Bây giờ chúng ta hãy áp dụng những gì chúng ta đã học về lực hấp dẫn và độ cong không thời gian cho vấn đề mà chúng ta đã bắt đầu: lõi sụp đổ trong một ngôi sao rất lớn. Chúng ta thấy rằng nếu khối lượng của lõi lớn hơn khoảng 3 MSun, lý thuyết nói rằng không có gì có thể ngăn lõi sụp đổ mãi mãi. Chúng ta sẽ xem xét tình huống này từ hai khía cạnh: đầu tiên từ quan điểm trước Einstein, và sau đó với sự hỗ trợ của thuyết tương đối tổng quát.

Sự sụp đổ cổ điển

Hãy bắt đầu với một thử nghiệm suy nghĩ. Chúng ta muốn biết tốc độ cần thiết để thoát khỏi lực hấp dẫn của các vật thể khác nhau. Một tên lửa phải được phóng từ bề mặt Trái Đất với tốc độ rất cao nếu nó muốn thoát khỏi lực hút của Trái Đất. Trên thực tế, bất kỳ vật thể nào — tên lửa, quả bóng, sách thiên văn — được ném vào không khí với vận tốc nhỏ hơn 11 km/giây sẽ sớm rơi trở lại bề mặt Trái Đất. Chỉ những vật thể được phóng với tốc độ lớn hơn vận tốc thoát này mới có thể ra khỏi Trái Đất.

Tốc độ thoát khỏi bề mặt Mặt Trời cao hơn - 618 km/giây. Bây giờ, hãy tưởng tượng rằng chúng ta bắt đầu nén Mặt Trời, buộc nó phải thu nhỏ đường kính. Nhớ lại rằng lực kéo của trọng lực phụ thuộc vào cả khối lượng đang kéo bạn và khoảng cách của bạn đến trọng tâm của khối lượng đó. Nếu Mặt Trời bị nén, khối lượng của nó sẽ không thay đổi, nhưng khoảng cách giữa một điểm trên bề mặt Mặt Trời và tâm sẽ ngày càng nhỏ. Do đó, khi chúng ta nén ngôi sao, lực kéo của trọng lực đối với một vật thể trên bề mặt co lại sẽ ngày càng mạnh (Hình 24.12).

Hình 24.12 Sự hình thành của một lỗ đen. Ở bên trái, một phi hành gia tưởng tượng trôi nổi gần bề mặt của một lõi sao khổng lồ sắp sụp đổ. Khi cùng khối lượng rơi vào một quả cầu nhỏ hơn, lực hấp dẫn trên bề mặt của nó sẽ tăng lên, khiến cho bất cứ thứ gì khó thoát ra khỏi bề mặt sao hơn. Cuối cùng thì khối lượng này sụp đổ thành một quả cầu nhỏ đến mức vận tốc thoát bằng vận tốc ánh sáng và không gì có thể thoát ra được. Lưu ý rằng kích thước của phi hành gia đã được phóng đại. Trong bức ảnh cuối cùng, nhà du hành vũ trụ ở ngay bên ngoài quả cầu mà chúng ta sẽ gọi là chân trời sự kiện và bị kéo căng và vắt chặt bởi lực hấp dẫn mạnh.

Khi Mặt Trời co lại đạt đến đường kính của một ngôi sao neutron (khoảng 20 km), vận tốc cần thiết để thoát khỏi lực hấp dẫn của nó sẽ bằng khoảng một nửa vận tốc ánh sáng. Giả sử chúng ta tiếp tục nén Mặt Trời xuống một đường kính nhỏ hơn và nhỏ hơn nữa. (Chúng ta đã thấy điều này không thể xảy ra với một ngôi sao giống như Mặt Trời của chúng ta trong thế giới thực vì sự thoái hóa electron, tức là lực đẩy lẫn nhau giữa các electron được đóng gói chặt chẽ; đây chỉ là một "thí nghiệm suy nghĩ" nhanh chóng để có được hình dung.)

Cuối cùng, khi Mặt Trời co lại, vận tốc thoát gần bề mặt sẽ vượt quá tốc độ ánh sáng. Nếu tốc độ bạn cần chạy nhanh hơn tốc độ nhanh nhất có thể có trong vũ trụ, thì không có gì, thậm chí là ánh sáng, có thể thoát ra. Một vật thể có vận tốc thoát lớn như vậy không phát ra ánh sáng, và bất cứ thứ gì rơi vào nó sẽ không bao giờ có thể quay trở lại.

Trong thuật ngữ hiện đại, chúng ta gọi một vật thể mà ánh sáng không thể thoát ra được là một lỗ đen, một cái tên trở nên phổ biến được nhà khoa học người Mỹ John Wheeler đặt từ cuối những năm 1960 (Hình 24.13). Tuy nhiên, ý tưởng rằng những vật thể như vậy có thể tồn tại không phải là một ý tưởng mới. John Michell, giáo sư Cambridge và là nhà thiên văn nghiệp dư, đã viết một bài báo vào năm 1783 về khả năng tồn tại những ngôi sao có vận tốc thoát vượt quá tốc độ ánh sáng. Và vào năm 1796, nhà toán học người Pháp Pierre-Simon, hầu tước de Laplace, đã thực hiện các phép tính tương tự bằng cách sử dụng lý thuyết hấp dẫn của Newton; ông gọi các vật thể đó là các “vật thể tối”.

Hình 24.13 John Wheeler (1911–2008). Nhà vật lý lỗi lạc này đã làm nhiều công việc tiên phong trong lý thuyết tương đối tổng quát và phổ biến hóa thuật ngữ lỗ đen bắt đầu từ cuối những năm 1960. (tín dụng: sửa đổi công việc của Roy Bishop)

Trong khi những tính toán ban đầu này cung cấp những gợi ý mạnh mẽ rằng điều gì đó kỳ lạ sẽ xảy ra nếu các vật thể rất lớn sụp đổ dưới lực hấp dẫn của chính chúng, chúng ta thực sự cần thuyết tương đối tổng quát để đưa ra một mô tả đầy đủ về những gì xảy ra trong một tình huống như vậy.

Sự sụp đổ đối với Thuyết tương đối

Thuyết tương đối tổng quát cho chúng ta biết rằng lực hấp dẫn thực sự là một sự uốn cong của không thời gian. Khi lực hấp dẫn tăng lên (như khi Mặt Trời sụp đổ trong thí nghiệm suy nghĩ của chúng ta), sự uốn cong ngày càng lớn hơn. Cuối cùng, nếu Mặt Trời có thể thu nhỏ lại với đường kính khoảng 6 km, thì chỉ có những chùm ánh sáng phát ra vuông góc với bề mặt sẽ thoát ra ngoài. Tất cả ánh sáng phát ra từ những hướng khác sẽ rơi trở lại ngôi sao (Hình 24.14). Nếu sau đó Mặt trời có thể co lại một chút nữa, thì ngay cả một chùm ánh sáng còn lại cũng không thể thoát ra được nữa.

Hình 24.14 Đường đi của ánh sáng gần một vật thể khối lượng lớn. Giả sử một người có thể đứng trên bề mặt của một ngôi sao bình thường với đèn pin. Ánh sáng rời khỏi đèn pin truyền theo đường thẳng cho dù đèn pin hướng vào đâu. Bây giờ hãy xem xét điều gì sẽ xảy ra nếu ngôi sao sụp đổ để nó chỉ có kích thước lớn hơn một lỗ đen một chút. Tất cả các đường đi của ánh sáng, ngoại trừ đường đi thẳng lên, đều uốn cong trở lại bề mặt. Khi ngôi sao co lại bên trong chân trời sự kiện và trở thành một lỗ đen, ngay cả một chùm tia hướng thẳng lên cũng phải quay trở lại.

Hãy nhớ rằng trọng lực không kéo ánh sáng. Sự tập trung của vật chất có không thời gian cong, và ánh sáng (giống như con kiến ​​được huấn luyện trong ví dụ trước đó của chúng ta) đang "cố gắng hết sức" để đi theo một đường thẳng, nhưng bây giờ phải đối mặt với một thế giới trong đó các đường thẳng từng đi ra ngoài buộc phải trở thành những đường cong dẫn ngược vào trong. Ngôi sao đang sụp đổ là một lỗ đen trong quan điểm này, bởi vì khái niệm “ra ngoài” không có ý nghĩa hình học. Ngôi sao đã bị mắc kẹt trong túi không thời gian nhỏ của chính nó, từ đó không có lối thoát.

Hình dạng hình học của ngôi sao cắt đứt liên lạc với phần còn lại của vũ trụ vào đúng thời điểm mà trong hình trước đó của chúng ta, vận tốc thoát trở nên bằng tốc độ ánh sáng. Kích thước của ngôi sao tại thời điểm này xác định một bề mặt mà chúng ta gọi là chân trời sự kiện. Đó là một cái tên có tính mô tả tuyệt vời: giống như các vật thể chìm xuống dưới đường chân trời của chúng ta sẽ không thể nhìn thấy trên Trái Đất, vì vậy bất kỳ điều gì xảy ra bên trong đường chân trời sự kiện sẽ không còn có thể tương tác với phần còn lại của vũ trụ.

Hãy tưởng tượng một tàu vũ trụ trong tương lai đủ ngu ngốc để hạ cánh trên bề mặt của một ngôi sao lớn ngay khi nó bắt đầu sụp đổ theo cách chúng ta đã mô tả. Có lẽ thuyền trưởng đang ngủ trước máy đo trọng lực, và trước khi phi hành đoàn kịp nói “Albert Einstein,” họ đã sụp đổ cùng với ngôi sao bên trong chân trời sự kiện. Điên cuồng, họ gửi một khoang kén thoát thẳng ra bên ngoài. Nhưng các đường đi ra ngoài sẽ xoắn xung quanh để trở thành đường dẫn vào trong, và khoang kén quay xung quanh và rơi về phía trung tâm của lỗ đen. Họ gửi một tin nhắn vô tuyến đến những người thân yêu của họ, chào tạm biệt. Nhưng sóng vô tuyến, giống như ánh sáng, phải đi xuyên không thời gian, và không thời gian cong không cho phép bất cứ thứ gì lọt ra ngoài. Thông điệp cuối cùng của họ vẫn chưa được lắng nghe. Các sự kiện bên trong chân trời sự kiện không bao giờ có thể ảnh hưởng đến các sự kiện bên ngoài nó nữa.

Các đặc điểm của chân trời sự kiện lần đầu tiên được nhà thiên văn học và toán học Karl Schwarzschild tìm ra (Hình 24.15). Là thành viên của quân đội Đức trong Thế chiến thứ nhất, ông qua đời vào năm 1916 vì một căn bệnh mà ông mắc phải khi làm công việc tính toán đạn pháo ở mặt trận Nga. Bài báo của ông về lý thuyết chân trời sự kiện là một trong những điều cuối cùng ông hoàn thành khi sắp chết; đó là lời giải chính xác đầu tiên cho các phương trình thuyết tương đối tổng quát của Einstein. Bán kính của chân trời sự kiện được gọi là bán kính Schwarzschild để tưởng nhớ ông.

Hình 24.15 Karl Schwarzschild (1873–1916). Nhà khoa học người Đức này là người đầu tiên chứng minh bằng toán học rằng có thể có một lỗ đen, và xác định kích thước của chân trời sự kiện của một lỗ đen không chuyển động.

Chân trời sự kiện là ranh giới của lỗ đen; tính toán cho thấy rằng nó không nhỏ hơn một khi toàn bộ ngôi sao đã sụp đổ bên trong nó. Đó là khu vực ngăn cách những thứ bị mắc kẹt bên trong nó với phần còn lại của vũ trụ. Bất cứ thứ gì đến từ bên ngoài cũng bị mắc kẹt khi nó đến bên trong chân trời sự kiện. Kích thước của đường chân trời hóa ra chỉ phụ thuộc vào khối lượng bên trong nó. Nếu Mặt trời, với khối lượng 1 MSun, trở thành một lỗ đen (may mắn thay, nó không thể - đây chỉ là một thí nghiệm suy nghĩ), bán kính Schwarzschild sẽ là khoảng 3 km; do đó, toàn bộ lỗ đen sẽ có kích thước bằng một phần ba kích thước của một ngôi sao neutron có cùng khối lượng đó. Cung cấp cho lỗ đen một số khối lượng, và đường chân trời sẽ phát triển — nhưng không nhiều lắm. Việc tăng gấp đôi khối lượng sẽ khiến hố đen có bán kính 6 km, vẫn còn rất nhỏ trên quy mô vũ trụ.

Chân trời sự kiện của các lỗ đen lớn hơn có bán kính lớn hơn. Ví dụ, nếu một cụm sao gồm 100.000 ngôi sao (khối lượng Mặt Trời) có thể sụp đổ thành một lỗ đen, nó sẽ có bán kính 300.000 km, nhỏ hơn một nửa bán kính Mặt Trời. Nếu toàn bộ Thiên hà có thể sụp đổ thành một lỗ đen, nó sẽ chỉ có bán kính khoảng 1012 km - khoảng 1/10 năm ánh sáng. Các khối lượng nhỏ hơn có chân trời sự kiện nhỏ hơn tương ứng: để Trái Đất trở thành một lỗ đen, nó sẽ phải bị nén xuống bán kính chỉ 1 cm - nhỏ hơn kích thước của một quả nho. Một tiểu hành tinh điển hình, nếu bị nghiền nát đến một kích thước đủ nhỏ để trở thành một lỗ đen, sẽ có kích thước của một hạt nhân nguyên tử.

VÍ DỤ 24.1 Lỗ đen của Ngân Hà

Kích thước của chân trời sự kiện của một lỗ đen phụ thuộc vào khối lượng của lỗ đen. Khối lượng càng lớn thì bán kính của chân trời sự kiện càng lớn. Các tính toán của thuyết tương đối tổng quát cho thấy rằng công thức cho bán kính Schwarzschild (RS) của đường chân trời sự kiện là:

trong đó c là tốc độ ánh sáng, G là hằng số hấp dẫn và M là khối lượng của lỗ đen. Lưu ý rằng trong công thức này, 2, G và c đều không đổi; chỉ có khối lượng chuyển từ lỗ đen thành lỗ đen.

Ví dụ 1

Như chúng ta sẽ thấy trong chương về Ngân Hà, các nhà thiên văn học đã lần theo đường đi của một số ngôi sao gần trung tâm Thiên hà của chúng ta và phát hiện ra rằng chúng dường như đang quay quanh một vật thể không nhìn thấy - được gọi là Sgr A* (phát âm là “Sao Cung Thủ A”) —Với khối lượng khoảng 4 triệu lần khối lượng Mặt Trời. Kích thước của bán kính Schwarzschild của nó là bao nhiêu?

Đáp án

Chúng ta có thể thay thế dữ liệu cho G, M và c (từ Phụ lục E) trực tiếp vào phương trình:

Khoảng cách này bằng khoảng 1/5 bán kính quỹ đạo của Sao Thủy xung quanh Mặt Trời, tuy nhiên vật thể này chứa 4 triệu khối lượng Mặt Trời và không thể nhìn thấy bằng kính thiên văn lớn nhất của chúng ta. Bạn có thể thấy lý do tại sao các nhà thiên văn học tin rằng vật thể này là một lỗ đen.

Ví dụ 2

Kích thước của một hố đen chỉ chứa khối lượng tương đương một chiếc xe bán tải thông thường (khoảng 3000 kg) sẽ như thế nào? (Lưu ý rằng thứ gì đó có khối lượng quá nhỏ thực sự không bao giờ có thể tạo thành lỗ đen, nhưng thật thú vị khi nghĩ về kết quả.)

Đáp án

Thay thế dữ liệu vào phương trình, chúng ta sẽ có:

Để so sánh, kích thước của một proton thường được coi là khoảng 8 × 10−16 m, lớn hơn khoảng mười triệu lần.

Một huyền thoại về hố đen

Phần lớn văn học dân gian hiện đại về lỗ đen là sai lệch. Một ý tưởng mà bạn có thể đã nghe là lỗ đen hút mọi thứ bằng lực hấp dẫn của chúng. Trên thực tế, chỉ rất gần với một lỗ đen thì những hiệu ứng kỳ lạ mà chúng ta đang thảo luận mới phát huy tác dụng. Lực hấp dẫn ở xa một lỗ đen cũng giống như lực hấp dẫn của ngôi sao đã sụp đổ để tạo thành nó.

Hãy nhớ rằng lực hấp dẫn của bất kỳ ngôi sao cách xa nào đó hoạt động như thể tất cả khối lượng của nó đều tập trung tại một điểm ở trung tâm, mà chúng ta gọi là trọng tâm. Đối với các ngôi sao thực, chúng ta chỉ đơn thuần tưởng tượng rằng tất cả khối lượng đều tập trung ở đó; đối với lỗ đen, tất cả khối lượng thực sự tập trung tại một điểm ở trung tâm.

Vì vậy, nếu bạn là một ngôi sao hoặc hành tinh xa quay quanh một ngôi sao trở thành một lỗ đen, quỹ đạo của bạn có thể không bị ảnh hưởng đáng kể bởi sự sụp đổ của ngôi sao (mặc dù nó có thể bị ảnh hưởng bởi bất kỳ sự mất khối lượng nào trước khi sụp đổ). Mặt khác, nếu bạn mạo hiểm đến gần chân trời sự kiện, bạn sẽ rất khó để chống lại “lực kéo” của không thời gian bị biến dạng gần lỗ đen. Bạn phải thực sự đến gần lỗ đen để trải nghiệm bất kỳ hiệu ứng đáng kể nào.

Nếu một ngôi sao khác hoặc một con tàu vũ trụ đi qua ở khoảng cách bằng một hoặc hai bán kính mặt trời từ một lỗ đen, thì các định luật của Newton sẽ đủ để mô tả điều gì sẽ xảy ra với nó. Chỉ ở rất gần chân trời sự kiện của một lỗ đen thì lực hấp dẫn mới mạnh đến mức phá vỡ các định luật của Newton. Tàn dư lỗ đen của một ngôi sao lớn đi vào vùng lân cận của chúng ta sẽ rất xa, an toàn hơn đối với chúng ta so với hiện thân trước đó của nó là một ngôi sao nóng và rực rỡ.

THỰC HIỆN KẾT NỐI

Cỗ máy thời gian và trọng lực

Cỗ máy thời gian là một trong những thiết bị yêu thích của giới khoa học viễn tưởng. Một thiết bị như vậy sẽ cho phép bạn di chuyển xuyên thời gian với một tốc độ khác hoặc theo một hướng khác với mọi người. Thuyết tương đối tổng quát cho rằng, trên lý thuyết, có thể tạo ra một cỗ máy thời gian bằng cách sử dụng lực hấp dẫn có thể đưa bạn vào tương lai.

Hãy tưởng tượng một nơi mà lực hấp dẫn rất mạnh, chẳng hạn như gần một lỗ đen. Thuyết tương đối tổng quát dự đoán rằng lực hấp dẫn càng mạnh thì tốc độ thời gian càng chậm (như góc nhìn từ xa của một quan sát viên). Vì vậy, hãy tưởng tượng một phi hành gia trong tương lai, với một con tàu vũ trụ được chế tạo nhanh và mạnh mẽ, tình nguyện thực hiện sứ mệnh tới một môi trường trọng lực cao như vậy. Phi hành gia rời đi vào năm 2222, ngay sau khi tốt nghiệp đại học ở tuổi 22. Cô ấy mất chính xác 10 năm để đến lỗ đen. Khi đến đó, cô quay quanh ở một khoảng cách đủ xa, cẩn thận để không bị kéo vào.

Cô ấy hiện đang ở trong một thế giới trọng lực cao, nơi thời gian trôi qua chậm hơn nhiều so với trên Trái Đất. Đây không chỉ là ảnh hưởng đến cơ chế hoạt động của đồng hồ — thời gian tự nó chạy chậm. Điều đó có nghĩa là mọi cách cô ấy đo thời gian sẽ cho kết quả đọc chậm lại như nhau khi so sánh với thời gian trôi qua trên Trái Đất. Tim cô ấy sẽ đập chậm hơn, tóc cô ấy mọc chậm hơn, đồng hồ đeo tay cổ của cô ấy sẽ tích tắc chậm hơn, v.v. Cô ấy không nhận thức được điều này đang chậm lại bởi vì tất cả các lần đọc thời gian của cô ấy, cho dù được thực hiện bởi các chức năng cơ thể của chính cô ấy hay bằng thiết bị máy móc, đều đo cùng một thời gian — chậm hơn —. Trong khi đó, trở lại Trái Đất, thời gian vẫn trôi qua như mọi khi.

Phi hành gia của chúng ta giờ đã xuất hiện từ vùng hố đen, nhiệm vụ khám phá của cô ấy đã hoàn thành và trở về Trái đất. Trước khi rời đi, cô ấy cẩn thận ghi chú rằng (theo đồng hồ của cô ấy) cô ấy đã dành khoảng 2 tuần xung quanh hố đen. Sau đó cô ấy mất đúng 10 năm để trở lại Trái đất. Tính toán của cô ấy cho cô ấy biết rằng kể từ khi cô ấy 22 tuổi khi cô ấy rời khỏi Trái đất, cô ấy sẽ là 42 cộng với 2 tuần khi cô ấy trở lại. Vì vậy, năm trên Trái Đất, cô ước tính, phải là năm 2242, và các bạn cùng lớp của cô bây giờ đang tiếp cận với cuộc khủng hoảng tuổi trung niên của họ.

Nhưng phi hành gia của chúng ta nên chú ý nhiều hơn trong lớp học thiên văn của cô ấy! Bởi vì thời gian trôi chậm lại gần lỗ đen, thời gian trôi qua đối với cô ấy ít hơn nhiều so với những người trên Trái Đất. Trong khi đồng hồ của cô ấy đo được 2 tuần ở gần hố đen, hơn 2000 tuần (tùy thuộc vào khoảng cách mà cô ấy đến gần) có thể đã trôi qua trên Trái đất. Đó là 40 năm, nghĩa là các bạn cùng lớp của cô ấy sẽ là những người lớn tuổi ở độ tuổi 80 khi cô ấy (chỉ 42 tuổi) trở lại. Trên Trái Đất, nó sẽ không phải là năm 2242, mà là năm 2282 — và cô ấy sẽ nói rằng cô ấy đã đến tương lai.

Kịch bản này có thật không? Chà, nó có một vài thách thức thực tế: chúng tôi không nghĩ rằng có lỗ đen nào đủ gần để chúng ta có thể chạm tới trong 10 năm nữa và chúng tôi không nghĩ rằng bất kỳ tàu vũ trụ hoặc con người nào có thể sống sót gần một lỗ đen. Nhưng điểm mấu chốt về sự chậm lại của thời gian là hệ quả tự nhiên của thuyết tương đối tổng quát của Einstein, và chúng ta thấy rằng những tiên đoán của nó đã được xác nhận bằng thực nghiệm này đến thực nghiệm khác.

Những phát triển như vậy trong sự hiểu biết về khoa học cũng trở thành nguồn cảm hứng cho các nhà văn khoa học viễn tưởng. Gần đây, bộ phim Interstellar có hình ảnh nhân vật chính du hành gần một lỗ đen khổng lồ; kết quả là sự chậm trễ trong quá trình già đi của anh ấy so với gia đình trên trái đất của anh ấy là một phần quan trọng của cốt truyện.

Các tiểu thuyết khoa học viễn tưởng, chẳng hạn như Gateway của Frederik Pohl và A World out of Time của Larry Niven, cũng sử dụng thời gian chậm lại gần các lỗ đen làm bước ngoặt lớn trong câu chuyện. Để có danh sách những truyện khoa học viễn tưởng dựa trên thiên văn hay, bạn có thể vào trang web này.

Một chuyến đi vào một lỗ đen

Việc các nhà khoa học không thể nhìn thấy bên trong các lỗ đen đã không ngăn họ cố gắng tính toán xem chúng trông như thế nào. Một trong những điều đầu tiên mà những tính toán này cho thấy là sự hình thành của một lỗ đen sẽ xóa bỏ gần như tất cả thông tin về ngôi sao đã sụp đổ để hình thành nó. Các nhà vật lý học nói "lỗ đen không có tóc", nghĩa là không có gì nhô ra khỏi lỗ đen để cung cấp cho chúng ta manh mối về loại sao đã tạo ra nó hoặc vật chất gì đã rơi vào bên trong. Thông tin duy nhất mà một lỗ đen có thể tiết lộ về chính nó là khối lượng của nó, spin (sự quay) của nó và liệu nó có tích điện hay không.

Điều gì xảy ra với lõi sao sụp đổ tạo thành lỗ đen? Các tính toán tốt nhất của chúng ta dự đoán rằng vật liệu sẽ tiếp tục sụp đổ dưới trọng lượng của chính nó, tạo thành một điểm đóng băng vô hạn — một nơi có thể tích bằng không và mật độ vô hạn — mà chúng ta đặt cho cái tên là điểm kỳ dị. Tại điểm kỳ dị, không thời gian không còn tồn tại. Các định luật vật lý mà chúng ta biết đã bị phá vỡ. Chúng ta vẫn chưa có hiểu biết vật lý hoặc các công cụ toán học để mô tả bản thân điểm kỳ dị, hoặc ngay cả khi điểm kỳ dị thực sự xảy ra. Tuy nhiên, nhìn từ bên ngoài, toàn bộ cấu trúc của một lỗ đen cơ bản (một lỗ đen không quay) có thể được mô tả như một điểm kỳ dị được bao quanh bởi một chân trời sự kiện. So với con người, lỗ đen thực sự là những vật thể rất đơn giản.

Các nhà khoa học cũng đã tính toán điều gì sẽ xảy ra nếu một phi hành gia rơi vào lỗ đen. Hãy đến một vị trí quan sát cách đường chân trời sự kiện một khoảng cách xa và an toàn và quan sát phi hành gia này rơi về phía đó. Lúc đầu, anh ta rơi khỏi chúng ta, di chuyển nhanh hơn bao giờ hết, giống như thể anh ta đang đến gần bất kỳ ngôi sao lớn nào. Tuy nhiên, khi anh đến gần chân trời sự kiện của lỗ đen, mọi thứ thay đổi. Trường hấp dẫn mạnh xung quanh lỗ đen sẽ làm cho đồng hồ của anh ta chạy chậm hơn, khi nhìn từ góc độ bên ngoài của chúng ta.

Nếu, khi anh ta đến gần chân trời sự kiện, anh ta phát ra một tín hiệu mỗi giây một lần theo đồng hồ của anh ta, chúng ta sẽ thấy khoảng cách giữa các tín hiệu của anh ta ngày càng dài ra cho đến khi nó trở nên dài vô hạn khi anh ta đến chân trời sự kiện. (Nhớ lại cuộc thảo luận của chúng ta về dịch chuyển đỏ do hấp dẫn, chúng ta có thể nói rằng nếu nhà du hành vũ trụ sử dụng ánh sáng xanh lam để gửi tín hiệu mỗi giây, chúng ta sẽ thấy ánh sáng ngày càng đỏ hơn cho đến khi bước sóng của nó gần như vô hạn.) Khi khoảng cách giữa các tích tắc đồng hồ tiến gần đến vô cùng, chúng ta sẽ thấy rằng nhà du hành vũ trụ đang dần dừng lại, bị đóng băng theo thời gian ở chân trời sự kiện.

Theo cách tương tự, tất cả vật chất rơi vào lỗ đen cũng sẽ xuất hiện trong mắt một người quan sát bên ngoài là dừng lại ở chân trời sự kiện, đóng băng tại chỗ và mất một khoảng thời gian vô hạn để rơi qua nó. Nhưng đừng nghĩ rằng vật chất rơi vào lỗ đen do đó sẽ dễ dàng nhìn thấy ở chân trời sự kiện. Dịch chuyển đỏ cực lớn sẽ khiến việc quan sát bức xạ từ các nạn nhân bị "đóng băng" của lỗ đen trở nên rất khó khăn.

Tuy nhiên, đây chỉ là cách chúng ta, ở vị trí xa lỗ đen, nhìn thấy mọi thứ. Đối với phi hành gia, thời gian của anh ta trôi theo tốc độ bình thường và anh ta rơi ngay từ chân trời sự kiện vào lỗ đen. (Hãy nhớ rằng, đường chân trời này không phải là một rào cản vật lý, mà chỉ là một vùng trong không gian nơi độ cong của không thời gian khiến việc thoát ra là không thể.)

Bạn có thể gặp khó khăn với ý tưởng rằng bạn (quan sát từ xa) và phi hành gia (rơi vào) có những ý tưởng khác nhau về những gì đã xảy ra. Đây là lý do tại sao những ý tưởng của Einstein về không gian và thời gian được gọi là lý thuyết tương đối. Những gì mỗi quan sát viên đo lường về thế giới phụ thuộc vào (tương đối với) hệ quy chiếu của họ. Người quan sát trong lực hấp dẫn mạnh đo thời gian và không gian khác với người ngồi trong lực hấp dẫn yếu hơn. Khi Einstein đề xuất những ý tưởng này, nhiều nhà khoa học cũng gặp khó khăn với ý kiến ​​rằng hai quan điểm khác nhau về cùng một sự kiện có thể đúng, mỗi quan điểm trong “thế giới” riêng của nó, và họ cố gắng tìm ra sai lầm trong các phép tính. Không có sai lầm nào: chúng ta và phi hành gia thực sự sẽ thấy anh ta rơi vào một lỗ đen rất khác nhau.

Đối với các phi hành gia, họ không có đường quay trở lại. Khi đã ở bên trong chân trời sự kiện, nhà du hành vũ trụ cùng với bất kỳ tín hiệu nào từ máy phát vô tuyến của anh ta sẽ bị ẩn vĩnh viễn khỏi vũ trụ bên ngoài. Tuy nhiên, anh ta sẽ không có một thời gian dài (theo quan điểm của anh ta) để cảm thấy có lỗi với bản thân khi anh ta đến gần lỗ đen. Giả sử anh ta đang rơi với phần chân xuống đầu tiên. Lực hấp dẫn mà điểm kỳ dị tác dụng lên chân lớn hơn đầu nên sẽ bị kéo dãn nhẹ. Bởi vì điểm kỳ dị là một điểm, phần bên trái của cơ thể anh ta sẽ được kéo một chút về phía bên phải, và bên phải hơi về phía bên trái, đưa mỗi bên lại gần điểm kỳ dị hơn. Do đó, nhà du hành sẽ bị ép nhẹ theo một hướng và kéo căng theo hướng khác. Một số nhà khoa học gọi đây là quá trình kéo dài và thu hẹp sợi mì spaghetti (spaghettification). Thời điểm mà nhà du hành vũ trụ trở nên căng đến mức bỏ mạng phụ thuộc vào kích thước của lỗ đen. Đối với các lỗ đen có khối lượng gấp hàng tỷ lần khối lượng của Mặt Trời, chẳng hạn như những lỗ được tìm thấy ở trung tâm của các thiên hà, hiện tượng spaghettification chỉ trở nên có ý nghĩa sau khi phi hành gia đi qua chân trời sự kiện. Đối với các lỗ đen có khối lượng bằng vài lần khối lượng Mặt Trời, nhà du hành vũ trụ sẽ bị kéo căng và xé toạc ngay cả trước khi anh ta đến chân trời sự kiện.

Trái Đất tác động lực thủy triều tương tự lên một phi hành gia đang thực hiện chuyến đi bộ ngoài không gian. Trong trường hợp của Trái Đất, lực thủy triều rất nhỏ nên chúng không đe dọa đến sức khỏe và sự an toàn của phi hành gia. Nhưng điều đó không lặp lại trong trường hợp của một lỗ đen. Không sớm thì muộn, khi phi hành gia đến gần lỗ đen, lực thủy triều sẽ trở nên lớn đến mức phi hành gia sẽ bị xé toạc, cuối cùng bị giảm xuống thành một tập hợp các nguyên tử riêng lẻ sẽ tiếp tục rơi vào điểm kỳ dị.

LIÊN KẾT ĐỂ HỌC

Từ cuộc thảo luận trước, bạn có thể sẽ đồng ý rằng nhảy vào lỗ đen chắc chắn là trải nghiệm chỉ diễn ra đúng một lần trong đời! Bạn có thể xem lời giải thích hấp dẫn về cái chết bởi lỗ đen của Neil deGrasse Tyson, nơi ông giải thích tác động của lực thủy triều lên cơ thể con người cho đến khi chết bằng hiện tượng spaghettification.

Tổng quan về các lỗ đen được đưa ra trong đoạn trích video này của Discovery Channel.

(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