Vòng đời sao và biểu đồ H–R – từ tinh vân đến sao lùn trắng, sao neutron, lỗ đen

Liên hệ chủ đề Vật lí hạt nhân của Vật lí 12 (Chương trình GDPT 2018): phản ứng nhiệt hạch là nguồn năng lượng của các ngôi sao. Mô phỏng dựng đường tiến hoá gần đúng của một ngôi sao trên biểu đồ Hertzsprung–Russell (độ trưng theo nhiệt độ bề mặt, nóng hơn ở bên trái) từ các hệ thức khối lượng – độ trưng L ≈ M^3,5 và thời gian sống t ≈ 10¹⁰ năm × M^−2,5, kèm định luật Stefan–Boltzmann L = 4πR²σT⁴ và định luật Wien λmax = b/T. Kéo thanh khối lượng ban đầu (0,1–40 M☉) hoặc bấm chọn nhanh, rồi bấm Chạy để sao đi qua các giai đoạn: tinh vân, tiền sao, dãy chính, sao khổng lồ đỏ hoặc siêu khổng lồ đỏ, rồi tinh vân hành tinh và sao lùn trắng, hoặc siêu tân tinh để lại sao neutron hay lỗ đen. Hình bên cạnh vẽ kích thước và màu của sao, cấu tạo nhiều lớp bên trong và các nguyên tố đang được tổng hợp: hydrogen thành helium, helium thành carbon và oxygen, tới sắt trong lõi sao nặng, còn nguyên tố nặng hơn sắt hình thành trong siêu tân tinh. Chạm vào các sao thật như Sirius A, Sirius B, Betelgeuse, Rigel để đọc nhiệt độ, độ trưng và tự tính bán kính. Câu hỏi gợi ý: – Vì sao sao nặng gấp 10 lần Mặt Trời lại sống ngắn hơn hàng trăm lần? – Betelgeuse và Sirius B, sao nào nóng hơn, sao nào lớn hơn, dựa vào vị trí trên biểu đồ H–R? – Vì sao phản ứng tổng hợp trong lõi sao dừng lại ở sắt?