Đang tải... (xem toàn văn)
NỘI DUNG THUYẾT TRÌNH 1. Khái niệm về sao 2. Sự tiến hóa của sao 2.1. Giai đoạn tiền sao 2.2. Giai đoạn sao ổn định ( tồn tại trên dãy chính biểu đồ Hertzsprung – Russell ) 2.3. Giai đoạn kết thúc – giai đoạn sao khổng lồ, siêu khổng lồ đỏ
BÀI THUYẾT TRÌNH CHƯƠNG 10: CÁC SAO Nhóm2 thành viên Nội dung thuyết trình ▪ Khái niệm ▪ Sự tiến hóa ▪ 2.1 Giai đoạn tiền ▪ 2.2 Giai đoạn ổn định ( tồn dãy biểu đồ Hertzsprung – Russell ) ▪ 2.3 Giai đoạn kết thúc – giai đoạn khổng lồ, siêu khổng lồ đỏ Khái niệm vế ▪ Sao (star) hay gọi tinh tất thiên thể có khả tự phát ánh sáng Tất chúng khối cầu khí khổng lồ có khối lượng lớn Trái Đất hàng chục đến hàng trăm ngàn lần hay chí lớn nhiều có nhờ khối lượng lớn giúp chúng tự tạo ánh sáng thân ▪ Một thiên thể để tự phát ánh sáng cần có khối lượng tối thiểu lớn gấp 80 lần khối lượng Mộc tinh Jupiter , tức khoảng 8% khối lượng của Mặt Trời (Mặt Trời cần viết hoa để phân biệt rõ với mặt trời khác trương hợp dùng từ số ngơi khác), có khối lượng nhỏ giới hạn chút coi giai đoạn trung gian hành tinh, chúng lùn nâu lùn đen) Hình ảnh minh họa 2 Sự tiến hóa Các giai đoạn sao là trình biến đổi chiều đặc tính lí học và thành phần hóa học của ngơi Các kiến thức trình phát triển xây dựng sở so sánh đặc tính quan sát giai đoạn phát triển khác nhau, nhờ tính tốn mặt lí thuyết các mơ hình sao, cách về thời gian Nguyên nhân thúc đẩy thay đổi tính chất các phản ứng hạt nhân tại vùng bên sao, diễn tác động trình co hấp dẫn và nhiệt độ cao trung tâm Trong q trình này, thành phần hóa học cấu trúc thay đổi, với thay đổi cường độ sáng, đường kính và nhiệt độ bề mặt sao, nói khác đi, đặc tính quan sát Khi đó, thay đổi vị trí trên biểu đồ Hertzsprung-Russell Việc nghiên cứu phân bố biểu đồ có ý nghĩa quan trọng việc nhận biết trình phát triển tập hợp Vòng đời 2.1 Giai đoạn tiền - Sao hình thành từ đám mây khí, bụi (tinh vân) Dưới tác dụng hấp dẫn, chúng co dần lại vào tâm chung Các phân tử khí tăng dần vận tốc, cọ xát làm khối khí nóng lên (tiền - protostar) Thời kì kéo dài vài trăm ngàn đến 50 triệu năm - Khi nhiệt độ tâm khối khí đủ lớn lực nén vào tâm tạo áp suất đủ lớn, hạt nhân hidro kết hợp với tạo hạt nhân Heli (phản ứng nhiệt hạch) Phản ứng giải phóng lượng làm cho khối khí phát sáng Áp suất lương giải phóng cân với lực hấp dẫn làm ngừng q trình tự co lại khối khí Cuộc đời bắt đầu - Tuỳ theo khối lượng Các nặng cần nhiều lượng để chống lại hấp dẫn nên nhiên liệu nhanh bị đốt cháy hết Do tuổi thọ nặng ngắn ngủi Các Mặt Trời có tuổi thọ khoảng 10 tỷ năm Các siêu khổng lồ thọ vài triệu năm, khổng lồ 10- 15 triệu năm lùn Sự hình thành phát triển ngơi cỡ mặt trời lùn đỏ Ngôi lùn nâu già lạnh thiên hà 2.2.Giai đoạn ổn định - Vị trí khởi đầu một ngơi sao mới hình thành trên dãy chính phụ thuộc vào khối lượng Khối lượng lớn nhiệt độ bề mặt cường độ sáng cao, vị trí dãy biểu đồ cao Tập hợp số lượng lớn này, với khối lượng khác tạo nên đường cong liên tục, gọi là dãy số khơng trên biểu đồ Hertzsprung-Russell, đồng thời giới hạn dịch chuyển sang phía Biểu đồ Hertzs prung–Russell thể độ sáng thực (hay cấp tuyệt đối ) so với mục màu (biểu diễn B-V) Dãy thể dải chéo rõ rệt chạy từ phía bên trái xuống phía bên phải thời gian tồn dải Được tính cơng thức sau : t ( tỷ năm ) ( M- khối lượng so với Mo ) Một số ví dụ mối liên quan thời gian tồn dãy khối lượng nó: Khối lượng sao tính theo đơn vị khối lượng Mặt Trời Thời gian tồn trên dãy 0,5xM 70 tỉ năm 1xM 12 tỉ năm 5xM 200 triệu năm 15xM 10 triệu năm - trình đốt nhiên liệu xảy theo lớp Nhiệt độ nhân cao nhiệt độ lớp vỏ ngồi Do hầu hết nhân sắt, niken, coban lớp vỏ nguyên tố nhẹ - Sự đốt nhiên liệu xảy sau: Sau chu trình đốt H thành He phản ứng hạt nhân ngừng, làm cho khơng có áp suất phản ứng hạt nhân chống đỡ với lực hấp dẫn, co lại Vì co lại nên nhiệt độ lại tăng lên, đủ để châm ngòi cho phản ứng hạt nhân mới, tổng hợp nguyên tố nặng Trong q trình tiến hóa có 60% lượng Hydro ban đầu bị sử dụng, 40% giữ ngun 2.3. Giai đoạn kết thúc: - khi nhiên liệu hồn tồn cạn kiệt, ngơi sao bước vào thời kì suy sập do hấp dẫn _ Các sao có khối lượng