Anh/chị thân mến,
Các sách về vũ trụ học mô tả toàn bộ đặc điểm của giai đoạn sau sáu giai đoạn đầu tiên của sự sáng tạo tương tự như những đặc điểm mà vũ trụ sở hữu ngày nay. Chất đã được hình thành và sự tương tác hài hòa giữa các nguyên tử bắt đầu ở nhiệt độ cao. Sự hình thành các nguyên tử đã giúp hình thành các phân tử; sự kết hợp của các phân tử đã làm đầy không gian bằng một lượng lớn vật chất, và dưới những điều kiện vật lý thích hợp, các thiên thể bắt đầu hình thành; mặt trời, các hành tinh, các thế giới đã được tạo ra. Đặc điểm điển hình tiếp theo là… Ở nhiệt độ này, toàn bộ không gian không tối như hiện nay mà tỏa sáng rực rỡ.
Khi vật chất ngưng tụ lại thành dạng khí và dần nguội đi, mật độ của nó cũng tăng lên và vật chất bắt đầu đông đặc, hình thành nên các hành tinh như chúng ta biết. Khi vũ trụ bước vào khoảng 700.000 năm đầu tiên, nó vẫn là một đám mây khí đồng nhất chủ yếu gồm hydro và heli. Nhưng vũ trụ không thu hẹp lại thành một điểm duy nhất và trở thành một thiên hà duy nhất; mà hàng tỷ cụm thiên hà đã được tạo ra. Vậy điều gì đã xảy ra mà vũ trụ không chỉ đơn giản là một đám mây khí? Hay tại sao nó không thu hẹp lại thành một điểm duy nhất?
Trong nhiều năm, ngành thiên văn học tự đặt ra câu hỏi này, và vào năm 1973, nhà vật lý lý thuyết và chuyên gia về lỗ đen Roger Penrose đã cố gắng tính toán sức mạnh ban đầu của sự sáng tạo. Những điểm nhỏ bé nhỏ hơn cả proton, được hình thành sau vụ nổ lớn, đã được phát hiện. Chúng không được tạo ra do sự sụp đổ của các ngôi sao như lỗ đen, mà là ngay trong thời khắc ban đầu của sự sáng tạo. Những điểm đen này, dù nhỏ hơn cả nguyên tử, lại hoạt động như lỗ đen, nuốt chửng mọi thứ chúng gặp phải. Tuy nhiên, người ta đã nhận thấy chúng để lại dấu vết.
Những đám mây hydro và heli dường như đã tụ họp quanh những tâm hấp dẫn khổng lồ này, và đó là cách hình thành nên hạt nhân của hàng tỷ thiên hà. Từ một hỗn hợp vũ trụ liên kết, từ một điểm chỉ là đám mây khí, vũ trụ đang mở rộng và bắt đầu định hình. Qur’an đã tiên đoán về sự biến đổi lớn này, sự biến đổi đã định hình và tạo nên vũ trụ:
Cũng giống như các sinh vật sống, các vì sao trải qua các giai đoạn tuổi thơ, tuổi trẻ và tuổi trưởng thành, rồi cuối cùng cũng già đi và chết. Giữa các thiên hà còn có những đám mây khí và bụi, là nguyên liệu tạo nên các vì sao. Trong thiên hà của chúng ta, Dải Ngân hà, khí và bụi tập trung nhiều hơn ở các nhánh xoắn ốc trải dài từ trung tâm thiên hà ra phía ngoài.
Một lực hấp dẫn gọi là lực hấp dẫn vũ trụ dẫn đến việc các vật chất liên tinh gây tụ hợp và cô đặc lại với nhau thành những đám mây và cụm lớn. Những đám mây cô đặc khi các ngôi sao mới hình thành có cấu trúc mỏng manh, không đủ để tạo ra trọng lực. Vì vậy, việc các đám mây khí và bụi tụ hợp và cô đặc lại với nhau như thế nào vẫn chưa được giải thích đầy đủ.
Một đám mây thu hẹp và nén chặt lại, bắt đầu nóng lên do các va chạm gia tăng trong quá trình kéo dài hàng triệu năm. Cuối cùng, những va chạm này dẫn đến việc đám mây bốc cháy và tỏa sáng. Ban đầu, nó phát ra các loại bức xạ như tia hồng ngoại và sóng vô tuyến.
Khi một ngôi sao được hình thành, phần bên ngoài của khối khí sẽ co lại rất chậm, trong khi phần trung tâm co lại nhanh chóng. Khi đám mây trở nên đặc hơn, nó sẽ phát ra nhiều ánh sáng hơn, cuối cùng tỏa sáng xuyên qua lớp bụi tối bao quanh nó. Khi ngôi sao bắt đầu tỏa sáng, một đĩa xoay quanh ngôi sao sơ sinh được hình thành. Trên và dưới đĩa này, những luồng gió mạnh do khí nóng mạnh phát ra theo hướng ngược nhau sẽ cuốn đi phần lớn đám mây khí ban đầu, che khuất ngôi sao sơ sinh. Nhờ đó, ngôi sao bắt đầu xuất hiện trong tầm nhìn của các kính thiên văn thông thường. Sau khi ngôi sao xuất hiện và đạt đến một độ tuổi nhất định, năng lượng được tạo ra ở trung tâm của nó sẽ ngăn chặn sự sụp đổ thêm của ngôi sao. Năng lượng này cố gắng tạo ra áp suất đủ mạnh để ngăn chặn sự sụp đổ của vật chất và thoát ra ngoài. Như vậy, ngôi sao đạt được trạng thái cân bằng.
Với kính thiên văn thông thường, chúng ta không thể nhìn thấy các ngôi sao được hình thành trong các đám mây khí liên tinh. Bởi vì các đám mây khí và bụi vũ trụ, có kích thước tương đương với các hạt trong khói thuốc lá, hấp thụ ánh sáng khi đi qua. Vì vậy, chúng ta thấy các đám mây như những bóng tối trên nền sao. Việc nghiên cứu sự hình thành các ngôi sao chỉ có thể thực hiện được bằng kính thiên văn hồng ngoại. Một kính thiên văn hồng ngoại tiên tiến lần đầu tiên được đặt trên một vệ tinh được phóng lên quỹ đạo vào năm 1983. Kính thiên văn này đã xác định được hàng nghìn ngôi sao trẻ ẩn sâu bên trong các đám mây liên tinh.
Để một đám mây khí ngưng tụ có thể trở thành một ngôi sao, nó cần phải đạt một kích thước nhất định. Nếu các đám mây khí hợp nhất không đủ lớn, chúng ta sẽ thấy một sự hình thành khác. Lần này, chúng ta không thấy sự ra đời của một ngôi sao mà là sự ra đời của một hành tinh. Đó là cách mà hệ thống ngôi sao và các hành tinh xung quanh nó được hình thành: Trong khi các ngôi sao được hình thành, các đám mây khí nhỏ hơn xung quanh chúng lại tạo ra các hành tinh.
Trong vũ trụ, có những ngôi sao nhỏ hơn Mặt Trời gấp mười lần, cũng như những ngôi sao lớn hơn Mặt Trời gấp trăm lần. So với Mặt Trời, các ngôi sao được phân loại như sau: ở đầu dưới là những ngôi sao mờ hơn Mặt Trời và có nhiệt độ bề mặt 3.000 độ C, ở giữa là những ngôi sao tương tự Mặt Trời với nhiệt độ bề mặt 6.000 độ C, và ở đầu trên là những ngôi sao khổng lồ có khối lượng lớn với nhiệt độ bề mặt lên tới 30.000 độ C và cao hơn.
Ngược với suy nghĩ thông thường, các ngôi sao có khối lượng lớn lại có tuổi thọ ngắn hơn. Bởi vì, do tâm của những ngôi sao này có mật độ và nhiệt độ cao hơn, phản ứng hạt nhân cũng mạnh hơn. Vì vậy, chúng có bề mặt sáng hơn. Một ngôi sao có khối lượng lớn, do sử dụng nhiên liệu hạt nhân nhanh hơn, nên nhiên liệu của nó sẽ cạn kiệt nhanh hơn. Ngược lại, một ngôi sao có khối lượng nhỏ, mặc dù có lượng nhiên liệu ít hơn, nhưng nó sử dụng nhiên liệu một cách tiết kiệm và có tuổi thọ lâu hơn.
Chúng ta biết rằng giữa áp suất và nhiệt độ của một loại khí có mối quan hệ đơn giản. Khi đun nóng khí trong một bình kín, áp suất sẽ tăng lên, và khi làm lạnh, áp suất sẽ giảm xuống. Vậy nên, nếu ta nghĩ đến nhiệt độ hàng triệu độ ở trung tâm của một ngôi sao, ta có thể dự đoán được áp suất khổng lồ bên trong đó. Chúng ta biết rằng nhiệt độ ở đây được tạo ra bởi các phản ứng hạt nhân. Mỗi ngôi sao đều chịu tác động của lực hấp dẫn, lực này thu hẹp và nén các nguyên tử của các nguyên tố bên trong lại với nhau. Lực hấp dẫn càng lớn khi khối lượng của ngôi sao càng lớn. Lực này hướng từ ngoài vào trong, được cân bằng bởi lực đẩy từ trong ra ngoài của một vụ nổ hạt nhân. Phản ứng quan trọng nhất duy trì sự sống và tuổi thọ của ngôi sao là quá trình hợp nhất (hợp nhân) chuyển đổi hydro thành heli. Nhưng rồi, nhiên liệu sẽ cạn kiệt và phản ứng sẽ bắt đầu suy yếu. Trong trường hợp này, sự hỗ trợ áp suất bị đe dọa và ngôi sao bắt đầu thua cuộc trong cuộc chiến kéo dài chống lại lực hấp dẫn.
Khi các vì sao cạn kiệt nhiên liệu, chúng trải qua những thay đổi tỷ lệ với khối lượng của chúng. Số 1,44 tỷ lệ với khối lượng Mặt Trời, và những vì sao có khối lượng nhỏ hơn 1,44 lần khối lượng Mặt Trời cuối cùng sẽ trở thành sao lùn; những vì sao có khối lượng lớn hơn sẽ trở thành sao trung tính, rồi sau đó là sao đen. Nếu khối lượng của một vì sao lớn hơn 1,44 lần khối lượng Mặt Trời, những vì sao khổng lồ như vậy sẽ không trở thành sao lùn. Nhiệt độ và mật độ bên trong chúng tiếp tục tăng lên, nhiên liệu đã trở thành sắt, niken, crom, koban không thể tiếp tục cháy. Nhiệt độ và áp suất ép các electron và proton lại với nhau, biến chúng thành nơtron. Lõi sắt trở thành một quả cầu có đường kính 100 km. Và vì sao bùng nổ với ánh sáng gấp hàng tỷ lần ở nhiệt độ tới hạn. Đây là một vụ nổ siêu tân tinh. Vụ nổ tạo ra một sóng xung kích khủng khiếp và dòng neutrino lan truyền ra xung quanh. Vật liệu nổ được phân tán vào không gian dưới dạng các đám mây khí.
Về cơ bản, chúng ta, xét về vật chất, từng là một phần của một ngôi sao. Ngôi sao đó có lẽ lớn hơn Mặt Trời của chúng ta rất nhiều và đã xuất hiện ngay sau khi vũ trụ được tạo ra, tức là trong vài trăm nghìn năm đầu tiên.
Vào thời điểm đó, vũ trụ gần như hoàn toàn được cấu tạo từ hydro. Hệ mặt trời và Trái Đất, nơi chúng ta đang sống, cũng được hình thành từ nguyên tố này. Hydro là nguồn gốc của mọi thứ và mọi vật chất trong vũ trụ đều được tạo ra từ nguyên tử hydro đơn giản này. Sau đó, trong hàng tỷ năm, hydro được xử lý trong lò phản ứng hạt nhân và biến thành heli. Như vậy, một đời đã trôi qua. Khi nhiên liệu trong kho bắt đầu cạn kiệt, cái chết đã hiện lên trên chân trời. Đầu tiên là sự co lại. Khi lò phản ứng tắt, khối lượng của ngôi sao khổng lồ đã sụp đổ. Áp suất tăng lên do sự sụp đổ đã khởi động các phản ứng hạt nhân mới. Từ đó, một loạt các nguyên tố từ carbon đến sắt đã được hình thành.
Một vòng đời kéo dài hàng tỷ năm đã kết thúc chỉ trong vài giây. Các hạt cấu tạo nên nhân của ngôi sao đã tan chảy và biến thành nơtron chỉ trong vài giây, trong khi các phần gần bề mặt đã được phóng thích vào không gian với tốc độ mười triệu ki-lô-mét mỗi giây. Đó là một khoảnh khắc kinh hoàng, với nhiệt độ lên tới hàng tỷ độ và độ sáng gấp tỷ lần mặt trời. Đồng thời, các nguyên tố nặng hơn sắt cũng được tạo ra trong thời điểm này.
Năng lượng khổng lồ được giải phóng làm nóng các lớp vỏ bên ngoài của ngôi sao đến mức, trong một khoảng thời gian ngắn, các phản ứng nhiệt hạch mới có thể xảy ra, hấp thụ năng lượng thay vì giải phóng năng lượng. Trong lò phản ứng này, ngoài sắt, các nguyên tố nặng khác như vàng, chì và urani cũng được tạo ra. Những nguyên tố này, cùng với các nguyên tố nhẹ hơn đã được tổng hợp trước đó như cacbon và oxy, được bắn phá ra không gian và hòa lẫn vào mảnh vụn của vô số siêu tân tinh. Qua nhiều thế kỷ, những nguyên tố nặng này tạo nên các thế hệ sao và hành tinh mới.
Những sự kiện thiên văn ngoạn mục và hùng vĩ gọi là “siêu tân tinh” đã tạo ra các nguyên tố như carbon, oxy, vàng, đồng, bạc cho hành tinh của chúng ta, và cuối cùng là sự hình thành của sự sống. Nguồn sống là carbon và oxy, những chiếc nhẫn bạc và vàng chúng ta đeo trên ngón tay, những tấm chì trên mái nhà, lõi của thanh nhiên liệu urani trong lò phản ứng hạt nhân của chúng ta, đều là những cơn đau đớn cuối đời của những ngôi sao đã biến mất từ lâu trước khi Mặt trời của chúng ta xuất hiện.
Như đã thấy, vụ nổ siêu tân tinh đóng vai trò quan trọng trong việc chuyển hóa vật chất từ điểm này sang điểm khác trong vũ trụ. Những mảnh vụn của ngôi sao bị vỡ vụn sau vụ nổ, tích tụ ở những nơi khác trong vũ trụ, tạo ra những ngôi sao hoặc hệ thống sao mới. Mặt trời, các hành tinh trong hệ mặt trời, và tất nhiên cả Trái Đất của chúng ta, cũng xuất hiện do hậu quả của một vụ nổ siêu tân tinh xảy ra từ rất lâu trước đây. Trong vũ trụ rộng lớn này, nơi con người được tạo ra như một kết quả cuối cùng, sự biến đổi và tiến triển từng bước của vật chất hướng tới một mục tiêu cụ thể, rõ ràng cho thấy sự kết hợp hài hòa giữa Tri thức, Quyền năng và Ý chí, lòng thương xót và ân huệ của Thượng đế.
Với lời chào và lời cầu nguyện…
Hồi giáo qua các câu hỏi
