LƯỢC SỬ THỜI GIAN Lỗ đen pot

9 247 0
LƯỢC SỬ THỜI GIAN Lỗ đen pot

Đang tải... (xem toàn văn)

Thông tin tài liệu

LƯỢC SỬ THỜI GIAN - Lỗ đen Thuật ngữ lỗ đen còn rất mới. Nó được nhà khoa học người Mỹ John Wheeler đưa ra vào năm 1969 nhằm mô tả một cách hình tượng một ý tưởng bắt nguồn ít nhất khoảng 200 năm trước, vào thời mà còn có hai lý thuyết về ánh sáng: một lý thuyết được Newton ủng hộ cho rằng ánh sáng được tạo thành từ các hạt, còn lý thuyết kia cho rằng nó được tạo thành từ các sóng. Hiện nay ta biếtrằng cả hai lý thuyết trên đều đúng. Theoquanđiểm nhị nguyênsóng/hạt của cơ học lượngtử, thì ánh sángcó thể xem như vừa là sóng vừa là hạt. Theolý thuyết sóng về ánh sáng thì không rõ nó sẽ phản ứng thế nàođối với hấp dẫn. Nhưngnếu ánh sángđượctạo thành từ các hạt thìngười ta có thể nghĩ rằng nó sẽ bị tác động bởi hấp dẫn hệt như các viên đạn đại bác, tên lửa và các hành tinh.Ban đầu người ta tưởng rằng ánh sáng truyền vớivận tốc lớn vôhạnvà như thế thì hấp dẫn khôngthể nào làm cho nó chậm lại được, nhưng phátminhcủa Roemercho thấy ánhsáng truyền với vận tốc hữu hạn, điều đó có nghĩalàhấpdẫn có thể có tác độngquantrọng. Dựa trên giải thuyết đó, một giảng viên của Đại họcCambridge làJohn Michellđã viết mộtbài báo in trên tạp chí “những văn kiện triết học của Hội Hoàng gia London”(Philosophical TransactionoftheRoyalSocietyofLondon) vào năm 1783, trong đó ôngchỉ rarằngmột ngôi saođủ nặng và đặc có thể có trường hấp dẫn mạnhtới mức không cho ánhsáng thoát rađược: bất kỳ ánh sáng nào phát ra từ bề mặt ngôi sao đó cũngđều bị kéo ngượctrở lại trướckhi nókịp truyền đi rất xa. Michellcho rằng cóthể cómột số rất lớn những sao như vậy. Mặc dù chúng ta khôngthể nhìn thấy nhữngngôi sao đó bởivì ánh sángtừ những ngôi saođó khôngđến được chúng ta, nhưng chúng ta vẫn cảm thấy được lực hút hấp dẫn của chúng. Những đối tượng đó làcái bây giờ chúngta gọi là lỗ đen,bởi vì thực tế chúng lànhững khoảng đen trong vũ trụ. Một giả thuyết tương tự cũng được một nhàkhoahọc người Pháp là hầu tước de Laplaceđưa ra sauđó ít năm, tất nhiên là độclập với Michell. Một điều khá lý thú là Laplacechỉ đưa ra giả thuyết này vào lần xuất bản thứ nhấtvàthứ hai của cuốn sách“Hệ thống thế giới”, nhưng rồi lạibỏ đi trong những lần xuất bản sau, chắc ông chorằngđó là một ý tưởngđiên rồ. (Cũng như lý thuyết hạt củaánh sáng khôngđược ủng hộ trong suốt thế kỷ 19,vàdườngnhư mọi chuyện đều cóthể giải thích bằng lý thuyết sóng, nhưng theolý thuyết sóng thì hoàntoàn không rõ ánh sáng bị hấp dẫn tácđộng như thế nào). Thựctế,xemánhsángnhư những viên đạn đại bác trong lýthuyết hấp dẫn của Newton là hoàntoàn không thíchhợp bởi vì ánhsáng có vận tốc cố định.(Mộtviên đạn đạibác khi bắnlên từ mặt đất sẽ bị lực hấp dẫnlàm cho chuyển động chậmlại và cuối cùng sẽ dừng lại và rơi xuống, trong khi đó hạt photonvẫn phải tiếp tục bay lên với vận tốc không đổi.Vậy thì lực hấp dẫn củaNewton làmthế nào có thể tác động tới ánh sáng?). Phải mãi cho tới khi Einsteinđưa ra thuyết tương đối rộng vào năm 1915, ta mới có một lý thuyếtnhất quán cho biết hấpdẫntác động như thế nào đến ánh sáng. Vàthậm chí ngay cả khi đó cũngphải mất một thời gian sau người ta mới hiểu được nhữnghệ quả của lý thuyết đối với các saonặng. Để hiểu một lỗ đen có thể được hình thành như thế nào, trước hếtchúng ta phải hiểu vòngđời của một ngôi sao.Mộtngôi sao đượchìnhthành khimộtlượng lớn khí (mà chủ yếu là hydro) bắt đầu co lại dolựchúthấp dẫn của chính mình. Và vì khi các khối khí colại,nên các nguyên tử khí vachạm nhau thườngxuyên hơn và ngày càngcó vận tốclớnhơn dẫn tới khối khí nónglên. Cuối cùng, khối khí sẽ nóng tới mức khi các nguyên tử hydro vachạm nhauchúng sẽ không rời nhau ranữa mà liên kết với nhau thành nguyên tử heli.Nhiệt giải phóngra từ phản ứngnày - giống như vụ nổ của bom khinhkhí - sẽ làm chongôi saophát sáng.Lượngnhiệt đó cũng làm tăng áp suất của khối khí cho tới khi đủ để cân bằng với lực húthấp dẫn và khối khíngừng co lại. Điều này cũnghơi giốngvới trường hợp quả khí cầu,trong đó có sự cân bằng giữaápsuấtcủa không khí bên trong có xu hướng làm cho quả khí cầu phồng ra và sức căngcủa vỏ cao su có xu hướnglàm cho nó co lại. Những ngôi saosẽ còn ổn địnhnhư thế một thời giandài với nhiệt từ các phản ứng hạt nhântỏara cân bằng với lực húthấp dẫn. Tuynhiên, cuối cùngrồi các ngôisao cũng sẽ dùnghết số khí hydrovà các nhiên liệu hạt nhâncủa nó. Một điều thật nghịchlý làcác ngôi sao càng có nhiều nhiên liệu lúc bắt đầu thì sẽ hết càngsớm. Đó là bởi vì ngôi saocàng nặng thì nó phải càng nóng để cân bằng với lực hút hấp dẫn. Mà nó đã càng nóng thì sẽ dùng hết số nhiên liệu của nó càng nhanh.Mặt trời của chúngta có lẽ còn đủ nhiên liệu chokhoảng gần năm ngàntriệu năm nữa, nhưng những ngôi sao nặnghơn có thể dùnghếtnhiên liệu củachúng chỉ trong khoảng một trăm triệu năm, íthơn tuổi củavũ trụ rất nhiều.Khi một ngôi saohết nhiênliệu, nó sẽ lạnh đi và co lại. Chỉ cuối những năm 20, người ta mới hiểu được điều gìxảy ra đối với nó khi đó. Năm 1928một sinhviên Ấn Độ mới tốt nghiệp đạihọc tên là Subrahmanyan Chandrasekhar đã dongthuyền tới nước Anhđể theo học nhà thiên văn ngài ArthurEddington, một chuyên gia về thuyếttương đối rộng ở Cambridge.(Theo một số dư luận, thì một nhà báo vào đầu nhữngnăm 20có nóivới Eddington,rằng ông ta nghenói cả thế giới chỉ có ba người hiểu đượcthuyết tương đối rộng. Eddington im lặngmột lát rồi nói: “Tôi cònđang cố nghĩ xem người thứ ba là ai”). Trongsuốtchuyến chu du của mìnhtừ Ấn Độ, Chandrasekhar đã giải quyết được vấn đề: một ngôisao có thể lớn tới mức nào để khi đã sử dụng hết nhiên liệuvẫn chống chọi được với lực hấp dẫn riêngcủa nó. Ý tưởngcủa ông như sau: khi một ngôi saotrở nên nhỏ, các hạt vật chất sẽ ở rất gần nhau, và vì vậy theonguyên lý loại trừ Pauli,chúng cần phải cóvận tốc khác nhau.Điều này làm cho chúng chuyển động ra xanhau và vì thế có xu hướnglàmcho sao giãn nở ra. Do đó một ngôi saocó thể tự duy trì để có một bán kínhkhông đổi bằng cách giữ cân bằng giữalực hút hấp dẫnvà lực đẩy xuất hiện do nguyên lý loại trừ,hệt như ở giaiđoạn đầu trong cuộc đời của nó lực hấp dẫn được cân bằngbởi nhiệt. Tuy nhiên,Chandrasekhar thấy rằng lực đẩy do nguyênlýloại trừ tạo ra có một giới hạn. Lý thuyết tương đối rộng đặtmộtgiới hạn cho sự khác biệtcực đại về vận tốc của các hạt vậtchất trong các ngôi sao -đó là vận tốccủaánhsáng. Điều này có nghĩa là khi một ngôi sao đủ đặc,lực đẩy gây bởi nguyênlý loại trừ sẽ nhỏ hơn lực hút hấp dẫn. Chandrasekhartính ra rằngmộtngôisao lạnh có khối lượng lớn hơn khối lượng mặttrời chừng 1,5 lần sẽ khôngthể tự chốngchọi nổi vớilực hấp dẫn riêng của nó. (Khối lượng này hiện nayđược gọi là giới hạn Chandrasekhar).Phát minh tương tự cũngđượcnhà khoa họcngười Nga LevDavidovichLandau đưa ra vào cùng thời gian đó. Điềunày cónhữnghệ quả quantrọng đối với số phận tốihậu củacác ngôisao nặng. Nếu khối lượng củamột ngôi sao nhỏ hơngiớihạnChandrasekhar, thì cuối cùng nó cũng có thể ngừng co lại vàyên phận ở trạngthái cuối cùngkhả dĩ như “một sao lùn trắng” với bán kính chỉ khoảng vài ngàn dặm và mật độ khoảng vài trăm tấn trong một inchkhối. Saolùn trắngchống đỡ được với lực hút hấp dẫn làbởilực đẩy do nguyên lý loại trừ sinh ragiữa các electrontrong vật chất của nó. Chúngta đã quansátđược một số khá lớn nhữngsaolùn trắng này. Một trong nhữngsao lùn đầu tiên quansát được làngôisao quay xungquanh sao Thiên Lang (Sirius) - ngôi saosángnhất trên bầu trời đêm. Landau chỉ ra rằng còn có một trạngthái cuối cùng khả dĩ nữa cho các ngôisao có khối lượng giới hạn cỡ 1 đến 2 lần lớn hơnkhối lượngmặt trời nhưngcó kích thướccòn nhỏ hơn cả các sao lùn trắng nhiều. Các saonày chống chọi được với lực hút hấp dẫn, bởi lực đẩy do nguyên lý loại trừ tạo ragiữa các neutronvà proton lớn hơnlà giữa các electron.Do đó chúngđược gọi là cácsaoneutron. Chúng có bán kính chỉ cỡ mươi dặmvà có mậtđộ cỡ vài trăm triệu tấn trên mộtinchkhối. Khi sao neutronlần đầutiên được tiên đoán, người ta không cócáchnàoquan sát được chúng và thựctế mãi rất lâu về sau người ta cũng không pháthiệnđược. Trái lại,những ngôi saocó khối lượng lớnhơn giới hạn Chandrasekharlại có vấn đề rất lớn đặt ra khichúng đã dùnghếtnhiên liệu. Trongmột số trường hợpchúng có thể nổ hoặc điều chỉnhđể rútbớt đi mộtlượng vật chất đủ để làm giảm khối lượng của nó xuốngdưới giới hạn và như vậy sẽ tránh đượctai họa co lại do hấp dẫn. Tuynhiên, thật khó lòngtin được rằng điều này luônluôn xảy rabất kể ngôi sao lớntới mức nào. Vả lại, làm sao biết đượcnó cần phải giảm trọnglượng? Và cho dù mọi ngôi sao đều biếtđiều chỉnh giảm khối lượng đủ để tránh được quá trìnhco lại thì điềugìsẽ xảy ra nếu ta thêm khối lượng cho một sao lùntrắng hoặc sao neutron để khối lượng của nó lớnhơn khối lượng giới hạn? Liệu nó có co lại tới mật độ vô hạn không? Eddington đã bị “sốc” bởi hệ quả đó và ông đã chối bỏ khôngtin kết quả củaChandrasekhar. Eddington nghĩ rằng đơn giản là không thể có mộtngôi sao có thể co lại thànhmột điểm được. Đó cũng là quanđiểm của đa số các nhà khoa học. Chính Einsteincũng viết một bài báo trong đó ông tuyên bố rằng một ngôi saokhôngthể co lại tới kích thước bằng0 được! Trước sự chốngđối của các nhà khoa họckhác, mà đặcbiệt là Eddington - vừa là thầy giáo cũ vừa là người có uy tín hàng đầuvề cấu trúc các sao,Chandrasekhar đànhbỏ phương hướng nghiêncứu đó của mình và chuyểnsang nghiên cứunhững vấnđề khác trong thiên văn họcnhư sự chuyển độngcủa các cụmsao. Tuy nhiên, khiôngđược trao giải thưởng Nobel vào năm 1938, thì ít nhấtcũng một phần là do công trìnhđầu tay của ông về khối lượnggiới hạn củacác saolạnh. Chandrasekhar đã chứng minh được rằng nguyên lý loại trừ khôngthể ngăn chặn được sự co lại củacác ngôi sao cókhối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar, nhưng vấn đề hiểu được điều gì sẽ xảy ra đối với những saonhư vậy theothuyết tương đối rộng thì phải tớinăm 1939mới đượcnhà khoa họctrẻ người Mỹ là Robert Oppenheimergiải quyết lần đầu tiên. Tuy nhiên, kết quả của ông chothấy rằng không có một hệ quả quan sát nào có thể phát hiện được bằng các kính thiên văn thờiđó. Rồi chiến tranhthế giớithứ 2 xảy ra, và chínhOppenheimerlại cuốn hút vào dự án bom nguyên tử. Sau chiếntranh, vấn đề sự co lại do hấpdẫn bị lãng quên vì đa số các nhà khoa họcbắt đầu laovào các hiện tượngxảy ra trong quy mô nguyêntử và hạt nhân củanó. Tuy nhiên, vào nhữngnăm 60sự quantâm tới các vấn đề ở thang vĩ mô của thiên vănhọc và vũ trụ học lạisống dậy vì số lượngcũng như tầm quansát thiênvăn tăng lên rất lớn, doviệc áp dụngnhững công nghệ hiện đại. Công trìnhcủa Oppenheimerkhi đó lại được phát hiện lại và được mở rộng thêmbởi nhiều người khác. Bức tranhmà hiệnnaychúngta có từ côngtrình của Oppenheimer như sau: trường hấp dẫncủangôi sao làm thayđổi đường truyềncủacác tiasáng trong không-thời gian. Các nón ánh sáng - chỉ đường truyền trong không-thời gian của các chớpsángđược phátra từ đỉnhcủa nón -sẽ hơi bị uốnvào phía trong, phía gần vớibề mặt của sao.Điều này có thể thấy được theoquỹ đạo cong của tia sáng pháttừ những ngôi saoxa trong quátrình nhật thực.Vì ngôi sao nặng đang co lại, nên trường hấp dẫn ở bề mặt của nó ngày càng mạnh và nón ánh sáng càng bị uốn cong vào phía trong. Điều này làm chotia sáng ngày càng khó thoát khỏingôi sao, và ánhsáng sẽ ngày càngmờ đi và đỏ hơnđối với người quansát từ xa. Cuối cùng, khi ngôisaođã co tới mộtbán kính tớihạnnào đó, trường hấp dẫn ở bề mặtcủa nó trở nên mạnh tới mức nón ánh sáng bị uốnvào phía trong nhiều đến nỗi ánh sáng không thể thoátra được nữa (hình 6.1).Theo thuyết tươngđối thì không có gì có thể chuyển động nhanhhơn ánh sáng. Vì vậy, nếu ánh sáng không thể thoát ra được, thì cũng không có gì có thể thoát được ra; tấtcả đều bị trường hấp dẫn kéo lại. Do đó, ta có mộttập các sự cố, tức làmộtvùng trongkhông-thời gian,mà không có gì có thể thoát ra từ đó để đến được với người quansát từ xa. Vùng này chính là cái màngười tagọi làlỗ đen. Biên của vùng này được gọi là chân trời sự cố, và nótrùng với đườngtruyền của các tia sáng vừa chớm khôngthoát ra đượckhỏi lỗ đen. Để hiểu được điều mà bạn sẽ thấy nếu bạn đangquan sát sự colại của mộtngôi sao để tạothànhlỗ đen, thì cần nhớ rằng trong thuyết tương đối không cókhái niệm thời giantuyệtđối.Mỗi một người quan sát có độ đo thời gianriêngcủamình. Thời gian đối vớingười ở trên mộtngôi sao sẽ khácthời gian củangười ở xa, do có trường hấp dẫncủacác ngôi sao. Giả sử có một nhà duhành vũ trụ quả cảm ở ngay trên bề mặtmộtngôi sao đang co lại vàophía trong củanó, cứ mỗi một giây theo đồnghồ của anhta lại gửivề con tàuđangquay quanhngôi sao đó mộttín hiệu. Ở thời điểm nào đó theo đồng hồ của anh ta, vídụ lúc11 giờ, ngôisao co lại dướibán kính tớihạn - kích thước mà ở đó trường hấp dẫn bắt đầu mạnh tới mức không gì có thể thoát được ra, -và như vậy, cáctín hiệu của nhàdu hành không tới được con tàu nữa. Khi tới gần 11 giờ, các đồng nghiệp của nhà duhànhquan sát từ con tàu thấy khoảng thời gian giữa hai tín hiệu liêntiếp donhà du hành gửi về ngày càng dài hơn, nhưng trước10 giờ 59 phút 59 giây hiệu ứngđó rất nhỏ.Họ chỉ phải đợi hơn mộtgiây chút xíu giữatín hiệu mà nhàdu hành gửi về lúc 10 giờ 59 phút 58 giây và tín hiệu anh ta gửi về lúc đồng hồ anhta chỉ 10 giờ 59 phút 59 giây, nhưng họ sẽ phải đợi vĩnh viễn viễn tín hiệugửilúc 11giờ. Các sóngánhsáng được phát từ bề mặt ngôi sao trong khoảng thời gian giữa 10 giờ 59 phút 59 giây và 11 giờ theo đồnghồ của nhà duhànhsẽ được truyền qua một khoảngthời gian vô hạn, nếu đo từ con tàu. Khoảng thời giangiữa hai sóngánhsángliên tiếp tới con tàu mỗi lúc mộtdài hơn, do đó ánh sáng từ ngôi saomỗi lúc mộtđỏ và nhợt nhạt hơn. Cuối cùng,ngôi saosẽ mờ tối tới mứctừ con tàu khôngthể nhìn thấynónữa; tất cả nhữngcái còn lại chỉ là một lỗ đen trong khônggian.Tuy nhiên,ngôi sao vẫn tiếp tục tác dụngmộtlực hấp dẫn như trước lên con tàu làm cho nó vẫn tiếp tục quay xungquanh lỗ đen. Thựcra, kịch bản nàykhôngphải hoàntoàn là hiện thực vì vấn đề sau:Lực hấp dẫn càngyếu khi bạn càng ở xa ngôisao,vì vậy lựchấp dẫn tác dụnglên chân nhà du hànhvũ trụ quả cảm của chúngta sẽ luônluôn lớn hơn lực tác dụng lên đầu của anh ta. Sự khác biệt về lực đó sẽ kéo dài nhà du hànhvũ trụ của chúng ta giống như một sợimì hoặc xé đứt anh ta ra trước khingôi sao co tới bán kínhtới hạn, tại đó chân trời sự cố được hìnhthành! Tuy nhiên, chúng ta tin rằng trong vũ trụ có những vật thể lớn hơnrất nhiều, chẳng hạn như những vùng trung tâm của các thiên hà, cũng có thể co lại do hấp dẫn để tạo thành các lỗ đen; một nhà duhành vũ trụ ở trên một trong các vật thể đó sẽ khôngbị xé đứt trước khilỗ đen được tạo thành.Thực tế, anhta sẽ chẳngcảm thấy gì đặc biệt khiđạt tới bán kính tới hạn, và có thể vượtđiểm-không-đường-quay-lại mà không nhậnthấy. Tuy nhiên, chỉ một ít giờ sau, khivùng đó tiếptục co lại, sự khác biệt về lựchấpdẫn tác dụnglên chân và đầu sẽ lại trở nên mạnhtới mức nó sẽ xé đứt ngườianh ta. Công trình màRoger Penrosevà tôitiếnhànhgiữa năm 1965và 1970 chứng tỏ, rằng theo thuyếttương đối rộng, thì cần phải có mộtkỳ dị vớimật độ và độ cong không-thời gian vô hạn bên trong lỗ đen. Điều này khá giống với vụ nổ lớn ở điểm bắt đầu, chỉ có điều ở đâylại là thờiđiểm cuối của một vật thể cùng nhà duhành đang co lại. Ở kỳ dị này, các định luật khoa học và khả năng tiên đoántương lai đều khôngdùng được nữa. Tuy nhiên, một người quan sát còn ở ngoàilỗ đen sẽ không bị ảnh hưởng bởi sự mất khả năng tiênđoán đó vì không một tín hiệu nào hoặc tia sáng nào từ điểm kỳ dị đó tới được anh ta. Sự kiện đáng chú ý đó đã dẫnRoger Penrosetới giả thuyết về sự kiểm duyệt vũ trụ - một giả thuyết cóthể phát biểu dướidạng “Chúa cămghét sự kỳ dị trần trụi”.Nói một cách khác, những kỳ dị được tạo ra bởisự co lại dohấpdẫnchỉ xảy ra ở những nơi giống như lỗ đen - nơimà chúng được che giấu kín đáo bởi chântrời sự cố không cho người ngoài nhìn thấy. Nói mộtcách chặt chẽ thì đây là mới là giả thuyết về sự kiểm duyệt vũ trụ yếu: nó bảo vệ cho những người quansátcònở ngoàilỗ đen tránh được những hậu quả do sự mất khả năng tiên đoán xảy raở điểmkỳ dị, nhưng nóhoàn toàn không làm được gìchonhà du hànhbấthạnhđã bị rơi vào lỗ đen. Có mộtsố nghiệm của các phương trình của thuyết tươngđối rộng, trong đó nó cho phép nhà duhànhcủa chúngta có thể nhìn thấy điểm kỳ dị trầntrụi: như vậy anh ta có thể tránhkhông đụngvào nó và thay vì anh ta có thể rơi quamột cái “lỗ sâu đục” và đi ra một vùng khác của vũ trụ. Điều này tạo ra những khả năngto lớn cho việc du hành trong khônggian và thờigian, nhưng thật không may, những nghiệmđó lại rất không ổnđịnh; chỉ cầnmộtnhiễu động nhỏ, ví dụ như sự có mặt của nhà duhành, là đã có thể làm chochúng thay đổi tới mức nhà du hành không còn nhìn thấy kỳ dị nữa chotới khi chạmvào nó và thờigiancủa anh tasẽ chấm hết. Nói cách khác, kỳ dị luôn luônnằm ở tương laichứ không bao giờ nằm ở quá khứ của anhta. Giả thuyết kiểm duyệt vũ trụ mạnh phát biểu rằng trong nghiệm hiện thực thì cáckỳ dị luônluôn hoặc hoàn toàn nằm trong tương lai (như cáckỳ dị do quá trình co lạidohấpdẫn) hoặc hoàn toàn nằm trong quá khứ (như vụ nổ lớn). Người ta rấthy vọng mộttrong hai giả thuyết kiểm duyệt là đúng, bởi vì ở gần các kỳ dị trần trụi sẽ có thể chu du về quá khứ. Trongkhiđiều này thật tuyệt vời đối với các nhà viết truyện khoa họcviễn tưởng thì nó cũngcónghĩalàcuộc sống của bất kỳ ai đều khôngantoàn:mộtkẻ nào đó có thể mò về quákhứ giết chết bố hoặc mẹ của bạntrước khi bạn được đầu thai! . LƯỢC SỬ THỜI GIAN - Lỗ đen Thuật ngữ lỗ đen còn rất mới. Nó được nhà khoa học người Mỹ John Wheeler đưa ra vào năm 1969. một người quan sát có độ đo thời gianriêngcủamình. Thời gian đối vớingười ở trên mộtngôi sao sẽ khácthời gian củangười ở xa, do có trường hấp dẫncủacác ngôi sao. Giả sử có một nhà duhành vũ trụ. ra đượckhỏi lỗ đen. Để hiểu được điều mà bạn sẽ thấy nếu bạn đangquan sát sự colại của mộtngôi sao để tạothànhlỗ đen, thì cần nhớ rằng trong thuyết tương đối không cókhái niệm thời giantuyệtđối.Mỗi

Ngày đăng: 22/07/2014, 05:20

Từ khóa liên quan

Tài liệu cùng người dùng

  • Đang cập nhật ...

Tài liệu liên quan