Khi diễn ra bùng nổ sao siêu mới loại II, lõi sao còn lại bị nén mạnh đến nỗi các electron tự do gắn kết với các proton để trở thành nơtron. Nơtron tự do là các hạt rất không bền, nhưng khi bị giam giữ trong lõi sao đậm đặc đó, chúng không có cơ hội để kịp phân rã. Lực nén hấp dẫn tiếp tục nén lõi sao chỉ toàn nơtron đến kích thước hình cầu bán kính chỉ khoảng 10 đến 20 km, chứa lượng vật chất với mật độ khoảng 1 tỷ tấn trong 1cm3. Áp lực khí nơtron suy biến đã giữ cho sao nơtron đạt trạng thái cân bằng. Như vậy, sao nơtron chính là giai đoạn cuối cùng của sao có khối lượng trung bình.
1.3.6.3. Số phận cuối cùng của sao siêu nặng với *8
Sau vụ nổ sao siêu mới loại II xảy ra ở ngôi sao mà phần lõi của nó rất giàu nguyên tố sắt, lõi của nó bị hấp dẫn của sao nén chặt đến nỗi vận tốc thoát
* * 2 II G v R
xấp xỉ tốc độ ánh sáng. Tức là sao chuyển về trạng thái có thể giữ lại mọi
vật, mọi thông tin đã và sẽ đi tới nó. Các nhà thiên văn gọi đó là hố đen (black hole). Vật chất trong hố đen được nén đến trạng thái tới hạn có nhiều đặc tính kỳ lạ. Thực ra thuật ngữ hố đen thường để chỉ miền không gian chứa lõi vật chất suy biến của sao. Nó xác định ranh giới giữa những nơi chúng ta có thể nhìn thấy được và những nơi không thể nhìn thấy gì hết. Mặt cầu ranh giới đó gọi là chân trời sự kiện (event horizon).
1.4. CỤM SAO MỞ 1.4.1. Khái niệm
Một cụm sao mở là một nhóm lên đến vài ngàn sao mà được hình thành từ cùng một đám mây phân tử khổng lồ và có cùng độ tuổi.
Các ngôi sao trong cụm sao mở được liên kết với nhau bởi lực hút hấp dẫn và bị gián đoạn do chúng gần với các cụm sao khác và các đám mây khí khi chúng quay quanh trung tâm Thiên Hà, khi đó các sao trong cụm sao sẽ bị tách ra. Cụm sao mở thường tồn tại trong khoảng vài trăm triệu năm. Ngược lại, khối lượng của các cụm sao cầu lớn nên lực hấp dẫn mạnh hút các sao vào trong tâm nên tồn tại hàng tỷ năm.
Cụm sao mở được tìm thấy trong vòng xoáy và các Thiên Hà không đều, trong đó hoạt động hình thành sao đang diễn ra.
Cụm sao mở trẻ vẫn có thể được chứa trong các đám mây phân tử nơi chúng được hình thành. Theo thời gian, áp suất bức xạ từ các đám mây sẽ xua tan các đám mây phân tử. Thông thường, khoảng 10 % khối lượng của một đám mây khí sẽ kết lại thành những ngôi sao trước khi áp suất bức xạ truyền đến phần còn lại của khí.
Cụm sao mở là các đối tượng quan trọng trong việc nghiên cứu sự tiến hóa của sao. Bởi vì các sao trong cụm sao có độ tuổi tương tự nhau và cùng thành phần hóa học, nên những tác động đến đặc tính của sao được xác định dễ dàng hơn là các ngôi sao đứng cô lập. Một số cụm sao mở, chẳng hạn như cụm Pleiades, Hyades hoặc các cụm Alpha Persei nhìn thấy được bằng mắt thường. Một số cụm sao khác, chẳng hạn như các sao đôi, hầu như không thể nhận thấy mà không có dụng cụ. Có thể sử dụng ống nhòm hay kính thiên văn để quan sát nhiều cụm sao khác. The Wild Duck Cluster, M11 là một ví dụ.
1.4.2. Lịch sử quang trắc
Cụm sao mở nổi bật nhất như cụm Pleiades đã được biết đến và công nhận là cụm sao mở có nhiều ngôi sao già nhất. Những cụm khác đã được biết đến như những mảng có ánh sáng mờ, nhưng phải chờ đợi cho đến khi phát minh ra kính viễn vọng, mới khám phá được các ngôi sao thành phần của chúng. Thật vậy, năm 1603 Johann Bayer đã cho biết ba trong số các cụm sao như là một cụm sao duy nhất. Trong luận án của Galileo Galilei năm 1610 “Sidereus Nuncius”, dựa trên quan sát của ông với kính viễn vọng, Galileo đã viết "Thiên Hà là không có gì khác nhưng khối lượng của sao thì khác nhau trong cụm". Có thể nhà thiên văn học đầu tiên sử dụng kính thiên văn để tìm cụm sao mở mà trước đây chưa được khám phá là Giovanni Hodierna, trong năm 1654 chính ông đã xác định các đối tượng mà bây giờ gọi là Messier 41, Messier 47, NGC 2362 và NGC 2451. Từ 1774 - 1781, nhà thiên văn học người Pháp Charles Messier đã xuất bản một danh mục các vật thể vũ trụ xuất hiện tương tự như các sao chổi. Danh mục này gồm 26 cụm sao mở.
Trong các cụm sao mở các ngôi sao tuân theo quy luật tự nhiên. Trong năm 1790 nhà thiên văn học Anh William Herschel đã bắt đầu nghiên cứu các vật thể trong vũ
trụ. Ông phát hiện ra rằng nhiều đặc trưng có thể được giải quyết trong nhóm của các ngôi sao. Ông có ý tưởng rằng ban đầu các ngôi sao nằm rải rác trong không gian, nhưng sau đó đã trở thành một nhóm như các hệ thống sao vì lực hút hấp dẫn. Herschel chia tinh vân thành tám lớp, với các lớp VI đến VIII được sử dụng để phân loại các cụm sao.
Vào năm 1930, Robert Trumpler đã phân loại các cụm sao mở với các chữ số La Mã từ I - IV, các chữ số sẽ cho biết các sự tập trung của các sao trong cụm (tập trung từ mạnh đến yếu) và các lĩnh vực khác xung quanh cụm, các chữ số Ả Rập 1 - 3 cho biết vùng phát sáng của các ngôi sao trong cụm (từ nhỏ đến lớn) và p, m, hay r để chỉ một cụm sao chứa rất ít, trung bình hay rất nhiều sao. Phía sau có chữ 'n' nối tiếp nếu cụm sao nằm trong đám mây mờ.
Theo nghiên cứu của Trumpler, các ngôi sao trong cụm Pleiades thuộc phân loại I3rn (ngôi sao tập trung nhiều và đa dạng nằm trong đám mây mờ), trong khi các ngôi sao trong cụm Hyades gần đó thuộc loại II3m (các ngôi sao trong cụm phân tán và ít sao hơn).
Hàng trăm cụm sao mở đã được liệt kê trong danh mục NGC và IC. Kính quan sát cho thấy hai loại cụm sao riêng biệt, trong đó có hàng nghìn ngôi sao trong dạng hình cầu và đã được tìm thấy theo hướng về trung tâm của dải Ngân Hà và nhiều ngôi sao tập trung với hình dạng bất kỳ. Các nhà thiên văn gọi là quần tinh cầu và cụm sao mở. Cụm sao mở đôi khi được gọi là cụm thiên hà, một thuật ngữ mà đã được giới thiệu vào năm 1925 bởi Robert Julius Trumpler, bởi vì chúng hầu hết được tìm thấy trong mặt phẳng Thiên Hà.
Khi đo sao đã trở nên chính xác hơn, cụm sao mở được tìm thấy phổ biến trong không gian, trong khi trắc phổ cho biết thông số vận tốc xuyên tâm, do đó cho ta thấy các cụm sao mở bao gồm các ngôi sao sinh ra cùng một lúc và liên kết với nhau thành một nhóm.
Trong khi cụm sao mở và các quần tinh cầu tạo thành hai nhóm khá khác biệt, nhưng không có sự khác biệt lớn trong quá trình hình thành nên các quần tinh cầu và các cụm sao mở. Một số nhà thiên văn học tin rằng hai loại cụm sao hình thành thông qua các cơ chế cơ bản giống nhau, với sự khác biệt là các điều kiện cho phép sự hình
thành của nhiều quần tinh cầu có chứa hàng trăm ngàn sao không có nhiều trong thiên hà của chúng ta.
1.4.3. Sự hình thành
Phần lớn các ngôi sao được hình thành ban đầu trong hệ thống sao. Bởi vì chỉ có đám mây khí chứa khối lượng lớn hơn nhiều lần khối lượng của Mặt Trời thì mới có khả năng sụp đổ dưới lực hấp dẫn của chính nó.
Sự hình thành của một cụm sao mở bắt đầu với sự sụp đổ một phần của một đám mây phân tử khổng lồ và một đám mây khí lạnh dày đặc có khối lượng lên đến hàng ngàn lần khối lượng Mặt Trời. Nhiều yếu tố có thể gây ra sự sụp đổ của một đám mây phân tử khổng lồ (hoặc một phần của nó) và kết quả là hình thành một cụm sao mở, bao gồm các sóng xung kích gần siêu tân tinh và tương tác hấp dẫn. Sau khi một đám mây phân tử khổng lồ bắt đầu sụp đổ, tiền sao hình thành thông qua các mảnh vở của đám mây có khối lượng nhỏ và nhỏ hơn, kết quả cuối cùng là hình thành lên đến vài nghìn ngôi sao. Trong Thiên Hà của chúng ta, tỷ lệ hình thành các cụm sao mở được ước tính là vài nghìn mỗi năm.
Một khi đã bắt đầu hình thành sao và hầu hết các ngôi sao lớn (được gọi là sao OB) sẽ phát ra một lượng dư của bức xạ tia cực tím. Bức xạ này nhanh chóng ion hóa không khí xung quanh các đám mây phân tử khổng lồ, tạo thành một vùng H II.
Gió từ các ngôi sao lớn và áp lực bức xạ bắt đầu truyền các khí đi, sau một vài triệu năm các cụm sao sẽ trải qua siêu tân tinh, trong giai đoạn này sẽ giải phóng khí từ hệ thống. Sau vài chục triệu năm, cụm sao sẽ bị trơ khí và ngôi sao sẽ không tiếp tục được hình thành tại nơi đó. Thông thường, ít hơn 10% khí ban đầu trong cụm sẽ hình thành những ngôi sao trước khi nó bị tiêu tan.
Khi xem cụm sao được hình thành từ một đám mây phân tử và khi một ngôi sao có khối lượng lớn bắt đầu tỏa sáng chúng sẽ giải phóng khí còn sót lại. Thời gian từ khi bắt đầu có sự co lại trong nhân của đám mây để giải phóng khí ra ngoài thường không quá từ 1 đến 3 triệu năm. Khi chỉ có 30 % đến 40 % khí trong lõi đám mây hình thành sao, quá trình giải phóng khí còn sót lại gây tổn hại cho các cụm sao và có lẽ cho tất cả các ngôi sao của nó. Tất cả các cụm sao như vậy sẽ trải qua thời kỳ giảm khối lượng, trong khi phần lớn ngôi sao chết từ thời sao trẻ. Các ngôi sao trẻ như vậy
được giải phóng từ cụm sao sẽ trở thành một phần của Thiên Hà. Bởi vì nếu không phải hầu hết tất cả các ngôi sao tập trung thành cụm sao, các ngôi sao này đều được xem là phần cơ bản của các Thiên Hà. Những sự kiện giải phóng khí trong cụm sao đã để lại dấu ấn trong cấu trúc hình thái học và động lực học của các Thiên Hà.
Đôi khi, hai cụm sinh ra cùng một lúc sẽ tạo thành một chùm sao đôi. Ví dụ nổi tiếng nhất trong Ngân Hà là cụm sao đôi của NGC 869 và NGC 884. Chúng được biết nhiều hơn trong các đám mây Magellanic lớn và nhỏ - chúng dễ dàng được phát hiện từbên ngoài hơn là trong Thiên Hà của chúng ta.
Nhiều cụm sao mở chứa ít sao chỉ với một vài cụm lớn tích tụ chứa hàng ngàn ngôi sao. Chúng thường có một lõi khá đặc biệt, bao quanh bởi các 'nhật hoa' của các sao thành viên. Cốt lõi thường khoảng 3 - 4 năm ánh sáng, với nhật hoa kéo dài khoảng 20 năm ánh sáng từ trung tâm cụm sao. Mật độ ngôi sao điển hình ở trung tâm của một cụm sao có khoảng 1,5 sao mỗi năm ánh sáng khối (mật độ sao gần mặt trời là khoảng 0,003 sao mỗi năm ánh sáng khối) (1 cubic light year = 8.46732407 × 1047 m3).