CÁC NGÔI SAO: ĐẶC ĐIỂM, CÁCH CHÚNG ĐƯỢC HÌNH THÀNH, VÒNG ĐỜI, CẤU TRÚC - KHOA HỌC - 2026

Một ngôi sao là một vật thể thiên văn bao gồm khí, chủ yếu là hydro và heli, và được giữ ở trạng thái cân bằng nhờ lực hấp dẫn có xu hướng nén nó và áp suất của khí làm nó giãn nở.

Trong quá trình này, một ngôi sao tạo ra một lượng năng lượng khổng lồ từ lõi của nó, trong đó có một lò phản ứng nhiệt hạch tổng hợp heli và các nguyên tố khác từ hydro.

Hình 1. Sao Pleiades, trong chòm sao Kim Ngưu, có thể nhìn thấy trong mùa đông phương bắc, tạo thành một cụm sao cách chúng ta khoảng 3.000 năm ánh sáng. Nguồn: Wikimedia Commons.

Trong các phản ứng nhiệt hạch này, khối lượng không được bảo toàn hoàn toàn mà một phần nhỏ được chuyển thành năng lượng. Và vì khối lượng của một ngôi sao là rất lớn, ngay cả khi nó là một trong những ngôi sao nhỏ nhất, nên lượng năng lượng mà nó tỏa ra mỗi giây cũng vậy.

Đặc điểm của các vì sao

Các đặc điểm chính của một ngôi sao là:

- Khối lượng : rất thay đổi, từ một phần nhỏ khối lượng Mặt trời đến các ngôi sao siêu lớn, với khối lượng gấp vài lần khối lượng Mặt trời.

- Nhiệt độ : nó cũng là một đại lượng có thể thay đổi được. Trong quang quyển, là bề mặt phát sáng của ngôi sao, nhiệt độ nằm trong khoảng 50000-3000 K. Trong khi ở tâm của nó, nó lên tới hàng triệu Kelvin.

- Màu sắc : liên quan chặt chẽ đến nhiệt độ và khối lượng. Một ngôi sao càng nóng thì màu của nó càng xanh và ngược lại, càng lạnh thì nó càng có xu hướng đỏ.

- Độ sáng : nó phụ thuộc vào công suất phát ra của ngôi sao, thường không đồng đều. Các ngôi sao nóng nhất và lớn nhất là phát sáng nhất.

- Độ lớn : là độ sáng biểu kiến ​​mà chúng có được khi nhìn từ Trái đất.

- Chuyển động : các ngôi sao có chuyển động tương đối đối với trường của chúng, cũng như chuyển động quay.

- Tuổi : các ngôi sao có thể già bằng vũ trụ - khoảng 13,8 tỷ năm - và trẻ tới 1 tỷ năm tuổi.

Các ngôi sao hình thành như thế nào?

Mặt trời, một trong hàng triệu ngôi sao trong Dải Ngân hà.

Các ngôi sao được hình thành từ sự sụp đổ hấp dẫn của những đám mây khí và bụi vũ trụ khổng lồ, có mật độ dao động liên tục. Vật chất nguyên thủy trong những đám mây này là hydro phân tử và heli, và cũng là dấu vết của tất cả các nguyên tố đã biết trên Trái đất.

Chuyển động của các hạt tạo nên khối lượng khổng lồ này trải ra ngoài không gian là ngẫu nhiên. Nhưng thỉnh thoảng mật độ lại tăng lên một chút tại một điểm, gây ra hiện tượng nén.

Áp suất của chất khí có xu hướng hoàn tác sự nén này, nhưng lực hấp dẫn, lực kéo các phân tử lại với nhau, cao hơn một chút, vì các hạt gần nhau hơn và do đó chống lại hiệu ứng này.

Hơn nữa, lực hấp dẫn là nguyên nhân làm tăng khối lượng nhiều hơn. Và khi điều này xảy ra, nhiệt độ tăng dần.

Bây giờ, hãy tưởng tượng quá trình cô đặc này trên quy mô lớn và mọi lúc. Lực hấp dẫn là hướng tâm và đám mây vật chất do đó hình thành sẽ có đối xứng hình cầu. Nó được gọi là tiền sao.

Ngoài ra, đám mây vật chất này không tĩnh mà quay nhanh khi vật chất co lại.

Theo thời gian, một lõi sẽ hình thành ở nhiệt độ rất cao và áp suất cực lớn, sẽ trở thành lò phản ứng nhiệt hạch của ngôi sao. Một khối lượng tới hạn là cần thiết cho điều này, nhưng khi nó xảy ra, ngôi sao đạt đến trạng thái cân bằng và do đó, có thể nói, cuộc sống trưởng thành của nó bắt đầu.

Khối lượng và sự tiến hóa tiếp theo của các ngôi sao

Loại phản ứng có thể xảy ra trong hạt nhân sẽ phụ thuộc vào khối lượng mà nó có ban đầu, và cùng với nó là sự tiến hóa sau đó của ngôi sao.

Đối với khối lượng nhỏ hơn 0,08 lần khối lượng Mặt trời - xấp xỉ 2 x 10 30 kg - ngôi sao sẽ không hình thành, vì hạt nhân sẽ không bốc cháy. Vật thể được hình thành do đó sẽ dần dần nguội đi và quá trình ngưng tụ sẽ chậm lại, tạo ra một ngôi sao lùn nâu.

Mặt khác, nếu tiền sao quá lớn, nó cũng sẽ không đạt được sự cân bằng cần thiết để trở thành một ngôi sao, vì vậy nó sẽ sụp đổ dữ dội.

Lý thuyết về sự hình thành sao do sự sụp đổ hấp dẫn là do nhà thiên văn học và vũ trụ học người Anh James Jeans (1877-1946), người cũng đề xuất lý thuyết về trạng thái dừng của vũ trụ. Ngày nay lý thuyết này, cho rằng vật chất được tạo ra liên tục, đã bị loại bỏ để chuyển sang lý thuyết Vụ nổ lớn.

Vòng đời của các vì sao

Như đã giải thích ở trên, các ngôi sao được hình thành do quá trình ngưng tụ của một tinh vân được tạo thành từ khí và bụi vũ trụ.

Quá trình này cần có thời gian. Người ta ước tính rằng nó xảy ra từ 10 đến 15 triệu năm, trong khi ngôi sao có được sự ổn định cuối cùng. Một khi áp suất của khí giãn nở và lực nén của trọng lực cân bằng, ngôi sao đi vào cái gọi là dãy chính.

Theo khối lượng của nó, ngôi sao nằm trên một trong các đường của biểu đồ Hertzsprung-Russell hay gọi tắt là biểu đồ HR. Đây là một biểu đồ cho thấy các đường tiến hóa sao khác nhau, tất cả chúng đều được quy định bởi khối lượng của ngôi sao.

Trong biểu đồ này, các ngôi sao được xếp hạng theo độ sáng của chúng dựa trên nhiệt độ hiệu dụng của chúng, như hình dưới đây:

Hình 2. Biểu đồ HR, do các nhà thiên văn học Ejnar Hertzsprung và Henry Russell tạo ra vào khoảng năm 1910. Nguồn: Wikimedia Commons. CÁI ĐÓ .

Đường tiến hóa sao

Dãy chính là vùng đường chéo chạy qua tâm của biểu đồ. Tại đó, vào một thời điểm nào đó, các ngôi sao mới hình thành đi vào, theo khối lượng của chúng.

Các ngôi sao nóng nhất, sáng nhất và lớn nhất nằm ở trên cùng và bên trái, trong khi các ngôi sao nhỏ và mát nhất nằm ở dưới cùng bên phải.

Khối lượng là thông số chi phối sự tiến hóa sao, như đã được nói nhiều lần. Thật vậy, những ngôi sao rất lớn sử dụng hết nhiên liệu một cách nhanh chóng, trong khi những ngôi sao nhỏ, mát mẻ, chẳng hạn như sao lùn đỏ, quản lý nó chậm hơn.

Hình 3. So sánh kích thước giữa các hành tinh (1 và 2) và các ngôi sao (3,4,5 và 6). Nguồn: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

Đối với con người, sao lùn đỏ thực tế là vĩnh cửu, chưa có một sao lùn đỏ nào được biết đến đã chết.

Liền kề với dãy chính là các ngôi sao, do quá trình tiến hóa của chúng, đã di chuyển sang các dòng khác. Vì vậy, bên trên là các ngôi sao khổng lồ và siêu khổng lồ, và bên dưới là các sao lùn trắng.

Các loại quang phổ

Những gì đến với chúng ta từ những ngôi sao xa xôi là ánh sáng của chúng, và từ phân tích của nó, người ta thu được rất nhiều thông tin về bản chất của ngôi sao. Ở dưới cùng của biểu đồ HR là một loạt các chữ cái biểu thị các loại quang phổ phổ biến nhất:

OBAFGKM

Các ngôi sao có nhiệt độ cao nhất là O và lạnh nhất là lớp M. Lần lượt, mỗi loại này được chia thành mười loại phụ khác nhau, phân biệt chúng bằng một số từ 0 đến 9. Ví dụ, F5, một ngôi sao trung gian giữa F0 và G0.

Phân loại của Morgan Keenan bổ sung độ sáng của ngôi sao vào loại quang phổ, với các chữ số La Mã từ I đến V. Theo cách này, Mặt trời của chúng ta là một ngôi sao loại G2V. Cần lưu ý rằng với sự biến thiên lớn của các ngôi sao, có những cách phân loại khác cho chúng.

Mỗi lớp quang phổ có một màu biểu kiến, theo giản đồ HR trong hình. Đây là màu gần đúng mà một người quan sát không có dụng cụ hoặc hầu hết các ống nhòm sẽ nhìn thấy vào một đêm rất tối và rõ ràng.

Dưới đây là mô tả ngắn gọn về các đặc điểm của nó theo các loại quang phổ cổ điển:

Loại O

Chúng là những ngôi sao màu xanh với sắc tím. Chúng được tìm thấy ở góc trên bên trái của biểu đồ HR, tức là chúng lớn và sáng, cũng như nhiệt độ bề mặt cao, từ 40.000 đến 20.000 K.

Ví dụ về loại sao này là Alnitak A, từ vành đai của chòm sao Orion, có thể nhìn thấy trong những đêm mùa đông phía bắc và Sigma-Orionis trong cùng một chòm sao.

Hình 4. Ba ngôi sao của Vành đai Orion. Từ trái sang phải Alnitak, Alnilam và Mintaka. Ngoài ra, bên cạnh Alnitak, tinh vân Ngọn lửa và Đầu ngựa. Nguồn: Wikimedia Commons.

Loại B

Chúng rất dễ nhìn thấy bằng mắt thường. Màu của nó là trắng xanh, với nhiệt độ bề mặt từ 10.000-7000 K. Sirius A, một ngôi sao đôi trong chòm sao Canis Major là một ngôi sao loại A, cũng như Deneb, ngôi sao sáng nhất trong Thiên nga.

Loại F

Chúng trông có màu trắng có xu hướng ngả sang màu vàng, nhiệt độ bề mặt thậm chí còn thấp hơn so với các loại trước: từ 7000 đến 6000 K. Ngôi sao cực Polaris, từ chòm sao Ursa Minor thuộc loại này, cũng như Canopus, ngôi sao sáng nhất của chòm sao Carina, có thể nhìn thấy xa về phía nam của bắc bán cầu, trong mùa đông bắc.

Gõ G

Chúng có màu vàng và nhiệt độ từ 6000 đến 4800 K. Mặt trời của chúng ta thuộc loại này.

Loại K

Về nguyên tắc, không dễ để tìm ra cấu trúc bên trong của một ngôi sao, vì hầu hết chúng đều là những vật thể rất xa.

Nhờ nghiên cứu về Mặt trời, ngôi sao gần nhất, chúng ta biết rằng hầu hết các ngôi sao được tạo thành từ các lớp khí có đối xứng hình cầu, ở trung tâm của nó có một hạt nhân là nơi xảy ra phản ứng tổng hợp. Điều này chiếm nhiều hơn hoặc ít hơn 15% tổng khối lượng của ngôi sao.

Bao quanh lõi có một lớp giống như lớp phủ hoặc lớp bao và cuối cùng là bầu khí quyển của ngôi sao, bề mặt của nó được coi là giới hạn bên ngoài của nó. Bản chất của các lớp này thay đổi theo thời gian và sự tiến hóa theo sau của ngôi sao.

Trong một số trường hợp, tại một điểm mà hydro, nhiên liệu hạt nhân chính của nó, cạn kiệt, ngôi sao phồng lên và sau đó đẩy các lớp ngoài cùng của nó vào không gian, tạo thành cái được gọi là tinh vân hành tinh, ở trung tâm là hạt nhân trần. , sau đây được gọi là sao lùn trắng.

Nó nằm chính xác trong lớp vỏ của ngôi sao, nơi diễn ra sự vận chuyển năng lượng từ lõi đến các lớp bên ngoài.

Hình 5. Các lớp của Mặt trời, ngôi sao được nghiên cứu nhiều nhất. Nguồn: Wikimedia Commons.

Các loại sao

Trong phần dành cho các loại quang phổ, các loại sao hiện được biết đến đã được đề cập rất chung chung. Điều này xét về các đặc điểm được phát hiện thông qua việc phân tích ánh sáng của nó.

Nhưng trong suốt quá trình tiến hóa của chúng, hầu hết các ngôi sao di chuyển trên chuỗi chính và cũng rời khỏi nó, định vị ở các nhánh khác. Chỉ những ngôi sao lùn đỏ còn lại trong chuỗi chính trong suốt cuộc đời của chúng.

Có những loại sao khác thường được đề cập, chúng tôi mô tả ngắn gọn:

Sao lùn

Nó là một thuật ngữ được sử dụng để mô tả các loại sao rất khác nhau, mặt khác, chúng đều có chung kích thước nhỏ. Một số ngôi sao được hình thành với khối lượng rất thấp, nhưng những ngôi sao khác được sinh ra với khối lượng lớn hơn nhiều lại trở thành sao lùn trong thời gian tồn tại của chúng.

Trên thực tế, các ngôi sao lùn là loại sao phong phú nhất trong vũ trụ, vì vậy đáng để chúng ta tìm hiểu một chút về đặc điểm của chúng:

Sao lùn nâu

Chúng là những tiền sao có khối lượng không đủ để khởi động lò phản ứng hạt nhân đẩy một ngôi sao lên dãy chính. Chúng có thể được coi là nằm giữa một hành tinh khí khổng lồ như Sao Mộc và một ngôi sao lùn đỏ.

Vì thiếu nguồn năng lượng ổn định nên chúng sẽ nguội từ từ. Ví dụ về sao lùn nâu là Luhman 16 trong chòm sao Vela. Nhưng điều này không ngăn cản các hành tinh quay quanh chúng, vì một số hành tinh đã được phát hiện cho đến nay.

Sao lùn đỏ

Hình 6. Kích thước so sánh giữa Mặt trời, sao lùn đỏ Gliese 229A, sao lùn nâu Teide 1 và Gliese 229 B và hành tinh Sao Mộc. Nguồn: NASA qua Wikimedia Commons.

Khối lượng của chúng nhỏ, ít hơn của Mặt trời, nhưng cuộc sống của chúng trôi qua theo chuỗi chính vì chúng cẩn thận sử dụng nhiên liệu của mình. Vì lý do này, chúng cũng lạnh hơn, nhưng chúng là loại sao dồi dào nhất và cũng tồn tại lâu nhất.

Sao lùn trắng

Nó là tàn tích của một ngôi sao rời khỏi dãy chính khi nhiên liệu trong lõi của nó cạn kiệt, phồng lên cho đến khi nó trở thành một sao khổng lồ đỏ. Sau đó, ngôi sao bong ra các lớp bên ngoài, giảm kích thước và chỉ còn lại lõi, đó là sao lùn trắng.

Giai đoạn sao lùn trắng chỉ là một giai đoạn trong quá trình tiến hóa của tất cả các ngôi sao không phải là sao lùn đỏ hay sao khổng lồ xanh. Loài thứ hai, quá lớn, có xu hướng kết thúc cuộc đời của chúng trong những vụ nổ khổng lồ được gọi là nova hoặc siêu tân tinh.

Ngôi sao IK Pegasi là một ví dụ về sao lùn trắng, một số phận có thể sẽ chờ đợi Mặt trời của chúng ta trong nhiều triệu năm kể từ bây giờ.

Sao lùn xanh

Chúng là những ngôi sao giả định, tức là sự tồn tại của chúng vẫn chưa được chứng minh. Nhưng người ta tin rằng các sao lùn đỏ cuối cùng biến thành sao lùn xanh khi chúng hết nhiên liệu.

Sao lùn đen

Chúng là những sao lùn trắng cổ đại đã hoàn toàn nguội lạnh và không còn phát ra ánh sáng.

Sao lùn vàng và cam

Những ngôi sao có khối lượng tương đương hoặc nhỏ hơn Mặt trời, nhưng kích thước và nhiệt độ lớn hơn sao lùn đỏ, đôi khi được gọi theo cách này.

Sao neutron

Đây là giai đoạn cuối cùng trong vòng đời của một ngôi sao siêu khổng lồ, khi nó đã sử dụng hết nhiên liệu hạt nhân và bị một vụ nổ siêu tân tinh. Do vụ nổ, lõi của ngôi sao còn sót lại trở nên nhỏ gọn đáng kinh ngạc, đến mức các electron và proton hợp nhất để trở thành neutron.

Một ngôi sao neutron là vậy, nhưng dày đặc đến nỗi nó có thể chứa khối lượng gấp đôi mặt trời trong một hình cầu có đường kính khoảng 10 km. Vì bán kính của nó đã giảm rất nhiều, nên việc bảo toàn momen động lượng đòi hỏi tốc độ quay cao hơn.

Do kích thước của chúng, chúng được phát hiện bởi bức xạ cường độ cao mà chúng phát ra dưới dạng một chùm quay nhanh chóng cùng với ngôi sao, tạo thành cái được gọi là pulsar.

Ví dụ về các ngôi sao

Mặc dù các ngôi sao có những đặc điểm chung, cũng như các sinh vật sống, nhưng sự biến đổi là rất lớn. Như đã thấy, có những ngôi sao khổng lồ và siêu khổng lồ, sao lùn, neutron, biến thiên, có khối lượng lớn, kích thước khổng lồ, gần hơn và xa hơn:

- Ngôi sao sáng nhất trên bầu trời đêm là sao Sirius, trong chòm sao Canis Major.

Hình 7. Sao Sirius, trong chòm sao Canis Major, cách khoảng 8 năm ánh sáng, là ngôi sao sáng nhất trên bầu trời đêm. Nguồn: Pixabay.

-Próxima Centauri là ngôi sao gần Mặt trời nhất.

- Là ngôi sao sáng nhất không có nghĩa là sáng nhất, bởi vì khoảng cách là rất nhiều. Ngôi sao sáng nhất được biết đến cũng là ngôi sao lớn nhất: R136a1 thuộc Đám mây Magellan Lớn.

-Khối lượng của R136a1 gấp 265 lần khối lượng của Mặt Trời.

- Ngôi sao có khối lượng lớn nhất không phải lúc nào cũng lớn nhất. Ngôi sao lớn nhất cho đến nay là UY Scuti trong chòm sao Shield. Bán kính của nó lớn hơn bán kính Mặt trời khoảng 1708 lần (bán kính Mặt trời là 6,96 x 108 mét).

- Ngôi sao nhanh nhất cho đến nay là US 708, di chuyển với tốc độ 1200 km / s, nhưng gần đây người ta đã phát hiện ra một ngôi sao khác vượt qua nó: S5-HVS1 của chòm sao Crane, với tốc độ 1700 km / s. Thủ phạm được cho là lỗ đen siêu lớn Nhân Mã A, ở trung tâm Dải Ngân hà.

Người giới thiệu

1. Carroll, B. Giới thiệu về Vật lý Thiên văn Hiện đại. lần 2. Phiên bản. Lề.
2. Costa, C. Một ngôi sao chạy trốn thoát ra khỏi bóng tối của trái tim thiên hà. Được khôi phục từ: aaa.org.uy.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Những ghi chú cơ bản về thiên văn học. Được xuất bản bởi Đại học Córdoba, Argentina.
4. Jaschek, C. 1983. Vật lý thiên văn, được xuất bản bởi OAS.
5. Martínez, D. Sự tiến hóa sao. Vaeliada. Được khôi phục từ: Google Sách.
6. Oster, L. 1984. Thiên văn học hiện đại. Biên tập Reverté.
7. Hiệp hội Thiên văn học Tây Ban Nha. 2009. 100 khái niệm thiên văn học. Edycom SL
8. UNAM. Thiên văn năng lượng cao. Sao neutron. Đã khôi phục từ: astroscu.unam.mx.
9. Wikipedia. Phân loại sao. Được khôi phục từ: es.wikipedia.org.
10. Wikipedia. Ngôi sao. Được khôi phục từ: es.wikipedia.org.