Thế nào là một ngôi sao doc

Thế nào là một ngôi sao Sao là một cầu khí khổng lồ (chủ yếu là Hidro và Heli) được liên kết lại nhờ lực hấp dẫn của bản thân nó. Để trở thành một ngôi sao, khối cầu khí phải đạt khối lượng tới thiểu là 8% khối lượng Mặt Trời của chúng ta, tức là 80 lần khối lượng của Mộc tinh. Khối lượng này đủ lớn để tạo ra một lực hướng tâm vào tâm khối cầu làm cho áp suất ở đây lên đến hàng triệu atm và nhiệt độ là hàng chục triệu độ. Đây là điều kiện thích hợp gây ra phản ứng nhiệt hạch giữa các hạt nhân hidro để tạo thành hạt nhân Heli. Chính phản ứng này đã giải phóng năng lượng làm cho khối khí có khả năng tự phát sáng và phát nhiệt, khi đó ta gọi nó là một ngôi sao. * Thànhphần trungbình của mộtngôi sao:70%hydro, 28%heli,1,5 % cacbon,nito, oxi và khoảng 0,5% sắt và các kim loại. * Nhiệtđộ bề mặt của 1ngôi saothườngtrong khoảng 3000 đến 50000Kcòn nhiệt độ ở tâmlàkhoảng vài triệu cho đến vàichục triệu K. Thậm chí có thể lên tới100 triệuK đối với các sao khổng lồ đỏ và vài tỷ Kvới các sao siêu khổng lồ đỏ. Các loại sao: * Sao siêu khổng lồ (supergiant) có độ trưng gấp 10.000đến 1.000.000 lần Mặt Trời,cấp sao tuyệt đối từ -5 đến -10,bán kínhgấp 100 - 1.000lần Mặt Trời và khối lượng lớn hơn Mặt Trời khoảng 20 -30 lần nhưngkhối lượng riêng rất nhỏ. Các sao nàycó đời sốngngắn (vài triệu đến 1 tỷ năm),kết thúc là một saosiêu khổnglồ đỏ. * Sao khổng lồ (giant): cóđộ trưng gấp khoảng 100lầnMặt Trời, cấp sao tuyệt đối -1 đến1. Khối lượng riêngnhỏ, bán kính gấp 10- 100lần Mặt Trời. Khi hết nhiên liệu. cuối đời sao khổng lồ trở thành saokhổng lồ đỏ có kíchthước rất lớn nhưngnhiệt độ bề mặt chỉ có 2000- 3000K. * Sao lùn (Dwarf)là cácsao có độ trưng yếu (xấp xỉ cỡ Mặt Trời hoặc yếu hơn).Các sao nàycó khối lượng riêng trungbình hoặc lớn. Mặt Trời của chúngta cũnglà một sao lùn. *Sao lùnđỏ (Red Dwarf): Cấp sao tuyệt đối nhỏ hơn 1. Nhiệt độ bề mặt 2500 - 3000K. Khối lượng khoảng 1/10Mặt trời. Tuổi thọ của cácsao thuộcloại này là khoảng 10tỷ năm. * Sao lùn trắng(White Dwarf): là nhữngsao nhỏ, bán kính khoảng 500km,đặc và có độ trưng rất yếu. Sao lùntrắng làgiai đoạn cuối đời của sao có khối lượng nhỏ hơnhoặc bằng 1,4khối lượng Mặt Trời (giớihạn Chandrasekhar).Sao này phátra ánh sáng trắngdo chuyểnđộng của các electron.Nhiệt độ bề mặt khoảng10.000K *Sao lùnnâu (BrownDwarf):là cácsao có khối lượngnhỏ hơn8% khối lượngcủa MặtTrời. Các saonày không thể phát sáng dokhôngđủ khối lượng để gây raphản ứng nổ hạt nhân.Đây là loại thiênthể ranh giới giữa sao và hành tinh. Nhiệt độ bề mặtkhông quá 1800K. Nó chỉ phátra tia hồngngoại nên còn được gọi làsao hồng ngoại. * Sao lùn đen(Black Dwarf): là giai đoạncuối củasao lùn trắng. Sau khisao lùn trắngphát tán hết độngnăng của các electron,nó nguôidần đi và co lại thànhmột khối cầu đen không thể thấy bằng mắt thường. * Sao mới (nova):là cácsao có độ sáng yếu, đột ngột tăng độ sáng lên hàng ngàn lần trong mộtkhoảng thờigian ngắn sau đó lại từ từ giảm về độ sáng banđầu hoặc yếu hơn. Người ta cho rằng sao mới là hiện tượng xảy ratrong các hệ saođôi. Vật chất từ sao lớn hơn chảysang sao lùn trắng làm cho lớp ngoài của saolùn trắng nổ tung, vật chất bắn ra vớivận tốchàng ngànkm/s.Vụ nổ tạo ra các quả cầu khí bao quanh ngôi sao,gọi là tinh vân hànhtinh. * Sao siêu mới (supernova): là vụ nổ kết thúccuộc đời của một ngôi saosau khi nó dã cạn kiệt nhiên liệu, làm nóbùng sángđến 10 -100 triệu lâng Mặt Trời trong vòng vàingàyhoặc vài tuần. * Sao nơtron (neutron star):thiên thể nhỏ (bán kínhkhoảng 10.000km)nhưng có mậtđộ vật chất rất lớn dođược cấu tạohầu hết từ các nơtron.Khối lượng riêng của saonày khoảng 108 tấn/cm3. Sao nơtron là kết quả co lại của lõi một ngôi sao có khối lượng ban đầu bằng 1,4 đến 4 lần MặtTrời. Vụ co lại này dẫn đến một vụ nôt sao siêu mới và kết thúclà sao nơtron. Lần đầutiên sao nơtron được phát hiện là vào ngày 28/11/1967 dưới dạng phát xạ xungđiện từ nên còn có một tên khác là Pulsar. * Lỗ đen (BlackHole): Kết quả co lại củacác ngôi sao cókhối lượng lớn hơn4 lần khối lượng Mặt Trời. Lực hấpdẫn làmngôi sao colại thành một điểmcó mật độ vô hạn, hấp dẫn lúcđó mạnhđến nỗi làm cho không mộtvật thể nào có thể thoát ra ngoài,kể cả ánh sáng. * Sao biến quang(variablestar): là các sao có độ sáng thayđổi,đều đặnhoặc khôngđều đặn. Chu kì biến đổi của độ sáng có thể là vài giờ hoặc vài năm. Biên độ dao độngcó thể từ 15 đến 17 cấp sao. Có 3 nhóm sao biến quangchủ yếu: - Sao biến quang co giãn - Sao biến quang bộcphát - Sao biến quang chekhuất * Sao đôi (doublestar): 2 saogần nhauhoặcdínhliền nhautrên bầu trời khinhìn bằngmắt thường. Nếu sự gần nhau chỉ làbiểu kiếnthì 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 haysao kép. * Sao kép (binarystar): thuộc nhómsao đôi vật lí, gồm haisao chuyển động quanh khối tâm chungdo hấp dẫn. * Sao chùm(multiple star): hệ nhiều sao liền nhau, liên hệ với nhau bằng hấp dẫn. Sao képchính là trườnghợp riêng của saochùm. Độ trưng tiếng Anh là Luminosity - là lượng năng lượng 1 vật (sao) toả ra trong 1 đơn vị thời gian. Tiến trình của một ngôi sao 1- Saohình thànhtừ các đámmây khí, bụi (tinhvân). Dưới tác dụngcủa hấp dẫn, chúng co dần lại vào một tâm chung. Cácphântử khí tăngdần vận tốc,cọ xát làm khối khínóng lên (tiền sao- protostar). Thờikì này kéo dài vài trăm ngàn đến 50 triệunăm. 2- Khi nhiệt độ ở tâm khối khí đủ lớn và lực nén vào tâm tạo raáp suất đủ lớn,các hạt nhân hidrokết hợpvới nhau tạo rahạt nhân Heli (phản ứngnhiệt hạch). Phản ứng này giải phóng nănglượng làm cho khối khíphát sáng. Áp suất do năng lương giảiphóng ra cân bằng với lực hấp dẫn làm ngừng quátrình tự co lại của khối khí. Cuộc đời của một ngôi sao bắt đầu. 3- Tuỳ theo khối lượng sao.Các sao càng nặng càng cần nhiềunăng lượng để chống lại hấp dẫn nên nhiênliệu nhanh bị đốtcháyhết. Do đó tuổi họ của sao càngnặng thì càng ngắnngủi. Các sao như Mặt Trời có tuổi thọ khoảng 10tỷ năm. Cácsao siêu khổng lồ chỉ thọ vài triệunăm, các sao khổng lồ 10- 15 triệu năm còn các sao lùn đỏ là 20 triệu năm. 4- Sau khihêt nhiên liệu. Ngôi sao không thể tiếp tụcchống lạihấp dẫn bản thân. Phần trong colại về phía lõi còn vỏ ngoài phồng to và phát ra ánh sángđỏ. 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 lúcphản ứngxảy ra kếthợp hạt nhân Helithành hạt nhân Cacbon.Khi ápsuất giảiphóng ra cân bằng với hấp dẫn, lõingôi sao ngừng colại. 5- Đối với các saonhỏ cỡ MặtTrời, sauquá tình trên, lõi saocó lại thành saolùn trắngcòn lớp ngoài phóng ratạo thành tinh vân hànhtinh. Với cácsao có khối lượnglớn, nhiệt độ ở lõi sẽ tăng đủ lớn dể xảy ra các quátrình tổng hợp hạtnhân tạo racác nguyên tố năngnhư C, O, Mg, Al, P, S, Fe. Ngôi saocó lõi sắt trong cùng và các nguyên tố nhẹ dần ra phía ngoài. 6- Giaiđoạn kếtthúc: khinhiên liệu hoàn toàn cạn kiệt,ngôi saobước vào thời kì suy sập do hấpdẫn. _ Các saocó khối lượng < 1,4lầnkhối lượngMặt Trời (giới hạn Chandrasekhar) co lại thành saolùn trắngvà cuối cùnglà mộtsao lùn đenmất hút trongvũ trụ. _ Các saokhối lượng 1,4 - 1,5khối lượng Mặt Trời colại mạnhhơn, vượtqua kích thướcsao lùntrắng xuốngmức đường kính20km gâyra một vụ nổ sa siêu mới. Cuối cùng, khi lực đây tĩnh điệngiữa các neutronvà proton chống lại đượclực hấp dẫn, saongừngco và trở thành saoneutron. _ Các saocó khối lượng lớnhơn Mặt Trời4-5 lần colại hêt sức manhmẽ, cũng tạo ra mộtvụ nổ sao siêu mới. Tuynhiên do khối lượng lớn, hấp dẫn lớn đến mức làm triệt tiêulực đây giữa cácneutron, tạo thành lỗ đen. . Thế nào là một ngôi sao Sao là một cầu khí khổng lồ (chủ yếu là Hidro và Heli) được liên kết lại nhờ lực hấp dẫn của bản thân nó. Để trở thành một ngôi sao, khối cầu khí phải. hấpdẫn làmngôi sao colại thành một điểmcó mật độ vô hạn, hấp dẫn lúcđó mạnhđến nỗi làm cho không mộtvật thể nào có thể thoát ra ngoài,kể cả ánh sáng. * Sao biến quang(variablestar): là các sao có. hấp dẫn. Sao képchính là trườnghợp riêng của saochùm. Độ trưng tiếng Anh là Luminosity - là lượng năng lượng 1 vật (sao) toả ra trong 1 đơn vị thời gian. Tiến trình của một ngôi sao 1- Saohình