CÁC VÌ SAO LÁNG GIỀNG CỦA MẶT TRỜI
Trong cuộc sống thường ngày chúng ta biết khá rõ về môi trường sống quanh ta, ví dụ như về gia đình hàng xóm. . .Nhưng trong thiên văn học, có vẻ như mọi thứ lại ngược lại: chúng ta biết rõ về các thiên hà ở xa nhiều hơn so với các vùng lân cận. Tại sao?
Có thể tưởng rằng các ngôi sao sáng nhất trên bầu trời chính là các ngôi sao nằm gần chúng ta. Nhưng thực ra những ngôi sao sáng nhất chính là những chiếc đèn pha cực mạnh, có thể nhìn thấy được từ rất xa. Và chúng làm lu mờ các sao nhỏ và mờ hơn ở gần chúng. Mà những ngôi sao mờ nhỏ như vậy lại có rất nhiều. Và để phát hiện được các ngôi sao này, chúng ta cần dùng đến những kính thiên văn đồ sộ và áp dụng những phương pháp tìm kiếm đặc biệt.
Hệ Mặt Trời nằm chìm vào một hệ thống sao khổng lồ là Thiên Hà. Trong Thiên Hà có đến hàng trăm triệu ngôi sao với độ trưng và màu sắc khác nhau. Nhiều sao trong số này tập hợp nhau lại thành một dải sáng, vắt ngang vòm trời trong những đêm không trăng quang quẻ: đó là dải Ngân Hà. Các nhà thiên văn biết khá rõ đặc điểm của các loại sao khác nhau thuộc Thiên Hà. Các loại sao này (các sao với khối lượng khác nhau, các tàn tích của chúng) có mật độ trong không gian hết sức khác nhau.
Càng ít gặp trong không gian các vì sao thuộc một loại này hay một loại khác bao nhiêu thì càng có ít xác suất là chúng nằm gần Mặt Trời. Do đó các nhà khoa học cho rằng láng giềng của chúng ta không phải chỉ là các sao điển hình và các thiên thể khác mà là đại diện của rất nhiều “bộ lạc"- đông đảo nhất thuộc Thiên Hà. Các quan sát cho thấy rằng, tần số gặp các vì sao phụ thuộc vào độ trưng của chúng: ánh sáng càng yếu thì càng nhiều các sao như vậy tập trung trong một đơn vị thể tích không gian.
Sự liên hệ lẫn nhau giữa số lượng các thiên thể và độ trưng của chúng dẫn đến khải niệm vùng ngoại vi Mặt Trời, tức là phần thể tích nhỏ nhất của Thiên Hà mà trong đó bằng những công cụ thiên văn hiện đại có thể theo dõi và nghiên cứu một số lượng khá lớn các vì sao thuộc đủ các loại khác nhau kể cả các sao có độ trưng rất thấp. Thực tế cho thấy rằng, thể tích đó cỡ bằng thể tích của một quả cầu có bán kính bằng 20 parsec (pc) Nhìn từ một khoảng cách như vậy Mặt Trời nom chỉ như một ngôi sao yếu, khó nhìn thấy bằng mắt thường. Quả cầu này được gọi một cách quy ước là vùng ngoại vi Mặt Trời. Nó chứa khoảng một nghìn rưỡi sao thuộc các loại khác nhau. Hiện nay, hầu như tất cả các sao nằm trong vùng ngoại vị Mặt Trời đều đã được khảo sát trừ những sao hoàn toàn lùn, phát ra rất ít ánh sáng. Chúng được nghiên cứu ở một khoảng cách nhỏ hơn: khoảng gần 5 pc tính từ Mặt Trời. Khoảng không gian này được gọi là vùng ngoại vi trực tiếp của Mặt Trời và chúng ta có thể nhìn thấy hầu như tất cả các sao trong vùng này: có khoảng 100 sao. Để làm rõ những láng giềng gần của chúng ta, cần phải xác định được khoảng cách đến các sao mà đây là một quá trình vất vả. Từ 150 năm nay, khoảng cách đến các sao được xác định theo sự dịch chuyển biểu kiến của chúng trên bầu trời (thị sai), là hệ quả của chuyển động quỹ đạo của Trái Đất quanh Mặt Trời. Sao nằm càng xa thì càng ít "hưởng ứng" chuyển động này của Trái Đất.
Để xác định thị sai, cần tiến hành đo vị trí của các tinh tú bằng những dụng cụ rất chính xác trong một thời gian khá dài, do đó số lượng các sao xác định được thị sai không nhiều. Chẳng hạn, hiện nay các nhà thiên văn mới chỉ "quản lý hộ khẩu" (tức là xác định được toạ độ trên thiên cầu đặt tên hoặc đánh số) được khoảng 15 triệu ngôi sao. Trong khi đó, trong suốt cả lịch sử đo đạc sao trên Trái Đất mới chỉ có khoảng 1 vạn sao được ước lượng trực tiếp bằng hình học) về khoảng cách. Phần lớn trong số này là các sao nằm không gần đến mức có thể coi là láng giềng của Mặt Trời.
Nói chung việc tìm kiếm các sao ở gần cũng giống như công việc của người đãi vàng, phải đãi cả tấn cát chứa vàng để tìm được vài gam vàng. Do khối lượng lao động của phương pháp xác định khoảng cách trực tiếp khá nhiều nên các nhà thiên văn học thường dùng các phương pháp gián tiếp: phương pháp động học, quang phổ hoặc trắc quang. Thực chất của các phương pháp này là phân tách các sao với các tính chất (như tốc độ chuyển động trên bầu trời, đặc điểm quang phổ hoặc đặc điểm màu sắc) có thể bộc lộ độ gần tương đối, đồng thời đo chúng cũng đơn giản hơn phương pháp thị sai hình học.
Hiện nay, việc đo quang phổ và màu sắc các ngôi sao được áp dụng cho phép đưa ra những khái niệm về độ xa gần của các sao. Sự phát triển kỹ thuật cho phép áp dụng có hiệu quả các phương pháp xác định khoảng cách cũ nhưng đõ được kiểm chứng tốt ở tầm mức độ mới. Vệ tinh Trái Đất “Hipparcos" do Tây Âu chế tạo đã xác định được thị sai của gần 100000 ngôi sao. Sau khi xử lý tất cả các dữ liệu nhận được từ vệ tinh danh sách các láng giềng gần của Mặt Trời đã được bổ sung đáng kể.
Hàng xóm của chúng ta là những ai? Phần lớn (gần 2/3) là những sao lùn(sao trắt) đỏ rất yếu: khối lượng của chúng nhỏ hơn Mặt Trời quãng 3 – l0 lần. Các sao giống Mặt Trời rất hiếm chỉ có 6%. Các sao trắng và hơi vàng (quang phổ loại A và F) có khối lượng lớn hơn Mặt Trời từ 1,5 đến 2 lần chỉ đếm trên đầu ngón tay. Các sao nặng hơn (các nhà thiên văn biết đến những sao có khối lượng gấp khoảng 100 lần khối lượng Mặt Trời) không tìm thấy trong vùng ngoại vi trực tiếp của Mặt Trời. Điều này chứng tỏ chúng rất khan hiếm. Ngoài các sao "sống", các nhà khoa học còn tìm thấy 7 sao "lùn" trắng là tàn tích của các sao đã sử dụng hết năng lượng và từ từ nguội đi, chỉ toả sáng bằng nhiệt dự trữ còn lại.
Khá nhiều láng giềng của chúng ta (72%) phân nhóm thành các hệ sao bội, còn gọi là hệ sao chùm (kép, chùm ba v.v. . .) mà trong đó các thành viên ràng buộc lẫn nhau bởi lực hấp dẫn. Mức độ bội càng cao thì càng ít các hệ như vậy. Một vài thành viên của các hệ này không thể nhìn thấy được kể cả bằng các phương tiện hiện đại (do quá gần với người anh em cùng chùm hoặc rất mờ). Trong một số trường hợp riêng biệt, các sao thành viên không nhìn thấy dược có khối lượng quá nhỏ (nhỏ hơn 0,01 khối lượng Mặt Trời) đến mức không thể coi chúng là các sao mà có lẽ là những hành tinh rất lớn thì đúng hơn. Nên nhớ rằng khối lượng của hành tinh lớn nhất trong hệ Mặt Trời là Mộc Tinh chỉ bằng 0,001 khối lượng Mặt Trời, có nghĩa là các thành viên chỉ nặng hơn Mộc Tinh khoảng 10 lần.
Các sao không nhìn thấy chỉ được các nhà thiên văn phát hiện bằng các phương pháp gián tiếp, dựa theo những sai lệch mà trường hấp dẫn của chúng gây ra cho vòng quay quỹ đạo đều đặn của các sao thành viên nhìn thấy được. Việc phát hiện ra những sao đồng hành như vậy cần rất nhiều thời gian và những đo đạc rất chính xác.
Vậy ngôi sao nào trong số hàng trăm ngôi sao gần chúng ta có thể nhận danh hiệu láng giềng gần Mặt Trời nhất? Hiện nay người ta cho đó là sao lùn đỏ Proxima (theo tiếng La tinh nghĩa là “gần nhất”, còn gọi là Cận Tinh, thuộc hệ chùm ba 
Centauri. Khoảng cách đến Proxima là l,31 pc, ánh sáng từ sao này đi đến chúng ta mất 4/2 năm. Những nghiên cứu trong tương lai sẽ cho biết rõ ràng Proxima có xứng đáng với danh hiệu nói trên nữa hay không và có hay không những ngôi sao khác (tất nhiên là yếu hơn) còn gần với Mặt Trời hơn Proxima.
Nghiên cứu vùng ngoại vi Mặt Trời có thể hiểu rõ hơn bản chất của các sao có khối lượng nhỏ sự hình thành và phát triển của chúng (theo sự phân bố của các sao gần nhất có thể thấy rằng chúng sinh ra thành từng nhóm nhỏ). Trong vùng ngoại vi Mặt Trời, người ta cũng nghiên cứu các sao kiểu Mặt Trời đang ở trong các giai đoạn sống kế tiếp nhau của chúng: sao màu vàng, giống như Mặt Trời, sao khổng lồ đỏ, sao lùn trắng. Tương quan về số lượng của các sao thuộc các loại khác nhau khá phù hợp với thuyết tiến hoá sao hiện đại.
Việc thống kê các sao láng giềng của Mặt Trời giúp ta có khái niệm về sự tiến hoá của đã Thiên Hà và Thiên Hà xét chung. Ví dụ sự phân bố các sao kiểu Mặt Trời theo độ trưng (hàm số độ trưng) chỉ ra rằng, đĩa này có l0 - 13 tỷ năm tuổi. Phân tích thành phần hoá học các sao ở gần cho phép xác lập lịch sử làm giàu đĩa Thiên Hà bằng các nguyên tố hoá học tồng hợp được trong các sao và cả tiểu sử của Thiên Hà.
Các sao ở gần đóng vai trò quan trọng trong việc soạn ra và áp dụng các phương pháp xác định khoảng cách gián tiếp. Phương pháp gián tiếp dựa trên cơ sở mối liên hệ giữa một vài tính chất đo được của sao với khoảng cách đến nó, còn để làm rõ mối quan hệ phụ thuộc này và các trị số đặc trưng thì chỉ có thể dựa vào các đối tượng có khoảng cách đo được trực tiếp, có nghĩa là dựa vào các sao ở gần. Khi mối liên hệ này được xác lập, thì có thể áp dụng phương pháp này cho các vì sao ở rất xa.
