Mục từ này cần được bình duyệt
Khác biệt giữa các bản “Sao neutron”
Dòng 13: Dòng 13:
 
Có khoảng một tỷ sao neutron trong Ngân Hà, tối thiểu là vài trăm triệu, con số suy ra từ việc ước tính số sao đã trải qua siêu tân tinh. Tuy nhiên, hầu hết sao neutron già, lạnh và phát xạ rất ít; đa phần sao neutron chỉ được phát hiện trong những hoàn cảnh nhất định mà ở đó chúng phát xạ như khi chúng là sao xung hay thuộc hệ sao đôi. Sao neutron quay chậm và không bồi tụ gần như không thể phát hiện. Tuy nhiên kể từ khi RX J185635−3754 lộ diện nhờ Kính viễn vọng Không gian Hubble vào thập niên 1990 thì một vài sao neutron gần đó mà dường như chỉ phát bức xạ nhiệt đã được phát hiện. Các nguồn phát gamma mềm lặp bị nghi là một loại sao neutron có từ trường rất mạnh gọi là [[sao từ]].<ref name="Menezes"/>{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|p=43}}
 
Có khoảng một tỷ sao neutron trong Ngân Hà, tối thiểu là vài trăm triệu, con số suy ra từ việc ước tính số sao đã trải qua siêu tân tinh. Tuy nhiên, hầu hết sao neutron già, lạnh và phát xạ rất ít; đa phần sao neutron chỉ được phát hiện trong những hoàn cảnh nhất định mà ở đó chúng phát xạ như khi chúng là sao xung hay thuộc hệ sao đôi. Sao neutron quay chậm và không bồi tụ gần như không thể phát hiện. Tuy nhiên kể từ khi RX J185635−3754 lộ diện nhờ Kính viễn vọng Không gian Hubble vào thập niên 1990 thì một vài sao neutron gần đó mà dường như chỉ phát bức xạ nhiệt đã được phát hiện. Các nguồn phát gamma mềm lặp bị nghi là một loại sao neutron có từ trường rất mạnh gọi là [[sao từ]].<ref name="Menezes"/>{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|p=43}}
  
−
Sao neutron trong hệ đôi có thể trải qua quá trình bồi tụ và hệ này thường phát [[tia X]]. Thêm nữa, sự bồi tụ có thể khiến sao xung già "trẻ lại", thu thập khối lượng và tăng tốc độ quay lên rất nhanh. Hệ đôi sẽ tiếp tục tiến hóa và rốt cục hai vật thể có thể trở thành những vật thể đặc nén như sao lùn trắng hay chính sao neutron, dù còn khả năng khác như vật đồng hành bị phá hủy hoàn toàn do tiêu mòn hay sáp nhập. Cặp sao neutron sáp nhập có thể là nguồn [[chớp gamma]] ngắn và nguồn [[sóng hấp dẫn]] mạnh. Vào năm 2017 sóng hấp dẫn từ sự kiện như vậy đã trực tiếp được phát hiện<ref name="Menezes">{{cite journal | last = Menezes | first = Débora Peres | title = A Neutron Star Is Born | journal = Universe | date = 26 July 2021 | volume = 7 | issue = 8 | page = 267 | doi = 10.3390/universe7080267 | bibcode = 2021arXiv210609515P | arxiv = 2106.09515 | doi-access = free}}</ref> và sóng hấp dẫn còn có thể được quan sát gián tiếp trong một hệ hai sao neutron quay quanh nhau.
+
Sao neutron trong hệ đôi có thể trải qua quá trình bồi tụ và hệ này thường phát [[tia X]].{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|p=44}} Thêm nữa, sự bồi tụ có thể khiến sao xung già "trẻ lại", thu thập khối lượng và tăng tốc độ quay lên rất nhanh. Hệ đôi sẽ tiếp tục tiến hóa và rốt cục hai vật thể có thể trở thành những vật thể đặc nén như sao lùn trắng hay chính sao neutron, dù còn khả năng khác như vật đồng hành bị phá hủy hoàn toàn do tiêu mòn hay sáp nhập. Cặp sao neutron sáp nhập có thể là nguồn [[chớp gamma]] ngắn và nguồn [[sóng hấp dẫn]] mạnh. Vào năm 2017 sóng hấp dẫn từ sự kiện như vậy đã trực tiếp được phát hiện<ref name="Menezes">{{cite journal | last = Menezes | first = Débora Peres | title = A Neutron Star Is Born | journal = Universe | date = 26 July 2021 | volume = 7 | issue = 8 | page = 267 | doi = 10.3390/universe7080267 | bibcode = 2021arXiv210609515P | arxiv = 2106.09515 | doi-access = free}}</ref> và sóng hấp dẫn còn có thể được quan sát gián tiếp trong một hệ hai sao neutron quay quanh nhau.
  
 
== Tham khảo ==
 
== Tham khảo ==

Phiên bản lúc 23:23, ngày 25 tháng 12 năm 2021

Ảnh minh họa sao neutron cùng đĩa bồi tụ. Đĩa trông như bị méo gần ngôi sao do thấu kính hấp dẫn cực độ

Sao neutron là lõi suy sụp của một ngôi sao khổng lồ hoặc siêu khổng lồ[1] có tổng khối lượng bằng 8 đến 25 lần khối lượng Mặt trời (M☉).[2] Sao neutron điển hình có khối lượng cỡ 1,4 M☉ và bán kính khoảng 10 kilomet.[3] Chúng hình thành từ vụ nổ siêu tân tinh của một ngôi sao lớn kết hợp với sự suy sụp hấp dẫn đã nén lõi vượt qua ngưỡng mật độ của sao lùn trắng đến thậm chí qua ngưỡng của hạt nhân nguyên tử.[4]

Sau khi hình thành, sao neutron bắt đầu nguội đi thông qua việc phát bức xạ photon và neutrino.[5][6] Tuy nhiên chúng vẫn có thể tiến hóa thêm thông qua va chạm hay bồi tụ. Hầu hết mô hình cơ bản ám chỉ vật thể này có thành phần gần như toàn là neutron (hạt hạ nguyên tử không điện tích và khối lượng hơi lớn hơn proton). Trong điều kiện ở sao neutron, các hạt nhân nguyên tử bị ép chặt vào nhau và electron bị đẩy ngược vào proton để tạo thành neutron.[7] Sao neutron không bị suy sụp thêm phần nào nhờ áp suất thoái hóa neutron, hiện tượng được nguyên lý loại trừ Pauli mô tả giống như sao lùn trắng không bị suy sụp nhờ áp suất thoái hóa electron. Tuy nhiên, chỉ mỗi áp suất thoái hóa neutron không đủ để duy trì vật thể có khối lượng vượt quá 0,7 M☉ và lực đẩy hạt nhân đóng vai trò quan trọng trong việc hỗ trợ những sao neutron lớn hơn. Nếu sao tàn dư có khối lượng vượt quá giới hạn Tolman–Oppenheimer–Volkoff tương đương 2 M☉ thì cả áp suất thoái hóa cộng thêm lực đẩy hạt nhân cũng không đủ để hỗ trợ sao neutron và nó sẽ tiếp tục suy sụp thành lỗ đen. Sao neutron lớn nhất được phát hiện cho đến nay là PSR J0740+6620 có khối lượng ước tính bằng 2,08 M☉.[8][9]

Một số lượng sao neutron đã được quan sát trực tiếp và chúng là vật thể thiên văn có nhiệt độ bề mặt cao nhất được biết,[10] dao động từ khoảng 300.000 đến 3.000.000 K.[11] Cấu trúc của sao neutron có thể được phân thành khí quyển, vỏ ngoài, vỏ trong, lõi ngoài, và lõi trong.[12] Khí quyển là một lớp plasma mỏng, nơi phổ bức xạ điện từ hình thành, dày chỉ từ vài milimet đến tầm 10 centimet.[13] Vỏ ngoài dày vài trăm met bao gồm các ion và electron.[11] Ở vỏ trong dày khoảng một kilomet, thành phần vật chất là electron, neutron tự do, và hạt nhân nguyên tử nhiều neutron.[14] Lõi ngoài dày vài kilomet gồm neutron và vài phần trăm hỗn hợp proton, electron và có thể muon.[14] Lõi trong có bán kính vài kilomet, nơi mật độ đạt cao nhất có thể tới 15 lần mật độ hạt nhân nguyên tử.[14] Chỉ những sao neutron lớn mới có lõi trong và trạng thái vật chất tại đây vẫn chưa được hiểu rõ, một giả thuyết là sự xuất hiện của hyperon.[14]

Sao neutron là loại sao đặc nhất trong vũ trụ.[3] Chúng quá đặc đến nỗi một thìa cà phê vật chất sao neutron sẽ ngang với khối lượng của tất cả con người gộp lại (tựa như toàn nhân loại bị nén trên một cái thìa).[15] Từ trường của sao neutron đạt cỡ 108 đến 1015 G,[16] mạnh hơn từ trường Trái đất một ngàn tỷ lần,[7] quá mạnh đến mức có thể bóp méo nguyên tử và giết chết một người ở cách xa 1.000 kilomet.[7] Trường hấp dẫn tại bề mặt sao neutron bằng khoảng 2 × 1011 (200 tỷ) lần trường hấp dẫn của Trái đất.

Khi lõi sao suy sụp, tốc độ quay của nó tăng do sự bảo toàn momen động lượng và do đó sao neutron mới hình thành quay với tốc độ có thể lên tới 40.000 vòng một phút hoặc hơn.[7] Một số sao neutron phát ra các chùm bức xạ điện từ gọi là sao xung khiến chúng có thể bị phát hiện. Quả thực, vào năm 1967 Jocelyn Bell và Anthony Hewish đã phát hiện sao neutron đầu tiên là một sao xung phát tín hiệu vô tuyến rất ổn định.[9] Bức xạ từ sao xung được cho chủ yếu phát ra từ khu vực gần cực từ. Nếu cực từ không trùng với trục quay thì chùm tia phát sẽ quét khắp bầu trời và khi nhìn từ xa, nếu người quan sát ở trên đường đi của chùm tia thì nó sẽ xuất hiện như những xung bức xạ đến từ một điểm cố định trong không gian (gọi là "hiệu ứng hải đăng"). Sao neutron quay nhanh nhất là PSR J1748-2446ad quay với tốc độ 716 vòng một giây hay 43.000 vòng một phút,[17][18] tạo ra vận tốc cỡ 0,24 c tại bề mặt (gần một phần tư tốc độ ánh sáng).

Có khoảng một tỷ sao neutron trong Ngân Hà, tối thiểu là vài trăm triệu, con số suy ra từ việc ước tính số sao đã trải qua siêu tân tinh. Tuy nhiên, hầu hết sao neutron già, lạnh và phát xạ rất ít; đa phần sao neutron chỉ được phát hiện trong những hoàn cảnh nhất định mà ở đó chúng phát xạ như khi chúng là sao xung hay thuộc hệ sao đôi. Sao neutron quay chậm và không bồi tụ gần như không thể phát hiện. Tuy nhiên kể từ khi RX J185635−3754 lộ diện nhờ Kính viễn vọng Không gian Hubble vào thập niên 1990 thì một vài sao neutron gần đó mà dường như chỉ phát bức xạ nhiệt đã được phát hiện. Các nguồn phát gamma mềm lặp bị nghi là một loại sao neutron có từ trường rất mạnh gọi là sao từ.[9][19]

Sao neutron trong hệ đôi có thể trải qua quá trình bồi tụ và hệ này thường phát tia X.[20] Thêm nữa, sự bồi tụ có thể khiến sao xung già "trẻ lại", thu thập khối lượng và tăng tốc độ quay lên rất nhanh. Hệ đôi sẽ tiếp tục tiến hóa và rốt cục hai vật thể có thể trở thành những vật thể đặc nén như sao lùn trắng hay chính sao neutron, dù còn khả năng khác như vật đồng hành bị phá hủy hoàn toàn do tiêu mòn hay sáp nhập. Cặp sao neutron sáp nhập có thể là nguồn chớp gamma ngắn và nguồn sóng hấp dẫn mạnh. Vào năm 2017 sóng hấp dẫn từ sự kiện như vậy đã trực tiếp được phát hiện[9] và sóng hấp dẫn còn có thể được quan sát gián tiếp trong một hệ hai sao neutron quay quanh nhau.

Tham khảo

  1. ↑ Haensel, Potekhin & Yakovlev 2007, tr. 31.
  2. ↑ Schaffner-Bielich 2020, tr. 6–7.
  3. ↑ a b Haensel, Potekhin & Yakovlev 2007, tr. 1.
  4. ↑ Schaffner-Bielich 2020, tr. 4–5.
  5. ↑ Lattimer, James M. (2010), "Neutron Star Structure and the Equation of State", Progress of Theoretical Physics Supplement, 186: 1–8, doi:10.1143/PTPS.186.1, S2CID 123043759
  6. ↑ Haensel, Potekhin & Yakovlev 2007, tr. 25.
  7. ↑ a b c d Kolata 2019, ch. 5, tr. 4.
  8. ↑ Miller, M. C.; Lamb, F. K.; Dittmann, A. J.; Bogdanov, S.; Arzoumanian, Z.; Gendreau, K. C.; Guillot, S.; Ho, W. C. G.; Lattimer, J. M.; Loewenstein, M.; Morsink, S. M.; Ray, P. S.; Wolff, M. T.; Baker, C. L.; Cazeau, T.; Manthripragada, S.; Markwardt, C. B.; Okajima, T.; Pollard, S.; Cognard, I.; Cromartie, H. T.; Fonseca, E.; Guillemot, L.; Kerr, M.; Parthasarathy, A.; Pennucci, T. T.; Ransom, S.; Stairs, I. (ngày 1 tháng 9 năm 2021), "The Radius of PSR J0740+6620 from NICER and XMM-Newton Data", The Astrophysical Journal Letters, 918 (2): L28, arXiv:2105.06979, Bibcode:2021ApJ...918L..28M, doi:10.3847/2041-8213/ac089b
  9. ↑ a b c d Menezes, Débora Peres (ngày 26 tháng 7 năm 2021), "A Neutron Star Is Born", Universe, 7 (8): 267, arXiv:2106.09515, Bibcode:2021arXiv210609515P, doi:10.3390/universe7080267
  10. ↑ Schaffner-Bielich 2020, tr. 5.
  11. ↑ a b Haensel, Potekhin & Yakovlev 2007, tr. 12.
  12. ↑ Haensel, Potekhin & Yakovlev 2007, tr. 11.
  13. ↑ Haensel, Potekhin & Yakovlev 2007, tr. 11–12.
  14. ↑ a b c d Haensel, Potekhin & Yakovlev 2007, tr. 13.
  15. ↑ Schaffner-Bielich 2020, tr. 4.
  16. ↑ Igoshev, Andrei P.; Popov, Sergei B.; Hollerbach, Rainer (ngày 20 tháng 9 năm 2021), "Evolution of Neutron Star Magnetic Fields", Universe, 7 (9): 351, arXiv:2109.05584, Bibcode:2021Univ....7..351I, doi:10.3390/universe7090351
  17. ↑ Rezzolla et al. 2018, tr. 227.
  18. ↑ Hessels, Jason W. T.; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo C. C.; Kaspi, Victoria M.; Camilo, Fernando (ngày 31 tháng 3 năm 2006), "A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz", Science, 311 (5769): 1901–1904, Bibcode:2006Sci...311.1901H, doi:10.1126/science.1123430, PMID 16410486, S2CID 14945340
  19. ↑ Haensel, Potekhin & Yakovlev 2007, tr. 43.
  20. ↑ Haensel, Potekhin & Yakovlev 2007, tr. 44.

Sách

Lấy từ “https://bktt.vn/index.php?title=Sao_neutron&oldid=17338”