Cái chết của Mặt Trời

Mặt Trời sẽ phình thành sao khổng lồ đỏ, rồi lụi tàn thành sao lùn trắng như thế nào

Từng bước

Mặt Trời hôm nay

Mặt Trời đã 4,6 tỉ tuổi, khoảng nửa đời của nó. Mỗi giây lõi của nó biến khoảng 600 triệu tấn hydro thành heli, và năng lượng giải phóng ra giữ cho nó tỏa sáng.

Sâu trong lõi, ở khoảng 15 triệu °C, các hạt nhân hydro va vào nhau và hợp thành heli. Mỗi lần như vậy một chút khối lượng biến mất và thành năng lượng, đúng như E = mc² của Einstein: khoảng bốn triệu tấn mỗi giây. Năng lượng đó mất hàng nghìn năm mới lách ra được tới bề mặt mà ta nhìn thấy.

Không ai có thể chờ hàng tỉ năm để xem một ngôi sao già đi, nhưng cũng chẳng cần. Bầu trời đầy những ngôi sao có khối lượng cỡ Mặt Trời, được bắt gặp ở mọi giai đoạn của cuộc đời, từ sơ sinh đến chết. Các mô hình máy tính về cách sao hoạt động, được kiểm chứng bằng tất cả chúng, kể lại câu chuyện sau đây.

Kích thước, nhiệt độ và thời điểm ở đây lấy từ một mô hình như thế về Mặt Trời, của Klaus-Peter Schröder và Robert Connon Smith, theo dõi nó cho đến khi nó rũ bỏ lớp ngoài cuối cùng.

Ngày càng sáng hơn

Khi heli tích tụ trong lõi, Mặt Trời sáng dần lên, khoảng 10% mỗi tỉ năm. Khoảng một tỉ năm nữa, chừng đó đủ làm các đại dương của Trái Đất sôi cạn.

Heli, tro của ngọn lửa Mặt Trời, tích tụ trong lõi. Điều đó ép lõi chặt hơn và nung nóng nó, nên hydro hợp nhất nhanh hơn và Mặt Trời sáng hơn. Khi mới sinh, nó chỉ sáng khoảng 70% so với bây giờ.

Vòng xanh lá là vùng có thể sống, nơi một hành tinh như Trái Đất có thể giữ nước lỏng. Khi Mặt Trời sáng hơn, vòng này dịch ra ngoài. Khoảng một tỉ năm nữa mép trong của nó vượt qua Trái Đất: không khí đầy hơi nước, giữ thêm nhiệt, và các đại dương bắt đầu sôi cạn. Trên cao, ánh nắng tách nước ra, và hydro của nó thoát vào không gian.

Đến cuối giai đoạn này, khoảng 5,4 tỉ năm nữa, Mặt Trời sẽ sáng gần gấp đôi hôm nay, và vùng có thể sống sẽ dịch ra tới quỹ đạo Sao Hỏa.

Lõi cạn kiệt

Khoảng 5,4 tỉ năm nữa hydro trong lõi cạn hết. Lõi co lại và nóng lên, hydro tiếp tục cháy trong một lớp vỏ bao quanh nó, và các lớp ngoài của Mặt Trời bắt đầu phình ra.

Hết nhiên liệu ở giữa, lõi heli không tự đỡ được mình và bắt đầu co lại. Bị ép khiến nó nóng lên, và sức nóng ấy châm lửa cho hydro trong một lớp vỏ mỏng quanh nó, cháy nhanh hơn lõi từng cháy.

Năng lượng dư đẩy các lớp ngoài của Mặt Trời ra xa. Chúng nguội đi khi dàn ra, nên Mặt Trời chuyển từ trắng vàng sang cam. Vòng tròn nét đứt cho thấy kích thước của nó hôm nay.

Mọi ngôi sao đều đến điểm này khi hydro trong lõi cạn hết, và sao càng nặng thì càng sớm. Một ngôi sao nặng gấp đôi Mặt Trời đến đây sau khoảng một tỉ năm; những sao lùn đỏ nhỏ nhất sẽ còn sáng hàng nghìn tỉ năm, lâu hơn nhiều so với tuổi của vũ trụ đến nay.

Sao khổng lồ đỏ

Lực hấp dẫn ở bề mặt nó sẽ yếu hơn hôm nay khoảng một trăm nghìn lần. Ở đó khí sôi sục dâng lên trong vài ô khổng lồ, mỗi ô rộng gần bằng khoảng cách từ Trái Đất tới Mặt Trời. Năm 2017 kính thiên văn VLT ở Chile đã thấy những ô như vậy trên sao khổng lồ đỏ π¹ Gruis.

Bị giữ yếu đến thế, bề mặt dễ dàng bị thổi bay. Một cơn gió mạnh cuốn đi một phần ba khối lượng Mặt Trời trước khi nó đạt kích thước lớn nhất. Với ít khối lượng kéo chúng hơn, quỹ đạo các hành tinh nới rộng.

Số phận Trái Đất

Rất lâu trước đó, Trái Đất sẽ thành một thế giới cháy xém, nóng chảy: khi Mặt Trời sáng gấp nghìn lần bây giờ, sức nóng tới Trái Đất đủ làm tan chảy đá.

Một hành tinh ở gần sao khổng lồ làm nó phồng lên một chỗ, giống như Mặt Trăng gây thủy triều trong các đại dương Trái Đất. Lực kéo của chỗ phồng làm hành tinh chậm lại, và nó rơi xoắn ốc vào trong. Trong mô hình của Schröder và Smith, điều này thắng việc quỹ đạo Trái Đất nới rộng, và Trái Đất bị nuốt một triệu năm sau Sao Kim.

Những mô hình khác, với lượng mất khối lượng khác, để Trái Đất thoát ra trên một quỹ đạo rộng hơn. Đó là một cuộc đua sát nút, và câu trả lời phụ thuộc vào cách các sao khổng lồ mất khối lượng, điều vẫn đang được đo.

Chớp heli

Ở đỉnh, lõi đạt khoảng 100 triệu °C và heli của nó bắt đầu hợp nhất cùng một lúc, trong một chớp sáng. Rồi Mặt Trời co lại còn khoảng 11 lần kích thước hiện nay và đốt heli trong hơn một trăm triệu năm.

Heli cần khoảng 100 triệu °C để hợp thành cacbon và oxy. Lúc này lõi heli của Mặt Trời bị nén chặt đến mức khi nóng lên nó không giãn ra và nguội đi như chất khí. Vì thế hễ heli bắt đầu hợp nhất là mất kiểm soát: trong vài giây lõi tạo ra năng lượng cỡ cả một thiên hà.

Không chút nào lọt ra ngoài. Năng lượng dùng để nới lỏng lõi, và bề mặt không hề lộ gì. Rồi lõi đốt heli một cách êm ả, và Mặt Trời ổn định lại, nhỏ hơn nhiều so với khi là sao khổng lồ đỏ, nhưng vẫn sáng hơn hôm nay khoảng 50 lần.

Sao ở giai đoạn này rất phổ biến. Trên biểu đồ màu và độ sáng của các sao, chúng tụ thành một cụm, hoặc trong các cụm sao già xếp thành một dải mà các nhà thiên văn gọi là nhánh ngang.

Lại thành khổng lồ

Khi heli trong lõi cũng cạn, Mặt Trời lại phình thành sao khổng lồ, lần này quanh một lõi cacbon và oxy. Cứ khoảng một trăm nghìn năm các lớp vỏ đang cháy của nó bùng lên, và nó phụt ra các lớp ngoài.

Giờ heli cháy trong một lớp vỏ quanh lõi cacbon và oxy, còn hydro trong một lớp vỏ khác bên ngoài. Hai lớp thay phiên nhau: lớp hydro tích tụ heli cho đến khi lớp heli bùng lên, gọi là xung nhiệt, rồi mọi thứ lại lắng xuống.

Lần này Mặt Trời lớn tới khoảng 180 lần kích thước hiện nay, nhỏ hơn khi là sao khổng lồ đỏ, nên Sao Hỏa và các hành tinh xa hơn được tha. Nó mất gần một phần năm khối lượng còn lại, trong một làn gió chậm của khí và bụi.

Những sao khổng lồ sắp chết như thế này được bọc trong các lớp vỏ khí và bụi. Quanh sao khổng lồ đỏ R Sculptoris, kính thiên văn ALMA đã thấy một lớp vỏ bị phụt ra trong một xung như vậy. Phần lớn bụi trong thiên hà chúng ta được tạo ra trong những làn gió như thế.

Đám mây phát sáng

Tinh vân hành tinh chẳng liên quan gì đến hành tinh: qua những kính thiên văn đầu tiên chúng trông tròn, như hành tinh. Hàng nghìn cái đã được biết trong thiên hà chúng ta, mỗi cái là hơi thở cuối cùng của một ngôi sao như Mặt Trời.

Lõi trơ trụi tỏa sáng chủ yếu bằng tia cực tím, thứ ánh sáng giật electron khỏi các nguyên tử trong khí. Khi các nguyên tử bắt lại electron, mỗi nguyên tố phát sáng bằng màu riêng: oxy xanh ngọc gần lõi nóng, hydro và nitơ đỏ ở xa hơn. Màu ở đây theo đúng quy luật ấy, như các tinh vân thật.

Trong một thời gian dài các nhà thiên văn cho rằng một ngôi sao nhẹ như Mặt Trời không thể tạo ra một tinh vân nhìn thấy được: lõi của nó sẽ nóng lên quá chậm, và khí sẽ tan đi trước khi được chiếu sáng. Những mô hình mới hơn, công bố năm 2018, cho thấy nó nóng lên đủ nhanh. Tinh vân của Mặt Trời sẽ mờ, nhưng đủ sáng để nhìn thấy từ các thiên hà khác.

Khí bay ra ngoài với tốc độ hàng chục kilômét mỗi giây. Sau khoảng 10.000 năm nó đã quá loãng để phát sáng, và tản vào thiên hà, nơi một ngày nào đó nó có thể thành một phần của những ngôi sao và hành tinh mới.

Sao lùn trắng

Sao lùn trắng đặc đến mức một thìa cà phê của nó nặng cỡ một chiếc ô tô. Không gì đỡ nó ngoài các electron: bị ép sát nhất mức tự nhiên cho phép, chúng chống lại việc bị ép sát hơn nữa.

Sức đỡ của electron cũng có giới hạn. Không sao lùn trắng nào có thể nặng hơn khoảng 1,4 Mặt Trời: quá mức đó ngay cả chúng cũng chịu thua, và ngôi sao sụp đổ thêm nữa.

Sirius B, bạn đồng hành của ngôi sao sáng nhất bầu trời đêm, là một sao lùn trắng như thế, nặng cỡ Mặt Trời và nhỏ hơn Trái Đất.

Lụi tàn dần

Những hành tinh sống sót quay quanh sao lùn trắng trên những quỹ đạo rộng gần gấp đôi hôm nay. Qua hàng tỉ năm nó nguội và mờ dần. Chưa có sao lùn trắng nào trong vũ trụ kịp tối hẳn.

Sao lùn trắng chỉ tỏa sáng bằng nhiệt còn sót lại. Lúc đầu nó nguội nhanh, rồi ngày càng chậm. Những sao lùn trắng già nhất được biết đã nguội suốt khoảng mười tỉ năm và vẫn còn phát sáng mờ mờ. Để nguội thành một sao lùn đen lạnh lẽo, tối tăm sẽ mất lâu hơn nhiều so với tuổi của vũ trụ đến nay.

Nhiều sao lùn trắng có bụi đá rơi xuống, là xác vụn của các tiểu hành tinh và hành tinh của chúng. Một số vẫn còn hành tinh: năm 2020 người ta tìm thấy một hành tinh cỡ Sao Mộc quay quanh sao lùn trắng WD 1856+534.