LƯỢC SỬ THỜI GIAN - Lỗ đen không quá đen docx

LƯỢC SỬ THỜI GIAN - Lỗ đen
không quá đen
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
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 tớigần nhau.Vì nếu khôngthế, cuối cùng chúng cũngsẽ phải chập vào nhau.
Điều nàycũnggiống như đóngặp mộtngười bạn đangphải chạy trốn cảnh sát ở
phía ngược lại - rốtcuộc cả hai sẽ đều bị bắt! (Hay trong trườnghợpcủa chúngta
cả haitia sángsẽ đều bị rơi vào lỗ đen). Nhưng nếu cả hai tiasáng 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 chântrờisự cố phải luôn luôn songsong hoặc đi raxa nhau.Một
cách khác để thấy điều này làchân trời sự cố - biên giớicủa lỗ đen -giống như mép
của một cáibóng - bóng của số phậntreo lơ lửng. Nếubạn nhìn cái bóngtạobởi
một nguồn sáng ở rất xa, chẳng hạn như mặt trời, bạn sẽ thấy rằng các tia sáng ở
mép củanó không hề tiến tới gần nhau.
Nếu cáctia sángtạo nên chân trời sự cố - biên giới của lỗ đen - khôngbao giờ có
thể tiến tới gần nhau,thì diện tích của chân trời sự cố có thể giữ nguyên khôngđổi
hoặc tăngtheo thời gian chứ không bao giờ giảm, vì nếu không,ít nhất sẽ có một số

tia sángtrên biên phải tiến gần tới nhau.Thực tế thì diện tích sẽ tăngbất cứ khi
nào có vật chất hoặc bức xạ rơi vào lỗ đen (hình7.2). Hoặc nếu có hai lỗ đen va
chạmrồi xâm nhập vàonhau tạo thành mộtlỗ đen duynhất, thì diện tích chântrời
sự cố của lỗ đen tạo thành sẽ lớn hơn hoặc bằng tổngdiện tích chânrời sự cố của
hai lỗ đen riênglẻ ban đầu (hình7.3). Tính không giảm đó của diện tíchchân trời
sự cố đã đặt mộthạn chế quan trọng đối với hành vi khả dĩ của các lỗ đen. Tôi đã
xúc độngvề phát minh của mìnhtới mức đêm đó tôi không sao chợp mắt được.
Ngay hômsau tôi gọi điện cho RogerPenrose. Ôngđã đồng ý với tôi. Thực tế,tôi
nghĩ rằng chính ông cũng đã ý thức được tính chất đó của diệntích chân trời sự cố.
Tuy nhiên, ôngđã dùng một địnhnghĩa hơi khác của lỗ đen. Ông khôngthấy được
rằng biên giới của cáclỗ đentheo haiđịnh nghĩa đó thực chấtlà như nhau, và do
đó, diện tích của chúng cũng như nhauvới điều kiện lỗ đen đã an bài ở trạngthái
khôngthay đổitheo thời gian.
Tính chất khônggiảm của diện tíchlỗ đen rất giống vớitínhchất của một đại
lượng vật lý có tên là entropy- đại lượng là thước đo mứcđộ mất trật tự của một
hệ thống. Kinh nghiệmhàngngày cũng chochúng ta biết rằngnếu để các vật tự do
thì mức độ mất trật tự sẽ có xu hướngtăng. (Chỉ cần ngừng sửa chữaxung 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 quétsơn lại nhà), nhưng điều đó yêu cầu phảitốn sứclực hoặc
năng lượng,và như vậy có nghĩa là sẽ làm giảm lượng nănglượng của trật tự sẵn
có.
Phát biểu chínhxác ý tưởng nàychính làĐịnh luật IIcủa nhiệt độnghọc. Địnhluật
đó phátbiểu rằng: entropycủamộthệ cô lập luôn luôn tăng, và rằngkhi haihệ
hợp lại với nhau làm một thì entropycủa hệ hợp thànhsẽ lớn hơn tổng entropy
của haihệ riêngrẽ. Ví dụ, xétmột hệ phân tử khí đựng trongmột cái hộp. Có thể
xem những phân tử như những quả cầu billard nhỏ,liên tục vachạmvới nhau và
với thành hộp.Nhiệt độ của khí càngcao thìcác phân tử chuyển động càng nhanh,
và chúng va chạm càng thường xuyên và càngmạnhvới thành hộp,và áp suất
chúng đè lênthành hộp cànglớn. Giả sử rằngban đầu tất cả các phântử bị giam ở
nửa trái của hộp bằngmột vách ngăn.Nếu bỏ vách ngăn đi, các phân tử sẽ cóxu

hướngtrànra chiếm cả hai nửa của hộp.Ở một thời điểm nàođó sauđấy, do may
rủi, cóthể tất cả các phân tử sẽ dồn cả sang nửa phải hoặc trở lại nửa trái củahộp,
nhưng khả năng chắcchắn hơn rất nhiều làchúng cósố lượng gầnbằng nhauở cả
hai nửa hộp. Một trạng thái kém trậttự hơn, hay nói cách khác làmất trật tự hơn,
trạngthái banđầu màtrongđó mọi phântử chỉ ở trong mộtnửa hộp. Dođó, người
ta nói rằngentropy của khí đã tăng lên. Tương tự, giả sử rằng ta bắt đầu với hai
hộp, một hộp chứacác phân tử ôxy và một hộp chứa các phân tử nitơ. Nếu người
ta ghéphai hộp với nhauvà bỏ vách ngăn đi thì các phân tử ôxy và nitơ sẽ bắt đầu
trộn lẫnvàonhau. Ở một thời điểm nào đó sau đấy, trạngthái 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 banđầucủa haihộpriêng rẽ.
Địnhluật thứ hai củanhiệt dộng học có vị trí hơi khácso với cácđịnh luật khoa học
khác,chẳng hạn như định luật hấp dẫncủa Newton, bởivì nó không phải luôn luôn
đúng,mà chỉ đúng trong đại đa số các trường hợp mà thôi. Xác suấtđể tất cả các
phân tử tronghộp đầutiên của chúng ta dồn cả về mộtnửa của hộp ở thờiđiểm
sau khi bỏ vách ngăn chỉ bằngmột phần nhiều triệu triệu, nhưng nó vẫn có thể xảy
ra. Tuy nhiên, nếu cómột lỗ đen ở cạnh thì định luậtđó dườngnhư sẽ bị vi phạm
khá dễ dàng: chỉ cần ném một số vật chất có lượng entropy lớn, như một hộpkhí
chẳng hạn, vào lỗ đen. Khi đó tổng số entropycủa vật chất ở ngoài lỗ đen sẽ giảm.
Tất nhiên, người ta vẫn còn cóthể việnlý rằngentropytổng cộng, kể cả entropy
trong lỗ đen sẽ không giảm, nhưng vìkhông có cách gì để nhìn vào lỗ đen, nên
chúng ta không thể thấy đượcvật chấttrong đó chứabao nhiêu entropy.Khinày
sẽ thật là tuyệt vời nếu có mộtđặc tínhnào đó của lỗ đen, màqua nó, người quan
sát ở bên ngoài có thể biết về entropycủa lỗ đen, và đặctính nàylại tăngbấtcứ khi
nào có một lượng vật chất mangentropyrơi vào lỗ đen. Sự phát hiệnvừa mô tả ở
trên cho thấy rằng diện tích của chân trời sự cố sẽ tăng bấtcứ khinàocó một
lượng vật chất rơi vào lỗ đen. Một nghiên cứu sinhở Princeton tên là Jacod
Bekenstein đã đưa ragiả thuyết rằngdiện tích của chân trời sự cố chính là thước
đo entropy của lỗ đen. Khi vật chất mangentropyrơi vào lỗ đen, diện tích của chân
trời sự cố tăng,nên tổng entropycủa vật chất ngoàilỗ đen và diện tíchchân trời sự

cố sẽ không khinào giảm.
Giả thuyết nàydườngnhư đã tránh cho định luật thứ hai nhiệt độnghọc không bị
vi phạm tronghầu hếtmọi tìnhhuống. Tuynhiên, vẫncòn mộtkhe hở tai hại.Nếu
lỗ đen có entropythì nó cũng sẽ phải có nhiệtđộ. Nhưng một vật có nhiệt độ thì sẽ
phải phát xạ với tốc độ nào đó. Kinhnghiệm hàng ngày cũng chothấyrằngnếu
người ta nungnóng 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 điềulượng bứcxạ khá nhỏ nên
người ta thườngkhôngnhìn thấy mà thôi. Bức xạ này đòi hỏi phải có để tránh cho
định luật thứ hai khỏibị vi phạm.Như vậy, các lỗ đen cũng cần phải bức xạ. Nhưng
theo chínhđịnhnghĩa của nó thì lỗ đen là vật được xem là khôngphát ra gì hết. Và
do đó, dường như diện tích của chân trời sự cố khôngthể xem như entropycủa lỗ
đen. Năm1972cùng với Bradon Cartevà mộtđồng nghiệp Mỹ Jim Bardeen, tôi đã
viết mộtbài báo trongđó chỉ ra rằng mặc dù có nhiềuđiểm tươngtự giữa diệntích
của chân trời sự cố và entropynhưng vẫn cònkhó khănđầy tai hại đó.Tôi cũng
phải thúnhậnrằng khi viết bàibáo 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 chântrời sự cố. Tuy nhiên, cuối cùng hóa ra anhta về căn bản lại là đúng,
mặc dùở một mức độ mà chính anh ta cũng không ngờ.
Tháng 9năm 1973, trong thời gian đến thăm Matxcơva, tôi đã thảo luận về các lỗ
đen vớihai chuyên gia hàng đầu của Liên Xôlà Yakov Zedovichvà Alexander
Starobinsky. Họ khẳngđịnh với tôi rằng theo nguyên lýbất động của cơ học lượng
tử thì các lỗ đen quay cần phải sinh vàphátra các hạt.Tôi tincơ sở vật lý trong lý
lẽ của họ, nhưng tôi không thích phươngpháptoán học mà họ sử dụng để tính
toánsự phát xạ hạt. Do đó, tôi đã bắt tay vào tìm tòi một cách xử lý toánhọc tốt
hơnmà tôi đã trình bày tại seminarthông báoở Oxford vào cuối tháng 11năm
1973. Vào thời gian đó, tôi còn chưa tiến hànhtính toán để tìm ra sự phát xạ làbao
nhiêu. Tôi chờ đợi người ta sẽ phát hiện được chính bứcxạ từ các lỗ đen quaymà
Zedovich và Starobinskyđã tiên đoán.Tuy nhiên, khi tínhsong tôi vô cùng ngạc
nhiênvà băn khoăn thấy rằng thậm chí cả các lỗ đen không quay dườngnhư cũng
sinh vàphát racác hạtvới tốc độ đều. Thoạt tiên, tôinghĩ rằng đó làdấu hiệu cho

biết một trong những phép gần đúngmà tôi sử dụng là không thỏađáng. Tôingại
rằng nếu Bekensteinphát hiện ra điều đó, anh ta sẽ dùng nónhư một lý lẽ nữa để
củng cố ý tưởng của anh ta về entropycủa cáclỗ đen,điều màtôi vẫncòn không
thích.Tuy nhiên,càng suynghĩ tôi càng thấy những phép gần đúng đó thực sự là
đúngđắn. Nhưng điều đã thuyết phục hẳn được tôi rằng sự phát xạ là có thựclà:
phổ của cáchạt bức xạ giống hệt như phổ phát xạ của vật nóng, và cáclỗ đen phát
ra các hạt vớitốc độ chính xác để không vi phạm địnhluật thứ hai. Sau đó,những
tính toán đã được lặpđi lặplại dướinhiều dạng khác nhau và bởi những người
khác.Tất cả họ đều khẳng địnhrằng lỗ đen cần phải phát racác hạtvà bức xạ hệt
như nó là một vật nóngvới nhiệt độ chỉ phụ thuộc vào khối lượng củanó: khối
lượng càng lớn thì nhiệt độ càng thấp.
Nhưng làm saocác lỗ đen lạicó thể phát ra các hạt trongkhi chúngta biết được
rằng không có vật gì từ phía trong có thể thoát ra khỏi chân trờisự 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 bênngoài chân trời sự cố của lỗ đen!
Chúng tacó thể hiểu điều nàynhư sau:cái màchúng ta quen nghĩ làkhông gian
“trốngrỗng” lại không thể hoàntoàn làtrống rỗng, bởi vì điều đó có nghĩa là tất cả
các trường như trường hấp dẫn và trường điện từ sẽ cần phải chínhxác bằng 0.
Tuy nhiên, giá trị của trườngvà tốc độ thayđổi của nó theo thời gian cũnggiống
như vị trívà vận tốccủa hạt:nguyên lý bất địnhbuộc rằng nếu người ta biết một
trong haiđạilượng đó càng chính xácthì có thể biết về đại lượngkia càng kém
chínhxác! Vì vậy trongkhông gian trống rỗng, trườngkhôngcố định ở giá trị chính
xác bằng 0, bởi vì nếu trái lại thì trườngsẽ có cả giátrị chính xác (bằng0) và tốc độ
thayđổi cũng trị chínhxác (bằng 0). Cần phải có mộtlượng bấtđịnh tối thiểu nào
đó, hayngườita nói rằng,có những thăng giáng lượngtử trong giá trị của trường.
Ngườita có thể xem những thănggiáng đó như một cặp hạt ánh sáng hoặc hấp dẫn
cùng xuất hiện ở một thời điểm nào đó,đi ra xa nhaurồi lại gặp lại vàhủynhau.
Những hạt này là nhữnghạtảo giống như các hạt manglực hấp dẫn của mặt trời:
khônggiống cáchạt thực, chúng không thể quan sátđược mộtcách trực tiếp bằng
máy dò hạt.Tuy nhiên, những hiệu ứnggián tiếp của chúng, chẳng hạn những thay

đổi nhỏ về năng lượng của các quỹ đạo electrontrong nguyêntử, đều có thể đo
được và phùhợp với những tính toán lý thuyết với một mức độ chính xácrất cao.
Nguyên lý bất định cũngtiên đoán rằng,có cả những cặp hạtvật chất như electron
hoặc quarklàảo. Tuynhiên,trong trường hợp này mộtthànhviên củacặp là hạt,
còn thànhviên kialà phản hạt(các phản hạt củaánhsángvà hấp dẫn giốnghệt
như hạt).
Vì năng lượngkhôngthể sinh ra từ hư vô, nên một trongcác thành viên của cặp
hạt/phản hạtsẽ có năng lượng dương và thànhviên kiasẽ có nănglượng âm.
Thànhviên cónăng lượngâm buộc phải là hạt ảo có thời giansốngngắn, vì các hạt
thực luôn luôncó năng lượng dương trongcác tình huốngthông thường. Dođó hạt
ảo này phải đi tìm thành viêncùng cặpđể hủy cùng với nó. Tuynhiên, mộthạt thực
ở gần một vật nặng sẽ có năng lượngnhỏ hơn so với khinó ở xa, bởivì khi đưa nó
ra xa cần phải tốn nănglượng để chốnglạilực hút hấp dẫn củavật đó. Thường
thường, năng lượng của hạtvẫn cònlà dương, nhưngtrường hợp hấp dẫn trong lỗ
đen mạnh tới mức thậmchí mộthạt thực ở đó cũng có năng lượng âm. Dođó, khi
có mặt lỗ đen,hạt ảo với năng lượngâm khi rơivào lỗ đen cũng cóthể trở thành
hạt thực hoặc phản hạtthực.Trong trường hợpđó, nókhông còn cầnphải hủy với
bạn cùng cặp củanó nữa. Người bạnbị bỏ rơi này cũngcó thể rơi vàolỗ đen, hoặc
khi có nănglượng dương, nó cũng cóthể thoát ra ngoài vùng lân cận của lỗ đen
như một hạt thực hoặc phảnhạt thực(hình 7.4).Đối với người quansát ở xa thì
dườngnhư nó được phátratừ lỗ đen. Lỗ đencàng nhỏ thì khoảng cách mà hạtcó
năng lượngâm cần phải đi trước khi trở thành hạt thực sẽ càng ngắn và vì vậy tốc
độ phátxạ và nhiệt độ biểu kiến của lỗ đen càng lớn.
Năng lượngdươngcủa bức xạ đi ra sẽ được cân bằngbởi dòng hạtnăng lượngâm
đi vào lỗ đen. Theo phương trìnhEinstein E =mc2 (ở đây E lànăng lượng, mlà
khối lượng và c là vậntốc độ sáng), năng lượng tỷ lệ với khối lượng.Do đó, dòng
năng lượngâm 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 bởientropycủa bức xạ phát ra,vì vậy định luật thứ hai sẽ
khôngkhi nàobị vi phạm.

Hơn nữa,khối lượngcủa lỗ đen càng nhỏ thì nhiệt độ của nócàng cao.Như vậy, vì
lỗ đen mấtkhối lượngnên nhiệt độ và tốc độ bức xạ của nó tăng,dẫn tới nó mất
khối lượng còn nhanhhơn nữa.Điều gìsẽ xảy ra khikhối lượng của lỗ đen cuối
cùng cũng trở nên cựckỳ nhỏ hiện vẫncòn chưarõ, nhưng sẽ rất có lý khi chúng ta
phỏngđoán rằng nó sẽ hoàntoàn biến mất trong sự bùng nổ bức xạ khổng lồ cuối
cùng, tương đương với sự bùng nổ của hàngtriệu quả bom H.
Lỗ đen có khối lượng lớn hơnkhốilượng của mặt trời mộtít lần sẽ có nhiệt độ chỉ
khoảng một phần mười triệu độ trên không độ tuyệtđối. Nónhỏ hơnnhiều so với
nhiệt độ của các bức xạ sóng cực ngắnchoánđầy vũ trụ (khoảng2,7 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 cựcngắn cuối cùng sẽ giảm tới
mức nhỏ hơn nhiệtđộ của lỗ đen và lỗ đen khi đó sẽ bắt đầumất khối lượng.
Nhưng ngaycả khi đó thì nhiệt độ của nó vẫnthấp đến mức cần khoảng 1 triệu
triệutriệu triệu triệu triệu triệutriệu triệu triệu triệu(1 vớisáu mươi sáu số
khôngđứng sau)năm để lỗ đen bay hơi hoàn toàn. Con số đó lớn hơn nhiều tuổi
của vũ trụ bằng 1hoặc2 và 10con số không đứng sau (tức khoảng 10 hoặc 20
ngàn triệu năm).
Mặtkhác như đã nói ở Chương6 có thể những lỗ đen nguyênthủy được tạo thành
bởi sự co lại của nhữngbấtthường trong giaiđoạn rấtsớm củavũ trụ. Nhữnglỗ
đen nguyên thủy vớikhối lượng banđầu cỡ ngàn triệu tấnsẽ cóthời giansống xấp
xỉ tuổi của vũ trụ. Những lỗ đen nguyên thủy với khối lượngnhỏ hơn con số đó
chắc là đã bốc hơi hoàn toàn, nhưng nhữnglỗ đen với khốilượng hơi lớn hơn sẽ
vẫn còn đangtiếp tụcphát xạ dướidạng tia X hoặc tia gamma.Các tia Xvà tia
gammanày giống như ánh sáng chỉ có điềubước sóngcủa chúng ngắn hơn nhiều.
Những lỗ như thế khómà gán chocái nhãn là đen: chúng thựcsự nóng trắngvà
phátnăng lượngvớitốc độ khoảngmười ngànmegaoat.
Một lỗ đen như vậy có thể cung cấpđủ năng lượng chomười nhà máy điệnlớn,
nếu chúngta biết cách khai thác nó. Tuynhiên việcnày chẳngphải 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,nghĩalà cỡ kích thước củahạt nhânnguyên tử! Nếu bạn

có mộtlỗ đen như thế trên mặtđất, bạn sẽ khôngcó cách nàogiữ cho nó khỏirơi
xuyênqua sàn nhà xuốngtới tâm trái đất. Nó sẽ dao động xuyên quatrái đấtcho
tới khi cuối cùngđậu lại ở tâm. Như vậy chỗ duynhấtđặt được mộtlỗ đennhư vậy
để có thể khaithác năng lượng donóbức xạ ra là ở trên một quỹ đạo quay xung
quanh trái đấtvà cách duynhất 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 nàyxemra không phải làmột đề nghị thực tế lắm, ít nhấtcũng là trong tương
lai gần.
Nhưng thậm chínếu chúngta khôngthể khai thác được sự phát xạ từ cáclỗ đen
nguyênthủy thìliệu chúng ta có cơ may quansát đượcchúng không?Chúng ta có
thể tìm kiếm cáctia gammamà cáclỗ đen nguyên thủyphát ratronghầu hếtthời
gian sống của chúng.Mặc dùphát 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. Chúngta hãy quan
sát kỹ một nền tia gamma như vậy:
Hình 7.5 cho thấy cường độ quan sát được khác nhau ở nhữngtần số khác nhau.
Tuy nhiên, nền tia gammanày có thể và chắclà được sinh ra bởi những quá trình
khác hơn là bởicác lỗ đen nguyên thủy.Đườngchấm chấm trên Hình7.5 chothấy
cường độ phải biếnthiên thế nào theo tần số đối với các tia gamma dolỗ đen
nguyênthủy gây ra nếu trungbình có300 lỗ đen như thế trong một năm - ánh
sáng khối. Do đó người ta có thể nói rằng nhữngquan sát nền tia gammakhông
cho mộtbằng chứng khẳng địnhnào về các lỗ đen nguyên thủy, nhưng chúngcho
chúng ta biếttrong vũ trụ về trung bìnhkhôngthể có hơn 300lỗ 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 nhấtlà một phầntriệu số vật chấtcủa vũ trụ.
Với cáclỗ đen nguyênthủy phân bố thưa thớt như vậy khó màcó khả năng mộtlỗ
đen như thế ở đủ gần chúngta để có thể quan sát nónhư một nguồntia gamma
riêng rẽ. Nhưng vì lực hấp dẫn sẽ kéo lỗ đen nguyên thủytới gần vật chất nên
chúng sẽ thườnggặpnhiều hơnở trong haygần các thiên hà. Như vậy, mặc dù nền
tia gammachochúng ta biết rằng trung bình không thể có hơn 300 lỗ đen như thế
trong một năm- ánh sáng khối nhưngnó lại chẳng cho chúngta biết gì về tần suất

gặpchúng trongthiên hà củachúng ta.Chẳnghạn nếunhư chúng một triệu lần
thường gặp hơncon số trungbình thì lỗ đen gần chúng ta nhất chắc cũng phải cách
chúng ta chừng một ngàn triệu km,tức làxa như sao Diêm vương, hành tinhxa
nhất màchúngta biết. Ở khoảng cách đó vẫn còn rất khó phát hiện bức xạ đều của
một lỗ đen ngaycả khinó là mười ngàn megaoát. Để quan sát được một lỗ đen
nguyênthủy người ta phải phát hiện được một vài lượngtử gamma tới từ chính
hướngđó trong một khoảng thờigian hợplý,chẳng hạn như một tuần lễ. Nếu
không,chúng chỉ là một phần của phông. Nhưng nguyên lý lượngtử của Planckcho
chúng ta biếtrằng mỗi một lượng tử gamma có năng lượng rất cao, vì tia gamma
có tần số rất cao,nếu thậm chínó có phát xạ với công suất 10 ngàn megaoát thì
cũng không phải có nhiều lượngtử. Và để quan sát được một số lượng tử, lại tới từ
khoảng cách rất xa như sao Diêm vương, đòi hỏiphải có một máydò lớn hơn bất
cứ máy dò nào đã được chế tạo cho tới nay. Hơn nữamáy dò này lại phải đặt trong
khônggian vũ trụ vì các tia gamma khôngthể thâm nhập qua bầu khí quyển.
Tất nhiên nếu một lỗ đen ở cách xa như sao Diêm vươngđã đến ngày tận số và
bùng nổ thì sẽ dễ dàngpháthiện đượcsự bùngnổ bức xạ của nó. Nhưng nếu lỗ
đen đó liên tụcbức xạ trong khoảng10 hoặc 20ngàn triệu năm trở lại đây thì xác
suất để nó tận số trong vòng ít năm tới thực sự là rấtnhỏ! Vì vậy, để có mộtcơ may
hợp lý nhìn thấy vụ nổ của lỗ đen trước khi tiền trợ cấp nghiên cứucủa bạntiêu
hết thì bạn phải tìm cách phát hiện nhữngvụ nổ ở trongkhoảng cách một năm ánh
sáng.Bạn vẫnphải giải quyếtvấn đề có một máy dò tia gammalớn có thể phát hiện
được một vài lượngtử gammatới từ vụ nổ đó. Tuy nhiên,trong trường hợpnày sẽ
khôngcần phải xác định rằngtất cả các lượngtử tới cùng mộthướng:chỉ cần quan
sát thấy tấtcả chúng đều tới trongmột khoảng thời gian ngắn là cóthể tin được
rằng chúng tới từ cùng một vụ bùngnổ.
Một máy dòtia gamma có khả năng phát hiện ra các lỗ đen nguyên thủy chính là
toànbộ bầu khí quyển của trái đất. (Trong mọi trườnghợpchúng ta không thể chế
tạo được một máy dòlớn hơn).Khimột lượngtử gamma năng lượng cao đậpvào
các nguyên tử trongkhí quyển,nó sẽ tạo ra cặp electronvà positron(tức là phản -
electron). Khicác hạt này đập vào cácnguyêntử khác, đến lượt mình,chúngsẽ tạo

ra các cặp electron và positronnữa, và như vậy người ta sẽ thu được cái gọi làmưa
electron.Kết quả là một dạng ánh sáng cótên là bức xạ Cherenkov. Do đó, người ta
có thể phát hiệnra sự bùng nổ tia gammabằngcáchtìm các chớp sángtrongbầu
trời đêm. Tấtnhiên có nhiềuhiện tương khácnhư chớp hoặc sự phảnxạ ánh sáng
từ các vệ tinh rơi xuốnghoặccác mảnh vỡ trên quỹ đạocũng có thể tạo ra các chớp
sáng trên bầutrời. Ngườita có thể phân biệt sự bùngnổ tia gamma với các hiện
tượng đó bằngcách quansát các chớp sáng đồngthời ở hai hoặc nhiều vị trí ở cách
rất xanhau. Một thí nghiệmnhư thế đã đượchai nhà khoahọc ở Dublinlà Neil
Porter và TrevorWecksthực hiện khi dùng các kính thiên văn ở Arizona. Họ đã
tìm thấy nhiều chớpsáng nhưngkhôngcó cái nào cóthể gán một cách chắcchắn
cho sự bùng nổ tia gammatừ các lỗ đen nguyên thủy.
Ngay cả khi nếu việc tìm kiếmcác lỗ đen nguyên thủykhông cókết quả, vìđiều này
vẫn cóthể xảy ra, thì nó vẫn cho chúngta nhữngthông tin quantrọngvề những
giaiđoạn rất sớm của vũ trụ. Nếu vũ trụ ở giaiđoạn rất sớmlà hỗn loạn và bất
thường hoặcnếu áp suất vật chất là thấp thì ngườita có thể nghĩ rằng nóđã tạo ra
nhiều lỗ đen nguyên thủyhơn là giới hạn đã được xác lập dựa trên những quansát
về phông tia gamma. Chỉ nếuở giai đoạn rất sớm,vũ trụ là rất trơntru và đều đặn
với áp suấtcao thì người ta mới có thể giải thích được tại saolại 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
thuộcmột cách căn bản vào cả hai lýthuyết lớn củathế kỷ chúng ta: thuyết tương
đối rộngvà cơ học lượng tử. Nó đã gặp nhiều ý kiến phản đối lúc đầu vì nó đảo lộn
quan điểm hiệnthời “làm sao lỗ đen lại phát racái gì đó?”. Khi lần đầutiên tôi công
bố các kết quả tính toán của tôi tại mộthội nghị ở Phòng thì nghiệmRurtherford-
Appletongần Oxford, tôiđã được chào đón bằng sự hoài nghi của hầu hếtmọi
người. Vào lúckết thúc bản báo cáo của tôi, vị chủ tọa phiên họp, ông John Taylor
của trườngKings College, Londonđã đứng dậy tuyên bố rằngtất cả những thứ đó
là vô nghĩa. Thậm chí ông còn viết một bài báo về vấn đề này. Tuynhiên, rồi cuối
cùng, hầu hết mọi người,kể cả ông JohnTaylocũng đã đi đến kết luận rằng các lỗ
đen cầnphải phát bức xạ như các vật nóng, nếu nhữngquan niệm khác của chúng

ta về thuyết tươngđốirộng và cơ học lượngtử làđúng đắn.Như vậy, mặc dùngay
cả khichúng ta còn chưa tìm thấy một lỗ đen nguyênthủy nào vẫn có một sự khá
nhất trí chorằng nếu chúngta phát hiện ra lỗ đen đó thì nósẽ phải phát ra một
lượng lớn tia X và tia gamma.
Sự tồn tại củabức xạ phát ra từ lỗ đen cũng còn ngụ ý rằng sự co lại dohấp dẫn
khôngphải là chấm hết và không thể đảo ngược được như một thời chúngta đã
nghĩ. Nếu mộtnhà du hành rơi vào một lỗ đen thì khốilượng củanó sẽ tăng,nhưng
cuối cùng năng lượng tương đươngvới khối lượng giatăng đó sẽ được trả lại cho
vũ trụ dưới dạngbức xạ. Như vậy theo một ý nghĩa nào đó nhà duhànhvũ trụ của
chúng ta đã được luân hồi. Tuy nhiên, đó làmột số phậnbất tử đángthương, và
quan niệm cánhân về thời gian của nhà duhành chắccũng sẽ chấm hết khi anhta
bị xé ra từng mảnh trong lỗ đen! Ngaycả cácloại hạt cuối cùngđược phát ratừ lỗ
đen nói chung cũng sẽ khácvới những hạt đã tạo nên nhà du hành:đặc điểmduy
nhất còn lại củaanhta chỉ là khối lượng vànăng lượng.
Những phép gần đúng mà tôisử dụng để tính rasự phát xạ từ lỗ đen vẫn còn hiệu
lực tốtkhi lỗ đen có khối lượng chỉ lớn hơn một phầncủa gam.Tuy nhiênchúng sẽ
khôngcòn dùng được nữa ở điểm cuối đời của lỗ đen, khi mà khối lượngcủa nó
trở nên cực nhỏ.Kết cục có nhiều khả năng nhất là lỗ đen sẽ biến mất, ít nhất là
khỏi vùngvũ trụ của chúng tamang theo cả nhà duhành vàkỳ dị có thể có ở bên
trong nó. Đây là chỉ dẫn đầu tiên chothấy cơ học lượng tử có thể khử các kỳ dị đã
được tiên đoán bởi thuyết tương đối rộng.Tuy nhiên các phương phápmàtôi và
những người khác sử dụng vào năm 1974chưathể trả lời được cho những câu hỏi,
ví dụ như liệu nhữngkỳ dị đó có xuất hiện trong lýthuyết lượngtử hấp dẫn hay
không?Do đó từ năm 1975 trở đi tôi đã bắt đầupháttriển mộtcách tiếp cận mạnh
hơnđối với hấp dẫn lượng tử dựa trên ý tưởng của RichardFeynmanvề phéplấy
tổng theo những lịch sử. Câutrả lời mà cáchtiếp cậnnày đưa racho nguồn gốcvà
số phận của vũ trụ và những thứ chứa bên trong nó, chẳnghạn như nhà du hành,
sẽ đượcmô tả ở hai chương sau. Chúng ta sẽ thấy rằng mặc dù nguyên lý bất định
đặt nhữnghạnchế về độ chính xác cho tất cả các tiên đoán của chúng ta, nhưng
đồngthời nó lại loạibỏ đượctính không thể tiên đoán - mộttính chấtrất cơ bản

xảy ra ở điểmkỳ dị của không - thời gian.