Nobel Vật lý 2020: Cuộc truy tìm lỗ đen

Cả Einstein cũng không tin

Chỉ vài tuần sau khi lý thuyết này được công bố, Karl Schwarzschild - một nhà vật lý thiên văn trẻ người Đức khi đó đang trong quân ngũ - đã tranh thủ thời gian nghỉ giữa hai trận đánh để giải hệ phương trình của lý thuyết tương đối rộng, đưa ra kết quả về sự tồn tại của các lỗ đen mà tại đó không - thời gian bị bẻ cong.

Những nghiên cứu tiếp sau cho biết mỗi lỗ đen một khi đã được tạo ra thì sẽ được bao quanh bởi một chân trời sự kiện mà tại đó mọi thứ, kể cả ánh sáng, đều bị hút về lỗ đen và không bao giờ thoát ra được. Điều này cũng tựa như giao thông một chiều, ánh sáng và vật chất chỉ đi vào lỗ đen theo một chiều duy nhất mà không có chiều ngược lại bởi lực hấp dẫn của lỗ đen quá lớn.

Đường kính của chân trời sự kiện phụ thuộc vào khối lượng lỗ đen. Một lỗ đen có khối lượng như mặt trời thì chân trời sự kiện sẽ có đường kính khoảng 3km. Còn nếu lỗ đen có khối lượng bằng khối lượng trái đất thì đường kính chân trời sự kiện chỉ khoảng 9mm. Như thế, ta có thể hình dung về sự hình thành lỗ đen đơn giản như sau: nếu nén Trái đất thành một hạt đậu Hà Lan có kích thước khoảng 9mm thì mật độ vật chất của hạt đậu - trái đất khi đó sẽ lớn đến mức vật chất hoặc ánh sáng khi đến sát bề mặt hạt đậu sẽ bị hút về tâm của nó và không thoát ra được. Khi đó, chúng ta có một lỗ đen hạt đậu - trái đất, và bề mặt của nó chính là chân trời sự kiện của lỗ đen. Vì thế, với người quan sát từ bên ngoài thì tất cả những gì nhìn thấy được là một cái lỗ đen ngòm.

Đến những năm 1930, Robert Oppenheimer - người đứng đầu dự án Manhattan để chế tạo quả bom nguyên tử đầu tiên - đã tính toán và thấy rằng các ngôi sao có khối lượng lớn sẽ co sập (implosion) để tạo ra lỗ đen. Các ngôi sao phát sáng được là nhờ phản ứng nhiệt hạch ở tâm của nó. Khi đốt hết nhiên liệu, ngôi sao sẽ nổ tung dưới dạng siêu tân tinh, sau đó sẽ co sập lại để trở thành các lỗ đen dưới tác dụng của lực hấp dẫn.

Tuy nhiên, đến lúc đó sự tồn tại của các lỗ đen vẫn chỉ được coi là thuần túy toán học, tức đơn giản là nghiệm của các phương trình Einstein, được tính toán ra dựa trên giả thiết về hình dạng lý tưởng của các ngôi sao. Nói cách khác, khi giải các phương trình này, giới khoa học đã giả thiết các ngôi sao có hình cầu và đối xứng tuyệt đối, vì thế các lỗ đen cũng có hình cầu và đối xứng tuyệt đối. Trong vũ trụ thực, các ngôi sao không tồn tại ở dạng hình cầu và chịu các nhiễu động hấp dẫn từ các ngôi sao xung quanh. Vì lẽ đó, ngay cả Einstein cũng không tin rằng các lỗ đen có tồn tại trong vũ trụ thực.

Dẫu vậy, vào năm 1965, tức 10 năm sau khi Einstein mất, Penrose đã tính toán và chỉ ra sự tồn tại của lỗ đen trong điều kiện thực, khi các ngôi sao không nhất thiết phải có dạng hình cầu và đối xứng tuyệt đối. Nói cách khác, dù các ngôi sao có hình dạng bất đối xứng, với các vết hằn và lồi lõm khác nhau, thì theo lý thuyết tương đối rộng, sự hình thành và tồn tại của các lỗ đen do sự co sập của các ngôi sao dưới tác động của lực hấp dẫn là không tránh khỏi.

Chìa khóa của Penrose trong công trình này là một công cụ toán học mới do ông phát minh, gọi là các bề mặt bẫy. Ông có được ý tưởng này vào năm 1964, khi còn giảng dạy ở Đại học Birkbeck. Giai thoại kể rằng trong một lần chuẩn bị sang đường, một ý nghĩ thoáng hiện lên từ vô thức của ông về các bề mặt này. Sau đó, Penrose đã truy hồi và tìm ra đúng thứ mình cần để mô tả lỗ đen.

Các bề mặt bẫy sẽ cưỡng bức mọi tia bức xạ, như ánh sáng chẳng hạn, phải hướng vào tâm của nó, bất kể bề mặt đó đang hướng ra ngoài hay hướng vào trong. Qua công trình này, Penrose đã chứng minh về mặt toán học sự tồn tại của các lỗ đen như là hệ quả tất yếu của lý thuyết tương đối rộng, và mô tả chi tiết các tính chất của nó. Điều thú vị là Penrose cũng chỉ ra rằng ở trung tâm của lỗ đen mọi định luật vật lý đã biết sẽ sụp đổ.

Vì thế, sẽ cần phải có một lý thuyết vật lý mới để mô tả những gì xảy ra bên trong lỗ đen. Lý thuyết đó phải bao gồm hai trụ cột của vật lý hiện đại là thuyết tương đối và thuyết lượng tử, vì các lỗ đen có khối lượng cực lớn và kích thước cực nhỏ nên cả hai hiện tượng hấp dẫn và lượng tử cùng tồn tại và trở nên quan trọng như nhau.

Đến nay, công trình của Penrose vẫn được coi là đóng góp quan trọng nhất đối với lý thuyết tương đối rộng. Vấn đề còn lại là truy tìm lỗ đen trong vũ trụ thực để chứng minh cho các tiên đoán lý thuyết của Penrose.

Từ trái sang: Genzel, Ghez và Penrose. Ảnh: phys.org

Truy tìm lỗ đen

Tuy không thể quan sát được từ bên ngoài nhưng do có khối lượng cực lớn và do đó bẻ cong không - thời gian, tức có lực hấp dẫn lớn, nên các lỗ đen sẽ hút các ngôi sao gần nó, tạo ra nhiễu động trong quỹ đạo và vận tốc chuyển động của các ngôi sao.

Bằng cách quan sát chi tiết quỹ đạo và vận tốc chuyển động của các ngôi sao gần lỗ đen, chúng ta có thể chứng minh gián tiếp sự tồn tại của các lỗ đen này thông qua tính toán. Đó chính là điều mà hai nhà khoa học Genzel và Ghez đã thực hiện. Hai nhà khoa học này đã dẫn dắt hai nhóm nghiên cứu khác nhau để khám phá khu vực trung tâm dải Ngân Hà của chúng ta để nghiên cứu quỹ đạo và vận tốc chuyển động của các ngôi sao gần khu vực này.

Lưu ý rằng dải Ngân Hà có dạng đĩa, gồm các cánh tay hình xoắn ốc, với bề rộng khoảng 100 nghìn năm ánh sáng, được tạo bởi khí, bụi vũ trụ và vài trăm tỉ ngôi sao. Nếu quan sát từ trái đất thì khí và bụi vũ trụ trong khoảng không giữa các ngôi sao sẽ ngăn cản phần lớn ánh sáng đến từ trung tâm dải Ngân Hà, khiến chúng ta hầu như không quan sát được gì. Chưa kể, trái đất có bầu khí quyển dày hơn 100km, với các bong bóng khí hình thành liên tục do chênh lệnh nhiệt độ. Các bong bóng này sẽ đóng vai trò như thấu kính làm cong và khúc xạ ánh sáng - chính là lý do khiến chúng ta thấy các ngôi sao nhấp nháy khi nhìn từ trái đất - làm hình ảnh chúng ta quan sát được bị mờ nhòa.

Chỉ bằng cách sử dụng các kính thiên văn hồng ngoại và công nghệ radio, các nhà khoa học mới có thể vượt qua khó khăn trên để quan sát quỹ đạo của các ngôi sao gần tâm của dải Ngân Hà. Từ những năm 1990, cả hai nhóm nghiên cứu của Genzel và Ghez tập trung quan sát quỹ đạo và vận tốc của các ngôi sao này suốt nhiều năm ròng rã.

Nhóm của Genzel sử dụng Kính thiên văn Công nghệ mới (New Technology Telescope, NTT) đặt ở núi La Silla, Chile và sau đó là Kính thiên văn Cực lớn (Very Large Telescope, VLT) ở núi Paranal, cũng thuộc Chile. Kính VLT có các gương quan sát có đường kính lên đến hơn 8m.

Còn nhóm của Ghez sử dụng các kính thiên văn đặt tại trạm quan sát Keck Observatory trên núi Mauna Kea, Hawaii, Mỹ. Các gương quan sát của kính thiên văn này có đường kính lên đến 10m, được tạo bởi 36 mảnh nhỏ hình lục giác điều khiển độc lập, là một trong những kính thiên văn lớn nhất trên thế giới.

Điều thú vị là kết quả quan sát quỹ đạo và vận tốc chuyển động của các ngôi sao gần tâm dải Ngân Hà của hai nhóm này khớp với nhau. Chuyển động của các ngôi sao này bị ảnh hưởng bởi sự có mặt của một khối vật chất bí ẩn, có khối lượng bằng khoảng bốn triệu lần khối lượng mặt trời, trong một khoảng không gian nhỏ hơn kích thước của hệ mặt trời. Cho đến nay, các lý giải duy nhất cho sự nhiễu động của quỹ đạo và vận tốc chuyển động của các ngôi sao này là sự tồn tại của một lỗ đen ở ngay tâm dải Ngân Hà. Nói cách khác, hai nhóm nghiên cứu đã gián tiếp tìm ra sự tồn tại của lỗ đen.

Kết quả này ngày càng được củng cố bởi nghiên cứu của các nhóm khác nhau, trong đó đáng kể nhất là việc các nhà khoa học đã chụp được hình ảnh của lỗ đen từ thiên hà Messier 87 nhờ Kính thiên văn Chân trời sự kiện (Event Horizon Telescope, EHT) vào tháng 4-2019. Sự tồn tại của lỗ đen như vậy không còn chỉ là dự đoán qua lý thuyết của Penrose, hay quan sát gián tiếp của Genzel và Ghez nữa, mà đã được “chụp” ảnh qua các quan sát mới nhất.■