VÌ SAO THỜI GIAN KHÔNG CHẢY NGƯỢC
Vì sao thời gian không
chảy ngược ?
Các định luật vật lý là
bất biến đối với phép hoán vị thời gian :
t thay bằng -t, vậy tại sao ta
thấy thời gian chỉ chảy theo một chiều? Đây là vấn đề bất đối xứng thời gian (time-asymmetry)
trong các quá trình xảy ra trong vũ trụ chúng ta quan sát được, một trong những
vấn đề khó hiểu nhất trong vật lý. Tác giả
Sean M.Carroll (Viện Công nghệ
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 chung quanh ta, ví dụ ngay trong
nhà bếp: ta không thể biến một ô-mờ-lét (trứng rán) trở lại thành quả trứng còn
nguyên như ban đầu (xem hình 1), 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 được [1] và điều đó giải thích được sự bất thường
mà chúng ta quan sát được trong vùng định xứ (local) lân cận 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. Entropy 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 hơn
là vào một cấu hình với entropy nhỏ: 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.
Hình 1 . Entropy trong nhà bếp: một quả trứng vỡ và
entropy tăng lên (tăng lên vì có nhiều cách vỡ hơn là trở lại nguyên vẹn)
Một câu hỏi thường gặp
HỎI . Nếu entropy luôn tăng thì tại sao những vật thể với
entropy thấp ví dụ quả trứng gà lại được hình thành ?
ĐÁP . 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 cho bản thân để tạo được một quả trứng.
Nhưng một câu hỏi lớn đã nảy sinh: Tại sao vũ trụ lại
bắt đầu bằng một entropy thấp? Điều này không tự nhiên vì như chúng ta biết
số các 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 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, các 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 dần 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 dầu thoạt nhìn tưởng như có entropy nhỏ hơn vì khối có vẻ như có trật tự
hơn (xem hình 2 ).
Hình 2 . Khi không có hấp dẫn thì khí sẽ tiến đến
trạng thái cân bằng với một phân bố đều (xem 2 hình vuông ở dòng trên ) song lúc có hấp dẫn thì hệ (nếu đủ
lớn) vốn ở trạng thái cân bằng lại tiến đến một lỗ đen (xem 3 hình vuông ở dòng
dưới).
Khi có hấp dẫn [2] 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 hai của nhiệt động học.
Tác động của giãn nở vũ
trụ
Như chúng ta biết hiện nay vũ trụ của chúng ta đang giãn
nở: lý do là sự tồn tại của năng lượng tối (dark energy), chính năng lượng này
gây nên hiện tượng giãn nở quan sát được . Các thành phần trong vũ trụ có những
tỷ lệ như sau (xem hình 2): 5% vật chất
bình thường, 25% vật chất tối , 70% năng
lượng tối [2].
Vật chất bình thường và vật chất tối trở nên loãng dần
theo thời gian và năng lượng tối dần
chiếm ưu thế (xem hình 3)
Hình 3.
Trong vũ trụ có năng lượng tối,vật chất tối và vật chất thông thường
(trên hình vẽ xếp theo chiều kim đồng hồ). Vật chất có nhiều ở giai đoạn sơ
sinh của vũ trụ. Trong quá trình giãn nở vật chất loãng dần và năng lượng tối
dần chiếm ưu thế và quyết định số phận
của vũ trụ. Trên hình vẽ là tỷ số giữa 3 yếu tố nói trên qua 5 giai đoạn (từ
trái sang phải) : -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 %) & +24,5 tỷ
năm(99,3%/0,6%/0,1%).
Nếu tính đến
quá trình giãn nở (gây nên bởi năng lượng tối) thì chúng ta có các trường hợp đầy đủ của kịch bản sau đây:
1 / Không có hấp dẫn & Thể tích cố định
Khi hấp dẫn
không đáng kể , khí có entropy thấp nằm
ở một góc và sẽ có entropy tăng lên khi lan truyền ra xa khắp nơi (xem hình 4).
Hình 4
2 / Có hấp dẫn
& Thể tích cố định
Khi có hấp dẫn thì chúng ta có điều ngược lại, khí sẽ mất
đi entropy và co lại thành lỗ đen (xem hình 5).
Hình 5
3
/ Có hấp dẫn &
Thể tích giãn nở
Hình 6
Nếu
như khí giãn nở lớn lên về kích thước,
khí ban đầu sẽ co lại thành lỗ đen [xem chú thích 7] song tiếp theo lỗ đen sẽ
bốc hơi (bức xạ Hawking). Khí hình thành
sau lỗ đen sẽ có tăng entropy mãi mãi (xem hình 6).
Ta phải hoặc 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) [xem chú thích 6], song
giãn nở lạm phát không giải thích được
điều gì vì giãn nở lạm phát chỉ đưa một
trạng thái ban đầu có entropy thấp hơn (của năng lượng tối gây inflation) so
với trạng thái vật chất sơ sinh (có entropy cao hơn một tý), 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 đó mà thôi [3].
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 không [5], 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
Theo kịch bản này thì
về cơ bản vũ trụ lớn trải qua các
giai đoạn tiến triển sau (xem hình 7):
1 / Không gian là chân không,
2 / Sự thăng giáng của trường lượng tử tại một
vùng,
( Các giai đoạn 1 &2 có thể gọi
là giai đoạn “tiền sử”)
3 / Không
gian giãn nở lạm phát,
4 / Lạm phát kết thúc và làm đầy không gian bởi
khí nguyên sơ (primordial),
5 / Những cụm khí
cấu thành thiên hà,
6 / Vũ
trụ hiện nay,
7 / Giãn nở làm cho các thiên hà ở xa biến
mất dần sau chân trời sự cố [4]&[5],
8 / Siêu quần thể ở gần còn lại cũng sẽ co thành
lỗ đen rồi sau đó bốc hơi thành một khí loãng,
9 / Không gian trở lại thành chân không.
Hình 7. Chín giai đoạn cơ
bản trong quá trình tiến triển của vũ trụ.
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 nữa kia, điều này tạo nên đối xứng thời gian của vũ trụ
lớn.
Sự xuất hiện các sao & thiên hà chỉ là những biến
thiên nhất thời khỏi các điều kiện cân bằng.
Như vậy entropy rất lớn trong quá khứ và cả trong tương lai xa xôi (xem hình 8).
Nhiều bigbang đã xảy ra ở những khoảng trung gian. Theo hình 8 ta thấy entropy
rất lớn lúc không gian là chân không ( giai đoạn 1 và giai đoạn 9 trên hình 7).
Entropy đòi hỏi có những trạng thái vi mô (microsates) và
thoạt nhìn ta tưởng chân không không có trạng thái vi mô , song thực tế chân
không của vũ trụ có muôn vàn trạng thái vi mô. Chúng ta chưa biết rõ các trạng
thái vi mô này vì chưa hiểu hết các blốc cấu tạo nên không gian (tế bào hay
nguyên tử của không gian theo Lý thuyết Lượng tử Vòng –
Hình 8 . Entropy S có
trị số rất lớn và tăng mãi ở lúc ban đầu và ở lúc cuối (hai nhánh trái và phải
của đường parabol).
Nếu xuất
phát từ điểm A,trong một vũ trụ nào đó song cho thời gian t của vũ trụ đó chảy 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 diều 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 đó là không
gian lớn mà thời gian không chảy, dẫu vật chất có đó song entropy không biến
động.
Trong vũ trụ mà thời gian chảy ngược không phải các sinh
vật đẻ ra là đã già và chết đi khi còn trẻ. Tại đó cuộc sống vẫn diễn ra như
bình thường chỉ khi nào hai vũ trụ với
hai chiều ngược nhau của thời gian gặp nhau thì chúng ta thấy tương lai của vũ
trụ này lại là quá khứ của vũ trụ kia, song điều gặp nhau này không xảy ra như
trên đã nói (xem hình 9).
Hình 9 . Cuộc gặp gỡ không xảy ra giữa hai vũ
trụ có chiều thời gian ngược nhau.
Kết luận
Kịch bản của
Jennifer & 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 của
chúng ta 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.
CC. biên dịch
& chú thích
Tài liệu tham
khảo
[1] Sean M.Carroll, Scientific American, tháng 5/ 2008
[2] Sean M.Carroll, Dark
Energy & The preposterous universe
[3] Sean M. Carroll and Jennifer Chen, Spontaneous
Inflation and the Origin
of the Arrow of Time.
[4] Lawrence M. Krauss & and Robert J. Scherrer, The Return of a
Static Universe and the End of Cosmology, Journal of General Relativity and
Gravitation, Vol.39, No 10, October 2007.
[5] Lawrence M.Krauss & Robert J.Scherrer,
Scientific American tháng 3 / 2008
CC. ,Khoa học & Tổ quốc, Chung cuộc của vũ trụ, KHTQ số tháng 5 / 2008
[6] 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.
[7] Lỗ đen:vùng không thời gian từ đó không gì thoát
ra khỏi được, kể cả ánh sáng vì hấp dẫn quá mạnh.
Nhận xét
Đăng nhận xét