tiểu luận về sự hình thành lỗ đen

Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen

NỘI DUNG
1. Sơ lược về lỗ đen.
Chúng ta đã nghe rất nhiều nguồn thơng 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? Hơm
nay chúng ta sẽ cùng nhau tìm hiểu về nó. Một vật thể đặc biệt và ẩn chứa nhiều
bí ẩn.
Để hiểu một lỗ đen có thể được hình thành như thế nào, trước hết chúng ta
phải hiểu vòng đời của một ngơi sao. Một ngơi 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 ngun tử khí va chạm nhau thường
xun 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 ngun tử hydro va chạm nhau chúng sẽ
khơng rời nhau ra nữa mà liên kết với nhau thành ngun tử heli. Nhiệt giải
phóng ra từ phản ứng này - giống như vụ nổ của bom khinh khí - sẽ làm cho
ngơi 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
khơng 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 ngơi 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 ngơi sao cũng sẽ dùng hết số khí hydro và
các nhiên liệu hạt nhân của nó. Một điều thật nghịch lý là các ngơi sao càng có
nhiều nhiên liệu lúc bắt đầu thì sẽ hết càng sớm. Đó là bởi vì ngơi 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 ngơi 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 ngơi 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. Sau khi các ngơi sao đốt cháy hết năng lượng của mình thì ngơi sao sẽ
mất hết lực hấp dẫn và ngơi sao sẽ trở thành lỗ đen.
Nhóm 2

Trang 1


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
Có thể nói một cách khái qt rằng: Lỗ đen là một vùng khơng - thời gian
nơi mà trọng lực hút lấy mọi thứ kể cả ánh sáng. Lý thuyết tương đối rộng dự
đốn rằng một khối lượng đủ nhỏ sẽ làm biến đổi khơng - thời gian để hình
thành nên lỗ đen. Bao quanh lỗ đen là một bề mặt được định nghĩa một cách
tốn học và được gọi là chân trời sự kiện, nơi mà mọi vật thể khơng 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 khơng hề bức xạ trở lại.
Ý tưởng về một vật thể có khối lượng vơ cùng lớn mà ngay cả ánh sáng
cũng khơng thể thốt ra được lần đầu tiên được đưa ra bởi nhà địa chất John
Mitchell trong một lá thư ơng gửi cho Henry Cavendish.
2. Sự hình thành của các loại lỗ đen.
2.1. Lý thuyết về sự suy sụp hấp dẫn và thuyết tương đối rộng.

Lỗ đen được hình thành từ những ngơi sao khổng lồ bị hết năng lượng

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 q trình tiến hố của thiên thể có khối lượng lớn, vào
Nhóm 2

Trang 2

Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
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 q
trình co nén vào tâm với tốc độ tăng dần. Cùng với q trình suy sụp hấp dẫn
vào trong này là q trinh tăng áp suất bên trong.
Nếu áp suất tại tâm tăng đủ lớn để ngừng q trình suy sụp hấp dẫn thì
thiên thể đó sẽ có khối tâm là một sao neutron đặc. Lớp vỏ lúc đó bắn ra ngồi
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 q trình
suy sụp hấp dẫn nhưng khơng 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.
Theo thuyết tương đối thì khơng có gì có thể chuyển động nhanh hơn ánh
sáng. Vì vậy, nếu ánh sáng khơng thể thốt ra được thì cũng khơng có gì thốt ra
được; tất cả đều bị trường hấp dẫn kéo lại. Do đó, ta có một tập các sự cố, tức là
một vùng trong khơng- thời gian, ma khơng có gì có thể thốt ra từ đó để đến
được với người quan sát từ xa. Vùng này chính là cái mà người ta gọi là lỗ đen.
2.2. Cơ chế hình thành lỗ đen.

Nhóm 2

Trang 3


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
Khi các ngơi sao đốt cháy hết năng lượng của mình, chính xác là tồn bộ
Hydro đã kết hợp (phản ứng nhiệt học) để tạo ra Heli thì chúng khơng còn năng
lượng giải phóng ra để cân bằng với lực hấp dẫn của bản thân hướng vào tâm
nữa nên ngơi sao co lại.

Trong q trình co lại này các hạt nhân Heli bị nén chặt và kết hợp tạo ra
các hạt nhân nặng hơn (C, O hay hơn nữa), q trình này giải phóng ra một năng
lượng làm cái vỏ ngồi phồng to (giai đoạn sao khổng lồ đỏ) trong khi lõi trong
vẫn co lại rất nhanh.
Tới một mật độ nhất định, lõi trong bùng phát giải phóng năng lượng lần
cuối cùng trong một vụ nổ lớn, năng lượng từ lõi sao phóng ra phá nát vỏ ngồi,
đây là vụ nổ siêu tân tinh, phần vỏ bị phá nát này trở thành một đám khí bụi lớn
gọi là tinh vân hành tinh.
Lõi trong sau vụ nổ này tiếp tục co thêm và trở thành sao lùn trắng với
những sao như Mặt Trời, tức là chúng trở thành một thiên thể rồi dần tắt hẳn
khơng còn phát ra ánh sáng nữa.

Nhóm 2

Trang 4


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
Khi một ngơi 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 khơng thể thốt ra ngồi được nữa.

Trường hấp dẫn mơ tả trong thuyết tương đối rộng của Einstein là khơng
gian chịu ảnh hưởng của hấp dẫn do sự có mặt của khối lượng, khi vật chất
mang khối lượng này sụp đỗ nó kéo theo sự biến dạng của trường hấp dẫn, hay
là sự biến dạng của khơng gian xung quanh. Một vùng khơng gian quanh ngơi
sao chết lúc này bị uốn cong thành một vùng kín (dạng một khối cầu)...
Ngơi sao như mơ tả trên đã trỏe thành một lỗ đen và vùng khơng gian khép
kín như trên gọi là chân trời sự kiện của lỗ đen.
Nhóm 2

Trang 5


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
2.3. Sự tồn tại của lỗ đen trong vũ trụ.

Năm 1915, Einstein đưa ra một lí thuyết hấp dẫn gọi là lí thuyết tương đối
rộng. trước đó ơng đã cho thấy ánh sáng bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn. Mấy
tháng sau, Karl Schwarzschild đã đua ra nghiệm cho trường hấp dẫn của một
khối lượng điểm và tiên đốn về lí thuyết sự tồn tại của một vật thể mà ngày nay
được gọi là lỗ đen. Ngáy nay, bán kính Schwarzschild được coi là bán kính của
một lỗ đen khơng quay, nhưng vào lúc bấy giờ người ta khơng hiểu rõ về nó,
Bản thân Schwarzschild cũng từng nghĩ rằng nó khơng có ý nghĩa vật lí.
Vào những năm 1920, Subrahmanyan Chandrasekhar đã cho tính tốn rằng
một vật thể khơng quay có khối lượng lớn hơn một giá trị nhất định mà ngày nay
được biết là giới hạn Chandrasekhar, sẽ suy sụp dưới lực hấp dẫn của chính nó
và khơng có gì có thể cản trở q trình đó diễn ra. Tuy nhiên, một nhà vật lí
khác là Arthur Eddington chống lại giả thuyết đó và cho rằng chắc chắn sẽ có
cái gì đó xảy ra để khơng cho vật chất suy sụp đến mật độ vơ hạn.
Nhóm 2

Trang 6


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
Năm 1939, Robert Oppenheimer và H.Snyder tiên đốn rằng các ngơi sao
nặng sẽ phải chịu q trình suy sụp do hấp dẫn. Các lỗ đen có thể hình thành
trong tự nhiên. Trong một thời gian, người ta gọi các vật thể như vậy là các
“ngơi sao bị đóng băng” vì sự suy sụp sẽ bị chậm đi một cách nhanh chóng và

ngơi sao sẽ trở nên rất đỏ khi đạt đến gần giới hạn Schwarzschild. Tuy vậy, các
vật thể nặng như thế khơng được quan tâm lắm. Phần lớn các nhà vật lí vào lúc
đó, tin rằng lỗ đen là một nghiệm đối xứng cao do Schwarzschild tìm ra, và các
vật thể bị suy sụp trong tự nhiên sẽ khơng tạo nên các lỗ đen.
Việc nghiên cứu các lỗ đen trỡ nên sơi nổi vào năm 1967 do sự tiến bộ của
lí thuyết và thực nghiệm Stephen Hawking và Roger penrose đã chứng minh
rằng các lỗ đen là các nghiệm tổng qt của các thuyết hấp dẫn của Einstein, và
sự suy sụp để tạo nên lỗ đen, trong một số trường hợp là khơng thể tránh được.
2.4. 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
q lớn để có thể hình thành từ sự suy sụp hấp dẫn của một ngơi 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 ngơi sao lớn trong một đám sao dày đặc
và sự suy sụp hấp dẫn sau q 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 ngun thuỷ
hình thành từ vụ nổ Big-bang.
Chỉ mới có khoảng 2 lỗ đen loại này được tìm thấy cho đến nay.
2.5. Lỗ đen siêu khối lượng.
Các lỗ đen có khối lượng khoảng từ 10 5 đến 1,8.1010 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
Nhóm 2

Trang 7


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
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 ngun
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.
2.6. Lỗ đen siêu nhỏ.
Lỗ đen siêu nhỏ hay còn được gọi là những hố đen có kích thước ngun
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 mơi 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 vơ 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 tồn bộ những thiên thể được biết (cả Trái Đất, Mặt
trời, sao notron, sao lùn trắng) từ lâu rồi.
2.7. Lỗ đen ngun thuỷ.
Lỗ đen ngun thuỷ được giả thiết khơng phải hình thành từ sự suy sụp hấp
dẫn của ngơi 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 ngun thuỷ vẫn ổn định và tồn tại cho đến bây giờ.

Q trình “bốc hơi” của những lỗ đen ngun thủy có thể là ngun nhân
của những vụ bùng nổ tia gamma.
Ngồi 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 ngun thủy.
Lỗ đen ngun thủy có thể ở bất cứ kích thước nào.
Nhóm 2

Trang 8


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
Lỗ đen ngun thủy góp phần hình thành nên những thiên hà đầu tiên.
Tóm lại, ngun tắc chung để tạo thành lỗ đen là tạo được áp suất đủ lớn để
q trình suy sụp của vật chất diễn ra vơ 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 “Khơng 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 thơng 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 thơng
số cơ bản trên thì khơng thể phân biệt chúng bằng cơ học cổ điển.
Các lỗ đen đơn giản nhất chỉ có khối lượng mà khơng 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 khơng gian có dạng đối xứng
cầu. Điều này có nghĩa là ta khơng 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 thơng thường cho rằng, lỗ đen
hút tất cả mọi vật ở mơi trường xung quanh nó chỉ còn đúng ở vùng gần chân
trời sự kiện của lỗ đen.
Ngồi ra, có những cách khác để mơ tả một lỗ đen tổng qt hơn. Một lỗ
đen tích điện được mơ tả bằng các hàm Reissner – Nordstrưm, trong khi đó các
hàm Kerr dùng để mơ tả một lỗ đen quay. Cách chung nhất để mơ tả một lỗ đen
là hàm Kerr – Newman, trong đó mơ tả lỗ đen về cả điện tích và moment động
lượng.

Nhóm 2

Trang 9


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
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.
Chân trời sự kiện được tạo ra bởi đường đi trong khơng-thời gian của các tia sáng vừa
chớm khơng thốt ra được khỏi lỗ đen, và vĩnh viễn chơi vơi ở mép của nó

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 tơpơ của chân trời sự kiện của một lỗ đen (bốn chiều) là một
hình cầu. Tại chân trời sự kiện, vận tốc thốt bằng vận tốc ánh sáng. Do đó, bất
kỳ vật gì, kể cả photon bên trong chân trời sự kiện đều khơng thể thốt khỏi
chân trời sự kiện đó vì trường hấp dẫn q 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 khơng cảm
Nhóm 2

Trang 10


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
thấy điều gì đặc biệt, nhưng người quan sát bên ngồi 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 thốt khỏi lực hấp dẫn khi tiến gần chân trời
sự kiện, và mất một khoảng thời gian vơ tận khi đạt đến chân trời sự kiện để đến
với người quan sát bên ngồi. 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 khơng đổi, chính vì vậy 2
lỗ đen có thể hợp vào nhau nhưng khơng 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 cơng thức sau:

RS =

2GM
c2

Trong đó
RSlà bán kính hấp dẫn Schwarzschild, tính bằng km
G là hằng số hấp dẫn
M là khối lượng vật thể (khơng phải khối lượng của lỗ đen), tính bằng kg
c là vận tốc ánh sáng trong chân khơng (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 tồn bộ Trái Đất lại thành một viên bi đường
kính 9mm thì nó sẽ biến thành một lỗ đen.
Bán kính Schwarzschild khơng 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.
Nhóm 2

Trang 11


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
Tại tâm của lỗ đen, bên trong chân trời sự kiện, lý thuyết tương đối rộng
tiên đốn có một điểm kì dị, tại đó độ cong của khơng – thời gian trở nên vơ hạn
và lực hấp dẫn cũng mạnh vơ hạn.

Với những lỗ đen khơng quay, điểm này có hình dạng như một dấu chấm.
Và với những lỗ đen quay, nó bơi ra thành một cái “nhẫn” kì dị nằm trên mặt
phẳng của chuyển động quay. Trong cả hai trường hợp thì nó đều khơng có thể
tích, mà chứa tồn bộ khối lượng của lỗ đen. Và vì vậy khối lượng riêng của nó
coi như là vơ hạn.
Bất cứ vật gì rơi vào lỗ đen khơng 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 vơ hạn. Trước đó một chút, nó sẽ bị xé nát bởi lực thuỷ
triều.
Tuy nhiên đó là trường hợp lỗ đen khơng quay và khơng có điện tích, nếu
nó có tích điện hoặc quay, vật chất có thể thốt 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 q khứ giết ơng nội mình trước khi sinh ra cha mẹ mình thì như vật
bản thân người đó sẽ khơng được sinh ra. Vậy nếu khơng được sinh ra thì cũng
sẽ chẳng có chuyện người đó quay về q khứ để giết ơng 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 khơng – thời gian bị phá vỡ.
3.5. Mặt cầu photon và quyển Ergo.
Ngồi 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
khơng 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 khơng
gian. Mặt cầu photon gần lỗ đen hơn sẽ chuyển động quay cùng chiều và mặt
cầu bên ngồi thì quay ngược lại. Vận tốc góc của lỗ đen càng lớn thì khoảng
cách giữa hai mặt cầu càng xa.
Nhóm 2

Trang 12


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
Lỗ đen quay được bao quanh bởi một vùng khơng – thời gian khơng đứng
n gọi là quyển ergo. Nó là sự kết quả của sự “kéo lê” khối lượng đang quay
trong khơng – thời gian xung quanh. Quyển ergo được giới hạn bởi phần ngồi
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 thốt ra bình thường từ quyển
ergo.
4. Sự lớn lên và “bốc hơi” của lỗ đen.
4.1. Sự bồi đắp vật chất.
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 phơng nền vũ trụ. Đây là q trình chính để lỗ đen khối lượng
siêu lớn phát triển.
Một khả năng khác là lỗ đen sẽ dung hợp với những ngơi 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. Vấn đề này sẽ được trình bày kĩ hơn ở phần
Quan sát lỗ đen.
4.2. Bức xạ Hawking.
Năm 1974, Hawking cho thấy lỗ đen khơng hồn tồn “đen” mà có thể
bức xạ nhiệt, hay còn gọi là bức xạ Hawking. Bằng việc áp dụng lý thuyết
trường lượng tử, ơng 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 thơng qua q 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 khơng gian ở bên ngồi chân trời sự kiện.

Cơ chế: ở vùng khơng 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 khơng 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 q trình tìm kiếm chúng.

Nhóm 2

Trang 13


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
5. Quan sát lỗ đen.
Chúng ta đã được tìm hiểu khái qt về lỗ đen.Vậy làm sao ta có thể quan
sát được lỗ đen?
Các nhà khoa học đã khơng ngừng tìm hiểu để tìm ra cách để có thể quan
sát được một lỗ đen và họ kết luận rằng: Ta khơng 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 tồn 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 xốy 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 ngồi (dưới dạng photon) và làm ion hóa vật chất ở gần rìa ngồi 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 đơi.
Cách thứ hai, khi một sao hút vật chất của sao đồng hành, q trình đó sẽ
tạo ra những chùm tia X. Bằng cách quan sát sao đồng hành, ta có thể thu thập
được những thơng số của hệ và dự đốn 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 khơng 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 khơng 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

Nhóm 2

Trang 14


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
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 vng 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
khơng 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 thơng qua quan sát quỹ đạo của một ngơi 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 thơng tin lỗ đen : các thơng tin của vật chất khi rơi vào lỗ đen sẽ
hồn tồn bị xóa sạch, có đúng vậy khơng? Hiện nay có 6 giả thuyết trả lời cho
vấn đề này :
1/ Thơng tin hồn tồn bị mất khi vào lỗ đen.
2/ Những thơng tin đó được thốt ra một cách từ từ thơng qua sự bốc hơi
của lỗ đen
3/ Thơng tin thốt ra ở giai đoạn cuối cùng của sự bốc hơi và biến
mất
của lỗ đen.
4/ Thơng tin được lưu trữ ở những phần còn lại có kích thước Planck ( sau
sự bốc hơi của lỗ đen)
5/ Thơng 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/ Thơng tin được mã hóa trong mối tương quan giữa hiện tại và q khứ
( nếu ta đi vào lỗ đen ta sẽ thấy q khứ, hiện tại và tương lai cùng một lúc)

Nhóm 2

Trang 15


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
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 khơng còn tồn tại nữa nếu bị hút vào lỗ đen.
Tuy nhiên, ngồi 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 khơng 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 đơi 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 khơng 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.

Nhóm 2

Trang 16


Đề tài: Sự hình thành và phát triển của lỗ đen
TÀI LIỆU THAM KHẢO
1.
2.
3.
4.

5.

Lược sử thời gian – Tác giả: Stephen Hawking
Vũ trụ trong vỏ hạt dẻ - Tác giả: Stephen Hawking
Chìa khóa vũ trụ của Geogre – Tác giả: Stephen Hawking – Lucy
Giáo trình Thiên văn học – Tác giả: Phạm Viết Trinh – Nguyễn Đình Nỗn
Trang Thiên Văn học Việt Nam và từ điển bách khoa mở Wekipedia

Nhóm 2

Trang 17