© hiepkhachquay | http://www.thuvienvatly.com 33 Mặt trời chiếu sáng như thế nào ? John N. Bahcall Cái gì làm cho mặt trời tỏa sáng ? Làm thế nào mặt trời tạo ra lượng năng lượng khổng lồ cần thiết cho sự sống sinh sôi trên trái đất ? Những câu hỏi này đã thách thức các nhà khoa học trong suốt 150 năm trời, bắt đầu từ giữa thế kỉ thứ 19. Các nhà vật lí lí thuyết đã chiến đấu với các nhà địa chất học và các nhà sinh học tiến hóa trong một cuộc tranh luận sôi nổi xem ai là người có câu trả lời chính xác. Tại sao lại có quá nhiều ồn ào về nan đề khoa học này ? Nhà thiên văn học thế kỉ thứ 19 John Herschel đã miêu tả hùng hồn vai trò cơ bản của ánh sáng mặt trời trong mọi hoạt động sống của con người trong tác phẩm Chuyên luận về Thiên văn học hồi năm 1883 của ông như sau: Các tia sáng mặt trời là nguồn gốc tối hậu của hầu như mọi chuyển động xảy ra trên bề mặt trái đất. Bởi nhiệt của nó sản sinh ra các loại gió… Bởi hoạt động của chúng truyền sức sống cho thực vật tinh lọc từ các chất vô cơ, và trở nên, trong vòng quay của chúng, là sự cấp dưỡng cho động vật và cho con người, và là nguồn gốc của những lớp trầm tích lớn có hiệu quả động học nằm sẵn cho con người sử dụng trong vỉa than của chúng ta. Ánh sáng mặt trời nuôi dưỡng sự sống trên trái đất Trong bài viết này, chúng ta sẽ nhắc lại từ bối cảnh lịch sử của sự phát triển kiến thức của chúng ta về cách thức mặt trời (ngôi sao gần chúng ta nhất) tỏa sáng, bắt đầu trong phần tiếp theo với cuộc tranh luận thế kỉ 19 về tuổi của mặt trời. Trong phần sau đó, chúng ta sẽ thấy những 34 Những bài báo vật lí hay – Tập 1 | © hiepkhachquay khám phá dường như chẳng có kết quả gì với nhau trong vật lí cơ bản đưa đến một lí thuyết sản sinh năng lượng hạt nhân trong các ngôi sao đã giải quyết được cuộc tranh luận về tuổi của mặt trời và giải thích được nguồn gốc của bức xạ mặt trời. Trong phần sau cùng trước khi tóm lược, chúng ta sẽ thảo luận xem các thí nghiệm được thiết kế như thế nào để kiểm tra lí thuyết sản sinh năng lượng hạt nhân trong các ngôi sao làm hé mở một bí ẩn mới, Bí ẩn Neutrino còn thiếu. Tuổi của mặt trời Mặt trời bao nhiêu tuổi ? Làm thế nào mặt trời tỏa sáng được ? Những câu hỏi này là hai mặt của một đồng tiền, như chúng ta sẽ thấy. Tốc độ mặt trời phát ra bức xạ dễ dàng tính được bằng cách sử dụng tốc độ đo được mà năng lượng đi tới bề mặt trái đất và khoảng cách giữa trái đất và mặt trời. Năng lượng toàn phần do mặt trời phát ra trong quãng đời của nó khoảng chừng bằng tích của tốc độ phát năng lượng hiện nay, gọi là độ sáng của mặt trời, với tuổi của mặt trời. Mặt trời càng già thì tổng năng lượng bức xạ do mặt trời phát ra càng lớn. Năng lượng phát ra càng lớn, hay tuổi của mặt trời càng lớn, thì càng khó tìm lời giải thích cho nguồn gốc của năng lượng mặt trời. Để đánh giá đúng sự khó khăn trong việc tìm một lời giải thích, chúng ta hãy xét một minh họa đặc biệt của tốc độ khổng lồ mà mặt trời phát ra năng lượng. Giả sử chúng ta đặt một centimet khối băng tuyết ở ngoài trời vào một ngày mùa hè theo kiểu sao cho toàn bộ ánh sáng mặt trời bị hấp thụ bởi băng. Cho dù ở khoảng cách lớn giữa trái đất và mặt trời, nhưng ánh nắng mặt trời sẽ làm tan khối băng trong khoảng 40 phút. Vì hiện tượng xảy ra tại bất kì đâu trong không gian tại khoảng cách của trái đất tính từ mặt trời, nên một lớp vỏ cầu băng khổng lồ có tâm tại mặt trời và đường kính 300 triệu km (200 triệu dặm) sẽ tan ra vào khoảng thời gian trên. Hay, rút cùng lượng băng trên xuống bề mặt mặt trời, chúng ta có thể tính được một diện tích gấp 10 nghìn lần diện tích bề mặt trái đất và dày khoảng nửa km (0,3 dặm) cũng sẽ tan ra trong 40 phút bởi sự trút năng lượng của mặt trời. Trong phần này, chúng ta sẽ nói về các nhà khoa học thế kỉ 19 đã cố gắng như thế nào để xác định nguồn gốc của năng lượng mặt trời, sử dụng tuổi của mặt trời làm một manh mối. Các ước tính mâu thuẫn nhau về tuổi của mặt trời Nguồn năng lượng bức xạ mặt trời được các nhà vật lí thế kỉ 19 tin là do hấp dẫn. Trong một bài giảng có sức thuyết phục vào năm 1854, Hermann von Helmholtz, vị giáo sư sinh lí học người Đức, người trở thành một nhà nghiên cứu và một giáo sư vật lí xuất sắc, đã đề xuất rằng nguồn gốc của năng lượng bức xạ khổng lồ của mặt trời là sự co hấp dẫn của một khối lượng lớn. Trước đó không lâu, vào thập niên 1840, J.R. Mayer (một bác sĩ người Đức khác) và J.J. Waterson cũng đề xuất rằng nguồn gốc của bức xạ mặt trời là sự chuyển hóa năng lượng hấp dẫn thành nhiệt. © hiepkhachquay | http://www.thuvienvatly.com 35 Các nhà sinh vật học và địa chất học xét đến các tác động của bức xạ mặt trời, còn các nhà vật lí tập trung vào nguồn gốc của năng lượng bức xạ. Năm 1859, Charles Darwin, trong bản in lần thứ nhất của cuốn Về nguồn gốc của các loài bằng sự chọn lọc tự nhiên, đã thực hiện một tính toán thô về tuổi của trái đất bằng cách ước tính thời gian cần thiết cho sự xói mòn xảy ra ở tốc độ quan sát thấy hiện làm xóa sạch vùng Weald, một thung lũng lớn trải dài giữa Bắc và Nam Down ở miền nam nước Anh. Ông thu được một con số cho việc “bóc mất Weald” trong khoảng 300 triệu năm, rõ ràng đủ lâu cho sự chọn lọc tự nhiên tạo ra nhiều loài đa dạng tồn tại trên trái đất. Như Herschel nhấn mạnh, nhiệt của mặt trời là nguyên nhân cho sự sống và đa số sự tiến hóa địa chất trên trái đất. Vì thế, ước tính của Darwin về tuổi tối thiểu cho hoạt động địa chất trên trái đất ngụ ý một ước tính tối thiểu cho lượng năng lượng mà mặt trời phát ra. Kiên quyết phản đối thuyết chọn lọc tự nhiên Darwin, William Thompson, sau này là ngài Kelvin, là giáo sư tại Đại học Glasgow và là một trong những nhà vật lí vĩ đại của thế kỉ 19. Ngoài nhiều đóng góp của ông cho khoa học ứng dụng và cho công nghệ, Thompson đã thiết lập định luật thứ hai của nhiệt động lực học và thiết lập thang nhiệt độ tuyệt đối, thang đo sau này đặt tên là thang đo Kelvin để ghi công của ông. Định luật thứ hai của nhiệt động lực học phát biểu rằng nhiệt tự nhiên truyền từ vật nóng hơn sang vật lạnh hơn, không xảy ra điều ngược lại. Vì thế, Thompson nhận ra rằng mặt trời và trái đất phải ngày càng lạnh đi trừ khi có một nguồn năng lượng bên ngoài và cuối cùng trái đất sẽ trở nên quá lạnh để nuôi dưỡng cho sự sống. Kelvin, giống như Helmholtz, bị thuyết phục rằng độ sáng của mặt trời được tạo ra bởi sự chuyển hóa năng lượng hấp dẫn thành nhiệt. Trong một phiên bản sớm (1854) của ý tưởng này, Kelvin cho rằng nhiệt của mặt trời phải được tạo ra liên tục do va chạm của các thiên thạch rơi vào bề mặt của nó. Kelvin bị ép buộc bởi bằng chứng thiên văn học phải sửa đổi giả thuyết của ông và sau này ông tranh cãi rằng nguồn gốc chủ yếu của năng lượng có sẵn với mặt trời là năng lượng hấp dẫn của các thiên thạch nguyên thủy mà từ đó nó hình thành. Từ đó, với uy tín lớn và tài hùng biện, ngài Kelvin đã công khai vào năm 1862 rằng: Một số dạng thức của lí thuyết thiên thạch nhất định là đúng và là lời giải thích hoàn chỉnh của nhiệt mặt trời có thể chỉ vừa mới bị hoài nghi, khi những lí do sau đây được xét tới: (1) Không có lời giải thích tự nhiên nào khác, ngoại trừ bằng phản ứng hóa học, có thể thuyết phục được. (2) Lí thuyết hóa học hơi không hiệu quả, vì phản ứng hóa học giàu năng lượng nhất mà chúng ta biết, xảy ra với các chất chẳng qua là toàn bộ khối lượng của mặt trời, sẽ chỉ phát ra nhiệt khoảng chừng 3000 năm. (3) Không có khó khăn nào trong việc giải thích nhiệt của 22.000.000 năm bằng lí thuyết thiên thạch. Kelvin tiếp tục trực tiếp công kích ước tính của Darwin, ông hỏi một cách hoa mĩ: Khi đó chúng ta nghĩ gì về ước tính địa chất cỡ 300.000.000 năm (của Darwin) cho “sự bóc trần Weald” ? 36 Những bài báo vật lí hay – Tập 1 | © hiepkhachquay Tin rằng Darwin đã sai trong ước tính của ông ta về tuổi của trái đất, Kelvin còn tin rằng Darwin đã sai khi nói về thời gian sẵn có cho sự chọn lọc tự nhiên xảy ra. Ngài Kelvin đã ước tính tuổi thọ của mặt trời, và bằng cách tương tự với trái đất, như sau. Ông tính năng lượng hấp dẫn của một vật có khối lượng bằng với khối lượng của mặt trời và bán kính bằng với bán kính của mặt trời và chia kết quả đó cho tốc độ mặt trời phát ra năng lượng. Cách tính này mang lại tuổi thọ chỉ khoảng 30 triệu năm. Ước tính tương ứng cho tuổi mặt trời có thể xác nhận bằng năng lượng hóa học nhỏ hơn nhiều vì các quá trình hóa học giải phóng rất ít năng lượng. Ai đúng ? Như chúng ta vừa thấy, vào thế kỉ 19, bạn có thể đi tới những ước tính rất khác nhau cho tuổi của mặt trời, tùy thuộc vào người mà bạn hỏi. Các nhà vật lí lí thuyết có tiếng tranh luận, dựa trên các nguồn năng lượng đã biết vào lúc ấy, rằng mặt trời tối đa là vài chục triệu năm tuổi. Nhiều nhà địa chất và sinh vật học kết luận rằng mặt trời đã phải chiếu sáng ít nhất là vài trăm triệu năm để giải thích cho các biến đổi địa chất và sự tiến hóa của các đối tượng sống, cả hai đều phụ thuộc nghiêm trọng vào năng lượng đến từ mặt trời. Như vậy, tuổi của mặt trời, và nguồn gốc của năng lượng mặt trời, là những câu hỏi quan trọng không chỉ đối với vật lí và thiên văn học, mà còn đối với địa chất học và sinh vật học. Darwin đã bị lay chuyển mạnh trước sức mạnh phân tích của Kelvin và bởi uy tín của sự tinh thông lí thuyết của ông ta, nên trong các lần in cuối của cuốn Về nguồn gốc các loài, ông đã loại bỏ hết mọi đề cập tới các khoảng thời gian. Ông viết vào năm 1869 cho Alfred Russel Wallace, người đồng khám phá ra sự chọn lọc tự nhiên, than phiền về ngài Kelvin: Quan điểm của Thompson về tuổi của thế giới gần đây thỉnh thoảng là một trong những điều nhức nhối nhất của tôi. Ngày nay, chúng ta biết rằng ngài Kelvin đã sai và các nhà địa chất và nhà sinh học tiến hóa đã đúng. Phép định tuổi phóng xạ của các thiên thạch cho thấy mặt trời 4,6 tỉ năm tuổi. Đâu là cái sai với phân tích của Kelvin ? Một sự tương tự có thể giúp trả lời. Giả sử một người bạn đứng nhìn bạn sử dụng máy tính của bạn và thử suy đoán xem máy tính đã hoạt động trong bao lâu. Một ước tính hợp lí có lẽ không hơn một vài giờ đồng hồ, vì đó là khoảng thời gian tối đa mà pin có thể cung cấp lượng công suất cần thiết. Sự thiếu sót trong phép phân tích này là đã giả định máy tính của bạn nhất thiết được cấp nguồn bằng pin. Ước tính vài giờ đồng hồ có thể là sai nếu như máy tính của bạn hoạt động từ một ổ cắm điện ở trên tường. Giả định pin cấp nguồn cho máy tính của bạn là tương tự như giả định của ngài Kelvin rằng năng lượng hấp dẫn đã cấp nguồn cho mặt trời. Vì các nhà vật lí lí thuyết thế kỉ 19 không biết về khả năng chuyển hóa khối lượng hạt nhân thành năng lượng, nên họ tính ra tuổi tối đa cho mặt trời quá ngắn. Tuy nhiên, Kelvin và các đồng nghiệp của ông đã có những đóng góp lâu dài cho các khoa học thiên văn học, địa chất © hiepkhachquay | http://www.thuvienvatly.com 37 học, và sinh vật học bằng việc khăng khăng trên nguyên tắc rằng kết luận có giá trị trong mọi lĩnh vực nghiên cứu phải phù hợp với các định luật cơ bản của vật lí. Bây giờ, chúng ta sẽ nói về một số phát triển có tính bước ngoặc trong việc tìm hiểu làm thế nào khối lượng hạt nhân được sử dụng làm nhiên liệu cho các sao. Thoáng hiện câu trả lời Điểm chuyển biến trong cuộc chiến giữa các nhà vật lí lí thuyết và các nhà địa chất học và sinh vật học theo lối kinh nghiệm xảy ra vào năm 1896. Trong tiến trình của một thí nghiệm được thiết kế để nghiên cứu tia X do Wilhelm Röntgen phát hiện ra vào năm trước đó, Henri Becquerel đã cất một số tấm bọc uranium trong một ngăn bàn gần các tấm phim bọc trong giấy đen. Do trời Paris nhiều mây trong hai ngày liền, nên Becquerel không thể “kích hoạt” các tấm phim của ông bằng cách phơi chúng dưới ánh nắng mặt trời như ông dự định. Trước sự phát triển của các tấm phim, ông đã tìm thấy những hình ảnh làm ông ngạc nhiên cao độ của các tinh thể uranium của ông. Ông đã khám phá ra sự phóng xạ tự nhiên, do sự chuyển hóa hạt nhân của uranium. Tầm quan trọng của phát hiện của Becquerel trở nên rõ ràng vào năm 1903, khi Pierre Curie và người phụ tá trẻ của ông, Albert Laborde, công bố rằng các muối radium liên tục giải phóng nhiệt. Khía cạnh khác thường nhất của khám phá mới này là radium phát ra nhiệt mà không lạnh đi xuống nhiệt độ của môi trường xung quanh nó. Bức xạ phát ra từ radium tiết lộ một nguồn năng lượng trước đây chưa biết tới. William Wilson và George Darwin hầu như tức thời đề xuất rằng sự phóng xạ có thể là nguồn gốc của năng lượng bức xạ của mặt trời. Vị hoàng tử trẻ của nền vật lí thực nghiệm, Ernest Rutherford, khi đó là giáo sư vật lí tại Đại học McGill ở Montreal, đã phát hiện thấy năng lượng khổng lồ giải phóng bởi bức xạ hạt alpha phát ra từ các chất phóng xạ. Năm 1904, ông công bố: Việc khám phá ra các nguyên tố phóng xạ, mà trong sự phân hủy của chúng giải phóng lượng năng lượng khổng lồ, vì thế đã làm tăng giới hạn khả dĩ của khoảng thời gian tồn tại của sự sống trên hành tinh này, và cho phép thời gian được khẳng định bởi các nhà địa chất và sinh vật học cho quá trình tiến hóa. Khám phá ra sự phóng xạ đã mở ra khả năng năng lượng hạt nhân có thể nguồn gốc của bức xạ mặt trời. Sự phát triển này đã giải phóng các nhà lí thuyết khỏi ràng buộc trong tính toán của họ với năng lượng hấp dẫn. Tuy nhiên, các quan sát thiên văn sau đó cho thấy mặt trời không chứa rất nhiều chất phóng xạ, mà thay vào đấy chủ yếu là hydrogen ở dạng khí. Hơn nữa, tốc độ sự phóng xạ phân phối năng lượng không phụ thuộc vào nhiệt độ sao, trong khi các quan sát sao cho thấy lượng năng lượng do một ngôi sao phát ra thật sự phụ thuộc nhiều vào nhiệt độ bên trong của sao. Một thứ gì đó ngoài sự phóng xạ ra là cần thiết để giải phóng năng lượng hạt nhân bên trong một ngôi sao. Trong phần tiếp theo, chúng ta sẽ dõi theo các bước tiến đã đưa đến cái mà ngày nay chúng ta tin là sự hiểu biết đúng đắn về cách thức mặt trời chiếu sáng. 38 Những bài báo vật lí hay – Tập 1 | © hiepkhachquay Xu hướng được thiết lập Tiến bộ cơ bản tiếp theo một lần nữa lại đến từ một xu hướng không mong đợi. Vào năm 1905, Albert Einstein đưa ra mối quan hệ nổi tiếng của ông giữa khối lượng và năng lượng, E = mc 2 , là hệ quả của thuyết tương đối đặc biệt. Phương trình của Einstein cho thấy một lượng rất nhỏ của khối lượng có thể, về nguyên tắc, chuyển hóa thành lượng năng lượng khổng lồ. Mối quan hệ của ông đã khái quát hóa và mở rộng định luật bảo toàn năng lượng hồi thế kỉ 19 của von Helmholtz và Mayer để bao gồm sự chuyển hóa của khối lượng thành năng lượng. Đâu là mối quan hệ giữa công thức của Einstein và nguồn gốc năng lượng của mặt trời ? Câu trả lời không rõ ràng lắm. Các nhà thiên văn thực hiện phần việc của họ bằng việc đưa ra ràng buộc rằng các quan sát sao phải đưa ra lời giải thích có thể của sự sản sinh năng lượng sao. Năm 1919, Henry Norris Russell, nhà thiên văn học lí thuyết hàng đầu ở Mĩ, đã tóm tắt trong một dạng súc tich các dấu hiệu thiên văn về bản chất của nguồn năng lượng sao. Russell nhấn mạnh rằng manh mối quan trọng nhất là nhiệt độ cao ở phần bên trong các ngôi sao. Aston chỉ ra vào năm 1920 rằng bốn hạt nhân hydrogen nặng hơn một hạt nhân helium F.W. Aston đã phát hiện vào năm 1920 yếu tố thực nghiệm quan trọng trong câu đố hóc búa đó. Ông đã thực hiện những phép đo chính xác khối lượng của nhiều nguyên tử khác nhau, trong số chúng có hydrogen và helium. Aston nhận thấy bốn hạt nhân hydrogen nặng hơn một hạt nhân helium. Đây không phải là mục tiêu chính của các thí nghiệm mà ông tiến hành, chúng phần lớn bị thúc đẩy bởi yêu cầu tìm đồng vị của neon. Tầm quan trọng của các phép đo của Aston lập tức được nhận ra bởi ngài Arthur Eddington, nhà thiên văn vật lí lỗi lạc người Anh. Eddington đã tranh luận trong vai trò chủ tịch Hội Liên hiệp Anh vì sự tiến bộ khoa học vào năm 1920 rằng phép đo của Aston về sự chênh lệch khối lượng giữa hydrogen và helium có nghĩa là mặt trời có thể chiếu sáng bằng cách chuyển hóa các nguyên tử hydrogen thành helium. Sự đốt cháy này của hydrogen thành helium sẽ (theo công thức Einstein giữa khối lượng và năng lượng) giải phóng khoảng 0,7% đương lượng khối lượng của năng lượng. Về nguyên tắc, điều này có thể cho phép mặt trời tỏa sáng trong khoảng 100 tỉ năm. © hiepkhachquay | http://www.thuvienvatly.com 39 Trong một cái nhìn sáng suốt thấy trước tương lai, Eddington đã đi tới nhận xét về mối quan hệ giữa sự sản sinh năng lượng sao và tương lai của loài người: Thật vậy, nếu năng lượng hạ nguyên tử trong các sao được tự do sử dụng để duy trì lò lửa lớn của chúng, thì dường như nó đã mang lại gần hơn chút nữa việc thực thi ước mơ của chúng ta về việc điều khiển sức mạnh tiềm tàng này cho hạng phúc của toàn nhân loại – hay cho sự tự diệt vong của nó. Tìm hiểu quá trình Bước chính tiếp theo trong việc tìm hiểu cách thức các ngôi sao tạo ra năng lượng từ sự đốt cháy hạt nhân, có được từ việc áp dụng cơ học lượng tử nhằm giải thích sự phóng xạ hạt nhân. Áp dụng này được thực hiện mà không cần bất kì tham khảo nào đến cái xảy ra bên trong các sao. Theo vật lí cổ điển, hai hạt có cùng dấu điện tích sẽ đẩy nhau, như thể chúng dội nhau ra vì nhận ra “mùi hôi” của nhau. Theo cổ điển, xác suất để hai hạt mang điện dương lại rất gần nhau là bằng không. Nhưng, một số điều không thể xảy ra trong vật lí cổ điển lại có thể xảy ra trong thế giới thực tế được mô tả ở cấp độ vi mô bằng cơ học lượng tử. Vào năm 1928, George Gamow, nhà vật lí lí thuyết lớn người Nga-Mĩ, đưa ra một công thức cơ lượng tự mang lại xác suất khác không cho hai hạt tích điện vượt qua lực đẩy tĩnh điện lẫn nhau của chúng và tiến lại rất gần nhau. Xác suất cơ lượng tử này ngày nay được gọi phổ biến là “hệ số Gamow”. Nó được sử dụng rộng rãi để giải thích tốc độ đo được của những phân rã phóng xạ nhất định. Trong thập niên đó sau nghiên cứu lịch sử của Gamow, Atkinson và Houtermans và sau đó là Gamow và Teller đã sử dụng hệ số Gamow để đưa ra tốc độ các phản ứng hạt nhân sẽ tiến triển ở những nhiệt độ cao được tin là tồn tại bên trong các sao. Hệ số Gamow cần thiết để ước tính mức độ thường xuyên mà hai hạt nhân có cùng dấu điện tích tiến lại đủ gần nhau để hợp nhất và từ đó phát sinh ra năng lượng theo công thức của Einstein giữa khối lượng thừa và năng lượng giải phóng. Vào năm 1938, C.F. von Weizsäcker đã tiến gần tới việc giải bài toán một số ngôi sao tỏa sáng như thế nào. Ông phát hiện ra một chu trình hạt nhân, ngày nay gọi là chu trình carbon- nitrogen-oxygen (CNO), trong đó hạt nhân hydrogen có thể đốt cháy sử dụng carbon làm xúc tác. Tuy nhiên, von Weizsäcker đã không nghiên cứu tốc độ năng lượng được tạo ra trong một ngôi sao bằng chu trình CNO và ông cũng không nghiên cứu sự phụ thuộc quan trọng vào nhiệt độ sao. Tháng 4 năm 1938, hầu như sân khấu khoa học đã cố tình dọn sẵn cho sự xuất hiện của Hans Bethe, một chuyên gia được công nhận trong lĩnh vực vật lí hạt nhân. Giáo sư Bethe vừa mới hoàn thành một tập kinh điển ba bài báo, trong đó ông xét lại và phân tích tất cả những điều đã biết khi đó về vật lí hạt nhân. Những nghiên cứu này được các đồng nghiệp của ông gọi là “thánh kinh Bethe”. Gamow đã triệu tập một hội nghị nhỏ của các nhà vật lí và thiên văn vật lí ở 40 Những bài báo vật lí hay – Tập 1 | © hiepkhachquay thủ đô Washington để bàn về tình trạng hiểu biết, và những vấn đề chưa được giải quyết, về kết cấu bên trong của các ngôi sao. Chu trình CNO. Đối với những ngôi sao nặng hơn mặt trời, các mô hình lí thuyết chỉ ra rằng chu trình CNO của sự nhiệt hạch hạt nhân là nguồn gốc chủ đạo của sự sản sinh năng lượng. Chu trình mang lại sự hợp nhất của bốn hạt nhân hydrogen ( 1 H, proton) thành một hạt nhân helium ( 4 H, hạt alpha), cung cấp năng lượng cho ngôi sao phù hợp với phương trình của Einstein. Carbon bình thường, 12 C, đóng vai trò xúc tác trong bộ phản ứng này và được tái sinh trở lại. Chỉ có các neutrino (ν) năng lượng tương đối thấp được tạo ra trong chu trình này. Trong tiến trình sáu tháng sau đó hay ngần ấy thời gian, Bethe đã đi tới những quá trình hạt nhân cơ bản mà qua đó hydrogen bị đốt cháy (hợp nhất) thành helium ở trong lõi sao. Hydrogen là thành phần dồi dào nhất của mặt trời và các sao tương tự, và thật ra là thành phần dồi dào nhất trong vũ trụ. Bethe đã mô tả các kết quả tính toán của ông trong một bài báo tựa đề là “Sự sản sinh năng lượng trong các sao”, đó là một bài báo đáng sợ khi đọc. Ông đã hống hách phân tích các khả năng khác nhau cho các phản ứng đốt cháy hạt nhân và chọn ra quan trọng nhất hai quá trình mà ngày nay chúng ta tin là nguyên nhân cho mặt trời tỏa sáng. Một quá trình, gọi là chuỗi p-p, tạo ra helium từ hydrogen và là nguồn năng lượng át trội trong các sao giống như mặt trời và các sao khối lượng nhỏ hơn. © hiepkhachquay | http://www.thuvienvatly.com 41 Chuỗi phản ứng p-p. Trong các mô hình lí thuyết của mặt trời, chuỗi phản ứng hạt nhân p-p minh họa ở đây là nguồn gốc át trội của sự sản sinh năng lượng. Mỗi phản ứng được đặt tên theo con số ở góc trên bên trái khung chứa nó. Trong phản ứng 1, hai hạt nhân hydrogen ( 1 H, proton) hợp nhất, tạo ra một hạt nhân hydrogen nặng ( 2 H, deuteron). Đây là cách đốt cháy hạt nhân bình thường bắt đầu trong mặt trời. Trong những tình huống hiếm, quá trình bắt đầu bằng phản ứng 2. Các deuteron tạo ra trong phản ứng 1 và 2 hợp nhất với proton tạo ra một nguyên tố nhẹ thuộc helium ( 3 He). Tại chỗ này, chuỗi p-p chia làm ba nhánh, có tần suất tương đối đươc chỉ rõ trong hình. Kết quả tổng hợp của chuỗi này là sự hợp nhất của bốn proton thành một hạt nhân helium bình thường ( 4 He) với năng lượng giải phóng trong ngôi sao tuân theo công thức Einstein. Các hạt gọi là neutrino (ν) được phát ra trong những quá trình hợp nhân này. Năng lượng của chúng được chỉ ra trong hình theo đơn vị triệu electron-volt (MeV). Các phản ứng 2 và 4 không được Hans Bethe bàn tới. Chu trình CNO, quá trình thứ hai cũng được xem xét bởi von Weizsäcker, là quan trọng nhất trong những ngôi sao nặng hơn mặt trời. Bethe đã sử dụng kết quả của ông ước tính nhiệt độ tại tâm của mặt trời và thu được một giá trị trong phạm vi 20% cái hiện nay chúng ta tin là giá trị chính xác (16 triệu Kelvin). Hơn nữa, ông chỉ ra rằng cách tính của ông mang lại một mối quan hệ giữa khối lượng sao và độ sáng sao phù hợp thỏa đáng với các quan sát thiên văn sẵn có. Trong hai thập kỉ đầu sau khi kết thúc Thế chiến thứ hai, nhiều chi tiết quan trọng đã được bổ sung vào lí thuyết đốt cháy hạt nhân trong các sao của Bethe. Các nhà vật lí và thiên văn vật lí nổi tiếng, nhất là A.G.W. Cameron, W.A. Fowler, F. Hoyle, E.E. Salpeter, M. Schwarzschild, và các đồng sự thực nghiệm của họ, hăm hở quay trở lại với câu hỏi các ngôi sao 42 Những bài báo vật lí hay – Tập 1 | © hiepkhachquay giống như mặt trời phát ra năng lượng như thế nào. Từ nghiên cứu của Bethe, câu trả lời đã rõ về nguyên tắc: mặt trời tạo ra năng lượng mà nó phát ra bằng sự đốt cháy hydrogen. Theo lí thuyết này, bên trong mặt trời là một loại bom nhiệt hạch điều khiển được ở quy mô khổng lồ. Lí thuyết đó đưa đến sự tính toán thành công độ sáng quan sát thấy ở các ngôi sao tương tự như mặt trời và mang lại cơ sở cho sự hiểu biết hiện nay của chúng ta về cách thức các ngôi sao tỏa sáng và tiến hóa theo thời gian. Ý tưởng sự hợp nhất hạt nhân cấp nguồn cho các ngôi sao là một trong những cột trụ của thiên văn học hiện đại và được các nhà khoa học sử dụng đều đặn trong giải thích các quan sát sao và thiên hà. W.A. Fowler, tức Willy như tên ông thường tự gọi, lãnh đạo một đội các đồng nghiệp tại Phòng thí nghiệm Caltech Kellogg của ông và các nhà vật lí đầy sáng tạo trên khắp thế giới đã đo hay tính các chi tiết quan trọng nhất của chuỗi p-p và chu trình CNO. Có nhiều việc để làm và các thí nghiệm và phép tính thật là khó. Nhưng, công việc đã được thực hiện vì việc tìm hiểu các chi tiết của sự sản sinh năng lượng mặt trời quá hấp dẫn. Đa số các cố gắng của Fowler và các đồng nghiệp của ông (M. Burbidge, G.R. Burbidge, F. Hoyle và A.G.W Cameron) sớm lệch hướng sang bài toán làm thế nào các nguyên tố nặng, chúng cần thiết cho sự sống, được tạo ra trong các sao. Kiểm nghiệm giả thuyết đốt cháy hạt nhân Các tiến bộ khoa học là kết quả của sự xung đột giữa lí thuyết và thực nghiệm, giữa sự suy đoán và đo lường. Eddington, cũng trong bài giảng mà trong đó lần đầu tiên ông bàn về sự đốt cháy của hạt nhân hydrogen trong các sao, nhận xét: Tôi cho rằng các nhà toán học ứng dụng có lí thuyết chỉ qua một lần kiểm nghiệm vẫn cần kiểm tra nghiêm ngặt hơn nữa bằng quan sát không thể cảm thấy hài lòng, chứ đừng nói là chán nản. – Lại hỏng nữa rồi! Lần này tôi hi vọng tìm thấy một sự mâu thuẫn sẽ soi ánh sáng lên các điểm nơi mô hình của tôi có thể được cải tiến”. Liệu có phương pháp nào kiểm tra lí thuyết mặt trời tỏa sáng vì ở rất sâu trong lòng của nó, hydrogen bị đốt cháy thành helium ? Thoạt nghĩ, thật không thể nào thực hiện một phép kiểm tra trực tiếp giả thuyết đốt cháy hạt nhân. Ánh sáng mất khoảng 10 triệu năm để thoát ra từ tâm mặt trời lên bề mặt và khi cuối cùng nó xuất hiện trong vùng ngoài cùng, ánh sáng chủ yếu cho chúng ta biết những điều kiện trong các vùng ngoài đó. Tuy nhiên, có một cách “nhìn” vào bên trong mặt trời với neutrino, các hạt kì lạ được phát hiện trong khi người ta đang cố gắng tìm hiểu một bí ẩn khác. Khám phá, xác nhận và bất ngờ Neutrino là một hạt hạ nguyên tử tương tác yếu với vật chất và truyền đi ở tốc độ về cơ bản là tốc độ ánh sáng. Neutrino được tạo ra trong các sao khi hạt nhân hydrogen đốt cháy thành hạt nhân helium; neutrino cũng được tạo ra trên trái đất trong các máy gia tốc hạt, trong các lò phản ứng hạt nhân, và trong sự phóng xạ tự nhiên. Dựa trên công trình của Hans Bethe và các [...]... bi n i và nh ng manh m i quan tr ng nh t n t nh ng nghiên c u dư ng như ch ng liên quan gì v i nhau Nh ng s bi n i t ng t và y k ch tính này c a b i c nh khoa h c hình như là cách th c c a T nhiên hé m d n s th ng nh t c a t t c các khoa h c cơ b n Bí n b t u vào gi a th k 19 v i câu h i hóc búa: M t tr i chi u sáng như th nào ? H u như ngay t c thì, câu chuy n ã chuy n sang câu h i v m c nhanh mà s... lo l ng không bi t t i sao l i có ít neutrino hơn d oán Cái gì ã sai ? Có ph i ki n th c c a chúng ta v cách th c m t tr i t a sáng là không úng ? Hay tôi ã ph m sai sót khi tính toán t c neutrino m t tr i b b t trong b c a Davis ? Có ph i thí nghi m ó sai ? Hay, có i u gì ã x y ra v i neutrino sau khi chúng ư c t o ra trong m t tr i ? Trong hai mươi năm sau ó, nhi u kh năng khác nhau ã ư c xác nh b... ư c các nhà thiên văn nghiên c u v i kính thiên văn thông thư ng ư c kí hi u bên ngoài, ví d như v t en m t tr i và tai l a Neutrino cho phép chúng ta nhìn sâu vào bên trong m t tr i, vào nhân m t tr i nơi x y ra s t cháy h t nhân Vì tương tác y u c a chúng, nên neutrino khó b phát hi n Khó là khó như th nào ? M t neutrino m t tr i i qua toàn b trái t có chưa t i m t trong m t nghìn t cơ h i b v t ch... ch không ph i có kh i lư ng b ng không như lí thuy t h t chu n gán cho chúng Khi chúng truy n t m t tr i t i trái t, các neutrino dao ng gi a tr ng thái neutrino d phát hi n và tr ng thái neutrino khó phát hi n Thí nghi m chlorine ch phát hi n các neutrino tr ng thái d phát hi n N u như nhi u neutrino n trái t tr ng thái khó quan sát, thì chúng không ư c m C như th m t s hay nhi u neutrino ã bi n m... t tr i k t năm 1968 Nhưng, cho n nay chúng ta không bi t nguyên nhân gì ã gây ra s l n x n a tính cách c a các neutrino m t tr i Câu tr l i cho câu h i này có th mang l i m t manh m i cho n n v t lí ngoài các mô hình chu n hi n nay c a các h t h nguyên t Có ph i s thay i nhân d ng x y ra trong khi các neutrino truy n t m t tr i n trái t, như trư c y Gribov và Pontecorvo ã xu t ? Hay có ph i v t ch... Pontecorvo ã xu t ? Hay có ph i v t ch t ã làm cho neutrino m t tr i b “gi t mình” ? Các thí nghi m ang tri n khai Canada, Italy (ba thí nghi m), Nh t B n (hai thí nghi m), Nga, và Mĩ ang n l c xác nh nguyên nhân c a các dao ng c a neutrino m t tr i, b ng cách tìm xem chúng n ng bao nhiêu và chúng chuy n hóa như th nào t d ng này sang d ng khác Kh i lư ng neutrino khác không có th mang l i m t manh... sao : ó xác nh n tr c ti p gi Như chúng ta s th y, Davis và tôi ã không lư ng trư c m t s trong nh ng khía c nh h p d n nh t c a xu t này Davis ã ti n hành thí nghi m và vào năm 1968 công b nh ng k t qu u tiên Ông o ư c ít neutrino hơn tôi d oán Như thí nghi m và lí thuy t xác nh n, s không ăn kh p có v càng rõ ràng hơn Các nhà khoa h c hoan h r ng neutrino ã ư c phát hi n nhưng lo l ng không bi t t i... helium, và b i l i gi i thích cơ lư ng t năm 1928 r ng làm th nào các h t tích i n ti n l i r t g n nhau Các nghiên c u quan tr ng này không có liên h tr c ti p v i các nghiên c u sao Vào gi a th k 20, các nhà v t lí h t nhân và các nhà thiên văn v t lí có tính toán trên lí thuy t t c t cháy h t nhân bên trong các ngôi sao gi ng như m t tr i Nhưng, ngay khi 46 Nh ng bài báo v t lí hay – T p 1 | © hiepkhachquay... nghĩ chúng ta ã hi u ư c T nhiên, các thí nghi m cho th y có ít neutrino m t tr i ươc quan sát th y trên trái t hơn s lư ng tiên oán b i lí thuy t chu n v cách th c các ngôi sao t a sáng và các h t h nguyên t hành x như th nào Vào u th k 21, chúng ta ã h c ư c r ng neutrino m t tr i không ch cho chúng ta bi t v bên trong c a m t tr i, mà còn cho bi t ôi i u v b n ch t c a neutrino Không ai bi t các thí... ta tin r ng quá trình mà các sao gi ng như m t tr i s n sinh ra năng lư ng có th kí hi u b ng quan h sau: 41H → 4He + 2e+ + 2νe + năng lư ng (1) trong ó b n h t nhân hydrogen (1H, proton) t cháy thành m t h t nhân helium (4He, h t alpha) c ng v i hai electron dương (e+) và hai neutrino (ν) c ng v i năng lư ng Quá trình này gi i phóng năng lư ng cho ngôi sao vì, như Aston ch rõ, b n nguyên t hydrogen . Mặt trời chiếu sáng như thế nào ? John N. Bahcall Cái gì làm cho mặt trời tỏa sáng ? Làm thế nào mặt trời tạo ra lượng năng lượng khổng lồ cần thiết cho sự sống sinh sôi trên trái đất ?. thiếu. Tuổi của mặt trời Mặt trời bao nhiêu tuổi ? Làm thế nào mặt trời tỏa sáng được ? Những câu hỏi này là hai mặt của một đồng tiền, như chúng ta sẽ thấy. Tốc độ mặt trời phát ra bức. nay, gọi là độ sáng của mặt trời, với tuổi của mặt trời. Mặt trời càng già thì tổng năng lượng bức xạ do mặt trời phát ra càng lớn. Năng lượng phát ra càng lớn, hay tuổi của mặt trời càng lớn,