-Sao là gì ?
Một ngôi sao là một thiên thể chứa chủ yếu vật chất ở trạng thái plasma, khối lượng khoảng từ 1029 đến 1040 kg, duy trì ở nhiệt độ hàng nghìn độ K, do đó tỏa ra bức xạ vật đen tương ứng có cực đại trong phổ nhìn thấy đến UV gần, nhờ các phản ứng nhiệt hạch trong lòng. Các ngôi sao thường có hình dạng gần hình cầu, tự duy trì trạng thái cân bằng thủy động lực học, nhờ sự cân bằng giữa áp suất bức xạ điện từ phát ra từ bên trong với trường hấp dẫn của bản thân.Các sao thường là trung tâm của một hệ hành tinh, trong đó các hành tinh và các thiên thể khác
(như sao chổi, khí và bụi, ...) chịu ảnh hưởng lực hấp dẫn của sao trung tâm và bay quanh sao trung tâm. Mặt Trời là ngôi sao gần chúng ta nhất và là ngôi sao trung tâm của Hệ Mặt Trời.Có những hệ gồm hai sao bay xung quanh nhau, tạo thành sao đôi. Các sao đôi thường không có hành tinh bay quanh, do hệ như vậy không cân bằng bền. Cũng lý do này, các hệ gồm 3 sao thường có một sao đôi, hai sao bay sát nhau, và một sao đơn nằm xa. Các nhóm gồm nhiều sao có mối liên kết hấp dẫn với nhau cũng thường chứa các sao đôi và sao đơn bên trong. Ở khoảng cách lớn hơn, các sao tụ tập, cùng với các dạng thiên thể khác, thành các thiên văn sao.
Một ngôi sao là một thiên thể chứa chủ yếu vật chất ở trạng thái plasma, khối lượng khoảng từ 1029 đến 1040 kg, duy trì ở nhiệt độ hàng nghìn độ K, do đó tỏa ra bức xạ vật đen tương ứng có cực đại trong phổ nhìn thấy đến UV gần, nhờ các phản ứng nhiệt hạch trong lòng. Các ngôi sao thường có hình dạng gần hình cầu, tự duy trì trạng thái cân bằng thủy động lực học, nhờ sự cân bằng giữa áp suất bức xạ điện từ phát ra từ bên trong với trường hấp dẫn của bản thân.Các sao thường là trung tâm của một hệ hành tinh, trong đó các hành tinh và các thiên thể khác
(như sao chổi, khí và bụi, ...) chịu ảnh hưởng lực hấp dẫn của sao trung tâm và bay quanh sao trung tâm. Mặt Trời là ngôi sao gần chúng ta nhất và là ngôi sao trung tâm của Hệ Mặt Trời.Có những hệ gồm hai sao bay xung quanh nhau, tạo thành sao đôi. Các sao đôi thường không có hành tinh bay quanh, do hệ như vậy không cân bằng bền. Cũng lý do này, các hệ gồm 3 sao thường có một sao đôi, hai sao bay sát nhau, và một sao đơn nằm xa. Các nhóm gồm nhiều sao có mối liên kết hấp dẫn với nhau cũng thường chứa các sao đôi và sao đơn bên trong. Ở khoảng cách lớn hơn, các sao tụ tập, cùng với các dạng thiên thể khác, thành các thiên văn sao.-Phân loại sao:
Trong thiên văn học, phân loại sao là phân loại của các sao ban đầu dựa trên nhiệt độ quang quyển và các đặc trưng quang phổ liên quan của nó, rồi sau đó chuyển đổi thành thuật ngữ của các đặc trưng khác. Nhiệt độ của sao có thể được phân loại bằng cách sử dụng định luật thay thế Wien; nhưng nó gây ra những khó khăn đối với các sao ở xa. Quang phổ thiên văn cho ta một cách để phân loại sao theo các vạch hấp thụ của chúng; đặc biệt các vạch hấp thụ chỉ có thể quan sát được trong một khoảng nhất định của nhiệt độ vì chỉ trong khoảng nhiệt độ này thì các mức năng lượng nguyên tử mới phổ biến. Các sơ đồ có từ thế kỷ 19 phân loại các sao từ A đến P, là xuất xứ của các phân loại quang phổ hiện nay.
Trong thiên văn học, phân loại sao là phân loại của các sao ban đầu dựa trên nhiệt độ quang quyển và các đặc trưng quang phổ liên quan của nó, rồi sau đó chuyển đổi thành thuật ngữ của các đặc trưng khác. Nhiệt độ của sao có thể được phân loại bằng cách sử dụng định luật thay thế Wien; nhưng nó gây ra những khó khăn đối với các sao ở xa. Quang phổ thiên văn cho ta một cách để phân loại sao theo các vạch hấp thụ của chúng; đặc biệt các vạch hấp thụ chỉ có thể quan sát được trong một khoảng nhất định của nhiệt độ vì chỉ trong khoảng nhiệt độ này thì các mức năng lượng nguyên tử mới phổ biến. Các sơ đồ có từ thế kỷ 19 phân loại các sao từ A đến P, là xuất xứ của các phân loại quang phổ hiện nay.
-Các sao
thuộc lớp O cực kỳ nóng và cực kỳ chói lọi, về màu sắc rất gần với màu xanh. Naos (en:Zeta Puppis,
trong chòm sao Puppis) sáng gấp khoảng một triệu lần Mặt Trời. Các sao này có các vạch quang phổ hêli ion hóa và trung hòa rõ nét và các vạch hiđrô yếu. Các sao lớp O phát ra phần lớn bức xạ trong dạng tia tử ngoại.
thuộc lớp O cực kỳ nóng và cực kỳ chói lọi, về màu sắc rất gần với màu xanh. Naos (en:Zeta Puppis,trong chòm sao Puppis) sáng gấp khoảng một triệu lần Mặt Trời. Các sao này có các vạch quang phổ hêli ion hóa và trung hòa rõ nét và các vạch hiđrô yếu. Các sao lớp O phát ra phần lớn bức xạ trong dạng tia tử ngoại.
-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.-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.
Không có nhận xét nào:
Đăng nhận xét