MỘT VỤ VA CHẠM SAO NEUTRON ĐƯỢC CHUẨN BỊ SUỐT 12 TỶ NĂM

Năm 2017, các máy dò LIGO và Virgo đã bắt được sóng hấp dẫn của hai sao neutron xoắn ốc vào nhau: GW170817. Sau đó, các kính thiên văn đã nhìn thấy chính vụ nổ, một chớp tia gamma và một kilonova rực sáng, trong thiên hà NGC 4993. Từ đó đến nay đã phát hiện thêm một vụ sáp nhập sao neutron thứ hai, GW190425, nhưng vị trí của nó được xác định kém và không tìm thấy ánh sáng nào. Vì thế, GW170817 vẫn là sự kiện sóng hấp dẫn duy nhất từng được gắn với một thiên hà.

Thiên hà đó là một manh mối. Ryan Foley, thuộc Đại học California, Santa Cruz, đã dùng nó để đặt câu hỏi những cặp sao như vậy chờ bao lâu trước khi sáp nhập — và tìm ra một câu trả lời không khớp với bức tranh thông thường.

Thời gian chờ

Các nhà thiên văn gọi nó là thời gian trễ (delay time): khoảng thời gian từ khi các ngôi sao ra đời đến khi sáp nhập. Khi hai sao neutron đã hình thành, chúng chậm rãi mất năng lượng quỹ đạo dưới dạng sóng hấp dẫn. Thời gian cần thiết cho quá trình này tăng theo lũy thừa bậc bốn của khoảng cách giữa chúng, nên những cặp sinh ra gần nhau sáp nhập nhanh còn những cặp sinh ra xa nhau sáp nhập muộn.

Với một khoảng rộng các khoảng cách ban đầu hợp lý, điều này cho ra một quy tắc đơn giản: số vụ sáp nhập trên mỗi đơn vị thời gian trễ giảm theo 1 chia cho thời gian trễ. Thêm vào một thời gian trễ tối thiểu khoảng 10 triệu năm, ta được phân bố chuẩn tắc (canonical). Thông điệp của nó: phần lớn các cặp sáp nhập ngay sau khi các ngôi sao của chúng ra đời, và rất ít cặp phải chờ hàng tỷ năm.

Xác định tuổi NGC 4993

NGC 4993 là một thiên hà “loại sớm” (early-type), thuộc lớp mà các nhà thiên văn ký hiệu là S0. Không có cụm sao nào và không có vùng hình thành sao nào nằm gần điểm mà kilonova đã tỏa sáng, nên rất có thể cặp sao đã hình thành từ lâu trước vụ sáp nhập, ở một nơi khác trong thiên hà. Vì vậy, Foley đã mô hình hóa các ngôi sao của toàn bộ thiên hà, kết hợp các phép đo ở 14 màu từ tử ngoại đến hồng ngoại với một quang phổ từ thiết bị MUSE trên Kính Thiên văn Rất Lớn (Very Large Telescope).

Phép khớp chia lịch sử của thiên hà thành 20 khoảng thời gian và để mỗi khoảng tự do hình thành sao. Kết quả rất rõ ràng. Tuổi trung bình của các ngôi sao trong thiên hà là 12,4 tỷ năm (từ 11,7 đến 12,9, ở độ tin cậy 90%). Sự hình thành sao đạt đỉnh vào khoảng 12,5 đến 13 tỷ năm trước, với 54 khối lượng Mặt Trời sao mới mỗi năm, và đã duy trì dưới một khối lượng Mặt Trời mỗi năm trong 9 tỷ năm qua. Khoảng 96% khối lượng của thiên hà đã hình thành từ 10,2 tỷ năm trước. Các lớp vỏ bao quanh thiên hà cho thấy một vụ sáp nhập nhỏ cách đây khoảng một tỷ năm, nhưng quang phổ không cho thấy dấu hiệu nào của những ngôi sao trẻ mà vụ sáp nhập đó có thể đã tạo ra.

Vì vậy, nhiều khả năng GW170817 có thời gian trễ vào khoảng 12 tỷ năm.

Cơ hội 1,8%

Sau đó, Foley kết hợp tuổi này với lịch sử hình thành sao của vũ trụ, tốc độ sáp nhập được đo bởi hợp tác LIGO-Virgo-KAGRA và hai vụ sáp nhập đã được phát hiện.

Theo phân bố chuẩn tắc, cứ mỗi vụ sáp nhập được thấy ngày nay có thời gian trễ 10 tỷ năm, sẽ có khoảng 2 vụ với thời gian trễ 1 tỷ năm và 16 vụ với thời gian trễ 100 triệu năm (với cùng một khoảng thời gian trễ). Xác suất để một vụ sáp nhập được phát hiện già như GW170817 chỉ là 1,8%. Lý do rất đơn giản: NGC 4993 đã hình thành một nửa số sao của nó từ hơn 12,6 tỷ năm trước, trong khi toàn bộ vũ trụ khi đó mới chỉ hình thành 1,1% số sao của mình.

Trung bình, các nhà thiên văn sẽ cần thêm 55 lần phát hiện nữa trước khi có thể kỳ vọng gặp một vụ như vậy. Thế nhưng chính vụ sáp nhập đầu tiên từng được định vị lại hóa ra là trường hợp hiếm hoi đó.

Dữ liệu nghiêng về đâu

Khi để thời gian trễ tối thiểu tự do, dữ liệu nghiêng về một thời gian trễ rất dài. Một phân bố trong đó không cặp nào sáp nhập trước 12,6 tỷ năm được ưu tiên hơn phân bố chuẩn tắc với hệ số từ 40 đến 140, tùy theo cách đưa tốc độ sáp nhập vào tính toán, và hơn các phân bố suy ra từ các chớp tia gamma ngắn và từ các sao neutron đôi trong Dải Ngân hà với hệ số từ 80 đến 280. Trong một cách xử lý, thời gian trễ tối thiểu vượt quá 7,5 tỷ năm ở độ tin cậy 90%.

Ba lối thoát

Để bức tranh chuẩn tắc đứng vững, các vụ sáp nhập có thời gian trễ ngắn phải đang “mất tích”. Foley liệt kê ba cách giải thích.

Các cặp sao có thể sinh ra cách nhau xa hơn nhiều so với giả định. Một thời gian trễ tối thiểu 10 tỷ năm có nghĩa là không có cặp sao neutron 1,5 khối lượng Mặt Trời nào khởi đầu ở khoảng cách gần hơn 0,021 đơn vị thiên văn. Foley cho rằng điều này khó xảy ra: nó sẽ mâu thuẫn với các sao neutron đôi đã biết và với các sao đôi khối lượng lớn.
Các máy dò có thể đã bỏ sót nhiều vụ sáp nhập. Foley cho rằng điều đó cực kỳ khó xảy ra.
Một cách hình thành cặp sao khác, với thời gian trễ dài, có thể ngang ngửa hoặc lấn át cách thông thường.

Foley nghiêng về khả năng thứ ba. Ứng viên triển vọng nhất là các cụm sao dày đặc, nơi các cặp sao có thể hình thành qua những cuộc chạm trán hấp dẫn giữa các ngôi sao, với thời gian trễ gần bằng tuổi của vũ trụ. Trong khoảng 24 sao neutron đôi đã biết trong Dải Ngân hà, một sao đã được xác nhận và ba sao chưa được xác nhận nằm trong các cụm sao cầu, một loại cụm sao dày đặc. Nhưng không có cụm sao nào được thấy tại vị trí của GW170817, và lý thuyết gần đây dự đoán quá ít vụ sáp nhập trong cụm sao: tốc độ sẽ phải cao hơn dự kiến.

Những gợn sóng vượt ra ngoài một sự kiện

Nếu các vụ sáp nhập chờ lâu đến vậy, chúng xuất hiện quá muộn để làm giàu cho Thiên hà non trẻ bằng các nguyên tố “quá trình r” (r-process) mà chúng tạo ra, như europi. Và những cuộc tìm kiếm ánh sáng của các vụ sáp nhập mới bằng cách ưu tiên các thiên hà đang hình thành sao có thể đang không nhắm vào những thiên hà hứa hẹn nhất. Với thời gian trễ tối thiểu 10 tỷ năm, không vụ sáp nhập nào như vậy có thể xảy ra trước khi vũ trụ được 10 tỷ năm tuổi, nên các máy dò tương lai sẽ thấy ít vụ như thế hơn nhiều ở những khoảng cách rất xa.

Tất cả những điều này dựa trên hai sự kiện, chỉ một trong số đó được định vị. Foley kỳ vọng nhiều lần phát hiện hơn sẽ làm bức tranh rõ nét hơn, và nghi ngờ rằng phân bố thực sự không đơn giản như một luật lũy thừa duy nhất với một thời gian trễ tối thiểu.