Mục lục

Các mô phỏng cho thấy rằng các đám mây khí nguyên thủy được tạo thành chủ yếu tại các nút của một mạng lưới sợi tơ vũ trụ quy mô nhỏ, sau đó bắt đầu co lại bởi lực hấp dẫn của chúng. Sự nén lại làm tăng nhiệt độ của khí lên trên 1000 Kelvins. Một số nguyên tử hydro ghép đôi với nhau trong phần khí đặc, nóng, tạo trên một lượng phân tử hydrogen. Các phân tử hydrogen bắt đầu làm lạnh phần khí đặc nhất bằng cách phát ra bức xạ hồng ngoại sau khi chúng va chạm với nguyên tử hydrogen. Nhiệt độ phần đặc nhất hạ xuống tới khoảng 200 đến 300 kelvin, làm giảm áp lực khí trong vùng này, tạo điều kiện để chúng tiếp tục co lại thành các cụm liên kết hấp dẫn.

Quá trình làm lạnh này đóng vai trò thiết yếu trong việc cho phép vật chất thông thường trong hệ nguyên thủy tách ra khỏi vật chất tối. Khí hydrogen lạnh sau đó tụ lại thành một cấu hình phẳng quay, tạo thành các cụm và sợi tơ, và cũng có thể có hình dạng như chiếc đĩa. Còn vật chất tối, vì chúng không phát bức xạ hoặc mất năng lượng, nên chúng có thể giữ nguyên rải rác trong đám mây nguyên thuỷ. Do đó, hệ tạo sao có hình dạng tương tự một thiên hà thu nhỏ, với một cái đĩa vật chất thông thường và một quầng vật chất tối. Bên trong chiếc đĩa, các cụm khí mật độ cao nhất tiếp tục co lại, và cuối cùng một trong số chúng suy sụp và trở thành các ngôi sao. Cụm hình thành sao đầu tiên phải ấm hơn nhiều các đám mây khí phân tử nơi hầu hết các ngôi sao ngày nay được hình thành. Các hạt bụi và phân tử chứa các nguyên tố nặng làm lạnh các đám mây hiện nay hiệu quả hơn tới nhiệt độ chỉ khoảng 10 kelvin. Khối lượng nhỏ nhất mà một cụm khí cần có để co lại được dưới tác dụng của hấp dẫn được gọi là khối lượng Jean, tỉ lệ thuận với bình phương nhiệt độ khí và tỉ lệ nghịch với căn bậc hai của áp suất khí.

Hình vẽ minh hoạ một ngôi sao đang được hình thành bên trong một đám mây phân tử đặc. Credit: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC).

Các hệ hình thành sao đầu tiên có áp suất tương tự với các đám mây phân tử ngày nay. Nhưng bởi vì nhiệt độ của các cụm khí co sập đầu tiên hầu hết cao hơn 30 lần, khối lượng Jean của chúng cũng hầu hết lớn hơn 1000 lần. Trong các đám mây phân tử ở gần Ngân Hà, khối lượng Jean hầu như bằng với khối lượng Mặt Trời, và khối lượng cụm tiền sao cũng như trên. Nếu mở rộng ra, chúng ta có thể ước lượng rằng khối lượng của cụm sao hình thành đầu tiên có thể lên tới khoảng 500 tới 1000 khối lượng Mặt Trời. Các mô phỏng máy tính được nhắc đến phía trên cũng cho thấy sự hình thành các cụm với khối lượng hàng trăm lần khối lượng Mặt Trời hoặc hơn. Các tính toán của nhóm nghiên cứu gợi ý rằng khối lượng dự đoán của các cụm hình thành sao đầu tiên không quá nhạy với các điều kiện giả thuyết vũ trụ. Các khối lượng dự đoán phụ thuộc chủ yếu vào cơ sở vật lý của phân tử hydrogen và thứ yếu dựa trên mô hình vũ trụ hoặc công nghệ mô phỏng.

Một lý do nữa là phân tử hydrogen không thể làm lạnh khí xuống dưới 200 kelvin, do đó nhiệt độ này trở thành giới hạn dưới cho nhiệt độ của cụm tạo sao đầu tiên. Lý do khác là sự làm lạnh từ phân tử hydrogen trở nên không hiệu quả tại mật độ cao hơn khi các cụm bắt đầu co sập. Tại các phần đậm đặc, phân tử hydrogen va chạm với các nguyên tử khác trước khi chúng có thời gian để phát xạ bức xạ hồng ngoại, điều đó đã làm tăng nhiệt độ của khí và làm chậm sự co lại cho đến khi các cụm được bồi đắp đến ít nhất vài trăm lần khối lượng Mặt Trời. Vậy thì các cụm đầu tiên co sập lại tạo thành các ngôi sao khối lượng lớn hơn tương tự nhau, hay chúng nổ tung và tạo thành nhiều ngôi sao nhỏ hơn? Các nhóm nghiên cứu đã hiệu chỉnh các thông số theo hướng các cụm co sập để tạo thành nhiều ngôi sao, nhưng không mọt mô phỏng nào cho tới nay cho thấy xu hướng phân mảnh của cụm. Chúng trùng hợp với kiến thức của chúng ta ngày nay về việc hình thành sao; và sự phân mảnh của các cụm thông thường chỉ hình thành các hệ sao đôi (2 ngôi sao có quĩ đạo quay quanh nhau). Sự phân mảnh này dường như có vẻ ít xảy ra trong các cụm nguyên thủy, bởi vì sự làm lạnh không hiệu quả của phân tử hydrogen có thể làm cho khối lượng Jean trở nên rất lớn. Tuy nhiên, các mô phỏng chưa xác định được kết quả chắc chắn cuối cùng về sự co sập, cũng như không thể loại trừ sự hình thành của các hệ sao đôi.

Các ước tính chính xác về độ nặng các ngôi sao đầu tiên có thể gặp khó khăn bởi các hiệu ứng phản hồi (feedback). Thông thường, một ngôi sao được hình thành từ trong ra ngoài, bằng cách bồi tụ khí từ các cụm xung quanh vào trong một lõi tiền sao ở trung tâm. Nhưng khi nào thì quá trình bồi tụ trên kết thúc? Khi ngôi sao lớn lên về khối lượng, chúng sinh ra các bức xạ cường độ cao và dòng vật chất phóng ra có thể thổi bay đi một số khí trong cụm đang co sập. Hiệu ứng trên phụ thuộc mạnh mẽ vào sự hiện diện của các nguyên tố nặng, và vì thế chúng phải đóng vai trò ít quan trọng hơn đối với các ngôi sao thời kì đầu. Trong sự hợp tác với Loeb ở Harvard, một thành viên trong nhóm chúng tôi (Bromm) đã sử dụng các mô phỏng số để nghiên cứu về sự bồi tụ của một tiền sao nguyên thủy. Các tính toán cho thấy rằng các sao loại III lớn lên vào khoảng 50 lần khối lượng Mặt Trời trong 10000 năm đầu tiên sau khi lõi ban đầu được hình thành. Mặc dù chúng tôi không thể theo dõi thêm về sự bồi tụ bởi các giới hạn số, nhưng dường như các ngôi sao vẫn tiếp tục lớn lên, có thể tới 100 đến 200 lần khối lượng Mặt trời. Có vẻ đúng khi kết luận rằng các ngôi sao đầu tiên nặng hơn và sáng hơn rất nhiều so với Mặt Trời.