ĐẾN trình tự chính Chúng bao gồm những ngôi sao đang trong giai đoạn tiến hóa chính của chúng. Đây, khi so sánh với một con người, là thời kỳ trưởng thành, thời kỳ tương đối ổn định. Tất cả các ngôi sao đều trải qua giai đoạn này, một số nhanh hơn (sao nặng), số khác lâu hơn (sao nhẹ). Trong cuộc đời của mỗi ngôi sao, khoảng thời gian này là dài nhất.

E Nếu chúng ta xem xét sơ đồ Hertzsprung-Russell, thì các ngôi sao của dãy chính nằm theo đường chéo từ góc trên bên trái (độ sáng cao) đến góc dưới bên phải (độ sáng thấp).

Vị trí của các ngôi sao trên sơ đồ Hertzsprung-Russell phụ thuộc vào khối lượng, thành phần hóa học của các ngôi sao và quá trình giải phóng năng lượng bên trong chúng. Các ngôi sao trên Dãy chính có cùng nguồn năng lượng (phản ứng nhiệt hạt nhân đốt cháy hydro, do đó độ sáng và nhiệt độ của chúng (và do đó vị trí trên Dãy chính) được xác định chủ yếu bởi khối lượng; những ngôi sao nặng nhất (M~50M Mặt trời) nằm ở phần trên (bên trái) của Chuỗi chính và khi chúng ta di chuyển xuống Chuỗi chính, khối lượng của các ngôi sao giảm xuống M~0,08M của Mặt trời. N và các ngôi sao bước vào chuỗi chính sau sân khấu nén trọng lực , dẫn đến sự xuất hiện của nguồn năng lượng nhiệt hạch trong lòng ngôi sao. Sự bắt đầu của giai đoạn Chuỗi chính được định nghĩa là thời điểm mà sự mất năng lượng của một ngôi sao đồng nhất về mặt hóa học thông qua bức xạ được bù đắp hoàn toàn bằng sự giải phóng năng lượng trong phản ứng nhiệt hạch

. Các ngôi sao tại thời điểm này nằm ở viền bên trái của Chuỗi chính, được gọi là Chuỗi chính ban đầu hoặc Chuỗi chính không tuổi. Sự kết thúc của giai đoạn Chuỗi chính tương ứng với sự hình thành lõi helium đồng nhất trong ngôi sao. Ngôi sao rời khỏi Chuỗi Chính và trở thành một người khổng lồ. Sự tán xạ của các ngôi sao trên Dãy chính được quan sát, ngoài các tác động tiến hóa, còn là do sự khác biệt về thành phần hóa học ban đầu, sự quay và khả năng nhị phân của ngôi sao. Đối với các ngôi sao có M<0,08M của Mặt trời, thời gian nén hấp dẫn vượt quá thời gian tồn tại của Thiên hà, và do đó chúng chưa đạt tới Chuỗi chính và nằm hơi ở bên phải của nó. Đối với những ngôi sao có khối lượng 0,08 M ​​Mặt trời, giai đoạn đốt cháy nhiệt hạch của hydro kéo dài đến mức chúng không có thời gian để rời khỏi Chuỗi chính trong suốt vòng đời của Thiên hà. Những ngôi sao lớn hơn có thời gian tồn tại trong Chuỗi chính khoảng 90% toàn bộ thời gian tiến hóa của chúng. Điều này giải thích sự tập trung chủ yếu của các ngôi sao trong khu vực Dãy Chính.

MỘT Phân tích trình tự chính đóng vai trò đặc biệt vai trò quan trọng khi nghiên cứu các nhóm sao và cụm sao, vì khi tuổi của chúng tăng lên, điểm mà tại đó Chuỗi chính của cụm bắt đầu lệch đáng kể so với Chuỗi chính ban đầu sẽ chuyển sang vùng có độ sáng thấp hơn và các lớp quang phổ muộn hơn, và do đó vị trí của bước ngoặt của Chuỗi chính có thể đóng vai trò là dấu hiệu cho biết tuổi của cụm sao.

Sơ đồ Hertzsprung-Russell (Sơ đồ nhân sự)

© Tri thức là sức mạnh

Biểu đồ Hertzsprung-Russell

Điều quan trọng nhất đặc điểm vật lý sao là nhiệt độ và độ lớn tuyệt đối. Các chỉ số nhiệt độ có liên quan chặt chẽ với màu sắc của ngôi sao và cường độ tuyệt đối có liên quan chặt chẽ đến loại quang phổ. Chúng ta hãy nhớ rằng theo cách phân loại hiện đang được sử dụng, các ngôi sao, theo quang phổ của chúng, như đã đề cập trong phần “Lớp quang phổ” của trang web, được chia thành bảy lớp quang phổ chính. Chúng được đánh dấu bằng chữ Latinh O, B, A, F, G, K, M. Theo trình tự này, nhiệt độ của các sao giảm từ vài chục nghìn độ đối với sao loại O (sao rất nóng) xuống 2000-3000 độ đối với sao loại M..

Những thứ kia. thước đo độ sáng biểu thị bằng lượng năng lượng phát ra từ một ngôi sao. Nó có thể được tính toán về mặt lý thuyết, biết khoảng cách đến ngôi sao.

Năm 1913, nhà thiên văn học người Đan Mạch Einar Hertzsprung và Henry Norris Russell người Mỹ đã độc lập đưa ra ý tưởng xây dựng một đồ thị lý thuyết kết nối hai thông số chính của sao - nhiệt độ và cường độ tuyệt đối. Kết quả là một sơ đồ được đặt tên của hai nhà thiên văn học - sơ đồ Hertzsprung-Russell (HRD), hay đơn giản hơn là Sơ đồ G-R. Như chúng ta sẽ thấy sau, biểu đồ Hertzsprung-Russell giúp hiểu được sự tiến hóa của các ngôi sao. Ngoài ra, nó còn được sử dụng rộng rãi để xác định khoảng cách đến các cụm sao.

Mỗi điểm trên sơ đồ này tương ứng với một ngôi sao. Dọc theo trục tọa độ ( trục tung) độ sáng của ngôi sao được vẽ và trục x (trục ngang) là nhiệt độ bề mặt của nó. Nếu chúng ta xác định nhiệt độ của nó bằng màu sắc của một ngôi sao thì chúng ta sẽ có trong tay một trong những đại lượng cần thiết để xây dựng biểu đồ G-R. Nếu biết khoảng cách tới một ngôi sao thì độ sáng của nó có thể được xác định bằng độ sáng biểu kiến ​​của nó trên bầu trời. Sau đó, chúng ta sẽ có sẵn cả hai đại lượng cần thiết để xây dựng sơ đồ H-R và chúng ta sẽ có thể đặt một điểm trên sơ đồ này tương ứng với ngôi sao của chúng ta.

Mặt trời được đặt đối diện với độ sáng 1 trên sơ đồ và vì nhiệt độ bề mặt của Mặt trời là 5800 độ nên nó gần như ở giữa biểu đồ H-R.

Những ngôi sao có độ sáng lớn hơn Mặt trời nằm trong sơ đồ trên. Ví dụ, số 1000 có nghĩa là ở cấp độ này có những ngôi sao có độ sáng lớn hơn 1000 lần độ sáng của Mặt trời.

Những ngôi sao có độ sáng thấp hơn, chẳng hạn như Sirius B, một sao lùn trắng trong hệ Sirius, nằm thấp hơn. Những ngôi sao nóng hơn Mặt trời, như Sirius A và Zeta Aurigae B - ngôi sao nóng bỏng từ hệ thống Zeta Aurigae và Spica từ chòm sao Xử Nữ, nằm bên trái Mặt trời. Những ngôi sao lạnh hơn như Betelgeuse và siêu sao đỏ Zeta Aurigae nằm ở bên phải.

Vì các ngôi sao mát phát ra ánh sáng đỏ và các ngôi sao nóng phát ra ánh sáng trắng hoặc xanh lam nên biểu đồ hiển thị các ngôi sao đỏ ở bên phải và các ngôi sao trắng hoặc xanh lam ở bên trái. Ở trên cùng của sơ đồ là các ngôi sao có độ sáng cao và ở phía dưới - có độ sáng thấp.

Trình tự chính

Hầu hết các ngôi sao trên sơ đồ H-R đều nằm trong dải chéo chạy từ phía trên bên trái đến phía dưới bên phải. Dải này được gọi là "trình tự chính" . Các ngôi sao nằm trên đó được gọi là "các ngôi sao dãy chính". Mặt trời của chúng ta thuộc về các ngôi sao của dãy chính và nằm ở phần tương ứng với sao vàng. Ở đầu dãy chính là những ngôi sao sáng nhất và nóng nhất, còn ở dưới cùng bên phải là những ngôi sao mờ nhất và do đó, tồn tại lâu nhất.

Các ngôi sao thuộc dãy chính đang ở giai đoạn “yên tĩnh” và ổn định nhất trong quá trình tồn tại của chúng, hay như người ta nói, là giai đoạn của cuộc sống.

Nguồn năng lượng của họ là Theo ước tính hiện đại của lý thuyết tiến hóa sao, giai đoạn này chiếm khoảng 90% vòng đời của bất kỳ ngôi sao nào. Đây là lý do tại sao hầu hết các ngôi sao đều thuộc dãy chính.

Theo lý thuyết về sự tiến hóa của sao, khi nguồn cung cấp hydro bên trong ngôi sao cạn kiệt, nó sẽ rời khỏi dãy chính, lệch về bên phải. Trong trường hợp này, nhiệt độ của ngôi sao luôn giảm và kích thước của nó tăng lên nhanh chóng. Sự chuyển động phức tạp, ngày càng tăng tốc của ngôi sao dọc theo sơ đồ bắt đầu.

Sao khổng lồ đỏ và sao lùn trắng

Riêng biệt, ở bên phải và phía trên dãy chính có một nhóm sao có độ sáng rất cao và nhiệt độ của những ngôi sao đó tương đối thấp - đây được gọi là màu đỏ. những ngôi sao khổng lồ và siêu khổng lồ . Tuy nhiên, đây là những ngôi sao mát (khoảng 3000°C), sáng hơn nhiều so với các ngôi sao có cùng nhiệt độ nằm trong dãy chính. Một cm vuông bề mặt sao lạnh phát ra một lượng năng lượng tương đối nhỏ mỗi giây. Độ sáng tổng thể cao của một ngôi sao được giải thích là do diện tích bề mặt lớn của nó: ngôi sao phải rất lớn. Sao khổng lồ là những ngôi sao có đường kính lớn hơn 200 lần đường kính Mặt trời.

Tương tự như vậy chúng ta có thể xem xét bên trái phần dưới cùng sơ đồ. Có những ngôi sao nóng với độ sáng thấp ở đó. Vì một cm vuông bề mặt của vật thể nóng phát ra rất nhiều năng lượng mỗi giây và các ngôi sao ở góc dưới bên trái của sơ đồ có độ sáng thấp nên chúng ta phải kết luận rằng chúng có kích thước nhỏ. Do đó, ở phía dưới bên trái, nằm sao lùn trắng , những ngôi sao rất dày đặc và nhỏ gọn với kích thước trung bình nhỏ hơn Mặt trời 100 lần, với đường kính tương đương với đường kính của hành tinh chúng ta. Ví dụ, một ngôi sao như vậy là một vệ tinh của Sirius có tên Sirius B.

Trình tự sao của sơ đồ Hertzsprung-Russell trong cách đánh số thông thường được chấp nhận

Trên sơ đồ Hertzsprung-Russell, ngoài các trình tự mà chúng ta đã xem xét ở trên, các nhà thiên văn học còn xác định thêm một số trình tự khác và trình tự chính có một số điều kiện. V. . Hãy liệt kê chúng:

Ia - chuỗi các siêu sao sáng,
Ib - một chuỗi các siêu sao yếu,
II- chuỗi những người khổng lồ sáng,
III- chuỗi những người khổng lồ yếu đuối,
IV - trình tự của các đại lượng con,
V. - trình tự chính,
VI - trình tự của các tiểu khu,
VII - dãy sao lùn trắng.

Theo cách phân loại này, Mặt trời của chúng ta với lớp quang phổ G2 được chỉ định là G2V .

Do đó, từ những cân nhắc chung, biết độ sáng và nhiệt độ bề mặt, người ta có thể ước tính kích thước của ngôi sao. Nhiệt độ cho chúng ta biết bao nhiêu năng lượng được phát ra từ một cm vuông bề mặt. Độ sáng, bằng năng lượng mà một ngôi sao phát ra trong một đơn vị thời gian, cho phép chúng ta tìm ra kích thước của bề mặt phát xạ và do đó biết được bán kính của ngôi sao.

Cũng cần phải lưu ý rằng việc đo cường độ ánh sáng đến với chúng ta từ các ngôi sao không phải là điều dễ dàng như vậy. Bầu khí quyển của Trái đất không cho phép tất cả các bức xạ đi qua. Ví dụ, ánh sáng có bước sóng ngắn trong vùng cực tím của quang phổ không đến được chúng ta. Cũng cần lưu ý rằng cường độ biểu kiến ​​của các vật thể ở xa bị suy yếu không chỉ do sự hấp thụ của bầu khí quyển Trái đất mà còn do sự hấp thụ ánh sáng của các hạt bụi có trong không gian giữa các vì sao. Rõ ràng là ngay cả một kính viễn vọng không gian hoạt động bên ngoài bầu khí quyển Trái đất cũng không thể loại bỏ được yếu tố gây nhiễu này.

Nhưng cường độ ánh sáng truyền qua khí quyển có thể được đo bằng nhiều cách khác nhau. Mắt người chỉ cảm nhận được một phần ánh sáng do Mặt trời và các ngôi sao phát ra. Tia sáng có độ dài khác nhau, có màu sắc khác nhau, không có tác dụng mạnh tương tự lên võng mạc, tấm ảnh hoặc quang kế điện tử. Khi xác định độ sáng của các ngôi sao, chỉ tính đến ánh sáng mà mắt người cảm nhận được. Do đó, để đo, cần sử dụng các dụng cụ sử dụng bộ lọc màu để mô phỏng độ nhạy màu của mắt người. Do đó, trên sơ đồ H-R, thay vì độ sáng thực, độ sáng trong vùng nhìn thấy được quang phổ mà mắt cảm nhận được. Nó còn được gọi là độ sáng thị giác. Các giá trị của độ sáng thực (bolometric) và độ sáng thị giác có thể khác nhau khá đáng kể. Ví dụ, một ngôi sao có khối lượng gấp 10 lần Mặt trời phát ra năng lượng gấp khoảng 10 nghìn lần so với Mặt trời, trong khi ở vùng quang phổ khả kiến, nó chỉ phát ra năng lượng gấp 1000 lần. sáng hơn mặt trời. Vì lý do này, loại quang phổ của một ngôi sao ngày nay thường được thay thế bằng một tham số tương đương khác gọi là "chỉ số màu"; hoặc "chỉ số màu" , hiển thị trên trục hoành của biểu đồ. Trong vật lý thiên văn hiện đại, chỉ số màu sắc về cơ bản là sự khác biệt giữa cường độ của một ngôi sao trong các dải quang phổ khác nhau (người ta thường đo sự khác biệt giữa cường độ trong phần màu xanh lam và phần nhìn thấy được của quang phổ, được gọi là B-V hoặc B trừ V từ English Blue và Visible). Thông số này cho thấy sự phân bổ định lượng năng lượng mà một ngôi sao phát ra ở các bước sóng khác nhau và điều này liên quan trực tiếp đến nhiệt độ bề mặt của ngôi sao.

Biểu đồ H-R thường được đưa ra theo tọa độ sau:
1. Độ sáng là nhiệt độ hiệu dụng.
2. Độ lớn tuyệt đối - chỉ thị màu.
3. Độ lớn tuyệt đối - lớp quang phổ.

Ý nghĩa vật lý của sơ đồ H-R

Ý nghĩa vật lý của sơ đồ H-R là sau khi vẽ lên nó số lượng tối đa các ngôi sao được quan sát bằng thực nghiệm, dựa vào vị trí của chúng, người ta có thể xác định mô hình phân bố của chúng theo tỷ lệ quang phổ và độ sáng. Nếu không có mối quan hệ giữa độ sáng và nhiệt độ của chúng thì tất cả các ngôi sao sẽ được phân bổ đều trên sơ đồ như vậy. Nhưng biểu đồ cho thấy một số nhóm sao được phân bố đều đặn mà chúng ta vừa xem xét, được gọi là các chuỗi.

Biểu đồ Hertzsprung-Russell giúp ích rất nhiều trong việc nghiên cứu sự tiến hóa của các ngôi sao trong suốt quá trình tồn tại của chúng. Nếu có thể theo dõi quá trình tiến hóa của một ngôi sao trong suốt vòng đời của nó, tức là. trong vài trăm triệu hoặc thậm chí vài tỷ năm, chúng ta sẽ thấy nó dịch chuyển từ từ dọc theo biểu đồ H-R phù hợp với những thay đổi về đặc tính vật lý. Chuyển động của các ngôi sao dọc theo sơ đồ tùy thuộc vào độ tuổi của chúng được gọi là đường tiến hóa.

Nói cách khác, biểu đồ H-P giúp chúng ta hiểu được các ngôi sao tiến hóa như thế nào trong suốt quá trình tồn tại của chúng. Bằng cách tính toán ngược bằng sơ đồ này, bạn có thể tính khoảng cách tới các ngôi sao.

Kính thưa du khách!

Công việc của bạn bị vô hiệu hóa JavaScript. Vui lòng kích hoạt tập lệnh trong trình duyệt của bạn và toàn bộ chức năng của trang web sẽ mở ra cho bạn!

Các ngôi sao dãy chính

Đơn vị đo lường

Hầu hết các đặc điểm của sao thường được biểu thị bằng SI, nhưng GHS cũng được sử dụng (ví dụ: độ sáng được biểu thị bằng erg trên giây). Khối lượng, độ sáng và bán kính thường được đưa ra liên quan đến Mặt trời của chúng ta:

Để biểu thị khoảng cách tới các ngôi sao, các đơn vị như năm ánh sáng và Parsec được sử dụng.

Khoảng cách xa, chẳng hạn như bán kính những ngôi sao khổng lồ hoặc bán trục lớn của hệ sao đôi thường được biểu diễn bằng

đơn vị thiên văn(au) - khoảng cách trung bình giữa Trái đất và Mặt trời (150 triệu km).

Hình 1 – Sơ đồ Hertzsprung-Russell

Các loại sao

Việc phân loại các ngôi sao bắt đầu được xây dựng ngay sau khi thu được quang phổ của chúng. Theo phép tính gần đúng đầu tiên, quang phổ của một ngôi sao có thể được mô tả là quang phổ của vật thể đen, nhưng có các vạch hấp thụ hoặc phát xạ chồng lên nó. Dựa trên thành phần và sức mạnh của những đường này, ngôi sao được chỉ định một hoặc một lớp cụ thể khác. Đây là những gì họ làm bây giờ, tuy nhiên, sự phân chia sao hiện tại phức tạp hơn nhiều: ngoài ra, nó bao gồm cường độ sao tuyệt đối, sự hiện diện hay vắng mặt của sự thay đổi về độ sáng và kích thước, và các lớp quang phổ chính được chia thành các lớp con.

Vào đầu thế kỷ 20, Hertzsprung và Russell đã vạch ra kế hoạch ʼʼTuyệt đối kích cỡʼʼ - ʼʼlớp quang phổʼʼ nhiều ngôi sao khác nhau, và hóa ra hầu hết chúng được nhóm lại dọc theo một đường cong hẹp. Sau này sơ đồ này (bây giờ được gọi là Sơ đồ Hertzsprung-Russell) hóa ra là chìa khóa để hiểu và nghiên cứu các quá trình xảy ra bên trong một ngôi sao.

Bây giờ có một lý thuyết cấu trúc bên trong các ngôi sao và lý thuyết về sự tiến hóa của chúng, người ta có thể giải thích sự tồn tại của các lớp sao. Hóa ra toàn bộ các loại sao chỉ là sự phản chiếu đặc điểm định lượng các ngôi sao (chẳng hạn như khối lượng và thành phần hóa học) Và giai đoạn tiến hóa, trên đó trong ngay bây giờ có một ngôi sao.

Trong các danh mục và văn bản, hạng sao được viết bằng một từ, và trước hết theo thứ tự chữ cái chỉ định lớp quang phổ chính (nếu lớp không được xác định chính xác, một phạm vi chữ cái được viết, ví dụ: O-B), sau đó lớp con quang phổ được chỉ định bằng chữ số Ả Rập, sau đó là lớp độ sáng (số vùng trên sơ đồ Hertzsprung-Russell ) được xác định bằng số La Mã và sau đó xuất hiện thông tin bổ sung. Ví dụ: Mặt trời có lớp G2V.

Lớp sao nhiều nhất là các sao dãy chính; Mặt trời của chúng ta cũng thuộc loại sao này. Từ quan điểm tiến hóa, trình tự chính là vị trí trên sơ đồ Hertzsprung-Russell nơi ngôi sao tọa lạc hầu hết của cuộc đời bạn. Lúc này, tổn thất năng lượng do bức xạ được bù đắp bằng năng lượng giải phóng trong các phản ứng hạt nhân. Tuổi thọ trên dãy chính được xác định bởi khối lượng và tỷ lệ các nguyên tố nặng hơn heli (tính kim loại).

Phân loại quang phổ hiện đại (Harvard) của các ngôi sao được phát triển tại Đài thiên văn Harvard vào năm 1890 - 1924.

Phân loại quang phổ cơ bản (Harvard) của các ngôi sao
Lớp học	Nhiệt độ, K	màu sắc thật	Màu sắc nhìn thấy được	Các tính năng chính
ồ	30 000-60 000	màu xanh da trời	màu xanh da trời	Các dòng yếu của hydro trung tính, helium, helium bị ion hóa, Si, C, N bị ion hóa gấp bội.
B	10 000-30 000	trắng xanh	trắng xanh và trắng	Đường hấp thụ khí heli và hydro. Dòng H và K yếu của Ca II.
MỘT	7500-10 000	trắng	trắng	Dòng Balmer mạnh, dòng H và K của Ca II tăng cường về phía lớp F. Ngoài ra, càng gần đến lớp F, các dòng kim loại bắt đầu xuất hiện
F	6000-7500	màu vàng-trắng	trắng	Dòng H và K của Ca II, dòng kim loại, rất mạnh. Các dòng hydro bắt đầu suy yếu. Xuất hiện vạch Ca I. Dải G xuất hiện và đậm dần. được hình thành bởi các đường Fe, Ca và Ti.
G	5000-6000	màu vàng	màu vàng	Dòng H và K của Ca II rất mãnh liệt. Dòng Ca I và vô số dòng kim loại. Các vạch hydro tiếp tục yếu đi và các dải phân tử CH và CN xuất hiện.
K	3500-5000	quả cam	màu vàng cam	Các đường kim loại và dải G rất mãnh liệt. Dòng hydro gần như vô hình. Xuất hiện dải hấp thụ TiO
M	2000-3500	màu đỏ	màu đỏ cam	Các dải TiO và các phân tử khác rất mãnh liệt. Dải G đang yếu đi. Các đường kim loại vẫn còn nhìn thấy được.

Sao lùn nâu

Sao lùn nâu là một loại sao trong đó phản ứng hạt nhân không bao giờ có thể bù đắp được sự mất mát năng lượng do bức xạ. Trong một thời gian dài sao lùn nâu là vật thể giả định. Sự tồn tại của chúng được dự đoán vào giữa thế kỷ 20, dựa trên ý tưởng về các quá trình xảy ra trong quá trình hình thành sao. Đồng thời, một sao lùn nâu được phát hiện lần đầu tiên vào năm 2004. Cho đến nay, khá nhiều ngôi sao thuộc loại này đã được phát hiện. Lớp quang phổ của chúng là M - T. Về lý thuyết, một lớp khác được phân biệt - được chỉ định là Y.

Các ngôi sao dãy chính - khái niệm và các loại. Phân loại và đặc điểm hạng mục “Ngôi sao dãy chính” năm 2017, 2018.

Các ngôi sao là vật thể thiên văn thú vị nhất và đại diện cho những nguyên tắc cơ bản nhất khối xây dựng thiên hà. Tuổi, sự phân bố và thành phần của các ngôi sao trong thiên hà cho phép chúng ta xác định lịch sử, động lực và sự tiến hóa của nó. Ngoài ra, các ngôi sao còn chịu trách nhiệm sản xuất và phân phối không gian bên ngoài các nguyên tố nặng như cacbon, nitơ, oxy và đặc tính của chúng có liên quan chặt chẽ với hệ thống hành tinh mà chúng hình thành. Vì vậy, việc nghiên cứu quá trình sinh ra, sự sống và cái chết của các ngôi sao cần vị trí trung tâm trong lĩnh vực thiên văn.

Sự ra đời của các ngôi sao

Các ngôi sao được sinh ra trong các đám mây bụi và khí nằm rải rác khắp hầu hết các thiên hà. Một ví dụ nổi bật Sự phân bố của đám mây như vậy là Tinh vân Orion.

Hình ảnh được trình bày kết hợp các hình ảnh nhìn thấy được và phạm vi hồng ngoại sóng nhận được từ kính viễn vọng không gian Hubble và Spitzer. Sự nhiễu loạn ở độ sâu của những đám mây này dẫn đến việc tạo ra các nút có khối lượng đủ để bắt đầu quá trình làm nóng vật chất ở trung tâm của nút này. Chính lõi nóng này, hay còn được gọi là tiền sao, một ngày nào đó có thể trở thành một ngôi sao.

ba chiều mô hình máy tính quá trình hình thành sao cho thấy các đám mây khí và bụi quay tròn có thể sụp đổ thành hai hoặc ba phần; điều này giải thích tại sao hầu hết các ngôi sao trong dải ngân hàđi theo cặp hoặc nhóm nhỏ.

Không phải tất cả vật chất từ ​​đám mây khí và bụi đều kết thúc ở ngôi sao tương lai. Vật chất còn lại có thể hình thành các hành tinh, tiểu hành tinh, sao chổi hoặc đơn giản là tồn tại dưới dạng bụi.

Chuỗi sao chính

Một ngôi sao có kích thước bằng Mặt trời của chúng ta mất khoảng 50 triệu năm để trưởng thành từ khi hình thành đến khi trưởng thành. Mặt trời của chúng ta sẽ vẫn ở giai đoạn trưởng thành này trong khoảng 10 tỷ năm nữa.

Các ngôi sao ăn năng lượng được giải phóng trong quá trình này phản ứng tổng hợp hạt nhân hydro với sự hình thành helium ở độ sâu của nó. Dòng năng lượng thoát ra từ vùng trung tâm của ngôi sao cung cấp áp suất cần thiết để ngăn ngôi sao sụp đổ dưới tác động của trọng lực.

Như thể hiện trong sơ đồ Hertzsprung-Russell, dãy sao chính bao gồm phạm vi rộngđộ sáng và màu sắc của các ngôi sao, có thể được phân loại theo những đặc điểm này. Những ngôi sao nhỏ nhất được gọi là sao lùn đỏ, có khối lượng khoảng 10% khối lượng Mặt trời và chỉ phát ra 0,01% năng lượng so với ngôi sao của chúng ta. Nhiệt độ bề mặt của chúng không vượt quá 3000-4000 K. Mặc dù có kích thước thu nhỏ nhưng các sao lùn đỏ cho đến nay vẫn là loại sao có nhiều nhất trong Vũ trụ và có tuổi đời hàng chục tỷ năm.

Mặt khác, hầu hết ngôi sao lớn, được gọi là siêu khổng lồ, có thể có khối lượng gấp 100 lần hoặc hơn, khối lượng lớn hơn Mặt trời và nhiệt độ bề mặt hơn 30.000 K. Các siêu sao giải phóng năng lượng gấp hàng trăm nghìn lần Mặt trời nhưng có tuổi thọ chỉ vài triệu năm. Các nhà khoa học tin rằng những ngôi sao cực lớn như vậy đã phổ biến rộng rãi trong Vũ trụ sơ khai, nhưng ngày nay chúng cực kỳ hiếm - chỉ một số ngôi sao siêu khổng lồ được biết đến trong suốt Dải Ngân hà.

Sự tiến hóa của một ngôi sao

TRONG phác thảo chung, Làm sao thêm ngôi sao, tuổi thọ của cô ấy càng ngắn, mặc dù mọi thứ ngoại trừ sao siêu lớn sống hàng tỷ năm. Khi một ngôi sao đã tạo ra hoàn toàn hydro trong lõi của nó, các phản ứng hạt nhân trong lõi của nó sẽ dừng lại. Bị mất đi năng lượng cần thiết để tự duy trì, lõi bắt đầu sụp đổ và trở nên nóng hơn nhiều. Lượng hydro còn lại bên ngoài hạt nhân tiếp tục cung cấp nhiên liệu cho phản ứng hạt nhân bên ngoài hạt nhân. Lõi ngày càng nóng hơn bắt đầu đẩy các lớp bên ngoài của ngôi sao ra ngoài, khiến ngôi sao giãn nở và nguội đi, biến nó thành một sao khổng lồ đỏ.

Nếu ngôi sao đủ lớn, quá trình suy sụp lõi có thể làm tăng nhiệt độ của nó đủ để hỗ trợ các phản ứng hạt nhân kỳ lạ hơn tiêu thụ heli và tạo ra nhiều nguyên tố nặng khác nhau, bao gồm cả sắt. Tuy nhiên, những phản ứng như vậy chỉ mang lại hiệu quả tạm thời. thảm họa toàn cầu các ngôi sao. Dần dần, nội bộ quá trình hạt nhân các ngôi sao ngày càng trở nên bất ổn. Những thay đổi này gây ra một xung động bên trong ngôi sao, sau đó sẽ dẫn đến việc bong lớp vỏ bên ngoài của nó, bao quanh nó là một đám mây khí và bụi. Điều gì xảy ra tiếp theo phụ thuộc vào kích thước của kernel.

Số phận tương lai của một ngôi sao tùy thuộc vào khối lượng lõi của nó

	Đối với những ngôi sao cỡ trung bình như Mặt trời, quá trình tách lõi khỏi các lớp bên ngoài của nó tiếp tục cho đến khi toàn bộ vật chất xung quanh bị đẩy ra ngoài. Phần lõi còn lại có nhiệt độ cao được gọi là sao lùn trắng. Các sao lùn trắng có kích thước tương đương Trái đất và có khối lượng tương đương một ngôi sao chính thức. Cho đến gần đây, chúng vẫn là một bí ẩn đối với các nhà thiên văn học - tại sao sự phá hủy lõi tiếp theo không xảy ra. Cơ học lượng tửđã giải được câu đố này. Áp suất của các electron chuyển động nhanh cứu ngôi sao khỏi bị sụp đổ. Lõi càng lớn thì sao lùn được hình thành càng dày đặc. Như vậy, hơn kích thước nhỏ hơn sao lùn trắng, nó càng đồ sộ. Những ngôi sao nghịch lý này khá phổ biến trong Vũ trụ - Mặt trời của chúng ta cũng sẽ biến thành sao lùn trắng sau vài tỷ năm nữa. Do thiếu nguồn nội bộ năng lượng, các sao lùn trắng cuối cùng nguội đi và biến mất vào vùng không gian rộng lớn bên ngoài.
	Nếu một sao lùn trắng hình thành ở dạng nhị phân hoặc bội số hệ thống sao, giai đoạn cuối đời của anh ấy có thể có nhiều sự kiện hơn được gọi là giáo dục tân tinh. Khi các nhà thiên văn học sự kiện này Họ đặt cho nó cái tên này, họ thực sự nghĩ rằng một ngôi sao mới đang hình thành. Tuy nhiên, ngày nay người ta biết rằng trên thực tế chúng ta đang nói về về những ngôi sao rất già - sao lùn trắng. Nếu một sao lùn trắng ở đủ gần ngôi sao đồng hành của nó, lực hấp dẫn của nó có thể hút hydro từ bầu khí quyển bên ngoài của ngôi sao lân cận và tạo ra lớp bề mặt của chính nó. Khi đủ hydro tích tụ trên bề mặt sao lùn trắng, một vụ nổ sẽ xảy ra nhiên liệu hạt nhân. Điều này làm cho độ sáng của nó tăng lên và vật liệu còn lại bị bong ra khỏi bề mặt. Trong vòng vài ngày, độ sáng của ngôi sao giảm đi và chu kỳ lại bắt đầu. Đôi khi, đặc biệt là ở các sao lùn trắng khổng lồ (có khối lượng lớn hơn 1,4 lần khối lượng Mặt Trời), nó có thể trở nên phát triển quá mức. một số lượng lớn vật chất sao cho khi nổ chúng bị phá hủy hoàn toàn. Quá trình này được gọi là sự ra đời siêu tân tinh.
	Kết quả là các ngôi sao thuộc dãy chính có khối lượng khoảng 8 lần khối lượng Mặt Trời trở lên sẽ chết vụ nổ mạnh mẽ. Quá trình này được gọi là sự ra đời của siêu tân tinh. Siêu tân tinh không chỉ là một tân tinh lớn. Trong một vụ nổ mới, chỉ có các lớp bề mặt phát nổ, trong khi ở một vụ nổ siêu tân tinh, lõi của ngôi sao tự sụp đổ. Kết quả là một lượng năng lượng khổng lồ được giải phóng. Trong khoảng thời gian từ vài ngày đến vài tuần, một siêu tân tinh có thể làm lu mờ toàn bộ thiên hà bằng ánh sáng của nó. Các thuật ngữ Nova và Supernova không mô tả chính xác bản chất của quá trình. Như chúng ta đã biết, về mặt vật lý, sự hình thành các ngôi sao mới không xảy ra. Sự phá hủy các ngôi sao hiện có xảy ra. Có nhiều cách giải thích cho quan niệm sai lầm này trường hợp lịch sử khi chúng xuất hiện trên bầu trời ngôi sao sáng, mà cho đến thời điểm đó thực tế hoặc hoàn toàn vô hình. Hiệu ứng này và sự xuất hiện của một ngôi sao mới đã ảnh hưởng đến thuật ngữ này.
	Nếu ở trung tâm siêu tân tinh có lõi có khối lượng từ 1,4 đến 3 lần khối lượng Mặt Trời thì sự phá hủy lõi sẽ tiếp tục cho đến khi các electron và proton kết hợp với nhau và tạo ra neutron, sau đó tạo thành sao neutron. Sao neutron cực kỳ dày đặc vật thể không gian- mật độ của chúng tương đương với mật độ hạt nhân nguyên tử. Bởi vì số lượng lớn khối lượng được đóng gói trong một thể tích nhỏ, trọng lực trên bề mặt sao neutron thật không thể tin được Sao neutron có kích thước lớn từ trường có thể tăng tốc hạt nguyên tử xung quanh cô ấy cực từ tạo ra chùm tia bức xạ mạnh. Nếu chùm tia như vậy hướng về Trái đất thì chúng ta có thể phát hiện các xung đều đặn trong phạm vi tia X từ ngôi sao này. Trong trường hợp này, nó được gọi là xung.
	Nếu lõi của một ngôi sao lớn hơn 3 lần khối lượng mặt trời, thì trong quá trình sụp đổ của nó, một lỗ đen sẽ được hình thành: một vật thể vô cùng dày đặc có lực hấp dẫn mạnh đến mức ngay cả ánh sáng cũng không thể thoát khỏi nó. Vì photon là công cụ duy nhất mà chúng ta có thể sử dụng để nghiên cứu vũ trụ nên việc phát hiện trực tiếp các lỗ đen là không thể. Sự tồn tại của họ chỉ có thể được biết một cách gián tiếp. Một trong những yếu tố gián tiếp chính cho thấy sự tồn tại của lỗ đen ở một khu vực nhất định là lực hấp dẫn khổng lồ của nó. Nếu có bất kỳ vật chất nào ở gần lỗ đen - thường là các ngôi sao đồng hành - thì nó sẽ bị lỗ đen bắt giữ và kéo về phía nó. Vật chất bị thu hút sẽ di chuyển về phía lỗ đen theo hình xoắn ốc, tạo thành một đĩa xung quanh nó, đĩa này nóng lên đến nhiệt độ cực lớn, phát ra một lượng lớn tia X và tia gamma. Chính sự phát hiện của họ đã gián tiếp chỉ ra sự tồn tại của một lỗ đen bên cạnh ngôi sao.

Bài viết hữu ích sẽ trả lời nhiều nhất câu hỏi thú vị về các ngôi sao.

Vật thể không gian sâu