Tiến hóa sao

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 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. 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.

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 - 2 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.

Quá trình tiến hóa của sao.

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 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, sự cọ xát giữa chúng bắt đầu sinh ra nhiệt và khi đó chúng bắt đầu được gọi là các tinh vân (nebula).