Sao (star) là các thiên thể tự phát ra ánh sáng và nhiệt độ từ bên trong, và điều này xảy ra vì của sự tự hấp dẫn và quá trình hạ nhiệt hạch bên trong chúng.. Dưới đây là bài viết về chủ đề: Sao là gì? Các loại sao? Khái quát sự tiến hóa của các sao?, mời bạn đọc theo dõi.
Mục lục bài viết
1. Sao là gì?
Ngôi sao (star) là một thiên thể tự mình phát ra ánh sáng và được tạo ra từ những khối cầu khí khổng lồ có khối lượng lớn hơn nhiều so với Trái Đất. Đây là những điểm sáng trên bầu trời đêm và có những đặc điểm sau:
Khối lượng lớn: Ngôi sao có khối lượng đáng kể, thường nặng hàng chục đến hàng trăm nghìn lần hoặc thậm chí lớn hơn nữa so với Trái Đất. Khối lượng lớn này là điều quan trọng để tạo ra ánh sáng và nhiệt độ cao bên trong ngôi sao.
2. Vì sao các thiên thể có thể trở thành các ngôi sao?
Sao (star) là các thiên thể tự phát ra ánh sáng và nhiệt độ từ bên trong, và điều này xảy ra vì của sự tự hấp dẫn và quá trình hạ nhiệt hạch bên trong chúng. Dưới đây là lý do chi tiết vì sao các thiên thể có khối lượng lớn, khoảng 8% khối lượng Mặt Trời, có thể trở thành các ngôi sao:
– Lực hấp dẫn: Mọi vật thể có khối lượng đều tạo ra lực hấp dẫn hướng tâm hút về trung tâm của nó. Điều này bao gồm cả Trái Đất và Mặt Trời. Tuy nhiên, để có thể tạo ra ánh sáng và nhiệt độ cao bên trong, cần phải có một lực hấp dẫn mạnh đủ để thúc đẩy quá trình hạ nhiệt hạch.
– Quá trình hạ nhiệt hạch: Ngôi sao tồn tại nhờ vào quá trình hạ nhiệt hạch, trong đó áp suất và nhiệt độ ở trung tâm của nó đủ lớn để thúc đẩy quá trình hợp nối hạt nhân hydro thành hạt nhân helium thông qua quá trình hạt nhân hạt nhân.
– Ánh sáng và nhiệt độ: Khi quá trình hạt nhân hạt nhân xảy ra, nó tạo ra nhiệt độ và áp suất lớn, làm cho ngôi sao tỏa ra ánh sáng và nhiệt độ cao. Ánh sáng này là kết quả của phản ứng hạt nhân trong hạt nhân của ngôi sao.
– Plasma: Trong hạt nhân của ngôi sao, nhiệt độ và áp suất rất cao, tạo ra một trạng thái gọi là plasma, trong đó các hạt nhân hydrogen va chạm với nhau ở vận tốc cao, gây ra phản ứng hạt nhân hạt nhân và tạo ra helium.
– Phản ứng nhiệt hạch: Phản ứng hạt nhân trong hạt nhân của ngôi sao là quá trình biến đổi các hạt nhân hydrogen thành helium, giải phóng nhiệt độ và ánh sáng. Nhiệt độ và áp suất lớn trong hạt nhân của ngôi sao tạo ra môi trường lý tưởng cho các phản ứng hạt nhân này diễn ra liên tục.
– Phản ứng hạt nhân: Trong lõi của ngôi sao, các hạt nhân hydrogen va chạm với nhau ở điều kiện nhiệt độ và áp suất cao. Quá trình này gọi là phản ứng hạt nhân, trong đó các hạt nhân hydrogen kết hợp lại thành các hạt nhân helium thông qua quá trình hạt nhân hạt nhân.
– Giải phóng nhiệt độ và ánh sáng: Phản ứng hạt nhân tạo ra nhiệt độ và áp suất lớn ở lõi của ngôi sao. Áp suất này tạo ra một lực hấp dẫn đủ mạnh để duy trì quá trình nhiệt hạt nhân và đẩy các lớp vỏ khí ra ngoài. Nhiệt độ và áp suất cao làm cho lõi của ngôi sao giữ được sự ổn định và giữ năng lượng ở mức cao.
– Bức xạ ánh sáng: Một phần năng lượng được tạo ra từ phản ứng hạt nhân được chuyển thành bức xạ ánh sáng. Bức xạ này bao gồm các loại sóng điện từ, bao gồm cả ánh sáng nhìn thấy. Bức xạ ánh sáng này tỏa ra từ bề mặt của ngôi sao và làm cho nó phát sáng. Các ngôi sao có nhiệt độ bề mặt khác nhau, từ khoảng 3000K đến 50000K hoặc thậm chí cao hơn, điều này quyết định màu sắc và tính chất của ánh sáng mà chúng ta thấy.
3. Các loại sao:
Phân loại các ngôi sao trong vũ trụ có nhiều tiêu chí khác nhau, nhưng hai phân loại cơ bản dựa trên khối lượng và nhiệt độ của ngôi sao là sao lùn (dwarf) và sao khổng lồ (giant).
Tuy nhiên, hiện nay, cách phân loại ngôi sao được tiến hành dựa trên biểu đồ quang phổ, nơi ngôi sao được xác định dựa trên vị trí của nó trên biểu đồ và các đặc điểm về khối lượng và nhiệt độ. Biểu đồ quang phổ phổ biến được sử dụng là biểu đồ Hertzsprung-Russell (H-R). Dưới đây là mô tả chi tiết về việc phân loại sao bằng biểu đồ Hertzsprung-Russell:
3.1. Theo nhiệt độ:
Biểu đồ Hertzsprung-Russell chia ngôi sao thành 7 cấp, được ký hiệu bằng các chữ cái từ O, B, A, F, G, K, M. Sao ở nhóm O có nhiệt độ cao nhất và nóng nhất, trong khi sao ở nhóm M có nhiệt độ thấp và lạnh nhất. Mỗi nhóm này có thể được chia thành các phân loại nhỏ hơn dựa trên nhiệt độ cụ thể.
3.2. Dãy chính:
Trên biểu đồ Hertzsprung-Russell, hầu hết các ngôi sao trong vũ trụ nằm trên dãy chính (main sequence). Dãy chính bao gồm các sao lùn và sao cận khổng lồ. Mặt Trời của chúng ta cũng nằm trên dãy chính và thuộc nhóm G, được ký hiệu là G2V (sao lùn vàng/Yellow dwarf).
3.3. Các nhóm khác:
Phía dưới dãy chính là nhóm các sao lùn trắng, trong khi phía trên là các sao khổng lồ (giant), siêu khổng lồ (supergiant), và siêu siêu khổng lồ (hypergiant).
– Ngoài việc phân loại theo các đặc điểm cơ bản đã đề cập, chúng ta còn có một số loại sao khác được đặt tên dựa trên những đặc điểm đặc biệt như sau:
+ Sao biến quang (variable star): Đây là các ngôi sao có độ sáng không ổn định và thay đổi theo chu kỳ. Nguyên nhân có thể là do hoạt động bất thường của ngôi sao hoặc sự che khuất chu kỳ của các hành tinh hoặc các ngôi sao đồng hành.
+ Sao đôi (double star): Đây là trường hợp mà hai hoặc nhiều ngôi sao xuất hiện gần nhau trên bầu trời, tạo cảm giác như chúng đang ở cạnh nhau. Thực tế, chúng có thể là các ngôi sao đồng hành trong không gian hoặc nằm ở khoảng cách rất xa nhau, nhưng góc nhìn từ Trái Đất khiến chúng trông như ở gần nhau.
+ Sao kép (binary star): Đây là một dạng đặc biệt của sao đôi, trong đó hai hoặc nhiều ngôi sao cùng quay quanh nhau dưới tác động của lực hấp dẫn.
Từ việc xác định vị trí của ngôi sao trên biểu đồ Hertzsprung-Russell, chúng ta có thể suy ra nhiều thông tin về ngôi sao, bao gồm cấu trúc, tuổi tác, và dự đoán về cuộc sống và sự tiến hóa của nó.
4. Khái quát sự tiến hóa của các sao:
Tiến hóa của ngôi sao bắt đầu từ quá trình hình thành của chúng trong các tinh vân tiền sao, còn được gọi là protostar nebula. Trong giai đoạn này, lực hấp dẫn tác động khiến các hạt bụi và khí trong tinh vân này sụn lại và tập trung lại thành một khối khá cô đặc.
Lực hấp dẫn tồn tại trong mọi vật thể có khối lượng, tạo ra lực hấp dẫn giữa các phần tử khác nhau bên trong ngôi sao. Tuy nhiên, lực hấp dẫn này không đáng kể đối với các phần tử nhỏ hơn và thường không được chú ý. Chỉ khi lực hấp dẫn đạt đến mức đủ mạnh, chẳng hạn như lực hấp dẫn của Trái Đất đối với con người và các vật thể khác, thì chúng ta mới cảm nhận được sự hiện diện của nó. Đối với các ngôi sao, như Mặt Trời của chúng ta, lực hấp dẫn rất mạnh do khối lượng lớn của chúng. Khi lực hấp dẫn trở nên quá mạnh và vượt quá sức chịu đựng của các nguyên tử, nó có thể phá vỡ lớp vỏ nguyên tử và gia tốc hạt nhân của chúng. Các hạt nhân hydro (gồm 1 proton) chạm vào nhau ở vận tốc cao và kết hợp thành hydro nặng, sau đó là Heli. Phản ứng này giải phóng năng lượng và làm cho ngôi sao sáng lên. Đây chính là phản ứng nhiệt hạch (hoặc còn gọi là sự nổ hạt nhân). Phản ứng này được áp dụng trong bom khinh khí (H bomb), một loại vũ khí hủy diệt có sức mạnh tàn phá cao nhất mà loài người từng tạo ra.
Nhờ vào năng lượng lớn được giải phóng từ sự tổng hợp hạt nhân trong lõi của ngôi sao, quá trình co lại do lực hấp dẫn bị ngăn chặn bởi sự cân bằng này. Ngôi sao sẽ duy trì trạng thái sáng chói như vậy trong vài chục triệu đến hàng tỷ năm.
Các ngôi sao có khối lượng nhẹ hơn sẽ có tuổi thọ dài hơn. Ví dụ, Mặt Trời của chúng ta, một ngôi sao lùn với khối lượng trung bình, có thể tồn tại trong khoảng 10 tỷ năm. Trong khi đó, các ngôi sao lớn hơn nhiều, chẳng hạn sao khổng lồ, thường có tuổi thọ ngắn hơn, chỉ vài trăm triệu hoặc thậm chí vài chục triệu năm do áp lực lớn hơn tác động vào lõi, làm cho phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra nhanh hơn và dẫn đến việc tiêu thụ năng lượng nhanh chóng.
Sau khi ngôi sao đã tiêu hết năng lượng hydro, nó không thể tiếp tục chống lại lực hấp dẫn nữa và sẽ trải qua một giai đoạn mới. Lúc này, các hạt nhân heli bắt đầu kết hợp lại với nhau để tạo thành các hạt nhân của các nguyên tố nặng hơn như carbon, oxy, và các nguyên tố nặng hơn, cuối cùng là sắt. Quá trình này tạo ra một lượng lớn năng lượng, làm phồng to lớp vỏ của ngôi sao trong khi lõi của nó tiếp tục co lại. Điều này dẫn đến giai đoạn của ngôi sao được gọi là “sao khổng lồ đỏ” (red giant).
Đối với các ngôi sao trung bình có khối lượng từ 0,5 đến 10 lần khối lượng của Mặt Trời, khi lớp vỏ của sao khổng lồ đỏ phồng lớn đủ, nó có thể phát nổ và bị phá vỡ, tạo ra các tinh vân hành tinh. Trong khi đó, đối với các ngôi sao lớn hơn, lớp vỏ của sao khổng lồ đỏ có thể phồng lên rất lớn, tạo thành các ngôi sao siêu khổng lồ đỏ. Trong giai đoạn này, lõi của ngôi sao vẫn tiếp tục co lại do sự tác động của lực hấp dẫn. Nhiệt độ và áp suất tăng lên nhiều lần so với giai đoạn trước, cho phép các hạt nhân của các nguyên tố nặng hơn, từ các kim loại như đồng, bạc, vàng cho tới các nguyên tố phóng xạ, được tổng hợp. Khi năng lượng tạo ra từ lõi đạt đến giới hạn cụ thể, nó tạo ra một vụ nổ siêu tân tinh, còn gọi là “vụ nổ supernova.”
Sau khi lớp vỏ của ngôi sao bị phá vỡ, lõi vẫn tồn tại cho cả các ngôi sao nhẹ và nặng. Đối với các ngôi sao có khối lượng nhẹ và vừa, như Mặt Trời, lõi ngôi sao ngừng co lại và trở thành một ngôi sao lùn trắng, phát ra ánh sáng yếu ỏi. Trong hàng tỷ hoặc hàng chục tỷ năm sau đó, các phản ứng tạo ra bức xạ cuối cùng sẽ chấm dứt, và ngôi sao sẽ trở thành sao lùn đen, một khối vật chất tối tăm mà hiện tại chỉ còn là lý thuyết, chưa có bất kỳ ngôi sao lùn trắng nào đã trải qua đủ thời gian để trở thành sao lùn đen.
Với các ngôi sao nặng hơn, sau vụ nổ supernova, lõi còn lại có khối lượng lớn hơn ít nhất 1,4 lần khối lượng của Mặt Trời. Khối lượng lớn này làm cho lõi tiếp tục co lại, các hạt nhân tiếp tục tương tác với nhau và trở thành các hạt nhân nặng hơn. Sự co lại vẫn tiếp tục, và các electron tự do bị ép vào proton, kết hợp lại thành neutron. Ngôi sao trở thành một khối vật chất cực kỳ dày đặc, gọi là sao neutron, và do đó nó có khối lượng riêng vô cùng cao và vận tốc quay rất nhanh. Điều này tạo ra một thiên thể gọi là “pulsar” khi nó phát ra các tia phản xạ điện từ mạnh mẽ do quay quá nhanh.
