Khóa luận tốt nghiệp Vật lý: Tìm hiểu sự hình thành các nguyên tố hóa học trong vũ trụ

Đúng là nguồn năng lượng bên trong của các sao khổng lỗ rất lớn nhưng lại phải trải ra trên một điện tích bể mặt rng lớn nên mau sắc ta thấy từ trái đất là màu sắc của bể mát sao, không

TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHAM THÀNH PHO HỒ CHÍ MINH

LOI NÓI ĐẦU

đau đục ott hy ngày cảng plait tribe bt dibs bots nựaAW dé od sÁkđng

chain tre mdr, nắng Mn yee? mar “Niở tư phil triển cứu khow hoe thiée on,

tÁulnự ta md ông thin nhie tụ ngoài (hiên tea Abn vđÝ thd yidi sida oF md củu

ede Mute: hE trowy wi toa od Âu má? năng điền bộ trong ait hj frat abrde:

cluiny ta di cá Hed lider lâu Áen cào Mob giá về nó cba cúc frat faa nguyên tet

Thé abusry, điêu bos fink: vk may có hin quan yi (xố nba hay hãng”

“lây Ai mổ! câu hoi Bhd ei of cấ/ 08 nil vides sich vibe: mút chrany wd

wink oáðn khow wit hy nói riêng Tuy nbién, trong gag thor gá«e hye Ávp 0d

ÂÁ nÂưều mtn hoe cÁMing em chute có “hầu &sÐn tim (hiểu câu od oda db nay

Do oly, om hi chon & te “TIM HIỂU SỰ HÌNH THÀNH CÁC

NGUYEN TỐ HOA HỌC TRONG VŨ TRỤ” af Li ss2/ cơ hp hl oe

thé giải Hip plate odo Made inte dy

Tromy hd tii em da dink một phan dé nds ob gid (yết Big Prang củng

abut god ÁÂwuyốf lsến Ádu sưo abut Bh cứ 0d cho wt hink thank ote nguyên 16

Đằng tre em cing nhận Hedy ring gud trieh hin thank ode nguyen đố aby

da chew viết ktrd lường minh trong các sắc ở nate ta nướng win đề cúc

nguyen 18 nding kai vil it dae đồ cập Min Chinds vi Ấ* hs, em Ki lich cực thm, dich wa thay hep cde bar hee trên mang Tedernel uề các bai giảng cia cúc

trường hai hoe mite ngoài, các gidi Nobel có Íên guan, cúc bai widl cẩu cúc

aha hho hoc abstr tip củn uti môi Áướng plxtl triển snới cẩu ngàn wil hy

hitn dai Cm hy sọng rừng dồ tai sẽ ding góp plrin nào cho mội cái nahin

bida chitng vd gud teint hinds thorks oft cá?

Con vin gối bis bid) om sâu sức déx ThS, Trần Quốc Hà 42 tin Aah

duting dln, hot tony hhick Á od guàp A om bode thick đề tai andy

At vin (rong vibe Hen tai hbu củng adut tit of ode Udy có Ht fan tink tragdn dal Ádến Hike cho em trong wl lấn atin hoe

Tức di ba cổ ping rll abida, ebuing 0 uốn kite tube od bid năng dich

Manitoba han ché cứu abet guy thet gian han hep viên thingy thé tinh bhbods

các ban de ytd

Ludu van tốt nghi¢p GOWD: Td “Trấn Qube Wa

Phan mot:

QUAN NIEM VE VAT CHẤT Uà UŨ TRỤ

Trong suốt thời cổ dai và trung cổ, triết học truyền thống đã coi vũ trụ là

vĩnh hằng và bất biến Aristotle, cha dé của ngành vật lý học, đã trình bày rất rõ

quan điểm của ông vé vấn dé này Ong cho rằng không như vật chất có thé biến

đối trên trái đất các sao dường như không thay đối và trường cửu Hơn nữa, cácthiên thé trên bau trời chuyển động trong một mat cầu cố định và trường cứu,

không bay lên và không bay xuống Như vay theo ông các ngồi sao được hình

thành tir vật chất bất điệt và khung cảnh bầu tười là bất động Dưới ảnh hưởng tolớa của Aristotle, các tư tưởng của ông đã tổn tai trong tư duy phương tây trong

suốt hai ngần năm nay

Tuy quan điểm cho rằng bau trời có thể thay đối đã từng tồn tai nhưng lúc

bấy giờ các quan điểm ấy lại không được công nhận Lucrèce nhà triết học La

Mã ở thế ky thứ nhất trước công nguyên đã từng khẳng định vũ trụ còn rất trẻ

Tai sao ông có được nhận thức tiên tiến ấy so với thời đại của ông? Đúng vay,

ông đưa ru một suy luận rất tài tình: “Từ nhỏ tôi đã hiểu rằng mọi thứ, mọi kỹ

thuật ngây càng trở nên tốt hơn như: cai tiến những cánh budm, phát minh ra các

vũ khí ngày càng tổi tân, chế tạo ru những nhạc cụ ngày càng tính xảo Nếu vũ

trụ là vĩnh hằng thì tất cả các tiến bộ có lẻ cũng theo thời gian để được thực hiện

tới hàng trăm, hàng nghìn lần thâm chí tới hàng triệu Min! Như vậy chdc tôi đã

phải sống trong một thế giới toàn vẹn không còn gì phải thay đổi Trong những

nằm đã sống và làm việc trên Trái đất này, tôi đã được chứng kiến biết bao tiến

bộ, biết bao thứ được cải tiến Vậy, rõ ràng thế giới này không tĩnh tại như từ

mot quá khứ vô tận xa xưa" Đây là một quan điểm đúng đấn mà sau này hai nhàvật lý lỗi lạc Newton và Einstein luôn tìm cách chối bỏ mặc dù ngay chính bản

thân lý thuyết hấp dẫn của hai ông đã cho thấy rằng vũ trụ là không thể tinh tại

được.

Theo lý thuyết hấp dẫn của Newton, mọi vật trong vũ trụ luôn hút nhau bởi

lực hấp dẫn Nếu như vậy thì các sao phải hút lẫn nhau và kết quả là chúng

không thể đứng yên bất động được Tuy nhiên, với niém tin vào một vũ trụ tĩnh,

vô thuy vô chung quá lớn khiến ông lý giải rằng : nếu có vô số ngôi sao được

phân bố tương đối đồng đều trong mot không gian vô tin thì không có điểm nào

là trung tâm để các sao rơi vào Thực ra cách tiếp cân đúng hiện nay phải là : xem xét mot tình trạng hữu han mà tất cả các sao đều rơi vào nhau đưới tác dung

cla lực hấp dẫn Tham chí ngay cá những người thấy lý thuyết hấp dẫn của

Newton chứng tỏ vũ trụ không thể là tinh cũng không bao giờ nghĩ tới chuyên nó

đang giãn nở.

———=——E

SOTH: Hguyen Thi “Tuuết Giang Trang 1

“uâmn van tét mgitiệp Q2⁄0: 7huÝ “Trấn Qube Wa

—>—m—>—————————>————m—m—mm>—m>—mmmmmmm—

Đến ngay một thiên tài vật lý như Einstein, người đã xây dưng nén thuyết

tương đối rộng vào năm 1915 làm thay đổi mọi quan điểm về vật lý, cũng vì quá

tin vào một vũ trụ tĩnh nên ông đã sửa đối lý thuyết của mình bằng cách thêm

vào những phương trình của mình một hằng số hấp dẫn Einstein đã đưa vào một

lực phản hấp dẫn mới mà nó cân bằng với lực hút của toàn bộ vật chất trong vũ

tru để cuối cùng ta luôn được một vũ tru tĩnh.

Tuy nhiên, quan điểm hiện dai về vũ trụ chỉ được bất đầu khi Hubble chứng

tỏ rằng thiên hà chúng ta không phải là thiên hà duy nhất trong vũ trụ Đồng thời dựa vào hiệu ứng Doppler của ánh sáng, vào năm 1929, Hubble đã công bố một

phát hiện mới là đa số các thiên hà có quang phổ dịch vẻ phía đỏ Không những

vậy, đô dịch chuyển đỏ nay tỷ lệ thuận với khoảng cách của thiên hà đó đến

chúng ta Nói mot cách khác, các thiên hà đang chuyển động ra xa thiên hà của

chúng ta và càng ở xa thì nó chuyển đông ra xa càng nhanh Như vậy, thực tế vũ

tru chúng ta đang giãn nở Nếu vậy, phải chăng càng về trước vũ trụ càng nhỏ và

xuất phát từ một điểm ban đầu nào đó ?

Đây quả là mot phát minh vĩ đại của thé ký 20 Thuyết tương đối rong của

Einstein đưa ra gián tiếp ủng hô cho ý kiến rằng vũ trụ không tĩnh tại Nhưng khi

xây dưng phương trình của mình, ông đã không đọc được bức thông điệp bí ẩn

hàm chứa trong nó Ông đã từng nói đây là sai lắm lớn nhất trong cuộc đời của

ong

Tuy nhiên, có một người chấp nhận thuyết tương đối rong ở dang ban đầu và

quyết tâm giải phương trình của Einstein, đó chính là nhà vật lý và toán họcngười Nga : Alexandre Eriedmann Ông đưa ra nhận định như sau: tại mỗi kỷ nguyên ta đều thấy vũ trụ là đồng nhất và đẳng hướng Ý tưởng này về sau được

học trô của ông là Gamow đưa vào để đự đoán sự tổn tai của bức xạ phông và

vào năm 1965, Arno Penzias va Robert Wilson đã thu được bức xạ này và chứng

minh cho ý tưởng đúng đắn của Friedmann Vào năm 1922, Friedmann giải

phương trình của Einstein và tìm ra nghiệm tương ứng cho một mô hình vũ trụ

đang giãn nở và thực tế là vào năm đó ông cũng đã tiên đoán trước diéu màHubble đã tìm ra Vào năm 1927, George Lemaitre cũng đã tìm ra kết quả tương

tự như Freimann Cùng con đường ấy, các nghiệm của phương trình Einstein

cũng được tìm ra bởi Howard Robertson và Arthur Walker, Công trình của

Friedmann- Lemaitre- Robertson- Walker là nền tang cho các mô hình vũ trụ hiện tại Tổng công có ba mô hình : mở, phẳng và đóng Ngày nay chúng ta chưa thể biết vũ tru tuân theo mỗ hình nào vì vấn dé vật chất tối chưa được giải quyết.

Tuy nhiên, cả ba mô hình này đều cho thấy tai điểm kỳ di t = 0, R = O (mật đôvat chất lớn vô hạn) - vũ trụ có điểm khởi đấu (BigBang) Vũ trụ tuân theo mô

hình BigBang : khởi đầu từ một điểm sau đó bùng nổ và cho tới hôm nay vẫn

đang nở ra,

SOTH: ‹\quuyẻn Thi “Tuụết Giang Trang 2

Luin van tắt ngiiệnp (1/1): Thd “Trấn Qude Wa

Tóm lại, cho tới lúc này các nhà khoa học đều đã tin rằng vũ trụ không phải

là vô thủy vô chung mà là một vũ trụ đang tiến hóa.

Cùng với sự phát triển của các quan niệm về vũ trụ là sự phát triển các quan

niệm về vật chất Từ thời cổ đại và trung đại các nhà tư tưởng lỗi lạc luôn say

mẻ với cầu hỏi mà Thales đã đặt ra : vũ trụ được cấu thành từ chất gì? Từ đóhàng loạt các "nguyên tố” cấu thành nên vật chất đã được đưa ra nhưng tất cảđều không giải thích được những tính chất cũng như quy luật vin đông của vật

chất trong vũ trụ, cho đến thuyết nguyên tử luận cổ đại của Democrite cho rằng

mọi thứ đều cấu tạo từ những hạt không thể chia nhỏ được nữa gọi là nguyên tử

Tuy nhiên cụm từ “nguyên tử” lúc này chỉ mới là giả định Nguyên tử luận của

Democrite đã vấp phải sự chống đối khốc liệt của chủ nghia duy tâm và giới tăng

lữ Thậm chí Platon, nhà triết học duy tâm sống sau Democrite một thế hệ, cũng

đã ra lệnh cho các học trò của mình tiêu hủy các công trình của Democrite.

Nhưng chính nguyên tử luận cổ đại đã trở thành cơ sở của tự nhiên học hiện đại.

Ngành vật lý hạt nhân phát triển dẫn dẫn giúp cho các “nguyên tử” đã trở

nên có thể định hình được Không những vậy các nhà khoa học còn lin lượt tìm

ra các hạt cấu tao nên nguyên tử và từ đó góp phần xây dượng nên các mô hình

nguyên tử Vào năm 1897, nhà bác học J.J.Thomson đã chứng minh được sự tổntại của một hụt vat chất trong nguyên tử mà ông gọi là electron = một hạt có khốilượng nhỏ hơn khối lượng hạt nhân nguyên tử H là 1836 lin Đến năm 1911,

bằng việc bắn một chùm hạt anpha vào một lá vàng Rutherford chứng minh được

sự tổn tại của một điện tích đương tập trung trong một không gian nhỏ wong

nguyên tứ và gọi là hạt nhân, đây chính là nơi tập trung hầu hết khối lượng của

nguyên tử Như vậy, lúc này người ta biết nguyên tử gồm electron và hạt nhân ở

giữa Đến năm 1919, cũng lai chính Rutherford phát hiện ra bên trong hat nhân

là các hat proton và vào năm 1932, nhà vật lý học người Anh là 1.Chadwick phát

hiện ra bên trong hạt nhân còn có sự tồn tại của các hạt có khối lượng gin bằng

SOTH: Hguyén C7hị “Tuuết Giang rang 3

Lundin van tất “giệp GOWD: Thd Fran Qube Ha

—

khối lượng proton và không mang điện, ông goi đó là hat ndtron Như vậy bức

tranh về nguyên tử đã đắn dan sang tỏ : nguyễn tử cấu tạo từ các clectron mang

điện tích âm, và hat nhân mang điện tích đương ở trung tâm tập trung phần lớn

khỏi lướng của nguyên tử bao gồm các hat proton và ndtron.

Nổi tiếp su phát triển ấy vào năm 1938 Ouo Haln khám phá ra được phản

ứng phân hạch và dẫn tới việc tìm ra hai loại phản ứng hạt nhân ; phản ứng phân

hạch, phản ứng nhiệt hạch, Sau đó vào năm 1939, nhà vật lý người Mỹ- Hans

Bethe- đã phát hiện ra rằng các kim loại năng có thé được tạo ra ở tâm các ngôi

sao Những lò lửa vũ trụ nóng tới hàng chục triều độ đó sẽ tổng hợp các hat nhân

H thành cúc hat nhân năng hơn đồng thời giải phóng mot lượng năng lượng

khổng 16 để duy trì ngon lửa trong các ngôi sao Mà nguồn nhiên liệu cho các phan ứng hạt nhân là có hạn, cho nên các sao cũng trải qua quá trình tiến hóa có

sinh có điệt,

Tóm lại cho đến nay, các nhà thiên van học đang phải dau đầu về vấn để

của thuyết Bigbang và giả thuyết tiến hóa sao Liệu thuyết Bigbang về thời điểm:

ban đầu của vii tru có đúng hay không? Chúng ta chưa có câu trả lời chính xác,

chỉ có điểu ngày nay các nhà khoa học đã tìm ra ngày càng nhiều bằng chứng ủng hô cho thuyết này Ngay cả Fred Hoyle, người đã đặt cho thuyết này cái tén

BigBung cũng không ngờ rằng thuyết này đã phát triển đến như vậy Có thể nói

cho đến hiện nay đây là thuyết phù hợp nhất để giải thích cho các hiện tượng xảy

ra trong vũ tru

Quá trình hình thành các nguyên tố hóa học trong vũ trụ là một quá trình

phức tạp với nhiều cơ chế khác nhau liên quan đến các giai đoạn tiến hóa của

sao Chính vì vậy, để tim hiểu về quá trình này nhất thiết chúng ta cẩn tìm hiểu

về quá trình tiến hóa các sao dựa trên giả thuyết Bigbang-một vụ nổ lớn khai

sinh ra vũ trụ

SOTH: Hguyén Thi “Tuuết Giang Frang 4

Lun van tốt nghi¢n GOWD: ThS, “Trấn Quốc Wa

Phan hai:

SU TIEN HOA CUA CAC SAO THEO THUYET BIGBANG

| THUYẾT BIGBANG VA VŨ TRỤ SƠ KHAI:

Khoáng giữa 10 và 2Ó tỷ nâm về trước, vũ trụ đã được tạo ra trong một vụ nổ

không thể tưởng tượng nổi goi là BigBang Đây không phải là một vụ nổ bình

thường Như chúng ta đã biết, trong một vụ nổ thông thường thì vật chất thoát ra

ngoài vào không gian trống rỗng đã tổn tại từ trước Nhưng vụ nổ BigBang thi

không phải như vây Đó là một vụ nổ của không gian, thời gian và vật chất Thatsai lim khi ai đó nghĩ rằng trước vụ nổ lớn là một vũ trụ rỗng và sau đó tại một ví

trí vũ tru của chúng ta đột ngột hình thành Trược BigBang không hẻ có gì cá (

thâm chí nói khái niệm “trước ” như vậy cũng chưa chính xác vì thời gran cũng là

một phan của vũ trụ và hình thành cùng với nó) Năng lượng của vụ nổ đã làmcho không giun giãn nở một cách nhanh chóng, vũ trụ nguội dan và các hạt khác

nhau đã thống trị ở các kỷ nguyên khác nhau.

Lich sử thì phức tạp nhưng tốt nhất ta nên nhìn đưới dạng nhiệt bởi vì điều

nay chi phối các phản ứng xảy ra trong các giai đoạn khác nhau Đối với các

phản ứng tổng hợp hat nhân nhiệt đô này là 10”K Trước lúc này, có các giải đoạn mà khi đó các lực hạt nhân mạnh và yếu chiếm ưu thế, rồi thì sau đó là lực

điền từ có pham vi rộng hơn khi sự phân tích các hat phát triển lên do sự lạm

phat Theo nguyên lý bất định chúng ta không thể biết được diéu gì xảy ra trong

vũ trụ cho đến thời điểm 10'Ìš Do vậy chúng ta sẽ bắt đẫu theo đối vũ trụ sơ

khai kể từ thời điểm 10 s,

~ Tại 10” giây tương ứng với T~10”K, vũ trụ có đường kính vỏn vẹn 10°”

cm ( nhỏ hơn 10 triệu tỷ tỷ Min đường kính của nguyên tử H ) Nó nóng 10” K

và đặc (10 khối lượng của nước ) Sau vụ nổ lớn, vũ trụ bị nén và có mật độ lớn đến mức lực hấp dẫn thường bị bỏ qua ở thế giới vi mô lại trở nên quan trọng như

các lực khác, tức là như lực hat nhân mạnh lực hạt nhân yếu và lực điện từ

Cùng với thời gian, vũ trụ đang giãn nở sẽ trở nên ít đặc và nóng hơn.

+ 10°" giây, vũ tru lạnh đi còn 10”” K Sự giảm nhiệt độ của vũ trụ kéo theo

su phân tách lực điện hạt nhân thành hai Lực hat nhân mạnh từ nay tách ra khỏi

lực điện yếu, kết quả của sự hợp nhất giữa lực điện từ và lực hạt nhân yếu Lue

hấp dẫn vẫn ương nganh đứng tách biệt như trước.

+ Từ 10” =10'” giây: thời kì lạm phát: vũ wu đã phống ra 10" lan để đạt tới kích thước của quả cam có đường kính 10 cm Tại 10” giây chân trời vũ tru đã trải dài 10 cm tức bằng 1000 Lin vũ trụ quan sát được ngày hôm nay Đắc biệt

ta sẻ chú ý đến sự giải phóng năng lương của chân không trong vũ trụ ở giải

SOTH: Aguygen Thi “Tuuết Giang Trang 5

Xuậu tần ĐI! ngiiệp (020: Tý “rắn Quốc Wa

đoạn này, chính vì sự phun nang lượng này cho phép các hạt và phản hạt rời thé

giới ma để thâm nhập vào thế giới thực Các hạt quark, electron, ndưino và các phản hat của chúng sẽ xuất hiện từ chân không Nhưng ngay khi được vật chất

hóa, các hạt và phản hạt này gập và hủy nhau để tao ra ánh sáng Những hat

ánh sáng (hay photon) này đến lượt mình lại biến mất để tao thành các cap hat

và phản hat Có một sự tương tác giữa vật chất, phản vật chất và bức xa, Vũ trụ

được tắm trong mỘi món soup của các quark clcctron, ngtino, photon và các

phản hạt của chúng.

Nếu như số hat bằng số phản hạt thì lịch sử vũ tru của chúng ta đã dừng lại ở

đó Vật chất sẽ hủy với phún vật chất để chỉ còn lại các photon Những photon

này sau đó sé yêu di do sự giẫn nở của vũ tru và sư lạnh đi của nó nên chúng

không thể sinh nở ra các hạt và phản hạt được nữa Vũ trụ khi đõ sẽ chỉ côn

choán day bởi ánh sáng, còn các hạt sơ cấp, các ngôi sao, các thiên ha tất cd đều

không tồn tại.

Nhưng thật may mấn cho chúng ta, tự nhiên không vô tư với vật chất và

phán vật chất Nhà vật lý Nga -Andrei Sakharov- đã phát hiện rằng tự nhiên có

hei thiên vị đối với vật chất Ví dụ: Cứ 1 tỷ hạt phản quark xuất hiện từ chin không thì sẽ có | tỷ công một hat quark xuất hiện.

+ Sau đó vào khoắng 10 giây, khí mà vũ trụ di khá lạnh cho phép các quark

tạo thành các proton và notrén (được gọi chung là baryon) và các phản quark tạo

thành các phản proton và phản nơdưôn (tức là các phản baryon ) thì đa số các

baryon và phản baryon sẽ hủy nhau trở thành ánh sáng Nhung thực tế là các

quark hơi đông hơn về số lượng so với các phản quark nên có một số proton và

ngưôn con dư Đối với mỗi 1 tỷ hat và phản hạt hủy nhau để tạo ra 1 tỷ photon,

chỉ còn một hạt vật chất đúng bằng tỷ lẻ quan sát được trong vũ trụ hiện thời.

Toàn bộ phản vật chất biến mất

- Đến 10°" giây, vũ tru tiếp tục lớn lên và trở nên ít nóng và ít đặc hơn nhưng

không có gì đặc biệt xảy ra.

* 10” giây, các lực hạt nhân yếu và lực điện từ phân tách Cùng với lực hấpdẫn và lực hat nhân mạnh, chúng tạo thành một bộ 4 lực cai quản vũ tru

> 10 giây, tương ứng với T=l0'”K, chuyển động của các quark và phản quark cũng châm lại đủ để lực hạt nhân mạnh có thể khống chế chúng tạo thành

các hạt quen thuộc hơn: proton, ndtron và phản hạt của chúng Luc hạt nhãn

manh cứ nhóm 3 quark lại với nhau, chẳng hạn tạo thành proton và ndưôn Bản

than quark cũng được chia thành 2 loại tuỳ theo điện tích của chúng Loại thứ

nhất mang điện tích dương + 2/3e và loại thứ hai có điện tích 4m -1/3e Proton

mang điện tích đương +e được tao bởi hai quark loại | và một quark loại 2

Nowon thì được tao bởi một quark loại I và hai quark loại 2 Vì proton và nơtrön

9⁄2 72: Aguygen Thi “Tuyết Giang “7rang 6

Lugn van tất tghiệp KOWD: Thd “Trấn Quée Ha

cùng các phản hạt của chúng tồn tại được là nhờ lực mạnh nên chúng được gọi chung là “hadron”, theo tiếng Hy Lạp có nghĩa là "mạnh" Từ nay các quark và

phản hat của chúng đã bị cẩm tù.

* Như vậy sau 10” giây đầu tiên, món soup vũ trụ biến thành một hỗn hợp

bao gồm chủ yếu là các photon, electron, notrino và một nhúm nhỏ các proton,

ndưôn có xố lượng như nhau Đây là các proton và ndưôn thoát chết trong cuộc

đại huỷ diệt Tuy nhiên ở nhiệt độ 10'ÌK, các photon không đủ năng lượng để

biến thành các proton-phan proton, nưdưôn -phản ndướn nhưng lại có đủ năng

lượng để biến thành các cặp electron-positron và notrino-phan nơtrino Vì có sự

cân bằng giữa sự chuyển đổi ánh sáng thành các hạt và các hạt thành ánh sáng

nên số lượng của các photon, electron, nơtưino và các phản hạt của chúng là

bằng nhau Chỉ còn | proton hay | nơtrôn mỗi trăm triệu hoặc nhiều hơn mỗi loại

hạt khác Thời kỳ hadron, thời kì thống trị của các proton, ngtrôn đã kết thúc Vai

trò chính lúc này rơi vào các hạt khác, đó là các hạt nhẹ nhất và tương tác giữa

chúng chủ yếu thông qua lực hạt nhân yếu Đây chính là thời kỳ lepton (tiếng Hy Lạp có nghĩa là “yếu ") Ngoài sự tách riêng của các ndưino ra khỏi các hạt khác,

thời kỳ lepton cũng được đánh dau bởi sự hủy điệt hoàn toan phản vật chất

Quá trình tổng hợp hat nhân nguyên thuỷ xảy ra trong khoảng thời gian xấp

xi bằng 10° giây <1 < 10” giây sau BigBang (10 miligiây đến 15 phat), Khoảng

nhiệt độ vũ trụ khi đó là 10''K > T > 4.10" K tạo nền hai hạt nhân nhẹ nhất là H

Luin vada tél nghiệp GOIOD: ThS “Trấn Qube 3d

và He nhưng nguyên tử không thể tao thành mãi cho đến khi vũ trụ nguội đến

SWOK Giai đoạn này được gọi là kỷ nguyên Plasma Các proton, electron,

deuteron và hạt nhân He sẽ chuyển động khắp và bất kỳ nguyên tử nào được

hình thành sẽ bị tái ion hóa bởi các photon tran ngập trong vũ trụ (khoảng | tỷ

photon so với mỗi proton).

* Sau giai đoạn này nhiệt đô hạ xuống cho đến khi các nguyên tử được hình

thành rồi các nguyên tử kết hợp thành các phân tử Nhờ sự phân bố không đồngđều của vật chất đã tạo nên “các trung tâm hấp din” và đó chính là cơ sở tạo

nên các sao, thiên hà trong vũ trụ, một sự sắp đặt tuyệt vời tạo nên sự sống của

chúng ta ngày hôm nay.

Il SAO VẢ SỰ TIẾN HÓA SAO:

Trong thiên hà Ngan hà của chúng ta có đến hàng tram tỉ ngôi sao tương tự

như mặt trời, đủ loại to nhỏ khác nhau, đủ các độ tuổi khác nhau, đủ mọi màu sắc

với độ sáng tối khác nhau.

Ngôi sao là một quả cầu khí khổng 16, nóng sáng, nơi vật chất tổn tại dưới

dang plasma, phát ra năng lượng dưới dang ánh sáng, nhiệt lượng và các loại bức

xạ.

Phần lớn các sao có cấu tạo chủ yếu là H, He liên kết với nhau bởi lực hấpdẫn và bị nén chặt ở nhân các ngôi sao Chính những phản ứng hạt nhân của H

tạo ra He và các nguyên tố nặng hơn như C, O, Si, S, Ar, Fe trong nhân ngôi

sao đã giải phóng một nguồn năng lượng lớn thoát ra bên ngoài ngôi sao

Để tìm hiểu các ngôi sao các nhà khoa học thường chú ý đến màu sắc và độ

sáng của các ngôi sao Mau sắc giúp chúng ta biết được nhiệt độ bể mặt ngôi

sao, còn độ sáng tối giúp ta tính toán năng lượng bức xạ từ tâm ngôi sao.

Trước tiên, để việc theo đối quá trình tiến hoá của sao dé dang, chúng ta cintim hiểu một số khái niệm liên quan đến phép trắc quang wong thiên văn và từ

đó lập nên biểu đổ Hertzsprung-Russell (H-R) vé dấu vết tiến hoá của các sao

như thế nào.

1.1 Một số khái niệm:

* Cấp sao nhìn thấy:

Cấp sao nhìn thấy là thung dùng để xác định đô roi sáng của mot thiên thể

nhìn thấy trên bau trời Trong thang này, cấp 0 được quy ước dành cho các sao

sáng trên bầu trời khi nhìn từ trái đất Với lưu ý rằng sao càng sáng thì cấp sao

cảng nhỏ.

3⁄72: Aguyéen Thi “Tuyết Giang Frang 8

“huấn van (dl nghi¢g GOWMD: “7Ä “Trấn Qude Ha

Ty số độ roi hai sao liên hệ theo công thức :

E :

=+L=(2.512)°:"

trong đó mị, mm; lấn lượt là cấp sao ứng với E;, Ep.

* Cấp sao tuyệt đối:

Cấp sao tuyệt đối là thang đo cấp sao nhìn thấy được quy ước là tất cả các xao đếu phải ở cùng khoảng cách là 10 pasec so với Trái đất Thang này có tiện

lới là giúp ta dé dàng so sánh được các sao với nhau.

* Độ trưng:

Dé đặc trưng cho công suất bức xa của sao người ta đưa ra khái niệm đồ trưng L.

Đô trưng này có liên hệ với cấp sao tuyệt đối của sao, Người ta thường hay dùng

công thức tính theo đơn vị là độ trưng của mắt trời để tính độ trưng cua sao :

lựL =0,4(M,, = M)

trong đó đô trưng của mắt trời đã được tính là L, ~3,8.10" W.

1.2 Phân loại sao theo đặc trưng quang phổ:

Vach phát xa He", He và N hay C và O Vach hấp thụ He”, He, H và ion C Si, N, O.

Dai hấp thu của han tử TiO.

Trong đó, những sao nhiệt độ cao loại W rất hiếm thấy, có các vạch phát xa

được gọi là sao Wolf — Rayet mang tên 2 nhà thiên vấn Pháp (Charles Wolf và

Georges Rayet) đấu tiên phat hiện ra vạch này vào cuối thế kỷ 19 Mặt trời

chúng ta là ngôi sao loại G

SOTH: Hguyin Thi “Tuuết Giang “Trang 9

Lugn nấm (tốt mg&¿m GORD: Th Fein (uốc Ha

——————————m————————————

1.3 Biểu đồ H-R:

Năm 1910, nhà thiên van hoc Dan Mạch Hertzsprung Ejnar và nhà thiên van

Mỹ Russel Henry đã xác lắp được mối quan hệ giữa quang phổ (tức nhiệt độ ) và

đỏ trưng (hay cấp sao tuyệt đối của các sao) bằng biểu dé:

Người ta thấy các sao hợp thành những nhóm trên biểu đổ, trong các nhóm

đó các sao có đặc tính riêng khác nhau

Phan lớn các sao tập trung theo một đường kéo dài theo đường chéo (trái

trên- dưới phải) gọi là dải chính dải 1 (Main - Sequence) Một số tập trung ở

phía trên bên phải - dai II và phía dưới bên trái - dải II.

Như vậy, dựa trên biểu đổ người ta phân loại các sao như sau:

* Các sao trên dai chính (Dwarfs):

Goi là sao lùn (dwarfs) Chúng là những sao thường Mặt trời là một sao lùn

loại G Một số sao dải chính không “ln” lấm, có nghĩa là chúng lớn và sáng

(tên trái) độ sáng của chúng bằng những sao kểnh II Một số ở góc phải dưới

ứng với nhiệt độ thấp gọi là làn đỏ (nhỏ và có nhiệt độ thấp).

* Sao kênh — kênh đỏ - siêu kênh I (Giants, Red Giants, Super Giants):

Các sao thuộc dai II ứng với nhiệt độ không lớn (quang phổ G-M, nhiệt độ

6000° - 3000), tức ứng với cấp sao tuyệt đối cở bằng 0 (hay độ trưng là 100 L )

là những sao có kích thước rất lớn, được gọi là sao kểnh Phổ của chúng thường

là đỏ nên gọi là kénh đỏ Trên chúng còn có các sao có độ trưng lớn hơn rất nhiều Đó là những sao có kích thước rất lớn, gọi là siêu kénh.

SOTH: (quyên Thi Fayél Giang Trang 10

Lain van (6 tgiiệp GOWD: ThS “Trấn Qube Ha

TY lệ trên biểu dé cho thấy: ứng với một sao siêu kénh có khoảng 1000 sao

kénh và hàng chục triệu sao thường.

* Sao lùn trắng: (white dwarfs)

La những sao thuộc dai HL Chúng có nhiệt độ rất cao (quang phổ B-A-F hay

T = 20.000 - 8000ˆK) với cấp sao cao (cỡ +5 > +10), tức ứng với độ trưng thấp,

Vậy chúng có kích thước rất nhỏ tức rất lùn Vì có màu trắng nên gọi là lùn

trắng.

Ngoài ra ta còn có các lên gọi sao khác như lùn nâu, lùn đen, các sao biến

quang, các sao nổ Thực ra có khi các tên đó chỉ để mô tả cùng một ngôi sao,

nhưng trong các giai đoạn tiến hoá khác nhau của nó.

Trên biếu để H-R, chúng ta cảm thấy có một điểu không hợp lý là tụi sao

xao khống lỗ lại có màu đỏ mà không có màu lục? Theo định luật nổi tiếng E =

Mc” của Einstein: sao có khối lượng càng lớn thì nguồn bức xa bên trong cũng sẽ

ty lẻ thuận Đúng là nguồn năng lượng bên trong của các sao khổng lỗ rất lớn

nhưng lại phải trải ra trên một điện tích bể mặt rng lớn nên mau sắc ta thấy từ

trái đất là màu sắc của bể mát sao, không phản ánh đúng nhiệt độ bên trong của

nở

Biểu đồ H-R cho ta hình ảnh phân bố các sao thành từng nhóm có những tinh

chất vật lý giống nhau và cũng giúp chúng ta có thể biết được cả giai đoạn tiến

hoá của các ngôi sao.

1.4 Nguồn gốc năng lượng của các sao:

Ta tự hỏi cái gì đã khiến cho sao có thể tod sáng đến như vậy? RO ràng

chúng toa sáng bởi vì chúng nóng Nhưng tại sao chúng lại nóng? Nguồn nang

lượng nào đã đốt một ngôi sao và bổ sung năng lượng nó mất đi trong các ánh

sáng được bức xa di? Thật chẳng dé dàng gì bởi tuổi của sao xa hơn rất nhiều so

với thoi gian vài tram nam mà các quan sát thiên văn đáng tin cậy có thể đượctiến hành Tuy nhiên chúng ta có hai thông tin rất hữu dụng.

Thứ nhất, nhờ các kỹ thuật nhiếp ảnh tối tân, các sao giống mat trời đượcphát hiện là không thay đổi đáng kể cả về đô Ia lẫn màu sắc

Thứ hai, mật trời chấc phải già hơn trái đất mà như phỏng đoán từ đô phổ

cấp của đồng vị phóng xa U*TM và sản phẩm phan rä của nó thì hơn 4 tỷ năm.

Người ta nghĩ rằng mặt trời đang khoảng 4,7 tý năm tuổi Từ các bằng chứng cổ

sinh vật học, chúng ta ước đoán rằng nhiệt đô mat trời không thay đối bao nhiều trong khoảng hơn 3,5 tỷ năm vừa qua, suốt thời gian mà cuộc sống tốn tai trên

trái đất Những hoá thạch vẫn còn tổn tại trên trái đất mà chúng ta tìm ra hôm

nay đã cho thấy rằng nước ở thé lỏng chắc hẳn đã tốn tai trên trái đất trong suốt

toàn bộ khoảng thời gian này Nếu mật trời đã từng lanh hơn hay nóng hơn trong

(©

SOTH: uyên Thi TFuyet Giang Frang ff

Luin net tốt nghiệo GOWD: ThdS Trin Qube Ha

G6 6x&ẽ&=ềẮĂẮĂẮĂẰẲẮẮẢ :: a> -_.ẴẪ-ẴẮ6S-_ ——z—ỎỎÙẳEEI

xuốt giai đoạn này thì có lệ các đại đương đều bị đóng băng hay bốc hơi hết cũ

và nếu vay thì các thực thể sống ban đầu đều sé chết sạch.

Do đó với phép gắn đúng chúng ta có thể gid định rằng mat trời phát xa với

toe độ hiến nay của nó trong khoảng Š tỷ năm, Vi L =4.10'ergs ' nên tổng

ning lượng bức xạ được phát ra là 6.10" erg Vì M_ = 2.10" 2 nên nang lượng

nay tương ứng với tỷ lệ năng lương /khối lương là 3.10" erg.g”

Chúng tú tự hỏi liệu lượng năng lượng nhiều như thế này có khả nang được

tạo ra bởi các phản ứng hoá học hay không hoặc là thông qua sư co hấp dẫn mà

san sinh ra năng lượng phát xa”?

Thue su không có nguồn nào trong các nguồn này là thích hợp Ta biết rằng

năng lương sản sinh trong các phản ứng hoá học bình thường không đạt đến

I(XIkcal hay khoảng 4.10" erg g' Nếu mặt trời phụ thuộc vào các nguồn hoá

học thì tuổi tổng công của nó sẽ không lớn hơn 50.000 năm That là quá ngắn!"

Một cách gắn đúng ta giả định mat trời có mật đô đồng đều thì tổng thé nang

của nó sẽ là

"4n ,G Noa

- [er =(dnpr ldr = “SR

3M

Thay các giá trị vào ta thấy V =2.10"erg Lượng này tương đương với

10° erg.g ©: vẫn còn nhỏ hơn nhiều so với năng lượng cắn có Thậm chí ngay cả

một mật độ gấp trăm lẫn tại tâm một ngôi sao cũng không thể thay đổi kết quả

này sao cho hợp lý.

Mãi cho đến khi chu trình p-p do Hans Bethe giả định là xảy ra trong mát

trời được kiểm chứng thì chúng ta biết rằng nguồn nang lượng duy nhất tin tại

chính là các phản ứng hạt nhân Độ phố cập cao của H và He đã mạnh mẽ ủng

bô cho ý kiến rằng H được tổng hợp thành He tai tâm các sao.

Các quá trình tổng hợp cơ bản trong phan lớn các sao là tổng hợp 4 hat nhân

H thành He Một hat nhân H nhưng là một proton riêng lẻ một hạt nhân He thì

phức tạp hơn gồm hai proton và hai ndưôn Ta thấy một điều đặc biệt : sản phẩm cuối cùng của quá trình tổng hợp là He có khối lương hơi nhỏ hơn tổng khối

lương của bốn hat nhân H Do vay có một phắn nhỏ biến mất trong quá trình

Fy — My = 0.029 my

Khor lượng này không đơn giản là mất di thức sự mà nó được chuyến thành

nàng lượng theo công thức nổi tiếng của Einstein : E= mc* Vic là vận tốc ánh

sang có giá trị rất lớn nên mặc đủ một lượng nhỏ hơn rất nhiều so với khối lượng

ban đấu nhưng năng lượng được giải phóng ra là rất lớn Chẳng han, đối với độ

——ễễễễễềễễ 5

SOTH: Hyugén Thi “Tuuết Giang “Trang 12

Lundin vada tél nghiệp GOWD: ThS “Trấn Quốc Ha

hụt khối chi bằng 0,007 khối lượng của phan tâm mặt trời thì năng lượng giải

phóng ra cũng đủ để mat trời phat xạ với tốc đô hiện nay trong mot khoắng thời

gian ít nhất là 10 tỷ năm.

Do vậy để giải thích thấu đáo nguồn nang lượng nuôi dưỡng các sao phat sáng

ổn định, chúng ta cẩn tìm hiểu thêm một chút về các phản ứng hạt nhân.

* Phan ứng hat nhân - nguồn năng lượng của sao

Trữ hat nhân của nguyên tử H thông thường chỉ gdm mot proton độc nhất,

hat nhân của các nguyên tử kế cả các đồng vị khác của H đều chứa cả proton lẫn

ndtrôn gọi chung là các nuclon Các nuclon tương tác với nhau vừa chủ yếubằng lực hút hat nhân vừa bằng lực đẩy tĩnh điện Vì lực hút thứ nhất mạnh gấphàng trăm lan lực thứ hai nên nó góp một phan lớn vào thế nang hạt nhân

Thật vậy, hat nhân là một hệ liên kết các nuclon và do đó khối lượng của nóbao gid cũng nhỏ hơn tổng khối lượng của các nuclon thành phẩn Điều đó có

nghĩa là nếu một hạt nhân phức hợp được tạo thành từ các nuclon thì có một đỏ hut khối, ma theo công thức liên hệ giữa khối lượng-năng lượng của Einstein

E = me’ , được giải phóng dưới dụng năng lượng Năng lượng này được goi lànăng lương liên kết.

Năng lượng liên kết Q(Z.N) của một hạt nhân được hình thành từ Z proton

và N notrén là :

Q(Z.N) =[ Zm, + Nm, ~ m(Z.N) |?

Hạt nhân càng bền vững thì năng lượng cắn cung cấp để phá vỡ nó hay năng

lượng giải phóng khi nó được hình thành là càng lớn Ở đây ta thường sử dụng

một đại lượng hữu dụng biểu thị cho đô bền vững của hạt nhân, đó là năng lượng

liên kết riêng :

Q(Z.N)

Z+N

e=

Hình vẽ sau đây sẽ cho thấy sự biến thiên của & theo số nuclon hay số khối

A=Z+N như sau:

—ỒẸỄ':'.'->

SOTH: Hguyén Thi Fuyét Giang Frang 13

Hinh 2.3

Ta có thể thấy rằng đường cong tăng nhanh với A thấp, tiến đến giá trị cực

đại với các số khối A~50-60 ( tương ứng với các hạt nhân lân cận Fe trong bảng

hệ thống tuần hoàn, là các hạt nhân bén vững nhất) và sau đó dẫn dẫn hạ xuống

với các giá trị cao của A.

Dạng thể hiện của đường cong nang lượng gợi ý rằng có thể khai thác nănglượng hạt nhân bằng hai cách thông qua hai loại phản ứng hạt nhân : phản ứng

tổng hợp hạt nhân và phản ứng phân hạch hạt nhắn

+ Nếu hai hạt nhân nằm bên trái cực đại trong hình trên tổng hợp để hình

thành một hạt nhân phức hợp cũng nằm bên trái cực đại thì hạt nhân phức hợp sẽ

có năng lượng liên kết riêng lớn hơn các hạt nhân ban dau Vì tổng số nuclon

không đổi cho nền các phan ứng tổng hợp hạt nhân như vậy phải giải phóng năng

lượng Tuy nhiên một khi hạt nhân phức hợp nằm trong vùng Fe của hình trên thì

không thể giải phóng thêm nãng lượng nhờ các phản ứng tổng hợp hạt nhân được

nữa.

+ Nếu một hạt nhần nặng nằm bên phải cực đại trong hình trên phần tách

thành hai hay nhiều hạt nhân nhỏ hơn cũng nằm bên phải cực đại thì các hạt nhân mới được hình thành có năng lượng liên kết riêng lớn hơn hạt nhân ban

đầu Những phản ứng phân hạch hạt nhân như vậy cũng giải phóng năng lượng

Tuy vậy, năng lượng liên kết của các hạt nhân rất nặng tuy có nhỏ hơn của Fe

nhưng lại khá lớn Diéu này có nghĩa là năng lượng cực đại có thể giải phóng

trên Ikg từ các phản ứng phân hạch nhỏ hơn rất nhiều so với trong các phan ứng nhiệt hạch Bên cạnh đó các nhà tthiên văn còn thấy rằng các hạt nhân nặng không xuất hiện nhiều trong tự nhiên Do vậy, chúng ta có thể kết luận rằng

SOTH: Hguytn Thi “Tuuết Giang Trang 14

Khuận oda tốt nghiệp 402/1): ThdS “Trấn Quốc Wa

phản ứng tổng hợp hạt nhân là nguồn sản sinh năng lượng quan trọng nuôi dưỡng

sao

Tuy nhiên để có phan ứng tổng hợp hạt nhân (tức là đưa hai điện tích dương

lai đến khoảng cách tác dung của lực hạt nhân) ta phải tạo một diéu kiện để

thắng lực đẩy Coulomb, đó là nhiệt đô cao Vì vậy, phản ứng tổng hợp hat nhãn

chỉ xảy ra ở nhiệt độ rất lớn (>10’ K) Và sản phẩm cuối cùng của nó dừng lại ở

Fc

Từ các kết quả quan sát, các nhà thiên văn đã kiếm chứng các phản ứng hạt

nhân co thể xảy ra trong các sao và kết quả cuối cùng như sau:

Dot Si Cac nguyén t6 gan Fe

Tuy theo khối lượng của các sao ma các phản ứng hạt nhẫn trong nó sẽ dùng

những nguyên liệu nào Chúng ta sẽ giải thích các quá trình biến đổi hat nhântheo tiến trình tiến hóa của sao Qua đó góp phẩn tìm hiểu sự hình thành các

nguyên tố hoá học trong vũ trụ.

2 Sự tiến hóa sao:

2.1 Giai đoạn tiền sao:

Sự hình thành các ngôi sao bất đầu với các nguyên tử, phân tử và những hạt

bụi trôi nổi vu vo trong các độ sâu tối tăm, lạnh lẽo của khoảng không giữa các

vì sao, Bên ngoài các dai lạnh và trống rỗng, lực hấp dẫn mang những hạt rải rắc

này lại với nhau để thành sao — những đám cháy dữ đội của khối khí đặc.

Hơn hàng trăm triệu năm, những hạt bụi khí này tụ họp thành những đám

may khổng 16 có thể mở rộng ra hàng trăm năm ánh sáng Hai nguyên tố nhẹ

nhất - H va He = chiếm ưu thế trong những đám mây này, ước tính khoảng 92%

và 8% của các nguyên tử nếu tính riêng từng cái Những hạt bụi chiếm khoảng

1% tổng khối lượng một đám mây Các nhà thiên văn học gọi những đám mây này là những đám mây phân tử khổng 16 bởi vì chúng cũng chứa một số dấu hiệu của các phân tử như nước, rượu cồn, amoniac, và các hợp chất hữu cơ khác nhau

cấu tạo từ cacbon (các thành phần sống của cuốc sống) Trên tất cả những dim may chứa đủ vật chất để hình thành nên hàng chục ngàn ngôi sao mới.

———Ẽễễễễễễễễễễễễễễ

SOTH: HAguyén Thi Fuyét Giang Frang 13

Lain dâu tổ? ngiiệp GOWD: Ths Trin Qube Wa

_

Trong nhiều niên kỷ, không có nhiều thứ xảy ra bên trong mot dim mây

khống 16 Từ trường và các chuyển đông ngẫu nhiên của các phân tử khí ngăn

đám may khỏi vỡ vụn đưới trong lượng của chính nó Những hạt bụi và khí khác

nhau xô đấy nhau nhưng cuối cùag có đú khối lượng tu tập trong một vùng để bắt

đấu sự vỡ vun hấp dẫn trong một phần nhỏ của đám mây

Các nhà thiên văn học đã từng nghĩ rằng sự vỡ vụn của mot đắm mây thường

đước khởi đầu bởi các nhiều loạn bên ngoài chẳng han như các sóng xung kích

siéu sao mới hay những cơn gió sao Tuy nhiên ngày nay phấn lớn các nhà thiên văn học nghĩ rằng sự vỡ vụn các đám may thường tự nó xảy ra

Qua một tiến trình của nhiều thiên niên kỷ, một đám may khí dang vd vụn

vỡ thành hàng chục đến hàng ngàn đám khí xoay tròn và tương đối đâm dac này

ma cuối cùng sẽ hình thành nên các phối suo Khi những cái được goi là lõi đậm

đặc này co lại dan thi sự quay của chúng cũng ngày càng nhanh hơa cũng như

một người trust bing sẽ xoay nhanh hơn khi cô ta thu cánh tay đã duỗi vào

Tâm của một lõi đâm đặc vỡ vun nhanh chóng để tạo thành một phôi sao.

Do quay nhanh, phẩn còn lại của lõi đâm đặc sẽ bet ra thành hình một cái đĩa Sự

co xất làm cho vật chất trong những chỗ xoáy này xoấn 6c vào trong cung cấpmột hữa tiệc vật chất thịnh soạn để nuôi dưỡng các phôi sao phầm 4a tại tâm củađĩa Các nhà thiên văn học tin rằng các hành tinh hợp lại bên trong những chiếc

đĩa này

Trong suốt quá trình co lại, thế năng hấp din được chuyển thành động năng của các hạt khí riêng lẻ Các va chạm giữa các hạt này chuyển thành nhiệt

(chuyển động ngẫu nhiên) Các phôi sao giải phóng năng lượng hấp dẫn của nó

dưới dang ánh sáng Tuy nhiên lúc này các phôi sao chưa có đủ nhiệt lượng và

úp suất cẩn thiết trong lõi của chúng để kích hoạt các phản ứng tổng hợp hiđro,

nguồn nang lượng chính của các sao Tuy thế mà, các phôi sao bức xạ những tia

sáng hồng ngoại khi chúng chuyển năng lượng của sự co hấp dẫn thành nhiệt

lượng Ở giai đoạn này, các phôi sao lớn hơn nhiều lấn so với mật trời, ngay cả

khi chúng có khối lượng nhỏ hơn

Cho mãi đến gân đây, quá trình từ mây thành phôi sao đã bị che dấu khóitam nhìn của chúng ta Tấm màn che dấu tối tam của khí và bụi xung quanh một

ngôi sao dang hình thành ngăn cin tẩm nhìn của các aha thiên văn trong ving

ánh sáng thấy được Nhưng các sóng vô tuyến và ánh sáng hồng ngoại lại có thể

xuyên qua tấm màn mờ mit đó Từ những năm 1960, những nhà thiền văn hoc nghiên cứu sóng võ tuyến và ánh sáng hồng ngoại đã chú ý đi sâu vào trong tâm

của nơi nuôi dưỡng sao dé xem điền biến của su hình thành sao.

Dưới tác dụng của lưc hấp dẫn, các phôi sao tiếp tục co lại, các nguyên tử

khí bị co xát làm cho nhiệt độ tăng lên Tuy nhiên, để cho các phản ứng tống hợp

$0 77: Aguyén Thi “Tuuết Giang Frang 16

Luda van tố! nghi¢p GOWD: hdS “Trấn Qube Wa

hat nhân bất đấu, các hạt nhẫn nguyên tử phải tiến đến nhau đủ gin để lực hạt nhản mạnh piữ các hạt nhân lại cùng nhau Nhưng tất cả các hạt nhân đều có

điện tích đương vì chúng cấu tạo từ các proton (là các hạt mang điện dương) và

nưưôn (không mang điện), Các điện tích dương trên hai hạt nhân này gây ra một

lực đẩy tĩnh điện giữa chúng và lực này có xu hưởng ngăn không cho phản ứng

hạt nhân xảy ra.

Tuy nhiên ở nhiệt đô cao đặc trưng cho phần bền trong của sao một số hạt

nhân đủ năng lượng để vượt qua lực đấy tĩnh điện này và tiến đến nhau đủ gắn

để lực hat nhân mạnh tiếp quản Đó là thời điểm mà nhiệt độ tâm lên đến cỡ

10°K Sự va chạm giữa các nguyên tử mãnh liệt đến nổi kích hoạt một tia lửa

nhiệt hạch - H ban đấu tổng hợp thành He - tại thời điểm này ngôi sao được

xinh ra.

Nhưng muốn thành một ngôi sao phôi sao phải đạt được khối lượng 0,8M

Trong trường hợp các đám mây bui chung quanh ở quá xa, phối sao không thể thu hút đủ lượng khí bụi cắn thiết và nhiệt độ chưa đạt đến mức cắn thiết của

phản ứng nhiệt hạch thì lúc đó lực hấp dẫn tiếp tục dồn ép các nguyên tử sát chat

vào nhau cho đến khi chỉ còn kích thước như trái đất: đó là các ngôi sao lùn nau,

Sao lin nâu bức xạ ra ngoài một lượng nhiệt yếu ớt do các nguyên tử cọ xát

nhau tạo ra chỉ bằng nang lượng ánh sáng nắng mật trời đốt nóng mat đường

nhựa mà thôi, nên rất khó quan sát Thưc tế trong sao lùn nâu chỉ có thể đủ nhiệt

đô để châm ngòi cho phản ứng của H với D

Do lượng ,DỶ ít nên chúng chi tổn tại cỡ mấy triệu năm, cạn kiệt nhiên liệu.

không phát sáng và trở thành lùn đen.

Đối với các đám mây có khối lượng lớn (>I0OM, › thì chúng sản sinh quá

nhiều năng lượng đến nỗi làm cho vật thể này văng ra thành từng mảnh

—®=З—®ỲỄỲỄ£———EỄ>EE—EE—

SOTH: “quyên Thi “Tuuết Giang Trang 17

Ludn van tél "giiệp Q01): “Thuý Trin Quée Ha

Còn các sao đạt khối lượng >0.8M_ và nhiệt độ bên trong đạt trên 10° K lực

nổ tung của phản ứng nhiệt hạch và lực hấp dẫn cân bằng, phôi sao ổn định, phát

xáng Và trở thành ngôi sao

Chúng ta sẩn sàng thừa nhận vi trí đúng của nó trong day chính nghĩa là nd

di vào pha tổng hợp H ma ở đó nó sẽ trải qua phần lớn cuộc đời của mình Trướcthời gian sự tổng hợp H thực hiện các ngôi sao ngừng bồi dap vật chất từ các đĩa

của chúng.

Bởi vì lực hấp dẫn hoạt đông nhanh hơn khí có nhiều vật chất có sẩn hơn chonén quá trình hình thành từ khi bất đầu cho đến lúc kết thúc mất chỉ một vàitriệu năm đối với các sao khối lượng cao, khoáng 40 triệu năm với các sao giống

như mặt trời, và hàng tram năm đối với các sao có khối lượng thấp nhất

Các nhà thiên văn học vẫn không hiếu đấy đủ tại sao quá trình hình thành

sao lại tăng lên theo sự phân phối riêng biệt của khối lượng sao, mà trong đó các

sao có khối lượng bằng từ một nứa đến một lan khối lượng mat trời là nhiều nhấttrong khi các ngôi sao có khối lượng cao và thấp nhất thì tương đối ít phố biến

Larson đã nói “đây là một câu hỏi luôn tái diễn khắp nơi kể từ khi tôi bất đầu

cách đây 30 năm và nó không bao giờ mất di”.

Larson còn nói thêm: các nhà thiên văn học có một thời gian đặc biệt khó

khan khi giải thích sự hình thành các sao có khối lượng vô cùng lớn bởi vì áp suất

bức xạ của các sao phát sáng khác thường sẽ thổi khí xung quanh đi trước khi nó

có thể bồi đấp lên các sao Larson tự biện rằng các khối lượng sao nang có thể là

do su liên kết sao như được kiểm chứng bởi quan sát chỉ ra rằng các sao có khối

lượng cao luôn hình thành trong những vùng đâm đặc nhất của đám mây năng

Hãy lấy tinh vân Orion làm ví dụ Hàng trăm ngôi sao hình thành bên trong

cái nơi nóng và rộng 20 nim ánh sáng này ở bia của một đám mây phân tử

khổng 16 Bốn ngôi sao nặng nhất và có năng lượng cao nhất trong tinh vân này,

được biết đến như là chòm Trapezium nằm gan tâm và có lẽ được tạo thành tai

nơi mat độ khí cao nhất.

——

SOTH: “(quên Thi Fuyet Giang Frang 18

Hình 2.4 :Tinh vân Orion (bên trái) và tinh vân Eagle (bên

phảíi)các đám mây mà bên trong chúng một hệ

thống sao được hình thành

Các ngôi sao mới sinh - đặc biệt là các sao nặng nhất - là những kẻ lập di

nhất của vũ trụ Chúng làm nổ tung mọi thứ xung quanh với các đòng tia cực tím

đữ dội và những cơn gió sao minh liệt, thực sự chính là phá huỷ những đấm may

me của chúng bằng một hành động sau cùng Vài hình ảnh gây ấn tượng nhất

được chụp từ kính viễn vọng Hubble chỉ ra rằng các nơi nuôi dung sao như tính

vân Lagoon và Eagle bị bay hơi bởi sự tuôn chảy tia cực tím của các sao mới

sinh Những sao có khối lượng cao như trong chòm Trapezium tuôn ra quá nhiều

ánh sáng đến nỗi mà chúng ion hoá và roi sáng các tinh vân xung quanh nó,

khiến cho các nhà thiên văn học để dàng nhận ra các chòm sao hình thành ở các

thiên hà xa xôi Các đèn hiệu sao này sống ngoài cuộc sống của chúng ta vài

triệu năm ánh sáng (một cái nháy mất theo thang thời gian vũ trụ) và nổ như các

siêu sao mới trước khi đi xa nơi sinh ra nó Những sao này và các đấm mây cha

mẹ kết giao của chúng đã định rõ các cánh tay của thiên ha hình xoắn ốc - nơi

mà sự hình thành sao nặng đông nhất điển ra Những cơn gió sao từ các sao có

khối lượng cao và các sóng xung kích siêu sao mới có thể kích hoạt sự vỡ vụn ở

những phần lân cận của một đấm mây phân tử khống lổ, vì vậy, một sự phát

động của sao có thể giúp tạo ra sự phát đông tiếp theo

2.2 Giai đoạn sao ổn định:

Khi các phản ứng hạt nhân bắt đầu, áp suất nhiệt của khí trong các sao (áp

suất gây ra từ T: pV = nkT) cung cấp một lực đẩy ra ngoài đủ để cân bằng với

lực hút hấp dẫn hướng vào trong Trong phần tâm sao, quá trình tổng hợp là sự tự

điều chỉnh Nếu tốc độ việc sản xuất nang lượng hạt nhân ting thì áp suất dồi ra được sinh ra có xu hướng làm cho sao nở rộng ra Tuy nhiên đến phiên mình, sự

nở rộng ra lại làm khí lạnh đi và do đó làm giảm tốc độ phản ứng Do vậy, sao

SOUTH: Hguyén Thi “Tuụết Qua Tha? Trang 19

vIEa:

i OPW Ch inp

———_— _

Ludu van tốt nghiệp GOWD: ThS Trin Quée Wa

luôn tìm thấy nhiệt độ và kích cử mà nó ổn định trong một thdigian rất dài Sựcân bằng giữa áp suất nhiệt đẩy ra và lực hấp din kéo vào định rõ đặc điểm pha

dai chính trong cuộc đời một ngôi sao Ta nói sao ở trạng thái cân bằng thủy tĩnh.

Ở đây chúng ta cẩn chú ÿ rằng sư cân bằng một ngôi sao phụ thuộc vào rất

nhiều vếu tố trong đó có cả phương thức truyền nhiệt bên trong của nó (đối lưu

hay hức xa)

Và chúng ta cũng can chú ý rằng dai chính là dai đường chéo chạy từ các sao

xanh nóng sáng đến các sao đỏ mờ nhạt Đây là vị trí của các sao mới có khối

lương bằng cúch tổng hợp H thành He trong lõi của chúng Như vậy lý do gì

chúng ta lại cú được sự trải rộng dọc theo dai chính như trong biểu để H-R?

Ta thấy rõ ràng khi khối lượng ngôi sao tang thì dp suất và nhiệt độ trong lõi phái tang để bù cho lực hấp dẫn lớn hon Các nhiệt đô cao hơn lại làm cho tốc độ

và cham tăng và các phản ứng xảy ra nhanh hon, Do vay năng lượng được sinh

ra nhiều hơn dẫn đến đô trưng cao hơn Hơn nữa áp suất lớn hơn tống các lớp ngoài ra xa dẫn đến bán kính lớn Kết qua là trên dai chính, các ngôi sao có khối

lương lớn hơn sẽ phát sáng hơn và nóng hơn các ngôi sao có khối lượng thấp hơn

trên dải chính Ở đỉnh của dai chính, 1 sao có khối lượng I00M,, có đô trưng làI0ˆL và sẽ ở đây chi một triệu năm, còn ở đáy dai chính | ngôi sao chỉ với khối

lượng 0.1M và có độ trưng là 10'`L và có thời gian sống trên dải chính là 10!

nam.

tt

Người ta tính được thời gian tốn tai của các sao trên dai chính là tr

năm (M tính ra M_) Như vậy thời gian chờ đợi này tuỳ thuộc vào khối lượng

của các ngôi sao Với suy nghĩ thông thường, chúng ta hay cho rằng các sao có

khối lượng lớn tức là có nhiểu nhiên liệu hơn thì chắc hẳn phải tổn tại lâu hơn.

Nhưng theo công thức trên cho thấy một sự thật ngược lại : các sao có khối lượng

càng lớn lại có tuổi thọ thấp hơn so với các sao nhẹ đó là vì tốc độ đốt nhiên liệucủa chúng lớn hơn Trong thực tế, các ngôi sao có khối lượng gấp 60 lần M_ cạn

kiệt nguồn dự trữ H chỉ sau vài triệu năm, trong khi thời gian này đối với một

ngồi sao có M= M, là 9 tý năm và các sao có M= oM, thì có thể đốt H liên

tục trong 20 tỷ năm hơn cả tuổi của vũ trụ hiện nay

Quá trình tiến hóa hay vòng đời của một ngôi sao là quá trình tổng hợp H

thành các nguyên tố ngày càng nang hơn, từ H —› He > C— > Fe là kết

thúc Sao càng nhỏ thì nhiệt đô càng thấp nên không thể có được những phản

ứng hat nhân đòi hỏi nhiệt độ cao Ví dụ: mặt trời sau khi đốt hết H chỉ có thể đốt

SOTH: HAguyén “Thị “Tuuết Giang Frang 20

Lugn oan tất “hiệp QOD: Th Trin Qube Ha

hết He rồi chuyển sang giai đoạn già Còn các sao nang hơn có khối lượng lớn hơn, có thể đốt nguyên liệu tuần tự cho đến khi tao ra Fe.

Sự đốt nhiên liệu có thể xảy ra như sau: sau chu trình đốt H thành Hc thì

phản ứng hạt nhân này ngừng, làm cho không có áp suất của phản ứng hạt nhân

chống đỡ với lực hấp dẫn, do đó, nó sẽ co lại, vì co lại nên nhiệt độ lại tăng lên,

đủ để châm ngòi cho những phản ứng hạt nhân mới, tổng hợp nguyên tố nặng

hơn.

Hình 2.5: Cấu tạo lớp “củ hành” của một ngôi sao 2.3 Sự già và cái chết của các sao:

2.3.1 Sự già và cái chết của các sao nh:

Sao nhẹ là các sao có khối lượng thấp M $3M,, Qua quá trình hình thành

sao, chúng ta đã biết các sao có khối lượng thấp này chiếm ưu thế trong vũ trụ.

Chính vì lý do đó khi chúng ta thảo luận về sự gid và chết đi của các sao nhẹ chính là chúng ta đang xem xét đến tương lai của hấu hết các sao trong vũ trụ.

Chúng ta sẽ đặc biệt xét các sao có khối lượngM = M,, , các sao nhẹ khác đều

tuân tự đi qua các giai đoạn như vậy tuy chỉ có điểu là tốc độ diễn ra sẽ khác

Lugn oda tht “gkiệp 402/0): Thd (Trấn Qube Ha

Hình 2.6: Quá trình tiến hóa của sao có M = M,,

* Sao kênh đỏ

Trong suốt pha dải chính (hình trên) của các sao nhẹ, cũng như đối với tất cả

các sao, H trong lõi dan dần tổng hợp thành He Trong suốt thời gian này vị trí

tương ứng của các sao vẫn ở cùng một chỗ trên biểu đổ H-R, chỉ wéi lên một chút

ít không đáng kể Gắn 10"° năm sau khi | sao M=M.,, ldn đầu tiên đạt đến dải

chính , không còn H nào sót lại trong lõi mà vì vậy nó chứa hấu như hoàn toàn là

He H vẫn trải qua sự tổng hợp trong | lớp xung quanh lõi

Bởi vì không có sự tổng hợp nào diễn ra trong lõi, không có quá trình hạt

nhân nào tiếp tục thay thế năng lượng đang truyền ra khỏi vùng tâm nóng Lôi

không còn đủ áp suất để giữ cả bản thân nó và các lớp đang đè lên trên chống

lại lực hấp dẫn hướng vào trong Kết quả là lõi bất dau co lại dưới tác dụng của

lực hấp dẫn Sự co hấp dẫn này không chỉ thay thế lượng nhiệt mất đi bởi lõi mà

còn làm cho lõi nóng lên Do vậy ngược đời thay, chẳng bao lâu sau khi quá trình

cháy H trong lõi dừng lại, lõi trở nên nóng hơn nó trước đây (bởi sự co hấp dẫn)

Một nửa năng lượng từ sự co hấp dẫn luôn chuyển thành chuyển động độnglực ở phần bên trong Đây là một lý thuyết quan trọng, định lý Viral, mà chúng ta

từng được học Một ví dụ về sự chuyển động động lực tăng lên như vậy là sự tăng

về nhiệt độ mà chúng ta gọi là nhiệt, Phần lớn năng lượng côn lại được phát xạ

ra ngoài.

Bởi vì lỗi trở nên nóng hơn, nên lớp đang đốt H xung quanh lõi cũng trở nên

nóng hơn và các phản ứng hạt nhân tiếp diễn với tốc độ cao hơn Sau đó một

hiện tượng cực kì quan trọng xảy ra: phần sản sinh năng lượng tăng lên làm giãn

nở các lớp ngoài của sao Tổng lượng năng lượng được trải đểu khắp diện tích

bể mặt giãn nở và nhiệt độ bể mặt của sao giảm xuống

Luda van t8t nghiệp 1/0): ThdS Fran Qube Wa

Nói tóm lại các phép tính tỉ mỉ cho thấy ngay khi một sao dai chính hình

thành một lõi He đặc chắc, các lớp ngoài lớn lên một cách chậm chap và ngày

cảng đỏ hơn Ngôi sao kết thúc việc tod ra nhiều năng lượng hon (vì nhiệt độ lõi

và tốc đô phản ứng hạt nhân đang tang) Tổng độ trưng của sao, nghĩa là sự phát

xa / | don vị điện tichx tổng điện tích tang lên Mặc dù L tăng nhưng mỗi góc

của bể mặt thì ít sáng hơn trước đây (kết quả của sự giảm nhiệt độ) bởi vì tổng

diện tích bé mat dang phát xa lại ting nhanh chóng.

Quá tinh tiến triển với một nhịp độ tũng tốc luôn đơn gián là vì lỗi càngnóng, nhiệt truyền từ nó ra càng nhanh và nó co lại cảng nhanh thì lại đốt nónghơn nữa Lớp H ngày càng toả ra nhiều năng lượng, các lớp bên ngoài lớp cháy

H này tiếp tục nở ra.

Mặt trời của chúng ta vẫn ở giải đoạn dai chính, nơi mà sự thay đổi điển ra

khá cham Nhưng trong vài ti năm nữa, khi H trong lõi của nó (gần 10% H của cả

mat trời) cạn kiệt, thời gian sẽ đến cho mat trời sáng và làm đồ càng nhanh cho

đến khi cuối cùng nó căng phống ra nhấn chìm cả sao thuỷ và sao kim Tại điểm

này, mặt trời sẽ không còn là sao lùn mà là sao kénh đỏ (trên biểu 46 H-R, nơi

mà các sao này được tìm thấy được gọi là "nhánh kénh đỏ ”) Bể mặt của sao

kénh đỏ sẽ gắn trái đất đến nổi mà nó sẽ làm khô héo và đốt thành than bất cứ

cái gì đã từng ở đây Một cơn gió sao mạnh có thể hình thành.

Mặc dù có thể hủy hoại, tiêu diệt trái đất vì chúng đến gần nhưng các lớpngoài của sao kénh đỏ vẫn tương đối lạnh đối với các ngôi sao Các thể bụi trong

chúng và các lớp chứa các phân tử thỉnh thoảng cũng được đò tìm ra.

Trong khi các lớp ngoài đang giãn nở, các lớp bên trong tiếp tục co lại và

nóng lên, cuối cùng đạt đến 10° K Tại điểm này, quá trình bội 3œ bất đầu cho

tất cả nhưng ít nhất là các sao nhẹ, như nhóm 3 hạt nhân He tổng hợp thành hạt

nhân C Đối với các sao có M = M.,, sự bắt đấu mạnh mẽ của quá trình 3œ xdy

ra nhanh chóng Sự tăng của chớp sáng He này sản sinh một lượng năng lượng

lớn trong lõi nhưng chỉ trong vài năm Đầu vào năng lượng tại tâm này làm đáo

ngược quá trình tiến hóa mà chỉ xảy ra ưu tiên cho chớp sáng He: bây giờ lõi nở

rong ra trong khi phan bên ngoài co lại (vì nó không còn nhận nhiễu năng lượng

từ lõi như trước khi có chớp sáng He) Khi các ngôi sao dan xếp tình huống nay,

nó trở nên nhỏ hơn và ít sáng hơn quay trở xuống và cháy đều đặn trong lõi và

trong suốt tram triệu năm sau thì hoàn toàn chuyển đổi thành € Trong suốt thời

gian sao trở nên Ga định H và He cháy trong các lớp riêng biệt lõi của nó được

làm từ C.

* Tỉnh vân hành tính:

Khi lõi C hình thành trong một sao kénh đỏ, nó co lại và nóng lên như lõi He

trước nó Điều nay làm tăng tỷ lệ H được chuyển hóa thành He và He chuyển

eee

SOTH: HAguyén Thi “Tuuết Giang rang 23

Kuậun tân tt nghiệp (03⁄0): “Thuý Trin Qube Ha

eee

thành C trong các lớp xung quanh lỗi Rồi thì các thông số của sao lại mot lấn nữa ở tại điểm phía trên, bên phải của giản để H-R Sao lúc nay có vị trí ở trên

nhánh kếnh đỏ thứ II, cũng được gọi là tiềm cân nhánh sao kénh vì trong | biểu

để chòm sao H-R những sao này hình thành gắn như song song và gắn như hỏi tụvới nhánh kénh đỏ Các lớp đang đốt H và He sản sinh ra năng lượng không ổn

định, Nhưng sự bất ổn định này làm cho sao bỏ rơi khối lượng trong một cơn gid

sao mạnh và cũng sắn sinh ra các mach động thuộc sao trong phạm vi ấy.

Trong môi mô hình khi các mạch động ting, các lớp ngoài của sao cũng trở

nén không bén vững, chúng mất một phan nhỏ khối lượng của chúng với mỗi

xung Trong thời gian ngắn (gắn 1000 năm) toàn bộ lớp vỏ bao bị tống ra ngoài.

Trong thang thời gian này, khí được tống ra dịch chuyển ra xa hang trăm AU so

với sao và trải rong thành một lớp đủ mỏng để trong suốt Nhiệt độ điển hình cho

một lớp như vậy là I0000K Chúng ta thấy nó sáng bởi vì nó được ion hoá bởi bởi các bức xa tử ngoại từ lõi nồng được phơi ra của sao ban dau, nay được goi là

“sao Irung tâm” của một tinh van hành tinh Anh sáng chúng ta thấy là kết quả

của các œ chắp lại với các ion, tạo nên nguyên tử bị kích thích Các nguyên tử

kích thích thường tỏa ra một phan nắng lượng đưới dạng ánh sáng.

Một mô hình khác cũng giải thích làm thé nào lớp khí sáng như vậy có thể

xuất hiện”? Trong mẫu này, các lớp bên ngoài đang giãn nở của sao kénh dé hình

thành một cơn gió sao tương tự như gió mặt trời Khi lõi trợ ra, tốc độ gió ing

lên vật chất bên trong chuyển động nhanh hơn rỗi thì sẽ chum lại với nhau

chống lại lớp vật chất ngoài chuyến động chậm hơn Lớp khí đậm đặc bị ion hoá

bởi các bức xạ tử ngoại từ sao trung tâm, là lớp khí mà chúng ta có thể quan sắt

được.

Chúng ta biết có gắn 1000 vật thể như vậy trong thiên hà của chúng ta mà cóthể được giải thích bởi các mô hình lý thuyết trên và có khoảng 300000 tất cả

chúng được đặt tên là “tinh vân hành tính” bởi vì cách đây 200 năm, khí chúng

được khám phá, chúng đã xuất hiện tương tự như hành tinh Thiên vương kh được quan sát bằng một kính viễn vọng nhỏ Cả hành tinh và “tinh vân hành tinh” đã

xuất hiện như các đĩa nhỏ hơi lục Màu sắc của tỉnh vân là do sự tổn tại của các

vạch phát xạ manh nào đó của oxy bị ion hoá nhiều Min (nghĩa là oxy mất nhiều

hơn một electron) và các nguyên tố khác Chúng ta có thể xác định thành phan

hoá học của tinh vẫn bằng cách nghiên cứu vạch phát xa này.

—ỄỄỄ———=Ắằ=Ắ-—=—————

SOTH: Haugen “Thị “Tuyết Giang TFrang 24

Hình 2.7 : Tinh vân Cái nhẫn

Tinh vân Cái nhẫn có đưỡng kính khoảng | năm ánh sáng và cách Trái đất khoảng

2000 năm ánh sáng Màu sắc của nó tương Êngvới ba nguyên tố hóa học khác nhau : He

(xanh da trời), O (xanh lá cây) và N (đỏ)

Tính vân hành tính là những vật thể đẹp cực kỳ Chúng thực sự là những lớp khí bán trong suốt Khi chúng ta nhìn bìa của nó, chúng ta đang nhìn gián tiếp

thông qua các lớp khí và có đủ khí doc theo các vạch mà chúng ta có thế nhìn

thấy (thuộc vùng khả kiến) Nhưng khi chúng ta nhìn xuyên qua tâm của các lớp.

có ít khí doc theo vạch khả kiến và tinh vân xuất hiện trong suốt Ở phẩn giữa

của hấu hết tinh vân, chúng ta thấy rất nóng, một số nóng lên đến 100000 K vì

vậy chúng xuất hiện cao lên trên bên trái của biểu đổ H-R.

Các nhà thiên văn vẫn đặc biệt say mê tỉnh vân hành tỉnh vì họ muốn nghiên

cứu các phương tiện khác nhau mà các sao có thể tống khối lượng ra ngoài không

gian giữa các vì sao Các nhà khoa học Cornel, sử dụng dịch chuyển Doppler mà

cho thấy vận tốc của khí trong tính vân hành tỉnh Các vận tốc như vậy được

nghiên cứu trong quang phổ quang học Vật chất trong tinh vân hành tinh chứa

cắc nguyên tố nặng mà đã được “nấu” bên trong các sao ban đầu và được mang

ra bề mặt do đối lưu (sự truyền năng lượng từ khí nóng bốc lên cao và khí lạnh

chìm xuống vì lực hấp dẫn) trong suốt pha kénh đỏ Vì vậy, nghiên cứu về các hành tinh cho các nhà thiên văn biết làm thế nào một ngôi sao có thể hạ khối lượng bản than nó, Nó cũng biểu thị diéu gì đó về nguồn gốc của vật chất giữa

các vi sao và làm thé nào nó được làm giàu bởi các nguyên tố nang, bởi vì một

số lớp hành tinh bao gồm vật chất mà đã trải qua tiến trình hat nhân bên trong

SOTH: (Àguuễn Thi Tuyét Giang Trang 27

Ludn tan tất rtghiệp DOWD: Ths “Trần Qube Ha

—————————————eeVaV—V——_ SS —

sao tổ tiên Mỗi tinh vân hành tinh tượng trưng cho sự tống 10 -20% M chỉ là

một tỷ lệ nhỏ khối lượng của sao Tuy nhiên, theo thống kê, gắn | tinh vân hành

tinh hình thành trong thiên hà của chúng ta trong một năm, do đó chỉ trong vòng

mot thế kỷ, từ 10 - 20 M, của vật chất được gia công làm giàu cho môi trường

Hình 2.8 : Các ảnh về tinh vân hành tinh, tượng trưng cho các kiểu

tống các lớp ngoài của những sao đang hấp hối

Chúng ta có thể đo được tuổi của một số tỉnh vân hành tinh bằng cách lần

theo dấu vết trở lại các lớp ở tốc độ giãn nở hiện nay của chúng và tính toán khi

chúng được tống từ từ ngôi sao Tuổi được tính bằng cách này có sai số lớn bởi

vì nhiều hiệu ứng có thể làm cho giãn nở nhanh lên hay chậm xuống Một số tinh

vân hành tinh có nhiều lớp, vì vậy có thể phun ra nhiều hơn | lin Các ước tính cho tuổi cũng đến từ các quan sắt những sao trung tâm, được giải thích bằng cách

so sánh các vị trí đo được trên gián đổ H-R với các phép tính lý thuyết về những

vị trí này thay đổi theo tuổi như thế nào? Phan lớn các tinh vân hành tinh

<50000 năm Dữ liệu phù hợp với bức tranh của chúng ta, sau một thời gian dài

hơn, tỉnh van sẽ nở ra nhiều đến nỗi khí sẽ không thể nhìn thấy và sao trung tâm

có lẽ nguội lạnh đi khá rõ mà bây giờ không thể ion hóa khí và vì vậy không làm

cho tinh vân phát sáng Rồi sau đó chỉ ngôi sao nóng tại tâm đã được co lại là có

giữa các vì sao.

SOTH: Aguyta Thi Fuyét Giang Frang 26

huận cân tối nghi¢p GORD: Td, Tran Quéie Wa

a ed

thé thay Chúng ta nhận diện nó như là | sao lùn trắng Con đường này đặc biết thú vị vì mat trời phải ton 5 tỷ năm hay hơn thể.

Tinh van hành tình trong các thiên ha xa xôi ngày nay dang chứng minh là

quan trong cho việc xác định thang khoảng cách của vũ trụ.

* Sao lùn trắng:

Chúng ta thấy một ngôi sao nhẹ chuyển hóa toàn bộ H trong lỗi của nó thành

He và sau đó toàn bộ He trong lõi nó thành C lớp này được tống ra ngoài như

một tinh vấn hành tính Bây giờ chúng ta quan tâm đến cái Wi Bởi vì nó không

có đủ khối lương, nó không nóng lên đủ để cho phép C tổng hợp thành các

nguyên tố nặng hơn Cuối cùng các phản ứng hạt nhân không còn sản sinh năng

lương cắn để duy trì áp suất nội tại cân bằng với lực hấp dẫn

Tất cả các sao ma giải đoạn này trong cudc sống của chúng đều <1,4M,

đều có cùng sổ mệnh Nhiều hay tất cả các sao trong nhóm khối lượng thấp này

đến từ pha kénh đỏ, và có lẽ thông qua pha các sao ở tâm của các tinh vân hành

tỉnh Những sao khối lượng thấp khác hình như không đi qua | giai đoạn tinh vân

hành tinh mặc dd chúng ta không biết tại sao, Những sao không đi qua giát đoạn

tinh vân hành tinh mất một phần khối lương của chúng bằng một cách nào khác

có lẽ là suốt giai đoạn kếnh Các sao chứa 4M, khi chúng ở bên dải chính có lẻ

phía trái dải chính.

Các sao lùn trắng tượng trưng cho một pha On định mà trong đó sao <l.4M_sống sót qua tuổi già của chúng Giá trị 1.4M_ được biết đến như là giới hạn

Chandrasckhar Chandrasckhar tìm được quan niệm và giá trị năm 1930 khi ông

19 tuổi, chia sẻ giải Nobel vật lý năm 1983

Chandrasekhar suy luận rằng một vài thứ phải đang giữ vật chất trong saolùn trắng chống lai lực hấp dẫn, các phản ứng hạt nhân tao nên áp suất nhiệtkhông còn xảy ra trong các phần trong nữa Đặc tinh chống đỡ sao lùn trắng là

một điều kiện được goi là sư suy biến e vì vậy chúng ta nói đến “các sao lùn trắng suy biến”

Sư suy biến e là điều kiên nảy sinh phù hợp với định luật của cơ hoe lương

tử Khi sao co lại và e tiến đến gan nhau hơn, có một lực cản tăng liên tục Cái

SOTH: Hguyen “Thị “Tuuết Giang Frang 27

Ludu nâu tất “giuiệp (3/0): Thd “Trấn Qube Ha

EEE

này biểu hiện như là mot áp suất Ở mật độ rất lớn áp suất được sản sinh bằng

cách này vượt quá áp suất nhiệt thông thường Khi này từ các ¢ suy biến đủ lớn,

nó cân bằng với lực hấp dẫn và sao ngừng co lại.

Do vậy, hiệu ứng áp suất e suy biến là làm cho sao lùn trắng ngừng co lại,

roi thì khí ở trang thái nén rất mạnh Trong một sao lùn trắng M=M, được nén tdi một thể tích chỉ gần bằng thể tích trái đất (sự suy sụp vĩ đại này là có thể xảy

ra bởi vì các nguyên tử là không gian hau như trống rỗng các hạt nhân chỉ chiếm

một phần rất nhỏ) Lúc nay một muỗng của sao lùn trắng nặng cỡ 10 tấn

Chuyện gì sẽ xảy ra đối với sao lùn trắng sau một thời gian? Ap suất từ các œ

suy biến không phụ thuộc vào nhiệt độ do vậy các sao ổn định ngay cả khi không

có nang lượng nào được sản sinh bên trong bén trong nó Bởi vi sự suy biển € của

chúng, chúng không bao gid co thể co lại thêm nữa Vẫn như cũ, chúng có mot số

nang lượng được tích trữ và nang lượng này sé phat xạ ra ngoài quá | tỷ nam

tiếp Rồi thì sao sẽ là một khối lớn bị đốt sạch được gọi là một sao lòn den, Mặt

dù có thể không sao lùn trắng nào sống dài đủ để đạt đến trang thái cuối cùng

ấy Se là hàng tỷ năm trước khí mặt trời trở thành một sao lùn trắng và rỗi nhiều

tý năm hon trước khi nó đạt đến sao lùn đen.

Khi một sao lùn trang ở gần một sao kênh đỏ thì có thể sinh ra nổ sao siêu

mới loại | Khi đó lùn trắng hút hết vật chất của sao kénh , đủ để xảy ra phản

ứng nhiệt hạt nhân làm sao sáng bùng lên tức nổ sao siêu mới.

2.3.2 Sự già và chết của các sao nặng:

Sự tiến hóa của các sao khối lượng lớn này khác với sự phát triển của sao

khối lượng nhỏ mà ta vừa xét ở hai điểm Thứ nhất, chúng phát triển nhanh hơn

nhiều vì chúng mất năng lượng do bức xạ với tốc độ cao hơn nhiều (L~M*) Thứ

hai là, khối lượng lớn của những sao rất nặng có thể giữ cái lõi ở một mật độ đủ thấp để lõi vẫn ở trạng thái không suy biến nhưng đồng thời lại có thé tạo được

một dp suất và một nhiệt độ đủ cao để đốt cháy mọi nguyên tố tới tận sắt.

Các ngôi sao có khối lượng lớn hơn nhiễu so với mat trời chạy vụt qua thời

gian sống trên dải chính với một nhịp đô nhanh chóng Những ngôi sao này can

kiệt nguồn dự trữ H của chúng rất nhanh Một ngôi sao có khối lượng khoảng 15

lan khối lượng mat trời có thể chỉ tốn 10 triệu năm từ lúc nó bắt đầu tiến đến dải

chính cho đến khi nó can kiệt sạch H trong lõi của nó Thời gian này ngấn hơn cả

môt ngàn lẫn so với mặt trời Khi ngôi sao này cạn kiệt H trong lõi của nó cắc lớp ngoài nở rộng và sao trở thành một sao kếnh đỏ.

Đối với các sao có khối lương lớn này, rồi thì lõi có thế nóng lên dẫn dẫn

đến 100 triệu đô và quá trình ba œ bắt đầu chuyển hóa He thành C Sau sự kích

§⁄ 72: Aguyén Thi “Tuuết Giang Frang 28

Ludn van tt nghiệp GOWD: ThS Trdn Quie Ha

mà Betelgeuse là một ví dụ được biết đến nhiều nhất Các sao siêu kểnh là

những ngôi sao rất sáng với cấp sao tuyệt đối lên đến —10, sáng hơn gấp triệulan so với mal trời Tuy vay, khối lượng của một sao siêu kênh được trải rongtrong một thé tích lớn như vậy nên mật độ trung bình thì lại nhỏ hơn một phẩn

mười mật độ của mặt trời.

Lõi € của một sao siêu kểnh co lại, nóng lên và bất đầu tổng hợp thành các

năng hơn Cuối cùng, tích tụ đến Fe Lõi Fe này được bao quanh bởi các lớp nguyên tố với khối lượng khác nhau, nhẹ nhất là ở ngoại biên Khối lượng cũng

thoát ra từ ngôi sao và bao xung quanh nó.

Bat đầu từ sất, khối lượng của sản phẩm cuối cùng lại lớn hơn tổng khốilượng của các hạt nhân tham gia phản ứng tổng hợp Vì vậy sắt đòi hỏi phải chỉ

phí cho nó một lượng lớn năng lượng mới có thể tham gia vào các phản ứng hạt

nhân đó Nhưng lúc này sao đã không còn năng lượng để đáp ứng, hết nhiên liệu

né ngừng bức xa Lúc này, không còn cách nào khác, các sao buộc phải co lại.

Sự nổ siêu sao mới xảy ra sau đó sẽ để lại ding sau một cái lõi nổ dỗn, có thể

phát triển thành một sao nơtrôn hay một lỗ đen tùy theo khối lượng của sao ở

thời điểm ấy.

* Cái chết của sao nặng khi sao tàn dư có 1,4M < M<3M,,

Thế còn điểu gì xảy ra đối với các sao có khối lượng lớn hơn 1,4 lin khối

lượng của mặt trời?

Kết cục khả đĩ thứ nhất, là sự tạo thành một sao lùn trắng, khi một sao để lại

một vật tàn dư co khối lượng đưới 1,4 khối lượng mặt trời Nhưng nếu sao tàn dư

có khối lượng l,4M,<M<3M., thì nó phải trải qua một cơn hấp hối đau đớn

hơn nhiều

Sau khi nhiên liệu đã cạn kiệt, vì có khối lượng gia tăng nên các ngôi sao

này bị nén rất mạnh Sự suy sup hấp dẫn tăng nhanh đến mức mà các electron

không còn đủ thời gian tạo ra áp suất suy biến để kháng cư Nhiệt đô tăng lênnhanh chóng giải phóng một năng lượng khổng lổ làm cho sao nổ tung và phóng

ra chung quanh các nguyên tử đã được tổng hợp bên trong nhân ngôi sao Chỉ

trong một vài giây, ngôi sao vụt sáng chói lên bằng ánh sáng của cả mốt thiên hà

gốp lai hoặc ánh sáng của mặt trời trong 9 tỷ năm công lại : đó là hiện tương nổ

siêu sao mới

“————cc———————————————

SOTH: Aguyen Thi Fuyét Giang Trang 29

thuận nâu tốt nghiệp GOD: ThS Trin thuốc Ha

i

Sau sự nổ khủng khiếp này, mot lực ép cực mạnh làm cho nhân ngôi sao co

lai với tốc độ 80000 knsao, tức 4 vận tốc ánh sáng Các hạt nhãn không thé

chống lai sư nén này và bị vỡ ra thành các proton và ndưôn Các electron bị ép

sắt vào các proton đến mức mà chúng buộc phải phắn ứng với nhau để tạo thành

notron và các nơtrinô, Các hạt nơtrinô không tương tác với vật chất và do đó

ngay lập tức thoát ra ngoài Lỗi của sao bây giờ trở thành một nhân chứa toàn

nơtrôn Các nơirôn khi ở trạng thái tự do chỉ sống được 15 phút nhưng một khi đã

bị nhốt chat trong sao thì chúng gắn như bất tử Bây giờ cũng theo nguyên lý loại

trừ Pauli, các ndưôn không thể bị ép sát vào nhau quá mức Ap suất ndtrôn suybiến đủ mạnh để cho thiên thể chống lai sự suy sụp hấp dẫn : một sao ngưôn

được hình thành Các ndtrôn chiếm toàn bộ khối lượng ngôi sao , trừ mot lớp vd cực mỏng bên ngoài, dày chưa tới Im bang sat Sao nơưôn có kích thước rất nhỏ

nhưng lai rất nâng : một muỗng cà phê vật chất sao nưưôn năng đến hàng tỉ tấn

Vi kích thước nhỏ nên sao nơtrôn tự quay rất nhanh, đồng thời cảm ứng từ trên

hay pulsar Năm 1967, ở Anh người ta đã ghi nhận được những xung vô tuyển lạ

và cho rằng đây là đấu hiệu của những người ngoài hành tinh Nhưng cuối cùng

lại hóa ra là các xung của môt pulsar ( do một nữ sinh viên Anh là Jocelyn

Burnell ghi nhận được và thấy cô là A.Hewish đã được nhận giải Nobel vì phát kiến này.

* Cái chết của sao nặng khi sao tàn dư có M > 3M,

Đối với các sao có khối lượng khổng 16 (>230M, ) thì đến lúc này sao tàn dưcủa nó còn khoảng trên 3M,, Khối lượng khổng 16 ấy khiến cho sao càng co

mạnh hơn Lan này, không chỉ các electron mà ngay cả các ndưôn cũng không

chịu đựng được và bị nén chặc đến mức tới hạn Một cm” bây gid nặng tới

100000 tỷ tấn, đã tạo nên một lực hấp dẫn cực kì lớn, có khả năng hút cả ánh

sáng đi gắn qua nó Bây giờ lõi của sao trở thành một lỗ đen.

Cũng như trường hợp trước, sự suy sup hấp din vô cùng mạnh mẽ cũng tạo

ra một vụ nổ khổng lỗ tống các lớp ngoài của sao vào không gian Đây cũng

chính là một vụ nổ sao siêu mới.

Chúng ta khong thể trông thấy lỗ đen vì tất cả các ánh sáng lai gan đều bi

nuốt chửng vào trong Chúng ta chỉ có thể biết có sư có mat của nó thông qua hiệu ứng hấp din mà nó tác dụng lên các vật ở gắn nó Tất cả những gì đến gắn

lỗ den đều bị cuốn hút vào đó như một xoáy nước khổng lỗ với tốc độ khủng

Š⁄ 77: (À(guuŠn “Thị “Tuuết Giang Trang 30

Ludu van tắt nghién GOWD: Thd Trin Qube Wa

khiếp Với tốc đô đó, vật chất bị cuốn vào lỗ den co xát với nhau nóng lén đến

hàng triệu độ, phat ra các tia X quang mà nhỡ đó các nhà khoa học đã phát hiền

ra sự có mat của nó trong vũ trụ Chính vì thế chỉ trong những hệ thống sao đôi

ma một trong chúng là lỗ đen, thì dựa vào cách cư xử của sao còn lại ta có thể

phán đoán được sự tốn tai của lỗ đen

Vì các vụ nổ sao siêu mới rất quan trong trong việc hình thành nên các

nguyên tố năng nên chúng ta dành một phần để nói rõ thêm về chúng.

2.3.3 Sao siêu mới:

Có hai tình huống khác nhau có thế din đến sv hình thành sao siêu mới Các

mô hình hợp lý nhất hiện nay cho rằng sao siêu mới loại | tướng trưng cho sự hỏa

táng sao lùn trắng ( kết quả của các sao nhẹ) Còn các sao siêu mới loại TE thì

xảy ra trong các sao nặng và cho thấy rằng quá trình tiến hóa sao có thể bỏ xa

bản thân nó và ngoài tầm kiểm soát

Sao siêu mới loại |

Nguồn | Các sao lùa trắng trong hé sao | Các sao khối lượng lớn

đôi

| Phổ | Không có vạch H

Dinh Sáng hơn loại II 1,5 cấp Tủ hơn (khi được vẽ theo

| Nhọn hơn thời gian)

Đường cong ánh | Tang nhanh

sáng Phân rã với chu kỳ bán rã vài

tuầnTất cả đều cùng cấp sao Các cấp sao khác nhauTất cả các loại thiên hà Chỉ các thiên hà xoắn ốc

Bức xa vô tuyến Vắng mặt Có mặt

Có thể phân biệt hai loại sao siêu mới bằng phổ và tốc độ thay đổi độ chóicủa chúng Rudolph Mincowski đã chỉ ra sự phân biệt này vào những năm 1940dựa vào các quan sắt rằng một số sao siêu mới loại II có các vạch H nổi bật khi

chúng sáng nhất trong khi các vạch này lại vắng mat trong sao siêu mới loa: I

Sao siêu mới loại ï được quan sát thấy thường xuyên hơn vì chúng sáng hun loại

II gấp 4 lan và xảy ra trong tất cả các thiên hà Sao siêu mới loại I chi xảy ra

trong cúc thiên hà xoắn ốc Thue vậy, việc chúng thường được tìm thấy gin cáccánh tuy xoắn ốc đã chứng thực rằng chúng được sinh ra từ các sao có khối lượng

lớn (Vi các sao có khối lượng lớn có thời gian sống ngấn nên chúng được tìm thấy trong các cánh tay xoắn ốc gắn nơi mà chúng sinh ra).

—ˆP555ŠỄỄỄỄỄỄễỄễỄễ

SOTH: Hquyen Thi Fayet Giang Frang 31

Khuậu tàn tél nghiệp GOWD: Thd Trin Qube Ha

Phan ba

SU HINA THÀNH NGUYÊN Tố HOA nae

I UA TRIN ; N

Khi các nhà thiên van nói đến các nguyên tố nguyễn thủy nghĩa là họ muốn

để cập đến H và He, các đồng vị của chúng và vì những lý do quan trọng: H là

nguyên tứ đơn giản nhất tốn tại bởi sự xác định của | proton và | electron Bất

cứ cát gì nhỏ hơn và không còn là một nguyên tử, nó là hat hạ nguyên tử với

những tinh chất rất khác so với các nguyên tử vững bền Với suy nghĩ này, thật dễ

đàng hơn để hiểu rằng phần lớn các nguyên tử có nhiều trong vũ trụ của chúng tachắc hin phải là những nguyên tử được hình thành từ các hạt ha nguyên tử

Sự tổng hợp hạt nhân nguyên thủy có nghĩa là quá trình sản sinh ra các

nguyên tố trong suốt pha sơ khai của vũ trụ rất ngắn sau BigBang Người ta nghĩ

đó có thể sẻ giải thích cho sự hình thành H, đồng vị của nó *H và He với những

dang 'He “He, đồng vị của Li: `Li.Vì sao lại như vậy? Thực tế trong những

năm 60, các nhà thiên văn đã nhận thấy rằng lượng He so với H thực tế hầu như

không thay đổi từ ngôi sao này sang ngôi sao khác, từ thiên hà này sang thiên hà

khác, trái ngược hẳn so với kim loại năng có số lượng thay đối có khi tới cỡ hơn

1000 lần Các thiên thể luôn có cùng một tỉ lệ chừng !4 là He và %4 là H về khối

lượng Tính đều dan này không thể là kết quả của sự ngẫu nhiên Sự thay đổi số

lượng của các nguyên tố nặng và sự không đổi đối với H và He chắc chắn phảiphản ánh nguồn gốc của chúng

Ngay từ nam 1939, nhà vật lý người Mỹ- Hans Bethe- đã phát hiện ra rằng

các kim loại nặng có thể được tạo ra ở tâm các ngôi sao Những lò lửa vũ trụnóng tới hàng chục triệu độ đó sẽ tổng hợp các hạt nhân H thành các hạt nhân

năng hơn đồng thời giải phóng một lượng năng lượng khổng lổ để duy trì ngọn

lửa trong các ngôi sao Cũng hiển nhiên rằng H phải là nguyên tố nguyên thủy,

tức là có trước khi hình thành các ngôi sao vì chính bản thân các ngôi sao được

cấu tao từ H He có môi thân phân đặc biệt Chúng không được tạo thành một lương đủ trong lò lửa ở tâm các ngôi sao, bởi vì nếu tạo được như vậy, năng lượng giải phóng ra sẽ rất lớn, lớn hơn cả lượng năng lượng quan sát thấy trong

vũ trụ

Sự không đổi của He so với H có thể được giải thích một cách hoàn toàn tựnhiên nếu 2 nguyên tố này là những sản phẩm duy nhất trong những khoảnhkhắc tổn tai đầu tiên của vũ trụ tức chúng là các nguyên tố “nguyên thuỷ” Sốlương tương đối của chúng do đó sé xác định môt lần cho mai mãi, không phụ

thuộc vào sự tiến hoá của các sao và các thiên hà trong hàng tỷ năm tiếp sau đó

- nguyên nhân về sự hiến thiên lớn về số lượng của các nguyên tố nang Mat

SS

SOTH: (quyên Thi “Tuuết Giang Frang 32

Ludu van tắt ngiiệp GOWD: ThS Trin Qube Ha

ee

khác, sự vang mắt hiện nay của năng lượng được giải phóng trong sự tao ra He

có thể được giải thích bởi su pha loãng năng lượng này do sự giãn nở của vũ trụ

Các nhà vật lý thiên vin lại lao vào công việc một cách cuồng nhiệt và lý thuyết

BigBang lại dành thắng lợi lan thứ 2 Nếu nhiệt độ vũ trụ hiện nay là 3K thì

những tính toán tiền đoán rằng khoảng 3 phút sau vụ nổ nguyên thuỷ 1⁄4 khối

lương của vũ trụ là của He và % còn lại là của H, tỉ lệ này sau đó chỉ thay đối rất

i Đó chính là điểu quan sát được trong các ngôi sao và thiên hà Các nhà vũ trụhoe đã ngày càng có ấn tượng rằng họ đã đi theo con đường đúng

Quá trình tổng hợp hat nhân nguyên thuỷ xảy ra trong khoảng thời gian xấp

xi bằng 10° giây <t< 10° giây sau BigBang (10 miligidy đến 15 phút) Khoảng

nhiệt độ vũ trụ khi đó là 10''K > T > 410 0K Bat soup nguyên thuỷ tại thời

điểm đó gồm có proton (p), nvtrino (n), electron (e)), positron(e”), photon (y ),

ndtrino cùng các phản nơtrino

Trước khi đống hồ vũ trụ điểm | giây, tỉ lệ nơtrôn : proton được duy trì ở

trạng thái cân bằng nhiệt theo các phản ứng;

pre ->n+v

n+c >p+v

Có rất nhiều electron để proton có thể kết hợp biến thành ndưôn Nhưng

ngay khi giây thứ nhất vừa điểm, nhiệt độ của vũ trụ hạ xuống 10'”K, đây là lúc sdp diễn ra cuộc đại huỷ diét Min 2 của vật chất và phản vật chất Các photon đã

kiệt sức do sự giãn nở của vũ trụ, không còn đủ năng lượng để biến đổi thành cập

electron —positron nữa Trong khi đó các cặp đã tổn tại thì đều đã biến thành ánh

sáng Tuy nhiên một lan nữa tu nhiên lại có phan thiên vị với vật chất Trong số

| tỷ phản electron thì luôn có ltỷ cộng 1 electron Do vậy đây là thời điểm đánhdấu sự chiến thắng hoàn toàn của vật chất Mat khác vì sự thiên vị của tự nhiên

đối với proton mang điện tích dương va electron mang điển tích âm là như nhau

nên xố điện tích đương và 4m trong vũ trụ là ngang bằng nhau Kết quả là tổng

điện tích của vũ tru là zero nghĩa là chúng tu sống trong một vũ trụ trung hòa về

điện

Sự hủy diệt hoàn toàn phản vật chất sẽ dẫn tới sự mất thăng bằng dân sốgiữa proton và ndtrôn và có ảnh hưởng sâu sắc đến thành phần hoá học tương laicủa vũ tru Chúng ta đã biết các proton xuất hiện sau 10% giâyđẩu tiên của vũ

trụ, có số lương ngang bằng với số nơtrôn do số lượng 2 quark là như nhau Tuynhiên, ngay khí đồng hồ vũ trụ điểm | giấy này, các photon không còn đủ đối tác

electron để kết hợp sinh ra ndưôn nữa Tỉ lệ sinh của nơtrôn từ nay sẽ bị suy

giám nghiêm trong và tiếp lục giảm so với dân số proton, Sự cân bằng về số

lương của hai loại hat này bị phá vỡ Tỉ lệ n:p cố định khoảng 1:6.

SOTH: Aguyén Thi Faget Giang “rang 3%

Ludu vida tất ngiiệp GOWD: “Tý Trin Quốc Ha

Ta lai thấy tuổi the của proton và ndtrén khác nhau một cách cin bản

Proton tự do sống ít nhất là hàng chục ngần tỷ tỷ tỷ năm, thưc tế có thể xem là

vĩnh viễn Đây là hat gắn như là bền Trái lại nó lại biến đổi rất nhanh tao thành

các hat khác MOt notrén tư do phan rã thành một proton, mốt electron và mốt

phản notrino chỉ trong 1Š phút:

n>prery

Sau một giây, phần ứng phân rã nơtrôn ở trên là phản ứng duy nhất làm thay

đối đáng kể xố lượng nơtôn, Trong khi lại không có các phản ứng tiếp theo để

bảo toàn số ndtrén trong các hạt nhân bén vững Do đó vũ tru gồm toàn H tinhkhiết Khi giây thứ 2 đã điểm thì cứ mỗi chục proton chỉ có 2 nưtrôn, tỉ lệ này sẽ

có vai trò quyết định đối với thành phan hoá học tương lai của vũ trụ

* Sự tổng hợp He và Dơteri ( ` H ):

Như vay chúng ta có các hạt nơtrôn và proton (nghĩa là H bị ion hoá) với tỉ

xố 1⁄5 Đô phổ cập của He ban đấu được ấn định bởi ti số này Các hạt ndtrôn tuy

phân rã thành proton nhưng trong 5 hay 6 nơưôn lại có 1 nưưôn bị “bất” bởi

proton để tạo thành mot hat nhân Doten :

p+n>D-+y

Tuy nhiên các Dơteron sống rất ngắn ngủi Liên minh proton-ndưôn không

vững chắc và trong những giây đấu tiên sau khi tạo thành, mỗi liên kết của

chúng liên tục bị phá vỡ bởi các photon năng lượng cao Như vậy các Doteron

biến mất ngay khi vừa mới sinh ra Do không thể tạo dựng các cấu trúc 2 nuclon nên vũ trụ không thể hy vọng tạo dựng được các hạt nhân phức tạp hơn với 3, 4 hoặc 5 nuclon Sự thăng tiến trong quá trình phức tạp hoá vậy là bị cất đứt ngaylập tức

May thay, chỉ cẩn chờ đợi, bởi vì các photon sẽ mất đẩn năng lượng theo

mức độ giãn nở của vũ trụ Va chẳng bao lâu sau, chúng không còn đủ nang

lượng để phá vỡ các Dơteron Điều này xảy ra khi đồng hồ vũ trụ điểm 100 giây

và T,¿„„ = 10”K Lúc này tỉ lệ notron:proton= 1:7.

Một khi sự hình thành các hat nhân Dơteri những phản ứng tiếp theo lại tiếp diễn để hình thành hat nhân He Mỗi Doteron lại dính kết với một ndưôn để tao

thành ‘He Sự bất này xảy ra bất chấp lực điện từ có xu hướng đẩy proton ra xa

hạt nhân ‘He vì cả hai đều mang điện đương Nhiệt độ của vũ trụ (quyết định

chuyển đông manh của các hat) và sự nhòe lượng tử cho phép proton ‘He thắng

được lực đẩy đó Các phản ứng này có thể là các phản ứng quang hoá:

SOTH: Aguyén Thi “Tuuết Giang Trang 34

Ludn van tất nghiệp GOWD: ThS Trin Qube Ha

Hat hat nhắn He có năng lương liên kết 28 MeV so với các hat nhân Doteri

và nhiệt độ đã ha thấp khá xa kT = 0.1MeV nên những phản ứng này chỉ xảy ra

theo một chiều Ngoài những phản ứng quang hoá ở trên, cũng có những phản

ứng khác có thé sản sinh He và thường đi nhanh hơn vì chúng không liên quan

đến quá trình phát xạ phôton tương đối chậm:

D+D— `H+nD+D~ `He+p'H+D + “He+n

"He + D => “He +p

Tiếp theo đây là các phản ứng sau:

*He+ 'He — y+ ‘Be

*He+ '`H-»y+ Be

*He+ 'H->++”Li

Trong đó, các hạt nhân 'H, Be là những hạt nhân phóng xạ kém bến và trái

với các Doteron, hạt nhãn “He gồm 2 proton và 2 nơưôn là rất bển và vững

chấc Một khi đã được sinh ra, chúng sẽ sống lâu đài Chính lực đã liên kết 4

nucion trong “He làm cho chúng tự khép kin và từ chối mọi liên kết với các

nuclon khác Vũ trụ đã tìm mọi cách thêm vào hạt nhân He để tạo ra ”Li

hay*Be hay tổng hợp 2 hat nhân He Nhưng mọi nỗ lực đều vô ích Các cấu trúctạo thành đều không bến và đa số các hạt nhân đó đã phân rã ngay sau khi vừa

được sinh ra Tình hình càng nghiêm trọng hơn khi thời gian đã không còn Vào

thời gian mà He và D tạo thành (gần 3 phút sau vụ nổ lớn) vũ trụ đã loãng đi do

giãn nở đến mức các hạt không còn cơ hội va chạm với nhau và đính kết với

nhau để tạo thành cấu trúc phức tạp hơn nữa Thực tế tại thời điểm đó không có

hạt nhân nào nâng hơn ‘Li được tạo thành Những hạt nhân nặng hơn “Li này

chứa thêm nhiều proton, chúng đẩy nhau bằng lực tĩnh điện Như thế nghĩa là

cẩn phải có nhiệt đô cao, để cung cấp đủ nang lượng mới thắng được lực đẩy tinh

điện Mat khác trước khi tạo ra các nguyên tố nang hon ta lại phải vượt qua cất

nút cố chai của sự tạo thành Deteri nhưng Dơteri lại không bền chấc khiến cho

nó không thể tao thành khi nhiệt đô xuống tương đối thấp Vì lí do đó, cho đến khí các hat nhân năng hơn có thể được tao thành thì nhiệt độ của vũ tru laj không

NN ggốẽAÁ:::.

SOTH: Aquyén “Thị “Tauết Giang “rang 35

“thuận nan tất nghiéa 2⁄0): ThS “Trấn Qube Ha

—_—_—_—7_———_—_— SSS

đủ cao để tạo thành chúng Ngay cả quá trình tao thành *He cũng không théđược nữa khi nhiệt độ thấp hơn chừng 10" K Như vậy hiệu ứng tổng cộng là:

D+D— “He ty Hầu hết các ndưôn trong vũ trụ kết thúc trong các hạt nhân He bình thường.

Mặc dù thời kỳ hạt-phản hạt hủy lẫn nhau đã qua đi và Vũ trụ đã chứa trong

nó vật chất bến vững nhưng nó chỉ ở dưới dang một thùng chứa khí "đã bị ion

hoá” gồm các hạt nhân nguyên tử, clectron và photon Tuy nhiên lúc nay chưa

có nguyên tử vì hạt nhân cần có các electron quay xung quanh mới tạo thành một

nguyên tử hoàn chỉnh Nhưng mỗi lần một electron liên kết với một hạt nhân đểtạo thành một nguyên tử thì một photon có năng lượng cao có thể sẽ lại va chạm

với electron đó Năng lượng của photon sẽ bị electron hấp thụ, và vì được nhận

quá nhiễu năng lượng nên clectron không thể ở trên quỹ đạo quay quanh hạt

nhân nữa, nó sẽ lại bay ra ngoài Quá trình này được gọi là ion hoá, và nó tiếp

tục không suy giảm trong vài trăm ngàn năm tổn tại đầu tiên của vũ trụ

Một đặc điểm khác trong giai đoạn này của vũ trụ, khi những nguyên tử bến

vững đâu tiên gin được tạo thành, là không thể nhìn được qua không gian SỞ dichúng ta có thể nhìn thấy được là vì ánh sáng dưới dang dòng các photon tới kích

thích các tế bào ở đáy mắt ta Nhưng trong thời kỳ nói trên, không một photon

nào có thể di chuyển quá xa vì năng lượng của chúng đã bị các electron hấp thụ

hết Tuy nhiên, sau khoảng 300.000 năm, nhiệt độ giảm xuống còn 6000"C, và

nhiều photon không đủ năng lượng cin thiết để ion hoá nữa Lân đầu tiên photon

có thể di chuyển tự do trong không gian, và vũ trụ trở nên trong suốt đối với ánh

sáng Vụ nổ lớn đã kết thúc.

La ut

wie

Xuân nàn tél nghiệp (1/1): “TluÝ Trin tuc Ha

Ti lượng khối lượng trong các đồng vi khác nhau theo thời gian được chỉ ra ở hình bén trên, Các đính Dotén khoảng 100s sau vụ nổ lớn và sau đó nhanh

chóng bị loại bó thành các hat nhân He Rất ít hạt nhân He kết hop thành hat

nhân nang hơn cho một đô phổ cập nhỏ “Li đến từ vụ nổ lớa Chú ý rằng 'H

phân ra thành He với chu kỳ bán rã là 12 năm vì vay cho đến ngày nay không

mot hat nhân `H nào còn sống sót đến ngày hôm nay và tương tự như vậy, “Be

phan rã thành Li trong chu kỳ ban ra là 53 ngày cũng không còn tốn tại.

Chi cắn làm vài phép tính số học đơn giản là ta có thế nhận được chính xác tỉ

lẻ tương ứng của các hat nhan He và H Vi hat nhân của H chỉ tạo bởi | proton

con hạt nhân He tạo bởi 2 proton và 2 notrén nên chỉ cẩn biết số lượng của

proton so với số lượng của nơtrôn ta có thể nhân được thông tin đó Ở trên chúng

la đã thấy rằng vào giây đấu tiên, su khủng hoảng về tỉ lệ sinh nơtrôn đã làm giảm đáng kể xố lượng của chúngvà cứ mỗi 10 proton thì chỉ còn 2 ndơưôn Su khác biết về số lương này còn tăng hơn nữa vào giây thứ 100: cứ mỗi 14 proton

chỉ còn 2 ndưôn Tròn một 16 bất kỳ gốm 14 proton thì 2 sẽ kết hợp với 2 ndưôn

để trở thành hạt nhân “He trong khi đó 12 proton còn lại sẽ tạo thành hat nhân

H Như vậy vào cuối ba phút đầu tiên thì cứ 12 hạt nhân H sẽ có một hạt nhân

He Vì hat nhân He được tạo bởi 4 nuclon và năng gấp khoảng 4 lấn H chi tạo

bởi | nuclon nên lý thuyết BigBang tiên đoán rằng khoảng chừng 14 (=4/4+12)

khối lượng vũ trụ là tạo nên bởi He còn % là H ( các nguyên tố năng hơn tạo nên chúng ta chúng ta và cẩn thiết cho sự sống chỉ chiếm khoảng 2% khối lượng của

vũ trụ).

Đây đúng là một tỉ lệ mà các nhà thiên văn đã quan sát thấy khi họ nhìn vào

các ngôi sao hoặc các thiên hà Dường như rõ rằng là 2 nguyên tố phổ biến nhất

trong vũ trụ đã được tạo ra trong những phút tốn tại đấu tiên của vũ trụ và từ đó

gắn như không có gì thay đổi nữa Sự phù hợp này là một trong những thắng lợi

vĩ đại của lý thuyết BigBang ,

II CAC QUÁ TRÌNH TONG HỢP HAT NHÂN THUOC SAO:

Như vậy, quá trình tổng hợp hạt nhân nguyên thủy chỉ có thể tổng hợp đến

nguyên tử He Bởi vì như ta đã biết, các hạt nhân có số notron thuộc các số

nơtron magic :2, §, , 82 126 thì hạt nhân ấy rất bến vững, và trong điều kiện

của thud ban đầu không có cách nào thắm nhập vào hạt nhân này để tạo nên các

hat nhân khác nang hơn Do vậy để có thể tiếp tục công việc luyén kim của

minh, vũ tru đã sang tao ra các sao với một quá trình tổng hợp hat nhân trong các

điều kiên mới

Quá trình tổng hợp hat nhân thuộc sao là một thuật ngữ chỉ tập hợp các phan ứng hat nhân xảy ra trong các ngôi sao để tạo nên hat nhân của các nguyên

tổ nang hơn Các quá trình có liên quan được làm sáng tỏ qua hơn một trăm nắm:

—————— ———

SOTH: Aguyén “Thị “Tuuết Giang Trang 37

Ladin van tết ngiiệp (02⁄0): ThS “Trấn thuc Ha

— sa sãäasäsrsasaasnnsassasaa—==

từ dau thế kỷ 20, khi người ta lần đầu tiên công nhận rằng nang lượng được giảiphóng từ các phan ứng hạt nhân đảm bảo cho đời sống lâu dài của mặt trời Năm

1920, Athur Eddington, dựa trên các phép đo chính xác về nguyên tử của

E.W.Aston, là người đầu tiên để nghị rằng các sao có được năng lượng của chúng

từ các phản ứng tổng hợp hạt nhân của H thành He Năm 1928, George Gamow

nhân được một thừa số Gamow, một công thức cơ lương tử đã cho một khả năng

của việc mang hai hạt nhân lại đủ gắn cho lực hạt nhân mạnh có thể vượt qua

được rào thế Coulomb Thừa số Gamow đã được sử dung bởi Atkinson,

Houtermans và sau này là chính Gamow và Teller để tìm ra tốc đô của các phản

ứng hụt nhãn sẽ tiến triển ở nhiệt độ cao được tin là tồn tại ở phan bên trong của

các sao, Năm 1939, trong một bài báo có tựa dé là "Sản xuất năng lượng trong

các ngôi sao”, Hans Bethe đã phân tích các khả năng khác nhau cho các phản

ứng mà nhờ đó H được tổng hợp thành He Ong di chọn được hai quá trình màOng tin rằng là nguồn năng lương trong các sao Quá trình đầu tiên, dây chuyểnproton -proton , là nguồn năng lượng chiếm ưu thế trong các sao có khối lượng

thấp như Mặt trời hay nhỏ hơn Quá trình thứ hai, chu trình CNO , cũng đồng thời được quan tâm bởi Carl von Weiszacker vào năm 1938 là quan trọng nhất trong

các sao có khối lượng lớn hơn Sau đó, nhiều chỉ tiết quan trọng được đưa thêm

vào thuyết của Bethe, như việc xuất bản bài báo được ca tụng vào năm 1957 bởi

Burbidge, Fowler và Fred Hoyle Công trình này đã thu thập và chon lọc các

nghiên cứu trước đó thành một bức tranh chặt chẽ giải thích cho các độ phổ cập

tương đối được quan sát của các nguyên tố Những phần ứng quan trong như vậy