20. Cái chết của những ngôi sao (khối lượng nhỏ)
Dù sớm hay muộn, mỗi ngôi sao đều sẽ phải cạn kiệt năng lượng. Không có áp suất toả ra từ bên trong để cân bằng với trọng lượng của các lớp vỏ bên trên đang cố gắng nén chặt ngôi sao, cuối cùng, lực hấp dẫn đã giành chiến thắng và lõi sao bắt đầu sụp đổ dưới chính sức nặng của chính nó.
Chúng ta hãy bắt đầu với những ngôi sao có khối lượng cuối cùng (ngay trước khi chết) nhỏ hơn khoảng 1,4 lần khối lượng Mặt Trời (1,4 M☉). Hầu hết các ngôi sao trong vũ trụ đều nằm trong loại này. Ở phần thứ 18, chúng ta đã kết thúc câu chuyện về vòng đời của một ngôi sao có khối lượng tương đương Mặt Trời ngay sau khi nó leo lên vùng sao khổng lồ đỏ trên biểu đồ H-R lần thứ hai và đã mất đi một số lớp ngoài để tạo nên tinh vân hành tinh. Trong khoảng thời gian này, lõi của ngôi sao đang trải qua một cuộc “khủng hoảng năng lượng”. Trước đó, trong một giai đoạn ổn định ngắn ngủi, heli trong lõi đã đủ nóng để tổng hợp thành cacbon (và oxy). Nhưng sau khi heli này cạn kiệt, lõi của ngôi sao một lần nữa lại thiếu nguồn áp suất để cân bằng với trọng lực và do đó bắt đầu co lại.
Sự sụp đổ này là sự kiện cuối cùng trong vòng đời của lõi sao. Vì khối lượng của ngôi sao tương đối thấp, nó không thể đẩy nhiệt độ lõi lên đủ cao để bắt đầu một chu kỳ phản ứng tổng hợp hạt nhân khác. Lõi tiếp tục co lại cho đến khi nó đạt mật độ lớn gấp 1 triệu lần so với mật độ của nước! Ở mật độ cực cao này, một hình thái mới của vật chất bắt đầu xuất hiện và giúp cho ngôi sao đạt được trạng thái cân bằng cuối cùng. Trong quá trình này, phần còn lại của ngôi sao sẽ trở thành một ngôi sao lùn trắng kỳ lạ.
Vì sao lùn trắng đặc hơn bất kỳ vật chất nào trên Trái Đất nên vật chất bên trong chúng hoạt động theo một cách rất bất thường. Ở mật độ cao này, trọng lực là cực kỳ mạnh và luôn cố gắng làm cho ngôi sao co lại hơn nữa nhưng các electron đã ngăn cản điều này và tạo ra một áp suất rất mạnh bên trong lõi. Áp suất này là kết quả của các nguyên tắc cơ bản chi phối hành vi của electron – nguyên lý loại trừ Pauli. Nguyên lý này phát biểu rằng không có hai electron nào có thể xuất hiện ở cùng một vị trí và thực hiện cùng một công việc (chuyển động hoặc quay).
Nhiệt độ bên trong một ngôi sao cao đến mức các nguyên tử hầu như sẽ bị mất hết electron. Trong phần lớn thời gian tồn tại của một ngôi sao, mật độ vật chất cũng tương đối thấp, và các electron trong ngôi sao chuyển động rất nhanh. Điều này có nghĩa là không có hai electron nào ở cùng một vị trí và chuyển động theo cùng một hướng vào cùng một thời điểm.
Nhưng khi lõi của ngôi sao co lại, các electron sẽ bị ép lại gần nhau hơn. Cuối cùng, một ngôi sao như Mặt Trời trở nên đặc đến mức việc co lại nhiều hơn nữa trên thực tế sẽ đòi hỏi hai hoặc nhiều electron vi phạm nguyên lý loại trừ Pauli. Một áp suất đã được tạo ra và được đặt tên là áp suất suy biến electron.
Các electron suy biến không cần nguồn nhiệt để duy trì áp suất mà chúng đang tạo ra. Vì vậy, một ngôi sao có cấu trúc như vậy, nếu không có gì tác động, về cơ bản sẽ có thể tồn tại mãi mãi (Lực đẩy giữa các electron suy biến mạnh hơn rất nhiều so với lực đẩy tĩnh điện thông thường giữa các điện tích cùng dấu)
Tại đây, các electron vẫn chuyển động nhưng khá là gò bó. Tình huống này khá giống với tình trạng ùn tắc giao thông trong các tuyến đường Hà Nội. Các phương tiện chen chúc, đậu san sát nhau, và một chiếc xe sẽ di chuyển nếu như chiếc xe phía trước nó tiến lên một chút, tạo ra một khoảng trống cần được lấp đầy.
Dĩ nhiên, các ngôi sao đang hấp hối cũng có các hạt nhân nguyên tử chứ không chỉ có mỗi electron nhưng các hạt nhân này phải bị nén đến mật độ cao hơn nhiều để nguyên lý loại trừ Pauli phát huy tác dụng. Kết quả là, trong các sao lùn trắng, các hạt nhân không thể hiện áp suất suy biến. Do đó, đối với sao lùn trắng, chính áp suất suy biến của các electron đã ngăn chặn sự sụp đổ của lõi sao.
Như vậy, sao lùn trắng là những vật thể ổn định, nhỏ gọn với lõi electron suy biến không thể co lại thêm nữa. Các tính toán cho thấy sao lùn trắng là trạng thái cuối cùng có khả năng xảy ra của các ngôi sao có khối lượng thấp được phát hiện lần đầu tiên bởi nhà vật lý thiên văn người Mỹ gốc Ấn Subrahmanyan Chandrasekhar. Khi Chandrasekhar thực hiện các phép tính về sao lùn trắng, ông đã phát hiện ra rằng: bán kính của sao lùn trắng giảm khi khối lượng của ngôi sao tăng lên (khối lượng càng lớn, các electron càng có thể bị nén chặt hơn, dẫn đến bán kính nhỏ hơn)
Theo các mô hình lý thuyết tốt nhất, một ngôi sao lùn trắng có khối lượng lớn hơn khoảng 1,4 M☉ sẽ có bán kính bằng không. Điều này có nghĩa là ngay cả áp suất suy biến electron cũng không thể ngăn chặn được sự sụp đổ của một ngôi sao có khối lượng lớn hơn mức này. Khối lượng tối đa mà một ngôi sao có thể đạt được khi kết thúc vòng đời và vẫn trở thành một ngôi sao lùn trắng — 1,4 M☉ — được gọi là giới hạn Chandrasekhar. Những ngôi sao có khối lượng khi kết thúc vòng đời vượt quá giới hạn này sẽ có một kết cục khác — điều mà chúng ta sẽ khám phá trong phần tiếp theo.
Nếu sự ra đời của một ngôi sao dãy chính được xác định bởi sự khởi đầu của các phản ứng hợp hạch, thì chúng ta phải coi sự kết thúc của tất cả các phản ứng hợp hạch là thời điểm ngôi sao đó chết đi. Khi lõi được ổn định bởi áp suất suy biến, một đợt hợp hạch cuối cùng sẽ diễn ra bên ngoài ngôi sao, tiêu thụ lượng hydro ít ỏi còn lại. Lúc này, ngôi sao đã trở thành một sao lùn trắng thực sự: phản ứng hợp hạch hạt nhân bên trong nó đã chấm dứt.
Nếu sự ra đời của một ngôi sao dãy chính được xác định bởi sự khởi đầu của các phản ứng tổng hợp hạt nhân thì chúng ta phải coi sự kết thúc của tất cả các phản ứng này là thời điểm ngôi sao đó chết đi. Khi lõi đã được ổn định bởi áp suất suy biến, một đợt phản ứng tổng hợp hạt nhân cuối cùng sẽ diễn ra bên ngoài ngôi sao, tiêu thụ lượng hydro ít ỏi còn lại. Lúc này, ngôi sao đã trở thành một sao lùn trắng thực sự: phản ứng tổng hợp hạt nhân bên trong nó đã chấm dứt. Hình ảnh dưới đây cho thấy đường đi của một ngôi sao giống như Mặt Trời trên biểu đồ H-R trong giai đoạn cuối cùng của nó.
Sau khi ngôi sao trở thành sao khổng lồ một lần nữa (điểm A trên sơ đồ), nó sẽ mất dần khối lượng khi lõi của nó bắt đầu sụp đổ. Sự mất khối lượng sẽ làm lộ lõi ở bên trong, xuất hiện ở trung tâm của một tinh vân hành tinh. Ở giai đoạn này, ngôi sao di chuyển sang trái trên sơ đồ khi nó trở nên nóng hơn trong quá trình sụp đổ (điểm B). Ban đầu, độ sáng gần như không đổi, nhưng khi ngôi sao bắt đầu nguội đi, nó ngày càng mờ đi (điểm C).
Vì sao lùn trắng không còn có khả năng co lại hoặc tạo ra năng lượng thông qua phản ứng tổng hợp hạt nhân, nguồn năng lượng duy nhất của nó là nhiệt lượng được tạo ra từ chuyển động của các hạt nhân nguyên tử bên trong. Ánh sáng mà nó phát ra đến từ lượng nhiệt tích trữ bên trong này. Tuy nhiên, dần dần, sao lùn trắng sẽ lan tỏa toàn bộ nhiệt lượng của nó ra ngoài không gian. Sau hàng tỷ năm, các hạt nhân sẽ chuyển động chậm hơn nhiều, và sao lùn trắng sẽ không còn phát sáng nữa. Nó sẽ tiếp tục nguội dần cho đến khi toàn bộ lượng năng lượng còn lại đều được bức xạ hết. Khi đó, nó sẽ trở thành một sao lùn đen — một tàn tích lạnh lẽo với khối lượng của một ngôi sao và kích thước của một hành tinh. Nó chủ yếu bao gồm cacbon, oxy và neon, sản phẩm của các phản ứng tổng hợp hạt nhân tiên tiến nhất mà ngôi sao đó có khả năng thực hiện.
Các ngôi sao này cũng còn có một bất ngờ cuối cùng. Các phép tính cho thấy rằng khi một sao lùn trắng nguội đi, các nguyên tử bên trong nó về cơ bản là “đông đặc” lại thành một mạng lưới tinh thể khổng lồ. Về cơ bản, nó đã trở thành một ngôi sao khổng lồ giống như viên kim cương.
21. Cái chết của những ngôi sao (khối lượng lớn)
Nhờ vào quá trình mất khối lượng, những ngôi sao có khối lượng ban đầu ít nhất bằng 8 lần khối lượng Mặt Trời (và có thể còn hơn thế nữa) thường kết thúc cuộc đời của chúng dưới dạng những ngôi sao lùn trắng. Nhưng chúng ta biết rằng có các ngôi sao có thể có khối lượng lên tới 150 lần (hoặc hơn) khối lượng Mặt Trời. Chúng sẽ có một cái chết rất khác, một cái chết rất dữ dội.
Sau khi heli trong lõi cạn kiệt, quá trình tiến hóa của một ngôi sao khối lượng lớn có sự khác biệt đáng kể so với các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn. Trong một ngôi sao khối lượng lớn, trọng lượng của các lớp ngoài là đủ lớn để làm cho lõi carbon co lại cho đến khi đủ nóng để tổng hợp cacbon thành oxy, neon và magie. Chu kỳ co lại, nung nóng và kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân này lặp lại thêm vài lần nữa. Sau khi mỗi loại nhiên liệu hạt nhân cạn kiệt, lõi sao tiếp tục co lại cho đến khi đạt đến nhiệt độ mới, đủ lớn để tổng hợp ra các hạt nhân nặng hơn nữa. Sản phẩm của quá trình tổng hợp carbon có thể được chuyển đổi tiếp thành silic, lưu huỳnh, canxi và argon. Và những nguyên tố này, khi được nung nóng đến nhiệt độ cao hơn nữa, có thể kết hợp để tạo ra sắt. Các ngôi sao khối lượng lớn trải qua các giai đoạn này rất rất nhanh. Trong những ngôi sao khổng lồ, một số giai đoạn tổng hợp chỉ mất có vài tháng hoặc thậm chí là vài ngày!
Ở trong giai đoạn này, một ngôi sao khổng lồ có cấu trúc giống như một củ hành tây với lõi trong cùng là sắt. Càng đi ra xa khỏi vùng trung tâm, các lớp vỏ sẽ có nhiệt độ giảm dần, cùng với đó là các hạt nhân có khối lượng ngày càng nhỏ hơn—silicon và lưu huỳnh, oxy, neon, carbon, heli, và cuối cùng là hydro.
Nhưng quá trình tổng hợp các nguyên tố này đều có giới hạn. Phản ứng chuyển hóa silic thành sắt là bước cuối cùng trong chuỗi các phản ứng tổng hợp hạt nhân. Cho đến thời điểm này, mỗi phản ứng tổng hợp hạt nhân đều tạo ra năng lượng. Chính năng lượng được giải phóng này duy trì áp suất hướng ra ngoài để ngôi sao không bị sụp đổ. Nhưng trong tất cả các loại hạt nhân đã được tạo ra, sắt là hạt nhân ổn định nhất.
Sau đây là một ví dụ dễ hiểu: tất cả các hạt nhân nhỏ hơn đều muốn “trưởng thành” giống như sắt, và chúng sẵn sàng trả giá (tạo ra năng lượng) để đạt được mục tiêu đó. Nhưng sắt là một hạt nhân đã trưởng thành và đã đạt được mục tiêu của cuộc đời mình; nó muốn có được những lợi ích lớn hơn (hấp thụ năng lượng) để thay đổi cấu trúc hạt nhân ổn định của mình. Điều này hoàn toàn trái ngược với những gì đã xảy ra trong các phản ứng hạt nhân trước đó: thay vì cung cấp năng lượng, bất kỳ phản ứng hạt nhân nào liên quan đến sắt đều sẽ lấy đi một phần năng lượng từ lõi của một ngôi sao.
Không thể tạo ra năng lượng, ngôi sao này hiện đang đối mặt với thảm họa.
Khi các phản ứng tổng hợp hạt nhân dừng lại, lõi của một ngôi sao có khối lượng lớn được duy trì bởi áp suất suy biến electron, giống với một ngôi sao lùn trắng. Đối với những ngôi sao bắt đầu quá trình chết đi với khối lượng ít nhất bằng 10 M☉ Mặt Trời, rất có khả năng lõi này chủ yếu được cấu tạo từ sắt (Đối với những ngôi sao có khối lượng ban đầu rơi vào khoảng 8 đến 10 M☉, lõi có khả năng được cấu tạo từ oxy, neon và magiê, bởi vì ngôi sao không bao giờ đủ nóng để hình thành các nguyên tố nặng như sắt)
Mặc dù không có năng lượng nào được tạo ra bên trong lõi sao lùn trắng, phản ứng tổng hợp hạt nhân vẫn xảy ra trong các lớp vỏ bao quanh lõi. Khi các lớp vỏ hoàn thành phản ứng tổng hợp hạt nhân và ngừng sản sinh năng lượng, tàn dư của phản ứng cuối cùng sẽ rơi xuống lõi sao lùn trắng, làm tăng khối lượng của nó. Và khối lượng lớn hơn có nghĩa là lõi nhỏ hơn.
Ban đầu, các electron chống lại việc bị dồn ép lại gần nhau hơn, do đó lõi chỉ co lại một lượng nhỏ. Tuy nhiên, cuối cùng, lõi sắt đã đạt đến khối lượng lớn đến mức ngay cả các electron suy biến cũng không thể chống lại được nữa. Khi mật độ đạt đến 4 × 1011 g/cm³ (gấp 400 tỷ lần so với mật độ của nước), một số electron thực sự bị ép vào các hạt nhân nguyên tử, nơi chúng kết hợp với các proton để tạo thành neutron và neutrino.
Lúc này, một số electron đã biến mất khiến lõi không còn đủ sức chống lại khối lượng khổng lồ của các lớp vỏ bên ngoài ngôi sao. Lõi bắt đầu co lại nhanh chóng. Ngày càng nhiều electron phản ứng với các hạt nhân nguyên tử. Cuối cùng, các hạt nhân này đã trở nên bão hòa neutron.
Ở giai đoạn này, các neutron bị đẩy ra khỏi hạt nhân và có thể tạo ra một loại áp suất mới. Cũng giống như electron, các neutron sẽ gặp phải một lực cản rất mạnh khi ở cùng một vị trí và chuyển động theo cùng một hướng. Lực mà các neutron suy biến này có thể tạo ra lớn hơn nhiều so với lực do các electron suy biến tạo ra, vì vậy, trừ khi lõi là quá lớn, chúng có thể ngăn chặn được sự sụp đổ.
Điều này có nghĩa là một lõi sao đang sụp đổ có thể đạt đến trạng thái ổn định – một quả cầu chủ yếu được tạo thành từ các neutron mà các nhà thiên văn học gọi là sao neutron. Không có một con số chính xác (một “giới hạn Chandrasekhar”) cho khối lượng tối đa của một sao neutron, nhưng các tính toán cho chúng ta biết rằng giới hạn trên về khối lượng của một vật thể được tạo thành từ neutron có thể chỉ rơi vào khoảng 3 M☉. Vì vậy, nếu khối lượng của lõi lớn hơn con số này, thì ngay cả áp suất suy biến neutron cũng không thể ngăn cản lõi tiếp tục sụp đổ. Ngôi sao đang hấp hối sẽ phải kết thúc ở một trạng thái bị nén cực độ hơn nữa – một lỗ đen do không có lực nào tồn tại để có thể ngăn chặn sự sụp đổ.
22. Công cuộc tìm kiếm sao neutron
Sao neutron là một những vật thể có độ đậm đặc cao nhất trong vũ trụ; lực hấp dẫn trên bề mặt của chúng lớn hơn 1011 lần so với lực hấp dẫn mà chúng ta đang sống trên bề mặt Trái Đất. Một ngôi sao neutron bao gồm 95% neutron cùng với một lượng nhỏ proton và electron. Có thể nói rằng sao neutron chính là một hạt nhân nguyên tử khổng lồ với khối lượng gấp khoảng 1057 lần khối lượng của một proton. Đường kính của nó bằng với kích thước của một thị trấn nhỏ hoặc của một tiểu hành tinh.
Năm 1967, Jocelyn Bell , một nghiên cứu sinh tại Đại học Cambridge, đang nghiên cứu các nguồn phát sóng vô tuyến ở xa bằng một thiết bị dò đặc biệt do Antony Hewish thiết kế và chế tạo để tìm kiếm những biến thiên nhanh chóng trong các tín hiệu vô tuyến. Vào tháng 9 năm 1967, Bell đã phát hiện ra thứ mà cô gọi là “một chút lộn xộn”—một tín hiệu vô tuyến kỳ lạ chưa từng thấy trước đây.
Những gì Bell tìm thấy trong chòm sao Vulpecula là một nguồn phát ra các xung bức xạ vô tuyến nhanh, sắc nét, mạnh mẽ và cực kỳ đều đặn. Giống như tiếng tích tắc đều đặn của kim giây trong một chiếc đồng hồ, các xung này xuất hiện sau mỗi 1,33728 giây. Sự chính xác này khiến các nhà khoa học suy đoán rằng có lẽ họ đã tìm thấy tín hiệu từ một nền văn minh tiên tiến. Chẳng bao lâu sau, ba nguồn tương tự đã được phát hiện ở các hướng cách xa nhau trên bầu trời.
Đến nay, hơn 4000 nguồn vô tuyến như vậy đã được phát hiện; chúng được gọi là sao xung. Chu kỳ của các sao xung dao động từ hơn 1/1000 giây đến gần 10 giây. Ban đầu, các sao xung có vẻ rất bí ẩn vì các nhà thiên văn không thể quan sát được gì tại vị trí của chúng trên màn ảnh chụp (ánh sáng khả kiến). Nhưng sau đó, một sao xung được phát hiện ngay tại trung tâm của Tinh vân Con Cua, một đám mây khí được tạo ra bởi SN 1054, một siêu tân tinh được người Trung Quốc ghi nhận vào năm 1054. Năng lượng vô tuyến xuất phát từ sao xung của Tinh vân Con Cua đi đến theo từng đợt mạnh, khoảng 30 lần mỗi giây—với độ chính xác đáng kinh ngạc. Ngoài các xung năng lượng vô tuyến, chúng ta còn có thể quan sát thấy các xung ánh sáng khả kiến và tia X đến từ Tinh vân Con Cua. Việc sao xung nằm ngay trong vùng tàn dư của một vụ nổ siêu tân tinh, nơi chúng ta dự đoán sẽ có một ngôi sao neutron còn sót lại, đã ngay lập tức cảnh báo các nhà thiên văn học rằng các sao xung có thể liên quan đến những “xác sao” khó nắm bắt này.
Tinh vân Con Cua là một vật thể vô cùng hấp dẫn. Toàn bộ tinh vân phát sáng với bức xạ ở nhiều bước sóng, và tổng năng lượng phát ra của nó lớn hơn 100.000 lần so với Mặt Trời – một thành tích khá đáng nể đối với tàn dư của một vụ nổ siêu tân tinh xảy ra cách đây gần một nghìn năm. Các nhà thiên văn học nhanh chóng tìm kiếm mối liên hệ giữa sao xung và lượng năng lượng lớn phát ra từ tinh vân xung quanh.
Bằng cách kết hợp giữa lý thuyết và các quan sát thực tế, các nhà thiên văn học cuối cùng đã kết luận rằng các sao xung phải là các sao neutron đang quay. Theo mô hình này, một ngôi sao neutron sẽ giống như một ngọn hải đăng trên bờ biển. Để cảnh báo tàu thuyền theo mọi hướng mà không tốn quá nhiều chi phí vận hành, ánh sáng trong một ngọn hải đăng sẽ xoay tròn và chùm sáng của nó sẽ quét qua khắp vùng biển tối. Khi đứng ở trên tàu, bạn sẽ thấy một xung ánh sáng mỗi khi chùm sáng hướng về phía bạn. Tương tự như vậy, bức xạ đến từ một vùng nhỏ trên sao neutron sẽ quét qua các đại dương không gian rộng lớn, tạo ra một xung bức xạ mỗi khi chùm sáng quét qua Trái Đất.
Vậy thì đâu là nguyên nhân khiến cho sao neutron có thể quay tít trong không gian? Hãy nhớ lại nguyên lý bảo toàn động lượng góc: khi một vật thể nhỏ đi, nó có thể quay nhanh hơn. Ngay cả khi ngôi sao chủ có thể quay rất chậm, tốc độ quay của nó cũng sẽ phải tăng lên khi nó sụp đổ để tạo thành sao neutron. Với đường kính chỉ dao động từ 10 đến 20 km, một ngôi sao neutron có thể hoàn thành một vòng quay đầy đủ chỉ trong một phần nhỏ của giây. Đây chính là khoảng thời gian mà chúng ta quan sát được các xung của sao xung.
Bất kỳ từ trường nào tồn tại trong ngôi sao ban đầu sẽ bị nén mạnh sau khi lõi sao sụp đổ thành sao neutron. Trên bề mặt của sao neutron, các proton và electron bị cuốn vào trong từ trường quay này và được tăng tốc lên gần bằng tốc độ ánh sáng. Chỉ có hai nơi—cực Bắc và cực Nam—là nơi các hạt mới có thể thoát khỏi lực hút rất mạnh của từ trường.
Hiệu ứng tương tự có thể được quan sát thấy trên Trái đất, nơi các hạt mang điện đến từ không gian bị từ trường của hành tinh giữ lại ở mọi nơi ngoại trừ gần các cực. Kết quả là, hiện tượng cực quang (khi các hạt mang điện va chạm với khí quyển ở tốc độ cao) chủ yếu được nhìn thấy ở gần các cực. Lưu ý rằng trong một ngôi sao neutron, trục của từ trường không nhất thiết phải trùng với trục quay của ngôi sao. Hai trục có thể vuông góc với nhau hoặc có thể tạo thành bất kỳ loại góc nào.
Lời giải thích về sao xung dựa trên các chùm tia bức xạ đến từ các ngôi sao neutron có từ trường mạnh và quay tít trong không gian là một ý tưởng rất hay. Nhưng liệu chúng ta có bằng chứng nào cho thấy đây là mô hình chính xác? Thứ nhất, chúng ta có thể đo khối lượng của một số sao xung, và hầu hết đều nằm trong khoảng từ 1,4 đến 1,8 lần khối lượng Mặt Trời, và có một vài sao xung có khối lượng lớn hơn 2 lần khối lượng Mặt Trời một chút. Những khối lượng này phù hợp với những gì các nhà lý thuyết dự đoán đối với các sao neutron.
Nhưng có một lập luận còn thuyết phục hơn nữa, liên quan đến Tinh vân Con Cua và nguồn năng lượng khổng lồ mà nó phát ra. Khi các hạt tích điện năng lượng cao đến từ sao neutron va chạm với vật chất chuyển động chậm hơn sau vụ nổ siêu tân tinh, chúng sẽ truyền năng lượng cho các vật chất này và khiến nó “phát sáng” ở nhiều bước sóng khác nhau—chính xác là những gì chúng ta quan sát được từ Tinh vân Con Cua. Các chùm tia xung kích là nguồn năng lượng “thắp sáng” tinh vân rất lâu sau vụ nổ ban đầu của ngôi sao tạo ra nó.
Vậy thì các hạt tích điện của sao neutron đến từ đâu? Nguồn năng lượng cuối cùng ở đây chính là tốc độ quay rất nhanh của sao neutron đã đẩy các hạt tích điện ra ngoài và làm quay từ trường của nó với tốc độ cực kỳ lớn. Khi năng lượng quay của sao neutron được sử dụng để “thắp sáng” Tinh vân Con Cua từ năm này qua năm khác, sao xung bên trong tinh vân sẽ chậm dần, từ đó các xung sẽ xuất hiện ít thường xuyên hơn. Và điều khiến các nhà thiên văn học khá hứng thú là năng lượng quay mà sao xung mất đi hóa ra lại đúng bằng với lượng năng lượng phát ra từ tinh vân bao quanh nó.
Từ những quan sát kỹ càng về các sao xung, các nhà thiên văn học đã kết luận rằng cứ sau 25 năm đến 100 năm lại có một sao xung mới ra đời ở đâu đó trong Dải Ngân Hà. Các tính toán cho thấy tuổi thọ điển hình của một ngôi sao xung là khoảng 10 triệu năm. Sau đó, sao neutron không còn quay đủ nhanh để tạo ra các chùm hạt và năng lượng đáng kể, từ đó chúng không còn có thể quan sát được nữa. Người ta ước tính rằng có khoảng 100 triệu ngôi sao neutron trong Dải Ngân Hà hầu hết trong số chúng quay quá chậm để có thể phát hiện ra.
Còn có một lý do nữa khiến chúng ta chỉ có thể quan sát được một phần rất nhỏ các sao xung trong Dải Ngân Hà. Hãy xem xét lại mô hình ngọn hải đăng của chúng ta. Trên Trái đất, tất cả các tàu thuyền đều tiếp cận trên cùng một mặt phẳng—mặt biển—vì vậy ngọn hải đăng có thể được xây dựng để quét chùm tia của nó trên bề mặt đó. Nhưng trong không gian, các vật thể có thể xuất hiện ở bất cứ đâu trong không gian ba chiều. Khi chùm tia của một sao xung quét qua một vòng tròn trong không gian, không có gì đảm bảo rằng chùm tia này sẽ chiếu đến Trái Đất. Do đó, nhiều khả năng là chúng ta không thể quan sát được một số lượng lớn các sao neutron vì chùm tia của chúng hoàn toàn không chiếu tới chúng ta.
Đồng thời, người ta phát hiện ra rằng chỉ một vài trong số các sao xung được tìm thấy cho đến nay nằm trong những đám mây khí có thể nhìn thấy được, vốn là dấu tích của một vụ nổ siêu tân tinh. Điều này thoạt đầu có vẻ khá bí ẩn vì chúng ta biết rằng siêu tân tinh tạo ra các sao neutron và chúng ta nên kỳ vọng mỗi sao xung đều “nên” bắt đầu cuộc đời của nó trong một vụ nổ siêu tân tinh. Nhưng tuổi thọ của một ngôi sao xung hóa ra lại dài hơn khoảng 100 lần so với khoảng thời gian cần thiết để tàn dư của siêu tân tinh phân tán hoàn toàn vào không gian liên sao. Do đó, hầu hết các sao xung được tìm thấy mà không còn có dấu vết nào của vụ nổ đã tạo ra chúng.
Ngoài ra, một số sao xung còn bị đẩy ra khỏi vụ nổ siêu tân tinh. Nếu vụ nổ siêu tân tinh mạnh hơn ở một phía, nó hoàn toàn có thể đẩy sao xung ra khỏi tàn dư siêu tân tinh.
Hình ảnh này cho thấy một luồng vật chất kéo dài phía sau một sao xung (ở phía dưới bên phải). Với chiều dài 37 năm ánh sáng, đây là vệt vật chất (màu tím) dài nhất từng được quan sát từ một vật thể trong Dải Ngân Hà. (Ngoài ra còn có một cái đuôi ngắn hơn gần như vuông góc với luồng vật chất màu tím). Di chuyển với tốc độ từ 2,5 đến 5 triệu dặm mỗi giờ, sao xung đang di chuyển ra xa khỏi tàn dư siêu tân tinh nơi nó bắt nguồn.
Vào ngày 27 tháng 12 năm 2004, Trái Đất bị bao phủ bởi một luồng bức xạ tia X và tia gamma đến từ một ngôi sao neutron có tên là SGR 1806-20. Điều khiến sự kiện này trở nên đáng chú ý là: bất chấp khoảng cách của chúng ta với ngôi sao neutron, sóng bức xạ của ngôi sao này đã gây ra những ảnh hưởng có thể đo lường được đối với khí quyển của Trái Đất. Độ sáng biểu kiến của vụ bùng phát tia gamma này lớn hơn bất kỳ vụ nổ nào trong lịch sử.
Tác động chính của bức xạ là đánh vào tầng ion. Vào ban đêm, tầng ion thường nằm ở độ cao khoảng 85 km, nhưng vào ban ngày, năng lượng từ Mặt Trời ion hóa nhiều phân tử hơn và hạ thấp ranh giới của tầng ion xuống độ cao khoảng 60 km. Xung bức xạ tia X và tia gamma tạo ra mức độ ion hóa tương đương với Mặt Trời vào ban ngày.
Các phép đo từ kính viễn vọng trong không gian cho thấy SGR 1806-20 là một loại sao neutron quay đặc biệt nhanh được gọi là sao từ (magnetar). Các nhà thiên văn học Robert Duncan và Christopher Thomson đã đặt tên này cho chúng vì từ trường của chúng rất mạnh, mạnh hơn so với từ trường của Trái Đất khoảng 800.000 tỷ lần.
Người ta cho rằng sao từ (magnetar) bao gồm một lõi neutron siêu đặc được bao quanh bởi một lớp vỏ nguyên tử dày khoảng 1,6 km cùng với bề mặt được cấu tạo từ sắt. Từ trường của sao từ mạnh đến mức chúng tạo ra áp lực khổng lồ bên trong, đôi khi có thể làm nứt lớp vỏ cứng, gây ra rung chấn. Lớp vỏ này sau đó tạo ra một vụ nổ bức xạ khổng lồ. Một phi hành gia ở cách sao từ này 0,1 năm ánh sáng sẽ nhận được liều bức xạ chết người đến từ vụ nổ trong chưa đầy một giây.
May mắn thay, chúng ta vẫn ở đủ xa sao từ SGR 1806-20 và nằm trong vùng an toàn. Liệu một sao từ có thể thực sự gây nguy hiểm cho Trái Đất? Để tạo ra đủ năng lượng phá vỡ được tầng ozone, một sao từ phải nằm trong đám mây sao chổi bao quanh Hệ Mặt Trời, và chúng ta biết rằng không có một ngôi sao nào gần đến mức đó. Tuy nhiên, đây là một khám phá thú vị khi biết rằng các sự kiện trên các tàn dư sao xa xôi có thể gây ra những tác động có thể đo lường được đối với Trái Đất.
23. Một màn kết thúc hoành tráng
Khi sự sụp đổ trong lõi của một ngôi sao có khối lượng lớn bị chặn lại bởi các neutron suy biến, lõi sao sẽ hoàn toàn nguyên vẹn nhưng phần còn lại của ngôi sao sẽ bị thổi tung. Đây là cách mà điều đó xảy ra.
Sự sụp đổ xảy ra khi các electron bị hấp thụ rất nhanh bởi các hạt nhân. Trong chưa đầy một giây, một lõi có khối lượng khoảng 1 M☉ Mặt Trời, ban đầu có kích thước xấp xỉ Trái Đất, sẽ sụp đổ xuống một vật thể có đường kính nhỏ hơn 20 km. Tốc độ vật chất rơi vào bên trong sẽ đạt đến một phần tư tốc độ ánh sáng. Sự sụp đổ chỉ dừng lại khi mật độ của lõi vượt quá mật độ của hạt nhân nguyên tử (là dạng vật chất đặc nhất mà chúng ta từng biết). Một ngôi sao neutron bị nén chặt đến mức để đạt được mật độ này, chúng ta sẽ phải nén tất cả mọi người trên thế giới vào một viên đường duy nhất! Quy trình này sẽ cho chúng ta một lượng sao neutron tương đương với một viên đường (1 cm3)
Áp suất suy biến neutron lúc này sẽ chống lại sự dồn ép mạnh mẽ của trọng lực, đột ngột ngăn chặn sự sụp đổ. Cú sốc đột ngột này tạo ra một làn sóng xung kích lan truyền ra ngoài. Tuy nhiên, chỉ riêng cú sốc này là không đủ để tạo ra bất kỳ một vụ nổ sao. Năng lượng thoát ra sẽ nhanh chóng được hấp thụ bởi các hạt nhân nguyên tử trong các lớp khí dày đặc phía trên, nơi nó phân tách các hạt nhân thành các neutron và proton riêng lẻ.
Trong các phản ứng tổng hợp ở bên trên, mỗi khi một electron và một proton trong lõi của ngôi sao hợp nhất để tạo thành một neutron, sự hợp nhất này sẽ giải phóng một neutrino. Những hạt hạ nguyên tử ma quái này sẽ mang theo một phần năng lượng. Chính sự hiện diện của chúng đã khởi phát vụ nổ dữ dội cuối cùng của một ngôi sao. Tổng năng lượng mà các neutrino mang theo là rất lớn. Trong giây đầu tiên của vụ nổ, công suất do các neutrino mang theo (1046 watt ) lớn hơn tổng công suất phát ra bởi tất cả các ngôi sao trong hơn một tỷ thiên hà.
Mặc dù các neutrino thường không tương tác nhiều với các dạng vật chất thông thường nhưng vật chất gần trung tâm của một ngôi sao đang sụp đổ lại rất đặc khiến cho các neutrino “bắt buộc” phải tương tác với các vật chất xung quanh ở một mức độ nào đó. Chúng truyền một phần năng lượng này ra các lớp bên ngoài lõi, đảo ngược quá trình rơi vào trong của các lớp này và đẩy chúng ra ngoài (một cách dữ dội và bùng nổ). Hầu hết khối lượng của ngôi sao (ngoại trừ phần đã biến thành sao neutron ở trong lõi) đều đã bị đẩy ra ngoài không gian. Một vụ nổ như vậy đòi hỏi một ngôi sao phải có khối lượng ít nhất bằng 8 lần khối lượng Mặt Trời, và sao neutron có khối lượng tối đa là 3 lần khối lượng Mặt Trời. Do đó, ít nhất 5 lần khối lượng Mặt Trời sẽ bị đẩy ra ngoài không gian trong một sự kiện như vậy! Vụ nổ xảy ra ngay sau đó được gọi là vụ nổ siêu tân tinh – một trong những sự kiện thiên văn ngoạn mục nhất trong vũ trụ.
Năm vụ nổ siêu tân tinh trong các thiên hà khác nhau. Các mũi tên ở hàng ảnh trên cùng chỉ vào các siêu tân tinh. Hàng ảnh dưới cùng cho thấy các thiên hà chủ trước hoặc sau khi các ngôi sao phát nổ. Mỗi siêu tân tinh này đã phát nổ cách đây từ 3,5 đến 10 tỷ năm. Lưu ý rằng các siêu tân tinh khi mới phát nổ, chúng có thể sáng bằng cả một thiên hà.
Sau một vụ nổ siêu tân tinh, vòng đời của một ngôi sao khổng lồ chính thức khép lại. Nhưng kết thúc của những ngôi sao khổng lồ lại là một sự kiện bắt đầu vô cùng quan trọng trong lịch sử của thiên hà mà nó thuộc về. Các nguyên tố được tạo ra bởi phản ứng tổng hợp hạt nhân trong suốt vòng đời của ngôi sao giờ đây sẽ được “tái chế”, làm giàu cho khí và bụi giúp hình thành nên các ngôi sao và hành tinh mới. Bởi vì những nguyên tố nặng được phóng ra từ các vụ nổ siêu tân tinh đóng vai trò rất quan trọng cho sự hình thành các ngôi sao, hành tinh và sự sống, nên có thể nói rằng nếu không có những vụ nổ siêu tân tinh và tinh vân hành tinh thì cả người viết lẫn người đọc bài viết này đều sẽ không thể tồn tại.
Nhưng những vụ nổ siêu tân tinh còn có một đóng góp quan trọng khác. Vụ nổ siêu tân tinh tạo ra một lượng lớn neutron năng lượng cao lao xuyên qua vật chất đang giãn nở. Những neutron này có thể được hấp thụ bởi sắt và các hạt nhân khác, nơi chúng có thể biến thành proton. Do đó, chúng có thể tạo ra các nguyên tố nặng hơn sắt, bao gồm cả những nguyên tố được “thèm muốn” nhất trên Trái đất như vàng, bạc và urani. Và siêu tân tinh là những “cái nôi” duy nhất có thể tạo ra các nguyên tử nặng hơn như vậy. Lần tới khi bạn nhìn thấy những đồ trang sức bằng vàng, hãy nhớ rằng những nguyên tử vàng đó đã được hình thành từ rất lâu trong những vụ nổ dữ dội như vậy!
Khi các siêu tân tinh phát nổ, những nguyên tố này (cũng như những nguyên tố mà ngôi sao tạo ra trong thời kỳ ổn định hơn) sẽ bị đẩy vào không gian liên sao và trộn lẫn với các vật chất tại đây. Do đó, các siêu tân tinh đóng vai trò rất quan trọng trong việc làm giàu vật chất trong thiên hà của chúng bằng các nguyên tố nặng hơn, cho phép các nguyên tố hóa học tạo nên các hành tinh giống như Trái đất và các khối vật chất cần thiết nhằm cấu tạo nên sự sống.
Các vụ nổ siêu tân tinh cũng được cho là nguồn gốc của tia vũ trụ năng lượng cao. Bị giữ lại bởi từ trường của Dải Ngân hà, các hạt từ các ngôi sao phát nổ tiếp tục di chuyển xung quanh vòng xoắn ốc rộng lớn của Dải Ngân Hà. Các nhà khoa học suy đoán rằng các tia vũ trụ tốc độ cao có thể va chạm với vật chất di truyền của các sinh vật trên Trái đất trong hàng tỷ năm trước đó có thể đã góp phần vào các đột biến liên tục — những thay đổi tinh tế trong mã di truyền — thúc đẩy sự tiến hóa của sự sống trên hành tinh này. Như vậy, một lần nữa, các vụ nổ siêu tân tinh đã đóng một vai trò rất quan trọng trong sự phát triển của các ngôi sao, hành tinh và sự sống mới.
Nhưng các vụ nổ siêu tân tinh cũng có mặt trái của nó. Giả sử một số dạng sống lại phát triển xung quanh một ngôi sao – mà ngôi sao này lại nằm gần một ngôi sao khổng lồ khác với kết cục là một vụ nổ siêu tân tinh. Những dạng sống như vậy có thể bị tiêu diệt ngay tức khắc khi những dòng bức xạ khắc nghiệt và các hạt năng lượng cao đến từ vụ nổ của ngôi sao lân cận quét qua hành tinh mà chúng đang sinh sống.
Vậy thì khoảng cách an toàn ở đây là bao nhiêu? Các tính toán cho rằng một vụ nổ siêu tân tinh cách chúng ta chưa đến 50 năm ánh sáng chắc chắn sẽ chấm dứt mọi sự sống trên Trái Đất, và thậm chí một vụ nổ cách xa 100 năm ánh sáng cũng sẽ gây ra hậu quả nghiêm trọng khi nó có thể đầu độc hành tinh trong một luồng phóng xạ chết chóc. Một vụ tuyệt chủng nhỏ của sinh vật biển vào khoảng 2 triệu năm trước trên Trái Đất rất có thể là do một vụ nổ siêu tân tinh ở khoảng cách 120 năm ánh sáng gây ra. Tin tốt là hiện tại không có bất kỳ ngôi sao khổng lồ nào có khả năng trở thành siêu tân tinh trong phạm vi 50 năm ánh sáng tính từ Mặt Trời (Một phần là do các ngôi sao khổng lồ có khả năng phát nổ trong một vụ nổ siêu tân tinh nhìn chung là khá hiếm)
24. Hệ sao đôi
Suốt từ đầu đến giờ, những thảo luận của chúng ta về vòng đời của các ngôi sao thường bị chịu ảnh hưởng bởi “chủ nghĩa sùng bái ngôi sao đơn lẻ”. Bởi vì loài người chúng ta thường sinh sống xung quanh một ngôi sao độc lập, chúng ta có xu hướng nghĩ rằng các ngôi sao khác cũng như vậy. Nhưng ở vũ trụ ngoài kia, có rất nhiều các ngôi sao đang tồn tại trong hệ nhị phân.
Đối với những ngôi sao này, sự hiện diện của một ngôi sao đồng hành có thể ảnh hưởng sâu sắc đến quá trình tiến hóa của chúng. Trong những điều kiện thích hợp, các ngôi sao có thể trao đổi vật chất, đặc biệt là trong giai đoạn một ngôi sao phình to thành sao 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 chuyển từ ngôi sao này sang ngôi sao khác, làm giảm khối lượng của ngôi sao cho và tăng khối lượng của ngôi sao nhận. Sự chuyển giao khối lượng như vậy còn xảy ra thường xuyên hơn khi ngôi sao nhận là tàn dư của sao lùn trắng hoặc sao neutron.
Chúng ta hãy bắt đầu xem xét hệ sao sau: một ngôi sao đã trở thành sao lùn trắng và ngôi sao bên cạnh đang dần dần chuyển vật chất sang nó. Khi hydro mới từ các lớp bên ngoài của ngôi sao đồng hành tích tụ trên bề mặt của ngôi sao lùn trắng, nó bắt đầu hình thành một lớp hydro. Khi hydro ngày càng tích tụ và nóng lên, lớp hydro mới trên bề mặt này sẽ đạt đến nhiệt độ khiến phản ứng tổng hợp hạt nhân bắt đầu kích hoạt và bùng nổ, thổi bay phần lớn lượng vật chất mới. Theo cơ chế này, sao lùn trắng nhanh chóng (nhưng chỉ trong thời gian rất ngắn) trở nên vô cùng sáng, gấp hàng trăm hoặc hàng nghìn lần độ sáng trước đó.
Hàng trăm vụ nổ kiểu như thế này đã được quan sát, mỗi vụ nổ xảy ra trong một hệ sao đôi và sau đó đều cho thấy một lớp vỏ vật chất bị đẩy ra ngoài. Một số ngôi sao có nhiều hơn một vụ nổ khi vật chất từ ngôi sao lân cận tích tụ thêm lên trên bề mặt của ngôi sao lùn trắng và toàn bộ quá trình này được lặp đi lặp lại. Miễn là các vụ nổ không làm tăng khối lượng của sao lùn trắng vượt quá giới hạn Chandrasekhar (bằng cách chuyển giao quá nhiều vật chất trong một khoảng thời gian quá ngắn), bản thân sao lùn trắng hầu như vẫn không bị ảnh hưởng bởi các vụ nổ trên bề mặt của nó.
Nhưng nếu một sao lùn trắng tích lũy vật chất từ một ngôi sao đồng hành với tốc độ nhanh hơn nhiều, khối lượng của nó có thể vượt qua giới hạn Chandrasekhar. Khi khối lượng của nó tiến gần đến giới hạn Chandrasekhar (vượt quá 1,4 M☉ Mặt Trời), vật thể đó không còn là một sao lùn trắng nữa và bắt đầu co lại. Khi đó, nó bắt đầu nóng lên và các phản ứng hạt nhân mới có thể được kích hoạt trong lõi suy biến. Ngôi sao được “ninh” âm ỉ trong khoảng một thế kỷ tiếp theo, làm tăng nhiệt độ bên trong. Giai đoạn này kết thúc trong vòng chưa đầy một giây khi một lượng lớn phản ứng tổng hợp hạt nhân (đặc biệt là cacbon) diễn ra cùng một lúc, dẫn đến một vụ nổ dữ dội. Năng lượng được tạo ra trong vụ nổ cuối cùng lớn đến mức nó phá hủy hoàn toàn ngôi sao lùn trắng. Khí bị thổi ra ngoài không gian với vận tốc vào khoảng 10.000 km/giây, và sau đó, không còn có dấu vết nào của sao lùn trắng. Chúng ta gọi những vụ nổ này là siêu tân tinh loại Ia.
Chúng ta có thể phân biệt siêu tân tinh loại I với siêu tân tinh loại II bằng sự vắng mặt của hydro trong quang phổ quan sát được. Đó là bởi hydro không có trong sao lùn trắng – nó chủ yếu bao gồm cacbon và oxy. Ký hiệu “a” còn đề cập đến sự hiện diện của các vạch hấp thụ silic mạnh, điều này không xuất hiện ở các siêu tân tinh bắt nguồn từ vụ sụp đổ của các ngôi sao khối lượng lớn. Silic là một trong những sản phẩm của quá trình hợp nhất carbon và oxy, điều này đã chứng minh trong kịch bản tạo nên sao lùn trắng mà chúng ta đã mô tả ở bên trên.
Cũng có một số cơ chế khác tạo ra siêu tân tinh loại Ia. Các nhà khoa học tin rằng siêu tân tinh loại Ia có thể đến từ sự hợp nhất của hai ngôi sao lùn trắng trong một hệ nhị phân. Hai ngôi sao lùn trắng có thể có quỹ đạo không ổn định, theo thời gian, chúng sẽ từ từ tiến lại gần nhau cho đến khi hợp nhất. Nếu tổng khối lượng của chúng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar, kết quả cũng có thể sẽ là một vụ nổ siêu tân tinh loại Ia.
Trong những điều kiện thích hợp, một ngôi sao “bình thường” cũng có thể cùng tồn tại với một ngôi sao neutron. Nếu vật chất được chuyển từ ngôi sao “sống” sang ngôi sao “chết” (và bị nén rất mạnh), vật chất này sẽ bị lực hấp dẫn mạnh của sao neutron hút vào. Vật chất rơi vào như vậy sẽ bị nén và nung nóng đến nhiệt độ cực cao. Nó sẽ được làm nóng đến mức nó trải qua một vụ nổ nhiệt hạch. Năng lượng lớn đến nỗi chúng ta có thể dự đoán được rằng phần lớn bức xạ đến từ vụ nổ sẽ phát ra dưới dạng tia X. Và thực tế, các đài quan sát năng lượng cao phía trên bầu khí quyển Trái Đất đã ghi nhận rất nhiều vật thể đã trải qua những loại vụ nổ tia X này.
Nếu sao neutron và ngôi sao đồng hành của nó được đặt ở vị trí phù hợp, một lượng vật chất đáng kể có thể được truyền sang sao neutron và làm cho nó quay nhanh hơn (vì năng lượng quay cũng được truyền qua). Bán kính của sao neutron cũng sẽ giảm đi khi khối lượng được thêm vào nhiều hơn. Các nhà thiên văn học đã tìm thấy các sao xung trong hệ nhị phân quay với tốc độ hơn 500 lần mỗi giây!
Một tốc độ quay nhanh như vậy không thể bắt nguồn từ sự hình thành của sao neutron; nó phải có tác động từ bên ngoài. Thật vậy, một số sao xung quay rất nhanh đã được quan sát thấy là một phần của hệ nhị phân, trong khi những sao khác đang tồn tại đơn độc chỉ vì chúng đã “tiêu thụ hoàn toàn” các ngôi sao đồng hành trước đây thông qua quá trình truyền khối lượng. Những sao xung này đôi khi được gọi là “sao xung góa phụ đen”.
Và nếu bạn nghĩ rằng sự tương tác giữa một sao neutron và một ngôi sao “bình thường” là một điều bất thường thì trong vũ trụ cũng có những hệ nhị phân có hai ngôi sao neutron. Một hệ sao như vậy sẽ có các ngôi sao chuyển động trên quỹ đạo rất gần nhau, gần đến mức chúng liên tục làm thay đổi quỹ đạo của nhau. Một hệ nhị phân như vậy sẽ có hai ngôi sao xung quay quanh nhau cứ sau mỗi 2 giờ 25 phút. Sao xung thường phát ra năng lượng; và hai sao xung này đang từ từ di chuyển về phía nhau sao cho trong khoảng 85 triệu năm nữa, chúng sẽ hợp vào làm một.
Như vậy, sau 4 phần, chúng ta đã đi đến hồi kết của câu chuyện “Các ngôi sao – cuộc đời và sự nghiệp” của chúng. Chúng ta đã thấy rằng những lõi sao có khối lượng nhỏ hơn 1,4 khối lượng Mặt Trời khi cạn kiệt nhiên liệu sẽ kết thúc cuộc đời của nó dưới dạng sao lùn trắng. Những ngôi sao đang hấp hối với khối lượng của lõi nằm giữa khoảng 1,4 tới 3 khối lượng Mặt Trời sẽ trở thành sao neutron. Nhưng cũng có những lõi sao có khối lượng lớn hơn 3 khối lượng Mặt Trời khi chúng cạn kiệt nhiên liệu. Vậy thì điều gì sẽ xảy ra với chúng? Câu trả lời sẽ nằm trong những bài viết tiếp theo
