.jpg){kind=link}
Thực đơn
Lỗ_đen
Theo tính chất của lỗ đen, nó không trực tiếp phát ra bất kỳ một tín hiệu nào ngoài giả thiết bức xạ Hawking; do trong phạm vi thiên văn vật lý bức xạ Hawking là rất yếu, cho nên không thể quan sát thấy bức xạ này từ Trái Đất. Trường hợp ngoại lệ cho bức xạ Hawking đó là giai đoạn cuối cùng của những lỗ đen nguyên thủy bốc hơi phát ra nó; mặc dù chưa tìm kiếm thành công và điều này đặt ra giới hạn cho khả năng tồn tại bức xạ này từ những lỗ đen nguyên thủy.[143] Kính thiên văn không gian tia gamma Fermi của NASA phóng lên 2008 với một trong những mục đích của nó là thu thập những tín hiệu này.[144]
Quan sát thiên văn vật lý về lỗ đen phải dựa trên những quan sát gián tiếp. Sự tồn tại của lỗ đen có thể suy ra từ các ảnh hưởng hấp dẫn của nó với môi trường xung quanh. Một trong số những cuộc khảo sát đó là dự án "Kính thiên văn Chân trời sự kiện" hợp tác giữa các tổ chức quốc tế đang nỗ lực lần đầu tiên quan sát trực tiếp được vùng bao quanh chân trời sự kiện của lỗ đen.[145]
Ngày 14 tháng 9 năm 2015, hai Trạm quan sát sóng hấp dẫn bằng giao thoa kế laser LIGO đã đo được trực tiếp sóng hấp dẫn.[14][146] Tín hiệu thu được khớp với dự đoán bằng lý thuyết và mô phỏng máy tính cho sóng hấp dẫn phát ra từ sự sáp nhập của hai lỗ đen: một hố đen có khối lượng 36 lần khối lượng Mặt Trời, và hố đen kia có khối lượng 29 lần khối lượng Mặt Trời (đo trong hệ quy chiếu gắn với hệ).[14][147] Quan sát này cung cấp chứng cứ cụ thể nhất cho sự tồn tại của lỗ đen cho tới ngày nay. Ví dụ, tín hiệu sóng hấp dẫn gợi ra rằng khoảng cách giữa hai vật thể trước va chạm chỉ bằng 350 km (hay gần bằng 4 lần bán kính Schwarzschild tương ứng với khối lượng của vật thể). Hai vật thể này từ đó phải cực kỳ đặc, để lại cách giải thích hợp lý nhất chúng phải thực sự là các hố đen.[14]
Quan trọng hơn, tín hiệu đo được bởi LIGO cũng thu được giai đoạn sau sáp nhập (ringdown), tín hiệu phát ra từ vật thể đặc mới hình thành nhanh chóng tắt tới trạng thái dừng (nếu không phải là lỗ đen, tín hiệu sau va chạm sẽ thăng giáng rất lớn bởi sự kiện va chạm của hai vật thể có khối lượng cỡ như thế). Có thể nói, tín hiệu dao động tắt lịm nhanh chóng sau va chạm là cách trực tiếp nhất để khẳng định đó là một lỗ đen.[148] Từ dữ liệu của LIGO, có thể phân tích ra tần số và thời gian tắt của giai đoạn ringdown này. Từ tần số và tốc độ biến thiên tần số đo được ở giai đoạn này, các nhà vật lý tính ra được khối lượng và mô men động lượng của vật thể cuối cùng, mà giá trí tính được khớp một cách độc lập với mô phỏng bằng siêu máy tính của sự kiện va chạm và sáp nhập.[149] Tần số và khoảng thời gian biến thiên của mốt điển hình được xác định bởi hình học của mặt cầu photon. Vì vậy, quan sát mốt này xác nhận sự có mặt của mặt cầu photon, tuy nhiên nó không thể ngoại trừ khả năng kỳ lạ khác thay cho hố đen mà vật thể đủ đặc để có một mặt cầu photon.[148]
Quan sát này cũng lần đầu tiên cung cấp bằng chứng thực nghiệm về sự tồn tại của cặp lỗ đen khối lượng sao. Hơn nữa, đây là chứng cứ thực tế đầu tiên về những lỗ đen có khối lượng lớn hơn 25 lần khối lượng Mặt Trời.[150]
Theo định luật bảo toàn mô men động lượng, khí và bụi rơi vào "giếng hấp dẫn" của vật thể lớn sẽ hình thành lên cấu trúc dạng đĩa chứa plasma bao quanh vật thể. Plasma tiếp xúc ma sát với nhau do mô men động lượng truyền từ bên ngoài vào, dẫn đến giải phóng năng lượng dưới dạng bức xạ điện từ và làm tăng nhiệt độ của đĩa bồi tụ lên hàng triệu độ.[134][151] Nguồn bức xạ sóng ngắn phát ra từ vùng bồi tụ của sao lùn trắng, sao neutron hoặc lỗ đen cho phép các kính thiên văn phát hiện ra nguồn này. Quá trình bồi tụ là một trong những quá trình sản sinh năng lượng hiệu quả nhất từng được biết; tới khoảng 40% khối lượng nghỉ của vật chất trong đĩa bị biến đổi thành dạng năng lượng bức xạ.[151] (ở các phản ứng tổng hợp hạt nhân chỉ khoảng 0,7% khối lượng nghỉ giải phóng dưới dạng năng lượng bức xạ.) Trong nhiều trường hợp, đĩa bồi tụ thường đi kèm với chùm tia tương đối tính phát ra dọc hai cực của thiên thể đặc, mang theo năng lượng với các hạt có vận tốc rất lớn. Các nhà vật lý vẫn chưa hiểu thực sự cơ chế hình thành những tia này.
Một trong những cơ chế lý giải hình thành các tia phát ra từ hai cực lỗ đen đó là do sự kết hợp giữa vùng sản công và từ trường lỗ đen tác động lên các hạt vật chất rơi về lỗ đen, một số rơi qua chân trời sự kiện, một số vật chất bắn ngược ra bên ngoài tạo nên hai tia đối cực.[152]
Nhiều hiện tượng năng lượng cao trong vũ trụ có nguồn gốc từ đĩa bồi tụ vật chất quanh lỗ đen. Đặc biệt, nhân thiên hà hoạt động hoặc quasar được cho là do bức xạ phát ra từ đĩa vật chất bao quanh lỗ đen siêu khối lượng.[64] Tương tự, nguồn tia X trong những hệ sao đôi xuất phát từ một trong hai thiên thể là sao đặc với đĩa bồi tụ.[64] Một số nguồn tia X siêu sáng có thể là các vùng bồi tụ quanh lỗ đen khối lượng trung gian.[153] Do hiệu ứng lực thủy triều, nhiệt độ trong các đĩa bồi tụ của lỗ đen khối lượng sao lớn hơn nhiệt độ của đĩa bồi tụ ở lỗ đen siêu khối lượng.[154] Phổ bức xạ mạnh nhất phát ra từ vùng bồi tụ của lỗ đen siêu khổng lồ là miền tử ngoại, trong khi đối với các lỗ đen khối lượng sao là miền tia X. Tuy vậy, độ sáng phát ra từ vùng lân cận quanh lỗ đen siêu khối lượng lại sáng hơn hàng trăm nghìn tỷ lần Mặt Trời, trong khi đối với lỗ đen khối lượng sao là hàng triệu lần độ sáng Mặt Trời.[154]
Nguồn tia X trong hệ sao đôi thuộc về hệ thống sao đôi với năng lượng phát ra chủ yếu trong phổ của tia X. Đa phần những nguồn này là do một trong những sao đặc bồi tụ vật chất lấy từ sao đồng hành trong hệ. Sự có mặt của những ngôi sao đồng hành trong các hệ này cho phép các nhà thiên văn có cơ hội nghiên cứu chi tiết thiên thể đặc trung tâm và có thể là lỗ đen.[154]
Nếu tín hiệu phát ra thuộc về thiên thể đặc (bỏ qua tín hiệu thuộc về vùng bồi tụ), thì thiên thể này không thể là lỗ đen. Tuy nhiên, nếu thiên thể đặc không phát ra tín hiệu nào, thì vẫn chưa thể loại trừ khả năng nó là một sao neutron. Bằng cách nghiên cứu sao đồng hành cho phép đo và tính ra các tham số quỹ đạo của hệ, từ đó các nhà thiên văn có thể tính ra khối lượng của thiên thể đặc. Nếu giá trị này lớn hơn giới hạn Tolman–Oppenheimer–Volkoff (khối lượng lớn nhất mà một sao neutron có thể đạt được sau giai đoạn suy sụp hấp dẫn) thì vật thể đặc không thể là sao neutron mà xác suất cao đó là một lỗ đen.[64]
Minh họa xung nhịp tia X của hai thiên thể GRS 1915 và IGR J17091, các lỗ đen đang hút khí từ các sao đồng hành.Khả năng thuyết phục mạnh đầu tiên về một lỗ đen tồn tại, Cygnus X-1, do nhà thiên văn Charles Thomas Bolton,[155] Louise Webster và Paul Murdin[156] phát hiện nhờ vào phương pháp này năm 1972.[157][158] Tuy nhiên, ban đầu có những sai số trong kết quả đo và khối lượng của sao đồng hành có giá trị tương đối lớn.[154] Hiện tại, nhiều ứng cử viên là lỗ đen được tìm thấy trong lớp các hệ sao đôi tia X gọi là nguồn chuyển tiếp tia X năng lượng thấp (soft X-ray transients).[64] Trong lớp này, khối lượng của sao đồng hành khá thấp cho phép ước lượng chính xác hơn khối lượng của lỗ đen. Hơn nữa, mỗi lần tia X phát ra từ những hệ này chỉ có thời gian trong vài tháng với khoảng chu kỳ 10–50 năm. Trong thời gian nguồn tia X ngừng phát hoặc yếu, vùng bồi tụ trở lên rất mờ cho phép thực hiện quan sát chi tiết về sao đồng hành. Một trong những hệ như thế là V404 Cyg.
Sự mờ nhạt của đĩa trong thời gian nó ngừng hoạt động có thể là nguyên nhân luồng vật chất ở vào giai đoạn lạnh đi (ADAF). Trong giai đoạn này, đa phần năng lượng của plasma trong đĩa bị giam giữ dọc theo luồng hạt hơn là phát ra theo mọi phía. Nếu mô hình này là đúng, thì đây là một trong những bằng chứng thực nghiệm chứng tỏ tồn tại chân trời sự kiện.[159] Bởi vì, nếu vật thể ở trung tâm của đĩa bồi tụ có bề mặt rắn, nó sẽ phát ra một lượng lớn bức xạ năng lượng cao khi khí và plasma va đập xuống bề mặt của nó, một hiệu ứng đã được quan sát ở sao neutron trong cùng trạng thái này.[151] (xem mô phỏng nguồn tia X của hai lỗ đen GRS 1915 và IGR J17091 về khoảng thời gian ngừng phát tia X.)
Bức xạ tia X từ đĩa bồi tụ đôi khi lặp lại theo những khoảng gần đều đặn trong phổ thu được. Những tín hiệu này được gọi là dao động gần tuần hoàn và khả năng chúng phát ra từ vùng trong cùng của đĩa bồi tụ (nơi quỹ đạo tròn ổn định của hạt có bán kính nhỏ nhất - quỹ đạo này trong lỗ đen Schwarzschild có giá trị 3rS, lớn hơn quỹ đạo của photon[160]). Những tần số tia X này có liên hệ với khối lượng của thiên thể đặc và là phương pháp khác để xác định khối lượng của lỗ đen.[161] (xem mô phỏng nguồn tia X của hai lỗ đen GRS 1915 và IGR J17091 về sự lặp lại gần tuần hoàn của cường độ tia X.)
Các nhà thiên văn học sử dụng thuật ngữ "thiên hà hoạt động" để miêu tả các thiên hà với những đặc trưng khác lạ, như vạch quang phổ phát xạ bất thường hay bức xạ vô tuyến mạnh. Những nghiên cứu lý thuyết và quan sát cho thấy sự hoạt động trong các nhân thiên hà có thể giải thích bởi tồn tại các lỗ đen siêu khối lượng. Các mô hình về nhân thiên hà hoạt động (AGN) bao gồm một lỗ đen trung tâm với khối lượng vài triệu đến hàng tỷ lần khối lượng Mặt Trời; một đĩa bồi tụ gồm khí và bụi liên sao bao quanh; và hai luồng tia tương đối tính phóng ra gần vuông góc với mặt phẳng đĩa.[162][163]
Các nhà thiên văn cho rằng các lỗ đen khổng lồ sẽ được tìm thấy tại trung tâm thiên hà hoạt động, mặc dù chỉ một số nhân thiên hà đã được nghiên cứu kỹ lưỡng nhằm phát hiện và đo đạc khối lượng của lỗ đen nằm ở trung tâm. Những thiên hà nổi bật với khả năng chứa lỗ đen siêu khối lượng bao gồm thiên hà Andromeda, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, OJ 287, APM08279+5255 và thiên hà Sombrero.[164]
Ngày nay, phần lớn cộng đồng thiên văn học đều công nhận rằng không chỉ tại các thiên hà hoạt động, mà đa số các thiên hà lớn đều chứa ít nhất một lỗ đen siêu khối lượng.[165] Có một mối liên hệ trong thực nghiệm giữa khối lượng của lỗ đen và vận tốc quay của chỗ phình thiên hà chứa nó, hay liên hệ M-sigma, cho biết mối liên hệ giữa sự hình thành của lỗ đen cũng như khối lượng của chúng với quá trình tiến hóa thiên hà.[166]
Mô phỏng lỗ đen tại trung tâm Ngân Hà hút đám khí quay quanh nó.[167]Hiện tại, có những bằng chứng thuyết phục về một lỗ đen khổng lồ tại trung tâm của Ngân Hà, thông qua việc nghiên cứu chuyển động riêng của các ngôi sao quanh vùng này.[12] Từ năm 1995, các nhà thiên văn thực hiện theo dõi chuyển động của 90 sao trong một vùng gọi là Sagittarius A*. Bằng cách làm khớp số liệu quan sát với các tham số của quỹ đạo Kepler, họ kết luận vào năm 1998 rằng phải có vật thể khối lượng 2,6 x 106 M nằm trong vùng bán kính 0,02 ly.[168] Sau khi một ngôi sao gọi là S2 hoàn thành xong một vòng quỹ đạo, những dữ liệu thu được cho phép các nhà khoa học ước tính khối lượng và phạm vi chính xác hơn của vật trung tâm ở Sagittarius A*. Họ đã tính ra có một thiên thể khối lượng 4,3 x 106 M nằm trong bán kính nhỏ hơn 0,002 ly.[12] Mặc dù bán kính này vẫn lớn hơn 3.000 lần bán kính Schwarzschild của lỗ đen cùng khối lượng, nhưng theo thuyết tương đối tổng quát, những thiên thể có khối lượng lớn như vậy phải là một lỗ đen, và "không có một cụm sao nào có thể tập trung khối lượng lớn như vậy trong một vùng rất nhỏ".[168] (khoảng cách từ Mặt Trời đến sao gần nhất Proxima Centauri là 4,24 ly.)
Chớp tia gamma là một trong những nguồn tia gamma mang năng lượng lớn nhất trong vũ trụ phát ra từ các thiên hà ở xa.[169] Cơ chế giải thích cho những nguồn này có thể bắt nguồn từ sự sáp nhập của hai sao neutron, bởi lỗ đen hút sao đặc đồng hành hay bởi vùng bồi tụ quanh lỗ đen,[170][171] hoặc từ sự suy sụp hấp dẫn của sao có khối lượng rất lớn trong vụ nổ siêu tân tinh.[172]
Đa số các chớp có thời gian ghi nhận được lớn hơn khoảng 2 giây và phân loại vào nhóm chớp tia gamma kéo dài, và khoảng 30% các quan sát là những chớp diễn ra ngắn hơn 2 giây hay chớp tia gamma ngắn.[169] Chớp tia gamma kéo dài có nguồn gốc từ quá trình suy sụp hấp dẫn của sao khối lượng rất lớn, như các sao khổng lồ xanh trong các vùng sản sinh sao.[172] Đặc biệt, một trong những chớp gamma có năng lượng lớn nhất, GRB 110328A, kéo dài tới hàng tháng nằm ở một thiên hà cách xa 3,8 tỷ năm ánh sáng có thể là do một lỗ đen siêu khối lượng xé tan và hấp thụ dần một sao lùn trắng quay gần nó.[173]
Dựa vào tính chất của chớp gamma như thời gian xảy ra, năng lượng phát ra và biểu đồ cường độ thu được mà có thể suy đoán ra nguồn gốc những chớp này từ những chùm tia tương đối tính phát ra từ lỗ đen, hay từ quá trình hình thành lên lỗ đen hoặc sự sáp nhập từ hai sao neutron.[169][171][172]
Một tính chất khác của lỗ đen so với các thiên thể đặc cho phép phát hiện sự tồn tại của nó, đó là hiệu ứng của trường hấp dẫn tác động mạnh hơn lên không thời gian bao quanh nó. Một trong những hiệu ứng này là thấu kính hấp dẫn: Một vật thể lớn uốn cong không thời gian bao quanh nó khiến cho các tia sáng bị lệch đường đi giống như tác động của các thấu kính quang học. Hiện tại đã có một số dự án khảo sát phát hiện hiệu ứng thấu kính hấp dẫn yếu, trong đó tia sáng chỉ bị lệch vài giây cung. Tuy vậy, cho đến nay chưa thể chụp ảnh được trực tiếp hiệu ứng này đối với lỗ đen.[174] Một cách khác để quan sát hiệu ứng thấu kính hấp dẫn là thông qua ánh sáng phát ra từ những ngôi sao quay quanh lỗ đen. Hiện nay các nhà thiên văn đang thực hiện quan sát tính chất này đối với các sao quay trong vùng Sagittarius A*, mặc dù hiệu ứng là rất nhỏ.[174]
Phương pháp quan trắc trực tiếp khác đó là phát hiện sóng hấp dẫn phát ra từ hệ chứa lỗ đen, ví dụ như các thiên thể đặc quay quanh nó và cuối cùng bị hút về phía lỗ đen. Bằng cách làm phù hợp dữ liệu quan trắc so với tiên đoán của thuyết tương đối tổng quát cho phép tính ra chính xác khối lượng và mô men động lượng của vật thể trung tâm, cũng như thực hiện song song việc kiểm nghiệm thuyết tương đối rộng trong trường hấp dẫn mạnh.[175] Sóng hấp dẫn đã được đo trực tiếp phát ra từ hệ hai lỗ đen khối lượng sao do đài quan trắc LIGO thu được vào ngày 14 tháng 9 năm 2015. Nhóm Hợp tác Khoa học LIGO đã không tìm thấy sự sai khác trong phạm vi sai số thống kê giữa những tiên đoán của thuyết tương đối rộng và kết quả đo được từ sự kiện GW150914.[149] ESA đang có kế hoạch xây dựng ăng ten giao thoa kế eLISA trên vũ trụ nhằm phát hiện trực tiếp sóng hấp dẫn ở những tần số thấp hơn so với các thiết bị mặt đất...
Kết luận tồn tại lỗ đen khối lượng sao dựa trên tính toán lý thuyết về giới hạn trên của khối lượng sao neutron. Giá trị này lại phụ thuộc vào giả thuyết về tính chất của vật chất trong trạng thái mật độ cao. Do vậy, những pha mới ngoại lai của vật chất cho phép khối lượng giới hạn cao hơn ở các sao đặc.[64] Một trong số đó gồm sao quark với lõi chứa các hạt quark "tự do" ở mật độ rất cao,[176] hay các mô hình siêu đối xứng trong vật lý hạt tiên đoán sự tồn tại của loại sao Q.[177] Một số lý thuyết mở rộng của Mô hình chuẩn với giả sử các hạt preon cấu thành lên hạt quark và lepton, và dẫn đến giả thuyết tồn tại sao preon với khối lượng cao hơn hẳn sao neutron.[178] Những mô hình này có khả năng giải thích thay thế cho lỗ đen khối lượng sao ở một số quan trắc về các thiên thể đặc trong vũ trụ. Tuy nhiên, theo chứng minh từ thuyết tương đối rộng thì loại sao nào cũng có giới hạn khối lượng trên, và vì thế các mô hình đều dẫn tới sự hình thành lỗ đen.[64]
Vì mật độ trung bình khối lượng của lỗ đen bên trong bán kính Schwarzschild tỉ lệ nghịch với bình phương khối lượng của nó, các lỗ đen siêu khổng lồ có mật độ trung bình nhỏ hơn của lỗ đen khối lượng sao (mật độ trung bình của lỗ đen cỡ 108 M gần bằng khối lượng riêng của nước).[64] Hệ quả là, có những mô hình thay thế khác được đưa ra, mặc dù mô hình lỗ đen siêu khối lượng phù hợp gần với các quan sát thiên văn vật lý. Ví dụ, một khối lượng lớn tập trung trong vùng không gian nhỏ được giải thích bằng việc mô hình hóa một đám lớn các vật thể tối tập trung quanh nhau. Tuy nhiên, mô hình này không ổn định về mặt động lực học để thay thế cho khả năng vùng đó chứa một lỗ đen siêu khối lượng.[64]
Sự tồn tại của các lỗ đen khối lượng sao và khổng lồ trong vũ trụ hàm ý thuyết tương đối tổng quát không miêu tả tốt trạng thái và bản chất của kì dị hấp dẫn trong lỗ đen, và có lẽ do lý thuyết lỗ đen chưa kết hợp được với tính chất của cơ học lượng tử. Lý thuyết về hấp dẫn lượng tử có thể sẽ loại bỏ được những vùng kì dị hay chân trời sự kiện và do vậy theo định nghĩa sẽ không có lỗ đen nữa.[179] Dựa trên tính toán trong những tình huống cụ thể của lý thuyết dây, cho kết quả lỗ đen đơn lẻ không còn chứa biên chân trời hay kì dị hấp dẫn, nhưng đối với quan sát viên thuộc miêu tả của vật lý phi lượng tử, trên trung bình, họ vẫn trông thấy những tính chất này giống như trong miêu tả của thuyết tương đối rộng.[180]
Thực đơn
Lỗ_đenLiên quan
Tài liệu tham khảo
WikiPedia: Lỗ_đen