Tiến Hóa Sao – Wikipedia Tiếng Việt

Các giai đoạn của sao là quá trình biến đổi một chiều các đặc tính vật lý học và thành phần hóa học của ngôi sao. Các kiến thức về quá trình phát triển sao được xây dựng trên cơ sở so sánh các đặc tính được quan sát của sao trong các giai đoạn phát triển khác nhau, và nhờ các tính toán về mặt lý thuyết đối với các mô hình sao, cách nhau tuần tự về thời gian. Nguyên nhân chính thúc đẩy các thay đổi tính chất của sao là các phản ứng hạt nhân tại các vùng bên trong của sao, diễn ra dưới tác động của quá trình co hấp dẫn và nhiệt độ cao tại trung tâm sao. Trong các quá trình này, thành phần hóa học và cấu trúc sao thay đổi, đi cùng với sự thay đổi cường độ sáng, đường kính và nhiệt độ bề mặt của sao, nói khác đi, đó là các đặc tính quan sát được của sao. Khi đó, các sao thay đổi vị trí của mình trên biểu đồ Hertzsprung-Russell. Việc nghiên cứu sự phân bố các sao trên biểu đồ này có ý nghĩa quan trọng đối với việc nhận biết quá trình phát triển các sao và các tập hợp sao.

Ngôi sao không bất biến

[sửa | sửa mã nguồn]

Nhìn nhận của con người về tiến hóa sao

• Trước thế kỉ 17: Sao là các thiên thể vĩnh cửu.
• Thế kỉ 17: Sao được hình thành từ vật chất.
• Thế kỉ 19: Sao sẽ tắt khi hết năng lượng.
• Thế kỉ 20: Phản ứng nhiệt hạch làm sao sáng.
• 1912 - 1913: Biểu đồ tính tuổi sao.
• 1926 - Hubble: Ngân Hà không cô đơn.

Ý tưởng về sự hình thành của các ngôi sao và các hành tinh xuất hiện khá sớm và tự nhiên trong các bộ môn tự nhiên ở thời kì cận đại. Vào khoảng nửa đầu thế kỉ 17, nhà triết gia người Pháp René Descartes đã nghĩ rằng, các tinh tú và các hệ hành tinh hình thành từ các chuyển động xoáy trong môi trường vật chất, lấp đầy không gian. Sự hình thành hệ Mặt Trời được nhà triết gia người Đức Kant làm sáng tỏ trong khuôn khổ lý thuyết hấp dẫn theo Newton và được nhà nhà vật lý học học người Pháp Laplace xây dựng một lý thuyết cụ thể. Vấn đề bản chất là sự hình thành Mặt Trời cùng các hành tinh của nó xảy ra nhờ quá trình co lại của một tiền tinh vân.

Tuy thế, các ý tưởng này chỉ dừng lại ở điểm hình thành, góc độ về quá trình biến hóa các ngôi sao bị lãng quên trong một thời gian dài, do việc cho rằng một ngôi sao sinh ra và tồn tại mãi mãi là việc tất nhiên. Các nghiên cứu về sự phát triển của sao lại được hâm nóng nhờ khám phá định luật bảo toàn năng lượng vào giữa thế kỉ 19. Định luật này buộc các nhà nghiên cứu thiên văn học phải chấp nhận một sự thật, rằng mỗi ngôi sao có một nguồn năng lượng nhất định và khi dùng hết năng lượng này, ngôi sao phải chuyển sang dùng nguồn khác, hoặc sẽ tắt đi[1].

Việc Albert Einstein công nhận sai lầm của mình đối với thành phần vũ trụ, đồng thời ủng hộ lý thuyết vũ trụ khởi đầu từ praatom của Georges Lemaître đã đem lại "chiến thắng" lớn cho của Công giáo vào năm 1935, khi hai nhà khoa học này gặp mặt tại California, Hoa Kỳ. Điều này đã thúc đẩy những nhà khoa học đi theo quan điểm vũ trụ bất biến như Fred Hoyle, ông còn là một người vô thần cao độ, ra sức tìm kiếm chứng cớ để phản bác mô hình vũ trụ giãn nở của Lemaître. Ông cho rằng những chỗ trống do vũ trụ giãn nở tạo ra lại được lấp lại bằng những ngôi sao mới hình thành. Tuy không chứng minh được điều này nhưng ông và một vài nhà khoa học khác được coi là những người đã khám phá các phản ứng hạt nhân trong tâm các ngôi sao[2].

Giai đoạn hình thành

[sửa | sửa mã nguồn]

Việc quan sát các tổ hợp lớn của vật chất liên sao, được thực hiện trong vùng phổ hồng ngoại, khẳng định quan điểm được chấp nhận rộng rãi cho rằng, vật chất tiền sao, vật chất sinh ra các ngôi sao nhờ quá trình co hấp dẫn, là các đám mây bụi và khí liên sao. Theo tiêu chuẩn Jeans[3], quá trình co hấp dẫn chỉ có thể xảy ra trong các đám mây vật chất liên sao lạnh và lớn, với khối lượng hơn 1000 lần khối lượng Mặt Trời, nhiệt độ khoảng 50 K và các kích thước vài chục parsec. Các vật thể lớn như thế chỉ có thể là các khối tổ hợp bụi-khí của vật chất liên sao, một trong những tổ hợp điển hình là tinh vân Lạp Hộ trong chòm sao Lạp Hộ, còn gọi là M42.

Mật độ chất bụi khí tại các vùng này có giá trị khoảng 10−21 đến 10−20g.cm−3, ứng với khoảng 5.103 nguyên tử trong một cm³. Quá trình hình thành sao từ khối bụi khí xảy ra qua nhiều giai đoạn. Trong giai đoạn phát triển tiền sao, khối vật chất bụi khí co lại, làm tăng khối lượng riêng trung bình của nó. Khi sự co lại diễn ra đủ mạnh và càng lúc càng nhanh hơn trong vùng mật độ cao, khối tổ hợp bụi khí lạnh này dần tan vỡ thành một số lượng lớn các đám mây riêng lẻ và đặc. Chính các đám mây nhỏ này là các phôi sinh ra các tiền sao, mà sau đó chúng dần dần tạo nên các tổ hợp sao (tiếng Anh: Stellar association).

Phát triển tiền sao

[sửa | sửa mã nguồn]

Quá trình co hấp dẫn tiếp tục diễn ra với vận tốc rơi tự do trong các tiền sao, gọi là quá trình rơi tự do. Quá trình co lại diễn ra trong điều kiện đẳng nhiệt và bức xạ hồng ngoại của chính tiền sao xuyên thấu qua tiền sao, nhờ đó năng lượng hấp dẫn được giải phóng phát ra bức xạ ở bước sóng 28 μm. Tại vùng trung tâm của tiền sao, chuyển động rơi của các hạt xảy ra nhanh hơn, nhờ đó một nhân đặc của tiền sao sớm được hình thành và bức xạ hồng ngoại không thể xuyên thấu qua nó. Điều này dẫn đến sự tăng nhiệt độ nhân của tiền sao lên rất cao, đi cùng với sự tăng áp suất bên trong và vận tốc quá trình co lại giảm đột ngột. Vật chất từ vùng vỏ bụi và khí rất lớn rơi lên nhân, gây nên các sóng chấn động. Khi các sóng chấn động này xuyên qua bề mặt của tiền sao, nó làm tăng đột ngột độ sáng của tiền sao, hiện tượng này gọi là sự bùng phát hồng ngoại. Bằng phân tích lý thuyết các giai đoạn phát triển này của tiền sao vào năm 1961, Chushiro Hayashi đã chứng minh rằng, các dòng nhiệt lượng đối lưu chuyển động từ vùng trung tâm lên bề mặt đã tạo nên bức xạ của tiền sao. Sự cân bằng giữa đối lưu và bức xạ đòi hỏi nhiệt độ của tiền sao ở khoảng 2500 K. Nhiệt độ này không phụ thuộc vào cường độ sáng và phụ thuộc rất ít đến khối lượng của tiền sao, vì thế trong giai đoạn này (giai đoạn Hayashi) nhiệt độ tiền sao không thay đổi.

Khi quá trình co hấp dẫn tiếp tục diễn ra, vì chất khí tiếp tục được bồi đắp lên nhân tiền sao, kích thước của nó nhỏ lại làm cường độ sáng giảm đi.

• Nếu khối lượng (hay cường độ sáng) của tiền sao quá nhỏ, nhân của nó, bằng quá trình bồi đắp sẽ hút hết chất bụi khí từ vùng vỏ và các phần dư thừa còn lại trong vật chất tạo nên tiền sao.
• Nếu khối lượng (ứng với cường độ sáng) của tiền tinh đủ lớn, phần lớn vật chất từ vỏ chất khí bị gió sao của tiền sao đẩy đi mất vào khoảng không vũ trụ với vận tốc vài trăm kilômét một giờ.

Gió sao ngăn cản sự tiếp tục tăng trưởng khối lượng nhân của tiền sao và suy cho cùng là khối lượng của tiền sao. Điều này giải thích vì sao khối lượng cực đại của các sao quan sát được có giá trị ở khoảng 60 khối lượng Mặt Trời[4]. Sau thời gian khoảng 104-105 năm, gió sao sẽ khuếch tán mất đi toàn bộ vật chất bao quanh sao, sau đó tiền sao, mà trước đó bị vật chất này che khuất một phần hay hoàn toàn chìm khuất trong đám vật chất này, trở thành một thiên thể có thể quan sát được[4].

Các tiền sao trong giai đoạn Hayashi nằm bên phải của biểu đồ biểu đồ Hertzsprung-Russell, khi cường độ sáng của sao giảm đi, vị trí các tiền sao khối lượng nhỏ tụt xuống theo các đường Hayahi theo hướng thẳng đứng. Trong giai đoạn tiếp theo, các tiền sao chuyển dịch sang trái, tiến gần đến dãy chính theo hướng nằm ngang, với cường độ sáng không đổi. Sự chuyển thể từ tiền sao thành sao phụ thuộc vào tốc độ của quá trình loại trừ vật chất đặc che ánh sáng bao quanh sao. Trong các vùng này trên dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell có các vật thể Herbig-Haro, các sao Herbig phát quang, các sao biến đổi kiểu T Tauri và sao biến đổi kiểu YY Orionis, các sao hồng ngoại, sao kiểu R Monocerotis v.v. Ngay sau khi nhân tiền sao đạt được nhiệt độ vài triệu K, các phản ứng hạt nhân đầu tiên bắt đầu xảy ra, tiêu thụ Hydro nặng, Lithi, Beryli và Bo. Khi đạt đến dãy chính, nhiệt độ đạt đến khoảng 106 K, tiền sao bắt đầu phản ứng đốt cháy Hydro. Quá trình co của tiền sao dừng lại, nhiệt độ và cường độ sáng trở nên ổn định, ngôi sao bình thường từ tiền sao đã được hoàn thành và nằm lại lâu dài trên dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell.

Tuy nhiên chỉ các tiền sao với khối lượng lớn hơn 0,085 M mới đến được vị trí của dãy chính. Các tiền sao có khối lượng nhỏ hơn không gây được trong nhân nhiệt độ đủ lớn để khởi đầu các phản ứng nhiệt hạch. Các thiên thể nhỏ này tiếp tục quá trình co hấp dẫn cho đến khi đạt đến trạng thái chất khí thoái hóa (tiếng Anh: degenerate gases), chúng không đạt đến dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell và trở thành các sao lùn nâu. Các thiên thể có khối lượng còn nhỏ hơn có thể trở thành các hành tinh.

Một trong các nhân tố rất quan trọng trong quá trình phát triển các tiền sao là chuyển động xoay của nó. Chuyển động này là nhân tố quyết định ngôi sao sẽ trở thành hệ đa sao, hoặc sao có hành tinh hay một ngôi sao đơn lẻ. Giai đoạn co hấp dẫn trong quá trình phát triển tiền sao theo lý thuyết co Helmholtz xảy ra trong một thời gian khá ngắn, các tiền sao có khối lượng như Mặt Trời được hình thành sau khoảng 50 triệu năm, các tiền sao với khối lượng 10 M diễn ra trong khoảng 100.000 năm.

Phát triển trên dãy chính

[sửa | sửa mã nguồn]

Dãy chính số không

[sửa | sửa mã nguồn]

Vị trí khởi đầu của một ngôi sao mới hình thành trên dãy chính phụ thuộc vào khối lượng của nó. Khối lượng càng lớn thì nhiệt độ bề mặt và cường độ sáng của ngôi sao càng cao, vị trí của nó trên dãy chính của biểu đồ càng cao. Tập hợp một số lượng lớn các ngôi sao này, với các khối lượng khác nhau tạo nên một đường cong liên tục, gọi là dãy chính số không trên biểu đồ Hertzsprung-Russell, đồng thời đó là giới hạn dịch chuyển sang phía trái cao nhất của ngôi sao trên biểu đồ. Các ngôi sao tồn tại trên dãy chính này trong suốt quá trình diễn ra các phản ứng hạt nhân tại vùng nhân sao, để biến đổi Hydro thành Heli, nhờ đó mà ngôi sao giữ được trạng thái cân bằng. Thời kì này là giai đoạn phát triển sao chính và dài nhất; ngôi sao có khối lượng càng nhỏ, giai đoạn phát triển chính này càng dài.

Một số ví dụ về mối liên quan giữa thời gian tồn tại của sao trên dãy chính và khối lượng của nó

Khối lượng sao tính theo đơn vị khối lượng Mặt Trời	Thời gian tồn tại trên dãy chính
0,5xM	70 tỉ năm
1xM	12 tỉ năm
5xM	200 triệu năm
15xM	10 triệu năm

• Trong các ngôi sao nằm ở vùng trên của dãy chính, với khối lượng hơn 1,5xM, nguồn năng lượng phát sáng chính là quá trình biến đổi Hydro thành Heli nhờ chu trình CNO, diễn ra trong vùng nhân đối lưu, khá rộng của ngôi sao.
• Các ngôi sao nhẹ hơn 1,5xM, nằm tại vùng thấp hơn trong dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell phát sáng nhờ phản ứng proton-proton, diễn ra trong một vùng hẹp tại nhân, chiếm khoảng 12% khối lượng ngôi sao.

Dãy chính

[sửa | sửa mã nguồn]

Trong Ngân Hà, có hai thế hệ sao chính. Các sao thuộc thế hệ II nằm tại tâm Ngân Hà và trong vùng halo cao tuổi hơn, trong khi các sao thuộc thế hệ I nằm trong đĩa Ngân Hà là các sao trẻ hơn nhiều. Đối với các sao thuộc thế hệ I, (tiếng Anh: stellar population), thành phần hóa học đặc trưng tính theo tỉ lệ khối lượng là 71% Hydro, 27% Heli, 1 đến 2% các nguyên tố nặng hơn Heli[5]; ở các sao thuộc thế hệ II, các nguyên tố nặng chỉ chiếm khoảng 0,02%[4]. Các sao với thành phần hóa học khác nhau có những khác biệt nhỏ trong diễn biến trên dãy chính số không. Quá trình chuyển biến Hydro và He li trong nhân làm tăng dần khối lượng phân tử trung bình của ngôi sao. Theo thời gian, nhân sao nhỏ lại với tốc độ rất chậm, nhiệt độ nhân tăng lên dần dẫn đến việc cường độ sản xuất năng lượng bức xạ của ngôi sao tăng theo. Các phép tính lý thuyết dẫn đến nhận định, các lớp ngoài của sao được tạo thêm làm bán kính sao tăng theo, đồng thời nhiệt độ bề mặt giảm đi. Kết quả là các sao dịch chuyển chậm trên biểu đồ Hertzsprung-Russell từ dãy chính số không, theo hướng sang phải và lên phía trên. Trong suốt quá trình dài, khi ngôi sao tiêu đốt Hydro tại nhân sao, cường độ sáng và bán kính của sao thay đối chậm đến mức ngôi sao chỉ dịch chuyển trong một dải khá hẹp trên biểu đồ. Điều này giải thích nguyên nhân vì sao có một số lượng lớn các sao tập trung tại dãy chính.

Nguồn năng lượng cuối cùng

[sửa | sửa mã nguồn]

Sau khi Hydro bị đốt hết trong nhân sao, mà lúc đó thành phần chính của nó là Heli (còn gọi là nhân Heli), vùng trung tâm của ngôi sao Heli bắt đầu co lại vì thiếu năng lượng bức xạ cần thiết cho việc giữ cân bằng cho ngôi sao. Điều này làm nhiệt độ vùng trung tâm sao tăng cao đến mức các phản ứng nhiệt hạch đốt cháy Hydro thành Heli lại diễn ra, tuy nhiên quá trình này diễn ra ở vùng cao hơn, bao quanh nhân ngôi sao.

Các tầng ngoài của sao trong những giai đoạn này bắt hình thành thêm, nhiệt độ bề mặt giảm, nhưng cường độ sáng của sao có thể tăng. Biểu hiện của các sao trong thời kì này trên biểu đồ Hertzsprung-Russell là chuyển dịch nhanh của chúng sang phải, hướng xuống dưới về vị trí các sao khổng lồ đỏ, các sao có khối lượng từ 10 đến 15 lần khối lượng Mặt Trời sẽ dịch chuyển đến vị trí các sao siêu khổng lồ đỏ. Ngôi sao có khối lượng càng cao, thì quá trình chuyển chỗ này diễn ra càng nhanh.

Giai đoạn sao khổng lồ đỏ

[sửa | sửa mã nguồn]

Diễn biến của các ngôi sao trong giai đoạn sao khổng lồ và nhất là các giai đoạn kế tiếp phụ thuộc phần nhiều vào khối lượng của chúng.

• Nếu khối lượng sao nhỏ hơn 1,5 M, sau khi đốt cháy hết Hydro, quá trình co hấp dẫn làm tăng khối lượng riêng của sao với nhiệt độ không đổi. Khi đó, chất khí Heli trong nhân bị thoái hóa. Nhân sao với chất khí thoái hóa không bao giờ đạt được nhiệt độ cần thiết cho phản ứng hạt nhân để đốt Heli. Khi đó ngôi sao co nhỏ lại và trở thành sao lùn trắng với thành phần chính là Heli.
• Nếu khối lượng sao trong khoảng 1,5 đến 3 M, tuy có diễn ra quá trình thoái hóa chất khí trong ngôi sao, nhưng nhiệt độ sao tăng đến 100 triệu K[6][7]. Ở nhiệt độ này, các phản ứng nhiệt hạch tiếp tục đốt cháy Heli thành Carbon và phát ra năng lượng.

4He + 4He ↔ 8Be 8Be + 4He ↔ 12C + γ + 7.367 MeV

Trong chất khí thoái hóa, sự khởi đầu các phản ứng hạt nhân này mang tính bùng nổ. Khi đó, ở các sao có khối lượng 1,5 đến 3 M xảy ra hiện tượng bùng sáng Heli và ngôi sao đạt cường độ sáng cao nhất. Sau bùng sáng Heli, cường độ sáng của sao giảm xuống, dẫn đến sự mất cân bằng nhiệt. Kích thước sao giảm song song với sự tăng nhiệt độ bề mặt sao. Biểu hiện của sao trên biểu đồ Hertzsprung-Russell là sự chuyển chỗ rất nhanh (3000 năm) từ khu vực các sao khổng lồ đỏ sang phía phải, đến nhánh ngang của biểu đồ. Trong khu vực này, các sao có xu hướng phát xung (tiếng Anh: pulsation), chúng có thể trở thành các sao biến đổi trong một thời gian, và nhất là ở các sao khối lượng lớn điều này có thể xảy ra nhiều lần.

Các giai đoạn kết thúc

[sửa | sửa mã nguồn] Xem thêm Suy sụp hấp dẫn, Lỗ đen, Sao Neutron

Tuổi của sao

[sửa | sửa mã nguồn]

Chú thích

[sửa | sửa mã nguồn]

1. ^ Prečo svietia hviezdy? (Vì sao sao sáng?) Vladimír Balek, xuất bản 1986, tiếng Slovak, trang 139
2. ^ Stephen Hawking's Universe (Vũ trụ của Stephen Hawking), David Filkin, 1997, bảng dịch tiếng Slovak, trang 88.
3. ^ Bất ổn định Jeans
4. ^ a b c Encyklopédia astronómie (Từ điển Bách khoa toàn thư Thiên văn học), tập thể tác giả, xuất bản 1987, tiếng Slovak, trang 663-667.
5. ^ The Structure of The Universe (Cấu trúc vũ trụ), Paul Halpern, 1997, bản dịch tiếng Slovak, trang 35.
6. ^ Editors Appenzeller, Harwit, Kippenhahn, Strittmatter, & Trimble (3rd Edition). Astrophysics Library. Springer, New York. ISBN. Kiểm tra giá trị ngày tháng trong: |year= (trợ giúp)Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết) Quản lý CS1: văn bản dư: danh sách tác giả (liên kết)
7. ^ Ostlie, D.A. & Carroll, B.W. (2007). An Introduction to Modern Stellar Astrophysics. Addison Wesley, San Francisco. ISBN 0-8053-0348-0.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)

Liên kết ngoài

[sửa | sửa mã nguồn] Wikiversity tiếng Anh có tài liệu giáo dục và khoa học kỹ thuật về:Stellar evolution Wikimedia Commons có thêm hình ảnh và phương tiện truyền tải về Tiến hóa sao.

• Tiến hóa sao tại Từ điển bách khoa Việt Nam
• Stellar evolution tại Encyclopædia Britannica (tiếng Anh)
• Protostars, bài viết về tiền sao, bao gồm minh họa các chuyển đổi vị trí tiền sao đến dãy chính trên biểu đồ Hertzsprung-Russell, University of Tennesse.
• Baby Star is Way Ahead of its Time Lưu trữ 2008-01-17 tại Wayback Machine, phát hiện tiền sao mới, NASA.
• Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) lecture notes, Cole Miller, Department of Astronomy, University of Maryland
• Astronomy 162, Unit 2 (The Structure & Evolution of Stars) lecture notes, Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University

x t s Sao
Hình thành	Bồi tụ Đám mây phân tử Bok globule Young stellar object Tiền sao Tiền dãy chính Herbig Ae/Be T Tauri FU Orionis Đối tượng Herbig–Haro Hayashi track Henyey track
Tiến hóa	Dãy chính Red-giant branch Horizontal branch Red clump Nhánh tiệm cận khổng lồ super-AGB Blue loop Tinh vân tiền hành tinh Tinh vân hành tinh PG1159 Dredge-up OH/IR Instability strip Luminous blue variable Blue straggler Quần thể sao Siêu tân tinh Superluminous supernova / Hypernova
Phân loạiquang phổ	Sớm Muộn Dãy chính O B A F G K M Lùn nâu WR OB Subdwarf O B Gần mức khổng lồ Khổng lồ Xanh Đỏ Vàng Khổng lồ sáng Siêu khổng lồ Xanh Đỏ Vàng Cực siêu khổng lồ Vàng Carbon S CN CH Lùn trắng Đặc biệt về mặt hóa học Am Ap/Bp HgMn Helium-weak Bari Heli cực đoan Lambda Boötis Lead Technetium Be Shell B(e)
Tàn dư	Đặc Lùn trắng Hành tinh heli Lùn đen Neutron Radio-quiet Xung Đôi X-ray Từ Lỗ đen sao X-ray binary Burster SGR
Giả thuyết	Lùn xanh Xanh lá cây Lùn đen Kỳ lạ Boson Electroweak Lạ Preon Planck Tối Dark-energy Quark Q Đen Gravastar Sao lỗ đen Thiên thể Thorne–Żytkow Sắt Blitzar Lỗ trắng Planck star
Tổng hợphạt nhân sao	Đốt cháy deuteri Đốt cháy lithi Phản ứng chuỗi proton-proton Chu trình CNO Helium flash Quá trình ba-alpha Quá trình alpha Đốt cháy carbon Đốt cháy neon Đốt cháy oxy Đốt cháy silic Quá trình s Quá trình r Fusor Tân tinh Symbiotic Tàn tích Luminous red nova
Cấu trúc	Core Vùng đối lưu Microturbulence Oscillations Vùng bức xạ Khí quyển Quang cầu Vết sao Chromosphere Vành nhật hoa Gió sao Bubble Bipolar outflow Đĩa bồi tụ Asteroseismology Helioseismology Circumstellar dust Circumstellar envelope Eddington luminosity Cơ chế Kelvin–Helmholtz
Đặc tính	Designation Dynamics Nhiệt độ hiệu dụng Độ sáng Kinematics Từ trường Cấp sao tuyệt đối Mass Độ kim loại Sự tự quay Ánh sao Biến quang Photometric system Chỉ mục màu Biểu đồ Hertzsprung-Russell Color–color diagram
Hệ sao	Đôi Contact Common envelope Eclipsing Symbiotic Phức hợp Quần tinh Mở Cầu Super Hệ hành tinh
Trái Đất làm trung tâmquan sát	Mặt Trời Solar radio emission Hệ Mặt Trời Ánh sáng Mặt Trời Sao Bắc cực Circumpolar Chòm sao Khoảnh sao Cấp sao Biểu kiến Extinction Photographic Vận tốc xuyên tâm Chuyển động riêng Parallax Photometric-standard
Danh sách	Proper names Arabic Chinese Extremes Nặng nhất Nhiệt độ cao nhất Lowest temperature Lớn nhất Smallest volume Sáng nhất Historical brightest Độ sáng tuyệt đối lớn nhất Gần nhất Nearest bright With exoplanets Brown dwarfs White dwarfs Milky Way novae Siêu tân tinh Candidates Remnants tinh vân hành tinh Timeline of stellar astronomy
Liên quan	Phó sao Sao lùn nâu Sub-brown dwarf Hành tinh Năm ngân hà Thiên hà Guest Tương tác hấp dẫn Intergalactic Planet-hosting stars Tidal disruption event
Sao Cổng thông tin Sao

x t s Lỗ đen
Loại	BTZ black hole Schwarzschild Quay Tích điện Ảo Kugelblitz Lỗ đen siêu khối lượng Lỗ đen nguyên thủy
Kích cỡ	Siêu nhỏ Tối đại Electron Sao Microquasar Khối lượng trung gian Siêu khối lượng Nhân thiên hà hoạt động Chuẩn tinh Blazar
Sự hình thành	Tiến hóa sao Suy sụp hấp dẫn Sao Neutron Liên kết liên quan Giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff Sao lùn trắng Liên kết liên quan Supernova Liên kết liên quan Hypernova Chớp tia gamma Lỗ đen đôi
Tính chất	Điểm kì dị hấp dẫn Ring singularity Định lý Chân trời sự kiện Mặt cầu photon Innermost stable circular orbit Vùng sản công Quá trình Penrose Quá trình Blandford–Znajek Đĩa bồi tụ Bức xạ Hawking Thấu kính hấp dẫn Bồi tụ Bondi Liên hệ M–sigma Dao động gần tuần hoàn Nhiệt động lực học Tham số Immirzi Bán kính Schwarzschild Spaghetti hóa
Các vấn đề	Black hole complementarity Nghịch lý thông tin Cosmic censorship ER = EPR Final parsec problem Firewall (physics) Holographic principle Định lý không có tóc
Các mêtric	Schwarzschild Derivation Kerr Reissner–Nordström Kerr–Newman Hayward
Giải pháp	Nonsingular black hole models Ngôi sao đen Sao tối Dark-energy star Gravastar Magnetospheric eternally collapsing object Planck star Sao Q Fuzzball
Tương tự	Optical black hole Sonic black hole
Danh sách	Lỗ đen Lớn nhất Gần nhất Quasar Microquasars
Mô hình	Điểm kì dị hấp dẫn Định lý kì dị Penrose–Hawking Lỗ đen nguyên thủy Gravastar Sao tối Sao năng lượng tối Sao đen Quả bóng rối Lỗ trắng Kì dị trần trụi Kì dị vòng Tham số Immirzi Mô hình màng Kugelblitz Lỗ sâu Thiên thể giả sao
Giả tưởng	Lỗ đen trong giả tưởng Star Trek (2009) Hố đen tử thần (2014)
Liên quan	Outline of black holes Sonic black hole Black Hole Initiative Black hole starship Sao đặc Sao kỳ lạ Sao quark Sao Preon Gamma-ray burst progenitors Thế hấp dẫn Hypercompact stellar system Membrane paradigm Điểm kỳ dị trần trụi Sao lỗ đen Sao tối Rossi X-ray Timing Explorer Timeline of black hole physics Lỗ trắng Lỗ sâu Các dấu mốc trong lịch sử nghiên cứu lỗ đen XMM - Newton Vệ tinh tia X Chandra Vệ tinh tia gamma Fermi NuStar Hệ sao tập trung trong một vùng rất nhỏ Tàu không gian lỗ đen
Thể loại Hình ảnh

x t s Sao lùn trắng
Hình thành	Giới hạn Chandrasekhar Sao PG 1159 Tiến hóa sao Biểu đồ Hertzsprung-Russell Lớp sao biến đổi Mira
Vận mạng	Sao lùn đen Siêu tân tinh loại Ia Candidate Sao neutron Sao xung Sao từ Liên kết Lỗ đen sao Bản mẫu:Lỗ đen Sao đặc Sao quark Sao kỳ lạ Sao heli cực đoan Subdwarf B star Hành tinh heli
Trong hệ sao đôi	Tân tinh Tàn tích List Dwarf nova Symbiotic nova Sao biến đổi lớn AM CVn star Polar Intermediate polar X-ray binary Super soft X-ray source Sao xung đôi Sao xung phát tia X List Helium flash Phát nổ carbon
Đặc tính	Pulsating Urca process Vật chất suy biến Quasi-periodic oscillation
Liên quan	Tinh vân hành tinh Danh sách Robust associations of massive baryonic objects Luminosity function (astronomy)#White dwarf luminosity function Timeline of white dwarfs, neutron stars, and supernovae
Sao nổi bật	Van Maanen's star Sao Thiên Lang Procyon 40 Eridani B BPM 37093 HL Tau 76 RS Ophiuchi

Cổng thông tin:

• vật lý
• thiên văn học

Bài viết liên quan đến thiên văn học này vẫn còn sơ khai. Bạn có thể giúp Wikipedia mở rộng nội dung để bài được hoàn chỉnh hơn. x t s