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
© hiepkhachquay 5
lí hạt và vũ trụ học – thậm chí nhiều nhà vật lí hạt xem nó đơn thuần là bằng chứng
cho sự cả gan của các nhà vũ trụ học !
Năm 1982, các nhà thiên văn vật lí học thu được những ước tính tốt về sự
phong phú helium-4 nguyên thủy, cũng như giới hạn về sự phong phú của helium-3
và deuterium. Khi đó, François và Monique Spite, tại Đài quan sát Paris, phát hiện
thấy những ngôi sao già nhất định trong thiên hà của chúng ta có lớp bao đối lưu rất
mỏng – vùng quay tròn nhanh chóng của một ngôi sao trong đó vật chất trộn đều
với nhau – đều chứa hầu như cùng lượng lithium-7. Vì những phép đo quang phổ
học cho thấy những ngôi sao trong “trạng thái bình ổn Spite” này chỉ chứa một
lượng rất nhỏ hạt nhân tổng hợp trong những ngôi sao tồn tại trước đó, nên những
ngôi sao đó phải hình thành bên ngoài chất khí không hoàn toàn nguyên thủy. Điều
này có nghĩa là số lượng lithium-7 trong các sao trạng thái bình ổn Spite có thể hiểu
là số lượng lithium-7 tổng hợp trong BBN.

Để kiểm tra xem sự tổng hợp hạt nhân Big Bang (BBN) có là sự mô tả chính xác của vũ trụ sơ khai hay
không, chúng ta cần phải đo xem có bao nhiêu nguyên tố đó có mặt trong mẫu mà chúng ta có thể quan sát
thấy ngày nay. Các nhà thiên văn xác định sự phong phú tương đối của các nguyên tố trong một vật thể ở xa
bằng cách quan sát lượng ánh sáng phát xạ hoặc hấp thụ ở một bước sóng nhất định tương ứng với các vạch
phổ nguyên tử. Để làm như vậy, cần phải tìm cả một vị trí trong đó thành phần chất khí không thay đổi nhiều
kể từ BBN và nơi trong đó những điều kiện vật lí thích hợp cho sự hình thành những vạch phổ có thể quan
sát được. Điều kiện thứ hai này, kết hợp với tính chất vật lí nguyên tử khác đi cùng với từng nguyên tố, có
nghĩa là không thể có hai sự phong phú nguyên thủy có thể đo được một cách chính xác bằng cùng một vật
thể. Ví dụ, helium được đo bằng cách tìm kiếm ánh sáng phát ra từ “những thiên hà rắn chắc màu xanh” nhỏ
và không đều, còn lượng lithium thì được suy ra từ những vật thể rất già trong thiên hà của chúng ta gọi là
các sao “trạng thái bình ổn Spite”, chúng hình thành từ chất khí không hoàn toàn nguyên thủy. Mặt khác,
lượng deuterium được xác định bằng cách khảo sát xem ánh sáng phát ra từ những quasar ở xa bị hấp thụ
như thế nào bởi những đám mây khuếch tán trong hướng nhìn của chúng ta.

Những phép đo sự phong phú nguyên tố nhẹ tiếp tục thu được tiến bộ, và
năm 2000 chúng ngụ ý một mật độ baryon trung bình là 2 × 10
–31
g cm
–3
, tức là
giảm đi ba lần. Mặt khác, đây là trường hợp đáng chú ý của dữ liệu gồm nhiều loại
khác nhau và khó thu được đều hội tụ về một số giá trị. Mặt khác, các vạch sai số
chính thức phản ánh những nguồn không xác định đã biết trở nên nhỏ đến nỗi các
điểm dữ liệu không còn ăn khớp với nhau về mặt kĩ thuật. Trong khi thật dễ hình