Tài liệu Luận văn tốt nghiệp 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