Ngân Hà

Khám phá bí ẩn về sự hình thành của những ngôi sao

 Bạn đã bao giờ nhìn lên bầu trời đêm và tự hỏi làm thế nào các ngôi sao hình thành không? Tại thienvanhoc.edu.vn, chúng tôi cung cấp những kiến thức sâu rộng về thiên văn học để giúp bạn khám phá những bí ẩn của vũ trụ.

Hành trình của một ngôi sao từ khi còn là một đám mây khí và bụi đến khi trở thành một thiên thể sáng chói là một quá trình kỳ diệu và phức tạp. Trong bài viết này, chúng tôi sẽ cùng bạn khám phá về sự hình thành của ngôi sao, từ giai đoạn đầu tiên đến khi chúng tỏa sáng trên bầu trời.

Các ngôi sao được hình thành như thế nào?

Các ngôi sao được hình thành như thế nào?

Ngôi sao được hình thành từ một đám mây khổng lồ quay chậm, chủ yếu gồm hydro và heli. Dưới tác động của lực hấp dẫn đám mây này bắt đầu co lại. Quá trình co này làm cho đám mây quay nhanh hơn, với các phần bên ngoài tạo thành một đĩa và phần trung tâm hình thành một khối gần như hình cầu.

Theo NASA, khi đám mây co lại, nó trở nên nóng hơn và đặc hơn tạo thành một tiền sao có hình quả bóng. Khi nhiệt độ của tiền sao đạt khoảng 1,8 triệu độ F (1 triệu độ C), các hạt nhân nguyên tử bắt đầu hợp nhất. Quá trình này làm ngôi sao “bốc cháy”, khởi động phản ứng tổng hợp hạt nhân. Phản ứng này chuyển đổi một lượng nhỏ khối lượng nguyên tử thành năng lượng khổng lồ – ví dụ, 1 gram khối lượng chuyển đổi hoàn toàn thành năng lượng sẽ tương đương với một vụ nổ khoảng 22.000 tấn TNT.

Hành trình tiến hóa của các ngôi sao

Các ngôi sao có khối lượng trung bình

Các ngôi sao có khối lượng trung bình

Vòng đời của một ngôi sao phụ thuộc rất lớn vào khối lượng ban đầu của nó. Những ngôi sao có khối lượng trung bình, như Mặt Trời, thường có khối lượng từ một nửa đến tám lần khối lượng Mặt Trời. Theo NASA, khối lượng càng lớn, tuổi thọ của ngôi sao càng ngắn. Những vật thể có khối lượng nhỏ hơn 1/10 khối lượng Mặt Trời không đủ lực hấp dẫn để khởi động phản ứng tổng hợp hạt nhân và thường trở thành các sao lùn nâu.

Một ngôi sao có khối lượng trung bình bắt đầu từ một đám mây khí và bụi. Quá trình co lại mất khoảng 100.000 năm để hình thành tiền sao với nhiệt độ bề mặt khoảng 6.750 độ F (3.725 độ C). Khi phản ứng tổng hợp hydro bắt đầu, ngôi sao trở thành sao T-Tauri, có độ sáng dao động. Sau khoảng 10 triệu năm tiếp tục co lại, ngôi sao bước vào giai đoạn dãy chính, nơi nó duy trì năng lượng thông qua phản ứng tổng hợp hydro trong lõi.

Các ngôi sao có khối lượng lớn

Các ngôi sao có khối lượng lớn

Những ngôi sao có khối lượng lớn tiêu thụ nhiên liệu hydro nhanh hơn và có thời gian tồn tại trên dãy chính ngắn hơn. Khi hydro trong lõi cạn kiệt, lực hấp dẫn nén vật chất vào lõi làm ngôi sao nóng lên. Các lớp bên ngoài giãn nở và nguội đi, phát sáng màu đỏ, trở thành một ngôi sao khổng lồ đỏ. Khi heli trong lõi cũng cạn kiệt, ngôi sao tiếp tục nở ra, trở nên xanh hơn và sáng hơn, cuối cùng thổi bay các lớp bên ngoài.

Sau khi lớp vỏ khí giãn nở mờ dần, phần lõi còn lại của ngôi sao trở thành một sao lùn trắng. Sao lùn trắng tiếp tục nguội đi trong hàng tỷ năm, cuối cùng trở thành sao lùn đen.

Các ngôi sao có khối lượng thấp

Các ngôi sao có khối lượng thấp

Ngôi sao có khối lượng thấp sử dụng nhiên liệu hydro chậm, có thể tỏa sáng như sao dãy chính trong 100 tỷ đến 1 nghìn tỷ năm. Vì vũ trụ chỉ khoảng 13,7 tỷ năm tuổi, không có ngôi sao có khối lượng thấp nào từng chết. Những ngôi sao này, gọi là sao lùn đỏ, sẽ không bao giờ hợp nhất gì ngoài hydro và sẽ nguội đi để trở thành sao lùn trắng và sau đó là sao lùn đen.

Lịch sử quan sát các vì sao

Lịch sử quan sát các vì sao

Những ngôi sao có khối lượng thấp sử dụng nhiên liệu hydro rất chậm, cho phép chúng tỏa sáng suốt từ 100 tỷ đến 1 nghìn tỷ năm. Vì vũ trụ mới khoảng 13,7 tỷ năm tuổi vì vậy có khả năng không có ngôi sao khối lượng thấp nào từng chết.

  • Kính viễn vọng vô tuyến (1937): Kính viễn vọng vô tuyến đầu tiên cho phép các nhà thiên văn học phát hiện bức xạ vô hình từ các ngôi sao, mở ra một kỷ nguyên mới trong nghiên cứu thiên văn.
  • Kính viễn vọng tia Gamma (1961): Sự ra đời của kính viễn vọng tia gamma đánh dấu bước đột phá trong việc nghiên cứu các vụ nổ sao (siêu tân tinh), cung cấp nhiều thông tin quý giá về vũ trụ.
  • Quan sát tia hồng ngoại (1960s): Kính viễn vọng gắn trên khinh khí cầu được sử dụng để quan sát tia hồng ngoại, thu thập dữ liệu về lượng nhiệt tỏa ra từ các ngôi sao và vật thể khác. Vệ tinh thiên văn hồng ngoại đầu tiên được phóng vào năm 1983, đánh dấu bước tiến quan trọng trong việc nghiên cứu vũ trụ qua bước sóng hồng ngoại.
  • Phát xạ vi sóng (1992): Với sự ra đời của vệ tinh khám phá nền phát xạ vi sóng vũ trụ (COBE) của NASA giúp cho việc nghiên cứu phát xạ vi sóng từ không gian trở nên khả thi. Dù chủ yếu được dùng để thăm dò nguồn gốc của vũ trụ trẻ, phát xạ vi sóng cũng đôi khi được sử dụng để nghiên cứu các ngôi sao.
  • Kính viễn vọng không gian Hubble (1990): Kính thiên văn quang học đặt trên không gian đầu tiên, Hubble, cung cấp những hình ảnh sâu và chi tiết nhất về vũ trụ, mở ra nhiều khám phá quan trọng.
  • Kính viễn vọng cực lớn (ELT): Dự kiến sẽ bắt đầu quan sát vào năm 2024, hoạt động ở bước sóng hồng ngoại và quang học, hứa hẹn cung cấp những cái nhìn sâu hơn về vũ trụ.
  • Kính viễn vọng không gian James Webb (JWST): Được coi là kế thừa của Hubble, JWST sẽ được phóng vào năm 2018 để thăm dò các ngôi sao và hiện tượng vũ trụ ở bước sóng hồng ngoại, mở ra những khả năng nghiên cứu mới.

Các ngôi sao được đặt tên như thế nào?

Các ngôi sao được đặt tên như thế nào?

Từ thời cổ đại, các nền văn hóa đã thấy những hình ảnh trên bầu trời giống với con người, động vật hoặc các vật thể quen thuộc – các chòm sao đại diện cho các nhân vật trong thần thoại, như Orion the Hunter, một anh hùng trong thần thoại Hy Lạp.

Ngày nay, các nhà thiên văn học sử dụng các chòm sao để đặt tên cho các ngôi sao. Liên minh thiên văn Quốc tế (IAU), cơ quan toàn cầu về đặt tên cho các thiên thể, đã công nhận chính thức 88 chòm sao. Thông thường, ngôi sao sáng nhất trong chòm sao sẽ có chữ “alpha”, chữ cái đầu tiên trong bảng chữ cái Hy Lạp, trong tên khoa học của nó. Ngôi sao sáng thứ hai được chỉ định là “beta”, “gamma” sáng thứ ba, và tiếp tục như vậy. Sau khi hết các chữ cái Hy Lạp, các ký hiệu bằng số sẽ được sử dụng.

Một số ngôi sao đã có tên từ thời cổ đại – ví dụ, Betelgeuse có nghĩa là “bàn tay (hoặc nách) của người khổng lồ” trong tiếng Ả Rập. Nó là ngôi sao sáng nhất trong chòm sao Orion và tên khoa học của nó là Alpha Orionis. Các nhà thiên văn học cũng đã biên soạn nhiều danh mục sao với hệ thống đánh số riêng.

Danh mục Henry Draper, đặt theo tên của người tiên phong trong lĩnh vực chụp ảnh thiên văn, cung cấp phân loại quang phổ và vị trí cho 272.150 ngôi sao và đã được sử dụng rộng rãi trong hơn nửa thế kỷ. Trong danh mục này, Betelgeuse được chỉ định là HD 39801.

Với vô số ngôi sao trong vũ trụ, IAU sử dụng một hệ thống khác cho các ngôi sao mới được phát hiện. Hầu hết các tên bao gồm một từ viết tắt đại diện cho loại ngôi sao hoặc danh mục liệt kê thông tin về nó, theo sau là một nhóm ký hiệu.

Ví dụ, PSR J1302-6350 là một ẩn tinh (pulsar), do đó có ký hiệu PSR. Chữ J cho biết hệ tọa độ J2000 đang được sử dụng, trong khi 1302 và 6350 là các tọa độ tương tự như kinh độ và vĩ độ trên Trái Đất.

Trong những năm gần đây, IAU đã chính thức hóa một số tên cho các ngôi sao, đáp ứng yêu cầu của cộng đồng thiên văn học về việc tham gia công chúng vào quá trình đặt tên. IAU đã chính thức đặt tên cho 14 ngôi sao trong cuộc thi “Name ExoWorlds” năm 2015, lấy gợi ý từ các câu lạc bộ khoa học và thiên văn học trên khắp thế giới.

Năm 2016, IAU đã phê duyệt 227 tên ngôi sao, chủ yếu lấy ý tưởng từ thời cổ đại để đưa ra quyết định. Mục đích là giảm các biến thể trong tên các ngôi sao và cách viết (ví dụ: “Formalhaut” có 30 biến thể được ghi lại). Tuy nhiên, tên truyền thống “Alpha Centauri” – chỉ một hệ sao nổi tiếng với các hành tinh chỉ cách Trái Đất bốn năm ánh sáng – được thay thế bằng Rigel Kentaurus.

Đặc điểm chính của ngôi sao

Màu sắc

Màu sắc

Các ngôi sao có nhiều màu sắc khác nhau, từ đỏ đến vàng và xanh lam. Màu sắc của ngôi sao phụ thuộc vào nhiệt độ bề mặt của nó.

  • Mặc dù ngôi sao có vẻ chỉ có một màu duy nhất, thực tế chúng phát ra nhiều màu sắc khác nhau, bao gồm từ sóng vô tuyến và tia hồng ngoại đến tia cực tím và tia gamma.
  • Các nguyên tố và hợp chất khác nhau hấp thụ và phát ra các màu sắc hoặc bước sóng ánh sáng khác nhau. Bằng cách nghiên cứu quang phổ của một ngôi sao, các nhà thiên văn học có thể xác định thành phần hóa học của nó.

Độ sáng

  • Độ sáng là công suất phát ra năng lượng của một ngôi sao. Mặc dù công suất thường được đo bằng watt (ví dụ, độ sáng của Mặt Trời là 400 nghìn tỷ tỷ watt), độ sáng của một ngôi sao thường được so sánh với độ sáng của Mặt Trời.
  • Ví dụ, Alpha Centauri A sáng gấp khoảng 1,3 lần Mặt Trời. Để tính độ sáng từ độ lớn tuyệt đối, người ta sử dụng quy tắc rằng chênh lệch 5 đơn vị trên thang độ lớn tuyệt đối tương đương với chênh lệch 100 lần về độ sáng. Ví dụ, một ngôi sao có độ lớn tuyệt đối là 1 thì sáng gấp 100 lần một ngôi sao có độ lớn tuyệt đối là 6.
  • Độ sáng của một ngôi sao phụ thuộc vào nhiệt độ và kích thước bề mặt của nó.

Kích cỡ

Kích cỡ

Các nhà thiên văn học thường đo kích thước của các ngôi sao theo bán kính của Mặt Trời. Chẳng hạn, Alpha Centauri A có bán kính 1,05 lần bán kính Mặt Trời. Kích thước của các ngôi sao rất đa dạng, từ các sao neutron chỉ rộng khoảng 20 km (12 dặm) đến các sao siêu khổng lồ có đường kính khoảng 1.000 lần đường kính Mặt Trời.

Kích thước của một ngôi sao cũng ảnh hưởng đến độ sáng của nó. Độ sáng tỷ lệ thuận với bình phương bán kính của ngôi sao. Ví dụ, nếu hai ngôi sao có cùng nhiệt độ nhưng một ngôi sao rộng gấp đôi ngôi sao kia thì ngôi sao trước sẽ sáng gấp bốn lần ngôi sao sau.

Nhiệt độ bề mặt

Các nhà thiên văn học đo nhiệt độ của sao bằng đơn vị kelvin (K), với 0 K (“độ không tuyệt đối”) tương đương với -273,15 độ C hoặc -459,67 độ F. Dưới đây là một số ví dụ về nhiệt độ bề mặt của các loại sao khác nhau:

  • Ngôi sao màu đỏ sẫm: khoảng 2.500 K (2.225 °C và 4.040 °F)
  • Ngôi sao màu đỏ tươi: khoảng 3.500 K (3.225 °C và 5.840 °F)
  • Ngôi sao màu vàng như Mặt Trời: khoảng 5.500 K (5.225 °C và 9.440 °F)
  • Ngôi sao màu xanh: từ 10.000 K (9.725 °C và 17.540 °F) đến 50.000 K (49.725 °C và 89.540 °F)

Nhiệt độ bề mặt của một ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng của nó và ảnh hưởng đến độ sáng cũng như màu sắc. Độ sáng của một ngôi sao tỷ lệ thuận với nhiệt độ lũy thừa bốn. Ví dụ, nếu hai ngôi sao có cùng kích thước nhưng một ngôi sao có nhiệt độ gấp đôi ngôi sao kia thì ngôi sao trước sẽ sáng gấp 16 lần ngôi sao sau.

Khối lượng

Khối lượng

Các nhà thiên văn học đo khối lượng của các ngôi sao theo khối lượng của Mặt Trời. Ví dụ, Alpha Centauri A có khối lượng bằng 1,08 lần khối lượng Mặt Trời.

Mặc dù có khối lượng tương đương, các ngôi sao có thể có kích thước khác nhau do mật độ khác nhau. Ví dụ, Sirius B có khối lượng gần bằng Mặt Trời nhưng dày đặc gấp 90.000 lần, do đó đường kính của nó chỉ bằng 1/50 đường kính Mặt Trời.

Khối lượng của một ngôi sao ảnh hưởng trực tiếp đến nhiệt độ bề mặt của nó.

Tính chất kim loại

Tính kim loại của một ngôi sao đo lường lượng “kim loại” mà nó chứa, tức là bất kỳ nguyên tố nào nặng hơn helium.

Dựa trên tính kim loại, có ba thế hệ sao có thể tồn tại:

  • Nhóm sao III: Là thế hệ sao lâu đời nhất, sinh ra trong một vũ trụ không có “kim loại”. Các nhà thiên văn học vẫn chưa phát hiện được ngôi sao nào thuộc nhóm này.
  • Nhóm sao II: Được hình thành sau khi các ngôi sao Nhóm III chết đi và giải phóng các nguyên tố nặng vào vũ trụ. Các ngôi sao này kết hợp với một lượng tương đối nhỏ các nguyên tố nặng.
  • Nhóm sao I: Là thế hệ sao trẻ nhất, bao gồm Mặt Trời của chúng ta. Chúng chứa lượng nguyên tố nặng lớn nhất, được hình thành từ những ngôi sao Nhóm II đã chết đi và giải phóng thêm nhiều nguyên tố nặng hơn vào vũ trụ.

Từ trường

Từ trường

Ngôi sao là những quả cầu quay chứa khí tích điện, do đó thường tạo ra từ trường. Trên Mặt Trời, từ trường có thể tập trung cao độ ở những khu vực nhỏ, tạo ra các hiện tượng như vết đen mặt trời và các vụ phun trào ngoạn mục gọi là quầng sáng và sự phun trào khối lượng vành nhật hoa.

Một nghiên cứu tại Trung tâm Vật lý Thiên văn Harvard-Smithsonian cho thấy từ trường trung bình của một ngôi sao tăng theo tốc độ quay của nó và giảm khi ngôi sao già đi.

Phân loại các ngôi sao

Phân loại các ngôi sao

Theo đài quan sát Nam Châu Âu, các ngôi sao thường được phân loại theo quang phổ của chúng trong hệ thống Morgan-Keenan (MK). Có tám loại quang phổ chính, mỗi loại tương ứng với một phạm vi nhiệt độ bề mặt khác nhau, từ nóng nhất đến lạnh nhất: O, B, A, F, G, K, M, và L. Mỗi loại quang phổ lại được chia thành 10 bậc nhỏ hơn, từ 0 (nóng nhất) đến 9 (lạnh nhất).

Ngoài ra, các ngôi sao còn được phân loại theo độ sáng trong hệ thống Morgan-Keenan. Các sao lớn nhất và sáng nhất có số thứ tự thấp nhất, được đánh dấu bằng chữ số La Mã:

  • Ia: Siêu sao sáng
  • Ib: Siêu sao
  • II: Người khổng lồ sáng chói
  • III: Người khổng lồ
  • IV: Tiểu khổng lồ
  • V: Dãy chính (hay sao lùn)

Ký hiệu MK hoàn chỉnh bao gồm cả loại quang phổ và độ sáng. Ví dụ, Mặt Trời của chúng ta được phân loại là G2V, nghĩa là nó thuộc loại quang phổ G, bậc 2 và nằm trong dãy chính (V).

Sao đôi và hệ thống các ngôi sao khác

Sao đôi và hệ thống các ngôi sao khác

Mặc dù hệ Mặt Trời của chúng ta chỉ có một ngôi sao, hầu hết các ngôi sao tương tự lại thường tồn tại trong các hệ thống sao đôi hoặc nhiều sao, nơi hai hoặc nhiều ngôi sao quay quanh nhau. Thực tế, khoảng hai phần ba số ngôi sao giống như Mặt Trời tồn tại trong các hệ thống sao đôi hoặc nhiều sao, trong khi chỉ một phần ba là sao đơn lẻ. Ví dụ, hàng xóm gần nhất của hệ Mặt Trời, Proxima Centauri, là một phần của hệ thống ba sao bao gồm Alpha Centauri A và Alpha Centauri B​ 

Sao đôi hình thành khi hai tiền sao hình thành gần nhau. Nếu chúng ở đủ gần, một sao có thể ảnh hưởng lên sao kia qua quá trình truyền khối, trong đó vật chất được chuyển từ sao này sang sao kia. Khi một trong hai ngôi sao trở thành sao neutron hoặc lỗ đen, hệ sao đôi tia X có thể hình thành. Vật chất bị kéo từ ngôi sao đồng hành sang sao neutron hoặc lỗ đen sẽ trở nên cực kỳ nóng và phát ra tia X với nhiệt độ hơn 1 triệu độ C (1,8 triệu độ F)

Trong trường hợp hệ sao đôi bao gồm một sao lùn trắng, khí được kéo từ sao đồng hành lên bề mặt sao lùn trắng có thể hợp nhất dữ dội, tạo ra một hiện tượng gọi là tân tinh. Đôi khi, lượng khí tích tụ đủ để sao lùn trắng sụp đổ, dẫn đến sự hợp nhất carbon nhanh chóng và vụ nổ siêu tân tinh Loại I, sáng hơn một thiên hà trong vài tháng​. 

Sự hình thành của ngôi sao là một hành trình dài và phức tạp, nhưng lại vô cùng kỳ diệu. Từ những đám mây khí và bụi trong không gian, dưới tác động của lực hấp dẫn và các điều kiện vật lý khác, các ngôi sao dần hình thành và tỏa sáng rực rỡ trên bầu trời.

Tại thienvanhoc.edu.vn, chúng tôi cam kết mang đến cho bạn những thông tin chính xác và hấp dẫn nhất về thiên văn học. Đừng quên ghé thăm thường xuyên để cập nhật những kiến thức mới nhất về vũ trụ và những hiện tượng kỳ thú đang chờ đợi được khám phá!

Tác giả: