Giáo trình Thiên văn học - Các sao

Chương 6

CÁC SAO


Sao là một vật thể phổ biến nhất trong vũ trụ. Sao 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 trực tiếp tiếp xúc
được với sao, mà chỉ có thể nghiên c
ứu chúng thông qua những thông tin chính là bức xạ
điện từ. Việc mô tả các sao đều dựa trên các số liệu quan sát rồi lập ra các mô hình vật lý
và sau đó là 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 biết rất nhiều về vậ
t lý và vật lý hiện đại. Trong
khuôn khổ giáo trình này ta chỉ có thể đề cập sơ lược một số vấn đề chính.

I. ĐẠI CƯƠNG VỀ THẾ GIỚI SAO.

Thế giới sao muôn hình muôn vẻ có thể được chia làm hai dạng dựa vào bức xạ của
chúng: Loại sao ở vào giai đoạn ổn định, cho bức xạ không đổi (do đó các đại lượng đặc
trưng như: cấp sao, nhiệt độ, áp suất v.v... không đổi) gọi là sao thường mà Mặt trời là một
đại diện. Tuy nhiên, các sao cũng có quá trình tiến hóa, có những giai đoạn bất ổn, cho ra
tín hiệu bức xạ thay đổi, gọ
i là sao biến quang. Ta sẽ lần lượt điểm qua các đặc trưng của
các sao đó trong việc nghiên cứu quá trình tiến hóa của sao.

II. CÁC ĐĂC TRƯNG CƠ BẢN CỦA SAO.

Thông tin chủ yếu mà ta thu được từ sao là các bức xạ điện từ, từ đó ta xác định được
các đại lượng như : cấp sao nhìn thấy, cấp sao tuyệt đối và độ trưng của sao. Dựa vào các
đại lượng trên ta có thể xác định được các đặc trưng cơ bản của sao như bán kính, khối
lượng v.v... Đồng thời dựa vào các định luật về bức xạ ta có thể xác định được nhi
ệt độ (và
áp suất) trên bề mặt các sao, xác định quang phổ của các sao, từ đó suy ra được các quá
trình vật lý đang diễn ra trên các sao. Ta điểm qua một số nét chính như sau:
1. Xác định kích thước các sao.
Trong vật lý, theo định luật Stefan - Boftzmann công suất bức xạ toàn phần (của vật
hình cầu, bán kính R, nhiệt độ T) là:
W = 4
π
R
2

σ
T
4
Vậy công suất bức xạ của mặt trời là :
W = 4
π
R
2

σ
T
4

Ta có tỷ số công thức bức xạ của sao so với mặt trời :

42
42
TR
TR
W
W
=

Mặt khác, đây chính là tỷ số độ trưng của sao so với mặt trời:

42
42
TR
TR
W
W
L
L
==

Từ đó bán kính sao là:

L
L
T
T
RR
2
⎟
⎠

⎞
⎜
⎝
⎛
=


Ví dụ: Sao Thiên lang có
L
L
và T = 10.000oK
biết T = 60000K

Vậy bán kính sao Thiên lang so với mặt trời là: R = 1,8R
Như vậy là vì các sao ở xa ta không thể xác định bán kính của nó theo thị sai được (như
chương 3), mà phải xác định một cách gián tiếp, thông qua bức xạ xủa nó. Người ta thấy
kích thước sao rất đa dạng: Có sao lớn hơn mặt trời cả ngàn lần, có sao bé hơn mặt trời cả
trăm lần.
2. Xác định khối lượng các sao.
Ta có thể xác định khối lượng sao bằng định luật 3 Kepler; bằng cách so sánh tỷ số
giữa cặp mặt trời- hành tinh và cặp sao. Như vậy phương pháp này không thể xác định
được khối lượng của các sao đơn trong không gian mà chỉ xác định khối lượng các sao đôi,
tức các cặp sao chuyển động quanh khối tâm chung của hệ dưới tác dụng của lực hấp dẫn
(Binary: sao đôi).
Gọi T : Chu kỳ chuyển động c
ủa sao vệ tinh đối với sao chính.
a : Bán trục lớn của quĩ đạo chuyển động của sao vệ tinh.
M
1
M

2
: Khối lượng 2 sao
Đối với hệ mặt trời - trái đất thì To, ao : Chu kỳ và bán trục lớn của chuyển động của
trái đất quanh mặt trời.
m, M : Khối lượng trái đất, mặt trời.
Áp dụng định luật 3 Kepler ta có :

G
a
)mM(T
a
)MM(T
o
2
3
2
3
21
2
4
π
=
+
=
+

Vì m << M từ đó :

23
21

⎟
⎠
⎞
⎜
⎝
⎛
⎟
⎠
⎞
⎜
⎝
⎛
=
+
T
T
a
a
M
MM

Hay
2
3
21
⎟
⎟
⎠
⎞
⎜

⎜
⎝
⎛
⎟
⎟
⎠
⎞
⎜
⎜
⎝
⎛
=+
T
T
a
a
MMM

Ví dụ: Với sao đôi Cận tinh (chòm Bán nhân mã) có chu kỳ T=80 năm, a =22 dvtv thì khối
lượng chung của hệ sao này là:

M,)(MMM
71
80
1
22
2
3
21
=

⎟
⎠
⎞
⎜
⎝
⎛
=+

- Ngoài ra đối với các sao trong các dải của biểu đồ H - R (xem các mục tiếp theo)
người ta tìm được liên hệ giữa độ trưng và khối lượng. Ví dụ : đối với các sao ổn định,
thuộc dải chính của biểu đồ thì : L = M3,9. Từ đó ta có thể xác định được khối lượng
của các sao đơn qua độ trưng của nó mà không cần qua định luật 3 Kepler.
3. Xác định khoảng cách đến các sao.
Bằng phương pháp thị sai quang phổ (tức 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:
M = m + 5 - 5 Lgd
(Xem phần cấp sao tuyệt đối)
Từ năm 1912 nhà nữ thiên văn Mỹ Leavitt đã nhận thấy một số sao biến quang trong
chùm sao Cepheus (thiên vương) có chu kỳ biến quang tỷ lệ với cấp sao tuyệt đối : Chu kỳ
càng dài, c
ấp sao càng lớn. Như vậy dựa vào chu kỳ biến quang của sao biến quang loại

này ( gọi là các sao Cepheid) người ta có thể tính được cấp sao tuyệt đối của chúng, từ đó
xác định được khoảng cách đến chúng (chu kỳ này rất dễ xác định bằng quang trắc thiên
văn).
4. Phân loại sao theo đặc trưng quang phổ.
Bằng cách phân tích quang phổ của các sao người ta có thể biết được nhiệt độ và màu
sắc ứng với nhiệt độ đó. Đồng thời phân tích quang phổ còn cho biết thành phần hóa học
của vật chất cấu tạo sao. Dựa trên đặc tính quang phổ người ta chia sao thành 8 loại chính,
được ký hiệu qua 8 chữ cái.

W - 0 - B - A - F - G - K - M.
Bảng 6: Đặc trưng cơ bản của sao theo quang phổ
Loại Nhiệt độ (0K) Màu Vạch quang phổ nổi bậ
t
W 50000 Lam Vạch phát xạ He+, He, N
O 30000 Lam Vạch hấp thụ He+, He, H và ion C, Si, N, O
B 20000 Trắng lam Vạch He
A 10000 Trắng Vạch H
F 8000 Trắng
vàng
Vạch CA+, Mg+, H yếu
G 6000 Vàng Vạch Ca+, Fe, Ti
K 4000 Da cam Vạch Fe, Ti
M 3000 Đỏ Dải hấp thụ của phân tử TiO
Ghi chú :
- Chỉ trong quang phổ loại W mới có các vạch phát xạ. Các sao loại này gọi là sao Wolf
- Rayet.
- Mặt trời là sao có quang phổ loại G

III. NGUỒN GỐC NĂNG LƯỢNG CỦA CÁC SAO.

Nguồn năng lượng khổng lồ mà các sao có được chính là do các phản ứng tổng hợp hạt
nhân trên các sao đó (phản ứng nhiệt hạch).
Trong các sao có thể xảy ra các phản ứng hạt nhân và kết quả cuối cùng như sau:
Bảng 7
Quá trình Nguyên liệu Sản phẩm chính Nhiệt độ Ko Khối lượng
M/M
Đốt Hydro H He 1-3.10
7
0,1

Đốt Helium He C, O 2.10
8
1
Đốt Cacbon C O, Ne, Na, Mg 8.10
8
1,4
Đốt Neon Ne O Mg 1,5. 10
9
5
Đốt Oxy O Từ Mg đến S 2.10
9
10
Đốt Silic Từ Mg đến S Các nguyên tố gần Fe 3.10
9
20
Như vậy tùy theo khối lượng của sao các phản ứng hạt nhân trong nó sẽ dùng nguyên liệu
nào. Ví dụ: Mặt trời là một ngôi sao đang đốt Hydro theo các chu trình sau :






1. Chu trình proton – proton hay chu trình Critchfield. Nó có
thể xảy ra trong các sao
có T ( 1,5.107 oK
H
1
+ H
1

→
H
2
+ e
+
+
ν

H
2
+ H
1

→
He
3
+
γ


He
3
+ He
3

→
He
4
+ 2H

1
He
3
+ He
4

→
Be
7
+
γ

(p
−
p 1)

Be
7
+e
-

→
Li
7
+
ν
Be
7
+H
1

→
B
8
+
γ

Li
7
+H
1

→
He
4
+He
4
B
8

→
Be
8
+e
+
+
ν

(p-p2) Be
8

→
He
4
+ He
4

(p-p3)
2. Chu trình Cacbon hay chu trình Bethe. Trong đó cacbon chỉ
là chất xúc tác :

6
C
12
+
1
H
1

→

7
N
13
+
γ


7
N

13

→

6
C
13
+ e
+
+
ν


6
C
13
+
1
H
1

→

7
N
14
+
γ

7
N
14
+
1
H
1

→

8
O
15
+
γ


8
O
15

→

7
N
15
+ e
+
+
ν

7
N
15
+
1
H
1

→

6
C
12
+ He
4

( Các quá trình đốt Helium có thể diễn ra như sau (ở nhiệt độ cỡ 108 0K)

2
He
4
+
2
He
4

→

4
Be
8


2
He
4
+
4
Be
8

→

6
C
12
+
γ

Trong giáo trình vật lý nguyên tử và hạt nhân ta biết phản ứng tổng hợp hạt nhân chính
là sự kết hợp của các hạt nhân nhẹ tạo thành hạt nhân mới, khối lượng lớn hơn. Từ hệ thức
Einstein về sự tương đương giữa khối lượng và năng lượng E = mc2, ta có thể tính được
năng lượng tỏa ra trong phản ứng này. Để phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra các h
ạt
nhân mang điện tích dương phải có được năng lượng để thắng lực đẩy Coulomb và tiến
đến khoảng cách tác dụng của lực hạt nhân. Năng lượng này tương đương với nhiệt độ
trung bình chuyển động nhiệt của hạt vào cở cả tỷ Kehin. Trong các sao nhiệt độ này có thể
đạt được do chuyển động nhiệt của các hạt nhân nhẹ dưới tác dụng của lực hấ

p dẫn. Ví dụ,
đối với Mặt trời, nhiệt độ tại tâm vào cở 1,5.107K, đủ để châm ngòi cho sự tổng hợp Hydro
thành Heli.
Các hạt nhân nhẹ chỉ có thể tổng hợp cho đến sản phẩm cuối cùng là sắt (Fe). Quá trình
hình thành các nguyên tố hóa học nặng hơn sắt diễn ra phức tạp hơn, ta sẽ nghiên cứu sau.














IV. BIỂU ĐỒ H - R (HERTZSPRUNG - RUSSELL DIAGRAMS).

Năm 1910, hai nhà thiên văn Đan Mạch là Hertzsprung và Mỹ là Russell đã xác lập
được mối quan hệ giữa quang phổ (tức nhiệt độ) và độ trưng (hay cấp sao tuyệt đối) của
các sao bằng biểu đồ.

Hình 98

Các sao được biểu diễn trên biểu đồ thơng qua cặp thơng số của chúng là cấp sao
tuyệt đối M và nhiệt độ (T) hay độ trưng
L
L
và quang phổ.
Người ta thấy các sao hợp thành những nhóm trên biểu đồ, trong các nhóm đó các sao
có đặc tính khác nhau.
Phần lớn các sao tập trung theo một đường kéo dài theo đường chéo (trái trên - dưới
phải) gọi là dải chính-dải I (Main - Sequence). Một số tập trung ở phía trên bên phải-dải II
và phía dưới bên trái- dải III.
Mặt trời được biểu diễn như một sao nằm giữa dải chính (dấu +).
Như vậy, dựa trên biểu đồ người ta phân loại các sao như
sau:
1. Các sao trên dải chính (Dwarfs).
Gọi là sao lùn (dwarfs). Chúng là những sao thường. Mặt trời là một sao lùn loại G. Một số
sao dải chính khơng “lùn”, lắm có nghĩa là chúng lớn và sáng (trên trái) Độ sáng của chúng

bằng những sao kềnh II. Một số ở góc phải dưới ứng với nhiệt độ thấp gọi là lùn đỏ (nhỏ và
có nhiệt độ thấp).
2. Sao kềnh - kềnh đỏ - Siêu kềnh II (Giants, Red Giants, Super Giants).
Các sao thuộc dải II ứng với nhiệt độ khơng lớn (quang phổ G -M, nhiệt độ 6000o –
3000oK), tức ứng với cấp sao tuyệt đối cở bằng 0 (hay độ trưng là 100 L ) là những sao
có kích thước rất lớn, được gọi là sao kềnh. Phổ của chúng thường là đỏ nên gọi là kềnh
đỏ. Trên chúng còn có các sao có độ trưng lớn hơn rất nhiều. Đó là những sao có kích
thước rất lớn, gọi là siêu kềnh.
Tỷ l
ệ trên biểu đồ cho thấy: Ứng với 1 sao siêu kềnh có khoảng 1000 sao kềnh và hàng
chục triệu sao thường.



50000 10000 6000 3500
15
5
10
0
−
5
10000
1
1
1000
1
100
10000
Siêu
à

Kềnh đỏ
Lùn trắng

Đỏ
Lùn
Dải
Chính
(Lùn)

T
o
L
L
B
G
MK
A
III

I
Trắng xanh đỏ
M
II