3. Năm 1783, nhà khoa học người
Anh John Michel đã đưa ra
khái niệm một vật thể nặng đến
độ ngay cả ánh sáng cũng
không thể thoát khỏi vật đó.
Năm 1796, nhà toán học
người Pháp Piere-Simon
Laplace cũng đưa ra ý tưởng
tương tự.
4. Năm 1915, Einstein đưa ra một
lý thuyết hấp dẫn gọi là lý thuyết
tương đối rộng.
Dựa vào lý thuyết trên, Karl
Schwarzschild đã đưa ra nghiệm
cho trường hấp dẫn của một khối
lượng điểm và tiên đoán về lý thuyết
sự tồn tại của một vật thể mà ngày
nay được gọi là lỗ đen.
5. Những năm 1920, Subrahmanyan
Chandrasekhar đã đưa ra tính toán cho
thấy rằng một vật thể không quay có
khối lượng lớn hơn một giá trị nhất
định mà ngày nay được biết là giới
hạn Chandrasekhar. => Sự suy sập
dưới lực hấp dẫn của chính nó và
không có gì có thể cản trở quá trình đó
diễn ra.
Năm 1939, Robert Oppenheimer và H. Snyder
tiên đoán rằng các ngôi sao khối lượng lớn sẽ
phải chịu quá trình suy sập do hấp dẫn.
6. Những năm sau đó, Stephen
Hawking và Roger Penrose đã chứng
minh rằng các lỗ đen là các nghiệm
tổng quát của lý thuyết hấp dẫn của
Einstein, và sự suy sập để tạo nên lỗ
đen, trong một số trường hợp, là
không thể tránh được.
Ngay sau đó, nhà vật lý
John Wheeler đã sử dụng từ
"lỗ đen" để chỉ các vật thể
sau khi bị suy sập đến mật
độ vô hạn.
Tên gọi lỗ đen này được ghi
nhận đầu tiên năm 1964 trong
ghi chép của Anne Ewing gửi
Hiệp hội Tiến bộ Khoa học
Hoa Kỳ.
7. Lỗ đen (black holes) hay hố đen là
một vùng trong không gian có trường
hấp dẫn lớn đến mức lực hấp dẫn của
nó không để cho bất cứ một dạng vật
chất nào, kể cả ánh sáng thoát ra khỏi
mặt biên (chân trời sự kiện) của nó,
trừ khả năng thất thoát vật chất khỏi
lỗ đen nhờ hiệu ứng đường hầm lượng
tử.
Vật chất muốn thoát khỏi lỗ đen phải có vận tốc
thoát lớn hơn vận tốc ánh sáng trong chân không.
9. Chân
trời sự
kiện
Sự giãn nỡ
thời gian
diễn ra rất
nhanh
Hình dạng
(bốn chiều)
là hình cầu
Vận tốc
thoát bằng
vận tốc ánh
sáng
Là một bề
mặt ảo
xung quanh
lỗ đen
10. Điểm
kỳ dị
Là điểm
nằm tại
tâm, bên
trong
chân trời
sự kiên.
Độ cong
của không
thời gian
và lực hấp
dẫn mạnh
vô hạn
11. Ở khoảng
cách đủ xa, các
hạt có thể di
chuyển tự do
theo mọi hướng.
Đi vào lỗ đen
Gần giới hạn chân
trời sự kiện, không-
thời gian bị uốn
cong, các hạt có xu
hướng chuyển động
về phía lỗ đen.
Phía trong chân trời
sự kiện, các hạt đều
chuyển động vào tâm
lỗ đen, không thể
thoát được.
12. Lỗ đen
quay
Vùng không gian xung quanh
chân trời sự kiện được gọi là
hình cầu sản công (Ergosphere)
và có dạng một hình e-líp.
Các vật thể trượt trên hình
cầu sản công vài lần có thể bị
văng ra ngoài với vận tốc rất
lớn và giải thoát năng lượng
(và mô men góc) khỏi lỗ đen.
13. Năm 1971, Stephen Hawking chứng
minh rằng diện tích của chân trời sự kiện
của bất kỳ lỗ đen cổ điển đều không bao
giờ giảm.
oVai trò của diện tích của chân trời sự
kiện tương ứng với entropy.
oNgười ta thấy rằng entropy của lỗ đen
bằng một phần tư diện tích của chân trời
sự kiện.
1974, Hawking áp dụng lý thuyết trường
lượng tử cho không-thời gian cong xung quanh
chân trời sự kiện của lỗ đen và phát hiện ra
rằng các lỗ đen có thể phát xạ nhiệt - bức xạ mà
hố đen phát ra được gọi là bức xạ Hawking.
Bức xạ Hawking xuất phát
từ ngay bên ngoài chân trời
sự kiện, và cho tới nay người
ta vẫn hiểu là nó không mang
thông tin từ bên trong lỗ đen
vì đó là bức xạ nhiệt.
14. Theo lý thuyết tương đối rộng, sự hình thành lỗ đen
trải qua quá trình suy sụp hấp dẫn.
Người ta tiên đoán khi thỏa:
Msao 3M
=> Có khả năng lỗ đen được hình thành.
Msao 8M
=> lỗ đen chắc chắn sẽ được hình thành
Sự hình thành lỗ đen trong vũ trụ
15. Chúng ta không thể quan sát
lỗ đen trực tiếp bằng ánh sáng
phát xạ và phản xạ vật chất.
Có thể quan sát lỗ đen gián tiếp
thông qua:
oThấu kính hấp dẫn.
oCác ngôi sao chuyển động
xung quanh.
16. Ngày nay, có khá nhiều những bằng chứng thiên văn gián tiếp về hai
loại hố đen:
•Các lỗ đen khối lượng ngôi sao có khối lượng cỡ bằng các ngôi sao
bình thường (4 - 15 lần khối lượng Mặt Trời).
•Các lỗ đen siêu khối lượng có khối lượng bằng một thiên hà.
Từ các quan sát vào những năm 1980 về chuyển động
của các ngôi sao xung quanh tâm của thiên hà, người ta
tin rằng có những lỗ đen siêu khối lượng có mặt ở tâm
của phần lớn các thiên hà, ngay cả Ngân Hà của chúng
ta. Tinh vân Sagittarius A được coi là bằng chứng quan
tin cậy nhất về sự tồn tại của một lỗ đen siêu khối lượng
tại tâm của dải Ngân Hà.
Bức tranh hiện nay là tất cả các thiên hà đều có thể có
một lỗ đen siêu khối lượng ở tại tâm, và lỗ đen này nuốt
khí và bụi ở vùng giữa thiên hà tạo nên lượng bức xạ
khổng lồ. Điều thú vị là không có bằng chứng nào về sự
có mặt của các lỗ đen khối lượng lớn ở tâm các đám sao
hình cầu
Chúng ta đã tìm thấy lỗ đen chưa?
17. Mô tả toán học
Trong đó:
là góc khối chuẩn.
Karl Schwarzschild đã tìm ra nghiệm từ các phương trình
của Albert Einstein. Vào năm 1915. Nghiệm này miêu tả độ
cong của không-thời gian trong vùng lân cận một vật thể đối
xứng hình cầu trong không gian, nghiệm này là :
18. Bán kính Schwarzschild được xác định bởi:
Trong đó:
G: là hằng số hấp dẫn
m: là khối lượng của vật thể
c: là vận tốc ánh sáng
Đối với một vật thể có khối lượng bằng Trái Đất, bán
kính Schwarzschild của nó bằng 9 mm.
Mật độ trung bình bên trong bán kính
Schwarzschild giảm khi khối lượng của lỗ đen
tăng, do đó, nếu lỗ đen có khối lượng Trái Đất
có mật độ là 2 × 1030 kg/m3, mật độ của một
lỗ đen siêu lớn có khối lượng bằng 109 khối
lượng Mặt Trời có mật độ khoảng 20 kg/m3,
nhẹ hơn nước! Mật độ trung bình cho bởi:
19. Khám phá mới về lỗ đen
Năm 2004, người ta phát hiện ra được một
đám các lỗ đen, mở rộng tầm hiểu biết của
chúng ta về phân bố các lỗ đen trong vũ trụ.
Tháng 7 năm 2004, các nhà
thiên văn tìm thấy một lỗ đen
khổng lồ Q0906+6930, tại tâm
của một thiên hà xa xôi trong
chòm sao Đại Hùng
Tháng 11 năm 2004, một nhóm các nhà thiên văn công
bố khám phá đầu tiên về lỗ đen khối lượng trung bình
trong thiên hà của chúng ta, quay xung quanh Sagittarius
A ở khoảng cách 3 năm ánh sáng.
Hố đen trung bình này có
khối lượng 1.300 lần khối
lượng Mặt Trời nằm trong một
đám gồm bảy ngôi sao.
