Sự phân bố các hành tinh
Hệ Mặt trời hiện được xác định có 8 hành tinh chính thức, cùng rất nhiều thiên thể nhỏ hơn chuyển động quanh một tâm chung là Mặt trời. 8 hành tinh của Hệ theo thứ tự tính từ trong ra gồm: Sao Thủy, sao Kim, Trái đất, sao Hỏa, sao Mộc, sao Thổ, sao Thiên Vương và sao Hải Vương. Điều thú vị khi các nhà khoa học tìm hiểu đặc điểm của 4 hành tinh gần Mặt trời (trong đó có Trái đất) là những hành tinh nhỏ có bề mặt rắn cấu tạo từ đất đá, trong khi đó 4 hành tinh phía ngoài đều có kích thước rất lớn và cấu tạo chủ yếu bởi khí và băng.
Điều gì đã dẫn tới sự phân bố như vậy? Để giải đáp câu hỏi đó, các nhà khoa học đã lần theo nhiều manh mối để mô tả lại quá trình hình thành hệ hành tinh của chúng ta. Các nghiên cứu đã chỉ ra rằng, Hệ Mặt trời ra đời từ một tinh vân lớn cách đây khoảng 4,6 tỷ năm. Một vụ nổ supernova, vụ nổ rất lớn vào cuối đời của một sao nặng, đôi khi được dịch không chính xác là "siêu tân tinh" ở khu vực lân cận đã kích hoạt sự xáo trộn của khí và bụi trong tinh vân, khiến chúng bắt đầu co lại.
Dưới tác dụng của lực hấp dẫn, tinh vân co lại ngày càng nhanh và bắt đầu quay quanh tâm của chính nó. Ở vùng trung tâm đó Mặt trời hình thành, còn các hành tinh thì hình thành nhờ sự co lại của những đám vật chất ở quỹ đạo cách xa trung tâm hơn. Hệ Mặt trời đã ra đời theo cách đó, và đến đây chúng ta cần lưu ý về thành phần các loại vật chất của nó như sau: Kim loại - 0,2%, các đá có chứa khoáng chất - 0,4%, băng hình thành từ nước, methane... - 1,4%, khí nhẹ (hầu hết là hydro và heli) - 98%.
Điều đó có nghĩa là Hệ Mặt trời của chúng ta hầu hết là khí. Toàn bộ lượng vật chất ở dạng rắn và lỏng tạo nên Trái đất cũng như mọi hành tinh, thiên thể khác và một phần ở ngay Mặt trời cũng chỉ chiếm khoảng 2% tổng khối lượng của cả Hệ. Việc này đóng vai trò quyết định đối với sự phân bố các hành tinh mà chúng ta đang nói tới.
Kim loại tập trung ở vùng lõi
Trong giai đoạn đầu của Hệ Mặt trời, vật chất nặng (các nguyên tố kim loại cùng hợp chất của chúng) có xu hướng "chìm" sâu vào gần trung tâm, giống như khi bạn thả một chiếc đinh sắt xuống nước. Việc đó khiến phần lớn kim loại tập trung ở Mặt trời và khu vực lân cận. Đồng thời, những hành tinh hình thành gần chịu lực hấp dẫn của Mặt trời lớn hơn. Lực hấp dẫn lớn không chỉ đóng vai trò lực kéo mà còn khiến các lớp vật chất bị nén chặt hơn, trong khi lớp khí loãng phía ngoài thì bị gió Mặt trời thổi dạt vào không gian.
Kết quả là các hành tinh ở gần Mặt trời chỉ còn các lớp vật chất rắn cùng khí quyển mỏng (riêng sao Thủy thì không có khí quyển). Trong khi đó, các hành tinh ở xa hình thành trong khu vực có lượng khí lớn. Các nhà khoa học cho rằng chúng vẫn có lõi kim loại rắn, nhưng với việc ít chịu tác động từ Mặt trời hơn, chúng dễ dàng lấy thêm vật chất dạng khí và băng trên quỹ đạo của mình, để cuối cùng tạo thành các hành tinh khổng lồ với thành phần chính là khí.
4 hành tinh ngoài cùng của Hệ Mặt trời này được gọi là các hành tinh khí khổng lồ bởi thành phần chính của chúng là các chất khí, riêng sao Thiên Vương và sao Hải Vương còn được gọi riêng là hành tinh băng khổng lồ (một phân nhánh của hành tinh khí khổng lồ) do bề mặt chúng được phủ bởi lớp băng tạo thành chủ yếu từ nước, amoniac và methane.
Mặc dù câu trả lời đã tương đối thỏa đáng, cho tới nay lịch sử hình thành Hệ Mặt trời vẫn còn nhiều điều chưa được hoàn toàn sáng tỏ. Các nhà khoa học có thể khẳng định rằng Hệ Mặt trời từng có số hành tinh nhiều hơn, thậm chí nhiều hơn rất nhiều con số ngày nay. Những va chạm lớn kéo dài trong khoảng 1 tỷ năm đầu tiên của Hệ Mặt trời đã khiến nhiều hành tinh biến mất.
Hồi kết nào cho các sao trong vũ trụ?
Các sao trong vũ trụ, trong đó có Mặt trời của chúng ta, đều không sống vĩnh viễn. Những sao có khối lượng trung bình như Mặt trời có cái chết được coi là khá yên ả trong khi các sao nặng có cái chết dữ dội hơn rất nhiều, với sự xuất hiện của những vụ nổ sáng nhất vũ trụ mà chúng ta gọi là supernova. Khi một đám khí và bụi có khối lượng đủ lớn co lại do lực hấp dẫn, khi mật độ đã đủ đậm đặc, ở trung tâm của nó nhiệt độ và áp suất lớn tới mức tách các electron khỏi hạt nhân của hydro (nguyên tố chiếm hầu hết khối lượng của đám khí) khiến chúng đạt trạng thái plasma.
Các hạt nhân hydro va chạm với nhau ở vận tốc rất lớn làm xuất hiện chuỗi phản ứng kết hợp hạt nhân - hay còn gọi là phản ứng nhiệt hạch. Trong chuỗi phản ứng này, hạt nhân hydro kết hợp thành hydro nặng, và cuối cùng là heli. Năng lượng giải phóng từ chuỗi phản ứng đó đủ lớn để ngăn cản sự co lại tiếp tục của đám khí, đồng thời phát ra bức xạ ở mọi bước sóng - trong đó có ánh sáng nhìn thấy. Đó là cách mà một ngôi sao ra đời.
Khi lượng hydro trong lõi ngôi sao gần cạn, năng lượng sinh ra không còn đủ để ngăn cản sự co lại do lực hấp dẫn nữa. Lõi sao co lại trong khi lớp vỏ ngoài phồng lên trước khi vỡ ra. Ở các sao như Mặt trời, lõi sao co tới khi trở thành một sao lùn trắng. Trong khi đó, các sao nặng không sống lâu như Mặt trời do phản ứng nhiệt hạch xảy ra nhanh hơn nhiều.
Chúng thường chỉ sống vài trăm hoặc thậm chí vài chục triệu năm. Ở cuối của giai đoạn này, năng lượng từ lõi sao được giải phóng đột ngột gây ra một vụ nổ rất lớn gọi là supernova. Vụ nổ này phá vỡ phần ngoài của lõi sao tạo thành một tàn dư trải rộng trong không gian, còn phần lõi trong cùng trở thành sao neutron hoặc lỗ đen tùy theo khối lượng.
Tuy vậy, còn hàng tỉ năm nữa mới đến hồi kết của Hệ Mặt trời. Các nghiên cứu về supernova vẫn đang được tiếp tục.
