LƯỢC SỬ THỜI GIAN
(A Brief History of Time)
Tác Giả:-Steven Hawking - Dịch Giả:-Thích Viên Lý
Viện Triết Lý Việt Nam và Triết Học Thế Giới, USA

CHƯƠNG 6
HỐ ĐEN

Thuật ngữ "hố đen" (black hole) xuất hiện cách đây không lâu. Nó được khoa học gia người Mỹ John Wheeler đặt ra năm 1969 để miêu tả hình ảnh về một ý tưởng đã có ít nhất là hai trăm năm trước đó, vào thời có hai lý thuyết về ánh sáng: một lý thuyết – mà Newton tin tưởng – cho rằng ánh sáng là do các hạt tạo thành; một lý thuyết khác cho rằng ánh sáng do các sóng tạo thành. Ngày nay chúng ta biết rằng thật sự cả hai lý thuyết đều đúng. Theo lưỡng tính sóng/hạt của cơ học lượng tử, ánh sáng có thể vừa được coi là sóng vừa là hạt. Với thuyết nói rằng ánh sáng được tạo bởi các sóng thì người ta không rõ nó phản ứng với hấp lực như thế nào. Nhưng nếu ánh sáng tạo bởi các hạt thì người ta có thể dự liệu nó bị ảnh hưởng bởi hấp lực giống như những viên đạn súng đại bác, những hỏa tiễn, và những hành tinh. Lúc đầu người ta cho rằng các hạt của ánh sáng di chuyển với tốc độ nhanh vô tận, do đó hấp lực không thể khiến nó đi chậm lại; nhưng khám phá của Roemer rằng ánh sáng di chuyển với một tốc độ giới hạn có nghĩa là hấp lực phải có một ảnh hưởng quan trọng.

Năm 1783, John Michell, một giáo sư Đại Học Cambridge, dựa trên giả thuyết này để viết một luận văn đăng trong tập san Philosophical Transactions of the Royal Society of London (Những Trao Đổi Triết Học của Học Hội Hoàng Gia Luân Đôn), trong đó ông vạch ra rằng một ngôi sao có chất lượng đủ lớn và đủ chặt chẽ sẽ có một trường hấp lực mạnh đến nỗi ánh sáng không thể thoát ra được: bất cứ luồng ánh sáng nào phát ra từ bề mặt của ngôi sao đó sẽ bị hấp lực của nó kéo lui trước khi ánh sáng có thể đi xa. Michell cho rằng có một số lớn những ngôi sao loại đó. Tuy chúng ta không thể nhìn thấy chúng, vì ánh sáng từ chúng chiếu ra không thể đi tới trái đất, nhưng chúng ta vẫn có thể cảm thấy hấp lực của chúng. Những vật thể như vậy được gọi là "hố đen," vì chữ này mô tả đúng: những khoảng trống đen trong không gian. Mấy năm sau, khoa học gia Pháp Hầu Tước de Laplace cũng nêu ra ý kiến tương tự, có vẻ không dính dáng tới Michell. Có điều thú vị là Laplace chỉ đem ý kiến này vào ấn bản thứ nhất và thứ nhì của cuốn sách The System of the World, và gạt nó đi trong những ấn bản sau này; có lẽ ông nghĩ rằng đó là một ý tưởng điên rồ. (Vả lại, thuyết coi ánh sáng do hạt tạo nên đã trở thành thất sủng trong thế kỷ 19; có vẻ như mọi sự đều có thể giải thích bằng thuyết luồng sóng, và theo thuyết luồng sóng, người ta không biết rõ nó có chịu ảnh hưởng của hấp lực hay không.)

Thật ra, bởi vì vận tốc của ánh sáng là cố định, nếu coi nó giống như những viên đạn đại bác thì không phù hợp. (Một viên đạn đại bác bắn lên không trung từ mặt đất sẽ bị hấp lực khiến nó đi chậm lại, rồi cuối cùng nó ngừng lại và rơi xuống mặt đất; nhưng một quang tử (photon) thì phải tiếp tục phóng lên không trung với một vận tốc cố định. Vậy thì hấp lực kiểu Newton có thể ảnh hưởng tới ánh sáng như thế nào?) Mãi cho tới khi Einstein đề ra thuyết tương đối tổng quát năm 1915 thì người ta mới có một lý thuyết nhất quán về vấn đề hấp lực ảnh hưởng đối với ánh sáng như thế nào. Và thậm chí tới lúc đó cũng vẫn còn phải chờ một thời gian dài người ta mới hiểu những hàm ý của thuyết đó đối với những ngôi sao có chất lượng lớn lao.

Để hiểu một hố đen làm thế nào hình thành, trước tiên chúng ta cần phải hiểu chu kỳ đời sống của một ngôi sao. Một ngôi sao được hình thành khi một lượng khí (phần lớn là khinh khí) lớn lao bắt đầu bị hấp lực tự thân khiến nó co rút lại. Trong khi co rút, các nguyên tử ở thể khí đụng chạm vào nhau càng lúc càng thường xuyên hơn và với vận tốc càng nhanh hơn – lúc đó chất khí nóng lên. Sau cùng, chất khí sẽ nóng tới độ khi các nguyên tử khinh khí đụng nhau chúng không còn nẩy ra nữa, mà trái lại chúng kết hợp với nhau để trở thành những nguyên tử helium. Sức nóng phát ra từ phản ứng này – giống như một vụ nổ bom khinh khí có kiểm soát – là điều khiến cho ngôi sao chiếu sáng. Sức nóng gia tăng này cũng làm tăng thêm sức ép của chất khí cho tới khi nó đủ mạnh để quân bình với hấp lực, và chất khí ngừng co rút. Điều này gần giống như một cái bong bóng: Có sự quân bình giữa sức ép của không khí bên trong quả bóng (sức này cố gắng làm cho quả bóng phồng lớn hơn), và sức căng của cao-su (sức này cố gắng làm cho quả bóng nhỏ hơn). Các ngôi sao sẽ ở tình trạng ổn dịnh như vậy torng một thời gian lâu dài, khi sức nóng từ những phản ứng hạt nhân quân bình với hấp lực. Nhưng cuối cùng ngôi sao sẽ đốt hết khinh khí và các nhiên liệu hạt nhân khác. Một điều nghịch lý là một ngôi sao khởi sự với khối lượng nhiên liệu càng cao thì nó lại càng mau hết nhiên liệu. Điều này là vì khi ngôi sao càng có khối lượng lớn thì nó càng cần phải nóng hơn để có thể quân bình với hấp lực của nó. Và khi càng nóng thì nó càng mau đốt hết nhiên liệu. Mặt trời của chúng ta có đủ nhiên liệu cho khoảng năm ngàn triệu năm nữa, nhưng các ngôi sao có khối lượng lớn hơn mặt trời có thể đốt hết nhiên liệu chỉ trong khoảng một trăm triệu năm, thật là quá ngắn ngủi so với tuổi của vũ trụ. Khi một ngôi sao đốt hết nhiên liệu, nó bắt đầu nguội dần và do đó nó co rút lại. Chỉ mãi tới cuối thập niên 1920 người ta mới hiểu điều gì sẽ xẩy ra cho một ngôi sao ở giai đoạn đó.

Năm 1928, một sinh viên bậc cử nhân người Ấn Độ, Subrahmanyan Chandrasekhar, đi tầu thủy sang Anh Quốc để theo học tại Đại Học Cambridge với nhà thiên văn Anh Sir Arthur Eddington, một chuyên gia về thuyết tương đối tổng quát. (Theo người ta thuật lại, trong đầu thập niên 1920 một ký giả bảo Eddington rằng ông ta nghe nói trên thế giới chỉ có ba người hiểu được tương đối luận tổng quát. Eddington ngẫm nghĩ một lát rồi trả lời: "Tôi đang cố gắng nghĩ xem người thứ ba là ai.") Trong cuộc hành trình từ Ấn Độ, Chandrasekhar tìm hiểu xem một ngôi sao có thể lớn tới mức nào mà vẫn còn tự chống đỡ đối với hấp lực của chính nó, sau khi đã đốt hết nhiên liệu. Sự thể như thế này: Khi ngôi sao trở thành nhỏ, những hạt vật chất sáp lại rất gần nhau, và theo nguyên tắc loại trừ của Pauli thì chúng phải có những vận tốc rất khác nhau. Điều này khiến chúng di chuyển xa rời nhau và do đó khiến cho ngôi sao bành trướng. Vì vậy một ngôi sao có thể tự duy trì ở một bán kính cố định nhờ sự quân bình giữa hấp lực và sức đẩy phát xuất từ nguyên tắc loại trừ, cũng giống như thời kỳ đầu sau khi hình thành hấp lực được quân bình bởi sức nóng.

Tuy nhiên, Chandrasekhar nhận thấy có một giới hạn đối với sức đẩy mà nguyên tắc loại trừ có thể cung cấp. Theo thuyết tương đối thì sự khác biệt tối đa trong vận tốc của những hạt vật chất trong ngôi sao chỉ có giới hạn, đó là vận tốc của ánh sáng. Điều này có nghĩa rằng khi ngôi sao có tỷ trọng đủ nặng thì sức đẩy do nguyên tắc loại trừ sẽ yếu hơn hấp lực. Chandrasekhar tính toán rằng một ngôi sao nguội có khối lượng lớn hơn 1.5 khối lượng mặt trời thì nó sẽ không thể chống đỡ với trọng lực của chính nó. (Khối lượng này ngày nay được coi là "giới hạn Chandrasekhar"). Một khám phá tương tự cũng đã được khoa học gia Nga Lev Davidovich Landau tìm ra vào khoảng cùng một thời gian với Chandrasekhar.

Điều này có những hàm ý quan trọng đối với số phận tối hậu của những ngôi sao có khối lượng lớn. Nếu một ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn giới hạn Chandrasekhar, nó có thể ngừng co rút rồi cuối cùng có thể trở thành một "bạch tiểu tinh" ("white dwarf") với bán kính vài ngàn dặm và mật độ nặng hàng trăm tấn mỗi phân khối Anh. Một bạch tiểu tinh được chống đỡ bởi sức đẩy, theo nguyên tắc loại trừ, giữa các điện tử trong vật chất của nó. Chúng ta quan sát được một số lớn những ngôi sao thuộc loại bạch tiểu tinh này. Một trong những khám phá đầu tiên là một ngôi sao quay xung quanh sao Sirius (sao Thiên Lang) – ngôi sao sáng nhất trong bầu trời ban đêm.

Landau vạch ra rằng còn có một trạng thái chung cuộc có thể xẩy ra cho một ngôi sao cũng có khối lượng giới hạn vào khoảng một hay hai lần khối lượng mặt trời nhưng nhỏ hơn cả một bạch tiểu tinh. Những ngôi sao này sẽ được chống đỡ sức đẩy theo nguyên tắc loại trừ giữa các trung hòa tử và các proton, thay vì giữa các điện tử. Vì vậy chúng được gọi là "trung tử tinh" (neutron star). Chúng có bán kính chỉ vào khoảng mười dặm và có mật độ hàng trăm triệu tấn mỗi phân khối Anh. Khi các khoa học gia lần đầu ước đoán sự hiện hữu của trung tử tinh thì họ không có cách nào để quan sát chúng. Mãi về sau này người ta mới có thể dò tìm ra chúng.

Mặt khác, những ngôi sao có khối lượng cao hơn giới hạn Chandrasekhar gặp phải một vấn đề lớn khi chúng tiêu thụ gần hết nhiên liệu. Trong một số trường hợp chúng có thể bùng nổ hoặc xoay xở để liệng bỏ bớt vật chất để giảm bớt khối lượng xuống dưới mức giới hạn và nhờ vậy chúng tránh khỏi bị trọng lực làm sụp đổ, nhưng khó có thể tin rằng điều này luôn luôn xẩy ra, dù ngôi sao lớn tới mức nào. Làm sao ngôi sao biết được rằng nó cần phải mất bớt sức nặng? Dù nếu mỗi ngôi sao đều xoay xở để mất bớt khối lượng hầu tránh xụp đổ, điều gì sẽ xẩy ra nếu bạn bồi thêm khối lượng vào một bạch tiểu tinh hoặc một trung tử tinh để khiến nó nặng hơn giới hạn Chandrasekhar? Liệu nó có co sụp tới mật độ vô hạn không? Hàm ý này đã khiến cho Eddington sửng sốt, và ông không tin vào kết quả của Chandrasekhar. Eddington cho rằng một ngôi sao không thể nào co sụp thành một cái chấm.

Đây là quan điểm của đa số khoa học gia: Chính Einstein đã viết một luận văn trong đó ông nói rằng các ngôi sao không thể nào co rút thành số không. Sự chống đối của các khoa học gia khác, nhất là từ Eddington, vị thầy cũ của ông, khiến cho Chandrasekhar từ bỏ con đường nghiên cứu đó và quay sang nghiên cứu những vấn đề thiên văn khác , như sự chuyển động của các chùm sao. Tuy nhiên, khi ông được tặng giải Nobel năm 1983 thì ít nhất cũng phần nào dành cho công việc nghiên cứu lúc trước về khối lượng giới hạn của các ngôi sao nguội.

Chandrasekhar đã cho thấy rằng nguyên tắc loại trừ không thể chận đứng sự co sụp của một ngôi sao có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar, nhưng căn cứ vào thuyết tương đối tổng quát thì điều gì sẽ xẩy ra cho một ngôi sao như vậy? Vấn đề này được một khoa học gia Mỹ trẻ tuổi là Robert Openheimer lý giải lần đầu năm 1939. Tuy nhiên, kết quả của ông ngụ ý rằng vào thời đó không có viễn vọng kính nào có thể quan sát được những hệ quả của những ngôi sao loại đó. Tới khi xẩy ra Đệ Nhị Thế Chiến, Openheimer bận rộn với chương trình nghiên cứu bom nguyên tử. Sau chiến tranh vấn đề co sụp vì hấp lực của các ngôi sao đã bị bỏ quên, vì đa số các khoa học gia bị thu hút bởi những vấn đề thuộc địa hạt nguyên tử và hạch tâm của nó. Tuy nhiên, trong thập niên 1960, sự quan tâm về những vấn đề vĩ mô của thiên văn học và vũ trụ luận đã được làm hồi sinh bởi một số lớn những quan sát thiên văn nhờ áp dụng những kỹ thuật tân tiến. Tới lúc đó, khảo cứu của Openheimer được nhiều người tái khám phá và khai triển thêm.

Bức tranh từ công cuộc khảo cứu của Openheimer mà ngày nay chúng ta có là như sau: Trường hấp lực của ngôi sao làm thay đổi những đường đi của các tia sáng trong không-thời gian, so với những con đường mà đáng lẽ chúng đi nếu không có sự hiện diện của ngôi sao đó. Những hình nón ánh sáng – cho thấy những đường đi trong không gian và thời gian nhờ những tia sáng phát ra từ đỉnh hình nón – bị uốn cong vào phía trong gần bề mặt của ngôi sao. Điều này có thể nhận thấy qua hiện tượng ánh sáng uốn cong khi phát ra từ những ngôi sao ở xa mà chúng ta quan sát trong khi có nhật thực. Khi ngôi sao co rút, trường hấp lực tại bề mặt của nó trở thành mạnh hơn và những hình nón ánh sáng bị uốn cong nhiều hơn vào phía trong. Điều này khiến cho ánh sáng từ ngôi sao càng khó thoát ra từ ngôi sao, và ánh sáng có vẻ mờ hơn và đỏ hơn đối với một quan sát viên từ xa. Sau cùng khi ngôi sao đã co rút tới một bán kính giới hạn nào đó, trường hấp lực tại bề mặt trở thành mạnh đến nỗi những hình nón ánh sáng bị uốn cong vào phía trong nhiều tới độ ánh sáng không còn có thể thoát ra được (H. 6.1). Theo thuyết tương đối, không có cái gì có thể đi nhanh hơn ánh sáng. Do đó, nếu ánh sáng không thể thoát ra thì không một cái gì khác có thể thoát ra; mọi thứ đều bị trường hấp lực kéo ngược trở lại. Vì vậy chúng ta có một tập hợp những biến cố, một vùng của không-thời gian, từ nơi đó ánh sáng hoặc bất cứ vật gì đều không thể thoát ra để đạt tới người quan sát từ xa. Cái vùng này bây giờ chúng ta gọi là một hố đen. Ranh giới của nó được gọi là chân trời biến cố và nó trùng hợp với những đường đi của các tia sáng không thể thoát ra khỏi hố đen.

Để hiểu bạn sẽ trông thấy những gì nếu bạn có thể quan sát một ngôi sao co rút để tạo thành một hố đen, bạn cần phải nhớ rằng trong thuyết tương đối không có thời gian tuyệt đối. Mỗi quan sát viên có sự đo lường thời gian riêng của họ. Thời gian của một một người nào đó trên một ngôi sao sẽ khác với thời gian của một người ở cách xa ngôi sao, do ảnh hưởng trường hấp lực của ngôi sao. Giả thử có một phi hành gia liều lĩnh đứng trên bề mặt ngôi sao đang co rút, và người này cũng di chuyển theo sự co rút vào phía trong cùng với ngôi sao. Phi hành gia này gửi đi một tín hiệu bằng tia sáng mỗi giây đồng hồ – căn cứ vào chiếc đồng hồ đeo tay của ông ta – cho chiếc phi thuyền của ông đang bay xung quanh ngôi sao. Ở thời điểm nào đó trên chiếc đồng hồ, chẳng hạn đúng 11:00 giờ, ngôi sao sẽ co rút tới dưới bán kính giới hạn – nơi mà trường hấp lực trở thành mạnh đến nỗi không một vật gì có thể thoát ra – và tín hiệu của ông không thể đạt tới phi thuyền. Khi gần tới 11:00 giờ các bạn của ông trên phi thuyền nhìn xuống sẽ thấy những khoảng cách thời gian giữa những tín hiệu phát xuất từ phi hành gia dưới ngôi sao càng lúc càng dài hơn, nhưng hiệu ứng này trước 10 giờ 59 phút 59 giây rất nhỏ. Họ chỉ cần chờ lâu hơn một giây một chút giữa hai tín hiệu của phi hành gia gửi đi lúc 10:59:58 và lúc 10:59:59, theo đồng hồ của ông; nhưng họ sẽ phải chờ đợi thời gian vô hạn cho tín hiệu gửi đi lúc 11:00 giờ. Những sóng ánh sáng phát ra từ bề mặt ngôi sao giữa lúc 10:59:59 và 11:00 giờ, theo đồng hồ của phi hành gia, sẽ lan rộng trên một khoảng thời gian vô hạn, như được nhìn thấy từ phi thuyền. Khoảng cách thời gian giữa lúc phi thuyền nhận được hai tín hiệu liên tiếp sẽ càng lúc càng dài hơn, vì vậy ánh sáng từ ngôi sao càng lúc càng thấy đỏ hơn và mờ hơn. Sau cùng, ngôi sau trở thành tối đến nỗi những người trên phi thuyền không còn có thể trông thấy nó nữa: tất cả những gì còn lại chỉ là một hố đen trong không gian. Tuy nhiên, ngôi sao đó tiếp tục gây ra một hấp lực như cũ đối với phi thuyền, trong khi nó tiếp tục bay quanh hố đen.

Nhưng diễn tiến này không hoàn toàn hiện thực, vì có những vấn đề sau đây. Hấp lực càng yếu hơn khi một vật càng cách xa ngôi sao hơn, vì vậy hấp lực trên hai chân của phi hành gia liều lĩnh luôn luôn mạnh hơn hấp lực trên đầu ông. Sự khác biệt về hấp lực này sẽ kéo dài nhà phi hành của chúng ta giống như sợi bún hoặc xé ông ra từng mảnh trước khi ngôi sao co rút tới bán kính giới hạn, nơi mà chân trời biến cố thành hình! Tuy nhiên, người ta tin rằng có những thiên thể rất lớn hơn thế trong vũ trụ – như những vùng trung tâm của các thiên hà – cũng có thể trải qua sự co rút hấp lực để tạo thành những hố đen; một phi hành gia trên những thiên thể đó sẽ không bị xé từng mảnh trước khi hố đen thành hình. Thật ra, phi hành gia sẽ không cảm thấy điều gì đặc biệt khi ông đạt tới bán kính giới hạn, và có thể vượt qua điểm bất phản hồi mà không nhận thấy gì khác thường. Tuy nhiên, chỉ trong vài giờ đồng hồ, khi vùng đó tiếp tục co rút, sự khác biệt về hấp lực trên đầu và trên chân ông sẽ trở thành mạnh đến nỗi nó lại xé ông thành từng mảnh.

Cuộc nghiên cứu mà Roger Penrose và tôi đã thi hành giữa năm 1965 và năm 1970 cho thấy rằng theo thuyết tương đối tổng quát thì trong hố đen phải có một điểm kỳ dị (singularity) có mật độ vô hạn và độ cong không-thời gian vô hạn. Điều này giống như vụ nổ lớn khi bắt đầu có thời gian, nhưng đây là sự tận cùng của thời gian đối với thiên thể co sụp và phi hành gia. Ở điểm kỳ dị này những định luật khoa học và khả năng dự đoán tương lai của chúng ta sẽ mất hiệu quả. Tuy nhiên, bất cứ quan sát viên nào ở ngoài hố đen sẽ vẫn còn có thể dự đoán được, bởi vì ánh sáng và bất cứ tín hiệu nào khác vẫn còn đạt tới ông từ điểm kỳ dị.

Sự kiện đáng kể này khiến Roger Penrose đề xuất giả thuyết "vũ trụ kiểm duyệt" mà chúng ta có thể nói là "Thượng Đế rất ghét một điểm kỳ dị trần truồng." Nói cách khác, những điểm kỳ dị do sự co sụp hấp lực tạo thành chỉ xẩy ra trong những nơi như các hố đen, nơi mà chúng được chân trời biến cố che đậy để bên ngoài khỏi nhìn thấy chúng. Nói cho đúng, điều sau đây được coi là "giả thuyết vũ trụ kiểm duyệt yếu": nó bảo vệ các quan sát viên ở bên ngoài hố đen khỏi chịu những hậu quả của sự mất hiệu lực dự đoán xẩy ra tại điểm kỳ dị, nhưng nó chẳng làm gì cả để giúp nhà phi hành xấu số bị rơi vào hố.

Có một số giải đáp của những phương trình thuộc thuyết tương đối tổng quát mà trong đó phi hành gia của chúng ta có thể nhìn thấy một điểm kỳ dị trần truồng: ông có thể tránh khỏi bị đụng vào điểm kỳ dị và rơi vào một "hố trùng" ("wormhole") và đi vào một vùng khác trong vũ trụ. Điều này sẽ cống hiến những khả thể lớn lao để du hành trong vũ trụ và trong thời gian, nhưng chẳng may những giải đáp này có vẻ không vững chắc; một xáo trộn nhỏ nhất, chẳng hạn như sự hiện diện của một phi hành gia, có thể làm chúng thay đổi và khiến cho phi hành gia không thể nhìn thấy điểm kỳ dị trước khi ông đụng vào nó và thời gian của ông ta chấm dứt. Nói cách khác, điểm kỳ dị luôn luôn nằm trong tương lai của ông ta và không bao giờ nằm trong quá khứ của ông ta. Theo lối giải thích của "giả thuyết vũ trụ kiểm duyệt mạnh" trong một giải đáp hiện thực, những điểm kỳ dị luôn luôn nằm hoàn toàn trong tương lai (như những điểm kỳ dị do sự co sụp hấp lực tạo thành) hoặc hoàn toàn trong quá khứ (như vụ nổ lớn). Người ta hy vọng rằng một trong những giả thuyết kiểm duyệt có thể đứng vững, vì gần tới những điểm kỳ dị phi hành gia có thể đi vào quá khứ. Đây là điều hứng thú đối với các nhà văn viết truyện khoa học giả tưởng, nhưng nó có nghĩa rằng cuộc đời của bất cứ ai cũng không bao giờ được an toàn: Một kẻ nào đó có thể đi vào quá khứ để giết cha hay mẹ bạn trước khi bạn được thụ thai!

Chân trời biến cố – ranh giới của vùng không-thời gian mà từ đó không có vật gì có thể thoát ra – xử sự giống như một cái màng một chiều vây phủ xung quanh hố đen: các vật thể, chẳng hạn như các phi hành gia bất cẩn, có thể rơi qua chân trời biến cố và lọt vào hố đen, nhưng không vật nào có thể thoát ra khỏi hố đen qua chân trời biến cố. (Hãy nhớ rằng chân trời biến cố là con đường trong không thời gian của ánh sáng cố gắng thoát ra khỏi hố đen, nhưng không có vật gì có thể đi nhanh hơn ánh sáng). Người ta có thể nói về chân trời biến cố giống như thi hào Dante nói về chuyện đi vào địa ngục: "Ai vào đây thì hết mọi hy vọng." Bất cứ vật gì hoặc bất cứ ai rơi qua chân trời biến cố sẽ mau chóng tiến vào vùng mật độ vô hạn và sự tận cùng của thời gian.

Thuyết tương đối tổng quát dự đoán rằng các vật nặng đang di chuyển sẽ phát ra những sóng hấp lực trong đường cong của không gian di chuyển ở vận tốc của ánh sáng. Những sóng hấp lực này giống như sóng ánh sáng, là những gợn sóng của điện-từ trường, nhưng người ta khó dò tìm ra chúng hơn. Giống như ánh sáng, chúng đem năng lượng ra khỏi những vật thể phát ra chúng. Vì vậy người ta trông đợi một hệ thống gồm những thiên thể có khối lượng lớn cuối cùng sẽ ngừng lại ở một nơi, vì năng lượng trong bất cứ sự chuyển động nào sẽ bị những sóng hấp lực lấy đi khi chúng phát xuất. (Gần giống như liệng một cái nút chai bằng vỏ cây xuống nước: lúc đầu nó trồi lên ngụp xuống nhiều lần, nhưng vì các gợn sóng lấy đi năng lượng của nó, cuối cùng cái nút chai đứng im một chỗ). Thí dụ sự chuyển động của trái đất trên quỹ đạo của nó xung quanh mặt trời tạo nên những sóng hấp lực. Ảnh hưởng của sự thất thoát năng lượng sẽ làm thay đổi quỹ đạo của trái đất khiến nó dần dần xáp lại gần mặt trời hơn, cuối cùng sẽ đụng vào mặt trời và đứng im. Mức năng lượng bị thất thoát trong trường hợp của trái đất và mặt trời rất thấp – chỉ đủ để chạy một cái máy sưởi điện nhỏ bé. Điều này có nghĩa là phải tới một ngàn triệu triệu triệu triệu năm nữa thì trái đất mới đụng vào mặt trời, vì vậy bây giờ chẳng có gì phải lo về chuyện này! Sự thay đổi nơi quỹ đạo của trái đất quá chậm để có thể quan sát được, nhưng loại hiệu ứng này trong mấy năm qua đã được các nhà thiên văn nhận thấy xẩy ra trong hệ thống thiên thể gọi là PSR 1913 + 16 (PSR là chữ viết tắt của "pulsar", một loại trung tử tinh đặc biệt phát ra những xung sóng vô tuyến đều đặn). Hệ thống này gồm có hai trung tử tinh quay xung quanh lẫn nhau, và năng lượng mà chúng thất thoát vì phát ra những sóng hấp lực đang khiến chúng xáp lại gần nhau theo đường xoáy trôn ốc.

Trong thời gian một ngôi sao co sụp vì hấp lực để trở thành một hố đen, những chuyển động của nó sẽ nhanh hơn nhiều, vì vậy tốc độ thất thoát năng lượng cũng cao hơn nhiều. Do đó, chẳng bao lâu sau nó sẽ đứng im. Trạng thái cuối cùng này sẽ như thế nào? Người ta có thể cho rằng nó sẽ tùy thuộc vào tất cả những đặc tính phức tạp của ngôi sao mà từ đó nó hình thành – không phải chỉ tùy thuộc vào khối lượng và tốc độ chuyển động mà còn tùy thuộc vào những mật độ khác biệt ở những phần khác nhau của ngôi sao, và những sự vận chuyển phức tạp của các thứ khí bên trong ngôi sao. Và nếu các hố đen cũng khác nhau như những thiên thể đã co sụp để tạo thành chúng thì người ta rất khó đưa ra những dự đoán về các hố đen một cách tổng quát.

Tuy nhiên, năm 1967, việc khảo cứu các hố đen đã được nhà khoa học Gia Nã Đại Werner Israel – sinh tại Berlin, lớn lên ở Nam Phi và lấy bằng tiến sĩ ở Ái Nhĩ Lan – cách mạng hóa. Israel cho thấy rằng, theo thuyết tương đối tổng quát, các hố đen nào không quay tròn phải có hình thái rất đơn giản; chúng có hình cầu hoàn hảo, tầm cỡ của chúng chỉ tùy thuộc vào khối lượng của chúng, và bất cứ hai hố đen nào có khối lượng bằng nhau thì giống y hệt nhau. Sự thật, chúng có thể được mô tả bằng một giải đáp đặc biệt theo những phương trình của Einstein mà người ta đã biết từ năm 1917, do Karl Schwarzschild tìm ra ít lâu sau khi có thuyết tương đối tổng quát. Lúc ban đầu nhiều người – kể cả chính Israel – lý luận rằng vì các hố đen phải là những khối hình cầu hoàn hảo, cho nên một hố đen chỉ có thể hình thành từ sự co sụp của một vật thể có hình cầu hoàn hảo. Vì vậy, bất cứ ngôi sao thực tế nào – chúng không bao giờ có hình cầu hoàn hảo – chỉ có thể co sụp thành một điểm kỳ dị trần trụi.

Tuy nhiên, có một cách giải thích khác theo kết quả của Israel mà Roger Penrose và John Wheeler đưa ra. Họ lý luận rằng những chuyển động nhanh liên quan tới sự co sụp của một ngôi sao có nghĩa rằng những sóng hấp lực mà nó phát ra sẽ khiến cho nó có hình cầu tròn hơn, và tới lúc nó đứng lại ở trạng thái bất động thì nó sẽ trở thành một hình cầu hoàn hảo. Theo quan điểm này, bất cứ ngôi sao nào không quay tròn, dù hình thù và cấu trúc bên trong của nó phức tạp tới đâu chăng nữa, nó cũng sẽ có chung kết là một hố đen hình cầu hoàn hảo sau khi co sụp vì hấp lực, và tầm cỡ lớn hay nhỏ sẽ chỉ tùy thuộc vào khối lượng của nó. Những tính toán về sau đã hỗ trợ cho quan điểm này, và chẳng bao lâu sau nó được mọi người tiếp nhận.

Kết quả của Israel chỉ được áp dụng cho trường hợp của những hố đen hình thành từ những thiên thể không xoay tròn. Năm 1963, Roy Kerr, người Tân Tây Lan, tìm ra một tập hợp những giải đáp cho những phương trình của thuyết tương đối tổng quát để mô tả những hố đen xoay tròn. Những hố đen "loại Kerr" này xoay tròn ở một tốc độ cố định, tầm cỡ và hình thù của chúng chỉ tùy thuộc vào khối lượng và tốc độ xoay tròn của chúng. Nếu sự xoay tròn của nó là số không thì hố đen có hình cầu hoàn hảo và giải đáp giống y hệt như giải đáp của Schwarzschild. Nếu sự xoay tròn không phải là số không thì hố đen phình ra ở xích đạo của nó (giống như trái đất hoặc mặt trời phình ra do sức xoay tròn), và nếu nó xoay càng nhanh thì nó càng phình lớn. Vì vậy, để nới rộng kết quả của Israel để bao gồm cả những thiên thể xoay tròn, người ta phỏng đoán rằng bất cứ thiên thể nào xoay tròn mà co sụp để tạo thành một hố đen thì cuối cùng sẽ ổn định ở trạng thái đứng một chỗ như giải đáp của Israel mô tả.

Năm 1970, Brandon Carter, một đồng sự và bạn sinh viên nghiên cứu của tôi Đại Học Cambridge, thi hành bước đầu tiên để chứng minh điều phỏng đoán này. Ông cho thấy rằng nếu một hố đen xoay tròn có trục đối xứng – gống như một con quay bông vụ – thì tầm cỡ và hình thù của nó sẽ chỉ tùy thuộc vào khối lượng và tốc độ xoay của nó. Cuối cùng, năm 1973, David Robinson của trường Kings College ở Luân Đôn đã dùng những kết quả của Carter và của tôi để cho thấy rằng sự phỏng đoán này là đúng: một hố đen như vậy phải là giải đáp kiểu Kerr. Vì vậy sau khi co sụp do hấp lực một hố đen phải ổn định trong một trạng thái mà nó có thể xoay tròn, nhưng không phát ra những xung động. Hơn nữa, tầm cỡ và hình dạng của nó sẽ chỉ tùy thuộc vào khối lượng và tốc độ xoay tròn của nó, và không tùy thuộc vào thiên thể đã co sụp để tạo nên nó. Kết quả này ghi nhớ qua câu ngạn ngữ: "Một hố đen không có lông" ("A black hole has no hair"). Định lý "không lông" có tánh trọng yếu thực tế lớn, bởi vì nó rất hạn chế các loại hố đen có thể hiện hữu. Vì vậy người ta có thể tạo những mô hình chi tiết của những vật thể có thể chứa đựng những hố đen và so sánh những dự đoán về những mô hình đó với những điều quan sát. Nó cũng có nghĩa rằng một số lớn những tin tức về thiên thể đã co sụp phải bị mất khi một hố đen được hình thành, bởi vì sau đó tất cả những gì mà chúng ta có thể đo lường về thiên thể đó là khối lượng và tốc độ xoay của nó. Trong chương sau chúng ta sẽ thấy ý nghĩa đáng kể của điều này.

Hố đen là một trong những trường hợp khá hiếm trong lịch sử khoa học mà một lý thuyết được khai triển một cách chi tiết như là một mô hình toán học, trước khi có chứng cớ qua quan sát cho thấy lý thuyết đó đúng. Thật ra, điều này trước đây thường là luận cứ của những người bác bỏ sự hiện hữu của hố đen: làm sao người ta có thể tin vào những vật thể mà chứng cớ độc nhất của chúng là những tính toán dựa vào thuyết tương đối tổng quát mơ hồ? Tuy nhiên, năm 1963, Maarten Schmidt, một nhà thiên văn tại Đài Thiên Văn Palomar ở California, đo sự chuyển dịch về phía đỏ của một thiên thể giống như ngôi sao có ánh sáng mờ theo chiều hướng của một nguồn sóng vô tuyến gọi là 3C273 (có nghĩa là nguồn số 273 trong cuốn danh mục thứ ba của Đại Học Cambridge ghi những nguồn vô tuyến). Ông thấy rằng sự chuyển đỏ này quá lớn để có thể gây ra bởi một trường hấp lực: Nếu nó là một chuyển đỏ thì thiên thể đó phải có khối lượng thật lớn và ở gần chúng ta đến nỗi nó phải làm xáo động quỹ đạo của các hành tinh trong Thái Dương Hệ. Sự kiện này hàm ý rằng chuyển đỏ thật ra gây ra bởi sự bành trướng của vũ trụ và điều này có nghĩa rằng thiên thể đó ở rất xa chúng ta. Và khi mà chúng ta có thể trông thấy nó ở xa như vậy thì thiên thể đó phải rất sáng, nghĩa là nó phải phát ra năng lượng lớn lao. Cơ chế duy nhất mà người ta có thể nghĩ rằng nó sản xuất ra những lượng năng lượng lớn như vậy phải là sự co sụp của cả một khu trung tâm của một thiên hà, chứ không phải chỉ là một ngôi sao mà thôi. Một số những thiên thể khác cùng thuộc loại "hầu như sao" – "quasi-stellar" hay "quasar" – đã được tìm thấy, chúng đều có những chuyển đỏ rất lớn. Nhưng chúng đều ở quá xa nên quá khó quan sát để có thể cung cấp chứng cớ xác định những hố đen.

Một khích lệ nữa về sự hiện hữu của những hố đen xẩy ra năm 1967, qua sự khám phá bởi một sinh viên nghiên cứu tại Đại Học Cambridge, Jocelyn Bell, về những thiên thể trong vũ trụ phát ra những xung sóng vô tuyến đều đặn. Lúc đầu Bell và người giám sát của bà, Antony Hewish, tưởng rằng có thể họ đã liên lạc được với một nền văn minh xa lạ trong thiên hà! Tôi còn nhớ rằng tại một cuộc hội thảo để công bố khám phá này họ đã gọi bốn nguồn đầu tiên mà họ tìm thấy là "LGM 1-4" – LGM là chữ viết tắt của "Little Green Men" ("Tiểu Lục Nhân" – ám chỉ những người thuộc nền văn minh xa lạ). Tuy nhiên, cuối cùng họ và mọi người khác đành phải kết luận một cách kém lãng mạn rằng những vật thể này – được gọi là những "pulsars" (những tinh tú xung động) – thật ra là những trung tử tinh xoay tròn phát ra những xung sóng vô tuyến gây ra bởi sự tương tác phức tạp giữa những từ trường và vật chất xung quanh chúng. Đây là một tin xấu đối với các nhà văn viết truyện thám hiểm không gian, nhưng là một tin rất lạc quan đối với một số nhỏ trong chúng tôi, gồm những người tin vào sự hiện hữu của những hố đen ở thời đó: nó là chứng cớ xác thực đầu tiên về sự hiện hữu của các trung tử tinh. Một trung tử tinh có đường bán kính khoảng mười dặm, nghĩa là chỉ lớn hơn vài lần bán kính giới hạn mà một ngôi sao biến thành một hố đen. Nếu một ngôi sao co sụp tới mức nhỏ bé như vậy thì người ta có quyền trông mong rằng những ngôi sao khác cũng có thể co sụp tới cỡ nhỏ hơn để trở thành hố đen.

Làm sao chúng ta có thể hi vọng dò tìm một hố đen, khi mà nó không phát ra ánh sáng? Việc này gần giống như tìm kiếm một con mèo đen trong kho chứa than đá. May thay, có một cách. Như John Michell năm 1783 vạch ra trong luận văn có tính cách khai phá của ông, một hố đen vẫn còn tạo hấp lực lên những thiên thể ở gần nó. Các nhà thiên văn đã quan sát nhiều hệ thống trong đó hai tinh tú chạy quanh nhau, hấp dẫn nhau bởi hấp lực. Họ cũng quan sát những hệ thống trong đó họ chỉ nhìn thấy một tinh tú đang quay xung quanh một thiên thể khác mà họ không nhìn thấy. Người ta không thể kết luận ngay tức khắc rằng thiên thể không nhìn thấy đó là một hố đen: có thể nó chỉ là một ngôi sao có ánh sáng quá mờ nên không thể nhìn thấy. Tuy nhiên, một số hệ thống này, như hệ thống tên là Cygus X-1 (H. 6.2), cũng là những nguồn tia phóng xạ X rất mạnh. Cách giải thích tốt nhất cho hiện tượng này là vật chất đã bị thổi ra khỏi bề mặt của ngôi sao có thể trông thấy. Khi vật chất rơi về phía ngôi sao không trông thấy, nó đi theo đường xoáy ốc (gần giống như nước thoát ra từ bồn tắm), và nó trở thành rất nóng, phát ra những tia X (H. 6.3). Để cơ chế này tác động, thiên thể không trông thấy phải rất nhỏ, như một bạch tiểu tinh, một trung tử tinh, hay một hố đen. Suy ra từ quỹ đạo của ngôi sao có thể trông thấy, người ta xác định được khối lượng tối thiểu mà thiên thể không trông thấy phải có. Trong trường hợp của Cygnus X-1, khối lượng tối thiểu này là khoảng sáu lần lớn hơn khối lượng mặt trời; và theo giới hạn Chandrasekhar thì thiên thể không trông thấy đó có khối lượng quá lớn để có thể là một bạch tiểu tinh. Nó cũng quá lớn để có thể là một trung tử tinh. Cho nên có vẻ như nó phải là một hố đen.

Có những mô hình khác để giải thích Cygnus X-1 mà không bao gồm một hố đen, nhưng tất cả những cách giải thích hầu như quá xa vời. Một hố đen có vẻ là cách giải thích thực sự tự nhiên duy nhất hợp với những quan sát. Bất kể điều này, tôi đã cá với Kip Thorne thuộc học viện California Institute of Technology rằng thật ra Cygnus X-1 không chứa một hố đen! Đối với tôi đây là một hình thức bảo hiểm. Tôi đã công phu nghiên cứu về những hố đen, và tất cả sẽ thành uổng phí nếu hóa ra các hố đen không hiện hữu. Nhưng trong trường hợp đó tôi sẽ được an ủi nhờ thắng vụ cá cược mà tôi sẽ được hưởng bốn năm mua dài hạn tạp chí Private Eye. Nếu các hố đen thực sự hiện hữu, Kip sẽ được hưởng một năm mua dài hạn tạp chí Penthouse. Khi chúng tôi giao hẹn đánh cá vào năm 1975, chúng tôi tin chắc 80% rằng Cygnus là một hố đen. Đến nay, tôi có thể nói rằng chúng tôi tin chắc khoảng 95%, nhưng kết quả vụ cá cược chưa thể coi là ngã ngũ.

Ngày nay chúng ta cũng có chứng cớ cho vài hố đen khác trong những hệ thống giống như Cygnus X-1 trong thiên hà của chúng ta và trong hai thiên hà lân cận tên là Magellanic Clouds. Tuy nhiên, con số những hố đen hầu như chắc chắn phải cao hơn nhiều; trong lịch sử lâu dài của vũ trụ, nhiều ngôi sao phải đốt hết tất cả nhiên liệu hạch tâm của chúng và phải co sụp. Con số những hố đen có thể nhiều hơn cả con số những ngôi sao mà chúng ta có thể trông thấy – mà chỉ riêng trong thiên hà của chúng ta có khoảng một trăm ngàn triệu. Hấp lực gia trọng của một số lớn hố đen như vậy có thể giải thích tại sao thiên hà của chúng ta xoay với tốc độ hiện thời: khối lượng của những ngôi sao khả kiến không đủ để làm nó xoay nhanh như vậy. Chúng ta cũng có chứng cớ rằng có một hố đen lớn hơn nhiều – với khối lượng khoảng một trăm ngàn lần khối lượng mặt trời – tại trung tâm thiên hà của chúng ta. Những ngôi sao tiến đến quá gần hố đen này sẽ bị xâu xé thành từng mảnh bởi sự sai biệt của hấp lực tác động lên phía gần và phía xa của chúng. Những mảnh vụn của chúng và chất khí bay ra từ các ngôi sao khác sẽ rơi về phía hố đen. Giống như trong trường hợp của Cygnus X-1, chất khí sẽ xoáy theo đường trôn ốc về phía hố đen và sẽ nóng lên, tuy rằng không nóng nhiều như trong trường hợp đó. Nó sẽ không đủ nóng để phát ra những tia X, nhưng đủ để giải thích về nguồn gốc rất chặt chẽ của những sóng vô tuyến và những tia hồng ngoại tuyến mà chúng ta đã thấy tại trung tâm thiên hà.

Người ta cho rằng tại trung tâm của những quasars có những hố đen lớn hơn nữa, với khối lượng khoảng một trăm triệu lần khối lượng mặt trời. Vật chất rơi vào một hố đen có khối lượng cực kỳ lớn như vậy sẽ cung cấp nguồn năng lực duy nhất đủ mạnh để giải thích số năng lượng lớn lao mà những vật thể này phát ra. Khi vật chất rơi theo đường trôn ốc vào hố đen, nó sẽ khiến cho hố đen quay theo cùng chiều với nó, khiến nó phát triển một từ trường gần giống như từ trường của trái đất. Những hạt có năng lượng rất cao sẽ được phát ra ở gần hố đen bởi vật chất rơi xuống. Từ trường sẽ mạnh tới độ nó có thể quy tụ những hạt này thành những luồng bắn ra ngoài, dọc theo trục quay của hố đen, nghĩa là theo những chiều của bắc cực và nam cực của hố đen. Thật sự là người ta đã quan sát những luồng như vậy trong một số thiên hà và quasar.

Người ta cũng có thể xét tới khả năng có những hố đen với khối lượng nhỏ hơn mặt trời nhiều. Những hố đen như vậy không thể được hình thành bởi sự co sụp hấp lực, vì khối lượng của chúng ở dưới giới hạn Chandrasekhar: Các ngôi sao có khối lượng nhỏ như vậy có thể tự chống đỡ đối với hấp lực, ngay cả khi chúng đã tiêu thụ hết năng lượng hạch tâm. Những hố đen có khối lượng nhỏ chỉ có thể hình thành nếu vật chất của chúng bị nén chặt tới mật độ lớn lao bởi những sức ép ngoại tại rất lớn. Những điều kiện như vậy có thể xẩy ra trong một trái bom khinh khí rất lớn: nhà vật lý John Wheeler đã tính toán rằng nếu lấy tất cả nước nặng (D2O) trong tất cả các đại dương trên thế giới, người ta có thể tạo một trái bom khinh khí có sức ép mạnh đến nỗi nó nén vật chất bên trong thành một hố đen. (Dĩ nhiên là chẳng còn người nào sống sót để mà quan sát hiện tượng đó!) Một khả thể thực tế hơn là những hố đen có khối lượng nhỏ như vậy có thể đã được hình thành trong nhiệt độ và sức ép thật cao của vũ trụ ở thời rất sơ khai. Những hố đen chỉ có thể hình thành nếu vũ trụ thời sơ khai đã không trơn tru và không đồng nhất một cách hoàn hảo, vì chỉ một vùng nhỏ có mật độ cao hơn trung bình mới có thể bị nén chặt theo cách này để biến thành hố đen. Nhưng chúng ta biết rằng phải có những bất bình thường, vì nếu không có những nơi bất thường thì vật chất trong vũ trụ ngày nay phải được phân phối một cách hoàn toàn đồng nhất, thay vì tụ tập thành những tinh tú và thiên hà.

Những nơi bất thường – tạo nên tinh tú và thiên hà – có dẫn tới sự hình thành một số đáng kể những hố đen "ban đầu" hay không thì tùy thuộc vào những điều kiện trong vũ trụ thuở sơ khai. Vì vậy, nếu chúng ta có thể xác định ngày nay có bao nhiêu hố đen ban đầu thì chúng ta sẽ biết được nhiều điều về những giai đoạn rất sớm của vũ trụ. Những hố đen ban đầu có khối lượng nặng hơn một ngàn triệu tấn (tương đương với khối lượng của một hòn núi lớn) chỉ có thể dò tìm được nhờ ảnh hưởng hấp lực của chúng đối với vật chất khác có thể trông thấy được, hoặc đối với sự bành trướng của vũ trụ. Tuy nhiên, như chúng ta sẽ thấy trong chương sau, các hố đen chẳng phải thực sự đen tối: chúng chiếu sáng như một vật thể nóng, và chúng càng nhỏ thì lại càng chiếu sáng hơn. Vì vậy, có điều nghịch lý là các hố đen càng nhỏ thì có thể càng dễ tìm thấy hơn những hố đen lớn! 
 

TVHS