SỰ RA ĐỜI CỦA CÁC SAO
Các sao từ đâu mà có? Câu chuyện cơ bản là giống nhau với đa số sao, kể cả câu chuyện mà chúng ta từng kể về Mặt Trời ở chương trước. Các sao ra đời khi những đám mây khổng lồ gồm khí và bụi co lại. Khi đám mây tụ lại, một cái lõi vật liệu nóng bắt đầu hình thành tại tâm đám. Đây là ngôi sao sơ sinh, và phần vật liệu còn lại không bị cuốn vào cái lõi này có thể trở thành các hành tinh, các tiểu hành tinh, và những mảnh vụn khác. Điều này nghe cứ tưởng như một câu chuyện đơn giản, nhưng thật ra có nhiều chi tiết về sự ra đời của các sao mà các nhà thiên văn đã và vẫn đang cố gắng làm sáng tỏ.
Một khi quá trình ra đời nhiều triệu năm này kết thúc, thì ngôi sao bùng cháy, hay tỏa sáng, thông qua một quá trình gọi là nhiệt hạch. Mỗi lõi nguyên tử được gọi là hạt nhân. Sự nhiệt hạch xảy ra khi hai lõi nguyên tử kết hợp với nhau, hay hợp nhất. Khi điều này xảy ra, hai lõi trở thành một lõi nặng hơn. Đồng thời, một lượng lớn năng lượng được giải phóng.
Chính quá trình va chạm hạt nhân nguyên tử và giải phóng năng lượng này đã cấp nguồn cho ngôi sao. Đây là cái chúng ta muốn nói khi chúng ta nói rằng ngôi sao “đang cháy”. Trong phần lớn cuộc đời của ngôi sao, việc đốt cháy này là hydrogen – nguyên tố nhẹ nhất và dồi dào nhất trong Vũ trụ – hợp nhất thành helium. Đây là giai đoạn đang diễn ra với Mặt Trời của chúng ta.
Hình minh họa này cho thấy một ngôi sao sơ sinh đồ sộ cùng với cái đĩa bụi vây sát xung quanh nó.
Khi một ngôi sao ở gần cuối cuộc đời của nó, các nguyên tố nặng được tạo ra bởi sự nhiệt hạch bên trong nó, ví dụ như sắt. Các nguyên tố này tập trung về phía tâm của ngôi sao.
CÁC SAO LƠ LỬNG BÊN NHAU
Các sao trong không gian thường không xuất hiện đơn độc. Thay vậy, chúng đi cùng với những binh đoàn sao của chúng thành cái chúng ta gọi là các đám sao.
Có hai loại đám sao cơ bản: đám sao hình cầu và đám sao mở. Các đám sao hình cầu được tìm thấy ở vùng ngoại vi của các thiên hà có mật độ chi chít gồm hàng nghìn hoặc thậm chí hàng triệu sao chủ yếu rất già. Mặt khác, các đám sao mở thì không đông đúc lắm, và chúng chứa các sao trẻ.
Ở chính giữa 30 Doradus, một vùng trong đó nhiều sao đang ra đời, là một đám lớn gồm các sao to, nóng, và khối lượng đồ sộ. Các sao này, gọi chung là đám sao R136, được chụp ảnh trong ánh sáng quang học bởi Kính thiên văn Vũ trụ Hubble.
CÁC SAO GIÀ
Mọi thứ có chút hào hứng hơn một khi ngôi sao không còn hydrogen để tổng hợp trong lõi của nó (điều này sẽ không xảy ra với Mặt Trời của chúng ta trong khoảng 5 tỉ năm nữa). Với hydrogen trong lõi cạn kiệt, năng lượng không còn được tạo ra trong lõi nữa. Điều này làm cho lõi từ từ co lại và nóng lên.
Tuy nhiên, sự nhiệt hạch vẫn tiếp diễn, bằng cách chuyển sang chỗ vẫn còn hydrogen. Điều này có nghĩa là sự nhiệt hạch bắt đầu xảy ra trong lớp vỏ khí đầy hydrogen bên ngoài lõi, và quá trình này lại cấp năng lượng cho ngôi sao. Đây là khi ngôi sao đi vào cái các nhà thiên văn gọi là giai đoạn “kềnh đỏ”.
Hình minh họa cho thấy cận cảnh một sao kềnh đỏ trông như thế nào, vây xung quanh là một cái đĩa bụi và chất khí cùng với một cặp vòi vật chất phát ra từ hệ.
Sau khi xài hết hydrogen trong lớp vỏ này, quá trình nhiệt hạch ở sao kềnh đỏ bắt đầu chuyển sang tổng hợp helium thành những nguyên tử nặng hơn. Các nguyên tử helium hợp nhất này trở thành những nguyên tố càng lúc càng nặng hơn khi quá trình nhiệt hạch tiến theo bảng tuần hoàn các nguyên tố cho đến khi nó đạt tới carbon.
Nếu một ngôi sao đủ lớn để tạo ra nhiệt độ đủ cao để tổng hợp carbon, thì ngôi sao khựng lại một chút. Thay vì kết hợp các nguyên tử với nhau tạo thành những nguyên tử mới, carbon và oxygen bắt đầu tích tụ trong lõi sao. Vì lõi sao hút càng lúc càng nhiều khối lượng, nên nó nóng lên. Điều này làm cho các lớp ngoài của ngôi sao thổi phụt ra.
Giai đoạn kềnh đỏ này không phải lúc nào cũng diễn ra suôn mượt và nhất quán. Thay vậy, khi sự nhiệt hạch trong lõi bắt đầu phù phù như xe hơi hết xăng, thì ngôi sao làm vương vãi vật chất thành từng cơn phọt ra và không đều.
Các nhà thiên văn đã chụp được nhiều hình ảnh về các sao trong giai đoạn này, họ gọi chúng là “tinh vân hành tinh”. Tên gọi này dễ gây nhầm lẫn vì trong phần trình bày này chẳng có hành tinh nào cả. Tinh vân hành tinh có tên gọi như thế chỉ vì tàn tích lịch sử thôi, nghĩa là, chúng giống một hành tinh có một cái đĩa vây xung quanh khi nhìn qua kính thiên văn công suất thấp mà các nhà thiên văn đã sử dụng mãi cho đến vài thập niên gần đây.
Tinh vân Con kiến biểu hiện một hình dạng lưỡng cực tiêu biểu của một tinh vân hành tinh khi nhìn từ mạn bên. Một ngôi sao giống Mặt Trời làm vương vãi vật chất từ các lớp bên ngoài của nó cho đến khi lõi của nó lộ ra, giải phóng ánh sáng làm chất khí sáng lên. Ảnh này kết hợp ánh sáng quang học từ Kính thiên văn Vũ trụ Hubble (màu lục và màu đỏ) và ánh sáng tia X từ Đài thiên văn Tia X Chandra (màu lam).
Ngày nay, các nhà khoa học biết rõ rằng các vật thể này tiêu biểu cho cơn giãy chết của một ngôi sao và chẳng liên can gì đến các hành tinh cả. Khi Mặt Trời của chúng ta đạt tới điểm này – một lần nữa, hàng tỉ năm nữa tính từ bây giờ, thế nên đừng lo lắng làm gì – nó sẽ phình lên. Không phải phình lên một chút, mà là rất nhiều. Thật vậy, các nhà thiên văn ước tính khi điều này xảy ra, Mặt Trời sẽ phù ra đến mức nó sẽ nuốt gọn các hành tinh nhóm trong của Hệ Mặt Trời: Thủy tinh, Kim tinh, và có lẽ cả Trái Đất. Mặt Trời của chúng ta, và các sao khác thuộc loại của nó, sẽ tiếp tục tồn tại dưới dạng sao kềnh đỏ cho đến khi chúng không còn lớp vỏ ngoài nào để thổi phụt ra nữa. Còn lại khi ấy sẽ là một cái lõi nhỏ, rất đặc, hay cái các nhà thiên văn gọi là sao lùn trắng. Không còn nhiên liệu để đốt cháy, sao lùn trắng sẽ chỉ lừ lừ trong không gian, bức xạ nhiệt trong hàng tỉ năm. Đến một lúc nào đó, ngôi sao cuối cùng sẽ chuyển từ một cục than hồng vũ trụ le lói thành một ngôi sao tối.
Hình minh họa so sánh tương đối Mặt Trời hiện nay với diện mạo của nó, nói ví dụ, trong sáu tỉ năm nữa, khi nó thành một sao lùn trắng.
CẨM NANG THÁM HIỂM VŨ TRỤ
Kimberly Arcand và Megan Watzke
Trần Nghiêm dịch
Phần tiếp theo >>
