Vàng, nhũ hương và mộc dược là món quà được tạo ra từ sao neutron

Khi ba nhà thông thái tặng vàng, nhũ hương và mộc dược cho Chúa Hài Đồng, họ không biết rằng một trong số đó được hình thành từ các vụ va chạm sao neutron.

Vào một đêm đông lạnh giá hơn 2.000 năm trước, một người mẹ trẻ đang mang thai tìm thấy mình trong một máng cỏ bằng gỗ khi chuẩn bị sinh con. Ngay sau khi sinh, ba nhà thông thái từ phương Đông đã đến, mang theo những món quà cho đứa trẻ sơ sinh: vàng, nhũ hương và mộc dược. Mặc dù cả ba món quà quý giá này đều có giá trị, nhưng chỉ có hai trong số chúng là tài nguyên đặc biệt của Trái Đất. Món quà còn lại – vàng – được tìm thấy khắp Hệ Mặt Trời và cả trong Vũ Trụ. Qua nhiều thế hệ, chúng ta đã coi trọng nguyên tố này vì sự quý hiếm, vẻ sáng bóng, độ lấp lánh và các tính chất vật lý, hóa học của nó. Tuy nhiên, điều chúng ta chưa biết chính là cách tạo ra vàng.

Những khám phá gần đây về nguồn gốc của vàng

Chỉ mới cách đây năm năm, điều này vẫn là một bí ẩn. Mặc dù có rất nhiều quy trình được đề xuất để giải thích cách vàng được tạo ra trong Vũ Trụ, nhưng chúng ta không biết quy trình nào là chủ đạo. Thực tế, có không ít hơn năm ứng cử viên cho cách mà nguyên tố vàng được hình thành:

– Trong các ngôi sao lớn hơn, những nơi có thể hợp nhất hydro thành heli.

– Trong các ngôi sao đang chết, giai đoạn cuối của pha sao khổng lồ đỏ.

– Trong các ngôi sao lớn trải qua sự kiện siêu tân tinh.

– Trong các vụ va chạm sao neutron – sao neutron.

– Trong các vụ hợp nhất giữa sao neutron và lỗ đen.

Mỗi quy trình này đều đưa ra một con đường khả dĩ để tạo ra vàng trong Vũ Trụ. Nhưng cho đến khi chúng ta đo lường tất cả năm quy trình, chúng ta mới xác định được phần lớn vàng thực sự đến từ đâu. Câu trả lời cuối cùng là các vụ va chạm sao neutron – sao neutron. Và đây là cách chúng ta khám phá ra điều đó.

Trong những khoảnh khắc cuối cùng trước khi hợp nhất, hai sao neutron không chỉ phát ra sóng hấp dẫn, mà còn tạo ra một vụ nổ thảm khốc vang vọng qua toàn bộ quang phổ điện từ. Liệu vụ nổ này tạo thành một sao neutron, một lỗ đen, hay một sao neutron sau đó chuyển thành lỗ đen, còn phụ thuộc vào các yếu tố như khối lượng và tốc độ quay.

Có rất nhiều nguyên tố khá dễ hình thành: đó là các nguyên tố được tạo ra bởi các phản ứng tổng hợp hạt nhân cung cấp năng lượng cho các ngôi sao trong các giai đoạn khác nhau của vòng đời. Hydro hợp nhất thành heli; heli hợp nhất thành carbon; carbon hợp nhất thành neon và oxy; neon hợp nhất thành magiê; oxy hợp nhất thành silic; silic hợp nhất thành sắt, niken và coban. Nếu bạn muốn tạo ra các nguyên tố cho đến ba nguyên tố cuối cùng này, thì quá trình tổng hợp hạt nhân cơ bản trong các ngôi sao có thể thực hiện điều đó.

Tuy nhiên, ba nguyên tố này – sắt, niken và coban – là ba hạt nhân ổn định nhất về mặt năng lượng, với khối lượng nghỉ thấp nhất trên mỗi số proton và neutron trong hạt nhân. Để xây dựng các nguyên tố vượt qua ngưỡng này – những gì chúng ta thường gọi là các nguyên tố nặng – cần một quy trình khác không phải là kết quả của các phản ứng tổng hợp này.

Sự tiến bộ trong hiểu biết về các nguyên tố nặng

Nếu bạn hỏi một nhà thiên văn học cách đây vài thập kỷ về nguồn gốc của một nguyên tố nặng bất kỳ trên bảng tuần hoàn, họ sẽ nói rằng có ba khả năng: s-process, r-process và p-process. Khi các vật thể thiên văn trải qua các phản ứng hạt nhân, lý thuyết đưa ra rằng bạn có thể thay đổi thành phần hạt nhân nguyên tử theo hai cách: thêm neutron hoặc proton vào hạt nhân hiện có. Đây là một ý tưởng thông minh và dễ hiểu, mặc dù chưa phản ánh đầy đủ toàn bộ câu chuyện.

Tại đây, một chùm proton được bắn vào mục tiêu deuterium trong thí nghiệm LUNA. Tỉ lệ tổng hợp hạt nhân ở các nhiệt độ khác nhau đã giúp tiết lộ tiết diện proton-deuterium, vốn là thuật ngữ không chắc chắn nhất trong các phương trình dùng để tính toán và hiểu các tỷ lệ dư cuối cùng xuất hiện ở giai đoạn Nucleosynthesis Big Bang. Sự bắt proton là một quá trình hạt nhân quan trọng, nhưng đóng vai trò thứ yếu so với sự bắt neutron trong việc tạo ra các nguyên tố nặng nhất.

Quá trình s là khi bạn thêm neutron một cách đều đặn nhưng chậm rãi, tăng khối lượng của hạt nhân cho đến khi nó trải qua sự phân rã beta, phát ra một electron, biến đổi một neutron thành proton, và đẩy bạn lên một nguyên tố mới trên bảng tuần hoàn. Khi bạn tiếp tục thêm neutron, về nguyên tắc, bạn có thể tạo ra bismuth, nguyên tố có 83 proton trong hạt nhân của nó. (Vì vàng chỉ có 79 proton, bạn có thể hình dung rằng quá trình s về lý thuyết có thể tạo ra vàng.)

Quá trình r là khi bạn thêm neutron nhanh chóng và đồng thời. Để điều này xảy ra, bạn cần bắn phá hạt nhân của mình với một số lượng khổng lồ neutron trong khoảng thời gian rất ngắn, nếu không, bạn chỉ thay đổi các nguyên tố từng nucleon một lần. Trong khi quá trình bắt neutron chậm thêm một neutron mới vào hạt nhân trên thang thời gian hàng thập kỷ, quá trình bắt neutron nhanh có thể bắn phá một hạt nhân nguyên tử với hơn 100 neutron mỗi giây. Trong các thảm họa như siêu tân tinh, quá trình r là quá trình quan trọng nhất.

Quá trình p là khi bạn thêm proton vào một hạt nhân, thay đổi cả khối lượng nguyên tử và số nguyên tử của bạn cùng lúc. Ban đầu, quá trình p ám chỉ sự hình thành của một số hạt nhân nguyên tử có số nguyên tử lẻ, vốn được biết là thiếu neutron. Vật lý hạt nhân hiện đại đã cho thấy rằng sự bắt proton thực sự xảy ra, nhưng nó không chịu trách nhiệm tạo ra các nguyên tố mà trước đây chúng ta nghĩ nó đã làm.

Những quá trình này thực sự tồn tại, nhưng chúng không phải là tất cả.

Hai cách khác nhau để tạo ra một siêu tân tinh loại Ia: kịch bản tích tụ (trái) và kịch bản hợp nhất (phải). Kịch bản hợp nhất chịu trách nhiệm cho phần lớn các nguyên tố trong bảng tuần hoàn, bao gồm cả sắt, nguyên tố phong phú thứ chín trong Vũ Trụ. Tuy nhiên, những quá trình này không tạo ra bất kỳ vàng nào, theo những gì chúng ta có thể xác định.

Điều này là do giờ đây chúng ta biết đến một vài quá trình khác cũng xảy ra. Khi bạn hình thành các nguyên tố đủ nặng thông qua quá trình r, ví dụ, việc bắn phá một số hạt nhân nhất định với neutron bổ sung có thể kích hoạt một phản ứng phân hạch hạt nhân, chắc chắn đóng góp vào việc hình thành một số nguyên tố. Có quá trình rp – quá trình proton nhanh, có khả năng xảy ra khi hydro, có thể từ một ngôi sao đồng hành, tích tụ lên một ngôi sao nhỏ gọn. Và cũng có sự phân tách photon, nơi mà các photon năng lượng cao dưới dạng tia gamma đập vào hạt nhân nguyên tử và có thể tách chúng thành các hạt nhân thành phần nhỏ hơn, nhẹ hơn.

Những điều chúng ta biết và chưa biết

Tuy nhiên, vẫn còn rất nhiều điều chưa được giải đáp. Từ Trái Đất, chúng ta chỉ có thể làm hai việc: thực hiện các thí nghiệm trong phòng thí nghiệm, tạo ra các điều kiện mô phỏng các phản ứng xảy ra trong môi trường vũ trụ, và quan sát các sự kiện vũ trụ bằng các công cụ tốt nhất hiện có. Những gì chúng ta đã học được là rất ấn tượng, vì chúng ta có thể phát hiện dấu hiệu đặc trưng của một nguyên tố nào đó thông qua sự vắng mặt, hoặc sự hiện diện (và cường độ) của các vạch hấp thụ và/hoặc phát xạ. Bằng cách quan sát ở phần phù hợp của quang phổ điện từ, chúng ta có thể xác định xem có nguyên tố nào đó được tạo ra hay không, và nếu có, thì với số lượng bao nhiêu.

Phiên bản cơ bản và tiêu tốn ít năng lượng nhất của chuỗi proton-proton, tạo ra helium-4 từ nhiên liệu hydro ban đầu. Lưu ý rằng chỉ có sự tổng hợp giữa deuterium và một proton mới tạo ra helium từ hydro; tất cả các phản ứng khác hoặc tạo ra hydro, hoặc tạo helium từ các đồng vị khác của helium.

Giai đoạn đầu tiên trong cuộc đời của mỗi ngôi sao là khi nó trải qua sự tổng hợp hydro trong lõi của nó. Từ các ngôi sao xanh khổng lồ nhất đến các ngôi sao lùn đỏ nhỏ nhất, việc hợp nhất hydro trong lõi là đặc điểm định nghĩa duy nhất để trở thành một ngôi sao. Đây là một phản ứng đòi hỏi nhiệt độ lõi ít nhất 4 triệu K, và điều đó có nghĩa là bạn cần một khối lượng khoảng 7,5% khối lượng của Mặt Trời, tương đương với khối lượng gấp khoảng 79 lần sao Mộc.

Có hai quá trình mà một ngôi sao hợp nhất hydro thành helium.

Đầu tiên là chuỗi proton-proton, chiếm ưu thế ở nhiệt độ thấp hơn. Proton hợp nhất với proton để tạo thành deuterium. Sau đó, deuterium và một proton khác hợp nhất để tạo ra helium-3. Cuối cùng, helium-3 hợp nhất với một trong ba lựa chọn sau:

– Một hạt nhân helium-3 khác, tạo ra helium-4 và hai proton.

– Một proton, tạo ra helium-4 và một positron (phản hạt của electron).

– Helium-4, tạo ra beryllium-7, sau đó nhận thêm một nucleon, trở thành một hạt nhân khối lượng 8, phân rã thành hai hạt nhân helium-4.

Quá trình này chịu trách nhiệm cho hầu hết các phản ứng tổng hợp hạt nhân trong các ngôi sao lùn đỏ, và vẫn chiếm khoảng 99% các phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra trong Mặt Trời của chúng ta.

Chu kỳ CNO (viết tắt của carbon – nitrogen – oxygen) là một trong hai chuỗi phản ứng tổng hợp hạt nhân được biết đến, qua đó các ngôi sao chuyển đổi hydro thành helium. Lưu ý rằng carbon-13 được tạo ra trong chu kỳ này, cho phép nó đóng vai trò quan trọng trong giai đoạn sau của cuộc đời ngôi sao.

Tuy nhiên, 1% còn lại trở nên quan trọng hơn ở nhiệt độ cao hơn và do đó, ở khối lượng lớn hơn: chu kỳ carbon-nitơ-oxy. Vì tất cả các ngôi sao đều chứa carbon, ngoại trừ những ngôi sao đầu tiên được tạo ra ngay sau Big Bang, nên đây chỉ là vấn đề về nhiệt độ. Nếu nhiệt độ đủ cao, ngôi sao sẽ trải qua một chu kỳ mà proton lần lượt được thêm vào carbon, nitơ và oxy, cuối cùng dẫn đến việc phát ra một hạt nhân helium-4 và đưa nguyên tử oxy trở lại thành carbon.

Không chu kỳ nào trong hai chu kỳ này tạo ra các nguyên tố nặng (nặng hơn sắt – coban – nickel), nhưng có một thành phần quan trọng được tạo ra rất nhiều thông qua chu kỳ C-N-O mà chuỗi proton-proton không tạo ra: carbon-13.

Điều này rất quan trọng vì sau đó, những ngôi sao này sẽ hoàn thành quá trình đốt cháy hydro trong lõi của chúng. Khi không còn sự tổng hợp hydro để tạo ra áp suất bức xạ, lõi của ngôi sao không thể chống lại sự sụp đổ do trọng lực. Lõi co lại và nóng lên, và một khi vượt qua ngưỡng nhiệt độ cụ thể, nó có thể sử dụng helium trong lõi để khởi động một loại phản ứng tổng hợp mới: tổng hợp helium.

Việc tạo ra neutron tự do trong các giai đoạn năng lượng cao ở lõi của một ngôi sao cho phép các nguyên tố được xây dựng trên bảng tuần hoàn, từng nguyên tố một, thông qua việc hấp thụ neutron và phân rã phóng xạ. Các ngôi sao siêu khổng lồ và các ngôi sao khổng lồ bước vào giai đoạn tinh vân hành tinh đều được chứng minh là thực hiện quá trình này thông qua quá trình s.

Mặc dù chủ yếu tạo ra ánh sáng và năng lượng thông qua quá trình ba alpha (tổng hợp ba hạt nhân helium thành một hạt nhân carbon), nhiệt độ cao và sự dồi dào của các hạt nhân helium khiến hai phản ứng bổ sung xảy ra:

– Carbon-13 có thể hợp nhất với helium-4, tạo ra oxy-16 và một neutron tự do.

– Neon-22 có thể hợp nhất với helium-4, tạo ra magnesium-25 và một neutron tự do.

Những neutron tự do này rất quan trọng; lần đầu tiên, quá trình s có thể xảy ra bên trong các ngôi sao. Chậm rãi nhưng đều đặn, neutron được thêm vào, cho phép các nguyên tố leo lên bảng tuần hoàn. Vâng, vàng được tạo ra theo cách này, nhưng không có gì đặc biệt về nó. Bạn có thể thêm neutron vào platinum cho đến khi nó phân rã phóng xạ để tạo ra vàng, nhưng sau đó bạn cũng có thể thêm neutron vào vàng cho đến khi nó phân rã phóng xạ để tạo ra thủy ngân.

Chỉ khi bạn đạt đến chì, với 82 proton, thì điều gì đó đặc biệt mới xảy ra. Chì ổn định; thêm neutron vào nó có thể tạo ra bismuth với 83 proton. Tuy nhiên, thêm nhiều neutron hơn vào bismuth tạo ra polonium, và khi polonium không ổn định phân rã, nó phát ra một hạt nhân helium-4, và chúng ta lại quay về chì. Kết quả là, quá trình s rất tốt trong việc tạo ra chì, nhưng không phải vàng. Chúng ta chỉ nhận được một lượng nhỏ vàng từ cơ chế này: khoảng 6%.

Vai trò của siêu tân tinh trong việc tạo nguyên tố nặng

Cấu trúc của một ngôi sao rất lớn trong suốt cuộc đời, đỉnh điểm là một siêu tân tinh loại II khi lõi cạn kiệt nhiên liệu hạt nhân. Giai đoạn cuối cùng của quá trình tổng hợp thường là quá trình đốt cháy silicon, tạo ra sắt và các nguyên tố giống sắt trong lõi trong một khoảng thời gian ngắn trước khi xảy ra siêu tân tinh. Nếu lõi của ngôi sao này đủ lớn, nó sẽ tạo ra một lỗ đen khi lõi sụp đổ.

Bạn có thể nghĩ đến việc tìm kiếm siêu tân tinh. Với các nguyên tố được xếp lớp bên trong một ngôi sao trước siêu tân tinh như củ hành, với sắt – coban – nickel ở lõi, được bao quanh bởi các lớp nguyên tố nhẹ hơn, bạn có thể nghĩ rằng một lõi đang sụp đổ sẽ tạo ra một số lượng neutron khổng lồ trong thời gian cực ngắn. Điều này đúng, và đó là lý do tại sao siêu tân tinh là nơi quá trình r phát huy tác dụng.

Đáng tiếc là đối với ước mơ về vàng của chúng ta, quá trình này có thể tạo ra một lượng lớn các nguyên tố nặng, nhưng chỉ đến zirconium, với 40 proton. Xa hơn nữa, chúng ta không thấy nhiều nguyên tố dồi dào từ các siêu tân tinh lõi sụp đổ. Bạn có thể thắc mắc về loại siêu tân tinh khác, xuất phát từ việc các sao lùn trắng phát nổ, nhưng tình hình còn tệ hơn ở đó. Trong khi chúng cũng tạo ra một số lượng lớn neutron và xây dựng các nguyên tố thông qua quá trình r, nhưng điều đó không đưa chúng ta vượt qua zinc, chỉ với 30 proton.

Siêu tân tinh chắc chắn tạo ra các nguyên tố nặng, nhưng không phải các nguyên tố nặng nhất.

Bảng tuần hoàn các nguyên tố này được mã hóa màu theo cách phổ biến nhất mà các nguyên tố khác nhau trong vũ trụ được hình thành và theo quy trình nào. Tất cả các nguyên tố không ổn định nhẹ hơn plutonium được tạo ra tự nhiên thông qua phân rã phóng xạ, nhưng không được hiển thị ở đây.

Sự cần thiết của sao neutron để tạo ra các nguyên tố nặng nhất

Để tạo ra phần lớn các nguyên tố nặng nhất, bạn cần bắt đầu với những gì còn lại sau một siêu tân tinh lõi sụp đổ: một sao neutron. Mặc dù 90% vật chất trong một sao neutron – không bất ngờ – là neutron, nhưng chúng chỉ chiếm phần trong cùng của sao này. 10% lớp ngoài cùng của một sao neutron chủ yếu được tạo thành từ hạt nhân nguyên tử, với sự hiện diện của electron, ion, và thậm chí cả nguyên tử ở vùng ngoại biên.

Có hai cách để khiến một sao neutron trải qua một phản ứng tổng hợp lớn, và cả hai đều liên quan đến việc nó tương tác với một vật thể khác:

– Gửi nó va chạm với một sao neutron khác, dẫn đến một phản ứng tổng hợp bùng nổ, một vụ nổ tia gamma, và sự phóng ra một lượng lớn vật chất. Nhiều nguyên tố nặng, bao gồm vàng, được tạo ra theo cách này, trong khi các lõi của những sao neutron hợp nhất có thể tạo ra một sao neutron lớn hơn hoặc một lỗ đen.

– Gửi nó va chạm với một lỗ đen, gây ra sự phá vỡ do lực thủy triều, xé toạc sao neutron. Hành động phá vỡ do thủy triều này cũng có thể dẫn đến sự tạo ra các nguyên tố nặng khi quá trình tổng hợp diễn ra.

Bản thân phản ứng tổng hợp không trực tiếp tạo ra các nguyên tố nặng, mà thay vào đó, nó tạo ra một lượng lớn neutron. Quá trình r, cùng với các quy trình khác như sự phá hủy do ánh sáng (photodisintegration), lại một lần nữa xuất hiện. Chỉ khác ở chỗ, mục tiêu của các neutron này trong cả hai trường hợp đều đã là các nguyên tố nặng.

Khi hai sao neutron va chạm, nếu tổng khối lượng của chúng đủ lớn, chúng không chỉ dẫn đến một vụ nổ kilonova và sự hình thành phổ biến của các nguyên tố nặng, mà còn dẫn đến sự hình thành của một lỗ đen mới từ tàn dư sau va chạm.

Thực tế cho thấy, các vụ hợp nhất sao neutron – sao neutron và tương tác sao neutron – lỗ đen đều tạo ra các nguyên tố nặng, và chiếm phần lớn các nguyên tố nặng có số proton từ 40 đến 90. Việc tạo ra các nguyên tố nhẹ hơn, như strontium với chỉ 38 proton, cũng đã được quan sát.

Nhưng mãi đến tháng 10 năm 2021, khi kết quả từ cả các vụ hợp nhất sao neutron – sao neutron (như vụ được quan sát kỹ lưỡng vào năm 2017) và các vụ hợp nhất sao neutron – lỗ đen được công bố cùng với toàn bộ dữ liệu của LIGO, chúng ta mới hiểu sâu hơn. Mặc dù chúng ta chưa trực tiếp phát hiện ra các nguyên tố từ các vụ hợp nhất sao neutron – lỗ đen, nhưng có ba yếu tố quan trọng quyết định tỷ lệ các nguyên tố rất nặng có thể được tạo ra bởi các sự kiện này:

– Kích thước khối lượng của các lỗ đen.

– Tốc độ quay của các lỗ đen.

– Sự tương đồng trong hướng quay của các lỗ đen và sao neutron.

Các vụ hợp nhất sao neutron – lỗ đen chỉ có thể tạo ra một lượng lớn các nguyên tố đó nếu có nhiều lỗ đen có khối lượng dưới năm lần khối lượng Mặt Trời, nếu chúng quay nhanh, và nếu tốc độ quay của chúng thẳng hàng với các sao neutron. Đây là lúc dữ liệu sóng hấp dẫn thực sự phát huy sức mạnh khoa học.

Khoảng cách khối lượng: Lý do sao neutron – lỗ đen không tạo ra nguyên tố nặng nhất

Các quần thể lỗ đen, được xác định thông qua dữ liệu hợp nhất sóng hấp dẫn (màu xanh) và phát xạ tia X (màu tím). Như bạn có thể thấy, không có khoảng trống hoặc vùng thiếu hụt nào đáng kể ở trên 20 lần khối lượng Mặt Trời, nhưng dưới 5 lần khối lượng Mặt Trời, có sự thiếu hụt đáng kể.

Điều này giúp chúng ta hiểu rằng các vụ hợp nhất sao neutron – lỗ đen khó có khả năng tạo ra các nguyên tố nặng nhất.

Khi tất cả đã được nói và làm – ít nhất là với dữ liệu sóng hấp dẫn mà chúng ta hiện có – chúng ta đã học được rằng trên ngưỡng của các sao neutron nặng nhất, số lượng lỗ đen ít hơn nhiều so với những gì bạn mong đợi một cách ngây thơ.

Giữa khoảng 2,5 và 10 lần khối lượng Mặt Trời, chỉ có một tỷ lệ nhỏ lỗ đen so với các sao neutron có khối lượng thấp hơn hoặc các lỗ đen nặng hơn. Ý tưởng về một khoảng trống khối lượng có thể đã không còn chính xác, nhưng nó được thay thế bằng một vách đá và thung lũng.

Không có đủ lỗ đen khối lượng thấp để giải thích các nguyên tố được quan sát này, và hơn nữa, các lỗ đen mà chúng ta đã quan sát không có tốc độ quay lớn hoặc thẳng hàng khi chúng hợp nhất với bạn đồng hành sao neutron của mình.

So với các vụ hợp nhất sao neutron – lỗ đen, nghiên cứu mới nhất đã phát hiện rằng các vụ hợp nhất sao neutron – sao neutron tạo ra tới 100 lần tỷ lệ các nguyên tố nặng này và ít nhất hai phần ba tổng số các nguyên tố nặng đó.

Điều này bao gồm tất cả các nguyên tố nặng hơn bismuth, cũng như phần lớn các nguyên tố như osmium, iridium, platinum và vàng.

Cho dù bạn là một nhà thông thái tặng nó cho một đứa trẻ sơ sinh hay một nhà sản xuất gương tạo ra bề mặt phản xạ lý tưởng cho kính thiên văn không gian hồng ngoại của mình, vàng là một nguyên tố hiếm và quý giá cả trên Trái Đất và trong toàn bộ vũ trụ.

Mặc dù vẫn còn nhiều điều khoa học cần khám phá, ít nhất trong 2,5 tỷ năm qua, phần lớn vàng đã được hình thành từ các vụ hợp nhất sao neutron, chứ không phải từ bất kỳ nguồn vật lý thiên văn nào khác.