Ở đây, chúng ta đang đề cập đến sự hình thành của các ngôi sao có độ sáng, khối lượng, mật độ, kích cỡ, nhiệt độ ngang ngửa với Mặt Trời của chúng ta.

Môi trường liên sao

Để mở đầu cho việc tìm hiểu các ngôi sao cỡ Mặt Trời hình thành như thế nào? Ta hãy nhìn vào hình ảnh sau:

Thiên hà Gigantic qua kính viễn vọng không gian Hubble của NASA
Thiên hà Gigantic qua kính viễn vọng không gian Hubble của NASA

Nhìn các ngôi sao và sau đó di chuyển mắt sang khoảng không gian giữa các vì sao trong thiên hà này. Nơi đó không phải là môi trường chân không mà chúng ta hay nghĩ vũ trụ là “khoảng chân không vô tận”, chỉ là nồng độ vật chất loãng hơn rất nhiều. Người ta dùng thuật ngữ “môi trường liên sao” (interstellar medium) để chỉ môi trường vật chất tồn tại trong không gian giữa các hệ sao trong một thiên hà. Trong môi trường liên sao, vùng dày đặc hơn trung bình được gọi là “đám mây liên sao” (interstellar cloud).

Chúng ta thử phóng to lên để xem đám mây liên sao có gì nhé!

Phóng to đám mây liên sao
Các nguyên tử tình cờ di chuyển dồn lại một chỗ

Môi trường liên sao cũng như đám mây liên sao đều rất lạnh lẽo. Mặc dù nhiệt độ của đám mây rất thấp nhưng các nguyên tử vẫn chuyển động hỗn loạn theo nhiều hướng khác nhau (hình a).

Và vào một khoảnh khắc tình cờ nào đó, các nguyên tử di chuyển dồn lại một chỗ (hình b).

Lúc bấy giờ, mỗi nguyên đều đang bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn của các nguyên tử gần nó. Đồng thời nhiệt gây nên sự chuyển động của các nguyên tử.

Các nguyên tử phân tán lại vào môi trường liên sao

Tuy nhiên, lực hấp dẫn đó không lớn vì khối lượng của mỗi nguyên tử là quá nhỏ. Cho nên tổng lực hấp dẫn của chúng không đủ lớn liên kết chúng thành một khối vật chất. Tác dụng của nhiệt mạnh hơn nhiều so với lực hấp dẫn tổng hợp. Cho nên các nguyên tử nhanh chóng phân tán trở lại vào môi trường liên sao.

Vậy có phải chỉ cần tăng số lượng nguyên tử lên thì lực hấp dẫn nhau giữa chúng đủ mạnh để ngăn nó phân tán?

Vậy khoảng bao nhiêu nguyên tử thì trường hợp này xảy ra?

Vâng! Với đám mây thông thường có nhiệt độ vào khoảng 100K thì từ 10^57 nguyên tử trở lên, nó sẽ không phân tán mà thay vào đó hình thành nên một khối vật chất cứ co lại.

Theo tính toán cho biết, 10^57 nguyên tử có khối lượng tương đương với khối lượng Mặt Trời.

Và một khi đã có sức nặng, đám mây lạnh lẽo này sẽ bắt đầu sụp đổ. (Giải thích: một đám mây liên sao được duy trì ở trạng thái cân bằng thủy tĩnh, đó là sự cân bằng giữa lực hấp dẫn luôn hướng vào trong và nhiệt dưới dạng áp suất hướng ra ngoài. Bây giờ, lực hấp dẫn bắt đầu lớn hơn nhiệt thì đám mây sẽ mất trạng thái cân bằng và bắt đầu co lại).

Nhưng để xảy ra việc 10^57 nguyên tử dồn lại một cách ngẫu nhiên như vậy rất là khó. Nói đúng hơn là nó cần có sự tác động. Hãy tưởng tượng 10^57 nguyên tử đang ở trong một cái bọc, gọi là cái bọc khí. Nếu như có tác nhân bên ngoài ép bọc khí đó lại thì điều này sẽ thành công. Thống kê có bốn tác nhân sau đây:

  • Khi hai đốm khí va chạm vào nhau.
  • Khi một nhóm sao loại O hoặc loại B hình thành gần đó, tạo ra sóng xung kích đốt nóng môi trường xung quanh tạo ra tinh vân phát xạ.
  • Do ảnh hưởng của một vụ nổ siêu tân tinh gần đó.
  • Đơn giản nhất, đám mây liên sao trở nên quá lạnh không thể chống lại lực hấp dẫn bên trong nó.

Dù nguyên nhân là gì đi nữa thì đều dẫn đến kết quả là đám mây liên sao bị sụp đổ. Và một điều chắc chắn sau đó là nó sẽ hình thành sao. Quá trình này được chia làm 7 giai đoạn từ một đám mây liên sao đến khi trở thành một ngôi sao dãy chính như Mặt Trời của chúng ta.

Bảng Quá trình hình thành của một ngôi sao giống Mặt Trời
Bảng Quá trình hình thành của một ngôi sao giống Mặt Trời

Giai đoạn 1 – Đám mây liên sao (Interstellar Cloud)

Để tìm hiểu về quá trình dài đằng đẵng để một ngôi sao lớn lên. Trước tiên ta phải bắt đầu từ những gì nguyên sơ nhất.

Ở giai đoạn đầu tiên: Đó là đám mây liên sao rộng lớn, có kích thước hàng chục parsec, có thể bằng hoặc lớn hơn nhiều lần so với hệ mặt trời chúng ta. Trong môi trường lạnh lẽo như thế này, nhiệt độ chỉ khoảng 10K với mật độ 10^9 hạt/m3. Thế nhưng khối lượng thì lại gấp hàng nghìn lần Mặt Trời. 

Đám mây này bao gồm các thành phần đơn giản như : các nguyên tử, phân tử khí, bụi. Trong đó chỉ có tác dụng làm lạnh mây và khối lượng bụi cũng chẳng đáng kể.

Một khi đám mây thỏa mãn điều kiện đề cập bên trên. Đồng nghĩa với việc lực hấp dẫn lớn hơn áp suất chính nó. Theo lý thuyết nó sẽ bị nén lại, sụp đổ dưới tác dụng lực hấp dẫn. Và bắt đầu phân mảnh thành các đám vật chất nhỏ và nhỏ hơn.

Đám mây phân mảnh
Từ một đám mây liên sao ban đầu có thể tạo thành hàng chục, hàng trăm nghìn mảnh vỡ.

Bất cứ nghiên cứu nào cũng cần có bằng chứng, hình dưới đây chứng minh cho điều nêu trên. Đây là hình ảnh đám mây phân tử tối, dày đặc gần trung tâm Ngân Hà. Bên trong là vài chục mảnh vỡ đặc hơn. Những mảnh vỡ này có khối lượng từ vài chục đến vài trăm lần khối lượng Mặt Trời. (Hình ảnh này quan sát bằng tia hồng ngoại kết hợp vô tuyến. Bởi nhiệt độ và độ sáng chúng yếu nên không thể dùng phương pháp khác. Ở đây các đốm đỏ chính là mảnh vật chất thu được.)

Đám mây G0.253 + 0.016
Đám mây G0.253 + 0.016

Chẳng có đám mây mẹ nào đủ vốn liếng để mãi phân thành nhiều mảnh con. Điều đó có nghĩa là sự phân mảnh ấy sẽ có lúc dừng lại. Đó là khi: chúng ngày càng co lại thì mật độ tăng lên. Làm cho chúng trở nên quá dày đặc đến mức bức xạ khó thoát ra ngoài. Bức xạ ấy bị giữ lại làm tăng nhiệt độ, áp suất cũng tăng theo dẫn đến dừng sự phân mảnh.  Tuy nhiên, sự co lại vẫn tiếp tục diễn ra.

Giai đoạn 2 – Mảnh mây (Cloud Fragment)

Sau quá trình phân mảnh, ta hãy cùng bước vào giai đoạn 2 để tìm hiểu xem chuyện gì sẽ xảy ra với mỗi mảnh như vậy.

Có thể nói mỗi mảnh có khối lượng gấp 1 đến 2 lần khối lượng Mặt Trời. Kích thước ước tính khoảng vài phần trăm parsec hay gấp 100 lần hệ Mặt Trời. Còn mật độ trung tâm thì nhiều hơn khoảng 10^12hạt/m3

Về phần nhiệt độ trung bình, mảnh vỡ cũng không khác gì nhiều so với đám mây mẹ. Nhiệt độ ở bề mặt không thay đổi nhiều. Bởi vật chất của mảnh mỏng đến mức năng lượng dễ dàng thoát ra ngoài. Riêng về phần nhiệt độ trung tâm thì lại tăng lên đáng kể. Vì lõi bên trong dày hơn, bức xạ khó thoát ra ngoài. Điều này làm nhiệt độ tăng, có khi tăng lên tới 100K. 

Vài chục nghìn năm, mảnh vỡ giai đoạn 2 dần co lại thành một khối cầu khí với đường kính gần bằng kích thước của hệ Mặt Trời (vẫn gấp 10.000 lần Mặt trời nha).

Giai đoạn 3 –  Mảnh mây / Tiền sao (Cloud Fragment / Protostar)

Bước vào giai đoạn 3, sự co lại vẫn tiếp diễn và gây ra nhiều thay đổi đáng kể. 

Giờ đây mảnh vật chất của chúng ta đã phát triển hơn. Với nhiệt độ trung tâm tăng cao, rõ rệt so với giai đoạn trước. 10.000K – thế là còn nóng hơn cả lò luyện thép nóng nhất trên Trái đất nữa đấy! Dĩ nhiên nhiệt độ bề mặt vẫn lạnh như giai đoạn 2. Vì khí gần rìa vẫn phát xạ năng lượng vào không gian. Mật độ trung tâm thời điểm này cũng tăng lên xấp xỉ 1018  hạt / m3.

Dần dần vùng dày đặc ở trung tâm dần  trở thành là tiền sao (protostar). Đến cuối giai đoạn 3. Ta sẽ chào đón thêm sự xuất hiện của quang quyển ở bề mặt của tiền sao. Vậy nên từ đây nhiệt độ bề mặt được đề cập trong Bảng Quá trình hình thành của một ngôi sao giống Mặt Trời  là nhiệt độ quang quyển chứ không phải nhiệt độ ở rìa mảnh vỡ nữa (nhiệt độ vẫn thấp ở rìa).

Vùng hình thành sao ở tinh vân Orion
Vùng hình thành sao ở tinh vân Orion

Lại là một bằng chứng nữa cho điều chúng ta vừa tìm hiểu. Đây là hình ảnh tuyệt đẹp về tinh vân Orion( tinh vân Lạp Hộ).

  • Ở hình (c) tinh vân được ôm ấp một phần bởi một đám mây liên sao  rộng lớn. Nhiều phần khác nhau của đám mây này có thể đang phân mảnh và co lại. Thậm chí có những vị trí nhỏ hơn hình thành tiền sao.
  • Ở hình (d) tinh vân Orion chứa một số vị trí của các phân tử nằm sâu trong lõi phát xạ vô tuyến rất mạnh. (d). Mặc dù nhiệt độ không được ước tính một cách chính xác. Nhưng nhà nghiên cứu cho rằng các đám vật chất ấy là một tiền sao.
  • Thêm nữa ở hình (e) một số các ngôi sao trẻ được bao quanh bởi các đĩa khí và bụi. Các hành tinh có thể hình thành sau cùng từ đĩa khí và bụi đó.

Giai đoạn 4 – Tiền sao (Protostar)

Khi tiền sao tiến hóa, nó co lại. Mật độ tăng lên và nhiệt độ của nó cũng tăng lên, cả ở trong lõi và ở quang quyển. Khoảng 100,000 năm sau khi mảnh vỡ hình thành, bước sang giai đoạn 4, nơi trung tâm của nó sôi lên khoảng 1.000.000K. Tuy vậy, nhiệt độ ấy vẫn chưa đủ lớn để phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra.

Vẫn lớn hơn nhiều so với Mặt Trời, đống khí có kích thước bằng chiều dài quỹ đạo của Sao Thủy. Nhiệt độ bề mặt của nó đã tăng lên vài nghìn kelvin.

Biết bán kính và nhiệt độ bề mặt của tiền sao, chúng ta có thể tính độ sáng của nó bằng cách sử dụng mối liên hệ giữa bán kính – độ sáng – nhiệt độ

độ sáng = 4pi (bán kính)^2 * xích ma * (nhiệt độ)^4

Có điều đáng chú ý, độ sáng này gấp khoảng 1000 lần độ sáng của Mặt Trời.Khi đạt đến giai đoạn 4,  các tính chất vật lý của tiền sao có thể được vẽ trên biểu đồ Hertzsprung-Russell (H-R).

Ở mỗi giai đoạn tiến hóa của sao, nhiệt độ bề mặt và độ sáng của nó có thể được biểu thị bằng một chấm trên biểu đồ. Chuyển động của điểm đó trên biểu đồ khi ngôi sao tiến hóa được gọi là đường tiến hóa của ngôi sao (the star’s evolutionary track). Nó biểu thị cuộc đời của một ngôi sao. Nhưng phải lưu ý rằng nó không liên quan đến bất kỳ chuyển động nào của nó trong không gian. Đường màu đỏ trong hình mô tả (depicts) gần đúng đường đi của mảnh đám mây liên sao từ khi nó trở thành tiền sao ở cuối giai đoạn 3.

Tiền sao được biểu diễn trên biểu đồ H-R
Tiền sao được biểu diễn trên biểu đồ H-R

Giai đoạn 5 – Sự tiến hóa tiền sao tiền sao (Protostellar Evolution)

Các tiền sao của chúng ta vẫn chưa đạt được trạng thái cân bằng. Dù nhiệt độ của nó lúc này đã cao tới mức áp suất mà nó trực tiếp tỏa ra đã trở thành một đối lực của trọng lực kéo vào trong. Sự cân bằng ấy vẫn chưa hoàn chỉnh. Nhiệt lượng bên trong của các tiền sao dần khuếch tán từ tâm nóng ra bên ngoài bề mặt nguội hơn, nơi mà nó sẽ bị bức xạ vào vũ trụ. Do đó, sự co lại chậm lại, nhưng chưa dừng hẳn.

Sau giai đoạn 4, tiền sao di chuyển xuống trong biểu đồ H-R (độ sáng giảm) và dịch một ít về bên trái (tăng nhiệt độ), như trong hình. Đến giai đoạn 5, tiền sao đã co lại 10 lần kích cỡ Mặt trời. Nhiệt độ bề mặt vào khoảng 4000K. Và độ sáng của nó đã giảm xuống còn khoảng 10 lần mặt trời. Nhiệt độ ở tâm đã tăng lên 5.000.000K. Khí lúc này đã bị ion hóa hoàn toàn. Nhưng các proton vẫn chưa có đủ nhiệt năng để bắt đầu tổng hợp nguyên tử.

Tiền sao di chuyển xuống trong biểu đồ H-R
Tiền sao di chuyển xuống trong biểu đồ H-R

Các tiền sao trải qua hoạt động bề mặt dữ dội trong giai đoạn này của quá trình tiến hóa. Dẫn đến những cơn gió tiền sao cực kỳ mạnh, đặc hơn so với của Mặt trời. Phần này của tiến trình được gọi là pha T-Tauri. Đây là một hiện tượng tự nhiên cực kì đẹp mắt và hùng vĩ.

Trong hình, ta thấy 2 vòi phát ra từ hệ thống sao trẻ HH30. Kết quả của các vật chất đang bồi tụ thành một ngôi sao mới sinh ở trung tâm.

Giai đoạn 6 – Ngôi sao sơ sinh (A Newborn Star)

Khoảng 10 triệu năm sau khi qua giai đoạn 4. Cuối cùng tiền sao đã trở thành một ngôi sao thực thụ. Giai đoạn 6, khi vật thể khối lượng xấp xỉ Mặt Trời co lại đến bán kính khoảng 1.000.000 km. Sự co lại đã làm tăng nhiệt độ trung tâm lên khoảng 10.000.000K – đủ để đốt cháy hạt nhân.

Các proton bắt đầu hợp nhất thành hạt heli trong lõi và một ngôi sao được sinh ra. Như trong hình trên, nhiệt độ bề mặt của ngôi sao tại thời điểm này là khoảng 4500K. Nhiệt độ này vẫn lạnh hơn một chút so với Mặt Trời. Mặc dù bán kính ngôi sao mới hình thành lớn hơn một chút so với bán kính Mặt Trời. Nhiệt độ của nó thấp hơn. Cho nên độ sáng của nó cũng yếu hơn (bằng khoảng ⅔ lần độ sáng Mặt Trời).

Trong khoảng 30 triệu năm tới, ngôi sao giai đoạn 6 sẽ co lại nhiều hơn một chút. Mật độ trung tâm của nó tăng lên khoảng 10^32 hạt/m3 (hay 10^5kg/m3). Nhiệt độ trung tâm tăng lên 15.000.000 K và nhiệt độ bề mặt đạt 6000K. 

Giai đoạn 7 _ Ngôi sao dãy chính( Main- sequence star)

Đến giai đoạn 7, ngôi sao đạt đến dãy chính gần nơi Mặt Trời của chúng ta đang ở. Áp suất và lực hấp dẫn cân bằng một cách tinh vi trong nội tại ngôi sao. Tốc độ năng lượng hạt nhân được tạo ra trong lõi khớp hoàn toàn với tốc độ năng lượng bức xạ thoát ra ở bề mặt.

Hành trình đám mây liên sao trở thành ngôi sao diễn ra trong 40-50 triệu năm. Mặc dù đây là khoảng thời gian dài đối với một đời người. Nhưng đối với lượng thời gian Mặt Trời ở dãy chính nó chỉ chưa đến 1%. Một khi vật thể bắt đầu nung chảy hydro và thiết lập trạng thái cân bằng

“trọng lực – vào / áp suất – ra”

Nó sẽ cháy đều đặn trong một khoảng thời gian rất dài. Vị trí của ngôi sao trên biểu đồ H-R (nhiệt đồ bề mặt và độ sáng của nó) sẽ gần như không đổi trong 10 tỷ năm tới.

Được tổng hợp và chia sẻ bởi Ái Linh, Oanh Oanh, Quốc Bảo – Ban Học Thuật
Biên tập bởi Huỳnh Thị Khánh Linh – Ban Truyền Thông

Content Protection by DMCA.com