khi mật độ của khốikhí đủ lớn dé bức xạ bị giữ lại bên trong khối khí, nghĩa là khối khí không trao đổi nhiệt lượng với bên ngoài, khối khí sẽ chuyên sang quá trình biến đôi đoạn nhiệt..
Trang 1BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHÓ HÒ CHÍ MINH
NGƯỜI HUONG DAN KHOA HỌC:
TS.Cao Anh Tuấn
Thành phố Hồ Chí Minh, năm 2018
Trang 2với bạn bè quốc tế Đề hoàn thành khóa luận tốt nghiệp này, tôi đã nhận được nhiều sự
giúp đỡ từ thầy cô, bạn bè Tôi xin chân thành gửi lời cảm ơn đến
- Thầy Cao Anh Tuấn đã hướng dẫn tôi trong quá trình thực hiện khóa luận.
- Thầy Andrew P.Odell đã hướng dẫn tôi trong suốt quá trình tôi học ở lớp thiên
văn quốc tế.
- Các thầy cô trong hội đồng phản biện đã giúp tôi chỉnh sửa, hoàn thiện khóa
luận.
- Các bạn bè đã hỗ trợ, động viên tôi về mặt tinh thần lẫn chuyên môn.
Cuôi cùng, tôi xin gửi lời cảm ơn và lời chúc sức khỏe đên thây cô trong khoa Vật
Lý.
Trang 3MỤC LỤC
LOT CAM ON %-'-::::::- 2MOODAU 0000000000002 v0 4CHƯƠNG 1: SỰ HÌNH THÀNH VA TIEN HOA CUA SAO -55- 6
1.1 Giai đoạn tiỀn Sa0 22-52-2211 211221122112211221122112211222122122212221072120212212 2e 6
1.2 Tính chất của ngôi sao 2- ¿S2 222 32291210221211 21121072117 111221212 yyc 12 1.3 Quá trình tiễn hóa về sau của các ngôi sao ¿c0 n2 15
1.3.1 Sao có khối lượng trung bình 2S E211 n2 151.3.2 Sao có khối lượng MG oo ooo ccc csssesssesssessecssecssecssevsseesseesseeseeeseees 171.3.3 Sao có khối lượng lớn 22222S2222122312221222123127211 02 18CHU ONG 2: GIỚI THIEU VE ZAMS 00.00.00 0ccc0ccco-ccocceseseeecseessseesssesesveesneeeeseeeseeen 21
2.1 Sơ lược vềZAMS Q20 02H H202 s22 xe 212.2 Dữ kiện đầu vào và dir liệu đầu ra của ZAMS c2 21CHƯƠNG 3: CHẠY CHUONG TRÌNH VA KET QUA 0.0.0.00.-cccccscssesssscseessees eens 25
3.1 Đồ thị mối liên hệ giữa áp suất tại trung tâm và khối lượng riêng tại trungtâm so với khối lượng ngôi sao 2-22 2 E2 EE22EE121312111211721722171222117 112212 26
3.2 Đồ thị mối liên hệ giữa nhiệt độ tại trung tâm và nhiệt độ tại bề mặt so với
khối lượng ngôi sao 2 S202 21211 011110012 1 ng 0112002112 xe 30
3.3 Đồ thị mối liên hệ giữa bán kính với khối lượng ngôi sao 33
3.4 Đồ thị mối liên hệ giữa độ sáng với khối lượng ngôi sao - 34
3.5 Day chính trong giản đồ HR 22-55 22SsSEsEEzstszssrsrrsrrrsrrrersc 35
CHƯƠNG 4: KET LUẬN VA HƯỚNG PHÁT TRIÊN 22©2222 5222222225 37
TÀI LIEU THÁM KHẢO 225 S2 21 2U H112 12 1 112 ng 38
Trang 4MỞ DAU
1 Lido chọn đề tài
Nghiên cứu về sự tiến hóa của các ngôi sao là một lĩnh vực cốt yếu cho đa số cácvấn đề lớn trong Vật lý thiên văn và Vũ trụ học Các ngôi sao chiếm khoảng 3% lượngvật chất có trong vũ trụ, nhưng chúng chiêm đến 100% lượng vật chất có thé nhìn thaytrong vũ trụ [1] Do đó, nghiên cứu vé các ngôi sao sẽ cho chúng ta một cái nhìn vẻ cácquá trình động lực học xảy ra trong vũ trụ, từ sự vận động của các thiên hà cho đến hìnhdạng của các thiên hà, từ đó giúp ta biết được phan nào lịch sử phat trién của vũ trụ Việc
nghiên cứu về các ngôi sao cũng giúp ta hiểu được nguồn gốc của các nguyên tô cấu
thành nên vật chất xung quanh, và cả bản thân chúng ta [2] Ngoài ra, việc nghiên cứu
về các ngôi sao cũng giúp ta biết thêm về Mặt Trời, vốn cũng là một ngôi sao và là nguồngốc của phan lớn năng lượng mà ta sử dụng trên Trái Dat, cũng như sự hình thành của
đó xem xét việc sử dụng chương trình nay trong việc giảng dạy bộ môn Thiên văn học
đại cương, góp phan giúp sinh viên dé hình dung, tiếp nhận kiến thức mới dé dang hon
và ghi nhớ lâu hơn.
2 Mục dich đề tài
Sứ dụng và thu thập dit liệu tính toán từ mã nguồn ZAMS cho các mô hình cau trúc
sao và ứng dụng những kiến thức cơ bản để giải thích các hướng tiến hóa của các ngôisao có khối lượng khác nhau Từ đó kiểm chứng lí thuyết tiễn hóa của sao là đúng với
các quan sát thực nghiệm.
Trang 53 Noi dung nghiên cứu
- Nghiên cứu vẻ mã nguồn ZAMS
- Nghiên cứu lí thuyết cơ bản vẻ cấu trúc sao và quá trình tiến hóa của sao
4 Đối tượng nghiên cứu và phạm vi nghiên cứu
Đối tượng nghiên cứu
- Các thông số đầu vào và dữ liệu đầu ra của mã nguồn ZAMS
- Kiến thức cơ bản về cau trúc sao.
- Kiến thức cơ bản về sự tiễn hóa của sao
Phạm vi nghiên cứu
- Các ngôi sao với khối lượng khác nhau
Š, Phương pháp nghiên cứu
- Phương pháp chuyên gia: tiền hành lay ý kiến, hướng dẫn của giảng viên dé sử
dụng và chạy mã nguồn ZAMS
- Phương pháp nghiên cứu lí thuyết: Đọc nghiên cứu kĩ các cơ sở lí thuyết trong
việc tính toán các thông số cau trúc sao và quá trình tiễn hóa của sao.
- Phương pháp thực nghiệm khoa học: Chạy chương trình trong hệ điều hành
Ubuntu, thu thập sé liệu, vẽ đồ thị và phân tích kết quả thu được.
Trang 6CHƯƠNG 1: SỰ HÌNH THÀNH VÀ TIEN HOA
CUA SAO
Trong chương dau tiên nay, lí thuyết vat lý sao được trình bày lại trên cơ sở tham
khảo tài liệu Stellar Structure and Evolution [5] Day là cơ sở tìm hiểu cũng như sử đụng
mã nguồn ZAMS sẽ được trình bày cụ thể ở chương 2 và chương 3
1.1 Giai đoạn tiền sao
Các ngôi sao được hình thành dựa trên sự sụp đô bởi lực hấp dẫn của các đám mâyphân tử khí rất lớn, lạnh và tối Các đám mây phân tử dần nóng lên bởi năng lượng giảiphóng từ thé năng hap dẫn giữa các phân tử khí Kết quả là khi nhiệt độ tại trung tâm của
đám mây khí nay đủ nóng dé quá trình tổng hợp hạt nhân điển ra, ngôi sao sẽ được hình
thành và bat đầu đi vào day chính của gián đồ Hertzprung-Russel (gián đồ HR) [3]
Một van đè chính được đặt ra là điều kiện khói lượng của khối khí phải như thế nào
đề sự sup đô do lực hấp dẫn có thẻ xảy ra được Chúng ta xét một khối khí có khối lượng
M và bán kính £ Gọi khối lượng riêng của khối khí là ø, ta sẽ thu được mối liên hệgiữa khối lượng và kích thước của khối khí bởi biêu thức
M~øR` (1.1)
Năng lượng của khối khí lúc nay được tính bởi:
E> Nk,T - ~ ae (1.2)
"
Trong đó Nk,T và oe lan lượt là động năng và thé năng hấp dẫn của các
phân tử khí Ta xét điều kiện rằng đám mây đang có kha năng sụp 46 đưới tác dụng của
lực hap dẫn, nghĩa là £<0, hay
GMm, > Rk,T (1.3)
Trang 7Từ biéu thức (1.3), ta có thé viết lại rang
R>R, (#2): (1.4)
Gem,
R, được gọi là bán kính Jeans Trong biêu thức (1.4), số z được thêm vào dé tăng
tính chính xác của phép ước lượng Từ kết quả của R, , ta thu được biểu thức
Trong đó M,, là khối lượng của Mặt Trời; M, được gọi là khối lượng Jeans, là
khối lượng nhỏ nhất dé một đám mây khí có thé bị sụp đỗ dưới tác dụng của lực hap dẫn
Ta thé các giá trị thực của một đám mây khí vào biểu thức (1.5) với T=100K,
p=10TM g/em® , ta sẽ thu được M, =5x10'M,.
Giá trị trên hoàn toàn không phù hợp với các quan sát thực tế, vốn chi ra khối lượng
lớn nhất một ngôi sao có thê đạt được là vào khoảng 10047 và nó cũng không giải thích
được sự khác nhau trong khối lượng giữa các sao Tuy nhiên, phép ước lượng trên lại
cho kết quả tương ứng với khối lượng của các cum sao mở (open cluster) Do đó, ta di
đến một giả thuyết khác Trong quá trình sụp đô của đám bụi khí, chính sự bat ôn định
do lực hap dẫn cũng đã chia khối khí thành nhiều ngôi sao nhỏ hơn trong một cụm Trong
giai đoạn đầu tiên của quá trình sụp đồ, khối khí rất loãng đến mức tat cả bức xạ đều cóthe thoát ra khỏi đám mây đó Kết quả là nhiệt độ của khói khí được giữ không đi Biéu
thức tính M, cho thay giá trị khối lượng Jeans giảm khi khối khí co lại và mật độ khối
khí tăng, kéo theo khối khí sẽ càng trở nên dé dang bị sụp đỗ bởi lực hap dẫn trên những
quy mô nhỏ hơn Điều này dẫn đến việc các đám khí sẽ dan bị chia nhỏ với khối lượng
gần với khói lượng sao hơn
Trang 8Một nguyên nhân khác dẫn đến sự chia nhỏ của đám khí đến từ chuyên động quaycủa khối khí Nếu ta xét khối khí là một hệ cô lập với môi trường xung quanh, momentđộng lượng của khối khí được bảo toàn Moment động lượng của khối khí được tính bởi
L=MR’a (1.6)
Trong đó @,, là tốc độ góc của khói khí Tốc độ góc này sẽ tăng khi khối khí co
lại Ta sẽ xem xét tỉ số giữa gia tốc hướng trung tâm của khối khí g_ và gia tốc trọng
trường của khối khí ø
S xe ~ Ro i
om (1.7)
R `
Nhu vậy, tỉ số trên sẽ tăng khi khối khí co lại, đến một điểm mà khối khí sẽ trớ nên
không ôn định trước chuyên động quay, nó sẽ bị phân rã Quá trình này có thê được lặplại nhiều 1an, có lẽ cho đến khi các đám khí có khối lượng tương đương với các ngôi sao
được hình thành.
Trong quá trình sụp đô, nhiệt độ của khôi khí được giữ không đôi, ta xem như khối
khí đang trong quá trình biển đồi đăng nhiệt Nếu ta xét một đơn vị khối lượng của khốikhí, thì P VWˆ' Do đó
Diéu nay chứng tỏ trong quá trình sụp đồ này, lực hap dan tăng nhanh hơn so với
áp suất của khối khí khi kích thước của khôi khí giảm Tuy nhiên khi mật độ của khốikhí đủ lớn dé bức xạ bị giữ lại bên trong khối khí, nghĩa là khối khí không trao đổi nhiệt
lượng với bên ngoài, khối khí sẽ chuyên sang quá trình biến đôi đoạn nhiệt Khi khối khí
Trang 9được nung nóng tới nhiệt độ mà các phân tử bị phân rã thành các nguyên tử, áp suât sẽ
không còn tỉ lệ với mật độ của khối khí nữa, thay vào đó
Pxp (1.10)
Ta thu được
dr
Lúc này áp suất của khối khí sẽ tăng nhanh hơn khi kích thước của khối khí giảm
Dieu này nói lên rằng khi khối khí chuyển sang quá trình biến đổi đoạn nhiệt, áp suấtcủa khối khí sẽ tăng đáng kê dé cân bang với lực hấp dan, từ đó khối khí sẽ đạt đượctrạng thái cân bằng thủy tĩnh.
Khi khối khí gần như đạt tới trạng thái thủy tĩnh, ta sẽ tìm được môi liên hệ giữa
áp suất P của khối khí và lực hấp dẫn Ta xét một khối khí hình trụ có diện tích đáy là
dA có khoảng cách từ hai đáy đến trung tâm của khối khí lần lượt là r và r+dr (Hình
1.1), gọi khối lượng khối khí tính từ trung tâm đến vị trí của hình trụ là m Khối khí có
khối lượng riêng ø vậy khối lượng của khối trụ sẽ là pdrdA
Lực hap dan do khối khí bền trong tác dụng lên khối trụ là
dF, == pom ard A (1.12)
r
Lực thứ hai tác dụng lên hình trụ là tổng áp suất tác dụng lên khối trụ, được tinh
bởi hiệu áp suât của khôi khí bên trong và áp suât của phân khí bên ngoài khôi trụ
dF, = P(r)dA — P(r + dr)dA = — ard (1.13)
drPhương trình chuyên động của khối trụ được viết bởi
a irda panda =p (1.14)
a
dr Là
Trang 10Hình 1.1: Lực hap dan va ap suất tac dung lén khối khí hình trụ với điện tích day dA
và cách tâm ngôi sao mot khoảng rva r+dữ [S].
Do khối khí đang ở trạng thái cân băng, hai lực này phải triệt tiêu lẫn nhau, ta có
dP — Gmep (1.15)
dr rˆ
Trang 11Điều này cho thay khi khối khí đang ở trạng thái cân bang thủy tinh, áp suất trong
lòng khối khí phải giảm khi đi từ trung tâm đến bề mặt khói khí.
Tiếp theo ta sẽ xét đến nội năng của khối khí Gọi nội năng trên một đơn vị thé tích
của khối khí là zœ, ta thu được nội năng tông cộng của khối khí
Vậy mối liên hệ giữa thé năng hap dan ©, nội năng và năng lượng toàn phan
E của khối khí được cho bởi
E=@+U =-U =5 (1.20)
Phương trình (1.20) cho ta một cái nhìn về quá trình tiến hóa trong giai đoạn tiềnsao, khi quá trình tong hợp hạt nhân chưa diễn ra Lúc này nguồn năng lượng duy nhấtcủa khối khí đến từ sự giải phóng thé năng hap dẫn khi khối khí co lại và liên kết hap
dẫn trở nên mạnh hơn Phương trình cũng cho thấy trong quá trình co lại năng lượng
Trang 12của khối khí cũng âm nhiều hơn Tuy nhiên định luật bảo toàn nang lượng phải luônđược thỏa mãn, như vậy phần năng lượng bị mất mát đi sẽ trở thành năng lượng đượcbức xạ từ khối khí Nói một cách cụ thé, độ sáng của khối khí lúc này được cho bởi
Một điều đặc biệt trong quá trình suy sụp bởi trọng lực, khối khí gần như hoản toàn
đối lưu, điều này dẫn đến một hệ quả là vật chất bên trong khối khí được trộn rất đều, do
đó ta thường giả định rằng cấu trúc bên trong một ngôi sao là đồng nhất khi nó bắt đầu
quá trình tông hợp hạt nhân.
Quá trình tương tự cũng dién ra trong những giai đoạn tiền hóa về sau của ngôi sao,khi nguồn nguyên liệu hạt nhân trong lõi của ngôi sao bị cạn kiệt, dẫn đến kết quả ngôi
sao bị sụp đô đưới tác dụng của trọng lực và co lại khiến lõi của ngôi sao nóng lên, chođến thời diém nhiệt độ trong lõi của ngôi sao đủ nóng dé các quá trình tông hợp hạt nhân
nặng hơn có thê xảy ra.
1.2 Tính chất của ngôi sao
Thời điểm mả ngôi sao được hình thành được tính từ khi quá trình tông hợp hạtnhân helium diễn ra trong lõi của ngôi sao và nó bắt đầu đi vào dãy chính của giản đồ
HR Như ta đã biết, sự tiền hóa của một ngôi sao phụ thuộc phần lớn vào khối lượng của
ngôi sao đó, hay vị trí của nó trên giản đồ HR [3] Ở đây, ta sẽ đi tìm mối liên hệ giữa
các thông số của ngôi sao theo khôi lượng của nó dé làm rõ sự tiền hóa của ngôi sao
Trong thực tế, vật chất không phân bo đều bên trong ngôi sao, mật độ bên trongngôi sao sẽ giảm khi ta đi từ trung tâm ra đến bề mặt của ngôi sao.
Trang 13Do mật độ bên trong ngôi sao giảm theo bán kính, ta sẽ không thu được mỗi liên
hệ M oR? như khối cầu bình thường Các quan sát cho thấy bán kính của một ngôi saoliên hệ với khối lượng ngôi sao thông qua ham mũ với số mũ có gia trị là 0.7 [6] Do đó
RxM*®., (1.25)
Từ biêu thức (1.25), ta có thê viết lại môi liên hệ giữa ø„ và P theo khối lượng
của ngôi sao
pcm, (1.26)
P.M, (1.27)
Diéu này chứng tỏ đối với các ngôi sao có khối lượng càng lớn, khối lượng riêng
và áp suất tại trung tâm của ngôi sao càng nhỏ.
Ta cũng có được mỗi liên hệ giữa nhiệt độ tại trung tâm của ngôi sao theo khốilượng của ngồi sao
Tạ œ M°%, (1.28)
Biểu thức này chứng tỏ nhiệt độ tại trung tâm của ngôi sao sẽ tăng chậm khi khối
lượng của ngôi sao tăng Ta biết rằng một ngôi sao có khối lượng càng lớn nghĩa lả nócàng đốt cháy nhiều nguyên liệu trong lõi của nó trong một đơn vị thời gian, như vậy áp
suất do bức xạ gây ra cũng phái được đưa vào tính toán Như đã nói từ phan trước, dé
ngôi sao ở trạng thái cân bằng thủy tĩnh thì điều kiện cần có phải là
Trang 141 I
o =e (1.29)
dr r
Trong đồ P=P_ +P >, với P là áp suất do các nguyên tử khí bên trong ngôi sao
gây nên còn Đ „ là áp suất do bức xạ gây nên Dai lượng P,, này càng lớn sẽ kéo theo
áp suất khí phải càng nhỏ đề cân bằng với lực hấp dẫn Nguyên nhân đề giải thích cho
sự sụt giảm của áp suất khí trong các trường hợp của ngôi sao có khối lượng lớn là vì sự
đối lưu xuất hiện bên trong lõi của các ngôi sao nay và chúng đem một phan vật chất bên
trong lõi của ngôi sao ra bên ngoài, điều đó dẫn đến sự giảm trong đại lượng ø„ đối với
các ngôi sao có khôi lượng lớn
Nhu đã nói ở phan trên, khi khối lượng của ngôi sao càng lớn, lõi của nó càng hoạtđộng mãnh liệt Một lần nữa, định luật bảo toàn năng lượng phải được thỏa mãn Phầnnăng lượng này được ngôi sao bức xạ ra xung quanh, và mối liên hệ giữa khối lượng và
năng lượng bức xạ của ngôi sao được thê hiện thông qua hàm mũ
L<M" (1.30)Trong đó ø mang giá trị giảm dan từ 5 đối với các ngôi sao có khối lượng nhỏ đến
Á› ta ⁄ a’ : és + + fy ze ta
3 đôi với các ngôi sao có khôi lượng lớn và bang | đôi với các ngôi sao siêu nặng [6]
Một điểm đáng lưu ý ở đây chính là khoảng thời gian ngôi sao ở trên dãy chính Ta
đã biết rằng ngôi sao dành phân lớn cuộc đời của nó ở trên dãy chính Khoảng thời giannày được định nghĩa từ lúc ngôi sao vừa được hình thành cho đến khi lượng hydrogenbên trong lõi cạn kiệt, lúc này ngôi sao sẽ rời khỏi day chính dé đi đến quá trình tiền hóatiếp theo của nó
Khoảng thời gian nay được tính thông qua lượng hydrogen có sẵn trong ngôi sao,
và công suất bức xạ (độ sáng) của ngôi sao đó Vậy nếu ta xét các ngôi sao có cùng thànhphan hóa học, và kết hợp với biểu thức Lo ă°, ta thu được
ty, <M, (1.31)
Trang 15Trong đó ¢,,, là khoảng thời gian ngôi sao ở trên dãy chính Đối với các ngôi sao
có khói lượng xấp xi khối lượng Mặt Trời, a =4, và thêm vào khoảng thời gian của Mặt
Trời ở trên dãy chính vào phương trình, ta thu được
fm).
bee =10” ta năm (1.32)
+ ` Ã + x v Z As
1.3 Quá trình tiên hóa vê sau của các ngôi sao
1.3.1 Sao có khối lượng trung bình
Hiện tượng đối lưu ở lõi của những ngôi sao trở nên đáng kể khi ngôi sao có khôi
lượng trung bình (với khối lượng vào khoảng 4 lần đến 10 lần khối lượng Mặt Trời).Hiện tượng đối lưu này tạo nên sự đồng đều về vật chất trong vùng lõi của các ngôi saonày Do đó, hydrogen sẽ gần như cạn kiệt trong phân lõi của ngôi sao cùng một lúc Điều
này dẫn đến sự sụt giảm năng lượng sinh ra bên trong ngôi sao Áp suất bên trong ngôi
sao cũng giảm do áp suất từ bức xạ bị mat đi Kết quả là trọng lực lúc này sẽ thang thé,ngôi sao sẽ có gắng duy trì lượng năng lượng sinh ra bằng cách co lại Như đã đề cập
trong biểu thức (1.21), trong quá trình này, một nửa năng lượng giải phóng từ thé năng
hấp dẫn của ngôi sao trở thành nhiệt năng nung nóng phần lõi của ngôi sao Ngôi sao bắtđầu đốt cháy phan vỏ còn đôi đào hydrogen của mình dé lấy năng lượng Khi hydrogenhầu như cạn kiệt bên trong lõi của ngôi sao, lúc này phan nang lượng đến từ phan vỏ trởthành nguồn năng lượng chính của ngôi sao Kết quả là phần lõi của ngôi sao tiếp tục colại, kéo theo sự giãn nở tại phần vỏ của ngôi sao khiến nhiệt độ tại bề mặt của ngôi sao
giảm xuống, ngôi sao đi về phía nhiệt độ thấp hơn trong giản đồ HR.
Lõi của ngôi sao tiếp tục co lại và phan vỏ tiếp tục giãn nở đến thời điểm nhiệt độ
bên trong lõi của ngôi sao đủ nóng dé quá trình đốt cháy helium trở nên đáng kê Áp suất
từ bức xạ lúc này đủ lớn dé thắng lại trọng lực của ngôi sao, khiến phan lõi của ngôi sao
giãn nở trở lại Và theo quy luật “shell-burning”, phan vỏ của ngôi sao co lại Ngôi sao
Trang 16bat đầu qua trình đốt cháy helium trong lõi của nó, cùng với quá trình đốt cháy hydrogentrong phân vỏ của ngôi sao.
*Quy luật “Shell-burning®: Khi hydrogen tại gần trung tâm ngôi sao trở nên cạn
kiệt, helium và các nguyên tố nặng hơn chiếm phan lớn trong lõi của ngôi sao, tuy nhiênnhiệt độ tại lỗi của ngôi sao chưa đủ nóng đề quá trình đốt cháy helium có thé điễn ra vàphân lõi co lại nhằm tăng nhiệt độ Lúc này phần vỏ xung quanh ngôi sao vẫn còn
hydrogen, và nhiệt độ tại phan vỏ này đủ cao dé hydrogen có thé tông hợp thành hạt nhân
helium và làm phần võ giãn nở Điều ngược lại cũng xảy ra khi phần lõi của ngôi sao
giãn nở kéo theo phần vỏ của ngôi sao co lại.
Quá trình trên được lặp lại khi helium bắt đầu cạn kiệt bên trong lỗi của ngôi sao,
dé lại phan lõi giàu carbon, oxygen, nhưng lại quá nguội dé quá trình tổng hợp hạtnhân tiếp theo có thé dién ra Phan lõi tiếp tục co lại nhằm tăng nhiệt độ của nó lên trongkhi phan vỏ lại giãn nở Nên lưu ý rằng lúc này ngôi sao có hai vo Phan vỏ gần lõi nhất
van còn đang đốt cháy helium Quy luật “shell-burning” lại được 4p dụng, phan vỏ
helium của ngôi sao giãn nở: và áp dụng lại quy luật trên một lan nữa ta thay phan vỏ
hydrogen của ngôi sao co lai, giải phóng thé năng hap dẫn, từ đó khiến ngôi sao trở nên sáng hơn.
Tuy nhiên khối lượng tôi thiểu cần thiết của ngôi sao dé phan lõi có thé trở nên đủnóng cho carbon bắt đầu tham gia phản ứng tiếp theo là khoảng 10 lần khối lượng Mặt
Trời Do đó, các ngôi sao có khôi lượng trung bình sẽ dừng lại khi mật độ bên trong lõi
của nó đặc đến mức các nguyên tử carbon và oxygen bên trong lõi bị suy biến, phần lõi
sẽ không thê nóng lên hơn nữa Lúc này phần vỏ helium của ngôi sao giãn nở khiến nhiệt
độ của phần vỏ hydrogen của ngôi sao giảm xuống dưới nhiệt độ cần thiết cho quá trình
tổng hợp helium, phan vỏ hydrogen ngưng hoạt động Ngôi sao dan mat đi lớp vỏ helium
và hydrogen của minh, chi chừa lại phân lõi carbon, oxy cực nóng và sáng với kích thước
rất nhỏ Ngôi sao trở thành sao lùn trắng
Trang 171.3.2 Sao có khối lượng nhỏ
Các ngôi sao nhẹ với khối lượng nhỏ hơn 4 lần khối lượng Mat Trời có phan lõi
đối lưu không đáng kẻ Điều này dẫn đến hydrogen bị cạn kiệt tai trung tâm của ngôi
sao, dé lại phan vỏ giàu hydrogen trai dai từ bề mặt đến gần trung tâm của ngôi sao Phan
lõi helium bắt dau phát triển trong thời gian hydrogen được đốt cháy trong phan vo củangôi sao Tuy nhiên, mật độ tại trong lõi của các ngôi sao nhẹ thường đặc, vật chất Lạiđây có khả năng bị suy biến cao Như vậy trong quá trình co lại của phan lõi, khi vật chat
bên trong lõi của ngôi sao bắt đầu bị suy biến, phần lõi của ngôi sao sẽ không còn đượcnung nóng trong bởi quá trình co lại nữa, do năng lượng nhiệt từ các electron suy biếnkhông phụ thuộc vào nhiệt độ Tuy nhiên, phần vỏ hydrogen của ngôi sao lúc này bắtđầu co lại và tăng nhiệt độ, kéo theo nhiệt độ tại lõi của ngôi sao cũng tăng lên Khi nhiệt
độ tại lõi của ngôi sao đạt đến giá tri 10° K , helium bắt đầu tham gia phản ứng Tuy nhiên
do phan lõi đã bị suy biến, áp suất trong lõi của ngôi sao không phụ thuộc vào nhiệt độ,
đo đó nhiệt độ trong lõi của ngôi sao tăng nhưng áp suất bên trong lõi của ngôi sao làkhông đôi Nhiệt độ bên trong lõi càng tăng thi quá trình tông hợp helium diễn ra càng
mạnh mẽ, kéo theo nhiệt độ bên trong lõi lại càng tăng nhanh hơn Điều này dẫn đếnhiện tượng “heliumum flash” khi độ sáng của phan lõi ngôi sao tăng rất nhanh trong thờigian rất ngắn Quá trình này chi dừng lại khi nhiệt độ tại lõi cua ngôi sao trớ nên quánóng và hiện tượng suy biến biến mat, phần lõi của ngôi sao bắt đầu giãn nở và nguôi lạicho đến khi cân bằng, ngôi sao bắt đầu tiền vào quá trình đốt helium
Sự tiến hóa về sau của các ngôi sao nhẹ khá giống với các ngôi sao có khối lượngtrung bình, khi khối lượng chúng không đủ dé phan lõi trở nên đủ nóng để carbon,oxygen tham gia phan tng Khi đó ngôi sao sẽ mat dan phan vỏ và trở thành sao lùn
trắng
Trang 181.3.3 Sao có khối lượng lớn
Các ngôi sao với khối lượng lớn hơn 10 lần khối lượng Mặt Trời có quá trình tiễn
hóa ban đầu giống các ngôi sao trong hai trường hợp trên Tuy nhiên, các ngôi sao nặngkhông dừng lại ở quá trình tông hợp carbon, oxygen Khi nhiệt độ bên trong lõi của các ngôi sao đạt tới giá trị 5x10°K , carbon tham gia phản ứng Sau khi carbon trở nên
cạn kiệt bên trong lõi của ngôi sao, ngôi sao tiếp tục co lại và nung nóng phản lõi dẫn
đến quá trình đốt cháy neon Dến khi oxy trở nên cạn kiệt bên trong lõi của ngôi sao,
một loại phản ứng mới bắt đầu chiếm ưu thế Khi nhiệt độ bên trong lõi của ngôi sao đạttới 10” K , các photon bên trong ngôi sao sẽ đạt đến năng lượng khoảng MeV Các photon
này đủ năng lượng đề gây nên sự phân rã trong hạt nhân bên trong ngôi sao, chăng hạn như
*§+y —> *Si+ "He (1.33)
Helium được sinh ra trong phản ứng có thé bị bắt giữ bởi các hạt nhân khác, baogôm hạt nhân “si Do đó phan ứng (4.1) có thé xảy ra theo hai chiều
*Si+ "He — ”§+y (1.34)
Trên thực tế, phan ứng là phản ứng tỏa năng lượng Như vậy chiêu thuận trongphản ứng (4.2) dé xảy ra hơn, do đó phương trình trên sẽ được viết lại thành
Si + He + "Sty (1.35)
Theo sau đó, hàng loạt các phan ứng hạt nhân có thé xảy ra như
Cho đến khi các hạt nhân gần với sắt được tạo thành
*%Ƒe+ *He + “Ni+y (1.38)
Quá trình này sẽ dừng lại, do những quá trình tông hợp hạt nhân tiếp theo là nhữngquá trình thu năng lượng Khi phần trung tâm của ngôi sao được chuyên hóa thành niken,
Trang 19ngôi sao vẫn còn phần bên ngoài bao gồm hỗn hợp các hạt nhân được tao thành trong
quá trình bắt helium trên Bên ngoài vùng này là phần vỏ của ngôi sao, vốn vẫn chưa đủnóng dé đạt được quá trình bắt helium này, phan vỏ của ngôi sao vẫn còn ở trong giai
đoạn tông hợp hạt nhân thấp hơn Kết quả là ngôi sao lúc này có lớp vỏ giống như lớp
vỏ củ hành.
Một điều đáng lưu ý là quá trình nảy xảy ra trong thời gian rất ngắn so với hai quá
trình đốt hydrogen và helium Quá trình đốt cháy hydrogen, như đã đề cập, có thể xảy ra
trong khoảng 10’ năm, đỗi với ngôi sao có khôi lượng bang 10 lần khối lượng Mặt Trời;quá trình đốt cháy oxy chỉ xảy ra trong khoảng 6 tháng và những quá trình sau sẽ ngắnhơn Do đó khả năng để ta có thẻ trực tiếp quan sát được ngôi sao trong quá trình bắt giữ
helium này là cực kì nhỏ.
Khi quá trình bắt giữ helium kết thúc, với sự hình thành của các hạt nhân gần vớisắt (có số khối khoảng 60), phan ứng hạt nhân bên trong lõi của ngôi sao sẽ đừng lại và
phan lõi sẽ không sinh ra năng lượng Do đó lúc này phan lõi của ngôi sao tiếp tục co lại
dé duy trì năng lượng được sinh ra bằng cách giải phóng thé năng hap dan, và phan lõi
tiếp tục nóng lên Phần lõi của ngôi sao trở nên đặc và nóng đến mức các proton kết hợp
với electron dé sinh ra neutron Kết quả của phản ứng này là các hat neutron được sinh
ra bên trong ngôi sao kèm với các hạt neutrino Các hạt neutrino do có kích thước và
khối lượng rất nhỏ nên có thẻ thoát ra bên ngoài ngôi sao, mang theo năng lượng (khoảng MeV ) từ lõi của ngôi sao, từ đó làm nguội lõi của ngôi sao.
Tuy nhiên, khi khối lượng riêng bên trong lõi ngôi sao đạt đến khoảng
4x10''g /em*, các neutrino bat đầu tương tác với các vật chất xung quanh nó Và khí
khối lượng riêng bên trong lõi của ngôi sao đạt đến giá trị khoảng 10 g/cm’, cácneutrino không thê thoát khỏi lõi của ngôi sao được nữa.
Quá trình sụp đỗ tiếp diễn đến khi khối lượng riêng bên trong lõi của ngôi sao đạtđến giá trị khối lượng riêng của hạt nhân nguyên tử (10" g/cm’) Sự dừng lại đột ngột