Khi các kính thiên văn ngày càng được cải thiện và dần có khả năng quan sát ngược xa hơn về quá khứ, con người bắt đầu phát hiện thêm được nhiều đặc điểm hấp dẫn, hé lộ các khung cảnh về thời kỳ sơ khai của vũ trụ. Tuy nhiên, một trong những hiện tượng vẫn chỉ đang nằm trong các mô hình dự đoán mà chúng ta vẫn chưa thể thực chứng là các sao Population III (Pop III / Quần thể III). Đây là những ngôi sao đầu tiên trong vũ trụ, được hình thành hoàn toàn từ hydrogen (H) và helium (He) nguyên thủy, không có “kim loại” (tức các nguyên tố nặng hơn hydrogen và helium) làm nhiễm bẩn quá trình hình thành và phát triển của chúng.
Các ngôi sao này cũng được cho là có khối lượng cực lớn và sẽ “chết đầy mãnh liệt”, như cách Bill Wurtz từng nói trong một video nổi tiếng trên YouTube. Một bài báo mới được đăng trên máy chủ bản thảo arXiv, do Tae Bong Jeon thuộc Cosmic Frontier Center tại Đại học Texas ở Austin thực hiện, đã xem xét những đợt bùng nổ tạo sao này có thể lớn đến mức nào, cũng như liệu Kính thiên văn không gian James Webb (JWST) có khả năng phát hiện một trong số chúng hay không.
Cho đến nay, JWST đã tìm thấy những dấu hiệu gợi ý về sự tồn tại của chúng, và đáng chú ý là các dấu hiệu ấy xuất hiện ở những thời kỳ muộn hơn nhiều so với dự đoán từ các mô hình lý thuyết trước khi kính thiên văn được phóng. Một số thiên hà xuất hiện gần cuối Kỷ nguyên tái ion hóa mang những đặc điểm dường như bắt nguồn từ các đợt bùng nổ tạo sao nguyên thủy này, nhưng lại xảy ra muộn hơn hàng trăm triệu năm so với dự đoán.
Để điều đó có thể xảy ra, cần tránh được hai “cái bẫy” mang tính sống còn. Thứ nhất, các đám mây khí hydrogen và helium hình thành nên những ngôi sao này không được sụp đổ quá sớm. Thứ hai, chúng phải tránh bị “nhiễm” kim loại từ các supernova lân cận. Trước tiên, hãy xem làm thế nào sự sụp đổ của một đám mây khí có thể được trì hoãn.
Trong vũ trụ sơ khai, các đám mây khí nguyên thủy chỉ có thể sụp đổ dưới tác dụng của chính lực hấp dẫn của chúng nếu chúng có khả năng nguội đi. Thông thường, khi trở nên đủ đặc, chúng sẽ đơn giản nóng lên, khiến chúng giãn nở trở lại. Yếu tố quan trọng ở đây là chất “làm nguội” duy nhất mà chúng có là hydrogen phân tử (H2). Phân tử quan trọng này đóng vai trò then chốt trong quá trình hình thành các sao Pop III đầu tiên, bởi nó cho phép vật chất tối kéo đủ khí lại gần nhau để các phản ứng nhiệt hạch có thể bắt đầu.
Ở những giai đoạn muộn hơn của vũ trụ, hydrogen phân tử trở nên dồi dào hơn. Vì vậy, ít nhất về lý thuyết, các sao Pop III sẽ hình thành dễ dàng hơn, nhưng bởi có tuổi thọ ngắn, chúng sẽ cháy hết từ lâu trước những thời kỳ mà JWST đang quan sát thấy dấu hiệu của chúng. Một lời giải tiềm năng cho câu đố này là làm giảm lượng hydrogen phân tử có sẵn để đóng vai trò chất làm nguội ở gần những đám mây khí đó. May mắn thay, có một cơ chế có thể thực hiện điều này, được gọi là bức xạ Lyman-Werner (LW).
Bức xạ LW bao gồm các photon tử ngoại mềm có khả năng phân ly (tức phá vỡ) hydrogen phân tử ngay khi tiếp xúc, tạo thành hydrogen nguyên tử, vốn không hiệu quả trong việc làm nguội các đám mây khí. Do đó, nếu một đám mây khí chịu tác động của bức xạ LW, quá trình tạo sao sẽ bị trì hoãn cho đến khi nó đạt đến giai đoạn “làm nguội nguyên tử”. Khi đó, lượng vật chất đã trở nên đủ lớn để hydrogen nguyên tử (được hình thành sau khi hydrogen phân tử bị phá vỡ) cuối cùng có thể thúc đẩy sự sụp đổ thảm khốc thành một ngôi sao. Để chứng minh cơ chế này, các tác giả đã mô hình hóa một “quầng” vật chất tối đang trong quá trình nguội đi trước khi sụp đổ và cho nó chịu tác động của các mức bức xạ LW khác nhau. Họ nhận thấy một cấu trúc riêng biệt hình thành: các lớp bên ngoài của quầng vẫn cực kỳ nóng do tiếp xúc kéo dài với bức xạ tử ngoại từ bên ngoài, trong khi phần lõi bên trong trở nên đặc hơn và biến thành một dạng lớp chắn. Về cơ bản, lớp bên ngoài hứng chịu phần lớn nhiệt lượng, trong khi lớp bên trong tiếp tục nguội đi và cuối cùng hình thành một ngôi sao.
Nhưng bức xạ LW không phải là thứ duy nhất trôi nổi trong vũ trụ vào thời kỳ xuất hiện những sao Pop III “muộn” tiềm năng này. Kim loại từ các supernova khác cũng hiện diện. Tuy nhiên, chúng di chuyển chậm hơn rất nhiều. Các tác giả chỉ ra rằng bức xạ LW từ các supernova lân cận có thể tới những đám mây khí và bụi nguyên sơ này sớm hơn hàng trăm triệu năm so với các hạt kim loại có thể “làm nhiễm bẩn” chúng, khiến chúng hình thành các sao Pop II (thế hệ sao tiếp theo, có chứa một lượng kim loại nhất định).
Tuy nhiên, việc phân biệt giữa các đợt bùng nổ tạo sao Pop III và những người anh em Pop II thông thường hơn của chúng vẫn là một thách thức về mặt kỹ thuật. Các tác giả tính toán rằng, với sự hỗ trợ của thấu kính hấp dẫn, chúng ta có thể phát hiện các đợt bùng nổ tạo sao Pop III bằng các thiết bị hiện đại. Nhưng việc sử dụng thấu kính hấp dẫn đòi hỏi một lượng may mắn đáng kể, bởi đối tượng mà chúng ta tìm kiếm phải nằm gần như thẳng hàng với thiên hà đóng vai trò thấu kính.
Khả năng “gặp may” đó còn thấp hơn do sự hiếm có của những điều kiện cần thiết để hình thành các đợt bùng nổ tạo sao này - một môi trường tử ngoại cường độ cao và một vùng khí nguyên sơ, không bị nhiễm bẩn. Dù vậy, các tác giả tính toán rằng bằng cách sử dụng những chương trình khảo sát như GLIMPSE, vốn được thiết kế đặc biệt để tận dụng các thấu kính hấp dẫn, các nhà nghiên cứu có thể tìm thấy tới chín đợt bùng nổ tạo sao Pop III hình thành muộn. Nếu một bài báo trong vài năm tới mô tả chính xác một phát hiện như vậy, bài báo này nhiều khả năng sẽ trở thành một trong những tài liệu được dẫn chứng cho dự đoán trên.
Hoàng Quân
Theo Phys.org
