Sửa đổi Sao neutron

<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 [[sao khổng lồ|ngôi sao khổng lồ]] hoặc [[sao siêu khổng lồ|siêu khổng lồ]]{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|p=31}} có tổng khối lượng bằng 8 đến 25 lần khối lượng Mặt Trời ({{solar mass}}).{{sfn|Schaffner-Bielich|2020|pp=6–7}} Sao neutron điển hình có khối lượng cỡ 1,4 {{solar mass}} và bán kính khoảng 10 kilomet.{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|loc=[https://doi.org/10.1007/978-0-387-47301-7_1 tr. 1]}} 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]].{{sfn|Alsabti|Murdin|2017|loc=[https://doi.org/10.1007/978-3-319-21846-5_68 tr. 1331], 1354}}{{sfn|Schaffner-Bielich|2020|pp=4–5}}

Khi mới hình thành, sao neutron có nhiệt độ lên tới 10<sup>11</sup> K{{sfn|Alsabti|Murdin|2017|p=1354}} rồi bắt đầu nguội đi thông qua việc phát bức xạ photon và neutrino.<ref>{{cite journal | last1 = Lattimer | first1 = James M. | title = Neutron Star Structure and the Equation of State | journal = Progress of Theoretical Physics Supplement | date = 2010 | volume = 186 | pages = 1–8 | doi = 10.1143/PTPS.186.1 | s2cid = 123043759 | doi-access = free}}</ref>{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|p=25}}{{sfn|Alsabti|Murdin|2017|p=1354}} 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{{sfn|Kolata|2019|loc=ch. 5, tr. 4}} bởi phản ứng phân rã beta ngược:{{sfn|Schaffner-Bielich|2020|p=4}}{{sfn|Seeds|Backman|2018|p=287}}

{{subatomic particle|proton}} + {{subatomic particle|electron}} → {{subatomic particle|neutron}} + {{subatomic particle|electron neutrino}}.

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]].{{sfn|Seeds|Backman|2018|p=287}} 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 2 {{solar mass}} 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 {{solar mass}}.<ref>{{cite journal | last1 = Miller | first1 = M. C. | last2 = Lamb | first2 = F. K. | last3 = Dittmann | first3 = A. J. | last4 = Bogdanov | first4 = S. | last5 = Arzoumanian | first5 = Z. | last6 = Gendreau | first6 = K. C. | last7 = Guillot | first7 = S. | last8 = Ho | first8 = W. C. G. | last9 = Lattimer | first9 = J. M. | last10 = Loewenstein | first10 = M. | last11 = Morsink | first11 = S. M. | last12 = Ray | first12 = P. S. | last13 = Wolff | first13 = M. T. | last14 = Baker | first14 = C. L. | last15 = Cazeau | first15 = T. | last16 = Manthripragada | first16 = S. | last17 = Markwardt | first17 = C. B. | last18 = Okajima | first18 = T. | last19 = Pollard | first19 = S. | last20 = Cognard | first20 = I. | last21 = Cromartie | first21 = H. T. | last22 = Fonseca | first22 = E. | last23 = Guillemot | first23 = L. | last24 = Kerr | first24 = M. | last25 = Parthasarathy | first25 = A. | last26 = Pennucci | first26 = T. T. | last27 = Ransom | first27 = S. | last28 = Stairs | first28 = I. | title = The Radius of PSR J0740+6620 from NICER and XMM-Newton Data | journal = The Astrophysical Journal Letters | date = 1 September 2021 | volume = 918 | issue = 2 | page = L28 | doi = 10.3847/2041-8213/ac089b | bibcode = 2021ApJ...918L..28M | arxiv = 2105.06979}}</ref><ref name="Menezes"/>

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,{{sfn|Schaffner-Bielich|2020|p=5}} dao động từ khoảng 300.000 đến 3.000.000 K.{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|p=12}} Cấu trúc của sao neutron có thể được phân thành khí quyển, vỏ ngoài, vỏ trong, lõi ngoài, và lõi trong.{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|p=11}} Khí quyển là một lớp plasma mỏng, nơi phổ bức xạ điện từ hình thành, dày chỉ từ vài milimet đến tầm 10 centimet.{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|pp=11–12}} Vỏ ngoài dày vài trăm met bao gồm các ion và electron.{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|p=12}} Ở vỏ trong dày khoảng một kilomet, thành phần vật chất là electron, neutron tự do, và hạt nhân nguyên tử nhiều neutron.{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|p=13}} Lõi ngoài dày vài kilomet gồm neutron và vài phần trăm hỗn hợp proton, electron và có thể muon.{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|p=13}} Lõi trong có bán kính vài kilomet, nơi mật độ đạt cao nhất có thể tới 15 lần mật độ hạt nhân nguyên tử.{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|p=13}} 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.{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|p=13}}

Sao neutron là loại sao đặc nhất trong vũ trụ.{{sfn|Alsabti|Murdin|2017|loc=[https://doi.org/10.1007/978-3-319-21846-5_68 tr. 1331]}}{{sfn|Haensel|Potekhin|Yakovlev|2007|loc=[https://doi.org/10.1007/978-0-387-47301-7_1 tr. 1]}} 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).{{sfn|Schaffner-Bielich|2020|p=4}} Từ trường của sao neutron đạt cỡ {{val|e=8}} đến {{val|e=15}} G,<ref name="Igoshev">{{cite journal | last1 = Igoshev | first1 = Andrei P. | last2 = Popov | first2 = Sergei B. | last3 = Hollerbach | first3 = Rainer | title = Evolution of Neutron Star Magnetic Fields | journal = Universe | date = 20 September 2021 | volume = 7 | issue = 9 | page = 351 | arxiv = 2109.05584 | doi = 10.3390/universe7090351 | bibcode = 2021Univ....7..351I}}</ref> mạnh hơn từ trường Trái Đất một ngàn tỷ lần,{{sfn|Seeds|Backman|2018|p=287}}{{sfn|Kolata|2019|loc=ch. 5, tr. 4}} có thể bóp méo nguyên tử và giết chết một người ở cách xa 1.000 kilomet.{{sfn|Kolata|2019|loc=ch. 5, tr. 4}} Trường hấp dẫn tại bề mặt sao neutron bằng khoảng 100 triệu lần Mặt Trời<ref>{{cite journal | last1 = Bejger | first1 = M. | last2 = Haensel | first2 = P. | title = Surface gravity of neutron stars and strange stars | journal = Astronomy & Astrophysics | date = June 2004 | volume = 420 | issue = 3 | pages = 987–991 | arxiv = astro-ph/0403550 | doi = 10.1051/0004-6361:20034538 | s2cid = 2570786 | bibcode =  2004A&A...420..987B | doi-access = free}}</ref> và 100 tỷ lần Trái Đất.{{sfn|Schaffner-Bielich|2020|p=2}} Một phi hành gia đặt chân lên bề mặt sao neutron sẽ ngay lập tức bị ép bẹp thành một lớp vật chất dày chỉ một nguyên tử.{{sfn|Seeds|Backman|2018|p=294}} Vật chất rơi vào trường hấp dẫn này sẽ tạo ra năng lượng khổng lồ, như một quả táo được ném từ khoảng cách 1 AU dẫn đến một vụ va chạm ngang đầu đạn hạt nhân nửa megaton.{{sfn|Seeds|Backman|2018|p=294}} Từ bề mặt, để thoát khỏi lực hút của sao neutron cần tốc độ cỡ 180.000 km/s hay 0,6 tốc độ ánh sáng.<ref>{{cite journal | last1 = Güver | first1 = Tolga | last2 = Erkoca | first2 = Arif Emre | last3 = Reno | first3 = Mary Hall | last4 = Sarcevic | first4 = Ina | title = On the capture of dark matter by neutron stars | journal = Journal of Cosmology and Astroparticle Physics | date = 13 May 2014 | volume = 2014 | issue = 05 | pages = 13 | doi = 10.1088/1475-7516/2014/05/013 | arxiv = 1201.2400 | bibcode = 2014JCAP...05..013G | doi-access = free | quote = 2.2.4 The onset of self-capture / The escape speed on the surface of a neutron star is of order 0.6c, ...}}</ref>

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.{{sfn|Kolata|2019|loc=ch. 5, tr. 4}} Một số sao neutron phát ra các chùm bức xạ điện từ gọi là [[sao xung]] khiến chúng có thể bị phát hiện.<ref name="Lorimer"/>{{sfn|Seeds|Backman|2018|pp=289–290}} 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.<ref name="Menezes"/> 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").<ref name="Lorimer">{{cite journal | last = Lorimer | first = Duncan R. | title = Binary and Millisecond Pulsars | journal = Living Reviews in Relativity | date = 4 November 2008 | volume = 11 | issue = 1 | doi = 10.12942/lrr-2008-8 | pmid = 28179824 | pmc = 5256074 | arxiv = 0811.0762 | bibcode = 2008LRR....11....8L | doi-access = free}}</ref>{{sfn|Seeds|Backman|2018|pp=290–291}} Sao neutron quay nhanh nhất là [[PSR J1748-2446ad]] quay với tốc độ 716 vòng một giây hay 43.000 vòng một phút.{{sfn|Rezzolla|Pizzochero|Jones|Rea|Vidaña|2018|p=227}}{{sfn|Schaffner-Bielich|2020|p=120}}

Có khoảng một trăm triệu đến một tỷ sao neutron trong [[Ngân Hà]], con số suy ra từ việc ước tính số sao đã trải qua siêu tân tinh.<ref>{{cite journal | last1 = Sartore | first1 = N. | last2 = Ripamonti | first2 = E. | last3 = Treves | first3 = A. | last4 = Turolla | first4 = R. | title = Galactic neutron stars | journal = Astronomy and Astrophysics | date = February 2010 | volume = 510 | page = A23 | arxiv = 0908.3182 | doi = 10.1051/0004-6361/200912222 | s2cid = 16797060 | doi-access = free}}</ref> 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{{sfn|Schaffner-Bielich|2020|p=131}} 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 ==
{{Reflist}}
=== Sách ===
*{{cite book | first1 = P. | last1 = Haensel | first2 = A.Y. | last2 = Potekhin | first3 = D.G. | last3 = Yakovlev | date = 2007 | title = Neutron Stars 1 | publisher = Springer, New York | isbn = 978-0-387-33543-8 | url = https://doi.org/10.1007/978-0-387-47301-7}}
*{{cite book | editor1-first = Luciano | editor1-last = Rezzolla | editor2-first = Pierre | editor2-last = Pizzochero | editor3-first = David Ian | editor3-last = Jones | editor4-first = Nanda | editor4-last = Rea | editor5-first = Isaac | editor5-last = Vidaña | date = 2018 | title = The Physics and Astrophysics of Neutron Stars | publisher = Springer, Cham | edition = 1 | isbn = 978-3-319-97616-7 | url = https://doi.org/10.1007/978-3-319-97616-7}}
*{{cite book | editor1-first = Nurgali | editor1-last = Takibayev | editor2-first = Kuantay | editor2-last = Boshkayev | date = 2017 | title = Neutron Stars: Physics, Properties and Dynamics | publisher = Nova Science Publishers, Incorporated | isbn =  978-1-53610-507-0 | url = https://novapublishers.com/shop/neutron-stars-physics-properties-and-dynamics/}}
*{{cite book | first = Jürgen | last = Schaffner-Bielich | date = 2020 | title = Compact Star Physics | publisher = Cambridge University Press | isbn = 978-1-107-18089-5 | url = https://doi.org/10.1017/9781316848357}}
*{{cite book | first = James J. | last = Kolata | date = 2019 | title = Neutron Stars, Black Holes, and Gravitational Waves | publisher = Morgan & Claypool Publishers | isbn = 978-1-64327-422-5 | url = https://iopscience.iop.org/book/978-1-64327-422-5}}
*{{cite book | editor1-first = Athem W. | editor1-last = Alsabti | editor2-first = Paul | editor2-last = Murdin | date = 2017 | title = Handbook of Supernovae | edition = 1 | publisher = Springer, Cham | isbn = 978-3-319-21846-5 | url = https://doi.org/10.1007/978-3-319-21846-5}}
*{{cite book | first1 = Michael A. | last1 = Seeds | first2 = Dana E. | last2 = Backman | date = 2018 | title = Stars and Galaxies | publisher = Cengage Learning | edition = 10 | isbn = 978-1-337-39994-4 | url = https://books.google.com/books?id=R-gwswEACAAJ}}