Lược sử thời gian

Bài viết chưa xemgửi bởi bin » Thứ 5 Tháng 4 07, 2005 3:56 pm

Spin là gì ?

Dùng lưỡng tính sóng/hạt được thảo luận ở chương trước, vạn vật trong vũ trụ, kể cả ánh sáng và hấp dẫn đều có thể mô tả thông qua các hạt. Các hạt này có một tính chất được gọi là spin. Một cách dễ hình dung về spin là chúng ta hãy tưởng tưởng các hạt như những con quay quay xung quanh trục của chúng. Tuy điều này có thể dẫn đến những hiểu lầm, vì theo cơ học lượng tử thì các hạt không có một trục quay nào thật xác định cả. Điều mà spin của một hạt nói với chúng ta là hạt nhìn giống cái gì từ các hướng khác nhau. Một hạt có spin 0 giống như một chấm tròn: nó nhìn từ mọi hướng đều giống hệt nhau. (Hình 5.1a). Trái lại, hạt có spin 1 lại giống như một mũi tên: nhìn từ các hướng khác nhau sẽ thấy nó khác nhau(Hình 5.1b). Chỉ nếu người ta quay nó trọn một vòng (360 độ) thì hạt mới nhìn giống như trước. Hạt có spin 2 giống như một mũi tên có hai đầu (Hình 5.1c): nó nhìn giống như trước nếu quay một nửa vòng (180 độ). Tương tự, các hạt có spin cao hơn sẽ nhìn giống như trước nếu quay nó một phần nhỏ hơn của một vòng trọn vẹn. Toàn bộ điều này xem ra có vẻ khá đơn giản, nhưng một điều đáng chú ý là có những hạt nhìn lại không giống như trước dù có quay nó trọn một vòng, muốn nhìn nó giống như trước phải quay trọn đúng hai vòng. Những hạt như vậy người ta nói là nó có spin 1/2.
Hình ảnh
Sửa lần cuối bởi bin vào ngày Thứ 5 Tháng 4 07, 2005 4:15 pm với 1 lần sửa trong tổng số.
⇒ • √ ∠ ∞ ≈ ∫ ≡ α β γ δ ε η κ λ π ρ σ φ ω Γ Δ ∇ Θ Λ Σ Φ Ω
Thí nghiệm ảo java/ph14vn/
Trang chủ Khoa lý http://vatly.hnue.edu.vn
Hình đại diện của thành viên
bin
Giảng viên
 
Bài viết: 3315
Ngày tham gia: Thứ 5 Tháng 3 10, 2005 1:54 pm
Đến từ: Khoa Vật lí - ĐHSPHN

Bài viết chưa xemgửi bởi bin » Thứ 5 Tháng 4 07, 2005 3:59 pm

4 loại lực trong tự nhiên

Loại lực đầu tiên là lực hấp dẫn. Lực này có tính chất phổ quát, tức là mọi hạt đều cảm thấy nó tùy theo khối lượng hoặc năng lượng của hạt. Trong số bốn lực, thì lực hấp dẫn là yếu nhất, yếu tới mức chúng ta sẽ không thể nhận thấy nó, nếu nó không có hai tính chất đặc biệt sau: nó có thể tác dụng trên khoảng cách lớn và luôn luôn là lực hút. Điều này có nghĩa là những lực hấp dẫn rất yếu giữa các hạt cá thể thuộc hai vật thể lớn, chẳng hạn như trái đất và mặt trời, có thể được cộng gộp lại để tạo nên một lực lớn. Ba loại lực còn lại, hoặc có tầm tác dụng ngắn, hoặc đôi khi là lực hút và đôi khi lại là lực đẩy, vì vậy chúng có xu hướng triệt tiêu nhau. Theo cách nhìn nhận của cơ học lượng tử đối với lực hấp dẫn, thì lực giữa hai hạt vật chất được mang bởi một hạt có spin 2, gọi là hạt graviton. Hạt này không có khối lượng riêng và vì vậy có tầm tác dụng dài. Lực hấp dẫn giữa trái đất và mặt trời chính là do sự trao đổi các graviton giữa các hạt tạo nên hai vật thể đó. Mặc dù các hạt được trao đổi là ảo, nhưng điều chắc chắn là chúng tạo ra một hiệu ứng đo được - đó là làm cho trái đất quay xung quanh mặt trời. Các graviton tạo nên cái mà các nhà vật lý cổ điển gọi là các sóng hấp dẫn, chúng rất yếu và khó phát hiện tới mức cho đến nay vẫn chưa quan sát được.

Loại lực tiếp sau là lực điện từ. Đây là lực tương tác giữa các hạt mang điện như các electron và các quark, chứ không phải giữa các hạt không mang điện như graviton. Lực này lớn hơn lực hấp dẫn nhiều: lực điện từ giữa hai electron khoảng triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu (1 với bốn mươi hai số 0 tiếp sau) lần lớn hơn lực hấp dẫn giữa chúng. Tuy nhiên, có hai loại điện tích, điện tích âm và điện tích dương. Lực giữa hai điện tích dương cũng như hai điện tích âm đều là lực đẩy, trong khi lực giữa một điện tích dương và một điện tích âm lại là lực hút. Một vật thể lớn như trái đất hoặc mặt trời chứa các điện tích dương và âm với số lượng gần như nhau. Vì vậy lực hút và lực đẩy của các hạt cá thể gần như triệt tiêu nhau và lực điện từ tổng cộng còn lại rất nhỏ. Tuy nhiên, ở quy mô nhỏ như các nguyên tử và phân tử lực điện từ lại chiếm ưu thế. Lực hút điện từ giữa các electron mang điện âm và các proton mang điện dương trong hạt nhân làm cho các electron quay xung quanh hạt nhân của nguyên tử, hệt như lực hấp dẫn làm cho trái đất quay xung quanh mặt trời. Lực điện từ được hình dung như được gây bởi sự trao đổi một số lớn các hạt ảo không khối lượng, có spin 1 gọi là các photon. Các photon được trao đổi là các hạt ảo. Tuy nhiên, khi electron chuyển từ một quỹ đạo được phép này sang một quỹ đạo được phép khác gần hạt nhân hơn, năng lượng sẽ được giải phóng và một photon thực được phát ra - photon này có thể quan sát được bằng mắt người nếu nó có bước sóng ứng với ánh sáng nhìn thấy hoặc bởi một màng như phim ảnh, chẳng hạn. Cũng như vậy, nếu một photon thực va chạm với một nguyên tử nó có thể làm cho một electron chuyển từ quỹ đạo gần hạt nhân hơn sang quỹ đạo xa hơn. Quá trình này đã sử dụng hết năng lượng của photon, vì vậy nó đã bị hấp thụ.

Loại lực thứ ba được gọi là lực hạt nhân yếu. Nó gây ra sự phóng xạ và chỉ tác dụng lên các hạt có spin 1/2 chứ không tác dụng lên các hạt có spin 0, 1 hoặc 2 như photon và graviton. Lực hạt nhân yếu chỉ được hiểu thấu đáo từ năm 1967, khi Abdus Salam ở trường Imperal College, London và Steven Weinberg ở Đại học Harvard đưa ra các lý thuyết thống nhất tương tác này với tương tác điện từ, hệt như Maxwell đã thống nhất lực điện với lực từ khoảng 100 năm trước. Họ đưa ra giả thuyết cho rằng, ngoài photon, còn có ba hạt spin 1 khác gọi là các hạt boson mang lực yếu. Đó là các hạt W+, W- và Zo, mỗi hạt có khối lượng khoảng 100 GeV (GeV là giga electron-volt, bằng một tỷ electron-volt). Lý thuyết Weinberg - Salam đã đưa ra một tính chất gọi là sự phá vỡ đối xứng tự phát. Điều này có nghĩa là một số hạt tưởng như là hoàn toàn khác nhau ở năng lượng thấp thực tế lại là cùng một loại hạt, chỉ có điều ở trạng thái khác nhau mà thôi. Ở mức năng lượng cao, tất cả các hạt này phản ứng hoàn toàn tương tự nhau. Hiệu ứng này khá giống với hành trạng của quả cầu trong trò quay xổ số. Ở mức năng lượng cao (tức khi bánh xe quay nhanh), quả cầu về căn bản phản ứng theo một cách, đó là quay tròn, quay tròn. Nhưng khi bánh xe quay chậm lại, năng lượng của quả cầu giảm và cuối cùng quả cầu sẽ rơi vào một trong số 36 rãnh trong bánh xe. Nói một cách khác, ở mức năng lượng thấp, quả cầu có thể tồn tại trong 36 trạng thái khác nhau. Nếu vì một nguyên nhân nào đó, chúng ta chỉ có thể quan sát được quả cầu ở mức năng lượng thấp, ta có thể nghĩ rằng có 36 loại quả cầu khác nhau.

Trong lý thuyết Weinberg - Salam, ở những mức năng lượng lớn hơn 100 GeV nhiều, ba hạt mới và photon phản ứng một cách hoàn toàn tương tự nhau. Ở những mức năng lượng thấp hơn, điều mà ta hay gặp trong những tình huống bình thường, thì sự đối xứng này giữa các hạt sẽ bị phá vỡ. W+, W- và Zo khi đó sẽ có khối lượng lớn, và làm cho các lực mà chúng mang có tầm tác dụng ngắn. Vào thời Salam và Weinberg đưa ra lý thuyết của mình, còn ít người tin họ và các máy gia tốc hạt còn chưa đủ mạnh để đạt tới năng lượng 100 GeV - năng lượng cần phải có để tạo ra các hạt W+, W- và Zo thực. Tuy nhiên, khoảng gần mười năm sau, những tiên đoán khác của lý thuyết đó ở năng lượng thấp phù hợp rất tốt với thực nghiệm, khiến cho vào năm 1979 Salam và Weinberg đã được trao giải thưởng Nobel về vật lý cùng với Sheldon Glashow, một nhà vật lý cũng ở Đại học Harvard và cũng đưa ra một lý thuyết tương tự thống nhất lực điện từ và lực hạt nhân yếu. Ủy ban trao giải Nobel đã hoàn toàn yên tâm, không sợ mắc sai lầm khi mà vào năm 1983 tại CERN (Trung tâm nghiên cứu hạt nhân châu Âu) người ta đã phát hiện được ba hạt W+, W- và Zo với khối lượng và các tính chất khác đúng như lý thuyết đã tiên đoán. Carlo Rubbia, người lạnh đạo một nhóm nghiên cứu gồm khoảng vài trăm nhà vật lý - tác giả của phát minh đó - đã được trao giải thưởng Nobel vào năm 1984 cùng với Simon Van der Meer, một kỹ sư ở CERN, người đã phát triển một hệ thống tích lũy phản vật chất được sử dụng trong phát minh trên. (Thật khó đặt một dấu ấn trong vật lý thực nghiệm những ngày này nếu bạn không ở đỉnh cao!).

Loại lực thứ tư là lực hạt nhân mạnh. Đây là lực giữ cho các hạt quark ở trong proton và neutron ở trong hạt nhân nguyên tử. Người ta tin rằng lực này được mang bởi một hạt có spin 1 khác gọi là gluon. Hạt gluon chỉ tương tác với chính nó và với các quark. Lực hạt nhân mạnh có một tính chất rất lạ gọi là "sự cầm tù": nó luôn luôn liên kết các hạt này lại thành những tổ hợp không có mầu.

Như vậy ta không thể có một hạt quark riêng rẽ tự nó vì nó sẽ có màu (đỏ, xanh hoặc lục). Thay vì thế, một quark đỏ cần phải liên kết với một quark xanh và một quark lục bằng một “dây” các gluon (đỏ + xanh + lục = trắng). Một tam tuyến như thế tạo nên một proton hoặc một neutron. Một khả năng khác là cặp tạo bởi một quark và một phản-quark (đỏ + phản-đỏ, hoặc xanh + phản-xanh, hoặc lục + phản-lục = trắng). Các tổ hợp như vậy tạo nên các hạt đã biết như các meson là những hạt không bền, vì quark và phản-quark có thể hủy nhau tạo thành các electron và các hạt khác. Tương tự, sự cầm tù cũng không cho phép có một gluon riêng lẻ tự nó, vì các gluon cũng có màu. Thay vì thế, người ta cần phải có một tập hợp các gluon với tổng màu là trắng. Một tập hợp như thế tạo nên một hạt không bền gọi là glueball.

Việc "sự cầm tù" không cho phép chúng ta quan sát được một hạt quark hoặc một gluon cô lập dường như làm cho toàn bộ khái niệm về các quark và gluon như các hạt trở nên hơi có vẻ siêu hình. Tuy nhiên, lực hạt nhân mạnh còn có một tính chất khác, gọi là sự tự do tiệm cận, làm cho khái niệm về các hạt quark và gluon trở nên hoàn toàn xác định. Ở những mức năng lượng bình thường, lực hạt nhân mạnh thực tế là rất mạnh và nó liên kết các hạt quark rất chặt với nhau. Tuy nhiên, những thực nghiệm trên các máy gia tốc lớn cho thấy, ở những mức năng lượng cao, lực mạnh trở nên yếu hơn nhiều và các quark cũng như các gluon xử sự gần như các hạt tự do.
Hình 5.2 cho thấy bức ảnh chụp sự va chạm của một proton và một phản-proton mức ở năng lượng cao. Một số hạt quark gần như tự do đã được tạo ra và làm xuất hiện các “tia” vết nhìn rõ trên hình vẽ.
[img]http://vnthuquan.net/truyen/anhminhhoa/hinh52.jpg [/img]
Sửa lần cuối bởi bin vào ngày Thứ 5 Tháng 4 07, 2005 4:16 pm với 1 lần sửa trong tổng số.
⇒ • √ ∠ ∞ ≈ ∫ ≡ α β γ δ ε η κ λ π ρ σ φ ω Γ Δ ∇ Θ Λ Σ Φ Ω
Thí nghiệm ảo java/ph14vn/
Trang chủ Khoa lý http://vatly.hnue.edu.vn
Hình đại diện của thành viên
bin
Giảng viên
 
Bài viết: 3315
Ngày tham gia: Thứ 5 Tháng 3 10, 2005 1:54 pm
Đến từ: Khoa Vật lí - ĐHSPHN

Bài viết chưa xemgửi bởi bin » Thứ 5 Tháng 4 07, 2005 4:04 pm

Trường thống nhất


Thành công của sự thống nhất các lực điện từ và hạt nhân yếu đã dẫn tới nhiều cố gắng định kết hợp hai lực này với lực hạt nhân mạnh nhằm xây dựng một lý thuyết gọi là lý thuyết thống nhất lớn (viết tắt là GUT - Grand Unified Theory). Cái tên này có vẻ hơi cường điệu, vì các lý thuyết như vậy chưa hoàn toàn là lớn và cũng chưa thống nhất được hoàn toàn, do chúng không bao gồm cả lực hấp dẫn. Chúng cũng lại chưa phải là những lý thuyết thực sự hoàn chỉnh vì còn chứa nhiều tham số có giá trị không thể tiên đoán được từ lý thuyết mà lại cần phải chọn để làm khớp với thực nghiệm. Tuy nhiên, những lý thuyết này là một bước tiến tới một lý thuyết thống nhất đầy đủ và hoàn chỉnh. Tư tưởng cơ bản của các GUT là, như đã nói ở trên, lực hạt nhân mạnh trở nên yếu hơn khi ở năng lượng cao. Trái lại, các lực điện từ và hạt nhân yếu - vốn không có tính tự do tiệm cận - lại mạnh hơn lên ở những mức năng lượng đó. Vì vậy, ở một mức năng lượng rất cao nào đó - gọi là năng lượng thống nhất lớn - cả ba lực này sẽ có cường độ như nhau và như vậy có thể chỉ là những mặt khác nhau của cùng một lực duy nhất. Các GUT cũng tiên đoán rằng ở năng lượng này, các hạt vật chất khác nhau có spin 1/2, như các quark và electron, về căn bản cũng sẽ hoàn toàn như nhau và như vậy là đạt tới một sự thống nhất nữa.

Giá trị của năng lượng thống nhất lớn còn chưa được biết một cách chính xác, nhưng có lẽ ít nhất cũng phải cỡ một ngàn triệu triệu GeV. Thế hệ các máy gia tốc hạt hiện nay có thể làm cho các hạt va chạm ở năng lượng cỡ 100 GeV và các máy gia tốc dự định sẽ xây dựng có thể nâng con số này lên tới cỡ vài ngàn GeV. Nhưng một máy đủ mạnh để gia tốc các hạt tới năng lượng thống nhất lớn phải có kích thước cỡ gần bằng cả hệ mặt trời, điều mà bối cảnh kinh tế hiện nay không cho phép. Như vậy ta không thể kiểm chứng các GUT một cách trực tiếp trong phòng thí nghiệm được. Tuy nhiên, cũng như đối với trường hợp lý thuyết thống nhất lực điện từ và hạt nhân yếu, có những hệ quả của lý thuyết ở năng lượng thấp mà chúng ta có thể kiểm chứng được.

Lý thú nhất trong số các hệ quả này là tiên đoán cho rằng các proton - tức là các hạt tạo nên phần lớn khối lượng của vật chất thông thường - có thể tự phân rã thành các hạt nhẹ hơn như các phản electron. Sở dĩ điều này có thể là bởi vì ở năng lượng thống nhất lớn không có sự khác nhau căn bản giữa quark và phản electron. Ba quark trong proton thường không có đủ năng lượng để biến đổi thành các phản - electron, nhưng rất hiếm hoi, có thể một trong ba hạt đó có đủ năng lượng để thực hiện biến đổi trên, bởi vì nguyên lý bất định nói rằng năng lượng của các quark trong proton không thể cố định một cách chính xác. Và khi đó, proton có thể phân rã. Xác suất để một hạt quark có đủ năng lượng là thấp tới mức người ta cần phải chờ đợi khoảng một triệu triệu triệu triệu triệu (1 và ba mươi con số 0 tiếp sau) năm. Như vậy, người ta có thể xem rằng khả năng phân rã tự phát của proton là không thể kiểm chứng bằng thực nghiệm được. Tuy nhiên, người ta tăng cơ may phát hiện sự phân rã bằng cách quan sát một số lượng lớn vật chất chứa một số rất lớn proton. (Ví dụ, nếu người ta quan sát một số lượng proton cỡ 1 và ba mươi con số 0 tiếp sau trong suốt một năm, thì theo GUT, đơn giản nhất người ta có thể hy vọng quan sát được hơn một vòng phân rã của proton).


Các lý thuyết thống nhất lớn không bao hàm lực hấp dẫn. Điều này không phải là quá nghiêm trọng bởi vì hấp dẫn là lực yếu tới mức các hiệu ứng của nó thường có thể bỏ qua khi đề cập tới các hạt cơ bản trong nguyên tử. Tuy nhiên, vì nó có tầm tác dụng dài và lại luôn luôn là lực hút nên các hiệu ứng của nó đều được cộng lại. Vì vậy đối với một số lượng hạt vật chất đủ lớn lực hấp dẫn có thể sẽ lấn át tất cả các lực khác. Điều này giải thích tại sao hấp dẫn chính là lực quyết định sự tiến hóa của vũ trụ. Thậm chí đối với các vật thể có kích thước như một ngôi sao thôi, lực hấp dẫn cũng đã có thể thắng tất cả các lực khác và làm cho ngôi sao bị co lại. Công trình của tôi trong những năm 1980 tập trung vào các lỗ đen - một đối tượng có thể là kết quả co lại của một ngôi sao - và lực hấp dẫn xung quanh nó. Chính điều này đã dẫn tới những gợi ý đầu tiên về việc phải kết hợp cơ học lượng tử với thuyết tương đối rộng - một hình bóng đầu tiên về thuyết lượng tử của hấp dẫn trong tương lai.


Hết chương 5, mai làm nốt!
⇒ • √ ∠ ∞ ≈ ∫ ≡ α β γ δ ε η κ λ π ρ σ φ ω Γ Δ ∇ Θ Λ Σ Φ Ω
Thí nghiệm ảo java/ph14vn/
Trang chủ Khoa lý http://vatly.hnue.edu.vn
Hình đại diện của thành viên
bin
Giảng viên
 
Bài viết: 3315
Ngày tham gia: Thứ 5 Tháng 3 10, 2005 1:54 pm
Đến từ: Khoa Vật lí - ĐHSPHN

Bài viết chưa xemgửi bởi bin » Thứ 5 Tháng 4 07, 2005 4:19 pm

Không giống các chương trước là sự tổng kết các nghiên cứu. Hai chương 6 và 7 là nghiên cứu của ông về lỗ đen nên tớ trích y nguyên


Lỗ đen

Thuật ngữ lỗ đen còn rất mới. Nó được nhà khoa học người Mỹ John Wheeler đưa ra vào năm 1969 nhằm mô tả một cách hình tượng một ý tưởng bắt nguồn ít nhất khoảng 200 năm trước, vào thời mà còn có hai lý thuyết về ánh sáng: một lý thuyết được Newton ủng hộ cho rằng ánh sáng được tạo thành từ các hạt, còn lý thuyết kia cho rằng nó được tạo thành từ các sóng.

Hiện nay ta biết rằng cả hai lý thuyết trên đều đúng. Theo quan điểm nhị nguyên sóng/hạt của cơ học lượng tử, thì ánh sáng có thể xem như vừa là sóng vừa là hạt. Theo lý thuyết sóng về ánh sáng thì không rõ nó sẽ phản ứng thế nào đối với hấp dẫn. Nhưng nếu ánh sáng được tạo thành từ các hạt thì người ta có thể nghĩ rằng nó sẽ bị tác động bởi hấp dẫn hệt như các viên đạn đại bác, tên lửa và các hành tinh. Ban đầu người ta tưởng rằng ánh sáng truyền với vận tốc lớn vô hạn và như thế thì hấp dẫn không thể nào làm cho nó chậm lại được, nhưng phát minh của Roemer cho thấy ánh sáng truyền với vận tốc hữu hạn, điều đó có nghĩa là hấp dẫn có thể có tác động quan trọng.

Dựa trên giải thuyết đó, một giảng viên của Đại học Cambridge là John Michell đã viết một bài báo in trên tạp chí “những văn kiện triết học của Hội Hoàng gia London” (Philosophical Transaction of the Royal Society of London) vào năm 1783, trong đó ông chỉ ra rằng một ngôi sao đủ nặng và đặc có thể có trường hấp dẫn mạnh tới mức không cho ánh sáng thoát ra được: bất kỳ ánh sáng nào phát ra từ bề mặt ngôi sao đó cũng đều bị kéo ngược trở lại trước khi nó kịp truyền đi rất xa. Michell cho rằng có thể có một số rất lớn những sao như vậy. Mặc dù chúng ta không thể nhìn thấy những ngôi sao đó bởi vì ánh sáng từ những ngôi sao đó không đến được chúng ta, nhưng chúng ta vẫn cảm thấy được lực hút hấp dẫn của chúng. Những đối tượng đó là cái bây giờ chúng ta gọi là lỗ đen, bởi vì thực tế chúng là những khoảng đen trong vũ trụ.

Một giả thuyết tương tự cũng được một nhà khoa học người Pháp là hầu tước de Laplace đưa ra sau đó ít năm, tất nhiên là độc lập với Michell. Một điều khá lý thú là Laplace chỉ đưa ra giả thuyết này vào lần xuất bản thứ nhất và thứ hai của cuốn sách “Hệ thống thế giới”, nhưng rồi lại bỏ đi trong những lần xuất bản sau, chắc ông cho rằng đó là một ý tưởng điên rồ. (Cũng như lý thuyết hạt của ánh sáng không được ủng hộ trong suốt thế kỷ 19, và dường như mọi chuyện đều có thể giải thích bằng lý thuyết sóng, nhưng theo lý thuyết sóng thì hoàn toàn không rõ ánh sáng bị hấp dẫn tác động như thế nào).

Thực tế, xem ánh sáng như những viên đạn đại bác trong lý thuyết hấp dẫn của Newton là hoàn toàn không thích hợp bởi vì ánh sáng có vận tốc cố định. (Một viên đạn đại bác khi bắn lên từ mặt đất sẽ bị lực hấp dẫn làm cho chuyển động chậm lại và cuối cùng sẽ dừng lại và rơi xuống, trong khi đó hạt photon vẫn phải tiếp tục bay lên với vận tốc không đổi. Vậy thì lực hấp dẫn của Newton làm thế nào có thể tác động tới ánh sáng?). Phải mãi cho tới khi Einstein đưa ra thuyết tương đối rộng vào năm 1915, ta mới có một lý thuyết nhất quán cho biết hấp dẫn tác động như thế nào đến ánh sáng. Và thậm chí ngay cả khi đó cũng phải mất một thời gian sau người ta mới hiểu được những hệ quả của lý thuyết đối với các sao nặng.

Để hiểu một lỗ đen có thể được hình thành như thế nào, trước hết chúng ta phải hiểu vòng đời của một ngôi sao. Một ngôi sao được hình thành khi một lượng lớn khí (mà chủ yếu là hydro) bắt đầu co lại do lực hút hấp dẫn của chính mình. Và vì khi các khối khí co lại, nên các nguyên tử khí va chạm nhau thường xuyên hơn và ngày càng có vận tốc lớn hơn dẫn tới khối khí nóng lên. Cuối cùng, khối khí sẽ nóng tới mức khi các nguyên tử hydro va chạm nhau chúng sẽ không rời nhau ra nữa mà liên kết với nhau thành nguyên tử heli. Nhiệt giải phóng ra từ phản ứng này - giống như vụ nổ của bom khinh khí - sẽ làm cho ngôi sao phát sáng. Lượng nhiệt đó cũng làm tăng áp suất của khối khí cho tới khi đủ để cân bằng với lực hút hấp dẫn và khối khí ngừng co lại. Điều này cũng hơi giống với trường hợp quả khí cầu, trong đó có sự cân bằng giữa áp suất của không khí bên trong có xu hướng làm cho quả khí cầu phồng ra và sức căng của vỏ cao su có xu hướng làm cho nó co lại. Những ngôi sao sẽ còn ổn định như thế một thời gian dài với nhiệt từ các phản ứng hạt nhân tỏa ra cân bằng với lực hút hấp dẫn. Tuy nhiên, cuối cùng rồi các ngôi sao cũng sẽ dùng hết số khí hydro và các nhiên liệu hạt nhân của nó. Một điều thật nghịch lý là các ngôi sao càng có nhiều nhiên liệu lúc bắt đầu thì sẽ hết càng sớm. Đó là bởi vì ngôi sao càng nặng thì nó phải càng nóng để cân bằng với lực hút hấp dẫn. Mà nó đã càng nóng thì sẽ dùng hết số nhiên liệu của nó càng nhanh. Mặt trời của chúng ta có lẽ còn đủ nhiên liệu cho khoảng gần năm ngàn triệu năm nữa, nhưng những ngôi sao nặng hơn có thể dùng hết nhiên liệu của chúng chỉ trong khoảng một trăm triệu năm, ít hơn tuổi của vũ trụ rất nhiều. Khi một ngôi sao hết nhiên liệu, nó sẽ lạnh đi và co lại. Chỉ cuối những năm 20, người ta mới hiểu được điều gì xảy ra đối với nó khi đó.

Năm 1928 một sinh viên Ấn Độ mới tốt nghiệp đại học tên là Subrahmanyan Chandrasekhar đã dong thuyền tới nước Anh để theo học nhà thiên văn ngài Arthur Eddington, một chuyên gia về thuyết tương đối rộng ở Cambridge. (Theo một số dư luận, thì một nhà báo vào đầu những năm 20 có nói với Eddington, rằng ông ta nghe nói cả thế giới chỉ có ba người hiểu được thuyết tương đối rộng. Eddington im lặng một lát rồi nói: “Tôi còn đang cố nghĩ xem người thứ ba là ai”). Trong suốt chuyến chu du của mình từ Ấn Độ, Chandrasekhar đã giải quyết được vấn đề: một ngôi sao có thể lớn tới mức nào để khi đã sử dụng hết nhiên liệu vẫn chống chọi được với lực hấp dẫn riêng của nó. Ý tưởng của ông như sau: khi một ngôi sao trở nên nhỏ, các hạt vật chất sẽ ở rất gần nhau, và vì vậy theo nguyên lý loại trừ Pauli, chúng cần phải có vận tốc khác nhau. Điều này làm cho chúng chuyển động ra xa nhau và vì thế có xu hướng làm cho sao giãn nở ra. Do đó một ngôi sao có thể tự duy trì để có một bán kính không đổi bằng cách giữ cân bằng giữa lực hút hấp dẫn và lực đẩy xuất hiện do nguyên lý loại trừ, hệt như ở giai đoạn đầu trong cuộc đời của nó lực hấp dẫn được cân bằng bởi nhiệt.

Tuy nhiên, Chandrasekhar thấy rằng lực đẩy do nguyên lý loại trừ tạo ra có một giới hạn. Lý thuyết tương đối rộng đặt một giới hạn cho sự khác biệt cực đại về vận tốc của các hạt vật chất trong các ngôi sao - đó là vận tốc của ánh sáng. Điều này có nghĩa là khi một ngôi sao đủ đặc, lực đẩy gây bởi nguyên lý loại trừ sẽ nhỏ hơn lực hút hấp dẫn. Chandrasekhar tính ra rằng một ngôi sao lạnh có khối lượng lớn hơn khối lượng mặt trời chừng 1,5 lần sẽ không thể tự chống chọi nổi với lực hấp dẫn riêng của nó. (Khối lượng này hiện nay được gọi là giới hạn Chandrasekhar). Phát minh tương tự cũng được nhà khoa học người Nga Lev Davidovich Landau đưa ra vào cùng thời gian đó.

Điều này có những hệ quả quan trọng đối với số phận tối hậu của các ngôi sao nặng. Nếu khối lượng của một ngôi sao nhỏ hơn giới hạn Chandrasekhar, thì cuối cùng nó cũng có thể ngừng co lại và yên phận ở trạng thái cuối cùng khả dĩ như “một sao lùn trắng” với bán kính chỉ khoảng vài ngàn dặm và mật độ khoảng vài trăm tấn trong một inch khối. Sao lùn trắng chống đỡ được với lực hút hấp dẫn là bởi lực đẩy do nguyên lý loại trừ sinh ra giữa các electron trong vật chất của nó. Chúng ta đã quan sát được một số khá lớn những sao lùn trắng này. Một trong những sao lùn đầu tiên quan sát được là ngôi sao quay xung quanh sao Thiên Lang (Sirius) - ngôi sao sáng nhất trên bầu trời đêm.

Landau chỉ ra rằng còn có một trạng thái cuối cùng khả dĩ nữa cho các ngôi sao có khối lượng giới hạn cỡ 1 đến 2 lần lớn hơn khối lượng mặt trời nhưng có kích thước còn nhỏ hơn cả các sao lùn trắng nhiều. Các sao này chống chọi được với lực hút hấp dẫn, bởi lực đẩy do nguyên lý loại trừ tạo ra giữa các neutron và proton lớn hơn là giữa các electron. Do đó chúng được gọi là các sao neutron. Chúng có bán kính chỉ cỡ mươi dặm và có mật độ cỡ vài trăm triệu tấn trên một inch khối. Khi sao neutron lần đầu tiên được tiên đoán, người ta không có cách nào quan sát được chúng và thực tế mãi rất lâu về sau người ta cũng không phát hiện được.

Trái lại, những ngôi sao có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar lại có vấn đề rất lớn đặt ra khi chúng đã dùng hết nhiên liệu. Trong một số trường hợp chúng có thể nổ hoặc điều chỉnh để rút bớt đi một lượng vật chất đủ để làm giảm khối lượng của nó xuống dưới giới hạn và như vậy sẽ tránh được tai họa co lại do hấp dẫn. Tuy nhiên, thật khó lòng tin được rằng điều này luôn luôn xảy ra bất kể ngôi sao lớn tới mức nào. Vả lại, làm sao biết được nó cần phải giảm trọng lượng? Và cho dù mọi ngôi sao đều biết điều chỉnh giảm khối lượng đủ để tránh được quá trình co lại thì điều gì sẽ xảy ra nếu ta thêm khối lượng cho một sao lùn trắng hoặc sao neutron để khối lượng của nó lớn hơn khối lượng giới hạn? Liệu nó có co lại tới mật độ vô hạn không? Eddington đã bị “sốc” bởi hệ quả đó và ông đã chối bỏ không tin kết quả của Chandrasekhar. Eddington nghĩ rằng đơn giản là không thể có một ngôi sao có thể co lại thành một điểm được. Đó cũng là quan điểm của đa số các nhà khoa học. Chính Einstein cũng viết một bài báo trong đó ông tuyên bố rằng một ngôi sao không thể co lại tới kích thước bằng 0 được! Trước sự chống đối của các nhà khoa học khác, mà đặc biệt là Eddington - vừa là thầy giáo cũ vừa là người có uy tín hàng đầu về cấu trúc các sao, Chandrasekhar đành bỏ phương hướng nghiên cứu đó của mình và chuyển sang nghiên cứu những vấn đề khác trong thiên văn học như sự chuyển động của các cụm sao. Tuy nhiên, khi ông được trao giải thưởng Nobel vào năm 1938, thì ít nhất cũng một phần là do công trình đầu tay của ông về khối lượng giới hạn của các sao lạnh.
Hình ảnh
Chandrasekhar đã chứng minh được rằng nguyên lý loại trừ không thể ngăn chặn được sự co lại của các ngôi sao có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar, nhưng vấn đề hiểu được điều gì sẽ xảy ra đối với những sao như vậy theo thuyết tương đối rộng thì phải tới năm 1939 mới được nhà khoa học trẻ người Mỹ là Robert Oppenheimer giải quyết lần đầu tiên. Tuy nhiên, kết quả của ông cho thấy rằng không có một hệ quả quan sát nào có thể phát hiện được bằng các kính thiên văn thời đó. Rồi chiến tranh thế giới thứ 2 xảy ra, và chính Oppenheimer lại cuốn hút vào dự án bom nguyên tử. Sau chiến tranh, vấn đề sự co lại do hấp dẫn bị lãng quên vì đa số các nhà khoa học bắt đầu lao vào các hiện tượng xảy ra trong quy mô nguyên tử và hạt nhân của nó. Tuy nhiên, vào những năm 60 sự quan tâm tới các vấn đề ở thang vĩ mô của thiên văn học và vũ trụ học lại sống dậy vì số lượng cũng như tầm quan sát thiên văn tăng lên rất lớn, do việc áp dụng những công nghệ hiện đại. Công trình của Oppenheimer khi đó lại được phát hiện lại và được mở rộng thêm bởi nhiều người khác.

Bức tranh mà hiện nay chúng ta có từ công trình của Oppenheimer như sau: trường hấp dẫn của ngôi sao làm thay đổi đường truyền của các tia sáng trong không-thời gian. Các nón ánh sáng - chỉ đường truyền trong không-thời gian của các chớp sáng được phát ra từ đỉnh của nón - sẽ hơi bị uốn vào phía trong, phía gần với bề mặt của sao. Điều này có thể thấy được theo quỹ đạo cong của tia sáng phát từ những ngôi sao xa trong quá trình nhật thực. Vì ngôi sao nặng đang co lại, nên trường hấp dẫn ở bề mặt của nó ngày càng mạnh và nón ánh sáng càng bị uốn cong vào phía trong. Điều này làm cho tia sáng ngày càng khó thoát khỏi ngôi sao, và ánh sáng sẽ ngày càng mờ đi và đỏ hơn đối với người quan sát từ xa. Cuối cùng, khi ngôi sao đã co tới một bán kính tới hạn nào đó, trường hấp dẫn ở bề mặt của nó trở nên mạnh tới mức nón ánh sáng bị uốn vào phía trong nhiều đến nỗi ánh sáng không thể thoát ra được nữa(hình 6.1). Theo thuyết tương đối thì không có gì có thể chuyển động nhanh hơn ánh sáng. Vì vậy, nếu ánh sáng không thể thoát ra được, thì cũng không có gì có thể thoát được ra; tất cả đều bị trường hấp dẫn kéo lại. Do đó, ta có một tập các sự cố, tức là một vùng trong không-thời gian, mà không có gì có thể thoát ra từ đó để đến được với người quan sát từ xa. Vùng này chính là cái mà người ta gọi là lỗ đen. Biên của vùng này được gọi là chân trời sự cố, và nó trùng với đường truyền của các tia sáng vừa chớm không thoát ra được khỏi lỗ đen.

Để hiểu được điều mà bạn sẽ thấy nếu bạn đang quan sát sự co lại của một ngôi sao để tạo thành lỗ đen, thì cần nhớ rằng trong thuyết tương đối không có khái niệm thời gian tuyệt đối. Mỗi một người quan sát có độ đo thời gian riêng của mình. Thời gian đối với người ở trên một ngôi sao sẽ khác thời gian của người ở xa, do có trường hấp dẫn của các ngôi sao. Giả sử có một nhà du hành vũ trụ quả cảm ở ngay trên bề mặt một ngôi sao đang co lại vào phía trong của nó, cứ mỗi một giây theo đồng hồ của anh ta lại gửi về con tàu đang quay quanh ngôi sao đó một tín hiệu. Ở thời điểm nào đó theo đồng hồ của anh ta, ví dụ lúc 11 giờ, ngôi sao co lại dưới bán kính tới hạn - kích thước mà ở đó trường hấp dẫn bắt đầu mạnh tới mức không gì có thể thoát được ra, - và như vậy, các tín hiệu của nhà du hành không tới được con tàu nữa. Khi tới gần 11 giờ, các đồng nghiệp của nhà du hành quan sát từ con tàu thấy khoảng thời gian giữa hai tín hiệu liên tiếp do nhà du hành gửi về ngày càng dài hơn, nhưng trước 10 giờ 59 phút 59 giây hiệu ứng đó rất nhỏ. Họ chỉ phải đợi hơn một giây chút xíu giữa tín hiệu mà nhà du hành gửi về lúc 10 giờ 59 phút 58 giây và tín hiệu anh ta gửi về lúc đồng hồ anh ta chỉ 10 giờ 59 phút 59 giây, nhưng họ sẽ phải đợi vĩnh viễn viễn tín hiệu gửi lúc 11 giờ. Các sóng ánh sáng được phát từ bề mặt ngôi sao trong khoảng thời gian giữa 10 giờ 59 phút 59 giây và 11 giờ theo đồng hồ của nhà du hành sẽ được truyền qua một khoảng thời gian vô hạn, nếu đo từ con tàu. Khoảng thời gian giữa hai sóng ánh sáng liên tiếp tới con tàu mỗi lúc một dài hơn, do đó ánh sáng từ ngôi sao mỗi lúc một đỏ và nhợt nhạt hơn. Cuối cùng, ngôi sao sẽ mờ tối tới mức từ con tàu không thể nhìn thấy nó nữa; tất cả những cái còn lại chỉ là một lỗ đen trong không gian. Tuy nhiên, ngôi sao vẫn tiếp tục tác dụng một lực hấp dẫn như trước lên con tàu làm cho nó vẫn tiếp tục quay xung quanh lỗ đen.

Thực ra, kịch bản này không phải hoàn toàn là hiện thực vì vấn đề sau: Lực hấp dẫn càng yếu khi bạn càng ở xa ngôi sao, vì vậy lực hấp dẫn tác dụng lên chân nhà du hành vũ trụ quả cảm của chúng ta sẽ luôn luôn lớn hơn lực tác dụng lên đầu của anh ta. Sự khác biệt về lực đó sẽ kéo dài nhà du hành vũ trụ của chúng ta giống như một sợi mì hoặc xé đứt anh ta ra trước khi ngôi sao co tới bán kính tới hạn, tại đó chân trời sự cố được hình thành! Tuy nhiên, chúng ta tin rằng trong vũ trụ có những vật thể lớn hơn rất nhiều, chẳng hạn như những vùng trung tâm của các thiên hà, cũng có thể co lại do hấp dẫn để tạo thành các lỗ đen; một nhà du hành vũ trụ ở trên một trong các vật thể đó sẽ không bị xé đứt trước khi lỗ đen được tạo thành. Thực tế, anh ta sẽ chẳng cảm thấy gì đặc biệt khi đạt tới bán kính tới hạn, và có thể vượt điểm-không-đường-quay-lại mà không nhận thấy. Tuy nhiên, chỉ một ít giờ sau, khi vùng đó tiếp tục co lại, sự khác biệt về lực hấp dẫn tác dụng lên chân và đầu sẽ lại trở nên mạnh tới mức nó sẽ xé đứt người anh ta.

Công trình mà Roger Penrose và tôi tiến hành giữa năm 1965 và 1970 chứng tỏ, rằng theo thuyết tương đối rộng, thì cần phải có một kỳ dị với mật độ và độ cong không-thời gian vô hạn bên trong lỗ đen. Điều này khá giống với vụ nổ lớn ở điểm bắt đầu, chỉ có điều ở đây lại là thời điểm cuối của một vật thể cùng nhà du hành đang co lại. Ở kỳ dị này, các định luật khoa học và khả năng tiên đoán tương lai đều không dùng được nữa. Tuy nhiên, một người quan sát còn ở ngoài lỗ đen sẽ không bị ảnh hưởng bởi sự mất khả năng tiên đoán đó vì không một tín hiệu nào hoặc tia sáng nào từ điểm kỳ dị đó tới được anh ta. Sự kiện đáng chú ý đó đã dẫn Roger Penrose tới giả thuyết về sự kiểm duyệt vũ trụ - một giả thuyết có thể phát biểu dưới dạng “Chúa căm ghét sự kỳ dị trần trụi”. Nói một cách khác, những kỳ dị được tạo ra bởi sự co lại do hấp dẫn chỉ xảy ra ở những nơi giống như lỗ đen - nơi mà chúng được che giấu kín đáo bởi chân trời sự cố không cho người ngoài nhìn thấy. Nói một cách chặt chẽ thì đây là mới là giả thuyết về sự kiểm duyệt vũ trụ yếu: nó bảo vệ cho những người quan sát còn ở ngoài lỗ đen tránh được những hậu quả do sự mất khả năng tiên đoán xảy ra ở điểm kỳ dị, nhưng nó hoàn toàn không làm được gì cho nhà du hành bất hạnh đã bị rơi vào lỗ đen.

Có một số nghiệm của các phương trình của thuyết tương đối rộng, trong đó nó cho phép nhà du hành của chúng ta có thể nhìn thấy điểm kỳ dị trần trụi: như vậy anh ta có thể tránh không đụng vào nó và thay vì anh ta có thể rơi qua một cái “lỗ sâu đục” và đi ra một vùng khác của vũ trụ. Điều này tạo ra những khả năng to lớn cho việc du hành trong không gian và thời gian, nhưng thật không may, những nghiệm đó lại rất không ổn định; chỉ cần một nhiễu động nhỏ, ví dụ như sự có mặt của nhà du hành, là đã có thể làm cho chúng thay đổi tới mức nhà du hành không còn nhìn thấy kỳ dị nữa cho tới khi chạm vào nó và thời gian của anh ta sẽ chấm hết. Nói cách khác, kỳ dị luôn luôn nằm ở tương lai chứ không bao giờ nằm ở quá khứ của anh ta. Giả thuyết kiểm duyệt vũ trụ mạnh phát biểu rằng trong nghiệm hiện thực thì các kỳ dị luôn luôn hoặc hoàn toàn nằm trong tương lai (như các kỳ dị do quá trình co lại do hấp dẫn) hoặc hoàn toàn nằm trong quá khứ (như vụ nổ lớn). Người ta rất hy vọng một trong hai giả thuyết kiểm duyệt là đúng, bởi vì ở gần các kỳ dị trần trụi sẽ có thể chu du về quá khứ. Trong khi điều này thật tuyệt vời đối với các nhà viết truyện khoa học viễn tưởng thì nó cũng có nghĩa là cuộc sống của bất kỳ ai đều không an toàn: một kẻ nào đó có thể mò về quá khứ giết chết bố hoặc mẹ của bạn trước khi bạn được đầu thai!

Chân trời sự cố, biên của vùng không - thời gian mà từ đó không gì thoát ra được, có tác dụng như một màng một chiều bao quanh lỗ đen: các vật, tỷ như nhà du hành khinh suất của chúng ta, có thể rơi vào lỗ đen qua chân trời sự cố, nhưng không gì có thể thoát ra lỗ đen qua chân trời sự cố (cần nhớ rằng chân trời sự cố là đường đi trong không-thời gian của ánh sáng đang tìm cách thoát khỏi lỗ đen, và không gì có thể chuyển động nhanh hơn ánh sáng). Có thể dùng lời của thi sĩ Dante nói về lối vào địa ngục để nói về chân trời sự cố: “Hỡi những người bước vào đây hãy vứt bỏ mọi hy vọng!”. Bất kỳ cái gì hoặc bất kỳ ai, một khi đã rơi qua chân trời sự cố thì sẽ sớm tới vùng có mật độ vô hạn và, chấm hết thời gian.

Thuyết tương đối rộng tiên đoán rằng các vật nặng khi chuyển động sẽ phát ra sóng hấp dẫn - những nếp gợn trong độ cong của không gian truyền với vận tốc của ánh sáng. Những sóng này tương tự như các sóng ánh sáng, là những gợn sóng của trường điện từ, nhưng sóng hấp dẫn khó phát hiện hơn nhiều. Giống như ánh sáng, sóng hấp dẫn cũng mang năng lượng lấy từ các vật phát ra nó. Do đó, hệ thống các vật nặng cuối cùng sẽ an bài ở một trạng thái dừng nào đó bởi vì năng lượng ở bất cứ dạng vận động nào đều được các sóng hấp dẫn mang đi. (Điều này gần tương tự với việc ném một cái nút xuống nước. Ban đầu, nó dập dềnh khá mạnh, nhưng rồi vì các gợn sóng mang dần đi hết năng lượng của nó, cuối cùng nó an bài ở một trạng thái dừng). Ví dụ, chuyển động của trái đất xung quanh mặt trời tạo ra các sóng hấp dẫn. Tác dụng của việc mất năng lượng sẽ làm thay đổi quỹ đạo trái đất, làm cho nó dần dần tiến tới gần mặt trời hơn, rồi cuối cùng chạm mặt trời và an bài ở một trạng thái dừng. Tuy nhiên, tốc độ mất năng lượng của trái đất và mặt trời rất thấp: chỉ cỡ đủ để chạy một lò sưởi điện nhỏ. Điều này có nghĩa là phải mất gần một ngàn triệu triệu triệu triệu năm trái đất mới đâm vào mặt trời và vì vậy chúng ta chẳng có lý do gì để lo lắng cả! Sự thay đổi quỹ đạo của trái đất cũng rất chậm khiến cho khó có thể quan sát được, nhưng chính hiện tượng này đã được quan sát thấy ít năm trước trong hệ thống có tên là PSR 1913+16 PSR là tên viết tắt của một pulsar (pulsar là chuẩn tinh: một loại sao neutron đặc biệt có khả năng phát đều đặn các xung sóng radio). Hệ thống này gồm hai sao neutron quay xung quanh nhau và sự mất năng lượng do phát sóng hấp dẫn làm cho chúng chuyển động theo đường xoắn ốc hướng vào nhau

Trong quá trình co lại do hấp dẫn của một ngôi sao để tạo thành một lỗ đen, các chuyển động sẽ nhanh hơn nhiều và vì vậy tốc độ năng lượng được chuyển đi cũng cao hơn nhiều. Do vậy mà thời gian để đạt tới sự an bài ở một trạng thái dừng sẽ không quá lâu. Vậy cái giai đoạn cuối cùng này nhìn sẽ như thế nào? Người ta cho rằng, nó sẽ phụ thuộc vào tất cả các đặc tính của ngôi sao. Có nghĩa là, nó không chỉ phụ thuộc vào khối lượng và tốc độ quay, mà còn phụ thuộc vào những mật độ khác nhau của các phần tử khác nhau của ngôi sao và cả những chuyển động phức tạp của các khí trong ngôi sao đó nữa. Và nếu các lỗ đen cũng đa dạng như những đối tượng đã co lại và tạo nên chúng thì sẽ rất khó đưa ra một tiên đoán nào về các lỗ đen nói chung.

Tuy nhiên, vào năm 1967, một nhà khoa học Canada tên là Werner Israel (ông sinh ở Berlin, lớn lên ở Nam Phi, và làm luận án tiến sĩ ở Ireland) đã tạo ra một bước ngoặt trong việc nghiên cứu các lỗ đen. Israel chỉ ra rằng, theo thuyết tương đối rộng thì các lỗ đen không quay là rất đơn giản; chúng có dạng cầu lý tưởng và có kích thước chỉ phụ thuộc vào khối lượng của chúng; hai lỗ đen như thế có khối lượng như nhau là hoàn toàn đồng nhất với nhau.

Thực tế, những lỗ đen này có thể được mô tả bằng một nghiệm riêng của phương trình Einstein đã được biết từ năm 1917, do Karl Schwarzchild tìm ra gần như ngay sau khi tuyết tương đối rộng được phát minh. Thoạt đầu, nhiều người, thậm chí ngay cả Israel, lý luận rằng, vì các lỗ đen cần phải có dạng cầu lý tưởng nên chúng chỉ có thể được tạo thành từ sự co lại của đối tượng có dạng cầu lý tưởng. Mà một ngôi sao chẳng bao giờ có thể có dạng cầu lý tưởng được, nên nó chỉ có thể co lại để tạo thành một kỳ dị trần trụi mà thôi.

Tuy nhiên, có một cách giải thích khác cho kết quả của Israel mà Roger Penrose và đặc biệt là John Wheeler rất ủng hộ. Họ lý luận rằng, những chuyển động nhanh trong quá trình co lại có nghĩa là các sóng hấp dẫn do nó phát ra sẽ làm cho nó có dạng cầu hơn và vào thời điểm an bài ở trạng thái dừng nó có dạng chính xác là cầu. Theo quan điểm này thì một ngôi sao không quay, bất kể hình dạng và cấu trúc bên trong phức tạp của nó, sau khi kết thúc quá trình co lại do hấp dẫn đều là một lỗ đen có dạng cầu lý tưởng với kích thước chỉ phụ thuộc vào khối lượng của nó. Những tính toán sau này đều củng cố cho quan điểm này và chẳng bao lâu sau nó đã được mọi người chấp nhận.

Kết quả của Israel chỉ đề cập trường hợp các lỗ đen được tạo thành từ các vật thể không quay. Năm 1963 Roy Kerr người New Zealand đã tìm ra một tập hợp nghiệm của các phương trình của thuyết tương đối mô tả các lỗ đen quay. Các lỗ đen “Kerr” đó quay với vận tốc không đổi, có kích thước và hình dáng chỉ phụ thuộc vào khối lượng và tốc độ quay của chúng. Nếu tốc độ quay bằng không, lỗ đen sẽ là cầu lý tưởng và nghiệm này sẽ trùng với nghiệm Schwarzchild. Nếu tốc độ quay khác 0, lỗ đen sẽ phình ra phía ngoài ở gần xích đạo của nó (cũng như trái đất và mặt trời đều phình ra do sự quay của chúng), và nếu nó quay càng nhanh thì sự phình ra sẽ càng mạnh. Như vậy, để mở rộng kết quả của Israel cho bao hàm được cả các vật thể quay, người ta suy đoán rằng một vật thể quay co lại để tạo thành một lỗ đen cuối cùng sẽ an bài ở trạng thái dừng được mô tả bởi nghiệm Kerr.

Năm 1970, một đồng nghiệp và cũng là nghiên cứu sinh của tôi, Brandon Carter đã đi được bước đầu tiên hướng tới chứng minh suy đoán trên. Anh đã chứng tỏ được rằng với điều kiện lỗ đen quay dừng có một trục đối xứng, giống như một con quay, thì nó sẽ có kích thước và hình dạng chỉ phụ thuộc vào khối lượng và tốc độ quay của nó. Sau đó vào năm 1971, tôi đã chứng minh được rằng bất kỳ một lỗ đen quay dừng nào đều cần phải có một trục đối xứng như vậy. Cuối cùng, vào năm 1973, David Robinson ở trường Kings College, London đã dùng kết quả của Carter và tôi chứng minh được rằng ước đoán nói trên là đúng. Những lỗ đen như vậy thực sự là nghiệm Kerr. Như vậy, sau khi co lại do hấp dẫn, lỗ đen sẽ an bài trong trạng thái có thể quay nhưng không xung động. Hơn nữa, kích thước hình dạng của nó chỉ phụ thuộc vào khối lượng và tốc độ quay chứ không phụ thuộc vào bản chất của vật thể bị co lại tạo nên nó. Kết quả này được biết dưới châm ngôn: “lỗ đen không có tóc”. Định lý “không có tóc” này có một tầm quan trọng thực tiễn to lớn bởi nó hạn chế rất mạnh các loại lỗ đen lý thuyết. Do vậy, người ta có thể tạo ra những mô hình chi tiết của các vật có khả năng chứa lỗ đen và so sánh những tiên đoán của mô hình với quan sát. Điều này cũng có nghĩa là một lượng rất lớn thông tin về vật thể co lại sẽ phải mất đi khi lỗ đen được tạo thành, bởi vì sau đấy tất cả những thứ mà ta có thể đo được về vật thể đó chỉ là khối lượng và tốc độ quay của nó. Ý nghĩa của điều này sẽ được thấy rõ ở chương sau.

Thực tế, điều này đã được dùng như một luận cứ chủ yếu của những người phản đối lỗ đen: làm sao người ta có thể tin rằng có những vật thể mà bằng chứng về sự tồn tại của nó chỉ là những tính toán dựa trên lý thuyết tương đối rộng, một lý thuyết vốn đã đáng ngờ? Tuy nhiên, vào năm 1963, Maarten Schmidt, một nhà thiên văn làm việc ở Đài thiên văn Palomar, Caliornia, Mỹ, đã đo được sự chuyển dịch về phía đỏ của một đối tượng mờ tựa như sao theo hướng một nguồn phát sóng radio có tên là 3C273 (tức là số của nguồn là 273 trong catalogue thứ 3 ở Cambridge). Ông thấy sự chuyển dịch này là quá lớn, nếu xem nó do trường hấp dẫn gây ra: nếu đó là sự chuyển dịch về phía đỏ do trường hấp dẫn gây ra thì đối tượng đó phải rất nặng và ở gần chúng ta tới mức nó sẽ làm nhiễu động quỹ đạo của các hành tinh trong Hệ mặt trời. Điều này gợi ý rằng sự chuyển dịch về phía đỏ này là do sự giãn nở của vũ trụ và vì vậy đối tượng đó phải ở rất xa chúng ta. Để thấy được ở một khoảng cách xa như thế vật thể đó phải rất sáng hay nói cách khác là phải phát ra một năng lượng cực lớn. Cơ chế duy nhất mà con người có thể nghĩ ra để miêu tả một năng lượng lớn như thế, là sự co lại do hấp dẫn không phải chỉ của một ngôi sao mà của cả vùng trung tâm của thiên hà. Nhiều đối tượng “tương tự sao” (chuẩn tinh), hay nói cách khác là các quasar, cũng đã được phát hiện. Tất cả đều có chuyển dịch lớn về phía đỏ. Nhưng tất cả chúng đều ở quá xa, khó quan sát để cho một bằng chứng quyết định về các lỗ đen.

Sự cổ vũ tiếp theo cho sự tồn tại của các lỗ đen là phát minh của Jocelyn Bell, một nghiên cứu sinh ở Cambridge, về những thiên thể phát các xung radio đều đặn. Thoạt đầu, Bell và người hướng dẫn của chị là Antony Hewish, nghĩ rằng có lẽ họ đã liên lạc được với một nền văn minh lạ trong thiên hà! Thực tế, trong buổi seminar khi họ thông báo phát minh của họ, tôi nhớ là họ đã gọi bốn nguồn phát sóng radio đầu tiên đó là LGM 1-4 với LGM là viết tắt của “Little Green Men” (những người xanh nhỏ). Tuy nhiên, cuối cùng họ và mọi người đều đi đến một kết luận ít lãng mạn hơn cho rằng những đối tượng đó - có tên là pulsar - thực tế là những sao neutron quay, có khả năng phát các xung sóng radio, do sự tương tác phức tạp giữa các từ trường của nó với vật chất xung quanh. Đây là một tin không mấy vui vẻ đối với các nhà văn chuyên viết về các chuyện phiêu lưu trong vũ trụ, nhưng lại đầy hy vọng đối với một số ít người tin vào sự tồn tại của lỗ đen thời đó: đây là bằng chứng xác thực đầu tiên về sự tồn tại của các sao neutron. Sao neutron có bán kính chừng mười dặm, chỉ lớn hơn bán kính tới hạn để ngôi sao trở thành một lỗ đen ít lần. Nếu một sao có thể co lại tới một kích thước nhỏ như vậy thì cũng không có lý do gì mà những ngôi sao khác không thể co lại tới một kích thước còn nhỏ hơn nữa để trở thành lỗ đen.

Làm sao chúng ta có thể hy vọng phát hiện được lỗ đen, khi mà theo chính định nghĩa của nó, nó không phát ra một tia sáng nào? Điều này cũng na ná như đi tìm con mèo đen trong một kho than. May thay vẫn có một cách. Như John Michell đã chỉ ra trong bài báo tiên phong của ông viết năm 1983, lỗ đen vẫn tiếp tục tác dụng lực hấp dẫn lên các vật xung quanh. Các nhà thiên văn đã quan sát được nhiều hệ thống, trong đó có hai sao quay xung quanh nhau và hút nhau bằng lực hấp dẫn. Họ cũng quan sát được những hệ thống, trong đó chỉ có một sao thấy được quay xung quanh sao đồng hành (không thấy được). Tất nhiên, người ta không thể kết luận ngay rằng sao đồng hành đó là một lỗ đen, vì nó có thể đơn giản chỉ là một ngôi sao phát sáng quá yếu nên ta không thấy được. Tuy nhiên, có một số trong các hệ thống đó, chẳng hạn như hệ thống có tên là Cygnus X-1(hình 6.2) cũng là những nguồn phát tia X rất mạnh. Cách giải thích tốt nhất cho hiện tượng này là vật chất bị bắn ra khỏi bề mặt của ngôi sao nhìn thấy. Vì lượng vật chất này rơi về phía đồng hành không nhìn thấy, nên nó phát triển thành chuyển động theo đường xoắn ốc (khá giống như nước chảy ra khỏi bồn tắm) và trở nên rất nóng, phát ra tia X (hình 6.3). Muốn cho cơ chế này hoạt động, sao đồng hành không nhìn thấy phải rất nhỏ, giống như sao lùn trắng, sao neutron hoặc lỗ đen. Từ quỹ đạo quan sát được của ngôi sao nhìn thấy, người ta có thể xác định được khối lượng khả dĩ thấp nhất của ngôi sao đồng hành không nhìn thấy. Trong trường hợp hệ thống Cygnus X-1 sao đó có khối lượng lớn gấp 6 lần mặt trời. Theo kết quả của Chandrasekhar thì như thế là quá lớn để cho sao không nhìn thấy là một sao lùn trắng. Nó cũng có khối lượng quá lớn để là sao neutron. Vì vậy, nó dường như phải là một lỗ đen...

Cũng có những mô hình khác giải thích rằng Cygnus X-1 không bao gồm lỗ đen, nhưng tất cả những mô hình đó đều rất gượng gạo. Lỗ đen là cách giải thích thực sự tự nhiên duy nhất những quan trắc đó. Mặc dù vậy, tôi đã đánh cuộc với Kip Thorne ở Viện kỹ thuật California, rằng thực tế Cygnus X-1 không chứa lỗ đen! Đây chẳng qua chỉ là sách lược bảo hiểm cho tôi. Tôi đã tốn biết bao công sức cho những lỗ đen và tất cả sẽ trở nên vô ích, nếu hóa ra là các lỗ đen không tồn tại. Nhưng khi đó tôi sẽ được an ủi là mình thắng cuộc và điều đó sẽ mang lại cho tôi bốn năm liền tạp chí Private Eye. Nếu lỗ đen tồn tại thì Kip được 1 năm tạp chí Penthouse. Khi chúng tôi đánh cuộc vào năm 1975 thì chúng tôi đã chắc tới 80% rằng Cygnus là lỗ đen. Và bây giờ tôi có thể nói rằng chúng tôi đã biết chắc tới 95%, nhưng cuộc đánh cuộc vẫn chưa thể xem là đã ngã ngũ.

Giờ đây chúng ta cũng có bằng chứng về một số lỗ đen khác trong các hệ thống giống như Cygnus X-1 trong thiên hà của chúng ta và trong hai thiên hà lân cận có tên là Magellanic Clouds. Tuy nhiên, số các lỗ đen chắc còn cao hơn nhiều; trong lịch sử dài dằng dặc của vũ trụ nhiều ngôi sao chắc đã đốt hết toàn bộ nhiên liệu hạt nhân của mình và đã phải co lại. Số các lỗ đen có thể lớn hơn nhiều so với số những ngôi sao nhìn thấy, mà chỉ riêng trong thiên hà của chúng ta thôi số những ngôi sao đó đã tới khoảng một trăm ngàn triệu. Lực hút hấp dẫn phụ thêm của một số lớn như thế các lỗ đen có thể giải thích được tại sao thiên hà của chúng ta lại quay với tốc độ như nó hiện có: khối lượng của các sao thấy được không đủ để làm điều đó. Chúng ta cũng có một số bằng chứng cho thấy rằng có một lỗ đen lớn hơn nhiều ở trung tâm thiên hà của chúng ta với khối lượng lớn hơn khối lượng của mặt trời tới trăm ngàn lần. Các ngôi sao trong thiên hà tới gần lỗ đen đó sẽ bị xé tan do sự khác biệt về hấp dẫn ở phía gần và phía xa của nó. Tàn tích của những ngôi sao đó và khí do các sao khác tung ra đều sẽ rơi về phía lỗ đen. Cũng như trong trường hợp Cygnus X-1, khí sẽ chuyển động theo đường xoắn ốc đi vào và nóng lên mặc dù không nhiều như trong trường hợp đó. Nó sẽ không đủ nóng để phát ra các tia X, nhưng cũng có thể là các nguồn sóng radio và tia hồng ngoại rất đậm đặc mà người ta đã quan sát được ở tâm thiên hà.

Người ta cho rằng những lỗ đen tương tự hoặc thậm chí còn lớn hơn, với khối lượng khoảng trăm triệu lần lớn hơn khối lượng mặt trời có thể gặp ở tâm các quasar. Vật chất rơi vào những lỗ đen siêu nặng như vậy sẽ tạo ra một nguồn năng lượng duy nhất đủ lớn để giải thích lượng năng lượng cực lớn mà các vật thể đó phát ra. Vì vật chất chuyển động xoáy ốc vào lỗ đen, nó sẽ làm cho lỗ đen quay cùng chiều tạo cho nó một từ trường khá giống với từ trường của trái đất. Các hạt có năng lượng rất cao cũng sẽ được sinh ra gần lỗ đen bởi vật chất rơi vào. Từ trường này có thể mạnh tới mức hội tụ được các hạt đó thành những tia phóng ra ngoài dọc theo trục quay của lỗ đen, tức là theo hướng các cực bắc và nam của nó. Các tia như vậy thực tế đã được quan sát thấy trong nhiều thiên hà và các quasar.
Hình ảnh
Người ta cũng có thể xét tới khả năng có những lỗ đen với khối lượng nhỏ hơn nhiều so với khối lượng mặt trời. Những lỗ đen như thế không thể được tạo thành bởi sự co lại do hấp dẫn, vì khối lượng của chúng thấp hơn giới hạn Chandrasekhar: Các sao có khối lượng thấp đó tự nó có thể chống chọi được với lực hấp dẫn thậm chí cả khi chúng đã hết sạch nhiên liệu hạt nhân. Do vậy, những lỗ đen khối lượng thấp đó chỉ có thể được tạo thành nếu vật chất của nó được nén đến mật độ cực lớn bởi một áp lực rất cao từ bên ngoài. Điều kiện như thế có thể xảy ra trong một quả bom khinh khí rất lớn: nhà vật lý John Wheeler một lần đã tính ra rằng nếu ta lấy toàn bộ nước nặng trong tất cả các đại dương thì ta có thể chế tạo được quả bom khinh khí có thể nén được vật chất ở tâm mạnh tới mức có thể tạo nên một lỗ đen. (Tất nhiên sẽ chẳng còn ai sống sót mà quan sát điều đó!). Một khả năng khác thực tiễn hơn là các lỗ đen có khối lượng thấp có thể được tạo thành dưới nhiệt độ và áp suất cao ở giai đoạn rất sớm của vũ trụ. Mặt khác những lỗ đen chỉ có thể tạo thành nếu vũ trụ ở giai đoạn rất sớm không trơn tru và đều đặn một cách lý tưởng, bởi vì chỉ cần một vùng nhỏ có mật độ lớn hơn mật độ trung bình là có thể bị nén theo cách đó để tạo thành lỗ đen. Nhưng chúng ta biết rằng nhất thiết phải có một số bất thường như vậy, bởi vì nếu không vật chất trong vũ trụ cho tới nay vẫn sẽ còn phân bố đều một cách lý tưởng thay vì kết lại thành khối trong các ngôi sao và thiên hà.

Những bất thường đòi hỏi phải có để tạo ra các ngôi sao và thiên hà có dẫn tới sự tạo thành một số đáng kể “lỗ đen nguyên thủy” hay không còn phụ thuộc vào chi tiết của những điều kiện ở giai đoạn đầu của vũ trụ. Vì vậy, nếu hiện nay chúng ta có thể xác định được có bao nhiêu lỗ đen nguyên thủy thì chúng ta sẽ biết được nhiều điều về những giai đoạn rất sớm của vũ trụ. Các lỗ đen nguyên thủy với khối lượng lớn hơn ngàn triệu tấn (bằng khối lượng của một quả núi lớn) có thể được phát hiện chỉ thông qua ảnh hưởng hấp dẫn của chúng lên các vật thể khác là vật chất thấy được hoặc ảnh hưởng tới sự giãn nở của vũ trụ. Tuy nhiên, như chúng ta sẽ biết ở chương sau, các lỗ đen xét cho cùng cũng không phải quá đen: chúng phát sáng như những vật nóng, và các lỗ đen càng nhỏ thì chúng phát sáng càng mạnh. Và như vậy một điều thật nghịch lý là các lỗ đen càng nhỏ thì càng dễ phát hiện hơn các lỗ đen lớn.
⇒ • √ ∠ ∞ ≈ ∫ ≡ α β γ δ ε η κ λ π ρ σ φ ω Γ Δ ∇ Θ Λ Σ Φ Ω
Thí nghiệm ảo java/ph14vn/
Trang chủ Khoa lý http://vatly.hnue.edu.vn
Hình đại diện của thành viên
bin
Giảng viên
 
Bài viết: 3315
Ngày tham gia: Thứ 5 Tháng 3 10, 2005 1:54 pm
Đến từ: Khoa Vật lí - ĐHSPHN

Bài viết chưa xemgửi bởi bin » Thứ 5 Tháng 4 07, 2005 4:23 pm

Lỗ đen không quá đen

Trước năm 1970, nghiên cứu của tôi về thuyết tương đối rộng chủ yếu tập trung vào vấn đề có tồn tại hay không kỳ dị vụ nổ lớn. Tuy nhiên, vào một buổi tối tháng 11 năm đó, ngay sau khi con gái tôi, cháu Lucy, ra đời, tôi bắt đầu suy nghĩ về những lỗ đen khi tôi trên đường về phòng ngủ. Vì sự tàn tật của mình, tôi di chuyển rất chậm, nên có đủ thời gian để suy nghĩ. Vào thời đó còn chưa có một định nghĩa chính xác cho biết những điểm nào của không-thời gian là nằm trong, và những điểm nào là nằm ngoài lỗ đen. Tôi đã thảo luận với Roger Penrose ý tưởng định nghĩa lỗ đen như một tập hợp mà các sự cố không thể thoát ra khỏi nó để đến những khoảng cách lớn, và bây giờ nó đã trở thành một định nghĩa được mọi người chấp nhận. Điều này có nghĩa là biên giới của lỗ đen, cũng gọi là chân trời sự cố, được tạo bởi đường đi trong không-thời gian của các tia sáng vừa chớm không thoát ra được khỏi lỗ đen, và vĩnh viễn chơi vơi ở mép của nó (hình 7.1). Nó cũng gần giống như trò chơi chạy trốn cảnh sát, chỉ hơi vượt trước được một bước nhưng còn chưa thể bứt ra được.
Hình ảnh
Bất chợt tôi nhận ra rằng đường đi của các tia sáng ấy không bao giờ có thể tiến tới gần nhau. Vì nếu không thế, cuối cùng chúng cũng sẽ phải chập vào nhau. Điều này cũng giống như đón gặp một người bạn đang phải chạy trốn cảnh sát ở phía ngược lại - rốt cuộc cả hai sẽ đều bị bắt! (Hay trong trường hợp của chúng ta cả hai tia sáng sẽ đều bị rơi vào lỗ đen). Nhưng nếu cả hai tia sáng đó đều bị nuốt bởi lỗ đen, thì chúng không thể ở biên giới của lỗ đen được. Như vậy đường đi của các tia sáng trong chân trời sự cố phải luôn luôn song song hoặc đi ra xa nhau. Một cách khác để thấy điều này là chân trời sự cố - biên giới của lỗ đen - giống như mép của một cái bóng - bóng của số phận treo lơ lửng. Nếu bạn nhìn cái bóng tạo bởi một nguồn sáng ở rất xa, chẳng hạn như mặt trời, bạn sẽ thấy rằng các tia sáng ở mép của nó không hề tiến tới gần nhau.

Nếu các tia sáng tạo nên chân trời sự cố - biên giới của lỗ đen - không bao giờ có thể tiến tới gần nhau, thì diện tích của chân trời sự cố có thể giữ nguyên không đổi hoặc tăng theo thời gian chứ không bao giờ giảm, vì nếu không, ít nhất sẽ có một số tia sáng trên biên phải tiến gần tới nhau. Thực tế thì diện tích sẽ tăng bất cứ khi nào có vật chất hoặc bức xạ rơi vào lỗ đen (hình7.2). Hoặc nếu có hai
lỗ đen va chạm rồi xâm nhập vào nhau tạo thành một lỗ đen duy nhất, thì diện tích chân trời sự cố của lỗ đen tạo thành sẽ lớn hơn hoặc bằng tổng diện tích chân rời sự cố của hai lỗ đen riêng lẻ ban đầu (hình 7.3). Tính không giảm đó của diện tích chân trời sự cố đã đặt một hạn chế quan trọng đối với hành vi khả dĩ của các lỗ đen. Tôi đã xúc động về phát minh của mình tới mức đêm đó tôi không sao chợp mắt được. Ngay hôm sau tôi gọi điện cho Roger Penrose. Ông đã đồng ý với tôi. Thực tế, tôi nghĩ rằng chính ông cũng đã ý thức được tính chất đó của diện tích chân trời sự cố. Tuy nhiên, ông đã dùng một định nghĩa hơi khác của lỗ đen. Ông không thấy được rằng biên giới của các lỗ đen theo hai định nghĩa đó thực chất là như nhau, và do đó, diện tích của chúng cũng như nhau với điều kiện lỗ đen đã an bài ở trạng thái không thay đổi theo thời gian.

Tính chất không giảm của diện tích lỗ đen rất giống với tính chất của một đại lượng vật lý có tên là entropy - đại lượng là thước đo mức độ mất trật tự của một hệ thống. Kinh nghiệm hàng ngày cũng cho chúng ta biết rằng nếu để các vật tự do thì mức độ mất trật tự sẽ có xu hướng tăng. (Chỉ cần ngừng sửa chữa xung quanh là bạn sẽ thấy điều đó ngay!). Người ta có thể tạo ra trật tự từ sự mất trật tự (ví dụ như bạn có thể quét sơn lại nhà), nhưng điều đó yêu cầu phải tốn sức lực hoặc năng lượng, và như vậy có nghĩa là sẽ làm giảm lượng năng lượng của trật tự sẵn có.

Phát biểu chính xác ý tưởng này chính là Định luật II của nhiệt động học. Định luật đó phát biểu rằng: entropy của một hệ cô lập luôn luôn tăng, và rằng khi hai hệ hợp lại với nhau làm một thì entropy của hệ hợp thành sẽ lớn hơn tổng entropy của hai hệ riêng rẽ. Ví dụ, xét một hệ phân tử khí đựng trong một cái hộp. Có thể xem những phân tử như những quả cầu billard nhỏ, liên tục va chạm với nhau và với thành hộp. Nhiệt độ của khí càng cao thì các phân tử chuyển động càng nhanh, và chúng va chạm càng thường xuyên và càng mạnh với thành hộp, và áp suất chúng đè lên thành hộp càng lớn. Giả sử rằng ban đầu tất cả các phân tử bị giam ở nửa trái của hộp bằng một vách ngăn. Nếu bỏ vách ngăn đi, các phân tử sẽ có xu hướng tràn ra chiếm cả hai nửa của hộp. Ở một thời điểm nào đó sau đấy, do may rủi, có thể tất cả các phân tử sẽ dồn cả sang nửa phải hoặc trở lại nửa trái của hộp, nhưng khả năng chắc chắn hơn rất nhiều là chúng có số lượng gần bằng nhau ở cả hai nửa hộp. Một trạng thái kém trật tự hơn, hay nói cách khác là mất trật tự hơn, trạng thái ban đầu mà trong đó mọi phân tử chỉ ở trong một nửa hộp. Do đó, người ta nói rằng entropy của khí đã tăng lên. Tương tự, giả sử rằng ta bắt đầu với hai hộp, một hộp chứa các phân tử ôxy và một hộp chứa các phân tử nitơ. Nếu người ta ghép hai hộp với nhau và bỏ vách ngăn đi thì các phân tử ôxy và nitơ sẽ bắt đầu trộn lẫn vào nhau. Ở một thời điểm nào đó sau đấy, trạng thái có xác suất lớn nhất sẽ là sự trộn khá đều các phân tử ôxy và nitơ trong cả hai hộp. Trạng thái đó là kém trật tự hơn trạng thái ban đầu của hai hộp riêng rẽ.

Định luật thứ hai của nhiệt dộng học có vị trí hơi khác so với các định luật khoa học khác, chẳng hạn như định luật hấp dẫn của Newton, bởi vì nó không phải luôn luôn đúng, mà chỉ đúng trong đại đa số các trường hợp mà thôi. Xác suất để tất cả các phân tử trong hộp đầu tiên của chúng ta dồn cả về một nửa của hộp ở thời điểm sau khi bỏ vách ngăn chỉ bằng một phần nhiều triệu triệu, nhưng nó vẫn có thể xảy ra. Tuy nhiên, nếu có một lỗ đen ở cạnh thì định luật đó dường như sẽ bị vi phạm khá dễ dàng: chỉ cần ném một số vật chất có lượng entropy lớn, như một hộp khí chẳng hạn, vào lỗ đen. Khi đó tổng số entropy của vật chất ở ngoài lỗ đen sẽ giảm. Tất nhiên, người ta vẫn còn có thể viện lý rằng entropy tổng cộng, kể cả entropy trong lỗ đen sẽ không giảm, nhưng vì không có cách gì để nhìn vào lỗ đen, nên chúng ta không thể thấy được vật chất trong đó chứa bao nhiêu entropy. Khi này sẽ thật là tuyệt vời nếu có một đặc tính nào đó của lỗ đen, mà qua nó, người quan sát ở bên ngoài có thể biết về entropy của lỗ đen, và đặc tính này lại tăng bất cứ khi nào có một lượng vật chất mang entropy rơi vào lỗ đen. Sự phát hiện vừa mô tả ở trên cho thấy rằng diện tích của chân trời sự cố sẽ tăng bất cứ khi nào có một lượng vật chất rơi vào lỗ đen. Một nghiên cứu sinh ở Princeton tên là Jacod Bekenstein đã đưa ra giả thuyết rằng diện tích của chân trời sự cố chính là thước đo entropy của lỗ đen. Khi vật chất mang entropy rơi vào lỗ đen, diện tích của chân trời sự cố tăng, nên tổng entropy của vật chất ngoài lỗ đen và diện tích chân trời sự cố sẽ không khi nào giảm.

Giả thuyết này dường như đã tránh cho định luật thứ hai nhiệt động học không bị vi phạm trong hầu hết mọi tình huống. Tuy nhiên, vẫn còn một khe hở tai hại. Nếu lỗ đen có entropy thì nó cũng sẽ phải có nhiệt độ. Nhưng một vật có nhiệt độ thì sẽ phải phát xạ với tốc độ nào đó. Kinh nghiệm hàng ngày cũng cho thấy rằng nếu người ta nung nóng một que cời trong lửa thì nó sẽ nóng đỏ và bức xạ, nhưng những vật ở nhiệt độ thấp cũng bức xạ, chỉ có điều lượng bức xạ khá nhỏ nên người ta thường không nhìn thấy mà thôi. Bức xạ này đòi hỏi phải có để tránh cho định luật thứ hai khỏi bị vi phạm. Như vậy, các lỗ đen cũng cần phải bức xạ. Nhưng theo chính định nghĩa của nó thì lỗ đen là vật được xem là không phát ra gì hết. Và do đó, dường như diện tích của chân trời sự cố không thể xem như entropy của lỗ đen. Năm 1972 cùng với Bradon Carte và một đồng nghiệp Mỹ Jim Bardeen, tôi đã viết một bài báo trong đó chỉ ra rằng mặc dù có nhiều điểm tương tự giữa diện tích của chân trời sự cố và entropy nhưng vẫn còn khó khăn đầy tai hại đó. Tôi cũng phải thú nhận rằng khi viết bài báo đó tôi đã bị thúc đẩy một phần bởi sự bực tức đối với Bekenstein, người mà tôi cảm thấy đã lạm dụng phát hiện của tôi về diện tích của chân trời sự cố. Tuy nhiên, cuối cùng hóa ra anh ta về căn bản lại là đúng, mặc dù ở một mức độ mà chính anh ta cũng không ngờ.

Tháng 9 năm 1973, trong thời gian đến thăm Matxcơva, tôi đã thảo luận về các lỗ đen với hai chuyên gia hàng đầu của Liên Xô là Yakov Zedovich và Alexander Starobinsky. Họ khẳng định với tôi rằng theo nguyên lý bất động của cơ học lượng tử thì các lỗ đen quay cần phải sinh và phát ra các hạt. Tôi tin cơ sở vật lý trong lý lẽ của họ, nhưng tôi không thích phương pháp toán học mà họ sử dụng để tính toán sự phát xạ hạt. Do đó, tôi đã bắt tay vào tìm tòi một cách xử lý toán học tốt hơn mà tôi đã trình bày tại seminar thông báo ở Oxford vào cuối tháng 11 năm 1973. Vào thời gian đó, tôi còn chưa tiến hành tính toán để tìm ra sự phát xạ là bao nhiêu. Tôi chờ đợi người ta sẽ phát hiện được chính bức xạ từ các lỗ đen quay mà Zedovich và Starobinsky đã tiên đoán. Tuy nhiên, khi tính song tôi vô cùng ngạc nhiên và băn khoăn thấy rằng thậm chí cả các lỗ đen không quay dường như cũng sinh và phát ra các hạt với tốc độ đều. Thoạt tiên, tôi nghĩ rằng đó là dấu hiệu cho biết một trong những phép gần đúng mà tôi sử dụng là không thỏa đáng. Tôi ngại rằng nếu Bekenstein phát hiện ra điều đó, anh ta sẽ dùng nó như một lý lẽ nữa để củng cố ý tưởng của anh ta về entropy của các lỗ đen, điều mà tôi vẫn còn không thích. Tuy nhiên, càng suy nghĩ tôi càng thấy những phép gần đúng đó thực sự là đúng đắn. Nhưng điều đã thuyết phục hẳn được tôi rằng sự phát xạ là có thực là: phổ của các hạt bức xạ giống hệt như phổ phát xạ của vật nóng, và các lỗ đen phát ra các hạt với tốc độ chính xác để không vi phạm định luật thứ hai. Sau đó, những tính toán đã được lặp đi lặp lại dưới nhiều dạng khác nhau và bởi những người khác. Tất cả họ đều khẳng định rằng lỗ đen cần phải phát ra các hạt và bức xạ hệt như nó là một vật nóng với nhiệt độ chỉ phụ thuộc vào khối lượng Hình ảnh
của nó: khối lượng càng lớn thì nhiệt độ càng thấp.

Nhưng làm sao các lỗ đen lại có thể phát ra các hạt trong khi chúng ta biết được rằng không có vật gì từ phía trong có thể thoát ra khỏi chân trời sự cố? Câu trả lời mà cơ học lượng tử nói với chúng ta là: các hạt không phát ra từ bên trong lỗ đen mà là từ không gian “trống rỗng” ở ngay bên ngoài chân trời sự cố của lỗ đen! Chúng ta có thể hiểu điều này như sau: cái mà chúng ta quen nghĩ là không gian “trống rỗng” lại không thể hoàn toàn là trống rỗng, bởi vì điều đó có nghĩa là tất cả các trường như trường hấp dẫn và trường điện từ sẽ cần phải chính xác bằng 0. Tuy nhiên, giá trị của trường và tốc độ thay đổi của nó theo thời gian cũng giống như vị trí và vận tốc của hạt: nguyên lý bất định buộc rằng nếu người ta biết một trong hai đại lượng đó càng chính xác thì có thể biết về đại lượng kia càng kém chính xác! Vì vậy trong không gian trống rỗng, trường không cố định ở giá trị chính xác bằng 0, bởi vì nếu trái lại thì trường sẽ có cả giá trị chính xác (bằng 0) và tốc độ thay đổi cũng trị chính xác (bằng 0). Cần phải có một lượng bất định tối thiểu nào đó, hay người ta nói rằng, có những thăng giáng lượng tử trong giá trị của trường. Người ta có thể xem những thăng giáng đó như một cặp hạt ánh sáng hoặc hấp dẫn cùng xuất hiện ở một thời điểm nào đó, đi ra xa nhau rồi lại gặp lại và hủy nhau. Những hạt này là những hạt ảo giống như các hạt mang lực hấp dẫn của mặt trời: không giống các hạt thực, chúng không thể quan sát được một cách trực tiếp bằng máy dò hạt. Tuy nhiên, những hiệu ứng gián tiếp của chúng, chẳng hạn những thay đổi nhỏ về năng lượng của các quỹ đạo electron trong nguyên tử, đều có thể đo được và phù hợp với những tính toán lý thuyết với một mức độ chính xác rất cao. Nguyên lý bất định cũng tiên đoán rằng, có cả những cặp hạt vật chất như electron hoặc quark là ảo. Tuy nhiên, trong trường hợp này một thành viên của cặp là hạt, còn thành viên kia là phản hạt (các phản hạt của ánh sáng và hấp dẫn giống hệt như hạt).

Vì năng lượng không thể sinh ra từ hư vô, nên một trong các thành viên của cặp hạt/phản hạt sẽ có năng lượng dương và thành viên kia sẽ có năng lượng âm. Thành viên có năng lượng âm buộc phải là hạt ảo có thời gian sống ngắn, vì các hạt thực luôn luôn có năng lượng dương trong các tình huống thông thường. Do đó hạt ảo này phải đi tìm thành viên cùng cặp để hủy cùng với nó. Tuy nhiên, một hạt thực ở gần một vật nặng sẽ có năng lượng nhỏ hơn so với khi nó ở xa, bởi vì khi đưa nó ra xa cần phải tốn năng lượng để chống lại lực hút hấp dẫn của vật đó. Thường thường, năng lượng của hạt vẫn còn là dương, nhưng trường hợp hấp dẫn trong lỗ đen mạnh tới mức thậm chí một hạt thực ở đó cũng có năng lượng âm. Do đó, khi có mặt lỗ đen, hạt ảo với năng lượng âm khi rơi vào lỗ đen cũng có thể trở thành hạt thực hoặc phản hạt thực. Trong trường hợp đó, nó không còn cần phải hủy với bạn cùng cặp của nó nữa. Người bạn bị bỏ rơi này cũng có thể rơi vào lỗ đen, hoặc khi có năng lượng dương, nó cũng có thể thoát ra ngoài vùng lân cận của lỗ đen như một hạt thực hoặc phản hạt thực (hình 7.4). Đối với người quan sát ở xa thì dường như nó được phát ra từ lỗ đen. Lỗ đen càng nhỏ thì khoảng cách mà hạt có năng lượng âm cần phải đi trước khi trở thành hạt thực sẽ càng ngắn và vì vậy tốc độ phát xạ và nhiệt độ biểu kiến của lỗ đen càng lớn.
Hình ảnh
Năng lượng dương của bức xạ đi ra sẽ được cân bằng bởi dòng hạt năng lượng âm đi vào lỗ đen. Theo phương trình Einstein E = mc2 (ở đây E là năng lượng, m là khối lượng và c là vận tốc độ sáng), năng lượng tỷ lệ với khối lượng. Do đó, dòng năng lượng âm đi vào lỗ đen sẽ giảm giảm khối lượng của nó. Vì lỗ đen mất khối lượng nên diện tích chân trời sự cố sẽ nhỏ đi, nhưng sự giảm đó của entropy được bù lại còn nhiều hơn bởi entropy của bức xạ phát ra, vì vậy định luật thứ hai sẽ không khi nào bị vi phạm.

Hơn nữa, khối lượng của lỗ đen càng nhỏ thì nhiệt độ của nó càng cao. Như vậy, vì lỗ đen mất khối lượng nên nhiệt độ và tốc độ bức xạ của nó tăng, dẫn tới nó mất khối lượng còn nhanh hơn nữa. Điều gì sẽ xảy ra khi khối lượng của lỗ đen cuối cùng cũng trở nên cực kỳ nhỏ hiện vẫn còn chưa rõ, nhưng sẽ rất có lý khi chúng ta phỏng đoán rằng nó sẽ hoàn toàn biến mất trong sự bùng nổ bức xạ khổng lồ cuối cùng, tương đương với sự bùng nổ của hàng triệu quả bom H.


Lỗ đen có khối lượng lớn hơn khối lượng của mặt trời một ít lần sẽ có nhiệt độ chỉ khoảng một phần mười triệu độ trên không độ tuyệt đối. Nó nhỏ hơn nhiều so với nhiệt độ của các bức xạ sóng cực ngắn choán đầy vũ trụ (khoảng 2,7 K), vì thế những lỗ đen này phát xạ thậm chí còn ít hơn hấp thụ. Nếu vũ trụ được an bài là sẽ giãn nở mãi mãi, thì nhiệt độ của các bức xạ sóng cực ngắn cuối cùng sẽ giảm tới mức nhỏ hơn nhiệt độ của lỗ đen và lỗ đen khi đó sẽ bắt đầu mất khối lượng. Nhưng ngay cả khi đó thì nhiệt độ của nó vẫn thấp đến mức cần khoảng 1 triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu (1 với sáu mươi sáu số không đứng sau) năm để lỗ đen bay hơi hoàn toàn. Con số đó lớn hơn nhiều tuổi của vũ trụ bằng 1 hoặc 2 và 10 con số không đứng sau (tức khoảng 10 hoặc 20 ngàn triệu năm).

Mặt khác như đã nói ở Chương 6 có thể những lỗ đen nguyên thủy được tạo thành bởi sự co lại của những bất thường trong giai đoạn rất sớm của vũ trụ. Những lỗ đen nguyên thủy với khối lượng ban đầu cỡ ngàn triệu tấn sẽ có thời gian sống xấp xỉ tuổi của vũ trụ. Những lỗ đen nguyên thủy với khối lượng nhỏ hơn con số đó chắc là đã bốc hơi hoàn toàn, nhưng những lỗ đen với khối lượng hơi lớn hơn sẽ vẫn còn đang tiếp tục phát xạ dưới dạng tia X hoặc tia gamma. Các tia X và tia gamma này giống như ánh sáng chỉ có điều bước sóng của chúng ngắn hơn nhiều. Những lỗ như thế khó mà gán cho cái nhãn là đen: chúng thực sự nóng trắng và phát năng lượng với tốc độ khoảng mười ngàn mega oat.

Một lỗ đen như vậy có thể cung cấp đủ năng lượng cho mười nhà máy điện lớn, nếu chúng ta biết cách khai thác nó. Tuy nhiên việc này chẳng phải dễ dàng gì: lỗ đen đó có khối lượng bằng cả một quả núi bị nén lại tới kích thước nhỏ hơn một phần triệu triệu của inch, nghĩa là cỡ kích thước của hạt nhân nguyên tử! Nếu bạn có một lỗ đen như thế trên mặt đất, bạn sẽ không có cách nào giữ cho nó khỏi rơi xuyên qua sàn nhà xuống tới tâm trái đất. Nó sẽ dao động xuyên qua trái đất cho tới khi cuối cùng đậu lại ở tâm. Như vậy chỗ duy nhất đặt được một lỗ đen như vậy để có thể khai thác năng lượng do nó bức xạ ra là ở trên một quỹ đạo quay xung quanh trái đất và cách duy nhất có thể đưa nó lên quỹ đạo ấy là hút nó tới đó bằng cách kéo một khối lượng lớn phía trước nó hệt như dùng củ cà rốt nhử con lừa. Điều này xem ra không phải là một đề nghị thực tế lắm, ít nhất cũng là trong tương lai gần.

Nhưng thậm chí nếu chúng ta không thể khai thác được sự phát xạ từ các lỗ đen nguyên thủy thì liệu chúng ta có cơ may quan sát được chúng không? Chúng ta có thể tìm kiếm các tia gamma mà các lỗ đen nguyên thủy phát ra trong hầu hết thời gian sống của chúng. Mặc dù phát xạ từ phần lớn các lỗ đen đều mờ nhạt vì chúng ở quá xa, nhưng tổng số của chúng thì có thể phát hiện được. Chúng ta hãy quan sát kỹ một nền tia gamma như
vậy: Hình 7.5 cho thấy cường độ quan sát được khác nhau ở những tần số khác nhau. Tuy nhiên, nền tia gamma này có thể và chắc là được sinh ra bởi những quá trình khác hơn là bởi các lỗ đen nguyên thủy. Đường chấm chấm trên Hình 7.5 cho thấy cường độ phải biến thiên thế nào theo tần số đối với các tia gamma do lỗ đen nguyên thủy gây ra nếu trung bình có 300 lỗ đen như thế trong một năm - ánh sáng khối. Do đó người ta có thể nói rằng những quan sát nền tia gamma không cho một bằng chứng khẳng định nào về các lỗ đen nguyên thủy, nhưng chúng cho chúng ta biết trong vũ trụ về trung bình không thể có hơn 300 lỗ đen như thế trong một năm - ánh sáng khối. Giới hạn đó có nghĩa là các lỗ đen nguyên thủy có thể tạo nên nhiều nhất là một phần triệu số vật chất của vũ trụ.

Với các lỗ đen nguyên thủy phân bố thưa thớt như vậy khó mà có khả năng một lỗ đen như thế ở đủ gần chúng ta để có thể quan sát nó như một nguồn tia gamma riêng rẽ. Nhưng vì lực hấp dẫn sẽ kéo lỗ đen nguyên thủy tới gần vật chất nên chúng sẽ thường gặp nhiều hơn ở trong hay gần các thiên hà. Như vậy, mặc dù nền tia gamma cho chúng ta biết rằng trung bình không thể có hơn 300 lỗ đen như thế trong một năm - ánh sáng khối nhưng nó lại chẳng cho chúng ta biết gì về tần suất gặp chúng trong thiên hà của chúng ta. Chẳng hạn nếu như chúng một triệu lần thường gặp hơn con số trung bình thì lỗ đen gần chúng ta nhất chắc cũng phải cách chúng ta chừng một ngàn triệu km, tức là xa như sao Diêm vương, hành tinh xa nhất mà chúng ta biết. Ở khoảng cách đó vẫn còn rất khó phát hiện bức xạ đều của một lỗ đen ngay cả khi nó là mười ngàn mega oát. Để quan sát được một lỗ đen nguyên thủy người ta phải phát hiện được một vài lượng tử gamma tới từ chính hướng đó trong một khoảng thời gian hợp lý, chẳng hạn như một tuần lễ. Nếu không, chúng chỉ là một phần của phông. Nhưng nguyên lý lượng tử của Planck cho chúng ta biết rằng mỗi một lượng tử gamma có năng lượng rất cao, vì tia gamma có tần số rất cao, nếu thậm chí nó có phát xạ với công suất 10 ngàn mega oát thì cũng không phải có nhiều lượng tử. Và để quan sát được một số lượng tử, lại tới từ khoảng cách rất xa như sao Diêm vương, đòi hỏi phải có một máy dò lớn hơn bất cứ máy dò nào đã được chế tạo cho tới nay. Hơn nữa máy dò này lại phải đặt trong không gian vũ trụ vì các tia gamma không thể thâm nhập qua bầu khí quyển.

Tất nhiên nếu một lỗ đen ở cách xa như sao Diêm vương đã đến ngày tận số và bùng nổ thì sẽ dễ dàng phát hiện được sự bùng nổ bức xạ của nó. Nhưng nếu lỗ đen đó liên tục bức xạ trong khoảng 10 hoặc 20 ngàn triệu năm trở lại đây thì xác suất để nó tận số trong vòng ít năm tới thực sự là rất nhỏ! Vì vậy, để có một cơ may hợp lý nhìn thấy vụ nổ của lỗ đen trước khi tiền trợ cấp nghiên cứu của bạn tiêu hết thì bạn phải tìm cách phát hiện những vụ nổ ở trong khoảng cách một năm ánh sáng. Bạn vẫn phải giải quyết vấn đề có một máy dò tia gamma lớn có thể phát hiện được một vài lượng tử gamma tới từ vụ nổ đó. Tuy nhiên, trong trường hợp này sẽ không cần phải xác định rằng tất cả các lượng tử tới cùng một hướng: chỉ cần quan sát thấy tất cả chúng đều tới trong một khoảng thời gian ngắn là có thể tin được rằng chúng tới từ cùng một vụ bùng nổ.
Hình ảnh
Một máy dò tia gamma có khả năng phát hiện ra các lỗ đen nguyên thủy chính là toàn bộ bầu khí quyển của trái đất. (Trong mọi trường hợp chúng ta không thể chế tạo được một máy dò lớn hơn). Khi một lượng tử gamma năng lượng cao đập vào các nguyên tử trong khí quyển, nó sẽ tạo ra cặp electron và positron (tức là phản - electron). Khi các hạt này đập vào các nguyên tử khác, đến lượt mình, chúng sẽ tạo ra các cặp electron và positron nữa, và như vậy người ta sẽ thu được cái gọi là mưa electron. Kết quả là một dạng ánh sáng có tên là bức xạ Cherenkov. Do đó, người ta có thể phát hiện ra sự bùng nổ tia gamma bằng cách tìm các chớp sáng trong bầu trời đêm. Tất nhiên có nhiều hiện tương khác như chớp hoặc sự phản xạ ánh sáng từ các vệ tinh rơi xuống hoặc các mảnh vỡ trên quỹ đạo cũng có thể tạo ra các chớp sáng trên bầu trời. Người ta có thể phân biệt sự bùng nổ tia gamma với các hiện tượng đó bằng cách quan sát các chớp sáng đồng thời ở hai hoặc nhiều vị trí ở cách rất xa nhau. Một thí nghiệm như thế đã được hai nhà khoa học ở Dublin là Neil Porter và Trevor Wecks thực hiện khi dùng các kính thiên văn ở Arizona. Họ đã tìm thấy nhiều chớp sáng nhưng không có cái nào có thể gán một cách chắc chắn cho sự bùng nổ tia gamma từ các lỗ đen nguyên thủy.

Ngay cả khi nếu việc tìm kiếm các lỗ đen nguyên thủy không có kết quả, vì điều này vẫn có thể xảy ra, thì nó vẫn cho chúng ta những thông tin quan trọng về những giai đoạn rất sớm của vũ trụ. Nếu vũ trụ ở giai đoạn rất sớm là hỗn loạn và bất thường hoặc nếu áp suất vật chất là thấp thì người ta có thể nghĩ rằng nó đã tạo ra nhiều lỗ đen nguyên thủy hơn là giới hạn đã được xác lập dựa trên những quan sát về phông tia gamma. Chỉ nếu ở giai đoạn rất sớm, vũ trụ là rất trơn tru và đều đặn với áp suất cao thì người ta mới có thể giải thích được tại sao lại không có nhiều lỗ đen nguyên thủy.

Ý tưởng về bức xạ phát từ các lỗ đen là một ví dụ đầu tiên về sự tiên đoán phụ thuộc một cách căn bản vào cả hai lý thuyết lớn của thế kỷ chúng ta: thuyết tương đối rộng và cơ học lượng tử. Nó đã gặp nhiều ý kiến phản đối lúc đầu vì nó đảo lộn quan điểm hiện thời “làm sao lỗ đen lại phát ra cái gì đó?”. Khi lần đầu tiên tôi công bố các kết quả tính toán của tôi tại một hội nghị ở Phòng thì nghiệm Rurtherford - Appleton gần Oxford, tôi đã được chào đón bằng sự hoài nghi của hầu hết mọi người. Vào lúc kết thúc bản báo cáo của tôi, vị chủ tọa phiên họp, ông John Taylor của trường Kings College, London đã đứng dậy tuyên bố rằng tất cả những thứ đó là vô nghĩa. Thậm chí ông còn viết một bài báo về vấn đề này. Tuy nhiên, rồi cuối cùng, hầu hết mọi người, kể cả ông John Taylo cũng đã đi đến kết luận rằng các lỗ đen cần phải phát bức xạ như các vật nóng, nếu những quan niệm khác của chúng ta về thuyết tương đối rộng và cơ học lượng tử là đúng đắn. Như vậy, mặc dù ngay cả khi chúng ta còn chưa tìm thấy một lỗ đen nguyên thủy nào vẫn có một sự khá nhất trí cho rằng nếu chúng ta phát hiện ra lỗ đen đó thì nó sẽ phải phát ra một lượng lớn tia X và tia gamma.

Sự tồn tại của bức xạ phát ra từ lỗ đen cũng còn ngụ ý rằng sự co lại do hấp dẫn không phải là chấm hết và không thể đảo ngược được như một thời chúng ta đã nghĩ. Nếu một nhà du hành rơi vào một lỗ đen thì khối lượng của nó sẽ tăng, nhưng cuối cùng năng lượng tương đương với khối lượng gia tăng đó sẽ được trả lại cho vũ trụ dưới dạng bức xạ. Như vậy theo một ý nghĩa nào đó nhà du hành vũ trụ của chúng ta đã được luân hồi. Tuy nhiên, đó là một số phận bất tử đáng thương, và quan niệm cá nhân về thời gian của nhà du hành chắc cũng sẽ chấm hết khi anh ta bị xé ra từng mảnh trong lỗ đen! Ngay cả các loại hạt cuối cùng được phát ra từ lỗ đen nói chung cũng sẽ khác với những hạt đã tạo nên nhà du hành: đặc điểm duy nhất còn lại của anh ta chỉ là khối lượng và năng lượng.

Những phép gần đúng mà tôi sử dụng để tính ra sự phát xạ từ lỗ đen vẫn còn hiệu lực tốt khi lỗ đen có khối lượng chỉ lớn hơn một phần của gam. Tuy nhiên chúng sẽ không còn dùng được nữa ở điểm cuối đời của lỗ đen, khi mà khối lượng của nó trở nên cực nhỏ. Kết cục có nhiều khả năng nhất là lỗ đen sẽ biến mất, ít nhất là khỏi vùng vũ trụ của chúng ta mang theo cả nhà du hành và kỳ dị có thể có ở bên trong nó. Đây là chỉ dẫn đầu tiên cho thấy cơ học lượng tử có thể khử các kỳ dị đã được tiên đoán bởi thuyết tương đối rộng. Tuy nhiên các phương pháp mà tôi và những người khác sử dụng vào năm 1974 chưa thể trả lời được cho những câu hỏi, ví dụ như liệu những kỳ dị đó có xuất hiện trong lý thuyết lượng tử hấp dẫn hay không? Do đó từ năm 1975 trở đi tôi đã bắt đầu phát triển một cách tiếp cận mạnh hơn đối với hấp dẫn lượng tử dựa trên ý tưởng của Richard Feynman về phép lấy tổng theo những lịch sử. Câu trả lời mà cách tiếp cận này đưa ra cho nguồn gốc và số phận của vũ trụ và những thứ chứa bên trong nó, chẳng hạn như nhà du hành, sẽ được mô tả ở hai chương sau. Chúng ta sẽ thấy rằng mặc dù nguyên lý bất định đặt những hạn chế về độ chính xác cho tất cả các tiên đoán của chúng ta, nhưng đồng thời nó lại loại bỏ được tính không thể tiên đoán - một tính chất rất cơ bản xảy ra ở điểm kỳ dị của không - thời gian
⇒ • √ ∠ ∞ ≈ ∫ ≡ α β γ δ ε η κ λ π ρ σ φ ω Γ Δ ∇ Θ Λ Σ Φ Ω
Thí nghiệm ảo java/ph14vn/
Trang chủ Khoa lý http://vatly.hnue.edu.vn
Hình đại diện của thành viên
bin
Giảng viên
 
Bài viết: 3315
Ngày tham gia: Thứ 5 Tháng 3 10, 2005 1:54 pm
Đến từ: Khoa Vật lí - ĐHSPHN

Bài viết chưa xemgửi bởi bin » Thứ 5 Tháng 4 07, 2005 4:29 pm

Mũi tên thời gian
entropy

Tôi sẽ bàn trước tiên đến mũi tên nhiệt động học của thời gian. Định luật thứ hai của nhiệt động học được suy ra từ dữ kiện: luôn luôn có nhiều trạng thái vô trật tự hơn trạng thái có trật tự. Ví dụ, hãy xét những miếng lắp hình trong một trò chơi. Có một và chỉ có một cách xếp những miếng lắp hình này thành một hình cho trước. Mặt khác có vô số cách xếp trong đó có những miếng lắp hình vô trật tự và không tạo thành một hình nào cả.

Giả sử một hệ xuất phát từ một trong số ít ỏi các trạng thái trật tự. Cùng với thời gian, hệ sẽ tiến triển theo các định luật khoa học và trạng thái của hệ thay đổi. Ở một thời điểm sau, có nhiều xác suất để hệ rơi vào một trạng thái vô trật tự hơn là một trạng thái trật tự bởi vì có nhiều trạng thái vô trật tự hơn. Như thế vô trật tự sẽ có chiều hướng tăng lên với thời gian nếu hệ lúc ban đầu có một trật tự cao.

Giả sử các miếng lắp hình lúc ban đầu nằm trong hộp trò chơi theo một cách xếp trật tự và tạo thành một hình. Nếu ta lắc hộp, các miếng lắp hình sẽ được xếp lại theo cách khác. Đó sẽ là một cách xếp vô trật tự, trong đó các mảnh không tạo thành một hình nào, vì một lý do đơn giản là có nhiều cách xếp vô trật tự hơn. Một số nhóm các mảnh có thể vẫn còn tạo thành một số bộ phận của hình ban đầu, song càng lắc hộp thì càng có nhiều xác suất là các nhóm đó cũng tan vỡ và các mảnh sẽ rơi vào trạng thái hoàn toàn vô trật tự, trong đó các mảnh không còn tạo nên một hình dạng nào cả. Như thế vô trật tự của các mảnh sẽ có nhiều xác suất tăng lên với thời gian nếu ban đầu chúng ở trạng thái có trật tự cao.

Song bây giờ giả sử rằng Chúa đã quyết định là vũ trụ phải kết thúc bằng một trạng thái có trật tự cao bất kể trạng thái ban đầu là như thế nào. Như vậy ở những giai đoạn sớm vũ trụ có nhiều xác suất ở vào trạng thái vô trật tự. Điều đó có nghĩa là vô trật tự sẽ giảm theo thời gian và ta sẽ thấy cốc vỡ tập kết lại thành cốc lành và nhảy lên bàn. Những con người quan sát được cái cốc đó sẽ phải sống trong một vũ trụ ở đấy vô trật tự giảm với thời gian. Tôi sẽ chứng minh rằng những con người như thế sẽ có mũi tên tâm lý học của thời gian hướng về phía sau. Nghĩa là họ sẽ nhớ các sự kiện trong tương lai mà không nhớ các sự kiện trong quá khứ. Khi cốc vỡ, họ sẽ nhớ nó lúc ở trên bàn, họ sẽ không nhớ lúc nó ở dưới sàn.
⇒ • √ ∠ ∞ ≈ ∫ ≡ α β γ δ ε η κ λ π ρ σ φ ω Γ Δ ∇ Θ Λ Σ Φ Ω
Thí nghiệm ảo java/ph14vn/
Trang chủ Khoa lý http://vatly.hnue.edu.vn
Hình đại diện của thành viên
bin
Giảng viên
 
Bài viết: 3315
Ngày tham gia: Thứ 5 Tháng 3 10, 2005 1:54 pm
Đến từ: Khoa Vật lí - ĐHSPHN

Bài viết chưa xemgửi bởi bin » Thứ 5 Tháng 4 07, 2005 4:31 pm

Lý thuyết thống nhất của vật lý học


Chúng ta đều biết xây dựng một lý thuyết thống nhất hoàn chỉnh của vạn vật trong vũ trụ là một việc vô cùng khó khăn. Song thay vì, chúng ta đã đạt nhiều tiến bộ trong việc xây dựng nhiều lý thuyết riêng phần có khả năng mô tả một tập hợp giới hạn nhiều hiện tượng bằng cách bỏ qua các hiệu ứng khác hoặc xấp xỉ chúng bằng một số đại lượng. (Ví dụ, hóa học cho phép chúng ta tính tương tác của các nguyên tử mà không cần biết cấu trúc nội tại của hạt nhân nguyên tử). Nhưng cuối cùng mà nói, người ta luôn hy vọng tìm ra một lý thuyết thống nhất hoàn chỉnh đúng đắn bao trùm lên tất cả các lý thuyết riêng phần như những phép gần đúng và không cần điều chỉnh cho phù hợp với thực nghiệm bằng cách chọn lựa giá trị của một số đại lượng tùy tiện trong lý thuyết. Sự tìm kiếm một lý thuyết như thế được gọi là sự tìm kiếm “lý thuyết thống nhất của vật lý”.

Hình ảnh
Einstein đã để phần lớn những năm cuối đời để tìm một lý thuyết thống nhất, nhưng vô vọng vì thời điểm chưa chín mùi: lúc bấy giờ người ta đã có lý thuyết riêng phần của hấp dẫn, của điện từ nhưng người ta đã biết rất ít về lực hạt nhân. Hơn nữa Einstein lại phủ nhận thực tại của cơ học lượng tử, mặc dầu ông đóng vai trò quan trọng trong sự phát triển của cơ học lượng tử. Mà nguyên lý bất định chắc chắn lại là một đặc thù cơ bản của vũ trụ ta đang sống. Vì vậy một lý thuyết thống nhất thành công phải chứa đựng nguyên lý này.

Như tôi sẽ trình bày, hiện nay triển vọng để tìm ra một lý thuyết như thế rất sáng sủa bởi vì chúng ta đã biết về vũ trụ khá nhiều. Song cũng phải cảnh giác về một niềm quá tự tin - chúng ta trước đây cũng từng có nhiều lần bất chợt những tia sáng giả tạo như vậy. Ví dụ vào đầu thế kỷ này, chúng ta đã nghĩ rằng mọi việc có thể giải thích nhờ các tính chất của môi trường liên tục như tính đàn hồi, tính dẫn nhiệt. Sự phát hiện cấu trúc nguyên tử và nguyên lý bất định đã kết liễu dòng tư tưởng này.

Sau đó lại một lần nữa, năm 1928 nhà vật lý đoạt giải Nobel Max Born đã phát biểu với một nhóm đến tham quan trường đại học Gottingen: “Vật lý, như chúng ta đã quan niệm, sẽ kết thúc trong vòng 6 tháng”. Niềm tin của Max Born dựa trên cơ sở sự phát hiện bởi Dirac phương trình mô tả chuyển động của electron. Người ta nghĩ rằng một phương trình tương tự cũng sẽ mô tả chuyển động của proton, vốn là một hạt khác duy nhất được biết vào lúc bấy giờ, và điều đó có nghĩa là vật lý lý thuyết cáo chung. Nhưng sự phát hiện neutron và lực hạt nhân đã làm thay đổi tất cả. Dẫu nói lên điều này, tôi vẫn tin rằng đã có nhiều cơ sở cho một niềm lạc quan thận trọng rằng chúng ta hiện nay đang ở gần giai đoạn cuối trên quá trình tìm ra những định luật cơ bản của thiên nhiên.

Trước đây tôi đã mô tả lý thuyết tương đối rộng vốn là thuyết riêng phần về hấp dẫn và những lý thuyết riêng phần khác về các tương tác yếu, mạnh và điện từ. Ba tương tác sau có thể tổng hợp lại thành lý thuyết thống nhất lớn (GUT), lý thuyết này không hoàn chỉnh vì nó không bao hàm hấp dẫn và vì nó chứa một số đại lượng, như khối lượng tương đối của nhiều hạt khác nhau, mà chúng ta không tiên đoán được từ lý thuyết mà phải chọn để có được kết quả phù hợp với thực nghiệm. Khó khăn chủ yếu trong quá trình tìm kiếm một lý thuyết có khả năng thống nhất hấp dẫn với các tương tác khác là lý thuyết tương đối rộng - một lý thuyết “cổ điển”, có nghĩa là lý thuyết này không chứa đựng nguyên lý bất định của cơ học lương tử. Mặt khác, các lý thuyết riêng phần khác lại phụ thuộc thiết yếu vào cơ học lượng tử.
Hình ảnh

Vì vậy bước đầu tiên cần thiết là kết hợp lý thuyết tương đối rộng với nguyên lý bất định. Nguyên lý bất định đưa đến kết quả là “chân không” cũng chứa đầy các cặp ảo hạt và phản hạt. Những cặp này có một năng lượng vô cùng lớn và vì vậy chúng có một khối lượng lớn vô cùng theo phương trình nổi tiếng của Einstein E = mc2. Lực hút hấp dẫn của chúng sẽ uốn cong vũ trụ vào một kích thước vô cùng bé.

Tương tự như thế, những đại lượng vô cùng lớn vô nghĩa cũng xuất hiện trong các lý thuyết riêng phần khác, song trong tất cả các trường hợp, những đại lượng này đều có thể loại bỏ nhờ quá trình tái chuẩn hóa. Quá trình này loại bỏ những đại lượng vô cùng lớn bằng cách đưa vào những đại lượng khác cũng lớn vô cùng. Mặc dầu kỹ thuật đáng ngờ về mặt toán học nhưng tỏ ra hữu hiệu về mặt thực hành và được sử dụng trong các lý thuyết đó để đưa ra các tiên đoán lý thuyết phù hợp với thực nghiệm với một độ chính xác kỳ diệu. Song phép tái chuẩn hóa chứa một khiếm khuyết nghiêm trọng xét từ quan điểm đi tìm một lý thuyết hoàn chỉnh, bởi vì rằng theo phép này thì giá trị của các khối lượng và cường độ các tương tác không thể tiên đoán từ lý thuyết mà phải được chọn sao cho phù hợp với thực nghiệm.

Để đưa nguyên lý bất định vào lý thuyết tương đối rộng, chúng ta chỉ có hai đại lượng cần hiệu chỉnh: hằng số hấp dẫn và hằng số vũ trụ. Song điều chỉnh chúng cũng chưa đủ để loại trừ tất cả các đại lượng vô cùng lớn. Như vậy người ta đi đến một lý thuyết trong đó một số đại lượng, như độ cong của không - thời gian, quả là lớn vô cùng, song chúng ta phải quan sát và đo được chúng như những đại lượng hữu hạn hoàn toàn!

Vấn đề kết hợp lý thuyết tương đối rộng với nguyên lý bất định đã bị nghi ngờ trong một thời gian nhưng cuối cùng được xác nhận nhờ những tính toán chi tiết vào năm 1972. Bốn năm sau, một lời giải, gọi là “siêu hấp dẫn” được đưa ra. Ý tưởng của siêu hấp dẫn là kết hợp hạt spin 2 gọi là graviton, lượng tử truyền lực hấp dẫn, với những hạt mới khác có spin 3/2, 1, 1/2 và 0. Trong một ý nghĩa nhất định tất cả những hạt này có thể được xem là những trạng thái khác nhau của cùng một “siêu hạt”, như thế ta thống nhất được những hạt vật chất có spin 1/2 và 3/2 với những hạt truyền tương tác có spin 0, 1 và 2. Cặp ảo hạt/phản hạt có spin 1/2 và 3/2 sẽ có năng lượng âm, và như thế sẽ triệt tiêu năng lượng của các cặp ảo hạt có spin 2, 1 và 0. Điều này loại được nhiều đại lượng lớn vô cùng, song một số đại lượng như thế có thể còn sót lại. Nhưng những phép tính cần thiết để chứng minh rằng có còn sót lại một số đại lượng như thế hay không là quá khó và quá dài đến nỗi không ai sẵn sàng thực hiện chúng. Ngay cả với máy tính, người ta ước lượng cũng phải cần ít nhất 4 năm, và xác suất phạm một phép tính sai hoặc có thể nhiều hơn, là rất lớn. Vì vậy người ta dám tin rằng mình đã tính đúng chỉ khi nào có một người nào khác lặp lại những phép tính đó và cũng thu được một kết quả tương tự, và điều này xem chừng khó xảy ra.
Dẫu có những khả năng đó và thực tế các hạt trong các lý thuyết siêu hấp dẫn xem chừng không tương thích với các hạt quan sát được, đa số các nhà vật lý tin tưởng rằng siêu hấp dẫn có nhiều xác suất là câu trả lời đúng đắn cho bài toán lý thuyết thống nhất của vật lý. Hình như đây là con đường tốt nhất để thống nhất hấp dẫn với các tương tác khác. Song đến năm 1984 thì ý kiến thay đổi nghiêng về cái gọi là những lý thuyết dây. Trong lý thuyết dây, những đối tượng cơ bản không phải là các hạt, vốn chỉ chiếm một điểm không ).gian, mà là một thực thể có độ dài và không có chiều nào khác, giống như một sợi dây vô cùng mảnh. Những sợi dây này có thể có mút (gọi là dây hở) hoặc chúng có các mút trùng nhau để tạo thành một vòng (gọi là dây kín) (xem các Hình 10.1 và 10.2Mỗi hạt chiếm một điểm không gian tại mỗi điểm thời gian. Như thế lịch sử của nó có thể biểu diễn được bởi một đường trong không - thời gian (đó là “đường vũ trụ”). Còn một dây thì chiếm một đường trong không gian tại mỗi thời điểm. Vì vậy lịch sử của nó là một mặt hai chiều gọi là mặt vũ trụ (mỗi điểm trên mặt vũ trụ như thế được mô tả bởi hai số: một số xác định thời gian còn số kia xác định vị trí của điểm trên dây). Mặt vũ trụ của một dây hở là một giải; hai đường biên là một quỹ đạo các mút trong không - thời gian (H. 10.1). Mặt vũ trụ của một dây kín là một ống hình trụ (H.10.2) với mặt cắt là một đường cong kín mô tả vị trí của dây tại một thời điểm.
Hai dây có thể nối với nhau thành một dây; trong trường hợp dây hở chúng nối nhau tại điểm mút (H.10.3), trong trường hợp dây kín thì chúng nối nhau như hai ống may lại với nhau trong một cái quần (H.10.4).

Tương tự như vậy, một dây có thể phân thành hai dây. Trong lý thuyết dây, thực tế trước đây được xem như là hạt thì giờ đây được biểu diễn như
những sóng chạy dọc theo dây, giống như những sóng trên một dây đàn rung. Quá trình bức xạ hoặc hấp thụ một hạt bởi một hạt khác ứng với quá trình phân rã hoặc tổng hợp của các dây. Ví dụ, lực hấp dẫn của mặt trời lên trái đất được biểu diễn trong lý thuyết hạt như phát sinh trong quá trình bức xạ graviton bởi một hạt của mặt trời và hấp thụ bởi một hạt của trái đất (H.10.5). Còn trong lý thuyết dây, quá trình này ứng với một ống có dạng hình chữ H (H.10.6). Hai ống đứng của chữ H ứng với các hạt của mặt trời và của trái đất, còn ống ngang ứng với hạt graviton chuyển động giữa các hạt trên.

Lý thuyết dây có một lược xử lý thú. Đầu tiên cuối những năm 60, lý thuyết dây được xây dựng để mô tả tương tác mạnh. Tư tưởng xuất phát là các hạt như proton và neutron có thể xem như sóng của một dây. Lực tương tác giữa các hạt sẽ được mô tả bởi những đoạn nối giữa các dây như trong một mạng nhện. Để lý thuyết này cho những trị số quan sát được của tương tác mạnh giữa các hạt, các dây này phải giống như những dây cao su với lực kéo khoảng mười tấn.

Năm 1974, Joel Scherk ở Paris và John Schwarz ở Viện công nghệ California công bố một bài báo chỉ rằng lý thuyết dây có thể mô tả lực hấp dẫn nếu lực căng của dây lớn hơn nhiều, khoảng nghìn triệu triệu triệu triệu triệu triệu triệu (1 với 39 số không) tấn. Những tiên đoán của lý thuyết dây trùng với những tiên đoán của thuyết tương đối rộng ở các độ dài bình thường, song khác nhau ở các khoảng cách cực bé, nhỏ hơn một phần nghìn triệu triệu triệu triệu triệu centimet (1centimet chia cho 1 với 33 số không). Song công trình của hai tác giả trên không nhận được sự chú ý đặc biệt, bởi vì vào đúng khoảng thời gian đó đa số từ bỏ lý thuyết dây của tương tác mạnh để theo đuổi lý thuyết quark và gluon vì lý thuyết sau có vẻ phù hợp với quan sát thực nghiệm. Scherk chết trong hoàn cảnh bi thảm (ông bị bệnh đái đường rơi vào trạng thái hôn mê khi không có một ai bên cạnh để chích cho ông một mũi insulin). Như thế chỉ còn lại Schwarz là người duy nhất bênh vực cho lý thuyết dây, nhưng bây giờ với một trị số giả định cao hơn nhiều của lực căng.

Năm 1984 sự quan tâm đến lý thuyết dây đột ngột được tái sinh, vì hai lý do. Lý do thứ nhất là thực tế người ta không thu được tiến bộ gì nhiều trong việc chứng minh rằng siêu hấp dẫn là hữu hạn hoặc siêu hấp dẫn có khả năng giải thích các loại hạt mà chúng ta quan sát được. Lý do thứ hai là sự ra đời bài báo của John Schwarz và Mike Green ở Đại học Nữ hoàng Mary, London chứng minh rằng lý thuyết dây có thể giải thích sự tồn tại các hạt xoắn trái nội tại đã được quan sát. Dẫu lý do thế nào đi nữa, một số đông đã đổ vào lý thuyết dây, và một phương án mới được phát triển, cái gọi là dây hỗn hợp (heterotic), phương án này dường như giải thích được các loại hạt quan sát.

Lý thuyết dây cũng dẫn đến những vô hạn, song người ta nghĩ rằng chúng sẽ bị loại trừ trong những phương án như dây hỗn hợp (mặc dầu hiện nay điều đó chưa chắc chắn). Lý thuyết dây cũng có vấn đề: các lý thuyết này chỉ đúng nếu không - thời gian có hoặc mười hoặc hai mươi sáu chiều, chứ không phải là bốn. Các chiều không gian phụ sẽ là cơ sở cho khoa học viễn tưởng: Thực vậy, các chiều đó có khi là cần thiết, nếu không có chúng thì chắc chắn phải có một thời gian rất lớn để đi đến được các sao và thiên hà vì thuyết tương đối buộc rằng chúng ta không thể chuyển động nhanh hơn ánh sáng.

Ý tưởng khoa học viễn tưởng là hy vọng chúng ta có thể tìm được một quỹ đạo tắt theo một chiều phụ. Ta có thể hình dung được điều này như sau. Hãy tưởng tượng rằng không - thời gian chúng ta sống chỉ có hai chiều và cong như một mặt hình xuyến (H.10.7). Nếu bạn ở điểm A và muốn đi đến điểm B thì bạn phải đi theo đường AMB (đường đậm nét) trên mặt xuyến. Song nếu có chiều thứ ba thì bạn có thể du hành theo chiều đó dọc đường AEB (đường gạch) nhiều lần ngắn hơn AMB.

Tại sao chúng ta không cảm nhận được các chiều phụ đó, nếu quả thật chúng tồn tại? Tại sao chúng ta chỉ thấy được ba chiều không gian và một chiều thời gian? Một gợi ý giải thích điều đó là các chiều phụ bị uốn cong thành một không gian có kích thước rất nhỏ, cỡ một phần triệu triệu triệu triệu triệu inch. Không gian này quá nhỏ nên chúng ta không thấy được: chúng ta chỉ thấy thời gian một chiều và không gian ba chiều, trong đó không - thời gian gần như phẳng. Điều này giống như mặt một quả cam: nếu như bạn nhìn gần sát bạn sẽ thấy những chỗ cong và nhăn nheo, song nếu bạn nhìn từ khoảng cách xa, bạn sẽ không thấy những chỗ lồi lõm và mặt quả cam gần như trơn tru.

Đối với không thời gian cũng vậy: ở một kích thước rất bé ta có một không gian mười chiều, có độ cong lớn, song ở những kích thước lớn hơn bạn sẽ thấy độ cong hoặc các chiều phụ. Nếu bức tranh đó là đúng thì có khó khăn cho những người muốn du hành vào vũ trụ: các chiều phụ quá bé để con tàu vũ trụ có thể lọt qua. Tại sao chỉ có một số chiều, chứ không phải tất cả, bị uốn cong trong một quả cầu nhỏ? Có thể đoán chừng rằng trong những giai đoạn sớm của vũ trụ, tất cả các chiều đều bị uốn cong rất nhiều. Tại sao chỉ một chiều thời gian và ba chiều không gian mở phẳng ra, còn các chiều khác thì vẫn ở trong trạng thái bị uốn cong?

Một câu trả lời là nguyên lý vị nhân. Một không gian hai chiều không đủ để cho phép hình thành những sinh vật phức tạp như con người. Ví dụ, những sinh vật hai chiều sống trên một không gian một chiều phải trèo qua nhau để vượt nhau. Nếu một sinh vật hai chiều ăn một vật gì thì vật đó không thể tiêu hóa hoàn toàn được, sinh vật đó phải đưa phần không tiêu hóa được ra đằng mồm bởi vì nếu có một đường tiêu hóa xuyên qua cơ thể thì đường này sẽ phân cơ thể sinh vật thành hai nửa riêng biệt: và sinh vật hai chiều sẽ phải rã thành hai mảnh (H.10.8). Tương tự như vậy thật khó mà hình dung được bất kỳ một hệ tuần hoàn máu nào trong cơ thể sinh vật hai chiều.

Nhiều vấn đề sẽ nảy sinh với một không gian có nhiều chiều hơn ba chiều. Lực hấp dẫn giữa hai vật sẽ giảm nhanh với khoảng cách hơn là trong không gian ba chiều. (Trong không gian ba chiều lực hấp dẫn giảm 1/4 lần nếu khoảng cách tăng lên gấp đôi. Trong không gian bốn chiều, nó giảm 1/8 lần, trong không gian năm chiều, 1/16 lần và cứ như vậy). Sự giảm nhanh đó dẫn đến quỹ đạo của các hành tinh, như quả đất, xung quanh mặt trời sẽ không ổn định: một nhiễu loạn nhỏ khỏi quỹ đạo tròn (nhiễu loạn gây ra bởi lực hút hấp dẫn của các hành tinh khác) sẽ làm cho quả đất chuyển động xoắn và rơi vào hoặc xa dần mặt trời. Chúng ta sẽ bị thiêu cháy hoặc chết cóng.

Trong một không gian có số chiều lớn hơn ba, dáng điệu của hấp dẫn theo khoảng cách không cho phép mặt trời tồn tại trong một trạng thái ổn định với áp suất cân bằng hấp dẫn. Mặt trời hoặc sẽ rã ra hoặc co lại thành một lỗ đen. Trong tất cả các trường hợp trên, mặt trời sẽ không còn là nguồn nhiệt và ánh sáng vốn cần thiết cho sự sống trên trái đất. Ở một kích thước nhỏ hơn, các lực điện buộc rằng các electron phải quay quanh hạt nhân nguyên tử theo cách quả đất quay quanh mặt trời. Như vậy hoặc các electron cũng thoát khỏi nguyên tử hoặc rơi xoắn vào hạt nhân. Do đó chúng ta không thể có các nguyên tử mà chúng ta đã quan sát được.

Vậy rõ ràng cuộc sống, như chúng ta nhận thức, chỉ có thể tồn tại trong những vùng của không - thời gian ở đó một chiều thời gian và ba chiều không gian không bị uốn cong nhỏ lại. Điều này có nghĩa là chúng ta cần phải cầu cứu đến nguyên lý vị nhân yếu, miễn là chúng ta chứng minh được rằng lý thuyết dây ít nhất cho phép sự tồn tại của những vùng như thế trong vũ trụ - và hình như lý thuyết dây cho phép. Có thể tồn tại những vùng khác của vũ trụ, hoặc những vũ trụ khác (theo bất cứ ý nghĩa nào), trong đó tất cả các chiều đều bị uốn cong nhỏ lại hoặc trong đó có nhiều hơn bốn chiều gần như phẳng, song tiếc thay ở đây không thể tồn tại một sinh vật có trí tụê nào để quan sát những điều có thật đó.

Ngoài vấn đề số chiều của không gian, lý thuyết dây còn đặt ra nhiều vấn đề khác cần giải quyết trước khi lý thuyết này được công nhận là lý thuyết tối hậu của vật lý học. Chúng ta còn chưa biết rằng có phải mọi đại lượng vô hạn sẽ triệt tiêu nhau và cũng chưa biết làm thế nào để nối liền một cách chính xác các sóng trên dây với các hạt quan sát được. Tuy nhiên, có lẽ những câu trả lời cho các câu hỏi đó sẽ được tìm ra trong vài năm tới và đến cuối thế kỷ này chúng ta sẽ rõ liệu lý thuyết dây có quả thực là lý thuyết thống nhất của vật lý từ lâu mong đợi chăng.

Mặt khác, có thực tồn tại một lý thuyết như thế hay không? Hay là chúng ta chỉ đang săn đuổi một ảo ảnh? Có thể có ba khả năng:

1. Quả thực tồn tại một lý thuyết thống nhất hoàn chỉnh, mà chúng ta một ngày nào đó sẽ phát minh ra nếu chúng ta có đủ tài năng.

2. Không tồn tại một lý thuyết tối hậu của vũ trụ, chỉ tồn tại một chuỗi vô cùng các lý thuyết mô tả vũ trụ ngày càng chính xác.

3. Không tồn tại một lý thuyết nào về vũ trụ; các sự cố không thể tiên đoán vượt quá một giới hạn nào đó, chúng xảy ra một cách ngẫu nhiên và tùy tiện.

Với sự ra đời của cơ học lượng tử, chúng ta phải thừa nhận rằng các sự cố không thể được tiên đoán với độ chính xác hoàn toàn mà luôn tồn tại một độ bất định. Nếu muốn, người ta có thể gán sự ngẫu nhiên đó cho sự can thiệp của Chúa, song đấy quả là một loại can thiệp kỳ lạ: không có một chứng cứ gì cho thấy can thiệp đó được định hướng đến bất kỳ một mục đích nào. Thực vậy, nếu có một mục đích, thì không còn là ngẫu nhiên nữa. Trong thời đại hiện nay, chúng ta đã loại bỏ hữu hiệu khả năng thứ ba bằng cách định nghĩa lại mục đích của khoa học: mục tiêu của khoa học là xây dựng một bộ định luật có khả năng cho phép chúng ta tiên đoán các sự cố chỉ trong giới hạn xác định bởi nguyên lý bất định.

Khả năng thứ hai, khả năng tồn tại một chuỗi vô cùng những lý thuyết ngày càng tinh tế, rất phù hợp với kinh nghiệm của chúng ta. Nhiều lần chúng ta đã tăng độ nhạy các phép đo và thực hiện nhiều loại thí nghiệm mới chỉ với mục đích phát hiện những hiện tượng mới không tiên đoán được bởi lý thuyết hiện có và để mô tả những hiện tương đó chúng ta phải phát triển một lý thuyết tiên tiến hơn. Vì vậy không có gì đáng ngạc nhiêu nếu thế hệ hiện tại các lý thuyết thống nhất phạm sai lầm khi khẳng định rằng không có điều gì căn bản mới xảy ra giữa năng lượng cỡ 100 GeV của lý thuyết thống nhất yếu điện từ và năng lượng cỡ ngàn triệu triệu GeV của lý thuyết thống nhất lớn. Đáng lý chúng ta phải hy vọng tìm ra nhiều tầng cấu trúc mới cơ bản hơn quark và electron hiện nay được xem như là những hạt “cơ bản”.

Song dường như hấp dẫn có thể cung cấp một giới hạn cho chuỗi các “hộp trong hộp” đó. Nếu ta có một hạt với năng lượng lớn hơn cái gọi là năng lượng Planck, mười triệu triệu triệu GeV (1 theo sau là 19 số không), thì khối lượng của nó có mật độ tập trung đến mức mà nó tự cô lập tách khỏi phần vũ trụ còn lại và biến thành một lỗ đen nhỏ. Như vậy dường như chuỗi các lý thuyết ngày càng tinh tế đó phải có một giới hạn khi chúng ta tiếp cận với những năng lượng ngày càng cao, và ắt phải có một lý thuyết tối hậu về vũ trụ. Lẽ dĩ nhiên, năng lượng Planck là một quãng đường dài kể từ những năng lượng cỡ nghìn GeV mà hiện nay là năng lượng lớn nhất chúng ta có khả năng tạo ra trong phòng thí nghiệm. Chúng ta chưa vượt qua được hố ngăn cách đó trong một tương lai gần nhờ những máy gia tốc! Nhưng những giai đoạn sơ sinh của vũ trụ đã từng chứng kiến những năng lượng như vậy. Tôi nghĩ rằng có nhiều xác suất may mắn là sự nghiên cứu những giai đoạn sớm của vũ trụ kết hợp với những đòi hỏi chặt chẽ của toán học sẽ dẫn chúng ta đến một lý thuyết thống nhất hoàn chỉnh trong giới hạn cuộc đời của nhiều người chúng ta.

Nếu chúng ta thực sự tìm ra được một lý thuyết tối hậu về vũ trụ, thì điều đó có ý nghĩa như thế nào? Chúng ta không bao giờ có thể chắc chắn hoàn toàn rằng quả chúng ta đã tìm ra được một lý thuyết hoàn chỉnh. Song nếu lý thuyết chặt chẽ về mặt toán học và luôn đưa ra được những tiên đoán phù hợp với quan sát, thì chúng ta có thể tin một cách hợp lý rằng đó là một lý thuyết đúng đắn. Nó sẽ kết thúc một chương dài và vinh quang trong lịch sử đấu tranh trí tuệ của con người để tìm hiểu vũ trụ. Đồng thời nó cũng cách mạng hóa sự hiểu biết các định luật vũ trụ của con người bình thường.

Thời Newton một người có giáo dục rất có thể nắm được toàn bộ kiến thức của nhân loại, ít nhất là trong những nét cơ bản. Song sau đó nhịp độ phát triển của khoa học làm cho khả năng trên không còn nữa. Vì rằng các lý thuyết luôn thay đổi để phù hợp với những quan sát mới, chúng không thể đơn giản hóa được để một người bình thường có thể hiểu thấu. Bạn phải là một chuyên gia, và dẫu là một chuyên gia bạn cũng chỉ hy vọng nắm bắt được một phần các lý thuyết khoa học. Ngoài ra, khoa học tiến nhanh tới mức mà những kiến thức thu nhận được ở học đường cũng luôn luôn bất cập với thời đại. Chỉ một số ít người theo kịp được ranh giới tiền tiêu của kiến thức và số người đó cũng phải dùng toàn bộ số thời gian để làm việc và chuyên sâu vào một lĩnh vực nhỏ. Số đông còn lại ít có khái niệm về những thành tựu tiên tiến của khoa học và những vấn đề lý thú nảy sinh từ đó.

Bảy mươi năm về trước, nếu tin lời Eddington, thì chỉ có hai người hiểu được lý tuyết tương đối rộng. Ngày nay hàng vạn sinh viên đại học hiểu được lý thuyết đó và hàng triệu người ít nhất đã làm quen với lý thuyết tương đối rộng. Nếu một lý thuyết thống nhất hoàn chỉnh được phát minh, thì chỉ còn là vấn đề thời gian để cho lý thuyết đó được thấu triệt rồi đơn giản hóa và giảng dạy trong nhà trường ít nhất là những nét cơ bản. Và mọi người chúng ta sẽ đủ khả năng có được một kiến thức nhất định về những định luật trị vì vũ trụ và điều hành cuộc sống của chúng ta.

Ngay nếu chúng ta tìm được ra một lý thuyết thống nhất hoàn chỉnh, điều đó cũng không có nghĩa rằng chúng ta có khả năng tiên đoán mọi sự cố nói chung, vì hai lẽ. Thứ nhất do giới hạn mà nguyên lý bất định của cơ học lượng tử áp đặt lên mọi quyền lực tiên đoán của chúng ta. Chúng ta không thể làm gì được để vượt giới hạn đó. Song trong thực tiễn giới hạn thứ nhất đó còn ít ràng buộc hơn giới hạn sau đây. Vấn đề là ở chỗ chúng ta không thể giải được các phương trình của lý thuyết một cách tuyệt đối chính xác, trừ vài trường hợp rất đơn giản. (Chúng ta không thể giải chính xác ngay cả chuyển động ba vật trong lý thuyết hấp dẫn của Newton, và khó khăn sẽ tăng lên với số vật tham gia chuyển động và mức độ phức tạp của lý thuyết).

Chúng ta đã biết nhiều định luật điều hành vật chất dưới mọi điều kiện cực đoan nhất. Nói riêng, chúng ta đã biết những định luật cơ bản điều khiển mọi đối tượng của hóa học và sinh học. Nhưng chắc chắn ta không quy các đối tượng đó về thực trạng của những bài toán giải được; đến nay chúng ta đã đạt được quá ít tiến bộ trong việc tiên đoán cách xử sự của con người từ những phương trình toán học! Vì vậy ngay lúc chúng ta tìm ra được một bộ hoàn chỉnh các định luật cơ bản, cũng cần nhiều năm trong tương lai để thách đố trí tuệ con người tìm ra những phương pháp xấp xỉ hữu hiệu hơn để có thể đưa ra những tiên đoán có ích về những hệ quả khả dĩ trong những tình huống thực tiễn và phức tạp. Một lý thuyết thống nhất chặt chẽ và hoàn chỉnh, chỉ mới là bước đầu: mục tiêu của chúng ta là một sự hiểu biết hoàn chỉnh về mọi sự cố chung quanh và về bản thân sự tồn tại của chúng ta.
⇒ • √ ∠ ∞ ≈ ∫ ≡ α β γ δ ε η κ λ π ρ σ φ ω Γ Δ ∇ Θ Λ Σ Φ Ω
Thí nghiệm ảo java/ph14vn/
Trang chủ Khoa lý http://vatly.hnue.edu.vn
Hình đại diện của thành viên
bin
Giảng viên
 
Bài viết: 3315
Ngày tham gia: Thứ 5 Tháng 3 10, 2005 1:54 pm
Đến từ: Khoa Vật lí - ĐHSPHN

Bài viết chưa xemgửi bởi lucgiac_muadong » Chủ nhật Tháng 4 24, 2005 1:16 pm

Bít thế này em cóc mua quyển lược sử thời gian cho xong , mọi ván đề anh post hết rồi .
Hình đại diện của thành viên
lucgiac_muadong
Thợ mộc chính hiệu
Thợ mộc chính hiệu
 
Bài viết: 1415
Ngày tham gia: Thứ 6 Tháng 3 11, 2005 10:55 am
Đến từ: K54_ Hải Dương
Blog: http://vhntnamdinh.edu.vn/

Bài viết chưa xemgửi bởi D337 » Thứ 5 Tháng 7 07, 2005 12:15 pm

Có ai muốn đọc lược sử thời gian do hai bác Cao Chi và PHạm Văn Thiều dịch thì vô đây: http://www.thuvienhoasen.org/luocsuthoigian2-00.htm
Hình đại diện của thành viên
D337
Thành viên nhiệt tình
Thành viên nhiệt tình
 
Bài viết: 158
Ngày tham gia: Thứ 4 Tháng 7 06, 2005 1:02 pm
Đến từ: Y11 - HNUE

Re: Lược sử thời gian

Bài viết chưa xemgửi bởi now_start » Chủ nhật Tháng 11 04, 2007 1:14 pm

Có thể du hành xuyên thời gian?
9:52' 5/9/2007




Ảnh: 7art-screensavers.
Con người muốn bay tới tương lai và quay về quá khứ? Câu trả lời là các nguyên lý vật lý không cấm, nhưng những rào cản kỹ thuật thì không thể vượt qua trong vũ trụ mà chúng ta đang sống.

Cách duy nhất du hành tới tương lai là dùng hiệu ứng thời gian trôi chậm trên con tàu vũ trụ bay rất nhanh của thuyết tương đối hẹp. Nếu rời trái đất trên con tàu tăng tốc liên tục với gia tốc trọng trường (để cơ thể chịu một lực gia tốc thuận lợi đúng bằng sức hút Trái đất), thì sau một năm có thể đạt gần tới tốc độ ánh sáng. Tiếp tục gia tốc, ta có thể bay nhanh xấp xỉ ánh sáng. Khi đó chuyến bay tới trung tâm Ngân hà rồi quay về (khoảng cách cỡ 60 ngàn năm ánh sáng) chỉ mất 40 năm, trong khi trên Trái đất, 600 thế kỉ đã trôi qua. Bạn sẽ gặp tương lai nhân loại, với biết bao vật đổi sao dời, nếu loài người vẫn còn tồn tại.

Mặc dù không một quy luật vật lý nào ngăn cản chuyến du hành thú vị đó, nhưng những khó khăn kỹ thuật thì khó lòng vượt qua. Chẳng hạn, năng lượng cần thiết, ngay cả khi biến đổi khối lượng hoàn toàn thành năng lượng theo hệ thức E = mc2, còn lớn hơn cả khối lượng hành tinh.

Khả năng du hành ngược thời gian còn khó khăn hơn nhiều, tuy các quy luật khoa học cũng không hề cấm đoán. Vấn đề là tạo được bộ máy thời gian thích hợp.

Khả năng đầu tiên do Frank Tipler, Đại học Maryland, Mỹ, đưa ra năm 1973, liên quan với một vật kỳ dị trần trụi quay rất nhanh (kỳ dị là điểm có mật độ vô hạn, ví như lỗ đen). Khi đó cấu trúc không thời gian bị trường hấp dẫn quá mạnh làm xoắn, khiến một chiều không gian được thay bằng thời gian. Con tàu vũ trụ bay thận trọng gần đó có thể may mắn gặp một quỹ đạo mà phi hành đoàn tưởng vẫn đang xuyên qua không gian, nhưng lại là xuyên thời gian. Khi rời xa điểm kỳ dị, con tàu sẽ xuất hiện ở một thời gian khác, như thời người tiền sử đang sống trong hang chẳng hạn.

Khả năng này không khó như ta tưởng: một hình trụ dài 100 km, rộng 10 km, chứa vật chất có mật độ của sao neutron (100 triệu tấn/cm3), quay hai ngàn vòng một giây là đạt yêu cầu. Trong vũ trụ, một số sao xung gần đạt tiêu chuẩn này.

Loại máy thời gian thứ hai liên quan với lỗ sâu (wormhole), tức hệ đường hầm xuyên không - thời gian, giống lỗ sâu đục trên quả táo của bạn. Theo thuyết tương đối rộng, lỗ sâu có thể nối một lỗ đen ở vùng không - thời gian này với một lỗ đen hay lỗ trắng ở vùng không - thời gian khác (ngược với lỗ đen luôn hút vật chất và năng lượng, lỗ trắng là nơi phun năng lượng. Big Bang chính là một lỗ trắng như vậy).

Quan niệm về lỗ sâu xuất hiện trong vật lý một cách khá hài hước. Số là nhà thiên văn Carl Sagan, tác giả của viễn cảnh mùa đông hạt nhân nổi tiếng, viết một cuốn sách viễn tưởng về du hành qua lỗ đen để đi từ trái đất tới sao Vega giả định. Vì muốn các lập luận khoa học chính xác tối đa, Sagan nhờ Kip Thorne, một chuyên gia về trường hấp dẫn của Viện Công nghệ California, tính toán.

Cuối 1985, Thorne nhận thấy rằng, lỗ sâu có thể mở khi chứa loại vật chất kỳ lạ có sức căng rất lớn để chống lại lực hấp dẫn ở lỗ đen. Thích hợp nhất là các dây vũ trụ, loại vật chất giả thuyết dưới dạng các ống năng lượng nhỏ hơn kích thích nguyên tử trải dài trên toàn vũ trụ. Nếu có thật, và luồn được vào lỗ sâu, nó có khả năng giữ cho lỗ sâu luôn luôn mở để đóng vai một đường hầm xuyên qua không - thời gian.

Đó là kết luận rất thú vị về mặt khoa học, nhưng Thorne rất sợ người khác cười nhạo và cho rằng ông bị điên khi nghiên cứu khả năng du hành xuyên thời gian. Có lẽ không biết Tipler chẳng hề hấn gì khi nghiên cứu bộ máy thời gian nên ông rất lo khi học trò công bố công trình, nghề nghiệp của họ sẽ tiêu tan trước khi bắt đầu. Nghiên cứu cẩn trọng và bí mật với Mike Morris và Ulvi Yurtsever, ông dần tự thuyết phục bản thân rằng, quả thật phương trình Einstein cho phép lỗ sâu nối các điểm thời gian với nhau và do đó có thể đóng vai bộ máy thời gian.

Đến năm 1988, ba người công bố kết quả trên tạp chí nổi danh Physical Review Letters. Vẫn lo sợ phản ứng không thuận lợi, ông yêu cầu lãnh đạo Viện không những giữ im lặng mà còn kiên quyết cấm mọi người bàn luận về công trình.

Kết quả ngược với lo lắng của Thorne. Cả giới chuyên môn và công chúng đều rất hào hứng với khả năng du hành xuyên thời gian, dù chỉ trên lý thuyết. Nghề nghiệp của ông thăng tiến rõ rệt, hai học trò được nhiều nơi mời làm việc. Theo gương ông, nhiều nhà vật lý công bố các kết quả nghiên cứu chuyên sâu với bạn đọc đại chúng, một việc được nhiều phía hoan nghênh. Viện Công nghệ California trở thành thánh địa của khả năng du hành xuyên thời gian.

Ngay lập tức xuất hiện hàng loạt tác phẩm về du hành xuyên không thời gian. Trong khi giới chuyên môn thiên về các khía cạnh khoa học và triết lý, thì giới nghiệp dư hân hoan tuyên bố, đó chính là cách nhân loại du hành hướng tới tương lai hay quay về quá khứ. Nhưng "nghịch lý ông nội" có thể làm nguội niềm phấn khích đó. Giả sử bạn du hành ngược về quá khứ và lỡ tay làm chết ông nội khi ông còn bé tí, lúc ông chưa sinh cha bạn. Không có cha thì tại sao lại có bạn để mà du hành ngược thời gian? Cũng có ý kiến cho rằng, có thể bạn không gặp ông nội, nhưng đó chỉ là ngụy biện (tại sao lại không?).

Đó là lý do Hawking đưa ra "Ước đoán bảo vệ trình tự thời gian", theo đó các quy luật vật lý cấm một thực thể vĩ mô du hành xuyên thời gian. Muốn du hành như thế, cần nhảy vào lỗ đen, và ngay lập tức bạn bị nghiền nát thành các hạt cơ bản, qua lỗ sâu để phun trào ra ở một lỗ trắng tại vùng không - thời gian khác. Chỉ các hạt cơ bản từng tạo nên cặp chân dài gợi cảm, chứ không phải chính cô người mẫu, mới trải nghiệm chuyến du hành kỳ thú đó.

Theo: VnExpress - Tia Sáng
Ví đây đổi phận làm trai được
Thì sự anh hùng há bấy nhiêu....
Hình đại diện của thành viên
now_start
Mod
Mod
 
Bài viết: 438
Ngày tham gia: Thứ 5 Tháng 10 04, 2007 10:49 am
Đến từ: Bắc Ninh .

Re: Lược sử thời gian

Bài viết chưa xemgửi bởi now_start » Chủ nhật Tháng 11 04, 2007 1:15 pm

Hành trình đi tìm máy thời gian (phần 1)
4:1' 3/9/2007



Trong nhiều thập kỷ kể từ khi cuốn tiểu thuyết lừng danh Máy thời gian ra đời năm 1895, vấn đề này vẫn chỉ mang nhiều tính văn học giả tưởng. Song những năm gần đây, du hành thời gian đã trở thành cái gì đó giống như một "nghề thủ công" trong giới các nhà vật lý lý thuyết.

Đối với các nhà lý thuyết, chủ đề này vốn vẫn mang nhiều ý nghĩa tiêu khiển. Nhưng lần này họ đã "tiêu khiển" một cách nghiêm túc. Thông suốt được mối quan hệ nhân quả là một vấn đề cơ bản để xây dựng một lý thuyết thống nhất của vật lý. Nếu du hành không giới hạn trong thời gian là khả dĩ, thậm chí chỉ là trên nguyên tắc, thì một lý thuyết thống nhất như vậy có thể bị ảnh hưởng trầm trọng.

Có hai cách để bơi

Cho đến nay, những hiểu biết tốt nhất của chúng ta về thời gian đều dựa trên các lý thuyết tương đối của Einstein. Lý thuyết đặc biệt tiên đoán một hiệu ứng được gọi là sự giãn nở thời gian, xảy ra khi hai người quan sát chuyển động tương đối với nhau. Hiệu ứng này chỉ thể hiện rõ rệt đối với chúng ta khi các chuyển động là gần với tốc độ ánh sáng. Thậm chí ở tốc độ của máy bay phản lực, sự giãn nở thời gian cũng chỉ vài phần tỷ giây. Tuy nhiên, các đồng hồ nguyên tử là đủ chính xác để phát hiện sự giãn nở đó và xác nhận rằng thời gian thực sự bị giãn ra do chuyển động. Như vậy, du hành vào tương lai là một thực tế đã được chứng minh, cho dù hiệu ứng xảy ra trong cuộc sống hằng ngày là không lớn.

Để thấy rõ hơn về hiệu ứng này, chúng ta phải nhìn vượt ra bên ngoài những trải nghiệm thường ngày. Có những hạt sơ cấp trong tia vũ trụ chuyển động rất nhanh nhưng thời gian sống rất nhỏ. Trong "thế giới" (hệ quy chiếu) riêng của những hạt này, chúng chỉ có nhiều lắm là vài phút trước khi "chết" để băng qua khoảng cách thiên hà và đến với trái đất. Chúng ta đứng trên hệ quy chiếu trái đất và thấy rằng, chúng dường như phải mất đến hàng nghìn năm để làm việc đó. Nếu không có sự giãn nở của thời gian, những tia vũ trụ này sẽ không thể có mặt trên trái đất.

Tăng tốc độ là một cách giúp chúng ta "bơi" nhanh hơn dòng chảy thời gian. Trường hấp dẫn cũng là một cách khác. Trong lý thuyết tương đối tổng quát, Einstein đã tiên đoán rằng trường hấp dẫn làm chậm thời gian, nghĩa là đồng hồ ở tầng thượng sẽ chạy nhanh hơn ở tầng trệt chút xíu, vì càng lên cao trường hấp dẫn của trái đất càng nhỏ đi. Tương tự như vậy, đồng hồ trong không gian chạy nhanh hơn đồng hồ dưới đất. Lần này, hiệu ứng cũng rất nhỏ nhưng vẫn có thể đo được bằng những đồng hồ nguyên tử. Thực ra, sự cong vênh thời gian do hấp dẫn đã được ứng dụng rất tốt cho hệ thống định vị toàn cầu. Nếu không có ứng dụng này, một số thủy thủ, tài xế taxi và các tên lửa hành trình có lẽ sẽ gặp rắc rối.

Ở bề mặt sao neutron, trường hấp dẫn mạnh đến mức, thời gian bị chậm khoảng 30% so với thời gian ở trái đất. Nếu chúng ta đứng trên một ngôi sao như vậy mà quan sát thì những sự kiện trên trái đất sẽ giống như một bộ phim tua nhanh. Ta sẽ thấy trẻ con chỉ được nghỉ 7 ngày Tết thay vì 10 ngày, và sẽ có khoảng 2 ngày Tết thay vì 3. Thậm chí, có người ở sao Neutron sẽ ngạc nhiên mà hỏi rằng tại sao trên trái đất, bánh chưng chóng hỏng và hoa đào chóng tàn đến thế?

Một lỗ đen có thể bóp méo thời gian đến hết cỡ, ở "bề mặt" của nó, thời gian sẽ đứng lại so với trái đất. Nếu liên tưởng đến thời gian ở mỗi nơi là một dòng sông, thì ở đây không phải "tất cả các dòng sông đều chảy". Nếu một nhà du hành có thể mon men đến bờ của cái "dòng sông không chảy" ấy, giả tưởng rằng anh ta không bị làm sao (lực hấp dẫn của lỗ đen có thể xé tan mọi thứ) thì khi quay lại trái đất, anh ta sẽ đi rất xa vào tương lai.

Bơi ngược dòng?


Einstein và Kurt Godel. Ảnh: edge.org.
Năm 1948, Kurt Godel ở Viện nghiên cứu cấp cao Princeton đã đưa ra một nghiệm của phương trình hấp dẫn Einstein mô tả một vũ trụ quay. Trong vũ trụ này, một nhà du hành có thể đi xuyên qua không gian để trở về quá khứ. Điều này có được là do cơ chế tác động của trường hấp dẫn đối với ánh sáng. Sự quay của vũ trụ sẽ kéo theo ánh sáng (và do đó là cả mối quan hệ nhân quả của các sự vật) tham gia vào sự vận động của nó. Điều này cho phép một thực thể vật chất đi theo một vòng kín trong không gian, và đó cũng là một vòng kín trong thời gian, ở đây không cần bất cứ quá trình nào vượt quá tốc độ ánh sáng trong môi trường giữa các hạt. Người ta coi nghiệm của Godel chỉ là một sự kỳ lạ toán học, vì các quan sát không hề cho thấy bất cứ dấu hiệu nào của một vũ trụ quay. Tuy nhiên, cái nghiệm đó dù sao cũng đã minh họa rằng, đi ngược lại thời gian là không bị cấm trong lý thuyết tương đối. Thực ra Einstein cũng từng thú nhận rằng ông rất trăn trở về việc lý thuyết của mình cho phép sự du hành vào quá khứ trong một số tình huống nhất định.

Có những nghiên cứu khác cũng cho thấy khả năng trở lại quá khứ. Chẳng hạn, vào năm 1974, Frank J. Tipler ở Đại học Tulane đã tính toán rằng, một hình trụ có mật độ khối lượng lớn và dài vô hạn, khi quay quanh trục của nó với tốc độ gần ánh sáng cũng sẽ có thể kéo theo ánh sáng vào một vòng kín và đưa các nhà du hành trở về quá khứ của họ. Năm 1991, J.Richard Gott ở Đại học Princeton đã phỏng đoán rằng, những dây vũ trụ - những cấu trúc mà các nhà vũ trụ học tin là được tạo ra trong những giai đoạn ban đầu của Big Bang - có thể đem lại những kết quả tương tự. Nhưng vào giữa thập kỷ 1980, bối cảnh hiện thực nhất cho một cỗ máy thời gian chính là dựa trên khái niệm về wormhole (lỗ sâu).

Theo: VnExpress.net
Ví đây đổi phận làm trai được
Thì sự anh hùng há bấy nhiêu....
Hình đại diện của thành viên
now_start
Mod
Mod
 
Bài viết: 438
Ngày tham gia: Thứ 5 Tháng 10 04, 2007 10:49 am
Đến từ: Bắc Ninh .

Re: Lược sử thời gian

Bài viết chưa xemgửi bởi now_start » Chủ nhật Tháng 11 04, 2007 1:16 pm

Hành trình đi tìm máy thời gian (phần cuối)
4:2' 3/9/2007




Mô hình wormhole. Ảnh: casa.colorado.edu
Một đường hầm đi xuyên qua một quả đồi đương nhiên là ngắn hơn đường đi trên bề mặt. Tương tự như thế, một wormhole có thể là con đường ngắn hơn con đường thông thường trong không gian.

Trong giả tưởng khoa học, các wormhole đôi khi được gọi là các cổng sao (stargates), chúng mang lại một con đường tắt giữa hai điểm cách xa nhau trong không gian. Chui qua một wormhole giả thuyết này, bạn có lẽ sẽ đến được những thời điểm muộn hơn ở phía bên kia của thiên hà. Các wormhole phù hợp một cách tự nhiên với lý thuyết tương đối tổng quát, trong đó, trường hấp dẫn làm cong cả thời gian lẫn không gian. Các nhà lý thuyết đã đưa ra một không gian với những cấu trúc nối kết nhau bởi những "đường hầm" wormhole. Một đường hầm đi xuyên qua một quả đồi đương nhiên là ngắn hơn đường đi trên bề mặt. Tương tự như thế, một wormhole có thể là con đường ngắn hơn con đường thông thường trong không gian.

Khái niệm wormhole từng được sử dụng cho một thiết bị tưởng tượng trong tiểu thuyết Contact của Carl Sagan, viết năm 1985. Ngay sau Sagan, Kip S. Thorne và cộng sự ở Viện công nghệ California đã tìm cách chứng minh xem, liệu các wormhole có phù hợp với vật lý chính thống hay không. Xuất phát điểm của họ là một wormhole tương tự với một lỗ đen mang trường hấp dẫn khủng khiếp. Nhưng ở đây có một sự khác nhau, đường vào lỗ đen sẽ chẳng dẫn tới đâu cả, còn một wormhole thì có cả đường vào lẫn ra.

Máy thời gian wormhole

Để con đường wormhole có thể đi được, nó phải chứa cái mà Thorne gọi là vật chất kỳ cục. Cái thứ vật chất này sẽ sinh ra sự phản hấp dẫn để chống lại lực hấp dẫn khổng lồ của một hệ có khối lượng lớn. Phản hấp dẫn, hay lực đẩy hấp dẫn, có thể được sinh ra bởi năng lượng âm hoặc áp suất âm. Các trạng thái năng lượng âm được biết là tồn tại trong những hệ lượng tử nhất định. Điều đó cho thấy rằng, vật chất kỳ cục của Thorne không bị bác bỏ bởi các định luật vật lý mặc dù Thorne vẫn chưa nói rõ ràng về việc liệu có đủ vật liệu phản hấp dẫn để ổn định wormhole hay không.

Ngay khi Thorne và cộng sự nhận ra rằng, nếu một wormhole ổn định được tạo ra, khi đó nó có thể sẵn sàng để trở thành một cỗ máy thời gian. Khi một nhà du hành đi qua nó, anh ta không những sẽ đi đến một nơi khác trong vũ trụ mà còn đi đến một điểm khác trong thời gian, tương lai hoặc quá khứ.

Để một wormhole hoạt động như máy thời gian, một trong những cái miệng của nó có thể được đặt gần bề mặt một sao neutron. Trường hấp dẫn của sao sẽ làm chậm thời gian ở một miệng wormhole sao cho sự sai khác thời gian giữa hai cái miệng của wormhole sẽ được tích tụ dần. Nếu cả hai cái miệng được đặt tại những nơi thích hợp trong không gian, sự sai khác thời gian này sẽ được giữ ổn định.

Giả sử rằng sai khác là 10 năm. Một nhà du hành chui qua wormhole theo một chiều và nhảy đến 10 năm sau trong tương lai. Một nhà du hành khác đi theo chiều ngược lại và trở về 10 năm trước trong quá khứ. Bằng việc bay thật nhanh để trở về xuất phát điểm trong không gian thông thường, nhà du hành thứ hai có thể trở về nhà trước thời điểm anh ta chui vào wormhole. Nói cách khác, một vòng kín trong không gian có thể trở thành một vòng kín trong thời gian. Có một hạn định là, nhà du hành không thể trở về thời điểm trước khi wormhole lần đầu tiên được tạo ra.

Vấn đề cực khó trong việc tạo ra một máy thời gian wormhole là đầu tiên phải làm thế nào để có được một wormhole. Có lẽ không gian vốn được xâu chuỗi một cách tự nhiên bởi những cấu trúc như vậy, chúng là những tàn dư của Big Bang. Nếu như vậy, một nền siêu văn minh có thể sử dụng chúng. Mặt khác, các wormhole có thể còn tồn tại tự nhiên ở những kích thước vô cùng nhỏ, vào cỡ cái gọi là độ dài Planck. Về nguyên tắc, một wormhole tí hon như vậy có thể được ổn định hóa bởi một xung năng lượng và ở một mức độ nào đó, nó sẽ được phình to ra đến các kích thước có thể sử dụng được.

Những nghịch lý

Giả sử rằng, chúng ta có thể vượt qua được những khó khăn kỹ thuật, việc chế tạo cỗ máy thời gian sẽ gặp phải hàng loạt nghịch lý nhân quả không thể chấp nhận được. Các nghịch lý này nảy sinh khi những kẻ du hành thời gian cố gắng làm thay đổi quá khứ, điều này rõ ràng là không thể. Thử xét trường hợp một nhà du hành thời gian đi tới tương lai 1 năm sau và đọc được một công thức toán học mới trên tờ Tia sáng chẳng hạn. Khi quay trở lại thời điểm ban đầu của mình, anh ta sẽ dạy công thức đó cho một sinh viên, và người sinh viên này lại viết nó trong một bài báo đăng trên tờ Tia sáng. Tất nhiên, bài báo đó chính là bài nhà du hành đọc được. Khi ấy, câu hỏi được đặt ra là: thông tin về công thức đến từ đâu? Không phải từ nhà du hành, vì ông ta đã đọc được nó, cũng không phải từ cậu sinh viên, vì cậu đã học nó từ nhà du hành. Thông tin dường như không đến từ đâu cả, không từ nguyên cớ nào cả.

Những hệ quả quái gở của du hành thời gian đã dẫn một số nhà khoa học đi đến dứt khoát từ bỏ ý niệm về nó. Stephen Hawking ở Đại học Cambridge đã đề xuất một "phỏng đoán bảo vệ trình tự thời gian", coi các vòng nhân quả là "ngoài vòng pháp luật". Vì lý thuyết hấp dẫn được biết là cho phép các vòng nhân quả, sự bảo vệ trình tự thời gian sẽ đòi hỏi thêm một thừa số khác nào đó can thiệp vào, nhằm ngăn cản sự du hành về quá khứ. Thừa số đó có thể là gì? Có một đề xuất rằng, các quá trình lượng tử sẽ tham gia vào việc cứu nguy này. Sự tồn tại của một máy thời gian sẽ cho phép các hạt trở về quá khứ của chúng. Các tính toán ngụ ý rằng, sự nhiễu loạn lượng tử sẽ có thể làm hỏng wormhole.

Sự bảo vệ trình tự thời gian vẫn chỉ là phỏng đoán, do đó việc du hành thời gian vẫn là một điều khả dĩ. Lời giải cuối cùng cho vấn đề này có lẽ phải chờ đến sự thống nhất thành công của cơ học lượng tử với hấp dẫn. Thậm chí, chúng ta vẫn có thể tưởng tượng được rằng, các thế hệ máy gia tốc sau này sẽ có thể tạo ra những wormhole ở cấp độ dưới nguyên tử. Chúng có thể tồn tại đủ lâu để làm các hạt gần đó bay vào các vòng nhân quả. Điều này vẫn còn xa so với tưởng tượng của Wells về máy thời gian, nhưng nó sẽ làm thay đổi vĩnh viễn bức tranh của chúng ta về hiện thực vật lý.

Theo: VnExpress.net
Ví đây đổi phận làm trai được
Thì sự anh hùng há bấy nhiêu....
Hình đại diện của thành viên
now_start
Mod
Mod
 
Bài viết: 438
Ngày tham gia: Thứ 5 Tháng 10 04, 2007 10:49 am
Đến từ: Bắc Ninh .

Re: Lược sử thời gian

Bài viết chưa xemgửi bởi mrquiz » Chủ nhật Tháng 11 11, 2007 12:00 pm

Từ xa xưa, con người đã cố gắng tìm hiểu về các đặc điểm của vật chất và đặt ra các câu hỏi như: tại sao một vật lại có thể rơi được xuống đất? tại sao vật chất khác nhau lại có các đặc tính khác nhau? Và vũ trụ kia vẫn là điều bí ẩn: trái đất được hình thành như thế nào? đặc điểm của các thiên thể như Mặt Trời hay Mặt Trăng ra sao? Một vài thuyết đã được đưa ra, nhưng đa phần đều không chính xác. Những thuyết này mang đậm nét triết lý và chưa từng qua các bước kiểm chứng như các thuyết hiện đại. Một số ít được công nhận, số còn lại đã lỗi thời, ví dụ như nhà tư tưởng người Hy Lạp, Archimedes, đưa ra nhiều miêu tả định lượng chính xác về cơ học và thủy tĩnh học.

Thế kỷ thứ 17, Galileo Galilei là người đi tiên phong trong lĩnh vực sử dụng thực nghiệm để kiểm tra tính đúng đắn của lý thuyết, và nó là chìa khóa để hình thành nên ngành khoa học thực nghiệm. Galileo xây dựng và kiểm tra thành công nhiều kết quả trong động lực học, cụ thể là Đinh luật quán tính. Năm 1687, Isaac Newton công bố cuốn sách Principia Mathematica, miêu tả chi tiết và hoàn thiện hai thuyết vật lý: Định luật chuyển động Newton, là nền tảng của cơ học cổ điển và Định luật hấp dẫn, miêu tả lực cơ bản của hấp dẫn. Cả hai thuyết trên đều được công nhận bằng thực nghiệm. Cuốn sách Principia cũng giới thiệu một vài thuyết thuộc ngành thủy động lực học. Cơ học cổ điển được mở rông bởi Joseph Louis Lagrange, William Rowan Hamilton, và một số nhà vật lý khác, người đã xây dựng lên các công thức, nguyên lý và kết quả mới. Định luật hấp dẫn mở đầu cho ngành vật lý thiên văn, ở đó miêu tả các hiện tượng thiên văn dựa trên các thuyết vật lý học.

Bước sang thế kỷ thứ 18, nhiệt động lực học được ra đời, bởi Robert Boyle, Thomas Young và một số nhà vật lý khác. Năm 1733, Daniel Bernoulli sử dụng phương pháp thống kê với cơ học cổ điển để đưa ra các kết quả cho nhiệt động lực học, từ đó ngành cơ học thống kê được ra đời. Năm 1798, Benjamin Thompson chứng minh được việc chuyển hóa cơ năng sang nhiệt, và năm 1847, James Prescott Joule dặt ra định luật bảo toàn năng lượng, dưới dạng nhiệt cũng như năng lượng cơ học, cơ năng.

Đặc điểm của tính điện và từ tính được nghiên cứu bởi Michel Faraday, Georg Ohm, cùng với một số nhà vật lý khác. Năm 1855, James Clerk Maxwell thống nhất hai ngành điện học và từ học vào làm một, gọi chung là Điện từ học, được miêu tả bằng các phương trình Maxwell. Dự đoán của thuyết này đó là ánh sáng là một dạng sóng điện từ. Năm 1895, Wilhelm Conrad Roentgen (Röntgen) khám phá ra tia X quang, là một dạng tia phóng xạ điện từ tần số cao. Độ phóng xạ được tìm ra từ năm 1896 bởi Henri Becquerel, và sau đó là Marie Curie (Maria Skłodowska-Curie), Pierre Curie, cùng với một số nhà vật lý khác. Từ đó khai sinh ra ngành vật lý hạt nhân.

Năm 1905, Albert Einstein xây dựng Thuyết tương đối đặc biệt, kết hợp không gian và thời gian vào một khái niệm chung, không-thời gian. Thuyết tương đối hẹp dự đoán một sự biến đối khác nhau giữa các điểm gốc hơn là cơ học cổ điển, điều này dẫn đến việc phát triển cơ học tương đối tính để thay thế cơ học cổ điển. Với trường hợp vật tốc nhỏ, hai thuyết này dẫn đến cùng một kết quả. Năm 1915, Einstein phát triển thuyết tương đối đặc biết để giải thích lực hấp dẫn, thuyết này do đó được gọi là Thuyết tương đối tổng quát hay Thuyết tương đối rộng, thay thế cho định luật hấp dẫn của Newton. Trong trường hợp khối lượng và năng lượng thấp, hai thuyết này cũng cho một kết quả như nhau.

Năm 1911, Ernest Rutherford suy luận từ thí nghiệm tán xạ về sự tồn tại của hạt nhân nguyên tử, với thành phần mang điện tích dương được đặt tên là proton. Neutron, thành phần của hạt nhân nguyên tử không mang điện tích, được phát hiện ra năm 1932 bởi James Chadwick.

Bước sang thế kể thứ 20, Max Planck, Einstein, Niels Bohr cùng với một số nhà vật lý khác xây dựng thuyết lượng tử để giải thích cho các kết quả thí nghiệm bất thường bằng việc miêu tả các lớp năng lượng rời rạc. Năm 1925, Werner Heisenberg và năm 1926 Erwin Schrodinger và Paul Dirac công thức hóa cơ học lượng tử, để giải thích thuyết lượng tử bằng các công thức toán học. Trong cơ lương tử, kết quả của các đo đặc vật lý tồn tại dưới dạng xác suất, và lý thuyết này đã rất thành công khi miêu tả các đăc điểm và tính chất của thế giới vi mô.

Cơ lượng tử là công cụ cho ngành vật lý vật chất đặc (condensed matter physics), một ngành nghiên cứu các tính chất vật lý của chất rắn và chất khí, bao gồm các đặc tính như cấu trúc tinh thể, bán dẫn và siêu dẫn. Người đi tiên phong trong ngành vật lý vật chất đặc đó là Felix Bloch, người đã sáng tạo ra một bộ mặt lượng tử các tính chất của electron trong cấu trúc tinh thể năm 1928.

Trong Đệ nhị thế chiến, các nghiên cứu khoa học tập trung vào ngành vật lý hạt nhân với mục đích tạo ra bom nguyên tử. Sự cố gắng của người Đức, do Heisenberg dẫn đầu, đã không thành công, nhưng dự án Manhattan của Mỹ đã đạt được được mục đích. Nhóm khoa học người Mỹ, đứng đầu là Enrico Fermi đã là người đầu tiên xây dựng lò phản ứng hạt nhân năm 1942, và chỉ 3 năm sau, năm 1945, vụ thử hạt nhân đầu tiên đã diễn ra tại Trinity, gần Alamogorgo, New Mexico.

Lý thuyết trường lượng tử được xây dựng để phát triển cơ lượng tử, với việc kết hợp thuyết tương đối hẹp. Một phiên bản mới được hình thành vào cuối năm 1940 bởi Richard Feynman, Julian Schwinger, Tomonaga và Freeman Dyson. Họ đã công thức hóa thuyết điện động lực học lượng tử để miêu tả tương tác điện từ.

Thuyết trường lượng tử tạo nền cho ngành vật lý hạt, ở đó nghiên cứu các lực tự nhiên và các hạt cơ bản. Năm 1945. Dương Chấn Ninh và Robert Mills phát triển một dạng thuyết gauge, tạo cơ sở cho Mô hình chuẩn. Mô hình chuẩn đã được hoàn chỉnh vào năm 1970, với thành công là việc miêu tả tất cả các hạt biết được khi ấy.
:clap :clap
Với 1 ý chí quyết tâm mạnh mẽ , 1 sự cần cù chăm chỉ và 1 ước mơ cao đẹp thì bạn sẽ vượt qua mọi gian khổ khó khăn trên đường đi !!
Ps.P.Q.H!!
Hình đại diện của thành viên
mrquiz
Thành viên nhiệt tình
Thành viên nhiệt tình
 
Bài viết: 72
Ngày tham gia: Thứ 4 Tháng 9 12, 2007 2:39 pm
Đến từ: TT GDTX Hà Tây ( nhưng đến từ hà nội )

Re: Lược sử thời gian

Bài viết chưa xemgửi bởi mrquiz » Thứ 4 Tháng 8 27, 2008 6:38 pm

Đo đường kính Trái Đất của Eratosthenes

Thí nghiệm được tiến hành cách đây khoảng 2.300 năm, tại thành phố Awan của Ai Cập, Eratosthenes, một người thủ thư ở Alexandria đã xác định được thời điểm mà ánh sáng mặt trời chiếu thẳng đứng xuống bề mặt đất. Có nghĩa là hình chiếu của một chiếc cọc thẳng đứng trùng với chân cọc.

Sau đó một năm, ông đã đo bóng của một chiếc cọc đặt ở Alexandria (Ai Cập), và phát hiện ra rằng ánh nắng Mặt Trời nghiêng 7 độ so với phương thẳng đứng.

Trái Đất là hình cầu nên chu vi của nó tương ứng với một góc 360 độ. Nếu hai thành phố (Awan và Alexandria) cách nhau một góc 7 độ, thì góc đó phải tương ứng với khoảng cách giữa hai thành phố ấy (với giả định rằng cả hai thành phố cùng nằm trên đường xích đạo). Dựa vào mối liên hệ này, Eratosthenes đã tính ra chu vi của Trái Đất là 250.000 stadia.

Đến nay, người ta vẫn chưa biết chính xác 1 stadia theo chuẩn Hy Lạp là bao nhiêu mét, nên chưa thể có kết luận về độ chính xác trong thí nghiệm của Eratosthenes. Tuy nhiên, phương pháp của ông hoàn toàn hợp lý về mặt logic. Nó cho thấy Eratosthenes không những đã biết Trái Đất hình cầu, mà còn hiểu về chuyển động của nó quanh Mặt Trời.

[sửa] Vật rơi tự do của Galilei

Cho đến cuối thế kỷ 16, có một quan niệm khá phổ biến lúc bấy giờ là vật thể nặng sẽ rơi nhanh hơn vật thể nhẹ. Tuy nhiên, Galileo Galilei lại không tin vào điều đó. Ông vốn là một thầy giáo dạy toán ở Đại học Pisa, Ý.

Ông đã thực hiện một thí nghiệm tại Tháp nghiêng Pisa. Thí nghiệm này như sau: Các vật có khối lượng khác nhau được ông thả rơi tự do từ trên tháp xuống đất và kết luận được rút ra từ thí nghiệm này là thời gian rơi của chúng là như nhau nếu bỏ qua sức cản của không khí.

[sửa] Các viên bi lăn trên mặt dốc của Galilei

Một thí nghiệm cũng rất nổi tiếng của Galileo Galilei là thí nghiệm xác định một đại lượng có ảnh hưởng đến thời gian di chuyển của vật thể khi vật thể di chuyển đến gần mặt đất (gần tâm Trái Đất).

Ông đã thiết kế một tấm ván dài 5,5 m, rộng 0,22 m và trên tấm ván đó có xẻ một rãnh nhỏ. Tấm ván được dựng theo một độ dốc nhất định và các viên bi đồng được thả theo rãnh đó. Để đo thời gian di chuyển của những viên bi, ông dùng một chiếc đồng hồ nước có nguyên lý là khối lượng nước thu được sẽ chỉ ra thời gian tương ứng. Ông thấy rằng, càng xuống chân dốc, các viên bi chạy càng nhanh.

Kết quả của thí nghiệm đã chỉ ra rằng, quãng đường đi tỷ lệ thuận với bình phương của thời gian di chuyển, đó là do viên bi luôn chịu tác dụng của một đại lượng gọi là gia tốc tự do (g = 9,8 m/s²). Gia tốc này được gây ra bởi lực hấp dẫn của Trái Đất.

[sửa] Tán sắc ánh sáng của Newton

Trước Isaac Newton người ta vẫn cho rằng ánh sáng là một dạng thuần khiết, không thể phân tách. Tuy nhiên, Newton đã chỉ ra sai lầm này, khi ông chiếu một chùm tia sáng Mặt Trời qua một lăng trụ kính rồi chiếu lên tường. Những gì thu được từ thí nghiệm của Newton cho thấy ánh sáng trắng không hề "nguyên chất", mà nó là tổng hợp của một dải quang phổ 7 màu cơ bản: đỏ, da cam, vàng, xanh lá cây, xanh nước biển, chàm, tím. Thí nghiệm này thể hiện hiện tượng tán sắc ánh sáng.

[sửa] "Sợi dây xoắn" của Cavendish

Mọi người đều biết rằng Newton là người tìm ra lực hấp dẫn. Ông đã chỉ ra rằng hai vật có khối lượng luôn hút nhau bằng một lực tỷ lệ thuận với khối lượng và tỷ lệ nghịch với bình phương khoảng cách giữa chúng. Tuy nhiên, làm sao để chỉ cho người khác thấy lực hấp dẫn bằng thí nghiệm khi nó quá yếu?

Vào năm 1797 - 1798, thí nghiệm này đã được thực hiện bởi nhà khoa học người Anh Henry Cavendish. Ông đã sử dụng thiết bị thuê của người dân nông thôn. Thiết bị thuê là sự cân bằng độ xoắn, thực chất là một dây kéo căng hỗ trợ những trọng lượng hình cầu. Ông cho gắn hai viên bi kim loại vào hai đầu của một thanh gỗ, rồi dùng một sợi dây mảnh treo cả hệ thống lên, sao cho thanh gỗ nằm ngang. Sau đó, Cavendish đã dùng hai quả cầu bằng chì, mỗi quả nặng 195 kg (350 pound), tịnh tiến lại gần hai viên bi ở hai đầu gậy. Theo giả thuyết, lực hấp dẫn do hai quả cầu chì tác dụng vào hai viên bi sẽ làm cho cây gậy quay một góc nhỏ, và sợi dây sẽ bị xoắn một vài đoạn.

Kết quả, thí nghiệm của Cavendish được xây dựng tinh vi đến mức nó phản ánh gần như chính xác giá trị của lực hấp dẫn. Ông cũng tính ra được một hằng số hấp dẫn gần đúng với hằng số mà chúng ta biết hiện nay. Thí nghiệm được biết như sự cân Trái Đất và sự xác định của lực hấp dẫn, cho phép tính toán khối lượng Trái Đất. Thậm chí Cavendish còn sử dụng nguyên lý thí nghiệm này để tính ra được khối lượng của Trái Đất là 6 × 1024 kg.

[sửa] Giao thoa ánh sáng của Young

Qua nhiều cuộc tranh luận, Isaac Newton đã hướng lý thuyết vật lý về bản chất ánh sáng là hạt chứ không phải là sóng. Vào năm 1803, nhà thầy thuốc và nhà vật lý trẻ người Anh tên là Thomas Young đã tiến hành thí nghiệm theo suy nghĩ của mình. Anh cắt một lỗ nhỏ trên một cửa sổ và bao phủ nó bởi một tấm bìa dày có một lỗ nhỏ ở đó và sử dụng một cái gương để làm lệch hướng chùm tia ánh sáng mảnh xuyên qua đó. Sau đó, anh cầm lấy một cái thẻ nhỏ dày khoảng 1/13 inch và đặt nó ở giữa chùm tia, chia chùm tia sáng thành hai phần. Kết quả thu được trên tường là một hình bóng bao gồm những băng ánh sáng và bóng tối giao thoa với nhau, một hiện tượng có thể được giải thích nếu hai chùm tia sáng đó là sóng ánh sáng. Điểm sáng là nơi hai đỉnh sóng giao nhau, điểm tối là nơi một đỉnh sóng giao thoa với một bụng sóng.

Với thí nghiệm này Thomas Young đã phản bác được lý thuyết của Newton là bản chất ánh sáng là hạt.

[sửa] Con lắc nhà thờ Pathéon của Foucault

Vào năm 1851, nhà khoa học người Pháp Léon Foucault đã sử dụng một dây thép dài 68 m để treo một quả cầu sắt nặng 31 kg từ mái vòm của nhà thờ Panthéon và tác dụng một lực ban đầu, cho nó lắc đi lắc lại. Để đánh dấu quá trình chuyển động của quả cầu, ông đã cho gắn một kim nhọn vào quả cầu và cho vẽ một vòng tròn trên cát ẩm ở mặt đất phía dưới chuyển động của quả cầu. Trước mắt những người chứng kiến, quả cầu đã để lại những vệt của đường đi khác nhau sau mỗi chu kỳ chuyển động. Thực ra, mặt phẳng cát có vệt đường đi đó đã chuyển động chậm chạp và việc này đã chỉ ra rằng Trái Đất quay tròn xung quanh trục của nó. Tại đường vĩ độ đi qua thành phố Paris, đường chuyển động của con lắc đã thực hiện một vòng quay thuận chiều kim đồng hồ cứ sau 30 giờ. Tại Nam Bán Cầu, đường đi đó ngược chiều kim đồng hồ, và tại xích đạo, nó không quay tròn chút nào. Tại Nam Cực, những nhà khoa học ngày nay đã xác nhận chu kỳ của đường đi của con lắc là 24 giờ.

Như vậy, với thí nghiệm này, Foucault đã chỉ ra rằng, Trái Đất tự quay xung quanh trục của nó.

[sửa] Giọt dầu của Millikan

Từ thời xa xưa, các nhà khoa học đã nghiên cứu về điện, một hiện tượng đến từ bầu trời như là những tia chớp hoặc có thể tạo ra đơn giản khi bạn chải tóc bằng lược. Vào năm 1897, nhà vật lý người Anh J. J. Thomson đã mới phát hiện ra một loại hạt tích điện, gọi là điện tử (electron). Có điều ngay cả Thomson cũng đã không xác định được giá trị điện tích của electron. Sau đó, thí nghiệm về những hạt này đã được nhà khoa học Mỹ Robert Milikan thực hiện vào năm 1909 để đo sự tích nạp của chúng. Sử dụng một máy phun hương thơm, Milikan đã phun các giọt dầu vào một hộp trong suốt. Đáy và đỉnh hộp làm bằng kim loại được nối với nguồn pin với một đầu là âm (-) và một đầu là dương (+). Trong thí nghiệm này, Millikan đã đặt một hiệu điện thế cực lớn (khoảng 10.000 V) giữa hai điện cực kim loại đó.

Milikan quan sát từng giọt rơi một và sự thay đổi điện áp rồi ghi chú lại tất cả những hiệu ứng. Ban đầu, giọt dầu không tích điện, nên nó rơi dưới tác dụng của trọng lực. Tuy nhiên sau đó, Millikan đã dùng một chùm tia Roentgen để ion hóa giọt dầu này, cấp cho nó một điện tích. Vì thế, giọt dầu này đã rơi nhanh hơn, vì ngoài trọng lực, nó còn chịu tác dụng của điện trường. Dựa vào khoảng thời gian chênh lệch khi hai giọt dầu rơi hết cùng một đoạn đường, Millikan đã tính ra điện tích của một hạt tích điện nhỏ nhất là 1 electron: e = 1,63 × 10-19 coulomb.

Năm 1917, Millikan lặp lại thí nghiệm trên, và đã sửa điện tích của 1 electron là e = 1,59 × 10-19 coulomb. Những đo đạc hiện nay dựa trên nguyên lý của Millikan cho kết quả là e = 1,602 × 10-19 coulomb.

[sửa] Bắn các hạt alpha vào lá vàng mỏng của Rutherford

Trước khi Ernest Rutherford thực hiện thử nghiệm về sự bức xạ của các hạt alpha tại trường Đại học Manchester vào năm 1911, người ta vẫn nhầm tưởng rằng nguyên tử có cấu trúc "mềm": gồm các hạt tích điện dương đan xen với các electron, tạo thành một hỗn hợp "plum pudding" (mứt mận). Nhưng khi Rutherford cùng với những người trợ lý cho thực hiện thí nghiệm bắn các hạt alpha vào lá vàng mỏng, họ rất ngạc nhiên vì một phần trăm các hạt alpha đã phản hồi lại. Rõ ràng, nếu cấu trúc nguyên tử có dạng mềm như "plum pudding" thì đã không thể có sự phản hồi này, mà các hạt alpha sẽ bị dính hết vào các nguyên tử vàng, tương tự như khi người ta ném một cục bột mềm vào một chậu bánh mứt. Điều đó cho thấy trong cấu trúc nguyên tử, ngoài các electron, phải có một hạt nhân rất cứng. Rutherford đã kết luận là hầu hết khối lượng nguyên tử phải được tập trung trong một lõi nhỏ xíu gọi là hạt nhân, với những điện tử khác chuyển động xung quanh nó trên những quỹ đạo khác nhau, ở giữa là những khoảng không.

Với những sự thay đổi từ những lý thuyết định lượng, mô hình nguyên tử của Rutherford vẫn còn nguyên giá trị.

[sửa] Hiện tượng giao thoa của hai chùm electron

Vào năm 1924, nhà vật lý người Pháp Louis de Broglie đề xướng rằng electron và những hạt vật chất khác cũng có những thuộc tính sóng như bước sóng và tần số. Về sau, có một thí nghiệm về tính chất sóng của electron đã được thực hiện bởi Clinton Joseph Davisson và Lester Halbert Germer ở Phòng thí nghiệm Bells. Để giải thích ý tưởng cho bản thân mình và những người khác, các nhà vật lý đã lặp đi lặp lại thí nghiệm giống của của Young về sự giao thoa ánh sáng nhưng thay chùm ánh sáng bằng chùm tia electron. Theo định luật, những dòng hạt này sau khi được chia làm hai sẽ giao thoa với nhau, để lại những phần sáng và tối như đã thấy ở thí nghiệm giao thoa ánh sáng của Young.

Đến nay, người ta vẫn không biết chắc thí nghiệm trên được thực hiện lần đầu tiên ở đâu, và ai là tác giả. Theo ông Peter Rodger, biên tập viên khoa học của tạp chí Physics Today, thì lần đầu tiên ông đọc được một bài viết về thí nghiệm này là năm 1961, và tác giả là nhà vật lý Claus Joensson ở Đại học Tueblingen (Tây Đức). Tuy nhiên, có lẽ thí nghiệm trên đã được thực hiện trước đó, có điều, đây là thời kỳ mà người ta tập trung nhiều vào các chương trình khoa học lớn, và đã không có ai để ý đến nó. Mãi đến khi người ta lật lại lịch sử các thí nghiệm khoa học và cảm nhận được "vẻ đẹp" của các chùm electron thì họ không biết được ai là người đầu tiên chứng minh được tính sóng của chúng nữa.
:clap cooli :clap
Với 1 ý chí quyết tâm mạnh mẽ , 1 sự cần cù chăm chỉ và 1 ước mơ cao đẹp thì bạn sẽ vượt qua mọi gian khổ khó khăn trên đường đi !!
Ps.P.Q.H!!
Hình đại diện của thành viên
mrquiz
Thành viên nhiệt tình
Thành viên nhiệt tình
 
Bài viết: 72
Ngày tham gia: Thứ 4 Tháng 9 12, 2007 2:39 pm
Đến từ: TT GDTX Hà Tây ( nhưng đến từ hà nội )

Re: Lược sử thời gian

Bài viết chưa xemgửi bởi bin » Thứ 4 Tháng 8 27, 2008 6:39 pm

Bạn có thể download bản pdf ở link sau

download.php?id=2512
⇒ • √ ∠ ∞ ≈ ∫ ≡ α β γ δ ε η κ λ π ρ σ φ ω Γ Δ ∇ Θ Λ Σ Φ Ω
Thí nghiệm ảo java/ph14vn/
Trang chủ Khoa lý http://vatly.hnue.edu.vn
Hình đại diện của thành viên
bin
Giảng viên
 
Bài viết: 3315
Ngày tham gia: Thứ 5 Tháng 3 10, 2005 1:54 pm
Đến từ: Khoa Vật lí - ĐHSPHN

Trang trước

Quay về Trao đổi tài liệu - Ebook

Ai đang trực tuyến?

Đang xem chuyên mục này: Không có thành viên nào đang trực tuyến1 khách