LƯỢC SỬ THỜI GIAN
(A Brief History of Time)
Tác Giả:-Steven Hawking - Dịch Giả:-Thích Viên Lý
Viện Triết Lý Việt Nam và Triết Học Thế Giới, USA

CHƯƠNG 8
NGUỒN GỐC VÀ VẬN MỆNH CỦA VŨ TRỤ

Thuyết tương đối tổng quát của Einstein, riêng nó, tiên đoán rằng không-thời gian đã khởi đầu ở điểm kỳ dị nổ lớn (big bang singularity) và sẽ đi tới một chung cuộc hoặc ở điểm kỳ dị sụp đổ lớn (nếu toàn thể vũ trụ lại sụp đổ), hoặc ở một điểm kỳ dị bên trong một hố đen (nếu riêng một khu vực nào đó, như một ngôi sao, sụp đổ). Bất cứ vật chất nào rơi vào hố cũng sẽ bị hủy diệt ở điểm kỳ dị, và chỉ còn hiệu ứng hấp lực của khối lượng của nó là tiếp tục được cảm nhận từ bên ngoài. Mặt khác, khi xét tới cả các hiệu ứng lượng tử, có vẻ như khối lượng hoặc năng lượng của vật chất cuối cùng sẽ được trả lại cho phần còn lại của vũ trụ, và rằng cái hố đen, cùng với bất cứ điểm kỳ dị nào bên trong nó, sẽ bốc hơi và cuối cùng biến mất. Có thể cơ học lượng tử có một hậu quả giống nhau về những điểm kỳ dị nổ lớn và điểm kỳ dị sụp đổ lớn hay không? Điều gì thực sự xảy ra ngay ở những giai đoạn đầu hoặc cuối của vũ trụ, khi các trường hấp lực mạnh đến độ các hậu quả lượng tử không thể bị bỏ qua? Vũ trụ quả thực có một khởi thủy hoặc một chung cuộc hay không? Và nếu có, chúng giống như cái gì?

Trong suốt thập niên 1970, tôi chủ yếu nghiên cứu các hố đen, nhưng vào năm 1981 sự lưu tâm của tôi vào những vấn đề nguồn gốc và số phận của vũ trụ lại thức dậy khi tôi tham dự một hội nghị về vũ trụ học được tổ chức bởi các tu sĩ Dòng Jesuit ở Vatican. Giáo Hội Thiên Chúa đã phạm một sai lầm lớn đối với Galileo khi họ cố áp đặt luật lệ lên một vấn đề khoa học, khi tuyên bố rằng mặt trời xoay quanh trái đất. Ngày nay, hàng thế kỷ sau, họ đã quyết định mời một số các chuyên viên tới để cố vấn về vũ trụ học. Vào cuối cuộc hội nghị, những người tham dự đã được diện kiến với giáo hoàng. Ngài nói với chúng tôi rằng không có gì trở ngại khi nghiên cứu sự tiến hóa của vũ trụ sau vụ nổ lớn, nhưng chúng tôi không nên tìm hiểu chính vụ nổ lớn bởi vì đó là lúc Sáng Thế và vì vậy đó là công việc của Thượng Đế. Tới lúc đó tôi lấy làm mừng vì ngài đã không biết cái đề tài nói chuyện mà tôi mới đưa ra tại cuộc hội nghị -- có thể rằng không-thời gian hữu hạn nhưng không có biên giới, có nghĩa rằng nó không có khởi đầu, không có lúc Sáng Thế. Tôi không muốn cùng chung số phận với Galileo, người mà tôi cảm thấy rất gần gũi, một phần vì sự trùng hợp là tôi đã sinh ra đúng 300 năm sau cái chết của ông.

Để giải thích những ý tưởng mà tôi và những người khác đã nghĩ về chuyện cơ học lượng tử có thể ảnh hưởng tới nguồn gốc và vận mệnh của vũ trụ như thế nào, trước hết cần phải hiểu lịch sử của vũ trụ theo như nhiều người đã chấp nhận, theo những gì được biết như là "mô hình nổ lớn nóng." Mô hình này cho rằng vũ trụ được mô tả bởi một mô hình Friedmann, ngược trở lại vụ nổ lớn. Trong những mô hình như vậy, người ta thấy rằng khi vũ trụ bành trướng, bất cứ vật chất hay sự bức xạ nào trong đó sẽ nguội đi. (Khi vũ trụ lớn gấp đôi, nhiệt độ của nó giảm đi một nửa.) Bởi vì nhiệt độ chỉ là một số đo của năng lượng trung bình -- hay tốc độ -- của các hạt, sự kiện vũ trụ nguội đi này sẽ có một ảnh hưởng lớn lao đối với vật chất trong đó. Ở các nhiệt độ thật cao, các hạt sẽ quay tròn nhanh đến độ chúng có thể thoát được bất cứ sự thu hút nào về phía nhau bởi các lực hạt nhân hoặc điện từ, nhưng khi chúng nguội lại người ta sẽ nghĩ rằng những hạt thu hút lẫn nhau bắt đầu tụ lại với nhau. Hơn nữa, ngay cả những loại hạt hiện hữu trong vũ trụ cũng phụ thuộc vào nhiệt độ. Ở những nhiệt độ đủ cao, những hạt mang nhiều năng lượng đến độ mỗi khi chúng va chạm, nhiều cặp hạt/phản hạt khác nhau sẽ được tạo ra -- và mặc dù một vài trong số những hạt này sẽ biến đi khi đụng vào các phản hạt, chúng sẽ được tạo ra nhanh hơn là chúng có thể biến mất. Tuy nhiên, ở những nhiệt độ thấp hơn, khi các hạt va chạm có ít năng lượng hơn, những cặp hạt/phản hạt sẽ được tạo ra chậm hơn -- và sự biến đi sẽ trở thành nhanh hơn sự sản xuất.

Tại chính vụ nổ lớn, người ta nghĩ vũ trụ phải có cỡ số không, và do đó phải nóng vô hạn. Nhưng khi vũ trụ bành trướng, nhiệt độ của sự phát xạ giảm đi. Một giây sau vụ nổ lớn, nó sẽ giảm còn khoảng mười ngàn triệu độ. Nhiệt độ này vào khoảng một ngàn lần nhiệt độ tại trung tâm của mặt trời, nhưng các nhiệt độ cao như vậy đạt được trong những vụ nổ bom khinh khí. Vào lúc này vũ trụ sẽ phải chứa phần lớn là các quang tử, điện tử, và neutrino (những hạt cực kỳ nhẹ chỉ chịu ảnh hưởng bởi lực yếu và hấp lực) và các phản hạt của chúng, cùng với một số proton (chất tử) và trung hòa tử. Khi vũ trụ tiếp tục bành trướng và nhiệt độ tiếp tục hạ, nhịp độ mà các cặp điện tử/phản điện tử được tạo ra trong những vụ va chạm sẽ hạ xuống dưới nhịp độ mà chúng bị hủy diệt do triệt tiêu lẫn nhau. Do đó hầu hết các điện tử và phản điện tử sẽ tiêu diệt lẫn nhau để sản xuất ra các quang tử, chỉ để lại một ít điện tử. Tuy nhiên các neutrino (trung vi tử) và phản neutrino sẽ không triệt tiêu nhau, bởi vì những hạt này chỉ tương tác với nhau và với những hạt khác một cách rất yếu. Do đó chúng vẫn còn tồn tại cho tới ngày nay. Nếu chúng ta có thể quan sát chúng, đây sẽ là một kiểm nghiệm tốt cho hình ảnh của vũ trụ ở giai đoạn đầu nóng đỏ này. Đáng tiếc là năng lượng của chúng ngày nay quá yếu để chúng ta có thể quan sát chúng một cách trực tiếp. Tuy nhiên, nếu các neutrino không phải là không có khối lượng, mà có một khối lượng nhỏ, như được đề xướng bởi một thí nghiệm không được xác nhận của người Nga thực hiện vào năm 1981, chúng ta có thể phát hiện chúng một cách gián tiếp: chúng có thể là một hình thức "chất tối," như đã được đề cập trước đây, với hấp lực đủ để làm ngưng sự bành trướng của vũ trụ và khiến vũ trụ lại sụp đổ.

Khoảng một trăm giây sau vụ nổ lớn, nhiệt độ sẽ hạ còn một ngàn triệu độ, bằng nhiệt độ bên trong những ngôi sao nóng nhất. Ở nhiệt độ này các quang tử và trung hòa tử sẽ không còn đủ năng lượng để thoát sự hấp dẫn của những lực hạt nhân mạnh, và sẽ bắt đầu kết hợp với nhau để sinh ra các nhân của các nguyên tử deuterium (khinh khí nặng), chứa một proton và một trung hòa tử. Nhân deuterium sau đó sẽ kết hợp thêm các proton và trung hòa tử để làm thành nhân helium, chứa hai proton và hai trung hòa tử, và còn thêm một lượng nhỏ các cặp nguyên tố nặng hơn, là lithium và berryllium. Người ta có thể tính toán rằng trong mô hình nổ lớn nóng, khoảng một phần tư các proton và trung hòa tử sẽ phải chuyển thành các nhân helium, cùng với một lượng nhỏ khinh khí nặng và các nguyên tố khác. Các trung hòa tử còn lại sẽ phân rã thành các proton, là nhân của các nguyên tử khinh khí bình thường.

Hình ảnh một giai đoạn đầu nóng của vũ trụ được đề xướng lần đầu bởi khoa học gia George Gamow trong một tài liệu nổi tiếng được viết năm 1948 với một học trò của ông, Ralph Alpher. Gamow quả đã có óc khôi hài -- ông đã thuyết phục khoa học gia hạt nhân Hans Bethe để thêm tên ông ta vào tài liệu để tên các tác giả trở thành "Alpher, Bethe, Gamow," giống như ba mẫu tự đầu tiên của bảng mẫu tự Hy Lạp, alpha, beta, gamma: đặc biệt thích hợp cho một tài liệu nói về sự khởi đầu của vũ trụ! Trong tài liệu này họ đã đưa ra sự tiên đoán quan trọng là sự bức xạ (dưới hình thức các quang tử) ngay từ những giai đoạn rất nóng lúc đầu của vũ trụ phải vẫn còn phải tồn tại đâu đây ngày nay, nhưng với nhiệt độ của nó giảm chỉ còn vài độ trên không độ tuyệt đối (-273? C). Đây chính là sự bức xạ mà Penzias và Wilson đã tìm ra năm 1965. Vào lúc mà Alpher, Bethe và Gamow viết tài liệu của họ, người ta không biết nhiều về những phản ứng hạt nhân của các proton và trung hòa tử. Những tiên đoán về tỉ lệ các nguyên tố khác nhau trong vũ trụ sơ khai do đó không chính xác mấy, nhưng những tính toán này đã được lập lại theo sự hiểu biết tốt hơn và hiện giờ rất phù hợp với những gì mà chúng ta quan sát. Hơn nữa, rất khó giải thích bằng bất cứ đường lối nào khác tại sao phải có nhiều helium như vậy trong vũ trụ. Do đó chúng ta khá tự tin rằng chúng ta đang có hình ảnh đúng, ít nhất ngược lại khoảng 1 giây đồng hồ sau vụ nổ lớn.

Chỉ trong vòng vài giờ sau vụ nổ lớn, việc sản xuất ra helium và những nguyên tố khác sẽ ngưng lại. Và sau đó, trong khoảng một triệu năm kế tiếp, vũ trụ vẫn tiếp tục bành trướng, không có gì nhiều xảy ra. Cuối cùng, một khi nhiệt độ đã giảm còn vài ngàn độ, và các điện tử và nhân không còn đủ năng lượng để thắng thế sự thu hút điện từ giữa chúng với nhau, chúng khởi sự kết hợp lại để làm thành các nguyên tử. Tổng thể vũ trụ tiếp tục bành trướng và nguội lại, nhưng ở những khu vực hơi đậm đặc hơn mức trung bình, sự bành trướng sẽ phải chậm lại bởi sự hấp dẫn của trọng lực mạnh hơn nơi khác. Điều này cuối cùng sẽ làm ngưng sự bành trướng tại vài khu vực và khiến chúng khởi sự suy sụp trở lại. Khi chúng suy sụp, sức kéo trọng lực của vật chất bên ngoài những khu vực này có thể khiến chúng khởi sự quay nhẹ. Khi khu vực sụp đổ trở thành nhỏ hơn, nó sẽ quay nhanh hơn -- giống như những người trượt băng quay tròn trên băng nhanh hơn khi họ thu hai cánh tay lại. Cuối cùng, khi khu vực trở thành đủ nhỏ, nó sẽ quay đủ nhanh để cân bằng sức thu hút của trọng lực, và bằng cách này những thiên hà quay hình đĩa đã được sinh ra. Những khu vực khác, không khởi sự quay, sẽ trở thành những vật thể hình bầu dục gọi là những thiên hà hình e-líp. Trong những thiên hà này, khu vực sẽ ngưng suy sụp bởi vì những phần riêng rẽ của thiên hà sẽ quay tròn một cách ổn định chung quanh trung tâm của nó, nhưng thiên hà sẽ không quay toàn thể.

Khi thời gian trôi qua, khinh khí và khí helium trong thiên hà tách ra thành những đám mây nhỏ hơn và co sụp dưới trọng lực của chúng. Khi những đám mây này co rút lại, và những nguyên tử bên trong chúng va chạm với nhau, nhiệt độ của chất khí sẽ tăng lên, cho tới khi cuối cùng nó trở thành đủ nóng để khởi sự các phản ứng tổng hợp hạt nhân. Những phản ứng này sẽ biến đổi khinh khí thành nhiều helium hơn, và sức nóng phát ra sẽ làm tăng áp suất, và do đó làm các đám mây ngưng co rút thêm nữa. Chúng vẫn ổn định trong trạng thái này trong một thời gian dài như những ngôi sao giống mặt trời của chúng ta, khi đốt khinh khí thành helium và phát ra năng lượng dưới hình thức nhiệt và ánh sáng. Những ngôi sao khối lượng lớn hơn sẽ cần phải nóng nhiều hơn để cân bằng hấp lực mạnh hơn của chúng, khiến các phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra nhanh hơn đến độ chúng sẽ sử dụng hết số khinh khí của chúng chỉ trong vòng một trăm triệu năm. Khi đó chúng co rút lại một chút, và khi chúng nóng thêm, sẽ khởi sự chuyển đổi helium thành những nguyên tố nặng hơn như carbon và dưỡng khí (oxygen). Tuy nhiên, việc này sẽ không thải ra nhiều năng lượng, do đó một cuộc khủng hoảng sẽ xảy ra, như đã được mô tả trong chương nói về các hố đen. Những gì xảy ra tiếp theo thì không hoàn toàn minh bạch, nhưng có thể là những khu vực trung tâm của ngôi sao sẽ sụp đổ tới một trạng thái thật đậm đặc, như một ngôi sao trung hòa tử hoặc hố đen. Những khu vực bên ngoài của ngôi sao đôi khi có thể bị nổ tung trong một vụ nổ mạnh gọi là một vụ nổ “siêu tân tinh” (supernova), sẽ sáng hơn mọi ngôi sao khác trong thiên hà của nó. Một vài trong số những nguyên tố nặng hơn được sinh ra vào lúc gần cuối cuộc đời của một ngôi sao sẽ bị biến trở lại thành khí trong thiên hà, và sẽ cung cấp một vài trong số nguyên liệu để làm thành thế hệ các ngôi sao mới. Mặt trời của chúng ta chứa vào khoảng 2 phần trăm những nguyên tố nặng hơn này bởi vì nó là một ngôi sao ở thế hệ thứ hai hoặc thứ ba, được hình thành khoảng năm ngàn triệu năm về trước từ một đám mây gồm chất khí quay tròn chứa vật chất vương vãi của những vụ nổ siêu tân tinh trước đó. Hầu hết chất khí trong đám tinh vân đó đã làm thành mặt trời hoăïc bị thổi bay đi, nhưng một lượng nhỏ các nguyên tố nặng hơn đã tập hợp lại với nhau để làm thành các vật thể hiện giờ quay chung quanh mặt trời với tính cách các hành tinh như trái đất.

Trái đất lúc đầu rất nóng và không có bầu khí quyển. Theo thời gian nó nguội đi và có một bầu khí quyển phát sinh từ sự thoát các chất hơi từ đá. Bầu khí quyển ban đầu này không phải là bầu khí quyển mà chúng ta có thể sống trong đó. Nó không chứa dưỡng khí, mà chứa nhiều các chất khí khác độc hại đối với chúng ta, như chất hydrogen sulfide (chất khí phát ra mùi trứng thối). Tuy nhiên, có những hình thức sơ khai khác của đời sống có thể phát triển dưới những điều kiện này. Người ta cho rằng chúng đã phát triển ở các đại dương, có thể như là kết quả của những sự phối hợp tình cờ các nguyên tử thành những cơ cấu lớn hơn, gọi là các đại phân tử (macromolecule), có khả năng kết hợp các nguyên tử khác trong đại dương thành những cơ cấu tương tự. Chúng tự sinh sôi nảy nở. Trong vài trường hợp sẽ có những lầm lẫn trong sự sinh sản. Hầu hết những lầm lẫn này trầm trọng đến nỗi phân tử mới không thể tự sinh sản và cuối cùng bị hủy diệt. Tuy nhiên, một ít những lầm lẫn này đã sinh ra những đại phân tử mới tốt hơn trong việc tự sinh sản. Do đó chúng đãõ có một lợi thế và đãõ có khuynh hướng thay thế các đại phân tử nguyên thủy. Theo đường lối này một tiến trình tiến hóa đã khởi sự, đưa tới sự phát triển các sinh vật tự sinh sản ngày càng phức tạp hơn. Những hình thức sơ khai của đời sống đã tiêu thụ những vật liệu khác nhau, kể cả chất hydrogen sulfide, và thải ra dưỡng khí. Điều này dần dần đã thay đổi bầu khí quyển thành một tổng hợp mà nó có ngày nay và cho phép phát triển những hình thức đời sống cao hơn như cá, loài bò sát, loài có vú, và cuối cùng là loài người.

Hình ảnh này của một vũ trụ khởi đầu thật nóng và nguội dần khi bành trướng phù hợp với mọi bằng chứng quan sát mà chúng ta có ngày nay. Tuy nhiên, còn một số câu hỏi quan trọng chưa được giải đáp:

(1) Tại sao vũ trụ ban đầu lại nóng như thế?

(2) Tại sao vũ trụ lại đồng nhất như vậy, khi xét trên đại quy mô? Tại sao nó trông như nhau tại mọi điểm của không gian và theo mọi hướng? Đặc biệt, tại sao nhiệt độ của bối cảnh bức xạ vi ba lại gần giống nhau như vậy khi chúng ta nhìn về những hướng khác nhau? Đyếu này hơi giống như hỏi một số các học sinh một câu hỏi khảo thí. Nếu tất cả họ đều cho một câu trả lời đúng như nhau, bạn có thể khá chắc chắn họ thông tin cho nhau. Tuy nhiên, trong mô hình được mô tả ở trên, đã không có thời gian kể từ vụ nổ lớn để ánh sáng từ một khu vực xa tới một khu vực khác, mặc dù các khu vực nằm gần nhau ở vũ trụ sơ khai. Theo thuyết tương đối, nếu ánh sáng không thể đi từ một khu vực này tới một khu vực khác, các thông tin khác cũng không thể truyền đi được. Do đó không có cách nào để các khu vực khác nhau ở vũ trụ sơ khai có thể đạt tới cùng nhiệt độ như nhau, trừ phi vì một lý do nào đó không được giải thích chúng tình cờ khởi đầu với cùng nhiệt độ.

(3) Tại sao vũ trụ khởi đầu với nhịp độ bành trướng gần mức tới hạn như thế, khiến có những mô hình sẽ suy sụp và có những mô hình tiếp tục bành trướng mãi mãi, để ngay cả bây giờ, mười ngàn triệu năm sau, nó vẫn đang bành trướng với mức độ gần như tới hạn? Nếu nhịp độ bành trướng một giây sau vụ nổ lớn nhỏ hơn dù một phần của một trăm ngàn triệu triệu, vũ trụ đãõ sụp đổ trở lại trước khi nó đạt tới cỡ hiện nay.

(4) Mặc dù vũ trụ đồng nhất và giống nhau như vậy trên một tầm mức quy mô, nó chứa những bất thường có tính cách khu vực, như các ngôi sao và các thiên hà. Người ta cho rằng những vật thể này đã phát triển từ những khác biệt nhỏ về mật độ của vũ trụ sơ khai ở khu vực này so với khu vực kia. Nguồn gốc của những biến động về mật độ này là gì?

Thuyết tương đối tổng quát, một mình nóù, không thể giải thích những đặc điểm này hoặc trả lời những câu hỏi này bởi vì nó tiên đoán rằng vũ trụ đã khởi đầu với mật độ vô hạn ở điểm kỳ dị nổ lớn. Ở tình trạng điểm kỳ dị, thuyết tương đối tổng quát và mọi định luật vật lý khác sẽ sụp đổ: người ta không thể tiên đoán điều gì sẽ phát sinh từ điểm kỳ dị. Như đã được giải thích trước đây, điều này có nghĩa là người ta cũng có thể loại bỏ vụ nổ lớn, và bất cứ biến cố nào trước nó, ra khỏi lý thuyết, bởi vì chúng có thể không có hậu quả nào đối với những gì mà chúng ta quan sát. Không-thời gian có một biên giới -- một sự khởi đầu vào lúc xẩy ra vụ nổ lớn.

Khoa học có vẻ đã khám phá một bộ các định luật mà, trong những giới hạn được ấn định bởi nguyên tắc bất định, cho chúng ta biết vũ trụ sẽ phát triển như thế nào theo thời gian, nếu chúng ta biết tình trạng của nó ở bất cứ thời điểm nào. Những định luật này có thể lúc đầu đã được đặt ra bởi Thượng Đế, nhưng hình như từ đó ngài đã để mặc cho vũ trụ tiến hóa theo các định luật và hiện giờ không can thiệp vào. Nhưng ngài đã lựa chọn tình trạng hay hình dạng sơ khai của vũ trụ như thế nào? Những "điều kiện biên giới" vào lúc khởi đầu thời gian là gì?

Có thể trả lời rằng Thượng Đế đã chọn hình dung sơ khởi của vũ trụ vì những lý do mà chúng ta không thể hy vọng hiểu được. Điều này chắc chắn đã nằm trong khả năng của một đấng toàn năng, nhưng nếu ngài đã khởi đầu nó theo một cách không thể hiểu nổi như vậy, tại sao còn để nó tiến hóa theo các định luật mà chúng ta hiểu được? Toàn thể lịch sử của khoa học đã là sự nhận thức dần dần rằng các biến cố không xảy ra một cách tùy tiện, nhưng rằng chúng phản ảnh một số trật tự rõ rệt nào đó, có thể hay không thể gây ra bởi thần thánh. Sẽ chỉ là một điều tự nhiên khi giả định rằng trật tự này phải áp dụng không những cho các định luật, mà còn cho những điều kiện tại biên giới của không-thời gian mà tình trạng sơ khai của vũ trụ được ấn định. Có thể có một số lớn các mô hình vũ trụ với những điều kiện sơ khai khác nhau mà tất cả đều tuân theo các định luật. Phải có nguyên tắc nào đó đã lựa chọn một tình trạng sơ khai, và từ đó một mô hình, để mô tả vũ trụ của chúng ta.

Một sự khả dĩ như vậy là những gì được gọi là các điều kiện biên giới hỗn loạn. Những điều kiện này giản dị cho rằng hoặc vũ trụ vô tận về không gian hoặc có vô số vũ trụ trụ tới mức vô tận.Theo các điều kiện biên giới hỗn loạn, xác suất tìm được bất cứ khu vực không gian đặc biệt nào trong bất cứ hình thể nào ngay sau vụ nổ lớn cũng giống như, theo một nghĩa nào đó, xác suất tìm ra nó trong bất cứ hình thể nào khác: tình trạng sơ khai của vũ trụ được lựa chọn thuần túy một cách tình cờ. Điều này sẽ có nghĩa rằng vũ trụ ban đầu có thể đã rất hỗn loạn và bất thường bởi vì có nhiều hình dạng của vũ trụ hỗn loạn hơn và mất trật tự hơn so với những hình dạng trơn tru và trật tự. (Nếu mỗi hình dạng đều có xác suất bằng nhau, có lẽ vũ trụ đã khởi đầu ở một tình trạng hỗn loạn và mất trật tự, giản dị bởi vì có quá nhiều hình dạng như vậy.) Thật khó chấp nhận làm thế nào những điều kiện sơ khởi hỗn loạn như vậy có thể đưa tới một vũ trụ trơn tru và bình thường trên một tầm cỡ quy mô như vũ trụ của chúng ta ngày nay. Người ta cũng sẽ trông đợi những biến động về mật độ trong một mô hình như vậy phải đưa tới việc hình thành những hố đen nguyên thủy nhiều hơn nhiều so với mức tối đa đã được đặt ra bởi những quan sát bối cảnh tia gamma.

Nếu vũ trụ quả thật vô hạn về không gian, hoặc nếu vũ trụ nhiều vô số, có thể sẽ có vài khu vực rộng lớn ở đâu đó đã khởi đầu trong một trạng thái trơn tru và đồng nhất. Nó cũng hơi giống như bầy khỉ gõ hoài trên các máy đánh chữ -- hầu hết những gì chúng viết ra sẽ đều là rác rưởi, nhưng hi hữu thuần túy do tình cờ chúng đánh ra một trong những bài thơ ngắn của Shakespeare. Tương tự như vậy, trong trường hợp vũ trụ, liệu có thể rằng chúng ta đang sống trong một khu vực chỉ vì tình cờ mà trơn tru và đồng nhất hay không? Mới nhìn qua điều này có vẻ rất khó xảy ra, bởi vì những khu vực trơn tru như vậy sẽ bị tràn ngập bởi những khu vực hỗn loạn và không đều. Tuy nhiên, giả sử rằng chỉ ở những khu vực trơn tru các thiên hà và các ngôi sao mới được hình thành và các điều kiện trở nên thích hợp cho sự phát triển các sinh vật phức tạp tự sinh sản như chúng ta, những sinh vật có khả năng đặt ra câu hỏi: Tại sao vũ trụ lại trơn tru như vậy? Đây là một thí dụ của sự áp dụng điều được gọi là nguyên tắc vị nhân chủng, có thể được diễn tả bằng câu "Chúng ta thấy vũ trụ như ngày nay bởi vì chúng ta hiện hữu."

Có hai phiên bản của nguyên tắc vị nhân chủng, nguyên tắc yếu và nguyên tắc mạnh. Nguyên tắc vị nhân chủng yếu nói rằng trong một vũ trụ lớn hoặc vô hạn về không gian và thời gian, các điều kiện cần thiết cho sự phát triển đời sống thông minh sẽ chỉ đạt được trong một số khu vực giới hạn về không gian và thời gian. Các sinh vật thông minh trong những khu vực này do đó sẽ không bị ngạc nhiên nếu họ quan sát thấy rằng nơi chốn của họ trong vũ trụ thỏa mãn những điều kiện cần thiết cho sự hiện hữu của họ. Nó hơi giống như một người giầu sinh sống trong một khu nhà giầu không nhìn thấy sự nghèo khó nào cả.

Một thí dụ của việc sử dụng nguyên tắc vị nhân chủng yếu là để "giải thích" tại sao vụ nổ lớn đã xảy ra mười ngàn triệu năm về trước -- nó cần thời gian dài như thế để các sinh vật thông minh tiến hóa. Như đã được giải thích ở trên, một thế hệ ban đầu các ngôi sao trước hết phải hình thành. Những ngôi sao này đã biến đổi một số khinh khí và helium nguyên thủy thành các nguyên tố như carbon và dưỡng khí, từ đó chúng ta được cấu tạo. Các ngôi sao sau đó nổ như những vụ nổ siêu tân tinh, và những mảnh vụn của chúng làm thành những ngôi sao khác và các hành tinh, trong số đó có các ngôi sao và hành tinh của Thái Dương Hệ chúng ta, khoảng năm ngàn triệu năm tuổi. Một hoặc hai ngàn triệu năm đầu của sự hiện hữu của trái đất đã quá nóng cho sự phát triển bất cứ cái gì phức tạp. Khoảng ba ngàn triệu năm còn lại đã âm ỉ tiến trình tiến hóa sinh học, đã từ những sinh vật đơn giản nhất đưa tới những sinh vật có khả năng đo lường thời gian ngược trở lại vụ nổ lớn.

Ít ai tranh cãi về sự hợp lý hoặc ích lợi của nguyên tắc vị nhân chủng yếu. Tuy nhiên, vài người còn đi xa hơn nhiều và đề xuất một loại nguyên tắc vị nhân chủng mạnh. Theo thuyết này, hoặc có nhiều vũ trụ khác nhau hoặc nhiều khu vực khác nhau trong một vũ trụ duy nhất, mỗi khu vực có hình dạng sơ khởi riêng và, có thể, có những bộ định luật khoa học riêng. Trong hầu hết các vũ trụ này những điều kiện sẽ không thích hợp cho sự phát triển các sinh vật phức tạp; chỉ trong một số ít các vũ trụ giống như vũ trụ của chúng ta các sinh vật thông minh mới phát triển và đặt ra câu hỏi: "Tại sao vũ trụ lại như chúng ta nhìn thấy?" Câu trả lời khi đó sẽ đơn giản: Nếu nó khác, chúng ta sẽ không ở đây!

Các định luật khoa học, như chúng ta biết hiện nay, chứa nhiều con số căn bản, như cỡ các điện tích của điện tử và tỉ số các khối lượng của proton và điện tử. Chúng ta không thể, ít ra là vào lúc này, từ lý thuyết tiên đoán được các trị số của những con số này -- chúng ta phải tìm ra chúng bằng sự quan sát. Có thể rằng một ngày nào đó chúng ta sẽ khám phá ra một lý thuyết thống nhất hoàn chỉnh tiên đoán được tất cả những trị số đó, nhưng cũng có thể rằng một vài hoặc tất cả những trị số đó thay đổi từ vũ trụ này với vũ trụ khác hoặc bên trong một vũ trụ duy nhất. Sự kiện đáng chú ý là các trị số của những con số này có vẻ đã được điều chỉnh rất tỉ mỉ để làm cho sự phát triển đời sống có thể xảy ra. Chẳng hạn nếu điện tích của điện tử chỉ khác đi chút ít, các ngôi sao hoặc đã không thể đốt khinh khí và helium, hoặc nếu không chúng đã không nổ. Dĩ nhiên, có thể có những hình thức đời sống thông minh khác, ngay cả các nhà văn viết truyện khoa học giả tưởng cũng không tưởng tượng nổi, không đòi hỏi ánh sáng của một ngôi sao như mặt trời hoặc những nguyên tố hóa học nặng hơn được cấu tạo ở các ngôi sao và bị bắn trở lại vào không gian khi các ngôi sao nổ. Tuy nhiên, có vẻ rõ ràng là có một số tương đối ít các trị số cho các con số cho phép sự phát triển của bất cứ hình thức đời sống thông minh nào. Hầu hết các bộ trị số sẽ đưa tới những vũ trụ mà trong đó, mặc dù chúng có thể rất đẹp, sẽ không chứa sinh vật để chiêm ngưỡng cái đẹp đó. Người ta có thể coi đây như là bằng chứng của một mục tiêu thần thánh trong sự Sáng Thế và sự lựa chọn những định luật khoa học hoặc như sự hỗ trợ cho nguyên tắc vị nhân chủng mạnh.

Có một số những phản đối mà người ta có thể nêu lên đối với nguyên tắc vị nhân chủng mạnh như một sự giải thích trạng thái của vũ trụ đã được quan sát. Trước hết, theo ý nghĩa nào mà tất cả những vũ trụ khác nhau này có thể được nói là hiện hữu? Nếu chúng thực sự tách biệt với nhau, những gì xảy ra trong một vũ trụ khác có thể không có những hậu quả khả dĩ quan sát được trong vũ trụ của chúng ta. Do đó chúng ta phải sử dụng nguyên tắc tiết kiệm và loại chúng khỏi lý thuyết. Nếu, mặt khác, chúng chỉ là những khu vực khác nhau của một vũ trụ duy nhất, các định luật khoa học sẽ như nhau trong mỗi khu vực, bởi vì nếu không người ta không thể di chuyển liên tục từ một khu vực này sang một khu vực khác. Trong trường hợp này, sự khác biệt duy nhất giữa các khu vực sẽ là hình dạng sơ khởi của chúng và do đó nguyên tắc vị nhân chủng mạnh sẽ giảm xuống thành nguyên tắc yếu.

Một sự phản đối thứ nhì đối với nguyên tắc vị nhân chủng mạnh là nó chống lại ngọn triều của toàn thể lịch sử khoa học. Chúng ta đã tiến triển từ các môn vũ trụ học của Ptolemy và những người đi trước ông, coi trái đất là trung tâm, qua vũ trụ học của Copernicus và Galileo, coi mặt trời là trung tâm, tới hình ảnh thời nay trong đó trái đất là một hành tinh cỡ trung bình quay chung quanh một ngôi sao cỡ trung bình ở ngoài ven của một thiên hà xoắn ốc bình thường, chính thiên hà này cũng chỉ là một trong khoảng một triệu triệu thiên hà trong vũ trụ có thể quan sát được. Vậy mà nguyên tắc vị nhân chủng mạnh nói rằng toàn thể kiến trúc rộng lớn này hiện hữu giản dị để phục vụ chúng ta. Điều này thật khó mà tin được. Thái Dương Hệ này chắc chắn là một tiền đề cho sự hiện hữu của chúng ta, và người ta có thể nới rộng điều này cho toàn thể thiên hà của chúng ta để cho phép một thế hệ các ngôi sao trước đây tạo ra những nguyên tố nặng hơn. Nhưng có vẻ không có nhu cầu nào cho tất cả những thiên hà khác, cũng như để cho vũ trụ đồng nhất và tương tự ở mọi hướng trên một tầm mức lớn.

Người ta sẽ cảm thấy hài lòng hơn về nguyên tắc vị nhân chủng, ít ra là ở thể yếu, nếu người ta có thể chứng tỏ rằng một số các hình dạng sơ khởi khác nhau gán cho vũ trụ sẽ phải tiến hóa để sản xuất một vũ trụ như cái vũ trụ mà chúng ta quan sát. Nếu trường hợp này đúng, một vũ trụ phát triển từ một loại những điều kiện sơ khởi tình cờ nào đó sẽ phải chứa đựng một số khu vực trơn tru và đồng đều và thích hợp cho sự tiến hóa của đời sống thông minh. Mặt khác, nếu tình trạng sơ khởi của vũ trụ phải được lựa chọn một cách hết sức thận trọng để đưa tới cái giống như những gì chúng ta nhìn thấy chung quanh chúng ta, vũ trụ sẽ khó chứa đựng bất cứ khu vực nào trong đó đời sống sẽ xuất hiện. Trong mô hình nổ lớn nóng được mô tả ở trên, không có đủ thời gian ở vũ trụ ban đầu để nhiệt truyền từ khu vực này sang khu vực khác. Điều này có nghĩa trạng thái ban đầu của vũ trụ sẽ phải có nhiệt độ đúng y như nhau ở mọi nơi để giải thích sự kiện rằng nền sóng ngắn có cùng nhiệt độ ở mọi hướng mà chúng ta nhìn. Nhịp độ bành trướng ban đầu cũng sẽ phải được lựa chọn thật chính xác để nhịp độ bành trướng sẽ gần sát với nhịp độ tới hạn cần thiết để tránh suy sụp trở lại. Điều này có nghĩa là trạng thái sơ khởi của vũ trụ quả thật đã phải được lựa chọn thật cẩn thận nếu mô hình nổ lớn nóng là đúng từ lúc khởi thủy của thời gian. Sẽ rất khó giải thích tại sao vũ trụ đã phải bắt đầu đúng như vậy, trừ phi đó là hành động của một Thượng Đế muốn tạo ra những sinh vật như chúng ta.

Trong một cố gắng để tìm ra một mô hình vũ trụ trong đó nhiều hình dạng sơ khởi khác nhau có thể đã tiến hóa tới tình trạng như vũ trụ hiện nay, một khoa học gia tại Viện Kỹ Thuật Học Massachusetts (MIT), Alan Guth, đã cho rằng vũ trụ ban đầu có thể đã trải qua một thời kỳ bành trướng rất nhanh. Sự bành trướng này được gọi là "lạm phát," nghĩa là có một lúc vũ trụ đã bành trướng theo một nhịp độ ngày càng tăng thay vì nhịp độ giảm dần như ngày nay. Theo Guth, bán kính của vũ trụ đã gia tăng gấp một triệu triệu triệu triệu triệu (số 1 với ba mươi số không theo sau) lần chỉ trong vòng một phần nhỏ của một giây.

Guth cho rằng vũ trụ đã khởi đầu từ vụ nổ lớn trong một tình trạng rất nóng, nhưng hơi hỗn loạn. Những nhiệt độ cao này có nghĩa rằng các hạt trong vũ trụ đã di chuyển rất nhanh và đãõ có các năng lượng cao. Như chúng ta đã thảo luận trước đây, người ta sẽ trông đợi rằng ở những nhiệt độ cao như vậy các lực hạt nhân mạnh và yếu và lực điện từ sẽ thống nhất tất cả với nhau thành một lực duy nhất. Khi vũ trụ bành trướng, nó sẽ nguội lại, và các năng lượng hạt sẽ giảm đi. Cuối cùng sẽ có điều được gọi là một sự chuyển tiếp pha (phase transition) và sự đối xứng giữa các lực sẽ bị phá vỡ: lực mạnh sẽ trở nên khác với các lực yếu và điện từ. Một thí dụ thông thường của một sự chuyển tiếp pha là sự đông đá của nước khi bạn làm nguội nó đi. Nước lỏng có tính cách đối xứng, giống nhau ở mọi điểm và mọi hướng. Tuy nhiên, khi các tinh thể nước đá hình thành, chúng sẽ có những vị trí xác định và sẽ được sắp xếp theo một hướng nào đó. Điều này phá vỡ sự đối xứng của nước.

Trong trường hợp nước, nếu người ta cẩn thận, người ta có thể làm "siêu lạnh" nó, nghĩa là, người ta có thể giảm nhiệt độ xuống dưới điểm đông đá (0o C) mà không làm đông đá. Guth cho rằng vũ trụ có thể đã cư xử theo một đường lối tương tự: nhiệt độ có thể hạ xuống dưới trị số tới hạn mà sự đối xứng giữa các lực không bị phá vỡ. Nếu điều này xảy ra, vũ trụ sẽ ở trong một trạng thái không bền, với nhiều năng lượng hơn là nếu sự đối xứng đã bị phá vỡ. Năng lượng phụ trội đặc biệt này có thể được chứng tỏ là có một hậu quả phản trọng lực: nó sẽ phản ứng giống như hằng số vũ trụ mà Einstein đã đưa vào thuyết tương đối tổng quát khi ông cố xây dựng một mô hình tĩnh cho vũ trụ. Bởi vì vũ trụ đang bành trướng giống như trong một mô hình nổ lớn nóng, tác dụng đẩy của hằng số vũ trụ này do đó đã làm cho vũ trụ bành trướng với một nhịp độ ngày càng tăng. Ngay cả trong những khu vực có nhiều hạt vật chất hơn mức trung bình, sức hấp dẫn trọng lực của vật chất sẽ bị đè bẹp bởi sức đẩy của tác dụng hằng số vũ trụ. Do đó những khu vực này cũng sẽ bành trướng một cách quá lạm phát. Khi chúng bành trướng và các hạt vật chất trở nên càng xa nhau, sẽ còn một vũ trụ bành trướng khó còn chứa đựng hạt nào mà vẫn còn ở trong tình trạng siêu lạnh. Bất cứ sự bất thường nào trong vũ trụ sẽ giản dị trở nên trơn tru do sự bành trướng, giống như những vết nhăn trên một quả bóng trở nên nhẵn nhụi khi người ta thổi phồng nó lên. Do đó tình trạng trơn tru và đồng đều của vũ trụ có thể đã tiến hóa từ nhiều tình trạng sơ khởi không đồng đều khác nhau.

Trong một vũ trụ như vậy, trong đó sự bành trướng được gia tốc bởi hằng số vũ trụ thay vì chậm lại bởi hấp dẫn trọng lực của vật chất, sẽ có đủ thời gian để ánh sáng di chuyển từ một khu vực này sang một khu vực khác trong vũ trụ sơ khai. Điều này có thể cung cấp một giải đáp cho vấn đề, được nêu lên trước đây, là tại sao những khu vực khác nhau trong vũ trụ ban đầu đã có cùng các tính chất. Hơn nữa, nhịp độ bành trướng của vũ trụ sẽ tự động trở thành rất gần với nhịp độ tới hạn định đoạt bởi mật độ năng lượng của vũ trụ. Điều này do đó có thể giải thích tại sao nhịp độ bành trướng vẫn còn gần với nhịp độ tới hạn, mà không phải giả định rằng nhịp bành trướng ban đầu của vũ trụ đã được lựa chọn thật cẩn thận.

Ý niệm lạm phát có thể cũng giải thích được tại sao có nhiều vật chất trong vũ trụ như vậy. Có vào khoảng mười triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu (số 1 với 80 số không theo sau) hạt ở trong khu vực vũ trụ mà chúng ta có thể quan sát. Chúng tất cả đã từ đâu đến? Câu trả lời là, trong thuyết lượng tử, các hạt có thể được tạo ra từ năng lượng dưới hình thức những cặp hạt/phản hạt. Nhưng điều đó lại đặt ra vấn đề năng lượng từ đâu mà ra. Câu trả lời là năng lượng tổng cộng của vũ trụ vừa đúng bằng số không. Vật chất trong vũ trụ được cấu tạo bởi năng lượng dương. Tuy nhiên, vật chất tất cả đều tự hấp dẫn bởi trọng lực. Hai mẩu vật chất nằm gần nhau có ít năng lượng hơn là cũng hai mẩu đó nằm cách xa nhau, bởi vì người ta phải tốn năng lượng để tách rời chúng chống lại hấp lực kéo chúng lại gần nhau. Như vậy, theo một nghĩa nào đó, trọng trường có năng lượng âm. Trong trường hợp một vũ trụ gần như đồng đều trong không gian, người ta có thể chứng tỏ rằng năng lượng hấp dẫn âm này vừa đúng triệt tiêu năng lượng dương biểu hiện bởi vật chất. Do đó năng lượng tổng cộng của vũ trụ là số không.

Mà hai lần số không cũng là số không. Như vậy vũ trụ có thể tăng gấp đôi số năng lượng vật chất dương và cũng tăng gấp đôi năng lượng hấp dẫn âm mà không vi phạm sự bảo tồn năng lượng. Điều này không xảy ra trong sự bành trướng bình thường của vũ trụ trong đó mật độ năng lượng của vật chất giảm đi khi vũ trụ trở nên lớn hơn. Tuy nhiên, nó xảy ra trong sự bành trướng quá lạm phát bởi vì mật độ năng lượng của tình trạng siêu lạnh vẫn không đổi trong khi vũ trụ bành trướng: khi vũ trụ lớn gấp đôi, năng lượng vật chất dương và năng lượng hấp dẫn âm cả hai đều tăng gấp đôi, do đó năng lượng tổng cộng vẫn bằng 0. Trong giai đoạn quá lạm phát, vũ trụ gia tăng độ lớn bởi một lượng rất lớn. Do đó số năng lượng tổng cộng để làm ra các hạt trở nên rất lớn.

Vũ trụ ngày nay không bành trướng theo kiểu quá lạm. Như vậy phải có một cơ chế nào đó đã loại trừ hằng số vũ trụ rất lớn và do đó thay đổi nhịp độ bành trướng từ nhanh dần thành chậm dần bởi hấp lực, như chúng ta có ngày nay. Trong sự bành trướng quá lạm phát người ta có thể trông đợi rằng cuối cùng sự đối xứng giữa các lực sẽ bị phá vỡ, giống như nước siêu lạnh cuối cùng luôn luôn đông lại. Năng lượng phụ trội của tình trạng đối xứng không bị phá vỡ khi đó sẽ được giải phóng và sẽ làm nóng trở lại vũ trụ tới một nhiệt độ chỉ dưới nhiệt độ tới hạn cho sự đối xứng giữa các lực. Vũ trụ khi đó sẽ tiếp tục bành trướng và nguội lại giống như mô hình nổ lớn nóng, nhưng bây giờ sẽ có một sự giải thích tại sao vũ trụ lại bành trướng ở đúng nhịp độ tới hạn và tại sao các khu vực khác nhau lại có cùng nhiệt độ.

Trong đề xuất sơ khởi của Guth sự chuyển tiếp pha được coi như xảy ra bất ngờ, hơi giống như sự xuất hiện của các tinh thể nước đá trong nước thật lạnh. Ông đã cho rằng các "bong bóng" của giai đoạn mới của sự đối xứng bị phá vỡ đã hình thành trong giai đoạn trước, giống như những bong bóng hơi nước bị bao quanh bởi nước sôi. Những bong bóng được cho là sẽ bành trướng và kết hợp với nhau cho tới khi toàn thể vũ trụ ở trong giai đoạn mới. Điều trục trặc là, như tôi và vài người khác đã vạch ra, vũ trụ đã bành trướng nhanh đến độ dù cho các bong bóng lớn lên với tốc độ ánh sáng, chúng sẽ di chuyển rời xa nhau và do đó không thể kết hợp được. Vũ trụ sẽ ở trong một tình trạng không đồng đều, với vài khu vực vẫn còn có sự đối xứng giữa những lực khác nhau. Một mô hình vũ trụ như vậy sẽ không phù hợp với những gì mà chúng ta thấy.

Vào tháng Mười năm 1981, tôi đã đi Moscow để tham dự một hội nghị về hấp lực lượng tử, Sau hội nghị tôi đã tổ chức một cuộc hội thảo về mô hình lạm phát và những vấn nạn của nó tại Viện Thiên Văn Sternberg. Trước đó, tôi đã nhờ người khác đọc giùm những bài viết của tôi, bởi vì hầu hết mọi người không hiểu được giọng nói của tôi. Nhưng đã không có thì giờ để sửa soạn cuộc hội thảo này, do đó tôi đã tự đọc, với một trong số những sinh viên tốt nghiệp của tôi nhắc lại lời tôi nói. Cách đó rất tốt, và đã giúp tôi tiếp xúc được nhiều hơn với thính giả của tôi. Trong đám thính giả có một người Nga trẻ tuổi, Andrei Linde, thuộc Viện Lebedev ở Moscow. Ông nói sự khó khăn về chuyện các bong bóng không thể kết hợp với nhau có thể tránh được nếu các bong bóng lớn đến độ khu vực vũ trụ của chúng ta tất cả đều được chứa đựng bên trong một bong bóng duy nhất. Để điều này xảy ra, sự thay đổi từ tình trạngï đối xứng tới tình trạngï đối xứng bị phá vỡ phải đã diễn ra rất chậm chạp bên trong bong bóng, nhưng điều này hầu như có thể xảy ra theo các lý thuyết thống nhất lớn. Ý kiến của Linde về một sự phá vỡ chậm sự đối xứng tỏ ra rất tốt, nhưng sau đó tôi nhận thấy rằng những bong bóng của ông ta sẽ phải lớn hơn cỡ của vũ trụ lúc đó! Tôi đã chứng tỏ rằng đúng ra sự đối xứng sẽ sụp đổ tại mọi nơi cùng một lúc, thay vì chỉ bên trong các bong bóng. Điều này sẽ đưa tới một vũ trụ đồng nhất, như chúng ta quan sát. Tôi đã rất hứng khởi bởi ý tưởng này và đã thảo luận nó với một trong những sinh viên của tôi, Ian Moss. Tuy nhiên, với tư cách một người bạn của Linde, tôi đã hơi bối rối, khi sau đó tôi nhận được một luận văn của ông, do một đặc san khoa học gửi tới, và hỏi liệu có thích hợp để đăng hay không. Tôi đã trả lời rằng có khuyết điểm này về chuyện các bong bóng lớn hơn vũ trụ, nhưng ý niệm căn bản về một phá vỡ chậm của sự đối xứng là điều rất tốt. Tôi đã khuyến cáo là cứ đăng nguyên văn tài liệu bởi vì Linde sẽ cần vài tháng để sửa lại, vì bất cứ cái gì ông gửi cho Tây phương cũng phải qua cơ quan kiểm duyệt của Xô Viết, vốn không chuyên môn lắm và cũng không nhanh nhẹn đối với các tài liệu khoa học. Thay vào đó, tôi đã viết một tài liệu ngắn cùng với Ian Moss cũng trong đặc san này trong đó chúng tôi đã vạch ra vấn nạn này về bong bóng và cho thấy nó có thể được giải quyết như thế nào.

Một ngày sau khi từ Moscow trở về, tôi khởi hành đi Philadelphia, nơi tôi sẽ nhận một huy chương do Viện Franklin trao tặng. Cô thư ký của tôi, Judy Fella, đã dùng sự khả ái để thuyết phục hãng hàng không British Airways cho nàng và tôi hai chỗ ngồi miễn phí trên một chuyến máy bay Concord như là một hành động quảng cáo. Tuy nhiên, trên đường tới phi trường tôi bị một trận mưa lớn gây chậm trễ và đã bị lỡ chuyến bay. Dù sao, cuối cùng tôi cũng đã tới được Philadelphia để nhận huy chương. Rồi tôi được yêu cầu tổ chức một buổi hội thảo về vũ trụ lạm phát tại trường Đại Học Drexel ở Philadelphia. Tôi đã nói về những vấn nạn của vũ trụ lạm phát, giống như đã nói ở Moscow.

Một ý tưởng rất giống với ý tưởng của Linde đã được đưa ra một cách độc lập một vài tháng sau bởi Paul Steinhardt và Andreas Albrecht thuộc trường đại học Pennsylvania. Họ hiện giờ được coi như cùng với Linde có công nghĩ ra cái được gọi là "mô hình lạm phát mới," căn cứ vào ý tưởng về một phá vỡ chậm của sự đối xứng. (Mô hình lạm phát cũ là đề xuất nguyên thủy của Guth về sự phá vỡ đối xứng nhanh với sự hình thành các bong bóng.)

Mô hình lạm phát mới là một cố gắng tốt để giải thích tại sao vũ trụ lại như ngày nay. Tuy nhiên, tôi và vài người khác đã chứng tỏ rằng, ít nhất trong hình thức nguyên thủy, nó đã tiên đoán những biến đổi lớn lao hơn nhiều về nhiệt độ của bối cảnh bức xạ vi ba so với kết quả được quan sát. Công trình sau này cũng đã đặt ra sự ngờ vực về chuyện liệu có thể có một chuyển tiếp pha ở chính vũ trụ ban đầu hay không. Theo quan điểm cá nhân của tôi, mô hình lạm phát mới hiện giờ là một lý thuyết khoa học đã chết, mặc dù nhiều người có vẻ như đã không nghe nói về cái chết của nó và vẫn còn đang viết tài liệu như thể nó sống được. Một mô hình tốt hơn, được gọi là mô hình lạm phát hỗn loạn, đã được đưa ra bởi Linde năm 1983. Trong mô hình này không có chuyển tiếp pha hoặc siêu lạnh. Thay vào đó, có một trường số quay 0, mà, bởi vì những biến đổi lượng tử, sẽ có những trị sốù lớn ở vài khu vực của vũ trụ ban đầu. Năng lượng của trường ở những khu vực đó sẽ phản ứng như một hằng số vũ trụ. Nó sẽ có một hiệu ứng hấp lực đẩy, và do đó làm cho những khu vực đó bành trướng theo lối lạm phát. Khi chúng bành trướng, năng lượng của trường bên trong chúng sẽ từ từ giảm bớt cho tới khi sự bành trướng lạm phát thay đổi sang một sự bành trướng như trong mô hình nổ lớn nóng. Một trong số những khu vực này sẽ trở thành những gì mà hiện nay chúng ta thấy với tính cách vũ trụ có thể quan sát được. Mô hình này có tất cả những ưu điểm của những mô hình lạm phát trước đây, nhưng nó không tùy thuộc vào một chuyển tiếp pha khó tin, và hơn nữa nó có thể cho một tầm cỡ vừa phải cho những biến đổi về nhiệt độ của bối cảnh bức xạ vi ba vốn phù hợp với sự quan sát.

Công trình về các mô hình lạm phát đã chứng tỏ rằng tình trạng hiện giờ của vũ trụ có thể đã nổi lên từ một con số khá lớn các hình dạng sơ khởi khác nhau. Điều này rất quan trọng, bởi vì nó chứng tỏ rằng tình trạng ban đầu của phần vũ trụ mà chúng ta đang sống đã không được lựa chọn với sự thận trọng lớn lao. Do đó chúng ta có thể, nếu chúng ta muốn, sử dụng nguyên tắc vị nhân chủng yếu để giải thích tại sao vũ trụ trông giống như hiện nay. Tuy nhiên, nó không thể là trường hợp cho rằng mọi hình dạng ban đầu sẽ đưa tới một vũ trụ giống như vũ trụ chúng ta quan sát. Người ta có thể chứng tỏ điều này bằng cách xem xét một tình trạng rất khác đối với vũ trụ hiện thời, thí dụ, một tình trạng rất xô bồ và bất thường. Người ta có thể sử dụng những định luật khoa học để quay vũ trụ ngược thời gian để xác định hình dạng của nó vào những lúc đầu. Theo những định lý về điểm kỳ dị của thuyết tương đối tổng quát cổ điển, cũng vẫn có một điểm kỳ dị nổ lớn. Nếu bạn khiến cho một vũ trụ như vậy tiến hóa theo thời gian, theo các định luật khoa học, cuối cùng bạn sẽ có một tình trạng xô bồ và bất thường mà bạn đã khởi đầu. Như vậy đã phải có những hình dạng ban đầu không đưa tới một vũ trụ như chúng ta thấy ngày nay. Do đó ngay cả mô hình lạm phát cũng không cho chúng ta biết tại sao hình dạng sơ khởi đã không phát sinh ra cái khác biệt nhiều với những gì chúng ta quan sát. Chúng ta có phải quay trở lại nguyên tác vị nhân chủng để tìm một sự giải thích hay không? Phải chăng tất cả chỉ là một tình cờ may mắn? Điều đó sẽ có vẻ là một ý kiến đáng thất vọng, một sự phủ định mọi hy vọng của chúng ta để hiểu biết về trật tự tiềm ẩn của vũ trụ.

Để tiên đoán việc vũ trụ đã phải khởi đầu như thế nào, người ta cần những định luật có giá trị ở lúc khởi đầu thời gian. Nếu thuyết tương đối tổng quát cổ điển là đúng, những định lý điểm kỳ dị mà Roger Penrose và tôi đã chứng minh cho thấy rằng sự khởi đầu của thời gian sẽ phải ở một điểm mật độ vô hạn và độ cong không-thời gian vô hạn. Mọi định luật khoa học đã biết sẽ sụp đổ ở một điểm như vậy. Người ta có thể giả thử rằng có những định luật mới có giá trị ở những điểm kỳ dị, nhưng sẽ rất khó khăn để hình thành những định luật như vậy tại những điểm bất bình thường như vậy, và chúng ta sẽ không có sự hướng dẫn từ những quan sát để xem những định luật đó có thể như thế nào. Tuy nhiên, những gì các định lý điểm kỳ dị thực sự cho thấy là trường hấp lực trở thành mạnh đến độ các hiệu quả hấp lực lượng tử trở thành quan trọng: lý thuyết cổ điển không còn là một mô tả tốt về vũ trụ. Do đó người ta phải sử dụng một thuyết trọng lực lượng tử để thảo luận chính những giai đoạn đầu của vũ trụ. Như chúng ta sẽ thấy, những định luật khoa học thông thường có thể có giá trị ở mọi nơi trong thuyết lượng tử, kể cả lúc khởi đầu thời gian: không cần phải đề xuất những định luật mới cho các điểm kỳ dị, bởi vì không cần có bất cứ điểm kỳ dị nào trong thuyết lượng tử.

Chúng ta chưa có một lý thuyết trọn vẹn và phù hợp để tổng hợp cơ học lượng tử và hấp lực. Tuy nhiên, chúng ta khá chắc chắn về vài đặc tính mà một thuyết thống nhất như vậy phải có. Một đặc điểm là nó phải hội nhập ý kiến của Feynman để hình thành thuyết lượng tử liên quan đến suốt lịch sử vũ trụ. Theo phương pháp này, một hạt không phải chỉ có một lịch sử duy nhất, như trong một lý thuyết cổ điển. Thay vào đó, nó được coi như đi theo mọi con đường có thể có trong không-thời gian, và với mỗi lịch sử trong số các lịch sử này, có liên kết một cặp số, một số chỉ cỡ của một sóng và số kia chỉ vị trí của nó trong chu kỳ (pha) của nó. Xác suất để hạt đó đi qua một điểm đặc biệt nào đó được tìm thấy bằng cách cộng các sóng kết hợp với mọi lịch sử có thể đi qua điểm đó. Tuy nhiên, khi người ta thực sự cố thực hiện những tổng số này, người ta gặp phải những khó khăn kỹ thuật trầm trọng. Cách duy nhất để tránh những khó khăn này là đi theo sự chỉ dẫn đặc biệt: Người ta phải cộng tất cả những sóng cho các lịch sử hạt không nằm trong thời gian "thực" mà bạn và tôi trải qua nhưng xảy ra trong cái được gọi là thời gian tưởng tượng. Thời gian tưởng tượng có thể nghe như khoa học giả tưởng nhưng thực ra nó là một ý niệm toán học được định nghĩa rõ ràng. Nếu chúng ta lấy bất cứ con số bình thường nào (hay số "thực") và nhân với chính nó, kết quả là một số dương. (Thí dụ, 2 nhân với 2 là 4, nhưng -2 nhân với -2 cũng là 4). Tuy nhiên, có những con số đặc biệt (gọi là ảo) cho những số âm khi được nhân bởi chính nó. (Số được gọi là i, khi nhân với chính nó, cho ta -1, 2i nhân với chính nó cho ta -4, và cứ thế.) Để tránh những khó khăn kỹ thuật với tổng số lịch sử của Feynman, người ta phải dùng thời gian tưởng tượng. Nghĩa là, vì các mục đích tính toán người ta phải dùng các số ảo để đo thời gian, thay vì các số thật. Điều này có một hậu quả đáng chú ý về không-thời gian: sự phân biệt giữa thời gian và không gian biến mất hoàn toàn. Một không-thời gian trong đó những biến cố có những trị giá ảo về tọa độ thời gian được gọi là thuộc hình học Euclide, gọi theo tên của nhà toán học Hy Lạp Euclide, người đã lập ra sự nghiên cứu hình học của các bề mặt hai chiều. Những gì mà hiện giờ chúng ta gọi là không thời gian theo hình học Euclide rất tương tự ngoại trừ nó có bốn chiều thay vì hai chiều. Trong không-thời gian Euclide không có sự khác biệt giữa chiều thời gian và các chiều không gian. Mặt khác, trong không-thời gian thực, trong đó các biến cố được gán cho những trị số thực, bình thường về tọa độ thời gian, rất dễ nhìn ra sự khác biệt -- hướng thời gian ở mọi điểm nằm bên trong hình nón ánh sáng, và các chiều không gian nằm bên ngoài. Trong bất cứ trường hợp nào, nói về cơ học lượng tử thường ngày, chúng ta có thể coi việc chúng ta sử dụng thời gian tưởng tượng và không-thời gian Euclide như chỉ là một công cụ toán học (hay mánh lới) để tính toán những giải đáp về không-thời gian thực.

Một đặc điểm thứ nhì mà chúng ta nghĩ phải nằm trong bất cứ lịch sử tối hậu nào là ý tưởng của Einstein cho rằng trường hấp lực được biểu diễn bởi không-thời gian cong: những hạt cố đi theo cái gần gũi nhất với một con đường thẳng trong một không gian cong, nhưng bởi vì không-thời gian không phẳng, những đường đi của chúng có vẻ bị cong, như thể bị uốn cong bởi một trường hấp lực. Khi chúng ta áp dụng tổng số lịch sử của Feynman cho quan điểm của Einstein về hấp lực, sự tương tự về lịch sử của một hạt hiện giờ là một không-thời gian cong hoàn toàn biểu hiện lịch sử của toàn thể vũ trụ. Để tránh những khó khăn kỹ thuật trong việc tính toán thực sự tổng số lịch sử, những không-thời gian cong này phải được coi như thuộc hình học Euclide. Nghĩa là, thời gian là ảo và không thể phân biệt được với những chiều trong không gian. Để tính toán xác suất tìm ra một không-thời gian thực với một đặc tính chắc chắn nào đó, như nhìn giống nhau tại mọi điểm và theo mọi hướng, người ta cộng tất cả những sóng kết hợp với mọi lịch sử có đặc điểm đó.

Trong thuyết tương đối tổng quát cổ điển, có nhiều không-thời gian cong khác nhau, mỗi cái tương ứng với một tình trạng sơ khởi khác nhau của vũ trụ. Nếu chúng ta biết tình trạng sơ khởi của vũ trụ, chúng ta sẽ biết trọn lịch sử của nó. Tương tự, trong thuyết hấp lực lượng tử, có nhiều tình trạng lượng tử có thể có cho vũ trụ. Một lần nữa, nếu chúng ta biết các không-thời gian cong theo hình học Euclide trong tổng số lịch sử phản ứng ở những thời gian ban đầu, chúng ta sẽ biết tình trạng lượng tử của vũ trụ.

Trong thuyết hấp lực cổ điển, căn cứ vào không-thời gian thực, chỉ có hai cách mà vũ trụ có thể phản ứng: hoặc nó đã tồn tại trong một thời gian vô tận, hoặc nếu không thì nó đã có một khởi đầu tại một điểm kỳ dị ở một thời điểm nhất định nào đó trong quá khứ. Trong thuyết hấp lực lượng tử, mặt khác, một khả dĩ thứ ba nổi lên. Bởi vì người ta sử dụng không-thời gian Euclide, trong đó chiều thời gian có cùng căn bản như các chiều trong không gian, không-thời gian có thể hữu hạn mà vẫn không có những điểm kỳ dị để hình thành một biên giới hoặc bờ. Không-thời gian sẽ giống như bề mặt của trái đất, chỉ khác là có thêm hai chiều nữa. Bề mặt của trái đất là hữu hạn nhưng nó không có một biên giới hoặc bờ: nếu bạn khởi đi về hướng mặt trời lặn, bạn không rơi ra ngoài bờ hoặc gặp một điểm kỳ dị. (Tôi biết, bởi vì tôi đã đi vòng quanh thế giới!)

Nếu không-thời gian Euclide rút ngắn lại tới thời gian tưởng tượng vô hạn, hoặc khởi đầu tại một điểm kỳ dị trong thời gian tưởng tượng, chúng ta cũng có cùng vấn nạn như trong lý thuyết cổ điển khi muốn định rõ tình trạng sơ khởi của vũ trụ: chỉ có Trời mới biết vũ trụ đã bắt đầu như thế nào, nhưng chúng ta không thể đưa ra bất cứ lý do nào để cho rằng nó đã khởi sự bằng cách này thay vì bằng cách kia. Mặt khác, thuyết hấp lực lượng tử đã mở ra một sự khả dĩ mới, trong đó sẽ không có biên giới cho không-thời gian và do đó sẽ không cần định rõ phản ứng tại biên giới. Sẽ không có các điểm kỳ dị tại đó các định luật khoa học sụp đổ và không có bờ không-thời gian tại đó người ta sẽ phải kêu gọi Thượng Đế hoặc một định luật mới nào đó để đặt ra những điều kiện biên giới cho không-thời gian. Người ta có thể nói: "Điều kiện biên giới của vũ trụ là nó không có biên giới nào cả." Vũ trụ sẽ hoàn toàn tự chứa đựng và không bị ảnh hưởng bởi bất cứ cái gì bên ngoài nó. Nó không được tạo ra cũng không bị hủy diệt. Nó chỉ HIỆN HỮU.

Chính tại cuộc hội thảo ở Vatican như đã được đề cập ở trên, tôi đã đưa ra đầu tiên ý kiến rằng có thể thời gian và không gian cùng nhau làm thành một bề mặt hữu hạn về tầm cỡ nhưng đã không có biên giới hoặc bờ bến nào. Tuy nhiên, tài liệu của tôi hơi thiên về toán học, do đó những hàm ý của nó về vai trò của Thượng Đế trong sự sáng tạo ra vũ trụ lúc đó đã không được thừa nhận rộng rãi. Vào thời gian cuộc hội thảo Vatican, tôi đã không biết làm thế nào để đưa ý niệm "không biên giới" vào việc thực hiện những tiên đoán về vũ trụ. Tuy nhiên, tôi đã trải qua mùa hè sau đó tại trường đại học Santa Barbara của California. Tại đó, một người bạn và cũng là đồng nghiệp của tôi, Jim Hartle, đã nghiên cứu cùng với tôi những điều kiện mà vũ trụ phải thỏa mãn nếu không-thời gian không có giới hạn. Khi tôi trở về Cambridge, tôi đã tiếp tục công việc này với hai trong số những nghiên cứu sinh của tôi, Julian Luttrel và Jonathan Halliwell.

Tôi cũng muốn nhấn mạnh rằng ý tưởng thời gian và không gian phải hữu hạn mà không có biên giới chỉ là một đề nghị: nó không thể được suy ra từ một nguyên tắc nào khác. Giống như bất cứ lý thuyết khoa học nào khác, nó có thể lúc đầu được đưa ra vì những lý do thẩm mỹ hoặc siêu hình, nhưng sự thử thách thực sự là liệu nó có khiến những tiên đoán phù hợp với sự quan sát hay không. Tuy nhiên, điều này rất khó xác định trong trường hợp hấp lực lượng tử, vì hai lý do. Trước hết, như sẽ được giải thích trong chương kế tiếp, chúng ta chưa biết chắc chắn đúng ra lý thuyết nào phối hợp một cách thành công thuyết tương đối tổng quát và cơ học lượng tử, mặc dù chúng ta biết hầu như rất nhiều về hình thức mà một lý thuyết như vậy phải có. Thứ nhì, bất cứ mô hình nào mô tả chi tiết toàn thể vũ trụ cũng sẽ quá phức tạp về phương diện toán học để chúng ta có thể tính toán đúng những tiên đoán. Do đó người ta phải thực hiện những giả thiết và ước lượng được đơn giản hóa -- và ngay cả khi đó, vấn đề rút ra những tiên đoán vẫn còn là một vấn đề khó khăn.

Mỗi lịch sử trong tổng cộng lịch sử sẽ mô tả không phải chỉ không-thời gian mà cả mọi thứ trong đó, kể cả bất cứ sinh vật phức tạp nào như con người, là sinh vật có thể quan sát lịch sử của vũ trụ. Điều này có thể cung cấp một sự biện minh khác cho nguyên tắc vị nhân chủng, bởi vì nếu mọi lịch sử đều có thể xảy ra, thì chừng nào chúng ta hiện hữu trong một trong số những lịch sử đó, chúng ta có thể sử dụng nguyên tắc vị nhân chủng để giải thích tại sao vũ trụ lại được thấy như tình trạng của nó hiện nay. Ý nghĩa nào là đúng để có thể được gán cho những lịch sử khác, trong đó chúng ta không hiện hữu, là điều không rõ ràng. Tuy nhiên, quan điểm này về thuyết hấp lực lượng tử sẽ hài lòng hơn nhiều, nếu người ta có thể chứng tỏ rằng, dùng tổng số lịch sử, vũ trụ của chúng ta không phải chỉ là một trong những lịch sử có thể xảy ra nhưng là một trong những lịch sử có thể xảy ra nhất. Để làm điều này, chúng ta phải thực hiện việc cộng các lịch sử có thể xảy ra cho mọi không-thời gian Euclide không có biên giới.

Theo đề xuất không biên giới, người ta biết rằng cơ hội để vũ trụ được coi như đi theo hầu hết các lịch sử có thể xảy ra không đáng kể, nhưng có một nhóm đặc biệt các lịch sử có cơ hội xảy ra nhiều hơn các nhóm khác. Những lịch sử này có thể được hình dung như giống bề mặt của trái đất, với khoảng cách từ Bắc Cực đại diện thời gian tưởng tượng và cỡ của một vòng tròn cách một khoảng cố định từ Bắc Cực đại diện cỡ không gian của vũ trụ. Vũ trụ khởi đầu tại Bắc Cực như một điểm duy nhất. Khi người ta di chuyển về phía nam, các vòng tròn vĩ tuyến ở khoảng cách cố định từ Bắc Cực trở nên lớn hơn, tương ứng với vũ trụ bành trướng với thời gian tưởng tượng (Hình 8.1). Vũ trụ sẽ đạt tới một cỡ tối đa ở đường xích đạo và sẽ thu rút lại với thời gian tưởng tượng tăng lên tới một điểm duy nhất ở Nam Cực. Mặc dù vũ trụ sẽ có cỡ bằng 0 tại các cực Bắc và Nam, những điểm này sẽ không phải là các điểm kỳ dị. Các định luật khoa học sẽ có giá trị tại những điểm đó, cũng như chúng có giá trị tại Bắc và Nam Cực trên trái đất.

Tuy nhiên, lịch sử của vũ trụ ở thời gian thực, trông sẽ rất khác. Ở vào khoảng mười hoặc hai mươi ngàn triệu năm về trước, nó sẽ có một cỡ tối thiểu, bằng với bán kính tối đa của lịch sử trong thời gian tưởng tượng. Ở những thời gian thực sau này, vũ trụ sẽ bành trướng như mô hình lạm phát hỗn loạn đề xuất bởi Linde (nhưng bây giờ người ta sẽ không phải giả sử rằng vũ trụ đã được tạo ra bằng cách nào đó trong tình trạng thích hợp). Vũ trụ sẽ bành trướng tới một cỡ rất lớn và cuối cùng nó sẽ suy sụp trở lại thành cái giống như một điểm kỳ dị trong thời gian thực. Như vậy, theo một ý nghĩa nào đó, tất cả chúng ta vẫn đi tới tận thế, dù cho chúng ta tránh xa các hố đen. Chỉ trong trường hợp chúng ta có thể hình dung vũ trụ theo thời gian tưởng tượng thì mới không có những điểm kỳ dị.

Nếu vũ trụ thực sự ở trong một tình trạng lượng tử như vậy, sẽ không có các điểm kỳ dị trong lịch sử của vũ trụ trong thời gian tưởng tượng. Do đó có vẻ rằng công trình mới đây hơn của tôi đã hoàn toàn phủ nhận các kết quả của công trình trước đây của tôi về các điểm kỳ dị. Nhưng, như nói ở trên, tầm quan trọng thực sự của các định lý điểm kỳ dị là chúng đã chứng tỏ rằng trường hấp lực phải trở nên mạnh đến độ các hậu quả hấp lực lượng tử không thể bị bỏ qua. Điều này do đó lại đưa tới ý niệm rằng vũ trụ có thể hữu hạn trong thời gian tưởng tượng nhưng không có các biên giới hoặc các điểm kỳ dị. Tuy nhiên, khi người ta quay trở lại thời gian thực trong đó chúng ta sinh sống, có vẻ vẫn sẽ có những điểm kỳ dị. Nhà du hành vũ trụ bất hạnh nào rơi vào một hố đen vẫn sẽ đi tới một kết cuộc khó chịu, chỉ khi nào ông ta sống trong thời gian tưởng tượng mới không gặp các điểm kỳ dị.

Điều này có thể gợi ý rằng cái được gọi là thời gian tưởng tượng thực ra là thời gian thực, và rằng điều mà chúng ta gọi là thời gian thực chỉ là một ảo ảnh của những tưởng tượng của chúng ta. Trong thời gian thực, vũ trụ có một khởi đầu và một kết cuộc ở các điểm kỳ dị để hình thành một biên giới cho không-thời gian và tại đó các định luật khoa học sụp đổ. Nhưng trong thời gian tưởng tượng, không có những điểm kỳ dị hoặc biên giới. Như vậy có thể những gì chúng ta gọi là thời gian tưởng tượng thực ra có căn bản hơn, và cái mà chúng ta gọi là thực chỉ là một ý niệm mà chúng ta tạo ra để giúp chúng ta mô tả những gì mà chúng ta nghĩ giống vũ trụ. Nhưng theo phương pháp mà tôi đã mô tả trong chương 1, một lý thuyết khoa học chỉ là một mô hình toán học mà chúng ta tạo ra để mô tả những quan sát của chúng ta: nó chỉ hiện hữu trong trí của chúng ta. Do đó thật là vô nghĩa khi hỏi: Cái nào là thật, thời gian "thật" hay thời gian "ảo"? Điều đóù giản dị chỉ là một vấn đề cái nào mô tả có ích hơn.

Người ta cũng có thể sử dụng tổng số các lịch sử, cùng với đề xuất không biên giới, để tìm ra những tính chất nào của vũ trụ có thể cùng xảy ra. Thí dụ, người ta có thể tính toán xác suất mà vũ trụ bành trướng gần như cùng nhịp độ ở mọi hướng khác nhau tại một thời điểm mà mật độ của vũ trụ có trị số hiện nay. Trong những mô hình được đơn giản hóa từng được quan sát cho tới nay, xác suất này hóa ra rất cao; nghĩa là, điều kiện không biên giới như đã được đề xuất đưa tới sự tiên đoán rằng rất có thể nhịp độ bành trướng hiện nay của vũ trụ hầu như giống nhau ở mọi hướng. Điều này phù hợp với những quan sát bức xạ nền sóng ngắn, chứng tỏ rằng nó có cường độ hầu như giống hệt nhau ở mọi hướng. Nếu vũ trụ đã bành trướng nhanh hơn ở vài hướng so với những hướng khác, cường độ của bức xạ ở những hướng đó sẽ bị giảm đi bởi một chuyển dịch thêm về phía đỏ.

Những tiên toán thêm về điều kiện không biên giới hiện đang được nghiên cứu. Một vấn đề đặc biệt đáng chú ý là tầm cỡ của những phần tử rời bỏ mật độ đồng đều trong vũ trụ ban đầu đã đưa đến sự hình thành những thiên hà đầu tiên, rồi những ngôi sao, và cuối cùng là con người chúng ta. Nguyên tắc bất định ngụ ý rằng vũ trụ ban đầu không thể đã hoàn toàn đồng đều bởi vì phải có vài sự bất trắc hoặc biến động về các vị trí và tốc độ của các hạt. Sử dụng điều kiện không biên giới, chúng ta thấy rằng vũ trụ thực ra đã khởi đầu với sự không đồng đều tối thiểu có thể được cho phép bởi nguyên tắc bất định. Vũ trụ khi đó sẽ trải qua một thời kỳ bành trướng nhanh, như trong các mô hình lạm phát. Trong thời kỳ này, những sự không đồng đều ban đầu sẽ được củng cố cho tới khi chúng đủ lớn để giải thích nguồn gốc của những cơ cấu mà chúng ta quan sát chung quanh chúng ta. Trong một vũ trụ bành trướng trong đó mật độ của vật chất thay đổi đôi chút ở nơi này so với nơi khác, hấp lực đã khiến những khu vực đậm đặc hơn bành trướng chậm lại và khởi sự co rút. Điều này sẽ đưa tới sự hình thành các thiên hà, các ngôi sao, và cuối cùng ngay cả những sinh vật nhỏ nhoi như chúng ta. Do đó mọi cơ cấu phức tạp mà chúng ta thấy trong vũ trụ có thể được giải thích bởi điều kiện không biên giới cho vũ trụ cùng với nguyên tắc bất trắc của cơ học lượng tử.

Ý tưởng rằng không gian và thời gian có thể hình thành một bề mặt kín mà không có biên giới cũng có những hàm ý sâu xa cho vai trò của Thượng Đế trong công việc của vũ trụ. Với sự thành công của những lý thuyết khoa học trong việc mô tả các biến cố, hầu hết mọi người đã đi tới tin tưởng rằng Thượng Đế cho phép vũ trụ tiến hóa theo một bộ các định luật và không can thiệp vào vũ trụ để phá vỡ những định luật này. Tuy nhiên, các định luật không cho chúng ta biết vũ trụ phải giống như cái gì khi nó bắt đầu -- nó vẫn còn tùy thuộc vào Thượng Đế để lên dây thiều và lựa chọn cách khởi đầu. Chừng nào mà vũ trụ còn có một khởi đầu, chúng ta còn có thể giả định nó có một đấng sáng tạo. Nhưng nếu vũ trụ thực sự tự chứa, không có biên giới hoặc bờ bến, nó sẽ không có khởi đầu cũng như không có kết cuộc: nó giản dị hiện hữu. Như vậy thì đâu có nơi nào dành cho một đấng sáng thế? 
 

TVHS