Chương 8
Các nguyên tố từ đâu mà có?
Các nhà trung cổ học tin rằng Trái Đất được bao quanh bởi ‘quả cầu tinh thể’ chứa nguyên tố thứ năm siêu nhiên của Aristotle, quintessence. Tuy nhiên, khi các nhà thiên văn thế kỉ 19 gắn lăng kính vào kính thiên văn của họ và phân tách ánh sáng đến từ Mặt Trời và các sao khác thành các màu sắc khác nhau, họ nhìn thấy quang phổ rải rác các vạch phổ nguyên tử hẹp có bước sóng khớp với ánh sáng phát ra bởi các nguyên tử trong các thí nghiệm trong phòng lab. Các nguyên tử trong các sao là cùng loại với các nguyên tử được tìm thấy trên Trái Đất và cấu tạo nên cơ thể của chúng ta. Carl Sagan nổi tiếng khi nói rằng chúng ta đều là ‘bụi sao’. Ông nói đúng.
Để tìm hiểu các nguyên tố hóa học có xuất xứ từ đâu, chúng ta phải trở lại với một phần nhỏ của một giây sau sự ra đời của vũ trụ trong ‘Big Bang’. Sự liên minh hùng mạnh của kính thiên văn và quang phổ kế lần đầu tiên đã vén màn các nguyên tố hóa học trong các sao, rồi đến thập niên 1920 khi Edwin Hubble và Milton Humason sử dụng chiếc kính thiên văn lớn nhất thế giới khi ấy, kính thiên văn Hooker 100 inch tại Đỉnh Wilson ở California, đo khoảng cách và vận tốc xuyên tâm của các thiên hà. Y hệt như tiếng còi trên một chiếc xe đang chạy bị giảm độ cao khi nó chạy ra xa bạn, bước sóng của các vạch phổ đến từ các sao ở các thiên hà đang lùi ra xa bị dịch chuyển (hay bị lệch đỏ sang các bước sóng dài hơn tại đầu đỏ của quang phổ). Cỡ lệch đỏ này cho phép tính ra được vận tốc lùi ra xa của các thiên hà. Định luật Hubble cho chúng ta biết rằng các thiên hà đang lùi ra xa chúng ta ở tốc độ tăng dần tỉ lệ với khoảng cách của chúng. Vũ trụ đang dãn nở, và nếu chúng ta hình dung một bộ phim dãn nở chiếu ngược lại, thì chúng ta suy luận ra có một thời điểm sáng thế, một thời điểm khi toàn bộ các thiên hà dồn về tại một điểm, hồi 13,8 tỉ năm trước. Big Bang là vô cùng nhỏ, vô cùng nóng, và vô cùng đặc.
Nguồn gốc của vật chất
Toàn bộ vật chất và năng lượng trong vũ trụ tuôn ra từ Big Bang. Tại những thời điểm rất sớm, chưa tới một micro giây, năng lượng khi ấy lớn hơn rất nhiều so với những năng lượng chúng ta có thể tạo ra trong các máy gia tốc hạt lớn nhất của mình, và chúng ta chỉ có thể ngoại suy các lí thuyết hiện nay lùi đến những thời điểm xa xưa này, một phép ngoại suy vốn không tránh khỏi những bất định. Cấp độ dài ngắn nhất có ý nghĩa trong vật lí là cái gọi là cấp độ dài Planck, 10-35 mét, một khoảng cách mà dưới mức đó các ý tưởng của chúng ta về lực hấp dẫn và không-thời gian không còn giá trị nữa, và các hiệu ứng lượng tử thống trị. Thời gian cần thiết cho ánh sáng đi một độ dài Planck được gọi là thời gian Planck (10-43 giây). Đây là đơn vị nhỏ nhất mà chúng ta có thể phân chia đơn vị thời gian của mình và vì thế chúng ta chẳng thể nói được gì về các điều kiện vật lí của vũ trụ sớm hơn thời điểm này.
Khi vũ trụ dãn nở, nó nguội dần. Sự nguội đi này là một hệ quả tự nhiên của định luật bảo toàn năng lượng. Lúc một micro giây tuổi, vũ trụ nguội đến nhiệt độ 1013 K (hay 1 GeV), tương đương với khối lượng-năng lượng của một proton. Bởi thế, nó còn quá nóng cho các quark và gluon kết hợp với nhau thành các nucleon. Vũ trụ khi ấy gồm một plasma quark-gluon khác lạ, hay một nồi súp quark, một mớ hỗ lốn vô cùng nóng bao gồm quark, gluon, và photon, chúng quá giàu năng lượng nên không dính vào nhau. Người ta cho rằng đây là thời điểm duy nhất trong lịch sử vũ trụ khi các quark tự do có thể tồn tại.
Lúc này, các điều kiện quá cực độ nên vật chất và năng lượng tự do hoán đổi. Các định luật vật lí không phân biệt giữa vật chất và phản vật chất, vì thế nếu những lượng chính xác bằng nhau của nó được tạo ra và hủy nhau với sự đối xứng hoàn toàn, thì hẳn chúng ta sẽ có một vũ trụ chỉ tràn ngập bức xạ, và chẳng có vật chất. Thế nhưng, 13,8 tỉ năm sau, chúng ta quan sát thấy có khoảng 10 tỉ photon ứng với mỗi proton hay neutron trong vũ trụ. Câu đố này được gọi là bài toán cội nguồn baryon và làm phát sinh câu hỏi: toàn bộ phản vật chất đó ở đâu? Tất nhiên, có khả năng có những thiên hà được làm toàn bằng phản vật chất. Một phản thiên hà sẽ phải ‘tránh né’ các thiên hà bình thường; nếu không, các cặp thiên hà-phản thiên hà sẽ hủy nhau thành những vụ nổ tia gamma khủng khiếp. Những vụ nổ khổng lồ như thế chưa từng được quan sát thấy. Chúng ta tin rằng 1080 proton của vật chất cấu thành vũ trụ khả kiến đều là proton chứ không phải phản proton, và chúng được làm từ các quark còn sót lại từ vô số phân hủy quark-phản quark mà người ta suy luận là đã xảy ra vào những thời điểm xa xưa. Nhà vật lí Nga Andrei Sakharov đã đề xuất một lời giải cho bài toán cội nguồn baryon: ứng với mỗi 10 tỉ phản quark hình thành trong vũ trụ sơ khởi, có 10 tỉ lẻ một quark, để lại kết cục nghiêng về vật chất. Mô hình này đòi hỏi một thiên lệch rất nhỏ ở các định luật vật lí thiên vị cho sự hình thành vật chất.
Một thiên lệch như thế từ đâu mà có? Sự bất đối xứng chút ít ở các định luật có thể liên quan với sự vi phạm một kiểu đối xứng gọi là chẵn lẻ, hay đối xứng P, sự bất lực của tự nhiên không phân biệt được giữa thế giới và ảnh qua gương của nó. Điều này được bao gộp trong Mô hình Chuẩn, và liên quan với tương tác hạt nhân yếu. Vào năm 1956, nhà vật lí người Mĩ gốc Trung Chien-Shiung Wu (Ngô Kiện Hùng), theo đề xuất của T. D. Lee và C. N. Yang, đã bố trí một thí nghiệm đo spin từ của hạt nhân cobalt-60 phóng xạ beta. Bằng cách canh thẳng spin hạt nhân với từ trường, bà tìm thấy hạt nhân cobalt-60 giải phóng electron từ cực nam của nó nhiều hơn phía cực bắc. Đây là một bất ngờ lớn vì nó cho thấy rằng có một sự khác biệt tuyệt đối giữa hai cực của một hạt nhân. Sự bất đối xứng ấy được gọi là ‘không bảo toàn tính chẵn lẻ’.
Một đối xứng nữa của các định luật vật lí là đối xứng liên hợp điện tích, hay đối xứng C. Nó là một phép biến đổi sao cho, nếu hoán đổi các hạt bằng phản hạt của chúng, thì dấu của mọi điện tích đều thay đổi. Điều này đúng cho tất cả các lực ngoại trừ tương tác yếu, với nó đối xứng C bị vi phạm. Các thí nghiệm chứng minh rằng một loại meson gọi là kaon, lần đầu tiên được nhìn thấy trong tia vũ trụ, phân hủy thành các cặp pion, với nó đối xứng kết hợp CP cũng có thể bị phá vỡ trong tương tác yếu. Có một khuynh hướng nhỏ cho các phân hủy kaon tạo ra nhiều positron hơn electron, và các thí nghiệm này chứng minh rằng tự nhiên vốn dĩ có khuynh hướng ‘thuận một tay’.
Vô số phân hủy quark-phản quark trong vũ trụ sơ khởi đã sản sinh bức xạ điện từ nguội dần khi vũ trụ dãn nở. Bước sóng của bức xạ le lói này bị kéo dãn bởi sự dãn của bản thân không gian, và ngày nay nó được quan sát dưới dạng bức xạ phông nền vi sóng vũ trụ (CMB) 2,7 K tràn ngập khắp vũ trụ (Hình 30).
Hình 30. Bản đồ toàn bầu trời của bức xạ phông nền vi sóng vũ trụ, ánh le lói của Big Bang, cho thấy vũ trụ thời sơ sinh. Diện mạo lốm đốm là do các thăng giáng nhiệt độ, và các thăng giáng này cung cấp thông tin về sự phân bố vĩ mô của vật chất tại những thời điểm sơ khởi.
Khi vũ trụ dãn nở, nhiệt độ giảm xuống dưới 1013 K (1 GeV), và vũ trụ trở nên tương thích năng lượng cho các quark ngưng tụ thành proton và neutron. Vào lúc vũ trụ ba phút tuổi, nhiệt độ hạ xuống còn 109 K (100 keV), và những phản ứng hạt nhân đầu tiên có thể xảy ra để tổng hợp các nguyên tố nhẹ nhất của vật chất. Hạt nhân deuterium, helium-3, và lithium-7 được tạo ra trong một phức hợp phản ứng gọi là sự tổng hợp hạt nhân Big Bang. Trong kỉ nguyên này, vũ trụ đủ nóng cho các phản ứng hạt nhân tổng hợp một tỉ lệ đáng kể proton thành helium nhưng không có đủ thời gian để tổng hợp nhiều hạt nhân nặng hơn. Vật liệu thô nguyên thủy để tiếp tục xử lí ở các sao, do đó, bị ‘khóa lại’ vào lúc này, đem lại thành phần gồm 75 phần trăm hydrogen, 25 phần trăm helium, và vi lượng các nguyên tố nhẹ khác.
Tuy nhiên, vũ trụ vẫn quá nóng để các nguyên tử trung hòa tồn tại, và vũ trụ tiếp tục dãn nở dưới dạng plasma, trong đó các photon tán xạ liên tục khỏi các electron tự do. Trước một nhà quan sát tưởng tượng đắm mình trong nó, vũ trụ sẽ trông như một màn sương dày đặc. Lúc 380.000 năm tuổi, nhiệt độ giảm xuống còn chừng 3.000 K, khi đó các electron có thể kết hợp với hạt nhân tạo nên những nguyên tử bền đầu tiên, lúc ấy màn sương tan (‘tái kết hợp’). Từ đấy trở đi, các photon không còn kết hợp mạnh với vật chất nữa và có thể truyền đi tự do trong không gian. Các photon ló ra khỏi rìa màn sương, ‘mặt tán xạ sau cùng’, là những photon xưa nhất mà ngày nay chúng ta có thể phát hiện trong các kính thiên văn của mình dưới dạng bức xạ phông nền vi sóng vũ trụ. Các photon cổ xưa này mang theo chúng thông tin về các điều kiện vật lí trong vũ trụ ở giai đoạn tiến hóa này của nó, và cho thấy rằng các kết tập vĩ mô đầu tiên của vật chất đã bắt đầu hình thành. Các thăng giáng nhiệt độ CMB thể hiện trên Hình 30 là rất nhỏ, tiêu biểu là 1 phần trong 100.000 của nhiệt độ trung bình 2,7 mà chúng ta quan sát thấy. Trong sự dãn nở sau đó, các thăng giáng mật độ tiếp tục lớn lên và tập trung vật chất nguyên thủy thành các sao, các thiên hà, các đám, và siêu đám thiên hà.
Các lò luyện vật chất
Vào khoảng 500 triệu năm tuổi, các thăng giáng mật độ trong chất khí đã lớn lên thành những đám mây riêng biệt và bắt đầu tách khỏi sự dãn nở chung của vũ trụ, và các đám mây này bắt đầu co lại trên chúng dưới lực hấp dẫn riêng của chúng. Các đám mây ấy vỡ thành những cụm nhỏ hơn trong một thời kì không sao gọi là Kỉ nguyên Tăm tối. Chất khí bồi tụ trên lõi của cái sẽ trở thành những ngôi sao đầu tiên, và bị nén và nóng lên, y hệt như không khí trong một cái bơm xe đạp bị nóng lên khi nó bị nén. Thoạt đầu, các nguyên tử nóng bức xạ nhiệt của chúng vào không gian, nhưng khi mật độ tăng lên, năng lượng bị bẫy lại bên trong, tạo ra một áp suất nhiệt đối kháng với lực hút hấp dẫn hướng vào trong.
Ở giai đoạn này, một ngôi sao mới sinh có một khối lượng và kích cỡ ổn định, và được gọi là mầm sao. Khi lõi của mầm sao đạt tới nhiệt độ tại đó phản ứng nhiệt hạch giữa các proton có thể xảy ra (khoảng 15 triệu độ), hydrogen bắt đầu cháy giải phóng năng lượng, năng lượng này được truyền lên bề mặt bởi các photon và bức xạ vào không gian. Nhiệt độ của một ngôi sao tăng mạnh theo khối lượng của nó. Những ngôi sao đầu tiên có khối lượng lớn và nóng, và tỏa ra ánh sáng tử ngoại cường độ mạnh, làm ion hóa chất khí xung quanh. Thời kì này được gọi là kỉ nguyên tái ion hóa. Sự tái ion hóa của chất khí giữa các sao vây xung quanh các sao mới ra đời vẫn tiếp tục cho đến ngày nay trong các vùng hình thành sao mạnh như tinh vân Orion trong Ngân Hà.
Với sự xuất hiện của những ngôi sao đầu tiên, bắt đầu diễn ra giai đoạn thứ hai của sự sản sinh các nguyên tố hóa học, sự tổng hợp hạt nhân sao. Để hiểu sự tổng hợp hạt nhân sao vận hành như thế nào, trước tiên chúng ta cần tìm hiểu một khái niệm cơ bản liên quan đến sự bền vững của các hạt nhân. Xét độ bền vững của các hạt nhân kích cỡ khác nhau. Trong một hạt nhân nhỏ với chỉ vài ba nucleon, một tỉ lệ lớn các hạt nằm trên bề mặt, tại đó chúng chịu lực mạnh tầm ngắn ‘kiểu Velcro’ liên kết chúng với các nucleon láng giềng mà chúng tiếp xúc gần. Tuy nhiên, vì các nucleon trên bề mặt chịu lực mạnh chỉ hướng về phía tâm hạt nhân, nên chúng có thể ‘bốc hơi’ tương đối dễ dàng khỏi hạt nhân. Đây là lí do tại sao các hạt nhân rất nhỏ không phải là những hạt nhân bền nhất. Ở thái cực kia, một hạt nhân lớn với nhiều proton tạo ra một lực đẩy tĩnh điện mạnh, cố phá vỡ hạt nhân. Những hạt nhân nặng nhất có xu hướng phóng xạ tự phát. Một hạt nhân lớn như uranium, nằm trên bờ mép của sự kém bền vững, có thể tống ra một hạt alpha (nguồn gốc của phóng xạ alpha), loại bỏ hai đơn vị điện tích dương, và vì thế trở nên bền vững hơn.
Độ bền vững của hạt nhân có thể được hình dung một cách hữu ích trên sơ đồ năng lượng liên kết trên nucleon (Hình 31). Đường cong năng lượng liên kết có dạng chữ ‘U’, với một thung lũng tại đó tìm thấy các hạt nhân bền vững khối lượng trung gian (ví dụ sắt với 56 proton và 30 neutron). Càng lên cao trong sơ đồ thì năng lượng cần thiết để loại một nucleon ra khỏi một nguyên tố càng hạ. Các hạt nhân ở cao trên sơ đồ, do đó, kém bền hơn các hạt ở phía dưới. Các nguyên tố nhẹ: deuterium, tritium (đồng vị hydrogen với một proton và hai neutron), helium-3, helium-4,… nằm ở một mức cao bên trái, và các hạt nhân nặng không bền như uranium nằm phía trên thung lũng về bên phải. Các phản ứng hạt nhân sản sinh năng lượng có thể diễn ra theo hai hướng, luôn di chuyển về phía các nguyên tố bền hơn ở gần đáy thung lũng. Phản ứng nhiệt hạch kết hợp các hạt nhân nhẹ thành hạt nhân nặng hơn, và phản ứng phân hạch liên quan đến sự phân tách các hạt nhân nặng thành những mảnh nhỏ hơn.
Hình 31. Đường cong năng lượng liên kết trên mỗi nucleon cho các hạt nhân khác nhau. Các phản ứng hạt nhân tỏa năng lượng tiến theo chiều của hạt nhân bền vững nhất, sắt, tại đáy đường cong.
Phản ứng hạt nhân trong các sao là phản ứng nhiệt hạch, trong đó các nguyên tố nhẹ tổng hợp thành các nguyên tố nặng hơn và giải phóng năng lượng. Có hai bộ phận chính đối với mỗi ngôi sao, phần lõi nóng, tại đó phản ứng nhiệt hạch xảy ra, và phần vỏ mật độ thấp bao xung quanh, tạo thành một lớp chăn và là bộ phận sao mà bạn có thể nhìn thấy. Khi hai hạt nhân tổng hợp bên trong lõi sao, chúng phải tiến tới đủ gần nhau để bị kẹp chặt bởi lực hạt nhân mạnh. Nhưng, vì mang điện dương, nên trước tiên chúng phải chiến thắng lực đẩy tĩnh điện tương hỗ giữa chúng, và điều này có nghĩa là chúng phải có năng lượng cao và nhiệt độ cao. Phản ứng dễ nhất là giữa hai proton. Hai proton kết hợp tạo thành deuterium, một bước khởi đầu trong cái gọi là chuỗi p-p của phản ứng nhiệt hạch dẫn tới sự sản sinh helium. Chuỗi p-p tỏa năng lượng cấp nguồn cho các sao có khối lượng tương đối thấp như Mặt Trời.
Các nguyên tố nặng hơn được tạo ra theo kiểu ‘xây gạch’, trong đó các đơn vị hạt nhân helium bền vững (hạt alpha) hợp nhất với nhau tạo thành những hạt nhân to hơn. Khi lí thuyết về quá trình này lần đầu tiên được triển khai, dường như có một trở ngại. Có vẻ như việc hình thành nguyên tố không bao giờ có thể vượt qua nổi bước đầu tiên, sự hợp nhất hai hạt alpha. Hai hạt alpha tạo ra một hạt nhân không bền, beryllium-8, nó phân hủy nhanh trước khi một hạt alpha thứ ba có thể kết hợp vào. Không có hạt nhân nào bền với khối lượng bằng 8 trong tự nhiên. Vào năm 1953, nhà thiên văn người Anh Robert Hoyle dự đoán rằng hạt nhân của nguyên tố tiếp theo trong chuỗi, carbon 12, phải có cái gọi là một cộng hưởng trạng thái kích thích. Khái niệm cộng hưởng quen thuộc với bất kì ai từng chứng kiến một cốc rượu vỡ do bởi một ca sĩ opera. Ở tần số cộng hưởng của nó, cái cốc hấp thụ năng lượng bằng các dao động hưởng ứng lớn dần về biên độ cho đến khi vật liệu nứt vỡ. Trong các sao, sự cộng hưởng của hạt nhân carbon-12 là kết quả của sự gia tăng xác suất để carbon-12 hình thành trước khi beryllium-8 có thể phân hủy. Hoyle thúc các nhà thực nghiệm tìm kiếm sự cộng hưởng đó, và họ đã tìm thấy ở đúng năng lượng mà ông dự đoán. Carbon được tạo ra trong các sao ở nhiệt độ 100 triệu độ bởi ba hạt alpha hợp nhất thành trạng thái kích thích carbon-12, cái gọi là quá trình ‘bộ ba alpha’.
Để cho những hạt nhân lớn hơn hợp nhất, cần nhiệt độ cao hơn để chiến thắng lực đẩy tĩnh điện lớn hơn của chúng. Ví dụ, trong sự cháy carbon ở các sao, hai hạt nhân carbon, mỗi hạt gồm sáu proton, phải hợp nhất, còn trong sự cháy oxygen thì các hạt nhân có tám proton. Nhiệt độ lõi của một ngôi sao vào khoảng 20 lần khối lượng mặt trời có thể đạt tới vài tỉ độ, đủ cao cho các nguyên tố lên tới nickel được tổng hợp. Phần lõi nóng của một sao như thế được bao quanh bởi một lớp vỏ hydrogen và helium. Xét từ bề mặt tương đối nguội bên ngoài vào dần lõi nóng bên trong, có các lớp kiểu củ hành có nhiệt độ tăng dần trong đó xảy ra các phản ứng hạt nhân khác nhau. Các phản ứng tiếp tục từ sự cháy helium trong lớp vỏ ngoài nguội hơn tạo ra carbon và oxygen; các nguyên tố này cháy trong lớp vỏ nóng tiếp theo sản sinh neon và magnesium, rồi đến lưu huỳnh, và, trong lõi nhiệt độ cao, sự cháy silicon tạo ra nickel. Sản phẩm nhiệt hạch của mỗi phản ứng hạt nhân cấp nhiên liệu cho các lớp bên trong và ngôi sao tiến hóa khi nó tiêu thụ nhiên liệu của nó.
Tóm lại: các sao tỏa sáng bằng cách giải phóng năng lượng nhiệt hạch của các nguyên tố nhẹ, nằm cao phía trên thung lũng của đường cong năng lượng liên kết, tạo ra các nguyên tố trung bình nằm thấp hơn về dưới thung lũng. Lúc ngôi sao tiêu thụ hết toàn bộ nhiên liệu nhiệt hạch dễ dàng sẵn có của nó, nó có thể sản sinh rất ít năng lượng từ việc đốt silicon tạo thành nickel, vì các hai nguyên tố đều nằm dưới đáy thung lũng. Do đó, giai đoạn đốt silicon sau cùng diễn ra nhanh chóng, chỉ kéo dài vài ba ngày, và nickel phân hủy tạo thành lõi sắt của sao. Nhóm nguyên tố sắt có các hạt nhân liên kết chặt nhất trong bảng tuần hoàn, và để tạo ra các nguyên tố vượt quá sắt đòi hỏi phải cấp năng lượng, điều này không thể xảy ra bởi các quá trình nhiệt hạch. Trong quá trình tổng hợp nguyên tố bên trong các sao, sắt nằm ở đầu cuối của quá trình. Câu hỏi đặt ra là: các nguyên tố nặng hơn sắt được tạo ra bằng cách nào?
Cái chết của các sao
Khi một ngôi sao cạn kiệt nhiên liệu, áp suất nhiệt từng giữ cho nó căng lên giờ không còn nữa, và lực hút hấp dẫn hướng vào không thể tránh khỏi làm cho nó co lại. Về cơ bản các sao có ba số phận: một sao khối lượng thấp như Mặt Trời sẽ co lại thành sao lùn trắng, một sao khối lượng trung bình có thể hình thành nên sao neutron, hoặc nếu khối lượng đủ cao thì vật chất bị nén lại thành dạng chắc gọn nhất có thể trong một lỗ đen.
Ở sao lùn trắng, sự co sụp hấp dẫn bị chặn đứng bởi một nguồn áp suất mới: áp suất suy thoái electron. Áp suất cơ lượng tử này là do năng lượng cao của các electron, khi chúng bị nén vào một thể tích nhỏ, tuân theo nguyên lí bất định. Mật độ vật chất trong sao lùn trắng bằng khoảng một triệu lần mật độ của nước. Tuy nhiên, có một giới hạn mà áp suất suy thoái electron có thể cung cấp. Nếu khối lượng của ngôi sao đang co lại lớn hơn một khối lượng tới hạn gọi là khối lượng Chandrasekhar (khoảng 1,4 khối lượng mặt trời), thì áp suất suy thoái electron sẽ không đủ để ngăn cản sự co lại tiếp tục.
Khi một sao lõi sắt 20 khối lượng mặt trời cạn kiệt nhiên liệu, giới hạn Chandrasekhar bị vượt qua, và áp suất suy thoái electron không thể chống đỡ cho ngôi sao. Áp suất trung tâm giảm nhanh, và ngôi sao không còn chống nổi lực hút hấp dẫn không thể tránh khỏi. Lõi sắt bắt đầu co lại, giải phóng lượng thế năng hấp dẫn lớn khủng khiếp, và nổ vào trong, đạt tới một phần ba tốc độ ánh sáng trong vòng một giây. Nhiệt độ tăng lên khủng khiếp và các hạt nhân sắt suy thoái thành các nucleon thành phần của chúng. Electron và proton hợp nhất thông qua tương tác yếu để tạo ra dạng giàu neutron của vật chất. Nếu có hơn một tỉ lệ nhỏ nucleon của nó vẫn là proton, thì lực đẩy điện sẽ áp đảo.
Bất ngờ một thứ đặc biệt xảy ra. Một nguồn áp suất mới khác, áp suất suy thoái lượng tử của neutron, được thiết lập và chặn đứng sự co lại chết chóc đó. Chẳng biết điều gì vừa xảy ra ở trong lõi, phần còn lại của ngôi sao tiếp tục rơi vào trong. Khi các lớp ngoài của ngôi sao đập trúng lõi lúc này đã bền vững, chúng dội mạnh trở ra, giải phóng những sóng xung kích mạnh. Ngôi sao phát nổ dưới dạng một trong những sự kiện dữ dội nhất mà chúng ta biết trong vũ trụ, một siêu tân tinh, làm vương vãi các lớp ngoài của ngôi sao vào không gian, mang theo kiện hàng giàu nguyên tố của chúng.
Siêu tân tinh là một vụ nổ hạt nhân với sức công phá lớn gấp 1027 lần một quả bom H nhân tạo. Siêu tân tinh tỏa sáng với độ trưng gấp hàng tỉ lần của Mặt Trời, và trong vài ba tháng nó có thể sáng hơn cả thiên hà chủ của nó. Sóng xung kích nổ ra ngoài chứa nhiều khối lượng mặt trời vật liệu, gồm các nguyên tố trung bình và các hạt bụi, chìm trong một thông lượng neutron tốc độ cao. Các hạt nhân bị tống ra nhanh chóng hấp thụ neutron, rồi neutron biến đổi thành proton qua phân rã beta, biến đổi hạt nhân thành các nguyên tố từ chì cho đến uranium.
Lõi sao giàu neutron theo số phận sẽ trở thành sao neutron, một hình thức kì lạ nhất của vật chất mà chúng ta biết. Thật ra nó là một hạt nhân nguyên tử khổng lồ được liên kết bằng lực hấp dẫn, một vật thể có kích cỡ bằng một thành phố cỡ trung, cân nặng chừng gấp đôi Mặt Trời. Một thìa cà phê vật chất sao neutron cân nặng một tỉ tấn, ngang ngữa với Núi Everest.
Có một sự cộng sinh giữa các sao và đám mây khí của môi trường loãng giữa các sao mà chúng hình thành. Trong cơn giãy chết của chúng, các sao phóng thích các nguyên tố nặng sang môi trường để làm giàu chất khí nguyên thủy đó, và hỗn hợp được tái chế lại để sinh ra các sao mới. Mặt Trời và hệ mặt trời là 4,5 tỉ năm tuổi, và được làm từ vật chất có xuất xứ từ ít nhất một thế hệ sao trước đó, chúng đã cháy hết hàng tỉ năm trước khi Mặt Trời và hệ mặt trời ra đời. Các nguyên tố của thế giới quen thuộc của chúng ta, carbon tạo nên sự sống, oxygen mà chúng ta thở, và sắt trong ô tô của chúng ta, đều đến từ các sao.
Có chừng một vụ nổ siêu tân tinh trong thiên hà của chúng ta trong mỗi thế kỉ. Vào ngày 4 tháng Bảy năm 1054, các nhà thiên văn Trung Hoa đã ghi lại vị trí của một ‘ngôi sao khách’ trên bầu trời. Các nhà thiên văn hiện đại nhìn theo đúng hướng đó, và tìm thấy tinh vân Con Cua (Hình 32). Các sợi khí trong tinh vân đang hối hả tỏa ra không gian, và nếu truy ngược chuyển động của chúng, thì chúng phải xuất phát từ một điểm duy nhất, vụ nổ siêu tân tinh năm 1054. Đây là hình ảnh một siêu tân tinh sau 1.000 năm.
Hình 32. Tinh vân Con Cua là tàn dư của một ngôi sao đã phát nổ vào năm 1054.
Giấc mơ của nhà giả kim thành hiện thực
Tàn dư sao neutron co lại của siêu tân tinh quay rất nhanh, kéo theo xung quanh nó một từ trường mạnh khủng khiếp. Những vật thể như thế có thể là pulsar, vật thể phát ra các chùm bức xạ điện từ quét lòng vòng, giống như các chùm sáng hải đăng. Pulsar tạo ra một chuỗi xung cách đều nhau, tựa như đồng hồ, khi các chùm tia của chúng quét qua hướng của chúng ta. Tinh vân Con Cua chứa một pulsar phát xung ba mươi lần một giây.
Pulsar đôi đầu tiên được tìm thấy vào năm 1974, và gồm hai sao neutron quay sát nhau xung quanh khối tâm chung của chúng. Hệ thống này đặc biệt gây hứng thú vì nó cho phép thuyết tương đối rộng được kiểm tra trong trường hấp dẫn mạnh và không-thời gian cong ở gần những vật thể đã co lại rất nhiều. Hai khối lượng quay tròn làm biến dạng không gian xung quanh chúng, làm xoáy không gian, tạo ra các gợn sóng trong không-thời gian, các sóng hấp dẫn mang năng lượng ra xa ở tốc độ ánh sáng. Hai ngôi sao đang mất năng lượng đều đều, xoáy càng lúc càng nhanh hơn xung quanh khối tâm chung của chúng khi chúng càng tiến lại gần nhau hơn. Chu kì quỹ đạo của hệ sao đôi này đã giảm khoảng một phút kể từ khi khám phá ra nó, vì năng lượng quay của chúng biến đổi thành bức xạ. (Trái Đất quay xung quanh Mặt Trời cũng mất năng lượng do bức xạ hấp dẫn, nhưng may thay cho chúng ta, tỉ lệ mất đó rất nhỏ không đo được.) Sau pha ‘xoắn ốc vào trong’ diễn ra thật nhanh lúc cuối cùng, các sao đôi neutron sẽ hợp nhất trong một vụ sát nhập tàn khốc sẽ làm rung lắc dữ dội kết cấu không-thời gian và giải phóng một xung năng lượng sóng hấp dẫn mạnh.
Sóng hấp dẫn được dò thấy lần đầu tiên vào năm 2015, từ các cặp lỗ đen đang hợp nhất. Các nhà thiên văn còn háo hức dò tìm sóng hấp dẫn được phát ra khi hai sao neutron va chạm và sát nhập. Vào ngày 17 tháng Tám năm 2017 sự kiên nhẫn của họ cuối cùng đã được đền đáp khi ba đài quan trắc sóng hấp dẫn, hai ở Mĩ (LIGO) và một ở gần Pisa ở Italy (VIRGO), đã dò thấy một vụ nổ bức xạ hấp dẫn đến từ sự sát nhập của hai sao neutron (một sự kiện gọi là GW170817). Việc canh chỉnh thời gian của tín hiệu vũ trụ tại ba địa điểm đã cho phép các nhà vật lí lấy tam giác đạc vị trí của nó đủ chính xác để làm tương quan sự kiện với một chớp tia gamma cường độ mạnh được kính thiên văn vũ trụ Fermi của NASA ghi được sau đó 1,7 giây. Việc quan trắc GW170817 đã phát cảnh báo 100 đội thiên văn tìm kiếm tín hiệu quang học tương ứng. Họ tìm thấy tín hiệu này trong một thiên hà ở xa 130 triệu năm ánh sáng. Trong mấy tuần đằng đẵng, các đài quan trắc đã dò được bức xạ điện từ ấy ở bước sóng tia X, tia tử ngoại, quang học, hồng ngoại, và vô tuyến.
Các sao neutron đang hợp nhất không chỉ sản sinh sóng hấp dẫn; mà chúng còn giải phóng những khối vật chất nóng đặc ở tốc độ lên tới một nửa tốc độ ánh sáng. Đám mây mảnh vụn đang dãn nở tạo ra một quả cầu lửa trong đó các proton và neutron kết hợp nhanh tạo thành các hạt nhân nặng. Các hạt nhân này bắt giữ thêm neutron, khiến chúng không bền và có tính phóng xạ cao. Các neutron trong hạt nhân bị biến đổi thành proton qua các quá trình phân rã beta diễn ra chậm hơn, và giải phóng năng lượng làm thắp sáng quả cầu lửa. Lan rộng vào không gian, quả cầu lửa ấy chứa một mớ hỗn tạp gồm một số nguyên tố nặng nhất trong bảng tuần hoàn. Kết cục của va chạm ấy được gọi là kilonova, một sự kiện nhất thời rực rỡ, kém sáng hơn siêu tân tinh, nhưng sáng gấp 10 triệu lần Mặt Trời.
Các quan trắc quang phổ do các nguyên tố này phát ra, sử dụng Kính thiên văn Rất Lớn ở Chile, cho thấy dấu hiệu của các nguyên tố đất hiếm nặng (họ lanthanide). Điều này cấp bằng chứng rằng các nguyên tố nặng trong bảng tuần hoàn (các nguyên tố từ niobium đến uranium) đã được tạo ra trong các sự kiện hợp nhất. Ước tính GW170817 đã phóng thích vào không gian vài lần khối lượng Trái Đất ở dạng vàng và bạch kim, còn hơn cả những giấc mơ điên cuồng nhất của các nhà giả kim!
Kilonova 2017 là sự kiện đầu tiên được dò thấy của hai sao neutron đang va chạm, và là sự kiện thiên văn đầu tiên trong đó sóng hấp dẫn và sóng điện từ được quan trắc phối hợp cùng nhau. Nó báo hiệu sự ra đời một lĩnh vực thiên văn học mới: thiên văn học đa kênh. Sự tới nơi gần như đồng thời của các xung hấp dẫn và điện từ đến từ một sự kiện xảy ra hồi 130 triệu năm trước tự nó đã nổi bật và có nghĩa là tốc độ lan truyền của sóng hấp dẫn và sóng điện từ khác biệt không quá 1 phần 1015, phù hợp với các dự đoán của thuyết tương đối rộng của Einstein.
Tóm lại, có ba quá trình then chốt nhờ đó các nguyên tố hóa học đã hình thành trong tự nhiên. Các nguyên tố nhẹ nhất được tổng hợp trong Big Bang, các nguyên tố trung bình được tôi luyện (và vẫn đang xảy ra) bên trong các sao, và các nguyên tố nặng nhất được sản sinh (và vẫn đang xảy ra) trong các vụ nổ sao khủng khiếp và các sự kiện tàn khốc. Các nguyên tố cấu tạo nên bạn và tôi được sản sinh trong cuộc đời và cái chết của các sao đã tồn tại hàng tỉ năm trước khi hệ mặt trời ra đời. Các nguyên tử hydrogen trong cơ thể chúng ta đã có từ thời Big Bang.
Trong Chương 9 chúng ta sẽ tìm hiểu hai hình thức bí ẩn và át trội của vật chất trong vũ trụ: vật chất tối và năng lượng tối.
TÌM HIỂU NHANH VỀ VẬT CHẤT
Geoff Cottrell (Oxford University Press 2019)
Bản dịch của Thuvienvatly.com
MỤC LỤC
4 Năng lượng, khối lượng, và ánh sáng
5 Thế giới lượng tử của nguyên tử
9 Vật chất tối và năng lượng tối
