Cụm sao – cluster là gì?

Kết quả cuối cùng của sự co lại và sự phân mảnh từ một đám mây liên sao khí (an interstellar gas cloud) là một nhóm các ngôi sao, tất cả đều được hình thành từ cùng một đám mây mẹ và nằm trong cùng một vùng không gian. Tập hợp các ngôi sao như vậy được gọi là một cụm sao (cluster).

Một cụm sao mới sinh (a newborn star cluster) có tên NGC 3603 và một phần của đám mây phân t

Cụm sao NGC 3603 chứa khoảng 2000 ngôi sao sáng, nằm cách Trái đất khoảng 6000 pc. Trường nhìn thấy được hiển thị trong hình dài khoảng 20 năm ánh sáng. Bởi vì tất cả các ngôi sao được hình thành cùng một lúc từ cùng một đám mây mẹ và trong cùng một điều kiện môi trường, các cụm sao mới sinh này thật lý tưởng để các nhà thiên văn nghiên cứu các thuộc tính về sao. Yếu tố duy nhất để phân biệt ngôi sao này với ngôi sao khác trong cùng một cụm là khối lượng. Vì vậy các mô hình lý thuyết về sự hình thành và tiến hóa của ngôi sao không đề cập đến độ tuổi hay thành phần hóa học cũng như vị trí của sao.

Cụm sao mở – Open Cluster

Ta có thể nhìn thấy sáu hoặc bảy ngôi sao trong cụm Pleiades bằng mắt thường trong chòm sao Kim Ngưu. Cụm sao Thất Nữ cách Trái Đất khoảng 120pc. Cụm sao này liên kết một cách lỏng lẻo với nhau bởi lực hấp dẫn lẫn nhau. Loại cụm sao như vậy đã được phát hiện hơn 1100 cụm trong dải Ngân Hà, được gọi là cụm sao mở (open cluster). Các cụm sao mở thường chứa từ vài trăm đến vài chục nghìn ngôi sao và có bề ngang khoảng một vài parsec.

Biểu đồ H – R biểu diễn tất cả các ngôi sao trong cụm
sao mở nổi tiếng Pleiades (NOAO)

Cụm sao chứa các ngôi sao nằm ở tất cả các phần của dãy chính. Những ngôi sao màu xanh lam tương đối trẻ, chúng đốt cháy nhiên liệu rất nhanh. Vì vậy, mặc dù không có bằng chứng trực tiếp về sự ra đời của cụm sao, chúng ta vẫn có thể ước tính tuổi của nó dưới 20 triệu năm, thời gian tồn tại của một ngôi sao loại O. Những tia khí trong bức ảnh là bằng chứng thêm về tuổi trẻ của cụm sao. 

Khối lượng nhỏ hơn, nhưng kích thước to hơn, các cụm sao này được biết đến như là tập hợp các ngôi sao. Chúng thường chứa không quá vài trăm ngôi sao nhưng có thể kéo dài hàng chục parsec. Các cụm sao thường chứa nhiều những ngôi sao trẻ và liên kết khá lỏng lẻo giữa các ngôi sao bên trong. Nhiều cụm sao dường như mở rộng một cách tự do trong vũ trụ và tan rã sau khi hình thành chúng.

Cụm sao cầu – Globular cluster

Cụm sao cầu Omega Centauri cách Trái Đất gần 5000 parsec, có đường kính vào khoảng 40 parsec

Đây là một dạng cụm sao khác – cụm sao cầu. Chính cái tên đã giải thích cho hình ảnh của nó – tập hợp hình cầu các ngôi sao quay quanh tâm Ngân Hà như một vệ tinh.  Cụm sao này chứa hàng trăm ngàn, và đôi khi lên tới hàng triệu những ngôi sao; trải dài đến khoảng 50 parsec.

Biểu đồ H-R biểu diễn một số ngôi sao của cụm sao
cầu Omega Centauri (P. Seitzer).

Nổi bật nhất trong biểu đồ H-R của những cụm sao cầu là chúng thiếu đi những sao dãy chính chính nằm ở phía trên bên trái.

Thực tế, cụm sao cầu không chứa các ngôi sao ở dãy sao chính với khối lượng vào khoảng 0,8 lần khối lượng của Mặt Trời. 

Cộng với những quan sát khác, các nhà thiên văn học ước tính được rằng: các cụm sao cầu đã ít nhất 10 tỷ năm tuổi. Chúng chứa những ngôi sao lâu đời nhất trong thiên hà. Có khoảng 150 cụm sao cầu đã biết trong Ngân Hà.

Các ngôi sao loại A trong biểu đồ này là những ngôi sao ở giai đoạn tiến hóa muộn hơn nhiều. Các ngôi sao từ O đến F có khối lượng lớn hơn, chúng đã cạn kiệt nhiên liệu ở hạt nhân và đã biến mất từ ​​lâu rồi.

Các cụm sao và tinh vân – Clusters and Nebulae

Hiện tại, mặc dù các giai đoạn từ 3 đến 7 của quá trình hình thành sao đã rõ ràng, nhưng ở giai đoạn 1 và 2 vẫn còn sơ sài. Các ngôi sao có khối lượng nhỏ phổ biến hơn nhiều so với những ngôi sao có khối lượng lớn. Nhưng để có được lời giải tường tận, chính xác về các giai đoạn này thì vẫn phải cần thêm sự hiểu biết kỹ lưỡng về quá trình hình thành sao.

Hiện tại, các nhà nghiên cứu vẫn đang tranh cãi về sự hình thành của các ngôi sao nặng hơn, có hai trường hợp sau:

  • Các ngôi sao nặng được hình thành từ các khối khí tiền sao đặc hoặc nặng hơn
  • Tất cả các ngôi sao lúc ban đầu đều là những vật thể tương đối nhẹ (với khối lượng nhỏ hơn nhiều so với khối lượng của Mặt Trời). Những ngôi sao sau đó lớn lên do sự bồi tụ từ môi trường xung quanh, giống với sự hình thành của các vi thể hành tinh tại thời kì đầu của hệ mặt trời. Quan điểm này cho rằng các ngôi sao nặng chính là những ngôi sao đã dành phần thắng về tài nguyên và vật chất trong thời kì này. 

Trong cả hai trường hợp, các giả lập máy tính đều cho thấy rằng: quá trình hình thành nên một ngôi sao dãy chính có thể bị ảnh hưởng lớn bởi các tương tác vật lý giữa các tiền sao trong cụm

  • Cụ thể, trường hấp dẫn mạnh của các tiền sao khổng lồ hơn giúp chúng có lợi thế trong việc hút khí từ các tinh vân gần kề, làm chúng lớn nhanh hơn. 
  • Các va chạm với các tiền sao lớn thường phá vỡ các đĩa tiền sao nhỏ hơn, chấm dứt sự hình thành tiền sao ở tâm của chúng và đẩy các hành tinh hoặc sao lùn nâu khối lượng nhỏ ra khỏi đĩa vào không gian.

Trong các cụm sao đặc, những tương tác này thậm chí có thể dẫn đến sự hợp nhất giữa chúng và phát triển thành các vật thể còn khổng lồ hơn.

Sự va chạm giữa các tiền sao

Trong môi trường đông đúc của một cụm sao trẻ, sự hình thành sao là một quá trình đầy tính cạnh tranh và dữ dội. Các tiền sao lớn hơn có thể phát triển bằng việc lấy khí từ các tiền sao nhỏ hơn, các dĩa xung quanh của hầu hết các tiền sao có thể va chạm và hợp nhất. Hình ảnh mô phỏng của siêu máy tính về một cụm sao nhỏ xuất hiện từ một đám mây liên sao, đám mây ban đầu gấp khoảng 50 lần khối lượng Mặt Trời, vật chất trải rộng trên thể tích 1 năm ánh sáng (M. Bate, I. Bonnell, and V. Bromm).

Dù có nhiều nhiều chi tiết chưa được làm rõ, chúng ta có thể thấy một số cách mà môi trường của cụm sao ảnh hưởng lên các dạng sao hình thành trong đó:

  • Những ngôi sao khổng lồ hình thành sớm nhất. 
  • Trong quá trình nó hình thành thường ngăn cản sự hình thành của các ngôi sao có khối lượng lớn khác.

Cả hai quá trình trên đều lấy đi các vật chất thô và phá hủy các dĩa.

Cuối cùng, bức xạ mạnh từ các ngôi sao mới loại O và B phá vỡ các môi trường hình thành của các ngôi sao khối lượng thấp, đóng băng khối lượng của chúng. Điều này giúp giải thích sự tồn tại của các sao lùn nâu. Theo đó sự hình thành sao có thể dừng trước khi các phản ứng hạt nhân bắt đầu trong lõi của một ngôi sao khối lượng thấp.

Các cụm sao trẻ thường bị bao phủ bởi khí và bụi, khiến chúng khó nhìn thấy trong vùng ánh sáng khả kiến. Nhưng các quan sát hồng ngoại đã chứng minh rõ ràng rằng: các cụm sao thực sự được tìm thấy trong các vùng hình thành sao.

So sánh các chế độ xem quang học qua kính Hubble (a) và hồng
ngoại qua Spitzer (b) của vùng trung tâm Tinh vân Orion (NASA).

Hình ảnh quang học chỉ thấy được bốn ngôi sao sáng; hình ảnh hồng ngoại cho thấy một cụm sao mở rộng bên trong và phía sau tinh vân khả kiến và cho thấy nhiều giai đoạn hình thành sao, bao gồm gần 1000 ngôi sao mới hình thành, có thể bao gồm nhiều sao lùn nâu. Chúng tương tác với đám mây xung quanh.

Cuối cùng, các cụm sao tan thành các ngôi sao riêng lẻ. 

  • Trong một số trường hợp, quá trình hình thành sao không đều đơn giản là: do cụm sao mới sinh không bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn.
  • Trong những trường hợp khác, việc phun ra khí còn sót lại làm giảm khối lượng của cụm đến mức nó trở nên không liên kết và nhanh chóng phân tán. Trường hấp dẫn thủy triều của Ngân Hà từ từ phá hủy phần còn lại. Các cụm sao có thể tồn tại hàng tỷ năm, nhưng hầu hết các cụm đều bị phân tán thành các ngôi sao trong vòng chưa đầy vài trăm triệu năm.

Hãy nhìn lại bầu trời vào một buổi tối trong vắt, tối tăm. Suy ngẫm về tất cả hoạt động vũ trụ mà bạn đã học được khi nhìn lên các vì sao. Sau khi nghiên cứu về các đám liên sao, bạn có thể thấy rằng cần phải thay đổi cách nhìn về bầu trời đêm. Ngay cả bóng tối ban đêm dường như yên tĩnh cũng bị chi phối bởi sự thay đổi liên tục.

Một đám mây co lại và phân mảnh có thể hình thành hàng trăm đến hàng nghìn ngôi sao — một cụm sao. Cụm mở – là những cụm chứa từ vài chục đến vài nghìn ngôi sao phân bố không đều – thường có trong mặt phẳng thiên hà. Chúng thường chứa nhiều ngôi sao màu xanh sáng, cho thấy chúng mới hình thành gần đây. Các cụm gần giống hình cầu  có thể chứa hàng triệu ngôi sao. Chúng không có ngôi sao dãy chính nào có khối lượng lớn hơn Mặt trời, cho thấy chúng đã hình thành từ lâu. Các quan sát hồng ngoại đã phát hiện ra các cụm sao trẻ trong một số tinh vân phát xạ. Cuối cùng, các cụm sao vỡ ra thành các sao riêng lẻ, mặc dù quá trình này có thể mất hàng tỷ năm để hoàn thành.

Nguồn: Astronomy A Beginner’s Guide To The Universe

Được biên tập bởi Ái Linh, Tuệ Tâm, Quốc Bảo, Tiến Long – Ban Học Thuật DAC

Thoát khỏi giao diện điện thoại để bình luận