tiểu luận thiên văn học đại cương bài sao biến quang

TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TPHCM
KHOA VẬT LÝ

________________..______________

BÀI TIỂU LUẬN:

SAO BIẾN QUANG

Giảng viên :
Sinh viên:

Thầy Cao Anh Tuấn
1. Đặng Thị Hồng Loan K40.102.041
2. Nguyễn Thị Thảo Duy K40.102.013
3. Phạm Thị Cẩm Ngọc K40.102.053
4. Đoàn Phương Quang Lưu K40.102.047
5. Phạm Hoàng Thảo K40.102.082
6. Vũ Thị Thùy Trang K40.102.093
TP. Hồ Chí Minh, tháng 10/2015
1


Sao biến quang

MỤC LỤC
A.MỞ ĐẦU .....................................................................................................................................1
B.NỘI DUNG..................................................................................................................................4
I.SAO BIẾN QUANG LÀ GÌ? ....................................................................................................4
II.LỊCH SỬ NGHIÊN CỨU.........................................................................................................4
III.PHÂN LOẠI SAO BIẾN QUANG .........................................................................................7

III.1.SAO BIẾN QUANG DO CO NỞ ....................................................................................8
III.1.1.ĐẶC ĐIỂM ............................................................................................................8
III.1.2.MỘT SỐ SAO BIẾN QUANG CO NỞ ................................................................8
III.1.2.1.SAO CEPHEID ........................................................................................9
III.1.2.2.SAO MIRA ............................................................................................14
III.2.SAO BIẾN QUANG ĐỘT BIẾN ...................................................................................15
III.2.1.SAO MỚI ............................................................................................................17
III.2.2.SAO SIÊU MỚI ..................................................................................................19
III.3.SAO BIẾN QUANG DO CHE KHUẤT........................................................................22
III.3.1.ĐẶC ĐIỂM ..........................................................................................................22
III.3.2.MỘT SỐ SAO BIẾN QUANG CHE KHUẤT ....................................................23
III.3.2.1 SAO ALGOL .........................................................................................23
III.3.2.2 MẶT TRỜI ............................................................................................24
IV.TẦM QUAN TRỌNG CỦA VIỆC NGHIÊN CỨU SAO BIẾN QUANG ..........................25
V.QUAN SÁT SAO BIẾN QUANG CỦA CÁC NHÀ THIÊN VĂN NGHIỆP DƯ ...............28
C.KẾT LUẬN ...............................................................................................................................30
TÀI LIỆU THAM KHẢO ...........................................................................................................31
2


Sao biến quang

LỜI NÓI ĐẦU
Đã từ lâu các vì sao tinh tú trên bầu trời xa xôi luôn gây cho con người một
sự hấp dẫn khó tả. Chắc hẳn trong mỗi chúng ta ai ai cũng đã từng một lần ngắm
nhìn muôn ngàn vì sao lấp lánh ấy trên bầu trời đêm. Nối các vì sao lại với nhau
theo những đường tưởng tượng, ta được các hình thù ngộ nghĩnh và thích mắt bởi
ánh sáng kì diệu mà chúng phát ra. Có khi nào các bạn đã tự hỏi tại sao các ngôi
sao lại sáng và đẹp đến thế? Các ngôi sao ấy có sáng mãi như vậy hay thay đổi độ
sáng theo thời gian? Thật ra có những lúc ngôi sao bừng lên sáng rực khác thường,

có lúc chúng lại mờ đi, trông thật là huyền ảo. Tại sao lại có những ngôi sao như
thế? Các sao đó có tên là gì? Chúng có đặc điểm ra sao? Ta có thể quan sát bằng
mắt thường không? Và bài tiểu luận này sẽ cung cấp cho các bạn những khái niệm
cơ bản nhất về sao biến quang, có mấy loại sao này, và các nhà khoa học đã nghiên
cứu ra sao? Quan trọng hơn cả là làm sao ta có thể quan sát sao ấy.
Nhóm thực hiện

3


Sao biến quang

NỘI DUNG

I.SAO BIẾN QUANG LÀ GÌ?
Sao biến quang hiểu một cách đơn giản là một ngôi sao có độ sáng thay đổi.
Sao biến quang 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 rất nhiều nguyên nhân
khác nhau gây nên sự biến đổi này. Đối với một số ngôi sao, sự thay đổi này chỉ
diễn ra trong một vài giờ, nhưng đối với một số ngôi sao khác, chúng kéo dài trong
nhiều năm.

II. LỊCH SỬ NGHIÊN CỨU
Ngay từ thời cổ, con người đã nhận thấy rằng sự tương quan giữa vị trí phân
bố của các sao và độ sáng của chúng hầu như không thay đổi, do đó đã đi đến triết
luận về tính bất biến của thế giới phía trên mặt trăng, ngược lại với thế giới từ Mặt
trăng trở xuống. Kết luận này tuy thế cũng mâu thuẫn với một vài hiện tượng đã
biết từ lâu, tuy không hay gặp lắm trong quan sát. Thỉnh thoảng trên trời lại xuất
hiện những ngôi sao mới: chúng bừng lên, đôi khi sáng rực khác thường (thậm chí

sáng hơn cả sao Sirius), rồi trong vài tuần hoặc vài tháng sau đó tắt lịm. Có thể cho
rằng chính sự biến mất của những “kẻ phạm thượng” đã làm yên lòng các triết gia
cổ đại, cho phép họ coi chúng không phải là những ngôi sao thực sự.
4


Sao biến quang
Những gì mà người xưa gọi là sao mới (người Trung Quốc gọi là sao
“khách”) bây giờ thuộc vào một trong hai biến thể của sao biến quang: sao mới
(nova) hoặc sao siêu mới (supernova). Cho tới thế kỉ XVI các nhà bác học vẫn
chưa biết tới các sao biến quang nào khác. Tuy vậy, có truyền thuyết rằng tên gọi
sao β Persei là Angol (theo tiếng Arập nghĩa là “sao Qủy”) xuất phát từ việc hình
như người Arập xưa kia đã biết đến tính biến quang của nó. Năm 1596, nhà thiên
văn Đức Đavit Phabrixiut đã phát hiện ra một ngôi sao mới cấp 2 trong chòm sao
Cá Voi. Ông theo dõi nó một thời gian rồi như thường lệ, ngôi sao mới biến đi bặt
tăm bặt tích. Nhưng bất ngờ vào năm 1609, Phabrixiut lại tìm thấy nó trên trời!
Vậy là, lần đầu tiên đã phát hiện được một sao biến quang thay đổi rất lớn độ sáng
của nó: có khi nó vô hình đối với mắt thường, có khi lại bừng sáng lên, mà không
biến mất hoàn toàn. Điều thú vị là một trong thời gian giữa hai lần phát hiện của
Phabrixiut, vào năm 1603, ngôi sao này đã được một nhà thiên văn Đức khác tên là
Lôhan Bayec, tác giả của atlat sao đầy đủ đầu tiên phát hiện ra. Ông không nhận ra
tính biến quang của nó và đã đưa ngôi sao này vào bản đồ sao trong atlat của mình
với tên gọi là Ômicrôn của chòm Cá Voi. Một tên gọi khác của nó là Mira chòm
Cá Voi, hay đơn giản là Mira (theo tiếng la tinh nghĩa “lạ lùng”)
Như vậy sao biến quang (còn gọi là biến tinh- tiếng Anh (variable star); tiếng
Pháp: (estoile variable)) là những ngôi sao có độ sáng biến thiên. Cho đến giờ các
nhà thiên văn cũng chưa nhất trí xác định xem độ sáng phải thay đổi tối thiểu ở
mức nào để xếp nó vào loại này. Vì thế trong các danh mục sao biến quang bao
gồm tất cả các sao mà người ta thấy chắc chắn chúng có thay đổi độ sáng dù chỉ tí
ti. Hiện nay, trong thiên hà chúng ta có đến vài vạn sao biến quang (điều lý thú là

khoảng một vạn trong số đó do một người phát hiện ra: nhà thiên văn Đức Cunô
Hôpmâyxtơ), và con số này đang tăng lên rất nhanh nhờ các phương pháp quan
trắc chính xác, hiện đại.
5


Sao biến quang
Năm 1908 nhà thiên văn người Mĩ Henrietta Leavitt đã chỉ ra một quy luật
đáng chú ý mà sao Cepheid tuân theo. Trong công việc hàng ngày so sánh các bức
ảnh chụp bà phát hiện thấy sao biến quang sáng hơn trên một số ảnh chụp và mờ
nhạt hơn trên một số ảnh khác chụp tại những thời điểm khác nhau. Leavitt lưu ý
thấy sao biến quang càng sáng thì chu kỳ của nó càng dài. 16 sao biến quang
Leavitt đo đều thuộc cùng một nhóm sao, đám mây Magellan nhỏ. Như vậy chúng
đều xấp xỉ cùng một khoảng cách đến Trái đất. Do đó, cường độ biểu kiến (độ sáng
quan sát thấy) của chúng liên quan trực tiếp đến cường độ tuyệt đối (độ sáng thực
chất khi nhìn từ một khoảng cách chuẩn tùy ý) của chúng. Kết luận đó là một
“quan hệ chu kỳ- độ sáng”- chu kỳ hoặc thời gian càng dài, từ độ sáng cực đại của
Cepheid tới cực tiểu và quay trở lại cực đại, thì độ sáng thực chất của ngôi sao
càng lớn.

Sao biến quang V838

6


Sao biến quang

III. PHÂN LOẠI SAO BIẾN QUANG
Độ sáng của sao biến quang thay đổi ngẫu nhiên hay tuần hoàn bởi những
tính chất nội tại của chúng hoặc do tác động của bên ngoài. Phần lớn các sao trong

số đó có một thể tích lúc tăng lúc giảm, khiến chúng sáng lên hoặc tối đi. Một số
sao khác chỉ thay đổi một cách biểu kiến (ta tưởng như chúng sáng lên hoặc tối đi)
do một ngôi sao khác thường xuyên đi qua che khuất chúng). Loại sao biến quang
thứ hai này là loại sao che khuất, chúng thay đổi ánh sáng rất nhịp nhàng. Ví dụ
như đặc trưng nhất là sao Algol, một trong những ngôi sao của chòm sao Anh Tiên
(Persée). Phần lớn các sao biến thiên thực sự đều là những sao khổng lồ lớn hơn
Mặt Trời. Một chu kỳ thay đổi độ sáng của chúng ta dài hơn và thường là một năm.
Đó là những ngôi sao biến quang chu kỳ dài. Ví dụ sao Mira Ceti trong chòm sao
Kình Ngư.Thật may mắn cho chúng ta, Mặt Trời có độ sáng không đổi từ khoảng
4,6 tỷ năm nay, cũng như các ngôi sao khác cùng loại.Về bản chất đối với các sao
biến quang chúng có thể được chia ra làm ba nhóm chính. Đó là sao biến quang co
nở, sao biến quang đột biến và sao biến quang do che khuất. Mỗi loại sao đều có
những đặc điểm riêng biệt. Sau đây ta sẽ tìm hiểu về ba loại sao này.

III.1 SAO BIẾN QUANG CO NỞ (PULSATING
VARIABLE- STARS)
III.1.1.ĐẶC ĐIỂM
Các sao biến quang co nở thay đổi bán kính và độ sáng theo thời gian, mở
rộng hay co lại theo các chu kỳ từ vài phút đến vài năm, phụ thuộc vào kích thước
của sao.. Độ sáng thực sự của sao này biến đổi một cách tuần hoàn do sự vận động
vật chất của vỏ sao tạo nên: Các lớp vỏ của sao co nở đều đặn như một con lắc cầu
7


Sao biến quang
khổng lồ, làm cho cấp sao biến thiên tuần hoàn. Các sao này thường nằm giữa giải

chính và dải sao kềnh trên biểu đồ H-R.Càng gần dải sao kềnh, chúng có chu kỳ co
nở càng lớn. Tức là khối lượng riêng càng nhỏ, chu kỳ co nở càng lớn. Người ta đã
xây dựng được lý thuyết mô tả sự co nở này, nhưng chưa hiểu rõ được nguyên

nhân của nó.
Người ta chia sao biến quang co nở làm 2 kiểu: Sao biến quang tuần hoàn
như sao biến quang Cepheid và sao RR Lyrae (có độ sáng thay đổi một cách đều
đặn trong một chu kỳ xác định) và sao biến quang bán tuần hoàn (có độ sáng biến
thiên không đều trong một chu kỳ không xác định)

III.1.2.MỘT SỐ SAO BIẾN QUANG CO NỞ
III.1.2.1 SAO CEPHEID

8


Sao biến quang

Sao biến thiên kiểu Cepheid có cấp sao tuyệt đối tỉ lệ với chu kỳ biến quang
của nó.Sao biến quang có chu kì chính xác, tỉ lệ thuận với độ trưng, dùng để xác
định khoảng cách đến chúng khi biết chu kỳ 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 nas). Sao biến quang δ Cepheid trong chòm Cepheus có chu kỳ
chính xác là 5,37 ngày.
Sao biến quang Cepheid là một trong số các sao mạch động. Tên gọi ngôi
sao này xuất phát từ một trong những ngôi sao đầu tiên kiểu này được phát hiện:
sao δ Cephei (chòm Tiên Vương). Cepheid là các sao có độ trưng cao và nhiệt độ
vừa phải (các sao kềnh vàng): Trong quá trình tiến hóa chúng được cấu tạo đặc
biệt: ở độ sâu nhất định xuất hiện một lớp tích tụ năng lượng đến từ lòng sâu, rồi
9


Sao biến quang

sau đó lớp này lại phát đi năng lượng. Ngôi sao cứ tuần tự co lại khi nóng lên rồi
nở ra khi lạnh đi. Vì thế năng lượng phát xạ khi thì bị khí sao hấp thụ và ion hóa
khí đó, khi thắt lại thoát ra vào lúc các ion chiếm đoạt các electron (khi khí lạnh đi)
đồng thời phát ra các lượng tử ánh sáng. Kết quả là độ sáng của sao Xêphêit thay
đổi theo quy tắc, gấp vài lần với chu kì vài ngày. Bản chất vật lý của sự co giãn
(mạch động) này đã được nhà bác học Xô viết X. A. Giêvakin giải thích thành
công lần đầu tiên vào những năm 1950.

Shapley sử dụng quan hệ chu kỳ- độ sáng để ước tính khoảng cách. Trước
tiên, ông thu thập mọi dữ liệu có sẵn về các sao Cepheid, từ những quan sát riêng
của ông và từ các nhà thiên văn học khác, trong đó có Leavitt. Khoảng cách đến
một số sao Cepheid gần hơn đã được đo và như vậy Shapley có thể tính toán độ
sáng tuyệt đối của nó. Cơ sở vật lý duy nhất mà ông cần là quy luật đơn giản rằng
độ sáng giảm theo bình phương khoảng cách. Sau đó Shapley vẽ đồ thị chu kỳ theo
độ sáng tuyệt đối. Shapley thực hiện giả định hợp lý rằng các sao Cepheid trong
những cụm sao hình cầu ở xa tuân theo cùng các quy luật vật lý như các sao
10


Sao biến quang
Cepheid ở gần. Ông quan sát chu kỳ của các sao Cepheid ở xa, biểu diễn cường độ
tuyệt đối phỏng chừng của chúng lên đồ thị chu kỳ- độ sáng của ông, và so sánh
cường độ tuyệt đối với cường độ biểu kiến quan sát được. Từ đó suy ra khoảng
cách đến nhiều sao Cepheid cách rất xa- và đến những cụm sao hình cầu trong đó
chúng cư trú

Quan hệ chu kì – độ sáng đối với các sao biến quang loại Cepheid – đường cong
cho thấy độ sáng của chúng thay đổi như thế nào theo thời gian – do Harlow
Shapley vẽ năm 1918. Từ đó về sau, nhà thiên văn có thể quan sát chu kì, hay thời
gian từ độ sáng cực đại này tới độ sáng cực đại tiếp theo, đối với bất kì sao

Cepheid nào khác, rồi biểu diễn đồ thị cường độ tuyệt đối của sao. So sánh cường
độ tuyệt đối (“thật sự”) ước tính này với cường độ biểu kiễn quan sát được sẽ
mang lại khoảng cách, vì độ sáng giảm theo bình phương của khoảng cách.
Các sao Xêphêit đóng vai trò quan trọng trong thiên văn. Năm 1908, nhà
thiên văn nữ người Mỹ Henrietta Livit, khi nghiên cứu các sao Xêphêit ở một trong
11


Sao biến quang
những thiên hà gần nhất là Mây Magienlăng Nhỏ, đã chú ý thấy rằng các sao này
càng sáng nếu chu kỳ thay đổi độ sáng của chúng càng lớn. Kích thước của Mây
Magienlăng. Nhỏ không lớn so với khoảng cách đến nó điều đó có nghĩa là sự khác
nhau về độ sáng biểu kiến phản ánh sự khác nhau về độ trưng. Nhờ quan hệ phụ
thuộc chu kỳ- độ trưng mà Livit tìm ra, có thể dễ dàng tính khoảng cách đến từng
sao Xêphêit, sau khi đo độ sáng trung bình của sao và chu kì biến quang của nó.
Bởi vì các sao kềnh khá sáng nên có thể sử dụng các sao Xêphêit để xác định các
khoảng cách đến tận các thiên hà tương đối xa, nơi mà người ta quan sát thấy các
sao này.
Còn một nguyên nhân thứ hai về vai trò đặc biệt của sao Xêphêit. Vào những
năm 1960 nhà thiên văn Liên xô Yuri Nicôlaiêvich Ephrêmôp đã xác lập rằng chu
kì của sao Xêphêit càng dài thì sao càng trẻ. Theo quan hệ phụ thuộc chu kỳ - tuổi
không khó xác định tuổi của mỗi sao Xêphêit. Chọn ra các sao có các chu kì lớn
nhất và nghiên cứu các nhóm sao có mặt chúng, các nhà thiên văn nghiên cứu được
những cấu trúc trẻ nhất của các Thiên hà.
Hơn các sao động mạch khác, các Xêphêit xứng đáng với tên gọi biến quang
theo chu kỳ. Mỗi chu kỳ thay đổi độ sáng kế tiếp thường lặp lại rất chính xác chu
kỳ trước.Tuy nhiên cũng gặp những ngoại lệ mà ngoại lệ được biết nhiều nhất
trong số đó là sao Bắc Cực. Đã từ lâu người ta khám phá ra rằng nó thuộc hàng ngũ
Xêphêit, tuy nó thay đổi độ sáng trong giới hạn rất nhỏ. Nhưng vào các thập kỷ gần
đây, các dao động này tắt dần và đến những năm 1990, thì các sao Bắc Cực hầu

như ngừng co giãn. Không rõ nó có ngừng mãi mãi hay không, để thời gian sẽ trả
lời. Ngoài các sao xêphêit và mirit còn có không ít các kiểu sao biến quang khác.
Một số kiểu trái với sao xêphêit, thuộc tầng lớp cao tuổi nhất trong cộng đồng sao.

12


Sao biến quang
Ví dụ các sao biến quang xung kiểu RR Lyrae, gặp rất nhiều trong các quần sao
cầu có tuổi tới hơn 12 tỉ năm.
Sao mạch động theo nghĩa nào đó tương tự như con lắc lò xo dao động mà
độ cứng lò xo tương ứng với mật độ vật chất trung bình của sao. Các sao tiến hóa:
chúng thay đổi kích thước và do đó, thay đổi mật độ trung bình. Tất cả điều này
được phản ánh trên tần số dao động của “lò xo sao”. Đo đạc một cách có hệ thống
độ sáng của sao mạch động dễ dàng xác định với độ chính xác cao chu kỳ dao
động. Mà dựa theo sự thay đổi chu kỳ có thể biết được ngôi sao đang trải qua giai
đoạn nào trong đời.
Hầu hết các ngôi sao ổn định và duy trì sự ổn định hàng ngàn hoặc thậm chí
nhiều triệu năm. Tuy nhiên một số sao co giãn: chúng trở nên lớn hơn và bé hơn,
chúng thay đổi độ trưng và phổ của chúng một cách đều đặn với một chu kỳ co
giãn có thể đo được một cách dễ dàng. Loại sao co giãn được biết đến rõ nhất, các
sao biến quang Cepheid, được mang tên ngôi sao δ Cepheid. Một số sao biến
quang Cepheid co giãn một lần trong một số ngày, một số sao biến quang Cepheid
co giãn một lần trong một năm. Từ các sao biến quang Cepheid ở khá gần, chúng
ta biết rằng chu kì co giãn có liên quan đến độ trưng của ngôi sao. Ví dụ, mỗi sao
Cephei co giãn một lần trong hai tháng có độ trưng (được tính trung bình theo toàn
chu kì co giãn) vào khoảng 104 Lo.
Các sao biến quang cepheid là rất quan trọng đối với các nhà thiên văn vì
chúng là những ngôi sao phát sáng rất mạnh bởi vậy chúng có thể nhận ra từ
khoảng cách rất xa. Khi chúng ta quan sát một ngôi sao Cephei ở xa với chu kì co

giãn 2 tháng, chúng ta có thể lập tức suy ra độ trưng của nó, L=104 Lo. Mỗi khi
chúng ta đo thông lượng F, chúng ta có thể xác định khoảng cách của sao Cephei.
Khi một ngôi sao Cephei được quan sát thấy trong một thiên hà, chúng ta có thể
13


Sao biến quang
biết không chì khoảng cách của sao Cephei ấy mà còn biết khoảng cách của toàn
thiên hà vì tất cả hàng triệu ngôi sao trong thiên hà này trong thực tế có cùng
khoảng cách đối với chúng ta.

III.1.2.2 SAO MIRA
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 3000 lần Mặt
Trời.Các sao kiểu Mira có biên độ sáng dao động ít nhất là 10 lần, và đôi khi là
1000 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. Sao Betelgeuse,
một sao đỏ siêu khổng lồ đánh dấu vai trái của thợ săn trong chòm 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 độ sáng này là rất nhỏ và hiếm khi thấy bằng
mắt thường. Kiểu Mira, còn có các sao mirit, là những sao kềnh đỏ thay đổi độ
sáng tới vài cấp sao theo chu kỳ trung bình từ vài tháng đến một năm rưỡi.

Mira Stars

14


Sao biến quang

Sự thay đổi độ sáng (m) của sao Mira chòm Cá Voi

III.2. SAO BIẾN QUANG ĐỘT BIẾN- SAO MỚI VÀ
SAO SIÊU MỚI (NOVAE- SUPERNOVAE)
Sự chú ý đặc biệt của các nhà vật lý thiên văn không chỉ hướng vào các
sao biến quang mạch động. Các sao được gọi là sao nổ (hoặc sao tai biến) là ví dụ
về các quá trình phức tạp diễn ra trong các hệ sao đôi nơi mà khoảng cách giữa các
thành phần không vượt trội nhiều lắm so với kích thước của chúng. Do kết quả tác
động tương hỗ của các thành phần, vật chất ở các lớp bề mặt của ngôi sao loãng
hơn trong hai sao bắt đầu chảy sang sao kia.
Có những sao bình thường chỉ có thể nhìn thấy qua kính thiên văn cực
mạnh bỗng bùng sáng lên một cách đột ngột. Độ sáng có thể tăng lên hàng chục
vạn lần (sao mới) hoặc cỡ triệu lần rồi lại tắt đi. Nguyên nhân làm thay đổi độ sáng
đột ngột là do các vụ nổ một lần duy nhất hoặc lặp đi lặp lại nhiều lần. Đó là các
sao mới và siêu sao mới. Thuộc kiểu này, có các sao mới, sao siêu mới, các sao
15


Sao biến quang
kiểu U Geminorum, các sao tựa như mới và sao công sinh, các sao biến quang kiểu
UV Ceti (sao lóe sáng, loại lùn đỏ)

Sự thay đổi độ sáng của sao U Geminorum

Sao U Geminorum
Một nhóm đặc biệt các sao biến quang là các sao trẻ nhất được hình thành
chưa lâu lắm (theo các thang vũ trụ) trong các khu vực tập trung khí giữa các sao,
các ngôi sao này lần đầu tiên được nhà thiên văn Nga O. V. Xtơnruvê phát hiện
vào thế kỷ XIX trong một tổ hợp lớn quanh tinh vân Thợ Săn (Orion), vì thế chúng
16

Sao biến quang
được đặt tên là sao biến quang Orion.m không hiếm khi chúng cũng được gọi là
các sao biến quang kiểu T Tauri, theo tên của một ngôi sao biến quang trẻ ở chòm
Con Trâu. Các sao biến quang Orion thường thay đổi độ sáng một cách lung tung
nhưng đôi khi, cùng dò thấy hiệu chu kì liên quan tới sự quay quanh trục.
Chúng ta chỉ mới biết cả thảy hai ba chục ngôi sao kiểu R Coronae Borealis
(chòm Bắc Miện) lý thú mà dấu hiệu đặc trưng của chúng, nói một cách bóng bẩy
là “nổ đảo ngược”. Ngôi sao đã cung cấp tên gọi cho kiểu sao biến quang này, đôi
khi đột ngột giảm độ sáng và cấp sao (tới 8 cấp sao), rồi sau đó chầm chậm, trong
hàng tuần hoặc thậm chí hàng tháng mới phục hồi độ sáng. Khí quyển các sao này
có thành phần hóa học khác thường: trong chúng hầu như vắng mặt nguyên tố phổ
biến nhất trong vũ trụ là hyđrô, nhưng lại có nhiều hêli và cacbon. Người ta cho
rằng cacbon tập trung ở các dòng vật chất chảy từ bề mặt sao ra ngoài tạo thành
một lớp “bồ hóng” hấp thụ ánh sáng. Ở một vài sao kiểu R Coronae Borealis còn
ghi nhận được các mạch đập xung với chu kỳ hàng chục ngày.

III.2.1. SAO MỚI (NOVAE)
Sao mới thực ra không phải là sao mới sinh ra, mà là các sao đã già. Trong đa
số các sao biến quang nổ, ngôi sao được khí chảy sang là lùn trắng. Nếu trên bề
mặt của nó tích tụ nhiều vật chất và các phản ứng nhiệt hạch bắt đầu đột ngột, thì
sẽ quan sát thấy vụ nổ của sao mới. Trong phần phổ nhìn thấy được độ sáng khi nó
tăng vọt lên không dưới 6 cấp sao, đôi khi còn mạnh hơn nhiều (sao mới V 1500
chòm Thiên Nga nổ năm 1975 đã tăng độ sáng lên khoảng 19 cấp sao. Vụ nổ sao
kéo dài đầy đủ quãng một năm hoặc hơn. Khi một sao trong hệ sao đôi trở thành
sao lùn trắng còn sao kia vẫn ở giai đoạn bình thường thì sao lùn trắng có thể hút
vật chất của sao thường (vì mật độ vật chất của lùn trắng rất lớn, nên lực hút rất
mạnh, vật chất của sao thường phần lớn là hydro chưa bị đốt. Khi bề mặt sao lùn
17

Sao biến quang
trắng tích lũy được lượng hydro ở mức một phần vạn khối lượng mặt trời, mật độ
và nhiệt độ ở đây đủ để xảy ra phản ứng tổng hợp hydro thành Heli. Vụ bộc phát
được châm ngòi như vậy làm cho sao lùn trắng sáng bừng lên một cách đột ngột
gọi là bộc phát sao mới. Trong ngân hà một năm có thể có 50 vụ bộc phát sao mới.
Nhưng ngay cả khi không có các quá trình dữ dội đến như vậy, thì các hệ sao
đôi sát nhau vẫn có thể là sao biến quang lý thú. Vật chất chày truyền sang không
rơi ngay vào bề mặt sao lùn trắng. Nếu nó không có từ trường mạnh thì khí sẽ tạo
xung quanh sao lùn trắng một hình đĩa. Cái đĩa này không ổn định, do đó vẫn có
thể xảy ra các vụ nổ, nhưng không ghê gớm bằng vụ nổ sao mới và độ dài thời gian
cũng kém hơn hẳn( thường chỉ vài ngày từ lúc bùng cháy đến lúc lụi tàn). Các sao
biến quang như vậy được gọi là các sao lùn mới hoặc biến quang kiểu U
geminorum (chòm Song Tử). Nếu sao lùn trắng có từ trường mạnh thì vật chất rơi
vào sao ở hai vùng cực và đặc tính biến quang còn phức tạp hơn.
Nếu trong hệ sao đôi tương ứng các sao mới và lùn mới, thay chỗ cho sao lùn
trắng là sao nơtron hoặc lỗ đen, thì hệ đó cũng có thể quan sát được dưới dạng sao
biến quang, đồng thời nó là nguồn bức xạ tia X quang rất mạnh. Sau khi khám phá
ra một nguồn bức xạ X quang mới, nhiều khi các nhà thiên văn tìm thấy ngay một
sao biến quang cũng trong khu vực bầu trời đó, rồi sau đó họ chứng minh được
rằng chính ngôi sao đó bức xạ X quang. Khi tìm hiểu các sao lùn trắng, sao nơtron
và lỗ đen trong các hệ sao biến quang, các nhà vật lý thiên văn nghiên cứu vật chất
ở trạng thái mà không một phòng thí nghiệm vật lý nào có thể tạo ra nổi.

18


Sao biến quang

III.2.2. SAO SIÊU MỚI (SUPERNOVAE)
Tuy bề ngoài có vẻ giống vụ nổ sao mới nhưng hiện tượng sao siêu mới
(supernovae) lại có bản chất hoàn toàn khác: chắc có lẽ đó là một trong những giai
đoạn cuối cùng trong đời ngôi sao khi nó co lại một cách thảm họa, sau khi mất đi
các nguồn năng lượng nhiệt hạch chủ yếu.

19


Sao biến quang
Sự bộc phát sao siêu mới diễn ra mảnh liệt hơn sao mới rất nhiều. Nó để lại
tàn dư trong vũ trụ cùng với nhiều bức xạ Synchrotron mà ta còn có thể quan sát
được hàng ngàn năm sau. Nổi tiếng là vụ sao Khách, tức sao lạ theo thiên văn
Trung Quốc cổ- là vụ nổ sao siêu mới ở chòm sao Kim Ngưu (Taurus) tạo nên tinh
vân Cua (Crab) năm 1054. Hay gần đây, 1987, vụ nổ trong thiên hà đại tinh vân
Magellan.
Sao siêu mới có hai loại I, II với các đặc tính khác nhau. Ta sẽ hiểu rõ vai trò
sao siêu mới trong sự tiến hóa của các sao, đặc biệt hiểu được cơ chế tạo thành các
nguyên tố nặng và cả sự tạo thành một loại sao đặc biệt: sao nơtron

20


Sao biến quang

Sao siêu mới Kepler

Tàn tích sao siêu mới nổi tiếng Cassiopeia A (Cas A) cách chúng ta
11 nghìn năm ánh sáng. Ánh sáng từ vụ nổ mới truyền đã tới trái
đất 330 năm trước. Các đám mây khí bụi còn lại vẫn đang tiếp tục

giãn nở với kích thước 15 năm ánh sáng.
21


Sao biến quang

III.3. SAO BIẾN QUANG DO CHE KHUẤT
III.3.1.ĐẶC ĐIỂM

Các sao biến quang đã nói ở trên thay đổi độ sáng do những quá trình vật lý
phức tạp trong lòng hay trên bề mặt, hoặc do tác động tương hổ trong các hệ sao
khăng khít bám chặt nhau. Đó là các sao biến quang vật lý (dĩ nhiên ở đây xem xét
không phải toàn bộ các dạng thể). Tuy nhiên đã tìm thấy không ít sao mà tính biến
quang được giải thích bằng các hiệu ứng hình học đơn thuần. Nhiều sao cũng thay
đổi độ sáng do những nguyên nhân bên ngoài như sự che khuất trong hệ sao đôi,
cũng như sao quay nhanh với những vết đen lớn trên nó.
Sao biến quang do che khuất thường là các hệ sao kép (Double- stars) hay sao
đôi (Binary-stars), gồm sao chính và sao vệ tinh. Độ sáng của từng sao không thay
đổi nhưng trong quá trình chuyển động quanh khối tâm chung chúng có lúc che
khuất nhau. Đó là sự che khuất của chính sao đồng hành (vệ tinh) của nó khi quay
quanh sao chính. Điều này dẫn đến quang thông tổng cộng đến Trái Đất (và do đó
22


Sao biến quang
là cấp sao) biến thiên tuần hoàn. Người ta biết tới hàng nhìn sao biến quang che
khuất trong các hệ sao đôi. Các sao thành phần của chúng di chuyển theo quỹ đạo
thỉnh thoảng lại che khuất nhau.

III.3.2.MỘT SỐ SAO BIẾN QUANG DO CHE KHUẤT

III.3.2.1. SAO ALGOL
Một ví dụ nổi bật về sự che khuất trong hệ sao đôi đó là hệ sao Algol trong
chòm Thiên Vương (Cepheus). Nó biến đổi cấp sao một cách đều đặn từ 2,3 đến
3,5 trong chu kỳ 2,87 ngày. Sao Algol được các nhà thiên văn Ai Cập phát hiện ra
từ hơn 1000 năm trước. Ngày nay người ta phát hiện ra Algol là một hệ sao đôi
chuyển động quanh tâm chung với chu kỳ 2 ngày 20 giờ 49 phút. Trong hệ sao này
các thành phần không quá gần nhau, vì thế, hình dạng của chúng ít bị tương tác
làm méo lệch và chúng có dạng gần như hình cầu. Các sao biến quang tương tự
gần như sao Algol hầu như không thay đổi độ sáng, chừng nào không bị che khuất.
Phát hiện kiểu biến quang này không đơn giản, vì thời gian che khuất thường
không lớn so với khoảng thời gian còn lại, khi độ sáng của sao không đổi. Nhưng
cũng gặp các sao biến quang che khuất kiểu khác. Các sao thành phần của chúng
có hình elipxôit thuôn dài do lực hút quá mạnh của mỗi sao tác động đến sao
kia.Khi các vật hình dạng như vậy quay trên quỹ đạo thì độ sáng biến thiên liên tục
và tương đối khó xác định sự che khuất bắt đầu vào thời điểm nào.

Sao Algol

23


Sao biến quang
III.3.2.2. MẶT TRỜI
Độ sáng có thể không giữ nguyên vì trên bề mặt sao có các vết tối hay vết
sáng. Khi quay quanh trục, ngôi sao hướng về phía người quan sát trên Trái Đất lúc
thì phía sáng hơn, lúc thì phía tối hơn. Trên một số sao lùn lạnh các vết cũng giống
như các vết Mặt Trời, nhưng vì chúng chiếm phần lớn đĩa sao nên sự biến quang
khi xoay quanh trục trở nên rất rõ rệt.
Mặt trời có các vết đen nhỏ nếu quan sát Mặt Trời từ xa như một ngôi sao thì
gần như không thấy có sự biến quang. Từ Trái Đất quan sát lại càng khó thấy hơn

vì Mặt Trời chói quá. Tuy nhiên, đối vối con người thì Mặt Trời là ngôi sao quan
trọng nhất mà toàn bộ sự sống trên Trái Đất phụ thuộc vào nó, vì thế nó được chú ý
đặc biệt. Các nghiên cứu đặc biệt từ các máy móc vũ trụ đã xác định được rằng.
quả thực khi các vết đen lớn đi qua đĩa Mặt Trời thì Trái Đất nhận được ít ánh sáng
hơn một chút. Như vậy cũng có thê coi Mặt Trời là sao biến quang vết loại yếu. Sự
biến quang một chút của Mặt Trời diễn ra với chu kỳ bằng chu kỳ hoạt động của
Mặt Trời: 11 năm.

Sự biến quang của mặt trời
24


Sao biến quang

IV. TẦM QUAN TRỌNG CỦA VIỆC
NGHIÊN CỨU SAO BIẾN QUANG
Có hai lý do chính tại sao mọi người quan sát sao biến quang. Lý do thứ
nhất chỉ đơn giản là một sự kết hợp các thách thức trong việc quan sát các sao biến
quang và độ sáng thay đổi không ngừng của nó. Thứ hai là lý do khoa học, để giúp
cải thiện sự hiểu biết của chúng ta về các ngôi sao liên quan và lý do tại sao chúng
thay đổi về độ sáng. Điều này có thể liên quan đến việc giám sát đối với sự bùng
phát của sao tân binh lùn, có thể liên quan đến việc so sánh các lần quan sát được
hiện tượng nguyệt thực với thời gian nhật thực toàn phần dự đoán hoặc chỉ đơn
giản là có thể giám sát sao biến quang một cách thường xuyên và do đó thêm vào
sự hiểu biết của chúng ta về chúng.
Quan sát sao biến quang để xác định chu kỳ thay đổi của sao từ đó ta có thể
suy ra độ sáng. Dựa vào độ sáng biểu kiến để suy ra khoảng cách. Cách này hiện
đang sử dụng kính Hubble để đo. Độ sáng của chúng thay đổi rất đều theo chu kỳ
nhất định. Các nhà thiên văn học gọi chúng là sao biến quang (biến tinh) và phát
hiện ra chu kỳ thay đổi độ sáng của chúng có mối liên quan rất lạ với độ sáng thực

của chúng: độ sáng thực của chúng càng lớn thì chu kỳ thay đổi độ sáng càng dài.
Từ đó các nhà khoa học thông qua quan trắc chu kỳ thay đổi độ sáng của các biến
tinh để tìm ra độ sáng thực của chúng và cuối cùng là tìm ra khoảng cách giữa
chúng tới Trái Đất. Đối với các sao biến quang ở ngoài hệ Ngân hà cũng vậy chúng
giống như những tháp đèn đặc biệt đặt trên hòn đảo lẻ loi trong vũ trụ, độ sáng
luôn thay đổi của chúng như phát tín hiệu cho các nhà thiên văn học biết độ xạ của
chúng. Do các sao này rất có ích trong việc đo đạc thiên văn nên chúng được các
nhà thiên văn gọi là “thước đo trời”
25