Quá trình bắt giữ neutron nhanh cần thiết để tạo ra nhiều nguyên tố nặng hơn sắt dường như xảy ra chủ yếu trong các vụ hợp nhất sao neutron, chứ không phải trong những vụ nổ sao siêu mới.
Anna Frebel và Timothy C. Beers
(Physics Today 71, 1, 30 (2018); https://doi.org/10.1063/PT.3.3815)
Toàn bộ hydrogen và phần lớn helium trong vũ trụ đã xuất hiện 13,8 tỉ năm trước từ Vụ Nổ Lớn (Big Bang). Phần còn lại của các nguyên tố hóa học, ngoại trừ một lượng nhỏ xíu lithium, được tôi luyện trong các lõi sao, các vụ nổ sao siêu mới, và các vụ hợp nhất sao neutron. Các nguyên tố cho đến sắt và bao gồm sắt được làm ra trong lõi nóng của các ngôi sao đoản thọ khối lượng lớn. Trong đó, sự nhiệt hạch hạt nhân tạo ra các nguyên tố càng lúc càng nặng hơn khi nó cấp nguồn cho các sao và làm cho ngôi sao tỏa sáng. Các nguyên tố nặng hơn sắt – chiếm phần đông trong bảng tuần hoàn hóa học – chủ yếu được làm ra trong các môi trường có mật độ neutron tự do vượt quá một tỉ hạt trên mỗi centi-mét khối. Các neutron tự do, nếu bị bắt giữ trên một hạt nhân mầm, đem lại một hạt nhân phóng xạ, nặng hơn, sau đó phân hủy thành một chủng nặng và bền. Cái gọi là quá trình bắt giữ neutron chậm, hay quá trình-s, chủ yếu xảy ra trong những giai đoạn cuối trong sự tiến hóa của các sao vào cỡ 1-10 lần khối lượng Mặt Trời (M⊙). Nhưng quá trình-s giải thích sự hình thành của chỉ khoảng một nửa số lượng đồng vị vượt quá sắt. Việc tạo ra một nửa kia đòi hỏi một chuỗi bắt giữ nhanh, quá trình-r, và mật độ lớn hơn 1020 neutron/cm3 có thể bắn phá các hạt nhân mầm. Thông lượng neutron cần thiết đó có thể được cung cấp bởi các vụ nổ sao siêu mới (xem bài báo của John Cowan và Friedrich-Karl Thielemann, Physics Today, tháng 10/2004, trang 47) hoặc bởi sự hợp nhất của các hệ sao neutron đôi.
Vào năm 2016, một thiên hà nhỏ xíu và mờ nhạt, một vệ tinh của Ngân Hà tên gọi là Reticulum II (Ret II), đã đem lại bằng chứng cho thấy kịch bản vụ nổ sao siêu mới được ưa chuộng lâu nay không còn là cơ chế chính cho sự sản sinh các nguyên tố nặng nhất. Thay vậy, thành phần hóa học của các sao trong Ret II đề xuất mạnh mẽ rằng các vụ hợp nhất sao neutron là cách thức vũ trụ tạo ra các nguyên tố như vàng và bạch kim. Kịch bản hình thành sao neutron được củng cố bởi các quan sát đầy hấp dẫn được báo cáo hồi tháng Mười năm ngoái: các phép đo của Đài thiên văn Sóng hấp dẫn Giao thoa kế Laser (LIGO) và giao thoa kế Virgo về sóng hấp dẫn đến từ sự hợp nhất của một cặp sao neutron quay xung quanh nhau1 cùng với các vụ nổ bức xạ điện từ kéo dài hàng tuần hướng tới một sự kiện kilonova (xem tham khảo 2 và 3 và Physics Today, tháng 12/2017, trang 19).
Những phiến đá Rosetta vũ trụ
Sao neutron hình thành trong xác chết của các sao có khối lượng 10–20 M⊙. Các sao khối lượng cao như thế có thể hình thành bất cứ lúc nào. Dẫu vậy, lí thuyết đề xuất rằng chúng chiếm số đông trong vũ trụ sơ khai, một vài trăm triệu năm sau Big Bang, vào lúc ấy chúng có khuynh hướng sinh ra dưới dạng song sinh.4
Sự hợp nhất của các sao neutron quay quanh nhau, như chúng tôi vừa lưu ý, đáp ứng các điều kiện cho sự sản sinh các hạt nhân quá trình-r. Hình 1 minh họa một vụ hợp nhất như thế. Nhưng ngay cả phát hiện của LIGO-Virgo về hai sao neutron đang hợp nhất cũng chỉ là cấp thêm một mảnh ghép cho câu đố tìm hiểu nguồn gốc của các nguyên tố nặng nhất mà thôi. Các nhà vật lí hạt nhân vẫn đang làm việc để lập mô hình quá trình-r, và các nhà thiên văn vật lí cần phải ước tính tần suất hợp nhất sao neutron để đánh giá xem sự sản sinh nguyên tố nặng theo quá trình-r có xảy ra, hay ít nhất là có ý nghĩa nào đó, trong môi trường hợp nhất hay không.
Hình 1. Một vũ điệu vũ trụ với cái kết nảy lửa. Hình minh họa này hình dung, từ trái sang phải, các gợn sóng trong không-thời gian được tạo ra khi hai sao neutron quay xung quanh nhau và cuối cùng sáp nhập lại. Trong vụ hợp nhất, những lượng dồi dào nguyên tố nặng được tạo ra. (Ảnh: NASA)
Để kiểm tra các mô hình quá trình-r, các nhà vật lí hạt nhân sẽ cần thu được các phép đo hay các dự đoán chắc chắn về những tính chất cơ bản của các nguyên tố nặng, không bền, nằm xa ngoài thung lũng ổn định bị chiếm giữ bởi các đồng vị quen thuộc có thời gian sống lâu – họ sẽ cần phải biết, chẳng hạn, về khối lượng, về tiết diện tương tác hạt nhân, và tốc độ phân hủy. Việc đưa ra số liệu như vậy là nhiệm vụ khoa học chính của một số phòng thí nghiệm máy gia tốc quốc tế. Đại biểu của nước Mĩ, Phòng thí nghiệm Chùm Đồng vị Hiếm, hiện đang được xây dựng tại trụ sở của Đại học quốc gia Michigan và được kì vọng hoàn thành vào năm 2022.
Các mô hình tổng hợp hạt nhân quá trình-r sử dụng số liệu thu thập tại các phòng thí nghiệm máy gia tốc phải vượt qua một rào cản khác nữa: Dự đoán của chúng phải phù hợp với các ràng buộc suy ra từ các quan trắc thiên văn về sự dồi dào của các nguyên tố nặng trong phòng thí nghiệm tối hậu, tức bản thân vũ trụ. Về vấn đề này, Tự nhiên đã thể hiện lòng tốt trước các nhà khoa học bằng cách gieo rắc trong thiên hà các ngôi sao nguyên thủy hóa học biểu hiện hàm lượng cao các nguyên tố quá trình-r.
Khi quá trình-r được xây dựng trên lí thuyết lần đầu tiên hồi sáu thập niên trước,5,6 sự dồi dào của các nguyên tố nặng hơn sắt phải được suy luận ra từ chất liệu hệ Mặt Trời, đặc biệt là từ các thiên thạch và khí quyển Mặt Trời. Thật không may, chất liệu từ đó hình thành nên hệ Mặt Trời bao gồm sản phẩm của chừng 8 tỉ năm làm giàu nguyên tố hóa học từ những thế hệ sao trước đó. Sự tích góp dài hạn đó khiến ta khó ngoại suy chi tiết về từng sự kiện tổng hợp hạt nhân đã đóng góp ở những thời điểm khác nhau. Nhưng bắt đầu vào thập niên 1980, những nghiên cứu quy mô lớn bắt đầu nhận ra một lượng nhỏ sao thiếu sắt có khả năng đã ra đời trong những tỉ năm đầu tiên sau Big Bang. Những nghiên cứu đó mở rộng số lượng sao đã được ghi nhận có hàm lượng sắt dưới 1% hàm lượng sắt của Mặt Trời; ngày nay, nhiều nghìn sao như thế đã được biết.7,8
Trong thập niên vừa qua, các nghiên cứu quang phổ phân giải cao cho biết chừng 3-5% số sao già cỗi ấy có mức làm giàu trung bình hoặc làm giàu cao gắn liền trực tiếp với quá trình-r. Chúng là những kim chỉ nam hiếm hoi trong mảnh sân gồm vài trăm tỉ sao tạo nên Ngân Hà của chúng ta, là những phiến đá Rosetta vũ trụ mà các nhà thiên văn vật lí có thể sử dụng để giải mã vị trí và nguồn gốc của quá trình-r.
Tích góp manh mối
Các nhà khảo cổ truyền thống khảo sát bằng chứng hóa thạch trên Trái Đất để tìm hiểu những nền văn minh xa xưa. Các nhà thực hành khảo cổ học sao lùng sục trong quầng của Ngân Hà, vùng có mật độ sao thấp vây xung quanh đĩa thiên hà, để tìm kiếm những ngôi sao khối lượng thấp, thời gian sống lâu, chúng ghi lại lịch sử hóa học của sự sản sinh nguyên tố ngày nay đã tuyệt chủng ở những thế hệ sao đầu tiên. (Xem bài báo của Anna Frebel và Volker Bromm, Physics Today, tháng 4/2012, trang 49).
Hai thập kỉ trước đây, Christopher Sneden và các đồng sự đã nhận ra CS 22892-052, ngôi sao làm giàu bằng quá trình-r đầu tiên trong quầng thiên hà.9 Công bố đưa ra khi ấy là một bất ngờ lớn. Mặc dù hàm lượng đo được của nó về sắt và các nguyên tố có số nguyên tử tương tự thấp hơn khoảng 1000 lần so với của Mặt Trời, nhưng CS 22892-052 có những lượng thorium phóng xạ có thể phát hiện được. Các vạch phổ quan sát được, cùng với lí thuyết, đề xuất rằng ngôi sao có tuổi quá 12 tỉ năm. Đành rằng những phép đo như thế có thể chịu sai số hệ thống lớn, nhưng nhìn bề ngoài, tuổi sao đã suy luận cho thấy quá trình-r phải xảy ra khi vũ trụ còn khá nguyên thủy về phương diện hóa học.
Ở CS 22892-052 và những cái gọi là sao r-II khác, tỉ số hàm lượng của các nguyên tố quá trình-r như europium so với hàm lượng sắt là lớn gấp 10 lần so với tỉ số hàm lượng ở Mặt Trời. Những kết quả như vậy thường được biểu diễn với kí hiệu dấu ngoặc: [Eu/Fe] > +1,0. Đại lượng trong dấu ngoặc là tỉ số hàm lượng; dấu ngoặc yêu cầu bạn so sánh với tỉ số ấy ở Mặt Trời và xét theo logarithm cơ số 10. Hình 2 so sánh phổ hấp thụ của một sao r-II với phổ hấp thụ của một sao già tiêu biểu hơn và thể hiện các vạch phổ hấp thụ mạnh với một vài nguyên tố đất hiếm. Trong 20 năm qua, các nhà thiên văn vật lí đã khám phá chừng 25 sao r-II và khoảng 125 thành viên của một họ sao làm giàu quá trình-r trung bình, sao r-I, với chúng có +0,3 < [Eu/Fe] < +1,0.
Hình 2. Hai sao già. Trong những quang phổ này, các vạch hấp thụ được ghi nhãn bằng kí hiệu nguyên tố. Phổ màu xanh tương ứng với sao thiếu quá trình-r HD 122563. Phổ màu đỏ, với các vạch hấp thụ rõ nét của nó đối với một số nguyên tố đất hiếm, là của HE 1523-0901, sao làm giàu quá trình-r nhiều nhất trong quầng thiên hà. (Trích từ tài liệu tham khảo 13)
Nghiên cứu chi tiết về các sao r-I và r-II với các kính thiên văn mặt đất và kính thiên văn vũ trụ đã đem lại những manh mối cơ bản cho nguồn gốc của quá trình-r thiên văn vật lí. Dưới đây chúng tôi xin liệt kê một số manh mối.
- Như Hình 3 cho thấy, kiểu hàm lượng tổng thể của các nguyên tố quá trình-r ở các sao r-II về cơ bản giống hệt với kiểu của hệ Mặt Trời. (Các sao r-I cũng biểu hiện kiểu giống như vậy.) Và kiểu nhận dạng na ná nhau bất chấp thực tế là các sao r-I và r-II hình thành từ chất khí khác đáng kể với chất liệu hệ Mặt Trời. Các sao ấy có giá trị [Fe/H] không lớn hơn -1,5 và thỉnh thoảng thấp bằng -3,5. Được gọi là tính kim loại, [Fe/H] cho biết hàm lượng tổng thể của các nguyên tố vượt quá hydrogen và helium, lên tới và bao gồm sắt. Đồng thời, người ta cho rằng các sao r-I và r-II đã ra đời sớm trong lịch sử vũ trụ, trong khi hệ Mặt Trời mới 4,6 tỉ năm tuổi, còn khá non trẻ. Kiểu hàm lượng giống nhau ở những hệ khác hẳn nhau như vậy ngụ ý một hành trạng quá trình-r hết sức đáng kể.
Hình 3. Kiểu hàm lượng của các nguyên tố quá trình-r ở sao r-II tiêu biểu, CS 22892-052 (các điểm số liệu màu xanh) thẳng hàng với các hàm lượng hệ Mặt Trời quá trình-r, biểu diễn dạng một đường lởm chởm để so sánh. (Ảnh: Erika Holmbeck, tài liệu tham khảo 14)
- Ví dụ về các sao r-I và r-II đã tìm thấy về cơ bản ở tất các giai đoạn tiến hóa sao, thành ra không có khả năng sự làm giàu nguyên tố quá trình-r biểu kiến của chúng là do một cơ chế hóa học khí quyển đặc biệt nào đó ở những giai đoạn nhất định trong cuộc đời của chúng.
- Theo dõi dài hạn vận tốc xuyên tâm của các sao r-I và r-II cho thấy chẳng có biến thiên báo trước nào sẽ phát sinh từ sự có mặt của một cặp đôi đồng hành.10 Quan sát đó phản bác các mô hình trong đó các nguyên tố quá trình-r được hình thành bởi một sao đồng hành – chẳng hạn, trong một sao siêu mới – và sau đó chuyển sang sao r-I hoặc r-II được quan sát hiện nay. Rõ ràng các sao đã quan sát ra đời từ chất khí đã được làm giàu các nguyên tố quá trình-r bởi một nguồn trước đó.
- Phân bố [Fe/H] cho các sao r-I và r-II khác nhau đáng kể. Đối với các sao r-II, [Fe/H] tập trung ở những giá trị biến thiên từ -3,5 đến -2,5. Đối với các sao r-I, [Fe/H] mở rộng đến tận -1,5. Các phân bố không ăn khớp có thể hướng đến những khác biệt trong môi trường ra đời của sao r-I và r-II. Cho dù các sao r-I và r-II có cùng môi trường ra đời đi nữa, thì vẫn có khả năng sản lượng quá trình-r có thể bị pha loãng khác nhau trong các đám mây mầm có khối lượng khác nhau. Các sao ra đời sau đó sẽ biểu hiện những mức hàm lượng khác nhau đối với các nguyên tố quá trình-r. Hoặc là, các sao có [Fe/H] cao hơn có thể đã ra đời từ chất khí được làm giàu sắt bởi một số lượng vụ nổ sao siêu mới lớn đến khác thường.
- Khoảng 30% các sao r-II có cái gọi là sự tăng cường actinide. Các phép đo thorium và trong một số trường hợp đo uranium gợi ý rằng so với các sao r-II khác, các sao tăng cường actinide có hàm lượng các nguyên tố phóng xạ đó cao gấp ba đến bốn bậc so với các nguyên tố bền như europium. Địa điểm thiên văn vật lí gây ra quá trình-r phải tự có thể sao chép dấu vân tay hóa học đó, hoặc các tuyến tổng hợp hạt nhân bội phải tồn tại để gây ra sự phân hóa sao r-II.
Rõ ràng các nhà thiên văn vật lí chúng ta vẫn có nhiều thứ để học. Tuy nhiên, thật sự có khả năng sự sản sinh các nguyên tố quá trình-r đã xảy ra trong lịch sử xa xưa của sự tiến hóa hóa học. Hơn nữa, các sao già cỗi có các nguyên tố quá trình-r phải ra đời trong những môi trường hạn chế sự hình thành sao bổ sung, một quá trình có thể xóa đi các kiểu quá trình-r rạch ròi. Một môi trường như thế nay đã được tìm thấy. Đó là một thiên hà vệ tinh, nhỏ xíu mà chúng tôi đã nhắc tới ở phần trước và sẽ còn nhắc lại: Reticulum II.
Sự gia tăng số lượng thiên hà lùn
Những ngôi sao lớn tuổi nhất trong Ngân Hà có niên đại ngược về những sự kiện hình thành sao sớm nhất. Có khả năng chúng đã ra đời trong những thiên hà nhỏ về sau bị bồi tụ bởi Ngân Hà. Khi các thiên hà nhỏ đó bị hấp thụ, chúng nhả ra các sao của chúng và tạo ra quầng của Ngân Hà. Do sự gián đoạn như thế, các nhà thiên văn vật lí không còn có thể truy xuất đến các thiên hà trong đó các sao già ấy đã ra đời.
Tuy nhiên, ta có thể rút ra thông tin về các thiên hà đã bị phá hủy thông qua nghiên cứu về các sao cổ trong các thiên hà vệ tinh vẫn còn quay xung quanh Ngân Hà. Phương pháp đó sử dụng các thiên hà lùn còn sống sót để khảo sát bản chất của những thiên hà tương tự trong vũ trụ xa xưa. Các thiên hà lùn ấy có khả năng sắp lên bàn ăn của Ngân Hà, nhưng trước khi chúng bị nuốt chửng chúng cung cấp những thiên đường an toàn cho các sao là thành viên còn sót lại của thiên hà bố mẹ của chúng kể từ khi chúng ra đời. Ta có thể nghiên cứu thành phần hóa học chi tiết của các sao ấy để tìm hiểu về sự làm giàu hóa học xa xưa ở các thiên hà lùn. Quan trọng hơn nữa, ta có thể nghiên cứu các môi trường trong đó các sao ấy ra đời.
Trước năm 2006, người ta chỉ biết vài ba thiên hà vệ tinh lùn quay xung quanh Ngân Hà. Thật vậy, số lượng có vẻ nhỏ của chúng đã thách thức các mô hình hình thành các thiên hà lớn như thiên hà của chúng ta. Lí thuyết và mô phỏng số dự đoán phải có nhiều hệ nhỏ hơn nữa đang quay xung quanh Ngân Hà, giống như những con ong bay vo ve xung quanh một cái tổ khổng lồ. Một khi Nghiên cứu Bầu trời Kĩ thuật số Sloan (SDSS) hoàn thành việc ghi ảnh của nó về bầu trời phương bắc vào năm 2009, phần nhiều căng thẳng đã được hạ bớt bởi sự phân tích hình ảnh trường sâu, quy mô lớn thu được bởi SDSS làm sáng tỏ một loại thiên hà lùn mới, nhỏ và rất mờ nhạt – các thiên hà lùn cực kì mờ nhạt (UFD).
SDSS cuối cùng tìm thấy khoảng 15 UFD; ngày nay, tổng số vệ tinh của Ngân Hà đếm được là gần 60. Những hệ nhỏ bé ấy thật đáng chú ý. Chúng gần như không có chất khí và cực kì già cỗi, và phần lớn chỉ chứa một vài nghìn sao – ít hơn nhiều so với các đám sao tiêu biểu. Nhưng nhiều UFD có các vỏ bọc vật chất tối trải rộng, như đã được xác định từ các phân tán vận tốc rút ra từ chuyển động của các sao của chúng. Những vỏ bọc đó xác định UFD thực sự là thiên hà, bởi vì các đám sao không chứa vật chất tối. Vì các UFD phân bố quá thưa thớt, nên ta không thể nhìn thấy chúng dễ dàng dưới dạng những vật thể kết hợp trong ảnh chụp thiên văn, đó là lí do chúng bị bỏ sót mãi cho đến thời gian gần đây. Phát hiện một UFD đòi hỏi những thuật toán phức tạp tìm kiếm trong một ảnh chụp và nhận dạng các sao nằm cách Mặt Trời một khoảng cách giống nhau, bên cạnh những điều kiện khác nữa. Hình 4 giới thiệu một thí dụ về bầu trời theo hướng của một thiên hà UFD, so với một ảnh chỉ bao gồm các sao thành viên UFD.
Hình 4. Một thiên hà nhỏ xíu, ẩn náu. Reticulum II (Ret II) là một thiên hà lùn cực kì mờ nhạt ở vùng ngoại vi của Ngân Hà. (a) Ảnh này cho thấy toàn bộ sao theo hướng Ret II. Thanh nằm ngang trên những ngôi sao sáng nhất là do hiệu ứng bão hòa ánh sáng. (b) Các thuật toán tìm kiếm ảnh phức tạp có thể nhận ra các sao trong một ô nhỏ là thành viên của Ret II. Một cấu trúc kết hợp có thể nhìn thấy rõ ràng. (Ảnh: Nghiên cứu Năng lượng Tối/Fermilab)
Dữ liệu thu thập trong năm 2015 của Nghiên cứu Năng lượng Tối cho thấy một mảng UFD ở bầu trời phương nam. Các kết quả khảo sát mới xác nhận rằng những thiên hà vệ tinh nhỏ là phổ biến, như ban đầu dự đoán. Các nghiên cứu sau đó về hàm lượng hóa học của các sao trong các thiên hà lùn mới tìm thấy đã xác nhận các thiên hà là nguyên thủy về mặt hóa học và rất lớn tuổi. Chúng biểu hiện các dấu hiệu của những sự kiện sản sinh nguyên tố sớm nhất, và ít nhất một trong số chúng, Segue 1, có thể là một trong những thiên hà được hình thành đầu tiên. Vì lí do nào đó mà nó sống sót cho đến ngày nay.
Vàng trong quầng Ngân Hà
Reticulum II là một thí dụ khác về các UFD đáng chú ý trong quầng Ngân Hà. Nằm cách Trái Đất chỉ 30 kiloparsec (100.000 năm ánh sáng), Ret II là khá gần đối với một vệ tinh đang quay xung quanh. Tuy nhiên, nghiên cứu quang phổ phân giải cao là cần thiết để ước tính chính xác thành phần hóa học của từng sao của nó và do đó của chất khí phôi thai của nó. Để có được quang phổ này, người ta gắn một quang phổ kế vào kính thiên văn để phân tách ánh sáng sao thành các màu cầu vồng của nó. Do đó, ánh sáng sao phân bố trên nhiều pixel detector; từng pixel chỉ cho một tín hiệu nhỏ. Thời gian phơi sáng lâu bù lại cho tín hiệu nhỏ ấy, và đối với các sao sáng, người ta chẳng phải chờ quá lâu để có được dữ liệu với chất lượng như mong muốn. Nhưng các sao mờ, như các sao trong UFD dù là gần nhất, đẩy công nghệ kính thiên văn và detector hiện nay đến giới hạn của chúng. Trên nguyên tắc, chỉ những sao sáng nhất trong một thiên hà lùn mới có thể quan sát được, và mỗi sao trong số đó có thể đòi hỏi thời gian phơi sáng cả đêm.
Vào năm 2015, Alexander Ji và một người trong chúng tôi (Frebel) đã sử dụng kính thiên văn Clay Magellan 6,5 m ở Chile để thu được quang phổ phân giải cao của các sao sáng nhất trong Ret II. Chúng tôi kì vọng tìm thấy kiểu hàm lượng nguyên tố với các sao Ret II cũng giống như cái đã thấy ở mọi thiên hà lùn khác. Trước sự bất ngờ của chúng tôi, thay vậy chúng tôi tìm thấy bảy trong số chín sao có thể quan sát thể hiện một sự tăng cường khác lạ, cực độ, ở những nguyên tố nặng nhất bảng tuần hoàn hóa học – chúng đều là sao r-II. Trước đây, dấu hiệu r-II chỉ được thấy ở các sao Ngân Hà hiếm. Chúng tôi đã tìm thấy thiên hà quá trình-r đầu tiên.11
Rõ ràng, khi Ret II vẫn còn trẻ, sự kiện tổng hợp hạt nhân quá trình-r đã làm giàu chất khí cuối cùng tạo nên các sao mà chúng ta đang quan sát ngày nay. Sự tăng cường mạnh các nguyên tố nặng quá trình-r ở các sao UFD, kết hợp với kiến thức về môi trường hình thành sao, đưa chúng tôi đến kết luận rằng một sự hợp nhất sao neutron có khả năng là nguyên nhân gây ra sự làm giàu quá trình-r.
Hình 5 trình bày hàm lượng của các nguyên tố quá trình-r europium và barium ở các sao quầng Ngân Hà và các sao thiên hà lùn, trong đó có các sao ở Ret II. Đồ thị cũng cho biết các ước tính về sản lượng nguyên tố ở các vụ hợp nhất sao neutron và sao siêu mới. Trước khi phát hiện Ret II là một thiên hà quá trình-r, sự vượt trội về dữ liệu cho các sao Ngân Hà cổ đề xuất rằng vị trí khả dĩ cho sự sản sinh nguyên tố nặng quá trình-r là các sao siêu mới suy sụp nhân, chúng có cỡ thời gian làm giàu ngắn. Dẫu thế, trong hàng thập niên, các nhà vật lí hạt nhân vẫn cứ nghi ngờ mãi. Ngẫm lại, với rất nhiều vấn đề đã biết đi kèm với các mô hình sao siêu mới, cái trở nên sáng tỏ là một hiểu biết về môi trường ra đời sao là rất quan trọng. Chẳng hạn, chỉ cần biết khối lượng của một thiên hà ra đời hay các quá trình động xảy ra trong đó có thể cho phép các nhà thiên văn vật lí ước tính mức loãng đi của một sản lượng quá trình-r. Khi ấy, lí thuyết có thể sánh với dữ liệu quan trắc và cuối cùng, có lẽ, chúng ta sẽ có thể trả lời được các câu hỏi khi nào, ở đâu, và làm thế nào quá trình-r đã tạo ra các nguyên tố nặng nhất, bao gồm cả những nguyên tố quý như vàng và bạch kim.
Hình 5. Một thách thức với sao siêu mới. Thể hiện ở đây là tỉ số hàm lượng nguyên tố (a) barium so với hydrogen và (b) europium so với hydron của các sao là một hàm theo tỉ số hàm lượng sắt so với hydrogen của chúng. (Kí hiệu dấu ngoặc trên các trục đã được giải thích trong bài.) Các vòng tròn tô màu đỏ chỉ các sao trong thiên hà lùn cực kì mờ nhạt Reticulum II, các kí hiệu màu còn lại chỉ các sao trong những UFD khác, và các vòng tròn tô màu xám chỉ các sao trong quầng Ngân Hà. Các mũi tên chỉ những số liệu mà ta chỉ biết giới hạn trên, và thanh sai số biểu diễn một độ lệch chuẩn. Các thanh màu cam dọc theo trục y chỉ phạm vi hàm lượng nguyên tố nặng được dự đoán bởi các mô hình xem các vụ hợp nhất sao neutron là nguồn gốc của các nguyên tố quá trình-r; các thanh màu nâu cho biết các ước tính giả định sao siêu mới là nguồn gốc. Cho đến khi phát hiện Reticulum II, số liệu có xu hướng ủng hộ bức tranh sao siêu mới. Ngay cả khi ấy, các mô hình sao siêu mới vẫn có những trục trặc của chúng, và Reticulum II chắc chắn không phù hợp với nguồn gốc sao siêu mới. (Ảnh: Alexander Ji; trích từ tham khảo 11).
Chí ít đối với Ret II, người ta có thể dễ dàng loại trừ nguồn gốc sao siêu mới cho sự sản sinh nguyên tố quá trình-r. Sự tăng cường quá trình-r đã thấy sẽ đòi hòi hàng trăm đến hàng nghìn sao siêu mới, và một thiên hà UFD nhỏ chẳng có đủ khối lượng liên kết để sống sót qua một số lượng lớn thảm họa như vậy. Tất nhiên, một số sao siêu mới đã phải bùng nổ ở Ret II, nhưng một số lượng nhỏ sẽ không tạo ra đủ lượng đáng kể của các nguyên tố quá trình-r.
Mặt khác, như hình 5 chứng minh, sản lượng nguyên tố nặng quá trình-r đã dự đoán của một vụ hợp nhất sao neutron thật sự ăn khớp với hàm lượng nguyên tố đã quan sát thấy ở Ret II. Hơn nữa, bức tranh hợp nhất vượt qua được phép thử thời gian trên nguyên tắc có thể đã thất bại. Hóa ra một khi thế hệ sao đầu tiên trong một hệ thống như Ret II bùng nổ và bắn vọt năng lượng vào trong hệ, thiên hà đó cần khoảng 100 triệu năm để nguội đi đủ mức cho một đợt hình thành sao khác. Đó là thời gian vừa đủ cho các thành viên của một cặp sao đôi neutron chuyển động xoắn ốc vào nhau và hợp nhất.
Các sao tăng cường quá trình-r ở Ret II và các sao ấy trong quầng thiên hà có các dấu hiệu hàm lượng nguyên tố về cơ bản y hệt nhau. Thứ duy nhất phân biệt giữa chúng là các sao thiên hà lùn có nơi ra đời đã biết rõ, trong khi từng sao quầng thiên hà thì không. Từ việc xem xét các sao tăng cường quá trình-r đã ra đời như thế nào ở Ret II, có vẻ như các sao quầng r-I và r-II ra đời trong các hệ có bản chất tương tự. Theo nghĩa như thế, có thể xem Ret II là mắc xích còn thiếu kết nối các sao r-I và r-II rải rác trong quầng Ngân Hà.
Trong khi đó, Terese Hansen và các đồng sự mới tìm thấy một thiên hà UFD khác – Tucana III, khối lượng có phần lớn hơn Ret II – biểu hiện các dấu hiệu của sự làm giàu nguyên tố quá trình-r từ một vụ hợp nhất sao neutron.12 Họ sử dụng kĩ thuật quang phổ phân giải cao để quan sát ngôi sao sáng nhất của nó, họ chứng minh đó là một sao r-I. Cộng đồng thiên văn vật lí đang chờ đợi dữ liệu từ các sao bổ sung để xác nhận bất kì kết luận nào về Tucana III, nhưng dẫu sao, hơn một tá sao r-I đã được nhận ra trước đây trong các thiên hà lùn không phải là UFD, bao gồm Draco, Ursa Minor, Sculptor, và Carina. Những quan trắc như thế gợi ý rằng sự làm giàu từ các vụ hợp nhất sao neutron, mặc dù hiếm, nhưng không phải chỉ độc xảy ra với các UFD.
Ghép lại toàn bộ câu chuyện
Những manh mối bàn luận ở trên về nguồn gốc thiên văn vật lí của quá trình-r đem lại rất nhiều hào hứng và thúc đẩy những nỗ lực mới nhằm nhận dạng các sao r-I và r-II trong quầng thiên hà. Mục tiêu là tìm thấy khoảng 500 sao r-I và 100 sao r-II và sử dụng chúng để tinh chỉnh các ước tính về tần suất của các sao như thế trong quầng thiên hà, định lượng các biến thiên tiềm tàng trong kiểu hàm lượng của các nguyên tố nặng quá trình-r, và ràng buộc chặt chẽ hơn về tỉ lệ sao r-II biểu hiện sự tăng cường actinide. Cùng với một đội quốc tế và sử dụng các kĩ thuật đa dạng trên khắp thế giới, hai người trong số chúng tôi hiện đang sàng lọc qua hàng nghìn ứng cử viên để tìm kiếm những viên ngọc quý đó. Nghiên cứu tiên phong của chúng tôi đã nhận ra ít nhất 14 sao r-II mới và nhiều sao r-I mới.
Bản đồ về các vệ tinh của Ngân Hà này (các đốm màu vàng) được lập bởi Helmut Jerjen. Kể từ bản đồ được lập, số lượng vệ tinh đã tăng đến khoảng 60. Segue 1 và Reticulum II (Ret II), cả hai đều được nhắc tới trong bài, được làm dấu riêng. (Ảnh bản đồ vệ tinh của Helmut Jerjen; ảnh nền Ngân Hà của Đài thiên văn Vũ trụ châu Âu)
Khi các thiên hà UFD mới được khám phá, những sao sáng nhất của chúng sẽ được quan sát với kĩ thuật quang phổ phân giải cao để đem lại kiến thức về cấu tạo hóa học của chúng và kéo theo đó là sự hình thành sao và lịch sử làm giàu hóa học của chúng. Việc tiếp tục nhận ra các thiên hà lùn tăng cường quá trình-r sẽ cho phép các nhà thiên văn vật lí và các nhà vật lí hạt nhân giải thích, một cách dễ dàng và chi tiết chưa có tiền lệ, các sản phẩm tổng hợp hạt nhân của quá trình-r trong môi trường khả dĩ đơn giản nhất.
Nghiên cứu tiếp tục cũng sẽ lát đường cho việc tìm hiểu thêm về cấu tạo tôn ti của chính quầng Ngân Hà. Một ưu điểm rõ ràng của các sao quầng thiên hà là chúng sáng hơn nhiều so với các sao ở các thiên hà lùn; người ta tương đối dễ thu được các phép đo hàm lượng quang phổ chất lượng cao để nghiên cứu chi tiết các nguyên tố quá trình-r. Ngoài ra, sự đông đảo của các sao tăng cường quá trình-r trong quầng thiên hà có thể giữ vai trò một chất đánh dấu của những thiên hà lùn đã bồi tụ thời xa xưa cấu tạo nên vùng quầng phía ngoài của thiên hà. Phải thừa nhận rằng nhiều sai số cần phải xử lí, nhưng phương pháp mới đầy triển vọng nghiên cứu sự hình thành thiên hà thông qua các dấu hiệu hóa học sao có vai trò hết sức quan trọng trong hiểu biết của chúng ta về nền vật lí hạt nhân của sự sản sinh nguyên tố. Với một bảng kiểm hoàn chỉnh hơn về các sao tăng cường quá trình-r ở quầng thiên hà lẫn ở các thiên hà lùn, các nhà thiên văn vật lí sẽ có thể xây dựng lại cách thức Ngân Hà được lắp ráp và từ đó thu được nhiều manh mối cần thiết về bản chất của quá trình-r và đặc biệt là địa điểm thiên văn vật lí nơi nó xảy ra.
Các chương trình lí thuyết và quan trắc trên khắp thế giới đang cung cấp những ràng buộc ngày càng chặt chẽ về quá trình-r, và các phòng thí nghiệm máy gia tốc hạt mới đang được xây dựng hứa hẹn đem đến vô vàn dữ liệu mới. Thành tựu đa lĩnh vực ấy liên quan đến vật lí hạt nhân, vật lí hấp dẫn, và thiên văn học. Nếu được tổng hợp đúng đắn thì đóng góp từ những lĩnh vực đó có khả năng đem lại một giải pháp cho một trong những câu đố thách thức nhất được đặt ra bởi vũ trụ và một hiểu biết đầy đủ về cách thức các nguyên tố trong bảng tuần hoàn hóa học đã ra đời.
Tài liệu tham khảo
1. B. P. Abbott (LIGO Scientific Collaboration, Virgo collaboration), Astrophys. J. Lett. 848, L13 (2017). Google ScholarCrossref
2. M. R. Drout , Science (2017), doi: https://doi.org/10.1126/science.aaq0049. Google ScholarCrossref
3. B. J. Shappee , Science (2017), doi: https://doi.org/10.1126/science.aaq0186. Google ScholarCrossref
4. S. E. de Mink, K. Belczynski, Astrophys. J. 814, 58 (2015). Google ScholarCrossref
5. E. M. Burbidge , Rev. Mod. Phys. 29, 547 (1957). https://doi.org/10.1103/RevModPhys.29.547, Google ScholarCrossref
6. A. G. W. Cameron, Astron. J. 62, 9 (1957). https://doi.org/10.1086/107435, Google ScholarCrossref
7. T. C. Beers, N. Christlieb, Annu. Rev. Astron. Astrophys. 43, 531 (2005). https://doi.org/10.1146/annurev.astro.42.053102.134057, Google ScholarCrossref, CAS
8. A. Frebel, J. E. Norris, Annu. Rev. Astron. Astrophys. 53, 631 (2015). https://doi.org/10.1146/annurev-astro-082214-122423, Google ScholarCrossref, CAS
9. C. Sneden , Astrophys. J. Lett. 431, L27 (1994). https://doi.org/10.1086/187464, Google ScholarCrossref, CAS
10. T. T. Hansen , Astron. Astrophys. 583, A49 (2015). Google ScholarCrossref
11. A. P. Ji , Nature 531, 610 (2016). https://doi.org/10.1038/nature17425, Google ScholarCrossref, CAS
12. T. T. Hansen , Astrophys. J. 838, 44 (2017). Google ScholarCrossref
13. A. Frebel, in Proceedings of the 10th Symposium on Nuclei in the Cosmos, SISSA (2008), bài báo 025. Google Scholar
14. V. M. Placco , Astrophys. J. 844, 18 (2017). Google ScholarCrossref
