Các giá trị và dấu vết tiến hóa sao được mô tả chỉ có giá trị đối với các ngôi sao có khối lượng bằng 1 Mặt Trời. Nhiệt độ, mật độ và bán kính của các vật thể tiền sao có khối lượng khác thể hiện xu hướng tương tự. Tuy nhiên vẫn có trường hợp ngoại lệ. Những mảnh vỡ lớn hơn được hình thành trong các đám mây giữa các vì sao có xu hướng tạo ra các tiền sao lớn và cuối cùng là các ngôi sao lớn. Tương tự, các mảnh vỡ khối lượng thấp tạo ra các ngôi sao khối lượng thấp.

Dãy chính Zero – Age

  • Hình trên so sánh đường tiến hóa lý thuyết tiền chuỗi chính do Mặt Trời của chúng ta thực hiện với các đường tương ứng của một ngôi sao có khối lượng bằng 0,3 lần Mặt trời và một ngôi sao gấp 3 lần khối lượng Mặt Trời.
  • Cả ba đường đi ngang qua biểu đồ H – R theo cùng một cách thức chung.
  • Tuy nhiên, các mảnh đám mây cuối cùng tạo thành các ngôi sao có khối lượng lớn hơn Mặt Trời sẽ tiếp cận dãy chính dọc theo đường cao hơn trên biểu đồ, trong khi những mảnh được định hình thành các sao nhỏ hơn sẽ thấp hơn.
  • Thời gian cần thiết để một đám mây giữa các vì sao trở thành một sao dãy chính cũng phụ thuộc nhiều vào khối lượng của nó.
  • Các mảnh vỡ lớn nhất hợp thành các ngôi sao loại O chỉ trong một triệu năm, khoảng 1/50 thời gian Mặt Trời thực hiện. Ngược lại là trường hợp các vật thể tiền sao có khối lượng nhỏ hơn nhiều so với Mặt Trời của chúng ta.              

Ví dụ, một ngôi sao kiểu M điển hình cần gần một tỷ năm để hình thành.

Dù khối lượng như thế nào, điểm cuối của đường tiến hóa tiền sao là chuỗi chính. Một ngôi sao được coi là đã đạt đến dãy chính khi quá trình đốt cháy hydro bắt đầu trong lõi của nó và các đặc tính của ngôi sao lắng xuống giá trị ổn định. Dải chuỗi chính được dự đoán theo lý thuyết thường được gọi là dải chính không tuổi (ZAMS). Nó khá phù hợp với các dãy chính được quan sát cho các ngôi sao ở vùng lân cận của Mặt Trời và những ngôi sao được quan sát trong các hệ sao xa hơn.

Điều quan trọng là chuỗi chính không phải là một đường tiến hóa. Các ngôi sao không tiến hóa cùng với nó. Đúng hơn, nó là một “trạm dừng chân” trên biểu đồ H – R. Nơi các ngôi sao dừng lại và dành phần lớn thời gian sống của chúng. Những ngôi sao có khối lượng thấp ở dưới cùng, những ngôi sao có khối lượng cao ở trên cùng.

Chẳng hạn, một ngôi sao loại G không bao giờ có thể di chuyển lên để trở thành loại B hoặc loại O, cũng không thể di chuyển xuống để trở thành Sao lùn đỏ loại M. Giai đoạn tiếp theo của quá trình tiến hóa sao xảy ra khi một ngôi sao rời khỏi chuỗi chính. Khi điều này xảy ra, ngôi sao sẽ có nhiệt độ bề mặt và độ sáng tương tự như khi nó đến dãy chính hàng triệu (hoặc hàng tỷ) năm trước đó.

Những sao “thất bại”

Một số mảnh vỡ của đám mây quá nhỏ để trở thành sao. Áp suất lực hấp dẫn vào trạng thái cân bằng trước khi nhiệt độ trung tâm đủ nóng để nung chảy hydro. Vì vậy chúng không bao giờ phát triển thành sao.

Thay vì biến thành các ngôi sao, những mảnh vỡ có khối lượng thấp như vậy tiếp tục nguội đi. Cuối cùng trở thành những vật thể nhỏ, tối — những mảnh nguội lạnh của những vật chất không cháy — trong không gian giữa các vì sao.

Nhỏ, mờ nhạt và có nhiệt độ thấp (và ngày càng lạnh hơn), những vật thể này được gọi chung là sao lùn nâu. Trên cơ sở mô hình lý thuyết, các nhà thiên văn tính toán rằng khối lượng khí cần thiết tối thiểu để tạo ra nhiệt độ lõi đủ cao bắt đầu phản ứng tổng hợp hạt nhân là khoảng 0,08 khối lượng mặt trời — 80 lần khối lượng của sao Mộc. 

Rất nhiều sao lùn nâu có thể nằm rải rác khắp vũ trụ. Với công nghệ hiện tại, chúng ta gặp khó khăn lớn trong việc phát hiện chúng, cho dù chúng quay quanh các ngôi sao khác hay trôi nổi một mình trong không gian. 

Chúng ta có thể phát hiện các ngôi sao bằng kính thiên văn và suy ra các nguyên tử và phân tử bằng phương pháp quang phổ. Nhưng các vật thể thiên văn khối lượng thấp nằm xa ngoài hệ mặt trời của chúng ta thì rất khó nhìn thấy. Tuy nhiên, những tiến bộ gần đây về các thiết bị quan sát và kỹ thuật xử lý hình ảnh đã xác định được nhiều vật thể có khả năng là sao lùn nâu. Các kỹ thuật thường được sử dụng tương tự như những kỹ thuật được sử dụng trong việc tìm kiếm các hành tinh ngoài hệ mặt trời. (Hầu hết các sao được tìm thấy trong hệ nhị phân, điều này cũng có thể áp dụng cho sao lùn nâu).

Hình ảnh Gliese 623, một hệ nhị phân có thể chứa một ngôi sao lùn nâu
Hình ảnh của hệ sao đôi Gliese 229 cho thấy hai vật thể chỉ cách nhau 7 ”; “ngôi sao” mờ hơn có độ sáng chỉ vài phần triệu so với Mặt Trời

Hình ảnh hồng ngoại của một cụm sao nằm ngay phía bắc của Tinh vân Orion. Các vật thể sáng là các ngôi sao và các đốm mờ là ứng cử viên của sao lùn nâu.
So sánh kích thước của một số ngôi sao, sao lùn nâu và hành tinh.

Thoát khỏi giao diện điện thoại để bình luận