Một ngôi sao là một thiên thể chứa chủ yếu vật chất ở trạng thái plasma, khối lượng khoảng từ 1029 đến 1040 kg, duy trì ở nhiệt độ hàng nghìn độ K, do đó tỏa ra bức xạ vật đen tương ứng có cực đại trong phổ nhìn thấy đến UV
gần, nhờ các phản ứng nhiệt hạch trong lòng. Các ngôi sao thường có hình dạng gần hình cầu, tự duy trì trạng thái cân bằng động lực học, nhờ sự cân bằng giữa áp suất bức xạ điện từ phát ra từ bên trong với trường hấp dẫn của bản thân.Các sao thường là trung tâm của một hệ hành tinh, trong đó các hành tinh và các thiên thể khác (như sao chổi, khí và bụi, ...) chịu ảnh hưởng lực hấp dẫn của sao trung tâm và bay quanh sao trung tâm. Mặt Trời là ngôi sao gần chúng ta nhất và là ngôi sao trung tâm của Hệ Mặt Trời.Có những hệ gồm hai sao bay xung quanh nhau, tạo thành sao đôi. Các sao đôi thường không có hành tinh bay quanh, do hệ như vậy không cân bằng bền. Cũng lý do này, các hệ gồm 3 sao thường có một sao đôi, hai sao bay sát nhau, và một sao đơn nằm xa. Các nhóm gồm nhiều sao có mối liên kết hấp dẫn với nhau cũng thường chứa các sao đôi và sao đơn bên trong. Ở khoảng cách lớn hơn, các sao tụ tập, cùng với các dạng thiên thể khác, thành các thiên văn sao.
1. Phân loại sao
Trong thiên văn học, phân loại sao là phân loại của các sao ban đầu dựa trên nhiệt độ quang quyển và các đặc trưng quang phổ liên quan của nó, rồi sau đó chuyển đổi thành thuật ngữ của các đặc trưng khác. Nhiệt độ của sao có thể được phân loại bằng cách sử dụng định luật thay thế Wien; nhưng nó gây ra những khó khăn đối với các sao ở xa. Quang phổ thiên văn cho ta một cách để phân loại sao theo các vạch hấp thụ của chúng; đặc biệt các vạch hấp thụ chỉ có thể quan sát được trong một khoảng nhất định của nhiệt độ vì chỉ trong khoảng nhiệt độ này thì các mức năng lượng nguyên tử mới phổ biến.
2.1. Phân loại theo lớp
Các sơ đồ có từ thế kỷ 19 phân loại các sao từ A đến P, là xuất xứ của các phân loại quang phổ hiện nay.
-Các sao thuộc lớp O cực kỳ nóng và cực kỳ chói lọi, về màu sắc rất gần với màu xanh. Naos (en:Zeta Puppis,
trong chòm sao Puppis) sáng gấp khoảng một triệu lần Mặt Trời. Các sao này có các vạch quang phổ hêli ion hóa và trung hòa rõ nét và các vạch hiđrô yếu. Các sao lớp O phát ra phần lớn bức xạ trong dạng tia tử ngoại.
-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.
-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.
2.2. Phân loại theo các sao
Người ta thường phân loại sao dựa vào nhiều yếu tố, có kiểu phân loại theo khối lượng và kiểu phân loại theo tính chất riêng của từng ngôi sao, tuy nhiên các cách phân loại này tương đối thống nhất với nhau nên có thể đống nhất chúng với nhau và đưa ra một danh sách các loại sao như sau:
* Sao siêu khổng lồ (super giant) có độ trưng gấp 10.000 đến 1000.000 lần Mặt Trời, cấp sao tuyệt đối từ -5 đến -10, bán kính gấp 100 - 1000 lần Mặt Trời và khối lượng lớn hơn Mặt Trời khoảng 20 - 30 lần nhưng khối lượng riêng rất nhỏ.
Các sao này có đời sống ngắn (vài triệu đến 1 tỷ năm), kết thúc là một sao siêu khổng lồ đỏ. Sao siêu không lồ lớn nhất đã biết đến nay là sao e Aurigaecos đường kính gấp 2700 lần Mặt Trời.
* Sao khổng lồ (giant): có độ trưng gấp khoảng 100 lần Mặt Trời, cấp sao tuyệt đối -1 đến 1. Khối lượng riêng nhỏ, bán kính gấp 10- 100 lần Mặt Trời. Khi hết nhiên liệu. cuối đời sao khổg lồ trở thành sao khổng lồ đỏ có kích thước rất lớn nhưng nhiệt độ bề mặt chỉ có 2000 - 3000K.
* Sao lùn (Dwarf) là các sao có độ trưng yếu (xấp xỉ cỡ Mặt Trời hoặc yếu hơn). Các sao này có khối lượng riêng trung bình hoặc lớn. Chúng nằm trong dãy chính của biểu đồ Hertzsprung - Rusell với độ trưng tương đối yếu
(không thể lớn hơn 10000 lần Mặt Trời).Mặt Trời của chúng ta cũng là một sao lùn.
• Sao lùn đỏ (Red Dwarf): loại sao lùn phổ biến nhất trong vũ trụ. Cấp sao tuyệt đối nhỏ hơn 1. Nhiệt độ bề mặt 2500 - 3000K. Khối lượng khoảng 1/10 Mặt trời. Tuổi thọ của các sao thuộc loại này là khoảng 10 tỷ năm.
• Sao lùn trắng (White Dwarf): là những sao nhỏ, bán kính khoảng 500km, đặc và có độ trưng rất yếu. Sao lùn trắng là giai đoạn cuối đời của sao có khối lượng nhỏ hơn hoặc bằng 1,4 khối lượng Mặt Trời (giới hạn
Chandrasekhar). Sao này phát ra ánh sáng trắng do chuyển động của các electron. Nhiệt độ bề mặt khoảng 10.000K
• Sao lùn nâu (Brown Dwarf): là các sao có khối lượng nhỏ hơn 8% khối lượng của Mặt Trời. Các sao này không thể phát sáng do không đủ khối lượng để gây ra phản ứng nổ hạt nhân. Đây là loại thiên thể ranh giới giữa sao và hành tinh. Nhiệt độ bề mặt không quá 1800K. Nó chỉ phát ra tia hồng ngoại nên còn được gọi là sao hồng ngoại.
• Sao lùn đen (Black Dwarf): là giai đoạn cuối của sao lùn trắng. Sau khi sao lùn trắng phát tán hết động năng của các electron, nó nguôi dần đi và co lại thành một khối cầu đen không thể thấy bằng mắt thường.
* Sao mới (nova- tân tinh): là các sao có độ sáng yếu, đột ngột tăng độ sáng lên hàng ngàn lần trong một khoảng thời gian ngắn sau đó lại từ từ giảm về độ sáng ban đầu hoặc yếu hơn. Nhờ đó đôi khi có một ngôi sao mới xuất hiện trên thiên cầu và được người xưa gọi là sao mới. Người ta cho rằng sao mới là hiện tượng xảy ra trong các hệ sao đôi. Vật chất từ sao lớn hơn chảy sang sao lùn trắng làm cho lớp ngoài của sao lùn trắng nổ tung, vật chất bắn ra với vận tốc hàng ngàn km/s. Vụ nổ tạo ra các quả cầu khí bao quanh ngôi sao, gọi là tinh vân hành tinh.
* Sao siêu mới (super nova): là vụ nổ kết thúc cuộc đời của một ngôi sao sau khi nó dã cạn kiệt nhiên liệu, làm nó bùng sáng đến 10 - 100 triệu lâng Mặt Trời trong vòng vài ngày hoặc vài tuần. Vụ nổ siêu tân tinh có thể xảy ra tương tự như tân tinh thông thường với việc vật chất từ một sao chảy sang sao đồng hành gây ra (nhưng mức độ lớn hơn rất nhiều),
cũng có thể là sự bộc phát của giai đoạn bế mạc của một ngôi sao khổng lồ trẻ làm lớp ngaòi bắn tung ra ngoài, còn lõi trong nặng hơn co lại thành sao neutron hoặc lỗ đen (tùy theo khối lượng sao).
* Sao nơtron (neutron star): thiên thể nhỏ (bán kính khoảng 10.000km) nhưng có mật độ vật chất rất lớn do được cấu tạo hầu hết từ các nơtron. Khối
lượng riêng của sao này khoảng 108tấn/cm3.
Sao nơtron là kết quả co lại của lõi một ngôi sao có khối lượng ban đầu bằng 1,4 đến 4 lần Mặt Trời. Vụ co lại này dẫn đến một vụ nôt sao siêu mới và kết thúc là sao nơtron.
Lần đầu tiên sao nơtron được phát hiện là vào ngày 28/11/1967 dưới dạng phát xạ xung điện từ nên còn có một tên khác là Pulsar. Cho đến nay con người đã phát hiện ra gần 1000 Pulsar phát xạ xung điện từ như vậy. * Lỗ đen (Black Hole): Kết quả co lại của các ngôi sao có khối lượng lớn hơn 4 lần khối lượng Mặt Trời. Lực hấp dẫn làm ngôi sao co lại thành một điểm có mật độ vô hạn, hấp dẫn lúc đó mạnh đến nỗi làm cho không một vật thể nào có thể thoát ra ngoài, kể cả ánh sáng.
* Sao biến quang (variable star): là các sao có độ sáng thay đổi, đều đặn hoặc không đều đặn. Chu kì biến đổi của độ sáng có thể là vài giờ hoặc vài năm. Biên độ dao động có thể từ 15 đến 17 cấp sao.
Có 3 nhóm sao biến quang chủ yếu: - Sao biến quang co giãn
- Sao biến quang bộc phát - Sao biến quang che khuất
* Sao đôi (double star): 2 sao gần nhau hoặc dính liền nhau trên bầu trời khi nhìn bằng mắt thường.
Nếu sự gần nhau chỉ là biểu kiến thì ta gọi đó là sao đôi quang học. Nếu thật sự là 2 sao gần nhau tạo thành cặp trong không gian thì ta gọi là sao đôi vật lí hay sao kép.
* Sao kép (binary star)và sao chùm (multiple star): sao kép thuộc nhóm sao đôi vật lí, gồm hai sao chuyển động quanh khối tâm chung do hấp dẫn. Các sao kép có thể được phát hiện bằng các quan sát quang học và được gọi là sao kép nhìn thấy, cùng có thể chỉ phát hiện được qua phân tích quang phổ phát xạ của chúng. Trong trường hopự này ta gọi chúng là sao kép quang phổ. Sao chùm là hệ nhiều sao liền nhau, liên hệ với nhau bằng hấp dẫn. Sao kép chính là trường hợp riêng của sao chùm.
3. Phân loại quang phổ sao
3.1. phân loại quang phổ
Quang phổ sao đóng vai trò rất quan trọng trong việc nghiên cứu các vì sao vì chúng cho chúng ta biết nhiều điều về thành phần cấu tạo cũng như khoảng cách và vận tốc của chúng. Trước hết, việc phân loại phổ sao cho phép chúng ta có một bảng thống kê và một biểu đồ chi tiết về quang phổ của từng loại sao với khói lượng và độ sáng khác nhau. Kiểu phân loại vãn được dùng phổ biến ngày nay là kiểu phân loại quang phổ theo cường độ và số vạch sẫm trong quang phổ hấp thụ của các ngôi sao được đài thiên văn Harvard đưa ra vào đầu thế kỉ 20. Các vạch sẫm của một ngôi sao cho biết về thành phần các chất khí nhẹ chứa trong nó, theo đó phổ của các ngôi sao được chia thành các loại tương ứng với các kí tự chữ cái (tương ứng với màu): O (lam), B(lam đến trắng lam), A(trắng lam đến trắng), F(trắng đến vàng), G(vàng đến vàng nhạt), K(da cam đến đỏ), M(đỏ) (để dễ dàng nhớ
được các chữ cái này và thứ tự của chúng, bạn đọc có thẻ thử nhớ câu : Oh Be A Fine Girl, Kiss Me) Trong đó các sao được biểu diễn bằng các kí tự O,B,A là các sao nóng và sớm hơn Mặt Trời, các sao kiểu F và G là các sao kiểu Mặt Trời còn các sao K và M thì lạnh và muộn hơn. Với mỗi loại ứng với các kí tự trên lại phân thành các nhóm nhỏ đánh số tờ 0 đến 9, riêng các sao O thì chỉ có từ O5 đến O9. Sự phân loại này được gọi là phân loại Harvard và đã được sử dụng chính thức cho đến ngày nay sau khi được bổ sung một vài loại phổ sao hiếm khác nhuw R,N (gọi chung là C, các sao Cacbon), S (một nhánh phụ của K), W(các sao nóng và không ổn định), Q(các sao đã trải qua tai biến như nova hay các va chạm lớn). Đi kèm với quang phổ sao là các kí tự số La Mã để biểu diễn độ trưng của ngôi sao. Các số La Mã này gồm từ I đến VII cho biết vị trí của các dãy sao trong biểu đồ Hertzsprung - Russel (biểu đồ phân loại các dãy sao trong vũ trụ theo độ trưng và khối lượng đo bằng quang phổ, cho biết sự tiến hóa của ngôi sao đưa ra vào năm 1953, thường được gọi tắt là biểu đồ H-R). Riêng các sao loại I lại được phân loại thành a và b. Theo đó:
*Ia, Ib , II : dãy sao siêu khổng lồ (super giant) *III : dãy sao khổg lồ (Giant)
*IV : dãy sao cận khổng lồ (Near Giant) *V : dãy sao lùn (dwarf)
*VI : dãy sao cận lùn (Near Dwarf) *VII: dãy sao lùn trắng (White Dwarf)
Mặt Trời của chúng ta có quang phổ được biểu diễn là G2V, là một sao G2 thuộc dãy V, tức là một sao lùn vàng.
3.2. Biểu đồ Hertzsprung-Russell
Còn được gọi tắt là biểu đồ H-R, thể hiện sự tương quan loại phổ-độ trưng hoặc nhiệt độ-độ trưng của các sao, được hai nhà thiên văn E.Hertzsprung (Đan Mạch) và H. Russell (Mĩ) xác lập vào năm 1910. Các sao được sắp xếp theo nhiệt độ bề mặt (nóng nhất bên trái, lạnh nhất bên phải) và theo độ trưng hoặc cấp sao tuyệt đối (sáng nhất phía trên, mờ nhất phái dưới). Trục tung có thể ghi độ trưng hoặc cấp sao tuyệt đối. Trục hoành ghi loại phổ, nhiệt độ hoặc chỉ số màu.
3.2.1. Các sao trên dải chính (Dwarfs).
Gọi là sao lùn (dwarfs). Chúng là những sao thường. Mặt trời là một sao lùn loại G. Một số sao dải chính không “lùn”, lắm có nghĩa là chúng lớn và sáng (trên trái) Độ sáng của chúng bằng những sao kềnh II. Một số ở góc phải dưới ứng với nhiệt độ thấp gọi là lùn đỏ (nhỏ và có nhiệt độ thấp).
3.22.. Sao kềnh - kềnh đỏ - Siêu kềnh II (Giants, Red Giants, Super Giants).
Các sao thuộc dải II ứng với nhiệt độ không lớn (quang phổ G -M, nhiệt độ 6000o – 3000oK), tức ứng với cấp sao tuyệt đối cở bằng 0 là những sao có kích thước rất lớn, được gọi là sao kềnh. Phổ của chúng thường là đỏ nên gọi là kềnh đỏ. Trên chúng còn có các sao có độ trưng lớn hơn rất nhiều. Đó là những sao có kích thước rất lớn, gọi là siêu kềnh.
Tỷ lệ trên biểu đồ cho thấy: Ứng với 1 sao siêu kềnh có khoảng 1000 sao kềnh và hàng chục triệu sao thường.
3.2.3. Sao lùn trắng (white dwarfs).
Là những sao thuộc dải III. Chúng có nhiệt độ rất cao (Quang phổ B - A - F hay T =20.000 – 8000oK) với cấp sao cao (cỡ +5 → + 10), tức ứng với độ trưng thấp. Vậy chúng phải có kích thước rất nhỏ tức rất lùn, vì có màu trắng nên gọi là lùn trắng.
Ngoài ra, cùng các tên gọi sao như trên ta còn có các tên lùn nâu, lùn đen, các sao biến quang, các sao nổ... Thực ra có khi các tên đó chỉ để mô tả cùng một ngôi sao, nhưng trong các giai đoạn tiến hóa khác nhau của nó.
4. Thành phần hóa học
Các ngôi sao thường có thành phần trung bình là70%hydro, 28%heli, 1,5 % cacbon, nito, oxi... và khỏang 0,5% sắt và các kim loại.
5.Các đặc trưng cơ bản của sao
Thông tin chủ yếu mà ta thu được từ sao là các bức xạ điện từ, từ đó ta xác định được
các đại lượng như : cấp sao nhìn thấy, cấp sao tuyệt đối và độ trưng của sao. Dựa vào các
đại lượng trên ta có thể xác định được các đặc trưng cơ bản của sao như bán kính, khối
lượng v.v... Đồng thời dựa vào các định luật về bức xạ ta có thể xác định được nhiệt độ (và
áp suất) trên bề mặt các sao, xác định quang phổ của các sao, từ đó suy ra được các quá trình vật lý đang diễn ra trên các sao. Ta điểm qua một số nét chính như sau:
5.1. Xác định kích thước các sao
Trong vật lý, theo định luật Stefan - Boftzmann công suất bức xạ toàn phần (của vật hình cầu, bán kính R, nhiệt độ T) là:W = 4πR2 σ T4
Vậy công suất bức xạ của mặt trời là : WMT = 4π 2
MT
R σ 4
MT
T
Ta có tỷ số công thức bức xạ của sao so với mặt trời :
W WMT = 22 R RMT 4 4 T