Cấu trúc sao

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm
Sơ đồ mặt cắt của mặt trời

Các ngôi sao có khối lượng và tuổi khác nhau thì có cấu trúc bên trong khác nhau. Các mô hình cấu trúc sao mô tả cấu trúc bên trong của một ngôi sao một cách chi tiết và đưa ra dự đoán chi tiết về độ sáng, màu sắcsự tiến hóa trong tương lai của ngôi sao.

Truyền năng lượng[sửa | sửa mã nguồn]

Các cơ chế truyền khác nhau của sao khối lượng thấp, khối lượng trung bình và khối lượng lớn.

Các lớp khác nhau của ngôi sao truyền nhiệt nóng lên và ra bề mặt theo những cách khác nhau, chủ yếu là đối lưu và truyền bức xạ, nhưng độ dẫn nhiệt rất quan trọng đối với sao lùn trắng.

Sự đối lưu là phương thức truyền năng lượng chiếm ưu thế khi gradient nhiệt độ đủ dốc để một gói khí trong ngôi sao tiếp tục tăng nếu nó tăng lên một cách dễ dàng thông qua quá trình đoạn nhiệt. Trong trường hợp này, bưu kiện tăng đang nổi lên và tiếp tục tăng nếu nó ấm hơn khí xung quanh; nếu hạt tăng lên là mát hơn khí xung quanh, nó sẽ rơi trở lại chiều cao ban đầu của nó[1]. Ở các vùng có độ dốc nhiệt độ thấp và độ mờ đục đủ thấp để cho phép vận chuyển năng lượng qua bức xạ, bức xạ là phương thức chủ đạo trong vận chuyển năng lượng.

Cấu trúc bên trong của một dãy sao chính phụ thuộc vào khối lượng của ngôi sao.

Trong các ngôi sao có khối lượng từ 0,3-1,5 khối lượng mặt trời (M☉), bao gồm mặt trời, phản ứng hidro với heli xảy ra chủ yếu qua chuỗi proton-proton, không tạo ra gradient dốc đứng. Do đó, bức xạ chiếm phần lớn trong các ngôi sao khối lượng mặt trời. Phần bên ngoài của các ngôi sao khối lượng mặt trời là đủ mát để hydrogen là trung tính và do đó đục với các photon cực tím, do đó sự đối lưu thống trị. Do đó, các ngôi sao khối lượng mặt trời có lõi bức xạ với các bao thư lưu chuyển ở phần bên ngoài của ngôi sao.

Trong các ngôi sao khổng lồ (lớn hơn khoảng 1,5 M☉), nhiệt độ lõi là trên khoảng 1.8×107 K, do đó quá trình tổng hợp hydrogen-to-helium xảy ra chủ yếu qua chu trình CNO. Trong chu kỳ CNO, tỷ lệ phát sinh năng lượng tăng lên khi nhiệt độ lên đến sức mạnh thứ 15, trong khi tỷ lệ này như là nhiệt độ tới công suất thứ 4 trong chuỗi proton-proton[2]. Do độ nhạy nhiệt độ mạnh mẽ của chu trình CNO, gradient nhiệt độ ở phần bên trong của ngôi sao đủ sâu để làm cho lõi đi cùng. Ở phần bên ngoài của ngôi sao, gradient nhiệt độ là thấp hơn, nhưng nhiệt độ đủ cao để hydro gần như bị ion hoá hoàn toàn, vì vậy ngôi sao vẫn còn trong suốt với bức xạ cực tím. Như vậy, các ngôi sao khổng lồ có một phong bì bức xạ.

Các dãy sao có khối lượng thấp nhất không có vùng bức xạ; cơ chế vận chuyển năng lượng chiếm ưu thế trên toàn sao là sự đối lưu[3].

Các công thức cấu tạo sao[sửa | sửa mã nguồn]

Mô hình cấu trúc sao thường sử dụng đơn giản nhất là mô hình quasi-static đối xứng hình cầu, giả định rằng một ngôi sao đang ở trạng thái ổn định và nó đối xứng hình cầu. Nó bao gồm bốn phương trình vi phân thứ nhất căn bản thứ nhất: hai đại diện cho vật chất và áp suất khác nhau như thế nào với bán kính; hai biểu thị nhiệt độ và độ sáng thay đổi theo bán kính[4]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ Hansen, Kawaler & Trimble (2004, §5.1.1)
  2. ^ Hansen, Kawaler & Trimble (2004, Tbl. 1.1)
  3. ^ Hansen, Kawaler & Trimble (2004, §2.2.1)
  4. ^ This discussion follows those of, e. g., Zeilik & Gregory (1998, §16-1–16-2) and Hansen, Kawaler & Trimble (2004, §7.1)