Nova và supernova là những thuật ngữ có lẽ không mới mẻ gì trong thiên văn học, nhất là supernova. Chúng được nhắc tới khá phổ biến trong các bài báo và các báo cáo ngày nay về vật lý thiên văn hay vũ trụ học, thường được gọi theo những tên tiếng Việt thiếu chính xác là "sao mới" và "sao siêu mới" (hay "tân tinh" và "siêu tân tinh"). Ở đây chúng ta sẽ nói chi tiết hơn về bản chất vật lý của những đối tượng này.
Nova
Nova là vụ nổ xảy ra trên bề mặt của một sao lùn trắng khi vật chất từ lớp ngoài của sao đồng hành tuồn sang nó và được gia tốc đến nhiệt độ đủ để xảy ra phản ứng nhiệt hạch của hydro ngay trên bề mặt sao lùn trắng.
Một tỷ lệ khá lớn các sao trong thiên hà của chúng ta, cũng như được tin rằng tương tự trong các thiên hà khác, không đứng đơn lẻ như Mặt Trời mà là các hệ sao có quĩ đạo chuyển động quanh nhau - thường là hai sao, trong tiếng Việt được gọi là sao đôi hay sao kép (binary star). Nova xảy ra trong các hệ như vậy khi một sao đã đến giai đoạn cuối đời và trở thành sao lùn trắng (đây là các sao trên dãy chính của biểu đồ quang phổ, tương tự như Mặt Trời, sau khi lớp ngoài phồng lên thành sao khổng lồ đỏ và sau đó vỡ ra thì lõi trong còn lại là sao lùn trắng - Xem bài "Sao - cấu tạo và tiến hóa"). Sao lùn trắng là thiên thể chỉ còn xảy ra rất ít phản ứng kết hợp hydro và do đó ánh sáng nó phát ra rất yếu. Từ Trái Đất không thể quan sát bất cứ sao lùn trắng nào bằng mắt thường.
Trong nhiều trường hợp, khi một trong hai sao của hệ đã trở thành sao lùn trắng, sao đồng hành có thể là một sao cũng nằm trên dãy chính hoặc đang trong giai đoạn phồng to thành sao khổng lồ đỏ, nếu khoảng cách của hai sao đủ gần thì vật chất từ sao thứ hai bị cuốn sang sao lùn trắng bởi hấp dẫn từ thiên thể này. Trong quá trình cuốn sang này, khí từ sao đồng hành được gia tốc khiến nhiệt độ tăng cao. Khi nhiệt độ ở bề mặt sao lùn trắng đạt khoảng 20 triệu độ, phản ứng nhiệt hạch xảy ra ngay trên bề mặt của nó thông qua chu trình CNO (nói dễ hiểu, CNO là chu trình chuyển hóa hydro thành heli thông qua phản ứng có sự tham gia của carbon, ni-tơ và oxy thay vì kết hợp proton trực tiếp). Phản ứng này giải phóng bức xạ và năng lượng thổi bay phần khí còn lại trên bề mặt sao lùn trắng vào không gian và làm thiên thể này sáng hơn rất nhiều lần trước đó. Tùy theo mức độ của vụ nổ, cấp sao của nova tăng nhanh hay chậm khác nhau. Các nova nhanh có cấp sao biểu kiến thay đổi 2 cấp trong khoảng 25 ngày trong khi thời gian với nova chậm thường trên 80 ngày.
Một số nova có thể được nhìn thấy từ Trái Đất do sự thay đổi độ sáng đột ngột này. Trước đây khi chưa rõ cơ chế nêu trên, hiện tượng này từng được nhầm tưởng là một sao mới ra đời (trước đó sao lùn trắng không thể được nhìn thấy), do đó mới có tên gọi là "nova", theo tiếng Latin có nghĩa là "mới".
Nova có thể kéo dài vài tuần hay vài tháng trước khi trở lại độ sáng ban đầu của sao lùn trắng. Một sao lùn trắng có thể xảy ra nhiều lần nova, chẳng hạn như trường hợp của RS Ophiuchi (cách Trái Đất khoảng 5.000 năm ánh sáng, trong khu vực chòm sao Ophiuchus), được ghi nhận là đã xảy ra 6 nova vào các năm 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 và 2006.
Nova không quá hiếm trong thiên hà, tuy nhiên không phải tất cả đều có thể được ghi nhận. Mặt khác, đối với người quan sát nghiệp dư thì việc nhận ra sự có mặt của một nova cũng là khó và không có ý nghĩa về mặt trực quan.
Supernova
Phần phụ "super-" được đặt ở đầu thuật ngữ này ám chỉ rằng đây là hiện tượng có mức độ lớn hơn rất nhiều so với nova. Tuy nhiên, trên thực tế thì về cơ bản, cơ chế của hầu hết supernova khác hoàn toàn với nova. Supernova là các vụ nổ rất lớn, kết thúc cuộc đời của các sao nặng. Khác với nova, supernova hiếm hơn và rất ít được quan sát thấy trong thiên hà Milky Way. Trong 1.000 năm qua chỉ có 3 supernova trong thiên hà từng được quan sát bằng mắt thường.
So sánh một cách tương đối, ở lúc cực điểm của vụ nổ, năng lượng giải phóng từ một supernova có thể tương đương với năng lượng giải phóng trong cùng thời gian của một thiên hà loại trung bình, hoặc bằng năng lượng của một sao cỡ Mặt Trời giải phóng ra trong toàn bộ thời gian sống của nó. Phần vật chất được ném ra từ các vụ nổ supernova được gọi là tàn dư supernova (supernova remnant, hay viết tắt là SNR).
Tinh vân Con cua (còn có kí hiệu là M1 hay NGC 1952) - một trong những tàn dư supernova được biết đến nhiều nhất.
Phân loại theo quang phổ
Supernova được chia làm hai nhóm chính là supernova loại I và loại II dựa theo quang phổ hấp thụ thu được. Supernova loại I là các vụ nổ mà trong quang phổ thu được không có sự có mặt của vạch hydro, còn supernova loại II thì có. Loại I được chia thành các loại nhỏ là a, b và c còn loại II có các nhánh nhỏ là P, L, n và b.
Phân loại theo cơ chế
Mặc dù các supernova được phân loại và gọi tên theo cách chia theo quang phổ như nêu trên, về cơ chế thì supernova có hai trường hợp không trùng với hai nhóm chính. Cơ chế của supernova loại Ia khác hoàn toàn với cơ chế của tất cả các supernova còn lại.
Supernova loại Ia có cơ chế gần giống với nova. Sao lùn trắng trong một cặp sao kép hút lấy khí từ sao đồng hành và gia tốc chúng lên vận tốc cao. Điểm khác biệt ở đây so với nova là sao lùn trắng có khối lượng lớn hơn, đạt gần giới hạn Chandrasekhar (1,44 khối lượng Mặt Trời, là khối lượng tối thiểu để lõi sao sụp đổ hấp dẫn do không thể tự chống lại hấp dẫn hướng tâm). Khí từ sao đồng hành tuôn nhanh sang sao lùn trắng khối lượng lớn này khiến nó đạt tới khối lượng xấp xỉ giới hạn để sụp đổ. Do một cơ chế chưa được làm rõ hoàn toàn, một phần đáng kể của carbon và oxy tham gia phản ứng tổng hợp thành các hạt nhân nặng hơn trong thời gian chỉ vài giây. Điều này làm ngôi sao phát nổ và giải phóng ra năng lượng khiến nó có thể sáng gấp 5 tỷ lần Mặt Trời.
Supernova loại Ib, Ic và các loại II về bản chất có cùng cơ chế. Đây là các vụ nổ cuối đời của các sao nặng mà lõi sao (sau giai đoạn sao khổng lồ đỏ/sao siêu khổng lồ đỏ) có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar. Ở khối lượng này, lõi sao không thể tự chống lại lực hấp dẫn hướng tâm nên nó co lại rất nhanh. Nhiệt độ và áp suất tăng đủ cao để cho phép hạt nhân các khí kết hợp tạo thành các nguyên tố nặng như sắt và hơn nữa. Tiếp theo hạt nhân kim loại cũng bị phá vỡ và sự kết hợp giữa proton và electron xảy ra tạo ra neutron và neutrino. Tùy theo khối lượng của lõi sao này mà kết quả cuối cùng của nó có thể là sao neutron hoặc lỗ đen. Toàn bộ quá trình suy sập này gây ra vụ nổ và giải phóng năng lượng làm tăng độ sáng đột ngột cho lõi sao. Kiểu suparnova này thường được gọi chung là supernova sup sập lõi. Điểm khác nhau dẫn đến sự khác biệt về quang phổ là supernova loại Ib và Ic xuất phát từ các sao đã mất hết lớp vỏ hydro (hoặc thậm chí heli) từ trước (thường là do tác động của sao đồng hành), còn loại II vẫn còn nguyên lớp hydro bề mặt nên trên quang phổ thu được vẫn có các vạch hydro.
Hầu hết các supernova đến nay được quan sát ở các thiên hà khác khi chúng làm tăng độ sáng của cả thiên hà. Supernova cuối cùng được quan sát trong Milky Way của chúng ta là vào năm 1604, được quan sát bởi Johanne Kepler. Một số supernova khác trong Milky Way có thể không được quan sát do tầm nhìn của chúng ta bị cản bởi khí và bụi trong môi trường giữa các sao.
Các vụ nổ supernova ở các thiên hà khác cho phép việc quan sát chúng được dễ dàng hơn và do đó chúng là một bằng chứng quan trọng cho sự giãn nở của vũ trụ.
Đối với bản thân tiến hóa của vũ trụ, supernova đóng vai trò lớn trong việc phân bố các nguyên tố nặng. Trong giai đoạn sớm của vũ trụ, các nguyên tố nặng chưa được tạo thành. Chúng chỉ được tạo thành nhờ phản ứng kết hợp hạt nhân ở các sao nặng khi chúng đi về cuối đời. Các vụ nổ supernova kết thúc cuộc đời của các sao này ném vật chật vào không gian xung quanh và chính những thứ đó mới có thể tạo thành các hành tinh rắn, trong đó có Trái Đất.
Hình ảnh mô phỏng về độ lớn của một vụ nổ supernova. Nếu xảy ra ở gần, một vụ nổ như vậy có thể phá hủy toàn bộ Hệ Mặt Trời.
Tên gọi
Như trên đã nói, "nova" có nghĩa là "mới" theo tiếng Latin. Nó được sử dụng xuất phát từ việc trước đây hiện tượng này được cho là một sao mới hình thành. Ngày nay, mặc dù đã biết thực chất không phải như vậy nhưng nó đã trở thành thuật ngữ độc lập nên vẫn tiếp tục được sử dụng.
Vấn đề đáng nói là khi sang tiếng Việt, nhiều dịch giả sử dụng cách dịch là "sao mới" hay theo cách gọi Hán-Việt là "tân tinh", đồng thời gọi supernova là "sao siêu mới" hay "siêu tân tinh". Khác với "nova" chỉ đơn thuần là "mới", việc cho thêm "sao" hay "tinh" vào thuật ngữ trong tiếng Việt khiến ý nghĩa của khái niệm này có thể bị hiểu nhầm về mặt vật lý.
Chẳng hạn: Trong tiếng Anh, nếu nhìn lên bầu trời và nói "That's a nova" thì bất cứ ai cũng dễ dàng hiểu rằng đó là hiện tượng nova, khác với "That's a new born star". Nhưng trong tiếng Việt nếu nói "Đó là một sao mới" thì e rằng không thể phân định được đó là nova hay là một sao mới ra đời.
Do đó chúng tôi đề nghị sử dụng thuật ngữ gốc là "nova" và "supernova" thay vì sử dụng cách gọi tiếng Việt không chính xác.
Một trường hợp nhỏ nữa: Đôi khi chúng ta có thể thấy đâu đó thuật ngữ hypernova. "Hyper-" dùng để chỉ cấp độ cao hơn "super-", về bản chất đây không phải hiện tượng khác, chỉ được sử dụng để mô tả mức độ sáng đặc biệt của supernova, hay còn được gọi là supernova siêu sáng (superluminous supernova - SLSN)
Tháng 2 năm 2016
Đặng Vũ Tuấn Sơn
Xin vui lòng ghi rõ tên tác giả và nguồn Thienvanvietnam.org khi sử dụng bài viết này.
