Ba cái chết cho ngôi sao

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 sao lùn. Nó rất nóng vì năng lượng của chuyển động sụp đổ biến đổi ra nhiệt. Nhiệt độ ở bề mặt của nó cấp6000° . Nhiệt đượcbức xạ ra không gian. Màu trắngcủa bức xạ giốngbức xạ Mặt trời nên nó có tên là sao "sao lùn trắng ". Mật độ của nó rất lớn: 1cm ³  sao sao lùn trắng nặng 1 tấn. Nhưng cái gì đã ngăncảnsao 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 "Nguyên  lý ngoại trừ" . ) Trong  lúc sụp đổ, ngôi sao nén các electron mà nó chứa trongmột 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 sao lùn không sụp đổ. Sự đẩy lẫn nhau giữa các electron này không  phải là do lực điện từ đẩycác điện tích cùng dấu 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  "tinh vân hành tinh" , (từ ngữgây hiểu lầm vì những  tinh vân hành tinh và  hành tinh không liên hệ gì vớinhau). Cái chết êm đềm này là số phận dành cho đa số các sao ( trong đó cóMặt 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 xác định vị trícác sao sao lùn trắng bởi vì chúng sáng một cáchyếu ớt. S irius, ngôi sao sáng  nhất trong  bầu trời đêm, có sao lùn trắng làm bạn. Sao lùn trắng sẽ mất hàng tỉ năm sức mới hết nhiệt. Lúc cuối, khi trở thành "sao lùn đen "vô hình, nó  sẽnhập vô hàng ngũ củavô số xác sao chết đang rải rác trong sự bao la của  các thiên hà. Về phần tinh vân hành tinh, nó sẽ phân tán trong  không gian vừa gieo trong đónhững nguyên tố nặng đã được chế tạo trong nhữnglò luyện củasao. 

Chuyệngì sẽ xảy ra với ngôi sao có khối lượng  lớn hơn  1,4 khối lượng Mặt trời? Nó có thể có một cơn hấp hối dữ dội hơn rất nhiều. Nhưng còn nữa, số phận cuối cùng  sẽ đi hướng khác nhautùy theo ngôi sao nặng hơn hay ít hơnnăm lần Mặt trời.

Trước hết chúng ta hãyquan tâm tới sự kết thúc của một ngôi sao có khối lượng  nằm giữa 1,4 và 5 lầnkhối lượng  Mặt trời. Khối lượng gia tăng của ngôi sao làm nó nén lại mạnh hơn. Sự sụp đổ xảy ra quá nhanh (chỉ  một phân sốcủa giây) đến nỗi  các electrons di chuyển  nhanh hơn, không có thời gian để tổ chức  sự kháng cự chống  lại trọng lực. Giới hạn6000 km củabán  kính  sao lùn đượcvượt qua một cách nhanh chóng. 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 cho  1cm ³.  Như thểbạn nén khối lượng của 100 cáitháp Eiffel vào một thể tích bằng đầu bút bi của  bạn. Các nhân cũng  không thể kháng cự  lại sự nén này và  bị bểthành proton và  neutron. Các  electron bị ép gầnquá sứcvào các proton đến nỗi chúng buộc  phải kết hợp với proton để  sanh 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  chúng. Không tương tác  với vật chất, chúnglập tức phân tán. Tâm của sao trở thành một "nhân" neutron khổng lồ. Chúngchỉ 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 thời kỳcuối của sựsụp đổ tâm sao, một vụ nổ chớp nhoáng xảy ra. Những  lớp giống vỏcủ  hành giàu nguyên tố nặng bị bắn tung  vào không  gian với tốc độ hàng  ngàn  km/giây. Sự nổ  đạt một 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  sao siêu mới. Sự ngưng sụp đổ đột ngột của  tâm sao gây bởi sự khángcự các neutron là nguồn gốc của sựnổ khủng khiếp này. Một sóng xung  kích được tạo ra, truyền tới bề  mặt và đẩy những  lớp bên  trêncủa ngôi sao, gây ra sự nổ.

Trong các thiên hà, những cái chết nổ như vậy xảy ra khoảng  mỗithế  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 giải Ngân Hà . Năm 1571, chàng tuổi trẻ Tycho Brahe đã quan sát được  một "ngôi sao mới" trong chòm sao Cassiopée.  Sự khám phá  đã  gieo vào trí ócông  sự nghi ngờ về những bầu trờibất 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 sao lùn vệ tinh của  Ngân Hà , đám mây Magellan lớn ở cách khoảng  150 000 năm ánh sáng, đã làm lung lay thếgiới 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 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 thunhận bởi các  máy dò đặt sâu tới vài  cây số dưới đất, trong cácmỏ  vàng  đã  được dùng vào việc khác.

Nhưng  một trong  số những  supernova  nổi tiếng  nhất trong các annales (quyển sách ghi những sự kiện từ năm này qua năm khác) 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 Cua ".  Ngôi sao khách này (đây là  một tên  rất đẹp mà  các  nhà  thiên  văn học Trung  quốc  đãđặt) xuất hiện buổi sáng ngày4 tháng  7 năm 1054. Nó sáng  như sao Vénus, 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 ghi chúvề nó. Các tác giả  chắc  tin vào vũ trụ  bất biến, khôngđổi của  Aristote  hơn  là  tin  vào chính mắt họ. 

Đã  khá  lâu rồi "sao chủ "đã  không còn  đượcnhìn thấy bằng  mắt trần nữa. Với kính thiên  văn, người ta có thể  phân biệt được  phần còn  lại của  vụ  nổ sao, sáng  một cách yếu ớt và có dạng giống  như một con cua nên  từ đó nó cótên  như vậy. Nhưng  cái làm cho nó nổi tiếng  là , người ta khám phá ramột ngôi sao neutron bên trong lòng nóvào năm 1967. Sao này đã được các  nhà  thiên  văn  Mỹ Walter Baade và  Fritz Zwicky tưởng tượng  ra từ năm 1934, thực sự là  kết quả  từ  cái chết của một ngôi sao. Nó được thể  hiện dưới dạng  một ngôi sao sáng rồi tắt 30 lần trong  1 giây, do đó  nó 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. Được  bao bọc  bởi sự  im lặng của  những cái chết, xác sao chết này không thểđược  thấy  cũng nhưnghe nữa. Trong giải Ngân  Hà, cứ một ngàn ngôi sao là có một ngôi sao kết thúc cuộc đời mình thành một pulsar.

Cuối cùng, chúng ta nói đến cái chết của ngôi sao quyết định nhất . Đây là số phận củasao có  khối lượng  lớn  hơn khoảng 5 lần  khối lượng của  Mặt trời phải chịu. Khối lượng  rất lớn  gâysự 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 sinh tratrở  nên vô cùnglớn. 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 supernova. Lần  này ,ngôi sao chết cũng  chẳng cònđể  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  vất chất đi qua  gần  nó. Nó làm chậm thời gian. Nó biến các  nhà  vũ trụ quá  táo bạo thành những cộngmì sợi spaghetti Ývà 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 lúc đósẽ  cuốn hútkhí  quyển của  ngôi sao thấy được  về  phía  nó. Các  nguyên tử khí trong  khí  quyển này phát ra tia X  trong lúcrơi 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 giải Ngân Hà, các lỗ đen có các sao sao lùn và  pulsar ít hơn rất nhiều: các sao nặng là thiểu số trong dân số của thiên  hà.