Các ngôi sao và nguồn gốc, số phận của lỗ đen trong vũ trụ

Các ngôi sao và nguồn gốc, số phận của lỗ đen trong vũ trụ

Thuật ngữ lỗ đen có nguồn gốc còn rất mới. Nó được nhà khoa học người Mỹ John Wheeler đưa ra vào năm 1969 nhằm mô tả một cách hình tượng một ý tưởng bắt nguồn từ ít nhất khoảng 200 năm trước, vào thời mà còn có 2 lý thuyết về ánh sáng: 1 được Newtopn ủng hộ cho rằng ánh sáng được tạo thành từ các hạt, còn 1 cho rằng nó được tạo thành từ các sóng. Hiện nay ta biết rằng cả 2 lý thuyết đề đúng. Theo quan điểm nhị nguyên sóng/hạt của cơ học lượng tử, thì ánh sáng có thể xem như vừa là sóng, vừa là hạt. Theo lý thuyết sóng về ánh sáng thì không rõ nó sẽ phản ứng thế nào đối với hấp dẫn. Nhưng nếu ánh sáng được tạo thành từ các hạt thì người ta có thể nghĩ rằng nó sẽ bị tác động bởi hấp dẫn hệt như các viên đạn đại bác, tên lửa và hành tinh. ban đầu người ta tưởng rằng ánh sáng truyền với vận tốc lớn vô hạn và như thế thì hấp dẫn không thể nào làm nó chậm lại được, nhưng phát minh của Roemer cho thấy ánh sáng được truyền với vận tốc hữu hạn, điều đó có nghĩa là hấp dẫn có thể có tác động quan trọng.
Dựa trên giả thuyết đó, năm 1783, 1 giảng viên của đại học Cambridge là John Michell đã chỉ ra rằng 1 ngôi sao đủ đặc và đặc có thể có trường hấp dẫn lớn tới mức không cho ánh sáng thoát ra được: bất kì ánh sáng nào phát ra từ bề mặt ngôi sao đó cũng đều bị kéo ngược trở lại trước khi nó kịp truyền đi rất xa. Ông cho rằng có thể có 1 số lớn các sao như vậy. Mặc dù chúng ta không nhìn thấy được các sao đó vì ánh sáng của nó không đến được chúng ta, nhưng chúng ta vẫn cảm thấy được lực hút hấp dẫn của chúng. Những đối tượng đó là cái bây giờ chúng ta gọi là lỗ đen, bởi vì thực tế chúng là những khoảng đen trong vũ trụ.

Mệt quá, mà tới giờ đi học rồi. Tối viết tiếp nhé.
Thực tế, xem ánh sáng như những viên đạn trong lý thuyết của Newton là hoàn toàn không thích hợp vì ánh sáng có vận tốc cố định: một viên đạn được bắn lên cuối cùng sẽ chậm lại và rơi xuống, trong khi đó photon vẫn tiếp tục bay lên với tốc độ không đổi, vậy thì lực hấp dẫn tác dụng tới ánh sáng bằng cách nào? Phải mãi cho tới khi Einstein đưa ra thuyết tương đối rộng vào năm 1915, ta mới có 1 lý thuyết nhất quán cho biết lực hấp dẫn tác dụng thế nào tới ánh sáng. Và thậm chí ngay cả khi đó cũng phải mất 1 thời gian sau người ta mới hiểu được nững hệ quả của lý thuyết đối với các sao nặng.
Để hiểu 1 lỗ đen có thể được hình thành như thế nào, trước hêt chúng ta phải hiểu vòng đời của 1 ngôi sao. 1 ngôi sao được hình thành khi một lượng lớn khí (mà chủ yếu là Hydro) bắt đầu co lại do lực hút hấp dẫn của chính mình. Mà vì các khối khí co lại, nên các nguyên tử khí va chạm nhau thường xuyên hơn và ngày càng có vận tốc lớn hơn dẫn đến khối khí nóng lên. Cuối cùng khối khí sẽ nóng tới mức khi các nguyên tử hydro va chạm nhau chúng sẽ không rời nhau nữa mà liên kết với nhau thành nguyên tử Heli. Nhiệt giải phóng ra từ phản ứng này - giống như vụ nổ của bom khinh khí - sẽ làm cho ngôi sao phát sáng. Lượng nhiệt đó cũng làm tăng áp suất của khối khí cho tới khi đủ để cân bằng với lực hút hấp dẫn và khối khí ngừng co lại. Điều này cũng hơi giống với với trường hợp quả khí cầu, trong đó sự cân bằng giữa áp suất của không khí bên trong có xu hướng làm cho quả khí cầu phồng ra và sức căng của vỏ cao su có xu hướng làm cho nó co lại. Những ngôi sao sẽ còn ổn định như thế 1 thời gian dài với nhiệt từ các phản ứng hạt nhân toả ra cân bằng với lực hút hấp dẫn. Tuy nhiên, cuối cùng rồi ngôi sao cũng sẽ dùng hết số khí hydro và các nhiên liệu hạt nhân của nó. 1 điều thật nghịch lý là các ngôi sao càng có nhiều nhiên liệu lúc bắt đầu thì sẽ càng hết sớm. Đó là bởi vì các ngôi sao càng nặng thì nó càng phải nóng để cân bằng với lực hút hấp dẫn. Mà nó đã cang nóng thì sẽ dùng hết số nhiên liệu của nó càng nhanh. Mặt trời của chúng ta có kẽ còn đủ nhiên liệu cho khoảng gần 5 ngàn triệu năm nữa, nhưng những ngôi sao nặng hơn có thể dùng hết nguyên liệu của chúng chỉ trong khoảng 100 triệu năm. Khi ngôi sao hết nhiên liệu, nó sẽ lạnh đi và co lại. Chỉ vào cuối những năm 20, người ta mới hiểu được diều gì xảy ra với nó khi đó.
Chúng ta nên biết về giới hạn Chandrasekhar: ông đã tính ra rằng một ngôi sao lạnh có khối lượng lớn hơn khối lượng của mặt trời chừng 1,5 lần sẽ không tự chống chọi nổi với lực hấp dẫn của riêng nó. Điều này có những hệ quả quan trọng đối với số phận tối hậu của những ngôi sao nặng. Nếu khối lượng của một ngôi sao nhỏ hơn giới hạn Chandrasekhar, thì cuối cùng nó cũng có thể ngừng co lại và yên phân ở trạng thái cuối cùng khả dĩ như một "sao lùn trắng" với bán kính chỉ khoảng vài ngàn kilomet và mật độ khoảng vài trăm tấn trên 2,54 centimet khối. Sao lùn trắng chống đỡ được với lực hút hấp dẫn là bởi lực đẩy do nguyên lý loại trừ sinh ra giữa các electron trong vật chất của nó. Chúng ta đã quan sát được một số khá lớn các sao lùn trắng này. Một trong những sao lùn đầu tiên ta quan sát được là ngôi sao quay xung quanh sao Thiên Lang (Sirius) - ngôi sao sáng nhất trên bầu trời đêm.

Mệt quá, mà tới giờ đi học rồi. Tối viết tiếp nhé
Min längtan ej nån diamant, bara en linten kristall

Được sửa chữa bởi - thefantasier vào 07/05/2002 15:49

bài viết rất hay nhưng lần sau bác nên post thành từng phần ngắn thui chứ nhiều như thế này rất khó hấp thụ ngay vì thời gian online của mọi người là rất ít
Hùng

Landau chỉ ra rằng còn có một trạng thái cuối cùng khả dĩ nữa cho các ngôi sao có khối lượng giới hạn cỡ 1 đến 2 lần lớn hơn khối lượng mặt trời nhưng có kích thước còn nhỏ hơn các sao lùn trắng nhiều. Các sao này chống chọi được với lực hút hấp dẫn bởi lực đẩy do nguyên lý loại trừ tạo ra giữa các proton và notron hơn là giữa các electron. Do đó chúng được gọi là các sao notron. Chúng có bán kĩnh chỉ cỡ 10-20 km và có mật độ cỡ vài trăm triệu tấn trên 2.54 cm khối. Khi sao notron lần đầu tiên được tiên đoán, người ta không có cách nào quan sát được chúng và thực tế mãi rất lâu về sau người ta cũng không phát hiện được.
Trái lại, những ngôi sao có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar lại có vấn đề rất lớn đặt ra khi chúng đã dùng hết nhiên liệu. Trong một số trường hợp chúng có thể nổ hoặc điều chỉnh để rút bớt đi 1 lượng vạt chất đủ để làm giảm khối lượng của nó xuống dưới giới hạn và như vậy sẽ tránh được tai hoạ co lại do lực hấp dẫn. Tuy nhiên, thật khó lòng tin được rằng điều này luôn luôn xảy ra bất kể ngôi sao lớn tới mức nào. Vả lại làm sao biết được nó cần phải giảm trọng lượng? Và cho dù mọi ngôi sao đều biết điều chỉnh giảm khối lượng đủ để tránh được quá trình co lại thì điều gì sẽ xảy ra nếu ta thêm khối lượng cho một sao lùn trắng hoặc sao notron để khối lượng của nó lớn hơn khối lượng giới hạn? Liệu nó có co lại tới mật độ vô hạn không? Vào thời gian đó các nhà khoa học đã phủ nhận điều này, kể cả Einstein và đẩy lý thuyết lỗ đen vào lãng quên. Tuy nhiên, vào những năm 60 sự quan tâm tới các vấn đề ở thang vĩ mô của thiên văn học và vũ trụ học lại sống dậy vì số lượng cũng như tầm quan sat thiẻn văn tăng lên rất lớn do việc áp dũng những công nghệ hiện đại. Lý thuyết lỗ đen khi đó lại được phát hiện lại và được mở rộng thêm.
Cho đến nay bức tranh của chúng ta về vấn đề này như sau: trường hấp dẫn của các ngôi sao làm thay đổi đường truyền của các tia sáng trong không - thời gian so với đường truyền mà nó phải có khi ngôi sao không có mặt. Các nón ánh sáng - chỉ đường truyền trong không - thời gian của các chớp sáng được phát ra từ đỉnh của nón - sẽ hơi bị uốn vào phía trong, phía gàn với bề mặt của sao. Điều này có thể thấy được theo quỹ đạo cong của tia sáng phát từ những ngôi sao xa trong quá trình nhật thực. Vì ngôi sao nặng đang co lại, nên trường hấp dẫn ở bề mặt của nó ngày càng mạnh và nón ánh sáng ngày càng bị uốn cong vào phía trong. Điều này làm cho tia sáng ngày càng khó thoát khỏi ngôi sao và ánh sáng sẽ ngày càng mờ đi và đỏ hơn đối với người quan sát từ xa. Cuối cùng, khi ngôi sao đã co tới một bán kính giới hạn nào đó, trường hấp dẫn ở bề mặt của nó trở nên mạnh tới mức nón ánh sáng bị uốn vào trong nhiều đến nỗi ánh sáng không thể thoát ra được nữa. Theo thuyết tương đối thì không gì có thể chuyển động nhanh hơn ánh sáng, vì vậy nếu ánh sáng không thể thoát ra được thì cũng không có gì có thể thoát được ra, tất cả đều bị trường hấp dẫn kéo lại. Do đó ta có một tập các sự cố (theo phương trình về vũ trụ trong đó các sự cố (event) là nghiệm - khá dài vì thế không thể nói ở đây), tức là 1 vùng trong không - thời gian, mà không gì có thể thoát ra từ đó để đến được với người quan sát từ xa. Vùng này chính là cái mà người ta gọi là lỗ đen. Biên của vùng này được gọi là "chân trời sự cố" (event horizon) và nó trùng với đường truyền của các tia sáng vừa chớm không thoát ra được khỏi lỗ đen.
Min längtan ej nån diamant, bara en linten kristall

Để hiểu được điều mà bạn sẽ thấy nếu bạn đang quan sát sự co lại của một ngôi sao để tạo thành lỗ đen thì cần nhớ rằng trong thuyết tương đối không có khái niệm thời gian tuyệt đối. Mỗi một người quan sát có độ đo thời gian riêng của mình. Thời gian đối với người ở trên 1 ngôi sao sẽ khác với thời gian của người ở xa, do có trường hợp hấp dẫn của các ngôi sao. Giả sử có một nhà du hành vũ trụ quả cảm trên ở ngay trên bề mặt một ngôi sao đang co lại vào phía trong của nó, cứ mỗi một giây theo đồng hồ của anh ta lại gửi về con tàu đang quay quanh ngôi sao đó một tín hiệu. Ở một thời điểm nào đó theo đồng hồ của anh ta, ví dụ lúc 11h (lúc tui đang ngồi gõ đây nè), ngôi sao co lại dưới bán kính tới hạn - kích thước mà ở đó trường hấp dẫn bắt đầu mạnh tới mức không gì có thể thoát ra - và như vậy các tín hiệu của nhà không còn tới được con tàu nữa. Khi tới gần 11:00:00, các đồng nghiệp của nhà du hành quan sát từ con tàu thấy khoảng thời gian giữa 2 tín hiệu liên tiếp do nhà du hành gửi về ngày càng dài hơn, nhưng trước 10:59:59 hiệu ứng đó rất nhỏ. Họ chỉ phải đợi hơn 1 giây 1 chút xíu giữa tín hiệu mà nhà du hành gửi về lúc 10:59:58 và tín hiệu anh ta gửi về lúc 10:59:59, nhưng họ sẽ phải đợi vĩnh viễn tín hiệu gửi lúc 11:00:00. Các sóng ánh sáng được phát ra từ bề mặt ngôi sao trong khoảng thời gian giữa 10:59:59 và 11:00:00 theo đồng hồ của nhà du hành sẽ được truyền qua một khoảng thời gian vô hạn nếu đo từ con tàu. Khoảng thời gian giữa 2 sóng ánh sáng liên tiếp tới con tàu mỗi lúc một dài hơn, do đó ánh sáng từ ngôi sao mỗi lúc một đỏ và nhợt nhạt hơn. Cuối cùng ngôi sao sẽ mờ tối tới mức từ con tàu không thể nhìn thấy nó nữa; tất cả những cái còn lại chỉ là một lỗ đen trong không gian. Tuy nhiên, ngôi sao vẫn tiếp tục tác dụng một lực hấp dẫn như trước lên con tàu làm cho nó vẫn tiếp tục quay xung quanh lỗ đen.
Thực ra, kịch bản này không phải hoàn toàn là hiện thực vì vấn đề sau. Lực hấp dẫn càng yếu khi bạn càng ở xa ngôi sao, vì vậy lực hấp dẫn tác dụng lên chân nhà du hành vũ trụ quả cảm của chúng ta sẽ luôn luôn lớn hơn lực tác dụng lên đầu của anh ta. Ở Trái đất, điều này là rất nhỏ, nhưng ở 1 lỗ đen thì "nhỏ" cũng có nghĩa là rất lớn. Sự khác biệt về lực đó sẽ kéo dài nhà du hành vũ trụ của chúng ta như 1 sợi mì ống hoặc xé đứt anh ta ra trước khi ngôi sao co tới bán kính giới hạn, tại đó chân trời sự cố được hình thành! Tuy nhiên, chúng ta tin rằng trong vũ trụ có những vật thể lớn hơn rát nhiều, chẳng hạn như vùng trung tâm của các thiên hà, cũng có thể co lại do hấp dẫn để tạo thành các lỗ đen; một nhà du hành vũ trụ ở trên 1 trong các vật thể đó sẽ không bị xé đứt trước khi lỗ đen được tạo thành. Thực tế, anh ta sẽ chẳng cảm thấy gì đặc biệt khi đạt tới bán kính giới hạn và có thể vượt điểm không đường quay lại mà không nhận thấy. Tuy nhiên, chỉ 1 ít giờ sau, khi vùng đó tiếp tục co lại, sự khác biệt về lực hấp dẫn tác dụng lên chân và đầu sẽ lại trở nên mạnh tới mức xé đứt người anh ta.
Min längtan ej nån diamant, bara en linten kristall

Công trình mà Roger Penrose và Stephen Hawking tiến hành giữa năm 1965 và 1970 chứng tỏ rằng theo thuyết tương đối rộng thì cần phải co một kì dị với mật độ và độ cong không - thời gian và vô hạn bên trong lỗ đen. Điều này khá giống với vụ nổ lớn ở thời điểm bắt đầu, chỉ có điều ở đây lại là thời điểm cuối của một vật thể cùng nhà du hành đang co lại. Ở kì dị này, các định luật khoa học và khả năng tiên đoánt tương lai đều không còn dùng được nữa. Tuy nhiên, 1 người quan sát còn ở ngoài lỗ đen sẽ không bị ảnh hưởng bởi sự mất khả năng tiên đoán đó vì không một tín hiệu nào hoặc tia sáng nào từ điểm kì dị đó tới được anh ta. Sự kiện đáng chú ý đó đã dẫn Roger Penrose tới giẩ thuyết về sự kiểm duyệt vũ trụ - một giả thuyết có thể được phát biểu dưới dạng "Chúa căm ghét sự kì dị trần trụi". Nói một cách khác, những kì dị được tạo ra bởi sự co lại do hấp dẫn chỉ xảy ra ở những nơi giống như lỗ đen - nơi mà chũng được che dấu kín đáo bởi chân trời sự cố không cho người ngoài nhìn thấy. Nói một cách chặt chẽ thì đây mới là giả thuyết kiểm duyệt vũ trụ yếu: nó bảo vệ cho những người quan sát ở ngoài lỗ đen tránh được những hậu quả do sự mất khả năng tiên đoán xảy ra ở điểm kì dị, nhưng nó hoàn toàn không làm được gì cho nhà du hành baát hạnh đã rơi vào lỗ đen....
Min längtan ej nån diamant, bara en linten kristall

Vẫn còn nhiều điều để nói, tuy nhiên hình như bài viết đã dùng nhiều thuật ngữ mới và khó hiểu. Vậy tôi xin phép dành một phần để giải thích những thuật ngữ sẽ, đã và đang dùng trong bài viêt. Các thuật ngữ này đều là tiếng Anh và phần lớn chưa hoặc không có từ tương đương trong tiếng Việt (hoặc có nhưng tôi không biết). Nếu thấy tôi dịch hơi ngây ngô mong các bác bỏ qua cho, vì ở VN tiếp cận các tài liệu về thiên văn học là rất khó. Bài viết này cũng nói đến các định luật vật lý vì muốn tìm hiểu vũ trụ nhất thiết phải biết các định luật vật lý đang chi phối chúng ta. Các định luật đưọc sắp xếp theo thứ tự Alphabet của phần dịch tiếng Việt.
Nếu bạn có thắc mắc gì hay không hiểu về một thuật ngữ dưới đây, vui lòng post bài lên một topic khác. Tôi sẽ giải thích ý nghĩa và quá trình hình thành thuật ngữ đó, chậm nhất là trong vòng 24h.
Các thuật ngữ thường dùng trong thiên văn, vũ trụ và vật lý học
1- Bảo toàn năng lượng (Conservation of energy): định luật khẳng định rằng năng lượng (có thể tính tương đương qua khối lượng) không sing không diệt, chỉ tồn tại.
2- Bức xạ vi ba phông hay nền (Microwave back - groung radiation): bức xạ từ lúc vũ trụ còn nóng, hiện nay dịch về phía đỏ nhiều đến mức không còn là ánh sáng nữa mà là dạng viba (tức sóng radio với bước sóng khoảng vài cm).

3- Bước sóng (Wave length): khoảng cách giữa 2 đỉnh hoặc 2 hõm sóng kề nhau.
4- Chân trời sự cố (Event horizon): biên của lỗ đen.
5- Chiều của không gian (Spatial dimension): một trong 3 chiều của không gian, các chiều này đồng dạng không gian khác với chiều thời gian.
6- Chuyển dịch đỏ (Red shift): sự chuyển dịch về phía đỏ của ánh sáng phát ra từ một sao đang chuyển động xa dần bởi hiệu ứng Doppler.
7- Cơ học lượng tử (Quantum mechanics): lý thuyết phát triển từ nguyên lý lượng tử của Planck và nguyên lý bất định của Heisenberg.
8- Điện tích (Electric charge): 1 tính chất của hạt đẩy (hoặc hút) 1 hạt khác có cùng (hoặc khác) dấu điện tích.
9- Điều kiện không có biên (No boundary con***ion): ý tưởng cho rằng vũ trụ là hữu hạn song không có biên (trong thời gian ảo).
Min längtan ej nån diamant, bara en linten kristall

10- Định lý kì dị (Singularity theorem): Một định lý chứng minh rằng dưới những điều kiện nào đó kì dị phải tồn tại và nói riêng vũ trụ phải xuất phát từ một kì dị.
11- Đường trắc địa (Geodesic): đường ngắn nhất (hoặc dài nhất) giữa 2 điểm.
12- Electron: hạt mang điện tích âm quay xung quanh hạt nhân nguyên tử.
13- Gia tốc (Acceleration): tốc độ thay đổi của vận tốc.
14- Giây ánh sáng - năm ánh sáng (Light second - light year): khoảng cách ánh sáng đi trong 1 giây (1 năm).
15- Giới hạn Chandrasekhar (Chandrasekhar limit): khối lượng tối đa khả dĩ cho một sao lạnh bền, lớn hơn khối lượng đó thì sao co lại thành lỗ đen.
16- Hạt ảo (Virtual particle): trong cơ học lượng tử, đó là 1 hạt ta không ghi nhận được trực tiếp nhưng sự tồn tại của nó gây ra những hệ quả đo được.
17- Hạt nhân (Nucleus): hạch trung tâm của nguyên tử, gồm notron và proton liên kết với nhau bởi tương tác mạnh.
18- Hằng số vũ trụ (Cosmological constant): một hằng số Einstein đưa vào lý thuyết để làm cho không - thời gian có thể giãn nở.
19- Khối lượng (Mass): lượng vật chất trong một vật thể; quán tính đối với gia tốc.
20- Không - Thời gian (Space - Time): một không gian bốn chiều, mỗi điểm tương ứng với 1 sự cố.
21- Không độ tuyệt đối (Absolute zero): nhiệt độ thấp nhất, tại đó vật chất không còn nhiệt năng.
22- Kì dị (Singularity): một điểm của không gian tại đó độ cong của không - thời gian trở nên vô cùng.
23- Kì dị trần trụi (Naked singularity): một điểm kì dị của không - thời gian không bao quanh bởi lỗ đen.
24- Lỗ đen (Black hole): vùng của không - thời gian từ đó không có gì thoát ra được, kể cả ánh sáng vì hấp dẫn quá mạnh.
Min längtan ej nån diamant, bara en linten kristall

25- Lỗ đen nguyên thuỷ (Primordial hole): lỗ đen sinh ra ở các giai đoạn sớm của vũ trụ.
26- Lực điện từ (Electromagnetic force): lực tương tác giữa các hạt có điện tích, đây là loại lực mạnh thứ 2 trong 4 loại lực tương tác.
27- Lực tương tác mạnh (Strong force): lực tương tác mạnh nhất trong 4 loại lực tương tác, có bán kính tác dụng ngắn nhất. Lực này cầm giữ các hạt quark trong notron và proton, liên kết chúng để làm thành hạt nhân.
28- Lực tương tác yếu (Weak force): lực tương tác yếu thứ 2 trong 4 loại tương tác cơ bản với bán kính tác dụng rất ngắn. Lực này tác dụng lên các hạt vật chất nhưng không tác dụng lên các hạt truyền tương tác.
29- Lượng tử (Quantum): đơn vị không phân chia được trong bức xạ và hấp thụ của các sóng.
30- Máy gia tốc hạt (Particle accelerator): thiết bị sử dụng các nam châm điện, có khả năng làm chuyển động các hạt điện tích, do đo chúng thu được năng lượng lớn hơn.
31- Năng lượng thống nhất điện từ yếu (Electroweak unification energy): năng lượng cỡ 100 GeV, cao hơn trị số đó thì không còn sự khác biệt giữa các tương tác điện từ và yếu.
32- Năng lượng thống nhất lớn (Grand unification energy): năng lượng mà trên đó, tương tác điện từ, yếu và mạnh không còn khác biệt nhau.
33- Nguyên lý bất định (Uncertainty principle): Ta không bao giờ đo được chính xác cùng một lúc vận tốc và vị trí của hạt, Càng biết chính xác đại lượng này thì càng biết ít chính xác về đại lượng kia.
34- Nguyên lý loại trừ (Exclusion principle): 2 hạt đồng nhất có spin bằng 1/2 không thể có cùng một vị trí và vận tốc (trong giới hạn xác định bởi nguyên lý bất định).
35- Nguyên lý lượng tử của Planck (Planck's quantum principle): Ý tưởng cho rằng ánh sáng (hoặc bất kì một sóng cổ điển nào khác) có thể hấp thụ theo từng lượng nhỏ rời rạc, gọi là lượng tử, có năng lượng tỉ lệ với tần số.
36- Nguyên lý vị nhân (Anthropic principle): Ta thấy vũ trụ như thế này bởi vì nếu vũ trụ khác đi thì ta không thể tồn tại được để mà quan sát nó.
37- Nguyên tử (Atom): đơn vị cơ sở của vật chất, gồm hạt nhân (cấu thành bởi notron và proton) có các electron chuyển động xung quanh.
Min längtan ej nån diamant, bara en linten kristall

38- Nhị nguyên sóng / hạt (Wave/paritcle duality): một khái niệm trong cơ học lượng tử nói rằng không có sự khác biệt giữa sóng và hạt: một hạt đoi khi có dáng điệu của sóng và ngược lại.
39- Nón ánh sáng (Light cone): một mặt trong không, thời gian giới hạn các hướng khả dĩ cho những tia sáng đi qua một sự kiện.
40- Notrino (Neutrino): một hạt cơ bản rất nhẹ (rất có thể là không có khối lượng) chỉ tham gia vào các tương tác yếu và hấp dẫn.
41- Notron (Neutron): một hạt không có điện tích, nhiều tính chất rất giống proton, chiếm xấp xỉ một nửa trong số các hạt cấu thành hạt nhân nguyên tử.
42- Pha (Phase): đối với sóng, vị trí của nó ở trong chu kì tại một thời điểm: đây là số đo xem sóng đang ở đỉnh, ở hõm hoặc ở một điểm nào khác giữa đỉnh và hõm.
43- Phản hạt (Antiparticle): mỗi loại hạt có một phản hạt tương ứng. Mỗi hạt chạm với phản hạt thì chúng huỷ nhau và cho thoát ra năng lượng.
44- Phóng xạ (Radioactitivity): qua trình chuyển biến tự phát của một hạt nhân nguyên tử này thành hạt nhân nguyên tử kia.
45- Phổ (Spectrum): sự tách, ví dụ, của sóng điện từ ra các tần số thành phần.
46- Photon: lượng tử của ánh sáng.
47- Positron: phản hạt của electron, mang điện tích dương ( + ).
48- Proton: hạt mang điện tích dương, chiếm xấp xỉ một nửa số trong các hạt cấu thành hạt nhân nguyên tử.
49- Quark: hạt (có điện tích) tham gia tương tác mạnh. Mỗi proton và notron được cấu thành bởi 3 quark.
50- Radar: một hệ thống phát sóng vô tuyến để dịnh vị một vật thể bằng cách đo thời gian sóng đến và phản xạ lại từ vật đó.
51- Sao notron (Neutron star): một sao lạnh tồn tại nhờ lực đẩy phát sinh vì nguyên lý loại trừ giữa các notron.
Min längtan ej nån diamant, bara en linten kristall

52- Sao trắng lùn (White dwarf): sao lạnh bền tồn tại nhờ lực đẩy phát sinh vì nguyên lý loại trừ giữa các electron.
53- Spin: một thuộc tính nội tại của các hạt cơ bản, gắn liền, song không đồng nhất với khái niệm quay thông thường.
54- Sự cố, sự kiện (Event): một điểm trong không - thời gian, xác định bởi thời điểm và vị trí của nó.
55- Tần số (Frequency): đối với ánh sáng, số chu kì trong 1 giây.
56- Thời gian ảo (Imaginary time): thời gian đo bằng số ảo.
57- Thuyết thống nhất lớn (Grand unified theory - GUT): lý thuyết thống nhất các tương tác điện từ, mạnh và yếu.
58- Thuyết tương đối hẹp (Special relativity): thuyết của Einstein dựa trên ý tưởng cho rằng các định luật khoa học phải là như nhau đối với mọi quan sát viên chuyển động tự do, với vận tốc bất kì.
59- Thuyết tương đối rộng hay tổng quát (General relativity): lý thuyết của Einstein dựa trên ý tưởng cho rằng các định luật khoa học phải là như nhau đối với mọi quan sát viên bất kể họ chuyển động như thế nào. Lý thuyết này giải thích lực hấp dẫn bằng độ cong của không - thời gian 4 chiều.
60- Tia gamma (Gamma ray): sóng điện từ với bước sóng rất ngắn, phát sinh trong quá trình phân rã phóng xạ, hoặc va chạm của các hạt cơ bản.
61- Toạ độ (Coordinates): các số dùng xcs định vị trí của một điểm trong không gian và thời gian.
62- Tổng hợp hạt nhân (Nuclear fusion): quá trình trong đó 2 hạt nhân chạm nhau, tổng hợp thành một hạt nhân duy nhất nặng hơn.
63- Trạng thái dừng (Stationary state): trạng thái không thay đổi với thời gian: một quả cầu quay với vận tốc không thay đổi là ở vào một trạng thái dừng bởi vì trạng thái đó là như nhau ở mọi thời điểm, mặc dù đó không phải là một trạng thái tĩnh.
64- Trọng lực (Weight): lực tác dụng của trường hấp dẫn lên một vật, lực này tỉ lệ với khối lượng.
65- Trường (Field): một thực thể tồn tại rộng trong không - thời gian, ngược lại với hạt chỉ tồn tại ở một điểm và một lúc.
66- Từ trường (Magnetic field): trường của các lực từ, hiện nay đã được thống nhất với điện trường thành điện - từ trường.
67- Tỷ lệ (Proportional): "X được gọi là tỷ lệ với Y" nếu khi nhân Y với một số nào đó, thì X cũng bị nhân với số đó. "X được gọi là tỷ lệ nghịch với Y" nếu khi nhân Y với một số nào đó, thì X bị chia với số đó.
68- Vụ co lớn (Big crunch): điểm kì dị chung cuộc của vũ trụ.
69- Vụ nổ lớn (Big bang): điểm kì dị ban đầu của vũ trụ.
70- Vũ trụ học (Cosmology): Môn học về toàn bộ vũ trụ.
Min längtan ej nån diamant, bara en linten kristall