Tìm hiểu về sự tiến hóa và phân loại sao

Nhiệt độ bề mặt của một ngôi sao thường trong khoảng 3000K đến50000K còn nhiệt độ ở tâm là khoảng vài triệu cho đến vài chục triệu K.Thậm chí có thể lên tới 100 triệu K đối với các sao k

TÌM HIỂU VỀ SỰ TIẾN HÓA

VÀ PHÂN LOẠI SAO

KHÓA LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI

HỌC

TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM HÀ NỘI 2

KHOA VẬT LÝ

======

NGUYỄN THỊ THÚY

TÌM HIỂU VỀ SỰ TIẾN HÓA

VÀ PHÂN LOẠI SAO

Chuyên ngành: Vật lý đại cương

KHÓA LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC

Người hướng dẫn khoa học

TS NGUYỄN HỮU TÌNH

HÀ NỘI - 2018

LỜI CẢM ƠN

Lời đầu tiên, em xin bày tỏ lòng biết ơn sâu sắc tới TS Nguyễn HữuTình người đã giúp đỡ định hướng nghiên cứu, cung cấp cho em những tàiliệu quý báu, tận tình hướng dẫn, chỉ bảo, tạo điều kiện tốt nhất trong quátrình hoàn thành khoá luận tốt nghiệp

Em xin cảm ơn quý thầy cô trong khoa Vật lý đã tận tình giúp đỡ emtrong suốt quá trình học tập, rèn luyện và làm khóa luận Em xin cảm ơn tớicác bạn sinh viên đã luôn giúp đỡ, cổ vũ và động viên em trong suốt quá trìnhhọc tập và hoàn thành khóa luận

Em rất mong nhận được sự đóng góp ý kiến của quý thầy cô và các bạn

để bài khóa luận này hoàn chỉnh hơn

Em xin chân thành cảm ơn!

Hà Nội, ngày 09 tháng 05 năm 2018

Sinh Viên

Nguyễn Thị Thúy

LỜI CAM ĐOAN

Em xin cam đoan những kết quả nghiên cứu trong khoá luận hoàn toàn

là trung thực và chưa từng được công bố bởi bất kì nơi nào khác, mọi nguồn tài liệu tham khảo đều được trích dẫn một cách rõ ràng

Hà Nội, ngày 09 tháng 05 năm 2018

Sinh Viên

Nguyễn Thị Thúy

MỤC LỤC

MỞ ĐẦU 1

1 Lí do chọn đề tài 1

2 Mục đích nghiên cứu đề tài 2

3 Đối tượng nghiên cứu 2

4 Phương pháp nghiên cứu 2

NỘI DUNG 3

CHƯƠNG 1: SAO VÀ NHỮNG ĐẶC TRƯNG CƠ BẢN CỦA SAO 3

1.1 Sao là gì? 3

1.2 Các đặc trưng cơ bản của sao 3

1.2.1 Cấp sao nhìn thấy (m) 3

1.2.2 Cấp sao tuyệt đối (M) 5

1.2.3 Xác định khoảng cách đến các sao 6

1.2.4 Công suất bức xạ, độ trưng 7

1.2.5 Xác định kích thước của các sao 7

1.2.6 Xác định khối lượng các sao 8

1.2.7 Nhiệt độ quang cầu của các sao 9

1.2.8 Thành phần các nguyên tố hóa học của vật chất cấu tạo nên các sao 9

CHƯƠNG 2: PHÂN LOẠI SAO 11

2.1 Phân loại theo quang phổ 11

2.1.1 Phân loại theo quang phổ Morgan – Keenan 11

2.1.2 Phân loại theo dạng quang phổ bổ sung 16

2.1.3 Phân loại theo quang phổ Yerkes 18

2.2 Sao biến quang 19

2.2.1 Sao biến quang do che khuất 19

2.2.2 Sao biến quang do co giãn 20

2.2.3 Biến quang do đột biến 21

CHƯƠNG 3: SỰ TIẾN HÓA CỦA CÁC SAO 23

3.1 Các giai đoạn chính trong quá trình tiến hóa của sao 23

3.1.1 Giai đoạn tiền sao 24

3.1.2 Giai đoạn sao ổn định 26

3.1.3 Giai đoạn kết thúc – giai đoạn sao khổng lồ đỏ, siêu khổng lồ đỏ 30

3.2 Sự phát hiện và các đặc tính vật lý của các tàn dư suy biến của sao 31

3.2.1 Sao khổng lồ đỏ (Red Giant) 31

3.2.2 Sao lùn trắng (White Dwarf) 33

3.2.3 Sao lùn đen (Black Dwarf) 34

3.2.4 Sao Nơtrôn (Neutron Star) 35

3.2.5 Hố đen (Black Hole) 41

CHƯƠNG 4: MỘT SỐ BÀI TẬP VẬN DỤNG 44

KẾT LUẬN 47

TÀI LIỆU THAM KHẢO 48

DANH MỤC BẢNG

Bảng 1.1 Cấp sao nhìn thấy của một số thiên thể 5Bảng 3.1 Một số ví dụ về mối liên quan giữa thời gian tồn tại của sao trên dãychính và khối lượng của nó 27

DANH MỤC HÌNH

Hình 2.1: Minh họa thứ tự phân loại sao M-K-G-F-A-B-O 12

Hình 2.2: Siêu sao xanh Zeta Orionis phía dưới, bên phải, cạnh Flame Nebula 12

Hình 2.3: Siêu sao xanh Zeta Puppis, lớp O5Ia 13

Hình 2.4: Siêu sao khổng lồ xanh lớp B, Rigel 13

Hình 2.5: Một số sao thuộc lớp A 14

Hình 2.6: Một số sao thuộc lớp F 14

Hình 2.7: Hình ảnh minh họa sao lớp G 15

Hình 2.8: Một số sao thuộc lớp K 15

Hình 2.9: Một số sao thuộc lớp M 16

Hình 3.1: Phản ứng proton-proton, nguồn năng lượng của Mặt Trời 27

Hình 3.2: Chu trình CNO, nguồn năng lượng của sao nặng hơn 1,5 Me 28

Hình 3.3: Biểu đồ Hertzsprung-Russell 29

Hình 3.4: Quá trình “3 hạt ��” –C

30 Hình 4.1: Sao chức nữ 44

Hình 4.2: Hình ảnh sao Thiên Lang 46

vị trên Trái đất và sáng tạo ra môn địa lý học, họ đã quan sát bầu trời và sảnsinh ra những mô hình đầu tiên của nó Việc phát minh ra kính thiên văn ở thế

kỉ XVII dẫn tới sự phát hiện rằng Thiên hà của chúng ta hay còn gọi là dảiNgân hà, chứa vô số ngôi sao Việc phát hiện các tinh vân ngoài Ngân hà vàgiãn nở của vũ trụ đầu thế kỉ XX đã mở ra một kỉ nguyên của của thiên vănhọc hiện đại

Trong 5 thập kỷ qua đã chứng kiến sự hiểu biết của chúng ta về vũ trụbằng những phát hiện: Các nhà thiên văn quan sát được sự phát xạ hồng ngoại

xa, cực tím, tia X và tia gama từ vũ trụ, việc phát hiện các phân tử giữa cácsao và các hành tinh ngoài hệ mặt trời là bước đầu tiên trong việc tìm kiếm sựsống ở trên các hành tinh khác

Nhu cầu khám phá Vũ trụ là nhu cầu có từ rất lâu đời từ khi con ngườimới bắt đầu xuất hiện Sao là một vật thể phổ biến nhất trong vũ trụ Nó làmột quả cầu khí khổng lồ nóng sáng, nơi vật chất tồn tại dưới dạng plasma và

là các lò phản ứng hạt nhân tỏa ra năng lượng vô cùng lớn Mặt trời là mộtngôi sao gần chúng ta nhất, đồng thời chi phối cuộc sống của chúng ta nhiềunhất Do nóng sáng và quá xa nên chúng ta không thể tiếp xúc trược tiếp đượcvới sao, mà chỉ có thể nghiên cứu chúng thông qua những thông tin chính là

bức xạ điện từ Việc mô tả các sao đều dựa trên các số liệu quan sát, quan trắcrồi lập ra các mô hình vật lý và sau đó kiểm chứng lại xem mô hình có thíchhợp với số liệu quan sát mới hay không Ngay cả đối với Mặt trời các mô hìnhhiện nay cũng vẫn còn nhiều vấn đề chưa giải quyết được Để nghiên cứu vềsao ta cần phải nghiên cứu rất nhiều về vật lý cổ điển cũng như vật lý hiện

đại Do vậy để tìm hiểu rõ hơn về các sao em xin được làm đề tài: “Tìm hiểu

về sự tiến hóa và phân loại sao”.

2 Mục đích nghiên cứu đề tài

Nghiên cứu về sự tiến hóa của sao và tìm hiểu, phân loại các sao

3 Đối tượng nghiên cứu

Các sao, sự hình thành và phát triển của các sao

4 Phương pháp nghiên cứu

Đọc, tra cứu và tổng hợp tài liệu có liên quan

NỘI DUNG CHƯƠNG 1: SAO VÀ NHỮNG ĐẶC TRƯNG CƠ BẢN CỦA SAO

1.1 Sao là gì?

Sao là tất cả các thiên thể có khả năng tự phát ra ánh sáng

Một thiên thể để có thể tự phát ra ánh sáng cần có khối lượng tối thiểukhoảng 8% khối lượng Mặt Trời

Sao hình thành từ các đám mây khí, bụi (tinh vân) Dưới tác dụng củalực hấp dẫn, chúng co dần lại vào một tâm chung Các phân tử khí tăng dầnvận tốc, cọ xát làm khối khí nóng lên (tiền sao - protostar) Thời kì này kéodài vài trăm ngàn đến 50 triệu năm

Các ngôi sao có thành phần chính là hiđrô (trên 70%), còn lại một phầnlớn là Hêli, một phần nhỏ không đáng kể khác là các khí nặng hơn

Nhiệt độ bề mặt của một ngôi sao thường trong khoảng 3000K đến50000K còn nhiệt độ ở tâm là khoảng vài triệu cho đến vài chục triệu K.Thậm chí có thể lên tới 100 triệu K đối với các sao khổng lồ đỏ và vài tỉ K vớicác sao siêu khổng lồ đỏ

1.2 Các đặc trưng cơ bản của sao

1.2.1 Cấp sao nhìn thấy (m)

Cấp sao nhìn thấy là thang xác định độ rọi của các sao Giả sử nguồnsáng truyền đến một diện tích S có quang thông là ∅, thì độ rọi là:

E sĐây là cơ sở để xác định cấp sao nhìn thấy

(1.1)

Người ta quy ước sao càng sáng (độ rọi càng lớn) thì cấp sao của nócàng bé và ngược lại

Hai sao có cấp sao nhìn thấy sai khác nhau 5 cấp thì độ rọi sáng của nóđến mắt ta khác nhau 100 lần Do vậy hai sao có cấp sao khác nhau 1 cấp có

độ rọi khác nhau 2,512 lần (1001/5 = 2,512), khác nhau n cấp có độ rọi khácnhau 2,512n lần Từ đây ta có mối liên hệ giữa độ rọi E1 và E2 của hai sao cócấp sao nhìn thấy tương ứng là m1 và m2 được biểu diễn bởi biểu thức:

m2 m1 2,500lg E1 E1

E2 E2 2,512

m2 m1

(1.2)Người Hy Lạp cổ đại phân chia các vì sao thành 6 mức độ sáng đối vớimắt người Sao sáng nhất có m = 1, còn sao tối nhất có m = 6, tương đươngvới giới hạn tối nhất mà mắt người có thể nhìn thấy Mỗi mức sáng được coi

là sáng gấp đôi mức sáng thấp hơn liền kề nó Phương pháp này không đượcdùng để đo độ sáng của Mặt Trời

Năm 1856, Norman Rober Pogson chuẩn hóa hệ thống này bằng cáchđịnh nghĩa sao sáng nhất với m = 1, sáng gấp 100 lần sao có m = 6 Như vậy,sao có m = n sáng gấp 2,512 lần sao có m = n+1 (với 2,512 là căn bậc 5 của

100 được gọi là tỉ số Pogson) Thang Pogson lúc đầu dùng Polaris để chuẩnhóa cho m = 2 Sau này, các nhà thiên văn thấy sao Polaris thay đổi độ sáng,

vì vậy họ chuyển sang dùng sao Vega làm chuẩn về độ sáng [2]

Hệ thống hiện đại không giới hạn trong 6 cấp sao biểu kiến hay trongphổ nhìn thấy Các vật thể rất sáng có m âm Như Sirius, sao sáng nhất thiêncầu có cấp sao có cấp sao biểu kiến trong khoảng -1,44 đến -1,46 Hệ thốnghiện đại đo cấp sao cho cả Mặt Trăng và Mặt Trời (mTrăng = -12,6, mMặt Trời = -26,8)

Cấp sao biểu kiến trong vùng phổ x được xác định theo công thức:

mx 2,512lgFx Cvới Fx là quang thông do trong vùng phổ x, C là hằng số phụ thuộc đơn vị đoquang thông

Bảng 1.1 Cấp sao nhìn thấy của một số thiên thể

-8,0 Cấp sao nhìn thấy tối đa của vệ tinh

-4,0 Thiên thể tối nhất có thể nhìn bằng mắt thường vào

ban ngày-1,5 Sao sáng nhất trong phổ nhìn thấy: Sirius

3,0 Sao tối nhất có thể nhìn bằng mắt thường ở thành

phố6,0 Sao tối nhất có thể nhìn bằng mắt thường ở vùng

hoang vu

1.2.2 Cấp sao tuyệt đối (M)

Ta thấy cấp sao nhìn thấy không cho ta biết độ trưng năng lượng củasao, vì nó còn phụ thuộc cả vào khoảng cách từ thiên thể đến Trái Đất Vìvậy, để so sánh năng lượng thực sự của các sao người ta đưa ra khái niệm cấpsao tuyệt đối

Cấp sao tuyệt đối M là cấp sao nhìn thấy của thiên thể nếu nó ở cách Trái Đất 10 pc (3,08.10 14 km).

Để xét mối quan hệ giữa m và M của cùng một sao, ta chú ý rằng vì sao

đó ở khoảng cách thực d và khoảng cách quy ước 10 pc nên sẽ gây ra độ rọisáng nhìn thấy đối với người quan sát ở Trái Đất tương ứng là Em và EM Theo(1.2) ta có:

M m 2,500lg E m E m

EM EM

2

2

Mặt khác, độ rọi sáng cùng một đối tượng gây ra tại một nơi nào đó tỉ

lệ nghịch với bình phương khoảng cách nên ta có:

1.2.3 Xác định khoảng cách đến các sao

Như chúng ta đã biết các sao ở rất xa chúng ta nên không thể đo trựctiếp bằng thước đo hoặc đo gián tiếp thông qua việc gửi tín hiệu điện từ lênsao sau đó thu tín hiệu phản xạ trở lại và đo thời gian giữa lúc phát và thu tínhiệu điện phản xạ trở về Vì sao là vật thể nóng sáng, nhiệt độ bề mặt cỡ 103K– 104K nên vật chất ở dạng khí nóng sáng, hầu như không phản xạ lại bức xạđiện từ gửi tới Nếu phương pháp này thực hiện được thì một phép đo phảikéo dài nhiều năm

Hiện nay bằng phương pháp thị sai quang phổ (tức là mối liên hệ giữa

độ trưng và quang phổ) người ta có thể xác định được khoảng cách đến cácsao dựa vào cấp sao tuyệt đối của nó:

mM

d 2,512 2 10 (pc)

Năm 1908 nhà nữ thiên văn Mỹ Leavitt đã đưa ra kết quả nghiên cứucủa mình: một số ngôi sao biến quang có độ trưng tỉ lệ thuận với chu kỳ Năm

1912 bà đã tìm ra mối liên hệ về độ trưng tuyệt đối và chu kỳ của một số ngôisao biến quang trong chòm sao Cepheus Sao biến quang Cepheus có chu kỳbiến quang tỉ lệ với cấp sao tuyệt đối của nó Chu kỳ càng dài thì cấp sao cànglớn Dựa vào việc quan sát chu kỳ của sao biến quang Cepheus người ta cóthể tính được cấp sao tuyệt đối của chúng và từ đó xác định được khoảng cáchđến chúng

1.2.4 Công suất bức xạ, độ trưng

Khi biết cấp sao tuyệt đối của 2 sao, ta có thể tính được tỉ số công suấtbức xạ toàn phần của chúng:

1.2.5 Xác định kích thước của các sao

Theo định luật Stefan – Boltzmann công suất bức xạ toàn phần của vậthình cầu, bán kính R, nhiệt độ T là:

W 4R2T4Công suất bức xạ của Mặt trời là W 4R 2

T 4Khi đó ta có độ trưng L của sao:

1.2.6 Xác định khối lượng các sao

Dựa vào định luật 3 Keple ta có thể xác định khối lượng sao, bằng cách

so sánh tỉ số giữa các cặp Mặt Trời – Trái Đất và cặp sao đôi Phương phápnày không thể xác định được khối lượng của các sao đơn trong không gian màchỉ xác định khối lượng của các sao đôi (cặp sao chuyển động quanh khối tâmchung của hệ dưới tác dụng của lực hấp dẫn)

Gọi T là chu kỳ chuyển động của sao vệ tinh đối với sao chính, a là bántrục lớn của quỹ đạo chuyển động của sao vệ tinh, khối lượng của 2 sao lầnlượt là M1, M2 Áp dụng định luật 3 Keple ta có:

T 42

(1.10)

a3 G M M 1 2Tương tự đối với hệ Mặt Trời – Trái Đất ta có:

ra công thức xác định đối với các sao ổn định, thuộc dải chính của biểu đồHertzsprung-Russell là:

L M3,9 (1.13)

Từ công thức (1.13) ta có thể xác định khối lượng của các sao đơn qua

độ trưng của nó mà không cần qua định luật 3 Keple

1.2.7 Nhiệt độ quang cầu của các sao

Nếu coi quang cầu bức xạ như vật đen, vì nhiệt độ quang cầu đủ lớnnên phổ bức xạ là liên tục Từ Trái Đất với những ngôi sao ta đo được cấp saotuyệt đối M, đo được bán kính nhờ phép đo khoảng cách và bán kính góc củasao, ta sẽ biết được công suất bức xa L và mật độ công suất bức xạ toàn phần

�� Áp dụng định luật Stefan – Boltzmann ta tìm được nhiệt độ quang cầu của

xạ với công suất mạnh nhất Áp dụng định luật dịch chuyển Wien ta được:

�

T =

���� với b = 0,0029mK (1.15)Nếu quang cầu thực sự bức xạ chính xác theo quy luật của vật đen thìnhiệt độ tính ở (1.14) và (1.15) sẽ trùng nhau Tuy nhiên hai cách tính khôngcho cùng một kết quả bởi quang cầu chỉ được coi là vật bức xạ gần như mộtvật đen Do đó nhiệt độ tính theo (1.14) là nhiệt độ hiệu dụng, tính theo (1.15)

là nhiệt độ chói hay nhiệt độ màu

1.2.8 Thành phần các nguyên tố hóa học của vật chất cấu tạo nên các sao

Với hiểu biết hiện nay người ta thấy rằng 90% lượng vật chất trong vũtrụ mà ta nhận thức được đều tập trung trong các sao Mỗi sao có giá trị khốilượng xác định vào cỡ từ 1/10 đến 100 lần khối lượng Mặt Trời

Thành phần cấu tạo của sao được xác định bằng phương pháp phân tíchquang phổ mà nguyên tắc dựa vào quang phổ vạch phát xạ hoặc hấp thụ củasao.

Quá trình phân tích phổ bức xạ để nhận biết thành phần các nguyên tốhóa học cấu tạo nên vỏ sao được tiến hành theo các bước sau:

- Chụp phổ bức xạ do quang cầu của sao đó gửi tới (nhờ máy chụpphổ)

- So sánh phổ ghi được với phổ chuẩn của các nguyên tố chụp đượctrong phòng thí nghiệm để sơ bộ xác định sự có mặt của những loại nguyên tốnào trong khí quyển sao

- Xác định độ rộng tương đương của phổ hấp thụ Về lý thuyết đạilượng này có giá trị phụ thuộc vào áp suất, nhiệt độ và bản thân từng nguyên

tố đã sản sinh ra vạch hấp thụ

- Căn cứ vào đường cong thực nghiệm mô tả sự phụ thuộc giữa mật độcác nguyên tố đã sản sinh ra vạch hấp thụ và độ rộng tương đương của vạchphổ hấp thụ có trong khí quyển Mặt Trời, ta sẽ từ độ rộng tương đương củavạch hấp thụ trong khí quyển sao suy ra mật độ hạt tương ứng

Nhờ cách làm trên đây các nhà thiên văn đã bước đầu xác nhận các sao cùngloại như Mặt Trời, trong quang cầu của chúng thành phần các nguyên tố hóahọc chủ yếu là hiđrô, hêli Ngoài ra còn có các nguyên tố khác như oxy,cacbon, nitơ, sắt, magiê…

CHƯƠNG 2: PHÂN LOẠI SAO

2.1 Phân loại theo quang phổ

2.1.1 Phân loại theo quang phổ Morgan – Keenan

Phân loại theo quang phổ Morgan – Keenan là phổ biến nhất hiện nay.Các lớp sao thông thường được phân loại theo trật tự từ nóng nhất đến lạnhnhất

Một câu tiếng Anh phổ biến để ghi nhớ trật tự này là: “Oh Be A FineGirl, Kiss Me” (có nhiều phương pháp khác nhau để đọc danh sách phân loạisao tương tự như vậy) Sơ đồ này được phát triển trong những năm 1900 bởiAnnie J Cannon và đài thiên văn đại học Harvard (Harvard CollegeObservatory) Biểu đồ Hertzsprung – Russell liên kết phân loại sao với cấpsao tuyệt đối, độ trưng và nhiệt độ bề mặt Cũng cần phải lưu ý rằng các miêu

tả về màu sắc các sao là truyền thống trong thiên văn, thực tế chúng miêu tảánh sáng sau khi đã bị tán xạ trong bầu khí quyển Trái Đất

Ví dụ: Mặt trời trên thực tế không phải là một ngôi sao có màu vàng mà

có nhiệt độ, màu sắc của vật đen khoảng 5.780 K; đó là màu trắng không códấu vết của màu vàng, một màu đôi khi được sử dụng như là định nghĩa củamàu trắng tiêu chuẩn

Khi người ta lần đầu tiên lấy quang phổ của các sao, họ nhận thấy cácsao có các vạch quang phổ hiđrô có độ đậm rất khác nhau, vì thế họ phân loạisao dựa trên cơ sở độ đậm của các vạch thuộc chuỗi Banme của hiđrô từ A(mạnh nhất) đến Q (yếu nhất) Sau đó người ta nhận ra rằng độ đậm các vạchcủa hiđrô có liên hệ với nhiệt độ bề mặt của các sao Công việc nền tảng nàyđược hoàn thành bởi “các cô gái” của Đài thiên văn đại học Harvard Cácphân loại này sau đó được phân loại nhỏ hơn theo các số Ả Rập (0-9) A0 cónghĩa là sao “nóng” nhất trong lớp A và A9 là sao “lạnh” nhất trong lớp này

Mặt Trời được phân loại là G2.

Hình 2.1: Minh họa thứ tự phân loại sao M-K-G-F-A-B-O

Các dạng quang phổ

Các sao thuộc lớp O

Các sao thuộc lớp O cực kỳ nóng và cực kỳ chói lọi, về màu sắc rất gầnvới màu xanh Naos (trong chòm sao Puppis) sáng gấp khoảng một triệu lầnMặt Trời Các sao này có vạch quang phổ heli ion hóa và trung hòa rõ nét vàcác vạch hiđro yếu Các sao lớp O phát ra phần lớn bức xạ trong dạng tia tửngoại

Hình 2.2: Siêu sao xanh Zeta Orionis phía dưới, bên phải, cạnh Flame

Nebula

Hình 2.3: Siêu sao xanh Zeta Puppis, lớp O5Ia

Các sao thuộc lớp B

Các sao lớp B rất chói lọi, Rigel (trong chòm sao Orion) là siêu khổng

lồ xanh thuộc lớp B Quang phổ của chúng có các vạch hêli trung hòa và cácvạch hiđrô vừa phải Vì các sao lớp O và B hoạt động rất mạnh nên tuổi thọcủa chúng rất thấp Chúng không rời xa khỏi khu vực chúng đã sinh ra vìkhông đủ thời gian Do đó chúng có khuynh hướng liên kết với nhau trong cáigọi là các liên kết OB1, một loại liên kết có liên quan với các đám mây phân

tử khổng lồ Liên kết Orion OB1 là nguyên một nhánh xoắn ốc thuộc về thiên

hà của chúng ta (các sao sáng hơn sẽ làm cho nhánh xoắn ốc sáng hơn, nhưngthực ra không có nhiều sao ở đó) và chứa toàn bộ chòm sao Orion

Hình 2.4: Siêu sao khổng lồ xanh lớp B, Rigel

Các sao lớp A

Các sao lớp A thì phổ biến hơn trong số các sao có thể quan sát bằngmắt thường Deneb trong chòm sao Cygnus là một sao có sức hoạt động ghêgớm, trong khi Sirius cũng là sao lớp A, nhưng không hoạt động mạnh nhưthế Các sao lớp A có màu trắng Rất nhiều sao lùn trắng cũng thuộc lớp A.Chúng có các vạch quang phổ hiđrô đậm và của các ion kim loại

Các sao lớp F

Hình 2.5: Một số sao thuộc lớp A

Các sao lớp F cũng là những sao hoạt động mạnh nhưng chúng có xuhướng là những sao trong chuỗi chính, chẳng hạn như Fomalhaut trong chòmsao Piscis Austrinus Quang phổ của chúng được đặc trưng bởi các vạch hiđrôyếu và của ion kim loại, màu của chúng là trắng pha màu vàng nhẹ

Hình 2.6: Một số sao thuộc lớp F

Các sao lớp G

Các sao lớp G có lẽ được biết đến nhiều nhất do Mặt Trời của chúng tathuộc lớp này Chúng có quang phổ hiđrô yếu hơn lớp F nhưng cùng với cácquang phổ ion kim loại, chúng còn có các quang phổ của kim loại trung hòa.Các sao siêu khổng lồ thông thường là thuộc lớp O hay B (xanh) hay K hoặc

M (đỏ) (do chúng là như vậy nên chúng khó có khả năng thuộc về lớp G bởi

vì đây là những khu vực không ổn định cho các sao siêu khổng lồ tồn tại)

Các sao lớp K

Hình 2.7: Hình ảnh minh họa sao lớp G

Các sao lớp K là các sao màu da cam, có nhiệt độ thấp hơn Mặt Trờimột chút Một số sao lớp K là sao khổng lồ và siêu khổng lồ, chẳng hạn nhưArcturus trong khi một số khác như Alpha Centauri B là sao thuộc chuỗichính Chúng có vạch quang phổ hiđrô cực yếu (nếu như có) và chủ yếu làcủa các kim loại trung hòa

Hình 2.8: Một số sao thuộc lớp K

Các sao lớp M

Lớp M là phổ biến nhất nếu tính theo số lượng sao Mọi sao lùn đỏ nằm

ở đây và chúng có rất nhiều; hơn 90% sao là các sao lùn đỏ, chẳng hạn nhưProxima Centauri Một số sao khổng lồ và siêu khổng lồ như Antares vàBetelgeuse, hay các sao đổi màu Mira thuộc về lớp này Quang phổ của saolớp M thuộc về các phân tử và kim loại trung hòa nhưng thông thường không

có hiđrô Titan ôxít có thể rất nhiều trong các sao lớp M Sự mờ của màu đỏlàm người ta nhầm lẫn là ngôi sao ở một khoảng cách xa hơn thật sự Khi cómột vật thể có độ nóng tương tự như các sao này, chẳng hạn như đèn halogen(3.000 K) được đặt cách chúng ta vài kilômet, nó cũng sẽ xuất hiện đối vớichúng ta như một nguồn sáng đỏ tương tự như các sao này

Hình 2.9: Một số sao thuộc lớp M

2.1.2 Phân loại theo dạng quang phổ bổ sung

Một số loại q u a n g phổ mới được sử dụng để phân loại một số sao ít gặphơn, do chúng đã được tìm thấy:

Lớp W đại diện các sao siêu sáng Wolf-Rayet, với sự sai khác đặc biệt

là chúng chứa chủ yếu là h ê l i t hay vì h i đ r ô Chúng được coi là những s a o s i êu

k hổ n g lồ đang chết với lớp hi đ rô đ ã bị thổi bay đi vì các t r ậ n gi ó nóng sinh rabởi nhiệt độ cao của chúng, do đó đang trực tiếp phô bày ra lớp vỏ h ê l i n óng

Các sao lớp L được gọi tên như thế từ sự hiện diện của l i t i t rong lõi củachúng Bất kỳ hình thái nào củ l i t i ca ũng sẽ bị tiêu hủy rất nhanh trongcác p h ả n ứn g h ạ t n h â n đ ang diễn ra trong các sao thông thường, điều này chỉ

ra rằng các sao trong lớp này không còn các quá trình nhiệt hạch đang diễn ra.Chúng là các sao có màu đỏ sẫm và sáng nhất trong các thiết bị h ồng

n g o ạ i K h í của chúng đã được làm nguội

Các sao lớp T là các sao rất trẻ và có mật độ thấp thông thường tìm

thấy trong các đám mây liên sao, nơi chúng sinh ra Chúng có thể là nhữngthiên thể vừa đủ lớn để có thể gọi là sao hay những thiên thể được gọi là d ư ớ i

s a o , là các dạng khác nhau của s a o l ù n n â u Chúng có màu đen, phát ra ít hoặckhông có á n h s á n g n h ì n t h ấy n hưng mạnh nhất là hồ n g ng o ạ i Nhiệt độ b ềm

ặt của chúng chỉ khoảng 1.000K Trong các sao này, các p h â n t ử phức tạp

có thể tạo thành, minh chứng bằng các vạch đậm của m ê t an t rong a n gqu

p h ổ của chúng

Nếu như các sự nghiên cứu gần đây thật sự chính xác thì các lớp T và L

có thể phổ biến hơn tất cả các lớp khác cộng lại Sự nghiên cứu các đ ĩ a t i ề n

h à n h t in h (đĩa tiền hành tinh là một sự kết hợp của các khí trong các t in h

v â n mà từ đó các n g ô i s ao cũng như h ệ m ặt tr ời v à hệ sao hình thành) chothấy số lượng các sao trong th i ên h à với các cấp độ sáng khác nhau phải nhiềuhơn những gì chúng ta đã biết Người ta nghĩ rằng các đĩa này đang ganh đuavới nhau Cái đầu tiên được tạo thành sẽ trở thành một tiền sao, một thiên thểhoạt động rất mạnh và sẽ phá vỡ các đĩa khác gần đó, hút lấy í ckh ủa chúng.Các đĩa nạn nhân có lẽ sau đó sẽ trở thành các sao thuộc chuỗi chính hay s ao

l ù n n â u lớp L hoặc T, nhưng chúng ta hoàn toàn không nhìn thấy Vì tuổi thọcủa chúng cao (chưa có sao nào với k h ố i l ượ n g n hỏ hơn 0,8 k h ố i l ư ợ n g M ặ tT

rời đ ã chết trong l ị c h s ử củ t h i êna hà ) nên các sao nhỏ này sẽ được tích lũytheo th ờ i gi a n

Các sao lớp R và N là các sao cacbon (các s ao s i ê u kh ổ n g lồ đ ỏ đ ạt đếngiai đoạn cuối trong đời của chúng) tương đương với khoảng từ giữa G tớicuối M trong hệ thống phân loại thông thường Gần đây, người ta đã xếp nó

sang phân loại cacbon C.

Các sao lớp S có vạch q u a n g p h ổ ZrO hơn là TiO, và là trung gian giữasao lớp M và sao cacbon Các sao này có sự hiện diện của cacbon và ôxy gầnnhư bằng nhau và cả hai n gu y ên tố gần như toàn bộ nằm trong các phân tử

CO Đối với các sao nguội đủ mức để có thể tạo ra phân tử CO thì nó có xuhướng ăn hết các ng u y ên t ố k hác ít hơn, kết quả là ôxy thừa trong các saochuỗi chính, cacbon thừa trong các sao lớp C, và không có gì thừa trong cácsao lớp S

Lớp D đôi khi được sử dụng để gọi các s ao l ù n t r ắ ng , một trạng thái màphần lớn các sao sẽ phải trải qua vào cuối đời Lớp D được chia tiếp thành cáclớp nhỏ DA, DB, DC, DO, DZ và DQ Lưu ý rằng các chữ cái không có quan

hệ với các c h ữ c á i đ ược sử dụng trong phân loại của các sao thực sự

Cuối cùng, các lớp P và Q thỉnh thoảng được sử dụng cho các thiên thể

chắc chắn không phải là sao Các thiên thể lớp P là các t i n h v â n h à n h ti n h v àlớp Q là các s a o đ a n g n ổ

2.1.3 Phân loại theo quang phổ Yerkes

Phân loại quang phổ Yerkes, còn gọi là hệ thống MKK dựa vào tên

của các tác giả, là hệ thống của phân loại quang phổ sao được giới thiệunăm 19 4 3 b ởi W il l i a m W M o r g a n , P h i l li p C K ee n an v à Edith ellman từ Đ ài

t h i ê n v ă n Y e r k e s

Phân loại này dựa trên các v ạ ch q u a n g p h ổ n hạy cảm với lực hấp dẫn

bề mặt sao, có liên quan đến độ chiếu sáng

Vì bán kính của các s a o k h ổ n g l ồ l ớn hơn nhiều so với các s a o

l ù n t rong khi khối lượng của chúng lại xấp xỉ nhau nên mật độ các khí cũngnhư áp suất, trên bề mặt của sao khổng lồ thấp hơn nhiều so với sao lùn

Các khác biệt này hiển nhiên tạo thành các hiệu ứng chiếu sáng, có ảnh

hưởng đến cả bề rộng lẫn cường độ của các vạch quang phổ, làm chúng có thể

2.2 Sao biến quang

Sao biến quang hiểu một cách đơn giản là một ngôi sao có độ sáng thayđổi Sao biến quang có chu kỳ sáng thay đổi đều đặn hoặc không đều đặn.Chu kỳ biến đổi của độ sáng từ vài giờ đến hàng năm Biên độ dao động của

độ sáng có thể dao động từ vài phần trăm của cấp sao đến 15-17 cấp sao Córất nhiều nguyên nhân khác nhau gây nên sự biến đổi này Đối với một ngôisao, sự thay đổi này chỉ diễn trong một vài giờ, nhưng đối với một số ngôi saokhác, chúng kéo dài trong nhiều năm

2.2.1 Sao biến quang do che khuất

Khoảng 1000 năm trước đây, các nhà thiên văn Ả Rập đã phát hiện sao

� trong chòm Thiên Vương có độ sáng biến thiên với chu kỳ và biên độ xác

định Họ đặt tên cho sao này là sao Angôn (ma quỷ) Về sau người ta nhậnthấy Angon là sao đôi – hệ hai sao chuyển động quanh khối tâm chung Mộttrong hai sao đó có độ sáng lớn hơn nhiều so với sao kia Rõ ràng độ sáng củatừng sao không đổi nhưng trong quá trình chuyển động quanh khối tâm chungchúng lần lượt che khuất nhau, dãn đến quang thông tổng cộng mà chúngtruyền đến ta biến đổi một cách tuần hoàn với chu kỳ bằng chu kỳ chuyểnđộng quanh khối tâm Trong mỗi chu kỳ có hai cực tiểu Cực tiểu mạnh ứngvới thời gian sao vệ tinh che sao chính, cực tiểu yếu ứng với thời gian saochính che sao vệ tinh.

Đến nay người ta đã quan sát được hàng vạn sao biến quang do chekhuất có đặc điểm biến thiên khác nhau

Khi nghiên cứu đặc điểm của sao biến quang do che khuất người ta cóthể xác định khối lượng, kích thước, nhiệt độ, của các sao thành viên

2.2.2 Sao biến quang do co giãn

Sao biến quang do co dãn là sao có độ sáng thật sự biến đổi và biến đổimột cách tuần hoàn do sự vận động vật chất của sao tạo nên: Các lớp vỏ củasao co giãn như một con lắc cầu khổng lồ, làm cho cấp sao biến thiên tuầnhoàn

Hiện nay, người ta đã phát hiện được khoảng trên 15000 sao biếnquang co giãn Chúng có chu kỳ biến quang từ hàng giờ đến hàng trăm ngày

Những sao loại này có độ rọi biến thiên tuần hoàn với chu kỳ và bên độxác định Vận tốc của vật chất quan sát theo phương tia nhìn biến thiên cùngpha với biến thiên của độ rọi sáng Từ những đặc điểm này người ta cho rằngcác sao biến quang này là những sao có lớp vỏ đang ở trạng thái co giãn

Các sao này thường thường nằm trong khu vực ở giữa dải sao chính vàsao kềnh trên biểu đồ quang phổ Càng gần dải sao kềnh chúng có chu kỳ cogiãn càng lớn Tức là khối lượng riêng càng nhỏ, chúng có chu kỳ co giãn