stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Sao
Các đặc tính > Động học

Chuyển động của một sao tương đối đối với Mặt Trời có thể cung cấp thông tin hữu ích về nguồn gốc và độ tuổi của nó, cũng như về cấu trúc và sự tiến hoá xung quanh thiên hà. Các thành phần chuyển động của một ngôi sao bao gồm vận tốc xuyên tâm hướng vào hoặc ra xa Mặt Trời, và chuyển động góc ngang qua (gọi là chuyển động riêng.
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.
Các đặc tính > Từ trường

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).
Các đặc tính > Khối lượng

Một trong những ngôi sao có khối lượng lớn nhất được biết là Eta Carinae, với khối lượng bằng khoảng từ 100 đến 150 lần khối lượng của Mặt Trời; vì thế nó có thời gian sống rất ngắn, chỉ vài triệu năm tuổi. Một nghiên cứu gần đây về quần tinh cái Cung (Arches cluster) gợi ra rằng khối lượng 150 lần khối lượng Mặt Trời là giới hạn trên cho các ngôi sao trong kỷ nguyên hiện tại của vũ trụ. Lý do cho giới hạn trên về khối lượng vẫn chưa được biết một cách chính xác, nhưng một phần là do độ sáng Eddington (Eddington luminosity) mà cho phép lượng sáng lớn nhất có thể được truyền qua khí quyển của một ngôi sao mà không làm thổi các khí vào không gian. Tuy thế, một ngôi sao tên là R136a1 trong đám sao RMC 136a đã được đo với khối lượng là 265 lần khối lượng Mặt Trời, đã đặt ra một giói hạn trên về khối lượng của các ngôi sao.
Những ngôi sao đầu tiên hình thành sau Big Bang có thể có khối lượng lớn hơn, trên 300 lần khối lượng của Mặt Trời hoặc hơn nữa, do sự vắng mặt hoàn toàn của các nguyên tố nặng hơn lithium trong thành phần của chúng. Tuy thế, thế hệ các 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 đồng hành của sao AB Doradus A, là ngôi sao nhỏ nhất được biết đến có xảy ra phản ứng tổng hợp hạt nhân tại lõi. Đối với các sao có tính kim loại (metallicity) như Mặt Trời, theo lý thuyết hiện nay thì khối lượng nhỏ nhất đủ để một ngôi sao thực hiện được phản ứng tổng hợp tại lõi được ước tính vào khoảng 75 lần khối lượng của Sao Mộc. Tuy nhiên, khi thành phần kim loại (metallicity) rất thấp, một nghiên cứu gần đây về các sao mờ nhất cho thấy khối lượng sao tối thiểu là bằng 8,3%, hay khoảng 87 lần khối lượng Sao Mộc. Các thiên thể nhỏ hơn gọi là các sao lùn nâu, hiện tại vẫn chưa có định nghĩa rõ ràng giữa chúng và các hành tinh khí khổng lồ.
Sự kết hợp giữa bán kính và khối lượng của sao cho phép xác định được hấp dẫn tại bề mặt của ngôi sao. Các ngôi sao khổng lồ có hấp dẫn tại bề mặt thấp hơn nhiều so với các sao ở dải chính, và ngược lại đối với các sao thoái hoá, sao đặc như các sao lùn trắng. Hấp dẫn tại bề mặt có thể ảnh hưởng đến quang phổ biểu kiến của ngôi sao, với hấp dẫn bề mặt lớn hơn sẽ làm cho các vạch hấp thụ trở lên rộng ra.
Các đặc tính > Sự tự quay

Bài chi tiết: Sự tự quay của sao
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.
Các đặc tính > Nhiệt độ

Nhiệt độ tại bề mặt của một sao ở dải chính được xác định bằng tốc độ sản sinh năng lượng tại lõi và bán kính của sao, và thông thường được ước lượng từ chỉ số màu của sao. Thông thường nhiệt độ bề mặt của ngôi sao được cho theo nhiệt độ hiệu quả, là nhiệt độ của một vật đen lý tưởng mà phát ra năng lượng tại cùng một độ trưng trên diện tích bề mặt của sao. Chú ý rằng nhiệt độ hiệu quả chỉ là một giá trị đại diện, và thực tế ngôi sao có gradient nhiệt độ giảm theo sự tăng khoảng cách từ lõi. Nhiệt độ tại vùng lõi của sao là khoảng vài triệu kelvin.
Từ nhiệt độ của sao sẽ xác định được tốc độ năng lượng hoá hoặc ion hoá của các nguyên tố khác nhau, thể hiện kết quả trong đặc trưng của các vạch hấp thụ trong quang phổ. Nhiệt độ bề mặt của sao, cùng với độ sáng biểu kiến tuyệt đối và các đặc trưng của vạch hấp thụ trong quang phổ, thường được sử dụng để phân loại sao (xem phân loại bên dưới).
Các sao khối lượng lớn ở dải chính có nhiệt độ bề mặt lên tới 50.000 K. Các sao nhỏ hơn như Mặt Trời có nhiệt độ 6000 K. Những sao khổng lồ đỏ có nhiệt độ bề mặt tương đối thấp vào khoảng 3.600 K, nhưng chúng cũng có độ trưng tương đối lớn do diện tích mặt ngoài lớn.
Bức xạ

Năng lượng được sản xuất ra bởi sao, là sản phẩm của phản ứng tổng hợp hạt nhân, bức xạ vào trong không gian bằng cả bức xạ điện từ và bức xạ hạt. Ngôi sao phát ra bức xạ hạt cũng chính là gió Sao Thổi vào không gian (tồn tại như là một dòng các hạt tích điện ổn định, như proton, hạt anpha, và hạt beta, thoát ra từ các lớp ngoài cùng của sao) và dòng ổn định các hạt neutrino thoát ra từ lõi sao.
Sản phẩm năng lượng tại lõi cũng là nguyên nhân tại sao ngôi sao chiếu sáng: mỗi lần hai hoặc nhiều hơn hạt nhân nguyên tử của một nguyên tố tổng hợp với nhau để tạo thành một hạt nhân của nguyên tố mới nặng hơn, các photon tia gamma được giải phóng từ phản ứng tổng hợp hạt nhân. Năng lượng này được biến đổi thành các dạng năng lượng điện từ khác, bao gồm ánh sáng khả kiến, theo thời gian chúng truyền đến các lớp bên ngoài của sao.
Màu sắc của một sao, được xác định bởi đỉnh tần số của ánh sáng khả kiến, phụ thuộc vào nhiệt độ các lớp ngoài cùng của ngôi sao, bao gồm quang quyển của nó. Bên cạnh ánh sáng khả kiến, ngôi sao cũng phát ra các dạng bức xạ điện từ không nhìn thấy được bằng mắt thường. Thực tế bức xạ điện từ phát ra từ ngôi sao trải rộng trên toàn phổ điện từ, từ bước sóng dài nhất là sóng radio, hồng ngoại cho đến bước sóng ngắn nhất như tia tử ngoại, tia X, và tia gamma. Mọi bước sóng bức xạ điện từ của ngôi sao, cả nhìn thấy và không nhìn thấy, đều có ý nghĩa quan trọng.
Sử dụng phổ của ngôi sao, các nhà thiên văn cũng xác định được nhiệt độ bề mặt, hấp dẫn tại bề mặt, tính kim loại (metallicity) và vận tốc tự quay của sao. Nếu biết được khoảng cách đến ngôi sao, như đo bằng thị sai, thì sẽ suy ra được độ trưng của nó. Khối lượng, bán kính, hấp dẫn tại bề mặt, và chu kỳ quay từ đó có thể ước lượng được trên cơ sở của mô hình sao. Khối lượng có thể đo được một cách trực tiếp đối với những sao trong hệ sao đôi. Kĩ thuật vi thấu kính hấp dẫn cũng dùng để xác định khối lượng của ngôi sao. Với những tham số này, các nhà thiên văn cũng ước lượng được độ tuổi của sao.
Bức xạ > Độ sáng

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  L được liên hệ với nhiệt độ  T và bán kính  R của ngôi sao theo phương trình:  L=4\pi R^{2}\sigma T^{4}\,với σ là hằng số Stefan-Boltzmann 5,67×10−8 W·m−2·K−4. Tuy nhiên, do nhiều ngôi sao không phát ra thông lượng đều đặn—lượng năng lượng phát ra trên một đơn vị diện tích—thông qua toàn bộ bề mặt của nó. Ví dụ như sao có tốc độ quay nhanh như Vega có thông lượng năng lượng cao hơn tại cực so với dọc đường xích đạo.
Những vùng bề mặt với nhiệt độ và độ sáng trung bình thấp hơn được gọi là vết đen (sunspot, hay starspot). Những ngôi sao nhỏ, lùn như Mặt Trời nói chung về cơ bản chỉ xuất hiện những vết đen nhỏ. Đối với những sao lớn hơn có những vết đen lớn hơn, rõ ràng hơn, và chúng cũng thể hiện rất rõ những quầng sao tối (stellar limb darkening). Theo đó, độ trắng (brightness) giảm khi đi từ tâm đĩa sao về phía rìa của đĩa. Các sao lùn đỏ bừng sáng (flare star) như sao UV Ceti cũng chứa những đặc điểm về các vết đen điển hình.
Bức xạ > Cấp sao

Bài chi tiết: Cấp sao biểu kiến và Cấp sao tuyệt đối
Độ trắng (brightness) biểu kiến của một ngôi sao được đo bằng cấp sao biểu kiến của nó, đó là độ trắng của sao theo độ sáng của nó, với khoảng cách tính từ Trái Đất, và ánh sáng của ngôi sao 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 khoảng cách quy ước từ Trái Đất đến ngôi sao là 10 parsec (32,6 năm ánh sáng).
| Cấp sao biểu kiến | Số   Ngôi sao |
| --- | --- |
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 đơn vị logarit: hiệu của một đơn vị cấp sao bằng với sự biến thiên độ trắng khoảng 2,5 lần (là căn bậc 5 của 100 hay xấp xỉ 2,512). Điều này có nghĩa là ngôi sao có cấp sao (+1,00) thì sáng hơn 2,5 lần ngôi sao có cấp sao (+2,00), và xấp xỉ 100 lần sáng hơn ngôi sao có cấp sao (+6,00). Những ngôi sao mờ nhất có thể quan sát bằng mắt thường trong điều kiện tốt có cấp sao khoảng +6.
Trên cả hai thang đo cấp sao tuyệt đối và biểu kiến, số cấp sao nhỏ hơn, tương ứng với ngôi sao sáng hơn; số cấp sao lớn hơn, tương ứng với ngôi sao 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 được tính toán bằng cách lấy số cấp sao của ngôi sao sáng hơn (mb) trừ đi số cấp sao của ngôi sao mờ hơn (mf), sau đó lấy hiệu là số mũ với cơ số 2,512; viết theo công thức là:
Liên quan đến cả độ sáng và khoảng cách đến Trái Đất, đối với một ngôi sao cấp sao tuyệt đối (M) và cấp sao biểu kiến (m) không tương đương với nhau; ví dụ, ngôi sao Sirius có cấp sao biểu kiến là –1,44, nhưng nó lại có cấp sao tuyệt đối là +1,41. Gọi r (parsec) là khoảng cách từ ngôi sao 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).
Mặt Trời có cấp sao biểu kiến là −26,7, nhưng cấp sao tuyệt đối chỉ là +4,83. Sirius, ngôi sao sáng nhất trên bầu trời đêm khi nhìn từ Trái Đất, có độ sáng xấp xỉ gấp 23 lần Mặt Trời, trong khi Canopus, ngôi sao sáng thứ hai trên bầu trời đêm có cấp sao tuyệt đối là −5,53, và độ sáng của nó xấp xỉ gấp 14.000 lần độ sáng của Mặt Trời. Mặc dù Canopus có độ sáng lớn hơn Sirius rất nhiều lần, nhưng Sirius lại hiện lên sáng hơn Canopus. Điều này là do khoảng cách từ Sirius đến Trái Đất chỉ là 8,6 năm ánh sáng, còn Canopus nằm cách xa hơn nhiều lần, với khoảng cách 310 năm ánh sáng.
Cho đến năm 2006, ngôi sao 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. Các sao có độ trưng thấp nhất được biết đến là các 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 đã được phát hiện. Những ngôi sao 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.
Phân loại

| 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 |
Bài chi tiết: Phân loại sao
Hệ thống phân loại sao hiện tại có nguồn gốc từ đầu thế kỷ XX, khi các sao được phân loại từ A đến Q trên cơ sở cường độ của vạch hydro trong quang phổ. Thời điểm đó người ta vẫn chưa biết rõ nguyên nhân ảnh hưởng lớn đến cường độ của vạch quang phổ là do 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 gần giống với biểu đồ của hiện đại.
Có các chữ cái đơn khác nhau cho sự phân loại sao tuân theo phổ của chúng, xếp từ loại O, đối với sao rất nóng, đến M, đối với sao rất lạnh mà các phân tử có thể hình thành trong khí quyển của chúng. Những phân loại sao chính theo thứ tự giảm dần của nhiệt độ bề mặt 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 được phân loại đặc biệt. Những loại này thường là kiểu L và T, tương ứng với phân loại các sao rất lạnh khối lượng nhỏ và sao lùn nâu. Mỗi một kiểu chia làm 10 kiểu nhỏ, đánh số từ 0 đến 9, theo thứ tự giảm dần nhiệt độ. Tuy thế, hệ thống phân loại này bị phá vỡ tại những nhiệt độ rất cao: lớp sao O0 và O1 có thể không tồn tại.
Ngoài ra, các sao có thể được phân loại theo hiệu ứng độ trưng được tìm thấy trong các vạch phổ của chúng, nó tương ứng với kích cỡ của sao và xác định bởi hấp dẫn tại bề mặt. Phân loại sắp xếp từ 0 (sao siêu khổng lồ) qua III (sao khổng lồ) đến V (sao lùn ở dải chính); một số tác giả thêm vào VII (sao lùn trắng). Hầu hết các sao thuộc vào dải chính, mà bao gồm các 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. Mặt Trời của chúng ta là một sao lùn vàng ở dải chính, được phân loại là G2V, có nhiệt độ bề mặt trung bình và kích cỡ thông thường.
Ngoài những ký hiệu phân loại như trên, người ta còn thêm các chữ ở dưới các ký hiệu đó để cho biết những dị thường trong phổ của các sao. Ví dụ, ký tự "e" có thể ám chỉ sự có mặt của các vạch phát xạ; "m" đại diện cho mức kim loại rất mạnh không thông thường, và "var" có nghĩa là sự biến thiên trong kiểu phổ.
Các sao lùn trắng còn có phân loại riêng dành cho chúng với bắt đầu bằng chữ cái D. Sau đó được chia ra thành các lớp DA, DB, DC, DO, DZ, và DQ, phụ thuộc vào 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.
Sao biến quang

Bài chi tiết: Sao biến quang
Các sao biến quang là những sao có độ sáng thay đổi ngẫu nhiên hay tuần hoàn bởi vì những tính chất nội tại của chúng hoặc do tác động của bên ngoài. Về bản chất đối với các sao biến quang, chúng có thể được chia ra làm ba nhóm chính.
Trong quá trình tiến hoá của ngôi sao, một số sao trải qua giai đoạn mà chúng trở thành các sao biến quang co giãn (pulsating variable star). Sao biến quang co giãn thay đổi bán kính và độ sáng theo thời gian, mở rộng hay co lại theo các chu kỳ từ vài phút đến vài năm, phụ thuộc vào kích thước của sao. Phân loại theo kiểu này gồm sao biến quang Cepheid và những sao kiểu Cepheid, và những sao biến quang chu kỳ lớn như sao Mira.
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 các hạt vào không gian. Những nhóm này bao gồm các tiền sao, sao Wolf-Rayet, sao bùng sáng (flare star), cũng như các sao khổng lồ và siêu khổng lồ.
Những sao biến quang kiểu nổ tung (explosive) hay biến động lớn (cataclysmic) trải qua sự thay đổi lớn về tính chất của chúng. Nhóm này bao gồm các sao mới (nova) và các siêu tân tinh. Một hệ sao đôi có một sao lùn trắng có thể tạo ra những vụ nổ sao lớn kiểu này, gồm sao mới và siêu tân tinh kiểu Ia. Vụ nổ được tạo ra khi sao lùn trắng bồi tụ hydro từ sao đồng hành, tăng dần khối lượng của nó cho đến khi xảy ra phản ứng tổng hợp hydro. Một số sao mới cũng có những vụ nổ mang tính tuần hoàn, lặp lại với biên độ trung bình.
Nhiều sao cũng thay đổi độ sáng do những nguyên nhân bên ngoài, như sự che khuất trong hệ sao đôi, cũng như các sao quay nhanh với những vết đen (starspot) lớn trên nó. Một ví dụ nổi bật về sự che khuất trong hệ sao đôi đó là hệ sao Algol, nó biến đổi cấp sao một cách đều đặn từ 2,3 đến 3,5 trong chu kỳ 2,87 ngày.
Danh sách đĩa nhạc của Fergie

| Danh sách đĩa nhạc của Fergie |
| --- | --- |
Fergie biểu diễn tại 2013 Lifeball.
Album phòng thu: 2
Video âm nhạc: 20
Đĩa đơn: 13
Ca sĩ người Mỹ Fergie đã phát hành album phòng thu, 17 đĩa đơn (bao gồm 7 ca khúc hát đệm), và 11 video ca nhạc. Vào năm 2005, sau khi phát hành hai album phòng thu cùng với nhóm nhạc The Black Eyed Peas, Fergie công bố rằng cô đã bắt đầu với dự án solo, và cho phát hành vào cuối năm 2006.
Album ra mắt của Fergie, The Dutchess, được phát hành vào tháng 9 năm 2006 và đứng vị trí thử 3 trên bảng xếp hạng Billboard 200. Một năm sau, album đã giành được vị trí thứ hai. Album phát hành 4 đĩa đơn xếp vị trí top 5 ở Mỹ, khiến cho The Dutchess trở thành album ra mắt đầu tiên đạt được thành tích này kể từ album 'Girl You Know It's True của Milli Vanilli. Đĩa đơn "London Bridge", "Glamorous" với Ludacris và "Big Girls Don't Cry" đạt vị trí đầu tiên tại bảng xếp hạng Billboard Hot 100 ("London Bridge" giữ vị trí đầu tiên trong vòng 3 tuần) Điều đó đã khiến Fergie trở thành nữ ca sĩ đầu tiên với 3 đĩa đơn xếp vị trí đầu tiên trong 1 album kể từ Christina Aguilera đạt được vào năm 2000. Đĩa đơn thứ hai, "Fergalicious" với will.i.am, và đĩa đơn thứ năm, "Clumsy", tuần tự đạt vị trí thứ hai và thứ tự. Đĩa đơn đã bán hơn hai triệu lượt tải xuống ở Mỹ, khiến cho The Dutchess album duy nhất phát hành 5 đĩa đơn làm được điều đó. Album trở thành album bán chạy thứ 3 tại Mỹ vào năm 2007, và thứ hai mươi trên toàn cầu. Album đã bán được 3,9 triệu bản ở Mỹ, và 8 triệu bản trên toàn cầu.
Album phòng thu thứ hai của cô lên lịch phát hành vào năm 2017. Đĩa đơn chủ đề, "L.A. Love (La La)" được phát hành vào tháng 9 năm 2014, và được quảng bá thành công ở Anh, xếp vị trí thứ 3 UK Singles Chart. Trong lúc đó tại Mỹ, đĩa đơn xếp vị trí thứ 27 trên Hot 100 và vị trí thứ 5 trên Hot Rap Songs. Fergie tái quảng bá album phòng thu thứ hai Double Dutchess với phát hành 2 teaser video, "Hungry" và đĩa đơn chủ đề "M.I.L.F. $".
Album > Album phòng thu

| Tiêu đề | Chi tiết album | Vị trí cao nhất> US  | Vị trí cao nhất> AUS  | Vị trí cao nhất> AUT  | Vị trí cao nhất> CAN  | Vị trí cao nhất> GER  | Vị trí cao nhất> IRE  | Vị trí cao nhất> NZ  | Vị trí cao nhất> SWE  | Vị trí cao nhất> SWI  | Vị trí cao nhất> UK  | Doanh thu | Chứng chỉ |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| The Dutchess |  Phát hành: 19 tháng 9 năm 2006  Hãng đĩa: A&M, will.i.am  Định dạng: CD, Tải nhạc xuống, Đĩa than | 2 | 1 | 17 | 4 | 11 | 9 | 2 | 35 | 11 | 18 |  WW: 8,000,000  US: 3,900,000 |  RIAA: 5× Bạch kim  ARIA: 4× Bạch kim  BPI: Bạch kim  BVMI: Vàng  IFPI SWI: Vàng  MC: 3× Bạch kim  RMNZ: Bạch kim |  |
| Double Dutchess |  Phát hành: 22 tháng 9 năm 2017  Hãng đĩa: Dutchess Music, BMG  Định dạng: CD, Tải nhạc xuống, đĩa than | 19 | 39 | — | 23 | 65 | — | — | — | 69 | 49 |  US: 39,000 |  |  |
"—" biểu thị phát hành không có bảng xếp hạng hoặc không được phát hành trên quốc gia này.
Album > Đĩa mở rộng

| Tiêu đề | Chi tiết album | Vị trí cao nhất> US  |
| --- | --- | --- |
| 5-Live Tracks (Wal-Mart Exclusive) |  Phát hành: 20 tháng 11 năm 2007  Hãng đĩa: will.i.am, A&M  Định dạng: Tải nhạc xuống | — |
| As Cinco Melhores |  Phát hành: Tháng 12 năm 2007  Hãng đĩa: will.i.am, A&M  Định dạng: Tải nhạc xuống | — |
| The Dutchess Deluxe EP |  Phát hành: 27 tháng 5 năm 2008  Hãng đĩa: A&M, will.i.am  Định dạng: Tải nhạc xuống | 46 |
| Fergie Hit Pac - 5 Series |  Phát hành: Tháng 8 năm 2009  Hãng đĩa: will.i.am, A&M  Định dạng: Tải nhạc xuống | — |