|
Out
Out
==Các bài toán==
[[Tập tin:Horizon problem.svg|phải|nhỏ|275px|Khi chúng ta nhìn vào CMB nó đã đi được quãng đường 46 tỷ năm ánh sáng. Tuy nhiên khi ánh sáng phát ra từ thời điểm sớm hơn (khi mới 300.000 năm tuổi chẳng hạn), trong thời điểm này ánh sáng chỉ đến được trong phạm vi đường tròn nhỏ giới hạn. Do đó có hai điểm trên hình vẽ sẽ không bao giờ có thể liên hệ nhân quả được với nhau bởi vì hai hình cầu nhỏ không chạm với nhau. (chú ý rằng do Vụ Nổ Lớn xảy ra tại mọi điểm trong không gian, và nên loại bỏ suy nghĩ nó nổ giống như một quả bom phát nổ-cho nên hoàn toàn có thể có hai điểm bị giới hạn về nhân quả như bởi hình vẽ.)]]
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>
{{cite conference
|last=Penrose |first=R.
|year=1979
|title=Singularities and Time-Asymmetry
|booktitle=General Relativity: An Einstein Centenary Survey
|editor=Hawking, S.W. (ed); Israel, W. (ed)
|publisher=Cambridge University Press
|pages=581–638
}}</ref><ref>
{{cite conference
|last=Penrose |first=R.
|year=1989
|title=Difficulties with Inflationary Cosmology
|booktitle=Proceedings of the 14th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics
|editor=Fergus, E.J. (ed)
|publisher=New York Academy of Sciences
|pages=249–264
|doi=10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x
}}</ref>
===Bài toán chân trời===
Bài toán về chân trời phát sinh từ việc thông tin không thể truyền nhanh hơn [[tốc độ ánh sáng|vận tốc ánh sáng]]. Trong một vũ trụ có tuổi hữu hạn điều này đặt ra một giới hạn—[[chân trời|chân trời hạt]]— về sự tách biệt của hai vùng không gian bất kỳ có liên hệ nhân quả với nhau.<ref name="kolb_c8">Kolb and Turner (1988), chapter 8</ref> Khi đó tính đẳng hướng của CMB có một thách thức khi xem xét đến liên hệ nhân quả: nếu bức xạ hay vật chất đã từng chi phối Vũ trụ cho đến thời điểm kết thúc kỷ nguyên của giai đoạn tán xạ cuối cùng, chân trời hạt khi đó tương ứng rộng khoảng 2 độ trên bầu trời. Do vậy không có một cơ chế nào khiến một vùng không gian rộng hơn 2 độ phải có cùng nhiệt độ với vùng trong chân trời hạt.<ref>{{chú thích web|title=Is the Universe Out of Tune?|url=https://www.scientificamerican.com/article/is-the-universe-out-of-tu/|publisher=Scientific American|date=ngày 25 tháng 7 năm 2005|author=Glenn D. Starkman and Dominik J. Schwarz|accessdate=ngày 10 tháng 8 năm 2012 }}</ref>
Sự bất hợp lý này có thể được giải quyết bằng [[lý thuyết lạm phát]], lý thuyết này cho rằng có một trường năng lượng vô hướng đồng nhất và đẳng hướng thống trị vũ trụ tại thời điểm sớm (trước khi hình thành baryon). Trong giai đoạn lạm phát, vũ trụ trải qua sự tăng thể tích theo hàm mũ, và chân trời hạt mở rộng nhanh hơn so với người ta từng giả sử, do vậy những vùng hiện nay trên bầu trời ở hai phía ngược nhau vẫn nằm trong chân trời hạt của nhau. Kết quả quan sát về tính đẳng hướng của CMB cho thấy một thực tế là những vùng không gian lớn hơn có liên hệ nhân quả với nhau trước khi bắt đầu giai đoạn lạm phát.<ref name="Schutz, Bernard; Ch 12"/>
Nguyên lý bất định Heisenberg tiên đoán rằng trong giai đoạn lạm phát sẽ có một sự thăng giáng nhiệt lượng tử, mà có thể phóng đại trên phạm vi vũ trụ. Lý thuyết lạm phát tiên đoán rằng thăng giáng nhiệt nguyên thủy có giá trị rất gần với bất biến vô hướng và tuân theo phân bố Gauss, mà đã được xác nhận bằng thực nghiệm đo đạc CMB.<ref name="Schutz, Bernard; Ch 12"/>
Và nếu thực sự xảy ra giai đoạn lạm phát, sự giãn nở thể tích theo hàm mũ sẽ đẩy một số vùng không gian vượt ra ngoài chân trời của vũ trụ quan sát được.
===Bài toán độ phẳng===
[[Tập tin:End of universe.jpg|nhỏ|275px|Hình học toàn cục của vũ trụ được xác định bởi tham số mật độ Omega lớn hơn, bằng hoặc nhỏ hơn 1. Theo thứ tự từ trên xuống tương ứng với các giá trị Omega là vũ trụ đóng (dạng cầu) với độ cong hình học dương, vũ trụ mở (dạng hyperbol) với độ cong âm và vũ trụ phẳng với độ cong bằng 0.]]
Bài toán độ phẳng là một vấn đề quan sát thực nghiệm kết hợp với các tham số trong mêtric Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker.<ref name="kolb_c8"/> Hình học của vũ trụ có thể có [[độ cong]] không gian dương, âm, hay bằng 0 phụ thuộc vào tổng mật độ năng lượng của nó. Trong phương trình Friedmann, nếu đặt độ cong k và hằng số vũ trụ học Λ bằng 0 thì ta thu được mật độ giới hạn <math>\rho_c</math> và<ref name=Nobel/>
:<math>\rho_c = \frac{3 H^2}{8 \pi G}.</math>
tham số mật độ <math>\Omega</math> được định nghĩa bằng tỷ số giữa mật độ quan sát được <math>\rho</math> và mật độ giới hạn <math>\rho_c</math> <ref name=Nobel/>
:<math>\Omega \equiv \frac{\rho}{\rho_c} = \frac{8 \pi G\rho}{3 H^2}.</math>
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>
{{cite conference
|last=Dicke |first=R.H.
|last2=Peebles |first2=P.J.E
|title=The big bang cosmology—enigmas and nostrums
|booktitle=General Relativity: an Einstein centenary survey
|editor=Hawking, S.W. (ed); Israel, W. (ed)
|publisher=Cambridge University Press
|pages=504–517
}}</ref>
Một cách giải quyết vấn đề mật độ giới hạn theo lý thuyết lạm phát là: trong giai đoạn lạm phát, không thời gian giãn nở rất nhanh làm trơn phẳng [[độ cong]] hình học của không gian. Do vậy, lý thuyết cho phép sự lạm phát đã khiến cho Vũ trụ có cấu trúc hình học gần như là phẳng như ngày nay, hay mật độ vật chất của nó gần bằng xấp xỉ mật độ giới hạn trong lý thuyết Vụ Nổ Lớn.
===Đơn cực từ===
{{chính|Đơn cực từ}}
Đơn cực từ là một trong những phản đề xuất hiện vào cuối những năm [[1970]]. [[Lý thuyết thống nhất lớn]] tiên đoán các [[sai hỏng điểm]] trong không gian có vai trò như các [[đơn cực từ]] có mật độ cao hơn mật độ mà các quan sát thu được, và cho đến nay, chưa tìm thấy một đơn cực từ nào. Bài toán này cũng được giải bằng lý thuyết lạm phát, loại bỏ tất cả các sai hỏng điểm tương tự như giải quyết bài toán về độ phẳng của vũ trụ ở phần trước..<ref name=autogenerated3>Kolb and Turner, chapter 8</ref>
==Tương lai của lý thuyết Vụ Nổ Lớn==
| 