Những kẻ săn Lỗ Đen Vũ Trụ

Hình 0

Ảnh chụp ngược sáng Lỗ Đen Vũ Trụ M-87 do các nhà thiên văn của Dự án EHT thực hiện.

Trong hình, vòng tối ở giữa thể hiện “cái bóng” của Lỗ đen. Sắc cam sáng chói của đĩa sáng bao quanh Lỗ đen không phải là là sắc màu thực của quang phổ bức xạ phát ra từ đĩa khí vũ trụ nóng hàng tỷ độ (109 độ K) xung quanh Lỗ đen. Đây là sắc màu nhân tạo do các nhà khoa học của EHT chủ ý chọn nhằm thể hiện bản đồ nhiệt của bức ảnh Lỗ đen. Trong đó màu đen thể hiện không có bức xạ, màu đỏ thể hiện mức bức xạ mạnh hơn chút, còn màu cam thể hiện bức xạ cực mạnh. Nếu thay vì “bản đồ nhiệt”, các nhà khoa học chọn cách thể hiện bức ảnh này như một bức “ảnh quang học” thông thường, đĩa sáng quanh Lỗ đen sẽ có màu trắng phớt thêm sắc xanh và sắc đỏ.

Bài viết dưới đây khá dài, ai bận rộn có thể đọc bản rút gọn của bài này đã đăng trên TTCT ở đây với tên bài là “Những thợ săn Lỗ đen”.

*

Tại sao rất khó chụp ảnh Lỗ đen? Tại sao phải chụp ảnh Lỗ đen ngược sáng (silhouette)? Tại sao phải “tô màu” cho bức ảnh? Và trạm thiên văn cổ của nước ta, nay là vị trí nào trên phố Khâm Thiên? Câu trả lời lấp ló đằng sau lỗ đen trong bài đọc dài dưới đây!

Katie Bouman

Chỉ vài tiếng sau khi Dự án thiên văn Event Horizon Telescope (EHT) công bố bức ảnh đầu tiên chụp Lỗ đen vũ trụ, Internet bỗng tràn ngập một bức ảnh khác chụp một cô gái có ánh mắt rạng rỡ đang ngồi trong phòng làm việc bé xíu. Cô gái đấy là Katie Bouman, một nhà khoa học máy tính năm nay 29 tuổi. Cô là người phát triển thuật toán xử lý dữ liệu ảnh để tổng hợp một núi dữ liệu EHT thu thập từ Lỗ đen M-87 suốt nhiều năm, rồi từ dựng lên thành ảnh.

Đại học MIT nơi Katie Bouman làm nghiên cứu sinh sau tiến sĩ đã có một động tác tôn vinh cô. Trên twitter của nhà trường, họ đưa ảnh của Bouman bên cạnh ảnh một nhà khoa học máy tính khác, bà Margaret Hamilton. Bà Hamilton là người viết mã phần mềm phóng tàu vũ trụ Apollo của NASA đưa người lên mặt trăng.

Hình 1

HÌnh 2

Hình trên (2019): Nhà khoa học máy tính Katie Bouman với các ổ cứng chữa dữ liệu hình ảnh Lỗ đen vũ trụ.

Hình dưới (1969): Nhà khoa học máy tính Margaret Hamilton với tập giấy in những dòng mã phần mềm mà cô viết để phóng tàu vũ trụ Apollo đưa người lên mặt trăng. 

 

Kính thiên văn vô tuyến

Vào thời của Galilei Galileo ở thế kỷ 17, các nhà thiên văn phải chế tạo những kính viễn vọng quang học tinh xảo để qua đó họ quan sát bầu trời bằng mắt thường. Thời đó, với các nhà thiên văn, cách duy nhất để nghiên cứu bầu trời là quan sát ánh sáng phát ra hoặc phản xạ ra từ các thiên thể.

Nhưng từ giữa thế kỷ 20, các nhà thiên văn biết rằng hầu hết các vật thể trong vũ trụ, ngoại trừ vật chất tối hay hạt neutrino, đều bức xạ hoặc phản xạ sóng điện từ. Ngày nay các nhà vật lý thiên văn quan sát bầu trời bằng các ăngten chảo kết nối với máy tính.

Giống như ta ngồi trong một căn phòng trơ vơ trên núi, dùng ăngten chảo để bắt sóng truyền hình để xem Quang Hải và đồng đội thi đấu trên màn hình ti vi, các nhà thiên văn dùng các ăngten chảo khổng lồ đặt ở những nơi hoang địa để thu sóng điện từ đến từ vũ trụ. Dữ liệu thu được, họ lưu trữ vào ổ cứng, rồi chuyển về trung tâm phân tích của mình.

Thuật toán của Katie và nỗ lực của nhóm chuyên gia do cô dẫn dắt suốt ba năm qua, đã xử lý một núi dữ liệu Lỗ đen khổng lồ của EHT để dựng thành bức ảnh “chụp Lỗ đen” làm chấn động thế giới ngày 10 tháng Tư vừa qua.

 

Không-Thời-Gian (spacetime)

Nhưng Lỗ đen vũ trụ thực sự là gì. Lỗ đen vũ trụ là thứ nói về nó không quá khó, nhưng tưởng tượng về nó lại cực kỳ khó.

Trước tiên, ta hãy cùng tưởng tượng loài người là các con kiến bé li ti, thông minh và chăm chỉ. Những con kiến này sống trong một không gian chỉ có hai chiều, ví như trên một tờ giấy phẳng lỳ và vô cùng lớn. Dù rất thông minh, biết chế tác ra ống nhòm, nhưng các con kiến chỉ nhận thức được không gian hai chiều quen thuộc. Với chúng không gian không có chiều thứ ba. Nếu có một sinh vật khác đứng ở chiều thứ ba, ví dụ một con chim đứng ngoài tờ giấy và chĩa mỏ vào, toàn bộ loài kiến không có cách nào để “nhìn” được con chim ấy.

Thế rồi bỗng tờ giấy có một lỗ thủng bé xíu, gần như không có kích thước, nhưng có lực hút kinh hoàng. Nằm sát trên mặt tờ giấy, các con kiến không có cách nào “nhìn” thấy được lỗ thủng, chúng chỉ biết rằng có những con kiến đến gần cái “chỗ” ấy là đột ngột biến mất, và không ai biết là biến đi đâu.

Các con kiến rất giỏi toán, chúng nghiên cứu và cho rằng ở đúng cái “chỗ” bí ẩn ấy, không gian phẳng như chúng hằng quen thuộc, bị biến dạng, không còn phẳng nữa. Chúng gọi “chỗ” ấy là điểm kỳ dị (singularity). Điểm kỳ dị này hút những vật ở không gian hai chiều (trên mặt giấy phẳng) và đưa đi đâu đó, có thể sang một chiều không gian khác, hoàn toàn nằm ngoài nhận thức và hiểu biết của loài kiến.

Lỗ đen vũ trụ là một điểm kỳ dị như vậy, nhưng trong không gian nhiều hơn hai chiều. Ví dụ như trong không gian ba chiều mà tất cả chúng ta đều quen thuộc. Hãy tưởng tượng có một cái lỗ gần như không có kích thước, nằm giữa không trung, mà ta có thể chui vào từ bất kỳ hướng nào cũng được (có vẻ dễ tưởng tưởng, nhưng khó đấy, thử một chút xem). Nếu con người đến gần cái Lỗ đen ấy, họ sẽ bị hút vào và biến mất khỏi không trung. Không một gợn khói. Họ biến đi đâu? Theo quan điểm cổ điển của Thuyết tương đối, khi chui vào Lỗ đen và chạm đến điểm kỳ dị, không gian và thời gian sẽ kết thúc. Thế nhưng, liệu có còn những chiều không gian nào khác mà con người chúng ta (cũng như con kiến kia) chưa từng trải nghiệm và không có cách nào nhận thức được.

Tới đây, để hiểu thêm về điểm kỳ dị hay còn gọi là Lỗ đen vũ trụ, ta lại cần thêm một chút tưởng tượng về chiều không gian thứ tư: chiều thời gian.

Nếu không gian chỉ có một chiều, chúng ta sẽ là những con kiến sống trên một sợi chỉ thẳng băng dài vô tận. Nếu không gian có hai chiều, thì hai chiều không gian ấy vuông góc với nhau và tạo thành mặt, ví dụ mặt giấy phẳng rộng vô cùng tận. Nếu không gian có ba chiều, mỗi chiều của không gian sẽ vuông góc với hai chiều còn lại. Hãy nghĩ về cái góc trong phòng của bạn, đó chính là ba chiều không gian trực giao với nhau. Đó chính là không gian mà chúng ta quen thuộc: trục x, y, z vuông góc với nhau; hay nói cách khác: chiều rộng (bề ngang từ trái qua phải), chiều sâu (đằng trước và đằng sau), chiều cao (từ dưới lên trên), ba chiều này vuông góc với nhau.

Thế còn chiều thứ tư. Chiều thứ tư sẽ buộc phải vuông góc với ba chiều còn lại. Nói đúng hơn, mỗi chiều sẽ phải trực giao với ba chiều kia. Bạn thử tưởng tượng một chút về bốn chiều không gian này xem sao. Rất khó đấy. Nó vượt ra khỏi trải nghiệm và nhận thức thông thường của mỗi chúng ta. Thế nhưng các nhà khoa học lại tưởng tượng được: họ dùng toán học. Nếu bạn tình cờ nghe đến không gian Hilbert, thì đó chính là không gian nhiều chiều, có thể nhiều hơn bốn chiều.

Nhưng để hiểu Lỗ đen vũ trụ, chỉ cần bốn chiều là đủ: ba chiều không gianmột chiều thời gian. Đây chính là không-thời-gian (spacetime) mà ai đọc về Thuyết tương đối của Einstein đều bắt gặp. Không gian này còn mang tên nhà toán học phát minh ra nó: không gian Minkowski.

Trong không-thời-gian, thời gian là chiều luôn làm con người phải “xoắn não”. Ta có thể tiến hoặc lùi hoặc đứng yên theo các chiều không gian, còn với chiều thời gian ta chỉ có thể tiến. Nếu ai đã từng tìm hiểu không gian Minkowski, họ còn biết đến một sự thú vị mà phụ nữ nào cũng hết sức ghen tị: hạt photon không có khối lượng  và nó không bị già đi. Hạt photon chuyển động với vận tốc ánh sáng: nó không có thời gian riêng. Sự thú vị này một lần nữa liên quan đến Einsten. Theo Thuyết tương đối hẹp thời gian co dãn: chuyển động càng nhanh thì đồng hồ riêng của vật chuyển động chạy càng chậm. Những ai lề mề thì đời rất ngắn, ai lanh lẹn tháo vát đời sẽ rất dài.

Sự xoắn não của chiều thời gian không chỉ có vậy. Khoảng cách trong vũ trụ được đo bằng phút, hoặc năm ánh sáng. Năm ánh sáng là khoảng cách mà ánh sáng đi được trong một năm. Vận tốc ánh sáng nhanh kinh khủng, khoảng 300 ngàn kilômét mỗi giây. Một phút ánh sáng đã là một khoảng cách rất xa rồi. Mặt trời cách chúng ta hơn 8 phút ánh sáng. Một năm ánh sáng là một khoảng cách xa kinh khủng. Nếu ta dùng kính viễn vọng để nhìn xa thật xa vào vũ trụ, ta sẽ thấy mặt trời, các hành tinh Thủy, Hỏa, Mộc Thổ, … Rồi thấy những ngôi sao ở ngoài Hệ mặt trời. Rồi thấy trung tâm thiên hà của chúng ta. Rồi sẽ thấy cả những thiên hà hàng xóm.

(Nếu có thời gian, mọi người có thể đọc thêm Ví Dụ Minh Họa về co dãn thời gian, và chiều không gian khác ở cuối bài.)

Thiên hà M-87, nơi có Lỗ đen vừa bị con người chụp ảnh, cách chúng ta 55 triệu năm ánh sáng. Tức là tín hiệu từ M-87 đến với chúng ta hôm nay, đã được phát đi từ 55 triệu năm trước. Càng nhìn ra xa vào vũ trụ, ta lại càng nhìn thấy quá khứ xa xăm. Ta không thể đi lùi theo trục thời gian, nhưng ta có thể nhìn lùi về quá khứ. Đó chính là chiều thứ tư của không-thời-gian.

(Để tượng tượng 55 triệu năm xa thế nào, ta hãy nghĩ về một biến cố được cho là đã xảy ra với trái đất 65 triệu năm trước: một thiên thạch khổng lồ đâm vào trái đất ở vị trí nay là Mexico. Cú va chạm đã tạo ra một sóng địa chấn cực mạnh lan trên bề mặt trái đất, tạo ra các vụ phun trào núi lửa, và làm tuyệt diệt loài khủng long).

 

Lỗ đen vũ trụ (black hole).

Nếu ta đặt một khẩu đại bác trên mặt đất, hướng nòng thẳng lên trời rồi bắn ra một viên đạn, viên đạn ấy sẽ bay lên cao rồi …rơi xuống đất. Khẩu đại bác càng mạnh, vận tốc viên đạn càng nhanh, viên đạn bay càng cao, nhưng rồi cũng sẽ rơi xuống. Đó là vì sức hút của trái đất kéo viên đạn trở lại. Nhưng nếu khẩu đại bác đủ mạnh, viên đạn có vận tốc đủ lớn, nó sẽ thoát khỏi sức hút (lực hấp dẫn) của trái đất mà đi vào không gian. Vận tốc này gọi là vận tốc thoát. Vận tốc thoát phụ thuộc vào lực hấp dẫn, còn lực hấp dẫn phụ thuộc vào khối lượng của trái đất (theo định luật Newton).

Năm 1783, một nhà khoa học người Anh tên là John Mitchell cho rằng nếu một vật thể có khối lượng cực lớn, thì vận tốc thoát có thể lớn hơn cả vận tốc ánh sáng. Ánh sáng không thể thoát ra khỏi vật thể ấy. Đó sẽ là một ngôi sao tối (dark star).

Năm 1915, Albert Einstein công bố Thuyết tương đối tổng quát giải thích được vì sao có trường hấp dẫn. Đó là do khối lượng của vật thể làm cong không gian (chính xác hơn là cong không-thời-gian) xung quanh vật thể ấy và tạo ra trường hấp dẫn. Theo Newton, trái đất bay theo quỹ đạo quanh mặt trời, là do lực hấp dẫn gắn kết hai vật thể với nhau. Theo Einstein, khối lượng mặt trời làm cong không gian quanh nó, và trái đất trượt theo không gian cong ấy mà bay quanh mặt trời. Tương tự như vậy mà mặt trăng bay quanh trái đất.

Hình 3

Albert Einstein

 

Để dễ tưởng tượng, ta hãy tưởng tượng không gian chỉ là một mặt hai chiều có thể co dãn được (mặt hai chiều không nhất thiết là mặt phẳng, mặt hai chiều có thể là một mặt cong, ví dụ như bề mặt trái đất mà chúng ta đang sống là một mặt hai chiều). Đầu tiên mặt hai chiều của chúng ta chưa chịu tác động nào của khối lượng, tức là nó đang phẳng. Ta đặt lên mặt này một quả bóng bowling lên, và lập tức không gian quanh quả bowling bị dãn ra. Lúc này nếu ta quăng một hòn bi vào, nó sẽ lăn vòng quanh quả bóng bowling theo mặt cong của không gian.Spacetime_curvature

John Wheeler bình luận Thuyết tương đối tổng quát bằng một câu rất ngắn nhưng sống động: “Khối lượng bảo không-thời-gian phải uốn cong thế nào, còn không-thời-gian bảo khối lượng phải chuyển động ra sao”.

Thuyết tương đối cũng cho thấy nếu vật chất bị dồn nén vào một không gian nhỏ đến một mức nào đấy, nó sẽ bẻ cong không gian đến mức không thứ gì, kể cả ánh sáng, có thể thoát ra được. Cái không gian bị bẻ cong đến mức ấy, chính là điểm kì dị. Điểm kì dị này, sau này vào năm 1964 được nhà vật lý John Wheeler đặt tên là chính thức là Lỗ đen (black hole).

Năm 1917, có một nhà toán học tên là Karl Schwarzschild tham gia Thế chiến thứ nhất. Ông chiến đấu ở mặt trận Nga với vai trò là người tính toán quỹ đạo đạn pháo cho pháo binh Đức. Ngồi trong chiến hào, ông giải phương trình Einsten cho không gian nằm gần sát một khối lượng vật chất hình cầu. Nghiệm của điểm kỳ dị mà ông tìm ra cho biết bán kính của vòng xuyến bao quanh Lỗ đen mà bất cứ thứ gì, kể cả ánh sáng, khi đi vào trong vòng xuyến này sẽ không quay trở ra được nữa. Nó bị hút vào điểm kì dị, mà nay quen thuộc với tên gọi Lỗ đen. Bán kính của vòng tròn (không quyển) ma quái quanh Lỗ đen, được gọi là Bán kính Schwarzschild. Từ phía ngoài ta không thể quan sát được những gì vượt qua vòng xuyến đấy. Vòng xuyến là chân trời xa nhất mà “tầm mắt” ta có thể vươn tớiđược, nó còn được gọi là chân trời sự kiện (event horizon).

Nghiệm Schwarzschild

{\displaystyle c^{2}{d\tau }^{2}=\left(1-{\frac {r_{\rm {s}}}{r}}\right)c^{2}dt^{2}-{\frac {dr^{2}}{1-{\frac {r_{\rm {s}}}{r}}}}-r^{2}d\theta ^{2}-r^{2}\sin ^{2}\theta \,d\varphi ^{2}}

Bán kính Schwarzschild

(G là hằng số hấp dẫn Newton, M là khối lượng lỗ đen, c là vận tốc ánh sáng)

{\displaystyle r_{s}={\frac {2GM}{c^{2}}}}

Điều thú vị, họ của Schwarzschild trong tiếng Đức có nghĩa là “Black Shield”, còn họ của Einstein là “One Stone”. Một hòn đá ném trúng hai con chim, một con quantm một con gravity. Lỗ đen là nơi quantum gặp gravity.

Hình 4 Schwarzschild

Karl Schwarzschild

Đến năm 1939, nhà vật lý người Mỹ Robert Oppenheimer mô tả bằng lý thuyết việc một ngôi sao có khối lượng khổng lồ bị sập vào bên trong do sức nặng tạo nên bởi lực hấp dẫn của chính mình; từ đó hình thành Lỗ đen. Chiến tranh thế giới thứ hai bùng nổ, Oppenheimer được giao nhiệm vụ lãnh đạo dự án Mahattan, dự án chế tạo quả bom nguyên tử đầu tiên của Mỹ. Ý tưởng về Lỗ đen tạm bị lãng quên. Mãi cho đến những năm 1960, 1970 các công trình nghiên cứu của các nhà vật lý như Roger Penrose, Jacob Bekenstein, Stephen Hawking mới đem Lỗ đen trở lại sân khấu của vật lý hiện đại. (Xem thêm về lý thuyết Lỗ đen của Bekenstein và Hawking ở đây.)

main-qimg-e74751c3925d1e92b63e78c6462b71cf

Hình vẽ trên giúp cho ta một chút tưởng tượng về việc khối lượng làm biến dạng không gian xung quanh như thế nào. Bên trái mô tả Mặt trời làm biến dạng không gian đủ để tạo thành “máng trượt” cho các hành tinh “trượt” trên đó và bay quanh quỹ đạo mặt trời. Ở giữa là sao neutorn. Sao neutron là sao nguội và có mật độ vật chất cực kỳ đặc. Lúc đầu nó là một ngôi sao kềnh (giant star), nặng bằng 10 đến 30 lần khối lượng mặt trời. Sau đó nó suy sụp thành sao neutron, nặng cỡ vài lần khối lượng mặt trời, nhưng đường kính chỉ cỡ Quận 1. Một thìa vật chất sao neutron nặng cỡ 10 triệu tấn. Vận tốc thoát của ngôi sao neutron cỡ 0.4 vận tốc ánh sáng. Bên phải là Lỗ đen làm biến dạng không gian đến mức tạo thành giếng rất sâu (black hole well).  

Thế nhưng, từ lý thuyết đến thực nghiệm là một khoảng cách khổng lồ. Làm sao tìm được Lỗ đen khi nó hút tất cả mọi thứ kể cả ánh sáng. Làm sao dò được nó khi mọi tín hiệu đến gần nó đều bị nó nuốt chửng. Những nhà vật lý đi săn tìm Lỗ đen hẳn phải là những người không chỉ thông minh, kiên định mà còn phải rất tài tình trong các phương pháp thực nghiệm.

Trong khuôn khổ của Thuyết tương đối tổng quát, không-thời-gian là một cấu trúc liên tục (không gián đoạn), có bốn chiều và có thể thay đổi hình dạng. Các dạng thức của năng lượng, ví dụ khối lượng, có thể làm cong không-thời-gian. Không-thời-gian thể hiện mình như một “môi trường” liên tục và cùng lắm chỉ có những cái “lỗ” là các “điểm kỳ dị” do “môi trường” bị uốn cong. Một trong những loại “lỗ” đấy chính là “Lỗ đen vũ trụ”.

Trong thiên văn học, có một con số mang tên nhà khoa học tính toán ra nó: Giới hạn Chandrasekhar. Giới hạn này bằng 1.44 Khối lượng mặt trời (1.44 M). Các ngôi sao, giống như mặt trời, ở lõi của nó xảy ra  các phản ứng hợp hạch. Các lò phản ứng hạt nhân này tạo ra các nguyên tử nặng hơn, đồng thời giải phóng năng lượng. Năng lượng tuôn trào ra từ lõi, tạo ra áp suất cân bằng với áp lực suy sụp vào lõi do sức nặng của ngôi sao. Khi năng lượng ở lõi đã “cháy” hết, các ngôi sao sẽ suy sụp vào lõi. Nhưng với các ngôi sao nhẹ hơn 1.44 M, do nặng lượng suy sụp không đủ để vượt qua áp suất tạo suy biến electron (degeneracy), nên ngôi sao chết suy sụp thành sao lùn trắng (white dwarf) . Tương tự như vậy, nếu khối lượng lớn hơn 1.44 M, áp suất của suy biến neutron (neutron degeneracy) sẽ chỉ cho phép ngôi sao suy sụp thành sao neutron (có mật độ vật chất lớn hơn rất nhiều). Nếu khối lượng sao lớn hơn 3 lần khối lượng mặt trời, nó có thể suy sụp thành Lỗ đen.

Vật chất suy biến (Degenerate matter): khi vật chất có mật độ cực kỳ lớn, nó sẽ có một áp suất chống lại việc dồn nén các hạt cơ bản vốn tạo thành nguyên tử lại với nhau. Là do Nguyên lý loại trừ Pauli không cho phép hai hạt cơ bản ở cùng một trạng thái lượng tử. Ai quan tâm đến Pauli, có thể Xem thêm về Pauli ở đây.

Đi tìm Lỗ đen

Mặt trời rất nặng, khối lượng của nó chiếm khoảng 99% khối lượng của toàn bộ hệ mặt trời. Các nhà vật lý thiên văn thường dùng khối lượng của mặt trời (ký hiệu M) để làm đơn vị đo lường sức nặng của các vật thể trong vũ trụ. Họ thường nói Lỗ đen này nặng bằng mấy triệu lần khối lượng mặt trời. Về kích cỡ cũng vậy, họ ước lượng rằng nếu mặt trời (có đường kính cỡ gần 1.4 triệu kilômét) bị ép vào một không gian có chỉ rộng bằng khu cảng Ba Son, nó sẽ biến thành lỗ đen.

Năm 2016, đài thiên văn LIGO trong lúc cố gắng “lắng nghe” âm thanh từ những nơi thật thật xa xăm trong vũ trụ, họ đã “nghe thấy” tiếng động của hai vụ sáp nhập Lỗ đen.

Đầu tiên là vụ sáp nhập hai Lố đen mỗi Lỗ đen có khối lượng cỡ 30 lần khối lượng mặt trời, xảy ra cách xa chúng ta 1,3 tỷ năm ánh sáng. Tiếp đó là vụ sáp nhập một Lỗ đen nặng cỡ 14,2 lần khối lượng mặt trời với một Lỗ đen nặng 7,5 khối lượng mặt trời, cách xa chúng ta 1,4 tỷ năm ánh sáng. Khi hai Lỗ đen sáp nhập vào nhau, chúng tạo ra một chấn động lớn, chấn động này làm “gợn sóng” không-thời-gian, và sóng này lan truyền trong không gian với vận tốc ánh sáng. Đó chính là sóng hấp dẫn, được Einstein tiên đoán bằng các tính toán của mình từ năm 1917. Sóng hấp dẫn ấy lan truyền trong không-thời-gian và vượt qua một khoảng cách rất lớn về cả không gian và thời gian để đến với “tai” của đài thiên văn LIGO. Nói cách khác, đài thiên văn LIGO thu đượctín hiệu từ hai sự kiện trong quá khứ cách ngày nay 1,3 và 1,4 tỷ năm. Còn tín hiệu từ hai sự kiện ấy đã đi một quãng đường dài 1,3 và 1,4 tỷ năm ánh sáng đế đến với LIGO.

Đây là công thức tứ cực (quadrupole fomula) của Einstein. Nó cho biết tốc độ (rate) sóng hấp dẫn được bức xạ từ một hệ dựa trên sự thay đổi khối lượng của mô men tứ cực (quadrupole moment):

{\displaystyle {\bar {h}}_{ij}(t,r)={\frac {2G}{c^{4}r}}{\ddot {I}}_{ij}(t-r/c)}

Trong vụ sáp nhập Lỗ đen thứ nhất, có một khối lượng khá lớn, cỡ khoảng 3 lần khối lượng mặt trời được chuyển thành năng lượng của sóng hấp dẫn (theo phương trình E=mc2). Như vậy để dò tìm được sóng hấp dẫn tạo ra từ các vụ sáp nhập hố đen “nhẹ” hơn, đài thiên văn LIGO cần phải “nhạy” hơn. Mới đây LIGO được nâng cấp và tăng thêm được 40% độ nhạy của mình. Tháng tư năm 2019, chỉ một thời gian ngắn sau khi “bật” máy đo, hai trạm LIGO ở Mỹ và trạm chị em của nó là VIRGO ở Italy phát hiện được sóng hấp dẫn từ các vụ va chạm sao neutron, các vụ sáp nhập Lỗ đen và đặc biệt là vụ sao neutron va chạm với Lỗ đen cách nay khoảng 900 triệu năm đến 1.6 tỷ năm. (Ai quan tâm thêm đến sóng hấp dẫn và cách các giao thoa kế laser của LIGO hoạt động, có thể đọc thêm về LIGO ở bài này.)

Thế nhưng làm thế nào để quan sát “sống” một Lỗ đen? Việc đầu tiên phải chứng minh được ở “chỗ đó” trong vũ trụ có một Lỗ đen. Còn cách chứng minh? Đó là phải xác định được có một khối lượng khổng lồ nằm trong một thể tích rất nhỏ, ở đúng “chỗ” không gian đó.

Các nhà vật lý thiên văn một lần nữa phải dựa vào Thuyết tương đối tổng quát của Einstein để tìm lỗ đen. Nếu họ tìm thấy đúng như tính toán của mình, thì một lần nữa thuyết của Einsten được kiểm chứng.

Mặt khác, như các nhà vật lý kỳ vọng, nếu có cách nào quan sát được các hiện tượng xảy ra ở bên rìa chân trời sự kiện, ta sẽ không chỉ kiểm tra được sự đúng đắn của Thuyết tương đối, mà còn thấy Thuyết tương đối (vốn chỉ liên quan với những gì vô cùng lớn) gặp gỡ Thuyết lượng tử (vốn chỉ làm việc với những gì vô cùng tí hon). Đây là một trong những động cơ quan trọng thúc đẩy các nhà vật lý thiên văn đi nghiên cứu Lỗ đen vũ trụ, một vật thể chưa ai từng nhìn thấy. Và chưa có bức ảnh chụp thẳng Lỗ đen vũ trụ nào, cho đến ngày 10 tháng Tư vừa qua.

 

Lỗ đen giữa dải Ngân Hà

Trái đất nơi chúng ta đang sống là một hành tinh nằm trong Hệ mặt trời. Bán kính của Hệ mặt trời, tức khoảng cách từ mặt trời đến đường biên của hệ nơi lực hấp dẫn của mặt trời hết tác dụng, cỡ khoảng 2 năm ánh sáng. Khoảng cách từ trái đất đến mặt trời “chỉ” khoảng 8,3 phút ánh sáng.

Hệ mặt trời của chúng ta lại nằm trong một thiên hà có tên gọi Dải Ngân hà. Khoảng cách từ Hệ mặt trời đến tâm Dải Ngân hà khoảng 28 ngàn năm ánh sáng.

Dải Ngân Hà có dạng một cái đĩa khổng lồ. Đường kính của đĩa này khoảng 100 ngàn đến 120 ngàn năm ánh sáng. Tháng 7 năm 2018 có một nghiên cứu thiên văn, cho rằng Ngân hà rộng tới 200 ngàn năm ánh sáng, nhưng khối lượng thì vẫn thế. Tuy nhiên điều này không quá quan trọng, với con người thì vài chục tiếng ánh sáng đã là khoảng cách xa kinh hoàng rồi.

Vũ trụ cực kỳ rộng lớn, nó có hàng tỷ thiên hà. Dải Ngân hà, tức thiên hà của chúng ta, chỉ là một trong vô vàn các thiên hà của vũ trụ.

Năm 1974 các nhà thiên văn vô tuyến phát hiện ra ở trung tâm Ngân hà có một nguồn bức xạ sóng điện từ mà các nhà thiên văn đặt tên là Sagittarius A* (viết tắt là  Sgr A*).

Tên nguồn bức xạ được đặt theo tên Sagittarius, là tên một chòm sao nằm gần nguồn bức xạ này, trong tiếng Latin có nghĩa là Cung Thủ.  Ở vị trí của nguồn bức xạ Sagittarius A* có thể tồn tại một Lỗ đen. Hay nói cách khác, ở chính giữa Ngân hà có một …lỗ đen. Lỗ đen này không phải là Lỗ đen hình thành do một ngôi sao khổng lồ kết thúc cuộc đời và suy sụp vào bên trong chính mình. Lỗ đen này là một Lỗ đen siêu nặng (super massive black hole).

Có hai loại Lỗ đen. Lỗ đen Schwarzschild là lỗ đen không tự quay quanh trục của mình (non-rotating) và Lỗ đen Kerr quay quanh trục của mình(rotating). Với Lỗ đen Kerr, có từ trường bao quanh ngay bên ngoài rìa đường biên của Lỗ đen. Các hạt chuyển động trong từ trường này với vận tốc gần bằng vận tốc ánh sáng vòng quanh trục lỗ đen. Các hạt này phát ra bức xạ synchrotron (synchrotron emission) có đặc tính của sóng vô tuyến. Bức xạ này có hướng vuông góc với mặt phẳng quay, và phát ra thành tia sóng (relativistic jet) cực mạnh từ cực Nam và cực Bắc của Lỗ đen. Đây chính là “nguồn” bức xạ sóng vô tuyến ở “chỗ” mà các nhà khoa học tin rằng có một Lỗ đen quay.

main-qimg-4608b5ce9e182c8c3fb223f3fc3b2ec0

Từ hàng chục năm nay một nhà vật lý thiên văn, bà Andrea Mia Ghez, cùng các đồng nghiệp của mình tại University of Califonia, Los Angeles (UCLA) và tại đài thiên văn Keck (Keck Observatory) đã và đang “quan sát” Lỗ đen này. Họ phát triển các công nghệ để quan sát những ngôi sao bay rất nhanh vòng quanh ngay sát trung tâm Ngân hà. Một ngôi sao sát gần trung tâm Ngân hà như vật có tên là S0-2.

Hình 5

Đài thiên văn Keck

Hình 6

Andrea Mia Ghez

Do tác động của lực hấp dẫn cực kỳ khổng lồ của lỗ đen, ánh sáng phát ra từ S0-2 bị “kéo dãn ra rất nhiều”. Nếu ánh sáng trắng (mắt người nhìn thấy được) là cái lược có răng lược khít nhau (khoảng cách giữa các răng lược là bước sóng), thì dưới tác động của lực hấp dẫn các răng lược thưa nhau ra (bước sóng bị kéo dài ra) và trở thành ánh sáng hồng ngoại (mắt người không nhìn thấy). Ánh sáng hồng ngoại chính là “ánh sáng” phát ra từ remote điều khiển tivi nhà ai cũng có. Hiện tượng sóng ánh sáng bị kéo dãn ra như vậy được gọi là “chuyển dịch đỏ”.

Các nhà vật lý thiên văn quan sát sóng hồng ngoại phát ra từ S0-2, cách trái đất chúng ta khoảng 25 ngàn năm ánh sáng, từ đó xác định được quỹ đạo (có bán kính khoảng 17 giờ ánh sáng), chu kỳ (khoảng 16 năm) và vận tốc (khoảng 3 triệu dặm mỗi giờ) của ngôi sao S0-2 bay quanh tâm của Ngân hà. Rồi từ đây họ tính toán được khối lượng và kích thước Lỗ đen ở trung tâm Ngân hà.

0_p2YOO-nk3trvqyfC

Artist’s impression of S2 passing supermassive black hole at c

Quỹ đạo S0-2 quanh tâm dải Ngân hà

Khối lượng của Lỗ đen này cỡ khoảng 4 triệu lần khối lượng mặt trời. Nhưng kích thước của nó chỉ hơn mặt trời cỡ 10 lần, tức là “chỉ” vào khoảng 10 triệu kilômét.

Chụp ảnh Lỗ đen

Ta không thể chụp ảnh được Lỗ đen, một vật thể vũ trụ vốn hút vào trong “điểm kỳ dị” của mình tất cả mọi thứ kể cả ánh sáng. Thế nhưng nếu có một nền sáng, hẳn cái “Lỗ đen” ấy ắt sẽ phải phủ “bóng” lên cái nền sáng ấy. Tức là ta có thể chụp một tấm ảnh ngược sáng (silhouette) cái Lố đen ấy.

Do lực hấp dẫn cực mạnh của lỗ đen, khí (gas) và bụi (dust) vũ trụ bị kéo vào một không gian cực kỳ chật hẹp và do đó bị nung nóng lên nhiệt độ cực cao, cỡ hàng trăm tỷ độ, ở xung quanh một lỗ đen siêu nặng, và từ đó nó bức xạ ra sóng điện từ. Theo Thuyết tương đối của Einstein, không-thời-gian quanh Lỗ đen bị bẻ cong đến mức ở bên rìa của chân trời sự kiện ánh sáng sẽ chạy vòng quanh trên quỹ đạo lỗ đen, giống như viên đạn được khẩu đại bác bắn ra với bận tốc bằng vận tốc thoát ly và cứ thế bay quanh trái đất (như một vệ tinh nhân tạo).

Nếu biết cách chế tạo ra kính thiên văn đặc biệt, ta có thể quan sát vùng rìa Lỗ đen từ rất nhiều góc xung quanh, giống như camera lượn quanh Neo trong bộ phim The Matrix. Từ đó, ta sẽ thấy hình ảnh ngược sáng cái bóng của Lỗ đen trên nền một vòng sáng. Vòng sáng này theo tính toán dựa trên phương trình Einstein sẽ có bán kính lớn gấp 5 lần Bán kính Schwarzschild . Ta không nhìn được bên trong lỗ đen thì ta ta nhìn bên vỏ ngoài của nó. Hay nói cách khác, ta sẽ chụp ảnh được cái bóng tối của nó ngược trên nền sáng.

Lỗ đen ở thiên hà hàng xóm

Các nhà thiên văn ở đài thiên văn EHT đang cố gắng chụp được ảnh Lỗ đen siêu nặng ở trung tâm dải Ngân hà. Nhưng trước tiên, họ phải thành công trong việc chụp ảnh được Lỗ đen ở thiên hà hàng xóm cái đã. Thiên hà hàng xóm đó có tên gọi Messier 87 (M-87) ở cách xa chúng ta 55 triệu năm ánh sáng. Thiên hà M-87 cực kỳ lớn, nó nặng hơn Ngân hà của chúng ta 200 lần. Lỗ đen ở thiên hà này nặng bằng 6,5 tỷ khối lượng mặt trời và có chiều rộng khoảng 40 tỷ kilômét. Nhưng vì nó ở quá xa, nên góc nhìn của nó từ trái đất cực kỳ hẹp, chỉ cỡ 40 μarcsec (40 micro-arcsecond). Một μarcsec bằng một phần triệu góc giây (10-6 arcsecond). Để dễ tưởng tượng, góc nhìn này tương đương với góc ngắm một mặt trăng tí hon, có đường kính chỉ bằng một phần 50 triệu đường kính mặt trăng thực.

Tức là, việc chụp ảnh lỗ đen M-87 khó khăn giống như ta dùng smartphone để chụp ảnh một quả lê để trên mặt trăng vậy.

Để chụp ảnh một vật thể nhỏ như vậy ta cần kính thiên văn có độ phóng đại cực kỳ lớn. Để chụp lỗ đen M-87 ta cần xây dựng một kính thiên văn parabol có đường kính chảo  khoảng 10 ngàn kilômét. Thế nhưng đường kính trái đất chỉ tròm chèm 13 ngàn kilômét nên việc này là không thể.

Thay vào đó, các nhà thiên văn có giải pháp rất thông minh. Họ xây dựng 8 trạm thiên văn vô tuyến ở 6 vùng đất hoang sơ trên thế giới: Arizona, Hawaii, Mexico, Chile, Spain và Nam Cực (Chile và Hawaii, mỗi nơi có hai trạm). Các trạm thiên văn này được đồng bộ hóa với nhau bằng đồng hồ nguyên tử và các chảo thu sóng được tinh chỉnh sao cho tín hiệu vũ trụ thu được từ 8 đài này nếu tổng hợp lại sẽ giống như được thu bằng một chảo thiên văn “ảo” khổng lồ to bằng trái đất. Dữ liệu thu được ở mỗi đài được lưu trữ vào các ổ cứng rồi cứ vài tháng một lần được chuyển bằng máy bay về trung tâm nghiên cứu.

Dự án đài thiên văn này có tên Event Horizon Telescope (EHT).

Dữ liệu của thu được từ các trạm thiên văn này lớn đến nỗi anh Shep Doeleman giám đốc dự án EHT nói đùa rằng anh xách ổ cứng đi ra máy bay rồi bay về trung tâm vẫn còn nhanh hơn cả đường truyền internet tốc độ cao nhất.

Hình 8

Trạm thiên văn của EHT đặt ở Nam Cực

Xử lý ảnh lỗ đen M-87

Ý tưởng, công nghệ, thiết bị và các tính toán giải phương trình của các nhà khoa học tại EHT toàn là những đỉnh cao kì diệu. Thế nhưng trái đất không đứng yên trong vũ trụ để các trạm thiên văn EHT chỉ việc hướng các ăng ten chảo của mình về phía thiên hà M-87 và thu sóng. Trái đất liên tục quay quanh trục của mình và bay trên quỹ đạo quanh mặt trời.

Các tín hiệu vô tuyến mà ETH thu thập từ Lỗ đen M-87 bé xíu và rất xa xôi kia là một núi dữ liệu khổng lồ. Những ổ cứng chứa dữ liệu chuyển về Trung tâm Thiên văn Haystack Observatory của Đại học MIT nay đã nặng khoảng nửa tấn. Thế nhưng núi dữ liệu ấy lại bao gồm các tín hiệu rời rạc, không đầy đủ, bị trễ, bị trùng lắp và đầy nhiễu.

Để dựng các tín hiệu ấy thành hình ảnh ngược sáng của Lỗ đen, họ cần một công nghệ xử lý hình ảnh đặc biệt. Công nghệ ấy dựa trên một thuật toán do Katie Bouman phát triển từ năm 2016. Cô đặt tên thuật toán này là CHIRP (Continuous High-resolution Image Reconstruction using Patch priors).

Sử dụng thuật toán CHIRP, cô gái trẻ trung Bouman và nhóm của mình được giao nhiệm vụ tổng hợp và xử lý dữ liệu hình ảnh từ 8 trạm thiên văn của EHT để dựng thành ảnh Lỗ đen vũ trụ.

Cách đây hai năm, khi thuật toán của mình được EHT chọn sử dụng, Katie Bouman được TED Talk mời nói chuyện. Nhà khoa học nữ gày gò, gương mặt sáng trưng, đứng trên sân khấu vẫn còn bị hồi hộp, nói vấp nói váp trước khán giả về thuật toán của mình.

Tuần vừa rồi, sau khi EHT công bố bức ảnh Lỗ đen đầu tiên mà loài người chụp được thì bức ảnh chụp Katie Bouman cô gái thế hệ 9x, một nhà khoa học trẻ trung, đang ngồi trước laptop của mình trong căn phòng nhỏ đã lan truyền khắp thế giới và truyền cảm hứng cho biết bao con người, kể cả những người đàn ông chỉ say mê lỗ đen con người chứ chưa từng tò mò về lỗ đen vũ trụ.

Hình 9

Katie Bouman trong phòng làm việc

D4IcCjZVUAADJtp

Hình trên so sánh kích cỡ các Lỗ đen với Mặt trời và trái đất. Ngoài cùng bên trái là Lỗ đen có mã hiệu GW150914 mà LIGO nghe được (GW là gravitaional wave, sóng hấp dẫn, con số bên cạnh là năm tháng ngày LIGO dò được sóng). Bên phải ngoài cùng là Lỗ đen M-87 mới được chụp ảnh (GR là General relativity, thuyết tương đối tổng quát). Cái ngôi sao Betelgeuse to đùng to đoàng sáng rực kia chính là ngôi sao Sâm nổi tiếng (Sâm tú trong Nhị thập bát tú, đối nghịch với sao Thương: “Sâm Thương chẳng vẹn chữ tòng, tại ai, há dám phụ lòng cố nhân”). Sao Sâm là ngôi sao thuộc chòm sao Lạp Hộ (Orion) và là ngôi sao sáng thứ chín trên bầu trời đêm. Về chủng loại, nó là sao kềnh đỏ (red supergiant). Về kích thước thì nó to đến mức nếu khuân nó về Hệ mặt trời và đặt nó vào trung tâm (tức vào chỗ của Mặt trời), nó sẽ choán hết không gian của các hành tinh: Thủy, Kim, Trái Đất, Hỏa và có thể đến tận hành tinh Mộc. (Cũng đừng nhầm sao Sâm sao Thương với sao Hôm sao Mai. Sao Hôm sao Mai chỉ là một hành tinh, là hành tinh Kim (Venus). Hành tinh Kim trong tử vi là sao Thái Bạch)

PS:

“Girl Power”, một thời được Spice Girls truyền bá đến Việt Nam, nay không chỉ còn giới hạn ở âm nhạc, điện ảnh hay các hoạt động xã hội mà đã hiện diện đàng hoàng trong khoa học, thậm chí trong những ngành quý tộc cả ngàn năm nay phụ nữ không được bén mảng đến như ngành Thiên văn học.

 *

Chữ Đài thiên văn (Observatory) nếu thuộc sở hữu nhà nước, kể ra như ngày xưa thì phải dịch là “Khâm thiên giám”, nghĩa đen là “cơ quan của nhà vua có nhiệm vụ quan sát bầu trời .

Thời Lê thì Khâm thiên giám đặt ở khu vực mà ngày nay là ngõ Khâm Đức, thuộc phố Khâm Thiên. Đến thời Nguyễn, Khâm thiên giám chuyển vào Huế (vì vậy mà ngõ Khâm Thiên ở Thăng Long bị đổi tên thành Khâm Đức). Đầu thế kỷ 20, khi ngõ Cống Trắng ở Khâm Thiên vẫn còn đánh được cá, thì trong ngõ chợ Khâm thiên vẫn còn một cái gò gọi là núi Thiên đài. Có lẽ đây là nơi đặt đài thiên văn cổ thời Lê.

Khâm thiên giám ở Huế có một trạm thiên văn tên là “Quan tượng đài”. Đài này đến trước Mậu Thân vẫn còn. Vua Minh Mạng còn cho nhập khẩu kính viễn vọng để quan sát thiên văn và khí tượng (thiên lý kính). Một số “quan” làm việc trong Khâm thiên giám của Nhà Nguyễn là người phương Tây.

Năm 1902, Toàn quyền Paul Doumer cho xây ở Việt Nam một đài thiên văn hiện đại, là đài thiên văn Phù Liễn ở Kiến An, Hải Phòng.   

*

“Những kẻ săn lùng hố đen” phía trên là bài báo tôi viết cho Tuổi Trẻ Cuối Tuấn số ra tuần này. Bản đăng bsao có câu cuối là khác. Bài viết cũng là để quảng bá thêm cho cuốn sách này.

Về một nhà khoa học nữ khác, một nhà toán học nữ người Mỹ mới được giải Abel toán học, tôi cũng có một bài trên Tuổi Trẻ Cuối Tuần tên là “Karen Uhlenbeck – Đơn độc và hạnh phúc trong toán học”, đường link ở đây

Bài về nhà toán học nữ Emmy Noether, đã post ở đây. Bài này còn đi kèm với các chuyện về “mẫu hệ” và “mẫu quyền tâm lý” ở Việt Nam, được kể theo kiểu phân tâm học Carl Jung – Wolfgang Pauli, mà Khá Bảnh là phiên bản 4.0. Nhân tiện, bài về Khá Bảnh và Vùng Đất Cấm tôi viết cho Zing Newz ở đây và ở đây (tên bài là do Zing đặt).

*

Ví Dụ Minh Họa

Trong thế giới mà không gian chỉ có hai chiều, các sinh vật sẽ có hình dạng là một hình gì đó mà vỏ ngoài (làn da) của chúng là một đường khép kín. Để đơn giản, chúng là các mặt tròn, vuông, đa giác. Thị giác của các sinh vật này tất nhiên là chỉ nhìn được hai chiều. Chúng nhìn thấy vỏ ngoài (nói đúng hơn là một phần vỏ ngoài) của nhau. Ví dụ hai con “hình tròn” nhìn nhau sẽ chỉ nhìn thấy các đường cung. Thế nhưng nếu có sinh vật (ví dụ con người chúng ta) ở không gian ba chiều, có thị giác ba chiều, nhìn vào không gian hai chiều này thì sao? Sinh vật ba chiều ấy (chúng ta) sẽ nhìn thấy “nội tạng” của các sinh vật hai chiều. Còn các sinh vật ở không gian hai chiều không có cách gì “nhìn” thấy được sinh vật ba chiều. Giả sử các sinh vật hai chiều bị nhốt trong tù (nhà tù ở thế giới này tất nhiên chỉ là một đường bao quanh), chúng ta có thể thò tay (từ chiều thứ ba) vào nhà tù và nhặt sinh vật đang bị giam cầm lên. Từ nhận thức của các giám ngục hai chiều, tù nhân đột ngột biến mất: “biến vào không gian, không để lại một sợi khói”.

Hãy tưởng tượng có các sinh vật ở không gian bốn chiều đang dòm mắt nhìn vào thế giới ba chiều của chúng ta. Chúng sẽ thấy nội tạng của chúng ta, và có thể mang chúng ta đột ngột biến mất khỏi thế giới của mình ngay trước mũi rất nhiều người đang quan sát.

*

Khi các tia vũ trụ sơ cấp năng lượng cao (primary cosmic ray) đến từ ngoài Hệ mặt trời, hoặc thậm chí từ ngoài Ngân hà, đi vào khí quyển trái đất (cách mặt đất khoảng 30 kilomét), chúng sẽ va chạm với các nguyên tử (chủ yếu là oxy và nitơ) và tạo ra một dòng thác các tia vũ trụ thứ cấp, gồm đủ các loạt hạt, phóng với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng và đâm thẳng xuống bề mặt trái đất. Trong đó có hạt muon. Muon là hạt sơ cấp không bền, nó sống được khoảng 2.2 micro giây là phân rã. Tức là từ lúc được tạo ra, chúng đi được tầm 600 đến 700 mét là bị phân rã. Thế mà ở dưới đất các máy dò hạt vẫn đón được chúng. Đó là nhờ thời gian co dãn theo Thuyết tương đối hẹp. Hạt muon chuyển động với tốc độ cỡ tốc độ ánh sáng, nên từ phía (hệ quy chiếu) người quan sát (máy dò) đứng trên mặt đất, ta thấy một quãng đường dài mà hat muôn đi mất 300 micro giây mới tới, thì với từ phía (hệ quy chiếu) hạt muon thời gian nó tiêu tốn cho quãng đường này chỉ là 1 micro giây. Cũng vậy, từ phía (hệ quy chiếu) hạt muon đang chuyển động cỡ tốc độ ánh sáng: khoảng cách đối với nó bị co lại. Khoảng cách 30 kilomét từ trên khí quyển trái đất xuống tới mặt đất, đối với nó chỉ còn 300 mét.

Với những ai lề mề, đời không chỉ trôi qua nhanh, mà quãng đường họ đi có một tý mà thấy rất dài. Những ai nhanh nhẹn, đời rất dài, mà quãng đường rất xa với họ hóa ra rất ngắn.

About Blog của 5xu

Một con sông sắp cạn dòng
Bài này đã được đăng trong phát triển và được gắn thẻ , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , . Đánh dấu đường dẫn tĩnh.