10. Đám mây phân tử – “Vườn ươm sao“

Như chúng ta đã phân tích ở phần 1, những “nhà kho” chứa vật chất liên sao lớn nhất chính là những đám mây phân tử khổng lồ . Những đám mây này có lõi khá lạnh với nhiệt độ dao động chỉ từ 10–20 Kelvin và là nơi “cái nôi” sinh ra hầu hết các ngôi sao trong thiên hà của chúng ta.

Khối lượng của các đám mây phân tử nặng gấp hàng nghìn tới 3 triệu lần khối lượng Mặt Trời. Các đám mây phân tử có cấu trúc dạng sợi phức tạp, tương tự như các đám mây ti trong bầu khí quyển Trái Đất nhưng có mật độ thấp hơn nhiều. Các sợi mây phân tử có thể dài tới 1000 năm ánh sáng. Bên trong các đám mây là những vùng lạnh, đặc với khối lượng nặng gấp 50 đến 500 lần khối lượng Mặt Trời; gọi chung là các cụm. Bên trong các cụm này xuất hiện những vùng nhỏ hơn và đặc hơn nữa được gọi là lõi. Và các điều kiện trong lõi – nơi có nhiệt độ thấp và mật độ cao – chính xác là những điều kiện tiên quyết để tạo ra các ngôi sao. 

Về bản chất, đời sống của một ngôi sao khá đơn giản. Đó là đấu tranh liên tục giữa hai lực: Lực hấp dẫn và áp suất. Lực hấp dẫn thì luôn cố gắng kéo mọi thứ vào bên trong trong khi áp suất được tạo ra bởi chuyển động của các nguyên tử khí bên trong lõi của ngôi sao lại cố gắng đẩy mọi thứ ra ngoài và làm cho ngôi sao phình to ra. Để hình thành nên một ngôi sao—tức là một khối vật chất đặc, nóng và có khả năng kích hoạt các phản ứng hạt nhân sâu bên trong—chúng ta cần một lõi nén các vật chất liên sao lại và tăng mật độ của chúng lên gần 10²⁰ lần 

Và chúng ta có thể hoàn toàn xem “trực tiếp” quá trình hình thành này bằng cách nghiên cứu tinh vân Orion cách Trái đất khoảng 1500 năm ánh sáng. Tinh vân Orion trải dài trên một khoảng cách khoảng 100 năm ánh sáng. Tổng khối lượng vật chất nặng gấp khoảng 200.000 lần so với khối lượng của Mặt trời. Phần lớn tinh vân không phát ra ánh sáng khả kiến mà tinh vân thường phát ra sóng hồng ngoại và sóng radio.

Ở trung tâm của tinh vân Orion là cụm sao Trapezium, bao gồm bốn ngôi sao rất sáng khiến cho tinh vân trở nên vô cùng rực rỡ. Bốn ngôi sao sáng ở trung tâm của hình ảnh (a) là các ngôi sao Trapezium phát ra ánh sáng khả kiến. Chúng ta đã thấy xuất hiện nhiều ngôi sao phát ra tia hồng ngoại hơn ở trong hình ảnh (b)

Mặc dù chúng ta không biết nguyên nhân ban đầu khiến các ngôi sao bắt đầu hình thành trong chòm sao Orion, nhưng có bằng chứng xác đáng cho thấy thế hệ sao đầu tiên đã kích hoạt sự hình thành của các ngôi sao khác, từ đó dẫn đến sự hình thành của nhiều ngôi sao hơn nữa.

Khi một ngôi sao khổng lồ hình thành, nó phát ra một lượng lớn bức xạ tia cực tím và giải phóng vật chất với tốc độ rất cao dưới dạng gió sao. Sự phun trào năng lượng này làm nóng khí xung quanh ngôi sao và khiến nó giãn nở. Khi các ngôi sao khổng lồ cạn kiệt nguồn nhiên liệu, chúng sẽ phát nổ và năng lượng của vụ nổ cũng làm nóng không khí xung quanh. Khí nóng truyền năng lượng vào các đám mây phân tử lạnh lẽo xung quanh, nén vật chất và làm tăng mật độ. Nếu sự tăng mật độ này đủ lớn, trọng lực sẽ chiến thắng áp suất và các ngôi sao sẽ bắt đầu hình thành. Một phản ứng dây chuyền như vậy dường như đã xảy ra không chỉ ở tinh vân Orion mà còn ở nhiều đám mây phân tử khác.

11. Sự ra đời của một ngôi sao

Mặc dù tinh vân Orion đã cung cấp cho chúng ta manh mối về cách quá trình hình thành sao bắt đầu, nhưng các giai đoạn tiếp theo vẫn còn là một ẩn số. Tuy nhiên, các nhà thiên văn học cũng đã có thể xây dựng được một bức tranh tổng quan về giai đoạn sớm nhất của quá trình hình thành sao.

Bước đầu tiên trong quá trình rèn nên các ngôi sao là sự hình thành lõi đặc bên trong một khối khí và bụi. Người ta thường cho rằng tất cả các vật chất để tạo nên ngôi sao đều đến từ lõi, các cấu trúc lớn hơn sẽ bao quanh ngôi sao đang hình thành. Cuối cùng, lực hấp dẫn đã trở nên đủ mạnh, vật chất trải qua sự co lại nhanh chóng và mật độ của lõi tăng lên đáng kể. Chúng ta gọi vật thể này là tiền sao.

Sự nhiễu loạn tự nhiên bên trong một khối vật chất có xu hướng tạo ra chuyển động quay ban đầu cho bất kỳ thành phần nào của nó. Do đó, bất kỳ một lõi nào đang co lại đều sẽ quay. Theo định luật bảo toàn động lượng góc, một vật thể đang quay sẽ quay nhanh hơn khi kích thước của nó giảm đi. Nói theo cách khác, nếu một vật thể có thể quay vật chất của nó quanh một vòng tròn nhỏ hơn, vật chất đó sẽ quay nhanh hơn — giống như một vận động viên trượt băng nghệ thuật quay nhanh hơn khi cô ấy co hai tay sát vào người. 

Khi tiền sao này quay, vật chất sẽ dễ rơi vào các cực (nơi quay chậm nhất) hơn là rơi vào xích đạo (nơi vật chất chuyển động nhanh nhất). Do đó, khí và bụi rơi về phía xích đạo của tiền sao sẽ bị “giữ lại” và tạo thành một đĩa bồi tụ xung quanh xích đạo.

Ở giai đoạn này, tiền sao và đĩa bồi tụ được bao bọc trong một lớp bụi và khí, từ đó vật chất vẫn tiếp tục rơi xuống tiền sao. Lớp bụi này ngăn chặn ánh sáng khả kiến nhưng bức xạ hồng ngoại vẫn có thể xuyên qua. Kết quả là, trong giai đoạn này, bản thân tiền sao phát ra bức xạ hồng ngoại và do đó chỉ có thể quan sát được trong vùng hồng ngoại của quang phổ. Khi gần như toàn bộ vật chất có sẵn đã được bồi tụ và tiền sao trung tâm đã gần đạt đến khối lượng tới hạn, nó được gọi là sao T Tauri.

Những quan sát gần đây cho thấy các ngôi sao T Tauri rất có thể là những ngôi sao ở giai đoạn trung gian giữa tiền sao và các ngôi sao hợp nhất hydro như Mặt Trời. Và các hình ảnh hồng ngoại độ phân giải cao đã tiết lộ các luồng vật chất giống như gió sao phát ra từ một số ngôi sao T Tauri. Gió sao chủ yếu bao gồm các proton (hạt nhân hydro) và electron chuyển động ra khỏi ngôi sao với tốc độ vài trăm km/giây. Khi gió nổi lên, đĩa bồi tụ xung quanh vùng xích đạo của ngôi sao sẽ ngăn chặn đường đi của gió hướng về hai cực của ngôi sao.

Thỉnh thoảng, các luồng hạt tốc độ cao phóng ra va chạm với một khối khí đặc hơn ở gần đó, kích thích các nguyên tử và khiến chúng phát ra ánh sáng. Những vùng phát sáng này được gọi là vật thể Herbig-Haro (HH) – được đặt theo tên hai nhà thiên văn học đầu tiên phát hiện ra chúng, cho phép chúng ta theo dõi sự di chuyển của các luồng hạt đến khoảng cách một năm ánh sáng hoặc hơn từ ngôi sao chủ tạo ra nó.

Luồng gió  đến từ một ngôi sao đang hình thành cuối cùng sẽ cuốn trôi vật chất còn lại trong lớp vỏ bụi và khí che khuất, để lại đĩa bồi tụ và tiền sao lúc này đã có thể được nhìn thấy bằng ánh sáng khả kiến.

12. Biểu đồ Hertzsprung-Russell (H-R)

Và để hiểu rõ hơn về các giai đoạn tiếp theo của một ngôi sao, có một biểu đồ rất hữu ích mà chúng ta cần phải xét đến. Năm 1913, nhà thiên văn học người Mỹ Henry Norris Russell đã vẽ một biểu đồ nhằm biểu thị mối quan hệ giữa độ sáng của các ngôi sao so với nhiệt độ bề mặt của chúng. Nghiên cứu này, cùng với một nghiên cứu độc lập tương tự vào năm 1911 của nhà thiên văn học người Đan Mạch Ejnar Hertzsprung, đã dẫn đến những khám phá cực kỳ quan trọng rằng nhiệt độ và độ sáng của các ngôi sao có mối liên hệ mật thiết với nhau và được thể hiện trong biểu đồ Hertzsprung–Russell, viết tắt là biểu đồ H–R.

Theo thông lệ, người ta thường vẽ biểu đồ H-R sao cho nhiệt độ tăng dần về phía bên trái và độ sáng tăng dần về phía trên. Lúc này, chúng ta thấy rằng các ngôi sao đang tập trung vào một số phần nhất định của biểu đồ H-R. Phần lớn các ngôi sao được sắp xếp dọc theo một dãy hẹp chạy từ phía trên bên trái (nóng, rất sáng) đến phía dưới bên phải (mát, ít sáng hơn). Dải này được gọi là dãy chính – thể hiện mối quan hệ giữa nhiệt độ và độ sáng mà hầu hết các ngôi sao đều tuân theo. Chúng ta có thể tóm tắt mối quan hệ này bằng cách nói rằng các ngôi sao nóng hơn thì sáng hơn các ngôi sao lạnh hơn.

Tuy nhiên, xuất hiện một số ngôi sao nằm ở vùng phía trên bên phải, nơi các ngôi sao có nhiệt độ thấp và độ sáng cao. Làm thế nào một ngôi sao có thể vừa lạnh mà lại rất sáng? Lý do duy nhất là ngôi sao đó phải có kích thước khổng lồ – ngôi sao có diện tích bề mặt lớn đến mức tổng năng lượng phát ra vẫn rất lớn. 

Ngoài ra, ở góc dưới bên trái của sơ đồ còn có một số ngôi sao có nhiệt độ cao và độ sáng thấp. Nếu chúng có nhiệt độ bề mặt rất cao, điều này có nghĩa là mỗi 1m² trên ngôi sao đó sẽ phát ra rất nhiều năng lượng. Vậy tại sao toàn bộ ngôi sao lại mờ như vậy? Đó có thể là do nó có tổng diện tích bề mặt rất nhỏ. Những ngôi sao như vậy được gọi là sao lùn trắng (trắng vì ở nhiệt độ cao này, màu sắc của bức xạ điện từ mà chúng phát ra hòa trộn với nhau khiến chúng có màu trắng xanh).

Nhìn vào biểu đồ trên, chúng ta nhận thấy rằng, trung bình, 90% tất cả các ngôi sao đều nằm trên dãy chính của biểu đồ H-R. Điều này có nghĩa là các ngôi sao ắt hẳn phải dành 90% khoảng thời gian trong cuộc đời của chúng để tổng hợp một lượng lớn hydro thành heli, từ đó tạo ra một nguồn năng lượng lâu dài. 

Sau đây là một số đặc điểm của các ngôi sao dãy chính

13. Các giá trị cực đoan trên biểu đồ H-R

Nhìn vào biểu đồ H-R, chúng ta có thể nhận thấy rằng những ngôi sao dãy chính có khối lượng lớn nhất là những ngôi sao sáng nhất. Chúng ta cũng đã biết đến một vài ngôi sao có độ sáng gấp 1.000.000 lần Mặt Trời với khối lượng vượt quá 100 lần khối lượng của Mặt Trời. Những ngôi sao siêu sáng này, nằm ở phía trên bên trái của biểu đồ H-R, là những ngôi sao cực kỳ nóng và rất xanh. Đây là những ngôi sao sẽ dễ nhận thấy nhất ở khoảng cách rất xa trong không gian.

Các ngôi sao siêu lớn sẽ nguội dần ở góc trên bên phải của biểu đồ H-R có độ sáng gấp 10.000 lần Mặt Trời. Ngoài ra, đường kính của những ngôi sao này lớn hơn rất nhiều so với Mặt Trời.

Ngược lại, những ngôi sao đỏ, lạnh lẽo và có độ sáng thấp lại rất phổ biến ở cuối dãy chính. Dù chúng có kích thước nhỏ hơn so với Mặt Trời nhưng chúng lại đặc hơn nhiều. Chúng ta gọi những ngôi sao như vậy là sao lùn vì đường kính của nó chỉ bằng 1/10 đường kính của Mặt Trời. Một ngôi sao có độ sáng thấp như vậy cũng có khối lượng thấp (khoảng 1/12 khối lượng của Mặt Trời). Sự kết hợp giữa khối lượng và đường kính này có nghĩa là nó bị nén chặt đến mức ngôi sao sẽ có mật độ trung bình cao gấp 80 lần so với Mặt Trời. 

Tuy nhiên, những ngôi sao dãy chính màu đỏ nhạt này không phải là những ngôi sao có mật độ lớn nhất. Các sao lùn trắng, nằm ở góc dưới bên trái của biểu đồ H-R, có mật độ còn lớn hơn rất nhiều lần.

Ngôi sao lùn trắng nổi tiếng nhất đã được phát hiện vào năm 1862. Được gọi là Sirius B, nó tạo thành một hệ sao đôi với Sirius A, ngôi sao sáng nhất trên bầu trời.

(a) Hình ảnh ánh sáng khả kiến của hệ sao đôi Sirius, được chụp bằng Kính viễn vọng Không gian Hubble, cho thấy Sirius A rực sáng. Bên dưới nó và lệch về bên trái là Sirius B mờ nhạt. (b) Hình ảnh này của hệ sao đôi Sirius được chụp bằng Kính viễn vọng Tia X Chandra. Lúc này, vật thể sáng hơn là ngôi sao lùn trắng đồng hành, Sirius B. Sirius A là vật thể mờ nhạt phía trên nó; những gì chúng ta đang thấy có lẽ không thực sự là bức xạ tia X mà là tia cực tím đã lọt vào bộ dò. Lưu ý rằng cường độ tia cực tím của hai vật thể này hoàn toàn trái ngược so với trường hợp ánh sáng khả kiến vì Sirius B nóng hơn và phát ra nhiều bức xạ có tần số cao hơn.

Hiện nay chúng ta đã tìm thấy hàng ngàn sao lùn trắng. Nhiệt độ bề mặt của nó tương đối nóng, khoảng 12.000 K, nhưng độ sáng của nó chỉ bằng 1/275 độ sáng Mặt Trời. Các phép tính cho thấy bán kính của nó chỉ bằng 1,4% bán kính Mặt Trời, hoặc xấp xỉ bằng bán kính Trái Đất, và thể tích của nó bằng 2,5 × 10^-6 thể tích Mặt Trời. Tuy nhiên, khối lượng của nó bằng 0,57 lần khối lượng Mặt Trời, chỉ hơn một nửa một chút. Để có thể chứa một khối lượng rất lớn như vậy trong một thể tích rất nhỏ, mật độ của ngôi sao phải gấp khoảng 210.000 lần mật độ của Mặt Trời, hoặc hơn 300.000 g/cm³. Một thìa cà phê vật chất của ngôi sao này sẽ có khối lượng khoảng 1,6 tấn! Với độ đậm đặc khủng khiếp như vậy, vật chất không thể tồn tại ở trạng thái thông thường. Và những ngôi sao lùn trắng là những ngôi sao đang chết, chuẩn bị đi đến hồi kết và sẵn sàng  viết nốt những chương cuối trong câu chuyện của cuộc đời mình.

14. Quá trình phát triển của một tiền sao trên biểu đồ H-R

Khi một ngôi sao phát triển, độ sáng và nhiệt độ bề mặt của nó sẽ thay đổi. Do đó, vị trí của nó trên biểu đồ H-R cũng sẽ phải thay đổi. Khi một ngôi sao già đi, chúng ta phải đặt lại nó ở những vị trí khác nhau trên biểu đồ. Vì vậy, các nhà thiên văn học thường nói rằng một ngôi sao sẽ “di chuyển” trên biểu đồ H-R, hoặc sự tiến hóa của nó đi theo một cung đường trên biểu đồ này

Bây giờ, chúng ta hãy sử dụng những ý tưởng này để theo dõi sự biến đổi của các tiền sao đang đi trên con đường để trở thành một ngôi sao dãy chính. Con đường tiến hóa trên biểu đồ H-R đang thể hiện sự biến đổi của các ngôi sao có khối lượng khác nhau trong giai đoạn đầu đời. Con số nằm bên trên các cung đường này là số năm ước tính mà một tiền sao cần để đạt đến giai đoạn đó. Lưu ý rằng nhiệt độ bề mặt (K) trên trục hoành tăng dần về phía bên trái. Các tiền sao có khối lượng càng lớn thì thời gian trải qua mỗi giai đoạn càng ngắn.

Ban đầu, tiền sao vẫn khá mát, có bán kính rất lớn và mật độ rất thấp. Nhiệt lượng sinh ra do sự co lại bởi trọng lực được bức xạ tự do ra ngoài không gian. Vì nhiệt lượng tích tụ khá chậm bên trong tiền sao, áp suất khí vẫn còn khá thấp và các lớp ngoài có thể rơi vào trung tâm mà không bị cản trở. Do đó, sao non trải qua quá trình sụp đổ rất nhanh, tương ứng với các đường gần như là thẳng đứng ở phía bên phải. Khi ngôi sao co lại, diện tích bề mặt của nó nhỏ đi, và do đó độ sáng của nó giảm. Sự co lại nhanh chóng này chỉ dừng lại khi tiền sao đã trở nên đủ đặc để giữ lại nhiệt lượng tỏa ra do sự co lại bởi trọng lực.

Khi tiền sao bắt đầu giữ nhiệt, quá trình co lại diễn ra chậm hơn nhiều. Nhiệt độ bề mặt bắt đầu tăng lên, và ngôi sao “di chuyển” sang trái trên biểu đồ H-R. Các tiền sao chỉ trở nên rõ ràng sau khi gió sao thổi bay bụi và khí xung quanh. Quá trình này có thể xảy ra trong giai đoạn co lại nhanh chóng đối với các tiền sao có khối lượng thấp, nhưng các tiền sao có khối lượng cao vẫn bị bao phủ bởi bụi cho đến khi chúng kết thúc giai đoạn đầu của quá trình co lại do trọng lực (đường nét đứt).

Khi nhiệt độ trung tâm của tiền sao đã đủ cao (khoảng 12 triệu Kelvin) để tổng hợp hydro thành heli, tiền sao này đã đạt đến giai đoạn dãy chính. Và đây là một ngôi sao hoàn chỉnh, ít nhiều đã đạt trạng thái cân bằng, và tốc độ thay đổi của nó chậm lại đáng kể. Chỉ có sự suy giảm dần dần của hydro khi nó được chuyển hóa thành heli trong lõi mới có thể làm thay đổi các đặc tính của ngôi sao (dù rất chậm).

Khối lượng của một ngôi sao quyết định chính xác vị trí của nó trên bản đồ dãy chính: Các ngôi sao khối lượng lớn sẽ có nhiệt độ cao và độ sáng cao. Các ngôi sao khối lượng nhỏ sẽ có nhiệt độ thấp và độ sáng thấp.

Các vật thể có khối lượng cực nhỏ sẽ không bao giờ có được nhiệt độ trung tâm đủ cao để kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân. Phần dưới cùng của các ngôi sao dãy chính dừng lại ở điểm mà các ngôi sao phải có khối lượng vừa đủ để duy trì phản ứng tổng hợp hạt nhân với tốc độ đủ lớn để ngăn chặn sự co lại do trọng lực. Khối lượng tới hạn này được tính toán là gấp 0,075 lần khối lượng Mặt Trời. Và các vật thể dưới khối lượng tới hạn này được gọi là sao lùn nâu hoặc hành tinh. Ngược lại, phần trên cùng của các ngôi sao dãy chính kết thúc tại điểm mà năng lượng bức xạ bởi ngôi sao có khối lượng lớn mới hình thành trở nên quá lớn đến mức nó ngăn chặn sự bồi tụ vật chất bổ sung. Giới hạn trên này nằm trong khoảng từ 100 đến 200 lần khối lượng Mặt Trời.

Thời gian giúp hình thành nên một ngôi sao cũng phụ thuộc vào khối lượng của nó. Các ngôi sao có khối lượng lớn hơn nhiều so với Mặt Trời đạt đến giai đoạn dãy chính trong vài nghìn năm đến một triệu năm. Mặt Trời cần phải “thai nghén” hàng triệu năm trước khi nó ra đời. Hàng chục triệu năm là khoảng thời gian cần thiết để các ngôi sao có khối lượng thấp hơn tiến hóa đến giai đoạn dãy chính. Và đây là một nguyên tắc chung: các ngôi sao có khối lượng lớn trải qua tất cả các giai đoạn tiến hóa nhanh hơn các ngôi sao khối lượng nhỏ.