Trong thiên văn còn có những thiên thể mà việc mô tả nó được xây dựng trên lý thuyết. Đó
là sao Nơtron và lỗ đen (Stellar black holes).
Sao Nơtron (Neutron-Stars) và sao xung (Pulsars).
Năm 1932 nhà vật lý người Anh là J. Chadwick đã phát hiện ra một hạt cơ bản cấu tạo
nên hạt nhân. Đó là hạt Nơtron (neutron), là hạt không mang điện, có khối lượng xấp xỉ (
lớn hơn) hạt proton. Cũng năm đó, nhà vật lý Liên Xô (cũ) Landau cho rằng trong vũ trụ có
thể tồn tại một loại thiên thể đặc biệt, có mật độ cao, do hạt nơtron tạo thành. Năm 1934
các nhà thiên văn Mỹ như Baode đã đưa ra giả thuyết về sao nơtron như cái lõi còn sót lại
sau khi sao siêu mới bộc phát và bị nén chặt lại tạo thành nơtron. Năm 1939 nhà vật lý Mỹ
Oppenheimer đã xây dựng mô hình kết cấu đầu tiên cho sao nơtron.
Muốn hiểu rõ sự tạo thành sao nơtron ta phải xem quá trình tiến hóa của sao. Trong đó,
ở giai đoạn cuối của cuộc đời các sao có thể tiến hóa thành một trong 3 loại: Lùn trắng (sau
đó là lùn đen), sao nơtron và lỗ đen, tùy theo khối lượng của nó.
Chandrasekhar (nhà thiên văn Mỹ gốc Ấn Độ - Nobel vật lý năm 1983) đã tìm ra được
giới hạn khối lượng cho từng loại dựa vào nguyên lý loại trừ Pauli trong cơ học lượng tử.
Đó là giới hạn Mgh = 1,4 M .
- Các sao có khối lượng M <Mgh (tức < 1,4M ) sẽ chuyển hóa thành sao lùn trắng. - Các sao có khối lượng từ 1,4 -2 M sau khi đến giai đoạn cuối cùng sẽ bị co lại dưới
tác dụng của lực hấp dẫn của bản thân, sinh ra một lớp áp lực lớn đến mức đẩy các electron
(e-) bên ngoài hạt nhân tọt vào trong hạt nhân. Sau đó, các proton bên trong hạt nhân sẽ kết
hợp với electron để tạo thành nơtron: 1
1p + −1eo→on1 + ν
(tinh thể) dày 1km. Sau đó là chất lỏng nơtron siêu chảy (một trạng thái vật lý đặc biệt) có
mật độ rất cao cỡ 1 tỷ tấn/cm3.
Sao nơtron
Như vậy, bán kính của sao nơtron rất nhỏ. Một sao có khối lượng cỡ 2 lần mặt trời M = 2M có bán kính cỡ 12km.
Vì kích thước nhỏ nên sao nơtron quay rất nhanh (sinh viên tự chứng minh lấy), đồng thời cảm ứng từ trên bề mặt của nó cũng rất lớn.
Như vậy sao nơtron là sao siêu đặc cấu tạo chủ yếu từ nơtron, tự quay rất nhanh và có từ trường rất mạnh. Do vậy nó phát sóng điện từ ở vùng vô tuyến. Vì trục từ không trùng với trục quay của nó nên trái đất có thể bắt được sóng của nó dưới dạng các xung đều đặn. Do đó các sao nơtron còn được gọi là các sao xung hay punxa (pulsar). Năm 1967 ở Anh người ta đã ghi nhận được những xung vô tuyến lạ và cho rằng đó là dấu hiệu của những người ngoài hành tinh. Té ra đó chỉ là các xung của một pulsar. (Do một nữ sinh viên Anh là Jocelyn Burnell ghi nhận được, và thầy cô là A. Hewish đã nhận được giải Nobel vì phát
kiến này).
8. Sự tiến hoá của các sao 8.1. Quá trình hình thành
Các ngôi sao được sinh ra bởi các đám bụi và khí khổng lồ-các vật chất tiền sao, gọi là các tinh vân. Dưới tác dụng của lực hấp dẫn, các vật chất bị hút vào một tâm hấp dẫn (nơi có mật độ khí và bụi lớn hơn). Trong quá trình rơi vào “tâm hấp dẫn”, vận tốc các hạt tăng lên, đồng thời áp suất ở tâm tiền sao cũng tăng lên, tạo ra các sóng chấn động, làm độ sáng của sao tăng đột ngột, gọi là sự bùng phát hồng ngoại. Các dòng nhiệt lượng đối lưu chuyển động từ
vùng trung tâm của tiền sao ra ngoài đã tạo nên bức xạ của tiền sao. Sự cân bằng giữa nhiệt lượng bức xạ và đối lưu của tiền sao đòi hỏi nhiệt độ khoảng 2.500K. Trong giai đoạn này, nhiệt độ của tiền sao không thay đổi (giai đoạn Hayashi).
Hình ảnh Tinh Vân M16F970
- Nếu khối lượng (hay cường độ sáng) của sao quá nhỏ, nhân của nó trong quá trình bồi đắp sẽ hút hết các vật chất dư thừa tạo nên tiền sao (trường hợp này trở thành các hành tinh)
- Nếu khối lượng (hay cường độ sáng) của tièn sao đủ lớn, phần vật chất từ vỏ chất khí bị thổi bay vào khoảng không vũ trụ với vận tốc hàng trăm km/h.
Gió sao ngăn chặn sự tăng khối lượng của tiền sao. Điều này giải thích tại sao các vì sao có khối lượng không vượt quá 60MO.
Các đường Hayashi trên biểu đồ H-R
Chú thích: L/LO Cường độ sáng, tính theo đơn vị cường độ sáng Mặt Trời; S Mặt Trời; K Nhiệt độ bề mặt (K); HL Các đường Hyashi; MS dãy chính, nơi bắt đầu phản ứng nhiệt hạch trong các sao mới; MO Khối lượng Mặt Trời.
Các tiền sao trong giai đoạn Hayashi nằm ở phía bên phải của biểu đồ Hertzsprung-Russell, khi cường độ sáng của sao giảm đi, vị trí các tiền sao khối lượng nhỏ tụt xuống theo các đường Hayahi theo hướng thẳng đứng. Trong giai đoạn tiếp theo, các tiền sao chuyển dịch sang trái, tiến gần đến dãy chính theo hướng nằm ngang, với cường độ sáng không đổi. Sự chuyển thể từ tiền sao thành sao phụ thuộc vào tốc độ của quá trình loại trừ vật chất đặc che ánh sáng bao quanh sao.
Ngay sau khi nhân tiền sao đạt được nhiệt độ vài triệu K, các phản ứng hạt nhân đầu tiên bắt đầu xảy ra. Khi đạt đến dãy chính, nhiệt độ đạt đến khoảng 106 K, tiền sao bắt đầu phản ứng đốt cháyhiđrô. Quá trình co của tiền sao dừng lại, nhiệt độ và cường độ sáng trở nên ổn định, ngôi sao bình thường từ tiền sao đã được hoàn thành và nằm lại lâu dài trên dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell.
Tuy nhiên chỉ các tiền sao với khối lượng lớn hơn 0,085 MO mới đến được vị trí của dãy chính. Các tiền sao có khối lượng bé hơn trỏ thành các sao lùn nâu hoặc hành tinh.
8.2. Quá trình phát triển
Các ngôi sao trong thời gian tồn tại tại dãy chính là quá trình phát triển ổn định nhất của sao. Trong quá trình này, các sao liên tục biến đổi Hiđrô thành Hêli để duy trì trạng thái cân bằng. Các sao có khối lượng càng nhỏ thì dùng càng ít nhiên liệu, do đó, thời gian tồn tại của chúng trên dãy chính là lớn. Các sao có khối lượng lớn thì thời gian tồn tại trên dãy chính nhỏ hơn. Các sao có khối lượng lớn (M ≥ 1,5MO) biến đổi Hiđrô thành Hêli theo chu trình Cacbon- Nitơ.
Chu trình Cacbon-nitơ, nguồn năng lượng của các sao có khối lượng lớn.
Các sao có khối lượng bé (M < 1,5MO) tổng hợp năng lượng từ phản ứng nhiệt hạch (phản ứng proton-proton).
8.3. Kết thúc của một ngôi sao:
Các ngôi sao có khối lượng khác nhau sẽ có những cách kết thúc cuộc đời mình khác nhau.
a. Với các ngôi sao có khối lượng bằng hoặc lớn hơn khối lượng mặt trời một chút (0,1 mO ≤ m ≤ 1,4 mO):
Sau khi trải qua phần lớn cuộc đời ở dải chính, ngôi sao tiêu thụ hết Hiđrô ở nhân trong cùng, nhân sao bắt đầu co lại. Sự chuyển Hiđrô thành Hêli diễn ra ở vùng vỏ ngoài bao quanh nhân trong. Nhân ngôi sao co lại bởi áp suất của bức xạ nhiệt do phản ứng hạt nhân ở tâm, đẩy vật chất ra ngoài không đủ để cân bằng với lực hấp dẫn của chính ngôi sao.
Mặc dù nhân ngôi sao co lại dần dần do nguồn nhiên liệu Hiđrô của nó cạn kiệt, ngôi sao tự nó giãn nở ra. Nó phải đốt cháy phần nhiên liệu Hiđro nằm ngoài nhân, và thổi phồng phần khí quyển bên ngoài ra không gian. Trên thực tế, ngôi sao trở thành sao đỏ khổng lồ, với đường kính vào khoảng 10-2000 lần đường kính Mặt trời. Ví dụ với Mặt trời, trong giai đoạn thành sao đỏ khổng lồ, nó sẽ nuốt chửng cả Trái đất (và có khi cả Hoả tinh) và sáng gấp 2000 lần bây giờ. Sự co lại của nhân tăng áp suất nội của ngôi sao. Một loạt các chuỗi phản ứng hạt nhân mới sẽ tăng năng lượng của ngôi sao và nhân ngôi sao dừng co lại. Tại thời điểm này, phần khí quyển bên ngoài ngôi sao cũng co lại.
Sự co của ngôi sao dưới tác dụng của lực hấp dẫn của chính nó khiến vật chất trong nhân ngôi sao trở nên cực kì cô đặc, nặng và nóng. Ngôi sao được gọi là sao lùn trắng. Với các ngôi sao nặng, sau khi trở thành sao lùn trắng, nó thổi bay tất cả các khí bao quanh nhân ra khoảng không vũ trụ, tạo thành một vòng tròn gọi là tinh vân hành tinh. Mặc dù nhỏ hơn ngôi sao ban đầu, sao lùn trắng vẫn tiếp tục bức xạ ánh sáng trong vài tỉ năm nhờ nguồn nhiệt từ nhân của nó.
Tài liệu tham khảo
1. Phạm Viết Trinh, Nguyễn Đình Noãn, Giáo trình thiên văn, Nxb Giáo dục 1995. 2. Đề cương bài giảng Thiên văn học, PGS.TS Vũ Thị Kim Liên năm 2003. 3.http://thienvanhanoi.org
4. http://thienvanvietnam.tk 5. vi.wikipedia.org