.3.1 Sao
a) Định nghĩa:
Một ngơi sao là một thiên thể chứa chủ yếu vật chất ở trạng thái plasma, khối lượng khoảng từ 1020 đến 1040 kg, duy trì ở nhiệt độ hàng nghìn độ K, do đĩ tỏa ra bức xạ vật đen tương ứng cĩ cực đại trong phổ nhìn thấy đến UV gần, nhờ các phản ứng nhiệt hạch trong lịng. Các ngơi sao thường
cĩ hình dạng gần hình cầu, tự duy trì trạng thái cân bằng thủy 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 đĩ 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 ngơi sao gần chúng ta nhất và là ngơi sao trung tâm của Hệ Mặt Trời.
Cĩ những hệ gồm hai sao bay xung quanh nhau, tạo thành sao đơi. Các sao đơi thường khơng cĩ hành tinh bay quanh, do hệ như vậy khơng cân bằng bền. Cũng lý do này, các hệ gồm 3 sao thường cĩ một sao đơi, hai sao bay sát nhau, và một sao đơn nằm xa. Các nhĩm gồm nhiều sao cĩ mối liên kết hấp dẫn với nhau cũng thường chứa các sao đơi và sao đơn bên trong. Ở khoảng cách lớn hơn, các sao tụ tập, cùng với các dạng thiên thể khác, thành các thiên hà.
b) Phân loại:
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 nĩ, rồi sau đĩ chuyển đổi thành thuật ngữ của các đặc trưng khác. Nhiệt độ của sao cĩ thể được phân loại bằng cách sử dụng định luật thay thế Wien; nhưng nĩ gây ra những khĩ 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 cĩ 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. Các sơ đồ cĩ từ thế kỷ 19 phân loại các sao từ A đến P, là xuất xứ của các phân loại quang phổ hiện nay.
Phân loại quang phổ Morgan-Keenan
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 khơng phải là một sao cĩ màu vàng mà cĩ nhiệt độ màu sắc của vật đen khoảng 5.780
K; đĩ là màu trắng khơng cĩ dấu vết của màu vàng, một màu đơi khi được sử dụng như là định nghĩa của màu trắng tiêu chuẩn.
Lý do phân bổ cọc cạch của các chữ cái cĩ nguyên nhân lịch sử. Khi người ta lần đầu tiên lấy quang phổ của các sao, họ nhận thấy các sao cĩ các vạch quang phổ hiđrơ cĩ độ đậm rất khác nhau, vì thế họ phân loại sao trên cơ sở độ đậm của các vạch thuộc chuỗi balmơ của hiđrơ từ A (mạnh nhất) đến Q (yếu nhất). Các vạch khác của các chất trung hịa hay ion hĩa sau đĩ cũng được xét đến (các vạch H và K của canxi, vạch D của natri v.v). Sau đĩ người ta nhận thấy một số phân loại trên thực tế là đúp và các phân loại đĩ đã bị loại ra. Muộn hơn nữa, người ta nhận ra rằng độ đậm các vạch của hiđrơ cĩ liên hệ với nhiệt độ bề mặt của các sao. Cơng việc nền tảng này được hồn thành bởi "các cơ gái" của Đài thiên văn đại học Harvard, chủ yếu là Cannon và Antonia Maury, dựa trên các cơng trình của Williamina Fleming. Các phân loại này sau đĩ được phân loại nhỏ hơn theo các số Ả Rập (0-9). A0 cĩ nghĩa là sao "nĩng" nhất trong lớp A và A9 là sao "lạnh" nhất trong lớp này. Mặt Trời của chúng ta được phân loại là G2.
Các dạng quang phổ
Các sao thuộc lớp O cực kỳ nĩng và cực kỳ chĩi lọi, về màu sắc rất gần với màu xanh. Naos (trong chịm sao Puppis) sáng gấp khoảng một triệu lần Mặt Trời. Các sao này cĩ các vạch quang phổ hêli ion hĩa và trung hịa rõ nét và các vạch hiđrơ yếu. Các sao lớp O phát ra phần lớn bức xạ trong dạng tia tử ngoại.
Các sao lớp B rất chĩi lọi, Rigel (trong chịm sao Orion) là siêu khổng lồ xanh thuộc lớp B. Quang phổ của chúng cĩ các vạch hêli trung hịa và các vạch hiđrơ vừa phải. Vì các sao lớp O và B hoạt động rất mạnh nên tuổi thọ của chúng rất thấp. Chúng khơng rời xa khỏi khu vực chúng đã sinh ra vì khơng đủ thời gian. Do đĩ chúng cĩ khuynh hướng liên kết với nhau trong cái gọi là các liên kết OB1, một loại liên kết cĩ 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 khơng cĩ nhiều sao ở đĩ) và chứa tồn bộ chịm sao Orion.
Các sao lớp A thì phổ biến hơn trong số các sao cĩ thể quan sát bằng mắt thường. Deneb trong chịm sao Cygnus là một sao cĩ sức hoạt động ghê gớm, trong khi Sirius cũng là sao lớp A, nhưng khơng hoạt động mạnh như thế. Các sao lớp A cĩ màu trắng. Rất nhiều sao lùn trắng cũng thuộc lớp A. Chúng cĩ các vạch quang phổ hiđrơ đậm và của các ion kim loại.
Các sao lớp F cũng là những sao hoạt động mạnh nhưng chúng cĩ xu hướng là những sao trong chuỗi chính, chẳng hạn như Fomalhaut trong chịm sao Piscis Austrinus. Quang phổ của chúng được đặc trưng bởi các vạch hiđrơ yếu và của ion kim loại, màu của chúng là trắng pha màu vàng nhẹ.
Các sao lớp G cĩ lẽ được biết đến nhiều nhất do Mặt Trời của chúng ta thuộc lớp này. Chúng cĩ quang phổ hiđrơ yếu hơn lớp F nhưng cùng với các quang phổ ion kim loại, chúng cịn cĩ các quang phổ của kim loại trung hịa. Các sao siêu khổng lồ thơng thường là thuộc lớp O hay B (xanh) hay K hoặc M (đỏ) (do chúng là như vậy nên chúng khĩ cĩ khả năng thuộc về lớp G bởi vì đây là những khu vực khơng ổn định cho các sao siêu khổng lồ tồn tại).
Các sao lớp K là các sao màu da cam, cĩ 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 cĩ vạch quang phổ hiđrơ cực yếu (nếu như cĩ), và chủ yếu là của các kim loại trung hịa.
Lớp M là phổ biến nhất nếu tính theo số lượng sao. Mọi sao lùn đỏ nằm ở đây và chúng cĩ 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 hịa nhưng thơng thường khơng cĩ hiđrơ. Titan ơxít cĩ thể rất nhiều trong các sao lớp M. Sự mờ của màu đỏ làm người ta nhầm lẫn là ngơi sao ở một khoảng cách xa hơn thật sự. Khi cĩ một vật thể cĩ độ nĩng tương tự như các sao này, chẳng hạn như đèn halogen (3.000 K) được đặt cách chúng ta vài kilơmét, nĩ cũng sẽ xuất hiện đối với chúng ta như một nguồn sáng đỏ tương tự như các sao này.
3.23.2 Thiên hà:
Thiên hà là một tập hợp từ khoảng 10 triệu (107) đến nghìn tỷ (1012) các ngơi sao khác nhau xen lẫn bụi, khí và cĩ thể cả các vật chất tối xoay chung quay một khối tâm. Đường kính trung bình của thiên hà là từ 1.500 đến 300.000 năm ánh sáng. Ở dạng đĩa dẹt, thiên hà cĩ các hình dạng khác nhau như thiên hà xoắn ốc hay thiên hà bầu dục. Khu vực gần tâm của thiên hà cĩ kích thước ước chừng 1.000 năm ánh sáng, và cĩ mật độ sao cao nhất cũng như kích thước các sao lớn nhất.
Dù vật chất tối lý thuyết dường như chiếm khoảng 90% khối lượng đa số thiên hà, tình trạng của những thành phần khơng nhìn thấy được này vẫn chưa được hiểu biết đầy đủ. Cĩ một số bằng chứng cho thấy rằng những hố đen khối lượng siêu lớn cĩ thể tồn tại tại trung tâm của đa số, nếu khơng phải là tồn bộ, các thiên hà.
Khơng gian liên thiên hà, khoảng khơng nằm giữa các thiên hà, được lấp đầy plasma lỗng với mật độ trung bình chưa tới một nguyên tử trên mỗi mét khối. Cĩ lẽ cĩ hơn một trăm tỷ (1011) thiên hà trong khoảng khơng gian vũ trụ cĩ thể quan sát được của chúng ta.
Trái Đất nằm trong một hệ mặt trời thuộc một thiên hà cĩ tên là Ngân Hà; Hệ Mặt Trời của chúng ta nằm ở phía ngồi rìa của đĩa thiên hà Ngân Hà, trên nhánh Tráng Sĩ. Vào các buổi tối mùa hè, từ Trái Đất nhìn vào tâm sẽ thấy một dải các sao thường được gọi là dải Ngân Hà. Tuổi của Ngân Hà được ước lư ợng vào khoảng 13 tỷ năm, ngồi ra tuổi đời cịn được tính bằng số vịng quay của nĩ.
Thiên hà gần Ngân Hà nhất cĩ tên là thiên hà Andromeda. Các thiên hà ở gần nhau cĩ xu hướng tiến lại gần và sát nhập vào nhau, tạo thành một thiên hà lớn hơn.
Các thiên hà cũng giống như các hành tinh và các hệ hành tinh, chúng cũng tập hợp thành những nhĩm gọi là Quần tụ thiên hà. Các Quần tụ thiên hà lại họp lại trở thành Siêu thiên hà...
Cĩ ba kiểu thiên hà chính: elíp, xoắn ốc, và khơng đều. Một cách miêu tả các kiểu thiên hà khác hơi rộng hơn dựa trên hình dáng bên ngồi của chúng là dãy Hubble. Bởi vì dãy Hubble hồn tồn dựa trên hình thức nhìn thấy bên ngồi, nĩ cĩ thể thiếu một số đặc điểm quan trọng của thiên hà như tỷ lệ hình thành sao (trong các starburst galaxy) hay hoạt động tại lõi (trong các thiên hà hoạt động).
Thiên hà của chúng ta, Ngân hà, thỉnh thoảng được gọi đơn giản là Thiên hà (viết hoa), là một thiên hà xoắn ốc cĩ vạch kẻ hình đĩa 30 kiloparsecs hay đường kính khoảng một trăm nghìn năm ánh sáng và dày hàng nghìn năm ánh sáng. Nĩ chứa khoảng 3×1011 (ba trăm tỷ) ngơi sao và cĩ tổng khối lượng khoảng 6×1011 (sáu trăm tỷ) lần Hệ mặt trời.
Trong các thiên hà xoắn ốc, những cánh tay xoắn cĩ hình gần xoắn ốc loga, một mơ hình về lý thuyết cĩ thể là kết quả của một sự nhiễu loạn của một khối lượng các ngơi sao lớn khơng cĩ cùng vận tốc quay. Giống như các ngơi sao, các cánh tay xoắn cũng quay quanh tâm, nhưng chúng quay với tốc độ gĩc khơng đổi. Điều này cĩ nghĩa các ngơi sao đi vào và đi ra khỏi các cánh tay xoắn ốc. Các cánh tay xoắn được cho là những vùng cĩ mật độ cao hay là vùng của các sĩng mật độ. Khi các ngơi sao đi vào một cánh tay, chúng chậm lại, vì thế tạo ra mật độ lớn hơn; nĩ tương tự như một làn "sĩng" chậm lại di chuyển dọc theo một con đường cao tốc đầy những xe đang chuyển động. Các cánh tay cĩ thể quan sát được bởi mật độ cao tạo điều kiện thuận lợi cho việc hình thành sao và vì thế chúng cũng là nơi chứa nhiều ngơi sao sáng và sao trẻ.
Dù đa số thiên hà hiện biết là các thiên hà elíp hay thiên hà xoắn ốc, đa số các thiên hà trong vũ trụ cĩ lẽ là các thiên hà lùn. Những thiên hà tí hon này nhỏ hơn khoảng một trăm lần so với Ngân hà, chứa chỉ vài triệu ngơi sao. Nhiều thiên hà lùn cĩ thể quay (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});
quanh một thiên hà lớn duy nhất; Ngân hà cĩ ít nhất một tá vệ tinh như vậy. Các thiên hà lùn cũng cĩ thể được xếp hạng là elíp, xoắn ốc hay khơng đều. Bởi vì các thiên hà elíp lùn ít giống với những thiên hà elíp lớn, chúng thường được gọi là thiên hà hình cầu lùn.
3.2 Ngân hà:
Dải Ngân Hà là thiên hà mà Hệ Mặt Trời nằm trong đĩ. Trong văn học nĩ cịn cĩ tên gọi là sơng Ngân. Nĩ xuất hiện trên bầu trời như một dải sáng trắng kéo dài từ chịm sao Tiên Hậu về phía bắc và chịm sao Nam Thập Tự về phía nam. Dải Ngân Hà sáng hơn về phía chịm sao Nhân Mã là chỗ trung tâm của dải Ngân Hà. Một dữ kiện thực tế là dải Ngân Hà chia bầu trời thành hai phần xấp xỉ bằng nhau chứng tỏ Hệ Mặt Trời nằm rất gần với mặt phẳng của thiên hà này. Từ Ngân Hà cĩ nguồn gốc từ tiếng Trung Hoa, và cũng được sử dụng tại Nhật Bản và bán đảo Triều Tiên.
a) Cấu trúc:
Dải Ngân Hà là một thiên hà xoắn ốc cĩ thanh ngang kiểu SBbc theo phân loại Hubble (dạng thiên hà hình đĩa cĩ các nhánh liên kết khơng chặt chẽ và cĩ phần gần trung tâm lồi hẳn lên) cĩ khối lượng xấp xỉ 1012 khối lượng của Mặt Trời, cĩ khoảng 200- 400 tỷ ngơi sao (định tinh). Dải Ngân Hà cĩ đường kính khoảng 100.000 năm ánh sáng. Khoảng cách từ Mặt Trời đến trung tâm dải Ngân Hà khoảng 27.700 năm ánh sáng.
b) Trung tâm Ngân Hà:
Tiêu bản:Starbox short Các ngơi sao trong dải Ngân Hà quay xung quanh trung tâm Ngân Hà (được cho là ranh giới của hố đen siêu khối lượng). Chịm sao Sagittarius A* (cung Nhân Mã) được coi là ranh giới của hố đen này.
Trái Đất của chúng ta cách tâm này khoảng 7.6 kiloparsecs (24,800 năm ánh sáng) [1]
Hệ Mặt Trời phải mất khoảng 226 triệu năm để hồn thành một chu kỳ quay chung quanh tâm của dải Ngân Hà ("năm thiên hà") và như vậy nĩ đã hồn thành khoảng 25 vịng quay chung quanh tâm dải Ngân Hà. Vận tốc quỹ đạo của Hệ Mặt Trời là 217 km/s, tương đương với 1.400 năm theo một năm ánh sáng, hay 1 AU trong 8 ngày. Vận tốc quỹ đạo của các ngơi sao trong dải Ngân Hà khơng phụ thuộc vào khoảng cách tới trung tâm: nĩ thường xuyên nằm trong khoảng 200-250 km/s đối với các láng giềng của Hệ Mặt
Trời [1]. Vì thế chu kỳ quỹ đạo là tỷ lệ thuận với khoảng cách tới trung tâm dải Ngân Hà (khơng tính tới trường hợp của các thiên thể gần trung tâm phải nhân với hệ số 1.5). Dải Ngân Hà cĩ thể coi như một cái đĩa với phần trung tâm lồi hẳn lên.
c) Các nhánh của Ngân Hà:
Người ta cho rằng cĩ bốn nhánh xoắn ốc chính và ít nhất hai nhánh nhỏ, mà mọi điểm xuất phát của nĩ là từ trung tâm dải Ngân Hà. Dưới đây là tên các nhánh tính từ trung tâm Ngân Hà:
* nhánh Norma, hay 3 kpc Arm
* nhánh Scutum-Crux hay nhánh Centaurus Arm * nhánh Sagittarius hay Sagittarius-Carina Arm
* nhánh Orion là một nhánh xoắn ốc nhỏ. Hệ Mặt Trời cĩ thể rất gần với nội biên của nhánh này, ở trong các đám mây chứa khí giữa các thiên thể, với khoảng cách 8.0±0.5 kpc từ trung tâm dải Ngân Hà.
* nhánh Perseus.
* nhánh Cygnus hay nhánh ngồi cùng
Khoảng cách từ nhánh Orion và nhánh kế tiếp, nhánh Perseus, vào khoảng 6.500 năm ánh sáng Mỗi nhánh xoắn ốc miêu tả một đường xoắn lơgarít với độ dốc khoảng 12 độ.
Đĩa của dải Ngân Hà được bao quanh bởi các quầng sáng hình ơ van của các ngơi sao đã già và các tinh vân. Trong khi đĩa chứa khí và bụi bị mờ bởi sự quan sát trong một số các bước sĩng, thì các quầng sáng khơng bị như vậy. Các ngơi sao đang hoạt động mạnh chiếm chỗ trong đĩa (đặc biệt trong các nhánh xoắn ốc, tiêu biểu cho các khu vực cĩ mật độ cao),
nhưng khơng cĩ trong các quầng sáng. Nhĩm các ngơi sao sinh ra bởi các đám mây phân tử cũng chủ yếu tìm thấy trong các đĩa.
d) Tuổi của Ngân Hà:
Năm 2004, một nhĩm các nhà thiên văn học đã tính tốn tuổi của dải Ngân Hà.