Mục lục bài họcĐang ở d06-b2
The Sun and the life cycle of stars
Where the Sun's energy comes from
The Sun is a star: a huge ball of hot gas, mostly hydrogen and helium. Its energy comes from nuclear fusion, in which hydrogen nuclei join to form helium nuclei, releasing enormous amounts of energy.
The Sun does not burn. Burning is a chemical reaction needing oxygen, and it would have exhausted the Sun in a few thousand years. Fusion releases millions of times more energy per kilogram, which is why the Sun has lasted about $4.6$ billion years and has roughly that long again to go.
Why a star is stable
Two effects balance each other:
- gravity pulls all the material inwards;
- the pressure of the hot gas and radiation produced by fusion pushes outwards.
While these are equal the star stays the same size, for billions of years. This state is called the main sequence, and every question about stellar stability is really a question about this balance.
The life cycle
Stars form from a cloud of gas and dust — a nebula — pulled together by gravity until the centre is hot and dense enough for fusion to start.
A star about the size of the Sun: main sequence → red giant (when the core hydrogen runs out, the outer layers swell and cool) → the outer layers drift away → a hot dense white dwarf remains, which slowly cools.
A star much more massive than the Sun: main sequence → red supergiant → supernova (a colossal explosion) → the remaining core becomes a neutron star, or a black hole if the core is massive enough.
The heavier elements in the Universe — including the carbon, oxygen and iron in our own bodies — were made inside stars and scattered by supernovae.
Năng lượng của Mặt Trời đến từ đâu. Mặt Trời là một ngôi sao: một khối khí nóng khổng lồ, chủ yếu là hydro và heli. Năng lượng của nó đến từ phản ứng nhiệt hạch, trong đó các hạt nhân hydro ghép lại thành hạt nhân heli và giải phóng một lượng năng lượng khổng lồ.
Mặt Trời không cháy. Cháy là phản ứng hoá học cần oxy, và nếu Mặt Trời cháy thì nó đã hết nhiên liệu sau vài nghìn năm. Nhiệt hạch giải phóng năng lượng lớn hơn hàng triệu lần trên mỗi kilôgam — đó là lý do Mặt Trời đã tồn tại khoảng $4{,}6$ tỉ năm và còn khoảng ngần ấy nữa.
Viết “Mặt Trời đốt cháy nhiên liệu” là một trong ba câu mất điểm cố định của chương.
Vì sao một ngôi sao ổn định. Hai tác động cân bằng nhau:
- lực hấp dẫn kéo toàn bộ vật chất vào trong;
- áp suất của khí nóng và của bức xạ do nhiệt hạch sinh ra đẩy ra ngoài.
Chừng nào hai bên còn bằng nhau, ngôi sao giữ nguyên kích thước — trong hàng tỉ năm. Trạng thái này gọi là giai đoạn dãy chính, và mọi câu hỏi về độ ổn định của sao thực chất là câu hỏi về thế cân bằng này.
Vòng đời. Sao hình thành từ một đám khí và bụi — tinh vân — bị hấp dẫn kéo lại cho tới khi phần lõi đủ nóng và đủ đặc để nhiệt hạch bắt đầu.
Sao cỡ Mặt Trời: dãy chính → sao khổng lồ đỏ (khi hydro ở lõi cạn, các lớp ngoài phồng ra và nguội đi) → các lớp ngoài trôi đi → còn lại một sao lùn trắng nóng và đặc, nguội dần theo thời gian.
Sao nặng hơn Mặt Trời rất nhiều: dãy chính → sao siêu khổng lồ đỏ → siêu tân tinh (một vụ nổ khổng lồ) → lõi còn lại thành sao neutron, hoặc thành lỗ đen nếu lõi đủ nặng.
Các nguyên tố nặng trong vũ trụ — kể cả cacbon, oxy và sắt trong chính cơ thể chúng ta — được tạo ra bên trong các ngôi sao và phát tán ra bởi các vụ nổ siêu tân tinh.
Mặt Trời có khối lượng khổng lồ và lực hấp dẫn của chính nó rất mạnh. Giải thích vì sao nó không tự co sập lại, và điều gì sẽ xảy ra khi hydro ở lõi cạn kiệt.
Vì sao nó không sập — một thế cân bằng.
Lực hấp dẫn của chính khối lượng Mặt Trời kéo toàn bộ vật chất về phía tâm. Nếu chỉ có lực này, Mặt Trời sẽ co sập trong vài chục phút.
Nhưng ở lõi, phản ứng nhiệt hạch ghép hydro thành heli và giải phóng năng lượng khổng lồ. Năng lượng đó làm khí ở lõi cực nóng, và áp suất của khí nóng cùng áp suất bức xạ đẩy ra ngoài.
Hai tác động này cân bằng nhau. Chừng nào chúng còn bằng nhau, Mặt Trời giữ nguyên kích thước — và nó đã giữ như vậy khoảng $4{,}6$ tỉ năm.
Cân bằng này còn tự điều chỉnh: nếu lõi hơi co lại, nó nóng lên, nhiệt hạch chạy nhanh hơn, áp suất tăng và đẩy nó giãn trở lại. Đó là lý do trạng thái này bền vững chứ không mong manh.
Khi hydro ở lõi cạn. Nhiệt hạch ở lõi chậm lại, nên áp suất đẩy ra ngoài giảm trong khi lực hấp dẫn không đổi. Cân bằng bị phá:
- lõi co lại và nóng thêm;
- các lớp khí bên ngoài phồng ra rất lớn và nguội đi — bề mặt lạnh hơn nên phát ánh sáng đỏ hơn;
- Mặt Trời trở thành một sao khổng lồ đỏ, đủ lớn để nuốt trọn quỹ đạo Trái Đất.
Sau đó các lớp ngoài trôi ra không gian, để lại phần lõi trần nóng và cực đặc — một sao lùn trắng, nguội dần trong hàng tỉ năm tiếp theo.
Vẽ ra bằng lời hai con đường tiến hoá của một ngôi sao cỡ Mặt Trời và một ngôi sao nặng hơn Mặt Trời nhiều lần, chỉ rõ đâu là điểm hai con đường tách nhau và yếu tố nào quyết định.
Đoạn chung. Cả hai bắt đầu từ một tinh vân — đám khí và bụi — bị hấp dẫn kéo lại. Khi lõi đủ nóng và đủ đặc, nhiệt hạch khởi động và ngôi sao bước vào giai đoạn dãy chính, nơi hấp dẫn cân bằng với áp suất khí và bức xạ.
Điểm rẽ. Hai con đường tách nhau khi hydro ở lõi cạn, và yếu tố quyết định là khối lượng ban đầu của ngôi sao — chỉ một yếu tố duy nhất đó.
Con đường của sao cỡ Mặt Trời.
$$\text{dãy chính}\rightarrow\text{sao khổng lồ đỏ}\rightarrow\text{lớp ngoài trôi đi}\rightarrow\text{sao lùn trắng}\rightarrow\text{nguội dần}$$Con đường của sao nặng hơn nhiều.
$$\text{dãy chính}\rightarrow\text{sao siêu khổng lồ đỏ}\rightarrow\text{siêu tân tinh}\rightarrow\text{sao neutron hoặc lỗ đen}$$Nếu lõi còn lại sau vụ nổ đủ nặng, hấp dẫn thắng mọi thứ và tạo thành lỗ đen; nếu nhẹ hơn, nó dừng lại ở sao neutron.
Vì sao khối lượng quyết định tất cả. Sao càng nặng thì hấp dẫn càng mạnh, nên lõi càng nóng và nhiệt hạch chạy càng nhanh. Nghịch lý đáng nhớ: sao nặng có nhiều nhiên liệu hơn nhưng lại sống ngắn hơn nhiều, vì nó đốt nhiên liệu nhanh hơn rất nhiều lần.
Một hệ quả đáng biết. Mọi nguyên tố nặng hơn heli — cacbon trong tế bào, oxy trong không khí, sắt trong máu — đều được tạo ra bên trong các ngôi sao và phát tán bởi các vụ siêu tân tinh. Vật chất làm nên cơ thể chúng ta từng nằm trong lõi của một ngôi sao đã chết.
Đọc xong rồi — làm thử ngay
Bài tập của chương Space Physics gồm 14 câu trắc nghiệm và 5 đề tự luận. Đáp án hiện ngay khi chọn, miễn phí.