Dù giản đồ Hertzsprung–Russell [1] (hay giản đồ H-R) chỉ thực sự có ý nghĩa đối với việc phân loại các ngôi sao “bình thường”, nhưng điều đó không hề ngăn chúng ta áp dụng nó cho bất kỳ thiên thể nào có nhiệt độ (→ màu sắc) và độ sáng (→ cấp sao tuyệt đối) xác định.
Trong trường hợp sao neutron, tốc độ suy giảm nhiệt độ của chúng nằm trên một khoảng rất rộng. Nhiệt độ của một ngôi sao neutron mới hình thành vào khoảng 10^11 K. Tuy nhiên, nó phát xạ một lượng neutrino khổng lồ nên năng lượng giảm đi nhanh chóng: nhiệt độ của nó giảm còn khoảng 10^6 K chỉ sau vài năm. Ở ngưỡng nhiệt độ này, đa số sao neutron sẽ phát ra tia X.
Để tính được độ sáng của các ngôi sao neutron như vậy, chúng ta sẽ giả sử rằng tất cả chúng đều có bán kính R = 10 km và hoạt động giống như vật đen để có thể áp dụng Định luật Stefan – Boltzmann:
L = 4πσR^2T^4 ≈ (T/1K)^4⋅71.3W ≈ (T/10^6 K)^4⋅0.186 Lsolar
Vì vậy, một ngôi sao neutron điển hình sẽ có độ sáng bằng khoảng 0,186 lần độ sáng Mặt Trời, dù những ngôi sao neutron rất trẻ có thể có độ sáng cao hơn nhiều.
Việc đặt các giá trị này trên giản đồ H-R hơi phức tạp vì trục hoành (màu sắc của ngôi sao) thường không được xác định rõ với nhiệt độ cực cao. Tuy nhiên, tôi đã chuyển thành một giản đồ với trục hoành biểu diễn nhiệt độ theo logarit. Trục này có thể được kéo dài đến nhiệt độ cao, nên ta có thể đặt sao neutron điển hình (trưởng thành) trên đó (xem biểu đồ dưới). Các sao neutron trẻ sẽ ở xa hơn về phía bên trái và phía trên.
Theo: Hoàng Hải Đăng
