BÀI THUYẾT TRÌNH CÁC SAO

NỘI DUNG THUYẾT TRÌNH 1. Khái niệm về sao 2. Sự tiến hóa của sao 2.1. Giai đoạn tiền sao 2.2. Giai đoạn sao ổn định ( tồn tại trên dãy chính biểu đồ Hertzsprung – Russell ) 2.3. Giai đoạn kết thúc – giai đoạn sao khổng lồ, siêu khổng lồ đỏ

BÀI THUYẾT TRÌNH

CHƯƠNG 10: CÁC SAO

các thành viên

 Nội dung thuyết trình

▪ 1 Khái niệm về sao

▪ 2 Sự tiến hóa của sao

▪ 2.1 Giai đoạn tiền sao

▪ 2.2 Giai đoạn sao ổn định ( tồn tại trên dãy chính biểu đồ Hertzsprung – Russell )

▪ 2.3 Giai đoạn kết thúc – giai đoạn sao khổng

lồ, siêu khổng lồ đỏ

1 Khái niệm vế sao

▪ Sao (star) hay còn gọi là hằng tinh là tất cả các thiên thể có khả năng tự phát ra ánh sáng của mình Tất cả chúng đều là những khối cầu khí khổng lồ có khối lượng lớn hơn Trái Đất hàng chục đến hàng trăm ngàn lần hay thậm chí là lớn hơn nhiều nữa và chỉ

có nhờ một khối lượng lớn như thế mới giúp chúng tự tạo ra ánh sáng của bản thân mình.

▪ Một thiên thể để có thể tự phát ra ánh sáng của mình cần có khối lượng tối thiểu là lớn gấp 80 lần khối lượng của Mộc tinh Jupiter , tức là khoảng 8% khối lượng của Mặt Trời (Mặt Trời của chúng ta cần viết hoa để phân biệt rõ với các mặt trời khác trong trương hợp dùng từ này chỉ một số ngôi sao khác), các sao có khối lượng nhỏ hơn giới hạn này một chút được coi là giai đoạn trung gian giữa sao và hành tinh, chúng là các sao lùn nâu hoặc lùn đen).

Hình ảnh minh họa

       2 Sự tiến hóa của sao

 Các giai đoạn của sao là quá trình biến đổi một chiều các đặc

tính lí học và thành phần hóa học của ngôi sao Các kiến thức về quá

trình phát triển sao được xây dựng trên cơ sở so sánh các đặc tính được quan sát của sao trong các giai đoạn phát triển khác nhau, và nhờ các tính toán về mặt lí thuyết đối với các mô hình sao, cách nhau tuần tự

về thời gian Nguyên nhân chính thúc đẩy các thay đổi tính chất của sao

là các phản ứng hạt nhân tại các vùng bên trong của sao, diễn ra dưới tác động của quá trình co hấp dẫn và nhiệt độ cao tại trung tâm sao

Trong các quá trình này, thành phần hóa học và cấu trúc sao thay đổi,

đi cùng với sự thay đổi cường độ sáng, đường kính và nhiệt độ bề mặt của sao, nói khác đi, đó là các đặc tính quan sát được của sao Khi đó, các sao thay đổi vị trí của mình trên biểu đồ Hertzsprung-Russell Việc nghiên cứu sự phân bố các sao trên biểu đồ này có ý nghĩa quan trọng đối với việc nhận biết quá trình phát triển các sao và các tập hợp sao

Vòng đời của sao

2.1 Giai đoạn tiền sao

- Sao hình thành từ các đám mây khí, bụi (tinh vân) Dưới tác dụng của hấp dẫn, chúng co dần lại vào một tâm chung Các phân tử khí tăng dần vận tốc, cọ xát làm khối khí nóng lên (tiền sao - protostar) Thời kì

này kéo dài vài trăm ngàn đến 50 triệu năm

- Khi nhiệt độ ở tâm khối khí đủ lớn và lực nén vào tâm tạo ra áp suất đủ lớn, các hạt nhân hidro kết hợp với nhau tạo ra hạt nhân Heli

(phản ứng nhiệt hạch) Phản ứng này giải phóng năng lượng làm cho khối khí phát sáng Áp suất do năng lương giải phóng ra cân bằng với lực hấp dẫn làm ngừng quá trình tự co lại của khối khí Cuộc đời của một ngôi sao bắt đầu

- Tuỳ theo khối lượng sao Các sao càng nặng càng cần nhiều năng lượng để chống lại hấp dẫn nên nhiên liệu nhanh bị đốt cháy hết Do đó tuổi thọ của sao càng nặng thì càng ngắn ngủi

Các sao như Mặt Trời có tuổi thọ khoảng 10 tỷ năm Các sao siêu khổng lồ chỉ thọ vài triệu năm, các sao khổng lồ 10- 15 triệu năm còn các sao lùn

đỏ là 20 triệu năm

Sự hình thành và phát triển của một ngôi sao

cỡ mặt trời

sao lùn đỏ Ngôi sao lùn nâu già nhất và lạnh nhất trong thiên hà

2.2.Giai đoạn sao ổn

định

- Vị trí khởi đầu của một 

ngôi sao mới hình thành trên 

dãy chính phụ thuộc vào khối

lượng của nó Khối lượng càng lớn

thì nhiệt độ bề mặt và cường độ

sáng của ngôi sao càng cao, vị trí

của nó trên dãy chính của biểu đồ

càng cao Tập hợp một số lượng

lớn các ngôi sao này, với các khối

lượng khác nhau tạo nên một

đường cong liên tục, gọi là dãy

chính số không trên biểu đồ

Hertzsprung-Russell, đồng thời đó

là giới hạn dịch chuyển sang phía

trái cao nhất của ngôi sao trên

biểu đồ

Biểu đồ Hertzs prung–Russell thể hiện độ sáng thực (hay

cấp sao tuyệt đối

) của ngôi sao

so với

chỉ mục màu

(biểu diễn bằng B-V) Dãy chính thể hiện là một dải chéo rõ rệt chạy từ phía trên bên trái xuống phía dưới bên phải

thời gian tồn tại của các sao trên dải chính Được tính bằng công thức như sau :

t ( tỷ năm )

( M- khối lượng của sao so với Mo )

Khối lượng  sao  tính theo đơn vị 

khối lượng Mặt Trời

Thời gian tồn tại trên  dãy chính

Một số ví dụ về mối liên quan giữa thời gian tồn tại của sao trên dãy chính và khối lượng của nó:   

- quá trình đốt nhiên liệu có thể xảy ra theo từng lớp của sao Nhiệt độ ở nhân bao giờ cũng cao hơn nhiệt độ ở lớp

vỏ ngoài Do đó hầu hết trong nhân của các sao là sắt,

niken, coban và lớp vỏ ngoài là các nguyên tố nhẹ.

- Sự đốt nhiên liệu có thể xảy ra như sau: Sau chu trình đốt

H thành He thì phản ứng hạt nhân này ngừng, làm cho

sao không có áp suất của phản ứng hạt nhân chống đỡ

với lực hấp dẫn, do đó nó sẽ co lại Vì co lại nên nhiệt độ lại tăng lên, đủ để châm ngòi cho những phản ứng hạt

nhân mới, tổng hợp nguyên tố nặng hơn Trong quá trình tiến hóa có thể có 60% lượng Hydro ban đầu bị sử dụng, chỉ còn 40% được giữ nguyên

2.3.  Giai đoạn kết thúc:

- khi nhiên liệu hoàn toàn cạn kiệt, ngôi sao bước vào thời kì  suy sập do hấp dẫn

_ Các sao có khối lượng < 1,4 lần khối lượng Mặt Trời (giới hạn  Chandrasekhar) co laị thành sao lùn trắng và cuối cùng là một  sao lùn đen mất hút trong vũ trụ

_ Các sao khối lượng 1,4 - 1,5 khối lượng Mặt Trời co lại mạnh  hơn, vượt qua kích thước sao lùn trắng xuống mức đường kính  20km gây ra một vụ nổ sao siêu mới (super nova). Cuối cùng,  khi lực đẩy tĩnh điện giữa các neutron và proton chống lại được  lực hấp dẫn, sao ngừng co và trở thành sao neutron

_ Các sao có khối lượng lớn hơn Mặt Trời 4-5 lần co lại hết sức  mạnh mẽ, cũng tạo ra một vụ nổ sao siêu mới. Tuy nhiên do  khối lượng lớn, hấp dẫn lớn đến mức làm triệt tiêu lực đây giữa  các neutron, tạo thành lỗ đen

Hình ảnh minh họa: Lỗ

đen

THANKS FOR WATCHING

MADE BY: Hường

Hana