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>