Sơ Lược Vũ Trụ

[thanhhacfurniture]

Hệ thống quảng cáo SangNhuong.com

Sơ Lược Vũ Trụ

1. Nguồn gốc Vũ trụ

Năm 1922, Alexander Friedmann công bố 1 công trình trong đó chứng minh rằng vũ trụ hiện đang giãn nở với một tốc độ có thể tính toán được từ thuyết tương đối tổng quát của Einstein. (các phương trình Friedmann). Sau đó vào năm 1929, Edwin Hubble đã quan sát được sự dịch chuyển về phía đỏ (redshift) của các thiên hà. Điều này làm sửng sốt giới khoa học vì nó chứng minh rằng các thiên hà đang di chuyển ra xa thiên hà chúng ta (Milky Way) và là bằng chứng gián tiếp cho sự giãn nở của vũ trụ -> thuyết Big Bang ra đời.

Hiệu ứng Doppler trong thiên văn học (redshift).
Hình trên là phổ của Mặt Trời. Hình dưới là phổ các ngôi sao ở xa. Khoảng cách tương đối giữa các vạch được giữ nguyên, tuy nhiên có sự dịch chuyển nhẹ về phía bước sóng dài hơn, gọi là redshift.

Thuyết Big Bang

Thuyết Big Bang ngày nay được support bởi các luận điểm sau:
- Redshift.
- H và He là 2 nguyên tố phổ biến nhất vũ trụ (H chiếm khoảng 75%, He chiếm khoảng 24%)
- Bức xạ phông nền vũ trụ (cosmic microwave background radiation), được phát hiện 1 cách tình cờ bởi 2 kĩ sư Penzias & Wilson năm 1965.

2. Quá trình phát triển từ sau Big Bang

Các giai đoạn giãn nở của vũ trụ từ sau Big Bang


Cho tới hiện nay, các nhà vật lý lý thuyết và vật lý thiên văn chỉ có thể nghiên cứu vũ trụ sau khi Big Bang xảy ra 10^(-43) s, lúc đó kích thước cả vũ trụ chỉ là 10^(-35)m. Trước thời điểm đó, vũ trụ như thế nào và ra sao chưa được biết do các quy luật vật lý ko có khả năng giải quyết một trạng thái vật chất như vậy. Giới hạn này được gọi là Planck time. Có thể thấy trên hình quá trình giãn nở cho đến nay được chia làm nhiều thời kỳ:

1. Superstring era (Planck era) : kích thước vũ trụ chỉ là 10^(-35)m - gọi là Planck length - (thật ra đây chính là quãng đường as đi được trong 1 khoảng thời gian chính bằng Planck time, và như vậy đây chính là kích thước mà chúng ta có thể "nhìn thấy", còn kích thước thật sự chúng ta ko biết, bởi vì ko có bất kỳ 1 tín hiệu nào ở ngoài vùng này tới được "mắt" của ta). Ở era này nhiệt độ là 10^32 K, và chỉ có một lực duy nhất, gọi là superforce hoạt động giữa các siêu dây (superstring). Lý thuyết siêu dây mô tả vũ trụ bao gồm 9 chiều không gian, và ở era này thực sự là 9 chiều.

2. Grand Unified era : lúc này, thực sự chỉ có 3 chiều không gian như hiện nay tiếp tục giãn nở. Lực superforce ở trên lúc này tách ra thành lực hấp dẫn và lực Thống nhất lớn (Grand Unified Force). Vũ trụ lúc này giống như một nồi soup lớn của các hạt và phản hạt, tuy nhiên các hạt quark và lepton lúc này vẫn còn chưa phân biệt được. Khi thời gian được 10^(-35)s và nhiệt độ giảm xuống còn 10^27 K thì lực GUT bắt đầu tách ra thành lực điện yếu (electroweak force) và lực mạnh (strong force) -> kết thúc GUT era.

3. Electroweak era : tồn tại được khoảng 10^(-10)s. Nhiệt độ lúc này vẫn còn đủ cao để ngăn ko cho các quark liên kết với nhau, và vũ trụ vẫn chưa thể có các nucleon như proton và neutron. Khi vũ trụ được 10^(-10)s tuổi, lực electroweak bắt đầu tách ra thành lực điện từ (electromagnetic force) và lực yếu (weak force) -> kết thúc electroweak era.

4. Quark era : era này tồn tại cho đến khi vũ trụ được 10^(-4)s tuổi. Ở era này thì 4 lực trong tự nhiên đã hoàn toàn tách rởi hẳn ra. Thời kỳ này nhiệt độ vẫn còn khá cao và ngăn chặn các quark liên kết với nhau thông qua strong force. Đúng như tên của nó, ở era này vũ trụ bao gồm các hạt quark. Khi nhiệt độ vũ trụ xuống chỉ còn 10^12 K thì các hạt quark bắt đầu ngưng tụ với nhau để tạo thành các nucleon, kết thúc quark era.

Ở phần trước, các quark đã bắt đầu ngưng tụ với nhau do nhiệt độ lúc này đã đủ thấp. Các tập hợp gồm 3 quark thì bền hơn hẳn. 2 quark up và 1 quark down condense với nhau tạo thành proton; 2 quark down kết hợp với 1 quark up thành neutron. Các proton và neutron tồn tại hiện nay đều là các hạt được sinh ra khi vũ trụ được 10^(-4)s tuổi. Tiếp tục:

5. Nucleosynthesis : tiếp theo bắt đầu xảy ra các quá trình tổng hợp hạt nhân, thực chất đây là các phản ứng nhiệt hạch giống như các phản ứng xảy ra trong lòng Mặt Trời và các ngôi sao. Vũ trụ hiện nay là 3 phút tuổi. Lúc này nhiệt độ vào khoảng 1 tỉ K, đủ "lạnh" để các nucleon có thể kết hợp với nhau thông qua strong force. Hạt nhân H (chỉ là 1 proton) bắt đầu ngưng tụ với các hạt khác để tạo thành deuterium và helium. Hầu hết các hạt nhân trong vũ trụ thời điểm này là 1H1 và 2He4, 1 ít 2He3 và 1H2.

Sau đó vũ trụ tiếp tục giãn nở và ko có 1 sự kiện đáng kể nào xảy ra cho đến 300.000 năm sau. Lúc này, nhiệt độ chỉ còn 3000K, và đủ để các hạt nhân và electron tạo thành các nguyên tử trung hoà. Lúc này bắt đầu vào matter era.

6. Matter era : khi trong vũ trụ bắt đầu hình thành atom và ko còn các charged particles nữa thì các bức xạ ko còn tương tác được nữa, và nó cứ tồn tại như vậy để rồi sau này được Penzias và Wilson phát hiện và đặt tên là bức xạ nền vũ trụ (cosmic microwave background radiation). Và đó chính là một trong những evidence để support Big Bang theory. Đến lúc này có thể coi là chấm dứt Big Bang.

3. Sự hình thành các sao và nguồn gốc các nguyên tố nặng

Sau Big Bang, vũ trụ tiếp tục giãn nở. Tuy nhiên do mật độ vật chất (lúc này chủ yếu chỉ có H, He và 1 ít ko đáng kể Li) ko đồng đều, do đó sự giãn nở cũng ko đồng đều. Nơi nào mật độ vật chất càng cao thì dưới tác dụng của lực hấp dẫn (gravitional force), sự giãn nở diễn ra càng chậm. Chính những vùng có mật độ cao này có xu hướng co lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn, tạo thành những vùng tạm gọi là island. Trong chính các island này vật chất cũng phân bố ko đồng đều, các vùng có density cao ngưng tụ lại thành các mini-island. Khi ngưng tụ như vậy, nhiệt độ lại bắt đầu cao lên và đến một lúc nào đó ở tâm của các mini-island này xảy ra các phản ứng nhiệt hạch: H refuse tạo thành He theo chu trình sau gọi là proton - proton chain (PP chain)
2H → D + e+ + ν
D + H → (3He) + γ
2(3He) → (4He) + 2H

PP chain

Các mini-island trở thành những ngôi sao đầu tiên, và các island trở thành những thiên hà. Áp suất các bức xạ gamma phát ra từ phản ứng nhiệt hạch cân bằng với trọng lượng của chính ngôi sao đó, do vậy nó sẽ ko co lại nữa. Mặt Trời của chúng ta là một trong những ngôi sao như vậy, và quá trình tổng hợp hạt nhân ở tâm MT sẽ còn kéo dài rất lâu (cái này ko nhớ rõ, hình như là 5 hay 10 tỉ năm nữa).

Tuy nhiên như đã nói vũ trụ lúc ban đầu chỉ gồm có H, He, như vậy giải thích như thế nào về sự hiện diện vết các nguyên tố nặng trên MT? Chúng ta phải xem xét quá trình evolution của 1 ngôi sao, quá trình này phụ thuộc vào khối lượng của ngôi sao, tức là phụ thuộc vào lực hấp dẫn cuốn vào tâm.

Vai trò của khối lượng của ngôi sao đối với quá trình tiến hóa của nó rất quan trọng, quyết định cách thức và các giai đoạn tiến hóa của ngôi sao.
Quay trở lại pư nhiệt hạch tổng hợp He trong nhân ngôi sao. Cho đến 1 lúc nào đó, lượng H này sẽ cạn kiệt, áp suất của các bức xạ phát ra sẽ giảm và lúc đó lực hấp dẫn thắng thế, ngôi sao bắt đầu co lại, nhân lại nóng lên. Cho đến 1 lúc nào đó thì lớp vỏ của nó có nhiệt độ đủ để pư nhiệt hạch tạo He xảy ra ở lớp ngoài (chứ ko phải trong nhân) -> lớp vỏ ngoài phình to ra (có thể đến 50 - 100 lần). Trường hợp này gọi là Sao khổng lồ đỏ (Red Giant). Sau đó, sao bắt đầu co lại và trở thành Sao lùn trắng (White Dwaft). MT của chúng ta rơi vào trường hợp này. Thực tế, sau khoảng 10 tỉ năm nữa, MT sẽ phình to ra, nuốt chửng cả TĐ và cả Hỏa tinh. 100% là sau 10 tỉ năm nữa, nhân loại sẽ phải kiếm 1 nơi nào đó trong vũ trụ để sinh sống (hoặc cũng có thể bị tiêu diệt vì Thế chiến thứ x hoặc hiểm họa môi trường).

Evolution của MT

Tuy nhiên nếu khối lượng ngôi sao nặng hơn, khi hết H ngôi sao co lại mạnh hơn, nhiệt độ tại tâm có thể lên đến mức đủ để pư nhiệt hạch tổng hợp C từ He sau xảy ra, gọi là quá trình 3 alpha (triple ? alpha process)
2(4He) -> (8Be)
(8Be) + (4He) -> (12C) + gamma

Triple - alpha process

Như vậy trong nhân lúc này đã có Be và C. Ở lớp vỏ ngoài xảy ra chu trình CNO (CNO cycle) tạo N và O từ C. Nếu ngôi sao có khối lượng lớn hơn nữa thì trong nhân sẽ tiếp tục xảy ra các pư nhiệt hạch cho tới nguyên tố Fe. Tới đây pư dừng vì Fe có độ hụt khối/số nucleon lớn nhất -> hạt nhân rất bền, ko xảy ra quá trình tổng hợp các nguyên tố cao hơn nữa.

Nhân của 1 ngôi sao tương đối nặng

Nguồn gốc của các nguyên tố nặng hơn Fe có trong bảng HTTH hiện nay (Z > 26).

Các nguyên tố này xuất hiện dưới dạng vết khi quan sát quang phổ của MTrời, do đó có thể kết luận MTrời của chúng ta ko fải là những ngôi sao tạo thành đầu tiên mà là thế hệ F2, F3, hoặc thậm chí cao hơn nữa.

Khi các sao có khối lượng cao co lại, áp suất nội ở trong lòng ngôi sao rất lớn dẫn đến vụ nổ siêu sao mới (supernova). Vụ nổ này rất hoành tráng vì ánh sáng tỏa ra rất mạnh. Nhiệt rất lớn của vụ nổ này chính là nguyên nhân tạo thành các nguyên tố nặng đứng sau Fe. Năm 1987, các nhà KH cũng đã quan sát được 1 vụ nổ supernova như vậy.

Một vụ nổ supernova




Hình trên: trước vụ nổ. Hình dưới: vụ nổ xảy ra.

Nếu khối lượng của Sao lớn hơn nữa, vượt qua 1 giới hạn nào đó (gọi là giới hạn Chandrasekha) thì lực hấp dẫn lớn đến nổi xảy ra 1 hiện tượng cực kì lý thú. Các bạn hẳn đã đều biết nguyên lý loại trừ Pauli (Pauli exclusive principle), theo đó thì các fermion (các hạt có spin bán nguyên) ko thể có các trạng thái lượng tử trùng nhau. Do vậy khi nhân ngôi sao co mạnh lại sẽ gây nên sự nén các electron này lại trong 1 không gian nhỏ và dẫn đến sự đẩy nhau của chúng (có cả lực Coulomb tuy nhiên ko đáng kể so với lực tương ứng với nguyên lý Pauli). Khi lực hấp dẫn chưa đủ lớn (khối lượng sao còn nhỏ hơn giới hạn Chandrasekha) thì ko đủ thắng lực này và ngôi sao sẽ ngừng co lại. Tuy nhiên nếu khối lượng lớn hơn giới hạn thì nguyên lý loại trừ Pauli sụp đổ đối với electron. Các electron sẽ bị nén ép đến nỗi chúng tiến vào đến nhân, ngưng tụ với proton tạo thành neutron. Ngôi sao lúc này sẽ ko có proton, ko có electron mà chỉ toàn neutron, do đó được gọi là sao neutron (neutron star).

Cấu tạo sao neutron

Neutron cũng là 1 fermion do vậy lực đẩy ra sẽ cân bằng với lực hút vào, ngôi sao ko co nữa. Thế thì nếu khối lượng sao còn lớn hơn nữa thì sao. Lúc này thì hiểm họa đến thật rồi. Lực hấp dẫn làm cho các neutron ko thể chống chịu được, thế là ngôi sao co lại tiếp nữa. Co đến chừng nào ? Co đến khi chỉ còn là 1 điểm. Và lúc này chúng ta ko còn thấy trực tiếp nó nữa, nên gọi là Lỗ đen (Black Hole). Lỗ đen có lực hấp dẫn cực lớn, photon là hạt có vtốc cao nhất cũng ko thoát khỏi nó.

Mô hình 1 lỗ đen đang "nuốt chửng" ngôi sao xấu số

F91
chemvn.net