Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Sao”
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
n Đã lùi lại sửa đổi của Chauthebao 710 (Thảo luận) quay về phiên bản cuối của Earthandmoon |
|||
Dòng 479:
| publisher=BBC News | date=ngày 22 tháng 7 năm 2003
| url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/3085885.stm
| accessdate=ngày 18 tháng 7 năm 2006 }}</ref> chịch lồn
Ngôi sao gần nhất với Trái Đất, ngoài Mặt Trời, đó là [[Cận Tinh]] (Proxima Centauri), cách xa 39,9 nghìn tỉ km, hay 4,2 năm ánh sáng. Ánh sáng từ Proxima Centauri mất 4,2 năm mới tới được Trái Đất. Khi du hành với vận tốc của [[tàu con thoi]] (5 dặm trên một giây—khoảng 30.000 km trên một giờ), chúng ta phải mất tới 150.000 năm để đến được đó.{{#tag:ref|3.99 × 10<sup>13</sup> km / (3 × 10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 10<sup>5</sup> năm.|group=ct}} Khoảng cách đến Cận Tinh là điển hình bên trong một [[đĩa thiên hà]], bao gồm cả vùng của Hệ Mặt Trời.<ref>{{chú thích tạp chí | author=Holmberg, J.; Flynn, C. | title=The local density of matter mapped by Hipparcos | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=313 | issue=2 | year=2000 | pages=209–216 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.313..209H | accessdate=ngày 18 tháng 7 năm 2006 | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x }}</ref> Các sao có thể gần nhau hơn khi chúng phân bố tại tâm của các thiên hà và trong các [[cụm sao cầu|quần tinh cầu]], hoặc chúng phân bố cách xa nhau hơn trong các [[hào quang thiên hà]].
Dòng 879:
== Cấu trúc ==
{{chính|Cấu trúc sao}}
Phần bên trong của một sao ổn định tuân theo trạng thái [[cân bằng thuỷ tĩnh]]: các lực tác động vào một thể tích nhỏ bất kỳ được cân bằng chính xác với nhau. Những lực cân bằng bao gồm lực hấp dẫn hướng vào trong và lực hướng ra ngoài là gradient áp suất bên trong ngôi sao. Gradient áp suất được thiết lập nên bởi gradient nhiệt độ của plasma; phần bên ngoài của sao thì lạnh hơn phần bên trong lõi. Nhiệt độ tại lõi của một sao ở dải chính hoặc sao khổng lồ là ít nhất vào khoảng vài chục triệu K. Hệ quả là nhiệt độ và áp suất tại lõi đốt cháy hiđrô của sao ở dải chính là đủ cho phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra và đủ để tạo ra năng lượng chống lại sự suy sụp của ngôi sao.<ref name="hansen">{{Chú thích sách | author=Hansen, Carl J. | coauthors= Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia| pages=32–33 | title=Stellar Interiors | publisher=Springer | year=2004 | isbn=0387200894}}</ref><ref name="Schwarzschild">{{Chú thích sách|first=Martin|last=Schwarzschild|title=Structure and Evolution of the Stars|publisher=Princeton University Press|year=1958|isbn=0-691-08044-5}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the Chú thích sách template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>
Khi hạt nhân nguyên tử được tổng hợp tại lõi, chúng phát ra năng lượng dưới dạng các [[tia gamma]]. Những photon này tương tác với plasma xung quanh, làm tăng thêm nhiệt năng tại lõi. Các ngôi sao ở dải chính biến đổi hiđrô thành heli qua phản ứng tổng hợp, tạo ra tỷ lệ tăng ổn định, chậm chạp của heli tại lõi. Thậm chí cho đến khi nguyên tố heli chiếm đa số và sự sinh năng lượng bị ngừng hẳn tại lõi. Quả thực, đối với các ngôi sao nặng hơn 0,4 lần khối lượng Mặt Trời, sự tổng hợp diễn ra chậm dần trong lớp vỏ nở rộng xung quanh lõi heli thoái hoá (degenerate).<ref>{{Chú thích web | url = http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | title = Formation of the High Mass Elements | publisher = Smoot Group | accessdate = 2006-07-11 }}</ref>
| |||