Lý thuyết cho chúng ta biết lỗ đen là như thế nào. Nhưng chúng có thực sự tồn tại? Và làm thế nào để chúng ta tìm kiếm một thứ cách xa nhiều năm ánh sáng, chỉ có chiều ngang khoảng vài chục km (nếu là một lỗ đen sao), và hoàn toàn... đen? Hóa ra mẹo ở đây là không phải tìm kiếm chính bản thân lỗ đen mà thay vào đó là tìm kiếm những gì nó gây ra với một ngôi sao đồng hành gần đó.

Như chúng ta đã thấy, khi các ngôi sao rất lớn sụp đổ, chúng để lại ảnh hưởng hấp dẫn của chúng. Điều gì sẽ xảy ra nếu một thành viên của hệ sao đôi trở thành một lỗ đen, và người bạn đồng hành của nó có thể sống sót sau cái chết của ngôi sao lớn bên cạnh? Trong khi lỗ đen biến mất khỏi tầm nhìn, chúng ta vẫn có thể suy ra sự hiện diện của nó từ những điều nó gây ra cho người bạn đồng hành của nó.

Yêu cầu đối với một lỗ đen

Đây là “đơn thuốc” cho việc tìm kiếm một lỗ đen: hãy bắt đầu bằng cách tìm kiếm một ngôi sao có chuyển động (được xác định từ sự dịch chuyển Doppler của các vạch quang phổ của nó) cho thấy nó là một thành viên của hệ sao đôi. Nếu cả hai ngôi sao đều có thể nhìn thấy, thì cả hai ngôi sao đều không thể là lỗ đen, vì vậy hãy tập trung sự chú ý của bạn vào những hệ thống mà chỉ có một ngôi sao trong cặp đôi có thể nhìn thấy, ngay cả với kính thiên văn nhạy nhất của chúng ta.

Tuy nhiên, vô hình là chưa đủ, vì một ngôi sao tương đối mờ có thể khó nhìn thấy bên cạnh ánh sáng chói của một người bạn đồng hành rực rỡ hoặc nếu nó bị bao phủ bởi bụi. Và ngay cả khi ngôi sao thực sự là vô hình, nó có thể là một ngôi sao neutron. Do đó, chúng ta cũng phải có bằng chứng cho thấy ngôi sao không nhìn thấy đó có khối lượng quá cao để trở thành một ngôi sao neutron và nó là một vật thể bị sụp đổ - một tàn tích sao cực kỳ nhỏ.

Chúng ta có thể sử dụng định luật Kepler (xem chương Quỹ đạo và Lực hấp dẫn) và kiến ​​thức của chúng ta về ngôi sao khả kiến ​​để đo khối lượng của phần tử vô hình trong cặp đôi. Nếu khối lượng lớn hơn khoảng 3 MSun, thì chúng ta có khả năng nhìn thấy (hoặc chính xác hơn là không nhìn thấy) một lỗ đen - miễn là chúng ta có thể chắc chắn rằng vật thể thực sự là một ngôi sao đã thu gọn.

Nếu vật chất rơi về phía một vật thể nén có trọng lực lớn, vật chất đó sẽ được gia tốc với tốc độ cao. Gần chân trời sự kiện của một lỗ đen, vật chất đang chuyển động với vận tốc gần bằng tốc độ ánh sáng. Khi các nguyên tử quay cuồng hỗn loạn về phía chân trời sự kiện, chúng cọ xát vào nhau; ma sát bên trong có thể làm nóng chúng đến nhiệt độ 100 triệu K trở lên. Vật chất nóng như vậy phát ra bức xạ dưới dạng tia X nhấp nháy. Sau đó, phần cuối cùng trong “đơn thuốc” của chúng ta là tìm kiếm nguồn tia X có liên quan đến hệ nhị phân. Vì tia X không xuyên qua bầu khí quyển của Trái đất, nên các nguồn như vậy phải được tìm thấy bằng kính thiên văn tia X trong không gian.

Trong ví dụ của chúng tôi, khí đang rơi vào tạo ra phát xạ tia X đến từ ngôi sao đồng hành của lỗ đen. Như chúng ta đã thấy trong chương Cái chết của các vì sao, các ngôi sao trong hệ nhị phân gần có thể trao đổi khối lượng, đặc biệt là khi một trong các thành viên mở rộng thành một sao khổng lồ đỏ. Giả sử rằng một ngôi sao trong hệ sao đôi đã tiến hóa thành một lỗ đen và ngôi sao thứ hai bắt đầu mở rộng. Nếu hai ngôi sao không quá xa nhau, các lớp bên ngoài của ngôi sao đang giãn nở có thể đạt đến điểm mà lỗ đen tác động lực hấp dẫn lên chúng nhiều hơn so với các lớp bên trong của sao khổng lồ đỏ. Bầu khí quyển bên ngoài sau đó đi qua “điểm không thể quay trở lại” giữa các ngôi sao và rơi về phía lỗ đen.

Sự tiến hóa cùng nhau của ngôi sao khổng lồ và lỗ đen khiến vật chất rơi về phía lỗ đen sẽ chuyển động thành hình xoắn ốc xung quanh nó thay vì chảy trực tiếp vào nó. Khí quay xung quanh lỗ đen trong hình dạng một chiếc bánh kếp gọi là đĩa bồi tụ. Chính phần bên trong của đĩa này, vật chất quay xung quanh lỗ đen nhanh đến mức ma sát bên trong làm nóng nó lên đến nhiệt độ phát ra tia X (xem Hình 24.1).

Một cách khác để hình thành đĩa bồi tụ trong hệ sao đôi là có gió sao mạnh đến từ bạn đồng hành của lỗ đen. Những cơn gió như vậy là đặc điểm của một số giai đoạn trong cuộc đời của một ngôi sao. Một số khí được phóng ra trong gió sau đó sẽ chảy đủ gần đến lỗ đen để bị nó bắt vào đĩa bồi tụ (Hình 24.16).

Hình 24.16 Lỗ đen nhị phân. Hình vẽ minh họa của nghệ sĩ cho thấy một lỗ đen và ngôi sao (màu đỏ). Khi vật chất chảy ra từ ngôi sao, nó tạo thành một đĩa xung quanh lỗ đen. Một số vật chất xoáy gần lỗ đen bị đẩy ra ngoài theo phương vuông góc với đĩa theo hai luồng hẹp. (tín dụng: sửa đổi công việc của ESO / L. Calçada)

Chúng ta nên chỉ ra rằng, như thường lệ, các phép đo chúng ta đang thảo luận không hoàn toàn đơn giản như chúng được mô tả trong sách giáo khoa nhập môn. Trong cuộc sống thực, định luật Kepler cho phép chúng ta chỉ tính khối lượng tổng hợp của cả hai ngôi sao trong hệ nhị phân. Chúng ta phải tìm hiểu thêm về ngôi sao khả kiến ​​của cặp sao và lịch sử của nó để xác định khoảng cách đến cặp sao đôi, kích thước thực của quỹ đạo của ngôi sao khả kiến ​​và cách quỹ đạo của hai ngôi sao nghiêng về phía Trái Đất, điều mà chúng ta hiếm khi có thể đo được . Và các sao neutron cũng có thể có các đĩa bồi tụ tạo ra tia X, vì vậy các nhà thiên văn học phải nghiên cứu kỹ đặc tính của các tia X này khi cố gắng xác định loại vật thể nào ở tâm đĩa. Tuy nhiên, một số hệ thống rõ ràng có chứa các lỗ đen hiện đã được tìm thấy.

Khám phá các lỗ đen khối lượng sao

Bởi vì tia X là dấu vết quan trọng của các lỗ đen đang có một số sao đồng hành của chúng cho “bữa trưa”, nên việc tìm kiếm các lỗ đen phải chờ đến việc phóng kính thiên văn tia X tinh vi vào không gian. Các thiết bị này phải có độ phân giải đủ để định vị các nguồn tia X một cách chính xác và do đó cho phép chúng ta khớp chúng với vị trí của các hệ sao đôi.

Hệ thống nhị phân lỗ đen đầu tiên được phát hiện được gọi là Cygnus X-1 (xem Hình 24.1). Ngôi sao nhìn thấy được trong hệ nhị phân này là loại quang phổ O. Các phép đo dịch chuyển Doppler của các vạch quang phổ của ngôi sao O cho thấy rằng nó có một người bạn đồng hành không nhìn thấy. Các tia X nhấp nháy từ nó cho thấy mạnh mẽ rằng người bạn đồng hành là một vật thể nhỏ bị sụp đổ. Khối lượng của người bạn đồng hành vô hình bị sụp đổ khoảng 15 lần khối lượng của Mặt Trời. Do đó, bạn đồng hành quá lớn để có thể trở thành sao lùn trắng hoặc sao neutron.

Một số hệ thống nhị phân khác cũng đáp ứng tất cả các điều kiện để chứa một lỗ đen. Bảng 24.1 liệt kê các đặc điểm của một số ví dụ điển hình.

Bảng 24.1 Một số ứng cử viên hố đen trong hệ thống sao nhị phân

* Như bạn có thể nói, không có cách đặt tên tiêu chuẩn nào cho những ứng viên này. Chuỗi số là vị trí của nguồn theo xích kinh và xích vĩ (hệ thống kinh độ và vĩ độ của bầu trời); một số chữ cái đứng trước các số đề cập đến các vật thể (ví dụ: LMC) và các chòm sao (ví dụ: Cygnus), trong khi các chữ cái khác đề cập đến vệ tinh đã phát hiện ra ứng viên đó — A cho Ariel, G cho Ginga, v.v. Các ký hiệu trong ngoặc đơn là những ký hiệu được sử dụng bởi các nhà thiên văn học nghiên cứu hệ sao đôi hoặc tân tinh.

Nuôi dưỡng một lỗ đen

Sau khi một ngôi sao cô lập, hoặc thậm chí là một ngôi sao trong hệ sao đôi, trở thành một lỗ đen, nó có thể sẽ không thể phát triển lớn hơn nữa. Ngoài các vùng ngoại ô của Thiên hà Ngân Hà nơi chúng ta đang sống (xem chương Thiên hà Ngân Hà), các ngôi sao và hệ thống sao quá xa nhau để các ngôi sao khác có thể cung cấp “thức ăn” cho một lỗ đen háu đói. Rốt cuộc, vật chất phải tiếp cận rất gần chân trời sự kiện trước khi lực hấp dẫn trở nên khác với lực hấp dẫn của ngôi sao trước khi nó trở thành lỗ đen.

Tuy nhiên, như sẽ thấy, vùng trung tâm của các thiên hà khá khác biệt so với phần bên ngoài của chúng. Ở đây, các ngôi sao và vật liệu thô có thể khá đông đúc với nhau và chúng có thể tương tác thường xuyên hơn với nhau. Do đó, các lỗ đen ở trung tâm của các thiên hà có thể có cơ hội tốt hơn nhiều để tìm thấy khối lượng đủ gần với chân trời sự kiện của chúng để kéo vào. Các lỗ đen không có yêu cầu đặc biệt về những gì chúng “ăn”: chúng rất vui khi tiêu thụ các ngôi sao khác, tiểu hành tinh, khí, bụi, và thậm chí cả các lỗ đen khác. (Nếu hai lỗ đen hợp nhất, bạn chỉ nhận được một lỗ đen có khối lượng lớn hơn và chân trời sự kiện lớn hơn.)

Kết quả là, các lỗ đen ở những vùng đông đúc có thể phát triển, cuối cùng nuốt chửng khối lượng hàng nghìn, thậm chí hàng triệu lần Mặt Trời. Các quan sát trên mặt đất đã cung cấp bằng chứng thuyết phục rằng có một lỗ đen ở trung tâm Thiên hà của chúng ta với khối lượng gấp khoảng 4 triệu lần khối lượng Mặt Trời (chúng ta sẽ thảo luận thêm về vấn đề này trong chương về Thiên hà Ngân Hà) . Các quan sát bằng Kính viễn vọng Không gian Hubble đã cho thấy bằng chứng ấn tượng về sự tồn tại của các lỗ đen ở trung tâm của nhiều thiên hà khác. Những lỗ đen này có thể chứa hơn một tỷ khối lượng Mặt Trời. Sự điên cuồng kiếm ăn của các lỗ đen siêu lớn như vậy có thể là nguyên nhân gây ra một số hiện tượng năng lượng nhất trong vũ trụ (xem chương Thiên hà hoạt động, Chuẩn tinh và Lỗ đen siêu khối lượng). Và bằng chứng từ các quan sát bằng tia X gần đây cũng bắt đầu chỉ ra sự tồn tại của các lỗ đen "trọng lượng trung bình", có khối lượng gấp hàng chục đến hàng nghìn lần khối lượng của Mặt Trời. Các vùng bên trong đông đúc của các cụm sao mà chúng tôi đã mô tả trong chương Các ngôi sao từ Thời niên thiếu đến Tuổi già có thể là nơi sinh sản thích hợp cho các lỗ đen có khối lượng trung bình như vậy.

Trong những thập kỷ qua, nhiều quan sát, đặc biệt là với Kính viễn vọng Không gian Hubble và với các vệ tinh tia X, đã được thực hiện mà chỉ có thể được giải thích nếu lỗ đen thực sự tồn tại. Hơn nữa, các thử nghiệm quan sát đối với thuyết tương đối tổng quát của Einstein đã thuyết phục ngay cả những nhà khoa học hoài nghi nhất rằng bức ảnh không thời gian cong hoặc vênh của ông thực sự là mô tả tốt nhất của chúng ta về tác động của lực hấp dẫn gần các lỗ đen này.

(Còn tiếp...)

Tham khảo

1. Astronomy 1st edition, Senior Contributing Authors: A. Franknoi, D. Morrison, S. Wolff ©2017 Rice University,  Textbook content produced by OpenStax is licensed under a Creative Commons Attribution 4.0 International License. (Access for free at https://openstax.org/details/books/astronomy

• MỤC LỤC - Thiên văn học
• Lỗ đen