Gắn nhãn hóa học – Một phương pháp truy tìm anh chị em của Mặt trời

Theo lý thuyết tiến hóa sao, Mặt trời đã chào đời cùng nhiều ngôi sao khác khi các phần dày đặc của một đám mây phân tử bị sụp vào khoảng 4.6 tỉ năm trước. Dần dần, toàn bộ đám mây phân tử tan mất, và những ngôi sao từ đó chia nhau đi theo các hướng riêng biệt trong vũ trụ. Dựa vào kiến thức này, các nhà thiên văn học đã và đang nỗ lực sáng tạo ra các phương pháp khác nhau để tìm những ngôi sao đã sinh ra cùng với Mặt trời - những “anh chị em ruột” của thứ trao cho chúng ta ánh sáng. Trong một bài viết ngắn, hãy cùng thảo luận về một phương pháp tên là gắn nhãn hóa học, từ cách hoạt động cho đến hiệu quả và những thách thức còn phải đối mặt tính đến thời điểm hiện tại.

Mặt trời. Ảnh: NASA/SDO.

Cơ sở khoa học

Vì thành phần hóa học chủ yếu của sao là hydro và heli, tất cả các nguyên tố được tìm thấy ở các ngôi sao mà không phải hydro và heli đều được thiên văn học gọi chung là “kim loại” – khác hẳn với định nghĩa kim loại trong cuộc sống thường ngày. Từ đó, “độ kim loại” (metallicity) của một ngôi sao ám chỉ lượng các chất hóa học không phải hydro và heli ở ngôi sao này, và một cách nghiên cứu độ kim loại thường thấy là tính tỉ lệ giữa độ giàu về một kim loại X và độ giàu về sắt, do các vạch quang phổ của sắt rất dễ xuất hiện khi phân tích ánh sáng của một ngôi sao. Lấy Mặt trời làm chuẩn, các nhà thiên văn học sử dụng logarit để thiết kế tỉ số [X/Fe], trong đó một ngôi sao có tỉ số [X/Fe] là +1 sẽ có tỉ lệ giữa kim loại X và sắt cao gấp 10 lần so với tỉ lệ của Mặt trời, còn một ngôi sao có tỉ số [X/Fe] là +2 sẽ có tỉ lệ giữa kim loại X và sắt cao gấp 100 lần Mặt trời, và cứ tiếp tục như vậy.

Trong một bài nghiên cứu năm 2002, hai nhà thiên văn học người Úc là Ken Freeman và Joss Bland-Hawthorn đã chỉ ra một độ phân tán lớn về tỉ số [X/Fe] của nhiều ngôi sao được quan sát trong suốt bốn thập kỷ trước đó. Theo Freeman và Bland-Hawthorn, trong số các nguyên tố X được ghi nhận, có những nguyên tố mà quá trình tiến hóa sao thông thường không thể tạo ra được, mà thay vào đó phải cần đến các sự kiện thiên văn có năng lượng khủng khiếp, ví dụ như lúc một ngôi sao sụp lõi và nổ tung thành một siêu tân tinh loại II (type II supernova). Trong trường hợp siêu tân tinh như thế, sự sụp và bùng nổ trong chốc lát của ngôi sao sẽ giải phóng vô số các hạt neutron, và các hạt nhân nặng trong ngôi sao này sẽ tóm được rất nhiều neutron cùng một lúc, rồi nhanh chóng trở thành các nguyên tố nặng hơn. Đây được gọi là quá trình r (r-process, trong đó “r” là viết tắt của từ “rapid” có nghĩa là “nhanh” trong tiếng Anh), và theo Freeman và Bland-Hawthorn, sự tồn tại của các nguyên tố từ quá trình r (r-process element) ở các ngôi sao ngày nay không phải là kết quả từ sự tiến hóa của bản thân các ngôi sao đó, mà thực chất là bằng chứng quý giá về điều kiện của đám mây phân tử nơi các ngôi sao đã chào đời hàng tỉ năm về trước. Ví dụ, nếu sự sụp lõi của một ngôi sao tạm gọi là A tạo ra hai nguyên tố từ quá trình r là samari (Sm) và europi (Eu), vụ nổ siêu tân tinh của sao A có thể thổi Sm và Eu bay đi tứ tung. Một đám mây phân tử ở gần đó sẽ nhận được một lượng lớn Sm và Eu từ vụ nổ, và những ngôi sao B, C, D mà sau này đám mây phân tử sinh ra đều sẽ có một lượng Sm và Eu giống nhau. Nếu các nhà thiên văn học ngày nay đo được chính xác sự tương đồng về lượng Sm và Eu ở các sao B, C, D, họ có thể gộp các ngôi sao này thành một nhóm và kết luận rằng chúng đã chào đời trong cùng một đám mây phân tử hàng tỉ năm về trước, ngay cả khi đám mây phân tử đó đã tan mất từ lâu rồi. Phương pháp như vậy được Freeman và Bland-Hawthorn gọi là “gắn nhãn hóa học” (chemical tagging).

Mặt trời và những vì sao khác

Vào đầu thập niên 2010, nhà thiên văn học người Peru Ivan Ramírez đã cùng cộng sự xem xét tổng cộng 30 ngôi sao khác nhau trong dải Ngân Hà để tìm kiếm những “anh chị em của Mặt trời” (solar sibling). Sau khi đo đạc lượng các kim loại khác nhau ở 30 ngôi sao này, Ramírez và cộng sự lựa chọn các kim loại điển hình để tính toán tỉ số [X/Fe], rồi đối chiếu với tỉ số [Fe/H] giữa lượng sắt và lượng hydro để ước tính tuổi của các ngôi sao. Trong kết quả nghiên cứu được xuất bản năm 2014, nhóm của Ramírez đã ghi nhận hai ngôi sao có khả năng cao là anh chị em của Mặt trời: HD 154747 thuộc chòm sao Thiên Yến (Apus) và HD 162826 thuộc chòm sao Vũ Tiên (Hercules). Trong số hai ngôi sao này, HD 162826 có lượng các nguyên tố từ quá trình r như lanthan (La), xeri (Ce) và neodymi (Nd) gần như là giống hệt với Mặt trời, và dựa theo mô phỏng bằng máy tính, khả năng xảy ra sự giao nhau giữa quỹ đạo của HD 162826 và Mặt trời trong quá khứ cao hơn hẳn so với HD 154747. Chính vì vậy, Ramirez và cộng sự đã kết luận rằng chỉ một mình ngôi sao HD 162826 mới thỏa mãn các tiêu chí động lực học và hóa học để được coi là một anh chị em thực sự của Mặt trời. 

Đài thiên văn McDonald ở Texas, Mỹ, nơi Ramírez và cộng sự đã phân tích và xác định được HD 162826 là ngôi sao anh chị em đầu tiên của Mặt Trời. Ảnh: McDonald Observatory, UT Austin.

Nhờ vào các nghiên cứu sau đó, đến nay các nhà thiên văn học đã chắc chắn được rằng HD 162826 và Mặt trời từng cùng tồn tại trong một quần tinh mở (open star cluster) – một nhóm sao cùng tuổi và cùng được hình thành trong một đám mây phân tử. Trước khi quần tinh mở này bị phân tán, Mặt trời, HD 162826 và bất kỳ ngôi sao anh chị em nào khác không hề bị liên kết trọng lực làm cho dính lấy nhau, mà vẫn giữ được một khoảng cách đủ lớn để duy trì đĩa bụi xung quanh Mặt trời mà sau này trở thành hệ hành tinh của chúng ta.

Phát hiện của Ramírez và cộng sự đã chứng minh được triển vọng của phương pháp gắn nhãn hóa học, và trong khoảng thời gian sau đó, các nhà thiên văn trên khắp thế giới tiếp tục sử dụng phương pháp này để tìm kiếm anh chị em của Mặt trời. Vào năm 2018, dưới sự lãnh đạo của một nhà vật lý thiên văn người Armenia tên là Vardan Adibekyan, một nhóm nghiên cứu khác tại Châu Âu đã phân tích 55 ngôi sao từ một cơ sở dữ liệu quan sát và lọc ra 12 ứng viên dựa trên sự tương đồng về độ kim loại so với Mặt Trời. Sau khi ước tính tuổi của 12 ngôi sao này, Adibekyan và cộng sự chỉ chọn ra được 4 ngôi sao, và thông qua phép phân tích chuyển động, họ đi đến kết luận rằng chỉ một mình ngôi sao HD 186302 trong chòm sao Khổng Tước (Pavo) mới có thể được coi là anh chị em của Mặt Trời. Dù cách tiếp cận của Adibekyan và cộng sự có nhiều điểm khác biệt so với nhóm của Ramírez, tầm quan trọng của gắn nhãn hóa học trong cả hai nghiên cứu là một điểm chung không thể không đề cập tới. Dường như gắn nhãn hóa học đã trở thành một phương pháp vô cùng hiệu quả để truy tìm người thân của Mặt Trời, hay nói rộng ra là các ngôi sao trong vũ trụ.

Những thách thức

Bất chấp những thành công mà gắn nhãn hóa học đã gặt hái được, phương pháp này vẫn chưa thể đóng vai trò quyết định trong công cuộc nhóm các ngôi sao thành các “gia đình” riêng biệt. Như đã thảo luận ở phần trên, cả hai đội nghiên cứu của Ramírez và Adibekyan đều sử dụng gắn nhãn hóa học để khoanh vùng những ngôi sao có thể có chung nguồn gốc với Mặt trời, song họ đều phải dùng thêm các phân tích khác để đi đến kết luận cuối cùng. Trong một số trường hợp khác, ví dụ như nghiên cứu năm 2015 của Lưu Thành (Liu Cheng) và cộng sự, gắn nhãn hóa học giúp các nhà thiên văn lọc lấy được một hoặc nhiều ngôi sao, song cuối cùng việc mô phỏng và phân tích chuyển động lại cho thấy những ngôi sao này không thể nào là anh chị em của Mặt trời. 

Có hai nguyên nhân chính khiến cho gắn nhãn hóa học chưa thể trở thành một phương pháp đáng tin cậy. Thứ nhất, với các thiết bị đo đạc ở thời điểm hiện tại, các nhà thiên văn vẫn chưa thể đo được chính xác độ kim loại của các ngôi sao. Nhiều tác giả như David W. Hogg và cộng sự (2016) đã cố gắng khắc phục điều này bằng cách chế tạo các chương trình mô phỏng mới, nhưng đến nay, những sáng tạo như vậy mới chỉ áp dụng được trong một vài trường hợp cụ thể. Thứ hai, bản thân phương pháp gắn nhãn hóa học được xây dựng dựa trên rất nhiều giả định. Chính Freeman và Bland-Hawthorn (2002) khi đề xuất ý tưởng này cũng nói rằng để cho gắn nhãn hóa học hoạt động tốt, các kim loại trong đám mây phân tử gốc phải được phân bố một cách đồng đều trước khi các ngôi sao được hình thành tại đây. Sự giàu kim loại của các đám mây phân tử vẫn còn là chủ đề cần được nghiên cứu thêm, nên chúng ta vẫn chưa biết liệu điều kiện phân bố đồng đều nói trên có thực tế hay không. Mặt khác, gắn nhãn hóa học cho rằng chỉ các ngôi sao cùng tuổi, cùng quê quán mới có thành phần hóa học giống hệt nhau. Mọi chuyện không hề minh bạch như vậy: đã có nhiều nghiên cứu cho thấy rằng các ngôi sao bằng tuổi có thể tương đồng về độ kim loại ngay cả khi khác nơi sinh. Không những thế, các quần tinh mở khác nhau vẫn có thể giống nhau về thành phần hóa học. 

Quần tinh mở Tua Rua (Pleiades). Ảnh: Davide De Martin & the ESA/ESO/NASA Photoshop FITS Liberator.

Một số nhà thiên văn đã đề xuất thay đổi cách hoạt động của gắn nhãn hóa học. Sergi Blanco-Cuaresma và Didier Fraix-Burnet (2018) cho rằng thay vì dựa vào Mặt trời, những người sử dụng phương pháp gắn nhãn hóa học nên lấy một quần tinh mở cụ thể làm chuẩn, bởi Mặt trời chỉ là một ngôi sao riêng lẻ, còn một quần tinh mở có đến hàng trăm, hàng nghìn ngôi sao có quan hệ mật thiết với nhau. Việc lựa chọn một quần tinh mở sẽ cho phép nhà thiên văn nghiên cứu theo hướng phát sinh chủng loại học (phylogenetics), nghĩa là không phải đi tìm sự tương đồng về thành phần hóa học ở hiện tại rồi xếp các ngôi sao vào một nhóm, mà dựa trên sự tương đồng của ngày hôm nay để xây dựng một viễn cảnh tiến hóa (evolutionary scenario) thể hiện lịch sử và mối quan hệ giữa các ngôi sao có sự tương đồng nói trên. Theo Blanco-Cuaresma và Fraix-Burnet, một khi đã xác định được mối quan hệ như vậy, các nhà nghiên cứu có thể biết trước được các kim loại mà họ cần phải tập trung phân tích, thay vì phải ngồi đo xem các kim loại khác nhau phong phú đến mức nào, rồi từ đó mới lọc ra vài nguyên tố điển hình như những người đi trước – tiêu biểu là Ramírez và cộng sự (2014) – đã làm.

Tương lai của gắn nhãn hóa học

Ngoài việc giúp con người tìm anh chị em của Mặt trời, gắn nhãn hóa học còn cung cấp những kiến thức mới về các ngôi sao hoặc các quần tinh khác. Vào năm 2018, chính bằng phương pháp này, các nhà thiên văn học thuộc dự án GALAH của Úc đã xác định được hai ngôi sao từng thuộc quần tinh mở Tua Rua (Pleaides), song đã tách ra và ngày nay đang nằm rất xa so với trung tâm của quần tinh này. Một khảo sát tương tự đã được Tabernero và cộng sự (2017) thực hiện ở nhóm di chuyển Ursa Major – một nhóm các ngôi sao có chung vận tốc trong không gian thuộc vào địa phận chòm sao Đại Hùng. Kết quả của khảo sát cho thấy, 29 trên tổng số 44 ngôi sao được quan sát có thành phần hóa học tương đồng với nhau, nghĩa là ít nhất 29 ngôi sao này có cùng nguồn gốc xuất xứ.

Trong khi chứng minh tiềm năng của gắn nhãn hóa học, Hogg và cộng sự (2016) đã nhận xét rằng phương pháp này “đầy hứa hẹn một cách không thể chối cãi và tạo động lực cho các khảo sát phân tích quang phổ có quy mô lớn và chi phí cao.” Thật vậy, việc gom các ngôi sao thành các nhóm cùng nguồn gốc dựa vào thành phần hóa học là một ý tưởng đơn giản mà lại có tầm ảnh hưởng lớn, vì nếu các nhà thiên văn gom được các ngôi sao thành các nhóm như thế, họ thậm chí còn có thể phục dựng được điều kiện hóa học của nhiều phần, nếu không nói là toàn bộ dải Ngân Hà trong quá khứ. Từ góc nhìn này, gắn nhãn khoa học không chỉ hữu ích đối với một mình những người nghiên cứu sao, mà còn với cả cộng đồng khảo cổ học thiên hà (galactic archaeology), và việc khắc phục các hạn chế của phương pháp này ở thời điểm hiện tại là một điều hết sức cần thiết. Gắn nhãn hóa học sẽ còn là một chủ đề đáng để thảo luận, và trong tương lai, phương pháp này có thể sẽ được cải tiến, tạo điều kiện cho các nhóm nghiên cứu tìm thêm những anh chị em khác của Mặt trời, hay thậm chí là xác định được “nơi chôn rau cắt rốn” của ngôi sao cô độc này.□
—
Adibekyan, V. et al (2018), “The AMBRE project: searching for the closest solar siblings”, Astronomy & Astrophysics 619, pp. A130.
Blanco-Cuaresma, S. and Fraix-Burnet, D. (2018), “A phylogenetic approach to chemical tagging: Reassembling open cluster stars”, Astronomy & Astrophysics 618, pp. A65.
Freeman, K. and Bland-Hawthorn, J. (2002), “The new Galaxy: signatures of its formation”, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 40(1), pp. 487-537.
Kos, J. et al (2018), “The GALAH survey: chemical tagging of star clusters and new members in the Pleiades”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 473(4), pp. 4612-4633.
Hogg, D.W. et al (2016), “Chemical tagging can work: Identification of stellar phase-space structures purely by chemical-abundance similarity”, The Astrophysical Journal 833(2), pp. 262.
Liu, C., Ruchti, G., Feltzing, S., Martínez-Barbosa, C.A., Bensby, T., Brown, A.G.A. and Zwart, S.P. (2015), “Quest for the lost siblings of the Sun”, Astronomy & Astrophysics 575, pp. A51.
Ramírez, I. et al (2014), “Elemental abundances of solar sibling candidates”, The Astrophysical Journal 787(2), pp. 154.
Tabernero, H.M., Montes, D., Hernández, J.G. and Ammler-von Eiff, M. (2017), “Chemical tagging of the Ursa Major moving group: A northern selection of FGK stars”, Astronomy & Astrophysics 597, pp. A33.