Vì sao thời gian không chảy ngược?

Theo Sean M. Carroll, vũ trụ của chúng ta chỉ là một trong nhiều vũ trụ mà ở đ óthời gian có thể chảy ngược. Như vậy, nếu xét toàn bộ các vũ trụ thì đối xứng thời gian lại được khôi phục.

Một điều chúng ta nhận thấy hiển nhiên là tương lai khác với quá khứ, điều này chứng tỏ thời gian chỉ chảy theo một chiều. Sự bất đối xứng thời gian thể hiện trong mọi quá trình xung quanh chúng ta, ví dụ ngay trong nhà bếp: Ta không thể biến một quả trứng rán trở lại thành quả trứng còn nguyên như ban đầu, điều này chứng tỏ thời gian không chảy ngược lại được.

Rất có thể vũ trụ chúng ta chỉ là một phần của một vũ trụ lớn mà chúng ta chưa nhìn hết được1 và điều đógiải thích được sự bất thường mà chúng ta quan sát được trong vùng định xứ (local) lân cận xung quanh chúng ta?

Các nhà vật lý giải thích bất đối xứng thời gian bằng định luật thứ hai của nhiệt động học: Entropy của một hệ kín không bao giờ giảm đi. Entropy nói một cách đơn giản là độ đo của bất trật tự. Nó là số các trạng thái vi mô ứng với một trạng thái vĩ mô. Do đó, có nhiều cách hơn để sắp xếp một số nguyên tử cho trước vào một cấu hình có entropy lớn so với vào một cấu hình với entropy nhỏ hơn, ví dụ: Có nhiều phương án để phân bố đều các phân tử sữa và cà phê trong một dung dịch hỗn hợp hơn là số phương án tách riêng lẻ các phân tử sữa ra khỏi các phân tử cà phê, ta nói rằng dung dịch hỗn hợp có entropy cao hơn.

Nếu entropy luôn tăng thì tại sao những vật thể với entropy thấp, ví dụ quả trứng gà lại được hình thành? Định luật tăng entropy chỉ áp dụng cho những hệ kín. Định luật này không cấm entropy giảm trong trường hợp của một hệ hở, ví dụ con gà. Con gà mái đã thu thập nhiều năng lượng và trải qua nhiều “trăn trở đau khổ” của bản thân để tạo được một quả trứng. Nhưng một câu hỏi lớn được đặt ra là: Tại sao vũ trụ lại bắt đầu bằng một entropy thấp? Điều này không tự nhiên vì như chúng ta biết, số trạng thái với entropy thấp là ít.

Vấn đề đặt ra ở đây không phải là giải thích vì sao entropy ngày mai lớn hơn ngày hôm nay mà là giải thích vì sao hôm qua entropy lại thấp! Và nếu đi ngược đến điểm bắt đầu của thời gian thì chúng ta thấy vấn đề bất đối xứng thời gian là một vấn đề của vũ trụ học.

Lúc sơ sinh của vũ trụ, vật chất bị nén trong một thể tích vô cùng nhỏ, khi vũ trụ giãn nở ra, hấp dẫn làm cho các thăng giáng ban đầu về mật độ tăng lên, những vùng có mật độ vật chất cao hơn sẽ biến thành các sao, thiên hà, còn những vùng thưa vật chất dần dần trở thành những khoảng trống (voids) trong vũ trụ. Rõ ràng là hấp dẫn đóng vai trò quyết định số phận tiến triển của vũ trụ. Tiếc rằng, chúng ta chưa hiểu hết tác động của hấp dẫn đến entropy. Hấp dẫn quyết định hình dáng của không - thời gian, song ta lại chưa có lý thuyết của không - thời gian, nói cách khác, chưa có lý thuyết lượng tử của hấp dẫn.

Chúng ta chưa biết được các blốc (tế bào, nguyên tử) cuối cùng cấu tạo nên không - thời gian, cho nên không biết được trạng thái vi mô hấp dẫn ứng với một trạng thái vĩ mô của không - thời gian.

Tác động của hấp dẫn

Nếu một chất khí đang khuếch tán, chịu tác động của hấp dẫn thì chất khí sẽ tiến đến hình thành một khối. Định luật entropy tăng nói rằng khối này sẽ có entropy lớn hơn mặc dù thoạt nhìn tưởng như có entropy nhỏ hơn vì khối có trật tự hơn.

Khi có hấp dẫn2 thì một hệ vốn ở trạng thái cân bằng và có entropy lớn lại trở thành một hệ có entropy tương đối thấp và ở xa trạng thái cân bằng. Hấp dẫn sẽ làm cho hệ này kết tụ thành sao, thiên hà và entropy sẽ từ thấp tăng lên cao theo đúng định luật thứ hai của nhiệt động học.

Tác động của giãn nở vũ trụ

Trên hình vẽ là tỷ số giữa 3 yếu tố năng lượng tối, vật chất tối và vật chất thông thường qua 5 giai đoạn (từ trái sang phải) là: -11,5 tỷ năm (3,5%/80,4%/16,1%); -7,5 tỷ năm (22,6%/ 64,5%/12,9%); hiện tại (70%/25%/5%); +11,5 tỷ năm(95%/4,2%/0,8%) và +24,5 tỷ năm (99,3%/0,6%/0,1%).

Chúng ta phải chấp nhận bất đối xứng thời gian như một tiên đề không giải thích được hoặc phải đào sâu vào cấu trúc của không - thời gian. Một số nhà vũ trụ học gắn liền bất đối xứng thời gian với hiện tượng giãn nở lạm phát (inflation)3, song giãn nở lạm phát không giải thích được điều gì về nó chỉ đưa một trạng thái ban đầu có entropy thấp hơn (của năng lượng tối gây lạm phát) so với trạng thái vật chất sơ sinh (có entropy cao hơn), như vậy chỉ đẩy lùi bài toán một bước: Vì sao lại có giãn nở lạm phát. Thuyết giãn nở lạm phát không giải thích được vì sao vũ trụ sơ sinh có entropy thấp và chỉ giả thiết rằng vũ trụ sơ sinh bắt đầu từ đómà thôi.

Khôi phục đối xứng

Theo mô hình chuẩn của vũ trụ học thì vũ trụ của chúng ta bắt đầu bằng một khối khí đồng nhất và sẽ có chung cuộc là chân không5, nói tóm lại, vũ trụ bắt đầu bằng entropy thấp và tiến đến entropy cao ứng với một chung cuộc mà các nhà vật lý gọi là “chết nhiệt”.Song mô hình gặp khó khăn vì không xác định được entropy thấp ban đầu.

Năm 2004, Jennifer (Đại học Chicago , Mỹ ) và Sean M. Carroll đưa ra kịch bản sau đây: Hiện nay, chúng ta chỉ thấy được một mẫu con bất đối xứng thời gian của một vũ trụ lớn vốn có đối xứng thời gian. Theo kịch bản này thì về cơ bản vũ trụ lớn trải qua các giai đoạn tiến triển sau (hình 7): Không gian là chân không; sự thăng giáng của trường lượng tử tại một vùng (các giai đoạn 1 và 2 có thể gọi là giai đoạn “tiền sử”); không gian giãn nở lạm phát; lạm phát kết thúc và làm đầy không gian bởi khí nguyên sơ (primordial); những cụm khí cấu thành thiên hà; vũ trụ hiện nay; giãn nở làm cho các thiên hà ở xa biến mất dần sau chân trời sự cố 5, 6; siêu quần thể ở gần còn lại cũng sẽ co thành lỗ đen rồi sau đóbốc hơi thành một khí loãng; không gian trở lại thành chân không.

Điều thú vị nhất trong mô hình này là thời gian có thể chảy xuôi hoặc ngược! Những vũ trụ con sẽ phát sinh vì thăng giáng trong cả 2 chiều của thời gian.

Mỗi vũ trụ con có một mũi tên thời gian, song mũi tên thời gian trong một phần nửa vũ trụ này có chiều ngược lại phần nửa kia, điều này tạo nên đối xứng thời gian của vũ trụ lớn. Sự xuất hiện các sao và thiên hà chỉ là những biến thiên nhất thời khỏi các điều kiện cân bằng.

Nếu xuất phát từ điểm A, trong một vũ trụ nào đósong cho thời gian t của vũ trụ đóchảy ngược về bên trái thì entropy S sẽ tăng lên, còn nếu xuất phát từ điểm B, trong một vũ trụ khác song cho thời gian t của vũ trụ này chảy về bên phải thì entropy S cũng tăng lên! Điều này giúp chúng ta giải thích vì sao trong quá khứ của vũ trụ chúng ta, entropy lại thấp hơn bây giờ.

Nhà vật lý Edward nói rằng: Ta sẽ hiểu được bigbang nếu bigbang không phải là điểm bắt đầu của một điều gì cả mà là những sự cố xảy ra thường xuyên (lúc này lúc khác). Ta không sợ cuộc gặp mặt (rendez-vous) với môt vũ trụ có thời gian chảy ngược vì chúng ở xa lắm trong quá khứ - rất xa trước bigbang, giữa đólà không gian lớn mà thời gian không chảy, dẫu vật chất có ở đósong entropy không biến động.

Kết luận

Kịch bản của Jennifer và Sean M. Carroll giải quyết được vấn đề đối xứng thời gian trong một vũ trụ lớn và cho phép chúng ta hiểu được vì sao trong vũ trụ, entropy lại thấp trong quá khứ. Kịch bản này nêu lên sự tồn tại của nhiều vũ trụ khác ngoài vũ trụ của chúng ta, đây là một vấn đề lý thú. Ngoài ra, kịch bản nhấn mạnh vai trò của hấp dẫn lượng tử (thống nhất lý thuyết hấp dẫn và lý thuyết lượng tử) trong việc tìm hiểu cấu trúc “nguyên tử” của không - thời gian ở những khoảng cách vô cùng nhỏ, nói cách khác, tìm hiểu các trạng thái vi mô của không - thời gian để tính được tác động của hấp dẫn lên entropy. Đây có thể nói là những vấn đề cơ bản của vật lý học hiện đại.

Tài liệu tham khảo

1.Sean M.Carroll, Scientific American số tháng 5.2008.

2.Sean M.Carroll, Dark Energy and The preposterous universe.

3.Sean M. Carroll and Jennifer Chen, Spontaneous Inflation and the Origin of the Arrow of Time.

4.Giãn nở lạm phát (cosmic inflation): Vũ trụ đã trải qua một quá trình giãn nở rất nhanh theo quy luật hàm mũ. Giãn nở lạm phát đã giải thích được các hiện tượng: Tính phẳng, tính đồng nhất và đẳng hướng của vũ trụ.

5.Lawrence M. Krauss and Robert J.Scherrer, The Return of a Static Universe and the End of Cosmology, Journal of General Relativity and Gravitation, số tháng 10.2007.

6.Lawrence M.Krauss and Robert J.Scherrer, Scientific American số tháng 3.2008.

CC. Khoa học và Tổ quốc, Chung cuộc của vũ trụ, số tháng 5.2008.