LƯỢC SỬ THỜI GIAN - Lỗ đen không quá đen docx

LƯỢC SỬ THỜI GIAN - Lỗ đen không quá đen Trước năm 1970, nghiên cứu của tôi về thuyết tương đối rộng chủ yếu tập trung vào vấn đề có tồn tại hay không kỳ dị vụ nổ lớn. Tuy nhiên, vào một buổi tối tháng 11 năm đó, ngay sau khi con gái tôi, cháu Lucy, ra đời, tôi bắt đầu suy nghĩ về những lỗ đen khi tôi trên đường về phòng ngủ. Vì sự tàn tật của mình, tôi di chuyển rất chậm, nên có đủ thời gian để suy nghĩ. Vào thời đó còn chưa có một định nghĩa chính xác cho biết những điểm nào của không-thời gian là nằm trong, và những điểm nào là nằm ngoài lỗ đen. Tôi đã thảo luận với Roger Penrose ý tưởng định nghĩa lỗ đen như một tập hợp mà các sự cố không thể thoát ra khỏi nó để đến những khoảng cách lớn, và bây giờ nó đã trở thành một định nghĩa được mọi người chấp nhận. Điều này có nghĩa là biên giới của lỗ đen, cũng gọi là chân trời sự cố, được tạo bởi đường đi trong không-thời gian của các tia sáng vừa chớm không thoát ra được khỏi lỗ đen, và vĩnh viễn chơi vơi ở mép của nó (hình 7.1). Nó cũng gần giống như trò chơi chạy trốn cảnh sát, chỉ hơi vượt trước được một bước nhưng còn chưa thể bứt ra được. Bất chợt tôi nhận ra rằng đường đi của các tia sáng ấy không bao giờ có thể tiến tớigần nhau.Vì nếu khôngthế, cuối cùng chúng cũngsẽ phải chập vào nhau. Điều nàycũnggiống như đóngặp mộtngười bạn đangphải chạy trốn cảnh sát ở phía ngược lại - rốtcuộc cả hai sẽ đều bị bắt! (Hay trong trườnghợpcủa chúngta cả haitia sángsẽ đều bị rơi vào lỗ đen). Nhưng nếu cả hai tiasáng đó đều bị nuốt bởi lỗ đen, thì chúng không thể ở biên giới của lỗ đen được. Như vậy đường đi của các tia sáng trong chântrờisự cố phải luôn luôn songsong hoặc đi raxa nhau.Một cách khác để thấy điều này làchân trời sự cố - biên giớicủa lỗ đen -giống như mép của một cáibóng - bóng của số phậntreo lơ lửng. Nếubạn nhìn cái bóngtạobởi một nguồn sáng ở rất xa, chẳng hạn như mặt trời, bạn sẽ thấy rằng các tia sáng ở mép củanó không hề tiến tới gần nhau. Nếu cáctia sángtạo nên chân trời sự cố - biên giới của lỗ đen - khôngbao giờ có thể tiến tới gần nhau,thì diện tích của chân trời sự cố có thể giữ nguyên khôngđổi hoặc tăngtheo thời gian chứ không bao giờ giảm, vì nếu không,ít nhất sẽ có một số tia sángtrên biên phải tiến gần tới nhau.Thực tế thì diện tích sẽ tăngbất cứ khi nào có vật chất hoặc bức xạ rơi vào lỗ đen (hình7.2). Hoặc nếu có hai lỗ đen va chạmrồi xâm nhập vàonhau tạo thành mộtlỗ đen duynhất, thì diện tích chântrời sự cố của lỗ đen tạo thành sẽ lớn hơn hoặc bằng tổngdiện tích chânrời sự cố của hai lỗ đen riênglẻ ban đầu (hình7.3). Tính không giảm đó của diện tíchchân trời sự cố đã đặt mộthạn chế quan trọng đối với hành vi khả dĩ của các lỗ đen. Tôi đã xúc độngvề phát minh của mìnhtới mức đêm đó tôi không sao chợp mắt được. Ngay hômsau tôi gọi điện cho RogerPenrose. Ôngđã đồng ý với tôi. Thực tế,tôi nghĩ rằng chính ông cũng đã ý thức được tính chất đó của diệntích chân trời sự cố. Tuy nhiên, ôngđã dùng một địnhnghĩa hơi khác của lỗ đen. Ông khôngthấy được rằng biên giới của cáclỗ đentheo haiđịnh nghĩa đó thực chấtlà như nhau, và do đó, diện tích của chúng cũng như nhauvới điều kiện lỗ đen đã an bài ở trạngthái khôngthay đổitheo thời gian. Tính chất khônggiảm của diện tíchlỗ đen rất giống vớitínhchất của một đại lượng vật lý có tên là entropy- đại lượng là thước đo mứcđộ mất trật tự của một hệ thống. Kinh nghiệmhàngngày cũng chochúng ta biết rằngnếu để các vật tự do thì mức độ mất trật tự sẽ có xu hướngtăng. (Chỉ cần ngừng sửa chữaxung quanh là bạn sẽ thấy điều đó ngay!). Người ta có thể tạo ra trật tự từ sự mất trật tự (ví dụ như bạn có thể quétsơn lại nhà), nhưng điều đó yêu cầu phảitốn sứclực hoặc năng lượng,và như vậy có nghĩa là sẽ làm giảm lượng nănglượng của trật tự sẵn có. Phát biểu chínhxác ý tưởng nàychính làĐịnh luật IIcủa nhiệt độnghọc. Địnhluật đó phátbiểu rằng: entropycủamộthệ cô lập luôn luôn tăng, và rằngkhi haihệ hợp lại với nhau làm một thì entropycủa hệ hợp thànhsẽ lớn hơn tổng entropy của haihệ riêngrẽ. Ví dụ, xétmột hệ phân tử khí đựng trongmột cái hộp. Có thể xem những phân tử như những quả cầu billard nhỏ,liên tục vachạmvới nhau và với thành hộp.Nhiệt độ của khí càngcao thìcác phân tử chuyển động càng nhanh, và chúng va chạm càng thường xuyên và càngmạnhvới thành hộp,và áp suất chúng đè lênthành hộp cànglớn. Giả sử rằngban đầu tất cả các phântử bị giam ở nửa trái của hộp bằngmột vách ngăn.Nếu bỏ vách ngăn đi, các phân tử sẽ cóxu hướngtrànra chiếm cả hai nửa của hộp.Ở một thời điểm nàođó sauđấy, do may rủi, cóthể tất cả các phân tử sẽ dồn cả sang nửa phải hoặc trở lại nửa trái củahộp, nhưng khả năng chắcchắn hơn rất nhiều làchúng cósố lượng gầnbằng nhauở cả hai nửa hộp. Một trạng thái kém trậttự hơn, hay nói cách khác làmất trật tự hơn, trạngthái banđầu màtrongđó mọi phântử chỉ ở trong mộtnửa hộp. Dođó, người ta nói rằngentropy của khí đã tăng lên. Tương tự, giả sử rằng ta bắt đầu với hai hộp, một hộp chứacác phân tử ôxy và một hộp chứa các phân tử nitơ. Nếu người ta ghéphai hộp với nhauvà bỏ vách ngăn đi thì các phân tử ôxy và nitơ sẽ bắt đầu trộn lẫnvàonhau. Ở một thời điểm nào đó sau đấy, trạngthái có xác suất lớn nhất sẽ là sự trộn khá đều các phân tử ôxy và nitơ trong cả hai hộp.Trạng thái đó là kém trật tự hơn trạng thái banđầucủa haihộpriêng rẽ. Địnhluật thứ hai củanhiệt dộng học có vị trí hơi khácso với cácđịnh luật khoa học khác,chẳng hạn như định luật hấp dẫncủa Newton, bởivì nó không phải luôn luôn đúng,mà chỉ đúng trong đại đa số các trường hợp mà thôi. Xác suấtđể tất cả các phân tử tronghộp đầutiên của chúng ta dồn cả về mộtnửa của hộp ở thờiđiểm sau khi bỏ vách ngăn chỉ bằngmột phần nhiều triệu triệu, nhưng nó vẫn có thể xảy ra. Tuy nhiên, nếu cómột lỗ đen ở cạnh thì định luậtđó dườngnhư sẽ bị vi phạm khá dễ dàng: chỉ cần ném một số vật chất có lượng entropy lớn, như một hộpkhí chẳng hạn, vào lỗ đen. Khi đó tổng số entropycủa vật chất ở ngoài lỗ đen sẽ giảm. Tất nhiên, người ta vẫn còn cóthể việnlý rằngentropytổng cộng, kể cả entropy trong lỗ đen sẽ không giảm, nhưng vìkhông có cách gì để nhìn vào lỗ đen, nên chúng ta không thể thấy đượcvật chấttrong đó chứabao nhiêu entropy.Khinày sẽ thật là tuyệt vời nếu có mộtđặc tínhnào đó của lỗ đen, màqua nó, người quan sát ở bên ngoài có thể biết về entropycủa lỗ đen, và đặctính nàylại tăngbấtcứ khi nào có một lượng vật chất mangentropyrơi vào lỗ đen. Sự phát hiệnvừa mô tả ở trên cho thấy rằng diện tích của chân trời sự cố sẽ tăng bấtcứ khinàocó một lượng vật chất rơi vào lỗ đen. Một nghiên cứu sinhở Princeton tên là Jacod Bekenstein đã đưa ragiả thuyết rằngdiện tích của chân trời sự cố chính là thước đo entropy của lỗ đen. Khi vật chất mangentropyrơi vào lỗ đen, diện tích của chân trời sự cố tăng,nên tổng entropycủa vật chất ngoàilỗ đen và diện tíchchân trời sự cố sẽ không khinào giảm. Giả thuyết nàydườngnhư đã tránh cho định luật thứ hai nhiệt độnghọc không bị vi phạm tronghầu hếtmọi tìnhhuống. Tuynhiên, vẫncòn mộtkhe hở tai hại.Nếu lỗ đen có entropythì nó cũng sẽ phải có nhiệtđộ. Nhưng một vật có nhiệt độ thì sẽ phải phát xạ với tốc độ nào đó. Kinhnghiệm hàng ngày cũng chothấyrằngnếu người ta nungnóng một que cời trong lửa thì nó sẽ nóng đỏ và bức xạ, nhưng những vật ở nhiệt độ thấp cũng bức xạ, chỉ có điềulượng bứcxạ khá nhỏ nên người ta thườngkhôngnhìn thấy mà thôi. Bức xạ này đòi hỏi phải có để tránh cho định luật thứ hai khỏibị vi phạm.Như vậy, các lỗ đen cũng cần phải bức xạ. Nhưng theo chínhđịnhnghĩa của nó thì lỗ đen là vật được xem là khôngphát ra gì hết. Và do đó, dường như diện tích của chân trời sự cố khôngthể xem như entropycủa lỗ đen. Năm1972cùng với Bradon Cartevà mộtđồng nghiệp Mỹ Jim Bardeen, tôi đã viết mộtbài báo trongđó chỉ ra rằng mặc dù có nhiềuđiểm tươngtự giữa diệntích của chân trời sự cố và entropynhưng vẫn cònkhó khănđầy tai hại đó.Tôi cũng phải thúnhậnrằng khi viết bàibáo đó tôi đã bị thúc đẩy một phần bởi sự bực tức đối với Bekenstein, người mà tôi cảm thấy đã lạm dụng phát hiện của tôi về diện tích của chântrời sự cố. Tuy nhiên, cuối cùng hóa ra anhta về căn bản lại là đúng, mặc dùở một mức độ mà chính anh ta cũng không ngờ. Tháng 9năm 1973, trong thời gian đến thăm Matxcơva, tôi đã thảo luận về các lỗ đen vớihai chuyên gia hàng đầu của Liên Xôlà Yakov Zedovichvà Alexander Starobinsky. Họ khẳngđịnh với tôi rằng theo nguyên lýbất động của cơ học lượng tử thì các lỗ đen quay cần phải sinh vàphátra các hạt.Tôi tincơ sở vật lý trong lý lẽ của họ, nhưng tôi không thích phươngpháptoán học mà họ sử dụng để tính toánsự phát xạ hạt. Do đó, tôi đã bắt tay vào tìm tòi một cách xử lý toánhọc tốt hơnmà tôi đã trình bày tại seminarthông báoở Oxford vào cuối tháng 11năm 1973. Vào thời gian đó, tôi còn chưa tiến hànhtính toán để tìm ra sự phát xạ làbao nhiêu. Tôi chờ đợi người ta sẽ phát hiện được chính bứcxạ từ các lỗ đen quaymà Zedovich và Starobinskyđã tiên đoán.Tuy nhiên, khi tínhsong tôi vô cùng ngạc nhiênvà băn khoăn thấy rằng thậm chí cả các lỗ đen không quay dườngnhư cũng sinh vàphát racác hạtvới tốc độ đều. Thoạt tiên, tôinghĩ rằng đó làdấu hiệu cho biết một trong những phép gần đúngmà tôi sử dụng là không thỏađáng. Tôingại rằng nếu Bekensteinphát hiện ra điều đó, anh ta sẽ dùng nónhư một lý lẽ nữa để củng cố ý tưởng của anh ta về entropycủa cáclỗ đen,điều màtôi vẫncòn không thích.Tuy nhiên,càng suynghĩ tôi càng thấy những phép gần đúng đó thực sự là đúngđắn. Nhưng điều đã thuyết phục hẳn được tôi rằng sự phát xạ là có thựclà: phổ của cáchạt bức xạ giống hệt như phổ phát xạ của vật nóng, và cáclỗ đen phát ra các hạt vớitốc độ chính xác để không vi phạm địnhluật thứ hai. Sau đó,những tính toán đã được lặpđi lặplại dướinhiều dạng khác nhau và bởi những người khác.Tất cả họ đều khẳng địnhrằng lỗ đen cần phải phát racác hạtvà bức xạ hệt như nó là một vật nóngvới nhiệt độ chỉ phụ thuộc vào khối lượng củanó: khối lượng càng lớn thì nhiệt độ càng thấp. Nhưng làm saocác lỗ đen lạicó thể phát ra các hạt trongkhi chúngta biết được rằng không có vật gì từ phía trong có thể thoát ra khỏi chân trờisự cố? Câu trả lời mà cơ học lượng tử nói với chúng ta là: các hạt không phát ra từ bên trong lỗ đen mà là từ không gian“trống rỗng” ở ngay bênngoài chân trời sự cố của lỗ đen! Chúng tacó thể hiểu điều nàynhư sau:cái màchúng ta quen nghĩ làkhông gian “trốngrỗng” lại không thể hoàntoàn làtrống rỗng, bởi vì điều đó có nghĩa là tất cả các trường như trường hấp dẫn và trường điện từ sẽ cần phải chínhxác bằng 0. Tuy nhiên, giá trị của trườngvà tốc độ thayđổi của nó theo thời gian cũnggiống như vị trívà vận tốccủa hạt:nguyên lý bất địnhbuộc rằng nếu người ta biết một trong haiđạilượng đó càng chính xácthì có thể biết về đại lượngkia càng kém chínhxác! Vì vậy trongkhông gian trống rỗng, trườngkhôngcố định ở giá trị chính xác bằng 0, bởi vì nếu trái lại thì trườngsẽ có cả giátrị chính xác (bằng0) và tốc độ thayđổi cũng trị chínhxác (bằng 0). Cần phải có mộtlượng bấtđịnh tối thiểu nào đó, hayngườita nói rằng,có những thăng giáng lượngtử trong giá trị của trường. Ngườita có thể xem những thănggiáng đó như một cặp hạt ánh sáng hoặc hấp dẫn cùng xuất hiện ở một thời điểm nào đó,đi ra xa nhaurồi lại gặp lại vàhủynhau. Những hạt này là nhữnghạtảo giống như các hạt manglực hấp dẫn của mặt trời: khônggiống cáchạt thực, chúng không thể quan sátđược mộtcách trực tiếp bằng máy dò hạt.Tuy nhiên, những hiệu ứnggián tiếp của chúng, chẳng hạn những thay đổi nhỏ về năng lượng của các quỹ đạo electrontrong nguyêntử, đều có thể đo được và phùhợp với những tính toán lý thuyết với một mức độ chính xácrất cao. Nguyên lý bất định cũngtiên đoán rằng,có cả những cặp hạtvật chất như electron hoặc quarklàảo. Tuynhiên,trong trường hợp này mộtthànhviên củacặp là hạt, còn thànhviên kialà phản hạt(các phản hạt củaánhsángvà hấp dẫn giốnghệt như hạt). Vì năng lượngkhôngthể sinh ra từ hư vô, nên một trongcác thành viên của cặp hạt/phản hạtsẽ có năng lượng dương và thànhviên kiasẽ có nănglượng âm. Thànhviên cónăng lượngâm buộc phải là hạt ảo có thời giansốngngắn, vì các hạt thực luôn luôncó năng lượng dương trongcác tình huốngthông thường. Dođó hạt ảo này phải đi tìm thành viêncùng cặpđể hủy cùng với nó. Tuynhiên, mộthạt thực ở gần một vật nặng sẽ có năng lượngnhỏ hơn so với khinó ở xa, bởivì khi đưa nó ra xa cần phải tốn nănglượng để chốnglạilực hút hấp dẫn củavật đó. Thường thường, năng lượng của hạtvẫn cònlà dương, nhưngtrường hợp hấp dẫn trong lỗ đen mạnh tới mức thậmchí mộthạt thực ở đó cũng có năng lượng âm. Dođó, khi có mặt lỗ đen,hạt ảo với năng lượngâm khi rơivào lỗ đen cũng cóthể trở thành hạt thực hoặc phản hạtthực.Trong trường hợpđó, nókhông còn cầnphải hủy với bạn cùng cặp củanó nữa. Người bạnbị bỏ rơi này cũngcó thể rơi vàolỗ đen, hoặc khi có nănglượng dương, nó cũng cóthể thoát ra ngoài vùng lân cận của lỗ đen như một hạt thực hoặc phảnhạt thực(hình 7.4).Đối với người quansát ở xa thì dườngnhư nó được phátratừ lỗ đen. Lỗ đencàng nhỏ thì khoảng cách mà hạtcó năng lượngâm cần phải đi trước khi trở thành hạt thực sẽ càng ngắn và vì vậy tốc độ phátxạ và nhiệt độ biểu kiến của lỗ đen càng lớn. Năng lượngdươngcủa bức xạ đi ra sẽ được cân bằngbởi dòng hạtnăng lượngâm đi vào lỗ đen. Theo phương trìnhEinstein E =mc2 (ở đây E lànăng lượng, mlà khối lượng và c là vậntốc độ sáng), năng lượng tỷ lệ với khối lượng.Do đó, dòng năng lượngâm đi vào lỗ đen sẽ giảm giảm khối lượng của nó. Vì lỗ đen mất khối lượng nên diện tích chân trời sự cố sẽ nhỏ đi, nhưng sự giảm đó của entropy được bù lại còn nhiều hơn bởientropycủa bức xạ phát ra,vì vậy định luật thứ hai sẽ khôngkhi nàobị vi phạm. Hơn nữa,khối lượngcủa lỗ đen càng nhỏ thì nhiệt độ của nócàng cao.Như vậy, vì lỗ đen mấtkhối lượngnên nhiệt độ và tốc độ bức xạ của nó tăng,dẫn tới nó mất khối lượng còn nhanhhơn nữa.Điều gìsẽ xảy ra khikhối lượng của lỗ đen cuối cùng cũng trở nên cựckỳ nhỏ hiện vẫncòn chưarõ, nhưng sẽ rất có lý khi chúng ta phỏngđoán rằng nó sẽ hoàntoàn biến mất trong sự bùng nổ bức xạ khổng lồ cuối cùng, tương đương với sự bùng nổ của hàngtriệu quả bom H. Lỗ đen có khối lượng lớn hơnkhốilượng của mặt trời mộtít lần sẽ có nhiệt độ chỉ khoảng một phần mười triệu độ trên không độ tuyệtđối. Nónhỏ hơnnhiều so với nhiệt độ của các bức xạ sóng cực ngắnchoánđầy vũ trụ (khoảng2,7 K), vì thế những lỗ đen này phát xạ thậm chí còn ít hơn hấp thụ. Nếu vũ trụ được an bài là sẽ giãn nở mãi mãi, thì nhiệt độ của các bức xạ sóng cựcngắn cuối cùng sẽ giảm tới mức nhỏ hơn nhiệtđộ của lỗ đen và lỗ đen khi đó sẽ bắt đầumất khối lượng. Nhưng ngaycả khi đó thì nhiệt độ của nó vẫnthấp đến mức cần khoảng 1 triệu triệutriệu triệu triệu triệu triệutriệu triệu triệu triệu(1 vớisáu mươi sáu số khôngđứng sau)năm để lỗ đen bay hơi hoàn toàn. Con số đó lớn hơn nhiều tuổi của vũ trụ bằng 1hoặc2 và 10con số không đứng sau (tức khoảng 10 hoặc 20 ngàn triệu năm). Mặtkhác như đã nói ở Chương6 có thể những lỗ đen nguyênthủy được tạo thành bởi sự co lại của nhữngbấtthường trong giaiđoạn rấtsớm củavũ trụ. Nhữnglỗ đen nguyên thủy vớikhối lượng banđầu cỡ ngàn triệu tấnsẽ cóthời giansống xấp xỉ tuổi của vũ trụ. Những lỗ đen nguyên thủy với khối lượngnhỏ hơn con số đó chắc là đã bốc hơi hoàn toàn, nhưng nhữnglỗ đen với khốilượng hơi lớn hơn sẽ vẫn còn đangtiếp tụcphát xạ dướidạng tia X hoặc tia gamma.Các tia Xvà tia gammanày giống như ánh sáng chỉ có điềubước sóngcủa chúng ngắn hơn nhiều. Những lỗ như thế khómà gán chocái nhãn là đen: chúng thựcsự nóng trắngvà phátnăng lượngvớitốc độ khoảngmười ngànmegaoat. Một lỗ đen như vậy có thể cung cấpđủ năng lượng chomười nhà máy điệnlớn, nếu chúngta biết cách khai thác nó. Tuynhiên việcnày chẳngphải dễ dàng gì:lỗ đen đó có khối lượng bằng cả một quả núi bị nén lại tới kích thước nhỏ hơn một phần triệu triệu của inch,nghĩalà cỡ kích thước củahạt nhânnguyên tử! Nếu bạn có mộtlỗ đen như thế trên mặtđất, bạn sẽ khôngcó cách nàogiữ cho nó khỏirơi xuyênqua sàn nhà xuốngtới tâm trái đất. Nó sẽ dao động xuyên quatrái đấtcho tới khi cuối cùngđậu lại ở tâm. Như vậy chỗ duynhấtđặt được mộtlỗ đennhư vậy để có thể khaithác năng lượng donóbức xạ ra là ở trên một quỹ đạo quay xung quanh trái đấtvà cách duynhất có thể đưa nó lên quỹ đạo ấy là hút nó tới đó bằng cách kéo một khối lượng lớn phía trước nó hệt như dùng củ cà rốt nhử con lừa. Điều nàyxemra không phải làmột đề nghị thực tế lắm, ít nhấtcũng là trong tương lai gần. Nhưng thậm chínếu chúngta khôngthể khai thác được sự phát xạ từ cáclỗ đen nguyênthủy thìliệu chúng ta có cơ may quansát đượcchúng không?Chúng ta có thể tìm kiếm cáctia gammamà cáclỗ đen nguyên thủyphát ratronghầu hếtthời gian sống của chúng.Mặc dùphát xạ từ phần lớn các lỗ đen đều mờ nhạt vì chúng ở quá xa, nhưng tổng số của chúng thì có thể phát hiện được. Chúngta hãy quan sát kỹ một nền tia gamma như vậy: Hình 7.5 cho thấy cường độ quan sát được khác nhau ở nhữngtần số khác nhau. Tuy nhiên, nền tia gammanày có thể và chắclà được sinh ra bởi những quá trình khác hơn là bởicác lỗ đen nguyên thủy.Đườngchấm chấm trên Hình7.5 chothấy cường độ phải biếnthiên thế nào theo tần số đối với các tia gamma dolỗ đen nguyênthủy gây ra nếu trungbình có300 lỗ đen như thế trong một năm - ánh sáng khối. Do đó người ta có thể nói rằng nhữngquan sát nền tia gammakhông cho mộtbằng chứng khẳng địnhnào về các lỗ đen nguyên thủy, nhưng chúngcho chúng ta biếttrong vũ trụ về trung bìnhkhôngthể có hơn 300lỗ đen như thế trong một năm- ánh sáng khối. Giới hạn đó có nghĩa là các lỗ đen nguyên thủy có thể tạo nên nhiều nhấtlà một phầntriệu số vật chấtcủa vũ trụ. Với cáclỗ đen nguyênthủy phân bố thưa thớt như vậy khó màcó khả năng mộtlỗ đen như thế ở đủ gần chúngta để có thể quan sát nónhư một nguồntia gamma riêng rẽ. Nhưng vì lực hấp dẫn sẽ kéo lỗ đen nguyên thủytới gần vật chất nên chúng sẽ thườnggặpnhiều hơnở trong haygần các thiên hà. Như vậy, mặc dù nền tia gammachochúng ta biết rằng trung bình không thể có hơn 300 lỗ đen như thế trong một năm- ánh sáng khối nhưngnó lại chẳng cho chúngta biết gì về tần suất gặpchúng trongthiên hà củachúng ta.Chẳnghạn nếunhư chúng một triệu lần thường gặp hơncon số trungbình thì lỗ đen gần chúng ta nhất chắc cũng phải cách chúng ta chừng một ngàn triệu km,tức làxa như sao Diêm vương, hành tinhxa nhất màchúngta biết. Ở khoảng cách đó vẫn còn rất khó phát hiện bức xạ đều của một lỗ đen ngaycả khinó là mười ngàn megaoát. Để quan sát được một lỗ đen nguyênthủy người ta phải phát hiện được một vài lượngtử gamma tới từ chính hướngđó trong một khoảng thờigian hợplý,chẳng hạn như một tuần lễ. Nếu không,chúng chỉ là một phần của phông. Nhưng nguyên lý lượngtử của Planckcho chúng ta biếtrằng mỗi một lượng tử gamma có năng lượng rất cao, vì tia gamma có tần số rất cao,nếu thậm chínó có phát xạ với công suất 10 ngàn megaoát thì cũng không phải có nhiều lượngtử. Và để quan sát được một số lượng tử, lại tới từ khoảng cách rất xa như sao Diêm vương, đòi hỏiphải có một máydò lớn hơn bất cứ máy dò nào đã được chế tạo cho tới nay. Hơn nữamáy dò này lại phải đặt trong khônggian vũ trụ vì các tia gamma khôngthể thâm nhập qua bầu khí quyển. Tất nhiên nếu một lỗ đen ở cách xa như sao Diêm vươngđã đến ngày tận số và bùng nổ thì sẽ dễ dàngpháthiện đượcsự bùngnổ bức xạ của nó. Nhưng nếu lỗ đen đó liên tụcbức xạ trong khoảng10 hoặc 20ngàn triệu năm trở lại đây thì xác suất để nó tận số trong vòng ít năm tới thực sự là rấtnhỏ! Vì vậy, để có mộtcơ may hợp lý nhìn thấy vụ nổ của lỗ đen trước khi tiền trợ cấp nghiên cứucủa bạntiêu hết thì bạn phải tìm cách phát hiện nhữngvụ nổ ở trongkhoảng cách một năm ánh sáng.Bạn vẫnphải giải quyếtvấn đề có một máy dò tia gammalớn có thể phát hiện được một vài lượngtử gammatới từ vụ nổ đó. Tuy nhiên,trong trường hợpnày sẽ khôngcần phải xác định rằngtất cả các lượngtử tới cùng mộthướng:chỉ cần quan sát thấy tấtcả chúng đều tới trongmột khoảng thời gian ngắn là cóthể tin được rằng chúng tới từ cùng một vụ bùngnổ. Một máy dòtia gamma có khả năng phát hiện ra các lỗ đen nguyên thủy chính là toànbộ bầu khí quyển của trái đất. (Trong mọi trườnghợpchúng ta không thể chế tạo được một máy dòlớn hơn).Khimột lượngtử gamma năng lượng cao đậpvào các nguyên tử trongkhí quyển,nó sẽ tạo ra cặp electronvà positron(tức là phản - electron). Khicác hạt này đập vào cácnguyêntử khác, đến lượt mình,chúngsẽ tạo ra các cặp electron và positronnữa, và như vậy người ta sẽ thu được cái gọi làmưa electron.Kết quả là một dạng ánh sáng cótên là bức xạ Cherenkov. Do đó, người ta [...]... niệm cá nhân về thời gian của nhà du hành chắc cũng sẽ chấm hết khi anh ta bị xé ra từng mảnh trong lỗ đen! Ngay cả các loại hạt cuối cùng được phát ra từ lỗ đen nói chung cũng sẽ khác với những hạt đã tạo nên nhà du hành: đặc điểm duy nhất còn lại của anh ta chỉ là khối lượng và năng lượng Những phép gần đúng mà tôi sử dụng để tính ra sự phát xạ từ lỗ đen vẫn còn hiệu lực tốt khi lỗ đen có khối lượng... rằng các lỗ đen cần phải phát bức xạ như các vật nóng, nếu những quan niệm khác của chúng ta về thuyết tương đối rộng và cơ học lượng tử là đúng đắn Như vậy, mặc dù ngay cả khi chúng ta còn chưa tìm thấy một lỗ đen nguyên thủy nào vẫn có một sự khá nhất trí cho rằng nếu chúng ta phát hiện ra lỗ đen đó thì nó sẽ phải phát ra một lượng lớn tia X và tia gamma Sự tồn tại của bức xạ phát ra từ lỗ đen cũng... chớp sáng đồng thời ở hai hoặc nhiều vị trí ở cách rất xa nhau Một thí nghiệm như thế đã được hai nhà khoa học ở Dublin là Neil Porter và Trevor Wecks thực hiện khi dùng các kính thiên văn ở Arizona Họ đã tìm thấy nhiều chớp sáng nhưng không có cái nào có thể gán một cách chắc chắn cho sự bùng nổ tia gamma từ các lỗ đen nguyên thủy Ngay cả khi nếu việc tìm kiếm các lỗ đen nguyên thủy không có kết quả,... thấp thì người ta có thể nghĩ rằng nó đã tạo ra nhiều lỗ đen nguyên thủy hơn là giới hạn đã được xác lập dựa trên những quan sát về phông tia gamma Chỉ nếu ở giai đoạn rất sớm, vũ trụ là rất trơn tru và đều đặn với áp suất cao thì người ta mới có thể giải thích được tại sao lại không có nhiều lỗ đen nguyên thủy Ý tưởng về bức xạ phát từ các lỗ đen là một ví dụ đầu tiên về sự tiên đoán phụ thuộc một... chương sau Chúng ta sẽ thấy rằng mặc dù nguyên lý bất định đặt những hạn chế về độ chính xác cho tất cả các tiên đoán của chúng ta, nhưng đồng thời nó lại loại bỏ được tính không thể tiên đoán - một tính chất rất cơ bản xảy ra ở điểm kỳ dị của không - thời gian ... tôi sử dụng để tính ra sự phát xạ từ lỗ đen vẫn còn hiệu lực tốt khi lỗ đen có khối lượng chỉ lớn hơn một phần của gam Tuy nhiên chúng sẽ không còn dùng được nữa ở điểm cuối đời của lỗ đen, khi mà khối lượng của nó trở nên cực nhỏ Kết cục có nhiều khả năng nhất là lỗ đen sẽ biến mất, ít nhất là khỏi vùng vũ trụ của chúng ta mang theo cả nhà du hành và kỳ dị có thể có ở bên trong nó Đây là chỉ dẫn đầu... đen đó thì nó sẽ phải phát ra một lượng lớn tia X và tia gamma Sự tồn tại của bức xạ phát ra từ lỗ đen cũng còn ngụ ý rằng sự co lại do hấp dẫn không phải là chấm hết và không thể đảo ngược được như một thời chúng ta đã nghĩ Nếu một nhà du hành rơi vào một lỗ đen thì khối lượng của nó sẽ tăng, nhưng cuối cùng năng lượng tương đương với khối lượng gia tăng đó sẽ được trả lại cho vũ trụ dưới dạng bức xạ... phương pháp mà tôi và những người khác sử dụng vào năm 1974 chưa thể trả lời được cho những câu hỏi, ví dụ như liệu những kỳ dị đó có xuất hiện trong lý thuyết lượng tử hấp dẫn hay không? Do đó từ năm 1975 trở đi tôi đã bắt đầu phát triển một cách tiếp cận mạnh hơn đối với hấp dẫn lượng tử dựa trên ý tưởng của Richard Feynman về phép lấy tổng theo những lịch sử Câu trả lời mà cách tiếp cận này đưa... tiên đoán phụ thuộc một cách căn bản vào cả hai lý thuyết lớn của thế kỷ chúng ta: thuyết tương đối rộng và cơ học lượng tử Nó đã gặp nhiều ý kiến phản đối lúc đầu vì nó đảo lộn quan điểm hiện thời “làm sao lỗ đen lại phát ra cái gì đó?” Khi lần đầu tiên tôi công bố các kết quả tính toán của tôi tại một hội nghị ở Phòng thì nghiệm Rurtherford Appleton gần Oxford, tôi đã được chào đón bằng sự hoài nghi . LƯỢC SỬ THỜI GIAN - Lỗ đen không quá đen Trước năm 1970, nghiên cứu của tôi về thuyết tương đối rộng chủ yếu tập trung vào vấn đề có tồn tại hay không kỳ dị vụ nổ lớn những điểm nào của không -thời gian là nằm trong, và những điểm nào là nằm ngoài lỗ đen. Tôi đã thảo luận với Roger Penrose ý tưởng định nghĩa lỗ đen như một tập hợp mà các sự cố không thể thoát. này có nghĩa là biên giới của lỗ đen, cũng gọi là chân trời sự cố, được tạo bởi đường đi trong không -thời gian của các tia sáng vừa chớm không thoát ra được khỏi lỗ đen, và vĩnh viễn chơi vơi ở