Ngôi sao? Một hành tinh? Một thiên hà sáng như thế nào? Khi các nhà thiên văn học muốn trả lời những câu hỏi đó, họ thể hiện độ sáng của những vật thể này bằng thuật ngữ “độ sáng” (luminosity). Nó mô tả độ sáng của một vật thể trong không gian. Các ngôi sao và thiên hà phát ra nhiều dạng ánh sáng khác nhau. Những loại ánh sáng mà chúng phát ra hoặc tỏa ra cho biết chúng có năng lượng như thế nào. Nếu vật thể là một hành tinh, nó không phát ra ánh sáng; nó phản xạ ánh sáng. Tuy nhiên, các nhà thiên văn học cũng sử dụng thuật ngữ “độ sáng” để thảo luận về độ sáng của hành tinh.
Độ sáng của vật thể càng lớn thì nó càng sáng. Một vật thể có thể phát sáng rất nhiều bước sóng ánh sáng, từ ánh sáng khả kiến, tia X, tia cực tím, hồng ngoại, vi ba, đến tia radio và tia gamma, Nó thường phụ thuộc vào cường độ ánh sáng phát ra, nó thể hiện sức mạnh của một đối tượng.
Độ sáng là gì
- Độ sáng (luminosity) là một thước đo tuyệt đối của năng lượng điện từ bức xạ (ánh sáng), năng lượng bức xạ phát ra từ một vật phát sáng.
Trong thiên văn học, độ sáng là tổng lượng năng lượng điện từ được phát ra trên một đơn vị thời gian của một ngôi sao, thiên hà hoặc vật thể thiên văn khác.
Trong các đơn vị SI, độ sáng được đo bằng joules mỗi giây hoặc watts. Trong thiên văn học, giá trị cho độ sáng thường được đưa ra theo tỷ lệ của nó với độ sáng của Mặt Trời, L⊙. Độ sáng cũng có thể được đưa ra theo hệ thống cường độ thiên văn: cường độ đo độ tuyệt đối (Mbol) của vật thể là thước đo logarit của tổng tốc độ phát xạ năng lượng của nó, trong khi cường độ tuyệt đối là thước đo logarit của độ sáng trong một số bước sóng cụ thể hoặc dải lọc.
- Trái ngược vời luminosity, thuật ngữ brightness trong thiên văn học thường được sử dụng để chỉ độ sáng biểu kiến của một vật thể: đó là độ sáng của một vật thể đối với người quan sát. Độ sáng biểu kiến phụ thuộc vào cả độ sáng của vật thể và khoảng cách giữa vật thể và người quan sát, và cũng phụ thuộc vào bất kỳ sự hấp thụ ánh sáng nào dọc theo đường đi từ vật thể đến người quan sát. Độ sáng biểu kiến là thước đo logarit của độ sáng biểu kiến. Khoảng cách được xác định bằng các biện pháp độ chói có thể hơi mơ hồ, và do đó đôi khi được gọi là khoảng cách độ sáng.
Đo lường độ sáng
Khi không đủ tiêu chuẩn, thuật ngữ “độ sáng” có nghĩa là độ sáng đo trong miền bolometric, được đo hoặc bằng đơn vị SI watt, hoặc theo độ sáng năng lượng mặt trời L⊙. Bolometer là dụng cụ được sử dụng để đo năng lượng bức xạ trên một dải rộng bằng cách hấp thụ và đo nhiệt. Một ngôi sao cũng tỏa ra neutrinos, mang theo một phần năng lượng (khoảng 2% trong trường hợp Mặt trời của chúng ta), góp phần vào tổng độ sáng tổng cộng của ngôi sao. IAU đã xác định độ sáng mặt trời danh nghĩa là 3.828×1026 W để thúc đẩy công bố các giá trị phù hợp và có thể so sánh theo đơn vị độ sáng của mặt trời.
Mặc dù có các bolometer, nhưng chúng không thể được sử dụng để đo cả độ sáng biểu kiến của một ngôi sao vì chúng không đủ độ nhạy trên phổ điện từ và vì hầu hết các bước sóng này không chạm tới bề mặt Trái Đất. Trong thực tế, cường độ bolometric được đo bằng cách thực hiện các phép đo ở các bước sóng nhất định và xây dựng mô hình của tổng phổ có khả năng phù hợp nhất với các phép đo đó. Trong một số trường hợp, quá trình ước tính là cực kỳ khó khăn, với độ sáng được tính toán khi quan sát thấy ít hơn 1% năng lượng phát ra, ví dụ như với một ngôi sao Wolf-Rayet nóng chỉ được quan sát trong vùng hồng ngoại. Độ sáng của phép đo cường độ cũng có thể được tính toán bằng cách sử dụng hiệu chỉnh cường độ bolometric cho độ sáng trong một dải thông cụ thể.
Thuật ngữ độ sáng cũng được sử dụng liên quan đến các dải thông cụ thể, chẳng hạn như độ sáng thị giác của độ sáng dải K.
Nói chung đây không phải là độ sáng theo nghĩa chặt chẽ của thước đo tuyệt đối của công suất bức xạ mà là cường độ tuyệt đối được xác định cho một bộ lọc nhất định trong hệ thống trắc quang. Một số hệ thống trắc quang khác nhau tồn tại. Một số như hệ thống UBV hoặc Johnson được xác định dựa trên các sao tiêu chuẩn trắc quang, trong khi một số khác như hệ thống AB được xác định theo mật độ thông lượng quang phổ.
Độ sáng của Sao
Hầu hết mọi người đều có được một ý tưởng rất chung về độ sáng của vật thể chỉ bằng cách nhìn vào nó. Nếu nó xuất hiện sáng, nó có độ sáng cao hơn so với nếu nó mờ. Tuy nhiên, sự xuất hiện đó có thể là lừa dối về thị giác. Khoảng cách cũng ảnh hưởng đến nhận thức độ sáng rõ ràng của một vật thể. Một ngôi sao xa xôi nhưng rất mạnh mẽ có thể xuất hiện mờ hơn đối với chúng ta so với một ngôi sao năng lượng thấp hơn, nhưng gần hơn.
Độ sáng của một ngôi sao có thể được xác định từ hai đặc điểm của sao: kích thước và nhiệt độ hiệu dụng. Kích thước thường được biểu thị dưới dạng bán kính mặt trời, R⊙, Nhiệt độ hiệu dụng được biểu thị bằng kelvin, nhưng trong hầu hết các trường hợp, cả hai đều không thể đo được trực tiếp. Để xác định bán kính của một ngôi sao, cần có hai số liệu khác: đường kính góc của ngôi sao và khoảng cách của nó với Trái đất. Cả hai đều có thể được đo với độ chính xác cao trong một số trường hợp nhất định, với các siêu sao nguội thường có đường kính góc lớn và một số sao tiến hóa nguội có maser trong khí quyển có thể được sử dụng để đo thị sai bằng VLBI. Tuy nhiên, đối với hầu hết các ngôi sao, đường kính góc hoặc thị sai, hoặc cả hai, đều thấp hơn nhiều so với khả năng đo lường chắc chắn của chúng ta. Vì nhiệt độ hiệu dụng chỉ là một con số biểu thị nhiệt độ của vật đen sẽ tái tạo độ sáng nên rõ ràng là nó không thể đo được trực tiếp nhưng có thể ước tính được từ quang phổ.
Một cách khác để đo độ sáng của sao là đo độ sáng biểu kiến và khoảng cách của ngôi sao. Thành phần thứ ba cần thiết để thu được độ sáng là mức độ suy giảm (Extinction) giữa các vì sao hiện có, một điều kiện thường phát sinh do khí và bụi có trong môi trường liên sao (ISM), bầu khí quyển Trái đất và vật chất quanh sao. Do đó, một trong những thách thức trọng tâm của thiên văn học trong việc xác định độ sáng của một ngôi sao là đưa ra các phép đo chính xác cho từng thành phần này, nếu không có nó thì khó có thể đạt được con số độ sáng chính xác. Extinction chỉ có thể được đo trực tiếp nếu cả độ sáng thực tế và độ sáng quan sát được đều được biết, nhưng nó có thể được ước tính từ màu sắc quan sát được của một ngôi sao, sử dụng các mô hình về mức độ đỏ dự kiến từ môi trường giữa các vì sao.
Trong hệ thống phân loại sao hiện nay, các ngôi sao được nhóm theo nhiệt độ, với các sao Class O to lớn, rất trẻ và tràn đầy năng lượng có nhiệt độ vượt quá 30.000 K trong khi các sao Class M nhỏ hơn, điển hình là già hơn, có nhiệt độ dưới 3.500 K. Bởi vì độ sáng tỷ lệ thuận với nhiệt độ lũy thừa 4, nên sự biến thiên lớn về nhiệt độ của sao tạo ra sự biến thiên lớn hơn về độ sáng của sao.
Độ sáng phụ thuộc vào công suất lớn của khối sao, do đó các ngôi sao phát sáng có khối lượng lớn có tuổi thọ ngắn hơn nhiều. Những ngôi sao sáng nhất luôn là những ngôi sao trẻ, đối với những ngôi sao cực đoan nhất thì không quá vài triệu năm. Trong sơ đồ Hertzsprung–Russell, trục x biểu thị nhiệt độ hoặc loại quang phổ trong khi trục y biểu thị độ sáng hoặc cường độ. Phần lớn các ngôi sao được tìm thấy dọc theo dãy chính với các ngôi sao Class O màu xanh lam được tìm thấy ở phía trên bên trái của biểu đồ trong khi các ngôi sao Class M màu đỏ rơi xuống phía dưới bên phải. Một số ngôi sao như Deneb và Betelgeuse được tìm thấy ở phía trên và bên phải của dãy chính, sáng hơn hoặc mát hơn so với các ngôi sao tương đương của chúng trên dãy chính. Độ sáng tăng ở cùng nhiệt độ, hoặc nhiệt độ mát hơn ở cùng độ sáng, cho thấy những ngôi sao này lớn hơn những ngôi sao trong dãy chính và chúng được gọi là sao khổng lồ hoặc siêu khổng lồ.
Siêu sao xanh và trắng là những ngôi sao có độ sáng cao, lạnh hơn một chút so với những ngôi sao sáng nhất trong dãy chính. Ví dụ, một ngôi sao như Deneb có độ sáng khoảng 200.000 L⊙, loại quang phổ A2 và nhiệt độ hiệu dụng khoảng 8.500 K, nghĩa là nó có bán kính khoảng 203 R☉ (1,41×1011 m). Để so sánh, siêu sao đỏ Betelgeuse có độ sáng khoảng 100.000 L⊙, loại quang phổ M2 và nhiệt độ khoảng 3.500 K, nghĩa là bán kính của nó là khoảng 1.000 R⊙ (7,0×1011 m). Sao siêu khổng lồ đỏ là loại sao lớn nhất, nhưng sao sáng nhất thì nhỏ hơn và nóng hơn nhiều, với nhiệt độ lên tới 50.000 K trở lên và độ sáng vài triệu L⊙, nghĩa là bán kính của chúng chỉ vài chục R⊙. Ví dụ, R136a1 có nhiệt độ trên 46.000 K và độ sáng hơn 6.100.000 L⊙ (chủ yếu ở tia UV), bán kính chỉ có 39 R⊙ (2,7×1010 m).
Một cách khác để suy ra độ sáng của một ngôi sao là đo độ sáng rõ ràng của nó (cách nó xuất hiện với mắt) và so sánh với khoảng cách của nó. Chẳng hạn, những ngôi sao ở xa hơn dường như mờ hơn những ngôi sao gần chúng ta hơn. Tuy nhiên, một vật thể cũng có thể trông mờ vì ánh sáng đang bị hấp thụ bởi khí và bụi nằm giữa chúng ta. Để có được một thước đo chính xác về độ sáng của một thiên thể, các nhà thiên văn học sử dụng các dụng cụ chuyên dụng, chẳng hạn như một vi nhiệt kế. Trong thiên văn học, chúng được sử dụng chủ yếu trong các bước sóng vô tuyến – đặc biệt là phạm vi dưới Milimét. Trong hầu hết các trường hợp, đây là những dụng cụ được làm mát đặc biệt đến một độ trên độ không tuyệt đối để trở nên nhạy nhất.
Độ sáng và cường độ
Một cách khác để hiểu và đo độ sáng biểu kiến của vật thể là thông qua cường độ của nó. Đó là một điều hữu ích để biết nếu bạn đang ngắm sao vì nó giúp bạn hiểu cách những người quan sát có thể so sánh độ sáng của các ngôi sao với nhau. Số cường độ tính đến độ sáng của vật thể và khoảng cách của nó. Về cơ bản, một vật thể có cường độ thứ hai sáng hơn khoảng hai lần rưỡi so với vật thể có cường độ thứ ba và mờ hơn hai lần rưỡi so với vật thể có cường độ thứ nhất. Con số càng nhỏ thì độ sáng càng lớn. Ví dụ, Mặt trời có cường độ -26,7. Ngôi sao Sirius có cường độ -1,46. Nó sáng hơn Mặt trời 70 lần nhưng nằm cách chúng ta 8,6 năm ánh sáng và hơi mờ đi theo khoảng cách. Và chúng ta cần phải hiểu rằng một vật thể rất sáng ở khoảng cách xa có thể trông rất mờ do khoảng cách của nó, trong khi một vật thể mờ ở gần hơn nhiều có thể “trông” sáng hơn.
Cường độ biểu kiến là độ sáng biểu kiến của một vật thể khi nó xuất hiện trên bầu trời khi chúng ta quan sát nó, bất kể nó ở khoảng cách bao xa. Cường độ tuyệt đối thực sự là thước đo độ sáng biểu kiến nội tại của một vật thể. Cường độ tuyệt đối không thực sự “quan tâm” đến khoảng cách; ngôi sao hoặc thiên hà vẫn sẽ phát ra lượng năng lượng đó cho dù người quan sát ở xa đến đâu. Điều đó giúp ích nhiều hơn trong việc giúp hiểu độ sáng, độ nóng và độ lớn thực sự của một vật thể.
Độ sáng quang phổ
Trong hầu hết các trường hợp, độ sáng có nghĩa là liên quan đến lượng năng lượng được phát ra bởi một vật thể ở tất cả các dạng ánh sáng mà nó tỏa ra (hình ảnh, hồng ngoại, tia X, v.v.). Độ sáng là thuật ngữ chúng ta áp dụng cho tất cả các bước sóng, bất kể chúng nằm ở đâu trên phổ điện từ. Các nhà thiên văn học nghiên cứu các bước sóng ánh sáng khác nhau từ các thiên thể bằng cách lấy ánh sáng tới và sử dụng máy quang phổ để “phân tách” ánh sáng thành các bước sóng thành phần của nó. Phương pháp này được gọi là “phép đo quang phổ” hay “phổ học” và nó mang lại cái nhìn sâu sắc về các quá trình làm cho vật thể tỏa sáng.
Mỗi thiên thể đều sáng ở những bước sóng ánh sáng cụ thể; ví dụ, các sao neutron thường rất sáng trong dải tia X và vô tuyến (mặc dù không phải lúc nào cũng vậy; một số sao sáng nhất trong dải tia gamma). Những vật thể này được cho là có độ sáng tia X và sóng vô tuyến cao. Chúng thường có độ sáng quang học rất thấp.
Các ngôi sao tỏa ra những dải bước sóng rất rộng, từ vùng nhìn thấy đến tia hồng ngoại và tia cực tím; một số ngôi sao rất giàu năng lượng cũng sáng trong sóng vô tuyến và tia X. Các lỗ đen trung tâm của các thiên hà nằm ở những vùng phát ra lượng tia X, tia gamma và tần số vô tuyến cực lớn nhưng có thể trông khá mờ trong ánh sáng khả kiến. Những đám mây khí và bụi nóng nơi các ngôi sao được sinh ra có thể rất sáng trong vùng hồng ngoại và ánh sáng khả kiến. Bản thân những ngôi sao sơ sinh khá sáng trong tia cực tím và ánh sáng khả kiến.
Thông tin nhanh
- Độ sáng của vật thể được gọi là độ sáng của nó.
- Độ sáng của một vật thể trong không gian thường được xác định bởi một số gọi là độ lớn của nó.
- Các đối tượng có thể “sáng” trong hơn một tập hợp bước sóng. Ví dụ, Mặt trời sáng trong ánh sáng quang học (có thể nhìn thấy) nhưng cũng được coi là sáng trong tia X, cũng như tia cực tím và hồng ngoại.
Nguồn
- Cool Cosmos, coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/cosmic_reference/luminosity.html.
- “Luminosity | COSMOS.” Centre for Astrophysics and Supercomputing, astronomy.swin.edu.au/cosmos/L/Luminosity.
- MacRobert, Alan. “The Stellar Magnitude System: Measuring Brightness.” Sky & Telescope, 24 May 2017, www.skyandtelescope.com/astronomy-resources/the-stellar-magnitude-system/.
