thumb|[[Sao biến quang Cepheid L Carinae]]
nhỏ|300x300px|So sánh hình ảnh [[VLT-SPHERE của Betelgeuse vào tháng 1 năm 2019 và tháng 12 năm 2019, cho thấy sự thay đổi về độ sáng và hình dạng. Betelgeuse là một sao biến quang.]]
Sao biến quang (tiếng Anh: variable star) là các ngôi sao có độ sáng thay đổi đều đặn hoặc không đều đặn. Chu kỳ biến đổi của độ sáng có thể là vài giờ hoặc vài năm. Biên độ dao động có thể là từ 15 đến 17 cấp sao. Có 3 nhóm sao biến quang:
- Sao biến quang co giãn.
- Sao biến quang bùng phát.
- Sao biến quang biến động lớn.
Nhiều, có thể là hầu hết, các ngôi sao có ít nhất một số thay đổi về độ sáng: ví dụ, lượng năng lượng phát ra từ Mặt Trời thay đổi khoảng 0,1% trong chu kỳ Mặt Trời 11 năm.
Khám phá
Một cuốn lịch Ai Cập cổ đại về những ngày may mắn và không may mắn được soạn ra cách đây khoảng 3.200 năm có thể là tài liệu lịch sử lâu đời nhất được bảo tồn về việc phát hiện ra một sao biến quang, hệ sao đôi Algol. Thổ dân Úc cũng được biết là đã quan sát thấy sự biến quang của Betelgeuse và Antares, kết hợp những thay đổi về độ sáng này vào những câu chuyện được truyền miệng.
Trong số các nhà thiên văn học hiện đại, ngôi sao biến quang đầu tiên được xác định vào năm 1638 khi Johannes Holwarda nhận thấy rằng Omicron Ceti (sau này được đặt tên là Mira) dao động (pulsated) trong chu kỳ kéo dài 11 tháng; ngôi sao trước đó đã được David Fabricius mô tả là một tân tinh vào năm 1596. Khám phá này, cùng với các siêu tân tinh được quan sát vào năm 1572 và 1604, đã chứng minh rằng bầu trời đầy sao không phải là bất biến như Aristotle và các triết gia cổ đại khác đã quan niệm. Bằng cách này, việc phát hiện ra các sao biến quang đã góp phần vào cuộc cách mạng thiên văn học thế kỷ XVI và đầu thế kỷ XVII.
Ngôi sao biến quang thứ hai được mô tả là hệ sao đôi che khuất Algol bởi Geminiano Montanari năm 1669; John Goodricke đã đưa ra lời giải thích chính xác về tính biến quang của nó vào năm 1784. Chi Cygni được Gottfried Kirch xác định vào năm 1686, sau đó là R Hydrae vào năm 1704 bởi Giovanni Domenico Maraldi. Đến năm 1786, 10 ngôi sao biến quang đã được biết đến. Kể từ năm 1850, số lượng sao biến quang được biết đến đã tăng lên nhanh chóng, đặc biệt là sau năm 1890, khi người ta có thể xác định được sao biến quang bằng phương pháp chụp ảnh.
Ấn bản mới nhất của General Catalogue of Variable Stars (2008) đã liệt kê hơn 46.000 sao biến quang trong Dải Ngân Hà, cũng như 10.000 ngôi sao biến quang trong các thiên hà khác và hơn 10.000 sao nghi là sao biến quang.
Phát hiện sự biến quang
Các loại biến quang phổ biến nhất liên quan đến những thay đổi về độ sáng, nhưng các loại biến quang khác cũng xảy ra, đặc biệt là những thay đổi trong quang phổ. Bằng cách kết hợp dữ liệu đường cong ánh sáng (light curve) với những thay đổi quang phổ quan sát được, các nhà thiên văn học thường có thể giải thích tại sao một ngôi sao cụ thể lại có thể biến quang.
Quan sát sao biến quang
right|thumb|Một sao biến quang xanh, [[Eta Carinae, trong tinh vân Thuyền Để.]]
Các sao biến quang thường được phân tích bằng phép đo sáng, quang phổ kế và spectroscopy. Các phép đo về sự thay đổi độ sáng của chúng có thể được vẽ để tạo ra các đường cong ánh sáng. Đối với các sao biến quang thông thường, chu kỳ biến quang và biên độ của nó có thể được xác định rất rõ ràng. Tuy nhiên, đối với nhiều sao biến quang, những đại lượng này có thể thay đổi chậm theo thời gian, hoặc thậm chí từ thời kỳ này sang thời kỳ khác. Độ sáng đỉnh trong đường cong ánh sáng được gọi là maxima, trong khi độ sáng đáy được gọi là minima.
Các nhà thiên văn học nghiệp dư có thể thực hiện các nghiên cứu khoa học hữu ích về các sao biến quang bằng cách so sánh trực quan ngôi sao đó với các ngôi sao khác trong cùng một trường quan sát bằng kính thiên văn có cường độ đã biết và không đổi. Bằng cách ước tính cấp sao của sao biến quang và ghi lại thời gian quan sát, có thể xây dựng được đường cong ánh sáng trực quan. American Association of Variable Star Observers đã thu thập những quan sát như vậy từ những người tham gia trên khắp thế giới và chia sẻ dữ liệu với cộng đồng khoa học.
Từ đường cong ánh sáng, dữ liệu sau được rút ra:
Sự thay đổi độ sáng là định kỳ, bán định kỳ, không đều hay duy nhất?
Chu kỳ dao động độ sáng là như thế nào?
*Hình dạng của đường cong ánh sáng là gì (đối xứng hay không, mỗi chu kỳ chỉ có một hay nhiều minima,...)?
Từ quang phổ, dữ liệu sau đây được rút ra:
Đó là loại sao gì: nhiệt độ của ngôi sao đó là bao nhiêu, loại sao của nó (sao lùn, sao khổng lồ, sao siêu khổng lồ,...)?
Nó là một ngôi sao hay là một hệ sao đôi? (Quang phổ kết hợp của một hệ sao đôi có thể cho thấy các phần tử từ quang phổ của từng ngôi sao thành viên).
Quang phổ có thay đổi theo thời gian không (ví dụ, một ngôi sao có thể trở nên nóng hơn và lạnh hơn theo chu kỳ)?
Những thay đổi về độ sáng có thể phụ thuộc nhiều vào phần quang phổ được quan sát (ví dụ, có những biến đổi lớn trong ánh sáng nhìn thấy được nhưng hầu như không có bất kỳ thay đổi nào trong ánh sáng hồng ngoại).
Nếu bước sóng của các vạch quang phổ bị dịch chuyển thì điều này sẽ giúp suy ra các chuyển động (ví dụ, sự phồng lên và co lại định kỳ của một ngôi sao, sự quay của sao, hoặc một lớp vỏ khí đang giãn nở) (hiệu ứng Doppler).
Các đường phát xạ hoặc hấp thụ bất thường có thể là dấu hiệu của bầu khí quyển sao nóng hoặc là các đám mây khí bao quanh ngôi sao.
Trong rất ít trường hợp, có thể tạo ra hình ảnh của một đĩa sao. Chúng có thể cho thấy những đốm sẫm màu hơn trên bề mặt của nó.
👁️
0 | 🔗 | 💖 | ✨ | 🌍 | ⌚
thumb|[[Sao biến quang Cepheid L Carinae]] nhỏ|300x300px|So sánh hình ảnh [[VLT-SPHERE của Betelgeuse vào tháng 1 năm 2019 và tháng 12 năm 2019, cho thấy sự thay đổi về độ sáng và hình dạng. Betelgeuse
nhỏ|260x260px|[[RS Puppis, một trong những sao biến quang Cepheid sáng nhất trong Ngân Hà. (Ảnh chụp bởi Kính viễn vọng không gian Hubble).]] Một **sao biến quang Cepheid** là một loại sao có sự phát
**Sao biến Beta Lyrae** là một lớp các sao đôi gần nhau. Tổng độ sáng của chúng là khác nhau vì hai ngôi sao thành phần quay quanh nhau và trong quỹ đạo này, một
**Sao biến quang Delta Scuti** (đôi khi được gọi là **sao lùn cepheid**) là một ngôi sao biến quang thể hiện sự thay đổi độ sáng của nó do cả xung xuyên tâm và không
**Sao biến quang Alpha Cygni** là các ngôi sao biến quang thể hiện các xung không xuyên tâm, có nghĩa là một số phần của bề mặt sao đang co lại cùng lúc với các
nhỏ|366x366px| [[Biểu đồ Hertzsprung-Russell|Biểu đồ Hertzsprung–Russell thể hiện vị trí của một số loại sao biến quang.]] **Sao Cepheid cổ điển** (còn được gọi là **quần thể I Cepheid**, **loại I** **Cepheid** hay **sao biến
**Maia** , được **20 Tauri** (viết tắt **20 Tàu),** là một ngôi sao trong chòm sao Kim Ngưu. Nó là ngôi sao sáng thứ tư trong cụm sao mở Tua Rua (M45), sau Alcyone, Atlas
**Mira** (**Omicron Ceti** hay **o Ceti**, viết tắt là **o Cet**) là một sao biến quang khổng lồ đỏ cách hệ Mặt Trời của chúng ta khoảng 200 - 400 năm ánh sáng, có vị
|- bgcolor="#FFFAFA" | Ghi chú (thể loại: tính biến quang): || Biến quang phát xạ (_emission vary_) H và K **Sao Đại Giác** (**大角星** / **Đại Giác Tinh**) (định danh Bayer: **Alpha Boötis** hay **α
**Vũ Đức Sao Biển** (12 tháng 2 năm 1947 – 6 tháng 5 năm 2020) là một nhạc sĩ, nhà văn, nhà báo và nhà giáo người Việt Nam. Khi viết phiếm luận, ông dùng
**Messier 38** hay **M38**, **NGC 1912** hoặc **Cụm sao Sao Biển** là tên của một cụm sao mở nằm trong chòm sao Ngự Phu. Trước năm 1654, nhà thiên văn học người Ý Giovanni Battista
**Sao** (tiếng Anh: _star_), **Ngôi sao**, **Vì sao** hay **Hằng tinh** (chữ Hán: 恒星) là một thiên thể plasma sáng, có khối lượng lớn được giữ bởi lực hấp dẫn. Sao gần Trái Đất nhất
Trong thiên văn học, **phân loại sao** là phân loại của các sao ban đầu dựa trên nhiệt độ quang quyển và các đặc trưng quang phổ liên quan của nó, rồi sau đó chuyển
**Sao Lão Nhân** hay **Sao Thọ,** tên tiếng Anh là **Canopus,** là ngôi sao sáng nhất trong chòm sao Thuyền Để ở Thiên cầu Nam. Nó là ngôi sao sáng thứ hai trên bầu trời
**IK Pegasi** (hay **HR 8210**) là một hệ sao đôi có vị trí biểu kiến nằm trong chòm sao Phi Mã. Nó có độ sáng vừa đủ để có thể quan sát thấy bằng mắt
**HR 6819**, còn gọi là **HD 167128** hoặc **QV Telescopii** (viết tắt thành **QV Tel**), là một hệ sao gồm ba thiên thể trong chòm sao Viễn Vọng Kính (Telescopium) ở bán cầu nam, nó nằm ở góc tây
**Song Tử** (双子) (tiếng Latinh: Gemini, biểu tượng: ♊︎) là một trong những chòm sao của Đai Hoàng Đạo và nằm ở bán cầu bắc. Nó là một trong 48 chòm sao được mô tả
**Sigma Octantis**, cũng được viết là **σ Octantis**, viết tắt là **Sigma Oct** hoặc **σ Oct**, là một ngôi sao trong chòm sao Nam Cực. Ngôi sao này tạo thành sao cực của Nam Bán
**Denebola**, cũng được đặt ký hiệu là **Beta Leonis** (**β Leonis**, viết tắt là **Beta Leo**, **β Leo**) là ngôi sao sáng thứ hai trong chòm sao cung Hoàng Đạo Sư Tử, mặc dù hai
**V4998 Sagittarii** là một sao biến quang lam sáng (LBV) trong chòm sao Nhân Mã. Nằm cách hệ Mặt Trời khoảng 25.000-26.000 năm ánh sáng (8.000 pc), ngôi sao này có vị trí cách cụm
**Betelgeuse**, theo định danh Bayer **Alpha Orionis** (**α Orionis**, **α Ori**), là một sao siêu khổng lồ đỏ có phân loại quang phổ M1-2 và là ngôi sao sáng thứ mười trên bầu trời đêm.
phải|So sánh kích thước giữa Mặt Trời và [[VY Canis Majoris, một ngôi sao cực siêu khổng lồ, cũng là ngôi sao lớn thứ ba được biết cho đến nay]] **Sao cực siêu khổng lồ**
nhỏ|Tượng _Đức Mẹ Sao Biển_ trong nhà thờ [[Sliema, Malta]] **Đức Mẹ Sao Biển** là một tước hiệu cổ xưa dành cho bà Maria, mẹ của Chúa Giêsu. Từ "Sao Biển" xuất phát từ phiên
**15 Andromedae**, viết tắt **15 And**, là một ngôi sao biến quang duy nhất ở phía bắc của chòm sao Tiên Nữ. _15 Andromedae_ là định danh Flamsteed, trong khi tên gọi ngôi sao biến
**Thiên Ưng** (天鷹), còn gọi là **Đại Bàng** (tiếng Latinh: **Aquila**) là một trong 48 chòm sao Ptolemy và cũng là một trong 88 chòm sao hiện đại, nằm gần xích đạo thiên cầu. Sao
**Sao Barnard** là một sao lùn đỏ có khối lượng rất thấp, cách Trái Đất khoảng 6 năm ánh sáng trong chòm sao Xà Phu. Nó là ngôi sao riêng lẻ thứ tư được biết
**NGC 2363-V1** là một sao biến quang lam sáng (LBV) trong vùng hình thành sao NGC 2363, nằm ở phần phía tây nam của thiên hà không đồng đều NGC 2366 trong chòm sao Lộc
**Psi Velorum** (La tinh hóa từ **ψ Velorum**, tên rút gọn là **ψ Vel**) là tên của một hệ sao đôi nằm trong một chòm sao phương nam tên là Thuyền Phàm. Dựa trên giá
**AD Andromedae** (**AD And**) là một sao đôi trong chòm sao Tiên Nữ (Andromeda). Cấp sao biểu kiến tối đa của nó là 11,2, nhưng độ sáng giảm khoảng 0,62 cấp trong thiên thực chính
**Thiên Cầm** (**天琴**; tiếng Latinh: **Lyra**, từ ) là một chòm sao nhỏ. Đây là một trong 48 chòm sao Ptolemy và là một trong 88 chòm sao hiện đại được Liên đoàn Thiên văn
**16 Lyncis** (16 Lyn) là một ngôi sao có độ richter thứ tư và là ngôi sao trong chòm sao Thiên Miêu.Ngôi sao này nằm ở khoảng cánh khá xa, . Nó còn được gọi
nhỏ|Hình chụp [[NGC 2261 của kính viễn vọng không gian Hubble, một ví dụ kinh điển của tinh vân biến quang.]] **Tinh vân biến quang** là một tinh vân phản xạ thay đổi độ sáng
alt=Arches cluster|right|thumb|Ảnh chụp **Cụm sao Arches** bởi [[Tổ chức Nghiên cứu vũ trụ châu Âu tại bán cầu Nam]] **Cụm sao Arches** được biết đến là cụm sao dày đặc nhất trong dải Ngân Hà
**Delta Serpentis** (δ Serpentis, δ Ser) là một hệ sao trong chòm sao Cự xà (Serpens), trong phần đầu rắn (Serpens Caput). ## Tính chất Hệ thống sao này cách Trái Đất khoảng 210 năm
**Sao Súng Lục** (tiếng Anh: **Pistol star**) là một sao cực siêu khổng lồ xanh lam cực sáng và là một trong những ngôi sao sáng nhất được biết đến trong dải Ngân Hà. Đây
phải|nhỏ|Minh họa về một sao T Tauri với một [[đĩa bồi tụ.]] **Sao T Tauri** (tiếng Anh: **T Tauri star**, **TTS**) là một lớp sao biến quang có tuổi đời chưa đến mười triệu năm.
**Messier 13** hay **M13** (còn gọi là **NGC 6205** và đôi khi là **Cụm sao cầu lớn trong chòm Vũ Tiên** hay **cụm sao cầu Vũ Tiên**) là một cụm sao cầu trong chòm sao
Chòm sao **Kỳ Lân** (, ) là một trong 88 chòm sao hiện đại, mang hình ảnh con kì lân. Chòm sao này có diện tích 482 độ vuông, nằm trên thiên cầu nam, chiếm
**Deneb**, tên Hán Việt: **sao Thiên Tân** (α Cyg / α Cygni / Alpha Cygni) là ngôi sao sáng nhất trong chòm sao Thiên Nga và là một đỉnh của Tam giác mùa hè. Đứng
**Messier 22** (còn gọi là **M22** hay **NGC 6656**) là một cụm sao cầu hình elip nằm trong chòm sao Nhân Mã, gần vùng chỗ phình thiên hà. Nó là một trong những cụm sao
**Cụm sao Hồ Điệp** (còn gọi là **Messier 6**, **M6** hay **NGC 6405**) là một cụm sao phân tán gồm các ngôi sao nằm trong chòm sao Thiên Yết (Scorpius). Tên gọi của nó xuất
**Atlas** , chỉ định **27 Tauri**, là một hệ thống ba sao ở chòm sao của Kim Ngưu. Nó là một thành viên của Tua Rua, một cụm sao mở (M45). Nó là 431 năm
Một **sao đôi** được tạo thành từ một hệ thống gồm hai ngôi sao chuyển động trên quỹ đạo của khối tâm hai ngôi sao. Đối với mỗi ngôi sao, sao kia là "bạn đồng
**Henrietta Swan Leavitt** (; ngày 04 Tháng Bảy năm 1868 - ngày 12 tháng 12 năm 1921) là một nhà thiên văn học người Mỹ. Bà tốt nghiệp trường Radcliffe và làm việc
**Gliese 876** là một ngôi sao lùn đỏ cách Trái đất khoảng 15 năm ánh sáng trong chòm sao Bảo Bình. Nó là một trong những ngôi sao gần Mặt trời nhất được biết đến
**Cận Tinh** (tiếng Anh: **Proxima Centauri**, **V654 Centauri**) là một sao lùn đỏ biến quang nằm cách Hệ Mặt Trời xấp xỉ 4,2 năm ánh sáng (4,0 km) trong chòm sao Bán Nhân Mã. Nó
[[Lạp Hộ (Orion) là một chòm sao đáng chú ý, nó được nhìn thấy từ mọi nơi trên Trái Đất (nhưng không phải quanh năm).]] **Chòm sao** là một nhóm các ngôi sao được người
**Quảng Nham** là một xã ven biển nằm ở cực nam huyện Quảng Xương, tỉnh Thanh Hóa, Việt Nam, cách Thành phố Thanh Hóa khoảng 20 km về phía nam. ## Địa giới hành chính Xã
Chòm sao **Thiên Nga** 天鵝, (tiếng La Tinh: **_Cygnus_**) là một trong 48 chòm sao Ptolemy và cũng là một trong 88 chòm sao hiện đại, mang hình ảnh con thiên nga. Chòm sao này
**V838 Monocerotis** (**V838 Mon**, **Nova Monocerotis 2002**) là một sao biến quang màu đỏ trong chòm sao Monoceros cách Mặt trời khoảng 20.000 năm ánh sáng (6 kpc). Ngôi sao chưa được biết đến trước