Luận văn tốt nghiệp mô phỏng cấu trúc của sao bằng mã nguồn zams

Tuy nhiên, khi mật độ của khối khí đủ lớn để bức xạ bị giữ lại bên trong khối khí, nghĩa là khối khí không trao đổi nhiệt lượng với bên ngoài, khối khí sẽ chuyển sang quá trình biến đổi

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH

LỜI CẢM ƠN

Khoảng thời gian thực hiện khóa luận tốt nghiệp rất có ý nghĩa đối với tôi Trong khoảng thời gian này, tôi đã có được rất nhiều kinh nghiệm bổ ích cho niềm đam mê thiên văn của tôi Đặc biệt, khóa luận đã mang đến cho tôi cơ hội được học tại lớp học thiên văn quốc tế, nơi tôi được học hỏi kiến thức bổ ích về thiên văn học và làm quen với bạn bè quốc tế Để hoàn thành khóa luận tốt nghiệp này, tôi đã nhận được nhiều sự giúp đỡ từ thầy cô, bạn bè Tôi xin chân thành gửi lời cảm ơn đến

- Thầy Cao Anh Tuấn đã hướng dẫn tôi trong quá trình thực hiện khóa luận

- Thầy Andrew P.Odell đã hướng dẫn tôi trong suốt quá trình tôi học ở lớp thiên văn quốc tế

- Các thầy cô trong hội đồng phản biện đã giúp tôi chỉnh sửa, hoàn thiện khóa luận

- Các bạn bè đã hỗ trợ, động viên tôi về mặt tinh thần lẫn chuyên môn

Cuối cùng, tôi xin gửi lời cảm ơn và lời chúc sức khỏe đến thầy cô trong khoa Vật

Lý

MỤC LỤC

LỜI CẢM ƠN 2

MỞ ĐẦU 4

CHƯƠNG 1: SỰ HÌNH THÀNH VÀ TIẾN HÓA CỦA SAO 6

1.1 Giai đoạn tiền sao 6

1.2 Tính chất của ngôi sao 12

1.3 Quá trình tiến hóa về sau của các ngôi sao 15

1.3.1 Sao có khối lượng trung bình 15

1.3.2 Sao có khối lượng nhỏ 17

1.3.3 Sao có khối lượng lớn 18

CHƯƠNG 2: GIỚI THIỆU VỀ ZAMS 21

2.1 Sơ lược về ZAMS 21

2.2 Dữ kiện đầu vào và dữ liệu đầu ra của ZAMS 21

CHƯƠNG 3: CHẠY CHƯƠNG TRÌNH VÀ KẾT QUẢ 25

3.1 Đồ thị mối liên hệ giữa áp suất tại trung tâm và khối lượng riêng tại trung tâm so với khối lượng ngôi sao 26

3.2 Đồ thị mối liên hệ giữa nhiệt độ tại trung tâm và nhiệt độ tại bề mặt so với khối lượng ngôi sao 30

3.3 Đồ thị mối liên hệ giữa bán kính với khối lượng ngôi sao 33

3.4 Đồ thị mối liên hệ giữa độ sáng với khối lượng ngôi sao 34

3.5 Dãy chính trong giản đồ HR 35

CHƯƠNG 4: KẾT LUẬN VÀ HƯỚNG PHÁT TRIỂN 37

TÀI LIỆU THAM KHẢO 38

MỞ ĐẦU

1 Lí do chọn đề tài

Nghiên cứu về sự tiến hóa của các ngôi sao là một lĩnh vực cốt yếu cho đa số các vấn đề lớn trong Vật lý thiên văn và Vũ trụ học Các ngôi sao chiếm khoảng 3% lượng vật chất có trong vũ trụ, nhưng chúng chiếm đến 100% lượng vật chất có thể nhìn thấy trong vũ trụ [1] Do đó, nghiên cứu về các ngôi sao sẽ cho chúng ta một cái nhìn về các quá trình động lực học xảy ra trong vũ trụ, từ sự vận động của các thiên hà cho đến hình dạng của các thiên hà, từ đó giúp ta biết được phần nào lịch sử phát triển của vũ trụ Việc nghiên cứu về các ngôi sao cũng giúp ta hiểu được nguồn gốc của các nguyên tố cấu thành nên vật chất xung quanh, và cả bản thân chúng ta [2] Ngoài ra, việc nghiên cứu

về các ngôi sao cũng giúp ta biết thêm về Mặt Trời, vốn cũng là một ngôi sao và là nguồn gốc của phần lớn năng lượng mà ta sử dụng trên Trái Đất, cũng như sự hình thành của

cả hệ Mặt Trời

Đối với sinh viên khoa Vật Lý – Trường Đại học Sư phạm thành phố Hồ Chí Minh, môn Thiên văn học đại cương là môn học cung cấp nhiều kiến thức mới, sinh viên thường cảm thấy khó hình dung và ghi nhớ Do đó, tôi quyết định thực hiện đề tài này để tìm hiểu về ZAMS và ứng dụng của nó trong việc giải thích sự tiến hóa của các ngôi sao, từ

đó xem xét việc sử dụng chương trình này trong việc giảng dạy bộ môn Thiên văn học đại cương, góp phần giúp sinh viên dễ hình dung, tiếp nhận kiến thức mới dễ dàng hơn

và ghi nhớ lâu hơn

2 Mục đích đề tài

Sử dụng và thu thập dữ liệu tính toán từ mã nguồn ZAMS cho các mô hình cấu trúc sao và ứng dụng những kiến thức cơ bản để giải thích các hướng tiến hóa của các ngôi sao có khối lượng khác nhau Từ đó kiểm chứng lí thuyết tiến hóa của sao là đúng với các quan sát thực nghiệm

3 Nội dung nghiên cứu

- Nghiên cứu về mã nguồn ZAMS

- Nghiên cứu lí thuyết cơ bản về cấu trúc sao và quá trình tiến hóa của sao

4 Đối tượng nghiên cứu và phạm vi nghiên cứu

Đối tượng nghiên cứu

- Các thông số đầu vào và dữ liệu đầu ra của mã nguồn ZAMS

- Kiến thức cơ bản về cấu trúc sao

- Kiến thức cơ bản về sự tiến hóa của sao

Phạm vi nghiên cứu

- Các ngôi sao với khối lượng khác nhau

5 Phương pháp nghiên cứu

- Phương pháp chuyên gia: tiến hành lấy ý kiến, hướng dẫn của giảng viên để sử dụng và chạy mã nguồn ZAMS

- Phương pháp nghiên cứu lí thuyết: Đọc, nghiên cứu kĩ các cơ sở lí thuyết trong việc tính toán các thông số cấu trúc sao và quá trình tiến hóa của sao

- Phương pháp thực nghiệm khoa học: Chạy chương trình trong hệ điều hành Ubuntu, thu thập số liệu, vẽ đồ thị và phân tích kết quả thu được

CHƯƠNG 1: SỰ HÌNH THÀNH VÀ TIẾN HÓA

CỦA SAO

Trong chương đầu tiên này, lí thuyết vật lý sao được trình bày lại trên cơ sở tham

khảo tài liệu Stellar Structure and Evolution [5] Đây là cơ sở tìm hiểu cũng như sử dụng

mã nguồn ZAMS sẽ được trình bày cụ thể ở chương 2 và chương 3

1.1 Giai đoạn tiền sao

Các ngôi sao được hình thành dựa trên sự sụp đổ bởi lực hấp dẫn của các đám mây phân tử khí rất lớn, lạnh và tối Các đám mây phân tử dần nóng lên bởi năng lượng giải phóng từ thế năng hấp dẫn giữa các phân tử khí Kết quả là khi nhiệt độ tại trung tâm của đám mây khí này đủ nóng để quá trình tổng hợp hạt nhân diễn ra, ngôi sao sẽ được hình thành và bắt đầu đi vào dãy chính của giản đồ Hertzprung–Russel (giản đồ HR) [3] Một vấn đề chính được đặt ra là điều kiện khối lượng của khối khí phải như thế nào

để sự sụp đổ do lực hấp dẫn có thể xảy ra được Chúng ta xét một khối khí có khối lượng

M và bán kính R Gọi khối lượng riêng của khối khí là , ta sẽ thu được mối liên hệ giữa khối lượng và kích thước của khối khí bởi biểu thức

Từ biểu thức (1.3), ta có thể viết lại rằng

1 2

B J

do lực hấp dẫn cũng đã chia khối khí thành nhiều ngôi sao nhỏ hơn trong một cụm Trong giai đoạn đầu tiên của quá trình sụp đổ, khối khí rất loãng đến mức tất cả bức xạ đều có thể thoát ra khỏi đám mây đó Kết quả là nhiệt độ của khối khí được giữ không đổi Biểu thức tính M J cho thấy giá trị khối lượng Jeans giảm khi khối khí co lại và mật độ khối khí tăng, kéo theo khối khí sẽ càng trở nên dễ dàng bị sụp đổ bởi lực hấp dẫn trên những quy mô nhỏ hơn Điều này dẫn đến việc các đám khí sẽ dần bị chia nhỏ với khối lượng gần với khối lượng sao hơn

Một nguyên nhân khác dẫn đến sự chia nhỏ của đám khí đến từ chuyển động quay của khối khí Nếu ta xét khối khí là một hệ cô lập với môi trường xung quanh, moment động lượng của khối khí được bảo toàn Moment động lượng của khối khí được tính bởi

Trong quá trình sụp đổ, nhiệt độ của khối khí được giữ không đổi, ta xem như khối khí đang trong quá trình biến đổi đẳng nhiệt Nếu ta xét một đơn vị khối lượng của khối khí, thì 1

Điều này chứng tỏ trong quá trình sụp đổ này, lực hấp dẫn tăng nhanh hơn so với

áp suất của khối khí khi kích thước của khối khí giảm Tuy nhiên, khi mật độ của khối khí đủ lớn để bức xạ bị giữ lại bên trong khối khí, nghĩa là khối khí không trao đổi nhiệt lượng với bên ngoài, khối khí sẽ chuyển sang quá trình biến đổi đoạn nhiệt Khi khối khí

được nung nóng tới nhiệt độ mà các phân tử bị phân rã thành các nguyên tử, áp suất sẽ không còn tỉ lệ với mật độ của khối khí nữa, thay vào đó

5 3

Ta thu được

5 3 6

dP M

Lúc này áp suất của khối khí sẽ tăng nhanh hơn khi kích thước của khối khí giảm Điều này nói lên rằng khi khối khí chuyển sang quá trình biến đổi đoạn nhiệt, áp suất của khối khí sẽ tăng đáng kể để cân bằng với lực hấp dẫn, từ đó khối khí sẽ đạt được trạng thái cân bằng thủy tĩnh

Khi khối khí gần như đạt tới trạng thái thủy tĩnh, ta sẽ tìm được mối liên hệ giữa

áp suấtPcủa khối khí và lực hấp dẫn Ta xét một khối khí hình trụ có diện tích đáy là

dA có khoảng cách từ hai đáy đến trung tâm của khối khí lần lượt là r và r dr (Hình 1.1), gọi khối lượng khối khí tính từ trung tâm đến vị trí của hình trụ là m Khối khí có khối lượng riêng , vậy khối lượng của khối trụ sẽ là drdA

Lực hấp dẫn do khối khí bên trong tác dụng lên khối trụ là

Hình 1.1: Lực hấp dẫn và áp suất tác dụng lên khối khí hình trụ với diện tích đáy dA

và cách tâm ngôi sao một khoảng r và r dr [5]

Do khối khí đang ở trạng thái cân bằng, hai lực này phải triệt tiêu lẫn nhau, ta có

Điều này cho thấy khi khối khí đang ở trạng thái cân bằng thủy tĩnh, áp suất trong lòng khối khí phải giảm khi đi từ trung tâm đến bề mặt khối khí

Tiếp theo ta sẽ xét đến nội năng của khối khí Gọi nội năng trên một đơn vị thể tích của khối khí là u, ta thu được nội năng tổng cộng của khối khí

2 0

r dr P r P r dr P r dr dr

R

u r dr U

Vậy mối liên hệ giữa thế năng hấp dẫn  , nội năng U và năng lượng toàn phần

E của khối khí được cho bởi

1 2

E      U U (1.20) Phương trình (1.20) cho ta một cái nhìn về quá trình tiến hóa trong giai đoạn tiền sao, khi quá trình tổng hợp hạt nhân chưa diễn ra Lúc này nguồn năng lượng duy nhất của khối khí đến từ sự giải phóng thế năng hấp dẫn khi khối khí co lại và liên kết hấp dẫn trở nên mạnh hơn Phương trình cũng cho thấy trong quá trình co lại, năng lượng

của khối khí cũng âm nhiều hơn Tuy nhiên, định luật bảo toàn năng lượng phải luôn đươc thỏa mãn, như vậy phần năng lượng bị mất mát đi sẽ trở thành năng lượng được bức xạ từ khối khí Nói một cách cụ thể, độ sáng của khối khí lúc này được cho bởi

2 2

đó ta thường giả định rằng cấu trúc bên trong một ngôi sao là đồng nhất khi nó bắt đầu quá trình tổng hợp hạt nhân

Quá trình tương tự cũng diễn ra trong những giai đoạn tiến hóa về sau của ngôi sao, khi nguồn nguyên liệu hạt nhân trong lõi của ngôi sao bị cạn kiệt, dẫn đến kết quả ngôi sao bị sụp đổ dưới tác dụng của trọng lực và co lại khiến lõi của ngôi sao nóng lên, cho đến thời điểm nhiệt độ trong lõi của ngôi sao đủ nóng để các quá trình tổng hợp hạt nhân nặng hơn có thể xảy ra

1.2 Tính chất của ngôi sao

Thời điểm mà ngôi sao được hình thành được tính từ khi quá trình tổng hợp hạt nhân helium diễn ra trong lõi của ngôi sao và nó bắt đầu đi vào dãy chính của giản đồ

HR Như ta đã biết, sự tiến hóa của một ngôi sao phụ thuộc phần lớn vào khối lượng của ngôi sao đó, hay vị trí của nó trên giản đồ HR [3] Ở đây, ta sẽ đi tìm mối liên hệ giữa các thông số của ngôi sao theo khối lượng của nó để làm rõ sự tiến hóa của ngôi sao Trong thực tế, vật chất không phân bố đều bên trong ngôi sao, mật độ bên trong ngôi sao sẽ giảm khi ta đi từ trung tâm ra đến bề mặt của ngôi sao

Ta sử dụng một phép ước lượng đơn giản

3

C

M R

2 4

C

M P R

C

M T R

Điều này chứng tỏ đối với các ngôi sao có khối lượng càng lớn, khối lượng riêng

và áp suất tại trung tâm của ngôi sao càng nhỏ

Ta cũng có được mối liên hệ giữa nhiệt độ tại trung tâm của ngôi sao theo khối lượng của ngôi sao

áp suất khí phải càng nhỏ để cân bằng với lực hấp dẫn Nguyên nhân để giải thích cho

sự sụt giảm của áp suất khí trong các trường hợp của ngôi sao có khối lượng lớn là vì sự đối lưu xuất hiện bên trong lõi của các ngôi sao này và chúng đem một phần vật chất bên trong lõi của ngôi sao ra bên ngoài, điều đó dẫn đến sự giảm trong đại lượng C đối với các ngôi sao có khối lượng lớn

Như đã nói ở phần trên, khi khối lượng của ngôi sao càng lớn, lõi của nó càng hoạt động mãnh liệt Một lần nữa, định luật bảo toàn năng lượng phải được thỏa mãn Phần năng lượng này được ngôi sao bức xạ ra xung quanh, và mối liên hệ giữa khối lượng và năng lượng bức xạ của ngôi sao được thể hiện thông qua hàm mũ

a

Trong đó a mang giá trị giảm dần từ 5 đối với các ngôi sao có khối lượng nhỏ đến

3 đối với các ngôi sao có khối lượng lớn và bằng 1 đối với các ngôi sao siêu nặng [6] Một điểm đáng lưu ý ở đây chính là khoảng thời gian ngôi sao ở trên dãy chính Ta

đã biết rằng ngôi sao dành phần lớn cuộc đời của nó ở trên dãy chính Khoảng thời gian này được định nghĩa từ lúc ngôi sao vừa được hình thành cho đến khi lượng hydrogen bên trong lõi cạn kiệt, lúc này ngôi sao sẽ rời khỏi dãy chính để đi đến quá trình tiến hóa tiếp theo của nó

Khoảng thời gian này được tính thông qua lượng hydrogen có sẵn trong ngôi sao,

và công suất bức xạ (độ sáng) của ngôi sao đó Vậy nếu ta xét các ngôi sao có cùng thành phần hóa học, và kết hợp với biểu thức a

LM , ta thu được

(a1)

Trong đó t MS là khoảng thời gian ngôi sao ở trên dãy chính Đối với các ngôi sao

có khối lượng xấp xỉ khối lượng Mặt Trời, a4, và thêm vào khoảng thời gian của Mặt Trời ở trên dãy chính vào phương trình, ta thu được

3 10

10

MS

M t

1.3 Quá trình tiến hóa về sau của các ngôi sao

1.3.1 Sao có khối lượng trung bình

Hiện tượng đối lưu ở lõi của những ngôi sao trở nên đáng kể khi ngôi sao có khối lượng trung bình (với khối lượng vào khoảng 4 lần đến 10 lần khối lượng Mặt Trời) Hiện tượng đối lưu này tạo nên sự đồng đều về vật chất trong vùng lõi của các ngôi sao này Do đó, hydrogen sẽ gần như cạn kiệt trong phần lõi của ngôi sao cùng một lúc Điều này dẫn đến sự sụt giảm năng lượng sinh ra bên trong ngôi sao Áp suất bên trong ngôi sao cũng giảm do áp suất từ bức xạ bị mất đi Kết quả là trọng lực lúc này sẽ thắng thế, ngôi sao sẽ cố gắng duy trì lượng năng lượng sinh ra bằng cách co lại Như đã đề cập trong biểu thức (1.21), trong quá trình này, một nửa năng lượng giải phóng từ thế năng hấp dẫn của ngôi sao trở thành nhiệt năng nung nóng phần lõi của ngôi sao Ngôi sao bắt đầu đốt cháy phần vỏ còn dồi dào hydrogen của mình để lấy năng lượng Khi hydrogen hầu như cạn kiệt bên trong lõi của ngôi sao, lúc này phần năng lượng đến từ phần vỏ trở thành nguồn năng lượng chính của ngôi sao Kết quả là phần lõi của ngôi sao tiếp tục co lại, kéo theo sự giãn nở tại phần vỏ của ngôi sao khiến nhiệt độ tại bề mặt của ngôi sao giảm xuống, ngôi sao đi về phía nhiệt độ thấp hơn trong giản đồ HR

Lõi của ngôi sao tiếp tục co lại và phần vỏ tiếp tục giãn nở đến thời điểm nhiệt độ bên trong lõi của ngôi sao đủ nóng để quá trình đốt cháy helium trở nên đáng kể Áp suất

từ bức xạ lúc này đủ lớn để thắng lại trọng lực của ngôi sao, khiến phần lõi của ngôi sao giãn nở trở lại Và theo quy luật “shell-burning”, phần vỏ của ngôi sao co lại Ngôi sao

bắt đầu quá trình đốt cháy helium trong lõi của nó, cùng với quá trình đốt cháy hydrogen trong phần vỏ của ngôi sao

*Quy luật “Shell-burning”: Khi hydrogen tại gần trung tâm ngôi sao trở nên cạn

kiệt, helium và các nguyên tố nặng hơn chiếm phần lớn trong lõi của ngôi sao, tuy nhiên nhiệt độ tại lõi của ngôi sao chưa đủ nóng để quá trình đốt cháy helium có thể diễn ra và phần lõi co lại nhằm tăng nhiệt độ Lúc này phần vỏ xung quanh ngôi sao vẫn còn hydrogen, và nhiệt độ tại phần vỏ này đủ cao để hydrogen có thể tổng hợp thành hạt nhân helium và làm phần võ giãn nở Điều ngược lại cũng xảy ra khi phần lõi của ngôi sao giãn nở kéo theo phần vỏ của ngôi sao co lại

Quá trình trên được lặp lại khi helium bắt đầu cạn kiệt bên trong lõi của ngôi sao,

để lại phần lõi giàu carbon, oxygen,… nhưng lại quá nguội để quá trình tổng hợp hạt nhân tiếp theo có thể diễn ra Phần lõi tiếp tục co lại nhằm tăng nhiệt độ của nó lên trong khi phần vỏ lại giãn nở Nên lưu ý rằng lúc này ngôi sao có hai vỏ Phần vỏ gần lõi nhất vẫn còn đang đốt cháy helium Quy luật “shell-burning” lại được áp dụng, phần vỏ helium của ngôi sao giãn nở; và áp dụng lại quy luật trên một lần nữa, ta thấy phần vỏ hydrogen của ngôi sao co lại, giải phóng thế năng hấp dẫn, từ đó khiến ngôi sao trở nên sáng hơn

Tuy nhiên, khối lượng tối thiểu cần thiết của ngôi sao để phần lõi có thể trở nên đủ nóng cho carbon bắt đầu tham gia phản ứng tiếp theo là khoảng 10 lần khối lượng Mặt Trời Do đó, các ngôi sao có khối lượng trung bình sẽ dừng lại khi mật độ bên trong lõi của nó đặc đến mức các nguyên tử carbon và oxygen bên trong lõi bị suy biến, phần lõi

sẽ không thể nóng lên hơn nữa Lúc này phần vỏ helium của ngôi sao giãn nở khiến nhiệt

độ của phần vỏ hydrogen của ngôi sao giảm xuống dưới nhiệt độ cần thiết cho quá trình tổng hợp helium, phẩn vỏ hydrogen ngưng hoạt động Ngôi sao dần mất đi lớp vỏ helium

và hydrogen của mình, chỉ chừa lại phẩn lõi carbon, oxy cực nóng và sáng với kích thước rất nhỏ Ngôi sao trở thành sao lùn trắng

1.3.2 Sao có khối lượng nhỏ

Các ngôi sao nhẹ với khối lượng nhỏ hơn 4 lần khối lượng Mặt Trời có phần lõi đối lưu không đáng kể Điều này dẫn đến hydrogen bị cạn kiệt tại trung tâm của ngôi sao, để lại phần vỏ giàu hydrogen trải dài từ bề mặt đến gần trung tâm của ngôi sao Phần lõi helium bắt đầu phát triển trong thời gian hydrogen được đốt cháy trong phần vỏ của ngôi sao Tuy nhiên, mật độ tại trong lõi của các ngôi sao nhẹ thường đặc, vật chất tại đây có khả năng bị suy biến cao Như vậy trong quá trình co lại của phần lõi, khi vật chất bên trong lõi của ngôi sao bắt đầu bị suy biến, phần lõi của ngôi sao sẽ không còn được nung nóng trong bởi quá trình co lại nữa, do năng lượng nhiệt từ các electron suy biến không phụ thuộc vào nhiệt độ Tuy nhiên, phần vỏ hydrogen của ngôi sao lúc này bắt đầu co lại và tăng nhiệt độ, kéo theo nhiệt độ tại lõi của ngôi sao cũng tăng lên Khi nhiệt

độ tại lõi của ngôi sao đạt đến giá trị 8

10 K, helium bắt đầu tham gia phản ứng Tuy nhiên

do phần lõi đã bị suy biến, áp suất trong lõi của ngôi sao không phụ thuộc vào nhiệt độ,

do đó nhiệt độ trong lõi của ngôi sao tăng nhưng áp suất bên trong lõi của ngôi sao là không đổi Nhiệt độ bên trong lõi càng tăng thì quá trình tổng hợp helium diễn ra càng mạnh mẽ, kéo theo nhiệt độ bên trong lõi lại càng tăng nhanh hơn Điều này dẫn đến hiện tượng “heliumum flash” khi độ sáng của phần lõi ngôi sao tăng rất nhanh trong thời gian rất ngắn Quá trình này chỉ dừng lại khi nhiệt độ tại lõi của ngôi sao trở nên quá nóng và hiện tượng suy biến biến mất, phần lõi của ngôi sao bắt đầu giãn nở và nguôi lại cho đến khi cân bằng, ngôi sao bắt đầu tiến vào quá trình đốt helium

Sự tiến hóa về sau của các ngôi sao nhẹ khá giống với các ngôi sao có khối lượng trung bình, khi khối lượng chúng không đủ để phần lõi trở nên đủ nóng để carbon, oxygen,… tham gia phản ứng Khi đó ngôi sao sẽ mất dần phần vỏ và trở thành sao lùn trắng

1.3.3 Sao có khối lượng lớn

Các ngôi sao với khối lượng lớn hơn 10 lần khối lượng Mặt Trời có quá trình tiến hóa ban đầu giống các ngôi sao trong hai trường hợp trên Tuy nhiên, các ngôi sao nặng không dừng lại ở quá trình tổng hợp carbon, oxygen, Khi nhiệt độ bên trong lõi của các ngôi sao đạt tới giá trị 8

5 10 K , carbon tham gia phản ứng Sau khi carbon trở nên cạn kiệt bên trong lõi của ngôi sao, ngôi sao tiếp tục co lại và nung nóng phần lõi dẫn đến quá trình đốt cháy neon Đến khi oxy trở nên cạn kiệt bên trong lõi của ngôi sao, một loại phản ứng mới bắt đầu chiếm ưu thế Khi nhiệt độ bên trong lõi của ngôi sao đạt tới 9

10 K, các photon bên trong ngôi sao sẽ đạt đến năng lượng khoảngMeV Các photon này đủ năng lượng để gây nên sự phân rã trong hạt nhân bên trong ngôi sao, chẳng hạn như

ngôi sao vẫn còn phần bên ngoài bao gồm hỗn hợp các hạt nhân được tạo thành trong quá trình bắt helium trên Bên ngoài vùng này là phần vỏ của ngôi sao, vốn vẫn chưa đủ nóng để đạt được quá trình bắt helium này, phần vỏ của ngôi sao vẫn còn ở trong giai đoạn tổng hợp hạt nhân thấp hơn Kết quả là ngôi sao lúc này có lớp vỏ giống như lớp

vỏ củ hành

Một điều đáng lưu ý là quá trình này xảy ra trong thời gian rất ngắn so với hai quá trình đốt hydrogen và helium Quá trình đốt cháy hydrogen, như đã đề cập, có thể xảy ra trong khoảng 7

10 năm, đối với ngôi sao có khối lượng bằng 10 lần khối lượng Mặt Trời; quá trình đốt cháy oxy chỉ xảy ra trong khoảng 6 tháng, và những quá trình sau sẽ ngắn hơn Do đó khả năng để ta có thể trực tiếp quan sát được ngôi sao trong quá trình bắt giữ helium này là cực kì nhỏ

Khi quá trình bắt giữ helium kết thúc, với sự hình thành của các hạt nhân gần với sắt (có số khối khoảng 60), phản ứng hạt nhân bên trong lõi của ngôi sao sẽ dừng lại và phần lõi sẽ không sinh ra năng lượng Do đó lúc này phần lõi của ngôi sao tiếp tục co lại

để duy trì năng lượng được sinh ra bằng cách giải phóng thế năng hấp dẫn, và phần lõi tiếp tục nóng lên Phần lõi của ngôi sao trở nên đặc và nóng đến mức các proton kết hợp với electron để sinh ra neutron Kết quả của phản ứng này là các hạt neutron được sinh

ra bên trong ngôi sao kèm với các hạt neutrino Các hạt neutrino do có kích thước và khối lượng rất nhỏ nên có thể thoát ra bên ngoài ngôi sao, mang theo năng lượng (khoảng

MeV) từ lõi của ngôi sao, từ đó làm nguội lõi của ngôi sao

Tuy nhiên, khi khối lượng riêng bên trong lõi ngôi sao đạt đến khoảng

11 3

4 10  g cm/ , các neutrino bắt đầu tương tác với các vật chất xung quanh nó Và khi khối lượng riêng bên trong lõi của ngôi sao đạt đến giá trị khoảng 12 3

10 g cm/ , các neutrino không thể thoát khỏi lõi của ngôi sao được nữa

Quá trình sụp đổ tiếp diễn đến khi khối lượng riêng bên trong lõi của ngôi sao đạt đến giá trị khối lượng riêng của hạt nhân nguyên tử (10 14g cm/ 3) Sự dừng lại đột ngột