Mặt trời có thực sự phổ biến trong Dải Ngân hà không?

99,8% khối lượng trong Hệ Mặt trời là do Mặt trời chiếm giữ, với tư cách là ngôi sao duy nhất, Mặt trời nắm chắc vị trí thống trị trong toàn bộ hệ sao.

Trong Dải Ngân hà, các hệ thống sao đơn như Mặt trời của chúng ta là không phổ biến.

Theo thống kê, 85% các ngôi sao trong Dải Ngân hà thuộc hệ đa sao như sao đôi, sao ba, nếu các ngôi sao có khối lượng lớn hơn thì tỷ lệ này sẽ còn tăng lên nữa, tuy nhiên mới đây các nhà thiên văn học đã phát hiện ra quy luật này dường như không áp dụng được khi ở gần trung tâm Dải Ngân hà.

Devin Chu của Đại học California tại Los Angeles (UCLA) đã dẫn đầu nhóm nghiên cứu của mình phân tích các ngôi sao gần lỗ đen ở trung tâm Dải Ngân hà. Họ đã sử dụng Đài quan sát Keck ở Hawaii để dành 10 năm theo dõi 28 ngôi sao quay quanh lỗ đen siêu nặng.


Trong thiên văn học, sao đôi quang học là trường hợp khi hai ngôi sao có vẻ nằm gần nhau khi được quan sát từ Trái Đất. Có hai kiểu sao đôi quang học: sao đôi thị giác - là một hệ sao đôi thực thụ và sao đôi quang học biểu kiến - 2 ngôi sao trông có vẻ gần, nhưng thực tế cách nhau rất xa.

Lỗ đen ở trung tâm Dải Ngân hà còn được gọi là Sagittarius A*, có đường kính khoảng 44 triệu km, khối lượng gấp 4,3 triệu lần khối lượng Mặt trời, là một hố đen siêu lớn điển hình. Môi trường gần lỗ đen rất phức tạp và hỗn loạn, lực hấp dẫn của nó sẽ gây cản trở mạnh mẽ đến các thiên thể, thậm chí nuốt chửng các ngôi sao. Do đó, các nhà khoa học thường tin rằng rất khó để các ngôi sao mới xuất hiện gần các lỗ đen.

Tuy nhiên, trong số các ngôi sao mà các nhà nghiên cứu theo dõi, có 16 ngôi sao tương đối rất trẻ, chúng mới chỉ được sinh ra cách đây hơn 6 triệu năm và chúng đều rất lớn, với khối lượng thường gấp 10 lần khối lượng của Mặt trời.

Điều này làm dấy lên nhiều nghi vấn. Lý do là rất khó để tạo ra những ngôi sao mới gần lỗ đen và những ngôi sao trẻ này không có đủ thời gian để di cư đến đây sau khi hình thành ở nơi khác. Mặt khác, các nhà khoa học đã phân tích quang phổ của những ngôi sao này và thấy rằng chúng đều là những ngôi sao đơn lẻ.


Xác suất cao nhất để các ngôi sao hình thành một hệ thống nhị phân gần lỗ đen Sagittarius A* là 47%.

Như chúng ta đã đề cập ở trên, các hệ thống nhiều sao là trạng thái bình thường và phổ biến của Dải Ngân hà, đặc biệt đối với các ngôi sao khối lượng lớn, xác suất hình thành các hệ thống nhị phân hoặc thậm chí hệ ba sao là tương đối cao.

Các nhà nghiên đã sắp xếp các kết quả quan sát và kết luận rằng, xác suất cao nhất để các ngôi sao hình thành một hệ thống nhị phân gần lỗ đen ở trung tâm Dải Ngân hà là khoảng 47%. Tất cả dường như có liên quan đến lỗ đen siêu lớn Sagittarius A*.

Các nhà nghiên cứu đưa ra hai khả năng, thứ nhất là lực hấp dẫn của lỗ đen đã phá vỡ hệ sao đôi ban đầu, và ngôi sao còn lại đã bị ném ra xa dưới tác dụng lực hấp dẫn của lỗ đen. Điều này là hoàn toàn khả thi trong mọi tình huống từ lý thuyết đến thực tế. Các nhà khoa học đã phát hiện ra nhiều ngôi sao "chạy trốn" khỏi Dải Ngân hà với tốc độ cao và chúng thường bay về phía bên ngoài Dải Ngân hà với tốc độ hơn 1,6 triệu km/h.


Lực hấp dẫn của lỗ đen đủ mạnh để phá vỡ các hệ sao đôi.

Một khả năng khác là các ngôi sao thực sự già hơn nhiều so với chúng ta thấy. Lực hấp dẫn của lỗ đen đủ mạnh để phá vỡ các hệ sao đôi, khiến chúng va chạm và hợp nhất. Điều này cũng có thể giải thích tại sao những ngôi sao trẻ như vậy lại xuất hiện trong một môi trường khắc nghiệt như vậy.

Theo một cách nào đó, những ngôi sao này có thể được coi là những ngôi sao may mắn. Bởi vì việc chạy quanh lỗ đen là cực kỳ nguy hiểm, bởi trong tình huống như vậy, nhiều thiên thể có khả năng bị xé toạc và nuốt chửng. Đối với những vật thể ở gần lỗ đen, điều đáng sợ nhất là lực thủy triều của lỗ đen.


Lực hấp dẫn ở phía của ngôi sao gần lỗ đen mạnh hơn rất nhiều so với phía bên kia.

Chúng ta đều biết rằng lực hấp dẫn của hai vật thể có liên quan đến khoảng cách giữa chúng. Lực hấp dẫn ở phía của ngôi sao gần lỗ đen mạnh hơn rất nhiều so với phía bên kia, khi chênh lệch lực hấp dẫn giữa hai bên lớn hơn lực hấp dẫn của chính ngôi sao, ngôi sao sẽ kéo dài theo hướng chuyển động riêng của nó như sợi mì.

Từ một hình cầu đến một hình elip, và cuối cùng là một thanh dài. Điều tiếp theo mà ngôi sao phải đối mặt là số phận của sự tan rã, và ngôi sao bị xé toạc sẽ nhanh chóng tiếp cận lỗ đen cho đến khi nó bị nuốt chửng.


Một lỗ đen có khối lượng bằng 100 tỷ khối lượng Mặt trời sẽ bốc hơi trong vòng 2×10^100 năm.

Mặc dù một lỗ đen có vẻ đáng sợ đến mức không gì có thể chống lại nó, nhưng nó thực sự cũng sẽ phải chết theo thời gian.

Trong khi lỗ đen đang nuốt chửng vật chất, nó cũng đang bức xạ vật chất ra bên ngoài. Nói cách khác, nó sẽ không chỉ mở rộng vô tận mà còn tiêu thụ chính nó. Các nhà khoa học đã tính toán rằng một lỗ đen có khối lượng bằng 100 tỷ khối lượng Mặt trời sẽ bốc hơi trong vòng 2×10^100 năm, và trong quá trình tiến hóa của lỗ đen, nếu không đủ lượng vật chất hút vào, lỗ đen sẽ đẩy nhanh quá trình phân rã.

Tuy nhiên, xét về thời gian tồn tại của nền văn minh nhân loại, chúng ta khó có thể nhìn ra ngày tàn của lỗ đen. Nhưng việc nghiên cứu về lỗ đen đã trở thành một nhu cầu cần thiết của loài người, bởi đằng sau nó còn quá nhiều điều bí ẩn mà chúng ta chưa biết.

Tin nổi bật

Tin cùng chuyên mục

Tin mới nhất