Chương 5
CÁI GÌ Ở BÊN TRONG MỘT LỖ ĐEN?
Người ta thường nói thực tế đôi khi còn lạ hơn cả hư cấu, và chẳng ở đâu điều này đúng hơn là trong trường hợp các lỗ đen. Lỗ đen lạ hơn bất cứ thứ gì mà các nhà văn khoa học viễn tưởng từng mơ đến, song chúng là những vấn đề kiên cố của thực tế khoa học.
Thảo luận đầu tiên về các lỗ đen là vào năm 1783, bởi một người Cambridge tên là John Michell. Lập luận của ông như sau. Nếu người ta bắn ra một hạt, ví dụ một quả đạn pháo, thẳng đứng lên cao, thì nó sẽ chuyển động chậm dần do trọng lực. Cuối cùng, hạt sẽ ngừng chuyển động đi lên, và sẽ rơi xuống. Tuy nhiên, nếu vận tốc thẳng đứng ban đầu lớn hơn một giá trị tới hạn nào đó, gọi là vận tốc thoát, thì trọng lực sẽ không bao giờ đủ mạnh để làm dừng hạt lại, và nó sẽ bay ra xa. Vận tốc thoát đối với Trái Đất chỉ là hơn 11 kilo-mét trên giây, nhưng bằng khoảng 617 kilo-mét trên giây đối với Mặt Trời. Cả hai giá trị này đều cao hơn nhiều so với tốc độ của các quả đạn pháo thực tế. Thế nhưng chúng là thấp so với tốc độ ánh sáng, nó vào khoảng 300.000 kilo-mét mỗi giây. Vì thế ánh sáng có thể đi ra khỏi Trái Đất hay Mặt Trời mà chẳng gặp chút khó khăn nào. Tuy nhiên, Michell lập luận rằng có thể có các sao nặng gấp nhiều lần Mặt Trời đến mức vận tốc thoát của chúng lớn hơn tốc độ ánh sáng. Chúng ta sẽ không thể nhìn thấy chúng, bởi vì mọi ánh sáng mà chúng phát ra đều bị lực hấp dẫn kéo trở vào. Vì thế, chúng sẽ là cái Michell gọi là các sao tối, cái ngày nay chúng ta gọi là các lỗ đen.
Để tìm hiểu chúng, chúng ta cần bắt đầu với lực hấp dẫn. Lực hấp dẫn được mô tả bởi thuyết tương đối rộng của Einstein, đó là một lí thuyết về không gian và thời gian cùng với lực hấp dẫn. Hành trạng của không gian và thời gian bị chi phối bởi một tập phương trình gọi là các phương trình Einstein, chúng được Einstein nêu ra vào năm 1915. Mặc dù cho đến nay lực hấp dẫn là lực yếu nhất được biết của tự nhiên, song nó có hai lợi thế quan trọng so với các lực khác. Thứ nhất, nó tác dụng tầm xa. Trái Đất được giữ trong quỹ đạo bởi Mặt Trời, ở cự li chín mươi ba triệu dặm, và Mặt Trời được giữ trong quỹ đạo xung quanh tâm thiên hà, ở cự li 10.000 năm ánh sáng. Lợi thế thứ hai là lực hấp dẫn luôn luôn hút, không giống như lực điện có thể hút hoặc đẩy. Hai đặc trưng này có nghĩa là đối với một ngôi sao đủ lớn, lực hút hấp dẫn giữa các hạt có thể át trội tất cả những lực kia và dẫn tới sự co sụp hấp dẫn. Bất chấp những thực tế này, cộng đồng khoa học vẫn chậm nhận ra các sao khối lượng lớn có thể co sụp dưới lực hấp dẫn riêng của chúng và tính thử xem vật thể còn lại khi ấy sẽ hành xử như thế nào. Albert Einstein còn viết một bài báo vào năm 1939 khẳng định rằng các sao không thể co sụp dưới lực hấp dẫn, bởi vì vật chất không thể bị nén quá một điểm nhất định. Nhiều nhà khoa học chia sẻ cảm giác tận đáy lòng ấy của Einstein. Ngoại lệ chính là nhà khoa học Mĩ John Wheeler, nhìn ở nhiều mặt ông là vị anh hùng của câu chuyện lỗ đen. Trong công trình của ông vào thập niên 1950 và 1960, ông nhấn mạnh rằng nhiều sao cuối cùng sẽ suy sụp, và khảo sát những vấn đề mà sự suy sụp này đặt ra cho vật lí lí thuyết. Ông cũng nhìn thấy trước nhiều đặc tính của các vật thể mà các sao suy sụp này trở thành – nghĩa là các lỗ đen.
Trong phần lớn quãng đời của một sao bình thường, trong nhiều tỉ năm, nó sẽ tự chống đỡ lực hấp dẫn riêng của nó bằng áp suất nhiệt gây ra bởi các quá trình hạt nhân biến đổi hydrogen thành helium. Tuy nhiên, cuối cùng ngôi sao sẽ cạn kiệt nhiên liệu hạt nhân của nó. Ngôi sao đó sẽ co lại. Trong một số trường hợp, nó sẽ tự chống đỡ được dưới dạng một sao lùn trắng, tàn dư đậm đặc của một lõi sao. Tuy nhiên, Subrahmanyan Chandrasekhar đã chứng minh vào năm 1930 rằng khối lượng tối đa của một sao lùn trắng là khoảng 1,4 lần khối lượng Mặt Trời. Một khối lượng cực đại giống vậy cũng được tính bởi nhà vật lí Nga Lev Landau cho một sao làm toàn bằng neutron.
Vậy đâu là số phận của vô số sao có khối lượng lớn hơn khối lượng tối đa của một sao lùn trắng hoặc sao neutron một khi chúng đã cạn kiệt nhiên liệu hạt nhân? Vấn đề đó được nghiên cứu bởi Robert Oppenheimer, người sau này nổi tiếng với bom nguyên tử. Trong hai bài báo vào năm 1939, cùng với George Volkoff và Hartland Snyder, ông chứng minh rằng một sao như thế không thể nào trụ nổi bằng áp suất. Và rằng nếu người ta bỏ qua áp suất, thì một sao đối xứng cầu đồng đều có hệ thống sẽ co lại thành một điểm có mật độ vô hạn. Một điểm như thế được gọi là một kì dị. Toàn bộ các lí thuyết của chúng ta về không gian đều thiết lập trên giả định rằng không-thời gian là trơn mượt và hầu như phẳng, vì thế chúng sụp đổ tại điểm kì dị, tại đó độ cong của không-thời gian là vô hạn. Thật vậy, nó đánh dấu sự kết thúc của chính không gian và thời gian. Đây là cái Einstein nhận thấy quá sức chướng tai gai mắt.
Rồi Thế chiến Thứ hai xen ngang. Đa số các nhà khoa học, kể cả Robert Oppenheimer, chuyển hướng chú ý của họ sang vật lí hạt nhân, và vấn đề suy sụp hấp dẫn phần lớn bị lãng quên. Hứng thú với vấn đề này hồi sinh trở lại với việc khám phá những vật thể ở xa gọi là quasar. Quasar đầu tiên, 3C273, được tìm thấy vào năm 1963. Nhiều quasar khác được tìm thấy không lâu sau đó. Chúng sáng rực mặc dù ở khoảng cách xa đến Trái Đất. Các quá trình hạt nhân không thể giải thích được output năng lượng của chúng, bởi vì chúng chỉ giải phóng một tỉ lệ nhỏ khối lượng nghỉ của chúng dưới dạng năng lượng thuần túy. Lời giải thích khác do năng lượng hấp dẫn được giải phóng bởi sự co sụp hấp dẫn.
Sự suy sụp hấp dẫn của các sao đã được khám phá lại. Khi điều này xảy ra, lực hấp dẫn của vật thể hút toàn bộ vật chất xung quanh nó vào trong. Rõ ràng rằng một sao hình cầu đồng đều sẽ co lại thành một điểm có mật độ vô hạn, tức là một kì dị. Thế nhưng điều gì xảy ra nếu ngôi sao đó không đều và không có dạng cầu? Sự phân bố không đồng đều này của vật chất sao có thể gây ra một sự suy sụp không đều và tránh được điểm kì dị hay không? Trong một bài báo nổi bật vào năm 1965, Roger Penrose đã chỉ ra rằng sẽ vẫn có một kì dị, ông chỉ sử dụng thực tế rằng lực hấp dẫn là lực hút.
Các phương trình Einstein không thể xác định tại một điểm kì dị. Điều này có nghĩa là tại điểm mật độ vô hạn này người ta không thể dự đoán tương lai. Điều này ngụ ý rằng có thứ gì đó kì lạ có thể xảy ra hễ khi một ngôi sao suy sụp. Chúng ta sẽ không bị ảnh hưởng bởi sự sụp đổ dự đoán nếu các kì dị ấy là không trần trụi – nghĩa là chúng không được che chắn khỏi bên ngoài. Penrose đề xuất giả thuyết kiểm duyệt vũ trụ: mọi điểm kì dị hình thành bởi sự suy sụp của các sao hay các vật thể khác sẽ không nhìn thấy được từ bên trong lỗ đen. Một lỗ đen là một vùng tại đó lực hấp dẫn mạnh đến mức ánh sáng cũng không thể thoát ra. Giả thuyết kiểm duyệt vũ trụ hầu như chắc chắn đúng, do một số nỗ lực bác bỏ nó đều không thành công.
Khi John Wheeler nêu ra thuật ngữ “lỗ đen” vào năm 1967, nó đã thay thế cho tên gọi trước đó về “sao đông”. Tên đặt của Wheeler nhấn mạnh rằng tàn dư của các sao suy sụp có sức thu hút riêng của chúng, không phụ thuộc vào cách chúng được tạo ra. Tên gọi mới nhanh chóng được sử dụng rộng rãi.
Nhìn từ bên ngoài, bạn không thể nói được cái gì ở bên trong một lỗ đen. Cho dù bạn ném thứ gì vào, hay nó được hình thành ra sao, thì các lỗ đen trông y hệt nhau. John Wheeler nổi tiếng khi phát biểu nguyên lí này, “Lỗ đen không có tóc.”
Chàng trai trẻ Stephen Hawking năm 1963. Ông tốt nghiệp Đại học College, Oxford vào năm 1962.
Giải đáp nhanh những câu hỏi lớn | Stephen Hawking
