Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Sao”

 

=== Thời kỳ Trung cổ ===

| author=Clark, D. H.; Stephenson, F. R.

| title=The Historical Supernovae

| title=Are any of the nebulæ star-systems? | journal=Nature

| year=1870 | pages=331–333

| doi=10.1038/001331a0 | volume=1 }}</ref> Thêm vào các thành tựu khác của ông, William Herschel cũng chú ý tới khám phá của ông là một số ngôi sao không chỉ nằm dọc theo cùng một phương nhìn, nhưng cũng là các sao đồng hành tạo nên những hệ [[sao đôi]].

 

:{|

|[[Khối lượng Mặt Trời]]:

|-

|[[Độ sáng Mặt Trời]]:

|-

|[[Bán kính Mặt Trời]]:

| accessdate = ngày 5 tháng 9 năm 2006 }}</ref> Những [[sao tiền dải chính]] này thường bị bao bọc xung quanh bởi một [[đĩa tiền hành tinh]]. Chu kỳ co sụp hấp dẫn này diễn ra trong khoảng 10 đến 15 triệu năm.

 

| author=Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. | year = 1996

| title=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks

| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M | doi = 10.1086/190603

}}</ref>–ví dụ Mặt Trời, ước tính nó đã tăng độ sáng lên khoảng 40% từ khi nó đạt đến dải chính cách đây 4,6 tỷ năm trước.<ref name="sun_future">

</ref>

 

| isbn=9027720460 }}</ref> Những nhóm lớn hơn gọi là [[quần tinh]] cũng tổn tại. Chúng tập hợp từ một vài sao (trong stellar associations), đến hàng trăm nghìn ngôi sao trong các [[cụm sao cầu|quần tinh cầu]] khổng lồ.

 

| publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

| date=ngày 30 tháng 1 năm 2006

{{chính|Từ trường ngôi sao}}

 

 

[[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. [[Vành nhật hoa|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.<ref>{{Chú thích web

|+ ''Số ngôi sao sáng hơn cấp sao''

!Cấp sao<br />biểu kiến

|- style="text-align: center;"

||0

|- style="background: {{star-color|O}}"

| O

| [[Zeta Ophiuchi]]

|- style="background: {{star-color|B}}"

| B

| [[Rigel]]

|- style="background: {{star-color|A}}"

| A

| [[Sao Ngưu Lang|Altair]]

|- style="background: {{star-color|F}}"

| F

|- style="background: {{star-color|G}}"

| G

| [[Mặt Trời|Mặt trời]]

|- style="background: {{star-color|K}}"

| K

| [[Epsilon Indi]]

|- style="background: {{star-color|M}}"

| M

| [[Cận Tinh|Proxima Centauri]]

|}

Phần của ngôi sao hiện lên trước mắt một người quan sát được gọi là [[quang quyển]]. Đây là lớp mà tại đó plasma của sao trở lên trong suốt đối với photon của ánh sáng. Từ vùng này, năng lượng được tạo ra ở lõi được tự do lan truyền vào không gian. Trong quang quyển có những vùng gọi là vết đen Mặt Trời (sun spot), đó là những vùng với nhiệt độ trung bình thấp hơn xuất hiện trên quang quyển.

 

| publisher=ESO | date = ngày 1 tháng 8 năm 2001 | title=The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT

| url=http://eso.org/public/news/eso0127/

[[Tập tin:CNO Cycle.svg|200px|phải|nhỏ|Chu trình cacbon – nitơ – oxy]]

|}

 

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.<ref name="aps_mss">{{Chú thích web