Tìm hiểu về sự tiến hóa và phân loại sao

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO
TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM HÀ NỘI 2
======

NGUYỄN THỊ THÚY

TÌM HIỂU VỀ SỰ TIẾN HÓA
VÀ PHÂN LOẠI SAO

KHÓA LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC

HÀ NỘI, 2018


TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM HÀ NỘI 2
KHOA VẬT LÝ

======

NGUYỄN THỊ THÚY

TÌM HIỂU VỀ SỰ TIẾN HÓA
VÀ PHÂN LOẠI SAO
Chuyên ngành: Vật lý đại cương
KHÓA LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC

Người hướng dẫn khoa học

TS. NGUYỄN HỮU TÌNH

HÀ NỘI - 2018

LỜI CẢM ƠN
Lời đầu tiên, em xin bày tỏ lòng biết ơn sâu sắc tới TS Nguyễn Hữu
Tình người đã giúp đỡ định hướng nghiên cứu, cung cấp cho em những tài
liệu quý báu, tận tình hướng dẫn, chỉ bảo, tạo điều kiện tốt nhất trong quá
trình hoàn thành khoá luận tốt nghiệp.
Em xin cảm ơn quý thầy cô trong khoa Vật lý đã tận tình giúp đỡ em
trong suốt quá trình học tập, rèn luyện và làm khóa luận. Em xin cảm ơn tới
các bạn sinh viên đã luôn giúp đỡ, cổ vũ và động viên em trong suốt quá trình
học tập và hoàn thành khóa luận.
Em rất mong nhận được sự đóng góp ý kiến của quý thầy cô và các bạn
để bài khóa luận này hoàn chỉnh hơn.
Em xin chân thành cảm ơn!
Hà Nội, ngày 09 tháng 05 năm 2018
Sinh Viên

Nguyễn Thị Thúy


LỜI CAM ĐOAN
Em xin cam đoan những kết quả nghiên cứu trong khoá luận hoàn toàn
là trung thực và chưa từng được công bố bởi bất kì nơi nào khác, mọi nguồn
tài liệu tham khảo đều được trích dẫn một cách rõ ràng.
Hà Nội, ngày 09 tháng 05 năm 2018
Sinh Viên

Nguyễn Thị Thúy

MỤC LỤC
MỞ ĐẦU ........................................................................................................... 1
1. Lí do chọn đề tài ............................................................................................ 1
2. Mục đích nghiên cứu đề tài ........................................................................... 2
3. Đối tượng nghiên cứu.................................................................................... 2
4. Phương pháp nghiên cứu............................................................................... 2
NỘI DUNG ....................................................................................................... 3
CHƯƠNG 1: SAO VÀ NHỮNG ĐẶC TRƯNG CƠ BẢN CỦA SAO........... 3
1.1. Sao là gì? .................................................................................................... 3
1.2. Các đặc trưng cơ bản của sao ..................................................................... 3
1.2.1. Cấp sao nhìn thấy (m) ............................................................................. 3
1.2.2. Cấp sao tuyệt đối (M).............................................................................. 5
1.2.3. Xác định khoảng cách đến các sao.......................................................... 6
1.2.4. Công suất bức xạ, độ trưng ..................................................................... 7
1.2.5. Xác định kích thước của các sao ............................................................. 7
1.2.6. Xác định khối lượng các sao ................................................................... 8
1.2.7. Nhiệt độ quang cầu của các sao .............................................................. 9
1.2.8. Thành phần các nguyên tố hóa học của vật chất cấu tạo nên các sao..... 9
CHƯƠNG 2: PHÂN LOẠI SAO .................................................................... 11
2.1. Phân loại theo quang phổ ......................................................................... 11
2.1.1. Phân loại theo quang phổ Morgan – Keenan ........................................ 11
2.1.2. Phân loại theo dạng quang phổ bổ sung................................................ 16
2.1.3. Phân loại theo quang phổ Yerkes .......................................................... 18
2.2. Sao biến quang ......................................................................................... 19
2.2.1. Sao biến quang do che khuất................................................................. 19
2.2.2. Sao biến quang do co giãn .................................................................... 20
2.2.3. Biến quang do đột biến ......................................................................... 21


CHƯƠNG 3: SỰ TIẾN HÓA CỦA CÁC SAO ............................................. 23

3.1. Các giai đoạn chính trong quá trình tiến hóa của sao .............................. 23
3.1.1. Giai đoạn tiền sao .................................................................................. 24
3.1.2. Giai đoạn sao ổn định............................................................................ 26
3.1.3. Giai đoạn kết thúc – giai đoạn sao khổng lồ đỏ, siêu khổng lồ đỏ ....... 30
3.2. Sự phát hiện và các đặc tính vật lý của các tàn dư suy biến của sao ....... 31
3.2.1. Sao khổng lồ đỏ (Red Giant)................................................................. 31
3.2.2. Sao lùn trắng (White Dwarf) ................................................................. 33
3.2.3. Sao lùn đen (Black Dwarf).................................................................... 34
3.2.4. Sao Nơtrôn (Neutron Star) .................................................................... 35
3.2.5. Hố đen (Black Hole) ............................................................................. 41
CHƯƠNG 4: MỘT SỐ BÀI TẬP VẬN DỤNG ............................................ 44
KẾT LUẬN ..................................................................................................... 47
TÀI LIỆU THAM KHẢO ............................................................................... 48


DANH MỤC BẢNG
Bảng 1.1 Cấp sao nhìn thấy của một số thiên thể ............................................. 5
Bảng 3.1 Một số ví dụ về mối liên quan giữa thời gian tồn tại của sao trên dãy
chính và khối lượng của nó. ............................................................................ 27


DANH MỤC HÌNH
Hình 2.1: Minh họa thứ tự phân loại sao M-K-G-F-A-B-O ........................... 12
Hình 2.2: Siêu sao xanh Zeta Orionis phía dưới, bên phải, cạnh Flame Nebula
......................................................................................................................... 12
Hình 2.3: Siêu sao xanh Zeta Puppis, lớp O5Ia .............................................. 13
Hình 2.4: Siêu sao khổng lồ xanh lớp B, Rigel............................................... 13
Hình 2.5: Một số sao thuộc lớp A ................................................................... 14
Hình 2.6: Một số sao thuộc lớp F .................................................................... 14
Hình 2.7: Hình ảnh minh họa sao lớp G ......................................................... 15

Hình 2.8: Một số sao thuộc lớp K ................................................................... 15
Hình 2.9: Một số sao thuộc lớp M .................................................................. 16
Hình 3.1: Phản ứng proton-proton, nguồn năng lượng của Mặt Trời. ............ 27
Hình 3.2: Chu trình CNO, nguồn năng lượng của sao nặng hơn 1,5 M e ....... 28
Hình 3.3: Biểu đồ Hertzsprung-Russell .......................................................... 29
Hình 3.4: Quá trình “3 hạt 𝜶” –C.................................................................... 30
Hình 4.1: Sao chức nữ ..................................................................................... 44
Hình 4.2: Hình ảnh sao Thiên Lang ................................................................ 46


MỞ ĐẦU
1. Lí do chọn đề tài
Thiên văn học là một trong những môn khoa học ra đời sớm nhất trong
lịch sử loài người. Những dấu vết khởi đầu của ngành thiên văn có từ thời tiền
sử. Qua quan sát chuyển động biểu kiến của Mặt trời, Mặt trăng, con người đã
tìm ra những thời điểm thay đổi của thời tiết. Vào cuối thời đại đồ đá (thiên
niên kỷ 4-3 TCN), ở những nền văn minh cổ đại, quan sát bầu trời là công
việc rất quan trọng của giới tăng lữ. Trước khi con người học được cách định
vị trên Trái đất và sáng tạo ra môn địa lý học, họ đã quan sát bầu trời và sản
sinh ra những mô hình đầu tiên của nó. Việc phát minh ra kính thiên văn ở thế
kỉ XVII dẫn tới sự phát hiện rằng Thiên hà của chúng ta hay còn gọi là dải
Ngân hà, chứa vô số ngôi sao. Việc phát hiện các tinh vân ngoài Ngân hà và
giãn nở của vũ trụ đầu thế kỉ XX đã mở ra một kỉ nguyên của của thiên văn
học hiện đại.
Trong 5 thập kỷ qua đã chứng kiến sự hiểu biết của chúng ta về vũ trụ
bằng những phát hiện: Các nhà thiên văn quan sát được sự phát xạ hồng ngoại
xa, cực tím, tia X và tia gama từ vũ trụ, việc phát hiện các phân tử giữa các
sao và các hành tinh ngoài hệ mặt trời là bước đầu tiên trong việc tìm kiếm sự
sống ở trên các hành tinh khác.
Nhu cầu khám phá Vũ trụ là nhu cầu có từ rất lâu đời từ khi con người

mới bắt đầu xuất hiện. Sao là một vật thể phổ biến nhất trong vũ trụ. Nó là
một quả cầu khí khổng lồ nóng sáng, nơi vật chất tồn tại dưới dạng plasma và
là các lò phản ứng hạt nhân tỏa ra năng lượng vô cùng lớn. Mặt trời là một
ngôi sao gần chúng ta nhất, đồng thời chi phối cuộc sống của chúng ta nhiều
nhất. Do nóng sáng và quá xa nên chúng ta không thể tiếp xúc trược tiếp được
với sao, mà chỉ có thể nghiên cứu chúng thông qua những thông tin chính là

1


bức xạ điện từ. Việc mô tả các sao đều dựa trên các số liệu quan sát, quan trắc
rồi lập ra các mô hình vật lý và sau đó kiểm chứng lại xem mô hình có thích
hợp với số liệu quan sát mới hay không. Ngay cả đối với Mặt trời các mô hình
hiện nay cũng vẫn còn nhiều vấn đề chưa giải quyết được. Để nghiên cứu về
sao ta cần phải nghiên cứu rất nhiều về vật lý cổ điển cũng như vật lý hiện
đại. Do vậy để tìm hiểu rõ hơn về các sao em xin được làm đề tài: “Tìm hiểu
về sự tiến hóa và phân loại sao”.
2. Mục đích nghiên cứu đề tài
Nghiên cứu về sự tiến hóa của sao và tìm hiểu, phân loại các sao.
3. Đối tượng nghiên cứu
Các sao, sự hình thành và phát triển của các sao
4. Phương pháp nghiên cứu
Đọc, tra cứu và tổng hợp tài liệu có liên quan.

2


NỘI DUNG
CHƯƠNG 1: SAO VÀ NHỮNG ĐẶC TRƯNG CƠ BẢN CỦA SAO

1.1. Sao là gì?
Sao là tất cả các thiên thể có khả năng tự phát ra ánh sáng.
Một thiên thể để có thể tự phát ra ánh sáng cần có khối lượng tối thiểu
khoảng 8% khối lượng Mặt Trời.
Sao hình thành từ các đám mây khí, bụi (tinh vân). Dưới tác dụng của
lực hấp dẫn, chúng co dần lại vào một tâm chung. Các phân tử khí tăng dần
vận tốc, cọ xát làm khối khí nóng lên (tiền sao - protostar). Thời kì này kéo
dài vài trăm ngàn đến 50 triệu năm.
Các ngôi sao có thành phần chính là hiđrô (trên 70%), còn lại một phần
lớn là Hêli, một phần nhỏ không đáng kể khác là các khí nặng hơn.
Nhiệt độ bề mặt của một ngôi sao thường trong khoảng 3000K đến
50000K còn nhiệt độ ở tâm là khoảng vài triệu cho đến vài chục triệu K.
Thậm chí có thể lên tới 100 triệu K đối với các sao khổng lồ đỏ và vài tỉ K với
các sao siêu khổng lồ đỏ.
1.2. Các đặc trưng cơ bản của sao
1.2.1. Cấp sao nhìn thấy (m)
Cấp sao nhìn thấy là thang xác định độ rọi của các sao. Giả sử nguồn
sáng truyền đến một diện tích S có quang thông là ∅, thì độ rọi là:

E=


s

(1.1)

Đây là cơ sở để xác định cấp sao nhìn thấy.
Người ta quy ước sao càng sáng (độ rọi càng lớn) thì cấp sao của nó
càng bé và ngược lại.

3


Hai sao có cấp sao nhìn thấy sai khác nhau 5 cấp thì độ rọi sáng của nó
đến mắt ta khác nhau 100 lần. Do vậy hai sao có cấp sao khác nhau 1 cấp có
độ rọi khác nhau 2,512 lần (1001/5 = 2,512), khác nhau n cấp có độ rọi khác
nhau 2,512n lần. Từ đây ta có mối liên hệ giữa độ rọi E1 và E2 của hai sao có
cấp sao nhìn thấy tương ứng là m1 và m2 được biểu diễn bởi biểu thức:
m2 − m1 = 2,500lg

E1
E
 1 = 2,512( m2 −m1 )
E2
E2

(1.2)

Người Hy Lạp cổ đại phân chia các vì sao thành 6 mức độ sáng đối với
mắt người. Sao sáng nhất có m = 1, còn sao tối nhất có m = 6, tương đương
với giới hạn tối nhất mà mắt người có thể nhìn thấy. Mỗi mức sáng được coi
là sáng gấp đôi mức sáng thấp hơn liền kề nó. Phương pháp này không được
dùng để đo độ sáng của Mặt Trời.
Năm 1856, Norman Rober Pogson chuẩn hóa hệ thống này bằng cách
định nghĩa sao sáng nhất với m = 1, sáng gấp 100 lần sao có m = 6. Như vậy,
sao có m = n sáng gấp 2,512 lần sao có m = n+1 (với 2,512 là căn bậc 5 của
100 được gọi là tỉ số Pogson). Thang Pogson lúc đầu dùng Polaris để chuẩn
hóa cho m = 2. Sau này, các nhà thiên văn thấy sao Polaris thay đổi độ sáng,
vì vậy họ chuyển sang dùng sao Vega làm chuẩn về độ sáng [2].
Hệ thống hiện đại không giới hạn trong 6 cấp sao biểu kiến hay trong

phổ nhìn thấy. Các vật thể rất sáng có m âm. Như Sirius, sao sáng nhất thiên
cầu có cấp sao có cấp sao biểu kiến trong khoảng -1,44 đến -1,46. Hệ thống
hiện đại đo cấp sao cho cả Mặt Trăng và Mặt Trời (mTrăng = -12,6, mMặt Trời = 26,8).
Cấp sao biểu kiến trong vùng phổ x được xác định theo công thức:
mx = −2,512lg ( Fx ) + C

với Fx là quang thông do trong vùng phổ x, C là hằng số phụ thuộc đơn vị đo
quang thông.

4


Bảng 1.1 Cấp sao nhìn thấy của một số thiên thể
Cấp sao biểu kiến

Thiên thể

-26,73

Mặt Trời

-12,6

Mặt Trăng tròn

-8,0

Cấp sao nhìn thấy tối đa của vệ tinh

-4,0

Thiên thể tối nhất có thể nhìn bằng mắt thường vào
ban ngày

-1,5

Sao sáng nhất trong phổ nhìn thấy: Sirius

0

Điểm không chuẩn: Vega

3,0

Sao tối nhất có thể nhìn bằng mắt thường ở thành
phố

6,0

Sao tối nhất có thể nhìn bằng mắt thường ở vùng
hoang vu

1.2.2. Cấp sao tuyệt đối (M)
Ta thấy cấp sao nhìn thấy không cho ta biết độ trưng năng lượng của
sao, vì nó còn phụ thuộc cả vào khoảng cách từ thiên thể đến Trái Đất. Vì
vậy, để so sánh năng lượng thực sự của các sao người ta đưa ra khái niệm cấp
sao tuyệt đối.
Cấp sao tuyệt đối M là cấp sao nhìn thấy của thiên thể nếu nó ở cách
Trái Đất 10 pc (3,08.1014 km).
Để xét mối quan hệ giữa m và M của cùng một sao, ta chú ý rằng vì sao

đó ở khoảng cách thực d và khoảng cách quy ước 10 pc nên sẽ gây ra độ rọi
sáng nhìn thấy đối với người quan sát ở Trái Đất tương ứng là Em và EM. Theo
(1.2) ta có:
M − m = 2,500lg

Em
E
 m = 2,512( M−m )
EM
EM

5

(1.3)


Mặt khác, độ rọi sáng cùng một đối tượng gây ra tại một nơi nào đó tỉ
lệ nghịch với bình phương khoảng cách nên ta có:

E m  10 
= 
EM  d 

2

(1.4)

Từ (3) và (4) ta được:

Em

 10 
= 2,512( M −m ) =  
EM
d
Từ (5) ta có:

2

(1.5)

2lg10 – 2lgd = (M – m).lg2,512
=> M = m + 5 – 5lgd

Nếu biết thị sai năm 𝜋 của sao ta có d =

(1.6)
1

nên (1.6) trở thành:

𝜋

M = m + 5 – 5lg𝜋

(1.7)

(1.7) là công thức cho phép xác định cấp sao tuyệt đối M thông qua thị sai
năm 𝜋 của sao.
1.2.3. Xác định khoảng cách đến các sao
Như chúng ta đã biết các sao ở rất xa chúng ta nên không thể đo trực

tiếp bằng thước đo hoặc đo gián tiếp thông qua việc gửi tín hiệu điện từ lên
sao sau đó thu tín hiệu phản xạ trở lại và đo thời gian giữa lúc phát và thu tín
hiệu điện phản xạ trở về. Vì sao là vật thể nóng sáng, nhiệt độ bề mặt cỡ 103K
– 104K nên vật chất ở dạng khí nóng sáng, hầu như không phản xạ lại bức xạ
điện từ gửi tới. Nếu phương pháp này thực hiện được thì một phép đo phải
kéo dài nhiều năm.
Hiện nay bằng phương pháp thị sai quang phổ (tức là mối liên hệ giữa
độ trưng và quang phổ) người ta có thể xác định được khoảng cách đến các
sao dựa vào cấp sao tuyệt đối của nó:
d = 2,512

m−M
2

6

10 (pc)


Năm 1908 nhà nữ thiên văn Mỹ Leavitt đã đưa ra kết quả nghiên cứu
của mình: một số ngôi sao biến quang có độ trưng tỉ lệ thuận với chu kỳ. Năm
1912 bà đã tìm ra mối liên hệ về độ trưng tuyệt đối và chu kỳ của một số ngôi
sao biến quang trong chòm sao Cepheus. Sao biến quang Cepheus có chu kỳ
biến quang tỉ lệ với cấp sao tuyệt đối của nó. Chu kỳ càng dài thì cấp sao càng
lớn. Dựa vào việc quan sát chu kỳ của sao biến quang Cepheus người ta có
thể tính được cấp sao tuyệt đối của chúng và từ đó xác định được khoảng cách
đến chúng.
1.2.4. Công suất bức xạ, độ trưng
Khi biết cấp sao tuyệt đối của 2 sao, ta có thể tính được tỉ số công suất
bức xạ toàn phần của chúng:

W1
= 2,512( M2 −M1 )
W2

Nếu tính công suất bức xạ theo công suất bức xạ của Mặt trời, kí hiệu
L, ta có:
L=

W
M −M
= 2,512( e )
We

(1.8)

Dựa vào các kết quả quan trắc cho thấy, công suất bức xạ của các sao
rất khác nhau, có sao có L cỡ hàng nghìn, lại có sao có L cỡ 10-2.
1.2.5. Xác định kích thước của các sao
Theo định luật Stefan – Boltzmann công suất bức xạ toàn phần của vật
hình cầu, bán kính R, nhiệt độ T là:

W = 4R 2T 4
Công suất bức xạ của Mặt trời là We = 4R e 2Te 4
Khi đó ta có độ trưng L của sao:

L=

W
R 2T 4
=

We R e 2Te 4

Từ đó suy ra bán kính của sao:

7


2

T 
R = L  e  Re
T 

(1.9)

Áp dụng công thức (1.9), ta có thể tính được bán kính các sao thông
qua độ trưng L, trị số tính được rất khác nhau, bán kính từ hàng chục nghìn
lần Mặt Trời (siêu sao khổng lồ) đến vài trăm kích thước Mặt Trời (sao lùn).
1.2.6. Xác định khối lượng các sao
Dựa vào định luật 3 Keple ta có thể xác định khối lượng sao, bằng cách
so sánh tỉ số giữa các cặp Mặt Trời – Trái Đất và cặp sao đôi. Phương pháp
này không thể xác định được khối lượng của các sao đơn trong không gian mà
chỉ xác định khối lượng của các sao đôi (cặp sao chuyển động quanh khối tâm
chung của hệ dưới tác dụng của lực hấp dẫn).
Gọi T là chu kỳ chuyển động của sao vệ tinh đối với sao chính, a là bán
trục lớn của quỹ đạo chuyển động của sao vệ tinh, khối lượng của 2 sao lần
lượt là M1, M2. Áp dụng định luật 3 Keple ta có:
T2
4 2
=

a 3 G ( M1 + M 2 )

(1.10)

Tương tự đối với hệ Mặt Trời – Trái Đất ta có:

TD 2
4 2
=
a D3 G ( Me + M D )

(1.11)

Từ (1.10) và (1.11) ta có:
3

3

 a  T 
 a  T 
M1 + M 2 =    D  ( M e + M D ) ;    D  M e
 aD   T 
 aD   T 
2

2

(1.12)

(1.12) là công thức xác định khối lượng của các hệ sao đôi. Đối với các sao

đơn, ta không thể dùng công thức này được. Bằng thực nghiệm, người ta tìm
ra công thức xác định đối với các sao ổn định, thuộc dải chính của biểu đồ
Hertzsprung-Russell là:

8


L = M3,9

(1.13)

Từ công thức (1.13) ta có thể xác định khối lượng của các sao đơn qua
độ trưng của nó mà không cần qua định luật 3 Keple.
1.2.7. Nhiệt độ quang cầu của các sao
Nếu coi quang cầu bức xạ như vật đen, vì nhiệt độ quang cầu đủ lớn
nên phổ bức xạ là liên tục. Từ Trái Đất với những ngôi sao ta đo được cấp sao
tuyệt đối M, đo được bán kính nhờ phép đo khoảng cách và bán kính góc của
sao, ta sẽ biết được công suất bức xa L và mật độ công suất bức xạ toàn phần
𝜀. Áp dụng định luật Stefan – Boltzmann ta tìm được nhiệt độ quang cầu của
sao:
 = T 4  T =

4

L
4R 2

(1.14)

Về mặt lý thuyết nếu ta có thiết bị để phân tích bức xạ thu được theo

phổ của nó, ta sẽ nhận được phân bố năng lượng bức xạ theo mọi bước song
chứa trong bức xạ. Từ sự phụ thuộc đó ta sẽ tìm ra 𝜆𝑚𝑎𝑥 , tại đó quang cầu bức
xạ với công suất mạnh nhất. Áp dụng định luật dịch chuyển Wien ta được:
T=

𝑏
𝜆𝑚𝑎𝑥

với b = 0,0029mK

(1.15)

Nếu quang cầu thực sự bức xạ chính xác theo quy luật của vật đen thì
nhiệt độ tính ở (1.14) và (1.15) sẽ trùng nhau. Tuy nhiên hai cách tính không
cho cùng một kết quả bởi quang cầu chỉ được coi là vật bức xạ gần như một
vật đen. Do đó nhiệt độ tính theo (1.14) là nhiệt độ hiệu dụng, tính theo (1.15)
là nhiệt độ chói hay nhiệt độ màu.
1.2.8. Thành phần các nguyên tố hóa học của vật chất cấu tạo nên các sao
Với hiểu biết hiện nay người ta thấy rằng 90% lượng vật chất trong vũ
trụ mà ta nhận thức được đều tập trung trong các sao. Mỗi sao có giá trị khối
lượng xác định vào cỡ từ 1/10 đến 100 lần khối lượng Mặt Trời.

9


Thành phần cấu tạo của sao được xác định bằng phương pháp phân tích
quang phổ mà nguyên tắc dựa vào quang phổ vạch phát xạ hoặc hấp thụ của
sao.
Quá trình phân tích phổ bức xạ để nhận biết thành phần các nguyên tố
hóa học cấu tạo nên vỏ sao được tiến hành theo các bước sau:

- Chụp phổ bức xạ do quang cầu của sao đó gửi tới (nhờ máy chụp
phổ).
- So sánh phổ ghi được với phổ chuẩn của các nguyên tố chụp được
trong phòng thí nghiệm để sơ bộ xác định sự có mặt của những loại nguyên tố
nào trong khí quyển sao.
- Xác định độ rộng tương đương của phổ hấp thụ. Về lý thuyết đại
lượng này có giá trị phụ thuộc vào áp suất, nhiệt độ và bản thân từng nguyên
tố đã sản sinh ra vạch hấp thụ.
- Căn cứ vào đường cong thực nghiệm mô tả sự phụ thuộc giữa mật độ
các nguyên tố đã sản sinh ra vạch hấp thụ và độ rộng tương đương của vạch
phổ hấp thụ có trong khí quyển Mặt Trời, ta sẽ từ độ rộng tương đương của
vạch hấp thụ trong khí quyển sao suy ra mật độ hạt tương ứng.
Nhờ cách làm trên đây các nhà thiên văn đã bước đầu xác nhận các sao cùng
loại như Mặt Trời, trong quang cầu của chúng thành phần các nguyên tố hóa
học chủ yếu là hiđrô, hêli. Ngoài ra còn có các nguyên tố khác như oxy,
cacbon, nitơ, sắt, magiê…

10


CHƯƠNG 2: PHÂN LOẠI SAO

2.1. Phân loại theo quang phổ
2.1.1. Phân loại theo quang phổ Morgan – Keenan
Phân loại theo quang phổ Morgan – Keenan là phổ biến nhất hiện nay.
Các lớp sao thông thường được phân loại theo trật tự từ nóng nhất đến lạnh
nhất.
Một câu tiếng Anh phổ biến để ghi nhớ trật tự này là: “Oh Be A Fine
Girl, Kiss Me” (có nhiều phương pháp khác nhau để đọc danh sách phân loại
sao tương tự như vậy). 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 không phải là một ngôi sao có màu vàng mà
có nhiệt độ, màu sắc của vật đen khoảng 5.780 K; đó là màu trắng không có
dấu vết của màu vàng, một màu đôi khi được sử dụng như là định nghĩa của
màu trắng tiêu chuẩn.
Khi người ta lần đầu tiên lấy quang phổ của các sao, họ nhận thấy các
sao có các vạch quang phổ hiđrô có độ đậm rất khác nhau, vì thế họ phân loại
sao dựa trên cơ sở độ đậm của các vạch thuộc chuỗi Banme của hiđrô từ A
(mạnh nhất) đến Q (yếu nhất). Sau đó người ta nhận ra rằng độ đậm các vạch
của hiđrô có liên hệ với nhiệt độ bề mặt của các sao. Công việc nền tảng này
được hoàn thành bởi “các cô gái” của Đài thiên văn đại học Harvard. Các
phân loại này sau đó được phân loại nhỏ hơn theo các số Ả Rập (0-9). A0 có
nghĩa là sao “nóng” nhất trong lớp A và A9 là sao “lạnh” nhất trong lớp này.

11


Mặt Trời được phân loại là G2.

Hình 2.1: Minh họa thứ tự phân loại sao M-K-G-F-A-B-O
Các dạng quang phổ
Các sao thuộc lớp O
Các sao thuộc lớp O cực kỳ nóng và cực kỳ chói lọi, về màu sắc rất gần
với màu xanh. Naos (trong chòm sao Puppis) sáng gấp khoảng một triệu lần
Mặt Trời. Các sao này có vạch quang phổ heli ion hóa và trung hòa rõ nét và
các vạch hiđro yếu. Các sao lớp O phát ra phần lớn bức xạ trong dạng tia tử

ngoại.

Hình 2.2: Siêu sao xanh Zeta Orionis phía dưới, bên phải, cạnh Flame
Nebula

12


Hình 2.3: Siêu sao xanh Zeta Puppis, lớp O5Ia
Các sao thuộc lớp B
Các sao lớp B rất chói lọi, Rigel (trong chòm sao Orion) là siêu khổng
lồ xanh thuộc lớp B. Quang phổ của chúng có các vạch hêli trung hòa và các
vạch hiđrô vừa phải. Vì các sao lớp O và B hoạt động rất mạnh nên tuổi thọ
của chúng rất thấp. Chúng không rời xa khỏi khu vực chúng đã sinh ra vì
không đủ thời gian. Do đó chúng có khuynh hướng liên kết với nhau trong cái
gọi là các liên kết OB1, một loại liên kết có liên quan với các đám mây phân
tử khổng lồ. Liên kết Orion OB1 là nguyên một nhánh xoắn ốc thuộc về thiên
hà của chúng ta (các sao sáng hơn sẽ làm cho nhánh xoắn ốc sáng hơn, nhưng
thực ra không có nhiều sao ở đó) và chứa toàn bộ chòm sao Orion.

Hình 2.4: Siêu sao khổng lồ xanh lớp B, Rigel

13


Các sao lớp A
Các sao lớp A thì phổ biến hơn trong số các sao có thể quan sát bằng
mắt thường. Deneb trong chòm sao Cygnus là một sao có sức hoạt động ghê
gớm, trong khi Sirius cũng là sao lớp A, nhưng không hoạt động mạnh như
thế. Các sao lớp A có màu trắng. Rất nhiều sao lùn trắng cũng thuộc lớp A.

Chúng có các vạch quang phổ hiđrô đậm và của các ion kim loại.

Hình 2.5: Một số sao thuộc lớp A
Các sao lớp F
Các sao lớp F cũng là những sao hoạt động mạnh nhưng chúng có xu
hướng là những sao trong chuỗi chính, chẳng hạn như Fomalhaut trong chòm
sao Piscis Austrinus. Quang phổ của chúng được đặc trưng bởi các vạch hiđrô
yếu và của ion kim loại, màu của chúng là trắng pha màu vàng nhẹ.

Hình 2.6: Một số sao thuộc lớp F

14


Các sao lớp G
Các sao lớp G có lẽ được biết đến nhiều nhất do Mặt Trời của chúng ta
thuộc lớp này. Chúng có quang phổ hiđrô yếu hơn lớp F nhưng cùng với các
quang phổ ion kim loại, chúng còn có các quang phổ của kim loại trung hòa.
Các sao siêu khổng lồ thông thường là thuộc lớp O hay B (xanh) hay K hoặc
M (đỏ) (do chúng là như vậy nên chúng khó có khả năng thuộc về lớp G bởi
vì đây là những khu vực không ổn định cho các sao siêu khổng lồ tồn tại).

Hình 2.7: Hình ảnh minh họa sao lớp G
Các sao lớp K
Các sao lớp K là các sao màu da cam, có 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 có vạch quang phổ hiđrô cực yếu (nếu như có) và chủ yếu là
của các kim loại trung hòa.

Hình 2.8: Một số sao thuộc lớp K

15


Các sao lớp M
Lớp M là phổ biến nhất nếu tính theo số lượng sao. Mọi sao lùn đỏ nằm
ở đây và chúng có 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 hòa nhưng thông thường không
có hiđrô. Titan ôxít có thể rất nhiều trong các sao lớp M. Sự mờ của màu đỏ
làm người ta nhầm lẫn là ngôi sao ở một khoảng cách xa hơn thật sự. Khi có
một vật thể có độ nóng tương tự như các sao này, chẳng hạn như đèn halogen
(3.000 K) được đặt cách chúng ta vài kilômet, nó cũng sẽ xuất hiện đối với
chúng ta như một nguồn sáng đỏ tương tự như các sao này.

Hình 2.9: Một số sao thuộc lớp M
2.1.2. Phân loại theo dạng quang phổ bổ sung
Một số loại quang phổ mới được sử dụng để phân loại một số sao ít gặp
hơn, do chúng đã được tìm thấy:
Lớp W đại diện các sao siêu sáng Wolf-Rayet, với sự sai khác đặc biệt
là chúng chứa chủ yếu là hêli thay vì hiđrô. Chúng được coi là những sao siêu
khổng lồ đang chết với lớp hiđrô đã bị thổi bay đi vì các trận gió nóng sinh ra
bởi nhiệt độ cao của chúng, do đó đang trực tiếp phô bày ra lớp vỏ hêli nóng.

16


Các sao lớp L được gọi tên như thế từ sự hiện diện của liti trong lõi của

chúng. Bất kỳ hình thái nào của liti cũng sẽ bị tiêu hủy rất nhanh trong
các phản ứng hạt nhân đang diễn ra trong các sao thông thường, điều này chỉ
ra rằng các sao trong lớp này không còn các quá trình nhiệt hạch đang diễn ra.
Chúng là các sao có màu đỏ sẫm và sáng nhất trong các thiết bị hồng
ngoại. Khí của chúng đã được làm nguội.
Các sao lớp T là các sao rất trẻ và có mật độ thấp thông thường tìm
thấy trong các đám mây liên sao, nơi chúng sinh ra. Chúng có thể là những
thiên thể vừa đủ lớn để có thể gọi là sao hay những thiên thể được gọi là dưới
sao, là các dạng khác nhau của sao lùn nâu. Chúng có màu đen, phát ra ít hoặc
không có ánh sáng nhìn thấy nhưng mạnh nhất là hồng ngoại. Nhiệt độ bề
mặt của chúng chỉ khoảng 1.000K. Trong các sao này, các phân tử phức tạp
có thể tạo thành, minh chứng bằng các vạch đậm của mêtan trong quang
phổ của chúng.
Nếu như các sự nghiên cứu gần đây thật sự chính xác thì các lớp T và L
có thể phổ biến hơn tất cả các lớp khác cộng lại. Sự nghiên cứu các đĩa tiền
hành tinh (đĩa tiền hành tinh là một sự kết hợp của các khí trong các tinh
vân mà từ đó các ngôi sao cũng như hệ mặt trời và hệ sao hình thành) cho
thấy số lượng các sao trong thiên hà với các cấp độ sáng khác nhau phải nhiều
hơn những gì chúng ta đã biết. Người ta nghĩ rằng các đĩa này đang ganh đua
với nhau. Cái đầu tiên được tạo thành sẽ trở thành một tiền sao, một thiên thể
hoạt động rất mạnh và sẽ phá vỡ các đĩa khác gần đó, hút lấy khí của chúng.
Các đĩa nạn nhân có lẽ sau đó sẽ trở thành các sao thuộc chuỗi chính hay sao
lùn nâu lớp L hoặc T, nhưng chúng ta hoàn toàn không nhìn thấy. Vì tuổi thọ
của chúng cao (chưa có sao nào với khối lượng nhỏ hơn 0,8 khối lượng Mặt
Trời đã chết trong lịch sử của thiên hà) nên các sao nhỏ này sẽ được tích lũy
theo thời gian.

17