fbpx
Ngôi sao sinh được ra
Hướng dẫn quan sát

Quá trình ngôi sao được sinh ra và chết đi như thế nào?

Quá trình tiến hóa sao là một vòng tròn của sự sống – những ngôi sao sắp chết phun ra nội dung của chúng vào thiên hà, mở đường cho thế hệ tiếp theo.

Ngôi sao sinh ra và chết
Hàng nghìn ngôi sao đang bốc cháy trong 30 Tinh vân Doradus rộng lớn, nằm trong thiên hà vệ tinh lớn nhất của Dải Ngân hà, Đám mây Magellan Lớn.

Chúng ta đang sống trong một “quận” tương đối yên tĩnh của một thiên hà có chiều dài 100.000 năm ánh sáng chứa khoảng 200 tỷ ngôi sao được sắp xếp trong một đĩa bao quanh với các nhánh xoắn ốc. Khi các thiên hà đi, nó khá lớn, mặc dù lỗ đen siêu lớn ở trung tâm tương đối nhỏ, chỉ bằng 4 triệu lần khối lượng Mặt Trời. Có rất nhiều bằng chứng từ vòng quay của Dải Ngân hà cho thấy thiên hà của chúng ta, giống như tất cả các thiên hà khác, chứa vật chất tối đáng kể, mà vai trò của chúng trong việc hình thành sao không có chúng ta. Nhưng nhiều quá trình tiến hóa sao đã trở nên rõ ràng, đáng chú ý nhất là thông qua cái chết mới có sự sống. Sự tiến hóa của các vì sao diễn ra theo chu kỳ, với những ngôi sao mới thay thế những ngôi sao đã qua đi.

Ngôi sao được sinh ra như thế nào?

Để ngôi sao được sinh ra , bạn cần có khí, bụi, trọng lực và sự khuấy động mạnh. Từ một vị trí tối ở phía bắc mùa hè và mùa thu, một người quan sát có thể nhìn thấy Dải Ngân hà xếp tầng trong hành trình hỗn loạn của nó ra khỏi Cygnus qua Aquila, Nhân mã và về phía nam về phía Nam Thập tự giá. Sự phát sáng của nó là ánh sáng kết hợp của hàng tỷ ngôi sao trong đĩa thiên hà của chúng ta. Các quan sát quang học và vô tuyến cho thấy khí rất dồi dào, và vô số mảng mờ đục không có các ngôi sao rõ ràng cho thấy rằng bụi đang lan tràn.

Bụi bao gồm các hạt khoáng cực nhỏ làm bằng silic, magiê, sắt và nhiều kim loại khác, cũng như cacbon ở các dạng khác nhau. Trung bình, đĩa thiên hà của chúng ta chỉ chứa một hạt trên một mét khối. Nhưng có rất nhiều mét khối giữa các ngôi sao, do đó, về tổng thể, bụi chiếm khoảng 1% tổng khối lượng của vật chất giữa các vì sao.

Ngôi sao sinh ra và chết
Một tinh vân bụi mà sau này sẽ biến thành một ngôi sao sống trong nhánh xoắn ốc của thiên hà giống như thế này.

Trong khi bụi giữa các vì sao có thể phát tán mỏng, nó cũng có xu hướng kết tụ lại với nhau, thậm chí tạo thành những đám mây dày đặc. Một số đám mây dày đến nỗi người Inca ở Nam Mỹ đã biến chúng thành các chòm sao. Trong số những đám mây gần nhất là đám mây Taurus-Auriga, chỉ cách chúng ta một nghìn năm ánh sáng, cho phép chúng tôi nghiên cứu chúng rất chi tiết

Những đám mây mờ của bụi giữa các vì sao ngăn cản nhiệt tỏa ra từ các ngôi sao gần đó, và khí trong các đám mây đen gần như giảm xuống độ không tuyệt đối. Khí có thành phần hóa học gồm 90% hydro và 10% heli – gần giống với Mặt trời – và ở nhiệt độ thấp này, chúng ta sẽ mong đợi ít hoạt động hóa học.

Ngược lại, chúng tôi nhận thấy thông qua phát xạ vô tuyến mà các đám mây chứa đầy các phân tử. Hơn 200 loại phân tử hiện diện, chiếm ưu thế bởi hydro phân tử (H2), nhưng chúng tôi cũng quan sát thấy carbon monoxide (CO, được sử dụng làm chất đánh dấu cho hydro khó quan sát), carbon dioxide (CO2), rượu metylic ( CH3OH), rượu etylic (CH3CH2OH), và có thể cả các phân tử phức tạp như urê (CH4N2O) và những chất khác quan trọng đối với sự sống. Một số phân tử không tồn tại trên Trái đất có rất nhiều trong không gian, trong khi nhiều phân tử gây ra khí thải mà chúng ta thấy vẫn chưa được xác định.

Các tinh vân thực sự là các tinh vân khuếch tán dạng khí, bụi. Điều này xảy ra khi các đám mây giữa các vì sao nằm gần các ngôi sao nóng có nhiệt độ hơn 26.000 kelvins hoặc hơn. Bức xạ cực tím do những ngôi sao này phát ra có thể phá hủy các phân tử, ion hóa (loại bỏ các electron khỏi) khí giữa các vì sao, khiến nó phát sáng. Chỉ với ống nhòm, bạn có thể nhìn thấy Tinh vân Orion (M42) rộng lớn trong thanh kiếm của Thợ săn, cũng như nhiều tinh vân khác. Kính viễn vọng cho thấy vẻ đẹp đáng kinh ngạc.

Sâu trong tàn tích của siêu tân tinh Crab Nebula (M1) là trái tim đang đập của nó: sao xung bị bỏ lại khi ngôi sao tiền thân khổng lồ của nó cuối cùng ngừng phản ứng tổng hợp hạt nhân và sụp đổ.

Sóng nổ từ các ngôi sao nổ gần đó, va chạm giữa các đám mây và các sự kiện dữ dội khác buộc các đám mây giữa các vì sao thành các đám hỗn loạn, trong đó các ngôi sao được sinh ra . Với nhiệt độ thấp, các đốm màu rách rưới trong các đám mây ngưng tụ, khiến lõi trung tâm của chúng từ từ nóng lên. Cuối cùng, các lõi trở nên đủ nóng để chúng phát sáng một cách rõ ràng, đầu tiên là bằng bức xạ hồng ngoại và sau đó là ánh sáng nhìn thấy, khi nhiệt được giải phóng bởi sự co lại của lực hấp dẫn. Các tiền sao đang phát triển này chấm vào các đám mây bụi của Taurus, Auriga, Orion và nhiều vùng khác như vậy. Chúng được đặt tên theo nguyên mẫu đầu tiên không rõ ràng của chúng, các ngôi sao T Tauri cũ hơn một chút có vẻ hay biến đổi khi chúng tăng khối lượng một cách không thường xuyên, bồi đắp nó từ một đĩa vật chất xoay quanh xích đạo của chúng. Đồng thời, những ngôi sao này bị mất khối lượng do phản lực mạnh xuất hiện từ các cực của chúng. Thật đáng kinh ngạc, cấu trúc đĩa / phản lực này không chỉ xuất hiện ở những ngôi sao đang lớn mà còn xuất hiện ở những ngôi sao đang đẩy ra lớp vỏ bọc bên ngoài của chúng khi chúng chuẩn bị cho cái chết, trong những hệ sao nơi khối lượng đang được chuyển từ cái này sang cái khác, và thậm chí xung quanh siêu khối lượng lỗ đen cư trú trong lõi thiên hà.

Ngôi sao sinh ra và chết
Ngôi sao được sinh ra như thế nào?

Trong khi các đám mây chứa đầy các ngôi sao T Tauri, không có ngôi sao nào trong số này có thể nhìn thấy bằng mắt thường. Di chuyển ra phía ngoài theo phương vuông góc với đĩa, các tia lửa bắn ra khí liên sao xung quanh thành sóng xung kích sáng, đây là hiện tượng phổ biến cả trên Trái đất và trong vũ trụ nói chung. Sóng xung kích được hình thành trong chất lỏng khi một cơ thể di chuyển nhanh hơn tốc độ tự nhiên của sóng bên trong nó, giống như khi sóng mũi tàu chệch khỏi mũi tàu cao tốc. Tại đây, cuộc gặp gỡ bạo lực này dẫn đến kết quả là các tinh vân phát sáng được gọi là vật thể Herbig-Haro (HH), xảy ra khi các tia phản lực bị chặn lại bởi khí giữa các vì sao. Các ngôi sao mới xuất hiện dưới dạng một cặp vật thể HH được kết nối với nhau bằng phản lực từ ngôi sao ở giữa. Bốn tỷ rưỡi năm trước, Mặt trời sẽ trông như thế này. Trong nhiều trường hợp, chúng ta chỉ thấy một máy bay phản lực có hoặc không có ngôi sao của nó

Khi một tiền sao mới co lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn, lõi sẽ nóng lên. Cuối cùng nhiệt độ trở nên đủ cao để bắt đầu phản ứng hạt nhân (khoảng 5 triệu kelvins), trong đó bốn nguyên tử hydro được biến thành nguyên tử nặng hơn tiếp theo, heli, với sự hao hụt nhẹ (0,7%) khối lượng (m). Do đó, năng lượng (E) được tạo ra theo mối quan hệ nổi tiếng của Einstein E = mc2 (c là tốc độ ánh sáng). Nguồn năng lượng mới khiến quá trình co lại dừng lại khi ngôi sao ổn định ở nhiệt độ trung tâm phụ thuộc vào khối lượng của ngôi sao mới (ví dụ như Mặt trời, ổn định ở khoảng 16 triệu kelvins).

Nhiều ngôi sao thường được tạo ra gần như cùng một lúc, và lực hấp dẫn lẫn nhau của chúng liên kết chúng thành một cụm mở có khối lượng lớn, như Pleiades (M45), Hyades hoặc Beehive (M44). Các cụm này bay hơi từ từ, các thành phần của chúng phân tán theo thời gian. Chúng tôi tin rằng Mặt trời của chúng ta có thể đã được sinh ra thành một cụm như vậy. Ngoài ra, phần lớn hành động này diễn ra trong các đám mây đen lớn hơn và không thể nhìn thấy được cho đến khi bức xạ sao và gió làm tan các đám mây bụi mẹ. Khi Mặt trời ra đời, chỉ có một số ngôi sao khác có thể nhìn thấy được từ vị trí của nó do bụi trong đám mây sinh cục bộ.

Các sao lùn trong dãy chính


Sau khi hình thành, ngôi sao vẫn ổn định vì nó tiêu thụ nhiên liệu hydro. 70% năng lượng hạt nhân của Mặt trời được cung cấp bởi chuỗi proton-proton (pp), theo đó bốn proton tham gia vào một quá trình ba bước để tạo ra heli, với sự phóng ra của proton, tia gamma và neutrino (các hạt gần như không khối lượng mang năng lượng gần bằng vận tốc ánh sáng). 30% còn lại đến từ chu trình carbon, trong đó carbon và hydro kết hợp để tạo ra một chuỗi sáu phản ứng tạo ra nitơ, oxy và cuối cùng kết thúc bằng carbon và heli, cho phép chu trình bắt đầu lại. Điều này cũng tạo ra tia gamma và neutrino, cũng như positron (electron mang điện tích dương).

Bởi vì ngôi sao của chúng ta rất dày đặc, nhiệt từ bức xạ gamma phải mất hàng trăm nghìn năm để tỏa ra khỏi Mặt trời. Ngược lại, các neutrino – không bị cản trở bởi tương tác thường xuyên với các nguyên tử khác – rời đi trực tiếp. Máy dò neutrino cho phép chúng ta nhìn vào lõi của Mặt trời và cho thấy rằng lý thuyết của chúng ta là đúng. Hàng nghìn tỷ trong số chúng đi qua bạn mỗi giây và bạn không cảm thấy gì cả.

ngoi-sao
Sao lùn trắng tiết lộ những hiểu biết mới về nguồn gốc của Carbon trong vũ trụ

Phạm vi khối lượng của các ngôi sao nấu chảy hydro – được gọi là các sao dãy chính để phân biệt chúng với các sao đang chết – nằm trong khoảng từ 0,075 đến hơn 120 lần khối lượng Mặt Trời. Vì lý do lịch sử, tất cả những ngôi sao bình thường này được gọi là sao lùn, nhưng đừng để thuật ngữ này đánh lừa bạn. Các tương đối khiêm tốn Mặt Trời – một màu vàng lùn – khoảng 864.000 dặm (gần 1,4 triệu km) trên, trong khi các sao lùn lớn nhất là nhiều lần đó. Mặt khác, những sao lùn đỏ mát nhất không lớn hơn Sao Mộc nhiều.

Có thể chỉ có một vài ngôi sao quái vật trong một thiên hà, trong khi các ngôi sao lùn đỏ mờ chiếm tới 70% dân số địa phương. Dưới 0,075 khối lượng mặt trời, lõi sao quá nguội nên chuỗi pp sẽ không hoạt động, dẫn đến một sao lùn nâu vẫn có khả năng hợp nhất với đơteri tự nhiên của nó (nguyên tử hydro với cả proton và neutron trong hạt nhân) xuống khối lượng 1,2 phần trăm khối lượng của Mặt trời, hay 13 sao Mộc. Tuy nhiên, chúng tôi đã tìm thấy các hành tinh xung quanh các ngôi sao khác nặng hơn thế, làm mờ ranh giới giữa các ngôi sao và hành tinh và để lại những câu hỏi quan trọng về cách mà hai Ngôi sao được sinh ra.

Độ sáng của các ngôi sao lùn phụ thuộc rất nhiều vào khối lượng. Ở phần cuối, các ngôi sao chạy hoàn toàn trên chuỗi pp, bề mặt hơi đỏ lạnh của chúng tỏa ra với tỷ lệ nhỏ hơn 1 / 1.000 so với Mặt trời. Ở giai đoạn cuối, chúng sử dụng chu trình carbon và chiếu sáng với ánh sáng của hơn một triệu Mặt trời, cho phép chúng nhìn thấy trong các thiên hà khác. Ánh sáng rực rỡ và gió của chúng mạnh đến mức xé vụn khí và bụi giữa các vì sao, tạo ra các đốm màu có thể co lại và hình thành các ngôi sao mới, tiếp tục chu kỳ sinh tử ổn định đã tạo ra Mặt trời của chúng ta và các hành tinh của nó.

Tốc độ nhiệt hạch tăng nhanh đến mức khối lượng và nhiệt độ lõi tăng lên đến mức tuổi thọ của các ngôi sao thực sự giảm khi khối lượng tăng. Chúng chạy từ độ tuổi của thiên hà – khoảng 13 tỷ năm – đối với các ngôi sao nhỏ nhất đến chỉ vài triệu năm đối với khối lượng lớn nhất. Ở phần giữa, Mặt trời có thời gian đốt cháy hydro khoảng 10 tỷ năm, trong đó 5 tỷ là lịch sử.

Theo dõi meZOOM Không Khoảng Cách để cập nhật những kiến thức thiên văn hay nhất mỗi tuần nhé. Và nếu bạn đang muốn sở hữu cho mình một chiếc kính thiên văn chính hãng chất lượng mà còn đang phân vân thì hãy liên hệ ngay với chúng mình để được tư vấn kĩ nhất nha. Xin chào và hẹn gặp lại các bạn ở những chủ đề tiếp theo !

Tham khảo

Lý giải nguyên nhân vì sao sáu thiên hà bị mắc kẹt trong ‘lưới vũ trụ’ ít ai ngờ đến?

Related posts

Leave a Comment