Thí sinh đọc Bài đọc 1 và trả lời các câu hỏi 1 – 10:

BÀI ĐỌC 1:

SIÊU TÂN TINH LÀ GÌ?

[1] Siêu tân tinh được ví như một trong những “màn bắn pháo hoa” ngoạn mục nhất trong vũ trụ. Khi một ngôi sao đủ lớn phát ra “tiếng thở hổn hển cuối cùng” của nó trong một vụ nổ khổng lồ đánh dấu sự hủy diệt của chính nó, và trở thành điểm sáng nhất trong toàn bộ thiên hà trong vòng chưa đầy một giây, sau đó duy trì trạng thái như vậy trong vài tuần sau đó trước khi biến mất thành một tinh vân ngoạn mục trải rộng tới hàng trăm năm ánh sáng.

[2] Siêu tân tinh là một giai đoạn quan trọng trong quá trình “hấp hối” của một số ngôi sao. Nó vừa chỉ một vật thể, vừa là một quá trình. Có hai loại siêu tân tinh lớn, mỗi loại là sản phẩm của một quá trình và điều kiện khác nhau. Hãy nói về siêu tân tinh loại 2 trước. Đây là siêu tân tinh mà hầu hết chúng ta đều nghĩ đến. Một vụ nổ kinh điển của một ngôi sao “sắp chết” được gây ra bởi hiện tượng “sụp đổ lõi”. Có một số giai đoạn mà hầu hết các ngôi sao đều phải đi qua trong suốt cuộc đời của chúng, và liên quan đến các siêu tân tinh. Chúng ta đang nói đến những ngôi sao trong dãy chính như Mặt trời mà chúng ta vẫn nhìn thấy.

[3] Những ngôi sao này nằm dưới tầng của dãy chính, chẳng hạn như sao lùn đỏ, nó có thể đốt cháy đều đặn nguồn nhiên liệu hydro giới hạn một cách thận trọng trong hàng nghìn tỷ năm trong khi những ngôi sao lớn hơn như Mặt trời của chúng ta tự cháy sau vài tỷ năm hoặc ít hơn. Chính ở giai đoạn cuối của vòng đời của một ngôi sao trong dãy chính mà một siêu tân tinh có thể trở thành hiện thực. Mặc dù không phải mọi ngôi sao trong dãy chính đều sẽ chuyển sang giai đoạn siêu tân tinh, nhưng những ngôi sao đó trước tiên sẽ trải qua giai đoạn “khổng lồ” sau khi chúng cạn kiệt nguồn dự trữ hydro và thay vào đó bắt đầu hợp nhất heli và các nguyên tố nặng hơn như oxy, silicon và carbon chứ không phải hydro. Sự hợp nhất có giới hạn của các nguyên tố nặng hơn này cũng diễn ra ở các ngôi sao trẻ, nhưng không tính đến các phản ứng tổng hợp chính của chúng.

[4] Những phản ứng hạt nhân này sẽ duy trì sự tồn tại của một ngôi sao trong vài tỷ năm nữa sau khi nó chuyển sang giai đoạn khổng lồ của nó. Nhưng cuối cùng, quá trình nhiệt hạch diễn ra đến thời điểm nó bắt đầu hợp nhất các nguyên tố nhỏ hơn thành sắt hoặc thậm chí là các nguyên tố nặng hơn như vàng. Một khi bắt đầu hợp nhất các nguyên tử thành sắt, quá trình này thực sự “ngốn” rất nhiều năng lượng thay vì tạo ra nó. Vì vậy khi một ngôi sao bắt đầu phát triển một lõi sắt nặng, những công đoạn cuối cùng của nó sẽ có tốc độ ngày càng nhanh khi phản ứng tổng hợp kim loại nặng hút bất cứ năng lượng nào đang được tạo ra ở nơi khác.

[5] Điều này sẽ trở thành một vấn đề lớn đối với ngôi sao vì nó không giống như sự mất đi khối lượng nào trong hàng tỷ năm trước đó. Các lớp khí và plasma nặng bên ngoài của nó, trước đây được giữ ở trên cao bởi năng lượng tạo ra từ các phản ứng nhiệt hạch bên dưới, đột ngột vượt qua một điểm tới hạn và khối lượng của chúng quá lớn để ngôi sao có thể tự giữ được mình. Các lớp khí này nhanh chóng bị kéo xuống và tiến về phía lõi của ngôi sao, khởi động quá trình siêu tân tinh.

[6] Tiếp theo là siêu tân tinh loại 1, loại này ít được biết đến hơn và nó còn được chia nhỏ thành các loại 1a, 1b, 1c. Các nhà thiên văn học khá thoải mái khi nói đến cơ chế của siêu tân tinh loại 1a, được cho là xảy ra trong hệ sao đôi với ít nhất một sao lùn trắng, chúng ta sẽ lấy nó để đại diện cho các siêu tân tinh loại 1.

[7] Khi một sao lùn trắng cùng quay quanh một ngôi sao đồng hành của nó, nó sẽ hút đều vật chất ra khỏi nó vào một đĩa bồi tụ xung quanh chính nó. Có một giới hạn trên của khối lượng, được gọi là giới hạn Chandrasekhar, theo đó sao lùn trắng có thể tích tụ vật chất mà không mất đi sự ổn định (sao lùn trắng bằng khoảng 1,44 lần khối lượng Mặt trời). Đối với trường hợp của siêu tân tinh loại 1a, một ngôi sao lùn trắng tích tụ vật chất từ người bạn đồng hành của nó đẩy nó vượt qua giới hạn khối lượng này và nó không còn có thể hỗ trợ khối lượng của chính nó nữa.

[8] Khác với tân tinh - trong đó sao lùn trắng tích tụ một lượng vật chất khiêm tốn hơn dưới giới hạn này và tạo ra một vụ nổ năng lượng tương đối nhẹ từ khối lượng bổ sung nhưng về mặt khác vẫn nguyên vẹn - thì trong siêu tân tinh loại 1a, sao lùn trắng mất ổn định theo kiểu nổ và tự phá hủy trong quá trình này.

[9] Còn siêu tân tinh loại 1b và 1c khá giống với siêu tân tinh loại 2 ở chỗ chúng cùng có một chức năng sụp đổ lõi sau khi các ngôi sao cạn kiệt nhiên liệu để duy trì phản ứng nhiệt hạch trong lõi của chúng. Sự khác biệt thực sự duy nhất trong trường hợp này là về mặt học thuật. Các siêu tân tinh loại 1b và 1c xảy ra trong sự kiện sụp đổ lõi của một ngôi sao, làm bong ra lớp hydro ngoài cùng của chúng, và một phần đáng kể của lớp heli bên dưới.

[10] Liệu Mặt trời của chúng ta sẽ trở thành siêu tân tinh khi nó chết đi?

Một số ai đó quan tâm đến vũ trụ và thiên văn có thể hi vọng nhìn thấy Mặt trời của chúng ta phát nổ tương tự vào cuối cuộc đời của nó. Nhưng không may, điều đó sẽ không xảy ra vì khối lượng của nó chưa đủ để tạo ra siêu tân tinh. Còn những ngôi sao thuộc dãy chính có khối lượng nhỏ dưới 8 lần khối lượng mặt trời cuối cùng sẽ phình to thành các sao khổng lồ đỏ. Khi những “người khổng” này cạn kiệt nhiên liệu heli, chúng không phát nổ dữ dội mà thay vào đó, chúng lặng lẽ phóng lớp bên ngoài ra ngoài không gian và để lại phần lõi bên trong, có màu sáng và nhiệt độ cực cao, gọi là một ngôi sao lùn trắng.

[11] Các lớp bên ngoài sau đó trải rộng thành cái mà chúng ta gọi là tinh vân hành tinh với sao lùn trắng ở trung tâm của nó. Chính quá trình này đã tạo ra một số tinh vân nổi tiếng nhất trong vũ trụ. Vậy số phận mặt trời sẽ như thế nào khi nó cạn kiệt nhiên liệu trong vài tỷ năm tới? Có thể nó không phải là một kết thúc bùng nổ, nhưng sẽ vẫn rất “ngoạn mục” theo cách riêng của nó.