Sao - Cấu tạo và tiến hóa

Nội dung text: Sao - Cấu tạo và tiến hóa

1. Sao - Cấu tạo và tiến hóa
2. Các ngôi sao, các vì tinh tú trên bầu trời xa xôi luôn gây cho con người một sự hấp dẫn khó tả. Có người cho rằng mỗi ngôi sao là tượng trưng cho một số mệnh, cũng có người lại bảo rằng các ngôi sao là các thiên thần nhỏ bé được giao nhiệm vụ thắp sáng màn đêm. Dù với ý nghĩa nào thì các ngôi sao hàng đêm vẫn mang lại cho mỗi người những cảm giác dễ chịu khi được ngắm nhìn chúng và một điều còn tuyệt vời hơn mà chúng mang lại cho con người là sự say mê được tìm hiểu, khám phá chúng bởi vì khi tìm hiểu chúng cũng chính là khi chúng ta đang tìm hiểu về thế giới của chúng ta! Người ta từng có nhiều quan niệm về các ngôi sao đến bây giờ những quan niệm đó vẫn còn lại trong nhiều người, nó phản ánh quan niệm sống, cách nghĩ của từng giai đoạn, từng tầng lớp người. Thế nhưng thật sự thì những ngôi sao là gì? Những ngôi sao, chúng không phải những quả cầu lửa khổng lồ đính trên mặt cầu bao bọc vũ trụ của Ptolemy, cũng không phải những thiên thể cố định trên thiên cầu như Copernics - cha đẻ của mô hình Nhật Tâm đã đề
3. cập mà mỗi trong số chúng đều là một Mặt Trời như Mặt Trời của chúng ta đúng như tiên đoan của Jordano Bruno - nhà thiên văn đã hi sinh cả mạng sống của mình trên dàn lửa để bảo vệ mô hình Nhật tâm. Đúng như thế, Mặt Trời, thiên thể thân yêu đã mang lại cho chúng ta sự sống cũng là một ngôi sao, như bao nhiêu ngôi sao khác hàng đêm lấp lánh trên đầu chúng ta. Với những thành tựu khoa học tuyệt vời con người đã có trong suốt 2 thế kỉ qua, đến nay chúng ta đã có thể biết rất nhiều về các ngôi sao. Nếu như bạn là một người yêu bầu trời và những vì sao nhấp nhánh thì bạn có thể sẽ quan tâm đến những thông tin dưới đây: 1a.Thế nào là một ngôi sao? Sao (star) hay còn gọi là hằng tinh là tất cả các thiên thể có khả năng tự phát ra ánh sáng của mình. Tất cả chúng đều là những khối cầu khí khổng lồ có khối lượng lớn hơn Trái Đất hàng chục đến hàng trăm ngàn lần hay thậm chí là lớn hơn nhiều nữa và chỉ có nhờ một khối lượng lớn như thế mới giúp chúng tự tạo ra ánh sáng của bản thân mình. Một thiên thể để có thể tự phát ra ánh sáng của mình cần có khối lượng tối thiểu là lớn gấp 80 lần khối lượng của Mộc tinh Jupiter , tức là
4. khoảng 8% khối lượng của Mặt Trời (Mặt Trời của chúng ta cần viết hoa để phân biệt rõ với các mặt trời khác trong trương hợp dùng từ này chỉ một số ngôi sao khác), các sao có khối lượng nhỏ hơn giới hạn này một chút được coi là giai đoạn trung gian giữa sao và hành tinh, chúng là các sao lùn nâu hoặc lùn đen). 1b.Tại sao mà "chúng" lại có thể là các ngôi sao? Tại sao các thiên thể có khối lượng 8% khối lượng Mặt Trời lại có thể phát ra ánh sáng? Trái Đất của chúng ta có khối lượng là 6 triệu tỷ tỷ tấn trong khi Mặt Trời nặng hơn Trái Đất 330.000 lần, tức là một sao có khối lượng 8% khối lượng Mặt Trời sẽ nặng hơn Trái Đất 26.400 lần. Mỗi vật thể đều có lực hấp dẫn hướng tâm hướng vào lòng nó. Ngày thường không ai để ý nhưng bản thân chúng ta, chính các bạn đấy, các bạn cũng luôn chịu hấp dẫn của chính mình vì mỗi phần trong cơ thể các bạn đều hấp dẫn lẫn nhau và tất cả chúng tạo thành một lựchấp dẫn hướng tâm hướng vào một khối tâm trong cơ thể các bạn. Cái bàn, cái ghế, Trái Đất cũng vậy, tất cả đều luôn tự hấp dẫn chính nó bằng một lực gọi là lực hấp dẫn hướng tâm. Nhưng tại sao cái bàn,
5. cái ghế, con người và cả Trái Đất của chúng ta và rất nhiều hành tinh khác nữa không cháy sáng? Đấy là vì khối lượng của những vật thể chúng ta tiếp xúc hàng ngày không đủ khả năng để xảy ra điều đó bởi lực hấp dẫn là một lực tỷ lệ với khối lượng, hấp dẫn ở các vật thể thường ngày chỉ đủ để giữ chúng không bị tách rời ra thành hàng ngàn mảnh, hàng tỷ phân tử mà thôi. Còn ở các thiên thể có khối lượng lớn như trên đã nói (nặng hơn Trái Đất của chúng ta 26.400 lần) thì hấp dẫn lớn làm cho áp suất ở tâm thiên thể tăng lên hàng triệu atm (átmôtphe), áp suất này làm các nguyên tử không chịu nổi, chúng cọ xát và nóng lên, không phải là thể khí mà là một thể khác trong đó các điện tử (electron) thu được động năng đủ lớn để thoát khỏi tác dụng của các lực điện từ trong nguyên tử để tất cả thành một mớ hỗn độn hạt nhân và điện tử, người ta gọi trạng thái vật chất này là Plasma. Nhiệt độ và áp suất vẫn tiếp tục tăng và các hạt nhân H (hydro - thành phần chủ yếu cấu tạo nên các ngôi sao) va chạm với nhau và sự nổ hạt nhân xảy ra. Sự nổ hạt nhân, còn gọi là phản ứng nhiệt hạt nhân hay phản ứng nhiệt hạch là phản ứng chỉ xảy ra ở nhiệt độ là hàng chục triệu độ và áp suất hàng triệu atm. Đây là phản ứng cho phép các hạt nhân H kết hợp với nhau
6. tạo thành các hạt nhân deutri và triti (hydro nặng) và cuối cùng là hạt nhân He (Heli 4), phản ứng này giải phóng ra các bức xạ gamma, chính là nguồn năng lượng giúp ngôi sao có một nhiệt lượng khổng lồ và kết quả cuối cùng của nó là các bức xạ ánh sáng nhìn thấy. 2.Một vài nét nữa về một ngôi sao Các ngôi sao thường có thành phần trung bình là 70%hydro, 28%heli, 1,5 % cacbon, nito, oxi và khỏang 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. Để xác định một ngôi sao, người ta xét đến nhiều yếu tố như khoảng cách, độ trưng (công suất phát xạ), vị trí trên thiên cầu (thiên cầu là một mặt cầu có bán kính không xác định trên đó là nền trời sao mà tâm của nó là Trái Đất), độ sáng, quang phổ
7. Khoảng cách của các thiên thể đến Trái Đất của chúng ta được xác định chủ yếu bằng 2 phương pháp là thị sai và quang phổ. Thị sai là phương pháp xác định góc dịch chuyển của thiên thể trên nền trời rất xa khi nhìn từ 2 vị trí khác nhau của người quan sát. Với các thiên thể trong hệ Mặt Trời người ta thường dùng phương pháp thị sai ngày, tức là dựa vào sự thay đổi góc nhìn ngôi sao trong ngày, còn thị sai năm là phương pháp xác định độ dịch chuyển vị trí do sự quay của Trái Đất quanh Mặt Trời, nó đựoc dùng để xác định khoảng cách đến các ngôi sao ở khoảng cách khá ngắn trong Thiên Hà. Với các sao ở rất xa, phương pháp duy nhất là phương pháp đo quang phổ và ứng dụng định luật Hubble. Phương pháp này đo độ dịch chuyển của phổ các thiên thể về đỏ để xác định khoảng cách và vận tốc của chúng (chi tiết về các phương pháp này cũng như về định luật Hubble không tiện trình bày ở đây, bạn đọc có thể tham khảo về định lí này trong phần nói về lịch sử tiến hóa vũ trụ). Khoảng cách giữa các thiên thể thường được đo bằng 3 loại đơn vị chính là đơn vị thiên văn - ua (Unité Astronomique) : tương đương với khoảng cách Trái Đất - Mặt Trời (150 triệu km) năm ánh sáng - LY (Light Year): quãng đường ánh sáng đi được trong 1 năm
8. parsec - pc: tương ứng với thị sai năm bằng 1 giây, 1pc=3,26 LY Độ trưng của ngôi sao là đại lượng đặc trưng cho công suất bức xạ của ngôi sao. Nó là toàn bộ năng lượng ngôi sao bức xạ trong một đơn vị thời gian và thường được đo bằng W Vị trí của một ngôi sao trên thiên cần thường được xác định bằng 2 chỉ số tọa độ là RA (Right Ascension) và DEC (declination) với RA là khoảng cách giữa vòng giờ của ngôi sao đó và vòng giờ gốc chứa điểm xuân phân, tính theo chiều ngược với chiều nhật động, được chia làm 360 độ hoặc chia theo giờ, phút , giây (24 giờ). Còn DEC là khoảng cách góc tính từ sao đó đến xích đạo trời và được tính từ -90 > +90 độ (dương nếu sao ở bán thiên cầu bắc và âm nếu sao ở bán thiên cần nam, bằng không nếu sao nằm ngay trên xích đạo trời) Độ sáng của ngôi sao chính là mức độ phát sáng của ngôi sao mà mắt người cảm nhận được từ Trái Đất, để biểu thị độ sáng, thiên văn học sử dụng đại lượng cấp sao. Theo qui ước, các sao có độ sáng chênh nhau 100 lần thì sẽ có cấp sao chênh nhau 5 đơn vị. Có nghĩa là sao cấp 1 sẽ sáng hơn sao cấp 6 là 100 lần (cấp sao càng nhỏ thì sao càng sáng, cấp sao lấy cả giá trị dương cũng như âm). Có 2 loại cấp sao là cấp sao tuyệt đối (absolute
9. magnitude) và cấp sao biểu kiến (apparent magnitude). Cấp sao biểu kiến là cấp sao cho biết độ sáng của ngôi sao do người quan sát đứng trên Trái Đất quan sát thấy trực tiếp. Cấp sao này không phải cấp sao thật của ngôi sao vì các sao ở xa hơn sẽ có ánh sáng yếu hơn khi nhìn từ Trái Đất, do đó để biết chính xác về mức độ sáng của ngôi sao, cần có cấp sao tuyệt đối, đây là cấp sao thực tế của ngôi sao có được do khối lượng và công suất bức xạ của nó.Công thức liên hệ giữa cấp sao biển kiến m, cấp sao tuyệt đối M và khoảng cách d đến Trái Đất của ngôi sao: M = m - 5 +5lgd +A (Với A là hàm chỉ sự hấp thụ ánh sáng của môi trường giữa các sao) 3.Phân loại sao, các dạng thiên thể nóng sáng trong vũ trụ Người ta thường phân loại sao dựa vào nhiều yếu tố, có kiểu phân loại theo khối lượng và kiểu phân loại theo tính chất riêng của từng ngôi sao, tuy nhiên các cách phân loại này tương đối thống nhất với nhau nên có thể đống nhất chúng với nhau và đưa ra một danh sách các loại sao như sau:
10. * Sao siêu khổng lồ (super giant) có độ trưng gấp 10.000 đến 1000.000 lần Mặt Trời, cấp sao tuyệt đối từ -5 đến -10, bán kính gấp 100 - 1000 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 siêu không lồ lớn nhất đã biết đến nay là sao e Aurigaecos đường kính gấp 2700 lần Mặt Trời. * 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 khổg 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. Chúng nằm trong dãy chính của biểu đồ Hertzsprung - Rusell với độ trưng tương đối yếu (không thể lớn hơn 10000 lần Mặt Trời).Mặt Trời của chúng ta cũng là một sao lùn.
11. Sao lùn đỏ (Red Dwarf): loại sao lùn phổ biến nhất trong vũ trụ. 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.
12. * Sao mới (nova- tân tinh): 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. Nhờ đó đôi khi có một ngôi sao mới xuất hiện trên thiên cầu và được người xưa gọi là sao mới. 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. Vụ nổ siêu tân tinh có thể xảy ra tương tự như tân tinh thông thường với việc vật chất từ một sao chảy sang sao đồng hành gây ra (nhưng mức độ lớn hơn rất nhiều), cũng có thể là sự bộc phát của giai đoạn bế mạc của một ngôi sao khổng lồ trẻ làm lớp ngaòi bắn tung ra ngoài, còn lõi trong nặng hơn co lại thành sao neutron hoặc lỗ đen (tùy theo khối lượng sao).
13. * 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 108tấn/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. Cho đến nay con người đã phát hiện ra gần 1000 Pulsar phát xạ xung điện từ như vậy. * 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:
14. - 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)và sao chùm (multiple star): sao kép thuộc nhóm sao đôi vật lí, gồm hai sao chuyển động quanh khối tâm chung do hấp dẫn. Các sao kép có thể được phát hiện bằng các quan sát quang học và được gọi là sao kép nhìn thấy, cùng có thể chỉ phát hiện được qua phân tích quang phổ phát xạ của chúng. Trong trường hopự này ta gọi chúng là sao kép quang phổ. Sao chùm là hệ nhiều sao liền nhau, liên hệ với nhau bằng hấp dẫn. Sao kép chính là trường hợp riêng của sao chùm. 4.Phân loại quang phổ sao
15. Quang phổ sao đóng vai trò rất quan trọng trong việc nghiên cứu các vì sao vì chúng cho chúng ta biết nhiều điều về thành phần cấu tạo cũng như khoảng cách và vận tốc của chúng. Trước hết, việc phân loại phổ sao cho phép chúng ta có một bảng thống kê và một biểu đồ chi tiết về quang phổ của từng loại sao với khói lượng và độ sáng khác nhau. Kiểu phân loại vãn được dùng phổ biến ngày nay là kiểu phân loại quang phổ theo cường độ và số vạch sẫm trong quang phổ hấp thụ của các ngôi sao được đài thiên văn Harvard đưa ra vào đầu thế kỉ 20. Các vạch sẫm của một ngôi sao cho biết về thành phần các chất khí nhẹ chứa trong nó, theo đó phổ của các ngôi sao được chia thành các loại tương ứng với các kí tự chữ cái (tương ứng với màu): O (lam), B(lam đến trắng lam), A(trắng lam đến trắng), F(trắng đến vàng), G(vàng đến vàng nhạt), K(da cam đến đỏ), M(đỏ) (để dễ dàng nhớ được các chữ cái này và thứ tự của chúng, bạn đọc có thẻ thử nhớ câu : Oh Be A Fine Girl, Kiss Me) Trong đó các sao được biểu diễn bằng các kí tự O,B,A là các sao nóng và sớm hơn Mặt Trời, các sao kiểu F và G là các sao kiểu Mặt Trời còn các sao K và M thì lạnh và muộn hơn. Với mỗi loại ứng với các kí tự trên lại phân thành các nhóm nhỏ đánh số tờ 0 đến 9, riêng các sao O thì chỉ có từ O5 đến O9. Sự phân loại này được gọi là phân loại Harvard và đã được sử dụng chính thức cho đến ngày nay sau khi được bổ sung một vài loại phổ sao hiếm khác nhuw R,N (gọi chung là C, các sao
16. Cacbon), S (một nhánh phụ của K), W(các sao nóng và không ổn định), Q(các sao đã trải qua tai biến như nova hay các va chạm lớn). Đi kèm với quang phổ sao là các kí tự số La Mã để biểu diễn độ trưng của ngôi sao. Các số La Mã này gồm từ I đến VII cho biết vị trí của các dãy sao trong biểu đồ Hertzsprung - Russel (biểu đồ phân loại các dãy sao trong vũ trụ theo độ trưng và khối lượng đo bằng quang phổ, cho biết sự tiến hóa của ngôi sao đưa ra vào năm 1953, thường được gọi tắt là biểu đồ H-R). Riêng các sao loại I lại được phân loại thành a và b. Theo đó: *Ia, Ib , II : dãy sao siêu khổng lồ (super giant) *III : dãy sao khổg lồ (Giant) *IV : dãy sao cận khổng lồ (Near Giant) *V : dãy sao lùn (dwarf) *VI : dãy sao cận lùn (Near Dwarf) *VII: dãy sao lùn trắng (White Dwarf) Mặt Trời của chúng ta có quang phổ được biểu diễn là G2V, là một sao G2 thuộc dãy V, tức là một sao lùn vàng.
17. Ở trên chúng ta đã nhắc tới sự tiến hóa của các sao trong các dãy của biểu đồ Hertzsprung - Russel và nhờ biểu đồ này ta biết rằng Mặt Trời của chúng ta nằm tại dãy chính, tức là loại sao phổ biến nhất trong vũ trụ, một sao lùn vàng G2V. Và như vậy một điều nữa mà chúng ta quan tâm tới là quá trình hình thành, tiến hóa hay nói ngắn gọn là vòng đời của một ngôi sao, các sao có vị trí khác nhau trên biểu đồ H-R có vòng đời giống nhua và khác nhau ra sao? Mặt Trời, ngôi sao của chúng ta đã ra đời như thế nàovà sẽ kết thúc ra sao khi mà nó là một sao G2V như thế? Sau đây bạn đọc sẽ có cơ hội tìm hiểu thêm về quá trình tiến hóa của các ngôi sao. 5.Quá trình tiến hóa của các ngôi sao Vòng đời của một ngôi sao chỉ phụ thuộc vào khối lượng của nó. Mà khối lượng thì chỉ có được sau khi ngôi sao đã hình thành. Do đó về cơ bản, các ngôi sao có quá trình hình thành khá giống nhau dù có những sao có hành tinh, có sao không, có sao lại có các bạn đồng hành tạo thành sao kép, sao chùm trong khi có những sao chỉ đứng cô độc như Mặt Trời của chúng ta. Chỉ sau khi giai đoạn hình thành hoàn tất, các ngôi sao mới thể hiện các tính chất đặc trưng của mình, tương ứng với từng loại sao có khối lượng và
18. thành phần quang phổ khác nhau trên biểu đồ H-R. Dưới đây là vài nét về các giai đoạn chính của vòng đời một ngôi sao: 1- Sao hình thành từ các đám mây khí, bụi (tinh vân - nebula hay tinh vân hành tinh - planetary nebula). 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 (hàng chục triệu độ và atm), các hạt nhân hidro1 kết hợp với nhau tạo ra hạt nhân của các hydro nặng (deutri và triti), các phản ứng giữa các hạt nhân hydro nặng này tiếp tục xảy ra tạo ra hạt nhân Heli4 (phản ứng nhiệt hạch). Phản ứng này giải phóng năng lượng dưới dạng các tia gamma(g) làm cho khối khí phát sáng. Áp suất do năng lượng 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- Tùy theo khối lượng sao. Các sao càng nặng càng cần nhiều năng lượng để chống lại hấp dẫn nên các phản ứng hạt nhân diễn ra mạnh mẽ hơn và kết quả là nhiên liệu nhanh bị đốt cháy hết. Do đó tuổi thọ của sao càng nặng thì càng ngắn ngủi.
19. 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 lịa thành sao lùn trắng còn lớp ngoài phóng ra tạo thành tinh vân hành tinh (planetary Nebula) 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 nặng như C, O, Mg, Al, P, S, Fe. Ngôi sao có lõi sắt trong cùng và các nguyên tố nhẹ dần ra phía ngoài.
20. 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 laị 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 sao siêu mới (super nova). Cuối cùng, khi lực đẩy 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 hết sức mạnh 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. Bây giờ chúng ta hãy thử xét đến trường hopự của Mặt Trời chúng ta. Mặt Trời đã ra đời cách đây chừng 5,1 tỷ năm. Người đầu tiên đưa ra giả thuyết về sự ra đời của hệ Mặt Trời và được công nhận cho đến ngày nay là Laplace. Ông đã cho rằng hệ Mặt Trời ra đời từ một đám khí bụi khổng lồ mà ngày nay chúng ta gọi là tinh vân. Khối khí bụi từ từ quay quanh trục và
21. ở trung tâm khối là một nhân cô đặc. Thể tích khối khí bụi nhỏ dần, co lại do lực hấp dẫn làm nó quay nhanh hơn. Đến một tốc độ quay nhất định, lực ly tâm của vành vật chất ở xích đạo lớn hơn lực hấp dẫn, vành này tách khỏi trung tâm và tiếp tục quay như trước. Khối trung tâm tiếp tục quay nhanh hơn dẫn đến việc tách ra của vành vật chất thứ 2 , thứ 3 .v.v Do sự phân bố vật chất trong các vành không đều nên vật chất trong vành dần tích tụ thành phôi thai của hành tinh. Mỗi phôi thai đó lại quay nhanh dần làm tách ra các vành vậtchất tạo thành vệ tinh. Phần khối khí còn lại ở trung tâm tạo thành Mặt trời. Hầu hết các sao trong vũ trụ đều có sự hình thành như Mặt Trời của chúng ta, tuy nhiên khối lượng và thành phần của từng khối khí bụi sẽ làm cho chúng có thể là các sao siêu khổng lồ cho đến những sao lùn đen nhỏ bé, các sao đơn độc và các sao có bạn đồng hành, các ngôi sao có cũng như không có hành tinh quay quanh Vậy các đám bụi đó từ đâu mà có? Chúng có mặt khắp nơi trong thiên hà và trong cả các khoảng không vô tận giữa các thiên hà. Ở các thiên hà như thiên hà của chúng ta, tập trung mọt lượng khá lớn khí và bụi tại vùng phụ cận với mặt phẳng đĩa của thiên hà. mật độ của các đám khí và bụi này nói chung là rất nhỏ, chúng không ngững chuyển động hỗn độn trong vùng mặt phẳng đĩa này. Khi một khối lượng khí nhất định "vô tình" đến gần nhau và hấp dẫn lẫn nhau, chúng co lại để đạt đến một mật độ lớn hơn rất nhiều,
22. sự cọ xát giữa chúng bắt đầu sinh ra nhiệt và khi đó chúng bắt đầu được gọi là các tinh vân (nebula).