Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Sao”
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
Không có tóm lược sửa đổi |
Không có tóm lược sửa đổi |
||
Dòng 37:
| caption5 = Các ngôi sao (Nhìn từ [[Trái Đất]])
}}
'''
Trong phần lớn thời gian hoạt động của nó, một sao chiếu sáng được là do các [[phản ứng tổng hợp hạt nhân]] tại lõi của nó, giải phóng năng lượng truyền qua phần bên trong sao và sau đó [[bức xạ điện từ|bức xạ]] ra không gian bên ngoài. Hầu hết mọi nguyên tố xuất hiện trong tự nhiên nặng hơn [[heli]] đều được tạo ra nhờ các ngôi sao, hoặc thông qua quá trình [[tổng hợp hạt nhân sao]] trong suốt thời gian hoạt động của nó hoặc bởi [[tổng hợp hạt nhân siêu tân tinh]] khi ngôi sao phát nổ. Các [[nhà thiên văn học]] xác định được [[khối lượng]], độ tuổi, [[thành phần hóa học]] và nhiều tính chất khác của ngôi sao bằng cách quan sát [[phổ học thiên văn|phổ]], [[độ sáng]] và chuyển động của nó trong không gian. Khối lượng tổng cộng của ngôi sao là yếu tố chính trong quá trình [[tiến hóa sao]] và sự tàn lụi của nó. Nhiều đặc trưng khác của một sao được xác định thông qua lịch sử tiến hóa của nó, bao gồm [[đường kính]], sự tự quay, chuyển động và [[nhiệt độ]]. Một biểu đồ liên hệ giữa nhiệt độ với độ sáng của nhiều ngôi sao, gọi là [[biểu đồ Hertzsprung-Russell]] (biểu đồ H-R), cho phép xác định được tuổi và trạng thái tiến hóa của một ngôi sao.
Dòng 867:
== 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|isbn=0-691-08044-5|first=Martin|last=Schwarzschild|title=Structure and Evolution of the Stars|publisher=Princeton University Press|year=1958
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 = ngày 11 tháng 7 năm 2006}}</ref>
| |||