Để tìm một mô hình chung cho chuẩn tinh (và người anh em họ của chúng, AGN), trước tiên hãy liệt kê các đặc điểm chung mà chúng tôi đã mô tả — và thêm một số đặc điểm mới:

  • Chuẩn tinh cực kỳ mạnh mẽ, phát ra ánh sáng bức xạ nhiều năng lượng hơn tất cả các ngôi sao trong Thiên hà của chúng ta cộng lại.
  • Chuẩn tinh rất nhỏ, có kích thước bằng Hệ Mặt Trời của chúng ta (đối với các nhà thiên văn học, kích thước đó thực sự nhỏ!).
  • Một số chuẩn tinh được quan sát thấy đang bắn ra các cặp tia phản lực thẳng với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng, trong một chùm tia hẹp, tới khoảng cách xa hơn cả các thiên hà mà chúng cư trú. Bản thân những luồng này là nguồn bức xạ vô tuyến và gamma mạnh mẽ.
  • Bởi vì các chuẩn tinh tạo ra rất nhiều năng lượng từ một khu vực nhỏ như vậy, chúng không thể được cung cấp năng lượng bằng phản ứng tổng hợp hạt nhân như các ngôi sao; chúng phải sử dụng một số quy trình hiệu quả hơn nhiều.
  • Như chúng ta sẽ thấy ở phần sau của chương này, các chuẩn tinh phổ biến hơn nhiều khi vũ trụ còn non trẻ hơn so với ngày nay. Điều đó có nghĩa là chúng phải có thể hình thành trong khoảng một tỷ năm đầu tiên sau khi vũ trụ bắt đầu giãn nở.

Những độc giả đang đọc tài liệu này thực tế ở một vị trí tốt hơn nhiều so với các nhà thiên văn học, những người đã khám phá ra chuẩn tinh, vào những năm 1960 để đoán năng lượng của chuẩn tinh. Đó là bởi vì ý tưởng quan trọng trong việc giải câu đố này đến từ những quan sát về các lỗ đen mà chúng ta đã thảo luận trong chương Lỗ đen và Không thời gian cong. Việc phát hiện ra lỗ đen khối lượng sao đầu tiên trong hệ nhị phân Cygnus X-1 được công bố vào năm 1971, vài năm sau khi phát hiện ra các chuẩn tinh. Bằng chứng rằng có một lỗ đen ở trung tâm Thiên hà của chúng ta thậm chí còn xuất hiện muộn hơn. Quay trở lại khi các nhà thiên văn học lần đầu tiên bắt đầu cố gắng tìm hiểu thứ gì đang cung cấp năng lượng cho các chuẩn tinh, thì lỗ đen chỉ đơn giản là một trong những dự đoán kỳ lạ hơn của thuyết tương đối rộng vẫn đang chờ được kết nối với thế giới thực.

Nó chỉ là bằng chứng về sự tồn tại của các lỗ đen được tích lũy trong nhiều thập kỷ, người ta càng thấy rõ rằng chỉ có các lỗ đen siêu lớn mới có thể giải thích tất cả các đặc tính quan sát được của chuẩn tinh và AGN. Như chúng ta đã thấy trong Thiên hà Milky Way, Thiên hà của chúng ta có một lỗ đen ở trung tâm và năng lượng được phát ra từ một vùng trung tâm nhỏ. Mặc dù lỗ đen của chúng ta không có khối lượng hoặc năng lượng bằng các lỗ đen chuẩn tinh, nhưng cơ chế cung cấp năng lượng cho chúng là tương tự. Các bằng chứng hiện cho thấy rằng hầu hết — và có lẽ là tất cả — các thiên hà hình elip và tất cả các thiên hà xoắn ốc có khối phình hạt nhân đều có lỗ đen ở tâm của chúng. Lượng năng lượng do vật chất phát ra gần lỗ đen phụ thuộc vào hai yếu tố: khối lượng của lỗ đen và lượng vật chất rơi vào đó.

Nếu một lỗ đen có khối lượng bằng một tỷ Mặt Trời (109 MSun) đang tích tụ (tập hợp) ngay cả với một lượng vật chất bổ sung tương đối khiêm tốn — giả sử là khoảng 10 MSun mỗi năm — thì (như chúng ta sẽ thấy) nó có thể tạo ra nhiều năng lượng trong quá trình này như một nghìn thiên hà bình thường. Điều này đủ để tính tổng năng lượng của chuẩn tinh. Nếu khối lượng của lỗ đen nhỏ hơn một tỷ khối lượng Mặt trời hoặc tốc độ bồi tụ thấp, thì lượng năng lượng phát ra có thể nhỏ hơn nhiều, như trường hợp của Ngân Hà.

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Xem video mô tả của nghệ sĩ về vật chất tích tụ xung quanh một lỗ đen siêu lớn.

Bằng chứng quan sát cho các lỗ đen

Để chứng minh rằng một lỗ đen tồn tại ở trung tâm của một thiên hà, chúng ta phải chứng minh rằng có một khối lượng quá lớn được nhồi nhét vào một thể tích nhỏ đến mức không có vật thể bình thường nào — như các ngôi sao lớn hoặc các cụm sao — có thể giải thích được (cũng như cách chúng ta đã phân tích đối với lỗ đen trong Ngân Hà). Chúng ta đã biết từ các quan sát (được thảo luận trong chương Lỗ đen và Không thời gian cong) rằng một lỗ đen bồi tụ được bao quanh bởi một đĩa bồi tụ nóng với khí và bụi xoáy xung quanh lỗ đen trước khi nó rơi vào.

Nếu chúng ta giả định rằng năng lượng phát ra bởi chuẩn tinh cũng được tạo ra bởi đĩa bồi tụ nóng, thì như chúng ta đã thấy trong phần trước, kích thước của đĩa phải được tính theo thời gian năng lượng chuẩn tinh thay đổi. Đối với chuẩn tinh, sự phát xạ trong ánh sáng nhìn thấy thay đổi theo thang thời gian điển hình từ 5 đến 2000 ngày, giúp giới hạn kích thước của đĩa này vào trong nhiều ngày ánh sáng đó.

Trong dải tia X, các chuẩn tinh còn thay đổi nhanh hơn, vì vậy đối số thời gian di chuyển của ánh sáng cho chúng ta biết rằng bức xạ năng lượng cao hơn này được tạo ra trong một vùng thậm chí còn nhỏ hơn. Do đó, khối lượng xung quanh đĩa bồi tụ đang xoáy phải được giới hạn trong một không gian thậm chí còn nhỏ hơn. Nếu cơ chế chuẩn tinh liên quan đến một khối lượng lớn, thì vật thể thiên văn duy nhất có thể giam giữ rất nhiều khối lượng trong một không gian rất nhỏ đó chỉ có thể là một lỗ đen. Trong một số trường hợp, hóa ra tia X được phát ra từ một vùng có kích thước chỉ gấp vài lần kích thước của chân trời sự kiện lỗ đen.

Sau đó, thử thách tiếp theo là "cân" khối lượng trung tâm này trong một chuẩn tinh. Trong trường hợp Thiên hà của chúng ta, chúng tôi đã sử dụng các quan sát quỹ đạo của các ngôi sao rất gần trung tâm thiên hà, cùng với định luật thứ ba của Kepler, để ước tính khối lượng của lỗ đen trung tâm (Ngân Hà). Trong trường hợp các thiên hà xa xôi, chúng ta không thể đo quỹ đạo của các ngôi sao riêng lẻ, nhưng chúng ta có thể đo tốc độ quỹ đạo của chất khí trong đĩa bồi tụ đang quay. Kính viễn vọng không gian Hubble đặc biệt phù hợp với nhiệm vụ này vì nó nằm trên vùng gây mờ của bầu khí quyển Trái Đất và có thể thu được quang phổ rất gần với vùng trung tâm sáng của các thiên hà hoạt động. Hiệu ứng Doppler sau đó được sử dụng để đo vận tốc hướng tâm của vật chất quay quanh quỹ đạo và từ đó suy ra tốc độ mà nó chuyển động xung quanh.

Một trong những thiên hà đầu tiên được nghiên cứu bằng Kính viễn vọng Không gian Hubble vẫn là thiên hà yêu thích của chúng ta, thiên hà elip khổng lồ M87. Hình ảnh của Kính viễn vọng Không gian Hubble cho thấy có một đĩa khí nóng (10.000 K) xoay quanh tâm của M87 (Hình 27.8). Thật ngạc nhiên khi tìm thấy khí nóng trong một thiên hà elip vì loại thiên hà này thường không có khí và bụi. Nhưng khám phá này cực kỳ hữu ích để xác định sự tồn tại của lỗ đen. Các nhà thiên văn học đã đo sự dịch chuyển Doppler của các vạch quang phổ do khí này phát ra, tìm ra tốc độ quay của nó và sau đó sử dụng tốc độ để tính khối lượng bên trong đĩa — áp dụng định luật thứ ba của Kepler.

Hình 27.8 Bằng chứng cho một Lỗ đen ở tâm M87. (a) Đĩa khí xoáy ở bên phải được phát hiện ở trung tâm của thiên hà elip khổng lồ M87 bằng Kính viễn vọng Không gian Hubble. Các quan sát được thực hiện ở các phía đối diện của đĩa cho thấy một bên đang tiến về phía chúng ta (các vạch quang phổ bị dịch chuyển xanh do hiệu ứng Doppler) trong khi phía kia đang lùi lại (các vạch bị dịch chuyển đỏ), một dấu hiệu rõ ràng rằng đĩa đang quay. Tốc độ quay khoảng 550 km một giây hoặc 1,2 triệu dặm một giờ. Tốc độ quay cao như vậy là bằng chứng cho thấy có một lỗ đen rất lớn ở tâm M87. (b) Vào năm 2019, Kính viễn vọng Chân trời Sự kiện, một liên doanh hợp tác giữa các kính viễn vọng vô tuyến trải rộng khắp hành tinh của chúng ta, đã có thể tạo ra hình ảnh vô tuyến đầu tiên về “bóng” của lỗ đen M87 trên đĩa bồi tụ xung quanh nó. Ảnh này được chụp bằng sóng vô tuyến nên màu sắc là tùy ý. Bóng tối lớn gấp khoảng 2 ½ lần chân trời sự kiện của lỗ đen siêu khối lượng. (ảnh (a): sửa đổi công việc của Holland Ford, STScI / JHU; Richard Harms, Linda Dressel, Ajay K. Kochhar, Applied Research Corp; Zlatan Tsvetanov, Arthur Davidsen, Gerard Kriss, Johns Hopkins; Ralph Bohlin, George Hartig , STScI; Bruce Margon, Đại học Washington ở Seattle; NASA; ảnh (b): sửa đổi công việc của Đài quan sát phía Nam châu Âu (ESO), Hợp tác với Kính viễn vọng Chân trời Sự kiện)

Các ước tính hiện đại cho thấy có một khối lượng ít nhất 3,5 tỷ MSun tập trung trong một vùng cực nhỏ ở chính tâm của M87. Khối lượng lớn như vậy trong một thể tích không gian nhỏ như vậy phải là một lỗ đen. Hãy dừng lại một chút và xem xét con số này: một lỗ đen duy nhất đã nuốt đủ vật chất để tạo ra 3,5 tỷ ngôi sao giống như Mặt Trời. Rất ít phép đo thiên văn từng dẫn đến một kết quả đáng kinh ngạc như vậy. Môi trường xung quanh của một lỗ đen siêu khối lượng như vậy hẳn là một môi trường kỳ lạ.

Một ví dụ khác được thể hiện trong Hình 27.9. Ở đây, chúng ta thấy một đĩa bụi và khí bao quanh một lỗ đen 300 triệu MSun ở trung tâm của một thiên hà hình elip. (Điểm sáng ở trung tâm được tạo ra bởi ánh sáng tổng hợp của các ngôi sao bị lực hấp dẫn của lỗ đen kéo lại gần nhau.) Khối lượng của lỗ đen một lần nữa được suy ra từ các phép đo tốc độ quay của đĩa. Khí trong đĩa đang chuyển động với tốc độ 155 km / giây ở khoảng cách chỉ 186 năm ánh sáng từ tâm của nó. Với lực kéo của khối lượng ở trung tâm, chúng ta dự đoán rằng toàn bộ đĩa bụi sẽ bị hố đen nuốt chửng trong vài tỷ năm nữa.

Hình 27.9 Một Thiên hà khác có Đĩa Lỗ đen. Hình ảnh chụp từ mặt đất cho thấy một thiên hà elip có tên NGC 7052 nằm trong chòm sao Hồ Ly (Vulpecula), cách Trái Đất gần 200 triệu năm ánh sáng. Tại trung tâm của thiên hà (bên phải) là một đĩa bụi có đường kính khoảng 3700 năm ánh sáng. Đĩa quay như một chiếc vòng quay khổng lồ: khí ở phần bên trong (cách tâm 186 năm ánh sáng) quay xung quanh với tốc độ 155 km / giây (341.000 dặm / giờ). Từ các phép đo này và định luật thứ ba của Kepler, có thể ước tính rằng đĩa đang quay xung quanh một lỗ đen trung tâm có khối lượng bằng 300 triệu Mặt Trời. (ảnh: sửa đổi công việc của Roeland P. van der Marel (STScI), Frank C. van den Bosch (Đại học Washington), NASA)

Nhưng liệu chúng ta có phải chấp nhận lỗ đen là lời giải thích duy nhất về những gì nằm ở trung tâm của các thiên hà này? Chúng ta có thể đặt gì khác trong một không gian nhỏ như vậy ngoài một lỗ đen khổng lồ? Sự thay thế là các ngôi sao. Nhưng để giải thích khối lượng trong trung tâm của các thiên hà không có lỗ đen, chúng ta cần đặt ít nhất một triệu ngôi sao vào một vùng có kích thước bằng Hệ Mặt Trời. Để phù hợp, chúng sẽ chỉ cách nhau 2 đường kính sao. Sự va chạm giữa các ngôi sao sẽ xảy ra mọi lúc. Và những va chạm này sẽ dẫn đến sự hợp nhất của các ngôi sao, và rất nhanh chóng, một ngôi sao khổng lồ duy nhất mà chúng hình thành sẽ sụp đổ thành một lỗ đen. Vì vậy, thực sự không có lối thoát: chỉ có một lỗ đen mới có thể đặt khối lượng lớn như vậy vào một không gian nhỏ như vậy.

Như chúng ta đã thấy trước đó, các quan sát giờ đây cho thấy rằng tất cả các thiên hà có một vùng tập trung hình cầu của các ngôi sao — hoặc các thiên hà elip hoặc các thiên hà xoắn ốc với các khối phình hạt nhân (xem chương Các thiên hà) —đều có một trong những lỗ đen khổng lồ này tại tâm của chúng. Trong số đó có thiên hà xoắn ốc hàng xóm của chúng ta, thiên hà Tiên Nữ (Andromeda, M31). Khối lượng của những lỗ đen trung tâm này nằm trong khoảng từ dưới một triệu đến ít nhất là 30 tỷ lần khối lượng của Mặt Trời. Một số lỗ đen có thể còn lớn hơn, nhưng ước tính khối lượng có độ không chắc chắn lớn và cần được xác minh. Chúng tôi gọi những lỗ đen này là “siêu khối lượng” để phân biệt chúng với những lỗ đen nhỏ hơn nhiều hình thành khi một số ngôi sao chết (xem chương Cái chết của các vì sao). Cho đến nay, các lỗ đen lớn nhất từ ​​các ngôi sao — những lỗ đen được phát hiện qua sóng hấp dẫn do LIGO phát hiện — có khối lượng chỉ bằng khoảng 40 lần khối lượng Mặt Trời.

Sản xuất năng lượng xung quanh lỗ đen

Bây giờ, bạn có thể sẵn sàng giải trí với ý tưởng rằng các lỗ đen khổng lồ ẩn nấp tại trung tâm của các thiên hà hoạt động. Nhưng chúng ta vẫn cần trả lời câu hỏi làm thế nào một lỗ đen như vậy có thể chiếm một trong những nguồn năng lượng mạnh nhất trong vũ trụ. Như chúng ta đã thấy trong chương Lỗ đen và Không thời gian cong, bản thân một lỗ đen có thể không phát ra năng lượng. Bất kỳ năng lượng nào chúng ta phát hiện được từ nó phải đến từ vật chất rất gần lỗ đen, nhưng không phải từ bên trong chân trời sự kiện của nó.

Trong một thiên hà, một lỗ đen trung tâm (với lực hấp dẫn mạnh của nó) thu hút vật chất - sao, bụi và khí - quay quanh các vùng nhân đậm đặc. Vật chất này xoắn ốc về phía lỗ đen đang quay và tạo thành một đĩa vật chất bồi tụ xung quanh nó. Khi vật chất xoắn ốc ngày càng gần lỗ đen, nó tăng tốc và bị nén, nóng lên đến nhiệt độ hàng triệu độ. Vật chất nóng như vậy có thể tỏa ra một lượng năng lượng phi thường khi nó rơi vào lỗ đen.

Để thuyết phục bản thân rằng rơi vào vùng có lực hấp dẫn mạnh có thể giải phóng một lượng lớn năng lượng, hãy tưởng tượng bạn thả một bản in của sách giáo khoa thiên văn của bạn ra cửa sổ ở tầng trệt của thư viện. Nó sẽ tiếp đất với một tiếng huỵch, và có thể gây ra một cú va chạm khó chịu khiến một con chim bồ câu giật mình, nhưng năng lượng giải phóng từ cú rơi của nó sẽ không lớn lắm. Bây giờ hãy mang cùng một cuốn sách lên tầng mười lăm của một tòa nhà cao và thả nó xuống từ đó. Đối với bất kỳ ai đứng bên dưới, “thiên văn học” có thể đột nhiên trở thành một chủ đề chết người; khi cuốn sách rơi trúng, nó sẽ va chạm với rất nhiều năng lượng.

Việc thả những thứ từ xa vào trong một lỗ đen có trọng lực mạnh hơn nhiều sẽ hiệu quả hơn nhiều trong việc biến năng lượng do sự rơi vào giải phóng thành các dạng năng lượng khác. Giống như cuốn sách rơi xuống có thể làm nóng không khí, rung chuyển mặt đất hoặc tạo ra năng lượng âm thanh có thể nghe thấy ở một khoảng cách nào đó, vì vậy năng lượng của vật chất rơi về phía lỗ đen có thể được chuyển đổi thành một lượng đáng kể bức xạ điện từ.

Những gì một lỗ đen phải làm việc với không phải là một cuốn sách giáo khoa, mà là những dòng khí cực mạnh. Nếu một khối khí dày đặc di chuyển qua một chất khí loãng với tốc độ cao, nó sẽ nóng lên khi chậm lại do ma sát. Khi nó chạy chậm lại, động năng (chuyển động) được chuyển thành nhiệt năng. Giống như một con tàu vũ trụ quay lại bầu khí quyển (Hình 27.10), khí đến gần lỗ đen sẽ nóng lên và phát sáng tại nơi nó gặp khí khác. Nhưng khí này, khi nó đến gần chân trời sự kiện, đạt tốc độ bằng 10% tốc độ ánh sáng và hơn thế nữa. Do đó, nó trở nên nóng hơn và nóng hơn rất nhiều so với một con tàu vũ trụ, vốn chỉ đạt không quá 1500 K. Thật vậy, khí gần một lỗ đen siêu khối lượng đạt nhiệt độ khoảng 150.000 K, nóng hơn khoảng 100 lần so với một tàu vũ trụ quay trở lại Trái Đất. Nó thậm chí có thể nóng đến mức - hàng triệu độ - đến nỗi phát ra tia X.

Hình 27.10 Ma sát trong bầu khí quyển của Trái Đất. Trong hình minh họa của nghệ sĩ này, chuyển động nhanh của tàu vũ trụ (viên nang tái nhập cảnh của sứ mệnh Apollo) qua bầu khí quyển nén và làm nóng không khí phía trước nó, lần lượt làm nóng tàu vũ trụ cho đến khi nó phát sáng đỏ rực. Lực đẩy trên không làm chậm phi thuyền, biến động năng của phi thuyền thành nhiệt. Khí chuyển động nhanh rơi vào chuẩn tinh cũng nóng lên theo cách tương tự. (ảnh: sửa đổi công việc của NASA)

Lượng năng lượng có thể được giải phóng theo cách này là rất lớn. Einstein đã chỉ ra rằng khối lượng và năng lượng có thể hoán đổi cho nhau bằng công thức nổi tiếng của ông là E = mc2 (xem chương Mặt trời: Một nhà máy hạt nhân). Một quả bom khinh khí chỉ giải phóng 1% năng lượng đó, cũng như một ngôi sao. Chuẩn tinh hiệu quả hơn thế nhiều. Năng lượng được giải phóng khi rơi xuống chân trời sự kiện của một lỗ đen có thể dễ dàng đạt tới 10% hoặc trong giới hạn lý thuyết cực đoan là 32% của năng lượng đó. (Không giống như các nguyên tử hydro trong một quả bom hoặc một ngôi sao, khí rơi vào lỗ đen không thực sự làm mất khối lượng từ các nguyên tử của nó để giải phóng năng lượng; năng lượng được tạo ra chỉ vì khí đang rơi ngày càng gần lỗ đen.) Sự giải phóng năng lượng khổng lồ này giải thích cách một khối lượng nhỏ như vùng xung quanh lỗ đen có thể giải phóng nhiều năng lượng như toàn bộ thiên hà. Nhưng để phát ra tất cả năng lượng đó, thay vì chỉ rơi vào bên trong chân trời sự kiện chỉ trong chớp mắt, thì khí nóng phải dành thời gian để xoay quanh ngôi sao trong đĩa bồi tụ và phát ra một phần năng lượng của nó.

Hầu hết các lỗ đen không có bất kỳ dấu hiệu nào về sự phát xạ chuẩn tinh. Chúng tôi gọi chúng là “tĩnh lặng”. Tuy nhiên, giống như những con rồng đang ngủ, chúng có thể được đánh thức bằng cách được cung cấp khí tươi. Lỗ đen trong Ngân Hà của chúng ta hiện đang tĩnh lặng, nhưng nó có thể là chuẩn tinh chỉ vài triệu năm trước (Hình 27.11). Hai bong bóng khổng lồ kéo dài 25.000 năm ánh sáng ở trên và dưới trung tâm thiên hà đang phát ra tia gamma. Có phải những thứ này được tạo ra cách đây vài triệu năm khi một lượng vật chất đáng kể rơi vào lỗ đen ở trung tâm thiên hà không? Các nhà thiên văn vẫn đang nghiên cứu để tìm hiểu sự kiện đáng chú ý nào có thể đã hình thành nên những bong bóng khổng lồ này.

Vật lý cần thiết để giải thích cách thức chính xác trong đó năng lượng của vật chất rơi vào được chuyển đổi thành bức xạ gần một lỗ đen phức tạp hơn nhiều so với cuộc thảo luận đơn giản của chúng ta. Để hiểu điều gì xảy ra trong vùng "gai góc và lộn xộn" xung quanh một lỗ đen khổng lồ, các nhà thiên văn học và vật lý học phải dùng đến các mô phỏng máy tính (và họ yêu cầu các siêu máy tính, loại máy nhanh có khả năng tính toán số lượng đáng kinh ngạc mỗi giây). Chi tiết của các mô hình này nằm ngoài phạm vi của cuốn sách của chúng ta, nhưng chúng đã hỗ trợ các mô tả cơ bản được trình bày ở đây.

Hình 27.11 Bong bóng Fermi trong Thiên hà. Những bong bóng khổng lồ tỏa sáng trong ánh sáng tia gamma nằm ở trên và dưới trung tâm của Ngân Hà, được vệ tinh Fermi nhìn thấy. (Hình ảnh tia gamma và tia X được chồng lên hình ảnh ánh sáng nhìn thấy của các phần bên trong Thiên hà của chúng ta.) Các bong bóng có thể là bằng chứng cho thấy lỗ đen siêu khối lượng ở trung tâm Thiên hà của chúng ta là chuẩn tinh cách đây vài triệu năm trước. (ảnh: sửa đổi công việc của Trung tâm Chuyến bay Vũ trụ Goddard của NASA)

Các luồng vô tuyến

Cho đến nay, mô hình của chúng ta dường như đã giải thích được nguồn năng lượng trung tâm trong các chuẩn tinh và các thiên hà hoạt động. Nhưng, như chúng ta đã thấy, có nhiều thứ đối với các chuẩn tinh và các thiên hà hoạt động khác, hơn chỉ là các nguồn năng lượng dạng điểm. Chúng cũng có thể có các luồng phản lực dài phát sáng bằng sóng vô tuyến, ánh sáng, và đôi khi cả tia X, và vượt xa giới hạn của thiên hà chủ. Liệu chúng ta có thể tìm ra cách để lỗ đen của chúng ta và đĩa bồi tụ của nó cũng tạo ra các luồng hạt năng lượng cao này không?

Nhiều quan sát khác nhau hiện đã lần theo dấu vết của những luồng này trong vòng 3 đến 30 năm ánh sáng của chuẩn tinh chủ hoặc hạt nhân thiên hà. Trong khi lỗ đen và đĩa bồi tụ thường chỉ nhỏ hơn 1 năm ánh sáng, tuy nhiên chúng tôi cho rằng nếu các tia phản lực gần bằng mức như thế này, chúng có thể bắt nguồn từ vùng lân cận của lỗ đen. Một đặc điểm khác của luồng phản lực mà chúng ta cần giải thích là chúng chứa vật chất chuyển động gần với tốc độ ánh sáng.

Tại sao các electron năng lượng và các hạt khác ở gần một lỗ đen siêu khối lượng lại bị phóng ra thành các tia phản lực, và thường thành hai tia phản lực có hướng ngược nhau, thay vì theo mọi hướng? Một lần nữa, chúng ta phải sử dụng các mô hình lý thuyết và mô phỏng siêu máy tính về những gì sẽ xảy ra khi nhiều vật chất quay vào trong một đĩa bồi tụ lỗ đen đông đúc. Mặc dù không có thỏa thuận chính xác về cách các tia hình thành, nhưng rõ ràng là bất kỳ vật chất nào thoát ra khỏi vùng lân cận của lỗ đen đều có thời gian dễ dàng hơn khi thực hiện theo phương vuông góc với đĩa bồi tụ.

Theo một cách nào đó, các vùng bên trong của đĩa bồi tụ lỗ đen giống như một đứa trẻ đang học cách tự ăn. Đôi khi, thức ăn vào miệng trẻ có thể trào ra theo nhiều hướng khác nhau. Theo cách tương tự, một số vật chất xoáy vào về phía một lỗ đen sẽ tự chịu áp lực cực lớn và quay xung quanh với tốc độ khủng khiếp. Trong những điều kiện như vậy, các mô phỏng cho thấy rằng một lượng đáng kể vật chất có thể bị văng ra ngoài — nhưng không quay trở lại dọc theo đĩa, nơi có nhiều vật chất chen chúc hơn, mà ở trên và dưới đĩa. Nếu đĩa dày (vì nó có xu hướng xảy ra khi nhiều vật chất rơi vào nhanh chóng), nó có thể dẫn vật chất chảy ra thành các chùm hẹp vuông góc với đĩa (Hình 27.12).

Hình 27.12 Các mô hình của đĩa bồi tụ. Các bản vẽ giản đồ này cho thấy các đĩa bồi tụ có thể trông như thế nào xung quanh các lỗ đen lớn đối với (a) đĩa bồi tụ mỏng và (b) đĩa “béo” — loại cần thiết để giải thích cho việc dẫn dòng chảy của vật chất nóng thành các tia hẹp có hướng vuông góc với đĩa.

Hình 27.13 cho thấy các quan sát về một thiên hà elip hoạt động theo cách chính xác như vậy. Tại trung tâm của thiên hà đang hoạt động này, có một vòng bụi và khí có đường kính khoảng 400 năm ánh sáng, bao quanh một lỗ đen 1,2 tỷ MSun. Các quan sát vô tuyến cho thấy hai luồng phản lực xuất hiện theo hướng vuông góc với vành đai, đúng như dự đoán của mô hình.

Hình 27.13 Luồng phản lực và đĩa trong một thiên hà hoạt động. Hình bên trái cho thấy thiên hà elip hoạt động NGC 4261, nằm trong Cụm sao Xử Nữ ở khoảng cách khoảng 100 triệu năm ánh sáng. Bản thân thiên hà — vùng tròn màu trắng ở trung tâm — được hiển thị theo ánh sáng khả kiến, trong khi các tia phản lực được nhìn thấy ở bước sóng vô tuyến. Hình ảnh của Kính viễn vọng Không gian Hubble về phần trung tâm của thiên hà được hiển thị ở bên phải. Nó chứa một vòng bụi và khí có đường kính khoảng 800 năm ánh sáng, bao quanh một lỗ đen siêu lớn. Lưu ý rằng các tia phản lực xuất hiện từ thiên hà theo hướng vuông góc với mặt phẳng của vòng đĩa. (ảnh: sửa đổi công việc của ESA / HST)

Với mô hình lỗ đen này, chúng ta đã tiến một bước dài trong việc tìm hiểu các chuẩn tinh và các thiên hà hoạt động vốn dường như rất bí ẩn chỉ vài thập kỷ trước. Như thường xảy ra trong thiên văn học, sự kết hợp của các công cụ tốt hơn (quan sát tốt hơn) và các mô hình lý thuyết được cải tiến đã giúp chúng ta đạt được tiến bộ đáng kể về một khía cạnh khó hiểu của vũ trụ.

THỰC HIỆN KẾT NỐI

Chuẩn tinh và thái độ của các nhà thiên văn

Việc phát hiện ra các chuẩn tinh vào đầu những năm 1960 là lần đầu tiên trong một loạt các điều ngạc nhiên mà các nhà thiên văn học có được. Trong vòng một thập kỷ nữa, họ sẽ tìm thấy sao neutron (ở dạng sao xung), những gợi ý đầu tiên về lỗ đen (trong nguồn tia X nhị phân), và thậm chí cả tiếng vọng vô tuyến của chính vụ nổ Big Bang. Nhiều khám phá mới đang ở phía trước.

Như Maarten Schmidt hồi tưởng vào năm 1988, “Tôi tin rằng điều này có tác động sâu sắc đến hoạt động của những người thực hành thiên văn học. Trước những năm 1960, có nhiều chủ nghĩa độc tài trong lĩnh vực này. Những ý tưởng mới được thể hiện tại các cuộc họp sẽ được các nhà thiên văn cấp cao đánh giá ngay lập tức và bị bác bỏ nếu quá xa vời”. Chúng tôi đã thấy một ví dụ điển hình về điều này trong rắc rối mà Chandrasekhar gặp phải khi tìm kiếm sự chấp nhận cho ý tưởng của mình về cái chết của những ngôi sao có lõi lớn hơn 1,4 MSun (xem phần viết về Subrahmanyan Chandrasekhar).

“Những khám phá của những năm 1960,” Schmidt tiếp tục, “là một sự bối rối, theo nghĩa là chúng hoàn toàn bất ngờ và không thể đánh giá được ngay lập tức. Để phản ứng với những phát triển này, một thái độ đã được cởi mở khi những ý tưởng kỳ quặc trong thiên văn học được coi trọng. Với sự thiếu kiến ​​thức vững chắc của chúng ta về thiên văn học ngoài thiên hà, điều này có lẽ được ưu tiên hơn chủ nghĩa độc đoán.”

Điều đó không có nghĩa là các nhà thiên văn học (là con người) không tiếp tục có những định kiến ​​và sở thích. Ví dụ, một nhóm nhỏ các nhà thiên văn học nghĩ rằng độ dịch chuyển đỏ của các chuẩn tinh không liên quan đến khoảng cách của chúng (đây chắc chắn là một ý kiến ​​thiểu số) thường cảm thấy bị loại khỏi các cuộc họp hoặc không được tiếp cận với kính thiên văn trong những năm 1960 và 1970. Không rõ ràng rằng họ thực sự bị loại trừ, cũng như họ cảm thấy áp lực rất khó khăn khi biết rằng hầu hết các đồng nghiệp của họ đều không đồng ý với họ. Hóa ra, bằng chứng - thứ cuối cùng phải quyết định tất cả các câu hỏi khoa học - cũng không đứng về phía họ.

Nhưng ngày nay, khi các công cụ tốt hơn mang lại giải pháp cho một số vấn đề và làm sáng tỏ rõ ràng sự thiếu hiểu biết của chúng ta về những người khác, toàn bộ lĩnh vực thiên văn học dường như cởi mở hơn để thảo luận về những ý tưởng bất thường. Tất nhiên, trước khi bất kỳ giả thuyết nào được chấp nhận, chúng phải được thử nghiệm — lặp đi lặp lại — chống lại bằng chứng mà bản thân tự nhiên tiết lộ. Tuy nhiên, nhiều đề xuất kỳ lạ được công bố về vật chất tối có thể là gì (xem Sự tiến hóa và phân bố của các thiên hà) chứng thực cho sự cởi mở mới mà Schmidt đã mô tả.

(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