NGÔI SAO CẤU TẠO NHƯ THẾ NÀO VÀ NÓ SỐNG RA SAO
Các ngôi sao sẽ không mãi mãi nguyên như ta nhìn thấy bây giờ. Trong Vũ Trụ, thường xuyên có các sao mới sinh ra và sao già chết đi. Để hiểu một ngôi sao tiến hoá như thế nào, các tham số bề ngoài của nó (kích thước, độ trưng, khối lượng) thay đổi ra sao theo thời gian thì cần phải phân tích các quá trình diễn ra trong lòng ngôi sao. Mà để làm được điều đó thì phải biết lòng sao có cấu tạo như thế nào thành phần hóa học, nhiệt độ, mật độ và áp suất ra sao. Nhưng chỉ có thể quan sát được các lớp bên ngoài của sao, các lớp khí quyển của nó, Ngay cả ngôi sao gần nhất là Mặt Trời, chúng ta cũng không thể quan sát vào sâu bên trong. Đành phải viện đến các phương pháp gián tiếp: các tính toán, mô hình hoá trên máy tính điện tử. Khi làm việc đó, người ta đã sử dụng các số liệu về các lớp bên ngoài các định luật vật lý và cơ học đã biết, có tính chất phổ quát đối với Trái Đất cũng như đối với thế giới sao.
Các điều kiện trong lòng sao khác xa với các điều kiện trong các phòng thí nghiệm trên Trái Đất, nhưng các hạt cơ bản như êlectron, prôton, nơtron thì cũng giống như trên Trái Đất. Các sao cũng gồm các nguyên tố hệt như trên hành tinh chúng ta. Vì thế, có thể áp dụng được các kiến thức thu được trong phòng thí nghiệm.
Các quan sát cho thấy đa số các sao bền vững, tức là chúng không giãn ra hoặc co lại rõ rệt trong những khoảng thời gian dài lâu. Ngôi sao có thể tồn tại dưới dạng một vật thể bền vững chỉ trong trường hợp tất cả các lực bên trong tác động đến vật chất của sao cân bằng nhau. Những lực đó là những lực nào vậy?
Ngôi sao là quả cầu khí nóng vô cùng, mà tính chất cơ bản của chất khí là xu hướng nở ra và chiếm bất cứ thể tích nào dành cho nó. Xu hướng này do áp suất khí gây ra và được ấn định bởi nhiệt độ và mật độ của nó. Tại mỗi điểm bên trong ngôi sao đều có lực của áp suất (áp lực) khí tác động có tác dụng làm cho ngôi sao nở ra. Nhưng tại mỗi điểm đó lại có một lực khác - trọng lực của các lớp ở trên (bên ngoài) muốn nén ép sao lại - tác dụng ngược lại với lực đầu. Khi không nở ra và cũng không co lại thì ngôi sao bền vững. Điều đó có nghĩa là hai lực nói trên cân bằng nhau. Và bởi vì càng xuống sâu, trọng lượng (hay trọng lực) của các lớp bên trên càng nặng lên nên áp suất và từ đó cả nhiệt độ cũng tăng lên khi đi vào tâm sao.
Ngôi sao phát ra (bức xạ) năng lượng được sản sinh từ trong lòng nó. Nhiệt độ trong ngôi sao phân bố sao cho ở bất kỳ lớp nào trong bất cứ thời điểm nào, năng lượng nhận được từ lớp phía duớí bằng năng lượng truyền cho lớp ở phía trên. Có bao nhiêu năng lượng sinh ra trong tâm sao thì có bấy nhiêu năng lượng phải bức xạ ở bề mặt, nếu không thì sự cân bằng sẽ bị vật phạm. Như vậy ngoài áp suất khí còn có thêm áp suất bức xạ.
Các tia mà sao phát ra nhận năng lượng ở trong lòng sao, nơi có nguồn năng lượng và đi xuyên qua toàn bộ bề dày của ngôi sao ra ngoài, do đó tác động một áp suất lên các lớp bên ngoài. Nếu như vật chất sao trong suốt thì sự đi xuyên này diễn ra tức thì, với vận tốc của ánh sáng. Nhưng vật chất ấy không trong suốt và nó cản trở sự bức xạ đi qua. Các tia sáng bị các phân tử hấp thụ, rồi lại được phóng ra ở hướng khác. Đường đi của mỗi tia rất phức tạp, gợi tới đường gấp khúc lộn xộn. Đôi khi nó "lang thang" mấy nghìn năm trước khi lên đến bề mặt và thoát khỏi ngôi sao.
Sự bức xạ rời bề mặt sao khác về chất lượng (nhưng không khác về lượng) so với sự bức xạ sinh ra ở nguồn năng lượng sao. Càng chuyển động ra ngoài thì bước sóng ánh sáng càng tăng. Bề mặt mặt trời chẳng hạn bức xạ chủ yếu các tia ánh sáng và hồng ngoại, còn trong lòng nó lại xuất hiện bức xạ gamma và Rơnghen có bước sóng ngắn. Áp suất bức xạ đối với Mặt Trời và các sao tương tự Mặt Trời chỉ bằng một phần rất nhỏ của áp suất khí, nhưng đối với các sao khổng lồ thì nó khá lớn.
Người ta ước lượng nhiệt độ và mật độ trong lòng sao bằng lý thuyết, xuất phát từ khối lượng sao và công suất bức xạ đã biết trên cơ sở các định luật vật lý về chất khí và định luật vạn vật hấp dẫn. Nhiệt độ các vùng tâm sao được xác định bằng cách đó ở mức từ 10 triệu độ đối với các sao nhẹ hơn Mặt Trời, đến 30 triệu độ đối với các sao khổng lồ. Nhiệt độ ở tâm Mặt Trời vào khoảng 15 triệu độ.
Sự thay đổi nhiệt độ phụ thuộc vào khoảng cách đến tâm đối với các sao thuộc dãy chính (hình phải) và sao kênh đỏ (hình trái)
Với nhiệt độ như vậy thì vật chất trong lòng sao hầu như bị ion hoá hoàn toàn. Các nguyên tử của các nguyên tố hoá học mất các vỏ êlectron của mình, thành thử vật chất chỉ gồm các hạt nhân nguyên tử và các êlectron riêng biệt. Vì tiết diện hạt nhân nguyên tử nhỏ hơn tiết diện của cả nguyên tử hàng vạn lần nên trong thể tích chứa được hàng chục nguyên tử toàn bộ, có thể tự do dồn vào nhiều tỉ hạt nhân nguyên tử và các êlectron riêng biệt. Khi đó, khoảng cách giữa các hạt cho dù ở mật độ cao vẫn còn lớn so với kích thước của chúng. Đó là lý do tại sao vật chất bên trong sao lại đặc hơn bất cứ vật rắn nào trên Trái Đất (mật độ vật chất ở tâm Mặt Trời lớn gấp 100 lần mật độ nước), ấy vậy mà vẫn có đầy đủ các tính chất của một chất khí lý tưởng.
Nồng độ các hạt trong chất khí càng lớn, tức là khối lượng phân tử trung bình của nó càng nhỏ thì nhiệt độ bên trong sao càng thấp. Khối lượng phân tử trung bình của chất khí tạo thành từ các nguyên tử hyđrô bằng 1, từ cóc nguyên tử hêli bằng 4, natri bằng 23 và sắt bằng 56. Trong khí bị ion hoá số hạt tăng lên là do số êlectron, còn khối lượng chung của chất đó vẫn không thay đổi. Vì thế khối lượng phân tử của hyđrô bị ion hoá sẽ bằng 1/2 (hai hạt: prôton và êlectron), của hêli ion hoá bằng 4/3, của natri 23/12 = 1,92, của sắt 56/27 = 2,07. Như vậy là trong vật chất sao, tất cả các nguyên tố hoá học chỉ trừ hyđrô và hêli, có khối lượng phân tử trung bình xấp xỉ bằng 2.
Càng có nhiều hyđrô và hêli so với các nguyên tố nặng hơn thì nhiệt độ ở tâm sao càng thấp. Nếu Mặt Trời chỉ gồm toàn hyđrô, thì nhiệt độ ở tâm nó là 10 triệu độ toàn hêli thì là 26 triệu độ, còn nếu chỉ gồm các nguyên tố nặng hơn thì là 46 triệu độ. Để có được hình dạng về cấu tạo sao người ta sử dụng phương pháp xấp xỉ dần. Cho trước một tỉ lệ nào đó hyđrô, hêli và các nguyên tố nặng hơn và biết khối lượng sao, người ta tính ra độ trưng của nó. Quá trình tính toán này cứ lặp đi lặp lại cho đến khi độ trưng theo tính toán cho một hỗn hợp tỉ lệ nhất định và độ trưng theo quan sát trùng khớp nhau. Thành phần đó được coi là gần với thực tế. Hoá ra đối với đa số các sao thì tỉ lệ hyđrô và hêli gộp lại chiếm không dưới 98% khối lượng.
Sự xác định được thành phần hoá học và các điều kiện vật lý ở các vùng tâm sao cho phép giải đáp câu hỏi về các nguồn năng lượng sao. Ở nhiệt độ 10 - 30 triệu độ và có một số lượng lớn các hạt nhân hyđrô thì diễn ra các phản ứng nhiệt hạch, kết quả là tạo ra hạt nhân các nguyên tố hoá học khác nhau. Không phải phản ứng hạt nhân nào cũng thích hợp với vai trò nguồn năng lượng sao, chỉ có những phản ứng làm thoát ra năng lượng đủ lớn và có thể kéo dài trong suốt vài tỉ năm của cuộc đời sao mới thích hợp với vai trò này.
Sau những tìm kiếm lâu dài, người ta đã xác lập được rằng các sao trong phần lớn cuộc đời toả sáng nhờ các biến đổi bốn hạt nhân hyđrô (prôton) thành một hạt nhân hêli. Khối lượng của 4 prôton lớn hơn khối lượng của hạt nhân hêli, phần thừa khối lượng này biến thành năng lượng trong các phản ứng nhiệt hạch. Phản ứng dạng này diễn ra từ từ và duy trì ánh sáng cho ngôi sao trong suốt hàng tỉ năm.
Các sao hình thành từ các đám mây bụi khí Vũ Trụ. Khi co lại dưới tác động của lực hấp dẫn thành khối vón khí, phần bên trong của nó dần dần nóng lên. Khi nhiệt độ ở tâm đạt đến khoảng một triệu độ thì bắt đầu diễn ra các phản ứng hạt nhân và ngôi sao được hình thành.
Cấu tạo sao phụ thuộc vào khối lượng. Nếu ngôi sao có khối lượng lớn hơn Mặt Trời vài lần, thì ở sâu trong lòng nó diễn ra sự chuyển dịch vật chất (đối lưu) rất ráo riết, tựa như nước sôi. Vùng đó được gọi là nhân đối lưu của ngôi sao. Phần sao còn lại khi đó vẫn giữ được cân bằng. Nguồn năng lượng nằm ở nhân đối lưu. Trong quá trình hydrô biến đổi thành hêli, khối lượng phân tử của vật chất hạt nhân tăng lên, còn thể tích của nó giảm đi. Các vùng phía ngoài của sao khi đó nở ra và kích thước của nó tăng lên còn nhiệt độ trên bề mặt lại giảm đi. Một ngôi sao nóng - sao kềnh xanh lam - dần dần biến thành sao kềnh đỏ.
Cấu tạo của sao kềnh đỏ đã khác. Trong quá trình co lại của nhân đối lưu toàn bộ hyđrô biến thành hêli, khi đó nhiệt độ ở tâm tăng lên đến 50 - 100 triệu độ và hêli bắt đầu cháy. Kết quả của phản ứng hạt nhân là hêli biến thành cacbon. Nhân của hêli cháy được bao bởi một lớp mỏng của hyđrô cháy đến từ vỏ ngoài của sao. Do đó ở sao kềnh đỏ có hai nguồn năng lượng. Phía trên phần nhân cháy là lớp vỏ trải dày.
Tiếp theo, các phản ứng hạt nhân tạo ra trong tâm ngôi sao nặng các nguyên tố nặng hơn, cho đến sắt. Sự tổng hợp các nguyên tố nặng hơn sắt không giải phóng năng lượng ra nữa. Mất đi nguồn năng lượng nhân sao co nhanh lại. Điều này có thể dẫn tới một vụ nổ làm bùng sáng một sao siêu mới. Đôi khi trong vụ nổ ngôi sao hoàn toàn tan rã, nhưng thường có lẽ vẫn còn một lõi thu nhỏ là sao nơtron hoặc lỗ đen.
Vụ nổ làm bắn vào không gian giữa các sao các nguyên tố hoá học đã tạo thành trong lòng sao trong suốt đời sống của nó, cùng với lớp vỏ. Thế hệ sao mới sinh ra từ khí giữa các sao sẽ có nhiều nguyên tố nặng hơn. Tuổi thọ của sao phụ thuộc trực tiếp vào khối lượng của nó. Các sao có khối lượng lớn hơn Mặt Trời 100 lần chỉ sống được cả thảy vài triệu năm: nếu khối lượng gấp 2 - 3 lần Mặt Trời thì tuổi thọ sao lên tới hàng tỉ năm.
Trong các sao lùn mà khối lượng nhỏ hơn Mặt Trời thì không có nhân đối lưu Hyđrô cháy trong các sao đó, biến thành hêli ở vùng tâm mà không tách biệt với phần còn lại bằng sự hiện diện của các chuyển động đối lưu ở các sao lùn, quá trình này trôi đi rất chậm và các sao đó hầu như không thay đổi gì trong suốt hàng tỉ năm. Khi hyđrô cháy đã cạn, các sao này từ từ co lại và do năng lượng co mà có thể kéo dài tuổi thọ một thời gian rất lâu nữa.
Mặt Trời và các sao tương tự Mặt Trời là trường hợp trung gian. Mặt Trời có một nhân đối lưu nhỏ nhưng không tách bạch rõ ràng so với phần còn lại. Các phản ứng hạt nhân đốt hyđrô diễn ra cả ở nhân lẫn các vùng xung quanh nhân. Tuổi của Mặt Trời vào khoảng 4,5 - 5 tỉ năm và sau thời gian này, hầu như nó đã không thay đổi kích thước và độ sáng. Sau khi cạn kiệt hyđrô, Mặt Trời có thể dần dần chuyển thành sao kềnh đỏ, trút bỏ lớp vỏ rộng quá mức và chấm dứt cuộc đời sau khi đã biến thành sao lùn trắng. Nhưng điều này sẽ xảy ra không sớm hơn 5 tỉ năm nữa.
