Lỗ đen, 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 của nó (chân trời sự kiện), 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, mà điều đó không thể xảy ra trong khuôn khổ của lý thuyết tương đối, ở đó vận tốc ánh sáng trong chân không là vận tốc giới hạn lớn nhất có thể đạt được của mọi dạng vật chất.

Khái niệm lỗ "đen" trở thành thông dụng vì từ đó ánh sáng không lọt được ra ngoài, nhưng thực ra lí thuyết về lỗ đen không nói về một loại "lỗ" nào mà nghiên cứu về những vùng mà không có gì có thể lọt ra được. Lỗ đen không biểu hiện như những ngôi sao sáng bình thường, mà chúng chỉ được quan sát gián tiếp qua sự tương tác trường hấp dẫn của lỗ đen đối với không gian xung quanh.

Lý thuyết về lỗ đen là một trong những lý thuyết vật lí hiếm hoi, bao trùm mọi thang đo khoảng cách, từ kích thước cực nhỏ (thang Planck) đến các khoảng cách vũ trụ rất lớn, nhờ đó nó có thể kiểm chứng cùng lúc cả thuyết lượng tử lẫn thuyết tương đối. Sự tồn tại của lỗ đen được dự đoán bởi lý thuyết tương đối rộng. Theo mô hình thuyết tương đối rộng cổ điển, không một vật chất hay thông tin nào có thể thoát ra khỏi lỗ đen để tới tầm quan sát bên ngoài được. Tuy nhiên, các hiệu ứng của cơ học lượng tử, không có trong thuyết tương đối rộng cổ điển, có thể cho phép vật chất và năng lượng bức xạ ra khỏi lỗ đen. Một số lý thuyết cho rằng bản chất tự nhiên của bức xạ không phụ thuộc vào những thứ đã rơi vào trong lỗ đen trong quá khứ, nói cách khác lỗ đen xóa sạch mọi thông tin quá khứ, hiện tượng này được gọi là nghịch lý thông tin lỗ đen. Nghịch lý này dần bị các lý thuyết mới đây loại bỏ và cho rằng thông tin vẫn được bảo toàn trong lỗ đen.

Từ năm 1964, khi ngôi sao "tàng hình" Cygnus X-1 của một hệ sao đôi nằm cách Trái Đất 8.000 ly trong chòm sao Thiên Nga được coi là chòm sao đầu tiên, chứng minh cho sự tồn tại của lỗ đen, các lỗ đen khác không chỉ được phát hiện trong Ngân Hà mà còn ở nhiều thiên thể khác. Lỗ đen không chỉ là những "xác chết" của những sao có khối lượng lớn hơn 1,4 M, khi chúng bùng nổ thành các siêu tân tinh trong phạm vi các thiên hà, mà hiện nay nhiều ý kiến cho rằng, tất cả các thiên hà đều chứa một lỗ đen siêu lớn trong vùng nhân.


Lịch sử
Khái niệm một vật thể nặng đến độ ngay cả ánh sáng cũng không thể thoát khỏi vật đó đã được một nhà khoa học người Anh John Michell đưa ra vào năm 1783 trên một bài báo khoa học đăng trên tạp chí của Viện hàn lâm Hoàng gia Anh Quốc. Lúc bấy giờ, lý thuyết cơ học cổ điển của Isaac Newton về hấp dẫn và khái niệm vận tốc thoát đã được biết. Michell đã tính rằng, một vật thể có bán kính gấp 500 lần Mặt Trời và có mật độ bằng mật độ Mặt Trời thì vận tốc thoát ở bề mặt của nó bằng vận tốc ánh sáng, và do đó không ai có thể nhìn thấy nó.

Mặc dù ông nghĩ rằng điều đó rất khó xảy ra nhưng vẫn nghiên cứu khả năng rất nhiều các vật thể như thế không thể được quan sát trong vũ trụ.

Năm 1796, một nhà toán học người Pháp Pierre-Simon Laplace cũng đưa ra ý tưởng tương tự trong lần xuất bản thứ nhất và thứ hai của cuốn sách của ông, nhưng trong các lần xuất bản sau thì không đưa vào nữa[1][2]. Trong suốt thế kỷ thứ 19, ý tưởng đó không gây chú ý vì người ta cho rằng ánh sáng là sóng nên không có khối lượng, và do đó không bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn.

Năm 1915, Einstein đưa ra một lý thuyết hấp dẫn gọi là lý thuyết tương đối rộng. Trước đó ông đã cho thấy ánh sáng bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn. Mấy tháng sau, 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[3]. Ngày nay, bán kính Schwarzschild được coi là bán kính của một lỗ đen không quay, nhưng vào lúc bấy giờ người ta không hiểu rõ về nó. Bản thân Schwarzschild cũng từng nghĩ rằng nó không có ý nghĩa vật lý. Vài tháng sau, Johannes Droste, học trò của Hendrik Lorentz đã một cách độc lập đưa ra các giả thiết về các vật thể như vậy với mô tả cụ thể hơn.[4]

Vào 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, sẽ suy sập dưới lực hấp dẫn của chính nó và không có gì có thể cản trở quá trình đó diễn ra. Tuy nhiên, một nhà vật lý khác là Arthur Eddington chống lại giả thuyết đó và cho rằng chắc chắn sẽ có cái gì đó xảy ra để không cho vật chất suy sụp đến mật độ vô hạn.[5]

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. Các lỗ đen có thể hình thành trong tự nhiên[6]. Trong một thời gian, người ta gọi các vật thể như vậy là các "ngôi sao bị đóng băng" vì sự suy sập sẽ bị chậm đi một cách nhanh chóng và ngôi sao sẽ trở nên rất đỏ khi đạt đến gần giới hạn Schwarzschild[7]. Tuy vậy, các vật thể nặng như thế không được quan tâm lắm cho đến cuối những năm 1960. Phần lớn các nhà vật lý, vào lúc đó, tin rằng lỗ đen là một nghiệm đối xứng cao đặc biệt do Schwarzschild tìm ra, và các vật thể bị suy sập trong tự nhiên sẽ không tạo nên các hố đen.

Việc nghiên cứu về lỗ đen trở nên sôi nổi vào năm 1967 do sự tiến bộ của lý thuyết và thực nghiệm. 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. Sự quan tâm đến lĩnh vực này còn được khởi phát từ việc tìm ra sao pulsar[8][9]. 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 mặc dù trước đó một thời gian, từ "ngôi sao đen" thỉnh thoảng được sử dụng. 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

Các khái niệm
Nghiên cứu lỗ đen yêu cầu các kiến thức về lý thuyết tương đối rộng của không-thời gian cong: tính chất đặc biệt nhất là sự biến dạng của không-thời gian xung quanh các lỗ đen.
Bề mặt" của lỗ đen được gọi là chân trời sự kiện, đó là một bề mặt ảo xung quanh lỗ đen. Stephen Hawking đã sử dụng định lý Gauss-Bonnet để chứng minh rằng hình học tô pô của chân trời sự kiện của một lỗ đen (bốn chiều) là một hình cầu. Tại chân trời sự kiện, vận tốc thoát chính bằng vận tốc ánh sáng. Do đó, bất kỳ vật gì, kể cả photon bên trong chân trời sự kiện đều không thể thoát khỏi chân trời sự kiện đó vì trường hấp dẫn quá mạnh của lỗ đen. Các hạt bị rơi vào lỗ đen sẽ không thể thoát ra được.

Theo lý thuyết tương đối rộng cổ điển, các lỗ đen có thể hoàn toàn được đặc trưng bởi ba thông số: khối lượng, mô men động lượng và điện tích. Nguyên lý này đã được John Wheeler tóm tắt trong câu nói "lỗ đen không có tóc".

Các vật thể chuyển động trong trường hấp dẫn thì thời gian sẽ bị chậm đi được gọi là sự giãn nở của thời gian. Điều này đã được chứng minh bằng thực nghiệm trong một thí nghiệm phóng tên lửa do thám vào năm 1976 [1], và được tính đến trong Hệ thống định vị toàn cầu (GPS). Gần chân trời sự kiện, sự giãn nở thời gian xảy ra rất nhanh. Đối với một người quan sát từ bên ngoài thì họ sẽ đợi một khoảng thời gian vô tận để quan sát vật thể khi vật thể đến gần chân trời sự kiện vì ánh sáng từ vật thể bị dịch chuyển vô hạn về phía đỏ.

Tại tâm của lỗ đen, bên trong chân trời sự kiện, lý thuyết tương đối rộng tiên đoán có một điểm kỳ dị (singularity), tại đó độ cong của không thời gian trở nên vô hạn và lực hấp dẫn cũng mạnh vô hạn. Không-thời gian bên trong chân trời sự kiện rất đặc biệt, trong đó tất cả các vật chất đều chuyển động vào tâm mà không thể cưỡng lại được (Penrose và Hawking [2]). Điều này có nghĩa là tồn tại một sai lầm về khái niệm về lỗ đen mà John Michell đề xuất trước đây. Theo lý thuyết của Michell, vận tốc thoát bằng vận tốc ánh sáng, tuy vậy, vẫn còn một xác suất lý thuyết để vật thể có thể thoát ra giống như kéo vật thể ra ngoài bằng một sợi dây. Lý thuyết tương đối rộng loại bỏ những kẽ hở (loophole) như thế này vì vật thể nằm trong chân trời sự kiện thì thời gian tuyến sẽ có một điểm kết cho bản thân thời gian, và không thể có được vũ trụ tuyến khả dĩ mà có thể thoát ra khỏi lỗ đen được.

Người ta tin rằng những tiến triển hoặc khái quát hóa lý thuyết tương đối rộng trong tương lai (đặc biệt là hấp dẫn lượng tử) sẽ làm thay đổi suy nghĩ của chúng ta về phần bên trong của lỗ đen. Phần lớn các nhà lý thuyết đều giải thích điểm kỳ dị về toán học của các phương trình là dấu hiệu cho thấy lý thuyết hiện hành là không hoàn thiện, và rằng các hiện tượng mới sẽ được phát hiện khi ta tiến gần đến điểm kỳ dị. Câu hỏi này có thể rất hàn lâm vì giả thuyết giám sát vũ trụ đòi hỏi không thể có mặt các điểm kỳ dị trần trụi trong lý thuyết tương đối rộng: mỗi điểm kỳ dị phải nấp sau chân trời sự kiện và không thể bị khám phá.

Một trường phái tư tưởng khác cho rằng chẳng có điểm kỳ dị nào cả, bởi vì, các lực giống như lực gây ra thủy triều sẽ làm giảm mật độ vật chất khi nó đi xuyên qua chân trời sự kiện. Nếu một nhà du hành vũ trụ lỡ để chân của anh ta rơi vào lỗ đen thì các lực thủy triều dọc theo bán kính sẽ kéo đầu và chân của anh ta theo hai hướng ngược nhau và do đó, sẽ làm giảm mật độ (tức là tăng thể tích) trong khi đó thì lực thủy triều tại một bán kính không đổi có xu hướng kéo hai tay anh ta lại với nhau khi bán kính hội tụ, làm gia tăng mật độ (giảm thể tích). Tuy nhiên, tại chân trời sự kiện, bán kính đó lại song song với nhau trong giản đồ nhúng (giản đồ để hình dung nghiệm Schwarzschild trong không gian Euclide), không hội tụ, do đó, mật độ vật chất sẽ giảm và làm dừng quá trình suy sập hấp dẫn.
Ảnh hưởng của trường hấp dẫn của lỗ đen có thể xác định từ lý thuyết tương đối. Khi một vật thể tiến lại gần tâm của lỗ đen không quay (hố đen Schwarzschild) thì người quan sát từ xa sẽ thấy vật thể đó tiến đến chân trời sự kiện một cách chậm dần vì một quang tử từ vật thể đó phải mất một thời gian lâu hơn để thoát ra khỏi ảnh hưởng của lỗ đen để cho người quan sát biết số phận của vật thể đó.

Đối với bản thân vật thể, nó sẽ đi qua chân trời sự kiện và đến điểm kỳ dị, hoặc vào tâm của lỗ đen trong một khoảng thời gian hữu hạn. Khi nó đi qua chân trời sự kiện thì ánh sáng không thể thoát khỏi lỗ đen được nữa nên người quan sát ở ngoài lỗ đen sẽ không còn có thể biết thông tin của vật thể. Khi vật thể tiến gần hơn nữa đến điểm kỳ dị, nó sẽ bị kéo dài ra và ánh sáng phát ra từ phần vật thể gần lỗ đen nhất sẽ bị dịch chuyển đỏ (hiệu ứng Doppler cho ánh sáng) cho đến khi tất cả các phần biến mất. Gần điểm kỳ dị, sự sai khác của trường hấp dẫn giữa điểm gần và điểm xa trên vật thể rất lớn, điều này sẽ tạo nên một lực thủy triều làm cho vật thể bị kéo và bị xé ra, điều này được gọi là quá trình "tạo mì ống" (spaghettification
Về lý thuyết, chân trời sự kiện của một lỗ đen không quay là một hình cầu, và điểm kỳ dị của nó là một điểm. Nếu lỗ đen có mô men góc (thừa hưởng từ ngôi sao quay trước khi bị suy sập thành lỗ đen) thì nó sẽ kéo theo cả không-thời gian xung quanh chân trời sự kiện. Vùng không gian xung quanh chân trời sự kiện được gọi là hình cầu sản công (Ergosphere) và có dạng một hình e-líp. Vì hình cầu sản công định vị bên ngoài chân trời sự kiện nên các vật thể có thể tồn tại bên trong hình cầu sản công mà không bị rơi vào hố đen. Tuy nhiên, vì bản thân không-thời gian chuyển động bên trong hình cầu sản công nên các vật thể không thể có một vị trí cố định. 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 - do đó mới có tên "hình cầu sản công" vì nó có khả năng tạo ra công cơ học
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. Điều này tương tự như định luật thứ hai của nhiệt động lực học, trong đó vai trò của diện tích của chân trời sự kiện tương ứng với entropy. Người ta có thể vi phạm nguyên lý thứ hai của nhiệt động lực học bằng việc vật chất trong vũ trụ của chúng ta đi vào lỗ đen và do đó làm giảm entropy của toàn vũ trụ. Chính vì vậy mà Jacob Bekenstein giả thiết rằng lỗ đen cũng có entropy và entropy của nó tỷ lệ với diện tích của chân trời sự kiện. Tuy nhiên, 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. Sử dụng định luật thứ nhất của cơ học lỗ đen người ta thấy rằng entropy của lỗ đen bằng một phần tư diện tích của chân trời sự kiện. Đây là một kết quả phổ quát, có thể áp dụng cho chân trời vũ trụ trong không-thời gian de Sitter. Sau đó, người ta còn cho rằng, lỗ đen là các vật thể có entropy cực đại, tức là, trong vùng không-thời gian nào đó, entropy cực đại chính là entropy của lỗ đen chiếm vùng không thời gian đó. Điều này dẫn đến nguyên lý ảnh ba chiều (còn gọi là nguyên lý ảnh đa chiều).

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. Tuy nhiên, điều này có nghĩa là các lỗ đen không phải là hoàn toàn đen: hiệu ứng này ngụ ý rằng khối lượng của một lỗ đen sẽ dần dần giảm theo thời gian. Mặc dù hiệu ứng này rất nhỏ đối với người nghiên cứu lỗ đen, nó chỉ đáng kể đối với các lỗ đen siêu nhỏ được tiên đoán lý thuyết, mà ở đó, cơ học lượng tử có tác động chính. Thực ra, các tính toán cho thấy rằng các lỗ đen nhỏ có thể bị bay hơi và cuối cùng sẽ biến mất trong một đợt bùng phát bức xạ. Do đó, các lỗ đen mà không có nguồn bổ sung cho khối lượng của chúng đều có một thời gian sống hữu hạn, và thời gian đó liên hệ với khối lượng của chúng.

Vào ngày 21 tháng 7 năm 2004 Stephen Hawking tuyên bố rằng cuối cùng thì các lỗ đen sẽ giải phóng các thông tin mà chúng nuốt [3], đảo ngược lại quan điểm mà ông đưa ra trước đó là thông tin sẽ bị biến mất. Ông cho rằng, nhiễu loạn lượng tử của chân trời sự kiện có thể cho phép thông tin thoát ra từ một lỗ đen và ảnh hưởng đến bức xạ Hawking [4]. Lý thuyết vẫn chưa được các nhà khoa học phản biện, nhưng nếu nó được chấp nhận thì dường như chúng ta đã giải quyết được nghịch lý về thông tin lỗ đen
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), và
Các lỗ đen siêu khối lượng có khối lượng bằng một thiên hà.
Thêm vào đó, có một vài bằng chứng về các lỗ đen khối lượng trung bình có khối lượng vài ngàn lần khối lượng Mặt Trời. Đây có thể là các lỗ đen đang hình thành nên các lỗ đen siêu khối lượng.

Bằng chứng về các lỗ đen khối lượng ngôi sao chủ yếu được xác định bằng các đĩa gia tốc với kích thước và vận tốc vừa phải mà không có quá trình lóe sáng dị thường xuất hiện xung quanh các vật thể cô đặc. Các lỗ đen khối lượng ngôi sao có thể tạo ra các đợt bùng nổ tia gamma mặc dù các đợt bùng nổ này thường liên quan đến vụ nổ của các siêu tân tinh hoặc các vật thể khác không phải lỗ đen [5] [6].

Bằng chứng về các lỗ đen có khối lượng lớn hơn lần đầu tiên được cho bởi các thiên hà bức xạ và các quasar do các nhà thiên văn vô tuyến phát hiện ra những năm 1960. Sự chuyển đổi rất hiệu quả từ khối lượng thành năng lượng nhờ ma sát trong đĩa gia tốc của một lỗ đen dường như là cách giải thích duy nhất cho nguồn năng lượng gần như vô tận của các vật thể này. Thực ra, việc đưa ra lý thuyết trên vào những năm 1970 đã hầu như loại bỏ các chống đối cho rằng các quasar là các thiên hà xa xôi, tức là, không có cơ chế nào có thể tạo một lượng năng lượng nhiều đến thế.

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. Quá trình này tiếp tục cho đến khi không còn vật chất nào ở xung quanh nữa. Bức tranh này giải thích hợp lý về sự vắng mặt của nhiều các quasar gần đó. Mặc dù chưa hiểu về chi tiết, nhưng dường như là sự phát triển của lỗ đen liên quan mật thiết với các thiên hà có hình dáng tương tự hình cầu chứa nó như thiên hà hình e-líp, đám sao của thiên hà hình xoáy ốc. 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, cho thấy sự khác biệt cơ bản giữa các đám sao hình cầu với các thiên hà.

Việc hình thành các lỗ đen siêu nhỏ trên Trái Đất trong các máy gia tốc đã được công bố (xem thêm [7]) nhưng chưa được kiểm tra. Cho đến nay, người ta vẫn chưa tìm thấy bằng chứng về lỗ đen nguyên thủy.

___________________
nguồn:wikipedia

mình đã nghe đến lỗ đen rồi nhưng giờ mới dc biết thêm