Chủ đề: Sao

**msrseo** · 27-01-2011, 12:45 PM

Ban đêm, khi nhìn lên bầu trời, ta nhìn thấy muôn ngàn các vì sao lấp lánh. Nối các vì sao lại với nhau theo những đường tưởng tượng, ta được các hình thù ngộ nghĩnh và thích mắt. Chắc đã hơn một lần, các bạn đã tự hỏi các vì sao là gì? Lại sao chúng lại lung linh và đẹp đến thế? Và đã có ai từng mơ “hái sao trên trời”…? Bài này sẽ cung cấp những khái niệm cơ bản nhất về sao, các nhà khoa học đã phân loại sao như thế nào? Các vì sao luôn luôn chuyển động hay là chúng chỉ đứng yên một chỗ trên bầu trời đêm. Và quan trọng hơn cả là khám phá bí mật của thế giới giữa các vì sao…
Nhóm sao Thất nữ (Còn gọi là chòm sao Tua Rua), một cụm sao mở ở chòm Kim Ngưu (Taurus). Chúng ta có thể dễ dàng nhìn thấy từ 7-12 ngôi sao sáng nhất trong cụm sao này bằng mắt thường vào một đêm tối trời. Thực tế, nó chứa hàng trăm ngôi sao.

I.Khái niệm và các đặc trưng cơ bản

1. Khái niệm
Sao là một khối cầu khí khổng lồ (chứa tới 98-99% là Hiđrô và Hêli) có nhiệt độ rất cao và phát xạ năng lượng dưới dạng ánh sáng, nhiệt lượng và các loại bức xạ điện từ khác. Khí trong sao được liên kết lại bởi lực hấp dẫn của chính bản thân sao.

2. Đặc trưng cơ bản

a. Nhiệt đồ bề mặt
Khi ta đưa một thanh sắt vào lò nung, ta thấy nó bắt đầu có màu đỏ hồng, rồi màu da cam, rồi vàng cho đến khi sáng trắng. Khi đó, nhiệt độ của thanh sắt cũng tăng dần, từ 500°C khi bắt đầu có màu đỏ hồng cho tới hơn 2000°C khi sáng trắng. Tương tự như vậy (nhưng không hoàn toàn chính xác), màu sắc của các sao phản ánh Nhiệt độ bề mặt của sao. Bằng cách đo thông lượng năng lượng nhận qua các bộ lọc truyền qua 3 dải bước sóng xác định (ví dụ đỏ, vàng và lam), các nhà thiên văn xác định được màu sắc của sao, từ đó suy ra nhiệt độ bề mặt của sao. Nhiệt độ bề mặt của sao nằm trong khoảng từ 2.000°C-3.000°C cho tới hơn 50.000°C. Nhiệt độ bề mặt của sao tương ứng với màu sắc của các sao như sau: Màu đỏ: 2.000°C-3.600°C
Màu da cam: 3.700°C-4.900°C
Màu vàng: 5.000°C-6.000°C
Màu vàng trắng: 6.100°C-7.500°C
Màu trắng: 7.600°C-11.500°C
Màu trắng lam: 12.000°C-25.000°C
Màu xanh lam: 25.000°C-50.000°C
- Ngôi sao có nhiệt độ bề mặt lớn nhất hiện nay là một sao kiểu Wolf-Rayet trong cặp sao AB-7, nhiệt độ bề mặt khoảng 120.000°C.

b. Khối lượng sao

Khối lượng sao dao động trong khoảng 1026 đến 2.1029 tấn, tức là từ 0,08-0,1 cho tới 50 lần khối lượng Mặt trời (mO). Sao càng nặng thì tiêu thụ nhiên liệu hạt nhân càng nhanh, nhưng áp suấp bức xạ chống lại lực hấp dẫn càng mạnh và nó ít có khả năng to lên.
Ranh giới khối lượng quy ước giữa sao và hành tinh thường được chọn là 1/75 ( = 0,013) lần khối lượng Mặt trời, hoặc 80 lần khối lượng Mộc tinh.

C. Kích thước

Kích thước của các sao cũng rất khác nhau. Sao lùn trắng có kích thước nhỏ nhất, có khi chỉ bằng Mặt trăng, và các sao khổng lồ đỏ có kích thước lớn nhất, bằng hàng trăm lần kích thước Mặt trời. Người ta kí hiệu DO là đường kính Mặt trời = 1,4 triệu km. Đường kính sao Thiên Lang B (Sirius B-Bạn đồng hành của sao Thiên Lang) chỉ bằng 1/200 DO. Arcturus (α Boötis), ngôi sao sáng thứ 4 bầu trời, nằm ớ phía bắc chòm sao Mục Đồng (Boötes), có đường kích 23DO. Betelgeuse, ngôi sao đánh dấu vai phải của thợ săn trong chòm Orion, có đường kính khoảng 1.000DO. Sao lớn nhất được biết đến (tính đến năm 2006) là ε Aurigae, đường kính 2.700 DO.
<font face="&quot">Betelgeuse (α Orionis) là ngôi sao sáng nhất của chòm sao Orion (Thợ săn), một trong những chòm sao dễ nhận thấy của bầu trời mùa đông ở Bắc Bán cầu. Betelgeuse cách Trái đất 650 n.a.s. Các nhà khoa học cho rằng ngôi sao đỏ siêu khổng lồ rất sáng này sẽ nổ như một vụ nổ sao siêu mới.

Sirius A và B

II. Các loại sao

Dựa trên cơ sở độ trưng, người ta phân ra 4 nhóm sao: Sao dãy chính, sao siêu kềnh (sao siêu khổng lồ), sao kềnh (sao khổng lồ), và sao lùn (sao trắt).
- Sao siêu kềnh (còn gọi là sao siêu khổng lồ): có độ trưng gấp 10.000-1.000.000 lần Mặt trời, cấp sao tuyệt đối từ -5 đến -10, đường kính 100-10.000DO, khối lượng 20-30mO (cá biệt có khi tới 50-100mO) và có khối lượng riêng rất nhỏ. Cá sao siêu kềnh có đời sống rất ngán ngủi, chỉ cỡ vài triệu năm đến 1 tỉ năm. Cuối đời, các sao siêu kềnh trở thành sao siêu kềnh đỏ do toàn bộ lượng nhiên liệu Hiđrô đã chuyển thành Hêli.

- Sao kềnh (còn gọi là sao khổng lồ): có độ trưng khoảng 100LO (LO là độ trưng của Mặt trời), cấp sao tuyệt đối từ +1 đến -1, đường kính 10-100DO, khối lượng riêng nhỏ. Sao kềnh thường có màu vàng, da cam hoặc đỏ. Sao chuyển sang màu đỏ (sao kềnh đỏ) khi nó đã hết nhiên liệu Hiđrô và bắt đầu đốt Hêli. Kích thước sao gấp hàng chục lần ban đầu nhưng nhiệt độ bề mặt lại thấp, chỉ cỡ 2.000-3.000°C.

- Sao lùn (còn gọi là sao trắt): là sao có độ trưng yếu: 10-4-1 lần Mặt trời (thường xấp xỉ Mặt trời hoặc kém hơn). Khối lượng riêng trung bình hoặc lớn. Sao lùn nằm ở nửa bên phải phía dưới của dải chính trong biểu đò Hertzsprung-Russell. Mặt trời cũng là một sao lùn.

+ Sao lùn đỏ: phổ biến nhất. Cấp sao tuyệt đối yếu hơn +1, khối lượng và đường kính chỉ bằng 1/10 lần khối lượng và đường kính của Mặt trời. Nhiệt độ bề mặt khoảng 2.500-3.000°C. Chúng bức xạ yếu hơn các loại sao khác. Do biết “dè xẻn” năng lượng nên chúng sống rất dai, cỡ 100 tỉ năm.

+ Sao lùn trắng: là những sao nhỏ, bán kính cỡ 5.000-6.500km, khối lượng riêng rất lớn, cỡ 108-1011 kg/m3, độ trưng rất yếu 10-3-10-5LO. Sao lùn trắng là giai đoạn cuối đời của một ngôi sao có khối lượng ≤ 1,4mO. Sao phát ra ánh sáng trắng do chuyển động của các electron khi nhiên liệu hạt nhân đã cháy hết. Nhiệt độ bề mặt sao cỡ 8.000°C trở lên, thường là 10.000°C.

+ Sao lùn đen: là quả cầu tro lạnh (xác sao chết) sau khi sao lùn trắng đã phát tán hết động năng của electron. Sao lùn đen không nhìn thấy được.

+ Sao lùn nâu: là sao “thui chột”, không đủ nặng, đặc và nóng để “khởi động” các phản ứng hạt nhân ở tâm. Sao lùn nâu có khối lượng < 8%mO, ở trên ranh giới giữa sao và hành tinh, nhiệt độ bề mặt không quá 1.500°C. Nó chỉ phát ra tia hồng ngoại nên được gọi là sao hồng ngoại.

- Sao mới (nova): Là sao có độ sáng đột ngột tăng lên hàng chục ngàn, trăm ngàn lần trong vài giờ hoặc vài ngày rồi từ từ giảm độ sáng trong vài tuần, vài tháng hoặc vài năm. Người ta tưởng là một ngôi sao mới xuất hiện trên bầu trời nên đặt tên như vậy (tiếng Latin, nova stella có nghĩa là “ngôi sao mới”) Người la cho rằng hiện tượng sao mới xảy ra trong các hệ sao đôi gần nhau, trong đó vật chất từ sao lớn hơn chảy sang sao lùn trắng để rồi các lớp ngoài của sao lùn trắng nổ tung, vụ nổ tạo ra quả cầu khí giãn nở bao quanh sao, được gọi là tinh vân hành tinh.

- Thành phần trung bình của sao gồm: 70% Hiđrô, 28& Hêli, 1,5% Cacbon, Nitơ, Ôxi và Nêon, 0,5% nhóm sắt và các kim loại nặng, hoặc 89% Hiđrô, 10% Hêli và 1% các nguyên tố khác (tuy từng loại sao).
- Có khoảng 5.000 vì sao có thể nhìn thấy bằng mắt thường trên bầu trời đêm. Tuỳ từng nơi và điều kiện quan sát mà số lượng sao nhìn thấy bằng mắt thường có thế nhiều hơn hoặc ít đi.

Một ngôi sao trong chòm Thiên Nga (Cygnus) đột ngột bùng sáng vào năm 1992 trong một vụ nổ sao mới. Trong hình này, chụp năm 1993, phần khí giãn nở được nhìn thấy như một vòng sáng bao quanh ngôi sao.

- Sao siêu mới (Supernova): Cái chết bùng nổ của một ngôi sao đã cạn kiệt nhiên liệu. Nó bùng sáng tới 10-100 triệu lần Mặt trời trong vài ngày hoặc vài tuần. Có 2 kiếu sao siêu mới:
+ Kiểu 1: Vụ nổ của một sao lùn trắng, có khối lượng từ 1-1,4mO, diễn ra trong một hệ sao đôi, do khí từ một ngôi sao lớn chảy sang sao lùn trắng (tương tự hiện tượng sao mới nhưng mạnh hơn nhiều). Do không có Hiđrô ở vỏ sao nên độ trưng giảm đều và ổn định.
+ Kiểu 2: Sự suy sập (co lại mạnh) của một sao kềnh trẻ (có khối lượng cỡ 9-10mO) dẫn tới vụ nổ. Các lớp bên ngoài bắn ra không gian với vận tốc lên đến 10.000 km/s. Phần lõi sắt và nguyên tố còn lại trở thành sao neutron hoặc lỗ đen tuỳ theo khối lượng của lõi. Có Hiđrô ở lớp vỏ sao nên độ trưng giảm rất không đều.
Hiện tượng bùng nổ sao siêu mới rất hiếm. Chỉ ghi nhận 1-3 vụ nổ trong 1 thế kỉ trong mỗi thiên hà.
● Tinh vân Con cua (Crab Nebula)-bằng chứng của vụ nổ sao siêu mới.
Có lẽ là tinh vân nổi tiếng nhất, mang số hiệu M1 trong tổng danh mục của Messier, nằm trong chòm sao Kim Ngưu (Taurus), cách Trái đất 6.300 n.a.s. Là tàn dư của một vụ nổ sao siêu mới vào năm 1054 sau Công nguyên.

Tinh vân Con cua chứa khí của một ngôi sao chết, trải rộng ra không gian, có hình dạng như một con cua với bề rộng khoảng 10 n.a.s. Các nhà thiên văn học đã đo được vận tốc giãn nở của tinh vân vào khoảng 1.800 km.s. Tinh vân con cua xuất hiện như một bằng chứng dễ nhận thấy trên bầu trời đêm với cấp sao biểu kiến là 8,2. Nó có thể được nhìn thấy qua một kính viễn vọng nhỏ trong một đêm tối trời, chiếm bề rộng một cung 4-6 phút góc trên thiên cầu.
Năm 1948, tinh vân Con cua được thấy như là một nguồn phát xạ vô tuyến mạnh mẽ. Năm 1966, một nguồn phát xạ tia X mang năng lượng cao hơn bức xạ khả kiến 100 lần được phát hiện ở tinh vân Con cua. Vào năm 1968, các nhà thiên văn học tìm thấy một nguồn phát xung vô tuyến, được biết đến như một pulsar ở trung tâm của nó. Pulsar này được biết đến như một sao neutron cực kì nặng với đường kính khoảng 30km, quay 30 lần trong một giây và nhịp nhàng phát xạ các luồng sáng mạnh. Các kính thiên văn hiện đại phát hiện ra 2 kiểu phát xạ vô tuyến từ tinh vân Con cua- một luồng sáng hơi đỏ do các khí trong chính tinh vân khuyếch tán, và một luồng bức xạ hơi xanh của bức xạ synchrotron, phát ra bới electron bị bẫy trong từ trường mạnh.
Ngôi sao siêu mới tạo ra tinh vân Con cua lần đầu tiên được ghi nhận bởi các nhà chiêm tinh học người Trung quốc như một đốm sáng rực rỡ vào sáng ngày 04/07/1054. Có lẽ nó sáng như trăng tròn, và nhìn thấy được dưới ánh sáng ban ngày trong thời gian 3 tuần lễ. Sao siêu mới cũng xuất hiện trên những bức vẽ trên đá của bộ tộc Anasazi-thổ dân da đỏ (từ khoảng 1000 năm trước) ở vùng Chaco Canyon, nay là New Mexico và Arizona. Vì lý do khoảng cách giữa tinh vân và Trái đất, sao siêu mới thực chất đã nổ từ 6.300 năm trước khi nó được nhìn thấy bởi con người.

● Vụ nổ sao siêu mới SN1987A ở Đám mây Magellan Lớn cũng là một bằng chứng về vụ nổ sao siêu mới và được nghiên cứu bởi các thiết bị quan sát hiện đại.

- Sao neutron: là thiên thể rất nhỏ, theo tính toán đường kính của sao neutron chỉ vào cỡ 10-20km, có khối lượng riêng cực kì lớn, khoảng 1015g/cm3. Một thìa cà phê vật chất của sao neutron có trọng lượng cỡ 10 tỉ tấn trên Trái đất. Sao neutron quay rất nhanh (Chu kì = 0,001-4s) và có từ trường rất mạnh, cỡ 2x109 Tesla tại bề mặt của sao neutron.
Các nhà vật lý ước tính trên sao neutron có một khí quyển dày vài cm, dưới lớp khí quyển là một bề mặt cứng dày khoảng 1km, được tạo bởi sắt nặng và cứng gấp 10.000 lần hơn bất kì loại sắt nào trên Trái đất. Mặc dù các vật chất bề mặt có độ cứng khủng khiếp, lực hấp dẫn kinh khủng của sao neutron chỉ giới hạn chiều cao của các “ngọn núi” là vài centimet (cỡ 1 inch).
Dưới lớp vỏ bề mặt là một biển neutron siêu lỏng, nặng hơn lớp vỏ sắt rất nhiều lần và siêu chảy. Ở trung tâm sao neutron là một nhân lì lạ bằng vật liệu hạt nhân mà không thể tìm thấy được trong bất kì điều kiện nào khác trong vũ trụ. Sự quay rất nhanh của sao neutron khiến phần quỹ đạo của nó phình ra, khiến nó có dạng như là một quả bóng dẹt.

Sao neutron là kết quả vụ co lại của lõi một ngôi sao có khối lượng ban đầu từ 1,4 đến 3-4 mO, dẫn đến vụ nổ sao siêu mới rồi cuối cùng thành sao neutron. Sao neutron còn được gọi là pulsar vì lần đầu tiên được phát hiện ngày 28/11/1967 (Công bố 24/02/1968) dưới dạng các bức xạ điện từ dạng xung theo chu kì. Tên gọi pulsar viết tắt bởi pulsating star, nghĩa là sao xung. Các xung phát bởi sao neutron ra được coi là do bức xạ synchrotron của electron tron từ trường mạnh.

- Sao từ: vào cuối năm 1990, các nhà khoa học phát hiện ra một lớp mới của sao neutron, gọi là sao từ (magnetar). Từ trường của các sao này mạnh hơn các sao neutron thường gấp 100 lần và mạnh hơn từ trường của Trái đất 1 triệu tỉ lần, là nguồn từ trường mạnh nhất được biết đến trong vũ trụ. Các sao này bức xạ tia gamma kiểu mới (kéo dài dưới 1s), nhẹ và gần hơn nhiêu so với các nguồn phát tia gamma kiểu cũ (phát ra từ sự suy sập của một sao đang biến thành lỗ đen, thường kéo dài 2s). Các nhà khoa học cho rằng từ trường mạnh mẽ làm sao quay chậm lại và phá vỡ lớp vỏ rắn của sao, giải phóng tia gamma và tia X từ bên trong ngôi sao. Các sao từ được kí hiệu là SGR (Soft Gamma Ray Repeater). Sao từ đầu tiên được phát hiện năm 1979, tên là SGR 1806-20, cách chúng ta 50 n.a.s. Hiện đã có 4 sao từ được phát hiện. Ngoài sao trên còn có SGR 1900-14, SGR 1801-23, SGR 1627-20, cách chúng ta từ 15.000 đến 30.000 n.a.s.

-Sao biến quang: là sao 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 3 nhóm sao biến quang chủ yếu:
+ Sao biến quang co giãn: Có độ sáng thay đổi do sự co giãn đều đặn của vỏ sao. Người ta chia sao biến quang co giãn ra làm 2 kiểu: Sao biến quang tuần hoàn, như sao biến quanh Cepheid và sao RR Lyrae-có đọ sáng thay đổi một cách đều đặn trong một chu kì xác định, và sao biến quang bán tuần hoàn, có độ sáng biến thiên không đều trong một chu kì không xác định.
Sao biến quang kiểu Cepheid có chu kì chính xác, tỉ lệ thuận với độ trưng, dùng để xác định khoảng các đến chúng khi biết chu kì 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 n.a.s). Sao biến quang δ Cephei trong chòm Cepheus có chu kỳ chính xác là 5,37 ngày.
Các sao kiểu RR Lyrae được đặt tên theo ngôi sao đầu tiên được tìm thấy trong chòm Lyra, có chu kỳ ngắn, từ 88 phút đến dưới một ngày. Đây là các ngôi sao già, được tìm thấy trong các quần sao cầu. Chúng như một vật chỉ thị, cho chúng ta biết được khích thước của Ngân hà.
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 3.000 lần Mặt trời. Các sao kiểu Mira có biên độ sáng dao động ít nhất là 10 lần, và đôi khi là 1.000 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 hoặc không tuần hoàn. Độ sáng của chúng biến đổi không xác định, cũng không tuần hoàn. Sao Betelgeuse, một sao đỏ siêu khổng lồ đánh dấu vai trái của thợ săn trong chòm Lạp hộ (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 ssọ sáng này là rất nhỏ và hiếm khi thấy bằng mắt thường.

+ Sao biến quang bộc phát: Có độ sáng thay đổi đột ngột do các vụ nổ một lần hoặc lặp đi lặp lai nhiều lần. Thuộc kiểu này có các sao mới, sao siêu mới, các sao kiểu U Geminorum, các sao tựa như mới và sao cộng sinh, các sao biến quang kiểu UV Ceti (sao loé sáng, loại lùn đỏ).

+ Sao biến quang che khất: Là hệ sao đôi mà sự thay đổi độ sáng chỉ do sự che khuất của chính sao đồng hành (vệ tinh) của nó khi quay quanh sao chính. Điển hình cho loại sao này là sao Agôn (β Percei-tiếng Ai Cập nghĩa là “ma quỷ”), được các nhà thiên văn Ai Cập phát hiện ra từ hơn 1.000 năm trước. Ngày nay người ta phát hiện ra Agôn là một hệ sao đôi chuyển động quanh tâm chung với chu kỳ 2 ngày 20 giờ 49 phút.

- Sao đôi: Là hai sao ở rất gần nhau hoặc “dính” liền nhau trên bầu trời khi nhìn bằng mắt thường. Nếu chúng không gần nhau thực sự, mà chỉ gần hoặc trùng hướng nhìn (gần nhau biểu kiến) thì gọi là sao đôi quang học. Nếu chúng gần nhau thực sự và ràng buộc với nhau bởi lực hấp dẫn thì gọi là sao đôi vật lý.

- Sao đôi vật lý (hay sao kép) là cặp sao gàn nhau chuyển động trên quỹ đạo quanh khối tâm chung dưới tác dụng của lực hấp dẫn. Cặp sao có thể phân biệt được qua kính thiên văn, gọi là sao đôi nhìn thấy. Những cặp sao chỉ được phát hiện qua phép phân tích quang phổ được gọi là sao đôi quang phổ.

- Sao chùm (hay sao bội) là hệ sao gồn vài sao (có thể tới 6-7 sao) ở gần nhau, liên hệ với nhau bằng lực hấp dẫn. Sao kép là trường hợp riêng của sao chùm. Có thể có sao chùm ba, chùm bốn hoặc cao hơn.

Discoverychange - HAS</font>

View more random threads:

**khanhchi** · 13-04-2011, 12:28 PM

Sao - Phần 2

I. Tên gọi và kí hiệu sao

● Chỉ một số nhỏ các sao sáng nhất có tên gọi riêng bắt nguồn từ tiếng A-rập, giờ đã trở thành tê gọi quốc tế, ví dụ Vega, Altair, Sirius, Betelgeuse… Người Trung quốc cũng đặt tên cho nhiều sao mà hiện nay được biết đến ở Việt Nam, như Ngưu Lang (Altair), Chức Nữ (Vega), Thiên Lang (Sirius)…
● Năm 1603, nhà thiên văn học người Đức J.Bayer đã dùng chữ cái Hy Lạp để ký hiệu các sao trong một chòm sao theo thứ tự độ sáng giảm dần: α là ngôi sao sáng nhất, β là ngôi sao sáng thứ nhì, rồi đến γ, δ… Tiếp theo là tên Latinh của chòm sao được viết ở dạng sở hữu cách,. Chỉ một vài trường hợp ngoại lệ (ở các chòm Gấu Lớn, Lạp Hộ, Song Tử…) mà thứ tự chữ cái Hy Lạp không theo thứ tự độ sáng giảm dần. Khi dùng hết bộ chữ cái Hy Lạp, Bayer dùng sang bộ chữ cái Latinh. Phương pháp này được dùng khá phổ biến (với bộ chữ cái Hy Lạp).
● John Flamsteed năm 1725 đã dùng số A-rập để kí hiệu các sao trong mỗi chòm sao theo thứ tự xích kinh tăng dần, tiếp theo là tên chòm sao ở dạng sở hữu cách hoặc dạng viết tắt. Phương pháp này thường được dùng sau khi dùng hết bộ chữ cái Hy Lạp theo phương pháp Bayer.
● Người ta còn sử dụng các kí hiệu riêng của từng dang mục chòm sao, đó chính là số thứ tự của sao theo danh mục đó, và ở đằng trước số thứ tự ghi các chữ Lating viết hoa kí hiệu danh mục đã chọn. Ví du: GC là ký hiệu của General Catalogue of Boss tức Tổng danh mục của Boss, HD = danh mục của Henry Draper, ADS = Aitken’s New General Catalogue of Double Stars (Tổng danh mục Sao đôi Mới của Aitken)…
Như vậy: Arcturus = α Boötis = 16 Boötis
Sao Thiên Lang = Sirius = α Canis Majoris = α CMa = 9 Canis Majoris = 9 CMa = GC 8833 = HD 48915 = ADS 5423.
● Một số ngôi sao nhìn thấy bằng mặt thường nhưng có tính chất đặc biệt nào đó cũng có tên riêng, chủ yếu là tên các nhà thiên văn đã mô tả nó. Ví dụ sao Barnard, sao Kapteyn, sao Wolf 359… Sao Proxima Centauri có nghĩa là Cận tinh, Sao Agol nghĩa là sao ma quỷ…
● Kí hiêu sao biến quang: Bằng các chữ cái hoa la tinh từ R đến Z, sau đó đến tổ hợp hai chữ cái từ RR, RS…cho đến ZY, ZZ, rôif lại tiếp tục bằng các tổ hợp từ AA đến QZ (trong đó tất cả các tổ hợp có chữ J bị loại ta vì dễ nhầm với chữ I), tổng cộng có 354 tổ hợp, sau đó thêm tên chòm sao (thường dùng 3 chữ cái). Nếu trong một chòm sao nào đó, số sao biến quang lớn hơn con số trên, thì chúng được kí hiệu bằng chữ V (V = Variable) và số thứ tự bắt đầu từ 355, rồi đến tên chòm sao gồm 3 chữ cái. VD: R Lyr, S Car, RR Lyrae, RT Per, V 557 Sgr, UV Ceti = Luyten 726-8B.

II. Các cung hoàng đạo

Mặt trời dịch chuyển biểu kiến hàng năm trên nền sao của thiên cầu theo một đường tròn lớn gọi là hoàng đạo (có nghĩa là “đường đi của Mặt trời”). Như vậy, mặtp phẳng hoàng đạo cính là mặt phẳng quỹ đạo của Trái đất chiếu lên thiên cầu. Mặt phẳng hoàng đạo nghiêng một góc 23°27’ so với mặt phẳng xích đạo và cắt xích đạo trời tại hai điểm xuân phân và thu phân.
Người Hy Lạp cổ đã vạch ra một đới tưởng tượng trên thiên cầu, có trung tâm là đường hoàng đạo, rộng 16° (chia ra mỗi bên 8°), gọi là Hoàng đới. Các hành tinh đã biết thời cổ đại đều dịch chuyển biểu kiến trong phạm vi Hoàng đới.
Hàng năm, Mặt trời đi qua 12 chòm sao. Do đó, 12 chòm sao này được gọi là 12 chòm sao hoàng đạo. Đó là các chòm, Aries (Bạch Dương), Taurus (Kim Ngưu), Gemini (Song Tử), Cancer (Cự Giải), Leo (Sư tử), Virgo (Xử Nữ), Libra (Thiên Bình), Scorpius (Bọ Cạp), Sagittarius (Nhân Mã), Capricornus (Ma Kết), Aquarius (Bảo Bình), Pisces (Song Ngư).

<div align="center">Mười hai chòm sao hoàng đạo và các tháng tương ứng Mặt trời đi qua các chòm sao.

Bảng: Các chòm sao Hoàng đạo và ngày Mặt trời đi vào các cung tương ứng (Theo chiêm tinh học cổ đại).

Theo chiêm tinh học phương Tây, ngày sinh của con người tương ứng với cung hoàng đạo nào thì sẽ có số mệnh và tính cách tương ứng với cung hoàng đạo đó. Tuy nhiên những kết luận đó không có căn cứ và đã có nhiều nhà khoa học tiến hành các thì nghiệm để phản bác Chiêm tinh học. Chiêm tinh học là một môn khoa học cổ và bây giờ hàu như không còn tồn tại. Theo các nhà chiêm tinh học phương Tây, các cung hoàng đạo được kí hiệu như hình vẽ bên.

Do hiện tượng tiến động của Trái Đất, điểm xuân phân di chuyển, các cung hoàng dạo không còn ở các chòm sao cùng tên. Mặt khác, việc quy định gianh rới các chòm sao năm 1928 khiến các chòm sao hoàng đạo không có bề dọc (theo Hoàng đạo) bằng nhau nữa. Kết quả là Mặt trời đi vào một cung hoàng đạo sớm hơn 2-5 tuần so với chòm sao cùng tên. Ngày nay, Mặt trời còn đi qua cá chòm sao Xà Phu (Ophiuchus) không thuộc cung Hoàng đạo.

III. Các ngôi sao sáng nhất bầu trời

Có nhiều bảng đưa ra các số liệu về các ngôi sao sáng nhất trên bầu trời, tuy nhiên về mặt số liệu và thứ tự của các ngôi sao, cũng như cấp sao của các ngôi sao trong các bảng biểu khác nhau sẽ khác nhau đôi chút. Bảng biểu sau đây chỉ mang tính chất tham khảo.

Ghi chú:
- - Các sao có dấu hoa thị [IMG]images/smilies/79.gif[/IMG] bên cạnh là sao biến quang.
- - Sao Rigil Kentaurusd là sao chùm ba, gồm Rigil Kentaurus A, Rigil Kentaurus B và Proxima Centauri.
- - - Sao Capella là sao đôi, cấp sao biểu kiến tổng hợp là +0,08, cấp sao tuyệt đối tổng hợp là -0,5.

IV. Các ngôi sao gần Hệ Mặt trời nhất.

Bảng 22 ngôi sao gần hệ Mặt trời nhất. Tuy nhiên, số liệu ở các nguồn tài liệu khác nhau có thể sẽ khác nhau đôi chút. Các số liệu trong bảng này chỉ mang tính chất tham khảo

- Trong số các sao lân cận Mặt trời, có tới 2/3 là các sao lùn đỏ yếu có khối lượng nhỏ hơn Mặt trời 3-10 lần. Các sao trắng và hơi vàng (loại phổ A và F) có khối lượng từ 1,5-2mO chỉ đếm trên đầu ngón tay. Khoảng 6% các sao tương tự Mặt trời. Ngoài ra, các nhà khoa học còn phát hiện được 7 sao lùn trắng.
- Khoảng 72% số sao vùng ngoại vi Mặt trời tụ tập thành các hệ sao chùm (chùm đôi, chùm ba…).

V. Chuyển động riêng và vận tốc xuyên tâm

Trước kia, người ta tưởng ràng các vì sao đứng yên trên bầu trời, nên gọi chúng là các định tinh (người Trung Quốc gọi là các hằng tinh), để phân biệt với các hành tinh.
Ngày nay, người ta nhận xét thấy khoảng cách góc của các ngôi sao có sự thay đổi. Các nguyên nhân của sự dịch chuyển biểu kiến (không liên quan đến chuyển động thực của sao là:
- Sự khúc xạ của ánh sáng do nhiễu động khí quyển làm vị trí của sao dao động xung quanh vị trí trung bình một cách ngẫu nhiên (hiện tượng sao nhấp nháy).
- Hiện tượng tinh sai: Do Trái đất chuyển động và tốc độ hữu hạn của ánh sáng nên Tinh sai khiến hằng năm các sao chuyển động trên một hình elip có bán trục lớn a ≈ 20,50”, hoặc hình tròn bán kính 20,50” nếu sao ở hoàng cực. Nếu sao ở trên hoàng đạo thì nó dao động qua lại trên một đường thẳng dài 2a ≈ 41”. Tinh sai ngày tạo nên một sự dịch chuyển tối đa là 0,32”.
- Hiện tượng thị sai năm: do Trái đất chuyển động trên quỹ đạo xung quanh Mặt trời, tạo ra sự dịch chuyển theo hình elip của sao. Hiện tượng này được dùng để đokhoảng cách đến các sao tương đối gần.

Chuyển động thực của sao trong không gian bao gồm hai thành phần vectơ: Chuyển động riêng theo hướng vuông góc với hướng nhìn (chuyển động ngang) và vận tốc xuyên tâm, có phương trùng với phương quan sát.

Chuyển động riêng là sự dịch chuyển của sao trên thiên cầu trong một năm và thường được đo bằng giây cung. Các sao có chuyển động riêng lớn nhất là sao Barnard (Chòm Ophiuchus): 10,27”-10,31” và sao Kepteyn (Chòm Pictor): 8,76”. Đa số các sao đều có chuyển động riêng không quá vài phần trăm giây góc trong một năm.
Vận tốc xuyên tâm của các sao được đo bằng sự dịch chuyển của các vạch phổ theo hiệu ứng Doppler. Vận tốc xuyên tam mang dấu âm nếu sao tiến lại gần chúng ta và ngược lại.

VI. Phân loại quang phổ sao-Biểu đồ Hertzsprung-Russell

1. Phân loại theo quang phổ

Ngoài sự phân loại theo nhiệt độ, màu sắc, độ trưng…, các sao còn được phân loại theo quang phổ, dựa trên các tiêu chí cường độ và số vạch hấp thụ của phổ sao. Đài thiên văn Harvard lần đầu tiên đưa ra phân loại quang phổ sao Harvard vào đầu thế kỉ XX. Theo đó, phổ sao được chia thành 7 loại có kí hiệu tuần tự là: O, B, A, F, G, K, M (để nhớ dãy chữ cái này, có thể học thuộc một câu tiếng Anh: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me!). Mỗi loại được chia nhỏ thành 10 mức với kí hiệu từ 0-9, viết ngay sau chữ cái chỉ loại quang phổ. Số 0 chỉ sao nóng nhất và số 9 chỉ sao lạnh nhất trong loại quang phổ đó. Riêng loại O chỉ có từ O5 đến O9. Trong đó các mô tả chi tiết được thể hiện ở bảng sau.

Phân loại Harvard được công nhận làm mẫu quốc tế, có bổ sung thêm các loại phổ sao ít gặp:
- W: Loại duy nhất có các vạch phát xạ sáng trong quang phổ. Là các sao loại loại Wolf-Reyet rất nóng và không ổn định, tách ra từ loại O. Nhiệt độ bề mặt lên tới 70.000K.
- L: Các sao với khối lượng không đủ để diễn ra phản ứng nhiệt hạnh thông thường (các sao lùn nâu). Các sao lớp L chứa Liti, bị tiêu huỷ rất nhanh trong các sao lớn. Nhiệt độ bề mặt khoảng 1.500-2.000K.
- T: Các sao lùn nâu đã nguội hơn với Mêtan trong quang phổ. Nhiệt độ bề mặt cỡ 1.000K.
- C: Các sao Carbon, gồm 2 loại nhỏ:
+ R: Các sao Carbon tương đương với sao lớp K. Vd: S Camelopardalis.
+ N: Các sao Carbon tương đương với sao lớp M. Vd: R Leporis.
- S: Một nhánh phụ của K, tương tự như các sao lớp M nhưng có Zirconi Oxit thay vì Titan Oxit.
- Q: Các sao trải qua tai biến, sao đang nổ. Vd: Sao mới.
Các sao loại R, C, S là các sao kềnh hoặc siêu kềng, có thành phần hoá học khác với các sao thông thường.

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.

VII. Sao Bắc Cực - Ngôi sao Mặt trời.

1. Sao Bắc Cực.

Sao Bắc Cực là ngôi sao nằm gần sát thiên cực bắc. Hiện nay, danh hiệu sao Bắc Cực thuộc về ngôi sao sáng nhất trong chòm sao Gấu nhỏ (αUMi) vì nó nằm gần sát thiên cực bắc. Năm 1900, nó cách thiên cực bắc 1°14’, năm 2000 cách thiên cực bắc 42’, xấp xỉ 0,75° và năm 2010 nó sẽ ở gần thiên cực bắc nhất , 27’. Nguyên nhân do hiện tượng tiến động của trục Trái đất. Cũng do hiện tượng tiến động của trục Trái đất, sau khoảng 2000 năm nữa (năm 4000), danh hiệu sao Bắc Cực sẽ được nhường cho sao Alran (γ Cephei), năm 7500 sẽ là sao sáng nhất trong chòm Cepheus (α Cephei), năm 15000 sẽ là sao Véga (α Lyrae), và 9000 năm sau đó, danh hiệu sao bắc cực lại trở về với αUMi.

2. Ngôi sao Mặt trời

Xét về phương diện Vật lý, so với các vì sao khác, ngôi sao Mặt trời chỉ là một ngôi sao thuộc loại dưới mức trung bình kể cả về độ sáng cũng như nhiệt độ trong Thiên Hà. Mặt trời thuộc loại sao lùn vàng (G2V) trong dãy chính.
- Loại quang phổ: G2V (hoặc dG2).
- Cấp sao biểu kiến: -26,74.
- Cấp sao tuyệt đối: +4,85.
- Độ trưng: 3,88.1020 MW.
- Nhiệt độ hiệu dụng bề mặt: 5800-6000 K.
- Khoảng cách trung bình đến Trái đất: 150 triệu km, xấp xỉ 8 phút ánh sáng.
- Tuổi (tính từ khi ra đời đến nay): 4,5-4,6 tỉ năm.
- Toàn bộ cuộc đời kéo dài: 10 tỉ năm.
Sau 5-5,5 tỉ năm nữa, Mặt trời sẽ trở thành sao kềnh đỏ, nuốt cả Thuỷ tinh, Kim tinh, Trái Đất và thậm chí cả Hoả tinh vào trong, trong vòng 10 triệu năm tiếp theo, nó trở thành sao lùn đen và tắt. Cơn hấp hối (kéo dài từ khi là sao kềnh đổ cho đến khi tắt là 200 triệu năm).
Mặt trời cách tâm Thiên Hà 25,000-30,000 nas, khoảng 2/3 bán kính Thiên Hà, ở vùng đĩa Thiên Hà, thộc tay xoắn thợ săn (Orion) và không nằm trong mặt phẳng Thiên Hà, cách mặt phẳng Thiên Hà 50 nas.
Chu kỳ chuyển động của Mặt trời quanh tâm Thiên Hà là 200-250 triệu năm. Từ khi ra đời đến nay, Mặt trời đã thực hiện được khoảng 20 vòng quay quanh tâm Thiên Hà.

Chuyển động tương đối với các sao xung quanh: Mặt trời chuyển động thẳng, hướng tới chòm sao Lực Sĩ (Hercules) với tốc độ 10-20 km/s. Điểm hướng của chuyển động này được gọi là điểm apex, có toạ độ (α,δ) = (+271°, 29°), gần sao μ Herculis. Điểm hướng ngược lại được gọi là điểm đối apex, nằm ở chòm sao Bồ Câu (Columba).

VIII. Sự tiến hoá của các sao

1. Quá trình hình thành

Các ngôi sao được sinh ra bởi các đám bụi và khí khổng lồ-các vật chất tiền sao, gọi là các tinh vân. Dưới tác dụng của lực hấp dẫn, các vật chất bị hút vào một tâm hấp dẫn (nơi có mật độ khí và bụi lớn hơn). Trong quá trình rơi vào “tâm hấp dẫn”, vận tốc các hạt tăng lên, đồng thời áp suất ở tâm tiền sao cũng tăng lên, tạo ra các sóng chấn động, làm độ sáng của sao tăng đột ngột, gọi là sự bùng phát hồng ngoại. Các dòng nhiệt lượng đối lưu chuyển động từ vùng trung tâm của tiền sao ra ngoài đã tạo nên bức xạ của tiền sao. Sự cân bằng giữa nhiệt lượng bức xạ và đối lưu của tiền sao đòi hỏi nhiệt độ khoảng 2.500K. Trong giai đoạn này, nhiệt độ của tiền sao không thay đổi (giai đoạn Hayashi).

Hình ảnh Tinh Vân M16F970

- Nếu khối lượng (hay cường độ sáng) của sao quá nhỏ, nhân của nó trong quá trình bồi đắp sẽ hút hết các vật chất dư thừa tạo nên tiền sao (trường hợp này trở thành các hành tinh)
- Nếu khối lượng (hay cường độ sáng) của tièn sao đủ lớn, phần vật chất từ vỏ chất khí bị thổi bay vào khoảng không vũ trụ với vận tốc hàng trăm km/h.
Gió sao ngăn chặn sự tăng khối lượng của tiền sao. Điều này giải thích tại sao các vì sao có khối lượng không vượt quá 60MO.

Các đường Hayashi trên biểu đồ H-R

Chú thích: L/LO Cường độ sáng, tính theo đơn vị cường độ sáng Mặt Trời; S Mặt Trời; K Nhiệt độ bề mặt (K); HL Các đường Hyashi; MS dãy chính, nơi bắt đầu phản ứng nhiệt hạch trong các sao mới; MO Khối lượng Mặt Trời.

Các tiền sao trong giai đoạn Hayashi nằm ở phía bên phải của biểu đồ Hertzsprung-Russell, khi cường độ sáng của sao giảm đi, vị trí các tiền sao khối lượng nhỏ tụt xuống theo các đường Hayahi theo hướng thẳng đứng. Trong giai đoạn tiếp theo, các tiền sao chuyển dịch sang trái, tiến gần đến dãy chính theo hướng nằm ngang, với cường độ sáng không đổi. Sự chuyển thể từ tiền sao thành sao phụ thuộc vào tốc độ của quá trình loại trừ vật chất đặc che ánh sáng bao quanh sao.
Ngay sau khi nhân tiền sao đạt được nhiệt độ vài triệu K, các phản ứng hạt nhân đầu tiên bắt đầu xảy ra. Khi đạt đến dãy chính, nhiệt độ đạt đến khoảng 106 K, tiền sao bắt đầu phản ứng đốt cháyhiđrô. Quá trình co của tiền sao dừng lại, nhiệt độ và cường độ sáng trở nên ổn định, ngôi sao bình thường từ tiền sao đã được hoàn thành và nằm lại lâu dài trên dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell.
Tuy nhiên chỉ các tiền sao với khối lượng lớn hơn 0,085 MO mới đến được vị trí của dãy chính. Các tiền sao có khối lượng bé hơn trỏ thành các sao lùn nâu hoặc hành tinh.

2. Quá trình phát triển

Các ngôi sao trong thời gian tồn tại tại dãy chính là quá trình phát triển ổn định nhất của sao. Trong quá trình này, các sao liên tục biến đổi Hiđrô thành Hêli để duy trì trạng thái cân bằng. Các sao có khối lượng càng nhỏ thì dùng càng ít nhiên liệu, do đó, thời gian tồn tại của chúng trên dãy chính là lớn. Các sao có khối lượng lớn thì thời gian tồn tại trên dãy chính nhỏ hơn.
Các sao có khối lượng lớn (M ≥ 1,5MO) biến đổi Hiđrô thành Hêli theo chu trình Cacbon-Nitơ.

Chu trình Cacbon-nitơ, nguồn năng lượng của các sao có khối lượng lớn.

Các sao có khối lượng bé (M < 1,5MO) tổng hợp năng lượng từ phản ứng nhiệt hạch (phản ứng proton-proton).

3. Kết thúc của một ngôi sao:

Các ngôi sao có khối lượng khác nhau sẽ có những cách kết thúc cuộc đời mình khác nhau.
a. Với các ngôi sao có khối lượng bằng hoặc lớn hơn khối lượng mặt trời một chút (0,1 mO ≤ m ≤ 1,4 mO):

Sau khi trải qua phần lớn cuộc đời ở dải chính, ngôi sao tiêu thụ hết Hiđrô ở nhân trong cùng, nhân sao bắt đầu co lại. Sự chuyển Hiđrô thành Hêli diễn ra ở vùng vỏ ngoài bao quanh nhân trong. Nhân ngôi sao co lại bởi áp suất của bức xạ nhiệt do phản ứng hạt nhân ở tâm, đẩy vật chất ra ngoài không đủ để cân bằng với lực hấp dẫn của chính ngôi sao.
Mặc dù nhân ngôi sao co lại dần dần do nguồn nhiên liệu Hiđrô của nó cạn kiệt, ngôi sao tự nó giãn nở ra. Nó phải đốt cháy phần nhiên liệu Hiđro nằm ngoài nhân, và thổi phồng phần khí quyển bên ngoài ra không gian. Trên thực tế, ngôi sao trở thành sao đỏ khổng lồ, với đường kính vào khoảng 10-2000 lần đường kính Mặt trời. Ví dụ với Mặt trời, trong giai đoạn thành sao đỏ khổng lồ, nó sẽ nuốt chửng cả Trái đất (và có khi cả Hoả tinh) và sáng gấp 2000 lần bây giờ. Sự co lại của nhân tăng áp suất nội của ngôi sao. Một loạt các chuỗi phản ứng hạt nhân mới sẽ tăng năng lượng của ngôi sao và nhân ngôi sao dừng co lại. Tại thời điểm này, phần khí quyển bên ngoài ngôi sao cũng co lại.
Sự co của ngôi sao dưới tác dụng của lực hấp dẫn của chính nó khiến vật chất trong nhân ngôi sao trở nên cực kì cô đặc, nặng và nóng. Ngôi sao được gọi là sao lùn trắng. Với các ngôi sao nặng, sau khi trở thành sao lùn trắng, nó thổi bay tất cả các khí bao quanh nhân ra khoảng không vũ trụ, tạo thành một vòng tròn gọi là tinh vân hành tinh. Mặc dù nhỏ hơn ngôi sao ban đầu, sao lùn trắng vẫn tiếp tục bức xạ ánh sáng trong vài tỉ năm nhờ nguồn nhiệt từ nhân của nó.
Còn nữa...
Link xem: Sự tiến hóa của một ngôi sao:
http://thienvanhanoi.org/forum/sutie...goisao-has.swf
Discoverychange - HAS

</div>

**hongkong320** · 14-04-2011, 09:30 AM

Bài này mà cao siêu gì chứ. Nó là tổng quan về sao thôi mà cái này là những kiến thức cơ bản mà những người nghiệp dư như chúng ta phải nắm được, đừng thấy dài hay lằng ngoằng mà ngại.Tốt nhất chúng ta nên đọc những bài có chất lượng để có thể hiểu rõ hơn về vũ trụ. Còn bài về Sao Hỏa đã có trong Box này rồi em post làm gì. Tìm trước khi post bài nhé.

**hongkong320** · 25-05-2011, 11:11 AM