CÁC CẶP SAO
Vấn đề các sao đồng hành sẽ chưa giải quyết được cho đến khi có người nào đó nắm được nghệ thuật tiến hành các quan trắc cực kỳ chính xác để phát hiện ra chúng.
I. Keple, năm 1610.
Một số sao hiện ra trên thiên cầu sát cạnh nhau. Dĩ nhiên, điều này không có nghĩa rằng các sao này thực sự ở cạnh nhau trong không gian: chúng có thể phân bố gần như ở cùng một hướng từ phía chúng ta, nhưng lại ở rất xa nhau. Người ta nói rằng đó là các sao đôi quang học (tiếng Anh: optical double star). Nhưng trong thế giới sao còn tồn tại những anh láng giềng thực sự: chúng ở gần nhau và chuyển động dưới tác động của sự hấp dẫn tương hỗ. Đó là các hệ sao đôi vật lý hay còn gọi là sao kép (tiếng Anh: binary star) và sao chùm hoặc sao bội (tiếng Anh: multiple star).
Liệu sự gần nhau nhìn thấy được của các sao là thực sự hay chỉ là biểu kiến câu hỏi này có thể giải quyết được bằng quan sát. Quan sát một cặp sao nào đó trong vòng nhiều năm đôi khi có thể nhận ra sự thay đổi tương quan vị trí giữa các sao liên quan đến chuyển động quay quanh một tâm chung của chúng.
Khi sự dịch chuyển như vậy quá chậm thì người ta sử dụng phương pháp khác: đo chuyển động riêng của các sao trong cặp, tức là sự thay đổi tương quan vị trí của các sao trên trời diễn ra do chuyển động của chúng trong không gian. Đó là các đại lượng rất nhỏ, nhưng các thiết bị hiện đại cho phép các nhà thiên văn đo được chúng. Nếu chuyển động riêng của hai sao gần nhau trùng nhau thì có thể coi là các sao này tạo thành một hệ sao vật lý. Bởi vì xác suất trùng hợp ngẫu nhiên các vận tốc của chúng về độ lớn và hướng là rất nhỏ.
Chính bằng phương pháp này mà người ta đã chứng tỏ được rằng các sao ở "cán xoong" chòm Gấu Lớn là Mizar và Alcor (chúng còn được gọi là sao Ngựa và sao Kỵ Sĩ là một hệ vật lý. Đây là trường hợp hiếm của sao đôi không phân biệt được bằng mắt thường. Vả lại, kính thiên văn cho thấy rõ rằng bản thân sao Mizar chia thành hai sao nhỏ, còn những nghiên cứu phổ cho thấy mỗi sao trong chúng cũng không phải là sao đơn.
Ống nhòm dã chiến, ống kính viễn vọng hoặc một kính thiên văn nhỏ mở ra trước mắt ta hàng trăm cặp sao đẹp: 
chòm Thiên Nga (Albireo) có sao lớn màu da cam và sao nhỏ màu xanh lam nhạt, chòm Chó Săn (sao Tim Saclo - Cor Caroli) có màu vàng và tím, 
chòm Bọ Cạp (Antares) có màu đỏ và lam ngọc. . . Các ngôi sao đơn độc kiểu như Mặt Trời của chúng ta (nó có các hành tinh, nhưng không có sao đồng hành) trong Thiên Hà chỉ là thiểu số.
Người phát hiện tiên phong có tài nghệ về sao đôi mà Keple tiên đoán chính là Uyliam Hecsen. Ông đã phát hiện ra hàng nghìn cặp sao và đã chứng minh vào năm 1803 rằng đó là những sao gần nhau thực sự bị ràng buộc bởi sự hấp dẫn. Vào thế kỷ XIX, V. Ya. Xtơruvê đã khám phá ra và đưa vào danh mục 3100 cặp sao, còn hiện nay người ta đã biết tới hơn 7 vạn cặp.
Ngôi sao sáng nhất bầu trời Sirius cũng là sao kép Centauri, ngôi sao láng giềng gần nhất của Mặt Trời chúng ta là một ngôi sao chùm ba, sao Capella vàng rực bao gồm 4 ngôi sao vàng và hơi đỏ, còn sao Castor trong chùm Song Tử là sao chùm sáu.
Bất kỳ cặp sao nào cũng là chị em sinh đôi. Cũng giống như những mặt trời con một, các sao đôi và sao chùm được tạo thành từ các khối vón của khí và bụi giữa các sao. Nếu đám mây khí yên ả, "không có gió" thì khi co lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn, nó sẽ rơi vào trong lòng nó và sinh ra một ngôi sao. Nhưng thông thường cũng như tất cả các thiên thể, đám mây quay và đồng thời bốc lên như các đám mây trên Trái Đất hoặc trên sao. Mộc: Chuyển động quay cản trở sự co lại trực tiếp của sao, thế là tạo thành cái "cổ áo khí" đôi và ba. Vậy là sinh ra các sao sinh đôi sinh ba. . .
Cặp sao sơ sinh ràng buộc nhau chắc chắn bởi các lực hút, quay tròn xung quanh tâm khối lượng chung, tựa như một đôi khiêu vũ trên băng. Khoảng cách giữa các sao cùng cặp có thể rất khác nhau. Chẳng hạn khoảng cách giữa Mizar và Alcor ít nhất cũng vượt khoảng cách từ Trái Đất đến Mặt Trời 2 vạn lần thời gian quay trọn vòng của các sao này một năm của chúng) là vài triệu năm Trái Đất. Có một số sao quay sát cạnh nhau thực hiện một vòng quay (năm) chỉ trong vài phút. Các cặp "bám chặt" nhau thì ngay cả khi qua kính thiên văn lớn nhất cũng nhập thành một chấm nhưng có thể nhận biết đó là sao đôi bằng các phương pháp khác, ví dụ bằng phân tích phổ. Chu kỳ quay của cặp sao phụ thuộc không chỉ vào khoảng cách, mà cả khối lượng của chúng. Các sao càng nặng thì quay càng nhanh. Vả lại phương pháp trực tiếp duy nhất hiện nay để "cân" sao chính là quan sát chuyển động của cặp sao.
Chuyển động quay của các sao trong cặp rất bền vững. Nếu như gần chúng xuất hiện một sao thứ ba thì bằng nỗ lực hấp dẫn chung cặp sao này thông thường sẽ hất anh chàng lạ mặt bay đi mãi mãi, còn hiếm hơn là đẩy anh ta ra quỹ đạo xa hơn. "Kẻ thứ ba phải cuốn xéo!". Vì thế trong các sao chùm ba ngôi, sao thứ ba luôn đứng nép ở phía xa cặp sao. Khi có nhiều hơn ba sao tụ tập lại thành một hệ thì theo thông lệ chúng kết thành từng đôi. Ví dụ, hai cặp sao doãng rộng với nhau tạo thành một hệ chùm bốn 
chòm Cây Đàn ( Lyrae). Còn nếu có một cặp sát nhau quay vòng quanh bộ bốn như thế ở khoảng cách lóng thì sẽ hình thành hệ sao chùm sáu (như trường hợp sao Castor). "Giống nhau như anh chị em sinh đôi" câu thành ngữ này thường không hoàn toàn phù hợp với các sao đôi và sao chùm. Không hiếm khi các sao cùng cặp khác nhau không chỉ về màu sắc (nghĩa là nhiệt độ), mà cả về kích thước. Chẳng hạn, quay xung quanh chàng khổng lồ màu đỏ sáng Antares (có đường kính gấp 500 lần Mặt Trời) là ngôi sao màu lam chói nhỏ hơn Mặt Trời 20 lần, nhưng lại sáng hơn nó gần 20 lần. Nhưng điều ngộ nghĩnh nhất là sao kềnh đỏ ở giai đoạn già cả, còn sao xanh lam lại đang còn trẻ! Thế mà cũng là sinh đôi! Ấy thế nhưng Antares A và Antares B đúng là sinh đôi chỉ có điều từ lúc sinh ra chúng có khối lượng khác nhau. Antares A nặng hơn Mặt Trời 18 lần, Antares B nặng hơn 6 lần. Cả hai sao cùng cháy đồng thời, chúng cùng bật lò phản ứng nhiệt hạch hyđrô, nhưng ngôi sao nặng hơn cháy mạnh hơn nhiều vì nhiệt độ và áp suất trong lò hạt nhân cao hơn sao kia. Tuy nhiên liệu dự trữ lúc khởi động nhiều gấp 3 lần sao Antares B, sao Antares A hầu như đã đốt cháy gần hết nhiên liệu và sắp đến lúc hấp hối: nó sẽ biến thành sao nơtron, thậm chí thành lỗ đen. Còn Antares B chi tiêu năng lượng hạt nhân tiết kiệm hơn nên sẽ còn sáng hàng trăm nghìn năm nữa.
Trong Thiên Hà có nhiều cặp sao như thế: một sao đã già, trong khi sao kia còn tràn đầy sinh lực. Ví dụ như Sirius trong chòm Chó Lớn. Sirius A là sao trắng bình thường, lớn gần gấp đôi và sáng gấp 20 lần Mặt Trời. Bạn đồng hành của nó, Sirius B (các nhà thiên văn đã đặt cho nó biệt danh là Cún Con vì nó sáng yếu hơn Sirius A tới 1 vạn lần), là ngôi sao cháy đã tàn. Nhưng trước kia, khi hyđrô cháy ở Sirius B thì nó cũng là một ngôi sao bình thường, nặng hơn Sirius A. Nó đã từng sáng ghê gớm và lúc đó giá có loài người trên Trái Đất thì không biết họ sẽ gọi sao nào trong cặp đó là Cún Con!
Các cặp sao "bám chặt nhau" rất thú vị và cực kỳ bí ẩn. Trước hết là vì tính kép của chúng không thể hiện qua bất kỳ kính thiên văn nào. Sao Persei từ xa xưa đã có tên gọi gợi cảnh giác Algol (theo tiếng Arập nghĩa là "sao Quỷ"), không rõ có phải vì nó biến quang hay không? Trong hai ngày rưỡi Algol sáng rất đều không thay đổi, thế rồi nó bỗng mờ nhanh, và sau vài giờ lại sáng lên nhanh. Cứ sau 68 giờ 49 phút sự sụt giảm độ sáng lại lặp lại. Bây giờ người ta đã hiểu nguyên nhân thay đổi độ sáng của Algol. Nó là hệ sao đôi. Quay xung quanh ngôi sao lớn hơi xanh lam với độ trưng bằng 250 lần Mặt Trời là ngôi sao màu da cam có kích thước đáng nể, nhưng mờ hơn. Quỹ đạo của sao da cam phân bố theo cách mà khi nó chen vào giữa ngôi sao chính và chúng ta theo chu kỳ, thì nó che khuất ngôi sao xanh lam, khiến cho Algol mờ hẳn. Người ta đã phát hiện ra nhiều sao biến quang bị che khuất như thế, nhưng Algol vẫn nổi bật nhất.
Bây giờ ta hãy xem xét kỹ hơn cặp sao này. Ngôi sao nào trong cặp nặng hơn? Tất nhiên là sao xanh lam, bởi vì quay quanh nó là gã khổng lồ mờ nhạt. Sao nào đi được chặng đường đời dài hơn? Sao da cam, nó đã tới thời kỳ "phù thũng tuổi già". Cặp Algol cũng giống Antares, nhưng ở đây mọi sự diễn ra "không giống như ở con người". Làm sao mà ngôi sao nhẹ lại già nhanh hơn ngôi sao nặng nhỉ? Câu trả lời được một cặp khác cung cấp cho ta: sao biến quang Sheliak tức sao Lyrae. Các sao Sheliak không phải hình cầu. Chúng bị kéo căng về phía nhau do lực hút tương hỗ. Một "quả dưa bở" nhỏ hơi vàng quay xung quanh một "quả lê" to tướng hơi lam. Nhưng điều lạ lùng nhất là từ đỉnh đầu quả lê có một dòng khí mạnh mẽ chảy liên tục đến quả dưa bở nhỏ. Còn có kẻ nào trong Thiên Hà hoang vắng này lại chia sẻ thức ăn của sao với bạn ngoài anh chị em ruột? Chỉ tiếc là phần lớn dòng khí này đi lệch sang bên, ngang qua quả dưa bở và khép kín vành khuyên rất lớn xung quanh cặp sao. "Chiếc bánh mì vòng" (bánh sừng bò) bằng khí sẽ tản mát ngay nếu như không có những dòng khí mới liên tục nuôi nó.
Xả vật chất sao ra ngoài là một hiện tượng ngắn hạn tựa như nước sữa sôi trào ra khỏi xoong. Một ngôi sao nặng khi già dường như sôi lên, phồng lên như bong bóng sữa, ngay bên cạnh lại có cô em lằng nhằng muốn liếm tí chút. Trong cặp sao Algol thì mọi thứ đã "sôi sùng sục" và bay đi hết và kẻ bú sữa đã biến thành ngôi sao chính, còn kẻ cho bú lại thành bạn đồng hành. Dĩ nhiên có thể xả bớt khối lượng, nhưng làm sao mà trút bỏ được tuổi già?
Giá như Sirius A già hơn một chút còn Cún Con gần nó hơn chút nữa tất cả đời chỉ có một lần, con người đã được chứng kiến một cảnh tượng hùng tráng: vụ nổ gần của sao mới. Hãy hình dung là chỉ sau 2 - 3 đêm, trước mắt chúng ta Sirius bỗng cháy lên gấp hàng chục vạn lần và sáng bằng cả một chục Mặt Trăng vào kỳ trăng tròn, biến ban đêm thành hoàng hôn không sao, còn ban ngày thì sáng ánh lên ngay cả khi có Mặt Trời. Thế rồi khoảng một năm rưỡi hoặc hai năm sau nó từ từ trở lại nếp cũ "sao mới" (tiếng Anh và Pháp: nova, gốc tiếng La tinh nói tắt: nova (stella) = sao mới) là tên gọi quy ước quả bom hyđrô (bom khinh khí) của tự nhiên. Khi một ngôi sao bình thường nhiều năm trời hyđrô cho một sao lùn nóng trắng lên, thì có thể chưa xảy ra hậu quả ngay. Sau 50, 100 hoặc thậm chí 200 năm, quả bom hyđrô đã sẵn sàng mới nổ làm bắn tung một phần khí. Sau vụ nổ cơ cấu hạt nhân "dùng đi dùng lại nhiều lần" lại được nạp thêm hyđrô. Có lẽ dù sao cũng tốt đối với chúng ta là trong số các sao ở gần (khoảng cách đến Sirius chỉ là 9 năm ánh sáng) không có quả pháo đùng to như vậy. Nhưng trong một thế kỷ có khoảng chục lần người Trái Đất có thể quan sát thấy bằng mắt thường các vụ nổ sao mới ở nơi xa xôi. Vụ nổ lần cuối tính đến năm 2000) một sao mới như vậy được phát hiện năm l975 trong chòm sao Thiên Nga.
Một ví dụ lý thú nhất về một hệ sao đôi khăng khít là một sao bình thường và lỗ đen. Hãy hình dung: một ngôi sao nặng đã chiếu hết ánh sáng của mình và đến cuối đời bị suy sập, nó không biến thành sao lùn trắng kích thước cỡ bằng Trái Đất (như trường hợp Cún Con, cũng không thành sao nơtron đường kính 10 km, mà co lại nén chặt đến kích thước chỉ vài kilômet. Không chỉ vật chất sao bị nén lại mà cả lực hút của nó cũng căng lên. Sự hấp dẫn lớn đến mức ngay cả những hạt nhanh nhất trong Vũ Trụ là phôton (các hạt ánh sáng hoặc bức xạ khác) cũng không đủ sức rời lỗ đen. Vì thế lỗ đen không phát sáng cũng không bức xạ tí gì. Dường như không có nó trên đời vì nó hoàn toàn giấu mặt.
Nhưng phía ngoài phạm vi lỗ đen trải ra một trường hấp dẫn cực mạnh. Nếu lỗ đen lại hình thành cặp với một ngôi sao khác thì ngôi sao này sẽ "tiết lộ" sự có mặt của lỗ đen bằng chuyển động tựa hồ quay xung quanh một chỗ trống. Khi ngôi sao này "đứng tuổi" nó phồng lên và bắt đầu phun khí thì lỗ đen sẽ kéo khí về phía mình và xung quanh nó bùng lên một nguồn bức xạ tia Rơnghen (X quang).
Rơi vào lỗ đen theo đường xoáy ốc với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng, khí tạo ra xung quanh nó một cái đĩa xoay tròn bị ma sát làm nóng lên đến mức nó phát ra các tia Rơnghen. Như vậy không phải bản thân lỗ đen phát xạ, mà khí trên đường vào lỗ đen phát xạ. Lỗ đen rất "tham ăn", nhưng đường vào "quả táo con màu đen" nhỏ đến nỗi chỉ có một phần vật chất của đĩa chui tọt vào lỗ phần còn lại bị bắn ra từ không gian "gần lỗ đen" dưới dạng hai luồng ngược hướng nhau dọc thẹo trục đĩa. Các dòng tia từ "quả táo con" bắn ra xa tới hàng chục năm ánh sáng!
Đĩa khí với các dòng khí bức xạ tia Rơnghen, một sao rất lớn cho màu xanh lam có khối lượng không dưới 10 lần Mặt Trời quay xung quanh nguồn Rơnghen - đó là chân dung ngôi sao xa xôi V1 343 trong chòm Đại Bàng, được biết đến với cái tên phổ biến hơn là thiên thể SS 433.
Thế giới các cặp sao và "quan hệ gia đình" của chúng chỉ mới bắt đầu mở ra trước chúng ta. Việc nghiên cứu chúng đối với các nhà thiên văn là mối quan tâm lớn, bởi vì từ đó có thể rọi ánh sáng vào hàng loạt các vấn đề khoa học nền tảng.
Quan sát các hệ sao đôi ở các giai đoạn phát triển khác nhau là một sự sát hạch nghiêm túc đối với các mô hình lý thuyết hiện có về nguồn gốc và sự phát triển của chúng. Hàng vạn cặp sao đã biết cho đến ngày hôm nay được chia thành vài chục kiểu chính tuỳ theo các đặc điểm vật lý của chúng: sao lùn trắng có thể sống cạnh sao kềnh đỏ; sao nơtron có từ trường đặc biệt mạnh sống cạnh một ngôi sao tầm thường kiểu Mặt Trời của chúng ta, lỗ đen quay nhanh ở cạnh sao siêu kềnh màu lam phát ra luồng gió sao hùng mạnh. . . Không thể liệt kê hết tất cả các tổ hợp! Và trong mỗi kiểu lại còn những khác biệt về khoảng cách giữa các sao thành phần khối lượng, thành phần hoá học của chúng. . .
Thiên Hà tựa như một phòng thí nghiệm khổng lồ, còn các sao đôi ở trong đó là tập hợp phong phú nhất của các dụng cụ đo đạc, các thiết bị thí nghiệm. Ngay cả các tính chất cơ bản của không gian - thời gian cũng có thể được nghiên cứu tỉ mỉ trên cơ sở quan sát các cặp sao, chứ chưa nói đến các vấn đề của vật lý plasma, động lực học thể khí, cơ học thiển thể.
Mới đây các nhà thiên văn đã đo được với độ chính xác kinh khủng (tới vài phần chục của phần trăm, tức vài phần nghìn!) khối lượng của một sao nơtron có trong thành phần một hệ đôi. Chẳng bao lâu nữa sẽ đến việc xác nhận bằng thực nghiệm sự tồn tại của lỗ đen. Tóm lại, phía trước chúng ta còn có nhiều phát hiện liên quan đến việc nghiên cứu các cặp sao.
