Ngôi sao

Sao (tiếng Anh: star) còn được gọi là định tinh, hằng tinh, vì sao, hoặc ngôi sao (Chữ Hán: 恆星) là một thiên thể plasma sáng có khối lượng lớn, được giữ lại nhờ lực hấp dẫn. Mặt Trời là ngôi sao gần Trái Đất nhất và là nguồn cung cấp chủ yếu năng lượng cho hành tinh chúng ta. Các ngôi sao khác có thể quan sát thấy trên bầu trời đêm khi ánh sáng của Mặt Trời không làm mờ đi. Về mặt lịch sử, những ngôi sao sáng có thể nhìn thấy bằng mắt thường thường được nhóm lại thành các chòm sao và mảng sao, với những ngôi sao sáng nhất được đặt tên riêng. Các nhà thiên văn đã tạo ra các danh mục sao mở rộng để phân loại sao theo tiêu chuẩn. Trong tiếng Hán, ngôi sao được gọi là hằng tinh để phân biệt với hành tinh (ngôi sao chuyển động).

Trong phần lớn thời gian tồn tại, một ngôi sao phát sáng nhờ các phản ứng tổng hợp hạt nhân ở lõi, giải phóng năng lượng di chuyển qua các lớp bên trong của sao rồi bức xạ ra không gian. Hầu hết các nguyên tố nặng hơn heli được hình thành bởi các ngôi sao, thông qua tổng hợp hạt nhân trong suốt thời gian sống của chúng hoặc trong quá trình tổng hợp hạt nhân siêu tân tinh khi ngôi sao nổ. Các nhà thiên văn học xác định khối lượng, tuổi tác, thành phần hóa học và nhiều đặc điểm khác của ngôi sao bằng cách quan sát phổ, độ sáng và chuyển động của nó trong không gian. Khối lượng tổng của ngôi sao là yếu tố chính trong quá trình tiến hóa và sự tàn lụi của nó. Nhiều đặc điểm khác như đường kính, sự tự quay, chuyển động và nhiệt độ cũng được xác định qua lịch sử tiến hóa của sao. Biểu đồ Hertzsprung-Russell (biểu đồ H-R) giúp xác định tuổi và trạng thái tiến hóa của một ngôi sao bằng cách liên hệ giữa nhiệt độ và độ sáng.

Một ngôi sao hình thành từ một đám mây khí co sụp lại chứa chủ yếu hydro, cùng với heli và một số nguyên tố nặng hơn. Khi lõi ngôi sao đủ đặc, một số hạt nhân hydro sẽ chuyển thành heli qua quá trình tổng hợp hạt nhân. Lớp bên trong của ngôi sao truyền năng lượng từ lõi ra ngoài qua bức xạ và đối lưu. Áp suất bên trong ngôi sao ngăn không cho nó tiếp tục co lại dưới lực hấp dẫn của chính nó. Khi nhiên liệu hydro trong lõi cạn kiệt, các ngôi sao có khối lượng ít nhất bằng 0,4 lần khối lượng Mặt Trời bắt đầu mở rộng và có thể trở thành sao khổng lồ đỏ, tiếp tục đốt cháy các nguyên tố nặng hơn ở lõi hoặc lớp vỏ xung quanh lõi. Ngôi sao sau đó trải qua giai đoạn suy tàn, tái chế một tỷ lệ vật chất vào không gian liên sao, từ đó hình thành thế hệ sao mới với tỷ lệ cao nguyên tố nặng hơn.

Hệ sao đôi và nhiều sao bao gồm hai hoặc nhiều ngôi sao liên kết bởi lực hấp dẫn, di chuyển quanh nhau theo quỹ đạo ổn định. Khi hai ngôi sao có quỹ đạo gần nhau, tương tác hấp dẫn giữa chúng có thể ảnh hưởng đáng kể đến quá trình tiến hóa của các sao. Các sao có thể kết hợp thành cấu trúc hấp dẫn lớn hơn, như quần tinh hoặc thiên hà.

Lịch sử quan sát các ngôi sao

Thời kỳ Cổ đại

Trong lịch sử, các ngôi sao đã đóng vai trò quan trọng trong các nền văn minh toàn cầu. Chúng không chỉ là một phần của tín ngưỡng tôn giáo mà còn là công cụ để định vị và định hướng. Các nhà thiên văn cổ đại tin rằng các ngôi sao cố định trên một thiên cầu và bất biến. Để dễ dàng quan sát, họ đã nhóm các ngôi sao thành các chòm sao để theo dõi chuyển động của các hành tinh và dự đoán vị trí của Mặt Trời. Chuyển động của Mặt Trời so với các ngôi sao và đường chân trời đã được sử dụng để tạo ra dương lịch, hỗ trợ trong nông nghiệp. Lịch Gregory hiện tại, dựa trên góc của trục quay Trái Đất liên hệ với Mặt Trời, là lịch phổ biến hiện nay.

Bản đồ sao cổ nhất hiện còn được biết đến từ Ai Cập cổ đại vào năm 1534 trước Công nguyên. Danh lục sao sớm nhất được ghi chép bởi các nhà thiên văn Babylon ở Lưỡng Hà vào cuối thiên niên kỷ hai trước Công nguyên, trong thời kỳ Kassite (khoảng 1531-1155 TCN). Danh lục sao đầu tiên của thiên văn học Hy Lạp được lập bởi Aristillus khoảng năm 300 TCN với sự hỗ trợ của Timocharis. Danh lục sao của Hipparchus (thế kỷ hai trước Công nguyên), bao gồm 1.020 ngôi sao, đã được Ptolemy đưa vào danh sách của mình. Hipparchus là người đầu tiên phát hiện ra sao mới nova trong lịch sử. Nhiều tên gọi của các chòm sao và ngôi sao hiện nay có nguồn gốc từ thiên văn học của người Hy Lạp.

Thời kỳ Trung cổ

Dù có vẻ như không thay đổi trên bầu trời, các nhà thiên văn Trung Hoa cổ đại đã nhận thấy rằng những ngôi sao mới có thể xuất hiện. Vào năm 185, họ đã ghi nhận lần đầu tiên một vụ nổ siêu tân tinh, hiện được gọi là SN 185. Sự kiện nổi bật nhất trong lịch sử là vụ nổ siêu tân tinh SN 1006, quan sát vào năm 1006 và được ghi chép bởi nhà thiên văn Ai Cập Ali ibn Ridwan cùng một số nhà thiên văn Trung Hoa khác. Siêu tân tinh SN 1054 (Thiên Quan khách tinh), tạo ra tinh vân Con Cua, cũng đã được các nhà thiên văn Trung Hoa và Hồi giáo ghi nhận.

Các nhà thiên văn Hồi giáo thời Trung cổ đã đặt tên cho nhiều ngôi sao bằng tiếng Ả Rập, nhiều tên gọi này vẫn được sử dụng cho đến ngày nay. Họ cũng phát minh ra nhiều dụng cụ thiên văn học để tính toán vị trí của các ngôi sao và xây dựng các viện nghiên cứu quan sát lớn đầu tiên nhằm lập danh lục sao Zij. Một trong những công trình quan trọng là cuốn Sách của những ngôi sao cố định (năm 964) của nhà thiên văn học Ba Tư Abd al-Rahman al-Sufi, người đã quan sát nhiều ngôi sao, chòm sao (bao gồm Omicron Velorum và chòm sao Brocchi) cùng các thiên hà (như thiên hà Andromeda). Vào thế kỷ XI, nhà bác học Ba Tư Abu Rayhan Biruni mô tả Ngân Hà như một tập hợp các mảnh sao mờ và xác định vĩ độ của nhiều sao trong một hiện tượng nguyệt thực năm 1019.

Nhà thiên văn Ibn Bajjah từ Al-Andalus đã đề xuất rằng Ngân Hà là một tập hợp các ngôi sao gần như chạm vào nhau, tạo ra một hình ảnh liên tục do hiệu ứng khúc xạ từ không khí. Ông đã dựa vào quan sát sự giao hội của Sao Mộc và Sao Hỏa vào năm 500 AH (tức 1106/1107 AD) làm bằng chứng cho lý thuyết này.

Các nhà thiên văn học Châu Âu trong thời Trung Cổ, như Tycho Brahe, đã phát hiện ra các ngôi sao mới trên bầu trời đêm, được gọi là novae, cho thấy rằng bầu trời không còn bất biến như trước đây. Năm 1584, Giordano Bruno đã đề xuất rằng các ngôi sao thực chất là các mặt trời khác và có thể có các hành tinh tương tự như Trái Đất quay quanh chúng, một ý tưởng cũng đã được các triết gia Hy Lạp như Democritus và Epicurus, cùng các nhà vũ trụ học Hồi giáo như Fakhr al-Din al-Razi đề cập. Ý tưởng về các ngôi sao như những mặt trời xa xôi đã được các nhà thiên văn đồng thuận trong các thế kỷ tiếp theo. Để giải thích việc các ngôi sao không có ảnh hưởng hấp dẫn đáng kể lên hệ Mặt Trời, Isaac Newton cho rằng các ngôi sao phân bố đồng đều trên mọi hướng, dựa trên lý thuyết của nhà thần học Richard Bentley.

Thiên văn sao từ thế kỷ XVII đến nay

Nhà thiên văn người Ý Geminiano Montanari đã ghi chép sự thay đổi độ sáng của sao Algol vào năm 1667. Edmond Halley công bố những quan sát đầu tiên về chuyển động riêng của các cặp sao 'cố định' gần, cho thấy sự thay đổi vị trí của chúng so với thời các nhà thiên văn Hy Lạp như Ptolemy và Hipparchus. Vào năm 1838, Friedrich Bessel thực hiện đo đạc trực tiếp khoảng cách đến sao 61 Cygni (khoảng 11,4 năm ánh sáng) bằng kỹ thuật thị sai, cho thấy sự phân tách lớn giữa các sao trên bầu trời.

William Herschel là nhà thiên văn đầu tiên cố gắng xác định phân bố của các ngôi sao trên bầu trời. Vào thập niên 1780, ông thực hiện hàng loạt đo đạc ở 600 hướng khác nhau và đếm số sao quan sát được trong mỗi hướng. Ông phát hiện ra rằng số lượng sao gia tăng theo một hướng ổn định về phía lõi Ngân Hà. Con trai ông, John Herschel, đã lặp lại nghiên cứu này ở bán cầu nam và nhận thấy sự gia tăng tương tự. Bên cạnh những thành tựu khác, William Herschel cũng chú ý đến việc một số ngôi sao không chỉ nằm dọc theo cùng một phương nhìn mà còn tạo thành các hệ sao đôi.

Khoa học về quang phổ sao được khởi xướng bởi Joseph von Fraunhofer và Angelo Secchi. Họ so sánh phổ của các ngôi sao như Sirius với Mặt Trời và phát hiện ra sự khác biệt về cường độ và số lượng các vạch hấp thụ—các vạch tối trong phổ sao do sự hấp thụ của khí quyển Trái Đất ở các tần số cụ thể. Vào năm 1865, Secchi bắt đầu phân loại các sao theo kiểu phổ của chúng, nhưng phân loại sao hiện đại chỉ được phát triển bởi Annie Jump Cannon trong thế kỷ 20.

Sự quan sát các sao đôi trở nên phổ biến hơn trong thế kỷ XIX. Vào năm 1834, Friedrich Bessel đã ghi nhận sự thay đổi trong chuyển động của sao Sirius và suy ra sự tồn tại của một ngôi sao đồng hành ẩn. Edward Pickering phát hiện quang phổ của hệ sao đôi vào năm 1899 khi nhận thấy sự phân tách theo chu kỳ của các vạch phổ sao Mizar trong chu kỳ 104 ngày. William Struve và S. W. Burnham đã thu thập dữ liệu chi tiết về nhiều hệ sao đôi, giúp xác định khối lượng sao qua tính toán tham số quỹ đạo. Felix Savary đã giải quyết bài toán quỹ đạo của các sao đôi qua kính thiên văn vào năm 1827.

Thế kỷ XX chứng kiến sự phát triển mạnh mẽ trong nghiên cứu sao. Kỹ thuật chụp ảnh đã trở thành công cụ quan trọng trong thiên văn học. Karl Schwarzschild đã phát hiện ra màu và từ đó là nhiệt độ của sao, có thể xác định qua sự so sánh giữa độ sáng nhìn thấy và ảnh chụp. Sự phát triển của quang kế quang điện cho phép đo đạc chính xác độ lớn ở nhiều bước sóng khác nhau. Vào năm 1921, Albert A. Michelson lần đầu tiên đo đường kính sao bằng giao thoa kế trên kính thiên văn Hooker.

Nghiên cứu quan trọng về cơ sở vật lý của sao bắt đầu xuất hiện vào đầu thế kỷ 20. Vào năm 1913, biểu đồ Hertzsprung-Russell được phát triển, thúc đẩy nghiên cứu thiên văn vật lý về sao. Các mô hình thành công đã được xây dựng để giải thích cấu trúc và sự tiến hóa của sao. Phổ sao cũng đã được giải thích nhờ vật lý lượng tử, cho phép xác định thành phần hóa học của khí quyển sao.

Ngoài các siêu tân tinh, việc quan sát sao chủ yếu tập trung vào các thiên hà gần như Nhóm Địa Phương và phần nhìn thấy được của Ngân Hà (như trong các danh lục sao). Một số sao cũng đã được quan sát trong thiên hà M100 của Đám Virgo, cách Trái Đất khoảng 100 triệu năm ánh sáng. Trong Siêu đám Địa Phương, chúng ta có thể thấy các quần tụ sao, và kính thiên văn hiện tại có thể quan sát các sao mờ nhạt trong Đám Địa Phương—phân giải các sao xa đến hàng trăm triệu năm ánh sáng. Tuy nhiên, ngoài các thiên hà của Siêu đám Địa Phương, chưa có sao đơn lẻ hay quần tinh nào được quan sát, chỉ có hình ảnh của một quần tinh lớn chứa hàng trăm nghìn sao, cách chúng ta 1 tỷ năm ánh sáng—gấp 10 lần khoảng cách đến quần tinh xa nhất từng được quan sát.

Danh mục

Khái niệm về các chòm sao đã xuất hiện từ thời Babylon cổ đại. Những nền văn minh xưa đã quan sát bầu trời và tưởng tượng các ngôi sao nổi bật tạo thành các hình ảnh tượng trưng, liên kết chúng với các biểu tượng của thiên nhiên hoặc các vị thần. Có mười hai hình ảnh như vậy nằm dọc theo mặt phẳng hoàng đạo, trở thành mười hai cung trong chiêm tinh học. Nhiều ngôi sao sáng cũng được đặt tên, thường là theo ngôn ngữ Ả Rập hoặc La Tinh.

Giống như các chòm sao và Mặt Trời, các ngôi sao cũng có những tên gọi mang tính thần thoại. Trong văn hóa Hy Lạp cổ đại, một số 'vì sao' thực sự là các hành tinh (từ tiếng Hy Lạp πλανήτης (planētēs), nghĩa là 'kẻ lang thang'), đại diện cho nhiều vị thần tối cao, bao gồm các hành tinh như Sao Thủy, Sao Kim, Sao Hỏa, Sao Mộc và Sao Thổ. (Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương, mặc dù được đặt tên theo các vị thần của Hy Lạp và La Mã, nhưng vì chúng quá mờ nên không được biết đến từ thời cổ đại, và tên của chúng được đặt bởi các nhà thiên văn học sau này).

Vào khoảng những năm 1600, các chòm sao đã được sử dụng để đặt tên cho các ngôi sao trong chúng. Nhà thiên văn học người Đức Johann Bayer đã tạo ra một loạt bản đồ sao và dùng các chữ cái Hy Lạp để định danh các sao theo chòm sao. Sau đó, hệ thống số dựa trên xích kinh của ngôi sao đã được phát triển và thêm vào danh lục sao của John Flamsteed trong cuốn sách của ông 'Historia coelestis Britannica' (ấn bản 1712), từ đó hệ thống này được gọi là Định danh Flamsteed hay số Flamsteed.

Theo quy định quốc tế về không gian, Hiệp hội Thiên văn Quốc tế (IAU) là tổ chức duy nhất có quyền đặt tên cho các thiên thể. Một số công ty tư nhân sử dụng tên các vì sao mà Thư viện Vương quốc Anh coi là các công ty thương mại không chính thức. Tuy nhiên, IAU không hợp tác với các công ty thương mại để công nhận hoặc sử dụng các tên gọi này cho mục đích thương mại.

Trong tiếng Việt, nhiều hành tinh được gọi bằng chữ 'Sao' ở đầu, ví dụ như Sao Thủy, Sao Kim, Sao Hỏa,... Khác với các ngôi sao, hành tinh có khối lượng nhỏ hơn rất nhiều, chỉ bằng một phần nghìn so với các ngôi sao, và chủ yếu bao gồm các chất rắn, lỏng hoặc khí, quay quanh các ngôi sao dưới sự ảnh hưởng của lực hấp dẫn. Tuy nhiên, khi viết chữ 'Sao' với chữ cái đầu tiên viết hoa, nó chỉ định danh riêng cho các thiên thể, không được dùng như danh từ chung để phân loại.

Các đơn vị đo lường

Các thông số của sao thường được biểu diễn bằng các đơn vị SI để thuận tiện, bên cạnh đó cũng có thể sử dụng các đơn vị CGI, như đo độ sáng bằng erg trên giây. Khối lượng, độ sáng và bán kính của sao thường được so sánh với các đặc trưng của Mặt Trời, sử dụng đơn vị của Mặt Trời làm cơ sở.

Khối lượng Mặt Trời:	$\begin{array}{c}{M}_{\odot <!--\; \odot \; -->}=1,891\times <!--\; \times \; -->{10}^{30}\end{array}$ kg
Độ sáng Mặt Trời:	$\begin{array}{c}{L}_{\odot <!--\; \odot \; -->}=3,827\times <!--\; \times \; -->{10}^{26}\end{array}$ watt
Bán kính Mặt Trời:	$\begin{array}{c}{R}_{\odot <!--\; \odot \; -->}=6,960\times <!--\; \times \; -->{10}^8\end{array}$ m

Đối với các độ dài lớn như bán kính của sao khổng lồ hoặc bán trục lớn của hệ sao đôi, thường được đo bằng đơn vị thiên văn (AU), tương đương với khoảng cách trung bình giữa Trái Đất và Mặt Trời (khoảng 150 triệu km hay 93 triệu dặm).

Quá trình hình thành và tiến hóa

Các sao hình thành trong những khu vực có mật độ cao hơn trong môi trường liên sao, mặc dù mật độ này vẫn thấp hơn nhiều so với trong một buồng chân không trên Trái Đất. Những khu vực này được gọi là đám mây phân tử, chủ yếu chứa hydro và khoảng 23 – 28% heli cùng một lượng nhỏ các nguyên tố nặng hơn. Tinh vân Lạp Hộ là một ví dụ điển hình của những vùng đang trong quá trình hình thành sao.

Sao có khối lượng lớn thường hình thành trong các đám mây phân tử và là nguồn sáng chủ yếu cho những khu vực này. Chúng cũng ion hóa hydro, tạo ra các vùng H II.

Sự hình thành sao tiền kỳ

Quá trình hình thành sao bắt đầu với sự mất ổn định hấp dẫn trong một đám mây phân tử, thường là do tác động của sóng xung kích từ các vụ nổ siêu tân tinh (những vụ nổ của sao khối lượng lớn) hoặc do va chạm giữa hai thiên hà (trong các thiên hà bùng nổ sao). Khi một vùng đạt tới mật độ vật chất đủ để vượt qua giới hạn bất ổn định Jeans, nó bắt đầu co lại dưới tác dụng của lực hấp dẫn tự thân.

Khi đám mây co lại, các tập hợp khí và bụi dày đặc hình thành nên các khối cầu Bok. Những khối cầu này tiếp tục co lại, dẫn đến tăng mật độ, chuyển năng lượng hấp dẫn thành nhiệt, làm nhiệt độ tăng lên. Khi đám mây tiền sao đạt trạng thái cân bằng thủy tĩnh, một tiền sao hình thành ở trung tâm của đám mây. Những sao tiền dải chính thường được bao quanh bởi một đĩa tiền hành tinh. Chu trình co sụp hấp dẫn này kéo dài từ 10 đến 15 triệu năm.

Những sao trẻ có khối lượng dưới 2 lần khối lượng Mặt Trời được gọi là sao T Tauri, trong khi sao có khối lượng lớn hơn được gọi là sao Herbig Ae/Be. Những sao mới sinh này phát ra tia khí dọc theo trục quay của chúng, làm giảm mô men góc và tạo ra các vùng mờ trong đám mây gọi là các thiên thể Herbig-Haro. Những tia này, kết hợp với bức xạ từ các sao khối lượng lớn gần đó, có thể làm thổi bay lớp mây bao quanh sao đã hình thành.

Dải chính

Khoảng 90% thời gian sống của một sao là để đốt cháy hydro và tạo ra heli trong các phản ứng nhiệt độ và áp suất cao tại lõi sao. Những sao này thuộc dải chính và được gọi là sao lùn. Từ lúc bắt đầu vào giai đoạn dải chính, tỷ lệ heli trong lõi sao gia tăng. Để duy trì tốc độ phản ứng hạt nhân cần thiết, sao sẽ từ từ tăng nhiệt độ và độ sáng của nó – ví dụ, Mặt Trời đã tăng độ sáng khoảng 40% kể từ khi nó gia nhập dải chính cách đây 4,6 tỷ năm.

Mỗi sao thải ra gió sao, bao gồm các hạt tạo thành dòng khí liên tục vào không gian. Đối với phần lớn các sao, khối lượng mất đi từ gió sao là rất nhỏ. Ví dụ, Mặt Trời mất khoảng 10 khối lượng Mặt Trời mỗi năm, tương đương với 0,01% tổng khối lượng của nó trong suốt thời gian sống. Tuy nhiên, các sao khối lượng lớn có thể mất từ 10 đến 100 khối lượng Mặt Trời mỗi năm, ảnh hưởng lớn đến quá trình tiến hóa của chúng. Các sao có khối lượng ban đầu lớn hơn 50 lần khối lượng Mặt Trời có thể mất hơn một nửa khối lượng trong khi còn ở giai đoạn dải chính.

Thời gian mà một sao tồn tại ở giai đoạn dải chính phụ thuộc chủ yếu vào lượng nhiên liệu tiêu thụ và tốc độ đốt cháy, cùng với khối lượng và độ sáng ban đầu của sao. Mặt Trời được ước tính sẽ duy trì giai đoạn dải chính khoảng 10 tỷ năm. Các sao lớn tiêu thụ nhiên liệu rất nhanh và có thời gian sống ngắn hơn, trong khi các sao nhỏ (sao lùn đỏ) tiêu thụ năng lượng chậm và có thể sống từ hàng chục tỷ đến hàng trăm tỷ năm. Vào cuối đời, chúng chỉ mờ dần đi. Tuy nhiên, do thời gian sống của các sao lùn đỏ vượt quá tuổi của vũ trụ (13,7 tỷ năm), chưa có sao lùn đỏ nào đạt đến giai đoạn đó.

Ngoài khối lượng, tỷ lệ các nguyên tố nặng hơn heli cũng có thể ảnh hưởng lớn đến quá trình tiến hóa sao. Trong thiên văn học, mọi nguyên tố nặng hơn heli đều được gọi là 'kim loại', và nồng độ hóa học của chúng được gọi là tỷ lệ kim loại (metallicity). Tỷ lệ kim loại có thể ảnh hưởng đến thời gian đốt cháy nhiên liệu của sao, sự hình thành từ trường và cường độ của gió sao. Các sao cũ, hay sao lớp II (population II), có tỷ lệ kim loại thấp hơn rõ rệt so với các sao trẻ lớp I (population I), vì chúng hình thành từ các đám mây phân tử đã được làm giàu bởi các nguyên tố nặng hơn từ các sao già đã chết để lại.

Giai đoạn sau dải chính

Khi một sao có khối lượng ít nhất bằng 0,4 lần khối lượng Mặt Trời cạn kiệt nguồn nhiên liệu hydro ở lõi, lớp vỏ bên ngoài của nó sẽ mở rộng ra rất nhiều và trở nên lạnh hơn, khiến sao đó trở thành một sao khổng lồ đỏ. Ví dụ, sau khoảng 5 tỷ năm nữa, Mặt Trời của chúng ta sẽ biến thành sao khổng lồ đỏ, với bán kính mở rộng lên khoảng 1 AU, tức 250 lần bán kính hiện tại. Khi trở thành sao khổng lồ đỏ, Mặt Trời sẽ mất khoảng 30% khối lượng hiện tại của nó.

Đối với sao khổng lồ đỏ có khối lượng lớn hơn 2,25 lần khối lượng Mặt Trời, quá trình đốt cháy hydro xảy ra ở một lớp bao quanh lõi. Nếu lõi bị nén đủ mạnh, nó có thể bắt đầu đốt cháy heli, làm cho bán kính sao nhanh chóng co lại và nhiệt độ bề mặt tăng lên. Đối với những sao có khối lượng lớn hơn, lõi sẽ chuyển từ phản ứng đốt cháy hydro trực tiếp sang đốt cháy heli.

Khi sao đã cạn kiệt nhiên liệu heli ở lõi, quá trình phản ứng nhiệt hạt nhân tiếp tục xảy ra trong lớp vỏ bao quanh một lõi nóng chứa cacbon và oxy. Sao sẽ tiếp tục tiến hóa theo con đường tương tự như giai đoạn đầu của sao khổng lồ đỏ, nhưng với nhiệt độ bề mặt cao hơn.

Trong giai đoạn đốt cháy heli, các sao có khối lượng lớn hơn 9 lần khối lượng Mặt Trời sẽ mở rộng thành sao siêu khổng lồ đỏ. Khi nhiên liệu trong lõi cạn kiệt, sao có thể tiếp tục đốt cháy các nguyên tố nặng hơn heli. Lõi sẽ co lại cho đến khi nhiệt độ và áp suất đủ để thực hiện phản ứng đốt cháy cacbon (xem quá trình đốt cháy cacbon). Tiếp theo là các giai đoạn đốt cháy neon (xem quá trình đốt cháy neon), oxy (xem quá trình đốt cháy oxy), và silic (xem quá trình đốt cháy silic). Vào cuối đời, sao có thể tạo ra các nguyên tố trong các lớp như lớp hành, với mỗi lớp tổng hợp một loại nguyên tố khác nhau, lớp ngoài cùng tổng hợp hydro, lớp tiếp theo tổng hợp heli, và tiếp tục như vậy.

Giai đoạn cuối cùng trong chuỗi phản ứng tổng hợp của ngôi sao là khi nó bắt đầu tạo ra sắt. Các hạt nhân sắt có năng lượng liên kết cao hơn bất kỳ hạt nhân nặng nào khác, và khi chúng hình thành, quá trình này không giải phóng năng lượng nữa mà thay vào đó hấp thụ năng lượng từ bên ngoài. Do hạt nhân sắt liên kết chặt hơn các hạt nhân nhẹ, nên không thể giải phóng năng lượng qua phản ứng phân hạch hạt nhân. Trong các ngôi sao khối lượng rất lớn và già, một lõi sắt khổng lồ sẽ tích tụ ở tâm, và các nguyên tố nặng hơn có thể được tạo ra ở lớp vỏ ngoài, khiến sao tiến hóa thành sao Wolf-Rayet với gió sao dày đặc thổi bay lớp khí quyển bên ngoài.

Khi một sao có kích thước trung bình tiến hóa, nó sẽ thổi bay các lớp vỏ ngoài để tạo thành tinh vân hành tinh. Nếu tàn dư của sao sau khi lớp khí quyển ngoài cùng bị thổi bay có khối lượng nhỏ hơn 1,4 lần khối lượng Mặt Trời, nó sẽ co lại thành một thiên thể nhỏ (kích cỡ tương đương Trái Đất) và không đủ nặng để nén sâu hơn, gọi là sao lùn trắng. Vật chất trong sao lùn trắng không còn là plasma mà trở thành vật chất thoái hóa electron, mặc dù nó thường được coi là một quả cầu plasma. Các sao lùn trắng sẽ dần dần suy tàn thành sao lùn đen qua thời gian dài.

Trong những ngôi sao lớn hơn, quá trình tổng hợp tiếp tục cho đến khi lõi sắt đạt khối lượng lớn hơn 1,4 lần khối lượng Mặt Trời và không còn đủ khả năng chống đỡ chính khối lượng của nó. Khi đó, lõi sẽ ngay lập tức suy sụp, kết hợp các electron với proton để tạo ra vụ nổ chứa neutron và hạt neutrino (phản ứng phân rã beta ngược hoặc bắt electron). Sóng xung kích từ sự suy sụp đột ngột này sẽ làm nổ tung phần còn lại của ngôi sao (các lớp bên ngoài lõi sắt) thành một siêu tân tinh. Một siêu tân tinh có thể sáng hơn toàn bộ các ngôi sao trong cùng thiên hà trong một khoảng thời gian ngắn. Khi xuất hiện trong Ngân Hà, các siêu tân tinh từng được quan sát bằng mắt thường với tên gọi 'sao mới' (người Trung Hoa gọi là sao khách), nơi chúng chưa từng tồn tại trước đây.

Hầu hết vật chất trong một ngôi sao sẽ bị thổi bay trong vụ nổ siêu tân tinh (như sự hình thành tinh vân Con Cua), để lại một tàn dư lõi là sao neutron (thỉnh thoảng được gọi là sao xung hoặc nguồn tia X) hoặc, trong trường hợp của những ngôi sao cực kỳ lớn (với khối lượng lõi còn lại lớn hơn 4 lần khối lượng Mặt Trời), một lỗ đen. Trong sao neutron, vật chất ở trạng thái thoái hóa neutron, và có thể tồn tại thêm một dạng vật chất thoái hóa khác gọi là vật chất QCD tại lõi. Vật chất bên trong lỗ đen vẫn còn là một bí ẩn chưa được hiểu rõ.

Những lớp vỏ ngoài bị thổi bay trong quá trình suy tàn của ngôi sao chứa các nguyên tố nặng có thể góp phần vào việc hình thành các ngôi sao mới. Những nguyên tố nặng này là thành phần quan trọng trong việc tạo ra các hành tinh đá. Vật chất từ siêu tân tinh và gió sao từ các ngôi sao lớn đóng vai trò thiết yếu trong việc tạo ra môi trường liên sao.

Phân bố

Bên cạnh các ngôi sao đơn lẻ, các hệ nhiều sao có thể chứa hai hoặc nhiều sao liên kết với nhau bằng lực hấp dẫn và quay quanh nhau. Hệ sao đôi là phổ biến nhất, ngoài ra còn có các hệ với nhiều sao hơn cũng đã được phát hiện. Để duy trì ổn định quỹ đạo, các hệ nhiều sao thường được tổ chức thành các nhóm sao đôi quay quanh nhau. Những nhóm sao lớn hơn được gọi là quần tinh, với số lượng sao từ vài chục (trong các hiệp hội sao) đến hàng trăm nghìn sao trong các quần tinh cầu khổng lồ.

Từ lâu đã có giả thuyết rằng những ngôi sao lớn thường xuất hiện trong các hệ nhiều sao. Điều này đặc biệt đúng với các sao loại O và B, trong đó khoảng 80% hình thành trong các hệ nhiều sao. Ngược lại, tỷ lệ này giảm khi xét các hệ nhiều sao nhỏ hơn, với chỉ khoảng 25% sao lùn đỏ có sao đồng hành. Với khoảng 85% các ngôi sao trong thiên hà của chúng ta là sao lùn đỏ, phần lớn các sao trong Ngân Hà được sinh ra một cách đơn lẻ.

Các sao không phân bố đều trong vũ trụ mà thường tụ tập thành các thiên hà cùng với khí và bụi liên sao. Một thiên hà điển hình chứa hàng trăm tỷ sao, và có hơn 100 tỷ thiên hà trong vũ trụ quan sát được. Mặc dù nhiều nhà thiên văn học tin rằng sao chỉ tồn tại trong thiên hà, vẫn có sự phát hiện của các sao ở môi trường liên thiên hà. Các nhà thiên văn học cũng ước tính có ít nhất 7×10 sao trong vũ trụ quan sát được.

Ngôi sao gần nhất với Trái Đất, ngoài Mặt Trời, là Proxima Centauri, cách chúng ta khoảng 39,9 nghìn tỷ km, tương đương 4,2 năm ánh sáng. Ánh sáng từ Proxima Centauri mất 4,2 năm để đến Trái Đất. Nếu di chuyển với tốc độ của tàu con thoi (5 dặm mỗi giây – khoảng 30.000 km mỗi giờ), chúng ta sẽ cần tới 150.000 năm để đến đó. Khoảng cách đến Proxima Centauri là điển hình cho một đĩa thiên hà, bao gồm cả vùng của Hệ Mặt Trời. Các sao có thể gần nhau hơn khi tập trung ở tâm các thiên hà hoặc trong các quần tinh cầu, hoặc xa hơn trong các hào quang thiên hà.

Do khoảng cách lớn giữa các ngôi sao bên ngoài nhân thiên hà, sự va chạm giữa chúng xảy ra rất hiếm. Trong các vùng dày đặc hơn như nhân của cụm sao cầu hoặc thiên hà, va chạm xảy ra thường xuyên hơn. Những va chạm này có thể tạo ra những ngôi sao xanh lang thang, với nhiệt độ bề mặt cao hơn so với các sao trong dải chính của cụm sao cùng tuổi.

Các đặc tính

Các đặc điểm của một ngôi sao chủ yếu phụ thuộc vào khối lượng ban đầu của nó. Điều này bao gồm các yếu tố như độ sáng, kích thước, quá trình tiến hóa, tuổi thọ và kết cục cuối cùng của sao.

Tuổi thọ

Hầu hết các ngôi sao có độ tuổi dao động từ 1 tỷ đến 10 tỷ năm. Một số ngôi sao có tuổi gần với 13,7 tỷ năm, tức là bằng với tuổi của vũ trụ quan sát được. Ngôi sao có tuổi thọ lớn nhất từng được biết đến là HE 1523-0901, ước tính có tuổi khoảng 13,3 tỷ năm.

Ngôi sao có khối lượng càng lớn thì thời gian sống càng ngắn, bởi vì áp suất cao hơn tại lõi làm cho chúng tiêu thụ hydro nhanh hơn. Những ngôi sao nặng nhất thường tồn tại khoảng 1 triệu năm, trong khi những ngôi sao nhỏ hơn như sao lùn đỏ cháy nhiên liệu rất chậm và có thể sống hàng chục đến hàng trăm tỷ năm.

Thành phần hóa học

Khi các ngôi sao hình thành trong thiên hà, chúng chủ yếu bao gồm khoảng 70% hydro và 28% heli theo khối lượng, với một tỷ lệ nhỏ các nguyên tố nặng hơn. Tỉ lệ các nguyên tố nặng thường được đo dựa trên thành phần sắt trong khí quyển của sao, vì sắt là một nguyên tố phổ biến và các vạch hấp thụ của nó dễ đo hơn. Các đám mây phân tử nơi sao hình thành thường được làm giàu bởi các nguyên tố nặng từ các vụ nổ siêu tân tinh, nên việc phân tích thành phần hóa học của một ngôi sao có thể giúp xác định tuổi của nó. Tỷ lệ các nguyên tố nặng cũng có thể cho thấy khả năng của sao đó có một hệ hành tinh quay quanh.

Sao có thành phần sắt thấp nhất được đo là sao lùn HE1327-2326, với tỷ lệ sắt chỉ bằng 1/200.000 so với Mặt Trời. Ngược lại, sao μ Leonis với tỷ lệ sắt gấp đôi Mặt Trời và sao 14 Herculis có tỷ lệ sắt gần gấp ba lần. Cũng có những sao có thành phần hóa học đặc biệt, thể hiện sự hiện diện không bình thường của các nguyên tố như crom và các nguyên tố đất hiếm trong phổ của chúng.

Đường kính

Do khoảng cách xa của các ngôi sao so với Trái Đất, ngoài Mặt Trời ra, chúng chỉ hiện lên như những chấm sáng lấp lánh trên bầu trời đêm do ảnh hưởng của khí quyển Trái Đất. Mặt Trời, là ngôi sao gần nhất, hiện lên dưới dạng đĩa tròn và cung cấp ánh sáng ban ngày cho hành tinh của chúng ta. Ngôi sao có kích thước biểu kiến lớn nhất ngoài Mặt Trời là sao R Doradus, với đường kính góc chỉ đạt 0,057 giây cung.

Hầu hết các ngôi sao có kích thước theo đường kính góc quá nhỏ để có thể quan sát bằng các kính thiên văn quang học hiện tại, vì vậy cần sử dụng các kính thiên văn giao thoa kế để tạo ra hình ảnh của chúng. Một phương pháp khác để đo kích thước góc của sao là thông qua hiện tượng che khuất. Bằng cách đo sự giảm độ sáng khi sao bị Mặt Trăng che khuất (hoặc sự tăng độ sáng khi sao tái xuất hiện), đường kính góc của sao có thể được tính toán.

Các ngôi sao có kích thước dao động từ 20 đến 40 km theo đường kính (như sao neutron), cho đến những sao khổng lồ như Betelgeuse trong chòm sao Lạp Hộ, với đường kính lớn hơn Mặt Trời khoảng 650 lần, tương đương khoảng 0,9 tỷ km.

Động học

Chuyển động của một ngôi sao so với Mặt Trời cung cấp thông tin quý giá về nguồn gốc, độ tuổi của sao, cũng như cấu trúc và sự tiến hóa của nó trong thiên hà. Các yếu tố chuyển động bao gồm vận tốc xuyên tâm, tức là sự di chuyển hướng vào hoặc ra xa Mặt Trời, và chuyển động góc qua (còn gọi là chuyển động riêng).

Vận tốc xuyên tâm được đo qua sự dịch chuyển Doppler của các vạch phổ sao, với đơn vị là km/s. Chuyển động riêng của sao được xác định nhờ các phép đo chính xác từ trắc lượng học, với đơn vị mili-giây cung (mas) trên một năm. Bằng cách đo thị sai của sao, chuyển động riêng có thể quy đổi ra đơn vị vận tốc. Các sao có chuyển động riêng nhanh thường gần Mặt Trời và là ứng viên tốt cho các phép đo thị sai.

Khi biết được các tốc độ chuyển động, có thể tính toán vận tốc không gian của sao so với Mặt Trời hoặc thiên hà. Đối với các sao gần, sao loại I (dân số I) thường có vận tốc thấp hơn so với sao loại II (dân số II), những sao này thường có quỹ đạo elip nghiêng so với mặt phẳng của thiên hà. So sánh động học giữa các sao gần cũng giúp xác định các tập hợp sao, nhóm sao có nguồn gốc chung từ các đám mây khí khổng lồ.

Từ trường

Từ trường của sao được sinh ra từ các khu vực bên trong nơi có sự đối lưu của plasma. Chuyển động của plasma này hoạt động như một máy phát điện, tạo ra từ trường trải rộng ra ngoài sao. Cường độ từ trường phụ thuộc vào khối lượng và thành phần hóa học của sao, và sự hoạt động của từ trường bề mặt liên quan đến tốc độ quay của sao. Các hoạt động từ trường bề mặt tạo ra các vết sao, những khu vực có từ trường mạnh và nhiệt độ bề mặt thấp hơn so với các khu vực xung quanh. Vòng nhật hoa là các đường từ trường nối từ các vùng hoạt động đến vành nhật hoa. Chớp lửa sao là các vụ nổ năng lượng cao phát ra từ những khu vực từ trường hoạt động.

Các sao trẻ với tốc độ quay nhanh thường có mức độ hoạt động bề mặt cao do ảnh hưởng của từ trường. Tuy nhiên, từ trường có thể tác động lên gió sao, hoạt động như một cái phanh làm giảm tốc độ quay của sao khi sao già đi. Do đó, những sao già hơn như Mặt Trời quay chậm hơn và có mức độ hoạt động bề mặt thấp hơn. Các sao quay chậm có hoạt động giảm dần theo chu kỳ và có thể ngừng hoạt động trong nhiều chu kỳ. Ví dụ, trong giai đoạn yên tĩnh (maunder minimum), Mặt Trời đã trải qua 70 năm không có hoạt động của vết đen Mặt Trời.

Khối lượng

Một trong những ngôi sao có khối lượng lớn nhất được biết đến là Eta Carinae, với khối lượng từ 100 đến 150 lần khối lượng Mặt Trời, và do đó có tuổi thọ rất ngắn, chỉ vài triệu năm. Một nghiên cứu gần đây về quần tinh Cái Cung cho thấy 150 lần khối lượng Mặt Trời là giới hạn trên cho các ngôi sao trong thời đại hiện tại của vũ trụ. Giới hạn này chưa được xác định rõ ràng, nhưng một phần là do độ sáng Eddington, mức sáng tối đa có thể truyền qua khí quyển của sao mà không thổi các khí ra không gian. Tuy nhiên, sao R136a1 trong đám sao RMC 136a đã được đo với khối lượng 265 lần khối lượng Mặt Trời, đặt ra một giới hạn mới về khối lượng sao.

Các ngôi sao đầu tiên xuất hiện sau vụ nổ Big Bang có thể đã đạt khối lượng lên đến hơn 300 lần khối lượng Mặt Trời, vì chúng không chứa các nguyên tố nặng hơn lithium. Tuy nhiên, thế hệ sao siêu khối lượng, còn gọi là sao loại III, đã không còn tồn tại và hiện chỉ còn là một giả thuyết lý thuyết.

AB Doradus C, sao đồng hành của AB Doradus A, là ngôi sao nhỏ nhất được biết đến có khả năng thực hiện phản ứng tổng hợp hạt nhân tại lõi, với khối lượng chỉ khoảng 93 lần khối lượng Sao Mộc. Theo lý thuyết hiện nay, đối với các sao có tính kim loại giống như Mặt Trời, khối lượng tối thiểu để thực hiện phản ứng tổng hợp tại lõi ước tính vào khoảng 75 lần khối lượng Sao Mộc. Tuy nhiên, với thành phần kim loại rất thấp, các nghiên cứu gần đây chỉ ra rằng khối lượng tối thiểu có thể lên đến khoảng 87 lần khối lượng Sao Mộc. Các thiên thể nhỏ hơn, được gọi là sao lùn nâu, hiện vẫn chưa có định nghĩa rõ ràng phân biệt với các hành tinh khí khổng lồ.

Sự kết hợp giữa bán kính và khối lượng của sao cho phép xác định được lực hấp dẫn tại bề mặt sao. Các sao khổng lồ có lực hấp dẫn bề mặt thấp hơn nhiều so với các sao chính, trong khi các sao lùn trắng có lực hấp dẫn bề mặt cao hơn. Lực hấp dẫn tại bề mặt ảnh hưởng đến quang phổ của sao, với lực hấp dẫn lớn hơn làm cho các vạch hấp thụ trở nên rộng hơn.

Sự tự quay

Tốc độ quay của sao có thể được ước lượng gần đúng qua việc đo quang phổ hoặc chính xác hơn qua việc quan sát sự quay của các vết sao (starspot). Những ngôi sao trẻ có tốc độ quay rất nhanh, vượt quá 100 km/s ở xích đạo. Ví dụ, sao loại B Achernar có tốc độ quay tại xích đạo lên đến khoảng 225 km/s hoặc hơn, khiến đường kính tại xích đạo lớn hơn 50% so với khoảng cách giữa hai cực. Tốc độ quay này thấp hơn giới hạn 300 km/s; nếu vượt quá giới hạn này, sao có thể bị phá vỡ. Ngược lại, Mặt Trời quay một vòng trong khoảng 25 đến 35 ngày, với vận tốc xích đạo là 1,994 km/s. Từ trường và gió sao cũng làm giảm tốc độ quay của sao dải chính khi chúng tiến hóa trên dải chính.

Các sao thoái hóa, khi co lại thành các thiên thể đặc, dẫn đến tăng tốc độ quay của chúng. Tuy nhiên, tốc độ quay của chúng không đạt mức dự kiến khi áp dụng định luật bảo toàn momen góc; tốc độ quay cần phải bù đắp sự co lại bằng cách tăng tốc độ quay. Một phần lớn momen góc có thể bị mất do gió sao làm giảm khối lượng sao. Dù vậy, sao xung vẫn quay rất nhanh; ví dụ, sao xung ở trung tâm tinh vân Con Cua quay 30 vòng mỗi giây. Tốc độ quay của sao xung cũng giảm dần do sự phát ra bức xạ.

Nhiệt độ

Nhiệt độ bề mặt của sao dải chính được xác định bởi tốc độ sản sinh năng lượng tại lõi và bán kính của sao, thường được ước lượng qua chỉ số màu của sao. Nhiệt độ bề mặt thường được biểu thị bằng nhiệt độ hiệu quả, là nhiệt độ của một vật đen lý tưởng phát ra cùng một lượng năng lượng trên diện tích bề mặt của sao. Lưu ý rằng nhiệt độ hiệu quả chỉ là giá trị đại diện, thực tế nhiệt độ sao giảm dần từ lõi ra ngoài. Nhiệt độ tại lõi sao có thể đạt đến vài triệu kelvin.

Nhiệt độ của sao quyết định tốc độ ion hóa hoặc năng lượng hóa của các nguyên tố khác nhau, điều này phản ánh qua các vạch hấp thụ trong quang phổ. Nhiệt độ bề mặt sao, cùng với độ sáng tuyệt đối và các đặc trưng của vạch hấp thụ, thường được sử dụng để phân loại sao (xem phần phân loại bên dưới).

Các ngôi sao lớn trên dải chính có thể có nhiệt độ bề mặt lên đến 50.000 K, trong khi các ngôi sao nhỏ hơn như Mặt Trời có nhiệt độ khoảng 6000 K. Những ngôi sao khổng lồ đỏ có nhiệt độ bề mặt thấp hơn, chỉ khoảng 3.600 K, nhưng chúng có độ trưng cao nhờ diện tích bề mặt lớn.

Bức xạ

Năng lượng của sao, được sản sinh từ phản ứng tổng hợp hạt nhân, được phát ra vào không gian dưới dạng cả bức xạ điện từ và bức xạ hạt. Ngôi sao phát ra gió sao, là dòng các hạt tích điện như proton, hạt alpha, và hạt beta, cùng với dòng neutrino thoát ra từ lõi sao.

Năng lượng được sản sinh tại lõi sao là nguyên nhân làm sao phát sáng: khi hai hoặc nhiều hạt nhân nguyên tử kết hợp để tạo thành một hạt nhân mới nặng hơn, photon tia gamma được giải phóng trong quá trình tổng hợp. Năng lượng này sau đó được chuyển đổi thành các dạng năng lượng điện từ khác, bao gồm ánh sáng khả kiến, trước khi di chuyển ra các lớp ngoài của sao.

Màu sắc của sao, được xác định bởi đỉnh tần số của ánh sáng khả kiến, phản ánh nhiệt độ của các lớp ngoài cùng, bao gồm quang quyển. Ngoài ánh sáng khả kiến, sao còn phát ra nhiều dạng bức xạ điện từ không nhìn thấy bằng mắt thường, từ sóng radio và hồng ngoại đến tia tử ngoại, tia X và tia gamma. Mỗi bước sóng bức xạ điện từ của sao đều có tầm quan trọng riêng.

Bằng cách phân tích phổ của ngôi sao, các nhà thiên văn có thể xác định nhiều thông số như nhiệt độ bề mặt, hấp dẫn tại bề mặt, tính kim loại (metallicity) và tốc độ quay của sao. Nếu khoảng cách đến sao được đo, chẳng hạn qua thị sai, chúng ta có thể tính toán độ trưng của nó. Khối lượng, bán kính, hấp dẫn tại bề mặt và chu kỳ quay cũng có thể được ước lượng dựa trên mô hình sao. Khối lượng của sao có thể đo trực tiếp nếu chúng thuộc hệ sao đôi, hoặc dùng kỹ thuật vi thấu kính hấp dẫn để xác định. Từ các thông số này, các nhà thiên văn cũng có thể ước lượng tuổi của sao.

Độ sáng

Trong thiên văn học, độ sáng của sao là lượng ánh sáng và các dạng năng lượng bức xạ khác mà sao phát ra mỗi đơn vị thời gian. Độ sáng của một ngôi sao được xác định dựa trên bán kính và nhiệt độ bề mặt của nó. Theo giả thuyết sao như một vật đen lý tưởng, độ sáng (L) liên quan đến nhiệt độ (T) và bán kính (R) của sao theo công thức: L = 4πR²σT⁴, với σ là hằng số Stefan-Boltzmann 5,67×10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴. Tuy nhiên, vì nhiều ngôi sao không phát ra năng lượng đồng đều trên toàn bộ bề mặt của chúng—như sao Vega có thông lượng năng lượng cao hơn ở cực so với xích đạo.

Các vùng trên bề mặt ngôi sao có nhiệt độ và độ sáng thấp hơn gọi là vết đen (sunspot hay starspot). Các ngôi sao nhỏ như Mặt Trời thường chỉ có những vết đen nhỏ. Trong khi đó, các sao lớn hơn có thể xuất hiện các vết đen lớn hơn và rõ ràng hơn, cũng như thể hiện hiện tượng quầng sao tối (stellar limb darkening), trong đó độ sáng giảm dần từ tâm đến rìa đĩa sao. Các sao lùn đỏ bừng sáng (flare star) như UV Ceti cũng có các đặc điểm về vết đen điển hình.

Cấp sao

Độ sáng nhìn thấy của một ngôi sao được đo bằng cấp sao biểu kiến, phản ánh mức độ sáng của sao theo khoảng cách từ Trái Đất, và ánh sáng của ngôi sao có thể thay đổi khi đi qua khí quyển Trái Đất. Cấp sao tuyệt đối, hay còn gọi là cấp sao nội tại, liên quan trực tiếp đến độ sáng thực của sao và được đo bằng cấp sao biểu kiến với khoảng cách chuẩn từ Trái Đất là 10 parsec (32,6 năm ánh sáng).

Cả thang đo cấp sao biểu kiến và cấp sao tuyệt đối đều sử dụng đơn vị logarit: mỗi sự thay đổi một đơn vị cấp sao tương ứng với sự thay đổi độ sáng gấp khoảng 2,5 lần (căn bậc 5 của 100 hay xấp xỉ 2,512). Điều này có nghĩa là một ngôi sao có cấp sao +1,00 sẽ sáng gấp 2,5 lần một ngôi sao có cấp sao +2,00, và gấp khoảng 100 lần một ngôi sao có cấp sao +6,00. Những ngôi sao mờ nhất có thể quan sát bằng mắt thường trong điều kiện lý tưởng có cấp sao xấp xỉ +6.

Trên cả hai thang đo cấp sao tuyệt đối và biểu kiến, số cấp sao nhỏ hơn đại diện cho những ngôi sao sáng hơn; số cấp sao lớn hơn chỉ những ngôi sao mờ hơn. Những ngôi sao sáng nhất có thể có cấp sao âm. Để tính toán sự khác biệt về độ sáng (ΔL) giữa hai ngôi sao, lấy số cấp sao của ngôi sao sáng hơn (mb) trừ số cấp sao của ngôi sao mờ hơn (mf), sau đó tính hiệu này theo số mũ với cơ số 2,512; công thức là:

$\mathrm{\Delta <!--\; \Delta \; -->}m=m_f-<!--\; -\; -->m_b$

$2,{512}^{\mathrm{\Delta <!--\; \Delta \; -->}m}=\mathrm{\Delta <!--\; \Delta \; -->}L$

Liên quan đến độ sáng và khoảng cách từ Trái Đất, cấp sao tuyệt đối (M) và cấp sao biểu kiến (m) không luôn tương đồng. Ví dụ, ngôi sao Sirius có cấp sao biểu kiến là -1,44, nhưng cấp sao tuyệt đối của nó là +1,41. Đặt r (parsec) là khoảng cách từ ngôi sao đến Trái Đất, công thức liên hệ giữa cấp sao tuyệt đối M và cấp sao biểu kiến m là: M = m + 5 – 5log(r).

Mặt Trời có cấp sao biểu kiến là -26,7, trong khi cấp sao tuyệt đối của nó chỉ là +4,83. Sirius, ngôi sao sáng nhất trên bầu trời đêm khi nhìn từ Trái Đất, sáng gấp khoảng 23 lần so với Mặt Trời, trong khi Canopus, ngôi sao sáng thứ hai trên bầu trời đêm, có cấp sao tuyệt đối là -5,53 và độ sáng của nó gấp khoảng 14.000 lần Mặt Trời. Mặc dù Canopus sáng hơn nhiều so với Sirius, nhưng Sirius lại xuất hiện sáng hơn Canopus vì Sirius chỉ cách Trái Đất 8,6 năm ánh sáng, trong khi Canopus nằm cách xa 310 năm ánh sáng.

Tính đến năm 2006, ngôi sao có cấp sao tuyệt đối cao nhất là LBV 1806-20, với cấp sao -14,2. Ngôi sao này sáng gấp 5.000.000 lần Mặt Trời. Các ngôi sao mờ nhất được biết đến là các sao trong đám NGC 6397, với sao lùn đỏ có cấp sao +26 và sao lùn trắng với cấp sao +28. Những ngôi sao này mờ đến mức ánh sáng của chúng chỉ giống như những ngọn nến sinh nhật trên Mặt Trăng khi nhìn từ Trái Đất.

Phân loại

Hệ thống phân loại sao hiện tại bắt nguồn từ đầu thế kỷ XX, khi các sao được phân loại từ A đến Q dựa trên cường độ của vạch hydro trong quang phổ. Thời điểm đó, nguyên nhân chính ảnh hưởng đến cường độ vạch quang phổ chưa được biết là nhiệt độ; cường độ vạch hydro đạt đỉnh ở nhiệt độ trên 9.000 K và giảm ở nhiệt độ thấp hơn hoặc cao hơn. Khi phân loại được sắp xếp theo thứ tự nhiệt độ, nó trở nên gần giống với biểu đồ hiện đại.

Hệ thống phân loại sao sử dụng các chữ cái đơn để phân loại các sao theo phổ của chúng, từ loại O, dành cho sao rất nóng, đến M, dành cho sao rất lạnh mà các phân tử có thể hình thành trong khí quyển. Các loại sao chính theo thứ tự giảm dần của nhiệt độ bề mặt là: O, B, A, F, G, K, và M (hoặc còn được gọi là (Oh Be A Fine Girl Kiss Me)). Những kiểu phổ hiếm gặp cũng được phân loại đặc biệt, như loại L và T, tương ứng với các sao rất lạnh có khối lượng nhỏ và sao lùn nâu. Mỗi kiểu được chia thành 10 cấp nhỏ từ 0 đến 9, theo thứ tự giảm dần của nhiệt độ. Tuy nhiên, hệ thống phân loại có thể không còn chính xác ở những nhiệt độ rất cao, vì lớp sao O0 và O1 có thể không tồn tại.

Ngoài việc phân loại các sao dựa trên hiệu ứng độ trưng trong các vạch phổ của chúng, có thể xác định kích thước và xác suất bề mặt của sao đó. Hệ thống phân loại bao gồm các loại từ 0 (sao siêu khổng lồ) đến III (sao khổng lồ) và V (sao lùn dải chính); một số tác giả còn thêm VII (sao lùn trắng). Đa số các sao thuộc dải chính, gồm các sao thông thường đang đốt cháy hydro, và chúng được sắp xếp thành một dải hẹp trên biểu đồ dựa trên cấp sao và kiểu phổ. Mặt Trời của chúng ta là một sao lùn vàng dải chính, phân loại là G2V, có nhiệt độ và kích thước trung bình.

Ngoài các ký hiệu phân loại, còn có các chữ cái bổ sung để chỉ các đặc điểm đặc biệt trong phổ của sao. Chẳng hạn, ký hiệu 'e' có thể chỉ sự hiện diện của các vạch phát xạ, 'm' chỉ mức kim loại cao không phổ biến, và 'var' chỉ sự biến đổi trong kiểu phổ.

Sao lùn trắng có hệ thống phân loại riêng, bắt đầu bằng chữ cái D. Sau đó, chúng được phân loại thêm thành các lớp DA, DB, DC, DO, DZ, và DQ, tùy theo các vạch phổ đặc trưng. Điều này giúp suy ra một giá trị số dựa trên chỉ số nhiệt độ.

Sao biến quang

Các sao biến quang là những ngôi sao có sự thay đổi về độ sáng, có thể là ngẫu nhiên hoặc theo chu kỳ, do các đặc điểm nội tại của chúng hoặc tác động từ môi trường bên ngoài. Những sao biến quang có thể được phân chia thành ba nhóm chính dựa trên các tính chất này.

Trong quá trình phát triển, một số sao trải qua giai đoạn trở thành sao biến quang co giãn, thay đổi kích thước và độ sáng theo thời gian. Những sao này mở rộng hoặc co lại theo chu kỳ từ vài phút đến vài năm, tùy thuộc vào kích thước của chúng. Phân loại sao biến quang co giãn bao gồm sao Cepheid và các sao tương tự, cùng với những sao biến quang có chu kỳ dài như Mira.

Sao biến quang bùng phát là những sao đột ngột tăng độ sáng do các sự kiện như chớp lửa hoặc phóng các hạt vào không gian. Nhóm này bao gồm tiền sao, sao Wolf-Rayet, sao bùng sáng, cũng như sao khổng lồ và siêu khổng lồ.

Những sao biến quang kiểu nổ hay biến động lớn trải qua những thay đổi lớn về tính chất. Nhóm này bao gồm sao mới và siêu tân tinh. Hệ sao đôi có một sao lùn trắng có thể gây ra các vụ nổ sao lớn, như sao mới và siêu tân tinh kiểu Ia, khi sao lùn trắng tích tụ hydro từ sao đồng hành và đạt đến mức phản ứng tổng hợp hydro. Một số sao mới có thể có các vụ nổ tuần hoàn với biên độ trung bình.

Nhiều sao cũng thay đổi độ sáng do các yếu tố bên ngoài, như sự che khuất trong hệ sao đôi hoặc các sao quay nhanh với các vết đen lớn trên bề mặt. Một ví dụ điển hình về sự che khuất trong hệ sao đôi là hệ sao Algol, nơi độ sáng của sao biến đổi đều đặn từ 2,3 đến 3,5 trong chu kỳ 2,87 ngày.

Cấu trúc

Bên trong một sao ổn định duy trì trạng thái cân bằng thủy tĩnh, nơi các lực tác động vào một thể tích nhỏ đều được cân bằng. Các lực này bao gồm lực hấp dẫn kéo vào trong và lực áp suất đẩy ra ngoài. Gradient áp suất bên trong sao được tạo ra bởi sự khác biệt về nhiệt độ của plasma; phần bên ngoài của sao lạnh hơn phần lõi. Nhiệt độ tại lõi của sao ở dải chính hoặc sao khổng lồ thường lên đến vài chục triệu độ K. Kết quả là, nhiệt độ và áp suất tại lõi đủ để duy trì phản ứng tổng hợp hạt nhân và tạo ra năng lượng chống lại sự sụp đổ của sao.

Khi các hạt nhân nguyên tử được tổng hợp ở lõi, chúng phát ra năng lượng dưới dạng tia gamma. Các photon này tương tác với plasma xung quanh, làm tăng nhiệt độ tại lõi. Trong các sao ở dải chính, quá trình tổng hợp hydro thành heli tạo ra một lượng heli ổn định tại lõi. Khi heli trở thành phần lớn và quá trình sinh năng lượng ngừng lại ở lõi, các sao nặng hơn 0,4 lần khối lượng Mặt Trời sẽ dần chuyển sang quá trình tổng hợp chậm hơn trong lớp vỏ quanh lõi heli thoái hóa.

Ngoài việc duy trì cân bằng thủy tĩnh, phần bên trong một sao ổn định còn duy trì cân bằng năng lượng nhiệt. Một gradient nhiệt độ xuyên tâm tồn tại trong sao, tạo ra thông lượng năng lượng hướng ra ngoài. Thông lượng năng lượng thoát ra từ mỗi lớp bên trong của sao được cân bằng chính xác với thông lượng năng lượng từ lớp phía dưới.

Đới bức xạ là khu vực bên trong ngôi sao nơi quá trình truyền bức xạ xảy ra hiệu quả để duy trì dòng năng lượng. Trong khu vực này, plasma không bị xáo trộn và không có sự chuyển động lớn của vật chất. Nếu điều này không đúng, plasma trở nên không ổn định và đối lưu bắt đầu xuất hiện, hình thành đới đối lưu. Điều này có thể xảy ra trong các vùng có thông lượng năng lượng rất cao, như gần lõi hoặc trong những khu vực có độ mờ đục quang học cao như lớp vỏ ngoài.

Sự xuất hiện của đối lưu trong lớp vỏ ngoài của sao ở dải chính phụ thuộc vào khối lượng sao. Các sao có khối lượng từ vài lần khối lượng Mặt Trời thường có đới đối lưu sâu trong cấu trúc sao và đới bức xạ ở các lớp ngoài. Ngược lại, các sao nhỏ hơn như Mặt Trời có đới đối lưu nằm ở các lớp bên ngoài. Các sao lùn đỏ với khối lượng dưới 0,4 lần khối lượng Mặt Trời có sự đối lưu xảy ra toàn bộ trong sao và ngăn cản việc hình thành lõi heli. Đối với hầu hết các sao, các đới đối lưu sẽ thay đổi theo thời gian khi sao già đi và cấu trúc bên trong của sao thay đổi.

Phần của ngôi sao mà một người quan sát nhìn thấy gọi là quang quyển. Đây là lớp mà tại đó plasma của sao trở nên trong suốt đối với ánh sáng. Từ vùng này, năng lượng được tạo ra ở lõi tự do phát tán vào không gian. Trong quang quyển có các vết đen Mặt Trời, là những khu vực có nhiệt độ thấp hơn xuất hiện trên quang quyển.

Trên quang quyển là khí quyển của sao. Đối với các sao ở dải chính như Mặt Trời, lớp thấp nhất của khí quyển là vùng sắc quyển mỏng, nơi các tai lửa (spicule) xuất hiện và các chớp lửa sao (flare star) hình thành. Vùng này được bao quanh bởi một lớp chuyển tiếp, nơi nhiệt độ tăng nhanh trong khoảng cách chỉ 100 km. Bên ngoài vùng này là quầng (corona), hay còn gọi là vành nhật hoa đối với Mặt Trời, là một vùng plasma siêu nóng có thể mở rộng ra không gian hàng triệu km. Sự tồn tại của quầng dường như không phụ thuộc vào đới đối lưu ở các lớp bên ngoài của sao. Mặc dù nhiệt độ rất cao, quầng phát ra rất ít ánh sáng và thường chỉ nhìn thấy trong nhật thực.

Từ quầng, gió sao mang các hạt plasma lan tỏa ra ngoài từ ngôi sao và tương tác với môi trường liên sao. Đối với Mặt Trời, ảnh hưởng của gió Mặt Trời mở rộng đến vùng bong bóng của nhật quyển (heliosphere).

Chu trình phản ứng tổng hợp hạt nhân

Trong lõi của các sao, nhiều phản ứng tổng hợp hạt nhân khác nhau xảy ra, tùy thuộc vào khối lượng và thành phần của sao, được gọi là phản ứng tổng hợp hạt nhân sao. Sau khi phản ứng tổng hợp, tổng khối lượng của các hạt nhân nguyên tử giảm so với tổng khối lượng các hạt ban đầu. Sự mất mát khối lượng này được giải phóng dưới dạng năng lượng điện từ, theo nguyên lý tương đương khối lượng – năng lượng E = mc².

Quá trình tổng hợp hydro rất nhạy cảm với nhiệt độ; chỉ cần nhiệt độ trong lõi tăng lên một chút cũng đủ làm tăng đáng kể tốc độ phản ứng tổng hợp. Vì vậy, nhiệt độ trong lõi của các sao ở dải chính dao động từ 4 triệu K cho các sao lớp M đến 40 triệu K cho các sao lớp O.

Trong Mặt Trời, với nhiệt độ lõi khoảng 10 triệu K, các hạt nhân hydro kết hợp để tạo thành heli thông qua chuỗi phản ứng proton-proton:

4H → 2H + 2e + 2ν_e (4.0 MeV + 1.0 MeV)

2H + 2H → 2He + 2γ (5.5 MeV)

2He → He + 2H (12.9 MeV)

Trong đó, e là positron, γ là photon tia gamma, ν_e là neutrino, và H và He là các đồng vị của hydro và heli. Năng lượng giải phóng trong các phản ứng này đạt hàng triệu electron vôn, dù mỗi phản ứng riêng lẻ có vẻ nhỏ. Tuy nhiên, hàng triệu phản ứng xảy ra liên tục trong Mặt Trời, tạo ra đủ năng lượng để duy trì sự bức xạ của sao.

Ở những ngôi sao có khối lượng lớn hơn, heli được tạo ra qua một chu trình phản ứng mà cacbon đóng vai trò xúc tác—chu trình cacbon-nitơ-oxy.

Ở những sao có lõi nóng đến 100 triệu K và khối lượng từ 0,5 đến 10 lần khối lượng Mặt Trời, heli có thể chuyển thành cacbon qua quá trình ba-alpha (triple-alpha process), với beryli là nguyên tố trung gian:

He + He + 92 keV → Be

He + Be + 67 keV → C

C → C + γ + 7.4 MeV

Đối với toàn bộ chu trình phản ứng:

3He → C + γ + 7.2 MeV

Ở những ngôi sao có khối lượng lớn, các nguyên tố nặng hơn có thể bị đốt cháy trong lõi đang co lại thông qua các quá trình đốt cháy neon và oxy. Giai đoạn cuối cùng của quá trình tổng hợp hạt nhân sao là quá trình đốt cháy silic, với sản phẩm tạo ra là đồng vị sắt-56 bền. Phản ứng tổng hợp không thể tiếp tục đối với sắt, và năng lượng chỉ có thể được tạo ra nhờ sự suy sụp hấp dẫn.

Ví dụ dưới đây minh họa thời gian cần thiết để một ngôi sao có khối lượng gấp 20 lần Mặt Trời tiêu thụ toàn bộ nhiên liệu hạt nhân của nó. Là một sao lớp O thuộc dải chính, nó có đường kính gấp 8 lần Mặt Trời và độ sáng gấp 62.000 lần độ sáng của Mặt Trời.

• Quá trình tiến hóa của sao
• Các loại sao
• Hệ sao
• Nhóm sao

Chú giải

Ghi chép

Tài liệu tham khảo

• Pickover, Cliff (2001). Những Ngôi Sao Trên Thiên Đường. Oxford University Press. ISBN 0-19-514874-6.
• Gribbin, John (2001). Hạt Vụn: Siêu Nova và Cuộc Sống - Kết Nối Vũ Trụ. Mary Gribbin. Yale University Press. ISBN 0-300-09097-8.
• Hawking, Stephen (1988). Lịch Sử Thời Gian. Bantam Books. ISBN 0-553-17521-1.

Các liên kết bên ngoài

• Green, Paul J (2005). “Ngôi sao”. World Book Online Reference Center. World Book, Inc. Xem bản gốc ngày 8 tháng 5 năm 2005. Truy cập ngày 20 tháng 8 năm 2010. Tham số không rõ |= đã bị bỏ qua (trợ giúp)
• Kaler, James. “Chân dung các Vì sao và Chòm sao”. Đại học Illinois. Truy cập ngày 20 tháng 8 năm 2010.
• “Truy vấn ngôi sao theo mã định danh, tọa độ hoặc mã tham chiếu”. SIMBAD. Trung tâm dữ liệu thiên văn Strasbourg. Truy cập ngày 20 tháng 8 năm 2010.
• “Phân loại các sao biến đổi - Cách phân loại sao”. Hội thiên văn Nam Australia. Truy cập ngày 20 tháng 8 năm 2010.
• “Bản đồ sao”. Cộng đồng kính thiên văn Dobsonian. Lưu trữ bản gốc ngày 4 tháng 12 năm 2012. Truy cập ngày 20 tháng 8 năm 2010. Tham số không rõ |= đã bị bỏ qua (trợ giúp) Xem các ngôi sao tại vị trí của bạn
• Prialnick, Dina; Wood, Kenneth; Bjorkman, Jon; Whitney, Barbara; Wolff, Michael; Gray, David; Mihalas, Dimitri (2001). “Bài giảng về tính chất vật lý, sự hình thành và tiến hóa của các ngôi sao”. Đại học St. Andrews. Lưu trữ bản gốc ngày 11 tháng 2 năm 2021. Truy cập ngày 20 tháng 8 năm 2010.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
• (tiếng Việt) Sao trong Từ điển bách khoa Việt Nam