Sự khởi đầu đến kết thúc của vũ trụ: Những ngôi sao đầu tiên được sinh ra

Những ngôi sao được sinh ra và tồn tại trong thời gian ngắn, gieo mầm vật chất vào vũ trụ cho các thế hệ tương lai.

Trong 380.000 năm sau Vụ nổ lớn, vũ trụ là một hỗn hợp nóng, dày đặc proton, electron, các hạt cơ bản khác và các nguyên tố nhẹ. Nhưng vũ trụ đang giãn nở đang nguội đi nhanh chóng. Một khi nhiệt độ giảm xuống khoảng 4.950 độ F (2.730 độ C), các proton và electron có thể hình thành nguyên tử.

Không phải tất cả các nguyên tử. Không có vàng nổi xung quanh, nhôm, hoặc thậm chí các nguyên tố nhẹ như oxy. Hydro và deuterium đồng vị nặng chiếm khoảng 3/4 tất cả các nguyên tử xung quanh. Một vài đồng vị của Heli chiếm phần lớn phần tư còn lại. Một phần nhỏ (khoảng một phần tỷ) Lithium cũng đã hình thành.

Chỉ vì Hydro và Heli hoàn toàn mới, xoay quanh không có nghĩa là các ngôi sao đang xuất hiện. Trên thực tế, vật thể phát sáng đầu tiên đã không xuất hiện cho đến khi vũ trụ khoảng 100 triệu năm tuổi. Vì vậy, trong một khoảng thời gian dài hơn cả khủng long đã tuyệt chủng trên Trái đất, không có ngôi sao hay thiên hà nào, hay bất kỳ vật thể nào phát ra ánh sáng.

Ngoài bóng tối này, các nhà thiên văn đang cố gắng ghép nguồn gốc của thế hệ sao đầu tiên, được gọi là sao Quần thể III. Sáng như khi chúng tỏa sáng, ánh sáng của chúng giờ quá mờ để có thể được các đài quan sát hiện tại phát hiện. Ngay cả thế hệ kính thiên văn tiếp theo cũng sẽ khó khăn để phát hiện ra chúng. Nhưng thông qua công việc thám tử khoa học, các nhà thiên văn đang bắt đầu hiểu được những vật thể khó nắm bắt này đã sống và chết như thế nào.

Vũ trụ bừng sáng

Một manh mối chính phát hiện nhờ nền vi sóng vũ trụ (CMB), bức xạ di tích nóng hình thành trong vũ trụ sơ khai. Bức xạ này đã nguội dần kể từ khi nó được phát ra khi vũ trụ. Hiện tại, nhiệt độ dưới mặt đất là khoảng 2,73 kelvins (–455 F, –270 C). Các phép đo của CMB cho thấy nó cực kỳ nhất quán, tương ứng với các biến thể mật độ chỉ 1 phần trong 100.000. Nhưng những biến thể đó, những gợn sóng theo nghĩa đen trong cấu trúc của vũ trụ, đang tiết lộ cách mà những ngôi sao đầu tiên được hình thành.

Các mô phỏng máy tính cho thấy những dao động mật độ cực nhỏ trong vũ trụ sơ khai đóng vai trò là điểm khởi đầu cho những đám mây khí khổng lồ. Nếu không có những biến thể này trong cấu trúc, sẽ không có gì hình thành. Toàn bộ vũ trụ sẽ phát triển thành một đám mây đồng nhất ngày càng mỏng của khí Hydro, Heli và một chút Liti nhỏ đó. Tuy nhiên, nhờ có lực hấp dẫn, các dao động đã trở thành điểm tập hợp: những đám mây khổng lồ, nơi khí tiếp tục thu thập. Cuối cùng, các đám mây bị co lại. Khi làm như vậy, chúng nóng lên đến hơn 1.300 F (700 C). 

Nhiệt độ đó quá cao đối với một khu vực hình thành sao ngày nay để hình thành các ngôi sao. Thật vậy, nếu một đám mây nóng hơn khoảng 10 kelvins (–442 F, –263 C), tốc độ của các nguyên tử bên trong nó sẽ quá nhanh để chúng kết dính với nhau và cuối cùng hình thành các ngôi sao.

Nhưng các đám mây trong vũ trụ sơ khai lớn hơn và dày đặc hơn nhiều so với các tinh vân ngày nay. Trong số đó, một số nguyên tử Hydro bắt cặp để trở thành phân tử Hydro. Bởi vì các phân tử là những chất phát ra bức xạ hồng ngoại (nhiệt) tốt hơn, nhiệt độ giảm xuống và các đám bên trong các đám mây có thể co lại thêm.

Mỗi khu vực có thể lớn gấp vài trăm lần Mặt trời. Khối lượng lớn đó và lực hấp dẫn tương đương, có thể vượt qua áp suất bên ngoài từ bức xạ. Các khối đó không tách ra khi chúng co lại, vì vậy chỉ có một ngôi sao duy nhất được hình thành từ mỗi khối. Kết quả là những ngôi sao đầu tiên khả năng có kích thước khổng lồ, ước tính nằm trong khoảng từ vài chục lần khối lượng Mặt trời cho đến 1.000 lần khối lượng Mặt trời và phát sáng, có lẽ sáng gấp hàng triệu lần Mặt trời.

Bởi vì vũ trụ nhỏ hơn và dày đặc hơn, rất nhiều ngôi sao này hình thành gần mỗi biến thể mật độ của nó. Cuối cùng, lực hấp dẫn từ những ngôi sao này sẽ thu hút những ngôi sao khác, và từ đó số lượng tăng lên. Các nhà thiên văn học cho rằng điều này mất vài trăm triệu năm, nhưng vào cuối thời gian đó, các thiên hà đầu tiên đã hình thành.

Vòng đời của ngôi sao đầu tiên

Bạn có thể tự hỏi làm thế nào ai đó có thể tìm ra cách các ngôi sao hình thành trong thời gian mà vũ trụ không thể quan sát được. May mắn thay, vũ trụ khi đó không phức tạp như bây giờ, điều đó giúp các nhà vũ trụ học lập mô hình đơn giản hơn.

Ví dụ, chúng không phải tính đến sóng xung kích từ các siêu tân tinh nén vật chất bên trong tinh vân xa xôi. Tất cả vật liệu sẵn có là một trong ba nguyên tố nhẹ nhất. Thậm chí không có bất kỳ bụi nào ảnh hưởng đến cách các đám mây lạnh đi.

Các nhà thiên văn học giả thuyết rằng, ngoài khối lượng lớn, những ngôi sao đầu tiên cũng rất nóng. Nhiệt độ bề mặt của chúng có thể gấp 15 đến 20 lần so với Mặt trời, và hầu hết các bức xạ chúng phát ra đều nằm trong vùng tử ngoại của quang phổ.

Mặc dù sao siêu mới không đóng một vai trò nào đó trong sự ra đời của những ngôi sao đầu tiên, những sự kiện như vậy là một phần nguyên nhân dẫn đến cái chết của chúng. Một ngôi sao càng lớn thì tuổi thọ của nó càng nhanh, vì vậy những ngôi sao đầu tiên có thể chỉ tồn tại vài triệu năm hoặc ít hơn.

Lý thuyết dự đoán rằng khi một ngôi sao có khối lượng từ 140 đến 260 lần so với Mặt trời đến cuối vòng đời, nó sẽ tạo ra một siêu tân tinh không ổn định theo cặp. Trong lõi của một vật thể như vậy, các cặp electron-positron làm đảo lộn sự cân bằng giữa áp suất bức xạ ra bên ngoài và lực hút vào trong.

Khi trọng lực bắt đầu mạnh, lõi sẽ bị phá nát. Điều đó làm tăng nhiệt độ của nó và gây ra sự gia tăng nhiệt hạch rất lớn. Trên thực tế, ngôi sao thổi bùng lên hoàn toàn mà không để lại bất kỳ tàn tích sao nào (chẳng hạn như hố đen). Bằng cách này, tất cả các nguyên tố mà ngôi sao đã tổng hợp, bao gồm cả sắt, đều được đưa vào không gian. Điều này gieo mầm khí xung quanh với vật chất, tạo ra hỗn hợp sẽ hình thành các thế hệ sao trong tương lai. Vì vậy, theo một nghĩa nào đó, cái chết của những ngôi sao này cũng quan trọng đối với sự phát triển của vũ trụ như sự ra đời của chúng.

Vật chất tối có liên quan không?

Theo các nhà lý thuyết, phần vũ trụ của chúng ta, những gì chúng ta có thể nhìn thấy và chạm vào chỉ chiếm 5% tổng số. Phần còn lại là năng lượng tối (khoảng 69%) hoặc vật chất tối (26%). Năng lượng tối dường như đang đẩy nhanh sự giãn nở của vũ trụ.

Vật chất tối cũng không tương tác với vật chất bình thường, ngoại trừ thông qua lực hấp dẫn. Vì vậy, mặc dù không thể nhìn thấy trực tiếp nhưng các nhà thiên văn học có thể phát hiện nó một cách gián tiếp.

Một số nhà khoa học hiện nay nghĩ rằng lực hấp dẫn của vật chất tối đóng vai trò quan trọng trong việc kéo các vật chất bình thường lại với nhau thành từng đám và mảng (sự dao động mật độ trong CMB) trong những năm sau Vụ nổ lớn. Những vật thể này, được gọi là minihalos vật chất tối, phải có khối lượng lớn theo thứ tự của một triệu Mặt trời trở lên.

Vật chất bình thường sẽ cần lực hấp dẫn của khối lượng lớn đó để vượt qua tốc độ của các nguyên tử khi đám mây hình thành sao co lại và nóng lên. Nếu minihalo quá nhỏ, các nguyên tử sẽ không hợp nhất để cuối cùng tạo thành sao.

Điều tốt nhất tiếp theo

Không có kính thiên văn nào trên Trái đất hoặc trong không gian đủ mạnh để phát hiện ánh sáng của một ngôi sao Quần thể III. Nhưng một số nhà khoa học cho rằng, bằng chứng về những gì các ngôi sao đầu tiên giống như nằm ở gần hơn rất nhiều. Họ đang tìm kiếm thế hệ sao thứ hai, tập trung tìm kiếm trong vầng hào quang của Dải Ngân hà, một vùng hình cầu gồm các sao cũ và các cụm sao. Các sao Quần thể II tập trung vào lõi thiên hà của chúng ta.

Không giống như đĩa của Dải Ngân hà, nơi có nhiều khí bụi và chứa đầy các ngôi sao trẻ – được gọi là các sao Quần thể I. Không có ngôi sao mới nào đang hình thành trong quầng sáng. So với Mặt trời, sao Pop II trong quầng chứa một phần nhỏ kim loại hơn – một thuật ngữ trong thiên văn học dùng để chỉ bất kỳ nguyên tố nào nặng hơn Heli. Và một số ngôi sao siêu nghèo kim loại (HMP) có thể cung cấp manh mối để làm sáng tỏ cách các ngôi sao đầu tiên sinh ra và chết đi vì khí quyển của chúng không thay đổi nhiều kể từ khi chúng hình thành.

Hai ngôi sao HMP đầu tiên được phát hiện là HE 0107-5240 trong chòm sao Phoenix vào năm 2002 và HE 1327-2326 trong Hydra vào năm 2005. Mỗi ngôi sao chỉ có 0,001 phần trăm hoặc ít hơn trong tổng lượng sắt dồi dào của Mặt trời.

Vào năm 2019, Rana Ezzeddine, lúc đó đang làm việc tại MIT (nay thuộc Đại học Florida), và nhóm của cô đã tìm thấy bằng chứng quan sát cho thấy, HE 1327-2326 có thể được hình thành trong một vùng của vũ trụ sơ khai, đã được tăng cường bởi vụ nổ siêu tân tinh của một ngôi sao đầu tiên với khối lượng gấp 25 lần Mặt trời.

Mức độ phong phú của sắt thấp nhất được biết đến thuộc về ngôi sao SMSS J031300.36-670839.3 trong chòm sao nhỏ Hydrus. Được phát hiện vào năm 2014, ngôi sao này nằm cách xa 6.000 năm ánh sáng. Với 13,6 tỷ năm tuổi, đây là ngôi sao lâu đời nhất đã được xác định chính xác tuổi và có lẽ là một trong những ngôi sao thế hệ thứ hai sớm nhất hình thành.

Hiện tại, hy vọng tốt nhất của các nhà thiên văn học về việc phát hiện trực tiếp một ngôi sao Pop III có thể nằm ở Kính viễn vọng Không gian James Webb của NASA (JWST), dự kiến ​​phóng vào tháng 10 năm 2021. Mặc dù tấm gương chỉ 6,5 mét. Có lẽ nó có thể bắt được một tia chớp cực mờ báo hiệu một trong những ngôi sao đầu tiên trở thành siêu tân tinh. 

Nếu một cụm thiên hà lớn nằm giữa ngôi sao Pop III và JWST, nó có thể hoạt động như một thấu kính hấp dẫn, bẻ cong và phóng đại ánh sáng của ngôi sao. Một nghiên cứu năm 2018 do các nhà nghiên cứu tại Đại học Bang Arizona và Đại học Melbourne dẫn đầu cho thấy JWST có thể tìm thấy một vài ngôi sao đầu tiên này nếu nó theo dõi 30 cụm thiên hà hai lần một năm trong vòng đời ước tính từ 5 đến 10 năm.

Tất nhiên, các nhà nghiên cứu có thể mơ ước xây dựng một kính viễn vọng khổng lồ mạnh đến mức có thể thu được ánh sáng của các ngôi sao Pop III mà không cần sự trợ giúp.

Anna Schauer và các đồng nghiệp của cô tại Đại học Texas tính toán rằng, một kính thiên văn có gương rộng 100 mét là đủ, nếu nó được đặt trên Mặt trăng. Đài quan sát được đề xuất của họ được đặt tên là Kính viễn vọng Lớn Cuối cùng và được đăng trong một bản in trực tuyến vào tháng 7 năm ngoái, sẽ nằm trong bóng tối vĩnh cửu của một miệng núi lửa Mặt Trăng ở Nam Cực của Mặt Trăng, cách ly với nhiệt có thể cản trở các quan sát hồng ngoại của nó.

Điều đó có thể xảy ra sớm? Có thể. Ít nhất về mặt thiên văn học.

Xem thêm các bài viết hay về thiên văn học tại meZOOM Không khoảng cách nhé.