Khoảng 13,7 tỷ năm về trước, vụ nổ Big Bang được cho là đã khai sinh ra vũ trụ mà chúng ta đang sống. Tuy nhiên sau một tỷ năm, vụ nổ Big Bang chỉ tạo được bốn nguyên tố đầu tiên trong bảng tuần hoàn là Hydro, Heli, Liti và Berili chứ không còn tạo thêm được nguyên tố nào nữa. Để hình thành các nguyên tố có hạt nhân lớn hơn cần có hai điều kiện nghe khá đơn giản: thật nhiều proton và một nhiệt độ thật cao. Nhưng loại nhiệt độ này đã không tồn tại kể từ sau vụ nổ lớn. Vũ trụ đã nguội dần.
Vậy một vũ trụ với hơn chín mươi nguyên tố còn lại từ đâu mà ra?
Trong hàng tỷ năm tiếp theo, mức nhiệt độ mang tính quyết định đối với vũ trụ này sẽ lại xuất hiện sau những lần “chết đi sống lại” của các ngôi sao lớn. Hay nói cách khác, cuộc sống mà chúng ta có được ngày hôm nay đã được tạo ra trong thế giới kịch tính và đầy mâu thuẫn của những ngôi sao. Đó là lý do chúng ta cần tìm hiểu về cuộc đời của các vì sao, để hiểu được cách những nguyên tố mới được tạo ra trong cái chết của chúng như thế nào.
Hãy tưởng tượng vũ trụ ban đầu như một màn sương mỏng của các nguyên tử hydro và heli trôi nổi trong một bể nước ấm của vật chất tối, xen lẫn vào đó là các photon ánh sáng, tất cả ở nhiệt độ tương tự nhau. Sau đó, lực hấp dẫn bắt đầu định hình những vật liệu vốn chẳng có nhiều hứa hẹn này thành một thứ thú vị hơn. Trong khi vụ nổ lớn đang đẩy không gian và vật chất ra xa nhau, lực hấp dẫn lại đang hối hả cố gắng kéo năng lượng và vật chất xung quanh lại với nhau.
Khi lực hấp dẫn kéo các nguyên tử lại với nhau, chúng va chạm thường xuyên hơn và chuyển động mãnh liệt hơn. Vì thế, trong khi phần lớn vũ trụ đã nguội dần thì các mảnh vật chất nhỏ bắt đầu nóng lên một lần nữa. Khi lực hấp dẫn làm tăng thêm áp suất, các vùng vật chất đậm đặc càng trở nên đậm đặc hơn. Lõi của chúng nóng hơn và lực hấp dẫn bắt đầu tái tạo trạng thái năng lượng cao như thời vũ trụ sơ khai. Các proton hợp nhất, một phần khối lượng của chúng đã biến thành năng lượng thuần túy. Năng lượng khổng lồ được giải phóng bởi phản ứng tổng hợp sẽ đốt nóng lõi của đám vật chất, làm cho lõi giãn nở và cân bằng được tác dụng của lực hấp dẫn. Khi đó, toàn bộ cấu trúc này có thể ổn định trong hàng triệu hoặc hàng tỉ năm. Như vậy, một ngôi sao đã được sinh ra.
Vòng đời của một ngôi sao có thể lên đến hàng triệu hoặc hàng tỷ năm, vì vậy chúng ta không thể quan sát được quá trình già đi của chúng. Đó là lý do tại sao câu chuyện về cuộc đời và sự kết thúc của chúng không thể quan sát bằng mắt thường mà dựa trên các nghiên cứu từ khắp nơi trên thế giới. Điều này cho phép các nhà thiên văn học hiện đại chia sẻ thông tin về hàng triệu ngôi sao ở các giai đoạn khác nhau trong vòng đời của chúng. Như nhà thiên văn học người Anh Arthur Eddington đã nói, Thiên văn học như đang đi bộ trong rừng với những cây non, cây trưởng thành và cây cổ thụ đã gần chết. Bằng cách nghiên cứu các cây ở những điểm khác nhau trong vòng đời của chúng, cuối cùng bạn có thể tìm ra cách chúng lớn lên, trưởng thành và chết đi. Nếu xét theo vòng đời của các ngôi sao cùng loại thì Mặt Trời đang ở tuổi trung niên. Các ngôi sao khổng lồ đỏ (ngôi sao khổng lồ tỏa sáng với khối lượng thấp hay trung bình đang ở giai đoạn cuối hành trình tiến hoá của nó) – ví dụ như Betelgeuse, ngôi sao nằm ở một góc của chòm sao Orion [chòm Lạp Hộ] là những ngôi sao già đã sử dụng gần hết các proton trong lõi của chúng.
Mỗi ngôi sao đều có một lõi nóng. Bên trong các lõi đó, các proton hợp nhất với nhau, tạo ra năng lượng để chống lại sự nén gây ra bởi lực hấp dẫn. Các lớp phía ngoài của ngôi sao có xu hướng bị nén vào gần lõi, cung cấp nhiên liệu proton cho lõi và làm cho ngôi sao hoạt động lâu dài. Vòng đời của một ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng ban đầu của nó – lượng vật chất mà nó có khi mới hình thành. Những ngôi sao khổng lồ sinh ra áp lực hấp dẫn lớn hơn, vì vậy chúng nóng hơn nhiều so với những ngôi sao có khối lượng nhỏ. Điều này giải thích tại sao các ngôi sao lớn đốt cháy nhiên liệu nhanh hơn và tắt đi chỉ trong vòng vài triệu năm. Những ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn đốt cháy nhiên liệu chậm hơn, và do đó chúng sẽ tồn tại lâu hơn nhiều so với tuổi hiện tại của vũ trụ.
Khi các ngôi sao trở nên già nua và đã đốt hết các proton tự do, lõi của chúng chỉ còn các hạt nhân heli và các lò phản ứng ở lõi của các ngôi sao ngừng hoạt động. Khi điều đó xảy ra, lực hấp dẫn thắng thế, buộc ngôi sao co lại dưới tác dụng của trọng lực. Nhưng đó chưa phải là kết thúc của câu chuyện. Sau khi một ngôi sao co lại, lõi của nó được nén mạnh hơn và bị nung nóng trở lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn. Trong khi đó, các lớp vỏ ngoài của ngôi sao mở rộng ra và nguội đi để tạo ra sự cân bằng. Do đó, chúng ta quan sát thấy các lớp ngoài lạnh hơn này có màu đỏ, đó là lý do tại sao chúng ta gọi những ngôi sao ở giai đoạn này là sao khổng lồ đỏ. Khi Mặt Trời của chúng ta tiến đến giai đoạn này, nó sẽ có kích thước lớn gấp khoảng hai trăm lần kích thước hiện tại của nó. Mặt Trời sẽ bao phủ các hành tinh vòng trong – bao gồm Trái Đất – và làm tất cả biến mất.
Nếu các sao khổng lồ đỏ có khối lượng đủ lớn, trọng lực của chúng sẽ nén chặt đến mức lõi của nó nóng hơn bao giờ hết, có nhiệt độ đủ cao để phản ứng tổng hợp các hạt nhân heli thành các hạt nhân nặng hơn – như cacbon hay oxy. Khi đó ngôi sao đã hồi sinh, nhưng đốt cháy hạt nhân heli là một quá trình phức tạp hơn so với việc đốt cháy các proton đồng thời tạo ra ít năng lượng hơn, vì vậy các ngôi sao ở giai đoạn này có tuổi thọ ngắn hơn nhiều. Những ngôi sao rất lớn sẽ trải qua nhiều giai đoạn giãn nở và co lại ngày càng điên cuồng. Cacbon và oxy sẽ hợp nhất để tạo thành các nguyên tố từ magie đến silic và cuối cùng là sắt. Khi các ngôi sao nóng lên, một cơ chế khác khởi động, biến một số neutron thành proton để tạo ra các loại hạt nhân mới. Lõi của ngôi sao sẽ dần dần trở thành một quả bóng sắt khổng lồ được bao quanh bởi các lớp nguyên tố khác.
Lúc này, sự biến đổi của ngôi sao đã đi đến điểm cuối vì chúng không thể tạo ra năng lượng bằng cách đốt cháy các hạt nhân sắt. Cuối cùng, hầu hết các ngôi sao sẽ nổ tung, làm bắn các lớp bên ngoài của chúng vào không gian, chỉ còn lại lõi bên trong để tạo thành các sao lùn trắng. Sao lùn trắng là những cái xác nguội, nhiệt độ ở lõi của chúng không đủ cao. Các sao lùn trắng cực kỳ đậm đặc, có mật độ khối rất lớn. Kích thước của chúng chỉ xấp xỉ Trái Đất nhưng khối lượng xấp xỉ với Mặt Trời. Nếu bạn muốn nhấc một thìa cà phê vật chất của sao lùn trắng, bạn sẽ thất bại, vì nó nặng ít nhất một tấn.
Tuy vẫn còn nóng nhưng các sao lùn trắng sẽ nguội dần đi sau hàng tỷ năm. Nhưng chúng đã hoàn thành nhiệm vụ của mình bằng cách tạo ra các nguyên tố mới ở vùng không gian xung quanh. Một số sao lùn trắng có một kết thúc ngoạn mục hơn bằng các vụ nổ tạo ra các siêu tân tinh nếu chúng bị hút vào những ngôi sao khác ở gần đó. Những vụ nổ này nóng đến mức có thể tạo ra nhiều nguyên tố mới hơn trong bảng hệ thống tuần hoàn. Những vụ nổ ngoạn mục mà sao lùn trắng tạo ra được gọi là siêu tân tinh loại 1a. Tất cả các sao lùn trắng đều nổ tung ở cùng nhiệt độ, vì vậy nếu bạn quan sát được một vụ nổ như thế, bạn sẽ biết nó sáng như thế nào và điều đó có nghĩa là bạn có thể ước tính được khoảng cách thực sự từ nó đến Trái Đất.
Các ngôi sao có khối lượng lớn hơn khoảng bảy lần khối lượng Mặt Trời cũng sẽ kết thúc cuộc sống của chúng một cách ngoạn mục bằng một vụ nổ hoành tráng được gọi là siêu tân tinh sụp đổ lõi. Đó là khi một ngôi sao nổ tung bên trong một siêu tân tinh, nó có thể phát ra một lượng năng lượng bằng toàn bộ phần còn lại của thiên hà. Chỉ trong vài phút, nó tạo ra các nguyên tố còn lại trong bảng hệ thống tuần hoàn và thổi chúng vào không gian.
Hầu hết các sao siêu khổng lồ đã thổi bay các lớp bên ngoài của chúng trong các vụ nổ siêu tân tinh, sẽ co lại dữ dội đến mức các proton và electron bị nghiền nát với nhau để tạo thành các neutron. Đây là một dạng vật chất rất bất thường và cực kỳ đậm đặc. Một ngôi sao neutron chỉ có đường kính hai mươi kilomet sẽ nặng gấp đôi Mặt Trời và do đó một thìa cà phê vật chất của sao neutron sẽ nặng hàng tỉ tấn. Một số bằng chứng cho thấy nhiều nguyên tố nặng hơn trong bảng tuần hoàn có thể đã được hình thành ngay trong quá trình sáp nhập dữ dội của các sao neutron chứ không phải trong các vụ nổ siêu tân tinh.
Sự kết thúc của những ngôi sao lớn nhất trong vũ trụ thì lại hoàn toàn khác biệt, thậm chí còn vô cùng xa lạ. Lõi của các ngôi sao này nổ tung dữ dội đến mức không gì có thể chống lại sự sụp đổ của nó, kết quả là chúng biến thành những lỗ đen – những thiên thể đậm đặc nhất mà chúng ta từng biết.
Những ngôi sao đầu tiên trong vũ trụ của chúng ta có lẽ rất lớn, vì vậy có khả năng nhiều ngôi sao đã sụp đổ thành các lỗ đen lớn, và chúng có thể đã tạo ra các hạt giống hấp dẫn tạo điều kiện cho sự hình thành các thiên hà xung quanh nó, giống như những viên ngọc xung quanh hạt cát. Ngày nay, các nhà thiên văn học đã phát hiện các lỗ đen lớn tại trung tâm của hầu hết các thiên hà, bao gồm cả thiên hà của chính chúng ta.
Những ngôi sao sắp chết đã làm giàu và ươm mầm cho vũ trụ trẻ theo những cách khác nhau. Một khi được tôi luyện bên trong các ngôi sao đang chết và siêu tân tinh, các nguyên tố của bảng tuần hoàn tập hợp thành những đám mây bụi khổng lồ giữa các vì sao; các nguyên tử kết hợp để tạo thành các phân tử đơn giản, và, bằng một kiểu xúc tác nào đó, chúng tạo ra các dạng vật chất mới. Những dạng vật chất mới đó, sau này lại tạo nên thế giới của chúng ta.
Tài liệu tham khảo: Cội nguồn: Lịch sử vĩ đại của vạn vật, David Christian
Thanh Trần
