Kiểm tra các nguyên tố của big bang

ư 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 × 106 K đều nhanh chóng bị phân hủy bởi phản ứng hạt nhân 7Li + H → 24He. 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 (Tphânhủy = 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 > Tphânhủy, thì bề mặt của chúng cũng có thể dần dần mất lithium. © hiepkhachquay 11 Trong loạt bài báo công bố từ năm 2002 đến 2004, Olivier Richard và các cộng tác viên tại trường đại học Montreal ở Canada đã đề xuất một mô hình trộn lẫn như thế thu được sự ủng hộ bằng quan sát. Nó cho rằng mọi hạt nhân nặng hơn hydrogen đều di chuyển rất chậm ra khỏi lớp đối lưu dưới tác dụng hấp dẫn. Đặc biệt, mô hình thực hiện những tiên đoán nhất định cho sự lắng xuống khi ngôi sao tiến hóa, nó cho thấy sự dao động thành phần của bề mặt là một hàm của khối lượng trong những ngôi sao hình thành cùng lúc. Mùa xuân năm 2006, Andreas Korn thuộc trường đại học Uppsala, Thụy Điển, và các đồng sự đã sử dụng Kính Thiên văn Rất lớn (VLT) của Đài quan sát nam châu Âu ở Chilê nghiên cứu 18 sao nguyên thủy về phương diện hóa học trong một cụm thiên hà ở xa tên là NGC 6397 được biết là có cùng tuổi và thành phần ban đầu. Từ đó, các nhà nghiên cứu chỉ ra rằng sự phong phú sắt và lithium trong những ngôi sao này đều thay đổi theo khối lượng sao như mô hình của Richard tiên đoán. Thật ra, mô hình đó cho thấy rằng những ngôi sao đó bắt đầu với sự phong phú lithium phù hợp với dữ liệu WMAP. Sự chứng thực của những kết quả này là cần thiết, bởi vì nếu như kết quả đó trụ vững với sự khảo sát dựa trên quy mô dữ liệu rộng, thì chúng ta đã giải được bài toán lithium. Tìm kiếm lithium-6 Một phương pháp khác xác định lượng lithium-7 phân hủy trong các sao là quan sát đồng vị khác, kém bền hơn, của nguyên tố đó: lithium-6. Lithium-6 không được đưa vào số lượng có thể phát hiện thấy bởi BBN, mà thay vì vậy lại có nguồn gốc từ sự va chạm giữa các hạt nhân trong tia vũ trụ và trong chất khí giữa các sao. Vì lithium-6 còn dễ phân hủy hơn cả lithium-7, nên việc phát hiện nó cho phép chúng ta thiết đặt giới hạn lên sự phân hủy của lithium-7. Năm 2006, Martin Asplund và các cộng sự ở Đài quan sát Mount Stromlo, Australia, đã tiến hành những quan sát lithium-6 trải rộng ra xa trong những ngôi sao bình ổn bằng VLT. Trong mỗi một trong số 9 ngôi sao mà họ tìm thấy lithium-6 trong đó, có gần 5% lithium thuộc loại đồng vị này – giá trị đó lớn hơn mong đợi, mặc dù nó nằm ở giới hạn của cái có thể phát hiện của thiết bị đó. Kết quả này có ảnh hưởng to lớn không chỉ đối với BBN mà còn đối với lịch sử tia vũ trụ trong thiên hà và đối với nền thiên văn vật lí sao. Ví dụ, sự sản sinh số lượng lớn lithium- 6 như thế phải đòi hỏi một dòng tia vũ trụ khổng lồ ban đầu trong lịch sử của thiên hà của chúng ta, có thể còn lớn hơn cả do cơ chế gia tốc đã biết mang lại. Hơn nữa, nếu như các sao bình ổn thật sự phân hủy đủ lithium-7, mang tiên đoán của WMAP về mật độ baryon trung bình phù hợp với giá trị thu được với sao trạng thái bình ổn Spite quan sát được, thì tính dễ phân hủy hơn nhiều của lithium-6 cho thấy các sao lúc đầu chứa số lượng lithium-6 so sánh được với trạng thái bình ổn lithium-7 quan sát được. Tất cả những thực tế này khiến cho các quan sát lithium-6 một sự ăn khớp không thoải mái đối với BBN, tính chất vật lí sao, và các mô hình tổng hợp hạt nhân tia vũ trụ - nhất là việc sản sinh một lượng lớn lithium-6 qua tia vũ trụ phải đi kèm với sự sản sinh lithium-7. Mặc dù lithium-6 có thể sinh ra theo một số kịch bản vật lí hạt kì lạ đã nhắc tới ở phần trên, nhưng điều cần thiết là chúng ta phải xác nhận độc lập các kết quả của Asplund. Thật vậy, cuộc săn tìm lithium nguyên thủy (thuộc cả hai đồng vị) hiện nay đang triển khai tại VLT, cũng như tại Đài quan sát Keck và © hiepkhachquay 12 Kính thiên văn Sabaru Nhật Bản, cả hai đều nằm ở Hawaii. Mặc dù những quan sát như thế là đúng ở giới hạn của cái có thể thu được với những thiết bị này, nhưng tỉ lệ có thể rất lớn: nếu như kết quả lithium-6 trụ vững, thì chúng ta cần một sự xem xét lại rộng rãi về những cái mà chúng ta nghĩ là chúng ta biết về những ngôi sao, tia vũ trụ, và BBN. Cánh cửa nhìn vào vũ trụ sơ khai Những phép đo tốt hơn của sự phong phú nguyên thủy kết hợp với dữ liệu vũ trụ học chính xác đang dẫn tới một sự chuyển hướng trong cách thức nghiên cứu BBN. Trong vòng sai số ước tính của chúng khoảng 10%, độ phong phú của helium-4, deuterium và lithium-7 không phù hợp với lí thuyết BBN. Nhưng trong phạm vi “có thể tin tưởng được” của sai số thêm vào được định lượng một cách nghèo nàn, ví dụ như sai số phát sinh do chúng ta không biết những môi trường thiên văn vật lí nhất định, thì những số đo đó cho chúng ta biết BBN là đúng. Công việc của chúng ta hiện nay là cứu chữa sự không hiểu biết đó và, nếu sự không nhất quán vẫn tồn tại, tìm hiểu cái có ý nghĩa đối với tính chất vật lí của vũ trụ sơ khai. Cho dù là vấn đề lithium có hóa ra là một dấu hiệu ban đầu của những hạt mới hoặc những tính chất vật lí cơ bản mới, thì câu trả lời cuối cùng vẫn sẽ tùy thuộc vào một sự hiểu biết tốt hơn về các sao bình ổn Spite. Nói cách khác, cần thận trọng khai thác hết mọi lời giải thích thiên văn vật lí trước khi thẩm tra BBN dựa trên những tính chất vật lí cơ bản đến nay vẫn chưa khám phá ra. Trong gần ba thập niên, BBN là mấu chốt trong lập luận cho vật chất tối phi baryon tính trong vũ trụ. Nó giữ lại cánh cửa sổ rõ ràng nhất của chúng ta mở vào vũ trụ trong khoảng thời gian dưới 1 năm sau Big Bang và – qua phép đo mật độ baryon của nó – là một sự kiểm tra chéo dữ liệu vũ trụ học do cả nền vi ba vũ trụ và khảo sát sự phân bố thiên hà mang lại. Tuy nhiên, hiện nay nền vi ba vũ trụ mang lại số đo mật độ baryon trung bình chính xác hơn so với BBN, chủ yếu là nhờ WMAP, vai trò của BBN trong thiên văn vật lí đang thay đổi. Tình huống mới đó làm tăng thêm số lượng thúc ép lên BBN, có khả năng làm tăng thêm sức mạnh của nó là phép kiểm tra của các mô hình vật lí hạt. Thật vậy, phép kiểm tra đầu tiên cho bất kì mở rộng nào cho Mô hình Chuẩn của vật lí hạt là nó phải giữ được sự thành công không trọn vẹn của BBN. Trong vài năm tới, các dự án như Sloan Digital Sky Survey, SEGUE, và chương trình RAVE ở Đài quan sát Anglo-Australia sẽ đo thành phần của gần một triệu ngôi sao trong thiên hà của chúng ta. Tập hợp lớn những ngôi sao có độ tuổi, thành phần và lịch sử khác nhau này sẽ được dùng để tái dựng lại lịch sử lộn xộn của các bộ phận hợp thành thiên hà của chúng ta và hạt nhân nguyên tử của nó, cũng như các nhà cổ sinh vật học sử dụng hóa thạch để tái dựng lại lịch sử của sự sống trên Trái Đất. BBN cung cấp điều kiện ban đầu cho câu chuyện này của nguồn gốc của chúng ta. Sự tổng hợp hạt nhân Big Bang
Sự tổng hợp hạt nhân Big Bang (BBN) là quá trình trong đó các hạt nhân nhẹ deuterium, helium-3, helium-4 và lithium-7 được tạo ra trong vài phút đầu tiên của vũ trụ.
Trong nhiều năm qua, BBN mang lại phương pháp đáng tin cậy nhất xác định mật độ baryon trung bình của vũ trụ - một thông số chính yếu trong vũ trụ học cho biết vũ trụ © hiepkhachquay 13 chủ yếu cấu thành từ vật chất “tối” chứ không phải các proton và neutron bình thường.
Là thành phần chính yếu của mô hình Big Bang nóng, BBN có thể được kiểm tra bằng cách đo sự phong phú của những hạt nhân nhẹ nhất định có mặt trong vật chất vũ trụ rất già.
Những phép đo sự phong phú hạt nhân nhẹ hiện nay mang lại những giá trị mâu thuẫn nhau cho mật độ baryon của vũ trụ, nhất là với lithium đang thách thức sự hiểu biết của chúng ta về các sao trong đó nó được tìm thấy và cả chính bản thân lí thuyết BBN.
Những phép đo chính xác nền vi ba vũ trụ mang lại một số đo độc lập của mật độ baryon, và cho phép kiểm tra chặt chẽ hơn mô hình Big Bang. Kenneth Nollett (Phòng thí nghiệm quốc gia Argonne, Hoa Kì Tạp chí Physics World, tháng 8/2007) hiepkhachquay dịch (An Minh, ngày 10/08/2007, 5:45:52 PM)