Sao lùn trắng là gì?

Không phải tên một ngôi sao, đó chính là tên một loại sao. Cũng giống như con người, cuộc đời của các hành tinh được giới khoa học chia thành 3 giai đoạn: trẻ, trung niên, già. Sao lùn trắng là một loại sao trong giai đoạn già.

Sao lùn trắng là gì?

Sao lùn trắng là thiên thể được tạo ra khi các ngôi sao có khối lượng thấp và trung bình “chết” (tiêu thụ hết nhiên liệu phản ứng hạt nhân trong sao).

Các ngôi sao này không đủ nặng để sinh ra nhiệt độ ở lõi cần thiết để nung chảy carbon trong các phản ứng tổng hợp hạt nhân sau khi chúng chuyển thành các sao khổng lồ đỏ trong giai đoạn đốt cháy heli. Cuối giai đoạn này, nửa bên ngoài của sao kềnh đỏ sẽ bị đẩy ra không gian tạo thành tinh vân, để lại đằng sau một lõi trơ chứa chủ yếu là carbon và oxy, đó chính là sao lùn trắng.

Sirius B, một sao lùn trắng, có thể thấy là một chấm mờ phía dưới bên trái cạnh sao Sirius A sáng hơn rất nhiều.
Sao Sirius A và Sirius B, chụp bởi kính thiên văn Hubble. Sirius B, một sao lùn trắng, có thể thấy là một chấm mờ phía dưới bên trái cạnh sao Sirius A sáng hơn rất nhiều.

Quá trình hình thành sao lùn trắng

Phần lớn các ngôi sao có kích cỡ nhỏ và trung bình sẽ kết thúc như là sao lùn trắng, sau khi tất cả hidro chúng có bị chuyển hóa thành heli. Gần cuối giai đoạn phản ứng nhiệt hạch của chúng, các ngôi sao như vậy sẽ nở ra và biến thành sao khổng lồ đỏ và sau đó mất dần đi phần lớn các vật chất ở các lớp ngoài cùng (tạo ra tinh vân) trong khi vẫn còn lõi rất nóng (T > 100.000 K), lõi này sau đó trở thành một ngôi sao lùn trắng trẻ tuổi.

Một ngôi sao lùn trắng có khối lượng khoảng bằng Mặt Trời, có kích thước chỉ lớn hơn Trái Đất một chút. Điều này làm cho sao lùn trắng là một trong những dạng đặc nhất của vật chất, chỉ có các sao nơtron, sao lạ và các sao lượng tử (giả thuyết) có mật độ lớn hơn nó mà thôi. Khối lượng càng lớn thì kích thước của sao lùn trắng càng nhỏ. Có giới hạn trên của khối lượng các sao lùn trắng, là giới hạn Chandrasekhar (khoảng 1,4 lần khối lượng Mặt Trời), mà vượt qua nó thì áp suất của các điện tử không thể cân bằng với lực hấp dẫn, và ngôi sao tiếp tục co nhỏ lại, cuối cùng tạo thành sao nơtron.

Bất chấp giới hạn này, phần lớn các ngôi sao kết thúc cuộc đời của chúng như là sao lùn trắng, vì chúng có xu hướng phát tán phần lớn khối lượng của chúng vào trong vũ trụ trước khi sụp đổ hoàn toàn (thông thường với những kết quả ngoạn mục – xem tinh vân). Người ta cho rằng thậm chí các ngôi sao có khối lượng gấp 8 lần Mặt Trời cuối cùng cũng sẽ bị chuyển thành các sao lùn trắng.

Đặc điểm của sao lùn trắng

Nhiều sao lùn trắng có kích thước xấp xỉ Sao Hoả khoảng 100 lần nhỏ hơn Mặt Trời. Chúng có thể có khối lượng xấp xỉ Mặt Trời vì thế chúng rất đặc.

Các sao lùn trắng là rất nóng, vì thế chúng bức xạ ra ánh sáng trắng. Phần nhiệt này là phần còn lại của nhiệt sinh ra do sự sụp đổ của sao và nó không được bổ sung thêm (trừ trường hợp chúng thu được vật chất từ các sao gần đó), nhưng do bề mặt bức xạ rất nhỏ nên chúng duy trì được sức nóng trong một thời gian dài.

Cuối cùng, sao lùn trắng sẽ nguội đi và trở thành sao lùn đen. Các sao lùn đen, trên lý thuyết, là các thực thể nhiệt độ thấp và bức xạ yếu trong quang phổ vô tuyến. Tuy nhiên, vũ trụ chưa tồn tại đủ lâu để bất kỳ sao lùn trắng nào nguội đến mức trở thành sao lùn đen.

So sánh sao lùn trắng IK Pegasi B (ở giữa), IK Pegasi A (trái) và Mặt Trời (phải).
So sánh sao lùn trắng IK Pegasi B (ở giữa), IK Pegasi A (trái) và Mặt Trời (phải). Sao lùn trắng này có nhiệt độ bề mặt vào khoảng 35.500 K.

Rất nhiều sao lùn trắng trẻ tuổi ở gần đã được phát hiện như là nguồn bức xạ các tia X mềm (tia X có năng lượng thấp); các quan sát bằng tia X và tia cực tím cho phép các nhà thiên văn nghiên cứu thành phần và cấu trúc của lớp khí quyển mỏng của các sao này.

Sao lùn trắng không thể có khối lượng vượt quá 1,4 khối lượng Mặt Trời, giới hạn Chandrasekhar, nhưng có một cách để chúng vượt qua giới hạn này. Nếu sao lùn trằng bay thành cặp với một ngôi sao thông thường khác, nó có thể hút vật chất từ sao đôi đồng hành. Vật chất hút được rất chậm và ổn định. Khối lượng của sao lùn trắng tăng lên cho đến khi vượt qua giới hạn Chandrasekhar, từ điểm đó áp suất suy thoái không thể duy trì được sao. Nó tạo thành dạng siêu tân tinh loại Ia và là mạnh nhất trong các siêu tân tinh.

Trong một số trường hợp, vật chất hút từ sao đồng hành chứa nhiều hidro, gây ra phản ứng hạt nhân nổ bùng ở dạng yếu hơn siêu tân tinh, gọi là các vụ nổ sao lùn trắng. Các vụ nổ này chỉ xảy ra ở vỏ chứa các vật chất mới hút vào, không ảnh hưởng đến lõi bên trong sao lùn trắng, và có thể lặp đi lặp lại nếu vẫn có dòng vật chất nhiều hiđrô chảy đến.

Author: admin

Leave a Reply

Your email address will not be published. Required fields are marked *

Copyright © 2018 Giải Mã Bí Ẩn | Design by ThemesDNA.com
top