SAO LÙN TRẮNG: ĐẶC ĐIỂM, THÀNH PHẦN, SỰ HÌNH THÀNH, CÁC LOẠI - ARTE - 2025

Một sao lùn trắng là một ngôi sao trong giai đoạn cuối cùng của quá trình tiến hóa của nó, mà đã sử dụng hết tất cả các hydro trong lõi của nó, cũng như các nhiên liệu trong lò phản ứng bên trong của nó. Trong trường hợp này, ngôi sao nguội đi và co lại một cách đáng kinh ngạc do lực hấp dẫn của chính nó.

Nó chỉ được tích trữ nhiệt trong quá trình tồn tại, vì vậy theo một cách nào đó, một ngôi sao lùn trắng giống như cục than hồng còn lại sau khi dập tắt một đống lửa khổng lồ. Sẽ mất hàng triệu năm trước khi hơi thở cuối cùng của hơi nóng rời khỏi nó, biến nó thành một vật thể lạnh và tối.

Hình 1. Cận cảnh hệ nhị phân Sirius A (sao chính) và Sirius B (sao lùn trắng) trong tia X do Chandra chụp. Nguồn: Wikimedia Commons.

Khám phá

Mặc dù hiện nay chúng được biết đến là rất nhiều, nhưng chúng không bao giờ dễ phát hiện vì chúng cực kỳ nhỏ.

Sao lùn trắng đầu tiên được William Herschel phát hiện vào năm 1783, là một phần của hệ sao Eridani 40, trong chòm sao Eridano, có ngôi sao sáng nhất là Achernar, có thể nhìn thấy ở phía nam (ở bắc bán cầu) trong mùa đông.

40 Eridani được tạo thành từ ba ngôi sao, một trong số đó, 40 Eridane A. có thể nhìn thấy bằng mắt thường, nhưng 40 Eridani B và 40 Eridani C nhỏ hơn nhiều. B là sao lùn trắng, còn C là sao lùn đỏ.

Nhiều năm sau, sau khi phát hiện ra hệ 40 Eridani, nhà thiên văn học người Đức Friedrich Bessel đã phát hiện ra vào năm 1840 rằng Sirius, ngôi sao sáng nhất trong Canis Major, có một người bạn đồng hành kín đáo.

Bessel đã quan sát thấy các tội lỗi nhỏ trong quỹ đạo của Sirius, mà lời giải thích không thể là sự gần gũi của một ngôi sao nhỏ hơn khác. Nó được gọi là Sirius B, mờ hơn khoảng 10.000 lần so với Sirius A lộng lẫy.

Hóa ra là sao Sirius B nhỏ hoặc nhỏ hơn sao Hải Vương, nhưng với mật độ cực cao và nhiệt độ bề mặt là 8000 K. Và vì bức xạ của Sirius B tương ứng với quang phổ trắng nên nó được gọi là "sao lùn trắng".

Và từ đó trở đi, mọi ngôi sao với những đặc điểm này được gọi là như vậy, mặc dù sao lùn trắng cũng có thể có màu đỏ hoặc vàng, vì chúng có nhiều nhiệt độ khác nhau, màu trắng là phổ biến nhất.

nét đặc trưng

Cho đến nay, khoảng 9000 ngôi sao được phân loại là sao lùn trắng đã được ghi lại, theo Khảo sát Bầu trời Kỹ thuật số Sloan (SDSS), một dự án dành riêng cho việc tạo bản đồ ba chiều chi tiết của vũ trụ đã biết. Như chúng tôi đã nói, chúng không dễ phát hiện do độ sáng yếu.

Có khá nhiều sao lùn trắng trong vùng lân cận của Mặt trời, nhiều trong số chúng được các nhà thiên văn G. Kuyper và W. Luyten phát hiện vào đầu những năm 1900. Do đó, các đặc điểm chính của nó đã được nghiên cứu một cách tương đối dễ dàng, theo công nghệ sẵn có.

Nổi bật nhất là:

- Kích thước nhỏ, có thể so sánh với một hành tinh.

- Mật độ cao.

- Độ sáng thấp.

- Nhiệt độ trong khoảng 100000 và 4000 K.

- Chúng có từ trường.

- Chúng có bầu khí quyển gồm hydro và heli.

- Trường hấp dẫn mạnh.

- Mất năng lượng thấp do bức xạ, đó là lý do tại sao chúng nguội rất chậm.

Nhờ nhiệt độ và độ sáng, người ta biết rằng bán kính của chúng rất nhỏ. Một ngôi sao lùn trắng có nhiệt độ bề mặt tương tự như nhiệt độ của Mặt trời, chỉ phát ra một phần nghìn độ sáng của nó. Do đó, bề mặt của ngôi sao lùn phải rất nhỏ.

Hình 2. Sao Sirius B và hành tinh Sao Kim có đường kính xấp xỉ bằng nhau. Được gắn thẻ

Sự kết hợp giữa nhiệt độ cao và bán kính nhỏ này làm cho ngôi sao có màu trắng, như đã đề cập ở trên.

Về cấu trúc của chúng, có thể suy đoán rằng chúng có một hạt nhân rắn có tính chất kết tinh, được bao bọc bởi vật chất ở trạng thái khí.

Điều này có thể xảy ra do các quá trình biến đổi liên tiếp diễn ra trong lò phản ứng hạt nhân của một ngôi sao: từ hydro thành heli, từ heli thành carbon và từ carbon sang các nguyên tố nặng hơn.

Đó là một khả năng có thật, bởi vì nhiệt độ trong lõi của ngôi sao lùn đủ thấp để một lõi rắn như vậy tồn tại.

Trên thực tế, một ngôi sao lùn trắng được cho là có lõi kim cương đường kính 4000 km đã được phát hiện gần đây, nằm trong chòm sao Alpha Centauri, cách Trái đất 53 năm ánh sáng.

Mật độ của sao lùn trắng

Câu hỏi về mật độ của sao lùn trắng đã khiến các nhà thiên văn học vào cuối thế kỷ 19 và đầu thế kỷ 20 vô cùng kinh ngạc. Các tính toán chỉ ra mật độ rất cao.

Một ngôi sao lùn trắng có thể có khối lượng gấp 1,4 lần Mặt trời của chúng ta, được nén lại bằng kích thước của Trái đất. Theo cách này, mật độ của nó lớn hơn nước một triệu lần và chính xác là thứ duy trì sao lùn trắng. Làm thế nào là nó có thể?

Cơ học lượng tử tuyên bố rằng các hạt như electron chỉ có thể chiếm các mức năng lượng nhất định. Ngoài ra còn có một nguyên lý giới hạn sự sắp xếp của các electron xung quanh hạt nhân nguyên tử: nguyên tắc loại trừ Pauli.

Theo tính chất này của vật chất, không thể có hai electron có cùng trạng thái lượng tử trong cùng một hệ thống. Và hơn nữa, trong vật chất thông thường, không phải tất cả các mức năng lượng cho phép đều thường bị chiếm dụng, chỉ một số là được.

Điều này giải thích tại sao mật độ của các chất trên cạn chỉ theo thứ tự vài gam trên một cm khối.

Tái sinh vật chất

Mỗi mức năng lượng chiếm một thể tích nhất định, do đó vùng chiếm một mức không trùng lặp với vùng khác. Bằng cách này, hai cấp độ có cùng năng lượng có thể cùng tồn tại mà không có vấn đề gì, miễn là chúng không trùng nhau, vì có một lực lượng suy biến ngăn cản nó.

Điều này tạo ra một loại rào cản lượng tử hạn chế sự co lại của vật chất trong một ngôi sao, tạo ra một áp suất bù cho sự sụp đổ của lực hấp dẫn. Điều này duy trì tính toàn vẹn của sao lùn trắng.

Trong khi đó, các electron lấp đầy tất cả các vị trí năng lượng có thể có, nhanh chóng lấp đầy những vị trí thấp nhất và chỉ những vị trí có năng lượng cao nhất mới có.

Trong những trường hợp này, với tất cả các trạng thái năng lượng bị chiếm dụng, vật chất ở trạng thái mà trong Vật lý học gọi là trạng thái suy biến. Đó là trạng thái của mật độ tối đa có thể, theo nguyên tắc loại trừ.

Nhưng vì độ không đảm bảo ở vị trí △ x của các điện tử là nhỏ nhất, do mật độ cao, theo nguyên lý bất định Heisenberg, độ không đảm bảo đo trong mômen tuyến tính △ p sẽ rất lớn, để bù cho độ nhỏ của △ x và đáp ứng Vì thế:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Trong đó ћ là h / 2π, trong đó h là hằng số Planck. Do đó, tốc độ của các electron tiến tới tốc độ ánh sáng và áp suất mà chúng tạo ra tăng lên, vì các vụ va chạm cũng tăng lên.

Áp suất lượng tử này, được gọi là áp suất Fermi, không phụ thuộc vào nhiệt độ. Đây là lý do tại sao sao lùn trắng có thể có năng lượng ở bất kỳ nhiệt độ nào, kể cả độ không tuyệt đối.

Sự phát triển

Nhờ quan sát thiên văn và mô phỏng máy tính, sự hình thành của một ngôi sao điển hình như Mặt trời của chúng ta được thực hiện như sau:

- Đầu tiên, khí và bụi vũ trụ chứa nhiều hydro và heli ngưng tụ nhờ lực hấp dẫn, để tạo ra tiền sao, một vật thể sao trẻ. Tiền sao là một hình cầu co lại nhanh chóng, nhiệt độ của nó tăng dần trong hàng triệu năm.

- Khi đạt đến khối lượng tới hạn và với nhiệt độ tăng lên, lò phản ứng hạt nhân được bật bên trong ngôi sao. Khi điều này xảy ra, phản ứng tổng hợp hydro bắt đầu và ngôi sao tham gia vào cái gọi là dãy chính (xem hình 3).

- Sau thời gian, hydro trong hạt nhân cạn kiệt và sự bốc cháy của hydro ở các lớp ngoài cùng của ngôi sao, cũng như của heli trong hạt nhân.

- Ngôi sao nở ra, tăng độ sáng, giảm nhiệt độ và chuyển sang màu đỏ. Đây là giai đoạn khổng lồ đỏ.

- Các lớp ngoài cùng của ngôi sao bị tách ra nhờ gió sao và tạo thành một tinh vân hành tinh, mặc dù không có hành tinh nào trong đó. Tinh vân này bao quanh lõi của ngôi sao (nóng hơn nhiều), một khi nguồn dự trữ hydro cạn kiệt, bắt đầu đốt cháy heli để tạo thành các nguyên tố nặng hơn.

- Tinh vân tan biến, để lại lõi co lại của ngôi sao ban đầu, trở thành sao lùn trắng.

Mặc dù phản ứng tổng hợp hạt nhân đã ngừng mặc dù vẫn còn vật chất, ngôi sao vẫn có một lượng nhiệt dự trữ đáng kinh ngạc, nhiệt lượng này phát ra rất chậm bởi bức xạ. Giai đoạn này kéo dài trong một thời gian dài (khoảng 10 ¹⁰ năm, ước tính tuổi của vũ trụ).

- Sau khi lạnh đi, ánh sáng nó phát ra biến mất hoàn toàn và sao lùn trắng trở thành sao lùn đen.

Hình 3. Chu kỳ sống của các ngôi sao. Nguồn: Wikimedia Commons. RN Bailey

Sự phát triển của Mặt trời

Rất có thể, Mặt trời của chúng ta, do các đặc điểm của nó, trải qua các giai đoạn được mô tả. Hôm nay Mặt trời là một ngôi sao trưởng thành trong chuỗi chính, nhưng tất cả các ngôi sao đều rời khỏi nó vào một thời điểm nào đó, sớm hay muộn, mặc dù phần lớn cuộc đời của chúng đều dành ở đó.

Sẽ mất nhiều triệu năm để nó bước vào giai đoạn khổng lồ đỏ tiếp theo. Khi điều đó xảy ra, Trái đất và các hành tinh bên trong khác sẽ bị nhấn chìm bởi Mặt trời mọc, nhưng trước đó, các đại dương rất có thể đã bốc hơi và Trái đất sẽ trở thành sa mạc.

Không phải tất cả các ngôi sao đều trải qua những giai đoạn này. Nó phụ thuộc vào khối lượng của nó. Những thứ có khối lượng lớn hơn rất nhiều so với Mặt trời có một kết thúc ngoạn mục hơn nhiều bởi vì chúng kết thúc như một siêu tân tinh. Tàn dư trong trường hợp này có thể là một vật thể thiên văn đặc biệt, chẳng hạn như một lỗ đen hoặc một ngôi sao neutron.

Giới hạn Chandrasekhar

Năm 1930, một nhà vật lý thiên văn Ấn Độ giáo 19 tuổi tên là Subrahmanyan Chandrasekhar đã xác định được sự tồn tại của một khối lượng tới hạn trong các ngôi sao.

Một ngôi sao có khối lượng dưới giá trị tới hạn này đi theo đường đi của sao lùn trắng. Nhưng nếu khối lượng của anh ta vượt quá đỉnh, ngày của anh ta sẽ kết thúc bằng một vụ nổ khổng lồ. Đây là giới hạn Chandrasekhar và xấp xỉ 1,44 lần khối lượng Mặt trời của chúng ta.

Nó được tính như sau:

Ở đây N là số electron trên một đơn vị khối lượng, ћ là hằng số Planck chia cho 2π, c là tốc độ ánh sáng trong chân không và G là hằng số hấp dẫn phổ quát.

Điều này không có nghĩa là những ngôi sao lớn hơn Mặt trời không thể trở thành sao lùn trắng. Trong suốt thời gian tồn tại trong chuỗi chính, ngôi sao liên tục mất đi khối lượng. Nó cũng làm như vậy trong giai đoạn tinh vân hành tinh và sao khổng lồ đỏ của nó.

Mặt khác, một khi biến thành sao lùn trắng, lực hấp dẫn mạnh mẽ của ngôi sao có thể thu hút khối lượng từ một ngôi sao khác gần đó và tăng khối lượng của chính nó. Khi vượt quá giới hạn Chandrasekhar, sự kết thúc của ngôi sao lùn - và ngôi sao khác - có thể không chậm như mô tả ở đây.

Sự gần gũi này có thể khởi động lại lò phản ứng hạt nhân đã tuyệt chủng và dẫn đến một vụ nổ siêu tân tinh cực lớn (siêu tân tinh Ia).

Thành phần

Khi hydro trong hạt nhân của một ngôi sao đã được chuyển hóa thành heli, nó bắt đầu hợp nhất các nguyên tử carbon và oxy.

Và khi dự trữ heli lần lượt cạn kiệt, sao lùn trắng được cấu tạo chủ yếu từ cacbon và oxy, và trong một số trường hợp là neon và magie, với điều kiện là hạt nhân có đủ áp suất để tổng hợp các nguyên tố này.

Hình 4. Ngôi sao AE Aquarii là một sao lùn trắng phát xung. Nguồn: NASA qua Wikimedia commons.

Có thể ngôi sao lùn có bầu khí quyển mỏng gồm heli hoặc hydro, vì khi trọng lực bề mặt của ngôi sao cao, các nguyên tố nặng có xu hướng tích tụ ở trung tâm, để lại các nguyên tố nhẹ hơn trên bề mặt.

Ở một số sao lùn, người ta thậm chí có thể hợp nhất các nguyên tử neon và tạo ra hạt nhân sắt rắn.

Đào tạo

Như chúng ta đã nói trong các đoạn trước, sao lùn trắng hình thành sau khi ngôi sao cạn kiệt nguồn dự trữ hydro của nó. Sau đó, nó phồng lên và mở rộng rồi đẩy vật chất ra ngoài dưới dạng một tinh vân hành tinh, để lại hạt nhân bên trong.

Lõi này, được tạo thành từ vật chất thoái hóa, được gọi là sao lùn trắng. Một khi lò phản ứng nhiệt hạch của nó bị tắt, nó co lại và nguội từ từ, mất tất cả nhiệt năng và độ sáng của nó.

Các loại sao lùn trắng

Để phân loại các ngôi sao, kể cả sao lùn trắng, loại quang phổ được sử dụng, do đó phụ thuộc vào nhiệt độ. Để đặt tên cho các ngôi sao lùn, chữ D viết hoa được sử dụng, theo sau là một trong các chữ cái sau: A, B, C, O, Z, Q, X. Các chữ cái khác này: P, H, E và V biểu thị một loạt các đặc điểm khác, nhiều đặc biệt hơn.

Mỗi chữ cái này biểu thị một đặc điểm nổi bật của quang phổ. Ví dụ, một ngôi sao DA là một ngôi sao lùn trắng có quang phổ có vạch hydro. Và một ngôi sao lùn DAV có vạch hyđrô và hơn nữa, chữ V chỉ ra rằng nó là một ngôi sao biến thiên hoặc xung động.

Cuối cùng, một số từ 1 đến 9 được thêm vào chuỗi các chữ cái để biểu thị chỉ số nhiệt độ n:

n = 50400 / T hiệu dụng của ngôi sao

Một phân loại khác của sao lùn trắng dựa trên khối lượng của chúng:

- Khoảng 0,5 M CN

- Khối lượng trung bình: từ 0,5 đến 8 lần M Sol

- Khối lượng từ 8 đến 10 lần Mặt trời.

Ví dụ về sao lùn trắng

- Sirius B trong chòm sao Can Major, bạn đồng hành của Sirius A, ngôi sao sáng nhất trong bầu trời đêm. Nó là sao lùn trắng gần nhất trong số tất cả.

- AE Aquarii là một ngôi sao lùn trắng phát ra xung tia X.

- 40 Eridani B, cách xa 16 năm ánh sáng. Nó có thể quan sát được bằng kính thiên văn

- HL Tau 67 thuộc chòm sao Kim Ngưu và là một sao lùn trắng biến đổi, là ngôi sao đầu tiên được phát hiện.

- DM Lyrae là một phần của hệ nhị phân và là một sao lùn trắng đã bùng nổ như một tân tinh vào thế kỷ 20.

- WD B1620 là sao lùn trắng cũng thuộc hệ nhị phân. Ngôi sao đồng hành là một ngôi sao đang chuyển động. Trong hệ thống này có một hành tinh quay quanh cả hai.

- Procyon B, bạn đồng hành của Procyon A, trong chòm sao Con Chó Nhỏ.

Hình 5. Hệ nhị phân Procyon, sao lùn trắng là một chấm nhỏ bên phải. Nguồn: Giuseppe Donatiello qua Flickr.

Người giới thiệu

1. Carroll, B. Giới thiệu về Vật lý Thiên văn Hiện đại. lần 2. Phiên bản. Lề.
2. Martínez, D. Sự tiến hóa sao. Được khôi phục từ: Google Sách.
3. Olaizola, I. Những ngôi sao lùn trắng. Được khôi phục từ: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Thiên văn học hiện đại. Biên tập Reverté.
5. Wikipedia. Những chú lùn trắng. Được phục hồi từ: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Danh sách những chú lùn trắng. Khôi phục từ en.wikipedia.org.