(Tạo trang mới với nội dung “<indicator name="mới">File:UnderCon icon.svg|40px|link={{TALKPAGENAME}}#Bình duyệt|alt=Mục từ này cần được bình duyệt|Mục từ này…”) |
|||
| Dòng 1: | Dòng 1: | ||
<indicator name="mới">[[File:UnderCon icon.svg|40px|link={{TALKPAGENAME}}#Bình duyệt|alt=Mục từ này cần được bình duyệt|Mục từ này cần được bình duyệt]]</indicator> | <indicator name="mới">[[File:UnderCon icon.svg|40px|link={{TALKPAGENAME}}#Bình duyệt|alt=Mục từ này cần được bình duyệt|Mục từ này cần được bình duyệt]]</indicator> | ||
| + | [[File:Neutron Star simulation.png|thumb|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 siêu khổng lồ có tổng khối lượng bằng 10 đến 25 lần khối lượng Mặt trời, khả năng hơn nếu sao chứa nhiều kim loại. Đây là loại sao nhỏ và đặc nhất được biết nếu không tính lỗ đen và một số vật thể giả thuyết (như lỗ trắng, sao quark, sao lạ). Sao neutron có bán kính khoảng 10 kilomet và khối lượng cỡ 1,4 lần khối lượng Mặt trời ({{solar mass}}). 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 ngưỡng hạt nhân nguyên tử. | '''Sao neutron''' là lõi suy sụp của một ngôi sao siêu khổng lồ có tổng khối lượng bằng 10 đến 25 lần khối lượng Mặt trời, khả năng hơn nếu sao chứa nhiều kim loại. Đây là loại sao nhỏ và đặc nhất được biết nếu không tính lỗ đen và một số vật thể giả thuyết (như lỗ trắng, sao quark, sao lạ). Sao neutron có bán kính khoảng 10 kilomet và khối lượng cỡ 1,4 lần khối lượng Mặt trời ({{solar mass}}). 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 ngưỡng hạt nhân nguyên tử. | ||
Sau khi hình thành, sao neutron không còn sản sinh nhiệt và nguội đi theo thời gian. 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, electron và proton có ở vật chất thông thường kết hợp tạo ra neutron. 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 {{solar mass}} 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 hai lần khối lượng Mặt trời 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 2,14 {{solar mass}}. | Sau khi hình thành, sao neutron không còn sản sinh nhiệt và nguội đi theo thời gian. 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, electron và proton có ở vật chất thông thường kết hợp tạo ra neutron. 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 {{solar mass}} 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 hai lần khối lượng Mặt trời 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 2,14 {{solar mass}}. | ||
| + | |||
| + | == Tham khảo == | ||
Phiên bản lúc 17:13, ngày 22 tháng 12 năm 2021
Sao neutron là lõi suy sụp của một ngôi sao siêu khổng lồ có tổng khối lượng bằng 10 đến 25 lần khối lượng Mặt trời, khả năng hơn nếu sao chứa nhiều kim loại. Đây là loại sao nhỏ và đặc nhất được biết nếu không tính lỗ đen và một số vật thể giả thuyết (như lỗ trắng, sao quark, sao lạ). Sao neutron có bán kính khoảng 10 kilomet và khối lượng cỡ 1,4 lần khối lượng Mặt trời (M☉). 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 ngưỡng hạt nhân nguyên tử.
Sau khi hình thành, sao neutron không còn sản sinh nhiệt và nguội đi theo thời gian. 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, electron và proton có ở vật chất thông thường kết hợp tạo ra neutron. 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 hai lần khối lượng Mặt trời 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 2,14 M☉.
