Mặt Trời chiếu sáng
như thế nào
Cái gì làm cho mặt trời tỏa sáng ? Làm thế nào mặt trời tạo ra lượng
năng lượng khổng lồ cần thiết cho sự sống sinh sôi trên trái đất ? Những câu
hỏi này đã thách thức các nhà khoa học trong suốt 150 năm trời, bắt đầu từ
giữa thế kỉ thứ 19. Các nhà vật lí lí thuyết đã chiến đấu với các nhà địa chất
học và các nhà sinh học tiến hóa trong một cuộc tranh luận sôi nổi xem ai là
người có câu trả lời chính xác.
Tại sao lại có quá nhiều ồn ào về nan đề khoa học này? Nhà thiên văn học
thế kỉ thứ 19 John Herschel đã miêutả hùng hồnvai trò cơ bảncủa ánhsáng mặt
trời trong mọi hoạt động sống củacon người trong tác phẩm Chuyên luận về Thiên
văn học hồi năm 1883của ông như sau:
Các tia sáng mặt trời là nguồn gốc tối hậu của hầu như mọi chuyển động xảy
ra trên bề mặt trái đất. Bởi nhiệt của nó sản sinh ra các loại gió… Bởi hoạt động của
chúng truyền sức sống cho thực vật tinh lọc từ các chất vô cơ, và trở nên, trong vòng
quay của chúng, là sự cấp dưỡng cho động vật và cho con người, và là nguồn gốc của
những lớp trầm tích lớn có hiệu quả động học nằm sẵn cho con người sử dụng trong
vỉa than của chúng ta.
Ánh sáng mặt trời nuôi dưỡng sự sống trêntrái đất
Trongbài viết này, chúngta sẽ nhắc lại từ bối cảnh lịch sử của sự phát triển
kiếnthức của chúng ta về cách thức mặt trời (ngôi saogần chúng ta nhất) tỏa sáng,
bắt đầu trong phần tiếp theo với cuộc tranhluận thế kỉ 19 về tuổi của mặt trời.
Trongphần sauđó, chúng ta sẽ thấy những khám phá dườngnhư chẳngcó kết quả
gì với nhautrong vật lí cơ bản đưa đến một lí thuyết sản sinh nănglượng hạtnhân
trong các ngôi saođã giải quyết được cuộc tranhluận về tuổi củamặt trời và giải
thích được nguồn gốc của bứcxạ mặt trời. Trongphần sau cùng trước khitóm
lược,chúngta sẽ thảoluận xem các thí nghiệm được thiết kế như thế nào để kiểm
tra lí thuyết sảnsinh nănglượng hạt nhân trong các ngôi saolàm hémở một bí ẩn
mới, Bí ẩn Neutrinocòn thiếu.
Tuổi của mặt trời
Mặttrờibao nhiêu tuổi ?Làm thế nào mặt trời tỏa sáng được ? Những câu

hỏi này làhai mặt của một đồngtiền,như chúng ta sẽ thấy.
Tốc độ mặt trời phátra bức xạ dễ dàng tính được bằng cách sử dụng tốcđộ
đo được mà năng lượng đi tới bề mặt trái đất và khoảngcách giữa trái đất và mặt
trời. Năng lượngtoàn phần do mặttrời phátra trong quãng đời của nó khoảng
chừng bằng tích của tốc độ phát nănglượng hiện nay, gọi là độ sáng của mặt trời,
với tuổi của mặt trời.
Mặttrờicàng già thì tổng năng lượngbức xạ do mặt trời phát ra càng lớn.
Năng lượngphát racàng lớn, hay tuổicủa mặt trời càng lớn,thì càng khótìm lời
giảithíchcho nguồn gốc của năng lượng mặt trời.
Để đánh giá đúngsự khó khăn trong việc tìm một lời giải thích,chúng ta hãy
xét một minhhọa đặcbiệt của tốc độ khổnglồ mà mặt trời phátra năng lượng.Giả
sử chúngta đặt một centimet khối băng tuyết ở ngoài trời vàomột ngàymùa hè
theo kiểu saocho toàn bộ ánh sángmặt trời bị hấp thụ bởi băng. Chodù ở khoảng
cách lớn giữa trái đất và mặt trời, nhưng ánh nắng mặttrời sẽ làm tan khối băng
trong khoảng 40 phút. Vì hiệntượng xảy ratạibất kì đâu trong không giantại
khoảng cách củatrái đất tính từ mặt trời, nên mộtlớp vỏ cầu băng khổng lồ có tâm
tại mặttrời và đường kính 300 triệu km (200triệu dặm) sẽ tanra vào khoảngthời
gian trên.Hay, rút cùng lượng băng trên xuống bề mặt mặt trời, chúng ta có thể
tính được một diện tích gấp 10nghìn lần diện tích bề mặt trái đấtvà dày khoảng
nửa km(0,3dặm) cũng sẽ tan ra trong 40 phút bởi sự trút năng lượng của mặt trời.
Trongphần này, chúngta sẽ nói về cácnhà khoa học thế kỉ 19đã cố gắng
như thế nào để xác địnhnguồn gốc củanăng lượng mặt trời, sử dụng tuổi của mặt
trời làm một manh mối.
Các ước tính mâu thuẫn nhau về tuổi của mặt trời
Nguồn năng lượngbức xạ mặt trời đượccác nhà vậtlí thế kỉ 19 tinlà do hấp
dẫn. Trongmột bài giảng có sứcthuyết phục vào năm 1854,Hermannvon
Helmholtz, vị giáo sư sinhlí học người Đức, ngườitrở thànhmột nhà nghiên cứu
và mộtgiáo sư vậtlí xuất sắc,đã đề xuất rằng nguồngốc của nănglượng bức xạ
khổnglồ của mặt trời là sự co hấp dẫn củamột khối lượnglớn. Trước đó khônglâu,
vào thập niên 1840, J.R. Mayer (một bác sĩ người Đứckhác) và J.J. Watersoncũng

đề xuất rằng nguồn gốc của bức xạ mặt trời làsự chuyển hóa năng lượng hấp dẫn
thành nhiệt.
Các nhà sinh vật họcvà địa chất học xét đếncáctác động của bứcxạ mặt trời,
còn cácnhà vật lí tậptrung vào nguồngốc của nănglượng bứcxạ. Năm 1859,
CharlesDarwin, trongbản in lần thứ nhất của cuốn Về nguồn gốc của các loài bằng
sự chọn lọc tự nhiên, đã thực hiện một tínhtoán thô về tuổi của tráiđất bằngcách
ước tính thời gian cần thiết chosự xói mòn xảy ra ở tốc độ quan sát thấyhiện làm
xóa sạch vùng Weald,một thunglũng lớn trải dài giữa Bắc và Nam Downở miền
nam nước Anh. Ôngthu được một con số cho việc “bóc mất Weald” trong khoảng
300 triệu năm, rõràng đủ lâu cho sự chọn lọc tự nhiêntạora nhiều loài đadạng
tồn tại trên trái đất.
Như Herschel nhấn mạnh, nhiệt của mặttrời là nguyênnhân cho sự sốngvà
đa số sự tiến hóa địa chất trêntrái đất. Vì thế, ước tính củaDarwin về tuổi tối thiểu
cho hoạt động địa chất trên tráiđất ngụ ýmột ước tính tối thiểu cho lượng năng
lượng mà mặt trời phát ra.
Kiên quyết phản đốithuyết chọn lọc tự nhiên Darwin, William Thompson,
sau này là ngài Kelvin, là giáosư tại Đại học Glasgowvà là mộttrong những nhà
vật lí vĩ đại của thế kỉ 19.Ngoài nhiềuđóng góp của ôngcho khoahọc ứngdụngvà
cho côngnghệ, Thompsonđã thiết lập định luật thứ haicủa nhiệt động lực học và
thiết lậpthang nhiệt độ tuyệt đối, thangđo sau này đặt tên là thangđo Kelvinđể
ghi công của ông. Địnhluật thứ hai của nhiệt độnglực học phátbiểu rằng nhiệt tự
nhiêntruyền từ vật nóng hơnsangvật lạnh hơn, không xảy ra điều ngược lại. Vì
thế, Thompsonnhận ra rằng mặttrời và trái đất phải ngày càng lạnhđi trừ khicó
một nguồn năng lượngbên ngoài và cuối cùng trái đất sẽ trở nên quálạnh để nuôi
dưỡngcho sự sống.
Kelvin,giống như Helmholtz, bị thuyếtphục rằng độ sáng của mặttrời được
tạo ra bởisự chuyển hóa năng lượng hấp dẫn thành nhiệt. Trong một phiên bản
sớm (1854)của ý tưởngnày, Kelvincho rằngnhiệt của mặt trời phải đượctạora
liên tục dova chạm của các thiên thạch rơi vào bề mặt của nó. Kelvin bị ép buộc
bởi bằngchứng thiên văn học phải sửa đổi giả thuyết của ôngvà sau này ông tranh

cãi rằngnguồn gốc chủ yếu của nănglượng có sẵnvới mặt trời lànăng lượng hấp
dẫn củacác thiên thạch nguyên thủy mà từ đó nó hình thành.
Từ đó, với uytín lớn và tài hùng biện, ngài Kelvinđã công khaivào năm
1862 rằng:
Một số dạng thức của lí thuyết thiên thạch nhất định là đúng và là lời giải
thích hoàn chỉnh của nhiệt mặt trời có thể chỉ vừa mới bị hoài nghi, khi những lí do
sau đây được xét tới: (1) Không có lời giải thích tự nhiên nào khác, ngoại trừ bằng
phản ứng hóa học, có thể thuyết phục được. (2) Lí thuyết hóa học hơi không hiệu quả,
vì phản ứng hóa học giàu năng lượng nhất mà chúng ta biết, xảy ra với các chất
chẳng qua là toàn bộ khối lượng của mặt trời, sẽ chỉ phát ra nhiệt khoảng chừng
3000 năm. (3) Không có khó khăn nào trong việc giải thích nhiệt của 22.000.000
năm bằng lí thuyết thiên thạch.
Kelvintiếp tục trực tiếp côngkích ước tính củaDarwin,ông hỏi một cách
hoa mĩ:
Khi đó chúng ta nghĩ gì về ước tính địa chất cỡ 300.000.000 năm (của Darwin)
cho “sự bóc trần Weald” ?
Tin rằng Darwin đã sai trongước tínhcủa ông ta về tuổi của trái đất, Kelvin
còn chorằngDarwin đã saikhi nói về thời giansẵn có cho sự chọn lọc tự nhiênxảy
ra.
Ngài Kelvin đã ước tính tuổi thọ của mặt trời,và bằng cách tươngtự với trái
đất, như sau.Ông tính năng lượng hấp dẫn của một vật có khối lượng bằng với
khối lượng của mặt trời và bán kính bằng với bán kínhcủa mặt trời và chia kết quả
đó chotốc độ mặt trời phátra năng lượng.Cách tính này mang lạituổi thọ chỉ
khoảng 30triệu năm.Ước tính tương ứng cho tuổi mặt trời có thể xác nhận bằng
năng lượnghóa họcnhỏ hơn nhiều vì các quá trình hóa họcgiải phóng rất ít năng
lượng.
Ai đúng ?
Như chúng ta vừa thấy, vàothế kỉ 19, bạn có thể đi tới những ướctính rất
khác nhau cho tuổi của mặt trời,tùythuộc vào người mà bạn hỏi.Các nhà vật lílí
thuyết cótiếng tranhluận, dựatrên các nguồn năng lượngđã biết vào lúc ấy, rằng

mặttrời tối đalà vài chụctriệu nămtuổi. Nhiều nhà địa chất vàsinhvật học kết
luận rằngmặt trời đã phải chiếusáng ít nhất là vài trăm triệu năm để giải thích cho
các biếnđổi địa chấtvàsự tiến hóa của các đối tượng sống, cả hai đều phụ thuộc
nghiêmtrọngvào năng lượng đến từ mặt trời. Như vậy,tuổi của mặt trời, và nguồn
gốc củanăng lượng mặt trời, lànhững câu hỏi quan trọngkhôngchỉ đối với vật lí
và thiênvăn học, mà cònđối với địa chất học và sinhvật học.
Darwinđã bị lay chuyển mạnh trước sứcmạnh phân tích của Kelvinvà bởi
uy tíncủa sự tinhthông lí thuyết của ông ta, nên trong các lần incuối củacuốn Về
nguồn gốc các loài, ôngđã loại bỏ hết mọi đề cập tới các khoảng thờigian.Ông viết
vào năm 1869 choAlfred Russel Wallace, người đồng khám phá ra sự chọn lọc tự
nhiên,than phiền về ngài Kelvin:
Quan điểm của Thompson về tuổi của thế giới gần đây thỉnh thoảng là một
trong những điều nhức nhối nhất của tôi.
Ngày nay,chúng ta biết rằng ngài Kelvin đã saivà cácnhàđịachấtvà nhà
sinh họctiến hóa đã đúng. Phép định tuổiphóng xạ của các thiênthạch cho thấy
mặttrời 4,6tỉ năm tuổi.
Đâu là cái sai vớiphân tích của Kelvin? Một sự tương tự cóthể giúptrả lời.
Giả sử một người bạn đứng nhìn bạn sử dụng máy tínhcủa bạn vàthử suy đoán
xem máy tính đã hoạt động trong bao lâu. Một ướctính hợp lí có lẽ không hơnmột
vài giờ đồng hồ, vì đó là khoảng thời gian tối đa mà pin có thể cung cấp lượng công
suất cần thiết. Sự thiếu sót trongphép phân tích này là đã giả địnhmáy tính của
bạn nhất thiết đượccấp nguồn bằng pin. Ước tính vài giờ đồnghồ có thể là sainếu
như máy tínhcủa bạn hoạt động từ một ổ cắm điện ở trên tường.Giả định pincấp
nguồncho máy tính củabạn là tương tự như giả định của ngàiKelvinrằng năng
lượng hấp dẫn đã cấpnguồncho mặt trời.
Vì các nhà vật lí lí thuyết thế kỉ 19 không biết về khả năng chuyển hóa khối
lượng hạt nhân thành nănglượng,nên họ tínhra tuổi tối đacho mặt trời quá ngắn.
Tuy nhiên,Kelvin và các đồng nghiệp của ôngđã có những đóng góp lâu dài cho
các khoahọc thiênvăn học, địa chất học, và sinhvật họcbằng việc khăngkhăng
trên nguyên tắc rằng kết luận có giá trị trong mọi lĩnh vực nghiên cứu phải phù

hợp với các định luật cơ bản của vật lí.
Bây giờ,chúng tasẽ nói về một số pháttriển có tínhbước ngoặc trong việc
tìm hiểu làm thế nào khối lượng hạt nhân được sử dụng làm nhiên liệu chocác sao.
Thoáng hiện câu trả lời
Điểm chuyển biến trong cuộcchiến giữa các nhà vật lí lí thuyết và các nhà
địa chất học và sinh vật học theolối kinhnghiệm xảy ra vào năm 1896. Trong tiến
trìnhcủa một thí nghiệm được thiếtkế để nghiên cứu tia X doWilhelm Röntgen
pháthiện ra vào nămtrước đó, HenriBecquerel đã cất một số tấm bọcuranium
trong một ngăn bàn gần cáctấm phimbọc tronggiấy đen. Do trời Paris nhiều mây
trong haingày liền,nên Becquerel không thể “kích hoạt” các tấm phimcủa ông
bằngcách phơi chúngdưới ánh nắngmặt trời như ông dự định.Trước sự phát
triển của các tấmphim,ông đã tìmthấy nhữnghìnhảnhlàm ông ngạc nhiên cao độ
của cáctinh thể uranium của ông.Ông đã khám phá ra sự phóngxạ tự nhiên, do sự
chuyển hóa hạt nhân của uranium.
Tầm quantrọng củaphát hiện của Becquereltrở nên rõ ràng vào năm1903,
khi PierreCurie vàngười phụ tá trẻ của ông,Albert Laborde, công bố rằng các
muốiradiumliên tục giải phóng nhiệt. Khía cạnhkhác thường nhấtcủa khámphá
mớinày là radium phát ranhiệt mà khônglạnh đi xuốngnhiệt độ của môi trường
xungquanhnó. Bức xạ phát ra từ radiumtiết lộ một nguồn năng lượng trước đây
chưa biết tới. WilliamWilsonvà George Darwin hầu như tức thời đề xuất rằngsự
phóngxạ có thể là nguồn gốc của năng lượng bức xạ của mặt trời.
Vị hoàng tử trẻ của nềnvậtlí thực nghiệm, ErnestRutherford,khiđó là giáo
sư vật lí tại Đại họcMcGill ở Montreal,đã phát hiện thấy năng lượng khổnglồ giải
phóngbởi bức xạ hạt alphaphát ratừ các chất phóng xạ. Năm 1904, ôngcông bố:
Việc khám phá ra các nguyên tố phóng xạ, mà trong sự phân hủy của chúng
giải phóng lượng năng lượng khổng lồ, vì thế đã làm tăng giới hạn khả dĩ của
khoảng thời gian tồn tại của sự sống trên hành tinh này, và cho phép thời gian được
khẳng định bởi các nhà địa chất và sinh vật học cho quá trình tiến hóa.
Khámphára sự phóng xạ đã mở ra khả năngnănglượng hạt nhân có thể
nguồngốc của bức xạ mặttrời. Sự phát triển này đã giải phóng các nhà lí thuyết

khỏi ràngbuộc trong tính toáncủahọ với năng lượng hấpdẫn. Tuy nhiên,cácquan
sát thiên văn sau đó cho thấymặt trời không chứarất nhiều chất phóng xạ, mà
thayvào đấy chủ yếu là hydrogenở dạng khí. Hơn nữa, tốc độ sự phóng xạ phân
phốinănglượng không phụ thuộcvào nhiệt độ sao,trongkhicác quansát sao cho
thấylượngnăng lượngdo một ngôi saophát ra thật sự phụ thuộc nhiều vào nhiệt
độ bên trong của sao.Một thứ gì đó ngoài sự phóng xạ ralà cần thiết để giải phóng
năng lượnghạt nhân bên trong một ngôi sao.
Trongphần tiếp theo, chúngta sẽ dõi theo các bước tiến đã đưađến cái mà
ngày nay chúng ta tin là sự hiểubiết đúng đắnvề cách thức mặt trời chiếu sáng.
Xu hướng được thiết lập
Tiếnbộ cơ bảntiếp theo mộtlần nữa lại đến từ một xu hướng không mong
đợi. Vàonăm 1905, AlbertEinsteinđưa ra mốiquan hệ nổi tiếng của ông giữa khối
lượng và năng lượng,
E = mc
2
, là hệ quả của thuyết tương đối đặc biệt. Phương trình của Einstein cho
thấymộtlượng rất nhỏ của khối lượng có thể, về nguyêntắc, chuyển hóa thành
lượng nănglượng khổng lồ. Mối quanhệ củaông đã khái quát hóavà mở rộng định
luật bảotoàn năng lượng hồi thế kỉ 19 của von Helmholtz và Mayer để baogồm sự
chuyển hóa của khối lượng thành năng lượng.
Đâu là mối quan hệ giữa công thứccủa Einstein và nguồn gốc năng lượng
của mặt trời ? Câu trả lời khôngrõ ràng lắm. Các nhàthiên văn thựchiện phần việc
của họ bằng việc đưara ràngbuộc rằng các quan sát sao phải đưa ra lời giải thích
có thể của sự sản sinh năng lượng sao. Năm 1919,HenryNorris Russell,nhà thiên
văn họclí thuyết hàng đầu ở Mĩ, đã tóm tắt trong một dạng súc tich các dấuhiệu
thiên văn về bảnchất của nguồnnăng lượngsao. Russell nhấn mạnhrằngmanh
mốiquan trọng nhấtlà nhiệtđộ cao ở phần bên trong các ngôi sao.
Astonchỉ ravào năm 1920rằng bốn hạt nhân hydrogen nặnghơn một hạt
nhân helium
F.W. Aston đã phát hiện vàonăm 1920 yếu tố thực nghiệm quantrọng trong

câu đố hóc búađó. Ông đã thực hiện những phép đo chính xác khối lượng của
nhiều nguyên tử khác nhau, trong số chúng có hydrogen và helium.Aston nhận
thấybốn hạt nhân hydrogen nặnghơn một hạtnhân helium. Đây không phải là
mục tiêu chính củacácthí nghiệm mà ông tiến hành, chúng phần lớn bị thúc đẩy
bởi yêu cầu tìmđồng vị của neon.
Tầm quantrọng củacác phép đo của Aston lập tứcđược nhậnra bởi ngài
ArthurEddington, nhàthiên văn vật lí lỗi lạc người Anh. Eddington đã tranhluận
trong vaitrò chủ tịch Hội Liên hiệp Anhvì sự tiến bộ khoa học vào năm 1920 rằng
phép đocủa Aston về sự chênh lệch khối lượng giữa hydrogenvà heliumcó nghĩa
là mặttrời có thể chiếu sángbằng cách chuyểnhóa các nguyên tử hydrogen thành
helium. Sự đốt cháy này của hydrogen thành helium sẽ (theo công thức Einstein
giữakhốilượng và năng lượng) giải phóng khoảng 0,7%đương lượng khốilượng
của năng lượng. Về nguyên tắc, điều này có thể cho phép mặt trời tỏasáng trong
khoảng 100tỉ năm.
Trongmột cái nhìn sáng suốt thấy trước tương lai, Eddington đã đi tới nhận
xét về mối quanhệ giữa sự sản sinh nănglượng sao và tương lai của loài người:
Thật vậy, nếu năng lượng hạ nguyên tử trong các sao được tự do sử dụng để
duy trì lò lửa lớn của chúng, thì dường như nó đã mang lại gần hơn chút nữa việc
thực thi ước mơ của chúng ta về việc điều khiển sức mạnh tiềm tàng này cho hạng
phúc của toàn nhân loại – hay cho sự tự diệt vong của nó.
Tìm hiểu quá trình
Bướcchính tiếp theo trongviệc tìm hiểu cách thức cácngôi sao tạo ranăng
lượng từ sự đốt cháy hạt nhân,có đượctừ việc áp dụngcơ học lượng tử nhằm giải
thích sự phóng xạ hạt nhân. Áp dụng này được thực hiện mà không cần bất kì tham
khảo nào đến cái xảy ra bên trongcác sao.Theovật lí cổ điển, hai hạt có cùngdấu
điện tíchsẽ đẩynhau,như thể chúngdội nhau ra vì nhận ra“mùi hôi” của nhau.
Theo cổ điển, xác suất để haihạt mang điện dươnglại rất gần nhau là bằng không.
Nhưng, một số điều không thể xảyra trong vậtlí cổ điển lại có thể xảy ra trongthế
giới thựctế được mô tả ở cấp độ vi mô bằng cơ học lượng tử.
Vào năm1928, George Gamow,nhà vật lí lí thuyết lớn ngườiNga-Mĩ, đưara

một công thức cơ lượng tự manglại xác suấtkhác không cho haihạt tích điện vượt
qua lực đẩy tĩnh điện lẫn nhau của chúngvàtiến lại rất gầnnhau.Xác suất cơ
lượng tử nàyngàynay được gọi phổ biến là“hệ số Gamow”. Nó được sử dụng rộng
rãi để giải thíchtốc độ đo được của những phânrã phóng xạ nhất định.
Trongthập niên đó saunghiêncứulịch sử của Gamow, Atkinson và
Houtermans và sau đó là Gamow và Teller đã sử dụng hệ số Gamowđể đưara tốc
độ các phản ứnghạt nhân sẽ tiến triển ở những nhiệt độ caođược tin là tồn tại bên
trong các sao. Hệ số Gamowcần thiết để ước tính mức độ thường xuyên mà haihạt
nhâncó cùngdấu điệntích tiến lại đủ gần nhauđể hợp nhất và từ đó phát sinh ra
năng lượngtheo côngthức của Einstein giữa khối lượng thừa và năng lượnggiải
phóng.
Vào năm1938, C.F. vonWeizsäckerđã tiến gần tới việc giải bài toán mộtsố
ngôi saotỏasángnhư thế nào. Ông pháthiệnra một chu trìnhhạt nhân,ngày nay
gọi là chu trình carbon-nitrogen-oxygen (CNO), trong đó hạt nhân hydrogencó thể
đốt cháy sử dụngcarbon làmxúc tác. Tuynhiên, vonWeizsäcker đã không nghiên
cứu tốc độ năng lượng được tạo ratrong một ngôi sao bằng chu trình CNO và ông
cũng không nghiêncứu sự phụ thuộc quantrọngvào nhiệt độ sao.
Tháng 4năm 1938, hầu như sân khấu khoa họcđã cố tình dọn sẵn cho sự
xuấthiệncủa Hans Bethe, một chuyêngia được công nhận tronglĩnh vực vật lí hạt
nhân. Giáo sư Bethe vừa mới hoàn thànhmột tập kinh điển ba bài báo, trong đó
ông xét lại và phân tích tất cả những điều đã biết khi đó về vật lí hạt nhân.Những
nghiêncứu này được cácđồng nghiệp của ông gọi là “thánh kinhBethe”. Gamow
đã triệu tập một hội nghị nhỏ của các nhà vật lí và thiên văn vậtlí ở thủ đô
Washington để bàn về tình trạng hiểu biết,và nhữngvấn đề chưa được giải quyết,
về kết cấu bên trong củacác ngôi sao.
Chu trìnhCNO. Đối với những ngôi sao
nặng hơnmặt trời, các mô hình líthuyết chỉ ra
rằng chu trình CNOcủa sự nhiệt hạch hạt nhân
là nguồn gốc chủ đạo của sự sản sinhnăng
lượng. Chu trình manglại sự hợp nhất của bốn

hạt nhânhydrogen(
1
H, proton) thành mộthạt
nhânhelium(
4
H, hạt alpha),cung cấp năng
lượng cho ngôi saophù hợp với phương trình
của Einstein. Carbonbình thường,
12
C, đóng vai
trò xúc tác trong bộ phản ứng này và được tái
sinh trở lại. Chỉ cócác neutrino(n) năng lượng
tương đối thấp được tạo ra trong chu trìnhnày.