Oppenheimer, cha đẻ của bom nguyên tử, cũng là cha đẻ của lỗ đen?

Trước khi trở thành “cha đẻ của bom nguyên tử”, J. Robert Oppenheimer đã có đóng góp đáng kể cho khoa học về lỗ đen.

Oppenheimer sẽ mãi mãi, dù tốt hay xấu, gắn liền với sức công phá khủng khiếp của bom nguyên tử và hình ảnh đám mây hình nấm, một biểu tượng hủy diệt gần giống với Kinh thánh. Mối liên hệ đó sẽ chỉ được củng cố trong mắt công chúng với việc phát hành “Oppenheimer” hôm nay (21 tháng 7), bộ phim tiểu sử về nhà vật lý rất được mong đợi của Christopher Nolan.

Nhưng trước khi đến Los Alamos, New Mexico, vào năm 1942 để góp phần phát triển bom nguyên tử, Oppenheimer là một nhà vật lý lý thuyết tập trung vào vật lý lượng tử.

Năm 1939, ông và đồng nghiệp của mình tại Đại học California, Berkeley, Hartland S. Snyder đã xuất bản một bài báo tiên phong có tựa đề “Khi tiếp tục co lại do hấp dẫn,” sử dụng các phương trình của thuyết hấp dẫn, thuyết tương đối rộng của Albert Einstein, để chỉ ra cách các lỗ đen có thể được sinh ra.

Xavier Calmet, giáo sư vật lý tại Đại học Sussex ở Anh, nói với Space.com: “Oppenheimer đã đề xuất mô hình sụp đổ đầu tiên để mô tả cách một ngôi sao có thể sụp đổ thành lỗ đen. “Mô hình này giải thích sự hình thành lỗ đen như một quá trình vật lý thiên văn động, giai đoạn cuối cùng của quá trình tiến hóa của các ngôi sao đủ nặng. Mô hình này vẫn đang được sử dụng cho đến ngày nay.”

Có liên quan: Trailer ‘Oppenheimer’ tiết lộ Cillian Murphy là nhà chế tạo bom thiên tài của Dự án Manhattan

Calmet nói rằng gần đây ông đã tự mình sử dụng mô hình này, trong một bài báo mô tả sự sụp đổ của lỗ đen khi xem xét lực hấp dẫn lượng tử.

Ông nói: “Mô hình này rất có ý nghĩa vì nó có thể giải được bằng phân tích — việc giải các phương trình có thể được thực hiện bằng bút và giấy và không yêu cầu công việc tính toán. Do đó, tất cả vật lý đều có thể dễ dàng theo dõi được”. “Tuy nhiên, mặc dù đơn giản và thậm chí có thể thô sơ, nhưng nó đủ phức tạp để mô tả nhiều đặc điểm của một ngôi sao đang sụp đổ.”

Trớ trêu thay, khi Oppenheimer và Snyder làm việc trên bài báo phụ thuộc rất nhiều vào thuyết tương đối rộng năm 1915, cha đẻ của thuyết đó, Einsten, lại đang hoàn thành nghiên cứu nhằm chỉ ra rằng lỗ đen không thể tồn tại.

Tất nhiên, lịch sử sẽ cho thấy Oppenheimer đúng về lỗ đen.

Có liên quan: Albert Einstein: Cuộc đời, lý thuyết và tác động của ông đối với khoa học

Oppenheimer đẩy giới hạn

Tám năm trước lý thuyết về sự sụp đổ của sao và sự ra đời của lỗ đen của Oppenheimer, một nhà vật lý lý thuyết khác đang suy nghĩ về điều gì sẽ xảy ra khi các ngôi sao hết nhiên liệu cho phản ứng tổng hợp hạt nhân.

Khi nhiên liệu này cạn kiệt, một ngôi sao không còn có thể chống đỡ chính nó trước sự sụp đổ của lực hấp dẫn. Trong khi các lớp bên ngoài của ngôi sao bị bong ra, lõi của nó nhanh chóng co lại, để lại tàn tích sao kỳ lạ. Bản chất của tàn dư phụ thuộc vào khối lượng của lõi sao.

Nhà vật lý người Mỹ gốc Ấn Độ Subrahmanyan Chandrasekhar nhận ra rằng, đối với lõi sao có khối lượng nhỏ hơn 1,4 lần khối lượng mặt trời, sự suy sụp hấp dẫn sẽ dừng lại do hiệu ứng lượng tử ngăn các hạt “ép” quá gần nhau.

Điều này sẽ được gọi là giới hạn Chandrasekhar, và bất kỳ ngôi sao nào bên dưới nó – trừ khi nó có một ngôi sao đồng hành cung cấp vật chất cho nó – sẽ phải chấm dứt sự tồn tại của nó dưới dạng tàn dư sao âm ỉ được gọi là sao lùn trắng. Đó sẽ là số phận của ngôi sao của chúng ta, mặt trời, sau khi nó cạn kiệt hydro ở lõi trong khoảng 5 tỷ năm.

Có liên quan: Khi nào mặt trời sẽ chết?

Đối với các lõi sao nặng hơn ít nhất 1,4 lần so với mặt trời, sẽ có đủ áp suất, và do đó, nhiệt được tạo ra trong quá trình suy sụp hấp dẫn để có thể kích hoạt các đợt tổng hợp hạt nhân tiếp theo, với heli được tạo ra bởi chính phản ứng tổng hợp hydro để tạo ra các nguyên tố nặng hơn như nitơ, oxy và carbon.

Những ngôi sao nặng nhất trải qua một loạt các vụ sụp đổ này và các đợt tổng hợp hạt nhân. Nhưng Oppenheimer và các sinh viên của ông muốn biết đường suy sụp hấp dẫn này dẫn đến đâu và do đó, trạng thái cuối cùng của những ngôi sao lớn nhất trong vũ trụ là gì.

Câu trả lời này đã được một nhà vật lý người Đức đưa ra vào năm 1916. Oppenheimer chỉ cần tìm ra cách đạt được điều đó.

Hai sự ra đời của lỗ đen

Năm 1915, khi đang phục vụ trên mặt trận với quân đội Đức trong Thế chiến thứ nhất, nhà thiên văn học Karl Schwarzschild đã chạm tay vào một bản sao thuyết tương đối rộng của Einstein. Thật đáng kinh ngạc, và trước sự sửng sốt của Einstein, trong những điều kiện vô cùng khắc nghiệt này, Schwarzschild đã tính toán được một nghiệm chính xác cho các phương trình trường của thuyết tương đối rộng.

Trong những giải pháp này ẩn chứa hai điều đáng lo ngại – những nơi được gọi là “điểm kỳ dị” nơi vật lý như chúng ta biết nó hoàn toàn bị phá vỡ. Những điểm kỳ dị này cho thấy sự tồn tại của các vật thể có lực hấp dẫn mạnh đến mức chúng có thể “nuốt chửng” ánh sáng.

Một trong những điểm kỳ dị được coi là điểm kỳ dị tọa độ, có thể loại bỏ điểm kỳ dị này bằng một thao tác toán học thông minh. Điểm kỳ dị tọa độ này sẽ được gọi là bán kính Schwarzschild — điểm mà tại đó lực hấp dẫn của một vật trở nên lớn đến mức vận tốc cần thiết để thoát khỏi nanh vuốt của nó lớn hơn vận tốc ánh sáng.

Bề mặt bẫy ánh sáng một chiều này được gọi là “chân trời sự kiện” và nó đại diện cho ranh giới bên ngoài của lỗ đen.

Điểm kỳ dị khác, điểm kỳ dị thực sự hay điểm kỳ dị hấp dẫn, không thể giải quyết bằng toán học. Không có gì có thể loại bỏ nó, vì vậy nó đã và vẫn là điểm mà vật lý hoàn toàn phá vỡ – trái tim của lỗ đen.

Đó là sự ra đời về mặt lý thuyết của khái niệm lỗ đen, nhưng nó không nói lên điều gì về việc tạo ra những người khổng lồ vũ trụ này – chỉ là chúng có thể tồn tại.

Trong khi Einstein làm việc cật lực vào năm 1939 để phá hủy điểm kỳ dị hấp dẫn này, và do đó là khái niệm về lỗ đen, thì Oppenheimer đang nghiên cứu cách những vật thể như vậy có thể tồn tại.

Làm việc với các giả định đơn giản mà bỏ qua các hiệu ứng lượng tử và không xét đến sự quay, Oppenheimer đã khiến Snyder phải làm việc. Và điều này đã được đền đáp khi nhà nghiên cứu sau phát hiện ra rằng những gì dường như xảy ra với một ngôi sao đang sụp đổ phụ thuộc vào quan điểm của người quan sát.

Snyder đưa ra giả thuyết rằng, ở một khoảng cách nào đó tính từ ngôi sao đang suy sụp, ánh sáng từ một nguồn gần chân trời sự kiện sẽ có bước sóng bị kéo dài bởi lực hấp dẫn, một quá trình gọi là dịch chuyển đỏ, khiến nó trở nên đỏ hơn bao giờ hết.

Đồng thời, tần số của ánh sáng này đang bị giảm so với góc nhìn của người quan sát. Việc giảm tần số này tiếp tục cho đến khi, đối với người quan sát ở xa, ánh sáng bị “đóng băng” một cách hiệu quả.

Oppenheimer và các cộng sự nhận ra rằng câu chuyện hoàn toàn khác đối với một người quan sát không may rơi xuống cùng với bề mặt của một ngôi sao đang sụp đổ. Một người quan sát ở vị trí này sẽ rơi ra ngoài chân trời sự kiện mà không nhận thấy điều gì đáng kể về nó.

Tất nhiên, trong thực tế, một người quan sát sẽ bị “mì ống” bởi các lực thủy triều cường độ cao gây ra bởi sự khác biệt về lực hấp dẫn lên phần thân trên và phần dưới của họ. Điều này sẽ giết chết chúng trước khi chúng chạm tới chân trời sự kiện, ít nhất là đối với các lỗ đen nhỏ hơn, trong đó bán kính Schwarzschild gần với điểm kỳ dị hấp dẫn.

Khái niệm này ban đầu được gọi là “ngôi sao đóng băng” do sự đóng băng rõ ràng của ánh sáng tại chân trời sự kiện. Nó sẽ không nhận được cái tên quen thuộc và nhanh gọn hơn cho đến năm 1967, khi nhà vật lý John Wheeler của Đại học Princeton đặt ra thuật ngữ “lỗ đen” trong một bài giảng.

Oppenheimer và các đồng nghiệp có thể đã chọn một con đường khác với Schwarzschild, tuy nhiên, hai nhóm các nhà vật lý đã đến cùng một đích: khái niệm về một thiên thể sao có khối lượng lớn đến mức lực hấp dẫn của nó bẫy ánh sáng và gây ra dịch chuyển đỏ vô hạn. Schwarzschild có lý thuyết, nhưng Oppenheimer và các đồng nghiệp là những nhà khoa học đầu tiên thực sự hiểu được sự hình thành vật chất của lỗ đen.

Ba năm sau, Oppenheimer tới Los Alamos, củng cố vị trí của ông trong lịch sử và trong nhận thức của công chúng. Nhưng nhiều người, đặc biệt là các nhà khoa học, nhớ đến ông với tư cách là cha đẻ của lỗ đen.

Calmet kết luận: “Oppenheimer đã có những đóng góp rất quan trọng cho vật lý hố đen và vật lý nói chung. “Mặc dù công chúng có thể gắn tên ông với quả bom và Dự án Manhattan, nhưng những đóng góp của ông cho vật lý và vật lý thiên văn được cộng đồng khoa học đánh giá cao.

“Ông ấy là một trong những nhà vật lý hàng đầu trong suốt cuộc đời của mình và có ảnh hưởng cực kỳ lớn, và công việc quan trọng của ông ấy vẫn còn phù hợp cho đến ngày nay.”