Vòng đời của 1 hành tinh

Chúng ta lại tiếp tục chu du vào không gian bao la với câu hỏi “Các hành tinh sinh ra từ đâu và chúng tiến hoá như thế nào?”

Thật khó mà hình dung những hoạt động trong vũ trụ khi mà môi trường ở đó khác xa với những gì xảy ra xung quanh chúng ta. Trong khoảng không mênh mông đó chắc chắn là không có không khí, không có trọng lực và.. đặc biệt là ánh sáng, cái mà để ta nhìn thấy và định hướng, lại không truyền theo đường thẳng trong không gian.

Trên mặt đất, lực có ý nghĩa nhất là trọng lực (lực hướng vào tâm trái đất). Lực này làm mọi thứ luôn có xu hướng rơi “xuống” nếu không được treo hay đặt trên 1 vật gì khác. Trong vũ trụ với các hành tinh khổng lồ thì đó lại là lực hấp dẫn (lực hút vào nhau giữa các thiên thể). Lực hấp dẫn tỷ lệ với khối lượng, thiên thể càng lớn lực hút càng mạnh. Ở đây chúng ta sẽ nói đến lực hấp dẫn hướng tâm (lực hướng vào khối tâm của vật thể), còn gọi là lực co hấp dẫn. (nghe hao hao giống trọng lực phải không?).

Tại sao lực hấp dẫn không hút trái đất vào mặt trời? chắc chắn bạn sẽ hỏi thế. Trái đất chịu 1 lực hấp dẫn từ mặt trời nhưng lại có 1 lực khác cân bằng lại: Đó là lực ly tâm phát sinh từ chuyển động trái đất quanh mặt trời. Còn tại sao trái đất di chuyển quanh mặt trời thì đó là do quán tính có từ lúc khai sinh thái dương hệ.

Quá trình tiến hóa của 1 hành tinh phụ thuộc rất nhiều vào kích thước của nó

  • Stellar nebulae: Đám tinh vân 
  • Red giant : sao kềnh đỏ
  • White dwarf: sao lùn trắng
  • Average star: sao trung bình
  • Planetary nebular: Tinh vân sau vụ nổ (Tinh vân hành tinh)
  • Massive star: Sao lớn
  • Newtron Star: Sao newtron
  • Black Hole: lỗ đen
  • White Dwarf: Sao lùn trắng.

Bắt đầu từ những đám mây bụi gom tụ về nhau

Ngôi sao được tạo thành từ những đám mây bụi khí khổng lồ trong không gian, gọi là tinh vân (nebula). Tinh vân có khuynh hướng co rút lại về tâm do tác động của chính trọng lực của nó, tạo thành một cái Phôi sao -Protostar (còn gọi là Tiền sao, hình thái đầu tiên của một ngôi sao). Cuối cùng, khi nhiệt độ và tỷ trọng của lượng khí ở tâm của phôi sao tăng cao ở một mức độ nào đó, các phản ứng hạt nhân bắt đầu hình thành. Phôi sao chuyển trạng thái và bắt đầu trở thành một ngôi sao thực sự như ta thấy, hay còn gọi là Sao Mới, nó tự tạo ra nhiệt năng và ánh sáng cho bản thân.

Tinh Vân M16F970

Tạo sao có hành tinh phát sáng (các ngôi sao) còn những cái khác thì không?

Như đã nói lực hấp dẫn là một lực tỷ lệ với khối lượng. Ở các thiên thể “nhỏ” thì lực này chỉ đủ để giữ chúng gom tụ, không bị phân rã, nhưng ở các hành tinh có khối lượng nặng hơn Trái Đất của chúng ta 26.400 lần thì lực này cực lớn. Dưới áp suất hàng triệu atm và sức nóng chục triệu độ ở tâm thiên thể, nguyên tử sẽ cọ xát vào nhau và nóng lên, trong đó các điện tử (electron) thu được động năng đủ lớn để thoát khỏi lực điện từ trong nguyên tử, tạo nên một hỗn độn hạt nhân và điện tử, người ta gọi trạng thái vật chất này là Plasma. Nhiệt độ và áp suất vẫn tiếp tục tăng và các hạt nhân H (hydro – thành phần chủ yếu cấu tạo nên các ngôi sao) va chạm với nhau gây ra phản ứng nhiệt hạch (phản ứng hạt nhân)

Đây là phản ứng kết hợp các hạt nhân nguyên tử H (thành phần chính của sao) tạo thành các hạt nhân deutri và triti (hydro nặng) và cuối cùng là hạt nhân He (Heli 4), phản ứng này giải phóng ra các bức xạ gamma, sản sinh ra một nhiệt lượng khổng lồ và tạo ra các bức xạ là ánh sáng mà chúng ta nhìn thấy.

Vậy có thể nói, Sao là quả cầu plasma sáng, khối lượng lớn và được giữ bởi lực hấp dẫn, chúng có thành phần trung bình gồm: 70% Hiđrô, 28% Hêli, 1,5% Cacbon, Nitơ, Ôxi và Nêon, 0,5% nhóm sắt và các kim loại nặng, hoặc 89% Hiđrô, 10% Hêli và 1% các nguyên tố khác

Màu sắc ta nhìn thấy từ một ngôi sao phản ánh nhiệt độ bề mặt của nó

  • Màu đỏ: 2.000°C – 3.600°C
  • Màu da cam: 3.700°C – 4.900°C
  • Màu vàng: 5.000°C – 6.000°C
  • Màu vàng trắng: 6.100°C – 7.500°C
  • Màu trắng: 7.600°C – 11.500°C
  • Màu trắng lam: 12.000°C – 25.000°C
  • Màu xanh lam: 25.000°C – 50.000°C

Như vậy ánh sáng càng ngả về xanh thì càng nóng thế nên bếp ga tốt luôn cho ngọn lửa màu xanh.

Giai đoạn suy tàn – Kích thước là yếu tố quyết định

Sau khi tiêu thụ hết Hiđrô ở nhân trong cùng, nhân sao bắt đầu co lại. Sự chuyển Hiđrô thành Hêli diễn ra ở vùng vỏ ngoài bao quanh nhân trong. Nhân ngôi sao co lại bởi áp suất của bức xạ nhiệt do phản ứng hạt nhân ở tâm, đẩy vật chất ra ngoài không đủ để cân bằng với lực hấp dẫn của chính ngôi sao.

Mặc dù nhân ngôi sao co lại dần dần do nguồn nhiên liệu Hiđrô của nó cạn kiệt, ngôi sao tự nó giãn nở ra. Nó phải đốt cháy phần nhiên liệu Hiđro nằm ngoài nhân, và thổi phồng phần khí quyển bên ngoài ra không gian. Trên thực tế, ngôi sao trở thành sao đỏ khổng lồ, với đường kính vào khoảng 10-2000 lần đường kính Mặt trời. Ví dụ với Mặt trời, trong giai đoạn thành sao đỏ khổng lồ, nó sẽ nuốt chửng cả Trái đất (và có khi cả Hoả tinh) và sáng gấp 2000 lần bây giờ.

1. Đối với Sao Lớn (Massive Star)

Một ngôi sao mới có khối lượng lớn hơn 10 lần khối lượng mặt trời thường phải trải qua quá trình như sau trước khi có một kết thúc đặc biệt. Đầu tiên, nó tự phồng lên thành một khối đỏ rực có kích thước siêu khổng lồ và phát ra ánh sáng (Red SuperGiant), với lớp vỏ bên ngoài thì mát dần và giãn ra liên tục. Cuối cùng nhân của nó sụp đổ tạo nên một vụ nổ vĩ đại, trạng thái lúc này gọi là trạng thái Siêu tân tinh (Supernova) hay sao mới hình thành. Vài tuần sau, siêu tân tinh sẽ phát sáng với độ sáng như là cả một thiên hà.

Trong khi lớp ngoài của ngôi sao tung rắc khắp trong không gian thì số phận của lõi một lần nữa lại phụ thuộc vào khối lượng của nó.

  • Lõi nào có khối lượng thấp sẽ bị ép thành một ngôi sao có đường kính nhỏ, và có cấu tạo đặc, gọi là Sao Nơ-tron (Neutron Star). Là 1 thiên thể rất nhỏ, theo tính toán đường kính của sao neutron chỉ vào cỡ 10-20 km, nhưng có khối lượng riêng cực kì lớn, khoảng 1015 g/ cm3. Một thìa cà phê vật chất của sao neutron nặng khoảng 10 tỉ tấn. Sao neutron quay rất nhanh (Chu kì = 0,001-4s) và có từ trường rất mạnh, cỡ 2 x 109 Tesla tại bề mặt của sao neutron. Vì quay rất nhanh nên phần quỹ đạo của nó phình ra tạo thành dạng như là một quả bóng dẹt.
  • Nếu khối lượng lõi lớn hơn 2 lần khối lượng của mặt trời thì trọng lượng của nó sẽ nén nó mạnh hơn nữa, ngôi sao co lại thành một điểm có mật độ vô hạn, lực hấp dẫn lúc đó mạnh đến nỗi làm cho không một vật thể nào có thể thoát ra ngoài, kể cả ánh sáng.. hình thành nên lỗ đen (Black hole).

2. Với những ngôi sao nhỏ (Small Star)

Với những sao có khối lượng “nhỏ” như mặt trời thì quá trình đó lặng lẽ hơn.  Nó cũng tự phồng lên thành một khối khổng lồ đỏ rực (Red Giant) nhưng có kích thước nhỏ hơn rất nhiều. Sau đó mất dần lớp vỏ ngoài đi, phần mất đi đó tạo nên một lớp vỏ khí cho nó, ta gọi trạng thái của ngôi sao này là một tinh vân hành tinh (Planetary Nebula). Còn lõi của nó bị lộ ra chuyển thành một khối cầu nóng có màu trắng gọi là sao lùn trắng (White Draft)  có tỷ trọng cực lớn với thành phần chính là Hêli.

Sao lùng trắng G29-38 (NASA)

Khối cầu này sẽ nguội và nhạt dần đi trong hàng tỉ năm sau (giai đoạn lúc này nó được gọi là Cooling White Draft). Và khi ngừng phát ra ánh sáng, nó sẽ trở thành một khối cầu đen (Black Draft). Ngôi sao nhỏ có khối lượng tối thiểu bằng 1/10 khối lượng mặt trời, có thể tồn tại khoảng 100 tỉ năm hoặc hơn nữa, trong khi hầu hết sao khổng lồ tự cháy hết chỉ sau vài triệu năm. Mặt trời, ngôi sao gần chúng ta nhất, cũng là một sao lùn hình thành từ khoảng 5000 triệu năm trước, và đến giờ nó chỉ mới “sống” hết có nửa đời của nó.

Tóm lại

  1. Sao hình thành từ các đám mây khí, bụi (tinh vân – nebula hay tinh vân hành tinh – planetary nebula). Dưới tác dụng của lực hấp dẫn, chúng co dần lại vào một tâm chung. Các phân tử khí tăng dần vận tốc, cọ xát làm khối khí nóng lên (tiền sao – protostar). Thời kì này kéo dài vài trăm ngàn đến 50 triệu năm.
  2. Khi nhiệt độ ở tâm khối khí đủ lớn và lực nén vào tâm tạo ra áp suất đủ lớn (hàng chục triệu độ và atm), các hạt nhân hidro1 kết hợp với nhau tạo ra hạt nhân của các hydro nặng (deutri và triti), các phản ứng giữa các hạt nhân hydro nặng này tiếp tục xảy ra tạo ra hạt nhân Heli4 (phản ứng nhiệt hạch). Phản ứng này giải phóng năng lượng dưới dạng các tia gamma(g) làm cho khối khí phát sáng. Áp suất do năng lượng giải phóng ra cân bằng với lực hấp dẫn làm ngừng quá trình tự co lại của khối khí. Cuộc đời của một ngôi sao bắt đầu.
  3. Tùy theo khối lượng sao. Các sao càng nặng càng cần nhiều năng lượng để chống lại hấp dẫn nên các phản ứng hạt nhân diễn ra mạnh mẽ hơn và kết quả là nhiên liệu nhanh bị đốt cháy hết. Do đó tuổi thọ của sao càng nặng thì càng ngắn ngủi.
    Các sao như Mặt Trời có tuổi thọ khoảng 10 tỷ năm. Các sao siêu khổng lồ chỉ thọ vài triệu năm, các sao khổng lồ 10- 15 triệu năm còn các sao lùn đỏ là 20 triệu năm.
  4. Sau khi hết nhiên liệu. Ngôi sao không thể tiếp tục chống lại hấp dẫn bản thân. Phần trong co lại về phía lõi còn vỏ ngoài phồng to và phát ra ánh sáng đỏ. Ngôi sao trỏ thành sao khổng lồ đỏ trong khoảng 100 triệu năm (với sao cỡ Mặt Trời) hoặc sao siêu khổng lồ đỏ trong vài triệu năm. Lõi trong co lại và tiếp tục nóng lên. Đây là lúc phản ứng xảy ra kết hợp hạt nhân Heli thành hạt nhân Cacbon. Khi áp suất giải phóng ra cân bằng với hấp dẫn, lõi ngôi sao ngừng co lại.
  5. Đối với các sao nhỏ cỡ như Mặt Trời, sau quá trình trên, lõi sao co lạị thành sao lùn trắng còn lớp ngoài phóng ra tạo thành tinh vân hành tinh (planetary Nebula)
    Với các sao có khối lượng lớn, nhiệt độ ở lõi sẽ tăng đủ lớn dể xảy ra các quá trình tổng hợp hạt nhân tạo ra các nguyên tố nặng như C, O, Mg, Al, P, S,….Fe. Ngôi sao có lõi sắt trong cùng và các nguyên tố nhẹ dần ra phía ngoài.
  6. Giai đoạn kết thúc: khi nhiên liệu hoàn toàn cạn kiệt, ngôi sao bước vào thời kì suy sụp do hấp dẫn.
    • Các sao có khối lượng < 1,4 lần khối lượng Mặt Trời (giới hạn Chandrasekhar) co lại thành sao lùn trắng và cuối cùng là một sao lùn đen mất hút trong vũ trụ.
    • Các sao khối lượng 1,4 – 1,5 khối lượng Mặt Trời co lại mạnh hơn, vượt qua kích thước sao lùn trắng xuống mức đường kính 20 km gây ra một vụ nổ sao siêu mới (super nova). Cuối cùng, khi lực đẩy tĩnh điện giữa các neutron và proton chống lại được lực hấp dẫn, sao ngừng co và trở thành sao neutron.
    • Các sao có khối lượng lớn hơn Mặt Trời 4-5 lần co lại hết sức mạnh mẽ, cũng tạo ra một vụ nổ sao siêu mới. Tuy nhiên do khối lượng lớn, hấp dẫn lớn đến mức làm triệt tiêu lực đẩy giữa các neutron, hình thành lỗ đen.

Tham khảo từ nguồn:

http://thienvanvietnam.org/index.php?option=com_content&view=article&id=65:sao-cau-tao-va-tien-hoa&catid=39:sao-tinh-van&Itemid=68
http://thienvanhanoi.org/forum/showthread.php?305-Sao
http://vi.wikipedia.org/wiki/Ti%E1%BA%BFn_h%C3%B3a_sao
https://sites.google.com/site/vatlyvmd/bai-giang/bai-giang-trong-tuan-k12/vong-doi-cua-sao
http://ngoisaodang.com/cau-chuyen-ngoi-sao-dang/su-hinh-thanh-cua-cac-ngoi-sao/

Leave a Reply

Your email address will not be published. Required fields are marked *

1 × 4 =