Chiếm một điểm bên phải góc trên cùng: nó có độ sáng cao và nhiệt độ thấp. Bức xạ chính xảy ra ở phạm vi hồng ngoại. Bức xạ từ lớp vỏ bụi lạnh đến với chúng ta. Trong quá trình tiến hóa, vị trí của ngôi sao trên sơ đồ sẽ thay đổi. Nguồn năng lượng duy nhất ở giai đoạn này là lực hấp dẫn. Do đó, ngôi sao chuyển động khá nhanh song song với trục hoành.
Nhiệt độ bề mặt không thay đổi nhưng bán kính và độ sáng giảm. Nhiệt độ ở tâm ngôi sao tăng lên, đạt đến giá trị tại đó các phản ứng bắt đầu bằng các nguyên tố nhẹ: lithium, berili, boron, những chất này nhanh chóng cháy hết nhưng có thể làm chậm quá trình nén. Đường ray quay song song với trục tọa độ, nhiệt độ trên bề mặt ngôi sao tăng lên và độ sáng gần như không đổi. Cuối cùng, ở trung tâm ngôi sao, các phản ứng hình thành heli từ hydro (đốt cháy hydro) bắt đầu. Ngôi sao đi vào chuỗi chính.
Khoảng thời gian giai đoạn đầuđược xác định bởi khối lượng của ngôi sao. Đối với những ngôi sao như Mặt trời là khoảng 1 triệu năm, đối với một ngôi sao có khối lượng 10 M☉ Ít hơn khoảng 1000 lần và đối với một ngôi sao có khối lượng 0,1 M☉ hàng nghìn lần nữa.
Những ngôi sao trẻ có khối lượng thấp
Khi bắt đầu quá trình tiến hóa, một ngôi sao có khối lượng thấp có lõi bức xạ và vỏ đối lưu (Hình 82, I).
Ở giai đoạn trình tự chính, ngôi sao tỏa sáng nhờ sự giải phóng năng lượng trong các phản ứng hạt nhân chuyển hydro thành heli. Việc cung cấp hydro đảm bảo độ sáng của ngôi sao có khối lượng 1 M☉ khoảng trong vòng 10 10 năm. Ngôi sao khối lượng lớn hơn tiêu thụ hydro nhanh hơn: ví dụ, một ngôi sao có khối lượng 10 M☉ sẽ tiêu thụ hydro trong vòng chưa đầy 10 7 năm (độ sáng tỷ lệ thuận với lũy thừa khối lượng thứ tư).
Sao có khối lượng thấp
Khi hydro cháy hết, vùng trung tâm của ngôi sao bị nén rất nhiều.
Sao có khối lượng lớn
Sau khi đạt tới dãy chính, quá trình tiến hóa của một ngôi sao có khối lượng lớn (>1,5 M☉) được xác định bởi điều kiện cháy của nhiên liệu hạt nhân trong ruột sao. Ở sân khấu trình tự chínhđây là quá trình đốt cháy hydro, nhưng không giống như các ngôi sao có khối lượng thấp, các phản ứng của chu trình carbon-nitơ chiếm ưu thế trong lõi. Trong chu trình này, nguyên tử C và N đóng vai trò là chất xúc tác. Tốc độ giải phóng năng lượng trong các phản ứng của chu trình như vậy tỷ lệ thuận với T 17. Do đó, một lõi đối lưu được hình thành trong lõi, được bao quanh bởi một vùng trong đó việc truyền năng lượng được thực hiện bằng bức xạ.
Độ sáng của các ngôi sao có khối lượng lớn cao hơn nhiều so với độ sáng của Mặt trời và hydro được tiêu thụ nhanh hơn nhiều. Điều này cũng là do nhiệt độ ở trung tâm của những ngôi sao như vậy cũng cao hơn nhiều.
Khi tỷ lệ hydro trong vật chất của lõi đối lưu giảm thì tốc độ giải phóng năng lượng cũng giảm. Nhưng vì tốc độ giải phóng được xác định bởi độ sáng nên lõi bắt đầu nén lại và tốc độ giải phóng năng lượng không đổi. Đồng thời, ngôi sao mở rộng và di chuyển vào khu vực của những người khổng lồ đỏ.
Sao có khối lượng thấp
Vào thời điểm hydro bị đốt cháy hoàn toàn, một lõi helium nhỏ được hình thành ở trung tâm của một ngôi sao có khối lượng thấp. Trong lõi, mật độ vật chất và nhiệt độ lần lượt đạt giá trị 10 9 kg/m và 10 8 K. Quá trình đốt cháy hydro xảy ra trên bề mặt lõi. Khi nhiệt độ trong lõi tăng lên, tốc độ đốt cháy hydro tăng lên và độ sáng tăng lên. Vùng rạng rỡ dần dần biến mất. Và do tốc độ của dòng đối lưu tăng lên, các lớp bên ngoài của ngôi sao phồng lên. Kích thước và độ sáng của nó tăng lên - ngôi sao biến thành sao khổng lồ đỏ (Hình 82, II).
Sao có khối lượng lớn
Khi hydro trong một ngôi sao có khối lượng lớn cạn kiệt hoàn toàn, phản ứng ba heli bắt đầu xảy ra trong lõi, đồng thời phản ứng tạo thành oxy (3He=>C và C+He=>0). Đồng thời, hydro bắt đầu cháy trên bề mặt lõi helium. Nguồn lớp đầu tiên xuất hiện.
Nguồn cung cấp helium cạn kiệt rất nhanh, vì trong các phản ứng được mô tả, tương đối ít năng lượng được giải phóng trong mỗi hành động cơ bản. Hình ảnh lặp lại và hai nguồn lớp xuất hiện trong ngôi sao và phản ứng C+C=>Mg bắt đầu trong lõi.
Quá trình tiến hóa hóa ra rất phức tạp (Hình 84). Trong sơ đồ Hertzsprung-Russell, ngôi sao di chuyển dọc theo dãy sao khổng lồ hoặc (với khối lượng rất lớn trong vùng siêu khổng lồ) định kỳ trở thành sao Cephei.
Những ngôi sao cũ có khối lượng thấp
Đối với một ngôi sao có khối lượng thấp, cuối cùng tốc độ của dòng đối lưu ở một mức nào đó sẽ đạt đến mức thứ hai. vận tốc thoát, cái vỏ bong ra và ngôi sao biến thành sao lùn trắngđược bao quanh bởi một tinh vân hành tinh.
Quá trình tiến hóa của một ngôi sao có khối lượng thấp trên sơ đồ Hertzsprung-Russell được thể hiện trong Hình 83.
Cái chết của những ngôi sao có khối lượng lớn
Vào cuối quá trình tiến hóa của nó, một ngôi sao có khối lượng lớn có cấu trúc rất phức tạp. Mỗi lớp có thành phần hóa học riêng, phản ứng hạt nhân xảy ra ở một số nguồn lớp và lõi sắt được hình thành ở trung tâm (Hình 85).
Các phản ứng hạt nhân với sắt không xảy ra vì chúng tiêu tốn (chứ không phải giải phóng) năng lượng. Do đó, lõi sắt co lại nhanh chóng, nhiệt độ và mật độ trong nó tăng lên, đạt đến những giá trị tuyệt vời - nhiệt độ 10 9 K và áp suất 10 9 kg/m 3. Tài liệu từ trang web
Tại thời điểm này, hai quá trình quan trọng bắt đầu, xảy ra trong nhân đồng thời và rất nhanh (dường như tính bằng phút). Thứ nhất là trong các va chạm hạt nhân, nguyên tử sắt phân rã thành 14 nguyên tử helium, thứ hai là các electron bị “ép” thành proton, tạo thành neutron. Cả hai quá trình đều liên quan đến sự hấp thụ năng lượng và nhiệt độ trong lõi (cũng như áp suất) giảm xuống ngay lập tức. Các lớp bên ngoài của ngôi sao bắt đầu rơi về phía trung tâm.
Sự sụp đổ của các lớp bên ngoài dẫn đến nhiệt độ tăng mạnh ở chúng. Hydro, heli và carbon bắt đầu cháy. Điều này đi kèm với một dòng neutron mạnh phát ra từ lõi trung tâm. Kết quả là, một sức mạnh vụ nổ hạt nhân, ném ra các lớp bên ngoài của ngôi sao, vốn đã chứa tất cả các nguyên tố nặng, cho đến californium. Theo quan điểm hiện đại, tất cả các nguyên tử của các nguyên tố hóa học nặng (tức là nặng hơn heli) được hình thành trong Vũ trụ một cách chính xác dưới dạng ngọn lửa.
Nghiên cứu sự tiến hóa của sao là không thể nếu chỉ quan sát một ngôi sao - nhiều thay đổi ở các ngôi sao xảy ra quá chậm để có thể nhận thấy ngay cả sau nhiều thế kỷ. Vì vậy, các nhà khoa học nghiên cứu nhiều ngôi sao, mỗi ngôi sao đều ở một giai đoạn nhất định vòng đời. Trong vài thập kỷ qua rộng rãi trong vật lý thiên văn nhận được mô hình cấu trúc của các ngôi sao bằng công nghệ máy tính.
YouTube bách khoa toàn thư
1 / 5
✪ Các ngôi sao và quá trình tiến hóa của sao (được thuật lại bởi nhà vật lý thiên văn Sergei Popov)
✪ Các ngôi sao và sự tiến hóa của sao (được thuật lại bởi Sergey Popov và Ilgonis Vilks)
✪ Sự tiến hóa của các ngôi sao. Sự tiến hóa của người khổng lồ xanh trong 3 phút
✪ Surdin V.G. Sự tiến hóa của sao Phần 1
✪ S. A. Lamzin - “Sự tiến hóa của các vì sao”
phụ đề
Phản ứng tổng hợp nhiệt hạch bên trong các ngôi sao
sao trẻ
Quá trình hình thành sao có thể được mô tả một cách thống nhất, nhưng các giai đoạn tiến hóa tiếp theo của một ngôi sao phụ thuộc gần như hoàn toàn vào khối lượng của nó và chỉ ở giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa của ngôi sao, thành phần hóa học của nó mới đóng vai trò quan trọng.
Những ngôi sao trẻ có khối lượng thấp
Những ngôi sao trẻ có khối lượng thấp (tối đa ba lần khối lượng mặt trời) [ ], đang tiến gần đến dãy chính, hoàn toàn đối lưu - quá trình đối lưu bao phủ toàn bộ cơ thể của ngôi sao. Về cơ bản, đây là những tiền sao, ở trung tâm của các phản ứng hạt nhân mới bắt đầu và mọi bức xạ xảy ra chủ yếu do nén trọng lực. Cho đến khi trạng thái cân bằng thủy tĩnh được thiết lập, độ sáng của ngôi sao giảm ở nhiệt độ hiệu dụng không đổi. Trên sơ đồ Hertzsprung-Russell, những ngôi sao như vậy tạo thành một vệt gần như thẳng đứng gọi là vệt Hayashi. Khi quá trình nén chậm lại, ngôi sao trẻ tiếp cận dãy chính. Những vật thể thuộc loại này được liên kết với các sao T Tauri.
Vào thời điểm này, đối với các ngôi sao có khối lượng lớn hơn 0,8 lần khối lượng Mặt Trời, lõi trở nên trong suốt đối với bức xạ và sự truyền năng lượng bức xạ trong lõi trở nên chiếm ưu thế, do sự đối lưu ngày càng bị cản trở bởi sự nén chặt ngày càng tăng của vật chất sao. Ở các lớp bên ngoài của thân sao, sự truyền năng lượng đối lưu chiếm ưu thế.
Người ta không biết chắc chắn những đặc điểm nào của các ngôi sao có khối lượng thấp hơn tại thời điểm chúng bước vào dãy chính, vì thời gian những ngôi sao này ở trạng thái trẻ vượt quá tuổi của Vũ trụ [ ] . Mọi ý tưởng về sự tiến hóa của những ngôi sao này chỉ dựa trên các phép tính số và mô hình toán học.
Khi ngôi sao co lại, áp suất của khí điện tử thoái hóa bắt đầu tăng và khi đạt đến bán kính nhất định của ngôi sao, quá trình nén sẽ dừng lại, dẫn đến việc dừng tăng nhiệt độ trong lõi sao do lực nén gây ra, rồi giảm dần. Điều này không xảy ra với những ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn 0,0767 khối lượng Mặt Trời: được giải phóng trong thời gian phản ứng hạt nhân sẽ không bao giờ có đủ năng lượng để cân bằng áp suất bên trong và lực nén hấp dẫn. Những “sao dưới” như vậy phát ra nhiều năng lượng hơn mức được tạo ra trong quá trình phản ứng nhiệt hạch, và thuộc về cái gọi là sao lùn nâu. Số phận của chúng là bị nén liên tục cho đến khi áp suất của khí thoái hóa dừng lại, rồi nguội dần cùng với sự chấm dứt của tất cả các phản ứng nhiệt hạch đã bắt đầu.
Sao trẻ có khối lượng trung bình
Các sao trẻ có khối lượng trung bình (từ 2 đến 8 lần khối lượng Mặt Trời) [ ] tiến hóa về mặt chất lượng giống hệt như các anh chị em nhỏ hơn của chúng, ngoại trừ việc chúng không có vùng đối lưu cho đến dãy chính.
Các đối tượng thuộc loại này được liên kết với cái gọi là. Sao Ae\Be Herbig có biến thiên không đều lớp quang phổ B-F0. Họ cũng trưng bày các đĩa và tia lưỡng cực. Tốc độ dòng vật chất thoát ra khỏi bề mặt, độ sáng và nhiệt độ hiệu dụng cao hơn đáng kể so với T Tauri, do đó chúng làm nóng và phân tán tàn dư của đám mây tiền sao một cách hiệu quả.
Những ngôi sao trẻ có khối lượng lớn hơn 8 lần khối lượng Mặt Trời
Những ngôi sao có khối lượng như vậy đã có những đặc điểm sao bình thường, vì chúng đã trải qua tất cả các giai đoạn trung gian và có thể đạt được tốc độ phản ứng hạt nhân bù đắp cho năng lượng bị mất do bức xạ trong khi khối lượng tích lũy để đạt được trạng thái cân bằng thủy tĩnh của hạt nhân. Đối với những ngôi sao này, khối lượng và độ sáng tỏa ra lớn đến mức chúng không chỉ ngăn chặn sự sụp đổ hấp dẫn của các vùng bên ngoài của đám mây phân tử chưa trở thành một phần của ngôi sao mà ngược lại còn phân tán chúng đi. Do đó, khối lượng của ngôi sao thu được nhỏ hơn đáng kể so với khối lượng của đám mây tiền sao. Rất có thể, điều này giải thích sự vắng mặt trong thiên hà của chúng ta các ngôi sao có khối lượng lớn hơn khoảng 300 lần khối lượng Mặt Trời.
Chu kỳ giữa vòng đời của một ngôi sao
Các ngôi sao có nhiều màu sắc và kích cỡ khác nhau. Theo lớp quang phổ, chúng có phạm vi từ xanh nóng đến đỏ lạnh, theo khối lượng - từ 0,0767 đến khoảng 300 khối lượng mặt trời. ước tính mới nhất. Độ sáng và màu sắc của một ngôi sao phụ thuộc vào nhiệt độ bề mặt của nó, nhiệt độ này được xác định bởi khối lượng của nó. Tất cả các ngôi sao mới đều “chiếm chỗ” trên chuỗi chính theo ý muốn của họ. thành phần hóa học và khối lượng. Đương nhiên, chúng ta không nói về chuyển động vật lý của ngôi sao - chỉ nói về vị trí của nó trên sơ đồ đã chỉ ra, tùy thuộc vào các thông số của ngôi sao. Trên thực tế, chuyển động của một ngôi sao dọc theo sơ đồ chỉ tương ứng với sự thay đổi các thông số của ngôi sao.
Quá trình “đốt cháy” vật chất nhiệt hạch lại tiếp tục ở một cấp độ mới, gây ra sự giãn nở khủng khiếp của ngôi sao. Ngôi sao "phình to", trở nên rất "lỏng lẻo" và kích thước của nó tăng lên khoảng 100 lần. Vì vậy, ngôi sao trở thành sao khổng lồ đỏ và giai đoạn đốt cháy heli kéo dài khoảng vài triệu năm. Hầu như tất cả các sao khổng lồ đỏ đều là sao biến quang.
Giai đoạn cuối cùng của quá trình tiến hóa sao
Những ngôi sao già có khối lượng thấp
Hiện tại, người ta vẫn chưa biết chắc chắn điều gì sẽ xảy ra với các ngôi sao ánh sáng sau khi nguồn cung cấp hydro trong lõi của chúng cạn kiệt. Vì tuổi của Vũ trụ là 13,7 tỷ năm, không đủ để nguồn cung cấp nhiên liệu hydro trong những ngôi sao như vậy cạn kiệt, lý thuyết hiện đạiđược dựa trên mô hình máy tính các quá trình xảy ra ở những ngôi sao như vậy.
Một số ngôi sao chỉ có thể tổng hợp helium ở một số vùng hoạt động nhất định, gây ra sự mất ổn định và gió sao mạnh. Trong trường hợp này, sự hình thành tinh vân hành tinh không xảy ra và ngôi sao chỉ bốc hơi, thậm chí còn nhỏ hơn cả một sao lùn nâu [ ] .
Một ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn 0,5 lần khối lượng mặt trời không thể chuyển đổi heli ngay cả sau khi các phản ứng liên quan đến hydro dừng lại trong lõi của nó - khối lượng của một ngôi sao như vậy quá nhỏ để tạo ra một giai đoạn nén hấp dẫn mới đến một mức độ đủ để “bốc cháy” khí heli Những ngôi sao như vậy bao gồm các sao lùn đỏ, chẳng hạn như Proxima Centauri, có thời gian cư trú trên dãy chính dao động từ hàng chục tỷ đến hàng chục nghìn tỷ năm. Sau khi ngừng các phản ứng nhiệt hạch trong lõi, chúng nguội dần và sẽ tiếp tục phát ra yếu ở vùng hồng ngoại và vi sóng của phổ điện từ.
Những ngôi sao cỡ vừa
Khi đạt tới ngôi sao kích thước trung bình(từ 0,4 đến 3,4 khối lượng mặt trời) [ ] của pha khổng lồ đỏ, hydro cạn kiệt trong lõi của nó và các phản ứng tổng hợp carbon từ helium bắt đầu. Quá trình này xảy ra nhiều hơn nhiệt độ cao và do đó dòng năng lượng từ lõi tăng lên và kết quả là các lớp bên ngoài của ngôi sao bắt đầu giãn nở. Sự bắt đầu tổng hợp carbon đánh dấu một giai đoạn mới trong cuộc đời của một ngôi sao và tiếp tục trong một thời gian. Đối với một ngôi sao có kích thước tương tự Mặt trời, quá trình này có thể mất khoảng một tỷ năm.
Những thay đổi về lượng năng lượng phát ra khiến ngôi sao trải qua những giai đoạn không ổn định, bao gồm những thay đổi về kích thước, nhiệt độ bề mặt và giải phóng năng lượng. Năng lượng đầu ra chuyển sang bức xạ tần số thấp. Tất cả điều này đi kèm với sự mất khối lượng ngày càng tăng do gió sao mạnh và xung động mạnh. Các ngôi sao trong pha này được gọi là “sao loại muộn” (còn gọi là “sao đã nghỉ hưu”), OH -IR sao hoặc những ngôi sao giống Mira, tùy thuộc vào đặc điểm chính xác của chúng. Khí thoát ra tương đối giàu các nguyên tố nặng được tạo ra bên trong ngôi sao, chẳng hạn như oxy và carbon. Khí tạo thành một lớp vỏ giãn nở và nguội đi khi nó di chuyển ra khỏi ngôi sao, khiến giáo dục có thể các hạt bụi và phân tử. Với sự mạnh mẽ bức xạ hồng ngoại các ngôi sao nguồn được hình thành trong những lớp vỏ như vậy điều kiện lý tưởngđể kích hoạt masers vũ trụ.
Phản ứng đốt cháy nhiệt hạch của helium rất nhạy cảm với nhiệt độ. Đôi khi điều này dẫn đến sự mất ổn định lớn. Các xung động mạnh phát sinh, kết quả là truyền đủ gia tốc cho các lớp bên ngoài để bị văng ra và biến thành tinh vân hành tinh. Ở trung tâm của một tinh vân như vậy, lõi trần của ngôi sao vẫn còn, trong đó các phản ứng nhiệt hạch dừng lại và khi nguội đi, nó biến thành một sao lùn trắng helium, thường có khối lượng lên tới 0,5-0,6 khối lượng mặt trời và đường kính. theo thứ tự đường kính của Trái đất.
Phần lớn các ngôi sao, bao gồm cả Mặt trời, hoàn thành quá trình tiến hóa của chúng bằng cách co lại cho đến khi áp suất của các electron suy biến cân bằng với lực hấp dẫn. Ở trạng thái này, khi kích thước của ngôi sao giảm đi một trăm lần và mật độ trở nên cao hơn một triệu lần so với mật độ của nước, ngôi sao được gọi là sao lùn trắng. Nó bị tước đoạt nguồn năng lượng và dần dần nguội đi, trở thành một sao lùn đen vô hình.
Ở những ngôi sao nặng hơn Mặt trời, áp suất của các electron thoái hóa không thể ngăn được lực nén tiếp theo của lõi và các electron bắt đầu bị “ép” thành hạt nhân nguyên tử, biến proton thành neutron, giữa đó không có lực đẩy tĩnh điện. Quá trình neutron hóa vật chất này dẫn đến thực tế là kích thước của ngôi sao, trên thực tế, là một hạt nhân nguyên tử khổng lồ, được đo bằng vài km và mật độ của nó cao hơn mật độ của nước 100 triệu lần. Một vật thể như vậy được gọi là sao neutron; trạng thái cân bằng của nó được duy trì nhờ áp suất của vật chất neutron thoái hóa.
Những ngôi sao siêu lớn
Sau khi một ngôi sao có khối lượng lớn hơn 5 lần khối lượng Mặt Trời bước vào giai đoạn siêu khổng lồ đỏ, lõi của nó bắt đầu co lại dưới tác động của lực hấp dẫn. Khi độ nén tăng lên, nhiệt độ và mật độ tăng lên, và trình tự mới phản ứng nhiệt hạch. Trong các phản ứng như vậy, các nguyên tố ngày càng nặng hơn được tổng hợp: heli, carbon, oxy, silicon và sắt, tạm thời hạn chế sự sụp đổ của lõi.
Kết quả là, khi các nguyên tố ngày càng nặng hơn trong Bảng tuần hoàn được hình thành, sắt-56 được tổng hợp từ silicon. Ở giai đoạn này tiếp tục tỏa nhiệt phản ứng tổng hợp nhiệt hạch trở nên không thể, vì hạt nhân sắt-56 có độ lệch khối lượng tối đa và việc hình thành các hạt nhân nặng hơn khi giải phóng năng lượng là không thể. Do đó, khi lõi sắt của một ngôi sao đạt đến một kích thước nhất định, áp suất trong nó không còn khả năng chịu được trọng lượng của các lớp bên trên của ngôi sao và sự sụp đổ ngay lập tức của lõi xảy ra cùng với quá trình neutron hóa vật chất của nó.
Điều gì xảy ra tiếp theo vẫn chưa hoàn toàn rõ ràng, nhưng trong mọi trường hợp, các quá trình diễn ra chỉ trong vài giây sẽ dẫn đến một vụ nổ siêu tân tinh có sức mạnh đáng kinh ngạc.
Những tia neutrino mạnh và từ trường quay đẩy ra ngoài hầu hết vật chất được tích lũy bởi ngôi sao [ ] - cái gọi là bộ phận chỗ ngồi, bao gồm các bộ phận bằng sắt và nhẹ hơn. Vật chất tán xạ bị bắn phá bởi các neutron thoát ra từ lõi sao, bắt giữ chúng và từ đó tạo ra một tập hợp các nguyên tố nặng hơn sắt, bao gồm cả các nguyên tố phóng xạ, cho đến uranium (và có lẽ thậm chí cả californium). Như vậy, các vụ nổ siêu tân tinh giải thích sự hiện diện trong vật chất liên sao nguyên tố nặng hơn sắt, nhưng đây không phải là nguyên tố duy nhất cách có thể sự hình thành của chúng, chẳng hạn, được thể hiện bằng các sao technetium.
làn sóng nổ Và các tia neutrino mang vật chất ra xa ngôi sao sắp chết [ ] V không gian giữa các vì sao. Sau đó, khi nguội đi và di chuyển trong không gian, vật liệu siêu tân tinh này có thể va chạm với các “vật liệu cứu hộ” vũ trụ khác và có thể tham gia vào quá trình hình thành các ngôi sao, hành tinh hoặc vệ tinh mới.
Các quá trình xảy ra trong quá trình hình thành siêu tân tinh vẫn đang được nghiên cứu và cho đến nay vẫn chưa có sự rõ ràng về vấn đề này. Cũng đáng nghi ngờ là những gì thực sự còn lại của ngôi sao ban đầu. Tuy nhiên, có hai lựa chọn đang được xem xét: sao neutron và lỗ đen.
sao neutron
Người ta biết rằng ở một số siêu tân tinh trọng lực mạnhở độ sâu của một siêu sao, nó buộc các electron bị hạt nhân nguyên tử hấp thụ, nơi chúng hợp nhất với các proton, tạo thành neutron. Quá trình này được gọi là neutron hóa. Lực điện từ, tách các hạt nhân lân cận, biến mất. Lõi của ngôi sao bây giờ là một quả cầu dày đặc hạt nhân nguyên tử và neutron riêng lẻ.
Những ngôi sao như vậy, được gọi là sao neutron, có kích thước cực kỳ nhỏ - không lớn hơn thành phố lớn, và có những điều không thể tưởng tượng được mật độ cao. Chu kỳ quỹ đạo của chúng trở nên cực kỳ ngắn khi kích thước của ngôi sao giảm (do bảo toàn động lượng góc). Một số sao neutron quay 600 lần mỗi giây. Đối với một số trong số chúng, góc giữa vectơ bức xạ và trục quay có thể sao cho Trái đất rơi vào hình nón do bức xạ này tạo thành; trong trường hợp này, có thể phát hiện ra một xung bức xạ lặp lại ở những khoảng thời gian bằng với chu kỳ quỹ đạo của ngôi sao. Những sao neutron như vậy được gọi là “pulsar” và trở thành sao đầu tiên được phát hiện. sao neutron.
Lỗ đen
Không phải tất cả các ngôi sao sau khi trải qua giai đoạn nổ siêu tân tinh đều trở thành sao neutron. Nếu một ngôi sao có đủ khối lượng lớn, thì sự co lại của một ngôi sao như vậy sẽ tiếp tục và bản thân các neutron sẽ bắt đầu rơi vào trong cho đến khi bán kính của nó nhỏ hơn bán kính Schwarzschild. Sau đó, ngôi sao trở thành một lỗ đen.
Sự tồn tại của lỗ đen đã được dự đoán bởi thuyết tương đối rộng. Theo lý thuyết này,
Vòng đời của các ngôi sao bao gồm nhiều giai đoạn, trải qua hàng triệu tỷ năm, các ngôi sao đều đặn nỗ lực hướng tới cái kết không thể tránh khỏi, biến thành những ngọn lửa sáng hoặc những lỗ đen u ám.
Tuổi thọ của một ngôi sao thuộc bất kỳ loại nào đều dài vô cùng và quá trình phức tạp kèm theo hiện tượng quy mô vũ trụ. Tính linh hoạt của nó đơn giản là không thể theo dõi và nghiên cứu đầy đủ, thậm chí sử dụng toàn bộ kho vũ khí khoa học hiện đại. Nhưng dựa trên những kiến thức độc đáo, được tích lũy và xử lý trong toàn bộ thời gian tồn tại của thiên văn học trên trái đất, toàn bộ lớp thông tin có giá trị nhất sẽ có sẵn cho chúng ta. Điều này giúp có thể liên kết chuỗi các giai đoạn trong vòng đời của các ngôi sao sáng thành các lý thuyết tương đối mạch lạc và mô hình hóa sự phát triển của chúng. Những giai đoạn này là gì?
Đừng bỏ lỡ ứng dụng tương tác trực quan ""!
Tập I. Tiền sao
Đường đời của các ngôi sao, giống như mọi vật thể trong thế giới vĩ mô và vi mô, bắt đầu từ khi sinh ra. Sự kiện này bắt nguồn từ việc hình thành một đám mây cực kỳ lớn, trong đó các phân tử đầu tiên xuất hiện, do đó sự hình thành này được gọi là phân tử. Đôi khi một thuật ngữ khác được sử dụng để bộc lộ trực tiếp bản chất của quá trình - cái nôi của các ngôi sao.
Chỉ khi ở trong một đám mây như vậy mới có hiệu lực bất khả kháng, xảy ra vô cùng nén nhanh các hạt cấu thành của nó có khối lượng, tức là sự suy sụp hấp dẫn, ngôi sao tương lai bắt đầu hình thành. Nguyên nhân của hiện tượng này là do sự gia tăng năng lượng hấp dẫn, một phần trong đó nén các phân tử khí và làm nóng đám mây mẹ. Sau đó, độ trong suốt của hệ tầng dần dần bắt đầu biến mất, điều này góp phần làm tăng nhiệt độ và tăng áp suất ở trung tâm của nó. Giai đoạn cuối cùng trong giai đoạn tiền sao là sự tích tụ vật chất rơi vào lõi, trong đó ngôi sao mới sinh phát triển và trở nên nhìn thấy được sau khi áp suất của ánh sáng phát ra quét sạch tất cả bụi ra vùng ngoại ô theo đúng nghĩa đen.
Tìm các tiền sao trong Tinh vân Orion!
Bức tranh toàn cảnh khổng lồ này của Tinh vân Orion xuất phát từ hình ảnh. Tinh vân này là một trong những cái nôi lớn nhất và gần gũi nhất của các ngôi sao với chúng ta. Cố gắng tìm các tiền sao trong tinh vân này, vì độ phân giải của ảnh toàn cảnh này cho phép bạn làm điều này.
Tập II. sao trẻ
Fomalhaut, hình ảnh từ danh mục DSS. Vẫn còn một đĩa tiền hành tinh xung quanh ngôi sao này.
Giai đoạn hoặc chu kỳ tiếp theo trong cuộc đời của một ngôi sao là thời kỳ thơ ấu vũ trụ của nó, giai đoạn này được chia thành ba giai đoạn: các ngôi sao trẻ của tuổi nhỏ (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.
Tập III. Thời hoàng kim của cuộc đời một ngôi sao
Mặt trời được chụp ở vạch H alpha. Ngôi sao của chúng ta đang ở thời kỳ đỉnh cao.
Ở giữa cuộc đời của mình, các ngôi sao vũ trụ có thể có nhiều màu sắc, khối lượng và kích thước khác nhau. Bảng màu thay đổi từ xanh lam đến đỏ và khối lượng của chúng có thể nhỏ hơn đáng kể so với khối lượng mặt trời hoặc lớn hơn ba trăm lần. Trình tự chính của vòng đời của các ngôi sao kéo dài khoảng mười tỷ năm. Sau đó, lõi của vũ trụ cạn kiệt hydro. Thời điểm này được coi là thời điểm chuyển cuộc sống của vật thể sang giai đoạn tiếp theo. Do nguồn hydro trong lõi cạn kiệt, các phản ứng nhiệt hạch dừng lại. Tuy nhiên, trong thời kỳ ngôi sao bị nén mới, sự sụp đổ bắt đầu dẫn đến xảy ra các phản ứng nhiệt hạch với sự tham gia của helium. Quá trình này kích thích sự giãn nở đáng kinh ngạc của ngôi sao. Và bây giờ nó được coi là một người khổng lồ đỏ.
Tập IV. Sự kết thúc của sự tồn tại của các ngôi sao và cái chết của chúng
Những ngôi sao già, giống như những ngôi sao trẻ của chúng, được chia thành nhiều loại: sao có khối lượng thấp, sao cỡ trung bình, sao siêu lớn, và. Đối với những vật thể có khối lượng thấp, vẫn không thể nói chính xác những quá trình nào xảy ra với chúng trong giai đoạn tồn tại cuối cùng. Tất cả những hiện tượng như vậy đều được mô tả theo giả thuyết bằng cách sử dụng mô phỏng máy tính chứ không dựa trên những quan sát cẩn thận về chúng. Sau lần đốt cháy cuối cùng của carbon và oxy, lớp vỏ khí quyển của ngôi sao tăng lên và thành phần khí của nó nhanh chóng mất đi. Vào cuối con đường tiến hóa của chúng, các ngôi sao bị nén lại nhiều lần và ngược lại, mật độ của chúng tăng lên đáng kể. Một ngôi sao như vậy được coi là sao lùn trắng. Sau đó, giai đoạn sống của nó là thời kỳ siêu khổng lồ đỏ. Điều cuối cùng trong vòng đời của một ngôi sao là sự biến đổi của nó, do lực nén rất mạnh, thành sao neutron. Tuy nhiên, không phải tất cả các thiên thể như vậy đều trở nên như thế này. Một số, thường có thông số lớn nhất (hơn 20-30 khối lượng mặt trời), trở thành lỗ đen do sự sụp đổ.
Sự thật thú vị về vòng đời của các ngôi sao
Một trong những thông tin đặc biệt và đáng chú ý nhất từ cuộc sống của các vì sao trong không gian là phần lớn các ngôi sao sáng trong vũ trụ của chúng ta đều ở giai đoạn sao lùn đỏ. Những vật thể như vậy có khối lượng nhỏ hơn nhiều so với Mặt trời.
Một điều khá thú vị là lực hút từ của sao neutron cao gấp hàng tỷ lần so với bức xạ tương tự của sao Trái đất.
Ảnh hưởng của khối lượng lên một ngôi sao
Một sự thật thú vị không kém khác là thời gian tồn tại của những loại sao lớn nhất được biết đến. Do khối lượng của chúng có thể lớn hơn mặt trời hàng trăm lần nên năng lượng giải phóng của chúng cũng lớn gấp nhiều lần, thậm chí có khi lên tới hàng triệu lần. Do đó, tuổi thọ của chúng ngắn hơn nhiều. Trong một số trường hợp, sự tồn tại của chúng chỉ kéo dài vài triệu năm, so với hàng tỷ năm tuổi thọ của các ngôi sao có khối lượng thấp.
Một sự thật thú vị nữa là sự tương phản giữa lỗ đen và sao lùn trắng. Đáng chú ý là cái trước phát sinh từ những ngôi sao khổng lồ nhất về khối lượng, và cái sau, ngược lại, từ những ngôi sao nhỏ nhất.
Có một số lượng lớn các hiện tượng độc đáo trong Vũ trụ mà chúng ta có thể nói đến không ngừng, bởi vì không gian được nghiên cứu và khám phá cực kỳ kém. Tất cả kiến thức của con người về các ngôi sao và vòng đời của chúng mà khoa học hiện đại sở hữu chủ yếu đều bắt nguồn từ các quan sát và tính toán lý thuyết. Những hiện tượng và vật thể ít được nghiên cứu như vậy cung cấp công việc liên tục cho hàng nghìn nhà nghiên cứu và nhà khoa học: nhà thiên văn học, nhà vật lý, nhà toán học và nhà hóa học. Nhờ làm việc không ngừng, những kiến thức này không ngừng được tích lũy, bổ sung và thay đổi, nhờ đó trở nên chính xác, đáng tin cậy và toàn diện hơn.
Mặc dù các ngôi sao dường như vĩnh cửu theo thang thời gian của con người, nhưng chúng cũng giống như mọi thứ trong tự nhiên, sinh ra, sống và chết đi. Theo giả thuyết đám mây khí-bụi được chấp nhận rộng rãi, một ngôi sao được sinh ra là kết quả của lực nén hấp dẫn của đám mây khí-bụi giữa các vì sao. Khi một đám mây dày lên, đầu tiên nó hình thành tiền sao, nhiệt độ ở tâm của nó tăng đều đặn cho đến khi đạt đến giới hạn cần thiết để tốc độ chuyển động nhiệt của các hạt vượt quá ngưỡng mà sau đó các proton có thể thắng được lực vĩ mô của lực đẩy tĩnh điện lẫn nhau ( cm.định luật Coulomb) và tham gia vào phản ứng tổng hợp nhiệt hạch ( cm. Phân rã hạt nhân và nhiệt hạch).
Là kết quả của phản ứng tổng hợp nhiệt hạch nhiều giai đoạn, bốn proton cuối cùng tạo thành hạt nhân helium (2 proton + 2 neutron) và toàn bộ một nguồn hạt cơ bản khác nhau được giải phóng. Ở trạng thái cuối cùng, tổng khối lượng của các hạt hình thành là ít hơn khối lượng của bốn proton ban đầu, nghĩa là năng lượng tự do được giải phóng trong phản ứng ( cm. Thuyết tương đối). Do đó, lõi bên trong của ngôi sao mới sinh nhanh chóng nóng lên đến nhiệt độ cực cao và năng lượng dư thừa của nó bắt đầu tỏa ra bề mặt ít nóng hơn - và thoát ra ngoài. Đồng thời, áp suất ở tâm ngôi sao bắt đầu tăng ( cm. Phương trình trạng thái của khí lý tưởng). Như vậy, bằng cách “đốt cháy” hydro trong quá trình phản ứng nhiệt hạch, ngôi sao không cho lực hấp dẫn nén bản thân đến trạng thái siêu đậm đặc, chống lại sự suy sụp hấp dẫn bằng áp suất nhiệt bên trong được đổi mới liên tục, dẫn đến trạng thái ổn định. cân bằng năng lượng. Các ngôi sao đang tích cực đốt cháy hydro được cho là đang ở "giai đoạn sơ cấp" trong vòng đời hoặc quá trình tiến hóa của chúng ( cm. biểu đồ Hertzsprung-Russell). Sự biến đổi một nguyên tố hóa học này thành một nguyên tố hóa học khác bên trong một ngôi sao được gọi là phản ứng tổng hợp hạt nhân hoặc tổng hợp hạt nhân.
Đặc biệt, Mặt trời đã ở giai đoạn tích cực đốt cháy hydro trong quá trình tổng hợp hạt nhân tích cực trong khoảng 5 tỷ năm và trữ lượng hydro trong lõi để tiếp tục hoạt động sẽ đủ cho ngôi sao sáng của chúng ta trong 5,5 tỷ năm nữa. Ngôi sao càng lớn thì nguồn cung cấp nhiên liệu hydro càng lớn, nhưng để chống lại lực suy sụp hấp dẫn, nó phải đốt cháy hydro ở cường độ vượt quá tốc độ tăng trưởng của trữ lượng hydro khi khối lượng của ngôi sao tăng lên. Do đó, ngôi sao càng nặng thì thời gian tồn tại của nó càng ngắn, được xác định bởi sự cạn kiệt nguồn dự trữ hydro và những ngôi sao lớn nhất sẽ cháy hết trong “một số” hàng chục triệu năm. Mặt khác, những ngôi sao nhỏ nhất lại sống thoải mái trong hàng trăm tỷ năm. Vì vậy, ở thang đo này, Mặt trời của chúng ta thuộc “tầng lớp trung lưu mạnh mẽ”.
Tuy nhiên, sớm hay muộn, bất kỳ ngôi sao nào cũng sẽ sử dụng hết lượng hydro thích hợp để đốt cháy trong lò nhiệt hạch của nó. Tiếp theo là gì? Nó cũng phụ thuộc vào khối lượng của ngôi sao. Mặt trời (và tất cả các ngôi sao không vượt quá khối lượng của nó quá tám lần) kết thúc cuộc đời tôi một cách rất tầm thường. Khi trữ lượng hydro trong ruột của ngôi sao cạn kiệt, lực nén hấp dẫn, vốn đã kiên nhẫn chờ đợi giờ này kể từ thời điểm ngôi sao ra đời, bắt đầu chiếm thế thượng phong - và dưới ảnh hưởng của chúng. ngôi sao bắt đầu co lại và trở nên đặc hơn. Quá trình này có tác dụng gấp đôi: Nhiệt độ trong các lớp xung quanh lõi ngôi sao tăng lên đến mức mà tại đó hydro chứa ở đó cuối cùng trải qua phản ứng tổng hợp nhiệt hạch để tạo thành helium. Đồng thời, nhiệt độ trong lõi, hiện bao gồm gần như hoàn toàn là helium, tăng lên đến mức chính helium - một loại “tro” của phản ứng tổng hợp hạt nhân sơ cấp đang mờ dần - bước vào một phản ứng tổng hợp nhiệt hạch mới: từ ba hạt nhân helium một hạt nhân carbon được hình thành. Quá trình phản ứng tổng hợp nhiệt hạch thứ cấp này, được thúc đẩy bởi các sản phẩm của phản ứng sơ cấp, là một trong những thời điểm quan trọng trong vòng đời của các ngôi sao.
Trong quá trình đốt cháy thứ cấp helium trong lõi của ngôi sao, rất nhiều năng lượng được giải phóng đến mức ngôi sao bắt đầu phồng lên theo đúng nghĩa đen. Đặc biệt, lớp vỏ của Mặt trời ở giai đoạn sống này sẽ mở rộng ra ngoài quỹ đạo của Sao Kim. Trong trường hợp này, tổng năng lượng bức xạ của ngôi sao vẫn xấp xỉ ở mức như trong giai đoạn chính của cuộc đời nó, nhưng vì năng lượng này hiện được phát ra qua một diện tích bề mặt lớn hơn nhiều, nên lớp ngoài của ngôi sao nguội đi đến mức phần màu đỏ của quang phổ. Ngôi sao biến thành khổng lồ đỏ.
Đối với các sao loại Mặt Trời, sau khi nhiên liệu cung cấp cho phản ứng tổng hợp hạt nhân thứ cấp đã cạn kiệt, giai đoạn suy sụp hấp dẫn lại bắt đầu – lần này là cuối cùng. Nhiệt độ bên trong lõi không còn có thể tăng lên mức cần thiết để bắt đầu cấp độ phản ứng nhiệt hạch tiếp theo. Do đó, ngôi sao co lại cho đến khi lực hấp dẫn được cân bằng bởi hàng rào lực tiếp theo. Vai trò của anh ấy được thực hiện bởi suy biến áp suất khí điện tử(cm. giới hạn Chandrasekhar). Các electron, cho đến giai đoạn này đóng vai trò là những phần bổ sung thất nghiệp trong quá trình tiến hóa của ngôi sao, không tham gia vào các phản ứng tổng hợp hạt nhân và di chuyển tự do giữa các hạt nhân trong quá trình hợp hạch, ở một giai đoạn nén nhất định sẽ thấy mình bị thiếu “không gian sống”. và bắt đầu “chống lại” sức nén hấp dẫn hơn nữa của ngôi sao. Trạng thái của ngôi sao ổn định và nó chuyển sang trạng thái thoái hóa sao lùn trắng, sẽ tỏa nhiệt dư vào không gian cho đến khi nguội hoàn toàn.
Những ngôi sao nặng hơn Mặt trời sẽ có một kết thúc ngoạn mục hơn nhiều. Sau khi đốt cháy helium, khối lượng của chúng trong quá trình nén hóa ra đủ để làm nóng lõi và vỏ đến nhiệt độ cần thiết để khởi động các phản ứng tổng hợp hạt nhân tiếp theo - carbon, sau đó là silicon, magiê - v.v., khi khối lượng hạt nhân tăng lên. Hơn nữa, khi bắt đầu mỗi phản ứng mới trong lõi ngôi sao, phản ứng trước đó sẽ tiếp tục diễn ra trong lớp vỏ của nó. Trên thực tế, tất cả các nguyên tố hóa học, bao gồm cả sắt, tạo nên Vũ trụ, được hình thành chính xác là kết quả của quá trình tổng hợp hạt nhân ở độ sâu của những ngôi sao sắp chết thuộc loại này. Nhưng sắt là giới hạn; nó không thể dùng làm nhiên liệu cho phản ứng tổng hợp hạt nhân hoặc phản ứng phân rã ở bất kỳ nhiệt độ hoặc áp suất nào, vì cả sự phân rã của nó và việc bổ sung thêm các nucleon vào nó đều cần một luồng năng lượng bên ngoài. Kết quả là, một ngôi sao lớn dần dần tích tụ lõi sắt bên trong nó, lõi sắt này không thể dùng làm nhiên liệu cho bất kỳ phản ứng hạt nhân nào nữa.
Khi nhiệt độ và áp suất bên trong hạt nhân đạt đến một mức nhất định, các electron bắt đầu tương tác với các proton của hạt nhân sắt, dẫn đến sự hình thành neutron. Và trong một khoảng thời gian rất ngắn - một số nhà lý thuyết tin rằng quá trình này chỉ mất vài giây - các electron tự do trong suốt quá trình tiến hóa trước đó của ngôi sao hòa tan theo đúng nghĩa đen trong các proton của hạt nhân sắt, toàn bộ vật chất của lõi sao biến thành một chùm neutron rắn và bắt đầu nén nhanh chóng trong sự sụp đổ hấp dẫn, do áp suất phản kháng của khí electron suy biến giảm xuống bằng không. Lớp vỏ bên ngoài của ngôi sao, từ đó mọi sự hỗ trợ bị mất đi, sụp đổ về phía trung tâm. Năng lượng va chạm của lớp vỏ bên ngoài bị sụp đổ với lõi neutron cao đến mức nó bật ra với tốc độ cực lớn và phân tán theo mọi hướng từ lõi - và ngôi sao phát nổ theo đúng nghĩa đen trong một tia sáng chói mắt siêu tân tinh ngôi sao. Chỉ trong vài giây, một vụ nổ siêu tân tinh có thể giải phóng vào không gian nhiều năng lượng hơn tất cả các ngôi sao trong thiên hà cộng lại trong cùng thời gian.
Sau một vụ nổ siêu tân tinh và sự giãn nở của vỏ các ngôi sao có khối lượng khoảng 10-30 lần khối lượng Mặt Trời, sự suy sụp hấp dẫn đang diễn ra dẫn đến sự hình thành một sao neutron, vật chất của nó bị nén lại cho đến khi nó bắt đầu tự cảm nhận được. áp suất của neutron suy biến - nói cách khác, bây giờ neutron (giống như các electron đã làm trước đó) bắt đầu chống lại sự nén thêm, đòi hỏi với chính tôi không gian sống. Điều này thường xảy ra khi ngôi sao đạt kích thước đường kính khoảng 15 km. Kết quả là một ngôi sao neutron quay nhanh, phát ra các xung điện từ ở tần số quay của nó; những ngôi sao như vậy được gọi là xung. Cuối cùng, nếu khối lượng lõi của ngôi sao vượt quá 30 lần khối lượng Mặt Trời, không gì có thể ngăn được sự suy sụp hấp dẫn hơn nữa của nó và một vụ nổ siêu tân tinh dẫn đến
Sự ra đời của các ngôi sao và toàn bộ thiên hà xảy ra vĩnh viễn cũng như cái chết của chúng. Sự biến mất của một ngôi sao bù đắp cho sự xuất hiện của một ngôi sao khác, vì vậy đối với chúng ta, dường như những ngôi sao sáng giống nhau liên tục xuất hiện trên bầu trời.
Các ngôi sao ra đời là nhờ quá trình nén của đám mây liên sao, quá trình này bị ảnh hưởng bởi sự giảm mạnh áp suất khí. Tùy thuộc vào khối lượng của khí nén mà số lượng sao được sinh ra thay đổi: nếu nhỏ thì một sao được sinh ra, nếu lớn thì có thể hình thành cả một cụm.
Các giai đoạn hình thành của một ngôi sao
Ở đây cần phân biệt hai giai đoạn chính - quá trình nén nhanh của tiền sao và giai đoạn nén chậm. Trong trường hợp đầu tiên, đặc điểm nổi bật là lực hấp dẫn: vật chất của tiền sao rơi gần như tự do về phía tâm của nó. Ở giai đoạn này, nhiệt độ của khí không thay đổi, thời gian tồn tại của nó là khoảng 100 nghìn năm và trong thời gian này kích thước của tiền sao giảm đi rất nhiều.
Và nếu ở giai đoạn đầu tiên, lượng nhiệt dư thừa liên tục thoát ra thì tiền sao sẽ trở nên đặc hơn. Sự loại bỏ nhiệt không xảy ra ở tốc độ cao như vậy; khí tiếp tục bị nén và nóng lên nhanh chóng. Quá trình nén chậm của tiền sao thậm chí còn kéo dài hơn - hơn mười triệu năm. Khi đạt đến nhiệt độ cực cao (hơn một triệu độ), các phản ứng nhiệt hạch sẽ gây thiệt hại, dẫn đến quá trình nén ngừng lại. Sau đó một ngôi sao mới được hình thành từ tiền sao.
Vòng đời của một ngôi sao
Các ngôi sao giống như các sinh vật sống: chúng được sinh ra, đạt đến đỉnh cao phát triển rồi chết đi. Những thay đổi lớn bắt đầu khi phần trung tâm của ngôi sao hết hydro. Nó bắt đầu cháy hết trong vỏ, tăng dần kích thước và ngôi sao có thể biến thành sao khổng lồ đỏ hoặc thậm chí là siêu khổng lồ.
Tất cả các ngôi sao đều có vòng đời hoàn toàn khác nhau, tất cả phụ thuộc vào khối lượng của chúng. Những con nặng hơn sẽ sống lâu hơn và cuối cùng sẽ phát nổ. Mặt trời của chúng ta không phải là một ngôi sao lớn, vì vậy các thiên thể loại này phải đối mặt với một kết cục khác: chúng dần mờ đi và trở thành một cấu trúc dày đặc gọi là sao lùn trắng.
Người khổng lồ đỏ
Những ngôi sao đã sử dụng hết nguồn cung cấp hydro có thể đạt được kích thước khổng lồ. Những ngôi sao sáng như vậy được gọi là sao khổng lồ đỏ. Đặc điểm nổi bật của chúng, ngoài kích thước, là bầu không khí mở rộng và nhiệt độ bề mặt rất thấp. Nghiên cứu đã chỉ ra rằng không phải tất cả các ngôi sao đều trải qua giai đoạn phát triển này. Chỉ những ngôi sao có khối lượng đáng kể mới trở thành sao khổng lồ đỏ.
Các đại diện nổi bật nhất là Arcturus và Antare, các lớp có thể nhìn thấy được có nhiệt độ tương đối thấp và lớp vỏ thải ra ở mức độ đáng kể. Một quá trình đốt cháy helium xảy ra bên trong các vật thể, được đặc trưng bởi sự không có sự dao động mạnh về độ sáng.
Sao lùn trắng
Những ngôi sao nhỏ có kích thước và khối lượng biến thành sao lùn trắng. Mật độ của chúng cực kỳ cao (cao hơn khoảng một triệu lần so với mật độ của nước), đó là lý do tại sao vật chất của ngôi sao chuyển sang trạng thái gọi là “khí thoái hóa”. Không có phản ứng nhiệt hạch nào được quan sát bên trong sao lùn trắng và chỉ có sự nguội đi mới khiến nó phát sáng. Kích thước của ngôi sao ở trạng thái này cực kỳ nhỏ. Ví dụ, nhiều sao lùn trắng có kích thước tương tự Trái đất.