|
Out
Out
==Liên hệ với những vấn đề trong vật lý==
===Bất đối xứng baryon===
{{chính|Bất đối xứng baryon}}
Người ta vẫn không hiểu tại sao Vũ trụ có nhiều [[vật chất]] hơn [[phản vật chất]].<ref name=autogenerated1>Kolb and Turner, ch 6</ref> 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 vật chất|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 Dmitrievich Sakharov|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.<ref name="sakharov">
{{Chú thích tạp chí
|last=Sakharov |first=A.D.
|year=1967
|title=Violation of CP Invariance, C Asymmetry and Baryon Asymmetry of the Universe
|journal=Zhurnal Eksperimental'noi i Teoreticheskoi Fiziki, Pisma
|volume=5 | page=32
|ref=harv
}} {{ru icon}}
:(Dịch ra trong ''Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters'' '''5''', 24 (1967).)
</ref>
===Năng lượng tối===
{{chính|Năng lượng tối}}
Những phép đo chi tiết về liên hệ [[dịch chuyển đỏ]]–[[cấp sao biểu kiến|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 [[vũ trụ gia tốc|gia tốc]] từ thời điểm khoảng 6-7 tỷ năm trước. Để giải thích sự gia tốc này, bằng sử dụng [[thuyết tương đối rộng|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.<ref name="peebles" /> 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.<ref name="peebles" />
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|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<sub>Λ</sub> <ref name=Nobel/>
:<math>{\rho}_{\Lambda} \approx \frac{M_P c^2}{l_P^3}</math>
với M<sub>P</sub> là khối lượng Planck (~ 10<sup>19</sup> GeV/c<sup>2</sup>) và l<sub>P</sub> là độ dài Planck (~ 10<sup>−33</sup> cm) hay mật độ năng lượng chân không xấp xỉ 10<sup>118</sup> GeV/cm<sup>3</sup>,
và hằng số vũ trụ học đóng góp vào mật độ năng lượng theo thuyết tương đối rộng có dạng
:<math>\rho_{\Lambda} = \frac{{\Lambda} c^2}{8 \pi G}.</math>
và giá trị mật độ giới hạn năng lượng <math>\rho_c </math> đo được là 0,5x10<sup>−5</sup> GeV/cm<sup>3</sup>.<ref name=Nobel/> 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|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.<ref name="wmap7year" /> 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.<ref name="ESA-20130321"/>
===Vật chất tối===
{{chính|Vật chất tối}}
[[Tập tin:Thanhphanvutru.png|nhỏ|phải|375px|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 [[hiđrô#Đồng vị|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 [[bức xạ phông vi sóng vũ trụ|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 X]] về đám thiên hà...<ref>
{{chú thích web
|last=Keel | first=B.
|title=Dark Matter
|url=http://pages.astronomy.ua.edu/keel/galaxies/darkmatter.html
|accessdate=ngày 28 tháng 5 năm 2012
}}</ref>
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.<ref name="pdg">{{Chú thích tạp chí
|last=Yao |first=W.M.
|year=2006
|title=Review of Particle Physics: Dark Matter
|url=http://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrpp.pdf
|journal=Journal of Physics G
|volume=33 |issue=1 | pages=1–1232
|doi=10.1088/0954-3899/33/1/001
|ref=harv
|arxiv = astro-ph/0601168 |bibcode = 2006JPhG...33....1Y
|display-authors=1
|author2=Andrew R Liddle }}</ref>
===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 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.<ref>
{{Chú thích tạp chí
|last=Navabi |first=A.A.
|last2=Riazi |first2=N.
|year=2003
|title=Is the Age Problem Resolved?
|journal=Journal of Astrophysics and Astronomy
|volume=24 |issue=1–2 |page=3
|doi=10.1007/BF03012187
|ref=harv |bibcode=2003JApA...24....3N
}}</ref> 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.<ref name=HD140283>{{Chú thích tạp chí |title=HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang |publisher=arxiv.org |date=ngày 13 tháng 2 năm 2013 |author1=Bond |author2=Nelan |author3=VandenBerg |author4=Schaefer |author5=Dianne Harmer |doi=10.1088/2041-8205/765/1/L12 |journal=The Astrophysical Journal |volume=765 |pages=L12 |issue=12|arxiv=1302.3180}}</ref>
==Các bài toán==
| 