Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Vụ Nổ Lớn”
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
n fixes, replaced: cite → chú thích (4), → (13) |
|||
Dòng 171:
|page={{page needed|date=April 2012}}
|isbn=0-465-02437-8
}}</ref> (xem thêm [[tổng hợp hạt nhân Big Bang]])|group="ct"}} 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
|title = Planck reveals an almost perfect universe
|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_reveals_an_almost_perfect_Universe
Dòng 198:
|volume=728 |issue=1
|ref=harv
}}</ref> 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.<ref name="Schutz338"/> Nhiệt độ lúc này vẫn rất cao do vậy chuyển động ngẫu nhiên của các hạt là chuyển động với vận tốc [[thuyết tương đối hẹp|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
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.<ref name="kolb_c7">Kolb and Turner (1988), chapter 7</ref> Sau khoảng 10<sup>−11</sup> 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<sup>−6</sup> 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<sup>10</sup> 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]]).<ref name="peacock_c9">Peacock (1999), chapter 1-9</ref>
Dòng 549:
|last2=Wilson |first2=R.W.
|year=1965
|title=A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080
|journal=[[Astrophysical Journal]]
|volume=142 |page=419
Dòng 617:
{{Quote box
| quote = "[The] big bang picture is too firmly grounded in data from every area to be proved invalid in its general features."
| source =
| width = 27%
| align = right
Dòng 715:
[[Tập tin:Ilc 9yr moll4096.png|nhỏ|275px|Ảnh sau 9 năm phân tích của dữ liệu từ WMAP về CMB (2012).<ref name=arXiv5225>{{Chú thích tạp chí |last=Bennett |first=C.L. |last2=Larson|first2=L.|last3=Weiland |first3=J.L. |last4=Jarosk |first4= N. |last5=Hinshaw |first5=N.|last6=Odegard|first6=N. |last7=Smith |first7=K.M. |last8=Hill |first8=R.S. |last9=Gold|first9=B.|last10=Halpern |first10=M. |last11=Komatsu |first11=E. |last12=Nolta|first12=M.R.|last13=Page |first13=L. |last14=Spergel |first14=D.N. |last15=Wollack|first15=E.|last16=Dunkley |first16=J. |last17=Kogut |first17=A. |last18=Limon |first18=M.|last19=Meyer|first19=S.S. |last20=Tucker |first20=G.S. |last21=Wright |first21=E.L.|title=Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results|url=http://arxiv.org/abs/1212.5225 |arxiv=1212.5225 |date=ngày 20 tháng 12 năm 2012|accessdate=ngày 22 tháng 12 năm 2012 }}</ref><ref name="Space-20121221">{{chú thích web |last=Gannon |first=Megan |title=New 'Baby Picture' of Universe Unveiled |url=http://www.space.com/19027-universe-baby-picture-wmap.html|date=ngày 21 tháng 12 năm 2012 |publisher=Space.com |accessdate=ngày 21 tháng 12 năm 2012 }}</ref> Bức xạ nền hiện lên gần như đẳng hướng với độ chính xác 1 phần 100.000.<ref>{{chú thích sách |last=Wright |first=E.L. |year=2004 |chapter=Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy |editor=W. L. Freedman |title=Measuring and Modeling the Universe |series=Carnegie Observatories Astrophysics Series |publisher=Cambridge University Press |page=291 |isbn=0-521-75576-X |arxiv=astro-ph/0305591 }}</ref>]]
Năm 1964, hai nhà vô tuyến học [[Arno Penzias]] và [[Robert Woodrow Wilson|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.<ref name="penzias" /> 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
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 {{val|372|14|u=}} nghìn năm,<ref name="WMAP2003Spergel" /> 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.<ref name="Planck toolkit2"/>
[[Tập tin:Cmbr.svg|nhỏ|phải|275px|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.<ref name="dpf99">
{{
|last=White |first=M.
|year=1999
Dòng 730:
}}</ref> 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
|last=Melchiorri
|first=A.
Dòng 868:
===Tuổi của cụm sao cầu===
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
{{Chú thích tạp chí
|last=Navabi |first=A.A.
Dòng 884:
Nói chung có ba bài toán nổi bật từ lý thuyết Vụ Nổ Lớn: [[bài toán chân trời]], [[bài toán độ phẳng]], và [[đơn cực từ|bài toán đơn cực từ]]. Câu trả lời chung nhất cho những bài toán này là [[lạm phát vũ trụ|mô hình lạm phát]]; tuy vậy, do lý thuyết này lại nảy sinh các bài toán mới, có những lý thuyết khác đã được đề xuất như "giả thuyết độ cong Weyl".<ref>
{{
|last=Penrose |first=R.
|year=1979
Dòng 893:
|pages=581–638
}}</ref><ref>
{{
|last=Penrose |first=R.
|year=1989
Dòng 924:
Độ cong có giá trị âm nếu <math>\rho < \rho_c </math>, giá trị dương nếu lớn hơn, và bằng 0 nếu <math>\rho = \rho_c </math>, và tương ứng với không gian ''phẳng''. Vấn đề ở đây là bất kỳ một sự nhiễu loạn nhỏ lệch khỏi giá trị mật độ giới hạn theo thời gian khiến Vũ trụ ngày nay có hình học gần với hình học không gian phẳng.<ref group="ct">Nói khái quát, năng lượng tối theo dạng hằng số vũ trụ học đẩy vũ trụ đến trạng thái phẳng; tuy nhiên, vũ trụ của chúng ta vẫn gần với không gian phẳng trong một vài tỷ năm, trước khi mật độ năng lượng tối trở lên lấn át.</ref> Bản chất độ lệch theo thời gian của vũ trụ khỏi hình học phẳng có thể xuất hiện từ [[kỷ nguyên Planck|thời điểm Planck]], lúc 10<sup>−43</sup> giây, và trên thực tế Vũ trụ đã không tiến hóa thành các kịch bản "cái chết nhiệt" hoặc "Vụ Co Lớn" sau hàng tỷ năm cần được các nhà khoa học làm sáng tỏ. Ví dụ, ngay cả khi Vũ trụ mới được vài phút tuổi (thời điểm diễn ra tổng hợp các hạt nhân nhẹ), mật độ trong vũ trụ phải nằm trong giá trị một phần 10<sup>14</sup> của giá trị mật độ giới hạn, nếu không Vũ trụ không thể giãn nở ra thành trạng thái như ngày nay (nếu giá trị lớn hơn, lực hấp dẫn sẽ đủ mạnh để hút mọi vật chất về nhau).<ref>
{{
|last=Dicke |first=R.H.
|last2=Peebles |first2=P.J.E
Dòng 1.095:
|publisher=Bantam
|isbn=0-553-34614-8
|pages=X |quote=...
==Chú thích==
| |||