Lỗ đen hình thành như thế nào

Cách lõi của một ngôi sao khổng lồ sụp vào chính nó và khép mình khỏi vũ trụ

Từng bước

Một ngôi sao khổng lồ bị định đoạt

Những ngôi sao nặng hơn khoảng 20 lần Mặt Trời kết thúc cuộc đời với lõi lớn và đặc đến mức vụ nổ siêu tân tinh thông thường khó khởi động. Các mô hình máy tính cho thấy khá nhiều ngôi sao như vậy hoàn toàn không nổ.

Ngôi sao này được mô phỏng theo N6946-BH1, một sao siêu khổng lồ đỏ khoảng 25 Mặt Trời trong thiên hà NGC 6946, cách 22 triệu năm ánh sáng. Các nhà thiên văn theo dõi hàng nghìn ngôi sao như thế để tìm những vụ biến mất đã bắt gặp nó vào năm 2009.

Nhìn từ ngoài, nó giống mọi sao siêu khổng lồ lạnh và phình to khác: không có gì báo trước điều lõi của nó sắp làm.

Lõi không trụ nổi

Như trong một siêu tân tinh, lõi sắt sụp trong một phần tư giây rồi bật ngược, tạo thành một sao neutron rộng khoảng 30 km. Một sóng xung kích lên đường, rồi khựng lại.

Mọi thứ bắt đầu như một siêu tân tinh bình thường: lõi sắt, quá nặng để các electron chống đỡ, sụp vào chính nó và cứng lại khi đạt mật độ của hạt nhân nguyên tử. Sao neutron mới vẫn còn phình và nóng, tuôn ra neutrino.

Sóng xung kích từ cú bật ngược cạn năng lượng trong vài phần trăm giây và dừng lại cách tâm khoảng 150 km, như trong mọi vụ sụp đổ kiểu này. Điều xảy ra tiếp theo quyết định ngôi sao có nổ hay không.

Quá sức chịu đựng

Ở đây neutrino không thể hồi sinh sóng xung kích. Khí tiếp tục đổ xuống sao neutron, khiến nó tăng từ 1,8 lên 2,3 lần khối lượng Mặt Trời trong khoảng một giây.

Trong những lõi đặc nhất, khí rơi nhanh đến mức sức nóng của neutrino không thể đẩy sóng xung kích ra ngoài lần nữa. Sóng xung kích lún xuống, và các lớp bên trong của ngôi sao đổ ập xuống sao neutron với tốc độ gần bằng một nửa tốc độ ánh sáng.

Sao neutron được giữ bởi áp suất của các neutron, bị ép chặt như các hạt nhân nguyên tử. Áp suất ấy có giới hạn: sao neutron nặng nhất được biết, PSR J0952-0607, nặng 2,35 lần Mặt Trời, và người ta không nghĩ có ngôi nào nặng hơn nhiều.

Mỗi phần mười giây lại thêm khối lượng. Thời gian của sao neutron sắp hết.

Vượt quá giới hạn

Giờ không lực nào giữ được nó: nó sụp đổ trong khoảng một phần mười nghìn giây. Một chân trời xuất hiện ở tâm và lớn dần ra ngoài, đuổi kịp bề mặt đang rơi đúng lúc bề mặt ấy đi qua kích thước cuối cùng của chân trời.

Đây là vụ sụp đổ đơn giản nhất mà thuyết tương đối rộng mô tả chính xác, được Robert Oppenheimer và Hartland Snyder tính ra năm 1939. Chân trời không phải thứ vật chất của ngôi sao tạo ra ở bề mặt: đó là ranh giới của vùng mà ánh sáng không còn thoát ra được, và nó bắt đầu là một điểm ở tâm.

Khi bề mặt đã vào trong, không phần nào của ngôi sao còn có thể được nhìn thấy nữa. Vật chất của nó tiếp tục rơi về tâm, nơi thuyết tương đối rộng dự đoán một điểm kỳ dị: một điểm mà các định luật vật lý hiện nay của chúng ta ngừng hoạt động.

Với một sao neutron nặng 2,3 Mặt Trời, chân trời cuối cùng rộng khoảng 14 km.

Đông cứng, đỏ dần, biến mất

Nhìn từ xa, bề mặt dường như chậm lại khi đến gần chân trời và không bao giờ chạm tới hẳn. Ánh sáng của nó đỏ và mờ dần, và trong một phần nghìn giây không còn gì để thấy.

Gần chân trời, thời gian nhìn từ xa giãn ra không giới hạn, và ánh sáng leo ra mất ngày càng nhiều năng lượng. Vì thế người quan sát ở xa thấy vụ sụp đổ chậm lại gần như dừng hẳn, ngôi sao đông cứng ngay bên ngoài chân trời. Nhưng ngôi sao đông cứng ấy vô hình: ánh sáng của nó mờ đi khoảng ba lần sau mỗi 60 micro giây.

Đây là sự thật đằng sau một lời đồn phổ biến rằng ai rơi vào lỗ đen sẽ thấy toàn bộ tương lai của vũ trụ lướt qua. Không phải vậy: người rơi vượt qua chân trời trong một khoảnh khắc theo thời gian của chính mình và không thấy gì đặc biệt ở đó. Chỉ những người quan sát ở xa mới không bao giờ thấy họ vượt qua.

Một ngôi sao biến mất

Phần còn lại của lõi rơi vào trong vòng một giờ, và lỗ đen lớn lên khoảng mười Mặt Trời. Các lớp ngoài bị giữ lỏng lẻo của ngôi sao trôi đi, phát sáng mờ nhạt trong nhiều tháng; rồi không còn gì để thấy.

Neutrino mang đi nhiều năng lượng đến mức ngôi sao đột nhiên nhẹ đi vài phần mười khối lượng Mặt Trời. Các lớp ngoài, vốn chỉ được hấp dẫn giữ lại một cách chật vật, cảm thấy lực kéo lỏng ra và trôi đi, phát sáng mờ nhạt: dấu hiệu duy nhất từ bên ngoài cho thấy có chuyện gì đó đã xảy ra.

Đó chính là điều các nhà thiên văn thấy năm 2009: N6946-BH1 sáng như khoảng một triệu Mặt Trời trong vài tháng, rồi mờ đi. Đến năm 2015, Hubble không còn tìm thấy nó trong ánh sáng khả kiến, nơi từng có một ngôi sao 25 Mặt Trời. Chỉ còn một ánh hồng ngoại mờ của bụi ấm.

Đây là trường hợp rõ nhất cho đến nay về một ngôi sao sụp thẳng thành lỗ đen, dù các nhà thiên văn vẫn đang kiểm tra xem có gì khác giải thích được hay không.

Một lỗ đen

Đĩa đen là cái bóng của nó, rộng khoảng hai lần rưỡi chân trời, vì ánh sáng đến quá gần sẽ bị bắt giữ. Ngay bên ngoài, ánh sáng của các ngôi sao phía sau bị bẻ cong thành những vòng; vòng sáng mảnh ôm sát cái bóng là ánh sáng đã vòng quanh lỗ đen trước khi thoát ra.

Của ngôi sao chỉ còn lại khối lượng, sự quay và điện tích: lỗ đen không có bề mặt, cũng không có gì khác để phân biệt. Hai lỗ đen có cùng khối lượng và cùng sự quay giống hệt nhau.

Thiên hà của chúng ta hẳn chứa khoảng một trăm triệu lỗ đen hình thành theo cách này. Phần lớn đơn độc và tối tăm, gần như không thể tìm thấy.

Ăn láng giềng

Một lỗ đen có bạn đồng hành gần có thể kéo khí từ đó vào một cái đĩa. Bị nung tới hàng triệu độ, đĩa sáng rực trong tia X: đó là cách Cygnus X-1, lỗ đen đầu tiên được tìm thấy, tự lộ diện.

Cygnus X-1 là một lỗ đen 21 Mặt Trời quay quanh một sao siêu khổng lồ xanh khoảng 41 Mặt Trời, cách 7.200 năm ánh sáng. Tia X của nó được phát hiện năm 1964, và đến đầu thập niên 1970, quỹ đạo của sao đồng hành cho thấy người bạn vô hình quá nặng để có thể là thứ gì khác ngoài một lỗ đen.

Khí xoắn ốc rơi vào nóng lên do cọ xát với chính nó, và gần lỗ đen nó chuyển động với một phần đáng kể tốc độ ánh sáng. Phía đĩa đang tiến về phía chúng ta trông sáng hơn phía đang lùi xa, và lực hấp dẫn của lỗ đen bẻ cong phía xa của đĩa vào tầm nhìn.

Năm 2024, tàu Gaia tìm ra Gaia BH3, một lỗ đen 33 Mặt Trời chỉ cách 1.926 năm ánh sáng, nhờ cách nó lắc lư sao đồng hành. Nó không ăn gì cả, và tối tăm.

Từ thành phố đến người khổng lồ

Lỗ đen do sao tạo ra nặng từ vài đến vài chục Mặt Trời. Ở tâm các thiên hà là những người khổng lồ: Nhân Mã A* có bốn triệu Mặt Trời, M87* sáu tỷ rưỡi, với chân trời rộng hơn cả hệ hành tinh của chúng ta.

Chân trời lớn theo khối lượng: khoảng 6 km bề rộng cho mỗi Mặt Trời. Chân trời của Nhân Mã A* rộng khoảng 25 triệu km; của M87* khoảng 38 tỷ km, rộng gấp nhiều lần quỹ đạo Sao Hải Vương.

Bất cứ thứ gì bị nén đủ nhỏ đều sẽ thành lỗ đen. Mặt Trời phải bị ép thành một quả cầu rộng 6 km; Trái Đất thành một quả chỉ rộng 18 mm, cỡ một viên bi.

Những người khổng lồ lớn đến vậy bằng cách nào vẫn đang được nghiên cứu. Chúng lớn lên nhờ nuốt khí và sáp nhập với nhau, nhưng kính viễn vọng không gian James Webb đã tìm thấy những lỗ đen nặng hàng triệu Mặt Trời chưa đầy 500 triệu năm sau Vụ Nổ Lớn, có thể đã ra đời với kích thước lớn ngay từ đầu: từ những đám mây khí sụp đổ, không cần ngôi sao nào.

Khi hai lỗ đen sáp nhập, chúng làm rung chuyển chính không gian và phát ra sóng hấp dẫn. Từ năm 2015, các máy dò trên Trái Đất đã bắt được hàng trăm vụ sáp nhập như vậy.