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.

Các ngôi sao đặc mà có khối lượng nhỏ hơn 1,44 khối lượng Mặt Trời (giới hạn Chandrasekhar) là những sao lùn trắng; các ngôi sao mà có khoảng 10 lần khối lượng Mặt Trời (giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff), nếu có suy sụp hấp dẫn diễn ra sẽ dẫn tới sự hình thành hố đen.

Một ngôi sao neutron thông thường có khối lượng từ 1,35 đến 2,1 lần khối lượng Mặt Trời, lớn hơn khối lượng sao lùn trắng và nhỏ hơn khối lượng hố đen.

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.

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.

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 3,7×1017−5,9×1017 kg/m3, gấp (2,6×1014 - 4.1×1014) lần tỷ trọng của Mặt Trời. Do đó tỷ trọng của sao neutron thậm chí còn lớn hơn cả hạn nhân nguyên tử (3×1017kg/m3). Một ngôi sao neutron là dày đặc đến nỗi một thìa cà phê (5ml) sẽ có một khối lượng hơn 5,5×1012 kg, khoảng 900 lần khối lượng của các kim tự tháp Giza. Áp lực tăng từ 3×1033−1,6×1035 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.

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 kilômét (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), tương đương với mật độ của một hạt nhân nguyên tử.[3]

Mật độ lớn của ngôi sao neutron cũng làm cho nó có sức hút bề mặt từ 2×1011 đến 3×1012 (từ hai trăm tỉ đến ba nghìn tỉ) lần mạnh hơn sức hút của Trái Đất.

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 lớn hơn 150.000 km/s (với Trái Đất giá trị này vào khoảng 11,2 km/s), khoảng ½ vận tốc ánh sáng. Trái lại, một vật thể rơi vào bề mặt của một ngôi sao neutron sẽ lao vào ngôi sao với tốc độ 150.000 km/s. Nói theo cách dễ hiểu hơn, 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 sinh ra).

Các sao neutron đều có đặc điểm chung là quay rất nhanh ngay sau khi hình thành. Chúng giữ lại phần lớn mô men động lượng của ngôi sao ban đầu, theo định luật bảo toàn mômen động lượng, nhưng có bán kính chỉ bằng một phần nhỏ so với bán kính sao ban đầu. Mô men quán tính và khối lượng không đổi làm cho tốc độ quay tăng lên một giá trị rất lớn; giống như một người trượt băng thu tay hoặc chân lại, tốc độ quay chậm 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 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. Tỷ lệ giảm tốc độ quay của các ngôi sao neutron thường liên tục và rất nhỏ: các tỷ lệ đã được quan sát thấy ở trong khoảng 10−10 và 10−21 giây cho mỗi vòng quay. Nói theo cách khác, tỷ lệ giảm tiêu biểu là 10−15 giây mỗi vòng, có nghĩa một ngôi sao neutron đang quay với tốc độ 1 giây sẽ quay với tốc độ 1,000003 sau một thế kỷ, hay 1,03 giây sau 1 triệu năm.

Thỉnh thoảng một ngôi sao neutron sẽ trải qua tình trạng quay không đều, thường là một sự tăng tốc độ quay nhanh chóng và bất ngờ. Các đợt quay không đều được cho do các cơn chấn động, thay đổi đột ngột mômen quán tính của sao, do đứt gãy liên kết giữa lớp siêu lỏng bên trong và lớn vỏ cứng bên ngoài.

Mật độ

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 kilômét - 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, tương đương với mật độ của một hạt nhân nguyên tử.

Mật độ lớn của ngôi sao neutron cũng làm cho nó có sức hút bề mặt từ 2×1011 đến 3×1012 (từ hai trăm tỉ đến ba nghìn tỉ) lần mạnh hơn sức hút của Trái Đất

Tốc độ quay

Các sao neutron đều có đặc điểm chung là quay rất nhanh ngay sau khi hình thành. Chúng giữ lại phần lớn mô men động lượng của ngôi sao ban đầu, theo định luật bảo toàn mômen động lượng, nhưng có bán kính chỉ bằng một phần nhỏ so với bán kính sao ban đầu. Mô men quán tính và khối lượng không đổi làm cho tốc độ quay tăng lên một giá trị rất lớn. 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. Tỷ lệ giảm tốc độ quay của các ngôi sao neutron thường liên tục và rất nhỏ: các tỷ lệ đã được quan sát thấy ở trong khoảng 10-10 và 10-21 giây cho mỗi vòng quay. 

Từ trường

Các sao neutron thường có từ trường - khoảng 1012 lần lớn hơn từ trường Trái Đất.

Các sao neutron đều có đặc điểm chung là quay rất nhanh ngay sau khi hình thành. Chúng giữ lại phần lớn mô men động lượng của ngôi sao ban đầu, theo định luật bảo toàn mômen động lượng, nhưng có bán kính chỉ bằng một phần nhỏ so với bán kính sao ban đầu. Mô men quán tính và khối lượng không đổi làm cho tốc độ quay tăng lên một giá trị rất lớn; giống như một người trượt băng thu tay hoặc chân lại, tốc độ quay chậm 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 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. Tỷ lệ giảm tốc độ quay của các ngôi sao neutron thường liên tục và rất nhỏ: các tỷ lệ đã được quan sát thấy ở trong khoảng 10−10 và 10−21 giây cho mỗi vòng quay. Nói theo cách khác, tỷ lệ giảm tiêu biểu là 10−15 giây mỗi vòng, có nghĩa một ngôi sao neutron đang quay với tốc độ 1 giây sẽ quay với tốc độ 1,000003 sau một thế kỷ, hay 1,03 giây sau 1 triệu năm.

Thỉnh thoảng một ngôi sao neutron sẽ trải qua tình trạng quay không đều, thường là một sự tăng tốc độ quay nhanh chóng và bất ngờ. Các đợt quay không đều được cho do các cơn chấn động, thay đổi đột ngột mômen quán tính của sao, do đứt gãy liên kết giữa lớp siêu lỏng bên trong và lớn vỏ cứng bên ngoài.

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 kilômét (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), tương đương với mật độ của một hạt nhân nguyên tử.[3]
Tốc độ quaySửa đổi

Các sao neutron đều có đặc điểm chung là quay rất nhanh ngay sau khi hình thành. Chúng giữ lại phần lớn mô men động lượng của ngôi sao ban đầu, theo định luật bảo toàn mômen động lượng, nhưng có bán kính chỉ bằng một phần nhỏ so với bán kính sao ban đầu. Mô men quán tính và khối lượng không đổi làm cho tốc độ quay tăng lên một giá trị rất lớn; giống như một người trượt băng thu tay hoặc chân lại, tốc độ quay chậm 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 của giây cho đến 30 giây.

Các sao neutron có thể phát ra các xung bức xạ điện từ vì sự tăng tốc hạt gần các cực từ trường, các cực này không trùng với trục quay của ngôi sao. Thông qua các cơ cấu mà chúng ta còn chưa hiểu rõ, các hạt đó tạo ra các chùm bức xạ radio đồng pha. Người quan sát từ bên ngoài thấy các chùm tia đó lướt qua như các xung mỗi khi cực từ trường quét qua đường quan sát. Các xung đó có cùng chu kỳ với chu kỳ quay của ngôi sao. Các ngôi sao neutron phát ra các xung như vậy được gọi là pulsar.

Khi các pulsar lần đầu tiên được phát hiện, tỷ lệ phát xung radio nhanh (khoảng 1 giây, là điều bất thường đối với thiên văn học thập kỷ 1960) và được coi một cách khá nghiêm túc là được tạo ra bởi văn minh ngoài Trái Đất, sau này được gọi đùa là LGM-1, viết tắt của chữ tiếng Anh "Little Green Men" ("Người Xanh Nhỏ", hình dạng của người ngoài Trái Đất trong một số truyện khoa học viễn tưởng). Sự phát hiện thêm nhiều pulsar trải khắp bầu trời với những chu kỳ quay khác nhau nhanh chóng bác bỏ giả thuyết này. Việc phát hiện ra pulsar nằm trong tàn dư siêu tân tinh Vela, nhanh chóng được tiếp nối bởi những khám phá sâu hơn nữa về một pulsar có vẻ đang cung cấp năng lượng cho Tinh vân Cua, tạo ra những cuộc tranh cãi về việc giải thích sao neutron.

Ngoài ra các loại trên, còn có loại sao neutron có từ trường cực mạnh gọi là sao từ. Chúng có từ trường khoảng 100 gigatesla, đủ mạnh để quét sạch dữ liệu trong một thẻ tín dụng 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 neodym có từ trường khoảng một tesla, và đa số các thiết bị lưu trữ dữ liệu dùng vật liệu có từ tính hiện nay có thể bị xóa với khoảng vài militesla.

Các sao từ thỉnh thoảng gây ra các vụ nổ bùng tia X. Khoảng một lần mỗi thập kỷ, một sao từ ở đâu đó trong thiên hà tạo ra sự lóe bùng tia gamma lớn. Các sao từ có chu kỳ quay dài, thường từ 5 đến 12 giây, bởi các từ trường mạnh của chúng khiến tốc độ quay chậm lại.

Một số sao từ được quan sát như các nguồn xung gamma mềm.

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.

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.