Bức xạ của Hawking

TTCT - Phát kiến “Lỗ đen không đen hoàn toàn” và nhiều hiểu biết vật lý sâu sắc khác của Stephen Hawking đã tạo ra các đột phá trong vật lý vũ trụ.

Hawking trải nghiệm trạng thái không trọng lượng trong chuyến bay Zero Gravity.

Stephen Hawking bắt đầu học vật lý ở Đại học Oxford khi mới 17 tuổi, trẻ hơn hầu hết các sinh viên cùng khóa. Nhờ trí óc vượt trội, trung bình anh chỉ học khoảng một giờ mỗi ngày. Vào năm cuối đại học, anh đã có triệu chứng của một người già vụng về, hay bị ngã khi đi cầu thang. Năm 21 tuổi, sau khi tốt nghiệp hạng ưu và chuyển qua làm nghiên cứu sinh, các bác sĩ chẩn đoán Hawking mắc chứng bệnh nan y: xơ cứng teo cơ. Họ dự đoán anh chỉ còn hai năm để sống.

Người thanh niên trẻ trung, có khiếu hài hước và đặc biệt thông minh ấy bắt đầu sống từng ngày của hai năm dự đoán là cuối cùng của cuộc đời trong sự lạnh lẽo tối tăm, không niềm vui của chứng trầm cảm. Tình cờ anh gặp Jane Wilde trong một tiệc năm mới. Họ yêu nhau. Tình yêu của Jane kéo Stephen lên khỏi vực sâu trầm cảm và đưa anh trở lại công việc nghiên cứu khoa học. Rồi họ lấy nhau. Họ cần tiền để sống, và sự nghiệp khoa học của Stephen Hawking bắt đầu rẽ sang hướng khác.

===========================

Ngành vũ trụ học hiện đại ra đời sau khi Einstein công bố Thuyết tương đối tổng quát năm 1915. Đến cuối những năm 1950, ngành này vẫn còn chập chững và hiểu biết của các nhà vật lý, cả lý thuyết lẫn thực nghiệm, vẫn khá giới hạn. Qua thập niên 1960, các nhà vật lý bắt đầu có những bước tiến mới nhưng họ chưa đạt được đồng thuận về nhiều vấn đề.

Mặc dù nghiệm Big Bang của phương trình Thuyết tương đối Einstein đã được nhà vật lý Xô viết Alexander Friedmann tìm ra trong quãng thời gian 1922-1924 nhưng nhiều nhà vật lý, nhất là các nhà vật lý Xô viết, vẫn tìm cách từ chối hoặc né tránh thuyết Big Bang, tức là không công nhận vũ trụ và thời gian có điểm khởi đầu (quan niệm vật lý truyền thống cho rằng thời gian không có khởi đầu và không có kết thúc, vô thủy vô chung).

Tương tự, nghiệm lỗ đen được nhà thiên văn học người Đức Karl Schwarzschild tìm ra năm 1916 bằng cách giải hệ phương trình của Einstein, và đã có khá nhiều nhà vật lý công bố các công trình nghiên cứu về lỗ đen từ trước khi Chiến tranh thế giới thứ hai nổ ra, nhưng rất nhiều nhà vật lý châu Âu cho đến tận đầu những năm 1970 vẫn không tin vào sự tồn tại của lỗ đen.

Trong cuốn Lược sử thời gian, bản cập nhật sau 10 năm phát hành, Hawking kể lại giai đoạn đặc biệt này. Nó đặc biệt ở chỗ cuộc sống cá nhân của Hawking thay đổi, sự nghiệp khoa học thay đổi, và qua đó làm thay đổi toàn bộ ngành vật lý vũ trụ hiện đại.

============================

Năm 1965, một nhà vật lý người Anh tên là Roger Penrose chứng minh được rằng khi một ngôi sao có khối lượng khổng lồ bị đổ sụp vào trong do lực hấp dẫn của chính nó, toàn bộ vật chất của ngôi sao sẽ bị nhốt trong một vùng mà kích thước bề mặt của vùng này sẽ bị co về bằng không. Vì bề mặt có kích thước bằng không nên thể tích cũng bằng không. Toàn bộ vật chất của ngôi sao bị nén vào một thể tích bằng không thì mật độ vật chất và độ cong của không-thời gian trở nên vô hạn và vô cực. Đây chính là cái được các nhà vật lý gọi là một điểm kỳ dị. Điểm kỳ dị này được chứa ở bên trong một vùng không gian kỳ ảo mà ngày nay quen thuộc với tên gọi lỗ đen (black hole) do nhà vật lý người Mỹ John Wheeler đặt năm 1969.

Vào thời điểm này, Hawking đã sống hết hai năm kể từ ngày chẩn đoán được căn bệnh, mà vẫn chưa yếu đi nhiều lắm. Anh đang tìm đề tài làm luận văn tiến sĩ. Quan trọng hơn, anh chuẩn bị lấy vợ. “Để cưới Jane, tôi cần phải có việc làm, để có việc làm, tôi cần bằng tiến sĩ” - anh nói.

“Tôi đọc định lý của Penrose, định lý chứng minh rằng bất cứ vật thể nào bị suy sụp vào bên trong do lực hấp dẫn cũng sẽ hình thành một điểm kỳ dị. Tôi nhanh chóng nhận ra rằng nếu ta đảo ngược hướng của thời gian trong định lý của Penrose thì việc sụp đổ vào trong sẽ trở thành nở tung ra bên ngoài, các điều kiện (vật lý) của Penrose vẫn đúng, nó cho thấy một vũ trụ khá giống mô hình vũ trụ Friedmann (tức Big Bang)”. Với cảm hứng từ định lý này của Roger Penrose về một điểm kỳ dị không-thời gian nằm ở trung tâm một lỗ đen, Hawking hoàn thành bản luận văn xuất sắc. Anh áp dụng định lý của Penrose vào kích cỡ lớn hơn: toàn bộ vũ trụ. Năm 1966, bản luận văn Các điểm kỳ dị và hình học của không-thời gian của Hawking đoạt giải Adam dành cho các nhà toán học trẻ.

Trong ba năm cuối của thập niên 1970, Stephen và Jane sinh con trai đầu lòng (1967); cùng người đồng nghiệp lớn tuổi hơn và cũng là người thầy, nhà vật lý Roger Penrose, anh hoàn thành “định lý điểm kỳ dị Penrose Hawking” (1968), và có thêm con gái Lucy.

Công trình chung của Penrose và Hawking cho thấy Thuyết tương đối của Einstein áp dụng rất tốt ở các kích cỡ cực lớn như Hệ mặt trời, ngân hà hay toàn bộ vũ trụ lại bộc lộ khiếm khuyết lớn ở các điểm kỳ dị như Big Bang hay lỗ đen. Từ đó, trong các nghiên cứu tiếp theo, Hawking sử dụng vật lý lượng tử, vốn chỉ áp dụng ở các kích cỡ cực nhỏ, vào việc nghiên cứu lỗ đen, tạo ra những đột phá lớn trong vật lý vũ trụ và lý thuyết hấp dẫn lượng tử.

Sau khi sinh Lucy, bệnh của Hawking nặng dần. Ngay cả việc leo lên giường để ngủ cũng mất rất nhiều thời gian. Trong một lần mãi mới leo được lên giường ấy, Hawking đã phát hiện ra một điều quan trọng. Anh gọi điện ngay cho Penrose và Penrose đồng ý với ý tưởng này.

Nghiệm lỗ đen của Karl Schwarzschild

Năm 1916, Karl Schwarzschild đã giải hệ phương trình của Einstein và tìm ra một nghiệm kỳ lạ. Theo nghiệm này, xung quanh các ngôi sao có khối lượng cực lớn có một không quyển kỳ ảo (magical sphere). Tất cả mọi thứ, kể cả ánh sáng, khi đi vào không quyển này sẽ bị hút vào ngôi sao khổng lồ và không có cách nào thoát ra được. Schwarzschild còn tính toán được bán kính của không quyển kỳ ảo này. Không quyển ma quái mà Schwarzschild tìm ra ngày nay được gọi là “chân trời sự kiện”, hàm ý đấy là nơi xa nhất mà tầm mắt của người quan sát có thể với tới (sau chân trời là lỗ đen, nơi mà ánh sáng nếu vươn tới sẽ bị nuốt vào và không bao giờ trở ra được).

==========================

Sau này, lúc đã rất già, mỗi khi đi giảng bài, Penrose vẫn thường bị khán giả hỏi về Hawking. Ông kể rằng hồi đó hai người phải làm việc với nhau qua điện thoại. Giọng Hawking rất khó nghe, nếu nói về vật lý thì Penrose còn hiểu, nói về chuyện khác thì Penrose chịu, chả hiểu gì.

Penrose cũng hay nói đùa là có hai Hawking, một Hawking trẻ luôn cứng cỏi bảo vệ lập trường của mình, rằng thông tin rơi vào lỗ đen sẽ biến mất; một Hawking già thì buông xuôi, đầu hàng trước sức ép của các nhà vật lý trẻ, và thay đổi lập trường của mình, rằng thông tin không bị mất trong lỗ đen mà được lưu trữ hoặc trả ngược ra bằng cách nào đó.

Có lẽ các nhà vật lý trẻ mà Penrose nói là ám chỉ đến Leonard Susskind và John Preskill. Susskind còn viết hẳn một cuốn sách có tên Cuộc chiến lỗ đen. Preskill là người tham gia vụ cá cược nổi tiếng mà sau rất nhiều năm giằng co thì cuối cùng Hawking đã nhận thua (Preskill khi còn là sinh viên đã nổi tiếng với công trình về đơn cực từ của vũ trụ, là cái về sau dẫn đến thuyết “Vũ trụ lạm phát” của Alan Guth. Hiện ông rất nổi với lý thuyết “thông tin lượng tử” và “tính toán lượng tử”).

Một người khác cũng tham gia vụ cá cược, đứng cùng phía với Hawking nhưng không chịu thua, đó là nhà vật lý Kip Thorne, người rất nổi tiếng qua bộ phim Interstellar và mới đoạt giải Nobel nhờ góp phần phát hiện ra sóng hấp dẫn.

Giả thuyết Kiểm duyệt của vũ trụ

Penrose phát triển giả thuyết có tên gọi “Kiểm duyệt của vũ trụ”. Ở phương Tây thời đó, các đoạn bị kiểm duyệt bỏ trên các bài báo in sẽ bị bôi đen, thường thì những chỗ bị kiểm duyệt bôi đen như vậy là hình ảnh các bộ phận nhạy cảm trên cơ thể con người. Giả thuyết của Penrose được Hawking tóm tắt một cách hài hước: “Chúa không thích điểm kỳ dị khỏa thân”, tức là điểm kỳ dị hình thành do suy sụp vì lực hấp dẫn chỉ xuất hiện bên trong những nơi như lỗ đen, là nơi mà các điểm kỳ dị bị giấu kín khỏi sự quan sát của những ai nằm bên ngoài đường chân trời sự kiện.

==========================

Ý tưởng lóe lên trong đầu lúc leo lên giường đã dẫn Hawking đến công trình lớn “Định luật hai của nhiệt động học lỗ đen”.

Đơn giản về toán học nhưng ý nghĩa vật lý của entropy rất sâu sắc và khó nắm bắt. Hawking viết “entropy là đại lượng vật lý đo cấp độ mất trật tự của một hệ”. Nếu một hệ bị bỏ mặc cho chính nó, entropy của nó luôn tăng, tức là càng ngày nó càng mất trật tự hơn. Ông ví entropy giống như bàn làm việc lúc đầu thì ngăn nắp, nhưng sau một hồi thì lộn xộn hết cả lên. Nếu ta sắp xếp cho nó gọn lại, trật tự hơn thì cần tiêu tốn năng lượng và nỗ lực của bản thân, việc tiêu tốn này làm giảm mức độ trật tự của năng lượng.

Hawking lập luận rằng mọi vật chất và năng lượng đi qua đường chân trời sự kiện của lỗ đen sẽ bị lỗ đen nuốt chửng, và diện tích bề mặt lỗ đen sẽ lớn dần lên. Nếu một lượng vật chất có entropy lớn bị lỗ đen nuốt vào, tổng entropy bên ngoài lỗ đen sẽ giảm xuống, còn entropy bên trong lỗ đen sẽ tăng lên.

Từ đây, Hawking và một nghiên cứu sinh ở Princeton tên là Jacob Bekenstein đã tính được entropy của lỗ đen trong đó SBH là entropy của lỗ đen, A là diện tích của bề mặt nằm trong có đường biên là chân trời sự kiện, k là hằng số Boltzmann, lP là độ dài Planck). Đây là công thức nổi tiếng nhất của Hawking, có tên “công thức Bekenstein - Hawking”.

Công thức entropy của lỗ đen

Trong công thức này, entropy của lỗ đen thay vì tỉ lệ với thể tích lại tỉ lệ với diện tích (mặt hai chiều) của bề mặt có đường biên là chân trời sự kiện của lỗ đen. Nhưng nếu lỗ đen có entropy, Hawking lập luận tiếp, thì nó phải có nhiệt độ. Nếu nó có nhiệt độ, nó phải phát ra bức xạ. Lỗ đen phải phát xạ ra các hạt. Đến năm 1973 thì Hawking tính được nhiệt độ của lỗ đen. Phát kiến này khi công bố đã gây choáng váng cho giới vật lý đương đại: lỗ đen hóa ra không đen lắm.

Nhiệt động lực học và entropy

Định luật hai của nhiệt động học phát biểu rằng entropy của một hệ cô lập sẽ luôn luôn tăng. Entropy là một đại lượng vật lý rất đặc biệt, được tính bằng công thức do Ludwig Boltzmann phát triển từ cuối thế kỷ 19 và được Max Planck hoàn thiện đầu thế kỷ 20 (S = kB In V - trong đó S là entropy, kB là hằng số Boltzmann, In là logarithm tự nhiên và V là thể tích. Tức là entropy tỉ lệ với thể tích (không gian ba chiều) của hệ).

Nhưng làm sao lỗ đen vốn chỉ nuốt tất cả mọi thứ, lại có thể nhả ra bên ngoài các hạt bức xạ? Hay nói cách khác, bằng cách nào các hạt ấy thoát ra khỏi lực hấp dẫn khổng lồ của lỗ đen. Lời giải thích đến từ “phương trình E = mc²” của Einstein và “nguyên lý bất định của Heisenberg” trong cơ học lượng tử.

Khoảng chân không bên ngoài đường chân trời của lỗ đen không thực sự “trống rỗng”. Nó vẫn có thể có trường hấp dẫn và trường điện từ. Trường này có cường độ và có tốc độ biến đổi cường độ. Cường độ và tốc độ biến đổi của trường tương đương vị trí và vận tốc của một hạt. Và theo nguyên lý bất định Heisenberg, ta không thể nào xác định được chính xác đồng thời cả vị trí lẫn vận tốc của hạt. Tức là cường độ và tốc độ biến đổi của trường không thể cùng lúc bằng không. Nó luôn khác không, tức là có thể sẽ có các thăng giáng lượng tử trong cái gọi là “chân không” này.

Từ các thăng giáng này sẽ xuất hiện các cặp hạt và phản hạt. Các cặp hạt - phản hạt này trong vật lý được gọi là ảo, vì tồn tại rất nhanh, chúng sinh ra rồi lại hủy lẫn nhau (ví dụ hạt và phản hạt của ánh sáng hoặc trường hấp dẫn).

Vì cần phải có năng lượng để sinh ra các hạt, nên trong cặp hạt và phản hạt sẽ có một hạt mang năng lượng dương, một hạt mang năng lượng âm. Sau khi được sinh ra, chúng tìm gặp nhau để tự hủy. Do lực hấp dẫn của lỗ đen cực kỳ lớn, chúng có thể hút một hạt ảo có năng lượng âm vào bên trong. Ngay khi vào bên trong, hạt ảo này trở thành hạt thực.

Đối tác mang năng lượng dương của nó bơ vơ bên ngoài, không còn nhu cầu tự hủy và thoát khỏi vùng lân cận lỗ đen. Với người quan sát từ xa nhìn vào, các hạt thoát ra khỏi vùng lân cận của lỗ đen này giống như bức xạ do lỗ đen phát ra. Phát kiến của Hawking về bức xạ của lỗ đen lúc ra đời năm 1974 đã gây sốc cho giới vật lý lý thuyết. Ngày nay phát kiến này được biết đến với tên gọi “Bức xạ Hawking”.

Giả thuyết ER = EPR

Bức xạ Hawking do sự hình thành của cặp hạt và phản hạt, trong đó một hạt bị hút vào trong lỗ đen, hạt còn lại bức xạ về nơi vô cực là tiền đề để gần đây Juan Maldacena và Leonard Susskind phát triển giả thuyết gây xôn xao giới vật lý lý thuyết: ER = EPR.

EPR, viết tắt của “nghịch lý Einstein-Podolsky-Rosen”, đề cập đến một hiện tượng bí ẩn bậc nhất của lượng tử: liên đới lượng tử (còn được dịch là dính líu lượng tử). Trong đó hai hạt sinh đôi, ví dụ hạt ánh sáng sinh đôi, mỗi hạt sau khi ra đời bay theo một hướng khác nhau, thậm chí ngược nhau. Khi hai hạt ở rất xa nhau rồi, nếu ta đo lường một hạt và biết trạng thái lượng tử của nó thì ngay lập tức ta biết trạng thái lượng tử của hạt kia. Cứ như là thông tin được truyền từ hạt này qua hạt kia ngay lập tức, tức là truyền nhanh hơn tốc độ ánh sáng. Mà theo Thuyết tương đối của Einstein, tốc độ ánh sáng vốn là bất biến và không có gì có thể chạy nhanh hơn tốc độ này.

ER là viết tắt của “cầu Einstein-Rosen”. Bằng cách sử dụng nghiệm của một lỗ đen tiêu chuẩn hình bình cổ dài với cổ bình bị cắt ngang và sáp nhập với một lỗ đen giống như thế nhưng đã bị xoay ngược lại. Ý tưởng này của Einstein và Rosen ngày nay được các nhà vũ trụ học hình dung như một cổng để kết nối hai vũ trụ khác nhau trong không-thời gian. Ý tưởng này có tên gọi “cầu Einstein-Rosen” hay còn được biết với tên “lỗ sâu đục”. Giả thuyết ER = EPR cho rằng liên đới lượng tử tồn tại được là nhờ hình thành một lỗ sâu đục giữa hai hạt của một cặp hạt, trong đó một hạt rơi vào lỗ đen, hạt kia đi về vô cực.

=============================

Vật chất và năng lượng là hai đại lượng vật lý có thể chuyển đổi qua lại với nhau, nhờ công thức nổi tiếng của Einstein: E = mc², trong đó E là năng lượng, m là khối lượng, c là tốc độ ánh sáng. Khi lỗ đen hút năng lượng âm vào bên trong, khối lượng của nó giảm đi, diện tích bề mặt lỗ đen nhỏ lại, entropy của lỗ đen giảm xuống (để bù vào entropy mà bức xạ mang đi). Hawking chứng minh được rằng khi khối lượng lỗ đen giảm xuống thì nhiệt độ tốc độ bức xạ tăng lên.

Hiện tượng này ngày nay được gọi là “sự bay hơi của lỗ đen”. Lỗ đen bay hơi đến một lúc nào đó thì khối lượng của nó còn rất nhỏ. Cái gì sẽ xảy ra ở thời điểm đó thì chưa ai rõ, nhưng Hawking cho rằng lỗ đen sẽ kết thúc bằng một vụ phát nổ bức xạ (nay được gọi là “vụ nổ Hawking”), tương đương nổ một quả bom khinh khí, tức là rất nhỏ so với quy mô của vũ trụ.

Một lỗ đen có khối lượng gấp vài lần khối lượng Mặt trời sẽ có nhiệt độ khoảng 1 phần 10 triệu độ trên độ không tuyệt đối (0 độ Kelvin). Nhiệt độ bức xạ nền của vũ trụ khoảng 2,7 độ Kelvin, cao hơn nhiệt độ lỗ đen khá nhiều. Vậy nên lỗ đen sẽ hút vào nhiều hơn bức xạ ra. Nhưng do vũ trụ giãn nở nên nhiệt độ nền của vũ trụ sẽ giảm dần xuống, đến một lúc nào đó sự bay hơi của lỗ đen sẽ xảy ra. Sẽ cần một khoảng thời gian rất dài, rất nhiều triệu triệu năm (10⁶⁴ năm hoặc lâu hơn) thì lỗ đen mới bay hơi hoàn toàn.

Trước khi có công trình đột phá của Hawking và Bekenstein, các nghiên cứu về lỗ đen chỉ giới hạn trong cơ sở của Thuyết tương đối. Trong công thức tính entropy của lỗ đen, Hawking và Bekenstein sử dụng công cụ của vật lý lượng tử, trong đó diện tích bề mặt lỗ đen tính theo đơn vị độ dài Planck. Đây là đơn vị đo của lượng tử (diện tích Planck rất nhỏ, một “Planck vuông” chỉ bằng 10^-66 một xăngtimét vuông).

Giả thuyết Tường lửa hố đen

Năm 2012, nhà vật lý Joseph Polchinski, người mới qua đời đầu năm nay ở tuổi 63, đã khảo sát lại nghịch lý thông tin một lần nữa. Khảo sát của Polchinski cho rằng bao quanh đường chân trời sự kiện là một bức tường lửa có nhiệt độ cực kỳ cao. Các tính toán để đi đến kết luận này của Polchinski có những lập luận làm lung lay chiến thắng của phe thắng cược.

Nếu vật chất rơi vào lỗ đen là một “trạng thái lượng tử”, cũng có nghĩa là một lượng thông tin lượng tử rơi vào lỗ đen. Khi đã rơi vào bên trong lỗ đen, thông tin này sẽ bị hút về phía điểm kỳ dị. Khi chạm vào điểm kỳ dị, thông tin sẽ bị cuốn phăng về vô cực của không-thời gian và sẽ bị mất vĩnh viễn. Điều này mâu thuẫn với quan điểm của vật lý lượng tử: thông tin luôn được bảo toàn, không thể nào phá hủy được bit thông tin.

Đây chính là “nghịch lý thông tin lỗ đen”, còn được gọi là “nghịch lý Hawking”, dẫn đến vụ đánh cược nổi tiếng từ năm 1991 mà đến năm 2004 Hawking mới nhận mình thua.

=====================

Hawking kể rằng năm 1981 ông qua Matxcơva để dự một hội thảo về hấp dẫn lượng tử. Lúc này giọng nói của ông đã gần như không còn ai hiểu được nữa, trừ người thân. Các bài giảng của ông được chuẩn bị trước và có người đọc lại. Tới Matxcơva, ông mới nhận ra là chưa chuẩn bị trước nên ông phải nói trực tiếp, một nghiên cứu sinh của ông nhắc lại cho khán giả hiểu.

Cách làm này vô tình khiến ông có cảm xúc trong việc tương tác với thính giả. Có lẽ đây là cảm hứng để ông viết cuốn sách dành cho bạn đọc phổ thông mà sau này cực kỳ nổi tiếng, cuốn Lược sử thời gian.

Hai năm sau nữa, năm 1985, sau một ca phẫu thuật, Hawking mất giọng nói hoàn toàn và phải dùng máy tính để trợ giúp.

======================

Stephen Hawking sinh ngày 8-1-1942, đúng vào ngày mà trước đó 300 năm Galileo Galilei qua đời. Hawking khá thích chi tiết này và nhắc đến trong cuốn sách nổi tiếng của mình. Ngày 14-3 năm nay, đúng vào ngày của số Pi (Pi Day), và là sinh nhật lần thứ 139 của Einstein, nhà vật lý lỗ đen Stephen Hawking đã bay hơi về nơi vô tận. Nhưng chắc chắn các bức xạ vật lý của ông sẽ còn tồn tại mãi trong kiến thức của vũ trụ học hiện đại và trong những trang sách giáo khoa. Đây có lẽ là lý do mà Hawking cuối cùng đã chịu phần thua trong vụ cá cược dai dẳng và nổi tiếng khắp thế giới. ■

Giả thuyết Mô hình vũ trụ học chu kỳ bảo giác

Roger Penrose gọi quãng thời gian này là “kỷ nguyên nhàm chán”. Từ đây Penrose đề xuất một giả thuyết khá điên rồ mà mỗi lần nói đến, ông phải rào trước đón sau, sợ rằng các nhà vật lý khác khi nghe đến thuyết này đều bảo ông già và lẩm cẩm quá rồi.

Thuyết của Penrose có tên gọi “Mô hình vũ trụ học chu kỳ bảo giác” (Conformal cyclic cosmology - CCC). Theo đó, vũ trụ có cuộc sống luân hồi. Vũ trụ như hiện nay sẽ trưởng thành và đến một lúc nào đó toàn bộ vật chất đang rải rác khắp vũ trụ sẽ co cụm vào các lỗ đen. Lúc này entropy tăng đến cực đại và được chứa trong các lỗ đen (lỗ đen là nơi có entropy cực kỳ cao). Sau kỷ nguyên dài nhàm chán, các lỗ đen lần lượt bay hơi hết. Lúc đó vũ trụ chỉ toàn hạt ánh sáng và nó kết thúc để rồi tái sinh qua một điểm kỳ dị của Big Bang tiếp theo. Rồi cứ thế lặp lại. Mỗi một cuộc đời vũ trụ như vậy, Penrose gọi là một aeon.

Giả thuyết Vũ trụ toàn ảnh

Những người ủng hộ phe thắng cuộc phần nhiều là các nhà vật lý lý thuyết dây. Họ phát triển công trình của Hawking - Bekenstein thêm một bước nữa. Năm 1997, nhà vật lý người Argentina Joan Maldacena lần đầu tiên đưa ra “mô tả toàn ảnh của một vật thể có nhiều hơn ba chiều không gian (trong vật lý, do lỗ đen nằm trong không-thời gian nên các nghiên cứu lỗ đen phải làm việc với không gian bốn chiều hoặc hơn).

Những nhà vật lý theo “nguyên lý toàn ảnh” cho rằng toàn bộ thông tin (tức entropy) bên trong lỗ đen được mã hóa lên diện tích bề mặt lỗ đen. Giống như nếu ta chia nhỏ không gian trong một khán phòng hòa nhạc ra thành đơn vị thể tích Planck thì tất cả các đơn vị này đều có thể được mã hóa lên mặt ngoài các bức tường của khán phòng. Mã hóa này làm bề mặt tường trở thành gồ ghề nhỏ li ti, và nếu biết cách ta có thể sử dụng mặt ngoài bức tường như một tấm phim toàn ảnh (hologram - là một tấm phim phẳng, hai chiều, có bề mặt được chứa các thông tin đã mã hóa trong các rãnh gồ ghề rất nhỏ, nếu chiếu ánh sáng vào tấm phim này ta sẽ nhìn thấy hình ảnh khối (ba chiều) hiện ra). Hologram rất quen thuộc với chúng ta ở các tem chống hàng giả. Tức là nếu đứng bên ngoài khán phòng và chiếu ánh sáng phù hợp lên tường, ta sẽ thấy hình ảnh 3D của cả khán phòng bên trong. Hơn nữa, nếu các thông tin bên trong được quét giống như máy cộng hưởng từ quét não người thì hình ảnh 3D hiện ra kia không chỉ là hình ảnh cái vỏ bên ngoài mà chứa đựng cả nội dung bên trong.

Từ đó Leonard Susskind đưa ra các tính toán chi tiết hơn về một thế giới toàn ảnh (holographic world). Theo ông, do vũ trụ giãn nở liên tục, vũ trụ càng ở xa ta thì giãn xa với vận tốc càng cao. Ở một khoảng cách đủ xa, vũ trụ giãn nở nhanh hơn tốc độ ánh sáng, và bởi vậy ánh sáng từ đó không có cách nào chạy đến được với chúng ta. Như vậy khi ta nhìn ra vũ trụ xung quanh, nhìn hết cỡ cũng chỉ có thể quan sát tối đa được tới một đường biên hình tròn gọi là chân trời vũ trụ. Ngoài đường tròn đó là một lượng thông tin khổng lồ được mã hóa lên mặt phẳng bên trong đường tròn. Và thế giới mà ta đang sống chỉ là hình ảnh holographic hiện ra từ mặt phẳng ấy.