Những ngôi sao lạnh nhất và cổ xưa nhất trong vũ trụ

Các vật thể nhỏ như quả bóng chày hay các viên đá không có nhiều lực hút hấp dẫn bởi vì chúng quá nhẹ. Do đó, chúng có thể dễ dàng giữ vật chất chống lại lực hấp dẫn của chính nó nhờ sức mạnh của các liên kết hóa học. Cơ chế này cũng là cách mà các hành tinh giữ được hình dáng của mình. Chẳng hạn, tại tâm của Trái Đất là một quả cầu sắt lớn đang đẩy ra một lực đủ để đỡ tất cả khối lượng của mọi thứ đang nằm trên nó.

Tuy nhiên, khi các vật thể trở nên lớn hơn, lực hấp dẫn của chúng trở nên quá mạnh so với các liên kết hóa học của chúng. Nếu một vật thể đủ lớn, và được cấu thành bởi các nguyên tố phù hợp, vật thể đó sẽ tự kéo vật chất của chính mình, và nghiền nát vật chất ở tâm của nó mạnh đến nỗi các phản ứng tổng hợp hạt nhân bắt đầy xảy ra. Vật thể nhanh chóng nóng lên và tóa sáng như Mặt Trời của chúng ta, như một ngôi sao mới.

Vật Lý Thiên Văn - Chia sẻ niềm đam mê!

Hình 1: Tinh vân Đại Bàng (The Eagle Nebula). Đám mây khí và bụi khổng lồ này là một vườn ươm cho các ngôi sao. Những ngôi sao xuất hiện ở trong hình vẫn còn rất trẻ. Ảnh: Jeff Hester and Paul Scowen (Arizona State University), Hubble Space Telescope, ESA, STScI, and NASA

Nhiệt lượng từ những phản ứng này tạo ra một áp suất và thổi phồng ngôi sao lên, giúp cho nó có thể chống lại lực hấp dẫn rất lớn này. Điều này giống như áp lực bên trong một quả bóng bay giữ cho quả bóng cao su không bị xẹp lại bởi lực co của chính nó. Tuy vậy, cuối cùng thì một ngôi sao sẽ đốt cháy hết nhiên liệu hạt nhân của chúng thành những nguyên tố không hữu ích cho các phản ứng tổng hợp hạt nhân. Ngôi sao sẽ hạ dần nhiệt độ khi nó chiếu sáng hết tất cả năng lượng của nó.

Nếu bạn đặt quả bóng bay ở trên vào trong một tủ lạnh, chất khí bên trong quả bóng sẽ lạnh dần. Khi điều này xảy ra, chất khí sẽ không có khả năng cung cấp đủ áp suất, và quả bóng bay sẽ bị co nhỏ lại. Trong cùng một cách tương tự, một ngôi sao đang nguội dần sẽ trở nên nhỏ hơn và nhỏ hơn nữa. Cuối cùng, ngôi sao sẽ cần một thứ gì đó khác ngoài nhiệt độ để giữ bản thân chống lại lực hấp dẫn.

Một cơ thể quá nặng đủ để bắt đầu các phản ứng tổng hợp hạt nhân sẽ không thể chống lại lực hấp dẫn bằng các liên kết hóa học sau khi nó đã nguội lạnh - bởi nó sẽ vẫn còn rất nặng. Lựa chọn đầu tiên của nó sẽ là chuyển thành một sao lùn trắng. Sau khi đốt cháy hết nhiên liệu hạt nhân của mình, một ngôi sao như vậy sẽ bắt đầu co lại vào bên trong nó, dần dần trở nên đặc hơn. Tại một thời điểm nhất định, các nguyên tử trong ngôi sao sẽ bị bó lại quá gần nhau nên một loại lực hoàn toàn mới sẽ chiếm ưu thế.

Vật Lý Thiên Văn - Chia sẻ niềm đam mê!

Hình 2: Bức ảnh chụp Sirius A và Sirius B ở bước sóng khả kiến. Ảnh: NASA, ESA, H. Bond (STScI), and M. Barstow (University of Leicester)

Khi vật chất bị dồn nén như vậy, các electron bắt đầu bị chèn ép với nhau. Khi điều đó xảy ra, nguyên tắc loại trừ trở nên quan trọng, về cơ bản có thể nói rằng không thể có hai hạt fermion (như electron) có thể ở cùng một chỗ tại cùng một thời điểm. Với sự có mặt của quy luật này, các electron có khả năng đẩy ra ngoài với lực đủ mạnh để chống lại lực hấp dẫn, và dừng sự co lại của một ngôi sao. Ngôi sao sau đó có thể ngồi yên ở đó một cách mãn nguyện, tỏa sáng phần nhiệt lượng cuối cùng còn lại của nó khi nó chờ đợi sự vĩnh hằng.

Tuy nhiên, nếu sao lùn trắng ở một mình như vậy, thì chúng ta có rất ít cơ hội để nhìn thấy nó xuyên qua vũ trụ. May mắn thay, các ngôi sao thường được hình thành từ các đám mây khí và bụi lớn, và có nhiều hơn một ngôi sao sẽ thường được hình thành trong những đám mây này. Điều đó có nghĩa là bất kỳ ngôi sao lùn trắng nào cũng có cơ hội kha khá để chạy đến với một hàng xóm ở một nơi nào đó lân cận. Nếu anh hàng xóm này đến đủ gần, sao lùn trắng có thể bắt đầu kéo một ít vật chất từ người bạn láng giềng. Vật chất đó sẽ rơi vào bề mặt của sao lùn trắng.

Vật Lý Thiên Văn - Chia sẻ niềm đam mê!

Hình 3: Sirius A và Sirius B ở bước sóng tia X, được chụp bởi Chandra X-ray Observatory. Ảnh: NASA/SAO/CXC - CHANDRA X-ray Observatory CXC Operated for NASA by SAO

Lúc này, các sao lùn trắng có khối lượng trong khoảng từ 1 nửa cho đến 1.4 lần khối lượng Mặt Trời. Chúng bị ép vào một không gian có kích thước bằng Trái Đất, khiến chúng đặc hơn khoảng 1000 lần so với nguyên tố chì! Lực hấp dẫn tại bề mặt của chúng mạnh hơn khoảng nửa triệu lần so với lực hấp dẫn chúng ta cảm nhận được trên Trái Đất. Bất cứ vật chất nào bị kéo từ một ngôi sao láng giềng sẽ rơi rất nhanh và va chạm mạnh vào bề mặt của sao lùn trắng khiến vật chất bị nóng lên và phát sáng mạnh mẽ. Sự tỏa sáng này đến trong một dạng của tia X, tương tự như bức xạ của máy chụp X-quang ở bệnh viện. Các nhà thiên văn học tìm kiếm các sao lùn trắng có thể dễ dàng nhìn thấy cặp sao này khi mà một ngôi sao lùn trắng rất sáng ở dải sóng tia X.

Dạng sao đôi này cũng hiện diện với ngôi sao sáng nhất trên bầu trời đêm Sirius, với một sao lùn trắng ngay bên cạnh nó. Đối với mắt thường, ngôi sao Sirius sáng rực rỡ. Khi quan sát cẩn thận với một chiếc kính thiên văn, bạn có khả năng nhìn thấy một ngôi sao thứ hai, nhỏ xíu ngay bên cạnh nó. Trong bức ảnh trên đây (Hình 2), chúng ta nhìn thấy cặp sao này. Ngôi sao xuất hiện lớn hơn trong bức ảnh là Sirius (Sirius A), sáng hơn rất nhiều so với người láng giềng Sirius B, khi nhìn bằng ánh sáng khả kiến.

Các nhà thiên văn học có thể nhìn vào cùng cặp sao này với một kính thiên văn tia X - thứ có thể giúp chúng ta "nhìn" bằng tia X, khác hoàn toàn với ánh sáng chúng ta nhìn thấy. Với cách nhìn này (Hình 3), ngôi sao nhỏ thứ hai trở nên sáng hơn rất nhiều so với láng giềng to lớn của nó. Các nhà vật lý thiên văn có thể thực hiện các đo đạc tỉ mỉ ánh sáng đến từ mỗi ngôi sao, để xác định dạng sao của chúng. Khi làm như vậy, các nhà khoa học đã kết luận rằng Sirius A chỉ là một ngôi sao bình thường, trong khi Sirius B là một sao lùn trắng.

Vật Lý Thiên Văn - Chia sẻ niềm đam mê!

Hình 4: Tỷ lệ dòng chảy thời gian vào trong và xung quanh một sao lùn trắng. Đĩa mô phỏng này được phối màu theo độ nhanh của đồng hồ của một người quan sát so với người ở rìa. Vòng tròn màu tối đại diện cho bề mặt của sao lùn trắng. Thời gian chậm đi một chút ở tâm của sao lùn trắng.

Khi đã biết những vật thể này tồn tại, chúng ta cần phải hiểu hình dạng không-thời gian xung quanh chúng. Đường cong của không gian không quá "dữ dội" xung quanh một sao lùn trắng; những hình tròn và hình cầu cơ bản theo quy luật mà chúng ta đã được học ở các trường phổ thông. Đường cong của thời gian, theo cách khác, lại rất đáng chú ý. Khi chúng ta nhìn từ bên ngoài, thời gian di chuyển chậm hơn nhiều ở gần một vật thể thực sự nặng. Chúng ta chỉ có thể nhìn thấy thời gian chậm đi như thế nào trong một sao lùn trắng nếu chúng ta quan sát tại một đĩa xuyên qua ngay tâm của ngôi sao.

So sách sự nhanh chậm của thời gian đối với một người ngồi ở rìa ngoài của đĩa với một người bị chôn vùi ở giữa ngôi sao, và bạn sẽ thấy rằng thời gian ở giữa ngôi sao chỉ chạy với tốc độ khoảng 99.9%. Sự chênh lệch này có vẻ như không lớn, nhưng hãy hình dung thế này: Nếu bạn được sinh ra với một người anh em sinh đôi, và người anh em đó đi vào sống ở tâm của một sao lùn trắng, theo thời gian khi bạn 75 tuổi thì người anh em sinh đôi của bạn sẽ trẻ hơn khoảng 1 tháng. Bằng cách gói lại nhiều khối lượng trong một ngôi sao, người anh em sinh đôi của bạn có thể vẫn trẻ hơn. Tuy nhiên, nếu ném vào quá nhiều khối lượng, thì các electron đang giữ ngôi sao chống chọi với lực hấp dẫn sẽ không có khả năng đối phó nữa. Một dạng sao mới phải được hình thành.

Còn tiếp...

Nguồn: SXS

Mục lục

Author: Hien PHAN
Nguyên chủ nhiệm CLB Thiên văn Bách khoa - PAC (nay là CLB Thiên văn học Đà Nẵng - DAC); Nghiên cứu sinh ngành Vật lý thiên văn tại APC Laboratory, Paris Diderot University, Cộng hòa Pháp.