Bài viết này chủ yếu giới thiệu về bốn loại thiên thể: sao lùn trắng, sao khổng lồ đỏ, sao neutron và lỗ đen. Hy vọng sau khi đọc, các vị sẽ có thêm hứng thú khi thưởng thức tác phẩm này.
Sao lùn trắng, một thiên thể vô cùng đặc biệt, sở hữu thể tích khiêm tốn, độ sáng mờ nhạt, song lại mang khối lượng khổng lồ và mật độ cực kỳ cao. Đơn cử như Thiên Lang Tinh Bạn Tinh (ngôi sao lùn trắng đầu tiên được phát hiện), thể tích của nó không lớn hơn Địa Cầu là bao, nhưng khối lượng lại tương đương với Thái Dương! Nói cách khác, mật độ của nó xấp xỉ 10 triệu tấn trên mỗi mét khối.
Dựa trên bán kính và khối lượng của sao lùn trắng, người ta có thể tính toán rằng trọng lực bề mặt của nó gấp từ 10 triệu đến 1 tỷ lần trọng lực trên bề mặt Địa Cầu. Dưới áp lực khủng khiếp đến vậy, mọi vật chất đều không còn tồn tại nguyên vẹn; ngay cả các nguyên tử cũng bị nghiền nát: electron tách khỏi quỹ đạo nguyên tử, trở thành electron tự do.
Sao lùn trắng là một dạng sao ở giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa. Theo lý thuyết tiến hóa sao hiện đại, sao lùn trắng được hình thành từ lõi của sao khổng lồ đỏ.
Khi vùng bên ngoài của sao khổng lồ đỏ nhanh chóng giãn nở, hạt nhân heli lại chịu phản lực, co rút mạnh mẽ vào bên trong. Vật chất bị nén liên tục nóng lên, cuối cùng nhiệt độ lõi sẽ vượt quá một trăm triệu độ, và khi đó, heli bắt đầu tổng hợp thành carbon.
Sau vài triệu năm, hạt nhân heli cháy cạn kiệt, cấu trúc của ngôi sao lúc này không còn đơn giản nữa: vỏ ngoài vẫn là hỗn hợp chủ yếu gồm hydro; phía dưới là một lớp heli, và sâu bên trong lớp heli đó còn ẩn chứa một quả cầu carbon. Quá trình phản ứng hạt nhân trở nên phức tạp hơn, nhiệt độ gần trung tâm tiếp tục tăng, cuối cùng khiến carbon biến đổi thành các nguyên tố khác.
Cùng lúc đó, bên ngoài sao khổng lồ đỏ bắt đầu xuất hiện những dao động mạch đập bất ổn định: bán kính ngôi sao lúc thì giãn nở, lúc lại co lại; một ngôi sao dãy chính vốn ổn định giờ đây biến thành một quả cầu lửa khổng lồ, cực kỳ bất ổn. Phản ứng hạt nhân bên trong quả cầu lửa cũng ngày càng trở nên bất ổn, lúc thì mạnh mẽ, lúc lại yếu ớt. Tại thời điểm này, mật độ của lõi sao đã tăng lên khoảng mười tấn trên mỗi centimet khối. Chúng ta có thể nói rằng, vào lúc này, bên trong sao khổng lồ đỏ, một ngôi sao lùn trắng đã ra đời.
Tại sao mật độ của sao lùn trắng lại lớn đến vậy?
Chúng ta đều biết, nguyên tử được cấu tạo từ hạt nhân nguyên tử và electron. Phần lớn khối lượng của nguyên tử tập trung ở hạt nhân, trong khi thể tích của hạt nhân lại vô cùng nhỏ bé. Ví dụ, bán kính của một nguyên tử hydro là một phần trăm triệu centimet, trong khi bán kính của hạt nhân nguyên tử hydro chỉ là một phần mười nghìn tỷ centimet. Nếu hạt nhân có kích thước như một viên bi thủy tinh, thì quỹ đạo của electron sẽ nằm cách xa đến hai kilomet.
Dưới áp lực khổng lồ, electron sẽ tách khỏi hạt nhân nguyên tử, trở thành electron tự do. Khí electron tự do này sẽ cố gắng chiếm đầy các khoảng trống giữa các hạt nhân nguyên tử, nhờ đó làm tăng đáng kể lượng vật chất chứa trong một đơn vị không gian, và mật độ cũng được nâng cao vượt bậc. Nói một cách hình tượng, lúc này hạt nhân nguyên tử giống như đang "chìm đắm" giữa biển electron.
Trạng thái vật chất này thường được gọi là "trạng thái suy biến". Áp suất của khí electron suy biến cân bằng với trọng lực mạnh mẽ của sao lùn trắng, duy trì sự ổn định của nó. Nhân tiện cũng xin nói thêm, khi khối lượng của sao lùn trắng tiếp tục tăng lên, áp suất của khí electron suy biến có thể không còn đủ sức chống lại lực hấp dẫn tự thân gây co rút, và sao lùn trắng sẽ tiếp tục sụp đổ thành những thiên thể có mật độ cao hơn nữa: sao neutron hoặc lỗ đen.
Đối với hệ sao đơn, vì không có phản ứng nhiệt hạch để cung cấp năng lượng, sao lùn trắng vừa phát ra ánh sáng và nhiệt, vừa nguội dần với tốc độ tương tự. Trải qua hàng chục tỷ năm dài đằng đẵng, những ngôi sao lùn trắng già cỗi sẽ dần ngừng bức xạ và "chết đi". Thân thể của nó sẽ biến thành một tinh thể khổng lồ, cứng hơn cả kim cương – một sao lùn đen tồn tại vĩnh cửu.
Tuy nhiên, đối với hệ sao đa, quá trình tiến hóa của sao lùn trắng lại có khả năng thay đổi.
Nếu các vị đã kinh ngạc trước mật độ khổng lồ của sao lùn trắng, thì đây còn có điều khiến các vị phải sửng sốt hơn nữa! Chúng ta sẽ cùng tìm hiểu về một loại sao có mật độ còn lớn hơn: sao neutron.
Sao neutron có mật độ lên tới 10^11 kilôgam trên centimet khối, tức là mỗi centimet khối vật chất của nó nặng đến một trăm triệu tấn! So với mật độ vài chục tấn trên mỗi centimet khối của sao lùn trắng, con số này khiến sao lùn trắng dường như chẳng đáng nhắc đến nữa. Thực tế, khối lượng của sao neutron lớn đến mức, một sao neutron chỉ với bán kính mười kilomet đã có khối lượng tương đương với Thái Dương.
Cũng như sao lùn trắng, sao neutron là những ngôi sao ở giai đoạn tiến hóa cuối cùng, và chúng cũng được hình thành từ lõi của những ngôi sao già cỗi. Chỉ khác là những ngôi sao có khả năng hình thành sao neutron thì sở hữu khối lượng lớn hơn nhiều. Theo tính toán của các nhà khoa học, khi khối lượng của một ngôi sao già cỗi lớn hơn mười lần khối lượng của Thái Dương, nó có khả năng cuối cùng biến thành một sao neutron; còn những ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn mười lần khối lượng của Thái Dương thì thường chỉ có thể biến thành một sao lùn trắng.
Tuy nhiên, sự khác biệt giữa sao neutron và sao lùn trắng không chỉ nằm ở khối lượng của ngôi sao mẹ đã tạo ra chúng. Trạng thái tồn tại của vật chất trong hai loại sao này hoàn toàn khác biệt.
Nói một cách đơn giản, dù mật độ của sao lùn trắng rất lớn, nhưng nó vẫn nằm trong giới hạn mật độ tối đa mà cấu trúc vật chất thông thường có thể đạt được: electron vẫn là electron, hạt nhân nguyên tử vẫn là hạt nhân nguyên tử. Thế nhưng, trong sao neutron, áp lực lại lớn đến mức áp suất electron suy biến trong sao lùn trắng không còn chịu đựng nổi nữa: electron bị nén chặt vào hạt nhân nguyên tử, trung hòa với proton để tạo thành neutron, khiến nguyên tử chỉ còn cấu tạo từ neutron. Và toàn bộ sao neutron được hình thành từ những hạt nhân nguyên tử như vậy, nằm sát cạnh nhau. Có thể nói rằng, một sao neutron chính là một hạt nhân nguyên tử khổng lồ. Mật độ của sao neutron chính là mật độ của hạt nhân nguyên tử.
Về quá trình hình thành, sao neutron và sao lùn trắng có nhiều điểm tương đồng. Khi vỏ ngoài của ngôi sao giãn nở, lõi của nó lại chịu phản lực và co rút. Lõi sao, dưới áp lực khổng lồ và nhiệt độ cao sinh ra từ đó, trải qua một loạt biến đổi vật lý phức tạp, cuối cùng hình thành nên một lõi sao neutron. Và toàn bộ ngôi sao sẽ kết thúc cuộc đời mình bằng một vụ nổ cực kỳ ngoạn mục. Đây chính là "vụ nổ siêu tân tinh" nổi tiếng trong thiên văn học.
"Lỗ đen" rất dễ khiến người ta hiểu theo nghĩa đen mà hình dung ra một "cái hố đen khổng lồ", nhưng thực tế không phải vậy. Cái gọi là "lỗ đen" chính là một loại thiên thể mà trường hấp dẫn của nó mạnh đến mức ngay cả ánh sáng cũng không thể thoát ra ngoài.
Theo Thuyết Tương Đối Rộng, trường hấp dẫn sẽ làm cong không thời gian. Khi thể tích của một ngôi sao rất lớn, trường hấp dẫn của nó gần như không ảnh hưởng đến không thời gian; ánh sáng phát ra từ một điểm trên bề mặt ngôi sao có thể bay thẳng theo bất kỳ hướng nào. Ngược lại, bán kính ngôi sao càng nhỏ, tác động làm cong không thời gian xung quanh nó càng lớn, và ánh sáng phát ra theo một số góc nhất định sẽ di chuyển theo không gian cong mà quay trở lại bề mặt ngôi sao.
Khi bán kính của ngôi sao co lại đến một giá trị nhất định (mà trong thiên văn học gọi là "bán kính Schwarzschild"), ngay cả ánh sáng phát ra vuông góc với bề mặt cũng bị giữ lại. Đến lúc này, ngôi sao đã biến thành một lỗ đen. Nói nó "đen" là vì nó giống như một cái hố không đáy trong vũ trụ, bất kỳ vật chất nào một khi rơi vào đó, "dường như" sẽ không thể thoát ra được nữa. Thực ra, lỗ đen thực sự "vô hình", lát nữa chúng ta sẽ nói rõ hơn về điều này.
Vậy thì, lỗ đen được hình thành như thế nào? Thực ra, cũng giống như sao lùn trắng và sao neutron, lỗ đen rất có thể cũng tiến hóa từ các ngôi sao.
Chúng ta đã từng giới thiệu khá chi tiết về quá trình hình thành của sao lùn trắng và sao neutron. Khi một ngôi sao già đi, phản ứng nhiệt hạch của nó đã cạn kiệt nhiên liệu (hydro) ở trung tâm, năng lượng sinh ra từ lõi không còn nhiều nữa. Như vậy, nó không còn đủ sức mạnh để gánh đỡ khối lượng khổng lồ của lớp vỏ bên ngoài. Do đó, dưới áp lực nặng nề của lớp vỏ, lõi bắt đầu sụp đổ, cho đến khi cuối cùng hình thành một thiên thể có thể tích nhỏ, mật độ lớn, và một lần nữa có khả năng cân bằng với áp lực.
Những ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn chủ yếu tiến hóa thành sao lùn trắng, còn những ngôi sao có khối lượng lớn hơn thì có khả năng hình thành sao neutron. Tuy nhiên, theo tính toán của các nhà khoa học, tổng khối lượng của sao neutron không thể vượt quá ba lần khối lượng của Thái Dương. Nếu vượt quá giá trị này, sẽ không còn lực nào có thể chống lại trọng lực tự thân của nó nữa, từ đó kích hoạt một đợt sụp đổ lớn khác.
Lần này, theo phỏng đoán của các nhà khoa học, vật chất sẽ không thể ngăn cản mà tiến thẳng về điểm trung tâm, cho đến khi trở thành một "điểm" có thể tích tiến gần về không và mật độ tiến tới vô hạn. Và khi bán kính của nó co lại đến một mức độ nhất định (bán kính Schwarzschild), đúng như chúng ta đã giới thiệu ở trên, lực hấp dẫn khổng lồ sẽ khiến ngay cả ánh sáng cũng không thể thoát ra ngoài, từ đó cắt đứt mọi liên hệ giữa ngôi sao với thế giới bên ngoài – "lỗ đen" đã ra đời.
So với các thiên thể khác, lỗ đen quả thực quá đặc biệt. Chẳng hạn, lỗ đen có "thuật tàng hình", con người không thể trực tiếp quan sát được nó, ngay cả các nhà khoa học cũng chỉ có thể đưa ra nhiều phỏng đoán khác nhau về cấu trúc bên trong của nó. Vậy thì, lỗ đen đã tự ẩn mình như thế nào? Câu trả lời chính là – không gian bị bẻ cong. Chúng ta đều biết, ánh sáng truyền theo đường thẳng. Đây là một kiến thức cơ bản nhất. Thế nhưng, theo Thuyết Tương Đối Rộng, không gian sẽ bị bẻ cong dưới tác động của trường hấp dẫn. Khi đó, dù ánh sáng vẫn truyền theo quãng đường ngắn nhất giữa hai điểm bất kỳ, nhưng nó không còn đi theo đường thẳng nữa mà là đường cong. Nói một cách hình tượng, dường như ánh sáng vốn dĩ muốn đi thẳng, nhưng lực hấp dẫn mạnh mẽ đã kéo nó lệch khỏi hướng ban đầu.
Trên Địa Cầu, do tác động của trường hấp dẫn rất nhỏ, sự bẻ cong này là vô cùng ít ỏi. Nhưng xung quanh lỗ đen, sự biến dạng không gian này lại cực kỳ lớn. Vì thế, ngay cả ánh sáng phát ra từ một ngôi sao bị lỗ đen che khuất, dù một phần sẽ rơi vào lỗ đen và biến mất, nhưng một phần khác lại có thể đi vòng qua lỗ đen trong không gian bị bẻ cong để đến được Địa Cầu. Do đó, chúng ta có thể dễ dàng quan sát được bầu trời đầy sao phía sau lỗ đen, cứ như thể lỗ đen không hề tồn tại vậy – đây chính là "thuật tàng hình" của lỗ đen.
Điều thú vị hơn nữa là, một số ngôi sao không chỉ có ánh sáng phát ra hướng về Địa Cầu mà có thể trực tiếp đến được Địa Cầu, mà ánh sáng phát ra theo các hướng khác cũng có thể bị trường hấp dẫn mạnh mẽ của lỗ đen gần đó bẻ cong mà đến được Địa Cầu. Nhờ vậy, chúng ta không chỉ có thể nhìn thấy "mặt" của ngôi sao này, mà còn đồng thời thấy được cả mặt bên, thậm chí là mặt sau của nó!
"Lỗ đen" không nghi ngờ gì nữa là một trong những học thuyết thiên văn học thách thức nhất và cũng gây phấn khích nhất trong thế kỷ này. Nhiều nhà khoa học đang miệt mài làm việc để vén bức màn bí ẩn của nó, và các lý thuyết mới cũng không ngừng được đề xuất. Tuy nhiên, những thành tựu mới nhất của vật lý thiên văn đương đại này không thể giải thích rõ ràng chỉ bằng vài lời ở đây. Bạn đọc nào có hứng thú có thể tham khảo các chuyên luận.
Khi một ngôi sao trải qua giai đoạn "thanh xuân" dài đằng đẵng – tức giai đoạn sao dãy chính – và bước vào tuổi già, nó sẽ trước tiên biến thành một sao khổng lồ đỏ.
Gọi nó là "sao khổng lồ" là để nhấn mạnh thể tích khổng lồ của nó. Ở giai đoạn sao khổng lồ, thể tích của ngôi sao sẽ giãn nở lên đến một tỷ lần.
Gọi nó là sao "khổng lồ đỏ" là vì, cùng lúc ngôi sao nhanh chóng giãn nở, bề mặt bên ngoài của nó ngày càng cách xa trung tâm, do đó nhiệt độ sẽ giảm xuống theo, và ánh sáng phát ra cũng ngày càng ngả sang màu đỏ. Tuy nhiên, mặc dù nhiệt độ có giảm đi một chút, nhưng thể tích của sao khổng lồ đỏ lại lớn đến mức, độ sáng của nó cũng trở nên cực kỳ rực rỡ. Trong số những ngôi sao sáng nhất mà mắt thường có thể nhìn thấy, rất nhiều là sao khổng lồ đỏ.
Trên biểu đồ Hertzsprung–Russell (biểu đồ H-R), sao khổng lồ đỏ phân bố trong một khu vực khá dày đặc ở phía trên bên phải của vùng sao dãy chính, gần như theo chiều ngang.
Chúng ta hãy cùng tìm hiểu chi tiết hơn về sự hình thành của sao khổng lồ đỏ. Chúng ta đã biết, các ngôi sao bùng cháy dữ dội nhờ vào phản ứng nhiệt hạch bên trong. Kết quả của phản ứng nhiệt hạch là bốn hạt nhân nguyên tử hydro kết hợp thành một hạt nhân nguyên tử heli, đồng thời giải phóng một lượng lớn năng lượng nguyên tử, tạo thành áp suất bức xạ.
Ở giai đoạn sao dãy chính, phản ứng nhiệt hạch chủ yếu diễn ra tại phần trung tâm (lõi) của ngôi sao. Áp suất bức xạ cân bằng với lực hấp dẫn gây co rút của chính nó.
Phản ứng đốt cháy hydro diễn ra cực nhanh, hạt nhân heli hình thành ở trung tâm và không ngừng lớn dần. Theo thời gian, lượng hydro xung quanh hạt nhân heli ngày càng cạn kiệt, năng lượng do lõi trung tâm tạo ra không còn đủ để duy trì bức xạ, khiến sự cân bằng bị phá vỡ, và lực hấp dẫn chiếm ưu thế. Ngôi sao với hạt nhân heli và vỏ hydro sẽ co rút dưới tác động của lực hấp dẫn, làm tăng cả mật độ, áp suất và nhiệt độ của nó. Phản ứng đốt cháy hydro tiến sâu vào một lớp vỏ bao quanh hạt nhân heli.
Sau đó, quá trình tiến hóa của ngôi sao diễn ra như sau: lõi bên trong co rút, vỏ ngoài giãn nở – hạt nhân heli bên trong lớp vỏ đang cháy co rút vào trong và nóng lên, trong khi vỏ ngoài của ngôi sao lại giãn nở ra và liên tục nguội đi, khiến nhiệt độ bề mặt giảm đáng kể. Quá trình này chỉ kéo dài vài trăm nghìn năm, và ngôi sao đó đã biến thành một sao khổng lồ đỏ trong quá trình giãn nở nhanh chóng.
Một khi sao khổng lồ đỏ đã hình thành, nó sẽ tiến tới giai đoạn tiếp theo của ngôi sao – sao lùn trắng. Khi vùng bên ngoài nhanh chóng giãn nở, hạt nhân heli lại chịu phản lực, co rút mạnh mẽ vào bên trong. Vật chất bị nén liên tục nóng lên, cuối cùng nhiệt độ lõi sẽ vượt quá một trăm triệu độ, châm ngòi cho phản ứng tổng hợp heli. Kết cục cuối cùng là một sao lùn trắng sẽ hình thành ở trung tâm.