1. Các nguyên tắc chính

Mỗi một đồ vật mà chúng ta đang có bên mình đều mang theo một câu chuyện. Và vật chất trong hệ Mặt Trời cũng vậy. Chúng ta biết rằng mọi vật thể trong hệ Mặt Trời đều lưu giữ quá trình hình thành và tiến hóa của nó trải dài xuyên suốt trong lịch sử của hệ Mặt Trời: thành phần của chúng, cấu trúc của chúng và quỹ đạo mà chúng đang đi theo. Để hiểu được những câu chuyện mà những vật thể này đang “hát lên”, chúng ta cần phải kết hợp rất nhiều kiến thức liên quan đến nhiều lĩnh vực, bao gồm vật lý, hóa học, địa chất và thiên văn học. Và trong số những kiến thức này lại xuất hiện một số các nguyên tắc khoa học lặp đi lặp lại nên chúng ta sẽ cố gắng mô tả chúng một cách ngắn gọn trước khi bắt đầu chuyến đi trở về quá khứ.

Nguyên tắc khoa học đầu tiên đó chính là sự ảnh hưởng của việc nung nóng và làm lạnh. Các vật chất thường phản ứng khá rõ rệt khi chúng bị nung nóng hoặc làm lạnh, và thường là chúng sẽ bị biến đổi vĩnh viễn. Ví dụ, một hành tinh đất đá sẽ bị nung nóng do va chạm với các tiểu hành tinh hoặc do sự phân rã của các vật liệu phóng xạ bên trong nó. Khi hành tinh đã được nung nóng, các tảng đá sẽ bắt đầu nóng chảy. Lúc này, các vật liệu đặc hơn như sắt sẽ chìm về phía trung tâm của hành tinh trong khi các vật liệu nhẹ hơn sẽ nổi lên trên. Sau đó, khi nguồn nhiệt tắt dần, hành tinh sẽ nguội đi và rắn lại, cùng với đó là các loại đá mới sẽ hình thành. Loại khoáng chất hình thành trong những tảng đá này phụ thuộc vào nhiệt độ và áp suất cũng như tốc độ làm lạnh của đá…Tất cả những thông tin này được “hằn” lên các tảng đá và có thể tồn tại trong hàng tỷ năm cho đến khi chúng được phát hiện.

Các chương trình thám hiểm không gian của loài người chỉ mới hạ cánh trên một số ít các thiên thể trong hệ Mặt Trời, còn các vật thể ngoài hệ Mặt Trời thì hiện vẫn còn nằm khá xa tầm tay của chúng ta. Dẫu vậy, chúng ta vẫn có thể tìm hiểu xem thành phần của một vật thể bằng cách quan sát từ xa. Ánh sáng từ một ngôi sao, một hành tinh hoặc bất kỳ vật thể nào phát ra hoặc phản xạ ánh sáng đều có thể được tách thành các màu thành phần để tạo thành một quang phổ. 

Một quang phổ điển hình chứa hàng nghìn các vạch tối và hẹp. Đó là nơi các nguyên tử của các nguyên tố hóa học khác nhau trong bầu khí quyển của ngôi sao đã hấp thụ ánh sáng, mỗi nguyên tố hấp thụ một tập hợp bước sóng đặc trưng. Lượng ánh sáng bị hấp thụ liên quan đến lượng nguyên tố thực hiện việc hấp thụ, vì vậy có thể xác định được thành phần cấu tạo của các ngôi sao bằng cách sử dụng các vạch tối này. Quang phổ của các hành tinh và tiểu hành tinh thì hơi khó giải thích hơn vì những vật thể này chứa các phân tử và khoáng chất tạo ra các đặc điểm hấp thụ rộng hơn so với các nguyên tử trong một ngôi sao.

Thông qua kỹ thuật phân tích quang phổ, chúng ta biết được rằng Mặt Trời có thành phần chủ yếu là hydro giống như Sao Mộc và Sao Thổ, và do đó chúng dường như được hình thành từ cùng một nguồn vật chất. Ngược lại, các hành tinh đất đá và Mặt Trăng của chúng ta lại thiếu đi các loại khí nhẹ và các loại băng được hình thành từ các nguyên tố phổ biến như oxy, cacbon và nitơ. Thay vào đó, Trái Đất và các hành tinh lân cận chủ yếu bao gồm các nguyên tố nặng như sắt và silic. Mô hình này cho thấy các quá trình dẫn đến sự hình thành nên các hành tinh trong hệ Mặt Trời bằng cách nào đó đã thoát ra vòng ngoài của hệ Mặt Trời, để lại phần dư là các vật liệu nặng ở vòng bên trong.

Lý do là bởi phần bên trong của đĩa vật chất có nhiệt độ cao hơn. Sự nóng lên này là do các phần bên trong của đĩa vật chất chuyển động nhanh hơn, từ đó tạo ra nhiều ma sát hơn giữa các hạt và đun nóng phần đĩa này lên đến nhiệt độ cao hơn. Như vậy, khu vực này đã trở nên quá nóng để nước có thể ngưng tụ lại thành băng. Kết quả là các hành tinh bên trong sẽ trở thành các hành tinh đất đá và các hành tinh băng giá sẽ phải nằm ở xa Mặt Trời hơn.

Các nguyên tố phóng xạ cũng đóng một vai trò rất quan trọng trong câu chuyện của chúng ta. Các nguyên tố này giống như một chiếc đồng hồ bấm giờ được “cài đặt” sẵn vào tất cả các cấu trúc trong vũ trụ. Khi một chất phóng xạ được tích hợp vào một khoáng chất hoặc một sinh vật sống, hoặc thậm chí là toàn bộ hệ Mặt Trời, chiếc đồng hồ bấm giờ này đã được kích hoạt. Khi một lượng phóng xạ nhất định giảm đi một nửa sau một khoảng thời gian cố định, nó được gọi là chu kỳ bán rã. Sau hai chu kỳ bán rã, chỉ còn 1/4 lượng chất phóng xạ; 1/8 còn sót lại sau ba chu kỳ bán rã và cứ như vậy.

Nếu bạn có 1 gam phóng xạ nguyên chất với chu kỳ bán rã là 100 năm, thì sau 100 năm bạn sẽ còn lại 1/2 gam; sau 200 năm là 1/4 gam; sau 300 năm chỉ còn 1/8 gam; và cứ thế tiếp tục. 

Khi một nguyên tố phóng xạ phân rã, nó thường chuyển đổi thành một nguyên tố khác, thường có tính chất vật lý và hóa học rất khác, cho phép quá trình phân rã được xác định rõ ràng. Bằng cách đo lượng chất phóng xạ còn lại và sự phân bố của nó trong một vật thể, các nhà khoa học có thể xác định khi nào vật thể đó đã được hình thành. Ngay cả khi tất cả các chất phóng xạ đã biến mất, sự phân bố của các sản phẩm phân rã thường cho chúng ta biết khá nhiều về lịch sử ban đầu của vật thể. Đây được gọi là phương pháp định tuổi phóng xạ, hoạt động trên bất kỳ khoảng thời gian nào từ hàng thế kỷ đến hàng tỷ năm miễn là một chất phóng xạ với chu kỳ bán rã phù hợp có thể được xác định trong mẫu. Sau đây là một số nguyên tố thường được sử dụng khá thường xuyên.

Một công cụ khác mà các nhà khoa học sử dụng để quay về quá khứ là xây dựng một mô hình máy tính tập hợp các phương trình toán học gói gọn các định luật vật lý đã biết và tính chất của vật liệu đã được đo trong phòng thí nghiệm. Một mô hình có thể bắt đầu với định luật hấp dẫn của Newton, thêm các biến số về vị trí, tốc độ và hướng chuyển động của các hành tinh và đặt ra câu hỏi: Liệu các hành tinh sẽ di chuyển như thế nào trong vòng 100 năm tới? Các mô hình phức tạp hơn có thể bao gồm va chạm giữa các vật thể và tính toán sự tiến hóa nhiệt và hóa học của chúng theo thời gian. Loại mô hình sẽ cho phép các nhà khoa học dễ dàng kiểm tra và tinh chỉnh các lý thuyết phức tạp cũng như giúp chúng ta có cái nhìn rõ ràng hơn về quá khứ (dù mang tính chất suy đoán và phụ thuộc rất nhiều vào các dữ liệu đầu vào)

Khi nhìn vào hệ Mặt Trời hiện tại, chúng ta có thể thấy rằng tất cả các hành tinh nằm gần như trên cùng một mặt phẳng và quay theo cùng một hướng (ngược chiều kim đồng hồ) xung quanh Mặt Trời. Mặt Trời cũng quay theo cùng một hướng xung quanh trục của nó. Các nhà thiên văn học xem đây là bằng chứng cho thấy (có lẽ) Mặt Trời và các hành tinh xung quanh được hình thành cùng nhau từ một đám mây khí và bụi xoay tròn mà chúng ta gọi là tinh vân mặt trời.

Và để kiểm chứng giả thuyết này, các nhà thiên văn học cũng có thể quay ngược thời gian bằng cách quan sát các ngôi sao và hệ hành tinh khác trẻ hơn hệ Mặt Trời của chúng ta. Chúng có thể không phải là bản sao chính xác 100% của Hệ Mặt Trời nhưng chúng ta vẫn có thể học hỏi được rất nhiều điều về cách các hệ hành tinh hình thành và phát triển ở nhiều giai đoạn khác nhau.

Đây là những bức ảnh đến từ Kính viễn vọng Không gian Hubble chiếu đến Tinh vân Orion, một “vườn ươm sao” nuôi dưỡng một lượng lớn các ngôi sao trẻ. Các hình ảnh đều cho thấy một đĩa vật chất quay xung quanh các ngôi sao rất trẻ.

Tại đây, chúng ta có thể quan sát thấy có rất nhiều các “tinh vân mặt trời” khác nhau, hay còn gọi là đĩa quanh sao – những đám mây khí và bụi dẹt, xoay tròn bao quanh các ngôi sao trẻ. Những đĩa này có lẽ là khá giống với giai đoạn hình thành ban đầu của hệ Mặt Trời của chúng ta từ hàng tỷ năm trước.

Các đĩa quanh sao này là hiện tượng rất phổ biến xung quanh những ngôi sao rất trẻ, cho thấy rằng các đĩa và các ngôi sao có lẽ đã hình thành cùng nhau. Các nhà thiên văn học có thể sử dụng các phép tính để xem liệu các vật thể rắn có thể được hình thành như thế nào nếu như khí và bụi trong các đĩa này nguội dần đi. Các mô hình này cho thấy vật chất bắt đầu kết tụ bằng cách hình thành nên các vật thể nhỏ hơn được gọi là tiểu hành tinh.

Các hệ thống máy tính hiện đại có thể mô phỏng cách hàng triệu các tiểu hành tinh, có đường kính không quá 100km, có thể kết tụ lại dưới tác động lực hấp dẫn để hình thành nên các hành tinh mà chúng ta thấy ngày nay. Quá trình này là rất dữ dội khi các tiểu hành tinh va chạm với nhau và thậm chí làm gián đoạn sự hình thành của chính các hành tinh. Hậu quả của những vụ va chạm dữ dội này (và nhiệt lượng phóng ra từ các nguyên tố phóng xạ trong chúng) sẽ “đun nóng” hành tinh cho đến khi chúng chuyển sang trạng thái lỏng và khí, tạo điều kiện cho các vật chất nặng hơn chảy vào bên trong và hình thành nên các cấu trúc mà chúng ta thấy ngày nay.

Quá trình va chạm trong hệ Mặt Trời sơ khai nhìn chung là rất phức tạp và phần nhiều mang tính ngẫu nhiên. Mô hình tinh vân mặt trời có thể giải thích được khá nhiều quy luật mà chúng ta tìm thấy trong hệ mặt trời, nhưng những va chạm ngẫu nhiên này có thể là những nguyên nhân chính dẫn đến một số ngoại lệ đối với “quy luật chung” hoạt động của hệ mặt trời. Ví dụ, tại sao các hành tinh như sao Thiên Vương và sao Diêm Vương lại có trục quay nghiêng? Tại sao sao Kim lại quay chậm và ngược chiều với các hành tinh khác? Tại sao thành phần của Mặt Trăng lại giống Trái Đất ở nhiều khía cạnh nhưng vẫn có những khác biệt? Câu trả lời cho những câu hỏi này có lẽ nằm ở trong những vụ va chạm khổng lồ đã xảy ra trong hệ mặt trời từ rất lâu trước khi sự sống xuất hiện trên Trái Đất.

Ngày nay, khoảng 4,5 tỷ năm sau khi hình thành, hệ Mặt Trời – thật may mắn – đã trở nên ít dữ dội hơn rất nhiều. Tuy nhiên, như chúng ta sẽ thấy, một số tiểu hành tinh vẫn tiếp tục va chạm, và các mảnh vỡ của chúng di chuyển khắp hệ Mặt Trời có thể gây ra những rắc rối cho các thành viên đã ổn định bên trong, chẳng hạn như Trái Đất của chúng ta.

2. Bằng chứng từ các mẫu vật

Những mảnh vụn của bất kỳ vật thể nào trong hệ Mặt Trời đã sống sót sau cú lao xuống dữ dội qua bầu khí quyển Trái Đất đều được gọi là thiên thạch. Mỗi năm, trên toàn Trái Đất, có hàng nghìn thiên thạch rơi xuống. Một số thiên thạch là những mảnh vỡ đơn lẻ, nhưng nhiều thiên thạch là những mảnh vỡ đến từ sự phân rã trong bầu khí quyển của một vật thể lớn hơn nhiều. Những tảng đá này chứa đựng rất nhiều thông tin quý giá về sự hình thành và lịch sử ban đầu của hệ Mặt Trời.

Ban đầu, nguồn gốc của những tảng đá thiên thạch được tìm thấy sớm nhất vẫn còn chìm trong màn sương mù của những câu chuyện thần thoại. Ý tưởng về những viên đá “từ trên trời rơi xuống” chỉ được chấp nhận rộng rãi sau khi một nhóm các nhà khoa học do nhà vật lý người Pháp Jean-Baptiste Biot dẫn đầu đã tiến hành điều tra một vụ rơi thiên thạch được quan sát rõ ràng vào năm 1803.

Thiên thạch đôi khi rơi theo nhóm hoặc tạo thành những “trận mưa”. Hiện tượng này xảy ra khi một vật thể lớn bị vỡ vụn trong quá trình di chuyển và bốc cháy dữ dội khi đi xuyên qua bầu khí quyển. 

Thiên thạch được tìm thấy theo hai cách chính. Thứ nhất, đôi khi người ta quan sát có một quả cầu lửa to chà bá đi xuyên qua bầu khí quyển. Khi tìm kiếm xung quanh khu vực đó, chúng ta có thể tìm thấy một hoặc nhiều mảnh vỡ còn sót lại đã rơi xuống đất. Một ví dụ điển hình là Quả cầu lửa Chelyabinsk năm 2013 đã tạo ra hàng chục nghìn các mảnh thiên thạch nhỏ, rất nhiều trong số đó rất dễ tìm thấy bởi những viên đá tối màu này đã rơi xuống mặt tuyết trắng xóa.

Tuy nhiên, có một số điểm cần phải lưu ý ở đây. Hầu hết những người đã nhìn thấy một quả cầu lửa rực sáng đều kết luận rằng phải có một số mảnh vụn rơi xuống đất, nhưng điều này rất hiếm khi xảy ra. Thậm chí, các phương tiện truyền thông còn buộc tội các thiên thạch chính là nguyên nhân gây ra hỏa hoạn. Những câu chuyện như thế này là hoàn toàn sai sự thật. Các thiên thạch thường bị đóng băng trong không gian và thậm chí nó vẫn bị đóng băng sau khi lao xuống bầu khí quyển và bốc cháy.

Đôi khi người ta phát hiện ra những tảng đá có hình dạng kỳ lạ, hóa ra lại là những thiên thạch. Giờ đây, khi công chúng đã nhận thức được tầm quan trọng của thiên thạch, có khá nhiều mảnh vỡ bất thường (một phần trong số chúng không phải là thiên thạch) đã được gửi đến các chuyên gia mỗi năm. Một số nhà khoa học thường chia những vật thể này thành hai loại: thiên thạch và thiên thạch giả. 

Tại Nam Cực, có rất nhiều mảnh thiên thạch “thật” được tìm thấy với số lượng rơi vào khoảng 25 mảnh mỗi năm, hầu hết được trưng bày tại các bảo tàng lịch sử tự nhiên hoặc các phòng thí nghiệm chuyên về thiên thạch trên khắp thế giới.

Từ những năm 1980, các nguồn mẫu vật ở Nam Cực đã giúp cho chúng ta có được hiểu biết sâu sắc hơn về các thiên thạch. Hơn 10.000 mẫu vật thiên thạch đã được tìm thấy ở trên lục địa này. Các thiên thạch rơi xuống thường sẽ bị băng chôn vùi và được vận chuyển dần dần đến các khu vực khác, nơi băng dần bị bào mòn. Sau hàng nghìn năm, những tảng đá này (cùng với nhiều các tảng đá khác) lại trồi lên trên bề mặt. Do đó, các tảng thiên thạch này đã được “kết tập” tại một khu vực rộng lớn và trong một khoảng thời gian dài. 

Các thiên thạch trong các bộ sưu tập trên khắp thế giới có thành phần và lịch sử rất đa dạng, nhưng chúng thường được phân thành ba nhóm chính. Đầu tiên là thiên thạch sắt, được cấu tạo gần như hoàn toàn từ niken-sắt kim loại. Thứ hai là thiên thạch đá, được cấu tạo từ silicat hoặc bất kỳ loại đá nào. Thứ ba là thiên thạch đá-sắt hiếm hơn, được tạo thành từ hỗn hợp đá và sắt kim loại.

(a) Mảnh thiên thạch cacbonat Allende này có các tạp chất màu trắng có thể xuất hiện trước khi tinh vân mặt trời hình thành. (b) Mảnh thiên thạch sắt này được tìm thấy ở Meteor Crater, Arizona. (c) Mảnh thiên thạch đá-sắt Imilac này là sự kết hợp giữa các tinh thể olivin màu xanh lục và sắt kim loại.

Trong ba loại thiên thạch này, sắt và sắt đá là hai loại có nguồn gốc ngoài Trái Đất vì hàm lượng kim loại của chúng: Sắt nguyên chất hầu như không bao giờ xuất hiện trên Trái đất; nó thường được tìm thấy dưới dạng oxit (kết hợp với oxy) hoặc quặng khoáng khác. Thường thì người ta cần phải phân tích trong phòng thí nghiệm để chứng minh một mẫu vật cụ thể thực sự có nguồn gốc ngoài Trái Đất, đặc biệt nếu nó đã nằm trên mặt đất một thời gian và bị phong hóa. Những viên đá có giá trị khoa học nhất là những viên được thu thập ngay sau khi chúng rơi xuống, hoặc các mẫu vật ở Nam Cực được bảo quản gần như nguyên vẹn nhờ băng.

Mãi đến khi độ tuổi của các thiên thạch được đo đạc và thành phần của chúng được phân tích chi tiết, các nhà khoa học mới nhận ra tầm quan trọng của chúng. Các thiên thạch mang trong nó những vật liệu cổ xưa nhất mà chúng ta có thể nghiên cứu trực tiếp ngay trong phòng thí nghiệm. Tuổi của các thiên thạch có thể được xác định bằng cách đo lường các đồng vị phóng xạ và các sản phẩm phân rã của chúng. Hầu hết các thiên thạch đều có độ tuổi phóng xạ dao động từ 4,50 đến 4,56 tỷ năm. Một vài ngoại lệ là các loại đá magma bị bắn ra từ các sự kiện va chạm trên Mặt Trăng hoặc Sao Hỏa (và các mảnh vỡ đã bay đến Trái Đất).

Tuổi trung bình của các thiên thạch nguyên thủy nhất, được tính toán bằng cách sử dụng các giá trị chính xác nhất hiện có về chu kỳ bán rã phóng xạ, là 4,56 tỷ năm, với sai số nhỏ hơn 0,01 tỷ năm. Giá trị này hiện được coi là tuổi của hệ Mặt Trời — khoảng thời gian kể từ khi các chất rắn đầu tiên ngưng tụ và bắt đầu hình thành thành nên các vật thể lớn hơn.

Bên cạnh cách phân loại bên trên, các nhà khoa học còn phân các thiên thạch ra làm hai loại khác: thiên thạch nguyên thủy và thiên thạch phân hóa. Thiên thạch phân hóa là những mảnh vỡ của các thiên thể lớn hơn đã bị nóng chảy trước khi bị vỡ ra, cho phép các vật liệu có mật độ cao hơn (như kim loại) chảy vào vùng trung tâm của chúng. Giống như nhiều loại đá trên Trái Đất, chúng đã trải qua quá trình biến đổi hóa học. Thiên thạch phân hóa bao gồm thiên thạch sắt, có nguồn gốc từ lõi kim loại của thiên thể ban đầu; thiên thạch đá-sắt có thể bắt nguồn từ các vùng nằm giữa lõi kim loại và lớp vỏ đá bên ngoài; còn một số thiên thạch đá thì có thể đến từ các vật liệu trong lớp vỏ hoặc lớp phủ của các thiên thể ban đầu.

Nhưng để tìm hiểu về lịch sử sơ khai của hệ Mặt Trời, chúng ta cần phải xem xét các thiên thạch nguyên thủy — những thiên thạch được tạo thành từ những vật liệu chưa từng trải qua nhiệt độ hoặc áp suất cao kể từ khi hình thành. Chúng ta có thể quan sát quang phổ ánh sáng phản xạ bởi các tiểu hành tinh và so sánh thành phần của chúng với các thiên thạch nguyên thủy. Kết quả cho thấy rằng các thiên thể ban đầu của thiên thạch nguyên thuỷ gần như chắc chắn là các tiểu hành tinh. Vì các tiểu hành tinh được cho là những mảnh vỡ còn sót lại sau quá trình hình thành hệ mặt trời, việc chúng là thiên thể ban đầu của các thiên thạch nguyên thủy là điều khá hợp lý.

Đại đa số các thiên thạch rơi xuống Trái Đất là những thiên thạch nguyên thủy, rất nhiều trong số chúng được cấu tạo từ silicat màu xám nhạt với một số hạt kim loại lẫn vào, nhưng có một nhóm thiên thể khá quan trọng mà chúng ta cần phải đề cập ở đây. Được gọi là thiên thạch cacbon, những vật thể này mang trong mình rất nhiều cacbon cùng với các phân tử hữu cơ phức tạp khác, bao gồm cả các chất hóa học dựa trên cacbon – nền tảng hóa học của sự sống trên Trái Đất, thậm chí chúng còn có cả nước. 

Một vài ví dụ điển hình cho các loại thiên thạch này có thể kể đến bao gồm thiên thạch Allende rơi xuống Mexico, thiên thạch Murchison rơi xuống Úc và thiên thạch Tagish Lake rơi xuống một đống tuyết trên hồ Tagish, Canada vào năm 2000.

Trong số các vật thể này, thiên thạch Murchison nổi tiếng nhất với sự đa dạng của các hợp chất hữu cơ mà nó chứa đựng. Hầu hết các hợp chất cacbon tại đây đều là những chất rất phức tạp, giống như nhựa đường, rất khó để phân tích chính xác. Murchison cũng chứa 16 loại axit amin (các khối cấu tạo nên protein), trong đó có 11 loại là rất hiếm trên Trái Đất.

Các axit amin tự nhiên và các phân tử hữu cơ phức tạp khác trong Murchison—được hình thành mà không cần đến môi trường “an toàn” của Trái Đất—cho thấy rất nhiều các phản ứng hóa học thú vị hẳn đã diễn ra khi hệ Mặt Trời đang hình thành. Nếu vậy, thì có lẽ một số “phân tử của sự sống” trên Trái Đất đã được vận chuyển bởi các thiên thạch nguyên thủy. Đây có lẽ là một ý tưởng khá thú vị bởi vì hành tinh của chúng ta có lẽ là quá nóng để bất kỳ vật liệu hữu cơ nào có thể tồn tại trong giai đoạn này. Sau khi bề mặt Trái Đất nguội đi, các mảnh vỡ của tiểu hành tinh đã va chạm với Trái Đất rất có thể đã bổ sung nguồn cung cấp vật liệu hữu cơ này.

3. Các ràng buộc chính

Như chúng ta đã phân tích ở bên trên, thiên thạch là những tàn dư còn sót lại trong quá trình hình thành hệ Mặt Trời. Giờ đây, chúng ta đã sẵn sàng tổng hợp thông tin từ tất cả các vật thể này để cùng nhau quay ngược thời gian để trở về quá khứ nhằm truy tìm nguồn gốc của hệ Mặt Trời.

Nhằm giải thích được cơ chế hình thành của hệ Mặt Trời, có ba loại ràng buộc chính mà chúng ta cần phải hiểu: ràng buộc về mặt chuyển động, ràng buộc về mặt hóa học và ràng buộc về mặt thời gian. Chúng ta hãy bắt đầu với ràng buộc về mặt chuyển động. 

Từ trước đến nay, trong hệ Mặt Trời tồn tại rất nhiều các quy luật chuyển động. Tất cả các hành tinh quay xung quanh Mặt Trời, sự tự quay quanh trục của chúng và chuyển động của các mặt trăng quay xung quanh hành tinh chủ đều đi theo cùng một hướng: ngược chiều kim đồng hồ. Và các chuyển động này gần như đều nằm trên cùng một mặt phẳng toạ độ. Ngoại trừ sao chổi và các vật thể khác, chuyển động của các thành viên trong hệ dường như đang tạo nên hình dạng của một chiếc đĩa bay. Tuy nhiên, lý thuyết mà chúng ta đưa ra về sự hình thành của hệ Mặt Trời cũng cần phải giải quyết được các trường hợp ngoại lệ so với xu hướng này, chẳng hạn như sự tự quay quanh trục theo chiều kim đồng hồ của sao Kim.

Trong ràng buộc về mặt hóa học, chúng ta thấy rằng Sao Mộc và Sao Thổ có thành phần hoá học gần như là giống nhau—chủ yếu là hydro và heli. Đây là hai hành tinh lớn nhất với lực hấp dẫn đủ mạnh để giữ lại bất kỳ các dạng vật chất nào. Do đó, chúng ta có thể kỳ vọng rằng chúng là đại diện cho vật liệu ban đầu tạo nên hệ Mặt Trời. Các thành viên khác trong hệ đều thiếu các nguyên tố nhẹ ở một mức độ nào đó. Việc xem xét kỹ lưỡng từng thành phần của các vật thể rắn trong hệ Mặt Trời cho thấy một sự “chuyển pha” khá đáng chú ý, bắt đầu từ các hành tinh giàu kim loại và đá cho đến các vật thể có thành phần chủ yếu là băng ở bên ngoài hệ Mặt Trời. Các sao chổi trong đám mây Oort và các vật thể trong vành đai Kuiper cũng là các vật thể băng giá lạnh lẽo, trong khi các tiểu hành tinh đại diện cho thành phần đá chuyển tiếp với nhiều loại vật liệu tối màu, giàu cacbon.

Như vậy, chúng ta có thể thấy rằng mô hình hóa học tổng quát này có thể được giải thích như một sự “chuyển pha” trong nhiệt độ: Nhiệt độ sẽ cao hơn tại các khu vực gần Mặt trời và ngày càng lạnh hơn khi di chuyển ra xa. Tuy nhiên, vẫn có những ngoại lệ xuất hiện trong mô hình này. Ví dụ, rất khó có thể giải thích cho sự hiện diện của nước trên Trái đất và Sao Hỏa nếu như những hành tinh này hình thành trong khu vực có nhiệt độ quá nóng để băng có thể ngưng tụ, trừ khi băng hoặc nước được đưa đến sau đó từ các vùng không gian lạnh hơn. Một quan sát thậm chí còn làm đau đầu các nhà khoa học hơn nữa đó chính là sự xuất hiện của các mỏ băng tại các vùng cực trên cả Sao Thủy và Mặt Trăng; những mỏ băng này gần như chắc chắn đến từ các “phi vụ” vận chuyển của sao chổi.

Đối với ràng buộc về mặt thời gian, phương pháp định tuổi bằng phóng xạ cho thấy một số loại đá trên bề mặt Trái đất đã tồn tại ít nhất 3,8 tỷ năm và một số mẫu vật trên Mặt Trăng có tuổi đời là 4,4 tỷ năm. Tất cả các thiên thạch nguyên thủy đều có tuổi phóng xạ rơi vào khoảng 4,5 tỷ năm. Độ tuổi của những khối vật chất không bị biến đổi này được coi là tuổi của toàn bộ hệ Mặt Trời. Sự tương đồng trong các phép đo này đã cho chúng ta biết rằng các hành tinh đã hình thành và lớp vỏ của chúng nguội đi trong vòng vài chục triệu năm kể từ khi hệ Mặt Trời bắt đầu hình thành. Hơn nữa, việc kiểm tra chi tiết các thiên thạch nguyên thủy cho thấy chúng chủ yếu được tạo thành từ các vật liệu ngưng tụ hoặc kết tụ từ khí nóng.

4. Tinh vân Mặt Trời

Như vậy, tất cả các ràng buộc trên đây đều phù hợp với ý tưởng rằng hệ Mặt Trời đã được hình thành cách đây khoảng 4,5 tỷ năm từ một đám mây khí và bụi xoay tròn—thứ mà chúng ta gọi là tinh vân mặt trời—với các thành phần hoá học ban đầu tương tự như Mặt Trời ngày nay. Khi tinh vân mặt trời sụp đổ dưới trọng lực của chính nó, vật chất rơi về phía trung tâm, nơi mọi thứ dần trở nên đậm đặc và nóng lên. Nhiệt độ tăng lên trong một tinh vân đang dần co lại đã làm bốc hơi hầu hết các dạng vật chất có mặt.

Lúc này, tinh vân đang dần co lại sẽ bắt đầu quay nhanh hơn nhờ định luật bảo toàn động lượng góc. Giống như một vận động viên trượt băng nghệ thuật đang thu tay lại để quay nhanh hơn, đám mây đang co lại cũng sẽ quay ngày một nhanh.

Bây giờ, chúng ta hãy nghĩ về một vật thể tròn đang xoay tít trong không gian: Ở gần các cực, tốc độ quay của nó sẽ là tương đối chậm và sẽ ngày một nhanh hơn khi chúng ta càng tiến đến gần khu vực xích đạo. Như vậy, vật chất từ các cực của tinh vân sẽ rơi thẳng vào vùng trung tâm. 

Trong khoảng thời gian 100.000 năm, do sự tương tác giữa trọng lực, áp suất khí, từ trường và tốc độ quay đã khiến tinh vân co lại và dẹt ra thành một đĩa tiền hành tinh quay tròn với đường kính khoảng 200 AU (Astronomical Unit – một đơn vị thiên văn. Đây là khoảng cách trung bình giữa Trái đất và Mặt Trời – 150 triệu km) đồng thời hình thành nên một tiền sao nóng và đặc (một ngôi sao chưa có phản ứng tổng hợp hydro) ở trung tâm. Và sự tồn tại của đĩa tiền hành tinh này đã phần nào giải thích cho các chuyển động trong hệ Mặt Trời: Vì tất cả các vật thể đều được hình thành từ một chiếc đĩa vật chất đang xoay tròn nên tất cả các hành tinh sau đó đều sẽ phải quay theo cùng một hướng.

Tiếp theo, chúng ta hãy hình dung tinh vân mặt trời ở giai đoạn cuối, khi nó đang vô cùng nóng. Khi không còn năng lượng đến từ lực hấp dẫn (để kéo thêm vật chất rơi vào) nhằm gia tăng nhiệt độ, tinh vân sẽ bắt đầu nguội đi. 

Trong vòng 50 triệu năm, nhiệt độ và áp suất ở vùng trung tâm bắt đầu trở nên lớn đến mức hydro bắt đầu hợp nhất, tạo ra một nguồn năng lượng thuần tuý nhằm cân bằng lại với trọng lực đang không ngừng nghiền nát vật chất tại đây. Như vậy, một ngôi sao đã được hình thành và nó đã học được cách tự sản sinh ra năng lượng. Các chuyển động hỗn loạn và từ trường bên trong đĩa sẽ làm tiêu hao động lượng góc, làm suy giảm tốc độ quay của vật chất. Điều này cho phép một số vật chất tiếp tục rơi vào ngôi sao đang phát triển, trong khi phần còn lại của đĩa đang dần dần ổn định.

Nhiệt độ bên trong đĩa vật chất sẽ giảm dần khi khoảng cách đến Mặt Trời ngày càng xa, tương tự như nhiệt độ mà chúng ta thấy ngày nay. Khi đĩa vật chất nguội dần, các hợp chất hoá học phức tạp bắt đầu hình thành và cuối cùng, các hợp chất này ngưng tụ thành các giọt chất lỏng hoặc các hạt ở thể rắn (tương tự như các giọt mưa trên Trái Đất ngưng tụ từ không khí ẩm bốc lên)

Chúng ta hãy xem xét kỹ hơn về cách các vật chất ngưng tụ ở các vị trí khác nhau trong hệ Mặt Trời. Lúc bấy giờ, các khu vực bên trong – khoảng 4 AU tính từ Mặt Trời, đang có nhiệt độ rất cao. Vì vậy, các vật liệu đầu tiên hình thành ở đây chỉ có thể là các kim loại như sắt, niken và nhôm cũng như nhiều loại khoáng vật tạo đá silicat khác nhau – những loại vật liệu có điểm nóng chảy cao. Những hợp chất này là “của hiếm” trong Vũ trụ, chỉ chiếm khoảng 0,6% khối lượng của tinh vân. Vì lý do này nên các hành tinh đất đá thường có kích thước không quá lớn.

Khi nhiệt độ giảm xuống, các hợp chất lưu huỳnh và silicat giàu cacbon và nước được bổ sung vào tinh vân. Ở các vùng bên trong của đĩa vật chất, nhiệt độ không bao giờ giảm xuống đủ thấp để các vật liệu như băng hoặc các hợp chất hữu cơ chứa cacbon ngưng tụ, vì vậy những dạng vật chất này đã không xuất hiện ngay từ đầu ở các hành tinh đất đá.

Xa hơn nữa, nhiệt độ thấp hơn cho phép oxy kết hợp với hydro và ngưng tụ thành băng (H₂O). Bên ngoài quỹ đạo của Sao Thổ, cacbon và nitơ kết hợp với hydro để tạo thành các loại băng như metan (CH₄) và amoniac (NH₃). Như vậy, một chuỗi các sự kiện hoá học này đã giải thích cho sự khác biệt về thành phần hóa học cơ bản giữa các vùng khác nhau trong hệ Mặt Trời.

5. Các hành tinh đất đá

Lúc này, các hạt bụi ngưng tụ trong tinh vân mặt trời nhanh chóng kết hợp lại, dần dần tạo thành các tiểu hành tinh – những khối vật chất có đường kính từ vài km đến vài chục km, khá nhiều trong số chúng vẫn tồn tại cho đến ngày nay. Những tiểu hành tinh khác thì đã để lại “dấu chân” của chúng trên bề mặt của các hành tinh dưới dạng các miệng núi lửa. Tuy nhiên, có một sự khác biệt rất lớn về kích thước giữa tiểu hành tinh và hành tinh. 

Vào thời điểm này, một số tiểu hành tinh đã phát triển lên một kích thước đủ lớn. Chúng bắt đầu hút các tiểu hành tinh lân cận bằng lực hấp dẫn và phát triển thông qua một quá trình được gọi là bồi tụ. Mặc dù các bước cụ thể chưa được hiểu rõ nhưng cuối cùng, hệ Mặt Trời đã có cho mình hàng chục trung tâm bồi tụ nằm rải rác ở bên trong. Mỗi trung tâm này đều hút các tiểu hành tinh xung quanh cho đến khi đạt được khối lượng tương tự như sao Thủy hoặc sao Hỏa. Ở giai đoạn này, chúng ta có thể coi những vật thể này là các tiền hành tinh.

Mỗi hành tinh sơ khai này tiếp tục phát triển lớn hơn nữa nhờ sự bồi tụ của các tiểu hành tinh. Mỗi tiểu hành tinh đi vào đều được tăng tốc bởi lực hấp dẫn của các hành tinh sơ khai, va chạm với lượng năng lượng đủ để làm tan chảy cả tiểu hành tinh và vật chất tại khu vực va chạm. Chẳng mấy chốc, toàn bộ hành tinh sơ khai bị nung nóng đến nhiệt độ cao hơn nhiệt độ nóng chảy của đá. Kết quả của quá trình này là kim loại nặng hơn chìm xuống lõi và các vật liệu silicat nhẹ hơn sẽ nổi lên trên bề mặt. Khi bị nung nóng, các hành tinh sơ khai sẽ mất đi một số loại khí nhẹ hơn và để lại nhiều nguyên tố cũng như hợp chất nặng hơn.

Theo thời gian, các “phôi hành tinh” này dần dần phát triển đến khoảng 0,05 khối lượng Trái Đất (M🜨) và ngừng tích lũy vật chất vào khoảng 100.000 năm sau khi Mặt Trời hình thành. Các vụ va chạm và sáp nhập tiếp theo giữa các vật thể này đã cho phép các tiền hành tinh này phát triển lên đến kích thước mà chúng ta thấy ngày nay.

6. Các hành tinh khổng lồ

Tại giao lộ nằm giữa quỹ đạo của Sao Hỏa và Sao Mộc (thường được gọi là đường băng giá – frost line), nơi không gian đủ mát để các hợp chất dễ bay hơi vẫn có thể ở trạng thái rắn, tạo thành một “kho” nguyên liệu thô dồi dào (cách khoảng 5 AU tính từ Mặt Trời) bao gồm cả băng và đá, các tiền hành tinh phát triển lên đến một kích thước còn lớn hơn nhiều (với khối lượng lên tới 4 M🜨 trong khoảng 3 triệu năm)

Vật chất dư thừa này sau đó tiếp tục kết tụ thành một lõi có khối lượng khoảng 10 M🜨. Lõi này sau đó sẽ tiếp tục tích tụ thêm một lớp vỏ với tốc độ ngày càng tăng. Khi khối lượng lớp vỏ gần bằng khối lượng lớp lõi, quá trình phát triển diễn ra rất nhanh, đạt khoảng 150 M🜨 (khoảng 100.000 năm sau) và đạt đỉnh ở mức 318 M🜨.

Những tiền hành tinh này có khối lượng lớn đến mức chúng có thể hút và thu giữ một lượng lớn các loại khí xung quanh. Khi hydro và heli nhanh chóng co lại vào bên trong lõi của chúng, các hành tinh khổng lồ này nhanh chóng được nung nóng. Nhưng mặc dù những hành tinh khổng lồ này có nhiệt độ cao hơn so với các hành tinh giống như Trái Đất, khối lượng của chúng vẫn là chưa đủ để gia tăng nhiệt độ và áp suất hơn nữa ở vùng trung tâm để có thể kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân (để trở thành một ngôi sao). Sau khi chúng phát ra ánh sáng đỏ mờ trong vài nghìn năm, các hành tinh khổng lồ này nguội dần và đi đến trạng thái hiện tại của chúng.

Trong quá trình này, Sao Mộc và Sao Thổ thu giữ được nhiều khí hydro và heli nhất. Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương thu giữ được ít các loại khí này hơn. Đó là lý do tại sao hai hành tinh này có lõi chủ yếu là băng và đá chứ không phải là hydro và heli. 

Giai đoạn hình thành ban đầu này kết thúc khi phần lớn các nguyên liệu thô có sẵn đã được sử dụng hết và gió Mặt Trời non trẻ (dòng chảy của các hạt nguyên tử) đã thổi bay nguồn cung cấp khí còn sót lại, chấm dứt sự phát triển của các hành tinh.

7. Các mảnh vụn còn sót lại

Như vậy, tất cả các quá trình mà chúng ta vừa thảo luận ở bên trên, từ sự sụp đổ của tinh vân mặt trời cho đến sự hình thành các tiền hành tinh, đều diễn ra trong vòng vài triệu năm. Tuy nhiên, vẫn còn có rất nhiều tiểu hành tinh và các mảnh vụn khác đã không tích tụ lại để tạo nên các hành tinh. Số phận của chúng sẽ ra sao?

Hầu hết những mảnh vụn này đều đã trở thành những ngôi sao chổi mà chúng ta thấy ngày nay. Chúng “tụ tập” trong đám mây Oort, một nơi cách xa khá xa quỹ đạo của các hành tinh. Bên cạnh đó, các sao chổi và các hành tinh lùn băng giá khác sẽ trôi dạt trong vành đai Kuiper, trải dài bên ngoài quỹ đạo của sao Hải Vương. Những mảnh vụn băng giá này có lẽ đã hình thành gần quỹ đạo hiện tại của sao Thiên Vương và sao Hải Vương nhưng đã bị đẩy ra khỏi quỹ đạo ban đầu do ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn của các hành tinh khổng lồ.

Ở phần bên trong của hệ thống, các tiểu hành tinh còn sót lại và hàng tá các tiền hành tinh khác tiếp tục quay cuồng trong hỗn loạn. Va chạm giữa các vật thể này là điều không thể tránh khỏi. Rất có thể chính những vụ va chạm ở giai đoạn này đã làm mất đi một phần lớp vỏ và lớp phủ của Sao Thủy, làm đảo ngược trục quay của Sao Kim và phá huỷ một phần của Trái Đất để tạo ra Mặt Trăng. 

Các vụ va chạm quy mô nhỏ hơn cũng đã bổ sung thêm khối lượng cho các tiền hành tinh ở vòng trong. Do lực hấp dẫn của các hành tinh khổng lồ có thể làm “xáo trộn” quỹ đạo của các tiểu hành tinh, việc các tiểu hành tinh tiến vào và “tấn công” các tiền hành tinh non trẻ là chuyện cơm bữa. Kết quả là, các tiểu hành tinh này mang theo băng đã ngưng tụ ở phần ngoài của tinh vân Mặt Trời. Khi quá trình bắn phá này diễn ra, Trái Đất có lẽ đã tích lũy được một lượng nước tương đối lớn cùng với nhiều hợp chất hữu cơ khác nhau – một nền tảng vô cùng quan trọng giúp hình thành nên sự sống. Sao Hỏa và Sao Kim có lẽ cũng đã thu được một lượng nước và vật chất hữu cơ đáng kể trong các vụ bắn phá tương tự.

Không dừng lại ở đó, các nghiên cứu chi tiết gần đây về quỹ đạo của các hành tinh và tiểu hành tinh cho thấy rằng đã có những sự kiện dữ dội hơn xảy ra. Những sự kiện này liên quan đến những thay đổi trong quỹ đạo của Sao Mộc và Sao Thổ. Hai hành tinh khổng lồ này, thông qua lực hấp dẫn của chúng, kiểm soát sự phân bố và quỹ đạo của các tiểu hành tinh. Có vẻ như những sự thay đổi này đã diễn ra trong vài trăm triệu năm đầu tiên. Một hệ quả có thể xảy ra chính là sự di chuyển của các tiểu hành tinh tiến vào vùng không gian bên trong hệ Mặt Trời, tạo ra một thời kỳ “bắn phá dữ dội” được ghi nhận trong các miệng hố lâu đời nhất trên Mặt Trăng.

8. Bằng chứng đến từ phương xa

Cho đến giữa những năm 1990, việc nghiên cứu về nguồn gốc của các hành tinh chỉ tập trung vào một ví dụ duy nhất mà chúng ta biết – hệ Mặt Trời mà chúng ta đang sống bên trong nó. Mặc dù đã có rất nhiều suy đoán về sự tồn tại của các hệ Mặt Trời khác nhưng chúng ta chưa có bất kỳ một quan sát thực tế nào. Vì vậy, hầu hết các nhà khoa học đều cho rằng hệ Mặt Trời của chúng ta có lẽ là điều đặc biệt và duy nhất. Tuy nhiên, có lẽ là họ đã lầm.

Như chúng ta đã biết, các ngôi sao giống như Mặt Trời của chúng ta đã được hình thành khi vùng trung tâm trong một đám mây phân tử (được tạo thành từ khí và bụi) bắt đầu tích tụ một lượng vật chất ngày một lớn và bắt đầu sụp đổ. Lúc này, lực hấp dẫn ngày càng mạnh, thu thập thêm nhiều vật chất hơn nữa và trở thành một tiền sao. 

Trong 50% các trường hợp, tiền sao sẽ phân mảnh hoặc liên kết với các tiền sao khác, tạo thành một hệ sao đôi hoặc đa sao. 50% các trường hợp còn lại là tiền sao sẽ sụp đổ một cách độc lập giống như trường hợp của Mặt Trời. Lúc này, do định luật bảo toàn động lượng góc, tốc độ quay của tiền sao gia tăng và bắt đầu sụp đổ cùng với vật chất xung quanh nó bị dẹt ra thành một đĩa. Và ngày nay, chúng ta có thể dễ dàng quan sát thấy các cấu trúc này trôi nổi trong Tinh vân Orion hoặc vùng hình thành sao Taurus.

Các đĩa tiền hành tinh trong tinh vân Orion.

Không dừng lại ở đó, bên trong các cấu trúc này đã xuất hiện những khoảng trống. Những khoảng trống này cho thấy khí và bụi trong đĩa đã được kết tụ lại để tạo ra các hành tinh lớn hơn.

Đĩa tiền hành tinh xung quanh HL Tau. Những khoảng trống (màu đen) nằm bên trong đĩa vật chất cho thấy đã có sự xuất hiện của các tiền hành tinh.

Như vậy, chúng ta đã đi đến hồi kết của câu chuyện sử thi về sự hình thành của hệ Mặt Trời. Mặc dù chúng ta đã học hỏi được rất nhiều điều nhưng vẫn còn đó rất nhiều ẩn số. Khám phá nguồn gốc của hệ Mặt Trời là một trong những cuộc phiêu lưu vĩ đại nhất của loài người và theo nhiều cách, hành trình này dường như mới chỉ đang bắt đầu.