LƯỢC SỬ THỜI GIAN Lỗ đen pdf

LƯỢC SỬ THỜI GIAN -
Lỗ đen
Chân trời sự cố, biên của vùngkhông- thời gian mà từ đó khônggì thoát rađược,
có tác dụng như một màng một chiều bao quanhlỗ đen: các vật, tỷ như nhà du
hành khinhsuất của chúngta,có thể rơi vào lỗ đen quachân trời sự cố, nhưng
khônggì có thể thoátra lỗ đen qua chân trời sự cố (cầnnhớ rằng chân trời sự cố là
đườngđi trongkhông-thời giancủa ánh sáng đang tìm cách thoát khỏi lỗ đen, và
khônggì có thể chuyển động nhanhhơn ánh sáng). Có thể dùng lời của thi sĩ Dante
nói về lối vào địa ngụcđể nói về chântrời 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 sớmtới vùngcó mật độ vôhạnvà, chấm hết thời gian.
Thuyết tươngđối rộngtiên đoán rằng cácvật nặng khi chuyểnđộng sẽ phát ra
sóng hấp dẫn -những nếp gợn trong độ cong củakhônggian truyền với vậntốc
của ánh sáng. Nhữngsóng này tương tự như các sóng ánh sáng,là nhữnggợnsóng
của trườngđiện từ,nhưng sónghấp dẫn khó phát hiện hơn nhiều. Giốngnhư ánh
sáng,sóng hấp dẫn cũng mangnăng lượng lấytừ các vậtphát 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 bấtcứ dạngvận động nào đềuđượccác sóng hấpdẫn mang đi. (Điềunày
gần tương tự với việc ném một cái nút xuốngnước. Banđầu, nó dập dềnh khá
mạnh,nhưng rồi vì các gợn sóng mangdần đi hếtnănglượngcủa nó, cuối cùngnó
an bài ở một trạngthái dừng). Ví dụ, chuyển độngcủa trái đấtxungquanh mặt trời
tạo ra các sónghấpdẫn.Tác dụng của việc mất nănglượngsẽ làm thay đổi quỹ đạo
trái đất, làm chonó dần dần tiến tới gần mặttrời hơn, rồi cuối cùng chạm mặt trời
và anbài ở mộttrạng thái dừng. Tuynhiên, tốc độ mất năng lượng củatrái đất và
mặttrời rất thấp:chỉ cỡ đủ để chạy mộtlòsưởi điện nhỏ.Điều này có nghĩa làphải
mấtgần một ngàntriệu triệu triệu triệu năm trái đất mới đâm vàomặt trời vàvì
vậy chúngtachẳng cólý dogìđể lo lắngcả! Sự thay đổiquỹ đạocủatrái đất cũng
rất chậm khiếnchokhó có thể quansát được, nhưngchính hiện tượngnày đã
được quansát thấy ít năm trước trong hệ thốngcó tênlà PSR 1913+16PSR là tên
viết tắt của mộtpulsar(pulsar là chuẩn tinh: một loạisao neutron đặcbiệtcó khả
năng phát đềuđặn các xung sóng radio). Hệ thống này gồm hai saoneutron quay

xungquanhnhau và sự mất năng lượng dophát sóng hấp dẫn làm cho chúng
chuyển động theo đườngxoắn ốc hướng vào nhau
Trongquá trình colại dohấp dẫn củamột ngôi saođể tạothànhmột lỗ đen, các
chuyển động sẽ nhanhhơnnhiều vàvì vậy tốc độ nănglượng đượcchuyển đi cũng
cao hơnnhiều. Do vậy mà thời gian để đạt tới sự an bài ở mộttrạng thái dừngsẽ
khôngquá lâu. Vậycái giai đoạncuối cùng này nhìn sẽ như thế nào? Người ta cho
rằng,nó sẽ phụ thuộcvào tất cả các đặc tính của ngôi sao. Cónghĩa 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 phầntử khác nhau của ngôi saovà cả nhữngchuyển độngphức
tạp củacáckhí trong ngôi sao đó nữa. Và nếu các lỗ đencũngđa dạng như những
đối tượngđã co lại và tạo nên chúngthì sẽ rất khó đưa ra một tiên đoán nào về các
lỗ đen nói chung.
Tuy nhiên, vào năm 1967, một nhà khoa họcCanada tên là Werner Israel(ông sinh
ở Berlin,lớnlên ở NamPhi,vàlàm luận án tiến sĩ ở Ireland)đã tạo ramột bước
ngoặt trong việc nghiêncứucác lỗ đen. Israel chỉ ra rằng, theothuyết tương đối
rộng thì các lỗ đen không quaylà rất đơngiản; chúng có dạngcầu lý tưởngvà có
kíchthước chỉ phụ thuộc vào khối lượngcủa chúng; hai lỗ đennhư thế có khối
lượng như nhaulà hoàntoàn đồngnhất với nhau.
Thựctế, những lỗ đen này có thể được mô tả bằngmột nghiệmriêng của phương
trìnhEinsteinđã được biết từ năm 1917, doKarlSchwarzchildtìm ra gần như
ngay saukhi tuyếttương đốirộng được phát minh. Thoạt đầu, nhiều người, thậm
chí ngaycả Israel, lý luậnrằng,vì các lỗ đen cần phải có dạngcầu lý tưởngnên
chúng chỉ có thể được tạothành từ sự co lại củađối tượngcódạng cầu lý tưởng.
Mà mộtngôi sao chẳng bao giờ có thể có dạng cầu lý tưởng được, nên nó chỉ có thể
co lại để tạo thànhmộtkỳ dị trầntrụi màthôi.
Tuy nhiên, có một cách giải thíchkhác cho kếtquả củaIsrael mà Roger Penrose và
đặc biệt là John Wheeler rất ủnghộ.Họ lý luận rằng,những chuyển động nhanh
trong quá trình co lại có nghĩa là các sónghấp dẫn do nó phát rasẽ làmchonó có
dạngcầu hơn và vào thời điểmanbài ở trạngthái dừng nócó dạngchínhxác là cầu.
Theo quanđiểmnày thì một ngôi sao không quay, bất kể hình dạng vàcấu trúc bên

trong phức tạp của nó,sau khikết thúc quá trìnhco lại do hấpdẫnđều là mộtlỗ
đen códạng cầu lý tưởng với kích thước chỉ phụ thuộc vào khối lượng của nó.
Những tínhtoánsau này đều củngcố cho quanđiểm này và chẳng bao lâu saunó
đã được mọi người chấp nhận.
Kết quả của Israel chỉ đề cập trườnghợp các lỗ đenđượctạothànhtừ các vật thể
khôngquay.Năm 1963 RoyKerr người New Zealand đã tìm ra mộttập hợp
nghiệmcủa các phương trình của thuyết tươngđối mô tả các lỗ đen quay.Các lỗ
đen “Kerr” đó quay với vận tốc không đổi, có kích thước và hình dáng chỉ phụ
thuộcvào khối lượng và tốc độ quay củachúng.Nếu tốcđộ quay bằng không,lỗ
đen sẽ là cầu lý tưởngvà nghiệmnày sẽ trùngvới nghiệm Schwarzchild.Nếu tốc
độ quay khác 0, lỗ đensẽ phìnhra phía ngoài ở gần xíchđạo củanó (cũng như trái
đất và mặt trời đều phìnhra dosự quay củachúng),và nếu nó quay càng nhanhthì
sự phìnhra sẽ càngmạnh. Như vậy,để mở rộng kết quả của Israel chobaohàm
được cả các vật thể quay,người ta suyđoán rằng một vật thể quay colại để tạo
thành một lỗ đen cuối cùng sẽ an bài ở trạng thái dừngđược mô tả bởi nghiệm
Kerr.
Năm 1970,một đồngnghiệp và cũnglà nghiên cứusinh củatôi, BrandonCarter đã
đi đượcbước đầu tiên hướng tới chứng minh suyđoán trên.Anh đã chứng tỏ được
rằngvới điềukiện lỗ đenquaydừngcómột trụcđối xứng,giốngnhư một con quay,
thì nó sẽ có kích thước và hình dạng chỉ phụ thuộc vào khối lượngvà tốcđộ quay
của nó. Sau đó vàonăm 1971, tôiđã chứngminhđược rằngbất kỳ mộtlỗ đen quay
dừng nào đềucần phải có mộttrục đối xứng như vậy. Cuối cùng, vàonăm 1973,
David Robinson ở trường KingsCollege,Londonđã dùngkết quả của Cartervà tôi
chứng minhđược rằng ướcđoán nói trên là đúng.Nhữnglỗ đen như vậythực sự là
nghiệmKerr. Như vậy, saukhi co lại dohấp dẫn,lỗ đen sẽ an bài trong trạng thái
có thể quaynhưng không xungđộng.Hơn nữa,kích thước hìnhdạng của nó chỉ
phụ thuộc vào khối lượng và tốc độ quay chứ không phụ thuộc vào bản chấtcủa
vật thể bị co lại tạo nênnó. Kết quả này được biết dưới châm ngôn:“lỗ đen không
có tóc”. Định lý “không có tóc” này có mộttầm quan trọng thực tiễn to lớnbởi nó
hạn chế rấtmạnhcác loại lỗ đen lý thuyết. Do vậy, người ta có thể tạora những mô

hình chi tiết của các vật có khả năng chứa lỗ đenvà so sánh nhữngtiên đoáncủa
mô hình với quan sát. Điều này cũng có nghĩa là một lượngrất lớn thôngtin về vật
thể co lại sẽ phải mất đi khi lỗ đen được tạothành,bởi vì sau đấytất cả nhữngthứ
mà ta có thể đo đượcvề vật thể đó chỉ là khối lượng vàtốc độ quaycủa nó. Ýnghĩa
của điều nàysẽ được thấy rõ ở chươngsau.
Các lỗ đenchỉ là mộttrong số rất ít cáctrường hợp trong lịchsử khoa học, trong
đó lý thuyết đã được phát triển rất chitiết như một mô hìnhtoán học trước khicó
những bằng chứng từ quan sát xácnhận nó là đúngđắn.
Thựctế, điều này đã đượcdùng như mộtluậncứ chủ yếu của những người phản
đối lỗ đen:làm saongười ta có thể tinrằng cónhững vật thể mà bằng chứng về sự
tồn tại của nó chỉ là những tínhtoándựatrên lý thuyết tương đốirộng, một lý
thuyết vốn đã đáng ngờ? Tuynhiên, vào năm 1963,Maarten Schmidt,mộtnhà
thiên văn làm việc ở Đài thiên văn Palomar, Caliornia,Mỹ, đã đo đượcsự chuyển
dịch về phía đỏ củamột đối tượng mờ tựa như sao theohướng một nguồn phát
sóng radiocó tên là 3C273(tức là số của nguồnlà 273 trong cataloguethứ 3 ở
Cambridge). Ôngthấy sự chuyển dịch này là quálớn,nếuxemnó do trường hấp
dẫn gây ra: nếu đó là sự chuyểndịchvề phíađỏ do trườnghấp dẫngây ra thìđối
tượng đó phải rấtnặng vàở gần chúngta tới mức nó sẽ làm nhiễu động quỹ đạo
của cáchành tinh trong Hệ mặttrời. Điều này gợi ý rằng sự chuyểndịch về phía đỏ
này là dosự giãn nở của vũ trụ và vì vậy đối tượngđó phải ở rấtxa chúng ta. Để
thấyđượcở một khoảng cáchxanhư thế vật thể đó phải rất sáng haynói cách khác
là phải phát ramộtnăng lượng cực lớn. Cơ chế duy nhất mà con người cóthể nghĩ
ra để miêu tả một năng lượng lớn như thế, là sự co lại dohấp dẫn không phải chỉ
của một ngôi sao mà của cả vùng trungtâm của thiên hà.Nhiều đối tượng “tương
tự sao” (chuẩn tinh),haynói cách khác là các quasar,cũngđã được phát hiện. Tất
cả đều có chuyển dịchlớn về phía đỏ. Nhưngtấtcả chúngđềuở quá xa,khó quan
sát để chomộtbằng chứngquyết định về các lỗ đen.
Sự cổ vũ tiếp theo cho sự tồn tại của các lỗ đenlà phát minhcủaJocelyn Bell, một
nghiêncứu sinh ở Cambridge,về những thiên thể phát các xungradiođều đặn.
Thoạtđầu, Bell và người hướngdẫn của chị là Antony Hewish, nghĩ rằng có lẽ họ

đã liên lạc được vớimột nền vănminh lạ trong thiên hà! Thực tế, trong buổi
seminar khihọ thông báo phát minh củahọ,tôinhớ là họ đã gọi bốn nguồn phát
sóng radiođầu tiên đó là LGM1-4 với LGM là viết tắtcủa “Little GreenMen”
(nhữngngười xanhnhỏ). Tuynhiên, cuối cùng họ và mọi người đềuđi đến mộtkết
luận ítlãng mạnhơn chorằng những đốitượngđó - cótên là pulsar -thực tế là
những saoneutron quay, có khả năng phát các xungsóng radio,do sự tươngtác
phức tạp giữacác từ trường của nó vớivật chất xungquanh. Đâylàmộttin không
mấy vuivẻ đối vớicácnhà văn chuyên viết về các chuyện phiêu lưu trong vũ trụ,
nhưng lại đầyhy vọng đối với mộtsố ít ngườitin vào sự tồn tại của lỗ đenthời đó:
đây là bằng chứng xácthực đầutiên về sự tồn tại của cácsao neutron. Saoneutron
có bán kính chừng mườidặm,chỉ lớn hơn bánkínhtới hạn để ngôi sao trở thành
một lỗ đenít lần. Nếumộtsao có thể co lạitớimộtkích thước nhỏ như vậy thìcũng
khôngcó lýdogìmà nhữngngôi sao khác không thể co lại tới một kích thước còn
nhỏ hơn nữa để trở thànhlỗ đen.
Làm sao chúngta có thể hy vọng phát hiện đượclỗ đen,khi mà theo chính định
nghĩa của nó,nó không phát ra một tia sáng nào? Điều nàycũngnaná như đitìm
con mèođentrong một kho than. May thay vẫn có một cách. Như JohnMichell đã
chỉ ra trongbài báo tiênphong của ông viếtnăm 1983, lỗ đen vẫn tiếp tục tác dụng
lực hấpdẫn lên các vật xung quanh.Các nhà thiên văn đã quan sát đượcnhiều hệ
thống, trong đó cóhai saoquay xung quanhnhauvà hút nhaubằng lực hấp dẫn. Họ
cũng quansát được nhữnghệ thống, trongđó chỉ có một sao thấy được quay xung
quanh saođồng hành (khôngthấy được). Tất nhiên, người ta không thể kết luận
ngay rằng sao đồng hànhđó làmộtlỗ đen, vì nó có thể đơn giản chỉ là một ngôisao
phátsáng quá yếunên 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
(hình 6.2)cũng là những nguồn phát tia X rấtmạnh. Cách giải thíchtốt nhất cho
hiện tượngnày 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 nhìnthấy, nên nóphát triểnthành
chuyển động theo đườngxoắn ốc (khá giống như nước chảy ra khỏi bồn tắm)và
trở nên rất nóng, phát ra tia X(hình 6.3). Muốncho cơ chế này hoạtđộng, saođồng

hành không nhìnthấy phải rất nhỏ, giống như saolùn trắng,sao neutron hoặc lỗ
đen. Từ quỹ đạoquansátđược củangôi saonhìn thấy, người ta có thể xác định
được khối lượng khả dĩ thấp nhất củangôi sao đồng hành không nhìnthấy. Trong
trường hợp hệ thống CygnusX-1sao đó cókhối lượng lớn gấp 6 lần mặt trời. Theo
kết quả của Chandrasekhar thì như thế là quálớn để cho saokhôngnhìn thấy là
một sao lùn trắng. Nó cũng cókhối lượng quá lớn để là sao neutron.Vì vậy, nó
dườngnhư phải là một lỗ đen
Cũng cónhững mô hình khác giải thích rằngCygnus X-1 không bao gồmlỗ đen,
nhưng tất cả những mô hìnhđó đềurất gượng gạo. Lỗ đen là cách giải thích thực
sự tự nhiên duynhất nhữngquantrắc đó. Mặc dù vậy, tôi đã đánhcuộc với Kip
Thorneở Việnkỹ thuậtCalifornia, rằng thựctế Cygnus X-1không chứa lỗ đen! Đây
chẳng quachỉ là sách lược bảo hiểm cho tôi. Tôi đã tốn biếtbao côngsức cho
những lỗ đenvà tất cả sẽ trở nên vô ích, nếu hóa ra là các lỗ đen không tồn tại.
Nhưng khiđó tôi sẽ được anủi là mình thắng cuộc và điều đó sẽ mang lạicho tôi
bốn nămliền tạp chí Private Eye.Nếu lỗ đen tồn tại thì Kip được 1 năm tạpchí
Penthouse.Khi chúng tôi đánhcuộc vào năm 1975thì chúng tôi đã chắc tới 80%
rằng Cygnuslà lỗ đen. Và bây giờ tôi có thể nóirằng chúngtôi đã biết chắc tới 95%,
nhưng cuộc đánh cuộcvẫn chưa thể xem là đã ngã ngũ.
Giờ đây chúng ta cũngcó bằng chứng về mộtsố lỗ đen khác trong các hệ thống
giống như Cygnus X-1trong thiên hà của chúng ta và trong hai thiên hà lâncận có
tên làMagellanicClouds. Tuynhiên, số các lỗ đen chắc còn cao hơnnhiều; trong
lịch sử dài dằng dặc của vũ trụ nhiều ngôi sao chắc đã đốthết toàn bộ nhiên liệu
hạt nhân của mình và đã phải co lại.Số cáclỗ đen cóthể lớn hơnnhiều so với số
những ngôi sao nhìn thấy, mà chỉ riêng trongthiên hà củachúng ta thôisố những
ngôi saođó đã tới khoảng mộttrăm ngàntriệu. Lựchúthấp dẫn phụ thêm của một
số lớn như thế các lỗ đen có thể giải thích được tại saothiên hà củachúng ta lại
quay vớitốc độ như nó hiện có: khốilượngcủa các saothấy được không đủ để làm
điều đó. Chúngta cũng có một số bằng chứng cho thấy rằngcó một lỗ đen lớn hơn
nhiều ở trungtâm thiên hà của chúng ta với khối lượng lớn hơnkhối lượng của
mặttrời tớitrăm ngàn lần. Cácngôi saotrong thiên hà tới gầnlỗ đen đó sẽ bị xé

tan dosự khácbiệt về hấp dẫn ở phía gầnvà phíaxa của nó. Tàn tích của những
ngôi saođó vàkhí docác sao khác tungra đều sẽ rơi về phía lỗ đen.Cũngnhư
trong trường hợp Cygnus X-1,khí sẽ chuyển động theođường xoắn ốc đi vào và
nónglên mặc dùkhông nhiều như trong trường hợpđó.Nó sẽ khôngđủ nóng để
phátra cáctia X,nhưng cũng có thể làcác nguồn sóngradiovà tia hồng ngoại rất
đậm đặcmà người ta đã quan sátđược ở tâm thiên hà.
Ngườita cho rằng nhữnglỗ đen tương tự hoặc thậm chícònlớn hơn, với khối
lượng khoảngtrămtriệu lần lớn hơnkhối lượngmặt trờicóthể gặp ở tâm các
quasar.Vật chất rơi vào nhữnglỗ đen siêu nặng như vậy sẽ tạo ra một nguồn năng
lượng duynhất đủ lớnđể giải thích lượng năng lượng cực lớn mà các vậtthể đó
phátra. Vì vật chấtchuyển độngxoáyốc vào lỗ đen,nó sẽ làm cho lỗ đenquay
cùng chiều tạocho nó một từ trường khá giốngvới từ trường của trái đất. Các hạt
có nănglượng rất caocũngsẽ được sinhra gần lỗ đen bởi vật chất rơivào. Từ
trường này có thể mạnh tới mức hội tụ được các hạt đó thànhnhững tia phóng ra
ngoài dọc theo trục quay của lỗ đen,tức là theo hướng các cực bắcvà namcủa nó.
Các tia như vậy thựctế đã đượcquansát thấy trong nhiều thiên hàvàcác quasar.
Ngườita cũng cóthể xét tới khả năng cónhững lỗ đen với khối lượng nhỏ hơn
nhiều so với khối lượngmặt trời. Những lỗ đennhư thế khôngthể được tạo thành
bởisự co lại dohấp dẫn,vì khốilượngcủachúngthấp hơngiới hạn Chandrasekhar:
Các sao có khối lượng thấp đó tự nó cóthể chốngchọi được với lực hấp dẫn thậm
chí cả khi chúng đã hết sạch nhiên liệu hạtnhân. Do vậy, những lỗ đen khối lượng
thấpđó chỉ có thể đượctạothànhnếu vật chất củanó được nénđếnmật độ cực
lớn bởimột áp lựcrấtcao từ bên ngoài. Điều kiện như thế có thể xảy ratrong một
quả bomkhinh khí rất lớn: nhà vật lý JohnWheeler một lần đã tính ra rằng nếu ta
lấy toàn bộ nước nặng trongtất cả các đại dương thìta có thể chế tạo được quả
bom khinhkhí có thể nénđược vật chất ở tâm mạnh tới mức có thể tạo nên mộtlỗ
đen. (Tấtnhiên sẽ chẳng còn aisốngsót mà quan sát điều đó!). Một khả năng khác
thực tiễn hơn là các lỗ đen có khối lượngthấp cóthể được tạo thành dưới nhiệt độ
và áp suất caoở giai đoạn rấtsớm của vũ trụ.Mặt khác những lỗ đen chỉ có thể tạo
thành nếu vũ trụ ở giai đoạn rất sớmkhôngtrơn tru và đều đặn mộtcách lý tưởng,

bởi vì chỉ cần một vùng nhỏ có mật độ lớn hơn mật độ trungbình là cóthể bị nén
theo cách đó để tạo thànhlỗ đen.Nhưng chúngta biết rằng nhấtthiếtphảicó một
số bất thường như vậy, bởi vìnếu không vật chất trongvũ trụ cho tới nay vẫn sẽ
còn phân bố đều một cách lý tưởngthay vì kết lại thànhkhối trong các ngôi saovà
thiên hà.
Những bất thường đòi hỏi phải có để tạo ra các ngôi saovàthiên hà códẫn tới sự
tạo thànhmột số đáng kể “lỗ đen nguyên thủy”haykhôngcònphụ thuộc vào chi
tiết của nhữngđiều kiện ở giaiđoạnđầu của vũ trụ. Vì vậy, nếu hiện nay chúngta
có thể xác định được có bao nhiêu lỗ đennguyên thủythì chúng ta sẽ biết được
nhiều điều về nhữnggiai đoạn rất sớm của vũ trụ. Các lỗ đen nguyên thủy với khối
lượng lớn hơn ngàn triệu tấn(bằng khối lượngcủa mộtquả núi lớn) có thể được
pháthiện chỉ thông qua ảnh hưởng hấp dẫn củachúnglêncác vật thể kháclà vật
chất thấy đượchoặcảnh hưởngtớisự giãnnở của vũ trụ. Tuy nhiên, như chúngta
sẽ biết ở chương sau, các lỗ đen xét cho cùngcũngkhông phải quá đen: chúngphát
sáng như những vật nóng, và các lỗ đen càng nhỏ thì chúng phát sáng càng mạnh.
Và như vậymộtđiều thật nghịch lý là các lỗ đen càng nhỏ thì càng dễ pháthiện
hơncác lỗ đen lớn.