Nhà thực nghiệm tệ nhất trong lịch sử
Ở trường phổ thông, tôi nghĩ đó là một mô tả tốt với Nancy, bạn cùng nhóm thí nghiệm hóa học với tôi. Nhược điểm lớn ở Nancy là cô nàng hút thuốc ở cái thời đại mà người ta nghĩ rằng không nên hút, nên chúng tôi đi tới thống nhất: tôi viết các thí nghiệm, và cô nàng đút thuốc cho tôi (một hành vi mất dạy ở trường phổ thông mà hồi thập niên 1950 còn bị xem là mất dạy hơn bây giờ nhiều). Cái tiêu cực là nguy cơ bị thương thật sự. Tôi vẫn nhớ một ngày nọ khi Nancy cho 30 milli lít acid sulfiric đặc vào sodium bromate thay vì 3 milli lít acid sulfuric loãng. Kết quả là một đám mây bromine màu cam quái gỡ bắt đầu hiện ra, may thay, lúc ấy giáo viên của chúng tôi đã dàn xếp tình hình ổn thỏa.
Tuy nhiên, hóa ra Nancy là một nhà thực nghiệm tốt hơn nhiều so với Wolfgang Pauli, người mà chỉ cần sự hiện diện của ông ở phòng thí nghiệm đã được cho là có thể ảnh hưởng xấu đến bất kì thí nghiệm nào đang diễn ra. Nhưng Pauli là một nhà vật lí lí thuyết xuất sắc, và đã đề ra một khái niệm – Nguyên lí loại trừ Pauli – giải thích cơ chế cho phép hình thành các sao lùn trắng.
Nguyên lí loại trừ Pauli là một khái niệm cơ bản trong cơ học lượng tử. Nó phát biểu rằng không có hai thành viên nào của một họ hạt gọi là fermion, họ hạt bao gồm electron và quark (và những hạt ghép thường gặp của chúng, như neutron và proton), có thể có cùng một trth lượng tử. Một trạng thái lượng tử là một tập hợp những tính chất lượng tử, một trong số đó là mức năng lượng. Một hệ quả của nguyên lí này là những electron ở gần nhau phải có những mức năng lượng khác nhau. Các electron thường chiếm giữ những mức năng lượng thấp, nhưng nếu có rất nhiều electron thật sự đông đúc ở gần nhau, thì một số electron phải chiếm giữ những trạng thái năng lượng cao. Những electron này tạo ra một loại áp suất gọi là áp suất suy thoái electron (cái chúng ta sẽ gặp lần nữa trong Chương 11). Không giống như áp suất trong Định luật Khí lí tưởng, áp suất này là một hiệu ứng cơ lượng tử, và không nhạy với nhiệt độ. Áp suất này đưa đến những hiệu ứng thú vị bên trong một ngôi sao – áp suất suy thoái, phối hợp với áp suất bức xạ từ sự nhiệt hạch, kháng lại sự co sập hấp dẫn. Tuy nhiên, sự nhiệt hạch cuối cùng dừng lại. Ở một số ngôi sao, gọi là sao lùn trắng, cái còn lại thường là carbon và oxygen, chúng tỏa sáng vì chúng nóng, và chúng trụ lại với lực hấp dẫn bằng áp suất suy thoái electron. Tuy nhiên, những ngôi sao lớn hơn có thể tiếp tục diễn ra sự nhiệt hạch, nhưng rồi chúng phải dừng lại với sắt, vì sự nhiệt hạch của sắt hấp thụ năng lượng chứ không tạo ra năng lượng, như sự nhiệt hạch của những nguyên tố nhẹ hơn sắt. Khi không còn áp suất bức xạ của sự nhiệt hạch, lực hấp dẫn – nếu như ngôi sao đủ lớn – chiến thắng áp suất suy thoái electron. Trong xấp xỉ một phần mười của một giây, sự co sụp hấp dẫn xảy ra ở tốc độ khoảng bằng 25% tốc độ ánh sáng. Các electron bị nén vào trong các proton, với kết quả là toàn bộ ngôi sao gồm toàn neutron. Một vài lần khối lượng mặt trời lúc này bị ép vào một quả cầu có lẽ chừng 10 dặm đường kính. Sóng xung kích sinh ra làm xé toạc những lớp ngoài của ngôi sao, và một sao siêu mới xuất hiện trên bầu trời. Trong khoảnh khắc này, ngôi sao giải phóng năng lượng gấp 100 lần toàn bộ năng lượng do Mặt trời sản sinh ra trong suốt cuộc đời của nó. Phần lớn năng lượng này được giải phóng dưới dạng neutrino.
Những con số làm nên vũ trụ
James D. Stein
Bản dịch của Thuvienvatly.com
