Mặt Trời phát ra một lượng năng lượng khổng lồ, xấp xỉ 4×10²⁶ W. Và đây là dạng đầy đủ của con số này: 400.000.000.000.000.000.000.000.000 Joule trong vòng 1 giây.

Và để giúp bạn dễ hình dung hơn nữa, hãy tưởng tượng rằng bằng một cách nào đó, loài người đã chế tạo ra được quả cầu Dyson và có thể thu thập được toàn bộ 400 triệu tỷ tỷ watt này. Trung bình, tổng mức tiêu thụ năng lượng toàn cầu trong vòng một năm rơi vào khoảng 6,2×10²⁰ J. Lấy 4×10²⁶ J/s chia cho 6,2×10²⁰ J/năm, ta sẽ thu được kết quả là 645.000. Điều này có nghĩa là một giây năng lượng của Mặt Trời có thể cung cấp năng lượng cho toàn bộ nền văn minh trong vòng 645.000 năm.

Và mặc dù đã trải qua 4,5 tỷ cái mùa xuân nhưng dường như Mặt Trời của chúng ta vẫn khá là “sung sức” và vẫn tỏa sáng rực rỡ trên bầu trời đêm. Vậy thì làm thế nào mà Mặt Trời có thể liên tục tạo ra một nguồn năng lượng dồi dào trong một khoảng thời gian dài đến như vậy? Trước thế kỷ XX, các nhà khoa học dường như đã “bó tay” trước câu hỏi hóc búa này.

1. Những suy đoán về nguồn gốc năng lượng của Mặt Trời

Năng lượng dường như là một khái niệm rất khó có thể nắm bắt vì nó tồn tại dưới rất nhiều hình thức khác nhau. Và trong khi các nhà khoa học đang cố gắng “vắt óc” để hiểu làm thế nào mà Mặt Trời có thể phát ra một lượng năng lượng khổng lồ trong một khoảng thời gian dài đến như vậy, họ đã xét đến hai nguồn năng lượng khả dĩ nhất: năng lượng hóa học và năng lượng hấp dẫn. 

Vào thế kỷ XIX, nguồn năng lượng hóa học quen thuộc nhất đối với con người chính là quá trình đốt cháy gỗ, than đá hoặc các nhiên liệu hóa thạch khác. Và người ta có thể tính toán chính xác lượng năng lượng có thể thu được từ quá trình đốt cháy các vật liệu này. Do đó, chúng ta có thể tính toán được rằng ngay cả khi, ví dụ như than đá hay gỗ, là một thành phần cấu tạo nên Mặt Trời, ngôi sao của chúng ta cũng không thể tạo ra năng lượng với tốc độ hiện tại trong hơn vài nghìn năm. 

Các nỗ lực khác được thực hiện trong thế kỷ XIX nhằm xác định nguồn gốc của năng lượng bên trong Mặt Trời đã sử dụng định luật bảo toàn năng lượng. Định luật này phát biểu rằng năng lượng không tự nhiên sinh ra hay mất đi mà chỉ có thể chuyển đổi từ dạng này sang dạng khác, chẳng hạn như từ nhiệt năng thành động năng. Động cơ hơi nước, một công nghệ then chốt trong cuộc Cách mạng Công nghiệp, là một ví dụ điển hình: Hơi nước nóng từ nồi hơi đã làm cho pít-tông chuyển động, từ đó chuyển đổi nhiệt năng thành động năng.

Ngược lại, động năng cũng có thể được chuyển đổi thành nhiệt năng. Nếu bạn đang vỗ tay rất mạnh vì bài viết này quá hay (mong bạn thấy vậy), lòng bàn tay của bạn sẽ nóng lên. Nếu bạn đang đi rất nhanh trên đường và đột ngột phanh gấp, ma sát từ phanh xe sẽ chuyển hóa động năng thành nhiệt năng, làm phanh xe của bạn nóng ran. 

Vào thế kỷ XIX, các nhà khoa học suy đoán rằng nguồn nhiệt của Mặt Trời có thể đến từ những vụ va chạm thiên thạch khổng lồ. Tuy nhiên, các tính toán cho thấy rằng để tạo ra một lượng năng lượng mà Mặt Trời đang phát ra thì cứ sau 100 năm, khối lượng thiên thạch cần thiết sẽ bằng khối lượng của một Trái Đất. Các nhà khoa học sau đó đã bác bỏ giả thuyết này.

Vào giữa thế kỷ XIX, nhà vật lý người Anh Lord Kelvin và nhà khoa học người Đức Hermann von Helmholtz đã đề xuất rằng Mặt Trời có thể tạo ra năng lượng bằng cách chuyển đổi năng lượng hấp dẫn thành nhiệt. Nhưng họ lại giả định rằng các lớp ngoài của Mặt Trời đang “rơi” về phía trung tâm, tức là Mặt Trời đang co lại.

William Thomson a.k.a Lord Kelvin (1824–1907) & Hermann von Helmholtz (1821–1894)

Hãy tưởng tượng rằng lớp ngoài cùng của Mặt Trời bắt đầu “rơi” về phía trung tâm. Lớp ngoài cùng này là một hỗn hợp khí được tạo thành từ các nguyên tử riêng lẻ, tất cả đều đang chuyển động hỗn loạn. Nếu một lớp rơi vào trong (co lại), các nguyên tử sẽ chuyển động nhanh hơn và làm cho các nguyên tử xích lại gần nhau hơn. Các va chạm ngày một nhiều và chuyển động của các nguyên tử ngày một nhanh. Lúc này, nhiệt độ của lớp vật chất này sẽ tăng lên, đồng thời tiếp tục kích thích các electron đạt được các trạng thái năng lượng cao hơn. Khi các electron này trở về trạng thái năng lượng ổn định, chúng sẽ phát ra photon và đập vào mắt của chúng ta.

Kelvin và Helmholtz đã tính toán rằng tốc độ co lại khoảng 40 m mỗi năm là đủ để tạo ra lượng năng lượng mà nó đang phát ra hiện nay. Nhưng trong suốt chiều dài lịch sử của loài người, sự suy giảm kích thước như vậy lại không được quan sát thấy.

Giả dụ như Mặt Trời thực sự là đang co lại, với bán kính hiện tại là 695.700 km và tốc độ co lại là 40 m trong một năm, Mặt Trời sẽ tồn tại trong khoảng thời gian xấp xỉ là 174 triệu năm nữa để có thể giúp cho Mặt Trời duy trì tốc độ chiếu sáng hiện tại.

Vào thế kỷ XIX, 174 triệu năm quả là một khoảng thời gian rất dài. Nhưng đến cuối thế kỷ XIX và bước sang thế kỷ XX, các nhà địa chất và vật lý đã chứng minh rằng Trái Đất (và do đó, Mặt trời) có tuổi đời là hơn 4,5 tỷ năm. Vì vậy, nếu như Mặt Trời chỉ có thể sống sót trong hơn 174 triệu năm kể từ thời điểm nó bắt đầu hình thành, chắc chắn chúng ta sẽ không thể nào mà có mặt được ở đây, ngay lúc này. 

Như vậy, các nhà khoa học hiện đang phải đối mặt với một câu hỏi vô cùng hóc búa. Phải mãi tới tận đến thế kỷ XX, nguồn năng lượng thực sự của Mặt Trời mới được xác định một cách rõ ràng.

2. Vật chất, năng lượng và thuyết tương đối

Trong suốt cuộc đời của mình, Albert Einstein luôn được biết đến là một trong những nhà vật lý lý thuyết xuất sắc nhất. Sinh vào ngày 14 tháng 3 năm 1879 tại Ulm, Đức, ngay từ thuở nhỏ, Einstein đã sớm bộc lộ những năng khiếu thiên bẩm về vật lý và toán học. Ông bắt đầu tự học đại số, giải tích và hình học Euclid khi mới 12 tuổi;  thành thạo tích phân và vi phân khi mới chỉ 14 tuổi. Niềm đam mê dành cho đại số và hình học của ông lớn đến mức ông đã tự tin khẳng định rằng thiên nhiên có thể được hiểu giống như một “cấu trúc toán học”.

Sau khi tốt nghiệp Viện Bách khoa Liên bang Zurich, Thụy Sĩ, giống như đa số các sinh viên mới ra trường ngày nay, Einstein gặp khá nhiều khó khăn trong việc tìm việc làm, nhưng cuối cùng ông đã trở thành một chuyên viên thẩm định tại Văn phòng Bằng sáng chế Thụy Sĩ. Trong những khoảng thời gian rảnh rỗi của mình, ông đã cho ra bốn bài báo khoa học vào năm 1905, những bài báo mà cuối cùng đã làm thay đổi hoàn toàn cách chúng ta nhìn nhận về thế giới này.

Trong số các bài báo này, bài báo quan trọng nhất của ông đã trình bày về thuyết tương đối hẹp. Phương trình nổi tiếng E = mc² thực chất chỉ là một phần nhỏ của lý thuyết này, được bổ sung thêm trong một bài báo sau đó.

Như chúng ta đã biết, năng lượng không tự nhiên sinh ra hay mất đi mà chỉ có thể chuyển đổi từ dạng này sang dạng khác. Một trong những kết luận đáng chú ý mà Albert Einstein rút ra khi ông đang phát triển thuyết tương đối của mình là vật chất cũng có thể được coi là một dạng năng lượng và có thể chuyển đổi thành năng lượng “thuần tuý”. Hơn nữa, năng lượng cũng có thể chuyển đổi ngược trở lại thành vật chất. 

Ý tưởng vật chất hoặc năng lượng có thể chuyển đổi qua lại nghe có vẻ khá mâu thuẫn với những gì mà chúng trải nghiệm trong đời sống hàng ngày: Vật chất là thứ mà chúng ta có thể nhìn thấy và chạm vào, trong khi năng lượng là thứ gì đó khá “vô hình” và “mờ ảo” khi mà các vật thể thực hiện các chuyển động hoặc bị nung nóng. 

Mặc dù ý tưởng bên trên khá là khó tin; tuy nhiên, vũ trụ cũng phần nào hoạt động dựa trên cơ chế này. Và sự tương đương giữa vật chất và năng lượng này được thể hiện thông qua phương trình sau:

Trong phương trình này, E là năng lượng, m là khối lượng và c là hằng số liên hệ giữa hai đại lượng này – đó chính là tốc độ ánh sáng (3×10⁸ m/s). Lưu ý rằng khối lượng là thước đo của vật chất, vì vậy ý ​​nghĩa của phương trình này là vật chất có thể được chuyển hóa thành năng lượng và năng lượng có thể được chuyển hóa thành vật chất. 

Chúng ta hãy xem xét tới một vài phương trình chuyển đổi thông thường sau:

cm = m×100

kg = g×1.000 

Cũng giống như mỗi công thức trên cho phép bạn tính toán ra kết quả khi cố gắng chuyển đổi từ đại lượng này sang đại lượng khác, khi chúng ta cố gắng chuyển đổi từ vật chất thành năng lượng, hệ số chuyển đổi trong trường hợp này hóa ra không phải là 100 hay 1.000 như trong các ví dụ của chúng ta, mà là một hằng số khác: bình phương tốc độ ánh sáng. Lưu ý rằng vật chất không nhất thiết phải di chuyển với tốc độ ánh sáng (hoặc bình phương tốc độ ánh sáng) để tiến hành công việc chuyển đổi này. Hệ số c² chỉ là con số phải được sử dụng để chuyển đổi qua lại giữa vật chất và năng lượng.

Một lưu ý khác là công thức này không chỉ ra cách mà chúng ta có thể chuyển đổi vật chất thành năng lượng. Công thức này chỉ cho chúng ta biết được giá trị tương đương là bao nhiêu nếu chúng ta thực hiện việc chuyển đổi thành công. Ngày nay, nhờ những tiến bộ trong vật lý hạt nhân, chúng ta thường xuyên thực hiện công tác chuyển đổi này trong các nhà máy điện, bom hạt nhân (đáng buồn thay) và tiến hành các thí nghiệm năng lượng cao trong máy gia tốc hạt.

Vì bình phương tốc độ ánh sáng (c²) là một đại lượng rất lớn nên sự chuyển hóa ngay cả một lượng vật chất nhỏ cũng tạo ra một lượng năng lượng khổng lồ. Ví dụ, quá trình chuyển hóa 1g vật chất sẽ tạo ra một lượng năng lượng tương đương với việc đốt cháy 15.000 thùng dầu.

Nhờ vào phương trình này, các nhà khoa học đã sớm nhận ra rằng sự chuyển hóa vật chất thành năng lượng chính là lời giải thích cho nguồn gốc của nhiệt và ánh sáng Mặt Trời. Và chúng ta hoàn toàn có thể tính toán được khối lượng vật chất cần thiết để tạo ra 4×10²⁶ W năng lượng bức xạ của Mặt Trời:

Như vậy, bằng cách chuyển hoá hơn 4 triệu tấn vật chất mỗi giây, Mặt Trời có thể cung cấp khoảng 4×10²⁶ W năng lượng. Và việc phá hủy 4 triệu tấn mỗi giây nghe có vẻ là một con số khổng lồ so với Trái Đất, nhưng hãy nhớ rằng Mặt Trời có khối lượng rất lớn: Con số này chỉ chiếm 0,000000000000000223% trong tổng số 2×10²⁷ tấn khối lượng của Mặt Trời. Như vậy, bạn có thể yên tâm là ngôi sao này vẫn sẽ tiếp tục tỏa sáng trong hàng tỷ năm tiếp theo.

Nhưng tất cả các tính toán này vẫn không thể cho chúng ta biết làm thế nào mà Mặt Trời có thể chuyển đổi hàng tấn khối lượng thành năng lượng thuần tuý. Do đó, chúng ta sẽ cần phải tìm hiểu sâu hơn về cấu trúc của nguyên tử.

3. Các hạt cơ bản

Như chúng ta đã biết, những thành phần cơ bản nhất của nguyên tử bao gồm proton, neutron và electron. Nhưng đây chưa phải là toàn bộ câu chuyện.

Trước hết, mỗi hạt vật chất đều có một phản hạt tương ứng và mang điện tích trái ngược. Ví dụ, phản hạt của electron là positron – một hạt có khối lượng bằng electron nhưng mang điện tích dương. Tương tự, một phản hạt của proton sẽ mang điện tích âm. Và một điểm khá thú vị là khi một hạt vật chất va chạm với một phản hạt của nó, các hạt ban đầu sẽ bị triệt tiêu và một lượng năng lượng đáng kể sẽ được giải phóng dưới dạng photon.

Vì tất cả các dạng vật chất mà chúng ta đã biết chỉ được cấu tạo từ các hạt vật chất thông thường thế nên phản vật chất sẽ không thể tồn tại lâu. Nhưng các phản hạt riêng lẻ vẫn có thể được tìm thấy trong các tia vũ trụ và có thể được tạo ra trong các máy gia tốc hạt cũng như ở bên trong lõi của Mặt Trời và các ngôi sao khác.

Những người hâm mộ loạt phim khoa học viễn tưởng Star Trek (như mình) có thể đã rất quen thuộc với khái niệm phản vật chất. Năng lượng của con tàu USS Enterprise được tạo ra bởi một lò phản ứng vật chất – phản vật chất. Theo công thức E = mc² , năng lượng đến từ vụ va chạm này có thể là vô cùng lớn, nhưng để ngăn chặn được nhiên liệu phản vật chất tiếp xúc với các dạng vật chất thông thường ở trên tàu trước khi được sử dụng đến chắc hẳn là một vấn đề vô cùng lớn. Và không có gì lạ khi Scotty, kỹ sư trưởng của tàu, lúc nào cũng ở trong trạng thái lo lắng!

Năm 1933, nhà vật lý Wolfgang Pauli đã đề xuất rằng có thể xuất hiện một loại hạt cơ bản khác. Trong một số thí nghiệm, năng lượng dường như đã “biến mất” khi một số loại phản ứng hạt nhân xảy ra, vi phạm định luật bảo toàn năng lượng. Pauli miễn cưỡng đề xuất ra một “giải pháp tuyệt vọng”: Trong tự nhiên có thể đang tồn tại một loại hạt chưa được phát hiện, được ông đặt tên là neutrino, đã mang theo năng lượng “bị mất”. Ông đề xuất rằng neutrino là các hạt có khối lượng bằng không. Và giống như photon, chúng chuyển động với tốc độ ánh sáng.

Phải mãi đến năm 1956 người ta mới có thể xác nhận được sự tồn tại của neutrino. Lý do khiến cho việc tìm kiếm chúng trở nên khó khăn như vậy là bởi neutrino tương tác rất yếu với các dạng vật chất khác (một đặc tính khá “phản xã hội”), do đó chúng rất khó có thể phát hiện. Trên thực tế, hầu hết các neutrino đều có thể đi xuyên qua một ngôi sao hoặc hành tinh mà không bị hấp thụ. 

Kể từ sau những dự đoán của Pauli, các nhà khoa học đã tìm hiểu thêm được rất nhiều điều về neutrino. Hiện nay, chúng ta đã biết rằng trong tự nhiên, có ba loại neutrino khác nhau, và vào năm 1998, người ta đã phát hiện ra rằng neutrino có một “chút xíu” khối lượng. Nó “nhẹ cân” đến mức electron còn nặng hơn nó ít nhất 500.000 lần.

Đối với hạt nhân (vùng trung tâm của nguyên tử), đây không chỉ là một khối trơ tập hợp các proton và neutron. Tại đây, các hạt được gắn chặt lại với nhau bởi lực hạt nhân mạnh. Đây là lực tầm ngắn, chỉ phát huy tác dụng trong một khoảng cách rất nhỏ trong hạt nhân nguyên tử. 

Để chúng ta có thể hiểu rõ hơn về tầm quan trọng của loại lực này, hãy nhìn vào ngón tay út của bạn và xem xét các nguyên tử cấu tạo nên nó. Cacbon, một trong những nguyên tố cơ bản của sự sống, có một hạt nhân bao gồm sáu proton mang điện tích dương và sáu neutron trung tính. Như vậy, nếu chúng ta chỉ dựa vào lực điện từ, các proton trong các nguyên tử cacbon sẽ đẩy nhau ra xa hàng km.

Lực hạt nhân mạnh là một lực hút, mạnh hơn lực điện từ rất nhiều và nó có đóng vai trò là chất “kết dính” bên trong hạt nhân. Như chúng ta đã biết, dưới tác dụng của lực hấp dẫn, một ngôi sao “co lại” sẽ làm cho các nguyên tử của nó xích lại gần nhau hơn. Lúc này, năng lượng hấp dẫn sẽ được giải phóng. Tương tự như vậy, khi các proton và neutron kết hợp lại với nhau dưới tác dụng của lực hạt nhân mạnh để tạo thành một hạt nhân nguyên tử, liên kết này sẽ giải phóng năng lượng, được gọi là năng lượng liên kết của hạt nhân.

Khi năng lượng liên kết được giải phóng, hạt nhân lúc này sẽ có khối lượng nhỏ hơn một chút so với tổng khối lượng của các hạt cấu thành (các proton và neutron). Và chính phần khối lượng đã bị mất đi này đã được chuyển hóa thành năng lượng. Mặc dù phần chênh lệch khối lượng này chỉ là một phần nhỏ khi so sánh với khối lượng của một hạt proton, nhưng nếu dựa vào công thức E = mc², lượng năng lượng giải phóng lúc này có thể là rất đáng kể.

Các phép đo cho thấy năng lượng liên kết sẽ là lớn nhất đối với các nguyên tử có khối lượng gần bằng hạt nhân sắt (với tổng số proton và neutron bằng 56). Năng lượng này sẽ giảm dần đối với cả hạt nhân nhẹ hơn và nặng hơn. Vì lý do này, sắt là một nguyên tố vô cùng ổn định: nó giải phóng rất nhiều năng lượng khi hình thành nên hạt nhân nên cũng sẽ cần một lượng năng lượng tương ứng (rất lớn) để phân hủy nó trở lại các hạt cấu thành.

Điều này có nghĩa là khi các hạt nhân nguyên tử nhẹ hơn kết hợp với nhau để tạo ra một hạt nhân nguyên tử nặng hơn (cho đến sắt), khối lượng sẽ bị mất đi và năng lượng sẽ được giải phóng. Và sự kết hợp này được gọi là phản ứng tổng hợp hạt nhân.

Năng lượng cũng có thể được tạo ra bằng cách phân tách các hạt nhân nguyên tử nặng hơn thành các hạt nhân nguyên tử nhẹ hơn – một quá trình phân hạch hạt nhân. Quá trình này được sử dụng (đáng buồn thay) trong bom nguyên tử và trong các lò phản ứng hạt nhân dùng để tạo ra điện năng. 

Phân hạch đôi khi cũng xảy ra một cách tự phát trong một số hạt nhân không ổn định thông qua quá trình phóng xạ tự nhiên, nhưng quá trình này chỉ xảy ra đối với các nguyên tử có hạt nhân lớn và phức tạp, trong khi chúng ta biết rằng các ngôi sao chủ yếu được tạo thành từ các hạt nhân nhỏ hơn và đơn giản hơn. Vì vậy, chúng ta sẽ tập trung nghiên cứu vào phản ứng tổng hợp hạt nhân để có thể giải thích được nguồn gốc năng lượng mà Mặt Trời và các ngôi sao hiện đang phát ra.

Như vậy, cho đến lúc này, dường như chúng ta đã có một phương pháp vô cùng hấp dẫn để có thể tạo ra năng lượng: chỉ cần “quăng” một ít hạt nhân lại với nhau trong một phản ứng tổng hợp hạt nhân và làm cho chúng mất đi một phần khối lượng. Phần khối lượng bị mất này sau đó được chuyển hóa thành năng lượng. Tuy nhiên, trên thực tế, mọi chuyện lại không hề đơn giản như vậy.

Trong tất cả các loại hạt nhân (ngoại trừ hydro), hạt nhân đơn giản nhất đều phải có từ hai proton trở lên—và tất cả các proton đều mang điện tích dương. Vì điện tích cùng dấu thì sẽ phải đẩy nhau nên khi chúng ta càng cố gắng đưa hai hạt nhân sát lại gần nhau, lực đẩy giữa chúng ngày càng mạnh. Đúng là nếu chúng ta có thể đưa các hạt nhân này sát nhau đến mức lực hạt nhân mạnh bắt đầu phát huy tác dụng, chúng sẽ liên kết với nhau bởi một lực hút mạnh hơn nhiều. Nhưng khoảng cách này là rất nhỏ (10^-15 m, tương đương với đường kính của một hạt proton hay neutron) và các hạt nhân của chúng ta vẫn còn cách nhau rất xa. Làm thế nào để chúng ta có thể đưa các hạt nhân sát gần nhau hơn nữa để chúng có thể tham gia vào phản ứng tổng hợp hạt nhân?

Câu trả lời ở đây hóa ra là nhiệt độ, một nhiệt độ cực lớn. Bên trong Mặt Trời, như chúng ta đã thấy, các nguyên tố phổ biến nhất là hydro, có hạt nhân chỉ chứa một proton. Hai proton chỉ có thể hợp nhất trong các vùng có nhiệt độ lớn hơn 12 triệu Kelvin, và tốc độ trung bình của các proton rơi vào khoảng 1000 km/s hoặc hơn.

Đối với Mặt Trời của chúng ta, nhiệt độ cực cao như vậy chỉ xuất hiện ở các vùng gần trung tâm, nơi có nhiệt độ lên tới 15 triệu Kelvin. Các tính toán cho thấy gần như toàn bộ năng lượng của Mặt Trời được tạo ra trong phạm vi khoảng 150.000 km xung quanh lõi, chiếm chưa đến 10% tổng thể tích của nó.

Ngay cả khi ở trong một nền nhiệt cao đến như vậy, việc kết hợp hai proton lại với nhau vẫn vô cùng khó khăn. Trung bình, một proton sẽ bật ra khỏi các proton khác trong khoảng 9 tỷ năm với tốc độ 100 triệu vụ va chạm mỗi giây trước khi nó hợp nhất với một proton thứ hai. Một số proton khác thì “may mắn” hơn và chỉ cần thực hiện một vài buổi “gặp mặt” để đạt được kết quả mong muốn: một phản ứng tổng hợp hạt nhân. Chúng là những proton chịu trách nhiệm trong việc tạo ra năng lượng bức xạ của Mặt Trời. Dù Mặt Trời đã khoảng 4,5 tỷ năm tuổi, hầu hết các proton của nó vẫn chưa tham gia vào các phản ứng tổng hợp hạt nhân.

4. Quy trình của một phản ứng tổng hợp hạt nhân

Lúc này, như chúng ta đã biết, Mặt Trời có thể thu được năng lượng bên trong các hạt nhân nguyên tử thông qua phản ứng tổng hợp hạt nhân. Tại đây, một quá trình ba bước sẽ lấy bốn hạt nhân hydro và hợp nhất chúng lại với nhau để có thể tạo ra một hạt nhân heli duy nhất. Hạt nhân heli này sẽ có khối lượng nhỏ hơn một chút so với bốn hạt nhân hydro ban đầu, và khối lượng “bị thiếu” này sẽ được chuyển hóa thành năng lượng. Chúng ta hãy cùng nhau xem xét chi tiết hơn về phản ứng này. 

Bước 1

Trước tiên, để tạo ra được heli, ở bên trong lõi Mặt Trời – nơi có nhiệt độ rất cao, hai proton (¹H) sẽ được kết hợp lại với nhau để tạo thành một hạt nhân deuterium (²H) – là một đồng vị của hydro chứa một proton và một neutron. Về cơ bản, một trong hai proton ban đầu đã được chuyển đổi thành một neutron trong phản ứng này. Tuy nhiên, điện tích cũng cần phải được bảo toàn. Như vậy, một positron (phản vật chất của electron) sẽ phải xuất hiện và mang điện tích dương.

Vì là một hạt phản vật chất, positron sẽ ngay lập tức va chạm với một electron gần đó, và cả hai sẽ bị triệt tiêu, tạo ra năng lượng điện từ dưới dạng những photon gamma. Dòng tia gamma này sau đó sẽ va chạm với các hạt nhân và electron đang chuyển động hỗn loạn ở xung quanh, truyền năng lượng của nó cho chúng. Các hạt vật chất này sau đó sẽ phát ra một photon gamma khác, nhưng thường thì photon phát ra này sẽ có năng lượng thấp hơn một chút so với photon đã được hấp thụ.

Những tương tác như vậy xảy ra liên tục với các photon gamma hết lần này đến lần khác cho đến khi chúng từ từ di chuyển ra các lớp bên ngoài của Mặt Trời. Lúc này, sau hàng loạt các va chạm, các photon gamma mất dần năng lượng và sẽ trở thành các photon X. Sau đó, khi các photon X tiếp tục mất đi năng lượng thông qua các vụ va chạm trên các “con phố đông đúc và sầm uất” của Mặt Trời, chúng sẽ trở thành các photon tia cực tím.

Và rồi, khi chúng đã leo lên đến được bề mặt của Mặt Trời, hầu hết các photon đều sẽ trở thành các photon ánh sáng khả kiến (thông qua quá trình va chạm và mất năng lượng nhiều hơn nữa) – và đó chính xác là những gì mà chúng ta có thể nhìn thấy từ Mặt Trời. Như vậy, ánh sáng do Mặt Trời phát ra đều có nguồn gốc từ những tia gamma – một sản phẩm phụ của các phản ứng hạt nhân nằm sâu bên trong lõi Mặt Trời. 

Khoảng thời gian cần thiết để một photon có thể leo lên được bề mặt phụ thuộc vào quãng đường trung bình mà một photon đã di chuyển được sau tất cả các vụ va chạm. Các ước tính cho thấy sự phát xạ năng lượng đến từ bề mặt của Mặt Trời có thể chậm hơn so với quá trình sản sinh năng lượng từ 100.000 cho đến 1.000.000 năm.

Ngoài positron, sự kết hợp của hai nguyên tử hydro cũng tạo ra neutrino. Vì neutrino tương tác rất ít với các dạng vật chất thông thường nên những neutrino này sẽ di chuyển thẳng đến bề mặt Mặt Trời và bay ra ngoài không gian theo mọi hướng. Neutrino di chuyển với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng và chúng thoát khỏi Mặt Trời khoảng hai giây sau khi được tạo ra.

Bước 2

Bước thứ hai trong quá trình tạo ra heli từ hydro là thêm một proton nữa vào hạt nhân deuterium để tạo ra hạt nhân heli chứa hai proton và một neutron. Trong quá trình này, một phần khối lượng nữa sẽ lại bị mất đi và phát ra nhiều tia gamma hơn. Vì tên của một nguyên tố được xác định bởi số proton của nó; bất kỳ hạt nhân nào có hai proton đều sẽ được gọi là heli. Tuy nhiên, dạng heli-3 này (³He) không phải là dạng đồng vị mà chúng ta thấy trong bầu khí quyển Mặt Trời hoặc Trái Đất. Dạng heli mà chúng ta cần phải có hai neutron và hai proton, và do đó được gọi là heli-4 (⁴He)

Bước 3

Và để thu được heli-4, heli-3 phải kết hợp với một hạt heli-3 khác trong bước thứ ba của phản ứng tổng hợp hạt nhân. Lưu ý rằng trong phản ứng này sẽ cho ra hai proton năng lượng cao khác (¹H); mỗi proton đều đang rất sẵn sàng va chạm với các proton khác và đưa chúng ta quay trở lại bước 1 trong chuỗi phản ứng.

5. Chuỗi proton-proton và chu trình CNO

Như vậy, các phản ứng tổng hợp hạt nhân bên trong Mặt Trời mà chúng ta đã thảo luận ở bên trên có thể được mô tả ngắn gọn như sau:

Bước đầu tiên trong chuỗi phản ứng này thường sẽ là rất khó khăn và mất rất nhiều thời gian, nhưng các bước tiếp theo thường sẽ diễn ra nhanh hơn. Sau khi deuterium được hình thành, nó chỉ tồn tại trung bình khoảng 6 giây trước khi chuyển hóa thành ³He. Trung bình, khoảng một triệu năm sau đó, ³He sẽ kết hợp với một hạt nhân ³He khác để tạo thành ⁴He.

Chúng ta có thể tính toán lượng năng lượng mà các phản ứng này tạo ra bằng cách lấy khối lượng ban đầu trừ đi khối lượng sau cùng. Khối lượng của nguyên tử hydro và heli lần lượt là 1,007825 𝑢 và 4,00268 𝑢 (Đơn vị khối lượng – 𝑢, bằng 1/12 khối lượng của một nguyên tử carbon, hoặc xấp xỉ khối lượng của một proton). Cần lưu ý rằng ở đây, chúng ta đang bao gồm khối lượng của toàn bộ nguyên tử chứ không chỉ riêng hạt nhân vì các electron cũng đang tham gia vào phản ứng. Khi hydro được chuyển hóa thành heli, hai positron sẽ được tạo ra (bước đầu tiên phải xảy ra hai lần), và chúng bị triệt tiêu với hai electron tự do, làm tăng thêm lượng năng lượng được tạo ra.

Như vậy, khối lượng ban đầu của hydro (¹H) là 4 × 1,007825⁢ 𝑢 = 4,03130 𝑢. Khối lượng thu được sau phản ứng (⁴He) là 4,00268 𝑢. Như vậy, tổng khối lượng đã mất đi là 0,02862 𝑢, chiếm khoảng 0,71% tổng khối lượng ban đầu của hydro. Như vậy, nếu như 1 kg hydro được chuyển hóa thành heli thì khối lượng của heli thu được sẽ là 0,9929 kg và 0,0071 kg vật chất sẽ được chuyển hóa thành năng lượng. Tốc độ ánh sáng (c) là 3 × 10⁸ m/s, vì vậy năng lượng được giải phóng khi chuyển hóa 1 kg hydro thành heli là:

E = mc² = 0,0071 × (3 × 10⁸)² = 6,4 × 10¹⁴ J

Và chỉ riêng lượng năng lượng này là đủ để cung cấp toàn bộ điện năng cho một hộ gia đình trong khoảng 17.000 năm.

Ở nhiệt độ bên trong các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn khoảng 1,2 lần khối lượng Mặt Trời (một nhóm ngôi sao bao gồm cả chính Mặt Trời), hầu hết năng lượng thường được tạo ra thông qua một chuỗi các phản ứng mà chúng ta vừa mô tả – một chuỗi proton-proton (pp). Tại đây, các proton va chạm trực tiếp với các proton khác để tạo thành hạt nhân heli.

Ở những ngôi sao nóng hơn, một chuỗi phản ứng khác, được gọi là chu trình cacbon-nitơ-oxy (CNO) cũng sẽ đạt được các kết quả tương tự. Trong chu trình CNO, các hạt nhân cacbon và hydro sẽ va chạm để kích hoạt một loạt phản ứng tạo thành nitơ, oxy và cuối cùng là heli. Các hạt nhân nitơ và oxy không chỉ đứng đó chơi mà sẽ tương tác để tạo thành cacbon một lần nữa. Do đó, kết quả thu được cũng giống với chuỗi proton-proton: bốn nguyên tử hydro sẽ biến mất và một nguyên tử heli sẽ được tạo ra. Chu trình CNO chỉ đóng một vai trò khá nhỏ bên trong các ngôi sao như Mặt Trời nhưng nó lại là nguồn năng lượng chính cho các ngôi sao có khối lượng lớn hơn.

6. Chi tiết hơn về chuỗi proton-proton

Và để làm cho vấn đề trở nên phức tạp hơn một chút, trong chuỗi proton-proton như chúng ta đã thảo luận ở bên trên, đó là một nhánh phản ứng rất phổ biến, chiếm 83,3% lượng heli-4 được tạo ra bên trong Mặt Trời. Bên cạnh nhánh thứ nhất này, Mặt Trời còn có thêm 3 nhánh phản ứng khác: p-p II; p-p III và p-p IV (giả thuyết). Chúng ta hãy bắt đầu nghiên cứu nhánh p-p II.

Nhánh p-p II chiếm ưu thế ở khi nhiệt độ dao động từ 18 triệu đến 25 triệu Kelvin, chiếm 16,68% lượng heli-4 được tạo ra bên trong Mặt Trời. Sau đây là các phản ứng diễn ra ở bên trong nhánh này:

Tiếp theo là nhánh p-p III – một nhánh chiếm ưu thế khi nhiệt độ lúc này vượt quá 25 triệu Kelvin. Chuỗi này không phải là nguồn năng lượng chính được tạo ra bên trong Mặt Trời, nhưng nó lại tạo ra rất nhiều các neutrino năng lượng cao. Các phản ứng trong nhánh p-p III chiếm khoảng 0,02% lượng heli-4 được tạo ra bên trong Mặt Trời. Sau đây là các phản ứng diễn ra ở bên trong nhánh này:

Và nhánh phản ứng cuối cùng trong chuỗi pp chính là nhánh p-p IV. Phản ứng này vẫn đang được dự đoán về mặt lý thuyết nhưng chưa bao giờ được quan sát thấy do nó rất hiếm khi xảy ra. Trong phản ứng này, heli-3 “bắt giữ” trực tiếp một proton để tạo ra heli-4

7. Chi tiết hơn về chu trình CNO

Tương tự như chuỗi p-p, chu trình CNO cũng có thêm ba nhánh phản ứng khác: CNO-II, CNO-III và CNO-IV. Điểm chung của các nhánh phản ứng này là chúng thường xuyên xảy ra ở các ngôi sao khổng lồ – những vật thể có khối lượng lớn hơn 1,3 đến 1,5 khối lượng Mặt Trời và có nhiệt độ lõi cao hơn nhiều so với Mặt Trời, chẳng hạn như các ngôi sao khổng lồ đỏ và siêu khổng lồ đỏ.

Chúng ta hãy cùng bắt đầu với chu trình CNO-II. Với xác suất xảy ra bên trong lõi của Mặt Trời rơi vào khoảng 0,04%, sau đây là các một chuỗi các phản ứng chính tại nhánh này:

Đối với các phản ứng trong nhánh CNO-III, chuỗi phản ứng sẽ được kích hoạt khi một phản ứng trong nhánh CNO-II tạo ra flo-18 và sẽ tiếp tục diễn ra như sau:

Giống như CNO-III, các phản ứng trong nhánh CNO-IV chỉ trở nên có ý nghĩa bên trong các ngôi sao khối lượng lớn. Sau đây là các một chuỗi các phản ứng chính tại nhánh này:

Như vậy là đến đây, chúng ta đã phần nào trả lời được câu hỏi đã khiến cho các nhà khoa học phải “mất ngủ” vào cuối thế kỷ XIX: Mặt Trời có thể tạo ra năng lượng ổn định trong hàng tỷ năm thông qua phản ứng tổng hợp hạt nhân của các nguyên tố đơn giản nhất trong vũ trụ, hydro. Bởi vì hydro là thành phần chính bên trong Mặt Trời (và các ngôi sao khác) nên nó đã trở thành một loại “nhiên liệu” rất lý tưởng để có thể cung cấp năng lượng cho một ngôi sao trong một khoảng thời gian rất dài.