thế giới quanh ta thật nhiều bí ẩn, bí ẩn lỗ đen đã không còn mới nữa nó đã được nghiên cứu rất nhiều và đã có những tài liệu về nó.
Lỗ đen Hình minh họa một lỗ đen có khối lượng gấp vài lần Mặt Trời cùng với sao đồng hành của nó chuyển động gần nhau đến mức khoảng cách giữa chúng nhỏ hơn giới hạn Roche. Vật chất của ngôi sao gần đó bị lỗ đen hút về tạo nên đĩa bồi tụ vật chất. Chùm hạt và bức xạ năng lượng cao phóng ra ở hai cực do tác động của sự quay quanh trục và từ trường của lỗ đen. Mô phỏng lỗ đen uốn cong không thời gian quanh nó, xuất hiện nhiều ảnh của cùng một sao cũng như vành Einstein. Lỗ đen hay hố đen là một vùng trong không-thời gian mà trường hấp dẫn ngăn cản mọi thứ, bao gồm cả ánh sáng cũng không thể thoát ra. [1][2] Thuyết tương đối rộng tiên đoán một lượng vật chất với khối lượng đủ lớn nằm trong phạm vi đủ nhỏ sẽ làm biến dạng không thời gian để trở thành lỗ đen. Xung quanh lỗ đen là một mặt xác định bởi phương trình toán học gọi là chân trời sự kiện, mà tại đó khi vật chất vượt qua nó sẽ không thể thoát ra ngoài lỗ đen được. Lỗ đen gọi là "đen" bởi vì nó hấp thụ mọi bức xạ và vật chất hút qua chân trời sự kiện, giống như một vật đen tuyệt đối trong nhiệt động lực học; nó cũng không phải là một loại "lỗ" hay "hố" nào mà là vùng không thời gian không để cho một thứ gì thoát ra. [3][4] Lý thuyết trường lượng tử trong không thời gian cong tiên đoán tại chân trời sự kiện lỗ đen có phát ra bức xạ giống như vật đen có nhiệt độ nhất định phát ra bức xạ nhiệt. Nhiệt độ này tỉ lệ nghịch với khối lượng của lỗ đen, khiến cho rất khó quan sát được bức xạ này đối với các lỗ đen có khối lượng sao hay trung bình. Trong thế kỷ 18, John Michell và Pierre-Simon Laplace từng xét đến vật thể có trường hấp dẫn mạnh mô tả bởi cơ học cổ điển khiến cho ánh sáng không thể thoát ra. Lý thuyết hiện đại đầu tiên về đặc điểm của lỗ đen nêu bởi Karl Schwarzschild năm 1916 khi ông tìm ra nghiệm chính xác đầu tiên cho phương trình trường Einstein, [5] mặc dù ý nghĩa vật lý và cách giải thích về vùng không thời gian mà không thứ gì có thể thoát được do David Finkelstein nêu ra đầu tiên vào năm 1958. [6] Trong một thời gian dài, các nhà vật lý coi nghiệm Schwarzschild là miêu tả toán học thuần túy. Cho đến thập niên 1960, những nghiên cứu lý thuyết mới chỉ ra rằng lỗ đen hình thành theo những tiên đoán chặt chẽ của thuyết tương đối tổng quát. Khi các nhà thiên văn phát hiện ra các sao neutron, pulsar và Cygnus X-1 - một lỗ đen trong hệ sao đôi, thì những tiên đoán về quá trình suy sụp hấp dẫn trở thành hiện thực, và khái niệm lỗ đen cùng với các thiên thể đặc chuyển thành lý thuyết miêu tả những thực thể đặc biệt này trong vũ trụ. Theo lý thuyết, lỗ đen khối lượng sao hình thành từ sự suy sụp hấp dẫn của những sao có khối lượng rất lớn trong giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa. Sau khi hình thành, chúng tiếp tục thu hút vật chất từ môi trường xung quanh, và khối lượng tăng dần lên theo thời gian. Cùng với quá trình hòa trộn và sáp nhập hai hay nhiều lỗ đen mà tồn tại những lỗ đen khổng lồ với khối lượng từ vài triệu cho đến hàng chục tỷ lần khối lượng Mặt Trời. Các dự án khảo sát cho thấy đa phần tại trung tâm thiên hà lớn đều tồn tại ít nhất một lỗ đen khổng lồ. Mặc dù theo định nghĩa nó là vật thể đen hoàn toàn hay vô hình, sự tồn tại của lỗ đen có thể suy đoán thông qua tương tác của nó với môi trường vật chất xung quanh và bức xạ như ánh sáng. Vật chất rơi vào lỗ đen hình thành lên vùng bồi tụ, [7] ở đây vật chất va chạm và ma sát với nhau, trở thành trạng thái plasma phát ra bức xạ cường độ lớn; khiến môi trường bao quanh lỗ đen trở thành một trong những vật thể sáng nhất trong vũ trụ. Nếu có một ngôi sao quay quanh lỗ đen, hình dáng và chu kỳ quỹ đạo của nó cho phép các nhà thiên văn tính ra được khối lượng của lỗ đen và khoảng cách đến nó. Những dữ liệu này giúp họ phân biệt được thiên thể đặc là lỗ đen hay sao neutron Theo cách này, nhiều lỗ đen được phát hiện ra nằm trong hệ sao đôi, và tại trung tâm Ngân Hà có một lỗ đen khổng lồ với khối lượng xấp xỉ 4,3 triệu lần khối lượng Mặt Trời. [8] Lý thuyết về lỗ đen, nơi có trường hấp dẫn mạnh tập trung trong vùng không thời gian nhỏ, là một trong số những lý thuyết cần sự tổng hợp của thuyết tương đối tổng quát miêu tả lực hấp dẫn với Mô hình chuẩn của cơ học lượng tử. Và hiện nay, các nhà lý thuyết vẫn đang trên con đường xây dựng thuyết hấp dẫn lượng tử để có thể miêu tả vùng kì dị tại trung tâm lỗ đen. [9] Thuyết tương đối rộng Giới thiệu · Mô hình Toán học Tham khảo · Kiểm chứng Các khái niệm cơ sở[hiện] Hiệu ứng và hệ quả[ẩn] Bài toán Kepler · Thấu kính · Sóng Kéo hệ quy chiếu · Hiệu ứng trắc địa Chân trời sự kiện · Kì dị Lỗ đen Các phương trình[hiện] Các lý thuyết phát triển[hiện] Các nghiệm[hiện] Nhà vật lý[hiện] Không thời gian[hiện] • X • T • S Mục lục [ẩn] • 1 Lịch sử o 1.1 Thuyết tương đối rộng o 1.2 Thời kỳ vàng • 2 Các tính chất và cấu trúc o 2.1 Tính chất vật lý o 2.2 Chân trời sự kiện o 2.3 Vùng kì dị o 2.4 Mặt cầu photon o 2.5 Vùng sản công o 2.6 Đi vào bên trong lỗ đen và du hành thời gian • 3 Sự hình thành và tiến hóa o 3.1 Suy sụp hấp dẫn 3.1.1 Lỗ đen nguyên thủy sau Vụ Nổ Lớn o 3.2 Hình thành từ các hạt va chạm năng lượng cao o 3.3 Phát triển và sáp nhập o 3.4 Bốc hơi • 4 Quan sát o 4.1 Đĩa bồi tụ vật chất o 4.2 Nguồn tia X trong hệ sao đôi 4.2.1 Thời gian ngừng hoạt động 4.2.2 Dao động gần tuần hoàn o 4.3 Nhân thiên hà o 4.4 Chớp tia gamma o 4.5 Hiệu ứng của trường hấp dẫn mạnh o 4.6 Khả năng khác • 5 Những vấn đề lý thuyết o 5.1 Phỏng đoán vòng o 5.2 Entropy và nhiệt động học o 5.3 Nghịch lí thông tin bị mất • 6 Lỗ đen trong khoa học viễn tưởng • 7 Xem thêm • 8 Chú thích • 9 Tham khảo • 10 Đọc thêm • 11 Liên kết ngoài Lịch sử Minh họa ảnh hưởng của hiệu ứng thấu kính hấp dẫn bởi một lỗ đen, nó làm méo hình ảnh của mộtthiên hà nền (phiên bản hình ảnh lớn hơn) Ý tưởng về một vật thể khối lượng lớn khiến cho ánh sáng không thể thoát ra khỏi nó lần đầu tiên nêu bởi John Michell trong một lá thư gửi tới Henry Cavendish ở Hội Hoàng gia năm 1783: Nếu bán kính của một khối cầu với cùng khối lượng như Mặt Trời, nhỏ hơn bán kính của Mặt Trời với tỉ lệ 500 trên 1, một vật rơi từ điểm xa vô cùng về phía nó sẽ thu được vận tốc tại lúc chạm bề mặt khối cầu lớn hơn tốc độ ánh sáng; và giả sử là ánh sáng bị hút với cùng một lực tỉ lệ theo khối lượng quán tính, giống như những vật khác, mọi ánh sáng phát ra từ bề mặt của khối cầu sẽ quay trở lại nó do lực hút hấp dẫn của khối cầu. —John Michell [10] Năm 1796, Pierre-Simon Laplace cũng nêu ra ý niệm này trong ấn bản lần thứ nhất và thứ hai của cuốn sách Exposition du système du Monde (nhưng nó đã bị bỏ đi trong những lần ấn bản sau). [11][12] Những "ngôi sao" tối này sau đó bị lãng quên vào thế kỷ 19, do đa số các nhà vật lý nghĩ rằng ánh sáng không có khối lượng và không thể bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn. [13] Thuyết tương đối rộng[sửa | sửa mã nguồn] Năm 1915, Albert Einstein hoàn thiện thuyết tương đối rộng, mà trước đó ông đã tiên đoán được trường hấp dẫn làm lệch đường đi của tia sáng. Chỉ hai tháng sau khi công bố lý thuyết, nhà thiên văn học Karl Schwarzschild tìm thấy nghiệm chính xác đầu tiên cho phương trình trường Einstein, nghiệm miêu tả trường hấp dẫn cho một khối lượng điểm hoặc khối cầu phân bố đều trong "hệ tọa độ cầu" bốn chiều. [5] Vài tháng sau Schwarzschild, Johannes Droste, lúc đó là sinh viên của Hendrik Lorentz, cũng độc lập đưa ra nghiệm tương tự cho khối lượng điểm và khảo cứu thêm những tính chất của nghiệm này. [14][15] Nghiệm này có một tính chất kỳ lạ mà ngày nay gọi là bán kính Schwarzschild, biên giới mà tại đó không thời gian miêu tả bởi tọa độ Schwarzschild trở lêngián đoạn, hay mặt biên này chia hệ tọa độ làm hai vùng tách biệt nhau; và lúc đó các nhà vật lý nghĩ rằng phương trình trường Einstein không miêu tả tốt tại bán kính này. Họ đã không hiểu thấu đáo bản chất của bề mặt này khi đó. Năm 1924, Arthur Eddington chứng minh được bán kính này biến mất cũng như không thời gian sẽ vẫn liên tục nếu ông chọn một hệ tọa độ khác (xem hệ tọa độ Eddington–Finkelstein), đồng thời độ cong không thời gian tại bán kính Schwarzschild có giá trị hữu hạn vẫn không đổi giữa các hệ tọa độ. Mặc dù phải đợi cho đến tận năm 1933, Georges Lemaître mới nhận ra rằng điều này có nghĩa là kỳ dị tại bán kính Schwarzschild là một kỳ dị toán học không có ý nghĩa vật lý. [16] Năm 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar sử dụng thuyết tương đối hẹp cho chất khí Fermi của vật thể không tự quay - hay ngày nay là sao lùn trắng cấu tạo bằng vật chất chống đỡ bởi áp suất từ các electron - tính ra được nếu trên một khối lượng xấp xỉ 1,4 khối lượng Mặt Trời (ngày nay gọi là giới hạn Chandrasekhar) thì vật thể sẽ không tồn tại ổn định. [17] Kết quả của ông bị một số nhà vật lý cùng thời phản đối như Eddington và Lev Landau, mà ông cho rằng có một cơ chế chưa biết làm dừng quá trình suy sụp lại. [18] Họ đã đúng một phần: sao lùn trắng có khối lượng hơi lớn hơn giới hạn Chandrasekhar sẽ suy sụp hấp dẫn thành sao neutron, [19] khi proton bị nén hấp dẫn mạnh kết hợp vớielectron thành neutron, mà vật chất neutron có thể ổn định nhờ nguyên lý loại trừ Pauli. Nhưng vào năm 1939, Robert Oppenheimer cùng hai người khác chứng minh rằng, với ước tính chặt chẽ hơn sau này, nếu các sao neutron có khối lượng xấp xỉ trên 3 lần khối lượng Mặt Trời (giới hạn Tolman–Oppenheimer–Volkoff) thì chúng cũng không thể tồn tại ổn định và nhanh chóng suy sụp hấp dẫn như Chandrasekhar từng tiên đoán, và họ kết luận rằng không một định luật vật lý nào có thể ngăn cản những loại sao khối lượng lớn suy sụp hấp dẫn. [20][21] Oppenheimer và đồng nghiệp giải thích kỳ dị tại bán kính Schwarzschild như là một bong bóng với thời gian ngừng lại tại biên này. Quan điểm này chỉ đúng với người quan sát đứng ở bên ngoài bán kính Schwarzschild, nhưng không đúng đối với một người rơi qua biên và hướng về tâm lỗ đen. Bởi vì tính chất này, các nhà vật lý từng gọi ngôi sao suy sụp hấp dẫn thành "ngôi sao bị đóng băng", [22] bởi vì quan sát viên đứng ở xa bên ngoài sẽ thấy hình ảnh của vật rơi vào lỗ đen như dừng lại tại phía ngoài sát biên giới của bán kính Schwarzschild, và nếu vật có phát ra ánh sáng thì ánh sáng đó sẽ dần dần mờ đi rồi tắt hẳn, tuy vậy đối với vật thể rơi vào tâm lỗ đen nó sẽ chỉ mất một thời gian hữu hạn để đi qua chân trời sự kiện. [23][24] Thời kỳ vàng Xem thêm: Lịch sử thuyết tương đối rộng Năm 1958, David Finkelstein miêu tả bề mặt Schwarzschild như một chân trời sự kiện, "một màng tưởng tượng không phương hướng hoàn hảo: những ảnh hưởng nhân quả chỉ có thể đi qua mặt theo một hướng nhất định". [25] Nhận xét này không mâu thuẫn với kết quả của Oppenheimer và đồng nghiệp, nhưng cho phép mở rộng chúng sang quan điểm của quan sát viên đang rơi vào trong lỗ đen. Hệ tọa độ của Finkelstein mở rộng nghiệm Schwarzschild miêu tả những người rơi vào lỗ đen sẽ thấy cấu trúc không thời gian biến đổi như thế nào trong quá trình rơi xuống. Martin Kruskal ngay sau đó nêu ra phương pháp mở rộng đầy đủ hoàn toàn cho nghiệm này. [26] Những kết quả này là sự khởi đầu cho "thời kỳ vàng của thuyết tương đối rộng", do Kip Thorne đặt tên, đánh dấu thời điểm thuyết tương đối tổng quát và vật lý lỗ đen trở thành một trong những hướng nghiên cứu chính của vật lý học hiện đại. [27] Trong thời gian này có thêm sự khám phá ra pulsar năm 1967, [28][29] mà sau đó vào năm 1969, Antony Hewish chỉ ra đây là những sao neutron quay rất nhanh quanh trục của chúng. [30] Cho đến tận thời điểm đó, các nhà vật lý coi sao neutron, giống như lỗ đen, là những mẫu hình kỳ lạ của thuyết tương đối rộng; nhưng việc phát hiện ra các pulsar có những tính chất vật lý liên quan đến mô hình lý thuyết cũng chứng tỏ những thiên thể đặc thú vị khác phải hình thành từ sự suy sụp hấp dẫn. Trong thời gian này, thêm một số nghiệm chính xác miêu tả lỗ đen được tìm ra. Năm 1963, Roy Kerr tìm được nghiệm chính xác cho một lỗ đen đứng yên quay quanh trục của nó. Hai năm sau, Ezra Newman tổng quát hóa mêtric Kerr cho lỗ đen quay và mang điện tích. [31] Và những nghiên cứu tiếp sau đó của Werner Israel, [32] Brandon Carter, [33][34] và David Robinson [35] dần mang lại định lý lỗ đen "không có tóc", phát biểu rằng nghiệm chính xác miêu tả lỗ đen đứng yên chỉ cần ba tham số trong mêtric Kerr–Newman; khối lượng, động lượng quay, và điện tích là đủ. [36] Ban đầu, các nhà vật lý nghĩ rằng những đặc điểm kì lạ của các mêtric miêu tả lỗ đen là do cách lựa chọn các tính chất đối xứng trong quá trình tìm lời giải cho phương trình trường Einstein, và do vậy miền kì dị xuất hiện chỉ mang tính nhân tạo và không mang ý nghĩa vật lý trong mọi tình huống. Quan điểm này được các nhà vật lý Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov, và Evgeny Lifshitz ủng hộ khi họ cố gắng chứng minh không tồn tại các kì dị trong những tình huống nói chung. [37] Tuy nhiên, vào cuối những năm 1960 Roger Penrose [38] và Stephen Hawking sử dụng kĩ thuật toàn cục để chứng minh rằng mọi mêtric miêu tả lỗ đen đều xuất hiện kì dị trong đó. [39] Những nghiên cứu của James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter, và Hawking trong đầu thập niên 1970 đã khai sinh ra ngành nhiệt động lực học lỗ đen. [40] Những định luật này miêu tả các tính chất của lỗ đen theo những đặc điểm tương tự như các định luật của nhiệt động lực học bởi liên hệ giữa khối lượng và năng lượng, diện tích chân trời sự kiện với entropy, và hấp dẫn bề mặt với nhiệt độ. Vào năm 1974, Hawking hoàn thiện các liên hệ này khi chứng minh rằng lý thuyết trường lượng tử trong không thời gian cong tiên đoán các lỗ đen có phát ra các bức xạ - giống như vật đen ở nhiệt độ xác định phát ra bức xạ nhiệt - tỷ lệ với hấp dẫn bề mặt của lỗ đen. [41] Thuật ngữ "lỗ đen" do nhà vật lý John Wheeler lần đầu tiên nhắc tới trong một bài giảng năm 1967. Mặc dù cộng đồng khoa học coi ông là người khai sinh ra thuật ngữ này, nhưng ông luôn nói rằng ông lấy tên gọi này từ một người khác gợi ra ý tưởng cho ông. Trước đó, bài báo đầu tiên sử dụng thuật ngữ lỗ đen trong bài viết "Black Holes in Space" của nhà báo Ann Ewing, đề ngày 18 tháng 1 năm 1964, đọc trong hội nghị của Hiệp hội Mỹ vì sự phát triển khoa học AAAS. [42] Sau khi Wheeler phổ biến thuật ngữ này ra, nó nhanh chóng được giới khoa học và công chúng sử dụng rộng rãi. Các tính chất và cấu trúc[sửa | sửa mã nguồn] Luồng hạt và bức xạ dài khoảng 5.000 lychuyển động nhanh phát ra từ thiên hà M87 có nguồn gốc từ một lỗ đen quay khối lượng 6,6 tỷ lần khối lượng Mặt Trời tại tâm của thiên hà đó. Định lý không có tóc phát biểu rằng, lúc đạt đến điều kiện ổn định sau khi hình thành, một lỗ đen đứng yên chỉ cần ba tham số vật lý độc lập để miêu tả nó: khối lượng, điện tích, và mô men động lượng. [36][43] Bất kỳ hai lỗ đen nào mà có cùng những tính chất vật lý này, hay mỗi cặp ba tham số bằng nhau, thì không thể phân biệt được với nhau theo cơ học cổ điển (hay là phi-lượng tử). Những tính chất này đặc biệt vì một người đứng ở bên ngoài lỗ đen sẽ đo được ba tham số này. Ví dụ, một hố đen mang điện tích sẽ đẩy những lỗ đen khác mang điện tích cùng dấu khác giống như trong tĩnh điện học cổ điển. Tương tự, tổng khối lượng (theo nghĩa năng lượng + khối lượng), khối lượng ADM, bên trong lỗ đen có thể tìm được bằng cách sử dụng định luật Gausscho hấp dẫn hoặc quan sát quỹ đạo của các vật thể quay quanh nó. [44] Và đối với mô men động lượng, một người ở xa có thể xác định được thông qua hiệu ứng kéo hệ quy chiếu gây bởi sự tự quay của nó (trường hấp dẫn từ). [45] Khi một vật rơi vào lỗ đen, bất kỳ thông tin nào về hình dạng, phân bố điện tích của vật đó hoàn toàn biến mất đối với quan sát viên đứng ở ngoài xa lỗ đen. Tính chất của chân trời sự kiện trong tình huống này như một hệ tiêu tán tương tự với một màng hai chiều, trên đó hình dung tồn tại chất lỏng có ma sát mang điện tích và dẫn điện, trong không thời gian bốn chiều —hay mô hình màng về lỗ đen. [46] Đặc điểm này khác với các lý thuyết trường khác của vật lý học như trường điện từ cổ điển, mà chúng không có ma sát hay độ dẫn điện ở cấp vi mô, bởi vì chúng tuân theo đối xứng thời gian, trong khi một vật rơi vào lỗ đen thì không thể bay trở ra được. Bởi vì trạng thái ổn định sau khi hình thành lỗ đen chỉ cần miêu tả bởi ba tham số, không có cách nào để tránh khỏi mất thông tin về những điều kiện ban đầu: trường hấp dẫn và điện từ của lỗ đen cho rất ít thông tin về trạng thái trước khi hình thành nó và về những cái rơi vào nó. Ví dụ, một vệ tinh nhân tạo hình lập phương rơi vào lỗ đen thì chúng ta chỉ biết được, về nguyên lý, lỗ đen tăng thêm khối lượng bằng khối lượng vệ tinh còn không thể biết được vệ tinh có hình lập phương hay hình trụ tròn. Ngoài ra, có rất nhiều dạng thông tin vật lý bị mất, những đại lượng không thể đo được bởi một người đứng ở xa bên ngoài chân trời sự kiện, bao gồm các đại lượng tuân theo định luật bảo toàn, số lượng tử, số baryon và số lepton, số hạt mang điện tích Những điều này được phát biểu toán học chi tiết hơn ở nghịch lý thông tin bị mất trong lỗ đen. [47][48] Tính chất vật lý[sửa | sửa mã nguồn] Lỗ đen siêu khối lượng hút vật chất bao quanh nó và chùm tia năng lượng cao phóng ra do hệ quả của lỗ đen quay quanh trục. Loại lỗ đen đơn giản nhất là chỉ có khối lượng mà không có điện tích hay quay quanh trục của nó. Những lỗ đen này được miêu tả bằng mêtric Schwarzschild mang tên Karl Schwarzschild, người đã tìm ra lời giải chính xác cho phương trình của thuyết tương đối tổng quát năm 1916. [5] Theo định lý Birkhoff, đây là nghiệm miêu tả không thời gian vùng chân không bên ngoài một khối vật chất có dạng đối xứng cầu. [49] Điều này có nghĩa là không có sự khác biệt giữa trường hấp dẫn của một lỗ đen với những vật thể khác với bán kính lớn hơn dạng cầu có cùng khối lượng. [50] Hình ảnh phổ biến trong kiến thức đại chúng về một lỗ đen đó là nó hút mọi thứ xung quanh về phía chân trời sự kiện của nó; xa bên ngoài lỗ đen, trường hấp dẫn do lỗ đen làm cong không thời gian quanh nó trở lên yếu đi và giống với trường hấp dẫn của vật thể cầu cùng khối lượng. [51] Cũng có những nghiệm tổng quát hơn miêu tả gần với thực tế của lỗ đen. Lỗ đen dạng cầu mang điện tích được miêu tả bởimêtric Reissner–Nordström, tuy vậy trong vũ trụ đa số các lỗ đen là trung hòa về điện. Lỗ đen đứng yên và quay quanh trục miêu tả theo mêtric Kerr. Mô hình tổng quát nhất cho lỗ đen đứng yên, quay quanh trục và mang điện tích đó là mêtric Kerr–Newman, do Erza Newman tìm ra. [52] Trong thuyết tương đối rộng, khối lượng lỗ đen có thể nhận một giá trị dương bất kỳ, nhưng giá trị điện tích và mô men động lượng bị giới hạn theo giá trị khối lượng của nó. Trong đơn vị Planck, tổng điện tích Q và mô men động lượng toàn phần J thỏa mãn bất đẳng thức Phân loại theo tính chất Không quay (J = 0) Quay (J ≠ 0) Trung hòa (Q = 0) Schwarzschild Kerr Điện tích (Q ≠ 0) Reissner–Nordström Kerr–Newman với M là khối lượng lỗ đen. Những lỗ đen có giá trị các tham số thỏa mãn dấu bằng của bất đẳng thức gọi là các lỗ đen cực trị. Cũng tồn tại những nghiệm của phương trình trường Einstein vi phạm bất đẳng thức này, nhưng trong nghiệm lại không có một chân trời sự kiện. Các nhà vật lý lý thuyết gọi những nghiệm này là kì dị trần trụi, tức là điểm kì dị mà người ở xa bên ngoài nhìn thấy được nó hay không bị ngăn cản bởi một chân trời sự kiện. [53][54] Nhà toán lý Roger Penrose đưa ra phỏng đoán kiểm duyệt vũ trụ khi ông cho rằng, ngoài kì dị Big Bang, thì không tồn tại kì dị trần trụi nào xuất hiện sau quá trình suy sụp hấp dẫn của vật chất trong vũ trụ. [55][56] Các mô phỏng trên siêu máy tính cho kết quả ủng hộ giả thuyết này. [57] Do cường độ tương đối lớn của lực điện từ, các lỗ đen hình thành từ sự suy sụp hấp dẫn của các sao sẽ trung hòa về điện. Cũng có lỗ đen sau khi hình thành chúng quay rất nhanh quanh trục, một tính chất có thể suy ra từ định luật bảo toàn mô men động lượng. Có khả năng trong hệ hai thiên thể, GRS 1915+105 với một nguồn tia X mạnh chứa lỗ đen, [58] mà các nhà thiên văn đo được vận tốc tự quay của nó đạt xấp xỉ giá trị cực đại theo tính toán trên lý thuyết cho một lỗ đen. Phân loại theo khối lượng Lớp Khối lượng Kích thước Lỗ đen siêu khối lượng [59] ~10 6 –10 10 M ~0,001–400 AU [...]... giới lỗ đen, nhưng đối với vật thể nó chỉ cần thời gian hữu hạn để vượt qua chân trời lỗ đen [23][24] Hình dạng của chân trời sự kiện lỗ đen luôn luôn có dạng xấp xỉ hình cầu [77] [Ct 2] Đối với lỗ đen đứng yên không quay, biên giới lỗ đen có dạng hình cầu Nếu lỗ đen đứng yên và quay quanh trục thì nó có dạng hình phỏng cầu và theo các phương trình toán học nó có hai chân trời sự kiện Vùng kì dị[sửa... làm lỗ đen quay chậm dần lại theo thời gian, và khi nó ngừng quay thì sẽ không tồn tại vùng sản công nữa Đi vào bên trong lỗ đen và du hành thời gian [101][102] Minh họa đi vào chân trời lỗ đen • Xem thêm mô phỏng đi vào lỗ đen tại trang jila.colorado.edu Mọi thứ rơi qua chân trời lỗ đen vào vùng kì dị đều bị phá hủy hoàn toàn Nhưng giả sử có nhà du hành vũ trụ mạo hiểm bắt đầu tiến gần thăm dò một lỗ. .. hình tiên đoán các lỗ đen nguyên thủy sẽ hình thành, từ cấp độ khối lượng Planck cho đến hàng trăm lần khối lượng Mặt Trời Lỗ đen nguyên thủy có thể tham [120] gia vào quá trình hình thành lên lỗ đen khối lượng trung gian và lỗ đen siêu khối lượng Hình thành từ các hạt va chạm năng lượng cao [sửa mã nguồn] Máy dò CMS của LHC | sửa Ngoài quá trình suy sụp hấp dẫn hình thành lên lỗ đen, về nguyên lý thì... quá trình này [118] cũng áp dụng cho các lỗ đen khối lượng trung gian nằm ở các cụm sao cầu [127] Một cơ chế khác đó là lỗ đen sáp nhập với các thiên thể khác như sao hay chính lỗ đen Quá trình này đặc biệt quan trọng vì nó mang lại khả năng giải thích hợp lý tại sao lại có những lỗ đen khổng lồ, mà chúng hình thành từ việc sáp nhập nhiều lỗ đen nhỏ hơn Các lỗ đen khối lượng khổng lồ nằm tại tâm [118]... về lỗ đen bức xạ là đúng, thì các lỗ đen sẽ giảm dần khối lượng và bốc hơi sau một thời gian bởi vì chúng mất khối lượng thông qua năng lượng của các hạt phát ra Nhiệt độ của phổ bức xạ (nhiệt độ [41] Hawking) tỷ lệ với giá trị hấp dẫn bề mặt của lỗ đen, mà đối với lỗ đen Schwarzschild, nhiệt độ tỷ lệ nghịch với khối lượng của nó Do vậy, các lỗ đen khối lượng lớn phát ra ít bức xạ hơn so với lỗ đen. .. hơi), lỗ đen phải có khối lượng nhỏ hơn khối lượng Mặt Trăng Những lỗ đen này chỉ có đường kính bé hơn 1/10 của milimét [135] Lỗ đen càng nhỏ thì hiệu ứng bức xạ càng mạnh Một lỗ đen có khối lượng bằng người bình thường sẽ ngay lập tức bốc hơi Lỗ đen khối lượng bằng chiếc ô tô có đường kính khoảng 10−24 m bốc hơi xấp xỉ sau 1 nano giây, lúc đó nó sẽ phát sáng gấp 200 lần độ sáng Mặt Trời Lỗ đen nhỏ... nữa; lỗ đen khối lượng 1 TeV/c2 chỉ cần ít hơn 10−88 giây để biến mất Đối với những lỗ đen vi mô, các nhà khoa học kỳ vọng hiệu ứng hấp dẫn lượng tử trở lên đáng kể—mặc dù những phát triển hiện tại không cho thấy điều này —và [136] trên lý thuyết cho phép những lỗ đen vi mô có thể tồn tại ổn định Tuy lỗ đen có thể bốc hơi theo lý thuyết, [137] nhưng nó không thể tách thành hai lỗ đen nhỏ hơn, lỗ đen. .. tới sự hình thành lỗ đen [59] Vì mật độ trung bình khối lượng của lỗ đen bên trong bán kính Schwarzschild tỉ lệ nghịch với bình phương khối lượng của nó, các lỗ đen siêu khổng lồ có mật độ trung bình nhỏ hơn của lỗ đen khối lượng sao (mật độ trung bình của lỗ đen cỡ 10 8 M [59] gần bằng khối lượng riêng của nước) Hệ quả là, có những mô hình thay thế khác được đưa ra, mặc dù mô hình lỗ đen siêu khối lượng... nhất định giống như bức xạ của vật đen tuyệt đối Dường như điều này vi phạm định luật hai của cơ học lỗ đen, bởi vì bức xạ Hawking sẽ mang năng lượng của lỗ đen đi và khiến cho lỗ đen giảm khối lượng, dẫn đến giảm entropy Tuy nhiên, bức xạ cũng mang entropy ra khỏi lỗ đen, và có thể chứng minh dưới những giả sử tổng quát rằng tổng entropy của vật chất bao quanh lỗ đen cộng với 1/4 diện tích chân trời... các nhà thiên văn có thể nhận biết ra sự tồn tại của lỗ đen [7] Hai lỗ đen quay quanh nhau sẽ phát ra sóng hấp dẫn mang năng lượng của hệ đi Do mất năng lượng, chúng sẽ có quỹ đạo càng gần nhau hơn, cuối cùng khi hòa nhập lại sẽ hình thành một lỗ đen khối lượng lớn hơn và quay rất nhanh quay trục Lỗ đen mới có thể bị đẩy ra khỏi vùng của hai lỗ đen ban đầu với vận tốc cỡ 400 km/s, và thậm chí sau thời