Main Sequence – Dãy chính – Các ngôi sao là một thành phần trong những khối xây dựng cơ bản của vũ trụ. Chúng không chỉ tạo nên các thiên hà mà còn chứa nhiều hệ hành tinh. Vì vậy, hiểu được sự hình thành và tiến hóa của chúng mang lại những manh mối quan trọng để hiểu về các thiên hà và hành tinh.
Mặt trời cung cấp cho chúng ta một ví dụ hạng nhất để tìm hiểu, ngay tại đây trong hệ mặt trời của chúng ta. Nó chỉ cách chúng ta tám phút ánh sáng, vì vậy chúng ta không phải chờ đợi lâu để xem các tính năng trên bề mặt của nó. Các nhà thiên văn học có một số vệ tinh nghiên cứu Mặt trời, và họ đã biết từ lâu về những điều cơ bản về sự sống của nó. Có điều, nó ở độ tuổi trung niên, và ngay giữa thời kỳ của cuộc đời nó được gọi là “dãy chính”. Trong thời gian đó, nó hợp nhất hydro trong lõi của nó để tạo ra heli.
Trong suốt lịch sử của nó, Mặt trời trông khá giống nhau. Đối với chúng ta, nó luôn là vật thể phát sáng, màu trắng hơi vàng trên bầu trời. Nó dường như không thay đổi, ít nhất là đối với chúng ta. Điều này là do nó sống ở một khoảng thời gian rất khác so với con người. Tuy nhiên, nó thay đổi, nhưng theo một cách rất chậm so với tốc độ nhanh chóng mà chúng ta sống cuộc đời ngắn ngủi của mình. Nếu chúng ta xem xét tuổi thọ của một ngôi sao trên quy mô tuổi của vũ trụ (khoảng 13,7 tỷ năm) thì Mặt trời và các ngôi sao khác đều có cuộc sống khá bình thường. Tức là chúng được sinh ra, sống, tiến hóa và sau đó chết đi trong hàng chục triệu hoặc hàng tỷ năm.
Để hiểu cách các ngôi sao phát triển, chúng ta cần phải biết có những loại sao nào và tại sao chúng lại khác nhau theo những cách quan trọng. Một bước là “phân loại” các ngôi sao vào các thùng khác nhau, giống như mọi người có thể phân loại tiền xu hoặc viên bi. Nó được gọi là “phân loại sao” và nó đóng một vai trò rất lớn trong việc hiểu cách hoạt động của các ngôi sao.
Phân loại sao
Các nhà thiên văn học sắp xếp các ngôi sao trong một loạt các “thùng” bằng cách sử dụng các đặc điểm sau: nhiệt độ, khối lượng, thành phần hóa học, v.v. Dựa trên nhiệt độ, độ sáng, khối lượng và hóa học của nó, Mặt trời được phân loại là một ngôi sao trung niên đang trong thời kỳ tồn tại của nó được gọi là “dãy chính”.
Hầu như tất cả các ngôi sao dành phần lớn cuộc đời của chúng trên chuỗi chính này cho đến khi chúng chết; đôi khi nhẹ nhàng, đôi khi dữ dội.
Đó là tất cả về sự hợp nhất
Định nghĩa cơ bản về thứ tạo nên một ngôi sao dãy chính là thế này: đó là một ngôi sao hợp nhất hydro thành heli trong lõi của nó. Hydro là thành phần cơ bản của các ngôi sao. Sau đó, chúng sử dụng nó để tạo ra các phần tử khác.
Khi một ngôi sao hình thành, nó hoạt động như vậy bởi vì một đám mây khí hydro bắt đầu co lại (kéo lại với nhau) dưới tác dụng của lực hấp dẫn. Điều này tạo ra một tiền sao nóng, dày đặc ở trung tâm đám mây. Điều đó trở thành cốt lõi của ngôi sao.
Mật độ trong lõi đạt đến mức nhiệt độ ít nhất từ 8 đến 10 triệu độ C. Các lớp bên ngoài của tiền sao đang ép vào lõi. Sự kết hợp giữa nhiệt độ và áp suất này bắt đầu một quá trình gọi là phản ứng tổng hợp hạt nhân. Đó là điểm khi một ngôi sao được sinh ra. Ngôi sao ổn định và đạt đến trạng thái gọi là “cân bằng thủy tĩnh”, đó là khi áp suất bức xạ ra bên ngoài từ lõi được cân bằng bởi lực hấp dẫn khổng lồ của ngôi sao đang cố gắng thu gọn lại chính nó. Khi tất cả các điều kiện này được thỏa mãn, ngôi sao ở “dãy chính” và nó bắt đầu cuộc sống của mình một cách bận rộn để biến hydro thành heli trong lõi của nó.
Đó là tất cả về Khối lượng
Khối lượng đóng một vai trò quan trọng trong việc xác định các đặc tính vật lý của một ngôi sao nhất định. Nó cũng cung cấp manh mối về việc ngôi sao sẽ sống được bao lâu và nó sẽ chết như thế nào. Khối lượng của ngôi sao càng lớn thì áp suất trọng trường cố gắng làm sụp đổ ngôi sao càng lớn. Để chống lại áp lực lớn hơn này, ngôi sao cần tốc độ nhiệt hạch cao. Khối lượng của ngôi sao càng lớn, áp suất trong lõi càng lớn, nhiệt độ càng cao và do đó tốc độ nhiệt hạch càng lớn. Điều đó xác định tốc độ một ngôi sao sẽ sử dụng hết nhiên liệu của nó.
Một ngôi sao lớn sẽ đốt cháy nguồn dự trữ hydro của nó nhanh hơn. Điều này đưa nó ra khỏi chuỗi chính nhanh hơn so với một ngôi sao có khối lượng thấp hơn, vốn sử dụng nhiên liệu chậm hơn.
Rời khỏi Dãy chính
Khi các ngôi sao hết hydro, chúng bắt đầu nung chảy heli trong lõi của chúng. Đây là lúc chúng rời khỏi Dãy chính. Các ngôi sao có khối lượng lớn trở thành siêu khổng lồ màu đỏ, và sau đó tiến hóa để trở thành siêu khổng lồ màu xanh lam. Nó hợp nhất helium thành carbon và oxy. Sau đó, nó bắt đầu hợp nhất những thứ đó thành neon, v.v. Về cơ bản, ngôi sao trở thành một nhà máy sản xuất hóa chất, với sự phản ứng tổng hợp xảy ra không chỉ trong lõi mà còn ở các lớp xung quanh lõi.
Cuối cùng, một ngôi sao có khối lượng rất lớn sẽ cố gắng nung chảy sắt. Đây là nụ hôn thần chết dành cho ngôi sao đó. Tại sao? Bởi vì sắt nung chảy tốn nhiều năng lượng hơn so với năng lượng mà ngôi sao có sẵn. Khi điều đó xảy ra, các lớp bên ngoài của ngôi sao sẽ thu gọn trong lõi. Nó xảy ra khá nhanh chóng. Các cạnh bên ngoài của lõi rơi vào đầu tiên, với tốc độ đáng kinh ngạc khoảng 70.000 mét/giây. Khi nó chạm vào lõi sắt, tất cả bắt đầu bật trở lại và điều đó tạo ra một làn sóng xung kích xé toạc ngôi sao trong vài giờ. Trong quá trình này, các nguyên tố mới, nặng hơn được tạo ra khi mặt trước xung kích đi qua vật chất của ngôi sao.
Đây được gọi là siêu tân tinh “sụp đổ lõi”. Cuối cùng, các lớp bên ngoài nổ tung ra ngoài không gian, và những gì còn lại là lõi sụp đổ, trở thành một ngôi sao neutron hoặc lỗ đen.
Khi các ngôi sao nhỏ hơn rời khỏi Dãy chính
Các ngôi sao có khối lượng bằng nửa khối lượng Mặt trời và khoảng 8 khối lượng Mặt trời sẽ hợp nhất hydro thành heli cho đến khi tiêu thụ hết nhiên liệu. Tại thời điểm đó, ngôi sao trở thành một ngôi sao khổng lồ đỏ. Ngôi sao bắt đầu hợp nhất helium thành carbon, và các lớp bên ngoài mở rộng để biến ngôi sao thành một ngôi sao khổng lồ màu vàng xung động.
Khi phần lớn heli được hợp nhất, ngôi sao lại trở thành sao khổng lồ đỏ, thậm chí còn lớn hơn trước. Các lớp bên ngoài của ngôi sao mở rộng ra ngoài không gian, tạo ra một tinh vân hành tinh. Lõi carbon và oxy sẽ bị bỏ lại dưới dạng sao lùn trắng.
Những ngôi sao nhỏ hơn 0,5 khối lượng Mặt Trời cũng sẽ hình thành sao lùn trắng, nhưng chúng sẽ không thể đốt cháy heli do thiếu áp suất trong lõi từ kích thước nhỏ của chúng. Do đó những ngôi sao này được gọi là sao lùn trắng heli. Giống như sao neutron, lỗ đen và siêu khổng lồ, chúng không còn thuộc về dãy chính.
