Sao nơ trơn

Sao nơ trơn là một dạng trong các kết cấu kết thúc của sự tiến hoá của sao. Một sao nơ trơn được tạo ra từ sự sụp đổ hấp dẫn ở nhân của một sao siêu khổng lồ (có khối lượng khoảng từ 10 đến 25 lần so với Mặt Trời) sau các vụ nổ siêu tân tinh loại II hoặc loại Ib hoặc loại Ic.

Các ngôi sao đặc biệt có khối lượng nhỏ hơn giới hạn Chandrasekhar (khoảng 1,44 lần khối lượng của Mặt Trời) được gọi là sao lùn trắng; nhân của một sao siêu khổng lồ sau khi sụp đổ hấp dẫn và có khối lượng lớn hơn giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff (từ 1,5 đến 3 lần khối lượng của Mặt Trời), sẽ hình thành các hố đen.

Một sao nơ trơn thông thường có khối lượng nằm giữa giới hạn Chandrasekhar và giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff.

Lịch sử khám phá

Năm 1932, James Chadwick phát hiện neutron là một hạt cơ bản và được trao Giải Nobel Vật lý vào năm 1935.

Năm 1933, Walter Baade và Fritz Zwicky đưa ra giả thuyết về sự tồn tại của sao neutron, chỉ một năm sau khi Chadwick khám phá ra neutron. Trong quá trình giải thích nguồn gốc của siêu tân tinh, họ cho rằng sao neutron được hình thành trong siêu tân tinh. Siêu tân tinh thường bất ngờ xuất hiện như những ngôi sao mới trên bầu trời, độ sáng của chúng có thể lớn hơn toàn bộ ngân hà trong vài ngày tới vài tuần. Baade và Zwicky đã đưa ra giả thuyết rằng sự giải phóng năng lượng từ trọng lực của các sao neutron đã tạo ra năng lượng cho các siêu tân tinh: 'Trong quá trình hình thành siêu tân tinh, vật chất chuyển hóa thành năng lượng phát ra bên ngoài'. Ví dụ, nếu phần trung tâm của một ngôi sao lớn trước khi sụp đổ có khối lượng gấp ba lần Mặt Trời, thì một ngôi sao neutron có khối lượng khoảng hai lần Mặt Trời có thể hình thành sau khi sụp đổ. Phần năng lượng E tỏa ra bên ngoài thu được từ sự chênh lệch khối lượng, theo công thức E=mc², tương đương với khối lượng Mặt Trời. Chính năng lượng này đã cung cấp cho siêu tân tinh.

Năm 1967, Jocelyn Bell và Anthony Hewish phát hiện các xung radio từ một pulsar, sau đó được biết là phát ra từ một ngôi sao neutron độc lập quay. Nguồn năng lượng là năng lượng quay của sao neutron. Hầu hết các ngôi sao neutron đã biết đều ở dạng này.

Năm 1971, Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier và H. Tananbaum phát hiện các xung 4.8 giây từ một nguồn tia X tại chòm sao Centaurus, Cen X-3. Họ cho rằng nguồn này xuất phát từ một ngôi sao neutron nóng quay quanh một ngôi sao khác. Nguồn năng lượng là do sự hấp dẫn và được tạo ra bởi khí lượng rơi vào bề mặt sao neutron.

Đặc tính chung

Mật độ

Mặc dù có khối lượng từ 1,35 đến 2,1 lần khối lượng của Mặt Trời, sao neutron có bán kính dao động từ 10 đến 20 kilômét (các sao neutron có bán kính nhỏ hơn lại có khối lượng lớn hơn) — nhỏ hơn Mặt Trời từ 30.000 đến 70.000 lần. Vì vậy, sao neutron có mật độ từ 8×10 đến 2×10 gam/cm³ (tương đương với mật độ của một hạt nhân nguyên tử từ 80 triệu đến 2 tỉ tấn/cm³).

Mật độ lớn của sao neutron cũng tạo ra sức hút bề mặt từ 2×10 đến 3×10 lần mạnh hơn so với Trái Đất.

Có thể hình dung nếu chúng ta đeo một chiếc mũ trên đầu ở trên hành tinh của chúng ta nặng chỉ 500 gram, thì trên sao Neutron cùng một chiếc mũ sẽ nặng khoảng một trăm triệu tấn! Trong khi đó cả con tàu Titanic và tất cả hành khách trên đó chỉ nặng khoảng một trăm nghìn tấn — có nghĩa là chiếc mũ kia nặng bằng hàng nghìn con tàu. Chiếc mũ sẽ nhanh chóng đè bẹp chúng ta thành một lớp mỏng. Hoặc ví dụ, nếu có một ngôi sao neutron nằm gần Trái Đất, đó sẽ là dấu hiệu của sự kết thúc hủy diệt của toàn bộ loài người (và có thể nói sao neutron là một quái vật của vũ trụ) mà không ai có thể sống sót.

Một trong những cách để đo lực hút là vận tốc thoát — vận tốc cần thiết để một vật thoát ra khỏi trường hút của nó và bay vào không gian vô cùng. Đối với một ngôi sao neutron, vận tốc thoát như vậy thường lớn hơn 150.000 km/s (so với Trái Đất, giá trị này khoảng 11,2 km/s), tức là khoảng một nửa vận tốc của ánh sáng. Ngược lại, một vật thể rơi vào bề mặt của một ngôi sao neutron sẽ lao vào sao với tốc độ 150.000 km/s. Nói một cách dễ hiểu, nếu một người bình thường lao vào một ngôi sao neutron, anh ta sẽ va chạm với bề mặt sao neutron với một lượng năng lượng khoảng 200 megaton (gấp bốn lần năng lượng do Tsar Bomba, vũ khí hạt nhân lớn nhất từng được chế tạo sản xuất).

Gia tốc rơi tự do tại các ngôi sao này vào khoảng vài 10m/s² hay vài trăm triệu km/s², tức là chỉ cần khoảng một phần nghìn giây để tăng tốc lên 100.000 km/s.

Tốc độ quay

Tất cả các ngôi sao neutron đều có một đặc điểm chung là quay rất nhanh ngay sau khi hình thành. Chúng giữ lại hầu hết mô men động lượng của ngôi sao ban đầu, theo định luật bảo toàn mô men động lượng, nhưng lại có bán kính chỉ bằng một phần nhỏ so với bán kính ban đầu của sao. Mô men quán tính và khối lượng không đổi làm cho tốc độ quay tăng lên một giá trị rất lớn; giống như khi một người trượt băng tháo tay hoặc chân ra, tốc độ quay ban đầu của lõi sao tăng dần lên khi nó co lại. Một ngôi sao neutron mới ra đời có thể quay một vòng trong khoảng từ 1/700 giây đến 30 giây.

Theo thời gian, sao neutron từ từ quay chậm lại do năng lượng từ các trường quay của chúng phát ra; các ngôi sao neutron già có thể mất nhiều giây để hoàn thành một vòng quay. Tốc độ giảm của các sao neutron thường rất nhỏ, với tỷ lệ khoảng 10 giây cho mỗi vòng quay. Nói cách khác, tỷ lệ giảm tiêu biểu là 10 giây cho mỗi vòng, có nghĩa là một ngôi sao neutron quay với tốc độ 1 vòng mỗi giây sẽ giảm xuống còn 1,000003 vòng sau một thế kỷ, hoặc 1,03 vòng sau 5 triệu năm.

Đôi khi, một ngôi sao neutron có thể trải qua hiện tượng quay không đều, thường là do tăng tốc quay nhanh và bất ngờ. Những thay đổi quay không đều này có thể do các cơn chấn động, thay đổi đột ngột trong mômen quán tính của sao, hoặc do đứt gãy liên kết giữa lớp siêu lỏng bên trong và lớp vỏ cứng bên ngoài.

Từ trường

Các sao neutron thường có từ trường mạnh mẽ, khoảng 10 lần lớn hơn từ trường của Trái Đất.

Cấu trúc

Hiện tại, cấu trúc của sao neutron được xác định bởi các mô hình toán học đã biết, mặc dù vẫn cần sửa đổi thêm. Vật chất trên bề mặt sao neutron bao gồm các hạt nhân nguyên tử thông thường cũng như các electron, với một 'khí quyển' dày gần một mét. Phía dưới là một lớp 'vỏ cứng', giả thuyết có rằng độ cứng này gấp 10 tỷ lần thép thông thường. Tiếp tục vào bên trong, có các nguyên tử với số lượng neutron tăng dần; những nguyên tử này, nếu ở Trái Đất, sẽ nhanh chóng phân rã, nhưng ở đây chúng được duy trì ổn định bởi áp suất cực lớn. Sâu hơn nữa, đến một điểm được gọi là đường thoát neutron, nơi các neutron tự do rời khỏi nguyên tử. Khu vực này chứa các nguyên tử, electron tự do và neutron tự do. Nguyên tử tiếp tục thu nhỏ cho đến khi đến lõi, nơi mà chúng hoàn toàn biến mất theo định nghĩa. Trạng thái tự nhiên của vật chất siêu mật tại lõi sao vẫn chưa được hiểu rõ. Trong khoa học tưởng tượng và văn hóa đại chúng, vùng này thường được gọi là neutronium, mặc dù hiếm khi được sử dụng trong các xuất bản khoa học do sự mơ hồ về ý nghĩa. Thuật ngữ vật chất neutron thoái hoá thỉnh thoảng cũng được sử dụng, mặc dù nó kết hợp nhiều nghĩa về trạng thái của vật chất lõi sao neutron. Vật chất lõi sao neutron có thể là một hỗn hợp siêu lỏng của neutron với một ít proton và electron, hoặc nó có thể kết hợp với các hạt năng lượng cao như pion và kaon, hoặc nó có thể là một hỗn hợp của vật chất lạ với các quark nặng hơn quark trên và quark dưới, hoặc nó có thể là vật chất quark không biến thành hadron. Tuy nhiên, các quan sát vẫn chưa chứng minh được loại vật chất nào chính xác hiện diện tại đó.

Đặc điểm riêng và phân loại

Một số sao neutron có những đặc điểm riêng và được phân loại theo đặc tính của chúng.

Trong hệ sao đôi

Vụ nổ tia gamma là khi một sao neutron trong một hệ sao đôi với một ngôi sao nhỏ. Vật chất của ngôi sao nhỏ này được hút về sao neutron, gây ra các vụ nổ năng lượng không đều từ bề mặt sao neutron. Hai sao có thể quay quanh nhau với tốc độ hàng nghìn vòng một giây, bị biến dạng thành hình cầu dẹt do trọng lực mạnh mẽ (tạo thành các chỗ lồi xích đạo).

Sao xung

Các sao neutron có thể phát ra các xung bức xạ điện từ do tốc độ gia tốc của hạt gần cực từ trường, những cực này không trùng với trục quay của ngôi sao. Thông qua cơ chế chưa được hiểu rõ, những hạt này tạo thành các chùm bức xạ radio đồng pha. Người quan sát từ ngoài không gian thấy các chùm này chạy qua như các xung mỗi khi cực từ trường quét qua đường quan sát. Những xung này có cùng chu kỳ với chu kỳ quay của ngôi sao. Các ngôi sao neutron phát ra các xung này được gọi là sao xung.

Khi pulsar được phát hiện lần đầu, tỷ lệ phát xung radio nhanh (khoảng 1 giây, điều hiếm thấy đối với thiên văn học thập niên 1960) và đã được coi một cách nghiêm túc là có thể do văn minh ngoài Trái Đất tạo ra, sau này được gọi là LGM-1, viết tắt của 'Little Green Men' ('Người Xanh Nhỏ', hình dạng của người ngoài Trái Đất trong một số câu chuyện khoa học viễn tưởng). Việc phát hiện nhiều pulsar khác nhau trên bầu trời với các chu kỳ quay khác nhau đã nhanh chóng bác bỏ giả thuyết này. Phát hiện pulsar trong dư tàn của siêu tân tinh Vela, sau đó là những khám phá sâu sắc hơn về một pulsar có vẻ cung cấp năng lượng cho Tinh vân Con Cua, dẫn đến những cuộc tranh luận về sự giải thích sao neutron.

Sao từ

Ngoài những loại đã nói, còn có loại sao neutron có từ trường cực mạnh được gọi là sao từ. Chúng có từ trường khoảng 100 gigatesla, đủ mạnh để xóa sạch dữ liệu trên thẻ tín dụng toàn cầu từ khoảng cách bằng nửa khoảng cách từ Trái Đất đến Mặt Trăng. Để so sánh, từ trường tự nhiên của Trái Đất khoảng 60 microtesla. Một nam châm đất hiếm sử dụng neodymium có từ trường khoảng một tesla, và hầu hết các thiết bị lưu trữ dữ liệu hiện nay sử dụng vật liệu có từ tính có thể bị xóa với khoảng vài militesla.

Các sao từ đôi khi tạo ra các vụ nổ bùng tia X. Khoảng một lần mỗi thập kỷ, một sao từ ở nơi nào đó trong thiên hà phát ra một cơn sáng gamma mạnh. Các sao từ có chu kỳ quay dài, thường từ 5 đến 12 giây, do từ trường mạnh của chúng làm chậm tốc độ quay.

Một số sao từ được quan sát như là các nguồn phát xạ gamma mềm.

• Sao đặc
• Sao lùn trắng
• Siêu tân tinh
• Sao quark
• Neutron

Liên kết ngoài

• Giới thiệu về sao neutron
• Sao neutron trong Từ điển bách khoa Việt Nam
• Sao neutron trong Encyclopædia Britannica (tiếng Anh)

Danh mục sách tham khảo

• Norman K. Glendenning, R. Kippenhahn, I. Appenzeller, G. Borner, M. Harwit (2000). Sao sao: Vật lý hạt nhân, Vật lý hạt nhân và Tổng thể tương đối (ấn bản 2). Springer. ISBN 978-0387989778.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)