Giải đáp về thiên văn học: Con người có quan sát được lỗ đen không?

Theo nhà nghiên cứu Đặng Vũ Tuấn Sơn, Chủ tịch Hội Thiên văn và Vũ trụ học Việt Nam (VACA), lỗ đen (hay một số tài liệu tiếng Việt dịch là hố đen) là khái niệm không còn quá mới lạ với những người quan tâm tới vật lý thiên văn.

Lỗ đen là gì?

Ông Sơn cho biết dự đoán đầu tiên về lỗ đen bắt đầu từ rất sớm ngay sau khi thuyết tương đối rộng của Albert Einstein ra đời năm 1916. Lỗ đen được đề xuất bởi Karl Schwarzschild như một tiên đoán giải pháp cho không gian mô tả bởi phương trình trường của Einstein.

Việc này nằm trên lý thuyết cho tới khi có khám phá về các sao neutron, minh chứng đầu tiên cho sự sụp đổ hấp dẫn sau khi các ngôi sao đốt cháy hết năng lượng của mình.

VACA

Theo đó, các lỗ đen thông thường hình thành theo cơ chế sau: Khi các ngôi sao đốt cháy hết năng lượng của mình, chính xác là toàn bộ hydro đã kết hợp (phản ứng nhiệt hạch) để tạo ra heli thì chúng không còn năng lượng giải phóng ra để cân bằng với lực hấp dẫn của bản thân hướng vào tâm nữa nên ngôi sao co lại.

Trong quá trình co lại này các hạt nhân heli lại bị nén chặt và kết hợp tạo ra các hạt nhân nặng hơn (C, O hay hơn nữa), quá trình này giải phóng ra một lượng năng lượng làm vỏ ngoài phồng to (giai đoạn sao khổng lồ đỏ) trong khi lõi trong vẫn co lại rất nhanh.

Với các sao cỡ mặt trời, vỏ ngoài bị phá vỡ khi đã phồng to đến giới hạn nhất định, tạo thành một tinh vân hành tinh. Với các sao nặng, lõi trong bùng phát lần cuối do năng lượng giải phóng từ sự tổng hợp hạt nhân nặng ở lõi sao, đây là vụ nổ supernova (thường được dịch ra tiếng Việt là siêu tân tinh), khí và bụi được ném ra từ vụ nổ dữ dội này tạo thành một tinh vân, được gọi là tàn dư của supernova.

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 chết bức xạ rất ít, rồi dần tắt hẳn không còn phát ra ánh sáng nữa. Với các sao lớn hơn khoảng 1,4 lần khối lượng mặt trời (giới hạn Chandrasekhar) thì chúng tiếp tục co lại, co tới mức ép các electron (điện tử) vào proton để trở thành neutron, khi đó toàn ngôi sao là một khối neutron với khối lượng riêng cực lớn và tốc độ quay cực cao, đó là các sao neutron.

Những sao có khối lượng lớn hơn nữa, khoảng 2 - 3 lần khối lượng mặt trời hoặc hơn (giới hạn Tolman - Oppenheimer - Volkoff) thì quá trình co lại chưa kết thúc ngay cả khi đã trở thành sao neutron. Vật chất bị nén tới mức tạo ra một vụ sụp đổ.

Trường hấp dẫn mô tả trong thuyết tương đối rộng của Einstein là không gian chịu ảnh hưởng của hấp dẫn do sự có mặt của khối lượng (giống như điện trường quanh vật mang điện), khi vật chất mang khối lượng này sụp đổ (nhưng bản thân khối lượng không mất đi) nó kéo theo sự biến dạng của trường hấp dẫn, hay là sự biến dạng của không gian xung quanh.

Một vùng không gian quanh ngôi sao chết lúc này bị uốn cong thành một vùng khép kín (có thể hình dung dễ hiểu là dạng một khối cầu)... Ngôi sao như mô tả trên đã trở thành một lỗ đen (black hole) và vùng không gian khép kín nêu trên gọi là chân trời sự kiện (event horizon) của lỗ đen.

Toàn bộ vật chất của lõi ngôi sao sụp đổ vào một điểm trung tâm của chân trời sự kiện gọi là điểm kỳ dị (singularity). “Gọi là kỳ dị, đơn giản là vì nó không tuân theo các định luật vật lý mà chúng ta đã có, tương tự như việc vụ nổ Big Bang hình thành nên vũ trụ, vì đơn giản là các định luật vật lý hiện nay chỉ mô tả không - thời gian tổng quát của vũ trụ ngày nay thôi”, nhà nghiên cứu Đặng Vũ Tuấn Sơn cho biết.

Vì sao chúng ta không quan sát được lỗ đen?

Trả lời cho câu hỏi này, Chủ tịch Hội Thiên văn và Vũ trụ học Việt Nam cho biết đơn giản vì mắt chúng ta nhìn thấy các vật là do ánh sáng từ chúng đi tới nhưng với lỗ đen nó không phát ra và cũng không phản xạ lại ánh sáng (vì ánh sáng đã bị nó nuốt hết khi tới gần) nên việc nhìn thấy một lỗ đen là không thể.

Tuy vậy, sự tồn tại của các lỗ đen vẫn được dự đoán dựa vào tương tác chúng tạo ra xung quanh, chẳng hạn như việc hút vật chất của sao đồng hành (nếu lỗ đen trước đây là một ngôi sao trong hệ gồm hai hay nhiều sao) hay hiệu ứng bẻ cong ánh sáng quan sát được (thấu kính hấp dẫn - gravitational lens).

VACA

Theo mô hình hiện tại về các thiên hà, tại trung tâm hầu hết các thiên hà đều có một lỗ đen với khối lượng cực lớn (super massive black hole). Lỗ đen dạng này có khối lượng bằng hàng triệu hay thậm chí hàng tỉ lần mặt trời của chúng ta.

Những lỗ đen này không tạo thành từ kết thúc của một ngôi sao, mà từ sự sụp đổ vật chất quy mô lớn trong giai đoạn đầu của thiên hà, trong thời gian sau đó chúng tiếp tục nuốt chửng các sao và các lỗ đen nhỏ xung quanh để lớn lên như ngày nay.