Xem mẫu
- Hố đen kỳ bí
Phần 1
Hố đen, còn gọi là lỗ đen, là một vật thể có mật độ khối lượng lớn
đến nỗi lực hấp dẫn làm cho mọi vật thể không thể nào thoát ra được, trừ
việc xuyên qua đường hầm lượng tử. Truờng hấp dẫn mà hố đen tạo ra rất
lớn, vì vậy, vận tốc thoát ở vùng gần hố đen lớn hơn vận tốc ánh sáng. Điều
này dẫn đến việc không có vật thể nào, kể cả ánh sáng, có thể thoát ra ngoài
hố đen.
Từ "hố đen" xuất phát từ một nghĩa rộng, nó không chỉ dừng lại ở
khái niệm "hố" mà còn là một vùng không gian ảnh hưởng bởi hố đen. Lý
thuyết về hố đen là một trong số các lý thuyết hiếm hoi trong vật lý bao trùm
mọi thang đo khoảng cách, từ kích thước cực nhỏ (thang Planck) đến kích
thước quan sát vũ trụ, do vậy có thể kiểm chứng c ùng lúc thuyết lượng tử
(cho thang nhỏ) và thuyết tương đối (cho thang lớn).
- Hố đen được dự đoán bởi lý thuyết tương đối rộng. Theo mô hình
thuyết tương đối rộng cổ điển, không một vật chất hay thông tin nào có thể
thoát ra khỏi hố đen để tới tầm quan sát bên ngoài được. Tuy nhiên, các hiệu
ứng của cơ học lượng tử, không có trong thuyết tương đối rộng cổ điển, có
thể cho phép vật chất và năng lượng bức xạ từ các hố đen. Một số lý thuyết
cho rằng bản chất tự nhiên của bức xạ không phụ thuộc vào những thứ đã rơi
vào trong hố đen trong quá khứ, nói cách khác hố đen xóa sạch mọi thông
tin quá khứ, đây là nghịch lý thông tin hố đen. Nghịch lý này dường như đã
được loại bỏ bởi lý thuyết gần đây và dường như thông tin vẫn được bảo
toàn trong hố đen.
Sự tồn tại của các hố đen trong vũ trụ đ ược củng cố bởi các quan sát
thiên văn, cụ thể là việc nghiên cứu về các sao siêu mới và các bức xạ tia X
từ các lò hoạt động hạt nhân vũ trụ
Lịch sử
Khái niệm một vật thể nặng đến độ ngay cả ánh sáng cũng không thể
thoát khỏi vật đó đã được một nhà khoa học người Anh John Michell đưa ra
vào năm 1783 trên một bài báo khoa học đăng trên tạp chí của Viện hàn lâm
Hoàng gia Anh Quốc. Lúc bấy giờ, lý thuyết cơ học cổ điển của Isaac
Newton về hấp dẫn và khái niệm vận tốc thoát đã được biết. Michell đã tính
- rằng, một vật thể có bán kính gấp 500 lần Mặt Trời và có mật độ bằng mật
độ Mặt Trời thì vận tốc thoát ở bề mặt của nó bằng vận tốc ánh sáng, và do
đó không ai có thể nhìn thấy nó.
Mặc dù ông nghĩ rằng điều đó rất khó xảy ra nhưng vẫn nghiên cứu
khả năng rất nhiều các vật thể như thế không thể được quan sát trong vũ trụ.
Năm 1796, một nhà toán học người Pháp Pierre-Simon Laplace cũng
đưa ra ý tưởng tương tự trong lần xuất bản thứ nhất và thứ hai của cuốn sách
của ông, nhưng trong các lần xuất bản sau thì không đưa vào nữa. Trong
suốt thế kỷ thứ 19, ý tưởng đó không gây chú ý vì người ta cho rằng ánh
sáng là sóng nên không có khối lượng, và do đó không bị ảnh hưởng bởi lực
hấp dẫn.
Năm 1915, Einstein đưa ra một lý thuyết hấp dẫn gọi là lý thuyết
tương đối rộng. Trước đó ông đã cho thấy ánh sáng bị ảnh hưởng bởi lực
hấp dẫn. Mấy tháng sau, Karl Schwarzschild đã đưa ra nghiệm cho trường
hấp dẫn của một khối lượng điểm và tiên đoán về lý thuyết sự tồn tại của
một vật thể mà ngày nay được gọi là hố đen. Ngày nay, bán kính
Schwarzschild được coi là bán kính của một hố đen không quay, nhưng vào
lúc bấy giờ người ta không hiểu rõ về nó. Bản thân Schwarzschild cũng từng
nghĩ rằng nó không có ý nghĩa vật lý.
- Vào những năm 1920, Subrahmanyan Chandrasekhar đã cho tính toán
rằng một vật thể không quay có khối lượng lớn hơn một giá trị nhất định mà
ngày nay được biết là giới hạn Chandrasekhar, sẽ suy sập d ưới lực hấp dẫn
của chính nó và không có gì có thể cản trở quá trình đó diễn ra. Tuy nhiên,
một nhà vật lý khác là Arthur Eddington chống lại giả thuyết đó và cho rằng
chắc chắn sẽ có cái gì đó xảy ra để không cho vật chất suy sụp đến mật độ
vô hạn.
Năm 1939, Robert Oppenheimer và H. Snyder tiên đoán rằng các ngôi
sao nặng sẽ phải chịu quá trình suy sập do hấp dẫn. Các hố đen có thể hình
thành trong tự nhiên. Trong một thời gian, người ta gọi các vật thể như vậy
là các "ngôi sao bị đóng băng" vì sự suy sập sẽ bị chậm đi một cách nhanh
chóng và ngôi sao sẽ trở nên rất đỏ khi đạt đến gần giới hạn Schwarzschild.
Tuy vậy, các vật thể nặng như thế không được quan tâm lắm cho đến cuối
những năm 1960. Phần lớn các nhà vật lý, vào lúc đó, tin rằng hố đen là một
nghiệm đối xứng cao đặc biệt do Schwarzschild tìm ra, và các vật thể bị suy
sập trong tự nhiên sẽ không tạo nên các hố đen.
Việc nghiên cứu về hố đen trở nên sôi nổi vào năm 1967 do sự tiến bộ
của lý thuyết và thực nghiệm. Stephen Hawking và Roger Penrose đã chứng
minh rằng các hố đen là các nghiệm tổng quát của lý thuyết hấp dẫn của
- Einstein, và sự suy sập để tạo nên hố đen, trong một số trường hợp, là không
thể tránh được. Sự quan tâm đến lĩnh vực này còn được khởi phát từ việc tìm
ra sao pulsar. Ngay sau đó, nhà vật lý John Wheeler đã sử dụng từ "hố đen"
để chỉ các vật thể sau khi bị suy sập đến mật độ vô hạn mặc dù trước đó một
thời gian, từ "ngôi sao đen" thỉnh thoảng được sử dụng.
Các khái niệm
Nghiên cứu hố đen yêu cầu các kiến thức về lý thuyết tương đối rộng
của không-thời gian cong: tính chất đặc biệt nhất là sự biến dạng của không-
thời gian xung quanh các hố đen.
Chân trời sự kiện
"Bề mặt" của hố đen được gọi là chân trời sự kiện, đó là một bề mặt
ảo xung quanh hố đen. Stephen Hawking đã sử dụng định lý Gauss-Bonnet
để chứng minh rằng hình học tô-pô của chân trời sự kiện của một hố đen
(bốn chiều) là một hình cầu. Tại chân trời sự kiện, vận tốc thoát chính bằng
vận tốc ánh sáng. Do đó, bất kỳ vật gì, kể cả quang tử bên trong chân trời sự
kiện đều không thể thoát khỏi chân trời sự kiện đó vì trường hấp dẫn quá
mạnh của hố đen. Các hạt bị rơi vào hố đen sẽ không thể thoát ra được.
- Theo lý thuyết tương đối rộng cổ điển, các hố đen có thể hoàn toàn
được đặc trưng bởi ba thông số: khối lượng, mô men động lượng và điện
tích. Nguyên lý này đã được John Wheeler tóm tắt trong câu nói "hố đen
không có tóc".
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. Điều này đã được chứng minh bằng
thực nghiệm trong một thí nghiệm phóng tên lửa do thám vào năm 1976 [1],
và được tính đến trong Hệ thống định vị toàn cầu (GPS). Gần chân trời sự
kiện, sự giãn nở thời gian xảy ra rất nhanh. Đối với một người quan sát từ
bên ngoài thì họ sẽ đợi một khoảng thời gian vô tận để quan sát vật thể khi
vật thể đến gần chân trời sự kiện vì ánh sáng từ vật thể bị dịch chuyển vô
hạn về phía đỏ.
Điểm kỳ dị
Tại tâm của hố đen, bên trong chân trời sự kiện, lý thuyết tương đối
rộng tiên đoán có một điểm kỳ dị (singularity), tại đó độ cong của không
thời gian trở nên vô hạn và lực hấp dẫn cũng mạnh vô hạn. Không-thời gian
bên trong chân trời sự kiện rất đặc biệt, trong đó tất cả các đều chuyển động
vào tâm mà không thể cưỡng lại được (Penrose và Hawking [2]). Điều này
có nghĩa là tồn tại một sai lầm về khái niệm về hố đen mà John Michell đề
- xuất trước đây. Theo lý thuyết của Michell, vận tốc thoát bằng vận tốc ánh
sáng, tuy vậy, vẫn còn một xác suất lý thuyết để vật thể có thể thoát ra giống
như kéo vật thể ra ngoài bằng một sợi dây. Lý thuyết tương đối rộng loại bỏ
những kẽ hở (loophole) như thế này vì vật thể nằm trong chân trời sự kiện
thì thời gian tuyến sẽ có một điểm kết cho bản thân thời gian, và không thể
có được vũ trụ tuyến khả dĩ mà có thể thoát ra khỏi hố đen được.
Người ta tin rằng những tiến triển hoặc khái quát hóa lý thuyết tương
đối rộng trong tương lai (đặc biệt là hấp dẫn lượng tử) sẽ làm thay đổi suy
nghĩ của chúng ta về phần bên trong của hố đen. Phần lớn các nhà lý thuyết
đều giải thích điểm kỳ dị về toán học của các phương trình là dấu hiệu cho
thấy lý thuyết hiện hành là không hoàn thiện, và rằng các hiện tượng mới sẽ
được phát hiện khi ta tiến gần đến điểm kỳ dị. Câu hỏi này có thể rất hàn
lâm vì giả thuyết giám sát vũ trụ đòi hỏi không thể có mặt các điểm kỳ dị
trần trụi trong lý thuyết tương đối rộng: mỗi điểm kỳ dị phải nấp sau chân
trời sự kiện và không thể bị khám phá.
Một trường phái tư tưởng khác cho rằng chẳng có điểm kỳ dị nào cả,
bởi vì, các lực giống như lực gây ra thủy triều sẽ làm giảm mật độ vật chất
khi nó đi xuyên qua chân trời sự kiện. Nếu một nhà du hành vũ trụ lỡ để
chân của anh ta rơi vào hố đen thì các lực thủy triều dọc theo bán kính sẽ
- kéo đầu và chân của anh ta theo hai hướng ngược nhau và do đó, sẽ làm
giảm mật độ (tức là tăng thể tích) trong khi đó thì lực thủy triều tại một bán
kính không đổi có xu hướng kéo hai tay anh ta lại với nhau khi bán kính hội
tụ, làm gia tăng mật độ (giảm thể tích). Tuy nhiên, tại chân trời sự kiện, bán
kính đó lại song song với nhau trong giản đồ nhúng (giản đồ để hình dung
nghiệm Schwarzschild trong không gian Euclide), không hội tụ, do đó, mật
độ vật chất sẽ giảm và làm dừng quá trình suy sập hấp dẫn.
Đi vào một hố đen
Ảnh hưởng của trường hấp dẫn của hố đen có thể xác định từ lý thuyết
tương đối. Khi một vật thể tiến lại gần tâm của hố đen không quay (hố đen
Schwarzschild) thì người quan sát từ xa sẽ thấy vật thể đó tiến đến chân trời
sự kiện một cách chậm dần vì một quang tử từ vật thể đó phải mất một thời
gian lâu hơn để thoát ra khỏi ảnh hưởng của hố đen để cho người quan sát
biết số phận của vật thể đó.
Đối với bản thân vật thể, nó sẽ đi qua chân trời sự kiện và đến điểm
kỳ dị, hoặc vào tâm của hố đen trong một khoảng thời gian hữu hạn. Khi nó
đi qua chân trời sự kiện thì ánh sáng không thể thoát khỏi hố đen được nữa
nên người quan sát ở ngoài hố đen sẽ không còn có thể biết thông tin của vật
thể. Khi vật thể tiến gần hơn nữa đến điểm kỳ dị, nó sẽ bị kéo dài ra và phần
- vật thể gần hố đen nhất nhất sẽ bị dịch chuyển đỏ cho đến khi tất cả các phần
biến mất. Gần điểm kỳ dị, sự sai khác của trường hấp dẫn giữa điểm gần và
điểm xa trên vật thể rất lớn, điều này sẽ tạo nên một lực thủy triều làm cho
vật thể bị kéo và bị xé ra, điều này được gọi là quá trình "tạo mì ống"
(spaghettification).
Hố đen quay
Về lý thuyết, chân trời sự kiện của một hố đen không quay là một
hình cầu, và điểm kỳ dị của nó là một điểm. Nếu hố đen có mô men góc
(thừa hưởng từ ngôi sao quay trước khi bị suy sập thành hố đen) thì nó sẽ
kéo theo cả không-thời gian xung quanh chân trời sự kiện. V ùng không gian
xung quanh chân trời sự kiện được gọi là hình cầu cơ công và có dạng một
hình e-líp. Vì hình cầu cơ công định vị bên ngoài chân trời sự kiện nên các
vật thể có thể tồn tại bên trong hình cầu cơ công mà không bị rơi vào hố đen.
Tuy nhiên, vì bản thân không-thời gian chuyển động bên trong hình cầu cơ
công nên các vật thể không thể có một vị trí cố định. Các vật thể trượt trên
hình cầu cơ công vài lần có thể bị văng ra ngoài với vận tốc rất lớn và giải
thoát năng lượng (và mô men góc) khỏi hố đen -- do đó mới có tên "hình cầu
cơ công" vì nó có khả năng tạo ra công cơ học.
Entropy và bức xạ Hawking
- Năm 1971, Stephen Hawking chứng minh rằng diện tích của chân trời
sự kiện của bất kỳ hố đen cố điển đều không bao giờ giảm. Điều này tương
tự như định luật thứ hai của nhiệt động lực học, trong đó vai trò của diện tích
của chân trời sự kiện tương ứng với entropy. Người ta có thể vi phạm
nguyên lý thứ hai của nhiệt động lực học bằng việc vật chất trong vũ trụ của
chúng ta đi vào hố đen và do đó làm giảm entropy của toàn vũ trụ. Chính vì
vậy mà Jacob Bekenstein giả thiết rằng hố đen cũng có entropy và entropy
của nó tỷ lệ với diện tích của chân trời sự kiện. Tuy nhiên, 1974, Hawking
áp dụng lý thuyết trường lượng tử cho không-thời gian cong xung quanh
chân trời sự kiện của hố đen và phát hiện ra rằng các hố đen có thể phát xạ
nhiệt -- bức xạ mà hố đen phát ra được gọi là bức xạ Hawking. Sử dụng định
luật thứ nhất của cơ học hố đen người ta thấy rằng entropy của hố đen bằng
một phần tư diện tích của chân trời sự kiện. Đây là một kết quả phổ quát, có
thể áp dụng cho chân trời vũ trụ trong không-thời gian de Sitter. Sau đó,
người ta còn cho rằng, hố đen là các vật thể có entropy cực đại, tức là, trong
vùng không-thời gian nào đó, entropy cực đại chính là entropy của hố đen
chiếm vùng không thời gian đó. Điều này dẫn đến nguyên lý ảnh ba chiều
(còn gọi là nguyên lý ảnh đa chiều).
Bức xạ Hawking xuất phát từ ngay bên ngoài chân trời sự kiện, và cho
tới nay người ta vẫn hiểu là nó không mang thông tin từ bên trong hố đen vì
- đó là bức xạ nhiệt. Tuy nhiên, điều này có nghĩa là các hố đen không phải là
hoàn toàn đen: hiệu ứng này ngụ ý rằng khối lượng của một hố đen sẽ dần
dần giảm theo thời gian. Mặc dù hiệu ứng này rất nhỏ đối với người nghiên
cứu hố đen, nó chỉ đáng kể đối với các hố đen siêu nhỏ được tiên đoán lý
thuyết, mà ở đó, cơ học lượng tử có tác động chính. Thực ra, các tính toán
cho thấy rằng các hố đen nhỏ có thể bị bay hơi và cuối cùng sẽ biến mất
trong một đợt vùng phát bức xạ. Do đó, các hố đen mà không có nguồn bổ
sung cho khối lượng của chúng đều có một thời gian sống hữu hạn, và thời
gian đó liên hệ với khối lượng của chúng.
Vào ngày 21 tháng 7 năm 2004 Stephen Hawking tuyên bố rằng cuối
cùng thì các hố đen sẽ giải phóng các thông tin mà chúng nuốt [3], đảo
ngược lại quan điểm mà ông đưa ra trước đó là thông tin sẽ bị biến mất. Ông
cho rằng, nhiễu loạn lượng tử của chân trời sự kiện có thể cho phép thông tin
thoát ra từ một hố đen và ảnh hưởng đến bức xạ Hawking [4]. Lý thuyết vẫn
chưa được các nhà khoa học phản biện, nhưng nếu nó được chấp nhận thì
dường như chúng ta đã giải quyết được nghịch lý về thông tin hố đen.
nguon tai.lieu . vn
