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: 2 m Hiện nay bằng phương pháp thị sai quang phổ tức là mối liên hệ
Trang 1BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO
TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM HÀ NỘI 2
TÌM HIỂU VỀ SỰ TIẾN HÓA
VÀ PHÂN LOẠI SAO
Trang 2TRƯỜNG 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
Trang 3LỜI CẢM ƠN
Lời đầu tiên, em xin bày tỏ lòng biết ơn sâu sắc tới TS Nguyễn Hữu Tình người đã giúp đỡ định hướng nghiên cứu, cung cấp cho em những tài liệu quý báu, tận tình hướng dẫn, chỉ bảo, tạo điều kiện tốt nhất trong quá trình hoàn thành khoá luận tốt nghiệp
Em xin cảm ơn quý thầy cô trong khoa Vật lý đã tận tình giúp đỡ em trong suốt quá trình học tập, rèn luyện và làm khóa luận Em xin cảm ơn tới các bạn sinh viên đã luôn giúp đỡ, cổ vũ và động viên em trong suốt quá trình học 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
Trang 4LỜI 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
Trang 5MỤC 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
Trang 6CHƯƠNG 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
Trang 7DANH 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 dãy chính và khối lượng của nó 27
Trang 8DANH 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 1,5Me 28
Hình 3.3: Biểu đồ Hertzsprung-Russell 29
Hình 3.4: Quá trình “3 hạt 𝜶” –C 30
Hình 4.1: Sao chức nữ 44
Hình 4.2: Hình ảnh sao Thiên Lang 46
Trang 9vị trên Trái đất và sáng tạo ra môn địa lý học, họ đã quan sát bầu trời và sản sinh 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 dải Ngân hà, chứa vô số ngôi sao Việc phát hiện các tinh vân ngoài Ngân hà và giãn nở của vũ trụ đầu thế kỉ XX đã mở ra một kỉ nguyên của của thiên văn học hiện đại
Trong 5 thập kỷ qua đã chứng kiến sự hiểu biết của chúng ta về vũ trụ bằng 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 các sao và các hành tinh ngoài hệ mặt trời là bước đầu tiên trong việc tìm kiếm sự sống ở trên các hành tinh khác
Nhu cầu khám phá Vũ trụ là nhu cầu có từ rất lâu đời từ khi con người mới bắt đầu xuất hiện Sao là một vật thể phổ biến nhất trong vũ trụ Nó là một 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 một ngôi sao gần chúng ta nhất, đồng thời chi phối cuộc sống của chúng ta nhiều nhất Do nóng sáng và quá xa nên chúng ta không thể tiếp xúc trược tiếp được với sao, mà chỉ có thể nghiên cứu chúng thông qua những thông tin chính là
Trang 10bức xạ điện từ Việc mô tả các sao đều dựa trên các số liệu quan sát, quan trắc rồi lập ra các mô hình vật lý và sau đó kiểm chứng lại xem mô hình có thích hợp với số liệu quan sát mới hay không Ngay cả đối với Mặt trời các mô hình hiện nay cũng vẫn còn nhiều vấn đề chưa giải quyết được Để nghiên cứu về sao 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
Trang 11NỘI 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 thiểu khoảng 8% khối lượng Mặt Trời
Sao hình thành từ các đám mây khí, bụi (tinh vân) Dưới tác dụng của lực hấp dẫn, chúng co dần lại vào một tâm chung Các phân tử khí tăng dần vận tốc, cọ xát làm khối khí nóng lên (tiền sao - protostar) Thời kì này kéo dài vài trăm ngàn đến 50 triệu năm
Các ngôi sao có thành phần chính là hiđrô (trên 70%), còn lại một phần lớn 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 đến 50000K 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 với các 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 nguồn sáng truyền đến một diện tích S có quang thông là ∅, thì độ rọi là:
Es
= (1.1) Đây là cơ sở để xác định cấp sao nhìn thấy
Người ta quy ước sao càng sáng (độ rọi càng lớn) thì cấp sao của nó càng bé và ngược lại
Trang 12Hai sao có cấp sao nhìn thấy sai khác nhau 5 cấp thì độ rọi sáng của nó đến 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 khác nhau 2,512n lần Từ đây ta có mối liên hệ giữa độ rọi E1 và E2 củahai sao có cấp sao nhìn thấy tương ứng là m1 và m2 được biểu diễn bởi biểu thức:
là sáng gấp đôi mức sáng thấp hơn liền kề nó Phương pháp này không được dùng để đo độ sáng của Mặt Trời
Năm 1856, Norman Rober Pogsonchuẩn hóa hệ thống này bằng cách định 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 chuẩn hóa 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 trong phổ nhìn thấy Các vật thể rất sáng có m âm Như Sirius, sao sáng nhất thiên cầu có cấp sao có cấp sao biểu kiến trong khoảng -1,44 đến -1,46 Hệ thống hiện 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:
( )
m = −2,512lg F + Cvới Fx là quang thông do trong vùng phổ x, C là hằng số phụ thuộc đơn vị đo quang thông
Trang 13Bảng 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
phố 6,0 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 của sao, vì nó còn phụ thuộc cả vào khoảng cách từ thiên thể đến Trái Đất Vì vậy, để so sánh năng lượng thực sự của các sao người ta đưa ra khái niệm cấp
sao 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 rọi sáng nhìn thấy đối với người quan sát ở Trái Đất tương ứng là Em và EM Theo (1.2) ta có:
Trang 14Mặt 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:
2 m
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 các sao dựa vào cấp sao tuyệt đối của nó:
m M 2
−
Trang 15Năm 1908 nhà nữ thiên văn Mỹ Leavitt đã đưa ra kết quả nghiên cứu
của 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 ngôi
sao biến quang trong chòm sao Cepheus Sao biến quang Cepheus có chu kỳ
biến quang tỉ lệ với cấp sao tuyệt đối của nó Chu kỳ càng dài thì cấp sao càng
lớn Dựa vào việc quan sát chu kỳ của sao biến quang Cepheus người ta có
thể tính được cấp sao tuyệt đối của chúng và từ đó xác định được khoảng cách
đến 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 suất
bức xạ toàn phần của chúng:
( M 2 M 1 )
1 2
W2,512W
Dựa vào các kết quả quan trắc cho thấy, công suất bức xạ của các sao
rất khác nhau, có sao có L cỡ hàng nghìn, lại có sao có L cỡ 10-2
1.2.5 Xác định kích thước của các sao
Theo định luật Stefan – Boltzmann công suất bức xạ toàn phần của vật
hình cầu, bán kính R, nhiệt độ T là:
2 4
W= 4 R TCông suất bức xạ của Mặt trời là We = 4 Re2Te4
Khi đó ta có độ trưng L của sao:
Trang 161.2.6 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 pháp này không thể xác định được khối lượng của các sao đơn trong không gian mà chỉ xác định khối lượng của các sao đôi (cặp sao chuyển động quanh khối tâm chung 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 bán trục lớn của quỹ đạo chuyển động của sao vệ tinh, khối lượng của 2 sao lần lượt là M1, M2 Áp dụng định luật 3 Keple ta có:
D 3
Trang 173,9
L=M (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 lớn nên phổ bức xạ là liên tục Từ Trái Đất với những ngôi sao ta đo được cấp sao tuyệt đối M, đo được bán kính nhờ phép đo khoảng cách và bán kính góc của sao, ta sẽ biết được công suất bức xa L và mật độ công suất bức xạ toàn phần
𝜀 Áp dụng định luật Stefan – Boltzmann ta tìm được nhiệt độ quang cầu của sao:
xạ với công suất mạnh nhất Áp dụng định luật dịch chuyển Wien ta được:
T = 𝑏
𝜆𝑚𝑎𝑥 với b = 0,0029mK (1.15) Nếu quang cầu thực sự bức xạ chính xác theo quy luật của vật đen thì nhiệt độ tính ở (1.14) và (1.15) sẽ trùng nhau Tuy nhiên hai cách tính không cho cùng một kết quả bởi quang cầu chỉ được coi là vật bức xạ gần như một vật 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 vũ trụ mà ta nhận thức được đều tập trung trong các sao Mỗi sao có giá trị khối lượng xác định vào cỡ từ 1/10 đến 100 lần khối lượng Mặt Trời
Trang 18Thành phần cấu tạo của sao được xác định bằng phương pháp phân tích quang phổ mà nguyên tắc dựa vào quang phổ vạch phát xạ hoặc hấp thụ của sao
Quá trình phân tích phổ bức xạ để nhận biết thành phần các nguyên tố hóa 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 chụp phổ)
- So sánh phổ ghi được với phổ chuẩn của các nguyên tố chụp được trong phòng thí nghiệm để sơ bộ xác định sự có mặt của những loại nguyên tố nào trong khí quyển sao
- Xác định độ rộng tương đương của phổ hấp thụ Về lý thuyết đại lượng 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 độ các nguyên tố đã sản sinh ra vạch hấp thụ và độ rộng tương đương của vạch phổ hấp thụ có trong khí quyển Mặt Trời, ta sẽ từ độ rộng tương đương của vạch 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 cùng loại như Mặt Trời, trong quang cầu của chúng thành phần các nguyên tố hóa học chủ yếu là hiđrô, hêli Ngoài ra còn có các nguyên tố khác như oxy, cacbon, nitơ, sắt, magiê…
Trang 19CHƯƠNG 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 lạnh nhất
Một câu tiếng Anh phổ biến để ghi nhớ trật tự này là: “Oh Be A Fine Girl, Kiss Me” (có nhiều phương pháp khác nhau để đọc danh sách phân loại sao tương tự như vậy) Sơ đồ này được phát triển trong những năm 1900 bởi Annie J Cannon và đài thiên văn đại học Harvard(Harvard College Observatory) Biểu đồ Hertzsprung – Russell liên kết phân loại sao với cấp sao 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 tả ánh 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 có dấu vết của màu vàng, một màu đôi khi được sử dụng như là định nghĩa của màu trắng tiêu chuẩn
Khi người ta lần đầu tiên lấy quang phổ của các sao, họ nhận thấy các sao có các vạch quang phổ hiđrô có độ đậm rất khác nhau, vì thế họ phân loại sao 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 vạch của hiđrô có liên hệ với nhiệt độ bề mặt của các sao Công việc nền tảng này được hoàn thành bởi “các cô gái” của Đài thiên văn đại học Harvard Các phân loại này sau đó được phân loại nhỏ hơn theo các số Ả Rập (0-9) A0 có nghĩa là sao “nóng” nhất trong lớp A và A9 là sao “lạnh” nhất trong lớp này
Trang 20Mặt 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 gần với màu xanh Naos (trong chòm sao Puppis) sáng gấp khoảng một triệu lần Mặt Trời Các sao này có vạch quang phổ heli ion hóa và trung hòa rõ nét và các vạch hiđro yếu Các sao lớp O phát ra phần lớn bức xạ trong dạng tia tử ngoại
Hình 2.2: Siêu sao xanh Zeta Orionis phía dưới, bên phải, cạnh Flame
Nebula
Trang 21Hình 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 các vạch hiđrô vừa phải Vì các sao lớp O và B hoạt động rất mạnh nên tuổi thọ của chúng rất thấp Chúng không rời xa khỏi khu vực chúng đã sinh ra vì không đủ thời gian Do đó chúng có khuynh hướng liên kết với nhau trong cái gọi 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, nhưng thực 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
Trang 22Các sao lớp A
Các sao lớp A thì phổ biến hơn trong số các sao có thể quan sát bằng mắt thường Deneb trong chòm sao Cygnus là một sao có sức hoạt động ghê gớm, trong khi Sirius cũng là sao lớp A, nhưng không hoạt động mạnh như thế 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
Hình 2.5: Một số sao thuộc lớp A
Các sao lớp F
Các sao lớp F cũng là những sao hoạt động mạnh nhưng chúng có xu hướng là những sao trong chuỗi chính, chẳng hạn như Fomalhaut trong chòm sao Piscis Austrinus Quang phổ của chúng được đặc trưng bởi các vạch hiđrô yếu và của ion kim loại, màu của chúng là trắng pha màu vàng nhẹ
Hình 2.6: Một số sao thuộc lớp F
Trang 23Các sao lớp G
Các sao lớp G có lẽ được biết đến nhiều nhất do Mặt Trời của chúng ta thuộc lớp này Chúng có quang phổ hiđrô yếu hơn lớp F nhưng cùng với các quang 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)
Hình 2.7: Hình ảnh minh họa sao lớp G
Các sao lớp K
Các sao lớp K là các sao màu da cam, có nhiệt độ thấp hơn Mặt Trời một chút Một số sao lớp K là sao khổng lồ và siêu khổng lồ, chẳng hạn như Arcturus trong khi một số khác như Alpha Centauri B là sao thuộc chuỗi chính Chúng có vạch quang phổ hiđrô cực yếu (nếu như có) và chủ yếu là
của các kim loại trung hòa
Hình 2.8: Một số sao thuộc lớp K
Trang 24Các 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 như Proxima Centauri Một số sao khổng lồ và siêu khổng lồ như Antares và Betelgeuse, hay các sao đổi màu Mira thuộc về lớp này Quang phổ của sao lớp 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 đỏ làm người ta nhầm lẫn là ngôi sao ở một khoảng cách xa hơn thật sự Khi có một 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 với
chúng 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 quang phổ mới được sử dụng để phân loại một số sao ít gặp hơn, 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 hêli thay vì hiđrô Chúng được coi là những sao siêu khổng lồ đang chết với lớp hiđrô đã bị thổi bay đi vì các trận gió nóng sinh ra bởi nhiệt độ cao của chúng, do đó đang trực tiếp phô bày ra lớp vỏ hêli nóng
Trang 25Các sao lớp L được gọi tên như thế từ sự hiện diện của liti trong lõi của
chúng Bất kỳ hình thái nào của liti cũng sẽ bị tiêu hủy rất nhanh trong các phản ứng hạt nhân đang 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 hồng ngoại Khí 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 những thiên thể vừa đủ lớn để có thể gọi là sao hay những thiên thể được gọi là dưới sao, là các dạng khác nhau của sao lùn nâu Chúng có màu đen, phát ra ít hoặc không có ánh sáng nhìn thấy nhưng mạnh nhất là hồng ngoại Nhiệt độ bề mặt của chúng chỉ khoảng 1.000K Trong các sao này, các phân tử phức tạp
có thể tạo thành, minh chứng bằng các vạch đậm của mêtan trong quang phổ 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 đĩa tiền hành tinh (đĩa tiền hành tinh là một sự kết hợp của các khí trong các tinh vân mà từ đó các ngôi sao cũng như hệ mặt trời và hệ sao hình thành) cho thấy số lượng các sao trong thiên hà với các cấp độ sáng khác nhau phải nhiều hơn những gì chúng ta đã biết Người ta nghĩ rằng các đĩa này đang ganh đua với nhau Cái đầu tiên được tạo thành sẽ trở thành một tiền sao, một thiên thể hoạt động rất mạnh và sẽ phá vỡ các đĩa khác gần đó, hút lấy khí của chúng Các đĩa nạn nhân có lẽ sau đó sẽ trở thành các sao thuộc chuỗi chính hay sao lùn nâu lớp L hoặc T, nhưng chúng ta hoàn toàn không nhìn thấy Vì tuổi thọ của chúng cao (chưa có sao nào với khối lượng nhỏ hơn 0,8 khối lượng Mặt Trời đã chết trong lịch sử của thiên hà) nên các sao nhỏ này sẽ được tích lũy theo thời gian
Trang 26Các sao lớp R và N là các sao cacbon (các sao siêu khổng lồ đỏ đạt đến
giai đoạn cuối trong đời của chúng) tương đương với khoảng từ giữa G tới cuối 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 quang phổ ZrO hơn là TiO, và là trung gian giữa
sao lớp M và sao cacbon Các sao này có sự hiện diện của cacbon và ôxy gần như bằng nhau và cả hai nguyên 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 xu hướng ăn hết các nguyên tố khác ít hơn, kết quả là ôxy thừa trong các sao chuỗi chính, cacbon thừa trong các sao lớp C, và không có gì thừa trong các
sao lớp S
Lớp D đôi khi được sử dụng để gọi các sao lùn trắng, một trạng thái mà
phần lớn các sao sẽ phải trải qua vào cuối đời Lớp D được chia tiếp thành các lớp nhỏ DA, DB, DC, DO, DZ và DQ Lưu ý rằng các chữ cái không có quan
hệ với các chữ cái được 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 tinh vân hành tinh và lớp Q là các sao đang nổ
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 thiệu năm 1943 bởi William W Morgan, Phillip C Keenan và Edith ellman từ Đài thiên văn Yerkes
Phân loại này dựa trên các vạch quang phổ nhạy cảm với lực hấp dẫn
bề mặt sao, có liên quan đến độ chiếu sáng
Trang 27Vì bán kính của các sao khổng lồ lớn hơn nhiều so với các sao lùn trong khi khối lượng của chúng lại xấp xỉ nhau nên mật độ các khí cũng như 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 thay đổi 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 Có rất nhiều nguyên nhân khác nhau gây nên sự biến đổi này Đối với một ngôi sao, sự thay đổi này chỉ diễn trong một vài giờ, nhưng đối với một số ngôi sao
khác, 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
𝛽 trong chòm Thiên Vương có độ sáng biến thiên với chu kỳ và biên độ xác
Trang 28định Họ đặt tên cho sao này là sao Angôn (ma quỷ) Về sau người ta nhận thấy Angon là sao đôi – hệ hai sao chuyển động quanh khối tâm chung Một trong hai sao đó có độ sáng lớn hơn nhiều so với sao kia Rõ ràng độ sáng của từng sao không đổi nhưng trong quá trình chuyển động quanh khối tâm chung chúng lần lượt che khuất nhau, dãn đến quang thông tổng cộng mà chúng truyền đến ta biến đổi một cách tuần hoàn với chu kỳ bằng chu kỳ chuyển động quanh khối tâm Trong mỗi chu kỳ có hai cực tiểu Cực tiểu mạnh ứng với thời gian sao vệ tinh che sao chính, cực tiểu yếu ứng với thời gian sao chính che sao vệ tinh
Đến nay người ta đã quan sát được hàng vạn sao biến quang do che khuất có đặc điểm biến thiên khác nhau
Khi nghiên cứu đặc điểm của sao biến quang do che khuất người ta có thể 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 đổi một cách tuần hoàn do sự vận động vật chất của sao tạo nên: Các lớp vỏ của sao co giãn như một con lắc cầu khổng lồ, làm cho cấp sao biến thiên tuần hoàn
Hiện nay, người ta đã phát hiện được khoảng trên 15000 sao biến quang 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 độ xác định Vận tốc của vật chất quan sát theo phương tia nhìn biến thiên cùng pha với biến thiên của độ rọi sáng Từ những đặc điểm này người ta cho rằng các 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 và sao kềnh trên biểu đồ quang phổ Càng gần dải sao kềnh chúng có chu kỳ co giãn càng lớn Tức là khối lượng riêng càng nhỏ, chúng có chu kỳ co giãn