Ngôi sao là một quả cầu plasma sáng

Để thuận tiện, các nhà thiên văn đã nhóm các ngôi sao lại thành cácchòm saovà sử dụng chúng để theo dõi chuyển động của các hành tinhvà suy đoán vị trí của Mặt Trời.[5] Chuyển động của M

Ngôi sao là một quả cầu plasma sáng

MặtTrời, ngôi sao gầnTrái Đấtnhất, là nguồn năng lượng

cho sự sống trên hành tinh của chúng ta

Cácngôi sao (Nhìn từTrái Đất)

Ngôi sao là một quả cầuplasmasáng, khối lượng lớnđược giữ bởilực hấp dẫn Ngôi sao gầnTrái Đấtnhất

làMặt Trời, nó là nguồn của hầu hếtnăng lượngtrênTrái Đất Nhiều ngôi sao khác có thể nhìn thấy đượctrên bầu trời đêm, khi chúng không bị lu mờ đi dướiánh sáng của Mặt Trời Về mặt lịch sử, hầu hết các ngôisao sáng và nhìn thấy bằng mắt thường nằm trênthiêncầuđược nhóm lại cùng nhau thành cácchòm saovàcácmảng sao, và những ngôi sao sáng nhất đều đượcđặt những tên gọi riêng Cácdanh mục saomở rộng đãđược các nhà thiên văn lập nên, cung cấp các cách địnhdanh sao theo tiêu chuẩn hóa

Trong phần lớn thời gian hoạt động của nó, một saochiếu sáng được là do cácphản ứng tổng hợp hạt nhântại lõi của nó, giải phóng năng lượng truyền qua phầnbên trong sao và sau đóbức xạra không gian bên ngoài.Hầu hết mọi nguyên tố xuất hiện trong tự nhiên nặnghơnheliđều được tạo ra nhờ các ngôi sao, hoặc thôngqua quá trìnhtổng hợp hạt nhân saotrong suốt thờigian hoạt động của nó hoặc bởitổng hợp hạt nhân siêu

1

2 1 LỊCH SỬ QUAN SÁT

tân tinhkhi ngôi sao phát nổ Cácnhà thiên văn học

xác định đượckhối lượng, độ tuổi,thành phần hóa học

và nhiều tính chất khác của ngôi sao bằng cách quan

sátphổ,độ sángvà chuyển động của nó trong không

gian Khối lượng tổng cộng của ngôi sao là yếu tố chính

trong quá trìnhtiến hóa saovà sự tàn lụi của nó Nhiều

đặc trưng khác của một sao được xác định thông qua

lịch sử tiến hóa của nó, bao gồmđường kính, sự tự

quay, chuyển động vànhiệt độ Một biểu đồ liên hệ

giữa nhiệt độ với độ sáng của nhiều ngôi sao, gọi là

biểu đồ Hertzsprung-Russell(biểu đồ H-R), cho phép

xác định được tuổi và trạng thái tiến hóa của một ngôi

sao

Một sao bắt đầu từ một đám mây co sụp lại của các vật

chất với thành phần cơ bản làhiđrô, cùng vớihelivà

một ít cácnguyên tốnặng hơn Một khi nhân của sao đủ

đặc, một số hạt nhân hiđrô ngay lập tức biến đổi thành

heli thông qua quá trình tổng hợp hạt nhân.[1] Phần

còn lại của lớp bên trong ngôi sao mang năng lượng từ

lõi ra ngoài thông qua quá trình kết hợp giữabức xạ

vàđối lưu Áp suất bên trong ngôi sao ngăn không cho

ngôi sao tiếp tục bị co lại dưới ảnh hưởng của chính

lực hấp dẫn của nó Đến khi nhiên liệu hiđrô tại lõi bị

cạn kiệt, các ngôi sao với khối lượng ít nhất bằng 0,4

lần khối lượng của Mặt Trời[2] bắt đầu nở ra để trong

một số trường hợp trở thành mộtsao khổng lồ đỏtiếp

tục đốt cháy các nguyên tố nặng hơn tại lõi sao hoặc

tại các lớp vỏ bao quanh lõi Ngôi sao sau đó bước vào

giai đoạn suy biến, tái chế lại một tỷ lệ vật chất vào

môi trường không gian liên sao, nơi đây sẽ hình thành

lên một thế hệ sao mới với một tỷ lệ cao các nguyên tố

nặng.[3]

Hệsao đôivà nhiều sao chứa hai hoặc nhiều ngôi sao có

liên kết về lực hấp dẫn với nhau, và nói chung chúng

di chuyển quanh nhau theo những quỹ đạoổn định

Khi hai ngôi sao có quỹ đạo tương đối gần nhau, tương

tác hấp dẫn giữa chúng có thể có một ảnh hưởng quan

trọng lên quá trình tiến hóa của các ngôi sao.[4]Các sao

có thể tập hợp lại thành một cấu trúc liên kết hấp dẫn

lớn hơn, như mộtquần tinhhay mộtthiên hà

Về mặt lịch sử, các ngôi sao đã trở thành quan trọng

đối với cácnền văn minhtrên toàn thế giới Chúng trở

thành một phần của tín ngưỡngtôn giáovà đóng vai

trò quan trọng trong việc định vị và định hướng Nhiều

nhà thiên văn cổ đại tin rằng các sao nằm cố định trên

mộtthiên cầu, và chúng bất biến Để thuận tiện, các

nhà thiên văn đã nhóm các ngôi sao lại thành cácchòm

saovà sử dụng chúng để theo dõi chuyển động của các

hành tinhvà suy đoán vị trí của Mặt Trời.[5] Chuyển

động của Mặt Trời so với các ngôi sao (và đường chân

trời) đã được sử dụng để làm radương lịch, và được

Con người đã từng nhóm các vì sao tạo ra các hình ảnh từ thời

cổ đại [5]

Bức họa chòm sao Sư tử năm 1690 của Johannes Hevelius [6]

dùng để áp dụng điều tiết trongnông nghiệp.[7] LịchGregoryhiện tại là lịch được sử dụng nhiều nơi trênthế giới, làdương lịchdựa trên góc của trục quay TráiĐất liên hệ tương đối với Mặt Trời

Bản đồ saochính xác cổ nhất cho đến ngày nay xuấthiện từ thời Ai Cập cổ đại năm 1534 trước Côngnguyên.[8]Danh lục sao được biết đến sớm nhấtđã đượcbiên soạn bởi các nhà thiên văn học Babylon ởLưỡng

Hàvào cuối thiên niên kỷ hai trước Công nguyên, trongthời đại Kassite (khoảng 1531-1155 TCN).[9] Danh lụcsao đầu tiên của thiên văn học Hy Lạp đã được lập rabởiAristillusvào xấp xỉ năm 300 TCN, với sự giúp đỡcủaTimocharis.[10]Danh lục sao củaHipparchus(thế

kỷ hai trước Công nguyên) bao gồm 1.020 ngôi sao và

đã đượcPtolemyđưa vào trong danh lục của ông.[11]Hipparchus là người đầu tiên phát hiện ra một sao mới

novađược ghi lại trong lịch sử.[12]Rất nhiều tên gọi cácchòm sao và ngôi sao sử dụng ngày nay được bắt nguồn

từ thiên văn của người Hy Lạp

1.2 Thời kỳ Trung cổ

Mặc dù xuất hiện như thể bất biến trên bầu trời, cácnhà thiên văn Trung Hoa cổ đại đã khẳng định là nhữngngôi sao mới có thể xuất hiện.[13]Năm 185, lần đầu tiên

họ đã quan sát và ghi lại một vụ nổsiêu tân tinh, bâygiờ gọi làSN 185.[14]Sự kiện ngôi sao bừng sáng nhấttừng được ghi lại trong lịch sử là vụ nổ siêu tân tinh

SN 1006, đã được quan sát vào năm 1006 và được ghichép bởi nhà thiên vănAi CậpAli ibn Ridwan và mộtvài nhà thiên văn Trung Hoa khác.[15]Siêu tân tinhSN

1054(iên an khách tinh), tạo ratinh vân Con Cua,cũng đã được quan sát bởi các nhà thiên văn Trung Hoa

và Hồi giáo.[16][17][18]

Các nhà thiên văn Hồi giáo thời Trung cổ đã đặt tên gọi

Ả rập cho rất nhiều ngôi sao mà vẫn còn được sử dụngcho đến ngày nay, họ cũng đã phát minh ra nhiều loạidụng cụ thiên văn học dùng để tính toán vị trí của các

1.3 Thiên văn sao từ thế kỷ thứ 17 đến nay 3

Một bản đồ sao của Tô Tụng ( hay , Su Song) đời Tống

ngôi sao Họ đã xây dựng các viện nghiên cứu quan sát

lớn đầu tiên, với mục đích chính là để lập các danh lục

sao Zij.[19] Một trong số chúng, cuốn Sách của những

ngôi sao cố định (năm 964) do nhà thiên văn họcBa Tư

Abd al-Rahman al-Sufi viết, ông là người đã quan sát rất

nhiều ngôi sao,quần tinh(bao gồmOmicron Velorum

vàquần tinh Brocchi) và cácthiên hà(gồmthiên hà

Andromeda).[20]Vào thế kỷ thứ 11, nhà bác học người

Ba Tư Abu Rayhan Biruni đã miêu tảNgân Hànhư là

tập hợp vô số các mảnh với tính chất của các sao mờ,

và tính ravĩ độcủa nhiều sao trong quá trìnhnguyệt

thựcnăm 1019.[21]

Nhà thiên văn Ibn Bajjah người ở Al-Andalus đề xuất

là Ngân Hà là tập hợp của nhiều sao mà gần như chạm

vào nhau và hiện lên là một hình ảnh liên tục do hiệu

ứng củakhúc xạtừ các vật liệu trong không khí, với

trích dẫn quan sát của ông về sựgiao hộicủaSao Mộc

vàSao Hỏanăm 500AH(tức 1106/1107 AD) như là một

chứng cứ.[22]

Các nhà thiên văn học Châu Âuthời Trung Cổ như

Tycho Braheđã nhận ra các sao mới trong bầu trời

đêm (sau đó gọi là novae), gợi ra rằng bầu trời (thiên

đường) không hề bất biến như trước đây Vào năm 1584,

Giordano Brunođề xuất rằng các ngôi sao thực sự là

những mặt trời khác, và có thể có cáchành tinh ngoài

Hệ Mặt Trời, thậm chí giống với Trái Đất, quay quanh

chúng,[23]một ý tưởng đã từng được đề cập đến bởi các

nhà triết họcHy Lạp Democritusvà Epicurus,[24] và

bởi các nhà vũ trụ học Hồi giáo Trung cổ[25]nhưFakhr

al-Din al-Razi.[26] Các thế kỷ tiếp sau, ý tưởng về các

ngôi sao như các mặt trời ở xa đã nhận được sự nhất trí

giữa các nhà thiên văn Để giải thích tại sao các ngôi

sao không tác động hấp dẫn đáng kể lênhệ Mặt Trời,

Isaac Newtoncho rằng các ngôi sao được phân bố đều

theo mọi hướng, dựa trên một ý tưởng do nhà thần học

Richard Bentleyđưa ra.[27]

1.3 Thiên văn sao từ thế kỷ thứ 17 đến nay

Nhà thiên văn người ÝGeminiano Montanariđã ghi lạicác quan sát về sự thay đổi độ sáng của saoAlgolnăm

1667.Edmond Halleyđã công bố những đo đạc đầu tiên

vềchuyển động riêngcủa cặp các sao “cố định” gần,cho thấy chúng đã thay đổi vị trí theo thời gian từ thờicủa các nhà thiên văn Hy LạpPtolemyvàHipparchus

Đo đạc trực tiếp đầu tiên về khoảng cách đến một ngôisao (61 Cygnivới khoảng cách 11,4năm ánh sáng) đãđược thực hiện bởiFriedrich Besselnăm 1838 sử dụng

kĩ thuậtthị sai Các đo đạc thị sai cho thấy sự tách biệtlớn giữa các sao trên bầu trời.[23]

William Herschel

William Herschellà nhà thiên văn học đầu tiên đã cốgắng xác định sự phân bố các ngôi sao trên bầu trời.Trong thập niên 1780, ông đã thực hiện hàng loạt các

đo đạc với 600 hướng khác nhau, và đếm số sao quan sátđược dọc theo hướng nhìn mỗi lần Từ đây ông rút rakết luận là số lượng các sao tăng ổn định về một hướngtrên bầu trời, theo hướng vềlõi Ngân Hà Con trai ôngJohn Herschelđã lặp lại nghiên cứu này ở bán cầu nam

và tìm thấy điều tương tự về số lượng sao tăng ổn địnhtheo cùng một hướng.[28]êm vào các thành tựu kháccủa ông, William Herschel cũng chú ý tới khám phá củaông là một số ngôi sao không chỉ nằm dọc theo cùngmột phương nhìn, nhưng cũng là các sao đồng hành tạonên những hệsao đôi

Khoa học vềquang phổ saođã được đi tiên phong bởiJoseph von FraunhofervàAngelo Secchi Bằng cách sosánh phổ của các sao như saoSiriusvới Mặt Trời, họtìm ra những sự khác nhau trong cường độ và số cácvạch hấp thụ—các đường tối màu trong phổ của sao là

do sự hấp thụ của bầu khí quyển Trái Đất đối với những

4 2 ĐỊNH DANH

tần số xác định Năm 1865 Secchi bắt đầu phân loại sao

dựa theokiểu phổcủa chúng.[29]Tuy nhiên, hình thức

phân loại sao hiện đại mới được Annie Jump Cannon

phát triển trong thập niên 1900

Việc quan sát các sao đôi bắt đầu tăng lên một cách

quan trọng trong thế kỷ 19 Năm 1834, Friedrich Bessel

đã quan sát sự thay đổi trong chuyển động riêng của

saoSirius, và ông suy luận ra sự tồn tại của một sao

đồng hành bị che giấu.Edward Pickeringđã lần đầu

tiên phát hiện ra quang phổ của hệ sao đôi năm 1899 khi

ông quan sát thấy sự tách có tính chu kỳ của các vạch

phổ của saoMizartheo chu kỳ 104 ngày Các quan sát

chi tiết của nhiều hệ thống sao đôi đã được thu thập lại

bởi các nhà thiên vănWilliam StruvevàS W Burnham,

cho phép xác định được khối lượng của sao từ tính toán

về cáctham số quỹ đạo Và lời giải cho bài toán xác định

quỹ đạo của các sao đôi từ các quan sát qua kính thiên

văn được Felix Savary tìm ra năm 1827.[30]

ế kỷ thứ 20 đã chứng kiến sự phát triển mạnh mẽ

của khoa học nghiên cứu sao Kĩ thuật chụp ảnh đã trở

thành một công cụ có giá trị cho thiên văn học.Karl

Schwarzschildđã khám phá ra màu của một sao, và từ

đó là nhiệt độ của sao, chúng có thể được xác định bằng

cách so sánh giữa độ sáng nhìn thấy và độ sáng của ảnh

chụp Sự phát triển củaquang kế quang điệnđã cho

phép đo đạc rất chính xác về độ lớn tại rất nhiều khoảng

bước sóngkhác nhau Năm 1921Albert A Michelson

lần đầu tiên đođường kínhsao nhờ mộtgiao thoa kế

trênkính thiên văn Hooker.[31]

Sự nghiên cứu quan trọng về cơ sở vật lý của ngôi

sao đã xuất hiện trong những thập kỷ đầu của thế kỷ

hai mươi Năm 1913,biểu đồ Hertzsprung-Russellđược

phát triển, thúc đẩy ngành thiên văn vật lý nghiên cứu

sao Nhiều mô hình thành công được xây dựng để giải

thích cấu trúc bên trong của sao và sự tiến hóa của

chúng Phổ của các sao cũng đã được giải thích thành

công nhờ sự phát triển củavật lý lượng tử Điều này

cũng cho phép xác định được thành phần hóa học của

khí quyển một ngôi sao.[32]

Ngoại trừ cácsiêu tân tinh, các ngôi sao đã được quan

sát một cách cơ bản, trước tiên trong các thiên hà

Nhóm Địa Phươngcủa chúng ta,[33]và đặc biệt là phần

nhìn thấy được củaNgân Hà(như được mô tả chi tiết

trong cácdanh lục saotrong thiên hà của chúng ta[34])

Nhưng cũng có một số sao được quan sát trong thiên hà

M100 củaĐám Virgo, cách Trái Đất 100 triệu năm ánh

sáng.[35]TrongSiêu đám Địa Phươngchúng ta có thể

nhìn thấy các quần tụ sao, và các kính thiên văn hiện tại

có thể quan sát các ngôi sao đơn lẻ mờ nhạt trongĐám

Địa Phương— phân giải được những ngôi sao xa đến

hàng trăm triệu năm ánh sáng[36](XemCepheid) Tuy

nhiên, bên ngoài các thiên hà củaSiêu đám Địa Phương,

chưa có một ngôi sao đơn lẻ hay mộtquần tinhđược

quan sát Chỉ ngoại trừ hình ảnh của một quần tinh lớn

chứa hàng trăm nghìn ngôi sao nằm cách chúng ta 1 tỷ

và chúng trở thành mười hai cung trongchiêm tinhhọc.[38] Nhiều ngôi sao sáng điển hình cũng được đặttên, đặc biệt là đặt theo ngôn ngữ Ả rập hoặc La tinh.Giống như mỗi chòm sao hayMặt Trời, các vì sao cũng

có tên mang tínhthần thoạidành cho chúng.[39] Đốivới người Hy Lạp cổ đại, một vài “vì sao” lại là nhữnghành tinh (tiếng Hy Lạp πλανήτης (planētēs), có nghĩa

là “kẻ lang thang”), đại diện cho nhiều vị thần tối cao,với tên gọi của các hành tinhSao ủy,Sao Kim,SaoHỏa,Sao MộcvàSao ổ.[39](Sao iên VươngvàSaoHải Vươngđược đặt tên của các vị thần của Hy Lạp và

La Mã cổ đại, nhưng do hai hành tinh này không đượcbiết từ thời cổ đại do chúng quá mờ, nên tên của chúng

đã được đặt bởi các nhà thiên văn sau này)

Vào khoảng những năm 1600, tên của các chòm saođược sử dụng để đặt tên cho các ngôi sao tương ứngnằm trong chòm sao đó Nhà thiên văn học người ĐứcJohann Bayerlập ra một loạt các bản đồ sao và áp dụngcác chữ Hy Lạp trong việcđịnh danhcác sao theo chòmsao của chúng Sau đó tên gọi theo hệ thống số dựa trênxích kinhcủa ngôi sao đã được phát minh ra và thêmvào danh lục sao củaJohn Flamsteedtrong cuốn sách

của ông “Historia coelestis Britannica” (ấn bản 1712), từ

đó hệ thống số này được gọi làĐịnh danh Flamsteed hay số Flamsteed.[40][41]

eoluật không gian, chỉ có duy nhất một tổ chức quốc

tế được công nhận là có quyền đặt tên cho các thiênthể đó làHiệp hội iên văn ốc tế (IAU).[42] Một

số công ty tư nhân sử dụng tên gọi các vì sao màưviện vương quốc Anhgọi là những công ty thương mạikhông hợp.[43][44] Tuy nhiên, IAU không hợp tác vớicác công ty trong lĩnh vực thương mại để công nhậntên gọi hay sử dụng những tên gọi này cho các mụcđích thương mại.[45]

Trongtiếng Việt, một sốhành tinhcũng được đặt tênvới chữ “Sao” ở đầu, nhưSao uỷ,Sao Kim,Sao Hoả,…Không giống với các sao, các hành tinh là các thiên thể

có khối lượng nhỏ hơn một phần nghìn lần khối lượngcác sao, chứa vật chất chủ yếu ởdạng rắn, lỏng,khí,bay quanh các sao dưới tác dụng hấp dẫn bởi các sao.Tuy nhiên việc dùng các chữ “Sao” viết hoa là chỉtênriêng, với ý nghĩa là vật thể trên trời, không dùng nhưdanh từ chungvới ý nghĩa phân loại

4.2 Dải chính 5

Hầu hết các tham số của một sao được biểu diễn theo

cácđơn vị SI để cho thuận tiện, ngoài ra cácđơn vị

CGIcũng được sử dụng (ví dụ biểu diễn độ sáng theo

ergtrên giây) Khối lượng, độ sáng vàbán kínhthường

được cho theo đơn vị của Mặt Trời, dựa trên đặc trưng

của Mặt Trời:

Đối với những độ dài lớn, như bán kính của sao khổng

lồ hoặcbán trục lớncủa hệ sao đôi, thường được biểu

diễn theođơn vị thiên văn(AU)—xấp xỉ khoảng cách

trung bình giữa Trái Đất và Mặt Trời (150 triệu km hay

93 triệu dặm)

Star-forming nebula

Tiến hóa của các sao khối lượng thấp (chu trình bên trái) và

khối lượng lớn (chu trình bên phải), với ví dụ được in nghiêng.

Các vì sao được hình thành trong những vùng mở rộng

với mật độ cao hơn trongmôi trường liên sao, mặc dù

thế mật độ vẫn thấp hơn bên trong một buồng chân

không ở trên Trái Đất Những vùng này được gọi là các

đám mây phân tử, chúng chứa chủ yếu hiđrô và khoảng

23 – 28% heli cùng một ít phần trăm các nguyên tố nặng

hơn Một ví dụ của vùng đang hình thành sao làTinh

vân Lạp Hộ.[48]

Một sao khối lượng lớn thường hình thành trong các

đám mây phân tử, chúng là nguồn chiếu sáng những

vùng này Chúng cũng làmion hóahiđrô, tạo ra những

vùng H II

Sự hình thành một ngôi sao bắt đầu với sự bất ổn định

hấp dẫn bên trong một đám mây phân tử, thường là từ

sự kích hoạt của sóng xung kích từ các vụ nổsiêu tântinh(những vụ nổ của sao khối lượng lớn) hoặc do vachạm giữa haithiên hà(trongthiên hà bùng nổ sao).Khi một vùng đạt tới mật độ vật chất thỏa mãn gióihạn cho sựbất ổn định Jeans, nó bắt đầu co lại dưới lựchấp dẫn của chính nó.[49]

Minh họa quá trình hình thành sao trong đám mây phân tử mật

độ cao Ảnh của NASA

Khi đám mây co lại, những tập hợp đơn lẻ của khí vàbụi đậm đặc tạo nên cái mà chúng ta gọi làkhối cầuBok Khối cầu tiếp tục suy sụp (co lại), mật độ tăng lên,năng lượng hấp dẫn chuyển thành nhiệt năng và làmcho nhiệt độ tăng lên Khi đám mây tiền sao đã đạt tớixấp xỉ điều kiện ổn định củacân bằng thủy tĩnh, mộttiền saohình thành tại lõi của đám mây.[50]Nhữngsaotiền dải chínhnày thường bị bao bọc xung quanh bởimộtđĩa tiền hành tinh Chu kỳ co sụp hấp dẫn này diễn

ra trong khoảng 10 đến 15 triệu năm

Những sao sơ sinh với khối lượng nhỏ hơn 2 lần khốilượng Mặt Trời được gọi là các saoT Tauri, trong khicác sao có khối lượng lớn hơn gọi làsao Herbig Ae/Be.Những sao mới sinh ra phát ra các tia khí dọc theo trục

tự quay của nó, làm giảmmô men góccủa sao đangsuy sụp và tạo ra những phần mờ đục trong vùng đámmây gọi là cácthiên thể Herbig-Haro.[51][52]Những tianày, kết hợp cùng với bức xạ từ các sao khối lượng lớn

ở gần, có thể giúp thổi bay đám mây bao quanh ngôisao đã hình thành.[53]

6 4 SỰ HÌNH THÀNH VÀ TIẾN HÓA

ước tính nó đã tăng độ sáng lên khoảng 40% từ khi nó

đạt đến dải chính cách đây 4,6 tỷ năm trước.[55]

Mỗi sao phát ragió saochứa các hạt gây nên các dòng

khí liên tục thổi vào không gian Đối với hầu hết các

sao, khối lượng bị mất đi do gió sao là không đáng

kể Mặt Trời mất khoảng 10−14 khối lượng Mặt Trời

hàng năm,[56] hay khoảng 0,01% tổng khối lượng của

nó trong toàn bộ thời gian sống của nó Tuy thế, những

sao khối lượng lớn có thể mất từ 10−7đến 10−5 khối

lượng Mặt Trời mỗi năm, làm ảnh hưởng quan trọng

tới sự tiến hóa của những sao này.[57] Những sao mà

khối lượng ban đầu lớn hơn 50 lần khối lượng Mặt Trời

có thể mất trên một nửa tổng khối lượng trong khi nó

vẫn đang ở trạng thái trên dải chính.[58]

Hạ Khổng Lộ Mặt Trời Dải Chính

Lùn Trắng

III II Ib Ia

VI

VII

+10 +5 0 -5 -10 Biểu Đồ Hertzsprung-Russell

Hạ Lùn

Lùn Đỏ

Một ví dụ của biểu đồ Hertzsprung-Russell cho một lớp các sao

bao gồm Mặt Trời (ở tâm) (Xem " Phân loại " ở bên dưới.)

Khoảng thời gian một sao ở trong giai đoạn của dải

chính phụ thuộc chủ yếu vào lượng nhiên liệu nó đã sử

dụng và tốc độ đốt cháy nhiên liệu đó, và khối lượng và

độ sáng ban đầu của ngôi sao Đối với Mặt Trời, người ta

ước tính là vào khoảng 1010năm Các ngôi sao lớn tiêu

dùng nhiên liệu của chúng rất nhanh và có thời gian

sống ngắn Trái lại, các sao nhỏ (gọi làsao lùn đỏ) tiêu

dùng năng lượng rất chậm và thời gian sống của chúng

từ hàng chục tỷ đến hàng trăm tỷ năm Đến cuối đời,

chúng chỉ đơn giản mờ hơn đi mà thôi.[2] Tuy nhiên,

do thời gian sống của các sao như vậy vượt quá độ tuổi

hiện tại của vũ trụ (13,7 tỷ năm), cho nên chưa thể có

một sao lùn đỏ nào đạt đến trạng thái như thế

Bên cạnh khối lượng, tỉ lệ các nguyên tố nặng hơn heli

có thể đóng vai trò quan trọng trong quá trình tiến hóa

sao Trong thiên văn học mọi nguyên tố nặng hơn heli

được xem là “kim loại”, vànồng độhóa học các nguyên

tố này được gọi là tỉ lệ kim loại (metallicity) Tỉ lệ kimloại có thể ảnh hưởng đến thời gian ngôi sao đốt cháynhiên liệu, điều khiển sự hình thành của từ trường[59]

và làm thay đổi cường độ của gió sao.[60] Các sao già,hay những sao lớp II (population II) có tỉ lệ kim loại(metallicity) ít hơn rõ rệt so với các sao trẻ, sao lớp I(population I), do chúng hình thành từ các đám mâyphân tử (eo thời gian những đám mây này được làmgiàu lên bởi các nguyên tố nặng hơn khi những ngôisao già chết đi và để lại tỉ lệ kim loại trongkhí quyểncủa chúng

4.3 Sau dải chính

Khi một sao với khối lượng ít nhất 0,4 lần khối lượngMặt Trời[2]cạn kiệt nhiên liệu hiđrô tại lõi của nó, lớpngoài cùng của nó mở rộng ra rất lớn và lạnh đi, khiếnsao đó trở thành một sao khổng lồ đỏ Ví dụ, trongkhoảng 5 tỉ năm nữa, Mặt Trời của chúng ta sẽ trở thànhmột sao khổng lồ đỏ, nó sẽ nở rộng với bán kính cựcđại vào khoảng 1AU, hay 250 lần bán kính hiện tại Khitrở thành sao khổng lồ, Mặt Trời sẽ mất khoảng 30%khối lượng hiện tại.[55][61]

Trong một sao khổng lồ đỏ với khối lượng lớn hơn 2,25lần khối lượng Mặt Trời, sự đốt cháy hiđrô diễn ra tạimột lớp bao quanh lõi.[62] ậm chí lõi bị nén lại đủmạnh để có thể đốt cháy được heli, và bán kính ngôisao bây giờ nhanh chóng co lại và nhiệt độ bề mặt ngôisao tăng lên Đối với những ngôi sao lớn hơn, vùng lõicủa chúng chuyển dịch trực tiếp từ phản ứng đốt cháyhiđrô sang phản ứng đốt cháy heli.[63]

Sau khi ngôi sao đã sử dụng hết nhiên liệu heli ở lõi,phản ứng nhiệt hạt nhân tiếp tục diễn ra trong lớp vỏbao quanh một lõi nóng chứacacbonvàoxy Ngôi sao

từ đó đi theo con đường tiến hóa song song với pha banđầu của sao khổng lồ đỏ, nhưng với nhiệt độ bề mặt caohơn

4.3.1 Sao khối lượng lớn

Trong giai đoạn (pha) đốt cháy heli của chúng, nhữngngôi sao với khối lượng lớn hơn 9 lần khối lượng MặtTrời nở rộng thành cácsao siêu khổng lồ đỏ Khi nhiênliệu trong chúng bị cạn kiệt tại lõi, chúng có thể tiếptục thực hiện các phản ứng nhiệt hạt nhân để đốt cháycác nguyên tố nặng hơn heli Lõi co lại cho đến khinhiệt độ và áp suất đạt đến đủ để thực hiện phản ứngđốt cháy cacbon (xemquá trình đốt cháy cacbon) átrình này tiếp tục với các giai đoạn tiếp theo là đốt cháyneon(xemquá trình đốt cháy neon),oxy(xemquá trìnhđốt cháy oxy), vàsilic(xem quá trình đốt cháy silic).Gần cuối đời của sao, phản ứng tổng hợp có thể diễn ra

trong các lớp (giống như lớp củ hành) bên trong ngôi

sao Mỗi lớp tổng hợp các nguyên tố khác nhau, với lớp

ngoài cùng tổng hợp hiđrô; lớp tiếp theo tổng hợp heli,

và tiếp tục như vậy.[64]

Giai đoạn cuối cùng của chuỗi phản ứng tổng hợp các

nguyên tố của ngôi sao khi nó bắt đầu thực hiện phản

ứng tổng hợp để tạo rasắt Do các hạt nhân sắt cónăng

lượng liên kếtlớn hơn bất kì của một hạt nhân nặng nào

khác, và nếu chúng được tổng hợp chúng sẽ không giải

phóng năng lượng ra nữa – quá trình sẽ thu năng lượng

từ bên ngoài Như vậy, do chúng liên kết chặt hơn mọi

hạt nhân nhẹ, nên năng lượng không thể giải phóng

bằngphản ứng phân hạch hạt nhân.[62]Đối với những

ngôi sao khối lượng rất lớn và tương đối già, tại tâm của

ngôi sao sẽ tích tụ một lõi sắt lớn Các nguyên tố nặng

hơn trong những sao này có thể được tạo ra tại bề mặt,

khiến chúng tiến hóa thành cácsao Wolf-Rayetvới gió

sao đậm đặc thổi ra lớp khí quyển bên ngoài

4.3.2 Suy sụp

Một sao kích thước trung bình khi tiến hóa sẽ thổi bay

các lớp bên ngoài của nó để tạo thànhtinh vân hành

tinh Nếu tàn dư của sao sau khi lớp khí quyển ngoài

cùng bị thổi bay đi có khối lượng nhỏ hơn 1,4 lần khối

lượng Mặt Trời, nó co lại thành một thiên thể tương

đối nhỏ (có kích cỡ bằng khoảng Trái Đất) và không đủ

nặng để tiếp tục nén sâu hơn, thiên thể này gọi làsao

lùn trắng.[65]Vật chất thoái hóa electronsâu bên trong

sao lùn trắng không còn là plasma nữa, mặc dù ngôi

sao lúc này thường được coi là quả cầu plasma Các sao

lùn trắng sẽ đi đến suy tàn trở thành cácsao lùn đen

trong một thời gian rất dài

Tinh vân Con Cua , tàn dư của một siêu tân tinh đã được quan

sát lần đầu vào khoảng năm 1050.

Trong những ngôi sao lớn hơn, phản ứng tổng hợp tiếp

tục diễn ra cho đến khi lõi sắt trở lên lớn hơn (khối

lượng lớn hơn 1,4 khối lượng Mặt Trời) và không thể

tự chống đỡ được chính khối lượng của nó Lúc này lõi

sẽ ngay lập tức suy sụp khi cácelectronkết hợp vớiprotonđể tạo thành vụ bùng nổ với cácneutroncùngcác hạtneutrino(hay là phản ứngphân rã betangượchoặcsự bắt electron).Sóng xung kíchtạo bởi sự suysụp bất thình lình này làm cho phần còn lại của ngôisao (những lớp bên ngoài lõi sắt) nổ tung thành một

sự kiệnsiêu tân tinh Một siêu tân tinh rất sáng mà chỉtrong một thời gian ngắn nó có thể sáng hơn toàn bộcác ngôi sao trong cùng thiên hà đó Khi chúng xuấthiện trongNgân Hà, trong lịch sử siêu tân tinh đã từngđược quan sát bằng mắt thường với tên gọi “sao mới”(người Trung Hoa gọi là sao khách) nơi chúng trướcđây chưa từng tồn tại.[66]

Phần lớn vật chất trong một ngôi sao bị thổi bay đitrong vụ nổ siêu tân tinh (hình thành lên tinh vân nhưtinh vân Con Cua[66]) và tàn dư còn lại của lõi là mộtsaoneutron(mà đôi khi được coi làsao xunghoặcbùng nổtia Xhoặc, trong một số trường hợp của những sao khốilượng cực lớn (lớn đủ để lại một tàn dư với khối lượnglớn hơn 4 lần khối lượng Mặt Trời), là mộtlỗ đen.[67]Trong một sao neutron, trạng thái vật chất được gọi làvật chất thoái hóa neutron, và nhiều người tin tưởngrằng có thể tồn tại thêm một dạng vật chất thoái hóangoại lai nữa, gọi làvật chất QCD, có khả năng có mặttại lõi Hiện nay vật chất tồn tại bên trong lỗ đen vẫnchưa được hiểu đến

Những lớp bên ngoài bị thổi bay đi của ngôi sao đangsuy tàn có chứa các nguyên tố nặng mà có thể đượctham gia vào quá trình hình thành những ngôi sao mới.Những nguyên tố nặng này cho phép hình thành lêncác hành tinh đá Vật chất bị thổi bay đi của siêu tântinh và gió sao của những ngôi sao lớn đóng một vaitrò quan trọng trong việc hình thành lên môi trườngliên sao.[66]

5 Phân bố

Một sao lùn trắng (Sirius B) quanh xung quanh sao Sirius A ảnh

của NASA

8 6 CÁC ĐẶC TÍNH

Cùng với các ngôi sao đơn lẻ, các hệ nhiều sao có

thể chứa hai hoặc nhiều sao có liên kết hấp dẫn với

nhau và chúng quay quanh nhau Những hệ nhiều ngôi

sao thường gặp đó là hệ sao đôi, ngoài ra những hệ

có nhiều ngôi sao hơn cũng đã được tìm thấy Vì lý

do ổn định của quỹ đạo, những hệ nhiều sao thường

được tổ chức thành tập hợp các sao đôi quanh quay lẫn

nhau.[68] Những nhóm lớn hơn gọi làquần tinhcũng

tổn tại Chúng tập hợp từ một vài sao (trong stellar

associations), đến hàng trăm nghìn ngôi sao trong các

quần tinh cầukhổng lồ

Từ lâu người ta đã giả sử rằng các ngôi lớn xuất hiện

trong các hệ nhiều ngôi sao Điều này đặc biệt đúng cho

các lớp sao loại nặng O và B, nơi 80% chúng hình thành

trong những hệ nhiều sao Tuy nhiên tỉ lệ lại giảm cho

những hệ nhiều sao nhỏ, chỉ có khoảng 25% sao lùn đỏ

được biết là có sao đồng hành cùng Với khoảng 85%

ngôi sao trong thiên hà của chúng ta là sao lùn đỏ, hầu

hết các ngôi sao trong Ngân Hà được sinh ra một cách

đơn lẻ.[69]

Các sao không trải đều ra trong vũ trụ, nhưng chúng

thường được nhóm lại thành các thiên hà cùng với

các khí và bụi liên sao Một thiên hà điển hình chứa

hàng trăm tỷ ngôi sao, và có hơn 100 tỷ (1011) thiên

hà trongvũ trụ quan sát được.[70]Nhiều nhà thiên văn

học tin rằng các sao chỉ tồn tại trong các thiên hà, thì

các ngôi sao ở môi trường liên thiên hà cũng đã được

phát hiện.[71]Các nhà thiên văn cũng ước tính có ít nhất

7×1022ngôi sao trong vũ trụ quan sát thấy.[72]

Ngôi sao gần nhất với Trái Đất, ngoài Mặt Trời, đó là

Cận Tinh(Proxima Centauri), cách xa 39,9 nghìn tỉ km,

hay 4,2 năm ánh sáng Ánh sáng từ Proxima Centauri

mất 4,2 năm mới tới được Trái Đất Khi du hành với

vận tốc củatàu con thoi(5 dặm trên một giây—khoảng

30.000 km trên một giờ), chúng ta phải mất tới 150.000

năm để đến được đó.[ct 1]Khoảng cách đến Cận Tinh là

điển hình bên trong mộtđĩa thiên hà, bao gồm cả vùng

của Hệ Mặt Trời.[73]Các sao có thể gần nhau hơn khi

chúng phân bố tại tâm của các thiên hà và trong các

quần tinh cầu, hoặc chúng phân bố cách xa nhau hơn

trong cáchào quang thiên hà

Do khoảng cách tương đối lớn giữa các ngôi sao bên

ngoài nhân thiên hà, nên sự va chạm giữa các ngôi sao

diễn ra rất hiếm Những vùng đậm đặc hơn như nhân

của các cụm sao cầu hay của thiên hà, sự va chạm có thể

diễn ra nhiều hơn.[74]Những va chạm này có thể tạo ra

những ngôi sao xanh lang thang Các sao không bình

thường này có nhiệt độ bề mặt cao hơn những ngôi sao

trong dải chính với cùng độ trưng trong cụm sao.[75]

Hầu hết mọi thứ về một sao được xác định bằng khối

lượng ban đầu của nó, bao gồm các đặc trưng cơ bản

như độ trưng và kích thước, cũng như sự tiến hóa của

Cụm sao cầu M 80 Các ngôi sao già, nghèo kim loại chiếm đa

số trong cụm sao này.

sao, thời gian sống và sự kết thúc của nó

6.1 Độ tuổi

Hầu hết ngôi sao có độ tuổi từ 1 tỷ năm đến 10 tỷ năm.Một số sao thậm chí có độ tuổi gần với 13,7 tỷ năm –bằng độ tuổi của vũ trụ quan sát thấy Ngôi sao có độtuổi già nhất đã từng được khám phá, HE 1523-0901,ước tính có tuổi 13,3 tỷ năm.[76][77]

Sao có khối lượng càng lớn, thì có thời gian sống càngngắn, bởi vì về cơ bản các sao càng nặng thì áp suấtcàng lớn hơn tại lõi của chúng, làm cho chúng tổnghợp hiđrô một cách nhanh hơn Những sao nặng nhấttồn tại với khoảng thời gian trung bình 1 triệu năm,trong khi các sao nhỏ nhất (sao lùn đỏ) đốt cháy nhiênliệu của chúng rất chậm và kết thúc sau hàng chục đếnhàng trăm tỷ năm.[78][79]

do sắt là một nguyên tố phổ biến và các vạch hấp thụcủa nó là tương đối dễ đo Bởi vì các đám mây phân

tử nơi các sao hình thành luôn được làm giàu bởi cácnguyên tố nặng hơn từ các vụ nổ siêu tân tinh, nên việcxác định các thành phần hoá học của một ngôi sao cóthể được sử dụng để suy ra độ tuổi của nó.[81]Tỉ lệ cácnguyên tố nặng hơn cũng là một dấu hiệu ngôi sao cókhả năng có một hệ hành tinh quay xung quanh.[82]

6.5 Từ trường 9

Ngôi sao có thành phần sắt thấp nhất từng đo được đó

là sao lùn HE1327-2326, chỉ bằng 1/200.000 thành phần

sắt của Mặt Trời.[83]Ngược lại, sao siêu giàu tỉ lệ sắtμ

Leonisvới sự có mặt của sắt bằng hai lần của Mặt Trời,

và sao có hành tinh quay quanh14 Herculiscó tỉ lệ sắt

gần bằng ba lần.[84]Cũng tồn tại những sao dị thường

về mặt hoá học cho thấy sự có mặt không bình thường

của các nguyên tố xuất hiện trong phổ của chúng; đặc

biệt làcromvà các nguyên tố đất hiếm.[85]

Sao có nhiều đường kính khác nhau Ở mỗi hình trong dãy

những vật thể ở bên phải là lớn nhất và đứng ngoài cùng bên

trái ở bên cạnh hình tiếp theo Trái Đất ở ngoài cùng bên phải

ở hình thứ 1 và Mặt Trời xếp thứ hai từ phải trong hình thứ 3.

Ngôi sao ngoài cùng bên phải trong hình 6 là UY Scuti , sao lớn

nhất được biết từ trước tới nay

Bởi vì các ngôi sao cách xa Trái Đất, ngoại trừ Mặt Trời

ra, chúng đều hiện lên giống như những chấm sáng lấp

lánh trên bầu trời đêm do hiệu ứng của bầu khí quyển

Trái Đất Mặt Trời là một ngôi sao gần nhất với Trái Đất

vì vậy nó hiện lên như đĩa tròn cung cấp ánh sáng ban

ngày cho hành tinh của chúng ta Ngoài Mặt Trời, ngôi

sao có kích thước biểu kiến lớn nhất là saoR Doradus,

vớiđường kính gócchỉ là 0,057 cung giây.[86]

Kích cỡ của hầu hết các ngôi sao theo đường kính góc

là quá nhỏ để có thể quan sát với các kính thiên văn

quang học hiện tại, vì vậy việc sử dụng các kính thiên

văn giao thoa kế là cần thiết để tạo ra ảnh của những

thiên thể này Một kĩ thuật khác để đo kích thước góc

của sao là nhờ sự che khuất Bằng cách đo chính xác sự

giảm độ sáng của sao khi nó bị Mặt Trăng che khuất

(hoặc sự tăng độ sáng khi nó tái xuất hiện lại), đường

kính góc của sao có thể tính toán ra được.[87]

Các sao có kích thước từ 20 đến 40 km theo đường kính

(sao neutron), đến sao khổng lồ nhưBetelgeusetrong

chòm sao Lạp Hộ, với đường kính xấp xỉ lớn hơn 650

lần của Mặt Trời; hay 0,9 tỉ km

Tua Rua , một quần tinh mở trong chòm sao Kim Ngưu Những ngôi sao này có chung chuyển động trong không gian [88] Ảnh

Chuyển động của một sao tương đối đối với Mặt Trời

có thể cung cấp thông tin hữu ích về nguồn gốc và độtuổi của nó, cũng như về cấu trúc và sự tiến hoá xungquanh thiên hà Các thành phần chuyển động của mộtngôi sao bao gồmvận tốc xuyên tâmhướng vào hoặc

ra xa Mặt Trời, và chuyển động góc ngang qua (gọi làchuyển động riêng

Vận tốc xuyên tâm được đo bằngdịch chuyển Dopplercủa các vạch phổ của ngôi sao, tính theo đơn vịkm/s.Chuyển động riêng của sao được xác định bằng cácphép đo chính xác của trắc lượng học (astrometry), tínhtheo đơn vị mili-giây cung (mas) trên một năm Bằngcách xác địnhthị saicủa ngôi sao, chuyển động riêngcủa nó có thể đổi về đơn vị của vận tốc Các sao cóchuyển động riêng với tốc độ cao thì khá gần so vớiMặt Trời, và là những ứng cử viên cho các phép đo thịsai.[89]

Một khi các tốc độ của chuyển động được biết,vận tốckhông giancủa ngôi sao tương đối so với Mặt Trời hoặc

so với thiên hà có thể tính ra được Đối với những ngôisao ở gần, người ta thấy rằng các sao loại I (populationI) nói chung có vận tốc thấp hơn các sao già hơn – saoloại II (population II) Những sao loại II có quỹ đạo elip

bị nghiêng so với mặt phẳng của thiên hà.[90] Việc sosánh động học của các sao ở gần cũng dẫn đến việc xácđịnh được các tập hợp sao (stellar association) Chúng

là những nhóm sao có điểm chung về nguồn gốc trongcác đám mây khí khổng lồ.[91]

6.5 Từ trường

Từ trường của một ngôi sao được tạo ra từ nhữngvùng bên trong sao nơi xảy ra những sựđối lưutuầnhoàn Chuyển động của các plasma đối lưu này có chứcnăng giống như một máy phát điện (dynamo), tạo ra từtrường mở rộng ra bên ngoài ngôi sao Cường độ của

từ trường thay đổi theo khối lượng và thành phần hoá

10 6 CÁC ĐẶC TÍNH

Bề mặt từ trường của sao SU Aur (một sao trẻ loại sao T Tauri ),

tạo dựng lại nhờ kĩ thuật tạo ảnh Zeeman-Doppler

học của sao, và sự hoạt động của từ trường bề mặt phụ

thuộc vào tốc độ quay của ngôi sao Sự hoạt động của từ

trường bề mặt tạo ra cácvết sao(starspot), những vùng

có từ trường mạnh và nhiệt độ bề mặt tại đấy thấp hơn

những vùng lân cận.Vòng nhật hoa(coronal loop) là

những cung từ trường vươn tới vành nhật hoa (corona)

từ những vùng hoạt động.Chớp lửa sao(stellar flare)

là những bùng nổ các hạt năng lượng cao được phát ra

cũng từ các vùng từ trường hoạt động này.[92]

Các sao trẻ, quay nhanh có xu hướng hoạt động bề mặt

ở mức cao do từ trường của chúng Tuy nhiên, từ trường

có thể tác động ảnh hưởng lên gió sao, với chức năng

giống như một cái phanh làm chậm dần tốc độ quay

của ngôi sao khi ngôi sao dần già đi Do vậy, những

sao già hơn như Mặt Trời có tốc độ tự quay chậm đi

rất nhiều và mức độ hoạt động bề mặt cũng thấp hơn

Các sao quay chậm có mức độ hoạt động giảm dần thay

đổi theo chu kỳ và có thể ngừng hoạt động trong nhiều

chu kỳ.[93] Ví dụ, trong suốt thời kỳ yên tĩnh của nó

(maunder minimum), Mặt Trời đi vào giai đoạn 70 năm

không có hoạt động của vết đen Mặt Trời (sunspot)

Một trong những ngôi sao có khối lượng lớn nhất được

biết làEta Carinae,[94]với khối lượng bằng khoảng từ

100 đến 150 lần khối lượng của Mặt Trời; vì thế nó có

thời gian sống rất ngắn, chỉ vài triệu năm tuổi Một

nghiên cứu gần đây về quần tinh cái Cung (Arches

cluster) gợi ra rằng khối lượng 150 lần khối lượng

Mặt Trời là giới hạn trên cho các ngôi sao trong kỷ

nguyên hiện tại của vũ trụ.[95]Lý do cho giới hạn trên

về khối lượng vẫn chưa được biết một cách chính xác,

Tinh vân phản xạ NGC 1999 được chiếu sáng bởi sao V380 Orionis (ở tâm), một sao biến quang với khối lượng khoảng 3,5 lần khối lượng Mặt Trời Phần màu đen trên hình là một lỗ trống khổng lồ trong không gian chứ không phải là một tinh vân tối như đã từng nghĩ trước đây.Ảnh của NASA

nhưng một phần là dođộ sáng Eddington(Eddingtonluminosity) mà cho phép lượng sáng lớn nhất có thểđược truyền qua khí quyển của một ngôi sao mà khônglàm thổi các khí vào không gian Tuy thế, một ngôi saotên làR136a1trong đám sao RMC 136a đã được đo vớikhối lượng là 265 lần khối lượng Mặt Trời, đã đặt ramột giói hạn trên về khối lượng của các ngôi sao.[96]Những ngôi sao đầu tiên hình thành sau Big Bang cóthể có khối lượng lớn hơn, trên 300 lần khối lượng củaMặt Trời hoặc hơn nữa,[97] do sự vắng mặt hoàn toàncủa các nguyên tố nặng hơnlithiumtrong thành phầncủa chúng Tuy thế, thế hệ các sao siêu khối lượng, saoloại III (population III), đã biến mất từ lâu và hiện tạichỉ là về lý thuyết

Với khối lượng chỉ bằng 93 lần khối lượng củaMộcTinh,AB Doradus C, một sao đồng hành của sao ABDoradus A, là ngôi sao nhỏ nhất được biết đến có xảy

ra phản ứng tổng hợp hạt nhân tại lõi.[98]Đối với cácsao có tính kim loại (metallicity) như Mặt Trời, theo lýthuyết hiện nay thì khối lượng nhỏ nhất đủ để một ngôisao thực hiện được phản ứng tổng hợp tại lõi được ướctính vào khoảng 75 lần khối lượng của Sao Mộc.[99][100]Tuy nhiên, khi thành phần kim loại (metallicity) rấtthấp, một nghiên cứu gần đây về các sao mờ nhất chothấy khối lượng sao tối thiểu là bằng 8,3%, hay khoảng

87 lần khối lượng Sao Mộc.[100][101] Các thiên thể nhỏhơn gọi là cácsao lùn nâu, hiện tại vẫn chưa có địnhnghĩa rõ ràng giữa chúng và cáchành tinh khí khổnglồ

Sự kết hợp giữa bán kính và khối lượng của sao chophép xác định được hấp dẫn tại bề mặt của ngôi sao.Các ngôi sao khổng lồ có hấp dẫn tại bề mặt thấp hơn

6.8 Nhiệt độ 11

nhiều so với các sao ở dải chính, và ngược lại đối với

các sao thoái hoá, sao đặc như các sao lùn trắng Hấp

dẫn tại bề mặt có thể ảnh hưởng đến quang phổ biểu

kiến của ngôi sao, với hấp dẫn bề mặt lớn hơn sẽ làm

cho cácvạch hấp thụtrở lên rộng ra.[32]

Hình dạng bầu dục của sao Achernar (α Eridani) do sự tự quay

quá nhanh của nó.

Tốc độ quay của các sao có thể tìm được xấp xỉ thông

qua đo đạc quang phổ, hoặc xác định chính xác hơn

bằng cách theo dõi sự quay của các vết sao (starspot)

Những ngôi sao trẻ có tốc độ quay rất nhanh, trên 100

km/s tại xích đạo Như sao loại BAchernarcó vận tốc

quay tại xích đạo vào khoảng 225 km/s hoặc lớn hơn,

khiến cho đường kính tại xích đạo của nó lơn hơn 50%

khoảng cách giữa hai cực Tốc độ quay này nhỏ hơn

giới hạn 300 km/s, khi quay đến gần vận tốc giới hạn

này ngôi sao sẽ bị phá vỡ ra.[102]Ngược lại, Mặt Trời chỉ

quay một vòng với chu kỳ 25 đến 35 ngày, với vận tốc

tại xích đạo bằng 1,994 km/s Từ trường của sao và gió

sao cũng làm chậm tốc độ quay của các sao ở dải chính

một lượng rõ rệt khi sao tiến hoá trên dải chính.[103]

Các sao thoái hoá (degenerate star) bị co lại thành thiên

thể đặc, khiến cho tốc độ quay của chúng tăng lên

Tuy nhiên tốc độ quay của chúng tương đối thấp so

với mong đợi khi chúng ta áp dụng định luật bảo toàn

momen góc; đó là tốc độ quay của thiên thể bù lại cho

sự co về kích thước bằng cách tăng tốc độ tự quay của

nó Có thể một phần lớn momen góc của ngôi sao bị

tiêu tan do gió sao làm mất một phần khối lượng của

nó.[104]Mặc dù vậy, tốc độ quay của mộtsao xungvẫn

rất nhanh Sao xung tại tâm củatinh vân Con Cuaquay

nhanh 30 vòng trong một giây.[105]Và tốc độ quay của

sao xung cũng chậm dần do sự phát ra các bức xạ

6.8 Nhiệt độ

Nhiệt độ tại bề mặt của một sao ở dải chính được xácđịnh bằng tốc độ sản sinh năng lượng tại lõi và bánkính của sao, và thông thường được ước lượng từchỉ

số màucủa sao.[106]ông thường nhiệt độ bề mặt củangôi sao được cho theonhiệt độ hiệu quả, là nhiệt độcủa một vật đenlý tưởng mà phát ra năng lượng tạicùng một độ trưng trên diện tích bề mặt của sao Chú

ý rằng nhiệt độ hiệu quả chỉ là một giá trị đại diện, vàthực tế ngôi sao có gradient nhiệt độ giảm theo sự tăngkhoảng cách từ lõi.[107]Nhiệt độ tại vùng lõi của sao làkhoảng vài triệukelvin.[108]

Từ nhiệt độ của sao sẽ xác định được tốc độ năng lượnghoá hoặc ion hoá của các nguyên tố khác nhau, thể hiệnkết quả trong đặc trưng của các vạch hấp thụ trongquang phổ Nhiệt độ bề mặt của sao, cùng với độ sángbiểu kiến tuyệt đối và các đặc trưng của vạch hấp thụtrong quang phổ, thường được sử dụng để phân loại sao(xem phân loại bên dưới).[32]

Các sao khối lượng lớn ở dải chính có nhiệt độ bề mặtlên tới 50.000 K Các sao nhỏ hơn như Mặt Trời có nhiệt

độ vài nghìn K Những sao khổng lồ đỏ có nhiệt độ bềmặt tương đối thấp vào khoảng 3.600 K, nhưng chúngcũng có độ trưng tương đối lớn do diện tích mặt ngoàilớn.[109]

7 Bức xạ

Năng lượng được sản xuất ra bởi sao, là sản phẩm củaphản ứng tổng hợp hạt nhân, bức xạ vào trong khônggian bằng cảbức xạ điện từvà bức xạ hạt Ngôi sao phát

ra bức xạ hạt cũng chính là gió Sao ổi vào khônggian[110](tồn tại như là một dòng các hạt tích điện ổnđịnh, nhưproton, hạt anpha, và hạt beta, thoát ra từcác lớp ngoài cùng của sao) và dòng ổn định các hạtneutrinothoát ra từ lõi sao

Sản phẩm năng lượng tại lõi cũng là nguyên nhân tạisao ngôi sao chiếu sáng: mỗi lần hai hoặc nhiều hơn hạtnhân nguyên tử của một nguyên tố tổng hợp với nhau

để tạo thành một hạt nhân của nguyên tố mới nặnghơn, cácphoton tia gammađược giải phóng từ phảnứng tổng hợp hạt nhân Năng lượng này được biến đổithành các dạngnăng lượng điện từkhác, bao gồm ánhsáng khả kiến, theo thời gian chúng truyền đến các lớpbên ngoài của sao

Màu sắccủa một sao, được xác định bởi đỉnhtần sốcủaánh sáng khả kiến, phụ thuộc vào nhiệt độ các lớp ngoàicùng của ngôi sao, bao gồmquang quyểncủa nó.[111]Bên cạnh ánh sáng khả kiến, ngôi sao cũng phát ra cácdạng bức xạ điện từ không nhìn thấy được bằng mắtthường ực tế bức xạ điện từ phát ra từ ngôi sao trảirộng trên toànphổ điện từ, từ bước sóng dài nhất làsóng radio,hồng ngoạicho đến bước sóng ngắn nhấtnhưtia tử ngoại,tia X, và tia gamma Mọi bước sóng