TiaSang
Thứ hai, Ngày 20 tháng 5 năm 2019
Khoa học và Công nghệ

Bức ảnh Hố đen: Một nỗ lực tuyệt vọng

23/04/2019 08:47 - Nguyễn Trọng Hiền

Ngày 10 tháng 4, 2019, nhóm thiên văn EHT (Event Horizon Telescope) công bố bức ảnh của hố đen ở trung tâm thiên hà M87. Đây là bức ảnh kỳ công, khép lại cuộc truy lùng gần một thể kỷ. Thành quả này đi lên từ di sản thiên văn mà con người đã dày công xây dựng suốt 250 năm. Để giúp bạn đọc Tia Sáng phần nào đánh giá được tầm quan trọng của sự kiện này, bài viết sẽ nhắc lại những mốc nổi bật trong quá trình quan sát hố đen xét đến thời điểm EHT công bố, và những nét chuyên môn cơ bản EHT đã sử dụng để thực hiện việc chụp ảnh trực tiếp hố đen M87. Nhóm EHT thừa hưởng những cơ sở hạ tầng đồ sộ nhất, sử dụng kỹ thật cảm biến tối tân nhất với phương thức quan trắc hiệu quả nhất. Chừng này “cái nhất” vẫn chưa đủ để làm cho công việc chụp ảnh hố đen khả thi. Các nhà thiên văn trong nhóm EHT ý thức rất rõ, rằng họ phải đi đến tận cùng giới hạn của mỗi trang thiết bị mới đạt được kết quả mong muốn. Để thấy được cái nhỏ nhất có thể, họ cần dùng hệ thống kính thiên văn với đường kính lớn nhất có thể: đường kính Trái đất.

Black hole hay Hố đen là tên gọi vùng không-thời gian với sức hấp dẫn vô cùng lớn, đến nỗi ánh sáng không thoát ra được. Vùng không-thời gian này còn gọi là chân trời sự kiện.  Chandrasekhar, nhà vật lý Ấn độ, là người đầu tiên đặt vấn đề này dựa trên các tính toán lý thuyết.  Ông cho thấy rằng các ngôi sao với khối lượng lớn hơn 1.4 khối lượng mặt trời sau khi cháy gần hết khí hydro sẽ sụp đổ - hay thu nhỏ lại vì sức hấp dẫn từ khối lượng của chính những ngôi sao này -  và trở thành hố đen.  Đây là phát hiện gây nhiều tranh cãi.   Eddington, người đã đo độ lệch của ánh sáng khi đi vào vùng hấp dẫn của mặt trời (với hiện tượng nhật thực toàn phần 1919) và kiểm chứng lý thuyết Tương Đối, không tin.  Lev Landau, nhà vật lý Nga, cũng không tin.  Họ tin rằng phải có một cơ chế [như thế nào đấy] sẽ ngăn chặn được sự sụp đổ do sức hấp dẫn này.   Einstein cũng thế, ông không tin có hố đen tồn tại trong vũ trụ.  Hố đen, mãi đến thập niên sáu mươi, vì thế chỉ là một nghi vấn toán học, và chỉ lởn vởn trong tâm trí của một thiểu số các nhà vật lý lý thuyết, rất ít người quen thuộc với khái niệm sụp đổ hấp dẫn (gravitational collapse).  Các cơ sở quan trắc hay thực nghiệm bấy giờ vẫn còn phôi thai: kính thiên văn chưa đủ mạnh, cảm biến chưa đủ hiệu lực quan sát, và các dữ liệu thiên văn vẫn còn rời rạc.   Không ai biết làm sao để có thể phát hiện hố đen.  Quan sát hố đen là điều hết sức xa vời và không tưởng.  

Tình huống này bắt đầu thay đổi bởi những biến cố ... rất tình cờ.  Năm 1963 Maarten Schmidt phát hiện ra quasar mà ông phân số hiệu 3C 273, ở bước sóng khả kiến (Hình 1a,b).  Quasar rất sáng, sáng như các vì sao, nhưng lại có biểu hiện là ở cách xa chúng ta.  (Vì thế nên có tên là quasar hay QSO, rút ngắn của quasi-stellar object tức là vật thể có vẻ như sao.)  Theo Hoyle & Fowler, điều này đòi hỏi quasar phải có khối lượng cực kỳ lớn, lớn hơn nhưng những vì sao bình thường hàng triệu lần - tương đương với khối lượng của cả hệ thiên hà. Feynman chỉ ra ngay trong hôm Fowler báo cáo, rằng với khối lượng cực lớn như thế thì những quasar này chỉ có thể là hố đen vì sụp đổ hấp dẫn.  Năm 1967, Joycelyn Bell Burnell tình cờ phát hiện pulsar ở bước sóng radio trong khi cô còn là sinh viên làm luận án tiến sĩ.   Người ta thắc mắc cái gì mà có thể phát từng nhịp sóng radio, và những nhịp sóng này lại có chu kỳ vô cùng ổn định đến thế.  Một nhà báo khi ấy phóng vấn Burnell, đề nghị lấy tên gọi “pulsar” để đặt cho những thiên thể này.  Pulsar là chữ rút ngắn của pulsing star, tức là sao [phát] từng nhịp.  Burnell kể lại, rằng Hoyle – lại cũng chính là Hoyle – đã chỉ ra rằng pulsar có lẽ liên hệ đến supernova, ông chỉ ra điều này ngay trong buổi báo cáo đầu tiên về pulsar của Hewish, thầy của Burnell.   Các quan sát sau này cho thấy pulsar có lẽ là sao neutron, là cái “xác” còn lại của ngôi sao sau khi chết, tức là sau cơn sụp đổ hấp dẫn.

 


Hình 1a.  Quasar 3C 273, Maarten Schmidt phát hiện vào năm 1963.  Có thể thấy vệch sáng (jet) từ quasar trải về góc dưới bên phải. Các vạch phổ mà Schmidt đo từ 3C 273 bị lệch về đỏ quá lớn. "Đấy là một phát hiện kinh ngạc bởi vì sao không thể làm được thế,” Schmidt nói. Sông Ngân trải dài chừng 100,000 năm ánh sáng, trong khi 3C 273 ở cách 2 tỉ năm ánh sáng, không thể là sao trong Ngân Hà của chúng ta.  Một vì sao đơn lẻ mà ở cách 2 tỉ năm ánh sáng sẽ lu mờ khó thấy được.  Có nghĩa là nguồn ánh sáng của quasar phải cực kỳ mạnh mới xuất hiện được một cách “bình thường” như thế. (Ảnh của SSDS.)


Hình 1b.  Minh hoạ một quasar điển hình, với nguồn ánh sáng cực mạnh từ hố đen ở trung tâm quasar. 

John Wheeler, nhà vật lý lý thuyết của Princeton,  kể lại rằng trong một bài giảng vật lý hồi cuối năm 1967, một sinh viên đề nghị lấy “black hole” làm tên gọi những vật thể có khối lượng vô cùng lớn này, và ông đồng ý – và từ ấy black hole, cũng như big bang trước đấy, đi vào trí tưởng tượng của quần chúng, đi vào nền văn hoá phổ thông. 

Đến đầu thập niên 70, những nghiên cứu lý thuyết về hố đen bước vào thời kỳ hồi sinh, với những tính toán của Bekenstein (học trò của Wheeler) ở Princeton và Hawkings ở Cambridge về entropy và bức xạ hố đen.  Đây là kết quả đầy sức tưởng tượng, và mang tính thúc đẩy rất lớn trong những nghiên cứu hố đen về sau,  cả lý thuyết lẫn thực nghiệm/quan sát.  Hố đen bắt đầu được dùng như một công cụ lý thuyết để kiểm tra những ý tưởng mới về những vấn đề hấp dẫn lượng tử (quantum gravity),  soi sáng thêm về bản chất của không thời gian, và gần đây nhất mà cũng bất ngờ nhất, là có liên hệ đến điện toán lượng tử (quantum computing).  

Những phát triển lý thuyết này cùng với sự xuất hiện của quasar và pulsar khiến những chối bỏ về sự tồn tại của hố đen trở nên lỗi thời.   Và buộc các nhà thực nghiệm phải đối diện với sứ mệnh tưởng chừng như bất khả: phát hiện ra hố đen.   Có lẽ đây là một trong những thử thách lớn nhất của vật lý thiên văn.  Họ cần một hệ kính thiên văn cực lớn, và cảm biến tinh nhạy với tốc độ dữ liệu cực cao.  Công việc này đòi hỏi sự kiên trì của nhiều thế hệ khoa học.  Tính đến đầu thập niên 80, hết thảy các phần kỹ thuật cơ bản mà EHT sẽ sử dụng sau này như hệ kính thiên văn rộng lớn hay cảm biến vi ba tinh nhạy vẫn còn chưa định hình, và phương thức giao thoa VLBI còn trong giai đoạn sơ khai.  Họ bắt đầu nỗ lực thực nghiệm với lòng kiên trì của những kẻ ở bến bờ tuyệt vọng.  Quả thực đây là những nỗ lực tuyệt vọng, bởi họ phải dùng hết toàn bộ vốn liếng mà vật lý cho phép mà chỉ mấp mé được bờ của tính khả thi, không chắc chắn sẽ thấy được kết quả trong cuộc đời của họ. Từ đầu 1980, các nhà vật lý đã khởi công xây dựng thí nghiệm LIGO, với hy vọng sẽ phát hiện được sóng hấp dẫn từ những hố đen, như sao neutron hay pulsar, rơi vào nhau.  Hy vọng của LIGO đã được đền đáp vào cuối năm 2016, khi hai lỗ đen nặng ký rơi vào nhau.  TiaSáng đã có bài giới thiệu về LIGO trong những năm trước, và  trong bài viết này ta sẽ chú trọng đến thiên văn cổ điển.  Các nhà lãnh đạo khoa học lập dự án cho những đài quan sát thiên văn không gian, như Hubble hay COBE.  Họ đầu tư mạnh vào phát triển cơ sở hạ tầng và thiết bị, như đài thiên văn Keck, để mở đường cho những quan sát đạt mức tinh nhạy vượt xa thế hệ đi trước.   

Và các nhà thiên văn bắt đầu mở những cuộc “thâm nhập” vào vùng trung tâm các quasar và những hệ thiên hà.

Trung tâm Ngân Hà. Từ định luật Kepler ta biết quĩ đạo của một hành tinh quanh mặt trời tuỳ thuộc vào khối lượng của mặt trời.  Tương tự vậy, để biết khối lượng của hố đen thì ta hãy xác định quĩ đạo những vì sao gần quanh hố đen.   Hình số 2a cho thấy Sông Ngân và vùng trung tâm.  Đây là một trong những bức ảnh đầu tiên của Sông Ngân, chụp từ thập niên 1950.  Bên dưới là Sông Ngân nhìn từ Nam cực.  Vùng trung tâm có mật độ sao đông đảo, và đầy bụi.  Để thấy xuyên bụi, người ta phải dùng các thiết bị hồng ngoại hay các bước sóng dài hơn.   Bước sóng càng dài thì kính thiên văn càng lớn, mới có được cái nhìn phóng đại từ vùng trung tâm.  


Hình 2a.  Bức ảnh Sông Ngân sớm nhất, trong thập niên 1950 (Lund Observatory).  Vùng trung tâm nghi là có chứa hố đen, nhưng đầy bụi nên khó thấy.


Hình 2b.  Sông Ngân nhìn từ Nam cực (Jason Gallicchio, 2014)

Vùng trung tâm Ngân hà được nghi là có chứa hố đen siêu nặng.  Hình 3a cho thấy vùng trung tâm 1parsec (3,26 năm ánh sáng), tương đương với góc chắn 1 giây hay 1/3.600 độ.  (Nhớ rằng mặt trăng chắn 0,5 độ hay 1.800 giây.) 

Năm 2000, kính thiên văn Keck 10 mét đi vào hoạt động cùng với những máy chụp ảnh hồng ngoại.  Bức hình 3a cho thấy vùng trung tâm những vì sao chung quanh Sagitarius A*, được nghi là hố đen.  Và quĩ đạo của chúng (trong hình 3b) cho thấy Sgr A* có khối lượng chừng 5 triệu khối lượng mặt trời.  

Vậy là đã rõ, ở vùng trung tâm của những hệ thiên hà hay quasar chắc chắn có hố đen lẩn khuất.  Bước kế tiếp là làm sao để “lôi nó ra ánh sáng.”


Hình 3a – Vùng trung tâm, với góc chắn 1” (1/3600 độ, từ Gillessen et al.  2009)


Hình 3b – Qũi đạo những vì sao trong vùng trung tâm 1” của Ngân hà.  ​


Thiên hà M87. Việc trước tiên là xác định ứng viên hố đen nặng ký nhất; hố đen càng nặng thì càng lớn, và càng dễ quan sát.  Và ứng viên này phải nằm ở nơi thích hợp – không quá lệch về phương bắc mà cũng không quá lệch về hướng nam - như thế thì các kính thiên văn ở gần cả hai cực bắc và nam bán cầu mới có thể thấy được.  Thiên hà M87 thoả mãn điều kiện này.  M87 là vật thể mang số 87 trong catalog của Messier(1781).   Charles Messier, nhà thiên văn học người Pháp, vốn đam mê quan sát sao chổi.  Đây là khoảng nữa cuối thế kỷ 18, thời buổi khoa học còn tranh tối tranh sáng.  Messier dùng kính thiên văn đường kính chỉ độ 100mm.  Ông tìm thấy 103 vật thể mà ông gọi là những “đám lờ mờ” (nebulous cloud) mà ông lưu ý với những nhà quan sát thời ấy, rằng mới trông qua thì tưởng là sao chổi, nhưng chúng không phải sao chổi.   Từ cách đây trăm năm, người ta đã nhận thấy có M87 có phát vệch sáng như quasar 3C 273 mà Schmidt đã phát hiện.  Đến 1922, Hubble phân loại M87 không thuộc Ngân hà chúng ta, mà là một là thiên hà riêng biệt.   Đến 1978, người xác định M87 có hố đen nặng 5 tỉ khối lượng mặt trời, tức là hơn ngàn lần hố đen Sgr A* trong Ngân hà chúng ta.  


Hình 4a. M87 là thiên hà sáng nhất ở gần trung tâm, ở cách xa chúng ta 50 triệu năm ánh sáng.


Hình 4b.  M87 ở mức phân giải cao hơn. 

Phương thức quan sát, kính thiên văn, và bước sóng quan sát 
Tìm được hố đen khủng, việc kế tiếp là chọn hệ kính thiên văn sao cho việc quan sát được hiệu quả cao nhất.  Trong phần cuối bài viết này, ta sẽ điểm qua phần chuyên môn mà EHT đã thực hiện, bao gồm phương thức quan sát, sắp đặt hệ kính thiên văn, và bước sóng quan sát .

Như đã thấy trong các Hình 3a va 3b, các hố đen có kích cỡ rất nhỏ, chừng vài chục micro giây. Nhớ lại, 60 giây là 1 phút, và 60 phút là 1o. 1micro giây là 1 phần triệu của 1giây.  Nếu ta đặt trái cam trên mặt trăng, thì khi nhìn từ mặt đất trái cam sẽ chỉ chừng cỡ vài micro giây (và mặt trăng thì 0,5o).   Làm sao để có thể thấy được trái cam từ mặt đất?  Mức “phân giải” R của một kính thiên văn tuỳ vào đường kính D và bước sóng quan sát λ, với công thức là R = λ/D.  Công thức này bắt nguồn từ tính nhiễu xạ của sóng điện từ.   D càng lớn thì R càng nhỏ, ta gọi là mức phân giải “cao.”  Nếu thay vì dùng một kính đơn lẻ, ta dùng hai kính và để cho ánh sáng từ hai kính giao thoa, D trở thành khoảng cách giữa hai kính và đạt được độ phân giải cao hơn kính đơn rất nhiều.  Vì lẽ này, nên nhóm EHT chọn D là đường kính của trái đất.  Đây là đường kính lớn nhất có thể cho những đài thiên văn trên mặt đất.  Hình 5a cho thấy toàn bộ sự xếp đặt của hệ các đài thiên văn radio của EHT trên mặt đất, và 5b cho thấy cá nhân kính thiên văn radio ở 8 nơi mà EHT đã sử dụng.

Trong phép giao thoa thông thường, người ta để ánh sáng từ hai nguồn giao thoa trực tiếp.  Giao thoa, cơ bản, là kết hợp của sóng điện từ.  Đơn thuần là cộng lại những vector điện từ  các nguồn.  Và tổng vector tuỳ thuộc vào pha của vector cá thể1.   Khi giao thoa trực tiếp, hệ cảm biến đo năng lượng của trường điện từ (bình phương của biên độ sóng). 

Phương thức giao thoa cho độ phân giải cao mà hiệu quả nhất ở những bước sóng radio và viba, tính đến thời điểm hiện nay, là VLBI (Very Long Baseline Interferometry: Giao thoa Khoảng cách Xa).  Để quan sát vật thể nhỏ, cần kính thiên văn lớn.  Nhưng nếu 2 kính ở cách xa, việc giao thoa trực tiếp không khả thi.  Ở đây hệ cảm biến đo trường điện từ: cả biên độ lẫn pha của sóng.  Sau đó ta dùng phần mềm để xử lý phép giao thoa. 


Hình 5a.  Tám đài thiên văn của EHT trong chiến dịch 2017 ở 6 địa điểm trên mặt đất, nhìn từ mặt phẳng xích đạo.  

Hình 5b.  Những đài thiên văn tham dự quan sát với Event Horizon Telescope (theo chiều kim đồng hồ từ phía trên bên trái) Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) ở Chile; SubMillimeter Array (SMA) in Hawaii; South Pole Telescope (SPT) ở châu Nam cực; Submillimeter Telescope (SMT) ở Arizona; Atacama Pathfinder Experiment (APEX) ở Chile; Large Millimeter Telescope (LMT) ở Mexico; James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) ở Hawaii; và Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM 30m) ở Tây Ban Nha.

(Nguồn: Iztok Bončina/ESO; Steven H. Keys; University of Arizona/Junhan Kim; Dave Harvey; Juan de Dios Santander Vela; A. Woodcraft; Luyten; ESO/B. Tafreshi/TWAN)

Bước sóng quan sát cũng rất quan trọng.  Bước sóng góp phần trong mức phân giải.  Bước sóng càng ngắn độ phân giải càng cao (tốt), và tốc độ dữ liệu cũng cao (không tốt) nên cần phải có sự chọn lựa để đạt mức tối ưu.  Một yếu tố quyết định nữa là bước sóng được chọn phải cho thấy được vùng chân trời sự kiện rõ nhất.  Các quan sát trước đó cho thấy là bước sóng viba (vài millimet) thích hợp hơn cho việc chụp ảnh hơn là radio (vài centimet).  Hình 5c minh hoạ chi tiết những quan sát này.  Các bước sóng quá ngắn, như sóng khả kiến, hay quá dài như radio, không đi xuyên vào vùng chân trời sự kiện được.  Nhóm ETH chọn 1.3 mm hay 230 GHz.  Ở tần số này, bầu khí quyển hấp thụ tối thiểu, tạo điều kiện thuận lợi hơn cho việc quan sát.

 


Hình 5c.  M87 và vùng trung tâm ở các bước sóng radio và viba.  Bên trái là ảnh từ đài thiên văn LOFAR ở bước sóng 6 mét.  Hai vệch sáng trắng phun từ trung tâm ra hai phía, mỗi bên dài hơn 50.000 năm ánh sáng (tương đương với bán kính của Ngân hà chúng ta).  Tâm của M87 là hố đen.  Bên phải là phần trung tâm được phóng đại theo từng bước.  Các ảnh vùng trung tâm từ đài thiên văn VLA (Very Large Array) và VLBA (Very Large Baseline Array) chụp ở bước sóng 20cm và 7mm. Hình góc bên phải cho thấy ảnh chân trời sự kiện của hố đen M87, chụp bởi EHT ở bước sóng 1.3mm (230 GHz).  (https://www.glowconsortium.de/index.php/en/2015-04-29-07-49-43/blog-glow/172-m87-black-hole)

Xin thay lời kết bằng những dòng chữ của nhà vật lý thiên văn Janna Levin thuật lại cảm tưởng của chị tại buổi EHT họp báo.  “Chúng ta về đây, các nhà lý thuyết và quan sát hố đen, các nhà báo cùng bạn hữu, trong phòng này để cùng chia sẻ một bức ảnh mà chúng ta đã cũng đã tưởng tượng ra rồi và vui mừng phấn khởi.  Nhưng ngạc nhiên khi nghe công bố: không phải Sagittarius A*.  Không phải hố đen của chúng ta.  Nó là M87!

Bức ảnh không thể lẫn vào đâu được – một cái bóng đen huyền lớn cỡ hệ mặt trời chúng ta, được bao quanh bởi một vệch sáng rất đẹp.

Trong khi ảnh hưởng khoa học còn phải chờ, sức dội nhân bản có thể cảm được ngay.  Ánh sáng mà EHT thu thập từ M87 đi về chúng ta từ 55 triệu năm trước.  Nhiều niên đại trôi qua, chúng ta xuất hiện trên mặt đất cùng với những truyền thuyết, văn hoá, lý tưởng và ngôn ngữ dị biệt.  Chúng ta hết thảy cùng dưới một vòm trời, hết thảy chúng ta gắn bó với một dấu chấm xanh dương, lơ lửng theo những thiên thể lấm tấm quanh đây, dưới hơi ấm của ánh mặt trời, trong một bể những ngôi sao rời rạc, trong quĩ đạo vòng quanh một hố đen cực nặng ở tâm Ngân hà sáng rỡ.

Khi được hỏi về cảm nghĩ lúc anh mới thấy bức ảnh của hố đen M87 lần đầu, Shep2  trả lời, “Mình thấy điều gì đó rất đỗi chân thật.”  Và điều này cũng đúng với mỗi chúng ta.”

...nhớ buổi sáng với Trác ở DC, 10/4/2019 

1Sóng điện từ có thể biểu thị bằng hàm số lượng giác cos a(t), với a(t) chỉ là hàm tuyến tính với thời gian, t.  Khi ta lấy tích của cos a(t) x cos b(t) rồi lấy trung bình, tích này bằng 0 nếu a(t) ≠ b(t), và khác 0 nếu a(t) = b(t).  Trong quan sát, nếu hai tia sáng cùng xuất phát một nơi, a(t) sẽ bằng b(t), và lúc ấy ta xác định được mức năng lượng.  Nếu khác nơi, a(t) ≠ b(t), và như thế ta loại bỏ được những nguồn khác.  Đây là nguyên tắc của correlator trong VLBI. 
2  Shep Doeleman là người đứng đầu nhóm EHT.

Tài liệu tham khảo

1.  “First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole,” The Event Horizon Telescope Collaboration, ApJ, 875 (2019)
2.  “Monitoring Stellar Orbits Around The Massive Black Hole in the Galactic Center,” S. Gillessen, F. Eisenhauer, S. Trippe, T. Alexander, R. Genzel, F. Martins, and T. Ott, ApJ, 692 (2009)
3.  “What the Sight of a Black Hole Means to a Black Hole Physicist,” J. Levin, Quanta Magazine (https://www.quantamagazine.org/what-the-sight-of-a-black-hole-means-to-a-black-hole-physicist-20190410/)
4.  Wiki pages – 
Quasar, https://en.wikipedia.org/wiki/Quasar, 
Pulsar, https://en.wikipedia.org/wiki/Pulsar
Supermassive Black hole, https://en.wikipedia.org/wiki/Supermassive_black_hole
Supernova, https://en.wikipedia.org/wiki/Supernova
5. Caltech 21st Annual Greenstein Lecture (Apr 10, 2019), Joycelyn Bell Burnell –  Webcast: https://echo360.org/lesson/G_202b13ee-2172-44ea-956c-eb166f7686f8_21d894a4-e167-447d-a6d8-86af0eda1b88_2019-04-10T15:50:00.000_2019-04-10T17:15:00.000/classroom#sortDirection=desc
5. Blog: “Shadow from central black hole in M87 imaged” 
 https://www.glowconsortium.de/index.php/en/2015-04-29-07-49-43/blog-glow/172-m87-black-hole