Thế nào là một ngôi sao

Chia sẻ: Ha Quynh | Ngày: | Loại File: PDF | Số trang:6

Thêm vào BST

Báo xấu

66
lượt xem 5
download

Download Vui lòng tải xuống để xem tài liệu đầy đủ

Sao là một cầu khí khổng lồ (chủ yếu là Hidro và Heli) được liên kết lại nhờ lực hấp dẫn của bản thân nó. Để trở thành một ngôi sao, khối cầu khí phải đạt khối lượng tới thiểu là 8% khối lượng Mặt Trời của chúng ta, tức là 80 lần khối lượng của Mộc tinh.

Chủ đề:

Bình luận(0) Đăng nhập để gửi bình luận!

Lưu

Nội dung Text: Thế nào là một ngôi sao

Thế nào là một ngôi sao Sao là một cầu khí khổng lồ (chủ yếu là Hidro và Heli) được liên kết lại nhờ lực hấp dẫn của bản thân nó. Để trở thành một ngôi sao, khối cầu khí phải đạt khối lượng tới thiểu là 8% khối lượng Mặt Trời của chúng ta, tức là 80 lần khối lượng của Mộc tinh. Khối lượng này đủ lớn để tạo ra một lực hướng tâm vào tâm khối cầu làm cho áp suất ở đây lên đến hàng triệu atm và nhiệt độ là hàng chục triệu độ. Đây là điều kiện thích hợp gây ra phản ứng nhiệt hạch giữa các hạt nhân hidro để tạo thành hạt nhân Heli. Chính phản ứng này đã giải phóng năng lượng làm cho khối khí có khả năng tự phát sáng và phát nhiệt, khi đó ta gọi nó là một ngôi sao. * Thành phần trung bình của một ngôi sao: 70%hydro, 28%heli, 1,5 % cacbon, nito, oxi... và khoảng 0,5% sắt và các kim loại. * Nhiệt độ bề mặt của 1 ngôi sao thường trong khoảng 3000 đến 50000K còn nhiệt độ ở tâm là khoảng vài triệu cho đến vài chục triệu K. Thậm chí có thể lên tới 100 triệu K đối với các sao khổng lồ đỏ và vài tỷ K với các sao siêu khổng lồ đỏ. Các loại sao: * Sao siêu khổng lồ (super giant) có độ trưng gấp 10.000 đến 1.000.000 lần Mặt Trời, cấp sao tuyệt đối từ -5 đến -10, bán kính gấp 100 - 1.000 lần Mặt Trời và khối lượng lớn hơn Mặt Trời khoảng 20 - 30 lần nhưng khối lượng riêng rất nhỏ.
Các sao này có đời sống ngắn (vài triệu đến 1 tỷ năm), kết thúc là một sao siêu khổng lồ đỏ. * Sao khổng lồ (giant): có độ trưng gấp khoảng 100 lần Mặt Trời, cấp sao tuyệt đối -1 đến 1. Khối lượng riêng nhỏ, bán kính gấp 10- 100 lần Mặt Trời. Khi hết nhiên liệu. cuối đời sao khổng lồ trở thành sao khổng lồ đỏ có kích thước rất lớn nhưng nhiệt độ bề mặt chỉ có 2000 - 3000K. * Sao lùn (Dwarf) là các sao có độ trưng yếu (xấp xỉ cỡ Mặt Trời hoặc yếu hơn). Các sao này có khối lượng riêng trung bình hoặc lớn. Mặt Trời của chúng ta cũng là một sao lùn. *Sao lùn đỏ (Red Dwarf): Cấp sao tuyệt đối nhỏ hơn 1. Nhiệt độ bề mặt 2500 - 3000K. Khối lượng khoảng 1/10 Mặt trời. Tuổi thọ của các sao thuộc loại này là khoảng 10 tỷ năm. * Sao lùn trắng (White Dwarf): là những sao nhỏ, bán kính khoảng 500km, đặc và có độ trưng rất yếu. Sao lùn trắng là giai đoạn cuối đời của sao có khối lượng nhỏ hơn hoặc bằng 1,4 khối lượng Mặt Trời (giới hạn Chandrasekhar). Sao này phát ra ánh sáng trắng do chuyển động của các electron. Nhiệt độ bề mặt khoảng 10.000K *Sao lùn nâu (Brown Dwarf): là các sao có khối lượng nhỏ hơn 8% khối lượng của Mặt Trời. Các sao này không thể phát sáng do không đủ khối lượng để gây ra phản ứng nổ hạt nhân. Đây là loại thiên thể ranh giới giữa sao và hành tinh. Nhiệt độ bề mặt không quá 1800K. Nó chỉ phát ra tia hồng ngoại nên còn được gọi là sao hồng ngoại. * Sao lùn đen (Black Dwarf): là giai đoạn cuối của sao lùn trắng. Sau khi sao lùn trắng phát tán hết động năng của các electron, nó nguôi dần đi và co lại thành một khối cầu đen không thể thấy bằng mắt thường.
* Sao mới (nova): là các sao có độ sáng yếu, đột ngột tăng độ sáng lên hàng ngàn lần trong một khoảng thời gian ngắn sau đó lại từ từ giảm về độ sáng ban đầu hoặc yếu hơn. Người ta cho rằng sao mới là hiện tượng xảy ra trong các hệ sao đôi. Vật chất từ sao lớn hơn chảy sang sao lùn trắng làm cho lớp ngoài của sao lùn trắng nổ tung, vật chất bắn ra với vận tốc hàng ngàn km/s. Vụ nổ tạo ra các quả cầu khí bao quanh ngôi sao, gọi là tinh vân hành tinh. * Sao siêu mới (super nova): là vụ nổ kết thúc cuộc đời của một ngôi sao sau khi nó dã cạn kiệt nhiên liệu, làm nó bùng sáng đến 10 - 100 triệu lâng Mặt Trời trong vòng vài ngày hoặc vài tuần. * Sao nơtron (neutron star): thiên thể nhỏ (bán kính khoảng 10.000km) nhưng có mật độ vật chất rất lớn do được cấu tạo hầu hết từ các nơtron. Khối lượng riêng của sao này khoảng 108 tấn/cm3. Sao nơtron là kết quả co lại của lõi một ngôi sao có khối lượng ban đầu bằng 1,4 đến 4 lần Mặt Trời. Vụ co lại này dẫn đến một vụ nôt sao siêu mới và kết thúc là sao nơtron. Lần đầu tiên sao nơtron được phát hiện là vào ngày 28/11/1967 dưới dạng phát xạ xung điện từ nên còn có một tên khác là Pulsar. * Lỗ đen (Black Hole): Kết quả co lại của các ngôi sao có khối lượng lớn hơn 4 lần khối lượng Mặt Trời. Lực hấp dẫn làm ngôi sao co lại thành một điểm có mật độ vô hạn, hấp dẫn lúc đó mạnh đến nỗi làm cho không một vật thể nào có thể thoát ra ngoài, kể cả ánh sáng. * Sao biến quang (variable star): là các sao có độ sáng thay đổi, đều đặn hoặc không đều đặn. Chu kì biến đổi của độ sáng có thể là vài giờ hoặc vài năm. Biên độ dao động có thể từ 15 đến 17 cấp sao.
Có 3 nhóm sao biến quang chủ yếu: - Sao biến quang co giãn - Sao biến quang bộc phát - Sao biến quang che khuất * Sao đôi (double star): 2 sao gần nhau hoặc dính liền nhau trên bầu trời khi nhìn bằng mắt thường. Nếu sự gần nhau chỉ là biểu kiến thì ta gọi đó là sao đôi quang học. Nếu thật sự là 2 sao gần nhau tạo thành cặp trong không gian thì ta gọi là sao đôi vật lí hay sao kép. * Sao kép (binary star): thuộc nhóm sao đôi vật lí, gồm hai sao chuyển động quanh khối tâm chung do hấp dẫn. * Sao chùm (multiple star): hệ nhiều sao liền nhau, liên hệ với nhau bằng hấp dẫn. Sao kép chính là trường hợp riêng của sao chùm. Độ trưng tiếng Anh là Luminosity - là lượng năng lượng 1 vật (sao) toả ra trong 1 đơn vị thời gian. Tiến trình của một ngôi sao 1- Sao hình thành từ các đám mây khí, bụi (tinh vân). Dưới tác dụng của hấp dẫn, chúng co dần lại vào một tâm chung. Các phân tử khí tăng dần vận tốc, cọ xát làm khối khí nóng lên (tiền sao - protostar). Thời kì này kéo dài vài trăm ngàn đến 50 triệu năm. 2- Khi nhiệt độ ở tâm khối khí đủ lớn và lực nén vào tâm tạo ra áp suất đủ lớn, các hạt nhân hidro kết hợp với nhau tạo ra hạt nhân Heli (phản ứng nhiệt hạch). Phản ứng này giải phóng năng lượng làm cho khối khí phát sáng. Áp suất do năng lương giải phóng ra cân bằng với lực hấp dẫn làm ngừng quá trình tự co lại của khối khí. Cuộc đời của một ngôi sao bắt đầu.
3- Tuỳ theo khối lượng sao. Các sao càng nặng càng cần nhiều năng lượng để chống lại hấp dẫn nên nhiên liệu nhanh bị đốt cháy hết. Do đó tuổi họ của sao càng nặng thì càng ngắn ngủi. Các sao như Mặt Trời có tuổi thọ khoảng 10 tỷ năm. Các sao siêu khổng lồ chỉ thọ vài triệu năm, các sao khổng lồ 10- 15 triệu năm còn các sao lùn đỏ là 20 triệu năm. 4- Sau khi hêt nhiên liệu. Ngôi sao không thể tiếp tục chống lại hấp dẫn bản thân. Phần trong co lại về phía lõi còn vỏ ngoài phồng to và phát ra ánh sáng đỏ. Ngôi sao trỏ thành sao khổng lồ đỏ trong khoảng 100 triệu năm (với sao cỡ Mặt Trời) hoặc sao siêu khổng lồ đỏ trong vài triệu năm. Lõi trong co lại và tiếp tục nóng lên. Đây là lúc phản ứng xảy ra kết hợp hạt nhân Heli thành hạt nhân Cacbon. Khi áp suất giải phóng ra cân bằng với hấp dẫn, lõi ngôi sao ngừng co lại. 5- Đối với các sao nhỏ cỡ Mặt Trời, sau quá tình trên, lõi sao có lại thành sao lùn trắng còn lớp ngoài phóng ra tạo thành tinh vân hành tinh. Với các sao có khối lượng lớn, nhiệt độ ở lõi sẽ tăng đủ lớn dể xảy ra các quá trình tổng hợp hạt nhân tạo ra các nguyên tố năng như C, O, Mg, Al, P, S,....Fe. Ngôi sao có lõi sắt trong cùng và các nguyên tố nhẹ dần ra phía ngoài. 6- Giai đoạn kết thúc: khi nhiên liệu hoàn toàn cạn kiệt, ngôi sao bước vào thời kì suy sập do hấp dẫn. _ Các sao có khối lượng < 1,4 lần khối lượng Mặt Trời (giới hạn Chandrasekhar) co lại thành sao lùn trắng và cuối cùng là một sao lùn đen mất hút trong vũ trụ. _ Các sao khối lượng 1,4 - 1,5 khối lượng Mặt Trời co lại mạnh hơn, vượt qua kích thước sao lùn trắng xuống mức đường kính 20km gây ra một vụ nổ sa siêu mới. Cuối cùng, khi lực đây tĩnh điện giữa các neutron và proton chống lại được lực hấp dẫn, sao ngừng co và trở thành sao neutron.
_ Các sao có khối lượng lớn hơn Mặt Trời 4-5 lần co lại hêt sức manh mẽ, cũng tạo ra một vụ nổ sao siêu mới. Tuy nhiên do khối lượng lớn, hấp dẫn lớn đến mức làm triệt tiêu lực đây giữa các neutron, tạo thành lỗ đen.