Những khám phá liên quan đến các vật thể có khối lượng lớn nhất và bí ẩn nhất vũ trụ - các lỗ đen, đã đem về cho một nhà vật lý toán và hai nhà thiên văn học giải Nobel Vật lý 2020.
Roger Penrose đã chứng minh lỗ đen là hệ quả trực tiếp của Thuyết tương đối rộng. Reinhard Genzel và Andrea Ghez đã phát hiện ra một vật thể vô hình, cực kỳ nặng đang chi phối chuyển động của các ngôi sao ở trung tâm thiên hà của chúng ta, Dải Ngân hà. Và lời giải thích duy nhất khả dĩ: đó là một lỗ đen siêu nặng.
Một giải pháp vượt quá sự hoàn hảo
Phát minh ra những phương pháp toán học tài tình để nghiên cứu lý thuyết tương đối rộng của Albert Einstein, Roger Penrose đã chỉ ra rằng lý thuyết này dẫn đến sự hình thành nên các lỗ đen, những con quái vật trong thời gian và không gian có thể “bắt giữ” mọi thứ tiến lại gần chúng. Không có gì, kể cả ánh sáng, có thể thoát được. Tuy nhiên trong nhiều năm, lỗ đen chỉ được coi là những kỳ quặc toán học. Penrose đã chứng tỏ là lỗ đen có thể có thật khi phát triển các công cụ để giúp giải quyết các đặc tính kỳ lạ của chúng. “Penrose đã đặt một nền tảng lý thuyết để qua đó, chúng ta có thể nói ‘đúng, các vật thể đó có tồn tại, chúng ta có thể trông chờ vào việc tìm ra chúng nếu chúng ta vươn ra ngoài Trái đất và tìm kiếm chúng’”, thành viên Ủy ban Nobel vật lý, nhà nghiên cứu Ulf Danielsson của trường Đại học Uppsala nói.
Ngay cả Albert Einstein, cha đẻ của thuyết tương đối rộng, cũng không nghĩ rằng lỗ đen tồn tại. Mười năm sau cái chết của ông, Roger Penrose đã chứng minh rằng các lỗ đen có thể hình thành và có thể mô tả được những đặc tính của chúng. Để làm điều đó, Penrose đã mở rộng các phương pháp để nghiên cứu thuyết tương đối -giải quyết các vấn đề của lý thuyết này bằng những khái niệm toán học mới. Công trình mang tính đột phá của Penrose được xuất bản vào tháng 1/1965 và cho đến nay công trình này vẫn được coi là đóng góp quan trọng nhất cho Thuyết tương đối rộng kể từ thời Einstein.
Bây giờ nhìn lại, lỗ đen có lẽ là hệ quả kỳ lạ nhất của thuyết tương đối rộng. Khi Einstein đưa ra lý thuyết của mình vào tháng 11/1915, nó đã làm đảo lộn tất cả các khái niệm trước đó về không gian và thời gian. Lý thuyết đã đưa ra một nền tảng hoàn toàn mới về lực hấp dẫn, thứ định hình vũ trụ ở quy mô lớn nhất. Kể từ đó, nó đã là cơ sở cho tất cả các nghiên cứu về vũ trụ, và được ứng dụng vào thực tế với hệ thống định vị toàn cầu GPS.
Mô tả lý thuyết đầu tiên về lỗ đen được đưa ra chỉ vài tuần sau khi Thuyết tương đối rộng được công bố. Các nghiên cứu sau đó chứng minh được rằng một khi một lỗ đen hình thành, nó được một tấm màn “chân trời sự kiện” bao quanh và lỗ đen sẽ mãi mãi ẩn bên trong chân trời sự kiện của nó. Khối lượng càng lớn, lỗ đen và chân trời sự kiện của nó càng lớn. Đối với khối lượng tương đương với Mặt trời, chân trời sự kiện có đường kính khoảng 3 km và đối với khối lượng như Trái đất, đường kính này chỉ là 9 mm.
Mô tả lý thuyết đầu tiên về lỗ đen được đưa ra chỉ vài tuần sau khi Thuyết tương đối rộng được công bố. Các nghiên cứu sau đó chứng minh được rằng một khi một lỗ đen hình thành, nó được một tấm màn “chân trời sự kiện” bao quanh và lỗ đen sẽ mãi mãi ẩn bên trong chân trời sự kiện của nó.
Khái niệm “lỗ đen” đã tìm thấy ý nghĩa mới trong nhiều hình thức biểu đạt văn hóa, nhưng đối với các nhà vật lý, lỗ đen là điểm cuối tự nhiên trong quá trình tiến hóa của các ngôi sao khổng lồ. Tính toán đầu tiên về sự suy sụp của một ngôi sao lớn được thực hiện vào cuối những năm 1930 do nhà vật lý Robert Oppenheimer, người sau này dẫn đầu Dự án Manhattan chế tạo quả bom nguyên tử đầu tiên, thực hiện. Khi các ngôi sao khổng lồ, nặng gấp nhiều lần Mặt trời cạn kiệt nhiên liệu, đầu tiên chúng phát nổ và sau đó sụp đổ thành những tàn tích đậm đặc, nặng đến mức lực hấp dẫn kéo mọi thứ vào bên trong, kể cả ánh sáng.
Khi Albert Einstein công bố Thuyết tương đối rộng, một số lời giải cho các phương trình nổi tiếng khó của lý thuyết đã mô tả những vật thể, có thể trở nên đặc đến mức không thể nhìn thấy được - ngay cả tốc độ ánh sáng cũng không đủ nhanh để thoát khỏi lực hấp dẫn của chúng. Cho đến những năm 1960, những lời giải này chỉ được coi là những suy đoán thuần túy về lý thuyết, mô tả các tình huống lý tưởng trong đó các ngôi sao và lỗ đen của chúng hoàn toàn tròn và đối xứng. Nhưng không có gì trong vũ trụ là hoàn hảo, và Roger Penrose là người đầu tiên thành công trong việc tìm ra lời giải thực tế cho tất cả các vật chất suy sụp hấp dẫn, vật thể với những lồi, lõm, và những méo mó tự nhiên của nó.
Lỗ đen chi phối quỹ đạo của các ngôi sao
Mặc dù chúng ta không thể nhìn thấy lỗ đen nhưng vẫn có thể nghiên cứu các tính chất của nó bằng cách quan sát các ngôi sao bị lực hấp dẫn khổng lồ của nó chi phối. Reinhard Genzel và Andrea Ghez, dẫn đầu hai nhóm nghiên cứu đã tập trung quan sát khu vực trung tâm Dải Ngân hà từ đầu những năm 1990 và lập bản đồ quỹ đạo của những ngôi sao sáng nhất ở khu vực trung tâm của Dải Ngân hà. Họ phát hiện thấy ở vùng này có một thứ gì đó rất nặng, vô hình, đang chi phối mớ hỗn độn các ngôi sao, bắt chúng phải chuyển động quanh nó. Khối lượng của vật thể vô hình này cỡ khoảng bốn triệu lần khối lượng Mặt trời, trong một vùng không gian chỉ bằng khoảng kích thước Hệ Mặt trời của chúng ta. Điều gì đã khiến các ngôi sao ở trung tâm của Dải Ngân hà có thể chuyển động với tốc độ đáng kinh ngạc như vậy? Theo lý thuyết hiện nay về hấp dẫn, chỉ có một ứng cử viên duy nhất - đó là một lỗ đen siêu nặng.
Dải Ngân hà là một chiếc “đĩa phẳng” có độ dài khoảng 100.000 năm ánh sáng, tạo nên từ khí, bụi và vài trăm tỷ ngôi sao (một trong những ngôi sao là Mặt trời). Những đám mây khổng lồ khí và bụi giữa các vì sao che khuất hầu hết ánh sáng khả kiến đến từ trung tâm của thiên hà. Kính thiên văn hồng ngoại và sự phát triển của công nghệ vô tuyến cho phép các nhà thiên văn nhìn qua đĩa thiên hà và chụp ảnh các ngôi sao ở trung tâm.
Trong hơn năm mươi năm, các nhà vật lý đã nghi ngờ có thể có một lỗ đen ở trung tâm của Dải Ngân hà. Kể từ khi các chuẩn tinh (quasar) được phát hiện vào đầu những năm 1960, các nhà vật lý cho rằng các lỗ đen siêu lớn có thể được tìm thấy ở hầu hết các thiên hà lớn, bao gồm cả Dải Ngân hà. Tuy nhiên, cho đến nay chưa ai có thể giải thích các thiên hà và lỗ đen của chúng, (có khối lượng từ vài triệu đến vài tỷ lần khối lượng Mặt Trời, hình thành như thế nào).
Một trăm năm trước, nhà thiên văn học người Mỹ Harlow Shapley là người đầu tiên xác định tâm của Dải Ngân hà, theo hướng của chòm sao Nhân Mã. Với những quan sát sau đó, các nhà thiên văn đã tìm thấy một nguồn sóng vô tuyến mạnh ở đó, đặt tên là Sagittarius A*. Vào cuối những năm 1960, việc Sagittarius A* chiếm vùng trung tâm của Dải Ngân hà đã trở nên rõ ràng.
Mãi đến những năm 1990, các kính thiên văn lớn hơn và thiết bị tốt hơn mới cho phép các nhà khoa học nghiên cứu có hệ thống hơn về Sagittarius A*. Reinhard Genzel và Andrea Ghez cùng với các nhóm nghiên cứu của mình đã phát triển và hoàn thiện các kỹ thuật, chế tạo các thiết bị độc đáo để nghiên cứu vùng tâm thiên hà. Chỉ những kính thiên văn lớn nhất thế giới mới đủ khả năng quan sát các ngôi sao ở xa. Nhà thiên văn học người Đức Reinhard Genzel và nhóm của ông ban đầu sử dụng NTT, Kính viễn vọng Công nghệ Mới trên núi La Silla ở Chile. Sau đó họ chuyển sang thực hiện các quan sát của mình với Kính viễn vọng VLT, trên núi Paranal (Chile). Đây là một hệ gồm bốn kính thiên văn khổng lồ có kích thước gấp đôi NTT, VLT có những chiếc gương nguyên khối lớn nhất thế giới, mỗi chiếc có đường kính hơn 8 mét.
Dưới ánh sáng chỉ đường của các ngôi sao
Trong gần ba mươi năm, Reinhard Genzel và Andrea Ghez đã liên tục dõi theo các ngôi sao trong đám lộn xộn những ngôi sao ở khu vực trung tâm Dải Ngân hà. Họ liên tục phát triển và cải tiến công nghệ, đặc biệt tạo nên những cảm biến ánh sáng kỹ thuật số nhạy hơn và quang học thích ứng để giảm thiểu ảnh hưởng của khí quyển đến việc chụp ảnh sao, nhờ đó độ phân giải hình ảnh đã được cải thiện hơn một nghìn lần. Hiện nay, vị trí của các ngôi sao đó được xác định hết sức chính xác và chúng vẫn được theo dõi hằng đêm.
Khoảng 30 ngôi sao sáng nhất được liên tục theo dõi. Trong bán kính một tháng ánh sáng tính từ tâm Dải Ngân hà, các ngôi sao di chuyển nhanh nhất, rộn ràng như một đàn ong. Ngược lại, các ngôi sao nằm ngoài khu vực này lại chuyển động theo quỹ đạo hình elip một cách có trật tự hơn. Trong số đó, một ngôi sao có tên là S2 hoặc S-O2 hoàn thành chuyển động hết một vòng trên quỹ đạo của nó quanh tâm thiên hà trong chưa đầy 16 năm. Đây là khoảng thời gian cực kỳ ngắn trong thiên văn, vì vậy các nhà thiên văn đã có thể xác định chính xác toàn bộ quỹ đạo của nó.
Sự phù hợp giữa kết quả đo của hai nhóm nghiên cứu rất tuyệt vời. Những kết quả này đều dẫn đến kết luận rằng lỗ đen ở trung tâm Dải Ngân hà phải có khối lượng khoảng 4 triệu lần khối lượng Mặt trời, và nằm trong vùng có kích thước bằng kích thước hệ Mặt trời của chúng ta.
Vũ trụ huyền bí còn rất nhiều bí mật và nhiều điều bất ngờ để chúng ta khám phá.
Liệu lỗ đen có thể hình thành trong điều kiện thực tế hay không là câu hỏi khiến Roger Penrose bối rối. Sau này Penrose nhớ lại, câu trả lời xuất hiện vào mùa thu năm 1964 trong một lần đi dạo với một đồng nghiệp ở London, nơi ông là giáo sư toán học tại Đại học Birkbeck. Khi họ ngừng nói chuyện một lúc để băng qua đường, một ý tưởng chợt lóe lên trong đầu ông. Ý tưởng này, mà ông gọi là các bề mặt bẫy (trapped surface), là chìa khóa mà ông đã vô thức tìm được, một công cụ toán học quan trọng cần thiết để mô tả lỗ đen. Bề mặt bẫy buộc tất cả các tia hướng về tâm của nó, bất kể mặt là lồi hay lõm. Sử dụng các bề mặt bẫy, Penrose có thể chứng minh rằng một lỗ đen luôn có một điểm kỳ dị, nơi thời gian và không gian kết thúc. Mật độ của là vô hạn và vẫn chưa có lý thuyết vật lý nào đưa ra được cách tiếp cận hiện tượng kỳ lạ nhất trong vật lý này. Các bề mặt bẫy trở thành một khái niệm trung tâm trong quá trình hoàn thành chứng minh của Penrose về định lý điểm kỳ dị. Các phương pháp tôpô mà ông đưa ra hiện nay rất có giá trị trong nghiên cứu vũ trụ cong của chúng ta. |
| Roger Penrose là nhà vật lý toán, toán học thường thức và triết học người Anh. Ông là thành viên của Hội Hoàng gia London. Penrose nổi tiếng trên thế giới với các công trình nghiên cứu về vật lý toán, đặc biệt là những đóng góp của ông đối với thuyết tương đối tổng quát và vũ trụ học. Andrea Ghez là nhà thiên văn học người Mỹ và là giáo sư tại khoa vật lý và thiên văn học tại UCLA. Năm 2004, tạp chí Discover đã bầu chọn bà là một trong 20 nhà khoa học hàng đầu tại Mỹ có sự am hiểu lớn trong lĩnh vực chuyên môn tương ứng của họ. Reinhard Genzel, nhà vật lý thiên văn ở Viện Vật lý ngoài hành tinh Max Planck, Đại học California, Berkeley, Mỹ. |