Bức ảnh Hố đen ở trung tâm dải Ngân hà

Hệ thống kính thiên văn EHT (Event Horizon Telescope hay Chân trời Sự kiện) tuần này đã công bố bức ảnh hố đen ở trung tâm dải Ngân hà, còn có tên là Saggitarius A* (SgrA*).

Hệ thống kính thiên văn EHT (Event Horizon Telescope) kết hợp tín hiệu từ tám đài thiên văn radio trải quanh mặt đất. Sự gắn kết này cần thiết để đạt được độ phân giải tương đương với một kính thiên văn có đường kính của Trái đất. Với độ phân giải này, từ mặt đất ta có thể chụp ảnh được các vật thể nhỏ cỡ trái cam trên Mặt trăng.

Đây là bức ảnh hố đen thứ hai.  Năm 2019, Đài thiên văn Chân trời Sự kiện (EHT) đã công bố bức ảnh hố đen đầu tiên – có tên gọi là M87. Đây là sự kiện mang tầm lịch sử trong phát triển thiên văn (xem Tia Sáng, số tháng 5/2019). Thời điểm đó, nhiều người đã tưởng rằng đấy là bức ảnh của SgrA* – đây là ứng cử viên nặng ký, nặng bằng 4 triệu lần khối lượng Mặt trời. Và là ứng cử viên gần nhất chúng ta – ở ngay trong ngân hà nhà mình.  Nhưng hóa ra không phải, bức ảnh hố đen đầu tiên mà EHT công bố là hố đen từ vùng trung tâm của M87 – một dãy thiên hà riêng biệt, cách xa hơn cả ngàn lần khoảng cách đến SgrA*.

Chính xác hơn thì M87*xa hơn gần 2.000 lần, và nặng hơn gần 1.600 lần.  Hố đen M87* lớn cỡ gần hệ mặt trời chúng ta.  Nhìn trên trời thì SgrA* và M87* cùng kích thước như nhau. Nhưng dữ liệu quan sát về Sagittarius A* khó phân tích hơn.  Nếu có vật thể nào đó bị cuốn xoáy vào M87* thì bức xạ chúng phát ra thực chất khá đồng bộ trong khoảng thời gian ngắn. Nhưng Sagittarius A* có thể thay đổi khá nhanh, có khi chỉ trong vòng vài giờ quan sát. Tạp chí Nature thuật lại lời của Heino Falcke, nhà vật lý thiên văn ở Radboud Univerisity in Nijmegen, Hà Lan và là người đồng sáng lập Nhóm EHT, “Với M87*, ưchúng tôi thấy cả tuần chả có gì thay đổi.  Sagittarius A* thì thay đổi chỉ nội trong vòng 5 đến 15 phút”.

Quan sát: Cuộc quan sát được thực hiện trong năm ngày, vào tháng 4/2017.  Nhóm EHT dùng hệ thiên văn nằm rải trên toàn cầu để thu thập dữ liệu từ hố đen ở Ngân hà chúng ta, và hố đen M87* ở trung tâm thiên hà M87. Hệ thiên văn radio toàn cầu này đi từ miền cực Bắc ở Greenland xuống đến tận Nam cực, và từ vùng sa mạc Altacama ở Nam Mỹ đến Hawaii giữa Thái Bình Dương. Cả thảy là 8 đài thiên văn. Trong khi bức ảnh hố đen M87* được công bố hồi tháng 5/2019, bức ảnh SgrA* thì mất nhiều thời gian phân tích hơn và đến nay mới xuất hiện.

Bức ảnh:  EHT công bố bức ảnh hố đen Sagittarius A* vào hôm 12/5 cùng với 10 bài báo. Bức ảnh cho thấy một vòng ánh sáng bao bọc một vòm bóng đen. Vòm bóng tối này xác định chân trời sự kiện của hố đen. Những phân tích chi tiết đã kiểm chứng nhiều mô hình bằng điện toán. Khi vật chất rơi vào hố đen như cơn lốc xoáy ở tốc độ ánh sáng, chúng tạo nên một đĩa accretion (accretion disk) phát ra bức xạ điện từ, với bức xạ ở bước sóng vô tuyến mà EHT phát hiện được. Dữ liệu của họ cho thấy đĩa accretion nhìn phồng như bánh donut chứ không phẳng dẹt như bánh xèo. Điều này cũng có nghĩa là lượng vật chất mà đĩa accretion đưa vào hố đen ở mức chừng mực, nên chúng hơi mờ so với những hố đen “háu ăn” khác.

Bức ảnh SgrA* nhìn rất giống với M87*.  M87* và SgrA* là hai hố đen chênh lệch nhau cả ngàn lần về khối lượng. Nhưng ở vùng chân trời sự kiện, cả hai nhìn gần y hệt như nhau. Nét đơn giản này là một đặc điểm chung của các hố đen – chúng chỉ mang có ba điểm đặc trưng: khối lượng, điện tích và xung lương góc (và là hệ quả của cái gọi là định lý “hố đen không có tóc”, tức là chẳng có đặc điểm “râu ria” nào khác để phân biệt hố đen nữa cả). Có vẻ như hố đen cũng giống như các hạt cơ bản.

Ba bài học. Có nhiều điều để người ta có thể rút ra được từ bức ảnh này.  Ở đây ta sẽ tóm tắt ba kết luận chính.

Một là, đường kính của chân trời sự kiện xác định bởi khối lượng của hố đen.  Khối lượng của SgrA* được xác định bởi những quĩ đạo của các ngôi sao quanh SgrA* (Ghez et al, Genzel et al.), và sau đó đạt độ chính xác cao bởi những phép đo độc lập của Tuấn Đỗ và các cộng sự. (Tuấn Đỗ là học trò của Ghez, nhà khoa học nhận giải Nobel 2020 cùng với Genzel và Penrose). Từ khối lượng của  ta có thể tính bán kính của chân trời sự kiện của SgrA theo công thức, r = 2GM/c2 (G là hằng số hấp dẫn, M là khối lượng, và c là vận tốc ánh sáng). Bức ảnh của SgrA* đã kiểm chứng các thông số này. SgrA* cùng với M87 cho thấy những vòng sáng là những nét phổ biến của các hố đen, và điều này cho thấy lý thuyết tương đối đã được kiểm chứng cho những hố đen có khối lượng cách biệt đến cả ngàn lần.

Hai là, SrgA* xoay quanh chính nó – như Trái đất, Mặt trăng hay Mặt trời và những thiên thể khác trong vũ trụ cũng xoay quanh chính nó. Điều mà người ta ngạc nhiên là trục quay của SgrA* không vuông góc với mặt phẳng của Ngân hà. Ví dụ trục quay của Mặt trời vuông góc với mặt hoàng đạo. Điều này thống nhất với xung lượng góc của các thiên thể trong hệ mặt trời. Hố đen SgrA* “nắm” vai trò chủ đạo trong Ngân hà của chúng ta – và mọi thứ dường như đều quay cùng một hướng, nên người ta đã tưởng rằng rằng SgrA* cũng thế. Nhưng bức ảnh của EHT đã cho thấy điều này không đúng.

Ba là, các chỉ dấu cho thấy hố đen SgrA* có thể được miêu tả bằng Kerr metric, một trong những lời giải của phương trình Einstein. Karl Schwarzschild là người đầu tiên chỉ ra hố đen sẽ uốn cong không thời gian gần nó. Roy Kerr, cha đẻ của Kerr metric, chỉ thêm rằng nếu hố đen mà xoay quanh chính nó, thì sẽ thay đổi kích cỡ của chân trời sự kiện và đặc điểm hình học chung quanh nó.

Phía trước. Từ tháng 4/2017 đã bắt đầu thu thập dữ liệu của cả hai nơi M87* và SgrA*. Một đội ngũ quốc tế có trên 300 nhà nghiên cứu cùng tham gia phân tích các dữ liệu. Những cuộc quan sát vẫn còn tiếp diễn sau đó, với sự tham gia của nhiều đài thiên văn mới với những phát triển mới, như sự tham gia của đài thiên văn từ Greenland (của Harvard và Đài Loan chủ trì) và thiết bị quan sát ở bước sóng ngắn hơn.   

Quan sát ở bước sóng ngắn hơn sẽ đạt được độ phân giảỉ cao hơn, và sẽ thấy được nhiều chi tiết hơn.  Người ta muốn thấy những chi tiết khác từ vòng ánh sáng bao quanh để kiểm chứng lý thuyết tương đối xa hơn.  Giáo sư Paul Ho, nhà vật lý thiên văn từ Harvard và là thành viên của EHT, “Chúng tôi kỳ vọng sẽ thấy được hố đen nếu có của thiên hà M31, [dãy thiên hà gần nhất chúng ta]”.

Ta hãy kết thúc câu chuyện này với diễn tả của giáo sư Paul Ho.  Ông tóm tắt các phương thức cơ bản để nghiên cứu hố đen, “một là bằng ‘thính giác’ như LIGO đã nghe sóng hấp dẫn, hai là bằng ‘xúc giác’ như các vì sao di chuyển quanh hố đen Sagittarius A*, ba là bằng “thị giác” như thấy cái bóng của hố đen mà EHT đã chụp được”.□

2/6/2022 – Pasadena, California

Tìm địa điểm Trường
Gọi trực tiếp
Chat Facebook
Chat Zalo

[flipbook id="1"]