TIỂU LUẬN SAO NEUTRON VÀ PULSAR CẤU TRÚC VÀ ĐẶC ĐIỂM CỦA SAO NEUTRON HOẠT ĐỘNG VÀ TỪ TRƯỜNG CỦA SAO NEUTRON

Từ một vụ nỗ siêu tân tinh Những ngôi sao tồn tại dựa vào một sự cân bằng yếu ớt, khối lượng không lồ hàng tỷ đến hàng nghìn tỷ tấn plasma bị kéo vào tâm bởi lực hấp dẫn ép các vật chấ

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM THÀNH PHỎ HÒ CHÍ MINH

ĐẠI HỌC

%SP TP HỖ CHÍ MINH

KHOA VẬT LÝ

+a E1]

TIỂU LUẬN

SAO NEUTRON VÀ PULSAR

Học phần: Thiên văn học đại cương

GVHD: Ths Nguyễn Thành Đạt

Sinh viên thực hiện:

Ngô Thị Kim Phương 4501102063 Nguyễn Văn Thành Nam 4501102053

Lê Thị Mai 4501102049 Nguyễn Quốc Huy 4501102035

THÁNG 12NĂM 2021

MỤC LỤC

0)80 987100027

1 NGUÒN GÓC VÀ SỰ TIỀN HÓA CỦA SAO NEUTRRON 5 e2 5< 5° scsessessessessessss.2

1.1 Nguồn gốc hình thành sao NeutrOn - + 2-56 se SE E91121121111121111711111111111111111 1112 1xeE 2

1.1.1 Từ một vụ nỗ siêu tân tỉnh ¿+ ©2219 kEEEEEE12E15117112111111111111111112111111711.11 111p 2

"0 (0: 8)00.4:79) 03 711 2.1 Các tiên đoán VỀ Sao neUtFOH ca tt n1 111191 211511111511515115111115151111111E 11.111.11.11 EEEEEE.rrEb 5

2.2 Pulsar và các bằng chứng về sự tồn tại của sao NeutrOH ¿- set EEEE11211121 1E crxer 5 2.3 Các nghiên cứu nổi bật VỀ sao n€ufTOI - 56-56 SE SE 9 191151151111211211711111117111111111111 11x 6

3 CÁU TRÚC VÀ ĐẶC ĐIỂM CỦA SAO NEUTRON s 2 5< 5< ©s£Ssxeexeexeessrssrssrsssessses 7

3.2 Đặc điểm -5s.Ss ch 1 121102 02112T101101 11.11.111.111 11 1111111111011 01H 9 3.2.1 Khối lượng và kích thƯỚC ¿22 1 k9EESEEESEEEEEEEEEEEE211117117111111111715111111111 0 9 3.2.2 Nhiệt đỘ 21 n nh 1H 1H 1 1101101 1.112110110111.11T1 1111111111111 1101k 9

3.2.3 Lực hấp dẫn cc set EỀ111111111111111 11111111 11111111.1111111E11111111111111111 11.11 Ex px Hrkt 9

` án e a 10

4 HOẠT ĐỘNG VÀ TỪ TRƯỜNG CỦA SAO NEUTRON -. 5 ssecsesscseeseseesesessese ÍỦ

5 MỘT SỐ SAO NEUTRON (PULSAR) QUAN TRỌNG TRONG LỊCH SỬ 2

6 SỨ MẸNH NICEIR .< 5Ÿ < 5< S552 32s SSSEsEseEsesssssssrsstsersessssrsrssrsrssrssrsrssrssesrssrsersrssrsrssrsses

6.1 Giới thiệu sơ lược về NICER - ¿52 kSt‡EE2E12119E121121121171111111111111111211111111.1.E e 14

6.2 Kết quả của nghiên cứu NICER 5c Sẻ s9 9 19E15112112111171171711111117111111E11.11E1111LxeE 15

` <

LỜI MỞ ĐẦU Chắc hăn trong chúng ta ai cũng đã từng một lần thấy những ngôi sao sáng lấp lánh trên bầu trời

Có bao giờ các bạn đã từng có chút thắc mắc gì đó về chúng hay chưa? Liệu chúng có sáng mãi trên

bầu trời hay là sẽ biến mất vào một ngày nào đó? Và nếu biến mắt thì chúng sẽ đi đâu, sẽ bay qua hành

tỉnh khác, sẽ rơi xuống trái đất, hay chúng sẽ chuyền sang một dạng khác SỐ

Do đó, nhóm chúng tôi quyết định lựa chọn thực hiện đề tài “Sao neutron và pulsar” tìm hiệu về

một trong những dạng tiên hóa của sao ở cuôi cuộc đời Trong bài việt này, chúng tôi sử dụng những kiên thức vật lí cơ bản đê trình bày và tông hợp một sô đặc điềm và ý nghĩa của sao neutron, gI1úp chúng ta hiệu biệt thêm và cập nhật những thông tin mới nhât về vân đê này Đông thời, bài việt này cũng là một nguồn tài liệu cho sinh viên tham khảo trong quá trình học tập các học phần về thiên văn Trong phạm vi nghiên cứu, bài viết này trình bày về các nội dung trọng tâm sau:

Một là, nguồn gốc Và SỰ tiến hóa của sao neutron

Hai là, lịch sử nghiên cứu sao neutron

Ba là, cầu trúc và đặc điểm

Bôn là, hoạt động và từ trường của sao neutron

1 NGUÒN GÓC VÀ SỰ TIỀN HÓA CÚA SAO NEUTRON

1.1 Nguồn gốc hình thành sao Neutron

1.1.1 Từ một vụ nỗ siêu tân tinh

Những ngôi sao tồn tại dựa vào một sự cân bằng yếu ớt, khối lượng không lồ hàng tỷ đến hàng

nghìn tỷ tấn plasma bị kéo vào tâm bởi lực hấp dẫn ép các vật chất của chính nó lại với nhau, trong khi

lõi của ngôi sao liên tục xảy ra các phản ứng nhiệt hạch giải phóng năng lượng chống lại sức ép này

Cứ sau khoảng một thế kỷ, một ngôi sao không lồ ở đâu đó trong thiên hà chúng ta sẽ cạn kiệt nhiên liệu Điều này xảy ra sau hàng triệu năm nhiệt độ và áp suất thông qua các chu trình Critchfield

hay Bethe, biến nhiên liệu Hydro thành Heli Đến một ngày khi Hydro cạn kiệt, ngôi sao hợp nhất

các nguyên tố thành những nguyên tô nặng hơn như Heli hợp nhất thành Cacbon, Cacbon tiếp tục hợp

nhất thành Neon, Neon thành Oxi, Oxi thành Silic và cuối cùng hợp thành sắt

Khi lõi của ngôi sao cơ bản chỉ chứa sắt, là một trong những nguyên tổ có hạt nhân bền chắc nhất, nghĩa là chu trình các phản ứng nhiệt hạch này phải hoàn toàn chấm dứt Hay ta hiểu ngôi sao đã

không còn tạo ra đủ năng lượng đê duy trì cầu trúc của minh, và rôi sẽ tự sụp đô bởi lực hâp dân của chính nó

Nhưng những ngôi sao có khối lượng lớn khoảng 8 lần Mặt trời trở sẽ kết thúc vòng đời của

chúng theo cách ngoạn mục nhất bằng một vụ nổ siêu tân tỉnh Đầu tiên, bên ngoài sao phồng lên thành một siêu cầu không lồ màu đỏ Ở bên trong, lõi chịu tác dụng của trọng lực và co dần lại, càng co lại lõi

càng nóng và dày đặc hơn Nhiệt độ lõi tăng lên đến hơn 100 tỷ độ khi các nguyên tử sắt bị nghiền nát

với nhau Lõi ngôi sao nén đến cực hạn và sẽ bật ngược ra Năng lượng của cú giật được truyền đến lớp

vỏ của ngôi sao, phát nỗ và tạo ra sóng xung kích Ngôi sao bắn hầu hết vật chất của mình vào không

gian, øIeo những nguyên tô nặng vào thiên hà, đê lại tàn tích của một siêu tân tinh

Hình 1: Vụ nỗ siêu tân tỉnh hình thành tỉnh vân Con Cua (Nguồn: NASA Goddard)

Nhưng những gì còn lại của ngôi sao chết để lại thậm chí còn đáng kinh ngạc hơn: một khối cầu

vật chất nặng từ 1,4 đến khoảng 2-3 lần khối lượng Mặt trời (theo giới hạn Chandrasekhar) bị ép lại đặc

đến mức mà các eÌlectron bị đây vào sâu trong hạt nhân, hợp nhất với các proton thành neufron:

1 0 1

1P†_¡€——>?gï†V

Và các neutron lại tiếp tục bị nén thành một chất lỏng neutron siêu chảy (một trạng thái vật lí đặc biệt) Cái chết của ngôi sao đó đã sinh ra một sao neutrơn: một trong những vật thê đặc nhất từng được biết đến trong vũ trụ, cùng một loạt những tính chất vật lí của vật chất siêu đặc này

Hình 2: Ảnh ghép tia X cho thấy vị trí của ngôi sao neutron trong tỉnh vân Cassiopeia A (ảnh chính)

Khung ảnh nhỏ mình họa các lớp của ngôi SqO HGUHfrO' rÊH

(N gquốn: NASA/CXCŒ/ UNAM/1lofe/D Page, P Shtcrnin)

1.1.2 Từ một sao lùn trắng

Các ngôi sao nhẹ và trung bình hầu hết kết thúc đời mình đưới đạng sao lùn trắng Khối lượng càng lớn thì kích thước sao lùn trắng càng nhỏ và có một giới hạn trên Chandrasekhar (khoảng 1,4 lần Mu) mà vượt qua đó, áp suất suy thoái của electron không thể cân bằng với lực hấp dẫn Có giả thuyết cho rằng sao lùn trắng tiếp tục co nhỏ lại và trở thành một sao neutron trong một trường hợp đặc biệt

1.2 Tiến hóa của sao Neutron

Vòng đời của ngôi sao nặng bắt đầu từ các đám mây bụi và khí hấp dẫn nhau hình thành một

tu Vận gu 2l iah dưới đ00ffhdônHf0049f;DMflgRnôtiaweulôu ktnhii36 tô(s2n vững giá0lW điệp,

Sao neutron lang thang trong vũ trụ là kết quả của vụ nổ sao siêu mới loại II, nhưng một sao lớn hơn

giới hạn Chandrasekhar nhiều lần có thể co lại đến mức tới hạn và thành một lỗ đen

Eed 5 Lpe rgian† Ề

ự Lãi chà)

n |

mm

ng

¬

#

TH I-~ P

miar

Hình 3: Sơ đô tiến hóa sao nặng (Nguôn: NASA/Supernovae)

Bên cạnh, chúng ta đã quan sát được các hệ sao đôi nơi sao neutron tương tác và đồng hành

cùng quỹ đạo với một sao khác Sao neutron có thể hút vật chất từ người bạn đồng hành khiến ngôi sao

đó nhẹ hơn, trở thành một đĩa khí nóng ngày càng mở rộng bao quanh sao neutron Điều này đồng nghĩa sao neutron cũng ngày càng nặng hơn, một khi nó vượt qua giới hạn Oppenheimer-Volkoff (TOV) khoảng 3 lần khối lượng mặt trời, lực hấp dẫn tiếp tục thắng qua áp lực suy thoái neuron Khi

đó sao neutron dân co lại và sụp đô thành một lỗ đen

Hình 4: Mô phỏng sao neutron hút vật chất từ sao đồng hành (Nguồn: NASA Goddard)

Trong vũ trụ rộng lớn khi mà nhiều ngôi sao tồn tại dưới dạng hệ sao đôi, một phần nhỏ trong

đó sẽ hình thành hệ sao neutron đôi, nơi hai sao neutron quay quanh nhau rất nhanh và ngày càng nhanh hơn khi chúng sát lại gần nhau Ngay trước khi va chạm, hai sao neutron chuyền động xoắn ốc

sẽ kéo đài và ép chặt không thời gian tạo ra các làn sóng hấp dẫn liên tục truyền đến Trái đất Và rồi chúng hợp nhất thành một sao neutron mới hay thậm chí là một hỗ đen trong vụ nỗ kilonova đầy bức

xạ 8amma

Thuyết tương đối rộng của Einstein đã dự đoán về sóng hấp dẫn hơn 100 năm trước, nhưng nó

chỉ được xác thực mãi đến khi sự kiện năm 2017 nỗ ra, các máy quan sát sóng hấp dẫn LIGO và

VIRGO nhận được tín hiệu GW170817 về sự va chạm của hai sao neutron Các sao neutron vẫn chưa

tiết lộ hết các bí ấn của chúng LIGO và VIRGO đang được nâng cấp đề có thê phát hiện nhiều sự va

chạm hơn Điều đó sẽ giúp chúng ta hiểu cách những quả cầu nam châm xoay tít, phát xạ và cực kì đặc

này có thể giúp chúng ta hiểu về vũ trụ

Hình 5: Mô phỏng hệ sao neutron đôi va chạm phát ra sóng hấp dẫn

(Nguôn: European Southern Observafory)

2 LỊCH SỬ KHÁM PHÁ

2.1 Các tiên đoán về sao neutron

Vào năm 1911, Ernest Rutherford bằng các giải thích của mình về thí nghiệm “bắn phá lá vàng”

đã xây dựng nên mẫu nguyên tử Rutherford với giả thuyết rằng khối lượng nguyên tử hầu hết tập trung

vào một hạt nhân rất nhỏ mang điện dương

Đến năm 1919, Rutherford thực hiện phản ứng hạt nhân nhân tạo đầu tiên tiếp tục tìm ra một

hạt hạ nguyên tử mang điện đương là Proton Cũng từ đây, ông đưa ra dự đoán về một hạt hạ nguyên tử khác là neutron không mang điện sẽ cùng proton cấu tạo thành hạt nhân

Tuy nhiên, dự đoán của ông bị bác bỏ dữ dội bởi các nhà khoa học khác với quan niệm phải có electron trong hạt nhân mới giải thích được phân rã 8” Rutherford không tán thành, ông tin việc giam giữ một electron và một proton bên trong hạt nhân nhỏ xíu thì lực hút điện rất lớn sẽ khiến chúng hợp

nhất thành một hạt trung hòa

Năm 1932, James Chadwick, người học trò cũng là cộng sự của Rutherford, khi tiếp tục thí nghiệm chùm hạt alpha bắn phá kim loại berylium đã khám phá ra hạt neutron đúng như một hạt cơ bản trung hòa điện và có khối lượng hơn proton một chút Chính nhờ khám phá này, ông đã được trao

giải Nobel Vật lí năm 1935

Trong thiên văn học, một năm trước khi J.ChadwIck công bố về hạt neutron trên bài báo của tạp chí Nature, một nghiên cứu sinh chỉ mới 23 tuổi là Lev Landau đã viết về những ngôi sao có mật độ vật

chất cao Landau đã tính toán khối lượng tối đa của sao lùn trắng (1932) hơi muộn hơn Chandrasekhar (1931) và độc lập với ông Landau đã suy đoán về sự tổn tại của một ngôi sao nhỏ gọn hơn sao lùn

Người ta thường liên hệ sao neutron với hạt neutron — thành phân chính của chúng Khám phả của Chadwicd đã đặt nền tảng cho hai nhà khoa học Walter Baade và Fritz Zwicky suy luận lý thuyết

về ngôi sao neutron trong lúc họ đang tìm hiểu nguồn gốc của một siêu tân tỉnh, ngôi sao sắp chết đột ngột sáng hơn cả thiên hà trong vài ngày hay vài tuần ngắn ngủi Mà đến năm 1934, họ cho rằng kết quả cuối cùng của một siêu tân tính chính là ngôi sao có khối lượng lớn chủ yếu là neutron ở mật độ

cao

2.2 Pulsar và các băng chứng về sự tôn tại của sao Neutron

Năm 1939, R.Oppenheimer và G.Volkoff đã suy ra phương trình mô tả cấu trúc một ngôi sao

tĩnh đối xứng cầu trong thuyết tương đối rộng Bằng việc giả định sao neutron là một khối khí neutron

lí tưởng ở mật độ cao và dựa trên công trình của nhà vật lí người Mỹ Richard Tolman, hai nhà vật lí

5

này đã tìm ra giới hạn Oppenheimer-Volkoff mang tên họ, là giới hạn về khối lượng mà một ngôi sao

neutron không được vượt qua nếu nó không muốn sụp đồ trở thành một hồ đen

Tại thời điểm đó, các ý tưởng cho rằng sao neutron là lõi của sao kềnh, cũng nơi tập trung nguồn năng lượng duy trì hoạt động của sao Tuy nhiên, khi các phản ứng tổng hợp nhiệt hạch được

tìm hiểu chỉ tiết hơn thì ý tưởng này đã bị gạt bỏ Kết quả là các sao neutron dần bị cộng đồng thiên văn quên lãng trong suốt 30 năm Lý do thường được đưa ra nhất để bác bỏ sự tồn tại của sao neutron

là việc thê tích chúng quá nhỏ, bức xạ nhiệt dư của chúng sẽ quá mờ để có thể quan sát được bằng kính thiên văn quang học khi so sánh với các ngôi sao thông thường

Mãi đến các năm 1964 — 1966, các nhà thiên văn lần lượt xem lại các tài liệu về một ngôi sao

neutron vẫn còn trên bàn giấy, đưa ra dự đoán việc sao neutron quay rất nhanh, thực hiện mô phỏng

siêu tân tính sụp đồ lõi để lại sao neutron, như những chuẩn bị cho năm 1967, lúc Jocelyn Bell và Antony Hewish phát hiện ra các xung vô tuyến đầu tiên từ một ngôi sao đặt tên là PSR B1919 + 211 Thuật ngữ 'pulsar' (sao xung) đã xuất hiện lần đầu trên tờ Daily Telegraph

Những năm sau đó, Gold đã đưa ra lập luận rằng pulsar là sao neutron quay với từ trường bề

mất 0PhhiđÊnbÊu|Œh đàyMVãgisl) địa thuyền không đợt ciên nhập "eiWanlW0s di só "hộtvât thổ

sự ôn định đáng kể Gold cũng dự đoán rằng chu kỳ xung sẽ tăng thêm một chút do năng lượng quay

của sao bị hao hụt đi khi bức xạ Ngay sau đó, dự đoán của ông đã được xác nhận khi phát hiện ra sự

chậm lại của pulsar Con Cua Chính vì sự thành công của lập luận này và sự thất bại của các mô hình khác mà pulsar được xem là sao neutron quay có độ từ hóa cao, cũng là minh chứng cho sự tồn tại của

sao neutron không còn là lý thuyết

2.3 Các nghiên cứu nỗi bật về sao neutron

Kế từ năm 1968, đã có nhiều công trình lý thuyết để tìm hiểu về các đặc tính của sao neutron

Và sao neutron càng được nhiều nhà thiên văn học chú ý hơn khi vệ tỉnh UHURU phát hiện ra các xung tia X (“Xray pulsar”) vào năm 1971 Những nguôn này được cho là đên từ một ngôi sao neutron

trong một hệ sao đôi và đang tích tụ vật chât từ ngôi sao đông hành của nó

Băng chứng về sự hình thành các sao neutron trong các vụ nô sao siêu mới được cung câp bởi

sao xung Con Cua và sao xung Vela vào cuôi mùa thu năm 1968, cả hai pulsar đều năm trong tàn tích

siêu tân tính, điêu này đã xác nhận dự đoán của Baade và ZwIcky

Năm 1974, một bước tiến xa hơn trong lịch sử quan sát sao neutron đã được thực hiện khi Hulse

và Taylor phát hiện ra hệ pulsar đôi đầu tiên PSR J1913 + 16, được mọi người sau này biết đến là Hulse-Taylor pulsar Hệ thống sao đôi này được hình thành bởi hai sao neutron quay xung quanh một

khối tâm chung.

Trong những năm 1980, 1990 và 2000, rất nhiều vệ tinh trang bị kính thiên văn tia X và tia

gamma đành cho việc quan sát sao neutron đã được phóng lên vũ trụ và nhiều vệ tinh khác nữa sẽ được

phóng trong tương lai

Năm 2010, Paul Demorest và các đồng nghiệp đo được khối lượng của pulsar millisecond PSR J1614-2230 là 1,97 + 0,04 khối lượng Mặt trời

ăm 2017, các máy thu sóng hấp dẫn LIGQ và ộ tín hiệ Ị Ồ

chạm của: hễ SAÓ TLCUtrOD là HỘI tong những Sử kiến dáng Chữ Š nhật trang W SỬ nữ Tên cứu Sao:

neutron

3 CÂU TRÚC VÀ ĐẶC ĐIÊM CA SAO NEUTRON

3.1 Cấu trúc

Ngôi sao neutron được xây dựng từ trước trong lý thuyết, sau đó mới được kiểm chứng là tồn tại Vậy nên cầu trúc của sao neutron cũng được xây dựng trên các mô hình toán học vì khó có thể quan sát nó trực tiếp Mô hình của một sao neutron được chia làm bốn phần: khí quyền, lớp phủ bề mặt, lớp

vỏ và lõi sao,

DI Ho Q.2 EMVELFE

HÀ 2-1) J1 /0545 2

L2 mg

Hình 6: Mô phỏng cáu trúc của sao neMfron

(Nguôn: Page & Reddv/Magnetic fields in neutron sfars) Khí quyên của sao neutron có độ dày không đêu và rât mỏng, được dự đoán từ vài micromet

đên [ centinet Do nhiệt độ bê mặt cực cao có thê lên đên vài triệu Kelvin, các nguyên tử phân lớn là Hydro và Heli bị lon hóa thành trạng thái plasma, hạt nhân và electron như “bốc hơi” thành bầu khí

quyên bao quanh sao neutron

Lớp phủ bề mặt nhẫn bóng ngay dưới bầu khí quyên, lực hấp dẫn cực lớn làm phẳng bề mặt sao

và ép các hạt nhân lại gần nhau, đến mức mà lực điện Coulomb đây nhau giữa các hạt chỉ khiến chúng

sắp xếp thành một mạng tinh thể ốn định Lớp phủ này chỉ dày khoảng 100m nhưng tập trung nhiều

electron và Ion

Phần lớn vỏ ngoài sao neutron là một chất rắn đàn hồi, cũng bao gồm mạng tỉnh thể Coulomb

của các hạt nhân, electron suy biến chuyên động hỗn loạn như chất khí và tồn tại các neutron tự đo

Nhưng càng đi về phía lõi, quá trình hạt nhân bắt giữ electron xảy ra khiến số proton giảm lại và

neutron ngày một nhiều hơn Thêm vài trăm mét nữa, tỉ số neutron trên proton vượt quá một giới hạn gọi là “đường nhỏ giọt neutron”, hạt nhân trở nên rất bất ôn và ngay lập tức hình thành hạt nhân mới

bằng cách phân rã một neutron Dần dần, khoảng không giữa các hạt nhân bị lấp đầy bởi “khí neutron”

và mật độ vật chất lúc này đã gấp nghìn tý lần Trái đất (p 10 g/cm))

Hình 7: Mô phỏng cầu tạo lớp vỏ sao neuron (Nguồn: ScienceClic) Đền gân lớp tiêp giáp vỏ - lõi ngoài, mọi thứ trở nên kì lạ hơn, “khí neutron” bắt đầu một quá trình chuyển pha Đồng thời áp lực cực mạnh ép các hạt nhân hợp với nhau thành cụm, các cụm hợp với nhau thành ống và các ống lại bị ép chặt thành từng lớp xếp chồng lên nhau mà các nhà khoa học gọi là “nuclear pasta”, sự khởi đầu của siêu lỏng neutron Như vậy, lớp vỏ dự đoán chỉ dày xấp xỉ Ikm

và chiếm 1% tổng khối lượng này có mật độ vật chất ngày càng đậm đặc theo chiều sâu

Lõi sao neutron với bán kính 10km chiếm gần 99% tổng khối lượng, chia thành lõi trong và lõi

ngoài Với mật độ khối lượng khoảng 1 tỷ tắn/cm, người ta cho rằng lõi ngoài sao neutron làm từ lớp chất neutron siêu lỏng và siêu dẫn chứa các đặc tính ảnh hưởng đến nhiệt độ và từ trường của sao

Dựa vào lý thuyết, các nhà khoa học đưa ra hai giả thuyết mô tả cấu trúc lõi trong sao neutron Một giả thuyết cho rằng, lõi trong của sao có thể cấu tạo từ những hạt cơ bản có khối lượng lớn như

8