Sự hình thành sao.

Sự hình thành sao.

Bài viết chưa xemgửi bởi lucgiac_muadong » Thứ 7 Tháng 5 31, 2008 11:54 pm

Thây là luận văn tốt nghiệp của bạn Nguyễn Thu Giang Y8 - Khoa Lý ĐHSP Hà Nôi. Tớ xin giới thiệu phần cơ bản để nói lên ý nghĩa toàn bài Luận văn:

Hiện nay, chúng ta có thể xác định được độ phổ cập của các nguyên tố trong các sao. Câu hỏi đặt ra là “Tại sao các nguyên tố lại có độ phổ cập như chúng hiện có?”. Giải đáp được câu hỏi này sẽ cho chúng ta hiểu quá trình tiến hoá chất hoá học của sao và môi trường giữa các thiên hà. Đã có nhiều mô hình đưa ra đã mô tả được khá tốt quá trình tiến hoá chất hoá học trong thiên hà, nhưng đó mới chỉ là thời kì hơn một tỉ năm sau khi thiên hà được hình thành. Còn quá trình tiến hoá chất hoá học của thiên hà trong thời kì đầu hình thành thiên hà vẫn là một câu hỏi lớn. Đó là lí do mà chúng tôi chọn đề tài: “Quá trình hình thành sao và sự tiến hoá chất hoá học trong các đám mây tiền thiên hà” nhằm giải quyết những nhiệm vụ sau:
• Tìm hiểu tổng quan về sự tiến hoá của sao và quá trình làm giàu chất hoá học trong thiên hà.
• Nghiên cứu một cơ chế hình thành sao từ tàn dư của siêu mới và tính toán các đại lượng liên quan.
• Nghiên cứu mô hình tiến hoá hoá học trong các đám mây tiền thiên hà với sự áp dụng cơ chế tạo thành sao theo vụ nổ sao siêu mới.
Thực hiện đề tài về phương diện khoa học mang tính thời sự, nó góp phần giúp chúng ta hiểu về một trong những cơ chế tạo thành sao và nhằm giải quyết những vấn đề trong giai đoạn sớm của sự hình thành thiên hà, như là mối liên hệ giữa tuổi của sao và độ giàu các nguyên tố nặng; quá trình làm giàu chất hoá học trong các đám mây tiền thiên hà; sự pha trộn trong các đám tiền thiên hà…

Chương 1:
TỔNG QUAN VỀ SỰ TIẾN HOÁ CỦA SAO VÀ SỰ TIẾN HOÁ CHẤT HOÁ HỌC TRONG THIÊN HÀ


1.1. Quá trình tiến hoá của sao
1.1.1. Giai đoạn hình thành tiền sao

Các sao được hình thành từ những đám mây bụi khí (vật chất tiền sao) do quá trình tích tụ hấp dẫn. Đám mây bụi khí gồm có thành phần khí tạo bởi các nguyên tử riêng lẻ và các phân tử nhỏ, thành phần bụi gồm có các đám nguyên tử và phân tử; hai thành phần bụi và khí này tạo nên vật chất tiền sao. Theo tiêu chuẩn Jeans (điều kiện về bán kính hoặc khối lượng của đám mây tiền sao liên hệ với mật độ và nhiệt độ của chúng để xảy ra sự co hấp dẫn)[1], quá trình tích tụ hấp dẫn chỉ có thể xảy ra trong các đám mây vật chất tiền sao với khối lượng hơn 1000 lần khối lượng mặt trời, nhiệt độ khoảng 50K, kích thước vài chục parsec. Mật độ chất bụi khí tại các vùng này có giá trị khoảng 10^{-21}đến 10^{-20} g/cm^3, ứng với khoảng 5.10^3nguyên tử trong 1 cm^3. Quá trình hình thành sao từ khối bụi khí xảy ra qua nhiều giai đoạn. Trong giai đoạn phát triển tiền sao, nếu đám bụi khí trở nên không bền thì nó sẽ bị co lại dưới trường hấp dẫn của nó, làm tăng khối lượng riêng trung bình của nó. Khi sự co lại diễn ra đủ mạnh và càng lúc càng nhanh hơn trong vùng mật độ cao, khối tổ hợp bụi khí lạnh này dần tan vỡ thành một số lượng lớn các đám mây riêng lẻ và đặc. Chính các đám mây nhỏ này là các phôi sinh ra các tiền sao, mà sau đó chúng lại co hấp dẫn để tạo thành sao và các tổ hợp sao.
Quá trình co hấp dẫn diễn ra với vận tốc rơi tự do trong các tiền sao, gọi là quá trình rơi tự do. Nhiệt độ trung bình của đám tiền sao này hầu như không thay đổi vì lớp vật liệu của nó còn mỏng, tất cả năng lượng toả ra do sự co hấp dẫn dễ dàng bức xạ mà không bị đám hấp thụ lại. Vì vậy ban đầu quá trình co lại diễn ra trong điều kiện đẳng nhiệt và bức xạ hồng ngoại của chính tiền sao xuyên thấu qua tiền sao, nhờ đó năng lượng hấp dẫn được giải phóng. Tại vùng trung tâm của tiền sao, chuyển động rơi của các hạt xảy ra nhanh hơn, nhờ đó một nhân đặc của tiền sao dần được hình thành và bức xạ hồng ngoại không thể xuyên thấu qua nó. Điều này dẫn đến sự tăng nhiệt độ nhân của tiền sao lên rất cao. Bằng phân tích lí thuyết các giai đoạn phát triển này của tiền sao vào năm 1961,Chushiro Hayashi đã chứng minh rằng, các dòng nhiệt lượng đối lưu chuyển động từ vùng trung tâm lên bề mặt đã tạo nên bức xạ của tiền sao. Sự cân bằng giữa đối lưu và bức xạ đòi hỏi nhiệt độ của tiền sao ở khoảng 2500 K. Nhiệt độ này không phụ thuộc vào cường độ sáng và phụ thuộc rất ít đến khối lượng của tiền sao, vì thế trong giai đoạn này (giai đoạn Hayashi) nhiệt độ tiền sao không thay đổi.
Khi quá trình co hấp dẫn tiếp tục diễn ra, chất khí tiếp tục được bồi đắp lên nhân tiền sao, kích thước của nó nhỏ lại làm cường độ sáng giảm đi. Nếu khối lượng (hay cường độ sáng) của tiền sao quá nhỏ, nhân của nó, bằng quá trình bồi đắp sẽ hút hết chất bụi khí từ vùng vỏ và các phần dư thừa còn lại trong vật chất tạo nên tiền sao. Ngược lại, nếu khối lượng (ứng với cường độ sáng) của tiền sao đủ lớn, phần lớn vật chất từ vỏ chất khí bị gió sao của tiền sao đẩy đi mất vào khoảng không vũ trụ với vận tốc vài trăm km/h. Gió sao ngăn cản sự tiếp tục tăng trưởng khối lượng nhân của tiền sao và cũng là khối lượng của tiền sao. Điều này giải thích vì sao khối lượng cực đại của các sao quan sát được có giá trị ở khoảng 60 lần khối lượng mặt trời. Sau thời gian khoảng 104-105 năm, gió sao sẽ khuếch tán mất đi toàn bộ vật chất bao quanh làm cho tiền sao, mà trước đó bị vật chất này che khuất một phần hay hoàn toàn chìm khuất trong đám vật chất này, trở thành một thiên thể có thể quan sát được.
Các tiền sao trong giai đoạn Hayashi nằm ở bên phải của biểu đồ Hertzsprung-Russell (H-R), khi cường độ sáng của sao giảm đi, vị trí các tiền sao khối lượng nhỏ tụt xuống theo các đường Hayahi theo hướng thẳng đứng. Trong giai đoạn tiếp theo, các tiền sao chuyển dịch sang trái, tiến gần đến dãy chính theo hướng nằm ngang, với cường độ sáng không đổi. Sự chuyển thể từ tiền sao thành sao phụ thuộc vào tốc độ của quá trình loại trừ vật chất đặc che ánh sáng bao quanh sao.

Khi đạt đến dãy chính, với nhiệt độ khoảng 10^6 K, tiền sao bắt đầu phản ứng đốt cháy hyđrô. Khi đó, năng lượng nhiệt cân bằng với năng lượng hấp dẫn, quá trình co của tiền sao dừng lại, nhiệt độ và cường độ sáng trở nên ổn định, ngôi sao bình thường từ tiền sao đã được hoàn thành và nằm lại lâu dài trên dãy chính của biểu đồ H - R.
Tuy nhiên chỉ các tiền sao với khối lượng lớn hơn 0,085 khối lượng mặt trời (M_{MT}) mới đến được vị trí của dãy chính. Các tiền sao có khối lượng nhỏ hơn không gây được trong nhân nhiệt độ đủ lớn để khởi đầu các phản ứng nhiệt hạch. Các thiên thể nhỏ này tiếp tục quá trình co hấp dẫn cho đến khi đạt đến trạng thái chất khí thoái hóa [5], chúng không đạt đến dãy chính của biểu đồ H - R mà trở thành các sao lùn nâu. Các thiên thể có khối lượng còn nhỏ hơn có thể trở thành các hành tinh.
1.1.2. Giai đoạn nằm trên dãy chính
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 H - R, đồng thời đó là giới hạn dịch chuyển sang phía trái cao nhất của ngôi sao trên biểu đồ. Các ngôi sao tồn tại trên dãy chính trong suốt quá trình diễn ra các phản ứng hạt nhân tại vùng nhân sao, để biến đổi hyđro thành heli, nhờ đó mà ngôi sao giữ được trạng thái cân bằng. Thời kì này là giai đoạn phát triển chính và dài nhất trong cuộc đời của ngôi sao, chiếm khoảng 90% thời gian sống của ngôi sao; thời gian tồn tại trên dãy chính của một ngôi sao phụ thuộc chủ yếu vào lượng nhiên liệu mà nó phải đốt cháy hết và tốc độ cháy. Ngôi sao có khối lượng càng lớn thì giai đoạn phát triển chính này càng ngắn. Điều này có thể giải thích là các sao khối lượng lớn để duy trì trạng thái cân bằng thì áp suất bên trong phải lớn (do lực hấp dẫn của sao là lớn), tức là nhiệt độ ở tâm phải cao, bởi vậy sự tổng hợp hyđro thành heli phải xảy ra nhanh. Vì vậy chúng đốt cháy nhiên liệu rất nhanh nên thời gian sống của chúng là ngắn. Còn các sao khối lượng nhỏ (sao lùn đỏ) đốt cháy nhiên liệu của chúng rất chậm và kéo dài từ 10 đến hàng trăm tỉ năm.
Trong các ngôi sao nằm ở vùng trên của dãy chính, là các sao với khối lượng lớn hơn khối lượng Mặt Trời, nguồn năng lượng phát sáng chính là nhờ chu trình CNO để biến đổi hyđrô thành heli, diễn ra trong vùng nhân đối lưu khá rộng của ngôi sao. Các ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn khối lượng Mặt Trời, nằm tại vùng thấp hơn trong dãy chính của biểu đồ H - R phát sáng nhờ phản ứng proton-proton để biến đổi hyđro thành heli, diễn ra trong một vùng hẹp tại nhân sao.
Khi ngôi sao tiêu thụ hết hyđro trong nhân, không còn trạng thái cân bằng như trước nữa, ngôi sao bắt đầu dời khỏi dãy chính.
1.1.3. Giai đoạn cuối của ngôi sao
Giai đoạn này phụ thuộc vào khối lượng của ngôi sao. Chúng ta có thể nói rằng các sao nhẹ chết một cách nhẹ nhàng còn các sao nặng chết rất thảm khốc. Giới hạn để phân biệt sao nặng hay sao nhẹ ở đây là 8M¬MT
Các sao nhẹ hơn 8 lần khối lượng Mặt Trời
Khi ngôi sao tiêu thụ hết hyđro trong nhân thì trong nhân chỉ còn heli. Phản ứng cháy trong nhân dừng lại và nhân của ngôi sao bắt đầu co lại vì thiếu năng lượng bức xạ cần thiết cho việc giữ cân bằng cho ngôi sao. Nhân heli co lại, năng lượng hấp dẫn toả ra làm tăng nhiệt độ ở tâm và các lớp cháy quanh nhân. Nhiệt độ trong nhân sao tăng lên trên 10^7 K(nhiệt độ cần thiết để hiđro cháy tạo thành heli) nhưng vẫn nhỏ hơn 10^8 K (nhiệt độ cần thiết để đốt cháy heli), làm hyđro cháy nhưng cháy ở lớp quanh nhân heli không cháy, do nhiệt độ cao hơn nên hyđro cháy nhanh hơn trước. Nhân heli co lại và nóng lên còn các lớp quanh nhân dãn nở và lạnh đi. Sao trở thành sao kềnh đỏ. Các sao di chuyển đến vị trí của các sao kềnh đỏ ở bên phải trên biểu đồ H - R.
Các sao có khối lượng nhỏ hơn 2,3M_{MT}, khi nhân co lại, mật độ khối lượng của nhân lăng lên đến giá trị làm nó bị thoái hoá. Nhiệt độ ở tâm tiếp tục tăng. Nếu khối lượng của sao lớn hơn 0.26M_{MT} thì nhiệt độ trung tâm cuối cùng cũng đạt tới 10^8K, đủ để heli cháy thành cacbon trong quá trình triple alpha. Sự cháy heli xảy ra đồng thời làm tăng nhiệt độ vùng trung tâm. Không giống chất khí thông thường, chất khí thoái hoá không dãn nở mặc dù nhiệt độ tăng. Vì vậy sự tăng nhiệt độ sẽ chỉ dẫn đến sự tăng tốc độ của phản ứng tổng hợp hạt nhân. Khi nhiệt độ tiếp tục tăng đến một giá trị xác định thì chất khí thoái hoá không còn và nhân bắt đầu dãn nở mãnh liệt chỉ trong một vài giây sau sự bốc cháy heli. Hiện tượng đó làm tăng đột ngột độ sáng của sao, được gọi là sự bùng cháy heli. Sau bùng cháy heli, sao đến một trạng thái mới trong đó heli cháy tạo thành cacbon trong nhân không thoái hoá.
Sau bùng cháy heli, sao tiếp tục di chuyển đến vị trí nhánh nằm ngang trên biểu đồ H - R. Vị trí của sao trên nhánh này phụ thuộc vào khối lượng lớp bên ngoài của sao bị mất trong bùng cháy heli. Trong khi độ sáng không thay đổi nhiều dọc theo nhánh thì nhiệt độ là cao hơn đối với sao có khối lượng lớp vỏ lớn.
Các sao có khối lượng trung bình 2,3M_{MT} < M <8M_{MT}, có nhiệt độ trung tâm cao hơn và mật độ tâm thấp hơn, do đó nhân sẽ không bị thoái hoá. Vì vậy heli cháy trong nhân không xảy ra hiện tượng bùng cháy heli.
Khi heli cháy tạo thành cacbon thì một nhân mới giàu cacbon bắt đầu tạo thành. Hiện tượng xảy ra tương tự như khi tạo thành nhân heli. Heli dời khỏi nhân của sao, sự cháy heli trong nhân dừng lại. Sao lúc này có nhân cacbon không cháy co lại, bao xung quanh nhân là lớp vỏ heli cháy, tiếp theo là lớp vỏ hyđro cháy, và ngoài cùng ngôi sao là lớp vỏ khí cầu không cháy dãn nở. Lớp khí cầu thì phình ra còn nhân cacbon thì co lại. Sao một lần nữa trở thành sao kềnh đỏ. Giai đoạn này tương tự như giai đoạn sao kềnh đỏ trước, vì vậy nó được gọi là giai đoạn tiệm cận sao kềnh đỏ. Trên biểu đồ H - R, các sao di chuyển từ vị trí nhánh sao kềnh đỏ đến vị trí nhánh tiệm cận sao kềnh đỏ. Ở giai đoạn này, tốc độ cháy trong các vỏ quanh nhân cacbon xảy ra mãnh liệt hơn, bán kính và độ sáng của sao tăng đến giá trị lớn hơn khi sao bùng cháy heli ở các sao khối lượng thấp.
Nhân cacbon của sao co lại làm nhiệt độ nhân tăng lên, nếu nhiệt độ nhân tăng đến giá trị để phản ứng cháy cacbon diễn ra thì các nguyên tố nặng hơn sẽ được tạo ra.
Tuy nhiên, đối với các sao có khối lượng trong khoảng2,3M_{MT} < M <8M_{MT} , nhiệt độ tại tâm không bao giờ đạt tới 6.10^8K để cho phản ứng cháy tiếp theo diễn ra. Vì trước khi nhân cacbon có thể đạt tới nhiệt độ đó, thì mật độ của nó đạt tới giá trị (khoảng 10^{10}kg/m^3) mà nhân không thể bị nén thêm. Do ở trạng thái này, các electron bị thoái hóa, gây nên áp suất thoái hoá điện tử [9] chống lại sự co hấp dẫn của nhân. Sự co hấp dẫn dừng lại làm nhiệt độ của nhân không tăng nữa. Lúc này nhiệt độ của nhân cacbon khoảng 3.10^8 K, ở điều kiện này, vài nguyên tử oxy được tạo thành qua phản ứng giữa cacbon và heli xảy ra ở lớp sát nhân cacbon và vỏ heli:

Phản ứng này tạo ra một nguồn năng lượng mới, nhưng nó không tồn tại lâu dài. Các lớp vỏ bên ngoài nhân cacbon tiếp tục cháy heli và hyđro, lớp khí quyển bên ngoài tiếp tục dãn nở và lạnh đi làm bán kính trở nên rất lớn và nhiệt độ bề mặt rất thấp. Khi nhân cacbon tiêu thụ hết nguồn nhiên liệu cuối cùng thì bị co rút và nóng lên và di chuyển sang trái trên biểu đồ H - R. Dần dần, nửa bên ngoài của sao kềnh đỏ sẽ bị đẩy ra không gian tạo thành tinh vân, để lại đằng sau một lõi trơ màu trắng chủ yếu gồm cacbon và oxy, được gọi là sao lùn trắng. Sao lùn trắng không còn sự hỗ trợ của phản ứng nhiệt hạch để chống lại lực hấp dẫn, vì vậy nó cực kì cô đặc và dần lạnh đi. Nó được hỗ trợ duy nhất bởi áp suất suy biến điện tử. Nếu khối lượng cực đại của sao lùn trắng vượt quá nó (bằng giới hạn Chandrasekhar [1]) thì áp suất suy biến điện tử không thể duy trì được lâu, sao sẽ nổ tung như một sao siêu mới.
Không phải tất cả các sao lùn trắng đều có thành phần là cacbon và oxy. Với những sao có khối lượng nhỏ hơn 0,26M_{MT}, nhân của nó không bao giờ đạt tới nhiệt độ để xảy ra phản ứng cháy heli, vì nhân của nó xuất hiện áp suất suy biến điện tử trước khi nhiệt độ ở tâm đạt tới nhiệt độ để xảy ra quá trình trile-alpha. Cuối cùng, lớp khí quyển ở ngoài sao này cũng bị đẩy ra không gian tương tự như trong trường hợp sao kềnh đỏ, còn nhân của nó trở thành sao lùn trắng nhân heli. Còn với những sao khối lượng gần bằng 8MMT, nhiệt độ trong nhân có thể đủ cao để xảy ra phản ứng:

dẫn đến sự tạo thành sao lùn trắng nhân neon – oxy khá hiếm.
Các sao nặng hơn 8 lần khối lượng Mặt Trời
Các sao nặng này phát triển nhanh hơn các sao nhẹ. Các sao nặng này khi đốt cháy hết hyđro trong lõi sẽ trở thành sao siêu kềnh đỏ trong suốt giai đoạn cháy heli. Chúng đạt đến nhiệt độ 10^8K khi còn khá gần dãy chính. Khác với các sao nhẹ, các sao nặng sau khi đốt cháy hết cacbon trong nhân, trong quá trình nhân sao lại co lại, nóng lên và nhiệt độ tăng đến nhiệt độ đủ cao để phản ứng đốt cháy cacbon tạo ra nguyên tố nặng hơn. Khi mỗi nguyên tố cháy hết ở tâm, nhân lại co lại và nóng lên và phản ứng cháy mới lại bắt đầu. Một nhân mới tạo thành, lại co lại, lại nóng lên,…Cứ như vậy, sản phẩm của phản ứng cháy lại trở thành nhiên liệu cho phản ứng cháy tiếp sau. Khi mỗi nguyên tố cháy hết tại tâm, chúng chuyển đến cháy ở vỏ quanh tâm. Nhân sao lần lượt đốt cháy các nguyên tố từ hyđro, đến heli, đến các nguyên tố nặng hơn. Quá trình đốt cháy các nguyên tố trong sao tạo ra các nguyên tố nặng nhưng quá trình này dừng lại ở 56Fe. Vì sắt là nguyên tố có năng lượng liên kết hạt nhân lớn nhất, hạt nhân sắt liên kết mạnh hơn bất kì nguyên tố nào nên trong nhân không đủ năng lượng để đốt cháy sắt. Vì vậy, khi nhân sao là sắt thì sự tổng hợp hạt nhân ở trong nhân phải dừng lại. Ở thời điểm này, ngôi sao được tạo bởi những nguyên tố khác nhau. Lớp ngoài cùng là hiđro ban đầu, vào trong là lớp vỏ heli, tiếp đó là lớp vỏ cacbon, tiếp đến là là lớp vỏ oxy…cho tới phần trung tâm là sắt. Tuy nhiên trạng thái này là không bền, vì không còn phản ứng tổng hợp hạt nhân trong nhân nữa thì sẽ không tạo ra áp suất bức xạ chống lại lực hấp dẫn và nhân sẽ bị co lại dưới trường hấp dẫn của nó. Nhiệt độ nhân lại tăng lên. Khi nhiệt độ nhân tăng gần 10^{10} K, theo định luật Wien thì ở nhiệt độ này, mỗi photon có năng lượng rất lớn, đủ để tách sắt thành các hạt nhân nhẹ hơn và sau đó sẽ làm chúng vỡ thành các hạt nhân nhẹ hơn chỉ đến khi còn lại proton và nơtron. Quá trình này được gọi là sự quang rã [5] các hạt nhân nặng trong nhân. Nhưng để tách sắt và các hạt nhân nhẹ thành các mảnh nhỏ hơn đòi hỏi năng lượng rất lớn. Vì vậy quá trình này hấp thụ năng lượng từ năng lượng nhiệt của nhân làm cho nhân lạnh đi, dẫn đến sự giảm áp suất, sự co sụp của nhân càng mạnh. Nhân lúc này gồm các hạt cơ bản: electron, proton, nơtron, và photon với mật độ khổng lồ, nhân vẫn đang co sụp. Khi mật độ tăng, proton và electron bị ép chặt vào nhau tạo thành nơtron và nơtrino. Mật độ tại tâm lúc này có thể trên 10^{12}kg/m^3, hầu hết các nơtrino tạo ra xuyên qua nhân. Chúng thoát vào không gian và mang theo năng lượng. Sự biến mất của các electron và sự thoát của các nơtrino càng làm cho lõi kém bền. Nhưng khi nhân co sụp đạt tới mật độ 10^{15}kg/m^3 thì nơtron tiếp xúc với các hạt khác, chúng tạo ra một áp suất khá lớn chống lại sự co sụp hấp dẫn. Áp suất này tương tự như áp suất thoái hoá điện tử, được gọi là áp suất thoái hoá nơtron [5], làm cho sự co sụp chậm lại, rồi dừng lại. Lúc này nhân đạt đến mật độ 10^{17} hoặc 10^{18} kg/m^3, đã vượt quá điểm cân bằng của nhân, làm cho nhân bắt đầu dãn nở.
Sự kiện này chỉ xảy ra trong khoảng một giây, một sóng va chạm năng lượng vô cùng lớn quét qua sao ở tốc độ cao, làm nổ tung tất cả các lớp bên ngoài (gồm các nguyên tố nặng vừa được tạo thành ở các vỏ bên ngoài nhân) vào trong không gian, được gọi là vụ nổ của sao siêu mới.
1.2. Các quá trình tạo thành các nguyên tố trong sao
1.2.1. Phản ứng cháy Hyđro
Phản ứng proton-proton

Các phản ứng tổng hợp hạt nhân trong sao bắt đầu với phản ứng proton – proton. Phản ứng này xảy ra ở nhiệt độ lớn hơn 10^7K, là một chuỗi các phản ứng tổng hợp hạt nhân trong sao, cuối cùng tạo thành heli từ hyđro.
Phản ứng này chủ yếu diễn ra trong các sao khối lượng nhỏ hơn hoặc bằng khối lượng mặt trời.
Chu trình Cacbon-Nitơ-Oxy (CNO)
Trong các sao nặng hơn mặt trời, hyđro biến đổi thành heli chủ yếu thông qua chu trình CNO, xảy ra ở nhiệt độ khoảng 18.10^6K.
1.2.2. Phản ứng cháy Heli
Tương tác triple - alpha

Khi heli tạo thành ở trong nhân của sao, sự cháy dừng lại và nhân co lại và nóng lên. Khi nhiệt độ vượt quá 108K, hạt nhân heli có thể chiến thắng lực đẩy tĩnh điện, dẫn đến tương tác triple - alpha tạo ra cacbon và toả năng lượng:

Quá trình alpha
Là một trong hai quá trình xảy ra trong sao để biến đổi heli thành các nguyên tố nặng hơn.

Các nguyên tố alpha có khối lượng hạt nhân nguyên tử là bội của khối lượng hạt nhân heli (hạt alpha), chúng được tổng hợp bởi quá trình bắt giữ alpha.
1.2.3. Phản ứng cháy của các nguyên tố nặng
Phản ứng cháy cacbon

Ở nhiệt độ cao hơn, các hạt nhân nặng hơn có thể thu được đủ năng lượng để thắng lực đẩy tĩnh điện giữa chúng. Khoảng 6.10^8K , hạt nhân cacbon có thể cháy để tạo thành các nguyên tố nặng hơn .

Sự cháy cacbon bắt đầu khi sự cháy heli kết thúc. Khi cacbon cháy, sản phẩm cháy (O, Mg, Ne) tích luỹ trong nhân mới. Mật độ cacbon giảm đến dưới mức có thể duy trì sự cháy cacbon, nhân lạnh đi và co lại. Nhân co lại lại làm nó nóng lên đến nhiệt độ bắt đầu sự cháy neon. Các sao có khối lượng lớn hơn sẽ xảy ra quá trình cháy neon.
Phản ứng cháy neon
Phản ứng cháy neon xảy ra trong các sao có khối lượng lớn hơn 8MMT. Ở nhiệt độ đủ cao, sự quang rã trở nên có ảnh hưởng đáng kể, làm cho một số hạt nhân neon bị phân huỷ, giải phóng các hạt alpha.

Quá trình cháy neon xảy ra sau quá trình cháy cacbon. Trong suốt quá trình cháy neon, oxy và magie tích luỹ trong nhân còn neon thì bị cháy hết. Khi cháy hết neon trong nhân, nhân lạnh đi và co lại. Sự co hấp dẫn của nhân lại làm mật độ nhân tăng lên, nhiệt độ cũng tăng đến giá trị có thể bắt đầu xảy ra sự cháy oxy.
Phản ứng cháy Oxy
Quá trình cháy oxy xảy ra trong các sao nặng, ở nhiệt độ 1,5.10^9K và mật độ 10^{10}kg/m^3

Oxy cháy trong nhân làm tích luỹ một nhân mới giàu silic. Khi oxy cháy hết, nhân lạnh đi và co lại. Sự co hấp dẫn lại làm nhân nóng lên đến nhiệt độ đủ để sự cháy silic bắt đầu xảy ra. Oxy chuyển lên cháy ở lớp vỏ quanh nhân silic, tiếp đến là lớp vỏ neon, lớp vỏ cacbon, lớp vỏ heli và lớp vỏ hyđro.
Phản ứng cháy Silic
Quá trình cháy silic là quá trình cuối mà các sao còn đốt cháy nhiên liệu tại nhân. Ở thời gian xuất hiện Si-28 tại nhân, trong nhân xảy ra hai quá trình ngược nhau: Quá trình bắt giữ liên tiếp hạt nhân heli để tạo thành hạt nhân nặng hơn và quá trình các hạt nhân phức tạp vỡ thành các hạt nhân đơn giản hơn. Nguyên nhân của sự vỡ đó là nhiệt. Vì lúc đó nhiệt độ ở nhân lên tới 3.109K và các tia gama kết hợp với nhiệt độ để có đủ năng lượng làm vỡ hạt nhân. Quá trình này giống quá trình quang rã như đối với sao ở giai đoạn nhân sắt cuối cùng. Dưới tác dụng mãnh liệt của nhiệt, vài hạt nhân Si-28 vỡ thành 7 hạt nhân heli. Những hạt nhân khác ở gần chưa bị quang rã có thể bắt giữ một vài hạt nhân He-4 hoặc tất cả. Quá trình quang rã cung cấp vật liệu cho phép heli bị bắt giữ để tạo thành ra hạt nhân nặng hơn. Sự quang rã liên tục với một số hạt nhân nặng bị phá huỷ còn các hạt khác tăng về khối lượng. Nếu các quá trình bắt giữ liên tiếp thành công He-4 thì sao sẽ tạo thành các nguyên tố theo chuỗi phản ứng sau:
Si-28 S-32 Ar-36 Ca-40 Ti-44 Cr-48 Fe-52 Ni-56.

Chuỗi phản ứng là các quá trình alpha (quá trình bắt giữ hạt nhân He-4)
Ni-56 không bền, bị phân rã nhanh thành Co-56 và sau đó thành hạt nhân bền Fe-56. Bất kì hạt nhân không bền nào cũng sẽ liên tiếp phân rã chỉ đến khi đạt được trạng thái bền và Fe-56 là hạt nhân bền nhất. Do đó, quá trình alpha dẫn đến sự tạo thành nhân sắt của sao.
1.2.4. Quá trình tạo ra các nguyên tố nặng hơn sắt
Quá trình bắt giữ nơtron

Là quá trình mà trong đó hạt nhân nguyên tử va chạm với một hoặc nhiều nơtron và chúng kết hợp để tạo thành hạt nhân nặng hơn. Vì nơtron không mang điện nên nó có thể đi vào hạt nhân dễ dàng hơn các hạt tích điện. Quá trình này đóng vai trò quan trọng trong việc tạo ra các nguyên tố nặng hơn sắt.
Trong quá trình bắt giữ nơtron, một hạt nhân khối lượng nguyên tử A chuyển thành hạt nhân nặng hơn.Hạt nhân mới tạo thành có thể không bền và xảy ra phân rã beta , một nơtron chuyển thành một proton.

Trong các sao, có hai cách bắt giữ nơtron: bắt giữ nơtron nhanh và bắt giữ nơtron chậm.
Quá trình bắt giữ nơtron nhanh xảy ra trong vụ nổ sao siêu mới (sao siêu mới loại II), nơi mà có đủ những điều kiện Vật Lý cần thiết cho quá trình này. Khoảng 15 phút sau vụ nổ, một số lượng lớn nơtron tăng đột ngột khi hạt nhân nặng bị vỡ, tốc độ bắt giữ nơtron trong suốt vụ nổ là rất lớn. Thậm chí những hạt nhân không bền cũng có thể bắt giữ nhiều nơtron trước khi phân rã. Tuy nhiên, mỗi sao siêu mới chỉ tống ra một phần rất nhỏ lượng vật liệu của quá trình bắt giữ nơtron nhanh.
Quá trình bắt giữ nơtron chậm xảy ra ở mật độ nơtron tương đối thấp và điều kiện nhiệt độ trung bình của sao. Dưới những điều kiện này, tốc độ bắt giữ nơtron bởi hạt nhân nguyên tử là tương đối chậm so với tốc độ của sự phân rã phóng xạ. Một đồng vị bền bắt giữ nơtron khác nhưng đồng vị phóng xạ sẽ phân rã tạo thành hạt nhân bền trước khi bắt giữ nơtron tiếp theo. Quá trình bắt giữ nơtron chậm xảy ra chủ yếu trong các sao khối lượng thấp ở giai đoạn tiệm cận sao kềnh đỏ. Ngược lại với quá trình bắt giữ nơtron nhanh, quá trình bắt giữ nơtron chậm xảy ra trong sao trong thời gian dài nghìn năm.
Quá trình bắt giữ proton
Quá trình bắt giữ proton là sự bắt giữ proton liên tiếp của hạt nhân để tạo thành hạt nhân nặng hơn. Quá trình xảy ra trong điều kiện môi trường nhiệt độ cao (trên 10^9K) để proton có thể thắng thế Culong của hạt nhân để kết hợp với hạt nhân và xảy ra phản ứng:
(Z,A)+p -> (Z+1,A+1) +gama
Quá trình này xảy ra trong sao đặc ở hệ sao đôi, ở trong hố đen và sao nơtron khối lượng thấp.
Quá trình phân huỷ
Quá trình này xảy ra trong vụ nổ sao siêu mới, tạo thành các hạt nhân nguyên tử nặng hơn sắt, giàu proton. Chúng xảy ra thông qua cơ chế của quá trình quang rã [5], khi một tia gamma hoặc photon năng lượng cao va chạm với các hạt ngoài hạt nhân nguyên tử.
Như vậy, sự tạo thành các nguyên tố nhẹ hơn sắt là do các phản ứng cháy, sau đó là quá trình bắt giữ hạt alpha. Còn các nguyên tố nặng hơn sắt được tạo thành do quá trình bắt giữ nơtron, quá trình bắt giữ proton và phân rã phóng xạ. Cuối cùng, các nguyên tố này sẽ được phóng vào không gian giữa các sao khi các sao chết.
1.3. Sự tiến hoá chất hoá học trong thiên hà
Các nghiên cứu mới hiện nay cho rằng thiên hà được tạo thành từ sự “biến động nguyên thuỷ” đó là những thay đổi về mật độ của vũ trụ tại các vùng nhất định. Các vùng này sẽ co lại để tạo thành các hệ con. Sau đó các hệ con sẽ kết hợp lại với nhau, hút dần vật chất xung quanh chúng để tạo thành các đám tiền thiên hà. Quá trình thống nhất giữa các đám sẽ dẫn đến sự tạo thành các cấu trúc lớn hơn và cuối cùng là hình thành thiên hà.
Ban đầu môi trường trong vũ trụ chỉ gồm chủ yếu là hyđro. Dần dần, qua các phản ứng tổng hợp hạt nhân một lượng khá lớn heli, và một số lượng rất nhỏ liti, beri được tạo thành. Như vậy, môi trường tiền thiên hà ban đầu chỉ gồm có hyđro và heli. Khi các sao được tạo thành với các quá trình tổng hợp hạt nhân trong sao, chúng sẽ tạo ra các nguyên tố nặng (các nguyên tố nặng hơn hyđro và heli được gọi là các nguyên tố nặng trong Thiên Văn Học). Các nguyên tố nặng sẽ được phóng ra môi trường bởi gió sao và các vụ nổ sao siêu mới. Môi trường trong thiên hà ngày càng được làm giàu bởi các nguyên tố nặng. Độ giàu các nguyên tố nặng trong các thiên hà cho chúng ta biết tuổi của chúng.
Quầng thiên hà được tạo thành trước tiên và chúng chứa những sao già nhất và nghèo các nguyên tố nặng nhất trong thiên hà. Vì vậy các sao trong quầng thiên hà luôn là đối lượng của các nhà Thiên Văn Học để nghiên cứu giai đoạn sớm trong quá trình hình thành thiên hà.

Giới thiệu về các phần tiếp theo:



Chương 2:CƠ CHẾ HÌNH THÀNH SAO TỪ TÀN DƯ CỦA SAO SIÊU MỚI
2.1. Thành phần hoá học trong sao
2.1.1 Độ phổ cập của nguyên tố
2.1.2 Độ giàu các nguyên tố nặng
2.1.3 Sao siêu mới với sự tạo ra các nguyên tố nặng

[...]
Sao siêu mới loại Ia và II:
Như chúng ta đã biết, một sao nặng khi nó đốt cháy hết nhiên liệu, nó sẽ chết trong vụ nổ sao siêu mới. Đối với một ngôi sao có khối lượng thấp, khi đốt cháy hết nhiên liệu, nó sẽ trở thành ngôi sao lùn trắng tồn tại do sự hỗ trợ của áp suất suy biến điện tử. Có những ngôi sao lùn trắng là thành viên của một hệ sao đôi, trong quá trình tương tác với sao đồng hành của nó, nó có thể hút dần vật chất của sao đồng hành. Nếu khối lượng của nó đạt đến khối lượng Chandrasekhar [1] thì nó sẽ bùng nổ nhiệt hạch. Đây cũng là một kiểu nổ sao siêu mới.
Chúng ta phân biệt hai loại sao siêu mới dựa theo quan sát phổ của chúng: Sao siêu mới loại Ia là loại nghèo hyđro, phổ của nó không có các vạch hyđro sáng. Sao siêu mới loại II thì phổ của nó chứa rất nhiều vạch hyđro.
Như vậy, có sự khác nhau giữa nguyên nhân gây ra vụ nổ của sao siêu mới loại Ia và loại II hay không?
Chúng ta thấy rằng, sao siêu mới do sao nặng khi chết gây ra là sao siêu mới loại Ia, vì trước khi chết, lớp vỏ ngoài của sao nặng đó là hyđro nên phổ thu được của sao siêu mới nó gây ra sẽ chứa nhiều vạch hyđro. Còn sao siêu mới do sao lùn trắng hút vật chất từ sao đồng hành gây ra là sao siêu mới loại II. Vì sao lùn trắng là nhân của một sao kềnh đỏ nên nó không có hyđro. Vì vậy, phổ của sao siêu mới do nó tạo ra sẽ có rất ít vạch hyđro.
Tàn dư của sao siêu mới:
Khi xảy ra vụ nổ sao siêu mới, các lớp vật chất ở ngoài của sao sẽ bị bật rất mạnh vào không gian với vận tốc rất lớn (khoảng 1% tốc độ ánh sáng). Khi vật liệu này va chạm với vật liệu của môi trường, sẽ tạo thành sóng va chạm có thể làm nóng khí đến nhiệt độ 1010K tạo thành plasma. Trong quá trình dãn nở, nó sẽ cuốn vật chất ở trong môi trường. Tất cả vật chất bị đẩy ra do vụ nổ sao siêu mới được gọi là tàn dư của sao siêu mới. Như vậy, sao siêu mới bằng tàn dư của nó, nó sẽ làm giàu môi trường giữa các sao.
Trong sao siêu mới có rất nhiều nguyên tố nặng hơn sắt được tạo thành. Sao siêu mới loại II chủ yếu tạo ra các nguyên tố alpha qua sự bắt giữ alpha trong quá trình cháy Si. Còn sao siêu mới loại Ia chủ yếu tạo ra các nguyên tố nhóm Fe (V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni).

2.2. Xây dựng mối liên hệ giữa hàm khối lượng hiện nay, tốc độ tạo thành sao và hàm khối lượng ban đầu.
2.3. Cơ chế tạo thành sao từ tàn dư của sao siêu mới

Các sao được sinh ra từ tàn dư của sao siêu mới và khí ở xung quanh. Khi vụ nổ sao siêu mới xảy ra, vật chất phóng ra với vận tốc rất lớn và nó sẽ cuốn khí ở xung quanh để tạo thành một vỏ đặc chứa toàn bộ vật chất phóng ra từ vụ nổ và khí cuốn được. Vỏ này lớn dần lên, khi nó trở nên không bền, nó bị vỡ thành hàng nghìn mảnh. Một số mảnh sẽ co rút và tạo thành sao.
Như vậy, trong mô hình này, thành phần hoá học của một sao chính là kết quả của sự pha trộn của vật chất sao phóng ra và của lượng khí mà nó cuốn được. Dải độ phổ cập của mỗi sao không chỉ tạo thành bởi các nguyên tố nặng được phóng ra từ sao mà còn kết hợp với các nguyên tố đó ở trong khí cuốn được. Vì vậy, theo dự đoán theo mô hình thì dải độ phổ cập của các sao được sẽ khác với của khí ở thời điểm mà nó tạo thành. Sự khác nhau là khá lớn ở thời kì sớm của quá trình tiến hoá thiên hà, khi độ giàu các nguyên tố nặng trong khí còn rất thấp. Tỉ số độ phổ cập của các sao có độ giàu các nguyên tố nặng thấp được dự đoán là thể hiện một sự phân tán lớn giữa các sao, phụ thuộc chi tiết vào các dải độ phổ cập của vật phóng ra của các sao siêu mới với khối lượng sao tổ tiên khác nhau. Một số mô hình khác thì xem các sao tạo thành từ sự pha trộn của vật liệu sao phóng ra với tất cả khí của đám mây với tốc độ tỉ lệ với hàm mũ của mật độ khí. Khi đó, các sao sẽ thừa hưởng dải độ phổ cập của khí ở thời điểm mà nó tạo thành. Vì thế, các mô hình này không thể áp dụng cho thời kì sớm của quầng thiên hà.
Mô hình của chúng ta đang xét cho thấy sự phù hợp hơn với độ phổ cập tương đối quan sát được trong thời kì sớm.

[...]
Chương 3: MÔ HÌNH TIẾN HOÁ CHẤT HOÁ HỌC TRONG CÁC ĐÁM MÂY TIỀN THIÊN HÀ
3.1. Mô hình
3.1.1. Các giả thiết
3.1.2. Các phương trình
3.1.3. Khối lượng phóng ra của các sao siêu mới
3.1.4. Các điều kiện ban đầu
3.2. Kết quả và phân tích
3.2.1. Mối liên hệ giữa tuổi và độ giàu các nguyên tố nặng của các sao
3.2.2. Hàm phân bố độ giàu các nguyên tố nặng
3.2.3. Độ phổ cập tương đối của các nguyên tố alpha


Các phần bên trên chỉ là trích dẫn trong bài. Các bạn có thể liên hệ trực tiếp với tớ để có tài liệu này. Cũng là để biết thêm làm về astrophysic là làm về cái gì. :D
Hình đại diện của thành viên
lucgiac_muadong
Thợ mộc chính hiệu
Thợ mộc chính hiệu
 
Bài viết: 1415
Ngày tham gia: Thứ 6 Tháng 3 11, 2005 10:55 am
Đến từ: K54_ Hải Dương
Blog: http://vhntnamdinh.edu.vn/

Re: Sự hình thành sao.

Bài viết chưa xemgửi bởi antrang » Chủ nhật Tháng 6 01, 2008 7:52 pm

Chúng ta phân biệt hai loại sao siêu mới dựa theo quan sát phổ của chúng: Sao siêu mới loại Ia là loại nghèo hyđro, phổ của nó không có các vạch hyđro sáng. Sao siêu mới loại II thì phổ của nó chứa rất nhiều vạch hyđro.
Như vậy, có sự khác nhau giữa nguyên nhân gây ra vụ nổ của sao siêu mới loại Ia và loại II hay không?
Chúng ta thấy rằng, sao siêu mới do sao nặng khi chết gây ra là sao siêu mới loại Ia, vì trước khi chết, lớp vỏ ngoài của sao nặng đó là hyđro nên phổ thu được của sao siêu mới nó gây ra sẽ chứa nhiều vạch hyđro. Còn sao siêu mới do sao lùn trắng hút vật chất từ sao đồng hành gây ra là sao siêu mới loại II. Vì sao lùn trắng là nhân của một sao kềnh đỏ nên nó không có hyđro. Vì vậy, phổ của sao siêu mới do nó tạo ra sẽ có rất ít vạch hyđro.


Vậy là có một luận văn về astrophysics nữa được thực hiện. Thank lucgiac đã post lên. Đọc qua thấy tác giả viết cũng ổn, rất hữu ích nếu bạn post cả phần kết quả lên (nhớ xin phep tác giả, hoặc rủ rê tác giả lên dđ chơi).

Mình chỉ đọc qua, thấy đoạn trên có nhầm lẫn nhỏ. Câu 1,2 và 3,4 mâu thuẫn nhau -người ko chuyên môn đọc kỹ cũng nhận ra. Thực ra loại supernovae Ia là xuất phát từ sao lùn trắng với m<1.4 M_sun. Còn loại II là do suy sụp của sao có khối lượng lớn hơn giới hạn Fermi.
Hình đại diện của thành viên
antrang
Thành viên nhiệt tình
Thành viên nhiệt tình
 
Bài viết: 217
Ngày tham gia: Thứ 6 Tháng 3 11, 2005 6:27 am
Đến từ: US

Re: Sự hình thành sao.

Bài viết chưa xemgửi bởi lucgiac_muadong » Thứ 2 Tháng 6 02, 2008 3:00 am

Cảm ơn bác antrang.
Em đang dụ dỗ tác giả lên diễn đàn cũng như cho công bố rộng rãi toàn bộ luận văn.^^
Em cũng mong bác thi thoảng vào nhận xét về các bài Thiên văn vật lý.^^
Hình đại diện của thành viên
lucgiac_muadong
Thợ mộc chính hiệu
Thợ mộc chính hiệu
 
Bài viết: 1415
Ngày tham gia: Thứ 6 Tháng 3 11, 2005 10:55 am
Đến từ: K54_ Hải Dương
Blog: http://vhntnamdinh.edu.vn/


Quay về Kiến thức.

Ai đang trực tuyến?

Đang xem chuyên mục này: Không có thành viên nào đang trực tuyến1 khách

cron