Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Tiến hóa sao”

'''Các giai đoạn của sao''' là quá trình biến đổi một chiều các đặc tính [[vật lílý học|lí học]] và thành phần [[hóa học]] của [[sao|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 lí thuyết đối với các [[cấu tạo trong của sao|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.

* [[Thế kỷ 17|Thế kỉ 17]]: Sao được hình thành từ [[vật chất]].

* [[Thế kỷ 19|Thế kỉ 19]]: Sao sẽ tắt khi hết [[định luật bảo toàn năng lượng|năng lượng]].

* [[Thế kỷ 20|Thế kỉ 20]]: [[Phản ứng tổng hợp hạt nhân|Phản ứng nhiệt hạch]] làm sao sáng.

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 kỷ 17|thế kỉ 17]], nhà [[triết học|triết gia]] [[Pháp|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 [[Đức|người Đức]] [[Immanuel Kant|Kant]] làm sáng tỏ trong khuôn khổ lí thuyết [[tương tác hấp dẫn|hấp dẫn]] theo [[Isaac Newton|Newton]] và được nhà [[vật lílý học|nhà vật lí học]] học người Pháp [[Pierre-Simon Laplace|Laplace]] xây dựng một lí 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 [[bảo toàn năng lượng|định luật bảo toàn năng lượng]] vào giữa [[thế kỷ 19|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<ref>Prečo svietia hviezdy? (Vì sao sao sáng?) Vladimír Balek, xuất bản 1986, tiếng Slovak, trang 139</ref>.

Việc quan sát các tổ hợp lớn của vật chất liên sao, được thực hiện trong vùng [[phổ]] [[tia hồng ngoại|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''<ref>[[:en:Jeans instability|Bất ổn định Jeans]]</ref>, quá trình ''co hấp dẫn'' chỉ có thể xảy ra trong trong các đám mây ''vật chất liên sao'' lạnh và lớn, với [[khối lượng Jeans|khối lượng]] hơn 1000 lần [[khối lượng Mặt Trời|khối lượng]] [[Mặt Trời]], [[nhiệt độ]] khoảng 50 [[Kelvin|K]] và các [[chiều dài Jeans|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 [[Thiên thể Messier|M]]42.

[[Mật độ]] chất bụi khí tại các vùng này có giá trị khoảng 10⁻²¹ đến 10⁻²⁰[[gramgam|g]].[[xentimét|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'').

Quá trình co hấp dẫn tiếp tục diễn ra với vận tốc rơi tự do trong các tiền sao, gọi là quá trình [[chuyển động rơi tự do|rơi tự do]]. Quá trình co lại diễn ra trong điều kiện đẳng nhiệt và [[bức xạ điện từ|bức xạ]] [[tia hồng ngoại|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 [[sóngbức xạ điện từ|bước sóng]] 28 [[micrometmicrômét|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 lí 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 [[Kelvin|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 đắptụ (thiên văn học)|bồi đắp]] lên nhân tiền sao, kích thước của nó nhỏ lại làm cường độ sáng giảm đi.

Các tiền sao trong giai đoạn Hayashi nằm bên phải của biểu đồ [[biểu đồ Hertzsprung-Russell]], khi cường độ sáng của sao giảm đi, vị trí các tiền sao khối lượng nhỏ tụt xuống theo các đường Hayahi theo hướng thẳng đứng. Trong giai đoạn tiếp theo, các tiền sao chuyển dịch sang trái, tiến gần đến dãy chính theo hướng nằm ngang, với cường độ sáng không đổi. Sự chuyển thể từ tiền sao thành sao phụ thuộc vào tốc độ của quá trình loại trừ vật chất đặc che ánh sáng bao quanh sao. Trong các vùng này trên dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell có các vật thể [[Vật thể Herbig-Haro|Herbig-Haro]], các sao [[sao Herbig|Herbig]] phát quang, các [[sao biến đổi kiểu T Tauri]] và [[sao biến đổi kiểu YY Orionis]], các [[sao lùn nâu|sao hồng ngoại]], [[sao kiểu R Monocerotis]] v.v. Ngay sau khi nhân tiền sao đạt được nhiệt độ vài triệu K, các phản ứng hạt nhân đầu tiên bắt đầu xảy ra, tiêu thụ [[ĐơteriDeuteri|Hiđrô nặng]], [[Liti]], [[Berili]] và [[Bo]]. Khi đạt đến dãy chính, nhiệt độ đạt đến khoảng 10⁶ K, tiền sao bắt đầu phản ứng đốt cháy [[Hiđrô|Hydrô]]. Quá trình co của tiền sao dừng lại, [[nhiệt độ]] và [[cường độ sáng]] trở nên ổn định, ngôi sao bình thường từ tiền sao đã được hoàn thành và nằm lại lâu dài trên dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell.

Tuy nhiên chỉ các tiền sao với khối lượng lớn hơn 0,085 [[Khối lượng Mặt Trời|M]]_{[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]} mới đến được vị trí của dãy chính. Các tiền sao có khối lượng nhỏ hơn không gây được trong nhân nhiệt độ đủ lớn để khởi đầu các [[phản ứng tổng hợp hạt nhân|phản ứng nhiệt hạch]]. Các thiên thể nhỏ này tiếp tục quá trình co hấp dẫn cho đến khi đạt đến trạng thái [[chất khí thoái hóa]] (tiếng Anh: ''degenerate gases''), chúng không đạt đến dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell và trở thành các [[sao lùn nâu]]. Các thiên thể có khối lượng còn nhỏ hơn có thể trở thành các [[hành tinh]].

Vị trí khởi đầu của một [[sao|ngôi sao]] mới hình thành trên [[biểu đồ Hertzsprung-Russell|dãy chính]] phụ thuộc vào khối lượng của nó. Khối lượng càng lớn thì nhiệt độ bề mặt và cường độ sáng của ngôi sao càng cao, vị trí của nó trên dãy chính của biểu đồ càng cao. Tập hợp một số lượng lớn các ngôi sao này, với các khối lượng khác nhau tạo nên một đường cong liên tục, gọi là ''dãy chính số không'' trên biểu đồ Hertzsprung-Russell, đồng thời đó là giới hạn dịch chuyển sang phía trái cao nhất của ngôi sao trên biểu đồ. Các ngôi sao tồn tại trên dãy chính này trong suốt quá trình diễn ra các phản ứng hạt nhân tại vùng nhân sao, để biến đổi [[Hiđrô]] thành [[Heli]], nhờ đó mà ngôi sao giữ được trạng thái cân bằng. Thời kì này là giai đoạn phát triển sao chính và dài nhất; ngôi sao có khối lượng càng nhỏ, giai đoạn phát triển chính này càng dài.

Trong [[Ngân Hà]], có hai thế hệ sao chính. Các sao thuộc thế hệ II nằm tại tâm Ngân Hà và trong vùng [[halo]] cao tuổi hơn, trong khi các sao thuộc thế hệ I nằm trong đĩa Ngân Hà là các sao trẻ hơn nhiều. Đối với các [[ngôi sao|sao]] thuộc [[thế hệ (sao)|thế hệ]] I, ([[tiếng Anh]]: ''stellar population''), thành phần [[hóa học]] đặc trưng tính theo tỉ lệ khối lượng là 71% Hidrô, 27% Heli, 1 đến 2% các nguyên tố nặng hơn Heli<ref>The Structure of The Universe (''Cấu trúc vũ trụ''), Paul Halpern, 1997, bản dịch tiếng Slovak, trang 35.</ref>; ở các sao thuộc thế hệ II, các nguyên tố nặng chỉ chiếm khoảng 0,02%<ref name="EA"/>.

Sau khi Hidrô bị đốt hết trong nhân sao, mà lúc đó thành phần chính của nó là Heli (còn gọi là ''nhân Heli''), vùng trung tâm của ''ngôi sao Heli'' bắt đầu co lại vì thiếu năng lượng bức xạ cần thiết cho việc giữ cân bằng cho ngôi sao. Điều này làm nhiệt độ vùng trung tâm sao tăng cao đến mức các [[phản ứng tổng hợp hạt nhân|phản ứng nhiệt hạch]] đốt cháy Hiđrô thành Heli lại diễn ra, tuy nhiên quá trình này diễn ra ở vùng cao hơn, bao quanh nhân ngôi sao.

* Nếu khối lượng sao nhỏ hơn 1,5 [[Khối lượng Mặt Trời|M]]_{[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]}, sau khi đốt cháy hết [[Hiđrô]], quá trình [[co hấp dẫn]] làm tăng khối lượng riêng của sao với nhiệt độ không đổi. Khi đó, chất khí [[Heli|Hêli]] trong nhân bị thoái hóa. Nhân sao với [[chất khí thoái hóa]] không bao giờ đạt được nhiệt độ cần thiết cho phản ứng hạt nhân để đốt Hêli. Khi đó ngôi sao co nhỏ lại và trở thành [[sao lùn trắng]] với thành phần chính là Hêli.

* Nếu khối lượng sao trong khoảng 1,5 đến 3 M_{[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]}, tuy có diễn ra quá trình thoái hóa chất khí trong ngôi sao, nhưng nhiệt độ sao tăng đến 100 triệu [[Kelvin|K]]<ref name="Appenzeller">{{chú thích sách|author=Editors Appenzeller, Harwit, Kippenhahn, Strittmatter, & Trimble| title= Astrophysics Library |publisher=Springer, New York |year=3rd Edition |id=ISBN }}</ref><ref name=" Ostlie" >{{chú thích sách|author= Ostlie, D.A. & Carroll, B.W. |title=An Introduction to Modern Stellar Astrophysics |publisher= Addison Wesley, San Francisco |year=2007 |id=ISBN 0-8053-0348-0}}</ref>. Ở nhiệt độ này, các [[phản ứng tổng hợp hạt nhân|phản ứng nhiệt hạch]] tiếp tục đốt cháy Hêli thành [[Cacbon]] và phát ra năng lượng.

:[[Heliumheli|⁴He]] + ⁴He ↔ [[Berylliumberili|⁸Be]]

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_{[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]} xảy ra hiện tượng bùng sáng Hêli và ngôi sao đạt cường độ sáng cao nhất. Sau bùng sáng Hêli, 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 quang|sao biến đổi]] trong một thời gian, và nhất là ở các sao khối lượng lớn điều này có thể xảy ra nhiều lần.

:''Xem thêm [[Suy sụp hấp dẫn]], [[Lỗ đen]], [[Sao neutron|Sao Neutron]]''