| Dòng 9: | Dòng 9: | ||
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 vài trăm vòng một giây. Một số sao neutron phát ra các chùm bức xạ điện từ ([[sao xung]]) khiến chúng có thể bị phát hiện. Quả thực, việc Jocelyn Bell Burnell và Antony Hewish phát hiện ra sao xung vào năm 1967 là gợi ý có tính quan sát đầu tiên về sự tồn tại của sao neutron. 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, tạo ra vận tốc cỡ 0,24 c tại bề mặt (gần một phần tư tốc độ ánh sáng). | 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 vài trăm vòng một giây. Một số sao neutron phát ra các chùm bức xạ điện từ ([[sao xung]]) khiến chúng có thể bị phát hiện. Quả thực, việc Jocelyn Bell Burnell và Antony Hewish phát hiện ra sao xung vào năm 1967 là gợi ý có tính quan sát đầu tiên về sự tồn tại của sao neutron. 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, 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 | + | 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]]. |
| + | |||
| + | 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 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 19:42, 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 (M☉), 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. 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 của 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☉.
Sao neutron-quan-sát-được rất nóng và thường có nhiệt độ bề mặt khoảng 600.000 K. Chúng quá đặc đến nỗi một bao diêm kích cỡ bình thường chứa vật chất sao neutron sẽ nặng khoảng 3 tỷ tấn, ngang với 0,5 km3 một mẩu Trái đất phần bề mặt (khối lập phương có cạnh khoảng 800 m). Từ trường của sao neutron mạnh hơn từ trường Trái đất 108 đến 1015 (100 triệu đến 1 triệu tỷ) lần. 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 vài trăm vòng một giây. Một số sao neutron phát ra các chùm bức xạ điện từ (sao xung) khiến chúng có thể bị phát hiện. Quả thực, việc Jocelyn Bell Burnell và Antony Hewish phát hiện ra sao xung vào năm 1967 là gợi ý có tính quan sát đầu tiên về sự tồn tại của sao neutron. 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, 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.
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 và sóng hấp dẫn còn có thể được quan sát gián tiếp trong một hệ hai sao neutron quay quanh nhau.
Tham khảo
Sách
- Rezzolla, Luciano; Pizzochero, Pierre; Jones, David Ian; Rea, Nanda; Vidaña, Isaac, bt. (2018), The Physics and Astrophysics of Neutron Stars (lxb. 1), Springer, Cham, doi:10.1007/978-3-319-97616-7, ISBN 978-3-319-97616-7
- Takibayev, Nurgali; Boshkayev, Kuantay, bt. (2017), Neutron Stars: Physics, Properties and Dynamics, Nova Science Publishers, Incorporated, ISBN 978-1-53610-507-0
