Độ sáng chói và khoảng cách lớn của các chuẩn tinh khiến chúng trở thành những công cụ thăm dò lý tưởng về tầm xa của vũ trụ và quá khứ xa xôi của nó. Nhớ lại rằng khi lần đầu tiên giới thiệu chuẩn tinh, chúng tôi đã đề cập rằng chúng thường có xu hướng ở rất xa. Khi chúng ta nhìn thấy những vật thể ở rất xa, chúng ta đang nhìn thấy chúng như chúng đã từng tồn tại từ rất lâu trước đây. Bức xạ từ một chuẩn tinh cách xa 8 tỷ năm ánh sáng đang cho chúng ta biết chuẩn tinh đó và môi trường của nó như thế nào cách đây 8 tỷ năm, gần hơn nhiều so với thời điểm thiên hà bao quanh nó lần đầu tiên hình thành. Các nhà thiên văn học hiện đã phát hiện ra ánh sáng phát ra từ các chuẩn tinh đã được hình thành chỉ vài trăm triệu năm sau khi vũ trụ bắt đầu giãn nở cách đây 13,8 tỷ năm. Vì vậy, chúng cho chúng ta một cơ hội đáng chú ý để tìm hiểu về thời gian khi các cấu trúc lớn lần đầu tiên được tập hợp trong vũ trụ.

Sự tiến hóa của chuẩn tinh

Chuẩn tinh cung cấp bằng chứng thuyết phục rằng chúng ta đang sống trong một vũ trụ đang phát triển — một vũ trụ thay đổi theo thời gian. Chúng nói với chúng ta rằng các nhà thiên văn nếu sống cách đây hàng tỷ năm hẳn đã nhìn thấy một vũ trụ rất khác với vũ trụ ngày nay. Số lượng chuẩn tinh ở các dịch chuyển đỏ khác nhau (và do đó ở các thời điểm khác nhau trong quá trình tiến hóa của vũ trụ) cho chúng ta thấy những thay đổi này mạnh mẽ như thế nào (Hình 27.14). Bây giờ chúng ta biết rằng số lượng chuẩn tinh là lớn nhất vào thời điểm khi vũ trụ chỉ bằng 20% ​​so với tuổi hiện tại.

Hình 27.14 Con số tương đối của Chuẩn tinh và Tỷ lệ hình thành sao như một hàm tuổi của vũ trụ. Tuổi 0 trên các ô tương ứng với sự khởi đầu của vũ trụ; 13,8 tuổi tương ứng với thời điểm hiện tại. Cả số lượng chuẩn tinh và tốc độ hình thành sao đều ở mức đỉnh điểm khi vũ trụ ở độ tuổi khoảng 20% so với bây giờ.

Như bạn có thể thấy, sự sụt giảm số lượng chuẩn tinh khi thời gian tiến gần đến ngày nay là khá đột ngột. Các quan sát cũng cho thấy sự phát xạ từ các đĩa bồi tụ xung quanh các lỗ đen lớn nhất đạt cực đại sớm và sau đó mờ dần. Chuẩn tinh mạnh nhất chỉ được nhìn thấy ở những thời điểm ban đầu. Để giải thích kết quả này, chúng tôi sử dụng mô hình về nguồn năng lượng của các chuẩn tinh — cụ thể là chuẩn tinh là các lỗ đen có đủ nhiên liệu để tạo ra một đĩa bồi tụ rực rỡ ngay xung quanh chúng.

Thực tế là có nhiều chuẩn tinh từ rất lâu trước đây (ở xa) hơn là ngày nay (ở gần) có thể được giải thích nếu có nhiều vật chất hơn để được bồi tụ bởi các lỗ đen sớm trong lịch sử vũ trụ. Bạn có thể nói rằng các chuẩn tinh hoạt động nhiều hơn khi các lỗ đen của chúng có nhiên liệu cho “động cơ sản xuất năng lượng”. Nếu nhiên liệu đó được tiêu thụ hầu hết trong vài tỷ năm đầu tiên sau khi vũ trụ bắt đầu giãn nở, thì sau này trong vòng đời của nó, một lỗ đen “đói” sẽ chỉ còn lại rất ít để thắp sáng các vùng trung tâm của thiên hà.

Nói cách khác, nếu vật chất trong đĩa bồi tụ liên tục bị cạn kiệt do rơi vào lỗ đen hoặc bị thổi ra khỏi thiên hà dưới dạng phản lực, thì chuẩn tinh chỉ có thể tiếp tục bức xạ miễn là có khí mới để bổ sung vào đĩa bồi tụ.

Trên thực tế, có nhiều khí xung quanh được bồi đắp sớm hơn trong lịch sử vũ trụ. Vào thời đó, hầu hết khí vẫn chưa sụp đổ để tạo thành các ngôi sao, vì vậy, có nhiều nhiên liệu hơn để cung cấp cho cả việc nuôi dưỡng các lỗ đen và hình thành các ngôi sao mới. Phần lớn nhiên liệu đó sau đó đã được tiêu thụ trong quá trình hình thành các ngôi sao trong vài tỷ năm đầu tiên sau khi vũ trụ bắt đầu giãn nở. Tiếp theo trong cuộc đời của nó, một thiên hà sẽ chỉ còn lại rất ít để nuôi một lỗ đen háu đói hoặc để hình thành thêm nhiều ngôi sao mới. Như chúng ta thấy trong Hình 27.14, cả quá trình hình thành sao và tăng trưởng lỗ đen đều đạt đỉnh khi vũ trụ khoảng 2 tỷ năm tuổi. Kể từ đó, cả hai đều “sa sút phong độ”. Chúng ta đến muộn với bữa tiệc của các thiên hà và đã bỏ lỡ một số sự hào hứng ban đầu.

Các quan sát về các thiên hà gần hơn (nhìn thấy sau này) cho thấy rằng có một nguồn nhiên liệu khác cho các lỗ đen trung tâm — sự va chạm của các thiên hà. Nếu hai thiên hà có khối lượng tương tự va chạm và hợp nhất, hoặc nếu một thiên hà nhỏ hơn bị kéo thành một thiên hà lớn hơn, thì khí và bụi từ một thiên hà này có thể đến đủ gần lỗ đen trong thiên hà kia để bị nó nuốt chửng và do đó cung cấp nhiên liệu cần thiết. Các nhà thiên văn học đã phát hiện ra rằng các vụ va chạm cũng phổ biến hơn nhiều trong lịch sử vũ trụ so với ngày nay. Có nhiều thiên hà nhỏ hơn trong những thời kỳ đầu vì theo thời gian, như chúng ta sẽ thấy (trong phần Sự tiến hóa và phân bố của các thiên hà), các thiên hà nhỏ có xu hướng kết hợp lại thành những thiên hà lớn hơn. Một lần nữa, điều này có nghĩa là chúng ta mong đợi sẽ thấy nhiều chuẩn tinh từ lâu (ở xa) hơn là ngày nay (ở gần) — như thực tế là chúng ta đã thấy.

Sự đồng phụ thuộc của Lỗ đen và Thiên hà

Khi khối lượng lỗ đen bắt đầu được đo lường một cách đáng tin cậy vào cuối những năm 1990, chúng đã đặt ra một bí ẩn. Nó trông như thể khối lượng của lỗ đen trung tâm phụ thuộc vào khối lượng của thiên hà. Các lỗ đen trong các thiên hà dường như luôn chỉ bằng 1/200 khối lượng của thiên hà mà chúng cư trú. Kết quả này được thể hiện dưới dạng giản đồ trong Hình 27.15 và một số quan sát được vẽ trong Hình 27.16.

Hình 27.15 Mối quan hệ giữa Khối lượng Lỗ đen và Khối lượng của Thiên hà Chủ. Các quan sát cho thấy có mối tương quan chặt chẽ giữa khối lượng của lỗ đen ở trung tâm của một thiên hà và khối lượng của phân bố hình cầu của các ngôi sao xung quanh lỗ đen. Sự phân bố hình cầu đó có thể ở dạng thiên hà hình elip hoặc khối phình trung tâm của thiên hà xoắn ốc. (ảnh: sửa đổi công việc của K. Cordes, S. Brown (STScI))

Bằng cách nào đó, khối lượng lỗ đen và khối lượng của các ngôi sao ở khối phình xung quanh được kết nối với nhau. Nhưng tại sao lại tồn tại mối tương quan này? Thật không may, các nhà thiên văn học vẫn chưa biết câu trả lời cho câu hỏi này. Tuy nhiên, chúng ta biết rằng lỗ đen có thể ảnh hưởng đến tốc độ hình thành sao trong thiên hà và các đặc tính của thiên hà xung quanh có thể ảnh hưởng đến tốc độ phát triển của lỗ đen. Hãy xem các quy trình này hoạt động như thế nào.

Hình 27.16 Mối tương quan giữa Khối lượng của lỗ đen trung tâm và khối lượng chứa trong khối phình của các sao bao quanh lỗ Đen, sử dụng dữ liệu từ các thiên hà thực. Lỗ đen luôn có khối lượng bằng 1/200 khối lượng của các ngôi sao xung quanh nó. Các thanh ngang và dọc bao quanh mỗi điểm cho thấy độ không đảm bảo của phép đo. (ảnh: sửa đổi công trình của Nicholas J. McConnell, Chung-Pei Ma, “Xem xét lại mối quan hệ tỷ lệ của khối lượng lỗ đen và thuộc tính thiên hà chủ,” Tạp chí Vật lý thiên văn, 764: 184 (14 tr.), ngày 20 tháng 2 năm 2013.)

Làm thế nào một thiên hà có thể ảnh hưởng đến một lỗ đen ở trung tâm của nó

Trước tiên, chúng ta hãy xem xét cách thiên hà ở xung quanh có thể ảnh hưởng đến sự phát triển và kích thước của lỗ đen. Không có lượng lớn “thức ăn” tươi, môi trường xung quanh lỗ đen chỉ phát sáng yếu ớt khi các mảnh vật chất cục bộ xoáy vào trong về phía lỗ đen. Vì vậy, bằng cách nào đó, một lượng lớn khí phải tìm đường đến lỗ đen từ thiên hà để cung cấp cho chuẩn tinh và làm cho nó phát triển và tỏa ra năng lượng được chú ý. “Thức ăn” cho lỗ đen này ban đầu đến từ đâu và nó có thể được bổ sung như thế nào? Ban giám khảo vẫn chưa ra, nhưng các lựa chọn đã khá rõ ràng.

Một nguồn nhiên liệu rõ ràng cho lỗ đen là vật chất từ ​​chính thiên hà chủ. Các thiên hà bắt đầu với một lượng lớn khí và bụi liên sao, và ít nhất một số vật chất liên sao này dần dần được chuyển đổi thành các ngôi sao khi thiên hà phát triển. Mặt khác, khi các ngôi sao trải qua cuộc đời và chết đi, chúng mất khối lượng liên tục vào khoảng không giữa các vì sao, do đó trả lại một phần khí và bụi cho môi trường liên sao. Chúng tôi hy vọng sẽ sớm tìm thấy nhiều khí và bụi hơn ở các vùng trung tâm trong vòng đời của thiên hà hơn là sau này, khi phần lớn chúng đã được chuyển đổi thành các ngôi sao. Bất kỳ vật chất liên sao nào đi quá gần lỗ đen đều có thể bị bồi đắp cho nó. Điều này có nghĩa là chúng ta mong đợi rằng số lượng và độ sáng của chuẩn tinh được cung cấp theo cách này sẽ giảm dần theo thời gian. Và như chúng ta đã thấy, đó chỉ là những gì chúng ta tìm ra.

Ngày nay, cả thiên hà elip và khối phình hạt nhân của thiên hà xoắn ốc đều có rất ít nguyên liệu thô còn lại để làm nguồn cung cấp nhiên liệu cho lỗ đen. Và hầu hết các lỗ đen khổng lồ trong các thiên hà gần đó, bao gồm cả lỗ đen trong Ngân Hà của chúng ta, hiện tại là bóng tối và tương đối yên tĩnh - chỉ là chiếc bóng của bản thể trước đây của chúng. Vì vậy, điều đó phù hợp với quan sát của chúng ta.

Chúng ta cần lưu ý rằng ngay cả khi bạn có một lỗ đen siêu lớn đang tĩnh lặng, một ngôi sao trong khu vực này đôi khi vẫn có thể đến gần nó. Khi đó, lực thủy triều mạnh mẽ của lỗ đen có thể kéo toàn bộ ngôi sao ra thành một dòng khí. Dòng này nhanh chóng tạo thành một đĩa bồi tụ tạo ra năng lượng theo cách bình thường và làm cho vùng lỗ đen trở thành chuẩn tinh tạm thời. Tuy nhiên, vật chất sẽ rơi vào hố đen chỉ sau vài tuần hoặc vài tháng. Sau đó, lỗ đen quay trở lại trạng thái ẩn dật, tĩnh lặng, cho đến khi một “nạn nhân” khác đi ngang qua.

Loại sự kiện “ăn thịt” này chỉ xảy ra một lần sau mỗi 100.000 năm hoặc lâu hơn trong một thiên hà điển hình. Nhưng chúng ta có thể theo dõi hàng triệu thiên hà trên bầu trời, do đó, một vài "sự kiện gián đoạn thủy triều" này được tìm thấy hàng năm (Hình 27.17). Tuy nhiên, những sự kiện riêng lẻ này, kịch tính như vậy, quá hiếm để giải thích cho khối lượng khổng lồ của các lỗ đen trung tâm.

Hình 27.17 Một lỗ đen “ăn nhẹ” một ngôi sao. Hình vẽ minh họa của nghệ sĩ này cho thấy ba giai đoạn của một ngôi sao (màu đỏ) đi đu đưa quá gần với một lỗ đen khổng lồ (vòng tròn đen). Ngôi sao bắt đầu chệch hướng (trên cùng bên trái) ở dạng hình cầu bình thường, sau đó bắt đầu được kéo thành hình quả bóng bầu dục bởi thủy triều do lỗ đen tạo ra (ở giữa). Khi ngôi sao đến gần hơn, thủy triều trở nên mạnh hơn so với trọng lực giữ ngôi sao lại với nhau, và nó vỡ ra thành một dòng (bên phải). Phần lớn vật chất của ngôi sao tạo thành một đĩa bồi tụ tạm thời sáng lên như một chuẩn tinh trong vài tuần hoặc vài tháng. (ảnh: sửa đổi công việc của NASA / CXC / M. Weiss)

Một nguồn nhiên liệu khác cho lỗ đen là sự va chạm của thiên hà chủ của nó với thiên hà khác. Khi một bức ảnh chi tiết được chụp, một số thiên hà sáng nhất hóa ra là các cặp thiên hà va chạm. Và hầu hết chúng đều có chuẩn tinh bên trong, chúng ta không dễ dàng nhìn thấy được vì chúng bị chôn vùi bởi một lượng rất lớn bụi và khí.

Một vụ va chạm giữa hai chiếc xe hơi tạo ra một mớ hỗn độn, đẩy các bộ phận ra khỏi vị trí thông thường của chúng. Theo cách tương tự, nếu hai thiên hà va chạm và hợp nhất, thì khí và bụi (mặc dù không nhiều như các ngôi sao) có thể bị đẩy ra khỏi quỹ đạo thông thường của chúng. Một số có thể đi đủ gần lỗ đen trong thiên hà này hay thiên hà khác để bị nó nuốt chửng và do đó cung cấp nhiên liệu cần thiết để kích hoạt một chuẩn tinh. Như chúng ta đã thấy, các vụ va chạm và sáp nhập thiên hà xảy ra thường xuyên nhất khi vũ trụ còn trẻ và có lẽ giúp giải thích rằng các chuẩn tinh là phổ biến nhất khi vũ trụ chỉ bằng khoảng 20% ​​tuổi hiện tại.

Các vụ va chạm trong vũ trụ ngày nay ít thường xuyên hơn, nhưng chúng vẫn xảy ra. Khi một thiên hà đạt đến kích thước của Ngân Hà, hầu hết các thiên hà mà nó hợp nhất sẽ là những thiên hà nhỏ hơn nhiều - các thiên hà lùn (xem chương Các thiên hà). Những thiên hà lùn này không phá vỡ thiên hà lớn được nhiều, nhưng chúng có thể cung cấp một số khí bổ sung cho lỗ đen của nó.

Nhân tiện, nếu hai thiên hà, mỗi thiên hà chứa một lỗ đen, va chạm, thì hai lỗ đen có thể hợp nhất và tạo thành một lỗ đen thậm chí còn lớn hơn (Hình 27.18). Trong quá trình này, chúng sẽ phát ra một đợt sóng hấp dẫn. Một trong những mục tiêu chính của sứ mệnh LISA (Ăng-ten không gian giao thoa kế bằng laser) của Cơ quan Vũ trụ Châu Âu là phát hiện tín hiệu sóng hấp dẫn từ sự hợp nhất của các lỗ đen siêu khối lượng.

Hình 27.18 Các thiên hà va chạm với sự hiện diện của hai lỗ đen. Chúng tôi so sánh hình ảnh ánh sáng nhìn thấy của Kính viễn vọng Không gian Hubble (trái) và Chandra tia X (phải) về các vùng trung tâm của NGC 6240, một thiên hà cách chúng ta khoảng 400 triệu năm ánh sáng. Đây là một ví dụ điển hình về một thiên hà trong đó các ngôi sao đang hình thành, phát triển và bùng nổ với tốc độ đặc biệt nhanh chóng do một sự hợp nhất tương đối gần đây (30 triệu năm trước). Hình ảnh Chandra cho thấy hai nguồn tia X sáng, mỗi nguồn được tạo ra bởi khí nóng bao quanh một lỗ đen. Trong vài trăm triệu năm tới, hai lỗ đen siêu khối lượng, cách nhau khoảng 3000 năm ánh sáng, sẽ trôi về phía nhau và hợp nhất để tạo thành một lỗ đen thậm chí còn lớn hơn. Việc phát hiện lỗ đen nhị phân này ủng hộ ý tưởng rằng các lỗ đen có thể phát triển thành khối lượng khổng lồ ở trung tâm của các thiên hà bằng cách hợp nhất với các thiên hà lân cận. (ảnh trái: sửa đổi công việc của NASA / CXC / MPE / S.Komossa và cộng sự; ảnh phải: NASA / STScI / R. P. van der Marel, J. Gerssen)

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Xem video hai thiên hà va chạm để tạo thành một lỗ đen siêu lớn.

Hố đen ảnh hưởng như thế nào đến sự hình thành các ngôi sao trong thiên hà?

Chúng ta đã thấy rằng vật chất trong các thiên hà có thể ảnh hưởng đến sự phát triển của lỗ đen. Đến lượt mình, lỗ đen cũng có thể ảnh hưởng đến thiên hà mà nó cư trú. Nó có thể làm như vậy theo ba cách: thông qua các luồng phản lực của nó, thông qua các luồng gió của các hạt bị đẩy ra khỏi đĩa bồi tụ, và thông qua bức xạ từ đĩa bồi tụ. Khi chúng đi ra khỏi lỗ đen, cả ba đều có thể thúc đẩy sự hình thành sao bằng cách nén khí và bụi xung quanh — hoặc thay vào đó, ngăn chặn sự hình thành sao bằng cách đốt nóng khí xung quanh và cắt nhỏ các đám mây phân tử, do đó ức chế hoặc ngăn chặn sự hình thành sao. Năng lượng phát ra thậm chí có thể đủ để ngăn cản quá trình bồi tụ vật chất mới và làm chết đói lỗ đen khỏi nguồn nhiên liệu. Các nhà thiên văn vẫn đang cố gắng đánh giá tầm quan trọng tương ứng của những tác động này trong việc xác định sự tiến hóa tổng thể của các khối phình ra của thiên hà và tốc độ hình thành sao.

Tóm lại, chúng ta đã thấy mỗi thiên hà và lỗ đen siêu lớn có thể ảnh hưởng như thế nào đến sự tiến hóa của các thiên hà khác: thiên hà cung cấp nhiên liệu cho lỗ đen và chuẩn tinh có thể hỗ trợ hoặc ngăn chặn sự hình thành sao. Sự cân bằng của các quá trình này có thể giúp giải thích mối tương quan giữa lỗ đen và khối lượng của khối phình, nhưng vẫn chưa có lý thuyết nào giải thích một cách định lượng và chi tiết tại sao mối tương quan giữa lỗ đen và khối lượng của khối phình lại chặt chẽ như thế hoặc tại sao khối lượng lỗ đen luôn bằng khoảng 1/200 lần khối lượng của khối phình.

Sự ra đời của các lỗ đen và các thiên hà

Trong khi mối liên hệ giữa các chuẩn tinh và các thiên hà ngày càng rõ ràng, thì câu đố lớn nhất - cụ thể là, các lỗ đen siêu lớn trong các thiên hà bắt đầu như thế nào - vẫn chưa được giải đáp. Các quan sát cho thấy chúng tồn tại khi vũ trụ còn rất trẻ. Một ví dụ ấn tượng là việc phát hiện ra một chuẩn tinh đã sáng khi vũ trụ chỉ mới 700 triệu năm tuổi. Làm thế nào để tạo ra một lỗ đen lớn nhanh như vậy? Một vấn đề liên quan là để cuối cùng xây dựng nên các lỗ đen chứa hơn 2 tỷ khối lượng Mặt Trời, thì cần phải có các lỗ đen “hạt giống” khổng lồ với khối lượng ít nhất gấp 2000 lần khối lượng Mặt Trời — và chúng phải được tạo ra bằng cách nào đó ngay sau khi sự mở rộng của vũ trụ bắt đầu.

Các nhà thiên văn hiện đang làm việc tích cực để phát triển các mô hình về cách các lỗ đen hạt giống này có thể hình thành. Các giả thuyết cho rằng các thiên hà hình thành từ các đám mây vật chất tối và khí đang sụp đổ. Một số khí hình thành các ngôi sao, nhưng có lẽ một số khí lắng xuống trung tâm nơi nó trở nên tập trung đến mức tạo thành một lỗ đen. Nếu điều này xảy ra, lỗ đen có thể hình thành ngay lập tức - mặc dù điều này đòi hỏi khí ban đầu không được quay nhiều.

Một kịch bản có khả năng xảy ra hơn là khí sẽ có một số mômen động lượng (quay) để ngăn chặn sự sụp đổ trực tiếp thành một lỗ đen. Trong trường hợp đó, thế hệ sao đầu tiên sẽ hình thành, và một số ngôi sao, theo tính toán, sẽ có khối lượng gấp hàng trăm lần Mặt trời. Khi những ngôi sao này kết thúc quá trình đốt cháy hydro, chỉ vài triệu năm sau, các siêu tân tinh mà chúng kết thúc sẽ tạo ra các lỗ đen có khối lượng gấp hàng trăm lần khối lượng của Mặt trời. Sau đó, những lỗ đen này có thể hợp nhất với những lỗ đen khác hoặc tích tụ nguồn cung cấp khí đốt dồi dào sẵn có vào những thời điểm ban đầu này.

Thách thức ở đây là tăng trưởng những lỗ đen nhỏ hơn này đủ nhanh để tạo ra những lỗ đen lớn hơn nhiều mà chúng ta thấy vài trăm triệu năm sau. Hóa ra là khó vì có những giới hạn về tốc độ chúng có thể tích tụ vật chất. Những điều này sẽ có ý nghĩa đối với bạn so với những gì chúng ta đã thảo luận trước đó trong chương. Nếu tốc độ bồi tụ trở nên quá cao, thì năng lượng truyền ra ngoài từ đĩa bồi tụ của lỗ đen sẽ trở nên mạnh đến mức thổi bay vật chất đang rơi vào.

Thay vào đó, điều gì sẽ xảy ra nếu một đám mây khí sụp đổ không tạo thành một lỗ đen trực tiếp hoặc vỡ ra và tạo thành một nhóm các ngôi sao thông thường, nhưng ở lại với nhau và tạo nên một ngôi sao khá lớn nằm trong một cụm dày đặc gồm hàng nghìn ngôi sao khối lượng thấp hơn và lớn số lượng của khí dày đặc? Ngôi sao lớn sẽ có thời gian tồn tại ngắn và sẽ sớm sụp đổ để trở thành một lỗ đen. Sau đó, nó có thể bắt đầu hút khí dày đặc xung quanh nó. Nhưng các tính toán cho thấy lực hấp dẫn của nhiều ngôi sao gần đó sẽ khiến lỗ đen ngoằn ngoèo một cách ngẫu nhiên trong cụm sao và sẽ ngăn cản sự hình thành đĩa bồi tụ. Nếu không có đĩa bồi tụ thì vật chất có thể rơi tự do vào lỗ đen từ mọi hướng. Các tính toán cho thấy trong những điều kiện này, một lỗ đen thậm chí nhỏ bằng 10 lần khối lượng của Mặt trời có thể phát triển lên tới hơn 10 tỷ lần khối lượng của Mặt trời vào thời điểm vũ trụ được một tỷ năm tuổi.

Các nhà khoa học đang khám phá những ý tưởng khác về cách hình thành hạt giống của các lỗ đen siêu lớn, và đây vẫn là một lĩnh vực nghiên cứu rất tích cực. Dù cơ chế nào đã gây ra sự hình thành nhanh chóng của các lỗ đen siêu lớn này, chúng vẫn cho chúng ta một cách để quan sát vũ trụ trẻ khi nó chỉ mới ở độ tuổi khoảng 5% so với bây giờ.

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Hãy xem một số kết quả mới từ Đài quan sát tia X Chandra về sự hình thành của các lỗ đen siêu khối lượng trong vũ trụ sơ khai.

(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