Vật Lý Thiên Văn - Chia sẻ niềm đam mê!

Sirius A. Ảnh: NASA, H.E. Bond and E. Nelan ( Viện Khoa học Vũ trụ và Kính viễn vọng, Baltimore, Md.); M. Barstow and M. Burleigh (Đại học Leicester, U.K.); and J.B. Holberg (Đại học Arizona)

Những ngôi sao dãy chính tổng hợp các nguyên tử hidro để tạo thành nguyên tử heli trong lõi của chúng. Khoảng 90 phần trăm các ngôi sao trong vũ trụ, bao gồm cả mặt trời, là những ngôi sao thuộc dãy chính. Những ngôi sao này dao động từ khoảng một phần mười cho đến 200 lần khối lượng của Mặt Trời.

Những ngôi sao bắt đầu cuộc đời của chúng từ những đám mây bụi và khí. Lực hấp dẫn kéo các đám mây lại với nhau. Một dạng tiền sao nhỏ, được vận hành bằng vật chất co nén lại. Tiền sao thường được hình thành trong những đám mây khí đậm đặc và có thể là một thử thách trong việc phát hiện chúng.

“Tự nhiên không hình thành những ngôi sao trong sự cô lập”, Mark Morris, thuộc đại học California tại Los Angeles (UCLS), cho biết trong một bài phát biểu. “Nó tạo ra các sao trong các cụm, từ những đám mây co lại dưới lực hấp dẫn của chính mình”.

Những ngôi sao nhỏ hơn – với khoảng 0,08 lần bé hơn khối lượng Mặt Trời – không thể đạt đến giai đoạn của phản ứng tổng hợp hạt nhân ở lõi của chúng. Thay vào đó, chúng trở thành sao lùn nâu, những ngôi sao mà không bao giờ toả sáng. Nhưng nếu phần đó có đủ khối lượng, khí và bụi bị co lại và đốt nóng hơn, sau cùng đạt đến nhiệt độ đủ để tổng hợp hidro thành heli. Các ngôi sao toả sáng và trở thành một ngôi sao dãy chính, được vận hành bằng hidro nhiệt hạch. Phản ứng nhiệt hạch tạo ra một áp lực bên ngoài để cân bằng với áp lực bên trong gây ra bởi lực hấp dẫn, giúp ổn định trạng thái của ngôi sao.

Một sao dãy chính có thể tồn tại trong bao lâu phụ thuộc vào độ lớn của nó như thế nào. Một ngôi sao có khối lượng lớn hơn có thể có nhiều vật chất hơn, nhưng nó tự đốt cháy nhanh hơn do nhiệt độ lõi cao hơn bởi lực hấp dẫn lớn hơn. Trong khi Mặt Trời sẽ dành khoảng 10 tỷ năm trên dãy chính, một ngôi sao lớn gấp 10 lần sẽ hiện diện ở đấy chỉ trong khoảng 20 triệu năm. Sao lùn đỏ, có khối lượng bằng một nửa Mặt Trời, có thể kéo dài từ 80 đến 100 tỷ năm, lâu hơn nhiều so với tuổi của vũ trụ. (Thời gian sống dài là một lý do sao lùn đỏ được coi là nguồn rất tốt chứa các hành tinh lưu giữ sự sống, bởi chúng đã ổn định trong một khoảng thời gian dài).

Độ sáng của các ngôi sao

Vào đầu thế kỉ thứ 20, các nhà thiên văn học nhận ra rằng khối lượng của một ngôi sao có liên quan đến độ sáng của nó, hoặc bao nhiêu ánh sáng nó tạo ra. Cả hai đều liên quan đến nhiệt độ của sao. Những ngôi sao lớn gấp 10 lần Mặt Trời sáng hơn gấp một nghìn lần.

Khối lượng và độ sáng của một ngôi sao cũng liên quan đến màu sắc của nó. Sao có kích thước lớn hơn sẽ nóng hơn và xanh hơn, trong khi ngôi sao khối lượng nhỏ hơn lại lạnh hơn và có màu đỏ. Mặt Trời nằm ở giữa dải quang phổ này, nên nó hiện diện ở dải màu vàng.

Những kiến thức này giúp các nhà khoa học vẽ ra một biểu đồ được gọi là biểu đồ biểu đồ Hertzsprung-Russell (H-R), một biểu đồ của các ngôi sao dự trên độ sáng và màu sắc của chúng (đồng thời cho biết nhiệt độ của chúng). Phần lớn các ngôi sao nằm trên một đường thẳng được gọi là “dãy chính”, chạy từ góc trên bên trái (nơi những ngôi sao nóng sáng hơn) đến góc dưới bên phải (nơi những ngôi sao lạnh với độ sáng có xu hướng giảm dần).

Khi các ngôi sao chết

Cuối cùng, một ngôi sao ở dãy chính bắt đầu đốt cháy hết hydro trong lõi, tiến đến giai đoạn cuối của chu kì sống của mình. Tại thời điểm này, ngôi sao rời khỏi dãy chính.

Những ngôi sao nhỏ hơn một phần tư khối lượng của Mặt Trời suy sụp trực tiếp thành sao lùn trắng. Những ngôi sao lùn trắng không còn phản ứng nhiệt hạch tại tâm của chúng nữa, nhưng chúng vẫn còn toả nhiệt. Cuối cùng, các sao lùn trắng nguội dần thành sao lùn đen, nhưng các sao lùn đen chỉ có trên lý thuyết; vũ trụ không đủ già cho những ngôi sao lùn trắng đầu tiên đủ lạnh và thực hiện quá trình chuyển đổi.

Đối với những ngôi sao lớn hơn,các lớp bên ngoài của chúng bị suy sụp vào bên trong cho đến khi nhiệt độ đủ nóng để tổng hợp hêli thành cácbon. Sau đó, áp suất của phản ứng tổng hợp cung cấp một lực đẩy ra ngoài mở rộng ngôi sao thêm vài lần so với kích thước ban đầu của nó, tạo thành một sao khổng lồ đỏ. Ngôi sao mới có độ sáng yếu hơn so với khi còn ở dãy sao chính. Cuối cùng, mặt trời sẽ thành một ngôi sao khổng lồ đỏ, nhưng đừng lo lắng – nó sẽ không xảy ra trong một khoảng thời gian gần sắp tới.

“Khoảng năm tỉ năm nữa, sau khi mặt trời đã trở thành một ngôi sao khổng lồ đỏ và đốt cháy Trái Đất thành than, nó sẽ đẩy vật chất ra thành một tinh vân xinh đẹp của riêng nó và sau đó mờ nhạt dần thành một ngôi sao lùn trắng", Howard Bond, của Viện Khoa học Vũ trụ và Kính viễn vọng (Space Telescope Science Institute) ở Maryland, cho biết trong một bài phát biểu.

Nếu ngôi sao ban đầu có khối lượng lên đến 10 lần khối lượng Mặt Trời, nó đốt cháy hết vật chất của nó trong vòng 100 triệu năm và suy sụp thành một sao lùn trắng siêu đặc. Nhiều ngôi sao khổng lồ phát nổ trong một cái chết siêu sao mới tàn bạo, đẩy các nguyên tố nặng hơn được hình thành trong lõi của chúng xuyên khắp thiên hà. Phần lõi còn lại có thể hình thành một ngôi sao neutron, một đối tượng siêu đặc có thể thấy trong nhiều dạng khác nhau.

Thời gian sống dài của sao lùn đỏ có nghĩa là ngay cả khi chúng được hình thành ngay sau Big Bang, thì chúng vẫn còn tồn tại cho đến ngày nay. Tuy vậy, cuối cùng thì những vật thể có khối lượng thấp này sẽ cháy hết hydro của chúng. Chúng sẽ dần trở nên mờ và lạnh hơn, và cuối cùng là ánh sáng sẽ tắt lịm.

Nguồn: space.com

Sinh viên cử nhân Vũ trụ và Ứng dụng, khoa Vũ trụ và Hàng không, trường Đại học Khoa học và Công nghệ Hà Nội (2014-2017); thực tập sinh tại Đài thiên văn Paris (2017)