Sự tiến hóa của sao có khối lượng mặt trời

[ld-py]

Hệ thống quảng cáo SangNhuong.com

Để hiểu được mối liên quan khả dĩ giữa một ngôi sao , thí dụ như Mặt trời của chúng ta, và giai đoạn tinh vân hành tinh, ta hãy tưởng tượng một kịch bản ngược lại tới... 5 tỉ năm. Một chỗ nào đó trong Môi trường giữa các vì sao (MTGCS) , có một đám mây Mj = 1 khối lượng mặt trời co lại do tác dụng của trọng lực , vật chất suy sụp làm tăng nhiệt độ bên trong của môi trường khí cho tới khoảng 150 000 độ K. Lớn hơn rất nhiều nhiệt độ ban đầu 10-100 K của MTGCS, năng lượng hấp dẫn được chuyển thành nhiệt năng, nhiệt năng này kiềm chế sự suy sụp cân bằng với các lực hướng vào bên trong . Giai đoạn này được gọi là cân bằng thủy tĩnh của tiền sao. Lõi của tiền sao nóng lên, trong khi các lớp bên ngoài của hệ hình cầu vẫn còn nguội hơn, vào Khoảng 3000-4000 K. Đường tiến hóa đi theo pha cho thấy đồ thị đặc trưng theo loại phổ

Nhiệt độ trung tâm lên đến khoảng 4 000 000 K, ở nhiệt độ này Hydro được châm ngoài và các phản ứng hạt nhân sản sinh năng lượng bắt đầu diễn ra làm cho sao bức xạ ra ngoài. Năng lượng sản sinh ra do sự biến đổi hidro - heli thay thế cho sự co hấp dẫn: một ngôi sao mới sinh ra, Ngôi sao vẫn còn lại trong hàng triệu thậm chí hàng tỉ năm, tùy thuộc vào khối lượng ban đầu của nó ," Trên dãy chính", tức là chỗ mà các sao có khối lượng khác nhau bắt đầu đốt cháy hydro trong lõi của chúng. Sao mới hình thành sống cuộc đời của nó bằng cách bức xạ năng lượng để duy trì sự cân bằng với vật chất đang suy sụp cho tới khi nhiên liệu trong lõi bị cạn kiệt. thời gian sống và quá trình tiến hóa ngắn hơn đối với những sao có khối lượng lớn hơn: vài nghìn năm đối với 15 Mo (1 Mo = 1 khối lượng MT) trong khi sao 1Mo cần thời gian hàn triệu năm để àm cho hydro bắt đầu cháy.

Cũng giống như chất đốt ở trung tâm cấp nhiệt chúng ta sẽ bị hết đi, mấy tỉ tấn hidro ( 10^57 nguyên tử đối với mặt trời) cũng sẽ phải suy giảm: mặt trời cứ mỗi giây lại đốt cháy hết 600 triệu tấn hidro để chuyễn thành heli khiến cho nguồn dự trữ đó sẽ đi đến chỗ kết thúc, khi đó mặt trời sẽ chuyển sang số phận mới.

Sự cân bằng bên trong giữa sự suy sụp hấp dẫn và áp suất bức xạ hướng ra phía ngoài sẽ bị phá vỡ khi hydro không còn nữa để cung cấp cho nhiên liệu cháy. Lõi sao bây giờ giàu heli do kết quả phản ứng hạt nhân trước đó. Thực ra thì hidro vẫn chưa cháy còn lại tạo thành một vỏ mỏng bao quanh lõi heli, vỏ này lại sẽ nở ra. Vì hạt nhân heli chiếm thể tích nhỏ hơn so với hidro nên sẽ có sự co lõi , làm nhiệt độ lại tăng lên cung cấp một nguồn năng lượng mới để đẩy khí quyển sao ra phía ngoài.

Trung tâm của nó là một sao mới hình thành

Điều đó có nghĩa là sự cạn kiệt hidro là co phần heli bên trong của sao, đồng thời có sự nở ra của khí quyển bên ngoài.

Sự co lõi dẫn đến sự tăng nhiệt độ , tới 100 triệu độ, nhiệt độ tăng dẫn đến sẽ tạo ra sự tổng hợp 3 hạt nhân heli thành cacbon rồi sau đó là oxi , pha chớp heli bùng nổ đối với các sao có khối lượng ~ 2Mo. Vì đường kính lớn hơn nên sao trở nên sáng hơn, nhưng nhiệt độ lại thấp hơn, dáng vẻ chung bề ngoài thay đổi thành vàng hay đỏ, sao đã tiến hóa đến trạng thái kềnh đỏ. Sự kiện này chắc xảy ra đối với aldebaran hay Antares, các sao bày cuối cùng không cùng màu nhau như spica chẳng hạn. Kịch bản "lõi co" - khí quyển ngoài nở" sẽ thành vùng trung tâm nhưng bây giờ đốt cháy nhiên liệu mới, heli thay cho hidro, tạo ra cacbon ở lõi.

Trích: Những con đường đến với các vì sao - nhà xuất bản khoa học kỷ thuật.

//Hic sửa lỗi chính tả muốn khùng luôn. Trưởng nhóm nhớ check lỗi chính tả cho thành viên nhé