Mô hình Mặt Trời với Mặt Trời ở tâm của Copernicus

1. Lõ

10.2 Mô hình Mặt Trời với Mặt Trời ở tâm của Copernicus

Giả thuyết này cho rằng Mặt Trời là trung tâm của quỹ đạo chuyển động của các hành tinh được Aristarchus của Samos (310-230 TCN) đưa ra vào thế kỷ III TCN, và sau đó Seleucus của Seleucia cũng theo thuyết này. Quan điểm triết học quan trọng này đã được phát triển thành mô hình toán học dự đoán một cách hoàn chỉnh về hệ nhật tâm vào thế kỷ XVI bởi Nicolaus Copernicus. Vào đầu thế kỷ XVII, việc phát minh ra kính viễn vọng đã cho phép quan sát một cách chi tiết hơn về vết đen Mặt Trời do Thomas Harriot, Galileo Galileivà các nhà thiên văn khác thực hiện. Galileo đã thực hiện một số quan sát vết đen Mặt Trời bằng kính viễn vọng và thừa nhận rằng chúng nằm trên bề mặt của Mặt Trời hơn là các vật thể nhỏ chuyển động qua khoảng không giữa Trái Đất và Mặt Trời. Các vết đen Mặt Trời cũng được các nhà thiên văn Trung Quốc quan sát vào thời nhà Hán (206 TCN - 220 CN), họ đã duy trì ghi chép các quan sát này trong vài thế kỷ. Averroes cũng đưa ra một miêu tả về các vết đen Mặt Trời trong thế kỷ XII.[5][8]

Năm 1672 Giovanni Cassini và Jean Richer xác định được khoảng cách đến Sao Hỏa và đã tính được khoảng cách đến Mặt Trời. Isaac Newton quan sát ánh sáng Mặt Trời bằng lăng kính, và thấy nó được tạo thành từ nhiều màu sắc. Trong khi đó vào năm 1800 William Herschel phát hiện ra bức xạ hồng ngoại nằm gần ánh sáng đỏ trong quang phổ của Mặt Trời. Thập niên 1800 phát triển mạnh các kính quang phổ nghiên cứu về Mặt Trời, và Joseph von Fraunhofer đã thực hiện các quan sát đầu tiên về các vạch hấp thụ quang phổ, vạch mạnh nhất vẫn thường được gọi theo tên của ông là vạch Fraunhofer. Khi mở rộng dải quang phổ của sánh sáng từ Mặt Trời thì có một số màu bị mất được phát hiện.[5][8]

10.2.4. Thiên văn học hiện đại

Vào những năm đầu tiên của kỷ nguyên khoa học hiện đại, nguồn năng lượng Mặt Trời vẫn là vấn đề còn nhiều bí ẩn. Lord Kelvin đã đề nghị: Mặt Trời là một vật thể lỏng đang lạnh đi một cách từ từ vì vậy nó đang phát ra nhiệt dự trữ bên trong lòng nó. Sau đó, Kelvin và Hermann von Helmholtz đưa ra cơ chế Kelvin-Helmholtz để giải thích lượng

năng lượng tỏa ra này. Tuy nhiên, kết quả tính tuổi Mặt Trời chỉ có 20 triệu năm, một con số rất nhỏ so với các tính toán mà các dấu hiệu địa chất lúc đó đưa ra là ít nhất 300 triệu năm. Năm 1890 Joseph Lockyer, người đã phát hiện ra heli trong quang phổ của Mặt Trời, đã đưa ra giả thuyết thiên thạch về sự hình thành và tiến hóa của Mặt Trời.[5][8]

Mãi cho đến năm 1904 thì vấn đề này mới được giải quyết. Ernest utherford cho rằng lượng bức xạ Mặt Trời có thể đã được duy trì bởi một nguồn nhiệt bên trong nó, và đó là hoạt động phân rã phóng xạ. Tuy nhiên, Albert Einstein là người đã đưa ra mối quan hệ giữa nguồn năng lượng phát ra từ Mặt Trời với phương trình cân bằng khối lượng - năng lượng E = mc2.[5][8]

Năm 1920, Sir Arthur Eddington đề xuất rằng áp suất và nhiệt động trong lõi của Mặt Trời có thể phát sinh một phản ứng hợp hạch hạt nhân theo đó các hạt nhân hydro (proton) hợp lại tạo ra hạt nhân heli, quá trình này sinh ra năng lượng, đồng thời sẽ làm giảm dần khối lượng. Lượng hydro chiếm ưu thế trong Mặt Trời được Cecilia Payne xác nhận vào năm 1925. Quan điểm lý thuyết về tổng hợp hạt nhân được các nhà vật lý thiên văn Subrahmanyan Chandrasekhar và Hans Bethe phát triển vào thập niên 1930. Hans Bethe đã tính toán chi tiết hai phản ứng sinh năng lượng chính trên Mặt Trời.[5][8]

Sau cùng, một bài báo có ảnh hưởng lớn của Margaret Burbidge được xuất bản năm 1957 với tựa là "Sự tổng hợp các nguyên tố của các Sao" ("Synthesis of the Elements in Stars"). Bài báo đã minh hoạ một cách thuyết phục rằng hầu hết các nguyên tố trong vũ trụ đã và đang được tổng hợp bằng các phản ứng hạt nhân bên trong các ngôi sao, giống như Mặt Trời.[5][8]

10.3. Những thiết bị giúp chúng ta thu thập số liệu về Mặt Trời

Mặt Trời chiếm vị trí số một về độ dọi sáng. Bằng mắt thường ta khó nhìn thẳng vào Mặt Trời, do đó để quan sát nó ta phải dùng phin lọc sáng bảo vệ mắt và các thiết bị ghi nhận khác tránh bị bức xạ Mặt Trời thiêu cháy.[1]

Vì độ dọi sáng lớn, nên nếu hướng kính thiên văn lên Mặt Trời, dễ gây ra hư hỏng kính. Nếu vô ý nhìn Mặt Trời qua kính thiên văn không có phin lọc giảm sáng thì chắc chắn bị hỏng mắt. Do đó ta chỉ nhìn Mặt Trời qua kính khi biết chắc phía trước vật kính đã được gắn thêm phin lọc giảm độ dọi sáng hoặc được gắn thêm phin lọc đơn sắc (thường là phin lọc Hcho bức xạ có 6563A0  đi qua). Ngay cả khi có phin lọc giảm độ dọi sáng, người ta cũng khi nhìn trực tiếp qua kính, mà thướng nhìn ảnh Mặt Trời được chiếu lên màn gắn phía sau kính.[1]

Quan sát Mặt Trời diễn ra ban ngày, tuy khá thuận lợi vế bố trí thời gian, nhưng vấn đề chống nóng không chỉ đơn thuần bảo vệ cho thiết bị khỏi thiêu cháy, mà còn phải giảm thiểu loạn lưu của khí quyển quanh không gian đặt kính. Do đó các nhà thiên văn phải thiết kế đài quan trắc chuyên dụng trong đó chứa đựng các kính dẫn bức xạ Mặt Trời, kính thiên

văn quan sát Mặt Trời, kính thiên văn quan sát Mặt Trời (Solar Telescope) và các thiết bị bổ trợ khác.[1]

Nhờ những dụng cụ chuyên dụng như máy đo độ dọi sáng, máy trắc phổ Mặt Trời, đến nay chúng ta đã biết khá nhiều thông tin về hình dạng, kích thước, nhiệt độ và thành phần các nguyên tố hoá học cấu tạo nên Mặt Trời. Từ khi kính thiên văn đầu tiên nghiên cứu Mặt Trời ra đời năm 1956 cho đến nay đã xuất hiện nhiều thiết bị chuyên dụng khác được đưa ra ngoài khí quyển Trái Đất để quan trắc Mặt Trời. Trong số những thiết bị đó, máy ghi ảnh Doppler – Michelson MDI (Michelson Doppler Imager), máy đo sự thay đổi nhỏ của bức xạ quang cầu và dao động nhỏ của trường hấp dẫn VIGO nhưng rất nhạy với tần số thấp, thiết bị đó có tên là GOLF (Global Oscillation at low frequence). Nhật hoa – nơi mật độ vật chất rất thấp, nhiệt độ lại rất cao – là một môi trường chứa nhiều điều khó hiểu đối với vật lý thông thường. Vì lẽ đó các nhà thiên văn đã thiết kế ra thiết bị ghi phổ nhật hoa (Coronagraph spectrometer), máy thăm dò môi trường nhật hoa CDS (Coronal Diagnostics Spectrometric coronagraph), máy ghi phổ nhật hoa ở góc rộng LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph). Kết hợp với kính thiên văn chụp ảnh làm việc ở vùng sóng tử ngoại EUIT (Extreme Ultraviolet Imaging Telescope) đã đưa lại một kho dữ liệu phong phú về Mặt Trời. Qua sự gia công của các chuyên gia vật lý Mặt Trời, chúng ta đã biết được những nét khái quát như sau về Mặt Trời.[1]

11. MẶT TRỜI VÀ NGUỒN NĂNG LƯỢNG KHỔNG LỒ

a. Nguồn gốc năng lượng của Mặt Trời

Mặt Trời bức xạ ra không gian xung quanh với công suất trung bình là 3,9.1026 W trong suốt thời gian khoảng 4,6 tỷ năm và còn có thể duy trì khoảng chừng ấy thời gian nữa. Vậy ta thử xem năng lượng này bắt nguồn từ đâu?

Có thể do năng lượng của phản ứng hoá học của các chất tạo nên Mặt Trời chăng? Tính toán chi tiết cho thấy nguồn gốc năng lượng này quá bé chỉ đủ duy trì mức độ bức xạ như hiện nay của Mặt Trời trong vòng 30 năm. Ta có thể nghĩ tới một kiểu phản ứng hiệu suất 100% tức toàn bộ vật chất tạo nên Mặt Trời đều chuyển thành năng lượng theo công thức E = mc2. Khi đó Mặt Trời có thể tồn tại trong vòng 1013năm.

Tuy nhiên các nguyên tố nặng trong Mặt Trời có số nơtron và proton bằng nhau mà hạt proton thì cực kỳ bền vững nên chúng không thể tự phát chuyển thành năng lượng dưới dạng bức xạ.[1]

Năng lượng hấp dẫn có đủ khả năng không?

Người đầu tiên có ý tưởng tìm nguồn gốc năng lượng Mặt Trời từ thế năng hấp dẫn là Kenvin và ý tưởng này phát triển mạnh ở đầu thế kỷ XX.

Áp dụng định lý Virial (Virial Theorem), ta thu được cơ năng vật chất tạo ra Mặt Trời được tính theo công thức.

2 3 10   GM E R (11.1)

Cho rằng xưa kia Mặt Trời vẫn có khối lượng như bây giờ, có bán kính vô cùng lớn do hấp dẫn nó dồn nén đến kích thước bây giờ thì phần năng lượng do chêng lệch đó đã chuyển thành nhiệt năng rồi từ đó thành năng lượng bức xạ ra không gian sẽ là :

2 2 2 1 3 3 (E ) 0 ( ) 10 10   E E    GM  GM R R (11.2) Mặt Trời duy trì công suất bức xạ như hiện nay trong thời gian  thì: 7

10

E W

   năm tức chỉ khoảng chục triệu năm

Tháng 8/1989 trên tạp chí Scientific American trang 90 – 96 đăng bài viết về kỹ thuật tính tuổi đất đá theo quy luật phóng xạ cho thấy tuổi Mặt Trời ít nhất khoảng 4,6 tỷ năm. Vì vậy năng lượng hấp dẫn vẫn không đủ để duy trì cuộc sống của Mặt Trời.

Vậy bây giờ ta đi tìm từ nguồn năng lượng hạt nhân

Năng lượng hạt nhân có thể là năng lượng phân hạch hoặc năng lượng nhiệt hạch do phản ứng tổ hợp hạt nhân nhẹ thành hạt nhân nặng hơn. Chú ý phân tích để chứng tỏ rằng trong lòng Mặt Trời hội tụ đầy đủ điều kiện để có phản ứng nhiệt hạch và nguồn năng lượng đó đủ để duy trì cuộc sống lâu dài của Mặt Trời. Đồng thời qua đây ta sẽ hình dung được sự tiến hoá và số phận tương lai của Mặt Trời và các thành viên của hệ, trong đó có Trái Đất chúng ta.[1]

Điều kiện để có phản ứng tổ hợp hạt nhân nhẹ: môi trường đó phải giàu nguyên tố nhẹ, nguyên tử các nguyên tố đó phải được ion hoá tức là phải bóc hết lớp vỏ các electron quay quanh hạt nhân để chỉ còn lại các hạt nhân. Đến lượt các hạt nhân nhẹ phải tiến đến gần nhau sao cho khoảng cách tương đối giữa chúng phải nhỏ hơn bán kính tác dụng của lực hạt nhân r0 = 10-15m. Muốn tiến đến khoảng cách đó chúng phải đủ năng lượng để thắng thế năng Coulomb kq1q2/r. Thực ra do hiệu ứng đường hầm các hạt nhân nhẹ chỉ cần đến khoảng cách sao cho rD với D là bước sóng de Broglie ứng với chuyển động nhiệt của các hạt nhẹ đó.[1]

Ta thử xem trong lòng Mặt Trời có hội tụ đủ cả ba điều kiện đó không? Mặt Trời có 94% tổng số hạt là hyđrô lại ở nhiệt độ trung bình T = 3.106K nên rõ ràng hyđrô ở gần tâm Mặt Trời đều bị ion hoá thành các hạt proton mang điện dương.[1]

Điều kiện ba được viết lại dưới dạng:

2 2 1 2 2 2 3 2 2 D Z Z e v r h r v v kT                  2 2 1 2 2 2 1 2 2 3 2 D D D Z Z e h Z Z e kT             2 2 1 2 2 1 2 2 2 3 D D h Z Z e Z Z e T k             2 2 1 2 2 4 ( ) 3 Z Z e T kh    (11.3) Áp dụng k = 1,38.10-23 , h = 6,62.10-34Js, Z1=Z2=1; e = 1,6.10-19C; 2 p m  thì 7 10 T  K tức hàng chục triệu độ Kenvin. Chú ý ta có 6 3.10 T  K, ta tính được

Tquang cầu = 6000K, chứng tỏ càng vào sâu trong lòng nhiệt độ càng tăng và chắc chắn phải tăng nhanh để gần tâm 7

10

T  K.

Sau phản ứng nó toả ra năng lượng 2

.

E m c

   , mà trong phản ứng 1 4

1 2

4 p He E

thì E vào cỡ từ 18,24 MeV 19,8 MeV  26,6 MeV tuỳ đó là ppIII, ppI hay ppII.[1] Hiện nay theo lý thuyết hạt nhân và những hiểu biết về Mặt Trời, người ta cho rằng phản ứng ppI diễn ra theo trình tự sau:

1 1 2 0 1 2 1 1 2 1 3 1 1 2 3 3 4 1 1 2 2 2 1 1 (1, 44 ) (5, 49 ) (12, 9 ) e H H H e MeV H H He MeV He He He H H MeV               Kết quả 1 4 1 2 4 H  He2e2e2 với độ hụt khối  m 0, 03mp (bằng 0,03 lần khối lượng môt hạt proton) đang diễn ra trong Mặt Trời và trong các sao loại G2.[1]

Tính chi tiết ta sẽ thấy rằng Mặt Trời nếu tiêu thụ năng lượng như mức độ hiện nay thì có thể tồn tại thêm 5 tỷ năm nữa.[1]

Đến đây ta có thể hỏi tại sao không xảy ra trực tiếp 1 4

1 2

4 H  He mà phải trải qua nhiều bước trung gian giữa từng cặp hạt? Lý giải chi tiết sẽ vuột ra ngoài yêu cầu của thiên văn đại cương, nhưng ta có thể tạm hiểu: sự va chạm của các hạt ở nhiệt độ cao là sự kiện ngẫu nhiên, tuân theo quy luật xác suất thống kê. Do đó xác suất để đồng thời có 4 hạt 1

1H

cùng gặp nhau sẽ nhỏ hơn rất nhiều xác suất gặp nhau giữa từng cặp hạt. Một chú ý thứ hai cần được đề cập ở đây là tại sao năng lượng nhiệt hạch toả ra cực lớn như vậy, vật chất trong lòng Mặt Trời bằng cách nào khống chế được tốc độ diễn ra phản ứng để không xảy

ra hiện tượng bùng nổ kiểu bom hạt nhân nếu tốc độ phản ứng quá lớn, hoặc Mặt Trời sẽ sụp đổ nếu trọng lực vượt quá áp suất bức xạ do tốc độ phản ứng hạt nhân quá bé. Vấn đề là chỗ tốc độ diễn ra phản ứng nhiệt hạch thay đổi rất nhanh khi thay đổi nhiệt độ môi trường (với chu trình pp tốc độ tăng theo T4

, chu trình C – N – O tăng theo T15). Ta thử tưởng tượng vì một lý do nào đó tốc độ phản ứng nhiệt hạch tăng, năng lượng toả ra sẽ làm tăng áp suất bức xạ dẫn đến sao giãn nở tới kích thước mới sao cho cân bằng với áp suất nén do hấp dẫn. Nhưng sự giãn nở sẽ làm nhiệt độ vật chất trong sao giảm xuống, lập tức là giảm tốc độ phản ứng nhiệt hạch và vì thế là áp suất bức xạ sẽ giảm gây ra trạng thái co lại của sao. Sao bị co lại sẽ tăng nhiệt độ trở lại. Kết quả sự cân bằng sẽ được tái thiết lập giữa tốc độ phản ứng nhiệt hạch và sự nén do hấp dẫn, khi tốc độ phản ứng giữ giá trị không đổi.[1]

Đến đây ta có thể hình dung được rằng đến khi dùng hết nhiên liệu phản ứng nhiệt hạch, áp suất bức xạ giảm nhanh, sự cân bằng thuỷ tĩnh bị phá vỡ, khi đó vật chất trong lòng sao bị nén lại do lực hấp dẫn đòi hỏi phải có lực mới để chống lại sự nén hấp dẫn. Nếu lực chống đỡ không có hoặc không đủ thì sẽ diễn ra sự sụp đổ của sao do hấp dẫn.[1]

b. Sự chuyển tải năng lượng từ trong lòng ra ngoài của Mặt Trời

Kinh nghiệm hằng ngày cho chúng ta biết rằng nhiệt năng được sinh ra trong một quá trình nào đó, tại một vùng xác định sẽ không định xứ tại đó mà sẽ truyền ra xung quanh có thể theo một, hai hay cả ba phương thức: truyền qua con đường bức xạ, truyền trực tiếp, truyền dẫn nhờ đối lưu của khối vật chất. Năng lượng toả ra từ phản ứng nhiệt hạch diễn ra trong lòng Mặt Trời, chính xác hơn là tại miền lõi bao quanh tâm Mặt Trời, cách tâm từ

00, 2R, ở đó T 15 triệu độ, được truyền ra ngoài bằng hai cách: nó khuếch tán ra ngoài qua vùng bức xạ (radiation zone) nhờ cơ chế hấp thụ và phát xạ lại. Cụ thể là tại vùng lõi