Vì sao mặt trời cứ tiếp tục tỏa sáng?
Nghĩ cho kĩ thì có vẻ như các bài hát đồng quê miền tây thật sự có thể nêu những câu hỏi sâu sắc – nếu chúng ta nghĩ thoáng một chút. Chúng ta đã trả lời câu hỏi làm thế nào Mặt trời tỏa sáng khi chúng ta trình bày quá trình nhiệt hạt nhân, nhưng tại sao nó cứ tỏa sáng? Tại sao nó tiếp tục tỏa sáng – tỏa sáng – và tỏa sáng? Một phần câu trả lời nằm ở hiệu suất của sự nhiệt hạch hydrogen; có rất nhiều hydrogen trong Mặt trời, và nó không hợp nhân hiệu quả cho lắm, nên một thời gian lâu nữa mới sử dụng hết. Tuy nhiên, thực tế có rất nhiều hydrogen trong Mặt trời nghĩa là lực hấp dẫn tác dụng bởi lượng hydrogen đó là rất mạnh, và vì lực hấp dẫn là lực hút, nên nó đang hút toàn bộ lượng hydrogen đó về tâm Mặt trời. Vậy tại sao Mặt trời không co lại?
Chúng ta biết khi chất khí nóng lên, nó giãn nở ra; và chính sự cân bằng giữa áp suất nhiệt hướng ra do sự nhiệt hạch hydrogen và sự nén vào do lực hấp dẫn đã giữ Mặt trời ở trạng thái cân bằng – trong khoảng thời gian hàng năm, hàng thập kỉ, hàng thế kỉ, hàng thiên niên kỉ, và thậm chí hàng triệu năm. Nhưng không quá một vài eon (một eon là một tỉ năm). Sự nén hấp dẫn là không ngưng nghỉ, và để cho ngôi sao tiếp tục tỏa sáng, nó phải tìm một cách tác dụng một áp suất hướng ra để cân bằng với sự nén đó. Vậy khi ngôi sao hợp nhất hydrogen thành helium thì vấn đề đã được giải quyết chăng?
Như chúng ta đã thấy, còn có bốn quá trình hợp nhân khác nữa; nếu không thì carbon sẽ không bao giờ được tạo ra. Tuy nhiên, hợp nhân helium thì khó hơn hợp nhân hydrogen rất nhiều. Để hợp nhân hydrogen, cần mang các nguyên tử hydrogen đến đủ gần nhau để thắng rào thế Coulomb, lực đẩy phát sinh khi electron trong một nguyên tử hydrogen được mang đến gần electron trong một nguyên tử hydrogen khác. Chúng ta đã thấy trong một chương trước đây rằng lực đẩy điện giữa hai electron mạnh gấp 1039 lần lực hút hấp dẫn giữa chúng. Để thắng lực đẩy này đỏi hỏi nhiệt độ cực kì cao; quá trình thật sự nhờ đó các electron thắng hàng rào Coulomb không phải là sự áp dụng đơn giản cho chúng lao vào nhau ở tốc độ cao, mà qua một quá trình cơ lượng tử tinh vi hơn gọi là sự chui hầm lượng tử. Sự chui hầm lượng tử xảy ra bởi vì các electron thật ra không phải là những cái chấm di chuyển nhanh như chúng thường được hình dung. Thật vậy, một ý kiến hay cho rằng thật ra chẳng ai thật sự biết electron chính xác là cái gì cả; mô tả tốt nhất mà chúng ta có cho mục đích tính toán là một cấu trúc toán học gọi là một hàm xác suất. Các electron không thật sự có một vị trí rõ ràng trong không gian giống như mọi thứ trong thế giới vĩ mô. Cho dù electron là cái gì, chúng ta có thể nói chúng có khả năng nhất nằm ở đâu, nhưng thật ra thì chúng có thể ở mọi nơi – và nhiệt độ càng cao, chúng càng có khả năng ở những nơi khác – ví dụ như ở phía bên kia của hàng rào Coulomb.
Các nguyên tử nặng hơn có nhiều electron hơn, vì thế lực đẩy điện giữa các nguyên tử nặng lớn hơn lực đẩy điện giữa các nguyên tử hydrogen. Điều này có nghĩa là cần có nhiệt độ cao hơn nữa để làm cho các nguyên tử chuyển động với tốc độ đủ lớn để cho các electron của chúng có thể chui hầm qua hàng rào Coulomb. Cách duy nhất để có nhiệt độ cao như thế là với sức nén lớn hơn do lực hấp dẫn – điều này sẽ có xu hướng xảy ra bởi vì mỗi lần hai hydrogen hợp nhân thành một nguyên tử helium, thì tổng số nguyên tử giảm đi một. Khi toàn bộ hydrogen đã hợp nhân thành helium, chỉ một phần rất nhỏ của khối lượng đó đã biến đổi thành năng lượng – con số 0,007 biểu trưng cho hiệu suất nhiệt hạch hydrogen – nhưng số nguyên tử đã giảm đi một nửa. Lực nén hấp dẫn có tác dụng giam cầm những nguyên tử này trong một không gian nhỏ hơn – khiến các nguyên tử nóng lên. Nếu ngôi sao lúc ban đầu đủ lớn, thì sẽ có đủ helium để cho phép sức nén hấp dẫn nâng nhiệt độ đến điểm tại đó sự hợp nhân helium có thể bắt đầu.
Và câu chuyện cứ thế lặp lại. Sau khi toàn bộ helium đã hợp nhân, khối lượng thì gần như vẫn bằng lúc bắt đầu hợp nhân helium, nhưng số nguyên tử thì đã ít hơn. Sức nén hấp dẫn buộc những nguyên tử này chiếm giữ một thể tích nhỏ hơn nữa, làm ngôi sao tiếp tục nóng lên, và dưới những điều kiện thích hợp, cho phép sự hợp nhân của những nguyên tử nặng hơn.
Tuy nhiên, tính nhanh chóng của quá trình này không tỉ lệ thuận. Sự hợp nhân helium thành carbon diễn ra nhanh hơn nhiều so với sự hợp nhân hydrogen thành helium. Điều này giải thích tại sao mất thời gian lâu như thế cho sự sống tiến hóa, bởi vì cần một thời gian dài cho hydrogen hợp nhân thành helium để đặt nền tảng cho sự hợp nhân helium thành carbon sẽ cho phép sự ra đời của sự sống. Nó cũng giải thích tại sao sự sống có cơ hội tiến hóa: bởi vì một khi có một hành tinh với rất nhiều carbon quay xung quanh một ngôi sao giống như Mặt trời, thì hiệu suất của sự nhiệt hạch hydrogen thành helium cho phép ngôi sao đó ổn định trong hàng eon.
Thật vậy, chu trình sống của một ngôi sao thật sự đồ sộ, một ngôi sao với khối lượng gấp hai chục lần khối lượng Mặt trời, giống như một vỡ kịch với những tình tiết càng ngắn hơn nữa khi sự căng thẳng kịch tính tăng dần. Ở một ngôi sao như vậy, cần khoảng một tỉ năm cho hydrogen hợp nhân thành helium, nhưng chỉ cần khoảng một triệu năm cho helium hợp nhân thành carbon và oxygen. Và có lẽ mất khoảng 100.000 năm cho carbon hợp nhân thành neon và magnesium. Oxygen cháy thành silicon và sulfur trong hai mươi năm, và silicon và sulfur cháy thành sắt trong một tuần! Tốc độ xảy ra khác nhau của những quá trình này để lại ngôi sao trông như một ổ bánh nhiều lớp: một lõi sắt nặng nằm bên dưới một vỏ cầu silicon và sulfur. Khi chúng ta tiến về phía bề mặt của ngôi sao, chúng ta tuần tự gặp những lớp vỏ cầu nguội hơn: neon và magnesium, sau đó là carbon và oxygen, đến helium, và ở ngoài cùng là hydrogen.
Cái xảy ra tiếp sau đó hóa ra là một câu chuyện li kì, được giải đoán bởi một cá nhân xuất sắc – Subrahmanyan Chandrasekhar, bạn bè và đồng nghiệp thường gọi bằng cái tên quen thuộc hơn là Chandra.
Những con số làm nên vũ trụ
James D. Stein
Bản dịch của Thuvienvatly.com
<< Phần trước | Phần tiếp theo >>
