Ở phần đầu của chương này, chúng tôi đã gợi ý rằng lõi của Thiên hà của chúng ta chứa sự tập trung lớn của khối lượng. Trên thực tế, giờ đây chúng ta có bằng chứng cho thấy ở chính tâm có chứa một lỗ đen có khối lượng tương đương 4,6 triệu Mặt trời và tất cả khối lượng này nằm gọn trong một quả cầu có đường kính nhỏ hơn đường kính quỹ đạo của Sao Thủy. Những lỗ đen quái vật như vậy được các nhà thiên văn học gọi là lỗ đen siêu khối lượng, để chỉ ra rằng khối lượng chúng chứa lớn hơn nhiều so với khối lượng của lỗ đen điển hình được tạo ra bởi cái chết của một ngôi sao đơn lẻ. Thật đáng kinh ngạc là chúng ta có bằng chứng rất thuyết phục rằng lỗ đen này thực sự tồn tại. Rốt cuộc, hãy nhớ lại từ chương về Lỗ đen và Không thời gian cong rằng chúng ta không thể nhìn thấy một lỗ đen trực tiếp vì theo định nghĩa, nó không tỏa ra năng lượng. Và chúng ta thậm chí không thể nhìn thấy trung tâm của Thiên hà trong ánh sáng khả kiến ​​vì bị hấp thụ bởi bụi liên sao nằm giữa chúng ta và trung tâm thiên hà. Ánh sáng từ khu vực trung tâm của Thiên hà bị làm mờ đi một phần nghìn tỷ (1012) bởi tất cả bụi này.

May mắn thay, chúng ta không bị mù ở các bước sóng khác. Bức xạ hồng ngoại và vô tuyến, có bước sóng dài so với kích thước của các hạt bụi liên sao, chảy qua các hạt bụi không bị cản trở và do đó, đến được kính thiên văn của chúng ta mà hầu như không bị mờ đi. Trên thực tế, nguồn vô tuyến rất sáng trong nhân Thiên hà, ngày nay được gọi là Cung Thủ A* (Sagittarius A*, viết tắt là Sgr A*), là nguồn vô tuyến vũ trụ đầu tiên mà các nhà thiên văn học phát hiện ra.

Hành trình hướng tới Trung tâm

Hãy thực hiện một chuyến đi đến trái tim bí ẩn của Thiên hà của chúng ta và xem có những gì ở đó. Hình 25.14 là hình ảnh vô tuyến của một vùng có bề ngang khoảng 1500 năm ánh sáng, có tâm là Cung Thủ A, một nguồn vô tuyến sáng chứa Cung Thủ A* nhỏ hơn. Phần lớn phát xạ vô tuyến đến từ khí nóng được đốt nóng bởi các cụm sao nóng (bản thân các ngôi sao không tạo ra phát xạ vô tuyến và không thể nhìn thấy trong hình ảnh) hoặc bởi các sóng nổ siêu tân tinh. Hầu hết các vòng tròn rỗng có thể nhìn thấy trên hình ảnh vô tuyến là tàn tích của siêu tân tinh. Nguồn phát xạ vô tuyến chính khác là từ các electron chuyển động với tốc độ cao trong các vùng có từ trường mạnh. Các vòng cung mỏng sáng và các “sợi chỉ” trên hình cho chúng ta thấy loại phát xạ này được tạo ra ở đâu.

Hình 25.14 Hình ảnh vô tuyến của Vùng Trung tâm Thiên hà. Bản đồ vô tuyến của trung tâm Thiên hà (ở bước sóng 90 cm) được xây dựng từ dữ liệu thu được từ Mảng Rất Lớn (VLA) của kính viễn vọng vô tuyến ở Socorro, New Mexico. Các vùng sáng hơn có cường độ cao hơn trong sóng vô tuyến. Trung tâm thiên hà nằm bên trong vùng có ký hiệu Cung Thủ A. Cung Thủ B1 và ​​B2 là các vùng hình thành sao đang hoạt động. Nhiều sợi hoặc các đặc điểm giống sợi được nhìn thấy, cũng như một số lớp vỏ (có nhãn SNR), là tàn tích của siêu tân tinh. Thanh tỷ lệ ở dưới cùng bên trái dài khoảng 240 năm ánh sáng. Lưu ý rằng các nhà thiên văn học vô tuyến cũng đặt tên động vật huyền ảo cho một số cấu trúc, giống như các tinh vân ánh sáng nhìn thấy đôi khi được đặt tên cho các loài động vật mà chúng giống. (tín dụng: sửa đổi tác phẩm của N. E. Kassim, D. S. Briggs, T. J. W. Lazio, T. N. LaRosa và J. Imamura (NRL / RSD))

Bây giờ chúng ta hãy tập trung vào khu vực trung tâm bằng cách sử dụng một dạng bức xạ điện từ năng lượng hơn. Hình 25.15 cho thấy sự phát xạ tia X từ một vùng nhỏ hơn rộng 400 năm ánh sáng và dài 900 năm ánh sáng có trung tâm là Cung Thủ A*. Nhìn thấy trong bức ảnh này là hàng trăm sao lùn trắng nóng, sao neutron và sao lỗ đen với các đĩa bồi tụ phát sáng bằng tia X. Đám mây khuếch tán trong hình là sự phát xạ từ khí nằm giữa các ngôi sao và ở nhiệt độ 10 triệu K.

Hình 25.15 Trung tâm thiên hà trong Tia X. Bức tranh khảm màu nhân tạo gồm 30 hình ảnh được chụp bằng vệ tinh Chandra tia X cho thấy một vùng có phạm vi 400 × 900 năm ánh sáng và tập trung vào Cung Thủ A*, nguồn sáng trắng ở trung tâm của bức ảnh. Các nguồn phát ra tia X là sao lùn trắng, sao neutron và sao lỗ đen. "Sương mù" khuếch tán trong hình là sự phát xạ từ khí ở nhiệt độ 10 triệu K. Khí nóng này đang chảy từ trung tâm ra ngoài vào phần còn lại của Thiên hà. Màu sắc biểu thị dải năng lượng tia X: đỏ (năng lượng thấp), xanh lục (năng lượng trung bình) và xanh lam (năng lượng cao). (tín dụng: sửa đổi công việc của NASA / CXC / UMass / D. Wang et al.)

Khi đến gần trung tâm Thiên hà, chúng ta tìm thấy lỗ đen siêu lớn Cung Thủ A*. Cũng có hàng ngàn ngôi sao trong vòng vài năm ánh sáng xung quanh Cung Thủ A*. Hầu hết trong số này là những ngôi sao ở dãy chính màu đỏ, già cỗi. Nhưng cũng có khoảng một trăm ngôi sao OB nóng phải được hình thành trong vòng vài triệu năm gần đây. Vẫn chưa có lời giải thích tốt nào về việc các ngôi sao có thể hình thành gần đây ở mức rất gần với một lỗ đen siêu khối lượng. Có lẽ chúng hình thành trong một cụm sao dày đặc mà ban đầu ở khoảng cách lớn hơn so với lỗ đen và sau đó di chuyển đến gần hơn.

Hiện tại không có sự hình thành sao tại trung tâm thiên hà, nhưng có rất nhiều bụi và khí phân tử xoay quanh lỗ đen, cùng với một số luồng khí ion được đốt nóng bởi các ngôi sao nóng. Hình 25.16 là một bản đồ vô tuyến cho thấy các luồng khí này.

Hình 25.16 Sagittarius A. Hình ảnh này, được chụp bằng kính viễn vọng vô tuyến Mảng Rất Lớn, cho thấy sự phát xạ vô tuyến từ khí nóng, ion hóa ở trung tâm của Ngân Hà. Các đường xiên ngang trên cùng của hình ảnh là các luồng khí. Cung Thủ A* là điểm sáng ở phía dưới bên phải. (tín dụng: sửa đổi công việc của Farhad Zadeh và cộng sự (Northwestern), VLA, NRAO)

Tìm kiếm trái tim của dải ngân hà

Vậy Cung Thủ A*, nằm ngay trung tâm Thiên hà của chúng ta, là gì? Để xác định rằng thực sự có một lỗ đen ở đó, chúng ta phải chứng minh rằng có một khối lượng rất lớn được nhồi nhét trong một thể tích rất nhỏ. Như chúng ta đã thấy trong chương Lỗ đen và Không thời gian cong, việc chứng minh rằng một lỗ đen tồn tại là một thách thức vì bản thân lỗ đen không phát ra bức xạ. Điều mà các nhà thiên văn học phải làm là chứng minh rằng một lỗ đen là lời giải thích khả thi duy nhất cho những quan sát của chúng ta — rằng một vùng nhỏ chứa khối lượng lớn hơn nhiều so với khối lượng có thể được tính bằng một cụm sao rất dày đặc hoặc một thứ gì đó khác được tạo thành từ vật chất thông thường.

Để đưa ra một số con số với cuộc thảo luận này, bán kính của chân trời sự kiện của một lỗ đen thiên hà có khối lượng khoảng 4 triệu MSun sẽ chỉ bằng khoảng 17 lần kích thước của Mặt Trời - tương đương với một ngôi sao khổng lồ đỏ. Mật độ tương ứng trong vùng không gian này sẽ cao hơn nhiều so với mật độ của bất kỳ cụm sao nào hoặc bất kỳ đối tượng thiên văn thông thường nào khác. Do đó, chúng ta phải đo cả đường kính của Cung Thủ A* và khối lượng của nó. Cả hai quan sát vô tuyến và hồng ngoại đều được yêu cầu để cung cấp cho chúng ta bằng chứng cần thiết.

Trước tiên, hãy xem xét cách đo khối lượng. Nếu chúng ta đi vào thêm một vài ngày ánh sáng bên trong Thiên hà bằng kính thiên văn hồng ngoại được trang bị quang học thích ứng, chúng ta sẽ thấy một vùng đông đúc với các ngôi sao riêng lẻ (Hình 25.17). Những ngôi sao này hiện đã được quan sát trong gần hai thập kỷ, và các nhà thiên văn học đã phát hiện ra chuyển động quỹ đạo nhanh chóng của chúng xung quanh chính tâm của Thiên hà.

Hình 25.17 Chế độ xem cận hồng ngoại của vùng Trung tâm Thiên hà. Hình ảnh này hiển thị khu vực có kích thước 1 giây cung, hay 0,13 năm ánh sáng, bên trong trung tâm Thiên hà, khi được quan sát bằng Kính viễn vọng khổng lồ Keck. Các dấu vết của các ngôi sao quay quanh quỹ đạo được đo từ năm 1995 đến năm 2014 đã được thêm vào “ảnh chụp nhanh” này. Các ngôi sao đang di chuyển xung quanh trung tâm rất nhanh và các dấu vết của chúng đều phù hợp với một “lực hấp dẫn” khổng lồ duy nhất nằm ở chính giữa hình ảnh này. (tín dụng: sửa đổi tác phẩm của Andrea Ghez, Nhóm Trung tâm Thiên hà UCLA, Nhóm Laser Đài quan sát W.M. Keck)

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Kiểm tra phiên bản hoạt hình của Hình 25.17, cho thấy chuyển động của các ngôi sao trong những năm qua.

Nếu chúng ta kết hợp các quan sát về chu kỳ của chúng và kích thước quỹ đạo của chúng với định luật thứ ba của Kepler, chúng ta có thể ước tính khối lượng của vật thể giữ chúng trong quỹ đạo. Một trong những ngôi sao đã được quan sát cho quỹ đạo đầy đủ của nó là 15,6 năm. Vị trí tiếp cận gần nhất của nó đưa nó đến khoảng cách chỉ 124 AU hoặc khoảng 17 giờ ánh sáng từ lỗ đen. Quỹ đạo này, khi kết hợp với các quan sát của các ngôi sao khác gần trung tâm thiên hà, chỉ ra rằng phải có một khối lượng 4,6 triệu MSun tập trung bên trong quỹ đạo - nghĩa là trong vòng 17 giờ ánh sáng của khu vực trung tâm Thiên hà.

Giới hạn chặt chẽ hơn nữa về kích thước của sự tập trung khối lượng tại trung tâm Thiên hà đến từ thiên văn học vô tuyến, cung cấp manh mối đầu tiên cho thấy một lỗ đen có thể nằm ở trung tâm Thiên hà. Khi vật chất quay theo hình xoắn ốc vào trong về phía chân trời sự kiện của một lỗ đen, nó bị đốt nóng trong một đĩa bồi tụ quay cuồng và tạo ra bức xạ vô tuyến. (Các đĩa bồi tụ như vậy đã được giải thích trong chương Lỗ đen và Không thời gian cong.) Các phép đo kích thước của đĩa bồi tụ với Mảng Đường cơ sở Rất Dài (Very Long Baseline Array,), cung cấp độ phân giải không gian rất cao, cho thấy rằng đường kính của nguồn vô tuyến Cung Thủ A* không lớn hơn lớn hơn khoảng 0,3 AU, hoặc bằng kích thước quỹ đạo của Sao Thủy. (Ở đơn vị ánh sáng, khoảng cách này chỉ là 2,5 phút ánh sáng!)

Do đó, các quan sát cho thấy rằng 4,6 triệu khối lượng Mặt trời được nhồi nhét trong một thể tích có đường kính không lớn hơn quỹ đạo của Sao Thủy. Nếu đây là bất cứ thứ gì khác ngoài một lỗ đen siêu khối lượng — chẳng hạn như các ngôi sao khối lượng thấp phát ra rất ít ánh sáng hoặc các sao neutron hoặc một số lượng rất lớn các lỗ đen nhỏ — thì các tính toán cho thấy rằng các vật thể này sẽ được đóng gói dày đặc đến mức chúng sẽ sụp đổ thành một khối duy nhất là lỗ đen trong vòng một trăm nghìn năm. Đó là một khoảng thời gian rất ngắn so với tuổi của Thiên hà, có lẽ đã bắt đầu hình thành cách đây hơn 13 tỷ năm. Vì có vẻ như rất ít khả năng chúng ta bắt gặp một cụm vật thể phức tạp như vậy ngay trước khi nó sụp đổ, nên bằng chứng về một lỗ đen siêu khối lượng ở trung tâm Thiên hà thực sự rất thuyết phục.

Đi tìm nguồn gốc

Lỗ đen thiên hà của chúng ta đến từ đâu? Nguồn gốc của các lỗ đen siêu khối lượng trong các thiên hà như của chúng ta hiện đang là một lĩnh vực nghiên cứu tích cực. Một khả năng là một đám mây khí lớn gần trung tâm Ngân Hà sụp đổ trực tiếp tạo thành một lỗ đen. Vì chúng ta tìm thấy các lỗ đen lớn ở trung tâm của hầu hết các thiên hà lớn khác (xem chương Các thiên hà đang hoạt động, Chuẩn tinh và Lỗ đen siêu khối lượng) - ngay cả những lỗ đen rất trẻ - sự sụp đổ này có thể đã xảy ra khi Ngân Hà mới bắt đầu thành hình. Khối lượng ban đầu của lỗ đen này có thể chỉ bằng vài chục khối lượng Mặt Trời. Một cách khác nó có thể bắt đầu là một ngôi sao lớn có thể đã phát nổ để lại một lỗ đen hạt giống, hoặc một cụm sao dày đặc có thể sụp đổ thành một lỗ đen.

Một khi lỗ đen tồn tại ở trung tâm của một thiên hà, nó có thể phát triển trong vài tỷ năm tiếp theo bằng cách nuốt chửng các ngôi sao và đám mây khí lân cận ở các vùng trung tâm đông đúc. Nó cũng có thể phát triển bằng cách hợp nhất với các lỗ đen khác.

Có vẻ như lỗ đen quái vật ở trung tâm Thiên hà của chúng ta vẫn chưa hoàn thành việc “ăn”. Ở thời điểm hiện tại, chúng ta quan sát thấy các đám mây khí và bụi rơi vào trung tâm thiên hà với tốc độ khoảng 1 MSun mỗi 1 nghìn năm. Các ngôi sao cũng có trong thực đơn của lỗ đen. Mật độ của các ngôi sao gần trung tâm thiên hà đủ cao để chúng ta mong đợi một ngôi sao đi qua gần lỗ đen và bị nó nuốt chửng sau mỗi mười nghìn năm hoặc lâu hơn. Khi điều này xảy ra, một số năng lượng rơi vào được giải phóng dưới dạng bức xạ. Do đó, trung tâm của Thiên hà có thể bùng lên và thậm chí sáng hơn tất cả các ngôi sao trong Dải Ngân hà trong một thời gian ngắn. Các vật thể khác cũng có thể đến quá gần lỗ đen và bị kéo vào. Mức độ bùng phát lớn mà chúng ta quan sát được sẽ phụ thuộc vào khối lượng của vật thể rơi vào.

Vào năm 2013, vệ tinh Chandra tia X đã phát hiện ra một chớp sáng từ trung tâm Thiên hà của chúng ta sáng hơn 400 lần so với sản lượng thông thường từ Cung Thủ A*. Một năm sau, một đốm sáng thứ hai, chỉ sáng bằng một nửa, cũng được phát hiện. Đây là năng lượng ít hơn nhiều so với việc nuốt trọn một ngôi sao tạo ra. Có hai lý thuyết để giải thích cho các chớp sáng. Đầu tiên, một tiểu hành tinh có thể đã mạo hiểm đến quá gần lỗ đen và bị nung nóng đến nhiệt độ rất cao trước khi bị nuốt chửng. Ngoài ra, các chớp sáng có thể liên quan đến các tương tác của từ trường gần trung tâm thiên hà trong một quá trình tương tự như quá trình được mô tả đối với các tia sáng mặt trời (xem chương Mặt trời: Một khu vườn-Ngôi sao đa dạng). Các nhà thiên văn tiếp tục theo dõi khu vực trung tâm thiên hà để tìm chớp sáng hoặc các hoạt động khác. Mặc dù con quái vật ở trung tâm Thiên hà không đủ gần với chúng ta để đại diện cho bất kỳ mối nguy hiểm nào, thì chúng ta vẫn muốn để mắt đến nó.

DANH NHÂN THIÊN VĂN HỌC

Andrea Ghez

Là một người yêu thích các câu đố, Andrea Ghez đã và đang theo đuổi một trong những bí ẩn lớn nhất trong thiên văn học: thực thể kỳ lạ nào ẩn náu bên trong trung tâm Ngân Hà của chúng ta?

Hình 25.18 Andrea Ghez. Nghiên cứu của Ghez và nhóm của cô đã giúp hình thành hiểu biết của chúng ta về các lỗ đen siêu lớn. (tín dụng: sửa đổi tác phẩm của John D. và Catherine T. MacArthur Foundation)

Khi còn là một đứa trẻ sống ở Chicago vào cuối những năm 1960, Andrea Ghez (Hình 25.18) đã bị mê hoặc bởi cuộc đổ bộ lên Mặt Trăng của tàu Apollo. Nhưng cô cũng bị cuốn hút vào múa ba lê và giải tất cả các loại câu đố. Đến năm trung học, cô đã từ bỏ múa ba lê để tham gia thi đấu khúc côn cầu trên sân, thổi sáo và đào sâu hơn vào lĩnh vực học thuật. Những năm đại học của cô tại MIT bị đánh dấu bởi một số thay đổi trong chuyên ngành của cô — từ toán học đến hóa học, kỹ thuật cơ khí, kỹ thuật hàng không vũ trụ và cuối cùng là vật lý — nơi cô cảm thấy lựa chọn của mình là cởi mở nhất. Là một sinh viên chuyên ngành vật lý, cô đã tham gia vào nghiên cứu thiên văn học dưới sự hướng dẫn của một trong những người hướng dẫn. Khi cô ấy phải quan sát thực tế tại Đài quan sát quốc gia Kitt Peak ở Arizona, và sau đó là tại Đài quan sát Liên Mỹ Cerro Tololo ở Chile, Ghez đã tìm thấy tiếng gọi.

Theo đuổi nghiên cứu sau đại học tại Caltech, cô gắn bó với vật lý nhưng định hướng nỗ lực của mình sang vật lý thiên văn quan sát, một lĩnh vực mà Caltech được tiếp cận với các cơ sở vật chất tiên tiến. Mặc dù ban đầu bị thu hút bởi việc nghiên cứu các lỗ đen được nghi ngờ là cư trú bên trong hầu hết các thiên hà khổng lồ, Ghez cuối cùng đã dành phần lớn thời gian nghiên cứu sau đại học và sau đó là nghiên cứu sau tiến sĩ tại Đại học Arizona để nghiên cứu các ngôi sao đang hình thành. Bằng cách chụp ảnh có độ phân giải rất cao (chi tiết) về các khu vực nơi các ngôi sao mới được sinh ra, cô phát hiện ra rằng hầu hết các ngôi sao hình thành như là thành viên của các hệ nhị phân. Khi công nghệ ngày càng tiến bộ, cô có thể theo dõi các quỹ đạo nhảy nhót bởi các cặp sao này và do đó có thể xác định khối lượng tương ứng của chúng.

Hiện là giáo sư thiên văn học tại UCLA, Ghez kể từ đó đã sử dụng các kỹ thuật hình ảnh có độ phân giải cao tương tự để nghiên cứu quỹ đạo của các ngôi sao trong lõi trong cùng của Dải Ngân hà. Những quỹ đạo này mất nhiều năm để xác định, vì vậy Ghez và nhóm khoa học của cô đã ghi lại hơn 20 năm chụp ảnh hồng ngoại siêu phân giải bằng kính thiên văn khổng lồ Keck ở Hawaii. Dựa trên quỹ đạo của các ngôi sao, Nhóm Trung tâm Thiên hà UCLA đã giải quyết (như chúng ta đã thấy) một giải pháp hấp dẫn trong đó yêu cầu sự hiện diện của một lỗ đen siêu khối lượng có khối lượng tương đương với 4,6 triệu Mặt Trời — tất cả đều nằm gọn trong một không gian nhỏ hơn kích thước Hệ Mặt Trời. Thành tựu của Ghez đã được công nhận với một trong những giải thưởng “thiên tài” do MacArthur Foundation trao tặng. Gần đây hơn, nhóm của cô đã phát hiện ra những đám mây phát sáng của khí ion ấm cùng quỹ đạo với các ngôi sao nhưng có thể dễ bị tổn thương hơn trước các tác động phá vỡ của lỗ đen trung tâm. Bằng cách theo dõi những đám mây này, nhóm nghiên cứu hy vọng sẽ hiểu rõ hơn về sự tiến hóa của các lỗ đen siêu khối lượng và môi trường xung quanh chúng. Họ cũng hy vọng sẽ kiểm tra lý thuyết tương đối rộng của Einstein bằng cách xem xét kỹ lưỡng quỹ đạo của các ngôi sao gần nhất với lỗ đen siêu hấp dẫn.

Năm 2020, Ghez nhận giải Nobel Vật lý cho công trình nghiên cứu về lỗ đen ở trung tâm Thiên hà. Bạn có thể thấy cô ấy giải thích công việc của mình bằng ngôn ngữ phi kỹ thuật trong video này. Bên cạnh công việc tiên phong là một nhà thiên văn học, Ghez còn thi đấu với tư cách là một vận động viên bơi lội bậc thầy, tận hưởng cuộc sống gia đình với tư cách là một bà mẹ hai con và tích cực khuyến khích những phụ nữ khác theo đuổi sự nghiệp khoa học.

(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


Bài viết xem nhiều