04/03/2009
 Sau khi vừa mới ra đời cách đây 13,7 tỷ năm từ vụ nổ Big Bang, vũ trụ nóng và đặc vô cùng. Những hiện tượng lý-hóa xẩy ra trong 3 phút đầu tiên có vai trò quyết định trong quá trình tiến hoá của toàn bộ vũ trụ sau này. Những sự kiện trong thời đại vũ trụ nguyên thủy diễn ra dồn dập trong khoảnh khắc, theo một kịch bản dựa trên những kết quả quan sát và mô hình lý thuyết vũ trụ học. Tuy không chứng kiến trực tiếp những sự kiện xẩy ra trong vũ trụ cách đây đã hơn một chục tỷ năm, nhưng các nhà thiên văn đã lập ra những mô hình lý thuyết và dùng kính thiên văn quang học và vô tuyến ngày càng lớn để quan sát các thiên hà xa xôi thế hệ đầu tiên, nhằm đi ngược dòng thời gian tới gần sát thời điểm Big Bang. Các nhà vật lý cũng sử dụng máy gia tốc phóng những dòng proton lao vào nhau với tốc độ xấp xỉ tốc độ ánh sáng để tái tạo ra một môi trường lý-hóa tương tự như vũ trụ nguyên thủy.  
 Trong khoảnh khắc đầu tiên, vũ trụ tràn ngập những photon có năng lượng cao và nóng đến mức không một hạt nhân nguyên tử nào có thể tồn tại vì bị những tia xạ gamma tiêu hủy. Vũ trụ nguyên thủy chỉ là một “nồi xúp” có đầy photon và những hạt cơ bản như quark, electron và neutrino. Vũ trụ dãn nở nên loãng và nguội dần. Khi nhiệt độ giảm xuống còn khoảng 1012 độ, các hạt proton và neutron mới bắt đầu xuất hiện. Proton va chạm với phản-neutrino hoặc electron để biến thành neutron và ngược lại khi neutron va chạm với neutrino hay positron thì trở thành proton. Những phản ứng này tạo ra một số lượng proton và neutron bằng nhau. Một giây sau Big Bang, vũ trụ không còn đủ đặc để tạo ra nhiều va chạm giữa các hạt. Khi đó proton trở nên nhiều hơn neutron. 
Proton liên kết với neutron để tạo ra deuterium (D), đồng vị của hydrogen. Nhưng deuterium lại bị phân ly bởi photon nên phải đợi đến gần hai phút sau, khi photon giảm bớt năng lượng thì những hạt nhân của deuterium mới tồn tại được. Deuterium được dùng để tạo ra helium (4He), nguyên tố có số khối lượng 4. Quá trình bắt neutron hoặc proton để tạo ra những nguyên tố nặng hơn đến đây chấm dứt, bởi vì nguyên tố có số khối lượng 5 không bền nên không tồn tại. Những phản ứng tổng hợp những hạt nhân helium với nhau hoặc với hạt nhân deuterium có thể tạo ra những hạt nguyên tử nặng hơn, nhưng khó thực hiện được bởi vì các hạt nhân này có điện tích dương nên tạo ra một rào điện lực Coulomb có xu hướng đẩy các hạt xa nhau. Trong vòng 3 phút đầu tiên, tất cả số lượng neutron đã được dùng để sản xuất ra helium. Chỉ có một số rất ít nguyên tố nặng hơn helium, như litium (7Li) là được tạo ra. Trong vũ trụ nguyên thủy, hydrogen chiếm tới 75% khối lượng vật chất, sau đến helium chiếm khoảng 25% khối lượng.  
“Thuật chế kim” trong những ngôi sao
Phải đợi hàng trăm triệu năm sau Big Bang, những ngôi sao đầu tiên mới xuất hiện trong vũ trụ. Bắt đầu từ thời điểm này, sự hình thành đủ các loại nguyên tố liệt kê trong bảng tuần hoàn của Mendeleiev mới được tiến hành. Ngôi sao là cái lò phản ứng nhiệt hạch điều chế ra những nguyên tố nặng. Một ngôi sao tương tự như mặt trời “đốt” nhiên liệu, chủ yếu là hydrogen, để tồn tại trong khoảng 10 tỷ năm. Sau khi tiêu thụ hết nhiên liệu hydrogen, ngôi sao tạo ra một cái lõi toàn là “chất thải” helium. Khi đó ngôi sao mất thăng bằng vì năng lượng hạt nhân không còn đủ để chống lại lực hấp dẫn. Vùng trung tâm ngôi sao sập xuống và nóng lên tới hàng chục triệu độ làm helium biến thành carbon (C). Khi đó ngôi sao co dãn đều và phun các nguyên tử nặng vừa mới được điều chế ra môi trường giữa những ngôi sao. Tuy nhiên, nhiệt độ trong lõi ngôi sao không còn đủ cao để thực hiện những phản ứng tổng hợp các hạt nhân carbon. Do đó, nguyên tố carbon là sản phẩm cuối cùng của những ngôi sao nặng như mặt trời. 
Những ngôi sao nặng hơn mặt trời, có nhiệt độ và áp suất cao, nên có đủ điều kiện để quá trình tổng hợp hạt nhân tiếp tục tiến hành. Những ngôi sao này điều chế các nguyên tử nặng như oxygen (O), neon (Ne), natri (Na), magnesium (Mg), silicium (Si)....sắt (Fe) và có một cấu trúc sắp xếp thành từng lớp như vỏ một củ hành. Vỏ ngoài chứa những nguyên tử nhẹ như hydrogen và helium, càng vào trong càng có những vỏ nguyên tử nặng và trong cùng là một cái lõi sao toàn là sắt. Sự sản xuất những nguyên tử nặng hơn sắt tạm đình trệ ở đây. Ngôi sao sập xuống và nổ tung thành sao siêu mới. Quá trình bắt neutron lại được tiến hành để tiếp tục tạo ra đồng (Cu), vàng (Au) và chì (Pb), v.v.... Tục truyền rằng từ thời thượng cổ, con người trên trái đất cũng đã có thuật chế kim dùng những “hòn đá tạo vàng” để biến kim loại thành kim khí quý như vàng, bạc, tuy họ không có lò phản ứng hạt nhân như trong tâm những ngôi sao ! 
 Phân tử trong môi trường giữa những ngôi sao 
 Ngày nay trong vũ trụ có đủ loại hóa chất tương tự như trong những phòng thí nghiệm, mặc dù điều kiện lý-hoá trong vũ trụ và trên trái đất khác nhau rất nhiều. Trung bình môi trường giữa những ngôi sao chỉ lạnh từ một chục độ Kelvin tới vài trăm độ Kelvin và chứa khoảng vài chục tới vài trăm nguyên tử trong một centimet khối. Để so sánh, khoảng chân không tạo ra được trong phòng thí nghiệm còn chứa tới vài triệu phân tử trong một centimet khối. Qua mỗi hơi thở, chúng ta hít vào phổi khoảng 1021 phân tử nitrogen và oxygen. Những đám khí đặc nhất trong các thiên hà cũng chỉ chứa tới vài trăm triệu phân tử trong một centimet khối. Bởi vì môi trường giữa những ngôi sao loãng và lạnh, nên xác suất va chạm giữa những nguyên tử rất thấp, dường như không thuận lợi cho quá trình tổng hợp các phân tử. Các nhà thiên văn rất ngạc nhiên khi họ phát hiện là môi trường này lại rất phong phú về mặt hóa học. Cho tới nay họ đã tìm thấy trong dải Ngân hà ngót 150 phân tử vô cơ và hữu cơ tồn tại dưới dạng khí (xem Bảng 1).

 Bảng 1.  Một số phân tử phát hiện trong dải Ngân Hà   
Những phân tử  thông thường như nước (H2O), muối (NaCl), cồn etylic (CH3CH2OH), v.v... đã được phát hiện trong dải Ngân hà. Phân tử H2 là phân tử phổ biến nhất, số lượng của những phân tử khác chỉ bằng 10 -8 đến 10 -5 số lượng của H2. Những gốc (radical) hoá học như CH, OH và CN là những phân tử không bền vì có khả năng phản ứng rất dễ dàng với các phân tử khác, nên tồn tại được trong môi trường lạnh và loãng giữa những ngôi sao. 

Harold Kroto                 Robert Curl và Richard Smalley
Phân tử HC11N tìm thấy trong vỏ một ngôi sao chứa tới 11 nguyên tử carbon, nên hiện nay được coi là phân tử nặng nhất phát hiện trong dải Ngân hà. Phân tử này thuộc loại chuỗi carbon dài gọi là cyanopolyyne HC2n+1N (chẳng hạn HC3N, HC5N ...) có công thức hoá học khai triển có những liên kết ba (triple bond). Nhà hóa học người Anh, Harold Kroto cùng các đồng nghiệp Robert Curl và Richard Smalley (cả ba đoạt giải Nobel hóa học 1996) cũng muốn tái tạo những điều kiện lý-hóa trong phòng thí nghiệm giống như trong các ngôi sao, nhằm chế ra cyanopolyyne. Nhưng họ lại bất ngờ chế ra được một phân tử khác gồm có 60 nguyên tử toàn là carbon, phân tử C60, có cấu trúc hình cầu mà bề mặt là những hình năm góc và sáu góc gắn với nhau, giống như một quả bóng đá vi mô. Sự phát hiện ra loại phân tử này, được đặt tên là “fullerene”, đã mở đường cho sự chế tạo ra những ống vi mô dùng trong công nghệ nano.   
Kế hoạch tìm kiếm phân tử   
Sự tìm kiếm phân tử trong vũ trụ có thể tiến hành theo hai hướng. Một là tìm phân tử có những vạch phổ mà tần số đã được đo trước bằng kỹ thuật quang phổ. Các nhà thiên văn chỉ cần chỉnh sóng trên phổ kế ở tần số của vạch phổ phân tử và hướng kính thiên văn vào mục tiêu trên bầu trời để phát hiện ra phân tử. Phương pháp thứ hai là nhằm vào mục tiêu, nhưng dùng phổ kế để “quét” cả một vùng phổ rất rộng, nhằm phát hiện ra những vạch phổ của bất cứ phân tử nào mà bản chất sẽ được xác định về sau trong phòng thí nghiệm. Phương pháp tìm kiếm không có chủ định này, tuy tốn thời gian nhưng có khả năng phát hiện được những hoá chất bất ngờ. Vào đầu thập niên 1970, các nhà thiên văn đã phát hiện được trong dải Ngân hà một vạch phổ trên tần số 89188 MHz mà họ không biết là phát ra bởi phân tử nào. Họ tạm đặt tên là phân tử X-ogen, có nghĩa là một phân tử bí hiểm X nào đó ! Sau này họ mới điều chế được trong phòng thí nghiệm ion HCO+. Phân tử bí hiểm X-ogen chính là ion HCO+.
C+ + H2O HCO+ + H
Sự phát hiện ra ion HCO+ trong vũ trụ là một sự kiện quan trọng trong ngành thiên văn hóa học, bởi vì ion HCO+ đóng vai trò then chốt trong quá trình hình thành các phân tử nặng hơn, theo quy trình phản ứng giữa ion và phân tử trung hòa:
AX+  + BY  AB+  +XY
Ion phản ứng với phân tử trung hoà có thể tạo ra những ion và những  phân tử phức tạp hơn. Những phản ứng hoá học trong vũ trụ thường diễn ra trong pha khí. Các nhà thiên văn phải lập ra những mô hình bao gồm hàng trăm phản ứng hóa học để xử lý trên máy tính, nhằm tìm hiểu cơ chế hình thành các phân tử trong vũ trụ. Muốn nghiên cứu những điều kiện lý-hóa trong những đám khí phân tử, họ còn phải lập ra những mô hình lý thuyết để giải phương trình truyền sóng qua đám khí, kết hợp với những tính toán lượng tử mô tả sự thay đổi năng lượng của các phân tử khi chúng va chạm với nhau hoặc với photon của những ngôi sao.   
Những phân tử sinh học trong dải Ngân hà 
 

                        naphthalene
Các nhà thiên văn đã tìm thấy trong dải Ngân hà phân tử glycolaldehyde (C2H4O2), một loại đường có khả năng dẫn đến sự hình thành những phân tử sinh học phức tạp ARN. Mới đây, họ phát hiện được phân tử naphthalene (C10H8), một loại hydrocarbon thường dùng để chế ra băng phiến. Naphthalene cũng có thể là phân tử tiền thân của những acid amin. Những phân tử hữu cơ khác, đặc biệt là acid như HCOOH và amin như CH3NH2 đã được phát hiện trong dải Ngân hà. Vì acid amin có nhóm chức acid COOH và nhóm chức amin NH2, nên acid amin cũng có khả năng tồn tại trong vũ trụ. Glycine có công thức NH2CH2COOH là acid amin đơn giản nhất trong số 20 loại acid amin trong thiên nhiên. Glycine là phân tử cơ bản trong cơ thể sinh vật dùng để điều chế các chất hữu cơ khác như chất đường (glucose).   
Cũng như những phân tử khác, glycine là một tập hợp nguyên tử dường như được gắn vào nhau bởi những lò xo vô hình (Hình 1). Khi phân tử dao động và quay xung quanh trục thì phát ra những vạch phổ trên bước sóng hồng ngoại và vô tuyến theo quy luật của thuyết lượng tử.
 
    Hình 1- Glycine
Phân tử Glycine quay trong không gian nên phát ra những vạch phổ vô tuyến. 
Muốn quan sát những phân tử trong vũ trụ, các nhà thiên văn cộng tác với các nhà vật lý và hoá học để tính và đo được trong phòng thí nghiệm những tần số của các vạch phổ. 
Acid amin có vai trò trung tâm trong quá trình hình thành của sự sống trên trái đất và có thể cả trên những hành tinh khác, nên sự săn tìm acid amin trong vũ trụ là một đề tài quan trọng về mặt khoa học cũng như về mặt triết học. Từ ba thập niên gần đây, các nhà thiên văn vô tuyến đã ra công tìm kiếm glycine trong dải Ngân hà. Chúng tôi cũng dùng kính thiên văn vô tuyến 30 met đường kính của Viện Thiên văn Pháp-Đức IRAM (Institut de Radio Astronomie Millimétrique) đặt trên đỉnh dãy núi Sierra Nevada ở vùng Andalusia (Tây Ban Nha) để tham gia vào công việc này. Kính thiên văn vô tuyến IRAM là một trong những kính hiện đại lớn nhất hoạt động trên những bước sóng milimet (Hình 2).
 
Hình 2
Kính thiên văn  vô tuyến 30-m đường kính của viện IRAM được dùng để tìm kiếm phân tử  trong vũ trụ 
 Mục tiêu của chúng tôi là tinh vân Lạp Hộ (Orion) và vùng trung tâm Ngân Hà, hai nơi có tiếng là những cái nôi của những ngôi sao trẻ và chứa nhiều phân tử (Hình 3).  
 
 Hình 3 
              Tinh vân Lạp Hộ là cái nôi của những ngôi sao trẻ và chứa rất nhiều phân tử (Hình của Đài thiên văn ESO)  
Thiết bị gồm có kính vô tuyến 30 met được trang bị máy thu ướp lạnh để nhiệt độ giảm xuống khoảng 4 độ Kelvin, nhằm giảm tiếng ồn của máy thu. Phổ kế hoạt động trên những dải tần số vô tuyến trải dài từ 101000 MHz đến 223000 MHz (bước sóng từ 3 đến 1,4 milimet). Chúng tôi đã phát hiện được tổng cộng 334 vạch phổ. Để minh hoạ, chúng tôi chỉ trình bầy ở đây một số kết quả hạn chế trong một miền phổ trong đó xuất hiện những vạch phổ của những phân tử hữu cơ quen thuộc như HCOOCH3, CH3CN, v.v... (Hình 4). Trong tổng số 334 vạch phổ còn có 157 vạch mà chúng tôi không biết là do chất hóa học nào phát ra. Trên nguyên tắc, chúng tôi ước tính là những vạch phổ glycine phải xuất hiện trên những dải tần số mà chúng tôi quan sát. Nhưng trên thực tế không có vạch glycine nào xuất hiện trong phổ, có thể là vì các vạch phổ glycine quá yếu nên bị che lấp bởi những vạch phổ của những  phân tử khác. Chúng tôi tạm kết luận là trong Ngân Hà, mật độ của phân tử glycine phải thấp hơn ít nhất 10 tỉ lần mật độ của hydrogen. Mặc dù đã có nhiều cuộc tìm kiếm, nhưng cho tới nay chưa có nhà thiên văn nào phát hiện ra được phân tử glycine trong vũ trụ.

Hình 4 
 Một miền phổ quan sát trong tinh vân Lạp hộ: nhiều vạch phân tử hữu cơ xuất hiện, nhưng không có vạch glycine.
(F. Combes, Nguyen. Q. Rieu, G. Wlodarczak công bố trong tạp chí Astronomy and Astrophysics, vol. 308, p. 618, 1996) 
 Hiện nay các nhà thiên văn đã phát hiện được hàng trăm hành tinh nằm ở hẳn bên ngoài hệ mặt trời. Đây cũng là bước đầu của sự tìm kiếm sự sống trong dải Ngân hà, bởi vì sự sống chỉ có thể tồn tại được trên những hành tinh, nơi mà điều kiện khí quyển và nhiệt độ không khắt khe như trên những ngôi sao. Ở  giai đoạn cuối cùng trong quá trình tiến hoá, ngôi sao phun ra nhiều vật chất hoặc nổ tung thành sao siêu mới làm môi trường giữa những ngôi sao ngày càng phong phú về mặt hoá học. Vật chất tái sinh trong môi trường giữa những ngôi sao lại được dùng để sản sinh ra những ngôi sao của các thế hệ sau. Nhân loại cần học hỏi thiên nhiên về vấn đề tôn trọng luật sinh thái. “Chất thải” của những ngôi sao phun vào không gian vũ trụ đã được thiên nhiên chế biến thành những phân tử phức tạp có khả năng sản sinh ra sự sống. Chúng ta có thể cho rằng sinh vật và con người trên hành tinh trái đất này, phải chăng cũng chỉ là con cháu xa gần của những vì sao trong dải Ngân hà ? 
Bài này đã được tác giả trình bầy trong “Hội Thảo Hóa Học Người Việt  ở Nước ngoài” tại Paris, 7-9/11/2008. 

Những bài cùng tác giả:
"Sự tổng hợp những nguyên tố đầu tiên trong vũ trụ"