Khai sinh của một ngôi sao

Những bài cùng tác giả

1.      Giới thiệu

Trong tất cả chúng ta, chắc hẳn ai cũng đã từng ít nhất một lần trong đời nhìn lên bầu trời và tự hỏi những đốm sáng mà ta thường gọi là những ngôi sao từ đâu đến? Chúng bắt nguồn từ đâu và phải chịu những số phận gì? Những vì tinh tú mà ta nhìn thấy bằng mắt thường và gọi là sao nay đã được gọi bằng nhiều tên khác nhau do có những đặc tính khác nhau. Chúng có thể là những hành tinh lang thang trên bầu trời, những vụ nổ tân tinh sáng chói, sao băng hay sao chổi. Trong bài viết này, "ngôi sao" được hiểu theo định nghĩa của Hội Thiên văn Quốc tế, đó là một quả cầu khí ở trạng thái thăng bằng trọng lực và có khả năng tự đốt nóng bằng các phản ứng nhiệt hạch. Các ngôi sao trong vũ trụ thường có khối lượng từ 1 đến 100 M_MT.

Các ngôi sao không tự sinh mà cũng không tự diệt nhưng đồng thời cũng không do một đấng sáng thế nào tạo ra. Tất cả các hoạt động này đều là một quá trình ngẫu nhiên xảy ra tại một vùng đặc biệt trong không gian gọi là các đám mây phân tử, vào một thời điểm nào đó khi nó đạt được những điều kiện thích hợp. Đời sống của một ngôi sao không chỉ là quá trình tiến hóa của một cá thể độc lập mà là sự tác động qua lại giữa các cá thể với nhau và đồng thời giữa chính nó với môi trường mẹ. Khoảng không gian giữa các vì tinh tú không phải trống rỗng mà chứa vô vàn các hạt bụi và khí rất nhỏ. Dưới một tác động nào đó, vật chất được gom lại từ các khoảng không gian này và tạo thành các đám mây phân tử có mật độ cao hơn chứa nhiều phân tử khí. Bên trong các đám mây phân tử này, có một số vùng lại cô đặc hơn nữa và có khả năng xây dựng các ngôi sao. Các ngôi sao tiến hóa, phát triển và chết đi dưới dạng các vụ nổ lớn hay trở thành các ngôi sao đỏ khổng lồ và đưa trả lại môi trường xung quanh vật chất của nó bằng các luồng khí và các luồng gió thiên thể. Dưới một cái nhìn tổng quát hơn, quá trình hình thành, sống và chết đi của một ngôi sao hay bất kì của sinh vật nào thực ra cũng chỉ là một quá trình chuyển hóa từ dạng này qua dạng khác của vật chất và năng lượng dưới một điều kiện thích hợp nào đó. Trong hình 1, vòng đời của một ngôi sao được mô tả như một sự chuyển hóa vật chất và năng lượng trong không gian để cuối cùng cũng quay trở lại với hình dạng nguyên thủy của nó.

Tuy nhiên, bài viết nhỏ này không có tham vọng mô tả lại sự tiến hóa hoàn chỉnh của một ngôi sao mà chỉ cố gắng cung cấp cho độc giả một cái nhìn tổng quát, giới hạn trong giai đoạn đầu tiên của một ngôi sao đang nằm sâu trong một đám mây phân tử, khi nó đang thu gom vật chất để tạo thành một ngôi sao thực thụ. Bài viết sẽ bắt đầu bằng các giới thiệu sơ lược về nơi sinh thành của các ngôi sao, tức là các đám mây phân tử và một số điều kiện ban đầu để các ngôi sao được hình thành trong nó. Tiếp theo đó, quá trình tiến hóa của sao trong gia đoạn đầu này sẽ được thảo luận. Cuối cùng, bài viết sẽ cố gắng cung cấp thêm cho độc giả một số khám phá mới của các cuộc khảo sát vừa được thực hiện trong 1,2 thập kỉ qua dựa vào các phương pháp quan trắc và phổ kí.

Hình 1: Vòng đời của một ngôi sao (Adams, 09)

2.      Đám mây phân tử

Cũng như tất cả các vật thể trong vũ trụ được sinh ra từ một cơ thể mẹ nào đó, trong trường hợp của các ngôi sao thì cơ thể mẹ đó là các đám mây phân tử hay còn gọi là đám mây phân tử khổng lồ (giant molecular cloud) hoặc đám mây tối (dark cloud). Các đám mây phân tử đã cung cấp vật liệu, tạo dựng môi trường và các điều kiện đầu tiên thích hợp để một ngôi sao có thể hình thành. Các ngôi sao trong quá trình tiến hóa cho tới lúc mất đi ảnh hưởng trực tiếp đến cơ thể mẹ này thông qua các quá trình trao đổi chất và trao đổi năng lượng. Mối liên hệ tương quan giữa các đám mây phân tử và các ngôi sao rõ ràng là rất chặt chẽ. Vì vậy, để hiểu rõ nguồn gốc và tiến hóa của các ngôi sao, đặc biệt là giai đoạn sơ khởi của các ngôi sao, các đám mây phân tử là những đối tượng mà chúng ta không thể bỏ qua. Chúng thường có khối lượng và kích thước rất lớn (lớn hơn 10.000 M_MT) với đường kính xấp xỉ 60 parsec (200 năm ánh sáng) (Blitz & Williams, 1999). Với kích thước khổng lồ này, ta có thể đoán rằng các đám mây phân tử hẳn phải chiếm một phần rất lớn trên bầu trời, ánh sáng của nó phải tạo ra được những vệt sáng dài trên bầu trời, nhưng tại sao ta lại không thể nhìn thấy nó trên bầu trời tối đen ngay cả khi với kính thiên văn tốt? Cách đây 100 năm, nhà vậtlý vĩ đại người Đức, Max Planck, đã tìm ra một định luật vật lý cơ bản mang tên ông: bất kì một vật thể nào có nhiệt độ lớn hơn - 273^oC (0^oK) sẽ phát ra một nguồn năng lượng tương ứng ở một tần số nhất định của dải tần điện từ. Dải tần điện từ có tần số từ vài Hz đến vài Exa Hz (1 Exa Hz = 1 triệu tỉ Hz) và mắt ta chỉ có thể quan sát được vật thể phát ra năng lượng ở tần số cao khoảng 450 - 790 Tera Hz (1 Tera Hz = 1 tỉ Hz). Dải tần này tương ứng với vật thể có nhiệt độ khoảng 6.000^oC. Trong khi đó các đám mây phân tử có nhiệt độ rất thấp, chỉ khoảng 10^oK (- 263^oC), theo định luật Planck sẽ phát ra 1 nguồn bức xạ tương ứng với dải điện từ có tần số khoảng vài trăm Giga Hz (1 Giga Hz = 1 tỉ Hz), vượt xa khỏi giới hạn quan sát bằng mắt thường. Muốn quan sát các đám mây phân tử, ta phải có một dụng cụ thích hợp nhạy cảm với các bức xạ ở tần số thấp hơn rất nhiều, chẳng hạn như ở dải tần hồng ngoại hoặc submm (dải tần có bước sóng ngắn hơn 1 mm). Rất may cho chúng ta là trên thế giới hiện tại có rất nhiều kính thiên văn (KTV) hoạt động ở gần tần số này: KTV IRAM 30 m đặt ở núi Pico Velata (Tây Ban Nha), KTV APEX đặt ở sa mạc Atacama (Chile), các hệ thống KTV giao thoa PdBI đặt ở dãy núi Alpơ (Pháp), SMA đặt ở núi Manua Kea (Hawai, Mỹ). . . và KTV không gian Herschel của cơ quan vũ trụ châu Âu vừa mới phóng tháng 5 năm 2009. Dưới các ống KTV ở dải tần này, bầu trời hiện ra thật khác lạ, những ngôi sao hay cụm ngôi sao đơn lẻ đã biến mất và thay vào đó là những cấu trúc khuếch tán rất lớn trông giống như những đám mây trên bầu khí quyển của chúng ta. Cấu trúc của các đám mây phân tử này rất lớn và thường có hình dạng không rõ rệt (hình 2). Bên trong các đám mây phân tử, tồn tại khá nhiều cấu trúc khác nhỏ hơn từ đơn giản đến phức tạp: các lõi tròn rất sáng, các cấu trúc sợi dài hẹp, các bong bóng khí nguyên tử . Do các đám mây này có thành phần chủ yếu là các phân tử khí nên nó được gọi là đám mây phân tử, trong đó nhiều nhất là hydro (H₂). Tuy nhiên H₂ rất khó quan sát trực tiếp được nên phân tử nhiều thứ hai là carbon monoxide (CO) được dùng như phân tử đánh dấu cho các đám mây phân tử. Bên cạnh hai phân tử đó, các đám mây phân tử còn chứa rất nhiều các phân tử khác ở trạng thái khí như CS, H₂CO, H₂O…và 1 thành phần khác cũng không kém phần quan trọng đó là các hạt bụi thiên thể có kích thước rất nhỏ (vài đến vài chục micron tức là khoảng vài đến vài chục phần triệu mét) mà tại đó các nguyên tử hydro hay các nguyên tử khác đến để gặp nhau và kết hợp với nhau tạo thành phân tử (Van Dishoeck, 2006).

Hình 2: Tinh vân Lạp Hộ (Orion) ở bước sóng khả kiến (hình a) và ở bước sóng hồng ngoại (hình b) (nguồn: JPL, NASA).

2.1 Sự hình thành các đám mây phân tử

Các đám mây phân tử thường đuợc bao bọc bởi một vỏ bọc nguyên tử hydro lớn hơn ở bên ngoài. Vỏ bọc nguyên tử này thường có cấu trúc khuếch tán hơn so với các đám mây phân tử ở bên trong. Các đám mây nguyên tử này có lẽ là những gì còn sót lại sau khi các nguyên tử hydro tiến lại gần nhau, va chạm để tạo thành phân tử hoặc cũng có thể đây là những sản phẩm của quá trình quang phân (photodissociation)^([1]) phân tử hydro ở vùng ngoại biên của đám mây phân tử trong đó photon đến từ bức xạ của các ngôi sao láng giềng. Do phân tử được chủ yếu hình thành từ sự kết hợp các nguyên tử đơn lẻ lại với nhau, vì vậy các đám mây phân tử được hình thành phải tìm cho ra được một nguồn khí nguyên tử cực lớn. Theo sự suy luận logic thường tình, sự hình thành các đám mây phân tử phải có liên quan ít nhiều đến các đám mây nguyên tử. Vì vậy mà các lý thuyết dải thích các cơ chế hình thành các đám mây phân tử đều xoay quanh các đám mây nguyên tử hoặc từ các cụm mây phân tử nhỏ hơn nằm rải rác khắp nơi.

Cơ chế hình thành các đám mây phân tử có thể được chia ra làm 2 loại chính: cơ chế từ dưới lên trên (bottom - up mechanism) và cơ chế từ trên xuống (top - down mechanism). Theo cơ chế từ dưới lên trên, các đám mây nguyên tử hay các cụm mây phân tử nhỏ, do tác động của một ngoại lực nào đó, thường là động lực từ các cánh tay xoắn ốc của thiên hà hay lực đẩy từ các vụ nổ tân tinh lớn; chuyển động, va chạm và nhập lại với nhau tạo ra các vùng có mật độ và kích thước lớn hơn. Các đám mây này tích tụ vật chất cho đến khi đạt được trạng thái thăng bằng trọng lực. Bên trong trung tâm của các đám mây này, các nguyên tử đơn lẻ gặp nhau và kết hợp để tạo thành phân tử. Cơ chế này rất logic về mặt cấu trúc và hóa học nhưng lại nảy sinh ra một vấn đề lớn về thời gian. Theo lý thuyết, thời gian tối đa để một đám mây tích tụ đủ khối lượng (10 nghìn khối lượng mặt trời) là hơn 2 trăm triệu năm, sau đó nó bắt đầu tan rã. Tức là một vòng đời của đám mây phân tử bắt đầu từ các hạt khí và bụi phát tán trong không gian trở thành đám mây phân tử và quay trở lại bụi và khí trong không gian là 4 triệu năm. Nhưng theo cơ chế từ dưới lên trên này thì thời gian cần thiết để cho một đám mây đạt được khối lượng đó là hơn 4 trăm triệu năm. Như vậy, nếu như các đám mây chỉ được hình thành theo một cơ chế duy nhất này thì rõ ràng là không khả thi, nó sẽ bị phân hủy trước khi đạt được khối lượng cần thiết. Do đó cơ chế thứ hai, các đám mây phân tử hình thành từ trên xuống đã được thảo ra để dải quyết phần nào vấn đề này. Nếu như ta để ý sẽ thấy ở cơ chế thứ nhất, lực duy nhất tham gia vào việc hình thành các đám mây phân tử là trọng lực và động lực từ bên ngoài tác động trực tiếp vào từng những cấu trúc nhỏ riêng lẻ để hình thành các đám mây lớn. Trong giả thuyết thứ hai, các đám mây nguyên tử hay phân tử có kích thước nhỏ đã tồn tại sẵn trong không gian. Các yếu tố vật lý như từ trường, nhiệt độ, mật độ trong các đám mây khuếch tán này không giống nhau mà rất đa dạng. Sự khác nhau này dẫn đến một hệ quả tất yếu là sẽ có vùng gây sức ép lên các vùng lân cận. Các sức ép này sẽ đẩy các đám mây nhỏ tiến về với nhau nhanh hơn, do đó các đám mây phân tử này sẽ tích tụ vật chất nhanh hơn, giống như một vùng nước xoáy có khả năng hút vật chất về nó và sau khi no đủ nó sẽ tự điều chỉnh để có thể giữ thăng bằng và tạo thành các đám mây có cấu trúc tương đối bền vững. Bên trong các đám mây phân tử, tồn tại các vùng có mật độ cao hơn những vùng khác, và tại đây một khi chúng đạt được những điều kiện cần thiết, một ngôi sao mới sẽ hình thành.

3 Điều kiện ban đầu

Quá trình hình thành của các ngôi sao phụ thuộc rất lớn vào lực hấp dẫn tạo ra sự co rút trọng lực của các lõi phân tử cô đặc bên trong các đám mây phân tử. Vì vậy, điều kiện đầu tiên tối quan trọng để một ngôi sao có thể hình thành là làm sao để một lõi phân tử có thể co rút bằng chính trọng lực của nó. Lực chống đỡ lại sự co rút này mạnh mẽ nhất là áp suất tạo bởi nhiệt lượng (quang áp). Vào năm 1902, nhà vật lý người Anh Jame H. Jeans đã phân tích mối liên hệ giữa hai lực này để tìm ra một điều kiện thích hợp, trong đó trọng lực có thể thắng áp suất và tiến hành quá trình co rút của mình. Ông đã tìm ra một khối lượng tối thiểu để cho trọng lực của một vật thể có thể thắng áp suất và bắt đầu sự co rút. Khối lượng này sau đó được mang tên ông và là điều kiện đầu tiên tối quan trọng cho bất kì một ngôi sao nào hình thành. Một vật thể có thể tự co rút bằng chính trọng lực của mình chỉ khi nào nó có khối lượng lớn hơn khối lượng Jeans này. Khối lượng Jeans của một lõi phân tử chỉ phụ thuộc vào hai đại lượng là nhiệt độ và mật độ của đám mây đó. Nếu như nhiệt độ tăng lên hoặc mật độ giảm xuống, khối lượng Jeans cũng sẽ tăng lên, các đám mây sẽ được chống đỡ để khỏi bị co rút. Do đó nó phải hoạt động mạnh hơn để thu hút vật chất và đạt được khối lượng lớn hơn khối lượng này nếu như muốn quá trình co rút tiếp tục xảy ra.

Nhưng nếu như nhiệt độ giảm đi hoặc mật độ tăng lên do đám mây chuyển hoá năng lượng ra môi trường bên ngoài hiệu quả hơn và lực hấp dẫn sẽ mạnh hơn thì khối lượng Jeans này sẽ giảm và sự co rút diễn ra dễ dàng hơn. Ở cấp độ đám mây phân tử, khối lượng và bán kính Jeans này không nhất thiết đồng nhất mà nó có thể khác nhau tuỳ thuộc vào nhiệt độ và mật độ tại vùng đó. Do đó, một số vùng có khối lượng Jeans tăng nhưng cũng có vùng có khối lượng Jeans giảm. Sự co rút vì vậy mà cũng khác nhau tuỳ từng vùng, đồng thời cũng dẫn đến sự phân mảng ngay trong quá trình co rút ở cấp độ đám mây phân tử này.

Bên cạnh quang áp, từ trường và sự hỗn độn của vật chất trong đám mây phân tử cũng góp phần chống đỡ lại sự sụp đổ trọng trường. Từ trường trong đám mây phân tử tạo thành mạng lưới các đường sức, vật chất có xu hướng sắp xếp theo các mạng lưới này để tạo thành một kết cấu khá vững chắc. Trong khi đó, sự chuyển động hỗn độn không định hướng của vật chất phá vỡ cấu trúc này và tạo nên một phản lực có khả năng chống lại sự sụp đổ. Nếu ta kết hợp tất cả những lực chống đỡ lại trọng lực, tức là những lực làm gia tăng áp suất, khối lượng Jeans sẽ bị tăng lên và do đó sự co rút cũng diễn ra khó khăn hơn làm kéo dài thời gian co rút, giúp cho các đám mây phân tử này điều chỉnh lại nhiệt độ và mật độ để đạt được trạng thái cân bằng lâu hơn.

4 Quá trình tiến hóa của các tiền sao

Như đã nói ở trên, quá trình hình thành của một ngôi sao là một cuộc chiến giữa trọng lực và phản lực bắt nguồn chủ yếu từ nhiệt độ, từ trường và độ hỗn độn. Tại một thời điểm nào đó, khi trọng lực thắng lực chống đỡ, điều kiện ban đầu đã hình thành, tức khối lượng của đám mây đã vượt quá khối lượng Jeans, chúng bắt đầu co rút. Sự co rút này tiếp tục diễn ra chừng nào đám mây này tìm cách để tránh né các lực chống đỡ hay biến đổi nó thành các dạng năng lượng khác và chuyển hoá ra môi trường bên ngoài. Các quan sát mới về các tiền sao đều cho ra một kết quả giống nhau, đó là các ngôi sao dường như được hình thành từ các quả cầu khí đẳng nhiệt, mật độ tại trung tâm của quả cầu khí rất cao và giảm rất nhanh từ trong ra ngoài. Do nhiệt độ của quả cầu này đồng nhất, khối lượng Jeans sẽ chỉ còn phụ thuộc vào mật độ và tăng dần từ trong ra ngoài. Vì vậy, sự co rút này nếu có xảy ra thì sẽ xảy ra từ trong ra ngoài (inside - out collapse). Quả cầu khí này có thể được chia ra làm nhiều lớp khác nhau, vật chất ở lớp trong cùng sẽ co rút trước, sự co rút đột ngột này tạo nên một làn sóng gọi là sóng dãn nở lan truyền ra lớp kế cạnh bên ngoài. Điều này hơi khó hiểu, song nó cũng giống trường hợp một lớp đất đột nhiên lún xuống, nếu ta đứng ở một vị trí trên lớp đất kế tiếp ta sẽ cảm nhận được một làn sóng thổi ra từ hướng đất lún và lớp đất mà ta đang đứng cũng sẽ lún theo. Trong trường hợp co rút của quả cầu khí ở trên thì làn sóng dãn nở này chuyển động với vận tốc ánh sáng, đồng thời mang thông tin về mật độ, vận tốc co rút của lớp trước đến cho lớp sau. Trong giai đoạn này, các lớp vật chất đang co rút này tạo thành một tiền sao (protostar) ở trung tâm trong một vỏ bọc lớn chứa khí và bụi. Khi tiền sao bắt đầu hình thành thì các hạt vật chất vẫn tiếp tục bị lực hấp dẫn của tiền sao. Nhưng do mang động lượng quay khác nhau, trong đó những hạt có động lượng quay lớn bị hút xa hơn và những hạt có động lượng quay nhỏ hơn thì rớt vào một mặt phẳng ở ngoài rìa cắt ngang tiền sao tạo thành một đĩa xung quanh tiền sao. Đĩa này được gọi là đĩa tiền hành tinh, vì ở giai đoạn đầu này, tại nơi đây, các hành tinh cũng bắt đầu được hình thành do các hạt bụi và khí hút vào với nhau tạo thành khối rắn lớn có kích thước của hành tinh và không bị hút vào trung tâm nữa mà chỉ quay quanh tiền sao cùng với đĩa. Vật chất trên đĩa tiền hành tinh, do tác động của lực hút gây ra bởi trọng lực và lực quay của tiền sao ở trung tâm cộng với độ nhớt của vật chất trên bề mặt đĩa, đã kéo nhau di chuyển vào tiền sao trung tâm, do đó bồi đắp thêm vật chất cho nó. Tuy nhiên, không phải tất cả vật chất đều ở lại trung tâm và tạo thành vật liệu của ngôi sao sau này, chỉ trên dưới 50% vật chất ở lại trung tâm, phần còn lại được trả ngược trở lại ra môi trường bên ngoài thông qua hai luồng khí chảy ra ở hai cực vuông góc với mặt phẳng đĩa (Adams, 2009). Hai luồng khí này được tạo ra do nhu cầu phải đem bớt vật chất và động lượng quay ra ngoài nếu không tiền sao sẽ quay càng ngày càng nhanh và không tiến được tới trạng thái thăng bằng. Vì vậy, hai luồng khí này mang vật chất với mật độ thấp hơn mật độ ở trung tâm tiền sao rất nhiều nhưng lại có vận tốc lớn hơn theo nguyên lý bảo toàn động lượng quay. Trên đường đi của mình, hai luồng khí này cũng oanh tạc vật chất của vỏ bọc ngoài và dần phá hủy chúng.

Vào một thời điểm nào đó, khi vật chất ở vỏ bọc không còn quá nhiều, một phần do đã rớt vào trung tâm và một phần bị phá huỷ bởi hai luồng khí vuông góc với mặt phẳng đĩa, vật chất ngừng rớt vào, đồng thời cũng ngừng bồi đắp vào tiền sao. Hai luồng khí cũng dần dần tan biến đi sau khi hoàn thành sứ mạng của mình. Tiền sao trung tâm bắt đầu tự thực hiện các phản ứng hạt nhân và tạo ra một dòng đối lưu mang khí và nhiệt năng hướng ra ngoài. Tiền sao lúc này đã trở thành một ngôi sao thực thụ và bắt đầu tự phát sáng bằng phản ứng hạt nhân chính trong cơ thể của mình. Đĩa tiền hành tinh lúc này bị phân huỷ bởi nhiệt lượng phát ra từ hai luồng khí và từ chính cơ thể của ngôi sao. Hầu hết tất cả bụi và khí trong đĩa tiền hành tinh bị tiêu diệt, chỉ còn lại những khối đá lớn rắn chắc tạo thành các hành tinh quay xung quanh mặt trời như thái dương hệ của chúng ta. Hình 3 mô tả toàn bộ quá trình tiến hóa của một ngôi sao giống thái dương hệ từ giai đoạn các đám mây phân tử đến khi hình thành các luồng khí, đĩa tiền hành tinh và kết thúc bằng một hệ sao và hành tinh thái dương hệ của chúng ta.

Hình 3: Quá trình hình thành một ngôi sao có khối lượng nhỏ (Greene, 2001). Dark cloud: đám mây tối, đám mây phân tử. Dense core: lõi đặc. Gravitational collapse: Co rút trọng trường. Protostar: tiền sao. Bipolar outflow: hai luồng khí vuông góc. Envelope: Vỏ bọc. Disk hay Protoplanetary disk: đĩa tiền hành tinh. T - Taur. Central star: Ngôi sao trung tâm. Planetary system: Hệ hành tinh

5 Quan sát giai đoạn đầu của các ngôi sao

Quá trình hình thành một tiền sao bắt đầu từ giai đoạn co rút trọng trường đến ngôi sao thực thụ là 1 triệu năm (André, 2002). Trong suốt quá trình dài này, ắt hẳn là diện mạo của tiền sao rất khác nhau, và có lẽ ta cũng có thể phân chia quá trình dài này thành các giai đoạn đặc trưng ngắn hơn. Bản chất của các quan sát thiên văn là theo dõi độ sáng (tương đương với năng lượng phát ra) của một vật thể ở các thời điểm khác nhau, góc nhìn khác nhau và ở bước sóng năng lượng khác. Đối với một ngôi sao, thì quan sát ở các thời điểm khác nhau không cung cấp nhiều thông tin vì quá trình tiến hoá của nó là 1 triệu năm, trong khi vòng đời của một con người chỉ dưới 100 năm. Nhìn ở các góc khác nhau cũng không khả thi vì điều này chỉ có thể đúng đối với các vật thể tương đối gần như mặt trăng, hành tinh trong thái dương hệ, đối với các vật thể ở rất xa ta chỉ có thể thu được hình ảnh ở không gian 2 chiều. Tương tự khi nhìn một ngọn núi ở rất xa, ta chỉ có thể nhìn thấy nó như trên một bức ảnh 2 chiều mà thôi, muốn nhìn thấy cả 3 chiều thì ta phải tiến sát lại gần hơn. Vì vậy, công việc của các nhà thiên văn chỉ là nghiên cứu độ sáng hay năng lượng phát ra của các ngôi sao ở bước sóng khác nhau. Và cũng thật bất ngờ, mặc dù các tiền sao chỉ phát sóng ở bước sóng submm, nó vẫn có sự phân bố năng lượng trên miền quang phổ rất khác nhau và đặc trưng cho từng giai đoạn tiến hóa (hình 4). Trước khi quá trình co rút xảy ra, cơ thể mẹ, tức đám mây phân tử sẽ tạo ra ngôi sao sau này, tạo ra một vùng có mật độ đậm đặc hơn môi trường xung quanh do các quá trình phân mảng xảy ra ở giai đoạn hình thành các đám mây phân tử (đã thảo luận ở phần 2). Vùng đậm đặc này chưa chứa tiền sao trung tâm nhưng có tiềm năng tạo ra sao sau này nên gọi là lõi tiền sao.

Quá trình tiến hóa của các tiền sao bắt đầu bằng giai đoạn co rút của các lõi tiền sao có thể được chia ra làm hai giai đoạn dựa vào các quan sát ở bước sóng nhìn thấy được: giai đoạn tiền sao nằm ẩn mình sâu trong vỏ bọc dày đặc bụi và khí không nhìn thấy được, giai đoạn tiền sao đã bắt đầu lộ diện và nhìn thấy được.

Hình 4: Quan sát biểu đồ bức xạ của tiền sao qua các giai đoạn khác nhau (André, 2002)

5.1 giai đoạn ẩn mình

Mặc dù tiền sao ở giai đoạn này bị che lấp bởi vỏ bọc và ta không thể nhìn thấy được ở bước sóng khả kiến, nhưng may mắn thay, những phát triển vượt bậc của các kính thiên văn ở bước sóng submm và hồng ngoại xa đã đẩy những hiểu biết về các tiền sao ở giai đoạn này lên cao hơn. Tiền sao ở giai đoạn ẩn mình bao gồm hai nhóm chính: tiền sao loại 0 và tiền sao loại 1. Tiền sao loại 0 có năng lượng cực điểm ở bước sóng từ 0.01mm đến 1mm và biểu đồ của sự phân bố năng lượng trên quang phổ có hình dạng tương tự như biểu đồ bức xạ của một vật thể đen có một nhiệt độ duy nhất. Tiền sao loại 0 đặc trưng bởi nhiệt độ bức xạ thấp 10 - 30^oK kết hợp với hai luồng khí thẳng tắp ở hai cực. Năng lượng bức xạ của tiền sao trong giai đoạn ẩn mình cao nhất ở bước sóng này là vì vỏ bọc dày đặc khí bụi đã hấp thụ và xử lý lại hầu hết bức xạ ở bước sóng khác từ tiền sao trung tâm, chuyển hóa thành bức xạ ở bước sóng submm. Bởi vì khởi điểm của giai đoạn tiền sao được tính ngay từ lúc lõi phân tử co rút, hầu hết vật chất tồn tại cuối cùng trong ngôi sao được bồi đắp ở giai đoạn ẩn mình này. Cực điểm của năng lượng bức xạ của tiền ngôi sao loại 1 đã dần dần tiến về bước sóng khả kiến và bây giờ được biểu hiện bằng biểu đồ bức xạ của một vật thể đen cộng với phần bức xạ dư thừa ở dải tần hồng ngoại xa và submm tạo ra bởi vỏ bọc. Mặc dù tiền sao loại 1 vẫn còn mang hai luồng khí, đĩa tiền hành tinh như tiền sao loại 0 nhưng lúc này hai luồng khí đã phần nào đâm thủng vỏ bọc, phá hủy vật chất ở đó. Do đó, phần nào năng lượng ở gần bước sóng khả kiến đã dần dần thoát ra từ lỗ hổng đó và chúng ta có thể nhìn thấy chúng ở bước sóng gần khả kiến trong cuối giai đoạn ẩn mình.

5.2 Giai đoạn lộ diện

Trái ngược với giai đoạn ẩn mình, những tiền sao ở giai đoạn lộ diện đã nhìn thấy được trong bước sóng khả kiến. Tiền sao ở giai đoạn này được chia ra thành 2 loại: tiền sao loại 2 và tiền sao loại 3. Bắt đầu vào giai đoạn này, hai luồng khí đã phá vỡ được vỏ bọc bên ngoài và cũng dần tan biến, chỉ còn lại tiền sao trung tâm và đĩa tiền hành tinh. Lúc này tiền sao loại 2 đã thu gom đủ khối lượng và sắp trở thành một ngôi sao thực thụ. Biểu đồ năng lượng bức xạ đã dời hẳn qua bước sóng nhìn thấy được và phần bức xạ dư thừa ở dải tần hồng ngoại xa và submm vẫn còn tồn tại mặc dù ít hơn do phần năng lượng này không phải có nguồn gốc từ vỏ bọc bên ngoài mà chủ yếu đến từ đĩa tiền hành tinh. Quá trình bồi đắp ở giai đoạn này vẫn còn tồn tại nhưng với một tốc độ thấp hơn nhiều ở giai đoạn ẩn mình. Đối với tiền sao loại 3, vật chất trên đĩa tiền hành tinh dần dần mất đi do sự đốt nóng của tiền sao trung tâm và đồng thời cũng do bị bồi đắp vào trong. Biểu đồ bức xạ lúc này giống như biểu đồ của một vật thể đen với một nhiệt độ duy nhất và với một phần rất ít bức xạ dư thừa của đĩa bụi còn lại. Lúc này tiền sao có thể đã được gọi là một ngôi sao thực thụ với các hành tinh xoay xung quanh.

6 Hóa tính của môi trường xung quanh tiền sao

Bởi vì tính chất vật lý của tiền sao thay đổi khá nhiểu từ ngoài vỏ bọc vào trong trung tâm nên ta cũng có thể tưởng tượng được thành phần hóa học cũng tiến hóa mãnh liệt như thế nào. Các quan sát mới ở bước sóng submm gần đây đã cho phép chúng ta nhìn thấu vào tận bên trong trung tâm của tiền sao và khám phá ra một cấu trúc hóa học cực kỳ phức tạp bằng phương pháp phổ kí. Thành phần hóa học của các ngôi so thay đổi khá nhiều và đa dạng. Từ các nguyên tử đơn lẻ ở các đám mây khuếch tán ngoài cùng, đến các phân tử đơn giản ở vỏ bọc bên ngoài của tiền sao. Gần đây, các nhà thiên văn đã khám phá ra cấu trúc hóa học mới rất khác vỏ bọc bên ngoài ở trong lõi của tiền sao. Lõi này được gọi là lõi nóng (hot core hoặc hot corino) có nhiệt độ lớn hơn100^oK, bán kính nhỏ hơn 50 AU và chứa rất nhiều hợp chất hữu cơ phức tạp. Trong khi đó, lớp vỏ bọc bên ngoài (r > 400 AU) của tiền sao lại có nhiệt độ rất thấp, nhỏ hơn 50^oK và chất khí ở đây ở trong trạng thái đông tụ vào các hạt bụi thiên thể.

6.1 Vỏ bọc lạnh bên ngoài

Do nhiệt độ thấp và mật độ vật chất cao, vỏ bọc này có hai tính chất quan trọng: i) các phân tử khí nặng như CO, H₂CO, CH₃OH đông tụ trên các hạt bụi, ii) sự tăng mạnh của quá trình deuterate hóa phân tử[2]. Việc đông tụ của các phân tử khí tương tự như hiện tượng của nước thường gặp vào mỗi buổi sáng mùa đông do bầu khí quyển trái đất chứa đầy nước ở thể khí. Lúc này, mật độ của phân tử nước trong không khí rất cao cộng với nhiệt độ đã giảm xuống rất thấp. Nếu quan sát kĩ các gốc cây hay bất cứ vật gì tiếp xúc với không khí, ta sẽ thấy các hạt nước nhỏ li ti đọng lại trên trên bề mặt như các hạt tinh thể. Sự đông tụ của các vỏ bọc ngoài của tiền sao cũng giống vậy nhưng xảy ra ở mật độ cao hơn và nhiệt độ thấp hơn rất nhiều. Ở vỏ bọc này, mật độ khí rất cao (10⁴ - 10⁵ phân tử trên 1 cm³) và nhiệt độ thấp (khoảng 20 - 50^oK), các phân tử khí có xu hướng tiến lại gần các hạt bụi, bám chặt và đông tụ lại ở đó dẫn đến việc giảm đột ngột số lượng khí trong vỏ bọc này. Thông thường, số lượng phân tử khí giảm tới 100 lần so với khi chưa bị đông tụ, dặc biệt là ở các phân tử H₂O, CO, H₂CO...Các phân tử này đông tụ các chất khí khác nhau xảy ra ở nhiệt độ và mật độ khác nhau phụ thuộc vào năng lượng liên kết của các nguyên tử trong phân tử.

Ở vỏ bọc này, số lượng các phân tử mang nguyên tử deuterium đột nhiên tăng mạnh, ví dụ như sự có mặt của HDO, D₂O, HDCO, D₂CO, CH₃OD...Trong các đám mây phân tử, nguyên tử Deuterium tồn tại cũng khá nhiều nhưng rất khó kết hợp với các nguyên tử khác để tạo thành phân tử. Cách dễ nhất để chuyển nguyên tử D vào phân tử là theo phản ứng trao đổi proton của H⁺ với HD để tạo thành H₂D. H₂D⁺ dễ dàng thực hiện các phản ứng tiếp theo để chuyển D vào phân tử. Ví dụ: H₂D⁺ + H₂O → H⁺ + HDO. H⁺ lại tiếp tục sản xuất H₂D⁺. Tuy nhiên, trong các đám mây phân tử, khí CO chiếm số lượng lớn chỉ sau phân tử hydro tồn tại khắp nơi. Khí CO lại tác dụng rất dễ dàng với H⁺ để tạo thành H₂CO và H nên khó có thể tạo ra nguồn ion chứa deuterium. Ở vỏ bọc lạnh ngoài tiền sao, do quá trình đông tụ xảy ra, lượng khí CO đã giảm xuống gần 100 lần tạo môi trường thích hợp để các ion chứa deuterium có thể hình thành. Tiếp theo đó các ion này sẽ tác dụng với các phân tử khí để thay thế nguyên tử hydro bằng deuterium. Tính chất hóa học của vỏ bọc này tương tự như tính chất hóa học của các lõi tiền sao đang trong giai đoạn co rút do tính chất vật lý và hóa học khá giống nhau.

6.2 Lõi nóng

Ở trung tâm của tiền sao một vùng có bán kính nhỏ có nhiệt độ và mật độ phân tử khí rất cao gọi là lõi nóng. Mật độ trong lõi nóng có thể lên đến khoảng 10⁸ trên một cm³ (Van Dishoeck 2006). Nhiệt độ của vùng này bắt nguồn từ bức xạ của tiền sao trung tâm tạo ra khi phải chuyển hóa động năng do các hạt bụi khí đem vào. Nhiệt độ lớn hơn 100^oK trong lõi nóng này dẫn đến tình trạng các tinh thể khí đang đông tụ trên các hạt bụi ở giai đoạn trước đột nhiên thăng hoa và quay trở lại dạng khí làm số lượng và khối lượng các chất khí tăng lên hàng trăm lần so với vỏ bọc bên ngoài. Trong lõi nóng này, thành phần hóa học bao gồm các hợp chất hữu cơ phức tạp như HCOOH (formic acid), CH₃CHO (acetaldehyde), CH₃OCHO (methyl formate), CH₃OCH₃ (dimethyl ether), CH₃COOH (acetic acid), CH₃CN (methyl cyanide), C₂H₅CN (ethyl cyanide), CH₃CCH (propyne)... Các hợp chất hữu cơ này thường tồn tại dưới dạng đồng phân hoặc các hợp chất có cùng một nhóm chính (nhóm  - CHO,  - CN, CH3 -). Việc tìm ra câu trả lời cho nguồn gốc của các hợp chất hữu cơ, tỉ lệ tương đối giữa chúng và quá trình tiến hóa là một câu hỏi lớn cho các ngành thiên văn quan sát cũng như lý thuyết, vật lý thí nghiệm, địa chất... Thành phần hóa học của các tiền sao ở giai đoạn đầu và thành phần hóa học của trái đất, của cơ thể sống có mối quan hệ rất chặt chẽ với nhau. Tất cả đã hình thành nên đối tượng nghiên cứu cho hai ngành học mới gần đây là: ngành học hóa học thiên thể (astrochemistry) và sinh học thiên thể (astrobiology).

Sự hình thành các hợp chất hữu cơ phức tạp kể trên có lẽ theo 3 hướng chính sau đây: i) các chuỗi carbon hình thành bằng các quá trình hóa học ở trạng thái khí lạnh trong các đám mây phân tử; ii) phản ứng đẩy nguyên tử vào các hạt bụi có cấu trúc polymer và phá vỡ polymer để tạo thành các nhóm ngắn hơn như aldehyde và rượu; iii) phản ứng ở trạng thái khí nóng. Các hành tinh cũng được hình thành trong giai đoạn đầu tiên này. Do đó, hiểu được quá trình tiến hóa hóa học ở giai đoạn đầu này là hiểu được phần nào nguồn gốc của các hợp chất có mặt trong cơ thể người. Một số hợp chất được sử dụng như là những dấu hiệu để tìm kiếm sự sống, ví dụ như các acid amin. Mặc dù acid amin chưa được tìm thấy trong các tiền sao nhưng amino acetonitrile (NH₂CH₂CN), tiền thân của acid amin đơn giản nhất glyine (NH₂CH₂COOH) đã được tìm thấy trong vùng lõi nóng SgrB₂(N) (Belloche et al., 2008).

7 Kết luận

Quá trình hình thành ngôi sao là một quá trình phức tạp đòi hỏi những nghiên cứu mới cả về quan sát lẫn lý thuyết, tuy nhiên ta cũng có thể tóm gọn những hiểu biết tạm thời lại trong một vài ý sau: Ngôi sao được hình thành trong các đám mây phân tử đang tự giữ thăng bằng bằng chính trọng lực của nó. Sự hình thành bắt đầu ở một vài lõi hoặc cụm lõi tiền sao có mật độ cao hơn mật độ trung bình và đáp ứng đủ điều kiện để có thể bắt đầu co rút dưới trọng lực của mình. Quá trình tiến hoá này là một cuộc chiến giữa trọng lực và các lực chống đỡ: áp suất, từ trường, độ hỗn độn. . . Trong giai đoạn thứ hai, khi tiền sao trung tâm và đĩa tiền hành tinh đã thành hình, vật chất từ môi trường xung quanh vẫn tiếp tục rơi vào đĩa tiền hành tinh và di chuyển vào trung tâm. Do vật chất rơi vào trung tâm mang động lực quay rất lớn nên vật chất được phân chia ra làm hai nửa: một nửa ở lại không mang hoặc mang rất ít động lực quay, nửa kia mang động lực quay cao hơn phóng ngược trở lại ra môi trường bên ngoài dưới dạng hai luồng khí vuông góc với mặt phẳng đĩa ở hai cực. Khi quá trình bồi đắp vật chất chấm dứt, hai luồng khí cũng bắt đầu tắt dần, tiền sao tự đốt nóng mình bằng các phản ứng hạt nhân và trở thành một ngôi sao thực thụ. Đĩa tiền hành tinh bao gồm bụi và khí cũng bị sức nóng từ ngôi sao phân huỷ, chỉ những hành tinh rắn chắc lớn tồn tại được như các hành tinh trong thái dương hệ của chúng ta ngày hôm nay. Quá trình hình thành một ngôi sao phát triển như sau:

Lõi tiền sao → Tiền sao loại 0 → Tiền sao loại 1 → Tiền sao loại 2 → Tiền sao loại 3 → Ngôi sao thực thụ

Quá trình tiến hóa được chia làm hai giai đoạn chính: giai đoạn ẩn mình (quan sát chủ yếu ở bước sóng submm và hồng ngoại xa) và giai đoạn lộ diện (bước sóng khả kiến). Trong giai đoạn ẩn mình, tiền sao có một vỏ bọc bao xung quanh chuyển hóa hết bức xạ từ nó qua bước sóng submm đồng thời cung cấp luôn vật chất để bồi đắp cho trung tâm. Ở giai đoạn này, tính chất hóa học phát triển rất nhanh và rất khác nhau tùy thuộc vào từng vị trí, từng giai đoạn. Trung tâm của tiền sao chứa lõi nóng có thành phần hóa học khác xa vỏ bọc lạnh và đặc ở bên ngoài. Vào giai đoạn lộ diện, vỏ bọc dần biến mất và ngôi sao bắt đầu nhìn thấy được ở bước sóng khả kiến và dần hiện rõ hơn khi trở thành ngôi sao thực thụ.

Mặc dù bức tranh về sự hình thành của các ngôi sao đã dần thành hình, rất nhiều câu hỏi vẫn còn nằm trong vòng nghiên cứu, đặc biệt là ở giai đoạn ẩn mình. Chúng ta vẫn chưa hiểu hết làm sao các đám mây phân tử có thể phân mảng để tạo thành các lõi có mật độ dày đặc và co rút? Đĩa tiền hành tinh hình thành và phát triển như thế nào? Lõi nóng hình thành và ảnh hưởng ra sao? Các phản ứng hóa học phức tạp xảy ra như thế nào và với điều kiện gì? Hành tinh hình thành trong đĩa như thế nào?... Trong vài ba năm tới, bức tranh này sẽ rõ nét hơn với các quan sát của kính thiên văn không gian Herschel hoạt động trên bước sóng 0.06 - 0.6mm và được trang bị 2 camera cùng với 2 phổ kế có độ phân dải cao. Kính thiên văn này vừa được phóng thành công lên quỹ đạo vào tháng 5 năm 2009 vừa qua và sẽ bắt đầu thu thập số liệu khoa học từ tháng 11 năm 2009, đúng 400 năm sau khi Galileo thực hiện quan sát các thiên thể bằng kính thiên văn đầu tiên. Kính thiên văn Herschel sẽ không những chỉ trả lời các câu hỏi về sự tiến hóa của các ngôi sao, đám mây phân tử mà còn sự tiến hóa của các thiên hà và cả vũ trụ cùng với mối liên hệ chặt chẽ giữa chúng.

Dựa vào các khảo sát của kính thiên văn Herschel, những hiện tượng đáng chú ý sẽ được tiếp tục theo dõi, quan sát bằng các kính thiên văn và các hệ kính giao thoa thế hệ mới ra đời ở bước sóng này với độ phân dải cao hơn rất nhiều lần sẽ được sử dụng trong tương lai gần.

Service d’Astrophysique, CEA Saclay

F - 91191 Gif - sur - Yvette, France

quang.nguyen-luong@cea.fr

Tài liệu

Adams, F. 2009, Winter school in star formation, Taipei, Taiwan

André, P. 2002, in EAS Publications Series, ed. J. Bouvier & J. - P. Zahn, Vol. 3, 1–38

Belloche, A., Menten, K. M., Comito, C., et al. 2008, A&A, 482, 179

Blitz, L. & Williams, J. , in The Origins of Stars and Planetary Systems, ed. C.J. lada & N.D. Kylafis, 1999

Bontemps, S., Andre, P., Terebey, S., & Cabrit, S. 1996, A&A, 311, 858

Greene, T. 2001, American Scientist, 89, 316

Van Dishoeck, E. 2006, in Proceeding of National Academy of Sciences, Vol. 103, 12249–12256