Bạn đang xem bản rút gọn của tài liệu. Xem và tải ngay bản đầy đủ của tài liệu tại đây (1.49 MB, 21 trang )
<span class='text_page_counter'>(1)</span><div class='page_container' data-page=1>
<i><b>Lỗ</b><b> đ</b></i>
<i><b>en</b></i>
<i><b>Lỗ</b><b> đ</b></i>
<i><b>en</b></i>
<i><b>Lỗ</b><b> đ</b></i>
<i><b>en</b></i>
Năm 1783, nhà khoa học người
Anh John Michel đã đưa ra
khái niệm một vật thể nặng đến
độ ngay cả ánh sáng cũng
khơng thể thốt khỏi vật đó.
Năm 1796, nhà tốn học
người Pháp Piere-Simon
<i><b>Lỗ</b><b> đ</b></i>
<i><b>en</b></i>
Năm 1915, Einstein đưa ra một
lý thuyết hấp dẫn gọi là lý thuyết
tương đối rộng.
<i>Dựa vào lý thuyết trên, Karl </i>
Schwarzschild đã đưa ra nghiệm
cho trường hấp dẫn của một khối
<i><b>Lỗ</b><b> đ</b></i>
<i><b>en</b></i>
Những năm 1920, Subrahmanyan
Chandrasekhar đã đưa ra tính tốn cho
thấy 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.
khơng có gì có thể cản trở q trình đó
diễn ra.
Năm 1939, Robert Oppenheimer và H. Snyder
<i><b>Lỗ</b><b> đ</b></i>
<i><b>en</b></i>
<i>Những năm sau đó, Stephen </i>
Hawking và Roger Penrose đã chứng
minh rằng các lỗ đen là các nghiệm
tổng quát của lý thuyết hấp dẫn của
không thể tránh được.
<i><sub>Ngay sau đó, </sub></i><sub>nhà vật lý </sub>
John Wheeler đã sử dụng từ
"lỗ đen" để chỉ các vật thể
sau khi bị suy sập đến mật
độ vô hạn.
<sub>Tên gọi </sub><sub>lỗ đen</sub><sub> này được ghi </sub>
nhận đầu tiên năm 1964 trong
ghi chép của Anne Ewing gửi
<sub>Lỗ đen </sub><i><sub>(black holes) </sub></i><sub>hay hố đen là </sub>
một vùng trong khơng gian có trường
hấp dẫn lớn đến mức lực hấp dẫn của
nó khơng để cho bất cứ một dạng vật
chất nào, kể cả ánh sáng thoát ra khỏi
mặt biên <i>(chân trời sự kiện) </i>của nó,
trừ khả năng thất thốt vật chất khỏi
lỗ đen nhờ hiệu ứng đường hầm
lượng tử.
Sự giãn nỡ
thời gian
diễn ra rất
nhanh
Sự giãn nỡ
thời gian
diễn ra rất
nhanh
Hình dạng
(bốn chiều)
là hình cầu
Hình dạng
(bốn chiều)
là hình cầu
Vận tốc
thốt bằng
vận tốc ánh
sáng
Vận tốc
thoát bằng
vận tốc ánh
sáng
Là một bề
mặt ảo
xung quanh
lỗ đen
Là một bề
mặt ảo
xung quanh
<b>Là điểm </b>
<b>nằm tại </b>
<b>tâm, bên </b>
<b>trong </b>
<b>chân trời </b>
<b>sự kiên.</b>
<b>Độ cong </b>
<b>của không </b>
<b>thời gian </b>
<b>và lực hấp </b>
<b>dẫn mạnh </b>
<sub>Ở khoảng </sub>
cách đủ xa, các
hạt có thể di
chuyển tự do
theo mọi hướng.
<sub>Gần giới hạn chân </sub>
trời sự kiện,
không-thời gian bị uốn
cong, các hạt có xu
hướng chuyển động
về phía lỗ đen.
<sub>Phía trong chân trời </sub>
sự kiện, các hạt đều
chuyển động vào tâm
lỗ đen, không thể
<i><b>Lỗ</b><b> đ</b></i>
<i><b>en</b></i>
<sub>Vùng không gian xung quanh </sub>
chân trời sự kiện được gọi là
hình cầu sản cơng (<i>Ergosphere</i>)
và có dạng một hình e-líp.
<sub> Các vật thể trượt trên hình </sub>
cầu sản cơng vài lần có thể bị
<i><b>Lỗ</b><b> đ</b></i>
<i><b>en</b></i>
<sub>Năm 1971</sub><sub>, </sub><sub>Stephen Hawking </sub><sub>chứng </sub>
minh rằng diện tích của chân trời sự kiện
của bất kỳ lỗ đen cổ điển đều khơng bao
giờ giảm.
oVai trị của diện tích của chân trời sự
kiện tương ứng với entropy.
oNgười ta thấy rằng entropy của lỗ đen
bằng một phần tư diện tích của chân trời
sự kiện.
<sub>1974, </sub><sub>Hawking</sub><sub> áp dụng lý thuyết trường </sub>
lượng tử cho không-thời gian cong xung quanh
chân trời sự kiện của lỗ đen và phát hiện ra
rằng các lỗ đen có thể phát xạ nhiệt - bức xạ mà
hố đen phát ra được gọi là bức xạ Hawking.
<sub>Bức xạ Hawking </sub><sub>xuất phát </sub>
<i><b>Lỗ</b><b> đ</b></i>
<i><b>en</b></i>
<i><sub>Theo lý thuyết tương đối rộng, </sub></i><sub>sự hình thành lỗ </sub>
đen trải qua quá trình suy sụp hấp dẫn.
<sub>Người ta tiên đoán khi thỏa:</sub>
=> Có khả năng lỗ đen được hình thành.
<i><b>Lỗ</b><b> đ</b></i>
<i><b>en</b></i>
Chúng ta không thể quan sát
lỗ đen trực tiếp bằng ánh sáng
phát xạ và phản xạ vật chất.
Có thể quan sát lỗ đen gián tiếp
thơng qua:
oThấu kính hấp dẫn.
<i><b>Lỗ</b><b> đ</b></i>
<i><b>en</b></i>
Ngày nay, có khá nhiều những bằng chứng thiên văn gián tiếp về hai
loại hố đen:
•<sub>Các lỗ đen khối lượng ngơi sao có khối lượng cỡ bằng các ngơi sao </sub>
bình thường (4 - 15 lần khối lượng Mặt Trời).
•<sub>Các </sub><sub>lỗ đen siêu khối lượng</sub><sub> có khối lượng bằng một thiên hà.</sub>
<sub>Từ các quan sát vào những năm 1980 về chuyển động </sub>
của các ngôi sao xung quanh tâm của thiên hà, người ta
tin rằng có những lỗ đen siêu khối lượng 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 lỗ đen siêu khối lượng
tại tâm của dải Ngân Hà.
<sub>Bức tranh hiện nay là tất cả các thiên hà đều có thể có </sub>
một lỗ đen siêu khối lượng ở tại tâm, và lỗ đen này nuốt
khí và bụi ở vùng giữa thiên hà tạo nên lượng bức xạ
khổng lồ. Điều thú vị là khơng có bằng chứng nào về sự
có mặt của các lỗ đen khối lượng lớn ở tâm các đám sao
hình cầu
Trong đó:
<i><b>là góc khối chuẩn.</b></i>
Karl Schwarzschild đã tìm ra nghiệm từ các phương trình
<i>Bán kính</i> <i>Schwarzschild </i>được xác định bởi:
<i>Trong đó:</i>
G: là hằng số hấp dẫn
m: là khối lượng của vật thể
c: là vận tốc ánh sáng
<sub>Đối với một vật thể có khối lượng bằng Trái Đất, bán </sub>
kính Schwarzschild của nó bằng 9 mm.
Mật độ trung bình bên trong bán kính
<i><b>Lỗ</b><b> đ</b></i>
<i><b>en</b></i>
<sub>Tháng 7 năm 2004, các nhà </sub>
thiên văn tìm thấy một lỗ đen
khổng lồ Q0906+6930, tại tâm
của một thiên hà xa xơi trong
chịm sao Đại Hùng
<sub>Tháng 11 năm 2004, một nhóm các nhà thiên văn cơng </sub>
bố khám phá đầu tiên về lỗ đen khối lượng trung bình
trong thiên hà của chúng ta, quay xung quanh Sagittarius
A ở khoảng cách 3 năm ánh sáng.
<sub>Hố đen trung bình này có </sub>
khối lượng 1.300 lần khối
<i><b>Lỗ</b><b> đ</b></i>
<i><b>en</b></i>