The Story Of Solar System - Chuyện kể về Hệ Mặt Trời

hwakyungbc · #1 29-08-2012, 10:19 AM

Hệ thống quảng cáo SangNhuong.com

Dưới đây là bản dịch phần I của cuốn The Story Of Solar System của Cambridge University Press. Mình dịch cuốn này hơi vội cho kịp buổi thảo luận tháng và trình còn còi quá nên không thể tránh những thiếu sót. Các bạn có thể đọc nguyên bản Tiếng anh tại đây. Đồng thời thấy chỗ nào chưa ổn thì góp ý nhé. Có thời gian thì giúp mình dịch nốt mấy phần còn lại với :P (Mình cũng cắt xén một vài chỗ và một vài từ mình tự chế do không tìm được từ sát nghĩa)

Mong nhận được sự đóng góp của các bạn. Đây chỉ là bản tham khảo thôi nhé ^^

The Story Of Solar System

Các mốc thời gian:

Phần 1: Nguồn gốc Mặt Trời và Tinh vân Mặt Trời (Genesis of the Sun and Solar Nebula)

Thời điểm Zero: Đám mây phân tử khổng lồ (Giant Molecular Cloud)

2 triệu năm: Những giọt Mặt Trời (Solar Globule)

2 triệu 030 nghìn năm: Tiền Sao – Tiền Mặt Trời (Protosun)

2 triệu 130 nghìn năm: Tinh vân Mặt Trời (Solar Nebula)

3 triệu năm: Giai đoạn T-Tauri (T-Tauri Phase)

3 triệu năm: Sự phun phân tử và hậu T-Tauri (Outflow and Post-T-Tauri Phase)

30-50 triệu năm: Các trình tự chính (The Main Sequence)

Phần 2: Sự xuất hiện của gia đình Mặt Trời (Emergence of the Sun’s Family)

Thời điểm 2 triệu 200 nghìn năm: Vật thể tiền hành tinh và Tiền hành tinh (Planetesimals and Protoplanets)

2-3 triệu năm: Những khối khí khổng lồ và Thiên thạch (Gas Giants and Asteroids)

3-10 triệu năm: Những khối băng khổng lồ và Sao Chổi (Ice Giants and Comets)

3-10 triệu năm: Những vệ tinh thông thường (Regular Satellites)

10-100 triệu năm: Những hành tinh đất đá (Terrestrial Planets)

100-1300 triệu năm: Những cuộc dội bom dữ dội (The Heavy Bombardment)

700-1300 triệu năm: Hình thành khí quyển (Building the Atmospheres)

4 tỷ 500 triệu năm: Sự hình thành hệ thống vành đai (Formation of the Ring Systems)

4 tỷ 660 triệu năm: Hệ Mặt Trời hiện tại (The Modern Solar System)

Phần 3: Kết thúc một kỷ nguyên (End of an Era)

Thời điểm 10 tỷ 900 triệu năm: Thời gian tồn tại trong dãy chính (Present day in Main Sequence)

10 tỷ 900 triệu năm – 11 tỷ 600 triệu năm: Giai đoạn tiền khổng lồ (Subgiant Phase)

11 tỷ 600 triệu năm – 11 tỷ 233 triệu năm: Giai đoạn khổng lồ đỏ (Red Giant Phase)

11 tỷ 233 triệu năm – 12 tỷ 365 triệu năm: Sự đốt cháy heli và giai đoạn 2 của khổng lồ đỏ (Helium Burning and Second Red Giant Phase)

12 tỷ 365 triệu năm: Giai đoạn tinh vân hành tinh (Planetary Nebula Phase)

12 tỷ 365 triệu năm: Sao lùn trắng (White Dwarf)

Hàng trăm tỷ năm sau: Sao lùn đen (Hundreds of billions of years: Black Dwarf)

Phần 1: Nguồn gốc Mặt Trời và tinh vân Mặt Trời

30 đến 50 triệu năm - đó là khoảng thời gian đã tạo nên ngôi sao mà ngày nay chúng ta gọi là Mặt Trời. Thời gian đó có vẻ khá dài, nhưng chúng ta hãy có một chút so sánh rằng: Kể từ khi chú khủng long cuối cùng bước đi trên mặt đất cho tới nay - 65 triệu năm – khoảng thời gian đó đủ để hình thành hai lần một ngôi sao như Mặt Trời. Những chi tiết của sự sáng tạo này vẫn chưa được hiểu rõ, nhưng các nhà khoa học đã có những nền tảng cơ bản. Và có vẻ thật mỉa mai, một ngôi sao hình thành sau khi có một ngôi sao khác chết đi.

Nói chung, một ngôi sao thường chết đi bằng hai con đường. Ngôi sao có khối lượng thấp như Mặt Trời cuối cùng sẽ mở rộng các lớp ngoài của nó để tạo nên một bức tranh biếm họa của chính nó: khổng lồ và có màu đỏ. Dần dần, những lớp của ngôi sao mở rộng và mỏng dần rồi phơi bày cái lõi cực đặc của nó - một đối tượng được biết với cái tên “sao lùn trắng”. Một đối tượng với đặc điểm rất nhỏ, đặc, màu trắng và rất nóng, với phần lõi của một ngôi sao được giới hạn trong kích thước chỉ bằng một hành tinh. Phần còn lại của ngôi sao phát triển ngày càng lớn hơn trở thành một tinh vân hành tinh lan rộng tới hàng năm ánh sáng. Đó là kết cục của Mặt Trời. Ngược lại, một ngôi sao nặng có cái chết ngoạn mục hơn rất nhiều, nó sẽ tự nổ thành từng mảnh vụn trong một vụ nổ siêu tân tinh thường được biết đến với cái tên Supernova – Vụ nổ sao siêu mới. Các phần của ngôi sao, một lần nữa tách ra và trở lại không gian. Cho dù các ngôi sao có cách thức “chết” khác nhau nhưng đều có số phận rằng: phần lớn vật chất của nó sẽ được ném trở lại Thiên hà. Qua hàng tỷ năm, chúng tích lũy lại và được các nhà khoa học gọi đó là khí và bụi giữa các vì sao.

Nhưng đó không phải là đoạn kết của câu chuyện. Thực tế, nó lại là điểm khởi đầu cho chúng ta. Và vũ trụ lại thực hiện công việc của mình: một chiếc máy tái chế. Bắt đầu từ khoảng 4 tỷ 660 triệu năm trước đây, từ đống tro tàn của một ngôi sao chết, một điều kì diệu đã được bắt đầu: đó chính là ngôi sao có tên Mặt Trời.

Thời điểm Zero: Đám mây phân tử khổng lồ (Giant Molecular Cloud)

4 tỷ 660 triệu năm trước đây. Hệ Mặt Trời của chúng ta chỉ tồn tại như là một đám mây nguyên liệu thô. Mặt Trời, các hành tinh, cây cối, con người, virut AIDS – tất cả đều hình thành từ đám mây rất loãng của khí và bụi này. Chúng ta chỉ là những bản chắp vá của đám mây bụi hàng tỷ năm trước đây. Và chúng được biết đến với cái tên: Những đám mây phân tử khổng lồ.

Quay quanh trung tâm của một Thiên hà được gọi là dải Ngân Hà, cách xa trung tâm khoảng 2/3. Đám mây cổ xưa này đã cùng với Hệ Mặt Trời có kích thước 50-100 năm ánh sáng. Và một lần nữa, giống như những đám mây phân tử khổng lồ ngày nay, nó có lẽ là đủ để hình thành nên 1 triệu Mặt Trời. Hầu hết khối lượng của nó, khoảng 73% được tạo bởi phân tử Hydro, một chất khí trong đó các nguyên tử Hydro gắn kết với nhau để tạo nên một phân tử đơn giản. Phần còn lại của đám mây là Heli, có dấu vết của các nguyên tố nặng như Nito, Cacbon và Oxi, các hạt nguyên liệu silicat – tiền thân của “bụi”

Với từ vài nghìn đến hàng triệu phân tử khí trên 1 cm khối, đám mây được công nhận là có mật độ lớn hơn chân không theo tiêu chuẩn hiện nay. Và nó rất lạnh, -250 oC, hầu như không nóng hơn khí liên sao ở chung quanh. Các phân tử Hydro không thể tồn tại ở nhiệt độ cao hơn thế bởi chúng sẽ bị phá hủy, tuy nhiên vẫn còn nguy cơ khiến chúng không thể tồn tại.

Một đám mây phân tử giống như nhà giữa các vì sao, chúng luôn luôn đứng ở bờ vực tan vỡ. Một cú đẩy, một lực kéo, bất cứ điều gì cũng có thể gây nên sự sụp đổ của đám mây cổ xưa này-và có rất nhiều thứ có thể lan truyền trong khoảng không gian 100 năm ánh sáng. Đám mây có thể đã đến gần một ngôi sao lớn có trọng lực kéo khuấy động các phân tử trong tinh vân. Hoặc có thể các đám mây này đã tới gần một vụ nổ siêu tân tinh, sóng chấn động từ vụ nổ sao đã gây sức ép lên nó. Có lẽ chính điều đó đã khiến đám mây tự sụp đổ vào chính nó dưới tác dụng của lực hấp dẫn.

Một điều gì đó giống như vậy đã xảy ra với đám mây phân tử cổ xưa của chúng ta 4 tỷ 660 triệu năm về trước. Đó là bước đầu tiên trong quá trình hình thành nên một ngôi sao.

(Còn nữa)
Nguyễn Văn Tân – PAC
Theo The Story Of Solar System – Mark A.Garlick – Cambridge University Press

duongtramanh.bdg · #2 29-08-2012, 10:19 AM

Hệ thống quảng cáo SangNhuong.com

Thời điểm 2 triệu năm: Những giọt Mặt Trời (Solar Globule)

Khi sự sụp đổ của đám mây phân tử đã bắt đầu, nó sẽ tiếp tục theo đà đã có sẵn. Hai triệu năm trôi qua, vô số hạt nhân đã được hình thành bên trong lòng đám mây, đó là những vùng có mật độ cao hơn mật độ trung bình. Những nơi có mật độ cao bắt đầu thu hút khí chung quanh bởi lực hấp dẫn mạnh mẽ của mình, và đám mây bắt đầu phân thành hàng trăm, hàng ngàn khu vực nhỏ với lõi dày đặc. Hầu hết chúng sẽ trở thành một ngôi sao, và trong đó có Mặt Trời.

Lõi đám mây mà từ đó Mặt Trời sẽ hình thành có kích thước khoảng 1/10 năm ánh sáng, lớn gấp 100 lần kích thước theo quỹ đạo của Diêm Vương Tinh. Dần dần kích thước của đám mây giảm liên tục trong một quá trình gọi là suy sập hấp dẫn. Các vùng bên trong suy sập nhanh nhất, chúng đã ngưng tụ gần vùng trung tâm nơi có lực hấp dẫn lớn nhất. Các vùng bên ngoài của đám mây thì mất nhiều thời gian hơn. Với sự suy sập có tốc độ chênh lệch như thế, trong đám mây hình thành một vụ nổ, một vụ nổ theo chiều hướng ngược lại. Trong thời gian các khí ở gần trung tâm lao vào và tăng tốc, chúng nóng lên, các phân tử và nguyên tử ma sát và va chạm với nhau điên cuồng. Sau hàng triệu năm lạnh lẽo, đám mây phân tử đã được hâm nóng lên. Cuối cùng khí và bụi đã tạo được một cái kén: một vỏ tối xung quanh cái lõi nóng và ấm hơn. Chúng được biết đến là giọt. Đó chính là lồng ấp của Mặt Trời.

Giống như những giọt khác, Giọt Mặt trời rất tối. Nó không phát ra ánh sáng. Nhưng sau này, trong quá trình tiến hóa, nó ấm dần lên và trở thành một nguồn phát bức xạ nhiệt và hồng ngoại mạnh mẽ. Chỉ cần một chiếc kính hồng ngoại và có thể là kính thiên văn vô tuyến nhìn vào lõi là có thể thấy những nhịp thở yếu ớt đầu tiên của một ngôi sao màu vàng.

Thời điểm 2 triệu 030 nghìn năm: Tiền Sao (Protosun)

Trong hàng chục ngàn năm, thể tích của khối cầu tiếp tục giảm từ mọi hướng của chiếc kén. Bây giờ, lõi của cụm cầu đã có một hình dạng xác định – một quả bóng khổng lồ với kích thước tương đương quỹ đạo của Diêm Vương Tinh, tuy nhiên bề mặt của nó vẫn còn quá lạnh để phát ra ánh sáng quang học. Nhưng cuối cùng, khu vực trung tâm của nó cũng ấm lên đáng kể - khoảng 10 000 độ C và các phân tử đã chia thành các nguyên tử Hydro.

Điều này đánh một dấu mốc quan trọng trong quá trình hình thành Mặt Trời. Ở nhiệt độ này, lõi của nó đã đủ để phát ra bức xạ để thực hiện một cú hích đáng kể. Bức xạ bao gồm những gói nhỏ gọi là photon năng lượng, chúng được coi là những hạt hạ nguyên tử. Nếu có đủ các photon phát ra mỗi lần sẽ giống như một cơn mưa đạn, một cú hích của lực điện từ được gọi là áp suất bức xạ. Trước thời điểm này lõi của khối cầu phát ra quá ít photon để tạo nên một áp lực đáng kể. Bây giờ, những đợt sóng bức xạ phát ra ngày càng tăng đi từ lõi đến những vùng ít dày đặc hơn. Do vậy sự co của lõi bắt đầu chậm lại, nhưng nó không dừng lại bởi lực kéo áp đảo vào bên trong gây ra bởi lực hấp dẫn. Trung tâm của lõi bắt đầu trở nên mờ đục với các bức xạ nhiệt phát sinh bên trong nó. Năng lượng không thể thoát ra dễ dàng nữa, vì vậy hạt nhân bắt đầu nóng hơn nhiều khi nó tiếp tục co lại. Lượng nhiệt đó làm tốc độ co lại ngày càng chậm và hạt nhân không thể lớn lên nhanh chóng như trước. Nó đã đạt đến một mốc gọi theo thuật ngữ Thiên văn học là “Tiền Sao”.

Khoảng thời gian này, những Tiền sao – ProtoSun đã đánh một dấu mốc trong quá trình phát triển. Cũng giống như nước chảy xoắn ốc khi chảy xuống lỗ ở giữa, các khí rơi vào tiền sao bắt đầu xoáy. Và cùng một cách mà con yo-yo quay trở về tay – do một khái niệm được gọi là bảo toàn momen động lượng – vì vậy các khí tăng tốc độ góc của chúng khi đi vào bên trong tiền sao. Khi một Tiền sao lớn trở nên nhỏ hơn và nóng hơn thì nó sẽ quay nhanh hơn.

Thời điểm 2 triệu 130 nghìn năm: Tinh vân Mặt Trời (Solar Nebula)

Tiền sao tiếp tục sụp đổ. Trong thời gian 100 000 năm tiếp theo, nó trở thành một khối cầu phồng lên ở xích đạo và dẹt ở hai cực của vòng quay, nhiệt độ bề mặt của nó đã đạt tới vài ngàn độ, và lần đầu tiên, nó đã phát ra ánh sáng rõ ràng. Đường kính của nó bây giờ ngang bằng với quỹ đạo của Thủy Tinh – khoảng 100 triệu km. Nhưng ngôi sao mới hình thành không chỉ có một mình. Trong quá trình quay, các khí và bụi xung quanh đã tạo nên một mặt phẳng giống như một chiếc bánh pizza quay trong không khí. Bây giờ trong một chiếc bánh hỗn loạn gồm Tiền sao, khí và bụi tạo nên một dạng loãng gần trung tâm và bùng lên theo chiều dọc ở các phía, cấu trúc này được gọi là Tinh vân Mặt Trời.

Tinh vân Mặt Trời trải dài khoảng 100 – 200 AU, mà 1 AU được định nghĩa là khoảng cách từ Trái Đất đến Mặt Trời hiện nay, 150 triệu km. Cái đĩa chứa khoảng 1 – 10% khối lượng của Mặt Trời - ở dạng khí. Khoảng 0,1% khối lượng Mặt Trời là các hạt bụi. Gần trung tâm của đĩa, nơi có Tiền sao đang sôi sục, nhiệt độ có thể đẫ vượt quá 2000 oC. Ở đây mọi thứ đã đủ nóng để đĩa có thể phát ra bức xạ của riêng nó – trong trường hợp nó đã tỏa sáng quang học nhờ ánh sáng phản xạ từ Tiền sao. Hơn nữa nhiệt độ của đĩa giảm xuống nhanh chóng ở những khoảng cách xa mặc dù nó đã phát ra bước sóng hồng ngoại. Khoảng 5 AU, tại vị trí của Mộc Tinh, nhiệt độ giảm xuống dưới 70 oC. Và ở bên ngoài nơi vật chất mỏng hơn và bùng lên, nó thậm chí còn lạnh hơn. Đĩa vật chất rộng lớn này chưa những nguyên liệu sẽ sớm hình thành nên các hành tinh. Vì thế nó được gọi là đĩa tiền hành tinh.

Đến nay, phần lớn vật chất ban đầu đã được sử dụng. Hầu hết chúng rơi vào tiền sao hoặc vào đĩa vật chất. Cuối cùng, ngôi sao mới được chuẩn bị cho một giai đoạn kế tiếp – dữ dội nhất trong giai đoạn hình thành của nó – Giai đoạn T-Tauri.

Thời điểm 3 triệu năm: Giai đoạn T-Tauri (T-Tauri Phase)

Khoảng 3 triệu năm, hoặc xấp xỉ vậy sau sự sụp đổ đầu tiên – Tiền Sao đã thu hẹp bán kính của mình một vài lần, nhiệt độ của nó ở trung tâm giờ khoảng 5 triệu độ C, trong khi bề mặt sôi lên khoảng 4500oC. Cuối cùng nó đã vượt qua đoạn phân cách giữa một Tiền sao và một ngôi sao thực sự. Nó đã được các nhà khoa học đưa vào danh sách là một ngôi sao T-Tauri.

Được đặt theo tên của ngôi sao trẻ trong chòm sao Kim Ngưu, giai đoạn T-Tauri là một giai đoạn cực kì dữ dội. Và như tất cả các ngôi sao T-Tauri khác, ở hình thức này hoạt động của Mặt Trời đã được định hướng – ít nhất là một phần – bằng một từ trường mạnh. Bởi vì bên trong ngôi sao trẻ này, khí đã được Ion hóa hoàn toàn – một món súp của các thành phần tích điện âm – chuyển động xoay của ngôi sao đã tạo nên một nhà máy điện khổng lồ. Như vậy, với sự tự quay ngôi sao đã tạo nên từ trường theo cùng một cách như trong các ống dây điện – đến tận ngày nay. Trong giai đoạn T-Tauri của mình, Mặt Trời quay rất nhanh, 1 vòng mất 8 ngày thay vì khoảng 30 ngày như hiện nay. Điều này có nghĩa từ trường của Mặt Trời trong giai đoạn T-Tauri mạnh hơn rất nhiều so với bây giờ, và đây chính là giai đoạn khốc liệt của sự hình thành Mặt Trời. Mặt Trời vẫn được xuay quanh bởi đĩa tiền hành tinh. Như vậy khi Mặt Trời kéo từ trường của nó qua bề mặt đĩa, một vùng rộng lớn khí bị giật mạnh ra khỏi bề mặt đĩa và di chuyển theo từ trường từ trái sang phải và chảy vào trong Mặt Trời non trẻ.

Và tại nơi mà các dòng khí đi vào, ngôi sao rắc rối tạo nên những vụ nổ mãnh liệt nổi bật của giai đoạn T-Tauri hình thành sao.

Do đó, ngôi sao trẻ dữ dội hơn rất nhiều so với ngôi sao hiện nay mà chúng ta biết. Nó lớn hơn và bề mặt có nhiệt độ thấp hơn có nghĩa là nó sáng rực màu đỏ hung dữ chứ không phải màu vàng mềm mại như bây giờ. Các vết đen được tạo ra khi từ trường của Mặt Trời bị rối và tạo nên những vùng từ trường cực mạnh. Ở những chỗ từ trường bị xoắn mạnh nhất, nó ngăn cản sự lưu thông dòng khí và làm mát bề mặt Mặt Trời và sẽ xuất hiện những mảng tối. Nhưng ở giai đoạn T-Tauri, các vết đen Mặt Trời rất lớn và kết nối với nhau tạo thành một mảng dài trên bề mặt của nó.

Có lẽ đó là khía cạnh đáng sợ nhất của giai đoạn T-Tauri, tuy nhiên , hãy xét đến sự chảy phân tử. Tiếp theo chúng ta sẽ đề cập đến điều này.

Thời điểm 3 triệu năm: Sự phun phân tử và hậu giai đoạn T-Tauri (Outflow and Post-T-Tauri Phase)

Gần như ngay sau khi Mặt Trời kết thúc giai đoạn T-Tauri – thậm chí ngay cả trước lúc đó – nó đã phát triển một thứ mà các nhà khoa học gọi là gió sao. Mặt Trời hiện tại cũng có gió sao – một biển các hạt tích điện đi từ bề mặt Mặt Trời và thổi vào các vùng xa xôi của Hệ Mặt Trời. Nhưng gió sao ở giai đoạn T-Tauri mạnh và có cường độ cũng như mật độ lớn hơn rất nhiều và di chuyển với vận tốc lên đến 200km/s.

Làm thế nào mà ở giai đoạn T-Tauri tạo được gió sao vẫn là một bí ẩn. Nguyên nhân có thể do tốc độ quay cực nhanh. Một phần khí bị kéo khỏi đĩa Tinh vân Mặt Trời sẽ rơi vào Mặt Trời nhưng không phải là tất cả, một phần bị ném ra xung quanh giống như cơ chế vắt nước của máy vắt quần áo. Kết quả là có một dòng chảy ổn định của khí từ bề mặt ngôi sao. Tuy nhiên, ở giai đoạn T-Tauri gió Mặt Trời phát sinh có ảnh hưởng khá sâu sắc. Khi gió thổi từ bề mặt Mặt Trời trẻ đập vào đĩa và bị chệch hướng, đĩa luồng theo dòng từ trường và có khí chảy ra khỏi đĩa theo hướng trên và dưới vào không gian. Kết quả là một chùm các hạt tích điện đi từ Mặt Trời theo 2 hướng trái ngược và vuông góc với đĩa tiền hành tinh. Các nhà thiên văn học gọi đây là lưỡng cực phân tử thoát ra (bipolar molecular outflow). Hiện nay Mặt Trời đã ngừng tích lũy vật chất và đã mất khá lớn khối lượng của nó so với lúc ban đầu trong các đợt gió sao.

Khoảng 10 000 năm sau khi giai đoạn này kết thúc, khối lượng của Mặt Trời đã bắt đầu ổn định. Tuy nhiên nó vẫn có hiện tượng suy sập hấp dẫn bởi áp lực lõi mặc dù lớn nhưng vẫn chưa đủ để ngăn chặn việc co lại này. Sau đó Mặt Trời dần dần ổn định độ sáng và nhiệt độ như ngày nay, đây là giai đoạn chậm và kéo dài đến hàng chục triệu năm của Mặt Trời trước khi nó thực sự ổn định.

(còn nữa)
Nguyễn Văn Tân – PAC
Theo The Story Of Solar System – Mark A.Garlick – Cambridge University Press

goldenbee.admin · #3 29-08-2012, 10:19 AM

Thời điểm 30-50 triệu năm: Các trình tự chính (The Main Sequence)

Cuối cùng, sau từ 30-50 triệu năm – các nhà khoa học vẫn chưa thống nhất thời điểm chính xác – sự co lại của Mặt Trời cuối cùng đã kết thúc. Tại sao? Bởi vì nhiệt độ trong lòng Mặt Trời đã đạt đến 15 triệu độ và một điều đặc biệt đã xảy ra với lò nhiên liệu Hydro khổng lồ này.

Hydro là nguyên tố đơn giản nhất trong tất cả các nguyên tố. Mỗi nguyên tử chỉ chứa một hạt hạ nguyên tử làm hạt nhân gọi là proton tích điện dương, trong quỹ đạo xung quanh hạt nhân có một hạt nhỏ hơn nhiều với điện tích ngược lại gọi là electron. Bên trong Mặt Trời, các nguyên tử được Ion hóa: các electron bị tách ra khỏi hạt nhân và trở thành electron tự do di chuyển trong một biển proton tự do. Rất thường xuyên, các hạt proton tiến lại gần nhau nhưng bị lực đẩy ngăn quá trình hợp nhất. Nhưng nếu có đủ vận tốc chúng sẽ hợp lại với nhau. Tốc độ của hạt trong khí có thể được đo bởi nhiệt độ của khí. Ở nhiệt độ 15 triệu độ, các hạt trong lòng Mặt Trời di chuyển quá nhanh đến mức mà khi va đạp chúng đã vượt qua lực đẩy tĩnh điện và được gắn kết bởi lực tương tác mạnh. Cuối cùng thì Hydro cũng đã được tiêu thụ và từng bước trở thành Heli trong lõi của Mặt Trời thông qua phản ứng nhiệt hạch. Năng lượng là một sản phẩm của phản ứng này. Và như vậy, Mặt Trời đã tạo nên một nguồn năng lượng đáng kể ngay bên trong hạt nhân của nó. Áp suất bức xạ này – lần đầu tiên kể từ khi các đám mây khí co cụm hàng chục triệu năm trước – đã trở thành một đối thủ xứng tầm với lực hấp dẫn. Nó cân bằng với sự co lại, bản chất từ sự hợp nhất Hydro thành Heli bên trong lõi, Mặt Trời cuối cùng cùng được xếp là một ngôi sao dãy chính. Nó đã trở thành một ngôi sao ổn định, mà các nhà khoa học gọi là có cân bằng thủy tĩnh.

Từ sự hợp nhất của Hydro bên trong lõi, Mặt Trời được biết là đã thực sự được sinh ra. Nó được gọi là dãy chính hay là giai đoạn đốt cháy Hydro. Đây là giai đoạn lâu nhất trong cuộc đời của nó, phải mất hàng chục triệu năm để tiến đến thới điểm này nhưng cho đến nay – từ khi mọi thứ bắt đầu – 4 tỷ 660 triệu năm vẫn mới chỉ là một nửa cuộc đời của Mặt Trời và nó còn quãng thời gian rất dài ở phía trước.

----Hết Phần I----

Nguyễn Văn Tân – PAC
Theo The Story Of Solar System – Mark A.Garlick – Cambridge University Press