Thếnào là một ngôi sao
Sao là một cầu khí khổng lồ(chủyếu là Hidro và Heli) được liên kết lại
nhờlực hấp dẫn của bản thân nó.
Để trởthành một ngôi sao, khối cầu khí phảiđạt 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 lớnđể tạo ra một lực hướng tâm vào tâm khối cầu làm
cho áp suấtở đây lên đến hàng triệu atm và nhiệtđộ là hàng chục triệuđộ.
Đây là điều kiện thích hợp gây ra phảnứng nhiệt hạch giữa các hạt nhân
hidro để tạo thành hạt nhân Heli. Chính phảnứng này đã giải phóng năng
lượng làm cho khối khí có khảnăng tựphát 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.
* Nhiệtđộ bềmặt 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 thểlên tới 100
triệu K đối với các sao khổng lồ đỏ và vài tỷK 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 tuyệtđối 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 triệuđến 1 tỷnăm), kết thúc là một sao siêu
khổng lồ đỏ.
* Sao khổng lồ(giant): có độ trưng gấp khoảng 100 lần Mặt Trời, cấp sao tuyệtđối
-1 đến 1. Khối lượng riêng nhỏ, bán kính gấp 10- 100 lần Mặt Trời.
Khi hết nhiên liệu. cuốiđời sao khổng lồtrởthành sao khổng lồ đỏ có kích thước
rất lớn nhưng nhiệtđộ bềmặt chỉcó 2000 - 3000K.
* Sao lùn (Dwarf) là các sao có độ trưng yếu (xấp xỉcỡMặt 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 tuyệtđối nhỏhơn 1. Nhiệtđộ bềmặt 2500 -
3000K. Khối lượng khoảng 1/10 Mặt trời. Tuổi thọcủa các sao thuộc loại này là
khoảng 10 tỷnăm.
* 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 cuốiđời 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 chuyểnđộng của các electron. Nhiệtđộ bềmặt khoảng 10.000K
*Sao lùn nâu (Brown Dwarf): là các sao có khối lượng nhỏhơn 8% khối lượng của
Mặt Trời. Các sao này không thểphát sáng do không đủ khối lượng để gây ra phản
ứng nổhạt nhân. Đây là loại thiên thểranh giới giữa sao và hành tinh. Nhiệtđộ bề
mặt không quá 1800K. Nó chỉphát 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 hếtđộng năng của các electron, nó nguôi dầnđi và co lại thành một
khối cầuđen không thểthấy 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 từtừgiảm về độ sáng ban đầu hoặc
yếu hơn. Người ta cho rằng sao mới là hiện tượng xảy ra trong các hệsao đôi. Vật
chất từsao 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. Vụnổtạo ra các quảcầu khí bao
quanh ngôi sao, gọi là tinh vân hành tinh.
* Sao siêu mới (super nova): là vụnổkết thúc cuộcđời 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 thểnhỏ(bán kính khoảng 10.000km) nhưng có
mậtđộ vật chất rất lớn do được cấu tạo hầu hết từcác nơtron. Khối lượng riêng
của sao này khoảng 108 tấn/cm3.
Sao nơtron là kết quảco lại của lõi một ngôi sao có khối lượng ban đầu bằng 1,4
đến 4 lần Mặt Trời. Vụco lại này dẫnđến một vụnôt sao siêu mới và kết thúc là
sao nơtron.
Lầnđầu tiên sao nơtron được phát hiện là vào ngày 28/11/1967 dưới dạng phát
xạxung điện từnên còn có một tên khác là Pulsar.
* Lỗ đen (Black Hole): Kết quảco 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 mộtđiểm có mậtđộ vô
hạn, hấp dẫn lúc đó mạnh đến nỗi làm cho không một vật thểnào có thểthoát ra
ngoài, kểcảánh sáng.
* Sao biến quang (variable star): là các sao có độ sáng thay đổi, đềuđặn hoặc
không đềuđặn. Chu kì biếnđổi củađộ sáng có thểlà vài giờhoặc vài năm. Biên độ
dao động có thểtừ15 đến 17 cấp sao.
Có 3 nhóm sao biến quang chủyếu:
- 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 sựgần nhau chỉlà biểu kiến thì ta gọiđó là sao đôi quang học. Nếu thật sựlà 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 chuyểnđộng quanh
khối tâm chung do hấp dẫn.
* Sao chùm (multiple star): hệnhiều sao liền nhau, liên hệvới 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) toảra
trong 1 đơn vịthời gian.
Tiến trình của một ngôi sao
1- Sao hình thành từcác đám mây khí, bụi (tinh vân). Dưới tác dụng của hấp dẫn,
chúng co dần lại vào một tâm chung. Các phân tửkhí tăng dần vận tốc, cọxát làm
khối khí nóng lên (tiền sao - protostar). Thời kì này kéo dài vài trăm ngàn đến 50
triệu năm.
2- Khi nhiệtđộ ở tâm khối khí đủ lớn và lực nén vào tâm tạo ra áp suấtđủ lớn, các
hạt nhân hidro kết hợp với nhau tạo ra hạt nhân Heli (phảnứng 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 tựco lại của khối khí.
Cuộcđời của một ngôi sao bắtđầu.
3- Tuỳtheo 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 họcủa sao càng nặng
thì càng ngắn ngủi.
Các sao nhưMặt Trời có tuổi thọkhoảng 10 tỷnăm. Các sao siêu khổng lồchỉthọ
vài triệu năm, các sao khổng lồ10- 15 triệu năm còn các sao lùn đỏ là 20 triệu
năm.
4- Sau khi hêt nhiên liệu. Ngôi sao không thểtiếp tục chống lại hấp dẫn bản thân.
Phần trong co lại vềphía lõi còn vỏngoài phồng to và phát ra ánh sáng đỏ. Ngôi sao
trỏthành sao khổng lồ đỏ trong khoảng 100 triệu năm (với sao cỡMặt Trời) hoặc
sao siêu khổng lồ đỏ trong vài triệu năm. Lõi trong co lại và tiếp tục nóng lên. Đây
là lúc phảnứng 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 nhỏcỡMặt 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, nhiệtđộ ở lõi sẽtăng đủ lớn dểxảy ra các quá trình
tổng hợp hạt nhân tạo ra các nguyên tốnăng nhưC, O, Mg, Al, P, S,....Fe. Ngôi sao có
lõi sắt trong cùng và các nguyên tốnhẹdần 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 vũtrụ.
_ Các sao khối lượng 1,4 - 1,5 khối lượng Mặt Trời co lại mạnh hơn, vượt qua kích
thước sao lùn trắng xuống mứcđường kính 20km gây ra một vụnổsa siêu mới.
Cuối cùng, khi lựcđây tĩnh điện giữa các neutron và proton chống lạiđược lực hấp
dẫn, sao ngừng co và trởthành sao neutron.