Tiểu Luận Sao Biến Quang_Nhóm 09_2211Scie141501 (2).Docx

TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH KHOA VẬT LÝ    BÀI TIỂU LUẬN SAO BIẾN QUANG Giảng viên Thầy Nguyễn Thành Đạt Sinh viên 1 Nguyễn Hồ Phước 46 01 401 199 2 Nguyễn Mai Ngọc Trinh 46 01 401[.]

TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỐ HỒ CHÍ MINH

KHOA VẬT LÝ ...

BÀI TIỂU LUẬN:

SAO BIẾN QUANG

Giảng viên: Thầy Nguyễn Thành Đạt

Sinh viên: 1 Nguyễn Hồ Phước- 46.01.401.199

2 Nguyễn Mai Ngọc Trinh-46.01.401.294

3 Hồ Thanh Trúc- 46.01.401.301

4 Nguyễn Thị Mỹ Duyên- 46.01.401.046

TP Hồ Chí Minh, tháng 11/2022

MỤC LỤC

MỞ ĐẦU 1

NỘI DUNG 2

1 KHÁI NIỆM 2

2 PHÂN LOẠI VÀ ĐẶT ĐIỂM 2

2.1 Phân loại sao biến quang theo chu kì 2

2.2 Phân loại sao biến quang dựa vào nguyên nhân 4

2.2.1. Sao biến quang do che khuất 4

2.2.2 Sao biến quang do co giãn (Variable- Start) 4

2.2.3 Sao biến quang đột biến- Sao mới và sao siêu mới (Novae – Supernovae) 6

2.2.3.1 Sao mới 6

2.2.3.2 Sao siêu mới 6

3 NGHIÊN CỨU VỀ SAO BIẾN QUANG VÀ Ý NGHĨA 9

KẾT LUẬN 12

TÀI LIỆU THAM KHẢO 13

MỞ ĐẦU

Đã từ lâu các vì sao tinh tú trên bầu trời xa xôi luôn gây cho con người một sự hấp dẫn khó tả Chắc hẳn trong mỗi chúng ta ai ai cũng đã từng một lần ngắm nhìn muôn ngàn vì sao lấp lánh ấy trên bầu trời đêm Nối các vì sao lại với nhau theo những đường tưởng tượng,

ta được các hình thù ngộ nghĩnh và thích mắt bởi ánh sáng kì diệu mà chúng phát ra Có khi nào các bạn đã tự hỏi tại sao các ngôi sao lại sáng và đẹp đến thế? Các ngôi sao ấy có sáng mãi như vậy hay thay đổi độ sáng theo thời gian? Thật ra có những lúc ngôi sao bừng lên sáng rực khác thường, có lúc chúng lại mờ đi, trông thật là huyền ảo Tại sao lại có những ngôi sao như thế? Các sao đó có tên là gì? Chúng có đặc điểm ra sao? Ta có thể quan sát bằng mắt thường không? Và bài tiểu luận này sẽ cung cấp cho các bạn những khái niệm cơ bản nhất về sao biến quang, có mấy loại sao này, và các nhà khoa học đã nghiên cứu ra sao? Quan trọng hơn cả là làm sao ta có thể quan sát sao ấy

Nhóm thực hiện

1

NỘI DUNG

1 KHÁI NIỆM

- Sao biến quang có thể hiểu một cách đơn giản là một ngôi sao có độ sáng thay đổi thường xuyên Sao thay đổi cường độ sáng theo chu kì, nhà thiên văn người Mĩ Henrietta Leavitt đã nhận thấy một điều rất đặc biệt: ngôi sao biến quang càng lớn thì chu kì nhấp nháy của nó càng lớn

Hình 1 Ngôi sao biến thiên Cepheid V1 trong Thiên hà Tiên nữ (Nguồn: NASA)

- Hầu hết các ngôi sao ổn định và duy trị sự ổn định trong hàng ngàn hoặc thậm chí nhiều triệu năm Tuy nhiên, một số ngôi sao co giãn: Chúng trở nên lớn hơn và bé hơn và chúng thay đổi độ trưng và phổ của chúng một cách đều đặn với một chu kì co giãn có thể đo

được một cách dễ dàng (Nguyễn Quang Riệu và nhóm tác giả (2007), Thiên văn Vật lí

Astrophysics, tr.252)

- Các sao biến quang Cepheid, được mang tên ngôi sao δ Cepheid Một số sao biến quang Cepheid co giãn một lần trong một số ngày, một số sao biến quang Cepheid co giãn một lần trong một năm Từ các sao biến quang Cepheid ở khá gần, chúng ta biết rằng chu kì

co giãn có liên quan tới độ trưng của ngôi sao (Nguyễn Quang Riệu và nhóm tác giả (2007),

Thiên văn Vật lí Astrophysics, tr.252)

2 PHÂN LOẠI VÀ ĐẶT ĐIỂM

2.1 Phân loại sao biến quang theo chu kì

Trong thiên hà chúng ta có hàng triệu sao biến quang chiếm khoảng 10 phần triệu tổng số sao trong thiên hà Chúng được chia làm 7 loại nhỏ có những đặc trưng tiêu

biểu như sau :

Loại sao biến quang Chu kì biếnquang Thuộcnhóm

sao

Năm phát hiện

Dao động theo R

Dao động không theo R

Chu kì dài 100 ÷ 700

Biến quang cổ điển 1 ÷ 50

Biến quang

Virginis W 2 ÷ 45 ngày II x

Biến quang Lyrae RR 1,5 ℎ ÷ 24ℎ II x

Biến quang Scuti 1 ÷ 3 h I x x

Biến quang thiên

vương 𝛽 3 ÷ 7ℎ I x x Biến quang Setizz 100 ÷ 1000𝑠 I 1968 x x

Bảng 1 Các loại sao biến quang theo chu kì

3

Hình 2.1 Sao dày đặc xung quanh ngôi sao siêu khổng lồ đỏ UY Scuti (ngôi sao

sáng nhất trong bức ảnh) khi nhìn từ Đài quan sát Rutherfurd tại Đại học

Columbia ở New York, Hoa Kỳ Hình ảnh được chụp vào năm 2011

2.2 Phân loại sao biến quang dựa vào nguyên nhân

2.2.1 Sao biến quang do che khuất

Chúng thường là những hệ sao kép (double stars) hay sao đôi (Binary stars) Độ sáng của từng sao không thay đổi, nhưng trong quá trình chuyển động quanh khối tâm chung chúng có lúc che khuất nhau, dẫn đến quang thông tổng cộng đến Trái Đất (và do đó là cấp sao) biến thiên tuần hoàn Tiêu biểu là sao Angon trong chòm Thiên Vương (Cepheus) (β Percei-tiếng Ai Cập nghĩa là “ma quỷ”), được các nhà thiên văn Ai Cập phát hiện ra từ hơn 1.000 năm trước Ngày nay, người ta phát hiện ra Angon là một hệ sao đôi chuyển động quanh tâm chung với chu kỳ 2 ngày 20 giờ 49 phút

Hình 2.2 Hệ sao Algol 2.2.2 Sao biến quang do co giãn (Variable- Start)

Sao này có độ sáng (cấp sao) thực sự biến đổi một cách tuần hoàn do sự vận động vật chất của sao tạo nên: các lớp vỏ của sao co nở như một con lắc cầu khổng lồ, làm cho cấp sao biến thiên tuần hoàn Các sao này thường nằm giữa giải chính và dải sao kềnh trên biểu đồ H –R Càng gần dải sao kềnh chúng có chu kì co nở càng lớn Tức là khối lượng riêng càng nhỏ, chu kì co nở càng lớn Người ta đã xây dựng được lí thuyết mô tả sự co nở này, nhưng chưa hiểu rõ được nguyên nhân của nó

Người ta chia sao biến quang co giãn ra làm 2 kiểu: Sao biến quang tuần hoàn, như sao biến quangCepheid và sao RR Lyrae có độ sáng thay đổi một cách đều đặn trong một chu

kì xác định, và sao biến quang bán tuần hoàn, có độ sáng biến thiên không đều trong một chu

kì không xác định

Sao biến quang kiểu Cepheid có chu kì chính xác, tỉ lệ thuận với độ trưng, dùng để xác định khoảng cách đến chúng khi biết chu kì biến quang, cũng như là xác định khoảng cách đến các thiên hà gần (Ví dụ: Năm 2004, bằng phương pháp đo các sao biến quang Cepheid, người ta xác định được khoảng cách tới thiên hà Andromeda là 2,51 ± 0,13 triệu n.a.s) Sao biến quang δ Cephei trong chòm Cepheus có chu kỳ chính xác là 5,37 ngày

Các sao kiểu RR Lyrae được đặt tên theo ngôi sao đầu tiên được tìm thấy trong chòm Lyra, có chu kỳ ngắn, từ 88 phút đến dưới một ngày Đây là các ngôi sao già, được tìm thấy trong các quần sao cầu Chúng như một vật chỉ thị, cho chúng ta biết được khích thước của Ngân hà

Các sao biến quang loại Mira, đặt tên theo sao Mira Ceti, có chu kì dài ngày Hầu hết chúng là những sao lạnh nhưng sáng, với độ sáng gấp 3.000 lần Mặt trời Các sao kiểu Mira

có biên độ sáng dao động ít nhất là 10 lần, và đôi khi là 1.00 lần Chu kỳ của chúng từ 100 đến 500 ngày

5

Hình 2.3 Ngôi sao nằm ở vị trí mũi tên bên phải ghi α là Betelgeuse trong Chòm sao

Lạp Hộ

Hầu hết các sao khổng lồ lạnh và siêu khổng lồ được xếp vào loại sao biến quang bán tuần hoàn hoặc không tuần hoàn Độ sáng của chúng biến đổi không xác định, cũng không tuần hoàn Sao Betelgeuse, một sao đỏ siêu khổng lồ đánh dấu vai trái của thợ săn trong chòm Lạp hộ (Orion) là một sao biến quang không tuần hoàn với dao động ngẫu nhiên của độ sáng, chu kì khoảng 6 năm Tuy nhiên, sự thay đổi độ sáng này là rất nhỏ và hiếm khi thấy bằng mắt thường

2.2.3 Sao biến quang đột biến- Sao mới và sao siêu mới (Novae – Supernovae)

Hiện nay người ta rất quan tâm tới sao biến quang đột ngột hay gọi là sao biến quang kiểu bùng nổ (eruption) Nhóm này bao gồm sao mới (Novae) và sao siêu mới

(Super Novae) với đặc trưng cơ bản là độ sáng của nó tăng 1 cách đột ngột từ hàng chục đến hàng trăm nghìn lần chỉ trong vài giờ sau đó từ từ trở về độ sáng ban đầu

2.2.3.1 Sao mới

Sao mới là các sao đã già Khi một sao trong hệ sao đôi trở thành sao lùn trắng còn sao kia vẫn ở giai đoạn bình thường thì sao lùn trắng có thể hút vật chất của sao thường Vật chất của sao thường phần lớn là Hidro chưa bị đốt Khi bề mặt sao lùn trắng tích lũy được lượng hidro ở mức 1 phần vạn khối lượng Mặt Trời, xảy ra phản ứng tổng hợp hidro thành Heli, làm cho sao lùn trắng sáng bùng lên một cách đột ngột gọi là bộc phát sao mới

Còn có một định nghĩa khác về sao mới là sao có độ sáng đột ngột tăng lên hàng chục ngàn, trăm ngàn lần trong vài giờ hoặc vài ngày rồi từ từ giảm độ sáng trong vài tuần, vài tháng hoặc vài năm Người ta tưởng là một ngôi sao mới xuất hiện trên bầu trời nên đặt tên như vậy (tiếng Latin, nova stella có nghĩa là “ngôi sao mới”) Người ta cho rằng hiện tượng sao mới xảy ra trong các hệ sao đôi gần nhau, trong đó vật chất từ sao lớn hơn chảy sang sao lùn trắng để rồi các lớp ngoài của sao lùn trắng nổ tung, vụ nổ tạo ra quả cầu khí giãn nở bao quanh sao, được gọi là tinh vân hành tinh

Thành phần trung bình của sao gồm: 70% Hiđrô, 28% Hêli, 1,5% Cacbon, Nitơ, Ôxi

và Nêon, 0,5% nhóm sắt và các kim loại nặng, hoặc 89% Hiđrô, 10% Hêli và 1% các nguyên

tố khác (tuỳ từng loại sao)

Có khoảng 5.000 vì sao có thể nhìn thấy bằng mắt thường trên bầu trời đêm Tuỳ từng nơi và điều kiện quan sát mà số lượng sao nhìn thấy bằng mắt thường có thế nhiều hơn hoặc

ít đi

Hình 2.4 Một ngôi sao trong chòm Thiên Nga (Cygnus) đột ngột bùng sáng vào năm 1992

trong một vụ nổ sao mới Trong hình này, chụp năm 1993, phần khí giãn nở được nhìn thấy

như một vòng sáng bao quanh ngôi sao

Sự bộc phát sao siêu mới diễn ra mãnh liệt hơn sao mới rất nhiều Nó để lại tàn dư trong vũ trụ cùng với nhiều bức xạ Synchrotron mà ta còn có thể quan sát được hàng ngàn năm sau

*Tinh vân Con cua (Crab Nebula) là một bằng chứng của vụ nổ sao siêu mới

-Nó có lẽ là tinh vân nổi tiếng nhất, mang số hiệu M1 trong tổng danh mục của Messier, nằm trong chòm sao Kim Ngưu (Taurus), cách Trái đất 6.300 n.a.s Là tàn dư của một vụ nổ sao siêu mới vào năm 1054 sau Công nguyên

-Tinh vân Con cua chứa khí của một ngôi sao chết, trải rộng ra không gian, có hình dạng như một con cua với bề rộng khoảng 10 n.a.s Các nhà thiên văn học đã đo được vận tốc giãn nở của tinh vân vào khoảng 1.800 km.s Tinh vân con cua xuất hiện như một bằng chứng

dễ nhận thấy trên bầu trời đêm với cấp sao biểu kiến là 8,2 Nó có thể được nhìn thấy qua một kính viễn vọng nhỏ trong một đêm tối trời, chiếm bề rộng một cung 4-6 phút góc trên thiên cầu

-Năm 1948, tinh vân Con cua được thấy như là một nguồn phát xạ vô tuyến mạnh mẽ Năm 1966, một nguồn phát xạ tia X mang năng lượng cao hơn bức xạ khả kiến 100 lần được

7

phát hiện ở tinh vân Con cua Vào năm 1968, các nhà thiên văn học tìm thấy một nguồn phát xung vô tuyến, được biết đến như một pulsar ở trung tâm của nó Pulsar này được biết đến như một sao neutron cực kì nặng với đường kính khoảng 30km, quay 30 lần trong một giây

và nhịp nhàng phát xạ các luồng sáng mạnh Các kính thiên văn hiện đại phát hiện ra 2 kiểu phát xạ vô tuyến từ tinh vân Con cua- một luồng sáng hơi đỏ do các khí trong chính tinh vân khuyếch tán, và một luồng bức xạ hơi xanh của bức xạ synchrotron, phát ra bới electron bị bẫy trong từ trường mạnh

Ngôi sao siêu mới tạo ra tinh vân Con cua lần đầu tiên được ghi nhận bởi các nhà chiêm tinh học người Trung quốc như một đốm sáng rực rỡ vào sáng ngày 04/07/1054 gian 3 tuần lễ Sao siêu mới cũng xuất hiện trên những bức vẽ trên đá của bộ tộc Anasazi-thổ dân da

đỏ (từ khoảng 1000 năm trước) ở vùng Chaco Canyon, nay là New Mexico và Arizona Vì lý

do khoảng cách giữa tinh vân và Trái đất, sao siêu mới thực chất đã nổ từ 6.300 năm trước khi nó được nhìn thấy bởi con người

Hình 2.5 Tinh vân con cua

*Vụ nổ sao siêu mới SN1987A ở Đám mây Magellan Lớn cũng là một bằng chứng về

vụ nổ sao siêu mới và được nghiên cứu bởi các thiết bị quan sát hiện đại

Hình 2.6 Đám mây Megellan

Sao siêu mới có 2 loại I và II với các đặc tính khác nhau Ta sẽ hiểu rõ vai trò sao siêu mới trong sự tiến hóa của các sao, đặc biệt hiểu được cơ chế tạo thành các nguyên tố nặng và

cả sự tạo thành một loại sao đặc biệt: sao Nơtron

Các loại sao siêu mới:

Loại I Loại II Nguồn Lùn trắng trong sao đôi Sao nặng, trẻ

Quang phổ Không có vạch hidro Có vạch hidro

Độ sáng Sáng hơn loại II 1,5

cấp

Địa điểm Trong tất cả các loại thiênhà Chỉ trong thiên hà xoắnốc Tốc độ nổ 10000 km/s 5000 km/s

Bức xạ vô tuyến Không có Có

3 NGHIÊN CỨU VỀ SAO BIẾN QUANG VÀ Ý NGHĨA

Y C Joshi1⋆, Ancy A John1,2, J Maurya1, 3, A Panchal1, 4, Brijesh Kumar1,

Santosh Joshi1, (Preprint September 16, 2020) “Variable stars in the field of

intermediate-age open cluster NGC 559” Ý nghĩa: phân tích tính tuần hoàn của sao biến quang và tìm ra

được 70 loại ngôi sao biến quang

9

Tác phẩm này trình bày khảo sát biến đổi trắc quang dài hạn đầu tiên của cụm mở đầu tiên NGC 559 Các quan sát trắc quang theo chuỗi thời gian cụm Nhóm nghiên cứu điều tra

dữ liệu để phân tích tính tuần hoàn và tiết lộ 70 sao biến bao gồm 67 biến định kỳ trong trường mục tiêu, tất cả chúng đều được phát hiện mới Phân tích thành viên của các biến định

kỳ cho thấy 30 trong số chúng thuộc về cụm và 37 còn lại được xác định là biến trường Trong số 67 biến định kỳ, 48 là các biến ngắn (p <1 ngày) và 19 là các biến số thời gian dài (p> 1 ngày) Các ngôi sao thay đổi có tính tuần hoàn trong khoảng từ 3 giờ đến 41 ngày và độ sáng của chúng dao động từ V = 10,9 đến 19,3 mag Các biến định kỳ thuộc cụm sau đó được phân loại thành các loại biến đổi khác nhau trên cơ sở các tính chất quan sát như hình dạng của các đường cong ánh sáng, thời kỳ, biên độ, cũng như vị trí của chúng trong sơ đồ Hertzsprung-Russell (H-R) Kết quả là, họ đã xác định một loại Algol làm lu mờ nhị phân, một ngôi sao straggler màu xanh có thể, 3 ngôi sao loại B xung, 5 biến quay, 11 biến không xung, 2 biến FKCOM và 7 biến còn lại được đặc trưng là các biến linh tinh Nhóm nghiên cứu cũng xác định ba ngôi sao nhị phân Eclipsing (EBS) thuộc dân số ngôi sao Gói Phoebe

được sử dụng để phân tích đường cong ánh sáng của cả bốn EB để xác định các tham số của các hệ nhị phân như khối lượng, nhiệt độ và bán kính

Từ khóa: Galaxy - Cụm mở: Cá nhân: NGC 559 - Sao: Biến: Chung - Kỹ thuật: trắc

Ghaziasgar1 Maryam Torki1, Mahdieh Navabi1, Atefeh Javadi1, Elham Saremi1,

Jacco Th van Loon2 and Sepideh, (25 April, 2022) “From evolved Long-Period-Variable

stars to the evolution of M31” Ý nghĩa: dựa vào sao biến quang để ước tính SFH trong thiên

hà Andromeda (M31)

Một trong những cách để hiểu được nguồn gốc và sự tiến hóa của vũ trụ là biết các thiên hà đã hình thành và phát triển như thế nào Về vấn đề này, nghiên cứu về lịch sử hình thành sao (SFH) đóng một vai trò quan trọng trong sự hiểu biết chính xác về các thiên hà Trong bài báo này, nhóm nghiên cứu đã sử dụng các ngôi sao biến dài (LPV) để ước tính SFH trong thiên hà Andromeda (M31) Những ngôi sao mát mẻ này đạt đến độ sáng cực đại của nó trong giai đoạn cuối của sự tiến hóa của nó; Khối lượng sinh của nó có liên quan trực tiếp đến độ sáng của chúng Do đó, nhóm nghiên cứu xây dựng chức năng khối lượng và lịch

sử hình thành sao bằng các mô hình tiến hóa sao

Từ khóa sao: AGB và sau AGB - sao: hàm độ sáng, hàm khối lượng - thiên hà: tiến hóa - thiên hà: hình thành - thiên hà: cá thể: M31 - thiên hà: hàm lượng sao - thiên hà: cấu trúc

11

KẾT LUẬN

Như vậy các sao biến quang có sự biến quang hình học hay kết hợp với sự biến quang vật lý Chẳng hạn, nhiều sao lùn đỏ là sao biến quang vết và đồng thời cũng thuộc một trong những kiều sao phổ biến nhất của các sao biến quang vật lý là các sao bùng nổ Các vụ nổ của các sao này giống như vài dạng vụ nổ Mặt Trời, chỉ có điều mạnh hơn rất nhiều Đôi khi trong thời gian bùng nổ kéo dài chỉ vài phút, độ sáng của sao đột ngột tăng lên vài cấp sao (Hãy nhớ rằng sự khác biệt một cấp sao tương ứng với sự chênh lệch độ rọi khoảng 2,5 lần) Bạn thử hình dung xem điều gì sẽ xảy ra nếu các vụ nổ trên Mặt trời làm cho lượng ánh sáng rọi xuống Trái Đất tăng gấp 2 lần Các sao mà độ sáng thay đổi do hiện tượng vi thấu kính hóa hoặc do bị hành tinh nhỏ trong hệ Mặt Trời làm che khuất, tức là do các hiện tượng không liên quan đến các quá trình ở bản thân ngôi sao thì không gọi là biến quang

Qua bài tiểu luận chúng ta có thể hiểu được một số kiến thức về sao biến quang Tuy nhiên đây chỉ là một phần nhỏ, và còn rất nhiều kiến thức Thiên Văn khác mà chúng ta nên tìm hiểu.Với kiến thức còn hạn chế, nên không thể tránh khỏi những sai sót trong quá trình tìm hiểu, rất mong sự đóng góp ý kiến của thầy cô và các bạn để đề tài được hoàn thiện hơn