Ở mọi nơi chúng ta nhìn, theo mọi hướng trong không gian, chúng ta thấy rằng vũ trụ chứa đầy các ngôi sao và thiên hà. vào một đêm tối và quang đãng, mắt thường của con người có thể nhìn thấy khoảng 6.000 trong số chúng, nhưng đó chỉ là một phần rất nhỏ trong số tất cả những gì ở ngoài đó. dải ngân hà của chúng ta - ngôi nhà của chúng ta trong vũ trụ - có đường kính hơn 100.000 năm ánh sáng và chứa khoảng 400 tỉ ngôi sao. tổng cộng có khoảng 60 thiên hà trong nhóm địa phương của chúng ta và một trong số chúng là andromeda còn chứa nhiều sao hơn cả ngân hà của chúng ta.
Nếu nhìn xuyên thời gian vũ trụ và ngoại suy những gì phải có ở ngoài đó, dựa trên cả những gì chúng ta có thể nhìn thấy và biết về vũ trụ nằm ngoài khả năng khám phá hiện tại của chúng ta, thì chúng ta thấy rằng có tổng cộng khoảng ~2 nghìn tỉ các thiên hà trong vũ trụ. rất đơn giản, bạn có thể nghĩ đến việc nhân số lượng ngôi sao trong thiên hà của chúng ta với số lượng thiên hà trong vũ trụ để ước tính tổng số ngôi sao mà chúng ta có khả năng nhìn thấy.
Tuy nhiên, nếu làm điều này, bạn không hẳn sẽ nhận được câu trả lời sai, mà bạn sẽ đánh giá quá cao số lượng sao đến mức hàng trăm. dưới đây là số lượng ngôi sao thực sự chứa trong vũ trụ quan sát được và cách chúng ta có thể tìm ra nó.
Điều đầu tiên bạn phải hiểu là tại sao một cách ngây thơ nhất mà bạn có thể cố gắng tính toán các ngôi sao trong vũ trụ là không đủ. bản năng ban đầu của bạn có lẽ là:
Chúng ta sống trong Ngân hà - một thiên hà chứa các ngôi sao;
Chúng ta có thể đếm (hoặc ước tính) số lượng sao trong dải ngân hà, cũng như số lượng thiên hà trong vũ trụ quan sát được;
Chúng ta chỉ cần nhân hai số đó với nhau. vậy là ra số lượng các ngôi sao được chứa trong vũ trụ quan sát được.
Nhưng suy luận trên đưa ra một số giả định không nhất thiết phải đúng. Suy luận trên cũng giả định rằng Ngân hà là một đại diện tiêu biểu cho thiên hà “trung bình” trong vũ trụ, trong khi thực tế thì không phải vậy. Phép suy luận trên giả định rằng các ngôi sao mà chúng ta nhìn thấy trong Ngân hà đại diện cho một mức “trung bình” tiêu biểu đối với các ngôi sao mà chúng ta nhìn thấy trong vũ trụ, trong khi một lần nữa, chúng không phải vậy. Và suy luận trên giả định rằng các thiên hà mà chúng ta tìm thấy ở giai đoạn rất sớm trong cuộc đời của chúng - những thiên hà mà chúng ta đang nhìn thấy từ hàng tỉ năm trước - có số lượng sao giống như các thiên hà hiện tại.
Không có giả định nào trong số này là đúng. nhưng may mắn thay, điều đó không ngăn cản chúng ta có thể tìm ra chính xác có bao nhiêu ngôi sao để quan sát trong vũ trụ khả kiến ngày nay.
Khi chúng ta nghĩ về những ngôi sao đã hình thành trong suốt lịch sử của vũ trụ, có rất nhiều điều cần xem xét. Ban đầu, khi bắt đầu Vụ nổ lớn nóng bỏng, không có ngôi sao nào cả: chỉ có các thành phần thô ở dạng các hạt hạ nguyên tử mà cuối cùng sẽ hút nhau và sụp đổ bởi lực hấp dẫn để tạo thành các ngôi sao. Quá trình này không nhanh; nó đòi hỏi vũ trụ phải tiến hóa theo nhiều cách. Nó phải hình thành các hạt nhân nguyên tử sẽ neo giữ các nguyên tử đầu tiên, điều gì đó xảy ra trong vài phút đầu tiên của Vụ nổ lớn trong một quá trình được gọi là tổng hợp hạt nhân Vụ nổ lớn.
Sau đó, vũ trụ phải đủ nguội để các electron có thể liên kết với các hạt nhân, tạo ra các nguyên tử trung tính: một quá trình mất khoảng 380.000 năm.
Ngay cả sau tất cả những điều đó, vũ trụ vẫn gần như hoàn toàn “đại đồng”; với mật độ vật chất gần như giống nhau ở mọi nơi, với các vùng “dày” và “đặc” chỉ sai lệch so với mức trung bình của vũ trụ một vài phần trong 100.000. Sẽ mất nhiều thời gian hơn đáng kể - hàng chục đến hàng trăm triệu năm - để những vùng quá đậm đặc đó phát triển đủ để kích hoạt sự hình thành những ngôi sao đầu tiên. Và khi khoảnh khắc đó cuối cùng xảy ra, những ngôi sao xuất hiện không giống với những ngôi sao chúng ta thấy và biết ngày nay.
Bạn thấy đấy, những ngôi sao đầu tiên không có số lượng đáng kể các nguyên tố nặng để giúp chúng hình thành. Các nguyên tố nặng, như carbon, oxy, nitơ, silicon, sắt... là phương tiện chính giúp các đám mây khí đang sụp đổ có thể nguội đi, tỏa nhiệt và năng lượng ra xa. Nhưng ngay sau vụ nổ Big Bang nóng bỏng, không có những nguyên tố nặng như vậy: Vũ trụ hầu như chỉ bao gồm hydro và heli và các đồng vị của chúng. Trên thực tế, 99,9999999% nguyên tử của vũ trụ (theo khối lượng) là một số dạng hydro (1 proton) và heli (2 proton), và phần nhỏ còn sót lại đó chỉ là lithi (3 proton). (Mặc dù về mặt kỹ thuật, đã có một lượng nhỏ berili (4 proton), nhưng từ rất sớm, tất cả đã phân rã thành lithi trước khi những ngôi sao đầu tiên hình thành).
Tuy nhiên, hydro và helium là những nguyên tử khủng khiếp khi tỏa nhiệt ra xa. Trên thực tế, trong môi trường ban đầu này, phương pháp tốt nhất mà một đám mây khí co lại sẽ có để tỏa nhiệt - một bước thiết yếu để dẫn đến sự co lại của khí đó đủ để hình thành các ngôi sao - được cho là thông qua phân tử hydro hai nguyên tử không thường xuyên (H2) nhưng vẫn còn rất kém hiệu quả so với các nguyên tố nặng hiện đại.
Kết quả là, những ngôi sao đầu tiên hình thành đòi hỏi những đám mây khí khổng lồ, rất lớn và khối lượng của những ngôi sao hình thành lớn hơn nhiều so với những ngôi sao điển hình mà chúng ta thấy ngày nay. Trong khi ngôi sao “trung bình” hình thành ngày nay có khối lượng khoảng ~40% khối lượng Mặt trời, thì khối lượng “trung bình” của thế hệ sao đầu tiên phải gấp mười lần khối lượng Mặt trời.
Có một câu nói trong bộ phim Blade Runner luôn khiến ta nghĩ đến những ngôi sao khổng lồ, “ánh sáng chói gấp đôi sẽ tàn nhanh gấp đôi”. Nhưng đối với các ngôi sao, tình hình thậm chí còn tồi tệ hơn. Nếu bạn có hai ngôi sao được tạo thành từ “nguyên liệu” giống hệt nhau nhưng một ngôi sao nặng gấp đôi ngôi sao kia, thì ngôi sao nặng hơn sẽ phát sáng gấp khoảng tám lần và sẽ chỉ tồn tại bằng một phần tám thời gian; độ sáng và tuổi thọ dường như có tỷ lệ với lập phương khối lượng của ngôi sao. Khi chúng ta nói về một ngôi sao nặng gấp 10 lần Mặt trời, chúng ta đang nói về thứ gì đó tỏa sáng gấp hàng nghìn lần và thứ gì đó chỉ sống bằng ~ 0,1% thời gian của Mặt trời: chỉ vài triệu năm, đúng hơn là hơn vài tỉ năm.
Có vài lý do quan trọng cho điều này.
Khi chúng ta nghĩ về thế hệ sao đầu tiên hình thành, chúng ta phải nhận ra rằng chúng có thời gian tồn tại cực kỳ ngắn và không có ngôi sao nào trong số những ngôi sao đầu tiên hình thành cách đây hơn 10 tỉ năm này vẫn còn tồn tại cho đến ngày nay.
Chúng ta cũng phải nhận ra rằng về cơ bản chúng khác với những ngôi sao hình thành sau này: chúng có hàm khối lượng ban đầu rất khác, hay sự phân bố số lượng sao có khối lượng nhất định, với những ngôi sao hình thành sau đó.
Nhưng ngoài ra, khi chúng ta nghĩ về thế hệ sao đầu tiên, chúng ta phải nhận ra rằng chúng đã hoàn thành tốt sứ mệnh trong việc cung cấp những tập hợp nguyên tố nặng đầu tiên đó cho môi trường xung quanh và để từ đó, thế hệ sao thứ hai, sẽ hình thành ngay sau thế hệ sao thứ nhất, sẽ rất khác biệt.
Khi chúng ta bắt đầu hình thành thế hệ sao thứ hai, chúng ta thực sự biết mình đang nói về điều gì: nhiều ngôi sao trong số này vẫn còn tồn tại cho đến ngày nay và nhiều vùng tương tự với rất ít nguyên tố nặng trong đó vẫn đang hình thành sao ngày nay. Những ngôi sao hình thành sớm nhất trong các thiên hà xa xôi nhất vẫn chưa được phát hiện trực tiếp - mặc dù có nhiều lý do để hy vọng rằng Kính viễn vọng Không gian James Webb sẽ sớm thay đổi điều đó - nhưng chúng ta có những phép đo tuyệt vời về cách thức vũ trụ hình thành các thế hệ tiếp theo của những ngôi sao có niên đại trong suốt lịch sử của vũ trụ. Bất cứ nơi nào chúng ta nhìn, theo mọi hướng và vị trí, bất cứ nơi nào chúng ta có thể nhìn thấy các ngôi sao và thiên hà, chúng ta đều có thể đo tốc độ hình thành sao bên trong.
(còn nữa)