như vậy lại là đặc trưng của vũ trụ nguyên thủy, nóng và sôi sục, khi nó
mới được một phần ngàn tỷ tỷ tỷ tỷ (10
-39
) giây tuổi. Khi ấy, nhiệt độ của
Vũ trụ cỡ 10
28
K như ta đã có lần nói tới ở trên. Tựa như tập hợp các thành
phần rời rạc nhau, chẳng hạn như các mẩu kim loại, gỗ, đá, quặng v.v, được
nấu chảy cùng nhau và trở thành một plasma đồng tính khi được đốt nóng
tới nhiệt độ đủ cao, các công trình này cũng gợi ý rằng các lực mạnh, yếu
và điện tử sẽ hòa nhập thành một lực lớn ở những nhiệt độ cực cao mà ta
nói ở trên. Điều này được minh họa bằng sơ đồ trên Hình 7.1
Hình 7.1. Cường độ của ba lực phi hấp dẫn ở
những thang khoảng cách ngắn dần, hay tương đương thế, trong những
quá trình có năng lượng cao dần.
Mặc dù chúng ta chưa có công nghệ để thăm dò tới những khoảng cách nhỏ
như vậy hoặc tạo được ra những nhiệt độ thiêu đốt như thế, nhưng từ năm
1974, các nhà thực nghiệm đã hoàn thiện một cách đáng kể phép đo cường
độ của ba lực phi hấp dẫn trong điều kiện hiện có. Những số liệu này -
điểm xuất phát của ba đường cong trên Hình 7.1 - chính là dữ liệu đầu vào
cho sự ngoại suy dựa trên cơ học lượng tử của Georgi, Quinn và Weinberg.
Năm 1991, Ugo Amaldi ở CERN (Trung tâm nghiên cứu hạt nhân châu
Âu), Wim de Boer và Hermann Furstenau ở Đại học Karlsruhe (Đức) đã
tính lại sự ngoại suy của Georgi, Quinn và Weinberg bằng cách dùng những
số liệu đã được hoàn thiện và đã chứng tỏ được hai điều quan trọng. Thứ
nhất, cường độ của ba lực phi hấp dẫn, chỉ gần như chứ chưa hoàn toàn hội
tụ vào nhau ở những khoảng cách nhỏ (hay ở năng lượng cao hoặc nhiệt độ
cao cũng thế) như được minh họa trên Hình 7.2. Thứ hai, sự sai khác nhỏ
nhưng không thể phủ nhận này trong cường độ của các lực sẽ biến mất khi
tính đến siêu đối xứng. Sở dĩ như vậy là vì những siêu hạt bạn do siêu đối
xứng đòi hỏi sẽ đóng góp thêm những thăng giáng lượng tử và chính những
