Mục lục

Hiệu ứng nào các ngôi sao đầu tiên tạo ra sau một thời gian nghỉ ngơi dài của vũ trụ?

Một tính chất quan trọng của các ngôi sao không có kim loại là chúng có nhiệt độ bề mặt cao hơn các ngôi sao có cấu tạo tương tự Mặt Trời. Sự sản xuất năng lượng hạt nhân ở trung tâm của một ngôi sao kém hiệu quả hơn khi không có kim loại, và vì thế, ngôi sao phải nóng hơn và hoạt động mạnh hơn để cân bằng với hấp dẫn. Khi các cấu trúc hoạt động mạnh hơn, lớp bề mặt của ngôi sao cũng nóng hơn. Trong sự hợp tác với Loeb và Rolf-Peter Kudritzki của Đại Học thuộc Viện Vật Lý Thiên Văn Hawaii, Bromm cũng đưa ra các mô hình lý thuyết với các ngôi sao có khối lượng giữa 100 đến 1000 lần khối lượng Mặt Trời.

Các mô hình cho thấy chúng có nhiệt độ bề mặt khoảng 100000 kelvin - cao hơn khoảng 17 lần nhiệt độ bề mặt của Mặt Trời. Vì thế, ánh sáng đầu tiên của vũ trụ có thể phần lớn là bức xạ tử ngoại từ các ngôi sao rất nóng, và chúng cũng bắt đầu nung nóng và ion hóa hydrogen và helium trung hòa xung quanh các ngôi sao sau khi chúng được hình thành. Chúng tôi gọi sự kiện trên là kỉ nguyên tái ion hóa Mặc dù các nhà thiên văn học vẫn chưa ước lượng được bao nhiêu khí trong vũ trụ tụ lại thành các ngôi sao đầu tiên, mặc dù chỉ cần ít nhất 1 phần 100000 cũng có thể đủ cho các ngôi sao ion hóa phần khí còn lại. Khi các ngôi sao đầu tiên bắt đầu phát sáng, bong bóng của khí bị ion hóa được hình thành xung quanh chúng cũng lớn dần lên. Khi nhiều và nhiều ngôi sao hơn nữa được hình thành trong hàng trăm triệu năm, các bong bóng khí bị ion hóa hợp nhất với nhau, và cuối cùng khí liên thiên hà cũng bị ion hóa hoàn toàn.

Thất Nữ, một cụm sao mở nằm trong khu vực của chòm sao Kim Ngưu. Credit: NASA, ESA, AURA/Caltech, Palomar Observatory.

Các nhà khoa học từ Viện Công nghệ California và Sloan Digital Sky Survey cũng tìm thấy các bằng chứng cho giai đoạn cuối cùng của quá trình tái ion hóa này. Họ khám phá được sự hấp thụ mạnh tia tử ngoại trong quang phổ của các quasar tại thời điểm từ khoảng 900 triệu năm sau Big Bang. Kết quả trên gợi ý rằng phần cuối cùng của khí hydro trung hòa đã bị ion hóa tại thời điểm trên. Một bằng chứng khác hiện nay đã cung cấp manh mối về giai đoạn sớm nhất của việc tái ion hóa, xảy ra chỉ 200 triệu năm sau Big Bang.

Trong một đột phá quan trọng, NASA’s Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) đã đo được những thuộc tính căn bản của vũ trụ với độ chính xác cao, bao gồm cả tuổi của vũ trụ - chính xác là 13.7 tỉ năm - và tỷ lệ của vật chất tối và vật chất thông thường, và năng lượng tối trong vũ trụ. Ngạc nhiên lớn nhất là khi họ kiểm tra các mẫu đã in dấu vào các photoncủa nền vi sóng vũ trụ, WMAP đã xác định được bức xạ tử ngoại từ các ngôi sao đầu tiên đã ion hóa nguyên tử hydrogen và helium, cung cấp một lượng lớn electron tự do trong giai đoạn sớm của vũ trụ. Nền vi sóngvũ trụ bị phân cực khi chúng tương tác với electron. Thế hệ sớm của các sao năng loại III dường như cần thiết để tính toán cho độ lớn bất ngờ của sự phân cực trên. Helium cần nhiều năng lượng hơn để ion hóa hơn hydrogen, nhưng nếu các ngôi sao đầu tiên nặng đúng như dự đoán, chúng có thể ion hóa cả helium trong cùng thời gian đó. Mặt khác, nếu các ngôi sao đầu tiên không quá nặng, helium phải được ion hóa sau đó bởi năng lượng bức xạ từ các nguồn như quasar. Các quan sát tương lại với các vật thể xa có thể giúp xác định được thời gian helium trong vũ trụ được ion hóa.

Nếu các ngôi sao đầu tiên thật sự rất nặng, chúng phải có thời gian sống rất ngắn - chỉ vài triệu năm. Một số ngôi sao sẽ nổ tung như các vụ nổ sao siêu mới, giải phóng kim loại chúng sản xuất ra. Các ngôi sao nặng khoảng giữa 100 đến 250 lần Mặt Trời được dự đoán sẽ bị phá hủy hoàn toàn trong vụ nổ cực mạnh, và hầu hết các ngôi sao đầu tiên có khối lượng trong khoảng này. Bởi vì kim loại có hiệu quả hơn hydro trong việc làm lạnh các đám mây hình thành sao và cho phép chúng co sập lại thành sao, việc sản xuất và giải phóng một lượng nhỏ cũng có thể đóng góp lớn trong sự hình thành sao. Làm việc trong sự hợp tácvới An-drea Ferrrara của Phòng quan sát Vật lý Thiên văn của Arcetri tại Ý, chúng tôi phát hiện rằng khi sự có mặt của kim loại trong đám mây hình thành sao tăng lên trên 1 phần nghìn lần lượng kim loại có trong Mặt Trời, kim loại sẽ nhanh chóng làm lạnh khí tới nhiệt độ của bức xạ phông nền vũ trụ. (Nhiệt độ giảm dần khi vũ trụ giãn nở, đã giảm xuống 19 kelvin vào 1 tỉ năm sau Big Bang và còn 2.7 kelvin vào ngày nay).

Hiệu quả làm lạnh này cho phép sự hình thành các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn và có thể tăng đáng kể tốc độ hình thành sao. Rất có thể tốc độ hình thành sao không tăng trưởng tới tận sau khi các kim loại đầu tiên được sản xuất. Trong trường hợp này, thế hệ sao thứ hai có thể có trách nhiệm chính là thắp sáng vũ trụ và mang tới kỉ nguyên tái ion hóa. Vào thời gian đầu của giai đoạn hình thành sao sôi động này, nhiệt độ phông nền vũ trụ có thể cao hơn đám mây phân tử ngày nay (10 kelvin). Tới khi nhiệt độ hạ xuống mức này - điều xảy ra khoảng 2 tỉ năm sau Big Bang - quá trình hình thành sao có thể vẫn có xu hướng tạo ra các ngôi nặng hơn. Và kết quả, rất nhiều các ngôi sao có thể được hình thành trong suốt giai đoạn sớm của thiên hà, tạo thành bởi các va chạm và hợp nhất của các tiền thiên hà. Một hiện tượng tương tự cũng có thể xảy ra tương tự trong vũ trụ hiện đại khi 2 thiên hà va chạm và châm ngòi cho các vụ nổ sao - sự gia tăng bất ngờ tốc độ hình thành sao - sản xuất ra một lượng tương đối lớn các ngôi sao nặng.

Bằng chứng khó hiểu

Giả thuyết về sự hình thành các ngôi sao đầu tiên có thể giúp giải thích một số đặc tính khó hiểu của vũ trụ ngày nay. Một vấn đề chưa được giải quyết là các thiên hà chứa ít các ngôi sao nghèo kim loại hơn dự đoán nếu kim loại được sản xuất với tốc độ tỉ lệ thuận với tốc độ hình thành sao. Sự khác biệt có thể được giải quyết nếu các sao thời kì đầu được tạo ra tương đối trong vũ trụ nằm trong không gian vật chất khuếch tán liên thiên hà hơn là nằm trong các thiên hà. Để tạo ra một phân bố vật chất như vậy, sự hình thành thiên hà phải có một quá trình đặc biệt, liên quan đếncường độ cao của sự hình thành các sao nặng và sự nổ tung của các vụ nổ sao siêu mới đã đẩy hầu hết khí và kim loại ra ngoài các thiên hà.

Các ngôi sao nặng hơn 250 lần Mặt Trời không nổ tung vào giai đoạn cuối cuộc đời nó, thay vào đó, chúng co sập lại thành các lỗ đen siêu nặng. Có nhiều mô phỏng được đề cập ở phía trên dự đoán rằng một số ngôi sao đầu tiên có thể có khối lượng lớn như vậy. Bởi vì các ngôi sao đầu tiên được hình thành trong vùng đặc nhất của vũ trụ, bất kì lỗ đen nào là kết quả của sự co sập của chúng cũng có thể hợp nhất với nhau thông qua các vụ va chạm, khiến cho kích thước hệ thống ngày càng lớn hơn và lớn hơn. Có khả năng một số lỗ đen sẽ tập trung vào phần bên trong của thiên hà rộng lớn và nuôi dưỡng cho sự lớn lên của các lỗ đen siêu nặng có quan hệ với các ngôi sao đầu tiên và các tiền thiên hà bắt đầu quá trình của tiến hóa vũ trụ.

Có nhiều bằng chứng gợi ý rằng giai đoạn của sự hình thành sao cường độ cao nhất, quá trình tạo thành thiên hà và hoạt động của quasar diễn ra trong vài tỉ năm sau Big Bang và tất cả các hiện tượng trên vẫn tiếp tục với tốc độ giảm dần khi tuổi của vũ trụ tăng lên. Hầu hết các cấu trúc vũ trụ hiện nay đã dịch chuyển sang các thang đo lớn hơn như các thiên hà tập hợp lại thành các cụm. Trong những năm tới, các nhà nghiên cứu hi vọng sẽ học hỏi thêm được nhiều điều mới về giai đoạn sớm của câu truyện, khi các cấu trúc bắt đầu phát triển trên các thang đo nhỏ nhất.

Bởi vì các ngôi sao đầu tiên hầu hết đều rất nặng và sáng, các dụng cụ đo như Kính thiên văn Không gian James Webb - người kế nhiệm của Kính thiên văn Không gian Hubble - có thể sẽ phát hiện thêm vài cấu trúc cổ xưa nữa. Sau đó, các nhà thiên văn học có thể trực tiếp khám phá được làm sao một vũ trụ tối, đơn điệu có thể tạo nên một cấu trúc rực rỡ của các vật thể cung cấp cho chúng ta ánh sáng và cuộc sống ngày nay.