Chu kỳ đời sống ngôi sao

Stellar Nebula: Tinh vân

Tinh vân có thể là những đám bụi và khí tập hợp lại với nhau do hấp dẫn (khối lượng chưa đủ để tạo thành một ngôi sao hay một thiên thể lớn), hoặc cũng có thể là vật chất được phóng ra do sự kết thúc của một ngôi sao.

Các tinh vân thường tập trung thành những giải hẹp, dày từ vài chục đến vài trăm năm ánh sáng (1 năm ánh sáng = 9.460 tỷ km).

Các chất khí trong tinh vân chủ yếu là hiđrô, còn bụi thì chủ yếu là các phân tử cácbon và các mảnh đá vụn. Sự tập trung mật độ vật chất không đồng đều giữa các tinh vân: một số có mật độ bụi khí rất dày đặc, số khác thì loãng hơn. Có tinh vân sáng chói hơn do phản chiếu ánh sáng của các ngôi sao gần đó: đó là tinh vân sáng. Bản thân một số chất khí trong tinh vân cũng bức xạ ánh sáng khi ở cạnh một ngôi sao có nhiệt độ cao. Khí nitơ và khí hiđrô bức xạ ánh sáng đỏ, còn khí ôxi bức xạ ánh sáng xanh. Phải nhìn vào kính thiên văn cực mạnh thì mới thấy hết sắc màu rực rỡ của các tinh vân này.

Average Star: Sao cỡ trung (như mặt trời)

Massive Star: Sao cỡ rất lớn

Nói chung, một ngôi sao càng lớn, cuộc sống càng ngắn, mặc dù tất cả nhưng ngôi sao lớn nhất sống trong hàng tỷ năm. Khi một ngôi sao đã tổng hợp tất cả các hydro trong lõi của nó, phản ứng hạt nhân chấm dứt. Do năng lượng cần thiết để chống đỡ biến mất vì phản ứng hạt nhân chấm dứt, nhân lõi bắt đầu sụp đổ vào chính nó và trở nên nóng hơn nhiều. Hydro vẫn còn có sẵn bên ngoài nhân lõi, vì vậy phản ứng tổng hợp hydro tiếp tục trong vỏ bao quanh lõi. Nhân lõi ngày càng nóng cũng đẩy các lớp bên ngoài của ngôi sao ra xa, làm cho chúng mở rộng và nguội đi, chuyển thành một ngôi sao khổng lồ đỏ.

Red Giant: Sao khổng lồ đỏ

Red Supergiant: Sao siêu khổng đỏ

Nếu ngôi sao đủ lớn, nhân lõi sụp đổ có thể trở nên đủ nóng để hỗ trợ phản ứng hạt nhân kỳ lạ hơn có thể tiêu thụ heli và sản xuất nhiều loại nguyên tố nặng hơn cho đến sắt. Tuy nhiên, phản ứng này chỉ cung cấp trì hoãn tạm thời. Dần dần, hạt nhân cháy bên trong ngôi sao ngày càng trở nên không ổn định - đôi khi đốt cháy dữ dội, lúc khác lặng im. Các biến thể gây ra các ngôi sao co giãn theo nhịp và ném ra khỏi lớp bên ngoài của nó , lan rộng quanh nó một cái kén khí và bụi . Những gì xảy ra tiếp theo phụ thuộc vào kích thước của lõi.

Planetary Nebula: Hành tinh vân

Đám mây vật chất khổng lồ, chứa các nguyên tử có bậc Z cao (như cacbon, nitơ, oxy và canxi)

SuperNova: Siêu tân tinh

là một số loại vụ nổ của sao tạo nên các vật thể rất sáng chủ yếu gồm plasma bùng lên trong một thời gian ngắn, cấp sao biểu kiến tăng lên đột ngột hàng tỉ lần, rồi giảm dần trong vài tuần hay vài tháng. Năng lượng giải phóng rất lớn.

White Dwarf: Sao lùn trắng. Vài tỉ năm nữa mặt trời sẽ là Sao lùn trắng. (Các sao có khối lượng nhỏ hơn 1,44 mặt trời)

Phần bên ngoài sao sau khi bị đẩy ra thành Hành tin vân, Lõi còn lại là sao lùn trắng: lõi trơ chứa chủ yếu carbon và oxy, nhiệt độ giảm dần, thể tích co rút đặc lại: ví dụ khối lượng cỡ nửa mặt trời co thành kích cỡ trái đất.

Neutron Star: Sao neutron

Các sao có khối lượng từ 1,5 đến 2 lần mặt trời sẽ co rút biến thành sao neutron.

Trong khi có khối lượng từ 1,5 đến 2,1 lần khối lượng Mặt Trời, các sao neutron lại có bán kính tương ứng là từ 10 đến 20 kilômét (các sao neutron có bán kính nhỏ hơn thì có khối lượng lớn hơn) — nhỏ hơn Mặt Trời từ 30.000 đến 70.000 lần. Vì thế, các ngôi sao neutron có mật độ 8×10¹³ đến 2×10¹⁵ gam/cm³ (80 triệu tấn đến 2 tỉ tấn/cm³), tương đương với mật độ của một hạt nhân nguyên tử.

Mật độ lớn của ngôi sao neutron cũng làm cho nó có sức hút bề mặt từ 2×10¹¹ đến 3×10¹² (từ hai trăm tỉ đến ba nghìn tỉ) lần mạnh hơn sức hút của Trái Đất.

Có thể hình dung nếu ta đội một chiếc mũ trên đầu, ở hành tinh xanh của chúng ta nó chỉ nặng 500 g thì lên đó nó sẽ nặng một trăm triệu tấn! Trong khi đó cả con tàu Titanic và các hành khách trên đó chỉ nặng xấp xỉ một trăm nghìn tấn-nghĩa là chiếc mũ kia nặng bằng cả hàng nghìn con tàu. Chiếc mũ sẽ nhanh chóng đè bẹp chúng ta thành một lớp mỏng.

Một trong những cách đo lực hấp dẫn là tốc độ thoát, tốc độ cần thiết để một vật thể thoát khỏi trường hấp dẫn để bay vào khoảng không vô tận. Đối với một ngôi sao neutron, tốc độ thoát như vậy thường là 150.000 km/s (với Trái Đất giá trị này vào khoảng 11,2 km/s), khoảng ½ vận tốc ánh sáng. Trái lại, một vật thể rơi vào bề mặt của một ngôi sao neutron sẽ lao vào ngôi sao với tốc độ 150.000 km/s. Nói theo cách dễ hiểu hơn, nếu một người bình thường lao vào một ngôi sao neutron, anh ta sẽ va chạm với bề mặt sao neutron với một lượng năng lượng khoảng 200 megaton (gấp bốn lần năng lượng do Tsar Bomba, vũ khí hạt nhân lớn nhất từng được chế tạo sản sinh ra).

Gia tốc rơi tự do tại các ngôi sao này vào khoảng vài 10¹²m/s² hay trăm triệu km/s², nghĩa là chỉ cần khoảng một phần nghìn giây để tăng tốc lên 100.000km/s.

Black Hole: Hố đen

Kết cục của các sao có khối lượng gấp 3 lần mặt trời.

Lỗ đen hay hố đen là một vùng trong không-thời gian mà trường hấp dẫn ngăn cản mọi thứ, bao gồm cả ánh sáng cũng không thể thoát ra. Thuyết tương đối rộng tiên đoán một lượng vật chất với khối lượng đủ lớn nằm trong phạm vi đủ nhỏ sẽ làm biến dạng không thời gian để trở thành lỗ đen. Xung quanh lỗ đen là một mặt xác định bởi phương trình toán học gọi là chân trời sự kiện, mà tại đó khi vật chất vượt qua nó sẽ không thể thoát ra ngoài lỗ đen được. Lỗ đen gọi là "đen" bởi vì nó hấp thụ mọi bức xạ và vật chất hút qua chân trời sự kiện, giống như một vật đen tuyệt đối trong nhiệt động lực học; nó cũng không phải là một loại "lỗ" hay "hố" nào mà là vùng không thời gian không để cho một thứ gì thoát ra. Lý thuyết trường lượng tử trong không thời gian cong tiên đoán tại chân trời sự kiện lỗ đen có phát ra bức xạ giống như vật đen có nhiệt độ nhất định phát ra bức xạ nhiệt. Nhiệt độ này tỉ lệ nghịch với khối lượng của lỗ đen, khiến cho rất khó quan sát được bức xạ này đối với các lỗ đen có khối lượng sao hay trung bình.