Sao Neutron
Sao neutron là một dạng trong vài khả năng kết thúc của quá trình tiến hoá sao. Một sao neutron được hình thành từ những gì còn lại của vụ sụp đổ một ngôi sao lớn sau các vụ nổ siêu tân tinh Kiểu II hay Kiểu Ib hay Kiểu Ic.
Minh họa sao neutron. (Ảnh: wiki).
Sự hình thành của sao neutron
Trong vòng đời của một ngôi sao có một sự cân bằng giữa lực hấp dẫn và áp suất: lực hấp dẫn của chính nó kéo các vật chất vào bên trong và áp suất đẩy ra bởi nhiệt độ cực cao và ánh sánh sinh ra do phản ứng nhiệt hạch đốt cháy khí Hydro thành Helium ở trong lõi của nó. Đối với một ngôi sao khổng lồ, quá trình này diễn ra hàng tỷ năm cho đến khi không còn hydro. Lúc này lực hấp dẫn chiếm ưu thế, phần lõi sẽ bị nén lại và nóng lên. Sự tăng nhiệt độ này hình thành, biến helium tạo nên các nguyên tố nặng hơn tạm thời ngăn chặn suy sụp lực hấp dẫn.
Vật chất bị thổi bay trong một vụ nổ siêu tân tinh. (Ảnh: wiki).
Các chu kỳ tiếp tục qua hàng thiên niên kỷ, với lõi của ngôi sao ngày càng trở nên nóng và đặc. Trong các vùng bên trong của lõi, một khối lượng của tro sắt bắt đầu được tạo thành. Đây là phần cuối của vòng đời: sắt không thể hợp nhất thành các nguyên tố nặng hơn và không thể sinh ra năng lượng đủ lớn như trước.
Khi lượng sắt đủ lớn được tích tụ trong lõi, nó sụp đổ nhanh chóng. Electron và proton được 'vắt' với nhau để hình thành neutron do lực hấp dẫn quá lớn. Các nơtron tạm thời nhưng dữ dội này ngăn chặn sự sụp đổ.
Các lớp bên ngoài của ngôi sao sao đó bị thổi bay trong vụ nổ siêu tân tinh, vụ nổ ngoạn mục nhất của tự nhiên. Lõi còn lại của ngôi sao, khoảng hai mươi cây số và dày đặc với các neutron, được gọi là một ngôi sao neutron.
Các tính chất của sao neutron
Một sao neutron có khối lượng ít nhất 1,1 cho đến 3 lần khối lượng Mặt trời. Khối lượng lớn nhất của một sao neutron từng được quan sát là 2,01 lần Mặt Trời. Thông thường, các ngôi sao đặc có khối lượng nhỏ hơn 1,39 lần khối lượng Mặt Trời (giới hạn Chandrasekhar) là các sao lùn trắng, trong khi đó một ngôi sao đặc với khối lượng khoảng 1,4 đến 3 lần khối lượng mặt trời (giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff) sẽ là sao neutron.
Một sao đặc theo giả thuyết với khối lượng từ 3 đến 5 lần khối lượng MẶt Trời được gọi là sao quark và sao electroquark, nhưng trên thực tế chúng không tồn tại. Với khối lượng trên 10 lần khối lượng Mặt Trời, tàn dư của vụ nổ siêu tân tinh của ngôi sao sẽ vượt ngưỡng của áp suất suy thoái vật chất neutron và suy sụp hấp dẫn để tạo thành một lỗ đen,mặc dù khối lượng nhỏ nhất của một lỗ đen từng được nghiên cứu là khoảng 5 lần khối lượng Mặt Trời.
Minh họa starquake của sao neutron bởi Nasa. (Ảnh: wiki).
Nhiệt độ bên trong sao neutron mới hình thành khoảng 1011 đến 1012 độ Kelvin . Tuy nhiên, số lượng rất lớn của các neutrino nó phát ra mang đi quá nhiều năng lượng mà nhiệt độ của một ngôi sao neutron bị cô lập trong một vài năm tới khoảng 106 độ Kelvin. Với nhiệt độ này, hầu hết ánh sáng tạo bởi neutron nằm trong vùng tia X-ray.
Sao neutron có tỷ trọng cực kỳ lớn trong khoảng 3,7×10 17 −5,9×10 1 7 kg/m 3 , gấp (2,6×10 14 - 4.1×10 14 ) lần tỷ trọng của Mặt Trời. Do đó tỷ trọng của sao neutron thậm chí còn lớn hơn cả hạn nhân nguyên tử (3×10 17 kg/m 3 ). Một ngôi sao neutron là dày đặc đến nỗi một thìa cà phê (5ml) sẽ có một khối lượng hơn 5,5×10 12 kg, khoảng 900 lần khối lượng của các kim tự tháp Giza. Áp lực tăng từ 3×10 33 −1,6×10 35 Pa từ lớp vỏ bên trong đến phần trung tâm.
Trung bình, trọng lực trên sao neutron lớn hơn trọng lực trên Trái đất 2 tỉ lần. Trong thực tế, nó đủ mạnh để uốn cong đáng kể bức xạ từ ngôi sao trong một quá trình được gọi là thấu kính hấp dẫn , cho phép các nhà thiên văn cho thấy một số mặt sau của ngôi sao.
