MỘT SAO LÙN TRẮNG VỚI HAI VÀNH KHÍ

Nhiều hệ hành tinh tồn tại lâu hơn ngôi sao của chúng. Khi ngôi sao trở thành một sao lùn trắng — tàn tích đậm đặc còn sót lại — các đĩa bụi có thể hình thành quanh nó, và mảnh vụn hành tinh rơi xuống nó để lại dấu vết hóa học trong khí quyển của nó. Một vài đĩa trong số này còn chứa khí. Khí đó phát sáng ở những bước sóng chính xác, thường gặp nhất là một bộ ba vạch hồng ngoại của canxi. Ở cả 21 đĩa khí được biết đến cho tới nay, mỗi vạch đều có cùng một hình dạng: hai đỉnh.

Vì sao một vành quay in ra hai đỉnh

Một đĩa khí nhìn nghiêng có một phía đang tiến về phía chúng ta và phía kia đang lùi ra xa. Hiệu ứng Doppler dịch ánh sáng từ phía đang tiến lại sang bước sóng ngắn hơn một chút, và ánh sáng từ phía đang lùi xa sang bước sóng dài hơn. Mỗi vạch tách thành hai đỉnh, cách xa nhau hơn khi khí quay quanh quỹ đạo nhanh hơn — và càng gần ngôi sao, khí càng quay nhanh, đúng như các định luật Kepler đòi hỏi.

Đĩa thứ hai mươi hai

Nicola Pietro Gentile Fusillo, thuộc Đại học Trieste và Đài Thiên văn Trieste của INAF, cùng các đồng nghiệp ở Warwick, Valparaíso, London và Kiel nhận thấy rằng sao lùn trắng WD J1328−1450 phát ra nhiều ánh sáng hồng ngoại hơn mức một ngôi sao trần trụi lẽ ra phải phát: dấu hiệu của bụi ấm. Họ đã quan sát nó bằng máy quang phổ X-shooter trên Kính Thiên văn Rất Lớn (Very Large Telescope) của Đài Thiên văn Nam châu Âu, vào năm 2021 và một lần nữa vào năm 2023.

Ngôi sao có khối lượng bằng 0,47 lần Mặt Trời, được nén vào một quả cầu có bán kính bằng 1,5% bán kính Mặt Trời. Canxi, magie và silic trong khí quyển của nó cho thấy nó đang nuốt vật chất hành tinh. Nhưng các vạch canxi và oxy của nó có bốn đỉnh thay vì hai.

Ba vạch canxi của WD J1328−1450 (a), mỗi vạch có bốn đỉnh, so với các vạch hai đỉnh thông thường của SDSS J1228+1040, đĩa khí nguyên mẫu (b). — Hình 1, Gentile Fusillo et al. (2026), arXiv:2610.37773.

Hai vành và một khe

Nhóm nghiên cứu đã tái hiện các vạch bằng hai vành khí phẳng, vành này nằm bên trong vành kia. Đo bằng bán kính Mặt Trời, vành trong trải từ 0,14 đến 0,34, vành ngoài từ 0,54 đến 1,93, với một khe trống ở giữa. Ngay cả mép trong cũng nằm cách xa khoảng chín lần bán kính của chính ngôi sao.

Hai đỉnh của vành trong cách nhau khoảng 1.024 kilômét mỗi giây, hai đỉnh của vành ngoài cách nhau khoảng 420: khí ở vành trong quay nhanh hơn. Trong khoảng hai năm, hình dạng các vạch hầu như không thay đổi: các vành ổn định.

Khí canxi phát sáng nhìn từ trên xuống, đúng tỷ lệ: vành trong A, vành ngoài B và khe. Thanh ở góc trên bên trái dài bằng một bán kính Mặt Trời; màu đỏ càng đậm thì khí càng sáng. — Hình 3, Gentile Fusillo et al. (2026), arXiv:2610.37773.

Magie chỉ có ở bên trong

Một vạch magie chỉ có hai đỉnh: nó đến từ riêng vành trong. Nếu vành ngoài chứa lượng magie, so với canxi, nhiều như vành trong, các đỉnh của nó sẽ nổi bật ở mức cao hơn sáu lần mức nhiễu. Chúng không có ở đó. Tỷ lệ magie trên canxi là dấu vân tay của một loại vật chất: khoảng 5 đến 15 ở chondrite, một họ thiên thạch đá, khoảng 8 ở lớp phủ Trái Đất, khoảng 1,6 ở lớp vỏ của nó. Hai vành có lẽ đến từ những thiên thể mẹ khác nhau — hoặc từ những lớp khác nhau của một thiên thể đã phân tách thành một lớp phủ giàu magie và một lớp vỏ nghèo magie.

Phải có thứ gì đó nuôi mỗi vành

Khí trong một đĩa như vậy lan rộng, nhưng khi trôi ra ngoài và nguội xuống dưới khoảng 1.200–1.500 kelvin, nó ngưng tụ trở lại thành hạt: mỗi vành vẫn ở gần nơi khí của nó được tạo ra. Vậy điều gì tạo ra khí ở hai nơi tách biệt? Bụi bốc hơi ở mép trong của đĩa không thể để lại một khe; các va chạm nghiền nhỏ bụi sẽ cần một cơ chế hãm chưa biết chỉ tác động bên trong khe.

Hai sao lùn trắng quá gần nhau để phân biệt? Gaia chỉ thấy một ngôi sao, và chỉ 0,067% sao lùn trắng có đĩa khí: có hai đĩa cùng lúc thì khả năng là rất thấp. Một hành tinh dọn sạch khe? Các tác giả tính toán rằng ngay cả thiên thể sắt lớn nhất có thể tồn tại gần khe, đường kính 440 kilômét, cũng có lực hấp dẫn quá yếu để giữ được khí nóng — và nó cũng không giải thích được khí được tạo ra như thế nào ở hai vành hai bên.

Thay vào đó, các tác giả hướng tới SDSS J1228+1040, nơi một tín hiệu lặp lại khoảng mỗi hai giờ chỉ có thể được giải thích bằng một thiên thể rắn đậm đặc bên trong đĩa, tạo ra khí khi tương tác với bụi. Đề xuất của họ: một vi hành tinh như vậy — một thiên thể rắn nhỏ thuộc loại vật liệu xây dựng nên các hành tinh — trong mỗi vành.

Một kẻ sống sót có thể lớn đến đâu?

Ở gần ngôi sao như vậy, lực hấp dẫn kéo phía gần của một thiên thể mạnh hơn phía xa và có thể xé toạc nó. Một thiên thể không có độ bền nội tại sẽ cần mật độ cao hơn bất kỳ vật liệu nào đã biết: ít nhất 3.600 gam trên centimét khối ở mép trong của vành trong. Hai kẻ sống sót hẳn phải có độ bền nội tại. Với mật độ của sắt và độ bền của các thiên thể đá trong Hệ Mặt Trời, thiên thể bên trong có đường kính tối đa 45 kilômét ở mép trong của vành chứa nó và 172 kilômét ở mép ngoài — cỡ một tiểu hành tinh điển hình. Thiên thể bên ngoài có thể đạt 346 kilômét ở mép trong của vành chứa nó và 2.340 kilômét ở mép ngoài, và một thiên thể đá khoảng 3.500 kilômét ở mép ngoài: từ cỡ Ceres đến cỡ Sao Diêm Vương, hay thậm chí Mặt Trăng.

Một cái bóng có thể giả làm khe

Vẫn còn một khả năng khác bỏ ngỏ: một đĩa duy nhất có vành trong phồng lên che bóng vùng nằm giữa 0,34 và 0,54 bán kính Mặt Trời. Điều này cũng sẽ giải thích vì sao vành trong mờ dần ra phía ngoài trong khi vành ngoài lại sáng lên. Nhưng không có sao lùn trắng nào khác, cũng như không có ngôi sao trẻ nào có đĩa khí, cho thấy bốn đỉnh — kể cả WD J0846+5703, có đĩa bụi, tính tương đối so với ngôi sao của nó, sáng gấp hơn hai lần. Các tác giả không tìm thấy bằng chứng trực tiếp nào cho một cái bóng như vậy, và cũng không có lý do gì để nó chỉ xuất hiện ở đây.

Nhiều hình dạng đĩa khác nhau đều khớp tốt như nhau với dữ liệu bụi. Và tốc độ nuốt vật chất bình thường của ngôi sao để ngỏ khả năng về một đĩa trẻ, có lẽ mới được nuôi trong khoảng 300.000 đến 600.000 năm, ở một giai đoạn đầu hỗn loạn.

Những vành khí ở cả hai đầu cuộc đời một hành tinh

Những vành tách biệt bởi các khe là hình ảnh quen thuộc trong các đĩa tiền hành tinh, nơi các hành tinh được sinh ra quanh những ngôi sao trẻ. Quy mô và ngôi sao trung tâm khó có thể khác biệt hơn. Thế nhưng, theo các tác giả, WD J1328−1450 gợi ý rằng những quá trình tương tự có thể định hình các hệ hành tinh cả lúc chúng ra đời lẫn lúc chúng kết thúc.