Siêu tân tinh, khởi đầu của sự kết thúc

Những ngôi sao lấp lánh trên bầu trời không phải là bất tử, chúng cũng có vòng đời giống như chúng ta, có sinh ra, lớn lên và kết thúc. Chúng được sinh ra một cách thầm lặng nhưng lại kết thúc bằng một vụ nổ huy hoàng. Một vụ nổ với bức xạ có thể chiếu sáng cả một dải thiên hà trong một giờ, một ngày hay thậm chí vài tuần, đồng thời giải phóng một lượng lớn vật chất và bụi khí của ngôi sao vào vũ trụ với vận tốc 30.000 km/s. Đó chính là những vụ nổ siêu tân tinh, một trong những cảnh tượng đẹp nhất của vũ trụ.

 

 

 

Cái tên siêu tân tinh được đặt ra bởi Walter Baade và Fritz Zwicky vào năm 1931, từ việc quan sát trong lịch sử những hiện tượng hiếm có, khi một ngôi sao đột ngột bùng sáng lên như thể vừa sinh ra. Những ngôi sao tồn tại bằng việc tiêu thụ nguồn năng lượng nhiệt hạch bên trong nó để tạo nên lực cân bằng với lực hấp dẫn. Khi không còn gì để tiêu thụ, lực hấp dẫn sẽ kéo mọi vật chất vào tâm khiến ngôi sao sụp đổ và kết thúc bằng một vụ nổ siêu tân tinh. Vụ nổ có nhiệt lượng vô cùng lớn, đốt cháy mọi vật chất và tạo nên những luồng plasma siêu nóng và sáng chói. Dựa theo cường độ sáng chúng được ghi nhận là tân tinh hoặc siêu tân tinh.

 

 

Cho đến năm 2006, các nhà khoa học tin rằng siêu tân tinh gần đây nhất của dải Ngân hà xảy ra vào cuối những năm 1600. Sau đó, họ nhận ra rằng một cụm nhỏ các mảnh vỡ giữa các vì sao mà họ đang theo dõi trong 23 năm qua là tàn dư của một vụ nổ siêu tân tinh đã xảy ra cách đây 140 năm.

 

Hiện nay, các nhà thiên văn học vẫn không thể quan sát được toàn bộ những vụ nổ siêu tân tinh bởi bụi vũ trụ. Một số siêu tân tinh còn lại có độ sáng lớn hơn, do đó có thể dễ dàng quan sát sự xuất hiện của nó bằng kính thiên văn. Vào tháng 9 năm 2011, khi đứng ở Bắc bán cầu và nhìn về hướng chòm sao Đại Hùng, bạn có thể thấy sự xuất hiện của một ngôi sao mới, sáng chói, đó chính là một vụ nổ siêu tân tinh thuộc thiên hà Pinwheel cách chúng ta 21 triệu năm ánh sáng.

 

 

 

Các ngôi sao được hình thành từ những đám bụi và khí trong vũ trụ, nhờ vào một lực hấp dẫn giúp chúng tích tụ lại và tạo nên hình dạng của một ngôi sao sơ sinh. Phần vật chất bên trong một ngôi sao mới hình thành nóng rực và tiếp tục thu hút thêm những đám bụi khí xung quanh. Giai đoạn tăng trưởng này có thể mất tới hơn 50 triệu năm, trước khi ngôi sao ổn định và có thể tồn tại tiếp trong vòng 10 tỷ năm.

 

 

Những ngôi sao được cung cấp năng lượng nhờ phản ứng hạt nhân chuyển đổi hydro thành heli. Những phản ứng này được thực hiện bên trong lõi của ngôi sao. Nguồn năng lượng mà nó tạo ra được hướng ra ngoài, giúp cân bằng với lực hấp dẫn, khiến cho ngôi sao có hình dạng và kích thước xác định. Đồng thời nhờ nguồn năng lượng này, các ngôi sao có thể phát sáng và do đó mà chúng ta có thể quan sát được.

 

Khi một ngôi sao sử dụng hết nguồn năng lượng (không còn hydro để chuyển hóa) thì đó sẽ là khởi đầu của sự kết thúc. Không còn năng lượng đồng nghĩa với việc không còn lực cân bằng, do đó ngôi sao sẽ sụp đổ vào chính tâm của nó. Lớp vỏ sụp đổ khiến các phản ứng hạt nhân tiếp tục xảy ra bên ngoài bề mặt của ngôi sao, khiến nhiệt độ của nó tăng vọt và lớp khí xung quanh nóng lên. Khiến cho ngôi sao trở thành một quả cầu khí khổng lồ và đỏ rực.

 

 

Với những ngôi sao có kích thước siêu lớn, chúng sẽ giữ các lớp vật chất xung quanh nhờ lực hấp dẫn và nung chảy chúng để tổng hợp nên các nguyên tố kim loại nặng. Và cứ thế đến khi tạo nên một phần lõi vật chất có khối lượng đủ lớn, nó sẽ tạo ra một vụ nổ siêu lớn, một vụ nổ siêu tân tinh, sau đó phần lõi còn lại có thể hình thành nên một hố đen. Còn với những ngôi sao nhỏ hơn, chúng sẽ giải phóng các lớp khí bên ngoài vào không gian, còn phần lõi của nó sẽ lộ ra chuyển thành một khối cầu có màu trắng, hay còn được gọi là sao lùn trắng. Và khối cầu này sẽ nguội và nhạt dần đi trong hàng tỉ năm sau.

 

 

Sau quá trình kết thúc này, những ngôi sao nhỏ có khối lượng tối thiểu bằng 1/10 khối lượng mặt trời, có thể tồn tại khoảng 100 tỉ năm hoặc hơn nữa, trong khi hầu hết các ngôi sao khổng lồ sẽ tự cháy hết chỉ sau vài triệu năm.

 

 

Siêu tân tinh được phân làm hai loại dựa trên sự có mặt hay không của các vạch hydrô trên biểu đồ sáng. Siêu tân tinh không chứa các vạch hydrô trong quang phổ thuộc siêu tân tinh loại I, ngược lại là siêu tân tinh loại II. Trong đó siêu tân tinh loại I được chia làm 3 loại là Ia, Ib và Ic.

 

 

 

Siêu tân tinh loại Ia là kết quả của một ngôi sao lùn trắng, trong một hệ thống sao đôi (2 ngôi sao chuyển động gần nhau xung quanh 1 khối tâm). Sao lùn trắng là một ngôi sao nhỏ đã chết, có phần lõi ổn định của cacbon và oxy. Khi một sao lùn trắng nằm trong một hệ thống sao đôi, nó sẽ tiếp tục hút vật chất từ người bạn đồng hành cho đến khi đạt được khối lượng giới hạn Chandrasekhar, nó sẽ bùng nổ tạo nên một siêu tân tinh. 

  

Siêu tân tinh loại Ia phát ra nhiều năng lượng nhất trong các loại siêu tân tinh đã biết đến, bởi nó phá hủy hoàn toàn phần lõi và giải phóng vào không gian, ánh sáng của nó đạt cực đỉnh trong vòng 1 tuần và giảm dần sau đó. Thiên thể đơn xa nhất trong vũ trụ được tìm thấy chính là một siêu tân tinh loại Ia ở khoảng cách 11 tỉ năm ánh sáng (SN 1997ff).

 

 

Khác với siêu tân tinh loại Ia, các siêu tân tinh Ib và Ic được hình thành từ những ngôi sao có kích thước nhỏ và trung bình, khi đã tiêu thụ hết nguồn năng lượng. Các ngôi sao trở thành các siêu tân tinh loại Ib và Ic thường bị mất lớp vỏ hydro bên ngoài do gió từ bầu khí quyển của các ngôi sao khác hoặc sự tác động bởi các ngôi sao đồng hành. Có nhiều bằng chứng cho rằng các siêu tân tinh loại Ic có thể  gây ra các vụ nổ tia gamma trong vũ trụ.