NHỮNG GIÂY PHÚT ĐẦU TIÊN
Như vậy là khi quan sát bức xạ tàn dư, chúng ta đi sâu vào quá khứ của Vũ Trụ. Thế có cơ hội cho chúng ta nhìn lại xa hơn nữa vào thời đại trước sự kiện tái tố hợp không? Rõ ràng là dựa vào bức xạ điện từ chúng ta không làm được điều đó, bởi vì trước sự tái tổ hợp Vũ Trụ không trong suốt đối với các lượng tử ánh sáng (phôton). Giờ đây chỉ có thể giả thuyết về điều gì đã xảy ra trong thời kỳ đầu của Vũ Trụ.
Đã có gì vào giây phút sơ khai đó? Theo lý thuyết tương đối tổng quát, bất kì dạng áp suất nào cũng sinh ra lực hấp dẫn. Trước thời điểm tái tổ hợp chính áp suất của bức xạ điện từ về cơ bản đã sản sinh ra trường hấp dẫn, hãm bớt sự giãn nở của Vũ Trụ. Ở giai đoạn này nhiệt độ thay đổi tỉ lệ nghịch với căn bậc hai của thời gian tính từ khi bắt đầu giãn nở:
T
(thời gian t được biểu thị bằng giây)
Khi t có trị số nhỏ nhiệt độ của Vũ Trụ cao đến nỗi năng lượng của các phôton đủ để sản sinh ra các cặp hạt và phản hạt đã biết.
Chúng ta thử xem các giai đoạn kế tiếp khác nhau của sự giãn nở Vũ Trụ.
Như chúng ta đã biết, hạt và phản hạt với khối lượng nghỉ m được sinh ra bởi trường điện từ, nếu năng lượng của phôton vượt quá năng lượng nghỉ 2 mc2 của loại hạt đã cho (c là vận tốc ánh sáng). Khi T l013 K trong Vũ Trụ các cặp hạt và phản hạt khác nhau của chúng: prôton, nơtron, mêzon, êlectron, notrinô .v.v. . . đã được sinh ra và chết đi (bị huỷ). Khi nhiệt độ hạ xuống đến 5.l 012 K, hầu như toàn bộ prôton và notron bị huỷ sau khi biến thành lượng tử bức xạ, trong số chúng chỉ còn lại những hạt ''không có đủ'' phản hạt thành cặp cho chúng. Các phôton mà năng lượng của chúng đến thời điểm này trở nên ít hơn, đã không thể sản sinh ra các hạt và phản hạt. Như sự quan sát nền tàn dư cho thấy, trong Vũ Trụ cứ một barion thì cỏ hầu như 109 phôton - sản phẩm của sự huỷ cặp. Nghĩa là sự dư thừa ban đầu của hạt so với phản hạt chỉ là rất nhỏ (một phần tỷ!) so với tổng số của chúng. Chính từ những prôton và nơtron ''thừa'' này về cơ bản đã cấu tạo nên vật chất của Vũ Trụ ngày nay quan sát được.
Khi T 2.l010 K thì notrinô đâm xuyên vào mọi chỗ ngừng tác động tương hỗ với vật chất. Từ thời điểm đó sẽ phải còn lại ''nền tàn dư notrinô'' mà có thể trong quá trình các thí nghiệm notrinô tương lai mới tìm ra được.
Tất cả những điều chúng tôi vừa nói đều xảy ra ở nhiệt độ siêu cao trong giây đầu tiên sau khi Vũ Trụ bắt đầu giãn nở. Vài giây sau thời điểm ''sinh ra'' Vũ Trụ bắt đầu thời kỳ tổng hợp hạt nhân nguyên thuỷ, khi hình thành các hạt nhân đoteri, hêli, liti và bêrili. Thời kỳ này kéo dài khoảng ba phút và kết quả của nó về cơ bản là tạo ra được hạt nhân hêli (25% khối lượng hyđrô). Các nguyên tố còn lại nặng hơn hêli chỉ chiếm một phần rất nhỏ của vật chất: khoảng 0,01%. Sự xác định thành phần hoá học (đặc biệt là hàm lượng hêli, đơteri và liti) của các ngôi sao già nhất và của môi trường giữa các sao của các thiên hà trẻ là một trong các cách thức kiểm tra kết luận của lý thuyết Vũ Trụ nóng.
Sau thời kỳ tổng hợp hạt nhân nguyên thuỷ và truớc thời kỳ tải tổ hợp (t l06 năm), diễn ra sự giãn nở và nguội dần yên tĩnh của Vũ Trụ, còn sau đó, hàng trărn triệu năm sau lúc bắt đầu giãn nở mới xuất hiện các thiên hà và các sao đầu tiên.
