Tại sao các ngôi sao có màu sắc khác nhau?

Các ngôi sao là những thiên thể có thể phát ra ánh sáng của riêng chúng. Khoảng hai trăm năm trước, người ta tin rằng ánh sáng do các ngôi sao phát ra

Khi nhìn bầu trời vào một đêm quang đãng, bạn sẽ dễ dàng bắt gặp hàng trăm, thậm chí hàng nghìn ngôi sao trải dài trên bầu trời. Và sẽ không khó để tìm thấy một số chòm sao khá nổi tiếng trên bầu trời, chẳng hạn như chòm sao Đại Hùng, chòm sao Cá đuối và nhiều chòm sao khác nữa. Nếu bạn quan sát kỹ, chắc chắn bạn có thể tìm thấy những điều độc đáo về các vì sao.

Ngoài vô số ngón tay, chúng ta còn biết rằng các ngôi sao có kích thước, màu sắc và độ tỏa sáng khác nhau từ ngôi sao này sang ngôi sao khác. Tuy nhiên, bạn đã bao giờ nghĩ tại sao màu sắc của các ngôi sao trên bầu trời đêm lại khác nhau? Và tại sao các ngôi sao dường như lấp lánh? Để trả lời câu hỏi này, đây là một lời giải thích.

Những ngôi sao đầy màu sắc

Các ngôi sao là những thiên thể có thể phát ra ánh sáng của riêng chúng. Khoảng hai trăm năm trước, người ta tin rằng ánh sáng do các ngôi sao phát ra sẽ có màu trắng. Tuy nhiên, khi nghiên cứu sâu hơn, hóa ra các ngôi sao phát ra ánh sáng đầy màu sắc. Nó bắt đầu khi các nhà khoa học bắt đầu nghiên cứu về ánh sáng và sóng ánh sáng. Ánh sáng được tạo ra phụ thuộc vào bước sóng, trong khi bước sóng cũng có thể thay đổi dựa trên nhiệt độ do ngôi sao phát ra.

Nếu ví như một thanh sắt bị nung nóng thì thanh sắt sẽ chuyển sang màu đỏ, sau đó sẽ có màu trắng và sẽ chuyển sang màu xanh lam nếu bị nung nóng liên tục. Đối với các ngôi sao cũng vậy. Màu sắc của các ngôi sao mà chúng ta nhìn thấy trên bầu trời là do sự chênh lệch nhiệt độ hoặc nhiệt độ sở hữu bởi một ngôi sao khác giữa các ngôi sao khác. Màu xanh do ngôi sao phát ra, có thể nói ngôi sao có nhiệt độ rất nóng khi so sánh với những ngôi sao tạo ra ánh sáng đỏ. Điều tương tự cũng xảy ra đối với bếp từ, ngọn lửa đỏ không nóng bằng ngọn lửa xanh nên hầu hết bếp gas sẽ tạo ra ngọn lửa xanh.

Màu sắc do các ngôi sao tạo ra là do nhiệt độ bề mặt của mỗi ngôi sao. Nếu phân loại theo màu bắt đầu từ đỏ, vàng, trắng đến xanh, mỗi loại có nhiệt độ khoảng 3.000, 4.000, 6.000,> 8.000 và 20.000 – 50.000 độ kelvin. Trong khi mặt trời, được gọi là trung tâm của hệ mặt trời và cũng là các ngôi sao, phát ra ánh sáng màu vàng, có nghĩa là nhiệt độ của mặt trời vào khoảng 6.000 độ kelvin.

Ngoài ra, ánh sáng do các ngôi sao phát ra còn phụ thuộc vào màu sắc của bước sóng điện từ bị ảnh hưởng mạnh bởi nhiệt độ bề mặt của ngôi sao. Ví dụ, một ngôi sao phát sáng màu xanh lam có nghĩa là nó có bước sóng ngắn và nhiệt độ rất cao. Trong khi các màu khác như đỏ, vàng, v.v. có bước sóng lớn, nó cũng cho thấy nhiệt độ của ngôi sao không quá nóng.

Có những yếu tố khác ảnh hưởng đến màu sắc của các ngôi sao. Các ngôi sao có nhiều nguyên tố, trong đó các nguyên tố này khi tiếp xúc với bầu khí quyển của Trái đất sẽ làm thay đổi bước sóng của ánh sáng do ngôi sao phát ra. Kết quả là màu sắc xuất hiện và trông như thể chúng đã thay đổi.

Những ngôi sao lấp lánh

Nếu chúng ta chú ý, các ngôi sao trên bầu trời trông giống như chúng đang lấp lánh. Điều này là do ánh sáng do ngôi sao tạo ra trước tiên phải đi qua bầu khí quyển của Trái đất. Trong khi đó, nhiệt độ của ánh sao không phải lúc nào cũng ổn định và mật độ cũng không giống nhau nên đến một thời điểm nhất định, ngôi sao sẽ liên tục thay đổi vị trí.

Ngoài nhiễu động xảy ra trong bầu khí quyển của Trái đất, nó cũng có một vai trò. Bầu khí quyển của Trái đất hỗn loạn bởi gió giật và các xoáy tạo thành quay và lan rộng mọi lúc. Điều này dẫn đến việc hình thành một thấu kính tự nhiên (lăng kính) có thể bẻ cong ánh sáng sao. Vì vậy, ánh sao đó sẽ gặp hiện tượng khúc xạ khi đi qua tầng khí quyển sẽ xuất hiện hiện tượng lấp lánh.

Phân loại sao

Trong thiên văn học, các ngôi sao được phân loại dựa trên cường độ của các vạch hấp thụ trong mẫu quang phổ và độ sáng của chúng. Cường độ của vạch hấp thụ, đặc biệt là vạch hấp thụ nguyên tử hiđrô, thu được từ việc phân tích dạng quang phổ của các ngôi sao dựa trên kết quả quan sát quang phổ. Đối với kết quả của độ sáng được thực hiện bằng cách thực hiện các quan sát trắc quang.

Năm 1867, một nhà thiên văn học tên là Angelo Secchi đã tiến hành nghiên cứu khoảng 4.000 quang phổ của các ngôi sao bằng lăng kính vật kính. Những quan sát chỉ sử dụng mắt thường, ông đã phân loại các ngôi sao thành ba lớp. Loại I màu trắng, là sao có vạch hấp thụ rất mạnh từ các nguyên tử hydro, loại II có màu vàng, là sao có vạch hấp thụ rất mạnh từ các ion kim loại, và loại III có màu đỏ, là sao có dải hấp thụ rộng. . Năm sau, Secchi đưa vào một số ngôi sao có đường hấp thụ hoa văn kỳ lạ, rất hiếm và tương tự nhưng không giống loại III đến mức chúng được xếp vào loại IV.

Năm 1886, Edward Charles Pickering đã tiến hành nghiên cứu về quang phổ của các ngôi sao bằng phương pháp chụp ảnh sử dụng lăng kính tại Đài thiên văn Harvard. Để làm cơ sở cho nghiên cứu của Secchi, các nhà thiên văn học phân loại các ngôi sao dựa trên các vạch hấp thụ mạnh được tìm thấy trong chuỗi Balmer của hydro trung tính (H, I), mở rộng phân loại các ngôi sao và đổi tên phân loại bằng các chữ cái A, B, C thành P Chữ A nghĩa là nó có vạch hấp thụ nguyên tử hydro mạnh nhất.

Phân loại Harvard

Pickering và một số trợ lý của ông đã bắt đầu một dự án lớn để phân loại quang phổ của các ngôi sao. Từ năm 1911 đến năm 1949, có khoảng 400.000 ngôi sao được đăng ký trong danh mục của Henry Draper, cái tên được chọn vì ông là nhà tài chính và người tiên phong trong nghiên cứu quang phổ ảnh của Mỹ. Nghiên cứu này phát hiện ra rằng có một sự đều đặn tồn tại trong tất cả các vạch quang phổ do đó việc phân loại các ngôi sao nếu được sắp xếp thành O, B, A, F, G, K, M. Trong khi đối với các lớp khác, nó bị bỏ qua vì không tìm thấy một số người trong số họ là cùng một lớp.

Để phân loại dễ dàng hơn, hãy sử dụng cụm từ “Oh Be A Fine Girl Kiss Me”. Lúc đầu, trật tự được tạo ra bởi sự khác biệt trong thành phần hóa học của bầu khí quyển của các ngôi sao. Và chỉ được nhận ra nếu thứ tự là thứ tự của nhiệt độ trên bề mặt của ngôi sao. Nghiên cứu này đã được chứng minh bởi Cecilia Payne – Gaposchkin vào năm 1925.

Các sao hạng O, B và A được gọi là các sao hạng sớm. Trong khi K và M là những ngôi sao đi học muộn. Thuật ngữ này xuất hiện vào khoảng đầu thế kỷ 20, bởi vì các chữ cái A và B ở đầu bảng chữ cái, trong khi K và M ở thứ tự cuối cùng. Các lý thuyết tiếp tục phát triển cho đến khi ngôi sao cuối cùng bắt đầu sự sống như một ngôi sao đầu “lớp sớm” với nhiệt độ rất nóng và giảm dần nhiệt độ đến một ngôi sao lớp muộn, nhưng lý thuyết này không được chứng minh.