Hố đen là gì?

Lỗ đen là thiên thể nhỏ gọn nhất từng được biết đến, được hình thành do kết quả của các vụ nổ siêu tân tinh từ các ngôi sao lớn . Nó có một lực kéo mạnh lên bề mặt của nó, được gọi là chân trời sự kiện , đến nỗi ngay cả ánh sáng cũng không thể thoát ra khỏi điểm đó. Bởi vì ánh sáng không thể thoát ra, chúng không có màu sắc hoặc ánh sáng và do đó được gọi là “đen”.

Ngoài việc là một chủ đề vô cùng phổ biến, cũng là chủ đề của nhiều bộ phim khoa học viễn tưởng, nó vẫn là một chủ đề nghiên cứu nóng trong giới khoa học. Các điều kiện cực đoan và thực tế là nó đẩy các giới hạn của vật lý như chúng ta biết khiến nó trở thành một thiên thể rất thú vị. Vì lý do này, việc nó được mọi người bày tỏ rộng rãi đã kéo theo nhiều thông tin sai lệch về nó.

Đó là lý do tại sao, trong bài viết này, chúng tôi đã tổng hợp thông tin toàn diện về nhiều chủ đề mà bạn tò mò, chẳng hạn như việc phát hiện ra lỗ đen, bằng chứng quan sát, tính toán lý thuyết, sự hình thành, phát triển, tuyệt chủng của chúng, các lý thuyết và tính chất khác nhau.

Sự hình thành, phát triển và tuyệt chủng của các lỗ đen

Sự tồn tại của lỗ đen lần đầu tiên được tiên đoán bởi thuyết tương đối rộng của Einstein vào năm 1915. Theo thuyết tương đối rộng, một vật thể đủ nhỏ (gọn) có thể bẻ cong không-thời gian đủ để tạo thành một lỗ đen. Ý nghĩa của sự hình thành lỗ đen ở đây là sự hình thành biến dạng không-thời gian tại ranh giới cách tâm một khoảng nhất định, nơi vận tốc thoát bằng vận tốc ánh sáng. Chúng tôi gọi đó là biến dạng không-thời gian bởi vì chúng tôi không biết chúng được làm bằng gì, vì chúng không thể được quan sát trực tiếp. Nhưng những gì chúng ta biết và rất chắc chắn là có một thiên thể ngoài kia uốn cong không-thời gian đến mức có thể đạt khối lượng cực lớn nhưng không phát ra bất kỳ bức xạ nào.

Hố đen được hình thành khi một vật thể không thể chống lại lực hấp dẫn của chính nó và bắt đầu sụp đổ liên tục. Điều này xảy ra khi các ngôi sao bắt đầu cạn kiệt nhiên liệu. Cân bằng thủy tĩnh bắt đầu xấu dần. Áp lực mà ngôi sao phải chịu, khi các phản ứng hạt nhân bên trong bắt đầu kết thúc, ngôi sao không thể chống lại khối lượng của chính nó và tự sụp đổ. Tại thời điểm này, có hai điểm dừng mà ngôi sao có thể dừng lại. Tùy thuộc vào khối lượng của ngôi sao, nó có thể hình thành một tinh vân hành tinh và để lại một ngôi sao lùn trắng, hoặc nó có thể phát nổ trong một siêu tân tinh , để lại một ngôi sao neutron. Nếu ngôi sao có khối lượng lớn hơn 40 lần khối lượng Mặt Trời, một vụ nổ siêu tân tinh có thể dẫn đến một lỗ đen.

Tin liên quan:   Sự đối lập của sao Mộc: Định nghĩa - Thời gian xuất hiện - Hiện tượng

Điểm cần lưu ý ở đây là không phải tất cả khối lượng của ngôi sao đều tạo thành lỗ đen. Một phần đáng kể của nó được giải phóng ra môi trường bên ngoài dưới dạng vật chất và bức xạ trong một vụ nổ siêu tân tinh . Vật liệu tán xạ này sau đó có thể cho phép sinh ra các ngôi sao mới. Ví dụ, Mặt trời là một ngôi sao thế hệ thứ hai được hình thành theo cách này. Bằng cách này, các nguyên tố nặng hơn sắt có thể được tìm thấy trong hệ mặt trời và sự sống có thể tồn tại nhờ điều này.

ho-den-la-gi

Hố đen nguyên thủy

Một môi trường có mật độ rất cao là cần thiết để hình thành lỗ đen (mặc dù đây không phải là yêu cầu duy nhất). Mặc dù điều này có thể xảy ra ngày nay trong lõi của các ngôi sao lớn, nhưng những môi trường dày đặc như vậy cũng đã xuất hiện trong giai đoạn đầu của vũ trụ , như chúng ta đã biết từ Vụ nổ lớn. Những lỗ đen này, được hình thành trong giai đoạn đầu của vũ trụ và không thể tồn tại trong điều kiện bình thường do khối lượng cực thấp của chúng, được gọi là lỗ đen nguyên thủy.

Các nghiên cứu cho thấy rằng khối lượng của các lỗ đen nguyên thủy có thể theo thứ tự của khối lượng Planck và hàng nghìn khối lượng Mặt Trời.

Lỗ đen sao và lỗ đen siêu lớn (SMBH)

Lỗ đen là tàn tích của một ngôi sao có khối lượng đủ lớn sau một vụ nổ siêu tân tinh . Trên thực tế, khi chúng hấp thụ vật chất theo thời gian và tăng khối lượng của chúng, một lỗ đen sao có thể có khối lượng lớn hơn nhiều so với khối lượng tối đa của một ngôi sao. Nhiều đến mức một lỗ đen siêu lớn có thể bằng hàng tỷ lần khối lượng Mặt trời. Những loại này thường được tìm thấy ở trung tâm của các thiên hà , do mật độ vật chất cao trong vùng đó .

Định nghĩa về khối lượng giữa lỗ đen sao và lỗ đen siêu lớn hoàn toàn là suy đoán. Điểm cần lưu ý ở đây là một vật thể nhỏ gọn như vậy có thể bằng hàng tỷ lần khối lượng Mặt Trời.

Các nghiên cứu đã chỉ ra rằng một số lỗ đen có thể đạt tới hàng chục nghìn tỷ lần khối lượng Mặt trời trong quá trình sụp đổ của các siêu đám thiên hà.

Bay hơi

Năm 1974, Hawking dự đoán rằng các lỗ đen không thực sự đen hoàn toàn và phát ra một lượng nhỏ bức xạ nhiệt (các cuộc thảo luận của ông với Susskind sau đó được thảo luận trong The Black Hole Wars , mà Hawking sau đó đã từ bỏ). Nếu ý tưởng của Hawking về sự bay hơi ( bức xạ Hawking ) là đúng, các lỗ đen sẽ mất khối lượng theo thời gian thông qua bức xạ, co lại và biến mất. Lý thuyết cho rằng các lỗ đen lớn phát ra ít bức xạ hơn các lỗ nhỏ hơn, và chúng biến mất trong thời gian dài hơn. Do đó, một lỗ đen nguyên thủy phải bốc hơi ngay lập tức.

Phổ nhiệt ( nhiệt độ Hawking ) của bức xạ này do các lỗ đen phát ra là ở mức 62 nanokelvin đối với một lỗ đen có khối lượng bằng 1 Mặt Trời [2]. Giá trị này không thể phát hiện được vì nó nhỏ hơn nhiều so với mức 2,7 Kelvin của bức xạ phông vi sóng vũ trụ ( CMBR ). Để mức độ bức xạ có thể phát hiện được xảy ra, một lỗ đen phải nhỏ bằng khối lượng của Mặt trăng, vì bức xạ của nó tỷ lệ nghịch với khối lượng.

Sự phát triển

Sau khi các lỗ đen được hình thành, chúng tiếp tục tăng khối lượng khi vật chất thu hút chúng. Với hiệu ứng quay của chúng, vật chất sẽ chuyển động xoắn ốc khi rơi xuống lỗ đen. Trong khi đó, nó nóng lên nghiêm trọng và phát sáng. Một phần đáng kể của bức xạ này nằm trong vùng tia X. Đồng thời, lỗ đen có thể hợp nhất với các lỗ đen khác, gây ra sóng hấp dẫn được phát ra, đồng thời làm mất đi một phần khối lượng của chúng theo cách này. Các lỗ đen tại trung tâm của các thiên hà , là những vùng dày đặc hơn, có xu hướng có khối lượng lớn hơn bởi vì càng nhiều vật chất rơi vào chúng, chúng càng trở nên lớn hơn.

Tin liên quan:   4.0 có nghĩa là gì? Công nghệ 4.0 tác động như thế nào đến con người?

Tính chất vật lý của lỗ đen

Giải pháp lỗ đen lý thuyết đầu tiên được Schwarzschild đưa ra vào năm 1916 cho một lỗ đen tĩnh, không quay, tích điện và tĩnh. Giải pháp này, là giải pháp lỗ đen đơn giản nhất, được gọi là nghiệm pháp Schwarzschild (Schwarzschild metric). Tất nhiên, chúng ta biết rằng những gì thực sự tồn tại không phù hợp với định nghĩa đơn giản này.

Các giải pháp chi tiết hơn, các lỗ đen tích điện không quay tham chiếu đến số liệu Reissner-Nordström , trong khi các lỗ đen quay nhưng không tích điện tham chiếu đến số liệu Kerr . Một giải pháp hợp lệ hơn là số liệu Kerr-Newman cho một lỗ đen tích điện có mômen động lượng (xem thêm Thuyết tương đối rộng: Phương trình trường Einstein ).

công thức số liệu schwarzschild lỗ đen
Schwarzschild metriği

Điểm kỳ dị trong lỗ đen

Theo thuyết tương đối rộng, tại tâm của lỗ đen là một vùng kỳ dị hấp dẫn, nơi độ cong của không-thời gian trở nên vô hạn. Đối với một lỗ đen không quay, điểm kỳ dị là điểm kỳ dị, trong khi đối với lỗ đen quay, nó trở thành điểm kỳ dị tròn. Trong cả hai trường hợp, điểm kỳ dị có thể tích bằng không (mật độ vô hạn).

Chân trời sự kiện trong lỗ đen

Chân trời sự kiện là một trong những khái niệm phổ biến nhất về lỗ đen. Nó đề cập đến giới hạn mà ngay cả ánh sáng với tốc độ ánh sáng, là giới hạn tốc độ cao nhất trong vũ trụ, cũng không thể thoát ra theo hướng bên ngoài. Sở dĩ nó được gọi là chân trời sự kiện vì nếu có một sự kiện nào đó diễn ra tại ranh giới này, thì bất kỳ thông tin nào về sự kiện này sẽ không thể thoát ra ngoài (lọt) ra ngoài quan sát được. Do đó, một người quan sát bên ngoài không thể nhận thức được một sự kiện đang diễn ra tại biên giới này. Đây là lý do tại sao không có quan sát trực tiếp các lỗ đen. Thay vào đó, sóng hấp dẫn xảy ra bên ngoài chân trời sự kiện hoặc phát sinh từ sự hợp nhất có thể được nghiên cứu.

Hình dạng của chân trời sự kiện là hình cầu hoàn hảo đối với lỗ đen không quay, nhưng có dạng hình học hơi phẳng hơn đối với lỗ đen quay. Chúng tôi coi một lỗ đen không quay, không tích điện bằng số liệu Schwarzschild.

Ergosfer (Ergosphere)

Theo thuyết tương đối rộng , bất kỳ khối lượng quay nào đều có xu hướng kéo theo không-thời gian xung quanh nó. Hiệu ứng này được gọi là kéo khung. Các lỗ đen quay cũng có một vùng không-thời gian được gọi là ergosphere mà xung quanh đó sự kiện này diễn ra.

Hiệu ứng mạnh đến mức gần chân trời sự kiện, vật thể sẽ phải di chuyển nhanh hơn tốc độ ánh sáng theo hướng ngược lại với hiệu ứng, thậm chí chỉ đứng yên.

Thời gian chậm lại và dịch chuyển đỏ trong lỗ đen

Theo thuyết tương đối rộng , sự khác biệt về thời gian xảy ra giữa một điểm gần chân trời sự kiện và một điểm xa hơn. Ví dụ, thời gian sẽ trôi chậm hơn đối với một người quan sát ở gần chân trời sự kiện của một lỗ đen hơn là đối với một người quan sát ở xa hơn. Tức là, chỉ một ngày của người ở gần hố đen có thể bằng một năm của người ở xa, hoặc thậm chí có thể hơn rất nhiều.

Điều thường bị hiểu nhầm ở đây là hành vi ở phía khiến thời gian trôi chậm lại. Người ở gần chân trời sự kiện của lỗ đen không cảm thấy bất kỳ sự chậm lại nào trong thời gian. Thời gian dường như lại trôi đi bình thường. Nhưng khi anh ta di chuyển ra khỏi chân trời sự kiện và đến gần người quan sát ở xa, anh ta nhận ra rằng anh ta ít hơn tuổi của mình. Cũng lưu ý rằng từ họ hàng bao gồm loại so sánh này. Vì bất kỳ sự kiện vật lý nào đều làm chậm nhận thức của bạn về thời gian với cùng một tốc độ, nên không có sự thay đổi rõ ràng nào được trải nghiệm. Cho đến khi bạn thực hiện một so sánh. Chủ đề này gần đây đã trở thành chủ đề của bộ phim Interstellar .

Tin liên quan:   Lời bài hát That’s What I Like from Bruno Mars, người dạy cách nuông chiều phụ nữ

Đồng thời, một người quan sát bên ngoài sẽ quan sát thấy ánh sáng phát ra từ lỗ đen bị dịch chuyển đỏ trong khi quan sát người quan sát đang đến gần lỗ đen. Hiện tượng này được gọi là dịch chuyển đỏ hấp dẫn. Tóm lại, một photon phát ra gần chân trời sự kiện của lỗ đen sẽ mất năng lượng do dịch chuyển đỏ hấp dẫn. Điều ngược lại cũng đúng, cụ thể là, khi một photon tiếp cận chân trời sự kiện của một lỗ đen, nó nhận được năng lượng, tức là nó chuyển sang màu xanh lam.

Photon Sphere

Nếu chúng ta nghĩ về chuyển động của các photon xung quanh lỗ đen, chúng ta thấy rằng những hạt đi rất xa di chuyển không bị ảnh hưởng, những hạt đi gần hơn một chút thay đổi hướng đi của chúng, và những hạt đi qua rất gần di chuyển bằng cách rơi vào chúng. Tại một điểm cụ thể giữa lúc rơi vào lỗ đen và thay đổi hướng đi của nó, photon sẽ có một quỹ đạo cụ thể. Ranh giới hình cầu, vật lý có độ dày bằng không này được gọi là hình cầu photon.

Tất nhiên, trong trường hợp cân bằng bị xáo trộn nhỏ nhất, các photon hoặc bắt đầu rơi về phía lỗ đen hoặc đi chệch hướng theo một lộ trình để thoát ra bên ngoài. Vì vậy, không chắc rằng họ sẽ bị mắc kẹt vật lý trong quả cầu này mọi lúc. Xét rằng bề mặt tưởng tượng này cũng sẽ thay đổi theo thời gian, khi các lỗ đen tăng khối lượng của chúng bằng cách tích tụ vật chất theo thời gian, có thể hiểu rằng sẽ không có photon nào bị mắc kẹt trong khu vực này mãi mãi.

Bằng chứng quan sát về lỗ đen

Nếu các lỗ đen không tán xạ bất kỳ ánh sáng nào, và nếu có, chúng thực hiện điều này ở mức độ mà chúng ta không thể phát hiện được, vậy làm sao chúng ta biết chúng tồn tại? Một câu hỏi rất phù hợp, nhưng chúng ta không cần phải nhìn thấy một cái gì đó trực tiếp để biết nó tồn tại. Lấy ví dụ như nồi áp suất. Nó thực sự là một thùng chứa được đóng chặt. Bạn không thể nhìn thấy bên trong, bạn không thể đo áp suất bên trong. Nhưng bạn có thể thấy rằng áp suất bên trong đã thay đổi, bằng cách quan sát tiếng còi thổi. Ở đây, bạn có thể nghĩ đúng rằng “nhưng thông tin không đi ra từ lỗ đen, trong khi nó ở đây”. Nhưng những gì chúng ta đang muốn nói ở đây là một hiệu ứng có thể được quan sát từ bên ngoài, mặc dù nó không phải là quan sát trực tiếp từ bên trong.

Tình hình cũng tương tự ở các lỗ đen. Mặc dù chúng ta không thể quan sát chúng là gì từ chân trời sự kiện, nhưng chúng ta có thể thấy được hậu quả của những tác động mà chúng gây ra. Điều này khẳng định sự tồn tại của “thứ gì đó đen tối” ngoài kia. Trên hết, với các tính toán chúng tôi thực hiện trên kết quả của các hiệu ứng, chúng tôi cũng có thể tính toán nó như thế nào. Kiến thức của chúng tôi về vật lý và thiên văn học cho phép chúng tôi mô tả tốt hơn đối tượng ở đó, đặc biệt là nhờ vào các mô hình tiến hóa sao và vật lý hạt.

Chuyển động của các ngôi sao xoay quanh hố đen

Từ năm 1995 đến 1998, các nhà thiên văn học đã nghiên cứu chuyển động của các ngôi sao trong một vùng ở trung tâm của Dải Ngân hà. Từ những tính toán quỹ đạo mà họ thực hiện trong quá trình điều tra, ông kết luận rằng những ngôi sao này đang quay xung quanh một thứ gì đó có khối lượng bằng 2,6 triệu Mặt trời. Tất nhiên, một vật thể có khối lượng khổng lồ như vậy chỉ có thể là một lỗ đen [5]. Nằm ở trung tâm của Dải Ngân hà, vật thể này được đặt tên là Nhân Mã A * vì nó nằm trong chòm sao Nhân Mã (Sagittarius). Ngày nay chúng ta biết rằng Sagittarius A là một lỗ đen siêu lớn nằm ở vùng trung tâm của Dải Ngân hà.

Các quan sát tốt hơn được thực hiện vào năm 2009 cho thấy lỗ đen này có khối lượng 3,6 triệu lần khối lượng Mặt trời (sự khác biệt so với lần tính toán trước là do biên độ sai số trong các tính toán, không có sự mâu thuẫn).

Hợp nhất lỗ đen – Sóng hấp dẫn

Vào mùa thu năm 2015, đài quan sát sóng hấp dẫn LIGO thông báo rằng họ đã thu được những quan sát đầu tiên về sự tồn tại của sóng hấp dẫn, mà Einstein đã đề xuất cách đây khoảng 100 năm. Các tín hiệu thu được phù hợp với những dự đoán về mặt lý thuyết. Như vậy, sự tồn tại của lỗ đen một lần nữa được xác nhận bởi thuyết tương đối rộng của Einstein.

Với quan sát được thực hiện, người ta tính được rằng hai lỗ đen sao có khối lượng 36 khối lượng Mặt Trời và 29 khối lượng Mặt Trời đã hợp nhất. Hố đen tạo thành có khối lượng bằng 62 Mặt Trời. Sự khác biệt của 3 khối lượng mặt trời đã biến thành sóng hấp dẫn đến với chúng ta.

Ảnh chụp lỗ đen – Kính viễn vọng chân trời sự kiện

Một bức ảnh lỗ đen được chụp lần đầu tiên vào năm 2019 bởi Kính viễn vọng Chân trời Sự kiện (EHT), một mạng lưới kính thiên văn vô tuyến quốc tế. Bức ảnh này là hình ảnh của lỗ đen ở trung tâm của thiên hà M87 và ánh sáng từ khí đốt nóng lưu thông xung quanh nó.

Nằm cách chúng ta 55 triệu năm ánh sáng, lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của thiên hà elip M87 có khối lượng khoảng 6,5 tỷ lần khối lượng Mặt Trời. Có tổng cộng 8 kính thiên văn vô tuyến rải rác trên khắp thế giới đã được sử dụng để chụp bức ảnh này. Tất cả chúng hoạt động như một kính thiên văn khổng lồ, tạo ra hình ảnh này.

Hình ảnh này cho thấy vật chất xung quanh lỗ đen mà nó nuốt vào và lớn lên. Vì khí ở đây rất nóng, tỏa ra rất nhiều, đặc biệt là vùng tia X. Do đó, các quan sát ở các bước sóng khác nhau đã được thực hiện cùng với các phát hiện của EHT, bao gồm cả các quan sát được thực hiện bởi Đài quan sát tia X Chandra của NASA.

EHT đang làm việc rất nghiêm túc về vấn đề này và đang công bố nhiều nghiên cứu khác nhau. Những khám phá này sẽ định hình đáng kể sự hiểu biết của chúng ta về lỗ đen và lý thuyết hấp dẫn của Einstein.

Đĩa bồi tụ và hạt nhân thiên hà đang hoạt động

Do nguyên tắc bảo toàn momen động lượng, khí rơi về phía lỗ đen tạo thành một cấu trúc giống như cái đĩa. Trong môi trường như vậy, ma sát sẽ làm cho mômen động lượng truyền ra ngoài, làm cho vật chất bị kéo vào trong hơn nữa và do đó thế năng được giải phóng, dẫn đến tăng nhiệt độ.

Khí đốt nóng này phát sáng mạnh, đặc biệt là trong vùng tia X. Những ánh sáng này cũng có thể được phát hiện bằng kính thiên văn (hãy nhớ rằng sự kiện này nằm ngoài đường chân trời sự kiện). Đặc biệt , chuẩn tinh và các hạt nhân thiên hà đang hoạt động khác ( AGN ) được cho là có được đặc điểm riêng của chúng nhờ các đĩa bồi tụ dày đặc và sáng xung quanh các lỗ đen siêu lớn. Vào năm 2011, ý tưởng này đã được củng cố bằng cách quan sát trực tiếp đĩa bồi tụ xung quanh một lỗ đen siêu lớn trong chuẩn tinh lần đầu tiên [6].

Micromercekleme

Microlensing dựa trên nguyên tắc khi một vật thể sáng đi qua phía trước một lỗ đen, đường đi của ánh sáng từ vật thể phía sau bị ảnh hưởng bởi sự bẻ cong của không-thời gian xung quanh nó. Mặc dù hiện tượng thấu kính hấp dẫn thường xuyên được nhìn thấy và nghiên cứu trong các thiên hà lớn và các cụm thiên hà , nhưng microlensing vẫn chỉ là một gợi ý trên giấy, vì nó hiện đòi hỏi năng lực quan sát vượt quá giới hạn của chúng ta. Tuy nhiên, các nghiên cứu cho đến nay cho thấy hiệu ứng như vậy là hoàn toàn có thể xảy ra và việc nhận ra quan sát chỉ là vấn đề thời gian.

Một số câu hỏi và câu trả lời về lỗ đen

Có gì bên trong lỗ đen?

Không ai biết bên trong lỗ đen có gì, hay nói một cách kỹ thuật hơn là ngoài đường chân trời sự kiện. Điều kiện vật lý ở đây là những điều kiện khắc nghiệt mà chúng ta chưa từng thấy ở bất kỳ nơi nào khác, và ngay cả khi chúng ta có vật lý học để giải thích điều này, chúng ta cũng không thể quan sát điều này và trả lời câu hỏi này vì chúng ta không có đủ dữ liệu. Tuy nhiên, khả năng ngày càng tăng và sự phát triển của khoa học cho phép chúng ta tiến bộ kịp thời trong vấn đề này, và một ngày nào đó chúng ta sẽ tìm ra câu trả lời cho điều này.

Một hố đen có kích thước bao nhiêu ki-lô-mét? Chúng lớn đến mức nào?

Đường kính của một lỗ đen là bao nhiêu km phụ thuộc vào khối lượng của nó. Khối lượng càng lớn (không có giới hạn) thì đường kính càng lớn. Nếu chúng ta nén Trái đất thành một lỗ đen, nó sẽ chỉ có đường kính 1,75 cm. Nếu chúng ta nén Mặt trời để tạo thành một lỗ đen, nó sẽ có đường kính 6 km. Bạn có thể tính toán điều này cho một lỗ đen Schwarzschild từ công thức dưới đây.

Bán kính lỗ đen schwarzschild Lỗ đen là gì?
Bán kính của lỗ đen Schwarzschild

Ở đây rs  bán kính của lỗ đen, G là hằng số hấp dẫn Newton, M là khối lượng của vật thể và c là tốc độ ánh sáng.

Có lỗ đen ở trung tâm của tất cả các thiên hà không?

Không phải mọi thiên hà đều phải có một lỗ đen ở trung tâm của nó, nhưng nó có khả năng xảy ra. Các vùng trung tâm của các thiên hà dày đặc hơn các nhánh bên ngoài. Vì lý do này, các ngôi sao phát triển nhanh chóng và hình thành lỗ đen ở đây cũng cho phép tích tụ vật chất nhanh chóng vì chúng ở gần nhau. Do đó, không có gì ngạc nhiên khi thấy các lỗ đen siêu lớn đặc biệt ở các vùng trung tâm.

Hố Đen Lớn Nhất Được Biết Đến Là Gì?

Các lỗ đen siêu lớn có thể đạt tới 100 tỷ lần khối lượng Mặt Trời. Các lỗ đen lớn nhất được biết đến là TON 618 với khối lượng 66 tỷ Mặt trời và Holmberg 15A với khối lượng 45 tỷ Mặt trời. Nhưng ngoài những điều này, người ta cho rằng có những lỗ đen có khối lượng bằng 100 tỷ Mặt Trời và một trong số đó là lỗ đen SDSS J073739.96 + 384413.2. Ngoài ra, những lỗ đen này lớn đến nỗi chúng còn lớn hơn cả hệ mặt trời. Nếu chúng ta bao gồm Sao Diêm Vương trong hệ thống, chúng ta có thể nói rằng khoảng 10 hệ Mặt trời sẽ phù hợp với đường kính của chúng.

Liệu Mặt Trời Có Trở Thành Hố Đen?

Khối lượng của Mặt trời không đủ để đi qua một vụ nổ siêu tân tinh và tạo thành một lỗ đen. Do đó, sau khi Mặt trời hoàn thành quá trình tiến hóa trong hàng tỷ năm, nó sẽ hình thành một tinh vân hành tinh và để lại một ngôi sao lùn trắng.

Có lỗ đen trên trái đất không?

Không , không có lỗ đen trên Trái đất . Nếu có một lỗ đen mà chúng ta có thể nhìn thấy bằng mắt thường với kích thước bằng một hạt bụi, đó có thể là thứ cuối cùng chúng ta nhìn thấy.

Leave a Comment