Lỗ đen, lỗ sâu đục và cỗ máy thời gian (Phần 35)

Để nhìn thấy lỗ đen

Có lẽ bạn đang nghĩ toàn bộ câu chuyện thời gian trôi chậm đi này, sự chuyển động ở tốc độ ánh sáng, sự kéo giãn như mì ống rồi nén lại đến kích cỡ zero và mật độ vô hạn thuần túy là chất liệu của truyện khoa học viễn tưởng. Xét cho cùng, chưa có ai từng mặt đối mặt với một lỗ đen thực tế và toàn bộ những kết luận này có được từ sự nghiên cứu những tính chất của chúng trên lí thuyết.

Cho đến thập niên 1960, đa số các nhà thiên văn cảm thấy khó mà tin, bất chấp những tiên đoán lí thuyết, rằng thật sự có những lỗ đen ở ngoài kia. Nhưng với những tiến bộ trong lĩnh vực thiên văn học vô tuyến và tia X và một số khám phá hấp dẫn trong thập niên 1960 như bức xạ nền vũ trụ (khám phá xác nhận lí thuyết Big Bang), quasar và pulsar, bất ngờ những lỗ đen không còn kì quặc nữa. Cùng với khám phá này, nhiều thành tựu lí thuyết quan trọng về vật lí học lỗ đen diễn ra trong thập niên 1960, 1970 và vào thập niên 1980 tôi đoán rằng các nhà thiên văn tin chắc 90% rằng các lỗ đen có tồn tại.

Có lẽ bạn nghĩ mức độ tin cậy 90% là chưa đủ, nhưng nhờ những fan hâm mộ lỗ đen như tôi mà thập niên 1990 đã chứng kiến một sự tích góp bằng chứng thêm nữa và chúng ta không còn gì nghi ngờ nữa cả. Tôi sẽ đưa mức độ tin cậy hiện nay lên 99%. Vậy bằng chứng này khi đó là gì? Xét cho cùng, nếu theo định nghĩa một lỗ đen là đen thui, thì làm thế nào nó được nhận ra trong bóng đen của không gian? Cho dù có một tinh vân phát quang chống lưng cho nó, nhưng bạn đừng quên rằng các lỗ đen quá nhỏ về kích cỡ thiên văn nên chúng sẽ quá nhỏ bé để có thể nhìn thấy ngay cả bằng những chiếc kính thiên văn mạnh nhất.

Bí mật cho khả năng phát hiện ra chúng (thật bất ngờ, nó đã được John Mitchell nêu ra hồi hai trăm năm trước) nằm ở cách chúng ảnh hưởng đến vật chất nhìn thấy ở gần đó. Hãy nhớ lại rằng những hệ sao đôi quay xung quanh nhau hay, chính xác hơn, xung quanh khối tâm hấp dẫn chung của chúng (một điểm tưởng tượng trong không gian là điểm chính giữa của khối lượng của chúng). Nếu chúng có cùng khối lượng thì chúng sẽ có cùng bán kính quỹ đạo và vì tâm hấp dẫn của chúng sẽ chia đôi đường nối liền chúng, nhưng nếu một ngôi sao nặng hơn ngôi sao kia nhiều lần thì nó chỉ hơi chao đảo một chút trong khi ngôi sao nhẹ hơn tiến hành phần lớn việc “chạy” xung quanh nó. Đây là vì tâm hấp dẫn lúc này nằm gần ngôi sao lớn hơn.

Nếu một trong hai ngôi sao đủ lớn để co lại thành một lỗ đen thì, cho dù bây giờ nó là không thể nhìn thấy, tác dụng hấp dẫn của nó lên ngôi sao đồng hành sẽ vẫn như cũ. Lưu ý rằng chúng sẽ ở không quá gần nhau để cho ngôi sao kia bị nuốt bởi lỗ đen vì hai ngôi sao đã bị hút về phía nhau từ lâu trước đó nếu chúng ở gần như thế (nhưng chúng vẫn có thể ở đủ gần cho lỗ đen nuốt một phần chất khí từ bề mặt của ngôi sao đồng hành).

Trên lí thuyết, chúng ta sẽ có thể quan sát “sự lắc lư” trong chuyển động của ngôi sao nhìn thấy còn lại và từ đó suy luận ra bao nhiêu khối lượng là cần thiết để làm cho một vật thể to như một ngôi sao chuyển động như thế này. Xét cho cùng, những ngôi sao đơn lẻ không lắc lư mà chẳng có lí do gì và chuyển động như thế phải là kết quả của một sự tập trung khối lượng hết sức lớn ở gần đó. Trong thời gian gần đây, người ta còn phát hiện ra sự lắc lư nhỏ xíu trong vị trí của một ngôi sao có thể do những hành tinh quay xung quanh nó không thể nhìn thấy trực tiếp gây ra. Tuy nhiên, từ khối lượng của ngôi sao và lượng lắc lư, ta có thể suy luận ra người bạn đồng hành không nhìn thấy kia có khối lượng bao nhiêu. Nếu nó, thí dụ, gấp mười lần khối lượng mặt trời (nói thế cho an toàn) thì nó phải là một lỗ đen.

Không như bạn nghĩ, cách phát hiện sự lắc lư không phải là đo chuyển động qua lại (chuyển động tới lui của ngôi sao theo hướng vuông góc với đường nhìn của chúng ta) mà từ sự thay đổi bước sóng ánh sáng rời khỏi ngôi sao khi quỹ đạo của nó đưa nó đến gần chúng ta và khi nó tiến ra xa chúng ta. Một lần nữa, đây chỉ là một hiệu ứng Doppler. Bước sóng của ánh sáng bị nén lại (về phía đầu xanh của quang phổ) khi nó chuyển động về phía chúng ta và bị kéo giãn (về đầu đỏ bước sóng dài hơn) khi nó chuyển động ra xa. Dù cho hệ sao đôi xem như một tổng thể đang chuyển động về phía nào là không quan trọng vì đó là sự biến thiên bước sóng quan sát thấy mà chúng ta cần đến. Từ tốc độ mà sự biến thiên bước sóng này xảy ra, cộng với một số thông tin khác nữa, ta có thể suy luận ra chu kì quỹ đạo và, do đó, khối lượng của người bạn đồng hành không nhìn thấy kia.

Điều này trên lí thuyết nghe rất thông minh, nhưng trên thực tế hóa ra nó không đơn giản như thế. Có những lí do khác nữa lí giải tại sao chúng ta chỉ nhìn thấy một trong hai ngôi sao trong một hệ sao đôi. Lời giải thích đơn giản nhất là nếu như ngôi sao kia quá nhỏ và quá mờ và do đó bị ngôi sao đồng hành lớn hơn, sáng hơn của nó át mất. Có thể là ngôi sao không nhìn thấy là một sao lùn trắng hoặc thậm chí là một sao neutron. Cái cần thiết là chứng minh nó có khối lượng ở trên giá trị tới hạn cho một lỗ đen (thí dụ bằng năm hoặc mười lần khối lượng Mặt trời). Tuy nhiên, đây cũng chưa phải là một bằng chứng rằng nó là một lỗ đen. Iogor Novikov từng nói thế này: “‘sự không nhìn thấy’ là một bằng chứng nghèo nàn cho sự tồn tại của cái gì đó”, và ông trích dẫn một câu chuyện hài xưa cũ về tiêu đề của một bài báo nghiên cứu: ‘Sự không có mặt của cột điện báo và dây điện báo ở địa điểm khai quật khảo cổ là một bằng chứng của sự phát triển của truyền thông vô tuyến ở những nền văn minh cổ đại’.

Rốt cuộc cái xác nhận sự tồn tại của lỗ đen giữa những hệ sao đôi là cái tôi đã từng nói bóng gió tới. Nếu hai vật thể đồng hành (ngôi sao vẫn còn tỏa sáng và ứng cử viên lỗ đen không nhìn thấy) ở đủ gần nhau thì lực hấp dẫn mạnh khủng khiếp của lỗ đen sẽ từ từ nuốt chất khí ra khỏi lớp vỏ ngoài của ngôi sao kia. Chất khí này sẽ xoắn ốc về phía chân trời sự kiện của lỗ đen, nóng lên khi nó tăng tốc và tạo ra cái gọi là đĩa bồi tụ xung quanh lỗ đen. Vật chất trong cái đĩa này nóng đến mức, trước khi nó rơi vào, nó sẽ giải phóng một tín hiệu phát xạ tia X mạnh không thể nhầm lẫn, đó chính là những vụ nổ bức xạ điện từ năng lượng cao. Chúng sẽ khác một cách tinh vi với sự phát xạ tia X tạo bởi một số pulsar (những sao neutron đang quay nhanh) do chuyển động quay nhanh của chúng, vì trong trường hợp đĩa bồi tụ của lỗ đen, thời gian của các xung là ngẫu nhiên. Các pulsar tia X phát ra tín hiệu của chúng ở những khoảng thời gian đều đặn khi chúng quay tròn, na ná như một ngọn hải đăng vậy.

Vậy những hệ đôi tia X như thế có tồn tại không? Câu trả lời là có. Ví dụ nổi tiếng nhất là hệ mà Stephen Hawking cuối cùng, và có chút miễn cưỡng (do ông đã đánh cược với Kip Thorne) thừa nhận rằng phải có chứa một lỗ đen. Nó có tên là Cygnus X-1 và ở cách Trái đất khoảng sáu nghìn năm ánh sáng, nhưng nằm trong Thiên hà của chúng ta. Bạn đồng hành nhìn thấy là một ngôi sao khổng lồ gấp khoảng ba mươi lần khối lượng Mặt trời (suy luận bằng cách nghiên cứu ánh sáng mà nó phát ra). Bằng cách nghiên cứu cách nó lắc lư (từ sự lệch Doppler tuần hoàn của nó), khối lượng của bạn đồng hành không nhìn thấy của nó được đặt ra vào khoảng mười lần khối lượng Mặt trời⁸. Mảnh cuối cùng trong trò chơi ghép hình xuất hiện từ chu kì của những phát xạ tia X từ đĩa bồi tụ giải phóng ra với tần số vài trăm lần trên giây và cho chúng ta biết chất khí đang quay xung quanh cái lỗ đó bao nhanh. Vì không gì có thể chuyển động nhanh hơn ánh sáng, nên chu kì này mang lại cho chúng ta một kích cỡ tối đa cho quỹ đạo và cho thấy cái lỗ đó phải nhỏ hơn nhiều so với Trái đất, và việc nén mười lần khối lượng mặt trời vào một thể tích nhỏ như thế có nghĩa là nó phải là một lỗ đen. Các định luật vật lí phát biểu rằng nó không thể là cái gì khác.

Còn có những ứng cử viên khác cho những lỗ đen trong những hệ sao đôi tia X trong Thiên hà của chúng ta và trong những thiên hà láng giềng. Người ta ước tính chỉ riêng Thiên hà của chúng ta có khả năng chứa hàng triệu lỗ đen!

Toàn bộ những gì tôi trình bày cho đến đây là những lỗ đen “sân vườn” quen thuộc hình thành khi những ngôi sao khối lượng lớn co lại dưới sức nặng của riêng chúng. Có một loại lỗ đen khác nữa, mà theo một nghĩa nào đó, còn ấn tượng hơn. Một trong những khám phá chính khác nữa về thiên văn học trong thập niên 1960 là sự khám phá ra quasar (viết tắt của ‘những nguồn vô tuyến giả sao’). Giả sao có nghĩa là chúng giống với những ngôi sao ở chỗ chúng xuất hiện dưới dạng những vật thể điểm thay vì những thùy sáng trải rộng như thiên hà hay tinh vân. Chúng còn giải phóng bức xạ mạnh trong dải tần vô tuyến – và không phải vì chúng có chứa những trạm phát vô tuyến của riêng chúng như tôi thường nghĩ lúc nhỏ khi lần đầu tiên tôi đọc về chúng. Ngày nay, chỉ một phần nhỏ trong số tất cả những quasar đã khám phá là những nguồn vô tuyến, như tên gọi cho biết. Cái quan trọng hơn là hóa ra các quasar không hề nhỏ như những ngôi sao. Chúng còn là những vật thể xa xăm nhất trong Vũ trụ Nhìn thấy và một số ở xa hơn mười tỉ năm ánh sáng (nghĩa là ánh sáng đã rời chúng khi Vũ trụ còn rất trẻ). Để cho những vật thể ở xa như vậy tỏa sáng với độ sáng như thế, chúng phải hết sức giàu năng lượng. Thật ra, ngày nay các quasar được xem là những thiên hà trẻ “hoạt động” với phần lớn năng lượng của chúng (gấp khoảng một nghìn lần công suất phát năng lượng của tất cả các ngôi sao trong Thiên hà của chúng ta) phát ra từ một cái lõi nhỏ xíu ở chính giữa. Cái lõi chứa cái gọi là một lỗ đen siêu khối. Thường thì những lỗ đen như vậy có khối lượng gấp hàng triệu lần khối lượng Mặt trời.

Kể từ khi khám phá ra các quasar đang ẩn chứa bên trong chúng những lỗ đen khổng lồ, người ta đã phát hiện ra nhiều thiên hà lớn có khả năng trải qua một pha quasar trước khi chúng hình thành. Cho dù không như vậy, chúng vẫn có thể chứa một lỗ đen siêu khối tại tâm của chúng. Những lỗ đen này hình thành từ sự tích góp vô số lượng chất khí sao trong cái tâm dày đặc của những thiên hà. Lỗ đen của thiên hà Andromeda gấp khoảng ba mươi triệu khối lượng mặt trời với bán kính tỏa ra bằng kích cỡ của hệ mặt trời của chúng ta. Lỗ đen của Thiên hà của chúng ta thì nhỏ hơn với kích cỡ ước tính chừng vài triệu lần khối lượng mặt trời. Một khi một lỗ đen siêu khối đã hình thành, nó sẽ từ từ nuốt lấy chất khí xung quanh và ngày một to hơn.

___

⁸Chúng tôi không chắc chắn lắm với ước tính này và vẫn có một khả năng rất nhỏ là nó có thể là một sao neutron khối lượng lớn nếu nó nằm ở giới hạn dưới của khối lượng mà nó có thể có.