TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TPHCM
KHOA VẬT LÝ

________________..______________

BÀI TIỂU LUẬN:

SAO BIẾN QUANG

Giảng viên :
Sinh viên:

Thầy Cao Anh Tuấn
1. Đặng Thị Hồng Loan K40.102.041
2. Nguyễn Thị Thảo Duy K40.102.013
3. Phạm Thị Cẩm Ngọc K40.102.053
4. Đoàn Phương Quang Lưu K40.102.047
5. Phạm Hoàng Thảo K40.102.082
6. Vũ Thị Thùy Trang K40.102.093
TP. Hồ Chí Minh, tháng 10/2015
1


Sao biến quang

MỤC LỤC
A.MỞ ĐẦU .....................................................................................................................................1
B.NỘI DUNG..................................................................................................................................4
I.SAO BIẾN QUANG LÀ GÌ? ....................................................................................................4
II.LỊCH SỬ NGHIÊN CỨU.........................................................................................................4
III.PHÂN LOẠI SAO BIẾN QUANG .........................................................................................7

có lúc chúng lại mờ đi, trông thật là huyền ảo. Tại sao lại có những ngôi sao như
thế? Các sao đó có tên là gì? Chúng có đặc điểm ra sao? Ta có thể quan sát bằng
mắt thường không? Và bài tiểu luận này sẽ cung cấp cho các bạn những khái niệm
cơ bản nhất về sao biến quang, có mấy loại sao này, và các nhà khoa học đã nghiên
cứu ra sao? Quan trọng hơn cả là làm sao ta có thể quan sát sao ấy.
Nhóm thực hiện

3


Sao biến quang

NỘI DUNG

I.SAO BIẾN QUANG LÀ GÌ?
Sao biến quang hiểu một cách đơn giản là một ngôi sao có độ sáng thay đổi.
Sao biến quang có chu kì sáng thay đổi đều đặn hoặc không đều đặn. Chu kì biến
đổi của độ sáng từ vài giờ đến hàng năm.Biên độ dao động của độ sáng có thể dao
động từ vài phần trăm của cấp sao đến 15-17 cấp sao. Có rất nhiều nguyên nhân
khác nhau gây nên sự biến đổi này. Đối với một số ngôi sao, sự thay đổi này chỉ
diễn ra trong một vài giờ, nhưng đối với một số ngôi sao khác, chúng kéo dài trong
nhiều năm.

II. LỊCH SỬ NGHIÊN CỨU
Ngay từ thời cổ, con người đã nhận thấy rằng sự tương quan giữa vị trí phân
bố của các sao và độ sáng của chúng hầu như không thay đổi, do đó đã đi đến triết
luận về tính bất biến của thế giới phía trên mặt trăng, ngược lại với thế giới từ Mặt
trăng trở xuống. Kết luận này tuy thế cũng mâu thuẫn với một vài hiện tượng đã
biết từ lâu, tuy không hay gặp lắm trong quan sát. Thỉnh thoảng trên trời lại xuất
hiện những ngôi sao mới: chúng bừng lên, đôi khi sáng rực khác thường (thậm chí

khoảng một vạn trong số đó do một người phát hiện ra: nhà thiên văn Đức Cunô
Hôpmâyxtơ), và con số này đang tăng lên rất nhanh nhờ các phương pháp quan
trắc chính xác, hiện đại.
5


Sao biến quang
Năm 1908 nhà thiên văn người Mĩ Henrietta Leavitt đã chỉ ra một quy luật
đáng chú ý mà sao Cepheid tuân theo. Trong công việc hàng ngày so sánh các bức
ảnh chụp bà phát hiện thấy sao biến quang sáng hơn trên một số ảnh chụp và mờ
nhạt hơn trên một số ảnh khác chụp tại những thời điểm khác nhau. Leavitt lưu ý
thấy sao biến quang càng sáng thì chu kỳ của nó càng dài. 16 sao biến quang
Leavitt đo đều thuộc cùng một nhóm sao, đám mây Magellan nhỏ. Như vậy chúng
đều xấp xỉ cùng một khoảng cách đến Trái đất. Do đó, cường độ biểu kiến (độ sáng
quan sát thấy) của chúng liên quan trực tiếp đến cường độ tuyệt đối (độ sáng thực
chất khi nhìn từ một khoảng cách chuẩn tùy ý) của chúng. Kết luận đó là một
“quan hệ chu kỳ- độ sáng”- chu kỳ hoặc thời gian càng dài, từ độ sáng cực đại của
Cepheid tới cực tiểu và quay trở lại cực đại, thì độ sáng thực chất của ngôi sao
càng lớn.

Sao biến quang V838

6


Sao biến quang

III. PHÂN LOẠI SAO BIẾN QUANG
Độ sáng của sao biến quang thay đổi ngẫu nhiên hay tuần hoàn bởi những
tính chất nội tại của chúng hoặc do tác động của bên ngoài. Phần lớn các sao trong

nhân của nó.
Người ta chia sao biến quang co nở làm 2 kiểu: Sao biến quang tuần hoàn
như sao biến quang Cepheid và sao RR Lyrae (có độ sáng thay đổi một cách đều
đặn trong một chu kỳ xác định) và sao biến quang bán tuần hoàn (có độ sáng biến
thiên không đều trong một chu kỳ không xác định)

III.1.2.MỘT SỐ SAO BIẾN QUANG CO NỞ
III.1.2.1 SAO CEPHEID

8


Sao biến quang

Sao biến thiên kiểu Cepheid có cấp sao tuyệt đối tỉ lệ với chu kỳ biến quang
của nó.Sao biến quang có chu kì chính xác, tỉ lệ thuận với độ trưng, dùng để xác
định khoảng cách đến chúng khi biết chu kỳ biến quang, cũng như là xác định
khoảng cách đến các thiên hà khác (VD: Năm 2004, bằng phương pháp đo các sao
biến quang Cepheid, người ta xác định được khoảng cách tới thiên hà Andromeda
là 2.51± 0,13 triệu nas). Sao biến quang δ Cepheid trong chòm Cepheus có chu kỳ
chính xác là 5,37 ngày.
Sao biến quang Cepheid là một trong số các sao mạch động. Tên gọi ngôi
sao này xuất phát từ một trong những ngôi sao đầu tiên kiểu này được phát hiện:
sao δ Cephei (chòm Tiên Vương). Cepheid là các sao có độ trưng cao và nhiệt độ
vừa phải (các sao kềnh vàng): Trong quá trình tiến hóa chúng được cấu tạo đặc
biệt: ở độ sâu nhất định xuất hiện một lớp tích tụ năng lượng đến từ lòng sâu, rồi
9


Sao biến quang

Cepheid nào khác, rồi biểu diễn đồ thị cường độ tuyệt đối của sao. So sánh cường
độ tuyệt đối (“thật sự”) ước tính này với cường độ biểu kiễn quan sát được sẽ
mang lại khoảng cách, vì độ sáng giảm theo bình phương của khoảng cách.
Các sao Xêphêit đóng vai trò quan trọng trong thiên văn. Năm 1908, nhà
thiên văn nữ người Mỹ Henrietta Livit, khi nghiên cứu các sao Xêphêit ở một trong
11


Sao biến quang
những thiên hà gần nhất là Mây Magienlăng Nhỏ, đã chú ý thấy rằng các sao này
càng sáng nếu chu kỳ thay đổi độ sáng của chúng càng lớn. Kích thước của Mây
Magienlăng. Nhỏ không lớn so với khoảng cách đến nó điều đó có nghĩa là sự khác
nhau về độ sáng biểu kiến phản ánh sự khác nhau về độ trưng. Nhờ quan hệ phụ
thuộc chu kỳ- độ trưng mà Livit tìm ra, có thể dễ dàng tính khoảng cách đến từng
sao Xêphêit, sau khi đo độ sáng trung bình của sao và chu kì biến quang của nó.
Bởi vì các sao kềnh khá sáng nên có thể sử dụng các sao Xêphêit để xác định các
khoảng cách đến tận các thiên hà tương đối xa, nơi mà người ta quan sát thấy các
sao này.
Còn một nguyên nhân thứ hai về vai trò đặc biệt của sao Xêphêit. Vào những
năm 1960 nhà thiên văn Liên xô Yuri Nicôlaiêvich Ephrêmôp đã xác lập rằng chu
kì của sao Xêphêit càng dài thì sao càng trẻ. Theo quan hệ phụ thuộc chu kỳ - tuổi
không khó xác định tuổi của mỗi sao Xêphêit. Chọn ra các sao có các chu kì lớn
nhất và nghiên cứu các nhóm sao có mặt chúng, các nhà thiên văn nghiên cứu được
những cấu trúc trẻ nhất của các Thiên hà.
Hơn các sao động mạch khác, các Xêphêit xứng đáng với tên gọi biến quang
theo chu kỳ. Mỗi chu kỳ thay đổi độ sáng kế tiếp thường lặp lại rất chính xác chu
kỳ trước.Tuy nhiên cũng gặp những ngoại lệ mà ngoại lệ được biết nhiều nhất
trong số đó là sao Bắc Cực. Đã từ lâu người ta khám phá ra rằng nó thuộc hàng ngũ
Xêphêit, tuy nó thay đổi độ sáng trong giới hạn rất nhỏ. Nhưng vào các thập kỷ gần
đây, các dao động này tắt dần và đến những năm 1990, thì các sao Bắc Cực hầu

giãn 2 tháng, chúng ta có thể lập tức suy ra độ trưng của nó, L=104 Lo. Mỗi khi
chúng ta đo thông lượng F, chúng ta có thể xác định khoảng cách của sao Cephei.
Khi một ngôi sao Cephei được quan sát thấy trong một thiên hà, chúng ta có thể
13


Sao biến quang
biết không chì khoảng cách của sao Cephei ấy mà còn biết khoảng cách của toàn
thiên hà vì tất cả hàng triệu ngôi sao trong thiên hà này trong thực tế có cùng
khoảng cách đối với chúng ta.

III.1.2.2 SAO MIRA
Các sao biến quang loại Mira, đặt tên theo sao Mira Ceti, có chu kì dài ngày.
Hầu hết chúng là những sao lạnh nhưng sáng, với độ sáng gấp 3000 lần Mặt
Trời.Các sao kiểu Mira có biên độ sáng dao động ít nhất là 10 lần, và đôi khi là
1000 lần. Chu kỳ của chúng từ 100 đến 500 ngày. Hầu hết các sao khổng lồ lạnh và
siêu khổng lồ được xếp vào loại sao biến quang bán tuần hoàn. Sao Betelgeuse,
một sao đỏ siêu khổng lồ đánh dấu vai trái của thợ săn trong chòm Orion là một
sao biến quang không tuần hoàn với dao động ngẫu nhiên của độ sáng, chu kì
khoảng 6 năm. Tuy nhiên, sự thay đổi độ sáng này là rất nhỏ và hiếm khi thấy bằng
mắt thường. Kiểu Mira, còn có các sao mirit, là những sao kềnh đỏ thay đổi độ
sáng tới vài cấp sao theo chu kỳ trung bình từ vài tháng đến một năm rưỡi.

Mira Stars

14


Sao biến quang




Sao biến quang
được đặt tên là sao biến quang Orion.m không hiếm khi chúng cũng được gọi là
các sao biến quang kiểu T Tauri, theo tên của một ngôi sao biến quang trẻ ở chòm
Con Trâu. Các sao biến quang Orion thường thay đổi độ sáng một cách lung tung
nhưng đôi khi, cùng dò thấy hiệu chu kì liên quan tới sự quay quanh trục.
Chúng ta chỉ mới biết cả thảy hai ba chục ngôi sao kiểu R Coronae Borealis
(chòm Bắc Miện) lý thú mà dấu hiệu đặc trưng của chúng, nói một cách bóng bẩy
là “nổ đảo ngược”. Ngôi sao đã cung cấp tên gọi cho kiểu sao biến quang này, đôi
khi đột ngột giảm độ sáng và cấp sao (tới 8 cấp sao), rồi sau đó chầm chậm, trong
hàng tuần hoặc thậm chí hàng tháng mới phục hồi độ sáng. Khí quyển các sao này
có thành phần hóa học khác thường: trong chúng hầu như vắng mặt nguyên tố phổ
biến nhất trong vũ trụ là hyđrô, nhưng lại có nhiều hêli và cacbon. Người ta cho
rằng cacbon tập trung ở các dòng vật chất chảy từ bề mặt sao ra ngoài tạo thành
một lớp “bồ hóng” hấp thụ ánh sáng. Ở một vài sao kiểu R Coronae Borealis còn
ghi nhận được các mạch đập xung với chu kỳ hàng chục ngày.

III.2.1. SAO MỚI (NOVAE)
Sao mới thực ra không phải là sao mới sinh ra, mà là các sao đã già. Trong đa
số các sao biến quang nổ, ngôi sao được khí chảy sang là lùn trắng. Nếu trên bề
mặt của nó tích tụ nhiều vật chất và các phản ứng nhiệt hạch bắt đầu đột ngột, thì
sẽ quan sát thấy vụ nổ của sao mới. Trong phần phổ nhìn thấy được độ sáng khi nó
tăng vọt lên không dưới 6 cấp sao, đôi khi còn mạnh hơn nhiều (sao mới V 1500
chòm Thiên Nga nổ năm 1975 đã tăng độ sáng lên khoảng 19 cấp sao. Vụ nổ sao
kéo dài đầy đủ quãng một năm hoặc hơn. Khi một sao trong hệ sao đôi trở thành
sao lùn trắng còn sao kia vẫn ở giai đoạn bình thường thì sao lùn trắng có thể hút
vật chất của sao thường (vì mật độ vật chất của lùn trắng rất lớn, nên lực hút rất
mạnh, vật chất của sao thường phần lớn là hydro chưa bị đốt. Khi bề mặt sao lùn
17

III.2.2. SAO SIÊU MỚI (SUPERNOVAE)
Tuy bề ngoài có vẻ giống vụ nổ sao mới nhưng hiện tượng sao siêu mới
(supernovae) lại có bản chất hoàn toàn khác: chắc có lẽ đó là một trong những giai
đoạn cuối cùng trong đời ngôi sao khi nó co lại một cách thảm họa, sau khi mất đi
các nguồn năng lượng nhiệt hạch chủ yếu.

19


Sao biến quang
Sự bộc phát sao siêu mới diễn ra mảnh liệt hơn sao mới rất nhiều. Nó để lại
tàn dư trong vũ trụ cùng với nhiều bức xạ Synchrotron mà ta còn có thể quan sát
được hàng ngàn năm sau. Nổi tiếng là vụ sao Khách, tức sao lạ theo thiên văn
Trung Quốc cổ- là vụ nổ sao siêu mới ở chòm sao Kim Ngưu (Taurus) tạo nên tinh
vân Cua (Crab) năm 1054. Hay gần đây, 1987, vụ nổ trong thiên hà đại tinh vân
Magellan.
Sao siêu mới có hai loại I, II với các đặc tính khác nhau. Ta sẽ hiểu rõ vai trò
sao siêu mới trong sự tiến hóa của các sao, đặc biệt hiểu được cơ chế tạo thành các
nguyên tố nặng và cả sự tạo thành một loại sao đặc biệt: sao nơtron

20


Sao biến quang

Sao siêu mới Kepler

Tàn tích sao siêu mới nổi tiếng Cassiopeia A (Cas A) cách chúng ta
11 nghìn năm ánh sáng. Ánh sáng từ vụ nổ mới truyền đã tới trái
đất 330 năm trước. Các đám mây khí bụi còn lại vẫn đang tiếp tục

III.3.2.1. SAO ALGOL
Một ví dụ nổi bật về sự che khuất trong hệ sao đôi đó là hệ sao Algol trong
chòm Thiên Vương (Cepheus). Nó biến đổi cấp sao một cách đều đặn từ 2,3 đến
3,5 trong chu kỳ 2,87 ngày. Sao Algol được các nhà thiên văn Ai Cập phát hiện ra
từ hơn 1000 năm trước. Ngày nay người ta phát hiện ra Algol là một hệ sao đôi
chuyển động quanh tâm chung với chu kỳ 2 ngày 20 giờ 49 phút. Trong hệ sao này
các thành phần không quá gần nhau, vì thế, hình dạng của chúng ít bị tương tác
làm méo lệch và chúng có dạng gần như hình cầu. Các sao biến quang tương tự
gần như sao Algol hầu như không thay đổi độ sáng, chừng nào không bị che khuất.
Phát hiện kiểu biến quang này không đơn giản, vì thời gian che khuất thường
không lớn so với khoảng thời gian còn lại, khi độ sáng của sao không đổi. Nhưng
cũng gặp các sao biến quang che khuất kiểu khác. Các sao thành phần của chúng
có hình elipxôit thuôn dài do lực hút quá mạnh của mỗi sao tác động đến sao
kia.Khi các vật hình dạng như vậy quay trên quỹ đạo thì độ sáng biến thiên liên tục
và tương đối khó xác định sự che khuất bắt đầu vào thời điểm nào.

Sao Algol

23


Sao biến quang
III.3.2.2. MẶT TRỜI
Độ sáng có thể không giữ nguyên vì trên bề mặt sao có các vết tối hay vết
sáng. Khi quay quanh trục, ngôi sao hướng về phía người quan sát trên Trái Đất lúc
thì phía sáng hơn, lúc thì phía tối hơn. Trên một số sao lùn lạnh các vết cũng giống
như các vết Mặt Trời, nhưng vì chúng chiếm phần lớn đĩa sao nên sự biến quang
khi xoay quanh trục trở nên rất rõ rệt.
Mặt trời có các vết đen nhỏ nếu quan sát Mặt Trời từ xa như một ngôi sao thì
gần như không thấy có sự biến quang. Từ Trái Đất quan sát lại càng khó thấy hơn

của chúng: độ sáng thực của chúng càng lớn thì chu kỳ thay đổi độ sáng càng dài.
Từ đó các nhà khoa học thông qua quan trắc chu kỳ thay đổi độ sáng của các biến
tinh để tìm ra độ sáng thực của chúng và cuối cùng là tìm ra khoảng cách giữa
chúng tới Trái Đất. Đối với các sao biến quang ở ngoài hệ Ngân hà cũng vậy chúng
giống như những tháp đèn đặc biệt đặt trên hòn đảo lẻ loi trong vũ trụ, độ sáng
luôn thay đổi của chúng như phát tín hiệu cho các nhà thiên văn học biết độ xạ của
chúng. Do các sao này rất có ích trong việc đo đạc thiên văn nên chúng được các
nhà thiên văn gọi là “thước đo trời”
25