✨Sao lùn trắng

Sao lùn trắng

nhỏ|phải|Sao Thiên Lang A và Thiên Lang B, chụp bởi kính thiên văn Hubble. Thiên Lang B, một sao lùn trắng, có thể thấy là một chấm mờ phía dưới bên trái cạnh sao Thiên Lang A sáng hơn rất nhiều. Sao lùn trắng (hay còn gọi là sao trắt trắng) là thiên thể được tạo ra khi các ngôi sao có khối lượng thấp và trung bình "chết" (tiêu thụ hết nhiên liệu phản ứng hạt nhân trong sao).

Các ngôi sao này không đủ nặng để sinh ra nhiệt độ ở lõi cần thiết để nung chảy cacbon trong các phản ứng tổng hợp hạt nhân sau khi chúng chuyển thành các sao khổng lồ đỏ trong giai đoạn đốt cháy heli. Cuối giai đoạn này, nửa bên ngoài của sao khổng lồ đỏ sẽ bị đẩy ra không gian tạo thành tinh vân, để lại đằng sau một lõi trơ chứa chủ yếu là cacbon và oxy, đó chính là sao lùn trắng.

Lõi này không còn nguồn cung cấp năng lượng và bức xạ. Dần dần Nhiệt Năng của chúng phát xạ ra bên ngoài và nguội dần đi. Lõi không còn sự hỗ trợ của các phản ứng nhiệt hạch để chống lại lực hấp dẫn sẽ trở nên cực kỳ cô đặc, với khối lượng vào khoảng một nửa Mặt Trời và thể tích khoảng bằng Trái Đất. Các sao lùn trắng được hỗ trợ duy nhất bởi áp suất suy biến điện tử. Khối lượng cực đại của các sao lùn trắng, mà vượt quá nó thì áp suất suy biến không thể duy trì nữa , là khoảng 1,4 khối lượng Mặt Trời. Gọi là giới hạn Chandrasekhar.Sao lùn trắng mà vượt quá giới hạn này (chủ yếu do khối lượng được chuyển tới bởi sao đôi đồng hành) có thể nổ tung như các siêu tân tinh.

Cuối cùng, sau hàng chục tỷ năm, sao lùn trắng sẽ nguội tới nhiệt độ mà từ đó nó không còn được nhìn thấy. Tuy nhiên, với tuổi vũ trụ mới vào khoảng 14 tỷ năm, thậm chí với cả các sao lùn trắng già nhất vẫn còn bức xạ với nhiệt độ vài nghìn độ K.

Sự hình thành

Phần lớn các ngôi sao có kích cỡ nhỏ và trung bình sẽ kết thúc dưới dạng là sao lùn trắng, sau khi tất cả hiđrô chúng có bị chuyển hóa thành heli. Gần cuối giai đoạn phản ứng nhiệt hạch của chúng, các ngôi sao như vậy sẽ nở ra và biến thành sao khổng lồ đỏ và sau đó mất dần đi phần lớn các vật chất ở các lớp ngoài cùng (tạo ra tinh vân) trong khi vẫn còn lõi rất nóng (T > 100.000 K), lõi này sau đó trở thành một ngôi sao lùn trắng trẻ tuổi.

Một ngôi sao lùn trắng có khối lượng khoảng bằng Mặt Trời, có kích thước chỉ lớn hơn Trái Đất một chút. Điều này làm cho sao lùn trắng là một trong những dạng đặc nhất của vật chất, chỉ có các sao neutron, sao lạ và các sao lượng tử (giả thuyết) có mật độ lớn hơn nó mà thôi. Khối lượng càng lớn thì kích thước của sao lùn trắng càng nhỏ. Có giới hạn trên của khối lượng các sao lùn trắng, là giới hạn Chandrasekhar (khoảng 1,4 lần khối lượng Mặt Trời), mà vượt qua nó thì áp suất của các điện tử không thể cân bằng với lực hấp dẫn, và ngôi sao tiếp tục co nhỏ lại, cuối cùng tạo thành sao neutron.

Bất chấp giới hạn này, phần lớn các ngôi sao kết thúc cuộc đời của chúng như là sao lùn trắng, vì chúng có xu hướng phát tán phần lớn khối lượng của chúng vào trong vũ trụ trước khi sụp đổ hoàn toàn (thông thường với những kết quả ngoạn mục - xem tinh vân). Người ta cho rằng thậm chí các ngôi sao có khối lượng gấp 8 lần Mặt Trời cuối cùng cũng sẽ bị chuyển thành các sao lùn trắng.

Đặc trưng

nhỏ|So sánh sao lùn trắng [[IK Pegasi B (ở giữa), IK Pegasi A (trái) và Mặt Trời (phải). Sao lùn trắng này có nhiệt độ bề mặt vào khoảng 35.500 K.]] Nhiều sao lùn trắng có kích thước xấp xỉ Sao Hoả nhỏ hơn khoảng 100 lần Mặt Trời. Chúng có thể có khối lượng xấp xỉ Mặt Trời vì thế chúng rất đặc. Cho là cùng một khối lượng vật chất như Mặt Trời, chứa trong một dung tích của một hình cầu đường kính nhỏ hơn 100 lần, vì thế thể tích là 100³=1.000.000 lần nhỏ hơn Mặt Trời và do đó mật độ trung bình của vật chất trong các sao lùn trắng là 1.000.000 lần lớn hơn mật độ trung bình của Mặt Trời. Các vật chất ở trạng thái như vậy được gọi là suy biến. Trong những năm thập niên 1930 sự giải thích được cho là do hiệu ứng của cơ học lượng tử: Trọng lượng của sao lùn trắng được duy trì bởi áp suất của các điện tử (sự suy biến của điện tử), nó chỉ phụ thuộc vào mật độ mà không phụ thuộc vào nhiệt độ.

Nếu làm biểu đồ so sánh độ sáng (tuyệt đối) với màu sắc đối với các sao đã quan sát được (biểu đồ Hertzsprung-Russell), thì không diễn ra mọi tổ hợp của độ sáng và màu sắc. Có một số sao ở trong khu vực độ sáng thấp-màu nóng (sao lùn trắng), nhưng phần lớn các sao nằm trong một dải, gọi là chuỗi chính. Các sao khối lượng nhỏ nằm trong chuỗi chính là nhỏ và nguội. Chúng được nhìn thấy có màu đỏ và gọi là sao lùn đỏ hay là sao lùn nâu (nguội hơn). Các dạng này là loại thiên thể hoàn toàn khác với các sao lùn trắng. Trong sao lùn đỏ, cũng như trong các sao của chuỗi chính, áp suất cân bằng trọng lượng là sinh ra do chuyển động nhiệt của khí nóng. Áp suất tuân theo định luật của khí lý tưởng. Một loại khác của các sao được gọi là khổng lồ: các sao trong phần độ sáng cao của biểu đồ độ sáng-màu sắc. Chúng là các sao bị nổ tung bởi áp suất bức xạ và là rất lớn.

Các sao lùn trắng rất rất nóng; vì thế chúng phát ra ánh sáng bức xạ trắng. Phần nhiệt này là phần còn lại của nhiệt sinh ra do sự sụp đổ của sao và nó không được bổ sung thêm (trừ trường hợp chúng thu được vật chất từ các sao gần đó), nhưng do bề mặt bức xạ rất nhỏ nên chúng duy trì được sức nóng trong một thời gian dài.

Cuối cùng, sao lùn trắng sẽ nguội đi và trở thành sao lùn đen sau hàng chục tỉ năm. Các sao lùn đen, trên lý thuyết, là các thực thể nhiệt độ thấp và bức xạ yếu trong quang phổ vô tuyến. Tuy nhiên, vũ trụ chưa tồn tại đủ lâu để bất kỳ sao lùn trắng nào nguội đến mức trở thành sao lùn đen.

Rất nhiều sao lùn trắng trẻ tuổi ở gần đã được phát hiện như là nguồn bức xạ các tia X mềm (tia X có năng lượng thấp); các quan sát bằng tia X và tia cực tím cho phép các nhà thiên văn nghiên cứu thành phần và cấu trúc của lớp khí quyển mỏng của các sao này.

Sao lùn trắng không thể có khối lượng vượt quá 1,4 khối lượng Mặt Trời, giới hạn Chandrasekhar , nhưng có một cách để chúng vượt qua giới hạn này. Nếu sao lùn trằng bay thành cặp với một ngôi sao thông thường khác, nó có thể hút vật chất từ sao đôi đồng hành. Vật chất hút được rất chậm và ổn định. Khối lượng của sao lùn trắng tăng lên cho đến khi vượt qua giới hạn Chandrasekhar, từ điểm đó áp suất suy thoái không thể duy trì được sao. Nó tạo thành dạng siêu tân tinh loại Ia và là mạnh nhất trong các siêu tân tinh.

Trong một số trường hợp, vật chất hút từ sao đồng hành chứa nhiều hiđrô, gây ra phản ứng hạt nhân nổ bùng ở dạng yếu hơn siêu tân tinh, gọi là các vụ nổ sao lùn trắng. Các vụ nổ này chỉ xảy ra ở vỏ chứa các vật chất mới hút vào, không ảnh hưởng đến lõi bên trong sao lùn trắng, và có thể lặp đi lặp lại nếu vẫn có dòng vật chất nhiều hiđrô chảy đến.

Lịch sử thám hiểm

Năm 1862, Alvan Graham Clark phát hiện ra sao đồng hành sẫm màu của sao sáng nhất , sao Thiên Lang (Sirius hay Alpha Canis Majoris). Sao đồng hành được gọi là Thiên Lang B (Sirius B hay Pup), có nhiệt độ bề mặt khoảng 25.000 K, vì thế nó được phân loại là sao nóng. Tuy nhiên, Sirius B khoảng 10.000 lần mờ nhạt hơn Sirius A. Mặc dù nó là sao rất sáng trên một đơn vị diện tích bề mặt, Sirius B là nhỏ hơn nhiều so với Sirius A, với đường kính xấp xỉ Trái Đất.

Phân tích quỹ đạo của hệ thống sao Thiên Lang chỉ ra rằng khối lượng của Sirius B xấp xỉ bằng khối lượng của Mặt Trời. Điều này có nghĩa là Sirius B là hàng trăm nghìn lần nặng hơn chì. Càng nhiều sao lùn trắng được tìm thấy, các nhà thiên văn phát hiện ra rằng sao lùn trắng là phổ biến trong thiên hà của chúng ta. Năm 1917, Adriaan Van Maanen phát hiện ra sao Van Maanen, là sao lùn trắng thứ hai được biết và gần Mặt Trời hơn Sirius B.

Sau khi phát minh ra cơ học lượng tử trong những năm thập niên 1920, sự giải thích về tỷ trọng của các sao lùn trắng đã được tìm thấy vào năm 1926. R.H. Fowler giải thích các tỷ trọng cao trong bài báo "Dense matter" (Vật chất đậm đặc) (Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122) sử dụng áp suất suy biến điện tử vài tháng sau khi có công thức thống kê Fermi-Dirac cho điện tử, mà áp suất của điện tử dựa vào công thức này.

Năm 1930, S. Chandrasekhar phát hiện trong bài báo gọi là "The maximum mass of ideal white dwarfs" (Khối lượng cực đại của các sao lùn trắng lý tưởng) (Astroph. J. 74, 81-82) rằng "không có sao lùn trắng nào có thể nặng hơn 1,2 lần Mặt Trời". Điều này hiện nay gọi là giới hạn Chandrasekhar. Chandrasekhar nhận được giải Nobel năm 1983.

👁️ 0 | 🔗 | 💖 | ✨ | 🌍 | ⌚
💫 Sao lùn trắng
nhỏ|phải|Sao Thiên Lang A và Thiên Lang B, chụp bởi kính thiên văn Hubble. Thiên Lang B, một sao lùn trắng, có thể thấy là một chấm mờ phía dưới bên trái cạnh sao Thiên
💫 Sao lùn đen
**Sao lùn đen** là một loại sao đặc giả thiết, mà cụ thể là sao lùn trắng đã nguội đến mức không còn phát ra đáng kể bức xạ nhiệt hoặc ánh sáng. Bởi vì
💫 Sao lùn nâu
phải|Quỹ đạo sao lùn nâu [[Gliese 229 trong chòm sao Thiên Thố cách Trái Đất 19 năm ánh sáng. Sao lùn nâu Gliese 229B, có khối lượng khoảng 20 đến 50 lần Sao Mộc.]] **Sao
💫 Sao lùn xanh (giai đoạn sao lùn đỏ)
_Đây là loại sao giả thiết hình thành từ sao lùn đỏ. Đối với các định nghĩa khác xem Sao lùn xanh (định hướng)._ nhỏ|327x327px|Tiến hoá sao **Sao lùn xanh** là một lớp sao giả
💫 Sao Thiên Lang
**Sao Thiên Lang** hay **Thiên Lang tinh** là ngôi sao sáng nhất trên bầu trời đêm với cấp sao biểu kiến là -1,46. Tên gọi theo định danh Bayer của sao Thiên Lang là **α
💫 Sao lùn
**Sao lùn** là một ngôi sao có kích thước tương đối nhỏ và độ sáng thấp. Hầu hết các ngôi sao chuỗi chính là sao lùn. Thuật ngữ này ban đầu được đặt ra vào
💫 Phân loại sao
Trong thiên văn học, **phân loại sao** là phân loại của các sao ban đầu dựa trên nhiệt độ quang quyển và các đặc trưng quang phổ liên quan của nó, rồi sau đó chuyển
💫 IK Pegasi
**IK Pegasi** (hay **HR 8210**) là một hệ sao đôi có vị trí biểu kiến nằm trong chòm sao Phi Mã. Nó có độ sáng vừa đủ để có thể quan sát thấy bằng mắt
💫 Sao
**Sao** (tiếng Anh: _star_), **Ngôi sao**, **Vì sao** hay **Hằng tinh** (chữ Hán: 恒星) là một thiên thể plasma sáng, có khối lượng lớn được giữ bởi lực hấp dẫn. Sao gần Trái Đất nhất
💫 Phát nổ carbon
**Phát nổ carbon** là sự bùng nổ dữ dội của phản ứng tổng hợp hạt nhân nhiệt hạch trong một ngôi sao lùn trắng mà trước đó được làm lạnh chậm. Nó liên quan đến
💫 Sao dãy chính loại G
phải|nhỏ|287x287px| [[Mặt trời, một ví dụ điển hình của ngôi sao loại G. ]] Một **ngôi sao loại G** (loại quang phổ: GV), là một ngôi sao dãy chính (loại độ sáng V) thuộc loại
💫 Sao dãy chính loại F
nhỏ|282x282px|Đĩa vụn xung quanh một ngôi sao loại F Một **ngôi sao loại F** (FV) là một ngôi sao đặc dãy chính nhiên liệu hydro, thuộc loại quang phổ loại
💫 Nemesis (sao giả thuyết)
nhỏ|Ảnh giả tưởng về Nemesis qua phần mềm Celestia. **Nemesis** là một sao lùn đỏ hay sao lùn nâu giả thuyết, quay quanh Mặt Trời ở khoảng cách khoảng 50.000 tới 100.000 AU, nơi nào
💫 Cụm sao cầu
Cụm sao cầu [[Messier 80 trong chòm sao Thiên Yết cách Mặt Trời khoảng 28.000 năm ánh sáng và chứa hàng trăm nghìn sao.]] **Cụm sao cầu** (hay **quần tinh cầu** hoặc **đám sao cầu**)
💫 HM Cancri
|- style="vertical-align: top;" | **Khoảng cách ** | 1,600 năm ánh sáng |- **RX J0806.3+1527** còn được gọi là **HM Cancri** (đôi khi được rút ngắn thành **HM Cnc** hoặc **J0806** sau khi thiết lập
💫 WD 1856+534
**WD 1856+534** là một sao lùn trắng nằm trong chòm sao Thiên Long. Ở khoảng cách khoảng 25 parsec (80 năm ánh sáng) so với Trái Đất, nó là thành phần bên ngoài của hệ
💫 PSR B1620−26

**PSR B1620−26** là một hệ sao đôi nằm ở khoảng cách 3.800 Parsec (12.400 năm ánh sáng) trong cụm cầu sao của Messier 4 (M4, NGC 6121) trong chòm sao Scorpius (Thiên Yết).
💫 WDJ0914+1914
**WDJ0914+1914** là một sao lùn trắng nằm cách Trái Đất 2.040 năm ánh sáng về phía chòm sao Cự Giải, là sao lùn trắng đầu tiên được phát hiện có một hành tinh khí khổng
💫 Ba Giang (chòm sao)
Chòm sao **Ba Giang** (chữ Hán 波江; tiếng La Tinh: **_Eridanus_**) là một trong 48 chòm sao Ptolemy và cũng là một trong 88 chòm sao hiện đại, mang hình ảnh sông Cái, sông Pô
💫 Sao heli cực đoan
**Sao heli cực đoan** (viết tắt là **EHe**), hay **sao biến PV** **telescopii**, là một sao siêu khổng lồ có khối lượng thấp và gần như không có hydro, nguyên tố hóa học phổ biến
💫 Sao bari
**Sao bari** là các sao có phổ từ G đến K,, có phổ cho thấy sự dư thừa của các nguyên tố quá trình s bởi sự hiện diện của bari bị ion hóa đơn,
💫 Sao Lão Nhân
**Sao Lão Nhân** hay **Sao Thọ,** tên tiếng Anh là **Canopus,** là ngôi sao sáng nhất trong chòm sao Thuyền Để ở Thiên cầu Nam. Nó là ngôi sao sáng thứ hai trên bầu trời
💫 Áp suất thoái hóa của điện tử
**Áp suất thoái hóa của điện tử** là áp suất mà khi một ngôi sao khổng lồ sử dụng hết nhiên liệu hạt nhân và suy sụp dưới trọng trường của chính nó, nếu ngôi
💫 PSR J0348+0432
**PSR J0348 + 0432** là một hệ sao đôi xung-lùn trắng. Nó được Kính viễn vọng Green Bank Robert C. Byrd của Đài thiên văn vô tuyến quốc gia tại Green Bank phát hiện vào
💫 Procyon
**Procyon**, cũng được định danh là **Alpha Canis Minoris** (**α Canis Minoris**, viết tắt **Alpha CMi**, **α CMi**), là ngôi sao sáng nhất trong chòm sao Tiểu Khuyển. Với mắt trần, nó biểu hiện là
💫 Delta Sagittarii
**Delta Sagittarii** (**δ Sagittarii**, viết tắt **Delta Sgr**, **δ Sgr**), cũng có tên khác là **Kaus Media**, là một sao đôi trong chòm sao hoàng đạo Nhân Mã. Cấp sao biểu kiến của sao này là +2.70, dễ
💫 Sao khổng lồ đỏ
So sánh giữa các sao khổng lồ đỏ và [[Mặt Trời (bên phải)]] Một ngôi **sao khổng lồ đỏ** là một sao khổng lồ toả sáng với khối lượng thấp hay trung bình đang ở
💫 Sao biến quang Delta Scuti
**Sao biến quang Delta Scuti** (đôi khi được gọi là **sao lùn cepheid**) là một ngôi sao biến quang thể hiện sự thay đổi độ sáng của nó do cả xung xuyên tâm và không
💫 HD 49798
**HD 49798** là ngôi sao nhị phân trong chòm sao Puppis, khoảng 650 phân tích từ Trái đất. Nó có cường độ rõ ràng là 8,3. HD 49798 được phát hiện vào năm 1964 là
💫 Sao neutron
**Sao neutron** là một dạng trong vài khả năng kết thúc của quá trình tiến hoá sao. Một sao neutron được hình thành từ suy sụp hấp dẫn ở nhân của một sao siêu khổng
💫 Sao đôi
Một **sao đôi** được tạo thành từ một hệ thống gồm hai ngôi sao chuyển động trên quỹ đạo của khối tâm hai ngôi sao. Đối với mỗi ngôi sao, sao kia là "bạn đồng
💫 Hệ sao
**Hệ sao** hoặc **hệ thống sao** là số lượng nhỏ các ngôi sao cùng một quỹ đạo, và bị ràng buộc bởi lực hấp dẫn. Một số lượng lớn các ngôi sao bị ràng buộc
💫 Cấu trúc sao
thumb|right|Sơ đồ mặt cắt của mặt trời Các ngôi sao có khối lượng và tuổi khác nhau thì có **cấu trúc bên trong** khác nhau. Các mô hình cấu trúc sao mô tả cấu trúc
💫 Sao đặc
Trong thiên văn học, **sao đặc** (còn gọi là _vật thể đặc_) dùng để chỉ các thiên thể có bản chất vật lý có thể chưa rõ lắm, nhưng có chứng cứ cho thấy chúng
💫 Song Ngư (chòm sao)
Chòm sao **Song Ngư** (**雙魚**), (tiếng La Tinh: **_Pisces_**, biểu tượng Tập tin:Pisces.svg) là một trong 48 chòm sao Ptolemy và cũng là một trong 88 chòm sao hiện đại, mang hình ảnh đôi cá.
💫 S2 (Sao)
**S2,** còn được gọi là **S0-2,** là một ngôi sao nằm gần với nguồn phát vô tuyến Nhân Mã A *, quay quanh nó với một chu kỳ quỹ đạo của 16,0518 năm, một bán
💫 Sao xung đôi
nhỏ|Tranh giả tưởng của nghệ sĩ về một sao xung đôi **Sao xung đôi** là một sao xung có sao đôi đồng hành, thường là sao lùn trắng hoặc sao neutron. (Trong ít nhất một
💫 Cụm sao Tổ Ong
**Cụm sao Tổ ong** (từ tiếng Anh: Beehive Open Cluster), **cụm sao Quỷ** (từ tiếng Trung: 鬼星團, Quỷ tinh đoàn), còn được gọi là **Praesepe** (tiếng Latin có nghĩa là "máng cỏ"), **M44**, **NGC 2632**,
💫 Cận Tinh
**Cận Tinh** (tiếng Anh: **Proxima Centauri**, **V654 Centauri**) là một sao lùn đỏ biến quang nằm cách Hệ Mặt Trời xấp xỉ 4,2 năm ánh sáng (4,0 km) trong chòm sao Bán Nhân Mã. Nó
💫 Sao Zombie
Một **ngôi sao zombie** là kết quả giả thuyết của một siêu tân tinh loại Iax để lại một ngôi sao còn sót lại, thay vì phân tán hoàn toàn khối lượng của ngôi sao.
💫 Song Tử (chòm sao)
**Song Tử** (双子) (tiếng Latinh: Gemini, biểu tượng: ♊︎) là một trong những chòm sao của Đai Hoàng Đạo và nằm ở bán cầu bắc. Nó là một trong 48 chòm sao được mô tả
💫 Khối lượng Sao Mộc
phải|Ước lượng kích thước tương đối của Mặt Trời, Sao Mộc và các lùn nâu [[Gliese 229B và Teide 1]] **Khối lượng Sao Mộc** (MJ hoặc MJUP), là đơn vị khối lượng dùng trong thiên
💫 Trăng rơi
**_Trăng rơi_** (tựa gốc tiếng Anh: **_Moonfall_**) là một bộ phim thảm họa khoa học viễn tưởng năm 2022 do Roland Emmerich đồng sáng tác, đạo diễn và sản xuất. Phim có sự tham gia
💫 Thiên Ưng (chòm sao)
**Thiên Ưng** (天鷹), còn gọi là **Đại Bàng** (tiếng Latinh: **Aquila**) là một trong 48 chòm sao Ptolemy và cũng là một trong 88 chòm sao hiện đại, nằm gần xích đạo thiên cầu. Sao
💫 Sao cực siêu khổng lồ
phải|So sánh kích thước giữa Mặt Trời và [[VY Canis Majoris, một ngôi sao cực siêu khổng lồ, cũng là ngôi sao lớn thứ ba được biết cho đến nay]] **Sao cực siêu khổng lồ**
💫 Đĩa vòng quanh sao
**Đĩa vòng quanh sao** là một lượng vật chất bao gồm khí, bụi, vi thể hành tinh, tiểu hành tinh hay những mảnh vụn xoay quanh một ngôi sao, gom lại thành vòng xuyến hay
💫 Sao Diêm Vương
**Sao Diêm Vương** (**Pluto**) hay **Diêm Vương tinh** (định danh hành tinh vi hình: **134340 Pluto**) là hành tinh lùn nặng thứ hai đã được biết trong Hệ Mặt Trời (sau Eris) và là vật
💫 Mặt Trời
**Mặt Trời** hay **Thái Dương** (chữ Hán: 太陽), hay **Nhật** (chữ Hán: 日), là ngôi sao ở trung tâm Hệ Mặt Trời, chiếm khoảng 99,8% khối lượng của Hệ Mặt Trời. Trái Đất và các
💫 Sóng hấp dẫn
thumb|Hình ảnh sóng hấp dẫn, do [[LIGO|Advanced LIGO thông báo phát hiện trực tiếp và công bố ngày 11/2/2016.]] Trong vật lý học, **sóng hấp dẫn** (tiếng Anh: _gravitational wave_) là những dao động nhấp
💫 Thiên Tiễn
**Thiên Tiễn** (chữ Hán: 天箭, nghĩa là 'mũi tên trời'; tiếng Latinh: _Sagitta_, nghĩa là 'mũi tên') là một chòm sao mờ trên bầu trời bán cầu bắc và là chòm sao có diện tích