học[hiện]
Những thí nghiệm[hiện]
Các nhà khoa học[hiện]
Tác động tới xã hội[hiện]
Chủ đề Thiên văn học
Thể loại
• X
• T
• S
Lý thuyết Vụ Nổ Lớn (Big Bang) là mô hình vũ trụ học nổi bật miêu tả giai đoạn sơ khai của sự hình thành Vũ trụ.
[1]
Theo lý thuyết này, Vụ Nổ Lớn xảy ra xấp xỉ cách nay 13,798 ± 0,037 tỷ năm trước,
[2][3][4][5][6]
và được các nhà vũ trụ

học coi là tuổi của vũ trụ.
[7][8][9][10]
Sau giai đoạn này, vũ trụ ở vào trạng thái cực nóng và đặc và bắt đầu giãn nở nhanh
chóng. Sau giai đoạn lạm phát, vũ trụ đủ "lạnh" để năng lượng bức xạ (photon) chuyển đổi thành nhiều hạt hạ nguyên
tử, bao gồm proton, neutron, vàelectron. Tuy những hạt nhân nguyên tử đơn giản có thể hình thành nhanh chóng sau
Big Bang, phải mất hàng nghìn năm sau các nguyên tử trung hòa điện mới xuất hiện. Nguyên tố đầu tiên sinh ra
là hiđrô, cùng với lượng nhỏ heli và liti. Những đám mây khổng lồ chứa các nguyên tố nguyên thủy sau đó hội tụ lại
bởi hấp dẫn để hình thành lên các ngôi sao và các thiên hà rồisiêu đám thiên hà, và nguyên tố nặng hơn hoặc được
tổng hợp trong lòng ngôi sao hoặc sinh ra từ các vụ nổ siêu tân tinh.
Thuyết Vụ Nổ Lớn là một lý thuyết khoa học đã được kiểm chứng và được cộng đồng khoa học chấp nhận rộng rãi. Nó
đưa ra cách giải thích hoàn thiện về nhiều loại hiện tượng quan sát thấy trong vũ trụ, bao gồm sự có mặt của những
nguyên tố nhẹ,bức xạ nền vi sóng vũ trụ, cấu trúc vĩ mô của vũ trụ, và định luật Hubble đối với siêu tân tinh loại Ia.
[11]
Những ý tưởng chính trong Vụ Nổ Lớn—sự giãn nở của vũ trụ, trạng thái cực nóng lúc sơ khai, sự hình thành của
heli, và sự hình thành các thiên hà— được suy luận ra từ những quan sát này và những quan sát khác độc lập với mọi
mô hình vũ trụ học. Các nhà vật lý biết rằng khoảng cách giữa các đám thiên hà đang tăng lên, và họ lập luận rằng mọi
thứ đã phải ở gần nhau hơn khi trở về quá khứ. Ý tưởng này đã được xem xét một cách chi tiết khi quay ngược trở lại
thời gian đến thời điểm vật chất có mật độ vànhiệt độ cực cao,
[12][13][14]
và những máy gia tốc hạt lớn đã được xây dựng
nhằm thực hiện các thí nghiệm gần giống với thời điểm sơ khai, mang lại kết quả thúc đẩy phát triển cho mô hình. Mặt
khác, những máy gia tốc chỉ có mức năng lượng bắn phá hạt giới hạn để có thể nghiên cứu miền năng lượng cao của
các hạt cơ bản. Có rất ít manh mối về thời điểm sớm nhất sau sự giãn nở. Do đó, lý thuyết Vụ Nổ Lớn không thể và
không cung cấp bất kỳ cách giải thích hay miêu tả nào về điểm khởi nguyên này; thay vào đó nó miêu tả và giải thích
sự tiến hóa chung của vũ trụ sau thời điểm lạm phát.
Nhà vũ trụ học và mục sư Georges Lemaître là người đầu tiên đề xuất cái mà sau này trở thành lý thuyết Vụ Nổ Lớn
trong nghiên cứu của ông về "giả thuyết những nguyên tử nguyên thủy." Trong nhiều năm, các nhà vật lý dựa trên ý
tưởng ban đầu của ông nhằm xây dựng lên các lý thuyết khác nhau và dần dần được tổng hợp lại thành lý thuyết hiện
đại. Khuôn khổ cho lý thuyết Vụ Nổ Lớn dựa trên thuyết tương đối rộng của nhà vật lý Albert Einstein và trên giả thiết
đơn giản về tính đồng nhất và đẳng hướng của không gian. Dựa vào phương trình trường Einstein, nhà vũ trụ

học Alexander Friedmann đã tìm ra được các phương trình chi phối sự tiến hóa của vũ trụ. Năm 1929, nhà thiên
văn Edwin Hubble phát hiện ra khoảng cách giữa các thiên hà tỷ lệ với giá trị dịch chuyển đỏ của chúng—một khám
phá mà trước đó Lemaître đã nêu ra từ 1927. Quan sát của Hubble cho thấy mọi thiên hà ở rất xa cũng như các siêu
đám thiên hà đang lùi ra xa khỏi Ngân Hà: nếu chúng càng ở xa, vận tốc lùi xa của chúng càng lớn.
[15]
Từng có thời gian cộng đồng các nhà khoa học chia làm hai nhóm giữa một bên ủng hộ thuyết Vụ Nổ Lớn và một bên
ủng hộ thuyết Trạng thái dừng,
[16]
nhưng ngày nay hầu hết các nhà khoa học bị thuyết phục bởi kịch bản của lý thuyết
Vụ Nổ Lớn phù hợp nhất với các quan sát đo lường sau khi bức xạ nền vi sóng vũ trụ phát hiện ra vào năm 1964, và
đặc biệt khi phổ của nó (lượng bức xạ đo được ứng với mỗi bước sóng) được phát hiện phù hợp với bức xạ vật đen.
Từ đó, các nhà thiên văn vật lý đã kết hợp những dữ liệu lớn trong quan sát và đưa thêm những tính toán lý thuyết vào
mô hình Vụ Nổ Lớn, và mô hình tham số của nó hay mô hình Lambda-CDM trở thành khuôn khổ lý thuyết cho những
nghiên cứu hiện đại về vũ trụ học.
Mục lục
[ẩn]
• 1 Khái quát
o 1.1 Tiến trình Vụ Nổ Lớn
o 1.2 Các tiên đề cơ sở
o 1.3 Mêtric FLRW
o 1.4 Chân trời
• 2 Lịch sử
o 2.1 Từ nguyên
o 2.2 Lịch sử phát triển
• 3 Bằng chứng thực nghiệm
o 3.1 Định luật Hubble và sự giãn nở của không gian
o 3.2 Bức xạ phông vi sóng vũ trụ
o 3.3 Sự hình thành các nguyên tố cơ bản
o 3.4 Sự phân bố và tiến hóa của các thiên hà
o 3.5 Các đám mây khí nguyên thủy

o 3.6 Những loại chứng cứ khác
• 4 Liên hệ với những vấn đề trong vật lý
o 4.1 Bất đối xứng baryon
o 4.2 Năng lượng tối
o 4.3 Vật chất tối
o 4.4 Tuổi của cụm sao cầu
• 5 Các bài toán
o 5.1 Bài toán chân trời
o 5.2 Bài toán độ phẳng
o 5.3 Đơn cực từ
• 6 Tương lai của lý thuyết Vụ Nổ Lớn
• 7 Vật lý vượt phạm vi lý thuyết Vụ Nổ Lớn
• 8 Giải thích theo triết học và tôn giáo
• 9 Chú thích
• 10 Tham khảo
o 10.1 Sách
o 10.2 Tài liệu gốc
• 11 Đọc thêm
• 12 Liên kết ngoài
o 12.1 Tiếng Việt
o 12.2 Tổng quan về Vụ Nổ Lớn
o 12.3 Mở đầu về Vụ Nổ Lớn
o 12.4 Tôn giáo và triết học
Khái quát[sửa | sửa mã nguồn]
Tiến trình Vụ Nổ Lớn[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Timeline of the Big Bang
Bản mẫu:External Timeline Khi ấy, chúng ta quay ngược thời gian của sự giãn nở Vũ trụ sử dụng thuyết tương đối
tổng quát sẽ thu được một trạng thái mật độ và nhiệt độ có giá trị vô hạn ở thời gian hữu hạn trong quá khứ.
[17]
Điểm kì dị không-thời gian này chính là dấu hiệu vượt ngoài phạm vi tiên đoán của thuyết tương đối tổng quát.

Chúng ta có thể ngoại suy nhằm nghiên cứu điểm kỳ dị nhưng không thể gần đến lúc kết thúc kỷ nguyên Planck.
Điểm kì dị trước kỷ nguyên Planck gọi là "Vụ Nổ Lớn",
[18]
nhưng thuật ngữ cũng có thể nhắc đến thời điểm sớm
hơn một chút, khi vũ trụ là điểm cực nóng và đậm đặc,
[19][ct 1]
và có thể xem là "khởi sinh" của Vũ trụ. Dựa trên quan
trắc siêu tân tinh loại Ia về sự giãn nở không thời gian, đo lường về những thăng giáng nhỏ trong bức xạ nền vi
sóng và đo về hàm tương quan của các thiên hà, các nhà vật lý tính được vũ trụ có tuổi 13,772 ± 0,059 tỷ năm.
[21]
Sự phù hợp về độ tuổi tính theo ba phương pháp đo lường độc lập này ủng hộ một cách thuyết phục mô hình
ΛCDM mô tả chi tiết về thành phần vật chất trong vũ trụ. Tháng 3 năm 2013 dữ liệu mới thu được từ tàu Planck
cho kết quả tuổi vũ trụ 13,798 ± 0,037 tỷ năm.
[22]
Ảnh trường cực sâu Hubble (XDF)
So sánh kích thước ảnh chụp XDF bởi Hubble (hình vuông nhỏ) so với ảnh Mặt Trăng - bức ảnh chứa vài
nghìn thiên hà, mỗi thiên hà chứa hàng chục tỷ sao, trong vùng nhỏ của vũ trụ.
Ảnh XDF (2012) - mỗi điểm sáng tương ứng với một thiên hà - một số có tuổi vào cỡ 13,2 tỷ năm
[23]
- người ta ước
tính có khoảng 200 tỷ thiên hà trong vũ trụ quan sát được.
Bức ảnh XDF vẽ sự phân bố khoảng cách đến các thiên hà - đa phần có độ tuổi từ 5 tới 9 tỷ năm trước - các tiền
thiên hà và những ngôi sao già nhất có tuổi trên 9 tỷ năm. (chú ý: do sự giãn nở của vũ trụ, khoảng cách đến các
thiên hà này không phải là 9 tỷ năm ánh sáng)
Có rất nhiều ước đoán và mô hình về pha sớm nhất của Vụ Nổ Lớn. Trong những mô hình phổ biến nhất vũ trụ
ban đầu được choán đầy bởi vật chất, năng lượng phân bố đồng nhất và đẳng hướng với mật độ năng lượng cực
lớn cũng như áp suất và nhiệt độ rất cao, sau đó điểm kì dị này nhanh chóng giãn nở và lạnh đi. Sự giãn nở là ở
bản chất của không gian giãn nở, chứ không phải là vật chất và năng lượng "nở ra" vào một không gian cố định
trước đó. Khoảng xấp xỉ thời điểm 10
−36

giây trong giai đoạn giãn nở, một sự chuyển pha là nguyên nhân gây ra sự
giãn nở lạm phát của vũ trụ, khi thể tích của vũ trụ mở rộng tăng theo hàm mũ diễn ra trong khoảng thời gian rất
ngắn đến thời điểm giữa 10
−33
và 10
−32
giây.
[24]
Sự giãn nở này, do Alan Guth đề xuất, nguyên nhân là do có một
"hằng số vũ trụ học" giá trị lớn và dương làm giãn nở không gian, nhưng sau giai đoạn lạm phát hằng số này lại
biến mất.
[24][25]
Sau giai đoạn lạm phát, kích thước vũ trụ đã tăng lên gấp 10
30
so với kích thước ban đầu.
[26]
Khi giai
đoạn lạm phát kết thúc, vũ trụ lúc này chứa pha vật chất plasma quark–gluon, cũng như các hạt cơ bản khác.
[27]
Lý
thuyết lạm phát không những giải thích sự đồng nhất và đẳng hướng của không gian mà còn ở những thăng giáng
nhỏ trong nhiệt độ của CMB.
[25]
Nhiệt độ lúc này vẫn rất cao do vậy chuyển động ngẫu nhiên của các hạt là chuyển
động với vận tốc tương đối tính, và sự sinh các cặp hạt - phản hạt liên tục tạo ra và hủy các cặp hạt này trong các
va chạm. Ở một thời điểm chưa được biết chính xác, các nhà vật lý đề xuất tồn tại một pha gọi là "nguồn gốc phát
sinh baryon" (baryongenesis) trong đó các phản ứng giữa vật chất và phản chất có sự vi phạm định luật bảo toàn
số baryon, dẫn đến sự hình thành một lượng dư thừa rất nhỏ các hạt quark và lepton so với lượng phản quark và
phản lepton— với tỷ lệ khoảng một hạt vật chất dư ra trên 30 triệu phản ứng. Kết quả này dẫn đến sự vượt trội
về vật chất so với phản vật chất trong vũ trụ ngày nay.

[28]
Vũ trụ tiếp tục giảm nhiệt độ và mật độ, hay động năng của các hạt tiếp tục giảm (những sự giảm này là do không
thời gian tiếp tục giãn nở). Hiện tượng phá vỡ đối xứng ở giai đoạn chuyển pha đưa đến hình thành riêng rẽ
các tương tác cơ bản của vật lý và những tham số của các hạt sơ cấp mà chúng có như ngày nay.
[29]
Sau khoảng
10
−11
giây, chỉ còn ít tính chất của tiến trình vụ nổ mang tính ước đoán, do năng lượng của các hạt giảm xuống giá
trị mà các nhà vật lý hạt có thể đánh giá và đo được trong các thí nghiệm trên máy gia tốc. Đến 10
−6
giây, hạt quark
và gluon kết hợp lại thành baryon như proton và neutron. Một lượng dư thừa quark so với phản quark dẫn đến hình
thành lượng baryon vượt trội so với phản baryon. Nhiệt độ lúc này không đủ cao để phản ứng sinh cặp proton–
phản proton xảy ra (và tương tự cho sinh cặp neutron–phản neutron), do vậy sự hủy khối lượng ngay lập tức xảy
ra để lại đúng 1 hạt trong 10
10
hạt proton và neutron, và không hạt nào có phản hạt của chúng. Một quá trình tương
tự diễn ra khoảng 1 giây cho cặp hạt electron và positron. Sau quá trình hủy cặp hạt-phản hạt, vũ trụ chỉ còn lại các
proton, neutron và electron và những hạt này không còn chuyển động với vận tốc tương đối tính nữa và mật độ
năng lượng của Vũ trụ chứa chủ yếu photon (với một lượng nhỏ là đóng góp của neutrino).
[30]
Một vài phút sau sự giãn nở, khi nhiệt độ lúc này giảm xuống 1 tỷ (10
9
; SI) kelvin và mật độ tương đương với mật
độ không khí, lúc này hạt neutron kết hợp với proton để hình thành lên hạt nhân deuteri và heli trong quá trình gọi
là phản ứng tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn.
[31]
Hầu hết những proton không tham gia phản ứng kết hợp trở thành
proton tự do và chính là hạt nhân của nguyên tử hiđrô. Vũ trụ tiếp tục lạnh đi, mật độ năng lượng và khối lượng

nghỉ của vật chất trở lên lấn át về lực hấp dẫn so với bức xạ photon. Sau khoảng 379.000 năm, nhiệt độ vũ trụ lúc
này khoảng 3.000 K
[32]
electron và hạt nhân bắt đầu kết hợp lại với nhau tạo lên nguyên tử (chủ yếu là hiđrô); và
bức xạ photon không tương tác với electron tự do, nó không còn bị cản trở bởi plasma và lan truyền tự do trong
không gian. Bức xạ tàn dư này chính là bức xạ phông vi sóng vũ trụ.
[33]
Trong thời gian dài, những vùng có mật độ vật chất tập trung hơi lớn hơn so với sự phân bố đồng đều của vật chất
sẽ dần dần tạo ảnh hưởng lực hút hấp dẫn lên vật chất bên cạnh, và kết quả hình thành những vùng có mật độ tập
trung vật chất lớn, hình thành lên các đám mây khí, sao, thiên hà, và những cấu trúc lớn khác trong vũ trụ quan sát
được ngày nay. Chi tiết về quá trình này phụ thuộc vào lượng và kiểu vật chất trong vũ trụ. Có bốn loại vật chất mà
các nhà vật lý đưa ra là vật chất tối lạnh, vật chất tối ấm, vật chất tối nóng, và vật chất baryon. Những kết quả khảo
sát chính xác nhất (từ WMAP và tàu Planck) cho thấy dữ liệu phù hợp với giá trị của mô hình Lambda-CDMở đây
mô hình dựa trên vật chất tối lạnh (vật chất tối nóng bị loại trừ bởi pha tái sinh ion
[34]
), và ước lượng chiếm khoảng
23% (WMAP) và mới nhất 26,8% (Planck) của tổng năng lượng/vật chất, trong khi vật chất baryon chiếm 4.9%.
[35]
[36]
Trong "mô hình mở rộng" bao gồm vật chất tối nóng trong dạng của neutrino, thì nếu "mật độ baryon vật lý"
Ω
b
h
2
được ước lượng bằng 0,023 (giá trị này khác với giá trị 'mật độ baryon' Ω
b
biểu diễn theo tỷ lệ mật độ tổng vật
chất/năng lượng, mà giá trị WMAP đo được 0,046), và tương ứng mật độ vật chất tối lạnh Ω
c
h

2
vào khoảng 0,11,
thì mật độ neutrino tương ứng Ω
v
h
2
ước lượng nhỏ hơn 0,0062.
[35]
Những số liệu quan sát độc lập từ các vụ nổ siêu tân tinh loại Ia và CMB cho thấy ngày nay Vũ trụ bị thống trị bởi
dạng năng lượng bí ẩn gọi là năng lượng tối, và dường như chúng thấm vào mọi vùng không thời gian và như một
dạng áp suất âm, đẩy mọi thứ ra xa. Quan sát mới nhất cho kết quả năng lượng tối chiếm 68,3%
[36]
tổng mật độ
năng lượng trong vũ trụ quan sát được ngày nay. Khi vũ trụ còn sơ khai, có thể nó đã chứa năng lượng tối, nhưng
do thể tích không gian nhỏ hơn và mọi thứ vẫn đang ở gần nhau, lúc này lực hấp dẫn mạnh hơn và hút vật chất về
nhau, và dần dần làm chậm lại sự giãn nở của không thời gian. Nhưng sau hàng tỷ năm giãn nở, năng lượng tối lại
vượt trội lực hấp dẫn và như miêu tả bởi định luật Hubble nó đang làm sự giãn nở của không thời gian tăng tốc.
Trong mô hình vũ trụ học Lambda-CDM, năng lượng tối thể hiện ở dạng đơn giản nhất thông qua hằng số vũ trụ
học Λ xuất hiện trongphương trình trường Einstein của thuyết tương đối rộng, nhưng bản chất và cơ chế hoạt động
của hằng số này vẫn còn là câu hỏi lớn, và nói chung, chi tiết của phương trình trạng thái vũ trụ học và mối liên hệ
với Mô hình chuẩn của vật lý hạt vẫn còn đang được khảo sát trên lĩnh vực quan sát thực nghiệm và lý thuyết.
[37]
Tất cả quá trình tiến hóa của vũ trụ sau kỷ nguyên lạm phát được mô hình hóa và miêu tả bằng toán học khá phức
tạp trong mô hình ΛCDM của vũ trụ học, dựa trên hai khuôn khổ lý thuyết đó là cơ học lượng tử và thuyết tương
đối tổng quát của Albert Einstein. Như chú ý ở trên, chưa có mô hình lý thuyết nào miêu tả được đặc điểm vũ trụ
trước đó 10
−15
giây khi hình thành. Các nhà vật lý cần lý thuyết hấp dẫn lượng tử thống nhất hai khuôn khổ lý thuyết
hiện đại để có thể vượt qua trở ngại này. Hiểu được giai đoạn sớm nhất trong lịch sử vũ trụ hiện tại là một trong
những vấn đề lớn nhất chưa giải quyết được của vật lý học.

[38]
Các tiên đề cơ sở[sửa | sửa mã nguồn]
Trên cấu trúc lớn, Vũ trụ nhìn gần như đồng nhất và đẳng hướng (minh họa).
Lý thuyết Vụ Nổ Lớn có hai tiên đề cơ sở: tính phổ quát của các định luật vật lý và nguyên lý vũ trụ học. Nguyên lý
vũ trụ học phát biểu rằng trên cấp vĩ mô Vũ trụ là đồng nhất và đẳng hướng.
[39]
Những ý tưởng này ban đầu chỉ là giả thuyết, nhưng ngày nay các nhà vật lý đang có nỗ lực nhằm kiểm nghiệm
hai tiên đề này. Ví dụ, họ kiểm tra giả thuyết về tính phổ quát của vũ trụ bằng cách nghiên cứu xem hằng số cấu
trúc tế vi có thay đổi theo tuổi của vũ trụ với độ chính xác 10
−5
hoặc tỉ số khối lượng proton trên electron có thay đổi
ở những nơi khác trong vũ trụ hay không.
[40]
Hơn nữa, thuyết tương đối tổng quát đã trải qua những thí nghiệm
kiểm tra rất chặt chẽ trong phạm vi Hệ Mặt Trời cũng như ở các sao xung hay lỗ đen.
[ct 2]
Nếu cấu trúc lớn của Vũ trụ hiện lên đẳng hướng khi quan sát từ Trái Đất, nguyên lý vũ trụ học có phiên bản đơn
giản hơn đó là nguyên lý Copernicus, phát biểu rằng không có điểm và hướng ưu tiên đặc biệt nào. Tính đồng nhất
có nghĩa là vật chất và năng lượng phân bố hầu như đồng đều trên khoảng cách lớn trong vũ trụ. Đối với tính đẳng
hướng và đồng nhất, nguyên lý vũ trụ học đã được xác nhận với độ chính xác cỡ 10
−6
đối với thăng giáng nhiệt độ
trong quan sát CMB.
[32][41][ct 3]
Mêtric FLRW[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Mêtric Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker và Mêtric giãn nở của không gian

Mô hình không gian giãn nở sau đó co lại, khiến các thiên hà chuyển rời ra xa lẫn nhau.
Thuyết tương đối rộng miêu tả không thời gian bằng tenxơ mêtric, cho phép xác định khoảng cách, thời gian
giữa hai điểm trong không thời gian. Những điểm này, tương ứng là các ngôi sao, thiên hà hoặc những thiên

thể khác, được gắn bởi một tọa độ trong hệ tọa độ không thời gian. Nguyên lý vũ trụ học cho kết quả là mêtric
sẽ đồng nhất và đẳng hướng trên thang vĩ mô, và mêtric này được miêu tả duy nhất bằng mêtric Friedmann–
Lemaître–Robertson–Walker (mêtric FLRW). Trong mêtric chứa một hệ số tỷ lệ (scale factor) a(t) miêu tả sự
biến đổi kích thước không gian theo thời gian. Sự biến đổi này cho phép các nhà vật lý lựa chọn một hệ tọa độ
phù hợp gọi là tọa độ đồng chuyển động. Trong hệ tọa độ này, các trục tọa độ không gian giãn nở cùng với Vũ
trụ, mà mọi thiên thể như đang chuyển động do sự giãn nở của không gian nhưng vẫn có giá trị cố định theo
các trục tọa độ. Như vậy không gian vũ trụ có tính động lực, nó giãn nở hay co lại (chứ không phải các thiên
hà đang lùi ra xa trong một không gian bất biến.) Trong khi khoảng cách biểu diễn trong hệ tọa độ đồng
chuyển động là không đổi giữa hai thiên hà, thì khoảng cáchvật lý thực tế giữa chúng lại giãn nở tăng lên tỷ lệ
với hệ số a(t) trong Vũ trụ.
[42]
Vụ Nổ Lớn không phải là hiện tượng nổ vật chất bắn ra xa và lấp đầy không gian trống rỗng có từ trước. Thay
vì vậy, không gian tự nó giãn nở ở khắp nơi theo thời gian và khoảng cách vật lý thực tăng lên giữa hai điểm
đồng chuyển động. Bởi vì mêtric FLRW dựa trên sự phân bố đồng đều của vật chất và năng lượng, nó chỉ áp
dụng cho Vũ trụ trên khoảng cách vĩ mô (trên 100 Mpc)
[43]
—sự tập trung cục bộ của vật chất như hệ hành tinh,
thiên hà thậm chí nhóm thiên hà liên kết bởi trường hấp dẫn không bị ảnh hưởng bởi sự giãn nỡ trên khoảng
cách lớn của không gian. Các thiên hà gần tiến về nhau hoặc lùi ra xa chủ yếu là do tương tác hấp dẫn giữa
chúng, và hầu như không bị ảnh hưởng bởi hằng số vũ trụ học.
[43]
Chân trời[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Chân trời vũ trụ học
Một đặc điểm quan trọng của không thời gian Vụ Nổ Lớn đó là sự có mặt của chân trời. Do Vũ trụ chỉ có
tuổi hữu hạn, và ánh sáng có tốc độ hữu hạn, có những sự kiện trong quá khứ mà ánh sáng không đủ thời
gian để đến được chúng ta. Điều này đặt ra giới hạn hoặc có một chân trời quá khứ về những thiên thể ở
xa nhất mà có thể quan sát được. Ngược lại, bởi vì không gian đang giãn nở, các vật thể càng ở xa thì lùi
càng xa hơn, và ánh sáng phát ra từ hành tinh chúng ta có thể không bao giờ "đến được" những vật thể ở
rất xa này. Đây là định nghĩa cho chân trời tương lai, nó đặt ra giới hạn cho những sự kiện trong tương lai
mà chúng ta có thể ảnh hưởng đến được. Ảnh hưởng cụ thể của từng loại chân trời phụ thuộc chi tiết vào

mêtric FLRW miêu tả Vũ trụ của chúng ta. Sự hiểu biết của chúng ta về Vũ trụ quay ngược lại thời gian sơ
khai gợi ra có một chân trời quá khứ, mặc dù trong thiên văn khả năng quan sát của chúng ta còn bị giới
hạn bởi độ mờ đục do vật chất quá đậm đặc lúc Vũ trụ còn trẻ. Vì vậy chúng ta không thể nhìn xa hơn về
quá khứ, cũng như chân trời này lùi ra xa trong không gian. Nếu sự giãn nở của không gian Vũ trụ tiếp
tục gia tốc, sẽ có một chân trời tương lai.
[44]
Lịch sử[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Lịch sử lý thuyết Vụ Nổ Lớn
Từ nguyên[sửa | sửa mã nguồn]
Fred Hoyle là người đầu tiên sử dụng thuật ngữ Big Bang năm 1949 trên một chương trình radio của
BBC. Hoyle là người ủng hộ "Thuyết trạng thái dừng" của vũ trụ, và ông đưa ra thuật ngữ này để ví
von khôi hài mô hình lý thuyết của những người khác về vũ trụ giãn nở. Hoyle phê phán mạnh mẽ
cũng như bác bỏ lý thuyết này và nói rằng thuật ngữ Big Bang khắc họa sự khác biệt lớn giữa hai mô
hình.
[45][46][47]
Lịch sử phát triển[sửa | sửa mã nguồn]
Vạch hấp thụ của một siêu đám thiên hà ở xa (phải) so với những vạch phát ra từ Mặt Trời (trái),
mũi trên chỉ sự dịch chuyển đỏ.
So sánh độ phân giải bức xạ phông vi sóng từ các quan sát.
So sánh độ phân giải ở mức chi tiết hơn của CMB từ COBE, WMAP và Planck.
Mô hình Vụ Nổ Lớn phát triển từ những quan sát về cấu trúc của Vũ trụ và từ phương diện lý thuyết.
Năm 1912 Vesto Slipher đo dịch chuyển Doppler của "tinh vân xoắn ốc" (thời đó người ta chưa biết
tinh vân xoắn ốc là các thiên hà), và ông sớm phát hiện ra đa số các tinh vân này đang lùi ra xa Trái
Đất. Nhưng ông không nhận ra ý nghĩa vũ trụ của phát hiện này, bởi vì trong thời gian này có tranh cãi
lớn xung quanh những tinh vân này có hay không là những "hòn đảo vũ trụ" bên ngoài Ngân Hà.
[48]
[49]
Cuối năm 1915, Albert Einsein hoàn thiện thuyết tương đối rộng, và năm 1917 ông áp dụng lý
thuyết của mình cho toàn thể vũ trụ. Tuy nhiên các phương trình của ông tiên đoán vũ trụ có thể co lại
bởi trường hấp dẫn hút vật chất về nhau. Để cho vũ trụ tĩnh tại như mọi người đương thời cũng như

ông từng nghĩ, ông đã đưa thêm hằng số vũ trụ học-có ý nghĩa như một lực đẩy nhằm cân bằng với
lực hấp dẫn-vào các phương trình của mình.
[50]
Năm 1922, Alexander Friedmann, nhà toán học và vũ
trụ học người Nga đã suy luận ra phương trình Friedmann từ phương trình trường Einstein, và phát
hiện ra vũ trụ đang giãn nở mà không cần một hằng số vũ trụ học như Einstein đã nêu ra.
[51]
Năm
1924 những đo lường của nhà thiên văn học người Mỹ Edwin Hubble đối với khoảng cách đến những
tinh vân mà ông có thể quan sát ở thời đó chỉ ra rằng, quả thực những tinh vân xoắn ốc này là
các thiên hà. Cũng trong năm 1924 Carl Wilhelm Wirtz, và năm 1925 Knut Lundmark, hai người đã
nhận ra các tinh vân ở xa hơn thì lùi ra xa nhanh hơn so với các tinh vân ở gần.
[50]
Năm 1927, nhà vũ
trụ học và thầy tu Công giáo người Bỉ Georges Lemaître, độc lập cũng suy ra được các phương trình
tương tự phương trình Friedmann, và ông đi xa hơn khi đề xuất sự lùi xa của các tinh vân (thiên hà) là
do sự giãn nở của không gian Vũ trụ.
[52]
Năm 1931 Lemaître tiếp tục nghiên cứu trước đó và đề xuất về manh mối cho sự giãn nở của Vũ trụ,
nếu chúng ta đi ngược lại thời gian, vào thời điểm càng xa trong quá khứ thì vũ trụ càng nhỏ hơn, cho
đến một thời điểm hữu hạn ở quá khứ, mọi khối lượng và năng lượng của Vũ trụ tập trung lại tại một
điểm, gọi là "nguyên tử nguyên thủy", nơi bắt đầu hình thành lên cấu trúc không thời gian.
[53]
Bắt đầu từ năm 1924, Hubble nỗ lực phát triển phương pháp đo khoảng cách đến những thiên hà xa,
dựa trên sự biến đổi độ sáng của các sao Cepheid-một ngọn nến chuẩn để đo khoảng cách đến các
thiên hà cho các nhà thiên văn-bằng sử dụng kính thiên văn mới lắp đặt Hooker đường kính
2.500 mm tại đài quan sát núi Wilson. Nhờ kính mới mà ông đã có thể ước tính được khoảng cách
đến những thiên hà có độ dịch chuyển đỏđã được đo trước đó bởi Slipher. Năm 1929 Hubble phát
hiện ra tương quan giữa khoảng cách và vận tốc lùi xa của thiên hà—mà ngày nay gọi là định luật
Hubble.

[15][54]
Lemaître cũng đã từng đoán ra định luật này dựa trên nguyên lý vũ trụ học và phương
trình Friedmann.
[37]
Sau tất cả những khám phá trên, Einstein đã từ bỏ hằng số vũ trụ học và gọi đây
là sai lầm lớn nhất của ông. Vì ông nhận ra là đã dựa trên niềm tin có từ lâu về vũ trụ tĩnh tại, mà thực
tế mô hình này chưa hề được kiểm chứng do trước đây chỉ là niềm tin từ các nhà triết học cũng như
cộng đồng khoa học.
[50]
Trong các thập niên 1920 và 1930 đa số các nhà vũ trụ học ủng hộ cho mô hình "Trạng thái dừng",
một Vũ trụ tĩnh tại và vĩnh hằng. Một số người còn cho rằng khái niệm về sự khởi đầu của thời gian từ
Vụ Nổ Lớn là mang vai trò của tôn giáo vào trong vật lý; những chống đối này sau này còn được
những người ủng hộ thuyết Trạng thái dừng lặp lại.
[55]
Sự nhận thức của họ còn được củng cố bởi vì
nhà sáng lập thuyết Big Bang, Monsignor Georges Lemaître, là một thầy tu Công giáo La Mã.
[56]
Arthur
Eddington ủng hộ quan điểm của Aristotle khi cho rằng vũ trụ không có sự khởi đầu của thời gian, hay
vật chất là tồn tại vĩnh hằng. Sự khởi đầu thời gian là điều "không thể chấp nhận" đối với ông.
[57][58]
Tuy
thế, Lemaître đã viết
Nếu thế giới bắt đầu từ một điểm lượng tử, những khái niệm không gian và thời gian sẽ không có bất
cứ một ý nghĩa gì tại thời điểm khởi đầu; nó chỉ bắt đầu có một ý nghĩa nhận thức được khi lượng tử
ban đầu đã phân chia thành đủ một số lượng tử. Nếu đề xuất này là đúng, sự khởi nguyên của thế
giới có thể còn hơi sớm hơn sự khởi đầu của không gian và thời gian.
[59]
Ở câu trên ý của Lemaître về sự phân chia lượng tử theo cách hiểu ngày nay chính là tiến trình của
Vụ Nổ Lớn từ một nguyên tử nguyên thủy. (điểm lượng tử)

Trong thập niên 1930 những ý tưởng khác cũng đã được đề xuất như những mô hình vũ trụ học
không tiêu chuẩn nhằm giải thích các kết quả quan sát của Hubble, bao gồm "mô hình Milne";
[60]
"Vũ
trụ dao động", một vũ trụ nở ra rồi co lại trở về điểm kì dị ban đầu (do Friedmann đề xuất đầu tiên, với
Albert Einstein và Richard Tolman là những người ủng hộ);
[61]
và giả thiết về "sự mỏi" ánh sáng
của Fritz Zwicky.
[62]
Sau chiến tranh thế giới lần thứ II, hai mô hình nổi bật còn đứng vững. Một là mô hình "Trạng thái
dừng" của Fred Hoyle, với đề xuất khả năng vật chất được sinh ra khi vũ trụ giãn nở. Trong mô hình
này vũ trụ gần như nhau tại mọi điểm trong thời gian.
[63]
Mô hình kia là mô hình Vụ Nổ Lớn do
Lemaître khởi xướng, và George Gamow là người ủng hộ và phát triển lý thuyết với khái niệm tổng
hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn (BBN), một khái niệm ông nêu ra khi nghiên cứu quá trình và nguồn gốc sinh
ra các nguyên tố nhẹ nhất.
[64]
Những người khác như Ralph Alpher và Robert Herman cũng ủng hộ lý
thuyết và tiên đoán sự tồn tại của bức xạ nền vi sóng (CMB).
[65]
Và kỳ quặc là chính Hoyle đã nêu ra
tên gọi Big Bang cho lý thuyết của Lemaître trong chương trình radio của BBC vào tháng 3 năm 1949.
[66][ct 4]
Trong một thời gian, số lượng người ủng hộ cho hai lý thuyết là gần bằng nhau. Cuối cùng,
những quan sát thiên văn, chủ yếu từ các nguồn vô tuyến, bắt đầu ủng hộ Vụ Nổ Lớn và đánh bại
Thuyết trạng thái dừng. Sự phát hiện và xác nhận tính chất của bức xạ nền vi sóng vũ trụ vào năm
1964
[68]

mang lại thắng lợi cho Vụ Nổ Lớn và lý thuyết trở thành mô hình phù hợp nhất cho nguồn gốc
và sự tiến hóa của Vũ trụ. Những nghiên cứu hiện nay trong vũ trụ học bao gồm sự hình thành sao và
thiên hà sau Vụ Nổ Lớn, quan sát và đo lường chính xác hơn bức xạ phông vi sóng cũng như tốc độ
giãn nở của vũ trụ, kiểm nghiệm cơ sở của Nguyên lý vũ trụ học. Về phương diện lý thuyết đó là tìm
hiểu điểm kì dị tại Vụ Nổ Lớn cũng như về một lý thuyết hấp dẫn lượng tử và tương lai tối hậu của vũ
trụ.
Những tiến bộ quan trọng trong vũ trụ học Vụ Nổ Lớn đã diễn ra từ cuối thập niên 1990 nhờ sự phát
triển của công nghệ cũng như hiệu quả trong xử lý dữ liệu từ những dự án khảo sát như COBE,
[69]
kính thiên văn không gian Hubble, WMAP.
[70]
và tàu Planck
[2]
Các nhà vũ trụ học hiện nay đã có
những dữ liệu chính xác về các tham số của mô hình Vụ Nổ Lớn, và bất ngờ đã phát hiện ra sự giãn
nở đang tăng tốc của không gian vũ trụ.
Bằng chứng thực nghiệm[sửa | sửa mã nguồn]
"[The] big bang picture is too firmly grounded in data from every area to be proved invalid in its
general features."
Lawrence Krauss
[71]
Những chứng cứ quan sát sớm nhất và trực tiếp nhất đó là sự giãn nở không gian do Hubble phát
hiện trong dữ liệu dịch chuyển đỏ các thiên hà, những đo lường chi tiết về bức xạ phông vi sóng vũ
trụ, sự có mặt của các nguyên tố nhẹ nguyên thủy rạo ra bởi tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn, sự hình
thành cấu trúc lớn của vũ trụ
[72]
và sự hình thành và tiến hóa của thiên hà
[73]
được tiên đoán bởi ảnh
hưởng của lực hấp dẫn trong mô hình chuẩn vũ trụ học. Những bằng chứng quan sát này đôi khi

được gọi là "bốn trụ cột của lý thuyết Vụ Nổ Lớn".
[74]
Mô hình hiện đại chính xác về Vụ Nổ Lớn lôi cuốn từ nhiều hiện tượng vật lý kì lạ mà chưa từng được
quan sát trong phòng thí nghiệm trên Trái Đất hay được mô tả bởi Mô hình chuẩn của vật lý hạt. Trong
số những đặc điểm này, vật chất tối hiện đang là lĩnh vực nghiên cứu khảo sát năng động trong các
phòng thí nghiệm.
[75]
Những vấn đề khác như vấn đề tích tụ vật chất tối ở quầng thiên hà (cuspy halo
problem) hay vấn đề thiên hà lùn liên hệ với vật chất tối lạnh. Năng lượng tối cũng là chủ đề được
nhiều nhà khoa học quan tâm, nhưng người ta vẫn chưa biết liệu có thể phát hiện được trực tiếp năng
lượng tối hay không.
[76]
Giai đoạn lạm phát vũ trụ và nguồn gốc phát sinh baryon vẫn còn nhiều đặc
điểm phỏng đoán và giả thuyết trong mô hình Vụ Nổ Lớn.
[ct 5]
Những nghiên cứu nhằm giải thích định
lượng cho những hiện tượng này vẫn đang được các nhà vật lý tìm kiếm. Chúng cũng nằm trong
danh sách những vấn đề chưa giải được của vật lý học.
Định luật Hubble và sự giãn nở của không gian[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Định luật Hubble và Mêtric giãn nở của không gian
Xem thêm: Đo khoảng cách (vũ trụ học)
Khi quan sát các thiên hà và quasar ở xa các nhà thiên văn nhận thấy những thiên thể này có
phổ bị dịch chuyển đỏ—sóng điện từ phát ra từ chúng bị dịch chuyển bước sóng. Để nhận ra
điều này các nhà thiên văn thu lấy phổ của vật thể và so sánh những dải phổ vạch phát xạ
hoặc hấp thụ tương ứng với phổ nguyên tử của nguyên tố hóa học khi cho ánh sáng truyền
qua. Sự dịch chuyển đỏ này có tính đồng nhất và đẳng hướng, phân bố đều đặn theo những
thiên thể quan sát trong mọi hướng. Nếu dịch chuyển đỏ được coi như là một kiểu dịch
chuyển Doppler, chúng ta sẽ tính được vận tốc lùi ra xa của thiên thể, và do vậy có thể ước
lượng được khoảng cách đến chúng thông qua các chuẩn khoảng cách sẵn có. Khi các nhà
khoa học vẽ đồ thị tương quan giữa vận tốc lùi xa và khoảng cách đến các thiên hà họ nhận

thấy có một quan hệ tuyến tính hay chính là định luật Hubble:
[15]
v = H
0
D,
where
• v vận tốc lùi ra xa của thiên hà hoặc những thiên thể ở xa,
• D là khoảng cách đồng chuyển động đến chúng
• H
0
là hằng số Hubble, mà giá trị hiện tại vào khoảng 70,4
+1,3
−1,4
km/s/Mpc từ
tàu WMAP.
[35]
Có hai cách giải thích cho định luật Hubble. Một là chúng ta đang ở tâm của một vụ nổ
đẩy các thiên hà ra xa— mà dường như không phù hợp với nguyên lý Copernicus—hoặc
Vũ trụ với không gian đang giãn nở đều ở mọi nơi. Cách giải thích thứ hai được nhà vật
lý Alexander Friedmann tìm ra lần đầu tiên nhờ nghiên cứu các hệ quả của thuyết tương
đối rộng năm 1922
[51]
và bởi Georges Lemaître năm 1927,
[52]
trước các kết quả quan sát,
phân tích của Hubble năm 1929 trên phương diện thực nghiệm. Hiện tượng không gian
giãn nở vẫn là hòn đá tảng của lý thuyết Vụ Nổ Lớn, do các nhà khoa học Friedmann,
Lemaître, Robertson, và Walker phát triển và nghiên cứu các tính chất của mêtric giãn
nở.
Mô hình đòi hỏi phương trình v = HD thỏa mãn mọi lúc, với D là khoảng cách đồng

chuyển động, v là vận tốc lùi xa, thậm chí v, H, và D có thể có giá trị biến đổi khi vũ trụ
giãn nở (do đó chúng ta viết H
0
nhằm kí hiệu "hằng số" Hubble do chúng ta quan sát
ngày nay). Đối với khoảng cách nhỏ hơn kích thước của Vũ trụ quan sát được, dịch
chuyể đỏ Hubble có thể coi như dịch chuyển Doppler tương ứng với vận tốc lùi xa v. Tuy
nhiên, hiện tượng dịch chuyển đỏ có bản chất khác với cách giải thích cổ điển của hiệu
ứng Doppler, mà là ở kết quả của sự giãn nở không gian vũ trụ giữa thời gian ánh sáng
phát ra từ thiên thể xa xôi và thời gian nó đến được thiết bị quan sát.
[77]
Mêtric giãn nở của không gian là hệ quả trực tiếp từ bằng chứng thực nghiệm về nguyên
lý vũ trụ học và cụ thể hơn nguyên lý Copernicus, mà cùng với định luật Hubble thì không
có một cách giải thích nào khác cho sự giãn nở này. Giá trị dịch chuyển đỏ của các thiên
thể cho thấy sự đồng nhất và đẳng hướng gần hoàn hảo của không gian vũ trụ,
[15]
và là
bằng chứng thực nghiệm ủng hộ cho nguyên lý vũ trụ học rằng khi nhìn theo mọi hướng
Vũ trụ giống như nhau, nguyên lý này còn được ủng hộ bởi các bằng chứng khác. Nếu
sự dịch chuyển đỏ là kết quả của một vụ nổ tỏa ra từ tâm nào đó thì chúng sẽ không
giống nhau khi quan sát ở những hướng khác nhau.
[78]
Kết quả khảo sát về bức xạ phông vi sóng vũ trụ trên động lực của các hệ thiên thể là
một bằng chứng thuyết phục khác cho nguyên lý Copernicus, rằng trên cấp vĩ mô của vũ
trụ, Trái Đất không phải là trung tâm của vũ trụ.
[79]
Các nhà khoa học đã chứng minh bức
xạ phát ra từ Vụ Nổ Lớn phải ấm hơn tại những thời điểm sớm hơn trong lịch sử vũ trụ.
Sự lạnh đi đồng đều của CMB trên hàng tỷ năm chỉ có thể giải thích được nếu Vũ trụ trải
qua sự giãn nở không gian, và ngoại trừ khả năng chúng ta ở một trung tâm đặc biệt nào
đó của vụ nổ.

[26]
Bức xạ phông vi sóng vũ trụ[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Bức xạ phông vi sóng vũ trụ
Ảnh sau 9 năm phân tích của dữ liệu từ WMAP về CMB (2012).
[21][80]
Bức xạ nền
hiện lên gần như đẳng hướng với độ chính xác 1 phần 100.000.
[81]
Năm 1964, hai nhà vô tuyến học Arno Penzias và Robert Wilson tình cờ phát hiện ra
bức xạ phông vi sóng vũ trụ CMB, một tín hiệu thuộc bước sóng vi ba đến từ mọi
hướng trong không gian.
[68]
Việc phát hiện này mang lại chứng cứ thực nghiệm quan
trọng xác nhận những tiên đoán tổng quát về: bức xạ được đo với tính chất phù hợp
hoàn hảo với phổ bức xạ vật đen trong mọi hướng; phổ này cũng bị dịch chuyển đỏ
bởi sự giãn nở của không gian vũ trụ, với giá trị nhiệt độ ngày nay đo được xấp xỉ
2,725 K. Sự đồng đều tinh tế này là kết quả ủng hộ cho mô hình Vụ Nổ Lớn, và
Penzias và Wilson nhận giải Nobel Vật lýnăm 1978 cho khám phá của họ.
Khái niệm bề mặt tán xạ cuối cùng tương ứng với sự phát xạ của CMB ngay sau giai
đoạn tái kết hợp, kỷ nguyên mà các nguyên tử hiđrô trung hòa trở lên ổn định. Trước
kỷ nguyên này, vũ trụ chứa đầy biển plasma hỗn hợp đặc nóng photon-baryon và
photon bị tán xạ qua lại bởi các hạt điện tích tự do. Giá trị đỉnh tương ứng với
khoảng thời gian 372±14 nghìn năm,
[34]
sau thời gian này vật chất trở lên trong suốt
hơn do chúng kết hợp thành nguyên tử trung hòa và photon có thể tự do di chuyển
quãng đường dài mà không bị tán xạ và cuối cùng chúng đến được các thiết bị khảo
sát của chúng ta ngày nay.
[72]
Phổ năng lượng của CMB đo bởi thiết bị FIRAS trên tàu COBE là một trong

những phổ bức xạ vật đen được đo chính xác nhất trong tự nhiên.
[82]
Các điểm
dữ liệu và thanh độ lệch sai số trên đồ thị được nối với nhau bằng đường cong lý
thuyết tiên đoán.
Năm 1989 NASA phóng tàu "Cosmic Background Explorer satellite" (COBE). Nhiệm
vụ của nó là tìm bằng chứng thực nghiệm cho các đặc điểm của CMB, và nó đã đo
được bức xạ tàn dư đồng đều theo mọi hướng với nhiệt độ 2,726 K (những khảo sát
gần đây mang lại kết quả chính xác hơn là 2,725 K) và lần đầu tiên con tàu đã phát
hiện ra sự thăng giáng nhỏ (phi đẳng hướng) trong CMB, với độ chính xác 1 trên
10
5
.
[69]
John C. Mather và George Smoot đã nhận giải Nobel Vật lý năm 2006 cho vai
trò là những người lãnh đạo dự án COBE. Trong những thập kỷ tiếp sau, tính phi
đẳng hướng trong CMB đã được quan sát trên các thí nghiệm ở mặt đất cũng nhưng
bằng bóng thám không. Trong thí nghiệm năm 2000–2001, dự án thực nghiệm
BOOMERanG đã tìm thấy hình dạng của Vũ trụ hầu như là không gian phẳng dựa
trên kết quả đo độ phân giải góc điển hình (đường kính góc trên bầu trời) về tính phi
đẳng hướng.
[83][84]
Đầu năm 2003, các nhà khoa học NASA công bố kết quả khảo sát đầu tiên từ tàu
WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), mang lại dữ liệu thực nghiệm chính
xác hơn trước về các tham số trong mô hình chuẩn của Vũ trụ học. Kết quả cũng
bác bỏ nhiều tham số khác nhau tương ứng với một vài mô hình lạm phát cụ thể,
nhưng nói chung đề phù hợp với những đặc điểm khái quát của mô hình lạm phát.
[70]
Tàu Planck phóng lên từ tháng 5 năm 2009. Tháng 3 năm 2013 các nhà khoa học
ESA cho công bố dữ liệu từ Planck với độ chính xác cao hơn WMAP và cho thấy Vũ

trụ hầu như đồng nhất và đẳng hướng trên độ phân giải góc nhỏ. Đối với độ phân
giải góc lớn hơn, họ phát hiện thấy có sự phi đẳng hướng nhỏ trên 2 cực của bầu
trời và đang nỗ lực giải thích kết quả này trên lý thuyết. Nhiều khảo sát trên mặt đất
và bằng bóng thám không khác cũng đang được thực hiện trên khắp thế giới.
Sự hình thành các nguyên tố cơ bản[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ Lớn
Một số phản ứng hạt nhân xảy ra trong giai đoạn Tổng hợp hạt nhân Vụ Nổ
Lớn; sản phẩm là hạt nhân nhẹ và không sinh ra hạt nhân nào nặng hơn Be.
Lý thuyết Vụ Nổ Lớn có thể tính được số lượng tập trung của các nguyên tố heli-
4, heli-3, deuteri, và liti-7 trong Vũ trụ theo tỉ số với lượng hiđrô thông thường.
[31]
Tỷ lệ có mặt của từng nguyên tố phụ thuộc vào một tham số đó là tỉ
sốphoton trên baryon. Giá trị này có thể tính độc lập từ chi tiết thăng giáng trong
cấu trúc CMB. Kết quả lý thuyết cho các tỉ số (theo khối lượng) là khoảng 0,25
cho
4
He/H, khoảng 10
−3
đối với
2
H/H, khoảng 10
−4
đối với
3
He/H và khoảng
10
−9
đối với
7
Li/H

[31]
Tất cả các giá trị lý thuyết về tỷ số photon-baryon cho các nguyên tố đều phù
hợp thô với kết quả thực nghiệm. Tỷ số này phù hợp tuyệt vời với phép đo cho
deuteri, gần với của
4
He, và lệch 2 giá trị thập phân cho
7
Li; hai trường hợp cuối
là do độ sai số hệ thống trong phép đo. Trên tất cả, sự nhất quán nói chung về
số lượng các nguyên tố nguyên thủy tiên đoán bởi mô hình Vụ Nổ Lớn với giá trị
thực nghiệm là manh mối thuyết phục cho lý thuyết này, do nó là lý thuyết duy
nhất cho tới nay có khả năng giải thích cho tỷ lệ có mặt của các nguyên tố nhẹ
từ thời điểm sơ khai. Và các nhà lý thuyết chỉ ra không thể điều chỉnh các tham
số cho Vụ Nổ Lớn nhằm tạo ra lượng heli nhiều hay ít hơn 20–30%.
[85]
Quả thực
không thể có một lý do thích đáng nào ngoài mô hình Vụ Nổ Lớn, ví dụ, lúc Vũ
trụ còn sơ khai (trước khi các ngôi sao hình thành, như giả sử các nguyên tố
nhẹ được sinh ra bởi các phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lòng ngôi sao) mà
có nhiều heli hơn deuteri hoặc lượng deuteri hơn
3
He, và theo một hằng số duy
nhất.
[86]
Sự phân bố và tiến hóa của các thiên hà[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Sự hình thành và tiến hóa các thiên hà và Vũ trụ quan sát được
Ảnh panorama toàn bộ bầu trời trong bước sóng gần hồng ngoại cho
thấy sự phân bố các thiên hà bên ngoài Ngân Hà. Các thiên hà được tô
màu tương ứng với dịch chuyển đỏ của nó.
Dựa trên những quan sát chi tiết về hình thái của các thiên hà và cấu trúc

lớn trên Vũ trụ về sự phân bố thiên hà và quasarđều cho kết quả khớp với lý
thuyết hiện tại về Vụ Nổ Lớn. Bằng cách kết hợp mô hình với dữ liệu thực
nghiệm cho thấy những quasar và thiên hà đầu tiên hình thành khoảng 1 tỷ
năm sau Vụ Nổ Lớn, và từ đó hình thành lên những cấu trúc lớn cấp vũ trụ,
như các đám thiên hà, siêu đám thiên hà hay sợi vũ trụ (cosmic filament) và
khoảng trống (void). Những ngôi sao hình thành đầu tiên và tiến hóa trong
các thiên hà sớm này (thiên hà hình thành lúc vũ trụ sơ khai) hiện lên rất
khác với những ngôi sao trong những thiên hà gần ngày nay (thiên hà trẻ)-
ví dụ như về độ kim loại trong thành phần ngôi sao. Thậm chí, hình thái các
thiên hà trẻ thuở vũ trụ sơ khai (ở khoảng cách rất lớn) cũng khác so với
các thiên hà mới hình thành nhưng ở gần Ngân Hà hơn. Những kết quả này
tương phản hoàn toàn với mô hình trạng thái dừng. Theo dõi tiến trình hình
thành các ngôi sao, sự phân bố thiên hà và quasar và những cấu trúc lớn
hơn, tất cả đều phù hợp tốt với những mô phỏng trên siêu máy tính về sự
hình thành và tiến hóa của vũ trụ dựa theo mô hình Vụ Nổ Lớn, đồng thời
cũng giúp các nhà vũ trụ học hoàn thiện hơn mô hình lý thuyết của họ.
[87][88]
Các đám mây khí nguyên thủy[sửa | sửa mã nguồn]
Năm 2011 các nhà thiên văn học tìm thấy chứng cứ mà họ tin rằng đây là
những đám mây khí nguyên sơ của vũ trụ nguyên thủy, bằng phân tích vạch
hấp thụ trong phổ của các quasar ở xa. Trước khi có khám phá này, mọi
thiên thể khác được quan sát đều chứa những nguyên tố nặng hình thành
trong lòng các ngôi sao. Tuy nhiên, hai đám mây khí nguyên thủy chỉ chứa
các nguyên tố hiđrô và deuteri.
[89][90]
Do các đám mây nguyên thủy này
không chứa các nguyên tố nặng nào, dường như chúng hình thành từ
những phút đầu tiên sau Vụ Nổ Lớn, trong giai đoạn tổng hợp hạt nhân Big
Bang. Thành phần của chúng phù hợp với thành phần theo tiên đoán của lý
thuyết Vụ Nổ Lớn. Kết quả quan sát này cung cấp chứng cứ trực tiếp về

những chu kỳ này của vũ trụ trước khi hình thành lên những ngôi sao đầu
tiên, khi hầu hết vật chất sơ khai trong vũ trụ nguyên thủy tồn tại trong
những đám mây hiđrô trung hòa.
[89]
Những loại chứng cứ khác[sửa | sửa mã nguồn]
Tưổi của Vũ trụ ước tính từ định luật giãn nở không gian Hubble và độc lập
từ bức xạ phông vi sóng CMB đều khớp khá tốt với tuổi của những
ngôi sao già nhất, khi được đo bằng cách áp dụng lý thuyết về sự tiến hóa
sao trong cụm sao cầu và thông qua phương pháp định tuổi bằng đồng vị
phóng xạ của từng sao nhóm II.
[91]
Mô hình chuẩn của vũ trụ học tiên đoán nhiệt độ trong CMB cao hơn trong
quá khứ cũng được ủng hộ bởi kết quả thực nghiệm quan sát những vạch
hấp thụ nhiệt độ cực thấp trong các đám mây khí ở rất xa có dịch chuyển đỏ
lớn.
[92]
Tiên đoán này cũng thể hiện trong biên độ của hiệu ứng Sunyaev–
Zel'dovich tại các cụm thiên hà mà biên độ này không phụ thuộc trực tiếp
vào dịch chuyển đỏ. Khảo sát cũng đã xác nhận hiệu ứng này ở giá trị thô,
bởi vì hiệu ứng này phụ thuộc vào cấu trúc phân bố của các đám thiên hà
thay đổi theo thời gian (các thiên hà có động lực chuyển động), khiến cho
kết quả đo khó chính xác.
[93][94]
Liên hệ với những vấn đề trong vật lý[sửa | sửa mã nguồn]
Bất đối xứng baryon[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Bất đối xứng baryon
Người ta vẫn không hiểu tại sao Vũ trụ có nhiều vật chất hơn phản vật
chất.
[95]
Giả thiết đưa ra là, khi vũ trụ còn trẻ và nóng, vũ trụ ở trong một

trạng thái cân bằng thống kê và có số baryon bằng số phản baryon. Tuy
nhiên, các quan sát cho thấy rằng tất cả vũ trụ đều được tạo thành từ
vật chất, ngay cả tại những khoảng cách xa. Các nhà khoa học nêu ra
giả thuyết có quá trình nguồn gốc sinh hạt baryon đã tạo ra sự bất đối
xứng này. Để quá trình sinh hạt baryon xuất hiện, các điều kiện
Sakharov, do Andrei Sakharov đưa ra, cần phải được thỏa mãn. Các
điều kiện đó yêu cầu số các baryon không được bảo toàn, tức là đối
xứng-C và đối xứng-CP bị vi phạm, và vũ trụ xuất phát từ trạng thái cân
bằng nhiệt động. Tất cả những điều kiện này xuất hiện trong Mô hình
chuẩn vật lý hạt, nhưng hiệu ứng của nó không đủ mạnh để giải thích
sự tồn tại của bất đối xứng baryon. Các nghiên cứu mới về vật lý hạt
năng lượng cao cần được tiến hành để giải thích vấn đề trên.
[96]
Năng lượng tối[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Năng lượng tối
Những phép đo chi tiết về liên hệ dịch chuyển đỏ–độ sáng biểu
kiến đối với các vụ nổ siêu tân tinh loại Ia cho thấy sự giãn nở của
không gian Vũ trụ đang gia tốc từ thời điểm khoảng 6-7 tỷ năm
trước. Để giải thích sự gia tốc này, bằng sử dụng thuyết tương đối
tổng quát các nhà vật lý nhận thấy trong thành phần năng lượng Vũ
trụ cần phải có một dạng năng lượng mới xuất hiện dưới dạng áp
suất âm, mà họ gọi là "năng lượng tối". Năng lượng tối, dù mới chỉ
trên lý thuyết, đã giải quyết được nhiều vấn đề khó. Kết quả từ
khảo sát bức xạ phông vi sóng cho thấy hình học của vũ trụ là
không gian phẳng, do vậy theo thuyết tương đối rộng Vũ trụ phải
hầu như có mật độ giới hạn khối lượng/năng lượng như tiên đoán
của lý thuyết. Nhưng khi đo mật độ khối lượng trong Vũ trụ bằng
phương pháp thấu kính hấp dẫn của đám thiên hà, các nhà khoa
học chỉ thu được khoảng xấp xỉ 30% tỉ số mật độ như lý thuyết tiên
đoán.

[37]
Do mô hình chuẩn vũ trụ học đề xuất rằng năng lượng tối
không tụ đám theo cách thông thường, nó là cách giải thích tốt nhất
cho sự "thiếu hụt" trong mật độ năng lượng giới hạn. Năng lượng
tối cũng giải thích cho hai phương pháp đo hình học về độ
cong toàn thể của Vũ trụ, một sử dụng phương pháp thấu kính hấp
dẫn, một sử dụng phần đặc trưng trong cấu trúc lớn của vũ trụ.
[37]
Một số nhà vật lý cho rằng áp suất âm là tính chất của năng lượng
chân không, một dạng thăng giáng chân không lượng tử do nguyên
lý bất định Heisenberg; nhưng bản chất chính xác và sự tồn tại của
nó vẫn còn là câu hỏi bí ẩn lớn trong mô hình Vụ Nổ Lớn. Ví dụ,
một ước lượng thô sơ về mật độ năng lượng chân không theo cơ
học lượng tử, sử dụng hằng số hấp dẫn G, hằng số Planck ħ và tốc
độ ánh sáng c cho kết quả mật độ năng lượng chân không ρ
Λ

[50]
với M
P
là khối lượng Planck (~ 10
19
GeV/c
2
) và l
P
là độ dài
Planck (~ 10
−33
cm) hay mật độ năng lượng chân không xấp xỉ

10
118
GeV/cm
3
, và hằng số vũ trụ học đóng góp vào mật độ
năng lượng theo thuyết tương đối rộng có dạng
và giá trị mật độ giới hạn năng lượng đo được là
0,5x10
−5
GeV/cm
3
.
[50]
Giá trị lý thuyết và thực nghiệm đo
được chênh lệch nhau cỡ 122 lần bậc độ lớn!
Các nhà khoa học đề xuất một số cách giải thích cho năng
lượng tối bao gồm hằng số vũ trụ học và "yếu tố thứ 5".
Kết quả thu được từ đội WMAP năm 2008 cho kết quả vũ
trụ chứa 73% năng lượng tối, 23% vật chất tối, 4,6% vật
chất thông thường và ít hơn 1% neutrino.
[35]
Thuyết lý
thuyết Vụ Nổ Lớn, mật độ năng lượng vật chất giảm khi vũ
trụ giãn nở, nhưng mật độ năng lượng tối vẫn là hằng số
(hoặc không thay đổi nhiều) khi vũ trụ giãn nở theo thời
gian. Do vậy trong quá khứ vật chất thông thường và vật
chất tối chiếm tỷ lệ lớn hơn so với giá trị ngày nay, nhưng
tỷ lệ này giảm đi theo thời gian và trong tương lai năng
lượng tối sẽ lấn át các dạng vật chất dẫn đến sự giãn nở
tăng tốc của vũ trụ. Tháng 3 năm 2013, kết quả từ tàu

Planck cho kết quả chính xác hơn WMAP và Vũ trụ chứa
68,3% năng lượng tối, 26,8% vật chất tối, 4,9% vật chất
thường và neutrino.
[2]
Vật chất tối[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Vật chất tối
Biểu đồ hình quạt về tỷ lệ các thành phần mật độ
năng lượng khác nhau trong Vũ trụ, theo mô hình
ΛCDM - khoảng gần 95% dạng vật chất ngoại lai
là vật chất tối và năng lượng tối. Vũ trụ chứa
68,3% năng lượng tối, 26,8% vật chất tối, 4,9% vật
chất thường và neutrino.
Trong những năm 1970 và 1980 các quan sát thực
nghiệm cho thấy rằng không có đủ "vật chất khả kiến"
(vật chất quan sát được) để làm cho vật chất trong các
thiên hà và giữa các thiên hà để giữ chúng quay bằng
lực hấp dẫn. Điều này dẫn đến ý tưởng cho rằng 90%
vật chất trong vũ trụ là vật chất ngoại lai không phát ra
bước sóng điện từ, không được tạo thành từ các hạt
baryon gọi là vật chất tối. Nếu không có giả thuyết về
vật chất tối thì không giải thích được tại sao vũ trụ lại
quá phẳng và có quá ít deuterium đến thế. Lúc đầu,
vật chất tối còn gây tranh cãi nhưng bây giờ nó được
chấp nhận rộng rãi và được coi như một phần của mô
hình chuẩn Vũ trụ học, nhờ vào các quan sát về tính dị
hướng của bức xạ phông vũ trụ, phân bố vận tốc của
các đám thiên hà, phân bố cấu trúc trên vĩ mô của vũ
trụ, nghiên cứu về thấu kính hấp dẫn, các phép đo tia
Xvề đám thiên hà
[97]

Chứng cứ gián tiếp cho vật chất tối đến từ ảnh hưởng
hấp dẫn lên các thiên thể, và chưa có dạng vật chất
nào được tìm thấy trong phòng thí nghiệm. Nhiều ứng
cử viên trong vật lý hạt cho vật chất tối đã được đề
xuất, và đã có một vài dự án nhằm phát hiện chúng
trực tiếp.
[98]
Tuổi của cụm sao cầu[sửa | sửa mã nguồn]
Giữa thập niên 1990, khi các nhà thiên văn quan sát
những cụm sao cầu họ thấy dường như có gì đó mâu
thuẫn với lý thuyết Vụ Nổ Lớn. Các mô phỏng máy
tính mà cho kết quả khớp với thực nghiệm về phân
loại sao trong cụm sao cầu gợi ra rằng tuổi của chúng
vào khoảng 15 tỷ năm, lớn hơn tưổi của Vũ trụ là
13.8 tỷ năm. Vấn đề này ngay sau đó được giải quyết
một phần khi vào cuối thập niên 1990 những mô
phỏng siêu máy tính mới về hiệu ứng mất khối lượng
trong gió sao cho kết quả tuổi của cụm sao cầu giảm
đi.
[99]
Vẫn còn những câu hỏi liên quan đến tuổi của
các cụm sao cầu được đo chính xác bao nhiêu, nhưng
rõ ràng rằng quan sát về tuổi cụm sao cầu không thể
cho giá trị mâu thuẫn với mô hình Vụ Nổ Lớn. Nghiên
cứu gần đây về ngôi sao HD 140283 cách Trái Đất
190 năm ánh sáng có tuổi vào khoảng 14,46 ± 0,8 tỷ
năm, xấp xỉ bằng tuổi của Vũ trụ.
[100]
Các bài toán[sửa | sửa mã nguồn]