Thời gian trôi đi, vũ trụ giãn nở và lạnh đi đến lúc đạt một nhiệt độ (khoảng 3000 K) đủ lạnh để cho phép các hạt nhân và electron kết hợp thành nguyên tử. (Trong các sách về vật lý thiên văn, việc này thường được gọi là “sự tái hợp”, một danh từ đặc biệt không thích hợp, vì ở lúc ta đang xét thì các hạt nhân và electron trong lịch sử trước đó của vũ trụ chưa bao giờ được ghép thành nguyên tử!). Sự mất đi đột ngột các electron tự do làm gián đoạn sự tiếp xúc nhiệt giữa bức xạ và vật chất và bức xạ sau đó tiếp tục giãn nở một cách tự do.
Khi việc đó xảy ra, năng lượng trong trường hợp bức xạ ở những bước sóng khác nhau được quy định bởi các điều kiện cân bằng nhiệt, và do đó được cho bởi công thức vật đen của Planck ứng với một nhiệt độ bằng nhiệt độ của vật chất, khoảng 3000 K. Đặc biệt, bước sóng photon điển hình đã phải vào khoảng một micromet (một phần mười nghìn centimet, hoặc 10 000 angstrom) và khoảng cách trung bình giữa các photon đã vào cỡ bước sóng điển hình đó.
Việc gì đã xảy ra với các photon từ đó? Các photon riêng lẻ đã không được sinh ra hoặc hủy đi, do đó khoảng cách trung bình giữa các photon chỉ đơn giản tăng lên tỷ lệ với kích thước của vũ trụ, nghĩa là tỷ lệ với khoảng cách trung bình giữa các thiên hà điển hình. Nhưng chúng ta đã thấy trong chương trước rằng tác dụng của dịch chuyển đỏ vũ trụ học là “kéo dài” bước sóng của mọi tia sáng trong khi vũ trụ giãn nở; như vậy, các bước sóng của mỗi một photon riêng lẻ cũng đơn giản tăng tỷ lệ với kích thước của vũ trụ. Do đó, các photon sẽ ở cách xa nhau một bước sóng điển hình đúng như đối với bức xạ vật đen. Quả thật, cứ tiếp tục lập luận đó một cách định lượng, người ta có thể chỉ rõ rằng bức xạ chứa đầy trong vũ trụ có thể tiếp tục được mô tả một cách chính xác bằng công thức vật đen của Planck, trong quá trình vũ trụ giãn nở, dù rằng bức xạ đó không còn ở trạng thái cân bằng nhiệt với vật chất nữa (xem chú thích toán học 4). Kết quả duy nhất của sự giãn nở là làm tăng bước sóng photon điển hình tỷ lệ với kích thước của vũ trụ. Nhiệt độ của bức xạ vật đen tỷ lệ nghịch với bước sóng điển hình, như vậy nó sẽ giảm trong khi vũ trụ giãn nở một cách tỷ lệ nghịch với kích thước của vũ trụ.
Chẳng hạn, Penzias và Wilson đã tìm thấy rằng cường độ của phông bức xạ cực ngắn mà họ đã phát hiện ứng với một nhiệt độ vào khoảng 3 K. Đó là con số có thể chờ đợi nếu vũ trụ đã nở ra gấp 1000 lần so với lúc nhiệt độ đã còn đủ cao (3000 K) để giữ vật chất và bức xạ ở cân bằng nhiệt. Nếu cách giải thích đó là đúng, thì phông vô tuyến 3 K là tín hiệu cổ xưa nhất mà các nhà thiên văn nhận được, vì nó đã được phát ra trước cả ánh sáng từ các thiên hà xa xăm nhất mà ta có thể nhìn thấy rất lâu.
Nhưng Penzias và Wilson đã đo cường độ của phông vô tuyến vũ trụ chỉ ở bước sóng 7,35 centimet mà thôi. Rõ ràng rất cần xét gấp để xem phải chăng sự phân bố năng lượng bức xạ theo bước sóng có được mô tả bằng công thức Planck về vật đen như người ta có thể mong đợi nếu quả thật nó là bức xạ tàn dư đã dịch chuyển về phía đỏ còn sót lại từ một thời kỳ nào đó mà vật chất và bức xạ của vũ trụ ở cân bằng nhiệt. Nếu như vậy thì “nhiệt độ tương đương” tính bằng cách làm khớp cường độ tiếng ồn vô tuyến quan sát được với công thức planck phải có một giá trị như nhau ở mọi bước sóng 7,35 centimet mà Penzias và Wilson đã nghiên cứu.
Như ta đã thấy, ngay lúc Penzias và Wilson tiến hành sự khám phá của họ, đã có một cố gắng khác đang tiến hành ở New Jersey để phát hiện ra một phông bức xạ cực ngắn vũ trụ. Liền sau hai bản công bố đầu tiên của các nhóm ở các phòng thí nghiệm Bell và Princeton, Roll và Wilkinson đã loan báo kết quả riêng của họ: nhiệt độ tương đương của phông bức xạ ở bước sóng 3,2 centimet là ở giữa 2, 5 và 3, 5 K. Nghĩa là, với sai số của thí nghiệm, cường độ của phông vũ trụ ở bước sóng 3,2 centimet lớn hơn so với ở 7,35 centimet theo đúng tỷ lệ mà người ta có thể chờ đợi nếu như bức xạ được mô tả bằng công thức Planck!
Từ 1965, cường độ của bức xạ tàn dư cực ngắn đã được các nhà thiên văn vô tuyến đo ở hơn một tá bước sóng từ 7,35 centimet đến 0,33 centimet. Mỗi phép đo này đều khớp với một phân bố năng lượng theo bước sóng của Planck, với một nhiệt độ giữa 2,7 K và 3 K.
Tuy nhiên, trước khi kết luận ngay rằng đó chính là bức xạ vật đen, ta phải nhớ rằng bước sóng “điển hình” mà ở đó phân bố Planck đạt cực đại, là 0,29 centimet. Như vậy tất cả các phép đo sóng cực ngắn đó đã được tiến hành ở về phía bước sóng dài của cực đại trên phân bố Planck. Nhưng ta đã thấy rằng độ tăng mật độ năng lượng khi bước sóng giảm ở phần này của phổ đúng là do khó đặt những bước sóng dài vào trong những thể tích nhỏ, và việc đó cũng sẽ xảy ra với một loạt lớn những trường bức xạ, kể cả bức xạ đã không được sản sinh ra trong điều kiện cân bằng nhiệt (các nhà thiên văn vô tuyến gọi phần này của phổ là vùng Rayleigh - Jeans, vì nó được Rayleigh và James Jeans phân tích đầu tiên). Để xác minh việc ta quả thật gặp bức xạ vật đen, cần phải vượt qua điểm cực đại trên phân bố Planck đến vùng bước sóng ngắn, và kiểm tra mật độ năng lượng có thực giảm khi bước sóng giảm, như thuyết lượng tử tiên đoán hay không. Với các bước sóng ngắn hơn 0,1 centimet, thực ra chúng ta đã ở ngoài phạm vi hoạt động của các nhà thiên văn đo sóng vô tuyến hay sóng cực ngắn, và rơi vào một ngành mới hơn là thiên văn hồng ngoại.
Tiếc thay bầu khí quyển của hành tinh chúng ta, hầu như trong suốt đối với các bước sóng trên 0,3 centimet, trở nên càng mờ đục đối với những bước sóng càng ngắn. Hình như khó có một đài thiên văn vô tuyến nào đặt trên mặt đất, dù xây cất trên núi cao, mà có thể đo phông bức xạ vũ trụ ở những bước sóng ngắn hơn 0,3 centimet.
Cũng khá lạ lùng là phông bức xạ đã được đo ở những bước sóng ngắn hơn khá lâu trước bất cứ công trình thiên văn nào nói ở chương này, và là do một nhà thiên văn quang học chứ không phải là một nhà thiên văn vô tuyến hay hồng ngoại! Trong chòm sao Ophiuchus ( “Người mang rắn” hoặc “Xà phu”) có một đám mây khí giữa các ngôi sao, tình cờ nằm giữa quả đất và một ngôi sao nóng, song không có gì khác đáng để ý, Oph. Phổ của Oph có nhiều vạch đen không bình thường, chúng nói lên rằng đám khí đó hấp thụ ánh sáng ở nhiều bước sóng ngắn. Chúng là các bước sóng mà ở đó photon có đúng các năng lượng cần để cảm ứng những sự chuyển trong các phân tử của đám mây khí, từ những trạng thái năng lượng thấp đến những trạng thái có năng lượng cao hơn. (Các phân tử, cũng như nguyên tử, chỉ tồn tại ở những trạng thái gián đoạn hay có năng lượng được “lượng tử hóa”). Như vậy, bằng cách quan sát các bước sóng mà ở đó xuất hiện các vạch đen, có thể suy ra một cái gì đó về bản chất các phân tử này, và về các trạng thái của chúng.
Một trong những vạch hấp thụ trong phổ của Oph là ở bước sóng 3875 angstrom (38,75 phần triệu centimet), nó cho thấy trong đám mây giữa các ngôi sao tồn tại một phân tử, gọi là xian (CN), gồm một nguyên tử cacbon và một nguyên tử nitơ. Nói một cách chặt chẽ, xian (CN) phải được gọi là một “gốc”, nghĩa là trong những điều kiện bình thường nó kết hợp nhanh chóng với những nguyên tử khác để tạo thành những phân tử bền hơn như chất độc axit xianhyđric (HCN). Trong khoảng không giữa các vì sao, CN rất là bền).
Năm 1941, W. S. Adams và A. McKellar khám phá ra rằng vạch hấp thụ này thực ra là bị tách ra, gồm có ba thành phần với bước sóng 3874,608 angstrom, 3875,763 angstrom và 3873,998 angstrom. Bước sóng hấp thụ đầu ứng với sự chuyển động trong đó phân tử xian được nâng từ trạng thái năng lượng thấp nhất của nó ( “trạng thái cơ bản”) lên một trạng thái dao động và được mong đợi cũng sẽ được tạo ra ngay khi xian ở nhiệt độ không. Tuy nhiên, hai vạch kia chỉ có thể được tạo nên bởi những sự chuyển động trong đó phân tử được nâng lên từ một trạng thái quay ở sát ngay trên trạng thái cơ bản đến nhiều trạng thái dao động khác. Như vậy, một tỷ lệ khá lớn của các phân tử xian trong đám mây nằm giữa các ngôi sao phải ở trạng thái quay đó. Bằng cách sử dụng hiệu năng lượng biết được giữa trang thái cơ bản và trạng thái quay và các cường độ tỷ đối quan sát được của các vạch hấp thụ khác nhau, McKellar đã có thể nâng phân tử xian lên trang thái quay.
Lúc đó không có lý do nào để liên hệ nhiễu loạn bí mật đó với nguồn gốc vũ trụ, và việc này không được chú ý đến nhiều. Tuy nhiên, sau sự khám phá ra phông bức xạ vũ trụ ở 3 K năm 1965, người ta đã nhận thức được (George Field, E. S. Shklovsky và N. J. Woolf) rằng chính nó là nhiễu loạn quan sát được năm 1941, nó đã làm quay các phân tử xian trong các đám mây Ophiuchus. Bước sóng của các photon bức xạ vật đen cần để tạo ra sự quay đó là 0,263 centimet, ngắn hơn bất cứ bước sóng nào mà ngành thiên văn vô tuyến có cơ sở đặt trên mặt đất có thể quan sát được, nhưng vẫn chưa đủ ngắn để thử nghiệm sự giảm nhanh bước sóng dưới 0,1 cm được chờ đợi cho một sự phân bố Plack ở 3 K.
Kể từ lúc đó đã có một sự tìm kiếm những vạch hấp thụ khác do sự kích thích các phân tử xian ở những trạng thái quay khác nhau. Quan sát năm 1974 về sự hấp thụ do trạng thái quay thứ hai của xian giữa các vì sao đã cho phép ước tính cường độ bức xạ ở bước sóng 0,132 centimet cũng ứng với nhiệt độ khoảng 3 K. Tuy nhiên, những quan sát như vậy cho đến đây mới chỉ cho những giới hạn trên về mật độ năng lượng bức xạ ở những bước sóng ngắn hơn 0,1 centimet. Các kết quả đó thật là đáng phấn khởi, bởi vì chúng chỉ rõ rằng mật độ năng lượng bức xạ đúng là bắt đầu giảm nhanh chóng ở một bước sóng nào đó chung quanh 0,1 centimet, như người ta mong đợi nếu đó là bức xạ vật đen. Tuy nhiên, những giới hạn trên này không cho phép ta kiểm tra rằng đó chính thật là bức xạ vật đen, hoặc xác định một nhiệt độ bức xạ chính xác.
Chỉ có thể giải quyết được vấn đề này bằng cách đưa một thiết bị thu hồng ngoại vượt ra khỏi khí quyển quả đất, hoặc bằng một khí cầu, hoặc bằng một tên lửa. Các thí nghiệm đó là vô cùng khó khăn và lúc đầu cho những kết quả mâu thuẫn nhau, khi thì khuyến khích những người ủng hộ mô hình vũ trụ học chuẩn, khi thì khuyến khích những người chống lại mô hình đó. Một nhóm sử dụng tên lửa ở Cornell đã tìm thấy nhiều bức xạ ở những bước sóng ngắn hơn là theo phân bố vật đen của Planck, trong khi đó một nhóm sử dụng khí cầu ở M. I. T. nhận được những kết quả phù hợp đại khái với những kết quả được chờ đợi đối với bức xạ vật đen. Cả hai nhóm tiếp tục công việc của họ và vào năm 1972 cả hai đều thông báo kết quả, chứng tỏ có một phân bố đen với một nhiệt độ gần 3 K. Năm 1976 một nhóm sử dụng khí cầu ở Berkeley cũng công nhận rằng mật độ năng lượng bức xạ tiếp tục hạ thấp đối với những bước sóng ngắn trong khoảng từ 0,25 centimet đến 0,06 centimet theo tính toán mong đợi đối với nhiệt độ 3 K, xê xích 0,1 K. Hiện nay hầu như có thể kết luận rằng phông bức xạ vũ trụ quả thực là bức xạ vật đen, với nhiệt độ gần 3 K.
(còn nữa)