VŨ TRỤ LẤP ĐẦY BẢNG MENDELEYEV NHƯ THẾ NÀO
Vào thế kỷ XVII, các công trình của Kepler và Newton đã làm sáng tỏ được quy luật chuyển động của các hành tinh và các vì sao. Sau khi ranh giới này đã lùi lọi phía sau, các quan niệm thần thoại về sự phát sinh năng lượng của Mặt Trời và các vì sao đã không thể được coi là nghiêm túc và đúng đắn. Bầu trời được các nhà thiên văn nghiên cứu khá nhiều bỗng bị bao phủ bởi vô vàn dấu hỏi. Tuy nhiên để đi sâu vào lõi của các vì sao, các nhà bác học đã có vũ khí duy nhất là ''máy khoan phân tích'' của bộ não của chính mình theo cách nói của nhà thiên văn học người Anh Arthur Stanley Eddington (1882 - 1944).
Eddington là người đầu tiên đưa ra ý tưởng về khả năng ''bơm'' chuyển khối lượng của vì sao thành năng lượng thông qua các phản ứng tổng hợp nhiệt hạch của heli và hyđro (năm 1920). Ông viết: ''Các vùng bên trong của ngôi sao là hỗn hợp các nguyên tử, các electron và sóng ête (nhà bác học đã gọi các sóng điện từ như thế). Chúng ta phải cầu cứu tới các thành tựu mới nhất của vật lý nguyên tử để hiểu được cả các quy luật của trạng thái hỗn độn này. Chúng ta bắt đầu nghiên cứu cấu trúc bên trong của các vì sao và phát hiện thấy ngay rằng ta đang nghiên cứu cấu trúc nội tại của nguyên tử''. Và hơn nữa ''... năng lượng cần thiết có thể được giải phóng khi sắp xếp lại các proton và các electron trong các hạt nhân nguyên tử (sự biến đổi của các nguyên tố) và được một năng lượng cực lớn khi chúng hủy cặp với nhau... Quá trình này hay quá trình kia đều có thể được sử dụng để thu được nhiệt lượng Mặt Trời''.
Khoa học hiện đại có thể biết các giai đoạn nào trong tiểu sử các ngôi sao? Ta phải nói ngay rằng: các quan niệm hiện có về sự phát sinh và phát triển của các vì sao, mặc dầu đã được thừa nhận rộng rãi, chưa thể được xem là một lý thuyết vững chắc. Nhiều vấn đề phức tạp đang còn chờ câu trả lời. Tuy nhiên, những quan niệm này, có lẽ đủ để phác họa đúng đắn các nét đại cương của sự tiến hóa các vì sao.
Sự tồn tại của một vì sao bắt đầu bằng đám mây khí lạnh khổng lồ, gồm chủ yếu là hyđro. Dưới tác dụng của các lực hấp dẫn nó dần dần bị co lại. Thế năng hấp dẫn của các hạt khí nhỏ li ti biến thành động năng, nghĩa là thành nhiệt năng, mà gần một nửa số này mất đi thành bức xạ. Phần còn lại dùng để đốt nóng cục vón đặc chặt được tạo ra ở tâm - đó là phần nhân của vì sao.
Khi nhiệt độ và áp suất trong nhân lên đủ cao làm cho các phản ứng nhiệt hạch có thể xảy ra thì giai đoạn tiến hóa lâu dài nhất của ngôi sao - giai đoạn nhiệt hạch bắt đầu. Một phần năng lượng tỏa ra trong nhân của ngôi sao trong quá trình tổng hợp heli từ hyđro, được cả các nơtrinô có khả năng đi qua mọi vật mang vào không gian Vũ trụ, còn phần chính chuyển ra bề mặt sao và chiếu sáng nổ bằng các lượng tử -
và các hạt của khí bị ion hóa mạnh. Dòng năng lượng từ tâm sao đi ra nay chống lại áp suất của các lớp ngoài và cản trở quá trình co tiếp tục của vì sao. Trạng thái cân bằng như thế của ngôi sao có khối lượng lớn gấp hai khối tượng Mặt Trời, kéo dài gần 10 tỷ năm.
Sau khi phần lớn hyđro trong lõi đã cháy hết, năng lượng cần để giữ cân bằng không còn đủ nữa. “Lò phản ứng nhiệt hạch” của ngôi sao dần dần chuyển sang chế độ mới. Ngôi sao co lại, áp suất và nhiệt độ ở trong lõi của nó tăng lên và ở nhiệt độ khoảng 100 triệu độ, cùng với các proton, các hạt nhân heli cũng tham gia vào trò chơi này. Các hạt nhân nặng hơn được tổng hợp như cacbon, nito, oxy, và giống như một trong những vòng tròn sóng lan truyền trong nước do một hòn đá được ném xuống đó gây ra, lớp vật chất mà trong đó hyđro tiếp tục cháy chuyển dịch từ tâm ngôi sao ra mặt ngoài.
Với thời gian, các dự trữ heli cũng cạn kiệt. Ngôi sao bị co lại còn mạnh hơn nhiệt độ ở tâm của nó tăng lên tới 600 triệu độ. Bây giờ, tham gia phản ứng có các hạt nhân với Z > 2. còn lớp heli đang cháy thì chuyển dịch ra ngoại vi.
Từng bước bừng bước, vật chất ở lõi các ngôi sao chiếm các ô ngày càng mới trong bảng Mendeleyev, còn ở 4 tỷ độ thì cuối cùng ''đã đạt tới'' sắt và các nguyên tố gần với nó xét về khối lượng hạt nhân. Ở các nguyên tố này độ hụt khối lượng là lớn nhất, nghĩa là năng lượng liên kết trong các hạt nhân là lớn nhất, và chúng là ''xỉ than'' của ''các lò phản ứng - sao nhiệt hạch'': không một phản ứng hạt nhân nào còn có thể lấy thêm năng lượng từ chúng nữa. Mà khi điều đó xảy ra thì không còn giải phóng thêm được năng lượng nhờ các phản ứng tổng hợp được nữa và chu kỳ nhiệt hạch của ngôi sao kết thúc. Quá trình tiến hóa tiếp theo lại được quyết định bởi các lực hấp dẫn làm co ngôi sao lại. Cơn hấp hối của nó bắt đầu.
Ngôi sao sẽ hấp hối cụ thể như thế nào còn phụ thuộc vào khối lượng của nó. Ví dụ, các sao có khối lượng lớn hơn hai lần khối lượng Mặt Trời, có một kết cục bi thảm nhất. Các lực hấp dẫn mạnh đến nỗi các mảnh của các nguyên tử bị nén - các electron và hạt nhân - tạo thành tựa như hai chất khí hòa tan vào nhau - khí electron và khí hạt nhân. Mặc dù quá trình tiến hóa của các vì sao này ở những giai đoạn diễn ra sau khi cháy hết các nguyên tố nhẹ, chưa có thể xem là đã được chứng minh một cách chính xác, nhưng dù sao lý thuyết hiện có vẫn được phần lớn các nhà vật lý thiên văn chấp nhận. Thành công của lý thuyết này, trước hết là ở chỗ, nó đã đưa ra một cơ chế hình thành các nguyên tố hóa học đã tiên đoán khá đúng múc độ phổ biến của các nguyên tố trong Vũ trụ.
Như vậy, một ngôi sao nặng đã dùng hết tất cả các dự trữ nhiên liệu hạt nhân. Một cách liên tục, bị đốt đến vài tỷ độ ngôi sao biến phần chất chủ yếu của mình thành tro hạt nhân - các nguyên tố của nhóm sắt có khối lượng nguyên từ từ 50 đến 65 (từ vanađi số 23 đến kẽm số 30). Sự co tiếp theo của ngôi sao đưa đến vi phạm tính bền vững của các hạt nhân tạo thành khiến chúng bắt đầu bị phá hủy. Các mảnh vỡ của chúng - các hạt 
các proton và nơtron - tham gia vào các phản ứng với những hạt nhân của nhóm sắt và kết hợp với chúng. Các nguyên tố nặng hơn được hình thành cũng tham gia vào phản ứng: các ô tiếp theo của bảng tuần hoàn được lấp đầy dần. Do nhiệt độ hết sức cao mà các quá trình này diễn ra rất nhanh - trong vòng vài ngàn năm.
Khi các hạt nhân thuộc nhóm sắt phân hạch hay khi chúng kết hợp với các nucleon và các hạt nhân nhẹ (trong các phản ứng tổng hợp, đưa đến việc lấp đầy miền ''nặng'' của bảng Mendeleyev), năng lượng không được thoát ra mà ngược lại, còn bị hấp thụ. (Đại hoại, các phản ứng như thế ngược với các phản ứng diễn ra trong các lò phản ứng hạt nhân). Kết quả là sự co của ngôi sao diễn ra ngày càng nhanh. Khi electron không còn khả năng chống lại áp suất của kết hạt nhân. Bắt đầu quá trình suy sụp: sau một vài giây, phần lõi của ngôi sao chịu sự co có tính tai biến: lớp vỏ của ngôi sao bị đổ sập, ''bị nổ tung vào phía trong'', Mật độ chất tăng nhanh đến mức ngay cả notrinô cũng không thể thoát ra khỏi ngôi sao. Tuy nhiên ''sự cầm tù'' dòng nơtrinô mạnh mang phần lớn năng lượng của lõi đang suy sụp của ngôi sao kéo dài không lâu. Sớm hay muộn.... xung của các nơtrinô “bị nhốt” sẽ được truyền cho lớp vỏ và nó bị bắn tung ra làm tăng độ phát sáng của ngôi sao lên hàng tỉ lần.
Các nhà vật lý thiên văn cho rằng chính các sao siêu mới đã bùng phát (gọi là vụ nổ sao siêu mới) như thế. Các vụ nổ cực lớn kéo theo các sự kiện này, tung vào khoảng không giữa các ngôi sao một lượng lớn vật chất của ngôi sao: tới 99% khối lượng của nó.
Tinh vân Cua chẳng hạn là lớp vỏ đã nổ và đang nở ra dữ dội như cuồng phong của một trong những sao siêu mới sáng chói nhất. Sự lóe sáng (vụ nổ) của nó như biên niên sử của các nhà thiên văn học Trung Quốc và Nhật Bản cho thấy, đã xảy ra vào năm 1054 với độ sáng lạ thường: người ta đã nhìn thấy ngôi sao ngay cả ban ngày trong vòng 23 ngày đêm. Các phép đo vận tốc nở rộng của tinh vân Cua chứng tỏ rằng, sau chín thế kỷ, nó đã có thể đạt tới các kích thước ngày nay của mình, nghĩa là xác nhận năm sinh ra nó. Tuy nhiên minh chứng quan trọng hơn nhiều cho sự đúng đắn của mô hình đã nêu trên đây và các tiên đoán lý thuyết dựa vào nó là cường độ của dòng notrinô đó được ngày 23 tháng hai năm l987. Khi đó, các nhà vật lý thiên văn đã ghi được một xung nơtrinô đi kèm theo với sự ra đời của sao siêu mới trong đám Mây Magellan Lớn (hai đám Mây Magellan Lớn và Nhỏ là hạt thiên hà gần nhất và là vệ tinh của Thiên Hà chúng ta).
Khi nghiên cứu các phổ sao, người ta đã phát hiện trong chúng có các vạch của những nguyên tố nặng. Dựa vào đó, nhà thiên văn Đức Walter Baade (1893 - 1960) đã đi đến kết luận là Mặt Trời và phần lớn các vì sao ít ra cũng phải là thế hệ thứ hai của các cư dân sao trong Thiên Hà.
Vật liệu để tạo ra thế hệ thứ hai này là chất khí giữa các sao và bụi Vũ trụ do vật chất của các sao siêu mới thuộc thế hệ sớm hơn, bắn tung ra bởi các vụ nổ của chúng biến thành.
Trong các vụ nổ của các ngôi sao liệu có thể hình thành hạt nhân của những nguyên tố siêu nặng? Nhiều nhà lý thuyết đã cho là có khả năng như thế. Khi đó, nếu ''đảo Bền vững'' tồn tại và trong số các hạt nhân dân cư của nó có thể bắt gặp được các hạt nhân sống lâu (có tuổi hàng trăm triệu năm) thì rất đáng tìm cách phát hiện chúng trên Trái Đất hay trong bức xạ Vũ trụ.
THƯ GỬI LÃNH TỤ
Tháng 12 năm 1938, các nhà hóa học phóng xạ Đức Otto Hahn (1879 - 1968) và Fritz.Strasman (1902 - 1980) đã gửi cho tạp chí “Naturwissenschaften” (“Khoa học tự nhiên”) của Đức bài báo về sự phá vỡ các hạt nhân urani khi chúng bị các nơtron bắn phá. Vào lúc đó, đương nhiên các nhà bác học chưa thể mường tượng được phản ứng dây chuyền nào của các sự kiện đã gây ra cho đời sống. Ngay vào tháng tư năm 1939, các nhà vật lý Đức đứng đầu là Werner Heisenberg đã bắt đầu các công việc có kế hoạch nhằm tách các đồng vị urani 
và 
trong hỗn hợp tự nhiên và xây dựng lò phản ứng hạt nhân. Tầm quan trọng trong khám phá của Hahn và Strassman đã được nhận biết nhanh chóng ở các nước khác. Chẳng hạn, tổng thống Mỹ Franklin Delano Roosevelt, khi nhận được bức thư của Albert Einstein ngày 1 tháng Mười năm 1939 về sự cần thiết phải chế tạo vũ khí hạt nhân, đã ghi bên lề thư quyết định: ''Việc này phải hành động''. Khi đó Roosevelt đã thành lập ủy ban tư vấn về các nghiên cứu urani. Mùa xuân năm 1940, một ủy ban tương tự đã bắt đầu hoạt động ở Anh. Đứng đầu ủy ban này là George Paget Thomson. Ba tháng sau đó, ủy ban về vấn đề urani thuộc Đoàn chủ tịch Viện Hàn lâm khoa học Liên Xô được thành lập. Chủ tịch ủy ban là nhà hóa học phóng xạ Vitali Grigoryevic Khlopin (1890 - 1950), phó của ông là Abram Fyodorovich loffe (1880 - 1960).
Trước đây, chưa bao giờ trong lịch sử khoa học, việc nghiên cứu một vấn đề hẹp lại diễn ra với nhịp độ nhanh đến thế: các bài báo về phân hạch urani và thori vào nửa năm đầu sau khi xuất hiện công trình của Hahn và Schtrassman đã được công bố trong các tạp chí vật lý với một cường độ chưa từng thấy trước đây: trung bình, một công trình trong một ngày.
Thiết bị được O.Hahn dùng để tiến hành thí nghiệm về sự phá vỡ hạt nhân Urani
Nổi bật lên trong dòng ấn phẩm tuôn ra như thác đó là thông báo về khám phá năm 1940 bởi các nhà vật lý Nga Georgi Nikolayevich Flyorov (1913 - 1990) và Konstantin Antonovich Petrzhak (1907 - 1998) về một loại biến đổi phóng xạ mới: sự phân rã tự phát (tự sinh) của các hạt nhân urani. Tháng tư năm 1942, Flyorov đã vào quân đội, khi đi qua Voronezh, liền ghé vào thư viện trường đại học và phát hiện ra rằng ở các tạp chí vật lý Mỹ người ta không có phản ứng nhận xét với phát hiện của ông, hơn nữa nói chung đã không còn một bài báo nào về nghiên cứu urani. Từ đó ông rút ra kết luận có lý là những nghiên cứu này ở Mỹ được giữ bí mật, có nghĩa là nước này đã bắt tay vào các vấn đề tầm cỡ để chế tạo vũ khí hạt nhân. Điều đó, đến lượt mình, có thể có, nghĩa là nước Đức phát xít với các nhà vật lý và kỹ sư sáng láng của mình đã không đứng ngoài cuộc. Khi đó Flyorov đã viết thư gửi Stalin. Cùng với các số liệu tình báo, bức thư này đã có ảnh hưởng làm cho chính phủ Liên Xô quyết định bắt tay vào các công việc nhằm sản xuất bom nguyên tử: đề án nguyên tử Xô
Viết. Đứng đầu đề án này là Igor Vasilvevich Kurchatov, một trong những người đầu tiên được ông mời tham gia là Flyorov. Việc thực hiện thành công đề án đã cho phép thiết lập nguyên tắc cân bằng hạt nhân sự cân bằng sức mạnh hạt nhân giữa Đông và Tây, điều đó đã đóng vai trò quyết định trong việc ngăn ngừa chiến tranh thế giới thứ III trong thời kỳ đối đầu Đông Tây.
Georgi Nikolayevich Flyorov
