Các ngôi sao chết với một tiếng nổ hay một tiếng rên rỉ? Trong hai chương trước, chúng ta đã theo dõi câu chuyện cuộc đời của các ngôi sao, từ quá trình sinh ra đến bờ vực của cái chết. Bây giờ chúng ta đã sẵn sàng để khám phá những cách mà các ngôi sao kết thúc cuộc đời của mình. Không sớm thì muộn, mỗi ngôi sao sẽ cạn kiệt nguồn năng lượng hạt nhân. Không có nguồn áp suất bên trong để cân bằng trọng lượng của các lớp bên trên, mọi ngôi sao cuối cùng phải nhường chỗ cho lực hấp dẫn không thể thay đổi và sụp đổ dưới trọng lượng của chính nó.
Tiếp theo sự phân biệt sơ bộ được thực hiện trong chương trước, chúng ta sẽ thảo luận về sự tiến hóa cuối đời của các ngôi sao có khối lượng thấp hơn và cao hơn một cách riêng biệt. Thứ quyết định đến kết quả - tiếng nổ hay tiếng rên rỉ - chính là khối lượng của ngôi sao khi nó sẵn sàng để chết, chứ không phải khối lượng lúc nó được sinh ra. Như chúng ta đã lưu ý trong chương trước, các ngôi sao có thể mất đi một lượng đáng kể khối lượng ở tuổi trung niên và tuổi già của chúng.
Hình 23.1 Chu kỳ sống của sao. Hình ảnh đáng chú ý về NGC 3603, một tinh vân trong Ngân Hà, được chụp bằng Kính viễn vọng Không gian Hubble, minh họa vòng đời của các ngôi sao. Ở nửa dưới của bức ảnh, chúng ta thấy những đám mây bụi và khí, nơi mà nhiều khả năng quá trình hình thành sao sẽ diễn ra trong tương lai gần. Gần trung tâm, có một cụm sao trẻ, khổng lồ, và nóng, chỉ vài triệu năm tuổi. Phía trên và bên phải của cụm sao, có một ngôi sao bị cô lập được bao quanh bởi một vòng khí. Vuông góc với vòng khí về hai bên của nó, có hai đốm khí màu xanh lam. Vòng khí và các đốm màu đã bị đẩy ra bởi ngôi sao đang gần kết thúc vòng đời của nó. (tín dụng: sửa đổi công việc của NASA, Wolfgang Brandner (JPL / IPAC), Eva K. Grebel (Đại học Washington), You-Hua Chu (Đại học Illinois Urbana-Champaign))
Hãy bắt đầu với những ngôi sao có khối lượng cuối cùng ngay trước khi chết nhỏ hơn khoảng 1,4 lần khối lượng của Mặt Trời (MSun). (Chúng tôi sẽ giải thích tại sao khối lượng này là đường phân chia quan trọng trong một thời điểm.) Lưu ý rằng hầu hết các ngôi sao trong vũ trụ đều thuộc loại này. Số lượng các ngôi sao giảm khi khối lượng tăng lên; những ngôi sao thực sự lớn là rất hiếm (xem chương Các vì sao: Một cuộc điều tra thiên thể). Điều này cũng tương tự với ngành kinh doanh âm nhạc, nơi chỉ có một số nhạc sĩ trở thành siêu sao. Hơn nữa, nhiều ngôi sao có khối lượng ban đầu lớn hơn 1,4 MSun sẽ bị giảm xuống mức đó vào thời điểm chúng chết. Ví dụ, bây giờ chúng ta biết rằng những ngôi sao bắt đầu với khối lượng ít nhất là 8,0 MSun (và có thể nhiều nhất là 10 MSun) có thể mất đủ khối lượng trong suốt cuộc đời của chúng để phù hợp với danh sách này (một thành tích mà bất kỳ ai đã từng cố gắng giảm cân chắc chắn sẽ ghen tị).
Một ngôi sao trong cuộc khủng hoảng
Trong chương trước, chúng ta đã kể lại câu chuyện về cuộc đời của một ngôi sao có khối lượng như Mặt Trời ngay sau khi nó leo lên vùng khổng lồ đỏ của biểu đồ H-R lần thứ hai và đã bong ra một số lớp bên ngoài của nó để tạo thành một tinh vân hành tinh. Nhớ lại rằng trong thời gian này, lõi của ngôi sao đang trải qua một “cuộc khủng hoảng năng lượng”. Trước đó, trong một thời kỳ ổn định ngắn ngủi, helium trong lõi đã đủ nóng để hợp nhất thành carbon (và oxy). Nhưng sau khi helium này cạn kiệt, lõi của ngôi sao một lần nữa nhận thấy bản thân không có đủ nguồn áp suất để cân bằng trọng lực và do đó nó bắt đầu co lại.
Sự sụp đổ này là sự kiện cuối cùng trong cuộc đời của lõi sao. Bởi vì khối lượng của ngôi sao tương đối thấp, nó không thể đẩy nhiệt độ lõi của nó lên đủ cao để bắt đầu một vòng nhiệt hạch khác (tương tự như cách mà các ngôi sao có khối lượng lớn hơn có thể làm). Lõi tiếp tục co lại cho đến khi nó đạt đến mật độ bằng gần một triệu lần mật độ của nước! Con số đó lớn hơn 200.000 lần so với mật độ trung bình của Trái Đất. Ở mật độ cực hạn này, một cách mới và khác để vật chất hoạt động sẽ xuất hiện và giúp ngôi sao đạt được trạng thái cân bằng cuối cùng. Trong quá trình này, những gì còn lại của ngôi sao trở thành một trong những sao lùn trắng kỳ lạ mà chúng ta đã gặp trong chương Các vì sao: Một cuộc điều tra thiên thể.
Những ngôi sao thoái hóa
Vì sao lùn trắng đặc hơn nhiều so với bất kỳ vật chất nào trên Trái Đất, vật chất bên trong chúng hoạt động theo một cách rất khác thường — không giống như bất cứ điều gì chúng ta biết từ kinh nghiệm hàng ngày. Ở mật độ cao này, lực hấp dẫn cực kỳ mạnh và cố gắng thu nhỏ ngôi sao hơn nữa, nhưng tất cả các electron chống lại việc bị đẩy lại gần nhau hơn, và do đó tạo ra một áp suất mạnh bên trong lõi. Áp suất này là kết quả của các quy tắc cơ bản chi phối hành vi của các electron (vật lý lượng tử mà bạn đã được giới thiệu trong chương Mặt Trời: Một nhà máy năng lượng nguyên tử). Theo các quy tắc này (được các nhà vật lý gọi là nguyên lý loại trừ Pauli), đã được kiểm chứng trong các nghiên cứu về nguyên tử trong phòng thí nghiệm, không có hai điện tử nào có thể ở cùng một vị trí cùng một lúc làm cùng một việc. Chúng ta xác định vị trí của một electron bằng vị trí của nó trong không gian, và chúng ta xác định nó đang làm gì bằng chuyển động của nó và cách nó quay.
Nhiệt độ bên trong một ngôi sao luôn cao đến mức các nguyên tử bị tước bỏ hầu như tất cả các electron của chúng. Trong phần lớn vòng đời của một ngôi sao, mật độ vật chất cũng tương đối thấp và các electron trong ngôi sao đang chuyển động nhanh chóng. Điều này có nghĩa là không có hai trong số chúng sẽ ở cùng một nơi di chuyển theo cùng một cách cùng một lúc. Nhưng tất cả thay đổi khi một ngôi sao cạn kiệt nguồn năng lượng hạt nhân và bắt đầu sự sụp đổ cuối cùng của nó.
Khi lõi của ngôi sao co lại, các electron bị ép lại gần nhau hơn. Cuối cùng, một ngôi sao như Mặt Trời trở nên dày đặc đến mức sự co lại hơn nữa trên thực tế sẽ đòi hỏi hai hoặc nhiều electron vi phạm quy tắc chống lại việc chiếm giữ cùng một vị trí và chuyển động theo cùng một cách. Một chất khí đậm đặc như vậy được cho là thoái hóa (một thuật ngữ do các nhà vật lý đặt ra và không liên quan đến đặc tính “đạo đức” của electron). Các electron trong một chất khí thoái hóa chống lại sự đông đúc hơn nữa trong áp suất cực lớn. (Cứ như thể các electron nói, "Bạn có thể nhấn vào bên trong tất cả những gì bạn muốn, nhưng đơn giản là không có chỗ cho bất kỳ electron nào khác chen vào đây mà không vi phạm các quy tắc tồn tại của chúng ta.")
Các electron thoái hóa không cần nhiệt đầu vào để duy trì áp suất mà chúng tạo ra, và do đó, một ngôi sao có cấu trúc kiểu này, nếu không có gì làm xáo trộn nó, về cơ bản có thể tồn tại vĩnh viễn. (Lưu ý rằng lực đẩy giữa các electron thoái hóa khác và mạnh hơn nhiều so với lực đẩy điện thông thường giữa các điện tích có cùng dấu.)
Các electron trong một chất khí thoái hóa cũng chuyển động, cũng như các hạt trong bất kỳ chất khí nào, nhưng không có nhiều tự do. Một điện tử cụ thể không thể thay đổi vị trí hoặc động lượng cho đến khi một điện tử khác ở một giai đoạn liền kề tránh ra khỏi đường đi. Tình hình như vậy cũng tương tự ở bãi đậu xe sau một trận bóng đá lớn. Các phương tiện đỗ sát nhau và một chiếc xe nhất định không thể di chuyển cho đến khi chiếc xe phía trước di chuyển, để lại một khoảng trống cần được lấp đầy.
Tất nhiên, ngôi sao sắp chết cũng có hạt nhân nguyên tử trong đó, không chỉ là các electron, nhưng hóa ra các hạt nhân đó phải được ép chặt đến mật độ cao hơn nhiều trước khi bản chất lượng tử của chúng trở nên rõ ràng. Kết quả là, trong sao lùn trắng, các hạt nhân không thể hiện áp suất thoái hóa. Do đó, trong giai đoạn sao lùn trắng của quá trình tiến hóa sao, chính áp suất thoái hóa của các electron, chứ không phải của hạt nhân, sẽ ngăn chặn sự sụp đổ của lõi.
Các sao lùn trắng
Sao lùn trắng là những vật thể ổn định, đặc với lõi thoái hóa điện tử không thể co lại được nữa. Các tính toán cho thấy sao lùn trắng là trạng thái cuối của các ngôi sao có khối lượng thấp lần đầu tiên được thực hiện bởi nhà vật lý thiên văn người Mỹ gốc Ấn Subrahmanyan Chandrasekhar. Ông đã có thể chỉ ra một ngôi sao sẽ co lại bao nhiêu trước khi các điện tử thoái hóa ngừng co lại và do đó đường kính cuối cùng của nó sẽ là bao nhiêu (Hình 23.2).
Khi Chandrasekhar thực hiện phép tính của mình về sao lùn trắng, ông đã phát hiện ra một điều rất đáng ngạc nhiên: bán kính của sao lùn trắng thu nhỏ lại khi khối lượng trong ngôi sao tăng lên (khối lượng càng lớn, các electron có thể trở nên siết chặt hơn, dẫn đến bán kính nhỏ hơn) . Theo các mô hình lý thuyết tốt nhất, một sao lùn trắng có khối lượng khoảng 1,4 MSun hoặc lớn hơn sẽ có bán kính bằng không. Điều mà các phép tính đang cho chúng ta biết là ngay cả lực của các electron suy biến cũng không thể ngăn chặn sự sụp đổ của một ngôi sao có khối lượng lớn hơn thế này. Khối lượng tối đa mà một ngôi sao có thể kết thúc vòng đời mà vẫn trở thành sao lùn trắng - 1,4 MSun - được gọi là giới hạn Chandrasekhar. Những ngôi sao có khối lượng cuối vòng đời vượt quá giới hạn này có một kiểu kết thúc khác — một kiểu kết thúc mà chúng ta sẽ khám phá trong phần tiếp theo.
Hình 23.2 Liên hệ khối lượng và bán kính của người lùn trắng. Các mô hình cấu trúc sao lùn trắng dự đoán rằng khi khối lượng của ngôi sao tăng lên (về phía bên phải), bán kính của nó ngày càng nhỏ.
Danh nhân thiên văn học
Subrahmanyan Chandrasekhar
Sinh năm 1910 tại Lahore, Ấn Độ, Subrahmanyan Chandrasekhar (được bạn bè và đồng nghiệp gọi là Chandra) lớn lên trong một ngôi nhà khuyến khích học bổng và quan tâm đến khoa học (Hình 23.3). Chú của ông, C. V. Raman, là một nhà vật lý đã đoạt giải Nobel năm 1930. Là một sinh viên thông minh từ sớm, Chandra cố gắng đọc nhiều nhất có thể về những ý tưởng mới nhất trong vật lý và thiên văn học, mặc dù việc kiếm được những cuốn sách kỹ thuật không hề dễ dàng ở Ấn Độ vào thời điểm đó. Anh học xong đại học năm 19 tuổi và giành được học bổng du học Anh. Đó là trong chuyến đi thuyền dài để đến trường cao học, lần đầu tiên ông bắt đầu tính toán về cấu trúc của các ngôi sao lùn trắng.
Chandra đã phát triển ý tưởng của mình trong và sau quá trình học khi còn là sinh viên cao học, cho thấy — như chúng ta đã thảo luận — rằng sao lùn trắng có khối lượng lớn hơn 1,4 lần khối lượng Mặt Trời không thể tồn tại và lý thuyết dự đoán sự tồn tại của các loại xác sao khác . Sau đó, ông viết rằng ông cảm thấy rất nhút nhát và cô đơn trong giai đoạn này, bị cô lập với sinh viên, ngại khẳng định bản thân, và đôi khi phải đợi hàng giờ để nói chuyện với một số giáo sư nổi tiếng mà ông đã từng đọc ở Ấn Độ. Những tính toán của ông nhanh chóng khiến ông xung đột với một số nhà thiên văn học nổi tiếng, bao gồm cả Ngài Arthur Eddington, người đã công khai chế nhạo ý tưởng của Chandra. Tại một số cuộc họp của các nhà thiên văn học, những nhà lãnh đạo trong lĩnh vực này như Henry Norris Russell đã từ chối cho Chandra cơ hội để bảo vệ ý tưởng của mình, đồng thời cho phép các nhà phê bình cấp cao hơn của mình có nhiều thời gian để chỉ trích chúng.
Tuy nhiên, Chandra vẫn kiên trì, viết sách và bài báo làm sáng tỏ lý thuyết của mình, hóa ra không chỉ đúng mà còn đặt nền tảng cho phần lớn hiểu biết hiện đại của chúng ta về cái chết của các vì sao. Năm 1983, ông nhận giải Nobel vật lý cho công trình đầu tiên này.
Năm 1937, Chandra đến Hoa Kỳ và tham gia giảng dạy tại Đại học Chicago, nơi ông gắn bó với phần đời còn lại của mình. Tại đây, ông dành hết tâm trí cho việc nghiên cứu và giảng dạy, đóng góp lớn cho nhiều lĩnh vực thiên văn học, từ sự hiểu biết của chúng ta về chuyển động của các ngôi sao trong Thiên hà đến hành vi của các vật thể kỳ lạ được gọi là lỗ đen (xem chương Lỗ đen và Không thời gian cong). Năm 1999, NASA đã đặt tên kính thiên văn quỹ đạo tia X tinh xảo của mình (được thiết kế một phần để khám phá các xác sao như vậy) là Đài quan sát tia X Chandra.
Hình 23.3 S. Chandrasekhar (1910–1995). Nghiên cứu của Chandra đã cung cấp cơ sở cho phần lớn những gì chúng ta biết về xác sao. (tín dụng: sửa đổi công việc của Viện Vật lý Hoa Kỳ)
Chandra đã dành rất nhiều thời gian cho các nghiên cứu sinh của mình, hướng dẫn nghiên cứu của hơn 50 tiến sĩ trong suốt cuộc đời của ông. Ông rất coi trọng trách nhiệm giảng dạy của mình: trong những năm 1940, khi đang làm việc tại Đài quan sát Yerkes, ông sẵn sàng lái chuyến đi hơn 100 dặm đến trường đại học mỗi tuần để dạy một lớp chỉ có vài sinh viên.
Chandra cũng dành một niềm tin sâu sắc cho âm nhạc, nghệ thuật và triết học, viết nhiều bài báo và sách về mối quan hệ giữa nhân văn và khoa học. Ông đã từng viết rằng “người ta có thể học khoa học như cách người ta thưởng thức âm nhạc hoặc nghệ thuật. . . . Heisenberg đã có một câu tuyệt vời là "rùng mình trước cái đẹp". . . đó là loại cảm giác mà tôi có ”.
LIÊN KẾT ĐỂ HỌC
Sử dụng Kính viễn vọng Không gian Hubble, các nhà thiên văn học có thể phát hiện hình ảnh của các ngôi sao lùn trắng mờ và các “xác sao” khác trong cụm sao M4, nằm cách xa khoảng 7200 năm ánh sáng.
Số phận cuối cùng của những sao lùn trắng
Nếu sự ra đời của một ngôi sao ở dãy chính được xác định bằng sự khởi đầu của các phản ứng nhiệt hạch, thì chúng ta phải coi sự kết thúc của tất cả các phản ứng nhiệt hạch là thời điểm chết của một ngôi sao. Khi lõi được ổn định bởi áp suất thoái hóa, một cơn rùng mình cuối cùng của phản ứng tổng hợp xuyên qua bên ngoài ngôi sao, tiêu thụ một lượng nhỏ hydro vẫn còn sót lại. Bây giờ ngôi sao là một ngôi sao lùn trắng thực sự: phản ứng tổng hợp hạt nhân bên trong nó đã ngừng. Hình 23.4 cho thấy đường đi của một ngôi sao giống như Mặt Trời trên biểu đồ H-R trong giai đoạn cuối của nó.
Hình 23.4 Đường tiến hóa của một ngôi sao giống như Mặt Trời. Biểu đồ này cho thấy những thay đổi về độ sáng và nhiệt độ bề mặt của một ngôi sao có khối lượng như Mặt Trời khi nó gần kết thúc vòng đời. Sau khi ngôi sao trở thành một ngôi sao khổng lồ một lần nữa (điểm A trên sơ đồ), nó sẽ mất khối lượng ngày càng nhiều hơn khi lõi của nó bắt đầu sụp đổ. Sự mất khối lượng sẽ làm lộ lõi nóng bên trong, lõi này sẽ xuất hiện ở trung tâm của một tinh vân hành tinh. Trong giai đoạn này, ngôi sao di chuyển qua biểu đồ bên trái khi nó ngày càng nóng hơn trong quá trình sụp đổ (điểm B). Lúc đầu, độ sáng gần như không đổi, nhưng khi ngôi sao bắt đầu nguội đi, nó ngày càng kém sáng hơn (điểm C). Lúc này nó là một ngôi sao lùn trắng và sẽ tiếp tục nguội dần trong hàng tỷ năm cho đến khi tất cả kho năng lượng còn lại của nó bị bức xạ hết. (Giả định rằng Mặt Trời sẽ mất từ 46–50% khối lượng của nó trong các giai đoạn khổng lồ, dựa trên các mô hình lý thuyết khác nhau).
Vì sao lùn trắng ổn định không còn có thể co lại hoặc tạo ra năng lượng thông qua phản ứng tổng hợp, nên nguồn năng lượng duy nhất của nó là nhiệt được biểu thị bằng chuyển động của các hạt nhân nguyên tử bên trong nó. Ánh sáng mà nó phát ra đến từ nguồn nhiệt dự trữ bên trong này, rất đáng kể. Tuy nhiên, dần dần, sao lùn trắng tỏa ra toàn bộ nhiệt lượng của nó vào không gian. Sau nhiều tỷ năm, các hạt nhân sẽ chuyển động chậm hơn nhiều, và sao lùn trắng sẽ không còn tỏa sáng nữa (Hình 23.5). Sau đó nó sẽ là một sao lùn đen — một xác sao lạnh có khối lượng bằng một ngôi sao và kích thước của một hành tinh. Nó sẽ bao gồm chủ yếu là carbon, oxy và neon, các sản phẩm của phản ứng nhiệt hạch tiên tiến nhất mà ngôi sao có thể thực hiện được.
Hình 23.5 Hình ảnh tia X và ánh sáng khả kiến của Hệ sao Sirius. (a) Hình ảnh do Kính viễn vọng Không gian Hubble chụp cho thấy sao Sirius A (ngôi sao sáng lớn) và ngôi sao đồng hành của nó, sao lùn trắng được gọi là Sirius B (ngôi sao nhỏ, mờ nhạt ở phía dưới bên trái). Sirius A và B cách Trái đất 8,6 năm ánh sáng và là hệ sao gần thứ năm của chúng ta. Lưu ý rằng hình ảnh đã được cố tình phơi sáng quá mức để cho phép chúng ta nhìn thấy Sirius B. (b) Hệ thống tương tự được thể hiện trong bước sóng tia X được chụp bằng Kính viễn vọng Không gian Chandra. Lưu ý rằng Sirius A mờ hơn trong tia X so với sao lùn trắng nóng là Sirius B. (tín dụng a: sửa đổi công việc của NASA, ESA, H. Bond, M. Barstow (Đại học Leicester); tín dụng b: sửa đổi của làm việc bởi NASA / SAO / CXC)
Chúng ta có một điều ngạc nhiên cuối cùng khi chúng ta để ngôi sao khối lượng thấp của mình trong nghĩa địa sao. Các tính toán cho thấy rằng khi một ngôi sao thoái hóa nguội đi, các nguyên tử bên trong nó về bản chất "đông đặc" thành một mạng tinh thể khổng lồ, rất chặt chẽ (các hàng nguyên tử có tổ chức, giống như trong một tinh thể). Khi carbon bị nén và kết tinh theo cách này, nó sẽ trở thành một ngôi sao giống kim cương khổng lồ. Một ngôi sao lùn trắng có thể tạo nên màn đính hôn ấn tượng nhất mà bạn từng thấy, bất kỳ nỗ lực nào để khai thác vật liệu giống như kim cương bên trong cũng sẽ crush được một người yêu nhiệt thành ngay lập tức!
LIÊN KẾT ĐỂ HỌC
Tìm hiểu về một phát hiện "sao kim cương" gần đây, một ngôi sao lùn trắng, lạnh được phát hiện vào năm 2014, được coi là lạnh nhất và mờ nhất được tìm thấy cho đến nay, tại trang web của Đài quan sát thiên văn vô tuyến quốc gia.
Bằng chứng cho thấy các ngôi sao có thể mất nhiều khối lượng khi chúng tiến hóa
Một ngôi sao có trở thành sao lùn trắng hay không phụ thuộc vào khối lượng bị mất đi trong các giai đoạn tiến hóa của sao khổng lồ đỏ và các giai đoạn trước đó. Tất cả các ngôi sao có khối lượng dưới giới hạn Chandrasekhar khi hết nhiên liệu sẽ trở thành sao lùn trắng, bất kể chúng được sinh ra với khối lượng nào. Nhưng những ngôi sao nào mất đủ khối lượng để đạt đến giới hạn này?
Một chiến lược để trả lời câu hỏi này là tìm kiếm các cụm sao mở, trẻ (đã được thảo luận trong chương Các cụm sao). Ý tưởng cơ bản là tìm kiếm các cụm sao trẻ có chứa một hoặc nhiều ngôi sao lùn trắng. Hãy nhớ rằng những ngôi sao có khối lượng lớn hơn trải qua tất cả các giai đoạn tiến hóa của chúng nhanh hơn những ngôi sao nhỏ hơn. Giả sử chúng ta tìm thấy một cụm sao có một thành viên sao lùn trắng và cũng chứa các ngôi sao trên dãy chính có khối lượng gấp 6 lần Mặt Trời. Điều này có nghĩa là chỉ những ngôi sao có khối lượng lớn hơn 6 MSun mới có thời gian để cạn kiệt nguồn cung cấp năng lượng hạt nhân và hoàn thành quá trình tiến hóa của chúng đến giai đoạn sao lùn trắng. Do đó, ngôi sao biến thành sao lùn trắng phải có khối lượng trong dãy chính nhiều hơn 6 MSun, vì các ngôi sao có khối lượng thấp hơn chưa có thời gian sử dụng hết kho năng lượng hạt nhân của chúng. Do đó, ngôi sao trở thành sao lùn trắng phải loại bỏ ít nhất 4,6 MSun để khối lượng của nó tại thời điểm ngừng tạo năng lượng hạt nhân có thể nhỏ hơn 1,4 MSun.
Các nhà thiên văn tiếp tục tìm kiếm các cụm sao thích hợp để thực hiện thử nghiệm này, và bằng chứng cho đến nay cho thấy những ngôi sao có khối lượng lên tới khoảng 8 MSun có thể giảm khối lượng đủ để kết thúc cuộc đời của chúng như sao lùn trắng. Những ngôi sao như Mặt Trời có thể sẽ mất khoảng 45% khối lượng ban đầu và trở thành sao lùn trắng với khối lượng nhỏ hơn 1,4 MSun.
(còn tiếp...)
Tham khảo
- Astronomy 1st edition, Senior Contributing Authors: A. Franknoi, D. Morrison, S. Wolff ©2017 Rice University, Textbook content produced by OpenStax is licensed under a Creative Commons Attribution 4.0 International License. (Access for free at https://openstax.org/details/books/astronomy
