NộI Dung
Các ngôi sao được cấu tạo chủ yếu từ khí hydro và khí heli. Chúng khác nhau đáng kể về kích thước, độ sáng và nhiệt độ, và sống trong hàng tỷ năm, chuyển qua nhiều giai đoạn. Mặt trời của chúng ta là một ngôi sao điển hình, một trong hàng trăm tỷ người nằm trên dải Ngân hà.
Sinh
Các ngôi sao được sinh ra trong các vườn ươm thiên hà vĩ đại, được gọi là nebulae, một từ tiếng Latin có nghĩa là đám mây. Tinh vân là những đám mây bụi và khí dày đặc có thể sinh ra hàng trăm ngôi sao. Ở một số vùng của một tinh vân, khí và bụi sẽ tập hợp lại thành một khối. Một ngôi sao mới xuất hiện khi một trong những khối này tích tụ quá nhiều khối lượng đến nỗi nó sụp đổ dưới lực hấp dẫn của chính nó. Mật độ tăng của đám mây ngưng tụ khiến nhiệt độ của nó tăng lên đáng kể. Cuối cùng, nhiệt độ trở nên cao đến mức xảy ra phản ứng tổng hợp hạt nhân, hình thành nên một ngôi sao trẻ sơ sinh tên là trẻ em được gọi là sao.
Sao trình tự chính
Khi một protostar đã thu thập đủ khối lượng từ các đám mây khí và bụi xung quanh, nó trở thành một ngôi sao theo trình tự chính. Các ngôi sao trình tự chính hợp nhất các nguyên tử hydro lại với nhau để tạo ra helium trong một quá trình được gọi là phản ứng tổng hợp hạt nhân. Các ngôi sao có thể tồn tại trong giai đoạn này trong hàng tỷ năm. Mặt trời của chúng tôi hiện đang trong giai đoạn trình tự chính của nó.
Độ sáng của ngôi sao phụ thuộc rất nhiều vào khối lượng của nó. Một ngôi sao trình tự chính càng lớn, nó sẽ càng phát sáng. Màu sắc của một ngôi sao theo trình tự chính là một dấu hiệu cho thấy nhiệt độ của ngôi sao. Những ngôi sao nóng hơn sẽ xuất hiện màu xanh hoặc trắng và những ngôi sao lạnh hơn xuất hiện màu đỏ hoặc cam. Khối lượng của một ngôi sao cũng sẽ ảnh hưởng đến tuổi thọ của nó. Một ngôi sao có khối lượng càng lớn thì tuổi thọ của nó sẽ càng ngắn.
Người khổng lồ đỏ
Sau khi đốt cháy hàng tỷ năm, một ngôi sao theo trình tự chính cuối cùng sẽ cạn kiệt nguồn cung cấp nhiên liệu của nó khi phần lớn hydro của nó được chuyển đổi thành helium thông qua phản ứng tổng hợp hạt nhân. Lượng heli dư thừa sau đó sẽ khiến nhiệt độ của ngôi sao tăng lên. Khi điều này xảy ra, ngôi sao sẽ mở rộng để trở thành người khổng lồ đỏ.
Người khổng lồ đỏ có màu đỏ tươi. Chúng cũng lớn hơn và sáng hơn nhiều so với các ngôi sao chuỗi chính. Khi lõi khổng lồ màu đỏ tiếp tục sụp đổ dưới lực hấp dẫn, nó sẽ trở nên đủ đậm đặc để chuyển đổi nguồn cung helium còn lại thành carbon. Điều này xảy ra trong khoảng thời gian xấp xỉ 100 triệu năm, cho đến khi ngôi sao chết. Giống như khối lượng sẽ quyết định độ sáng của một ngôi sao, nó cũng sẽ xác định cách thức của cái chết của ngôi sao.
Lùn trắng
Các ngôi sao trình tự chính có khối lượng thấp hơn cuối cùng trở thành sao lùn trắng. Một khi một người khổng lồ đỏ đã đốt cháy nguồn cung cấp heli của nó, ngôi sao sẽ mất khối lượng. Lõi carbon còn lại của nó sẽ tiếp tục nguội đi và giảm độ sáng trong hàng tỷ năm cho đến khi nó trở thành sao lùn trắng. Cuối cùng, ngôi sao lùn trắng sẽ ngừng sản xuất năng lượng hoàn toàn và tối dần để trở thành sao lùn đen. Sao lùn trắng nhỏ hơn, đặc hơn và kém sáng hơn sao khổng lồ đỏ. Mật độ của các ngôi sao lùn trắng lớn đến mức chỉ một muỗng vật liệu sao lùn trắng sẽ nặng vài tấn.
Siêu tân tinh
Các ngôi sao theo trình tự chính có khối lượng lớn hơn sẽ được định sẵn để chết trong các vụ nổ kịch tính và dữ dội được gọi là siêu tân tinh. Một khi những ngôi sao này đã đốt cháy nguồn cung cấp heli của chúng, lõi carbon còn lại cuối cùng được chuyển thành sắt. Lõi sắt này sau đó sẽ sụp đổ dưới trọng lượng của chính nó cho đến khi nó đạt đến điểm mà vật chất bắt đầu bật ra khỏi bề mặt của nó. Khi điều này xảy ra, một vụ nổ lớn xảy ra sẽ tạo ra một tia sáng rực rỡ tương đương với độ sáng của toàn bộ thiên hà của các ngôi sao. Trong một số vụ nổ siêu tân tinh, các proton và electron sẽ kết hợp với nhau để tạo thành neutron. Điều này dẫn đến việc hình thành các ngôi sao cực kỳ dày đặc gọi là sao neutron.