Tiến hóa sao

nhỏ|404x404px|Biểu đồ mô tả sự tiến hóa của các sao. Các sao có những khối lượng khác nhau tiến hóa theo các cách khác nhau.
Các giai đoạn của sao là quá trình biến đổi một chiều các đặc tính vật lý học và thành phần hóa học của ngôi sao. Các kiến thức về quá trình phát triển sao được xây dựng trên cơ sở so sánh các đặc tính được quan sát của sao trong các giai đoạn phát triển khác nhau, và nhờ các tính toán về mặt lý thuyết đối với các mô hình sao, cách nhau tuần tự về thời gian. Nguyên nhân chính thúc đẩy các thay đổi tính chất của sao là các phản ứng hạt nhân tại các vùng bên trong của sao, diễn ra dưới tác động của quá trình co hấp dẫn và nhiệt độ cao tại trung tâm sao. Trong các quá trình này, thành phần hóa học và cấu trúc sao thay đổi, đi cùng với sự thay đổi cường độ sáng, đường kính và nhiệt độ bề mặt của sao, nói khác đi, đó là các đặc tính quan sát được của sao. Khi đó, các sao thay đổi vị trí của mình trên biểu đồ Hertzsprung-Russell. Việc nghiên cứu sự phân bố các sao trên biểu đồ này có ý nghĩa quan trọng đối với việc nhận biết quá trình phát triển các sao và các tập hợp sao.

Ngôi sao không bất biến

Nhìn nhận của con người về tiến hóa sao
Trước thế kỉ 17: Sao là các thiên thể vĩnh cửu.
Thế kỉ 17: Sao được hình thành từ vật chất.
Thế kỉ 19: Sao sẽ tắt khi hết năng lượng.
Thế kỉ 20: Phản ứng nhiệt hạch làm sao sáng.
1912 - 1913: Biểu đồ tính tuổi sao.
1926 - Hubble: Ngân Hà không cô đơn.

Ý tưởng về sự hình thành của các ngôi sao và các hành tinh xuất hiện khá sớm và tự nhiên trong các bộ môn tự nhiên ở thời kì cận đại. Vào khoảng nửa đầu thế kỉ 17, nhà triết gia người Pháp René Descartes đã nghĩ rằng, các tinh tú và các hệ hành tinh hình thành từ các chuyển động xoáy trong môi trường vật chất, lấp đầy không gian. Sự hình thành hệ Mặt Trời được nhà triết gia người Đức Kant làm sáng tỏ trong khuôn khổ lý thuyết hấp dẫn theo Newton và được nhà nhà vật lý học học người Pháp Laplace xây dựng một lý thuyết cụ thể. Vấn đề bản chất là sự hình thành Mặt Trời cùng các hành tinh của nó xảy ra nhờ quá trình co lại của một tiền tinh vân.

Tuy thế, các ý tưởng này chỉ dừng lại ở điểm hình thành, góc độ về quá trình biến hóa các ngôi sao bị lãng quên trong một thời gian dài, do việc cho rằng một ngôi sao sinh ra và tồn tại mãi mãi là việc tất nhiên. Các nghiên cứu về sự phát triển của sao lại được hâm nóng nhờ khám phá định luật bảo toàn năng lượng vào giữa thế kỉ 19. Định luật này buộc các nhà nghiên cứu thiên văn học phải chấp nhận một sự thật, rằng mỗi ngôi sao có một nguồn năng lượng nhất định và khi dùng hết năng lượng này, ngôi sao phải chuyển sang dùng nguồn khác, hoặc sẽ tắt đi.

Việc Albert Einstein công nhận sai lầm của mình đối với thành phần vũ trụ, đồng thời ủng hộ lý thuyết vũ trụ khởi đầu từ praatom của Georges Lemaître đã đem lại "chiến thắng" lớn cho của Công giáo vào năm 1935, khi hai nhà khoa học này gặp mặt tại California, Hoa Kỳ. Điều này đã thúc đẩy những nhà khoa học đi theo quan điểm vũ trụ bất biến như Fred Hoyle, ông còn là một người vô thần cao độ, ra sức tìm kiếm chứng cớ để phản bác mô hình vũ trụ giãn nở của Lemaître. Ông cho rằng những chỗ trống do vũ trụ giãn nở tạo ra lại được lấp lại bằng những ngôi sao mới hình thành. Tuy không chứng minh được điều này nhưng ông và một vài nhà khoa học khác được coi là những người đã khám phá các phản ứng hạt nhân trong tâm các ngôi sao.

Giai đoạn hình thành
.]]
Việc quan sát các tổ hợp lớn của vật chất liên sao, được thực hiện trong vùng phổ hồng ngoại, khẳng định quan điểm được chấp nhận rộng rãi cho rằng, vật chất tiền sao, vật chất sinh ra các ngôi sao nhờ quá trình co hấp dẫn, là các đám mây bụi và khí liên sao. Theo tiêu chuẩn Jeans, quá trình co hấp dẫn chỉ có thể xảy ra trong các đám mây vật chất liên sao lạnh và lớn, với khối lượng hơn 1000 lần khối lượng Mặt Trời, nhiệt độ khoảng 50 K và các kích thước vài chục parsec. Các vật thể lớn như thế chỉ có thể là các khối tổ hợp bụi-khí của vật chất liên sao, một trong những tổ hợp điển hình là tinh vân Lạp Hộ trong chòm sao Lạp Hộ, còn gọi là M42.

Mật độ chất bụi khí tại các vùng này có giá trị khoảng 10−21 đến 10−20g.cm−3, ứng với khoảng 5.103 nguyên tử trong một cm³. Quá trình hình thành sao từ khối bụi khí xảy ra qua nhiều giai đoạn. Trong giai đoạn phát triển tiền sao, khối vật chất bụi khí co lại, làm tăng khối lượng riêng trung bình của nó. Khi sự co lại diễn ra đủ mạnh và càng lúc càng nhanh hơn trong vùng mật độ cao, khối tổ hợp bụi khí lạnh này dần tan vỡ thành một số lượng lớn các đám mây riêng lẻ và đặc. Chính các đám mây nhỏ này là các phôi sinh ra các tiền sao, mà sau đó chúng dần dần tạo nên các tổ hợp sao (tiếng Anh: Stellar association).

Phát triển tiền sao

Quá trình co hấp dẫn tiếp tục diễn ra với vận tốc rơi tự do trong các tiền sao, gọi là quá trình rơi tự do. Quá trình co lại diễn ra trong điều kiện đẳng nhiệt và bức xạ hồng ngoại của chính tiền sao xuyên thấu qua tiền sao, nhờ đó năng lượng hấp dẫn được giải phóng phát ra bức xạ ở bước sóng 28 μm. Tại vùng trung tâm của tiền sao, chuyển động rơi của các hạt xảy ra nhanh hơn, nhờ đó một nhân đặc của tiền sao sớm được hình thành và bức xạ hồng ngoại không thể xuyên thấu qua nó. Điều này dẫn đến sự tăng nhiệt độ nhân của tiền sao lên rất cao, đi cùng với sự tăng áp suất bên trong và vận tốc quá trình co lại giảm đột ngột. Vật chất từ vùng vỏ bụi và khí rất lớn rơi lên nhân, gây nên các sóng chấn động. Khi các sóng chấn động này xuyên qua bề mặt của tiền sao, nó làm tăng đột ngột độ sáng của tiền sao, hiện tượng này gọi là sự bùng phát hồng ngoại. Bằng phân tích lý thuyết các giai đoạn phát triển này của tiền sao vào năm 1961, Chushiro Hayashi đã chứng minh rằng, các dòng nhiệt lượng đối lưu chuyển động từ vùng trung tâm lên bề mặt đã tạo nên bức xạ của tiền sao. Sự cân bằng giữa đối lưu và bức xạ đòi hỏi nhiệt độ của tiền sao ở khoảng 2500 K. Nhiệt độ này không phụ thuộc vào cường độ sáng và phụ thuộc rất ít đến khối lượng của tiền sao, vì thế trong giai đoạn này (giai đoạn Hayashi) nhiệt độ tiền sao không thay đổi.

Khi quá trình co hấp dẫn tiếp tục diễn ra, vì chất khí tiếp tục được bồi đắp lên nhân tiền sao, kích thước của nó nhỏ lại làm cường độ sáng giảm đi.
Nếu khối lượng (hay cường độ sáng) của tiền sao quá nhỏ, nhân của nó, bằng quá trình bồi đắp sẽ hút hết chất bụi khí từ vùng vỏ và các phần dư thừa còn lại trong vật chất tạo nên tiền sao.
Nếu khối lượng (ứng với cường độ sáng) của tiền tinh đủ lớn, phần lớn vật chất từ vỏ chất khí bị gió sao của tiền sao đẩy đi mất vào khoảng không vũ trụ với vận tốc vài trăm kilômét một giờ.

Gió sao ngăn cản sự tiếp tục tăng trưởng khối lượng nhân của tiền sao và suy cho cùng là khối lượng của tiền sao. Điều này giải thích vì sao khối lượng cực đại của các sao quan sát được có giá trị ở khoảng 60 khối lượng Mặt Trời. Sau thời gian khoảng 104-105 năm, gió sao sẽ khuếch tán mất đi toàn bộ vật chất bao quanh sao, sau đó tiền sao, mà trước đó bị vật chất này che khuất một phần hay hoàn toàn chìm khuất trong đám vật chất này, trở thành một thiên thể có thể quan sát được. ở các sao thuộc thế hệ II, các nguyên tố nặng chỉ chiếm khoảng 0,02%. Ở nhiệt độ này, các phản ứng nhiệt hạch tiếp tục đốt cháy Heli thành Carbon và phát ra năng lượng.

:4He + 4He ↔ 8Be
:8Be + 4He ↔ 12C + γ + 7.367 MeV
Trong chất khí thoái hóa, sự khởi đầu các phản ứng hạt nhân này mang tính bùng nổ. Khi đó, ở các sao có khối lượng 1,5 đến 3 M xảy ra hiện tượng bùng sáng Heli và ngôi sao đạt cường độ sáng cao nhất. Sau bùng sáng Heli, cường độ sáng của sao giảm xuống, dẫn đến sự mất cân bằng nhiệt. Kích thước sao giảm song song với sự tăng nhiệt độ bề mặt sao. Biểu hiện của sao trên biểu đồ Hertzsprung-Russell là sự chuyển chỗ rất nhanh (3000 năm) từ khu vực các sao khổng lồ đỏ sang phía phải, đến nhánh ngang của biểu đồ. Trong khu vực này, các sao có xu hướng phát xung (tiếng Anh: pulsation), chúng có thể trở thành các sao biến đổi trong một thời gian, và nhất là ở các sao khối lượng lớn điều này có thể xảy ra nhiều lần.

Các giai đoạn kết thúc
:Xem thêm Suy sụp hấp dẫn, Lỗ đen, Sao Neutron

Tuổi của sao

Chú thích

Liên kết ngoài



Protostars, bài viết về tiền sao, bao gồm minh họa các chuyển đổi vị trí tiền sao đến dãy chính trên biểu đồ Hertzsprung-Russell, University of Tennesse.
Baby Star is Way Ahead of its Time , phát hiện tiền sao mới, NASA.
Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) lecture notes, Cole Miller, Department of Astronomy, University of Maryland
Astronomy 162, Unit 2 (The Structure & Evolution of Stars) lecture notes, Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University

fi:TähtiKehitys