Phát hiện pulsar của FAST hé lộ hệ ba sao hiếm có với một ngôi sao vẫn đang tiến hóa

Ngôi sao thứ ba lý giải chiếc đồng hồ pulsar bất thường

Một pulsar quay khoảng 312 vòng mỗi giây, một sao lùn trắng quay quanh nó mỗi tám ngày và một ngôi sao có khối lượng xấp xỉ Mặt Trời trên quỹ đạo kéo dài 73,5 năm tạo thành một hệ ba sao cực kỳ hiếm. Các nhà thiên văn Trung Quốc và châu Âu độc lập xác định được hệ này quanh PSR J0435+3233, qua đó cho thấy sự thay đổi có vẻ bất thường trong chuyển động quay của pulsar phần lớn là dấu hiệu từ lực hấp dẫn của một sao đồng hành ở xa.

Đài Thiên văn Quốc gia thuộc Viện Hàn lâm Khoa học Trung Quốc công bố phát hiện ngày 9 tháng 10 năm 2026, cùng với bài báo đăng trên The Astrophysical Journal Letters. Thông báo phát hiện mô tả đây là hệ pulsar thứ hai được xác nhận có hai sao đồng hành và là ví dụ nguyên thủy đầu tiên được xác nhận có một sao đồng hành vẫn đang trải qua quá trình tiến hóa sao thông thường.

Sự khác biệt này rất quan trọng. Hệ tương tự từng được biết đến trước đó, PSR J0337+1715, gồm một pulsar và hai sao lùn trắng. Ở J0435+3233, sao đồng hành bên ngoài chưa trở thành tàn dư đặc. Các nhà nghiên cứu xác định đây là một sao dưới khổng lồ loại G, có nhiệt độ tương tự Mặt Trời và đã bắt đầu rời khỏi giai đoạn đốt hydro chính.

Phát hiện này cũng làm thay đổi cách các nhà thiên văn diễn giải phép đo thời gian của pulsar. Chu kỳ quay đo được tăng khoảng một nano giây mỗi năm, nhanh gấp khoảng 100 lần mức quan sát thấy ở các pulsar mili giây tương tự. Phân tích mới cho rằng thay đổi bất thường quan sát được là do chuyển động chịu tác động của ngôi sao bên ngoài, thay vì xem đó là phép đo trực tiếp tốc độ chậm lại của chính sao neutron.

Từ phát hiện năm 2020 đến lời giải cho hệ ba sao

Kính viễn vọng vô tuyến hình cầu khẩu độ 500 mét của Trung Quốc, thường gọi là FAST, lần đầu phát hiện J0435+3233 vào ngày 8 tháng 6 năm 2020 trong Khảo sát Thiên văn vô tuyến FAST đồng thời. Các quan sát tiếp nối xác nhận pulsar có một sao đồng hành gần và cần có lời giải đầy đủ hơn cho đặc điểm thời gian của nó.

Cuộc nghiên cứu kéo dài nhiều năm, với các nhóm sử dụng quan sát vô tuyến và kho lưu trữ thiên văn công khai để liên hệ pulsar với những vật thể nhìn thấy ở các bước sóng khác:

• Ngày 8 tháng 6 năm 2020: FAST lần đầu phát hiện PSR J0435+3233.
• Trong khoảng năm năm: các quan sát của FAST ghi nhận 192 lần thời điểm xung đến từ 179 phiên quan sát.
• Tháng 4 năm 2026: phát hiện xác định hệ đôi bên trong và đặc điểm thời gian bất thường được công bố trên Nature Astronomy.
• Ngày 9 tháng 10 năm 2026: Đài Thiên văn Quốc gia công bố phát hiện hệ ba sao đăng trên The Astrophysical Journal Letters.

Sự khác biệt giữa 179 phiên và 192 phép đo phản ánh cách bài báo nghiên cứu mô tả bộ dữ liệu, chứ không phải hai con số cạnh tranh nhau về cùng một đại lượng. Phân tích thời gian vô tuyến trải dài khoảng 4,9 năm.

Nhóm nghiên cứu Trung Quốc có Zonglin Yang, Han Jinlin và các cộng sự từ nhiều viện. Một nhóm châu Âu riêng biệt gồm các nhà khoa học từ Đức, Hà Lan, Pháp và Vương quốc Anh cũng độc lập đi đến cùng kết luận cơ bản về ngôi sao thứ ba.

Hai quỹ đạo rất khác nhau

J0435+3233 là một hệ ba phân cấp. Điều này có nghĩa là hai vật thể tạo thành một cặp tương đối gần, trong khi vật thể thứ ba quay quanh cặp đó ở khoảng cách lớn hơn nhiều. Trong hệ này, hai vật thể bên trong là pulsar, một sao neutron còn lại sau khi một ngôi sao khối lượng lớn sụp đổ, và một sao lùn trắng heli, tàn dư đặc của một ngôi sao ít khối lượng hơn.

Pulsar quay một vòng trong 3,20 mili giây. Quỹ đạo bên trong kéo dài 8,0 ngày và có độ lệch tâm 0,00016, gần như tròn. Độ lệch tâm mô tả mức độ kéo dài của quỹ đạo: bằng không là hình tròn, còn các giá trị tiến gần một cho biết quỹ đạo ngày càng dài và dẹt.

Ngôi sao bên ngoài có quỹ đạo rất khác. Quỹ đạo này có độ lệch tâm 0,598, được làm tròn thành 0,6 trong thông báo của đài thiên văn, và kéo dài 73,5 năm. Dựa trên hai chu kỳ được công bố, ngôi sao bên ngoài hoàn thành một vòng trong khoảng thời gian cặp bên trong hoàn thành 3.350 vòng.

Mặt phẳng quỹ đạo của chúng cũng nghiêng so với nhau. Phân tích cho phép hai cấu hình: một có độ nghiêng tương hỗ khoảng 85 độ, cấu hình còn lại khoảng 54 độ. Trường hợp thứ nhất khiến hai quỹ đạo gần vuông góc. Các nhà nghiên cứu cho rằng cấu hình cách biệt đáng kể này có thể ổn định trong thời gian dài, bất chấp tương tác hấp dẫn liên tục giữa cả ba thiên thể.

Vì sao hiện tượng chậm lại tưởng như có thật lại gây hiểu lầm

Pulsar phát ra các chùm bức xạ quét qua Trái Đất khi nó quay, tạo nên các xung cách nhau đều đặn. Các nhà thiên văn đo thời điểm xung đến để theo dõi cả chuyển động quay lẫn chuyển động của pulsar. Khoảng cách giữa các xung thay đổi có thể phản ánh sự thay đổi thực sự trong chuyển động quay của sao, nhưng cũng có thể do pulsar tăng tốc về phía Trái Đất hoặc ra xa Trái Đất.

Trong hệ này, ngôi sao ở xa tác động lực lên hệ đôi bên trong khi các thiên thể chuyển động quanh khối tâm chung. Chuyển động đó làm thay đổi khoảng cách quan sát được giữa các xung. Gia tốc tương tự cũng sẽ ảnh hưởng đến thời điểm biểu kiến của quỹ đạo bên trong.

Các nhà nghiên cứu phát hiện mức thay đổi tương đối của tần số quay pulsar và tần số quỹ đạo của hệ đôi bên trong khớp nhau khoảng 99%. Sự tương đồng cao này ủng hộ nguyên nhân hấp dẫn chung, thay vì giả thuyết sao mất năng lượng quay nội tại với tốc độ bất thường.

Những cách diễn giải trước đây về hiện tượng chậm lại biểu kiến cho rằng pulsar có từ trường mạnh hoặc hình thành theo một con đường bất thường. Phân tích hệ ba sao giới hạn những gì có thể suy ra chỉ từ quan sát đó: bài báo nêu rõ không thể đo trực tiếp mức chậm lại nội tại của pulsar vì ảnh hưởng này đan xen với chuyển động quỹ đạo bên ngoài. Vì vậy, mức tăng một nano giây mỗi năm được đo không đồng nghĩa với việc đã chứng minh pulsar chậm lại nội tại ở mức đó.

Sao đồng hành có thể quan sát và dữ liệu tia gamma thưa

Nhóm nghiên cứu kết hợp các quan sát của FAST với dữ liệu quang học và hồng ngoại từ Gaia, Pan-STARRS và 2MASS, cùng các quan sát của Kính viễn vọng Không gian Tia gamma Fermi. Những phép đo này giúp các nhà nghiên cứu liên hệ một chiếc đồng hồ vô tuyến không nhìn thấy được với sao đồng hành có thể quan sát và một nguồn tia gamma.

Vật thể tương ứng trong dải quang học là Gaia DR3 171833395176138240. Vị trí và chuyển động của nó trên bầu trời phù hợp với vị trí và chuyển động đo được của pulsar. Phép đo thị sai của Gaia xác định hệ nằm cách chúng ta khoảng 2,1 kiloparsec, với sai số 0,4 kiloparsec, tương đương khoảng 6.850 năm ánh sáng.

Nhiệt độ ước tính của ngôi sao là 5.854 kelvin và độ sáng khoảng gấp 2,1 lần Mặt Trời. Ước tính dựa trên các đặc tính sao cho thấy khối lượng của nó bằng 0,98 lần khối lượng Mặt Trời, với sai số 0,12. Các phép đo này ủng hộ nhận định đây là sao đồng hành có khối lượng và nhiệt độ tương tự Mặt Trời, nhưng đã tiến xa hơn trong quá trình tiến hóa.

Nguồn trong danh mục Fermi, 4FGL J0435.5+3232, chỉ cách pulsar 0,8 phút cung. Các nhà nghiên cứu xác nhận những xung tia gamma bằng cách gán pha quay cho các photon theo mô hình thời gian của FAST. Nói một cách thực tế, họ kiểm tra xem các phát hiện năng lượng cao thưa thớt có trùng khớp với chuyển động quay lặp lại của pulsar hay không.

Thông báo của đài thiên văn cho biết kho dữ liệu quan sát lưu trữ 18 năm của Fermi có 160 photon hữu dụng, trung bình khoảng một photon được phát hiện mỗi tháng. Bài báo nêu khoảng thời gian 16,7 năm cho dữ liệu thời gian tia gamma dùng trong phân tích kết hợp. Hai con số lần lượt mô tả tập dữ liệu lưu trữ và khoảng thời gian được khớp mô hình. Ngay cả những phát hiện thưa thớt như vậy cũng có thể kéo dài đáng kể mốc thời gian quan sát so với dữ liệu vô tuyến, nếu mô hình chuyển động quay đủ chính xác.

Phép đo chính xác nhưng vẫn có hai cấu hình

Bài báo về hệ ba sao của nhóm Trung Quốc kết hợp dữ liệu thời gian vô tuyến và tia gamma, những thay đổi trong quỹ đạo bên trong, phép đo của Gaia và các giới hạn về ngôi sao bên ngoài. Bài báo cũng tính đến độ trễ Shapiro, tức khoảng thời gian ánh sáng mất thêm khi đi qua trường hấp dẫn của một sao đồng hành.

Đài Thiên văn Quốc gia cho biết phân tích của nhóm Trung Quốc xác định các tham số quỹ đạo với độ chính xác cao gấp khoảng 10 lần so với phân tích độc lập của nhóm châu Âu. Đài cho rằng cải thiện này có được nhờ mô hình hóa tương tác hấp dẫn giữa cả ba sao và một số hiệu ứng tương đối tính. Sự nhất trí giữa hai nhóm củng cố nhận định về hệ này, trong khi các khả năng hình học còn lại cho thấy cấu hình đầy đủ của nó chưa được xác định duy nhất.

Với cấu hình có độ nghiêng tương hỗ khoảng 85 độ, khối lượng khớp mô hình là:

• Pulsar: 1,16 lần khối lượng Mặt Trời, với sai số 0,05.
• Sao lùn trắng bên trong: 0,273 lần khối lượng Mặt Trời, với sai số 0,008.
• Ngôi sao bên ngoài: 0,91 lần khối lượng Mặt Trời, với sai số 0,05.

Với cấu hình thay thế có độ nghiêng khoảng 54 độ, các ước tính tương ứng là 1,34 lần khối lượng Mặt Trời đối với pulsar, 0,305 đối với sao lùn trắng và 1,13 đối với ngôi sao bên ngoài, với sai số lần lượt là 0,15, 0,023 và 0,07. Đây là các nghiệm thay thế của mô hình, không phải bằng chứng cho thấy khối lượng của ngôi sao nào đã thay đổi.

Cùng hình thành và trải qua quá trình tồn tại đầy thử thách

Các nhà nghiên cứu nghiêng về giả thuyết cả ba sao hình thành cùng nhau từ một đám mây. Hệ này nằm trong đĩa Ngân Hà thay vì một cụm sao dày đặc, nên việc hình thành qua những lần tiếp cận gần sau này là cách giải thích kém tự nhiên hơn. Nguồn gốc nguyên thủy của hệ vẫn là suy luận về tiến hóa, chứ không phải một sự kiện được quan sát trực tiếp.

Theo lịch sử hình thành được đề xuất, ngôi sao ban đầu có khối lượng lớn nhất nặng khoảng gấp 20 lần Mặt Trời. Nó nhanh chóng cạn nhiên liệu rồi phát nổ, để lại sao neutron hiện được quan sát dưới dạng pulsar. Tiền thân của sao lùn trắng bên trong ban đầu có khối lượng gấp vài lần Mặt Trời. Ngôi sao bên ngoài, ban đầu có khối lượng khoảng bằng Mặt Trời, tiến hóa chậm hơn.

Không có gì đảm bảo hệ sẽ tồn tại sau khi sao neutron ra đời. Siêu tân tinh làm thất thoát khối lượng khỏi hệ và có thể tạo cú hích vận tốc cho sao neutron mới sinh. Cả hai tác động đều có thể phá vỡ hệ nhiều sao. Phân tích tiến hóa ước tính xác suất hệ vẫn liên kết chỉ khoảng 35%, ngay cả trong kịch bản không có cú hích, cho thấy điều kiện để hệ tồn tại khó khăn đến mức nào.

Khoảng cách lớn hơn của ngôi sao bên ngoài giúp nó ít bị ảnh hưởng bởi quá trình tiến hóa của cặp gần, nhưng khoảng cách tự nó không đảm bảo hệ sống sót khi siêu tân tinh làm thay đổi cân bằng hấp dẫn. Vì vậy, cấu hình hiện nay vừa ghi dấu một nguồn gốc chung có thể có, vừa cho thấy hệ đã vượt qua cái chết dữ dội của một ngôi sao.

Trạng thái cuối cùng được dự đoán ít kịch tính hơn. Yang và các đồng tác giả mô tả kết cục trong phần tóm tắt:

Cuối cùng, hệ sẽ tiến hóa thành một hệ gồm một sao neutron và hai sao lùn trắng.

Không có mốc thời gian nào được đưa ra cho sự chuyển đổi này. Đây là dự báo theo thang thời gian tiến hóa sao, không phải sự kiện dự kiến diễn ra trong chiến dịch quan sát hiện nay.

Hệ sao có thể giúp tìm hiểu điều gì về lực hấp dẫn

Một pulsar có hai sao đồng hành mở ra cách đo lường tác động của lực hấp dẫn lên những vật thể có cấu trúc bên trong rất khác nhau. Sao neutron nén khối lượng lớn vào thể tích cực nhỏ, trong khi sao lùn trắng và sao dưới khổng lồ đặc hơn nhiều.

Đài Thiên văn Quốc gia xác định đây là phòng thí nghiệm tiềm năng để kiểm nghiệm nguyên lý tương đương mạnh. Nói dễ hiểu, nguyên lý này đặt ra câu hỏi liệu các vật thể có rơi giống nhau trong một trường hấp dẫn bên ngoài hay không, ngay cả khi lực hấp dẫn liên kết bên trong chúng rất khác nhau. Sao đồng hành bên ngoài tạo ra trường như vậy đối với cặp bên trong.

Các phép đo xung lặp lại có thể giúp các nhà nghiên cứu tìm kiếm những khác biệt rất nhỏ giữa chuyển động dự đoán và chuyển động quan sát được. Tuy nhiên, phát hiện hiện nay không phải là kết quả kiểm nghiệm mới được công bố, cũng không phải bằng chứng chống lại thuyết tương đối rộng. Phát hiện này xác lập một hệ có tương tác đo được, có thể hỗ trợ các phép kiểm nghiệm trong tương lai.

Nhận định về độ hiếm cũng cần được giới hạn rõ. J0435+3233 được mô tả là hệ pulsar ba sao thứ hai được xác nhận có hai sao đồng hành. Các hệ pulsar có hành tinh hoặc có một vật thể bên ngoài khối lượng rất thấp thuộc nhóm khác. Hệ sao trước đó, J0337+1715, đã hỗ trợ các phép kiểm nghiệm lực hấp dẫn; sao dưới khổng lồ đang tiến hóa khiến J0435+3233 trở thành một trường hợp đối lập.

Những điều chưa được giải đáp

Các nhà nghiên cứu mới chỉ quan sát được một phần quỹ đạo 73,5 năm của sao bên ngoài. Khoảng thời gian dữ liệu tia gamma bao phủ khoảng 23% chu kỳ đó, trong khi dữ liệu vô tuyến bao phủ khoảng 7%. Những tỷ lệ này cho thấy giá trị của hồ sơ dữ liệu lưu trữ kéo dài, đồng thời lý giải vì sao các quan sát tiếp tục vẫn rất quan trọng.

Dữ liệu Gaia và thời gian của pulsar cho thấy khoảng cách chiếu lên bầu trời vào khoảng 11.000 giây ánh sáng, với sai số 2.000 giây ánh sáng. Chuyển động tương đối của chúng cho thấy khoảng cách chiếu này đang giảm. Đây là phép đo hình chiếu, không phải khoảng cách đầy đủ giữa ngôi sao và cặp bên trong.

Bài báo cũng lưu ý rằng chuyển động quỹ đạo có thể tạo ra sai số hệ thống trong phép đo thị sai của Gaia. Việc theo dõi lâu hơn và tính rõ quỹ đạo bên ngoài có thể cải thiện ước tính khoảng cách, đồng thời giúp phân biệt hai cấu hình được phép.

Chưa có thời hạn nào được công bố cho việc phân biệt các khả năng này, cũng chưa có lịch trình cho một phép kiểm nghiệm lực hấp dẫn mới. Điều đã được xác lập là một cấu trúc hiếm: sao neutron quay nhanh, một sao lùn trắng heli ở gần và một sao dưới khổng lồ ở xa có lực hấp dẫn giải thích những thay đổi thời gian khó hiểu.

Điểm chính

• FAST phát hiện PSR J0435+3233 ngày 8 tháng 6 năm 2020; phát hiện về hệ ba sao được công bố ngày 9 tháng 10 năm 2026.
• Pulsar quay mỗi 3,2 mili giây và cùng sao lùn trắng chuyển động trên quỹ đạo gần như tròn kéo dài tám ngày.
• Một sao dưới khổng lồ có khối lượng xấp xỉ Mặt Trời chuyển động trên quỹ đạo bên ngoài kéo dài 73,5 năm và có hình dạng dẹt.
• Sao đồng hành bên ngoài lý giải thay đổi lớn bất thường quan sát được trong khoảng cách giữa các xung; chưa xác định trực tiếp mức chậm lại nội tại.
• Các nhóm Trung Quốc và châu Âu độc lập xác nhận hệ ba sao, nhưng vẫn có thể tồn tại hai cấu hình quỹ đạo.
• Hệ này là ứng viên cho các phép kiểm nghiệm lực hấp dẫn trong tương lai và được dự đoán cuối cùng sẽ gồm một sao neutron cùng hai sao lùn trắng.