Phương pháp do neutron

Phương pháp do neutron Phương pháp do neutron Phương pháp do neutron Phương pháp do neutron Phương pháp do neutron Phương pháp do neutron Phương pháp do neutron Phương pháp do neutron Phương pháp do neutron Phương pháp do neutron Phương pháp do neutron Phương pháp do neutron Phương pháp do neutron

TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HỒ CHÍ MINH

12. Nguyễn Như Kiệt K37.102.047

Đề tài: Sao Neutron (Pulsar)

Sao neutron là một ngôi sao có khối lượng từ 1.4 đến 3.2 lần khối lượng Mặt trời, vòng qua giai đoạn sao lùn trắng để đến với điểm dừng tiếp theo trên còn đường tới hố đen Ngôi sao nặng hơn này cũng có những bước đầu giống một ngôi sao cỡ Mặt Trời cạn kiệt hidro, nở rộng thành một ngôi sao lùn đỏ, và đốt heli

I Định nghĩa

II Lịch sử nghiên cứu

Sir James Chadwick (1891- 1974): người khám phá nơtron là một hạt cơ bản,  và được trao Giải Nobel Vật lý 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.

Sao neutron được hình thành trong một siêu tân tinh Sự giải phóng thế năng trọng trường của sao neutron đã tạo ra năng lượng cho các siêu tân tinh

Năm 1967, Sao pulsar lần đầu tiên được Jocelyn Bell Burnell và Antony Hewish của Đại học Cambridge phát hiện năm 1967 qua bức xạ radio, về sau còn có các sao pulsar phát ra tia X và tia gamma được khám phá.

Cũng năm này, Iosif Shklovsky kiểm tra X-ray

và quan sát quang học của Scorpius X-1 và chính xác

kết luận rằng bức xạ đến từ một ngôi sao neutron ở

giai đoạn bồi tụ

Năm 1971, Riccardo Giacconi , Herbert Gursky, Ed Kellogg, R Levinson, E Schreier, và H Tananbaum khám phá ra các xung 4.8 giây ở một nguồn tia X tại chòm sao Centaurus, Cen X-3.

Năm 1974, Antony Hewish là một nhà thiên văn vô tuyến người Anh được trao Giải Nobel Vật lý với lý do riêng là đã phát hiện ra xung tinh, nhưng thực tế thì nhà Vật lý này ban đầu đã giải thích những tín hiệu thu được là liên lạc của

"những người nhỏ bé da xanh" với Trái Đất

Cũng năm này, Joseph Taylor và Russell Hulse phát hiện ra nhị phân (sao xung đôi) đầu tiên của

pulsar PSR B1913 16 Vật thể khổng lồ trong quỹ đạo nhị phân ngắn nên phát ra sóng hấp dẫn, và do đó quỹ đạo giảm dần theo thời gian

Năm 2003, Marta Burgay và các đồng nghiệp phát hiện ra đầu tiên hệ thống sao đôi neutron nơi mà cả hai thành phần được phát hiện như pulsar, PSR J0737-3039

Trong năm 2010, Paul Demorest và các đồng nghiệp đo khối lượng của pulsar millisecond  PSR J1614-2230 là 1,97 ± 0,04 khối lượng mặt trời Điều này cao hơn đáng kể hơn so với bất kỳ khối lượng đo chính xác sao neutron khác (trong khoảng 1.2 -1,67 khối lượng mặt trời).

 Mật đô:

Một ngôi sao neutron điển hình có khối lượng giữa 1.4 và 3.2 lần Mặt Trời. Nó không thể có khối lượng lớn hơn hoặc trọng lượng sẽ áp đảo và nó sẽ trở thành một lỗ đen! 

Bán kính của một ngôi sao neutron có thể là 10km đến 20km

Giả sử chúng ta có một ngôi sao neutron có bán kính 15 km và khối lượng 1.4 lần Mặt Trời. (Khối lượng của Mặt trời là 2,0 x 10 30kg.)

III Đặc điểm riêng của sao neutron:

Mật độ của sao neutron là

gì?

Hãy nhớ rằng, mật độ (D) = khối lượng ÷ thể tích (V) của một hình cầu (4/3) π r  3 ).

Trong khi có khối lượng từ 1,35 đến 2,1 lần khối lượng Mặt Trời, các sao neutron lại

có bán kính tương ứng là từ

10 đến 20 km (các sao neutron có bán kính nhỏ hơn thì có khối lượng lớn hơn) - nhỏ hơn Mặt Trời từ 30.000 đến 70.000 lần Vì thế, các ngôi sao neutron

có mật độ 8×1013 đến 2×1015 gam/cm³ (80 triệu tấn đến 2 tỉ tấn/cm³)

Một trong những cách đo lực hấp dẫn là tốc độ thoát, tốc độ cần thiết để một vật thể thoát khỏi trường hấp dẫn để bay vào khoảng không vô tận Đối với một ngôi sao neutron, tốc độ thoát như vậy thường là 150.000 km/s (với Trái Đất giá trị này vào khoảng 11,2 km/s), khoảng ½ vận tốc ánh sáng.

Gia tốc rơi tự do tại các ngôi sao này vào khoảng vài 1012m/s² hay trăm triệu km/s², nghĩa là chỉ cần khoảng một phần nghìn giây để tăng tốc lên 100.000km/s

 Tốc đô quay :

Trước đây, các nhà thiên văn học nhận định: Tốc độ quay chóng mặt của các sao neutron có thể là nguồn gốc của một số vụ nổ tia gamma ngắn, tạo ra một lực cực đại gây ra một vụ nổ tia gamma, loại năng lượng mạnh nhất kế từ khi xảy ra vụ nổ Big Bang.

Các ngôi sao neutron, trong vài phút cuối cùng trước khi chúng sụp đổ theo trọng lượng riêng của mình để tạo thành lỗ đen như trước đây đã được vận dụng để giải thích hình thành một số tia gamma dài, tia chớp khỏe mạnh của chiếu xạ chịu đựng cho hơn hai giây.

Các sao neutron đều có đặc điểm chung là quay rất nhanh ngay sau khi hình thành.

Một ngôi sao neutron mới ra đời có thể quay một vòng trong khoảng từ 1/700 của giây cho đến 30 giây

Cùng với thời gian, sao neutron dần quay chậm lại vì các từ trường quay của chúng phát ra năng lượng; các ngôi sao neutron già có thể phải mất tới nhiều giây cho mỗi vòng quay

Thay đổi tốc độ quay:

Như pulsar phát ra năng lượng của nó, tốc độ quay của

nó giảm từ từ. Sự thay đổi này là rất chậm, nhưng có thể được đo rất chính xác

Những hình ảnh liền kề cho thấy Tinh vân Crab, đó là phần còn lại của một siêu tân tinh có ánh sáng đến Trái Đất vào năm 1054, màu đỏ trong hình ảnh này cho thấy khu vực mà các điện tử được kết hợp với proton để tạo ra hydrogen trung hòa. Màu xanh lá cây là khu vực các electron thu được gia tốc lớn với từ tường mạnh ở phần bên trong của tinh vân mở rộng. Tại trung tâm của tinh vân, không thể nhìn thấy trong hình ảnh này, là ngôi sao neutron quay 30 lần một giây.

CẤU TRÚC

"Khí quyển" sao dày gần một centimét, bên dưới nó là một lớp "vỏ cứng"

Vật chất tại bề mặt một ngôi sao neutron gồm các hạt nhân nguyên tử thông thường cũng như các electron,tạo thành lớp vỏ sắt

Lớp vỏ cứng của sao notron có độ cứng có thể gấp 10 tỷ lần so với thép thông thường.

Tiếp tục đi sâu vào trong lõi, có các nguyên tử với số lượng neutron ngày càng tăng   Sâu hơn bên trong, tới một điểm được gọi là đường thoát neutron nơi các neutron

tự do thoát ra ngoài nguyên tử Tại vùng này có các nguyên tử, electron tự do, và các neutron tự do.

TỪ TRƯỜNG

Sao Neutron vẫn còn lớp vỏ sắt bên ngoài nên vẫn có từ trường Sao Neutron bị co lại ở bán kính nhỏ, từ thông qua diện tích là không đổi nên ở bề mặt sao Neutron có từ trường cực mạnh.

Những loại sao siêu mới khác nhau tạo ra những từ trường khác nhau.

So sánh các từ trường điển hình:

Sao neutron được đốt nóng bằng chính từ trường của nó.

Từ trường tạo ra nhiệt trên các sao neutron :

Khi sao neutron bị già hoá, người ta cho rằng nó bị lạnh đi ban đầu là

do sự phát xạ các nơtrino và sau đó phát ra photon

Bùng nổ tia X là dạng một sao neutron bay trong cùng hệ sao đôi với một sao khối lượng nhỏ.

IV Phân loại

Hệ sao đôi:

Hệ sao nhị phân là rất quan trọng trong vật lý thiên văn bởi vì tính toán quỹ đạo cho phép khối lượng của các ngôi sao thành phần được trực tiếp xác định, do đó cho phép các thông số các sao, chẳng hạn như bán kính và mật độ, được ước tính gián tiếp.

Là một dạng sao neutron với từ trường mạnh đến 1011 tesla, lớn hơn từ trường của Trái Đất khoảng 1.000 tỉ lần.

Sao từ :

Các sao từ thường có đường kính khoảng 20 km Phần lớn các sao từ

tự quay rất nhanh, ít nhất là vài vòng trong một giây Tuổi thọ của sao từ thường ngắn Từ trường mạnh của chúng suy yếu dần trong vòng 10.000 năm, sau đó mọi hoạt động và bức xạ tia X ngừng hẳn.

Một pulsar là một ngôi sao neutron quay phát tín hiệu định kỳ trong máy dò Trái đất khi chùm tia của bức xạ quét qua Trái Đất một lần trong một lần quay.

Pulsar

Một pulsar nhị phân có thể có thay đổi đo được trong chu kỳ quỹ đạo.

Một số pulsar phát ra tia X .

Crab Pulsar “ ON” Crab Pulsar “OFF”

Đối với một ngôi sao có kích thước đủ lớn, một lõi sắt được hình thành và trường hấp dẫn có đủ năng lượng để làm nóng nó lên đến một nhiệt độ đủ cao để sắt thực hiện phản ứng phân hạch và trong những hậu quả của một vụ nổ siêu tân tinh hay chỉ là một ngôi sao khổng lồ sụp đổ

Khi vụ nổ hay sự sụp đổ dừng lại cho các ngôi sao với khối lượng hơn hai hoặc ba lần khối lượng mặt trời, và kết quả thu neutron được gọi là một ngôi sao neutron

!

Cám ơn thầy và các bạn đã

theo dõi