Đang tải... (xem toàn văn)
Kiểm tra các nguyên tố của big bang
© hiepkhachquay 1 KIỂM TRA CÁC NGUYÊN TỐ CỦA BIG BANG Kenneth Nollett Phép đo lượng lithium trong vũ trụ cùng với dữ liệu chính xác từ bức xạ vi ba nền vũ trụ đang thách thức sự hiểu biết của chúng ta về cả nền thiên văn vật lí sao và có thể chính cả sự tổng hợp hạt nhân Big Bang, như Kenneth Nollett sẽ giải thích sau đây. Nitrogen và oxygen mà chúng ta thở, carbon cấu thành nên khoa hóa sinh học, và calcium trong xương của chúng ta có chung một đặc điểm: chúng đều được tổng hợp bên trong các sao. Thật vậy, điều tương tự đúng với hầu như mọi nguyên tố hóa học mà chúng ta gặp trong cuộc sống hàng ngày, từ chất khí hiếm nhất cho đến kim loại nặng nhất. Một ngoại lệ lớn là hydrogen: hầu như tất cả hạt nhân hydrogen là proton phát sinh từ Big Bang chừng 14 tỉ năm trước đây. Một ngoại lệ khác là hạt nhân nhẹ như deuterium và lithium, chúng được tạo ra trong một quá trình gọi là tổng hợp hạt nhân Big Bang xảy ra khi vũ trụ chỉ mới vài phút tuổi. Thực tế những nguyên tố này đã có từ khi khai sinh ra thời gian chắc chắn là một trong những sự thật hấp dẫn nhất trong thiên văn vật lí học. Sự tổng hợp hạt nhân Big Bang (BBN) bắt đầu khi vũ trụ đủ lạnh sao cho proton và neutron, chỉ mới vừa hình thành từ plasma nguyên thủy, có thể kết hợp thành hạt nhân deuterium. Deuterium sau đó trải qua những phản ứng hạt nhân khác nữa hình thành nên hạt nhân helium-4, mỗi hạt nhân chứa hai proton và hai neutron, cùng với lượng nhỏ deuterium, helium-3 và lithium-7. Thật vậy, lúc kết thúc BBN (một thời kì chừng vài phút), một phần tư vật chất bình thường trong vũ trụ đã chuyển hóa thành helium-4, còn trong số còn lại chỉ có một phần rất nhỏ là hydrogen. Sự tổng hợp hạt nhân Big Bang xảy ra như thế nào ? Sự tổng hợp hạt nhân Big Bang (BBN) là thành phần chủ yếu của mô hình Big Bang giải thích cách thức hạt nhân nhẹ deuterium, helium-3, helium-4, và lithium-7 được tạo ra trong vài phút đầu tiên của vũ trụ. Thuyết Big Bang phát biểu rằng vũ trụ bắt đầu từ khoảng 13,7 tỉ năm trước đây trong một trạng thái rất nóng và đậm đặc đã và đang giãn nở ra và lạnh đi kể từ đó. Như thuyết tương đối rộng Einstein mô tả, tốc độ giãn nở phụ thuộc vào lượng khối lượng và năng lượng mà vũ trụ có. Trước khi BBN xảy ra – khi vũ trụ chưa tới một giây tuổi – vật chất và năng lượng tồn tại dưới dạng một chất khí nóng, đậm đặc của các hạt cơ bản. Khi vũ trụ lạnh đi, các hạt có năng lượng giảm dần phân bố trong vũ trụ sao cho lúc 1 giây chỉ có proton, neutron và những hạt nhẹ bền có mặt. Tương tác yếu © hiepkhachquay 2 giữa cả proton và neutron với electron, positron, và neutrino nhẹ hơn nhiều, duy trì trạng thái cân bằng nhiệt, ổn định số lượng tương đối của proton và neutron ở một giá trị nhất định. Sau đó, nhiệt độ của chất khí giảm xuống còn khoảng 8 x 10 9 K, vì thế ngăn cản tương tác yếu xảy ra tiếp tục. Từ lúc này trở đi, ở đó còn lại một neutron (n) đối với mỗi 6 proton (tức là hạt nhân hydrogen 1 H). Trong vài phút tiếp theo, hạt nhân hình thành. Hạt nhân deuterium ( 2 H) tạo ra bởi sự va chạm giữa proton với neutron, và những va chạm hạt nhân khác nữa dẫn đến mỗi neutron tóm lấy một proton hình thành nên loại liên kết chặt chẽ nhất của hạt nhân nhẹ: 4 He. Quá trình này hoàn thành sau khoảng 5 phút, khi vũ trụ trở nên quá lạnh cho những phản ứng hạt nhân tiếp tục xảy ra. Lượng rất nhỏ deuterium, helium-3, và beryllium-7 được tạo ra dưới dạng sản phẩm, với beryllium-7 trải qua phân rã beta hình thành nên lithium-7. Hầu như tất cả proton không hợp nhất vào hạt nhân helium-4 còn lại dưới dạng các hạt tự do, và đây là lí do tại sao vũ trụ có gần 25% helium và 75% hydrogen khối lượng ở mọi nơi mà chúng ta thấy. Hạt nhân khác ít dồi dào hơn đến vài bậc độ lớn. Bằng cách đo cường độ vạch phổ nguyên tử ở những đối tượng thiên văn vật lí, các nhà thiên văn có thể suy luận ra số hạt nhân thuộc một loại cho trước trên hạt nhân hydrogen. Sự dồi dào hạt nhân này tạo ra trong BBN phụ thuộc vào mật độ vật chất (hoặc mật độ baryon) trong vài ba phút đầu tiên đó, có thể liên quan trực tiếp với mật độ baryon mà chúng ta thấy ngày nay. Bất kì hiệu ứng nào làm biến đổi sự tiến hóa nhiệt ban đầu của vũ trụ hoặc tương tác giữa các hạt nhân cũng sẽ để lại dấu vết trong sự phong phú đó, nghĩa là BBN mang lại một sự khảo sát quan trọng của vũ trụ sơ khai. Nếu chúng ta giả sử rằng chỉ có những hạt có trong Mô hình Chuẩn của vật lí hạt là có mặt trong BBN, thì mật độ baryon đo được trong sứ mệnh WMAP của NASA (và được chứng thực bởi sự dư dật deuterium) xác định thành phần hóa học ban đầu của vũ trụ chủ yếu là hydrogen, với gần 0,08 nguyên tử helium-4, 10 -5 nguyên tử deuterium, 10 -5 nguyên tử helium-3 và 10 -10 nguyên tử lithium / nguyên tử hydrogen, nhưng không có lượng nào khác có thể phát hiện được. Tất cả những nguyên tố khác trong vũ trụ được tổng hợp muộn hơn nhiều bên trong các sao hoặc trong sự va chạm tia vũ trụ. Vì lượng hạt nhân được tạo ra này phụ thuộc vào nhiệt độ và mật độ của vũ trụ khi nó chỉ vài phút tuổi, nên chúng ta có thể nghiên cứu sự tiến hóa vũ trụ sơ khai bằng cách đo sự dồi dào vật chất của nó ngày nay. Đặc biệt, mô hình BBN mang lại một sự ước tính mật độ baryon trung bình của vũ trụ, đó là một thông số cơ bản trong vũ trụ học. Chúng ta biết từ phép đo chuyển động của các thiên hà rằng mật độ khối lượng tổng cộng của vũ trụ gấp 6 lần mật độ baryon mà BBN suy © hiepkhachquay 3 ra, rõ ràng cho thấy đa số vật chất trong vũ trụ không cấu thành từ vật chất baryon tính bình thường chứa proton và neutron mà từ một cái gì đó bí ẩn hơn gọi là vật chất tối. Sự không phù hợp như thế giữa BBN và thí nghiệm cũng có thể gợi ý những quá trình vật lí mới có khả năng hoạt động trong lúc tổng hợp hạt nhân. Ví dụ, nếu như những hạt cơ bản chưa bao giờ nhìn thấy trong phòng thí nghiệm có mặt trong vũ trụ sơ khai, thì ảnh hưởng của chúng có thể thấy rõ trong sự phong phú nguyên tố mà chúng ta thấy ngày nay. Vì những lí do này, BBN cần thiết cho nghiên cứu cấu trúc tổng thể của vũ trụ, lịch sử của vật chất kể từ thời Big Bang, và mối quan hệ gần gũi giữa vật lí hạt và vũ trụ học. Bất chấp thành công của nó trong việc xác định mật độ baryon của vũ trụ và trong việc giải thích độ dồi dào lớn của helium mà chúng ta quan sát thấy, BBN vẫn phải đối mặt với những thách thức lớn. Những phép đo mới đây về bức xạ vi ba nền vũ trụ, bức xạ cho thấy bộ mặt vũ trụ khi các nguyên tử hình thành khoảng 380.000 năm sau Big Bang, và về sự phân bố quy mô lớn của các thiên hà đã làm tăng thêm nhiều độ chính xác của dữ liệu vũ trụ học. Trước nay, hình như sự phong phú nguyên thủy quan sát thấy – nhất là sự phong phú của helium – không ăn khớp lắm với lí thuyểt BBN. Mục tiêu bây giờ là mang BBN vào ăn khớp với độ chính xác mới của vũ trụ học, và cải thiện sự hiểu biết của chúng ta về môi trường thiên văn vật lí trong đó sự phong phú nguyên thủy quan sát được. Lùi lại thời gian Phiên bản đầu tiên của lí thuyết BBN được đề xuất bởi George Gamow và Ralph Alpher vào thập niên 1940 trong một nỗ lực nhằm giải thích nguồn gốc của mọi nguyên tố hóa học. Họ giả sử rằng vũ trụ sơ khai rất nóng và đầy hạt neutron: hạt nhân sau đó hình thành bằng cách bắt mỗi lần một neutron, hạt nhân thỉnh thoảng chịu sự phân rã beta tạo ra hạt nhân có số nguyên tử cao hơn cộng với một electron và một neutrino. Vì xác suất của nhiều phản ứng trong số này không được biết rõ vào thời đó – một số trong đó còn được giữ bí mật do có liên quan tới nghiên cứu vũ khí nguyên tử - nên Gamov và Alpher phải dự đoán nhiều tiết diện của chúng. Tuy nhiên, trong lúc làm như vậy, bộ đôi nghiên cứu đã thực hiện giả sử cực kì lạc quan rằng một số quá trình, khi đó chưa biết rõ, sẽ có xác suất đủ cao để tạo ra hạt nhân lớn hơn helium- 4 – bất chấp thực tế là không có hạt nhân bền vững nào có số khối bằng 5 tồn tại. Tính toán của Gamov và Alpher phù hợp tốt với xu hướng quan sát thấy trong hệ Mặt Trời, trong đó sự phong phú hạt nhân giảm như một hàm của khối lượng nguyên tử. Hơn nữa, Alpher và các George Gamow (trên) và Ralph Alpher ban đầu nghĩ rằng tất cả nguyên tố hóa học được tạo ra trong sự tổng hợp hạt nhân Big Bang. © hiepkhachquay 4 đồng sự còn dự đoán sự tồn tại và nhiệt độ của bức xạ vi ba nền vũ trụ khi nhận thấy một chất khí photon nóng sẽ có mặt trong BBN. Những photon đó, các nhà nghiên cứu bàn cãi nghiêm túc, sẽ trải ra bởi sự giãn nở của không gian vào vùng vi sóng của phổ điện từ ngày nay. Phiên bản ban đầu này của BBN hầu như bao gồm đa số khía cạnh của lí thuyết BBN hiện đại, ví dụ như vai trò của tương tác yếu và sự độc lập của sự phong phú hạt nhân so với mật độ baryon. Tuy nhiên, là một mô hình giải thích nguồn gốc của mọi nguyên tố, nên nó đi đến kết thúc vào đầu thập niên 1950 khi các nhà nghiên cứu nhận ra rằng một phiên bản hoàn toàn ăn khớp của lí thuyết này buộc phải sản sinh ra nhiều helium-4 chứ không phải nhiều thứ khác. Sau đó, năm 1957, nó bị chôn vùi mãi mãi, khi Alastair Cameron và Fred Hoyle, cùng với nhiều người khác, chỉ ra rằng hầu như tất cả các nguyên tố hóa học, trong thực tế, được tổng hợp bên trong các sao. Tuy nhiên, năm 1964, Hoyle và Roger Tayler chỉ ra rằng BBN mang lại một lời giải thích đơn giản hơn cho sự phong phú to lớn quan sát thấy của helium-4 so với lời giải thích sao của Cameron và Hoyle, vì cách giải thích thứ hai ở trên yêu cầu sự tồn tại một số lượng khổng lồ sao ngày nay đã tắt. Khi bức xạ vi ba nền vũ trụ được khám phá ra một năm sau đó, thì lập tức rõ ràng là mô hình Big Bang là chính xác và BBN do đó phải xảy ra trong điều kiện nóng bỏng của vài ba phút đầu tiên. Jim Peebles, thuộc trường đại học Princeton ở Mĩ, trả lời khám phá này bằng việc tiến hành tính toán “hiện đại” đầu tiên của BBN bằng cách sử dụng tốc độ phản ứng hạt nhân khi đó được hiểu rõ hơn so với thời của Gamov. Mặc dù kiến thức của chúng ta về những tốc độ này đã được cải thiện thêm một lần nữa kể từ đấy, nhưng sự hiểu biết cơ bản của chúng ta về BBN vẫn tương tự. Sức mạnh của BBN là một cánh cửa sổ mở vào vũ trụ sơ khai được nhận ra trong thập niên 1970. Lúc đó, một vài nhà thiên văn vật lí, gồm Hubert Reeves tại Viện Thiên văn vật lí Paris, và Johannes Geiss, nay làm việc tại Viện Khoa học Không gian quốc tế ở Bern, nhận thấy rằng vì lượng deuterium sinh ra trong BBN phụ thuộc mạnh vào mật độ baryon trung bình của vũ trụ, nên chúng ta có thể tìm hiểu đôi điều về vũ trụ ở quy mô lớn nhất bằng cách đo lượng deuterium dễ dàng thực hiện được. Trong vài năm, một số phép đo lượng deuterium trong thiên hà của chúng ta đã thiết đặt một giới hạn trên lên mật độ baryon là khoảng chừng 4 × 10 –31 g cm –3 . Sau đó, năm 1977, Gary Steigman, nay ở trường đại học bang Ohio, James Gunn, nay ở trường đại học Princeton, và sau đó là David Schramm thuộc trường đại học Chicago, đã chỉ ra rằng BBN có thể buộc một số loại neutrino khác nhau tồn tại trong tự nhiên (ngày nay chúng ta biết là có ba loại neutrino: neutrino electron, muon và tau). Mỗi loại neutrino phát sinh, họ tranh luận, sẽ làm tăng mật độ của vũ trụ sơ khai và làm cho nó giãn nở nhanh hơn, do đó làm thay đổi động lực học thiết đặt tỉ số neutron trên proton vào lúc bắt đầu của BBN ủng hộ nhiều neutron hơn. Đổi lại, việc này sẽ đưa đến nhiều helium-4 hơn. Vào lúc mà những phép đo trong phòng thí nghiệm đề xuất rằng có thể có hàng ngàn loại neutrino (mặc dù đa số nhà vật lí hạt không tin rằng có nhiều hạt này như vậy), Steigman và các cộng sự có thể khẳng định rằng không có hơn bốn loại neutrino. Đây là thành công cơ bản cho lí thuyết BBN và góp phần làm tăng thêm nhận thức về mối quan hệ gần gũi giữa vật â hiepkhachquay 5 lớ ht v v tr hc thm chớ nhiu nh vt lớ ht xem nú n thun l bng chng cho s c gan ca cỏc nh v tr hc ! Nm 1982, cỏc nh thiờn vn vt lớ hc thu c nhng c tớnh tt v s phong phỳ helium-4 nguyờn thy, cng nh gii hn v s phong phỳ ca helium-3 v deuterium. Khi ú, Franỗois v Monique Spite, ti i quan sỏt Paris, phỏt hin thy nhng ngụi sao gi nht nh trong thiờn h ca chỳng ta cú lp bao i lu rt mng vựng quay trũn nhanh chúng ca mt ngụi sao trong ú vt cht trn u vi nhau u cha hu nh cựng lng lithium-7. Vỡ nhng phộp o quang ph hc cho thy nhng ngụi sao trong trng thỏi bỡnh n Spite ny ch cha mt lng rt nh ht nhõn tng hp trong nhng ngụi sao tn ti trc ú, nờn nhng ngụi sao ú phi hỡnh thnh bờn ngoi cht khớ khụng hon ton nguyờn thy. iu ny cú ngha l s lng lithium-7 trong cỏc sao trng thỏi bỡnh n Spite cú th hiu l s lng lithium-7 tng hp trong BBN. kim tra xem s tng hp ht nhõn Big Bang (BBN) cú l s mụ t chớnh xỏc ca v tr s khai hay khụng, chỳng ta cn phi o xem cú bao nhiờu nguyờn t ú cú mt trong mu m chỳng ta cú th quan sỏt thy ngy nay. Cỏc nh thiờn vn xỏc nh s phong phỳ tng i ca cỏc nguyờn t trong mt vt th xa bng cỏch quan sỏt lng ỏnh sỏng phỏt x hoc hp th mt bc súng nht nh tng ng vi cỏc vch ph nguyờn t. lm nh vy, cn phi tỡm c mt v trớ trong ú thnh phn cht khớ khụng thay i nhiu k t BBN v ni trong ú nhng iu kin vt lớ thớch hp cho s hỡnh thnh nhng vch ph cú th quan sỏt c. iu kin th hai ny, kt hp vi tớnh cht vt lớ nguyờn t khỏc i cựng vi tng nguyờn t, cú ngha l khụng th cú hai s phong phỳ nguyờn thy cú th o c mt cỏch chớnh xỏc bng cựng mt vt th. Vớ d, helium c o bng cỏch tỡm kim ỏnh sỏng phỏt ra t nhng thiờn h rn chc mu xanh nh v khụng u, cũn lng lithium thỡ c suy ra t nhng vt th rt gi trong thiờn h ca chỳng ta gi l cỏc sao trng thỏi bỡnh n Spite, chỳng hỡnh thnh t cht khớ khụng hon ton nguyờn thy. Mt khỏc, lng deuterium c xỏc nh bng cỏch kho sỏt xem ỏnh sỏng phỏt ra t nhng quasar xa b hp th nh th no bi nhng ỏm mõy khuch tỏn trong hng nhỡn ca chỳng ta. Nhng phộp o s phong phỳ nguyờn t nh tip tc thu c tin b, v nm 2000 chỳng ng ý mt mt baryon trung bỡnh l 2 ì 10 31 g cm 3 , tc l gim i ba ln. Mt khỏc, õy l trng hp ỏng chỳ ý ca d liu gm nhiu loi khỏc nhau v khú thu c u hi t v mt s giỏ tr. Mt khỏc, cỏc vch sai s chớnh thc phn ỏnh nhng ngun khụng xỏc nh ó bit tr nờn nh n ni cỏc im d liu khụng cũn n khp vi nhau v mt k thut. Trong khi tht d hỡnh © hiepkhachquay 6 dung những sai số hệ thống khác có thể mang các kết quả lại gần nhau hơn, do kĩ thuật quan sát hoặc do ảnh hưởng có liên quan tới lịch sử vật chất đang được quan sát, nên việc định lượng chúng khó khăn hơn nhiều. Phép đo deuterium trong vùng tập trung chất khí ở xa nằm giữa chúng ta và các quasar còn xa hơn nữa nghiêng về một mật độ baryon trung bình khoảng 4 × 10 –31 g cm –3 , trong khi cách hiểu đơn giản nhất của trạng thái bình ổn lithium và một số dữ liệu helium-4 nghiêng về giá trị 1 × 10 –31 g cm –3 . Như đối với sự phong phú nguyên thủy của helium-3, lịch sử hậu BBN của những hạt nhân này quá bất định để có thể kiềm chế mật độ baryon trung bình. Sự không phù hợp này thúc đẩy một chương trình nghiên cứu sôi nổi bởi vài nhóm trong một nỗ lực nhằm cải thiện các phép đo và giải quyết những bất đồng còn lại. Tuy nhiên, trong thời gian thực, dữ liệu vũ trụ học chính xác bắt đầu khiến BBN chạy đua tìm nguồn tài chính của nó. Ánh sáng cơ bản Đầu thập niên 2000, giữa cuộc tranh luận thường xuyên được hâm nóng về nguyên nhân gây ra những số đo sự phong phú khác nhau, BBN không còn là phương pháp duy nhất xác định mật độ baryon trung bình của vũ trụ. Năm 1992, vệ tinh COBE cho thấy nhiệt độ của bức xạ vi ba nền vũ trụ biến thiên vài chục microkelvin ở quy mô góc 5 o hoặc lớn hơn, do đó mang lại bằng chứng cho sự dao động mật độ trong vũ trụ sơ khai có thể gieo mầm cho cấu trúc vũ trụ. Sau đó, vào năm 2000, thí nghiệm BOOMERANG và MAXIMA phát hiện các dao động ở quy mô góc nhỏ hơn 1 o . Là một tiên đoán chủ yếu của lí thuyết Big Bang, những dao động này là vết tích còn lại bởi sóng âm truyền qua plasma chỉ ngay trước khi những nguyên tử hydrogen trung hòa đầu tiên được hình thành, khoảng 380.000 năm sau Big Bang khi nền vi ba vũ trụ ra đời. Và vì tính chất của plasma phụ thuộc vào mật độ baryon, nên cường độ của những dao động này mang lại sự kiểm tra chéo độc lập mạnh mẽ đầu tiên của mật độ baryon mà BBN tiên đoán. Những kết quả BOOMERANG và MAXIMA ban đầu nghiêng về một mật độ baryon cao hơn giá trị BBN: (6.0 ± 2.0) × 10 –31 g cm –3 . Tuy nhiên, kết hợp với dữ liệu gần đây hơn từ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) – thiết bị đo những dao động nhiệt độ ở quy mô xuống tới 0,3 o – giá trị chính xác nhất hiện nay là (4.1 ± 0.1) × 10 –31 g cm –3 . Trong khi phép đo độc lập này làm lắng đi cuộc tranh luận đang diễn ra trong cộng đồng BBN về giá trị của mật độ baryon, thì nó lại mang kết quả của sai số hệ thống trong BBN vào tiêu điểm sắc nét hơn nữa. Ví dụ, mật độ baryon suy luận ra từ số liệu WMAP và từ những phép đo sự phong phú deuterium nguyên thủy rất phù hợp với nhau. Nhưng sự phong phú deuterium nguyên thủy trước nay chỉ được đo ở tám vị trí, và mặc dù kết quả đều xoay quanh giá trị 3 × 10 –5 / nguyên tử hydrogen, nhưng độ phân tán của chúng xung quanh giá trị trung bình rộng hơn so với những ước tính sai số của chúng mong đợi. Một sự dao động theo vị trí như thế không phải là cái mà người ta mong đợi từ BBN, nó phải xảy ra theo cùng cách thức ở mọi nơi theo lí thuyết Big Bang. Chúng ta có khả năng cần nhiều dữ liệu hơn để sự bất đồng không đáng kể này, nhưng chuyện này nói thì dễ hơn làm bởi vì phương pháp duy nhất nhận dạng và đo sự phong phú deuterium nguyên thủy tiêu tốn rất nhiều thời gian quan sát ở những kính thiên văn lớn nhất của thế giới. © hiepkhachquay 7 Mô hình tổng hợp hạt nhân Big Bang cho phép mật độ baryon toàn phần của vũ trụ tính được cho từng nguyên tố nhẹ: deuterium, helium-3, helium-4, và lithium-7 (đường màu xanh). Bằng cách đo sự phong phú này ngày nay (trong khung màu đỏ), các nhà thiên văn có thể nghiên cứu những sự kiện xảy ra khi vũ trụ chỉ vài phút tuổi. Từ thập niên 1990, sự phong phú helium-4 do các nhóm độc lập đo được không phù hợp với nhau (trên cùng), có khả năng cho thấy sai số trong những phép đo này là không đúng mức (đường đứt nét). Sự phong phú deuterium đo được ở tám vị trí khác nhau cũng không phù hợp với một số vùng (ở chính giữa), còn những phép đo sự phong phú helium-3 nguyên thủy quá khó để kiềm chế mật độ baryon. Sự phong phú lithium đo được đưa đến mật độ baryon mâu thuẫn với sự xác định độc lập thu được từ dữ liệu WMAP (dải thẳng đứng), mặc dù sự chênh lệch có thể tăng do một số quá trình thiên văn vật lí chưa biết rõ. Có sự không nhất quán tương tự giữa lí thuyết BBN và sự phong phú helium nguyên thủy. Không giống như sự phong phú deuterium, lượng helium-4 sinh ra trong mô hình BBN tăng rất chậm theo một hàm của mật độ baryon trung bình của vũ trụ, nghĩa là nó phải được đo với độ chính xác vài phần trăm có ích cho nghiên cứu BBN. Để làm như vậy, các nhà thiên văn nghiên cứu độ sáng của những vạch phổ nhất định phát ra bởi các nguyên tử trong plasma trong một thiên hà ở xa, từ đó họ có thể nhận được một bộ thông số phù hợp đặc trưng cho plasma. Các nhóm nghiên cứu khác có xu hướng sử dụng các bộ vạch hơi khác để xác định những © hiepkhachquay 8 thông số này và họ nghiên cứu dữ liệu theo những cách khác nhau. Có phần hơi bối rối, các nhóm nghiên cứu khác nhau đã thu được những kết quả mâu thuẫn nhau. Vào thập niên 1990, sự khác biệt lớn nhất giữa kết quả của Yuri Izotov ở Viện Khoa học Ukraine và Trinh Thuan ở trường đại học Virginia, Mĩ (ô lớn hơn, phía bên phải, trong hình trên) và một bộ dữ liệu lớn hơn do Steigman cùng với Keith Olive và Evan Skillman ở trường đại học Minnesote biên soạn dựa trên những quan sát sớm hơn (hộp phía bên trái). Tuy nhiên, hình như là sai số của cả hai cách tiếp cận đều không đúng mức và sự không nhất quán nằm ở đâu đó trong một danh sách hiệu chỉnh nhỏ như có bao nhiêu ánh sáng bị tán xạ bởi bụi giữa chúng ta và plasma. Do đó, phạm vi cho phép của sự phong phú helium-4 có khả năng mở rộng kết quả của cả hai nhóm nghiên cứu (hộp chấm chấm trong hình trên). Một lần nữa, yêu cầu có những quan sát chính xác hơn, hoặc chúng ta cần có một sự thay đổi cơ bản phương pháp tìm giải pháp mà với nó mọi người có thể đồng ý. Mật độ baryon trung bình của vũ trụ có thể suy ra từ những dao động nhiệt độ trong nền vi ba vũ trụ như đã đo được gần đây bởi sứ mệnh WMAP. Ngày nay, bí ẩn lớn nhất của BBN là lithium. Đối với mật độ baryon do WMAP mang lại, BBN tiên đoán có 4.7 × 10 –10 nguyên tử lithium-7 trên mỗi nguyên tử hydrogen, còn các sao ở trạng thái bình ổn Spite chỉ chứa khoảng 1.4 × 10 –10 . Một số cách giải thích cho sự không thống nhất này đã được đề xuất, nhưng không ai biết câu trả lời đúng. Hoặc là một số quá trình vật lí quan trọng còn thiếu trong lí thuyết BBN, hoặc là một số cơ chế thiên văn vật lí đã phá hủy lượng lớn lithium-7 sau BBN, hoặc là có một cái gì đó sai lầm đối với cách hiểu của chúng ta về quang phổ sao. Vấn đề lithium Để giải quyết sự không khớp lithium, một số nhà vật lí hướng sự chú ý của họ sang những mô hình BBN sáp nhập những ý tưởng kì lạ từ vật lí hạt. Nhiều lí thuyết tìm cách thống nhất các lực cơ bản trong tự nhiên – phổ biến nhất là dựa trên siêu đối xứng hoặc trên những mô hình có chiều không-thời gian thêm vào – tiên đoán sự tồn tại của những hạt nặng đến nay chưa được nhìn thấy trong phòng thí nghiệm. Nếu như những hạt này không bền và bị phân rã trong vòng 1 năm sau BBN, chúng có thể tạo ra những ảnh hưởng lớn lên sự phong phú hạt nhân bằng cách cung cấp neutron, proton và năng lượng cho một chu trình tổng hợp hạt nhân thứ hai liên quan tới những tương tác khác ở năng lượng cao hơn nhiều. © hiepkhachquay 9 Trong một ví dụ, hồi năm ngoái, Jonathan Feng tại trường đại học California ở Irvine và các cộng sự đã đề xuất một mô hình như thế, nhờ đó các hạt siêu đối xứng “bình thường” như neutralino (người anh em siêu đối xứng của các hạt mang lực như photon và boson Z) phân rã để hình thành nên các hạt gọi là siêu WIMP, chúng có thể cấu thành nên vật chất tối ngày nay. Nhưng nhiều dao động cũng có khả năng lâu như các sản phẩm phân rã, gồm proton, neutron và photon. Các hạt năng lượng tính tạo ra trong những phân hủy hạt nặng tương tác với hạt nhân BBN hình thành trước đó hàng tháng. Theo cách này, những hạt có khối lượng và tính chất phân rã thích hợp có thể phân hủy hai phần ba beryllium-7 tạo ra tức thời trong BBN, và vì hạt nhân beryllium-7 phân hủy sau BBN để hình thành nên lithium-7 nguyên thủy, nên đề xuất của Feng có thể mang lại một giải pháp rõ ràng cho sự thâm hụt lithium. Niềm hi vọng dưới những mô hình vật lí hạt kì lạ như thế là vấn đề lithium có thể cung cấp manh mối đầu tiên của một số nền vật lí cơ bản mới. Nghiên cứu BBN khi đó có thể dẫn dắt các thí nghiệm máy gia tốc như tại Máy Va chạm Hadron Lớn sắp khai trương ở phòng thí nghiệm vật lí hạt CERN. Thật đáng tiếc, BBN không cung cấp đủ thông tin để tiến hành việc này dứt khoát, chứ không phải vạch ra xem cái gì là có thể và không thể. Thật vậy, đa số các nhà nghiên cứu trong lĩnh vực sự phong phú nguyên tố nhẹ sẽ có khả năng nghiêng về những giải pháp trần tục hơn cho vấn đề lithium, cho dù là những giải pháp như thế kém hấp dẫn hơn đối với các nhà vật lí hạt. Câu trả lời từ các nhà thiên văn vật lí Một khả năng khác là điều chỉnh mô hình nhiệt của bầu khí quyển của một ngôi sao thường được suy ra thành phần của nó từ những quan sát. Ví dụ, năm 2004, Jorge Meléndez, nay ở trường đại học quốc gia Australia, và Iván Ramírez thuộc trường đại học Texas, khẳng định rằng các mô hình dành cho sao ở trạng thái bình ổn Spite phụ thuộc vào những ước tính nghèo nàn của nhiệt độ bề mặt sao, và đề xuất một “thay đổi tỉ lệ” khắt khe của những ước tính này, chuyển phép đo lithium hướng về phù hợp với dữ liệu WMAP. Tuy nhiên, đề xuất này gặp phải nhiều hoài nghi từ phía các đồng nghiệp, chủ yếu do thủ tục thay đổi tỉ lệ dẫn đến nhiệt độ không ăn khớp với những phép đo khác, ví dụ như cường độ của vạch phát xạ hydrogen. Trong bất kì trường hợp nào, sự thay đổi tỉ lệ có thể tốt nhất chỉ là một giải pháp bộ phận cho bài toán lithium, vì nó chỉ làm tăng sự phong phú lithium lên 1,4 lần – không phải lên ba lần như yêu cầu. Có lẽ lời giải thích có khả năng nhất cho sự thiếu hụt biểu kiến của lithium là các sao mà chúng ta quan sát đã phân hủy dần dần lithium của chúng trong 10 tỉ năm hoặc hơn nữa kể từ khi chúng hình thành. Các nhà thiên văn chỉ có thể quan sát phần bên ngoài của ngôi sao – tức là phần trên cùng của lớp đối lưu. Tuy nhiên, bất kì lithium nào trong ngôi sao chịu nhiệt độ trên khoảng 2.5 × 10 6 K đều nhanh chóng bị phân hủy bởi phản ứng hạt nhân 7 Li + H → 2 4 He. Do đó, lithium chỉ có thể bảo toàn hoàn toàn trong lớp đối lưu nếu như toàn bộ lớp đó quá lạnh không đốt cháy nó được, và nếu như lithium không được trộn đều giữa lớp bề mặt và những lớp nóng hơn, ở sâu hơn của ngôi sao. Mặc dù các sao bình ổn Spite được chọn thỏa mãn những điều kiện này, nhưng có thể có những quá trình không mong đợi xảy ra bên trong chúng. © hiepkhachquay 10 Nhưng làm sao lithium trên mặt sao có thể trộn lẫn từ vùng trên mặt vào phần bên trong sao ? Một vài cơ chế đã biết có thể có khả năng trộn các phần đối lưu và không đối lưu của ngôi sao, nhưng thật khó mà tính được tốc độ của những quá trình này từ những nguyên lí đầu tiên. Ràng buộc nghiêm ngặt nhất lên mô hình trộn lẫn là nó phải duy trì cụm dày đặc các sao bình ổn quan sát thấy có cùng độ phong phú lithium-7 trung bình. Để đo lượng lithium tạo ra trong quá trình tổng hợp hạt nhân Big Bang (BBN), các nhà nghiên cứu nhìn vào những ngôi sao rất già, nguyên thủy về phương diện hóa học, hình thành từ đám khí hầu như nguyên thủy. Tuy nhiên, lượng lithium trong các sao “bình ổn Spite” này (màu xanh) nhỏ hơn nhiều so với suy luận từ việc kết hợp BBN với phép đo nền vi ba vũ trụ thực hiện bằng WMAP (dải màu vàng). Sự không ăn khớp này đã thúc đẩy một số nhà nghiên cứu đặt ra nghi vấn liệu sự hiểu biết của chúng ta về nền thiên văn vật lí sao có thể nào là không đúng không. Ví dụ, một đề xuất đề nghị rằng một số lithium-7 đã bị phân hủy do quá trình trộn lẫn hoặc khuếch tán. Các sao bình ổn Spite đó có nhiệt độ bề mặt từ 5700 đến 6400 K có độ phong phú lithium đều nhau vì lớp đối lưu nông cạn của những ngôi sao ấm áp này không xuyên sâu đến nơi nhiệt độ vượt quá cho lithium-7 phân hủy (T phânhủy = 2.5 × 10 6 K). Lớp vỏ của những ngôi sao lạnh hơn (các điểm dữ liệu nằm về bên trái của đồ thị) không trải ra sâu như thế, nên bề mặt của chúng mất lithium cho phản ứng hạt nhân. Nếu những ngôi sao ấm áp đó từ từ lưu chuyển lithium từ lớp đối lưu đến những nơi sâu T > T phânhủy , thì bề mặt của chúng cũng có thể dần dần mất lithium. [...]... c dùng tái d ng l i l ch s l n x n c a các b ph n h p thành thiên hà c a chúng ta và h t nhân nguyên t c a nó, cũng như các nhà c sinh v t h c s d ng hóa th ch tái d ng l i l ch s c a s s ng trên Trái t BBN cung c p i u ki n ban u cho câu chuy n này c a ngu n g c c a chúng ta S t ng h p h t nhân Big Bang S t ng h p h t nhân Big Bang (BBN) là quá trình trong ó các h t nhân nh deuterium, helium-3, helium-4... “t i” ch không ph i các proton và neutron bình Là thành ph n chính y u c a mô hình Big Bang nóng, BBN có th ư c ki m tra b ng cách o s phong phú c a nh ng h t nhân nh nh t nh có m t trong v t ch t vũ tr r t già Nh ng phép o s phong phú h t nhân nh hi n nay mang l i nh ng giá tr mâu thu n nhau cho m t baryon c a vũ tr , nh t là v i lithium ang thách th c s hi u bi t c a chúng ta v các sao trong ó nó... hơn v các sao bình n Spite Nói cách khác, c n th n tr ng khai thác h t m i l i gi i thích thiên văn v t lí trư c khi th m tra BBN d a trên nh ng tính ch t v t lí cơ b n n nay v n chưa khám phá ra Trong g n ba th p niên, BBN là m u ch t trong l p lu n cho v t ch t t i phi baryon tính trong vũ tr Nó gi l i cánh c a s rõ ràng nh t c a chúng ta m vào vũ tr trong kho ng th i gian dư i 1 năm sau Big Bang. .. lithium Tìm ki m lithium-6 M t phương pháp khác xác nh lư ng lithium-7 phân h y trong các sao là quan sát ng v khác, kém b n hơn, c a nguyên t ó: lithium-6 Lithium-6 không ư c ưa vào s lư ng có th phát hi n th y b i BBN, mà thay vì v y l i có ngu n g c t s va ch m gi a các h t nhân trong tia vũ tr và trong ch t khí gi a các sao Vì lithium-6 còn d phân h y hơn c lithium-7, nên vi c phát hi n nó cho phép... khai Nh ng phép o t t hơn c a s phong phú nguyên th y k t h p v i d li u vũ tr h c chính xác ang d n t i m t s chuy n hư ng trong cách th c nghiên c u BBN Trong vòng sai s ư c tính c a chúng kho ng 10%, phong phú c a helium-4, deuterium và lithium-7 không phù h p v i lí thuy t BBN Nhưng trong ph m vi “có th tin tư ng ư c” c a sai s thêm vào ư c nh lư ng m t cách nghèo nàn, ví d như sai s phát sinh do... thành cùng lúc Mùa xuân năm 2006, Andreas Korn thu c trư ng i h c Uppsala, Th y i n, và các ng s ã s d ng Kính Thiên văn R t l n (VLT) c a ài quan sát nam châu Âu Chilê nghiên c u 18 sao nguyên th y v phương di n hóa h c trong m t c m thiên hà xa tên là NGC 6397 ư c bi t là có cùng tu i và thành ph n ban u T ó, các nhà nghiên c u ch ra r ng s phong phú s t và lithium trong nh ng ngôi sao này u thay... – là m t s ki m tra chéo d li u vũ tr h c do c n n vi ba vũ tr và kh o sát s phân b thiên hà mang l i Tuy nhiên, hi n nay n n vi ba vũ tr mang l i s o m t baryon trung bình chính xác hơn so v i BBN, ch y u là nh WMAP, vai trò c a BBN trong thiên văn v t lí ang thay i Tình hu ng m i ó làm tăng thêm s lư ng thúc ép lên BBN, có kh năng làm tăng thêm s c m nh c a nó là phép ki m tra c a các mô hình v t... tăng thêm s c m nh c a nó là phép ki m tra c a các mô hình v t lí h t Th t v y, phép ki m tra u tiên cho b t kì m r ng nào cho Mô hình Chu n c a v t lí h t là nó ph i gi ư c s thành công không tr n v n c a BBN Trong vài năm t i, các d án như Sloan Digital Sky Survey, SEGUE, và chương trình RAVE ài quan sát Anglo-Australia s o thành ph n c a g n m t tri u ngôi sao trong thiên hà c a chúng ta T p h p l... bi t mang l i Hơn n a, n u như các sao bình n th t s phân h y lithium-7, mang tiên oán c a WMAP v m t baryon trung bình phù h p v i giá tr thu ư c v i sao tr ng thái bình n Spite quan sát ư c, thì tính d phân h y hơn nhi u c a lithium-6 cho th y các sao lúc u ch a s lư ng lithium-6 so sánh ư c v i tr ng thái bình n lithium-7 quan sát ư c T t c nh ng th c t này khi n cho các quan sát lithium-6 m t s ăn... v i BBN, tính ch t v t lí sao, và các mô hình t ng h p h t nhân tia vũ tr - nh t là vi c s n sinh m t lư ng l n lithium-6 qua tia vũ tr ph i i kèm v i s s n sinh lithium-7 M c dù lithium-6 có th sinh ra theo m t s k ch b n v t lí h t kì l ã nh c t i ph n trên, nhưng i u c n thi t là chúng ta ph i xác nh n c l p các k t qu c a Asplund Th t v y, cu c săn tìm lithium nguyên th y (thu c c hai ng v ) hi . © hiepkhachquay 1 KIỂM TRA CÁC NGUYÊN TỐ CỦA BIG BANG Kenneth Nollett Phép đo lượng lithium trong vũ trụ. tổng hợp hạt nhân Big Bang xảy ra như thế nào ? Sự tổng hợp hạt nhân Big Bang (BBN) là thành phần chủ yếu của mô hình Big Bang giải thích cách thức hạt