Siêu tân tinh được phát hiện rất lâu trước khi các nhà thiên văn nhận ra rằng những sự kiện thảm họa ngoạn mục này đánh dấu cái chết của các ngôi sao (xem phần Siêu tân tinh trong Lịch sử). Từ nova có nghĩa là "mới" trong tiếng Latinh; trước thời đại kính thiên văn, khi một ngôi sao quá mờ không thể nhìn thấy bằng mắt thường đột nhiên bùng lên trong một vụ nổ rực rỡ, các nhà quan sát kết luận đó phải là một ngôi sao hoàn toàn mới. Các nhà thiên văn học thế kỷ 20 đã phân loại lại các vụ nổ có độ sáng lớn nhất là siêu tân tinh.

Từ những ghi chép lịch sử về những vụ nổ như vậy, từ những nghiên cứu về tàn tích của siêu tân tinh trong Thiên hà của chúng ta, và từ những phân tích về siêu tân tinh trong các thiên hà khác, chúng tôi ước tính rằng trung bình cứ 25 đến 100 năm lại có một vụ nổ siêu tân tinh xảy ra ở đâu đó trong Dải Ngân hà. Tuy nhiên, thật không may, không một vụ nổ siêu tân tinh nào có thể quan sát được trong Thiên hà của chúng ta kể từ khi kính thiên văn được phát minh. Hoặc là chúng ta đã không may mắn một cách đặc biệt hoặc nhiều khả năng là các vụ nổ gần đây đã xảy ra ở các phần của Thiên hà nơi bụi giữa các vì sao chặn ánh sáng tiếp cận chúng ta.

THÔNG TIN KẾT NỐI

Siêu tân tinh trong lịch sử

Mặc dù nhiều vụ nổ siêu tân tinh trong Thiên hà của chúng ta đã không được chú ý, nhưng một số vụ nổ ngoạn mục đến mức chúng đã được các nhà quan sát bầu trời và các nhà sử học vào thời điểm đó ghi lại và ghi lại rõ ràng. Chúng ta có thể sử dụng những ghi chép này, quay ngược lại hai thiên niên kỷ, để giúp chúng ta xác định chính xác vị trí của các ngôi sao đang nổ và do đó tìm kiếm tàn tích của chúng ngày nay.

Siêu tân tinh ấn tượng nhất được quan sát vào năm 1006. Nó xuất hiện vào tháng 5 như một điểm sáng rực rỡ có thể nhìn thấy vào ban ngày, có lẽ sáng hơn hành tinh Venus 100 lần. Nó đủ sáng để tạo đổ bóng xuống mặt đất trong đêm và được giới quan sát khắp châu Âu và châu Á ghi lại bằng sự kinh ngạc và sợ hãi. Không ai đã từng thấy bất cứ điều gì giống như nó trước đây; Các nhà thiên văn Trung Quốc, lưu ý rằng đó chỉ là một cảnh tượng tạm thời, họ gọi nó là một “ngôi sao khách”.

Các nhà thiên văn học David Clark và Richard Stephenson đã lùng sục hồ sơ từ khắp nơi trên thế giới để tìm ra hơn 20 báo cáo về siêu tân tinh 1006 (SN 1006) (Hình 23.9). Điều này cho phép họ xác định một cách chính xác nơi xảy ra vụ nổ trên bầu trời. Họ đặt nó trong chòm sao Lupus hiện đại; tại vị trí gần như họ đã xác định, chúng tôi tìm thấy tàn tích của siêu tân tinh, hiện khá mờ nhạt. Theo cách mà các sợi tơ của nó đang nở ra, nó thực sự có tuổi đời khoảng 1000 năm.

Hình 23.9 Tàn dư của Siêu tân tinh 1006. Hình ảnh tổng hợp SN 1006 này từ Đài quan sát Chandra X-Ray cho thấy tia X đến từ tàn dư có màu xanh lam, ánh sáng nhìn thấy có màu trắng-vàng và phát xạ vô tuyến có màu đỏ. (tín dụng: sửa đổi công việc của NASA, ESA, Zolt Levay (STScI))

Một ngôi sao khách khác, hiện được gọi là SN 1054, đã được ghi lại rõ ràng trong hồ sơ của Trung Quốc vào tháng 7 năm 1054. Tàn tích của ngôi sao đó là một trong những vật thể nổi tiếng nhất và được nghiên cứu tốt nhất trên bầu trời, được gọi là Tinh vân Con cua (Hình 23.14). Nó là một vật thể phức tạp kỳ diệu, là chìa khóa để tìm hiểu cái chết của các ngôi sao lớn. Khi vụ nổ lần đầu tiên được nhìn thấy, chúng tôi ước tính rằng nó sáng ngang với hành tinh Sao Mộc: không chói lọi như sự kiện năm 1006 nhưng vẫn khá ấn tượng đối với bất kỳ ai theo dõi các vật thể trên bầu trời. Một siêu tân tinh khác mờ hơn đã được nhìn thấy vào năm 1181.

Siêu tân tinh tiếp theo xuất hiện vào tháng 11 năm 1572 và sáng hơn hành tinh Sao Kim, nhanh chóng được một số nhà quan sát phát hiện, bao gồm cả nhà quan sát trẻ Tycho Brahe (xem chương Quỹ đạo và Lực hấp dẫn). Các phép đo cẩn thận của ông về ngôi sao trong hơn một năm rưỡi cho thấy nó không phải là một sao chổi hay một thứ gì đó trong bầu khí quyển của Trái đất vì nó không di chuyển so với các ngôi sao. Ông đã suy luận một cách chính xác rằng đó phải là một hiện tượng thuộc lĩnh vực của các vì sao, không phải của hệ mặt trời. Tàn dư của Siêu tân tinh Tycho (như bây giờ được gọi) vẫn có thể được phát hiện trong nhiều dải khác nhau của phổ điện từ.

Không chịu thua kém, Johannes Kepler, người thừa kế khoa học của Tycho Brahe, đã tìm thấy siêu tân tinh của riêng mình vào năm 1604, hiện được gọi là Siêu tân tinh Kepler (Hình 23.8). Mờ hơn Tycho’s, tuy nhiên nó vẫn có thể nhìn thấy được trong khoảng một năm. Kepler đã viết một cuốn sách về những quan sát của mình, được nhiều người quan tâm đến thiên đàng, bao gồm cả Galileo, đọc.

Không có siêu tân tinh nào được phát hiện trong Thiên hà của chúng ta trong 300 năm qua. Vì vụ nổ của một siêu tân tinh có thể nhìn thấy là một sự kiện ngẫu nhiên, không có cách nào để nói khi nào cái tiếp theo có thể xảy ra. Trên khắp thế giới, hàng chục nhà thiên văn nghiệp dư và chuyên nghiệp luôn theo dõi sắc nét những ngôi sao “mới” xuất hiện qua đêm, với hy vọng trở thành người đầu tiên phát hiện ra ngôi sao khách tiếp theo trên bầu trời của chúng ta và tạo nên một chút lịch sử cho chính mình.

Ở độ sáng tối đa của chúng, các siêu tân tinh phát sáng nhất có độ sáng gấp khoảng 10 tỷ lần Mặt trời. Trong một thời gian ngắn, một siêu tân tinh có thể sáng hơn toàn bộ thiên hà mà nó xuất hiện. Sau độ sáng tối đa, ánh sáng của ngôi sao mờ dần và biến mất khỏi tầm nhìn của kính thiên văn trong vòng vài tháng hoặc vài năm. Vào thời điểm chúng bùng phát, siêu tân tinh phóng ra vật chất với vận tốc điển hình là 10.000 km / giây (và tốc độ gấp đôi tốc độ đã được quan sát thấy). Tốc độ 20.000 km / giây tương ứng với khoảng 45 triệu dặm / giờ, thực sự là một dấu hiệu của bạo lực vũ trụ lớn.

Siêu tân tinh được phân loại theo sự xuất hiện của quang phổ của chúng, nhưng trong chương này, chúng ta sẽ tập trung vào hai nguyên nhân chính gây ra siêu tân tinh. Siêu tân tinh loại Ia bị khởi động khi có nhiều vật chất được đổ lên sao lùn trắng đang thoái hóa (Hình 23.10); những siêu tân tinh này sẽ được thảo luận ở phần sau của chương này. Hiện tại, chúng ta sẽ tiếp tục câu chuyện về cái chết của các ngôi sao lớn và tập trung vào siêu tân tinh loại II, được tạo ra khi lõi của một ngôi sao lớn sụp đổ.

Hình 23.10 Siêu tân tinh 2014J. Hình ảnh siêu tân tinh 2014J này, nằm trong Messier 82 (M82), còn được gọi là thiên hà Cigar, được chụp bởi Kính viễn vọng Không gian Hubble và được đặt chồng lên hình ảnh khảm của thiên hà cũng được chụp bằng Hubble. Sự kiện siêu tân tinh được biểu thị bằng hộp và hình bên. Vụ nổ này được tạo ra bởi một siêu tân tinh loại Ia, theo lý thuyết là nó được kích hoạt trong hệ nhị phân bao gồm một sao lùn trắng và một ngôi sao khác — và có thể là một sao lùn trắng thứ hai, một ngôi sao giống như Mặt Trời của chúng ta hoặc một ngôi sao khổng lồ. Loại siêu tân tinh này sẽ được thảo luận ở phần sau của chương này. Ở khoảng cách khoảng 11,5 triệu năm ánh sáng từ Trái đất, đây là siêu tân tinh gần nhất thuộc loại Ia được phát hiện trong vài thập kỷ qua. Trong ảnh, bạn có thể thấy những chùm hyđrô màu đỏ đến từ vùng trung tâm của thiên hà, nơi có một số lượng đáng kể các ngôi sao trẻ đang được sinh ra. (tín dụng: sửa đổi công việc của NASA, ESA, A. Goobar (Đại học Stockholm) và Nhóm Di sản Hubble (STScI / AURA))

Siêu tân tinh 1987A

Thông tin chi tiết nhất của chúng tôi về những gì xảy ra khi siêu tân tinh loại II xuất hiện đến từ một sự kiện được quan sát vào năm 1987. Trước bình minh ngày 24 tháng 2, Ian Shelton, một nhà thiên văn học người Canada làm việc tại một đài quan sát ở Chile, đã lấy một tấm ảnh từ nhà phát triển. Hai đêm trước đó, anh ấy đã bắt đầu khảo sát Đám mây Magellan Lớn, một thiên hà nhỏ là một trong những hàng xóm gần nhất của Ngân Hà trong không gian. Nơi ông mong đợi chỉ nhìn thấy những vì sao mờ nhạt, ông đã nhìn thấy một điểm sáng lớn. Lo ngại rằng bức ảnh của mình bị sai sót, Shelton đã đi ra ngoài để xem Đám mây Magellan Lớn. . . và thấy rằng một vật thể mới đã thực sự xuất hiện trên bầu trời (xem Hình 23.11). Anh ấy sớm nhận ra rằng anh ấy đã phát hiện ra một siêu tân tinh, một siêu tân tinh có thể nhìn thấy bằng mắt thường mặc dù nó cách chúng ta khoảng 160.000 năm ánh sáng.

Hình 23.11 Hình ảnh của Kính viễn vọng Không gian Hubble về SN 1987A. Tàn dư siêu tân tinh với các vòng vật chất màu đỏ bên trong và bên ngoài của nó nằm trong Đám mây Magellan Lớn. Hình ảnh này là tổng hợp của một số hình ảnh được chụp vào năm 1994, 1996 và 1997 — khoảng một thập kỷ sau khi siêu tân tinh 1987A lần đầu tiên được quan sát thấy. (tín dụng: sửa đổi công việc của Nhóm Di sản Hubble (AURA / STScI / NASA / ESA))

Hiện nay được gọi tên là SN 1987A, vì nó là siêu tân tinh đầu tiên được phát hiện vào năm 1987, vị khách rực rỡ mới xuất hiện trên bầu trời phía nam này đã mang lại cho các nhà thiên văn cơ hội đầu tiên để nghiên cứu cái chết của một ngôi sao tương đối gần bằng các thiết bị hiện đại. Đây cũng là lần đầu tiên các nhà thiên văn quan sát một ngôi sao trước khi nó trở thành siêu tân tinh. Ngôi sao nổ tung đã được đưa vào các cuộc khảo sát trước đó về Đám mây Magellan Lớn, và kết quả là chúng ta biết ngôi sao này là một sao siêu khổng lồ xanh ngay trước khi vụ nổ xảy ra.

Bằng cách kết hợp lý thuyết và các quan sát ở nhiều bước sóng khác nhau, các nhà thiên văn học đã dựng lại câu chuyện cuộc đời của ngôi sao SN 1987A. Được hình thành cách đây khoảng 10 triệu năm, ban đầu nó có khối lượng khoảng 20 MSun. Trong 90% vòng đời của nó, nó sống lặng lẽ trên dãy chính, chuyển đổi hydro thành heli. Vào thời điểm này, độ sáng của nó gấp khoảng 60.000 lần so với Mặt Trời (LSun), và loại quang phổ của nó là O. Khi hydro ở trung tâm ngôi sao cạn kiệt, lõi co lại và cuối cùng trở nên đủ nóng để nung chảy heli. Vào thời điểm này, ngôi sao là một sao siêu khổng lồ đỏ, phát ra năng lượng gấp khoảng 100.000 lần so với Mặt Trời. Trong giai đoạn này, ngôi sao bị mất một phần khối lượng.

Vật liệu bị mất này thực sự đã được phát hiện bởi các quan sát bằng Kính viễn vọng Không gian Hubble (Hình 23.12). Khí được đẩy ra ngoài không gian bởi vụ nổ siêu tân tinh sau đó hiện đang va chạm với vật chất mà ngôi sao để lại khi nó còn là một sao khổng lồ đỏ. Khi cả hai va chạm, chúng ta thấy một vòng sáng.

Hình 23.12 Vòng tròn quanh Siêu tân tinh 1987A. Hai hình ảnh này cho thấy một vòng khí do một ngôi sao khổng lồ đỏ đẩy ra khoảng 30.000 năm trước khi ngôi sao này phát nổ và được quan sát, Siêu tân tinh 1987A. Siêu tân tinh, đã được làm mờ nhân tạo, nằm ở trung tâm của vòng. Hình ảnh bên trái được chụp vào năm 1997 và hình ảnh bên phải vào năm 2003. Lưu ý rằng số lượng điểm sáng đã tăng từ 1 lên hơn 15 trong khoảng thời gian này. Những điểm này xảy ra khi khí tốc độ cao do siêu tân tinh phóng ra và di chuyển với tốc độ hàng triệu dặm một giờ đã chạm tới vành đai và thổi vào nó. Sự va chạm đã làm nóng khí trong vòng và làm cho nó phát sáng hơn. Thực tế là chúng ta nhìn thấy các điểm riêng lẻ cho thấy rằng vật chất do siêu tân tinh phóng ra trước tiên đang va vào các cột khí hẹp, phóng vào trong trong vòng đông tụ. Các điểm nóng là những dấu hiệu đầu tiên cho thấy sự va chạm mạnh mẽ và dữ dội giữa vật liệu mới và cũ sẽ tiếp tục trong vài năm tới. Bằng cách nghiên cứu những điểm sáng này, các nhà thiên văn có thể xác định thành phần của vòng và từ đó tìm hiểu về các quá trình hạt nhân tạo nên các nguyên tố nặng bên trong các ngôi sao lớn. (tín dụng: sửa đổi công việc của NASA, P. Challis, R. Kirshner (Trung tâm Vật lý Thiên văn Harvard-Smithsonian) và B. Sugerman (STScI))

Phản ứng tổng hợp Heli chỉ kéo dài khoảng 1 triệu năm. Khi hết heli ở tâm của ngôi sao, lõi lại co lại, bán kính bề mặt cũng giảm, và ngôi sao trở thành một siêu khổng lồ màu xanh lam với độ sáng vẫn còn khoảng 100.000 LSun. Đây là những gì nó vẫn trông giống như bên ngoài khi nó đạt đến cuộc khủng hoảng sắt mà chúng ta đã thảo luận trước đó và phát nổ sau một thời gian ngắn tiếp tục hợp nhất.

Một số giai đoạn tiến hóa chính của ngôi sao SN 1987A, bao gồm cả những giai đoạn sau khi cạn kiệt heli, được liệt kê trong Bảng 23.2. Mặc dù chúng tôi không mong bạn nhớ những con số này, hãy lưu ý các mô hình trong bảng: mỗi giai đoạn tiến hóa xảy ra nhanh hơn giai đoạn trước, nhiệt độ và áp suất trong lõi tăng lên và các nguyên tố nặng dần là nguồn năng lượng nhiệt hạch . Khi sắt được tạo ra, sự sụp đổ bắt đầu. Đó là một sự sụp đổ thảm khốc, chỉ kéo dài vài phần mười giây; Tốc độ truyền âm trong phần ngoài của lõi sắt đạt 70.000 km / giây, bằng khoảng 1/4 tốc độ ánh sáng.

Bảng 23.2 Sự tiến hóa của ngôi sao đã phát nổ với tên gọi SN 1987A

Trong khi đó, khi lõi đang trải qua thảm họa cuối cùng của nó, các lớp vỏ bên ngoài gồm neon, oxy, carbon, helium và hydro trong ngôi sao vẫn chưa biết về sự sụp đổ. Thông tin về chuyển động vật lý của các lớp khác nhau truyền qua một ngôi sao với tốc độ âm thanh và không thể chạm tới bề mặt trong vài phần mười giây cần thiết cho sự sụp đổ lõi xảy ra. Do đó, các lớp bề mặt của ngôi sao của chúng ta lơ lửng trong một thời gian ngắn, giống như một nhân vật hoạt hình lao ra khỏi rìa của một vách đá và treo lơ lửng trong không gian trong giây lát trước khi nhận ra rằng mình không còn bị giữ bởi bất cứ thứ gì nữa.

Sự sụp đổ của lõi tiếp tục cho đến khi mật độ của hạt nhân nguyên tử tăng lên gấp vài lần. Sự kháng cự sụp đổ tiếp tục sau đó trở nên lớn đến mức lõi được phục hồi. Vật liệu rơi vào "bức tường gạch" của lõi phục hồi và bị văng ra ngoài với một làn sóng xung kích lớn. Neutrino đổ ra khỏi lõi, giúp sóng xung kích thổi bay ngôi sao. Cú sốc chạm đến bề mặt của ngôi sao vài giờ sau đó, và ngôi sao bắt đầu sáng lên thành siêu tân tinh mà Ian Shelton quan sát được vào năm 1987.

Tổng hợp các nguyên tố nặng

Các biến thể về độ sáng của SN 1987A trong những ngày và tháng sau khi phát hiện ra nó, được thể hiện trong Hình 23.13, đã giúp xác nhận ý tưởng của chúng tôi về sản xuất nguyên tố nặng. Trong một ngày, ngôi sao tăng độ sáng lên khoảng 1000 và có thể nhìn thấy mà không cần kính thiên văn. Sau đó, ngôi sao tiếp tục tăng độ sáng từ từ cho đến khi nó có độ sáng biểu kiến ngang bằng với các ngôi sao trong nhóm Gàu sòng bé. Cho đến khoảng ngày thứ 40 sau vụ nổ, năng lượng được bức xạ đi là được tạo ra bởi chính vụ nổ. Nhưng sau đó SN 1987A không tiếp tục biến mất, như chúng ta kỳ vọng ánh sáng từ vụ nổ. Thay vào đó, SN 1987A vẫn sáng khi năng lượng từ các nguyên tố phóng xạ mới được tạo ra phát huy tác dụng.

Hình 23.13 Sự thay đổi độ sáng của SN 1987A theo thời gian. Lưu ý tốc độ suy giảm của ánh sáng siêu tân tinh chậm lại như thế nào trong khoảng thời gian từ ngày 40 đến ngày 500. Trong thời gian này, độ sáng chủ yếu là do năng lượng phát ra từ các nguyên tố phóng xạ mới hình thành (và đang phân hủy nhanh). Hãy nhớ rằng độ lớn là một thước đo ngược của độ sáng: độ lớn càng lớn thì vật thể trông càng mờ.

Một trong những nguyên tố được hình thành trong một vụ nổ siêu tân tinh là niken phóng xạ, với khối lượng nguyên tử là 56 (nghĩa là tổng số proton cộng với neutron trong hạt nhân của nó là 56). Nickel-56 không ổn định và thay đổi một cách tự nhiên (với chu kỳ bán rã khoảng 6 ngày) thành coban-56. (Nhớ lại rằng chu kỳ bán rã là thời gian để một nửa số hạt nhân trong mẫu trải qua quá trình phân rã phóng xạ.) Coban-56 lần lượt phân rã với chu kỳ bán rã khoảng 77 ngày thành sắt-56, chất này ổn định. Các tia gamma đầy năng lượng được phát ra khi các hạt nhân phóng xạ này phân rã. Những tia gamma đó sau đó đóng vai trò như một nguồn năng lượng mới cho các lớp đang giãn nở của siêu tân tinh. Các tia gamma bị hấp thụ trong lớp khí bên trên và phát ra lại ở bước sóng nhìn thấy được, giữ cho phần còn lại của ngôi sao sáng.

Như bạn có thể thấy trong Hình 23.13, các nhà thiên văn đã quan sát thấy sự sáng lên do các hạt nhân phóng xạ trong vài tháng đầu tiên sau vụ nổ siêu tân tinh và sau đó chứng kiến ​​ánh sáng phụ biến mất khi ngày càng nhiều hạt nhân phóng xạ phân rã thành sắt ổn định. Sự đốt nóng bằng tia gamma là nguyên nhân gây ra hầu như tất cả các bức xạ được phát hiện từ SN 1987A sau ngày 40. Một số tia gamma cũng thoát ra trực tiếp mà không bị hấp thụ. Chúng được phát hiện bởi kính thiên văn quay quanh Trái đất ở bước sóng dự kiến ​​cho sự phân rã của niken và coban phóng xạ, xác nhận rõ ràng sự hiểu biết của chúng ta rằng các nguyên tố mới thực sự được hình thành trong lò nung của siêu tân tinh.

Neutrino từ SN 1987A

Nếu có bất kỳ người quan sát nào trong Đám mây Magellan Lớn khoảng 160.000 năm trước, vụ nổ mà chúng ta gọi là SN 1987A sẽ là một cảnh tượng rực rỡ trên bầu trời của họ. Tuy nhiên, chúng ta biết rằng ít hơn 1/10 của 1% năng lượng của vụ nổ xuất hiện dưới dạng ánh sáng nhìn thấy. Khoảng 1% năng lượng là để phá hủy ngôi sao, và phần còn lại được mang đi bởi neutrino. Năng lượng tổng thể trong các hạt neutrino này thực sự đáng kinh ngạc. Trong giây đầu tiên của sự kiện, như chúng ta đã lưu ý trước đó trong cuộc thảo luận chung về siêu tân tinh, tổng độ sáng của chúng vượt quá độ sáng của tất cả các ngôi sao trong hơn một tỷ thiên hà. Và siêu tân tinh đã tạo ra năng lượng này trong một khối lượng có đường kính nhỏ hơn 50 km! Siêu tân tinh là một trong những sự kiện bạo lực nhất trong vũ trụ, và ánh sáng của chúng hóa ra chỉ là phần nổi của tảng băng trong việc tiết lộ bao nhiêu năng lượng mà chúng tạo ra.

Năm 1987, neutrino từ SN 1987A được phát hiện bằng hai thiết bị — có thể được gọi là “kính thiên văn neutrino” — gần như là một ngày trước các quan sát của Shelton. (Điều này là do các neutrino thoát ra khỏi ngôi sao đang nổ dễ dàng hơn ánh sáng, và cũng bởi vì bạn không cần phải đợi đến khi màn đêm buông xuống để có thể nhìn thấy chúng.) Cả hai kính thiên văn neutrino, một trong một mỏ sâu ở Nhật Bản và một nằm dưới Hồ Erie, bao gồm vài nghìn tấn nước tinh khiết được bao quanh bởi hàng trăm thiết bị dò nhạy sáng. Các hạt neutrino tới tương tác với nước để tạo ra positron và electron, chúng di chuyển nhanh trong nước và phát ra ánh sáng xanh đậm.

Tổng cộng, 19 neutrino đã được phát hiện. Vì kính thiên văn neutrino ở Bắc bán cầu và siêu tân tinh xảy ra ở Nam bán cầu, các neutrino được phát hiện đã đi qua Trái đất và đang trên đường trở ra ngoài không gian khi chúng bị “bắt”.

Chỉ một số neutrino được phát hiện vì xác suất chúng sẽ tương tác với vật chất thông thường là rất, rất thấp. Người ta ước tính rằng siêu tân tinh thực sự đã giải phóng 1058 hạt neutrino. Một phần nhỏ trong số này, khoảng 30 tỷ, cuối cùng đã đi qua mỗi cm vuông bề mặt Trái đất. Khoảng một triệu người đã thực sự trải qua một tương tác neutrino trong cơ thể họ do kết quả của siêu tân tinh. Sự tương tác này chỉ xảy ra với một hạt nhân duy nhất trong mỗi người và do đó hoàn toàn không có tác dụng sinh học; nó hoàn toàn không được mọi người quan tâm chú ý.

Vì các neutrino đến trực tiếp từ tâm của siêu tân tinh, năng lượng của chúng cung cấp một thước đo nhiệt độ của lõi khi ngôi sao đang nổ. Nhiệt độ trung tâm là khoảng 200 tỷ K, một con số đáng kinh ngạc mà không một chất liệu tương tự nào trên Trái Đất có thể mang lại nhiều ý nghĩa. Với kính thiên văn neutrino, chúng ta đang nhìn vào khoảnh khắc cuối cùng trong câu chuyện cuộc đời của các ngôi sao lớn và quan sát các điều kiện vượt quá mọi kinh nghiệm của con người. Tuy nhiên, chúng ta cũng đang nhìn thấy những gợi ý không thể nhầm lẫn về nguồn gốc của chính chúng ta.

(Còn tiếp...)

Tham khảo

1. Astronomy 1st edition, Senior Contributing Authors: A. Franknoi, D. Morrison, S. Wolff ©2017 Rice University,  Textbook content produced by OpenStax is licensed under a Creative Commons Attribution 4.0 International License. (Access for free at https://openstax.org/details/books/astronomy

• MỤC LỤC - Thiên văn học