Ngôi sao ^^

[thienthanaoden]

Thế nào là một ngôi sao?

*Sao là một cầu khí khổng lồ (chủ yếu là Hidro và Heli) được liên kết lại nhờ lực hấp dẫn của bản thân nó.
Để trở thành một ngôi sao, khối cầu khsi pahỉ đạt khối lượng tới thiểu là 8% khối lượng Mặt Trời của chúng ta, tức là 80 lần khối lượng của Mộc tinh Jupiter. Khối lượng này đủ lớn để tạo ra một lực hướng tâm vào tâm khối cầu làm cho áp suất ở đây lên đến hàng triệu atm và nhiệt độ là hàng chục triệu độ. Đây là điều kiện thích hợp gây ra phản ứng nhiệt hạch giữa các hạt nhân hidro để tạo thàh hạt nân Heli. Chính hản ứng này đã giải phóng năng lượng làm cho khối khí có khả năng tự phát sáng và phát nhiệt, khi đó ta gọi nó là một ngôi sao.

* Thành phần trung bình của một ngôi sao: 70%hydro, 28%heli, 1,5 % cacbon, nito, oxi... và khaỏng 0,5% sắt và các kim loại.

* Nhiệt độ bề mặt của 1 ngôi sao thường trong khoảng 3000 đến 50000K còn nhiệt độ ở tâm là khoảng vài triệu cho đến vài chục triệu K. Thậm chí có thể lên tới 100 triệu K đối với các sao khổng lồ đỏ và vài tỷ K với các sao siêu khổng lồ đỏ.

Các loại sao

* Sao siêu khổng lồ (super giant) có độ trưng gấp 10.000 đến 1000.000 lần Mặt Trời, cấp sao tuyệt đối từ -5 đến -10, bán kính gấp 100 - 1000 lần Mặt Trời và khối lượng lớn hơn Mặt Trời khoảng 20 - 30 lần nhưng khối lượng riêng rất nhỏ.
Các sao này có đời sống ngắn (vài triệu đến 1 tỷ năm), kết thúc là một sao siêu khổng lồ đỏ.

* Sao khổng lồ (giant): có độ trưng gấp khoảng 100 lần Mặt Trời, cấp sao tuyệt đối -1 đến 1. Khối lượng riêng nhỏ, bán kính gấp 10- 100 lần Mặt Trời.
Khi hết nhiên liệu. cuối đời sao khổg lồ trở thành sao khổng lồ đỏ có kích thước rất lớn nhưng nhiệt độ bề mặt chỉ có 2000 - 3000K.

* Sao lùn (Dwarf) là các sao có độ trưng yếu (xấp xỉ cỡ Mặt Trời hoặc yếu hơn). Các sao này có khối lượng riêng trung bình hoặc lớn. Mặt Trời của chúng ta cũng là một sao lùn.

*Sao lùn đỏ (Red Dwarf): Cấp sao tuyệt đối nhỏ hơn 1. Nhiệt độ bề mặt 2500 - 3000K. Khối lượng khoảng 1/10 Mặt trời. Tuổi thọ của các sao thuộc loại này là khoảng 10 tỷ năm.

* Sao lùn trắng (White Dwarf): là những sao nhỏ, bán kính khoảng 500km, đặc và có độ trưng rất yếu. Sao lùn trắng là giai đoạn cuối đời của sao có khối lượng nhỏ hơn hoặc bằng 1,4 khối lượng Mặt Trời (giới hạn Chandrasekhar). Sao này phát ra ánh sáng trắng do chuyển động của các electron. Nhiệt độ bề mặt khoảng 10.000K

*Sao lùn nâu (Brown Dwarf): là các sao có khối lượng nhỏ hơn 8% khối lượng của Mặt Trời. Các sao này không thể phát sáng do không đủ khối lượng để gây ra phản ứng nổ hạt nhân. Đây là loại thiên thể ranh giới giữa sao và hành tinh. Nhiệt độ bề mặt không quá 1800K. Nó chỉ phát ra tia hồng ngoại nên còn được gọi là sao hồng ngoại.

* Sao lùn đen (Black Dwarf): là giai đoạn cuối của sao lùn trắng. Sau khi sao lùn trắng phát tán hết động năng của các electron, nó nguôi dần đi và co lại thành một khối cầu đen không thể thấy bằng mắt thường.

* Sao mới (nova): là các sao có độ sáng yếu, đột ngột tăng độ sáng lên hàng ngàn lần trong một khoảng thời gian ngắn sau đó lại từ từ giảm về độ sáng ban đầu hoặc yếu hơn. Người ta cho rằng sao mới là hiện tượng xảy ra trong các hệ sao đôi. Vật chất từ sao lớn hơn chảy sang sao lùn trắng làm cho lớp ngoài của sao lùn trắng nổ tung, vật chất bắn ra với vận tốc hàng ngàn km/s. Vụ nổ tạo ra các quả cầu khí bao quanh ngôi sao, gọi là tinh vân hành tinh.

* Sao siêu mới (super nova): là vụ nổ kết thúc cuộc đời của một ngôi sao sau khi nó dã cạn kiệt nhiên liệu, làm nó bùng sáng đến 10 - 100 triệu lâng Mặt Trời trong vòng vài ngày hoặc vài tuần.

* Sao nơtron (neutron star): thiên thể nhỏ (bán kính khoảng 10.000km) nhưng có mật độ vật chất rất lớn do được cấu tạo hầu hết từ các nơtron. Khối lượng riêng của sao này khoảng 108 tấn/cm3.
Sao nơtron là kết quả co lại của lõi một ngôi sao có khối lượng ban đầu bằng 1,4 đến 4 lần Mặt Trời. Vụ co lại này dẫn đến một vụ nôt sao siêu mới và kết thúc là sao nơtron.
Lần đầu tiên sao nơtron được phát hiện là vào ngày 28/11/1967 dưới dạng phát xạ xung điện từ nên còn có một tên khác là Pulsar.

* Lỗ đen (Black Hole): Kết quả co lại của các ngôi sao có khối lượng lớn hơn 4 lần khối lượng Mặt Trời. Lực hấp dẫn làm ngôi sao co lại thành một điểm có mật độ vô hạn, hấp dẫn lúc đó mạnh đến nỗi làm cho không một vật thể nào có thể thoát ra ngoài, kể cả ánh sáng.

* Sao biến quang (variable star): là các sao có độ sáng thay đổi, đều đặn hoặc không đều đặn. Chu kì biến đổi của độ sáng có thể là vài giờ hoặc vài năm. Biên độ dao động có thể từ 15 đến 17 cấp sao.
Có 3 nhóm sao biến quang chủ yếu:
- Sao biến quang co giãn
- Sao biến quang bộc phát
- Sao biến quang che khuất

* Sao đôi (double star): 2 sao gần nhau hoặc dính liền nhau trên bầu trời khi nhìn bằng mắt thường.
Nếu sự gần nhau chỉ là biểu kiến thì ta gọi đó là sao đôi quang học. Nếu thật sự là 2 sao gần nhau tạo thành cặp trong không gian thì ta gọi là sao đôi vật lí hay sao kép.

* Sao kép (binary star): thuộc nhóm sao đôi vật lí, gồm hai sao chuyển động quanh khối tâm chung do hấp dẫn.

* Sao chùm (multiple star): hệ nhiều sao liền nhau, liên hệ với nhau bằng hấp dẫn. Sao kép chính là trường hợp riêng của sao chùm.

http://www.cnn.com/TECH/space/9904/02/tarantula.nebula/stars.large.jpg

Tiến hoá của một ngôi sao

1- Sao hình thành từ các đám mây khí, bụi (tinh vân). Dưới tác dụng của hấp dẫn, chúng co dần lại vào một tâm chung. Các phân tử khí tăng dần vận tốc, cọ xát làm khối khí nóng lên (tiền sao - protostar). Thời kì này kéo dài vài trăm ngàn đến 50 triệu năm.

2- Khi nhiệt độ ở tâm khối khí đủ lớn và lực nén vào tâm tạo ra áp suất đủ lớn, các hạt nhân hidro kết hợp với nhau tạo ra hạt nhân Heli (phản ứng nhiệt hạch). Phản ứng này giải phóng năng lượng làm cho khối khí phát sáng. Áp suất do năng lương giải phóng ra cân bằng với lực hấp dẫn làm ngừng quá trình tự co lại của khối khí. Cuộc đời của một ngôi sao bắt đầu.

3- Tuy` theo khối lượng sao. Các sao càng nặng càng cần nhiều năng lượng để chống lại hấp dẫn nên nhiên liệu nhanh bị đốt cháy hết. Do đó tuổi họ của sao càng nặng thì càng ngắn ngủi.
Các sao như Mặt Trời có tuổi thọ khoảng 10 tỷ năm. Các sao siêu khổng lồ chỉ thọ vài triệu năm, các sao khổng lồ 10- 15 triệu năm còn các sao lùn đỏ là 20 triệu năm.

4- Sau khi hêt nhiên liệu. Ngôi sao không thể tiếp tục chống lại hấp dẫn bản thân. Phần trong co lại về phía lõi còn vỏ ngoài phồng to và phát ra ánh sáng đỏ. Ngôi sao trỏ thành sao khổng lồ đỏ trong khoảng 100 triệu năm (với sao cỡ Mặt Trời) hoặc sao siêu khổng lồ đỏ trong vài triệu năm. Lõi trong co lại và tiếp tục nóng lên. Đây là lúc phản ứng xảy ra kết hợp hạt nhân Heli thành hạt nhân Cacbon. Khi áp suất giải phóng ra cân bằng với hấp dẫn, lõi ngôi sao ngừng co lại.

5- Đối với các sao nhỏ cỡ Mặt Trời, sau quá tình trên, lõi sao có lịa thành sao lùn trắng còn lớp ngoài phóng ra tạo thành tinh vân hành tinh.
Với các sao có khối lượng lớn, nhiệt độ ở lõi sẽ tăng đủ lớn dể xảy ra các quá trình tổng hợp hạt nhân tạo ra các nguyên tố năng như C, O, Mg, Al, P, S,....Fe. Ngôi sao có lõi sắt trong cùng và các nguyên tố nhẹ dần ra phía ngoài.

6- Giai đoạn kết thúc: khi nhiên liệu hoàn toàn cạn kiệt, ngôi sao bước vào thời kì suy sập do hấp dẫn.
_ Các sao có khối lượng < 1,4 lần khối lượng Mặt Trời (giới hạn Chandrasekhar) co laị thành sao lùn trắng và cuối cùng là một sao lùn đen mất hút trong vũ trụ.
_ Các sao khối lượng 1,4 - 1,5 khối lượng Mặt Trời co lại mạnh hơn, vượt qua kích thước sao lùn trắng xuống mức đường kính 20km gây ra một vụ nổ sa siêu mới. Cuối cùng, khi lực đây tĩnh điện giữa các neutron và proton chống lại được lực hấp dẫn, sao ngừng co và trở thành sao neutron.
_ Các sao có khối lượng lớn hơn Mặt Trời 4-5 lần co lại hêt sức manh mẽ, cũng tạo ra một vụ nổ sao siêu mới. Tuy nhiên do khối lượng lớn, hấp dẫn lớn đến mức làm triệt tiêu lực đây giữa các neutron, tạo thành lỗ đen.

[thienthanaoden]

25 ngôi sao sáng nhất bầu trời đêm

Dưới đây là 25 ngôi sao sáng nhất khi ta nhìn lên bầu trời đêm:

1-Sirius
Thuộc chòm sao:Canis Major
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 8,64

2-Canopus
Thuộc chòm sao:Carina
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 190

3-Rigil Kentarus
Thuộc chòm sao:Centaurus
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 4,37

4-Arcturus
Thuộc chòm sao:Bootes
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 36

5-Vega
Thuộc chòm sao:Lyra
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 36,5

6-Capella
Thuộc chòm sao:Auriga
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 45

7-Rigel
Thuộc chòm sao:Orion
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 660

8-Procyon
Thuộc chòm sao:CanisMinor
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 11,41

9-Acherna
Thuộc chòm sao:Eridanus
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 130

10-Agena
Thuộc chòm sao:Centaurus
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 390

11-Altair
Thuộc chòm sao: Aquila
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 16,1

12-Beltelgeuse
Thuộc chòm sao:Orion
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 650

13-Aldebaran
Thuộc chòm sao:Taurus
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 68

14-Acrux
Thuộc chòm sao:Crux
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 260

15-Spica
Thuộc chòm sao:Virgo
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 260

16-Antares
Thuộc chòm sao:Scorpius
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 425

17-Pollux
Thuộc chòm sao:Gemini
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 36

18-Fomalhaut
Thuộc chòm sao:PiscisAustrinus
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 23

19-Deneb
Thuộc chòm sao:Cygnus
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 1600

20-Mimosa
Thuộc chòm sao:Crux
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 490

21-Regulux
Thuộc chòm sao:Leo
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 85

22-Adhara
Thuộc chòm sao:CanisMajor
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 680

23-Castor
Thuộc chòm sao:Gemini
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 45

24-Saula
Thuộc chòm sao:Scorpius
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 310

25-Bellatrix
Thuộc chòm sao:Orion
Khoảng cách đến hệ Mặt Trời (năm ánh sáng): 140

[thienthanaoden]

Ba cái chết của ngôi sao (phần 1)

http://vnexpress.net/Vietnam/Khoa-hoc/2004/06/3B9D3C3F/tinhvan.jpg
Một khối tinh vân hành tinh là vành khí sáng rực bao ngoài sao lùn trắng, không có liên quan gì với hành tinh.

Cũng là vì sao, nhưng mỗi thiên thể đang bốc cháy trong thiên hà sẽ đi vào cõi vĩnh hằng theo một cách riêng biệt. Chính khối lượng sẽ quyết định những giây phút định mệnh của nó là yên ả hay dữ dội.

Chúng ta hãy theo dõi số phận của một ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn 1,4 lần khối lượng mặt trời. Nó tắt một cách thanh thản.

Khi hết nhiên liệu, ngôi sao chuyển từ kích thước của các sao khổng lồ đỏ (bán kính 50 triệu km ) đến kích thước của trái Đất (bán kính khoảng 6000 km). Ngôi sao trở thành lùn. Nó rất nóng vì năng lượng của chuyển động sụp đổ biến đổi ra nhiệt. Nhiệt độ ở bề mặt của nó khoảng 6000° . Nhiệt bức xạ ra không gian. Màu của bức xạ trắng như bức xạ mặt trời nên nó có tên là "naine blanche" (sao lùn trắng). Mật độ của nó rất lớn :1cm3 sao lùn trắng nặng 1 tấn.

Nhưng cái gì đã cản trở sao lùn trắng không sụp đổ thêm nữa? Ai chống lại trọng lực? Chắc chắn không phải là bức xạ, vì nó đã trở nên rất yếu. Nhà vật lý người Đức Wolfang Pauli, một trong những người sáng lập ra Cơ học Lượng tử, cho chúng ta câu trả lời. Vào năm 1925, ông khám phá ra rằng hai electron không thể bị nén lại với nhau được: chúng loại trừ nhau (khám phá của Pauli được biết dưới tên "Principe d'exclusion" , Nguyên lý ngoại trừ ). Trong lúc sụp đổ, ngôi sao nén các electron mà nó chứa vào một thể tích càng ngày càng nhỏ. Càng bị nén chặt, các electron càng chống cự và tìm cách trốn thoát. Sự kháng cự này tạo nên một áp lực chống lại trọng lực, làm cho ngôi sao lùn không sụp đổ nữa. Sự đẩy lẫn nhau giữa các electron này không phải là do lực điện từ - do các điện tích cùng dấu đẩy nhau - mà là một trong những biểu lộ của Cơ học lượng tử.

Đồng thời với sự sụp đổ của tâm ngôi sao, các lớp tầng bên trên tách ra khỏi ngôi sao. Được chiếu sáng bởi sao lùn trắng, chúng có dạng như một vành đai khí màu vàng và đỏ gọi là "nébuleuse planétaire" (khối tinh vân hành tinh, một cái tên gây hiểu lầm vì những tinh vân hành tinh và hành tinh không liên hệ gì nhau).

Cái chết êm đềm này là số phận dành cho đa số các sao (kể cả mặt Trời của chúng ta) : những ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn 1,4 khối lượng mặt Trời thống trị dân số của các thiên hà. Cần phải có một kính thiên văn lớn mới phát hiện các sao lùn trắng bởi vì chúng sáng rất yếu. Syrius, ngôi sao sáng nhất trong bầu trời đêm, có sao lùn trắng làm bạn. Phải cần mấy tỷ năm sao lùn trắng mới mất hết nhiệt của mình. Cuối cùng khi trở thành sao "naine noire" (lùn đen) vô hình, nó nhập vào hàng ngũ vô số xác sao chết đang rải rác trong sự bao la của các thiên hà. Về phần nébuleuse planétaire, nó sẽ phân tán trong không gian vừa gieo những nguyên tố nặng đã được chế tạo từ lò luyện ở tâm các ngôi sao.

http://vnexpress.net/Vietnam/Khoa-hoc/2004/06/3B9D3C3F/

[thienthanaoden]

Ba cái chết của ngôi sao

http://vnexpress.net/Vietnam/Khoa-hoc/2004/06/3B9D3C5F/supernova.jpg
Ngôi sao có khối lượng nằm giữa 1,4 và 5 lần khối lượng mặt Trời khi bắn ra lớp vỏ ngoài, sẽ sáng rực trên bầu trời, sáng gần như nguyên cả một thiên hà. Đó là một "supernova".

Các ngôi sao có khối lượng lớn hơn 1,4 lần mặt trời có quyền có một cơn hấp hối dữ dội hơn rất nhiều. Song lại cũng tùy theo khối lượng, chúng sẽ bùng sáng thành một "supernova" - siêu tân tinh - hay sụp đổ vô cùng dữ dội trở thành lỗ đen.

Trước hết chúng ta quan tâm tới sự kết thúc của một ngôi sao có khối lượng nằm giữa 1,4 và 5 lần khối lượng mặt Trời.

Khối lượng gia tăng của ngôi sao làm nó nén lại mạnh hơn. Sự sụp đổ này xảy ra quá nhanh đến nỗi (chỉ một phần mấy của giây) các electron di chuyển nhanh hơn, không có thời gian để tổ chức sự kháng cự chống lại trọng lực. Chúng vượt qua bán kính 6000 km của sao lùn một cách nhanh nhẹn. Bán kính của lõi sao thu lại chỉ còn 10 km. Mật độ cuối cùng cực kỳ lớn, có thể đạt tới 1 tỷ tấn trong 1cm3. Cũng như bạn nén khối lượng của 100 tháp Eiffel vào một thể tích bằng đầu bút bi của bạn. Các nhân cũng không thể chống lại sự nén này và bị vỡ ra thành các proton và neutron. Các electron bị ép quá sát vào các proton đến nỗi chúng buộc phải kết hợp với proton để sinh ra neutron và neutrino. Các neutrino mà chúng ta đã gặp trong những khoảnh khắc đầu tiên của vũ trụ, trung thành với tiếng tăm của mình, không tương tác với vật chất và lập tức thoát đi. Tâm của sao bây giờ trở thành một "nhân" neutron khổng lồ. Các neutron này chỉ sống được 15 phút ở trạng thái tự do, mất đi ý định chết khi bị cầm tù. Bây giờ, chính chúng chống lại trọng lực và làm cho sao neutron không sụp đổ nữa. Như trong trường hợp các electron, có nguyên lý loại trừ cho các neutron và chúng không thể ép sát với nhau quá.

Vào lúc chấm dứt thời kỳ sụp đổ tâm sao, một vụ nổ chớp nhoáng xảy ra. Những lớp vỏ tựa củ hành giàu nguyên tố nặng bị bắn tung vào không gian với tốc độ hàng ngàn km/giây. Sự nổ đạt độ sáng bằng 100 triệu mặt Trời. Một điểm sáng xuất hiện trong bầu trời, sáng gần như nguyên cả một thiên hà. Đó là một "supernova". Sự ngưng sụp đổ đột ngột của tâm sao gây bởi sự chống cự các neutron là nguồn gốc của vụ nổ khủng khiếp này. Một sóng xung kích được tạo ra, truyền tới bề mặt và đẩy những lớp bên ngoài của ngôi sao, gây ra sự nổ.

Trong các thiên hà, những cái chết bùng nổ như vậy xảy ra khoảng một thế kỷ một lần. Con người từ khi bắt đầu ghi lại những quan sát của mình đã thấy khoảng một chục cái chết như vậy trong dải Ngân Hà. Năm 1571, chàng trẻ tuổi Tycho Brahe đã quan sát được một "ngôi sao mới" trong chòm sao Cassiopée. Khám phá này đã gieo vào đầu ông sự nghi ngờ về bầu trời bất biến của Aristote. Cái còn lại của vụ nổ supernova hiện nay mang tên ông. Ngày 23 tháng 2 năm 1987, một supernova trong một trong số các thiên hà lùn - đám mây Magellan lớn ở cách ta khoảng 150 000 năm ánh sáng, đã làm chấn động giới thiên văn học. Tất cả các phương tiện quan sát hiện đại (kính thiên văn lớn đặt trên mặt đất, vệ tinh không gian và những dụng cụ khác mà Tycho Brahe không bao giờ có thể tưởng tượng nổi) đã đóng góp với nhau để nghiên cứu hiện tượng lạ lùng này. Ngay cả những neutrino thoát ra từ tâm sụp đổ của ngôi sao chết cũng đã được ghi nhận bởi các máy dò đặt sâu tới hàng cây số dưới đất, trong một mỏ vàng đã được cải dụng.

http://vnexpress.net/Vietnam/Khoa-hoc/2004/06/3B9D3C5F/tinhvan.jpg
Tinh vân Con cua.

Một trong số những supernova nổi tiếng nhất trong các atlas thiên văn học, chắc chắn là sao có nguồn gốc là phần còn lại của một vụ nổ sao mà ngày nay người ta gọi là Tinh vân Con cua (Nébuleuse du Crabe). Supernova này (các nhà thiên văn học Trung quốc đặt cho nó một cái tên rất đẹp là Ngôi sao khách) xuất hiện buổi sáng ngày 4 tháng 7 năm 1054. Nó sáng như sao Kim, ngay cả ban ngày cũng thấy được và kéo dài hàng mấy tuần lễ. Tuy nhiên, trong những ghi chép thiên văn học ở phương Tây vào thời kỳ đó, người ta không tìm thấy một lời ghi chép nào. Có lẽ các tác giả tin vào vũ trụ không thay đổi của Aristote hơn là tin vào chính mắt họ.

Đã khá lâu rồi ngôi sao chủ này không còn nhìn được bằng mắt thường nữa. Với kính thiên văn, người ta có thể phân biệt được phần còn lại của vụ nổ sao đó, nó sáng một cách yếu ớt và có dạng giống như một con cua nên mới mang cái tên như vậy.

Nhưng cái làm cho Tinh vân Con cua nổi tiếng là sự khám phá một ngôi sao neutron bên trong nó vào năm 1967. Sao này (đã được các nhà thiên văn Mỹ Walter Baade và Fritz Zwicky suy đoán từ năm 1934) thực sự là kết quả từ cái chết của một ngôi sao. Nó loé sáng rồi lại phụt tắt với chu kỳ 30 lần trong 1 giây, do đó còn có tên là pulsar. Hành vi kỳ lạ này trước hết là do sao neutron không phát xạ hết toàn bộ bề mặt của nó. Ánh sáng (mà nhiều nhất là loại radio, vô tuyến) ló ra thành hai chùm tia giống như chùm tia sáng phát ra từ đèn pha. Hơn nữa, sao neutron tự quay quanh nó rất nhanh, do đó tạo cảm giác là nó sáng rồi tắt mỗi khi chùm tia sáng của nó quét đến trái đất. Pulsar sắp đóng vai trò ngọn đèn pha của bầu trời trong nhiều triệu năm. Nguồn năng lượng dự trữ của nó được tích trữ trong quá trình sụp đổ rồi sẽ cạn dần. Nó quay càng ngày càng chậm và cuối cùng sẽ không còn bức xạ nữa. Nó hoàn toàn không còn được thấy hoặc nghe nữa. Trong dải Ngân Hà, cứ một ngàn ngôi sao sẽ có một ngôi sao kết thúc cuộc đời mình như một pulsar.

[thienthanaoden]

Cuối cùng, chúng ta nói đến cái chết quyết định nhất của ngôi sao. Đây là số phận mà sao có khối lượng lớn hơn khoảng 5 lần khối lượng của mặt Trời phải chịu.

Khối lượng rất lớn khiến cho sự sụp đổ vô cùng dữ dội. Lần này, không chỉ những electron mà ngay cả những neutron cũng bị bất ngờ. Chúng không có thời gian để tổ chức kháng cự lại trọng lực. Trọng lực này không thể dừng lại được nữa. Nó ép vật chất ở tâm ngôi sao vào một thể tích nhỏ đến mức trọng trường trở nên cực kỳ lớn. Tâm của sao trở thành một lỗ đen.

Cũng như trong trường hợp trước, sự sụp đổ dữ dội tạo ra vụ nổ khổng lồ làm văng ra các lớp trên cùng của sao vào không gian: sự ra đời của một lỗ đen cũng được chào mừng bằng sự bùng nổ supernovae. Lần này ngôi sao chết cũng chẳng để lại xác chết có thể nhìn thấy được. Từ nay về sau, như chúng ta đã biết, nó chỉ thể hiện sự có mặt của nó bằng những hiệu ứng trọng lực mà nó tác dụng lên các vật chất đi qua gần đó. Nó làm chậm thời gian. Nó biến các nhà vũ trụ quá táo bạo thành những "sợi mì ống" và sẽ nghiền nát họ. Đối với người quan sát trên trái đất, lỗ đen rất khó dò ra. Trừ khi, như chúng ta đã biết, nếu nó cặp đôi với một ngôi sao khác đang còn sống. Lỗ đen khi đó sẽ hút bầu khí quyển của ngôi sao còn nhìn thấy được về phía nó. Các nguyên tử khí trong bầu khí quyển này phát ra tia X khi rơi vào lỗ đen và sẽ tiết lộ sự hiện diện của nó. Người ta nghĩ rằng có tồn tại một lỗ đen theo hướng chòm sao Cygne, chỗ có một nguồn tia X rất sáng. Trong dải Ngân Hà, các sao nặng là thiểu số.

http://vnexpress.net/Vietnam/Khoa-hoc/2004/06/3B9D3C5F/

[thienthanaoden]

Cuộc sống bí ẩn của sao trời


http://vnexpress.net/Vietnam/Khoa-hoc/2003/07/3B9C9A94/galaxy.jpg
Những ngôi sao cũng như con người: được sinh ra, lớn lên, một số còn tạo ra những hành tinh nhỏ khác rồi chết đi. Một vài loại trong số chúng, tương tự như chúng ta, lặng lẽ già đi và tắt ngấm lúc nào không biết. Một số khác lại biến thành một "buổi biểu diễn" rực rỡ, soi sáng cả vũ trụ bao la.

Số phận của con người phụ thuộc vào nhiều hoàn cảnh khác nhau như gene của cha mẹ hay môi trường xung quanh. Thế còn những ngôi sao? Số phận của chúng phụ thuộc vào điều gì?

Đóng vai trò quyết định trong tiểu sử của những cư dân trong vũ trụ chính là khối lượng của chúng. Một ngôi sao được hình thành khi một số lượng lớn khí cháy được nén lại bằng lực hấp dẫn của chính nó. Các nguyên tử của chất khí bốc cháy, làm nảy sinh những phản ứng hạt nhân tương tự như trong một quả bom nguyên tử. Khi nhiệt lượng phát ra từ các phản ứng hạt nhân cân bằng với mức độ nén của lực hấp dẫn, ngôi sao có thể nằm trong trạng thái ổn định khá lâu. Với những ngôi sao có khối lượng bằng khối lượng mặt trời, thời kỳ ổn định này kéo dài 13-15 tỷ năm. Còn những ngôi sao có khối lượng gấp vài chục lần so với mặt trời, thời kỳ này kết thúc chỉ sau 3-8 triệu năm.

Cuộc sống của ngôi sao diễn ra như thế nào? Những ngôi sao thông thường dù sớm hay muộn cũng phải tiến đến thời kỳ trưởng thành. Điều này có nghĩa là các phản ứng hạt nhân khi đó sẽ diễn ra không phải tại trung tâm ngôi sao, mà là tại lớp mỏng hydro bao quanh trung tâm của nó. Khi ngôi sao tăng độ sáng của mình - biểu hiện đến giai đoạn trưởng thành - kích thước của nó cũng tăng theo. Lúc nhiệt độ của các lớp bề mặt ngôi sao giảm, ánh sáng của nó sẽ không còn là màu xanh nữa mà trở thành màu đỏ. Chính vì vậy, những ngôi sao kiểu này được gọi là "những người khổng lồ đỏ". Khi hạt nhân của ngôi sao tiếp tục cháy, khí heli tại đó sẽ biến thành carbon và lại làm tăng độ sáng của ngôi sao. Tuy nhiên, giai đoạn này kéo dài không lâu. Khi nguyên liệu của hạt nhân tại phần trung tâm ngôi sao (heli) đã hết, ngôi sao sẽ mất vỏ bọc của mình. Các lớp ngoài cùng của nó nở ra và tạo thành cái gọi là tinh vân.

Hạt nhân của ngôi sao ban đầu tiếp tục tồn tại dưới dạng nhân trắng. Những thiên thể kiểu này được gọi là trắng do chúng có nhiệt độ cao trên bề mặt. Tuy vậy, nhân trắng chỉ tạo thành khi khối lượng của hạt nhân không lớn hơn 1,2 khối lượng mặt trời. Nhân trắng thường có bán kính khoảng vài trăm nghìn km và có tỷ trọng hàng trăm tấn trên 1 cm3. Độ sáng của các nhân trắng rất nhỏ, do diện tích bề mặt của chúng không lớn. Trong vòng một tỷ năm, ngôi sao sẽ dần dần nguội đi, tắt dần và trở thành vô hình trước mắt người quan sát trên trái đất. Nhân trắng khi đó sẽ biến thành đen. Đây thực tế là một di tích của một ngôi sao "đã từng sống", một cái xác chết đã bị đông cứng trước giá lạnh của không gian vũ trụ. Các nhân trắng trên thực tế có rất nhiều, mà một trong số đó là nhân trắng được phát hiện đang xoay quanh ngôi sao sáng nhất của bầu trời - sao Thiên lang (Sirius).

Những ngôi sao có khối lượng lớn hơn lại tiến triển theo kiểu khác. Khi đã hết trữ lượng nhiên liệu hạt nhân, chúng không chết một cách yên ả và từ từ khi biến thành các nhân. Chúng tung các lớp ngoài của mình ra khoảng không gian xung quanh, khiến ta có thể quan sát thấy chúng đang bừng cháy. Trong trường hợp này, độ sáng của ngôi sao chỉ trong vài ngày tăng lên gấp hàng trăm triệu lần, biến nó thành một ngọn đuốc sáng rực, chiếu sáng những ngóc ngách sâu thẳm của vũ trụ. Ở trạng thái như vậy, ngôi sao có thể chiếu sáng một khoảng không gian lớn hơn cả một dải ngân hà. Phần nhân của ngôi sao (nếu có khối lượng không vượt quá hai lần mặt trời) sẽ nhanh chóng bị nén lại, tạo thành một ngôi sao neutron. Khả năng về tình trạng cuối cùng của ngôi sao kiểu này đã được nhà vật lý Liên Xô Lev Landau (từng đoạt giải Nobel) chứng minh trên lý thuyết. Kích thước của một ngôi sao neutron gần giống với nhân trắng, nhưng tỷ trọng của nó lại rất lớn - hàng trăm triệu tấn trên 1cm3. Tỷ trọng này có thể so sánh với tỷ trọng của một nhân nguyên tử.

P1

http://vnexpress.net/Vietnam/Khoa-hoc/2003/07/3B9C9A94/

[thienthanaoden]

P2

http://vnexpress.net/Vietnam/Khoa-hoc/2003/07/3B9C9A9E/galaxy1.jpg
Ví dụ về kịch bản tương tự trong cuộc sống một ngôi sao chính là tinh vân Con cua. Nó được các nhà thiên văn học quan sát thấy từ hơn 200 năm trước. Bản thân tinh vân này chính là một lớp vỏ được giãn nở từ một vụ nổ ngôi sao. Năm 1967, người ta phát hiện tại trung tâm của nó một ngôi sao neutron.

Ngôi sao này phát ra những xung vô tuyến ngắn với chu kỳ 0,033 giây - hay nói cách khác đây là một pulsar (ẩn tinh). Chu kỳ phát xạ này (gợi nhớ đến ánh sáng của ngọn hải đăng) được giải thích bằng hiện tượng xoay rất nhanh của ngôi sao. Chu kỳ phát xạ của phần lớn các pulsar chỉ bằng 1 giây. Bất cứ một ngôi sao thông thường nào cũng không thể quay nhanh như vậy, do nó có thể nhanh chóng bị xé nát bởi lực ly tâm. Chỉ có những ngôi sao neutron vốn có kích thước rất nhỏ và tỷ trọng lớn mới có thể chịu được tốc độ xoay điên cuồng này. Cũng có những ngôi sao neutron không phát ra sóng vô tuyến mà ra các tia rơnghen. Trong quá trình nổ, khi khối lượng hạt nhân của một ngôi sao lớn gấp 2 lần mặt trời, lực kéo của nó sẽ rất lớn. Ngôi sao này sẽ không biến thành một ngôi sao neutron mà thành một lỗ đen - vốn được mệnh danh là "một con nhện của vũ trụ" rất đáng sợ và phàm ăn.

Như đã nêu ở trước, khối lượng của một ngôi sao chính là đặc tính quan trọng nhất xác định số phận của nó. Các nhà vật lý thiên văn trong một thời gian dài luôn khẳng định rằng khối lượng lớn nhất của các ngôi sao không vượt quá gấp rưỡi khối lượng mặt trời. Cho tới nay, trong tàn tích của những vụ nổ được phát hiện, người ta không phát hiện thấy một ngôi sao neutron nào có khối lượng gấp đôi so với mặt trời. Vấn đề này đã được chuyên gia Jerry Braun tại Đại học New York (Mỹ) nghiên cứu rất kỹ. Theo các tính toán ông khẳng định: sau vụ nổ có số hiệu SN1987A sẽ tồn tại một ngôi sao neutron nặng gấp đôi mặt trời. Tuy nhiên, bất chấp mọi nỗ lực tìm kiếm của các nhà thiên văn, ngôi sao theo giả định này vẫn chưa được tìm ra.

Braun cùng với nhà khoa học đoạt giải Nobel năm 1967 - Hansom Bete - đã đưa ra giả thuyết cho rằng đóng vai trò quan trọng trong cuộc sống của các ngôi sao neutron chính là các kaon. Những phần tử nhỏ này, được phát hiện vào năm 1953-1954, đã khiến những nhân vật phát hiện ra phải sửng sốt vì các đặc tính kỳ lạ của chúng. Braun và Bete nhận định những tính chất kỳ lạ của các kaon cho phép tạo ra một ngôi sao proton-neutron, trong đó một số lượng lớn các kaon nhiễm điện âm sẽ tạo điều kiện cho sự tồn tại của các proton nhiễm điện dương. Trên cơ sở này, Bete và Braun đã phát triển một luận điểm cho rằng ngôi sao proton-neutron (khác với ngôi sao neutron thuần nhất) có tính không ổn định và sẽ bị hút vào lỗ đen.

Theo cách đó, sự có mặt của các kaon kiểu trên sẽ bắt chước những ngôi sao neutron có khối lượng gấp rưỡi mặt trời trở lên tăng tỷ trọng, thúc đẩy quá trình huỷ diệt do lực hấp dẫn, cuối cùng dẫn tới việc tạo ra một lỗ đen. Đó chính là nguyên nhân mà cho tới nay, người ta chưa phát hiện thấy một ngôi sao neutron nào có khối lượng lớn gấp rưỡi mặt trời. Thay vào đó, các chuyên gia vật lý thiên văn đang tập trung tìm kiếm một lỗ đen trong vùng trung tâm vụ nổ SN1987A.

http://vnexpress.net/Vietnam/Khoa-hoc/2003/07/3B9C9A9E

[thienthanaoden]

Cái chết bí ẩn của một số ngôi sao

http://vnexpress.net/Vietnam/Khoa-hoc/2006/12/3B9F1C38/sup.jpg
Hình ảnh vụ nổ của một ngôi sao siêu lớn. Ảnh: pbs.org.

Như một bài ca từ biệt vũ trụ, phần lớn các ngôi sao lớn đều nổ tung, biến thành quả cầu lửa siêu khổng lồ và giải phóng nhiều năng lượng khi chết. Nhưng các nhà thiên văn học mới phát hiện ra một loại sao kỳ lạ: chúng lặng lẽ biến mất trong màn đêm vũ trụ.

Phát hiện này có thể hé mở cho chúng ta về một cách thức tồn tại mới của các ngôi sao trong vũ trụ.

Từ trước tới nay, các nhà khoa học nghĩ rằng các ngôi sao giã biệt vũ trụ theo hai cách. Khi phồng lên gấp 8 lần kích thước Mặt Trời của chúng ta và hết nhiên liệu (khí hydro và heli), những lớp vật chất bên ngoài ngôi sao tách dần ra, để lại một lõi cháy âm ỉ - được gọi là sao lùn trắng.

Cái chết của những ngôi sao có kích thước lớn hơn 8 lần Mặt Trời có vẻ thảm khốc và ầm ĩ hơn rất nhiều. Khi hết nhiên liệu, lõi của chúng vỡ vụn, tạo nên những tiếng nổ cực lớn (gọi là supernova) trong không gian, giải phóng nhiều đám bụi khổng lồ vào vũ trụ. Sau tiếng nổ, những gì còn lại ở vị trí ngôi sao là một ngôi sao neutron hoặc lỗ đen.

Những quan sát gần đây cho thấy nhiều vụ nổ lớn nói trên giải phóng ra những chùm tia gamma khổng lồ sáng rực, trong đó có nhiều tia tồn tại hơn 2 giây ngoài không gian.

Tháng 6 vừa rồi, kính thiên văn Swift của Cơ quan Hàng không vũ trụ Mỹ (NASA) phát hiện ra một chùm tia gamma lớn phát đi từ một ngôi sao lùn trắng thuộc chòm sao Indus - cách Trái Đất 1,6 tỷ năm ánh sáng. Chùm tia gamma này, được gọi là GRB 060614, tồn tại 102 giây. Các nhà thiên văn học nhanh chóng hướng các kính thiên văn mặt đất về phía GRB 060614, hy vọng sẽ được chứng kiến một vụ nổ lớn.

Nhưng chẳng có gì xảy ra

Sự im lặng ấy khiến các nhà thiên văn bối rối. "Nó giống như việc bạn không nghe thấy tiếng sấm nào phát ra từ một cơn bão gần đó mặc dù bạn đã nhìn thấy một tia chớp dài", Johan Fynbo, chuyên gia tại Viện nghiên cứu thiên văn Niels Bohr thuộc Đại học Copenhagen (Đan Mạch), phát biểu.

Các nhà khoa học cho rằng một số ngôi sao khổng lồ có thể đã diệt vong mà không trải qua giai đoạn nổ tung, chỉ giải phóng một chùm tia gamma trước khi biến thành lỗ đen. Trong trường hợp này, tất cả vật chất trên ngôi sao bị lỗ đen nuốt chửng.

Một khả năng khác là: chùm tia gamma được tạo ra bởi sự kết hợp của hai thiên thể cùng loại. Chẳng hạn, sự va chạm giữa hai ngôi sao neutron hoặc giữa một ngôi sao neutron với một lỗ đen cũng sinh ra chùm tia gamma.

Nhưng lời giải thích trên mâu thuẫn với thực tế, bởi thời gian tồn tại của các tia gamma thường rất ngắn - thường chưa đến 2 giây và năng lượng của chúng cũng không lớn.

"Một quá trình bí ẩn nào đó đã tham gia vào sự diệt vong của các ngôi sao siêu lớn. Sự va chạm giữa hai ngôi sao neutron hoặc một vụ nổ của sao khổng lồ có thể giải phóng ra các tia gamma, nhưng chắc chắn là những tia gamma đó không thể thoát khỏi sức hút của lỗ đen. Chính vì thế nên việc kính thiên văn của chúng ta phát hiện ra chúng được coi là điều bất thường", Massimo Della Valle, nhà khoa học tại Trạm quan sát thiên văn Arcetri, Firenze, Italy, phát biểu.

http://vnexpress.net/Vietnam/Khoa-hoc/2006/12/3B9F1C38/

[thienthanaoden]

Phát hiện một ngôi sao bị lỗ đen nuốt chửng

http://vnexpress.net/Vietnam/Khoa-hoc/2006/12/3B9F11D7/blackhole1.jpg
Lực hút từ lỗ đen khiến ngôi sao bị kéo căng, vỡ vụn rồi biến mất. Ảnh: Reuters.

Một lỗ đen khổng lồ đã xé vụn rồi nuốt gọn một ngôi sao nằm ở dải thiên hà cách hành tinh của chúng ta khoảng 4 tỷ năm ánh sáng, các nhà khoa học thuộc Cơ quan Hàng không vũ trụ Mỹ (NASA), thông báo.

Các chuyên gia của NASA đã sử dụng Galaxy Evolution Explorer, kính viễn vọng bay vòng quanh Trái Đất, để theo dõi dải thiên hà nói trên. Do có khả năng thu được hai bước sóng của tia tử ngoại, kính viễn vọng này đã phát hiện ra một luồng tử ngoại phát ra từ trung tâm của thiên hà.

"Luồng sáng tử ngoại tới từ một ngôi sao đã bị xé toạc và nuốt chửng bởi lỗ đen", Suvi Gezari, thuộc Học viện Công nghệ California, miêu tả. "Đây là lần đầu tiên chúng tôi quan sát được bức xạ ánh sáng có nguồn gốc từ một sự kiện như thế. Phải mất tới 10.000 năm mới có một ngôi sao di chuyển gần tới lỗ đen trung tâm của một thiên hà để rồi bị xé toạc và nuốt chửng".

Các nhà nghiên cứu hy vọng phát hiện này sẽ giúp họ hiểu rõ hơn về những lỗ đen, loại vật chất có khối lượng riêng lớn đến nỗi ngay cả ánh sáng cũng không thể thoát khỏi chúng.

Người ta tin rằng những lỗ đen khổng lồ thường nằm ở trung tâm các dải thiên hà. Chẳng hạn, theo Gezari, dải Ngân hà, nơi trú ngụ của hệ Mặt trời và cả Trái Đất, có một lỗ đen khổng lồ ở trung tâm. Tuy nhiên, lỗ đen này đang ở trạng thái "ngủ".

Các nhà khoa học nhận định rằng, trong trường hợp mà họ quan sát được, ngôi sao xấu số đã "lạc" tới một vị trí quá gần lỗ đen. Lực hút trọng trường khủng khiếp của lỗ đen đã kéo giãn ngôi sao trước khi xé toạc nó. Họ tin rằng nhiều phần của ngôi sao đã xoay tròn trước khi lao vào lỗ đen, phát ra luồng tử ngoại sáng chói mà kính thiên văn thu được.

Các nhà nghiên cứu sẽ tiếp tục sử dụng kính thiên văn để theo dõi sự mờ đi của tia tử ngoại trong khi lỗ đen nuốt những phần cuối cùng của ngôi sao xấu số.

"Chúng tôi đã theo dõi thiên hà đó từ năm 2003 và không phát hiện được tia tử ngoại nào từ đó", Gezari tiết lộ. "Nhưng vào năm 2004, chúng tôi bất ngờ nhìn thấy luồng sáng tử ngoại này. Cách giải thích duy nhất là: luồng sáng tử ngoại ấy phát sinh khi lỗ đen nuốt chửng một ngôi sao", Gezari phát biểu.

http://vnexpress.net/Vietnam/Khoa-hoc/2006/12/3B9F11D7/