MỘT VỤ VA CHẠM SAO NEUTRON NGAY TRONG THIÊN HÀ CỦA CHÚNG TA?

Khi hai sao neutron hợp nhất, cú va chạm phóng ra vật chất giàu neutron, thứ tạo nên các nguyên tố nặng hơn sắt qua quá trình bắt neutron nhanh, gọi là quá trình r. Chớp sáng theo sau được gọi là kilonova. Trong Thiên Hà của chúng ta, những vụ hợp nhất như thế rất hiếm: các tác giả dẫn tần suất 10⁻⁵ đến 10⁻⁴ vụ mỗi năm, nên chỉ nên có một nhúm tàn tích kilonova, so với hàng trăm tàn tích siêu tân tinh. Cho đến nay chưa có cái nào được xác định.

Một đứa trẻ mồ côi trên bầu trời tia gamma

Các kính thiên văn H.E.S.S. ở Namibia đã tìm thấy 78 nguồn tia gamma năng lượng rất cao trong cuộc khảo sát mặt phẳng Ngân Hà giai đoạn 2004–2013; 30 nguồn vẫn chưa được giải thích. Một trong số đó, HESS J1507−622, nổi bật hẳn lên. Nó nằm khoảng 3,5 độ bên dưới mặt phẳng Ngân Hà, xa hơn nhiều so với hầu hết các nguồn này. Nó nhỏ gọn (rộng khoảng 0,3 độ), ổn định, và sáng từ dải GeV mà vệ tinh Fermi ghi nhận đến dải TeV mà H.E.S.S. ghi nhận.

Thế nhưng ở các năng lượng thấp hơn thì gần như không có gì: không có vầng sáng tia X tương ứng, không có vỏ vô tuyến, không có sao xung. Hai “nghi phạm” quen thuộc đều gặp khó. Một tinh vân gió sao xung cần một sao xung mà chưa ai tìm thấy, và cân bằng năng lượng của nó trở nên bất khả thi khi xa hơn khoảng 10 kiloparsec. Một tàn tích siêu tân tinh phải cho thấy một lớp vỏ và thường ở gần mặt phẳng, nơi ngôi sao của nó ra đời.

Bản đồ các nguồn tia gamma chưa xác định và các tàn tích siêu tân tinh dọc theo mặt phẳng Ngân Hà.

30 nguồn H.E.S.S. chưa xác định (vòng tròn đen) và 310 tàn tích siêu tân tinh đã biết (chấm xám); HESS J1507−622 là ngôi sao màu đỏ, nằm thấp hẳn dưới mặt phẳng. — Hình 1, Sarmah et al. (2026), arXiv:2609.38341.

Electron, không phải proton

Prantik Sarmah, Xilu Wang và các đồng nghiệp tại Viện Vật lý Năng lượng cao ở Bắc Kinh, cùng nhóm của Rebecca Surman tại Đại học Notre Dame, xem xét lại một ý tưởng mà nhóm H.E.S.S. từng nêu ra năm 2011 rồi bỏ đi. Lý do phản bác khi đó là năng lượng: tạo ra tia gamma bằng proton sẽ đòi hỏi một vụ nổ mạnh đến mức phi lý.

Mô hình mới dùng electron thay thế. Được gia tốc bởi sóng xung kích của đám mảnh vụn đang giãn nở, chúng đẩy các photon của bức xạ phông vi sóng vũ trụ lên tới năng lượng tia gamma. Dù sao thì proton cũng vô dụng ở đây: khí quanh nguồn loãng đến mức, khoảng một hạt trên một nghìn centimet khối, một proton sẽ đi được khoảng 11 gigaparsec trước khi va vào bất cứ thứ gì.

Vị trí lệch khỏi mặt phẳng cũng phù hợp. Một cặp sao neutron nhận một cú hích khi ra đời; rời khỏi vùng phình trung tâm Ngân Hà với vận tốc 10–100 km/s, nó sẽ mất 0,1 đến 1 tỷ năm để đến được vị trí này, phù hợp với độ trễ điển hình trước khi những cặp như vậy hợp nhất.

Trẻ, và đủ gần để từng được nhìn thấy

Khớp với kích thước và độ sáng của nguồn, mô hình đặt nó ở khoảng cách 3,8 đến 14,3 kiloparsec và cho nó tuổi 200 đến 3.000 năm, nghiêng về dưới 1.000 năm. Vầng sáng vô tuyến và tia X mà mô hình dự đoán đều nằm dưới mọi giới hạn trên hiện có.

Bốn ô phổ mô hình từ vô tuyến đến TeV, kèm các điểm dữ liệu tia gamma.

Phát xạ mô hình cho các tuổi 0,2, 0,5, 1 và 3 nghìn năm: electron tán xạ photon vi sóng (xanh lam) khớp với dữ liệu Fermi và H.E.S.S.; chỗ nhô màu cam là tín hiệu MeV của các hạt nhân quá trình r đang phân rã. — Hình 3, Sarmah et al. (2026), arXiv:2609.38341.

Ngoại suy từ vụ hợp nhất GW170817, một kilonova như vậy sẽ đạt cực đại ở cấp sao biểu kiến từ −0,8 đến −3,2, ngang với những hành tinh sáng nhất. Vậy tại sao không có ghi chép lịch sử nào? Các tác giả đưa ra ba lý do: kilonova mờ đi khoảng 1,1 cấp sao mỗi ngày, nên màn trình diễn kéo dài chưa đến chín ngày; nguồn nằm ở xích vĩ −62°, ngoài tầm với của những người quan sát bầu trời được ghi chép kỹ ở Trung Quốc, Nhật Bản, Ai Cập và châu Âu; và bụi có thể đã làm nó mờ đi.

Ba cách để bắt được nó

Tia gamma MeV từ sự phân rã phóng xạ của các hạt nhân nặng mới được tạo ra: quá mờ đối với NuSTAR hay COSI sắp ra mắt, nhưng nằm trong tầm với của một thiết bị thế hệ mới như MeVGRO nếu tàn tích dưới khoảng 1.000 năm tuổi.
Một tiếng vọng ánh sáng: chớp sáng ban đầu được bụi liên sao phản xạ lại, ở mức 27–33 cấp sao trên mỗi giây cung vuông, trong tầm với của các kính thiên văn lớn và Đài thiên văn Rubin. Nó thậm chí có thể tiết lộ phổ của chính vụ nổ.
Vầng sáng hồng ngoại trung từ bụi ấm, và có thể cả neutrino nếu có một đám mây dày đặc nằm trên đường ngắm.

Bài báo vẫn chỉ là một giả thuyết dựa trên dữ liệu hiện có, và các tác giả nhấn mạnh rằng chỉ riêng phổ tia gamma không thể phân biệt một tàn tích kilonova với các đối thủ của nó. Nếu một trong những dấu hiệu này xuất hiện, Thiên Hà sẽ mang đến một tàn tích kilonova để nghiên cứu ngay trước cửa nhà mình, một cơ hội mà các tác giả gọi là chưa từng có.