_VÒNG ĐỜI CỦA 1 NGÔI SAO_

Vòng đời của 1 ngôi sao phụ thuộc rất nhiều vào khối lượng của nó, những ngôi sao lớn có vòng đời ngắn và tàn lụi rất sớm. Trong cuộc đời của 1 ngôi sao có 6 giai đoạn hình thành. Giai đoạn đầu tiên. Các ngôi sao được sinh ra trong những đám bụi khí qua nhiều giai đoạn. Đầu tiên, dưới tác dụng của lực hấp dẫn, khối vật chất bụi khí co lại khiến khối lượng riêng trung bình của nó tăng lên. Hiện tượng co lại diễn ra mạnh và nhanh dần theo thời gian trong vùng có mật độ cao. Các phân tử khí tăng dần vận tốc, cọ xát làm khối khí nóng lên. Đến một lúc nào đấy, tổ hợp bụi khí lạnh tan vỡ thành nhiều đám mây đặc. Các đám mây nhỏ ấy là phôi để hình thành một dạng vật chất gọi là “tiền sao”. Giai đoạn thứ 2. Khi nhiệt độ ở tâm khối khí và lực nén vào tâm tạo ra áp suất đủ lớn, các hạt nhân hidro1 kết hợp với nhau tạo ra hạt nhân của các hidro nặng. Phản ứng giữa các hạt nhân hidro nặng này tiếp tục xảy ra tạo ra hạt nhân Heli4, giải phóng năng lượng to lớn 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. Gia đoạn 3. Giống như mọi ngôi sao khác, chúng tạo ra ánh sáng bằng phản ứng nhiệt hạch, biến hidrô thành heli. Các sao càng nặng càng cần nhiều năng lượng để chống lại lực hấp dẫn nên các phản ứng hạt nhân diễn ra mạnh mẽ hơn. Cuối cùng, chúng sẽ đốt cháy hết nguồn nhiên liệu dự chữ. (Các sao như Mặt Trời của chúng ta có tuổi thọ khoảng 10 tỷ năm. Sao lùn đỏ thì có cuộc đời kéo dài 20 triệu năm, các sao khổng lồ là 10- 15 triệu năm. Còn các sao siêu khổng lồ chỉ có tuổi thọ vài triệu năm.) Giai đoạn thứ tư. Khi hidro hết (chuyển thành helium), ngôi sao phun ra và trải qua một vòng sụp đổ khác, làm tăng mật độ trong lõi và kích hoạt sự hợp nhất của helium thành các nguyên tố nặng hơn. Năng lượng bổ sung từ phản ứng tổng hợp helium làm cho các lớp bên ngoài phun ra, tạo ra một người khổng lồ đỏ. 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. Giai đoạn thứ 5. Đối với các sao nhỏ cỡ Mặt Trời, sau quá tình trên, lõi sao có lịa thành sao lùn trắng còn lớp ngoài phóng ra tạo thành tinh vân hành tinh (planetary Nebula). Còn đối với ngôi sao có khối lượng lớn hơn, khi hidro trong lõi ngôi sao cạn kiệt, ngôi sao sẽ tiếp tục biến heli thành những nguyên tố nặng hơn, ban đầu là liti, oxy, rồi lần lượt các nguyên tố khác trong bảng tuần hoàn cho đến khi tạo ra sắt. Việc sinh ra những nguyên tố nặng không chỉ làm tăng mật độ của sao, dẫn đến tăng trọng lực, mà phản ứng nhiệt hạch lúc này sinh ra ít năng lượng để giúp ngôi sao cân bằng hơn. Cuối cùng, ngôi sao phải chống lại trọng lực của chính nó bằng áp suất thoái hóa của điện tử – sự kháng cự để có nhiều hơn một electron ở cùng một vị trí tại cùng thời điểm. Giai đoạn cuối cùng, giai đoạn kết thúc cuộc đời dài dăng dẳng của ngôi sao. Khi mà lõi ngôi sao đạt đến mật độ tới hạn bằng 1,4 lần khối lượng Mặt Trời, hay còn gọi là giới hạn Chandrasekhar, ngôi sao bước vào thời kì suy sập do hấp dẫn, lõi ngôi sao sẽ sụp đổ trong một vài giây, nhanh chóng kéo lớp vỏ khí bên ngoài vào với vận tốc đạt tới một phần tư tốc độ ánh sáng. Các sao có khối lượng < 1,4 lần khối lượng Mặt Trời (giới hạn Chandrasekhar) co laị thành sao lùn trắng và cuối cùng là một sao lùn đen mất hút trong vũ trụ. Còn thông thường, khối các hạt nhân bị nén chặt này sẽ tồn tại như một sao nơtron, nhưng nếu lõi ngôi sao đủ nặng, nó sẽ tiếp tục suy sụp và tạo ra một lỗ đen. Trong khi đó, lớp vỏ khí rơi vào tâm với một tốc độ không tưởng, va chạm mạnh vào bề mặt rắn đặc của lõi, rồi bật trở lại trong đợt sóng xung kích khủng khiếp, và cuối cùng kết thúc bằng vụ nổ siêu tân tinh khổng lồ.