tiểu luận thiên văn học đại cương bài sao biến quang

LỊCH SỬ NGHIÊN CỨU Ngay từ thời cổ, con người đã nhận thấy rằng sự tương quan giữa vị trí phân bố của các sao và độ sáng của chúng hầu như không thay đổi, do đó đã đi đến triết luận về

TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TPHCM

KHOA VẬT LÝ

..

BÀI TIỂU LUẬN:

SAO BIẾN QUANG

Giảng viên : Thầy Cao Anh Tuấn

Sinh viên: 1 Đặng Thị Hồng Loan K40.102.041

2 Nguyễn Thị Thảo Duy K40.102.013

A.MỞ ĐẦU 1

B.NỘI DUNG 4

I.SAO BIẾN QUANG LÀ GÌ? 4

II.LỊCH SỬ NGHIÊN CỨU 4

III.PHÂN LOẠI SAO BIẾN QUANG 7

III.1.SAO BIẾN QUANG DO CO NỞ 8

III.1.1.ĐẶC ĐIỂM 8

III.1.2.MỘT SỐ SAO BIẾN QUANG CO NỞ 8

III.1.2.1.SAO CEPHEID 9

III.1.2.2.SAO MIRA 14

III.2.SAO BIẾN QUANG ĐỘT BIẾN 15

III.2.1.SAO MỚI 17

III.2.2.SAO SIÊU MỚI 19

III.3.SAO BIẾN QUANG DO CHE KHUẤT 22

III.3.1.ĐẶC ĐIỂM 22

III.3.2.MỘT SỐ SAO BIẾN QUANG CHE KHUẤT 23

III.3.2.1 SAO ALGOL 23

III.3.2.2 MẶT TRỜI 24

IV.TẦM QUAN TRỌNG CỦA VIỆC NGHIÊN CỨU SAO BIẾN QUANG 25

V.QUAN SÁT SAO BIẾN QUANG CỦA CÁC NHÀ THIÊN VĂN NGHIỆP DƯ 28

C.KẾT LUẬN 30

MỤC LỤC

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

LỜI NÓI ĐẦU

I.SAO BIẾN QUANG LÀ GÌ?

Sao biến quang hiểu một cách đơn giản là một ngôi sao có độ sáng thay đổi Sao biến quang có chu kì sáng thay đổi đều đặn hoặc không đều đặn Chu kì 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 Có rất nhiều nguyên nhân khác nhau gây nên sự biến đổi này Đối với một số ngôi sao, sự thay đổi này chỉ diễn ra trong một vài giờ, nhưng đối với một số ngôi sao khác, chúng kéo dài trong nhiều năm

II LỊCH SỬ NGHIÊN CỨU

Ngay từ thời cổ, con người đã nhận thấy rằng sự tương quan giữa vị trí phân

bố của các sao và độ sáng của chúng hầu như không thay đổi, do đó đã đi đến triết luận về tính bất biến của thế giới phía trên mặt trăng, ngược lại với thế giới từ Mặt trăng trở xuống Kết luận này tuy thế cũng mâu thuẫn với một vài hiện tượng đã biết từ lâu, tuy không hay gặp lắm trong quan sát Thỉnh thoảng trên trời lại xuất hiện những ngôi sao mới: chúng bừng lên, đôi khi sáng rực khác thường (thậm chí sáng hơn cả sao Sirius), rồi trong vài tuần hoặc vài tháng sau đó tắt lịm Có thể cho rằng chính sự biến mất của những “kẻ phạm thượng” đã làm yên lòng các triết gia

cổ đại, cho phép họ coi chúng không phải là những ngôi sao thực sự

NỘI DUNG

Những gì mà người xưa gọi là sao mới (người Trung Quốc gọi là sao

“khách”) bây giờ thuộc vào một trong hai biến thể của sao biến quang: sao mới (nova) hoặc sao siêu mới (supernova) Cho tới thế kỉ XVI các nhà bác học vẫn chưa biết tới các sao biến quang nào khác Tuy vậy, có truyền thuyết rằng tên gọi sao β Persei là Angol (theo tiếng Arập nghĩa là “sao Qủy”) xuất phát từ việc hình như người Arập xưa kia đã biết đến tính biến quang của nó Năm 1596, nhà thiên văn Đức Đavit Phabrixiut đã phát hiện ra một ngôi sao mới cấp 2 trong chòm sao

Cá Voi Ông theo dõi nó một thời gian rồi như thường lệ, ngôi sao mới biến đi bặt tăm bặt tích Nhưng bất ngờ vào năm 1609, Phabrixiut lại tìm thấy nó trên trời! Vậy là, lần đầu tiên đã phát hiện được một sao biến quang thay đổi rất lớn độ sáng của nó: có khi nó vô hình đối với mắt thường, có khi lại bừng sáng lên, mà không biến mất hoàn toàn Điều thú vị là một trong thời gian giữa hai lần phát hiện của Phabrixiut, vào năm 1603, ngôi sao này đã được một nhà thiên văn Đức khác tên là Lôhan Bayec, tác giả của atlat sao đầy đủ đầu tiên phát hiện ra Ông không nhận ra tính biến quang của nó và đã đưa ngôi sao này vào bản đồ sao trong atlat của mình với tên gọi là Ômicrôn của chòm Cá Voi Một tên gọi khác của nó là Mira chòm

Cá Voi, hay đơn giản là Mira (theo tiếng la tinh nghĩa “lạ lùng”)

Như vậy sao biến quang (còn gọi là biến tinh- tiếng Anh (variable star); tiếng Pháp: (estoile variable)) là những ngôi sao có độ sáng biến thiên Cho đến giờ các nhà thiên văn cũng chưa nhất trí xác định xem độ sáng phải thay đổi tối thiểu ở mức nào để xếp nó vào loại này Vì thế trong các danh mục sao biến quang bao gồm tất cả các sao mà người ta thấy chắc chắn chúng có thay đổi độ sáng dù chỉ tí

ti Hiện nay, trong thiên hà chúng ta có đến vài vạn sao biến quang (điều lý thú là khoảng một vạn trong số đó do một người phát hiện ra: nhà thiên văn Đức Cunô Hôpmâyxtơ), và con số này đang tăng lên rất nhanh nhờ các phương pháp quan trắc chính xác, hiện đại

Năm 1908 nhà thiên văn người Mĩ Henrietta Leavitt đã chỉ ra một quy luật đáng chú ý mà sao Cepheid tuân theo Trong công việc hàng ngày so sánh các bức ảnh chụp bà phát hiện thấy sao biến quang sáng hơn trên một số ảnh chụp và mờ nhạt hơn trên một số ảnh khác chụp tại những thời điểm khác nhau Leavitt lưu ý thấy sao biến quang càng sáng thì chu kỳ của nó càng dài 16 sao biến quang Leavitt đo đều thuộc cùng một nhóm sao, đám mây Magellan nhỏ Như vậy chúng đều xấp xỉ cùng một khoảng cách đến Trái đất Do đó, cường độ biểu kiến (độ sáng quan sát thấy) của chúng liên quan trực tiếp đến cường độ tuyệt đối (độ sáng thực chất khi nhìn từ một khoảng cách chuẩn tùy ý) của chúng Kết luận đó là một

“quan hệ chu kỳ- độ sáng”- chu kỳ hoặc thời gian càng dài, từ độ sáng cực đại của Cepheid tới cực tiểu và quay trở lại cực đại, thì độ sáng thực chất của ngôi sao càng lớn

Sao biến quang V838

III PHÂN LOẠI SAO BIẾN QUANG

Độ sáng của sao biến quang thay đổi ngẫu nhiên hay tuần hoàn bởi những tính chất nội tại của chúng hoặc do tác động của bên ngoài Phần lớn các sao trong

số đó có một thể tích lúc tăng lúc giảm, khiến chúng sáng lên hoặc tối đi Một số sao khác chỉ thay đổi một cách biểu kiến (ta tưởng như chúng sáng lên hoặc tối đi)

do một ngôi sao khác thường xuyên đi qua che khuất chúng) Loại sao biến quang thứ hai này là loại sao che khuất, chúng thay đổi ánh sáng rất nhịp nhàng Ví dụ như đặc trưng nhất là sao Algol, một trong những ngôi sao của chòm sao Anh Tiên (Persée) Phần lớn các sao biến thiên thực sự đều là những sao khổng lồ lớn hơn Mặt Trời Một chu kỳ thay đổi độ sáng của chúng ta dài hơn và thường là một năm

Đó là những ngôi sao biến quang chu kỳ dài Ví dụ sao Mira Ceti trong chòm sao Kình Ngư.Thật may mắn cho chúng ta, Mặt Trời có độ sáng không đổi từ khoảng 4,6 tỷ năm nay, cũng như các ngôi sao khác cùng loại.Về bản chất đối với các sao biến quang chúng có thể được chia ra làm ba nhóm chính Đó là sao biến quang co

nở, sao biến quang đột biến và sao biến quang do che khuất Mỗi loại sao đều có những đặc điểm riêng biệt Sau đây ta sẽ tìm hiểu về ba loại sao này

III.1 SAO BIẾN QUANG CO NỞ (PULSATING

VARIABLE- STARS)

III.1.1.ĐẶC ĐIỂM

Các sao biến quang co nở thay đổi bán kính và độ sáng theo thời gian, mở rộng hay co lại theo các chu kỳ từ vài phút đến vài năm, phụ thuộc vào kích thước của sao Độ sáng thực sự của sao này biến đổi một cách tuần hoàn do sự vận động vật chất của vỏ sao tạo nên: Các lớp vỏ của sao co nở đều đặn 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 kỳ co

nở càng lớn Tức là khối lượng riêng càng nhỏ, chu kỳ co nở càng lớn Người ta đã xây dựng được lý thuyết mô tả sự co nở này, nhưng chưa hiểu rõ được nguyên nhân của nó

Người ta chia sao biến quang co nở làm 2 kiểu: Sao biến quang tuần hoàn như sao biến quang Cepheid và sao RR Lyrae (có độ sáng thay đổi một cách đều đặn trong một chu kỳ xác định) và sao biến quang bán tuần hoàn (có độ sáng biến thiên không đều trong một chu kỳ không xác định)

III.1.2.MỘT SỐ SAO BIẾN QUANG CO NỞ

III.1.2.1 SAO CEPHEID

Sao biến thiên kiểu Cepheid có cấp sao tuyệt đối tỉ lệ với chu kỳ biến quang của nó.Sao biến quang có chu kì chính xác, tỉ lệ thuận với độ trưng, dùng để xác định khoảng cách đến chúng khi biết chu kỳ biến quang, cũng như là xác định khoảng cách đến các thiên hà khác (VD: 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 nas) Sao biến quang δ Cepheid trong chòm Cepheus có chu kỳ chính xác là 5,37 ngày

Sao biến quang Cepheid là một trong số các sao mạch động Tên gọi ngôi sao này xuất phát từ một trong những ngôi sao đầu tiên kiểu này được phát hiện: sao δ Cephei (chòm Tiên Vương) Cepheid là các sao có độ trưng cao và nhiệt độ vừa phải (các sao kềnh vàng): Trong quá trình tiến hóa chúng được cấu tạo đặc biệt: ở độ sâu nhất định xuất hiện một lớp tích tụ năng lượng đến từ lòng sâu, rồi

sau đó lớp này lại phát đi năng lượng Ngôi sao cứ tuần tự co lại khi nóng lên rồi

nở ra khi lạnh đi Vì thế năng lượng phát xạ khi thì bị khí sao hấp thụ và ion hóa khí đó, khi thắt lại thoát ra vào lúc các ion chiếm đoạt các electron (khi khí lạnh đi) đồng thời phát ra các lượng tử ánh sáng Kết quả là độ sáng của sao Xêphêit thay đổi theo quy tắc, gấp vài lần với chu kì vài ngày Bản chất vật lý của sự co giãn (mạch động) này đã được nhà bác học Xô viết X A Giêvakin giải thích thành công lần đầu tiên vào những năm 1950

Shapley sử dụng quan hệ chu kỳ- độ sáng để ước tính khoảng cách Trước tiên, ông thu thập mọi dữ liệu có sẵn về các sao Cepheid, từ những quan sát riêng của ông và từ các nhà thiên văn học khác, trong đó có Leavitt Khoảng cách đến một số sao Cepheid gần hơn đã được đo và như vậy Shapley có thể tính toán độ sáng tuyệt đối của nó Cơ sở vật lý duy nhất mà ông cần là quy luật đơn giản rằng

độ sáng giảm theo bình phương khoảng cách Sau đó Shapley vẽ đồ thị chu kỳ theo

độ sáng tuyệt đối Shapley thực hiện giả định hợp lý rằng các sao Cepheid trong những cụm sao hình cầu ở xa tuân theo cùng các quy luật vật lý như các sao

Cepheid ở gần Ông quan sát chu kỳ của các sao Cepheid ở xa, biểu diễn cường độ tuyệt đối phỏng chừng của chúng lên đồ thị chu kỳ- độ sáng của ông, và so sánh cường độ tuyệt đối với cường độ biểu kiến quan sát được Từ đó suy ra khoảng cách đến nhiều sao Cepheid cách rất xa- và đến những cụm sao hình cầu trong đó chúng cư trú

Quan hệ chu kì – độ sáng đối với các sao biến quang loại Cepheid – đường cong cho thấy độ sáng của chúng thay đổi như thế nào theo thời gian – do Harlow Shapley vẽ năm 1918 Từ đó về sau, nhà thiên văn có thể quan sát chu kì, hay thời gian từ độ sáng cực đại này tới độ sáng cực đại tiếp theo, đối với bất kì sao Cepheid nào khác, rồi biểu diễn đồ thị cường độ tuyệt đối của sao So sánh cường

độ tuyệt đối (“thật sự”) ước tính này với cường độ biểu kiễn quan sát được sẽ mang lại khoảng cách, vì độ sáng giảm theo bình phương của khoảng cách

Các sao Xêphêit đóng vai trò quan trọng trong thiên văn Năm 1908, nhà thiên văn nữ người Mỹ Henrietta Livit, khi nghiên cứu các sao Xêphêit ở một trong

những thiên hà gần nhất là Mây Magienlăng Nhỏ, đã chú ý thấy rằng các sao này càng sáng nếu chu kỳ thay đổi độ sáng của chúng càng lớn Kích thước của Mây Magienlăng Nhỏ không lớn so với khoảng cách đến nó điều đó có nghĩa là sự khác nhau về độ sáng biểu kiến phản ánh sự khác nhau về độ trưng Nhờ quan hệ phụ thuộc chu kỳ- độ trưng mà Livit tìm ra, có thể dễ dàng tính khoảng cách đến từng sao Xêphêit, sau khi đo độ sáng trung bình của sao và chu kì biến quang của nó Bởi vì các sao kềnh khá sáng nên có thể sử dụng các sao Xêphêit để xác định các khoảng cách đến tận các thiên hà tương đối xa, nơi mà người ta quan sát thấy các sao này

Còn một nguyên nhân thứ hai về vai trò đặc biệt của sao Xêphêit Vào những năm 1960 nhà thiên văn Liên xô Yuri Nicôlaiêvich Ephrêmôp đã xác lập rằng chu

kì của sao Xêphêit càng dài thì sao càng trẻ Theo quan hệ phụ thuộc chu kỳ - tuổi không khó xác định tuổi của mỗi sao Xêphêit Chọn ra các sao có các chu kì lớn nhất và nghiên cứu các nhóm sao có mặt chúng, các nhà thiên văn nghiên cứu được những cấu trúc trẻ nhất của các Thiên hà

Hơn các sao động mạch khác, các Xêphêit xứng đáng với tên gọi biến quang theo chu kỳ Mỗi chu kỳ thay đổi độ sáng kế tiếp thường lặp lại rất chính xác chu

kỳ trước.Tuy nhiên cũng gặp những ngoại lệ mà ngoại lệ được biết nhiều nhất trong số đó là sao Bắc Cực Đã từ lâu người ta khám phá ra rằng nó thuộc hàng ngũ Xêphêit, tuy nó thay đổi độ sáng trong giới hạn rất nhỏ Nhưng vào các thập kỷ gần đây, các dao động này tắt dần và đến những năm 1990, thì các sao Bắc Cực hầu như ngừng co giãn Không rõ nó có ngừng mãi mãi hay không, để thời gian sẽ trả lời Ngoài các sao xêphêit và mirit còn có không ít các kiểu sao biến quang khác Một số kiểu trái với sao xêphêit, thuộc tầng lớp cao tuổi nhất trong cộng đồng sao

Ví dụ các sao biến quang xung kiểu RR Lyrae, gặp rất nhiều trong các quần sao cầu có tuổi tới hơn 12 tỉ năm

Sao mạch động theo nghĩa nào đó tương tự như con lắc lò xo dao động mà

độ cứng lò xo tương ứng với mật độ vật chất trung bình của sao Các sao tiến hóa: chúng thay đổi kích thước và do đó, thay đổi mật độ trung bình Tất cả điều này được phản ánh trên tần số dao động của “lò xo sao” Đo đạc một cách có hệ thống

độ sáng của sao mạch động dễ dàng xác định với độ chính xác cao chu kỳ dao động Mà dựa theo sự thay đổi chu kỳ có thể biết được ngôi sao đang trải qua giai đoạn nào trong đời

Hầu hết các ngôi sao ổn định và duy trì sự ổn định hàng ngàn hoặc thậm chí nhiều triệu năm Tuy nhiên một số sao co giãn: chúng trở nên lớn hơn và bé hơn, chúng thay đổi độ trưng và phổ của chúng một cách đều đặn với một chu kỳ co giãn có thể đo được một cách dễ dàng Loại sao co giãn được biết đến rõ nhất, 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 đến độ trưng của ngôi sao Ví dụ, mỗi sao Cephei co giãn một lần trong hai tháng có độ trưng (được tính trung bình theo toàn chu kì co giãn) vào khoảng 104 Lo

Các sao biến quang cepheid là rất quan trọng đối với các nhà thiên văn vì chúng là những ngôi sao phát sáng rất mạnh bởi vậy chúng có thể nhận ra từ khoảng cách rất xa Khi chúng ta quan sát một ngôi sao Cephei ở xa với chu kì co giãn 2 tháng, chúng ta có thể lập tức suy ra độ trưng của nó, L=104 Lo Mỗi khi chúng ta đo thông lượng F, chúng ta có thể xác định khoảng cách của sao Cephei Khi một ngôi sao Cephei được quan sát thấy trong một thiên hà, chúng ta có thể

biết không chì khoảng cách của sao Cephei ấy mà còn biết khoảng cách của toàn

thiên hà vì tất cả hàng triệu ngôi sao trong thiên hà này trong thực tế có cùng

khoảng cách đối với chúng ta

III.1.2.2 SAO MIRA

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 3000 lần Mặt

Trời.Các sao kiểu Mira có biên độ sáng dao động ít nhất là 10 lần, và đôi khi là

1000 lần Chu kỳ của chúng từ 100 đến 500 ngày Hầu hết các sao khổng lồ lạnh và

siêu khổng lồ được xếp vào loại sao biến quang bán tuần hoàn Sao Betelgeuse,

một sao đỏ siêu khổng lồ đánh dấu vai trái của thợ săn trong chòm 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 Kiểu Mira, còn có các sao mirit, là những sao kềnh đỏ thay đổi độ

sáng tới vài cấp sao theo chu kỳ trung bình từ vài tháng đến một năm rưỡi

Mira Stars

III.2 SAO BIẾN QUANG ĐỘT BIẾN- SAO MỚI VÀ

SAO SIÊU MỚI (NOVAE- SUPERNOVAE)

Sự chú ý đặc biệt của các nhà vật lý thiên văn không chỉ hướng vào các sao biến quang mạch động Các sao được gọi là sao nổ (hoặc sao tai biến) là ví dụ

về các quá trình phức tạp diễn ra trong các hệ sao đôi nơi mà khoảng cách giữa các thành phần không vượt trội nhiều lắm so với kích thước của chúng Do kết quả tác động tương hỗ của các thành phần, vật chất ở các lớp bề mặt của ngôi sao loãng hơn trong hai sao bắt đầu chảy sang sao kia

Có những sao bình thường chỉ có thể nhìn thấy qua kính thiên văn cực mạnh bỗng bùng sáng lên một cách đột ngột Độ sáng có thể tăng lên hàng chục vạn lần (sao mới) hoặc cỡ triệu lần rồi lại tắt đi Nguyên nhân làm thay đổi độ sáng đột ngột là do các vụ nổ một lần duy nhất hoặc lặp đi lặp lại nhiều lần Đó là các sao mới và siêu sao mới Thuộc kiểu này, có các sao mới, sao siêu mới, các sao

Sự thay đổi độ sáng (m) của sao Mira chòm Cá Voi