Các nhà thiên văn học đã phải cố gắng rất nhiều để tìm ra việc các sao loại lớn nhất, có khối lượng cỡ 120 lần Mặt trời, có thể hình thành bằng cách thu hút các vật chất liền kề. Vấn đề ở đây là khi một ngôi sao đạt tới khối lượng cỡ 20 lần khối lượng Mặt trời, lực đẩy ra phía ngoài của các bức xạ đậm đặc của nó sẽ vượt quá lực hút vật chất (lực hấp dẫn). Nhưng các nhà nghiên cứu ở California (Hoa Kỳ) vừa sử dụng mô phỏng máy tính để chỉ ra rằng cấu trúc của các bọt khí khổng lồ trồi ra từ một sao lớn có thể chuyển các vật chất đến các vì sao lớn hơn, cho phép chúng tiếp tục phát triển. Các kết quả này vừa được công bố trên Sciencexpress.org (15/01/2009).

     Các sao được hình thành trong một đám mây của bụi và khí nằm trong môi trường giữa các sao của thiên hà. Lực hấp dẫn khiến cho các đám mây này bị sụp đổ với những sự nhiễu loạn nhỏ trong đám mây khiến cho một “cục” vật chất đậm đặc hơn được hình thành. Các khối này sẽ tiếp tục tự sụp đổ cho đến khi áp suất tạo ra bên trong đám khí nóng hơn tăng lên đến mức đủ lớn để chống lại lực hấp dẫn. Ở thời điểm này, mỗi đám sẽ trở thành một nhân sơ khai hình cầu của các sao. Các nhà thiên văn đều biết rằng mỗi nhân sao này có thể phát triển tới cỡ 20 lần khối lượng Mặt trời bằng cách bồi đắp vật chất từ các đám khí xung quanh. Trong quá trình này, nó tạo ra một “đĩa bồi đắp” (accretion disk) xung quanh nó – định luật bảo toàn mômen động lượng đã chỉ ra rằng tốc độ quay của đám mây bị co rút sẽ tăng từ điểm mà ở đó khí bắt đầu bước vào quỹ đạo xung quan các sao trẻ. Nhiệt độ bên trong các sao đang phát triển nếu đủ lớn sẽ làm tăng đến điểm mà ở đó các phản ứng hạt nhân sẽ xảy ra để tạo ra năng lượng.

       Áp suất đẩy khổng lồ

     Tuy nhiên, áp đặt các logic tương tự đó cho các sao lớn hơn (hình thành từ các đám khí lớn hơn) thì bắt đầu xảy ra vấn đề đau đầu bởi vì áp suất đẩy ra khổng lồ do bức xạ nhiệt được tạo ra do các sao bị đốt nóng có thể thổi bay một đám khí bụi đang cố gắng bồi đắp vào nó. Các nhà nghiên cứu đã đưa ra một số ý tưởng khác nhau về sự bồi đắp để giải thích sự tồn tại của các sao có khối lượng lớn nhất, nhưng mỗi ý tưởng đều chứa đựng nhiều vấn đề. Ví dụ như ý tưởng rằng các sao lớn có thể hình thành thông qua sự va chạm của các sao nhỏ lại đang có vẻ bất hợp lý bởi vì không thấy xuất hiện mật độ đủ lớn của các sao nhỏ để tạo ra các vụ va chạm kiểu đó.

Hình 1. Hình ảnh mô phỏng quá trình hình thành sao ở 17,5, 25,0, 34,0, 41,7 và 55,9 ngàn năm (từ A-E). Mỗi ảnh bên trái mô tả về mật độ cột vuông góc với trục quay trong một vùng 3000 đơn vị thiên văn, ảnh bên phải mô tả mật độ khối trong một lát cắt 3000 đơn vị thiên văn dọc theo trục quay. Thang màu được mô tả theo thang logarithm, chạy từ 100 đến 1025 g.cm-2 (bên trái) và 10-18 đến 10-14 g.cm-3 (bên phải). Dấu (+) chỉ ra vị trí chiếu của sao (Sciencexpress.org 15/01/2009.).

Tuy nhiên, mới đây, Mark Krumholz (Đại học California, Santa Cruz), cùng với các cộng sự đã chỉ ra rằng áp suất bức xạ có thể không làm dừng lại việc bồi đắp. Để xác định điều này, nhóm nghiên cứu đã tiến hành mô phỏng ba chiều về sự hình thành của các sao lớn bằng cách sự dụng gói chương trình ORION (theo bài báo trên Sciencexpress.org). Việc này bao gồm mô hình hóa đám khí của 100 sao lớn và quan sát nó tiến hóa tương ứng với thời gian khoảng vài chục ngàn năm. Họ đã tìm ra rằng có một nhân sao trung tâm tạo ra sao 3600 năm và sao tiếp tục bồi đắp vật chất mà không bị ngăn trở bởi áp suất bức xạ sau 20000 năm sau đó. Đó chính là thời điểm mà các sao mô phỏng trở thành đủ lớn để áp suất bức xạ có thể vượt qua lực hấp dẫn. Bởi vì bức xạ nóng và gần nhất với sao, khí càng gần sao sẽ càng chịu lực đẩy lớn hơn so với khí ở xa. Khí ở xa do đó sẽ rơi vào sao nhưng sẽ co cụp ở nơi mà áp suất lớn nhất khiến cho nó hình thành nên các bóng khí (ở tại mặt đối diện của sao) chỉ với bức xạ bên trong. Nhóm Krumholz đã phát hiện ra rằng các bọt khí này sẽ trở thành đám, có nghĩa là trong một số nơi bức xạ thổi ra một phía ở vách bọt khí, trong khi đó ở một số nơi khác các “sợi” khí đậm đặc hình thành qua bọt khí, cho phép các khí được vận chuyển đến để bồi đắp cho sao.

Các sao nhỏ hơn cũng được hình thành

Nhóm nghiên cứu cũng phát hiện ra rằng tính bất ổn định của lực hấp dẫn trong đĩa có nghĩa là không phải tất cả khí sẽ bồi đắp lên sao ban đầu. Họ thấy rằng một số các sao nhỏ hơn được hình thành trong đĩa, hầu hết chúng đều bị thiêu đốt bởi sao chính, mà trong khoảng 35 ngàn năm một số vật thể nhỏ hơn sẽ kết đám với nhau để hình thành nên một sao thứ hai để chống lại sự tiêu hóa này. Sau khoảng 20,000 năm khác (năm giả định trong mô hình hóa), sau một số thay đổi nhỏ của hệ thống, các nhà nghiên cứu tạm dừng mô phỏng và tìm ra rằng hai sao có khối lượng 41,5 lần và 29,2 lần Mặt trời. Con số này so sáng với giới hạn trên 22,9 lần Mặt trời hình thành trong các mô phỏng hai chiều trước đó.
Krumholz nói rằng ông cùng các cộng sự vẫn tiếp tục chạy các mô phỏng, và dường như là phần lớn các đám khí còn lại trong đĩa vẫn tiếp tục tăng khối lượng của sao. Quả thực ông nói rằng mô phỏng của nhóm ông đã không cung cấp bằng chứng về giới hạn khối lượng sao. Nhưng ông cũng chỉ ra rằng các quan sát giả thiết một giới hạn trên giữa 120 và 150 lần khối lượng Mặt trời, suy ra làở ngoài điểm này cả các sao và đĩa nuôi lớn chúng đều trở thành kém bền một cách mãnh liệt, hạn chế mọi sự phát triển thêm. “Tôi không biết liệu có thể lý giải được các giới hạn quan sát được này không” – Kromholz bổ sung, “nhưng tôi có thể nói một cách tự tin rằng áp suất bức xạ không phải là cơ chế xác lập cho những giới hạn đó”.

Vạn lý Độc hành (Theo PhysicsWorld.com & Science)