Sao Neutron – Wikipedia Tiếng Việt

"Ẩn tinh" đổi hướng tới đây. Đối với các định nghĩa khác, xem Ẩn tinh (định hướng).

Sao neutron là một dạng trong vài khả năng kết thúc của quá trình tiến hoá sao. Một sao neutron được hình thành từ suy sụp hấp dẫn ở nhân của một sao siêu khổng lồ (khối lượng gấp khoảng 10-25 lần mặt trời) sau các vụ nổ siêu tân tinh Kiểu II hay Kiểu Ib hay Kiểu Ic.[cần dẫn nguồn]

Các ngôi sao đặc mà có khối lượng nhỏ hơn giới hạn Chandrasekhar (khoảng 1,44 lần khối lượng Mặt Trời) là những sao lùn trắng; nhân của một sao siêu khổng lồ sau khi suy sụp hấp dẫn mà có khối lượng lớn hơn giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff (khoảng 1,5 đến 3 lần khối lượng Mặt Trời), sẽ dẫn tới sự hình thành hố đen.[cần dẫn nguồn]

Một ngôi sao neutron thông thường có khối lượng nằm giữa giới hạn Chandrasekhar và giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff.

Lịch sử khám phá

[sửa | sửa mã nguồn]

Năm 1932, James Chadwick khám phá neutron là một hạt cơ bản,[1] 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,[2] chỉ một năm sau khi Chadwick khám phá ra neutron. Trong khi tìm cách giải thích nguồn gốc một siêu tân tinh, họ đã cho rằng sao neutron được hình thành trong một siêu tân tinh. Các siêu tân tinh thường bất ngờ xuất hiện như những ngôi sao mới trên bầu trời, độ sáng quang học của chúng có thể lớn hơn toàn bộ ngân hà trong nhiều ngày tới nhiều tuần. Baade và Zwicky khi ấy đã đưa ra giả thuyết rằng sự giải phóng thế năng trọng trường của các sao neutron đã tạo ra năng lượng cho các siêu tân tinh: "Trong quá trình hình thành siêu tân tinh, vật chất chuyển hóa thành năng lượng tỏa ra bên ngoài". Lấy ví dụ, nếu phần trung tâm của một ngôi sao lớn trước khi nó sụp đổ có khối lượng 3 lần khối lượng Mặt Trời, thì một ngôi sao neutron với khối lượng cỡ hai lần Mặt Trời có thể được hình thành sau khi sụp đổ. Phần năng lượng E tỏa ra bên ngoài thu được từ chênh lệch khối lượng, theo công thức E=mc², tương đương với khối lượng Mặt Trời. Chính năng lượng này đã được cung cấp cho siêu tân tinh.

Năm 1967, Jocelyn Bell và Anthony Hewish khám phá ra các xung radio từ một pulsar, sau này được coi là phát ra từ một ngôi sao neutron biệt lập, quay. Nguồn năng lượng là năng lượng quay của sao neutron. Đa số các ngôi sao neutron từng được biết tới đều ở dạng này.

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. Họ cho rằng nó xuất phát từ một ngôi sao neutron nóng đang quay trên một quỹ đạo quanh ngôi sao khác. Nguồn năng lượng là năng lượng hấp dẫn và có được nhờ số lượng khí rơi vào bề mặt sao neutron.

Đặc điểm chung

[sửa | sửa mã nguồn]

Mật độ

[sửa | sửa mã nguồn]

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.

Có thể hình dung nếu ta đội một chiếc mũ trên đầu, ở hành tinh xanh của chúng ta nó chỉ nặng 500 g thì trên sao Neutron một chiếc mũ có cùng kích thước sẽ nặng một trăm triệu tấn! Trong khi đó cả con tàu Titanic và các hành khách trên đó chỉ nặng xấp xỉ một trăm nghìn tấn-nghĩa là chiếc mũ kia nặng bằng cả hàng nghìn con tàu. Chiếc mũ sẽ nhanh chóng đè bẹp chúng ta thành một lớp mỏng. Hoặc ví dụ nếu có một ngôi sao neutron ngay cạnh Trái Đất thì đó là điểm đánh dấu sự kết thúc hủy diệt của cả nhân loại (nên có thể nói sao neutron là một con quái vật của vũ trụ) không ai có thể sống sót.

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).

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

Tốc độ quay

[sửa | sửa mã nguồn]

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 5 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 lớp vỏ cứng bên ngoài.

Từ trường

[sửa | sửa mã nguồn]

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

Cấu trúc

[sửa | sửa mã nguồn]

Những hiểu biết hiện tại về cấu trúc của các sao neutron được xác định bởi các mô hình toán học đã biết, tất nhiên vẫn cần sửa đổi thêm. Dựa trên các mô hình hiện tại, vật chất tại bề mặt một ngôi sao neutron gồm các hạt nhân nguyên tử thông thường cũng như các electron. "Khí quyển" sao dày gần một mét, bên dưới nó là một lớp "vỏ cứng", có giả thuyết cho rằng độ cứng đó có thể gấp 10 tỷ lần so với thép thông thường.[4] Tiếp tục đi sâu vào trong, có các nguyên tử với số lượng neutron ngày càng tăng; các nguyên tử đó, nếu trên Trái Đất sẽ nhanh chóng phân rã, nhưng ở đây được giữ ổn định bởi áp suất cực lớn. 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. Nguyên tử ngày càng nhỏ thêm cho tới lõi, theo định nghĩa là điểm nơi chúng hoàn toàn biến mất. Trạng thái tự nhiên của vật chất siêu đặc tại lõi sao hiện vẫn chưa được hiểu rõ. Trong khoa học viễn tưởng và trong văn hóa đại chúng, nơi này thường được gọi là neutronium, tuy nhiên nó lại hiếm khi được sử dụng trong các ấn phẩm khoa học, vì sự mơ hồ về nghĩa. Thuật ngữ vật chất neutron thoái hoá thỉnh thoảng cũng được sử dụng, dù nó kết hợp cả các nghĩa về trạng thái của vật chất lõi sao neutron. Vật chất lõi sao neutron có thể là một hỗn hợp siêu lỏng của neutron với một ít proton và electron, hay nó có thể kết hợp với các hạt năng lượng cao như pion và kaon, hay nó có thể là hỗn hợp của vật chất lạ cùng với các hạt quark nặng hơn quark trên và quark dưới, hay nó có thể là vật chất quark không biến thành hadron. Tuy nhiên, các cuộc quan sát vẫn chưa chứng minh được kiểu vật chất thực sự nào hiện diện tại đó.

Đặc điểm riêng và phân loại

[sửa | sửa mã nguồn]

Một số sao neutron có những đặc điểm riêng và mang các tên gọi theo đặc điểm của chúng.

Trong hệ sao đôi

[sửa | sửa mã nguồn]

Bùng nổ tia gamma là dạng một sao neutron bay trong cùng hệ sao đôi với một sao khối lượng nhỏ. Lúc đó vật chất của ngôi sao nhỏ này bị hút về phía sao neutron gây nên những vụ nổ bùng bất thường của năng lượng từ bề mặt ngôi sao neutron. Hai sao có thể tăng tốc độ quay quanh lẫn nhau lên hàng nghìn vòng một giây, bị bóp méo để trở thành một hình cầu dẹt dù trọng lực to lớn của chúng (tạo nên các chỗ lồi xích đạo).

Sao xung

[sửa | sửa mã nguồn] Bài chi tiết: Sao xung

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 sao xung.

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 Con Cua, tạo ra những cuộc tranh cãi về việc giải thích sao neutron.

Sao từ

[sửa | sửa mã nguồn] Bài chi tiết: sao từ

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 thẻ tín dụng trên toàn thế giới 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.

Xem thêm

[sửa | sửa mã nguồn]

• Sao đặc
• Sao lùn trắng
• Siêu tân tinh
• Sao quark
• Neutron

Tham khảo

[sửa | sửa mã nguồn]

1. ^ Chadwick, James. "On the possible existence of a neutron". Nature. Quyển 129. tr. 312.
2. ^ Baade, Walter and Zwicky, Fritz. "Supernovae and Cosmic rays". Phys. Rev. Quyển 45.{{Chú thích tạp chí}}: Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
3. ^ "Calculating a Neutron Star's Density". Bản gốc lưu trữ ngày 24 tháng 2 năm 2006. Truy cập ngày 11 tháng 3 năm 2006.
4. ^ Tìm ra vật chất cứng hơn thép 10 tỷ lần-Minh Long (theo Newscientist)

Liên kết ngoài

[sửa | sửa mã nguồn] Wikimedia Commons có thêm hình ảnh và phương tiện về Sao neutron.

• Introduction to neutron stars
• Sao neutron tại Từ điển bách khoa Việt Nam
• Sao neutron tại Encyclopædia Britannica (bằng tiếng Anh)

Sách tham khảo

[sửa | sửa mã nguồn]

• Norman K. Glendenning, R. Kippenhahn, I. Appenzeller, G. Borner, M. Harwit (2000). Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics, and General Relativity (ấn bản thứ 2). Springer. ISBN 978-0387989778.{{Chú thích sách}}: Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)

Cơ sở dữ liệu tiêu đề chuẩn
Quốc tế	GND
Quốc gia	Hoa Kỳ Pháp BnF data Nhật Bản Cộng hòa Séc Israel
Khác	Yale LUX

x t s Sao
Hình thành	Bồi tụ Đám mây phân tử Bok globule Young stellar object Tiền sao Tiền dãy chính Herbig Ae/Be T Tauri FU Orionis Đối tượng Herbig–Haro Hayashi track Henyey track
Tiến hóa	Dãy chính Red-giant branch Horizontal branch Red clump Nhánh tiệm cận khổng lồ super-AGB Blue loop Tinh vân tiền hành tinh Tinh vân hành tinh PG1159 Dredge-up OH/IR Instability strip Luminous blue variable Blue straggler Quần thể sao Siêu tân tinh Superluminous supernova / Hypernova
Phân loạiquang phổ	Sớm Muộn Dãy chính O B A F G K M Lùn nâu WR OB Subdwarf O B Gần mức khổng lồ Khổng lồ Xanh Đỏ Vàng Khổng lồ sáng Siêu khổng lồ Xanh Đỏ Vàng Cực siêu khổng lồ Vàng Carbon S CN CH Lùn trắng Đặc biệt về mặt hóa học Am Ap/Bp HgMn Helium-weak Bari Heli cực đoan Lambda Boötis Lead Technetium Be Shell B(e)
Tàn dư	Đặc Lùn trắng Hành tinh heli Lùn đen Neutron Radio-quiet Xung Đôi X-ray Từ Lỗ đen sao X-ray binary Burster SGR
Giả thuyết	Lùn xanh Xanh lá cây Lùn đen Kỳ lạ Boson Electroweak Lạ Preon Planck Tối Dark-energy Quark Q Đen Gravastar Sao lỗ đen Thiên thể Thorne–Żytkow Sắt Blitzar Lỗ trắng Planck star
Tổng hợphạt nhân sao	Đốt cháy deuteri Đốt cháy lithi Phản ứng chuỗi proton-proton Chu trình CNO Helium flash Quá trình ba-alpha Quá trình alpha Đốt cháy carbon Đốt cháy neon Đốt cháy oxy Đốt cháy silic Quá trình s Quá trình r Fusor Tân tinh Symbiotic Tàn tích Luminous red nova
Cấu trúc	Core Vùng đối lưu Microturbulence Oscillations Vùng bức xạ Khí quyển Quang cầu Vết sao Chromosphere Vành nhật hoa Gió sao Bubble Bipolar outflow Đĩa bồi tụ Asteroseismology Helioseismology Circumstellar dust Circumstellar envelope Eddington luminosity Cơ chế Kelvin–Helmholtz
Đặc tính	Designation Dynamics Nhiệt độ hiệu dụng Độ sáng Kinematics Từ trường Cấp sao tuyệt đối Mass Độ kim loại Sự tự quay Ánh sao Biến quang Photometric system Chỉ mục màu Biểu đồ Hertzsprung-Russell Color–color diagram
Hệ sao	Đôi Contact Common envelope Eclipsing Symbiotic Phức hợp Quần tinh Mở Cầu Super Hệ hành tinh
Trái Đất làm trung tâmquan sát	Mặt Trời Solar radio emission Hệ Mặt Trời Ánh sáng Mặt Trời Sao Bắc cực Circumpolar Chòm sao Khoảnh sao Cấp sao Biểu kiến Extinction Photographic Vận tốc xuyên tâm Chuyển động riêng Parallax Photometric-standard
Danh sách	Proper names Arabic Chinese Extremes Nặng nhất Nhiệt độ cao nhất Lowest temperature Lớn nhất Smallest volume Sáng nhất Historical brightest Độ sáng tuyệt đối lớn nhất Gần nhất Nearest bright With exoplanets Brown dwarfs White dwarfs Milky Way novae Siêu tân tinh Candidates Remnants tinh vân hành tinh Timeline of stellar astronomy
Liên quan	Phó sao Sao lùn nâu Sub-brown dwarf Hành tinh Năm ngân hà Thiên hà Guest Tương tác hấp dẫn Intergalactic Planet-hosting stars Tidal disruption event
Sao Cổng thông tin Sao

x t s Sao neutron
Loại	Radio-quiet Sao xung
Sao xung đơn	Sao từ Soft gamma repeater Anomalous X-ray Rotating radio transient
Sao xung đôi	Đôi Sao xung phát tia X X-ray binary X-ray burster List Miligiây Be/X-ray Spin-up Sao xung Hulse–Taylor
Tính chất	Blitzar Fast radio burst Bondi accretion Giới hạn Chandrasekhar Chớp gamma Glitch Neutroni Neutron-star oscillation Optical Pulsar kick Quasi-periodic oscillation Relativistic Quá trình rp Starquake Timing noise Giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff Urca process
Liên quan	Gamma-ray burst progenitors Astroseismology Sao đặc Sao quark Sao lạ Sao kỳ lạ Siêu tân tinh Tàn tích siêu tân tinh Liên quan Hypernova Kilonova Neutron star merger Quark-nova Sao lùn trắng Liên quan Lỗ đen sao Liên quan Radio star Hành tinh sao xung Pulsar wind nebula Thiên thể Thorne–Żytkow
Khám phá	LGM-1 Centaurus X-3 Timeline of white dwarfs, neutron stars, and supernovae
Vệ tinhnghiên cứu	Rossi X-ray Timing Explorer Kính thiên văn vũ trụ tia gamma Fermi Compton Gamma Ray Observatory Chandra X-ray Observatory
Khác	X-ray pulsar-based navigation Tempo software program Astropulse The Magnificent Seven
Thể loại Hình ảnh

x t s Sao lùn trắng
Hình thành	Giới hạn Chandrasekhar Sao PG 1159 Tiến hóa sao Biểu đồ Hertzsprung-Russell Lớp sao biến đổi Mira
Vận mạng	Sao lùn đen Siêu tân tinh loại Ia Candidate Sao neutron Sao xung Sao từ Liên kết Lỗ đen sao Bản mẫu:Lỗ đen Sao đặc Sao quark Sao kỳ lạ Sao heli cực đoan Subdwarf B star Hành tinh heli
Trong hệ sao đôi	Tân tinh Tàn tích List Dwarf nova Symbiotic nova Sao biến đổi lớn AM CVn star Polar Intermediate polar X-ray binary Super soft X-ray source Sao xung đôi Sao xung phát tia X List Helium flash Phát nổ carbon
Đặc tính	Pulsating Urca process Vật chất suy biến Quasi-periodic oscillation
Liên quan	Tinh vân hành tinh Danh sách Robust associations of massive baryonic objects Luminosity function (astronomy)#White dwarf luminosity function Timeline of white dwarfs, neutron stars, and supernovae
Sao nổi bật	Van Maanen's star Sao Thiên Lang Procyon 40 Eridani B BPM 37093 HL Tau 76 RS Ophiuchi

x t s Siêu tân tinh
Các nhóm	Loại Ia (Iax) | Loại Ib và Ic | Loại II (IIP, IIL, IIn và IIb) | Siêu tân tinh siêu sáng | Giàu calci | Tổng hợp hạt nhân (Quá trình p | Quá trình r) | Neutrino
Liên quan	Gần Trái Đất | Giả siêu tân tinh | Hypernova | Kilonova | Siêu tân tinh quark | Pulsar kicks
Cấu trúc	Cặp bất ổn | Tổng hợp hạt | Quy trình P | Quy trình R | Chớp gamma | Phát nổ carbon
Tiền thân	Biến quang xanh | Sao WR | Siêu khổng lồ | (Xanh lam | Đỏ | Vàng) | Cực siêu khổng lồ | (Vàng) | Sao lùn trắng (Liên quan)
Tàn tích	Tàn tích | Sao neutron | (Sao xung | Sao từ | Liên quan) | Lỗ đen khối lượng sao (Liên quan) | Sao đặc | Siêu bong bóng | (Sao quark | Sao ngoại lai)
Phát hiện	Khách tinh | Lịch sử quan sát siêu tân tinh | Lịch sử nghiên cứu sao lùn trắng, sao neutron và siêu tân tinh
Danh sách	Danh sách | Tàn tích | Ứng cử viên | Sao nặng | Viễn tưởng
Đáng chú ý	Vòng Barnard | Cassiopeia A | SN 1054 (Tinh vân Con Cua) | SN Tycho | SN Kepler | SN 1987A | SN 185 | SN 1006 | SN 2003fg | Di tích SN G1.9+0.3 | SN 2007bi | SN 2014J | SN Refsdal | ASASSN-15lh | SN Vela |
Nghiên cứu	Dự án SCP | High-z | Texas | SNfactory | SNLS | Hệ thống cảnh báo siêu tân tinh sớm | Dự án khảo sát siêu tân tinh và tiểu hành tinh tại Monte Agliale | Vệ tinh thăm dò siêu tân tinh và sự gia tốc dãn nở của vũ trụ | Khảo sát siêu tân tinh ở dự án Sloan The SDSS Supernova Survey

x t s Lỗ đen
Loại	BTZ black hole Schwarzschild Quay Tích điện Ảo Kugelblitz Lỗ đen siêu khối lượng Lỗ đen nguyên thủy
Kích cỡ	Siêu nhỏ Tối đại Electron Sao Microquasar Khối lượng trung gian Siêu khối lượng Nhân thiên hà hoạt động Chuẩn tinh Blazar
Sự hình thành	Tiến hóa sao Suy sụp hấp dẫn Sao Neutron Liên kết liên quan Giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff Sao lùn trắng Liên kết liên quan Supernova Liên kết liên quan Hypernova Chớp tia gamma Lỗ đen đôi
Tính chất	Điểm kì dị hấp dẫn Ring singularity Định lý Chân trời sự kiện Mặt cầu photon Innermost stable circular orbit Vùng sản công Quá trình Penrose Quá trình Blandford–Znajek Đĩa bồi tụ Bức xạ Hawking Thấu kính hấp dẫn Bồi tụ Bondi Liên hệ M–sigma Dao động gần tuần hoàn Nhiệt động lực học Tham số Immirzi Bán kính Schwarzschild Spaghetti hóa
Các vấn đề	Black hole complementarity Nghịch lý thông tin Cosmic censorship ER = EPR Final parsec problem Firewall (physics) Holographic principle Định lý không có tóc
Các mêtric	Schwarzschild Derivation Kerr Reissner–Nordström Kerr–Newman Hayward
Giải pháp	Nonsingular black hole models Ngôi sao đen Sao tối Dark-energy star Gravastar Magnetospheric eternally collapsing object Sao Planck Sao Q Fuzzball
Tương tự	Optical black hole Sonic black hole
Danh sách	Lỗ đen Lớn nhất Gần nhất Quasar Microquasars
Mô hình	Điểm kì dị hấp dẫn Định lý kì dị Penrose–Hawking Lỗ đen nguyên thủy Gravastar Sao tối Sao năng lượng tối Sao đen Quả bóng rối Lỗ trắng Kì dị trần trụi Kì dị vòng Tham số Immirzi Mô hình màng Kugelblitz Lỗ sâu Thiên thể giả sao
Giả tưởng	Lỗ đen trong giả tưởng Star Trek (2009) Hố đen tử thần (2014)
Liên quan	Outline of black holes Sonic black hole Black Hole Initiative Black hole starship Sao đặc Sao kỳ lạ Sao quark Sao Preon Gamma-ray burst progenitors Thế hấp dẫn Hypercompact stellar system Membrane paradigm Điểm kỳ dị trần trụi Sao lỗ đen Sao tối Rossi X-ray Timing Explorer Timeline of black hole physics Lỗ trắng Lỗ sâu Các dấu mốc trong lịch sử nghiên cứu lỗ đen XMM - Newton Vệ tinh tia X Chandra Vệ tinh tia gamma Fermi NuStar Hệ sao tập trung trong một vùng rất nhỏ Tàu không gian lỗ đen
Thể loại Hình ảnh

x t s Thiên văn học sóng hấp dẫn
Sóng hấp dẫn Đài quan sát sóng hấp dẫn
Các thiết bị dò	Ăng tenkhối lượngcộng hưởng Đang hoạt động NAUTILUS (IGEC) AURIGA (IGEC) MiniGRAIL Mario Schenberg Ngừng hoạt động EXPLORER (IGEC) ALLEGRO (IGEC) NIOBE (IGEC) Stanford gravitational wave detector ALTAIR GEOGRAV AGATA Ăng ten cộng hưởng Weber Đề xuất TOBA Đề xuấttrong quá khứ GRAIL (giảm kích thước xuống MiniGRAIL) TIGA SFERA Graviton (giảm kích thước xuống Mario Schenberg) Giao thoa kếtrên mặt đất Đang hoạt động AIGO (ACIGA) CLIO Fermilab holometer GEO600 Advanced LIGO (Nhóm hợp tác khoa học LIGO) KAGRA Advanced Virgo (Đài quan sát sóng hấp dẫn châu Âu) Ngừng hoạt động TAMA 300 TAMA 20, later known as LISM TENKO-100 Giao thoa kế Caltech 40m Kế hoạch INDIGO (LIGO-Ấn Độ) Đề xuất Cosmic Explorer Kính thiên văn Einstein Đề xuấttrong quá khứ AIGO (LIGO-Australia) Giao thoa kếkhông gian Kế hoạch LISA Đề xuất Tàu quan sát Vụ Nổ Lớn DECIGO TianQin
Mảng định thời sao xung	EPTA IPTA NANOGrav PPTA
Phân tích dữ liệu	Einstein@Home PyCBC Zooniverse: Gravity Spy
Các quan sát	Các sự kiện Danh sách các quan sát Quan sát đầu tiên (GW150914) GW151012 GW151226 GW170104 GW170608 GW170729 GW170809 GW170814 GW170817 (sự kiện sao neutron sát nhập) GW170818 GW170823 GW190412 GW190521 (ánh sáng đầu tiên từ sự hợp nhất bh-bh) GW190814 (va chạm "khoảng cách khối lượng" lần đầu tiên) GW200105 (lỗ đen đầu tiên - sáp nhập sao neutron) Phương pháp Đo trực tiếp Giao thoa kế laser Thiết bị cộng hưởng khối lượng Đề xuất: Giao thoa kế nguyên tử Đo gián tiếp B-mode của CMB Mảng định thời sao xung Sao xung đôi
Lý thuyết	Thuyết tương đối rộng Các kiểm nghiệm thuyết tương đối rộng Các thuyết metric Graviton
Các hiệu ứng / tính chất	Phân cực Spin-flip Dịch chuyển đỏ Dịch chuyển xanh Lan truyền với tốc độ ánh sáng h strain Chirp signal (chirp mass) Mang năng lượng
Các loại / nguồn phát	Ngẫu nhiên Lạm phát vũ trụ-thăng giáng lượng tử Chuyển pha Hệ đôi chuyển động Lỗ đen siêu khối lượng Lỗ đen sao Sao neutron Liên tục Sao neutron quay Chớp Siêu tân tinh hoặc từ những nguồn chưa biết Giả thuyết Dây vũ trụ và chạm và những nguồn chưa biết

Cổng thông tin:

• Vật lý
• Thiên văn