Có 4 ngôi sao phát ra ánh sáng có các màu đỏ lam tím vàng ngôi sao nào có nhiệt độ bề mặt cao nhất Mới nhất

Kinh Nghiệm về Có 4 ngôi sao 5 cánh phát ra ánh sáng có những red color lam tím vàng ngôi sao 5 cánh nào có nhiệt độ mặt phẳng cao nhất Chi Tiết

Bạn đang tìm kiếm từ khóa Có 4 ngôi sao 5 cánh phát ra ánh sáng có những red color lam tím vàng ngôi sao 5 cánh nào có nhiệt độ mặt phẳng cao nhất được Update vào lúc : 2022-04-17 18:50:06 . Với phương châm chia sẻ Mẹo Hướng dẫn trong nội dung bài viết một cách Chi Tiết 2022. Nếu sau khi tìm hiểu thêm tài liệu vẫn ko hiểu thì hoàn toàn có thể lại Comments ở cuối bài để Mình lý giải và hướng dẫn lại nha.

Nhiệt độ màu là một khái niệm được rút ra từ định luật bức xạ của Planck. Chúng ta đều biết rằng một vật khi nóng thì nó sẽ phát sáng, quang phổ liên tục mà nó phát ra tùy từng nhiệt độ của vật, vì thế khi quan sát quang phổ của một vật nóng toàn bộ chúng ta hoàn toàn có thể ước lượng được nhiệt độ của nó. Khi quan sát bức xạ của một vật đen tuyệt đối Planck đã phát hiện ra rằng ở một nhiệt độ T nhất định thì vật sẽ phát ra một quang phổ liên tục với cường độ sáng thay đổi theo tần số. Tần số ánh sáng được phát xạ mạnh nhất tùy từng nhiệt độ tuyệt đối của vật. (ví dụ một vật nếu có nhiệt độ là 1500K (khoảng chừng hơn 1200 °C) thì sẽ phát ra ánh sáng có màu cam là mạnh nhất, vật có nhiệt độ là 3000K thì phát ra ánh sáng vàng mạnh nhất)

Nội dung chính

Bảng nhiệt độ màu với một số trong những nguồn sáng rất khác nhau

Thời kỳ Trung cổ

Thiên văn sao từ thế kỷ thứ XVII đến nay

Sự hình thành tiền sao

Dải chính

Sau dải chính

Độ tuổi

Thành phần hóa học

Đường kính

Động học

Từ trường

Khối lượng

Sự tự quay

Nhiệt độ

Độ sáng

The CIE 1931 x,y chromaticity space, also showing the chromaticities of black-body toàn thân light sources of various temperatures (Planckian locus), and lines of constant correlated color temperature.

Thông thường ở nhiệt độ càng cao thì bức xạ mạnh nhất mà vật phát ra có bước sóng càng ngắn (thiên về màu xanh hoặc tím). Trong Đk chụp dưới ánh sáng thiên về màu nào thì ảnh thường bị ám màu đó (ví dụ ảnh chụp dưới ánh đèn tròn thì bị ám vàng, vì dây tóc bóng đèn làm bằng tunsten (wolfram) có nhiệt độ khi cháy sáng là 3200K). Vì nguyên do này, người ta dùng khái niệm nhiệt độ màu để chỉ bức xạ (ánh sáng) mạnh nhất được phát ra trong một Đk chiếu sáng nào đó. Chúng ta cần lưu ý rằng những vật có nhiệt độ cao thường phát ra bức xạ mạnh nhất ở màu xanh (trong nhiếp ảnh gọi là màu lạnh) ngược lại những vật có nhiệt độ thấp hơn lại phát ra bức xạ thiên về vàng hoặc cam (trong nhiếp ảnh gọi là màu nóng).

Bảng nhiệt độ màu với một số trong những nguồn sáng rất khác nhau

1000K Ánh nến, đèn dầu.

2000K Rạng đông (sớm hơn Bình minh), đèn Wolfram.

2500K Bóng đèn sợi đốt.

3000K Ánh đèn trong phòng rửa ảnh.

4000K Đèn huỳnh quang.

5000K Ánh sáng ban ngày, đèn flash điện tử.

5500K Trời trong, mặt trời trên đỉnh đầu.

6000K Ánh nắng trong Đk không mây.

7000K Ánh nắng trong tình trạng trời mây.

8000K Trời nhiều mây.

9000K Bóng mát vào trong ngày trời trong.

10,000K Trời nhiều mây đen, chuyển mưa.

11,000K Trời xanh không xuất hiện trời.

20,000K Xế chiều, mặt trời khuất sau núi trong thời gian ngày đẹp trời.

Thực ra trong Đk chụp ở ngoài trời việc thiết lập cân đối trắng phụ thuộc nhiều vào vị trí của mặt trời (thời gian trong thời gian ngày) chính bới trong Đk này chủ thể được chiếu sáng bởi ánh sáng tán xạ của mặt trời trong khí quyển (loại tán xạ này gọi là tán xạ Rayleigh). Thông thường khi khung trời trong thì ánh sáng được tán xạ có màu xanh ứng với nhiệt độ phát xạ của vật đen tuyệt đối là 6000K do vậy nhiệt độ màu thời gian hiện nay toàn bộ chúng ta đặt là 6000K. Khi trời có nhiều mây thì tán xạ Rayleigh của màu xanh trên nền trời bị giảm sút, thời gian hiện nay ánh sáng có bước sóng ngắn (ngắn lại bước sóng của ánh sáng xanh) sẽ tiến hành tán xạ mạnh hơn vì vậy nhiệt độ màu thời gian hiện nay phải để to nhiều hơn trong trường hợp trời quang mây. Đến đây thì toàn bộ chúng ta có một lý giải khá hợp lý cho việc thiết lập nhiệt độ màu trong những Đk rất khác nhau.

Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=Nhiệt_độ_màu&oldid=65414594”

Sao, định tinh, tinh tú hay hằng tinh (tiếng Anh: star) là một thiên thể plasma sáng, có khối lượng lớn được giữ bởi lực mê hoặc. Ngôi sao gần Trái Đất nhất là Mặt Trời, nó là nguồn của hầu hết nguồn tích điện trên Trái Đất. Nhiều ngôi sao 5 cánh khác hoàn toàn có thể nhìn thấy được trên khung trời đêm, khi chúng không biến thành lu mờ đi dưới ánh sáng của Mặt Trời. Về mặt lịch sử, hầu hết những ngôi sao 5 cánh sáng và nhìn thấy bằng mắt thường nằm trên thiên cầu được nhóm lại cùng nhau thành những chòm sao và những mảng sao, những ngôi sao 5 cánh sáng nhất đều được đặt những tên thường gọi riêng. Các khuôn khổ sao mở rộng đã được những nhà thiên văn lập nên, phục vụ những phương pháp định danh sao theo tiêu chuẩn hóa.

Sao

Mặt Trời, ngôi sao 5 cánh gần Trái Đất nhất.

Sao lùn đỏ, Mặt Trời (sao lùn vàng), sao lùn xanh và R136a1.

Sao đôi Thiên Lang sáng nhất khung trời đêm

Sao siêu khổng lồ xanh lam ζ Puppis

Trong phần lớn thời hạn hoạt động và sinh hoạt giải trí của nó, một sao chiếu sáng được là vì những phản ứng tổng hợp hạt nhân tại lõi của nó, giải phóng nguồn tích điện truyền qua Phần bên trong sao và tiếp theo đó bức xạ ra không khí bên phía ngoài. Hầu hết mọi nguyên tố xuất hiện trong tự nhiên nặng hơn heli đều được tạo ra nhờ những ngôi sao 5 cánh, hoặc thông qua quy trình tổng hợp hạt nhân sao trong suốt thời hạn hoạt động và sinh hoạt giải trí của nó hoặc bởi tổng hợp hạt nhân siêu tân tinh khi ngôi sao 5 cánh tiếng nổ. Các nhà thiên văn học xác lập được khối lượng, độ tuổi, thành phần hóa học và nhiều tính chất khác của ngôi sao 5 cánh bằng phương pháp quan sát phổ, độ sáng và hoạt động và sinh hoạt giải trí của nó trong không khí. Khối lượng tổng số của ngôi sao 5 cánh là yếu tố chính trong quy trình tiến hóa sao và sự tàn lụi của nó. Nhiều đặc trưng khác của một sao được xác lập thông qua lịch sử tiến hóa của nó, gồm có đường kính, sự tự quay, hoạt động và sinh hoạt giải trí và nhiệt độ. Một biểu đồ liên hệ giữa nhiệt độ với độ sáng của nhiều ngôi sao 5 cánh, gọi là biểu đồ Hertzsprung-Russell (biểu đồ H-R), được cho phép xác lập được tuổi và trạng thái tiến hóa của một ngôi sao 5 cánh.

Một ngôi sao 5 cánh hình thành từ một đám mây co sụp lại của những vật chất với thành phần cơ bản là hydro, cùng với heli và một số trong những những nguyên tố nặng hơn. Một khi nhân của sao đủ đặc, một số trong những hạt nhân hydro ngay lập tức biến hóa thành heli thông qua quy trình tổng hợp hạt nhân.[1] Phần còn sót lại của lớp trong ngôi sao 5 cánh mang nguồn tích điện từ lõi ra ngoài thông qua quy trình phối hợp giữa bức xạ và đối lưu. Áp suất bên trong ngôi sao 5 cánh ngăn không cho ngôi sao 5 cánh tiếp tục bị co lại dưới ảnh hưởng của chính lực mê hoặc của nó. Đến khi nhiên liệu hydro tại lõi bị hết sạch, những ngôi sao 5 cánh với khối lượng tối thiểu bằng 0,4 lần khối lượng của Mặt Trời[2] khởi đầu nở ra để trong một số trong những trường hợp trở thành một sao khổng lồ đỏ tiếp tục đốt cháy những nguyên tố nặng hơn tại lõi sao hoặc tại những lớp vỏ xung quanh lõi. Ngôi sao tiếp theo đó bước vào quy trình suy biến, tái chế lại một tỷ suất vật chất vào môi trường tự nhiên vạn vật thiên nhiên không khí liên sao, nơi đây sẽ hình thành lên một thế hệ sao mới với một tỷ suất cao những nguyên tố nặng.[3]

Hệ sao đôi và nhiều sao chứa hai hoặc nhiều ngôi sao 5 cánh có link về lực mê hoặc với nhau, và nói chung chúng di tán quanh nhau theo những quỹ đạo ổn định. Khi hai ngôi sao 5 cánh có quỹ đạo tương đối gần nhau, tương tác mê hoặc giữa chúng hoàn toàn có thể có một ảnh hưởng quan trọng lên quy trình tiến hóa của những ngôi sao 5 cánh.[4] Các sao hoàn toàn có thể tập hợp lại thành một cấu trúc link mê hoặc to nhiều hơn, như một quần tinh hay một thiên hà.

Con người đã từng nhóm những vì sao tạo ra những hình ảnh từ thời cổ đại.[5]
Bức họa chòm sao Sư Tử năm 1690 của Johannes Hevelius.[6]

Về mặt lịch sử, những ngôi sao 5 cánh đang trở thành quan trọng riêng với những nền văn minh trên toàn toàn thế giới. Chúng trở thành một phần của tín ngưỡng tôn giáo và đóng vai trò quan trọng trong việc xác định và khuynh hướng. Nhiều nhà thiên văn cổ đại tin rằng những sao nằm cố định và thắt chặt trên một thiên cầu, và chúng không bao giờ thay đổi. Để thuận tiện, những nhà thiên văn đã nhóm những ngôi sao 5 cánh lại thành những chòm sao và sử dụng chúng để theo dõi hoạt động và sinh hoạt giải trí của những hành tinh và suy đoán vị trí của Mặt Trời.[5] Chuyển động của Mặt Trời so với những ngôi sao 5 cánh (và đường chân trời) đã được sử dụng để làm ra dương lịch, và được sử dụng để vận dụng điều tiết trong nông nghiệp.[7] Lịch Gregory hiện tại là lịch được sử dụng nhiều nơi trên toàn thế giới, là dương lịch nhờ vào góc của trục quay Trái Đất liên hệ tương riêng với Mặt Trời.

Bản đồ sao đúng chuẩn cổ nhất cho tới ngày này xuất hiện từ thời Ai Cập cổ đại năm 1534 trước Công nguyên.[8] Danh lục sao được nghe biết sớm nhất đã được biên soạn bởi những nhà thiên văn học Babylon ở Lưỡng Hà vào thời điểm cuối thiên niên kỷ hai trước Công nguyên, trong thời đại Kassite (khoảng chừng 1531-1155 TCN).[9] Danh lục sao thứ nhất của thiên văn học Hy Lạp đã được lập ra bởi Aristillus vào xấp xỉ năm 300 TCN, với việc giúp sức của Timocharis.[10] Danh lục sao của Hipparchus (thế kỷ hai trước Công nguyên) gồm có một.020 ngôi sao 5 cánh và được Ptolemy đưa vào trong danh lục của ông.[11] Hipparchus là người thứ nhất phát hiện ra một sao mới nova được ghi lại trong lịch sử.[12] Rất nhiều tên thường gọi những chòm sao và ngôi sao 5 cánh sử dụng ngày này được bắt nguồn từ thiên văn của người Hy Lạp.

Thời kỳ Trung cổ

Mặc dù xuất hiện như thể không bao giờ thay đổi trên khung trời, những nhà thiên văn Trung Hoa cổ đại đã xác lập là những ngôi sao 5 cánh mới hoàn toàn có thể xuất hiện.[13] Năm 185, lần thứ nhất họ đã quan sát và ghi lại một vụ nổ siêu tân tinh, giờ đây gọi là SN 185.[14] Sự kiện ngôi sao 5 cánh bừng sáng nhất từng được ghi lại trong lịch sử là vụ nổ siêu tân tinh SN 1006, đã được quan sát vào năm 1006 và được ghi chép bởi nhà thiên văn Ai Cập Ali ibn Ridwan và một vài nhà thiên văn Trung Hoa khác.[15] Siêu tân tinh SN 1054 (Thiên Quan khách tinh), tạo ra tinh vân Con Cua, cũng khá được quan sát bởi những nhà thiên văn Trung Hoa và Hồi giáo.[16][17][18]

Một map sao của Tô Tụng (苏颂 hay 蘇頌, Su Song) đời Tống.

Các nhà thiên văn Hồi giáo thời Trung cổ đã đặt tên thường gọi Ả rập cho thật nhiều ngôi sao 5 cánh mà vẫn còn đấy được sử dụng cho tới ngày này, họ đã và đang ý tưởng sáng tạo ra nhiều loại dụng cụ thiên văn học dùng để tính toán vị trí của những ngôi sao 5 cánh. Họ đã xây dựng những viện nghiên cứu và phân tích quan sát lớn thứ nhất, với mục tiêu đó đó là để lập những danh lục sao Zij.[19] Một trong số chúng, cuốn Sách của những ngôi sao 5 cánh cố định và thắt chặt (năm 964) do nhà thiên văn học Ba Tư Abd al-Rahman al-Sufi viết, ông là người đã quan sát thật nhiều ngôi sao 5 cánh, quần tinh (gồm có Omicron Velorum và quần tinh Brocchi) và những thiên hà (gồm thiên hà Andromeda).[20] Vào thế kỷ thứ XI, nhà bác học người Ba Tư Abu Rayhan Biruni đã miêu tả Ngân Hà như thể tập hợp vô số những mảnh với tính chất của những sao mờ, và tính ra vĩ độ của nhiều sao trong quy trình nguyệt thực năm 1019.[21]

Nhà thiên văn Ibn Bajjah người ở Al-Andalus đề xuất kiến nghị là Ngân Hà là tập hợp của nhiều sao mà gần như thể chạm vào nhau và hiện lên là một hình ảnh liên tục do hiệu ứng của khúc xạ từ những vật tư trong không khí, với trích dẫn quan sát của ông về sự việc giao hội của Sao Mộc và Sao Hỏa năm 500 AH (tức 1106/1107 AD) như thể một chứng cứ.[22]

Các nhà thiên văn học Châu Âu thời Trung Cổ như Tycho Brahe đã nhận được ra những sao mới trong khung trời đêm (tiếp theo đó gọi là novae), gợi ra rằng khung trời (thiên đường) không hề không bao giờ thay đổi như trước kia. Vào năm 1584, Giordano Bruno đề xuất kiến nghị rằng những ngôi sao 5 cánh thực sự là những mặt trời khác, và hoàn toàn có thể có những hành tinh ngoài Hệ Mặt Trời, thậm chí còn giống với Trái Đất, xoay quanh chúng,[23] một ý tưởng đã từng được đề cập đến bởi những nhà triết học Hy Lạp Democritus và Epicurus,[24] và bởi những nhà vũ trụ học Hồi giáo Trung cổ[25] như Fakhr al-Din al-Razi.[26] Các thế kỷ tiếp theo, ý tưởng về những ngôi sao 5 cánh như những mặt trời ở xa đã nhận được được sự nhất trí Một trong những nhà thiên văn. Để lý giải tại sao những ngôi sao 5 cánh không tác động mê hoặc đáng kể lên hệ Mặt Trời, Isaac Newton nhận định rằng những ngôi sao 5 cánh được phân loại đều theo mọi hướng, nhờ vào một trong những ý tưởng do nhà thần học Richard Bentley đưa ra.[27]

Thiên văn sao từ thế kỷ thứ XVII đến nay

Nhà thiên văn người Ý Geminiano Montanari đã ghi lại những quan sát về sự việc thay đổi độ sáng của sao Algol năm 1667. Edmond Halley đã công bố những đo đạc thứ nhất về hoạt động và sinh hoạt giải trí riêng của cặp những sao “cố định và thắt chặt” gần, đã cho toàn bộ chúng ta biết chúng đã thay đổi vị trí theo thời hạn từ thời của những nhà thiên văn Hy Lạp Ptolemy và Hipparchus. Đo đạc trực tiếp thứ nhất về khoảng chừng cách đến một ngôi sao 5 cánh (61 Cygni với mức chừng cách 11,4 năm ánh sáng) đã được thực thi bởi Friedrich Bessel năm 1838 sử dụng kĩ thuật thị sai. Các đo đạc thị sai đã cho toàn bộ chúng ta biết sự tách biệt lớn Một trong những sao trên khung trời.[23]

William Herschel.

William Herschel là nhà thiên văn học thứ nhất đã nỗ lực xác lập sự phân loại những ngôi sao 5 cánh trên khung trời. Trong thập niên 1780, ông đã thực thi hàng loạt những đo đạc với 600 hướng rất khác nhau, và đếm số sao quan sát được dọc theo phía nhìn mỗi lần. Từ đây ông rút ra kết luận là số lượng những sao tăng ổn định về một hướng trên khung trời, theo khuynh hướng về lõi Ngân Hà. Con trai ông John Herschel đã lặp lại nghiên cứu và phân tích này ở bán cầu nam và tìm thấy điều tương tự về số lượng sao tăng ổn định theo cùng một hướng.[28] Thêm vào những thành tựu khác của ông, William Herschel cũng để ý quan tâm tới mày mò của ông là một số trong những ngôi sao 5 cánh không riêng gì có nằm dọc theo cùng một phương nhìn, nhưng cũng là những sao sát cánh tạo ra những hệ sao đôi.

Khoa học về quang phổ sao đã được đi tiên phong bởi Joseph von Fraunhofer và Angelo Secchi. Bằng cách so sánh phổ của những sao như sao Sirius với Mặt Trời, họ tìm ra những sự rất khác nhau trong cường độ và số những vạch hấp thụ—những đường tối màu trong phổ của sao là vì sự hấp thụ của bầu khí quyển Trái Đất riêng với những tần số xác lập. Năm 1865 Secchi khởi đầu phân loại sao dựa theo phong cách phổ của chúng.[29] Tuy nhiên, hình thức phân loại sao tân tiến mới được Annie Jump Cannon tăng trưởng trong thập niên 1900.

Việc quan sát những sao đôi khởi đầu tăng thêm một cách quan trọng trong thế kỷ XIX. Năm 1834, Friedrich Bessel đã quan sát sự thay đổi trong hoạt động và sinh hoạt giải trí riêng của sao Sirius, và ông suy luận ra sự tồn tại của một sao sát cánh bị che giấu. Edward Pickering đã lần thứ nhất phát hiện ra quang phổ của hệ sao đôi năm 1899 khi ông quan sát thấy sự tách có tính chu kỳ luân hồi của những vạch phổ của sao Mizar theo chu kỳ luân hồi 104 ngày. Các quan sát rõ ràng của nhiều khối mạng lưới hệ thống sao đôi đã được tích lũy lại bởi những nhà thiên văn William Struve và S. W. Burnham, được cho phép xác lập được khối lượng của sao từ tính toán về những tham số quỹ đạo. Và lời giải cho bài toán xác lập quỹ đạo của những sao đôi từ những quan sát qua kính thiên văn được Felix Savary tìm ra năm 1827.[30]

Thế kỷ thứ XX đã tận mắt tận mắt chứng kiến sự tăng trưởng mạnh mẽ và tự tin của khoa học nghiên cứu và phân tích sao. Kĩ thuật chụp hình đang trở thành một công cụ có mức giá trị cho thiên văn học. Karl Schwarzschild đã mày mò ra màu của một sao, và từ đó là nhiệt độ của sao, chúng hoàn toàn có thể được xác lập bằng phương pháp so sánh giữa độ sáng nhìn thấy và độ sáng của ảnh chụp. Sự tăng trưởng của quang kế quang điện đã được cho phép đo đạc rất đúng chuẩn về độ lớn tại thật nhiều khoảng chừng bước sóng rất khác nhau. Năm 1921 Albert A. Michelson lần thứ nhất đo đường kính sao nhờ một giao thoa kế trên kính thiên văn Hooker.[31]

Sự nghiên cứu và phân tích quan trọng về cơ sở vật lý của ngôi sao 5 cánh đã xuất hiện trong những thập kỷ đầu của thế kỷ hai mươi. Năm 1913, biểu đồ Hertzsprung-Russell được tăng trưởng, thúc đẩy ngành thiên văn vật lý nghiên cứu và phân tích sao. Nhiều quy mô thành công xuất sắc được xây dựng để lý giải cấu trúc bên trong của sao và sự tiến hóa của chúng. Phổ của những sao cũng khá được lý giải thành công xuất sắc nhờ việc tăng trưởng của vật lý lượng tử. Điều này cũng khá được cho phép xác lập được thành phần hóa học của khí quyển một ngôi sao 5 cánh.[32]

Ngoại trừ những siêu tân tinh, những ngôi sao 5 cánh đã được quan sát một cách cơ bản, trước tiên trong những thiên hà Nhóm Địa Phương của toàn bộ chúng ta,[33] và nhất là phần nhìn thấy được của Ngân Hà (như được mô tả rõ ràng trong những danh lục sao trong thiên hà của toàn bộ chúng ta[34]). Nhưng cũng luôn có thể có một số trong những sao được quan sát trong thiên hà M100 của Đám Virgo, cách Trái Đất 100 triệu năm ánh sáng.[35] Trong Siêu đám Địa Phương toàn bộ chúng ta hoàn toàn có thể nhìn thấy những quần tụ sao, và những kính thiên văn hiện tại hoàn toàn có thể quan sát những ngôi sao 5 cánh đơn lẻ mờ nhạt trong Đám Địa Phương— phân giải được những ngôi sao 5 cánh xa đến hàng trăm triệu năm ánh sáng[36] (Xem Cepheid). Tuy nhiên, bên phía ngoài những thiên hà của Siêu đám Địa Phương, chưa tồn tại một ngôi sao 5 cánh đơn lẻ hay một quần tinh được quan sát. Chỉ ngoại trừ hình ảnh của một quần tinh lớn chứa hàng trăm nghìn ngôi sao 5 cánh nằm cách toàn bộ chúng ta 1 tỷ năm ánh sáng[37]—gấp 10 lần khoảng chừng cách đến những quần tinh xa nhất từng được quan sát.

Khái niệm chòm sao đã được biết từ thời kỳ Babylon. Những người cổ đại quan sát khung trời tưởng tượng ra sự sắp xếp những vì sao nổi trội thành những hình ảnh, và họ gắn những hình ảnh này với những hình tượng của vạn vật thiên nhiên hay thánh thần. Có mười hai mẫu hình ảnh này nằm dọc theo dải của mặt phẳng hoàng đạo và chúng trở thành mười hai cung trong chiêm tinh học.[38] Nhiều ngôi sao 5 cánh sáng điển hình cũng khá được đặt tên, nhất là đặt theo ngôn từ Ả rập hoặc La tinh.

Giống như mỗi chòm sao hay Mặt Trời, những vì sao cũng mang tên mang tính chất chất thần thoại cổ xưa dành riêng cho chúng.[39] Đối với những người Hy Lạp cổ đại, một vài “vì sao” lại là những hành tinh (tiếng Hy Lạp πλανήτης (planētēs), nghĩa là “kẻ thư thả”), đại diện thay mặt thay mặt cho nhiều vị thần tối cao, với tên thường gọi của những hành tinh Sao Thủy, Sao Kim, Sao Hỏa, Sao Mộc và Sao Thổ.[39] (Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương được đặt tên của những vị thần của Hy Lạp và La Mã

cổ đại, nhưng do hai hành tinh này sẽ không còn được biết từ thời cổ đại do chúng quá mờ, nên tên của chúng đã được đặt bởi những nhà thiên văn sau này).

Vào khoảng chừng trong năm 1600, tên của những chòm sao được sử dụng để tại vị tên cho những ngôi sao 5 cánh tương ứng nằm trong chòm sao đó. Nhà thiên văn học người Đức Johann Bayer lập ra một loạt những map sao và vận dụng những chữ Hy Lạp trong việc định danh những sao theo chòm sao của chúng. Sau đó tên thường gọi theo khối mạng lưới hệ thống số nhờ vào xích kinh của ngôi sao 5 cánh đã được ý tưởng sáng tạo ra và thêm vào danh lục sao của John Flamsteed trong cuốn sách của ông “Historia coelestis Britannica” (ấn bản 1712), từ đó khối mạng lưới hệ thống số này được gọi là Định danh Flamsteed hay số Flamsteed.[40][41]

Theo luật không khí, chỉ có duy nhất một tổ chức triển khai quốc tế được công nhận là có quyền đặt tên cho những thiên thể đó là Thương Hội Thiên văn Quốc tế (IAU).[42] Một số công ty tư nhân sử dụng tên thường gọi những vì sao mà Thư viện vương quốc Anh gọi là những công ty thương mại không hợp.[43][44] Tuy nhiên, IAU không hợp tác với những công ty trong nghành nghề thương mại để công nhận tên thường gọi hay sử dụng những tên thường gọi này cho những mục tiêu thương mại.[45]

Trong tiếng Việt, một số trong những hành tinh cũng khá được đặt tên với chữ “Sao” ở đầu, như Sao Thuỷ, Sao Kim, Sao Hoả,… Không giống với những sao, những hành tinh là những thiên thể có khối lượng nhỏ hơn một phần nghìn lần khối lượng những sao, chứa vật chất hầu hết ở dạng rắn, lỏng, khí, bay quanh những sao dưới tác dụng mê hoặc bởi những sao. Tuy nhiên việc dùng những chữ “Sao” viết hoa là chỉ tên riêng, với ý nghĩa là vật thể trên trời, không dùng như danh từ chung với ý nghĩa phân loại.

Hầu hết những tham số của một sao được màn biểu diễn theo những cty SI khiến cho thuận tiện, ngoài ra những cty CGI cũng khá được sử dụng (ví dụ màn biểu diễn độ sáng theo erg trên giây). Khối lượng, độ sáng và bán kính thường được cho theo cty của Mặt Trời, nhờ vào đặc trưng của Mặt Trời:

Khối lượng Mặt Trời:

⊙

=

1

,

891

×

displaystyle beginsmallmatrixM_odot =1,891times 10^30endsmallmatrix

kg[46]Độ sáng Mặt Trời:

⊙

=

3

,

827

×

displaystyle beginsmallmatrixL_odot =3,827times 10^26endsmallmatrix

watt[46]Bán kính Mặt Trời:

⊙

=

6

,

960

×

displaystyle beginsmallmatrixR_odot =6,960times 10^8endsmallmatrix

m[47]

Đối với những độ dài lớn, như bán kính của sao khổng lồ hoặc bán trục lớn của hệ sao đôi, thường được màn biểu diễn theo cty thiên văn (AU)—xấp xỉ khoảng chừng cách trung bình giữa Trái Đất và Mặt Trời (150 triệu km hay 93 triệu dặm).

Tiến hóa của những sao khối lượng thấp (quy trình bên trái) và khối lượng lớn (quy trình bên phải), với ví dụ được in nghiêng.

Các vì sao được hình thành trong những vùng mở rộng với tỷ suất cao hơn trong môi trường tự nhiên vạn vật thiên nhiên liên sao, tuy nhiên vậy tỷ suất vẫn thấp hơn bên trong một buồng chân không ở trên Trái Đất. Những vùng này được gọi là những đám mây phân tử, chúng chứa hầu hết hydro và khoảng chừng 23 – 28% heli cùng một ít Phần Trăm những nguyên tố nặng hơn. Một ví dụ của vùng đang hình thành sao là Tinh vân Lạp Hộ.[48]

Một sao khối lượng lớn thường hình thành trong những đám mây phân tử, chúng là nguồn chiếu sáng những vùng này. Chúng cũng làm ion hóa hydro, tạo ra những vùng H II.

Sự hình thành tiền sao

Sự hình thành một ngôi sao 5 cánh khởi đầu với việc tạm bợ định mê hoặc bên trong một đám mây phân tử, thường là từ sự kích hoạt của sóng xung kích từ những vụ nổ siêu tân tinh (những vụ nổ của sao khối lượng lớn) hoặc do va chạm giữa hai thiên hà (trong thiên hà bùng nổ sao). Khi một vùng đạt tới tỷ suất vật chất thỏa mãn nhu cầu giói hạn cho việc tạm bợ định Jeans, nó khởi đầu co lại dưới lực mê hoặc của nó.[49]

Minh họa quy trình hình thành sao trong đám mây phân tử tỷ suất cao. Ảnh của NASA

Khi đám mây co lại, những tập hợp đơn lẻ của khí và bụi đậm đặc tạo ra cái mà toàn bộ chúng ta gọi là khối cầu Bok. Khối cầu tiếp tục suy sụp (co lại), tỷ suất tăng thêm, nguồn tích điện mê hoặc chuyển thành nhiệt năng và làm cho nhiệt độ tăng thêm. Khi đám mây tiền sao đã đạt tới xấp xỉ Đk ổn định của cân đối thủy tĩnh, một tiền sao hình thành tại lõi của đám mây.[50] Những sao tiền dải chính này thường bị bao bọc xung quanh bởi một đĩa tiền hành tinh. Chu kỳ co sụp mê hoặc này trình làng trong mức chừng 10 đến 15 triệu năm.

Những sao sơ sinh với khối lượng nhỏ hơn 2 lần khối lượng Mặt Trời được gọi là những saoT Tauri, trong lúc những sao có khối lượng to nhiều hơn gọi là sao Herbig Ae/Be. Những sao mới sinh ra phát ra những tia khí dọc theo trục tự quay của nó, làm giảm mô men góc của sao đang suy sụp và tạo ra những phần mờ đục trong vùng đám mây gọi là những thiên thể Herbig-Haro.[51][52] Những tia này, phối hợp cùng với bức xạ từ những sao khối lượng lớn ở gần, hoàn toàn có thể giúp thổi bay đám mây xung quanh ngôi sao 5 cánh đã tạo nên.[53]

Dải chính

Khoảng 90% thời hạn sống của một sao là để đốt cháy hydro tạo ra heli trong những phản ứng nhiệt độ cao và áp suất cao tại lõi của sao. Những ngôi sao 5 cánh như vậy được xếp vào dải chính và gọi là những sao lùn. Bắt đầu tại độ tuổi 0 (zero-age) của dải chính, tỷ suất heli trong lõi của sao sẽ tăng thêm. Hệ quả là để duy trì vận tốc yên cầu của phản ứng nhiệt hạt nhân tại lõi, ngôi sao 5 cánh sẽ từ từ tăng dần nhiệt độ và độ sáng của nó[54]–ví dụ Mặt Trời, ước tính nó đã tiếp tục tăng độ sáng lên khoảng chừng 40% từ khi nó đạt đến dải chính cách đó 4,6 tỷ năm trước đó.[55]

Mỗi sao phát ra gió sao chứa những hạt gây ra những luồng khí liên tục thổi vào không khí. Đối với hầu hết những sao, khối lượng bị mất đi do gió sao là không đáng kể. Mặt Trời mất khoảng chừng 10−14 khối lượng Mặt Trời thường niên,[56] hay khoảng chừng 0,01% tổng khối lượng của nó trong toàn bộ thời hạn sống của nó. Tuy thế, những sao khối lượng lớn hoàn toàn có thể mất từ 10−7 đến 10−5 khối lượng Mặt Trời mỗi năm, làm ảnh hưởng quan trọng tới sự tiến hóa của những sao này.[57] Những sao mà khối lượng ban đầu to nhiều hơn 50 lần khối lượng Mặt Trời hoàn toàn có thể mất trên một nửa tổng khối lượng trong lúc nó vẫn đang ở trạng thái trên dải chính.[58]

Một ví dụ của biểu đồ Hertzsprung-Russell cho một lớp những sao gồm có Mặt Trời (ở tâm). (Xem “Phân loại” ở phía dưới.)

Khoảng thời hạn một sao ở trong quy trình của dải chính phụ thuộc hầu hết vào lượng nhiên liệu nó đã sử dụng và vận tốc đốt cháy nhiên liệu đó, và khối lượng và độ sáng ban đầu của ngôi sao 5 cánh. Đối với Mặt Trời, người ta ước tính là vào lúc chừng 1010 năm. Các ngôi sao 5 cánh lớn tiêu dùng nhiên liệu của nó rất nhanh và có thời hạn sống ngắn. Trái lại, những sao nhỏ (gọi là sao lùn đỏ) tiêu dùng nguồn tích điện rất chậm và thời hạn sống của chúng từ hàng trăm tỷ đến hàng trăm tỷ năm. Đến cuối đời, chúng chỉ đơn thuần và giản dị mờ hơn đi mà thôi.[2] Tuy nhiên, do thời hạn sống của những sao như vậy vượt quá độ tuổi hiện tại của vũ trụ (13,7 tỷ năm), cho nên vì thế chưa thể có một sao lùn đỏ nào đạt đến trạng thái như vậy.

Bên cạnh khối lượng, tỉ lệ những nguyên tố nặng hơn heli hoàn toàn có thể đóng vai trò quan trọng trong quy trình tiến hóa sao. Trong thiên văn học mọi nguyên tố nặng hơn heli sẽ là “sắt kẽm kim loại”, và nồng độ hóa học những nguyên tố này được gọi là tỉ lệ sắt kẽm kim loại (metallicity). Tỉ lệ sắt kẽm kim loại hoàn toàn có thể ảnh hưởng đến thời hạn ngôi sao 5 cánh đốt cháy nhiên liệu, điều khiển và tinh chỉnh sự hình thành của từ trường[59] và làm thay đổi cường độ của gió sao.[60] Các sao già, hay những sao lớp II (population II) có tỉ lệ sắt kẽm kim loại (metallicity) thấp hơn rõ rệt so với những sao trẻ, sao lớp I (population I), do chúng hình thành từ những đám mây phân tử. (Theo thời hạn những đám mây này được làm giàu lên bởi những nguyên tố nặng hơn khi những ngôi sao 5 cánh già chết đi và để lại tỉ lệ sắt kẽm kim loại trong khí quyển của chúng.

Sau dải chính

Khi một sao với khối lượng tối thiểu 0,4 lần khối lượng Mặt Trời[2] hết sạch nhiên liệu hydro tại lõi của nó, lớp ngoài cùng của nó mở rộng ra rất rộng và lạnh đi, khiến sao đó trở thành một sao khổng lồ đỏ. Ví dụ, trong mức chừng 5 tỉ năm nữa, Mặt Trời của toàn bộ chúng ta sẽ trở thành một sao khổng lồ đỏ, nó sẽ nở rộng với bán kính cực lớn vào lúc chừng 1AU, hay 250 lần bán kính hiện tại. Khi trở thành sao khổng lồ, Mặt Trời sẽ mất khoảng chừng 30% khối lượng hiện tại.[55][61]

Trong một sao khổng lồ đỏ với khối lượng to nhiều hơn 2,25 lần khối lượng Mặt Trời, sự đốt cháy hydro trình làng tại một lớp xung quanh lõi.[62] Thậm chí lõi bị nén lại đủ mạnh để hoàn toàn có thể đốt cháy được heli, và bán kính ngôi sao 5 cánh giờ đây nhanh gọn co lại và nhiệt độ mặt phẳng ngôi sao 5 cánh tăng thêm. Đối với những ngôi sao 5 cánh to nhiều hơn, vùng lõi của chúng chuyển dời trực tiếp từ phản ứng đốt cháy hydro sang phản ứng đốt cháy heli.[63]

Sau khi ngôi sao 5 cánh đã sử dụng hết nhiên liệu heli ở lõi, phản ứng nhiệt hạt nhân tiếp tục trình làng trong lớp vỏ xung quanh một lõi nóng chứa cacbon và oxy. Ngôi sao từ đó đi theo con phố tiến hóa tuy nhiên tuy nhiên với pha ban đầu của sao khổng lồ đỏ, tuy nhiên với nhiệt độ mặt phẳng cao hơn.

Sao khối lượng lớn

Trong quy trình (pha) đốt cháy heli của chúng, những ngôi sao 5 cánh với khối lượng to nhiều hơn 9 lần khối lượng Mặt Trời nở rộng thành những sao siêu khổng lồ đỏ. Khi nhiên liệu trong chúng bị hết sạch tại lõi, chúng hoàn toàn có thể tiếp tục thực thi những phản ứng nhiệt hạt nhân để đốt cháy những nguyên tố nặng hơn heli.

Lõi co lại cho tới lúc nhiệt độ và áp suất đạt đến đủ để thực thi phản ứng đốt cháy cacbon (xem quy trình đốt cháy cacbon). Quá trình này tiếp tục với những quy trình tiếp theo là đốt cháy neon (xem quy trình đốt cháy neon), oxy (xem quy trình đốt cháy oxy), và silic (xem quy trình đốt cháy silic). Gần cuối đời của sao, phản ứng tổng hợp hoàn toàn có thể trình làng trong những lớp (in như lớp củ hành) bên trong ngôi sao 5 cánh. Mỗi lớp tổng hợp những nguyên tố rất khác nhau, với lớp ngoài cùng tổng hợp hydro; lớp tiếp theo tổng hợp heli, và tiếp tục như vậy.[64]

Giai đoạn ở đầu cuối của chuỗi phản ứng tổng hợp những nguyên tố của ngôi sao 5 cánh khi nó khởi đầu thực thi phản ứng tổng hợp để tạo ra sắt. Do những hạt nhân sắt có nguồn tích điện link to nhiều hơn bất kì của một hạt nhân nặng nào khác, và nếu chúng được tổng hợp chúng sẽ không còn giải phóng nguồn tích điện ra nữa – quy trình sẽ thu nguồn tích điện từ bên phía ngoài. Như vậy, do chúng link chặt hơn mọi hạt nhân nhẹ, nên nguồn tích điện không thể giải phóng bằng phản ứng phân hạch hạt nhân.[62] Đối với những ngôi sao 5 cánh khối lượng rất rộng và tương đối già, tại tâm của ngôi sao 5 cánh sẽ tích tụ một lõi sắt lớn. Các nguyên tố nặng hơn trong những sao này hoàn toàn có thể được tạo ra tại mặt phẳng, khiến chúng tiến hóa thành những sao Wolf-Rayet với gió sao đậm đặc thổi ra lớp khí quyển bên phía ngoài.

Suy sụp

Một sao kích thước trung bình khi tiến hóa sẽ thổi bay những lớp bên phía ngoài của nó để tạo thành tinh vân hành tinh. Nếu tàn dư của sao sau khi lớp khí quyển ngoài cùng bị thổi bay đi có khối lượng nhỏ hơn 1,4 lần khối lượng Mặt Trời, nó co lại thành một thiên thể tương đối nhỏ (có kích cỡ bằng khoảng chừng Trái Đất) và không đủ nặng để tiếp tục nén sâu hơn, thiên thể này gọi là sao lùn trắng.[65] Vật chất thoái hóa electron sâu bên trong sao lùn trắng không hề là một plasma nữa, tuy nhiên ngôi sao 5 cánh thời gian hiện nay thường sẽ là quả cầu plasma. Các sao lùn trắng sẽ đi đến suy tàn trở thành những sao lùn đen trong thuở nào gian rất dài.

Tinh vân Con Cua, tàn dư của một siêu tân tinh đã được quan sát lần nguồn vào lúc chừng năm 1050.

Trong những ngôi sao 5 cánh to nhiều hơn, phản ứng tổng hợp tiếp tục trình làng cho tới lúc lõi sắt trở lên to nhiều hơn (khối lượng to nhiều hơn 1,4 khối lượng Mặt Trời) và không thể tự chống đỡ được chính khối lượng của nó. Lúc này lõi sẽ ngay lập tức suy sụp khi những electron kết phù thích hợp với proton để tạo thành vụ bùng nổ với những neutron cùng những hạt neutrino (hay là phản ứng phân rã beta ngược hoặc sự bắt electron). Sóng xung kích tạo bởi sự suy sụp bất thình lình này làm cho phần còn sót lại của ngôi sao 5 cánh (những lớp bên phía ngoài lõi sắt) nổ tung thành một sự kiện siêu tân tinh. Một siêu tân tinh rất sáng mà chỉ trong thuở nào gian ngắn nó hoàn toàn có thể sáng hơn toàn bộ những ngôi sao 5 cánh trong cùng thiên hà đó. Khi chúng xuất hiện trong Ngân Hà, trong lịch sử siêu tân tinh đã từng được quan sát bằng mắt thường với tên thường gọi “sao mới” (người Trung Hoa gọi là sao khách) nơi chúng trước kia trước đó chưa từng tồn tại.[66]

Phần lớn vật chất trong một ngôi sao 5 cánh bị thổi bay đi trong vụ nổ siêu tân tinh (hình thành lên tinh vân như tinh vân Con Cua[66]) và tàn dư còn sót lại của lõi là một sao neutron (mà đôi lúc sẽ là sao xung hoặc bùng nổ tia X hoặc, trong một số trong những trường hợp của những sao khối lượng cực lớn (lớn đủ để lại một tàn dư với khối lượng to nhiều hơn 4 lần khối lượng Mặt Trời), là một lỗ đen.[67] Trong một sao neutron, trạng thái vật chất được gọi là vật chất thoái hóa neutron, và nhiều người tin tưởng rằng hoàn toàn có thể tồn tại thêm một dạng vật chất thoái hóa ngoại lai nữa, gọi là vật chất QCD, hoàn toàn có thể xuất hiện tại lõi. Hiện nay vật chất tồn tại bên trong lỗ đen vẫn không được hiểu đến.

Những lớp bên phía ngoài bị thổi bay đi của ngôi sao 5 cánh đang suy tàn có chứa những nguyên tố nặng mà hoàn toàn có thể được tham gia vào quy trình hình thành những ngôi sao 5 cánh mới. Những nguyên tố nặng này được cho phép hình thành lên những hành tinh đá. Vật chất bị thổi bay đi của siêu tân tinh và gió sao của những ngôi sao 5 cánh lớn đóng một vai trò quan trọng trong việc hình thành lên môi trường tự nhiên vạn vật thiên nhiên liên sao.[66]

Một sao lùn trắng (Sirius B) quay xung quanh sao Sirius A. ảnh của NASA

Cùng với những ngôi sao 5 cánh đơn lẻ, những hệ nhiều sao hoàn toàn có thể chứa hai hoặc nhiều sao có link mê hoặc với nhau và chúng xoay quanh nhau. Những hệ nhiều ngôi sao 5 cánh thường gặp đó là hệ sao đôi, ngoài ra những hệ có nhiều ngôi sao 5 cánh hơn cũng khá được tìm thấy. Vì nguyên do ổn định của quỹ đạo, những hệ nhiều sao thường được tổ chức triển khai thành tập hợp những sao đôi quanh quay lẫn nhau.[68] Những nhóm to nhiều hơn gọi là quần tinh cũng tổn tại. Chúng tập hợp từ một vài sao (trong stellar associations), đến hàng trăm nghìn ngôi sao 5 cánh trong những quần tinh cầu khổng lồ.

Từ lâu người ta đã giả sử rằng những ngôi lớn xuất hiện trong những hệ nhiều ngôi sao 5 cánh. Điều này đặc biệt quan trọng đúng cho những lớp sao loại nặng O và B, nơi 80% chúng hình thành trong những hệ nhiều sao. Tuy nhiên tỉ lệ lại giảm cho những hệ nhiều sao nhỏ, chỉ có tầm khoảng chừng 25% sao lùn đỏ được biết là có sao sát cánh cùng. Với khoảng chừng 85% ngôi sao 5 cánh trong thiên hà của toàn bộ chúng ta là sao lùn đỏ, hầu hết những ngôi sao 5 cánh trong Ngân Hà được sinh ra một cách đơn lẻ.[69]

Các sao không trải đều ra trong vũ trụ, nhưng chúng thường được nhóm lại thành những thiên hà cùng với những khí và bụi liên sao. Một thiên hà điển hình chứa hàng trăm tỷ ngôi sao 5 cánh, và có hơn 100 tỷ (1011) thiên hà trong vũ trụ quan sát được.[70] Nhiều nhà thiên văn học tin rằng những sao chỉ tồn tại trong những thiên hà, thì những ngôi sao 5 cánh ở môi trường tự nhiên vạn vật thiên nhiên liên thiên hà cũng khá được phát hiện.[71] Các nhà thiên văn cũng ước tính có tối thiểu 7×1022 ngôi sao 5 cánh trong vũ trụ quan sát thấy.[72]

Ngôi sao sớm nhất với Trái Đất, ngoài Mặt Trời, đó là Cận Tinh (Proxima Centauri), cách xa 39,9 nghìn tỉ km, hay 4,2 năm ánh sáng. Ánh sáng từ Proxima Centauri mất 4,2 năm mới tết đến tới được Trái Đất. Khi du hành với vận tốc của tàu con thoi (5 dặm trên một giây—khoảng chừng 30.000 km trên một giờ), toàn bộ chúng ta phải mất tới 150.000 năm để đến được đó.[ct 1] Khoảng cách đến Cận Tinh là điển hình bên trong một đĩa thiên hà, gồm có cả vùng của Hệ Mặt Trời.[73] Các sao hoàn toàn có thể gần nhau hơn khi chúng phân loại tại tâm của những thiên hà và trong những quần tinh cầu, hoặc chúng phân loại cách xa nhau hơn trong những hào quang thiên hà.

Do khoảng chừng cách tương đối lớn Một trong những ngôi sao 5 cánh bên phía ngoài nhân thiên hà, nên sự va chạm Một trong những ngôi sao 5 cánh trình làng rất hiếm. Những vùng đậm đặc hơn như nhân của những cụm sao cầu hay của thiên hà, sự va chạm hoàn toàn có thể trình làng nhiều hơn nữa.[74] Những va chạm này hoàn toàn có thể tạo ra những ngôi sao 5 cánh xanh thư thả. Các sao không thông thường này còn có nhiệt độ mặt phẳng cao hơn những ngôi sao 5 cánh trong dải chính với cùng độ trưng trong cụm sao.[75]

Cụm sao cầu M 80. Các ngôi sao 5 cánh già, nghèo sắt kẽm kim loại chiếm hầu hết trong cụm sao này.

Hầu hết mọi thứ về một sao được xác lập bằng khối lượng ban đầu của nó, gồm có những đặc trưng cơ bản như độ trưng và kích thước, cũng như sự tiến hóa của sao, thời hạn sống và sự kết thúc của nó.

Độ tuổi

Hầu hết ngôi sao 5 cánh có độ tuổi từ là 1 tỷ năm đến 10 tỷ năm. Một số sao thậm chí còn có độ tuổi gần với 13,7 tỷ năm – bằng tuổi của vũ trụ quan sát thấy. Ngôi sao có độ tuổi già nhất đã từng được mày mò, HE 1523-0901, ước tính có tuổi 13,3 tỷ năm.[76][77]

Sao có khối lượng càng lớn, thì có thời hạn sống càng ngắn, chính bới về cơ bản những sao càng nặng thì áp suất càng to nhiều hơn tại lõi của chúng, làm cho chúng tổng hợp hydro một cách nhanh hơn. Những sao nặng nhất tồn tại với mức chừng thời hạn trung bình 1 triệu năm, trong lúc những sao nhỏ nhất (sao lùn đỏ) đốt cháy nhiên liệu của nó rất chậm và kết thúc sau hàng trăm đến hàng trăm tỷ năm.[78][79]

Thành phần hóa học

Khi những ngôi sao 5 cánh hình thành trong thiên hà, chúng có thành phần vào lúc chừng 70% hydro và 28% heli,[80] được đo theo khối lượng, với một tỉ lệ nhỏ những nguyên tố nặng hơn. Tỉ lệ điển hình những nguyên tố nặng được đo theo số hạng thành phần sắt trong khí quyển của sao, do sắt là một nguyên tố phổ cập và những vạch hấp thụ của nó là tương đối dễ đo. Bởi vì những đám mây phân tử nơi những sao hình thành luôn luôn được làm giàu bởi những nguyên tố nặng hơn từ những vụ nổ siêu tân tinh, nên việc xác lập những thành phần hoá học của một ngôi sao 5 cánh hoàn toàn có thể được sử dụng để suy ra tuổi của nó.[81] Tỉ lệ những nguyên tố nặng hơn cũng là một tín hiệu ngôi sao 5 cánh hoàn toàn có thể có một hệ hành tinh quay xung quanh.[82]

Ngôi sao có thành phần sắt thấp nhất từng đo được đó là sao lùn HE1327-2326, chỉ bằng 1/200.000 thành phần sắt của Mặt Trời.[83] trái lại, sao siêu giàu tỉ lệ sắt μ Leonis với việc xuất hiện của sắt bằng hai lần của Mặt Trời, và sao có hành tinh xoay quanh 14 Herculis có tỉ lệ sắt gần bằng ba lần.[84] Cũng tồn tại những sao dị thường về mặt hoá học đã cho toàn bộ chúng ta biết sự xuất hiện không thông thường của những nguyên tố xuất hiện trong phổ của chúng; nhất là crom và những nguyên tố đất hiếm.[85]

Đường kính

Sao có nhiều đường kính rất khác nhau. Ở mỗi hình trong dãy những vật thể ở bên phải là lớn số 1 và đứng ngoài cùng bên trái ở cạnh bên hình tiếp theo. Trái Đất ở ngoài cùng bên phải ở hình thứ 1 và Mặt Trời xếp thứ hai từ phải trong hình thứ 3. Ngôi sao ngoài cùng bên phải trong hình 6 là UY Scuti, sao lớn thứ hai được biết từ trước tới nay.

Bởi vì những ngôi sao 5 cánh cách xa Trái Đất, ngoại trừ Mặt Trời ra, chúng đều hiện lên in như những chấm sáng lấp lánh trên khung trời đêm do hiệu ứng của bầu khí quyển Trái Đất. Mặt Trời là một ngôi sao 5 cánh sớm nhất với Trái Đất vì vậy nó hiện lên như đĩa tròn phục vụ ánh sáng ban ngày cho hành tinh của toàn bộ chúng ta. Ngoài Mặt Trời, ngôi sao 5 cánh có kích thước biểu kiến lớn số 1 là sao R Doradus, với đường kính góc chỉ là 0,057 cung giây.[86]

Kích cỡ của hầu hết những ngôi sao 5 cánh theo đường kính góc là quá nhỏ để hoàn toàn có thể quan sát với những kính thiên văn quang học hiện tại, vì vậy việc sử dụng những kính thiên văn giao thoa kế là thiết yếu để tạo ra ảnh của những thiên thể này. Một kĩ thuật khác để đo kích thước góc của sao là nhờ việc che khuất. Bằng cách đo đúng chuẩn sự giảm độ sáng của sao khi nó bị Mặt Trăng che khuất (hoặc sự tăng độ sáng khi nó tái xuất hiện lại), đường kính góc của sao hoàn toàn có thể tính toán ra được.[87]

Các sao có kích thước từ 20 đến 40 km theo đường kính (sao neutron), đến sao khổng lồ như Betelgeuse trong chòm sao Lạp Hộ, với đường kính xấp xỉ to nhiều hơn 650 lần của Mặt Trời; hay 0,9 tỉ km.

Động học

Tua Rua, một quần tinh mở trong chòm sao Kim Ngưu. Những ngôi sao 5 cánh này còn có chung hoạt động và sinh hoạt giải trí trong không khí.[88] Ảnh của NASA.

Chuyển động của một sao tương đối riêng với Mặt Trời hoàn toàn có thể phục vụ thông tin hữu ích về nguồn gốc và tuổi của nó, cũng như về cấu trúc và sự tiến hoá xung quanh thiên hà. Các thành phần hoạt động và sinh hoạt giải trí của một ngôi sao 5 cánh gồm có vận tốc xuyên tâm khuynh hướng về phía hoặc ra xa Mặt Trời, và hoạt động và sinh hoạt giải trí góc ngang qua (gọi là hoạt động và sinh hoạt giải trí riêng.

Vận tốc xuyên tâm được đo bằng dịch chuyển Doppler của những vạch phổ của ngôi sao 5 cánh, tính theo cty km/s. Chuyển động riêng của sao được xác lập bằng những phép đo đúng chuẩn của trắc lượng học (astrometry), tính theo cty mili-giây cung (mas) trên một năm. Bằng cách xác lập thị sai của ngôi sao 5 cánh, hoạt động và sinh hoạt giải trí riêng của nó hoàn toàn có thể đổi về cty của vận tốc. Các sao có hoạt động và sinh hoạt giải trí riêng với vận tốc cao thì khá gần so với Mặt Trời, và là những ứng viên cho những phép đo thị sai.[89]

Một khi những vận tốc của hoạt động và sinh hoạt giải trí được biết, vận tốc không khí của ngôi sao 5 cánh tương đối so với Mặt Trời hoặc so với thiên hà hoàn toàn có thể tính ra được. Đối với những ngôi sao 5 cánh ở gần, người ta thấy rằng những sao loại I (population I) nói chung có vận tốc thấp hơn những sao già hơn – sao loại II (population II). Những sao loại II có quỹ đạo elip bị nghiêng so với mặt phẳng của thiên hà.[90] Việc so sánh động học của những sao ở gần cũng dẫn đến việc xác lập được những tập hợp sao (stellar association). Chúng là những nhóm sao có điểm chung về nguồn gốc trong những đám mây khí khổng lồ.[91]

Từ trường

Bề mặt từ trường của sao SU Aur (một sao trẻ loại sao T Tauri), tạo dựng lại nhờ kĩ thuật tạo ảnh Zeeman-Doppler.

Từ trường của một ngôi sao 5 cánh được tạo ra từ những vùng bên trong sao nơi xẩy ra những sự đối lưu tuần hoàn. Chuyển động của những plasma đối lưu này còn có hiệu suất cao in như một máy phát điện (dynamo), tạo ra từ trường mở rộng ra bên phía ngoài ngôi sao 5 cánh. Cường độ của từ trường thay đổi theo khối lượng và thành phần hoá học của sao, và sự hoạt động và sinh hoạt giải trí của từ trường mặt phẳng tùy từng vận tốc quay của ngôi sao 5 cánh. Sự hoạt động và sinh hoạt giải trí của từ trường mặt phẳng tạo ra những vết sao (starspot), những vùng có từ trường mạnh và nhiệt độ mặt phẳng tại đấy thấp hơn những vùng lân cận. Vòng nhật hoa (coronal loop) là những cung từ trường vươn tới vành nhật hoa (corona) từ những vùng hoạt động và sinh hoạt giải trí. Chớp lửa sao (stellar flare) là những bùng nổ những hạt nguồn tích điện cao được phát ra cũng từ những vùng từ trường hoạt động và sinh hoạt giải trí này.[92]

Các sao trẻ, quay nhanh có Xu thế hoạt động và sinh hoạt giải trí mặt phẳng ở tại mức cao do từ trường của chúng. Tuy nhiên, từ trường hoàn toàn có thể tác động ảnh hưởng lên gió sao, với hiệu suất cao in như một chiếc phanh làm chậm dần vận tốc quay của ngôi sao 5 cánh khi ngôi sao 5 cánh dần già đi. Do vậy, những sao già hơn như Mặt Trời có vận tốc tự quay chậm đi thật nhiều và mức độ hoạt động và sinh hoạt giải trí mặt phẳng cũng thấp hơn. Các sao quay chậm có mức độ hoạt động và sinh hoạt giải trí giảm dần thay đổi theo chu kỳ luân hồi và hoàn toàn có thể ngừng hoạt động và sinh hoạt giải trí trong nhiều chu kỳ luân hồi.[93] Ví dụ, trong suốt thời kỳ yên tĩnh của nó (maunder minimum), Mặt Trời đi vào quy trình 70 năm không còn hoạt động và sinh hoạt giải trí của vết đen Mặt Trời (sunspot).

Khối lượng

Tinh vân phản xạ NGC 1999 được chiếu sáng bởi sao V380 Orionis (ở tâm), một sao biến quang với khối lượng khoảng chừng 3,5 lần khối lượng Mặt Trời. Phần màu đen trên hình là một lỗ trống khổng lồ trong không khí chứ không phải là một tinh vân tối như đã từng nghĩ trước kia.Ảnh của NASA

Một trong những ngôi sao 5 cánh có khối lượng lớn số 1 được biết là Eta Carinae,[94] với khối lượng bằng khoảng chừng từ 100 đến 150 lần khối lượng của Mặt Trời; vì thế nó có thời hạn sống rất ngắn, chỉ vài triệu năm tuổi. Một nghiên cứu và phân tích mới gần đây về quần tinh cái Cung (Arches cluster) gợi ra rằng khối lượng 150 lần khối lượng Mặt Trời là số lượng giới hạn trên cho những ngôi sao 5 cánh trong kỷ nguyên hiện tại của vũ trụ.[95] Lý do cho số lượng giới hạn trên về khối lượng vẫn không được biết một cách đúng chuẩn, nhưng một phần là vì độ sáng Eddington (Eddington luminosity) mà được cho phép lượng sáng lớn số 1 hoàn toàn có thể được truyền qua khí quyển của một ngôi sao 5 cánh mà không làm thổi những khí vào không khí. Tuy thế, một ngôi sao 5 cánh tên là R136a1 trong đám sao RMC 136a đã được đo với khối lượng là 265 lần khối lượng Mặt Trời, đã nêu lên một giói hạn trên về khối lượng của những ngôi sao 5 cánh.[96]

Những ngôi sao 5 cánh thứ nhất hình thành sau Big Bang hoàn toàn có thể có khối lượng to nhiều hơn, trên 300 lần khối lượng của Mặt Trời hoặc hơn thế nữa,[97] do sự vắng mặt hoàn toàn của những nguyên tố nặng hơn lithium trong thành phần của chúng. Tuy thế, thế hệ những sao siêu khối lượng, sao loại III (population III), đã biến mất từ lâu và hiện tại chỉ là về lý thuyết.

Với khối lượng chỉ bằng 93 lần khối lượng của Mộc Tinh, AB Doradus C, một sao sát cánh của sao AB Doradus A, là ngôi sao 5 cánh nhỏ nhất được nghe biết có xẩy ra phản ứng tổng hợp hạt nhân tại lõi.[98] Đối với những sao có tính sắt kẽm kim loại (metallicity) như Mặt Trời, theo lý thuyết lúc bấy giờ thì khối lượng nhỏ nhất đủ để một ngôi sao 5 cánh thực thi được phản ứng tổng hợp tại lõi được ước tính vào lúc chừng 75 lần khối lượng của Sao Mộc.[99][100] Tuy nhiên, khi thành phần sắt kẽm kim loại (metallicity) rất thấp, một nghiên cứu và phân tích mới gần đây về những sao mờ nhất đã cho toàn bộ chúng ta biết khối lượng sao tối thiểu là bằng 8,3%, hay khoảng chừng 87 lần khối lượng Sao Mộc.[100][101] Các thiên thể nhỏ hơn gọi là những sao lùn nâu, hiện tại vẫn chưa tồn tại định nghĩa rõ ràng giữa chúng và những hành tinh khí khổng lồ.

Sự phối hợp giữa bán kính và khối lượng của sao được cho phép xác lập được mê hoặc tại mặt phẳng của ngôi sao 5 cánh. Các ngôi sao 5 cánh khổng lồ có mê hoặc tại mặt phẳng thấp hơn nhiều so với những sao ở dải chính, và ngược lại riêng với những sao thoái hoá, sao đặc như những sao lùn trắng. Hấp dẫn tại mặt phẳng hoàn toàn có thể ảnh hưởng đến quang phổ biểu kiến của ngôi sao 5 cánh, với mê hoặc mặt phẳng to nhiều hơn sẽ làm cho những vạch hấp thụ trở lên rộng ra.[32]

Sự tự quay

Hình dạng bầu dục của sao Achernar (α Eridani) do sự tự quay quá nhanh của nó.

Tốc độ quay của những sao hoàn toàn có thể tìm kiếm được xấp xỉ thông qua đo đạc quang phổ, hoặc xác lập đúng chuẩn hơn bằng phương pháp theo dõi sự quay của những vết sao (starspot). Những ngôi sao 5 cánh trẻ có vận tốc quay rất nhanh, trên 100 km/s tại xích đạo. Như sao loại B Achernar có vận tốc quay tại xích đạo vào lúc chừng 225 km/s hoặc to nhiều hơn, làm cho đường kính tại xích đạo của nó lơn hơn 50% khoảng chừng cách giữa hai cực. Tốc độ quay này nhỏ hơn số lượng giới hạn 300 km/s, khi quay đến gần vận tốc số lượng giới hạn này ngôi sao 5 cánh sẽ bị phá vỡ ra.[102] trái lại, Mặt Trời chỉ quay một vòng với chu kỳ luân hồi 25 đến 35 ngày, với vận tốc tại xích đạo bằng 1,994 km/s. Từ trường của sao và gió sao cũng làm chậm vận tốc quay của những sao ở dải chính một lượng rõ rệt khi sao tiến hoá trên dải chính.[103]

Các sao thoái hoá (degenerate star) bị co lại thành thiên thể đặc, làm cho vận tốc quay của chúng tăng thêm. Tuy nhiên vận tốc quay của chúng tương đối thấp so với mong đợi khi toàn bộ chúng ta vận dụng định luật bảo toàn momen góc; đó là vận tốc quay của thiên thể bù lại cho việc co về kích thước bằng phương pháp tăng vận tốc tự quay của nó. Có thể một phần lớn momen góc của ngôi sao 5 cánh bị tiêu tan do gió sao làm mất đi một phần khối lượng của nó.[104] Mặc dù vậy, vận tốc quay của một sao xung vẫn rất nhanh. Sao xung tại tâm của tinh vân Con Cua quay nhanh 30 vòng trong một giây.[105] Và vận tốc quay của sao xung cũng chậm dần do sự phát ra những bức xạ.

Nhiệt độ

Nhiệt độ tại mặt phẳng của một sao ở dải chính được xác lập bằng vận tốc sản sinh nguồn tích điện tại lõi và bán kính của sao, và thông thường được ước lượng từ chỉ số màu của sao.[106] Thông thường nhiệt độ mặt phẳng của ngôi sao 5 cánh được cho theo nhiệt độ hiệu suất cao, là nhiệt độ của một vật đen lý tưởng mà phát ra nguồn tích điện tại cùng một độ trưng trên diện tích s quy hoạnh mặt phẳng của sao. Chú ý rằng nhiệt độ hiệu suất cao chỉ là một giá trị đại diện thay mặt thay mặt, và thực tiễn ngôi sao 5 cánh có gradient nhiệt độ giảm theo sự tăng thêm mức chừng cách từ lõi.[107] Nhiệt độ tại vùng lõi của sao là khoảng chừng vài triệu kelvin.[108]

Từ nhiệt độ của sao sẽ xác lập được vận tốc nguồn tích điện hoá hoặc ion hoá của những nguyên tố rất khác nhau, thể hiện kết quả trong đặc trưng của những vạch hấp thụ trong quang phổ. Nhiệt độ mặt phẳng của sao, cùng với độ sáng biểu kiến tuyệt đối và những đặc trưng của vạch hấp thụ trong quang phổ, thường được sử dụng để phân loại sao (xem phân loại phía dưới).[32]

Các sao khối lượng lớn ở dải chính có nhiệt độ mặt phẳng lên tới 50.000 K. Các sao nhỏ hơn như Mặt Trời có nhiệt độ vài nghìn K. Những sao khổng lồ đỏ có nhiệt độ mặt phẳng tương đối thấp vào lúc chừng 3.600 K, nhưng chúng cũng luôn có thể có độ trưng tương đối lớn do diện tích s quy hoạnh mặt ngoài lớn.[109]

Năng lượng được sản xuất ra bởi sao, là thành phầm của phản ứng tổng hợp hạt nhân, bức xạ vào trong không khí bằng cả bức xạ điện từ và bức xạ hạt. Ngôi sao phát ra bức xạ hạt cũng đó đó là gió Sao Thổi vào không khí[110] (tồn tại như thể một dòng những hạt tích điện ổn định, như proton, hạt anpha, và hạt beta, thoát ra từ những lớp ngoài cùng của sao) và dòng ổn định những hạt neutrino thoát ra từ lõi sao.

Sản phẩm nguồn tích điện tại lõi cũng là nguyên nhân tại sao ngôi sao 5 cánh chiếu sáng: mỗi lần hai hoặc nhiều hơn nữa hạt nhân nguyên tử của một nguyên tố tổng phù thích hợp với nhau để tạo thành một hạt nhân của nguyên tố mới nặng hơn, những photon tia gamma được giải phóng từ phản ứng tổng hợp hạt nhân. Năng lượng này được biến hóa thành những dạng nguồn tích điện điện từ khác, gồm có ánh sáng khả kiến, theo thời hạn chúng truyền đến những lớp bên phía ngoài của sao.

Màu sắc của một sao, được xác lập bởi đỉnh tần số của ánh sáng khả kiến, tùy từng nhiệt độ những lớp ngoài cùng của ngôi sao 5 cánh, gồm có quang quyển của nó.[111] Bên cạnh ánh sáng khả kiến, ngôi sao 5 cánh cũng phát ra những dạng bức xạ điện từ không nhìn thấy được bằng mắt thường. Thực tế bức xạ điện từ phát ra từ ngôi sao 5 cánh trải rộng trên toàn phổ điện từ, từ bước sóng dài nhất là sóng radio, hồng ngoại cho tới bước sóng ngắn nhất như tia tử ngoại, tia X, và tia gamma. Mọi bước sóng bức xạ điện từ của ngôi sao 5 cánh, cả nhìn thấy và không nhìn thấy, đều phải có ý nghĩa quan trọng.

Sử dụng phổ của ngôi sao 5 cánh, những nhà thiên văn cũng xác lập được nhiệt độ mặt phẳng, mê hoặc tại mặt phẳng, tính sắt kẽm kim loại (metallicity) và vận tốc tự quay của sao. Nếu biết được khoảng chừng cách đến ngôi sao 5 cánh, như đo bằng thị sai, thì sẽ suy ra được độ trưng của nó. Khối lượng, bán kính, mê hoặc tại mặt phẳng, và chu kỳ luân hồi quay từ đó hoàn toàn có thể ước lượng được trên cơ sở của quy mô sao. (Khối lượng hoàn toàn có thể đo được một cách trực tiếp riêng với những sao trong hệ sao đôi. Kĩ thuật vi thấu kính mê hoặc cũng dùng để xác lập khối lượng của ngôi sao 5 cánh.[112]) Với những tham số này, những nhà thiên văn cũng ước lượng được tuổi của sao.[113]

Độ sáng

Trong thiên văn học, độ sáng là lượng ánh sáng, và những dạng nguồn tích điện bức xạ khác, mà ngôi sao 5 cánh phát ra trên một cty thời hạn. Độ sáng của sao được xác lập nhờ bán kính và nhiệt độ mặt phẳng của nó. Người ta đã chứng tỏ rằng, với giả sử hoàn toàn có thể đồng ý được đó là ngôi sao 5 cánh là vật đen, thì độ sáng

displaystyle L

được liên hệ với nhiệt độ

displaystyle T

và bán kính

displaystyle R

của ngôi sao 5 cánh theo phương trình:

L

=

4

π

displaystyle L=4pi R^2sigma T^4,

với σ là hằng số Stefan-Boltzmann 5,67×10−8 W·m−2·K−4. Tuy nhiên, do nhiều ngôi sao 5 cánh không phát ra thông lượng đều đặn—lượng nguồn tích điện phát ra trên một cty diện tích s quy hoạnh—thông qua toàn bộ mặt phẳng của nó. Ví dụ như sao có vận tốc quay nhanh như Vega có thông lượng nguồn tích điện cao hơn tại cực so với dọc đường xích đạo.[114]

Những vùng mặt phẳng với nhiệt độ và độ sáng trung bình thấp hơn được gọi là vết đen (sunspot, hay starspot). Những ngôi sao 5 cánh nhỏ, lùn như Mặt Trời nói chung về cơ bản chỉ xuất hiện những vết đen nhỏ. Đối với những sao to nhiều hơn có những vết đen to nhiều hơn, rõ ràng hơn,[115] và chúng cũng thể hiện rất rõ ràng những quầng sao tối (stellar limb darkening). Theo đó, độ trắng (brightness) giảm khi đi từ tâm đĩa sao về phía rìa của đĩa.[116] Các sao lùn đỏ bừng sáng (flare star) như sao UV Ceti cũng chứa những điểm lưu ý về những vết đen điển hình.[117]

Cấp sao

Độ trắng (brightness) biểu kiến của một ngôi sao 5 cánh được đo bằng cấp sao biểu kiến của nó, đó là độ trắng của sao theo độ sáng của nó, với mức chừng phương pháp tính từ Trái Đất, và ánh sáng của ngôi sao 5 cánh bị thay đổi khi nó truyền qua khí quyển của Trái Đất. Cấp sao tuyệt đối hay nội tại có liên quan trực tiếp đến độ sáng của sao và đo bằng cấp sao biểu kiến với mức chừng cách quy ước từ Trái Đất đến ngôi sao 5 cánh là 10 parsec (32,6 năm ánh sáng).

Số ngôi sao 5 cánh sáng hơn cấp sao

Cấp sao
biểu kiến

Số
Ngôi sao[118]0

4

1

15

2

48

3

171

4

513

5

1,602

6

4,800

7

14,000

Cả hai thang đo cấp sao biểu kiến và cấp sao tuyệt đối đều theo cty logarit: hiệu của một cty cấp sao bằng với việc biến thiên độ trắng khoảng chừng 2,5 lần[119] (là căn bậc 5 của 100 hay xấp xỉ 2,512). Điều này nghĩa là ngôi sao 5 cánh có cấp sao (+1,00) thì sáng hơn 2,5 lần ngôi sao 5 cánh có cấp sao (+2,00), và xấp xỉ 100 lần sáng hơn ngôi sao 5 cánh có cấp sao (+6,00). Những ngôi sao 5 cánh mờ nhất hoàn toàn có thể quan sát bằng mắt thường trong Đk tốt có cấp sao khoảng chừng +6.

Trên cả hai thang đo cấp sao tuyệt đối và biểu kiến, số cấp sao nhỏ hơn, tương ứng với ngôi sao 5 cánh sáng hơn; số cấp sao to nhiều hơn, tương ứng với ngôi sao 5 cánh mờ hơn. Những sao sáng nhất, trên một hoặc hai thang đo, có cấp sao âm. Biến thiên về độ trắng (ΔL) giữa hai ngôi sao 5 cánh được xem toán bằng phương pháp lấy số cấp sao của ngôi sao 5 cánh sáng hơn (mb) trừ đi số cấp sao của ngôi sao 5 cánh mờ hơn (mf), tiếp theo đó lấy hiệu là số mũ với cơ số 2,512; viết theo công thức là:

−

displaystyle Delta m=m_mathrm f -m_mathrm b

2

,

512

=

Δ

displaystyle 2,512^Delta m=Delta L

Liên quan đến hơn cả độ sáng và khoảng chừng cách đến Trái Đất, riêng với một ngôi sao 5 cánh cấp sao tuyệt đối (M) và cấp sao biểu kiến (m) không tương tự với nhau;[119] ví dụ, ngôi sao 5 cánh Sirius có cấp sao biểu kiến là –1,44, nhưng nó lại sở hữu cấp sao tuyệt đối là +1,41. Gọi r (parsec) là khoảng chừng cách từ ngôi sao 5 cánh đến Trái Đất, thì công thức liên hệ giữa cấp sao tuyệt đối M và cấp sao biểu kiến m là: M = m + 5 – 5log(r)[120]

Mặt Trời có cấp sao biểu kiến là −26,7, nhưng cấp sao tuyệt đối chỉ là +4,83. Sirius, ngôi sao 5 cánh sáng nhất trên khung trời đêm khi nhìn từ Trái Đất, có độ sáng xấp xỉ gấp 23 lần Mặt Trời, trong lúc Canopus, ngôi sao 5 cánh sáng thứ hai trên khung trời đêm có cấp sao tuyệt đối là −5,53, và độ sáng của nó xấp xỉ gấp 14.000 lần độ sáng của Mặt Trời. Mặc dù Canopus có độ sáng to nhiều hơn Sirius thật nhiều lần, nhưng Sirius lại hiện lên sáng hơn Canopus. Điều này là vì khoảng chừng cách từ Sirius đến Trái Đất chỉ là 8,6 năm ánh sáng, còn Canopus nằm cách xa hơn nhiều lần, với mức chừng cách 310 năm ánh sáng.

Cho đến năm 2006, ngôi sao 5 cánh có cấp sao tuyệt đối cao nhất là LBV 1806-20, với cấp sao −14,2. Nó có độ trưng cao gấp 5.000.000 lần Mặt Trời.[121] Các sao có độ trưng thấp nhất được nghe biết là những sao nằm trong đám NGC 6397. Sao lùn đỏ trong đám có cấp sao là +26, và sao lùn trắng với cấp sao +28 cũng khá được phát hiện. Những ngôi sao 5 cánh này rất mờ đến nỗi ánh sáng của chúng chỉ như những ngọn nến sinh nhật đặt trên Mặt Trăng khi nhìn từ Trái Đất.[122]

Phân loại sao theo
nhiệt độ mặt phẳng [123]

Loại sao

Nhiệt độ

Ví dụ

O

33.000 K trở lên

Zeta Ophiuchi

B

10.500–30.000 K

Rigel

A

7.500–10.000 K

Altair

F

6.000–7.200 K

Procyon A

G

5.500–6.000 K

Mặt trời

K

4.000–5.250 K

Epsilon Indi

M

2.600–3.850 K

Proxima Centauri

Hệ thống phân loại sao hiện tại có nguồn gốc từ trên thời điểm đầu thế kỷ XX, khi những sao được phân loại từ A đến Q. trên cơ sở cường độ của vạch hydro trong quang phổ.[124] Thời điểm đó người ta vẫn chưa chắc như đinh rõ nguyên nhân ảnh hưởng lớn đến cường độ của vạch quang phổ là vì nhiệt độ; cường độ vạch hydro đạt đỉnh tại nhiệt độ trên 9.000 K, và nó trở lên yếu hơn tại cả nhiệt độ thấp hơn và cao hơn. Khi sự phân loại được sắp xếp lại theo thứ tự nhiệt độ, nó trở lên nhanh đạt tới gần tương tự với biểu đồ của tân tiến.[125]

Có những vần âm đơn rất khác nhau cho việc phân loại sao tuân theo phổ của chúng, xếp từ loại O, riêng với sao rất nóng, đến M, riêng với sao rất lạnh mà những phân tử hoàn toàn có thể hình thành trong khí quyển của chúng. Những phân loại sao chính theo thứ tự giảm dần của nhiệt độ mặt phẳng là: O, B, A, F, G, K, và M hay thường còn được gọi là (Oh Be A Fine Girl Kiss Me). Có những kiểu phổ rất hiếm gặp cũng khá được phân loại đặc biệt quan trọng. Những loại này thường là kiểu L và T, tương ứng với phân loại những sao rất lạnh khối lượng nhỏ và sao lùn nâu. Mỗi một kiểu chia làm10 kiểu nhỏ, đánh số từ 0 đến 9, theo thứ tự giảm dần nhiệt độ. Tuy thế, khối mạng lưới hệ thống phân loại này bị phá vỡ tại những nhiệt độ rất cao: lớp sao O0 và O1 hoàn toàn có thể không tồn tại.[126]

Ngoài ra, những sao hoàn toàn có thể được phân loại theo hiệu ứng độ trưng được tìm thấy trong những vạch phổ của chúng, nó tương ứng với kích cỡ của sao và xác lập bởi mê hoặc tại mặt phẳng. Phân loại sắp xếp từ 0 (sao siêu khổng lồ) qua III (sao khổng lồ) đến V (sao lùn ở dải chính); một số trong những tác giả thêm vào VII (sao lùn trắng). Hầu hết những sao thuộc vào dải chính, mà gồm có những sao thông thường đốt cháy hydro. Chúng sắp xếp thành một dải chéo, hẹp khi ta vẽ lên biểu đồ theo cấp sao biểu kiến và kiểu phổ của chúng.[126] Mặt Trời của toàn bộ chúng ta là một sao lùn vàng ở dải chính, được phân loại là G2V, có nhiệt độ mặt phẳng trung bình và kích cỡ thông thường.

Ngoài những ký hiệu phân loại như trên, người ta còn thêm những chữ ở dưới những ký hiệu đó khiến cho biết thêm thêm những dị thường trong phổ của những sao. Ví dụ, ký tự “e” hoàn toàn có thể ám chỉ sự xuất hiện của những vạch phát xạ; “m” đại diện thay mặt thay mặt cho mức sắt kẽm kim loại rất mạnh không thông thường, và “var” nghĩa là yếu tố biến thiên trong kiểu phổ.[126]

Các sao lùn trắng còn tồn tại phân loại riêng dành riêng cho chúng với khởi đầu bằng vần âm D. Sau này được chia ra thành những lớp DA, DB, DC, DO, DZ, và DQ, tùy từng những vạch điển hình được tìm thấy trong phổ của chúng. Điều này cho suy ra được một giá trị số ám chỉ bởi chỉ số nhiệt độ.[127]

Hình dạng bất đối xứng của Mira, một sao biến quang xấp xỉ. ảnh của Hubble, NASA – ES A

Các sao biến quang là những sao có độ sáng thay đổi ngẫu nhiên hay tuần hoàn chính bới những tính chất nội tại của chúng hoặc do tác động của bên phía ngoài. Về bản chất riêng với những sao biến quang, chúng hoàn toàn có thể được chia ra làm ba nhóm chính.

Trong quy trình tiến hoá của ngôi sao 5 cánh, một số trong những sao trải qua quy trình mà chúng trở thành những sao biến quang co và giãn (pulsating variable star). Sao biến quang co và giãn thay đổi bán kính và độ sáng theo thời hạn, mở rộng hay co lại theo những chu kỳ luân hồi từ vài phút đến vài năm, tùy từng kích thước của sao. Phân loại theo phong cách này gồm sao biến quang Cepheid và những sao kiểu Cepheid, và những sao biến quang chu kỳ luân hồi lớn như sao Mira.[128]

Các sao biến quang bùng phát (eruptive variable) là những sao bất thình lình tăng độ sáng của nó lên do những sự kiện như chớp lửa (flare) hay sự phóng một lượng lớn những hạt vào không khí.[128] Những nhóm này gồm có những tiền sao, sao Wolf-Rayet, sao bùng sáng (flare star), cũng như những sao khổng lồ và siêu khổng lồ.

Những sao biến quang kiểu nổ tung (explosive) hay dịch chuyển lớn (cataclysmic) trải qua sự thay đổi lớn về tính chất chất của chúng. Nhóm này gồm có những sao mới (nova) và những siêu tân tinh. Một hệ sao đôi có một sao lùn trắng hoàn toàn có thể tạo ra những vụ nổ sao lớn kiểu này, gồm sao mới và siêu tân tinh kiểu Ia.[4] Vụ nổ được tạo ra khi sao lùn trắng bồi tụ hydro từ sao sát cánh, tăng dần khối lượng của nó cho tới lúc xẩy ra phản ứng tổng hợp hydro.[129] Một số sao mới cũng luôn có thể có những vụ nổ mang tính chất chất tuần hoàn, lặp lại với biên độ trung bình.[128]

Nhiều sao cũng thay đổi độ sáng do những nguyên nhân bên phía ngoài, như sự che khuất trong hệ sao đôi, cũng như những sao quay nhanh với những vết đen (starspot) lớn trên nó.[128] Một ví dụ nổi trội về sự việc che khuất trong hệ sao đôi đó là hệ sao Algol, nó biến hóa cấp sao một cách đều đặn từ 2,3 đến 3,5 trong chu kỳ luân hồi 2,87 ngày.

Phần bên trong của một sao ổn định tuân theo trạng thái cân đối thuỷ tĩnh: những lực tác động vào một trong những thể tích nhỏ bất kỳ được cân đối đúng chuẩn với nhau. Những lực cân đối gồm có lực mê hoặc khuynh hướng về phía trong và lực hướng ra phía ngoài là gradient áp suất bên trong ngôi sao 5 cánh. Gradient áp suất được thiết lập nên là gradient nhiệt độ của plasma; Phần bên phía ngoài của sao thì lạnh hơn Phần bên trong lõi. Nhiệt độ tại lõi của một sao ở dải chính hoặc sao khổng lồ là tối thiểu vào lúc chừng vài chục triệu K. Hệ quả là nhiệt độ và áp suất tại lõi đốt cháy hydro của sao ở dải đó đó là đủ cho phản ứng tổng hợp hạt nhân trình làng và đủ để tạo ra nguồn tích điện chống lại sự suy sụp của ngôi sao 5 cánh.[130][131]

Khi hạt nhân nguyên tử được tổng hợp tại lõi, chúng phát ra nguồn tích điện dưới dạng những tia gamma. Những photon này tương tác với plasma xung quanh, làm tăng thêm nhiệt năng tại lõi. Các ngôi sao 5 cánh ở dải chính biến hóa hydro thành heli qua phản ứng tổng hợp, tạo ra tỷ suất tăng ổn định, chậm rãi của heli tại lõi. Thậm chí cho tới lúc nguyên tố heli chiếm hầu hết và sự sinh nguồn tích điện bị ngừng hẳn tại lõi. Quả thực, riêng với những ngôi sao 5 cánh nặng hơn 0,4 lần khối lượng Mặt Trời, sự tổng hợp trình làng chậm dần trong lớp vỏ nở rộng xung quanh lõi heli thoái hoá (degenerate).[132]

Ngoài cân đối thủy tĩnh, Phần bên trong của một ngôi sao 5 cánh ổn định cũng duy trì sự cân đối nguồn tích điện về nhiệt lượng. Có một gradient nhiệt độ xuyên tâm trên toàn bộ Phần bên trong sao cho tạo ra một thông lượng nguồn tích điện Từ đó hướng ra phía bên phía ngoài. Thông lượng nguồn tích điện hướng ra phía ngoài thoát ra từ một lớp trong bất kỳ của ngôi sao 5 cánh bằng một cách đúng chuẩn thông lượng nguồn tích điện từ lớp phía dưới khuynh hướng về phía lớp đó.

Biểu đồ mặt phẳng cắt của một ngôi sao 5 cánh ở dải chính. Ảnh của NASA

Đới bức xạ là vùng bên trong ngôi sao 5 cánh nơi sự truyền bức xạ trình làng đủ hữu hiệu để duy trì thông lượng nguồn tích điện. Trong vùng này, plasma sẽ không còn biến thành xáo trộn và không tồn tại một hoạt động và sinh hoạt giải trí lớn nào của vật chất. Tuy nhiên, nếu điều này sẽ không còn đúng, thì plasma sẽ trở lên tạm bợ và sự đối lưu trình làng, tạo ra đới đối lưu. Điều này hoàn toàn có thể xẩy ra, ví dụ, trong vùng xuất hiện những thông lượng nguồn tích điện rất cao, như gần tại lõi hoặc trong những vùng có độ mờ đục quang học cao như lớp vỏ bên phía ngoài.[131]

Việc xẩy ra sự đối lưu trong lớp vỏ bên phía ngoài của một sao ở dải chính tùy từng khối lượng của ngôi sao 5 cánh. Các sao với khối lượng một vài lần khối lượng Mặt Trời có đới đối lưu sâu bên trong cấu trúc của sao và một đới bức xạ ở những lớp phía bên phía ngoài. Những ngôi sao 5 cánh nhỏ hơn như Mặt Trời lại ngược lại, chúng có đới đối lưu nằm ở vị trí những lớp bên phía ngoài.[133] Những sao lùn đỏ với khối lượng nhỏ hơn 0,4 lần khối lượng Mặt Trời thì sự đối lưu xẩy ra trong toàn bộ ngôi sao 5 cánh và ngăn cản sự tích tụ thành một lõi heli.[2] Đối với hầu hết những sao, những đới đối lưu sẽ luôn thay đổi theo thời hạn khi ngôi sao 5 cánh trở lên già hơn và cấu trúc bên trong của sao bị thay đổi theo.[131]

Phần của ngôi sao 5 cánh hiện lên trước mắt một người xem được gọi là quang quyển. Đây là lớp mà tại đó plasma của sao trở lên trong suốt riêng với photon của ánh sáng. Từ vùng này, nguồn tích điện được tạo ra ở lõi được tự do Viral vào không khí. Trong quang quyển có những vùng gọi là vết đen Mặt Trời (sun spot), đó là những vùng với nhiệt độ trung bình thấp hơn xuất hiện trên quang quyển.

Bên trên quang quyển là khí quyển của ngôi sao 5 cánh. Đối với những sao ở dải chính như Mặt Trời, đới thấp nhất bên trong khí quyển là vùng sắc quyển mỏng dính, nơi những tai lửa (spicule) xuất hiện và chớp lửa của sao (flare star) hình thành. Vùng này được bao bọc xung quanh bởi một vùng chuyển tiếp, nơi nhiệt độ tăng thêm một cách nhanh gọn chỉ trong mức chừng cách độ cao 100 km. Bên ngoài vùng này nữa gọi là quầng (corona) hay riêng với Mặt Trời gọi là vành nhật hoa, một vùng với thể tích plasma siêu nóng và hoàn toàn có thể mở rộng ra ngoài không quầy bán hàng triệu km.[134] Sự tồn tại của quầng dường như độc lập với đới đối lưu ở những lớp bên phía ngoài của sao.[133] Và tuy nhiên nó có nhiệt độ rất cao, quầng phát ra rất ít ánh sáng. Vùng quầng của Mặt Trời thường chỉ hoàn toàn có thể nhìn thấy được trong quy trình nhật thực.

Từ vùng quầng này, gió sao chứa những hạt plasam mở rộng ra bên phía ngoài từ ngôi sao 5 cánh, Viral cho tới tận khi nó tương tác với môi trường tự nhiên vạn vật thiên nhiên liên sao. Đối với Mặt Trời, sự ảnh hưởng của gió Mặt Trời mở rộng ra tận đến vùng có hình dạng khủng hoảng rủi ro không mong muốn cục bộ bong bóng của nhật quyển (heliosphere).[135]

Tổng quan chuỗi phản ứng proton – proton

Chu trình cacbon – nitơ – oxy

Có nhiều phản ứng tổng hợp hạt nhân rất khác nhau trình làng ở bên trong lõi những sao, tùy từng khối lượng và thành phần của ngôi sao 5 cánh, gọi chung là phản ứng tổng hợp hạt nhân sao. Khối lượng tổng số của những hạt nhân nguyên tử sau phản ứng tổng hợp nhỏ hơn tổng khối lượng những hạt tham gia phản ứng. Khối lượng bị mất này được giải phóng dưới dạng nguồn tích điện điện từ, tuân theo nguyên tắc sự tương tự khối lượng – nguồn tích điện E = mc².[1]

Quá trình tổng hợp hydro là một quy trình nhạy với nhiệt độ, chỉ việc nhiệt độ tăng trung bình trong lõi sẽ làm cho vận tốc phản ứng tổng hợp tăng thêm rất rộng. Vì vậy nhiệt độ trong lõi của những sao ở dải chính thay đổi từ 4 triệu K riêng với những sao lớp M đến 40 triệu K riêng với những sao lớp O.[108]

Trong Mặt Trời, với nhiệt độ tại lõi khoảng chừng 10 triệu K, những hạt nhân hydro tổng phù thích hợp với nhau để tạo ra heli trong chuỗi phản ứng proton – proton:[136]

41H → 22H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)

21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)

23He → 4He + 21H (12.9 MeV)

với e+ là hạt positron, γ là hạt photon tia gamma, νe là hạt neutrino, và H và He tương ứng là những đồng vị của hydro và heli. Năng lượng được giải phóng trong phản ứng này lên tới hàng triệu electron vôn, là nhỏ nếu chỉ tính riêng từng phản ứng một. Tuy nhiên bên trong Mặt Trời vô số những phản ứng này trình làng liên tục, tạo ra đủ nguồn tích điện thiết yếu để duy trì cho việc bức xạ của ngôi sao 5 cánh ra bên phía ngoài.

Khối lượng tối thiểu của ngôi sao 5 cánh để thực thi phản ứng tổng hợp

Nguyên tố

Khối lượng
Mặt Trời

Hydro

0.01

Heli

0.4

Cacbon

5[137]Neon

8

Trong những ngôi sao 5 cánh nặng hơn, heli được tạo ra trong một quy trình phản ứng có cacbon tham gia làm chất xúc tác— quy trình cacbon-nitơ-oxy.[136]

Trong những sao đã tiến hoá với lõi có nhiệt độ 100 triệu K và khối lượng từ 0,5 đến 10 lần khối lượng Mặt Trời, heli hoàn toàn có thể biến hóa thành cacbon trong quy trình ba-alpha (triple-alpha process) với nguyên tố trung gian là beryli:[136]

4He + 4He + 92 keV → 8*Be

4He + 8*Be + 67 keV → 12*C

12*C → 12C + γ + 7.4 MeV

Đối với toàn bộ phản ứng:

34He → 12C + γ + 7.2 MeV

Trong những sao có khối lượng lớn, những nguyên tố nặng hơn cũng hoàn toàn có thể bị đốt cháy trong lõi đang co lại thông qua quy trình đốt cháy neon và quy trình đốt cháy oxy. Giai đoạn ở đầu cuối trong quy trình tổng hợp hạt nhân sao là quy trình đốt cháy silic với thành phầm tạo ra là đồng vị bền sắt-56. Phản ứng tổng hợp không thể tiếp tục trình làng riêng với sắt nữa ngoại trừ quy trình thu nhiệt, và nguồn tích điện chỉ hoàn toàn có thể được sản sinh ra là nhờ việc suy sụp mê hoặc.[136]

Ví dụ phía dưới đã cho toàn bộ chúng ta biết khoảng chừng thời hạn thiết yếu cho một ngôi sao 5 cánh có khối lượng 20 lần khối lượng Mặt Trời hoàn toàn có thể tiêu thụ hết toàn bộ nhiên liệu hạt nhân của nó. Là một sao lớp O thuộc dải chính, nó có đường kính gấp 8 lần đường kính Mặt Trời và có độ trưng gấp 62.000 lần độ trưng của Mặt Trời.[138]

Nguyên
vật tư

Nhiệt độ
(triệu kelvin)

Mật độ
(kg/cm³)

Thời gian đốt cháy
(τ theo năm)

H

0,0045

8,1 triệu

He

188

0,97

1,2 triệu

C

870

170

976

Ne

1.570

3.100

0,6

O

1.980

5.550

1,25

S/Si

3.340

33.400

0,0315[ct 2]

Tiến hóa sao

Phân loại sao

Mảng sao

Chòm sao

^ 3.99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 105 năm.

^ 11,5 ngày là 0,0315 năm.

^ a b Bahcall, John N. (ngày 29 tháng 6 năm 2000). “How the Sun Shines”. Nobel Foundation. Truy cập ngày 30 tháng 8 năm 2006.

^ a b c d Richmond, Michael. “Late stages of evolution for low-mass stars”. Rochester Institute of Technology. Truy cập ngày 4 tháng 8 năm 2006.

^ “Stellar Evolution & Death”. NASA Observatorium. Lưu trữ bản gốc ngày 16 tháng 12 năm 2002. Truy cập ngày 8 tháng 6 năm 2006. Đã bỏ qua tham số không rõ |= (trợ giúp)

^ a b Iben, Icko, Jr. (1991). “Single and binary star evolution”. Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55–114. doi:10.1086/191565.

^ a b Forbes, George (1909). History of Astronomy (Free e-book from Project Gutenberg). London: Watts & Co.

^ Hevelius, Johannis (1690). Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia. Gdansk.

^ Tøndering, Claus. “Other ancient calendars”. WebExhibits. Truy cập ngày 10 tháng 12 năm 2006.

^ von Spaeth, Ove (2000). “Dating the Oldest Egyptian Star Map”. Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology. 42 (3): 159–179. Truy cập ngày 21 tháng 10 trong năm 2007.

^ North, John (1995). The Norton History of Astronomy and Cosmology. Tp New York and London: W.W. Norton & Company. tr. 30–31. ISBN 0393036561.

^ Murdin, P. (2000). “Aristillus (c. 200 BC)”. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. doi:10.1888/0333750888/3440. Truy cập ngày 2 tháng 6 năm 2009.

^ Grasshoff, Gerd (1990). The history of Ptolemy’s star catalogue. Springer. tr. 1–5. ISBN 0387971815.

^ Pinotsis, Antonios D. “Astronomy in Ancient Rhodes”. Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. Truy cập ngày 2 tháng 6 năm 2009.

^ Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (ngày 29 tháng 6 năm 1981). The Historical Supernovae. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. tr. 355–370. Truy cập ngày 24 tháng 9 năm 2006. Đã bỏ qua tham số không rõ |booktitle= (trợ giúp)Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang (2006). “The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova”. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 6 (5): 635–640. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ “Astronomers Peg Brightness of History’s Brightest Star”. NAOA News. ngày 5 tháng 3 năm 2003. Bản gốc tàng trữ ngày 12 tháng 5 năm 2022. Truy cập ngày 8 tháng 6 năm 2006.

^ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (ngày 30 tháng 8 năm 2006). “Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula”. SEDS. University of Arizona.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Duyvendak, J. J. L. (1942). “Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 91–94. Bibcode:1942PASP…54…91D. doi:10.1086/125409.
Mayall, N. U.; Oort, Jan Hendrik (1942). “Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 95–104. Bibcode:1942PASP…54…95M. doi:10.1086/125410.

^ K. Brecher & và đồng nghiệp (1983). “Ancient records and the Crab Nebula supernova”. The Observatory. 103: 106–113. Bibcode:1983Obs…103..106B. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |authors= (trợ giúp)Quản lý CS1: sử dụng tham số tác giả (link)

^ Kennedy, Edward S. (1962). “Review: The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory by Aydin Sayili”. Isis. 53 (2): 237–239. doi:10.1086/349558.

^ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier’s nebulae and star clusters. Cambridge University Press. tr. 1. ISBN 0521370795.

^ Zahoor, A. (1997). “Al-Biruni”. Hasanuddin University. Lưu trữ bản gốc ngày 26 tháng 6 năm 2008. Truy cập ngày 21 tháng 10 trong năm 2007.

^ Montada, Josep Puig (ngày 28 tháng 9 trong năm 2007). “Ibn Bajja”. Stanford Encyclopedia of Philosophy. Truy cập ngày 11 tháng 7 năm 2008.

^ a b Drake, Stephen A. (ngày 17 tháng 8 năm 2006). “A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy”. NASA HEASARC. Truy cập ngày 24 tháng 8 năm 2006.

^ “Exoplanets” (PDF). ESO. ngày 24 tháng 7 năm 2006. Bản gốc (PDF) tàng trữ ngày 4 tháng 9 năm 2011. Truy cập ngày 11 tháng 10 năm 2006.

^ Ahmad, I. A. (1995). “The impact of the Qur’anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization”. Vistas in Astronomy. ScienceDirect. 39 (4): 395–403 [402]. doi:10.1016/0083-6656(95)00033-X. Đã bỏ qua tham số không rõ |doi_brokendate= (gợi ý |doi-broken-date=) (trợ giúp)

^ Setia, Adi (2004). “Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey”. Islam & Science. 2. Truy cập ngày 2 tháng 3 năm 2010.

^ Hoskin, Michael (1998). “The Value of Archives in Writing the History of Astronomy”. Space Telescope Science Institute. Truy cập ngày 24 tháng 8 năm 2006.

^ Proctor, Richard A. (1870). “Are any of the nebulæ star-systems?”. Nature. 1: 331–333. doi:10.1038/001331a0.

^ MacDonnell, Joseph. “Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics”. Fairfield University. Truy cập ngày 2 tháng 10 năm 2006.

^ Aitken, Robert G. (1964). The Binary Stars. Tp New York: Dover Publications Inc. tr. 66.

^ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (1921). “Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer”. Astrophysical Journal. 53: 249–259. doi:10.1086/142603.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ a b c Unsöld, Albrecht (2001). The New Cosmos (ấn bản 5). Tp New York: Springer-Verlag. tr. 180–185, 215–216. ISBN 3540678778.

^ e. g. Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno (2003). “Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31”. The Astronomical Journal. 125 (3): 1298–1308. doi:10.1086/346274. Truy cập ngày 4 tháng 2 trong năm 2007.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ “Millennium Star Atlas marks the completion of ESA’s Hipparcos Mission”. ESA. ngày 8 tháng 12 năm 1997. Truy cập ngày 5 tháng 8 trong năm 2007.

^ Villard, Ray; Freedman, Wendy L. (ngày 26 tháng 10 năm 1994). “Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet”. Hubble Site. Truy cập ngày 5 tháng 8 trong năm 2007.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ “Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe”. Hubble Site. ngày 25 tháng 5 năm 1999. Truy cập ngày 2 tháng 8 trong năm 2007.

^ “UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away”. UBC Public Affairs. ngày 8 tháng 1 trong năm 2007. Bản gốc tàng trữ ngày 27 tháng 7 năm trước đó đó. Truy cập ngày 2 tháng 8 trong năm 2007.

^ Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne (1995). Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination. Carsten Niebuhr Institute Publications. 19. Museum Tusculanum Press. tr. 163. ISBN 8772892870.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ a b Coleman, Leslie S. “Myths, Legends and Lore”. Frosty Drew Observatory. Truy cập ngày 13 tháng 8 năm 2006.

^ “Naming Astronomical Object”. International Astronomical Union (IAU). Truy cập ngày 30 tháng 1 năm 2009.

^ “Naming Stars”. Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). Truy cập ngày 30 tháng 1 năm 2009.

^ Lyall, Francis; Larsen, Paul B. (2009). “Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies”. Space Law: A Treatise. Ashgate Publishing, Ltd. tr. 176. ISBN 0754643905.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ “Star naming”. Scientia Astrophysical Organization. 2005. Bản gốc tàng trữ ngày 18 tháng 10 năm 2015. Truy cập ngày 29 tháng 6 năm 2010.

^ “Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises”. British Library. The British Library Board. Lưu trữ bản gốc ngày 9 tháng 5 năm 2008. Truy cập ngày 29 tháng 6 năm 2010.

^ Andersen, Johannes. “Buying Stars and Star Names”. International Astronomical Union. Truy cập ngày 24 tháng 6 năm 2010.

^ a b Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I. (2003). “Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars”. The Astrophysical Journal. 583 (2): 1024–1039. doi:10.1086/345408.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Tripathy, S. C.; Antia, H. M. (1999). “Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius”. Solar Physics. 186 (1/2): 1–11. doi:10.1023/A:1005116830445.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^

Woodward, P. R. (1978). “Theoretical models of star formation”. Annual review of astronomy and astrophysics. 16: 555–584. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.003011.

^ Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. tr. 57–68. ISBN 1860945015.

^ Seligman, Courtney. “Slow Contraction of Protostellar Cloud”. Self-published. Bản gốc tàng trữ ngày 23 tháng 6 năm 2008. Truy cập ngày 5 tháng 9 năm 2006.

^ Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. (1996). Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier (sửa đổi và biên tập). The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks. Space Telescope Science Institute. tr. 491. Truy cập ngày 14 tháng 7 năm 2006. Đã bỏ qua tham số không rõ |booktitle= (trợ giúp)Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Smith, Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press. tr. 176. ISBN 1860945015.

^ Megeath, Tom (ngày 11 tháng 5 năm 2010). “Herschel finds a hole in space”. ESA. Truy cập ngày 17 tháng 5 năm 2010.

^ Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G. (1979). “Stellar evolution from the zero-age main sequence”. Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733–791. doi:10.1086/190603.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ a b

Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). “Our Sun. III. Present and Future”. Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ…418..457S. doi:10.1086/173407.

^ Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank, G. P.; Linsky, J. L. (2002). “Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity”. The Astrophysical Journal. 574 (1): 412–425. doi:10.1086/340797.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ C. de Loore; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). “Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind”. Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251–259.Quản lý CS1: sử dụng tham số tác giả (link)

^ “The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun”. Royal Greenwich Observatory. Bản gốc tàng trữ ngày 3 tháng 6 thời gian năm 2012. Truy cập ngày 7 tháng 9 năm 2006.

^ Pizzolato, N.; Ventura, P.; D’Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S. (2001). “Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests”. Astronomy & Astrophysics. 373: 597–607. doi:10.1051/0004-6361:20010626.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ “Mass loss and Evolution”. UCL Astrophysics Group. ngày 18 tháng 6 năm 2004. Bản gốc tàng trữ ngày 22 tháng 11 năm 2004. Truy cập ngày 26 tháng 8 năm 2006.

^ K.-P. Schröder & Smith, Robert Connon (2008). “Distant future of the Sun and Earth revisited”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386: 155. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.Quản lý CS1: sử dụng tham số tác giả (link) Xem thêm Palmer, Jason (ngày 22 tháng 2 năm 2008). “Hope dims that Earth will survive Sun’s death”. NewScientist.com news service. Truy cập ngày 24 tháng 3 năm 2008.

^ a b Hinshaw, Gary (ngày 23 tháng 8 năm 2006). “The Life and Death of Stars”. NASA WMAP Mission. Truy cập ngày một tháng 9 năm 2006.

^ Iben, Icko, Jr. (1991). “Single and binary star evolution”. Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55–114. doi:10.1086/191565. Truy cập ngày 3 tháng 3 trong năm 2007.

^ “What is a star?”. Royal Greenwich Observatory. Bản gốc tàng trữ ngày 25 tháng 10 năm 2015. Truy cập ngày 7 tháng 9 năm 2006.

^ Liebert, J. (1980). “White dwarf stars”. Annual review of astronomy and astrophysics. 18 (2): 363–398. doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002051.

^ a b c “Introduction to Supernova Remnants”. Goddard Space Flight Center. ngày 6 tháng bốn năm 2006. Truy cập ngày 16 tháng 7 năm 2006.

^ Fryer, C. L. (2003). “Black-hole formation from stellar collapse”. Classical and Quantum Gravity. 20: S73–S80. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309.

^ Victor G. Szebehely & Curran, Richard B. (1985). Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer. ISBN 9027720460.Quản lý CS1: sử dụng tham số tác giả (link)

^ “Most Milky Way Stars Are Single” (Thông cáo báo chí). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. ngày 30 tháng 1 năm 2006. Truy cập ngày 16 tháng 7 năm 2006.

^ “What is a galaxy? How many stars in a galaxy? How many stars/galaxies in the Universe?”. Royal Greenwich Observatory. Bản gốc tàng trữ ngày 9 tháng 11 năm 2015. Truy cập ngày 18 tháng 7 năm 2006.

^ “Hubble Finds Intergalactic Stars”. Hubble News Desk. ngày 14 tháng 1 năm 1997. Truy cập ngày 6 tháng 11 năm 2006.

^ “Astronomers count the stars”. BBC News. ngày 22 tháng 7 năm 2003. Truy cập ngày 18 tháng 7 năm 2006.

^ Holmberg, J.; Flynn, C. (2000). “The local density of matter mapped by Hipparcos”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 313 (2): 209–216. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x. Truy cập ngày 18 tháng 7 năm 2006.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ “Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic”. CNN News. ngày 2 tháng 6 năm 2000. Bản gốc tàng trữ ngày 27 tháng 7 năm trước đó đó. Truy cập ngày 21 tháng 7 năm 2006.

^ J. C. Lombardi, Jr.; Warren, J. S.; Rasio, F. A.; Sills, A.; Warren, A. R. (2002). “Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers”. The Astrophysical Journal. 568: 939–953. doi:10.1086/339060.Quản lý CS1: sử dụng tham số tác giả (link)

^ Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J (ngày 11 tháng 5 trong năm 2007). “Nearby Star Is A Galactic Fossil”. Science Daily. Truy cập ngày 10 tháng 5 trong năm 2007.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Frebel, Anna; và đồng nghiệp (tháng 5 trong năm 2007). “Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium”. Astrophysical Journal Letters. 660 (2): L117–L120. Bibcode:2007ApJ…660L.117F. doi:10.1086/518122. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |author= (trợ giúp)

^ Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. (ngày 13 tháng 7 năm 2006). “How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?”. Scientific American. Truy cập ngày 11 tháng 5 trong năm 2007.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). “The End of the Main Sequence”. The Astrophysical Journal. 482: 420–432. doi:10.1086/304125. Truy cập ngày 11 tháng 5 trong năm 2007.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Irwin, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. tr. 78. ISBN 0470013060.

^ “A “Genetic Study” of the Galaxy”. ESO. ngày 12 tháng 9 năm 2006. Truy cập ngày 10 tháng 10 năm 2006.

^ Fischer, D. A.; Valenti, J. (2005). “The Planet-Metallicity Correlation”. The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102–1117. doi:10.1086/428383.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ “Signatures Of The First Stars”. ScienceDaily. ngày 17 tháng bốn năm 2005. Truy cập ngày 10 tháng 10 năm 2006.

^ S. Feltzing & Gonzalez, G. (2000). “The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates”. Astronomy & Astrophysics. 367: 253–265. doi:10.1051/0004-6361:20000477. Truy cập ngày 27 tháng 11 trong năm 2007.Quản lý CS1: sử dụng tham số tác giả (link)

^ Gray, David F. (1992). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. tr. 413–414. ISBN 0521408687.

^ “The Biggest Star in the Sky”. ESO. ngày 11 tháng 3 năm 1997. Truy cập ngày 10 tháng 7 năm 2006.

^ Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). “Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared”. Journal of Astrophysics and Astronomy. 16: 332. Truy cập ngày 5 tháng 7 trong năm 2007.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Loktin, A. V. (2006). “Kinematics of stars in the Pleiades open cluster”. Astronomy Reports. 50 (9): 714–721. Bibcode:2006ARep…50..714L. doi:10.1134/S1063772906090058.

^ “Hipparcos: High Proper Motion Stars”. ESA. ngày 10 tháng 9 năm 1999. Lưu trữ bản gốc ngày 27 tháng 7 năm 2003. Truy cập ngày 10 tháng 10 năm 2006.

^ Johnson, Hugh M. (1957). “The Kinematics and Evolution of Population I Stars”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (406): 54. doi:10.1086/127012.

^ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. (1999). “The Formation of Star Clusters”. American Scientist. 86 (3): 264. doi:10.1511/1998.3.264. Bản gốc tàng trữ ngày 11 tháng 1 thời gian năm 2012. Truy cập ngày 23 tháng 8 năm 2006.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Brainerd, Jerome James (ngày 6 tháng 7 năm 2005). “X-rays from Stellar Coronas”. The Astrophysics Spectator. Truy cập ngày 21 tháng 6 trong năm 2007.

^ Berdyugina, Svetlana V. (2005). “Starspots: A Key to the Stellar Dynamo”. Living Reviews. Truy cập ngày 21 tháng 6 trong năm 2007.

^ Smith, Nathan (1998). “The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender”. Mercury Magazine. Astronomical Society of the Pacific. 27: 20. Bản gốc tàng trữ ngày 27 tháng 9 năm 2006. Truy cập ngày 13 tháng 8 năm 2006.

^ “NASA’s Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy”. NASA News. ngày 3 tháng 3 năm 2005. Truy cập ngày 4 tháng 8 năm 2006.

^ “Stars Just Got Bigger”. European Southern Observatory. ngày 21 tháng 7 năm 2010. Truy cập ngày 30 tháng 12 năm 2015.

^ “Ferreting Out The First Stars”. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. ngày 22 tháng 9 năm 2005. Truy cập ngày 5 tháng 9 năm 2006.

^ “Weighing the Smallest Stars”. ESO. ngày một tháng 1 năm 2005. Truy cập ngày 13 tháng 8 năm 2006.

^ Boss, Alan (ngày 3 tháng bốn năm 2001). “Are They Planets or What?”. Carnegie Institution of Washington. Bản gốc tàng trữ ngày 24 tháng 2 năm 2002. Truy cập ngày 8 tháng 6 năm 2006.

^ a b Shiga, David (ngày 17 tháng 8 năm 2006). “Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed”. New Scientist. Lưu trữ bản gốc ngày 14 tháng 11 năm 2006. Truy cập ngày 23 tháng 8 năm 2006.

^ “Hubble glimpses faintest stars”. BBC. ngày 18 tháng 8 năm 2006. Truy cập ngày 22 tháng 8 năm 2006.

^ “Flattest Star Ever Seen”. ESO. ngày 11 tháng 6 năm 2003. Truy cập ngày 3 tháng 10 năm 2006.

^ Fitzpatrick, Richard (ngày 13 tháng 2 năm 2006). “Introduction to Plasma Physics: A graduate course”. The University of Texas Austin. Lưu trữ bản gốc ngày 26 tháng 6 năm 2002. Truy cập ngày 4 tháng 10 năm 2006.

^ Villata, Massimo (1992). “Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 257 (3): 450–454.

^ “A History of the Crab Nebula”. ESO. ngày 30 tháng 5 năm 1996. Lưu trữ bản gốc ngày 18 tháng 11 năm 2003. Truy cập ngày 3 tháng 10 năm 2006.

^ Strobel, Nick (ngày 20 tháng 8 trong năm 2007). “Properties of Stars: Color and Temperature”. Astronomy Notes. Primis/McGraw-Hill, Inc. Bản gốc tàng trữ ngày 26 tháng 6 trong năm 2007. Truy cập ngày 9 tháng 10 trong năm 2007.

^ Seligman, Courtney. “Review of Heat Flow Inside Stars”. Self-published. Truy cập ngày 5 tháng 7 trong năm 2007.

^ a b “Main Sequence Stars”. The Astrophysics Spectator. ngày 16 tháng 2 năm 2005. Truy cập ngày 10 tháng 10 năm 2006.

^ Michael A. Zeilik & Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (ấn bản 4). Saunders College Publishing. tr. 321. ISBN 0030062284.Quản lý CS1: sử dụng tham số tác giả (link)

^ Roach, John (ngày 27 tháng 8 năm 2003). “Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind”. National Geographic News. Truy cập ngày 13 tháng 6 năm 2006.

^ “The Colour of Stars”. Australian Telescope Outreach and Education. Bản gốc tàng trữ ngày 10 tháng 3 thời gian năm 2012. Truy cập ngày 13 tháng 8 năm 2006.

^ “Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun”. Hubble News Desk. ngày 15 tháng 7 năm 2004. Truy cập ngày 24 tháng 5 năm 2006.

^ Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A. (2000). “Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation”. The Astrophysical Journal. 532: 1192–1196. doi:10.1086/308617.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Staff (ngày 10 tháng 1 năm 2006). “Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator”. National Optical Astronomy Observatory. Bản gốc tàng trữ ngày 15 tháng 5 năm 2022. Truy cập ngày 18 tháng 11 trong năm 2007.

^ Michelson, A. A.; Pease, F. G. (2005). “Starspots: A Key to the Stellar Dynamo”. Living Reviews in Solar Physics. Max Planck Society.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Manduca, A.; Bell, R. A.; Gustafsson, B. (1977). “Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres”. Astronomy and Astrophysics. 61 (6): 809–813.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Chugainov, P. F. (1971). “On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars”. Information Bulletin on Variable Stars. 520: 1–3.

^ “Magnitude”. National Solar Observatory—Sacramento Peak. Bản gốc tàng trữ ngày 6 tháng 2 năm 2008. Truy cập ngày 23 tháng 8 năm 2006.

^ a b “Luminosity of Stars”. Australian Telescope Outreach and Education. Bản gốc tàng trữ ngày 9 tháng 8 năm 2014. Truy cập ngày 13 tháng 8 năm 2006.

^ Xem định nghĩa absolute magtidute trong từ điển thiên văn học Philip’s Astronomy Encyclopedia, trang 10

^ Hoover, Aaron (ngày 5 tháng 1 năm 2004). “Star may be biggest, brightest yet observed”. HubbleSite. Bản gốc tàng trữ ngày 7 tháng 8 trong năm 2007. Truy cập ngày 8 tháng 6 năm 2006.

^ “Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397”. HubbleSite. ngày 17 tháng 8 năm 2006. Truy cập ngày 8 tháng 6 năm 2006.

^ Smith, Gene (ngày 16 tháng bốn năm 1999). “Stellar Spectra”. University of California, San Diego. Truy cập ngày 12 tháng 10 năm 2006.

^ Fowler, A. (1891). “The Draper Catalogue of Stellar Spectra”. Nature, a Weekly Illustrated Journal of Science. 45: 427–8.

^ Carlos Jaschek & Jaschek, Mercedes (1990). The Classification of Stars. Cambridge University Press. tr. 31–48. ISBN 0521389968.Quản lý CS1: sử dụng tham số tác giả (link)

^ a b c MacRobert, Alan M. “The Spectral Types of Stars”. Sky and Telescope. Bản gốc tàng trữ ngày 22 tháng 10 năm trước đó đó. Truy cập ngày 19 tháng 7 năm 2006.

^ “White Dwarf (wd) Stars”. White Dwarf Research Corporation. Bản gốc tàng trữ ngày 5 tháng 11 năm 2003. Truy cập ngày 19 tháng 7 năm 2006.

^ a b c d “Types of Variable Stars”. AAVSO. Truy cập ngày 18 tháng 8 năm 2010.

^ “Cataclysmic Variables”. NASA Goddard Space Flight Center. ngày một tháng 11 năm 2004. Truy cập ngày 8 tháng 6 năm 2006.

^ Hansen, Carl J. (2004). Stellar Interiors. Springer. tr. 32–33. ISBN 0387200894. Đã bỏ qua tham số không rõ |coauthors= (gợi ý |author=) (trợ giúp)

^ a b c Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5.

^ “Formation of the High Mass Elements”. Smoot Group. Truy cập ngày 11 tháng 7 năm 2006.

^ a b “What is a Star?”. NASA. ngày một tháng 9 năm 2006. Truy cập ngày 11 tháng 7 năm 2006.

^ “The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT” (Thông cáo báo chí). ESO. ngày một tháng 8 năm 2001. Lưu trữ bản gốc ngày 8 tháng 6 năm 2005. Truy cập ngày 10 tháng 7 năm 2006.

^ Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Lepping, R. P.; Connerney, J. E. P.; Stone, E. C.; McDonald, F. B. (2005). “Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields”. Science. 309 (5743): 2027–2029. doi:10.1126/science.1117542. PMID 16179471.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ a b c d Wallerstein, G.; Iben Jr., I.; Parker, P.; Boesgaard, A. M.; Hale, G. M.; Champagne, A. E.; Barnes, C. A.; KM-dppeler, F.; Smith, V. V.; Hoffman, R. D.; Timmes, F. X.; Sneden, C.; Boyd, R. N.; Meyer, B. S.; Lambert, D. L. (1999). “Synthesis of the elements in stars: forty years of progress” (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995–1084. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Truy cập ngày 4 tháng 8 năm 2006.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). “Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03”. Astronomy and Astrophysics Supplement. 141: 371–383. doi:10.1051/aas:2000126.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

^ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). “The evolution and explosion of massive stars”. Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1015–1071. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

Pickover, Cliff (2001). The Stars of Heaven. Oxford University Press. ISBN 0-19-514874-6.

Gribbin, John (2001). Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection. Yale University Press. ISBN 0-300-09097-8. Đã bỏ qua tham số không rõ |coauthors= (gợi ý |author=) (trợ giúp)

Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time. Bantam Books. ISBN 0-553-17521-1.

Tra sao trong từ điển mở tiếng Việt WiktionaryWikimedia Commons có thêm hình ảnh và phương tiện đi lại truyền tải về Sao.

Green, Paul J (2005). “Ngôi sao”. World Book Online Reference Center. World Book, Inc. Lưu trữ bản gốc ngày 8 tháng 5 năm 2005. Truy cập ngày 20 tháng 8 năm 2010. Đã bỏ qua tham số không rõ |= (trợ giúp)

Kaler, James. “Portraits of Stars and their Constellations / Chân dung những Vì sao và Chòm sao”. Đại học Illinois. Truy cập ngày 20 tháng 8 năm 2010.

“Query star by identifier, coordinates or reference code / Truy vấn ngôi sao 5 cánh bằng những đặc trưng, tọa độ hoặc mã tham chiếu”. SIMBAD. Trung tâm tài liệu thiên văn Strasbourg. Truy cập ngày 20 tháng 8 năm 2010.

“Classifying Variable Stars – Làm thế nào để giải thuật 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. Bản gốc tàng trữ ngày 4 tháng 12 thời gian năm 2012. Truy cập ngày 20 tháng 8 năm 2010. Đã bỏ qua tham số không rõ |= (trợ giúp) Quan sát những ngôi sao 5 cánh tại vị trí bạn đứng

Prialnick, Dina; Wood, Kenneth; Bjorkman, Jon; Whitney, Barbara; Wolff, Michael; Gray, David; Mihalas, Dimitri (2001). “Bài giảng về tính chất chất vật lý, sự hình thành và tiến hóa của những ngôi sao 5 cánh”. Đại học St. Andrews. Truy cập ngày 20 tháng 8 năm 2010.Quản lý CS1: nhiều tên: list tác giả (link)

(tiếng Việt) Sao tại Từ điển bách khoa Việt Nam

Chủ đề Thiên văn học

Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=Sao&oldid=68381569”

Chia Sẻ Link Tải Có 4 ngôi sao 5 cánh phát ra ánh sáng có những red color lam tím vàng ngôi sao 5 cánh nào có nhiệt độ mặt phẳng cao nhất miễn phí

Bạn vừa tìm hiểu thêm nội dung bài viết Với Một số hướng dẫn một cách rõ ràng hơn về Clip Có 4 ngôi sao 5 cánh phát ra ánh sáng có những red color lam tím vàng ngôi sao 5 cánh nào có nhiệt độ mặt phẳng cao nhất tiên tiến và phát triển nhất và ShareLink Download Có 4 ngôi sao 5 cánh phát ra ánh sáng có những red color lam tím vàng ngôi sao 5 cánh nào có nhiệt độ mặt phẳng cao nhất Free.

Thảo Luận vướng mắc về Có 4 ngôi sao 5 cánh phát ra ánh sáng có những red color lam tím vàng ngôi sao 5 cánh nào có nhiệt độ mặt phẳng cao nhất

Nếu sau khi đọc nội dung bài viết Có 4 ngôi sao 5 cánh phát ra ánh sáng có những red color lam tím vàng ngôi sao 5 cánh nào có nhiệt độ mặt phẳng cao nhất vẫn chưa hiểu thì hoàn toàn có thể lại phản hồi ở cuối bài để Mình lý giải và hướng dẫn lại nha

#Có #ngôi #sao #phát #ánh #sáng #có #những #màu #đỏ #lam #tím #vàng #ngôi #sao #nào #có #nhiệt #độ #bề #mặt #cao #nhất

Related posts:

Có 4 ngôi sao phát ra ánh sáng có các màu đỏ lam tím vàng ngôi sao nào có nhiệt độ bề mặt cao nhất Mới nhất

Kinh Nghiệm về Có 4 ngôi sao 5 cánh phát ra ánh sáng có những red color lam tím vàng ngôi sao 5 cánh nào có nhiệt độ mặt phẳng cao nhất Chi Tiết

Bảng nhiệt độ màu với một số trong những nguồn sáng rất khác nhau

Thời kỳ Trung cổ

Thiên văn sao từ thế kỷ thứ XVII đến nay

Sự hình thành tiền sao

Dải chính

Sau dải chính

Độ tuổi

Thành phần hóa học

Đường kính

Động học

Từ trường

Khối lượng

Sự tự quay

Nhiệt độ

Độ sáng

Cấp sao

Chia Sẻ Link Tải Có 4 ngôi sao 5 cánh phát ra ánh sáng có những red color lam tím vàng ngôi sao 5 cánh nào có nhiệt độ mặt phẳng cao nhất miễn phí

Thảo Luận vướng mắc về Có 4 ngôi sao 5 cánh phát ra ánh sáng có những red color lam tím vàng ngôi sao 5 cánh nào có nhiệt độ mặt phẳng cao nhất

Post a Comment

Cách up story video trên Facebook bằng máy tính

Một tỷ, năm trăm triệu viết bằng số như thế nào

Cách xem đáp án Microsoft form

Tượng là sản phẩm của công nghệ chế tạo bằng phương pháp gia công nào

Cách chỉnh full màn hình CS 1.1 Win 10

Biểu mẫu liên hệ

Discuss