Lỗ đen khối lượng sao

Khi lõi của một ngôi sao rất lớn quá nặng đến mức không áp suất nào có thể chống đỡ được, nó sẽ sụp đổ không giới hạn thành một lỗ đen, một vùng có lực hấp dẫn mạnh đến mức ngay cả ánh sáng cũng không thể thoát ra ngoài.

Definition

Lỗ đen khối lượng sao là một tàn dư đặc, hình thành từ sự sụp đổ của lõi một ngôi sao khối lượng lớn, có lực hấp dẫn mạnh đến mức một vùng được giới hạn bởi chân trời sự kiện không cho phép bất cứ thứ gì, kể cả ánh sáng, thoát ra ngoài.

Scope

Chủ đề này bao gồm sự hình thành lỗ đen khối lượng sao từ sự sụp đổ của lõi sao khối lượng lớn, mô tả chúng bằng các nghiệm Schwarzschild và Kerr của thuyết tương đối rộng, chân trời sự kiện và quỹ đạo ổn định trong cùng, sự phát hiện chúng thông qua các hệ sao đôi tia X và sóng hấp dẫn, cũng như dải khối lượng phân biệt chúng với sao neutron.

Core questions

• Lỗ đen khối lượng sao hình thành như thế nào?
• Chân trời sự kiện là gì?
• Làm thế nào chúng ta có thể phát hiện một vật thể không phát ra ánh sáng?
• Lỗ đen khối lượng sao có khối lượng bao nhiêu?

Key concepts

• chân trời sự kiện
• bán kính Schwarzschild
• lỗ đen Kerr
• đĩa bồi tụ
• hệ sao đôi tia X
• sóng hấp dẫn
• khoảng trống khối lượng

Key theories

Sự sụp đổ không ngừng thành lỗ đen

Nếu một lõi sao đang sụp đổ vượt quá khối lượng tối đa mà các lực suy biến và hạt nhân có thể chống đỡ, không có áp suất nào được biết đến có thể ngăn chặn nó; thuyết tương đối rộng dự đoán sự sụp đổ tiếp tục bên trong một chân trời sự kiện, như lần đầu tiên được Oppenheimer và Snyder chứng minh cho sự sụp đổ lý tưởng.

Phát hiện bằng bồi tụ và sóng hấp dẫn

Các lỗ đen khối lượng sao được tiết lộ khi chúng bồi tụ từ một ngôi sao đồng hành và phát sáng trong tia X, và bằng các sóng hấp dẫn phát ra khi hai lỗ đen xoắn ốc lại với nhau và hợp nhất, lần đầu tiên được phát hiện vào năm 2015, trực tiếp đo khối lượng và độ tự quay của chúng.

Mechanisms

Lõi đang sụp đổ của một ngôi sao đủ lớn sẽ vượt qua mọi sự hỗ trợ áp suất và rơi vào bán kính Schwarzschild của nó, tạo thành một chân trời sự kiện. Một lỗ đen như vậy trở nên có thể quan sát được khi khí từ một ngôi sao đồng hành xoắn ốc đi vào qua một đĩa bồi tụ nóng và phát ra tia X, hoặc khi hai lỗ đen hợp nhất và phát ra năng lượng dưới dạng sóng hấp dẫn.

Clinical relevance

Lỗ đen khối lượng sao kiểm tra thuyết tương đối rộng trong chế độ trường mạnh, là nền tảng cho việc nghiên cứu vật lý bồi tụ và các luồng tương đối tính trong các hệ sao đôi tia X, và là nguồn chủ yếu được phát hiện bởi các đài quan sát sóng hấp dẫn trên mặt đất, mở ra một cách mới để đếm các tàn dư đặc và thăm dò sự tiến hóa của các ngôi sao khối lượng lớn.

History

Schwarzschild đã giải các phương trình của Einstein cho một khối lượng điểm vào năm 1916, Oppenheimer và Snyder đã mô hình hóa sự sụp đổ hấp dẫn vào năm 1939, Kerr đã tìm ra nghiệm quay vào năm 1963, và các lỗ đen khối lượng sao đầu tiên được xác định trong các hệ sao đôi tia X như Cygnus X-1 và sau đó được xác nhận hàng loạt bằng các phát hiện sóng hấp dẫn.

Debates

Khoảng trống khối lượng giữa sao neutron và lỗ đen

Việc có hay không một khoảng trống trong phân bố khối lượng giữa các sao neutron nặng nhất và các lỗ đen nhẹ nhất, và ranh giới nằm ở đâu, vẫn đang được tranh luận; các sự kiện sóng hấp dẫn với khối lượng trong dải này đang kiểm tra xem liệu một khoảng trống như vậy có tồn tại hay không.

Key figures

• J. Robert Oppenheimer
• Karl Schwarzschild
• Roy Kerr
• Roger Penrose

Seminal works

• abbott2016
• shapiro1983

Frequently asked questions

Làm thế nào chúng ta có thể quan sát một lỗ đen nếu ánh sáng không thể thoát ra khỏi nó?

Chúng ta phát hiện lỗ đen một cách gián tiếp: khí rơi về phía lỗ đen nóng lên và phát ra tia X trước khi vượt qua chân trời, quỹ đạo của các ngôi sao đồng hành tiết lộ một vật thể khối lượng lớn không nhìn thấy, và các lỗ đen hợp nhất phát ra sóng hấp dẫn mà các máy dò trên Trái Đất có thể đo được.

Lỗ đen khối lượng sao có khối lượng bao nhiêu?

Chúng thường có khối lượng từ vài đến vài chục lần khối lượng Mặt Trời, hình thành từ sự sụp đổ của các ngôi sao khối lượng lớn; điều này phân biệt chúng với các lỗ đen siêu khối lượng có khối lượng hàng triệu đến hàng tỷ lần khối lượng Mặt Trời được tìm thấy ở trung tâm các thiên hà.