Cuộc thảo luận về câu chuyện cuộc đời của các ngôi sao được trình bày cho đến nay vẫn bị thiên vị - cái mà chúng ta có thể gọi là “chủ nghĩa sô-vanh một sao”. Bởi vì loài người phát triển xung quanh một ngôi sao mà bản thân nó cũng chỉ “sống” một mình, thế nên chúng ta có xu hướng nghĩ về hầu hết các ngôi sao tồn tại một cách cô lập. Nhưng như chúng ta đã thấy trong chương Các ngôi sao: Một cuộc điều tra thiên thể, bây giờ chúng ta thấy có vẻ như có tới một nửa số sao có thể là phát triển trong các hệ nhị phân — những hệ mà trong đó hai ngôi sao được sinh ra trong vòng tay hấp dẫn của nhau và cả đời quay quanh một khối tâm chung.

Đối với những ngôi sao này, sự hiện diện của một người bạn đồng hành gần kề có thể có ảnh hưởng sâu sắc đến quá trình tiến hóa của chúng. Trong những trường hợp thích hợp, các ngôi sao có thể trao đổi vật chất, đặc biệt là trong giai đoạn khi một trong số chúng phình lên thành khổng lồ hoặc siêu khổng lồ, hoặc có gió sao mạnh. Khi điều này xảy ra và các ngôi sao đồng hành đủ gần, vật chất có thể chảy từ ngôi sao này sang ngôi sao khác, làm giảm khối lượng của bên cho và tăng khối lượng của bên nhận. Sự chuyển giao khối lượng như vậy có thể đặc biệt ấn tượng khi bên nhận là tàn dư của sao như sao lùn trắng hoặc sao neutron. Mặc dù câu chuyện chi tiết về cách các sao đôi như vậy phát triển nằm ngoài phạm vi cuốn sách của chúng tôi, nhưng chúng tôi muốn đề cập đến một vài ví dụ về các giai đoạn tiến hóa được mô tả trong chương này có thể thay đổi như thế nào khi có hai ngôi sao trong một hệ thống.

Vụ nổ Sao lùn trắng: Loại nhẹ nhàng

Chúng ta hãy xem xét hệ thống hai ngôi sao sau: một ngôi sao đã trở thành sao lùn trắng và ngôi sao còn lại đang chuyển dần vật chất lên nó. Khi hydro mới từ các lớp bên ngoài của người bạn đồng hành của nó tích tụ trên bề mặt của sao lùn trắng nóng, nó bắt đầu hình thành một lớp hydro. Khi ngày càng nhiều hydro tích tụ và nóng lên trên bề mặt của ngôi sao thoái hóa, lớp mới cuối cùng đạt đến nhiệt độ khiến phản ứng tổng hợp bắt đầu theo cách bùng phát đột ngột, làm nổ tung phần lớn vật chất mới.

Bằng cách này, sao lùn trắng nhanh chóng (nhưng chỉ trong thời gian ngắn) trở nên khá sáng, gấp hàng trăm hoặc hàng nghìn lần độ sáng trước đó của nó. Đối với những người quan sát trước khi phát minh ra kính thiên văn, dường như một ngôi sao mới đột nhiên xuất hiện, và họ gọi nó là Sao mới (Nova, số nhiều: novae). Các sao mới sẽ biến mất trong vài tháng đến vài năm.

Hàng trăm sao mới đã được quan sát, mỗi sao mới đều xuất hiện trong một hệ sao đôi và mỗi sao sau đó đều xuất hiện một lớp vỏ vật chất bị tống ra. Một số ngôi sao có nhiều hơn một lần sao mới, vì nhiều vật chất từ ​​ngôi sao lân cận của nó tích tụ trên sao lùn trắng và toàn bộ quá trình lặp lại. Miễn là các lần không làm tăng khối lượng của sao lùn trắng vượt quá giới hạn Chandrasekhar (bằng cách chuyển quá nhiều khối lượng quá nhanh), bản thân sao lùn trắng dày đặc vẫn không bị ảnh hưởng nhiều bởi các vụ nổ trên bề mặt của nó.

Vụ nổ Sao lùn trắng: Loại Bạo lực

Nếu một ngôi sao lùn trắng tích tụ vật chất từ ​​một ngôi sao đồng hành với tốc độ nhanh hơn nhiều, nó có thể bị đẩy qua giới hạn Chandrasekhar. Sự phát triển của một hệ thống nhị phân như vậy được thể hiện trong Hình 23.18. Khi khối lượng của nó đạt đến giới hạn khối lượng Chandrasekhar (vượt quá 1,4 MSun), một vật thể như vậy không còn có thể tự giữ mình như một ngôi sao lùn trắng nữa, và nó bắt đầu co lại. Khi điều đó xảy ra, nó nóng lên và các phản ứng hạt nhân mới có thể bắt đầu trong lõi thoái hóa. Ngôi sao trở nên "sôi động" trong khoảng thế kỷ tới, làm tăng nhiệt độ bên trong. Giai đoạn sôi sục này kết thúc trong vòng chưa đầy một giây, khi một lượng lớn phản ứng tổng hợp (đặc biệt là cacbon) diễn ra cùng một lúc, dẫn đến một vụ nổ. Năng lượng nhiệt hạch sinh ra trong vụ nổ cuối cùng lớn đến mức nó phá hủy hoàn toàn sao lùn trắng. Các khí được thổi ra ngoài không gian với vận tốc khoảng 10.000 km / giây, và sau đó, không còn dấu vết của sao lùn trắng.

Hình 23.18 Sự tiến hóa của một hệ thống nhị phân. Ngôi sao lớn hơn phát triển trước tiên để trở thành một ngôi sao khổng lồ đỏ và sau đó là một ngôi sao lùn trắng. Sau đó, sao lùn trắng bắt đầu thu hút vật chất từ ​​người bạn đồng hành của nó, từ đó tiến hóa để trở thành một sao khổng lồ đỏ. Cuối cùng, sao lùn trắng thu được khối lượng lớn đến mức bị đẩy qua giới hạn Chandrasekhar và trở thành siêu tân tinh loại Ia.

Một vụ nổ như vậy còn được gọi là siêu tân tinh, giống như sự phá hủy của một ngôi sao khối lượng lớn, nó tạo ra một lượng năng lượng khổng lồ trong một thời gian rất ngắn. Tuy nhiên, không giống như vụ nổ của một ngôi sao khối lượng lớn, có thể để lại tàn tích của sao neutron hoặc lỗ đen, sao lùn trắng bị phá hủy hoàn toàn trong quá trình này, không để lại tàn tích nào. Chúng tôi gọi những vụ nổ sao lùn trắng này là siêu tân tinh loại Ia.

Chúng ta phân biệt siêu tân tinh loại I với siêu tân tinh loại II có nguồn gốc từ cái chết của những ngôi sao lớn đã được thảo luận trước đó bởi sự vắng mặt của hydro trong quang phổ quan sát của chúng. Hydro là nguyên tố phổ biến nhất trong vũ trụ và là thành phần chính của các ngôi sao lớn đã tiến hóa. Tuy nhiên, như chúng ta đã biết trước đó, hydro không có trong tàn tích sao lùn trắng, tàn dư này chủ yếu bao gồm carbon và oxy cho khối lượng tương đương với giới hạn khối lượng Chandrasekhar.

Ký hiệu phụ “a” của siêu tân tinh loại Ia đề cập đến sự hiện diện của các vạch hấp thụ silic mạnh, không có ở các siêu tân tinh có nguồn gốc từ sự sụp đổ của các ngôi sao lớn. Silicon là một trong những sản phẩm là kết quả của sự hợp nhất giữa carbon và oxy, điều này dẫn đến kịch bản mà chúng tôi đã mô tả ở trên - đó là sự khởi đầu đột ngột của sự hợp nhất carbon (và oxy) mà sao lùn trắng đã được tạo ra.

Các bằng chứng quan sát hiện nay chỉ ra rõ ràng rằng SN 1006, Siêu tân tinh Tycho và Siêu tân tinh Kepler (xem phần Các siêu tân tinh trong Lịch sử) đều là siêu tân tinh loại Ia. Ví dụ, trái ngược với trường hợp SN 1054, tạo ra sao xung quay trong Tinh vân Con cua, không có siêu tân tinh lịch sử nào cho thấy bằng chứng về tàn tích sao còn sót lại sau vụ nổ của chúng. Có lẽ điều khó hiểu hơn nữa là cho đến nay, các nhà thiên văn học vẫn chưa thể xác định được ngôi sao đồng hành nuôi dưỡng sao lùn trắng trong bất kỳ siêu tân tinh lịch sử nào trong số này.

Do đó, để giải đáp bí ẩn về các ngôi sao đồng hành vắng mặt và các câu đố nổi bật khác, các nhà thiên văn gần đây đã bắt đầu nghiên cứu các cơ chế thay thế tạo ra siêu tân tinh loại Ia. Tất cả các cơ chế được đề xuất đều dựa vào sao lùn trắng bao gồm carbon và oxy, những thứ cần thiết để đáp ứng sự thiếu vắng hydro quan sát được trong phổ loại Ia. Và bởi vì bất kỳ sao lùn trắng cô lập nào dưới khối lượng Chandrasekhar đều ổn định, nên tất cả các cơ chế được đề xuất đều nhắc đến một sao đồng hành trong hệ nhị phân để làm nổ sao lùn trắng. Cơ chế thay thế hàng đầu mà các nhà khoa học tin rằng tạo ra siêu tân tinh loại Ia là sự hợp nhất của hai ngôi sao lùn trắng trong một hệ đôi. Hai sao lùn trắng có thể có quỹ đạo không ổn định, như vậy theo thời gian, chúng sẽ từ từ di chuyển gần nhau hơn cho đến khi hợp nhất. Nếu khối lượng tổng hợp của chúng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar, kết quả cũng có thể là một vụ nổ siêu tân tinh loại Ia.

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Bạn có thể xem một đoạn video ngắn về Siêu tân tinh SN 2014J, một siêu tân tinh loại Ia được phát hiện trong thiên hà Messier 82 (M82) vào ngày 21 tháng 1 năm 2014, cũng như xem hình ảnh động ngắn gọn về hai cơ chế mà siêu tân tinh như vậy có thể hình thành.

Siêu tân tinh loại Ia được các nhà thiên văn học trong các lĩnh vực nghiên cứu khác rất quan tâm. Loại siêu tân tinh này sáng hơn các siêu tân tinh được tạo ra từ sự sụp đổ của một ngôi sao lớn. Do đó, siêu tân tinh loại Ia có thể được nhìn thấy ở khoảng cách rất lớn, và chúng được tìm thấy trong tất cả các loại thiên hà. Sản lượng năng lượng từ hầu hết các siêu tân tinh loại Ia là nhất quán, với ít sự thay đổi về độ sáng tối đa của chúng, hoặc cách phát ra ánh sáng của chúng lúc đầu tăng và sau đó giảm từ từ theo thời gian. Những đặc tính này khiến siêu tân tinh loại Ia trở thành “bóng đèn tiêu chuẩn” cực kỳ có giá trị cho các nhà thiên văn học nhìn ra những khoảng cách rất xa - vượt xa giới hạn của Thiên hà của chúng ta. Bạn sẽ tìm hiểu thêm về công dụng của chúng trong việc đo khoảng cách tới các thiên hà khác trong chương Vụ nổ lớn.

Ngược lại, siêu tân tinh loại II phát sáng ít hơn khoảng 5 lần so với siêu tân tinh loại Ia và chỉ được nhìn thấy trong các thiên hà có sự hình thành sao lớn gần đây. Siêu tân tinh loại II cũng ít nhất quán hơn về sản lượng năng lượng của chúng trong vụ nổ và có thể có phạm vi giá trị độ sáng cực đại.

​​Sao neutron với bạn đồng hành

Bây giờ, hãy xem xét một cặp sao thậm chí còn không khớp hơn. Có thể trong những trường hợp thích hợp, một hệ nhị phân thậm chí có thể sống sót sau vụ nổ của một trong những thành viên của nó là siêu tân tinh loại II. Trong trường hợp đó, một ngôi sao bình thường cuối cùng có thể chia sẻ cuộc sống chung hệ thống với một ngôi sao neutron. Nếu sau đó vật chất được chuyển từ ngôi sao “sống” sang ngôi sao đồng hành “chết” (và bị nén nhiều), vật chất này sẽ bị lực hấp dẫn mạnh của sao neutron kéo vào. Khí khổng lồ như vậy sẽ được nén và đốt nóng đến nhiệt độ đáng kinh ngạc. Nó sẽ nhanh chóng trở nên nóng đến mức trải qua một vụ nổ nhiệt hạch. Năng lượng liên quan lớn đến mức chúng ta mong đợi phần lớn bức xạ từ vụ nổ sẽ xuất hiện dưới dạng tia X. Và trên thực tế, các đài quan sát năng lượng cao trên bầu khí quyển của Trái Đất (xem chương Các thiết bị thiên văn) đã ghi lại nhiều vật thể chỉ trải qua những vụ nổ tia X kiểu này.

Nếu ngôi sao neutron và người bạn đồng hành của nó được đặt đúng vị trí, một lượng đáng kể vật chất có thể được chuyển đến ngôi sao neutron và có thể khiến nó quay nhanh hơn (vì năng lượng spin cũng được truyền theo). Bán kính của sao neutron cũng sẽ giảm khi khối lượng nhiều hơn được thêm vào. Các nhà thiên văn học đã tìm thấy các sao xung trong hệ nhị phân đang quay với tốc độ hơn 500 lần mỗi giây! (Đôi khi chúng được gọi là sao xung mili giây vì các xung cách nhau vài phần nghìn giây.)

Một vòng quay nhanh như vậy không thể đến từ sự ra đời của ngôi sao neutron; nó phải được gây ra từ bên ngoài. (Nhớ lại rằng sao pulsar của Tinh vân Con cua, một trong những pulsar trẻ nhất từng được biết đến, quay “chỉ” 30 lần mỗi giây.) Thật vậy, một số pulsar nhanh được quan sát là một phần của hệ nhị phân, trong khi những sao khác có thể chỉ quay một mình vì chúng đã "tiêu thụ hoàn toàn" các ngôi sao đối tác cũ của họ thông qua quá trình “chuyển nhượng” hàng loạt. (Đôi khi chúng được gọi là “sao xung góa phụ đen”.)

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Hãy xem video ngắn này để xem Tiến sĩ Scott Ransom, thuộc Đài quan sát thiên văn vô tuyến quốc gia, giải thích cách các sao xung mili giây hình thành, với một số hình ảnh động đẹp mắt.

Và nếu bạn nghĩ rằng một ngôi sao neutron tương tác với một ngôi sao "bình thường" là... không bình thường, thì cũng có những hệ thống nhị phân bao gồm hai ngôi sao neutron. Một hệ thống như vậy có các ngôi sao ở quỹ đạo rất gần với nhau, đến mức chúng liên tục thay đổi quỹ đạo của nhau. Một hệ sao neutron nhị phân khác bao gồm hai sao xung quay quanh nhau cứ sau 2 giờ 25 phút. Như chúng ta đã thảo luận trước đó, các sao xung bức xạ năng lượng của chúng và hai sao xung này đang dần di chuyển về phía nhau, sao cho trong khoảng 85 triệu năm, chúng sẽ thực sự hợp nhất (xem chương Thiên văn học Sóng hấp dẫn để biết những quan sát đầu tiên của chúng ta về sự hợp nhất như vậy).

Bây giờ chúng ta đã đi đến phần cuối của mô tả về giai đoạn cuối cùng của các ngôi sao, nhưng một phần của câu chuyện vẫn còn được điền vào. Chúng ta đã thấy rằng các ngôi sao có khối lượng lõi nhỏ hơn 1,4 MSun tại thời điểm chúng cạn kiệt nhiên liệu và kết thúc cuộc đời thành ngôi sao lùn trắng. Các ngôi sao sắp tàn với khối lượng lõi từ 1,4 đến 3 MSun thì trở thành sao neutron. Nhưng có những ngôi sao có khối lượng lõi lớn hơn 3 MSun khi chúng cạn kiệt nguồn cung cấp nhiên liệu. Chúng sẽ kết thúc thành thứ gì? Kết quả thực sự kỳ lạ của cái chết của các lõi sao khổng lồ như vậy (được gọi là lỗ đen) là chủ đề của chương tiếp theo của chúng ta. Nhưng trước tiên, chúng ta sẽ xem xét một bí ẩn thiên văn hóa ra có liên quan đến cái chết của các vì sao và được giải quyết thông qua phương pháp khéo léo và một sự kết hợp giữa quan sát và lý thuyết.

(Còn tiếp...)

Tham khảo

  1. Astronomy 1st edition, Senior Contributing Authors: A. Franknoi, D. Morrison, S. Wolff ©2017 Rice University,  Textbook content produced by OpenStax is licensed under a Creative Commons Attribution 4.0 International License. (Access for free at https://openstax.org/details/books/astronomy