Kiểm tra các nguyên tố của big bang

Kiểm tra các nguyên tố của big bang

KIỂM TRA CÁC NGUYÊN TỐ CỦA BIG BANG

Kenneth Nollett

Phép đo lượng lithium trong vũ trụ cùng với dữ liệu chính xác từ bức xạ vi

ba nền vũ trụ đang thách thức sự hiểu biết của chúng ta về cả nền thiên văn vật lí sao và có thể chính cả sự tổng hợp hạt nhân Big Bang, như Kenneth Nollett sẽ giải thích sau đây

Nitrogen và oxygen mà

chúng ta thở, carbon cấu thành

nên khoa hóa sinh học, và calcium

trong xương của chúng ta có

chung một đặc điểm: chúng đều

được tổng hợp bên trong các sao

Thật vậy, điều tương tự đúng với

hầu như mọi nguyên tố hóa học

mà chúng ta gặp trong cuộc sống

hàng ngày, từ chất khí hiếm nhất

cho đến kim loại nặng nhất Một

ngoại lệ lớn là hydrogen: hầu như

tất cả hạt nhân hydrogen là proton

phát sinh từ Big Bang chừng 14 tỉ

năm trước đây Một ngoại lệ khác

là hạt nhân nhẹ như deuterium và

lithium, chúng được tạo ra trong

một quá trình gọi là tổng hợp hạt

nhân Big Bang xảy ra khi vũ trụ

chỉ mới vài phút tuổi Thực tế

những nguyên tố này đã có từ khi

khai sinh ra thời gian chắc chắn là một trong những sự thật hấp dẫn nhất trong thiên văn vật lí học

Sự tổng hợp hạt nhân Big Bang (BBN) bắt đầu khi vũ trụ đủ lạnh sao cho proton và neutron, chỉ mới vừa hình thành từ plasma nguyên thủy, có thể kết hợp thành hạt nhân deuterium Deuterium sau đó trải qua những phản ứng hạt nhân khác nữa hình thành nên hạt nhân helium-4, mỗi hạt nhân chứa hai proton và hai neutron, cùng với lượng nhỏ deuterium, helium-3 và lithium-7 Thật vậy, lúc kết thúc BBN (một thời kì chừng vài phút), một phần tư vật chất bình thường trong vũ trụ đã chuyển hóa thành helium-4, còn trong số còn lại chỉ có một phần rất nhỏ là hydrogen

Sự tổng hợp hạt nhân Big Bang xảy ra như thế nào ?

Sự tổng hợp hạt nhân Big Bang (BBN) là thành phần chủ yếu của mô hình Big Bang giải thích cách thức hạt nhân nhẹ deuterium, helium-3, helium-4, và lithium-7 được tạo ra trong vài phút đầu tiên của vũ trụ Thuyết Big Bang phát biểu rằng vũ trụ bắt đầu từ khoảng 13,7 tỉ năm trước đây trong một trạng thái rất nóng và đậm đặc đã và đang giãn nở ra và lạnh đi kể từ đó Như thuyết tương đối rộng Einstein mô tả, tốc độ giãn nở phụ thuộc vào lượng khối lượng và năng lượng mà vũ trụ có Trước khi BBN xảy ra – khi vũ trụ chưa tới một giây tuổi – vật chất và năng lượng tồn tại dưới dạng một chất khí nóng, đậm đặc của các hạt cơ bản Khi vũ trụ lạnh đi, các hạt có năng lượng giảm dần phân

bố trong vũ trụ sao cho lúc 1 giây chỉ có proton, neutron và những hạt nhẹ bền có mặt Tương tác yếu

giữa cả proton và neutron với electron, positron, và neutrino nhẹ hơn nhiều, duy trì trạng thái cân bằng nhiệt, ổn định số lượng tương đối của proton và neutron ở một giá trị nhất định Sau đó, nhiệt

độ của chất khí giảm xuống còn khoảng 8 x 109 K, vì thế ngăn cản tương tác yếu xảy ra tiếp tục Từ lúc này trở đi, ở đó còn lại một neutron (n) đối với mỗi 6 proton (tức là hạt nhân hydrogen 1H)

Trong vài phút tiếp theo, hạt nhân hình thành Hạt nhân deuterium (2H) tạo ra bởi sự va chạm giữa proton với neutron, và những va chạm hạt nhân khác nữa dẫn đến mỗi neutron tóm lấy một proton hình thành nên loại liên kết chặt chẽ nhất của hạt nhân nhẹ: 4He Quá trình này hoàn thành sau khoảng 5 phút, khi vũ trụ trở nên quá lạnh cho những phản ứng hạt nhân tiếp tục xảy ra Lượng rất nhỏ deuterium, helium-3, và beryllium-7 được tạo ra dưới dạng sản phẩm, với beryllium-7 trải qua phân rã beta hình thành nên lithium-7 Hầu như tất cả proton không hợp nhất vào hạt nhân helium-4 còn lại dưới dạng các hạt tự do, và đây là lí do tại sao vũ trụ có gần 25% helium và 75% hydrogen khối lượng ở mọi nơi mà chúng ta thấy Hạt nhân khác ít dồi dào hơn đến vài bậc độ lớn

Bằng cách đo cường độ vạch phổ nguyên tử ở những đối tượng thiên văn vật lí, các nhà thiên văn có thể suy luận ra số hạt nhân thuộc một loại cho trước trên hạt nhân hydrogen Sự dồi dào hạt nhân này tạo ra trong BBN phụ thuộc vào mật độ vật chất (hoặc mật độ baryon) trong vài ba phút đầu tiên

đó, có thể liên quan trực tiếp với mật độ baryon mà chúng ta thấy ngày nay Bất kì hiệu ứng nào làm biến đổi sự tiến hóa nhiệt ban đầu của vũ trụ hoặc tương tác giữa các hạt nhân cũng sẽ để lại dấu vết trong sự phong phú đó, nghĩa là BBN mang lại một sự khảo sát quan trọng của vũ trụ sơ khai Nếu chúng ta giả sử rằng chỉ có những hạt có trong Mô hình Chuẩn của vật lí hạt là có mặt trong BBN, thì mật độ baryon đo được trong sứ mệnh WMAP của NASA (và được chứng thực bởi sự dư dật deuterium) xác định thành phần hóa học ban đầu của vũ trụ chủ yếu là hydrogen, với gần 0,08 nguyên tử helium-4, 10-5 nguyên tử deuterium, 10-5 nguyên tử helium-3 và 10-10 nguyên tử lithium / nguyên tử hydrogen, nhưng không có lượng nào khác có thể phát hiện được Tất cả những nguyên tố khác trong vũ trụ được tổng hợp muộn hơn nhiều bên trong các sao hoặc trong sự va chạm tia vũ trụ

Vì lượng hạt nhân được tạo ra này phụ thuộc vào nhiệt độ và mật độ của vũ trụ khi nó chỉ vài phút tuổi, nên chúng ta có thể nghiên cứu sự tiến hóa vũ trụ sơ khai bằng cách đo sự dồi dào vật chất của nó ngày nay Đặc biệt, mô hình BBN mang lại một sự ước tính mật độ baryon trung bình của vũ trụ, đó là một thông số

cơ bản trong vũ trụ học Chúng ta biết từ phép đo chuyển động của các thiên hà rằng mật độ khối lượng tổng cộng của vũ trụ gấp 6 lần mật độ baryon mà BBN suy

ra, rõ ràng cho thấy đa số vật chất trong vũ trụ không cấu thành từ vật chất baryon tính bình thường chứa proton và neutron mà từ một cái gì đó bí ẩn hơn gọi là vật chất tối

Sự không phù hợp như thế giữa BBN và thí nghiệm cũng có thể gợi ý những quá trình vật lí mới có khả năng hoạt động trong lúc tổng hợp hạt nhân Ví dụ, nếu như những hạt cơ bản chưa bao giờ nhìn thấy trong phòng thí nghiệm có mặt trong

vũ trụ sơ khai, thì ảnh hưởng của chúng có thể thấy rõ trong sự phong phú nguyên

tố mà chúng ta thấy ngày nay Vì những lí do này, BBN cần thiết cho nghiên cứu cấu trúc tổng thể của vũ trụ, lịch sử của vật chất kể từ thời Big Bang, và mối quan

hệ gần gũi giữa vật lí hạt và vũ trụ học

Bất chấp thành công của nó trong việc xác định mật độ baryon của vũ trụ và trong việc giải thích độ dồi dào lớn của helium mà chúng ta quan sát thấy, BBN vẫn phải đối mặt với những thách thức lớn Những phép đo mới đây về bức xạ vi ba nền

vũ trụ, bức xạ cho thấy bộ mặt vũ trụ khi các nguyên tử hình thành khoảng 380.000 năm sau Big Bang, và về sự phân bố quy mô lớn của các thiên hà đã làm tăng thêm nhiều độ chính xác của dữ liệu vũ trụ học Trước nay, hình như sự phong phú nguyên thủy quan sát thấy – nhất là sự phong phú của helium – không ăn khớp lắm với lí thuyểt BBN Mục tiêu bây giờ là mang BBN vào ăn khớp với độ chính xác mới của vũ trụ học, và cải thiện sự hiểu biết của chúng ta về môi trường thiên văn vật lí trong đó sự phong phú nguyên thủy quan sát

được

Lùi lại thời gian

Phiên bản đầu tiên của lí thuyết BBN được

đề xuất bởi George Gamow và Ralph Alpher vào

thập niên 1940 trong một nỗ lực nhằm giải thích

nguồn gốc của mọi nguyên tố hóa học Họ giả sử

rằng vũ trụ sơ khai rất nóng và đầy hạt neutron: hạt

nhân sau đó hình thành bằng cách bắt mỗi lần một

neutron, hạt nhân thỉnh thoảng chịu sự phân rã beta

tạo ra hạt nhân có số nguyên tử cao hơn cộng với

một electron và một neutrino Vì xác suất của

nhiều phản ứng trong số này không được biết rõ

vào thời đó – một số trong đó còn được giữ bí mật

do có liên quan tới nghiên cứu vũ khí nguyên tử -

nên Gamov và Alpher phải dự đoán nhiều tiết diện

của chúng Tuy nhiên, trong lúc làm như vậy, bộ

đôi nghiên cứu đã thực hiện giả sử cực kì lạc quan

rằng một số quá trình, khi đó chưa biết rõ, sẽ có

xác suất đủ cao để tạo ra hạt nhân lớn hơn

helium-4 – bất chấp thực tế là không có hạt nhân bền vững

nào có số khối bằng 5 tồn tại

Tính toán của Gamov và Alpher phù hợp tốt

với xu hướng quan sát thấy trong hệ Mặt Trời,

trong đó sự phong phú hạt nhân giảm như một hàm

của khối lượng nguyên tử Hơn nữa, Alpher và các

George Gamow (trên) và Ralph Alpher ban đầu nghĩ rằng tất cả nguyên tố hóa học được tạo ra trong

sự tổng hợp hạt nhân Big Bang

đồng sự còn dự đoán sự tồn tại và nhiệt độ của bức xạ vi ba nền vũ trụ khi nhận thấy một chất khí photon nóng sẽ có mặt trong BBN Những photon đó, các nhà nghiên cứu bàn cãi nghiêm túc, sẽ trải ra bởi sự giãn nở của không gian vào vùng vi sóng của phổ điện từ ngày nay

Phiên bản ban đầu này của BBN hầu như bao gồm đa số khía cạnh của lí thuyết BBN hiện đại, ví dụ như vai trò của tương tác yếu và sự độc lập của sự phong phú hạt nhân so với mật độ baryon Tuy nhiên, là một mô hình giải thích nguồn gốc của mọi nguyên tố, nên nó đi đến kết thúc vào đầu thập niên 1950 khi các nhà nghiên cứu nhận ra rằng một phiên bản hoàn toàn ăn khớp của lí thuyết này buộc phải sản sinh ra nhiều helium-4 chứ không phải nhiều thứ khác Sau đó, năm

1957, nó bị chôn vùi mãi mãi, khi Alastair Cameron và Fred Hoyle, cùng với nhiều người khác, chỉ ra rằng hầu như tất cả các nguyên tố hóa học, trong thực tế, được tổng hợp bên trong các sao

Tuy nhiên, năm 1964, Hoyle và Roger Tayler chỉ ra rằng BBN mang lại một lời giải thích đơn giản hơn cho sự phong phú to lớn quan sát thấy của helium-4 so với lời giải thích sao của Cameron và Hoyle, vì cách giải thích thứ hai ở trên yêu cầu sự tồn tại một số lượng khổng lồ sao ngày nay đã tắt Khi bức xạ vi ba nền vũ trụ được khám phá ra một năm sau đó, thì lập tức rõ ràng là mô hình Big Bang là chính xác và BBN do đó phải xảy ra trong điều kiện nóng bỏng của vài ba phút đầu tiên Jim Peebles, thuộc trường đại học Princeton ở Mĩ, trả lời khám phá này bằng việc tiến hành tính toán “hiện đại” đầu tiên của BBN bằng cách sử dụng tốc độ phản ứng hạt nhân khi đó được hiểu rõ hơn so với thời của Gamov Mặc dù kiến thức của chúng ta về những tốc độ này đã được cải thiện thêm một lần nữa kể từ đấy, nhưng

sự hiểu biết cơ bản của chúng ta về BBN vẫn tương tự

Sức mạnh của BBN là một cánh cửa sổ mở vào vũ trụ sơ khai được nhận ra trong thập niên 1970 Lúc đó, một vài nhà thiên văn vật lí, gồm Hubert Reeves tại Viện Thiên văn vật lí Paris, và Johannes Geiss, nay làm việc tại Viện Khoa học Không gian quốc tế ở Bern, nhận thấy rằng vì lượng deuterium sinh ra trong BBN phụ thuộc mạnh vào mật độ baryon trung bình của vũ trụ, nên chúng ta có thể tìm hiểu đôi điều về vũ trụ ở quy mô lớn nhất bằng cách đo lượng deuterium dễ dàng thực hiện được Trong vài năm, một số phép đo lượng deuterium trong thiên hà của chúng ta đã thiết đặt một giới hạn trên lên mật độ baryon là khoảng chừng

4 × 10–31 g cm–3

Sau đó, năm 1977, Gary Steigman, nay ở trường đại học bang Ohio, James Gunn, nay ở trường đại học Princeton, và sau đó là David Schramm thuộc trường đại học Chicago, đã chỉ ra rằng BBN có thể buộc một số loại neutrino khác nhau tồn tại trong tự nhiên (ngày nay chúng ta biết là có ba loại neutrino: neutrino electron, muon và tau) Mỗi loại neutrino phát sinh, họ tranh luận, sẽ làm tăng mật độ của vũ trụ sơ khai và làm cho nó giãn nở nhanh hơn, do đó làm thay đổi động lực học thiết đặt tỉ số neutron trên proton vào lúc bắt đầu của BBN ủng hộ nhiều neutron hơn Đổi lại, việc này sẽ đưa đến nhiều helium-4 hơn Vào lúc mà những phép đo trong phòng thí nghiệm đề xuất rằng có thể có hàng ngàn loại neutrino (mặc dù đa số nhà vật lí hạt không tin rằng có nhiều hạt này như vậy), Steigman và các cộng sự có thể khẳng định rằng không có hơn bốn loại neutrino Đây là thành công cơ bản cho lí thuyết BBN và góp phần làm tăng thêm nhận thức về mối quan hệ gần gũi giữa vật

lí hạt và vũ trụ học – thậm chí nhiều nhà vật lí hạt xem nó đơn thuần là bằng chứng cho sự cả gan của các nhà vũ trụ học !

Năm 1982, các nhà thiên văn vật lí học thu được những ước tính tốt về sự phong phú helium-4 nguyên thủy, cũng như giới hạn về sự phong phú của helium-3

và deuterium Khi đó, François và Monique Spite, tại Đài quan sát Paris, phát hiện thấy những ngôi sao già nhất định trong thiên hà của chúng ta có lớp bao đối lưu rất mỏng – vùng quay tròn nhanh chóng của một ngôi sao trong đó vật chất trộn đều với nhau – đều chứa hầu như cùng lượng lithium-7 Vì những phép đo quang phổ học cho thấy những ngôi sao trong “trạng thái bình ổn Spite” này chỉ chứa một lượng rất nhỏ hạt nhân tổng hợp trong những ngôi sao tồn tại trước đó, nên những ngôi sao đó phải hình thành bên ngoài chất khí không hoàn toàn nguyên thủy Điều này có nghĩa là số lượng lithium-7 trong các sao trạng thái bình ổn Spite có thể hiểu

là số lượng lithium-7 tổng hợp trong BBN

Để kiểm tra xem sự tổng hợp hạt nhân Big Bang (BBN) có là sự mô tả chính xác của vũ trụ sơ khai hay không, chúng ta cần phải đo xem có bao nhiêu nguyên tố đó có mặt trong mẫu mà chúng ta có thể quan sát thấy ngày nay Các nhà thiên văn xác định sự phong phú tương đối của các nguyên tố trong một vật thể ở xa bằng cách quan sát lượng ánh sáng phát xạ hoặc hấp thụ ở một bước sóng nhất định tương ứng với các vạch phổ nguyên tử Để làm như vậy, cần phải tìm cả một vị trí trong đó thành phần chất khí không thay đổi nhiều

kể từ BBN và nơi trong đó những điều kiện vật lí thích hợp cho sự hình thành những vạch phổ có thể quan sát được Điều kiện thứ hai này, kết hợp với tính chất vật lí nguyên tử khác đi cùng với từng nguyên tố, có nghĩa là không thể có hai sự phong phú nguyên thủy có thể đo được một cách chính xác bằng cùng một vật thể Ví dụ, helium được đo bằng cách tìm kiếm ánh sáng phát ra từ “những thiên hà rắn chắc màu xanh” nhỏ

và không đều, còn lượng lithium thì được suy ra từ những vật thể rất già trong thiên hà của chúng ta gọi là các sao “trạng thái bình ổn Spite”, chúng hình thành từ chất khí không hoàn toàn nguyên thủy Mặt khác, lượng deuterium được xác định bằng cách khảo sát xem ánh sáng phát ra từ những quasar ở xa bị hấp thụ

như thế nào bởi những đám mây khuếch tán trong hướng nhìn của chúng ta.

Những phép đo sự phong phú nguyên tố nhẹ tiếp tục thu được tiến bộ, và năm 2000 chúng ngụ ý một mật độ baryon trung bình là 2 × 10–31 g cm–3, tức là giảm đi ba lần Mặt khác, đây là trường hợp đáng chú ý của dữ liệu gồm nhiều loại khác nhau và khó thu được đều hội tụ về một số giá trị Mặt khác, các vạch sai số chính thức phản ánh những nguồn không xác định đã biết trở nên nhỏ đến nỗi các điểm dữ liệu không còn ăn khớp với nhau về mặt kĩ thuật Trong khi thật dễ hình

dung những sai số hệ thống khác có thể mang các kết quả lại gần nhau hơn, do kĩ thuật quan sát hoặc do ảnh hưởng có liên quan tới lịch sử vật chất đang được quan sát, nên việc định lượng chúng khó khăn hơn nhiều

Phép đo deuterium trong vùng tập trung chất khí ở xa nằm giữa chúng ta và các quasar còn xa hơn nữa nghiêng về một mật độ baryon trung bình khoảng

4 × 10–31 g cm–3, trong khi cách hiểu đơn giản nhất của trạng thái bình ổn lithium và một số dữ liệu helium-4 nghiêng về giá trị 1 × 10–31 g cm–3 Như đối với sự phong phú nguyên thủy của helium-3, lịch sử hậu BBN của những hạt nhân này quá bất định để có thể kiềm chế mật độ baryon trung bình Sự không phù hợp này thúc đẩy một chương trình nghiên cứu sôi nổi bởi vài nhóm trong một nỗ lực nhằm cải thiện các phép đo và giải quyết những bất đồng còn lại Tuy nhiên, trong thời gian thực,

dữ liệu vũ trụ học chính xác bắt đầu khiến BBN chạy đua tìm nguồn tài chính của

nó

Ánh sáng cơ bản

Đầu thập niên 2000, giữa cuộc tranh luận thường xuyên được hâm nóng về nguyên nhân gây ra những số đo sự phong phú khác nhau, BBN không còn là phương pháp duy nhất xác định mật độ baryon trung bình của vũ trụ Năm 1992, vệ tinh COBE cho thấy nhiệt độ của bức xạ vi ba nền vũ trụ biến thiên vài chục microkelvin ở quy mô góc 5o hoặc lớn hơn, do đó mang lại bằng chứng cho sự dao động mật độ trong vũ trụ sơ khai có thể gieo mầm cho cấu trúc vũ trụ Sau đó, vào năm 2000, thí nghiệm BOOMERANG và MAXIMA phát hiện các dao động ở quy

mô góc nhỏ hơn 1o Là một tiên đoán chủ yếu của lí thuyết Big Bang, những dao động này là vết tích còn lại bởi sóng âm truyền qua plasma chỉ ngay trước khi những nguyên tử hydrogen trung hòa đầu tiên được hình thành, khoảng 380.000 năm sau Big Bang khi nền vi ba vũ trụ ra đời Và vì tính chất của plasma phụ thuộc vào mật độ baryon, nên cường độ của những dao động này mang lại sự kiểm tra chéo độc lập mạnh mẽ đầu tiên của mật độ baryon mà BBN tiên đoán

Những kết quả BOOMERANG và MAXIMA ban đầu nghiêng về một mật

độ baryon cao hơn giá trị BBN: (6.0 ± 2.0) × 10–31 g cm–3 Tuy nhiên, kết hợp với

dữ liệu gần đây hơn từ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) – thiết bị

đo những dao động nhiệt độ ở quy mô xuống tới 0,3o – giá trị chính xác nhất hiện nay là (4.1 ± 0.1) × 10–31 g cm–3 Trong khi phép đo độc lập này làm lắng đi cuộc tranh luận đang diễn ra trong cộng đồng BBN về giá trị của mật độ baryon, thì nó lại mang kết quả của sai số hệ thống trong BBN vào tiêu điểm sắc nét hơn nữa

Ví dụ, mật độ baryon suy luận ra từ số liệu WMAP và từ những phép đo sự phong phú deuterium nguyên thủy rất phù hợp với nhau Nhưng sự phong phú deuterium nguyên thủy trước nay chỉ được đo ở tám vị trí, và mặc dù kết quả đều xoay quanh giá trị 3 × 10–5 / nguyên tử hydrogen, nhưng độ phân tán của chúng xung quanh giá trị trung bình rộng hơn so với những ước tính sai số của chúng mong đợi Một sự dao động theo vị trí như thế không phải là cái mà người ta mong đợi từ BBN, nó phải xảy ra theo cùng cách thức ở mọi nơi theo lí thuyết Big Bang Chúng ta có khả năng cần nhiều dữ liệu hơn để sự bất đồng không đáng kể này, nhưng chuyện này nói thì dễ hơn làm bởi vì phương pháp duy nhất nhận dạng và đo

sự phong phú deuterium nguyên thủy tiêu tốn rất nhiều thời gian quan sát ở những kính thiên văn lớn nhất của thế giới

Mô hình tổng hợp hạt nhân Big Bang cho phép mật độ baryon toàn phần của vũ trụ tính được cho từng nguyên tố nhẹ: deuterium, helium-3, helium-4, và lithium-7 (đường màu xanh) Bằng cách đo

sự phong phú này ngày nay (trong khung màu đỏ), các nhà thiên văn có thể nghiên cứu những sự kiện xảy ra khi vũ trụ chỉ vài phút tuổi Từ thập niên 1990, sự phong phú helium-4 do các nhóm độc lập đo được không phù hợp với nhau (trên cùng), có khả năng cho thấy sai số trong những phép đo này là không đúng mức (đường đứt nét) Sự phong phú deuterium đo được ở tám vị trí khác nhau cũng không phù hợp với một số vùng (ở chính giữa), còn những phép đo sự phong phú helium-3 nguyên thủy quá khó để kiềm chế mật độ baryon Sự phong phú lithium đo được đưa đến mật độ baryon mâu thuẫn với sự xác định độc lập thu được từ dữ liệu WMAP (dải thẳng đứng), mặc dù sự chênh lệch có thể tăng do một số quá trình thiên văn vật lí chưa biết rõ.

Có sự không nhất quán tương tự giữa lí thuyết BBN và sự phong phú helium nguyên thủy Không giống như sự phong phú deuterium, lượng helium-4 sinh ra trong mô hình BBN tăng rất chậm theo một hàm của mật độ baryon trung bình của

vũ trụ, nghĩa là nó phải được đo với độ chính xác vài phần trăm có ích cho nghiên cứu BBN Để làm như vậy, các nhà thiên văn nghiên cứu độ sáng của những vạch phổ nhất định phát ra bởi các nguyên tử trong plasma trong một thiên hà ở xa, từ đó

họ có thể nhận được một bộ thông số phù hợp đặc trưng cho plasma Các nhóm nghiên cứu khác có xu hướng sử dụng các bộ vạch hơi khác để xác định những

thông số này và họ nghiên cứu dữ liệu theo những cách khác nhau Có phần hơi bối rối, các nhóm nghiên cứu khác nhau đã thu được những kết quả mâu thuẫn nhau

Vào thập niên 1990, sự khác biệt lớn nhất giữa kết quả của Yuri Izotov ở Viện Khoa học Ukraine và Trinh Thuan ở trường đại học Virginia, Mĩ (ô lớn hơn, phía bên phải, trong hình trên) và một bộ dữ liệu lớn hơn do Steigman cùng với Keith Olive và Evan Skillman ở trường đại học Minnesote biên soạn dựa trên những quan sát sớm hơn (hộp phía bên trái) Tuy nhiên, hình như là sai số của cả hai cách tiếp cận đều không đúng mức và sự không nhất quán nằm ở đâu đó trong một danh sách hiệu chỉnh nhỏ như có bao nhiêu ánh sáng bị tán xạ bởi bụi giữa chúng ta và plasma Do đó, phạm vi cho phép của sự phong phú helium-4 có khả năng mở rộng kết quả của cả hai nhóm nghiên cứu (hộp chấm chấm trong hình trên) Một lần nữa, yêu cầu có những quan sát chính xác hơn, hoặc chúng ta cần có một sự thay đổi cơ bản phương pháp tìm giải pháp mà với nó mọi người có thể đồng ý

Mật độ baryon trung bình của vũ trụ có thể suy ra từ những dao động nhiệt độ

trong nền vi ba vũ trụ như đã đo được gần đây bởi sứ mệnh WMAP.

Ngày nay, bí ẩn lớn nhất của BBN là lithium Đối với mật độ baryon do WMAP mang lại, BBN tiên đoán có 4.7 × 10–10 nguyên tử lithium-7 trên mỗi nguyên tử hydrogen, còn các sao ở trạng thái bình ổn Spite chỉ chứa khoảng 1.4 × 10–10 Một số cách giải thích cho sự không thống nhất này đã được đề xuất, nhưng không ai biết câu trả lời đúng Hoặc là một số quá trình vật lí quan trọng còn thiếu trong lí thuyết BBN, hoặc là một số cơ chế thiên văn vật lí đã phá hủy lượng lớn lithium-7 sau BBN, hoặc là có một cái gì đó sai lầm đối với cách hiểu của chúng

ta về quang phổ sao

Vấn đề lithium

Để giải quyết sự không khớp lithium, một số nhà vật lí hướng sự chú ý của

họ sang những mô hình BBN sáp nhập những ý tưởng kì lạ từ vật lí hạt Nhiều lí thuyết tìm cách thống nhất các lực cơ bản trong tự nhiên – phổ biến nhất là dựa trên siêu đối xứng hoặc trên những mô hình có chiều không-thời gian thêm vào – tiên đoán sự tồn tại của những hạt nặng đến nay chưa được nhìn thấy trong phòng thí nghiệm Nếu như những hạt này không bền và bị phân rã trong vòng 1 năm sau BBN, chúng có thể tạo ra những ảnh hưởng lớn lên sự phong phú hạt nhân bằng cách cung cấp neutron, proton và năng lượng cho một chu trình tổng hợp hạt nhân thứ hai liên quan tới những tương tác khác ở năng lượng cao hơn nhiều

Trong một ví dụ, hồi năm ngoái, Jonathan Feng tại trường đại học California

ở Irvine và các cộng sự đã đề xuất một mô hình như thế, nhờ đó các hạt siêu đối xứng “bình thường” như neutralino (người anh em siêu đối xứng của các hạt mang lực như photon và boson Z) phân rã để hình thành nên các hạt gọi là siêu WIMP, chúng có thể cấu thành nên vật chất tối ngày nay Nhưng nhiều dao động cũng có khả năng lâu như các sản phẩm phân rã, gồm proton, neutron và photon Các hạt năng lượng tính tạo ra trong những phân hủy hạt nặng tương tác với hạt nhân BBN hình thành trước đó hàng tháng Theo cách này, những hạt có khối lượng và tính chất phân rã thích hợp có thể phân hủy hai phần ba beryllium-7 tạo ra tức thời trong BBN, và vì hạt nhân beryllium-7 phân hủy sau BBN để hình thành nên lithium-7 nguyên thủy, nên đề xuất của Feng có thể mang lại một giải pháp rõ ràng cho sự thâm hụt lithium

Niềm hi vọng dưới những mô hình vật lí hạt kì lạ như thế là vấn đề lithium

có thể cung cấp manh mối đầu tiên của một số nền vật lí cơ bản mới Nghiên cứu BBN khi đó có thể dẫn dắt các thí nghiệm máy gia tốc như tại Máy Va chạm Hadron Lớn sắp khai trương ở phòng thí nghiệm vật lí hạt CERN Thật đáng tiếc, BBN không cung cấp đủ thông tin để tiến hành việc này dứt khoát, chứ không phải vạch ra xem cái gì là có thể và không thể Thật vậy, đa số các nhà nghiên cứu trong lĩnh vực sự phong phú nguyên tố nhẹ sẽ có khả năng nghiêng về những giải pháp trần tục hơn cho vấn đề lithium, cho dù là những giải pháp như thế kém hấp dẫn hơn đối với các nhà vật lí hạt

Câu trả lời từ các nhà thiên văn vật lí

Một khả năng khác là điều chỉnh mô hình nhiệt của bầu khí quyển của một ngôi sao thường được suy ra thành phần của nó từ những quan sát Ví dụ, năm

2004, Jorge Meléndez, nay ở trường đại học quốc gia Australia, và Iván Ramírez thuộc trường đại học Texas, khẳng định rằng các mô hình dành cho sao ở trạng thái bình ổn Spite phụ thuộc vào những ước tính nghèo nàn của nhiệt độ bề mặt sao, và

đề xuất một “thay đổi tỉ lệ” khắt khe của những ước tính này, chuyển phép đo lithium hướng về phù hợp với dữ liệu WMAP Tuy nhiên, đề xuất này gặp phải nhiều hoài nghi từ phía các đồng nghiệp, chủ yếu do thủ tục thay đổi tỉ lệ dẫn đến nhiệt độ không ăn khớp với những phép đo khác, ví dụ như 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

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 (T phânhủy = 2.5 × 106 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 >

T phânhủy , thì bề mặt của chúng cũng có thể dần dần mất lithium