Ngôi sao trẻ thiên văn học. Sự tiến hóa của sao. Người khổng lồ và người lùn
Phần thứ nhất KHÍA CẠNH THIÊN VĂN CỦA VẤN ĐỀ
4. Sự tiến hóa của các ngôi sao Thiên văn học hiện đại có nhiều lập luận ủng hộ khẳng định rằng các ngôi sao được hình thành do sự ngưng tụ của các đám mây khí và bụi trong môi trường giữa các vì sao. Quá trình hình thành sao từ môi trường này vẫn tiếp tục cho đến ngày nay. Việc làm sáng tỏ tình trạng này là một trong những thành tựu lớn nhất của thiên văn học hiện đại. Cho đến gần đây, người ta tin rằng tất cả các ngôi sao đều được hình thành gần như đồng thời từ nhiều tỷ năm trước. Sự sụp đổ của những ý tưởng siêu hình này trước hết được tạo điều kiện thuận lợi bởi sự tiến bộ của thiên văn học quan sát và sự phát triển của lý thuyết về cấu trúc và sự tiến hóa của các ngôi sao. Kết quả là, rõ ràng là nhiều ngôi sao được quan sát là những vật thể tương đối trẻ và một số trong số chúng xuất hiện khi con người đã ở trên Trái đất. Một lập luận quan trọng ủng hộ kết luận rằng các ngôi sao được hình thành từ môi trường khí và bụi giữa các vì sao là vị trí của các nhóm sao trẻ rõ ràng (cái gọi là “liên kết”) trong các nhánh xoắn ốc của Thiên hà. Thực tế là, theo quan sát thiên văn vô tuyến, khí liên sao tập trung chủ yếu ở các nhánh xoắn ốc của các thiên hà. Đặc biệt, điều này xảy ra trong Thiên hà của chúng ta. Hơn nữa, từ “hình ảnh vô tuyến” chi tiết của một số thiên hà gần chúng ta, có thể thấy rằng mật độ khí liên sao cao nhất được quan sát thấy ở rìa bên trong (so với tâm của thiên hà tương ứng) của hình xoắn ốc, điều này có lời giải thích tự nhiên, các chi tiết mà chúng ta không thể tập trung vào ở đây. Nhưng chính xác là ở những phần này của đường xoắn ốc mà “vùng HII”, tức là các đám mây khí liên sao bị ion hóa, được quan sát bằng các phương pháp thiên văn quang học. Trong ch. 3 người ta đã nói rằng nguyên nhân gây ra sự ion hóa của những đám mây như vậy chỉ có thể là bức xạ cực tím từ những ngôi sao nóng khổng lồ - rõ ràng là những vật thể trẻ (xem bên dưới). Trọng tâm của vấn đề tiến hóa của các ngôi sao là câu hỏi về nguồn năng lượng của chúng. Thật vậy, chẳng hạn, lượng năng lượng khổng lồ cần thiết để duy trì bức xạ của Mặt trời ở mức xấp xỉ mức quan sát được trong vài tỷ năm đến từ đâu? Mỗi giây Mặt trời phát ra 4x10 33 ergs, và trong hơn 3 tỷ năm nó đã phát ra 4x10 50 ergs. Không còn nghi ngờ gì nữa, tuổi của Mặt trời là khoảng 5 tỷ năm. Điều này ít nhất tuân theo những ước tính hiện đại về tuổi Trái đất bằng nhiều phương pháp phóng xạ khác nhau. Không có khả năng Mặt trời “trẻ hơn” Trái đất. Trong thế kỷ trước và đầu thế kỷ này, nhiều giả thuyết khác nhau đã được đưa ra về bản chất các nguồn năng lượng của Mặt trời và các ngôi sao. Ví dụ, một số nhà khoa học tin rằng nguồn năng lượng mặt trời là sự rơi liên tục của các thiên thạch trên bề mặt của nó, những người khác tìm kiếm nguồn từ sự nén liên tục của Mặt trời. Năng lượng tiềm tàng được giải phóng trong quá trình như vậy, trong những điều kiện nhất định, có thể biến thành bức xạ. Như chúng ta sẽ thấy dưới đây, nguồn này có thể khá hiệu quả ở giai đoạn đầu của quá trình tiến hóa sao, nhưng nó không thể cung cấp bức xạ từ Mặt trời trong thời gian cần thiết. Những tiến bộ trong vật lý hạt nhân đã giúp giải quyết được vấn đề về nguồn năng lượng sao vào cuối thế kỷ 30 của chúng ta. Nguồn như vậy là các phản ứng tổng hợp nhiệt hạch xảy ra ở độ sâu của các ngôi sao ở nhiệt độ rất cao phổ biến ở đó (khoảng mười triệu Kelvin). Kết quả của những phản ứng này, tốc độ của chúng phụ thuộc rất nhiều vào nhiệt độ, các proton biến thành hạt nhân helium và năng lượng giải phóng từ từ “rò rỉ” qua độ sâu của các ngôi sao và cuối cùng, biến đổi đáng kể, được phát ra ngoài không gian. Đây là một nguồn cực kỳ mạnh mẽ. Nếu chúng ta giả sử rằng ban đầu Mặt trời chỉ bao gồm hydro, do phản ứng nhiệt hạch chuyển hóa hoàn toàn thành heli, thì lượng năng lượng giải phóng sẽ vào khoảng 10 52 erg. Như vậy, để duy trì bức xạ ở mức quan sát được trong hàng tỷ năm, chỉ cần Mặt trời “sử dụng hết” không quá 10% nguồn cung cấp hydro ban đầu là đủ. Bây giờ chúng ta có thể tưởng tượng sự tiến hóa của một ngôi sao như sau. Vì một số lý do (có thể chỉ định một số lý do), một đám mây môi trường khí và bụi giữa các vì sao bắt đầu ngưng tụ. Chẳng bao lâu nữa (tất nhiên là ở quy mô thiên văn!), dưới tác động của lực hấp dẫn phổ quát, một quả cầu khí mờ đục tương đối dày đặc sẽ hình thành từ đám mây này. Nói một cách chính xác, quả bóng này chưa thể được gọi là một ngôi sao, vì nhiệt độ ở vùng trung tâm của nó không đủ để bắt đầu các phản ứng nhiệt hạch. Áp suất khí bên trong quả bóng chưa thể cân bằng lực hút của từng bộ phận riêng lẻ nên nó sẽ liên tục bị nén. Một số nhà thiên văn học trước đây tin rằng những “tiền sao” như vậy được quan sát thấy trong các Tinh vân riêng lẻ ở dạng các khối đặc rất tối, được gọi là các cầu (Hình 12). Tuy nhiên, những thành công của thiên văn vô tuyến đã buộc chúng ta phải từ bỏ quan điểm khá ngây thơ này (xem bên dưới). Thông thường, không phải một tiền sao được hình thành cùng lúc mà là một nhóm ít nhiều trong số chúng. Sau đó, các nhóm này trở thành các hiệp hội và cụm sao, được các nhà thiên văn học biết đến. Rất có thể ở giai đoạn đầu của quá trình tiến hóa của ngôi sao, các khối có khối lượng thấp hơn hình thành xung quanh nó, sau đó dần dần biến thành các hành tinh (xem Hình 2). Ch. 9).Cơm. 12. Các hạt trong tinh vân khuếch tán
Khi một tiền sao co lại, nhiệt độ của nó tăng lên và một phần đáng kể thế năng được giải phóng sẽ bức xạ vào không gian xung quanh. Vì kích thước của quả cầu khí đang co lại rất lớn nên bức xạ trên một đơn vị bề mặt của nó sẽ không đáng kể. Vì thông lượng bức xạ trên một đơn vị bề mặt tỷ lệ với lũy thừa bậc 4 của nhiệt độ (định luật Stefan-Boltzmann), nên nhiệt độ của các lớp bề mặt của sao tương đối thấp, trong khi độ sáng của nó gần bằng độ sáng của một ngôi sao bình thường với cùng một khối lượng. Do đó, trên biểu đồ độ sáng phổ, những ngôi sao như vậy sẽ nằm ở bên phải của dãy chính, tức là chúng sẽ rơi vào vùng của sao khổng lồ đỏ hoặc sao lùn đỏ, tùy thuộc vào giá trị khối lượng ban đầu của chúng. Sau đó, tiền sao tiếp tục co lại. Kích thước của nó trở nên nhỏ hơn và nhiệt độ bề mặt tăng lên, do đó quang phổ ngày càng trở nên “sớm”. Do đó, khi di chuyển dọc theo biểu đồ độ sáng phổ, tiền sao sẽ nhanh chóng “ngồi xuống” trên dãy chính. Trong giai đoạn này, nhiệt độ bên trong sao đã đủ để các phản ứng nhiệt hạch bắt đầu từ đó. Trong trường hợp này, áp suất khí bên trong ngôi sao tương lai cân bằng lực hút và quả cầu khí ngừng nén. Một tiền sao trở thành một ngôi sao. Phải mất tương đối ít thời gian để các tiền sao trải qua giai đoạn tiến hóa sớm nhất này. Ví dụ, nếu khối lượng của tiền sao lớn hơn khối lượng của mặt trời thì chỉ mất vài triệu năm, nếu ít hơn thì vài trăm triệu năm. Vì thời gian tiến hóa của tiền sao tương đối ngắn nên giai đoạn phát triển sao sớm nhất này rất khó phát hiện. Tuy nhiên, các ngôi sao ở giai đoạn như vậy rõ ràng đã được quan sát thấy. Chúng ta đang nói về những ngôi sao T Tauri rất thú vị, thường nằm trong các tinh vân tối. Vào năm 1966, khá bất ngờ, người ta có thể quan sát được các tiền sao ở giai đoạn đầu của quá trình tiến hóa của chúng. Chúng tôi đã đề cập trong chương thứ ba của cuốn sách này về việc thiên văn vô tuyến phát hiện ra một số phân tử trong môi trường liên sao, chủ yếu là hydroxyl OH và hơi nước H2O. Các nhà thiên văn vô tuyến đã vô cùng ngạc nhiên khi khi khảo sát bầu trời ở bước sóng 18 cm, tương ứng với đường vô tuyến OH, người ta phát hiện ra các nguồn sáng, cực kỳ nhỏ gọn (tức là có kích thước góc nhỏ). Điều này bất ngờ đến mức lúc đầu họ thậm chí còn từ chối tin rằng những vạch sáng chói như vậy có thể thuộc về một phân tử hydroxyl. Người ta đưa ra giả thuyết rằng những dòng này thuộc về một chất chưa biết nào đó, chất này ngay lập tức được đặt cho cái tên “thích hợp” là “mysterium”. Tuy nhiên, "mysterium" đã sớm chịu chung số phận với những "người anh em" quang học của nó - "tinh vân" và "corona". Thực tế là trong nhiều thập kỷ, các vạch sáng của tinh vân và quầng mặt trời không thể được xác định bằng bất kỳ vạch quang phổ nào đã biết. Do đó, chúng được cho là do một số yếu tố giả thuyết nhất định chưa được biết đến trên trái đất - “tinh vân” và “vương miện”. Chúng ta đừng mỉm cười trịch thượng trước sự ngu dốt của các nhà thiên văn học vào đầu thế kỷ của chúng ta: xét cho cùng, lúc đó chưa có lý thuyết nguyên tử! Sự phát triển của vật lý không còn chỗ đứng trong hệ tuần hoàn của Mendeleev dành cho các “thiên thể” kỳ lạ: vào năm 1927, “tinh vân” đã bị vạch trần, các vạch của chúng được xác định hoàn toàn một cách đáng tin cậy với các vạch “bị cấm” của oxy và nitơ bị ion hóa, và trong 1939 -1941. Người ta đã chứng minh một cách thuyết phục rằng các vạch “coronium” bí ẩn thuộc về các nguyên tử bị ion hóa nhiều lần của sắt, niken và canxi. Nếu phải mất hàng thập kỷ để “làm sáng tỏ” “tinh vân” và “codonia”, thì trong vòng vài tuần sau khi phát hiện ra, người ta thấy rõ rằng các vạch “bí ẩn” thuộc về hydroxyl thông thường, nhưng chỉ trong những điều kiện bất thường. Những quan sát sâu hơn, trước hết, tiết lộ rằng nguồn gốc của “bí ẩn” có kích thước góc cực kỳ nhỏ. Điều này đã được chứng minh bằng cách sử dụng một phương pháp nghiên cứu mới và rất hiệu quả lúc bấy giờ được gọi là “giao thoa sóng vô tuyến trên đường cơ sở siêu dài”. Bản chất của phương pháp này là quan sát đồng thời các nguồn trên hai kính thiên văn vô tuyến đặt cách nhau vài nghìn km. Hóa ra, độ phân giải góc được xác định bởi tỷ lệ bước sóng với khoảng cách giữa các kính thiên văn vô tuyến. Trong trường hợp của chúng tôi, giá trị này có thể là ~ 3x10 -8 rad hoặc vài phần nghìn giây cung! Lưu ý rằng trong thiên văn học quang học độ phân giải góc như vậy vẫn hoàn toàn không thể đạt được. Những quan sát như vậy đã chỉ ra rằng có ít nhất ba loại nguồn "bí ẩn". Ở đây chúng ta sẽ quan tâm đến các nguồn cấp 1. Tất cả chúng đều nằm bên trong các tinh vân bị ion hóa dạng khí, chẳng hạn như Tinh vân Orion nổi tiếng. Như đã đề cập, kích thước của chúng cực kỳ nhỏ, nhỏ hơn hàng nghìn lần so với kích thước của tinh vân. Điều thú vị nhất là chúng có cấu trúc không gian phức tạp. Ví dụ, hãy xem xét một nguồn nằm trong tinh vân có tên W3.
Cơm. 13. Cấu hình của bốn thành phần của dòng hydroxyl
Trong bộ lễ phục. Hình 13 cho thấy sơ đồ của đường OH phát ra từ nguồn này. Như bạn có thể thấy, nó bao gồm một số lượng lớn các vạch sáng hẹp. Mỗi đường tương ứng với một tốc độ di chuyển nhất định dọc theo đường ngắm của đám mây phát ra đường này. Độ lớn của tốc độ này được xác định bởi hiệu ứng Doppler. Sự chênh lệch vận tốc (dọc theo đường ngắm) giữa các đám mây khác nhau đạt tới ~10 km/s. Các quan sát giao thoa kế nêu trên cho thấy các đám mây phát ra từng đường không thẳng hàng về mặt không gian. Hình ảnh trông như thế này: bên trong một khu vực có kích thước khoảng 1,5 giây, khoảng 10 đám mây nhỏ gọn di chuyển với tốc độ khác nhau. Mỗi đám mây phát ra một dòng (tần số) cụ thể. Kích thước góc của các đám mây rất nhỏ, vào khoảng vài phần nghìn giây cung. Vì khoảng cách tới tinh vân W3 đã biết (khoảng 2000 pc), kích thước góc có thể dễ dàng được chuyển đổi thành kích thước tuyến tính. Hóa ra kích thước tuyến tính của khu vực mà các đám mây di chuyển là khoảng 10 -2 pc và kích thước của mỗi đám mây chỉ lớn hơn một bậc so với khoảng cách từ Trái đất đến Mặt trời. Các câu hỏi được đặt ra: đây là loại mây gì và tại sao chúng lại phát ra nhiều dòng vô tuyến hydroxyl đến vậy? Câu trả lời cho câu hỏi thứ hai đã được nhận khá nhanh chóng. Hóa ra cơ chế bức xạ khá giống với cơ chế quan sát thấy ở maser và laser trong phòng thí nghiệm. Vì vậy, nguồn của “bí ẩn” là các maser vũ trụ tự nhiên, khổng lồ hoạt động ở sóng của vạch hydroxyl, chiều dài của nó là 18 cm. Ở maser (và ở tần số quang học và hồng ngoại - trong tia laser), độ sáng cực lớn trong vạch này đạt được và độ rộng phổ của nó nhỏ. Như đã biết, việc khuếch đại bức xạ thành các đường nhờ hiệu ứng này có thể thực hiện được khi môi trường trong đó bức xạ lan truyền được “kích hoạt” theo một cách nào đó. Điều này có nghĩa là một số nguồn năng lượng “bên ngoài” (còn gọi là “bơm”) làm cho nồng độ của các nguyên tử hoặc phân tử ở mức ban đầu (trên) cao bất thường. Nếu không có hệ thống "bơm" hoạt động liên tục thì không thể sử dụng maser hoặc laser. Câu hỏi về bản chất của cơ chế “bơm” maser vũ trụ vẫn chưa được giải quyết hoàn toàn. Tuy nhiên, rất có thể việc “bơm” được cung cấp bởi bức xạ hồng ngoại khá mạnh. Một cơ chế bơm khả thi khác có thể là những phản ứng hóa học nhất định. Thật đáng để chúng ta tạm dừng câu chuyện của chúng ta về maser vũ trụ để suy nghĩ về những hiện tượng đáng kinh ngạc mà các nhà thiên văn học gặp phải trong không gian. Một trong những phát minh kỹ thuật vĩ đại nhất trong thế kỷ hỗn loạn của chúng ta, đóng một vai trò quan trọng trong cuộc cách mạng khoa học và công nghệ mà chúng ta đang trải qua, có thể dễ dàng được hiện thực hóa trong điều kiện tự nhiên và hơn thế nữa là trên quy mô khổng lồ! Dòng phát xạ vô tuyến từ một số maser vũ trụ lớn đến mức nó có thể được phát hiện ngay cả ở cấp độ kỹ thuật của thiên văn vô tuyến cách đây 35 năm, tức là ngay cả trước khi phát minh ra maser và laser! Để làm được điều này, bạn “chỉ” cần biết chính xác bước sóng của liên kết vô tuyến OH và quan tâm đến vấn đề. Nhân tiện, đây không phải là lần đầu tiên những vấn đề khoa học và kỹ thuật quan trọng nhất mà nhân loại phải đối mặt được giải quyết trong điều kiện tự nhiên. Các phản ứng nhiệt hạch hỗ trợ bức xạ của Mặt trời và các ngôi sao (xem bên dưới) đã kích thích sự phát triển và thực hiện các dự án sản xuất “nhiên liệu” hạt nhân trên Trái đất, dự án này trong tương lai sẽ giải quyết mọi vấn đề năng lượng của chúng ta. Than ôi, chúng ta vẫn còn lâu mới giải quyết được vấn đề quan trọng nhất này, vấn đề mà thiên nhiên đã giải quyết một cách “dễ dàng”. Một thế kỷ rưỡi trước, người sáng lập lý thuyết sóng ánh sáng, Fresnel, đã nhận xét (tất nhiên là trong một dịp khác): “Thiên nhiên cười nhạo những khó khăn của chúng ta”. Như chúng ta thấy, nhận xét của Fresnel ngày nay thậm chí còn đúng hơn. Tuy nhiên, chúng ta hãy quay trở lại với maser vũ trụ. Mặc dù cơ chế “bơm” các maser này vẫn chưa hoàn toàn rõ ràng nhưng vẫn có thể có được ý tưởng sơ bộ về các điều kiện vật lý trong các đám mây phát ra đường 18 cm bằng cơ chế maser. rằng những đám mây này khá dày đặc: trên mỗi cm khối có ít nhất 10 8 -10 9 hạt, và một phần đáng kể (và có lẽ là hầu hết) trong số chúng là các phân tử. Nhiệt độ khó có thể vượt quá hai nghìn Kelvin, rất có thể là khoảng 1000 Kelvin. Những đặc tính này khác hẳn với đặc tính của ngay cả những đám mây khí liên sao dày đặc nhất. Xem xét kích thước tương đối nhỏ của các đám mây, chúng ta vô tình đi đến kết luận rằng chúng có nhiều khả năng giống với bầu khí quyển mở rộng, khá lạnh của các ngôi sao siêu khổng lồ. Rất có thể những đám mây này chỉ là giai đoạn đầu trong quá trình phát triển của tiền sao, ngay sau quá trình ngưng tụ của chúng từ môi trường giữa các vì sao. Các sự kiện khác cũng ủng hộ tuyên bố này (mà tác giả cuốn sách này đã trình bày vào năm 1966). Trong tinh vân nơi quan sát thấy mas vũ trụ, có thể nhìn thấy các ngôi sao trẻ, nóng (xem bên dưới). Do đó, quá trình hình thành sao ở đó gần đây đã kết thúc và rất có thể vẫn tiếp tục cho đến thời điểm hiện tại. Có lẽ điều gây tò mò nhất là, như các quan sát thiên văn vô tuyến cho thấy, các maser vũ trụ thuộc loại này dường như “nhúng” vào những đám mây nhỏ, rất dày đặc của hydro bị ion hóa. Những đám mây này chứa rất nhiều bụi vũ trụ, khiến chúng không thể quan sát được trong phạm vi quang học. Những "kén" như vậy bị ion hóa bởi ngôi sao trẻ, nóng bên trong chúng. Thiên văn học hồng ngoại đã được chứng minh là rất hữu ích trong việc nghiên cứu quá trình hình thành sao. Thật vậy, đối với tia hồng ngoại, sự hấp thụ ánh sáng giữa các vì sao không quá đáng kể. Bây giờ chúng ta có thể tưởng tượng ra bức tranh sau: từ đám mây của môi trường giữa các vì sao, thông qua quá trình ngưng tụ của nó, một số khối có khối lượng khác nhau được hình thành, phát triển thành tiền sao. Tốc độ tiến hóa là khác nhau: đối với các cụm có khối lượng lớn hơn thì tốc độ tiến hóa sẽ lớn hơn (xem Bảng 2 bên dưới). Do đó, cụm lớn nhất sẽ biến thành sao nóng trước tiên, trong khi phần còn lại sẽ tồn tại ít nhiều ở giai đoạn tiền sao. Chúng tôi quan sát chúng như những nguồn bức xạ maser ở vùng lân cận của một ngôi sao nóng “sơ sinh”, làm ion hóa hydro “kén” chưa ngưng tụ thành khối. Tất nhiên, sơ đồ thô này sẽ được hoàn thiện hơn nữa và tất nhiên, những thay đổi đáng kể sẽ được thực hiện đối với nó. Nhưng sự thật vẫn là: hóa ra trong một thời gian (rất có thể là một thời gian tương đối ngắn) các tiền sao mới sinh, nói theo nghĩa bóng, đã “hét lên” về sự ra đời của chúng, sử dụng các phương pháp vật lý phóng xạ lượng tử mới nhất (tức là maser)... 2 năm những năm sau đó sau khi phát hiện ra maser vũ trụ trên hydroxyl (vạch 18 cm) - người ta phát hiện ra rằng những nguồn giống nhau đồng thời phát ra (cũng bằng cơ chế maser) một vạch hơi nước, có bước sóng là 1,35 cm. Maser “nước” thậm chí còn lớn hơn maser “hydroxyl”. Các đám mây phát ra dòng H2O, mặc dù nằm trong cùng một thể tích nhỏ như các đám mây “hydroxyl”, di chuyển với tốc độ khác nhau và nhỏ gọn hơn nhiều. Không thể loại trừ khả năng các dòng maser* khác sẽ được phát hiện trong tương lai gần. Do đó, khá bất ngờ, thiên văn học vô tuyến đã biến vấn đề cổ điển về sự hình thành sao thành một nhánh của thiên văn học quan sát**. Khi đã ở trên dãy chính và ngừng co lại, ngôi sao tỏa sáng trong một thời gian dài, hầu như không thay đổi vị trí của nó trên biểu đồ độ sáng phổ. Bức xạ của nó được hỗ trợ bởi các phản ứng nhiệt hạch xảy ra ở khu vực trung tâm. Do đó, trình tự chính là vị trí hình học của các điểm trên biểu đồ độ sáng phổ nơi một ngôi sao (tùy thuộc vào khối lượng của nó) có thể phát ra trong thời gian dài và ổn định do các phản ứng nhiệt hạch. Vị trí của một ngôi sao trên dãy chính được xác định bởi khối lượng của nó. Cần lưu ý rằng còn có một tham số nữa xác định vị trí của ngôi sao phát xạ cân bằng trên biểu đồ độ sáng phổ. Thông số này là thành phần hóa học ban đầu của ngôi sao. Nếu độ phong phú tương đối của các nguyên tố nặng giảm đi thì ngôi sao sẽ “rơi” theo sơ đồ bên dưới. Chính hoàn cảnh này đã giải thích sự hiện diện của một chuỗi các tiểu lùn. Như đã đề cập ở trên, độ phong phú tương đối của các nguyên tố nặng trong những ngôi sao này ít hơn hàng chục lần so với các ngôi sao thuộc dãy chính. Thời gian một ngôi sao ở trong dãy chính được xác định bởi khối lượng ban đầu của nó. Nếu khối lượng lớn, bức xạ của ngôi sao có năng lượng rất lớn và nó nhanh chóng sử dụng hết “nhiên liệu” hydro dự trữ. Ví dụ, các ngôi sao thuộc dãy chính có khối lượng lớn hơn Mặt trời vài chục lần (đây là những ngôi sao khổng lồ màu xanh nóng thuộc lớp quang phổ O) có thể phát xạ đều đặn khi chỉ tồn tại ở dãy này trong vài triệu năm, trong khi các ngôi sao có khối lượng gần bằng năng lượng mặt trời, đã ở trong dãy chính trong 10-15 tỷ năm. Dưới đây là bảng. 2, đưa ra khoảng thời gian tính toán của quá trình nén hấp dẫn và nằm trong chuỗi chính đối với các sao thuộc các lớp quang phổ khác nhau. Bảng tương tự hiển thị các giá trị khối lượng, bán kính và độ sáng của các ngôi sao tính theo đơn vị mặt trời.
ban 2
| năm | |||||
|
Lớp quang phổ |
Độ sáng |
nén trọng lực |
ở lại trình tự chính | ||
|
G2 (Mặt trời) |
|||||
Cơm. 14. Đường tiến hóa của các ngôi sao có khối lượng khác nhau trên biểu đồ độ sáng-nhiệt độ
Cơm. 15. Sơ đồ Hertzsprung-Russell cho cụm sao NGC 2254
Cơm. 16. Biểu đồ Hertzsprung - Russell cho cụm sao cầu M 3. Dọc theo trục tung - độ lớn tương đối
Sơ đồ tương ứng hiển thị rõ ràng toàn bộ chuỗi chính, bao gồm cả phần trên bên trái của nó, nơi đặt các ngôi sao khối lượng nóng (chỉ số màu 0,2 tương ứng với nhiệt độ 20 nghìn K, tức là phổ loại B). Cụm sao cầu M3 là một vật thể “cũ”. Có thể thấy rõ rằng hầu như không có ngôi sao nào ở phần trên của sơ đồ trình tự chính được xây dựng cho cụm này. Nhưng nhánh khổng lồ đỏ của M 3 được thể hiện rất phong phú, trong khi NGC 2254 có rất ít sao khổng lồ đỏ. Điều này có thể hiểu được: ở cụm sao M 3 cũ, một số lượng lớn các sao đã “rời khỏi” dãy chính, trong khi ở cụm sao trẻ NGC 2254, điều này chỉ xảy ra với một số lượng nhỏ các sao tương đối nặng, đang phát triển nhanh chóng. Đáng chú ý là nhánh khổng lồ của M 3 đi khá dốc lên trên, trong khi đối với NGC 2254 thì gần như nằm ngang. Từ quan điểm lý thuyết, điều này có thể được giải thích là do hàm lượng các nguyên tố nặng trong M 3 thấp hơn đáng kể. Và thực sự, trong các ngôi sao thuộc cụm sao cầu (cũng như ở các ngôi sao khác tập trung không nhiều về phía mặt phẳng thiên hà như về phía trung tâm thiên hà), độ phong phú tương đối của các nguyên tố nặng là không đáng kể. Trong biểu đồ “chỉ số màu - độ sáng” của M 3, có thể nhìn thấy một nhánh gần như nằm ngang khác. Không có nhánh tương tự nào trong sơ đồ được xây dựng cho NGC 2254. Lý thuyết giải thích sự xuất hiện của nhánh này như sau. Sau khi nhiệt độ của lõi helium dày đặc đang co lại của ngôi sao - sao khổng lồ đỏ - đạt tới 100-150 triệu K, một phản ứng hạt nhân mới sẽ bắt đầu diễn ra ở đó. Phản ứng này bao gồm sự hình thành hạt nhân carbon từ ba hạt nhân helium. Ngay khi phản ứng này bắt đầu, quá trình nén hạt nhân sẽ dừng lại. Sau đó, các lớp bề mặt
các ngôi sao tăng nhiệt độ và ngôi sao trên biểu đồ độ sáng quang phổ sẽ di chuyển sang trái. Chính từ những ngôi sao như vậy mà nhánh ngang thứ ba của sơ đồ M 3 được hình thành.
Cơm. 17. Sơ đồ Hertzsprung-Russell tóm tắt cho 11 cụm sao
Trong bộ lễ phục. Hình 17 dưới dạng sơ đồ thể hiện sơ đồ “độ sáng màu” tóm tắt của 11 cụm, hai trong số đó (M 3 và M 92) là cụm hình cầu. Có thể thấy rõ các chuỗi chính của các cụm khác nhau “uốn cong” sang phải và hướng lên trên hoàn toàn phù hợp với các khái niệm lý thuyết đã được thảo luận như thế nào. Từ hình. 17 người ta có thể xác định ngay cụm nào là trẻ và cụm nào là cũ. Ví dụ, cụm “kép” X và h Perseus còn trẻ. Nó "bảo tồn" một phần quan trọng của trình tự chính. Cụm M 41 cũ hơn, cụm Hyades thậm chí còn cũ hơn và cụm M 67 rất cũ, biểu đồ độ sáng màu của nó rất giống với biểu đồ tương tự của cụm sao cầu M 3 và M 92. Chỉ có cụm sao khổng lồ nhánh của cụm sao cầu cao hơn phù hợp với sự khác biệt về thành phần hóa học đã thảo luận trước đó. Do đó, dữ liệu quan sát hoàn toàn xác nhận và biện minh cho kết luận của lý thuyết. Có vẻ khó có thể mong đợi sự xác minh bằng quan sát đối với lý thuyết về các quá trình trong phần bên trong của sao, vốn bị ẩn giấu khỏi chúng ta bởi độ dày khổng lồ của vật chất sao. Tuy nhiên, lý thuyết ở đây liên tục được theo dõi bằng việc thực hành các quan sát thiên văn. Cần lưu ý rằng việc biên soạn một số lượng lớn biểu đồ độ sáng màu sắc đòi hỏi công sức khổng lồ của các nhà thiên văn quan sát và sự cải tiến căn bản trong các phương pháp quan sát. Mặt khác, những tiến bộ trong lý thuyết về cấu trúc bên trong và sự tiến hóa của các ngôi sao sẽ không thể thực hiện được nếu không có công nghệ điện toán hiện đại dựa trên việc sử dụng các máy tính điện tử tốc độ cao. Nghiên cứu trong lĩnh vực vật lý hạt nhân cũng mang lại lợi ích vô giá cho lý thuyết, giúp thu được các đặc tính định lượng của các phản ứng hạt nhân xảy ra bên trong các ngôi sao. Không ngoa, có thể nói rằng sự phát triển lý thuyết về cấu trúc và sự tiến hóa của các ngôi sao là một trong những thành tựu lớn nhất của thiên văn học nửa sau thế kỷ 20. Sự phát triển của vật lý hiện đại mở ra khả năng kiểm tra quan sát trực tiếp lý thuyết về cấu trúc bên trong của các ngôi sao và đặc biệt là Mặt trời. Chúng ta đang nói về khả năng phát hiện một dòng neutrino cực mạnh sẽ được Mặt trời phát ra nếu các phản ứng hạt nhân diễn ra ở độ sâu của nó. Người ta biết rõ rằng neutrino tương tác cực kỳ yếu với các hạt cơ bản khác. Ví dụ, một neutrino có thể bay qua toàn bộ độ dày của Mặt trời mà hầu như không bị hấp thụ, trong khi bức xạ tia X chỉ có thể xuyên qua vài milimét vật chất bên trong Mặt trời mà không bị hấp thụ. Nếu chúng ta tưởng tượng rằng một chùm neutrino mạnh với năng lượng của mỗi hạt trong
Ngôi sao-- một thiên thể trong đó các phản ứng nhiệt hạch đang xảy ra, đã xảy ra hoặc sẽ xảy ra. Các ngôi sao là những quả cầu khí khổng lồ phát sáng (plasma). Được hình thành từ môi trường bụi khí (hydro và heli) do lực nén hấp dẫn. Nhiệt độ của vật chất bên trong các ngôi sao được đo bằng hàng triệu kelvins và trên bề mặt của chúng - tính bằng hàng nghìn kelvins. Năng lượng của phần lớn các ngôi sao được giải phóng là kết quả của các phản ứng nhiệt hạch chuyển đổi hydro thành heli, xảy ra ở nhiệt độ cao ở các vùng bên trong. Các ngôi sao thường được gọi là vật thể chính của Vũ trụ vì chúng chứa phần lớn vật chất phát sáng trong tự nhiên. Các ngôi sao là những vật thể hình cầu khổng lồ được làm từ helium và hydro, cũng như các loại khí khác. Năng lượng của một ngôi sao được chứa trong lõi của nó, nơi helium tương tác với hydro mỗi giây. Giống như mọi thứ hữu cơ trong vũ trụ của chúng ta, các ngôi sao hình thành, phát triển, thay đổi và biến mất - quá trình này mất hàng tỷ năm và được gọi là quá trình “Tiến hóa sao”.
1. Sự tiến hóa của các ngôi sao
Sự tiến hóa của các ngôi sao-- chuỗi những thay đổi mà một ngôi sao trải qua trong suốt cuộc đời của nó, nghĩa là trải qua hàng trăm nghìn, hàng triệu hoặc hàng tỷ năm trong khi nó phát ra ánh sáng và nhiệt. Một ngôi sao bắt đầu cuộc đời của nó như một đám mây khí liên sao lạnh, loãng (một môi trường khí loãng lấp đầy toàn bộ không gian giữa các ngôi sao), bị nén lại dưới tác động của trọng lực của chính nó và dần dần có hình dạng một quả bóng. Khi bị nén, năng lượng hấp dẫn (tương tác cơ bản phổ quát giữa tất cả các vật thể) biến thành nhiệt và nhiệt độ của vật thể tăng lên. Khi nhiệt độ ở trung tâm đạt 15-20 triệu K, các phản ứng nhiệt hạch bắt đầu và quá trình nén dừng lại. Vật thể trở thành một ngôi sao chính thức. Giai đoạn đầu tiên trong cuộc đời của một ngôi sao tương tự như giai đoạn của mặt trời - nó bị chi phối bởi các phản ứng của chu trình hydro. Nó vẫn ở trạng thái này trong phần lớn thời gian tồn tại của nó, nằm trên chuỗi chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell (Hình 1) (thể hiện mối quan hệ giữa cường độ tuyệt đối, độ sáng, lớp quang phổ và nhiệt độ bề mặt của ngôi sao, 1910), cho đến khi nguồn dự trữ nhiên liệu của nó đã cạn kiệt. Khi toàn bộ hydro ở trung tâm ngôi sao được chuyển đổi thành heli, lõi heli được hình thành và quá trình đốt cháy nhiệt hạch của hydro tiếp tục ở ngoại vi của nó. Trong thời kỳ này, cấu trúc của ngôi sao bắt đầu thay đổi. Độ sáng của nó tăng lên, các lớp bên ngoài của nó giãn ra và nhiệt độ bề mặt của nó giảm xuống—ngôi sao trở thành một sao khổng lồ đỏ, tạo thành một nhánh trên biểu đồ Hertzsprung-Russell. Ngôi sao dành ít thời gian hơn đáng kể trên nhánh này so với chuỗi chính. Khi khối lượng tích lũy của lõi helium trở nên đáng kể, nó không thể chịu được trọng lượng của chính nó và bắt đầu co lại; nếu ngôi sao đủ lớn, nhiệt độ ngày càng tăng có thể gây ra sự biến đổi nhiệt hạch hơn nữa của helium thành các nguyên tố nặng hơn (helium thành carbon, carbon thành oxy, oxy thành silicon và cuối cùng là silicon thành sắt).
2. Phản ứng tổng hợp nhiệt hạch bên trong các ngôi sao
Đến năm 1939, người ta đã xác định được rằng nguồn năng lượng của sao là phản ứng tổng hợp nhiệt hạch xảy ra trong lòng các ngôi sao. Hầu hết các ngôi sao đều phát ra bức xạ vì trong lõi của chúng có bốn proton kết hợp qua một loạt bước trung gian thành một hạt alpha duy nhất. Sự biến đổi này có thể xảy ra theo hai cách chính, được gọi là chu trình proton-proton, hay chu trình p-p, và chu trình cacbon-nitơ, hay CN. Ở các ngôi sao có khối lượng thấp, sự giải phóng năng lượng chủ yếu được cung cấp bởi chu kỳ đầu tiên, ở những ngôi sao nặng - ở chu kỳ thứ hai. Nguồn cung cấp nhiên liệu hạt nhân trong một ngôi sao bị hạn chế và thường xuyên được sử dụng cho bức xạ. Quá trình phản ứng tổng hợp nhiệt hạch, giải phóng năng lượng và làm thay đổi thành phần vật chất của sao, kết hợp với lực hấp dẫn, có xu hướng nén ngôi sao và cũng giải phóng năng lượng, cũng như bức xạ từ bề mặt mang đi năng lượng giải phóng, là động lực chính của sự tiến hóa sao. Quá trình tiến hóa của một ngôi sao bắt đầu trong một đám mây phân tử khổng lồ, còn được gọi là cái nôi sao. Hầu hết không gian "trống" trong thiên hà thực sự chứa từ 0,1 đến 1 phân tử trên mỗi cm?. Đám mây phân tử có mật độ khoảng một triệu phân tử trên cm?. Khối lượng của đám mây như vậy vượt quá khối lượng Mặt trời 100.000-10.000.000 lần do kích thước của nó: đường kính từ 50 đến 300 năm ánh sáng. Trong khi đám mây quay tự do xung quanh trung tâm thiên hà của nó thì không có gì xảy ra. Tuy nhiên, do tính không đồng nhất của trường hấp dẫn, các nhiễu loạn có thể phát sinh trong đó, dẫn đến sự tập trung khối lượng cục bộ. Những nhiễu loạn như vậy gây ra sự suy sụp hấp dẫn của đám mây. Một trong những kịch bản dẫn đến điều này là sự va chạm của hai đám mây. Một sự kiện khác gây ra sự sụp đổ có thể là sự di chuyển của một đám mây qua nhánh dày đặc của một thiên hà xoắn ốc. Ngoài ra, một yếu tố quan trọng có thể là vụ nổ của siêu tân tinh gần đó, sóng xung kích của nó sẽ va chạm với đám mây phân tử với tốc độ cực lớn. Cũng có thể các thiên hà va chạm nhau, gây ra sự bùng nổ hình thành sao khi các đám mây khí trong mỗi thiên hà bị nén lại do va chạm. Nói chung, bất kỳ sự không đồng nhất nào trong các lực tác dụng lên khối lượng của đám mây đều có thể bắt đầu quá trình hình thành sao. Do sự không đồng nhất đã phát sinh, áp suất của khí phân tử không còn có thể ngăn cản lực nén thêm nữa và khí bắt đầu tập trung xung quanh tâm của ngôi sao tương lai dưới tác động của lực hấp dẫn. Một nửa năng lượng hấp dẫn được giải phóng sẽ làm nóng đám mây và một nửa chuyển thành bức xạ ánh sáng. Trong các đám mây, áp suất và mật độ tăng dần về phía trung tâm và sự sụp đổ của phần trung tâm xảy ra nhanh hơn phần ngoại vi. Khi nó co lại, đường đi tự do trung bình của các photon giảm đi và đám mây ngày càng trở nên kém trong suốt đối với bức xạ của chính nó. Điều này dẫn đến nhiệt độ tăng nhanh hơn và áp suất tăng nhanh hơn. Kết quả là gradient áp suất cân bằng với lực hấp dẫn và một lõi thủy tĩnh được hình thành với khối lượng khoảng 1% khối lượng của đám mây. Khoảnh khắc này là vô hình. Sự tiến hóa tiếp theo của tiền sao là sự tích tụ vật chất tiếp tục rơi xuống “bề mặt” của lõi, do đó kích thước của chúng tăng lên. Khối lượng vật chất chuyển động tự do trong đám mây cạn kiệt và ngôi sao trở nên nhìn thấy được trong phạm vi quang học. Thời điểm này được coi là sự kết thúc của giai đoạn tiền sao và bắt đầu giai đoạn sao trẻ. Quá trình hình thành sao có thể được mô tả một cách thống nhất, nhưng các giai đoạn phát triển tiếp theo của sao phụ thuộc gần như hoàn toàn vào khối lượng của nó và chỉ ở giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa sao, thành phần hóa học mới có thể đóng một vai trò nào đó.
Mỗi người trong chúng ta đều đã từng ngắm nhìn bầu trời đầy sao ít nhất một lần trong đời. Có người nhìn vẻ đẹp này, trải qua những cảm xúc lãng mạn, người khác cố gắng hiểu tất cả vẻ đẹp này đến từ đâu. Sự sống trong không gian, không giống như sự sống trên hành tinh của chúng ta, chảy với tốc độ khác. Thời gian ngoài không gian có những phạm trù riêng; khoảng cách và kích thước trong Vũ trụ là rất lớn. Chúng ta hiếm khi nghĩ tới sự thật rằng quá trình tiến hóa của các thiên hà và các ngôi sao liên tục diễn ra trước mắt chúng ta. Mọi vật thể trong không gian rộng lớn đều là kết quả của những quá trình vật lý nhất định. Các thiên hà, các ngôi sao và thậm chí cả các hành tinh đều có những giai đoạn phát triển chính.
Hành tinh của chúng ta và tất cả chúng ta đều phụ thuộc vào ngôi sao của chúng ta. Mặt trời sẽ làm chúng ta thích thú với hơi ấm của nó, thổi sức sống vào Hệ Mặt trời trong bao lâu? Điều gì đang chờ đợi chúng ta trong tương lai sau hàng triệu tỷ năm? Về vấn đề này, thật thú vị khi tìm hiểu thêm về các giai đoạn tiến hóa của các vật thể thiên văn, các ngôi sao đến từ đâu và cuộc đời của những ngôi sao sáng tuyệt vời này trên bầu trời đêm kết thúc như thế nào.
Nguồn gốc, sự ra đời và tiến hóa của các ngôi sao
Sự tiến hóa của các ngôi sao và hành tinh trong thiên hà Milky Way của chúng ta và toàn bộ Vũ trụ phần lớn đã được nghiên cứu kỹ lưỡng. Trong không gian, các định luật vật lý là không thể lay chuyển và giúp hiểu được nguồn gốc của các vật thể trong không gian. Trong trường hợp này, người ta thường dựa vào lý thuyết Vụ nổ lớn, hiện là học thuyết thống trị về quá trình nguồn gốc của Vũ trụ. Sự kiện làm rung chuyển vũ trụ và dẫn đến sự hình thành vũ trụ, theo tiêu chuẩn vũ trụ, nhanh như chớp. Đối với vũ trụ, những khoảnh khắc trôi qua từ khi một ngôi sao ra đời cho đến khi nó chết đi. Khoảng cách rộng lớn tạo ra ảo tưởng về sự bất biến của Vũ trụ. Một ngôi sao lóe lên ở đằng xa chiếu sáng chúng ta hàng tỷ năm, lúc đó nó có thể không còn tồn tại nữa.
Thuyết tiến hóa của thiên hà và các ngôi sao là sự phát triển của thuyết Big Bang. Học thuyết về sự ra đời của các ngôi sao và sự xuất hiện của các hệ sao được phân biệt bởi quy mô của những gì đang xảy ra và khung thời gian, không giống như Vũ trụ nói chung, có thể được quan sát bằng các phương tiện khoa học hiện đại.
Khi nghiên cứu vòng đời của các ngôi sao, bạn có thể lấy ví dụ về ngôi sao gần chúng ta nhất. Mặt trời là một trong hàng trăm nghìn tỷ ngôi sao trong tầm nhìn của chúng ta. Ngoài ra, khoảng cách từ Trái đất đến Mặt trời (150 triệu km) mang đến cơ hội duy nhất để nghiên cứu vật thể mà không cần rời khỏi hệ mặt trời. Thông tin thu được sẽ giúp chúng ta có thể hiểu chi tiết cấu trúc của các ngôi sao khác như thế nào, những nguồn nhiệt khổng lồ này cạn kiệt nhanh như thế nào, các giai đoạn phát triển của một ngôi sao là gì và cái kết của cuộc sống rực rỡ này - yên tĩnh và mờ ảo sẽ như thế nào hoặc lấp lánh, bùng nổ.
Sau Vụ nổ lớn, các hạt nhỏ hình thành nên các đám mây liên sao, nơi trở thành “bệnh viện phụ sản” cho hàng nghìn tỷ ngôi sao. Đặc điểm là tất cả các ngôi sao đều được sinh ra cùng lúc do quá trình nén và giãn nở. Sự nén trong các đám mây khí vũ trụ xảy ra dưới tác động của lực hấp dẫn của chính nó và các quá trình tương tự ở các ngôi sao mới ở lân cận. Sự giãn nở phát sinh do áp suất bên trong của khí giữa các vì sao và dưới tác động của từ trường bên trong đám mây khí. Đồng thời, đám mây quay tự do xung quanh khối tâm của nó.
Các đám mây khí hình thành sau vụ nổ bao gồm 98% hydro và heli nguyên tử và phân tử. Chỉ 2% khối lượng này bao gồm bụi và các hạt cực nhỏ rắn. Trước đây người ta tin rằng ở trung tâm của bất kỳ ngôi sao nào cũng có lõi sắt, được nung nóng đến nhiệt độ một triệu độ. Khía cạnh này đã giải thích khối lượng khổng lồ của ngôi sao.
Đối lập với các lực vật lý, lực nén chiếm ưu thế, vì ánh sáng do giải phóng năng lượng không xuyên qua được đám mây khí. Ánh sáng cùng với một phần năng lượng được giải phóng lan ra bên ngoài, tạo ra nhiệt độ dưới 0 và vùng áp suất thấp bên trong khối khí tích tụ dày đặc. Ở trạng thái này, khí vũ trụ co lại nhanh chóng, tác động của lực hấp dẫn dẫn đến các hạt bắt đầu hình thành vật chất sao. Khi tập hợp khí dày đặc, lực nén mạnh sẽ hình thành cụm sao. Khi kích thước của đám mây khí nhỏ, sự nén sẽ dẫn đến sự hình thành một ngôi sao.
Mô tả ngắn gọn về những gì đang xảy ra là ngôi sao tương lai trải qua hai giai đoạn - nén nhanh và chậm đến trạng thái của một tiền sao. Nói một cách đơn giản và dễ hiểu, nén nhanh là sự rơi của vật chất sao về phía trung tâm của tiền sao. Quá trình nén chậm xảy ra trên nền của trung tâm hình thành của tiền sao. Trong hàng trăm nghìn năm tiếp theo, hình thành mới thu nhỏ kích thước và mật độ của nó tăng lên hàng triệu lần. Dần dần, tiền sao trở nên mờ đục do mật độ vật chất sao cao và quá trình nén liên tục sẽ kích hoạt cơ chế phản ứng bên trong. Sự gia tăng áp suất và nhiệt độ bên trong dẫn đến sự hình thành trọng tâm của chính ngôi sao tương lai.
Tiền sao vẫn ở trạng thái này trong hàng triệu năm, từ từ tỏa nhiệt và dần dần co lại, giảm kích thước. Kết quả là, các đường viền của ngôi sao mới xuất hiện và mật độ vật chất của nó trở nên tương đương với mật độ của nước.
Trung bình, mật độ của ngôi sao của chúng ta là 1,4 kg/cm3 - gần bằng mật độ nước ở Biển Chết mặn. Ở trung tâm Mặt Trời có mật độ 100 kg/cm3. Vật chất sao không ở trạng thái lỏng mà tồn tại ở dạng plasma.
Dưới tác động của áp suất và nhiệt độ cực lớn khoảng 100 triệu K, các phản ứng nhiệt hạch của chu trình hydro bắt đầu. Quá trình nén dừng lại, khối lượng của vật tăng lên khi năng lượng hấp dẫn chuyển thành quá trình đốt cháy nhiệt hạch của hydro. Kể từ thời điểm này, ngôi sao mới phát ra năng lượng bắt đầu mất khối lượng.
Phiên bản mô tả ở trên về sự hình thành sao chỉ là một sơ đồ nguyên thủy mô tả giai đoạn đầu của quá trình tiến hóa và hình thành của một ngôi sao. Ngày nay, những quá trình như vậy trong thiên hà của chúng ta và khắp Vũ trụ hầu như không thể nhìn thấy được do sự cạn kiệt nghiêm trọng của vật chất sao. Trong toàn bộ lịch sử quan sát có ý thức về Thiên hà của chúng ta, chỉ có sự xuất hiện riêng lẻ của các ngôi sao mới được ghi nhận. Ở quy mô Vũ trụ, con số này có thể tăng lên hàng trăm, hàng nghìn lần.
Trong phần lớn cuộc đời của chúng, các tiền sao bị che khuất khỏi mắt con người bởi một lớp vỏ bụi bặm. Bức xạ từ lõi chỉ có thể được quan sát bằng tia hồng ngoại, đó là cách duy nhất để nhìn thấy sự ra đời của một ngôi sao. Ví dụ, trong Tinh vân Orion năm 1967, các nhà vật lý thiên văn đã phát hiện ra một ngôi sao mới ở vùng hồng ngoại, nhiệt độ bức xạ của nó là 700 độ Kelvin. Sau đó, hóa ra nơi sinh ra của các tiền sao là những nguồn nhỏ gọn không chỉ tồn tại trong thiên hà của chúng ta mà còn ở các góc xa khác của Vũ trụ. Ngoài bức xạ hồng ngoại, nơi ra đời của các ngôi sao mới còn được đánh dấu bằng tín hiệu vô tuyến cường độ cao.
Quá trình nghiên cứu và sự tiến hóa của các ngôi sao
Toàn bộ quá trình nhận biết các ngôi sao có thể được chia thành nhiều giai đoạn. Ngay từ đầu, bạn nên xác định khoảng cách đến ngôi sao. Thông tin về khoảng cách ngôi sao cách chúng ta và ánh sáng phát ra từ nó trong bao lâu cho bạn ý tưởng về những gì đã xảy ra với ngôi sao trong suốt thời gian này. Sau khi con người học cách đo khoảng cách tới các ngôi sao ở xa, người ta thấy rõ rằng các ngôi sao cũng là những mặt trời giống nhau, chỉ có kích thước khác nhau và số phận khác nhau. Biết được khoảng cách đến ngôi sao, mức độ ánh sáng và lượng năng lượng phát ra có thể được sử dụng để theo dõi quá trình phản ứng tổng hợp nhiệt hạch của ngôi sao.
Sau khi xác định khoảng cách đến ngôi sao, bạn có thể sử dụng phân tích quang phổ để tính toán thành phần hóa học của ngôi sao và tìm ra cấu trúc cũng như tuổi của nó. Nhờ sự ra đời của máy quang phổ, các nhà khoa học có cơ hội nghiên cứu bản chất của ánh sáng sao. Thiết bị này có thể xác định và đo thành phần khí của vật chất sao mà một ngôi sao sở hữu ở các giai đoạn tồn tại khác nhau.
Bằng cách nghiên cứu phân tích quang phổ năng lượng của Mặt trời và các ngôi sao khác, các nhà khoa học đã đi đến kết luận rằng sự tiến hóa của các ngôi sao và hành tinh có nguồn gốc chung. Tất cả các vật thể vũ trụ đều có cùng loại, thành phần hóa học giống nhau và có nguồn gốc từ cùng một vật chất, phát sinh do Vụ nổ lớn.
Vật chất của sao bao gồm các nguyên tố hóa học giống nhau (thậm chí cả sắt) như hành tinh của chúng ta. Sự khác biệt duy nhất là ở lượng các nguyên tố nhất định và trong các quá trình xảy ra trên Mặt trời và bên trong bề mặt rắn của Trái đất. Đây là điểm phân biệt các ngôi sao với các vật thể khác trong Vũ trụ. Nguồn gốc của các ngôi sao cũng cần được xem xét trong bối cảnh của một môn vật lý khác: cơ học lượng tử. Theo lý thuyết này, vật chất quyết định vật chất của sao bao gồm các nguyên tử và hạt cơ bản liên tục phân chia tạo ra thế giới vi mô của riêng chúng. Trong ánh sáng này, cấu trúc, thành phần, cấu trúc và sự tiến hóa của các ngôi sao rất đáng quan tâm. Hóa ra, phần lớn khối lượng của ngôi sao của chúng ta và nhiều ngôi sao khác chỉ bao gồm hai nguyên tố - hydro và heli. Một mô hình lý thuyết mô tả cấu trúc của các ngôi sao sẽ cho phép chúng ta hiểu được cấu trúc của chúng và sự khác biệt chính so với các vật thể không gian khác.
Đặc điểm chính là nhiều vật thể trong Vũ trụ có kích thước và hình dạng nhất định, trong khi một ngôi sao có thể thay đổi kích thước khi nó phát triển. Khí nóng là sự kết hợp của các nguyên tử liên kết lỏng lẻo với nhau. Hàng triệu năm sau khi hình thành một ngôi sao, lớp vật chất bề mặt của sao bắt đầu nguội đi. Ngôi sao tỏa ra phần lớn năng lượng của nó vào không gian bên ngoài, giảm hoặc tăng kích thước. Nhiệt và năng lượng được truyền từ bên trong ngôi sao ra bề mặt, ảnh hưởng đến cường độ bức xạ. Nói cách khác, cùng một ngôi sao trông khác nhau ở những thời kỳ tồn tại khác nhau của nó. Các quá trình nhiệt hạch dựa trên phản ứng của chu trình hydro góp phần chuyển đổi các nguyên tử hydro nhẹ thành các nguyên tố nặng hơn - helium và carbon. Theo các nhà vật lý thiên văn và nhà khoa học hạt nhân, phản ứng nhiệt hạch như vậy là hiệu quả nhất xét về lượng nhiệt sinh ra.
Tại sao phản ứng tổng hợp hạt nhân nhiệt hạch không kết thúc bằng vụ nổ của lò phản ứng như vậy? Vấn đề là lực của trường hấp dẫn trong nó có thể giữ vật chất sao trong một thể tích ổn định. Từ đó, chúng ta có thể rút ra một kết luận rõ ràng: bất kỳ ngôi sao nào cũng là một vật thể khổng lồ duy trì kích thước của nó nhờ sự cân bằng giữa lực hấp dẫn và năng lượng của các phản ứng nhiệt hạch. Kết quả của mô hình tự nhiên lý tưởng này là một nguồn nhiệt có thể hoạt động trong thời gian dài. Người ta cho rằng những dạng sống đầu tiên trên Trái đất xuất hiện cách đây 3 tỷ năm. Mặt trời trong thời xa xưa đó đã sưởi ấm hành tinh của chúng ta giống như bây giờ. Do đó, ngôi sao của chúng ta ít thay đổi, mặc dù thực tế là quy mô nhiệt lượng và năng lượng mặt trời tỏa ra là rất lớn - hơn 3-4 triệu tấn mỗi giây.
Không khó để tính toán ngôi sao của chúng ta đã giảm bao nhiêu trọng lượng trong những năm tồn tại. Đây sẽ là một con số khổng lồ, nhưng do khối lượng khổng lồ và mật độ cao của nó, những tổn thất như vậy trên quy mô của Vũ trụ trông không đáng kể.
Các giai đoạn tiến hóa của sao
Số phận của ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng ban đầu của ngôi sao và thành phần hóa học của nó. Trong khi trữ lượng hydro chính tập trung ở lõi thì ngôi sao vẫn nằm trong cái gọi là dãy chính. Ngay khi kích thước của ngôi sao có xu hướng tăng lên, điều đó có nghĩa là nguồn chính cho phản ứng tổng hợp nhiệt hạch đã cạn kiệt. Con đường biến đổi dài cuối cùng của thiên thể đã bắt đầu.
Các ngôi sao sáng được hình thành trong Vũ trụ ban đầu được chia thành ba loại phổ biến nhất:
- sao bình thường (sao lùn vàng);
- sao lùn;
- những ngôi sao khổng lồ.
Những ngôi sao có khối lượng thấp (sao lùn) từ từ đốt cháy lượng hydro dự trữ và sống cuộc sống khá bình lặng.
Những ngôi sao như vậy chiếm đa số trong Vũ trụ và ngôi sao của chúng ta, sao lùn vàng, là một trong số đó. Khi tuổi già bắt đầu, sao lùn vàng trở thành sao khổng lồ đỏ hoặc siêu khổng lồ.
Dựa trên lý thuyết về nguồn gốc của các ngôi sao, quá trình hình thành sao trong Vũ trụ vẫn chưa kết thúc. Những ngôi sao sáng nhất trong thiên hà của chúng ta không chỉ lớn nhất so với Mặt trời mà còn là những ngôi sao trẻ nhất. Các nhà vật lý thiên văn và thiên văn học gọi những ngôi sao như vậy là siêu khổng lồ màu xanh. Cuối cùng, chúng sẽ chịu chung số phận như hàng nghìn tỷ ngôi sao khác. Đầu tiên là sự ra đời nhanh chóng, một cuộc sống rực rỡ và nhiệt huyết, sau đó là một thời kỳ suy tàn chậm rãi. Các ngôi sao có kích thước bằng Mặt trời có vòng đời dài, nằm trong dãy chính (ở phần giữa của nó).
Sử dụng dữ liệu về khối lượng của một ngôi sao, chúng ta có thể giả định con đường phát triển tiến hóa của nó. Một minh họa rõ ràng cho lý thuyết này là sự tiến hóa của ngôi sao của chúng ta. Không có gì tồn tại mãi mãi. Kết quả của phản ứng tổng hợp nhiệt hạch, hydro được chuyển đổi thành heli, do đó trữ lượng ban đầu của nó bị tiêu hao và giảm đi. Một ngày nào đó, không sớm lắm, lượng dự trữ này sẽ cạn kiệt. Đánh giá bằng việc Mặt trời của chúng ta tiếp tục tỏa sáng trong hơn 5 tỷ năm mà không thay đổi kích thước, tuổi trưởng thành của ngôi sao vẫn có thể kéo dài trong khoảng thời gian tương tự.
Sự cạn kiệt trữ lượng hydro sẽ dẫn đến thực tế là dưới tác động của trọng lực, lõi của mặt trời sẽ bắt đầu co lại nhanh chóng. Mật độ của lõi sẽ trở nên rất cao, do đó các quá trình nhiệt hạch sẽ di chuyển đến các lớp liền kề với lõi. Trạng thái này được gọi là sự sụp đổ, có thể được gây ra bởi các phản ứng nhiệt hạch ở các lớp trên của ngôi sao. Do áp suất cao, các phản ứng nhiệt hạch liên quan đến heli được kích hoạt.
Dự trữ hydro và heli trong phần này của ngôi sao sẽ tồn tại hàng triệu năm. Sẽ không lâu nữa, sự cạn kiệt nguồn dự trữ hydro sẽ dẫn đến sự gia tăng cường độ bức xạ, làm tăng kích thước vỏ và kích thước của chính ngôi sao. Kết quả là Mặt trời của chúng ta sẽ trở nên rất lớn. Nếu bạn tưởng tượng bức tranh này sau hàng chục tỷ năm nữa, thì thay vì một chiếc đĩa sáng chói, một chiếc đĩa màu đỏ nóng có kích thước khổng lồ sẽ treo lơ lửng trên bầu trời. Sao khổng lồ đỏ là một giai đoạn tự nhiên trong quá trình tiến hóa của một ngôi sao, trạng thái chuyển tiếp của nó thành loại sao biến quang.
Kết quả của sự biến đổi này, khoảng cách từ Trái đất đến Mặt trời sẽ giảm đi, do đó Trái đất sẽ rơi vào vùng ảnh hưởng của quầng mặt trời và bắt đầu “chiên” trong đó. Nhiệt độ trên bề mặt hành tinh sẽ tăng gấp 10 lần, điều này sẽ dẫn đến sự biến mất của bầu khí quyển và sự bốc hơi của nước. Kết quả là hành tinh này sẽ biến thành một sa mạc đá vô hồn.
Giai đoạn cuối cùng của quá trình tiến hóa sao
Khi đạt đến giai đoạn khổng lồ đỏ, một ngôi sao bình thường sẽ trở thành sao lùn trắng dưới tác động của các quá trình hấp dẫn. Nếu khối lượng của một ngôi sao xấp xỉ bằng khối lượng Mặt trời của chúng ta, thì tất cả các quá trình chính trong đó sẽ diễn ra bình tĩnh, không có xung lực hoặc phản ứng nổ. Sao lùn trắng sẽ chết rất lâu, cháy rụi xuống đất.
Trong trường hợp ngôi sao ban đầu có khối lượng lớn hơn 1,4 lần Mặt trời thì sao lùn trắng sẽ không phải là giai đoạn cuối cùng. Với khối lượng lớn bên trong ngôi sao, các quá trình nén vật chất của sao bắt đầu ở cấp độ nguyên tử và phân tử. Proton biến thành neutron, mật độ của ngôi sao tăng lên và kích thước của nó giảm nhanh chóng.
Các sao neutron được khoa học biết đến có đường kính từ 10-15 km. Với kích thước nhỏ như vậy, sao neutron có khối lượng khổng lồ. Một cm khối vật chất của sao có thể nặng hàng tỷ tấn.
Trong trường hợp ban đầu chúng ta đang xử lý một ngôi sao có khối lượng lớn, giai đoạn tiến hóa cuối cùng sẽ có những dạng khác. Số phận của một ngôi sao khổng lồ là một lỗ đen - một vật thể có bản chất chưa được khám phá và hành vi không thể đoán trước. Khối lượng khổng lồ của ngôi sao góp phần làm tăng lực hấp dẫn, tạo ra lực nén. Không thể tạm dừng quá trình này. Mật độ vật chất tăng lên cho đến khi trở nên vô hạn, tạo thành một không gian kỳ dị (thuyết tương đối của Einstein). Bán kính của một ngôi sao như vậy cuối cùng sẽ trở thành số 0, trở thành một lỗ đen ngoài vũ trụ. Sẽ có nhiều lỗ đen hơn đáng kể nếu các ngôi sao nặng và siêu nặng chiếm phần lớn không gian.
Cần lưu ý rằng khi một người khổng lồ đỏ biến thành sao neutron hoặc lỗ đen, Vũ trụ có thể trải qua một hiện tượng độc đáo - sự ra đời của một vật thể vũ trụ mới.
Sự ra đời của siêu tân tinh là giai đoạn cuối cùng ngoạn mục nhất trong quá trình tiến hóa của các ngôi sao. Một quy luật tự nhiên của tự nhiên vận hành ở đây: sự chấm dứt sự tồn tại của một cơ thể sẽ tạo ra một cuộc sống mới. Khoảng thời gian của một chu kỳ như sự ra đời của siêu tân tinh chủ yếu liên quan đến các ngôi sao lớn. Nguồn dự trữ hydro cạn kiệt dẫn đến việc đưa heli và carbon vào quá trình tổng hợp nhiệt hạch. Kết quả của phản ứng này là áp suất lại tăng lên và lõi sắt được hình thành ở trung tâm ngôi sao. Dưới tác dụng của lực hấp dẫn mạnh, khối tâm dịch chuyển về phần trung tâm của ngôi sao. Phần lõi trở nên nặng đến mức nó không thể chống lại được trọng lực của chính nó. Kết quả là lõi bắt đầu giãn nở nhanh chóng, dẫn đến một vụ nổ ngay lập tức. Sự ra đời của siêu tân tinh là một vụ nổ, một làn sóng xung kích có sức mạnh khủng khiếp, một tia sáng chói lóa trong phạm vi rộng lớn của Vũ trụ.
Cần lưu ý rằng Mặt trời của chúng ta không phải là một ngôi sao lớn nên số phận tương tự không đe dọa nó và hành tinh của chúng ta không nên lo sợ về một kết cục như vậy. Trong hầu hết các trường hợp, các vụ nổ siêu tân tinh xảy ra ở các thiên hà xa xôi, đó là lý do tại sao chúng hiếm khi được phát hiện.
Cuối cùng
Sự tiến hóa của các ngôi sao là một quá trình kéo dài hàng chục tỷ năm. Ý tưởng của chúng tôi về các quá trình diễn ra chỉ là một mô hình toán học và vật lý, một lý thuyết. Thời gian trên Trái đất chỉ là một khoảnh khắc trong chu kỳ thời gian khổng lồ mà Vũ trụ của chúng ta đang tồn tại. Chúng ta chỉ có thể quan sát những gì đã xảy ra hàng tỷ năm trước và tưởng tượng những thế hệ trái đất tiếp theo có thể phải đối mặt với những gì.
Nếu có thắc mắc gì hãy để lại ở phần bình luận bên dưới bài viết. Chúng tôi hoặc khách truy cập của chúng tôi sẽ vui lòng trả lời họ
Nhìn sâu vào vũ trụ, các nhà thiên văn học đang khám phá sự va chạm của các lực vũ trụ khác nhau. Cái chết của một ngôi sao đã vén bức màn giới hạn về thời gian và không gian cho chúng ta. Thiên văn học hiện đại đã cho phép nhìn thấy một Vũ trụ hoàn toàn khác: sôi sục và bất khuất. Cảnh tượng đi kèm với cái chết của một ngôi sao khổng lồ. Bề mặt của nó trông giống như một biển lửa dữ dội, được bao phủ bởi những luồng khí nóng. Sóng dâng cao tạo thành sóng thần cao hàng nghìn mét. Những luồng khí khổng lồ bay vào bầu khí quyển, lớn hơn . Ở sâu trong ngôi sao, quá trình hủy diệt bắt đầu. Điều này dẫn đến một vụ nổ và sự ra đời của siêu tân tinh. Ở vị trí của nó chỉ còn lại những sợi màu và những đám mây khí phát sáng.
Điều đáng kinh ngạc là cái chết của một ngôi sao sẽ tạo ra cả một thế hệ sao mới. Sự thay đổi về cái chết và sự ra đời như vậy quyết định toàn bộ lịch sử của thiên hà chúng ta - Dải Ngân hà và hàng tỷ thiên hà tương tự trên thế giới.
Quan điểm của chúng ta về vũ trụ được định hình bởi những vụ nổ hiếm hoi của các ngôi sao đủ sáng để có thể nhìn thấy bằng mắt thường.
Năm 1054, các nhà chiêm tinh ở Bắc Mỹ đã phát hiện ra siêu tân tinh khi đang quan sát trăng lưỡi liềm. Sự kiện tương tự cũng được quan sát thấy ở Trung Quốc, Hàn Quốc và Trung Đông.
Nhà thiên văn học Tycho Bragi đã quan sát thấy hiện tượng tương tự vào năm 1572. Anh ấy viết về điều này: “Tôi kinh ngạc trước cảnh tượng này đến nỗi tôi không xấu hổ khi đặt câu hỏi về những gì chính mắt mình đã nhìn thấy”.
Trường hợp tiếp theo, vào năm 1604, được Johannes Kepler mô tả. Galileo dựa trên phương pháp tiếp cận mới này đối với không gian, coi sự thay đổi là thành phần cơ bản của vũ trụ như một ý tưởng.
Để hiểu cách các ngôi sao hình thành Vũ trụ, các nhà khoa học sử dụng toàn bộ kho công nghệ mới. Từ những kính thiên văn khổng lồ đặt trên núi cao cho đến toàn bộ đội quân vệ tinh trong không gian. Nhìn vào các ngôi sao qua kính viễn vọng, chúng ta thấy. Nhưng đây chỉ là một phần nhỏ của cái được gọi là phổ điện từ.
Ở một đầu của quang phổ là các tia X và tia gamma ngắn, năng lượng cao. Mặt khác, sóng vô tuyến dài, năng lượng thấp, sóng cực ngắn. Vô số kính viễn vọng vô tuyến được sử dụng để thu thập tín hiệu phát ra từ các ngôi sao ở xa thiên hà. Chúng giúp các nhà khoa học quan sát các vật thể thông qua độ dày của tinh vân và sự tích tụ khí.
Ở đầu kia của quang phổ là tia cực tím X và tia gamma. Tia X sóng ngắn cho phép bác sĩ chiếu sáng cơ thể chúng ta và nhìn thấy các vết gãy xương. Các nhà thiên văn học đang tìm kiếm nó trong không gian, như bằng chứng của những quá trình bạo lực nhất.
Tinh vân Con Cua là một lớp vỏ siêu tân tinh được quan sát ở nhiều địa điểm khác nhau vào năm 1054. Các nhà khoa học đã tập trung sự chú ý vào phần sâu của ẩn tinh. Họ phát hiện ra những vụ nổ bức xạ để lại dấu vết hình tròn trong đám mây khí xung quanh. Một số ngôi sao sắp chết phải đối mặt với số phận vô cùng kỳ lạ. Vũ trụ sinh ra quái vật.
Albert Einstein cho rằng có những ngôi sao có lực hấp dẫn thậm chí không cho phép ánh sáng thoát ra ngoài. Nhưng ông bác bỏ ý tưởng này vì cho rằng không thể thực hiện được. Những gì đã từng vượt quá sự hiểu biết bây giờ xác định biên giới. Các nhà thiên văn học tin rằng khi một ngôi sao lớn phát nổ, rất nhiều vật chất sẽ xuyên qua lõi của nó đến mức nó có thể thoát khỏi Vũ trụ. Nhưng lực hấp dẫn có tiếng nói cuối cùng.
Bằng cách tận dụng lợi thế của trái đất, chúng ta có thể mô tả đặc điểm của vũ trụ theo các tiêu chí mà chúng ta biết, bao gồm cả các dạng ánh sáng trên quang phổ điện từ. Tuy nhiên, chúng tôi không đồng ý với điều này. Làm thế nào bạn có thể xác định một vật thể không phát ra ánh sáng?
Các nhà thiên văn học đã tìm thấy câu trả lời trong một vụ nổ tia gamma hướng vào trung tâm thiên hà của chúng ta. Kính viễn vọng vô tuyến tập trung vào các nguồn và phát hiện các dòng vật chất theo hai hướng. Và đây là những gì họ đã thấy.
Một lỗ đen phát ra dòng khí từ các lớp bên ngoài của một ngôi sao. Chúng tạo thành một đĩa quay. Nó tạo ra từ trường quay để tạo thành hai chùm hoặc dòng năng lượng cao của vật chất đi qua chúng.
Các nhà thiên văn học biết rằng lỗ đen có thể tập trung lượng năng lượng khổng lồ vào những dòng này trong chớp mắt. Một trong số chúng, được gọi là GROJ 1655-40, đang lao qua Vũ trụ với tốc độ 400 nghìn km một giờ. Nhanh hơn bốn lần so với các ngôi sao khác. Điều này tương tự như một phát đại bác được bắn bởi một trong các Siêu tân tinh.
Các lỗ đen, nhờ khả năng huy động lượng năng lượng khổng lồ, khiến chúng ta quan tâm không chỉ vì tò mò. Có một loại lỗ đã tồn tại từ thời xa xưa. Kể từ đó, khi những ngôi sao đầu tiên mới xuất hiện. Khi những người khổng lồ nguyên thủy đó chết đi, họ sinh ra những hố đen.
Trọng lực đã nuôi dưỡng các lỗ đen bằng vật chất và khí vũ trụ. Vật chất lần đầu tiên biến thành các thiên hà, chúng phát triển thành những thiên hà lớn. Một số trong số chúng đạt khối lượng lớn gấp hàng tỷ lần khối lượng Mặt trời.
Phát ra các dòng năng lượng, chúng làm nóng các thiên hà xung quanh. Điều này đã ngăn chặn dòng khí trong thiên hà trung tâm, làm chậm sự phát triển của nó và kích thích sự phát triển của các thiên hà ngoại vi. Nhưng tác động của lỗ đen không dừng lại ở đó.
Cụm thiên hà có tên Hydra A được bao quanh bởi các khoang nóng phát ra tia X. Một luồng phát ra từ thiên hà trung tâm, có thể nhìn thấy được trong phổ sóng vô tuyến. Khí ở rìa dòng này chứa một lượng lớn ion sắt và các kim loại khác được tạo ra bởi vụ nổ siêu tân tinh. Bằng cách đẩy những kim loại này đến rìa của Vũ trụ, các lỗ đen cung cấp cho các thiên hà xa xôi những nguyên tố cần thiết để hình thành các ngôi sao và hệ hành tinh giống như của chúng ta.
Các lỗ đen khổng lồ được quan sát thấy ở hầu hết các thiên hà trong Vũ trụ. Ngoài ra còn có sự gia tăng số lượng các dòng năng lượng mạnh mẽ.
Chúng tôi có vai trò là người quan sát vòng đời đầy chông gai của các ngôi sao. Ở một khoảng cách rất xa với họ về thời gian và không gian, chúng ta không hiểu được nhiều.
Lần phóng vào năm 1977 đã rút ngắn đáng kể khoảng cách này. Sau khi kiểm tra các hành tinh xa nhất trong hệ mặt trời và các vệ tinh của chúng, những thiết bị này được gửi đến giới hạn bên ngoài của hệ thống của chúng ta, cách Trái đất hàng chục tỷ km. Di chuyển với tốc độ 16 km mỗi giây, Du hành 2 sẽ đi được quãng đường bốn năm ánh sáng và đến được một trong những ngôi sao gần nhất của chúng ta, Sirius, sau 290 nghìn năm.
Quan sát từ góc yên tĩnh của thiên hà, chúng tôi nhận ra rằng các ngôi sao không chỉ chiếu sáng Vũ trụ mà còn bão hòa nó bằng vật chất cần thiết cho sự sống. Bằng cách quan sát một ngôi sao chết trong một vụ nổ, chúng ta hiểu được lực định hình nên Vũ trụ và thay đổi các thế giới giống như thế giới của chúng ta.
Sự tiến hóa của sao trong thiên văn học là chuỗi những thay đổi mà một ngôi sao trải qua trong suốt cuộc đời của nó, tức là trải qua hàng triệu hoặc hàng tỷ năm trong khi nó phát ra ánh sáng và nhiệt. Trong khoảng thời gian khổng lồ như vậy, những thay đổi là khá đáng kể.
Quá trình tiến hóa của một ngôi sao bắt đầu trong một đám mây phân tử khổng lồ, còn được gọi là cái nôi sao. Hầu hết không gian "trống" trong thiên hà thực sự chứa từ 0,1 đến 1 phân tử trên mỗi cm³. Một đám mây phân tử có mật độ khoảng một triệu phân tử trên cm³. Khối lượng của đám mây như vậy vượt quá khối lượng Mặt trời 100.000-10.000.000 lần do kích thước của nó: đường kính từ 50 đến 300 năm ánh sáng.
Trong khi đám mây quay tự do xung quanh trung tâm thiên hà của nó thì không có gì xảy ra. Tuy nhiên, do tính không đồng nhất của trường hấp dẫn, các nhiễu loạn có thể phát sinh trong đó, dẫn đến sự tập trung khối lượng cục bộ. Những nhiễu loạn như vậy gây ra sự suy sụp hấp dẫn của đám mây. Một trong những kịch bản dẫn đến điều này là sự va chạm của hai đám mây. Một sự kiện khác gây ra sự sụp đổ có thể là sự di chuyển của một đám mây qua nhánh dày đặc của một thiên hà xoắn ốc. Ngoài ra, một yếu tố quan trọng có thể là vụ nổ của siêu tân tinh gần đó, sóng xung kích của nó sẽ va chạm với đám mây phân tử với tốc độ cực lớn. Cũng có thể các thiên hà va chạm nhau, gây ra sự bùng nổ hình thành sao khi các đám mây khí trong mỗi thiên hà bị nén lại do va chạm. Nói chung, bất kỳ sự không đồng nhất nào trong các lực tác dụng lên khối lượng của đám mây đều có thể kích hoạt quá trình hình thành sao. 
Do sự không đồng nhất đã phát sinh, áp suất của khí phân tử không còn có thể ngăn cản sự nén thêm nữa và khí bắt đầu tập trung xung quanh tâm của các ngôi sao trong tương lai dưới tác động của lực hấp dẫn. Một nửa năng lượng hấp dẫn được giải phóng sẽ làm nóng đám mây và một nửa chuyển thành bức xạ ánh sáng. Trong các đám mây, áp suất và mật độ tăng dần về phía trung tâm và sự sụp đổ của phần trung tâm xảy ra nhanh hơn phần ngoại vi. Khi quá trình nén diễn ra, đường đi tự do trung bình của các photon giảm đi và đám mây ngày càng trở nên kém trong suốt đối với bức xạ của chính nó. Điều này dẫn đến nhiệt độ tăng nhanh hơn và áp suất tăng nhanh hơn. Cuối cùng, gradient áp suất cân bằng lực hấp dẫn và lõi thủy tĩnh được hình thành với khối lượng khoảng 1% khối lượng đám mây. Khoảnh khắc này là vô hình - khối cầu mờ đục trong phạm vi quang học. Sự tiến hóa tiếp theo của tiền sao là sự tích tụ vật chất tiếp tục rơi xuống “bề mặt” của lõi, do đó kích thước của chúng tăng lên. Cuối cùng, khối lượng vật chất chuyển động tự do trong đám mây cạn kiệt và ngôi sao trở nên nhìn thấy được trong phạm vi quang học. Thời điểm này được coi là sự kết thúc của giai đoạn tiền sao và bắt đầu giai đoạn sao trẻ.
Theo định luật bảo toàn động lượng, khi kích thước của đám mây giảm đi thì tốc độ quay của nó tăng lên và đến một thời điểm nhất định, chất đó ngừng quay thành một khối và được chia thành các lớp tiếp tục sụp đổ độc lập với nhau. Số lượng và khối lượng của các lớp này phụ thuộc vào khối lượng ban đầu và tốc độ quay của đám mây phân tử. Tùy thuộc vào các thông số này, các hệ thiên thể khác nhau được hình thành: cụm sao, sao đôi, sao có hành tinh.
Sao trẻ - giai đoạn của 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
Các ngôi sao trẻ có khối lượng thấp (tối đa ba lần khối lượng mặt trời), 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 tất cả các bức xạ xảy ra chủ yếu do lực hấp dẫn nén. 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. 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.
Khi ngôi sao co lại, áp suất của khí điện tử suy biến bắt đầu tăng và khi đạt đến bán kính nhất định của ngôi sao, quá trình nén sẽ dừng lại, dẫn đến sự dừng tăng thêm nhiệt độ trong lõi của ngôi sao do quá trình co lại. nén, sau đó giảm dần. Đối với những ngôi sao nhỏ hơn 0,0767 khối lượng Mặt Trời, điều này không xảy ra: năng lượng giải phóng trong các phản ứng hạt nhân không bao giờ đủ để cân bằng áp suất bên trong và lực nén hấp dẫn. Những “sao dưới” như vậy phát ra nhiều năng lượng hơn năng lượng được tạo ra trong các phản ứng nhiệt hạch và được phân loại 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 ngôi sao trẻ có khối lượng trung gian (từ 2 đến 8 lần khối lượng Mặt Trời) tiến hóa về mặt chất lượng giống như các ngôi sao 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. Herbig Ae\Be là sao có các biến thiên không đều thuộc 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 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 của những ngôi sao bình thường, vì chúng 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 lõi. Đối với những ngôi sao này, dòng khối lượng và độ sáng phát 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 ước tính gần đây, loại quang phổ của chúng dao động từ xanh nóng đến đỏ lạnh và khối lượng của chúng dao động từ 0,0767 đến khoảng 300 khối lượng mặt trời. 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 dãy chính theo thành phần hóa học và khối lượng của chúng.
Các sao lùn đỏ nhỏ, mát từ từ đốt cháy lượng hydro dự trữ và duy trì ở chuỗi chính trong hàng chục tỷ năm, trong khi các siêu sao khổng lồ rời khỏi chuỗi chính trong vòng vài chục triệu (và một số chỉ vài triệu) năm sau khi hình thành.
Những ngôi sao cỡ trung bình như Mặt trời vẫn nằm trong dãy chính trong trung bình khoảng 10 tỷ năm. Người ta tin rằng Mặt trời vẫn ở trên nó khi nó đang ở giữa vòng đời của nó. Khi một ngôi sao hết hydro trong lõi, nó sẽ rời khỏi chuỗi chính.
Sao trưởng thành
Sau một thời gian nhất định - từ một triệu đến hàng chục tỷ năm (tùy thuộc vào khối lượng ban đầu) - ngôi sao cạn kiệt nguồn hydro trong lõi. Ở những ngôi sao lớn và nóng, điều này xảy ra nhanh hơn nhiều so với những ngôi sao nhỏ và lạnh hơn. Sự cạn kiệt nguồn cung cấp hydro dẫn đến việc dừng các phản ứng nhiệt hạch.
Nếu không có áp suất phát sinh trong các phản ứng này và cân bằng trọng lực bên trong thân ngôi sao, ngôi sao sẽ bắt đầu co lại như trước đây trong quá trình hình thành. Nhiệt độ và áp suất lại tăng lên, nhưng không giống như giai đoạn tiền sao, ở mức cao hơn nhiều. Sự sụp đổ tiếp tục cho đến khi các phản ứng nhiệt hạch liên quan đến heli bắt đầu ở nhiệt độ xấp xỉ 100 triệu K.
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. Đây là cách ngôi sao trở thành 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 làm cạn kiệt nguồn cung cấp nhiên liệu hydro trong những ngôi sao như vậy nên các lý thuyết hiện đại dựa trên mô phỏng máy tính về các quá trình xảy ra trong 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 trở nên 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 này bao gồm các sao lùn đỏ như Proxima Centauri, có vòng đời chính 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 trung bình
Khi một ngôi sao đạt kích thước trung bình (từ 0,4 đến 3,4 lần khối lượng Mặt Trời), giai đoạn sao khổng lồ đỏ, lõi của nó cạn kiệt hydro và các phản ứng tổng hợp carbon từ helium bắt đầu. Quá trình này xảy ra ở nhiệt độ cao hơn 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 giai đoạn này được gọi là "sao loại muộn" (còn gọi là "sao đã nghỉ hưu"), sao OH-IR hoặc 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, cho phép hình thành các hạt bụi và phân tử. Với bức xạ hồng ngoại mạnh từ ngôi sao nguồn, điều kiện lý tưởng để kích hoạt maser vũ trụ được hình thành trong các lớp vỏ như vậy.
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.
Ngay sau khi khí heli lóe lên, carbon và oxy “bốc cháy”; mỗi sự kiện này gây ra sự tái cấu trúc nghiêm trọng của cơ thể ngôi sao và sự chuyển động nhanh chóng của nó dọc theo biểu đồ Hertzsprung-Russell. Kích thước bầu khí quyển của ngôi sao thậm chí còn tăng lên nhiều hơn và nó bắt đầu mất khí mạnh mẽ dưới dạng các luồng gió sao phân tán. Số phận của phần trung tâm của một ngôi sao phụ thuộc hoàn toàn vào khối lượng ban đầu của nó - lõi của một ngôi sao có thể kết thúc quá trình tiến hóa của nó như sau:
- (sao có khối lượng thấp)
- như một ngôi sao neutron (pulsar), nếu khối lượng của ngôi sao trong giai đoạn tiến hóa sau này vượt quá giới hạn Chandrasekhar
- giống như một lỗ đen nếu khối lượng của ngôi sao vượt quá giới hạn Oppenheimer - Volkova
Trong hai tình huống cuối cùng, quá trình tiến hóa của một ngôi sao kết thúc bằng một sự kiện thảm khốc - vụ nổ siêu tân tinh.
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 các nguồn năng lượng và dần dần nguội đi, trở nên 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 quá trình nén diễn ra, nhiệt độ và mật độ tăng lên, đồng thời một chuỗi phản ứng nhiệt hạch mới bắt đầu. Trong các phản ứng như vậy, các nguyên tố ngày càng nặng hơn được tổng hợp: heli, carbon, oxy, silicon và sắt, giúp 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, phản ứng tổng hợp nhiệt hạch tỏa nhiệt hơn nữa 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.
Các tia neutrino mạnh và từ trường quay đẩy ra phần lớn vật chất tích lũy của ngôi sao - cái gọi là nguyên tố mầm, bao gồm sắt và các nguyên tố nhẹ hơn. Vật chất phát nổ 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). Do đó, các vụ nổ siêu tân tinh giải thích sự hiện diện của các nguyên tố nặng hơn sắt trong vật chất giữa các vì sao, nhưng đây không phải là cách hình thành duy nhất của chúng, chẳng hạn, điều này được chứng minh bằng các sao technetium.
Sóng nổ và tia neutrino mang vật chất ra khỏi ngôi sao sắp chết vào 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 “sự trục vớt” 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, lực hấp dẫn mạnh ở độ sâu của siêu sao buộc các electron bị hạt nhân nguyên tử hấp thụ, nơi chúng hợp nhất với các proton để tạo thành neutron. Quá trình này được gọi là neutron hóa. Lực điện từ ngăn cách các hạt nhân lân cận biến mất. Lõi của ngôi sao bây giờ là một quả cầu dày đặc gồm các hạt nhân nguyên tử và các neutron riêng lẻ. 
Những ngôi sao như vậy, được gọi là sao neutron, cực kỳ nhỏ - không lớn hơn kích thước của một thành phố lớn - và có mật độ cao không thể tưởng tượng được. 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 neutron đầu tiên được phát hiện.
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 ngôi sao có khối lượng đủ lớn thì sự sụp đổ của ngôi sao đó sẽ tiếp tục diễn ra 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, vật chất và thông tin không thể rời khỏi lỗ đen trong bất kỳ điều kiện nào. Tuy nhiên, các hiệu ứng lượng tử có thể tránh được điều này, ví dụ như ở dạng bức xạ Hawking. Một số câu hỏi mở vẫn còn. Đặc biệt, cho đến gần đây, câu hỏi chính vẫn chưa được trả lời: “Có lỗ đen không?” Rốt cuộc, để chắc chắn rằng một vật thể nhất định là lỗ đen, cần phải quan sát chân trời sự kiện của nó. Điều này là không thể hoàn toàn bằng cách xác định đường chân trời, nhưng với sự trợ giúp của phép đo giao thoa vô tuyến đường cơ sở siêu dài, có thể xác định số liệu gần một vật thể bằng chuyển động của khí ở đó, đồng thời ghi lại sự biến đổi nhanh, ở quy mô mili giây đối với sao. -lỗ đen khối lượng. Những đặc tính quan sát được ở một vật thể sẽ chứng minh một cách thuyết phục rằng vật thể được quan sát là một lỗ đen.
Hiện nay, các lỗ đen chỉ có thể tiếp cận được bằng các quan sát gián tiếp. Do đó, bằng cách quan sát độ sáng của hạt nhân của các thiên hà đang hoạt động, người ta có thể ước tính khối lượng của vật thể xảy ra quá trình bồi tụ. Ngoài ra, khối lượng của một vật thể có thể được ước tính từ đường cong quay của thiên hà hoặc từ tần số quay của các ngôi sao ở gần vật thể đó bằng cách sử dụng định lý virus. Một lựa chọn khác là quan sát đặc điểm của các đường phát thải khí từ khu vực trung tâm của các thiên hà đang hoạt động, điều này giúp có thể xác định tốc độ quay của nó, đạt tới hàng chục nghìn km mỗi giây trong các thiên hà. Đối với nhiều thiên hà, khối lượng trung tâm quá lớn đối với bất kỳ vật thể nào ngoài lỗ đen siêu lớn. Có những vật thể có sự tích tụ vật chất rõ ràng lên chúng, nhưng không quan sát thấy bức xạ cụ thể do sóng xung kích gây ra. Từ đó, chúng ta có thể kết luận rằng quá trình bồi tụ không bị dừng lại bởi bề mặt rắn của ngôi sao mà chỉ đơn giản đi vào các vùng có dịch chuyển đỏ hấp dẫn rất cao, nơi mà theo các ý tưởng và dữ liệu hiện đại (2009), không có vật thể đứng yên nào ngoài lỗ đen bị cản trở. khả thi.
- Cách nấu xúc xích trong men và bột bánh phồng trong lò
- Một biểu tượng cổ xưa của Thánh Alexius, người của Chúa, đã được đưa trở lại tu viện stauropegic của Alekseevsky
- Di tích của Thánh Matrona của Moscow
- Công thức nấu món thịt lợn trong bia của người Bavaria - công thức có ảnh
- Cách bọc xúc xích trong bột bánh phồng và bột men đúng cách và đẹp mắt
- Làm món salad ngon với thịt lợn
- Iguanodon, iguanodont, khủng long, thời đại khủng long, thời kỳ khủng long, tất cả về khủng long
- Đặc điểm hoạt động của cá trong nước
- Họ ngựa và nguồn gốc của nó Họ ngựa
- Có lạc đà ở Úc không
- Nhím biển: tính năng, chủng loại và công dụng trong nấu ăn
- Màu ngọc lam theo cuốn sách mơ ước
- Tôi mơ thấy một căn bếp: tìm hiểu ý nghĩa trong cuốn sách mơ ước
- Tại sao lại mơ thấy đàn ông đang nấu ăn, giấc mơ tượng trưng cho điều gì?
- Căn chỉnh Giải thích giấc mơ
- Lá bài Tarot: tính theo ngày sinh
- Lenormand Fox Ý nghĩa Mô tả Sự kết hợp Lenormand Fox
- Hành tinh, đá, màu sắc, bùa, hoa, cây cối, biểu tượng, con số may mắn
- Tử vi ngày mai dành cho đàn ông Bảo Bình
- Cách muối cá đỏ