Những ngôi sao không nhìn thấy
Để bắt đầu câu chuyện của chúng ta về những lỗ đen, ta phải lùi lại hai trăm năm đến cuối thế kỉ thứ 18, vì đó là khi các nhà khoa học lần đầu tiên nhận ra rằng các lỗ đen có thể tồn tại. Khi ấy, chúng được biết là những ngôi sao không nhìn thấy và sự tồn tại của chúng tuân theo lô gic và sự lí giải từ định luật vạn vật hấp dẫn Newton và lí thuyết hạt ánh sáng của ông.
Cho đến khá gần đây, người ta vẫn nghĩ rằng người ta đầu tiên tiên đoán sự tồn tại của các lỗ đen là nhà toán học và nhà thiên văn nổi tiếng người Pháp Pierre Laplace vào năm 1795. Ngày nay, người ta biết rõ rằng vinh quang ấy thuộc về nhà địa chất người Anh tên là John Michell, hiệu trưởng trường dòng Thornhill ở Yorkshire.
Michell được xem là cha đẻ của ngành địa chấn học và là người đầu tiên giải thích, sau trận động đất Lisbon năm 1755, rằng động đất là do sự hình thành áp suất chất khí từ nước sôi do nhiệt núi lửa. Ông cũng trình bày rằng động đất có thể bắt đầu bên dưới thềm đại dương và trận động đất Lisbon là một ví dụ thuộc loại này. Các quan điểm của ông về sự hình thành của những lỗ đen trong không gian được trình bày trước Hội Hoàng gia London vào năm 1783. Cả Michell và Laplace đều dựa trên những lập luận khá giống nhau về quan niệm vận tốc thoát.
Gần đây, tôi có theo dõi một tư liệu trên truyền hình nói về những người chế tạo tên lửa nghiệp dư. Những nhân vật này rất nghiêm túc đối với sở thích của họ và đã có những cuộc thi xem tên lửa nào có thể lên tới độ cao lớn nhất trước khi lực hấp dẫn của Trái đất làm nó dừng lại. Tất nhiên, vấn đề là các tên lửa cần đạt tới một vận tốc thoát trước khi chúng có thể thoát khỏi sức hút của Trái đất và đi vào không gian bên ngoài. Thật bất ngờ, không gian đó không hẳn xa xôi lắm – chỉ khoảng hai giờ lái xe hơi nếu chúng ta có thể lái xe theo phương thẳng đứng. Cho dù vật bắt đầu với vận tốc bao nhiêu, lực hấp dẫn sẽ lập tức bắt đầu làm nó chậm lại, và vì thế nó phải bắt đầu đủ nhanh để vượt qua sự chậm dần này. Nên nhớ rằng lực hấp dẫn trở nên yếu hơn theo khoảng cách và vì thế một tên lửa không cần phải chuyển động rất nhanh một khi nó đã đạt tới một độ cao nhất định. Trên thực tế, các tên lửa chỉ đi vào quỹ đạo dần dần, bằng cách đốt những động cơ trong những tầng kế tiếp nhau.
Vận tốc thoát trên bề mặt Trái đất là 11 km/s (hay 40 nghìn km/h). Trên Mặt trăng, vận tốc thoát chỉ hơn 2 km/s một chút, vì thế các module mặt trăng của sứ mệnh Apollo không cần những tên lửa lớn để rời khỏi Mặt trăng và trở về Trái đất.
Vận tốc thoát trên Mặt trời là 620 km/s. Đây là một con số mà Michell đã nêu ra, dựa trên kích thước và tỉ trọng của Mặt trời. Ông còn biết một con số có phần chính xác khác nữa: tốc độ ánh sáng, đã được đo trước đó một thế kỉ, và lớn gấp 500 lần vận tốc thoát của Mặt trời. Vì thế, Michell tính được rằng một ngôi sao to gấp 500 lần Mặt trời, nhưng với tỉ trọng ngang ngửa, sẽ có vận tốc thoát bằng tốc độ ánh sáng.1
Michell lập luận theo hiểu biết thông thường của thời kì ấy; quan niệm của Isaac Newton, và tin rằng ánh sáng là gồm các hạt tạo nên. Vì thế, ánh sáng phải bị tác dụng bởi lực hấp dẫn giống như mọi vật khác. Nhưng một ngôi sao có tỉ trọng bằng với Mặt trời, nhưng to gấp 500 lần, sẽ có vận tốc thoát vượt quá tốc độ ánh sáng, và vì thế các hạt ánh sáng sẽ không đủ nhanh để thoát khỏi sức hút hấp dẫn của nó. Do đó, một ngôi sao như thế sẽ trông có màu đen đối với thế giới bên ngoài. Trên thực tế, nó là vô hình!
Michell đã giải thích phần “đen” nhưng chúng ta phải tiến nhanh sang thế kỉ 20 mới hiểu từ “lỗ” có nghĩa là gì. Xét cho cùng, một ngôi sao không nhìn thấy, như Michell và Laplace giải thích, thật ra chẳng hấp dẫn gì cho lắm. Thật vậy, việc sử dụng khái niệm vận tốc thoát để giải thích các lỗ đen có phần giống như là nói Big Bang chỉ là một vụ nổ rất lớn của vật chất và năng lượng, và thế là xong. Như tôi đã lí giải ở chương trước, Big Bang không xảy ra tại một nơi nào đó trong không gian và tại một thời điểm nào đó trong thời gian mà chứa đựng không gian và thời gian bên trong nó theo một kiểu cực kì khó lĩnh hội đối với chúng ta. Theo kiểu giống như vậy, các lỗ đen là những cụm sao chết đậm đặc hơn rất nhiều, có lực hấp dẫn mạnh đến mức ánh sáng không thể thoát ra. Thật vậy, chúng khác với những ngôi sao không nhìn thấy của Michell ở một số phương diện thật bất ngờ. Trước tiên, những ngôi sao đen của Michell là những vật thể rắn có kích cỡ hữu hạn nào đó. Các lỗ đen, như chúng ta hiểu ngày nay, bao gồm hầu như là không gian hoàn toàn trống rỗng! Thật vậy, chúng đúng là những cái lỗ trong không gian, bên trong đó các tính chất của không gian và thời gian hoàn toàn khác biệt. Và mặc dù chúng ta chưa bao giờ từng mặt đối mặt với một lỗ đen, nhưng chúng ta có cái nhìn sơ bộ nó trông như thế nào (không đẹp cho lắm). Nguyên do là vì chúng ta tin vào thuyết tương đối tổng quát Einstein. Vì nếu thuyết tương đối tổng quát là đúng, và cho đến nay chúng ta chẳng có lí do gì để nghi ngờ nó, thì nó đề xuất rằng các lỗ đen không những tồn tại trong Vũ trụ của chúng ta mà còn là một hệ quả không thể tránh khỏi của phiên bản hấp dẫn Einstein. Một trong những chuyên gia hàng đầu thế giới về thuyết tương đối tổng quát, Kip Thorne, còn phát biểu rằng “các định luật vật lí hiện đại hầu như đều đòi hỏi sự tồn tại của các lỗ đen”.
Chúng ta đã dừng lại đột ngột ở cuối Chương 2 sau khi mô tả ngắn gọn cái xảy ra với một ngôi sao nặng hơn Mặt trời nhiều lần khi nó cạn kiệt nhiên liệu hạt nhân của nó. Đã hoàn tất chặng đường gồ ghề - nhưng tôi hi vọng là vui vẻ - qua một số quan niệm vũ trụ học trong chương trước, giờ thì chúng ta đã sẵn sàng nhìn cụ thể hơn chính xác thì làm thế nào và tại sao một lỗ đen lại hình thành. Nên nhớ rằng quan niệm lực hấp dẫn của Einstein là làm việc với sự cong của không gian, và trường hấp dẫn của một vật khối lượng lớn càng mạnh, thì không gian xung quanh nó càng bị cong và biến dạng nhiều.
Khi một ngôi sao lớn bùng nổ dưới dạng sao siêu mới, nó thường tuôn phần lớn khối lượng của nó vào trong không gian, để lại phía sau một lõi sao neutron không còn đủ khối lượng để co lại thêm nữa. Bên trong một vật thể đặc như thế, vật chất bị ép chặt đến mức thậm chí các nguyên tử không thể giữ nổi dạng thức ban đầu của chúng. Trong vật chất bình thường, ví dụ như vật chất cấu tạo nên mọi thứ xung quanh chúng ta, kể cả bản thân chúng ta, mặc dù nhỏ như thế nhưng bản thân các nguyên tử chủ yếu là không gian trống rỗng. Chúng gồm một cái lõi nhỏ xíu gọi là hạt nhân nguyên tử bao quanh bởi những electron còn nhỏ hơn nữa. Các định luật của cơ học lượng tử chi phối những electron này hành xử như thế nào bên trong các nguyên tử và giải thích tại sao chúng giữ được khoảng cách của chúng đối với hạt nhân. Bên trong một sao neutron, lực hấp dẫn mạnh đến mức các nguyên tử bị nén lại với nhau và các electron bị nén vào trong hạt nhân. Các định luật cơ học lượng tử phát biểu rằng lúc này sẽ có một áp suất hướng ra cản trở ngôi sao neutron co lại thêm nữa dưới sức nặng của riêng nó.
Vậy nếu sau khi một ngôi sao đã tuôn ra một phần khối lượng của nó trong một vụ nổ sao siêu mới, phần lõi còn lại của nó vẫn ở trên một khối lượng tới hạn nào đó (chừng ba lần khối lượng của Mặt trời) thì sao? Lúc này, một vật thể hết sức đặc với tỉ trọng của sao neutron cũng không đủ “rắn” nữa. Vật chất của nó không có đủ áp suất nội tại để chống lại sự co sập hấp dẫn. Thật vậy, ngôi sao không có chọn lựa nào khác mà tiếp tục co lại. Thay vì chậm dần, sự co sập hấp dẫn thật ra lại tăng tốc. Nó na ná như một quả bóng lăn qua đỉnh của một ngọn đồi. Một khi nó đã đi qua điểm cao nhất và bắt đầu lăn xuống phía bên kia, nó sẽ chuyển động mỗi lúc một nhanh. Câu hỏi đặt ra là cái gì xảy ra sau đó? Chắc chắn sự co sập phải dừng lại ở đâu đó? Ngôi sao bị nén mỗi lúc một nhỏ hơn với vật chất bên trong nó bị ép mỗi lúc một gần nhau hơn.
Giờ thì chúng ta thấy vận tốc thoát của một ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng lẫn kích cỡ của nó. Vì thế, chúng ta không cần một ngôi sao có tỉ trọng bằng với Mặt trời và to hơn nó 500 lần để có vận tốc thoát lớn hơn tốc độ ánh sáng. Ta có thể đạt tới kết quả giống như vậy nếu như bản thân Mặt trời có thể bị nén xuống đến một kích cỡ chỉ vài km bề ngang, mặc dù nó vẫn có khối lượng như trước khi nó bị nén (lượng chất liệu ban đầu bằng như vậy), nhưng bây giờ nó bị ép chặt hơn nhiều. Một tỉ trọng như thế được xem là lớn hơn cả tỉ trọng của sao neutron (ngôi sao thường có vận tốc thoát bằng nửa tốc độ ánh sáng) và sẽ tiếp tục co lại để tạo thành một lỗ đen.
Như vậy, lập luận của Michell và Laplace rằng một ngôi sao đang co lại cuối cùng sẽ biến mất khỏi tầm nhìn cũng đúng đối với những ngôi sao đang co lại có tỉ trọng lớn hơn giá trị tới hạn đối với sao neutron. Nhưng đây chưa phải là cái bắt đầu để mô tả bản chất kì lạ của các lỗ đen. Xét cho cùng, chúng ta muốn biết cái gì, nếu có, có thể làm dừng sự co sập hấp dẫn mất kiểm soát của một vật thể như thế, cho dù chúng ta không còn “thấy” cái gì đang diễn ra nữa.
Manh mối là thực tế thì Michell và Laplace đang sử dụng phiên bản lực hấp dẫn của Newton chứ không phải của Einstein. Trong Chương 2, dường như sự khác biệt chính giữa lực hấp dẫn Newton và lực hấp dẫn Einstein là ở cách thức nó được hiểu. Newton mô tả nó đơn giản là một lực hút giữa hai vật bất kì, còn Einstein nói nó là sự cong của không gian xung quanh một vật do khối lượng của nó gây ra, làm cho những vật khác ở gần lăn vào vết lõm xung quanh nó và vì thế chuyển động đến gần nó. Nhưng có chắc chắn kết quả cuối cùng là giống nhau cho dù chúng ta chọn cách nào để hiểu nó? Hóa ra không hẳn như vậy. Một khi lực hấp dẫn trở nên rất mạnh (ví dụ trong vùng phụ cận của một ngôi sao khối lượng lớn đang co lại), phiên bản lực hấp dẫn Einstein bắt đầu tách biệt khỏi phiên bản Newton. Thật vậy, người ta nói sự hấp dẫn Newton chỉ là một sự gần đúng. Nó hoạt động tốt trong trường hấp dẫn yếu của Trái đất, nhưng để tìm hiểu các lỗ đen chúng ta phải vùi chôn nó hoàn toàn.
Ngay khi Einstein hoàn tất thuyết tương đối tổng quát của ông vào năm 1915, ông đã bắt đầu cố gắng giải các phương trình trường của mình. Những phương trình này là hiện thân phức tạp (nhưng đẹp về mặt toán học) của những quan niệm của ông về mối liên hệ giữa vật chất, không gian và thời gian. Nhưng việc có thể viết ra các phương trình chỉ mới là một nửa trận chiến. Sau đó, chúng phải được áp dụng cho những tình huống và kịch bản nhất định không đơn giản là “đưa” số vào công thức, mà đòi hỏi nhiều trang tính toán đại số phức tạp và nhạt nhẽo. Điều này trái ngược hẳn với cơ sở toán học của lực hấp dẫn Newton, cái vốn quá đơn giản nên nó được mang vào giảng dạy trong trường học.
Nghiệm chính xác đầu tiên của các phương trình của thuyết tương đối tổng quát thu được bởi một nhà thiên văn học người Đức tên là Karl Schwarszchild. Ông đã hoàn thành các phép tính của mình khi nằm trên giường bệnh chờ chết vì mắc chứng bệnh nan y về da trong Thế chiến thứ nhất, và chỉ vài tháng sau khi Einstein công bố tác phẩm của mình. Nghiệm Schwarszchild, như ngày nay nó được gọi, mô tả các tính chất của không gian và thời gian gây ra bởi trường hấp dẫn xung quanh bất kì sự tập trung khối lượng có dạng cầu nào. Sau này, người ta mới nhận ra rằng kết quả của Schwarszchild có chứa một mô tả của lỗ đen trong không gian. Thật vậy, mãi đến năm 1967 thì nhà vật lí người Mĩ John Wheeler mới lần đầu tiên đặt ra cụm từ “lỗ đen”, cái tên kể từ đó đã thu hút sức tưởng tượng hết sức phong phú của công chúng.
Lỗ đen, lỗ sâu đục và cỗ máy thời gian
Jim Al-Khalili
Bản dịch của Thuvienvatly.com
_____
1Lưu ý tôi sử dụng cả hai thuật ngữ vận tốc và tốc độ trong cùng một câu. Ở đây chúng có nghĩa giống nhau, và việc sử dụng cả hai khái niệm thuần túy là vấn đề thói quen. Có một sự khác biệt kĩ thuật giữa hai khái niệm nhưng ở đây ta không cần quan tâm.
