Kiến thức về ngôi sao/Cấu trúc

Phần bên trong của một sao ổn định tuân theo trạng thái cân bằng thuỷ tĩnh: các lực tác động vào một thể tích nhỏ bất kỳ được cân bằng chính xác với nhau. Những lực cân bằng bao gồm lực hấp dẫn hướng vào trong và lực hướng ra ngoài là gradient áp suất bên trong ngôi sao. Gradient áp suất được thiết lập nên bởi gradient nhiệt độ của plasma; phần bên ngoài của sao thì lạnh hơn phần bên trong lõi. Nhiệt độ tại lõi của một sao ở dải chính hoặc sao khổng lồ là ít nhất vào khoảng vài chục triệu K. Hệ quả là nhiệt độ và áp suất tại lõi đốt cháy hiđrô của sao ở dải chính là đủ cho phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra và đủ để tạo ra năng lượng chống lại sự suy sụp của ngôi sao.

Khi hạt nhân nguyên tử được tổng hợp tại lõi, chúng phát ra năng lượng dưới dạng các tia gamma. Những photon này tương tác với plasma xung quanh, làm tăng thêm nhiệt năng tại lõi. Các ngôi sao ở dải chính biến đổi hiđrô thành heli qua phản ứng tổng hợp, tạo ra tỷ lệ tăng ổn định, chậm chạp của heli tại lõi. Thậm chí cho đến khi nguyên tố heli chiếm đa số và sự sinh năng lượng bị ngừng hẳn tại lõi. Quả thực, đối với các ngôi sao nặng hơn 0,4 lần khối lượng Mặt Trời, sự tổng hợp diễn ra chậm dần trong lớp vỏ nở rộng xung quanh lõi heli thoái hoá (degenerate).

Ngoài cân bằng thủy tĩnh, phần bên trong của một ngôi sao ổn định cũng duy trì sự cân bằng năng lượng về nhiệt lượng. Có một gradient nhiệt độ xuyên tâm trên toàn bộ phần bên trong sao cho tạo ra một thông lượng năng lượng theo đó hướng ra bên ngoài. Thông lượng năng lượng hướng ra ngoài thoát ra từ một lớp bên trong bất kỳ của ngôi sao bằng một cách chính xác thông lượng năng lượng từ lớp phía dưới hướng vào lớp đó.

Biểu đồ mặt cắt của một ngôi sao ở dải chính. Ảnh của NASA

Đới bức xạ là vùng bên trong ngôi sao nơi sự truyền bức xạ diễn ra đủ hữu hiệu để duy trì thông lượng năng lượng. Trong vùng này, plasma sẽ không bị xáo trộn và không tồn tại một chuyển động lớn nào của vật chất. Tuy nhiên, nếu điều này không đúng, thì plasma sẽ trở lên không ổn định và sự đối lưu diễn ra, tạo ra đới đối lưu. Điều này có thể xảy ra, ví dụ, trong vùng xuất hiện những thông lượng năng lượng rất cao, như gần tại lõi hoặc trong những vùng có độ mờ đục quang học cao như lớp vỏ bên ngoài.

Việc xảy ra sự đối lưu trong lớp vỏ bên ngoài của một sao ở dải chính phụ thuộc vào khối lượng của ngôi sao. Các sao với khối lượng một vài lần khối lượng Mặt Trời có đới đối lưu sâu bên trong cấu trúc của sao và một đới bức xạ ở những lớp phía bên ngoài. Những ngôi sao nhỏ hơn như Mặt Trời lại ngược lại, chúng có đới đối lưu nằm ở những lớp bên ngoài. Những sao lùn đỏ với khối lượng nhỏ hơn 0,4 lần khối lượng Mặt Trời thì sự đối lưu xảy ra trong toàn bộ ngôi sao và ngăn cản sự tích tụ thành một lõi heli.Đối với hầu hết các sao, những đới đối lưu sẽ luôn thay đổi theo thời gian khi ngôi sao trở lên già hơn và cấu trúc bên trong của sao bị thay đổi theo.

Phần của ngôi sao hiện lên trước mắt một người quan sát được gọi là quang quyển. Đây là lớp mà tại đó plasma của sao trở lên trong suốt đối với photon của ánh sáng. Từ vùng này, năng lượng được tạo ra ở lõi được tự do lan truyền vào không gian. Trong quang quyển có những vùng gọi là vết đen Mặt Trời (sun spot), đó là những vùng với nhiệt độ trung bình thấp hơn xuất hiện trên quang quyển.

Bên trên quang quyển là khí quyển của ngôi sao. Đối với các sao ở dải chính như Mặt Trời, đới thấp nhất bên trong khí quyển là vùng sắc quyển mỏng, nơi các tai lửa (spicule) xuất hiện và chớp lửa của sao (flare star) hình thành. Vùng này được bao bọc xung quanh bởi một vùng chuyển tiếp, nơi nhiệt độ tăng lên một cách nhanh chóng chỉ trong khoảng cách độ cao 100 km. Bên ngoài vùng này nữa gọi là quầng (corona) hay đối với Mặt Trời gọi là vành nhật hoa, một vùng với thể tích plasma siêu nóng và có thể mở rộng ra ngoài không gian hàng triệu km. Sự tồn tại của quầng dường như độc lập với đới đối lưu ở những lớp bên ngoài của sao. Và mặc dù nó có nhiệt độ rất cao, quầng phát ra rất ít ánh sáng. Vùng quầng của Mặt Trời thường chỉ có thể nhìn thấy được trong quá trình nhật thực.

Từ vùng quầng này, gió sao chứa các hạt plasam mở rộng ra bên ngoài từ ngôi sao, lan truyền cho đến tận khi nó tương tác với môi trường liên sao. Đối với Mặt Trời, sự ảnh hưởng của gió Mặt Trời mở rộng ra tận đến vùng có hình dạng bong bóng của nhật quyển (heliosphere).

Chu trình phản ứng tổng hợp hạt nhân

Tổng quan chuỗi phản ứng proton - proton

Chu trình cacbon – nitơ – oxy

Có nhiều phản ứng tổng hợp hạt nhân khác nhau diễn ra ở bên trong lõi các sao, phụ thuộc vào khối lượng và thành phần của ngôi sao, gọi chung là phản ứng tổng hợp hạt nhân sao. Khối lượng tổng cộng của các hạt nhân nguyên tử sau phản ứng tổng hợp nhỏ hơn tổng khối lượng các hạt tham gia phản ứng. Khối lượng bị mất này được giải phóng dưới dạng năng lượng điện từ, tuân theo nguyên lý sự tương đương khối lượng – năng lượng E = mc².

Quá trình tổng hợp hiđrô là một quá trình nhạy với nhiệt độ, chỉ cần nhiệt độ tăng trung bình trong lõi sẽ làm cho tốc độ phản ứng tổng hợp tăng lên rất lớn. Vì vậy nhiệt độ trong lõi của các sao ở dải chính thay đổi từ 4 triệu K đối với các sao lớp M đến 40 triệu K đối với các sao lớp O.

Trong Mặt Trời, với nhiệt độ tại lõi khoảng 10 triệu K, các hạt nhân hiđrô tổng hợp với nhau để tạo ra heli trong chuỗi phản ứng proton - proton:

4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4.0 MeV + 1.0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)

2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV)

với e⁺ là hạt positron, γ là hạt photon tia gamma, ν_e là hạt neutrino, và H và He tương ứng là các đồng vị của hiđrô và heli. Năng lượng được giải phóng trong phản ứng này lên tới hàng triệu electron vôn, là nhỏ nếu chỉ tính riêng từng phản ứng một. Tuy nhiên bên trong Mặt Trời vô số các phản ứng này diễn ra liên tục, tạo ra đủ năng lượng cần thiết để duy trì cho sự bức xạ của ngôi sao ra bên ngoài.

Khối lượng tối thiểu của ngôi sao để thực hiện phản ứng tổng hợp

Nguyên tố	Khối lượng Mặt Trời
Hidro	0.01
Heli	0.4
Cacbon	5
Neon	8

Trong những ngôi sao nặng hơn, heli được tạo ra trong một chu trình phản ứng có cacbon tham gia làm chất xúc tác— chu trình cacbon-nitơ-oxy.

Trong những sao đã tiến hoá với lõi có nhiệt độ 100 triệu K và khối lượng từ 0,5 đến 10 lần khối lượng Mặt Trời, heli có thể biến đổi thành cacbon trong quá trình ba-alpha (triple-alpha process) với nguyên tố trung gian là berili:

⁴He + ⁴He + 92 keV → ^8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 keV → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7.4 MeV

Đối với toàn bộ phản ứng:

3⁴He → ¹²C + γ + 7.2 MeV

Trong các sao có khối lượng lớn, những nguyên tố nặng hơn cũng có thể bị đốt cháy trong lõi đang co lại thông qua quá trình đốt cháy neon và quá trình đốt cháy oxy. Giai đoạn cuối cùng trong quá trình tổng hợp hạt nhân sao là quá trình đốt cháy silic với sản phẩm tạo ra là đồng vị bền sắt-56. Phản ứng tổng hợp không thể tiếp tục diễn ra đối với sắt nữa ngoại trừ quá trình thu nhiệt, và năng lượng chỉ có thể được sản sinh ra là nhờ sự suy sụp hấp dẫn.

Ví dụ bên dưới cho thấy khoảng thời gian cần thiết cho một ngôi sao có khối lượng 20 lần khối lượng Mặt Trời có thể tiêu thụ hết toàn bộ nhiên liệu hạt nhân của nó. Là một sao lớp O thuộc dải chính, nó có đường kính gấp 8 lần đường kính Mặt Trời và có độ trưng gấp 62.000 lần độ trưng của Mặt Trời.

Nguyên vật liệu	Nhiệt độ (triệu kelvin)	Mật độ (kg/cm³)	Thời gian đốt cháy (τ theo năm)
H	37	0,0045	8,1 triệu
He	188	0,97	1,2 triệu
C	870	170	976
Ne	1.570	3.100	0,6
O	1.980	5.550	1,25
S/Si	3.340	33.400	0,0315