Ảnh: Vật thể Sakurai được quan sát ở các bước sóng khác nhau bằng kính viễn vọng 0,9 m tại Đài quan sát La Silla của ESO. Trên cùng bên trái: phát xạ chỉ từ bản thân ngôi sao, trong dải bước sóng 660.9 - 668.8 nanomet. Trên cùng bên phải: phát xạ hydrogen. Dưới cùng bên phải, với chú thích “nebula”: phần bù trừ giữa hai hình ảnh trước đó, do vậy chỉ hiển thị tinh vân bao quanh. Dưới cùng bên trái: phát xạ oxygen.
-----------------------------------------------------------------------------------------
Nằm trong chòm sao Cung Thủ, vật thể Sakurai được phát hiện bởi một nhà thiên văn nghiệp dư người Nhật tên là Yukio Sakurai. Vào năm 1996, khi đang rà soát các ảnh chụp bầu trời đêm để tìm kiếm sao chổi, ông chợt thấy một ngôi sao đã dần dần tăng độ sáng từ hơn một năm qua. Điều đáng nói là trong nhiều năm liền, ông đã chụp nhiều bức ảnh tại cùng một vị trí, nhưng phải đến đầu năm 1995 ngôi sao này mới xuất hiện lần đầu tiên.
Với những quan sát như trên, các nhà thiên văn học vào thời điểm đó đã tạm phân loại vật thể này là một nova, tức là một sao lùn trắng sáng chói lên nhờ sự bồi tụ vật chất và bùng phát nhiệt hạch trên bề mặt chúng, với đặc trưng quang phổ là các vạch phát xạ hydrogen rất sáng. Nhưng quang phổ của Sakurai lại không giống bất kỳ một nova bình thường nào khác, nó mang đặc điểm của một lớp sắc quyển thiếu hụt hydrogen mà lại giàu carbon. Hơn thế nữa, người ta còn quan sát được một tinh vân hành tinh xưa cũ bao bọc quanh ngôi sao. Do vậy Sakurai được kết luận là một ngôi sao già cỗi, có khối lượng tương đương Mặt trời và đang trải qua các giai đoạn tiến hóa muộn hơn cả cái chết của nó, vốn phải là sao lùn trắng. Độ sáng tăng vọt của nó được giải thích bằng hiện tượng bùng sáng helium lần cuối (final helium flash).
Để hiểu nguyên nhân của hiện tượng này, ta cần truy ngược về trạng thái của ngôi sao khi còn ở dãy chính. Ở thời điểm hiện tại, Mặt trời và các ngôi sao tương tự đang tổng hợp hydrogen thành helium trong lõi của chúng, nhưng lõi cuối cùng sẽ cạn kiệt hydrogen và chứa đầy helium. Khi đó, lớp ngoài của ngôi sao sẽ phình to, và nó trở thành một sao khổng lồ đỏ. Phản ứng tổng hợp hydrogen thành helium sẽ tiếp tục trong một lớp vỏ bọc quanh lõi helium, nhưng lõi trong sẽ tương đối trơ, cho đến khi helium tích tụ đủ để kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân tạo thành carbon và oxygen, tại thời điểm đó ngôi sao sẽ trở nên sáng hơn, vàng hơn một lần nữa nhưng cũng co lại về kích thước. Tuy nhiên, lõi trong cuối cùng cũng sẽ chứa đầy carbon và oxygen, ngôi sao sẽ giãn nở và trông nó đỏ trở lại (mặc dù trông giống một sao khổng lồ đỏ, nhưng nó được định nghĩa là sao khổng lồ tiệm cận - asymptotic giant star). Một ngôi sao nhẹ như Mặt Trời hay Sakurai sẽ không có đủ khối lượng để tiếp tục đốt cháy carbon và oxygen, vì vậy các nguyên tố trên tích tụ trong lõi của ngôi sao sẽ chỉ nằm yên ở đó. Cuối cùng, sau một thời gian dài, ngôi sao sẽ đẩy các lớp vỏ khí bên ngoài của nó ra xung quanh, tạo nên một tinh vân hành tinh. Những gì còn sót lại ở giữa là lõi carbon và oxygen đặc, sau này sẽ được gọi là sao lùn trắng.
Vật thể Sakurai hiện đang ở giai đoạn tiền-lùn-trắng, tức là về cơ bản nó chỉ còn lại phần lõi trơ và đặc của ngôi sao, tuy nhiên, nó vẫn còn sót một lớp vỏ helium mỏng bao quanh. Nhiệt độ và áp suất của chỗ helium đó đủ để kích hoạt phản ứng tổng hợp helium thành carbon và oxygen trong thời gian ngắn, chính điều này tạo ra chớp sáng mà Yukio Sakurai đã bắt gặp vào năm 1996. Sự kiện phát nổ này sẽ thổi bay lớp vỏ helium mỏng bên ngoài lõi sao, và ngôi sao bắt đầu dần dần mờ đi trong vài tháng sau đó. Theo ghi nhận từ các quan sát, Sakurai đã đạt độ sáng cực đại vào năm 1999, đến nay ngôi sao này đang tối dần đi.
Trường hợp tương tự duy nhất khác là V605 Aquilae. Ngôi sao này được cho là đã trải qua một đợt bùng sáng helium vào năm 1919, và nếu Sakurai cũng tuân theo quy luật biến đổi của nó, chúng ta có thể dự đoán sẽ thấy chớp sáng helium tiếp theo của Sakurai vào khoảng năm 2070.
Nhưng chỉ giải thích như vậy có thật sự thỏa tất cả câu hỏi mà những vật thể như Sakurai đặt ra hay không? Hiển nhiên là không, thậm chí mô hình về hiện tượng bùng sáng helium còn mở ra nhiều vấn đề hơn nữa cho các nhà thiên văn. Theo dự đoán trên, đáng nhẽ ra tinh vân hành tinh - về nghĩa đen là một đám mây khí và bụi bị nhả ra từ ngôi sao - sẽ phải tạo thành một cái vỏ ngoài hình cầu bao bọc quanh sao. Thế nhưng qua kính viễn vọng, đám mây bụi đó hiện lên như một cấu trúc hình đĩa gần trùng với mặt phẳng xích đạo. Và ở hai cực Bắc và Nam, gần với ngôi sao, còn có những dòng jets rõ ràng đang tống ra các luồng phân tử.
Một giả thuyết cho hình dáng kỳ lạ đó của phần bụi và khí xung quanh, đó là một số ngôi sao "tái sinh" không phải là sao đơn lẻ, mà là hệ sao đôi. Trong trường hợp này, do sao lùn trắng xảy ra hiện tượng bùng sáng helium, nó đột ngột giãn nở rồi nuốt chửng ngôi sao còn lại. Khi ngôi sao đồng hành quay nhanh quanh ngôi sao tái sinh, nó kéo theo bụi và khí tụ thành một đĩa phẳng, phình to. Điều này cũng khiến ngôi sao bị nuốt chửng ấy phát ra các luồng jets phân tử rất mạnh mà các nhà nghiên cứu đã phát hiện được.
Chưa dừng lại ở đó, dữ liệu quan sát từ những ngôi sao đặc biệt này còn mâu thuẫn với lý thuyết hiện có, khi mà các mô hình tính toán cho rằng sự kiện bùng sáng helium sẽ làm các ngôi sao lóe sáng kéo dài khoảng vài trăm năm, sau đó tắt dần trong khoảng vài chục ngàn năm - thế nhưng Sakurai đã lóe sáng không quá 6 năm, còn V605 Aquilae chỉ mất chưa đầy 70 năm để hoàn thành chuỗi sự kiện tái sinh rồi lại trở về làm một ngôi sao lùn trắng.
Để giải thích cho sự vội vàng của những ngôi sao này, các nhà thiên văn cho rằng nguyên nhân nằm ở phần đám mây bụi và khí bao bên ngoài: song song với sự bùng nổ và tái sinh của mình, ngôi sao cũng theo đó thổi bay vật chất trên bề mặt ra không gian chung quanh, tạo thành một rào cản ngày càng dày lên, ngăn không cho ánh sáng từ ngôi sao trung tâm truyền đến Trái đất. Vì thế, từ góc nhìn của chúng ta, sẽ chỉ thấy được phần mở đầu của tiết mục "niết bàn trùng sinh" trước khi mất dấu ngôi sao, tương tự như V605 Aquilae đã biến mất tăm vào năm 1923.
Và vấn đề vẫn chưa kết thúc tại đây... khi nghiên cứu vùng không gian quanh ngôi sao, các nhà thiên văn đã kỳ vọng sẽ phân tích được thành phần hóa học của các đám mây phân tử, thế nhưng khi hướng kính viễn vọng về phía đó, họ lại không thu hoạch được gì. Cho đến năm 2017, nhà nghiên cứu D. Tafoya đã sử dụng phương pháp mạnh tay, thực hiện các phép đo phức tạp và kéo dài bằng kính thiên văn APEX của ESO với hy vọng phát hiện ra dù chỉ là những tín hiệu phân tử nhỏ nhất. Ông kể lại: “Tôi đang ngồi trước máy tính xử lý dữ liệu, thì đột nhiên, "bùm!", nó xuất hiện. Tôi nhớ mình đã xông thẳng vào văn phòng đồng nghiệp rồi giơ biểu đồ lên, "CÓ SỰ PHÁT XẠ CỦA PHÂN TỬ!""
Nhưng ngay cả những gì ông phát hiện được cũng rất lạ. Tafoya nhận thấy rằng, để các phép đo ấy ăn khớp, đám khí phải giãn nở với tốc độ 1000 km/giây, một tốc độ hoàn toàn đáng kinh ngạc và không thể đúng. Nhóm của Tafoya cho rằng nguyên nhân nằm ở việc đang tìm kiếm sai loại phân tử. Với vật thể Sakurai, họ đã tìm kiếm carbon monoxide (CO), một trong những nguyên tố dễ phát hiện nhất và dồi dào nhất ở loại tinh vân hành tinh này. Nhưng các đồng nghiệp của ông đề xuất: "Nếu đó là một phân tử hoàn toàn khác thì sao, chẳng hạn như hydrogen cyanide (HCN)?" Và, bất ngờ thay, những kết quả tính toán giờ đây lại hợp lý hơn nhiều. Sau đó, họ phát hiện ra tình huống ở V605 Aquilae - đồng chí duy nhất của Sakurai - lại rất khác, với sự có mặt của carbon monoxide nhưng không có hydrogen cyanide.
Một lời giải thích cho rằng sự khác biệt này phát sinh vì vật thể Sakurai đang ở giai đoạn tái sinh sớm hơn nhiều so với V605 Aquilae. Có thể V605 Aquilae ban đầu cũng giàu hydrogen cyanide, nhưng sau đó đã bị phá hủy theo thời gian bởi bức xạ của ngôi sao. Cũng có thể hai ngôi sao này chỉ đơn thuần là có thành phần đã rất khác nhau từ khi "còn trẻ". Nhưng có lẽ còn cần nhiều quan sát từ các trường hợp tương tự hơn nữa, trước khi ta lý giải được toàn bộ chuỗi vấn đề mà các ngôi sao tái sinh đã gợi ra.
Dù còn nhiều hạn chế trong quá trình nghiên cứu những đối tượng hiếm gặp này, nhưng không thể phủ nhận rằng chúng là một mảnh ghép quan trọng đối với bức tranh toàn cảnh về vật lý sao nói riêng và vũ trụ nói chung. Hoặc chăng cũng chính vì mang trong mình vẻ đẹp bí ẩn mà rù quến đó, nên ngôi sao phục sinh Sakurai mới có sức hút đặc biệt đến vậy trong cộng đồng người yêu thiên văn từ bao lâu nay.
-----------------------------------------------------------------------------------------
Tài liệu tham khảo:
[1] https://www.randomastronomicalobject.com/object0076.html
[2] https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996IAUC.6322....1N/abstract
[3] https://www.eso.org/public/portugal/news/eso9619/?lang
[4] https://www.ing.iac.es/PR/newsletter/news2/sakurai.html
[5] https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014AAS...22315417H/abstract
[6] https://www.eso.org/public/portugal/blog/a-star-is-born-again/
Nguyễn Lâm Trà My
Thành viên Ban Nội Dung - CLB Thiên văn USAC