XII. SỰ VẬN ĐỘNG CỦA CÁC THIÊN HÀ VŨ TRỤ GIÃN NỞ
4. Sự tiến hóa của các ngôi sao "Lỗ đen "
Thuyết hấp dẫn của Einstein cũng giúp ta nghiên cứu quá trình tiến hóa của các sao, một soos kết quả đã được xác nhận nhờ các quan sát thiên văn.
Các ngôi sao cũng như các động vật và thực vật trải qua thời kì ’’khai sinh", phát triển và suy tàn ("già" đi, xem hình 27 dưới đây). Quá trình tiến hóa của các loại sao khác nhau lại không giống nhau. Một ngôi sao được sinh ra khi một lượng khí lớn (đám mây bụi khí, mà chủ yếu là hiđro) bắt đầu tự co lại do lực hút hấp dẫn của chính mình. Và khi các khôi khí co lại, các nguyên tử khí va chạm nhau thường xuyên hơn và có vận tốc ngày càng lớn dẫn tới khối khí nóng lên. Cuối cùng, khối khí sẽ hóng tới mức khi các nguyên tử hiđro va chạm nhau chúng sẽ không rời nhau ra nữa mà liên kết với nhau thành nguyên tử hêli, xảy ra phản ứng tổng hợp hạt nhân (phản ứng nhiệt hạch). Nhiệt (năng lượng) giải phóng từ phản ứng này- (38) Năm 1965, tác giả cuốn sách này cũng đã thu được một vài kết quả nghiên cứu lí thuyết về sóng hấp dẫn và đã chứng tỏ rằng năng lượng tương đối của sóng hấp dẫn có thể dương hoặc âm!
(39)
Một số nhà khoa học cho rằng, trong tương lai loài người chúng ta sẽ từ "nền văn minh điện từ" (theo nghĩa là đang sử dụng sóng điện từ kể cả ánh sáng, vào việc thông tin liên lạc) tiến lên "nền văn minh hấp dẫn" (có khả năng sử dụng sóng hấp dẫn vào việc thông tin liên lạc).
giống như phản ứng trong vụ nổ của bom khinh khí- sẽ làm ngôi sao phát sáng. Lượng nhiệt đó cũng làm tăng áp suất của khối khí cho tới khi nó đủ để cân bằng với lực hút hấp dẫn và khối khí ngừng co lại. Điều này cũng hơi giống với trường hợp quả bóng cao su trong đó có sự cân bằng giữa áp suất của không khí bên trong có xu hướng làm cho quả bóng phồng ra và sức căng của vỏ cao su có xu hướng làm cho nó co lại. Những ngôi sao sẽ còn ổn định như thê trong một thời gian dài nhờ có nhiệt từ phản ứng nhiệt hạch tỏa ra cân bằng với lực hút hấp dẫn. Tuy nhiên, cuối cùng rồi các ngôi sao cũng sẽ dùng hêt số khí hiđro và các nhiên liệu hạt nhân của nó. Một điều thật nghịch lí là, ngôi sao nào mà ban đầu càng có nhiều nhiên liệu (ban đầu càng nặng!) thì nó sẽ hết nhiên liệu càng sớm. Đó là vì, ngôi sao càng nặng thì nó càng phải nóng nhiều để cân bằng với lực hấp dẫn. Mà nó đã càng nóng thì sẽ càng tiêu tốn nhiên liệu và sẽ dùng hết số nhiên liệu của nó càng nhanh. Mặt Trời của chúng ta có lẽ còn đủ nhiên liệu cho khoảng gần năm ngàn triệu năm nữa(40) , nhưng những ngôi sao nặng hơn có thể dùng hết nhiên liệu của chúng chỉ trong khoảng một trăm triệu năm thôi, ít hơn tuổi của Vũ trụ rất nhiều (Vũ trụ của chúng ta đã tồn tại hơn 10 tỉ năm rồi!). Khi một ngôi sao hết "nhiên liệu" nó sẽ lạnh đi, và co lại (nó ngừng phát sáng và coi như đã "chết"!). Thế nhưng một ngôi sao có thể lớn tới mức nào để, khi đã sử dụng hết nhiên liệu, vẫn chống chọi được với lực hấp dẫn riêng của nó? Ta cần lưu ý rằng, khi kích thước một ngôi sao trở nên khá nhỏ thì các hạt chất (electron, proton...) sẽ ở rất gần nhau và vì vậy theo nguyên lí loại trừ Pauli (xem mục VII) chúng cần phải có vận tốc khác nhau. Điều này làm cho chúng phải chuyển động ra xa nhau và vì thế có xu hướng làm cho sao giãn nở ra. Do đó, một ngôi sao có thể tự duy trì
(40) Mỗi giây Mặt Trời tiêu thụ hàng triệu tấn nguyên liệu hiđro do phản ứng nhiệt hạch để cung cấp năng lượng cần thiết cho đời sống của vạn vật trên
để có một bán kính không đổi bằng cách giữ cân bằng giữa lực hút hấp dẫn và lực đẩy xuất hiện do nguyên lí loại trừ Pauli, hệt như ở giai đoạn đầu trong cuộc đời của nó khi lực hấp dẫn được cân bằng bởi nhiệt. Tuy nhiên các nhà vật lí học Chandrasekhar (người Ấn Độ) và Landau (người Nga) đã chứng minh rằng, lực đẩy do nguyên lí loại trừ Pauli tạo ra có một giới hạn nhất định(41), bởi vì, theo thuyết tương đối hẹp của Einstein vận tốc của các hạt không thể lớn hơn vận tốc ánh sáng. Do đó, khi ngôi sao "đủ đặc", lực đẩy do nguyên lí loại trừ Pauli sẽ nhỏ hơn lực hút hấp dẫn. Các nhà vật lí nói trên đã tính được rằng khi một ngôi sao lạnh có khối lượng lớn hơn một khối lượng tới hạn- gọi là giới hạn Chandrasekhar (bằng khoảng một lần rưỡi khối
lượng Mặt trời) nó sẽ không thể tự chống chọi với lực hấp dẫn riêng của nó nữa? Điều này có những hệ quả quan trọng đốĩ với "số phận tối hậu" của các ngôi sao nặng.
Thế thì Mặt Trời của chúng ta (có khối lượng nhỏ hơn giới hạn nói trên) sẽ có "số phận" ra sao? Người ta cho rằng, các ngôi sao loại Mặt Trời trước khi bị tiêu hủy sẽ phun ra những vật chất tạo thành một vỏ khí và bụi bao chung quanh sao, hiện tượng này gỌilà
"gió sao". Các bức xạ do sao phát ra chiếu vào và làm ion hóa các
nguyên tử hiđro trong vỏ sao; khí ion hóa phát ra bức xạ nhiệt tạo thành một tinh vân có vầng sáng (xem hình 26). Vỏ sao loãng dần và tan rã ra "môi trường giữa các sao". Trong khi đỏ, lõi sao nguội dần và trở thành một "Sao Lùn Trắng" với kích thước tương tự như kích thước Trái Đất (khoảng 6400 kilômét) và mật độ khoảng vài chục tấn trong một centimét khôi (!), nhưng không phát ra bức xạ. "Sao Lùn
Trắng" chống đỡ được với lực hấp dẫn là nhờ lực đẩy do nguyên lí
loại trừ Pauli sinh ra giữa các electron trong vật chất của nó. Người ta đã quan sát được một số khá lớn những sao lùn trắng này. Một trong những sao lùn trắng đầu tiên quan sát được là ngôi sao quay xung (41) Ta đã thấy các quy luật trong thế giới vi mô được vận dụng như thế nào để
giải thích các quy luật ở thế giới siêu vĩ mô.
quanh sao Thiên Lang. Trên hình 26 là ảnh chụp Tinh vân hình vòng trong chòm sao Thiên cầm, là một thí dụ điển hình của giai đoạn cuối cùng của các ngôi sao loại Mặt Trời.
Trái lại đối với những ngôi sao khổng lồ, nặng ít nhất bằng năm lần Mặt Trời (lớn hơn giới hạn Chandrasekhar), thì do tiêu thụ
quá nhiều nhiên liệu đã "kết liễu cuộc đời" nó một cách đột ngột, nổ tung thành "sao Siêu Mới".
Sóng hấp dẫn
vật chất bị "ép", biến thành các hạt nơtron và sao trở thành saonơtron. Sao nơtron có bán kính chỉ cỡ vài chục kilômét nhưng có mật nơtron. Sao nơtron có bán kính chỉ cỡ vài chục kilômét nhưng có mật độ rất lớn, cỡ hàng trăm triệu tấn trong một centimet khối! Khi sao nơtron lần đầu tiên được tiên đoán, người ta không có cách nào quan sát được chúng và thực tế mãi rất lâu sau đó cũng chưa phát hiện được. Người ta dự đoán rằng ở trung tâm các Sao siêu mới có các sao nơtron tự quay rất nhanh (tốc độ quay có thể tới 640 vòng một giây), tạo ra điện trường làm tăng tốc các hạt mang điện tích như electron và iôn lên gần bằng vận tốc ánh sáng (!), kết quả là các bức xạ phát ra trong một chóp nón có góc rất nhỏ theo hướng của từ trường, tạo nên các đợt "xung" tín hiệu vô tuyên đi tới kính thiên văn vô tuyến đặt trên mặt đâ't. Vì vậy thiên thể này được gọi là punxa (pulsar) hay sao xung. Punxa đầu tiên được tình cờ phát hiện đầu tiên bởi hai nhà vật lí thiên văn người Anh Bell và Hewish năm 1967 (đặt tên là
Punxa CP 1919). Và năm 1974, hai nhà thiên văn Taylor và Hulse đã tìm ra Punxa PSR 1913+16 (đã nói trên), punxa này là một hệ sao đôi trong đó có sao nơtron. Như vậy có thể xem như là sao nơtron đã được phát hiện một cách gián tiếp!
Đốì với một số ngôi sao có khối lượng lớn hơn "giới hạn Chandrasekhar", nguyên lí loại trừ Pauli đã .không thể ngăn chặn được sự co lại của chúng. Nhưng thế thì, theo thuyết hấp dẫn của Einstein điều gì sẽ xảy ra? Khi đó trường hấp dẫn sẽ làm thay đổi đường truyền của các tia sáng trong không- thời gian (cong) so với đường truyền của nó khi ngôi sao không có mặt. Vì ngôi sao nặng đang co lại, nên trường hấp dẫn ở bề mặt của nó ngày càng mạnh, điều này làm cho tia sáng ngày càng khó "thoát khỏi" ngôi sao và ánh sáng của nó (mà ta quan sát thây ở mặt đất) ngày càng "mờ" đi và "đỏ" hơn khi quan sát từ xa. Cuối cùng khi ngôi sao đã co tới một bán hình tới hạn nào đó, trường hấp dẫn ở bề mặt của nó trở nên mạnh tới mức ánh sáng không thể "thoát ra" ngoài được nữa. Theo thuyết tương đối hẹp của Einstein thì không thể có cái gì có thể chuyển động nhanh hơn ánh sáng; vì vậy nếu ánh sáng không thể "thoát ra" được thì cũng không có gì có thể thoát được ra; tất cả đều bị trường hâp dẫn của ngôi sao kéo lại. Do đó ta có một vùng trong không- thời gian, mà không có gì có thể thoát ra từ đó để đến được người quan sát từ xa. Vùng này chính là cái mà ta gọi là "lỗ đen''.
Vì "lỗ đen" thu hút cả ánh sáng của nó, nên không nhìn thấy nó được và rất khó phát hiện được nó. (Có thể hình dung "lỗ đen" như một cái hang lôi cuốn các vật thể và bức xạ như một vực thẳm không đáy !!!). Trên hình 30 có vẽ hình ảnh minh họa sơ lược một "lỗ đen".
Thực tế những lỗ đen này có thể được mô tả bằng một nghiệm riêng của phương trình trường hấp dẫn Einstein (đã nêu ở đoạn 2 trên đã được tìm ra từ năm 1917, nếu coi ngôi sao có dạng hình cầu (Ngôi sao co lại, càng gần kích thước bán kính hấp dẫn thì trường hấp dẫn càng lớn!).
Thế thì, làm thế nào có thể xác minh được sự tồn tại của lỗ đen?
Năm 1963 nhà thiên văn Mĩ M.Schmidt đã đo được sự dịch chuyển về "phía đỏ" của một đối tượng sáng mồ "tựa như sao" theo hướng của nguồn bức xạ vô tuyến 3C273 trong Vũ trụ và ông thấy độ dịch chuyển này là khá lớn nếu xem nó là do trường hấp dẫn gây ra. Bởi vì, nếu đó là sự dịch chuyển về phía đỏ do hấp dẫn, thì đối tượng đó phải rất nặng và ở gần chúng ta đến mức nó sẽ làm nhiễu loạn quỹ đạo của các hành tinh trong Hệ Mặt Trời. Điều này gợi ý rằng sự dịch chuyển về phía đỏ này có lẽ là do sự giãn nở của Vũ trụ và vì vậy đối
107
tượng đó phải ở rất xa chúng ta. Nhưng để thấy được ở một khoảng
cách xa như thế vật thể đó phải rất sáng, hay nói một cách khác, là nó phải phát ra một lượng năng lượng cực lớn! Cơ chế duy nhất mà chúng ta có thể hình dung được, đó là: để sản ra một lượng năng lượng lớn như thế thì phải có sự co lại do hấp dẫn không phải chỉ của ngôi sao mà của cả vùng trung tâm của một thiên hà! Nhiều đối tượng
"tựa sao" tương tự khác - gọi là các quada (quasar)- cũng đã được
phát hiện, tất cả đều có độ dịch chuyển lớn về phía đỏ. Nhưng tất cả chúng đều ở quá xa khó quan sát để cho ta một bằng chứng quyết định về sự tồn tại của lỗ đen.
Tuy nhiên những tác động do lỗ đen tạo ra có những tính chất rất đặc biệt và là những yếu tố tiêu biểu minh chứng cho sự hiện diện của lỗ đen. Năm 1983 J.Michell đã chứng minh rằng, lỗ đen vẫn tiếp tục tác dụng lực hấp dẫn lên các vật xung quanh. Mặt khác các nhà thiên văn đã quan sát được nhiều hệ sao đôi, trong đó hai sao quay xung quanh nhau và hút nhau bằng tương tác hấp dẫn, đồng thời cũng đã thấy có trường hợp chỉ có một sao thấy được đang quay xung quanh sao đồng hành không "nhìn" thấy được. Nếu như lỗ đen thuộc một hệ sao đôi thì nó hút mạnh khí quyển của sao đồng hành; khí bị hút và cuộn như gió lốc thành hình một cái đĩa chung quanh lỗ đen. Đĩa khí đó bị hun nóng tới hàng triệu độ nên phát ra tia X. Như vậy những vùng trong Vũ trụ phát ra nhiều tia X có khả năng chứa những lỗ đen.
Cần chú ý là hệ sao nơtron đôi cũng phát tia X, nhưng sao nơtron thì chỉ có khối lượng vào khoảng năm lần khối lượng Mặt Trời mà thôi. Nếu như có một thiên thể nặng hơn phát ra tia X, thì có nhiều khả năng nguồn phát tia X đó là một lỗ đen. Một nguồn phát tia X đã được phát hiện tên là Cygnus XI của hệ sao đôi trong chòm sao
Thiên Nga được xem như một lỗ đen nặng ít nhất bằng tám lần Mặt Trời. Nhân (phần lõi) của các thiên hà và quada, nơi tập trung nhiều năng lượng, thường có thể chứa nhiều lỗ đen khổng lồ. Trung tâm Thiên Hà của chúng ta, nơi phát ra nhiều bức xạ (do electron có vận tốc xấp xỉ bằng vận tốc ánh sáng phát ra), có một lỗ đen nặng bằng một triệu lần Mặt Trời (!) nhưng lại có kích thước nhỏ chỉ bằng vài nghìn lần đường kính Mặt Trời. Khoảng mười năm trở lại đây, một số nhà vật lí học (trong đó có s. Hawking) đã nêu lên ý kiên là: "Lỗ đen không phải là quá đen" như ta tưởng (!) Các lỗ đen có thể phát ra các hạt (!) và khối lượng của lỗ đen càng nhỏ thì nhiệt độ càng cao; cụ thể là, lỗ đen có khối lượng lớn hơn khối lượng của Mặt Trời một ít lần sẽ có nhiệt độ chỉ khoảng một phần mười triệu độ trên không độ tuyệt đối!
Sự tồn tại và đặc điểm của lỗ đen đang còn tiếp tục được nghiên cứu. Vũ trụ còn có biết bao điều bí ẩn!
XIV."PHẢN THẾ GIỚI"CÓ TỒ N TẠI KHÔNG ? CÓ TỒ N TẠI KHÔNG ?
Sau khi tìm ra được các phản hạt (mục VIII) các nhà bác học đa cố gắng tạo được các phản nguyên tử ( cấu tạo từ các phản hạt) đầu tiên. Chẳng hạn, phản nguyên tử hiđro được cấu tạo từ một phản proton, xung quanh có một pozitron ("phản electron") chuyển động. Các tính chất vật lí và các định luật mà phản nguyên tử tuân theo trùng với các tính chất vật lí và định luật mà nguyên tử đã tuân theo. Ta đã biết, khi một phản hạt "bắt gặp" một hạt thì xảy ra hiện tượng "hủy cặp hạt-phản hạt" làm sinh ra các hạt khác, tỏa ra năng lượng lớn. Tương tự như thế, khi một nguyên tử "bắt gặp" một phản nguyên tử thì cũng xảy ra hiện tượng "hủy diệt", tỏạ ra năng lượng lớn.
Một câu hỏi tự nhiên được đặt ra: "Có bao nhiêu phản vật chất (phản h ạ t , phản nguyễn tử ) ở trong miền Vũ trụ của chúng ta?". Thực ra trả lời câu hỏi đó không đến nỗi phức tạp lắm. Như phép tính đâ chứng minh (mà ta không nêu ra ở đây), phản vật chất trong phần Vũ trụ quanh ta được "chất" đầy trong toàn không gian vào khoảng "một phần mười triệu" khối lượng của vật chất thông thường. Xem chừng như vậy có là "ít" chăng? Không, không phải "ít" lắm đâu. Các nhà nghiên cứu được trang bị bằng những máy móc hoàn hảo có thể phát hiện được các phản nguyên tô hóa học, dù chỉ với một lượng rất nhỏ của chúng!
Nhưng có điều bán khoăn lớn hơn, đó là: "Liệu trong Thế giới Siêu vĩ mô có nơi nào tồn tại các "phản tinh tú", "phản thiên hà"?". Hay khái quát hơn, "Liệu có tồn tại phản thế giới không?". Điều băn khoăn này được nảy sinh, khi các nhà bác học quan sát được một số
hiện tượng mà ta không thể giải thích bằng quan niệm về thế giới vật chât thông thường.
Năm 1947, các nhà bác học đã phát hiện được rằng (xem mục