Vật lí Lượng tử Tốc hành (Phần 57)

Hiệp Khách Quậy Các nhà thiên văn tìm kiếm các vụ nổ siêu tân tinh để đo tốc độ dãn nở của Vũ trụ, bởi vì những loại sao nhất định phát nổ với mức ánh sáng có thể dự đoán được. Bằng cách đo xem chúng xuất hiện sáng như thế nào, các nhà thiên văn có thể tính ra khoảng cách của chúng, và so sánh với tốc độ mà chúng đang... Xin mời đọc tiếp.

Cái chết của các sao

Các nhà thiên văn tìm kiếm các vụ nổ siêu tân tinh để đo tốc độ dãn nở của Vũ trụ, bởi vì những loại sao nhất định phát nổ với mức ánh sáng có thể dự đoán được. Bằng cách đo xem chúng xuất hiện sáng như thế nào, các nhà thiên văn có thể tính ra khoảng cách của chúng, và so sánh với tốc độ mà chúng đang chuyển động trong không gian. Thế nhưng các siêu tân tinh đâu chỉ là các thước đo khoảng cách. Những vụ nổ phá hủy dữ dội này tạo ra những môi trường cực độ trong đó các hiệu ứng lượng tử thống trị.

Một siêu tân tinh có hai cách biểu hiện. Thứ nhất là sự phát nổ của một ngôi sao khối lượng lớn đã cạn kiệt nhiên liệu (làm cho lõi của nó co lại và một sóng xung kích thổi tung những lớp bên ngoài của nó ra xa). Thứ hai là sự co lại dữ dội của một sao lùn trắng (tàn dư của một ngôi sao giống-Mặt Trời đã hết nhiên liệu) sang một trạng thái rắn đặc hơn nhiều. Cả hai loại sự kiện đều có thể tạo ra sao neutron, trong đó các nguyên tử bị phá vỡ hành các hạt hạ nguyên tử thành phần của chúng, lực điện từ được chế ngự và chỉ có các quy tắc của vật lí lượng tử mới ngăn được một sự co lại hoàn toàn.

 Cái chết của các sao

Sao neutron

Các sao sản sinh năng lượng thông qua các phản ứng nhiệt hạch trong lõi của chúng, bị chi phối bởi các quy luật của vật lí lượng tử. Chúng bắt đầu cuộc đời với một nguồn hydrogen và helium, và nhiệt độ trong lõi của chúng tước mất electron ra khỏi các nguyên tố này, tạo ra một plasma tích điện gồm các hạt nhân nguyên tử và electron trôi giạt tự do. Sự nhiệt hạch đều đặn tạo ra các nguyên tố nặng hơn bằng cách hợp nhất các hạt nhân với nhau, và trong các sao nặng gấp tám lần khối lượng Mặt Trời trở lên, các phản ứng này cuối cùng sẽ làm đầy lõi sao bằng sắt, một nguyên tố có sự nhiệt hạch hấp thụ nhiều năng lượng hơn nó giải phóng. Sự nhiệt hạch bất ngờ ngừng lại, và vì không còn năng lượng để chống đỡ nên lõi sao co lại dưới lực hấp dẫn của riêng nó. Dưới những trường hợp thông thường, sự co lại của lõi sao đang nổ bị dừng lại bởi nguyên lí loại trừ Pauli, nó tạo ra một ‘áp lực suy thoái’ giữa các electron và ngăn chúng bị nén quá một giới hạn nhất định. Tuy nhiên, sự co lại của một lõi sao khối lượng lớn phá vỡ các quy tắc này. Khi nó thu nhỏ đến đường kính chỉ vài kilo-mét, các điều kiện cực độ phá vỡ hạt nhân nguyên tử thành proton và neutron, và buộc electron và proton kết hợp để tạo ra thêm neutron. Vật thể thu được gọi là sao neutron.

Sao neutron

Vật lí Lượng tử Tốc hành | Gemma Lavender
Bản dịch của Thuvienvatly.com
Phần tiếp theo >>

Mời đọc thêm