tiểu luận vật lý Lỗ đen

LỖ ĐEN
1. Sơ lược về
lỗ đen
Chúng ta đã nghe rất nhiều nguồn thông tin đề cập đến lỗ đen. Vậy
lỗ đen thực chất là gì? Nó được hình thành như thế nào? Nó có đặc điểm là
gì? Hôm nay chúng ta sẽ cùng nhau tìm hiểu về nó. Một vật thể đặc biệt và
ẩn chứa nhiều bí ẩn.
Có thể nói một cách khái quát rằng: Lỗ đen là một vùng không -
thời gian nơi mà trọng lực hút lấy mọi thứ kể cả ánh sáng. Lý thuyết tương
đối rộng dự đoán rằng một khối lượng đủ nhỏ sẽ làm biến đổi không - thời
gian để hình thành nên lỗ đen. Bao quanh lỗ đen là một bề mặt được định
nghĩa một cách toán học và được gọi là chân trời sự kiện, nơi mà mọi vật
thể không thể quay trở ra khi đã đặt chân vào đó. Sở dĩ lỗ đen được gọi là
“đen” vì nó hấp thụ tất cả ánh sáng và không hề bức xạ trở lại.
Ý tưởng về một vật thể có khối lượng vô cùng lớn mà ngay cả ánh
sáng cũng không thể thoát ra được lần đầu tiên được đưa ra bởi nhà địa
chất John Mitchell trong một là thư ông gửi cho Henry Cavendish. Năm
1796, nhà toán học Pierre – Simon Laplace đề xuất một ý tưởng tương tự
trong phiên bản đầu tiên và thứ hai của cuốn “Exposition du système du
Monde” (tuy nhiên nó đã được lược bỏ trong các lần tái bản sau).
2. Sự hình
thành của các
loại lỗ đen
2.1. Lý thuyết
về sự suy sụp
hấp dẫn và
thuyết tương
đối rộng
Trên đây là một số thông tin khái quát nhất về một lỗ đen. Vậy một
lỗ đen được hình thành như thế nào? Trước khi nghiên cứu vấn đề này,
chúng ta cần phái nắm vững được lý thuyết về suy sụp hấp dẫn.

Suy sụp hấp dẫn là hiện tượng co nén nhanh của các vật thể có khối
lượng lớn (thiên thể) dưới tác dụng của lực hấp dẫn. Suy sụp hấp dẫn
thường xuất hiện ở giai đoạn kết thúc quá trình tiến hoá của thiên thể có
khối lượng lớn, vào khoảng 10 lần khối lượng Mặt trời. Sau khí đốt cạn
nguồn nhiên liệu hạt nhân, các sao (hay nói chung là các thiên thể) sẽ bị
mất cân bằng cơ học dẫn đến quá trình co nén vào tâm với tốc độ tăng dần.
Cùng với quá trình suy sụp hấp dẫn vào trong này là quá trinh tăng áp suất
bên trong.
Nếu áp suất tại tâm tăng đủ lớn để ngừng quá trình suy sụp hấp dẫn
thì thiên thể đó sẽ có khối tâm là một sao neutron đặc. Lớp vỏ lúc đó bắn
ra ngoài tạo thành tinh vân, độ sáng của thiên thể có thể tăng lên hàng triệu
lần trong một thời gian ngắn và hình thành sao siêu mới.
Ngược lại, nếu áp suất bên trong của thiên thể chỉ đủ làm chậm quá
trình suy sụp hấp dẫn nhưng không ngăn được sự co nén vật chất vào trong
bán kính hấp dẫn, vật chất sẽ tiếp tục suy sụp vào và khối tâm lúc đó trở
thành một lỗ đen.
2.2 Lỗ đen
được hình
thành từ cái
chết của ngôi
sao lớn (lỗ
đen có khối
lượng ngôi
sao)
Vậy lý thuyết về sự suy sụp hấp dẫn đã chỉ ra rằng, nếu một lỗ đen
được hình thành do sự suy sụp hấp dẫn của một ngôi sao lớn, thì nó có
khối lượng từ 3,2 đến vài chục lần khối lượng Mặt Trời. Sự suy sụp hấp
dẫn của ngôi sao này là một quá trình tự nhiên và không thể tránh khỏi khi
nó đi đến kết thúc quá trình tiến hoá của nó.
Lỗ đen hình thành từ cái chết ngôi sao có khối lượng lớn nhất (phát

hiện năm 2007) là 15,65 ± 1,45 M
o.
Ngoài ra còn có bằng chứng cho thấy
nguồn tia X IC 10X-1 là từ một lỗ đen có khối lượng khoảng 24-33 khối
lượng mặt trời. Tới tháng 8 năm 2008, XTE J1650-500 được NASA báo
cáo là lỗ đen có khối lượng nhỏ nhất, 5-10 lần khối lượng mặt trời và
đường kính khoảng 24 km
2.3. Lỗ đen
có khối lượng
trung bình
Những lỗ đen khác có khối lượng từ 10 lần đến hàng trăm lần khối
lượng Mặt trời thì được gọi là lỗ đen khối lượng trung bình (IMBH). Loại
lỗ đen này quá lớn để có thể hình thành từ sự suy sụp hấp dẫn của một
ngôi sao.
Có ba giả thuyết về sự hình thành lỗ đen khối lượng trung bình.
Thứ nhất là đó là sự hợp nhất của các lỗ đen có khối lượng sao với những
thiên thể đồng hành. Thứ hai là sự và chạm của những ngôi sao lớn trong
một đám sao dày đặc và sự suy sụp hấp dẫn sau quá trình va chạm đó tạo
thành một lỗ đen IMBH. Thứ bà là lỗ đen có khối lượng trung bình chính
là những lỗ đen nguyên thuỷ hình thành từ vụ nổ Big-bang.
Chỉ mới có khoảng 2 lỗ đen loại này được tìm thấy cho đến nay.
2.4. Lỗ đen
siêu khối
lượng
Các lỗ đen có khối lượng khoảng từ 10
5
đến 1,8.10
10
khối lượng của
Mặt trời thì được gọi là lỗ đen siêu khối lượng. Phần lớn các thiên hà, kể

cà Ngân Hà đều có chứa trong vùng nhân của mình một lỗ đen siêu khối
lượng.
So với các lỗ đen nhỏ, các lỗ đen siêu khối lượng có khối lượng
riêng nhỏ hơn, thậm chí còn nhỏ hơn khối lượng riêng của nước.
Đã có nhiều giả thiết khác nhau cho cơ chế hình thành lỗ đen siêu
khối lượng. Một trong số đó cho rằng những “hạt giống” của lỗ đen siêu
khối lượng là những lỗ đen khác có khối lượng hành trăm lần khối lượng
Mặt trời hình thành sau những vụ nổ của sao lớn và lớn lên nhờ sự bồi đắp
vật chất. Giả thiết cuối cùng cho rằng, những lỗ đen siêu khối lượng có thể
là những lỗ đen nguyên thuỷ.
Những lỗ đen siêu khối lượng xuất hiện từ rất sớm trong vũ trụ (khi
vũ trụ dưới 1 tỉ năm tuổi), ngay từ trong những thiên hà lớn đầu tiên.

2.5. Lỗ đen
siêu nhỏ
Lỗ đen siêu nhỏ hay còn được gọi là những hố đen có kích thước
nguyên tử, những tính chất của cơ học lượng tử có tầm quan trọng lớn.
Người ta cho rằng lỗ đen siêu nhỏ được tạo trong môi trường có mật độ
vật chất dày đặc của vũ trụ sơ khai(sau bigbang).
Trên lý thuyết, những lỗ đen siêu nhỏ có thể bằng hoặc lớn
hơn khối lượng Planck (22 microgram). Máy gia tốc hạt lớn (LHC) trên lý
thuyết có thể tạo ra lỗ đen siêu nhỏ bằng cách cho 2 phân tử va chạm với
năng lượng thích hợp.
Tuy nhiên, lỗ đen siêu nhỏ được cho là vô hại vì nó sẽ “bốc hơi”
gần như ngay lập tức, và nếu nó thực sự nguy hiểm, những lỗ đen mini
được tạo ra bởi các tia vũ trụ đã tiêu diệt toàn bộ những thiên thể được biết
(cả Trái Đất, Mặt trời, sao notron, sao lùn trắng) từ lâu rồi.
2.6. Lỗ đen
nguyên thuỷ
Lỗ đen nguyên thuỷ được giả thiết không phải hình thành từ sự suy

sụp hấp dẫn của ngôi sao lớn mà do áp suất cực lớn từ mật độ vật chất dày
đặc của vũ trụ ban đầu.
Theo thuyết Big-bang, trong những khoảnh khắc đầu tiên sau vụ
nổ, áp suất và nhiệt độ cực kì lớn. Dưới những điều kiện đó, những dao
động đơn giản của mật độ khối lượng có thể tạo nên những vùng dày đặc
đủ để tạo ra lỗ đen. Mặc dù hầu hết những vùng có mật độ cao sẽ bị nhanh
chóng phân tán do sự giãn nở của vũ trụ, nhưng lỗ đen nguyên thuỷ vẫn ổn
định và tồn tại cho đến bây giờ.
Quá trình “bốc hơi” của những lỗ đen nguyên thủy có thể là
nguyên nhân của những vụ bùng nổ tia gamma.
Ngoài ra một số vấn đề như vật chất tối, vách domain (ranh
giới mà tại đó có sự thay đổi hướng của moment từ trường), đơn cực từ
trong vũ trụ cũng có liên quan tới lỗ đen nguyên thủy.
Lỗ đen nguyên thủy có thể ở bất cứ kích thước nào.
Lỗ đen nguyên thủy góp phần hình thành nên những thiên hà
đầu tiên.
Tóm lại, nguyên tắc chung để tạo thành lỗ đen là tạo được áp suất
đủ lớn để quá trình suy sụp của vật chất diễn ra vô hạn tạo nên lực hấp dẫn
cực lớn.
Dựa vào khối lượng của lỗ đen, người ta chia lỗ đen ra làm các loại
là lỗ đen có khối lượng sao, lỗ đen có khối lượng trung bình (IMBH), lỗ
đen siêu khối lượng và lỗ đen khối lượng siêu nhỏ. Mỗi loại lỗ đen đều
được đưa ra nhiều giả thuyết về sự hình thành của nó.
3. Thành
phần và cấu
tạo của lỗ đen
3.1. Cấu trúc Ta vừa tìm hiểu về sự hình thành của lỗ đen. Vậy lỗ đen được cấu
tạo như thế nào và bao gồm những thành phần nào?
Trước hết hãy nói đến cấu trúc của một lỗ đen. Thuyết “Không có
tóc” (NO-HAIR) đã chứng tỏ rằng, một khi đã ở vào tình trạng ổn định sau

khi hình thành, một lỗ đen chỉ bao gồm ba thông số vật lý cơ bản là khối
lượng, điện tích và moment động lượng. Bất kì hai lỗ đen nào có cùng tính
chất hoặc các thông số cơ bản trên thì không thể phân biệt chúng bằng cơ
học cổ điển.
Các lỗ đen đơn giản nhất chỉ có khối lượng mà không có điện tích
hay moment động lượng. Những lỗ đen này thường được gọi là lỗ đen
Schwarzschild sau khi được Karl Schwarzschild phát hiện ra năm 1916.
Theo định luật Birkhoff, các lỗ đen này chỉ là một vùng không gian có
dạng đối xứng cầu. Điều này có nghĩa là ta không thể tìm ra sự khác biệt
giữa trường hấp dẫn của lỗ đen với trường hấp dẫn của một vật thể khác có
dạng đối xứng cầu có cùng khối lượng với nó. Do đó, các quan niệm thông
thường cho rằng, lỗ đen hút tất cả mọi vật ở môi trường xung quanh nó chỉ
còn đúng ở vùng gần chân trời sự kiện của lỗ đen.
Ngoài ra, có những cách khác để mô tả một lỗ đen tổng quát hơn.
Một lỗ đen tích điện được mô tả bằng các hàm Reissner – Nordström,
trong khi đó các hàm Kerr dùng để mô tả một lỗ đen quay. Cách chung
nhất để mô tả một lỗ đen là hàm Kerr – Newman, trong đó mô tả lỗ đen về
cả điện tích và moment động lượng.
Trong khi khối lượng lỗ đen có thể là bất kì một giá trị dương nào
đó thì điện tích và moment động lượng của nó lại bị giới hạn bởi khối
lượng của chính nó.
3.2. Chân trời
sự kiện
Mỗi lỗ đen chỉ có kích thước bằng một điểm, nhưng đặc điểm bí ẩn
hơn là nó có một “chân trời sự kiện”, một mặt biên ảo với kích thước hạn
chế bao quanh lỗ đen. Ở đó, bất kì một vật chất nào khi rơi vào đều sẽ biến
mất vĩnh viễn khỏi vũ trụ. Đối với nhân loại ngày nay, sự tồn tại và bản
chất của chân trời sự kiện vẫn bí ẩn hơn nhiều so với bản thân các lỗ đen.
“Bề mặt” của lỗ đen được gọi là chân trời sự kiện, đó là bề mặt ảo
xung quanh lỗ đen. Stephen Hawking đã sử dụng định lý Gauss – Bonnet

để chứng minh rằng hình học tôpô của chân trời sự kiện của một lỗ đen
(bốn chiều) là một hình cầu. Tại chân trời sự kiện, vận tốc thoát bằng vận
tốc ánh sáng. Do đó, bất kỳ vật gì, kể cả photon bên trong chân trời sự kiện
đều không thể thoát khỏi chân trời sự kiện đó vì trường hấp dẫn quá mạnh
của lỗ đen.
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. Gần chân trời sự kiện, sự
giãn nở thời gian xảy ra rất nhanh. Bản thân vật thể khi đi qua chân trời sự
kiện sẽ không cảm thấy điều gì đặc biệt, nhưng người quan sát bên ngoài
sẽ thấy vật thể tiến gần chân trời sự kiện một cách chậm dần rồi mất hẳn.
Đó là do ánh sáng từ vật thể phải mất một thời gian lâu hơn để thoát khỏi
lực hấp dẫn khi tiến gần chân trời sự kiện, và mất một khoảng thời gian vô
tận khi đạt đến chân trời sự kiện để đến với người quan sát bên ngoài.
Chính vì thế nó được gọi là chân trời vì người quan sát nhìn vật thể tiến
đến chân trời sự kiện tương tự như một chiếc máy bay khuất sau chân trời
thường.
Diện tích chân trời sự kiện chỉ có thể tăng hoặc không đổi, chính vì
vậy 2 lỗ đen có thể hợp vào nhau nhưng không thể có trường hợp một lỗ
đen tách ra thành 2 lỗ đen nhỏ hơn.
3.3. Bán kính
Schwarzchild
Khái niệm chân trời sự kiện có liên quan đến khái niệm bán kính
Schwarzschild trong vật lý. Bán kính Schwarzschild hay bán kính hấp dẫn
Schwarzschild của một vật thể là bán kính giới hạn mà nếu kích thước của
vật thể nhỏ hơn giá trị này thì nó sẽ trở thành một hố đen (lực hấp dẫn lớn
tới mức vận tốc vũ trụ cấp hai của vật thể đó đạt tới ngưỡng vận tốc ánh
sáng). Bán kính Schwarzschild của vật thể khối lượng M được cho bởi
công thức sau:
2
2

S
GM
R
c
=
Trong đó
R
S
là bán kính hấp dẫn Schwarzschild, tính bằng km
G là hằng số hấp dẫn
M là khối lượng vật thể (không phải khối lượng của lỗ đen), tính
bằng kg
c là vận tốc ánh sáng trong chân không (300.000 km/s).
Bán kính Schwarzschild của Mặt Trời là xấp xỉ 3 km và của Trái
Đất là khoảng 9mm, nghĩa là nếu nén toàn bộ Trái Đất lại thành một viên
bi đường kính 9mm thì nó sẽ biến thành một lỗ đen.
Bán kính Schwarzschild không phải là bán kính của lỗ đen.
3.4. Điểm kì
dị
(singularity)
Một thành phần rất quan trọng khác trong lỗ đen mà ta cần tìm hiểu
đó điểm kì dị.
Tại tâm của lỗ đen, bên trong chân trời sự kiện, lý thuyết tương đối
rộng tiên đoán có một điểm kì dị, tại đó độ cong của không – thời gian trở
nên vô hạn và lực hấp dẫn cũng mạnh vô hạn.
Với những lỗ đen không quay, điểm này có hình dạng như một dấu
chấm. Và với những lỗ đen quay, nó bôi ra thành một cái “nhẫn” kì dị nằm
trên mặt phẳng của chuyển động quay. Trong cả hai trường hợp thì nó đều
không có thể tích, mà chứa toàn bộ khối lượng của lỗ đen. Và vì vậy khối
lượng riêng của nó coi như là vô hạn.

Bất cứ vật gì rơi vào lỗ đen không thể tránh khỏi việc hút vào điểm
kì dị, một khi đã đi qua chân trời sự kiện. Khi nó rơi vào điểm kì dị, vật
chất bị ép tới một khối lượng riêng vô hạn. Trước đó một chút, nó sẽ bị xé
nát bởi lực thuỷ triều.
Tuy nhiên đó là trường hợp lỗ đen không quay và không có điện
tích, nếu nó có tích điện hoặc quay, vật chất có thể thoát khỏi vùng kì dị.
Trường hợp này gọi là lỗ giun đào. Vật chất khi đó được giả thuyết rằng sẽ
được chuyển đến một vũ trụ khác và từ đây sinh ra khái niệm du hành vượt
thời gian. Tuy nhiên, ở đây lại tồn tại một nghịch lý du hành thời gian: nếu
một người du hành vượt thời gian đến quá khứ giết ông nội mình trước khi
sinh ra cha mẹ mình thì như vật bản thân người đó sẽ không được sinh ra.
Vậy nếu không được sinh ra thì cũng sẽ chẳng có chuyện người đó quay
về quá khứ để giết ông nội.
Tóm lại, điểm kì dị nằm ở trung tâm của lỗ đen và là nơi mà các
định luật vật lý cũng như quy luật về không – thời gian bị phá vỡ.
3.5. Mặt cầu
photon và
quyển ergo
Ngoài chân trời sự kiện, điểm kì dị, lỗ đen còn có hai thành phần
khác là mặt cầu photon và mặt cầu ergo.
Mặt cầu photon là một giới hạn hình cầu có độ dày bằng 0 mà ở đó
photon chuyển động tiếp tiếp với quả cầu theo một quỹ đạo hình tròn. Với
những lỗ đen không quay, mặt cầu photon có bán kính gấp 1,5 lần bán
kính Schwarzschild. Với những lỗ đen quay, nó có hai mặt cầu photon.
Khi quay, nó kéo lê không gian. Mặt cầu photon gần lỗ đen hơn sẽ chuyển
động quay cùng chiều và mặt cầu bên ngoài thì quay ngược lại. Vận tốc
góc của lỗ đen càng lớn thì khoảng cách giữa hai mặt cầu càng xa.
Lỗ đen quay được bao quanh bởi một vùng không – thời gian
không đứng yên gọi là quyển ergo. Nó là sự kết quả của sự “kéo lê” khối
lượng đang quay trong không – thời gian xung quanh. Quyển ergo được

giới hạn bởi phần ngoài của chân trời sự kiện và một khối cầu dẹt, tiếp xúc
với chân trời sự kiện ở hai cực, phình ra ở giữa. Vật thể và bức xạ có thể
thoát ra bình thường từ quyển ergo.
4. Sự lớn lên
và “bốc hơi”
của lỗ đen
4.1 Sự bồi
đắp vật chất
4.2 Bức xạ
Hawking
5. Quan sát lỗ
đen
Một khi lỗ đen được hình thành, nó sẽ tiếp tục lớn lên nhờ hấp thụ
vật chất. Bất kì một lỗ đen nào cũng sẽ tiếp tục hấp thụ khí và bụi xung
quanh nó và những bức xạ của phông nền vũ trụ. Đây là quá trình chính để
lỗ đen khối lượng siêu lớn phát triển.
Một khả năng khác là lỗ đen sẽ dung hợp với những ngôi sao hoặc
lỗ đen khác. Đây là một giai đoạn quan trọng trong sự phát triển của lỗ đen
siêu khối lượng hay khối lượng trung bình. Nhóm sẽ trình bày kĩ hơn vấn
đề này ở phần Quan sát lỗ đen.
Năm 1974, Hawking cho thấy lỗ đen không hoàn toàn “đen” mà có
thể bức xạ nhiệt, hay còn gọi là bức xạ Hawking. Bằng việc áp dụng lý
thuyết trường lượng tử, ông quả quyết rằng phổ của các hạt bức xạ của lỗ
đen giống quang phổ của một vật đen tuyệt đối. Vì vậy, lỗ đen sẽ bị “bay
hơi” qua thời gian thông qua quá trình bức xạ này. Nhiệt độ của quang phổ
( nhiệt độ Hawking) tỉ lệ với trọng lực bề mặt của lỗ đen, và tỉ lệ nghịch
với khối lượng. Vì thế lỗ đen lớn sẽ ít phát xạ hơn lỗ đen nhỏ.
Bức xạ Hawking phát ra ở vùng không gian ở bên ngoài chân trời
sự kiện. Cơ chế: ở vùng không gian đó, có sự thăng giáng lượng tử tạo ra
cặp hạt-phản hạt. Một số phản hạt bị rơi vào chân trời sự kiện, kết hợp với

hạt trong lỗ đen làm lỗ đen bị bốc hơi, hạt còn lại không tìm được thằng
còn lại để hủy trở thành bức xạ Hawking.Tuy nhiên, ta khó có thể quan sát
được nó vì các lỗ đen thường ở rất xa, các nhà khoa học cũng đang trong
quá trình tìm kiếm chúng.
Chúng ta đã được tìm hiểu khái quát về lỗ đen.Vậy làm sao ta có
thể quan sát được lỗ đen?
Các nhà khoa học đã không ngừng tìm hiểu để tìm ra cách để có thể
quan sát được một lỗ đen và họ kết luận rằng: Ta không thể trực tiếp quan
sát được lỗ đen mà chỉ có thể biết được sự hiện diện của lỗ đen một cách
gián tiếp nhờ tương tác hấp dẫn của nó với những vật thể xung quanh.
Sau đây là một số cách quan sát gián tiếp như vậy.
5.1. Sự bồi
đắp vật chất
Nhờ bảo toàn moment động lượng, những vật chất bị hút bởi “cái
giếng” hấp dẫn do vật có khối lượng cực lớn gây ra sẽ tạo ra một đĩa bồi tụ
xung quanh vật đó. Ma sát ở đĩa tạo ra moment quay và làm cho vật chất
bị hút sâu hơn vào trong và giải phóng năng lượng cùng với việc tăng
nhanh nhiệt độ khí.
Khi vật chất xoáy ốc vào trong lỗ đen hoặc sao neutron, năng lượng
hấp dẫn được biến đổi thành động năng và nhiệt. Bức xạ cường độ cao này
truyền ra bên ngoài (dưới dạng photon) và làm ion hóa vật chất ở gần rìa
ngoài của đĩa bồi tụ - tạo ra một plasma phát tia X. (Hiệu ứng compton
ngược)
Trong nhiều trường hợp, đĩa bồi tụ đi kèm với một luồng hạt đi ra ở
các cực, mang theo nhiều năng lượng. Tuy nhiên cơ chế hình thành luồng
hạt này vẫn chưa được sáng tỏ lắm.
5.2. Tia X của
hệ sao đội
Cách thứ hai, khi một sao hút vật chất của sao đồng hành, quá trình
đó sẽ tạo ra những chùm tia X. Bằng cách quan sát sao đồng hành, ta có

thể thu thập được những thông số của hệ và dự đoán được cả khối lượng
của cả hai. Nếu như nó lớn hơn nhiều so với giới hạn của TOV (khoảng 3
lần khối lượng mặt trời) thì chắc chắc nó không thể là sao neutron mà phải
là một lỗ đen.
5.3. Nhân của
thiên hà
Cách thứ ba, những thiên hà hoạt động có những tính chất khác
thường như có vạch quang phổ thu được không bình thường và sóng radio
mạnh. Lý thuyết và thực tế quan sát đã cho thấy sự hoạt động của những
thiên hà này có thể giải thích bởi những lỗ đen siêu khối lượng. Những lỗ
đen siêu khối lượng với hàng triệu triệu lần hoặc tỉ tỉ lần khối lượng Mặt
trời có một đĩa bồi tụ gồm khí và bụi và hai luồng hạt vật chất nằm vuông
góc với đĩa.
Một số thiên hà đáng chú ý là Andromeda, M32, M87, Sombrero,…
5.4. Ảnh
hưởng của
lực hấp dẫn
mạnh
Một cách khác để xác định lỗ đen là quan sát những hiệu ứng tạo
bởi lực hấp dẫn ở những vùng lân cận nó. Một ví dụ điển hình là sự biến
dạng của không thời gian tạo nên những tia sáng bị lệch đi như khi đi qua
một thấu kính. Những quan sát cho thất những tia sáng bị lệch đi chỉ trong
vài arcsec. Vì vậy ta có thể xác định lỗ đen thông qua quan sát quỹ đạo của
một ngôi sao chuyển động quanh lỗ đen.
Nói tóm lại, ta có các cách như được nêu trên để quan sát một lỗ
đen nhưng tất cả đều là quan sát lỗ đen một cách gián tiếp.
6. Những vấn
đề lý thú
Lỗ đen vẫn còn ẩn chứa rất nhiều điều kì thú và hấp dẫn mà khoa
học hiện nay chưa thể giải thích hết được. Sau đây chúng ta sẽ tìm hiểu

một vài ví dụ như thế.
6.1. Vấn đề 1 Nghịch lý thông tin lỗ đen : các thông tin của vật chất khi rơi vào lỗ
đen sẽ hoàn toàn bị xóa sạch, có đúng vậy không? Hiện nay có 6 giả thuyết
trả lời cho vấn đề này :
1/ Thông tin hoàn toàn bị mất khi vào lỗ đen
2/ Những thông tin đó được thoát ra một cách từ từ thông qua
sự bốc hơi của lỗ đen
3/ Thông tin thoát ra ở giai đoạn cuối cùng của sự bốc hơi và
biến mất của lỗ đen.
4/ Thông tin được lưu trữ ở những phần còn lại có kích thước
Planck ( sau sự bốc hơi của lỗ đen)
5/ Thông tin được trữ ở một vũ trụ mới sinh tách biệt với vũ
trụ của chúng ta. (Đi vào lỗ đen này và ra ở lỗ đen khác, gọi là lỗ giun đào
hay sâu đục).
6/ Thông tin được mã hóa trong mối tương quan giữa hiện tại
và quá khứ ( nếu ta đi vào lỗ đen ta sẽ thấy quá khứ, hiện tại và tương lai
cùng một lúc)
6.2. Vấn đề 2 Lỗ đen và ngày tận thế!
Nếu một lỗ đen tiến đến càng gần chúng ta, nó sẽ càng có sức tàn
phá ghê gớm hơn. Chắc chắn Trái Đất sẽ không còn tồn tại nữa nếu bị hút
vào lỗ đen.
Tuy nhiên, ngoài cách nuốt chửng chúng ta, vẫn còn rất nhiều cách
để một lỗ đen huỷ diệt Trái Đất. Đơn giản thì lực hút của một lỗ đen chỉ
cần làm Trái Đất tiến lại gần hoặc văng ra xa một chút khỏi quỹ đạo hiện
nay, hành tinh của chúng ta sẽ bị Mặt trời thiêu đốt hoặc sẽ chìm vào kỷ
băng hà vĩnh cửu. Và chắc chắn chúng ta sẽ không thể sống sót nếu lỗ đen
đó ném chúng ta vào Mặt trời hoặc đẩy chúng ta bay ra khỏi quỷ đạo của
mình.
Mới đây, các nhà thiên văn học Hà Lan đã được khoảng cách chính
xác giữa Trái Đất và lỗ đen gần nhất và kết quả khiến giới khoa học phải

ngạc nhiên. Khi lỗ đen V404-Cygni chỉ cách Trái Đất 7800 năm ánh sáng
(trong khi khoảng cách trước đây đo được là gấp đôi con số đó). Chính
điều này đạ đặt ra một giả thiết trong vài chục năm tới, các nhà khoa học
có thể phát hiện những hố đen gần Trái Đất hơn chúng ta tưởng. Và nếu
không may, một lỗ đen xuất hiện gần hệ Mặt trời của chúng ta để những
tác động của nó ảnh hưởng đến Trái Đất, thậm chí “nuốt chửng” chúng ta
thì điều gù sẽ xảy ra? Đó sẽ là ngày tận thế hay là cánh cửa mở ra một
chân trời mới, một chuyến du hành vào tương lai.