MỤC LỤC:
Cách hình thành lỗ đen và phương pháp thăm dò
Tính khối lượng của 1 lỗ đen vũ trụ
Sự tiên đoán của thuyết Tương đối.
Lỗ Ðen
Stephen Hawking (Lược sử Thời gian)
Phần I
Thuật ngữ lỗ đen còn rất mới. Nó được nhà khoa học người Mỹ John Wheeler đưa ra vào năm 1969 nhằm mô tả một cách hình tượng một ý tưởng bắt nguồn ít nhất khoảng 200 năm trước, vào thời mà còn có hai lý thuyết về ánh sáng: một lý thuyết được Newton ủng hộ cho rằng ánh sáng được tạo thành từ các hạt, còn lý thuyết kia cho rằng nó được tạo thành từ các sóng.
Hiện nay ta biết rằng cả hai lý thuyết trên đều đúng. Theo quan điểm nhị nguyên sóng/hạt của cơ học lượng tử, thì ánh sáng có thể xem như vừa là sóng vừa là hạt. Theo lý thuyết sóng về ánh sáng thì không rõ nó sẽ phản ứng thế nào đối với hấp dẫn. Nhưng nếu ánh sáng được tạo thành từ các hạt thì người ta có thể nghĩ rằng nó sẽ bị tác động bởi hấp dẫn hệt như các viên đạn đại bác, tên lửa và các hành tinh. Ban đầu người ta tưởng rằng ánh sáng truyền với vận tốc lớn vô hạn và như thế thì hấp dẫn không thể nào làm cho nó chậm lại được, nhưng phát minh của Roemer cho thấy ánh sáng truyền với vận tốc hữu hạn, điều đó có nghĩa là hấp dẫn có thể có tác động quan trọng.
Dựa trên giải thuyết đó, một giảng viên của Đại học Cambridge là John Michell đã viết một bài báo in trên tạp chí "những văn kiện triết học của Hội Hoàng gia London" (Philosophical Transaction of the Royal Society of London) vào năm 1783, trong đó ông chỉ ra rằng một ngôi sao đủ nặng và đặc có thể có trường hấp dẫn mạnh tới mức không cho ánh sáng thoát ra được: bất kỳ ánh sáng nào phát ra từ bề mặt ngôi sao đó cũng đều bị kéo ngược trở lại trước khi nó kịp truyền đi rất xa. Michell cho rằng có thể có một số rất lớn những sao như vậy. Mặc dù chúng ta không thể nhìn thấy những ngôi sao đó bởi vì ánh sáng từ những ngôi sao đó không đến được chúng ta, nhưng chúng ta vẫn cảm thấy được lực hút hấp dẫn của chúng. Những đối tượng đó là cái bây giờ chúng ta gọi là lỗ đen, bởi vì thực tế chúng là những khoảng đen trong vũ trụ.
Một giả thuyết tương tự cũng được một nhà khoa học người Pháp là hầu tước de Laplace đưa ra sau đó ít năm, tất nhiên là độc lập với Michell. Một điều khá lý thú là Laplace chỉ đưa ra giả thuyết này vào lần xuất bản thứ nhất và thứ hai của cuốn sách "Hệ thống thế giới", nhưng rồi lại bỏ đi trong những lần xuất bản sau, chắc ông cho rằng đó là một ý tưởng điên rồ. (Cũng như lý thuyết hạt của ánh sáng không được ủng hộ trong suốt thế kỷ 19, và dường như mọi chuyện đều có thể giải thích bằng lý thuyết sóng, nhưng theo lý thuyết sóng thì hoàn toàn không rõ ánh sáng bị hấp dẫn tác động như thế nào).
Thực tế, xem ánh sáng như những viên đạn đại bác trong lý thuyết hấp dẫn của
Để hiểu một lỗ đen có thể được hình thành như thế nào, trước hết chúng ta phải hiểu vòng đời của một ngôi sao. Một ngôi sao được hình thành khi một lượng lớn khí (mà chủ yếu là hydro) bắt đầu co lại do lực hút hấp dẫn của chính mình. Và vì khi các khối khí co lại, nên các nguyên tử khí va chạm nhau thường xuyên hơn và ngày càng có vận tốc lớn hơn dẫn tới khối khí nóng lên. Cuối cùng, khối khí sẽ nóng tới mức khi các nguyên tử hydro va chạm nhau chúng sẽ không rời nhau ra nữa mà liên kết với nhau thành nguyên tử heli. Nhiệt giải phóng ra từ phản ứng này – giống như vụ nổ của bom khinh khí – sẽ làm cho ngôi sao phát sáng. Lượng nhiệt đó cũng làm tăng áp suất của khối khí cho tới khi đủ để cân bằng với lực hút hấp dẫn và khối khí ngừng co lại. Điều này cũng hơi giống với trường hợp quả khí cầu, trong đó có sự cân bằng giữa áp suất của không khí bên trong có xu hướng làm cho quả khí cầu phồng ra và sức căng của vỏ cao su có xu hướng làm cho nó co lại. Những ngôi sao sẽ còn ổn định như thế một thời gian dài với nhiệt từ các phản ứng hạt nhân tỏa ra cân bằng với lực hút hấp dẫn. Tuy nhiên, cuối cùng rồi các ngôi sao cũng sẽ dùng hết số khí hydro và các nhiên liệu hạt nhân của nó. Một điều thật nghịch lý là các ngôi sao càng có nhiều nhiên liệu lúc bắt đầu thì sẽ hết càng sớm. Đó là bởi vì ngôi sao càng nặng thì nó phải càng nóng để cân bằng với lực hút hấp dẫn. Mà nó đã càng nóng thì sẽ dùng hết số nhiên liệu của nó càng nhanh. Mặt trời của chúng ta có lẽ còn đủ nhiên liệu cho khoảng gần năm ngàn triệu năm nữa, nhưng những ngôi sao nặng hơn có thể dùng hết nhiên liệu của chúng chỉ trong khoảng một trăm triệu năm, ít hơn tuổi của vũ trụ rất nhiều. Khi một ngôi sao hết nhiên liệu, nó sẽ lạnh đi và co lại. Chỉ cuối những năm 20, người ta mới hiểu được điều gì xảy ra đối với nó khi đó.
Năm 1928 một sinh viên Ấn Độ mới tốt nghiệp đại học tên là Subrahmanyan Chandrasekhar đã dong thuyền tới nước Anh để theo học nhà thiên văn ngài Arthur Eddington, một chuyên gia về thuyết tương đối rộng ở
Ý tưởng của ông như sau:
khi một ngôi sao trở nên nhỏ, các hạt vật chất sẽ ở rất gần nhau, và vì vậy theo nguyên lý loại trừ Pauli, chúng cần phải có vận tốc khác nhau. Điều này làm cho chúng chuyển động ra xa nhau và vì thế có xu hướng làm cho sao giãn nở ra. Do đó một ngôi sao có thể tự duy trì để có một bán kính không đổi bằng cách giữ cân bằng giữa lực hút hấp dẫn và lực đẩy xuất hiện do nguyên lý loại trừ, hệt như ở giai đoạn đầu trong cuộc đời của nó lực hấp dẫn được cân bằng bởi nhiệt.
Tuy nhiên, Chandrasekhar thấy rằng lực đẩy do nguyên lý loại trừ tạo ra có một giới hạn. Lý thuyết tương đối rộng đặt một giới hạn cho sự khác biệt cực đại về vận tốc của các hạt vật chất trong các ngôi sao – đó là vận tốc của ánh sáng. Điều này có nghĩa là khi một ngôi sao đủ đặc, lực đẩy gây bởi nguyên lý loại trừ sẽ nhỏ hơn lực hút hấp dẫn. Chandrasekhar tính ra rằng một ngôi sao lạnh có khối lượng lớn hơn khối lượng mặt trời chừng 1,5 lần sẽ không thể tự chống chọi nổi với lực hấp dẫn riêng của nó. (Khối lượng này hiện nay được gọi là giới hạn Chandrasekhar). Phát minh tương tự cũng được nhà khoa học người Nga Lev Davidovich Landau đưa ra vào cùng thời gian đó.
Điều này có những hệ quả quan trọng đối với số phận tối hậu của các ngôi sao nặng. Nếu khối lượng của một ngôi sao nhỏ hơn giới hạn Chandrasekhar, thì cuối cùng nó cũng có thể ngừng co lại và yên phận ở trạng thái cuối cùng khả dĩ như "một sao lùn trắng" với bán kính chỉ khoảng vài ngàn dặm và mật độ khoảng vài trăm tấn trong một inch khối. Sao lùn trắng chống đỡ được với lực hút hấp dẫn là bởi lực đẩy do nguyên lý loại trừ sinh ra giữa các electron trong vật chất của nó. Chúng ta đã quan sát được một số khá lớn những sao lùn trắng này. Một trong những sao lùn đầu tiên quan sát được là ngôi sao quay xung quanh sao Thiên Lang (Sirius) – ngôi sao sáng nhất trên bầu trời đêm.
Landau chỉ ra rằng còn có một trạng thái cuối cùng khả dĩ nữa cho các ngôi sao có khối lượng giới hạn cỡ 1 đến 2 lần lớn hơn khối lượng mặt trời nhưng có kích thước còn nhỏ hơn cả các sao lùn trắng nhiều. Các sao này chống chọi được với lực hút hấp dẫn, bởi lực đẩy do nguyên lý loại trừ tạo ra giữa các neutron và proton lớn hơn là giữa các electron. Do đó chúng được gọi là các sao neutron. Chúng có bán kính chỉ cỡ mươi dặm và có mật độ cỡ vài trăm triệu tấn trên một inch khối. Khi sao neutron lần đầu tiên được tiên đoán, người ta không có cách nào quan sát được chúng và thực tế mãi rất lâu về sau người ta cũng không phát hiện được.
Trái lại, những ngôi sao có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar lại có vấn đề rất lớn đặt ra khi chúng đã dùng hết nhiên liệu. Trong một số trường hợp chúng có thể nổ hoặc điều chỉnh để rút bớt đi một lượng vật chất đủ để làm giảm khối lượng của nó xuống dưới giới hạn và như vậy sẽ tránh được tai họa co lại do hấp dẫn. Tuy nhiên, thật khó lòng tin được rằng điều này luôn luôn xảy ra bất kể ngôi sao lớn tới mức nào. Vả lại, làm sao biết được nó cần phải giảm trọng lượng? Và cho dù mọi ngôi sao đều biết điều chỉnh giảm khối lượng đủ để tránh được quá trình co lại thì điều gì sẽ xảy ra nếu ta thêm khối lượng cho một sao lùn trắng hoặc sao neutron để khối lượng của nó lớn hơn khối lượng giới hạn? Liệu nó có co lại tới mật độ vô hạn không? Eddington đã bị "sốc" bởi hệ quả đó và ông đã chối bỏ không tin kết quả của Chandrasekhar. Eddington nghĩ rằng đơn giản là không thể có một ngôi sao có thể co lại thành một điểm được. Đó cũng là quan điểm của đa số các nhà khoa học. Chính Einstein cũng viết một bài báo trong đó ông tuyên bố rằng một ngôi sao không thể co lại tới kích thước bằng 0 được! Trước sự chống đối của các nhà khoa học khác, mà đặc biệt là Eddington – vừa là thầy giáo cũ vừa là người có uy tín hàng đầu về cấu trúc các sao, Chandrasekhar đành bỏ phương hướng nghiên cứu đó của mình và chuyển sang nghiên cứu những vấn đề khác trong thi! ên văn học như sự chuyển động của các cụm sao. Tuy nhiên, khi ông được trao giải thưởng Nobel vào năm 1938, thì ít nhất cũng một phần là do công trình đầu tay của ông về khối lượng giới hạn của các sao lạnh.
Chandrasekhar đã chứng minh được rằng nguyên lý loại trừ không thể ngăn chặn được sự co lại của các ngôi sao có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar, nhưng vấn đề hiểu được điều gì sẽ xảy ra đối với những sao như vậy theo thuyết tương đối rộng thì phải tới năm 1939 mới được nhà khoa học trẻ người Mỹ là Robert Oppenheimer giải quyết lần đầu tiên. Tuy nhiên, kết quả của ông cho thấy rằng không có một hệ quả quan sát nào có thể phát hiện được bằng các kính thiên văn thời đó. Rồi chiến tranh thế giới thứ 2 xảy ra, và chính Oppenheimer lại cuốn hút vào dự án bom nguyên tử. Sau chiến tranh, vấn đề sự co lại do hấp dẫn bị lãng quên vì đa số các nhà khoa học bắt đầu lao vào các hiện tượng xảy ra trong quy mô nguyên tử và hạt nhân của nó. Tuy nhiên, vào những năm 60 sự quan tâm tới các vấn đề ở thang vĩ mô của thiên văn học và vũ trụ học lại sống dậy vì số lượng cũng như tầm quan sát thiên văn tăng lên rất lớn, do việc áp dụng những công nghệ hiện đại. Công trình của Oppenheimer khi đó lại được phát hiện lại và được mở rộng thêm bởi nhiều người khác.
Phần II
[...] Kỳ dị luôn luôn nằm ở tương lai chứ không bao giờ nằm ở quá khứ của anh ta. Giả thuyết kiểm duyệt vũ trụ mạnh phát biểu rằng trong nghiệm hiện thực thì các kỳ dị luôn luôn hoặc hoàn toàn nằm trong tương lai (như các kỳ dị do quá trình co lại do hấp dẫn) hoặc hoàn toàn nằm trong quá khứ (như vụ nổ lớn). [...]
Bức tranh mà hiện nay chúng ta có từ công trình của Oppenheimer như sau: trường hấp dẫn của ngôi sao làm thay đổi đường truyền của các tia sáng trong không-thời gian. Các nón ánh sáng – chỉ đường truyền trong không-thời gian của các chớp sáng được phát ra từ đỉnh của nón – sẽ hơi bị uốn vào phía trong, phía gần với bề mặt của sao. Điều này có thể thấy được theo quỹ đạo cong của tia sáng phát từ những ngôi sao xa trong quá trình nhật thực. Vì ngôi sao nặng đang co lại, nên trường hấp dẫn ở bề mặt của nó ngày càng mạnh và nón ánh sáng càng bị uốn cong vào phía trong. Điều này làm cho tia sáng ngày càng khó thoát khỏi ngôi sao, và ánh sáng sẽ ngày càng mờ đi và đỏ hơn đối với người quan sát từ xa.
Cuối cùng, khi ngôi sao đã co tới một bán kính tới hạn nào đó, trường hấp dẫn ở bề mặt của nó trở nên mạnh tới mức nón ánh sáng bị uốn vào phía trong nhiều đến nỗi ánh sáng không thể thoát ra được nữa
Khi ngôi sao đã co tới một bán kính tới hạn nào đó, trường hấp dẫn ở bề mặt của nó trở nên mạnh tới mức nón ánh sáng bị uốn vào phía trong nhiều đến nỗi ánh sáng không thể thoát ra được nữa.
(hình 6.1). Theo thuyết tương đối thì không có gì có thể chuyển động nhanh hơn ánh sáng. Vì vậy, nếu ánh sáng không thể thoát ra được, thì cũng không có gì có thể thoát được ra; tất cả đều bị trường hấp dẫn kéo lại. Do đó, ta có một tập các sự cố, tức là một vùng trong không-thời gian, mà không có gì có thể thoát ra từ đó để đến được với người quan sát từ xa. Vùng này chính là cái mà người ta gọi là lỗ đen. Biên của vùng này được gọi là chân trời sự cố, và nó trùng với đường truyền của các tia sáng vừa chớm không thoát ra được khỏi lỗ đen.
Để hiểu được điều mà bạn sẽ thấy nếu bạn đang quan sát sự co lại của một ngôi sao để tạo thành lỗ đen, thì cần nhớ rằng trong thuyết tương đối không có khái niệm thời gian tuyệt đối. Mỗi một người quan sát có độ đo thời gian riêng của mình. Thời gian đối với người ở trên một ngôi sao sẽ khác thời gian của người ở xa, do có trường hấp dẫn của các ngôi sao. Giả sử có một nhà du hành vũ trụ quả cảm ở ngay trên bề mặt một ngôi sao đang co lại vào phía trong của nó, cứ mỗi một giây theo đồng hồ của anh ta lại gửi về con tàu đang quay quanh ngôi sao đó một tín hiệu. Ở thời điểm nào đó theo đồng hồ của anh ta, ví dụ lúc 11 giờ, ngôi sao co lại dưới bán kính tới hạn – kích thước mà ở đó trường hấp dẫn bắt đầu mạnh tới mức không gì có thể thoát được ra, – và như vậy, các tín hiệu của nhà du hành không tới được con tàu nữa. Khi tới gần 11 giờ, các đồng nghiệp của nhà du hành quan sát từ con tàu thấy khoảng thời gian giữa hai tín hiệu liên tiếp do nhà du hành gửi về ngày càng dài hơn, nhưng trước 10 giờ 59 phút 59 giây hiệu ứng đó rất nhỏ. Họ chỉ phải đợi hơn một giây chút xíu giữa tín hiệu mà nhà du hành gửi về lúc 10 giờ 59 phút 58 giây và tín hiệu anh ta gửi về lúc đồng hồ anh ta chỉ 10 giờ 59 phút 59 giây, nhưng họ sẽ phải đợi vĩnh viễn viễn tín hiệu gửi lúc 11 giờ. Các sóng ánh sáng được phát từ bề mặt ngôi sao trong khoảng thời gian giữa 10 giờ 59 phút 59 giây và 11 giờ theo đồng hồ của nhà du hành sẽ được truyền qua một khoảng thời gian vô hạn,! nếu đo từ con tàu. Khoảng thời gian giữa hai sóng ánh sáng liên tiếp tới con tàu mỗi lúc một dài hơn, do đó ánh sáng từ ngôi sao mỗi lúc một đỏ và nhợt nhạt hơn. Cuối cùng, ngôi sao sẽ mờ tối tới mức từ con tàu không thể nhìn thấy nó nữa; tất cả những cái còn lại chỉ là một lỗ đen trong không gian. Tuy nhiên, ngôi sao vẫn tiếp tục tác dụng một lực hấp dẫn như trước lên con tàu làm cho nó vẫn tiếp tục quay xung quanh lỗ đen.
Thực ra, kịch bản này không phải hoàn toàn là hiện thực vì vấn đề sau: Lực hấp dẫn càng yếu khi bạn càng ở xa ngôi sao, vì vậy lực hấp dẫn tác dụng lên chân nhà du hành vũ trụ quả cảm của chúng ta sẽ luôn luôn lớn hơn lực tác dụng lên đầu của anh ta. Sự khác biệt về lực đó sẽ kéo dài nhà du hành vũ trụ của chúng ta giống như một sợi mì hoặc xé đứt anh ta ra trước khi ngôi sao co tới bán kính tới hạn, tại đó chân trời sự cố được hình thành! Tuy nhiên, chúng ta tin rằng trong vũ trụ có những vật thể lớn hơn rất nhiều, chẳng hạn như những vùng trung tâm của các thiên hà, cũng có thể co lại do hấp dẫn để tạo thành các lỗ đen; một nhà du hành vũ trụ ở trên một trong các vật thể đó sẽ không bị xé đứt trước khi lỗ đen được tạo thành. Thực tế, anh ta sẽ chẳng cảm thấy gì đặc biệt khi đạt tới bán kính tới hạn, và có thể vượt điểm-không-đường-quay-lại mà không nhận thấy. Tuy nhiên, chỉ một ít giờ sau, khi vùng đó tiếp tục co lại, sự khác biệt về lực hấp dẫn tác dụng lên chân và đầu sẽ lại trở nên mạnh tới mức nó sẽ xé đứt người anh ta.
Công trình mà Roger Penrose và tôi tiến hành giữa năm 1965 và 1970 chứng tỏ, rằng theo thuyết tương đối rộng, thì cần phải có một kỳ dị với mật độ và độ cong không-thời gian vô hạn bên trong lỗ đen. Điều này khá giống với vụ nổ lớn ở điểm bắt đầu, chỉ có điều ở đây lại là thời điểm cuối của một vật thể cùng nhà du hành đang co lại. Ở kỳ dị này, các định luật khoa học và khả năng tiên đoán tương lai đều không dùng được nữa. Tuy nhiên, một người quan sát còn ở ngoài lỗ đen sẽ không bị ảnh hưởng bởi sự mất khả năng tiên đoán đó vì không một tín hiệu nào hoặc tia sáng nào từ điểm kỳ dị đó tới được anh ta. Sự kiện đáng chú ý đó đã dẫn Roger Penrose tới giả thuyết về sự kiểm duyệt vũ trụ – một giả thuyết có thể phát biểu dưới dạng "Chúa căm ghét sự kỳ dị trần trụi". Nói một cách khác, những kỳ dị được tạo ra bởi sự co lại do hấp dẫn chỉ xảy ra ở những nơi giống như lỗ đen – nơi mà chúng được che giấu kín đáo bởi chân trời sự cố không cho người ngoài nhìn thấy. Nói một cách chặt chẽ thì đây là mới là giả thuyết về sự kiểm duyệt vũ trụ yếu: nó bảo vệ cho những người quan sát còn ở ngoài lỗ đen tránh được những hậu quả do sự mất khả năng tiên đoán xảy ra ở điểm kỳ dị, nhưng nó hoàn toàn không làm được gì cho nhà du hành bất hạnh đã bị rơi vào lỗ đen.
Có một số nghiệm của các phương trình của thuyết tương đối rộng, trong đó nó cho phép nhà du hành của chúng ta có thể nhìn thấy điểm kỳ dị trần trụi: như vậy anh ta có thể tránh không đụng vào nó và thay vì anh ta có thể rơi qua một cái "lỗ sâu đục" và đi ra một vùng khác của vũ trụ. Điều này tạo ra những khả năng to lớn cho việc du hành trong không gian và thời gian, nhưng thật không may, những nghiệm đó lại rất không ổn định; chỉ cần một nhiễu động nhỏ, ví dụ như sự có mặt của nhà du hành, là đã có thể làm cho chúng thay đổi tới mức nhà du hành không còn nhìn thấy kỳ dị nữa cho tới khi chạm vào nó và thời gian của anh ta sẽ chấm hết. Nói cách khác, kỳ dị luôn luôn nằm ở tương lai chứ không bao giờ nằm ở quá khứ của anh ta. Giả thuyết kiểm duyệt vũ trụ mạnh phát biểu rằng trong nghiệm hiện thực thì các kỳ dị luôn luôn hoặc hoàn toàn nằm trong tương lai (như các kỳ dị do quá trình co lại do hấp dẫn) hoặc hoàn toàn nằm trong quá khứ (như vụ nổ lớn). Người ta rất hy vọng một trong hai giả thuyết kiểm duyệt là đúng, bởi vì ở gần các kỳ dị trần trụi sẽ có thể chu du về quá khứ. Trong khi điều này thật tuyệt vời đối với các nhà viết truyện khoa học viễn tưởng thì nó cũng có nghĩa là cuộc sống của bất kỳ ai đều không an toàn: một kẻ nào đó có thể mò về quá khứ giết chết bố hoặc mẹ của bạn trước khi bạn được đ�! ��u thai!
Chân trời sự cố, biên của vùng không – thời gian mà từ đó không gì thoát ra được, có tác dụng như một màng một chiều bao quanh lỗ đen: các vật, tỷ như nhà du hành khinh suất của chúng ta, có thể rơi vào lỗ đen qua chân trời sự cố, nhưng không gì có thể thoát ra lỗ đen qua chân trời sự cố (cần nhớ rằng chân trời sự cố là đường đi trong không-thời gian của ánh sáng đang tìm cách thoát khỏi lỗ đen, và không gì có thể chuyển động nhanh hơn ánh sáng). Có thể dùng lời của thi sĩ Dante nói về lối vào địa ngục để nói về chân trời sự cố: "Hỡi những người bước vào đây hãy vứt bỏ mọi hy vọng!". Bất kỳ cái gì hoặc bất kỳ ai, một khi đã rơi qua chân trời sự cố thì sẽ sớm tới vùng có mật độ vô hạn và, chấm hết thời gian.
Thuyết tương đối rộng tiên đoán rằng các vật nặng khi chuyển động sẽ phát ra sóng hấp dẫn – những nếp gợn trong độ cong của không gian truyền với vận tốc của ánh sáng. Những sóng này tương tự như các sóng ánh sáng, là những gợn sóng của trường điện từ, nhưng sóng hấp dẫn khó phát hiện hơn nhiều. Giống như ánh sáng, sóng hấp dẫn cũng mang năng lượng lấy từ các vật phát ra nó. Do đó, hệ thống các vật nặng cuối cùng sẽ an bài ở một trạng thái dừng nào đó bởi vì năng lượng ở bất cứ dạng vận động nào đều được các sóng hấp dẫn mang đi. (Điều này gần tương tự với việc ném một cái nút xuống nước. Ban đầu, nó dập dềnh khá mạnh, nhưng rồi vì các gợn sóng mang dần đi hết năng lượng của nó, cuối cùng nó an bài ở một trạng thái dừng). Ví dụ, chuyển động của trái đất xung quanh mặt trời tạo ra các sóng hấp dẫn. Tác dụng của việc mất năng lượng sẽ làm thay đổi quỹ đạo trái đất, làm cho nó dần dần tiến tới gần mặt trời hơn, rồi cuối cùng chạm mặt trời và an bài ở một trạng thái dừng. Tuy nhiên, tốc độ mất năng lượng của trái đất và mặt trời rất thấp: chỉ cỡ đủ để chạy một lò sưởi điện nhỏ. Điều này có nghĩa là phải mất gần một ngàn triệu triệu triệu triệu năm trái đất mới đâm vào mặt trời và vì vậy chúng ta chẳng có lý do gì để lo lắng cả! Sự thay đổi quỹ đạo của trái đất cũng rất chậm khiến ch! o khó có thể quan sát được, nhưng chính hiện tượng này đã được quan sát thấy ít năm trước trong hệ thống có tên là PSR 1913+16 PSR là tên viết tắt của một pulsar (pulsar là chuẩn tinh: một loại sao neutron đặc biệt có khả năng phát đều đặn các xung sóng radio). Hệ thống này gồm hai sao neutron quay xung quanh nhau và sự mất năng lượng do phát sóng hấp dẫn làm cho chúng chuyển động theo đường xoắn ốc hướng vào nhau
Trong quá trình co lại do hấp dẫn của một ngôi sao để tạo thành một lỗ đen, các chuyển động sẽ nhanh hơn nhiều và vì vậy tốc độ năng lượng được chuyển đi cũng cao hơn nhiều. Do vậy mà thời gian để đạt tới sự an bài ở một trạng thái dừng sẽ không quá lâu. Vậy cái giai đoạn cuối cùng này nhìn sẽ như thế nào? Người ta cho rằng, nó sẽ phụ thuộc vào tất cả các đặc tính của ngôi sao. Có nghĩa là, nó không chỉ phụ thuộc vào khối lượng và tốc độ quay, mà còn phụ thuộc vào những mật độ khác nhau của các phần tử khác nhau của ngôi sao và cả những chuyển động phức tạp của các khí trong ngôi sao đó nữa. Và nếu các lỗ đen cũng đa dạng như những đối tượng đã co lại và tạo nên chúng thì sẽ rất khó đưa ra một tiên đoán nào về các lỗ đen nói chung.
Tuy nhiên, vào năm 1967, một nhà khoa học Canada tên là Werner Israel (ông sinh ở Berlin, lớn lên ở Nam Phi, và làm luận án tiến sĩ ở Ireland) đã tạo ra một bước ngoặt trong việc nghiên cứu các lỗ đen.
Thực tế, những lỗ đen này có thể được mô tả bằng một nghiệm riêng của phương trình Einstein đã được biết từ năm 1917, do Karl Schwarzchild tìm ra gần như ngay sau khi tuyết tương đối rộng được phát minh. Thoạt đầu, nhiều người, thậm chí ngay cả Israel, lý luận rằng, vì các lỗ đen cần phải có dạng cầu lý tưởng nên chúng chỉ có thể được tạo thành từ sự co lại của đối tượng có dạng cầu lý tưởng. Mà một ngôi sao chẳng bao giờ có thể có dạng cầu lý tưởng được, nên nó chỉ có thể co lại để tạo thành một kỳ dị trần trụi mà thôi.
Tuy nhiên, có một cách giải thích khác cho kết quả của
Kết quả của
Năm 1970, một đồng nghiệp và cũng là nghiên cứu sinh của tôi, Brandon Carter đã đi được bước đầu tiên hướng tới chứng minh suy đoán trên. Anh đã chứng tỏ được rằng với điều kiện lỗ đen quay dừng có một trục đối xứng, giống như một con quay, thì nó sẽ có kích thước và hình dạng chỉ phụ thuộc vào khối lượng và tốc độ quay của nó. Sau đó vào năm 1971, tôi đã chứng minh được rằng bất kỳ một lỗ đen quay dừng nào đều cần phải có một trục đối xứng như vậy. Cuối cùng, vào năm 1973, David Robinson ở trường
Phần III
Các lỗ đen chỉ là một trong số rất ít các trường hợp trong lịch sử khoa học, trong đó lý thuyết đã được phát triển rất chi tiết như một mô hình toán học trước khi có những bằng chứng từ quan sát xác nhận nó là đúng đắn.
Thực tế, điều này đã được dùng như một luận cứ chủ yếu của những người phản đối lỗ đen: làm sao người ta có thể tin rằng có những vật thể mà bằng chứng về sự tồn tại của nó chỉ là những tính toán dựa trên lý thuyết tương đối rộng, một lý thuyết vốn đã đáng ngờ? Tuy nhiên, vào năm 1963, Maarten Schmidt, một nhà thiên văn làm việc ở Đài thiên văn Palomar, Caliornia, Mỹ, đã đo được sự chuyển dịch về phía đỏ của một đối tượng mờ tựa như sao theo hướng một nguồn phát sóng radio có tên là 3C273 (tức là số của nguồn là 273 trong catalogue thứ 3 ở Cambridge). Ông thấy sự chuyển dịch này là quá lớn, nếu xem nó do trường hấp dẫn gây ra: nếu đó là sự chuyển dịch về phía đỏ do trường hấp dẫn gây ra thì đối tượng đó phải rất nặng và ở gần chúng ta tới mức nó sẽ làm nhiễu động quỹ đạo của các hành tinh trong Hệ mặt trời. Điều này gợi ý rằng sự chuyển dịch về phía đỏ này là do sự giãn nở của vũ trụ và vì vậy đối tượng đó phải ở rất xa chúng ta. Để thấy được ở một khoảng cách xa như thế vật thể đó phải rất sáng hay nói cách khác là phải phát ra một năng lượng cực lớn. Cơ chế duy nhất mà con người có thể nghĩ ra để miêu tả một năng lượng lớn như thế, là sự co lại do hấp dẫn không phải chỉ của một ngôi sao mà của cả vùng trung tâm của thiên hà. Nhiều đối tượng "tương tự sao" (chuẩn tinh), hay nói cách khác là các quasar, cũng đã được phát hiện. Tất cả đều có chuyển dịch lớn về phía đỏ. Nhưng tất cả chúng đều ở quá xa, khó quan sát để cho một bằng! chứng quyết định về các lỗ đen.
Sự cổ vũ tiếp theo cho sự tồn tại của các lỗ đen là phát minh của Jocelyn Bell, một nghiên cứu sinh ở Cambridge, về những thiên thể phát các xung radio đều đặn. Thoạt đầu,
Làm sao chúng ta có thể hy vọng phát hiện được lỗ đen, khi mà theo chính định nghĩa của nó, nó không phát ra một tia sáng nào? Điều này cũng na ná như đi tìm con mèo đen trong một kho than. May thay vẫn có một cách. Như John Michell đã chỉ ra trong bài báo tiên phong của ông viết năm 1983, lỗ đen vẫn tiếp tục tác dụng lực hấp dẫn lên các vật xung quanh. Các nhà thiên văn đã quan sát được nhiều hệ thống, trong đó có hai sao quay xung quanh nhau và hút nhau bằng lực hấp dẫn. Họ cũng quan sát được những hệ thống, trong đó chỉ có một sao thấy được quay xung quanh sao đồng hành (không thấy được). Tất nhiên, người ta không thể kết luận ngay rằng sao đồng hành đó là một lỗ đen, vì nó có thể đơn giản chỉ là một ngôi sao phát sáng quá yếu nên ta không thấy được. Tuy nhiên, có một số trong các hệ thống đó, chẳng hạn như hệ thống có tên là Cygnus X-1
Hệ thống Cygnus X-1 có nguồn phát tia X mạnh (mũi tên trắng).
(hình 6.2) cũng là những nguồn phát tia X rất mạnh. Cách giải thích tốt nhất cho hiện tượng này là vật chất bị bắn ra khỏi bề mặt của ngôi sao nhìn thấy. Vì lượng vật chất này rơi về phía đồng hành không nhìn thấy, nên nó phát triển thành chuyển động theo đường xoắn ốc (khá giống như nước chảy ra khỏi bồn tắm) và trở nên rất nóng, phát ra tia X (hình 6.3). Muốn cho cơ chế này hoạt động, sao đồng hành không nhìn thấy phải rất nhỏ, giống như sao lùn trắng, sao neutron hoặc lỗ đen. Từ quỹ đạo quan sát được của ngôi sao nhìn thấy, người ta có thể xác định được khối lượng khả dĩ thấp nhất của ngôi sao đồng hành không nhìn thấy. Trong trường hợp hệ thống Cygnus X-1 sao đó có khối lượng lớn gấp 6 lần mặt trời. Theo kết quả của Chandrasekhar thì như thế là quá lớn để cho sao không nhìn thấy là một sao lùn trắng. Nó cũng có khối lượng quá lớn để là sao neutron. Vì vậy, nó dường như phải là một lỗ đen…
Cũng có những mô hình khác giải thích rằng Cygnus X-1 không bao gồm lỗ đen, nhưng tất cả những mô hình đó đều rất gượng gạo. Lỗ đen là cách giải thích thực sự tự nhiên duy nhất những quan trắc đó. Mặc dù vậy, tôi đã đánh cuộc với Kip Thorne ở Viện kỹ thuật California, rằng thực tế Cygnus X-1 không chứa lỗ đen! Đây chẳng qua chỉ là sách lược bảo hiểm cho tôi. Tôi đã tốn biết bao công sức cho những lỗ đen và tất cả sẽ trở nên vô ích, nếu hóa ra là các lỗ đen không tồn tại. Nhưng khi đó tôi sẽ được an ủi là mình thắng cuộc và điều đó sẽ mang lại cho tôi bốn năm liền tạp chí Private Eye. Nếu lỗ đen tồn tại thì Kip được 1 năm tạp chí Penthouse. Khi chúng tôi đánh cuộc vào năm 1975 thì chúng tôi đã chắc tới 80% rằng Cygnus là lỗ đen. Và bây giờ tôi có thể nói rằng chúng tôi đã biết chắc tới 95%, nhưng cuộc đánh cuộc vẫn chưa thể xem là đã ngã ngũ.
Giờ đây chúng ta cũng có bằng chứng về một số lỗ đen khác trong các hệ thống giống như Cygnus X-1 trong thiên hà của chúng ta và trong hai thiên hà lân cận có tên là Magellanic Clouds. Tuy nhiên, số các lỗ đen chắc còn cao hơn nhiều; trong lịch sử dài dằng dặc của vũ trụ nhiều ngôi sao chắc đã đốt hết toàn bộ nhiên liệu hạt nhân của mình và đã phải co lại. Số các lỗ đen có thể lớn hơn nhiều so với số những ngôi sao nhìn thấy, mà chỉ riêng trong thiên hà của chúng ta thôi số những ngôi sao đó đã tới khoảng một trăm ngàn triệu. Lực hút hấp dẫn phụ thêm của một số lớn như thế các lỗ đen có thể giải thích được tại sao thiên hà của chúng ta lại quay với tốc độ như nó hiện có: khối lượng của các sao thấy được không đủ để làm điều đó. Chúng ta cũng có một số bằng chứng cho thấy rằng có một lỗ đen lớn hơn nhiều ở trung tâm thiên hà của chúng ta với khối lượng lớn hơn khối lượng của mặt trời tới trăm ngàn lần. Các ngôi sao trong thiên hà tới gần lỗ đen đó sẽ bị xé tan do sự khác biệt về hấp dẫn ở phía gần và phía xa của nó. Tàn tích của những ngôi sao đó và khí do các sao khác tung ra đều sẽ rơi về phía lỗ đen. Cũng như trong trường hợp Cygnus X-1, khí sẽ chuyển động theo đường xoắn ốc đi vào và nóng lên mặc dù không nhiều như trong trường hợp đó. Nó sẽ không đủ nóng để phát ra các tia X, nhưng cũng có thể là các nguồn sóng radio và tia hồng ngoại rấ! t đậm đặc mà người ta đã quan sát được ở tâm thiên hà.
Người ta cho rằng những lỗ đen tương tự hoặc thậm chí còn lớn hơn, với khối lượng khoảng trăm triệu lần lớn hơn khối lượng mặt trời có thể gặp ở tâm các quasar. Vật chất rơi vào những lỗ đen siêu nặng như vậy sẽ tạo ra một nguồn năng lượng duy nhất đủ lớn để giải thích lượng năng lượng cực lớn mà các vật thể đó phát ra. Vì vật chất chuyển động xoáy ốc vào lỗ đen, nó sẽ làm cho lỗ đen quay cùng chiều tạo cho nó một từ trường khá giống với từ trường của trái đất. Các hạt có năng lượng rất cao cũng sẽ được sinh ra gần lỗ đen bởi vật chất rơi vào. Từ trường này có thể mạnh tới mức hội tụ được các hạt đó thành những tia phóng ra ngoài dọc theo trục quay của lỗ đen, tức là theo hướng các cực bắc và nam của nó. Các tia như vậy thực tế đã được quan sát thấy trong nhiều thiên hà và các quasar.
Người ta cũng có thể xét tới khả năng có những lỗ đen với khối lượng nhỏ hơn nhiều so với khối lượng mặt trời. Những lỗ đen như thế không thể được tạo thành bởi sự co lại do hấp dẫn, vì khối lượng của chúng thấp hơn giới hạn Chandrasekhar: Các sao có khối lượng thấp đó tự nó có thể chống chọi được với lực hấp dẫn thậm chí cả khi chúng đã hết sạch nhiên liệu hạt nhân. Do vậy, những lỗ đen khối lượng thấp đó chỉ có thể được tạo thành nếu vật chất của nó được nén đến mật độ cực lớn bởi một áp lực rất cao từ bên ngoài. Điều kiện như thế có thể xảy ra trong một quả bom khinh khí rất lớn: nhà vật lý John Wheeler một lần đã tính ra rằng nếu ta lấy toàn bộ nước nặng trong tất cả các đại dương thì ta có thể chế tạo được quả bom khinh khí có thể nén được vật chất ở tâm mạnh tới mức có thể tạo nên một lỗ đen. (Tất nhiên sẽ chẳng còn ai sống sót mà quan sát điều đó!). Một khả năng khác thực tiễn hơn là các lỗ đen có khối lượng thấp có thể được tạo thành dưới nhiệt độ và áp suất cao ở giai đoạn rất sớm của vũ trụ. Mặt khác những lỗ đen chỉ có thể tạo thành nếu vũ trụ ở giai đoạn rất sớm không trơn tru và đều đặn một cách lý tưởng, bởi vì chỉ cần một vùng nhỏ có mật độ lớn hơn mật độ trung bình là có thể bị nén theo cách đó để tạo thành lỗ đen. Nhưng chúng ta biết rằng nhất thiết phải có một số bất thường như vậy, bởi vì nếu không vật chất trong vũ trụ cho tới nay vẫn sẽ ! còn phân bố đều một cách lý tưởng thay vì kết lại thành khối trong các ngôi sao và thiên hà.
Những bất thường đòi hỏi phải có để tạo ra các ngôi sao và thiên hà có dẫn tới sự tạo thành một số đáng kể "lỗ đen nguyên thủy" hay không còn phụ thuộc vào chi tiết của những điều kiện ở giai đoạn đầu của vũ trụ. Vì vậy, nếu hiện nay chúng ta có thể xác định được có bao nhiêu lỗ đen nguyên thủy thì chúng ta sẽ biết được nhiều điều về những giai đoạn rất sớm của vũ trụ. Các lỗ đen nguyên thủy với khối lượng lớn hơn ngàn triệu tấn (bằng khối lượng của một quả núi lớn) có thể được phát hiện chỉ thông qua ảnh hưởng hấp dẫn của chúng lên các vật thể khác là vật chất thấy được hoặc ảnh hưởng tới sự giãn nở của vũ trụ. Tuy nhiên, như chúng ta sẽ biết ở chương sau, các lỗ đen xét cho cùng cũng không phải quá đen: chúng phát sáng như những vật nóng, và các lỗ đen càng nhỏ thì chúng phát sáng càng mạnh. Và như vậy một điều thật nghịch lý là các lỗ đen càng nhỏ thì càng dễ phát hiện hơn các lỗ đen lớn.
Lỗ Ðen không quá đen
Stephen Hawking(Lược sử Thời gian)
[...] Tháng 9 năm 1973, trong thời gian đến thăm Matxcơva, tôi đã thảo luận về các lỗ đen với hai chuyên gia hàng đầu của Liên Xô là Yakov Zedovich và Alexander Starobinsky. Họ khẳng định với tôi rằng, theo nguyên lý bất động của cơ học lượng tử thì các lỗ đen quay cần phải sinh và phát ra các hạt. Tôi tin cơ sở vật lý trong lý lẽ của họ, nhưng… [...]
Trước năm 1970, nghiên cứu của tôi về thuyết tương đối rộng chủ yếu tập trung vào vấn đề có tồn tại hay không kỳ dị vụ nổ lớn. Tuy nhiên, vào một buổi tối tháng 11 năm đó, ngay sau khi con gái tôi, cháu Lucy, ra đời, tôi bắt đầu suy nghĩ về những lỗ đen khi tôi trên đường về phòng ngủ. Vì sự tàn tật của mình, tôi di chuyển rất chậm, nên có đủ thời gian để suy nghĩ. Vào thời đó còn chưa có một định nghĩa chính xác cho biết những điểm nào của không-thời gian là nằm trong, và những điểm nào là nằm ngoài lỗ đen. Tôi đã thảo luận với Roger Penrose ý tưởng định nghĩa lỗ đen như một tập hợp mà các sự cố không thể thoát ra khỏi nó để đến những khoảng cách lớn, và bây
Hình 7.1: Chân trời sự cố được tạo ra bởi đường đi trong không-thời gian của các tia sáng vừa chớm không thoát ra được khỏi lỗ đen, và vĩnh viễn chơi vơi ở mép của nó.
giờ nó đã trở thành một định nghĩa được mọi người chấp nhận. Điều này có nghĩa là biên giới của lỗ đen, cũng gọi là chân trời sự cố, được tạo bởi đường đi trong không-thời gian của các tia sáng vừa chớm không thoát ra được khỏi lỗ đen, và vĩnh viễn chơi vơi ở mép của nó (hình 7.1). Nó cũng gần giống như trò chơi chạy trốn cảnh sát, chỉ hơi vượt trước được một bước nhưng còn chưa thể bứt ra được.
Bất chợt tôi nhận ra rằng đường đi của các tia sáng ấy không bao giờ có thể tiến tới gần nhau. Vì nếu không thế, cuối cùng chúng cũng sẽ phải chập vào nhau. Điều này cũng giống như đón gặp một người bạn đang phải chạy trốn cảnh sát ở phía ngược lại – rốt cuộc cả hai sẽ đều bị bắt! (Hay trong trường hợp của chúng ta cả hai tia sáng sẽ đều bị rơi vào lỗ đen). Nhưng nếu cả hai tia sáng đó đều bị nuốt bởi lỗ đen, thì chúng không thể ở biên giới của lỗ đen được. Như vậy đường đi của các tia sáng trong chân trời sự cố phải luôn luôn song song hoặc đi ra xa nhau. Một cách khác để thấy điều này là chân trời sự cố – biên giới của lỗ đen – giống như mép của một cái bóng – bóng của số phận treo lơ lửng. Nếu bạn nhìn cái bóng tạo bởi một nguồn sáng ở rất xa, chẳng hạn như mặt trời, bạn sẽ thấy rằng các tia sáng ở mép của nó không hề tiến tới gần nhau.
Nếu các tia sáng tạo nên chân trời sự cố – biên giới của lỗ đen – không bao giờ có thể tiến tới gần nhau, thì diện tích của chân trời sự cố có thể giữ nguyên không đổi hoặc tăng theo thời gian chứ không bao giờ giảm, vì nếu không, ít nhất sẽ có một số tia sáng trên biên phải tiến gần tới nhau. Thực tế thì diện tích sẽ tăng bất cứ khi nào có vật chất hoặc bức xạ rơi vào lỗ đen (hình7.2). Hoặc nếu có hai lỗ
- Hình 7.2 (trái): Diện tích tăng khi vật chất rơi vào lỗ đen.
- Hình 7.3 (phải): Diện tích của chân trời sự cố của lỗ đen mới tạo thành sẽ lớn hơn hoặc bằng tổng diện tích của hai hố đen riêng lẻ ban đầu.
đen va chạm rồi xâm nhập vào nhau tạo thành một lỗ đen duy nhất, thì diện tích chân trời sự cố của lỗ đen tạo thành sẽ lớn hơn hoặc bằng tổng diện tích chân rời sự cố của hai lỗ đen riêng lẻ ban đầu (hình 7.3). Tính không giảm đó của diện tích chân trời sự cố đã đặt một hạn chế quan trọng đối với hành vi khả dĩ của các lỗ đen. Tôi đã xúc động về phát minh của mình tới mức đêm đó tôi không sao chợp mắt được. Ngay hôm sau tôi gọi điện cho Roger Penrose. Ông đã đồng ý với tôi. Thực tế, tôi nghĩ rằng chính ông cũng đã ý thức được tính chất đó của diện tích chân trời sự cố. Tuy nhiên, ông đã dùng một định nghĩa hơi khác của lỗ đen. Ông không thấy được rằng biên giới của các lỗ đen theo hai định nghĩa đó thực chất là như nhau, và do đó, diện tích của chúng cũng như nhau với điều kiện lỗ đen đã an bài ở trạng thái không thay đổi theo thời gian.
Tính chất không giảm của diện tích lỗ đen rất giống với tính chất của một đại lượng vật lý có tên là entropy – đại lượng là thước đo mức độ mất trật tự của một hệ thống. Kinh nghiệm hàng ngày cũng cho chúng ta biết rằng nếu để các vật tự do thì mức độ mất trật tự sẽ có xu hướng tăng. (Chỉ cần ngừng sửa chữa xung quanh là bạn sẽ thấy điều đó ngay!). Người ta có thể tạo ra trật tự từ sự mất trật tự (ví dụ như bạn có thể quét sơn lại nhà), nhưng điều đó yêu cầu phải tốn sức lực hoặc năng lượng, và như vậy có nghĩa là sẽ làm giảm lượng năng lượng của trật tự sẵn có.
Phát biểu chính xác ý tưởng này chính là Định luật II của nhiệt động học. Định luật đó phát biểu rằng: entropy của một hệ cô lập luôn luôn tăng, và rằng khi hai hệ hợp lại với nhau làm một thì entropy của hệ hợp thành sẽ lớn hơn tổng entropy của hai hệ riêng rẽ. Ví dụ, xét một hệ phân tử khí đựng trong một cái hộp. Có thể xem những phân tử như những quả cầu billard nhỏ, liên tục va chạm với nhau và với thành hộp. Nhiệt độ của khí càng cao thì các phân tử chuyển động càng nhanh, và chúng va chạm càng thường xuyên và càng mạnh với thành hộp, và áp suất chúng đè lên thành hộp càng lớn. Giả sử rằng ban đầu tất cả các phân tử bị giam ở nửa trái của hộp bằng một vách ngăn. Nếu bỏ vách ngăn đi, các phân tử sẽ có xu hướng tràn ra chiếm cả hai nửa của hộp. Ở một thời điểm nào đó sau đấy, do may rủi, có thể tất cả các phân tử sẽ dồn cả sang nửa phải hoặc trở lại nửa trái của hộp, nhưng khả năng chắc chắn hơn rất nhiều là chúng có số lượng gần bằng nhau ở cả hai nửa hộp. Một trạng thái kém trật tự hơn, hay nói cách khác là mất trật tự hơn, trạng thái ban đầu mà trong đó mọi phân tử chỉ ở trong một nửa hộp. Do đó, người ta nói rằng entropy của khí đã tăng lên. Tương tự, giả sử rằng ta bắt đầu với hai hộp, một hộp chứa các phân tử ôxy và một hộp chứa các phân tử nitơ. Nếu người ta ghép hai hộp với nhau và bỏ vách ngăn đi thì các phân tử ôxy và nitơ sẽ bắt đầu trộn ! lẫn vào nhau. Ở một thời điểm nào đó sau đấy, trạng thái có xác suất lớn nhất sẽ là sự trộn khá đều các phân tử ôxy và nitơ trong cả hai hộp. Trạng thái đó là kém trật tự hơn trạng thái ban đầu của hai hộp riêng rẽ.
Định luật thứ hai của nhiệt dộng học có vị trí hơi khác so với các định luật khoa học khác, chẳng hạn như định luật hấp dẫn của Newton, bởi vì nó không phải luôn luôn đúng, mà chỉ đúng trong đại đa số các trường hợp mà thôi. Xác suất để tất cả các phân tử trong hộp đầu tiên của chúng ta dồn cả về một nửa của hộp ở thời điểm sau khi bỏ vách ngăn chỉ bằng một phần nhiều triệu triệu, nhưng nó vẫn có thể xảy ra. Tuy nhiên, nếu có một lỗ đen ở cạnh thì định luật đó dường như sẽ bị vi phạm khá dễ dàng: chỉ cần ném một số vật chất có lượng entropy lớn, như một hộp khí chẳng hạn, vào lỗ đen. Khi đó tổng số entropy của vật chất ở ngoài lỗ đen sẽ giảm. Tất nhiên, người ta vẫn còn có thể viện lý rằng entropy tổng cộng, kể cả entropy trong lỗ đen sẽ không giảm, nhưng vì không có cách gì để nhìn vào lỗ đen, nên chúng ta không thể thấy được vật chất trong đó chứa bao nhiêu entropy. Khi này sẽ thật là tuyệt vời nếu có một đặc tính nào đó của lỗ đen, mà qua nó, người quan sát ở bên ngoài có thể biết về entropy của lỗ đen, và đặc tính này lại tăng bất cứ khi nào có một lượng vật chất mang entropy rơi vào lỗ đen. Sự phát hiện vừa mô tả ở trên cho thấy rằng diện tích của chân trời sự cố sẽ tăng bất cứ khi nào có một lượng vật chất rơi vào lỗ đen. Một nghiên cứu sinh ở
Giả thuyết này dường như đã tránh cho định luật thứ hai nhiệt động học không bị vi phạm trong hầu hết mọi tình huống. Tuy nhiên, vẫn còn một khe hở tai hại. Nếu lỗ đen có entropy thì nó cũng sẽ phải có nhiệt độ. Nhưng một vật có nhiệt độ thì sẽ phải phát xạ với tốc độ nào đó. Kinh nghiệm hàng ngày cũng cho thấy rằng nếu người ta nung nóng một que cời trong lửa thì nó sẽ nóng đỏ và bức xạ, nhưng những vật ở nhiệt độ thấp cũng bức xạ, chỉ có điều lượng bức xạ khá nhỏ nên người ta thường không nhìn thấy mà thôi. Bức xạ này đòi hỏi phải có để tránh cho định luật thứ hai khỏi bị vi phạm. Như vậy, các lỗ đen cũng cần phải bức xạ. Nhưng theo chính định nghĩa của nó thì lỗ đen là vật được xem là không phát ra gì hết. Và do đó, dường như diện tích của chân trời sự cố không thể xem như entropy của lỗ đen. Năm 1972 cùng với Bradon Carte và một đồng nghiệp Mỹ Jim Bardeen, tôi đã viết một bài báo trong đó chỉ ra rằng mặc dù có nhiều điểm tương tự giữa diện tích của chân trời sự cố và entropy nhưng vẫn còn khó khăn đầy tai hại đó. Tôi cũng phải thú nhận rằng khi viết bài báo đó tôi đã bị thúc đẩy một phần bởi sự bực tức đối với Bekenstein, người mà tôi cảm thấy đã lạm dụng phát hiện của tôi về diện tích của chân trời sự cố. Tuy nhiên, cuối cùng hóa ra anh ta về căn bản lại là đúng, mặc dù ở một mức độ mà chính anh ta cũng không ngờ.
Tháng 9 năm 1973, trong thời gian đến thăm Matxcơva, tôi đã thảo luận về các lỗ đen với hai chuyên gia hàng đầu của Liên Xô là Yakov Zedovich và Alexander Starobinsky. Họ khẳng định với tôi rằng theo nguyên lý bất động của cơ học lượng tử thì các lỗ đen quay cần phải sinh và phát ra các hạt. Tôi tin cơ sở vật lý trong lý lẽ của họ, nhưng tôi không thích phương pháp toán học mà họ sử dụng để tính toán sự phát xạ hạt. Do đó, tôi đã bắt tay vào tìm tòi một cách xử lý toán học tốt hơn mà tôi đã trình bày tại seminar thông báo ở
Nhưng làm sao các lỗ đen lại có thể phát ra các hạt trong khi chúng ta biết được rằng không có vật gì từ phía trong có thể thoát ra khỏi chân trời sự cố? Câu trả lời mà cơ học lượng tử nói với chúng ta là: các hạt không phát ra từ bên trong lỗ đen mà là từ không gian "trống rỗng" ở ngay bên ngoài chân trời sự cố của lỗ đen! Chúng ta có thể hiểu điều này như sau: cái mà chúng ta quen nghĩ là không gian "trống rỗng" lại không thể hoàn toàn là trống rỗng, bởi vì điều đó có nghĩa là tất cả các trường như trường hấp dẫn và trường điện từ sẽ cần phải chính xác bằng 0. Tuy nhiên, giá trị của trường và tốc độ thay đổi của nó theo thời gian cũng giống như vị trí và vận tốc của hạt: nguyên lý bất định buộc rằng nếu người ta biết một trong hai đại lượng đó càng chính xác thì có thể biết về đại lượng kia càng kém chính xác! Vì vậy trong không gian trống rỗng, trường không cố định ở giá trị chính xác bằng 0, bởi vì nếu trái lại thì trường sẽ có cả giá trị chính xác (bằng 0) và tốc độ thay đổi cũng trị chính xác (bằng 0). Cần phải có một lượng bất định tối thiểu nào đó, hay người ta nói rằng, có những thăng giáng lượng tử trong giá trị của trường. Người ta có thể xem những thăng giáng đó như một cặp hạt ánh sáng hoặc hấp dẫn cùng xuất hiện ở một thời điểm nào đó, đi ra xa nhau rồi lại gặp lại và hủy nhau. Những hạt này là những hạt ảo giống như các hạt mang lực hấp dẫn của mặt trời: không giống các hạt thực, chúng không! thể quan sát được một cách trực tiếp bằng máy dò hạt. Tuy nhiên, những hiệu ứng gián tiếp của chúng, chẳng hạn những thay đổi nhỏ về năng lượng của các quỹ đạo electron trong nguyên tử, đều có thể đo được và phù hợp với những tính toán lý thuyết với một mức độ chính xác rất cao. Nguyên lý bất định cũng tiên đoán rằng, có cả những cặp hạt vật chất như electron hoặc quark là ảo. Tuy nhiên, trong trường hợp này một thành viên của cặp là hạt, còn thành viên kia là phản hạt (các phản hạt của ánh sáng và hấp dẫn giống hệt như hạt).
Vì năng lượng không thể sinh ra từ hư vô, nên một trong các thành viên của cặp hạt/phản hạt sẽ có năng lượng dương và thành viên kia sẽ có năng lượng âm. Thành viên có năng lượng âm buộc phải là hạt ảo có thời gian sống ngắn, vì các hạt thực luôn luôn có năng lượng dương trong các tình huống thông thường. Do đó hạt ảo này phải đi tìm thành viên cùng cặp để hủy cùng với nó. Tuy nhiên, một hạt thực ở gần một vật nặng sẽ có năng lượng nhỏ hơn so với khi nó ở xa, bởi vì khi đưa nó ra xa cần phải tốn năng lượng để chống lại lực hút hấp dẫn của vật đó. Thường thường, năng lượng của hạt vẫn còn là dương, nhưng trường hợp hấp dẫn trong lỗ đen mạnh tới mức thậm chí một hạt thực ở đó cũng có năng lượng âm. Do đó, khi có mặt lỗ đen, hạt ảo với năng lượng âm khi rơi vào lỗ đen cũng có thể trở thành hạt thực hoặc phản hạt thực. Trong trường hợp đó, nó không còn cần phải hủy với bạn cùng cặp của nó nữa. Người bạn bị bỏ rơi
Hình 7.4: Hạt ảo cũng có thể rơi vào lỗ đen như một hạt thực hoặc phản hạt thực.
này cũng có thể rơi vào lỗ đen, hoặc khi có năng lượng dương, nó cũng có thể thoát ra ngoài vùng lân cận của lỗ đen như một hạt thực hoặc phản hạt thực (hình 7.4). Đối với người quan sát ở xa thì dường như nó được phát ra từ lỗ đen. Lỗ đen càng nhỏ thì khoảng cách mà hạt có năng lượng âm cần phải đi trước khi trở thành hạt thực sẽ càng ngắn và vì vậy tốc độ phát xạ và nhiệt độ biểu kiến của lỗ đen càng lớn.
Năng lượng dương của bức xạ đi ra sẽ được cân bằng bởi dòng hạt năng lượng âm đi vào lỗ đen. Theo phương trình Einstein E = mc2 (ở đây E là năng lượng, m là khối lượng và c là vận tốc độ sáng), năng lượng tỷ lệ với khối lượng. Do đó, dòng năng lượng âm đi vào lỗ đen sẽ giảm giảm khối lượng của nó. Vì lỗ đen mất khối lượng nên diện tích chân trời sự cố sẽ nhỏ đi, nhưng sự giảm đó của entropy được bù lại còn nhiều hơn bởi entropy của bức xạ phát ra, vì vậy định luật thứ hai sẽ không khi nào bị vi phạm.
Hơn nữa, khối lượng của lỗ đen càng nhỏ thì nhiệt độ của nó càng cao. Như vậy, vì lỗ đen mất khối lượng nên nhiệt độ và tốc độ bức xạ của nó tăng, dẫn tới nó mất khối lượng còn nhanh hơn nữa. Điều gì sẽ xảy ra khi khối lượng của lỗ đen cuối cùng cũng trở nên cực kỳ nhỏ hiện vẫn còn chưa rõ, nhưng sẽ rất có lý khi chúng ta phỏng đoán rằng nó sẽ hoàn toàn biến mất trong sự bùng nổ bức xạ khổng lồ cuối cùng, tương đương với sự bùng nổ của hàng triệu quả bom H.
Phần II
[...] Ý tưởng về bức xạ phát từ các lỗ đen là một ví dụ đầu tiên về sự tiên đoán phụ thuộc một cách căn bản vào cả hai lý thuyết lớn của thế kỷ chúng ta: thuyết tương đối rộng và cơ học lượng tử. Nó đã gặp nhiều ý kiến phản đối lúc đầu vì nó đảo lộn quan điểm hiện thời "làm sao lỗ đen lại phát ra cái gì đó?” [...]
Lỗ đen có khối lượng lớn hơn khối lượng của mặt trời một ít lần sẽ có nhiệt độ chỉ khoảng một phần mười triệu độ trên không độ tuyệt đối. Nó nhỏ hơn nhiều so với nhiệt độ của các bức xạ sóng cực ngắn choán đầy vũ trụ (khoảng 2,7 K), vì thế những lỗ đen này phát xạ thậm chí còn ít hơn hấp thụ. Nếu vũ trụ được an bài là sẽ giãn nở mãi mãi, thì nhiệt độ của các bức xạ sóng cực ngắn cuối cùng sẽ giảm tới mức nhỏ hơn nhiệt độ của lỗ đen và lỗ đen khi đó sẽ bắt đầu mất khối lượng. Nhưng ngay cả khi đó thì nhiệt độ của nó vẫn thấp đến mức cần khoảng 1 triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu (1 với sáu mươi sáu số không đứng sau) năm để lỗ đen bay hơi hoàn toàn. Con số đó lớn hơn nhiều tuổi của vũ trụ bằng 1 hoặc 2 và 10 con số không đứng sau (tức khoảng 10 hoặc 20 ngàn triệu năm).
Mặt khác như đã nói ở Chương 6 có thể những lỗ đen nguyên thủy được tạo thành bởi sự co lại của những bất thường trong giai đoạn rất sớm của vũ trụ. Những lỗ đen nguyên thủy với khối lượng ban đầu cỡ ngàn triệu tấn sẽ có thời gian sống xấp xỉ tuổi của vũ trụ. Những lỗ đen nguyên thủy với khối lượng nhỏ hơn con số đó chắc là đã bốc hơi hoàn toàn, nhưng những lỗ đen với khối lượng hơi lớn hơn sẽ vẫn còn đang tiếp tục phát xạ dưới dạng tia X hoặc tia gamma. Các tia X và tia gamma này giống như ánh sáng chỉ có điều bước sóng của chúng ngắn hơn nhiều. Những lỗ như thế khó mà gán cho cái nhãn là đen: chúng thực sự nóng trắng và phát năng lượng với tốc độ khoảng mười ngàn mega oat.
Một lỗ đen như vậy có thể cung cấp đủ năng lượng cho mười nhà máy điện lớn, nếu chúng ta biết cách khai thác nó. Tuy nhiên việc này chẳng phải dễ dàng gì: lỗ đen đó có khối lượng bằng cả một quả núi bị nén lại tới kích thước nhỏ hơn một phần triệu triệu của inch, nghĩa là cỡ kích thước của hạt nhân nguyên tử! Nếu bạn có một lỗ đen như thế trên mặt đất, bạn sẽ không có cách nào giữ cho nó khỏi rơi xuyên qua sàn nhà xuống tới tâm trái đất. Nó sẽ dao động xuyên qua trái đất cho tới khi cuối cùng đậu lại ở tâm. Như vậy chỗ duy nhất đặt được một lỗ đen như vậy để có thể khai thác năng lượng do nó bức xạ ra là ở trên một quỹ đạo quay xung quanh trái đất và cách duy nhất có thể đưa nó lên quỹ đạo ấy là hút nó tới đó bằng cách kéo một khối lượng lớn phía trước nó hệt như dùng củ cà rốt nhử con lừa. Điều này xem ra không phải là một đề nghị thực tế lắm, ít nhất cũng là trong tương lai gần.
Nhưng thậm chí nếu chúng ta không thể khai thác được sự phát xạ từ các lỗ đen nguyên thủy thì liệu chúng ta có cơ may quan sát được chúng không? Chúng ta có thể tìm kiếm các tia gamma mà các lỗ đen nguyên thủy phát ra trong hầu hết thời gian sống của chúng. Mặc dù phát xạ từ phần lớn các lỗ đen đều mờ nhạt vì chúng ở quá xa, nhưng tổng số của chúng thì có thể phát hiện được. Chúng ta hãy quan sát kỹ một nền tia gamma như vậy:
Hình 7.5: Đường chấm chấm cho thấy cường độ phải biến thiên thế nào theo tần số đối với các tia gamma do lỗ đen nguyên thủy gây ra nếu trung bình có 300 lỗ đen như thế trong một năm – ánh sáng khối.
Hình 7.5 cho thấy cường độ quan sát được khác nhau ở những tần số khác nhau. Tuy nhiên, nền tia gamma này có thể và chắc là được sinh ra bởi những quá trình khác hơn là bởi các lỗ đen nguyên thủy. Đường chấm chấm trên Hình 7.5 cho thấy cường độ phải biến thiên thế nào theo tần số đối với các tia gamma do lỗ đen nguyên thủy gây ra nếu trung bình có 300 lỗ đen như thế trong một năm – ánh sáng khối. Do đó người ta có thể nói rằng những quan sát nền tia gamma không cho một bằng chứng khẳng định nào về các lỗ đen nguyên thủy, nhưng chúng cho chúng ta biết trong vũ trụ về trung bình không thể có hơn 300 lỗ đen như thế trong một năm – ánh sáng khối. Giới hạn đó có nghĩa là các lỗ đen nguyên thủy có thể tạo nên nhiều nhất là một phần triệu số vật chất của vũ trụ.
Với các lỗ đen nguyên thủy phân bố thưa thớt như vậy khó mà có khả năng một lỗ đen như thế ở đủ gần chúng ta để có thể quan sát nó như một nguồn tia gamma riêng rẽ. Nhưng vì lực hấp dẫn sẽ kéo lỗ đen nguyên thủy tới gần vật chất nên chúng sẽ thường gặp nhiều hơn ở trong hay gần các thiên hà. Như vậy, mặc dù nền tia gamma cho chúng ta biết rằng trung bình không thể có hơn 300 lỗ đen như thế trong một năm – ánh sáng khối nhưng nó lại chẳng cho chúng ta biết gì về tần suất gặp chúng trong thiên hà của chúng ta. Chẳng hạn nếu như chúng một triệu lần thường gặp hơn con số trung bình thì lỗ đen gần chúng ta nhất chắc cũng phải cách chúng ta chừng một ngàn triệu km, tức là xa như sao Diêm vương, hành tinh xa nhất mà chúng ta biết. Ở khoảng cách đó vẫn còn rất khó phát hiện bức xạ đều của một lỗ đen ngay cả khi nó là mười ngàn mega oát. Để quan sát được một lỗ đen nguyên thủy người ta phải phát hiện được một vài lượng tử gamma tới từ chính hướng đó trong một khoảng thời gian hợp lý, chẳng hạn như một tuần lễ. Nếu không, chúng chỉ là một phần của phông. Nhưng nguyên lý lượng tử của Planck cho chúng ta biết rằng mỗi một lượng tử gamma có năng lượng rất cao, vì tia gamma có tần số rất cao, nếu thậm chí nó có phát xạ với công suất 10 ngàn mega oát thì cũng không phải có nhiều lượng tử. Và để quan sát được một số lượng tử, lại tới từ khoảng cách rất xa như sao Diêm vương, đòi hỏi phải có một máy dò lớn hơn bất cứ máy dò nào đ�! � được chế tạo cho tới nay. Hơn nữa máy dò này lại phải đặt trong không gian vũ trụ vì các tia gamma không thể thâm nhập qua bầu khí quyển.
Tất nhiên nếu một lỗ đen ở cách xa như sao Diêm vương đã đến ngày tận số và bùng nổ thì sẽ dễ dàng phát hiện được sự bùng nổ bức xạ của nó. Nhưng nếu lỗ đen đó liên tục bức xạ trong khoảng 10 hoặc 20 ngàn triệu năm trở lại đây thì xác suất để nó tận số trong vòng ít năm tới thực sự là rất nhỏ! Vì vậy, để có một cơ may hợp lý nhìn thấy vụ nổ của lỗ đen trước khi tiền trợ cấp nghiên cứu của bạn tiêu hết thì bạn phải tìm cách phát hiện những vụ nổ ở trong khoảng cách một năm ánh sáng. Bạn vẫn phải giải quyết vấn đề có một máy dò tia gamma lớn có thể phát hiện được một vài lượng tử gamma tới từ vụ nổ đó. Tuy nhiên, trong trường hợp này sẽ không cần phải xác định rằng tất cả các lượng tử tới cùng một hướng: chỉ cần quan sát thấy tất cả chúng đều tới trong một khoảng thời gian ngắn là có thể tin được rằng chúng tới từ cùng một vụ bùng nổ.
Một máy dò tia gamma có khả năng phát hiện ra các lỗ đen nguyên thủy chính là toàn bộ bầu khí quyển của trái đất. (Trong mọi trường hợp chúng ta không thể chế tạo được một máy dò lớn hơn). Khi một lượng tử gamma năng lượng cao đập vào các nguyên tử trong khí quyển, nó sẽ tạo ra cặp electron và positron (tức là phản – electron). Khi các hạt này đập vào các nguyên tử khác, đến lượt mình, chúng sẽ tạo ra các cặp electron và positron nữa, và như vậy người ta sẽ thu được cái gọi là mưa electron. Kết quả là một dạng ánh sáng có tên là bức xạ Cherenkov. Do đó, người ta có thể phát hiện ra sự bùng nổ tia gamma bằng cách tìm các chớp sáng trong bầu trời đêm. Tất nhiên có nhiều hiện tương khác như chớp hoặc sự phản xạ ánh sáng từ các vệ tinh rơi xuống hoặc các mảnh vỡ trên quỹ đạo cũng có thể tạo ra các chớp sáng trên bầu trời. Người ta có thể phân biệt sự bùng nổ tia gamma với các hiện tượng đó bằng cách quan sát các chớp sáng đồng thời ở hai hoặc nhiều vị trí ở cách rất xa nhau. Một thí nghiệm như thế đã được hai nhà khoa học ở
Ngay cả khi nếu việc tìm kiếm các lỗ đen nguyên thủy không có kết quả, vì điều này vẫn có thể xảy ra, thì nó vẫn cho chúng ta những thông tin quan trọng về những giai đoạn rất sớm của vũ trụ. Nếu vũ trụ ở giai đoạn rất sớm là hỗn loạn và bất thường hoặc nếu áp suất vật chất là thấp thì người ta có thể nghĩ rằng nó đã tạo ra nhiều lỗ đen nguyên thủy hơn là giới hạn đã được xác lập dựa trên những quan sát về phông tia gamma. Chỉ nếu ở giai đoạn rất sớm, vũ trụ là rất trơn tru và đều đặn với áp suất cao thì người ta mới có thể giải thích được tại sao lại không có nhiều lỗ đen nguyên thủy.
Ý tưởng về bức xạ phát từ các lỗ đen là một ví dụ đầu tiên về sự tiên đoán phụ thuộc một cách căn bản vào cả hai lý thuyết lớn của thế kỷ chúng ta: thuyết tương đối rộng và cơ học lượng tử. Nó đã gặp nhiều ý kiến phản đối lúc đầu vì nó đảo lộn quan điểm hiện thời "làm sao lỗ đen lại phát ra cái gì đó?". Khi lần đầu tiên tôi công bố các kết quả tính toán của tôi tại một hội nghị ở Phòng thì nghiệm Rurtherford – Appleton gần Oxford, tôi đã được chào đón bằng sự hoài nghi của hầu hết mọi người. Vào lúc kết thúc bản báo cáo của tôi, vị chủ tọa phiên họp, ông John Taylor của trường
Sự tồn tại của bức xạ phát ra từ lỗ đen cũng còn ngụ ý rằng sự co lại do hấp dẫn không phải là chấm hết và không thể đảo ngược được như một thời chúng ta đã nghĩ. Nếu một nhà du hành rơi vào một lỗ đen thì khối lượng của nó sẽ tăng, nhưng cuối cùng năng lượng tương đương với khối lượng gia tăng đó sẽ được trả lại cho vũ trụ dưới dạng bức xạ. Như vậy theo một ý nghĩa nào đó nhà du hành vũ trụ của chúng ta đã được luân hồi. Tuy nhiên, đó là một số phận bất tử đáng thương, và quan niệm cá nhân về thời gian của nhà du hành chắc cũng sẽ chấm hết khi anh ta bị xé ra từng mảnh trong lỗ đen! Ngay cả các loại hạt cuối cùng được phát ra từ lỗ đen nói chung cũng sẽ khác với những hạt đã tạo nên nhà du hành: đặc điểm duy nhất còn lại của anh ta chỉ là khối lượng và năng lượng.
Những phép gần đúng mà tôi sử dụng để tính ra sự phát xạ từ lỗ đen vẫn còn hiệu lực tốt khi lỗ đen có khối lượng chỉ lớn hơn một phần của gam. Tuy nhiên chúng sẽ không còn dùng được nữa ở điểm cuối đời của lỗ đen, khi mà khối lượng của nó trở nên cực nhỏ. Kết cục có nhiều khả năng nhất là lỗ đen sẽ biến mất, ít nhất là khỏi vùng vũ trụ của chúng ta mang theo cả nhà du hành và kỳ dị có thể có ở bên trong nó. Đây là chỉ dẫn đầu tiên cho thấy cơ học lượng tử có thể khử các kỳ dị đã được tiên đoán bởi thuyết tương đối rộng. Tuy nhiên các phương pháp mà tôi và những người khác sử dụng vào năm 1974 chưa thể trả lời được cho những câu hỏi, ví dụ như liệu những kỳ dị đó có xuất hiện trong lý thuyết lượng tử hấp dẫn hay không? Do đó từ năm 1975 trở đi tôi đã bắt đầu phát triển một cách tiếp cận mạnh hơn đối với hấp dẫn lượng tử dựa trên ý tưởng của Richard Feynman về phép lấy tổng theo những lịch sử. Câu trả lời mà cách tiếp cận này đưa ra cho nguồn gốc và số phận của vũ trụ và những thứ chứa bên trong nó, chẳng hạn như nhà du hành, sẽ được mô tả ở hai chương sau. Chúng ta sẽ thấy rằng mặc dù nguyên lý bất định đặt những hạn chế về độ chính xác cho tất cả các tiên đoán của chúng ta, nhưng đồng thời nó lại loại bỏ được tính không thể tiên đoán – một tính chất rất cơ bản xảy ra ở điểm kỳ dị của không – thời gian.
Hố đen
Dạ Trạch 13/09/2005
Hình minh họa một hố đen cùng với bạn đồng hành của nó chuyển động gần nhau đến mức khoảng cách giữa chúng nhỏ hơn giới hạn Roche. Vật chất của ngôi sao gần đó bị hố đen nuốt tạo nên một vòng cung vật chất, một lượng vật chất năng lượng cao được phóng ra ở hai cực.
Hố đen, còn gọi là lỗ đen, là một vật thể có mật độ khối lượng lớn đến nỗi lực hấp dẫn làm cho mọi vật thể không thể nào thoát ra được, trừ việc xuyên qua đường hầm lượng tử. Truờng hấp dẫn mà hố đen tạo ra rất lớn, vì vậy, vận tốc thoát ở vùng gần hố đen lớn hơn vận tốc ánh sáng. Điều này dẫn đến việc không có vật thể nào, kể cả ánh sáng, có thể thoát ra ngoài hố đen. Từ “hố đen” xuất phát từ một nghĩa rộng, nó không chỉ dừng lại ở khái niệm “hố” mà còn là một vùng không gian ảnh hưởng bởi hố đen. Lý thuyết về hố đen là một trong số các lý thuyết hiếm hoi trong vật lý bao trùm mọi thang đo khoảng cách, từ kích thước cực nhỏ (thang Planck) đến kích thước quan sát vũ trụ, do vậy có thể kiểm chứng cùng lúc thuyết lượng tử (cho thang nhỏ) và thuyết tương đối (cho thang lớn).
Hố đen được dự đoán bởi lý thuyết tương đối rộng. Theo mô hình thuyết tương đối rộng cổ điển, không một vật chất hay thông tin nào có thể thoát ra khỏi hố đen để tới tầm quan sát bên ngoài được. Tuy nhiên, các hiệu ứng của cơ học lượng tử, không có trong thuyết tương đối rộng cổ điển, có thể cho phép vật chất và năng lượng bức xạ từ các hố đen. Một số lý thuyết cho rằng bản chất tự nhiên của bức xạ không phụ thuộc vào những thứ đã rơi vào trong hố đen trong quá khứ, nói cách khác hố đen xóa sạch mọi thông tin quá khứ, đây là nghịch lý thông tin hố đen. Nghịch lý này dường như đã được loại bỏ bởi lý thuyết gần đây và dường như thông tin vẫn được bảo toàn trong hố đen.
Sự tồn tại của các hố đen trong vũ trụ được củng cố bởi các quan sát thiên văn, cụ thể là việc nghiên cứu về các sao siêu mới và các bức xạ tia X từ các lò hoạt động hạt nhân vũ trụ.
Lịch sử
Khái niệm một vật thể nặng đến độ ngay cả ánh sáng cũng không thể thoát khỏi vật đó đã được một nhà khoa học người Anh John Michell đưa ra vào năm 1783 trên một bài báo khoa học đăng trên tạp chí của Viện hàn lâm Hoàng gia Anh Quốc. Lúc bấy giờ, lý thuyết cơ học cổ điển của Isaac Newton về hấp dẫn và khái niệm vận tốc thoát đã được biết. Michell đã tính rằng, một vật thể có bán kính gấp 500 lần Mặt Trời và có mật độ bằng mật độ Mặt Trời thì vận tốc thoát ở bề mặt của nó bằng vận tốc ánh sáng, và do đó không ai có thể nhìn thấy nó.
Mặc dù ông nghĩ rằng điều đó rất khó xảy ra nhưng vẫn nghiên cứu khả năng rất nhiều các vật thể như thế không thể được quan sát trong vũ trụ.
Năm 1796, một nhà toán học người Pháp Pierre-Simon Laplace cũng đưa ra ý tưởng tương tự trong lần xuất bản thứ nhất và thứ hai của cuốn sách của ông, nhưng trong các lần xuất bản sau thì không đưa vào nữa. Trong suốt thế kỷ thứ 19, ý tưởng đó không gây chú ý vì người ta cho rằng ánh sáng là sóng nên không có khối lượng, và do đó không bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn.
Năm 1915, Einstein đưa ra một lý thuyết hấp dẫn gọi là lý thuyết tương đối rộng. Trước đó ông đã cho thấy ánh sáng bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn. Mấy tháng sau, Karl Schwarzschild đã đưa ra nghiệm cho trường hấp dẫn của một khối lượng điểm và tiên đoán về lý thuyết sự tồn tại của một vật thể mà ngày nay được gọi là hố đen. Ngày nay, bán kính Schwarzschild được coi là bán kính của một hố đen không quay, nhưng vào lúc bấy giờ người ta không hiểu rõ về nó. Bản thân Schwarzschild cũng từng nghĩ rằng nó không có ý nghĩa vật lý.
Vào những năm 1920, Subrahmanyan Chandrasekhar đã cho tính toán rằng một vật thể không quay có khối lượng lớn hơn một giá trị nhất định mà ngày nay được biết là giới hạn Chandrasekhar, sẽ suy sập dưới lực hấp dẫn của chính nó và không có gì có thể cản trở quá trình đó diễn ra. Tuy nhiên, một nhà vật lý khác là Arthur Eddington chống lại giả thuyết đó và cho rằng chắc chắn sẽ có cái gì đó xảy ra để không cho vật chất suy sụp đến mật độ vô hạn.
Năm 1939, Robert Oppenheimer và H. Snyder tiên đoán rằng các ngôi sao nặng sẽ phải chịu quá trình suy sập do hấp dẫn. Các hố đen có thể hình thành trong tự nhiên. Trong một thời gian, người ta gọi các vật thể như vậy là các “ngôi sao bị đóng băng” vì sự suy sập sẽ bị chậm đi một cách nhanh chóng và ngôi sao sẽ trở nên rất đỏ khi đạt đến gần giới hạn Schwarzschild. Tuy vậy, các vật thể nặng như thế không được quan tâm lắm cho đến cuối những năm 1960. Phần lớn các nhà vật lý, vào lúc đó, tin rằng hố đen là một nghiệm đối xứng cao đặc biệt do Schwarzschild tìm ra, và các vật thể bị suy sập trong tự nhiên sẽ không tạo nên các hố đen.
Việc nghiên cứu về hố đen trở nên sôi nổi vào năm 1967 do sự tiến bộ của lý thuyết và thực nghiệm. Stephen Hawking và Roger Penrose đã chứng minh rằng các hố đen là các nghiệm tổng quát của lý thuyết hấp dẫn của Einstein, và sự suy sập để tạo nên hố đen, trong một số trường hợp, là không thể tránh được. Sự quan tâm đến lĩnh vực này còn được khởi phát từ việc tìm ra sao pulsar. Ngay sau đó, nhà vật lý John Wheeler đã sử dụng từ “hố đen” để chỉ các vật thể sau khi bị suy sập đến mật độ vô hạn mặc dù trước đó một thời gian, từ “ngôi sao đen” thỉnh thoảng được sử dụng.
Các khái niệm
Nghiên cứu hố đen yêu cầu các kiến thức về lý thuyết tương đối rộng của không-thời gian cong: tính chất đặc biệt nhất là sự biến dạng của không-thời gian xung quanh các hố đen.
Chân trời sự kiện
“Bề mặt” của hố đen được gọi là chân trời sự kiện, đó là một bề mặt ảo xung quanh hố đen. Stephen Hawking đã sử dụng định lý Gauss-Bonnet để chứng minh rằng hình học tô-pô của chân trời sự kiện của một hố đen (bốn chiều) là một hình cầu. Tại chân trời sự kiện, vận tốc thoát chính bằng vận tốc ánh sáng. Do đó, bất kỳ vật gì, kể cả quang tử bên trong chân trời sự kiện đều không thể thoát khỏi chân trời sự kiện đó vì trường hấp dẫn quá mạnh của hố đen. Các hạt bị rơi vào hố đen sẽ không thể thoát ra được.
Theo lý thuyết tương đối rộng cổ điển, các hố đen có thể hoàn toàn được đặc trưng bởi ba thông số: khối lượng, mô men động lượng và điện tích. Nguyên lý này đã được John Wheeler tóm tắt trong câu nói “hố đen không có tóc”.
Các vật thể chuyển động trong trường hấp dẫn thì thời gian sẽ bị chậm đi được gọi là sự giãn nở của thời gian. Điều này đã được chứng minh bằng thực nghiệm trong một thí nghiệm phóng tên lửa do thám vào năm 1976, và được tính đến trong Hệ thống định vị toàn cầu (GPS). Gần chân trời sự kiện, sự giãn nở thời gian xảy ra rất nhanh. Đối với một người quan sát từ bên ngoài thì họ sẽ đợi một khoảng thời gian vô tận để quan sát vật thể khi vật thể đến gần chân trời sự kiện vì ánh sáng từ vật thể bị dịch chuyển vô hạn về phía đỏ.
Điểm kỳ dị
Tại tâm của hố đen, bên trong chân trời sự kiện, lý thuyết tương đối rộng tiên đoán có một điểm kỳ dị (singularity), tại đó độ cong của không thời gian trở nên vô hạn và lực hấp dẫn cũng mạnh vô hạn. Không-thời gian bên trong chân trời sự kiện rất đặc biệt, trong đó tất cả các đều chuyển động vào tâm mà không thể cưỡng lại được (Penrose và Hawking). Điều này có nghĩa là tồn tại một sai lầm về khái niệm về hố đen mà John Michell đề xuất trước đây. Theo lý thuyết của Michell, vận tốc thoát bằng vận tốc ánh sáng, tuy vậy, vẫn còn một xác suất lý thuyết để vật thể có thể thoát ra giống như kéo vật thể ra ngoài bằng một sợi dây. Lý thuyết tương đối rộng loại bỏ những kẽ hở (loophole) như thế này vì vật thể nằm trong chân trời sự kiện thì thời gian tuyến sẽ có một điểm kết cho bản thân thời gian, và không thể có được vũ trụ tuyến khả dĩ mà có thể thoát ra khỏi hố đen được.
Người ta tin rằng những tiến triển hoặc khái quát hóa lý thuyết tương đối rộng trong tương lai (đặc biệt là hấp dẫn lượng tử) sẽ làm thay đổi suy nghĩ của chúng ta về phần bên trong của hố đen. Phần lớn các nhà lý thuyết đều giải thích điểm kỳ dị về toán học của các phương trình là dấu hiệu cho thấy lý thuyết hiện hành là không hoàn thiện, và rằng các hiện tượng mới sẽ được phát hiện khi ta tiến gần đến điểm kỳ dị. Câu hỏi này có thể rất hàn lâm vì giả thuyết giám sát vũ trụ đòi hỏi không thể có mặt các điểm kỳ dị trần trụi trong lý thuyết tương đối rộng: mỗi điểm kỳ dị phải nấp sau chân trời sự kiện và không thể bị khám phá.
Một trường phái tư tưởng khác cho rằng chẳng có điểm kỳ dị nào cả, bởi vì, các lực giống như lực gây ra thủy triều sẽ làm giảm mật độ vật chất khi nó đi xuyên qua chân trời sự kiện. Nếu một nhà du hành vũ trụ lỡ để chân của anh ta rơi vào hố đen thì các lực thủy triều dọc theo bán kính sẽ kéo đầu và chân của anh ta theo hai hướng ngược nhau và do đó, sẽ làm giảm mật độ (tức là tăng thể tích) trong khi đó thì lực thủy triều tại một bán kính không đổi có xu hướng kéo hai tay anh ta lại với nhau khi bán kính hội tụ, làm gia tăng mật độ (giảm thể tích). Tuy nhiên, tại chân trời sự kiện, bán kính đó lại song song với nhau trong giản đồ nhúng (giản đồ để hình dung nghiệm Schwarzschild trong không gian Euclide), không hội tụ, do đó, mật độ vật chất sẽ giảm và làm dừng quá trình suy sập hấp dẫn.
Đi vào một hố đen
Ảnh hưởng của trường hấp dẫn của hố đen có thể xác định từ lý thuyết tương đối. Khi một vật thể tiến lại gần tâm của hố đen không quay (hố đen Schwarzschild) thì người quan sát từ xa sẽ thấy vật thể đó tiến đến chân trời sự kiện một cách chậm dần vì một quang tử từ vật thể đó phải mất một thời gian lâu hơn để thoát ra khỏi ảnh hưởng của hố đen để cho người quan sát biết số phận của vật thể đó.
Đối với bản thân vật thể, nó sẽ đi qua chân trời sự kiện và đến điểm kỳ dị, hoặc vào tâm của hố đen trong một khoảng thời gian hữu hạn. Khi nó đi qua chân trời sự kiện thì ánh sáng không thể thoát khỏi hố đen được nữa nên người quan sát ở ngoài hố đen sẽ không còn có thể biết thông tin của vật thể. Khi vật thể tiến gần hơn nữa đến điểm kỳ dị, nó sẽ bị kéo dài ra và phần vật thể gần hố đen nhất nhất sẽ bị dịch chuyển đỏ cho đến khi tất cả các phần biến mất. Gần điểm kỳ dị, sự sai khác của trường hấp dẫn giữa điểm gần và điểm xa trên vật thể rất lớn, điều này sẽ tạo nên một lực thủy triều làm cho vật thể bị kéo và bị xé ra, điều này được gọi là quá trình “tạo mì ống” (spaghettification).
Hố đen quay
Về lý thuyết, chân trời sự kiện của một hố đen không quay là một hình cầu, và điểm kỳ dị của nó là một điểm. Nếu hố đen có mô men góc (thừa hưởng từ ngôi sao quay trước khi bị suy sập thành hố đen) thì nó sẽ kéo theo cả không-thời gian xung quanh chân trời sự kiện. Vùng không gian xung quanh chân trời sự kiện được gọi là hình cầu cơ công và có dạng một hình e-líp. Vì hình cầu cơ công định vị bên ngoài chân trời sự kiện nên các vật thể có thể tồn tại bên trong hình cầu cơ công mà không bị rơi vào hố đen. Tuy nhiên, vì bản thân không-thời gian chuyển động bên trong hình cầu cơ công nên các vật thể không thể có một vị trí cố định. Các vật thể trượt trên hình cầu cơ công vài lần có thể bị văng ra ngoài với vận tốc rất lớn và giải thoát năng lượng (và mô men góc) khỏi hố đen — do đó mới có tên “hình cầu cơ công” vì nó có khả năng tạo ra công cơ học.
Entropy và bức xạ Hawking
Năm 1971, Stephen Hawking chứng minh rằng diện tích của chân trời sự kiện của bất kỳ hố đen cố điển đều không bao giờ giảm. Điều này tương tự như định luật thứ hai của nhiệt động lực học, trong đó vai trò của diện tích của chân trời sự kiện tương ứng với entropy. Người ta có thể vi phạm nguyên lý thứ hai của nhiệt động lực học bằng việc vật chất trong vũ trụ của chúng ta đi vào hố đen và do đó làm giảm entropy của toàn vũ trụ. Chính vì vậy mà Jacob Bekenstein giả thiết rằng hố đen cũng có entropy và entropy của nó tỷ lệ với diện tích của chân trời sự kiện. Tuy nhiên, 1974, Hawking áp dụng lý thuyết trường lượng tử cho không-thời gian cong xung quanh chân trời sự kiện của hố đen và phát hiện ra rằng các hố đen có thể phát xạ nhiệt — bức xạ mà hố đen phát ra được gọi là bức xạ Hawking. Sử dụng định luật thứ nhất của cơ học hố đen người ta thấy rằng entropy của hố đen bằng một phần tư diện tích của chân trời sự kiện. Đây là một kết quả phổ quát, có thể áp dụng cho chân trời vũ trụ trong không-thời gian de Sitter. Sau đó, người ta còn cho rằng, hố đen là các vật thể có entropy cực đại, tức là, trong vùng không-thời gian nào đó, entropy cực đại chính là entropy của hố đen chiếm vùng không thời gian đó. Điều này dẫn đến nguyên lý ảnh ba chiều (còn gọi là nguyên lý ảnh đa chiều).
Bức xạ Hawking xuất phát từ ngay bên ngoài chân trời sự kiện, và cho tới nay người ta vẫn hiểu là nó không mang thông tin từ bên trong hố đen vì đó là bức xạ nhiệt. Tuy nhiên, điều này có nghĩa là các hố đen không phải là hoàn toàn đen: hiệu ứng này ngụ ý rằng khối lượng của một hố đen sẽ dần dần giảm theo thời gian. Mặc dù hiệu ứng này rất nhỏ đối với người nghiên cứu hố đen, nó chỉ đáng kể đối với các hố đen siêu nhỏ được tiên đoán lý thuyết, mà ở đó, cơ học lượng tử có tác động chính. Thực ra, các tính toán cho thấy rằng các hố đen nhỏ có thể bị bay hơi và cuối cùng sẽ biến mất trong một đợt vùng phát bức xạ. Do đó, các hố đen mà không có nguồn bổ sung cho khối lượng của chúng đều có một thời gian sống hữu hạn, và thời gian đó liên hệ với khối lượng của chúng.
Vào ngày 21 tháng 7 năm 2004 Stephen Hawking tuyên bố rằng cuối cùng thì các hố đen sẽ giải phóng các thông tin mà chúng nuốt, đảo ngược lại quan điểm mà ông đưa ra trước đó là thông tin sẽ bị biến mất. Ông cho rằng, nhiễu loạn lượng tử của chân trời sự kiện có thể cho phép thông tin thoát ra từ một hố đen và ảnh hưởng đến bức xạ Hawking. Lý thuyết vẫn chưa được các nhà khoa học phản biện, nhưng nếu nó được chấp nhận thì dường như chúng ta đã giải quyết được nghịch lý về thông tin hố đen.
Nghiên cứu về hố đen
Hình mô tả đĩa gia tốc của lớp plasma quay xung quanh một hố đen (ảnh của NASA).
Sự hình thành
Lý thuyết tương đối rộng (cũng như các lý thuyết hấp dẫn khác) không chỉ nói rằng các hố đen có thể tồn tại mà còn tiên đoán rằng chúng sẽ được hình thành trong tự nhiên khi có đủ khối lượng trong một vùng không gian nào đó và trải qua một quá trình gọi là suy sập hấp dẫn. Vì khối lượng bên trong vùng đó tăng lên, nên hấp dẫn của nó cũng mạnh lên, hay nói theo ngôn ngữ của thuyết tương đối, không gian xung quanh bị biến dạng. Khi vận tốc thoát tại một khoảng cách nhất định từ tâm đạt đến vận tốc ánh sáng, thì một chân trời sự kiện được hình thành mà trong đó vật chất chắc chắn bị suy sập vào một điểm duy nhất, tạo nên một điểm kỳ dị.
Các phân tích định lượng về điều này dẫn đến việc tiên đoán một ngôi sao có khối lượng khoảng ba lần khối lượng Mặt Trời, tại thời điểm cuối cùng trong quá trình tiến hóa hầu như chắc chắn sẽ co lại tới một kích thước tới hạn cần thiết để xảy ra suy sập hấp dẫn (thông thường các ngôi sao co lại chỉ dừng ở trạng thái sao neutron). Khi điều này xảy ra, không có bất kỳ lực vật lý nào có thể ngăn cản sự suy sập đó, và một hố đen được tạo thành.
Sự suy sập của các ngôi sao sẽ tạo nên các hố đen có khối lượng ít nhất gấp ba lần khối lượng Mặt Trời. Các hố đen nhỏ hơn giới hạn này chỉ có thể được hình thành nếu vật chất chịu tác động của các áp lực khác ngoài lực hấp dẫn của chính ngôi sao. Áp lực vô cùng lớn cần thiết để có thể gây ra điều này có thể tồn tại vào những giai đoạn rất sớm của vũ trụ, có thể đã tạo nên các hố đen nguyên thủy có khối lượng nhỏ hơn nhiều lần khối lượng Mặt Trời.
Các hố đen siêu lớn có thể có khối lượng gấp hàng triệu, hàng tỷ lần khối lượng Mặt Trời có thể được hình thành khi có một số lớn các ngôi sao bị nén chặt trong một vùng không gian tương đối nhỏ, hoặc khi có một số lượng lớn các ngôi sao rơi vào một hố đen ban đầu, hoặc khi có sự hợp nhất của các hố đen nhỏ hơn. Người ta tin rằng điều kiện để các hiện tượng trên có thể xảy ra ở một số (nếu không muốn nói là hầu hết) tâm của các thiên hà, bao gồm cả Ngân Hà của chúng ta.
Quan sát hố đen
Hình mô tả đĩa gia tốc của lớp plasma quay xung quanh một hố đen (ảnh của NASA).
Lý thuyết cho thấy rằng chúng ta không thể quan sát hố đen một cách trực tiếp bằng ánh sáng phát xạ hoặc phản xạ vật chất bên trong hố đen. Tuy nhiên, các vật thể này có thể được quan sát một cách gián tiếp các hiện tượng xung quanh chúng như là thấu kính hấp dẫn và các ngôi sao chuyển động xung quanh một vật dường như vô hình.
Hiệu ứng đáng nghi ngờ nhất là vật chất rơi vào hố đen (giống như nước đổ vào đường thoát nước) sẽ tập hợp lại với nhau tạo nên một đĩa gia tốc quay rất nhanh và rất nóng xung quanh hố đen trước khi bị nó nuốt. Ma sát xuất hiện tại những vùng lân cận đĩa làm cho đĩa trở nên vô vùng nóng và được thoát ra dưới dạng tia X. Quá trình nung nóng này cũng vô cùng hiệu quả và có thể biến 50% khối lượng của vật thể thành năng lượng bức xạ, trái ngược với phản ứng nhiệt hạch, trong đó, chỉ khoảng vài phần trăm khối lượng được biến thành năng lượng. Các tính toán khác tiên đoán các hiệu ứng trong đó các luồng hạt chuyển động rất nhanh với vận tốc gần bằng vận tốc ánh sáng được phóng ra ở hai trục của đĩa.
Tuy nhiên, các đĩa gia tốc, các luồng hạt chuyển động nhanh, các vật thể chuyển động xung quanh một vật vô hình không chỉ có thể do hố đen gây ra mà còn có thể do các vật thể khác như các sao neutron chẳng hạn, và động lực học của các vật thể gần các “hố không đen” này rất giống như động lực học của các vật thể xung quanh hố đen và việc nghiên cứu về chúng là lĩnh vực nghiên cứu rất phức tạp và năng động hiện nay. Nó bao gồm ngành vật lý plasma và từ trường. Do đó, trong phần lớn các quan sát về đĩa gia tốc và chuyển động quỹ đạo chỉ cho biết về khối lượng của vật thể cô đặc mà thôi, chứ không cho biết về bản chất của vật thể đó. Việc xác định vật thể đó là hố đen yêu cầu các giả thuyết bổ sung là không có vật thể nào khác (hoặc các hệ liên kết với vật thể) có thể nặng và cô đặc đến thế. Phần lớn các nhà vật lý thiên văn chấp nhận rằng, trong trường hợp này, theo lý thuyết tương đối rộng, bất kỳ vật nào có mật độ vật chất đủ cao đều phải co lại thành một hố đen.
Một khác biệt quan sát quan trọng giữa các hố đen và các ngôi sao đặc, nặng khác là bất kỳ vật chất rơi vào các vật thể nặng thì cuối cùng cũng phải va chạm với vật thể đó với một vận tốc rất lớn, dẫn đến việc lóe sáng dị thường của các tia X với cường độ rất mạnh cùng với các bức xạ khác. Cho nên, nếu không có các lóe sáng bức xạ như thế xung quanh vật thể cô đặc thì có thể được coi là bằng chứng để cho rằng nó là một hố đen, nơi mà không có bề mặt để vật chất có thể va đập vào đột ngột.
Chúng ta đã tìm thấy hố đen chưa?
Ngày nay, có khá nhiều những bằng chứng thiên văn gián tiếp về hai loại hố đen:
* Các hố đen khối lượng ngôi sao có khối lượng cỡ bằng các ngôi sao bình thường (4 – 15 lần khối lượng Mặt Trời, và
* Các hố đen siêu nặng có khối lượng bằng một thiên hà.
Thêm vào đó, có một vài bằng chứng về các hố đen khối lượng trung bình có khối lượng vài ngàn lần khối lượng Mặt Trời. Đây có thể là các hố đen đang hình thành nên các hố đen siêu nặng.
Bằng chứng về các hố đen khối lượng ngôi sao chủ yếu được xác định bằng các đĩa gia tốc với kích thước và vận tốc vừa phải mà không có quá trình lóe sáng dị thường xuất hiện xung quanh các vật thể cô đặc. Các hố đen khối lượng ngôi sao có thể tạo ra các đợt bùng nổ tia gamma mặc dù các đợt bùng nổ này thường liên quan đến vụ nổ của các sao siêu mới hoặc các vật thể khác không phải hố đen.
Bằng chứng về các hố đen có khối lượng lớn hơn lần đầu tiên được cho bởi các thiên hà bức xạ và các quasar do các nhà thiên văn vô tuyến phát hiện ra những năm 1960. Sự chuyển đổi rất hiệu quả từ khối lượng thành năng lượng nhờ ma sát trong đĩa gia tốc của một hố đen dường như là cách giải thích duy nhất cho nguồn năng lượng gần như vô tận của các vật thể này. Thực ra, việc đưa ra lý thuyết trên vào những năm 1970 đã hầu như loại bỏ các chống đối cho rằng các quasar là các thiên hà xa xôi, tức là, không có cơ chế nào có thể tạo một lượng năng lượng nhiều đến thế.
Từ các quan sát vào những năm 1980 về chuyển động của các ngôi sao xung quanh tâm của thiên hà, người ta tin răng có những hố đen siêu nặng có mặt ở tâm của phần lớn các thiên hà, ngay cả Ngân Hà của chúng ta. Tinh vân Sagittarius A được coi là bằng chứng quan tin cậy nhất về sự tồn tại của một hố đen siêu nặng tại tâm của dải Ngân Hà.
Luồng hạt chuyển động nhanh phát ra từ thiên hà M87 đựoc cho là gây bởi một hố đen siêu nặng tại tâm của thiên hà đó.
Mở lên
Luồng hạt chuyển động nhanh phát ra từ thiên hà M87 đựoc cho là gây bởi một hố đen siêu nặng tại tâm của thiên hà đó.
Bức tranh hiện nay là tất cả các thiên hà đều có thể có một hố đen siêu nặng ở tại tâm, và hố đen này nuốt khí và bụi ở vùng giữa thiên hà tạo nên lượng bức xạ khổng lồ. Quá trình này tiếp tục cho đến khi không còn vật chất nào ở xung quanh nữa. Bức tranh này giải thích hợp lý về sự vắng mặt của nhiều các quasar gần đó. Mặc dù chưa hiểu về chi tiết, nhưng dường như là sự phát triển của hố đen liên quan mật thiết với các thiên hà có hình dáng tương tự hình cầu chứa nó như thiên hà hình e-líp, đám sao của thiên hà hình xoáy ốc. Điều thú vị là không có bằng chứng nào về sự có mặt của các hố đen nặng ở tâm các đám sao hình cầu, cho thấy sự khác biệt cơ bản giữa các đám sao hình cầu với các thiên hà.
Hố đen siêu nhỏ
Việc hình thành các hố đen siêu nhỏ trên Trái Đất trong các máy gia tốc đã được công bố nhưng chưa được kiểm tra. Cho đến nay, người ta vẫn chưa tìm thấy bằng chứng về hố đen nguyên thủy.
Mô tả toán học
Các hố đen được tiên đoán từ lý thuyết tương đối rộng của Albert Einstein. Đặc biệt là chúng xuất hiện trong nghiệm Schwarzschild, một trong những nghiệm đơn giản và sớm nhất của các phương trình Einstein do Karl Schwarzschild tìm ra vào năm 1915. Nghiệm này mô tả độ cong của không-thời gian trong vùng lân cận một vật thể đối xứng hình cầu trong không gian, nghiệm này là:
trong đó
là góc khối chuẩn.
Theo nghiệm Schwarzschild, một vật đang bị lực hấp dẫn tác dụng sẽ suy sập vào một hố đen nếu bán kính của nó nhỏ hơn một khoảng cách đặc trưng được gọi là bán kính Schwarzschild. Dưới bán kính này, không-thời gian bị cong đến nỗi bất kỳ ánh sáng được phát ra trong vùng này, bất kể hướng được phát ra, sẽ đi vào tâm của hệ này. Vì lý thuyết tương đối không cho phép bất kỳ vật thể nào chuyển động nhanh hơn ánh sáng, bất kỳ vật gì nằm dưới bán kính Schwarzschild đều bị hút vào tâm tạo nên một kỳ dị hấp dẫn, một vùng có mật độ vô hạn về mặt lý thuyết. Vì ngay cả ánh sáng cũng không thể thoát được nên hố đen cổ điển là hoàn toàn đen.
Bán kính Schwarzschild được cho bởi công thức sau:
Trong đó G là hằng số hấp dẫn, m là khối lượng của vật thể, và c là vận tốc ánh sáng. Đối với một vật thể có khối lượng bằng Trái Đất, bán kính Schwarzschild của nó bằng 9 mili mét.
Mật độ trung bình bên trong bán kính Schwarzschild giảm khi khối lượng của hố đen tăng, do đó, nếu hố đen có khối lượng Trái Đất có mật độ là 2 × 1030 kg/m3, mật độ của một hố đen siêu nặng có khối lượng bằng 109 khối lượng Mặt Trời có mật độ khoảng 20 kg/m3, nhẹ hơn nước! Mật độ trung bình cho bởi
Vì Trái Đất có bán kính trung bình là 6371 km, thể tích của nó sẽ giảm 4 × 1026 lần để suy sập thành một hố đen. Một vật thể có khối lượng Mặt Trời, bán kính Schwarzschild xấp xỉ 3 km, nhỏ hơn bán kính hiện nay của Mặt Trời khoảng 700.000 km. Nó cũng nhỏ hơn đáng kể bán kính của Mặt Trời sau khi đốt hết nguyên liệu hạt nhân, hay vào khoảng vài ngàn km. Các ngôi sao nặng hơn có thể suy sập thành các hố đen khi kết thúc cuộc đời.
Các hố đen khác cũng có thể rút ra từ nghiệm các phương trình Einstein như là nghiệm Kerr cho các hố đen quay, trong đó có một kỳ dị vòng. Tiếp đến là nghiệm Reissner-Nordstrøm cho các hố đen tích điện. Nghiệm Kerr-Newman cuối cùng thể hiện trường hợp hố đen quay tích điện.
Các khám phá mới
Năm 2004, người ta phát thu được một đám các hố đen, mở rộng tầm hiểu biết của chúng ta về phân bố các hố đen trong vũ trụ. Phát hiện này làm cho các nhà khoa học phải xem xét lại số lượng các hố đen trong vũ trụ. Theo các tính toán, người ta tin rằng số lượng các hố đen nhiều hơn tính toán trước đây đến năm bậc.
Tháng 7 năm 2004, các nhà thiên văn tìm thấy một hố đen khổng lồ Q0906+6930, tại tâm của một thiên hà xa xôi trong chòm sao Đại Hùng (Gấu Lớn, Ursa Major). Kích thước và tuổi của hố đen có thể cho phép xác định tuổi vũ trụ.
Tháng 11 năm 2004, một nhóm các nhà thiên văn công bố khám phá đầu tiên về hố đen khối lượng trung bình trong thiên hà của chúng ta, quay xung quanh Sagittarius A ở khoảng cách 3 năm ánh sáng. Hố đen trung bình này có khối lượng 1.300 lần khối lượng Mặt Trời nằm trong một đám gồm bảy ngôi sao, có thể là tàn dư của một đám sao lớn bị phần tâm của thiên hà tước đi phần lớn vật chất. Quan sát này có thể củng cố ý tưởng về các hố đen siêu nặng phát triển bằng hấp thụ các hố đen và các ngôi sao nhỏ hơn.
Tháng 5 năm 2005, một ngôi sao kềnh xanh SDSS J090745.0+24507 được tìm thấy đang rời khỏi Ngân Hà với vận tốc gấp đôi vận tốc thoát (0,0022 vận tốc ánh sáng). Người ta có thể lần theo lộ trình của ngôi sao đó ngược trở lại tâm của thiên hà.
Mô hình thay thế
Một vài mô hình thay thế tương tự như hố đen nhưng có thể tránh được điểm kỳ dị cũng được đưa ra. Nhưng phần lớn các nhà nghiên cứu nhận xét các khái niệm này chỉ mang tính nhân tạo, vì chúng phức tạp hơn nhưng lại không đưa ra các điểm khác biệt cơ bản với các hố đen. Lý thuyết có triển vọng nhất là lý thuyết Gravastar.
Tháng 3 năm 2005, nhà vật lý George Chapline làm việc tại Phòng thí nghiệm quốc gia Lawrence ở California cho rằng các hố đen không tồn tại, và rằng các vật thể mà mọi người cho là các hố đen thực ra là các ngôi sao năng lượng đen. Ông đưa ra kết luận này từ các nghiên cứu cơ học lượng tử. Mặc dù đề xuất của ông không được đông đảo các nhà vật lý ủng hộ, nhưng vẫn thu hút được nhiều quan tâm của công luận.
Cách hình thành lỗ đen và phương pháp thăm dò
Võ Phan Thanh Bình 13/09/2005
Các lỗ đen được xem như một loại xác chết của các vì sao không lồ. Chúng có tỷ trọng vô cùng lớn đến nỗi chúng thu hút hết mọi thứ, ngay cả ánh sáng do sự hấp dẫn trọng lực
Lỗ đen có khối lượng vô cùng lớn nên hút những vật nào đi ngang qua nó. Mọi vật đều hấp dẫn nhau và tỷ lệ nghịch với bình phương khoảng cách. Giống như chúng ta bị hút vào quả đất vậy. Tại sao khi ta tung viên đá lên không trung, viên đá rơi lên mặt đất mà trái đất không rơi lên viên đá? Là vì trái đất có 
khối lượng quá lớn so với viên đá nên sức hấp dẫn trọng trường quá lớn so với viên đá. Lỗ đen cũng vậy. Khối lượng của nó quá lớn nên nó sẽ hút mọi vật vì vật nào cũng nhẹ hơn nó. Trừ trường hợp nó gặp bạn đồng hành tương đương như sao neutron (hay pulsar)
Không ai có thể thấy lỗ đen vì như cái tên của nó, chúng nó có màu đen bởi không một ánh sáng nào có thể thoát ra khi chạm vào nó. Tất cả mọi vật khi vào trong lỗ đen đều trở nên vô cùng đặc chắc nịch. Thí dụ như nếu trái đất rơi vào trong một lỗ đen, nó sẽ bị bóp nén và bị biến nhỏ bằng một hòn bi đường kính 2cm.
Lỗ đen có thể có dạng này, bời vì ánh sáng bị lệch do lực hút của lỗ đen. Thực tế thì nó tạo thành một lỗ thực thụ
I) Cách hình thành một lỗ đen:
Theo các nhà khoa học thì lỗ đen có thể được hình thành bằng những cách khác nhau
1) Từ cái chết của một ngôi sao:
Sự tạo thành lỗ đen từ cái chết của một ngôi sao được thực hiện qua nhiều giai đoạn. Trong biểu đồ tổ chức dưới đây, ta có thể nhận xét được mọi khả năng để một ngôi sao có thể có đời sống của nó.
Các lỗ đen được cấu tạo sau khi đời sống của các ngôi sao chấm dứt. Khi một ngôi sao không còn sống bình thường nữa, nó sẽ tìm cách tự thu hút vào trung tâm của nó. Cũng như trái đất tự nén chặt hướng vào trong nhân.
Nhưng ngôi sao thì kháng cự được một thời gian sự thu hút này bằng cách đốt những loại khí. Sự đốt cháy này được thực hiện nơi trung tâm của ngôi sao, và nhiệt độ có thể lên đến 50 triệu độ Celcius.
Ở nhiệt độ này, những phản ứng hạch tâm xảy ra cho tới một lúc nào đó sẽ không còn đủ chất đốt cần thiết để tiếp tục có những phản ứng hạch tâm thì ngôi sao phồng vô cùng to lớn để trở thành cái mà người ta gọi là Ngôi sao Ðỏ khổng lồ
Sau quá trình này, ngôi sao có 3 khả năng, tùy thuộc vào khối lượng nó có được:
1) Nó có thể trở thành Sao Lùn Trắng nếu khối lượng của nó nhỏ hơn 1,4 lần khối lượng của mặt Trời của chúng ta.
2) Nếu ngôi sao có khối lượng cao hơn, dưới 3,2 lần của khối lượng mặt trời thì nó trở thành Sao neutron
3) Nếu khối lượng cao hơn 3,2 khối lượng mặt trời thì nó bị biến thành lỗ đen.
Một ngôi sao có khối lượng đủ lớn để tạo thành một lỗ đen là khi nó không còn chất đốt để giúp nó không tự hút vào trung tâm của nó. Do vậy mà ngôi sao tự hút vào trung tâm của nó vô tận, có nghĩa là nó sẽ không bao giờ ngừng tự hút vô trung tâm của nó để tạo thành một lỗ đen và nó thu hút theo bất cứ vật gì gần nó, ngay cả ánh sáng và 
những lỗ đen nhẹ hơn nó để tạo thành một lỗ đen nặng hơn to hơn và có sức hút luôn luôn mạnh hơn
2) Từ những cách khác:
Có thuyết cho rằng có những lỗ đen trong mỗi trung tâm của một Thiên hà. Hình ảnh này là Thiên hà Andromède có thể có một lỗ đen trong trung tâm của nó. Những lỗ đen này có thể đã được tạo thành bằng những cách khác nhau.
a) Cách thứ nhất có thể trong số những lỗ đen đó đã xuất hiện ít lâu sau sự hình thành Vũ trụ của chúng ta.
b) Cách thứ hai có thể có là nơi Thiên hà có một đám sao bị hút và đặc lại thành khối nhỏ, tạo một khối lượng rất lớn có thể hút các vì tinh tú khác. Sau khi đám sao đó có khối lượng đủ lớn so với thể tích nhỏ của chúng, đám sao đó trở thành một lỗ đen
3) Cách thăm dò một lỗ đen
Vì mọi ánh sáng ngang qua lỗ đen đều bị hút nên không chúng ta khó có thể thấy được chúng. Tuy nhiên ta có thể nhìn những hiện tượng mà một lỗ đen gây ra cho những vật chung quanh nó.
4 phương cách để dò ra lỗ đen:
Ta không thể nhìn thấy một lỗ đen. Nhưng ta có thể nghi ngờ sự hiện diện của nó. Năm 1971, vệ tinh của Mỹ đang khảo cứu về tia X thì bắt gặp sự hiện diện của một lỗ đen trong chòm sao Thiên nga có một khối lượng lớn bằng 10 lần khối lượng Mặt Trời.
Những phần tử bụi bị hút bởi lỗ đen quay thật nhanh quanh nó và nóng quá mức nên phát ra tia X và được nhận bởi các viễn vọng kính đặt ở ngoài bầu không khí của quả đất.. .
Các phần tử bụi quay quanh lỗ đen hay sao neutron đều phát ra tia X nhưng có nhiều may mắn gặp lỗ đen hơn
Ta cũng có thể nhận ra khi một lỗ đen nằm giữa quả đất và ngôi sao. Lỗ đen tác động như một thấu kính. Ánh sáng sẽ khúc xạ hướng về quả đất và trở nên sáng hơn. Người ta có thể kết luận lỗ đen nằm giữa trái đất và ngôi sao đó.
Ta cũng có thể thăm dò ra được nó bằng cách tính khối lượng của 
một số vùng trong không gian: nếu ta bắt gặp một vùng nhỏ màu đen khối lượng rất lớn thì nơi đó có thể tìm thấy lỗ đen..
LIÊN HỆ GIỮA SỰ NỔ VÀ LỖ ÐEN
Một nhóm nghiên cứu Vật lý Thiên văn, nhờ đài Thiên văn Hubble của Mỹ, đã có thể thiết lập mối liên hệ giữa những lỗ đen và sự nổ của những ngôi sao khổng lồ, những supernova (ngôi sao mới thật sáng)
(Phần phụ thêm trích từ vnExpress )
Lỗ Ðen GRO J1655-40
Nhóm này hướng dẫn bởi Felix Mirabel , Cục năng lượng nguyên tử Pháp , đã có thể đo được sự chuyển động của riêng của GRO J1655-40, một hệ thống đôi, gồm lỗ đen lao tới với một vận tốc hơn 400.000km giờ trong giải Ngân Hà, theo hướng sao Scorpion, và bạn ngôi sao của nó.
Có nhiều giả thuyết và giả sử trên sự tạo thành lỗ đen, nhưng đây là lần đầu tiên ta thấy những tin tức bằng mắt và nó tạo bởi sự nổ của ngôi sao supernova, Félix Mirabel dã giải thích.
Vòng tròn màu vàng là quỹ đạo chuyển động của hệ sao lỗ đen GRO J 1655-40. Chấm vàng là vị trí mặt trời của chúng ta. Theo nhóm nghiên cứu của Felix Mirabel, Cục năng lượng nguyên tử Pháp (CEA), sở dĩ người ta nhận ra vật thể này là vì nó quay quanh một ngôi sao. Chúng tạo thành một hệ sao đôi kỳ lạ, mà lỗ đen chính là một vệ tinh quay quanh ngôi sao bạn. Đương nhiên, lỗ đen này có khối lượng khá nhỏ: chỉ nặng gấp 3,5-15 lần mặt trời. Hệ sao – lỗ đen này có tên là GRO J1655-40.
Theo các nhà khoa học, sự di chuyển quá nhanh của hệ sao – lỗ đen GRO J1655-40 có thể có nguyên nhân từ vụ nổ của một hệ sao lớn.
Một số mô hình lý thuyết cho thấy, khi một hệ sao lớn sụp đổ, nó sẽ đẩy vào không gian những mảnh vỡ; trong khi nhân của nó thu lại thành một sao neutron, hoặc biến thành một lỗ đen. Sau đó, chính lỗ đen này lại quay quanh một trong những mảnh vỡ lớn, tạo thành một hệ sao – lỗ đen.
Năng lượng từ vụ nổ đẩy hệ thống sao – lỗ đen mới hình thành di chuyển với tốc độ khủng khiếp trong vũ trụ.
Vị trí của mặt trời và quỹ đạo chuyển động của lỗ đen GRO J1655-40
Trong vũ trụ, các hố đen nhỏ như ở hệ sao GRO J1655-40 là khá phổ biến, nhưng không dễ quan sát, vì ánh sáng do sao mẹ phát ra rất yếu. Lỗ đen loại này khác hẳn các lỗ đen khổng lồ
Các nhà khoa học châu Âu mới quan sát được chuyển động cực nhanh của một ngôi sao lớn quanh tâm thiên hà của chúng ta. Đây là bằng chứng xác thực đầu tiên cho thấy, tại đây có một lỗ đen khổng lồ, nặng gấp 2,7 triệu lần mặt trời . Chụp hình Trung tâm Giải Ngân hà (bằng tia hồng ngoại) Từ nhiều thập kỷ nay, các nhà khoa học đã phát hiện có sự khác lạ trong các tín hiệu radio phát ra từ khu vực Sagittarius A, thuộc chòm sao Xạ Vương, tại chính tâm thiên hà của chúng ta. Đó là các tín hiệu radio mạnh, phát ra với tần số biến thiên khác thường. Rất có thể chúng là kết quả của dòng lốc xoáy vật chất sôi sục xung quanh một lỗ đen lớn. Tuy nhiên, lâu nay người ta chưa có bằng chứng nào thực sự thuyết phục để khẳng định sự tồn tại của lỗ đen ấy.
Nay, một nhóm nghiên cứu quốc tế tại Đài thiên văn phương
Rõ ràng, để giữ được tốc độ lớn khủng khiếp này mà không bị văng ra khỏi quỹ đạo, ngôi sao phải được hút bởi một khối vật chất siêu lớn. Và đó chỉ có thể là một lỗ đen!
“Chúng tôi hầu như không tin vào mắt mình. Chúng tôi hiểu rằng, mình đang là nhân chứng về sự hiện hữu của lỗ đen”, ông Thomas Ott, Viện Max-Planck về vật lý vũ trụ (MPE), Đức, nói.
Để quay hết một vòng quanh tâm thiên hà, ngôi sao S2 chỉ cần15,2 năm! (So sánh: Mặt trời của chúng ta nằm cách tâm thiên hà 26.000 năm ánh sáng, quay với tốc độ 220 km/s. Và để quay hết một vòng quanh tâm thiên hà, nó cần 230 triệu năm).
Quan sát được lỗ đen xé rách vì sao
Ảnh ghép về thiên hà RXJ1242-11, nơi một lỗ đen khổng lồ xé toạc một ngôi sao ở gần nó.
Giả thuyết cho rằng lỗ đen có thể nuốt chửng mọi thứ, thậm chí cả ánh sáng. Các nhà thiên văn nay xác nhận những ngôi sao cũng nằm trong thực đơn của chúng. Một kẻ bạc mệnh như vậy đã đi lạc vào đường bay của một lỗ đen vĩ đại sau khi va chạm với một vì sao khác.
Các nhà thiên văn thông báo sau khi tổng hợp dữ liệu trong hơn 1 thập kỷ qua từ kính thiên văn vũ trụ XMM-Newton của Cơ quan vũ trụ châu Âu và Chandra của NASA.
Cho đến trước phát hiện này, các nhà thiên văn đã có nhiều bằng chứng về hiện tượng lỗ đen nuốt chửng các khối khí xoáy tròn quanh nó và trở nên cực nóng, phát ra những bức xạ ở nhiều bước sóng khác nhau, từ sóng radio tới ánh sáng thấy được và tia X. Cũng từ lâu, họ kết luận rằng các vì sao cũng có thể bị kéo tan thành nhiều mảnh dưới sức hút hấp dẫn khổng lồ của lỗ đen, song bằng chứng về điều này còn quá mong manh. Phát hiện mới đây đã chứng tỏ sự đúng đắn của kịch bản đó: một vì sao đang bị giựt tung và từ từ hút chìm vào lỗ đen.
Lỗ đen này nằm ở tâm một thiên hà có bề ngoài yên tĩnh, được biết đến với tên gọi RX J1242-11. Nhưng khi Chandra và XMM-Newton lần theo dấu vết tia X, chúng đã nhìn xuyên qua khí và bụi vũ trụ để phát hiện ra những điều mà kính thiên văn thường không thể nhìn thấy.
“Tâm của thiên hà này bùng lên một cơn bão tia X chói loà, sáng gấp hàng nghìn lần cả tỷ ngôi sao thành phần của thiên hà đó”, tiến sĩ Stefanie Komossa thuộc Viện Max Planck (Đức) thông báo. Komossa cho rằng sự giải thoát năng lượng trong luồng sáng này là đặc trưng cho hiện tượng vật chất tiệm cận quá gần tới một lỗ đen.
Theo các nhà nghiên cứu, năng lượng bùng phát là do lớp khí của ngôi sao bị đốt nóng lên hàng triệu độ, trong khi các phần vật chất của nó bị hút vào trong lỗ đen. Vài phần của kẻ xấu số (từ 1 đến 25%) được hút vào cái “lỗ không đáy”, phần còn lại phân tán vào thiên hà xung quanh.
RX J1242-11 được dự đoán có khối lượng gấp 100 triệu lần mặt trời và nằm cách trái đất khoảng 700 triệu năm ánh sáng.
Một kịch bản tương tự có thể xảy ra với Milky Way của chúng ta – dải Ngân hà giống như hầu hết các thiên hà khác, chứa một lỗ đen lớn ở tâm. Song, ta có thể yên tâm vì mặt trời nằm khá xa tâm Ngân hà, khoảng 25.000 năm ánh sáng, và những cuộc khảo sát gần đây cũng cho thấy không có ngôi sao nào quá gần lỗ đen đó, đến mức có thể bị xé toang.
Thứ năm, 19/2/2004, 09:57 GMT+7 vnExpress
B.H. (theo BBC, ABConline)
Các lỗ đen
Trịnh Xuân Thuận 6/10/2004
Làm thế nào tạo ra các lỗ đen?
Chỉ cần nén một khối lượng (bất cứ khối lượng nào, một đồng bạc cắc mười franc, cái ghế, hòn núi, ngôi sao hay thiên hà) trong một thể tích đủ nhỏ để lực hấp dẫn ở nơi đó to đến nỗi ngay cả ánh sáng -có vận tốc lớn nhất có thể có được(300.000km/s)- cũng không thể thoát ra được nữa. Bán kính qua đó ta phải nén vật để trở thành lỗ đen được các nhà khoa học gọi là “bán kính không trở lại” (rayon de non-retour) (ai vượt qua bán kính này sẽ không thể trở ra được nữa hay “bán kính Schwarzschild” (tên nhà vật lý đã phát hiện ra nó). Bán kính R này tỷ lệ thuận với khối lượng vật được nén:
R a M
Công thức chính xác là
| R = | 2GM c2 |
nơi đó G là hằng số chi phối lực hấp dẫn và c là vận tốc ánh sáng.
Mặt Trời với khối lượng 2.1023g, có bán kính không trở lại là 3km. Tháp Eiffel có khối lượng 6.900 tấn có bán kính không trở lại là một phần ti tỉ cm (10-18 cm). Một người nặng 70 ký sẽ trở thành một lỗ đen nếu người đó bị nén nhỏ hơn 10-23 cm. Xét rằng tầm vóc quá nhỏ của các bán kính không trở lại của các vật thường ngày, ta hiểu dễ dàng tại sao những vật này không sụp đổ thành lỗ đen: khối lượng của chúng, nghĩa là lực hấp dẫn của chúng, không đủ lớn để thắng sức bền bỉ của các lực điện từ liên kết các nguyên tử và trao sự vững chắc cho các đồ vật trong đời sống, cũng không nén các vật đó tới tầm vóc cực nhỏ được. Chỉ các sao và thiên hà mới có đủ khối lượng và lực hấp dẫn để sụp đổ thành lỗ đen.
Khối lưông riêng của lỗ đen là:
| d= | Khối lượng | = | 3M | a | M | a | 1 | a | 1 |
a = tỷ lệ thuận
Vì khối lượng riêng giảm, tỉ lệ nghịch với bình phương khối lượng, lỗ đen rất nặng nhưng không nhất thiết phải rất đặc. Khối lượng riêng của lỗ đen có cùng khối lượng Mặt Trời thì khá lớn, bằng 1,8 x 1016 g/cm3, nhưng một lỗ đen có khối lượng bằng 4,2 tỉ Mặt Trời sẽ có khối lượng riêng của không khí mà chúng ta thở (0,001g/cm3).
Nhà vật lý thiên văn Stephen Hawking đã chứng minh rằng dù sao thì các lỗ đen cũng không hoàn toàn đen. Cơ học lượng tử cho phép chúng bốc hơi từ từ thành ánh sáng. Tốc độ bốc hơi được kiểm soát bởi nhiệt độ T của lỗ đen. Nhiệt độ càng thấp khi khối lượng lỗ đen càng lớn.
| T a | 1 |
Thời gian t (bốc hơi) để một lỗ đen bốc hơi hoàn toàn thay đổi theo lũy thừa ba của khối lượng
| t (bốc hơi) | a M3 |
Nhiệt độ lỗ đen có khối lượng mặt Trời là một phần mười triệu độ Kelvin (10-7 K) và thời gian bốc hơi của nó là 1065 năm. Nhiệt độ lỗ đen cỡ thiên hà có khối kượng bằng một tỉ khối lượng Mặt Trời là 10-16 K và thời gian bốc hơi là 1092 năm, trong lúc nhiệt độ một lỗ đen siêu thiên hà khối lượng bằng một ngàn tỉ khối lượng Mặt Trời là 10-19 K và thời gian bốc hơi của nó là 10100 năm.
Lẽ đương nhiên, cũng giống y như nuớc nóng của tách cà phê chỉ có thể bốc hơi khi không khí bao quanh nó lạnh hơn (nhiệt chỉ có thể đi từ nóng sang lạnh), các lỗ đen chỉ có thể bốc hơi khi nhiệt độ của chúng cao hơn nhiệt độ hóa thạch đang bao trùm vũ trụ. Điệu kiện này không được thỏa mãn trong vũ trụ hiện tại -nhiệt độ vũ trụ là 3K sau 15 tỉ năm tiến hóa (évolution)- Biết rằng nhiệt độ vũ trụ T (vũ trụ) thay đổi: xem bài Những thông số thuộc vũ trụ luận và sự tiến hóa vũ trụ:
| T (vũ trụ) a | 1 | a | 1 |
trong đó t là tuổi của vũ trụ, chúng ta suy ra rằng một lỗ đen có khối lượng Mặt Trời chỉ bắt đầu bốc hơi khi t=1020 năm, khi mà nhiệt độ vũ trụ sẽ hại xuống bằng 1 phần mười triệu độ Kelvin. Mộ lỗ đen thiên hà phải chờ đến 1034 năm và một lỗ đen siêu thiên hà phải chờ tới 1039 năm mới có thể bắt đầu bốc hơi.
Trên nguyên tắc khối lượng một lỗ đen có thể lớn chừng nào hay chừng đó. Nhưng không thể nhỏ hơn 20 microgram (2 x 10-5g)
Lỗ đen nào có khối lượng vô cùng nhỏ này (có tên là khối lượng Planck) sẽ có nhiệt độ 1032 độ Kelvin (nhiệt độ Planck) và sẽ bốc hơi ở 10-43 giây (thời gian Planck). Những con số này tượng trưng cho lúc khởi thủy của vũ trụ, nới bức tường Planck, lúc mà vật lý hiện tại bị hẫng chân. Hawking đã gợi ý rằng vũ trụ lúc bấy giờ quá sức đặc đến nỗi không gian của nó bị sụp đổ thành vô số lỗ đen li ti (mini-trous noirs, hay những lỗ đen khởi thủy, trous noirs primordiaux) có khối lượng Planck và bay hơi hết rối lại tái sinh sau 10-43 giây trong một chu trình kinh hoàng của sự sống và sự chết (cycle infernal, từ chữ enfer, thuộc về hỏa ngục, chữ dùng thân mật). Người ta không bao giờ dò ra được các lỗ đen khởi thủy này.
Tính khối lượng của 1 lỗ đen vũ trụ
Lãm Du (Thanhnien online, Universetoday)
Các nhà thiên văn của Viện Thiên văn học Cambridge - Anh, đã có dịp quan sát vật chất ở tâm của thiên hà cách chúng ta 100 triệu năm ánh sáng bị hút về 1 lỗ đen siêu lớn. Khoảng cách từ các vật chất đến lỗ đen bằng khoảng cách từ trái đất của chúng ta đến mặt trời, nhưng thay vì cần đến 1 năm, các vật chất bị hút về lỗ đen chỉ trong vòng 1/4 ngày, đó là lực hấp dẫn cực lớn của lỗ đen này.
Một đội nghiên cứu dẫn đầu là tiến sĩ Kazushi Iwasawa đã theo đuổi dấu vết của luồng khí nóng cho đến khi nó bị hút về 1 lỗ đen cực lớn.
Các nhà khoa học có thể tính toán được khối lượng của lỗ đen này bằng cách kết hợp các phép tính năng lượng của ánh sáng, khoảng cách của các vật chất đến lỗ đen và thời gian chúng bị hút về rồi quay quanh lỗ đen - sự kết hợp giữa thuyết tương đối của Einstein và các thuyết vật lý của Keplerian.
Thiên hà này có tên là NGC 3516, cách chúng ta khoảng 100 triệu năm ánh sáng. Ẩn sau thiên hà này là 1 lỗ đen cực lớn. Các luồng khí nóng ở vùng trung tâm bức xạ ra các tia X như thể chúng nóng đến hàng triệu độ dưới tác động của lực hấp dẫn của lỗ đen.
Tàu vũ trụ XMM-Newton đã bắt được các quang phổ từ ánh sáng phát ra quanh lỗ đen và cũng ghi nhận được rằng các luồng khí bị kích thích quay quanh lỗ đen 4 lần. Đây là 1 thông tin thiết yếu để tính được khối lượng của lỗ đen.
Dựa vào các thông tin khác về khoảng cách, thời gian quay quanh… các nhà khoa học đã tính được khối lượng của lỗ đen này – gấp từ 10 triệu đến 50 triệu lần khối lượng mặt trời.
Ba cái chết cho ngôi sao-Trois morts pour l’étoile
Chúng ta hãy theo dõi định mệnh của một ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn 1,4 lần khối lượng Mặt trời. Nó tắt một cách thanh thản. Khi hết nhiên liệu, ngôi sao chuyển từ kích thước của các sao khổng lồ đỏ (bán kính 50 triệu km ) đến kích thước của trái Đất (bán kính khoảng 6000 km). Ngôi sao trở thành sao lùn (H. 1). Nó rất nóng vì năng lượng của chuyển động sụp đổ biến đổi ra nhiệt. Nhiệt độ ở bề mặt của nó cấp 6000° . Nhiệt được bức xạ ra không gian. Màu trắng của bức xạ giống bức xạ Mặt trời nên nó có tên là sao “sao lùn trắng“. Mật độ của nó rất lớn: 1cm3 sao sao lùn trắng nặng 1 tấn. Nhưng cái gì đã ngăn cản sao lùn trắng không sụp đổ thêm nữa? Ai chống lại trọng lực? Chắc chắn không phải là bức xạ, vì nó đã trở nên rất yếu. Nhà vật lý người Đức Wolfang Pauli, một trong những người sáng lập ra Cơ học Lượng tử, cho chúng ta câu trả lời. Vào năm 1925, ông khám phá ra rằng hai electron không thể bị nén lạ! i với nhau được: chúng loại trừ nhau (khám phá của Pauli được biết dưới tên“Nguyên lý ngoại trừ“.)
Trong lúc sụp đổ, ngôi sao nén các electron mà nó chứa trong một thể tích càng ngày càng nhỏ. Càng bị nén chặt, các electron càng chống cự và tìm cách trốn thoát. Sự kháng cự này tạo nên một áp lực chống lại trọng lực, làm cho sao lùn không sụp đổ. Sự đẩy lẫn nhau giữa các electron này không phải là do lực điện từ đẩy các điện tích cùng dấu mà là một trong những biểu lộ của Cơ học lượng tử.
Sự ra đời, đời sống và cái chết của một ngôi sao. Hình vẽ này cho ta cái nhìn bao quát về những chặng khác nhau của đời sống một ngôi sao như Mặt trời, sau từng chặng 100 triệu năm: ra đời từ sự sụp đổ của đám mây liên sao, ngôi sao đốt hydrogen trong suốt 9 tỉ năm, rồi biến thành khổng lồ đỏ đốt helium trong suốt 2 tỉ năm trước khi sụp đổ để trở thành sao lùn trắng. Vào cuối đời của nó, nó thành sao lùn đen, xác sao lạc trong bóng tối mênh mông của vũ trụ
Fig. 1.
Đồng thời với sự sụp đổ của tâm ngôi sao, các lớp tầng bên trên tách ra khỏi ngôi sao. Được chiếu sáng bởi sao lùn trắng, chúng có dạng như một vành đai khí màu vàng và đỏ gọi là “tinh vân hành tinh“, (từ ngữ gây hiểu lầm vì những tinh vân hành tinh và hành tinh không liên hệ gì với nhau) (h. 2). Cái chết êm đềm này là số phận dành cho đa số các sao (trong đó có Mặt trời của chúng ta): những ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn 1,4 khối lượng Mặt trời thống trị dân số của các thiên hà. Cần phải có một kính thiên văn lớn mới xác định vị trí các sao sao lùn trắng bởi vì chúng sáng một cách yếu ớt. Sirius, ngôi sao sáng nhất trong bầu trời đêm, có sao lùn trắng làm bạn. Sao lùn trắng sẽ mất hàng tỉ năm sức mới hết nhiệt. Lúc cuối khi tr�! �� thành“sao lùn đen” vô hình, nó sẽ nhập vô hàng ngũ của vô số xác sao chết đang rải rác trong sự bao la của các thiên hà. Về phần tinh vân hành tinh, nó sẽ phân tán trong không gian vừa gieo trong đó những nguyên tố nặng đã được chế tạo trong những lò luyện của sao.
Tinh vân hành tinh.
Hình này là tinh vân hành tinh Lyre. Đó là lớp vỏ bị đẩy bật ra bởi một sao đang hấp hối có khối lượng 1,4 khối lượng Mặt trời . Sao này vì cạn nhiên liệu, sụp đổ để thành sao lùn trắng (điểm sáng ở trung tâm của tinh vân). Chính bức xạ của sao lùn trắng chiếu sáng tinh vân hành tinh (ảnh, Hale Observatoires)
Fig. 2
Tinh vân hành tinh IC 418. Sao ở giữa biến thành tinh vân hành tinh cách đây vài ngàn năm ánh sáng. Đường kính của tinh vân hiện nay lên tới 0,2 năm ánh sáng. Hình của NASA/STScI
Chuyện gì sẽ xảy ra với ngôi sao có khối lượng lớn hơn 1,4 khối lượng Mặt trời?
Nó có quyền có một cơn hấp hối dữ dội hơn rất nhiều. Nhưng còn nữa, số phận cuối cùng sẽ đi hướng khác nhau tùy theo ngôi sao nặng hơn hay ít hơn năm lần Mặt trời.
Trước hết chúng ta hãy quan tâm tới sự kết thúc của một ngôi sao có khối lượng nằm giữa 1,4 và 5 lần khối lượng Mặt trời. Khối lượng gia tăng của ngôi sao làm nó nén lại mạnh hơn. Sự sụp đổ xảy ra quá nhanh (chỉ một phân số của giây) đến nỗi các electrons di chuyển nhanh hơn, không có thời gian để tổ chức sự kháng cự chống lại trọng lực. Giới hạn 6000 km của bán kính sao lùn được vượt qua một cách nhanh nhẹn. Bán kính của lõi sao thu lại chỉ còn 10 km. Mật độ cuối cùng cực kỳ lớn, có thể đạt tới 1 tỷ tấn cho 1cm3. Như thể bạn nén khối lượng của 100 cái tháp Eiffel vào một thể tích bằng đầu bút bi của bạn. Các nhân cũng không thể kháng cự lại sự nén này v�! � bị bể thành proton và neutron. Các electron bị ép gần quá sức vào các proton đến nỗi chúng buộc phải kết hợp với proton để sanh ra neutron và neutrino. Các neutrino mà chúng ta đã gặp trong những khoảnh khắc đầu tiên của vũ trụ, trung thành với tiếng tăm của chúng. Không tương tác với vật chất, chúng lập tức phân tán. Tâm của sao trở thành một “nhân” neutron khổng lồ. Chúng chỉ sống được 15 phút ở trạng thái tự do, mất đi ý định chết khi bị cầm tù. Bây giờ, chính chúng chống lại trọng lực và làm cho sao neutron không sụp đổ nữa. Như trong trường hợp các electron, có nguyên lý loại trừ cho các neutron và chúng không thể ép sát với nhau quá.
Vào thời kỳ cuối của sự sụp đổ tâm sao, một vụ nổ chớp nhoáng xảy ra. Những lớp giống vỏ củ hành giàu nguyên tố nặng bị bắn tung vào không gian với tốc độ hàng ngàn km/giây. Sự nổ đạt một độ sáng bằng 100 triệu Mặt trời. Một điểm sáng xuất hiện trong bầu trời, sáng gần như nguyên cả một thiên hà. Đó là sao siêu mới. Sự ngưng sụp đổ đột ngột của tâm sao gây bởi sự kháng cự các neutron là nguồn gốc của sự nổ khủng khiếp này. Một sóng xung kích được tạo ra, truyền tới bề mặt và đẩy những lớp bên trên của ngôi sao, gây ra sự nổ.
Trong các thiên hà, những cái chết nổ như vậy xảy ra khoảng mỗi thế kỷ một lần. Con người từ khi bắt đầu ghi lại những quan sát của mình đã thấy khoảng một chục cái chết như vậy trong giải Ngân Hà . Năm 1571, chàng tuổi trẻ Tycho Brahe đã quan sát được một “ngôi sao mới” trong chòm sao Cassiopée. Sự khám phá đã gieo vào trí óc ông sự nghi ngờ về những bầu trời bất biến của Aristote. Cái còn lại của vụ nổ supernova hiện nay mang tên ông. Ngày 23 tháng 2 năm 1987, một supernova trong một trong số các thiên hà sao lùn vệ tinh của Ngân Hà , đám mây Magellan lớn ở cách khoảng 150 000 năm ánh sáng, đã làm lung lay thế giới thiên văn học. Tất cả các phương tiện quan sát hiện đại (kính thiên văn lớn đặt trên mặt đất, vệ tinh không gian và những dụng cụ khác mà Tycho Brahe không thể tưởng tượng nổi) đã đóng góp với nhau để nghiên cứu hiện tượng lạ lùng này. Ngay cả những neutrino thoát ra từ tâm sụp đổ của ngôi sao chết cũng đã được thu nhận bởi các máy dò đặt sâu tới vài cây số dưới đất, trong các mỏ vàng đã được dùng vào việc khác.
Nhưng một trong số những supernova nổi tiếng nhất trong các annales (quyển sách ghi những sự kiện từ năm này qua năm khác) thiên văn học, chắc chắn là sao có nguồn gốc là phần còn lại của một vụ nổ sao mà ngày nay người ta gọi là “Tinh vân Cua“. Ngôi sao khách này (đây là một tên rất đẹp mà các nhà thiên văn học Trung quốc đã đặt) xuất hiện buổi sáng ngày 4 tháng 7 năm 1054. Nó sáng như sao Vénus, ngay cả ban ngày cũng thấy được và kéo dài hàng mấy tuần lễ. Tuy nhiên, trong những ghi chép Thiên văn học ở phương Tây vào thời kỳ đó, người ta không tìm thấy ghi chú về nó. Các tác giả chắc tin vào vũ trụ bất biến, không đổi của Aristote hơn là tin vào chính mắt họ.
Fig. 3.
Tinh vân Cua.
Hình chụp những gì còn lại của ngôi sao đã nổ trong Giải Ngân hà ngày 04/07/1054. Trung tâm ngôi sao sụp đổ thành sao neutron có bán kính 10 km, ở gần tâm của tinh vân. Sao neutron này gởi cho chúng ta các tín hiệu vô tuyến một cách định kỳ và được biết dưới tên pulsar (xem thêm hình 4). Lớp vỏ bị xé rách của sao tiếp tụ giãn nở, bị năng lượng của sự nổ đầu đẩy ra, hiện nay trải rộng ra hàng trăm tỉ cây số. Nhờ vậy nó gieo rắc vô môi trường liên sao những nguyên tố nặng đã chế ra trong đời sống của sao và trong khi nổ
Đã khá lâu rồi “ sao chủ“ đã không còn được nhìn thấy bằng mắt trần nữa. Với kính thiên văn, người ta có thể phân biệt được phần còn lại của vụ nổ sao, sáng một cách yếu ớt và có dạng giống như một con cua nên từ đó nó có tên như vậy. Nhưng cái làm cho nó nổi tiếng là , người ta khám phá ra một ngôi sao neutron bên trong lòng nó vào năm 1967. Sao này đã được các nhà thiên văn Mỹ Walter Baade và Fritz Zwicky tưởng tượng ra từ năm 1934, thực sự là kết quả từ cái chết của một ngôi sao. Nó được thể hiện dưới dạng một ngôi sao sáng rồi tắt 30 lần trong 1 giây, do đó nó còn có tên là pulsar. Hành vi kỳ lạ này trước hết là do sao neutron không phát xạ hết toàn bộ bề mặt của nó. Ánh sáng (mà nhiều nhất là loại radio, vô tuyến) ló ra thành hai chùm tia giống như chùm tia sáng phát ra từ đèn pha. Hơn nữa, sao neutron tự quay quanh nó rất nhanh, do đó tạo cảm giác là nó sáng rồi tắt mỗi khi chùm tia sáng của nó quét đến trái đất. Pulsar s�! ��p đóng vai trò ngọn đèn pha của bầu trời trong nhiều triệu năm. Nguồn năng lượng dự trữ của nó được tích trữ trong quá trình sụp đổ rồi sẽ cạn dần. Nó quay càng ngày càng chậm và cuối cùng sẽ không còn bức xạ nữa. Được bao bọc bởi sự im lặng của những cái chết, xác sao chết này không thể được thấy cũng như nghe nữa. Trong giải Ngân Hà, cứ một ngàn ngôi sao là có một ngôi sao kết thúc cuộc đời mình thành một pulsar.
Cuối cùng, chúng ta nói đến cái chết của ngôi sao quyết định nhất . Đây là số phận của sao có khối lượng lớn hơn khoảng 5 lần khối lượng của Mặt trời phải chịu. Khối lượng rất lớn gây sự sụp đổ vô cùng dữ dội. Lần này, không chỉ những electron mà ngay cả những neutron cũng bị bất ngờ. Chúng không có thời gian để tổ chức kháng cự lại trọng lực. Trọng lực này không thể dừng lại được nữa. Nó ép vật chất ở tâm ngôi sao vào một thể tích nhỏ đến mức trọng trường sinh tra trở nên vô cùng lớn. Tâm của sao trở thành một lỗ đen.
Cũng như trong trường hợp trước, sự sụp đổ dữ dội tạo ra vụ nổ khổng lồ làm văng ra các lớp trên cùng của sao vào không gian: sự ra đời của một lỗ đen cũng được chào mừng bằng sự bùng nổ supernovae. Lần này, ngôi sao chết cũng chẳng còn để lại xác chết có thể nhìn thấy được. Từ nay về sau, như chúng ta đã biết, nó chỉ thể hiện sự có mặt của nó bằng những hiệu ứng trọng lực mà nó tác dụng lên các vất chất đi qua gần nó. Nó làm chậm thời gian. Nó biến các nhà vũ trụ quá táo bạo thành những cộng mì sợi spaghetti Ý và sẽ nghiền nát họ. Đối với người quan sát trên trái đất, lỗ đen rất khó dò ra. Trừ khi, như chúng ta đã biết, nếu nó cặp đôi với một ngôi sao khác đang còn sống. Lỗ đen lúc đó sẽ cuốn hút khí quyển của ngôi sao thấy được về phía nó. Các nguyên tử khí trong khí quyển này phát ra tia X trong lúc rơi vào lỗ đen và sẽ tiết lộ sự hiện diện của nó. Người ta nghĩ rằng có tồn tại một lỗ đen theo hướng chòm sao Cygne, chỗ có một nguồn tia X rất sáng. Trong giải Ngân Hà, các lỗ đen có các sao sao lùn và pulsar ít hơn rất nhiều: các sao nặng là thiểu số trong dân số của thiên hà.
Fig. 4
1: Bức xạ vô tuyến; 2: pulsar bán kính 10 km; 3: Trái đất
Pulsar
Pulsar là một sao neutron có bán kính 10 km quay quanh chính nó rất nhanh và hoạt động như một đèn pha vũ trụ. Pulsar không phát xạ tất cả bề mặt của nó, mà phát ra hai chùm sáng (nhất là ánh sáng có tính vô tuyến). Một quan sát viên nơi trái đất sẽ nhận tín hiệu vô tuyến từ pulsar mỗi khi chùm tia quét qua trái Đất. Các tín hiệu phát ra liên tục với nhau, cách nhau bởi khoảng thời gian bằng thời gian mà ngôi sao quay một vòng xung quanh chính nó. Pulsar nhanh nhất được phát hiện, gởi cho chúng ta cứ 1,6 phần ngàn giây là một tín hiệu , nghĩa là nó quay 600 vòng một giây quanh chính nó. Một con quay thực sự của bầu trời!
H. 5
1: Lớp vỏ bao của ngôi sao nhìn thấy được; 2: Vật chất của sao rơi vô lỗ đen; 3 Lỗ đen; 4: đĩa quanh lỗ đen phát ra ánh sáng X; 5: chuyển động quỹ đạo
Lỗ đen quay theo quỹ đạo quanh sao siêu lớn, lôi cuốn bằng lực hấp dẫn lớp vỏ bao của sao này. Vật chất sao này khi rơi vô lỗ đen và đồng thời tạo thành đĩa khí xung quanh nó, nóng lên và phát ra tia X, tiết lộ cho ta biết sự có mặt của lỗ đen
Pulsar Binaire
Võ Thị Diệu Hàng 29/05/04
1) Sự phát hiện Pulsar (sao neutron)
Pulsar đầu tiên được khám phá do sự tình cờ vào năm 1967 bởi hai nhà thiên văn người Anh là Anthony Hewish và Jocelyn Bell. Họ nghiên cứu sự lấp lánh của các nguồn sóng radio trên trời gây ra bởi sự hỗn độn (turbulence) của khí ion hóa giữa các hành tinh Tất cả các nguồn radio từ những chương thình quan sát chứng tỏ những dao động của cường độ thay đổi bấp bênh gây ra bởi hiện tượng này, trừ một nguồn trong số đó có những thay đổi hoàn toàn đều đặn và như vậy thì bản chất của vật này phải khác hẳn mọi thứ khác. Vật này đã là vật khó hiểu trong một thời gian. Sau đó những nhà thiên văn thỏa thuận rằng đó là một ngôi sao neutrons (étoile à neutrons) đang quay nhanh mà họ gọi là pulsar.
Ít lâu sau, người ta khám phá một pulsar ngay trung tâm của lớp bọc ngoài nổi tiếng của supernova, đó là tinh vân Crabe (nébuleuse du Crabe)
Hình NASA (http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap960531.html)
Từ hiện tượng: sự bảo toàn động năng quay với năng lượng từ của vật lúc đầu dẫn tới một sao neutron quay rất nhanh với từ trường rất lớn dạng lưỡng cực mà trục Bắc-Nam không nhất thiết phải thẳng hàng với trục quay. Người ta đo vận tốc quay của 600 pulsar trong những năm 1990: thời gian để chúng quay 1 vòng ở khoảng từ 0,0015 đến 4 giây, nói cách khác từ nhanh đến chậm: chúng quay từ 640 vòng/giây đến một phần tư vòng/giây. Từ trường cỡ 1 tỉ teslas cho những pulsar trẻ và 10 ngàn teslas cho những pulsar già. Từ trường của chúng quá lớn so với từ trường trái đất chỉ 0,00005 teslas. Về điện, một pulsar có thể coi như một máy dynamo tạo bởi sự quay của từ trường lưỡng cực cho ra những điện trường lớn hơn một ngàn tỉ volt
Khối lượng M thay đổi tùy sao. Gọi m là khối lượng mặt trời thì :
M <1,44m 1,44 <M< 2m 2m<M<3m
Sao lùn trắng Sao neutron Lỗ đen
2) Tại sao pulsar phát ra xung lực?
Không nên nghĩ rằng các pulsar “sáng” và “tắt” đều đặn. Thực tế, chúng phát ra một luồng năng lựợng không đổi. Năng lượng này được tụ lại trong chùm hạt điện từ đuợc phóng ra từ những cực từ của sao với vận tốc bằng vận tốc ánh sáng. Trục của sao neutron tạo mộtt góc so với trục quay, y hệt như cực Bắc
Vì ngôi sao tự quay xung quanh nó, chùm tia năng lượng quét khoảng không gian như một đèn pha hay đèn quay xe cứu thương. Chỉ khi chùm tia này hướng trực tiếp về trái đất thì ta mới có thể dò ra nhờ kính viễn vọng vô tuyến (radiotéléscope)
Radiotéléscopes (http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000530.html)
Mặc dù pulsar phát ra tín hiệu trong phổ thấy được, nhưng vì chúng quá nhỏ và quá xa để có thể nhìn bằng mắt thường. Chỉ những radiotéléscope mới cho phép dò tìm những bức xạ mạnh có tần số lớn.
3) Ta có thể hy vọng học hỏi gì khi nghiên cứu pulsar?
Vì pulsar được tạo bởi những di tích của supernova sau khi sao này bị nổ nên nghiên cứu trên pulsar sẽ giúp chúng ta tìm hiểu được những gì xảy ra khi một ngôi sao chết. Chúng cũng giúp làm sáng tỏ về sự sinh ra và chuyển biến của vũ trụ. Ngoài ra pulsar cũng có thể thay đổi thái dộ theo thời gian.
Trước tiên, chu kỳ phát xạ mỗi pulsar thay đổi. Ðộng năng quay của sao neutron là nguồn bức xạ điện từ có thể thăm dò được. Khi pulsar phát xạ, nó mất một ít năng lượng quay và nó quay chậm dần. Ðo chu kỳ quay của chúng tháng này qua tháng khác trên nhiếu năm, chúng ta có thể suy ra chính xác tỷ lệ chậm dần (taux de ralentissement), năng lượng mất đi và ngay cả biết số tuổi còn lại của chúng cho tới khi chúng không còn sáng nữa do vận tốc quay quá yếu.
Ngoài ra mỗi pulsar đều khác nhau. Có những pulsar rất sáng, những pulsar khác thì vì động đất nên nên có khi chúng tăng tốc độ quay, cũng có vài pulsar có bạn đồng hành , quay xung quanh nhau (binary pulsar) và có một chục pulsar tự quay quanh chúng cực kỳ nhanh, cả ngàn vòng/giây. Mỗi khám phá mới là một nguồn tin tức thêm giúp cho các khoa học gia hiểu vũ trụ.
Sao neutron do trọng lực rất mạnh sẽ phát xạ sóng trọng trường và mất năng lượng, và sẽ rơi vào nhau. Quỹ đạo của hai sao neutron chung quanh nhau càng ngày càng nhỏ đi; vì hai sao neutron mất năng lượng nên chúng quay càng ngày càng bớt nhanh. Những quan sát thiên văn cho chúng ta thấy sự quay chậm dần của sao neutron
Binary Pulsar được khám phá bởi hai nhà thiên văn Joseph Taylor và Russell Hulse vào năm 1974. Binary Pulsar rất quan trọng vì đó là một phòng thí nghiệm có đến hai sao neutron. Lý thuyết Einstein nói rằng hai sao neutron do trọng lực rất mạnh sẽ phát xạ sóng trọng trường và mất năng lượng, và sẽ rơi vào nhau. Khả năng này được gợi ra để giải thích nguồn gốc của những sự giật nẩy tia gamma và nhất là để dò các sóng trọng trường (Virgo, Ligo). Nhất là từ khi khám phá ra cặp pulsar PSR J0737-3039 năm 2003 nhờ radiotéléscope Parkes, đã ước tính tần số của sự hợp nhất của cặp sao neutron. Người ta ước tính có một hay hai loại hiện tượng này xảy ra trong thiên hà của chúng ta trong một năm, nghĩa là mười lần thường xuyên hơn như người ta đã nghĩ trước đây.
Quỹ đạo của hai sao neutron chung quanh nhau càng ngày càng nhỏ đi; vì hai sao neutron mất năng lượng nên chúng quay càng ngày càng bớt nhanh. Những quan sát thiên văn cho chúng ta thấy sự quay chậm dần của sao neutron đúng y như thuyết Tương đối tổng quát của Einstein đã tiên đoán.
Sự tiên đoán của thuyết Tương đối.
Võ Thị Diệu Hằng ngày 20 tháng 06 năm 2004
Sự tồn tại cuả sóng trọng trường là tiên đoán đặc thù cho thuyết Tương đối tổng quát của Einstein. Từ năm 1916, Einstein đã nghi ngờ các sóng này rất sớm, như một kết quả của lý thuyết mới của ông.
Cho tới cuối thập niên 50, nhà vật lý học Bồ Đào Nha Pirani mới tự hỏi câu : « Tôi sẽ quan sát được gì nếu một sóng trọng trường đi ngang qua phòng thí nghiệm của tôi ? »
Sau khi Pirani và vài người khác, nghĩ rằng sóng điện từ có thể mang năng lượng (và xung động, mômen động) thì người ta cho rằng sóng trọng trường có thể được phát hiện bởi một dụng cụ thích hợp. Đặc tính mới cuả sóng trọng trường là một thực tế vật lý có thể chấp nhận được. Và họ có thể bắt đầu tìm kiếm sự việc này.
Sự phát hiện Pulsar 1913 + 16
Năm 1974, hai nhà thiên văn vô tuyến Mỹ Russel A. Hulse và Joseph H. Taylor khám phá một vật khác thường : pulsar binaire PSR 1913 + 16, một hệ thống gồm hai ngôi sao neutrons sát nhau trong đó có một pulsar. Lần đầu tiên trong lịch sử vật lý, một đồng hồ rất chính xác (pulsar) được chìm trong một trọng trường to lớn, Taylor và các cộng sự viên của ông đã có thể thử nghiệm thuyết Tương đối tổng quát. Quan sát pulsar binaire trong nhiều năm, họ xác định là chu kỳ quỹ đạo của hệ thống pulsar binaire giảm dần là do sự phát ra tia trọng trường, chỉ sai biệt với sự tiên đoán của thuyết Tương đối tổng quát Einstein 1% mà thôi. Vậy là lần đầu tiên họ đã chứng minh bằng thực nghiệm một cách gián tiếp sự hiện diện của sóng trọng trường.
Sóng không gian-thời-gian (Des vagues de l’espace-temps)
Theo khuôn khổ của thuyết Einstein, sóng trọng trường là những nhiễu loạn hình học của không gian-thời gian lan truyền với vận tốc ánh sáng. Đó là các sóng hoàn toàn giống như sóng trên mặt đại dương. Biên độ các sóng này gọi là h.
Nguồn sóng trọng trường
Một vật thể nặng và di chuyển nhanh có thể phát ra sóng trọng trường cũng giống như một hạt tử mang điện, khi nó di chuyển nhanh sẽ phát ra sóng điện từ. Tuy nhiên không phải mọi vật nặng di chuyển nhanh đều phát sóng : chỉ những vật thể không có dạng cầu thì mới phát sóng trọng trường.
Năm 1923, Geoge D Birkhoff chứbng minh rằng không thể dùng các vật thể dạng cầu hay các hệ thống đối xứng cầu để hình thành một trọng trường biến đổi, tức là để có được sóng trọng trường..
Tuy nhiên, cho dù nguồn phát có hình dạng thích hợp thì biên độ của sóng trọng trường vẫn luôn luôn vô cùng yếu. Do đó không thể chế tạo ra nguồn sóng trọng trường trong phòng thí nghiệm đủ hiệu quả để thực hiện thí nghiệm tương tự như thí nghiệm của Heinrich (đã chứng tỏ có sự hiện diện của sóng từ trường thế kỷ trước)
Vì vậy, phải hướng vào trong vũ trụ mà tìm nguồn phát xạ sóng trọng trường đủ mạnh để ta có thể dò ra.
Nguồn vũ tụ
May mắn thay, vũ trụ đã sẵn dành cho chúng ta nhiều hiện tượng sôi động dữ dội do các khối lượng và năng lượng kì diệu tạo nên. Để có được các sóng trọng trường hữu dụng, thiên thể (được nghiên cứu) phải tạo ra được một trọng lực vô cùng lớn; do đó, các thiên thể rắn như sao neutron hay lỗ đen sẽ là nguồn trọng trường chính được dùng (để nghiên cứu)
Sự sụp đổ của các vì sao
Các supernovae là những hiện tượng đầu tiên trong lịch sử được khảo sát. Một sự bất đối xứng trong sự sụp đổ là cần thiết để tạo ra sóng trọng trường: nếu một ngôi sao vẫn giữ sự đốI xứng cầu khi sụp đổ, theo định lý Birkhoff, sẽ không cho ra sóng trọng trường.
Sự hợp dính của sao đôi (coalescence)
Một loại nguồn khác sử dụng hai ngôi sao rắn : đó là sự hợp dính của sao đôi: hai sao neutron hay hai lỗ đen. Người ta biết là những cặp sao rắn có thể hiện hữu: thí dụ cặp pulsar binaire 1913+16 (những hệ thống tương tự cũng đã khám phá ra). Loại này phát ra sóng trọng trường, nhưng sự phát xạ này gây nguy hại cho sự tiến triển của chúng: hệ thống mất đi năng lượng, hai ngôi sao sẽ tiến đến gần nhau và chu kỳ quỹ đạo sẽ giảm dần; và càng gần nhau , sự phát xạ càng mạnh, sẽ gây ra hàng loạt thảm hại. Cuối cùng, khi hai sao đến thật gần (pha hợp dính), ngay trước sự hủy diệt lẫn nhau, sự phát xạ vô cùng mạnh và ta có thể dò thấy được. Thí dụ hệ PSR 1913+16 sẽ kết dính nhau trong 300 triệu năm nữa và máy dò sóng trọng trường có thể quan sát những khoảng thời gian cuối cùng của chúng.
Các nhà vật lý và vật lý thiên thể cũng đoán là có các nguồn khác nhưng cũng phải được chứng minh bằng quan sát thực tế. VớI PSR 1913+16 là bằng chứng. Trong số những hiện tượng trên còn có sự rung của các đáy vũ trụ, có thể có liên quan đến sự hình thành các thiên hà, hay hơn nữa, như nơi đáy vũ trụ (fond cosmologique), giống như bức xạ hóa thạch ở nhiệt độ 3K, kết quả của những giây phút đầu tiên của Vũ trụ.
Thiên văn về sóng trọng trường
Những lần thử nghiệm trực tiếp đầu tiên các sóng trọng trường bắt đầu từ những năm 1960
Thanh Weber (Les barres de Weber)
Máy dò đầu tiên, tác phẩm của Joseph Weber người Mỹ, gồm một ống nhôm hình trụ được quấn xung quanh bởi những máy thu áp điện (piézo-électrique) có khả năng thu nhận sự rung của các vật rắn. Thực tế sóng trọng trường có thể làm một vật rắn nào đó cộng hưởng nếu nó có cùng tần số với một trong những tần số của ống. Nhưng hiệu ứng đương nhiên rất yếu vì tỷ lệ với biên độ của sóng trọng trường.
Weber và sau đó là các ê kíp vật lý khác đã nhanh chóng nhận thấy rằng cần phải cải tiến độ nhạy của thanh Weber để có thể hy vọng một ngày nào đó quan sát sóng trọng trường tạo ra bời một supernovae của thiên hà của chúng ta (biên độ tối đa h ở 10-18
Lịch sử của thanh Weber là một cuộc chạy đua dài để cải tiến thanh weber: làm lạnh dụng cụ để tránh mọi rung động ký sinh bắt nguồn từ nhiệt, treo ống trụ để làm yếu đi sự rung do động đất, tìm chất liệu tốt hơn (nhôm đặc biệt, niobium…).
Năm 1994, 4 máy dò chất rắn, tất cả đều được làm lạnh tớI nhiệt độ của Hélium lỏng (4K), được hoạt động với độ nhạy khoảng 10-18 : hai cái ở Hoa kỳ, một ở Úc và một ở Cern.
Tuy nhiên thanh Weber bị hạn chế về độ lớn : dải thông rất thu hẹp. Các máy dò này không nhạy với những tần số gần với tần số rung nên không thể tái lập phổ tần số của một dãy sóng trọng trường
Ngay cả nếu một ngày nào đó thanh Weber dò được sóng trọng trường thì phần lớn thông tin mà nó mang sẽ bị mất. Sự kén chọn quá mức các tần số là một trong những lý do mà các nhà vật lý đưa ra một phương pháp thăm dò khác:
Giao thoa kế km
Kỹ thuật này do Albert A. Michelson và Edward W. Morley dùng từ cuối thế kỷ qua trong cuộc thí nghiệm nổi tiếng chứng minh sự đẳng huớng của vận tốc ánh sáng
Giao thoa kế Michelson:
Giao thoa kế Michelson gồm 2 tấm gương phản chiếu và một tấm kính ngăn đôi bán-phản chiếu (semi-réfléchissant) nghiêng một góc 45°. Tấm kính này tách chùm tia tới làm hai chùm tia phân tán theo cánh tay của giao thoa kế, rồi mỗi chùm tia phản chiếu lên một trong những tấm gương phản hồi và trở về trên tấm lam ngăn để chúng giao thoa
Cường độ chùm tia chuyển sang máy dò ánh sáng, kết quả của sự giao thoa, tùy thuộc sự khác biệt của chiều dài các cánh tay của giao thoa kế.
NgườI ta cũng hiểu ích lợi của thiết bị Michelson như máy dò sóng trọng trường: hai gương phản chiếu đóng vai trò y hệt những phần tử tự do, và khoảng cách của chúng so với tấm lam ngăn có thể dao động khi một sóng trọng trường đi ngang qua. Lúc đó bộ tách sóng quang ghi sự điều biến của cường độ ánh sáng thu được
Các giao thoa kế lớn
Các giao thoa kế nguyên mẫu có chiều dài giữa vài mét đến chục mét được chế tạo trong những năm 1970. Người ta cho biết rằng với sự tiến bộ trong lĩnh vực Laser hay các gương chính xác thì sự dò sóng trọng trường bằng giao thoa kế Michelson có thể làm đươợc với điều kiện là các cánh tay không phải chỉ dài vài mét mà phải dài hàng vài cây số. Ba giao thoa kế lớn đang thiết kế năm 1994, một máy dài 3 km ở Ý (đồ án Virgo giữa Pháp và Ý) và hai máy dài 4 km bên Mỹ (Đồ án LIGO, Laser Interferometer Gravitational wave Observatory). Ba máy khổng lồ này có độ nhạy khoảng 10-21 và ngày nay phải dò tìm các hiện tượng phát xuất từ gốc ngoài Thiên hà (sự hợp dính của các pulsar binaire và supernovae)
Tuy nhiên, các máy dò này cũng bị hạn chế do động đất nên chúng không thể dò ra được những sóng trọng trường nhỏ hơn vài hertz. Để vượt qua sự cản trở này, giải pháp hay nhất là bắn lên không trung những máy dò. Những đồ án lớn lao về giao thoa kế không gian được Hãng Không gian Âu châu nghiên cứu từ những năm đầu thập niên 90. Các máy dó này nhạy ngay cả với các tần số thấp, có thể quan sát những va chạm của các lỗ đen siêu nặng (trous noirs supermassifs) -như các lỗ đen ở tâm của vài thiên hà- tạo các hiện tượng dữ dội nhất Vũ trụ.
Những sự được thua khoa học
Những thắng lợi đầu tiên liên quan đến thuyết Tương đối, bởi vì dò trực tiếp một sóng trọng trường cho phép so sánh những đặc điểm của nó (vận tốc lan truyền, phân cực…) với sự tiên đoán của lý thuyết.
Thí dụ nguời ta có thể tưởng tượng trong lúc một supernova đang nổ, họ đo các sóng quang bằng kính thiên văn các đài quan sát và sóng trọng trường bằng máy dò giao thoa kế : so sánh thời gian tới của hai loại sóng này sẽ xác định được vận tốc của sóng trọng trường có bằng vận tốc ánh sáng không
Nhưng sự dò các sóng trọng trường cũng nói lên lợi ích của ngành vật lý thiên thể trong việc tìm hiểu những vật thể ít được biết đến : Sao neutron và lỗ đen. Thực ra bức xạ trọng trường tác động rất ít lên vật chất (do đó rất khó bị dò ra), nó không bị thu hút cũng không bị khuếch tán, ngược lại với ánh sáng. Sự việc này cho phép ta hy vọng một ngày kia được « nhìn » những vùng trời chắn ánh sáng (opaque à la lumière), như nơi trung tâm Thiên hà chẳng hạn.
Một khả năng khác : quan sát trung tâm các supernova và nghiên cứu sâu hơn những cơ chế của sự sụp đổ các vì sao và có thể tham dự sự ra đời của các lỗ đen.
Cuối cùng nghiên cứu sự hợp dính của các pulsar binaire, đo trực tiếp khoảng cách giữa chúng và cung cấp cái chỉ báo khoảng cách tuyệt đối (indicateur de distance absolue) : Tính chất đặc biệt đáng kể này, dùng cho ngành Thiên văn, cuối cùng phải cho một đánh giá hính xác của hằng số Hubble
Quan sát được lỗ đen xé rách vì sao
Ảnh ghép về thiên hà RXJ1242-11, nơi một lỗ đen khổng lồ xé toạc một ngôi sao ở gần nó.
Giả thuyết cho rằng lỗ đen có thể nuốt chửng mọi thứ, thậm chí cả ánh sáng. Các nhà thiên văn nay xác nhận những ngôi sao cũng nằm trong thực đơn của chúng. Một kẻ bạc mệnh như vậy đã đi lạc vào đường bay của một lỗ đen vĩ đại sau khi va chạm với một vì sao khác.
Các nhà thiên văn thông báo sau khi tổng hợp dữ liệu trong hơn 1 thập kỷ qua từ kính thiên văn vũ trụ XMM-Newton của Cơ quan vũ trụ châu Âu và Chandra của NASA.
Cho đến trước phát hiện này, các nhà thiên văn đã có nhiều bằng chứng về hiện tượng lỗ đen nuốt chửng các khối khí xoáy tròn quanh nó và trở nên cực nóng, phát ra những bức xạ ở nhiều bước sóng khác nhau, từ sóng radio tới ánh sáng thấy được và tia X. Cũng từ lâu, họ kết luận rằng các vì sao cũng có thể bị kéo tan thành nhiều mảnh dưới sức hút hấp dẫn khổng lồ của lỗ đen, song bằng chứng về điều này còn quá mong manh. Phát hiện mới đây đã chứng tỏ sự đúng đắn của kịch bản đó: một vì sao đang bị giựt tung và từ từ hút chìm vào lỗ đen.
Lỗ đen này nằm ở tâm một thiên hà có bề ngoài yên tĩnh, được biết đến với tên gọi RX J1242-11. Nhưng khi Chandra và XMM-Newton lần theo dấu vết tia X, chúng đã nhìn xuyên qua khí và bụi vũ trụ để phát hiện ra những điều mà kính thiên văn thường không thể nhìn thấy.
“Tâm của thiên hà này bùng lên một cơn bão tia X chói loà, sáng gấp hàng nghìn lần cả tỷ ngôi sao thành phần của thiên hà đó”, tiến sĩ Stefanie Komossa thuộc Viện Max Planck (Đức) thông báo. Komossa cho rằng sự giải thoát năng lượng trong luồng sáng này là đặc trưng cho hiện tượng vật chất tiệm cận quá gần tới một lỗ đen.
Theo các nhà nghiên cứu, năng lượng bùng phát là do lớp khí của ngôi sao bị đốt nóng lên hàng triệu độ, trong khi các phần vật chất của nó bị hút vào trong lỗ đen. Vài phần của kẻ xấu số (từ 1 đến 25%) được hút vào cái “lỗ không đáy”, phần còn lại phân tán vào thiên hà xung quanh.
RX J1242-11 được dự đoán có khối lượng gấp 100 triệu lần mặt trời và nằm cách trái đất khoảng 700 triệu năm ánh sáng.
Một kịch bản tương tự có thể xảy ra với Milky Way của chúng ta – dải Ngân hà giống như hầu hết các thiên hà khác, chứa một lỗ đen lớn ở tâm. Song, ta có thể yên tâm vì mặt trời nằm khá xa tâm Ngân hà, khoảng 25.000 năm ánh sáng, và những cuộc khảo sát gần đây cũng cho thấy không có ngôi sao nào quá gần lỗ đen đó, đến mức có thể bị xé toang.
Thứ năm, 19/2/2004, 09:57 GMT+7 vnExpress
B.H. (theo BBC, ABConline)
Không có nhận xét nào:
Đăng nhận xét