Sự trưởng thành, chết đi của sao lùn đỏ và các sao lùn khác
Chắc hẳn chúng ta đã rất quen thuộc với khái niệm sao lùn trắng, theo wikipedia Sao lùn trắng là thiên thể được tạo ra khi các ngôi sao có khối lượng thấp và trung bình chết đi. Nhưng bạn có bao giờ tự hỏi, nên cạnh sao lùn trắng còn có các sao lùn nào nữa không? Có đấy! Hôm nay ta sẽ đi tìm hiểu về sao lùn đỏ và các sao lùn khác.
Sao lùn đỏ là những ngôi sao nhỏ nhất vũ trụ, có kích thước khoảng 70-50% kích thức của mặt trời và khối lượng chưa tới 1/2 khối lượng mặt trời. Tuy vậy, theo một số ước lượng của các nhà khoa học, 70% các ngôi sao trong vũ trụ là sao lùn đỏ. Có nhiệt độ trên bề mặt xấp xỉ khoảng từ 3500-3700 độ K. Đối với những ngôi sao càng lớn, lực hấp dẫn cũng sẽ càng lớn dẫn tới nhiệt độ trong lõi phải tăng lên bằng cách sử dụng càng nhiều các nguyên liệu để phản ứng hạt nhân, điều này dẫn đến tuổi thọ của các ngôi sao tỉ lệ nghịch với khối lượng của chúng. Tức là các ngôi sao có khối lượng càng lớn thì càng nhanh “chết”. Cùng đồng nghĩa rằng đối với các ngôi sao lùn đỏ thì nó sống được rất lâu. Bên cạnh đó, không như các ngôi sao có kích thước trung bình và lớn tích trữ heli trong lõi, sao lùn đỏ lại để nó đối lưu tức là liên tục trộn heli và hidro lại với nhau. Nên tuổi họ trung bình của nó vào khoảng 1-10 tỉ tỉ năm, rất rất rất lớn so với 13,8 tỉ năm tuổi của vũ trụ. Cho nên các ngôi sao lùn đỏ ta quan sát được bằng các thiết bị thiên văn là các ngôi sao rất trẻ
Nếu các ngôi sao lùn đỏ bị giảm đi một số ít lượng hidro, nó sẽ biến thành một ngôi sao lùn nâu, với khối lượng khoảng 0,075 lần khối lượng mặt trời. Còn có một giới hạn khác cho khối lượng của các sao lùn nâu, nó nằm khoảng từ 75Mj đến 80Mj ( Mj là khối lượng mộc tinh). Vì có khối lượng nhỏ như vậy, nên các ngôi sao lùn nâu không thể duy trì phản ứng hạt nhân.
Quay lại với sao lùn đỏ, điều gì xảy ra khi nó hết nguyên liệu để duy trì phản ứng hạt nhân?
-khi một ngôi sao lùn đỏ cạn kiệt phần lớn các nhiên liệu hidro trong lõi, nó sẽ biến thành một ngôi sao lùn xanh. Đây chỉ là một ngôi sao giả thuyết, vì như đã nói ở trên các sao lùn đỏ ở thời điểm này chỉ là các sao ” baby” chưa và cũng rất rất lâu nữa mới bước vào giai đoạn cuối của cuộc đời. Đối với các ngôi sao trung bình và lớn, VD như mặt trời, vào giai đoạn cuối đời chúng sẽ tăng nhiệt độ bề mặt và kích thước trở thành một ngôi sao siêu to khổng lồ để cân bằng trạng thái. Sao lùn đỏ lại khác, vào giai đoạn này nó sẽ teo lại, tăng nhiệt độ về mặt lên, khiến chúng ta nhìn thấy nó có màu xanh.
-Một ngôi sao lùn xanh sau khi sử dụng lượng hidro còn lại sẽ biến thành một ngôi sao lùn trắng.
-Những ngôi sao lùn trắng này sẽ tiếp tục phát sáng trong hàng nghìn tỉ năm và biến thành một ngôi sao lùn đen. Cũng giống như sao lùn xanh, nó cũng chỉ là một ngôi sao giả thuyết. Sao lùn đen giống như một khối cầu tĩnh lặng, không tạo ra năng lượng, không phát sáng và dần dần chìm trong các u tối các lạnh giá của vũ trụ.
MÌNH BỔ SUNG THÊM
Sao lùn trắng là gì?
Sao lùn trắng là thiên thể được tạo ra khi các ngôi sao có khối lượng thấp và trung bình "chết" (tiêu thụ hết nhiên liệu phản ứng hạt nhân trong sao).
Các ngôi sao này không đủ nặng để sinh ra nhiệt độ ở lõi cần thiết để nung chảy carbon trong các phản ứng tổng hợp hạt nhân sau khi chúng chuyển thành các sao khổng lồ đỏ trong giai đoạn đốt cháy heli. Cuối giai đoạn này, nửa bên ngoài của sao kềnh đỏ sẽ bị đẩy ra không gian tạo thành tinh vân, để lại đằng sau một lõi trơ chứa chủ yếu là carbon và oxy, đó chính là sao lùn trắng.
Sao Sirius A và Sirius B, chụp bởi kính thiên văn Hubble. Sirius B, một sao lùn trắng, có thể thấy là một chấm mờ phía dưới bên trái cạnh sao Sirius A sáng hơn rất nhiều.
Quá trình hình thành sao lùn trắng
Phần lớn các ngôi sao có kích cỡ nhỏ và trung bình sẽ kết thúc như là sao lùn trắng, sau khi tất cả hidro chúng có bị chuyển hóa thành heli. Gần cuối giai đoạn phản ứng nhiệt hạch của chúng, các ngôi sao như vậy sẽ nở ra và biến thành sao khổng lồ đỏ và sau đó mất dần đi phần lớn các vật chất ở các lớp ngoài cùng (tạo ra tinh vân) trong khi vẫn còn lõi rất nóng (T > 100.000 K), lõi này sau đó trở thành một ngôi sao lùn trắng trẻ tuổi.
Một ngôi sao lùn trắng có khối lượng khoảng bằng Mặt Trời, có kích thước chỉ lớn hơn Trái Đất một chút. Điều này làm cho sao lùn trắng là một trong những dạng đặc nhất của vật chất, chỉ có các sao nơtron, sao lạ và các sao lượng tử (giả thuyết) có mật độ lớn hơn nó mà thôi. Khối lượng càng lớn thì kích thước của sao lùn trắng càng nhỏ. Có giới hạn trên của khối lượng các sao lùn trắng, là giới hạn Chandrasekhar (khoảng 1,4 lần khối lượng Mặt Trời), mà vượt qua nó thì áp suất của các điện tử không thể cân bằng với lực hấp dẫn, và ngôi sao tiếp tục co nhỏ lại, cuối cùng tạo thành sao nơtron.
Bất chấp giới hạn này, phần lớn các ngôi sao kết thúc cuộc đời của chúng như là sao lùn trắng, vì chúng có xu hướng phát tán phần lớn khối lượng của chúng vào trong vũ trụ trước khi sụp đổ hoàn toàn (thông thường với những kết quả ngoạn mục - xem tinh vân). Người ta cho rằng thậm chí các ngôi sao có khối lượng gấp 8 lần Mặt Trời cuối cùng cũng sẽ bị chuyển thành các sao lùn trắng.
Đặc điểm của sao lùn trắng
Nhiều sao lùn trắng có kích thước xấp xỉ Sao Hoả khoảng 100 lần nhỏ hơn Mặt Trời. Chúng có thể có khối lượng xấp xỉ Mặt Trời vì thế chúng rất đặc.
Các sao lùn trắng là rất nóng, vì thế chúng bức xạ ra ánh sáng trắng. Phần nhiệt này là phần còn lại của nhiệt sinh ra do sự sụp đổ của sao và nó không được bổ sung thêm (trừ trường hợp chúng thu được vật chất từ các sao gần đó), nhưng do bề mặt bức xạ rất nhỏ nên chúng duy trì được sức nóng trong một thời gian dài.
Cuối cùng, sao lùn trắng sẽ nguội đi và trở thành sao lùn đen. Các sao lùn đen, trên lý thuyết, là các thực thể nhiệt độ thấp và bức xạ yếu trong quang phổ vô tuyến. Tuy nhiên, vũ trụ chưa tồn tại đủ lâu để bất kỳ sao lùn trắng nào nguội đến mức trở thành sao lùn đen.
So sánh sao lùn trắng IK Pegasi B (ở giữa), IK Pegasi A (trái) và Mặt Trời (phải). Sao lùn trắng này có nhiệt độ bề mặt vào khoảng 35.500 K.
Rất nhiều sao lùn trắng trẻ tuổi ở gần đã được phát hiện như là nguồn bức xạ các tia X mềm (tia X có năng lượng thấp); các quan sát bằng tia X và tia cực tím cho phép các nhà thiên văn nghiên cứu thành phần và cấu trúc của lớp khí quyển mỏng của các sao này.
Sao lùn trắng không thể có khối lượng vượt quá 1,4 khối lượng Mặt Trời, giới hạn Chandrasekhar, nhưng có một cách để chúng vượt qua giới hạn này. Nếu sao lùn trằng bay thành cặp với một ngôi sao thông thường khác, nó có thể hút vật chất từ sao đôi đồng hành. Vật chất hút được rất chậm và ổn định. Khối lượng của sao lùn trắng tăng lên cho đến khi vượt qua giới hạn Chandrasekhar, từ điểm đó áp suất suy thoái không thể duy trì được sao. Nó tạo thành dạng siêu tân tinh loại Ia và là mạnh nhất trong các siêu tân tinh.
Trong một số trường hợp, vật chất hút từ sao đồng hành chứa nhiều hidro, gây ra phản ứng hạt nhân nổ bùng ở dạng yếu hơn siêu tân tinh, gọi là các vụ nổ sao lùn trắng. Các vụ nổ này chỉ xảy ra ở vỏ chứa các vật chất mới hút vào, không ảnh hưởng đến lõi bên trong sao lùn trắng, và có thể lặp đi lặp lại nếu vẫn có dòng vật chất nhiều hiđrô chảy đến.
Cảm ơn bạn đã chía ẻ kiến thức bổ ích này
Bài viết của bạn rất hay