Gần như mọi kim loại trên Trái Đất đều được "luyện" ra trong các ngôi sao. Vụ Nổ Lớn chỉ tạo ra hiđrô, heli và một chút liti; các nguyên tố nặng hơn, từ magie, canxi tới sắt, được tổng hợp trong lòng sao lớn và trong các vụ nổ siêu tân tinh. Những nguyên tố nặng hơn sắt như vàng, bạch kim, urani cần thêm các quá trình bắt nơtron, trong đó va chạm sao nơtron là một nguồn quan trọng đã được quan sát trực tiếp năm 2017.
Vũ trụ thuở ban đầu có kim loại không?
Gần như không. Trong khoảng hai mươi phút đầu sau Vụ Nổ Lớn, vũ trụ nóng và đặc đủ để các hạt nhân nhẹ kết hợp. Khi nguội đi, thành phần vật chất thường gần như "đóng băng": khoảng ba phần tư khối lượng là hiđrô, khoảng một phần tư là heli, cộng một lượng vết đơteri và liti. Liti là kim loại nhẹ nhất và là kim loại duy nhất có mặt từ thuở ấy, nhưng chỉ ở mức cực nhỏ.
Các nhà thiên văn kiểm chứng điều này bằng những ngôi sao rất già trong dải Ngân Hà. Quang phổ của chúng cho thấy lượng sắt chỉ bằng một phần nghìn, thậm chí một phần triệu so với Mặt Trời. Những ngôi sao ấy hình thành khi vũ trụ còn chưa kịp "luyện" bao nhiêu kim loại. Mặt Trời sinh sau, từ đám mây khí đã được nhiều thế hệ sao trước làm giàu thêm.
Một chú ý nhỏ về cách gọi: trong thiên văn học, "kim loại" chỉ mọi nguyên tố nặng hơn heli, kể cả cacbon, ôxy. Bài này dùng chữ kim loại theo nghĩa hoá học thông thường, nhưng câu chuyện nguồn gốc thì đi chung.
Ngôi sao "nấu" nguyên tố như thế nào?
Ngôi sao là một lò phản ứng hạt nhân được giữ lại bằng chính trọng lực của nó. Ở lõi Mặt Trời, nhiệt độ khoảng 15 triệu độ, các hạt nhân hiđrô va vào nhau đủ mạnh để hợp thành heli, toả năng lượng. Mặt Trời sẽ dừng ở mức đốt heli thành cacbon và ôxy, rồi trở thành sao lùn trắng; nó không bao giờ làm ra sắt.
Những ngôi sao nặng hơn Mặt Trời khoảng tám lần trở lên đi xa hơn nhiều. Khi hết nhiên liệu ở một tầng, lõi co lại, nóng hơn, và bắt đầu đốt nhiên liệu nặng hơn. Ngôi sao già có cấu trúc như củ hành nhiều lớp, mỗi lớp đốt một thứ:
| Giai đoạn đốt | Sản phẩm chính | Thời gian kéo dài (sao nặng cỡ 20–25 lần Mặt Trời, bậc độ lớn) |
|---|---|---|
| Hiđrô | Heli | Hàng triệu năm |
| Heli | Cacbon, ôxy | Hàng trăm nghìn năm |
| Cacbon | Neon, natri, magie | Hàng trăm năm |
| Neon, ôxy | Magie, silic, lưu huỳnh | Vài tháng tới vài năm |
| Silic | Nhóm sắt: sắt, niken, coban, crom, mangan | Khoảng một ngày |
Càng về sau, mỗi giai đoạn càng ngắn, vì nhiên liệu nặng cho ít năng lượng hơn mà ngôi sao lại tiêu hao nhanh hơn. Các con số trong bảng là bậc độ lớn theo các mô hình sao, mỗi tài liệu cho số hơi khác nhau.
Vì sao lò luyện trong sao dừng lại ở sắt?
Mỗi phản ứng hợp hạch từ hiđrô tới nhóm sắt đều toả năng lượng, giúp ngôi sao chống lại trọng lực của chính nó. Nhưng hạt nhân sắt-56 và niken-62 thuộc nhóm có năng lượng liên kết trên mỗi hạt nucleon lớn nhất trong mọi hạt nhân. Ghép thêm hạt vào sắt không còn toả năng lượng mà tốn năng lượng. Lõi sắt là tro tàn cuối cùng của lò.
Khi lõi sắt tích tới khoảng 1,4 lần khối lượng Mặt Trời, áp suất bên trong không đỡ nổi trọng lực nữa. Lõi sụp đổ trong chưa đầy một giây, thành sao nơtron hoặc hố đen, còn các lớp ngoài bị bắn tung trong một vụ nổ siêu tân tinh. Sóng xung kích của vụ nổ đốt thêm một lượt các lớp vật chất, tạo ra nhiều nguyên tố nhóm sắt mới, rồi tung tất cả vào không gian.
Phần lớn sắt mới sinh trong vụ nổ thật ra ra đời dưới dạng niken-56 phóng xạ. Niken-56 phân rã thành coban-56 trong vài ngày, rồi coban-56 phân rã thành sắt-56 bền trong vài tháng. Chính chuỗi phân rã này cấp năng lượng cho ánh sáng siêu tân tinh tắt dần theo tuần. Năm 1987, khi siêu tân tinh SN 1987A bùng sáng trong Đám mây Magellan Lớn, các thiết bị đo tia gamma đã bắt được tín hiệu đặc trưng của coban-56, xác nhận sắt đang được "đúc" ngay trước mắt.
Ngoài kiểu siêu tân tinh do sao nặng sụp đổ, còn một kiểu nổ khác: sao lùn trắng trong hệ sao đôi hút thêm vật chất rồi nổ tung toàn bộ, gọi là siêu tân tinh loại Ia. Loại này tạo rất nhiều sắt; các mô hình tiến hoá hoá học của thiên hà cho rằng một phần lớn sắt trong dải Ngân Hà đến từ đây.
Vàng, bạch kim, urani sinh ra từ đâu?
Nguyên tố nặng hơn sắt không làm ra được bằng hợp hạch. Chúng hình thành chủ yếu bằng cách hạt nhân bắt nơtron: nơtron không mang điện nên dễ chui vào hạt nhân; hạt nhân nặng thêm, rồi một số nơtron phân rã thành proton, đẩy nguyên tố lên ô tiếp theo của bảng tuần hoàn. Có hai con đường chính:
Quá trình chậm (quá trình s)
Diễn ra trong các ngôi sao khổng lồ đỏ già cỡ trung bình, kéo dài hàng nghìn năm. Nơtron đến thưa, hạt nhân có thời gian phân rã giữa hai lần bắt. Quá trình này làm ra khoảng một nửa các nguyên tố nặng hơn sắt, như bari, stronti và một phần chì. Năm 1952, nhà thiên văn Paul Merrill phát hiện tecneti trong quang phổ của một số sao khổng lồ đỏ. Tecneti không có đồng vị bền, đồng vị sống lâu nhất cũng chỉ vài triệu năm, quá ngắn so với tuổi ngôi sao. Vậy nó phải được làm ra ngay trong sao: đây là bằng chứng trực tiếp đầu tiên rằng các ngôi sao đang tổng hợp nguyên tố.
Quá trình nhanh (quá trình r)
Cần một trận "mưa" nơtron cực dày trong vài giây, để hạt nhân nuốt hàng loạt nơtron trước khi kịp phân rã. Môi trường như vậy hiếm. Ngày 17/8/2017, các đài sóng hấp dẫn LIGO và Virgo ghi được tín hiệu hai sao nơtron xoắn vào nhau rồi va chạm, đặt tên GW170817. Hàng chục đài thiên văn quay về cùng hướng và thấy một vụ bùng sáng gọi là kilonova. Phân tích ánh sáng cho thấy dấu hiệu của nhiều nguyên tố nặng mới sinh; năm 2019 một nhóm nghiên cứu xác định được vạch của stronti. Từ đó, va chạm sao nơtron được xem là một nguồn quan trọng của vàng, bạch kim và các nguyên tố quá trình r.
Va chạm sao nơtron có phải nguồn duy nhất hay không vẫn còn bàn. Một số loại siêu tân tinh hiếm, xoay rất nhanh, cũng có thể góp phần. Đây là lĩnh vực nghiên cứu đang sôi động.
Nền tảng lý thuyết cho cả câu chuyện được đặt ra năm 1957 trong một công trình nổi tiếng của bốn nhà khoa học Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler và Fred Hoyle, thường gọi tắt theo chữ cái đầu tên họ là B²FH.
Kim loại từ sao đến Trái Đất và vào cơ thể bằng cách nào?
Vật chất bị các vụ nổ tung ra hoà vào khí và bụi giữa các vì sao. Qua hàng tỉ năm, nhiều thế hệ sao sinh ra, chết đi, làm giàu dần đám mây. Khoảng 4,6 tỉ năm trước, một đám mây như vậy co lại thành Mặt Trời và các hành tinh, mang theo toàn bộ kho kim loại tích luỹ từ trước.
Trên Trái Đất trẻ, sắt và các kim loại "ưa sắt" như vàng, bạch kim phần lớn chìm theo sắt lỏng xuống lõi. Vì vậy vỏ Trái Đất rất nghèo vàng, chỉ cỡ vài phần tỉ. Có giả thuyết cho rằng phần vàng, bạch kim con người khai thác được ngày nay một phần đến từ thiên thạch rơi xuống sau khi lõi đã hình thành, nhưng tỉ lệ đóng góp còn đang được tranh luận.
Trong cơ thể một người trưởng thành có khoảng 3–4 gam sắt, phần lớn nằm trong huyết sắc tố của hồng cầu để chở ôxy. Canxi trong xương, kẽm trong các enzym, iốt trong tuyến giáp đều có nguồn gốc từ các thế hệ sao trước Mặt Trời. Câu nói nổi tiếng của nhà thiên văn Carl Sagan rằng con người được làm từ "chất liệu của các vì sao" không phải ẩn dụ, mà là một kết luận khoa học theo nghĩa đen.
Có thể tìm hiểu thêm ở đâu?
Một hình ảnh dễ nhớ là "bảng tuần hoàn nguồn gốc", trong đó mỗi ô được tô màu theo nơi nguyên tố ra đời: Vụ Nổ Lớn, sao khối lượng nhỏ, sao nặng nổ tung, sao lùn trắng nổ, va chạm sao nơtron, tia vũ trụ. Bảng này được nhiều trang giáo dục của NASA và các đại học phổ biến; tìm với từ khoá "nucleosynthesis periodic table" sẽ thấy.
Ở Việt Nam, các buổi quan sát bầu trời của những câu lạc bộ thiên văn, cùng các đài thiên văn mở cửa đón khách, là dịp để nhìn tận mắt các ngôi sao khổng lồ đỏ như Betelgeuse trong chòm Lạp Hộ (Orion) — một ứng viên siêu tân tinh trong tương lai xa, đang nấu dở những lớp nguyên tố nặng trong lòng. Thứ mang về: sắt trong mỗi giọt máu từng là tro tàn cuối cùng của một lò sao.
Câu hỏi thường gặp
Sắt được tạo ra từ đâu?
Sắt được tạo ra trong lõi các ngôi sao nặng ở giai đoạn đốt silic và trong các vụ nổ siêu tân tinh, kể cả siêu tân tinh loại Ia do sao lùn trắng nổ. Phần lớn sắt mới sinh ở dạng niken-56 phóng xạ rồi phân rã thành sắt-56 bền.
Vì sao các ngôi sao không tạo ra được nguyên tố nặng hơn sắt bằng hợp hạch?
Vì sắt và niken có năng lượng liên kết trên mỗi hạt nucleon thuộc hàng lớn nhất. Hợp hạch vượt quá nhóm sắt không còn toả năng lượng mà tiêu tốn năng lượng, nên lõi sắt không cháy tiếp được và sụp đổ.
Vàng trên Trái Đất từ đâu mà có?
Vàng được tạo ra chủ yếu nhờ quá trình bắt nơtron nhanh trong các sự kiện cực mạnh như va chạm sao nơtron. Vàng ấy có sẵn trong đám mây khí bụi sinh ra hệ Mặt Trời; phần lớn đã chìm vào lõi Trái Đất, phần ở vỏ mà con người khai thác chỉ là lượng nhỏ.
Mặt Trời có tạo ra sắt không?
Không. Mặt Trời chỉ đủ nặng để đốt hiđrô thành heli, rồi heli thành cacbon và ôxy. Sau đó nó sẽ trở thành sao lùn trắng, không bao giờ đạt tới giai đoạn tạo sắt.
GW170817 là gì?
Là tín hiệu sóng hấp dẫn ghi được ngày 17/8/2017 từ vụ va chạm của hai sao nơtron. Các kính thiên văn sau đó quan sát được vụ bùng sáng kilonova, cho bằng chứng rằng các sự kiện như vậy tạo ra nguyên tố nặng như stronti, vàng, bạch kim.
