LỖ ĐEN – BLACK HOLE NGÔI SAO KỲ BÍ TRONG VŨ TRỤ

NGỌC QUỲNH

Bài đăng trên Đặc san Đẳng Hướng, tháng 9/1991

LỖ ĐEN – BLACK HOLE

NGÔI SAO KỲ BÍ TRONG VŨ TRỤ

Từ hàng ngàn năm qua kiến thức của con người về vũ trụ được biến đổi và phát triển theo từng thời đại. Phóng tầm mắt vào khoảng không bao la với muôn triệu vì sao, ở đó chất chứa vô số vấn đề mà con người chúng ta vẫn chưa lý giải được. Kiến thức về vũ trụ khởi đầu được xây dựng dựa trên sự quan sát các vì sao cùng với các triết thuyết về vũ trụ.

Những triết gia và khoa học gia tiên phong trong công việc tạo dựng nền móng căn bản cho ngành vũ trụ học là Aristos (thế kỷ thứ 4 trước tây lịch) và Ptolemy (thế kỷ thứ 2 sau tây lịch) với mô hình địa cầu là trung tâm của thái dương hệ. Sau đó hàng chục thế kỷ, những kiến thức và quan niệm mới đã làm một cuộc cách mạng về khoa học lẫn triết học vũ trụ. Khởi đầu là sự đóng góp của nhà thiên văn học lừng danh như Nicolaus Copernicus (1473-1543) cho rằng mặt trời là trung tâm của sự dịch chuyển. Kế đó là Galileo

Galilei (1564-1642) quan niệm rằng trái đất quay, Tycho Brahe (1546-1601), Johannes Kepler (1571-1630) chứng minh các hành tinh chuyển động quanh mặt trời theo quỹ đạo hình ellipse, Isaac Newton (1643-1727) với đóng góp tuyệt vời qua những định luật về chuyển động và hấp dẫn, đã cắt nghĩa chính xác các lý thuyết về chuyển động của các hành tinh.

Qua đến giữa thế kỷ 20, cùng với sự đóng góp đáng kể của ngành toán học và vật lý học, những dụng cụ quan sát tối tân đã cho chúng ta nhìn thấy tận những vùng không gian, những hành tinh và những thiên hà xa xôi trong vũ trụ, cung cấp cho chúng ta những kiến thức mới và chính xác hơn về vũ trụ. Đặc biệt ngành vật lý lý thuyết đã được xây dựng với những lý thuyết chính xác, nhờ đó các nhà khoa học có thể ước tính và xác định những sự kiện xảy ra tại vùng không gian xa xôi mà bằng thực nghiệm chưa có thể xác định được.

Hiện nay các khoa học gia mô tả vũ trụ dựa vào 2 lý thuyết căn bản của vật lý: đó là thuyết tương đối tổng quát và thuyết cơ học nguyên lượng. Thuyết tương đối tổng quát dùng để cắt nghĩa và mô tả lực hấp dẫn cùng với cấu trúc và hình thể của vũ trụ. Ngược lại, cơ học nguyên lượng liên quan với các hiện tượng của vật thể cực nhỏ như các âm điện tử hoặc nhỏ hơn nữa. Tuy nhiên, vấn đề mà các nhà thiên văn học hiện đại vẫn gặp nhiều khó khăn nhất trong việc lý giải đó là sự khởi đầu, tuổi tác cùng với hình thể của vũ trụ. Để cắt nghĩa phút giây ban đầu của vũ trụ, hiện nay giả thuyết đang được phần lớn các nhà thiên văn học tạm thời chấp nhận và cũng là một lý thuyết làm đảo lộn các quan niệm cũ về vũ trụ đó là thuyết vũ trụ giãn nở và vụ nổ lớn (Big Bang).

Thuyết vũ trụ giãn nở được đề xướng vào thập niên 1920 với sự đóng góp của các nhà thiên văn học như Alexander Friedman, Edwin Hubble, George Gamow… Khởi đầu của thuyết này là do các nhà khoa học kết hợp những đặc tính trong thuyết tương đối tổng quát cùng với việc quan sát sự dịch chuyển đỏ (red shift) của các vì sao. Theo hiệu ứng Doppler, tùy theo sự dịch chuyển của nguồn sóng đối với người quan sát, tần số của sóng phát ra sẽ thay đổi. Nếu là ánh sáng thường, thì độ dài sóng sẽ di chuyển về phía tím hay đỏ tùy theo nguồn sáng di chuyển về phía quan sát viên hay rời xa. Chúng ta có thể kiểm nhận lại một cách dễ dàng hiệu ứng này khi lắng nghe tiếng còi tàu, âm thanh tiếng còi nghe sắc và cao (tương ứng với tần số cao hay độ dài sóng ngắn) khi con tàu tiến về phía chúng ta và ngược lại sẽ trầm khi con tàu chạy rời xa.

Quan sát các thiên hà, các nhà thiên văn học thấy rằng các thiên hà đang rời xa chúng ta vì bức xạ phát ra từ các thiên hà dịch chuyển về phía màu đỏ của quang phổ, đồng thời các thiên hà càng ở xa thì độ dịch chuyển càng lớn. Điều này chứng tỏ là vũ trụ không ờ trong trạng thái tĩnh mà ngày càng bành trướng. Tuy nhiên, không có lý do gì để tin chắc rằng phần không gian hoặc thiên hà chúng ta đang sống là trung tâm mà các thiên hà đang rời bỏ. Ngược lại, ở mỗi vị trí của các thiên hà đều thấy các thiên hà khác đang rời xa mình, hay nói khác đi mọi vùng không gian đều trở nên lớn hơn và mọi thiên hà đều rời xa lẫn nhau. Nhưng nếu chấp nhận sự giãn nở, thì chứng tỏ thời xa xưa khoảng cách giữa các thiên hà là zero. Ở thời điểm đó vũ trụ không có thời gian và không gian, mật độ vật chất là vô hạn. Sau một vụ nổ lớn (Big Bang) vật chất được bắn tung ra ngoài không gian, khởi lập nên vũ trụ. Với quan niệm của thuyết vũ trụ giãn nở thì phải có một điểm khởi đầu mà toán học gọi là điểm dị thường (singularity), đòng thời tất cả mọi mô hình cũng như lý thuyết trước thời điểm ban đầu đều không có và thời gian chỉ bắt đầu sau khi có vụ nổ lớn. Theo ước tính của thuyết vũ trụ giãn nở thì vụ nổ lớn xảy ra cách đây chừng 10 đến 15 tỷ năm.

Vào năm 1965, hai nhà thiên văn học của phòng thí nghiệm Bell là Arno Penzias và Robert YVinson khám phá từ vũ trụ một tín hiệu vô tuyến tần số cao với độ dài sóng 7.3 cm và sóng này có tính đẳng hướng. Các nhà thiên văn học cho rằng đây là phần dư thừa của trái cầu lửa nóng 1,000 tỷ độ, có ngay sau khi vụ nổ lớn xảy ra, sau đó sự phát xạ nguội dần vì sự giãn nở của vũ trụ. Với độ dài sóng 7.3 cm, bức xạ này tương ứng với nhiệt độ của thể đen ở 3 độ Kelvin.

Cũng trong năm đó, một nhà vật lý học và toán học Anh quốc tên là Roger Penrose, dùng những đặc tính của thuyết tương đối kết hợp cùng với sự hấp dẫn, chứng minh rằng một ngôi sao co rút lại do chính hấp lực của nó sẽ bị bó lại trong một vùng không gian có thể tích là zero, vật chất của nó bị nén lại và mật độ vật chất trở nên vô hạn. Điểm mà vật chất co lại này chính là điểm dị thường và còn được gọi là lỗ đen (black hole). Do đó nếu quan sát và tìm hiểu được lỗ đen, thì chúng ta sẽ biết được thủa ban đầu của vũ trụ.

Được gọi là “đen” vì tất cả mọi tia sáng hoặc mọi bức xạ phát ra từ nó đều bị giữ lại, “lỗ” là vì không gian Rieman bao quanh chúng. Sự kiện một vật thể có cấu trúc đậm đặc và trở thành đen không là điều làm cho các khoa học gia ngạc nhiên vì gần 200 năm trước đầy nhà thiên văn học của Pháp Pierre Laplace đã tính được rằng nếu vật thể có khối lượng đủ lớn thì chúng có thể ngăn không cho ánh sáng thoát ra. Ông ta dựa vào ý niệm về vận tốc vượt thoát sức hấp dẫn của vật thể. Để thoát khỏi trái đất một phi thuyền cần phải có vận tốc vượt quá 11 km/giây, vượt khỏi mặt trời phải có vận tốc lớn hơn 617 km/giây.

Laplace tính ra rằng nếu một vật kích thước bằng trái đất, nhưng có tỷ trọng thật lớn để khối lượng gấp 250 lần mặt trời, thì không có vật thể nào có thể thắng nổi lực hấp dẫn để vượt thoát khỏi nó, ngay cả vật đó di chuyển với vận tốc của ánh sáng tức là 300,000 km/giây. Vì lực hấp dẫn tỷ lệ nghịch với bình phương khoảng cách (tính từ trọng tâm của vật), do đó nếu ta có thể thu nhỏ trái đất mà khối lượng của nó không đổi, thi lực hấp dẫn càng gia tăng. Khi mà đường kính trái đất thu lại còn chừng 1/10 inch, thì vận tốc vượt thoát sẽ tăng lên đến 186,000 miles/giây, trái đất bấy giờ trở thành lỗ đen và đứng bên ngoài không có thể nhìn thấy được.

Sự hiện hữu của lỗ đen được phần lớn các nhà vật lý và thiên văn chấp nhận bởi vì nó được chứng minh bằng lý thuyết một cách hợp lý. Nhưng cho đến nay, chưa có kính thiên văn nào có thể quan sát thấy lỗ đen và cũng sẽ không bao giờ có thể quan sát chúng một cách trực tiếp vì nó không phát ra bất kỳ một dạng thức năng lượng nào mà có thể đo lường được. Có những ngôi sao mà mật độ vật chất rất cao, rất đậm đặc gọi là sao neutron đã được quan sát nhưng nó không phải là lỗ đen. Củng chính vì thế mà các nhà khoa học phải kết hợp lý thuyết với phương cách quan sát gián tiếp tức là quan sát các ngôi sao bị nghi ngờ nằm kế cận lỗ đen. ứng viên trong việc quan sát này là lỗ đen tên gọi Cygnus X-l, nó bị nghi là một sao đôi với một ngôi sao khác có thể thấy được và đang ở cách trái đất 7,000 năm ánh sáng (ngôi sao gần chúng ta nhất ở cách trái đất 4 năm ánh sáng).

Theo các nhà khoa học thì đời sống của một ngôi sao là sự tranh đấu giữa lực hấp dẫn và những phản ứng nguyên tử, thông thường thì lực hấp dẫn dành được phần thắng. Chính lúc khởi đầu lực hấp dẫn đã kết tụ và ép chặt các đám mảy kết hợp bởi khí để tạo thành ngôi sao. Khi năng lượng từ ngôi sao phát ra và cạn dần theo thời gian, nó sẽ co rút và đặc lại biến thành sao neutron và sau cùng là lỗ đen. Sự cân bằng tạm thời khi lực hấp dẫn ép nhân các ngôi sao lại tạo nên các phản ứng nguyên tử và chính vì thế các ngôi sao phát sáng. Lượng nhiệt khổng lồ cùng với áp suất hướng ngoại gầy bởi phản ứng tổng hợp hạt nhân bên trong phần lõi của ngôi sao đủ để cân bằng với lực hấp dẫn hướng nội. Tinh trạng cân bằng này kéo dài cho đến khi lượng hydrogen bị đốt hết, khi đó phần lõi của ngôi sao co rút lại trong khi phần vỏ bên ngoài bề mặt trương phồng thành một khối đỏ khổng lồ (red giant). Khi phần lõi co rút lại, năng lượng hấp dẫn biến thành nhiệt, nâng nhiệt độ lên đến điểm mà những phản ứng nguyên tử mới và phức tạp xảy ra, sự cân bằng có được trong thời gian ngắn.

Thông thường, các ngôi sao lấy năng lượng từ sự tổng hợp của hydrogen thành helium, sau đó helium lại được tổng hợp thành nguyên tố nặng hơn và dần dần các nguyên tố rất nặng được tạo thành trong những phản ứng tổng hợp ở nhiệt độ rất cao.

Đôi khi phản ứng tổng hợp mới có thể vượt quá sự cân bằng nên ngôi sao nổ tung thành sự nổ nova. Nhiều ngôi sao có khối lượng nhỏ (chưa lớn hơn gấp sáu lần khối lượng mặt trời) có thể thổi bay lớp vỏ bên ngoài trở nên co rút chậm chạp bởi lực hấp dẫn, chúng được gọi là sao “lùn trắng” (white dwarf). Một sao lùn trắng có thể có kích thước của trái đất mà khối lượng lại lớn hơn phân nửa khối lượng mặt trời. (Khối lượng mặt trời lớn gấp 333,000 lần khối lượng trái đất).

Cách đây rất lâu, các nhà thiên văn học đã khám phá ra được rằng sao Sirius là một ngôi sao đôi, tức là luôn luôn có ngôi sao đồng hành, và sau đó ngôi sao đồng hành là Sirius B đã được quan sát thấy dù rằng rất mờ. So với Sirius B thì sao Sirius A sáng hơn 11,000 lần. Khảo sát quang phổ của Sirius B thấy rằng đây quả là một ngôi sao lùn trắng. Theo sự tính toán thì Sirius B có kích thước lớn gấp 1.75 lần trái đất nhưng khối lượng lớn bằng mặt trời. Do đó một thìa nhỏ chất cấu tạo nên Sirius B sẽ cân nặng hàng tấn!!!

Từ khi khám phá ra sao “lùn trắng” Sirius B, nhiều ngôi sao lùn trắng khác cũng được tìm thấy. Dựa vào sự quan sát và tính toán, các khoa học gia nhận thấy rằng các ngôi sao này không được cấu tạo từ các chất thông thường như chúng ta vẫn biết. Chỉ với một thìa nhỏ vật chất mà có khối lượng hàng tấn, chứng tỏ là chúng có cấu tạo rất là đậm đặc so với các chất thường có trên địa cầu. Cho đến nay chúng ta cũng chỉ mới biết vài ba nguyên tố hóa học cùng một vài hạt nhân cấu tạo nên chúng. Biết rằng là sao lùn trắng có cấu tạo siêu đặc, tuy nhiên không phải toàn bộ sao lùn trắng đều có cấu tạo như vậy. Ví dụ trong trường hợp sao Sirius B, chỉ khoảng 3/4 vật chất của chúng là siêu đặc. Vật chất ở trong thể trạng này vì sự phản ứng tổng hợp biến đổi hydrogen thành helium, chất “tro tàn” helium này sẽ rơi vào trung tâm vì nó nặng hơn hydrogen. Ở các sao nhỏ và sao kích thước trung bình, hydrogen bao quanh helium bị đốt cháy bởi phản ứng nguyên tử, do đó càng lúc sự đốt cháy càng xảy ra ở gần bề mặt hơn. Trong khi phần nhân co rút lại đến một mức độ nào đó rồi tự sụp đổ, thì bên ngoài bề mặt lớp khí càng lúc càng trương phồng và ngôi sao biến thành khối đỏ khổng lồ (red giant).

Mặt trời của chúng ta cũng ở trong loại này và sẽ tiến đến giai đoạn này khoảng 10,000 triệu năm nữa. Trong trường hợp sao có khối lượng lớn hơn 1.44 lần khối lượng mặt trời thì khi nhân của chúng bị sụp vỡ, chúng sẽ không biến thành sao lùn trắng mà thành sao Neutron. Những sao neutron này có thể rất nhỏ, đường kính chỉ chừng 10-20 km.

Cho đến năm 1967, sao neutron chỉ được biết qua lý thuyết, nhưng trong năm đó Jocelyn Bell và Anthony Hewish của trường đại học Cambridge, Anh quốc khám phá ra những pulstar, các ngôi sao này phát ra những xung tín hiệu sóng vô tuyến và được ghi nhận một cách đều đặn. Pulstar được diễn tả như là sao neutron vì chỉ có những ngôi sao nhỏ như vậy mới có thể quay thật nhanh. Sao phát ra từ trường cực mạnh và các xung tín hiệu đến từ các hạt vi tử quay trong từ trường này. Cho đến nay đã có hơn 300 sao loại radio pulstar được ghi nhận qua kính thiên văn vô tuyến.

Với ngôi sao có khối lượng lớn khoảng gấp 3 lần khối lượng mặt trời khi tiến đến điểm sụp đổ, nó sẽ không ngưng sự sụp đổ ngay khi đã tiến đến mật độ cực đại có thể có được trong vũ trụ, thay vì thế chúng sẽ cùng bắn tung ra ngoài vũ trụ để lại một lỗ đen trống rỗng trong chân không. Ở những ngôi sao có khối lượng lớn hơn, phản ứng nguyên tử tiếp tục cho đến khi lõi của ngôi sao biến thành sắt. Không còn phản ứng nguyên tử hỗ trợ để cân bằng ngôi sao sẽ vỡ tung, phần ngoài bị bắn ra ngoài không gian còn phần lõi cô đặc lại biến thành sao neutron hay lỗ đen.

Dù rằng lỗ đen chắc hẳn đã được tạo thành bởi sự sụp đổ của ngôi sao, tuy nhiên theo dự đoán thì những lỗ đen trong Cygnus X-l chắc hẳn đã được tạo nên bởi sự sụp đổ của một sao rất khổng lồ. Có lẽ là phần nhân của sao co lại tạo nên mật độ cực cao để biến thành lỗ đen, trong khi phần bên ngoài nổ tung theo hiện tượng supernova. Một dạng thức khác để cấu thành lỗ đen là sự bồi đắp khối lượng lên trên bề mặt của sao neutron để gây ra sự sụp đổ tạo thành lỗ đen. Theo sự ước tính thì các lỗ đen có rất nhiều kích thước khác nhau. Một vài lỗ đen nhỏ được thành lập vào thời kỳ Big Bang.

Tất cả mọi lỗ đen chỉ có 3 đặc tính có thể đo lường được: đó là khối lượng, moment góc hay spin và điện lượng. Điều này có nghĩa là không có thể đo lường các lỗ đen đơn độc. May mắn thay, các lỗ đen thường không đơn độc trong vũ trụ, sự tương tác của nó với chung quanh giúp cho các nhà thiên văn học hy vọng có thể xác định được nó. Nguồn cung cấp dữ kiện đầu tiên đó là lớp khí và bụi xung quanh rơi vào trong tạo thành đĩa phẳng hình xoắn ốc. Trong trường hấp dẫn cực mạnh, sự va chạm gây ra sự phát xạ tia X hoặc đôi khi cả tia sáng nhìn thấy được. Nhân phát quang cực sáng của một vài thiên hà hình xoắn được gọi là thiên hà Seyfert và ngay cả những quasar cực sáng có thể được cung cấp năng lượng bởi lỗ đen. Do đó vật chất có thể rơi vào trong các lỗ đen có kích thước ngân hà để phóng ra các tia bức xạ. Những lỗ đen này cũng có thể gây ra sự gia tăng tỷ lệ giữa khối lượng và độ phát xạ với kích thước của các tinh vân hoặc thiên hà. Lỗ đen có kích thước của một chùm sao sẽ dễ dàng được tìm thấy nhất nếu nó có một sao bình thường khác làm bạn đồng hành quay chung quanh cung cấp khí (gas) rơi vào lỗ đen. Trong thực tế có vài ba lỗ đen mà người ta hy vọng có thể tìm thấy được theo phương cách này, trong đó nổi tiếng nhất là Cyg X-l một nguồn phát tia X cực mạnh trong Cygnus.

Như đã trình bày, lỗ đen có mật độ khối lượng cực lớn và chính vì thế chúng có lực hấp dẫn rất mạnh. Một lỗ đen với khối lượng của trái đất sẽ có đường kính với kích thước chừng vài centimét. Nếu quả đất không may đi gần nó, thì sẽ bị nó nuốt gọn và ép lại để tăng kích thước lên gấp đôi. Củng có những lỗ đen rất nhỏ, chúng không lớn hơn một proton nhung sự hình thành của nó cần tới những áp suất lớn hơn những áp suất hiện có trong vũ trụ. Những lỗ đen này có lẽ đã được hình thành vào những giây đầu tiên của vụ nổ lớn (Big Bang) hình thành vũ trụ. Thực ra lỗ đen không đen hẳn, theo sự nghiên cứu của các nhà toán học thì có sự “rò nguyên lượng” và lượng bức xạ tăng tỷ lệ nghịch với kích thước lỗ đen. Chính vì thế các lỗ đen lớn sẽ bền vững trong khi các lỗ đen kích thước nguyên tử sẽ bức xạ hết khối lượng mà chúng đã được hình thành vào thuở khởi nguyên.

Một trong những dữ kiện để các nhà khoa học luận về lỗ đen đó là sự hiện diện của các quasar. Việc khám phá ra quasar hoàn toàn do sự ngẫu nhiên. Vào năm 1960, vị trí của một nguồn phát sóng radio được xác định và đặt tên là 3C48. Năng lượng sóng radio của vì sao này cực mạnh và quang phổ của chúng rất lạ chưa từng được ghi nhận. Vào tháng 11 năm 1989, các nhà thiên văn học Hoa Kỳ và Nhật Bản đã quan sát một quasar ở cách địa cầu 2 tỷ năm ánh sáng. Sự bùng nổ của quasar này trong vòng 3 phút tạo ra một năng lượng khổng lồ tương đương với năng lượng của mặt trời bức xạ hàng triệu năm. Quasar là nguồn phát sáng rất xa địa cầu, một vài quasar ở tận cuối đường biên mà chúng ta có thể nhìn thấy được trong vũ trụ. Những quasar thường phát xạ với năng lượng của cả thiên hà dù rằng kích thước chúng nhỏ hơn thiên hà rất nhiều, một vài quasar chỉ có kích thước của thái dương hệ. Các nhà thiên văn học dự đoán là các quasar đã thu nhận phần lõi (core) của các thiên hà và được cung cấp năng lượng bởi các lỗ đen.

Các nhà khoa học tận dụng lý thuyết tương đối để chứng minh về các đặc tính của lỗ đen và cho rằng vùng không gian sẽ uốn cong bao quanh chúng. Kích thước của vùng không gian có dạng hình cầu này được đo bằng bán kính Schwarzschild, tên của nhà thiên văn học Đức đã khám phá ra hình cầu này. Những phương trình toán học mà ông dùng để tính toán cho vùng không gian này cũng giống như các phương trình của Laplace, dù rằng những phương trình liên quan đến lỗ đen thì hoàn toàn mới. Với một lỗ đen có kích thước gấp 3 lần khối lượng mặt trời thì bán kính Schwarzschild khoảng 30 km. Ớ trong vùng bán kính Schwarzschild các tia sáng không thể thoát ra bên ngoài, nếu đi gần, chúng sẽ bị uốn cong giống như trường hợp đi qua một thấu kính.

Vào năm 1963, nhà toán học úc Roy p. Kerr tìm kiếm được lời giải cho những phương trình liên quan đến sự xoay chuyển của lỗ đen, theo đó có hai sự khác biệt quan trọng giữa lỗ đen xoay chuyển và lỗ đen tĩnh. Ớ lỗ đen xoay chuyển, điểm dị thường ở trung tâm lỗ đen không phải là một điểm mà lại là một vành, hơn thế nữa không phải chỉ một mà có đến hai phạm vi diễn biến, một ở bên trong và một ở bên ngoài.

Cũng chỉ là sự ước tính, giả sử một phi thuyền không gian đi qua vùng phạm vi diễn biến để đến vành dị thường của lỗ đen, sẽ có rất nhiều trường hợp xảy ra. Nếu phi thuyền bay đến tâm điểm của vành diễn biến trên cùng mặt phẳng với vành, phi thuyền sẽ bị hủy diệt. Nếu phi thuyền đi đến tâm điểm theo một góc độ nào khác, thì sẽ đi ra khỏi lỗ đen để đi vào một vũ trụ khác của vùng không gian âm, trong toán học nó tưomg đương với vũ trụ phản hấp dẫn trái ngược với vũ trụ của chúng ta. Nếu phi thuyền đi vào vùng phạm vi diễn biến nhưng không đến vành dị thường, phi thuyền cũng có thể thoát ra khỏi lỗ đen để đi vào vũ trụ khác mà tương ứng với toán học là vùng quá khứ hoặc tương lai, trong trường hợp này lỗ đen trở thành chiếc máy thời gian.

Gần đây các nhà vật lý thiên văn dự đoán một dấu hiệu khác của lỗ đen có khối lượng cực lớn. Từ công thức nổi tiếng của Einstein E = Mc2 cho thấy sự liên hệ giữa khối lượng và năng lượng, và điều này thường được ghi nhận trong các máy gia tốc nơi mà các vi hạt năng lượng cao va chạm với nhau tạo nên nhũng vi hạt mới. Các nhà khoa học mong rằng gần những lỗ đen những hiện tượng tương tự sẽ xảy ra khi các khối khí rơi vào lỗ đen sẽ bị nung nóng cực độ, lúc đó các vi hạt sẽ va chạm với nhau tạo sinh những vi hạt mới. Thật vậy, lỗ đen bị bọc bởi một trường hấp dẫn cực lớn và mật độ quang tử cao, các quang tử này va chạm với nhau như những vi hạt khác. Mỗi sự va chạm giữa hai quang tử sẽ làm phát sinh một electron và một phản hạt là positron. Các electron và positron lại va chạm phát sinh năng lượng mà theo lý thuyết có thể ghi nhận được.

Một kết luận hấp dẫn có thể có đựợc sau phản ứng đó là vật chất mới sinh ra sẽ làm dẹp phần bọc lớp khí bao quanh lỗ đen. Nếu cường độ ánh sáng quá cao, những sự va chạm của quang tử sẽ trở nên cuồng loạn không cản được, sự tạo thành electron và positron sẽ đánh tháo toàn bộ năng lượng. Khối khí tiêu hết năng lượng nhiệt và áp suất sẽ bị sụp đổ. Khi sự sụp đổ xảy ra, khối khí gần lỗ đen nhất lại sẽ được nhận năng lượng hấp dẫn mới, càng nhiều khối khí tuôn vào và như thế phản ứng lại tiếp tục xảy ra như trước. Sự bức xạ cùng với phản ứng xảy ra ở khối khí giúp cho các nhà khoa học xác định được vị trí của lỗ đen và đo lường được khối lượng của nó. Để có thể ghi nhận được dữ kiện từ các hiện tượng này, các khoa học gia chú trọng đến phần quang phổ của tia X và tia Gamma vì chỉ có những tia này mới đủ năng lượng tạo nên các hạt. Một vấn đề khác cũng phải được đặt ra, đó là xây dựng những máy dò có khả năng thu nhận các tia này. Trong năm vừa qua, một máy đo loại này đã được lắp đặt trên kính thiên văn không gian Hubble và nếu không bị trục trặc kỹ thuật, kính này có thể nhìn tận vùng trung tâm của những thiên hà kế cận để tìm kiếm những lỗ đen kỳ bí.

Trả lời

Please log in using one of these methods to post your comment:

WordPress.com Logo

Bạn đang bình luận bằng tài khoản WordPress.com Đăng xuất /  Thay đổi )

Google photo

Bạn đang bình luận bằng tài khoản Google Đăng xuất /  Thay đổi )

Twitter picture

Bạn đang bình luận bằng tài khoản Twitter Đăng xuất /  Thay đổi )

Facebook photo

Bạn đang bình luận bằng tài khoản Facebook Đăng xuất /  Thay đổi )

Connecting to %s

This site uses Akismet to reduce spam. Learn how your comment data is processed.

%d bloggers like this: