VẤN ĐỀ PHỔ QUÁT: SỰ TIẾN HÓA CỦA VŨ TRỤ
Có thể nói là khoa học phát triển bằng nhiều bước nhảy vọt cách mạng. Ví dụ, vật lý đã trải qua hai cuộc cách mạng (hay như người ta thường nói, hai khuôn mẫu thay thế nhau). Cuộc cách mạng thứ nhất xảy ra vào thế kỷ XVII và gắn liền với các tên tuổi như Galilei, Newton và các nhà khoa học khác cùng thời. Trong cuộc cách mạng này, đã hình thành nền móng cho việc nghiên cứu một cách có hệ thống bằng phương pháp khoa học chuyển động của các vật thể dưới tác động của lực. Cuộc cách mạng thứ hai được hoàn thành vào cuối thế kỷ XIX đầu thế kỷ XX và dẫn đến sự ra đời của lý thuyết lượng tử và lý thuyết tương đối. Hai lý thuyết này xác định sự phát triển của toàn bộ vật lý trong một trăm năm qua. Hai cuộc cách mạng này có một đặc điểm chung là sự bùng nổ các ý tưởng đều xuất phát từ kết quả những nghiên cứu cụ thể thực hiện trong những phạm vi tương đối hẹp.
Đối với đa số độc giả. Lý thuyết lượng tử và lý thuyết tương đối được hiểu là "vật lý hiện đại'' hay “vật lý mới”. Song nhiều nhà bác học nghĩ rằng chúng ta đang đứng trước ngưỡng cửa của một cuộc cách mạng khoa học tiếp theo, cuộc cách mạng thứ ba. Khác với hai cuộc cách mạng trước cuộc cách mạng thứ ba được hình thành trên một mặt trận rộng lớn của nhiệt nghiên cứu khoa học. Những ánh sáng tư tưởng của vật lý thật là hiện đại của thế kỷ XXI có thể thấy từ những nghiên cứu nhiều hiện tượng mà thoạt nhìn tưởng chừng xa cách nhau (lỗ đen, các hạt dưới nguyên tử vật liệu siêu dẫn, quá trình tự tổ chức của những phản ứng hóa học và liên quan với những khái niệm phi tuyến và hỗn độn (xem phần ''Tính phi tuyến có mặt khắp nơi'').
Vật lý sẵn sàng giải thích mọi hiện tượng trong thế giới chung quanh. Có thể nhà khoa học không am tường về một hệ cụ thể nào đó - như hoa tuyết, đám mây giông có thể sống song ông ta không bao giờ chấp nhận rằng không thể giải thích sự cấu tạo của hệ đó bằng những quy luật vật lý. Nhà nghiên cứu tin tưởng rằng khi đã biết cả quy luật của tự nhiên và các điều kiện ban đầu và các điều kiện biên thì đủ để về nguyên tắc có thể hiểu được mọi quá trình trong Vũ trụ. Vì vậy toàn bộ Vũ trụ từ những hạt cơ bản vi mô của vật chất đến những quần thiên hà sẽ là một phòng thí nghiệm độc nhất vô nhị để nghiên cứu các trò chơi đa dạng của các lực của tự nhiên.
Một trong những thành tựu quan trọng nhất của hai - ba thập kỷ cuối này là ý thức được rằng bằng nhận định luật vật lý chi phối các hiện tượng và quá trình trên Trái Đất có thể nghiên cứu Vũ trụ trong toàn cục sự hình thành trong quá khứ và sự tiến hóa trong tương lai. Lúc hồi tưởng về lịch sử xây dựng mô hình chuẩn Vụ Nổ Lớn, S. Weinberg, một nhà vật lý lý thuyết lỗi lạc, một trong những người sáng tạo ra lý thuyết hiện đại về hạt cơ bản, giải Nobel 1979, đã viết: ''Ba phút đầu tiên (của Vũ trụ) quá xa xôi đối với chúng ta theo thời gian (điều kiện nhiệt độ và mật độ), quá xa lạ cho nên chúng ta khó lòng áp dụng những lý thuyết thông thường về vật lý thống kê và vật lý hạt nhân. Một tình huống như vậy thường xảy ra trong vật lý: chúng ta sai lầm không phải vì chúng ta cảm nhận cái lý thuyết của chúng ta quá nghiêm túc mà là vì chúng ta không đánh giá chúng đủ nghiêm túc. Luôn luôn chúng ta khó lòng nhận thức rằng những con số và những phương trình chúng ta có trên bàn làm việc có những mối liên quan nào đó đến thế giới khách quan''.
Có lẽ một sự ngập ngừng như vậy cũng đã qua đi. Và điều minh chứng tốt nhất cho điều đó là sự hình thành kịch bản vào cuối thế kỷ XX về quá trình tiến hóa của đối tượng tự nhiên lớn nhất, phức tạp nhất là Vũ trụ. Theo kịch bản này thì một điều đáng ngạc nhiên nhất là vào những giai đoạn sơ sinh Vũ trụ được cấu tạo đơn giản, chỉ vào những giai đoạn sau trong Vũ trụ mới dần dần xuất hiện những cấu trúc phức tạp (nguyên tử, phân tử, các hợp chất hóa học các chất đạm các sinh thể và cuối cùng là con người có trí tuệ - đỉnh cao của sáng tạo). Tính đơn giản của Vũ trụ trong các giai đoạn đầu được bảo đảm nhờ nhiệt độ cao, tức nhờ năng lượng lớn của các hạt vật chất. Như thế mô hình Vũ trụ nóng là cơ sở để hiểu quá trình tiến hóa của Vũ trụ.
Tính phong phú của nhiều định luật và hiện tượng trong giai đoạn hiện nay là biểu hiện của tình trạng nhiệt độ thấp. Khi nhiệt độ của vật chất tăng lên thì nhiều lực khác nhau tác động trong vật chất sẽ bắt đầu thống nhất mất đi tính đặc thù riêng lẻ và ở nhiệt độ phát thường là 1032K mọi lực trong tự nhiên hòa hợp lại thành một siêu lực (theo thuật ngữ của nhà khoa học nhà phổ biến khoa học nổi tiếng người Anh Paul Davis), siêu lực này có một dạng toán học đặc biệt đơn giản. Ngoài ra các hạt cơ bản lẻ tẻ cũng mất đi các tính chất của nó và các đặc trưng riêng biệt của chúng sẽ biến mất ở nhiệt độ nói trên. Sau nhiều năm nghiên cứu các nhà vật lý phát hiện rằng khi năng lượng (nhiệt độ) tăng lên tăng lên thì các cấu trúc dưới nguyên tử phức tạp phân rã thành những hạt thành phần đơn giản và các tương tác phức tạp cũng trở thành đơn giản hơn. Vào thời điểm sáng tạo ra Vũ trụ khi nhiệt độ đạt đến trị số vô cùng lớn đó thì chỉ còn vẻn vẹn siêu lực tác động giữa một số nhỏ các hạt đơn giản nhất.
Ta hãy điểm qua các giai đoạn tiến hóa sơ khai của vũ trụ. Mọi sự bắt đầu bằng cái gọi là trạng thái kỳ dị. Trạng thái này khó lòng mô tả được nhờ những định luật vật lý đã biết vì nhiệt độ, mật độ và nhiều đặc trưng khác của Vũ trụ đều bằng vô cực.
Hiện nay cũng chưa có câu trả lời cho câu hỏi ý nghĩa vật lý của trạng thái đó là gì. Song, nói một cách chặt chẽ, các nhà vật lý không có quyền nghiên cứu trạng thái đó bằng cách sử dụng những phương trình đã biết bởi vì vào điểm sơ khai đó phải thể hiện những tính chất lượng tử của hấp dẫn.
Giai đoạn đầu tiên của cuộc sống Vũ trụ được gọi là kỷ nguyên của hấp dẫn lượng tử. Ở nhiệt độ và mật độ khổng lồ của giai đoạn sơ khai, bốn loại tương tác đã biết (mạnh, điện từ, yếu và hấp dẫn) không khác biệt nhau và hoàn toàn thống nhất lại với nhau. Chúng ta không biết được trạng thái Vũ trụ lúc bấy giờ là như thế nào. Kỷ nguyên hấp dẫn lượng tử cho đến giờ vẫn là “miền đất lạ”, chưa được khám phá. Lý thuyết hấp dẫn lượng tử, có khả năng thống nhất lý thuyết tương đối rộng mô tả tương tác ở kích thước lớn của Vũ trụ và lý thuyết
lượng tử mô tả tương tác ở kích thước rất nhỏ còn chưa được xây dụng. Và một lý thuyết như vậy có thể giải thích điều gì đã xảy ra vào những thời điểm ban đầu sau Vụ Nổ Lớn khi mà toàn bộ Vũ trụ có kích thước nhỏ hơn một hạt nhân nguyên tử.
Khi kỷ nguyên hấp dẫn lượng tử kết thúc (kỷ nguyên này chỉ kéo dài trong một khoảnh khắc ngắn ngủi đến không thể tưởng tượng nổi: 10-43giây), Vũ trụ nguội dần đến lúc tương tác hấp dẫn đã có thể tách khỏi các tương tác khác, song ba tương tác còn lại vẫn còn không phân biệt được. Bắt đầu kỷ nguyên Đại thống nhất. Phải chú y rằng, sự tách rời của một loại tương tác khỏi các tương tác còn lại là tương tự như quá trình chia tách dần dần một dung dịch chất lỏng có mật độ không đều thành những thành phần khác nhau, hoặc sự chia tách pha khi một chất bị làm lạnh dưới điểm bội ba (trạng thái cùng tồn tại cân bằng của cả ba pha vật chất thường là pha rắn pha lỏng và pha khí và sẽ được mô tả bởi những phương trình tương tự các phương trình chuyển pha.
Lúc năng lượng trở nên tương đối thấp mà chúng ta có thể đạt được trong các phòng thí nghiệm trên Trái Đất giữa các loại tương tác mạnh, yếu và điện từ không còn điều gì chung nữa. Song lý thuyết cũng đoán nhận được rằng chúng chỉ là những biểu hiện khác nhau của một loại tương tác xuất hiện ở những năng lượng rất lớn (ứng với nhiệt độ khoảng 1027K). Một năng lượng lớn như vậy không những có thể đạt được trong các phòng thí nghiệm trên Trái Đất, mà cũng có thể đạt được trong Vũ trụ hiện nay. Trong kỷ nguyên Đại thống nhất lớn Vũ trụ tiếp tục giãn nở. Và sự giãn nở đó đã xảy ra như thể nào. Đa số các lý thuyết hiện đại đều dẫn đến một khẳng định là kỷ nguyên này đi với quá trình lạm phát đó là một quá trình giãn nở của Vũ trụ theo định luật hàm mũ.
Lý thuyết lạm phát cho phép giải quyết đồng thời vài bài toán trong Vũ trụ học. Một trong các bài toán đó là: toàn bộ phần Vũ trụ quan sát được từ Trái Đất có cùng một nhiệt độ (đo được theo bức xạ tàn dư. Vì các vùng ở vào những vị trí đối cực qua đường kính cách nhau những khoảng cách rất lớn, nên ánh sáng không thể vượt qua những khoảng cách đó trong thời gian kể từ thời điểm Vụ Nổ Lớn. Điều này có nghĩa là những vùng đó không có mối liên hệ với nhau. Và như thế các vùng đó chưa bao giờ có điều kiện trao đổi năng lượng với nhau, vậy tại sao nhiệt độ của chúng bằng nhau?
Theo lý thuyết, trong giai đoạn lạm phát trong Vũ trụ đã xuất hiện những ''bong bóng'' lẻ tẻ - đó là những vùng kín nhỏ không liên hệ với nhau. Mỗi bong bóng như thế giãn nở với tốc độ ánh sáng và như thế về toàn cục Vũ trụ sẽ giãn nở với tốc độ hàng triệu lần lớn hơn tốc độ ánh sáng. Các nguyên lý của lý thuyết tương đối vốn cấm chỉ các chuyển động của các vật thể trong không gian với tốc độ lớn hơn tốc độ ánh sáng ở đây không bị vi phạm - vì rằng sự trao đổi thông tin chỉ có thể thực hiện được giữa những vùng có liên hệ nhân quả với nhau. Trong quá trình lạm phát các vật thể như đứng yên trong không gian, chỉ bản thân không gian giãn nở tựa như quả bóng hơi của trẻ em mà ta đang thổi không khí vào (những hình vẽ trên bề mặt quả bóng hơi mô tả các vật thể đứng yên và không giãn nở).
Sau thời gian 10-35giây, Vũ trụ được thổi phồng đến một kích thước cực lớn, và từ một “bong bóng” đã xuất hiện Tổng thiên hà của chúng ta. Chính vì vậy mà nhiệt độ ở mọi vùng của Tổng thiên hà là như nhau. Mặt khác theo nguyên lý bất định thì trong ''bong bóng'' phải tồn tại những vùng không đồng nhất.
Ngày nay chúng ta quan sát được sự phân bố những vùng đó trong Vũ trụ dưới dạng bất đẳng hướng nhẹ của bức xạ tàn dư theo các hướng khác nhau. Những dao động lượng từ của mật độ biến thành những mầm mống của những thiên hà và những quần thiên hà về sau.
Một bài toán khác của Vũ trụ học là vì sao độ cong của không gian quan sát được lại nhỏ đến mức ta có thể bỏ qua, nói cách khác đây gần như là không gian Euclid (không gian phẳng). Đây cũng là hệ quả của giãn nở lạm phát. Song vì sao có thể xảy ra sự giãn nở theo hàm mũ? Sự giãn nở phát sinh từ thuở Vụ Nổ Lớn lẽ ra phải bị giảm dần vì tác động kìm hãm của lực hấp dẫn còn lạm phát thì ngược lại lại bắn xa các vật thể với gia tốc cực lớn.
Trong Vũ trụ học lạm phát người ta sử dụng khái niệm chân không vật lý. Thoạt nhìn có thể nghĩ rằng về chân không thì chẳng có điều gì để nói: chân không có nghĩa là trống rỗng là không có gì. Song các nguyên lý cơ sở của vật lý lượng tử đã khẳng định rằng không có chân không tuyệt đối. Quả vậy, theo các định luật của lý thuyết lượng tử, chân không chứa đầy các hạt cơ bản, những hạt này liên tục xuất hiện và biến đi nhanh đến mức mà chúng ta không thể ghi đo được bằng những quan sát trực tiếp. Chính sự tồn tại của những hạt ''ảo'' này đã dẫn đến sự xuất hiện các lực đẩy và chính điều này đã xảy ra trong quá trình giãn nở lạm phát.
Kỷ nguyên Đại thống nhất kết thúc vào thời điểm t = l0-35 giây sau Vụ Nổ Lớn khi nhiệt độ của Vũ trụ xuống còn 1027K. Từ thời điểm đó quá trình tiến hóa của Vũ trụ được mô tả bởi những lời giải Friedmann của các phương trình trong lý thuyết tương đối rộng. Sự giãn nở của Vũ trụ có thể kéo dài mãi mãi hoặc có thể dừng lại và thay thế vào đó là quá trình co lại. Càng giãn nở thì vật chất và bức xạ càng nguội đi. Vì nhiệt độ là số đo của động năng của các hạt, cho nên quá trình nguội đi dẫn đến sự thay đổi trạng thái của Vũ trụ. Vào cuối kỷ nguyên Đại thống nhất, Vũ trụ ở vào trạng thái plasma gồm nhiều loại hạt cơ bản ở trạng thái cân bằng nhiệt động lực học. Trong plasma này có các hạt quark, electron, muon, lep-ton 
, nơtrinô các loại, gluon, các boson W và Z, photon và những hạt chưa tìm ra được song đã được tiên đoán - đó là những hạt Higgs, các boson H0, những đơn cực từ v.v... Mật độ Vũ trụ vẫn dang còn lớn đến nỗi mà bức xạ điện từ chưa đi xuyên qua được.
Khi nhiệt độ hạ xuống đến trị số dưới 1027K, xảy ra quá trình chuyển pha tiếp theo và tương tác mạnh bị tách rời ra. Bởi vì các hạt tham gia vào tương tác mạnh có tên là hađron, cho nên thời kỳ vừa bắt đầu này có tên là thời kỳ hađron. Trong thời kỳ hađron đã xảy ra một hiện tượng quan trọng - đó là tính bất đối xứng baryon của Vũ trụ: lượng vật chất trở nên nhiều hơn lượng phản vật chất. Mặc dầu hiện tượng bất đối xứng baryon này chưa được hiểu đến tận cùng, song lý thuyết phổ quát nhất về vấn đề này cho rằng ở những giai đoạn đầu tiên của Vũ trụ, số hạt và số phản hạt bằng nhau, nhưng cùng với quá trình giãn nở và nguội dần số hạt đã trở nên áp đảo.
Vào thời điểm t = 10-4 giây Vũ trụ trở nên lạnh đến nhiệt độ 1012K và bắt đầu thời kỳ lepton. Các hạt lepton bao gồm electron, muon điện tích âm, nơtrinô và các phản hạt. Cuối thời kỳ lepton vật chất gần như trở thành trong suốt đối với nơtrinô và tất cả các hạt này còn sống mãi đến thời đại chúng ta. Tuy nhiên nơtrinô tương tác rất yếu với vật chất và ghi đo được các hạt này là một việc khó khăn. Trong buổi ban đầu của thời kỳ bức xạ, một lượng lớn electron và các phản hạt của chúng là positron hủy lẫn nhau để hợp thành những photon mới. Chỉ còn lại những electron lẻ cặp thiếu positron. Song số lượng của chúng cũng còn đủ lớn để làm nên thế giới mà chúng ta đang sống.
Trong thời đoạn khoảng chừng 180 giây đã xảy ra một quá trình quan trọng cho số phận của Vũ trụ, đó là quá trình tổng hợp hạt nhân, nghĩa là quá trình hình thành những hạt nhân của những nguyên tố đầu tiên. Khi quá trình này kết thúc thì trong vật chất sơ khai của Vũ trụ, các hạt nhân hyđro (proton) chiếm 75% (về khối lượng, các hạt nhân heli - khoảng 25%, những phần trăm còn lại là các hạt nhân dơteri, liti và của một số nguyên tố nhẹ khác. Các tỷ số về phần trăm phổ biến của các nguyên tố ban đầu đó là kết quả tính toán chặt chẽ dựa trên cơ sở mô hình ''Vũ trụ nóng''. Các con số trên được các quan trắc về thành phần hóa học những sao sơ cấp xác nhận là đúng!
Đến thời điểm bấy giờ Vũ trụ đã trở thành trong suốt đối với các photon, những hạt này vốn được phát xạ trong những giai đoạn đầu tiên trong quá trình tiến hóa của Vũ trụ đến nay vẫn còn tồn tại. Đó chính là bức xạ tàn dư mà nhiệt độ của bức xạ này đã giảm xuống còn 3K.
Vài giờ sau Vụ Nổ Lớn sự hình thành các hạt nhân hyđro và heli kết thúc và sau đó khoảng triệu năm Vũ trụ giãn nở mà không có sự thay đổi nào về chất. Khi nhiệt độ giảm xuống còn vài ngàn độ, năng lượng của các electron và các hạt nhân không còn đủ để thắng sức hút điện từ. Và chúng kết hợp lại với nhau để thành những nguyên tử trung tính. Ở những vùng mà các nguyên tử tập trung với số lượng đủ lớn thì chúng bị nén gần nhau dưới tác động của lực hút hấp dẫn. Kết quả là phát sinh mầm mống của những thiên hà sau này. Bên trong chúng là những đám mây đang co lại ngày càng mạnh hơn. Những nguyên tử cấu thành các đám mây đó va chạm với tần số ngày càng lớn hơn nhiệt độ tăng lên dần đến lúc xảy ra những phản ứng hạt nhân, và Vũ trụ có được những ngôi sao. Trong lòng những sao này xảy ra quá trình tổng hợp các nguyên tố nặng hơn hyđro và heli. Sau quá trình nổ của những sao đầu tiên các nguyên tố bị bắn tung tản ra trong không gian và hình thành những sao mới, những hệ hành tinh và cuối cùng là con người. Trong bản thân các độc giả đang đọc những dòng này cũng có các ''hạt'' của những sao đó.
Vũ trụ dần dần mang những nét quen thuộc đối với chúng ta. Sau khoảng 10 tỉ năm từ Vụ Nổ Lớn, Mặt Trời đã bùng cháy lên.
Có thể nói điều gì về tương lai của Vũ trụ? Điều này phụ thuộc vào kịch bản Friedmann nào về sự phát triển Vũ trụ là đúng. Tiếc thay hiện nay người ta chưa biết được liệu Vũ trụ sẽ giãn nở mãi mãi hay đến một lúc nào đó thì dừng và bắt đầu quá trình co lại. Vì thế chúng ta hãy xét vài phương án tiến triển của Vũ trụ. Lẽ dĩ nhiên đây mới chỉ là những giả thuyết khoa học dựa trên những lý thuyết, những mô hình biểu diễn nhất định, mà trong tương lai còn cần hoàn thiện nữa.
Trong trường hợp phương án đóng hay kín (khi mật độ vật chất trong Vũ trụ lớn hơn mật độ tới hạn), Vũ trụ đến một thời điểm nào đó (khoảng 10 tỷ năm sau) sẽ bắt đầu co lại: Hai mươi tỷ năm trước Vụ Co Lớn là quá trình co (suy sụp) hấp dẫn của toàn bộ Vũ trụ kín - Vũ trụ sẽ co lại đến kích thước ứng với mật độ năng lượng bằng mật độ năng lượng hiện nay. Trong quá trình co tiếp theo, năng lượng photon sẽ bắt đầu lớn lên và Vũ trụ nóng dần. Đến thời điểm một tỷ năm trước Vụ Co Lớn, các photon sẽ ion hóa các nguyên tử hyđro nằm giữa các sao.
Plasma electron-proton hình thành và tiếp tục nóng lên, cho tới một năm trước Vụ Co Lớn nhiệt độ sẽ cao hơn nhiệt độ trong tâm các sao. Sau đó xảy ra quá trình nổ của các sao và quá trình hút các bức xạ của vật chất sao và của các vật chất khác bởi những lỗ đen khối lượng lớn. Và 3 phút trước Vụ Co Lớn các lỗ đen với khối lượng lớn bắt đầu kết dính với nhau.
Song các quan trắc hiện đại và mô hình lạm phát được phát triển nhất đã chứng tỏ rằng, mật độ vật chất trong Vũ trụ chỉ nhỏ hơn hoặc nhiều nhất là bằng mật độ tới hạn. Như vậy Vũ trụ sẽ giãn nở mãi mãi. Và điều này sẽ xảy ra như thế nào? Một thay đổi cơ bản sẽ xảy ra vào khoảng 1014 năm sau vụ Nổ Lớn, khi mà các sao đã sử dụng cạn kiệt nhiên liệu của mình. Nhiên liệu chủ yếu của các sao là hyđro, từ nguyên tố này trong quá trình xảy ra các phản ứng nhiệt hạch sẽ tạo ra heli. Khi hyđro đã cạn kiệt các sao có thể nổ, biến thành những sao khổng lồ đỏ (kích thước tăng lên vài lần) và nuốt hết các hành tinh. Ví dụ, Trái Đất sẽ bùng cháy khi kích thước Mặt Trời có thể vươn tới quỹ đạo sao Mộc.
Sau quá trình nổ, các sao bắt đầu tổng hợp cácbon và các nguyên tố khác nặng hơn từ heli. Quá trình tổng hợp hạt nhân dừng lại ở nguyên tố sắt - là nguyên tố mà hạt nhân có năng lượng cực tiểu tính theo đơn vị khối lượng.
Qua 1017 năm Sau Vụ Nổ Lớn các sao bắt đầu mất đi các hành tinh của mình vì các hành tinh này bị các sao khác khi bay đến gần cuốn hút đi nhờ trường hấp dẫn.
Cũng không loại trừ trường hợp khi các sao ''gặp nhau'' xảy ra quá trình
tái phân bổ lại động năng và kết quả là sao nào thu được năng lượng sẽ bắn ra khỏi thiên hà. Quá trình này gọi là quá trình bay hơi của các thiên hà. Vì hiện tượng bay hơi này các thiên hà có thể mất đi khoảng 90% khối lượng, phần 10% còn lại có thể co lại, kết dính với nhau dưới tác động của lực hấp dẫn để hình thành những lỗ đen siêu nặng. Điều này sẽ xảy ra vào khoảng 1018 năm Sau Vụ Nổ Lớn.
Khi Vũ trụ trở nên già hơn khoảng 100 lần thì có thể xảy ra quá trình phân rã proton, đã được tiên đoán trong lý thuyết Đại thống nhất. Proton được cấu thành bởi 3 hạt quark - là những hạt tham gia tương tác 
mạnh. Trong kỷ nguyên Đại thống nhất ba loại tương tác (mạnh yếu và điện từ) hòa nhập làm một và quark dễ dàng biến thành electron hay positron. Trong Vũ trụ đã nguội thì quá trình này cần một thời gian nhiều lần lớn hơn và chỉ khi tuổi của Vũ trụ bằng 1032- 1033 năm thì trong Vũ trụ chỉ còn chất khí electron - positron rất thưa loãng, các photon, nơtrinô, lỗ đen siêu nặng. Vũ trụ sẽ tồn tại trong trạng thái đó khoảng 10100 năm, cho đến khi bắt đầu giai đoạn tiến hóa cuối cùng: sự bay hơi của các lỗ đen (xem mục phụ ''Stephen William Hawking'').
Như thế, Vũ trụ ở giai đoạn tiến hóa cuối cùng trong phương án thứ hai (tức phương án theo đó, mật độ vật chất nhỏ hơn tới hạn) sớm hay muộn sẽ là một chất khí rất thưa loãng và lạnh gồm các hạt electron, positron, notrinô và photon. Trong một Vũ trụ như thế khó lòng tồn tại cuộc sống theo cách hiểu biết thông thường của chúng ta, do đó Vũ trụ mở trong tương lai sẽ rơi lịm dần vào giá lạnh mênh mang và mất đi mọi cấu trúc khả dĩ.
VÌ SAO VŨ TRỤ LẠI ĐÚNG NHƯ THẾ NÀY?
Ngay từ năm 1913 nhà vật lý Paul Ehrenfest đã tìm hiểu có phải tình cờ hay không mà không gian của chúng ta có ba chiều. Ông chứng minh được rằng chỉ trong không gian ba chiều thì mới tồn tại những định luật vật lý đã biết, theo đó mới xuất hiện các nguyên tử và phân tử rồi cuối cùng là kiểu sự sống trên Trái Đất. Các nghiên cứu tiếp theo cho chúng ta thấy rằng kiểu sự sống đó phụ thuộc rất lớn vào trị số của những hằng số Vũ trụ. Vũ trụ sẽ không có cấu trúc như hiện nay nếu như Vũ trụ đã nở ra với một tốc độ khác (với trị số khác của hằng số Hubble). Nếu như ở các giai: đoạn đầu trong quá trình tiến hóa của Vũ trụ đã xảy ra những thăng giáng mật độ nhỏ hơn thì ngày nay đã không có các sao, cũng chẳng có các thiên hà. Nếu như số chiều không gian lớn hơn 3 thì các hành tinh không thể quay ổn định trên quỹ đạo của mình... Nếu như lực hấp dẫn lớn hơn một ít thì kích thước các sao sẽ nhỏ hơn và đời sống của chúng sẽ ngắn hơn. Nếu như các tương tác hạt nhân yếu hơn một ít thì chỉ tồn tại mỗi hyđro mà nếu mạnh hơn một chút thì cũng không có nổi hyđro.
Những lý lẽ trên đây đã gây ấn tượng mạnh đối với nhiều nhà khoa học, và điều này dẫn họ đến với nguyên lý vi nhân (anthropic principle). Theo nguyên lý này thì trong vô vàn đa dạng của Vũ trụ, chỉ có những vùng riêng lẻ ở đấy tồn tại những điều kiện cho sự sống của những sinh vật có trí tuệ. Nguyên lý vị nhân yếu giải thích chẳng hạn, tại sao trong Vũ trụ của chúng ta, Vụ Nổ Lớn xảy ra khoảng 15 tỷ năm về trước. Khoảng thời gian này cũng chính là khoảng thời gian cần thiết cho sự phát triển các sinh vật có trí tuệ: sự hình thành các sao sơ cấp (thế hệ đầu tiên), sau đó là các sao thứ cấp, sự nổ các sao siêu mới làm phát sinh món ''xúp'' gồm các nguyên tố nặng mà nếu thiếu chúng không thể có sự sống.
Vào khoảng 5 tỷ năm trước thì hệ Mặt Trời được hình thành, Trái Đất nguội dần trong 2 tỷ năm và sau đó xảy ra quá tình tiến hóa các cơ thể sinh học mất 3 tỷ năm.
Quả là khó phủ nhận nguyên lý vị nhân yếu. Còn nguyên lý vị nhân mạnh thì dẫn đến điều sau này. Giả sử rằng có nhiều Vũ trụ khác nhau. Trong đa số Vũ trụ này các điều kiện đều không thích hợp cho sự sống tương tự như sự sống của chúng ta và cho sự phát triển các sinh vật có trí tuệ.
Chỉ có ở một vũ trụ (hay vài Vũ trụ?) xuất hiện các sinh vật có trí tuệ và những sinh vật này đối mặt với câu hỏi: ''Tại sao Vũ trụ như thế này mà không như thế khác?'' Nguyên lý vị nhân mạnh cung cấp ngay câu trả lời: “Vì nếu Vũ trụ khác đi thì sẽ không có ai để nêu lên câu hỏi đó!''.
