Phương pháp do neutron

TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM TP.HỒ CHÍ MINH
KHOA: VẬT LY

Đề tài: Sao Neutron (Pulsar)
1.

Trần Thanh Mong

K37.102.059

2.

Ngô Thanh Hà

K37.102.017

3.

Phạm Hoàng Đạo

K37.102.011

Nguyễn Phi Hùng
K37.102.037
5. Trần Thụy Hoàng
K37.102.029
6. Đặng Quang Đông
K37.102.013
7. Nguyễn Văn Hiệu
K37.102.025
8. Phạm Thị Thái Ngân K37.102.063

9. Vũ Thành Linh
K37.102.054
10. Lê Thị Hương
K37.102.039
11. Trần Văn Hiệp
K37.102.024
12. Nguyễn Như Kiệt
K37.102.047
4.

Nhóm 5


I. Định nghĩa
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


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).


III. Đặc điểm riêng của sao neutron:


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.)

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 10 12m/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:

Từ trường tạo ra nhiệt trên các sao neutron :
Sao neutron được đốt nóng bằng chính từ trường của nó.

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


IV. Phân loại
Hệ sao đôi:
Bùng nổ tia X là dạng một sao neutron bay trong cùng hệ sao đôi với
một sao khối lượng nhỏ.

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.


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


Pulsar

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.
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”