Theo người Boshongo ở miền trung châu Phi, lúc khởi nguyên chỉ có bóng đêm, nước, và thần Bumba vĩ đại. Một ngày nọ, Bumba, trong cơn đau bụng dữ dội, đã nôn ra mặt trời. Khiấy, mặt trời làm khô một phần nước, để lại đất liền. Nhưng Bumba vẫn tiếp tục đau và nôn ra thêm nữa. Đến lượt mặt trăng, các ngôi sao, và rồi một số động vật: báo gấm, cá sấu, rùa, và cuối cùng là con người. Người Maya ở Mexico và Trung Mĩ thuật lại một thời điểm tương tự trước sáng thế, khi đó tất cả những gì tồn tại là biển, nước và Đấng sáng thế. Trong thần thoại Maya, Đấng sáng thế, không hài lòng vì chẳng có ai ca tụng ngài, đã tạo ra trái đất, núi non, cây cối và đa số động vật. Nhưng động vật thì không biết nói, nên ngài đã quyết định tạo ra con người. Trước tiên, ngài tạo ra chúng từ bùn đất, nhưng chúng chỉ nói những điều vô nghĩa. Ngài để cho chúng tan ra trở lại và thử lần nữa, lần này là người gỗ. Những người gỗ đó cứ đần đần. Ngài quyết định phá hủy chúng, nhưng chúng đã trốn thoát vào trong rừng, vẫn bị hỏng hóc chút ít, tạo ra cái ngày nay chúng ta gọi là loài khỉ. Sau thất bại đó, cuối cùng Đấng sáng thế đã đi đến một công thức hoạt động, và đã xây dựng nên những con người đầu tiên từ hạt ngũ cốc trắng và vàng. Ngày nay, chúng ta sản xuất rượu từ ngũ cốc, nhưng có lẽ nguyện vọng của Đấng sáng thế không phải là tạo ra những con người để uống rượu!

Những câu chuyện thần thoại sáng thế như thế này đều cố gắng trả lời những câu hỏi mà chúng ta nêu ra trong tập sách này: Tại sao lại có vũ trụ, và tại sao vũ trụ lại hành xử như thế? Khả năng xử lí những câu hỏi như thế của chúng ta đã phát triển đều đặn trong hàng thế kỉ qua kể từ thời Hi Lạp cổ đại, đáng kể nhất là trong thế kỉ trước. Được trang bị nền tảng của những chương trước, giờ thì chúng ta đã sẵn sàng nêu ra câu trả lời cho những câu hỏi này.

Một câu hỏi đã hiển hiện ngay trong thời kì sơ khai là vũ trụ mới được sáng tạo ra gần đây, hay là con người chỉ mới tồn tại trong một khoảnh khắc nhỏ của lịch sử vũ trụ. Đó là vì nhân loại đã phát triển tri thức và công nghệ nhanh đến mức nếu loài người đã hiện diện trong hàng triệu năm qua, thì nhân loại đã tiến xa hơn nhiều trong sự ưu thế của mình.

Theo Kinh Cựu ước, Chúa đã sáng tạo ra Adam và Eve chỉ trong vòng sáu ngày. Bishop Ussher, đức tổng giám mục toàn Ireland từ năm 1625 đến 1656, đã đặt ra nguồn gốc của thế giới một cách chính xác hơn, vào lúc 9 giờ sáng ngày 27 tháng 10 năm 4004 trước Công nguyên. Chúng ta chọn mộtquan điểm khác: loài người mới ra đời gần đây, nhưng bản thân vũ trụ thì đã bắt đầu sớm hơn nhiều, khoảng hồi 13,7 tỉ năm về trước.

Bằng chứng khoa học thật sự đầu tiên rằng vũ trụ có một sự khởi đầu đã có từ thập niên 1920. Như chúng ta đã nói trong chương 3, đó là lúc khi đa số các nhà khoa học tin vào một vũ trụ tĩnh đã luôn luôn hiện hữu. Bằng chứng cho điều ngược lại là gián tiếp, dựa trên những quan sát do Edwin Hubble thực hiện với chiếc kính thiên văn 100 inch Mount Wilson, trên vùng đồi núi thượng vùng Pasadena, California. Bằng cách phân tích quang phổ ánh sáng do chúng phát ra, Hubble xác định được rằng hầu như toàn bộ các thiên hà đều đang chuyển động ra xa chúng ta, và càng ở xa thì chúng chuyển động càng nhanh.

Vào năm 1929, ông đã công bố một định luật liên hệ tốc độ lùi xa của chúng với khoảng cách của chúng đến chúng ta, và kết luận rằng vũ trụ đang giãn nở.

Nếu điều đó là đúng, thì vũ trụ trong quá khứ phải nhỏ hơn hiện nay. Thật vậy, nếu chúng ta ngoại suy đến quá khứ xa xôi, thì toàn bộ vật chất và năng lượng trong vũ trụ sẽ tập trung trong một vùng rất nhỏ có mật độ và nhiệt độ không thể tưởng tượng nổi, và nếu chúng ta lùi ngược đủ xa, thì sẽ có một thời điểm khai sinh ra mọi thứ – sự kiện ngày nay chúng ta gọi là Big Bang (Vụ nổ lớn).

Quan niệm rằng vũ trụ đang dãn nở có một chút tinh vi. Thí dụ, chúng ta không có ý nói là vũ trụ đang dãn nở theo kiểu, nói thí dụ, người ta có thể mở rộng nhà cửa của mình, bằng cách phá tường và đặt một bể tắm mới tại nơi trước đây từng có một cây sồi hùng vĩ nào đó. Chính xác thì bản thân không gian đang mở rộ ng, nghĩa là khoảng cách giữa hai điểm bất kì bên trong vũ trụ đang tăng dần. Quan điểm đó xuất hiện vào thập niên 1930 giữa làn sóng tranh luận, nhưng một trong những cách tốt nhất hình dung ra nó là một phép ẩn dụ do nhà thiên văn học ở trường Đại học Cambridge, Authur Eddington, nêu ra vào năm 1931. Eddington hình dung vũ trụ là bề mặt của một quả khí cầu đang dãn nở, và tất cả các thiên hà là những điểm trên bề mặt đó. Hình ảnh minh họa rõ ràng vì sao những thiên hà càng ở xa thì lùi ra xa càng nhanh so với những thiên hà ở gần. Thí dụ, nếu bán kính của quả khí cầu tăng lên gấp đôi trong mỗi giờ, thì khoảng cách giữa hai thiên hà bất kì trên khí cầu sẽ tăng lên gấp đôi sau mỗi giờ. Nếu tại một thời điểm nào đó, hai thiên hà cách nhau 1 inch, và một giờ sau chúng cách nhau 2 inch, vàchúng dường như đang chuyển động tương đối với nhau ở tốc độ 1 inch/giờ. Nhưng nếu ban đầu chúng cách nhau 2 inch, thì một giờ sau chúng sẽ cách nhau 4 inch và sẽ dường như đang chuyển động ra xa nhau ở tốc độ 2 inch/giờ. Đó chính là cái Hubble tìm thấy: một thiên hà càng ở xa, thì nó đang lùi ra xa chúng ta càng nhanh.

Điều quan trọng nên nhận ra là sự dãn nở của vũ trụ không ảnh hưởng đến kích cỡ của những đối tượng vật chất như thiên hà, sao, quả táo, nguyên tử, hay những vật thể khác được giữ lại bởi một loại lực nào đó. Thí dụ, nếu chúng ta quay tròn một đám thiên hà trên quả khí cầu đã nói, thì vòng tròn đó sẽ không nở ra giống như quả khí cầu nở ra. Mà bởi vì các thiên hà được liên kết bằng lực hấp dẫn, cho nên vòng tròn đó và các thiên hà đó vẫn giữ nguyên kích cỡ và sự sắp xếp của chúng khi quả khí cầu nở ra. Điều này là quan trọng vì chúng ta chỉ có thể phát hiện ra sự dãn nở nếu những thiết bị đo của chúng ta có kích cỡ cố định. Nếu vạn vật tự do dãn nở, thì chúng ta, cái thước trong tay chúng ta, phòng thí nghiệm của chúng ta, và vân vân sẽ đều dãn nở tỉ lệ nhau và chúng ta sẽ không để ý thấy bất kì sự khác biệt nào cả.

Quả khí cầu vũ trụ.

Những thiên hà ở xa lùi ra xa chúng ta như thể vũ trụ đang ở trên bề mặt của một quả khí cầu khổng lồ.

Chính vũ trụ đang dãn nở là cái mới mẻ đối với Einstein. Nhưng khả năng các thiên hà đang lùi ra xa nhau đã được đề xuất vài năm trước những bài báo của Hubble trình bày nền tảng lí thuyết phát sinh từ phương trình của riêng Einstein. Năm 1922, nhà vật lí và toán học người Nga Alexander Friedmann đã nghiên cứu cái xảy ra trong một mô hình vũ trụ dựa trên hai giả thuyết đơn giản hóa cao độ về mặt toán học: đó là vũ trụ trông giống hệt nhau theo mọi hướng, và nó trông như thế từ mọi điểm quan sát. Chúng tabiết rằng giả thuyết thứ nhất của Friedmann là không đúng cho lắm – vũ trụ tình cờ không đồng đều ở mọi nơi! Nếu chúng ta ngước nhìn về một hướng, chúng ta có thể trông thấy mặt trời; theo hướng khác, thì thấy mặt trăng hoặc một bầy đoàn tiểu hành tinh.

Nhưng vũ trụ thật sự trông hơi na ná nhau theo mọi hướng khi nhìn ở quy mô lớn hơn – lớn hơn cả khoảng cách giữa các thiên hà. Điều đó có phần tựa như việc nhìn xuống một cánh rừng. Nếu bạn đến đủ gần, bạn có thể phân biệt từng chiếc lá, hay ít nhất là từng cây, và không gian giữa chúng. Nhưng nếu bạn ở đủ cao, bạn có cái nhìn bao quát cả một dặm vuông rừng cây, thì cánh rừng sẽ hiện ra là một tán xanh đồng đều. Chúng ta nói rằng, ở quy mô đó, cánh rừng là đồng đều.

Dựa trên những giả thuyết của mình, Friedmann đã có thể tìm ra một nghiệm cho các phương trình Einstein trong đó vũ trụ dãn nở ra theo kiểu mà Hubble đã sớm phát hiện là đúng. Đặc biệt, vũ trụ mô hình của Friedmann bắt đầu với kích cỡ zero và dãn ra cho đến khi lực hút hấp dẫn làm cho nó chậm lại, và cuối cùng làm cho nó co lại lên chính nó (Hóa ra có hai loại nghiệm cho những phương trình Einstein đồng thời thỏa mãn những giả thuyết của mô hình Friedmann, một nghiệm tương ứng với một vũ trụ trong đó sự dãn nở tiếp tục mãi mãi, mặc dù nó thật sự có nở chậm đi một chút, và nghiệm kia là một vũ trụ trong đó tốc độ dãn nở chậm dần xuống zero, nhưng không bao giờ đạt tới zero). Friedmann đã mất vài năm sau khi đưa ra công trình nghiên cứu của mình, và những quan điểm của ông phần lớn vẫn không được biết tới cho đến khi có khám phá của Hubble. Nhưng vào năm 1927, một giáo sư vật lí và là một thầy tu Thiên chúa La Mã tên là Georges Lemaitre đã đề xuất một quan điểm tương tự: Nếu bạn lần ngược dòng lịch sử vũ trụ về hướng quá khứ, nó trở nên càng lúc càng nhỏ bé cho đến khi bạn đi tới một sự kiện sáng thế – cái ngày nay chúng ta gọi là vụ nổ lớn.

Không phải ai cũng thích bức tranh Big Bang. Thật vậy, tên gọi “Big Bang” được nêu ra vào năm 1949 bởi nhà thiên văn vật lí Cambridge, Fred Hoyle, người tin vào một vũ trụ dãn nở mãi mãi, và đã đặt ra tên gọi trên là một mô tả mang tính chế giễu. Những quan sát trực tiếp đầu tiên ủng hộ cho quan điểm trên không xuất hiện mãi cho đến năm 1965, với một khám phá rằng có một phông nền vi sóng mờ nhạt trong toàn không gian. Bức xạ nền vi sóng vũ trụ này, hay CMBR, giống với bức xạ trong lò vi sóng của nhà bạn, nhưng năng lượng thì yếu hơn nhiều. Bạn có thể tự quan sát CMBR bằng cách chuyển ti vi sang một kênh không có đài phát – một vài phần trăm hình tuyết lốm đốm bạn thấy trên màn hình là do nó gây ra. Bức xạ trên được khám phá ra một cách tình cờ bởi hai nhà khoa học Bell Labs cố gắng loại trừ tín hiệu nhiễu đó ra khỏi anten thu vi sóng của họ. Ban đầu họ nghĩ sự nhiễu đó có thể là do phân chim bồ câu bám trên thiết bị của họ, nhưng hóa ra trở ngại của họ có một nguồn gốc thú vị hơn – CMBR là bức xạ còn sót lại từ vũ trụ sơ khai rất nóng và rất đặc tồn tại không bao lâu sau Big Bang. Khi vũ trụ dãn nở, nó nguội dần cho đến khi bức xạ trên chỉ còn là tàn dư yếu ớt mà ngày nay chúng ta quan sát thấy.

Hiện nay, bức xạ vi sóng này chỉ có thể làm nóng thức ăn của bạn đến – 270 độ 91 C – bằng 3 độ trên không độ tuyệt đối, và không có ích cho lắm trong việc rang nổ hạt bắp.

Các nhà thiên văn còn tìm thấy những dấu hiệu khác ủng hộ cho bức tranh Big Bang của một vũ trụ sơ khai nóng bỏng, nhỏ xíu. Thí dụ, trong một hai phút đầu tiên, vũ trụ sẽ nóng hơn cả tâm của một ngôi sao điển hình. Trong khoảng thời gian đó, toàn bộ vũ trụ tác dụng như một lò phản ứng nhiệt hạch hạt nhân. Các phản ứng sẽ dừng lại khi vũ trụ đã dãn nở và nguội đi đủ mức, nhưng lí thuyết dự đoán rằng như thế sẽ để lại một vũ trụ gồm chủ yếu là hydrogen, nhưng còn có khoảng 23% helium, cùng với vết tích của helium (tất cả những nguyên tố nặng hơn đều được tạo ra muộn hơn, bên trong các ngôi sao). Tính toán đó phù hợp tốt với lượng hydrogen, helium và lithium mà chúng ta quan sát thấy.

Những phép đo hàm lượng helium và CMBR cung cấp bằng chứng thuyết phục nghiêng về bức tranh Big Bang của vũ trụ rất sơ khai, nhưng mặc dù người ta có thể nghĩ bức tranh Big Bang là một mô tả hợp lí của những thời khắc sơ khai ấy, nhưng thật sai lầm nếu lấy Big Bang để nghĩ tới lí thuyết Einstein đang mang lại một bức tranh thật sự của nguồn gốc của vũ trụ. Đó là vì thuyết tương đối tổng quát dự đoán phải có một điểm trong thời gian tại đó nhiệt độ, mật độ, và độ cong của vũ trụ đều là vô hạn, một tình huống mà các nhà toán học gọi là một kì dị. Đối với nhà vật lí, điều này có nghĩa là lí thuyết của Einstein đổ vỡ tại điểm đó và vì thế không thể sử dụng nó để dự đoán vũ trụ đã bắt đầu như thế nào, mà chỉ dự đoán được nó đã diễn tiến như thế nào sau đó. Cho nên, mặc dù chúng ta có thể sử dụng các phương trình của thuyết tương đối tổng quát và những quan sát bầu trời của chúng ta để tìm hiểu về vũ trụ ở một thời kì rất non trẻ, nhưng sẽ là không đúng nếumang toàn bộ bức tranh Big Bang lùi ngược đến lúc khởi đầu.

Chúng ta sẽ sớm nói tới vấn đề nguồn gốc của vũ trụ, nhưng trước hết hãy dành vài lời nói về pha đầu tiên của sự dãn nở. Các nhà vật lí gọi là nó là pha lạm phát. Trừ khi bạn sống ở Zimbabwe, nơi tốc độ lạm phát tiền tệ gần đây đã vượt quá 200.000.000%, thì thuật ngữ trên nghe chẳng có gì ghê gớm lắm. Nhưng theo những ước tính dù là bảo thủ nhất, trong pha lạm phát vũ trụ này, vũ trụ dãn nở đến 1.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 lần trong 0,00000000000000000000000000000000001 giây. Nói ví von là giống như một đồng tiền đường kính 1 centi mét đột ngột nở ra đến bằng mười triệu lần bề rộng của dải Ngân Hà. Điều đó nghe như vi phạm thuyết tương đối, lí thuyết đòi hỏi không có gì có thể chuyển động nhanh hơn ánh sáng, nhưng giới hạn tốc độ đó không áp dụng cho sự dãn nở của bản thân vũ trụ.

Quan điểm cho rằng một sự bùng nổ lạm phát như thế đã từng xảy ra lần đầu tiên được đề xuất vào năm 1980, dựa trên những quan sát vượt ngoài thuyết tương đối tổng quát của Einstein và xét đến các mặt của thuyết lượng tử. Vì chúng ta không có một lí thuyết lượng tử hoàn chỉnh của sự hấp dẫn, nên các chi tiết đã và đang được tìm hiểu, và các nhà vật lí không đảm bảo chắc chắn sự lạm phát đã xảy ra như thế nào. Nhưng theo lí thuyết trên, sự dãn nở do lạm phát gây ra sẽ không hoàn toàn đồng đều, như bức tranh Big Bang truyền thống dự đoán. Những bất thường này sẽ tạo ra những biến thiên nhỏ trong nhiệt độ của CMBR trong những hướng khác nhau. Những biến thiên đó là quá nhỏ để quan sát thấy trong thập niên 1960, nhưng chúng đã được phát hiện ra lần đầu tiên vào năm 1992 bởi vệ tinh COBE của NASA, và sau này được đo bởi thiết bị kế nhiệm của nó, vệ tinh WMAP, phóng lên vào năm 2001. Hệ quả là ngày nay chúng ta chắc chắn rằng sự lạm phát thật sự đã từng xảy ra.

Thật trớ trêu, mặc dù những biến thiên nhỏ trong CMBR là bằng chứng cho sự lạm phát, nhưng một nguyên do khiến lạm phát là một khái niệm quan trọng là sự đồng đều gần như hoàn hảo của nhiệt độ của CMBR. Nếu bạn làm cho một phần của một vật nóng hơn xung quanh nó và chờ đợi, thì sau đó đốm nóng sẽ nguội dần và xung quanh của nó thì nóng lên cho đến khi nhiệt độ của vật là đồng đều. Tương tự như vậy, người ta trông đợi vũ trụ cuối cùng sẽ có một nhiệt độ đồng đều. Nhưng quá trình này đòi hỏi thời gian, và nếu sự lạm phát chưa từng xảy ra, thì sẽ không có đủ thời gian trong lịch sử của vũ trụ cho nhiệt ở những vùng cách xa nhau san bằng, giả sử tốc độ truyền nhiệt đó bị giới hạn bởi tốc độ ánh sáng. Một khoảng thời gian dãn nở rất nhanh (nhanh hơn tốc độ ánh sáng nhiều) là giải pháp cứu chữa vì sẽ có đủ thời gian cho sự cân bằng xảy ra trong một vũ trụ sơ khai tiền lạm phát cực kì nhỏ bé.

Sự lạm phát giải thích tiếng nổ trong Big Bang, ít nhất theo nghĩa rằng sự dãn nở do nó mang lại cực đoan hơn nhiều so với sự dãn nở tiên đoán bởi lí thuyết Big Bang truyền thống của thuyết tương đối tổng quát trong khoảng thời gian trong đó sự lạm phát xảy ra. Vấn đề là, để cho những mô hình lí thuyết lạm phát của chúng ta hoạt động, trạng thái ban đầu của vũ trụ phải được xác lập theo một kiểu rất đặc biệt và hết sức không chắc chắn. Vì thế, lí thuyết lạm phát truyền thống giải quyết được một tập hợp vấn đề nhưng lại tạo ra những vấn đề khác – đòi hỏi một trạng thái ban đầu rất đặc biệt. Vấn đề thời gian zero đó bị loại trừ trong lí thuyết hình thành vũ trụ mà chúng ta sắp mô tả sau đây.

Vì chúng ta không thể mô tả sự sáng thế bằng thuyết tương đối tổng quát Einstein, cho nên nếu chúng ta muốn mô tả nguồn gốc của vũ trụ, thì thuyết tương đối tổng quát phải được thay thế bởi một lí thuyết hoàn chỉnh hơn. Người ta muốn có một lí thuyết hoàn chỉnh hơn ngay cả khi thuyết tương đối tổng quát không bị sụp đổ, vì thuyết tương đối tổng quát không xét đến cấu trúc vi mô của vật chất, cái bị chi phối bởi thuyết lượng tử. Như chúng ta đã nhắc tới trong chương 4 rằng đối với đa số những mục đích thực tế, thuyết lượng tử không thích đáng cho lắm đối với sự nghiên cứu cấu trúc vĩ mô của vũ trụ vì thuyết lượng tử áp dụng cho sự mô tả tự nhiên ở cấp vi mô. Nhưng nếu bạn lùi ngược đủ xa trong thời gian, thì vũ trụ nhỏ bằng kích cỡ Planck, một phần tỉ nghìn tỉ nghìn tỉ của một cm, đó là kích cỡ mà thuyết lượng tử thật sự phải được tính đến. Vì thế, mặc dù chúng ta chưa có một lí thuyết lượng tử hoàn chỉnh của sự hấp dẫn, nhưng chúng ta thật sự biết rằng nguồn gốc của vũ trụ là một sự kiện lượng tử. Hệ quả là, giống hệt như trường hợp chúng ta kết hợp thuyết lượng tử và thuyết tương đối tổng quát – ít nhất là tạm thời – để suy luận ra lí thuyết lạm phát, nếu chúng ta đi ngược thời gian xa hơn nữa và tìm hiểu nguồn gốc của vũ trụ, thì chúng ta phải kết hợp cái chúng ta biết về thuyết tương đối tổng quát và thuyết lượng tử.

Để xem sự kết hợp này hoạt động ra sao, chúng ta cần hiểu nguyên lí trường hấp dẫn làm cong không gian và thời gian. Sự bẻ cong không gian thì dễ hình dung hơn sự bẻ cong thời gian. Hãy tưởng tượng vũ trụ là một mặt bàn billard bằng phẳng. Mặt bàn đó là một không gian phẳng, ít nhất là trong không gian hai chiều. Nếu bạn cho một quả bi lăn trên bàn, nó sẽ chuyển động theo đường thẳng. Nhưng nếu cái bàn bị cong hoặc lõm ở một chỗ nào đó, thì như minh họa bên dưới, khi đó quả bi sẽ lăn theo đường cong.

Không gian cong.

Vật chất và năng lượng làm bẻ cong không gian, làm thay đổi đường đi của các vật.

Thật dễ hình dung cái bàn billard bị uốn cong như thế nào trong thí dụ này, vì nó cong vào một chiều thứ ba bên ngoài, cái chúng ta có thể nhìn thấy.

Vì chúng ta không thể bước ra khỏi không-thời gian của mình để nhìn sự uốn cong của nó, nên không-thời gian cong trong vũ trụ của chúng ta khó tưởng tượng hơn. Nhưng sự cong có thể phát hiện ra được cho dù bạn không thể bước chân ra và nhìn nó từ viễn cảnh của một không gian rộng lớn hơn. Có thể phát hiện ra nó trong bản thân không gian. Hãy tưởng tượng một con kiến vi mô bị giam giữ trên mặt bàn. Cho dù không có khả năng đi khỏi cái bàn, nhưng con kiến có thể phát hiện ra sự cong bằng cách đo đạc khoảng cách một cách thận trọng. Thí dụ, khoảng cách vòng quanh một vòng tròn trong không gian phẳng luôn luôn gấp hơn ba lần khoảng đường kính của nó (thực tế là nhân với π).

Nhưng nếu con kiến băng ngang qua vòng tròn vây quanh cái giếng trên bàn trong hình trên, nó sẽ nhận thấy khoảng cách băng ngang lớn hơn so với trông đợi, lớn hơn một phần ba khoảng cách bao quanh vòng tròn. Thật vậy, nếu cái giếng đủ sâu, thì con kiến sẽ tìm thấy khoảng cách bao quanh vòng tròn ngắn hơn khoảng cách băng ngang qua nó. Điều tương tự đúng đối với sự cong trong vũ trụ của chúng ta – nó kéo dãn hoặc nén khoảng cách giữa các điểm trong không gian, làm thay đổi hình dạng, hay dạng hình học, của nó theo kiểu có thể đo được từ bên trong vũ trụ. Sự cong của thời gian làmkéo dãn hoặc nén những khoảng thời gian theo một kiểu tương tự.

Không-thời gian cong.

Vật chất và năng lượng làm cong thời gian và làm cho chiều không “hòa quyện” với các chiều không gian.

Với những quan niệm này, chúng ta hãy trở lại với vấn đề sự khởi đầu của vũ trụ. Chúng ta có thể nói tách biệt không gian và thời gian, như chúng ta đã làm trong phần thảo luận này, trong những tình huống liên quan đến tốc độ thấp và sự hấp dẫn yếu. Tuy nhiên, nói chung, thời gian và không gian có thể trở nên hòa quyện, và vì thế sự dãn hay nén của chúng cũng liên quan đến một lượng hòa quyện nhất định. Sự hòa quyện này là quan trọng trong vũ trụ sơ khai và là chìa khóa để tìm hiểu sự khởi đầu của thời gian.

Vấn đề sự khởi đầu của thời gian hơi giống với vấn đề biên giới của thế giới. Khi người ta nghĩ thế giới là phẳng, có lẽ người ta đã từng hỏi không biết biển có tràn qua ranh giới của nó hay không. Điều này đã được kiểm tra thực nghiệm: Người ta có thể đi vòng quanh thế giới mà không bị rơi ra ngoài. Vấn đề cái xảy ra tại ranh giới của thế giới đã được giải quyết khi người ta nhận ra rằng thế giới không phải là một cái đĩa phẳng, mà là một mặt cong. Tuy nhiên, thời gian dường như giống như một đường ray xe lửa mô hình. Nếu nó có sự khởi đầu thì phải có một ai đó (tức là Chúa) đưa đoàn tàu vào chuyển động.

Mặc dù thuyết tương đối tổng quát Einstein đã thống nhất thời gian và không gian thành không-thời gian và bao hàm một sự hòa quyện nhất định của không gian và thời gian, nhưng thời gian vẫn khác với không gian, và hoặc nó có một sự khởi đầu và kết thúc hoặc nó sẽ trôi đi mãi mãi. Tuy nhiên, một khi chúng ta bổ sung các hiệu ứng của lí thuyết lượng tử cho lí thuyết tương đối, trong những trường hợp cực độ, sự cong có thể xảy ra đến mức thời gian hành xử giống như những chiều không gian khác.

Trong vũ trụ sơ khai – khi vũ trụ đủ nhỏ để bị chi phối bởi thuyết tương đối tổng quát lẫn thuyết lượng tử – đã có bốn chiều không gian hiệu dụng và không có chiều thời gian. Điều đó có nghĩa là khi chúng ta nói “sự khởi đầu” của vũ trụ, chúng ta đang động tới vấn đề tinh vi trên khi chúng ta nhìn ngược về vũ trụ thời kì rất sơ khai, thì thời gian như chúng ta biết là không tồn tại!

Chúng ta phải chấp nhận rằng những quan niệm thông thường của chúng ta về không gian và thời gian không áp dụng được cho vũ trụ rất sơ khai. Điều đó nằm ngoài kinh nghiệm của chúng ta, nhưng không nằm ngoài sức tưởng tượng của chúng ta, hay cơ sở toán học của chúng ta. Nếu như trong vũ trụ sơ khai, cả bốn chiều hành xử giống như không gian, thì điều gì xảy ra với sự khởi đầu của thời gian?

Sự nhận thức rằng thời gian có thể hành xử giống như một chiều khác của không gian có nghĩa là người ta có thể tránh né được vấn đề thời gian có một sự khởi đầu, theo kiểu giống như kiểu trong đó chúng ta né tránh vấn đề ranh giới của thế giới. Giả sử sự khởi đầu của vũ trụ là giống như Nam Cực của Trái đất, với vĩ độ giữ vai trò thời gian. Khi người ta đi về phía bắc, thì những vòng vĩ tuyến không đổi, biểu diễn kích cỡ của vũ trụ, sẽ dãn ra. Vũ trụ sẽ bắt đầu là một điểm tại Nam Cực, nhưng Nam Cực thì giống hệt như bất kì điểm nào khác. Hỏi rằng cái gì xảy ra trước sự khởi đầu của vũ trụ sẽ trở thành một câu hỏi vô nghĩa, vì không có cái gì ở phía nam của Nam Cực. Trong bức tranh này, không-thời gian không có ranh giới – những định luật tự nhiên đúng ở Nam Cực cũng đúng ở những nơi khác. Theo kiểu tương tự như vậy, khi người ta kết hợp thuyết tương đối tổng quát với thuyết lượng tử, câu hỏi cái gì xảy ra trước sự khởi đầu của vũ trụ bị xem là vô nghĩa. Quan niệm rằng lịch sử là những mặt khép kín không có ranh giới như thế này được gọi là điều kiện không ranh giới.

Trong nhiều thế kỉ, nhiều người, trong đó có Aristotle, tin rằng vũ trụ đã luôn luôn tồn tại để né tránh vấn đề nó đã được thiết lập như thế nào. Những người khác thì tin rằng vũ trụ có một sự khởi đầu, và dùng nó làm một luận cứ cho sự tồn tại của Chúa. Sự nhận thức rằng thời gian hành xử giống như không gian thể hiện một sự lựa chọn mới. Nó bác bỏ sự phản đối lâu đời trước vũ trụ có một sự khởi đầu, nhưng nó cũng có nghĩa là khởi đầu của vũ trụ bị chi phối bởi những định luật khoa học và không cần một thế lực thần thánh nào đưa nó vào chuyển động.

Nếu nguồn gốc của vũ trụ là một sự kiện lượng tử, thì nó sẽ được mô tả chính xác bằng phép lấy tổng Feynman theo lịch sử. Tuy nhiên, việc áp dụng thuyết lượng tử cho toàn bộ vũ trụ – trong đó người quan sát là một bộ phận của hệ đang được quan sát – là không đơn giản. Trong chương 4, chúng ta đã thấy làm thế nào những hạt vật chất bắn vào một màn hứng có hai khe có thể biểu hiện hệ vân giao thoa giống như sóng nước. Feynman trình bày rằng hệ vân này phát sinh vì mỗi hạt không có một lịch sử đơn nhất. Nghĩa là, khi hạt đi từ một điểm xuất phát A đến một điểm đích B nào đó, nó không đi theo một đường đi rạch ròi, mà đồng thời nhận mọi đường đi có thể có nối giữa hai điểm. Từ quan điểm này, sự giao thoa không có gì bất ngờ vì, chẳng hạn, hạt có thể đi qua cả hai khe đồng thời và giao thoa với chính nó. Áp dụng cho chuyển động của một hạt, phương pháp Feynman cho chúng ta biết rằng để tính xác suất của bất kì điểm đích nào, chúng ta cần phải xét mọi lịch sử có thể có mà hạt có thể đi theo từ điểm xuất phát của nó đến điểm đích đó. Người ta còn có thể sử dụng phương pháp Feynman để tính xác suất lượng tử cho những quan sát của vũ trụ.

Nếu áp dụng chúng cho vũ trụ như một tổng thể, thì không có điểm A nào hết, vì thế chúng ta cộng gộp tất cả những lịch sử thỏa mãn điều kiện không ranh giới và kết thúc tại vũ trụ mà chúng ta thấy ngày nay.

Theo quan điểm này, vũ trụ xuất hiện tự phát, khởi đầu theo mọi cách có thể có. Đa phần trong số này tương ứng với những vũ trụ khác. Trong khi một vài trong số những vũ trụ đó giống với vũ trụ của chúng ta, còn đa phần thì rất khác. Chúng không chỉ khác về chi tiết, như Elvis có thật sự chết trẻ hay cây củ cải có mọc trong sa mạc hay không, mà chúng còn khác ở những định luật tự nhiên biểu kiến của chúng. Thật vậy, nhiều vũ trụ tồn tại với những tập hợp khác nhau của những quy luật vật lí. Một số người xem quan niệm này là một bí ẩn lớn, thỉnh thoảng gọi là khái niệm đa vũ trụ, nhưng đây chỉ là những biểu diễn khác nhau của phép lấy tổng Feynman theo lịch sử.

Để hình dung điều này, hãy biến cải một chút vật tương tự khí cầu của Eddington và nghĩ tới vũ trụ đang dãn nở dưới dạng một cái bọt bóng. Bức tranh của chúng ta về sự sáng thế lượng tử tự phát của vũ trụ khi đó có phần giống với sự hình thành những cái bọt hơi trong nước đang sôi. Nhiều cái bọt nhỏ xíu xuất hiện, rồi sau đó biến mất trở lại. Những vũ trụ mini tượng trưng này dãn ra co lại liên tục trong khi vẫn thuộc kích cỡ vi mô. Chúng diễn tả những vũ trụ khác có thể có, nhưng chúng được quan tâm nhiều vì chúng không tồn tại đủ lâu để phát triển các thiên hà và sao, và rồi sự sống thông minh đơn độc nữa. Tuy nhiên, sau chút ít thời gian, những cái bọt sẽ phát triển đủ lớn để chúng không bị co lại nữa. Chúng sẽ tiếp tục dãn ra ở tốc độ mỗi lúc một tăng dần và sẽ tạo thành những cái bọt hơi chúng ta có thể nhìn thấy. Những cái bọt này tương ứng với những vũ trụ bắt đầu dãn nở ở tốc độ ngày một nhanh – nói cách khác, vũ trụ trong trạng thái lạm phát.

Đa vũ trụ.

Những thăng giáng lượng tử dẫn tới sự hình thành những vũ trụ nhỏ xíu từ hư vô.

Một vài trong số này đạt tới một kích cỡ tới hạn, sau đó dãn ra theo kiểu lạm phát, tạo thành các thiên hà, sao và, ít nhất là một trường hợp, tạo ra sự sống như chúng ta.

Như chúng ta đã nói, sự dãn nở do lạm phát gây ra sẽ không hoàn toàn đồng đều. Trong phép lấy tổng theo lịch sử, chỉ có duy nhất một lịch sử hoàn toàn đồng đều và đều đặn, và nó sẽ có xác suất lớn nhất, nhưng nhiều lịch sử khác không đều cho lắm cũng có xác suất hầu như là cao. Đó là nguyên do vì sao sự lạm phát dự đoán vũ trụ sơ khai có khả năng hơi không đều, tương ứng với những biến thiên nhỏ trong nhiệt độ quan sát thấy trong CMBR. Sự không đều trong vũ trụ sơ khai là cái may mắn cho chúng ta. Tại sao ư? Sự không đồng đều là cái hay nếu bạn muốn kem tách ra khỏi sữa, nhưng một vũ trụ đồng đều thì thật nhàm chán. Sự không đồng đều trong vũ trụ sơ khai là quan trọng vì nếu một số vùng có mật độ hơi cao hơn những vùng khác, thì lực hút hấp dẫn của mật độ bổ sung sẽ làm chậm sự dãn nở của vùng đó so với vùng xung quanh của nó. Vì lực hấp dẫn từ từ hút vật chất lại với nhau, nên cuối cùng nó có thể làm cho vùng đó co lại để hình thành các thiên hà và sao, rồi có thể dẫn tới các hành tinh và, ít nhất là trong một trường hợp, cả con người nữa. Vì thế hãy tỉ mỉ nhìn vào bản đồ bầu trời vi sóng. Nó là dấu hiệu cho mọi cấu trúc trong vũ trụ. Chúng ta là sản phẩm của những thăng giáng lượng tử trong vũ trụ rất sơ khai. Nếu một người có đức tin, thì người đó có thể nói rằng Chúa thật sự có chơi xúc xắc.

Bức xạ nền vi sóng.

Hình ảnh này của bầu trời được tạo ra từ bảy năm dữ liệu WMAP công bố hồi năm 2010. Nó cho thấy những thăng giáng nhiệt độ – thể hiện với màu sắc khác nhau – có tuổi lùi ngược đến 13,7 tỉ năm. Những thăng giáng trong hình tương ứng với sự chênh lệch nhiệt độ chưa tới một phần nghìn của một độ trong thang nhiệt độ Celsius. Nhưng chúng là những hạt giống lớn lên thành những thiên hà. Ảnh: NASA, Đội Khoa học WMAP.

Quan điểm này dẫn tới một cái nhìn vũ trụ khác rõ nét với quan niệm truyền thống, đòi hòi chúng ta phải điều chỉnh cách chúng ta nghĩ về lịch sử của vũ trụ. Để đưa ra những tiên đoán trong vũ trụ học, chúng ta cần phải tính xác suất của những trạng thái khác nhau của toàn bộ vũ trụ lúc hiện tại. Trong vật lí học, người ta thường giả định một trạng thái ban đầu nào đó cho một hệ và cho nó diễn tiến theo thời gian, sử dụng những phương trình toán học có liên quan.

Cho trước trạng thái của một hệ tại một thời điểm, người ta cố gắng đi tính xác suất để hệ ở trong một trạng thái nào đó tại một thời điểm sau đó. Giả định thường gặp trong vũ trụ học là vũ trụ có một lịch sử đơn nhất rõ ràng. Người ta có thể sử dụng các định luật vật lí để tính xem lịch sử này phát triển như thế nào theo thời gian. Chúng ta gọi đây là cách tiếp cận “từ dưới lên”đối với vũ trụ học. Nhưng vì chúng ta phải tính đến bản chất lượng tử của vũ trụ khi biểu diễn bằng phép lấy tổng Feynman theo lịch sử, nên biên độ xác suất hiện nay vũ trụ ở trong một trạng thái nhất định có được bằng cách cộng gộp những đóng góp từ mọi lịch sử thỏa mãn điều kiện không biên giới và kết thúc ở trạng thái trong câu hỏi. Nói cách khác, trong vũ trụ học, người ta không lần theo lịch sử của vũ trụ từ dưới lên vì điều đó giả định có một lịch sử đơn nhất, với một điểm khởi phát rõ ràng và diễn tiến. Thay vào đó, người ta nên lần theo lịch sử từ trên xuống, nhìn ngược từ thời hiện tại. Một số lịch sử sẽ có khả năng hơn những lịch sử khác, và thông thường tổng sẽ bị lấn át bởi một lịch sử đơn nhất khởi phát với sự ra đời của vũ trụ và đạt tới đỉnh điểm trong trạng thái đang xem xét.

Nhưng sẽ có những lịch sử khác cho những trạng thái khả dĩ khác của vũ trụ lúc hiện tại. Điều này dẫn tới một quan điểm khác hoàn toàn của vũ trụ học, và mối quan hệ giữa nhân và quả. Các lịch sử đóng góp cho tổng Feynman không có sự tồn tại độc lập, mà phụ thuộc vào cái đang được đo. Chúng ta tạo ra lịch sử bằng sự quan sát của mình, chứ lịch sử không tạo ra chúng ta.

Quan niệm rằng vũ trụ không có một lịch sử duy nhất độc lập với nhà quan sát dường như mâu thuẫn với những thực tế nhất định mà chúng ta biết.

Có thể có một lịch sử trong đó mặt trăng cấu tạo từ pho mát Roquefort. Nhưng chúng ta đã quan sát thấy mặt trăng không có cấu tạo từ pho mát, thật là tin buồn cho lũ chuột. Vì thế, những lịch sử trong đó mặt trăng cấu tạo từ pho mát không đóng góp vào trạng thái hiện nay của vũ trụ của chúng ta, mặc dù chúng có khả năng đóng góp cho những trạng thái khác. Điều đó nghe tựa như truyện khoa học viễn tưởng, nhưng không phải vậy.

Một hàm ý quan trọng của cách tiếp cận từ trên xuống là các định luật biểu kiến của tự nhiên phụ thuộc vào lịch sử của vũ trụ. Nhiều nhà khoa học tin rằng có tồn tại một lí thuyết khoa học duy nhất giải thích những định luật đó, cũng như những hằng số vật lí của tự nhiên, thí dụ như khối lượng của electron hay chiều kích của không-thời gian. Nhưng vũ trụ học từ trên xuống đòi hỏi các định luật biểu kiến của tự nhiên là khác nhau với những lịch sử khác nhau.

Hãy xét chiều kích biểu kiến của vũ trụ. Theo lí thuyết M, không-thời gian có mười chiều không gian và một chiều thời gian. Quan điểm là bảy chiều không gian đã cuộn lại nhỏ đến mức chúng ta không để ý đến chúng, để lạicho chúng ta ảo giác rằng tất cả những gì tồn tại là ba chiều không gian lớn mà chúng ta đều quen thuộc. Một trong những câu hỏi mở trọng điểm trong lí thuyết M là: Tại sao trong vũ trụ của chúng ta không có những chiều lớn hơn, và tại sao không phải chiều nào cũng cuộn lại?

Nhiều người thích tin rằng có một cơ chế nào đó làm cho tất cả các chiều cuộn lại nhưng ba chiều không gian trên không cuộn lại tự phát. Một lí giải khác là có lẽ tất cả các chiều lúc bắt đầu là nhỏ, nhưng vì nguyên do gì đó chưa hiểu rõ, ba chiều không gian dãn ra và phần còn lại thì không. Tuy nhiên, dường như không có một cơ chế động lực học nào cho vũ trụ xuất hiện có bốn chiều. Thay vào đó, vũ trụ học từ trên xuống dự đoán rằng số lượng những chiều không gian lớn không bị cố định bởi bất kì nguyên lí vật lí nào. Sẽ có một biên độ xác suất lượng tử cho mỗi lượng chiều không gian lớn từ 0 đến 10.

Tổng Feynman cho phép tất cả những số lượng này, đối với mỗi lịch sử có thể có cho vũ trụ, nhưng sự quan sát thấy vũ trụ của chúng ta có ba chiều không gian lớn đã lọc ra lớp con những lịch sử có tính chất đang được quan sát. Nói cách khác, xác suất lượng tử để vũ trụ có nhiều hơn hoặc ít hơn ba chiều không gian lớn là không thỏa đáng vì chúng ta đã xác định rằng chúng ta có mặt trong một vũ trụ có ba chiều không gian lớn. Miễn là biên độ xác suất cho ba chiều không gian lớn không chính xác bằng không, thì cho dù nó nhỏ bao nhiêu so với biên độ xác suất cho những số lượng chiều khác là không thành vấn đề.

Điều đó tựa như việc yêu cầu biên độ xác suất để đức giáo hoàng hiện nay là người Trung Quốc vậy. Chúng ta biết ông là người Đức, mặc dù xác suất để ông là người Trung Quốc thì cao hơn vì có nhiều người Trung Quốc hơn người Đức. Tương tự, chúng ta biết vũ trụ của chúng ta biểu hiện ba chiều không gian lớn, và vì thế mặc dù những số lượng khác của những chiều không gian lớn có thể có biên độ xác suất lớn hơn, nhưng chúng ta chỉ quan tâm đến những lịch sử có ba chiều thôi.

Còn những chiều đã cuộn lại thì sao? Nhắc lại rằng trong lí thuyết M, hình dạng chính xác của những chiều đã cuộn lại còn lại, không gian nội, xác định giá trị của các đại lượng vật lí, như điện tích trên electron, và bản chất của những tương tác giữa các hạt sơ cấp, nghĩa là các lực của tự nhiên. Mọi thứ sẽ đi vào ngăn nắp nếu lí thuyết M chỉ cho phép một hình dạng cho những chiều cuộn lại, hoặc có lẽ là một vài hình dạng, nhưng một trong số đó có thểbị loại trừ bởi một số phương tiện, để lại cho chúng ta đúng một khả năng cho những định luật biểu kiến của tự nhiên. Thay vậy, có biên độ xác suất cho có lẽ đến 10500 không gian nội khác nhau, mỗi không gian dẫn tới những định luật và giá trị khác nhau cho các hằng số vật lí.

Nếu người ta xây dựng lịch sử của vũ trụ từ dưới lên, thì không có lí do gì cho vũ trụ kết thúc với không gian nội cho những tương tác hạt mà chúng ta thật sự quan sát thấy, mô hình chuẩn (của các tương tác hạt sơ cấp). Nhưng trong cách tiếp cận từ trên xuống, chúng ta chấp nhận rằng vũ trụ tồn tại với tất cả những không gian nội có thể có. Trong một số vũ trụ, các electron có trọng lượng bằng quả bóng golf và lực hấp dẫn mạnh hơn lực từ. Trong vũ trụ của chúng ta, mô hình chuẩn, cùng với tất cả những thông số của nó, áp dụng được.

Người ta có thể tính biên độ xác suất cho không gian nội dẫn tới mô hình chuẩn trên cơ sở điều kiện không biên giới. Như với xác suất có một vũ trụ với ba chiều không gian lớn, chúng ta không quan tâm biên độ này nhỏ bao nhiêu so với những xác suất khác vì chúng ta đã quan sát thấy mô hình chuẩn mô tả vũ trụ của chúng ta.

Lí thuyết chúng ta mô tả trong chương này là có thể kiểm tra. Trong những thí dụ trước, chúng ta đã nhấn mạnh rằng những biên độ xác suất tương đối cho những vũ trụ khác hoàn toàn, thí dụ những vũ trụ có một số chiều không gian lớn khác, là không thành vấn đề. Tuy nhiên, những biên độ xác suất tương đối cho những vũ trụ lân cận nhau (tức là tương đồng) là quan trọng.

Điều kiện không biên giới hàm ý rằng biên độ xác suất là cao nhất đối với những lịch sử trong đó vũ trụ bắt đầu hoàn toàn phẳng. Biên độ đó giảm đi đối với những vũ trụ lộn xộn hơn. Điều này có nghĩa là vũ trụ sơ khai hầu như là phẳng, nhưng có những kì dị nhỏ. Như đã lưu ý, chúng ta có thể quan sát những kì dị này dưới dạng những biến thiên nhỏ trong nền vi sóng đến từ những hướng khác nhau của bầu trời. Chúng đã được tìm thấy là khớp với yêu cầu chung của lí thuyết lạm phát; tuy nhiên, những phép đo chính xác hơn là cần thiết để phân biệt trọn vẹn lí thuyết từ trên xuống với những lí thuyết khác, và để hoặc là củng cố nó, hoặc là bác bỏ nó. Những phép đo này có thể thực hiện bằng vệ tinh trong tương lai.

Hàng trăm năm trước đây, người ta từng nghĩ rằng trái đất là độc nhất vônhị, và nằm tại trung tâm của vũ trụ. Ngày nay, chúng ta biết rằng có hàng trăm tỉ ngôi sao trong thiên hà của chúng ta, một phần trăm lớn trong số chúng có những hệ hành tinh, và hàng trăm tỉ thiên hà. Những kết quả mô tả trong chương này cho biết rằng vũ trụ của chúng ta tự nó cũng là một trong nhiều vũ trụ, và những định luật biểu kiến của nó không hoàn toàn xác định theo kiểu duy nhất. Điều này thật đáng thất vọng đối với những ai hi vọng rằng một lí thuyết tối hậu, một lí thuyết của tất cả, sẽ dự đoán bản chất của cơ sở vật lí hàng ngày. Chúng ta không thể dự đoán những đặc điểm riêng biệt như số chiều không gian lớn hay không gian nội xác định các đại lượng vật lí mà chúng ta quan sát thấy (thí dụ, khối lượng và điện tích của electron và những hạt sơ cấp khác). Thay vậy, chúng ta sử dụng những con số đó để chọn lựa những lịch sử đóng góp cho tổng Feynman.

Chúng ta dường như đang ở một điểm tới hạn trong lịch sử khoa học, trong đó chúng ta phải thay đổi quan niệm của mình về mục tiêu và về cái làm cho một lí thuyết vật lí có thể chấp nhận được. Dường như những con số cơ bản, và cả dạng thức, của các định luật biểu kiến của tự nhiên không yêu cầu bởi một nguyên lí lôgic hay nguyên lí vật chất nào. Các thông số đó tự do nhận nhiều giá trị và các định luật nhận bất kì dạng nào dẫn tới một lí thuyết toán học tự tương thích, và chúng thật sự nhận những giá trị khác nhau và những dạng thức khác nhau trong những vũ trụ khác nhau. Điều đó có lẽ không thỏa mãn mong muốn của con người là đặc biệt, hoặc khám phá ra một kiện hàng ngăn nắp chứa tất cả các định luật vật lí, nhưng nó dường như thật sự là con đường của tự nhiên.

Dường như có một diện mạo hết sức phong phú của những vũ trụ có thể có. Tuy nhiên, như chúng ta sẽ thấy trong chương tiếp theo, vũ trụ trong đó sự sống như chúng ta tồn tại là hiếm gặp. Chúng ta đang sống trong một vũ trụ trong đó sự sống là có thể, nhưng nếu vũ trụ chỉ hơi khác đi một chút, thì những sinh vật như chúng ta không thể nào tồn tại. Chúng ta là gì trước sự điều chỉnh tinh tế này? Có bằng chứng nào cho thấy vũ trụ, sau hết thảy, được thiết kế bởi một đấng sáng thế nhân từ hay không? Hoặc là khoa học có mang đến một lời giải thích khác hay không?

Tags: Khám phá bí ẩn của vũ trụ, Khoa học và phật giáo, Khoa học và vũ trụ, Không gian và thời gian, Nguồn gốc vũ trụ, Tương đối và tuyệt đối