Diễn đàn Thế Giới Hoá Học - View Single Post - Nguồn gốc các nguyên tố (Big Bang theory)

**F91** · 06-21-2008

3. Sự hình thành các sao và nguồn gốc các nguyên tố nặng (tiếp)

Tiếp theo kì trước, kì này sẽ post về nguồn gốc của các nguyên tố nặng hơn Fe có trong bảng HTTH hiện nay (Z > 26). Các nguyên tố này xuất hiện dưới dạng vết khi quan sát quang phổ của MTrời, do đó có thể kết luận MTrời của chúng ta ko fải là những ngôi sao tạo thành đầu tiên mà là thế hệ F2, F3, hoặc thậm chí cao hơn nữa.

Khi các sao có khối lượng cao co lại, áp suất nội ở trong lòng ngôi sao rất lớn dẫn đến vụ nổ siêu sao mới (supernova). Vụ nổ này rất hoành tráng vì ánh sáng tỏa ra rất mạnh. Nhiệt rất lớn của vụ nổ này chính là nguyên nhân tạo thành các nguyên tố nặng đứng sau Fe. Năm 1987, các nhà KH cũng đã quan sát được 1 vụ nổ supernova như vậy.

Một vụ nổ supernova

Hình trên: trước vụ nổ. Hình dưới: vụ nổ xảy ra.

Nếu khối lượng của Sao lớn hơn nữa, vượt qua 1 giới hạn nào đó (gọi là giới hạn Chandrasekha) thì lực hấp dẫn lớn đến nổi xảy ra 1 hiện tượng cực kì lý thú. Các bạn hẳn đã đều biết nguyên lý loại trừ Pauli (Pauli exclusive principle), theo đó thì các fermion (các hạt có spin bán nguyên) ko thể có các trạng thái lượng tử trùng nhau. Do vậy khi nhân ngôi sao co mạnh lại sẽ gây nên sự nén các electron này lại trong 1 không gian nhỏ và dẫn đến sự đẩy nhau của chúng (có cả lực Coulomb tuy nhiên ko đáng kể so với lực tương ứng với nguyên lý Pauli). Khi lực hấp dẫn chưa đủ lớn (khối lượng sao còn nhỏ hơn giới hạn Chandrasekha) thì ko đủ thắng lực này và ngôi sao sẽ ngừng co lại. Tuy nhiên nếu khối lượng lớn hơn giới hạn thì nguyên lý loại trừ Pauli sụp đổ đối với electron. Các electron sẽ bị nén ép đến nỗi chúng tiến vào đến nhân, ngưng tụ với proton tạo thành neutron. Ngôi sao lúc này sẽ ko có proton, ko có electron mà chỉ toàn neutron, do đó được gọi là sao neutron (neutron star).

Cấu tạo sao neutron

Neutron cũng là 1 fermion do vậy lực đẩy ra sẽ cân bằng với lực hút vào, ngôi sao ko co nữa. Thế thì nếu khối lượng sao còn lớn hơn nữa thì sao. Lúc này thì hiểm họa đến thật rồi. Lực hấp dẫn làm cho các neutron ko thể chống chịu được, thế là ngôi sao co lại tiếp nữa. Co đến chừng nào ? Co đến khi chỉ còn là 1 điểm. Và lúc này chúng ta ko còn thấy trực tiếp nó nữa, nên gọi là Lỗ đen (Black Hole). Lỗ đen có lực hấp dẫn cực lớn, photon là hạt có vtốc cao nhất cũng ko thoát khỏi nó.

Mô hình 1 lỗ đen đang "nuốt chửng" ngôi sao xấu số

(to be continued ...)

06-21-2008	Mã bài: 25477 #8
F91 Moderator Tham gia ngày: Dec 2005 Location: Nha Trang Posts: 53 Thanks: 7 Thanked 82 Times in 35 Posts Groans: 0 Groaned at 0 Times in 0 Posts Rep Power: 36	3. Sự hình thành các sao và nguồn gốc các nguyên tố nặng (tiếp) Tiếp theo kì trước, kì này sẽ post về nguồn gốc của các nguyên tố nặng hơn Fe có trong bảng HTTH hiện nay (Z > 26). Các nguyên tố này xuất hiện dưới dạng vết khi quan sát quang phổ của MTrời, do đó có thể kết luận MTrời của chúng ta ko fải là những ngôi sao tạo thành đầu tiên mà là thế hệ F2, F3, hoặc thậm chí cao hơn nữa. Khi các sao có khối lượng cao co lại, áp suất nội ở trong lòng ngôi sao rất lớn dẫn đến vụ nổ siêu sao mới (supernova). Vụ nổ này rất hoành tráng vì ánh sáng tỏa ra rất mạnh. Nhiệt rất lớn của vụ nổ này chính là nguyên nhân tạo thành các nguyên tố nặng đứng sau Fe. Năm 1987, các nhà KH cũng đã quan sát được 1 vụ nổ supernova như vậy. Một vụ nổ supernova Hình trên: trước vụ nổ. Hình dưới: vụ nổ xảy ra. Nếu khối lượng của Sao lớn hơn nữa, vượt qua 1 giới hạn nào đó (gọi là giới hạn Chandrasekha) thì lực hấp dẫn lớn đến nổi xảy ra 1 hiện tượng cực kì lý thú. Các bạn hẳn đã đều biết nguyên lý loại trừ Pauli (Pauli exclusive principle), theo đó thì các fermion (các hạt có spin bán nguyên) ko thể có các trạng thái lượng tử trùng nhau. Do vậy khi nhân ngôi sao co mạnh lại sẽ gây nên sự nén các electron này lại trong 1 không gian nhỏ và dẫn đến sự đẩy nhau của chúng (có cả lực Coulomb tuy nhiên ko đáng kể so với lực tương ứng với nguyên lý Pauli). Khi lực hấp dẫn chưa đủ lớn (khối lượng sao còn nhỏ hơn giới hạn Chandrasekha) thì ko đủ thắng lực này và ngôi sao sẽ ngừng co lại. Tuy nhiên nếu khối lượng lớn hơn giới hạn thì nguyên lý loại trừ Pauli sụp đổ đối với electron. Các electron sẽ bị nén ép đến nỗi chúng tiến vào đến nhân, ngưng tụ với proton tạo thành neutron. Ngôi sao lúc này sẽ ko có proton, ko có electron mà chỉ toàn neutron, do đó được gọi là sao neutron (neutron star). Cấu tạo sao neutron Neutron cũng là 1 fermion do vậy lực đẩy ra sẽ cân bằng với lực hút vào, ngôi sao ko co nữa. Thế thì nếu khối lượng sao còn lớn hơn nữa thì sao. Lúc này thì hiểm họa đến thật rồi. Lực hấp dẫn làm cho các neutron ko thể chống chịu được, thế là ngôi sao co lại tiếp nữa. Co đến chừng nào ? Co đến khi chỉ còn là 1 điểm. Và lúc này chúng ta ko còn thấy trực tiếp nó nữa, nên gọi là Lỗ đen (Black Hole). Lỗ đen có lực hấp dẫn cực lớn, photon là hạt có vtốc cao nhất cũng ko thoát khỏi nó. Mô hình 1 lỗ đen đang "nuốt chửng" ngôi sao xấu số (to be continued ...) thay đổi nội dung bởi: F91, ngày 06-23-2008 lúc 05:34 PM.