Một ngôi sao khối lượng lớn phát nổ

Cách một ngôi sao nặng hơn Mặt Trời nhiều lần sụp đổ và tự thổi tung chính mình

Từng bước

Một sao siêu khổng lồ

Những ngôi sao khối lượng lớn sống vội. Ngôi sao này sinh ra với khoảng 18 lần khối lượng Mặt Trời và đốt nhiên liệu dữ dội đến mức sáng gấp khoảng 90.000 lần Mặt Trời. Cả đời nó chỉ kéo dài khoảng mười triệu năm, bằng một phần nghìn đời Mặt Trời.

Các lớp ngoài của nó phình to và loãng đến mức chỉ vài ô đối lưu khí sôi khổng lồ đã phủ kín cả bề mặt, mỗi ô rộng gấp nhiều lần Mặt Trời.

Betelgeuse trong chòm Lạp Hộ là một ngôi sao như vậy, cách khoảng 550 năm ánh sáng. Nó sẽ nổ vào một lúc nào đó trong 100.000 năm tới: chỉ một khoảnh khắc với một ngôi sao, nhưng nhiều khả năng không phải trong đời chúng ta.

Các lớp như củ hành

Bên trong, nó được xếp thành từng lớp. Quanh một lõi sắt là các lớp vỏ silic, oxy và neon, carbon và heli, mỗi lớp là tro của nhiên liệu đang cháy bên ngoài nó, tất cả được bọc trong một lớp vỏ hydro khổng lồ.

Một ngôi sao phát sáng bằng cách tổng hợp các nguyên tố nhẹ thành nguyên tố nặng hơn. Khi hydro ở tâm cạn, lõi co lại và nóng lên cho đến khi đốt được tro heli, tạo ra carbon và oxy. Mỗi lần một loại nhiên liệu cạn, lõi lại co, nóng hơn và bắt đầu đốt tro của loại trước: carbon, rồi neon, oxy và silic.

Mỗi loại nhiên liệu tiếp tục cháy trong một lớp vỏ mỏng ngay bên ngoài lõi, nên cuối cùng ngôi sao có nhiều lớp như củ hành. Các lớp được vẽ gần đúng tỉ lệ: gần như toàn bộ bề rộng ngôi sao là hydro, còn mọi thứ khác bị nén vào một lõi chỉ lớn cỡ Mặt Trời.

Phóng to sẽ thấy chúng sâu đến đâu: sắt ở tâm hẹp hơn cả ngôi sao khoảng một trăm nghìn lần.

Ngày càng nhanh

Mỗi loại nhiên liệu mới cạn nhanh hơn loại trước: hydro kéo dài khoảng 8 triệu năm, heli một triệu, carbon một nghìn, neon và oxy mỗi thứ khoảng một năm, còn silic chỉ khoảng mười ngày.

Nhiên liệu càng nặng thì mỗi lần tổng hợp cho ra càng ít năng lượng, và lõi phải nóng hơn mới tổng hợp được chúng. Ở nhiệt độ ấy, lõi còn mất năng lượng dưới dạng neutrino bay thẳng ra khỏi ngôi sao, nên nó phải đốt ngày càng nhanh chỉ để tự giữ mình.

Đến lúc đốt silic, ở khoảng 3 tỷ độ, lõi tiêu hết nhiên liệu chỉ trong vài ngày. Từ bên ngoài không ai nhận ra: bề mặt ngôi sao thay đổi quá chậm để cho thấy lõi của nó đang lao về phía kết cục.

Những khoảng thời gian này là của một ngôi sao khoảng 20 Mặt Trời trong các mô hình của Woosley, Heger và Weaver; một ngôi sao nặng hơn còn đi qua chúng nhanh hơn nữa.

Một lõi sắt

Hạt nhân sắt thuộc loại liên kết chặt nhất. Tổng hợp nó thành thứ nặng hơn, hay tách nó thành thứ nhẹ hơn, đều phải bỏ năng lượng vào. Vì thế sắt tích tụ ở giữa như tro chết, không gì đốt được nó.

Lõi chỉ được giữ bởi các electron của nó, bị ép chặt đến mức đẩy ngược lại: chính áp suất giữ một sao lùn trắng. Áp suất ấy chỉ chịu được khoảng 1,4 lần khối lượng Mặt Trời, trong khi silic cháy quanh lõi cứ thêm sắt vào.

Vòng tròn nét đứt là Trái Đất, đúng tỉ lệ. Vào một quả cầu nhỏ hơn hành tinh của chúng ta, lõi nhồi nhiều khối lượng hơn cả Mặt Trời.

Sụp đổ

Khi lõi bị ép, electron bị ép vào proton, biến chúng thành neutron và phát ra neutrino. Còn ít electron để đẩy lại, sự sụp đổ càng nhanh hơn. Phần còn lại của ngôi sao không kịp nhận ra: với nó, chưa có gì xảy ra cả.

Chính lực hấp dẫn của lõi làm việc này, và nó giải phóng một lượng năng lượng khủng khiếp: gấp vài trăm lần năng lượng Mặt Trời sẽ phát ra trong cả đời mười tỷ năm, trong chưa đầy một giây.

Trong chưa đầy một cái chớp mắt, lõi co lại từ gần bằng cỡ Trái Đất, vòng tròn nét đứt, thành một quả cầu rộng vài chục km: ngôi sao neutron tương lai.

Bật ngược

Ở mật độ của một hạt nhân nguyên tử, lõi đang rơi cứng lại và bật ngược, phóng một sóng xung kích ra ngoài. Một sao neutron ra đời, và 10⁵⁸ neutrino tuôn ra từ nó, mang đi 99% năng lượng.

Vật chất đặc đến thế đã bị nén chặt hết mức có thể: một thìa cà phê nặng khoảng một tỷ tấn. Khi lõi trong đạt tới mật độ đó, nó không thể bị ép thêm, và khí còn đang rơi xuống nó bật ngược lại như quả bóng đập vào tường.

Neutrino hầu như không tương tác với thứ gì: hàng nghìn tỷ neutrino từ Mặt Trời xuyên qua cơ thể bạn mỗi giây. Ngay cả chúng cũng bị chậm lại trong cảnh chen chúc này, nhưng trong khoảng mười giây tất cả đều thoát ra, mang theo gần hết năng lượng của vụ sụp đổ.

Chúng là thứ duy nhất từng được bắt gặp bay thẳng ra từ một lõi đang sụp: năm 1987, các máy dò ở Nhật Bản, Hoa Kỳ và Nga đã bắt được khoảng hai chục neutrino từ SN 1987A, vài giờ trước khi ánh sáng của nó tới.

Sóng xung kích khựng lại, rồi thoát ra

Trong vài phần trăm giây, sóng xung kích hết đà và khựng lại cách tâm khoảng 150 km. Neutrino làm nóng lớp khí phía sau nó khiến khí sôi lên, và sau vài phần mười giây sóng xung kích thoát ra.

Sóng xung kích tiêu hết năng lượng để đập vỡ các hạt nhân sắt rơi xuống nó rồi dừng hẳn. Trong nhiều thập kỷ, các mô hình máy tính về siêu tân tinh thất bại đúng ở chỗ này: trong các mô hình đơn giản, ngôi sao hoàn toàn không nổ.

Câu trả lời nằm ở neutrino. Lớp khí sau sóng xung kích hấp thụ vài phần trăm năng lượng của chúng, sôi sục và dập dềnh thành những bong bóng khổng lồ, đẩy sóng xung kích ra ngoài cho tới khi nó thoát được. Chỉ các mô phỏng ba chiều trên một số siêu máy tính lớn nhất mới tái hiện được điều này, và trong đó các ngôi sao giờ đã nổ.

Khi đã thoát, sóng xung kích quét qua các lớp của ngôi sao với tốc độ hàng nghìn km mỗi giây.

Bứt phá

Khoảng một ngày sau, sóng xung kích chạm tới bề mặt ngôi sao và xé toạc nó trong một chớp sáng tia cực tím kéo dài khoảng nửa giờ. Cả ngôi sao bị thổi tung.

Chỉ có một chớp sáng như vậy từng được ghi lại ngay lúc bắt đầu: năm 2008, vệ tinh Swift tình cờ đang quan sát một thiên hà thì sóng xung kích của siêu tân tinh SN 2008D bứt ra, sáng rực trong tia X khoảng năm phút.

Với một ngôi sao lớn thế này, sóng xung kích mất khoảng một ngày mới thoát ra. Ngôi sao của SN 1987A nhỏ hơn, là một sao siêu khổng lồ xanh, và ánh sáng của nó bắt đầu khoảng ba giờ sau neutrino.

Các lớp ngoài của ngôi sao, hơn mười Mặt Trời khí, bị hất văng ra với tốc độ khoảng 10.000 km/s.

Một siêu tân tinh

Trong nhiều tháng, một ngôi sao này sáng như hàng trăm triệu Mặt Trời, đủ sáng để được nhìn thấy từ phần lớn vũ trụ.

Ánh sáng dài và đều đến từ lượng hydro nó đã phụt ra. Được vụ nổ nung nóng, khí nguội đi khi lan rộng, và ánh sáng của nó thoát ra từ ngoài vào trong. Khi giai đoạn đó kết thúc, ánh sáng đến từ niken-56 tạo ra trong vụ nổ, phân rã thành coban rồi thành sắt, làm nóng các mảnh vỡ.

SN 1987A, cách 168.000 năm ánh sáng trong Đám Mây Magellan Lớn, là siêu tân tinh gần nhất được nhìn thấy kể từ khi kính thiên văn ra đời, đủ sáng để thấy bằng mắt thường.

Bụi sao

Nhiều thế kỷ sau, mảnh vỡ thành một lớp vỏ rộng nhiều năm ánh sáng, giàu oxy, silic, canxi và sắt được tạo ra trong ngôi sao. Ở trung tâm của nó, sao neutron đang quay.

Tàn tích tiếp tục lớn lên khi cày vào lớp khí xung quanh, và phát sáng trong tia X ở nơi sóng xung kích của nó nung khí ấy lên hàng triệu độ. Cassiopeia A, cách 11.000 năm ánh sáng, là một tàn tích như vậy, khoảng 340 tuổi và rộng 10 năm ánh sáng; màu sắc ở đây theo các nguyên tố mà Chandra đã lập bản đồ trong đó.

Theo thời gian, mảnh vỡ hòa vào khí của thiên hà, nơi các ngôi sao và hành tinh mới hình thành. Phần lớn oxy chúng ta hít thở, và một phần sắt trong máu chúng ta, đã được tạo ra trong những ngôi sao như thế này và được rải đi bởi những vụ nổ như thế này.

Sao neutron còn lại có thể phát sáng như một sao xung, giống như sao xung trong Tinh vân Con Cua, tàn tích của một siêu tân tinh được thấy năm 1054. Lõi của một ngôi sao nặng hơn còn có thể sụp sâu hơn nữa, thành một lỗ đen.