15. Kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân

Khi một ngôi sao đạt đến giai đoạn dãy chính trong vòng đời của nó, năng lượng của nó gần như đều đến từ quá trình chuyển đổi hydro thành heli thông qua phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lõi. Vì hydro là nguyên tố dồi dào nhất trong các ngôi sao, quá trình này có thể giúp các ngôi sao duy trì trạng thái cân bằng của nó trong một khoảng thời gian rất dài. Do đó, tất cả các ngôi sao sẽ đều nằm trên dãy chính trong phần lớn cuộc đời của chúng. Một số nhà thiên văn học gọi giai đoạn này là “tuổi thiếu niên kéo dài” hoặc “tuổi trưởng thành” của ngôi sao.

Vùng rìa bên trái của dải dãy chính trong biểu đồ H–R được gọi là dãy chính tuổi không. Chúng ta sử dụng thuật ngữ “tuổi không” để đánh dấu thời điểm một ngôi sao đã ngừng co lại, ổn định trên dãy chính và bắt đầu tổng hợp hydro trong lõi của nó.

Vì chỉ có 0,7% lượng hydro được sử dụng trong phản ứng tổng hợp hạt nhân được chuyển hóa thành năng lượng nên phản ứng này không làm thay đổi đáng kể tổng khối lượng của ngôi sao trong suốt khoảng thời gian dài này. Tuy nhiên, nó sẽ làm thay đổi thành phần hóa học ở vùng trung tâm, nơi xảy ra các phản ứng hạt nhân: hydro dần dần bị cạn kiệt và heli bắt đầu tích tụ. Sự thay đổi này từ đó sẽ làm thay đổi độ sáng, nhiệt độ, kích thước và cấu trúc bên trong của ngôi sao. Khi độ sáng và nhiệt độ của một ngôi sao bắt đầu thay đổi, vị trí của ngôi sao đó trên biểu đồ H-R sẽ di chuyển ra khỏi dãy chính.

Các tính toán đã cho thấy rằng nhiệt độ và mật độ ở vùng lõi bên trong tăng dần khi heli bắt đầu tích tụ. Khi nhiệt độ tăng lên, mỗi proton trung bình thu được nhiều năng lượng chuyển động hơn; điều này có nghĩa là nó có nhiều khả năng tương tác với các proton khác, và kết quả là tốc độ phản ứng tổng hợp hạt nhân cũng tăng lên. Về mặt lý thuyết, tốc độ của phản ứng tổng hợp hạt nhân tăng lên theo lũy thừa bậc bốn của nhiệt độ. Ví dụ, nếu nhiệt độ của một ngôi sao tăng gấp đôi thì tốc độ phản ứng tổng hợp hạt nhân sẽ tăng theo lũy thừa bậc bốn, tức là 16 lần.

Nếu tốc độ phản ứng tổng hợp hạt nhân tăng lên, tốc độ tạo ra năng lượng cũng tăng theo, và độ sáng của ngôi sao sẽ dần dần tăng lên. Tuy nhiên, ban đầu, những thay đổi này là rất nhỏ, và các ngôi sao vẫn sẽ nằm trong dải dãy chính trên biểu đồ H-R trong suốt khoảng thời gian tồn tại của chúng.

16. Tuổi thọ của các ngôi sao

Số năm mà một ngôi sao có thể tồn tại trong dãy chính phụ thuộc vào khối lượng của nó. Tuổi thọ của một ngôi sao ở một giai đoạn tiến hóa cụ thể lại phụ thuộc vào lượng nhiên liệu hạt nhân mà nó có và tốc độ tiêu thụ nhiên liệu đó. Trong trường hợp của các ngôi sao, những ngôi sao có khối lượng lớn hơn sẽ tiêu thụ nhiên liệu nhanh hơn so với các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn.

Lý do các ngôi sao khổng lồ lại tiêu tốn nhiều năng lượng hơn là bởi tốc độ phản ứng tổng hợp hạt nhân phụ thuộc rất nhiều vào nhiệt độ tại lõi của ngôi sao. Vậy thì điều gì sẽ quyết định nhiệt độ ở đây? Đó chính là khối lượng của ngôi sao – trọng lượng của các lớp bao phủ bên ngoài sẽ quyết định áp suất bên trong lõi: khối lượng càng lớn thì áp suất càng cao để cân bằng lại trọng lực. Áp suất cao hơn sẽ tạo ra nhiệt độ cao hơn. Nhiệt độ càng cao ở vùng trung tâm thì ngôi sao càng nhanh chóng tiêu thụ hết lượng hydro dự trữ ở vùng trung tâm. Mặc dù các ngôi sao khổng lồ có nhiều nhiên liệu hơn nhưng chúng đốt cháy nhiên liệu một cách rất “nhiệt tình” đến nỗi tuổi thọ của chúng ngắn hơn nhiều so với các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn. Giờ đây chúng ta đã có thể hiểu tại sao các ngôi sao dãy chính có khối lượng lớn nhất cũng là những ngôi sao sáng nhất: Chúng tiêu hao nguồn lực của mình với tốc độ đáng kinh ngạc.

Các ngôi sao có khối lượng lớn nhất chỉ tồn tại trên dãy chính trong vòng vài triệu năm. Một ngôi sao có khối lượng bằng với khối lượng Mặt Trời sẽ tồn tại ở đó trong vòng 10 tỷ năm, trong khi một ngôi sao có khối lượng khoảng 0,4 khối lượng Mặt Trời có thời gian tồn tại trên dãy chính trong vòng 200 tỷ năm, dài hơn tuổi hiện tại của vũ trụ.

Những kết quả này không chỉ đơn thuần mang tính lý thuyết. Loài người chúng ta đã phát triển trên một hành tinh quay quanh một ngôi sao loại G – tức là Mặt Trời. Điều này có nghĩa là tuổi thọ ổn định của Mặt Trời trên dãy chính dài đến mức nó đã tạo điều kiện cho sự sống trên Trái Đất có đủ thời gian tiến hóa. Khi tìm kiếm các dạng sự sống thông minh như chúng ta trên các hành tinh quay quanh các ngôi sao khác, việc tìm kiếm xung quanh các ngôi sao loại O hoặc B sẽ là một sự lãng phí thời gian rất lớn. Những ngôi sao này chỉ duy trì trạng thái ổn định trong một thời gian ngắn đến mức khả năng phát triển các sinh vật đủ phức tạp để đọc được bài viết này là điều rất khó có thể xảy ra.

17. Từ sao dãy chính đến sao khổng lồ đỏ

Đến một thời điểm nhất định trong tương lai, toàn bộ hydro trong lõi của một ngôi sao, nơi đủ nóng để kích hoạt các phản ứng tổng hợp hạt nhân, sẽ được sử dụng hết. Lõi lúc này chỉ còn chứa heli và một lượng nhỏ các nguyên tố nặng hơn (đến từ đám mây khí và bụi đã hình thành nên ngôi sao này). Heli trong lõi có thể được coi là “tro” tích tụ từ quá trình “đốt cháy” hydro trong giai đoạn dãy chính.

Lúc này, năng lượng đã không còn có thể được tạo ra bằng phản ứng tổng hợp hydro trong lõi sao vì chúng đã biến mất. Và phản ứng tổng hợp heli thì đòi hỏi nhiệt độ còn cao hơn nhiều. Vì nhiệt độ tại lõi lúc này là chưa đủ cao để tổng hợp heli nên sẽ không có nguồn năng lượng nào có thể cung cấp đủ nhiệt cho vùng trung tâm của ngôi sao. Giai đoạn ổn định kéo dài đã kết thúc, trọng lực lại bắt đầu chiếm ưu thế và lõi bắt đầu co lại. Một lần nữa, năng lượng của ngôi sao lại được cung cấp một phần bởi năng lượng đến từ lực hấp dẫn. Khi lõi sao co lại, vật chất rơi vào bên trong sẽ được chuyển hóa thành nhiệt.

Nhiệt lượng sinh ra theo cách này sẽ lan ra đến nơi có nhiệt độ thấp hơn một chút. Trong quá trình đó, nhiệt lượng này sẽ làm tăng nhiệt độ của một lớp hydro đã tồn tại trong suốt một khoảng thời gian dài ở giai đoạn dãy chính ngay bên ngoài lõi. Giống như siêu dự bị trong một đội bóng đang chờ cơ hội để được tỏa sáng, lớp hydro này gần như (chưa hoàn toàn) đủ nóng để trải qua giai đoạn phản ứng tổng hợp hạt nhân và tham gia vào hoạt động duy trì sự tồn tại của ngôi sao. Giờ đây, nhiệt lượng bổ sung do lõi co lại tạo ra đã đẩy lớp hydro này “vượt quá giới hạn” và lớp vỏ các hạt nhân hydro ngay bên ngoài lõi đã trở nên đủ nóng để phản ứng tổng hợp hydro bắt đầu.

Năng lượng mới được tạo ra từ phản ứng tổng hợp hydro này giờ đây sẽ bắt đầu làm nóng các lớp của ngôi sao ở xa hơn và khiến chúng giãn nở. Trong khi đó, lõi heli tiếp tục co lại, tạo ra nhiều nhiệt hơn nữa. Điều này dẫn đến nhiều phản ứng tổng hợp hạt nhân hơn nữa trong lớp vỏ hydro mới bên ngoài lõi. Phản ứng tổng hợp bổ sung này tạo ra nhiều năng lượng hơn nữa, tiếp tục lan ra đến các lớp trên của ngôi sao.

Hầu hết các ngôi sao sẽ tạo ra nhiều năng lượng hơn mỗi giây khi chúng tổng hợp hydro trong lớp vỏ bao quanh lõi heli so với quá trình tổng hợp hydro chỉ giới hạn ở phần trung tâm của ngôi sao; do đó, độ sáng của chúng tăng lên. Với dòng năng lượng mới này, các lớp ngoài của ngôi sao bắt đầu giãn nở, và cuối cùng ngôi sao phát triển không ngừng cho đến khi đạt đến kích thước khổng lồ.

Sự giãn nở của các lớp ngoài của một ngôi sao làm cho nhiệt độ trên bề mặt giảm xuống. Khi đã nguội đi, ngôi sao sẽ trở nên đỏ hơn (màu đỏ tương ứng với nhiệt độ thấp hơn). Vì vậy, ngôi sao trở nên sáng hơn và nguội hơn cùng một lúc. Trên biểu đồ H-R, ngôi sao do đó sẽ rời khỏi dãy chính và di chuyển lên trên (sáng hơn) và sang phải (nhiệt độ bề mặt nguội hơn). Theo thời gian, các ngôi sao này sẽ trở thành ngôi sao siêu khổng lồ đỏ; và các ngôi sao khối lượng nhỏ hơn như Mặt Trời trở thành sao khổng lồ đỏ. Những ngôi sao này dường như có “tính cách phân đôi”: lõi của chúng đang co lại trong khi các lớp ngoài của chúng đang giãn nở. 

Khi so sánh với Mặt Trời, những ngôi sao này có bán kính lớn hơn nhiều, mật độ trung bình thấp hơn nhiều, bề mặt lạnh hơn và lõi nóng hơn nhiều.

Các sao khổng lồ đỏ có thể phát triển lớn đến mức nếu chúng thay thế vị trí của Mặt Trời, bầu khí quyển bên ngoài của nó sẽ mở rộng đến quỹ đạo của Sao Hỏa hoặc thậm chí xa hơn. Đây là giai đoạn tiếp theo trong vòng đời của một ngôi sao khi nó chuyển từ giai đoạn “tuổi trẻ” và “tuổi trưởng thành” sang giai đoạn “tuổi già”.

Sau đây là một số con đường biến đổi của các ngôi sao có khối lượng khác nhau. Các đường màu đen liền nét thể hiện quá trình ngôi sao (cùng với khối lượng của nó) biến đổi từ dãy chính qua giai đoạn sao khổng lồ đỏ hoặc siêu khổng lồ trên biểu đồ H-R (từ trái sang phải). Các con số đi kèm cho biết mỗi ngôi sao cần bao nhiêu năm để biến đổi thành một ngôi sao khổng lồ. Như chúng ta có thể thấy rằng, ngôi sao có khối lượng càng lớn thì thời gian cần thiết cho mỗi giai đoạn trong vòng đời của nó càng ngắn.

Lưu ý rằng ngôi sao lớn nhất trong sơ đồ này có khối lượng tương tự như Betelgeuse, và do đó, quỹ đạo tiến hóa của nó thể hiện theo đúng lịch sử của Betelgeuse. Quỹ đạo của một ngôi sao có khối lượng bằng với khối lượng của Mặt Trời cho thấy rằng Mặt Trời vẫn đang trong giai đoạn dãy chính vì nó chỉ mới khoảng 4,5 tỷ năm tuổi. Sẽ còn hàng tỷ năm nữa trước khi Mặt Trời bắt đầu “leo lên” và ra khỏi dãy chính – sự giãn nở của các lớp ngoài sẽ biến nó thành một sao khổng lồ đỏ.

18. Sự tiến hoá tiếp theo của các ngôi sao (có khối lượng nhỏ)

Chúng ta hãy bắt đầu bằng cách xem xét các ngôi sao có thành phần tương tự như Mặt Trời và có khối lượng ban đầu tương đối thấp—lớn gấp đôi khối lượng Mặt Trời. Trước đó, các ngôi sao khổng lồ đỏ bắt đầu với một lõi heli, nơi không có dòng năng lượng nào được tạo ra, được bao quanh bởi một lớp vỏ hydro đang trải qua quá trình tổng hợp hạt nhân. 

Lúc này, lõi sao, do không có nguồn năng lượng nào để chống lại sức ép của lực hấp dẫn, đang co lại và nóng lên. Theo thời gian, nhiệt độ trong lõi có thể tăng lên đến những giá trị còn cao hơn nhiều so với thời kỳ dãy chính. Khi đạt đến nhiệt độ 100 triệu Kelvin, ba nguyên tử heli bắt đầu được tổng hợp để tạo thành một hạt nhân cacbon duy nhất. Quá trình này được gọi là quá trình ba alpha.

Khi quá trình ba alpha được kích hoạt ở các ngôi sao có khối lượng thấp (rơi vào khoảng 0,8 đến 2,0 lần khối lượng Mặt Trời), các tính toán cho thấy toàn bộ lõi được đốt cháy trong một phản ứng tổng hợp nhanh chóng gọi là chớp sáng heli (Các ngôi sao có khối lượng lớn hơn cũng đốt cháy heli nhưng chậm hơn). Ngay khi nhiệt độ ở trung tâm ngôi sao đã đủ cao để bắt đầu quá trình ba alpha, năng lượng dư thừa được giải phóng sẽ nhanh chóng truyền qua toàn bộ lõi heli, làm gia tăng nhiệt độ nhanh chóng. Sự gia tăng nhiệt độ này sẽ làm tăng tốc các phản ứng tổng hợp hạt nhân, tạo ra nhiều nhiệt hơn, từ đó lại làm tăng tốc các phản ứng tổng hợp hạt nhân hơn nữa. Cuối cùng, toàn bộ lõi heli sẽ bùng cháy. 

Bạn có thể thắc mắc tại sao bước tiếp theo trong phản ứng tổng hợp hạt nhân ở các ngôi sao lại liên quan đến ba hạt nhân heli chứ không phải là hai. Mặc dù việc cho hai hạt nhân heli va chạm dễ dàng hơn rất nhiều, nhưng sản phẩm của sự va chạm này lại không ổn định và phân rã rất nhanh. Cần ba hạt nhân heli kết hợp với nhau để tạo thành một cấu trúc hạt nhân ổn định. Vì mỗi hạt nhân heli đều có hai proton dương và các proton này đẩy nhau, ngôi sao cần phải có nhiệt độ lên đến 100.000.000 Kelvin để tạo ra năng lượng đủ để cho ba hạt nhân heli (sáu proton) va chạm mạnh và dính chặt lại với nhau. Và khi điều này xảy ra, ngôi sao sẽ tạo ra một hạt nhân cacbon.

Hãy dừng lại tại đây một chút và nhìn vào ngón tay út của bạn. Nó chứa đầy các nguyên tử cacbon – một nguyên tử cơ bản cho sự sống trên Trái đất. Mỗi nguyên tử cacbon này đã từng nằm bên trong lõi của một ngôi sao khổng lồ đỏ và được tổng hợp từ các hạt nhân heli trong quá trình ba alpha. Tất cả cacbon trên Trái đất—bên trong cơ thể bạn, trong mỏ than và trong những viên kim cương—đều được “tạo ra” bởi các thế hệ sao trước đó. Như vậy, thực chất câu chuyện về sự tiến hóa của các ngôi sao dường như cũng chính là câu chuyện về “nguồn gốc” của chính chúng ta. Chúng ta được tạo nên từ những vật chất nằm bên trong một ngôi sao.

Sau chớp sáng heli, ngôi sao sau khi sống sót qua thời kỳ “khủng hoảng năng lượng”, đã tìm lại được sự cân bằng trong đời sống của nó. Khi ngôi sao bắt đầu điều chỉnh lại để thích ứng với sự giải phóng năng lượng đến từ quá trình ba alpha trong lõi, cấu trúc bên trong của nó thay đổi một lần nữa: nhiệt độ bề mặt tăng lên và độ sáng tổng thể giảm xuống. Điểm biểu thị ngôi sao trên biểu đồ H-R do đó di chuyển đến vị trí bên trái và hơi thấp hơn so với vị trí của nó như một sao khổng lồ đỏ. Sau đó, ngôi sao tiếp tục tổng hợp heli trong lõi của nó trong một thời gian, trở lại trạng thái cân bằng giữa áp suất và trọng lực. Trong khoảng thời gian này, một hạt nhân cacbon mới hình thành ở trung tâm của ngôi sao đôi khi có thể kết hợp với một hạt nhân heli khác để tạo ra một hạt nhân oxy—một nguyên tử khác của sự sống.

(a) Ngôi sao tiến hóa từ dãy chính thành sao khổng lồ đỏ, nhiệt độ bề mặt giảm và độ sáng tăng. (b) Xảy ra hiện tượng bùng phát heli, dẫn đến sự điều chỉnh lại cấu trúc bên trong của ngôi sao và (c) một giai đoạn ổn định ngắn ngủi, trong đó heli được hợp nhất thành carbon và oxy trong lõi (trong quá trình này, ngôi sao trở nên nóng hơn và kém sáng hơn so với khi còn là một ngôi sao khổng lồ đỏ). (d) Sau khi heli ở trong lõi cạn kiệt, ngôi sao lại trở thành sao khổng lồ và chuyển sang độ sáng cao hơn và nhiệt độ thấp hơn. Tuy nhiên, vào thời điểm này, ngôi sao đã cạn kiệt nguồn tài nguyên bên trong và sẽ bắt đầu chết dần.

Tuy nhiên, ở nhiệt độ 100.000.000 Kelvin, lõi bên trong đang chuyển hóa nhiên liệu heli thành carbon (và một ít oxy) với tốc độ vô cùng nhanh chóng. Do đó, giai đoạn ổn định mới này không thể kéo dài quá lâu: nó ngắn hơn nhiều so với giai đoạn dãy chính. Chẳng bao lâu nữa, toàn bộ heli sẽ bị sử dụng hết. Một lần nữa, lõi sao sẽ không thể tạo ra năng lượng thông qua phản ứng tổng hợp hạt nhân. Lực hấp dẫn lúc này sẽ chiếm ưu thế và lõi sao sẽ bắt đầu co lại. 

Tình trạng “khủng hoảng năng lượng” này của ngôi sao dường như khá giống với “màn kết” trong giai đoạn dãy chính (khi hydro đã cạn kiệt), nhưng cấu trúc của ngôi sao lúc này lại phức tạp hơn một chút. Một lần nữa, lõi của ngôi sao bắt đầu co lại dưới trọng lượng của chính nó. Nhiệt lượng tỏa ra do sự co lại của lõi carbon và oxy truyền vào lớp vỏ heli ngay phía trên lõi. Lớp heli này, trước đó chưa đủ nóng để kích hoạt phản ứng tổng hợp thành carbon, lúc này đã được làm nóng vừa đủ để bắt đầu phản ứng và tạo ra một dòng năng lượng mới.

Xa hơn ở các lớp bên ngoài ngôi sao còn có một lớp vỏ nơi hydro được nung nóng để tổng hợp thành heli. Ngôi sao lúc này có cấu trúc nhiều lớp giống như củ hành: lõi carbon-oxy, được bao quanh bởi một lớp heli đủ nóng để kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân, một lớp heli lạnh hơn, một lớp hydro đủ nóng để kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân, và sau đó là hydro lạnh hơn ở phía ngoài. Khi dòng năng lượng chảy ra ngoài từ hai lớp vỏ tổng hợp, một lần nữa các vùng ngoài của ngôi sao bắt đầu giãn nở. Giai đoạn ổn định ngắn ngủi của nó đã kết thúc; ngôi sao quay trở lại giai đoạn sao khổng lồ đỏ trên biểu đồ H-R trong một khoảng thời gian ngắn. Nhưng đây chỉ là một khoảnh khắc huy hoàng ngắn ngủi cuối cùng.

Hãy nhớ rằng lần cuối cùng ngôi sao rơi vào tình trạng “khủng hoảng” này, phản ứng tổng hợp heli đã cứu nguy cho nó. Nhiệt độ ở lõi sao cuối cùng đã đủ nóng để sản phẩm của bước tổng hợp trước đó (heli) trở thành nhiên liệu cho bước tiếp theo (cacbon). Nhưng bước tiếp theo sau phản ứng tổng hợp hạt nhân heli đòi hỏi nhiệt độ cao đến nỗi các loại sao có khối lượng nhỏ hơn (nhỏ hơn 2 lần khối lượng Mặt Trời) mà chúng ta đang thảo luận đơn giản là không thể nén lõi của chúng để đạt được nhiệt độ đó. Vì vậy, không có loại phản ứng tổng hợp nào khác có thể xảy ra.

Ở một ngôi sao có khối lượng tương tự như Mặt Trời, sự hình thành lõi carbon-oxy đánh dấu sự kết thúc của quá trình tạo ra năng lượng hạt nhân ở trung tâm của ngôi sao. Ngôi sao giờ đây phải đối mặt với thực tế rằng cái chết của nó đang đến gần. 

Khi các ngôi sao đã phình to và trở thành sao khổng lồ đỏ, chúng có bán kính rất lớn và do đó có vận tốc thoát ly thấp (Lực hấp dẫn không chỉ phụ thuộc vào khối lượng của vật thể tạo ra lực hút mà còn phụ thuộc vào khoảng cách của chúng đến tâm hấp dẫn. Khi một ngôi sao khổng lồ đỏ lớn dần lên, một điểm bất kỳ trên bề mặt của ngôi sao sẽ nằm xa tâm hơn, và do đó có lực hấp dẫn yếu hơn. Đó là lý do tại sao tốc độ cần thiết để thoát khỏi ngôi sao giảm xuống).Áp suất bức xạ, sự dao động của sao và các sự kiện dữ dội như vụ bùng phát heli đều có thể đẩy các nguyên tử trong bầu khí quyển bên ngoài ra khỏi ngôi sao và khiến nó mất đi một phần đáng kể khối lượng vào không gian. Các nhà thiên văn học ước tính rằng vào thời điểm một ngôi sao như Mặt Trời đạt đến điểm bùng phát heli, nó sẽ mất tới 25% khối lượng của mình. Và nó có thể mất nhiều khối lượng hơn nữa khi nó đi lên nhánh sao khổng lồ đỏ lần thứ hai. Kết quả là, các ngôi sao già cỗi được bao quanh bởi một hoặc nhiều lớp vỏ khí đang giãn nở, mỗi lớp chứa tới 10–20% khối lượng của Mặt Trời (0,1–0,2 M☉)

Khi quá trình tạo năng lượng hạt nhân trong lõi carbon-oxy ngừng lại, lõi của ngôi sao bắt đầu co lại và nóng lên khi nó bị nén ngày càng nhiều. Toàn bộ ngôi sao cũng co lại và trở nên rất nóng—đạt nhiệt độ bề mặt lên tới 100.000 K. Những ngôi sao nóng như vậy là nguồn phát ra gió sao và bức xạ tia cực tím rất mạnh, đi vào các lớp vật chất bị đẩy ra khi ngôi sao còn là một ngôi sao khổng lồ đỏ. Gió và bức xạ tia cực tím làm nóng các lớp vật chất này, ion hóa chúng và khiến chúng phát sáng. Kết quả là sự hình thành của một trong những vật thể đẹp nhất trong vũ trụ. Những vật thể này được đặt cho một cái tên cực kỳ gây hiểu lầm khi lần đầu tiên được phát hiện vào thế kỷ thứ mười tám: tinh vân hành tinh (dù chẳng có hành tinh nào ở đây cả)

Vỏ tinh vân hành tinh thường giãn nở với tốc độ 20–30 km/giây, và một tinh vân hành tinh điển hình có đường kính khoảng 1 năm ánh sáng. Giả sử vỏ khí của chúng giãn nở với tốc độ không đổi, chúng ta có thể tính toán rằng lớp vỏ này đã bị đẩy ra ngoài trong vòng tối đa 5.000 năm qua. 

Quá trình mất khối lượng của các ngôi sao đang hấp hối là một bước quan trọng trong kế hoạch tái chế khổng lồ của vũ trụ. Hãy nhớ rằng các ngôi sao đã được rèn nên từ những đám mây khí và bụi khổng lồ. Khi kết thúc vòng đời, các ngôi sao này sẽ trả lại một phần vật chất của chúng cho các kho dự trữ nguyên liệu thô trong thiên hà. Những vật chất này sẽ tiếp tục tham gia vào quá trình hình thành các hệ sao mới.

Tuy nhiên, các nguyên liệu được một ngôi sao già cỗi trả lại không nhất thiết là phải giống với những nguyên liệu mà nó nhận được ban đầu. Xét cho cùng, ngôi sao đó đã tổng hợp hydro và heli để tạo thành các nguyên tố mới trong suốt vòng đời của nó. Và trong giai đoạn sao khổng lồ đỏ, vật chất từ vùng trung tâm của ngôi sao đó đã được kéo lên và trộn lẫn với các lớp ngoài của nó, điều này có thể gây ra các phản ứng tổng hợp hạt nhân tiếp theo và tạo ra nhiều nguyên tố mới hơn nữa. Kết quả là, gió thổi ra từ những ngôi sao như vậy sẽ kéo theo các nguyên tử được “tạo ra” bên trong lõi của ngôi sao. Và kế hoạch tái chế này đã cho phép vũ trụ ngày càng trở nên “thú vị” hơn.

19. Sự tiến hoá tiếp theo của các ngôi sao (có khối lượng lớn)

Nếu những gì chúng ta đã mô tả suốt từ đầu tới giờ là toàn bộ câu chuyện về sự tiến hóa của các ngôi sao và các nguyên tố thì có lẽ, chúng ta đang gặp phải một vấn đề lớn. Trong vòng vài phút đầu tiên của vũ trụ, mọi thứ bắt đầu với hai nguyên tố đơn giản nhất—hydro và heli (và với một chút liti). Dường như không có một nguyên tố nào khác nặng hơn nào được tạo ra vào thời điểm bắt đầu của vũ trụ. Tuy nhiên, khi chúng ta nhìn xung quanh Trái đất, chúng ta thấy có rất nhiều các nguyên tố khác. Những nguyên tố này chắc hẳn phải được tạo ra ở đâu đó trong vũ trụ, và nơi duy nhất đủ nóng để tạo ra chúng là bên trong các ngôi sao. Như vậy, một trong những khám phá quan trọng nhất của thiên văn học thế kỷ XX là các ngôi sao chính là nguồn gốc cho sự phong phú về mặt hóa học trong thế giới và cuộc sống của chúng ta.

Chúng ta đã thấy rằng carbon, oxy và một số nguyên tố khác đã được tạo ra bên trong các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn trong giai đoạn sao khổng lồ đỏ. Nhưng các nguyên tố nặng hơn mà chúng ta biết (silic, sắt, vàng và bạc…) đến từ đâu? Hóa ra, các nguyên tố nặng hơn này được hình thành muộn hơn trong vòng đời của các ngôi sao có khối lượng lớn cũng như trong các vụ nổ đánh dấu sự kết thúc vòng đời của một số ngôi sao.

Các ngôi sao khổng lồ tiến hóa theo cách tương tự như các ngôi sao có khối lượng nhỏ (nhưng với tốc độ nhanh hơn) – cho đến khi chúng hình thành nên lõi carbon-oxy. Một điểm khác biệt là đối với các ngôi sao có khối lượng lớn hơn gấp đôi Mặt Trời, heli được tổng hợp chậm hơn chứ không phải là sự bùng nổ đột ngột. Ngoài ra, khi các ngôi sao có khối lượng lớn hơn trở thành sao khổng lồ đỏ, chúng trở nên sáng và lớn đến mức chúng ta gọi chúng là sao siêu khổng lồ. Những ngôi sao như vậy có thể giãn nở cho đến khi các lớp vỏ ngoài của chúng vươn tới quỹ đạo của Sao Mộc. Chúng cũng mất đi phần lớn khối lượng, tạo ra những cơn gió sao và sự bùng nổ mạnh mẽ khi chúng chết đi, được thể hiện rất rõ trong ngôi sao khổng lồ Eta Carinae với rất nhiều vật chất bị đẩy ra ngoài.

Nhưng một điểm quan trọng khiến các ngôi sao khổng lồ này khác biệt so với câu chuyện chúng ta đã nêu ở trên là chúng có thể khởi động thêm các loại phản ứng tổng hợp hạt nhân khác ở trung tâm và lớp vỏ xung quanh. Các lớp ngoài của một ngôi sao có khối lượng lớn hơn khoảng 8 lần khối lượng Mặt Trời có trọng lượng đủ để nén lõi carbon-oxy cho đến khi nó đủ nóng để kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân carbon. Carbon có thể tổng hợp thành oxy, sau đó là neon, magie, silic và cuối cùng là sắt. 

Đối với các nguyên tố nhẹ hơn sắt, phản ứng tổng hợp hạt nhân là phản ứng tỏa nhiệt (giải phóng năng lượng). Khi phản ứng tổng hợp hạt nhân đi đến điểm cuối là sắt, sản phẩm hạt nhân tạo thành sẽ nặng hơn, kém ổn định hơn và có tổng khối lượng lớn hơn so với các chất phản ứng ban đầu. Do vậy, đây là một phản ứng thu nhiệt (hấp thụ năng lượng) thay vì tỏa nhiệt (giải phóng năng lượng). Đến đây, phản ứng tổng hợp hạt nhân dừng lại, lõi sao bắt đầu sụp đổ và ngôi sao đã bước vào những chương cuối cùng trong cuộc đời của nó.

Như vậy, các nhà vật lý hiện đã tìm ra một con đường mà theo đó, hầu hết các nguyên tố hóa học từ hydro cho đến sắt có thể được tạo ra bằng phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lõi sao. Thế nhưng, điều này vẫn đặt ra câu hỏi về nguồn gốc của các nguyên tố nặng hơn sắt. Như chúng ta sẽ thấy ở phần dưới, khi các ngôi sao khổng lồ này cuối cùng cũng đã cạn kiệt nhiên liệu, chúng sẽ phát nổ trong một vụ nổ siêu tân tinh. Lúc này, các nguyên tố nặng hơn sẽ bắt đầu được tổng hợp.

Và bằng cách này, chúng ta không chỉ giải thích được nguồn gốc của các nguyên tố cấu thành nên thế giới của chúng ta và các hành tinh khác, mà các lý thuyết về quá trình tổng hợp hạt nhân bên trong các ngôi sao thậm chí còn có thể dự đoán được tỷ lệ tương đối của các nguyên tố trong tự nhiên. Cách các ngôi sao tạo ra các nguyên tố trong các phản ứng tổng hợp hạt nhân thực sự có thể giải thích tại sao một số nguyên tố (oxy, cacbon và sắt) lại phổ biến và một số khác lại khá hiếm (vàng, bạc và urani).

Nếu nhìn rộng ra hơn nữa trong toàn bộ lịch sử của vũ trụ, thế hệ sao đầu tiên ban đầu chỉ chứa hydro và heli. Và để tạo ra năng lượng, những ngôi sao này đã tạo ra các nguyên tố nặng hơn trong lõi của chúng. Vào cuối vòng đời, chúng giải phóng lượng vật chất đã được làm giàu bởi các nguyên tố nặng vào các bể chứa nguyên liệu thô – không gian liên sao. Vật chất này sau đó lại được dùng để rèn nên một thế hệ sao mới. Điều này có nghĩa là tỷ lệ của các nguyên tố nặng sẽ ngày càng giảm dần khi chúng ta quay ngược thời gian trở về quá khứ. 

Theo thời gian, tỷ lệ các nguyên tố nặng hơn trong “nguyên liệu thô” tạo nên các vì sao và hành tinh mới sẽ ngày càng tăng. Điều này có nghĩa là thế hệ sao đầu tiên hình thành trong Dải Ngân Hà của chúng ta sẽ không có một hành tinh giống như Trái đất – nơi chứa đầy silic, sắt và nhiều nguyên tố nặng khác. Trái đất (và các sinh vật sống trên đó) chỉ có thể tồn tại sau rất nhiều thế hệ sao được tạo ra và tái chế các nguyên tố nặng hơn.

Hiện nay, người ta đang tìm kiếm những ngôi sao thuộc thế hệ đầu tiên, những ngôi sao chỉ được cấu tạo từ hydro và heli. Các lý thuyết dự đoán rằng những ngôi sao như vậy sẽ là rất lớn, sớm nở chóng tàn. Nơi để có thể tìm kiếm chúng là trong những thiên hà rất xa xôi, được hình thành khi vũ trụ chỉ mới vài trăm triệu năm tuổi, nhưng đến ngày nay ánh sáng của chúng mới đến được Trái Đất.