Khí Heli Trong Thiên Văn Học: Từ Quang Phổ Các Vì Sao Đến Kính Thiên Văn Hồng Ngoại

Khí heli trong thiên văn học có một vị trí đặc biệt khi chính nguyên tố này được nhận diện qua quang phổ Mặt Trời trước khi được xác nhận trên Trái Đất. Ngày nay, helium vừa là dấu vết giúp các nhà thiên văn nghiên cứu thành phần sao, gió Mặt Trời và lịch sử vũ trụ, vừa là môi chất làm lạnh cho một số detector và kính thiên văn hồng ngoại. Tomoe Vietnam sẽ cùng bạn tìm hiểu hai vai trò rất khác nhau nhưng đều quan trọng của helium trong nghiên cứu thiên văn.

Helium có vai trò gì trong thiên văn học?

Helium, ký hiệu He, là nguyên tố nhẹ thứ hai sau hydrogen và cũng là nguyên tố phổ biến thứ hai trong vũ trụ. Trong thiên văn học, helium xuất hiện theo hai vai trò hoàn toàn khác nhau.

Thứ nhất, helium là đối tượng nghiên cứu. Các nhà thiên văn quan sát những dấu hiệu của He trong ánh sáng từ Mặt Trời, các ngôi sao, tinh vân và môi trường giữa các thiên hà để tìm hiểu:

• Thành phần hóa học của thiên thể.

• Nhiệt độ và mức ion hóa của khí.

• Quá trình tiến hóa sao.

• Cấu trúc khí quyển sao.

• Nguồn gốc và gia tốc của gió Mặt Trời.

• Sự tiến hóa hóa học của thiên hà.

• Thành phần của vũ trụ sơ khai.

NASA cho biết helium đứng thứ hai về mức độ phổ biến trong vũ trụ, chỉ sau hydrogen. Phần lớn helium hiện có được hình thành rất sớm sau Big Bang, trong khi các ngôi sao tiếp tục tạo helium thông qua phản ứng nhiệt hạch.

Thứ hai, helium còn là môi chất kỹ thuật trong thiết bị thiên văn. Helium khí hoặc lỏng có thể được dùng trong hệ cryogenic để làm lạnh detector, thiết bị hồng ngoại và một số hệ thống nghiên cứu xuống nhiệt độ rất thấp.

Vì vậy, khi nói “helium trong thiên văn học”, cần phân biệt giữa helium tồn tại ngoài vũ trụ và helium được con người đưa vào thiết bị quan sát.

Helium được phát hiện trong thiên văn học như thế nào?

Lịch sử phát hiện helium là một trong những câu chuyện đặc biệt của thiên văn học hiện đại.

Năm 1868, trong quá trình quan sát nhật thực toàn phần, nhà thiên văn học người Pháp Pierre Jules César Janssen phát hiện một vạch phổ chưa từng được nhận diện trước đó trong ánh sáng Mặt Trời. Các quan sát và nghiên cứu độc lập sau đó cho thấy vạch này không thuộc về một nguyên tố đã biết trên Trái Đất.

Nguyên tố mới được đặt tên là helium, bắt nguồn từ “Helios” – tên gọi Mặt Trời trong tiếng Hy Lạp.

NASA ghi nhận chuỗi sự kiện này diễn ra từ năm 1868 đến 1895: Janssen phát hiện vạch phổ chưa biết vào năm 1868, trong khi helium chỉ được xác nhận trên Trái Đất vào năm 1895 khi William Ramsay phân lập được nguyên tố này.

Điều đó khiến helium trở thành một ví dụ nổi bật về việc thiên văn học phát hiện một nguyên tố thông qua ánh sáng từ thiên thể trước khi hóa học xác nhận nó trong vật chất trên Trái Đất.

Sự kiện cũng cho thấy sức mạnh của quang phổ học: các nhà khoa học không cần lấy trực tiếp mẫu vật từ Mặt Trời mà vẫn có thể xác định thành phần hóa học thông qua ánh sáng.

Các nhà thiên văn phát hiện helium trong các vì sao bằng cách nào?

Phương pháp quan trọng nhất là spectroscopy – quang phổ học.

Khi ánh sáng từ một ngôi sao đi qua spectrograph, nó được tách thành các bước sóng khác nhau. Trong phổ này xuất hiện những vạch hấp thụ hoặc phát xạ tại các vị trí đặc trưng.

Mỗi nguyên tố có hệ vạch phổ riêng vì electron của nguyên tử chỉ có thể chuyển giữa những mức năng lượng xác định. Do đó, có thể coi các vạch này như một dạng “dấu vân tay nguyên tử”.

Quy trình cơ bản gồm:

1. Thu ánh sáng từ ngôi sao hoặc thiên thể.

2. Tách ánh sáng thành phổ.

3. Xác định vị trí các vạch hấp thụ hoặc phát xạ.

4. So sánh với dữ liệu nguyên tử đã đo trong phòng thí nghiệm.

5. Xác định nguyên tố và trạng thái ion hóa tương ứng.

Đối với helium, hai ký hiệu thường gặp là:

He I: helium trung hòa, nghĩa là nguyên tử vẫn giữ hai electron.

He II: helium đã mất một electron, tạo ion He⁺.

Sự hiện diện và cường độ của các vạch He I hoặc He II cung cấp thông tin về điều kiện vật lý của khí, nhưng không nên sử dụng một vạch duy nhất để suy ra nhiệt độ hoặc abundance tuyệt đối. Việc phân tích còn phải xét mật độ, cấu trúc khí quyển sao, mức ion hóa và mô hình truyền bức xạ.

Nhờ quang phổ học, helium trở thành một công cụ để nghiên cứu những thiên thể cách Trái Đất hàng nghìn hoặc hàng tỷ năm ánh sáng mà không cần tiếp xúc trực tiếp.

Helium được hình thành trong các ngôi sao như thế nào?

Helium không chỉ tồn tại sẵn trong vũ trụ mà còn liên tục được tạo ra bên trong các ngôi sao.

Hydrogen hợp nhất thành helium

Trong các ngôi sao dãy chính như Mặt Trời, nhiệt độ và áp suất ở lõi đủ lớn để các hạt nhân hydrogen tham gia phản ứng nhiệt hạch.

Thông qua chuỗi phản ứng, hydrogen cuối cùng được chuyển thành helium và một phần khối lượng được giải phóng dưới dạng năng lượng.

Có thể hình dung đơn giản:

Hydrogen → phản ứng nhiệt hạch → Helium + năng lượng

NASA mô tả các sao dãy chính là những ngôi sao đang duy trì ổn định nhờ quá trình fusion hydrogen thành helium trong lõi. Quá trình này tạo năng lượng chống lại xu hướng co lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn.

Mặt Trời hiện vẫn nằm trong giai đoạn này.

Khi helium tiếp tục tham gia phản ứng nhiệt hạch

Khi lượng hydrogen trong lõi suy giảm, cấu trúc ngôi sao thay đổi. Tùy theo khối lượng, sao có thể phát triển thành sao khổng lồ và tiến tới giai đoạn đốt helium.

Ở nhiệt độ cao hơn, các hạt nhân helium có thể tham gia phản ứng tạo carbon và các nguyên tố nặng hơn trong những giai đoạn tiến hóa tiếp theo.

Nhờ quan sát tỷ lệ hydrogen, helium và các nguyên tố nặng, các nhà thiên văn có thể xây dựng mô hình về tuổi và trạng thái tiến hóa của sao.

Quan sát helium giúp nghiên cứu Mặt Trời như thế nào?

Helium không phân bố đồng đều trong tất cả các lớp của khí quyển Mặt Trời, vì vậy việc đo abundance của nguyên tố này cung cấp thông tin về các quá trình vật lý trong corona và gió Mặt Trời.

NASA cho biết lượng helium trong khí quyển Mặt Trời là một thông số quan trọng khi nghiên cứu nguồn gốc và cơ chế gia tốc của solar wind – dòng plasma liên tục thoát ra từ Mặt Trời.

Trong một nhiệm vụ sounding rocket mang tên HERSCHEL – Helium Resonance Scattering in the Corona and Heliosphere – NASA đã lập bản đồ helium trong vùng corona mở rộng.

Kết quả cho thấy helium không phân bố đều:

• Vùng gần xích đạo có lượng helium thấp.

• Một số vùng vĩ độ trung bình có abundance lớn hơn.

• Phân bố helium có liên hệ với cấu trúc từ trường mở và nguồn hình thành solar wind.

Những khác biệt này giúp các nhà khoa học nghiên cứu cách plasma được đốt nóng và gia tốc ra khỏi corona.

Một điểm kỹ thuật quan trọng là helium trong solar wind chủ yếu không tồn tại dưới dạng “khí He trung hòa”. Solar wind là plasma, và helium thường xuất hiện dưới dạng ion, đặc biệt là He²⁺ hay alpha particle.

Do đó, cụm “khí helium từ Mặt Trời” chỉ là cách diễn đạt phổ thông; về mặt vật lý plasma, trạng thái ion hóa mới là yếu tố cần quan tâm.

Helium giúp các nhà thiên văn hiểu sự tiến hóa của sao

Thành phần helium của một ngôi sao có liên hệ với cả nguồn vật chất ban đầu và các quá trình đã diễn ra trong suốt vòng đời của nó.

Các nhà thiên văn sử dụng abundance của H, He và các nguyên tố nặng để nghiên cứu:

• Thế hệ của ngôi sao.

• Tuổi tương đối.

• Cấu trúc bên trong.

• Quá trình trộn vật chất.

• Stellar atmosphere.

• Chemical evolution của thiên hà.

NASA cho biết các ngôi sao thế hệ đầu tiên, thường gọi là Population III, được cho là hình thành gần như hoàn toàn từ hydrogen và helium, cùng một lượng lithium rất nhỏ. Những nguyên tố nặng như carbon, oxygen hay iron chưa tồn tại với abundance giống các thế hệ sao sau vì chúng chưa được tổng hợp và phát tán bởi những ngôi sao trước đó.

Một điểm dễ gây nhầm lẫn là trong thiên văn học, các nguyên tố nặng hơn helium thường được gọi chung là “metals”, dù một số nguyên tố như carbon hay oxygen không được gọi là kim loại trong hóa học thông thường.

Khi các thế hệ sao hình thành, tiến hóa và chết đi, chúng bổ sung ngày càng nhiều nguyên tố nặng vào môi trường liên sao. Vì vậy, tỷ lệ helium và metallicity trở thành hai thông số quan trọng khi nghiên cứu lịch sử hóa học của thiên hà.

Helium và bằng chứng về vũ trụ sơ khai

Helium còn đóng vai trò quan trọng trong cosmology vì phần lớn helium trong vũ trụ được hình thành trước khi những ngôi sao đầu tiên xuất hiện.

Sau Big Bang, vũ trụ cực kỳ nóng và đặc. Khi giãn nở và nguội dần, proton và neutron bắt đầu kết hợp để tạo các hạt nhân nhẹ.

NASA cho biết trong vài phút đầu tiên sau Big Bang, các hạt nhân hydrogen và helium đã hình thành. Các mô hình hiện tại cho thấy gần như toàn bộ hydrogen và phần lớn helium của vũ trụ được tạo ra trong khoảng 5 phút đầu tiên thông qua Big Bang nucleosynthesis.

Vì vậy, abundance helium nguyên thủy trở thành một phép kiểm tra quan trọng đối với mô hình Big Bang.

Các nhà thiên văn có thể nghiên cứu:

• Tỷ lệ H/He.

• Helium trong những vùng khí ít bị ảnh hưởng bởi quá trình tạo sao.

• Quasar absorption spectra.

• Môi trường liên thiên hà.

• Trạng thái ion hóa của helium qua lịch sử vũ trụ.

NASA từng sử dụng dữ liệu từ Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer để quan sát helium ion hóa phân bố trong môi trường giữa các thiên hà. Những quan sát này giúp nghiên cứu cấu trúc dạng mạng của vật chất và lịch sử ion hóa của vũ trụ.

Cần lưu ý rằng không phải toàn bộ helium đều đến từ Big Bang. Các ngôi sao vẫn liên tục tạo thêm helium bằng phản ứng nhiệt hạch hydrogen.

Helium trong tinh vân và môi trường liên sao

Ngoài sao và Mặt Trời, helium còn được quan sát trong nhiều vùng khí khuếch tán của vũ trụ.

Các vạch phổ helium có thể xuất hiện trong:

• H II regions.

• Planetary nebulae.

• Stellar winds.

• Một số vùng ejecta của sao.

• Interstellar gas.

• Intergalactic gas.

Ở những vùng bị chiếu bởi bức xạ năng lượng cao, helium có thể chuyển giữa trạng thái trung hòa và ion hóa. Vì vậy, tỷ lệ giữa các vạch helium kết hợp với hydrogen và các nguyên tố khác giúp các nhà thiên văn đánh giá mức độ ion hóa cũng như năng lượng của nguồn bức xạ.

Ví dụ, một tinh vân quanh sao nóng có thể thể hiện các vạch He II nếu trường bức xạ đủ mạnh để ion hóa helium.

Tuy nhiên, không nên suy luận màu sắc của tinh vân trực tiếp từ helium. Hình ảnh thiên văn thường là tổ hợp nhiều bước sóng, filter và phương pháp xử lý màu; màu nhìn thấy trong ảnh công bố không nhất thiết giống màu mà mắt người quan sát trực tiếp.

Helium được dùng để làm lạnh kính thiên văn như thế nào?

Bên cạnh vai trò là đối tượng nghiên cứu, helium còn là vật liệu kỹ thuật quan trọng trong thiên văn học hồng ngoại.

Mọi vật thể có nhiệt độ đều phát ra bức xạ nhiệt, bao gồm cả chính kính thiên văn và detector.

Trong quan sát hồng ngoại, nhiệt từ thiết bị có thể tạo background và che lấp tín hiệu rất yếu từ:

• Đám mây bụi lạnh.

• Sao đang hình thành.

• Hành tinh ngoài hệ Mặt Trời.

• Thiên hà rất xa.

• Các vật thể lạnh trong hệ Mặt Trời.

Do đó, detector và một số thành phần quang học phải được làm lạnh xuống nhiệt độ rất thấp.

Helium đặc biệt phù hợp nhờ nhiệt độ sôi chỉ khoảng 4,2 K ở áp suất khí quyển. Với các cấu hình cryogenic phù hợp, helium có thể đưa thiết bị xuống vùng chỉ vài kelvin.

Một ví dụ điển hình là Spitzer Space Telescope. NASA cho biết Spitzer mang khoảng 360 lít helium lỏng để làm lạnh Cryogenic Telescope Assembly xuống khoảng 5 K, hạn chế “nhiệt cơ thể” của chính kính làm nhiễu tín hiệu từ các vật thể lạnh trong không gian.

Các kính thiên văn từng sử dụng helium

Hai sứ mệnh Spitzer và Herschel cho thấy helium từng là yếu tố trực tiếp quyết định tuổi thọ cryogenic của kính thiên văn hồng ngoại.

Spitzer Space Telescope

Spitzer được phóng năm 2003 với nhiệm vụ quan sát vũ trụ trong vùng hồng ngoại.

NASA cho biết kính mang 360 lít helium lỏng và hệ telescope được làm lạnh xuống khoảng 5 K.

Helium dần bay hơi trong quá trình vận hành. Đến 15/5/2009, nguồn helium lỏng cạn.

Điều thú vị là Spitzer không ngừng hoạt động hoàn toàn. NASA chuyển kính sang Warm Mission, tiếp tục sử dụng hai channel bước sóng ngắn của IRAC vốn vẫn hoạt động được ở nhiệt độ cao hơn.

Trường hợp này cho thấy lượng cryogen có thể quyết định thời gian hoạt động của một giai đoạn khoa học, nhưng không phải mọi detector đều yêu cầu cùng mức nhiệt.

Herschel Space Observatory

ESA triển khai Herschel để quan sát vùng far-infrared và submillimeter, nơi yêu cầu detector cực kỳ lạnh.

Herschel mang hơn 2.300 lít helium siêu lỏng, duy trì cryostat ở khoảng 1,65 K. Một số detector còn sử dụng hệ làm lạnh bổ sung để đạt khoảng 0,3 K.

Đến ngày 29/4/2013, ESA xác nhận nguồn helium lỏng đã cạn, khiến nhiệt độ thiết bị tăng và kết thúc hoạt động khoa học của sứ mệnh.

James Webb có sử dụng helium không?

Có, nhưng theo cách rất khác Spitzer và Herschel.

James Webb Space Telescope không mang một bồn helium lỏng lớn để dùng dần rồi thải ra không gian.

Ba thiết bị near-infrared của Webb chủ yếu được làm lạnh thụ động nhờ tấm chắn nhiệt khổng lồ. Nhưng Mid-Infrared Instrument – MIRI – cần hoạt động ở nhiệt độ dưới 7 K, lạnh hơn mức làm lạnh thụ động có thể đạt được.

NASA cho biết MIRI sử dụng một closed-cycle gaseous-helium cryocooler. Helium khí lạnh được tuần hoàn qua hệ thống, hấp thụ nhiệt từ detector rồi quay trở lại compressor để tiếp tục chu trình.

Hệ thống làm lạnh đưa detector MIRI xuống khoảng 6,2 K, trong khi nhiệt độ vận hành yêu cầu không quá khoảng 6,7–7 K.

Khác biệt có thể hiểu đơn giản:

Spitzer/Herschel:
Helium lỏng → bay hơi dần → nguồn coolant cuối cùng sẽ cạn.

James Webb/MIRI:
Helium khí → tuần hoàn trong cryocooler → tái sử dụng liên tục trong hệ kín.

NASA so sánh nguyên lý của hệ Webb với tủ lạnh gia đình: môi chất được tuần hoàn lại thay vì dùng một lần rồi thải bỏ.

Vì vậy, nói “James Webb không sử dụng helium” là không chính xác; đúng hơn là Webb không phụ thuộc vào một bồn helium lỏng tiêu hao theo cách của nhiều kính hồng ngoại thế hệ trước.

Helium khí và helium lỏng khác nhau thế nào trong thiên văn học?

Điểm quan trọng là helium trong một ngôi sao và helium trong cryocooler đều là nguyên tố He, nhưng mục đích nghiên cứu hoàn toàn khác nhau.

Một bên cung cấp dữ liệu về bản chất vũ trụ; bên còn lại giúp thiết bị đủ lạnh để thu được dữ liệu đó.

Xu hướng làm lạnh trong thiên văn học hiện đại

Các sứ mệnh thiên văn ngày nay đang giảm phụ thuộc vào những bồn cryogen tiêu hao lớn khi công nghệ cho phép.

Một số hướng phát triển gồm:

• Passive cooling.

• Mechanical cryocooler.

• Closed-cycle helium systems.

• Tăng khả năng tái sử dụng môi chất.

• Giảm lượng cryogen phải mang theo khi phóng.

• Kéo dài tuổi thọ thiết bị.

James Webb là ví dụ rõ. Ba instrument near-infrared có thể đạt nhiệt độ làm việc chủ yếu nhờ passive cooling, còn MIRI dùng hệ cryocooler helium khí để xuống dưới 7 K.

Cách tiếp cận này khắc phục một hạn chế quan trọng của các hệ dùng helium lỏng: tuổi thọ cryogenic không còn trực tiếp phụ thuộc vào thời điểm một bồn coolant cạn.

Tuy nhiên, điều đó không có nghĩa helium lỏng đã trở nên lỗi thời. Liquid helium vẫn cần thiết trong nhiều phòng thí nghiệm, thiết bị siêu dẫn và hệ cryogenic đặc thù trên Trái Đất.

Xu hướng chính là lựa chọn giải pháp làm lạnh phù hợp nhất với nhiệt độ cần đạt, kích thước thiết bị, công suất điện, tuổi thọ nhiệm vụ và khả năng bảo trì.

Kết luận

Khí heli trong thiên văn học vừa là dấu vết giúp nghiên cứu Mặt Trời, các ngôi sao, tinh vân và vũ trụ sơ khai, vừa là môi chất kỹ thuật quan trọng trong một số hệ thống cryogenic của kính thiên văn. Từ việc được nhận diện qua quang phổ Mặt Trời năm 1868 đến vai trò trong Spitzer, Herschel và cryocooler MIRI của James Webb, helium gắn chặt với cả lịch sử lẫn công nghệ quan sát vũ trụ hiện đại. Với các ứng dụng nghiên cứu trên Trái Đất, Tomoe Vietnam có thể hỗ trợ lựa chọn helium và hệ thống cấp khí phù hợp với yêu cầu thiết bị.