Cho tới nay, đã có 118 nguyên tố được biết tới, một phần không nhỏ trong số đó là những gì góp phần quan trọng vào sự hình thành và phát triển của các thiên hà, sao, hành tinh và cả sự sống như chúng ta đang có. Nhưng chúng không có sẵn từ khi vũ trụ ra đời, mà đã hình thành qua những quá trình dữ dội kéo dài suốt hàng tỷ năm.
Theo những phép đo gần đây nhất xác nhận, thì vũ trụ đã ra đời từ một vụ nổ lớn gọi là Big Bang cách đây khoảng 13,8 tỷ năm. Khi nó bắt đầu nguội dần và những hạt cơ bản đầu tiên xuất hiện, nguyên tố phổ biến nhất và cũng gần như duy nhất của vũ trụ là hydro (hydrogen). Không có gì khó hiểu, nếu bạn đã biết rằng hạt nhân của hydro là hạt nhân đơn giản nhất, chỉ có 1 proton. Ngoài ra, cũng có một lượng nhỏ heli (helium) và có thể còn có rất ít liti (lithium). Không hề có những nguyên tố nặng hơn.
Sự ra đời của những nguyên tố nặng
Khi các ngôi sao đầu tiên hình thành, chúng là những khối cầu chẳng có gì khác ngoài hydro, và vì thế cũng không có các hành tinh chuyển động quanh chúng do không có thứ gì có thể tạo thành những hành tinh như vậy. Khối lượng khổng lồ của các ngôi sao khiến lực hấp dẫn nén vào tâm của chúng gây ra phản ứng nhiệt hạch, tổng hợp hydro thành heli. Năng lượng giải phóng ra từ phản ứng này ngăn không cho ngôi sao tiếp tục co lại, và vì thế chúng bắt đầu đi vào trạng thái tương đối ổn định.
Để nắm rõ hơn, bạn có thể đọc bài "Sao: cấu tạo và tiến hóa".
Lượng hydro hiển nhiên không phải vô hạn, do đó khi hydro trong lõi sao đã gần hết, quá trình nhiệt hạch chậm lại và không còn chống lại được hấp dẫn hướng tâm nữa. Lúc này ngôi sao co lại. Bán kính rút ngắn đồng nghĩa với lực hấp dẫn hướng vào tâm càng mạnh hơn (do nó tỷ lệ nghịch với bình phương khoảng cách), việc đó tạo ra năng lượng đủ lớn để gia tốc cho các hạt nhân heli (vốn bền hơn hydro) va chạm ở vận tốc đủ lớn để chúng nhiệt hạch và tạo ra những nguyên tố nặng hơn. Trong khi đó, ở các lớp ngoài, lượng hydro còn lại vẫn kết hợp với nhau, phản ứng này tạo ra một năng lượng thổi phồng lớp ngoài của ngôi sao lên trong khi bên trong vẫn co lại (vì quá trình nhiệt hạch heli tạo ra không đủ năng lượng để giữ cho ngôi sao ở trạng thái ổn định như trước đó). Ở giai đoạn này, ngôi sao được gọi là sao khổng lồ đỏ (hoặc sao siêu khổng lồ đỏ với những sao lớn hơn).
Với những sao khối lượng thấp và trung bình (như Mặt Trời hoặc lớn hơn vài lần), quá trình nhiệt hạch heli và sau đó là liti có thể tạo ra tới carbon và oxy (oxygen). Tới đây, khối lượng của lõi sao không còn đủ lớn để khiến carbon và oxy tiếp tục nhiệt hạch và sinh ra những nguyên tố nặng hơn. Sau khi lớp vỏ khổng lồ đỏ vỡ ra, bên trong còn lại cái lõi là một sao lùn trắng. Nó vẫn phát ra ánh sáng yếu ớt do vẫn quá trình nhiệt hạch ở một số lớp ngoài của ngôi sao.
Các sao nặng thì khác. Khi sắt được tạo thành, sao nặng bắt đầu chết.
Tại sao lại dừng ở sắt?
Đây là một câu hỏi thú vị mà những ai từng đọc qua về việc này thường thắc mắc, và mới đây tôi cũng được một người yêu khoa học hỏi như vậy. Ở đây, chúng ta sẽ đi sâu hơn chút nữa vào đặc điểm của các loại hạt nhân để nắm rõ hơn.
Với lực hấp dẫn hướng tâm lớn hơn nhờ khối lượng của mình, các sao nặng hơn tạo ra được nhiều nguyên tố hơn do chúng có thể khiến carbon, oxy và thậm chí những nguyên tố sau đó tiếp tục nhiệt hạch.
Với những sao có khối lượng ít nhất là từ 8 tới 11 lần khối lượng Mặt Trời, khi đã tạo ra tới silic (silicon - lưu ý rằng nó khác với thứ mà ngày nay người ta thường dùng để phủ hoặc cấy ghép, cái đó là silicone (có thêm chữ "e")), nó vẫn có thể tiếp tục gây ra quá trình nhiệt hạch. Quá trình này khiến silic được kết hợp để tạo thành niken-56 (nickel-56). Đây là một đồng vị không bền của niken, nó bị phân rã để trở thành coban-56 (cobalt-56) và sau đó là sắt-56 (iron-56).
Bây giờ, hãy xem hình dưới đây.
Đây là biểu đồ cho thấy năng lượng liên kết hạt nhân của các nguyên tố. Bạn thấy rằng sắt-56 nằm ở đỉnh của dãy đó. Điều đó có nghĩa là nó có cấu trúc hạt nhân bền hơn bất cứ nguyên tố nào khác. Như vậy, cần quá nhiều năng lượng để có thể tạo thành những nguyên tố nặng hơn từ sắt. Đó là lúc mà ngôi sao dừng hoạt động, vì nó không thể tiếp tục tạo ra một quá trình nhiệt hạch nào ở lõi nữa.
Nhưng vì những sao này quá nặng, hấp dẫn tiếp tục nén vào, và một quá trình phức tạp - mà ngày nay chưa được làm rõ hoàn toàn - xảy ra dẫn tới sự bùng nổ năng lượng đột ngột, gây ra một vụ nổ lớn phá vỡ lớp vỏ bên ngoài và một số lớp ngoài của chính lõi sao. Những vụ nổ như vậy được gọi là những supernova (loại Ib và loại II). Năng lượng lớn đến khó tưởng tượng của vụ nổ này khiến cho nhiều nguyên tố nặng hơn có cơ hội hình thành, và vì thế mà có nhiều nguyên tố nặng hơn sắt tồn tại trong vũ trụ. Sau vụ nổ này, tùy theo khối lượng còn lại mà lõi sao có thể trở thành sao neutron hoặc lỗ đen.
Các supernova ném những nguyên tố nặng ra khắp nơi trong vũ trụ. Chúng tới với những vùng tạo sao muộn hơn, trong đó có Hệ Mặt Trời của chúng ta - một hệ hành tinh ra đời khi vũ trụ đã tồn tại được hơn 9 tỷ năm. Vì thế, các hành tinh rắn mới hình thành, và mới có đầy đủ thành phần hóa học để ở ít nhất là một nơi như thế, sự sống đã ra đời.
