Sao

context: Trong phần lớn thời gian hoạt động của nó, một sao chiếu sáng được là do các phản ứng tổng hợp hạt nhân tại lõi của nó, giải phóng năng lượng truyền qua phần bên trong sao và sau đó bức xạ ra không gian bên ngoài. Hầu hết mọi nguyên tố xuất hiện trong tự nhiên nặng hơn heli đều được tạo ra nhờ các ngôi sao, hoặc thông qua quá trình tổng hợp hạt nhân sao trong suốt thời gian hoạt động của nó hoặc bởi tổng hợp hạt nhân siêu tân tinh khi ngôi sao phát nổ. Các nhà thiên văn học xác định được khối lượng, độ tuổi, thành phần hóa học và nhiều tính chất khác của ngôi sao bằng cách quan sát phổ, độ sáng và chuyển động của nó trong không gian. Khối lượng tổng cộng của ngôi sao là yếu tố chính trong quá trình tiến hóa sao và sự tàn lụi của nó. Nhiều đặc trưng khác của một sao được xác định thông qua lịch sử tiến hóa của nó, bao gồm đường kính, sự tự quay, chuyển động và nhiệt độ. Một biểu đồ liên hệ giữa nhiệt độ với độ sáng của nhiều ngôi sao, gọi là biểu đồ Hertzsprung-Russell (biểu đồ H-R), cho phép xác định được tuổi và trạng thái tiến hóa của một ngôi sao.
qas: question: Thông tin nào là cần thiết để xác định quá trình tiến hoá sao và sự tàn lụi của nó? 
answers: text: Khối lượng tổng

context: Việc quan sát các sao đôi bắt đầu tăng lên một cách quan trọng trong thế kỷ XIX. Năm 1834, Friedrich Bessel đã quan sát sự thay đổi trong chuyển động riêng của sao Sirius, và ông suy luận ra sự tồn tại của một sao đồng hành bị che giấu. Edward Pickering đã lần đầu tiên phát hiện ra quang phổ của hệ sao đôi năm 1899 khi ông quan sát thấy sự tách có tính chu kỳ của các vạch phổ của sao Mizar theo chu kỳ 104 ngày. Các quan sát chi tiết của nhiều hệ thống sao đôi đã được thu thập lại bởi các nhà thiên văn William Struve và S. W. Burnham, cho phép xác định được khối lượng của sao từ tính toán về các tham số quỹ đạo. Và lời giải cho bài toán xác định quỹ đạo của các sao đôi từ các quan sát qua kính thiên văn được Felix Savary tìm ra năm 1827.Thế kỷ thứ XX đã chứng kiến sự phát triển mạnh mẽ của khoa học nghiên cứu sao. Kĩ thuật chụp ảnh đã trở thành một công cụ có giá trị cho thiên văn học. Karl Schwarzschild đã khám phá ra màu của một sao, và từ đó là nhiệt độ của sao, chúng có thể được xác định bằng cách so sánh giữa độ sáng nhìn thấy và độ sáng của ảnh chụp. Sự phát triển của quang kế quang điện đã cho phép đo đạc rất chính xác về độ lớn tại rất nhiều khoảng bước sóng khác nhau. Năm 1921 Albert A. Michelson lần đầu tiên đo đường kính sao nhờ một giao thoa kế trên kính thiên văn Hooker.Sự nghiên cứu quan trọng về cơ sở vật lý của ngôi sao đã xuất hiện trong những thập kỷ đầu của thế kỷ hai mươi. Năm 1913, biểu đồ Hertzsprung-Russell được phát triển, thúc đẩy ngành thiên văn vật lý nghiên cứu sao. Nhiều mô hình thành công được xây dựng để giải thích cấu trúc bên trong của sao và sự tiến hóa của chúng. Phổ của các sao cũng đã được giải thích thành công nhờ sự phát triển của vật lý lượng tử. Điều này cũng cho phép xác định được thành phần hóa học của khí quyển một ngôi sao.Ngoại trừ các siêu tân tinh, các ngôi sao đã được quan sát một cách cơ bản, trước tiên trong các thiên hà Nhóm Địa Phương của chúng ta, và đặc biệt là phần nhìn thấy được của Ngân Hà (như được mô tả chi tiết trong các danh lục sao trong thiên hà của chúng ta). Nhưng cũng có một số sao được quan sát trong thiên hà M100 của Đám Virgo, cách Trái Đất 100 triệu năm ánh sáng. Trong Siêu đám Địa Phương chúng ta có thể nhìn thấy các quần tụ sao, và các kính thiên văn hiện tại có thể quan sát các ngôi sao đơn lẻ mờ nhạt trong Đám Địa Phương— phân giải được những ngôi sao xa đến hàng trăm triệu năm ánh sáng (Xem Cepheid). Tuy nhiên, bên ngoài các thiên hà của Siêu đám Địa Phương, chưa có một ngôi sao 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 nằm cách chúng ta 1 tỷ năm ánh sáng—gấp 10 lần khoảng cách đến những quần tinh xa nhất từng được quan sát.
qas: question: Khi nào Bessl tìm thấy sao đồng hành bị che giấu của ngôi sao Sirius?
answers: text: 1834

question: Trong bao nhiêu năm ánh sáng bạn có thể quan sát được vài ngôi sao từ Trái Đất 
answers: text: 100 triệu

context: Bên cạnh khối lượng, tỉ lệ các nguyên tố nặng hơn heli có thể đóng vai trò quan trọng trong quá trình tiến hóa sao. Trong thiên văn học mọi nguyên tố nặng hơn heli được xem là "kim loại", và nồng độ hóa học các nguyên tố này được gọi là tỉ lệ kim loại (metallicity). Tỉ lệ kim loại có thể ảnh hưởng đến thời gian ngôi sao đốt cháy nhiên liệu, điều khiển sự hình thành của từ trường và làm thay đổi cường độ của gió sao. Các sao già, hay những sao lớp II (population II) có tỉ lệ kim loại (metallicity) ít hơn rõ rệt so với các sao trẻ, sao lớp I (population I), do chúng hình thành từ các đám mây phân tử. (Theo thời gian những đám mây này được làm giàu lên bởi các nguyên tố nặng hơn khi những ngôi sao già chết đi và để lại tỉ lệ kim loại trong khí quyển của chúng.
qas: question: Điều gì xảy ra với các đám mây của lớp sao trẻ I qua thời gian? 
answers: text: được làm giàu lên bởi các nguyên tố nặng hơn

context: Vận tốc xuyên tâm được đo bằng dịch chuyển Doppler của các vạch phổ của ngôi sao, tính theo đơn vị km/s. Chuyển động riêng của sao được xác định bằng các phép đo chính xác của trắc lượng học (astrometry), tính theo đơn vị mili-giây cung (mas) trên một năm. Bằng cách xác định thị sai của ngôi sao, chuyển động riêng của nó có thể đổi về đơn vị của vận tốc. Các sao có chuyển động riêng với tốc độ cao thì khá gần so với Mặt Trời, và là những ứng cử viên cho các phép đo thị sai.Một khi các tốc độ của chuyển động được biết, vận tốc không gian của ngôi sao tương đối so với Mặt Trời hoặc so với thiên hà có thể tính ra được. Đối với những ngôi sao ở gần, người ta thấy rằng các sao loại I (population I) nói chung có vận tốc thấp hơn các 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. Việc so sánh động học của các sao ở gần cũng dẫn đến việc xác định được các tập hợp sao (stellar association). Chúng là những nhóm sao có điểm chung về nguồn gốc trong các đám mây khí khổng lồ.
qas: question: Làm sao để biết được một ngôi sao cách mặt trời bao xa?
answers: text: chuyển động riêng

context: Từ trường của một ngôi sao được tạo ra từ những vùng bên trong sao nơi xảy ra những sự đối lưu tuần hoàn. Chuyển động của các plasma đối lưu này có chức năng giống như một máy phát điện (dynamo), tạo ra từ trường mở rộng ra bên ngoài ngôi sao. Cường độ của từ trường thay đổi theo khối lượng và thành phần hoá học của sao, và sự hoạt động của từ trường bề mặt phụ thuộc vào tốc độ quay của ngôi sao. Sự hoạt động của từ trường bề mặt tạo ra các vết sao (starspot), những vùng có từ trường mạnh và nhiệt độ bề mặt 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. Chớp lửa sao (stellar flare) là những bùng nổ các hạt năng lượng cao được phát ra cũng từ các vùng từ trường hoạt động này.Các sao trẻ, quay nhanh có xu hướng hoạt động bề mặt ở mức cao do từ trường của chúng. Tuy nhiên, từ trường có thể tác động ảnh hưởng lên gió sao, với chức năng giống như một cái phanh làm chậm dần tốc độ quay của ngôi sao khi ngôi sao dần già đi. Do vậy, những sao già hơn như Mặt Trời có tốc độ tự quay chậm đi rất nhiều và mức độ hoạt động bề mặt cũng thấp hơn. Các sao quay chậm có mức độ hoạt động giảm dần thay đổi theo chu kỳ và có thể ngừng hoạt động trong nhiều chu kỳ. Ví dụ, trong suốt thời kỳ yên tĩnh của nó (maunder minimum), Mặt Trời đi vào giai đoạn 70 năm không có hoạt động của vết đen Mặt Trời (sunspot).
qas: question: Phanh hoạt động như thế nào?
answers: text: làm chậm dần tốc độ quay

context: Tốc độ quay của các sao có thể tìm được xấp xỉ thông qua đo đạc quang phổ, hoặc xác định chính xác hơn bằng cách theo dõi sự quay của các vết sao (starspot). Những ngôi sao trẻ có tốc độ quay rất nhanh, trên 100 km/s tại xích đạo. Như sao loại B Achernar có vận tốc quay tại xích đạo vào khoảng 225 km/s hoặc lớn hơn, khiến cho đường kính tại xích đạo của nó lơn hơn 50% khoảng cách giữa hai cực. Tốc độ quay này nhỏ hơn giới hạn 300 km/s, khi quay đến gần vận tốc giới hạn này ngôi sao sẽ bị phá vỡ ra. Ngược lại, Mặt Trời chỉ quay một vòng với chu kỳ 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 tốc độ quay của các sao ở dải chính một lượng rõ rệt khi sao tiến hoá trên dải chính.Các sao thoái hoá (degenerate star) bị co lại thành thiên thể đặc, khiến cho tốc độ quay của chúng tăng lên. Tuy nhiên tốc độ quay của chúng tương đối thấp so với mong đợi khi chúng ta áp dụng định luật bảo toàn momen góc; đó là tốc độ quay của thiên thể bù lại cho sự co về kích thước bằng cách tăng tốc độ tự quay của nó. Có thể một phần lớn momen góc của ngôi sao bị tiêu tan do gió sao làm mất một phần khối lượng của nó. Mặc dù vậy, tốc độ quay của một sao xung vẫn rất nhanh. Sao xung tại tâm của tinh vân Con Cua quay nhanh 30 vòng trong một giây. Và tốc độ quay của sao xung cũng chậm dần do sự phát ra các bức xạ.
qas: question: khi thân lớn đang xoay, nó xử lý vấn đề thu nhỏ kích cỡ của mình như thế nào?
answers: text: tăng tốc độ tự quay của nó.

question: Kết quả của việc tăng tốc độ quay của các sao thoái hoá? 
answers: text: Các sao thoái hoá

context: Trong thiên văn học, độ sáng là lượng ánh sáng, và những dạng năng lượng bức xạ khác, mà ngôi sao phát ra trên một đơn vị thời gian. Độ sáng của sao được xác định nhờ bán kính và nhiệt độ bề mặt của nó. Người ta đã chứng minh rằng, với giả sử chấp nhận được đó là ngôi sao là vật đen, thì độ sáng
qas: question: Phương pháp đo lường nào được sử dụng để tính toán độ sáng?
answers: text: bán kính và nhiệt độ bề mặt

context: Có nhiều phản ứng tổng hợp hạt nhân khác nhau diễn ra ở bên trong lõi các sao, phụ thuộc vào khối lượng và thành phần của ngôi sao, gọi chung là phản ứng tổng hợp hạt nhân sao. Khối lượng tổng cộng của các hạt nhân nguyên tử sau phản ứng tổng hợp nhỏ hơn tổng khối lượng các hạt tham gia phản ứng. Khối lượng bị mất này được giải phóng dưới dạng năng lượng điện từ, tuân theo nguyên lý sự tương đương khối lượng – năng lượng E = mc².Quá trình tổng hợp hiđrô là một quá trình nhạy với nhiệt độ, chỉ cần nhiệt độ tăng trung bình trong lõi sẽ làm cho tốc độ phản ứng tổng hợp tăng lên rất lớn. Vì vậy nhiệt độ trong lõi của các sao ở dải chính thay đổi từ 4 triệu K đối với các sao lớp M đến 40 triệu K đối với các sao lớp O.Trong Mặt Trời, với nhiệt độ tại lõi khoảng 10 triệu K, các hạt nhân hiđrô tổng hợp với nhau để tạo ra heli trong chuỗi phản ứng proton - proton:
qas: question: Các thành tố nào kết hợp để tạo ra helium trong quá trình?
answers: text: hiđrô

context: 34He → 12C + γ + 7.2 MeVTrong các sao có khối lượng lớn, những nguyên tố nặng hơn cũng có thể bị đốt cháy trong lõi đang co lại thông qua quá trình đốt cháy neon và quá trình đốt cháy oxy. Giai đoạn cuối cùng trong quá trình tổng hợp hạt nhân sao là quá trình đốt cháy silic với sản phẩm tạo ra là đồng vị bền sắt-56. Phản ứng tổng hợp không thể tiếp tục diễn ra đối với sắt nữa ngoại trừ quá trình thu nhiệt, và năng lượng chỉ có thể được sản sinh ra là nhờ sự suy sụp hấp dẫn.Ví dụ bên dưới cho thấy khoảng thời gian cần thiết cho một ngôi sao có khối lượng 20 lần khối lượng Mặt Trời 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.
qas: question: Phương pháp nào có thể được sử dụng để đốt những nguyên tố nặng hơn trong lõi?
answers: text: quá trình đốt cháy neon và quá trình đốt cháy oxy