NĂNG LƯỢNG MẶT TRỜI TỪ ĐÂU MÀ RA?
Tại sao đã hàng tỉ năm nay Mặt Trời vẫn chiếu sáng mà không nguội đi? Loại "nhiên liệu" nào cung cấp cho nó năng lượng? Các nhà khoa học đã hàng bao thế kỷ tìm kiếm lời giải cho những câu hỏi trên nhưng chỉ mãi tới đầu thế kỷ XX mới tìm ra được lời giải đúng. Đến nay thì ai cũng biết rằng Mặt Trời, cũng như những ngôi sao khác, phát sáng là nhờ những phản ứng nhiệt hạch diễn ra trong lòng nó.
Nếu như các hạt nhân nguyên tử của những nguyên tố nhẹ hợp nhất thành một hạt nhân nguyên tử của một nguyên tố nặng hơn, thì khối lượng của hạt nhân mới kia hoá ra lại ít hơn so với tổng khối lượng của tất cả các hạt nhân cấu tạo nên hạt nhân mới. Phần khối lượng thiếu hụt đó đã biến thành năng lượng mà các hạt đã được giải phóng trong quá trình phản ứng mang theo. Năng lượng này hầu như hoàn toàn chuyển thành nhiệt. Một phản ứng tổng hợp hạt nhân nguyên tử như thế có thể xảy ra chỉ khi có áp suất rất tớn và với nhiệt độ trên 10 triệu độ. Bởi thế nó được gọi tà phản ứng nhiệt hạch (nhiệt hạt nhân).
Vật chất cơ bản tạo nên Mặt Trời là hyđrô. Hyđrô chiếm khoảng 71% tổng khối lượng Mặt Trời. Xấp xỉ 27% là hêli, còn lại 2% là những nguyên tố nặng hơn, như cacbon, nitơ, ôxy và các kim loại. “Nhiên liệu” chủ yếu trên Mặt Trời chính là hyđrô. Cứ bốn nguyên tử hyđrô tạo nên được một nguyên tử hêli sau một chuỗi biến đổi. Còn từ mỗi một gam hyđrô tham gia vào phản ứng, thoát ra được 6.1011 J năng lượng! Trên Trái Đất, lượng năng lượng như thế đủ để đun sôi l000 m3 nước từ 0oC.
Chúng ta cùng xem xét cơ chế của phản ứng nhiệt hạch biến hyđrô thành hêli, một phản ứng hẳn là quan trọng nhất đối với phần lớn các sao. Nó được gọi là phản ứng prôton -prôton, vì rằng bắt đầu từ sự tiếp cận nhau của hai hạt nhân nguyên tử hyđrô, tức là của 2 prôton.
Các prôton có điện tích dương, bởi vậy chúng đẩy nhau mà theo định luật Culông thì lực đẩy này tỷ lệ nghịch với bình phương khoảng cách và khi chúng tiến sát nhau thì lực tăng vọt. Tuy nhiên ở áp suất và nhiệt độ rất cao, tốc độ chuyển động nhiệt của các hạt vô cùng lớn, mà các hạt lại sát nhau tới mức những hạt có tốc độ lớn nhất dẫu sao vẫn cứ tiến gần nhau hơn và lọt vào phạm vi ảnh hưởng của các lực hạt nhân. Thế là có thể diễn ra chuỗi biến đổi kết thúc bằng sự xuất hiện một hạt nhân mới bao gồm hai prôton và hai nơtron, tức hạt nhân hêli.
Không phải cứ sự va chạm nào của hai prôton cũng sẽ dẫn đến phản ứng hạt nhân. Suốt trong nhiều tỉ năm một prôton có thể thường xuyên va chạm với những prôton khác, vậy mà không có được biến đổi hạt nhân. Nhưng nếu vào thời điểm sát gần nhau của hai prôton lại xảy ra thêm một hiện tượng khác vốn hiếm khi xảy ra đối với hạt nhân: sự phân rã prôton thành nơtron, pozitron, và nơtrino (quá trình này có tên gọi là sự phân rã bê ta), thì prôton cùng với nơtron sẽ hợp nhất thành hạt nhân nguyên tử bền chắc của hyđrô nặng (đơteri).
Về tính chất, hạt nhân đơteri (đơton) giống như nhân hyđrô, chỉ có điều nó nặng hơn. Nhưng khác vật hạt nhân hyđrô, hạt nhân đơteri không thể tồn tại lâu trong lòng các sao. Chỉ cần sau vài giây, khi đã va chạm với một prôton, nó liền kéo prôton về mình, phóng ra một lượng tử gamma mạnh và trở thành hạt nhân chất đồng vị của hêli có hai prôton liên kết không phải với hai nơtron như hêli thông thường mà chỉ với một nơtron. Vài triệu năm có một lần những hạt nhân hêli nhẹ như thế gần sát nhau tới mức chúng có thể kết hợp thành hạt nhân hêli thông thường "sau khi phóng thích" hai prôton.
Như vậy là hạt nhân hêli thông thường được tạo nên do một chuỗi những biến đổi hạt nhân kế tiếp. Các pôzitron và lượng tử gamma sinh ra trong quá trình phản ứng sẽ truyền năng lượng cho chất khí xung quanh, và nơtrino rời hẳn các sao, bởi vì chúng có khả năng xuyên qua lớp vật chất dày mà không đụng chạm tới một nguyên tử nào.
Phản ứng biến hiđrô thành hêli giải thích được tại sao bên trong Mặt Trời hiện nay hêli có nhiều hơn nhiều so với ở trên bề mặt. Tất nhiên nảy sinh một câu hỏi: điều gì sẽ xảy đến với Mặt Trời khi hyđrô ở lõi Mặt Trời cháy hết và biến thành hêli, và liệu điều này có sớm xảy ra không?
Sau khoảng 5 tỷ năm nữa, lượng hyđrô ở lõi Mặt Trời sẽ giảm đi tới mức độ sự "cháy" của nó sẽ bắt đầu ở lớp xung quanh lõi. Điều này sẽ dẫn tới việc khí quyển Mặt Trời "phồng" lên, Mặt Trời tăng kích thước, nhiệt độ giảm ở bề mặt và tăng ở lõi. Dần dần Mặt Trời sẽ biến thành một sao khổng lồ (sao kềnh) màu đỏ, một ngôi sao tương đối lạnh có kích thước lớn và khí quyển của nó sẽ vượt quá cả giới hạn quỹ đạo của Trái Đất. Sự sáng của Mặt Trời sẽ chưa chấm dứt ở đây, và nó sẽ còn chịu thêm nhiều biến đổi cho đến khi nào trở thành mộ quả cầu khí lạnh và đặc mà trong lòng không còn diễn ra những phản ứng nhiệt hạch nữa.
