Lỗ đen
Hình minh họa một lỗ đen có khối lượng gấp vài lần Mặt Trời cùng với sao đồng hành của nó chuyển động gần nhau đến mức khoảng cách giữa chúng nhỏ hơn giới hạn
Roche. Vật chất của ngôi sao gần đó bị lỗ đen hút về tạo nên đĩa bồi tụ vật chất. Chùm hạt và bức xạ năng lượng cao phóng ra ở hai cực do tác động của sự quay quanh
trục và từ trường của lỗ đen.
Mô phỏng lỗ đen uốn cong không thời gian quanh nó, xuất hiện nhiều ảnh của cùng một sao cũng như vành Einstein.
Lỗ đen hay hố đen là một vùng trong không-thời gian mà trường hấp dẫn ngăn cản mọi thứ, bao
gồm cả ánh sáng cũng không thể thoát ra.
[1][2]
Thuyết tương đối rộng tiên đoán một lượng vật
chất với khối lượng đủ lớn nằm trong phạm vi đủ nhỏ sẽ làm biến dạng không thời gian để trở
thành lỗ đen. Xung quanh lỗ đen là một mặt xác định bởi phương trình toán học gọi là chân trời
sự kiện, mà tại đó khi vật chất vượt qua nó sẽ không thể thoát ra ngoài lỗ đen được. Lỗ đen gọi là
"đen" bởi vì nó hấp thụ mọi bức xạ và vật chất hút qua chân trời sự kiện, giống như một vật đen
tuyệt đối trong nhiệt động lực học; nó cũng không phải là một loại "lỗ" hay "hố" nào mà là vùng
không thời gian không để cho một thứ gì thoát ra.
[3][4]
Lý thuyết trường lượng tử trong không thời
gian cong tiên đoán tại chân trời sự kiện lỗ đen có phát ra bức xạ giống như vật đen có nhiệt
độ nhất định phát ra bức xạ nhiệt. Nhiệt độ này tỉ lệ nghịch với khối lượng của lỗ đen, khiến cho
rất khó quan sát được bức xạ này đối với các lỗ đen có khối lượng sao hay trung bình.
Trong thế kỷ 18, John Michell và Pierre-Simon Laplace từng xét đến vật thể có trường hấp dẫn
mạnh mô tả bởi cơ học cổ điển khiến cho ánh sáng không thể thoát ra. Lý thuyết hiện đại đầu tiên
về đặc điểm của lỗ đen nêu bởi Karl Schwarzschild năm 1916 khi ông tìm ra nghiệm chính xác
đầu tiên cho phương trình trường Einstein,
[5]
mặc dù ý nghĩa vật lý và cách giải thích về vùng
không thời gian mà không thứ gì có thể thoát được do David Finkelstein nêu ra đầu tiên vào năm
1958.
[6]
Trong một thời gian dài, các nhà vật lý coi nghiệm Schwarzschild là miêu tả toán học thuần
túy. Cho đến thập niên 1960, những nghiên cứu lý thuyết mới chỉ ra rằng lỗ đen hình thành theo

những tiên đoán chặt chẽ của thuyết tương đối tổng quát. Khi các nhà thiên văn phát hiện ra
các sao neutron, pulsar và Cygnus X-1 - một lỗ đen trong hệ sao đôi, thì những tiên đoán về quá
trình suy sụp hấp dẫn trở thành hiện thực, và khái niệm lỗ đen cùng với các thiên thể đặc chuyển
thành lý thuyết miêu tả những thực thể đặc biệt này trong vũ trụ.
Theo lý thuyết, lỗ đen khối lượng sao hình thành từ sự suy sụp hấp dẫn của những sao có khối
lượng rất lớn trong giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa. Sau khi hình thành, chúng tiếp tục thu
hút vật chất từ môi trường xung quanh, và khối lượng tăng dần lên theo thời gian. Cùng với quá
trình hòa trộn và sáp nhập hai hay nhiều lỗ đen mà tồn tại những lỗ đen khổng lồ với khối lượng
từ vài triệu cho đến hàng chục tỷ lần khối lượng Mặt Trời. Các dự án khảo sát cho thấy đa phần
tại trung tâm thiên hà lớn đều tồn tại ít nhất một lỗ đen khổng lồ.
Mặc dù theo định nghĩa nó là vật thể đen hoàn toàn hay vô hình, sự tồn tại của lỗ đen có thể suy
đoán thông qua tương tác của nó với môi trường vật chất xung quanh và bức xạ như ánh sáng.
Vật chất rơi vào lỗ đen hình thành lên vùng bồi tụ,
[7]
ở đây vật chất va chạm và ma sát với nhau,
trở thành trạng thái plasma phát ra bức xạ cường độ lớn; khiến môi trường bao quanh lỗ đen trở
thành một trong những vật thể sáng nhất trong vũ trụ. Nếu có một ngôi sao quay quanh lỗ đen,
hình dáng và chu kỳ quỹ đạo của nó cho phép các nhà thiên văn tính ra được khối lượng của lỗ
đen và khoảng cách đến nó. Những dữ liệu này giúp họ phân biệt được thiên thể đặc là lỗ đen
hay sao neutron Theo cách này, nhiều lỗ đen được phát hiện ra nằm trong hệ sao đôi, và tại
trung tâm Ngân Hà có một lỗ đen khổng lồ với khối lượng xấp xỉ 4,3 triệu lần khối lượng Mặt Trời.
[8]
Lý thuyết về lỗ đen, nơi có trường hấp dẫn mạnh tập trung trong vùng không thời gian nhỏ, là một
trong số những lý thuyết cần sự tổng hợp của thuyết tương đối tổng quát miêu tả lực hấp dẫn
với Mô hình chuẩn của cơ học lượng tử. Và hiện nay, các nhà lý thuyết vẫn đang trên con đường
xây dựng thuyết hấp dẫn lượng tử để có thể miêu tả vùng kì dị tại trung tâm lỗ đen.
[9]
Thuyết tương đối rộng
Giới thiệu · Mô hình Toán học
Tham khảo · Kiểm chứng

Các khái niệm cơ sở[hiện]
Hiệu ứng và hệ quả[ẩn]
Bài toán Kepler · Thấu kính · Sóng
Kéo hệ quy chiếu · Hiệu ứng trắc địa
Chân trời sự kiện · Kì dị
Lỗ đen
Các phương trình[hiện]
Các lý thuyết phát triển[hiện]
Các nghiệm[hiện]
Nhà vật lý[hiện]
Không thời gian[hiện]
• X
• T
• S
Mục lục
[ẩn]
• 1 Lịch sử
o 1.1 Thuyết tương đối rộng
o 1.2 Thời kỳ vàng
• 2 Các tính chất và cấu trúc
o 2.1 Tính chất vật lý
o 2.2 Chân trời sự kiện
o 2.3 Vùng kì dị
o 2.4 Mặt cầu photon
o 2.5 Vùng sản công
o 2.6 Đi vào bên trong lỗ đen và du hành thời gian
• 3 Sự hình thành và tiến hóa
o 3.1 Suy sụp hấp dẫn
 3.1.1 Lỗ đen nguyên thủy sau Vụ Nổ Lớn
o 3.2 Hình thành từ các hạt va chạm năng lượng cao

o 3.3 Phát triển và sáp nhập
o 3.4 Bốc hơi
• 4 Quan sát
o 4.1 Đĩa bồi tụ vật chất
o 4.2 Nguồn tia X trong hệ sao đôi
 4.2.1 Thời gian ngừng hoạt động
 4.2.2 Dao động gần tuần hoàn
o 4.3 Nhân thiên hà
o 4.4 Chớp tia gamma
o 4.5 Hiệu ứng của trường hấp dẫn mạnh
o 4.6 Khả năng khác
• 5 Những vấn đề lý thuyết
o 5.1 Phỏng đoán vòng
o 5.2 Entropy và nhiệt động học
o 5.3 Nghịch lí thông tin bị mất
• 6 Lỗ đen trong khoa học viễn tưởng
• 7 Xem thêm
• 8 Chú thích
• 9 Tham khảo
• 10 Đọc thêm
• 11 Liên kết ngoài
Lịch sử
Minh họa ảnh hưởng của hiệu ứng thấu kính hấp dẫn bởi một lỗ đen, nó làm méo hình ảnh của mộtthiên hà nền (phiên bản hình ảnh lớn hơn)
Ý tưởng về một vật thể khối lượng lớn khiến cho ánh sáng không thể thoát ra khỏi nó lần đầu tiên
nêu bởi John Michell trong một lá thư gửi tới Henry Cavendish ở Hội Hoàng gia năm 1783:
Nếu bán kính của một khối cầu với cùng khối lượng như Mặt Trời, nhỏ hơn bán kính của Mặt Trời
với tỉ lệ 500 trên 1, một vật rơi từ điểm xa vô cùng về phía nó sẽ thu được vận tốc tại lúc chạm bề
mặt khối cầu lớn hơn tốc độ ánh sáng; và giả sử là ánh sáng bị hút với cùng một lực tỉ lệ theo khối
lượng quán tính, giống như những vật khác, mọi ánh sáng phát ra từ bề mặt của khối cầu sẽ quay
trở lại nó do lực hút hấp dẫn của khối cầu.

—John Michell
[10]
Năm 1796, Pierre-Simon Laplace cũng nêu ra ý niệm này trong ấn bản lần thứ nhất và thứ hai
của cuốn sách Exposition du système du Monde (nhưng nó đã bị bỏ đi trong những lần ấn bản
sau).
[11][12]
Những "ngôi sao" tối này sau đó bị lãng quên vào thế kỷ 19, do đa số các nhà vật lý nghĩ
rằng ánh sáng không có khối lượng và không thể bị ảnh hưởng bởi lực hấp dẫn.
[13]
Thuyết tương đối rộng[sửa | sửa mã nguồn]
Năm 1915, Albert Einstein hoàn thiện thuyết tương đối rộng, mà trước đó ông đã tiên đoán được
trường hấp dẫn làm lệch đường đi của tia sáng. Chỉ hai tháng sau khi công bố lý thuyết, nhà thiên
văn học Karl Schwarzschild tìm thấy nghiệm chính xác đầu tiên cho phương trình trường Einstein,
nghiệm miêu tả trường hấp dẫn cho một khối lượng điểm hoặc khối cầu phân bố đều trong "hệ
tọa độ cầu" bốn chiều.
[5]
Vài tháng sau Schwarzschild, Johannes Droste, lúc đó là sinh viên
của Hendrik Lorentz, cũng độc lập đưa ra nghiệm tương tự cho khối lượng điểm và khảo cứu
thêm những tính chất của nghiệm này.
[14][15]
Nghiệm này có một tính chất kỳ lạ mà ngày nay gọi
là bán kính Schwarzschild, biên giới mà tại đó không thời gian miêu tả bởi tọa độ Schwarzschild
trở lêngián đoạn, hay mặt biên này chia hệ tọa độ làm hai vùng tách biệt nhau; và lúc đó các nhà
vật lý nghĩ rằng phương trình trường Einstein không miêu tả tốt tại bán kính này. Họ đã không
hiểu thấu đáo bản chất của bề mặt này khi đó. Năm 1924, Arthur Eddington chứng minh được
bán kính này biến mất cũng như không thời gian sẽ vẫn liên tục nếu ông chọn một hệ tọa độ khác
(xem hệ tọa độ Eddington–Finkelstein), đồng thời độ cong không thời gian tại bán kính
Schwarzschild có giá trị hữu hạn vẫn không đổi giữa các hệ tọa độ. Mặc dù phải đợi cho đến tận
năm 1933, Georges Lemaître mới nhận ra rằng điều này có nghĩa là kỳ dị tại bán kính
Schwarzschild là một kỳ dị toán học không có ý nghĩa vật lý.

[16]
Năm 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar sử dụng thuyết tương đối hẹp cho chất khí Fermi của
vật thể không tự quay - hay ngày nay là sao lùn trắng cấu tạo bằng vật chất chống đỡ bởi áp suất
từ các electron - tính ra được nếu trên một khối lượng xấp xỉ 1,4 khối lượng Mặt Trời (ngày nay
gọi là giới hạn Chandrasekhar) thì vật thể sẽ không tồn tại ổn định.
[17]
Kết quả của ông bị một số
nhà vật lý cùng thời phản đối như Eddington và Lev Landau, mà ông cho rằng có một cơ chế
chưa biết làm dừng quá trình suy sụp lại.
[18]
Họ đã đúng một phần: sao lùn trắng có khối lượng hơi
lớn hơn giới hạn Chandrasekhar sẽ suy sụp hấp dẫn thành sao neutron,
[19]
khi proton bị nén hấp
dẫn mạnh kết hợp vớielectron thành neutron, mà vật chất neutron có thể ổn định nhờ nguyên lý
loại trừ Pauli. Nhưng vào năm 1939, Robert Oppenheimer cùng hai người khác chứng minh rằng,
với ước tính chặt chẽ hơn sau này, nếu các sao neutron có khối lượng xấp xỉ trên 3 lần khối
lượng Mặt Trời (giới hạn Tolman–Oppenheimer–Volkoff) thì chúng cũng không thể tồn tại ổn định
và nhanh chóng suy sụp hấp dẫn như Chandrasekhar từng tiên đoán, và họ kết luận rằng không
một định luật vật lý nào có thể ngăn cản những loại sao khối lượng lớn suy sụp hấp dẫn.
[20][21]
Oppenheimer và đồng nghiệp giải thích kỳ dị tại bán kính Schwarzschild như là một bong bóng
với thời gian ngừng lại tại biên này. Quan điểm này chỉ đúng với người quan sát đứng ở bên
ngoài bán kính Schwarzschild, nhưng không đúng đối với một người rơi qua biên và hướng về
tâm lỗ đen. Bởi vì tính chất này, các nhà vật lý từng gọi ngôi sao suy sụp hấp dẫn thành "ngôi sao
bị đóng băng",
[22]
bởi vì quan sát viên đứng ở xa bên ngoài sẽ thấy hình ảnh của vật rơi vào lỗ đen
như dừng lại tại phía ngoài sát biên giới của bán kính Schwarzschild, và nếu vật có phát ra ánh
sáng thì ánh sáng đó sẽ dần dần mờ đi rồi tắt hẳn, tuy vậy đối với vật thể rơi vào tâm lỗ đen nó sẽ

chỉ mất một thời gian hữu hạn để đi qua chân trời sự kiện.
[23][24]
Thời kỳ vàng
Xem thêm: Lịch sử thuyết tương đối rộng
Năm 1958, David Finkelstein miêu tả bề mặt Schwarzschild như một chân trời sự kiện, "một
màng tưởng tượng không phương hướng hoàn hảo: những ảnh hưởng nhân quả chỉ có thể
đi qua mặt theo một hướng nhất định".
[25]
Nhận xét này không mâu thuẫn với kết quả của
Oppenheimer và đồng nghiệp, nhưng cho phép mở rộng chúng sang quan điểm của quan sát
viên đang rơi vào trong lỗ đen. Hệ tọa độ của Finkelstein mở rộng nghiệm Schwarzschild
miêu tả những người rơi vào lỗ đen sẽ thấy cấu trúc không thời gian biến đổi như thế nào
trong quá trình rơi xuống. Martin Kruskal ngay sau đó nêu ra phương pháp mở rộng đầy đủ
hoàn toàn cho nghiệm này.
[26]
Những kết quả này là sự khởi đầu cho "thời kỳ vàng của thuyết tương đối rộng", do Kip
Thorne đặt tên, đánh dấu thời điểm thuyết tương đối tổng quát và vật lý lỗ đen trở thành một
trong những hướng nghiên cứu chính của vật lý học hiện đại.
[27]
Trong thời gian này có thêm
sự khám phá ra pulsar năm 1967,
[28][29]
mà sau đó vào năm 1969, Antony Hewish chỉ ra đây là
những sao neutron quay rất nhanh quanh trục của chúng.
[30]
Cho đến tận thời điểm đó, các
nhà vật lý coi sao neutron, giống như lỗ đen, là những mẫu hình kỳ lạ của thuyết tương đối
rộng; nhưng việc phát hiện ra các pulsar có những tính chất vật lý liên quan đến mô hình lý
thuyết cũng chứng tỏ những thiên thể đặc thú vị khác phải hình thành từ sự suy sụp hấp dẫn.
Trong thời gian này, thêm một số nghiệm chính xác miêu tả lỗ đen được tìm ra. Năm

1963, Roy Kerr tìm được nghiệm chính xác cho một lỗ đen đứng yên quay quanh trục của nó.
Hai năm sau, Ezra Newman tổng quát hóa mêtric Kerr cho lỗ đen quay và mang điện tích.
[31]
Và những nghiên cứu tiếp sau đó của Werner Israel,
[32]
Brandon Carter,
[33][34]
và David
Robinson
[35]
dần mang lại định lý lỗ đen "không có tóc", phát biểu rằng nghiệm chính xác miêu
tả lỗ đen đứng yên chỉ cần ba tham số trong mêtric Kerr–Newman; khối lượng, động lượng
quay, và điện tích là đủ.
[36]
Ban đầu, các nhà vật lý nghĩ rằng những đặc điểm kì lạ của các mêtric miêu tả lỗ đen là do
cách lựa chọn các tính chất đối xứng trong quá trình tìm lời giải cho phương trình trường
Einstein, và do vậy miền kì dị xuất hiện chỉ mang tính nhân tạo và không mang ý nghĩa vật lý
trong mọi tình huống. Quan điểm này được các nhà vật lý Vladimir Belinsky, Isaak
Khalatnikov, và Evgeny Lifshitz ủng hộ khi họ cố gắng chứng minh không tồn tại các kì dị
trong những tình huống nói chung.
[37]
Tuy nhiên, vào cuối những năm 1960 Roger
Penrose
[38]
và Stephen Hawking sử dụng kĩ thuật toàn cục để chứng minh rằng mọi mêtric
miêu tả lỗ đen đều xuất hiện kì dị trong đó.
[39]
Những nghiên cứu của James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter, và Hawking trong đầu
thập niên 1970 đã khai sinh ra ngành nhiệt động lực học lỗ đen.
[40]

Những định luật này miêu
tả các tính chất của lỗ đen theo những đặc điểm tương tự như các định luật của nhiệt động
lực học bởi liên hệ giữa khối lượng và năng lượng, diện tích chân trời sự kiện với entropy,
và hấp dẫn bề mặt với nhiệt độ. Vào năm 1974, Hawking hoàn thiện các liên hệ này khi
chứng minh rằng lý thuyết trường lượng tử trong không thời gian cong tiên đoán các lỗ đen
có phát ra các bức xạ - giống như vật đen ở nhiệt độ xác định phát ra bức xạ nhiệt - tỷ lệ với
hấp dẫn bề mặt của lỗ đen.
[41]
Thuật ngữ "lỗ đen" do nhà vật lý John Wheeler lần đầu tiên nhắc tới trong một bài giảng năm
1967. Mặc dù cộng đồng khoa học coi ông là người khai sinh ra thuật ngữ này, nhưng ông
luôn nói rằng ông lấy tên gọi này từ một người khác gợi ra ý tưởng cho ông. Trước đó, bài
báo đầu tiên sử dụng thuật ngữ lỗ đen trong bài viết "Black Holes in Space" của nhà báo Ann
Ewing, đề ngày 18 tháng 1 năm 1964, đọc trong hội nghị của Hiệp hội Mỹ vì sự phát triển
khoa học AAAS.
[42]
Sau khi Wheeler phổ biến thuật ngữ này ra, nó nhanh chóng được giới
khoa học và công chúng sử dụng rộng rãi.
Các tính chất và cấu trúc[sửa | sửa mã nguồn]
Luồng hạt và bức xạ dài khoảng 5.000 lychuyển động nhanh phát ra từ thiên hà M87 có nguồn gốc từ một lỗ đen quay khối lượng 6,6 tỷ lần khối lượng Mặt Trời
tại tâm của thiên hà đó.
Định lý không có tóc phát biểu rằng, lúc đạt đến điều kiện ổn định sau khi hình thành, một lỗ
đen đứng yên chỉ cần ba tham số vật lý độc lập để miêu tả nó: khối lượng, điện tích, và mô
men động lượng.
[36][43]
Bất kỳ hai lỗ đen nào mà có cùng những tính chất vật lý này, hay mỗi cặp
ba tham số bằng nhau, thì không thể phân biệt được với nhau theo cơ học cổ điển (hay là
phi-lượng tử).
Những tính chất này đặc biệt vì một người đứng ở bên ngoài lỗ đen sẽ đo được ba tham số
này. Ví dụ, một hố đen mang điện tích sẽ đẩy những lỗ đen khác mang điện tích cùng dấu
khác giống như trong tĩnh điện học cổ điển. Tương tự, tổng khối lượng (theo nghĩa năng

lượng + khối lượng), khối lượng ADM, bên trong lỗ đen có thể tìm được bằng cách sử
dụng định luật Gausscho hấp dẫn hoặc quan sát quỹ đạo của các vật thể quay quanh nó.
[44]
Và
đối với mô men động lượng, một người ở xa có thể xác định được thông qua hiệu ứng kéo
hệ quy chiếu gây bởi sự tự quay của nó (trường hấp dẫn từ).
[45]
Khi một vật rơi vào lỗ đen, bất kỳ thông tin nào về hình dạng, phân bố điện tích của vật đó
hoàn toàn biến mất đối với quan sát viên đứng ở ngoài xa lỗ đen. Tính chất của chân trời sự
kiện trong tình huống này như một hệ tiêu tán tương tự với một màng hai chiều, trên đó hình
dung tồn tại chất lỏng có ma sát mang điện tích và dẫn điện, trong không thời gian bốn chiều
—hay mô hình màng về lỗ đen.
[46]
Đặc điểm này khác với các lý thuyết trường khác của vật lý
học như trường điện từ cổ điển, mà chúng không có ma sát hay độ dẫn điện ở cấp vi mô, bởi
vì chúng tuân theo đối xứng thời gian, trong khi một vật rơi vào lỗ đen thì không thể bay trở ra
được. Bởi vì trạng thái ổn định sau khi hình thành lỗ đen chỉ cần miêu tả bởi ba tham số,
không có cách nào để tránh khỏi mất thông tin về những điều kiện ban đầu: trường hấp dẫn
và điện từ của lỗ đen cho rất ít thông tin về trạng thái trước khi hình thành nó và về những cái
rơi vào nó. Ví dụ, một vệ tinh nhân tạo hình lập phương rơi vào lỗ đen thì chúng ta chỉ biết
được, về nguyên lý, lỗ đen tăng thêm khối lượng bằng khối lượng vệ tinh còn không thể biết
được vệ tinh có hình lập phương hay hình trụ tròn. Ngoài ra, có rất nhiều dạng thông tin vật lý
bị mất, những đại lượng không thể đo được bởi một người đứng ở xa bên ngoài chân trời sự
kiện, bao gồm các đại lượng tuân theo định luật bảo toàn, số lượng tử, số baryon và số
lepton, số hạt mang điện tích Những điều này được phát biểu toán học chi tiết hơn
ở nghịch lý thông tin bị mất trong lỗ đen.
[47][48]
Tính chất vật lý[sửa | sửa mã nguồn]
Lỗ đen siêu khối lượng hút vật chất bao quanh nó và chùm tia năng lượng cao phóng ra do hệ quả của lỗ đen quay quanh trục.
Loại lỗ đen đơn giản nhất là chỉ có khối lượng mà không có điện tích hay quay quanh trục

của nó. Những lỗ đen này được miêu tả bằng mêtric Schwarzschild mang tên Karl
Schwarzschild, người đã tìm ra lời giải chính xác cho phương trình của thuyết tương đối tổng
quát năm 1916.
[5]
Theo định lý Birkhoff, đây là nghiệm miêu tả không thời gian vùng chân
không bên ngoài một khối vật chất có dạng đối xứng cầu.
[49]
Điều này có nghĩa là không có sự
khác biệt giữa trường hấp dẫn của một lỗ đen với những vật thể khác với bán kính lớn hơn
dạng cầu có cùng khối lượng.
[50]
Hình ảnh phổ biến trong kiến thức đại chúng về một lỗ đen đó
là nó hút mọi thứ xung quanh về phía chân trời sự kiện của nó; xa bên ngoài lỗ đen, trường
hấp dẫn do lỗ đen làm cong không thời gian quanh nó trở lên yếu đi và giống với trường hấp
dẫn của vật thể cầu cùng khối lượng.
[51]
Cũng có những nghiệm tổng quát hơn miêu tả gần với thực tế của lỗ đen. Lỗ đen dạng cầu
mang điện tích được miêu tả bởimêtric Reissner–Nordström, tuy vậy trong vũ trụ đa số các lỗ
đen là trung hòa về điện. Lỗ đen đứng yên và quay quanh trục miêu tả theo mêtric Kerr. Mô
hình tổng quát nhất cho lỗ đen đứng yên, quay quanh trục và mang điện tích đó là mêtric
Kerr–Newman, do Erza Newman tìm ra.
[52]
Trong thuyết tương đối rộng, khối lượng lỗ đen có thể nhận một giá trị dương bất kỳ, nhưng
giá trị điện tích và mô men động lượng bị giới hạn theo giá trị khối lượng của nó. Trong đơn vị
Planck, tổng điện tích Q và mô men động lượng toàn phần J thỏa mãn bất đẳng thức
Phân loại theo tính chất
Không quay (J = 0) Quay (J ≠ 0)
Trung hòa (Q =
0)
Schwarzschild Kerr

Điện tích (Q ≠ 0) Reissner–Nordström Kerr–Newman
với M là khối lượng lỗ đen. Những lỗ đen có giá trị các tham số thỏa mãn dấu bằng của
bất đẳng thức gọi là các lỗ đen cực trị. Cũng tồn tại những nghiệm của phương trình
trường Einstein vi phạm bất đẳng thức này, nhưng trong nghiệm lại không có một chân
trời sự kiện. Các nhà vật lý lý thuyết gọi những nghiệm này là kì dị trần trụi, tức là điểm
kì dị mà người ở xa bên ngoài nhìn thấy được nó hay không bị ngăn cản bởi một chân
trời sự kiện.
[53][54]
Nhà toán lý Roger Penrose đưa ra phỏng đoán kiểm duyệt vũ trụ khi ông
cho rằng, ngoài kì dị Big Bang, thì không tồn tại kì dị trần trụi nào xuất hiện sau quá trình
suy sụp hấp dẫn của vật chất trong vũ trụ.
[55][56]
Các mô phỏng trên siêu máy tính cho kết
quả ủng hộ giả thuyết này.
[57]
Do cường độ tương đối lớn của lực điện từ, các lỗ đen hình thành từ sự suy sụp hấp
dẫn của các sao sẽ trung hòa về điện. Cũng có lỗ đen sau khi hình thành chúng quay rất
nhanh quanh trục, một tính chất có thể suy ra từ định luật bảo toàn mô men động lượng.
Có khả năng trong hệ hai thiên thể, GRS 1915+105 với một nguồn tia X mạnh chứa lỗ
đen,
[58]
mà các nhà thiên văn đo được vận tốc tự quay của nó đạt xấp xỉ giá trị cực đại
theo tính toán trên lý thuyết cho một lỗ đen.
Phân loại theo khối lượng
Lớp Khối lượng Kích thước
Lỗ đen siêu khối lượng
[59]
~10
6
–10

10
M
~0,001–400 AU
Lỗ đen khối lượng trung gian
[60]
~10
3
–10
5
M
~10
3
km ≈ R
Trái Đất
Lỗ đen khối lượng sao
[59]
~10–10
2
M
~30 km
Lỗ đen siêu nhỏ đến ~M
Mặt Trăng
up to ~0,1 mm
Trong vật lý thiên văn, lỗ đen còn được phân loại theo khối lượng của chúng không kể
tới hai tham số kia; ngoài cách phân loại theo tính chất là khối lượng, mô men động
lượng J hay điện tích Q. Kích thước của một lỗ đen, như được xác định bằng bán kính
của chân trời sự kiện, hay bán kính Schwarzschild, tỉ lệ với khối lượng M của nó
với r
S
là bán kính Schwarzschild và M là khối lượng Mặt Trời.

[61]
Liên hệ này chỉ
đúng chính xác cho lỗ đen không quay quanh trục và không có điện tích; đối với lỗ
đen tổng quát nói chung giá trị này có thể lớn gấp 2 lần.
Đến 2013, lỗ đen có khối lượng nhỏ nhất từng đo được là GRO J0422+32 với xấp xỉ
5 M ,
[62]
mặc dù năm 2008 các nhà khoa học NASA công bố phát hiện thiên thể XTE
J1650-500 có khối lượng xấp xỉ 3,8 lần khối lượng Mặt Trời
[63]
nhưng sau đó các kết
quả đo đạc lại chứng tỏ nó có khối lượng ít nhất 5-10 khối lượng Mặt Trời.
[64]
Một số lỗ
đen có khối lượng lớn nhất bao gồm: tại trung tâm thiên hà NGC 1277, cách Trái Đất
220 x 10
6
ly với giá trị 17 x 10
9
M ;
[65]
hệ hai lỗ đen OJ 287 có khối lượng lần lượt
100 x 10
6
và 17 ~ 18 x 10
9
M nằm cách Trái Đất 3,5 x 10
9
ly;
[66]

tại trung tâm thiên
hà NGC 4889 cách Trái Đất 308 x 10
6
ly với khối lượng 21 x 10
9
M (với độ bất định
6 ~ 37 x 10
9
M ).
[67]
Chân trời sự kiện
Bài chi tiết: Chân trời sự kiện
Một hạt ở xa bên ngoài lỗ đen có thể chuyển động theo hướng bất kỳ, như minh họa bởi các mũi tên. Nó chỉ bị giới hạn bởi tốc độ ánh
sáng.
[68]
Càng gần lỗ đen, không thời gian bao quanh nó bị uốn cong mạnh hơn (thể hiện bởi nón ánh sáng theo lưới màu vàng nhạt và xanh nhạt).
Bắt đầu có nhiều đường đi của hạt dẫn về lỗ đen hơn các đường di chuyển tự do.
[Ct 1]
Bên trong chân trời sự kiện, mọi đường đi của hạt hướng về tâm lỗ đen và hạt không thể thoát ra được.
Bề mặt biểu kiến của lỗ đen được định nghĩa tại chân trời sự kiện—biên giới
trong không thời gian mà khi vượt qua nó vật chất và bức xạ chỉ có thể đi về
tâm lỗ đen. Không một thứ gì, ngay cả ánh sáng, có thể từ trong lỗ đen thoát ra
ngoài chân trời sự kiện. Chân trời sự kiện được định nghĩa như vậy bởi vì đối
với những sự kiện xảy ra bên trong nó, mọi thông tin của sự kiện không thể
vượt ra ngoài để đến được một quan sát viên ở xa lỗ đen, khiến cho người đó
không thể biết được bên trong nó là như thế nào.
[70]
Thuyết tương đối tổng quát tiên đoán khối lượng làm uốn cong không thời gian
khiến cho quỹ đạo (hayđường trắc địa) của hạt hoặc của photon bị lệch hướng
về phía khối lượng đó.

[71]
Tại chân trời sự kiện của lỗ đen, độ cong không thời
gian trở lên rất lớn khiến cho không một đường nào có thể đi ra khỏi lỗ đen.
Đối với một người ở rất xa, họ sẽ thấy những đồng hồ càng gần lỗ đen chạy
chậm hơn so với những đồng hồ nằm xa hơn.
[72]
Do hiệu ứng này, gọi là sự giãn
thời gian do hấp dẫn, quan sát viên ở xa thấy một vật rơi vào lỗ đen dường như
chuyển động chậm dần đi khi nó đến gần chân trời sự kiện, và cần một thời
gian vô hạn để đến tới chân trời này.
[73]
Nếu như vật phát ra ánh sáng xanh, thì
quan sát viên ở ngoài sẽ thấy ánh sáng càng đỏ hơn và mờ hơn khi vật tiến
đến chân trời sự kiện, một hiệu ứng mà các nhà vật lý gọi là dịch chuyển đỏ do
hấp dẫn.
[74]
Tuy đối với người ở xa tưởng chừng như vật đó rơi đến và đứng yên
tại nơi gần biên giới lỗ đen, nhưng đối với vật thể nó chỉ cần thời gian hữu hạn
để vượt qua chân trời lỗ đen.
[23][24]
Hình dạng của chân trời sự kiện lỗ đen luôn luôn có dạng xấp xỉ hình cầu.
[Ct 2]
[77]
Đối với lỗ đen đứng yên không quay, biên giới lỗ đen có dạng hình cầu. Nếu
lỗ đen đứng yên và quay quanh trục thì nó có dạng hình phỏng cầu và theo các
phương trình toán học nó có hai chân trời sự kiện.
[78]
Vùng kì dị[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Điểm kì dị hấp dẫn
Minh họa "điểm" kì dị hấp dẫn của lỗ đen "2 chiều" như thường thấy ở các sách phổ biến khoa học.

Minh họa lỗ sâu đục.
Một đặc điểm của thuyết tương đối tổng quát đó là trong các nghiệm miêu
tả lỗ đen, tại trung tâm của nó có một vùng kì dị hấp dẫn, nơi độ
cong không thời gian có giá trị vô hạn (hay kì dị độ cong).
[79]
Đối với lỗ đen
không quay, vùng này chỉ là một điểm r = 0, và đối với lỗ đen quay, vùng
này hình thành lên vòng tròn kì dị nằm trong mặt phẳng của xích đạo lỗ
đen.
[80]
Trong cả hai trường hợp, vùng kì dị có thể tích bằng không. Các nhà
vật lý cũng chứng minh được rằng vùng kì dị chứa toàn bộ khối lượng của
lỗ đen.
[81]
Do vậy có thể coi vùng này có mật độ vật chất lớn vô hạn.
Cách gọi điểm kì dị hay vòng tròn kì dị hấp dẫn chỉ là tên gọi cho dễ phổ biến. Chúng thường
được biểu diễn trên không gian hai hay ba chiều nhằm dễ hình dung bằng trực giác. Còn thực tế
vùng kì dị nằm trong không thời gian bốn chiều, và "điểm kì dị" hấp dẫn không phải là điểm hình
học Euclid như định nghĩa của nó.
[82]
Như phân tích ở trên, chân trời sự kiện là mặt biên trong mêtric mô tả lỗ đen tại r = r
S
, và dường
như một số giá trị vật lý tại mặt này (như thời gian một vật rơi qua biên giới lỗ đen đo bởi người ở
xa) có giá trị vô hạn. Nhưng thực chất nó là một mặt định nghĩa bằng thuần túy toán học, xuất
hiện do việc lựa chọn hệ tọa độ nhằm miêu tả không thời gian và khi lựa chọn hệ tọa độ khác thì
giá trị vô hạn mất đi tại mặt này (còn gọi là kì dị tọa độ).
[83]
Nhưng đối với vùng kì dị hấp dẫn thì lại
khác, các nhà vật lý không thể loại bỏ nó bằng cách chọn một hệ tọa độ phù hợp nào khác.

Những kì dị này xuất hiện và là thuộc tính không tránh khỏi của thuyết tương đối tổng quát, với
các mêtric miêu tả lỗ đen hay tại thời điểm khai sinh vũ trụ, kì dị Big Bang.
[84]
Một vệ tinh kích thước nhỏ đi vào lỗ đen Schwarzschild không thể tránh khỏi chạm vào vùng kì dị
một khi nó đã băng qua chân trời sự kiện. Vệ tinh chỉ có thể làm chậm quá trình rơi vào đến gần
chân trời bằng cách sử dụng động cơ phản lực, nhưng khi vượt qua nó thì không thể cứu vãn
được.
[85]
Khi vệ tinh chạm đến điểm kì dị, toàn bộ khối lượng của nó sẽ hòa trộn vào mật độ khối
lượng vô hạn của kì dị lỗ đen. Trước khi đến trung tâm, vật thể sẽ trải qua tác động của lực thủy
triều lên cấu trúc và bị xé tan nát thành những mảnh vụn nhỏ.
[86]
Sự xuất hiện không tránh khỏi của các vùng kì dị hấp dẫn trong mêtric không thời gian của thuyết
tương đối rộng hàm ý lý thuyết chưa hoàn thiện ở cấp vi mô.
[87]
Tuy nhiên, sự mất hiệu lực này có
thể giải quyết được khi tính tới ảnh hưởng của cơ học lượng tử tại cấp độ vi mô, ở phạm vi mật
độ vật chất là rất lớn và 4 tương tác cơ bản giữa các hạt không thể bỏ qua được. Cho tới nay, vẫn
chưa có một lý thuyết nhất quán nào kết hợp hiệu quả giữa cơ học lượng tử và hiệu ứng hấp dẫn
thành một lý thuyết hoàn chỉnh, mặc dù nhiều nhà vật lý đã đưa ra các mô hình khác về một lý
thuyết gọi chung là hấp dẫn lượng tử. Họ cũng hi vọng rằng một khi có được lý thuyết này thì
những vùng kì dị sẽ biến mất.
[88][89]
Mặt cầu photon
Bài chi tiết: Mặt cầu photon
Mặt cầu photon là biên giới hạn hình cầu mà những photon có vận tốc tiếp tuyến với nó sẽ bị bẫy
trong một quỹ đạo tròn là đường tròn lớn của mặt cầu. Đối với lỗ đen không quay, mặt cầu photon
có bán kính bằng 1,5 lần bán kính Schwarzschild r
S
. Trên lý thuyết, photon rơi vào những quỹ đạo

này sẽ chuyển động mãi mãi trên đó.
[90]
Tuy nhiên, về mặt động lực, những quỹ đạo này không ổn
định, do vậy bất kỳ một nhiễu loạn nhỏ nào (như các hạt photon tương tác với hạt khác trong quá
trình rơi vào lỗ đen) khiến cho hạt hoặc có quỹ đạo hướng thoát ra ngoài hoặc bị hút về phía chân
trời sự kiện.
[91][92]
Bên trong mặt cầu photon, không thể tồn tại quỹ đạo tròn cho photon. Nếu chiếu tia sáng ra bên
ngoài thì nó vẫn có thể thoát khỏi ảnh hưởng của lỗ đen, nhưng nếu chiếu ánh sáng về phía lỗ
đen thì ánh sáng sẽ bị nó hấp thụ hoàn toàn. Do vậy nếu một quan sát viên nhận được ánh sáng
phát ra từ phía trong mặt cầu photon thì chắc chắn nguồn sáng phải nằm bên trong mặt cầu này
và vẫn ở phía ngoài chân trời của lỗ đen.
[93]
Mô phỏng hình ảnh nhìn từ xa của đĩa vật chất nằm rất gần lỗ đen với phần phía sau như bị nâng lên. Điều này do ảnh
hưởng của trường hấp dẫn mạnh lên photon ánh sáng, mà thực tế đĩa này nằm đồng phẳng với mặt phẳng xích đạo lỗ
đen.
[90]
Những sao đặc khác, như sao neutron, về mặt lý thuyết nếu nó đặc và nhỏ hơn nữa, cũng sẽ có
một mặt cầu photon bao quanh.
[94]
Điều này là do trong thuyết tương đối tổng quát, trường hấp dẫn
là biểu hiện sự cong của không thời gian và không phụ thuộc bán kính của vật thể, cho nên bất kỳ
một thiên thể nào có bán kính nhỏ hơn 1,5 r
S
tính theo khối lượng của nó thì sẽ có một mặt cầu
photon.
[95]
Đối với lỗ đen quay quanh trục miêu tả bởi mêtric Kerr, tồn tại hai quỹ đạo tròn giới hạn của
photon đồng phẳng với mặt phẳng xích đạo lỗ đen và những quỹ đạo khác không đồng phẳng,
không tròn cho phép photon chuyển động bán ổn định trên đó mặc dù những quỹ đạo này cùng

thuộc một mặt cầu-hay quỹ đạo cầu.
[91][96]
Đối với lỗ đen Kerr, trên mặt phẳng xích đạo, một quỹ đạo
tròn tương ứng với các photon chuyển động theo hướng cùng với chiều quay của lỗ đen và nằm
gần lỗ đen hơn, còn vòng tròn kia tương ứng với photon chuyển động theo chiều ngược lại và
nằm ở xa lỗ đen.
[97]
Tuy những quỹ đạo của photon trên mặt cầu này là không ổn định, chúng không có ý nghĩa vật lý
do nó chỉ xác định ranh giới cuối cùng mà lỗ đen cho phép tia sáng chuyển động tròn quanh nó.
Những mặt cầu và quỹ đạo photon này đóng vai trò quan trọng trong việc hình thành hình ảnh
quang học của những đĩa vật chất bồi tụ bao quanh lỗ đen.
[90][98]
Vùng sản công
Bài chi tiết: Vùng sản công
Minh họa vùng sản công là hình cầu dẹt bao ngoài chân trời sự kiện và giới hạn bởi mặt tĩnh.
Có một vùng không thời gian bao quanh lỗ đen quay mà khi vật nằm trong vùng này nó không thể
đứng im được gọi là mặt cầu sản công (ergosphere). Kết quả này là do ảnh hưởng của hiệu
ứng kéo hệ quy chiếu; thuyết tương đối tổng quát tiên đoán rằng một vật quay quanh trục sẽ "kéo"
không thời gian lân cận vật đó. Vì vậy bất kỳ vật nào nằm gần khối lượng quay sẽ bắt đầu chuyển
động xoay quanh vật trung tâm theo chiều quay của nó. Đối với lỗ đen quay quanh trục, hiệu ứng
trở lên rất mạnh gần chân trời sự kiện khiến ngay cả ánh sáng cũng không thể chuyển động
ngược với chiều quay của lỗ đen.
[99][100]
Vùng sản công của lỗ đen quay giới hạn bởi chân trời sự kiện (ngoài) và bên trong một hình cầu
dẹt tiếp xúc với chân trời sự kiện tại hai cực (xem hình). Biên phía ngoài này đôi khi còn gọi
là mặt sản công.
Các vật và bức xạ vẫn có thể thoát ra bên ngoài từ trong vùng sản công, chúng thoát ra theo
hướng quay của lỗ đen đòi hỏi ít năng lượng hơn so với thoát theo hướng ngược lại. Thông
qua cơ chế Penrose, có thể thu năng lượng từ lỗ đen quay bằng cách gửi các vật từ xa bên ngoài
vào vùng sản công. Khi vật ở trong vùng này thực hiện một cách nào đó tách nó ra làm hai vật,

sao cho một vật rơi vào lỗ đen còn vật kia bắn ra khỏi vùng sản công. Penrose tính toán được khả
năng vật bắn ra có năng lượng lớn hơn vật gửi vào. Năng lượng lấy đi này làm lỗ đen quay chậm
dần lại theo thời gian, và khi nó ngừng quay thì sẽ không tồn tại vùng sản công nữa.
[101][102]
Đi vào bên trong lỗ đen và du hành thời gian
Minh họa đi vào chân trời lỗ đen.
• Xem thêm mô phỏng đi vào lỗ đen tại trang jila.colorado.edu
Mọi thứ rơi qua chân trời lỗ đen vào vùng kì dị đều bị phá hủy
hoàn toàn. Nhưng giả sử có nhà du hành vũ trụ mạo hiểm bắt đầu
tiến gần thăm dò một lỗ đen siêu khối lượng bằng con tàu của
mình. Lúc ở xa, người đó và con tàu ở trong trạng thái không
trọng lượng vì lực hấp dẫn khá yếu, cơ thể anh ta cũng không
cảm thấy có lực kéo nào.
[103][104]
Đối với lỗ đen càng lớn, lực thủy triều gần chân trời sự kiện càng
yếu hơn so với lỗ đen nhỏ hơn. Điều này cho phép con tàu có khả
năng tiếp cận biên giới lỗ đen. Giả sử nhà du hành ngồi lái với
chân anh ta hướng về lỗ đen. Càng gần biên giới, nhà du hành
cảm thấy rõ rệt lực thủy triều tác động lên phía chân mạnh hơn so
với phần đầu. Giả sử con tàu và nhà du hành chịu được sức ép
và kéo; và băng qua chân trời sự kiện lỗ đen. Trong con tàu, nơi
hệ tọa độ là cục bộ, anh ta sẽ không biết khi nào hay cảm giác gì
lúc con tàu băng qua mặt biên này (ngoại trừ lực thuỷ triều).
[103][104]
• Trong lúc đi vào, nếu anh ta nhìn ngược ra phía ngoài vũ trụ,
nhà du hành sẽ thấy các ngôi sao nằm lệch khỏi vị trí của
chúng, càng vào sâu thì các ngôi sao càng sáng hơn và nằm
gần nhau hơn. Điều này là do lỗ đen làm uốn cong không
thời gian và hiệu ứng dịch chuyển đỏ do hấp dẫn làm bước
sóng tia sáng phát ra từ các ngôi sao bị hút về lỗ đen dịch

chuyển về phía xanh nhiều hơn. Khi đã băng qua chân trời,
chỉ hết thời gian hữu hạn đo ở trong con tàu, anh ta cùng con
tàu sẽ không tránh khỏi bị phá hủy bởi hiệu ứng thủy triều
cực mạnh và hòa vào vùng kì dị của lỗ đen.
[103][104]
• Còn đối với người ở ngoài xa lỗ đen, thông qua tín hiệu con
tàu phát ra (hay hình ảnh của nó), họ sẽ thấy con tàu rơi
chậm dần về phía chân trời sự kiện. Tín hiệu nhận được sẽ
chuyển dần từ bước sóng ngắn sang bước sóng dài hơn hay
dịch chuyển đỏ hơn. Và dường như phải đợi rất lâu (gần như
lâu vô hạn, đo bởi đồng hồ nằm rất xa lỗ đen) để thấy con tàu
rơi qua biên giới lỗ đen. Người ở xa nhận được tín hiệu có
bước sóng càng lúc càng dài, đến khi thiết bị của họ không
còn khả năng thu được bước sóng dài đó nữa thì coi như
hình ảnh và tín hiệu con tàu đã biến mất.
[103][104][105]
Trong trường hợp của lỗ đen tích điện (Reissner–Nordström) hay
lỗ đen quay quanh trục (Kerr), khi rơi vào chúng, về lý thuyết có
thể tránh được vùng kì dị hấp dẫn. Bằng cách mở rộng miêu tả
toán học những nghiệm này lên mức tổng quát nhất có thể, các
nhà vật lý nhận thấy có khả năng một người đi vào những lỗ đen
này sẽ thoát sang một vùng không thời gian khác, và lúc này lỗ
đen trở thành một chiếc cổng nối hay là lỗ sâu đục.
[106]
Tuy nhiên
xác suất để du hành sang một vũ trụ khác là rất thấp do chỉ cần
một nhiễu loạn nhỏ trong lỗ đen sẽ ngay lập tức phá hủy chiếc
cầu nối này và thay vào đó người đó sẽ rơi trở lại vùng kì dị hấp
dẫn.
[107]

Cũng có một khả năng cho phép du hành theo những cung
đóng kiểu thời gian (hay là quay ngược trở lại quá khứ của chính
nhà du hành) xung quanh vòng kì dị của lỗ đen Kerr, nhưng nó lại
dẫn đến những vấn đề nguyên nhân - kết quả như nghịch lý ông
nội (người cháu có khả năng trở về quá khứ và gặp lại ông nội
của mình).
[108]
Các nhà lý thuyết cho rằng không thể tồn tại những
khả năng kì lạ này một khi tính đến những hiệu ứng lượng tử cho
lỗ đen mang điện tích hoặc quay quanh trục.
[109]
Nếu như nhà du hành thay vì đi thẳng vào lỗ đen, anh ta lái con
tàu quay quanh nó rất nhiều vòng thì hiệu ứng giãn thời gian do
hấp dẫn làm cho thời gian trôi trong con tàu chậm hơn so với thời
gian đo bởi đồng hồ ở rất xa lỗ đen. Sau khi quay đủ nhiều vòng,
con tàu rời lỗ đen và trở về nơi xuất phát. Lúc này nhà du hành có
độ tuổi trẻ hơn nhiều so với những người tại đây, và coi như anh
ta đã du hành đến tương lai của chính mình.
[110]
Sự hình thành và tiến hóa[sửa | sửa mã nguồn]
Với những tính chất kỳ lạ của lỗ đen như đã nêu, một câu hỏi tự
nhiên xuất hiện là những thiên thể kì quái này có tồn tại trong tự
nhiên hay chúng chỉ là những nghiệm toán học trong phương
trình Einstein. Năm 1939, trong một bài báo của Einstein, ông
nghĩ là lỗ đen không hình thành trong vũ trụ, với lập luận rằng mô
men động lượng quay của các hạt trong quá trình suy sụp giúp ổn
định chúng tại một số bán kính nhất định.
[111][112][113]
Nhưng chỉ vài
tháng sau, Oppenheimer và cộng sự lần đầu tiên chỉ ra khả năng

lỗ đen hình thành như thế nào bằng thuyết tương đối tổng quát.
[113]
Khi Schwarzschild tìm ra nghiệm của ông, ban đầu các nhà vật
lý nghĩ rằng lỗ đen có thể tồn tại tuân theo các định luật vật lý.
Sau đó, trong nhiều năm Einstein và cộng đồng vật lý lại nghĩ nó
không tồn tại, chỉ có một số người mới nghiêm túc quan tâm đến
câu hỏi về sự tồn tại của thực thể này
[114]
và cho đến cuối thập niên
1950, họ đã chứng minh được không thể có gì cản trở những ngôi
sao khối lượng lớn suy sụp trở thành lỗ đen bao bởi chân trời sự
kiện.
[115]
Khi chân trời sự kiện hình thành trong giai đoạn suy sụp, Penrose
chứng minh được là vùng kì dị hấp dẫn cũng phải hình thành ở
bên trong nó.
[38]
Ngay sau đó, Hawking chỉ ra rằng các mô hình
miêu tả vũ trụ về thời điểm Vụ Nổ Lớn cũng xuất hiện những kì dị
hấp dẫn mà không cần đến dạng vật chất lạ nào (xem định lý kì dị
hấp dẫn Penrose-Hawking). Mêtric Kerr, định lý "không có tóc"
các định luật của nhiệt động học lỗ đen cho thấy các tính chất vật
lý của lỗ đen là đơn giản và có thể nắm bắt được, lúc này các
thiên thể đặc từ những đối tượng lý thuyết trở thành ngành nghiên
cứu của thiên văn vật lý.
[116]
Quá trình cơ bản hình thành lỗ đen đó
là sự suy sụp hấp dẫn của những thiên thể khối lượng lớn như
các ngôi sao già , nhưng cũng có những quá trình khác dẫn đến
hình thành lỗ đen. Thông qua quan sát tại bước sóng vô tuyến,

hồng ngoại và tia X trên mặt đất hay từ các đài quan sát vệ tinh
đã chứng tỏ là lỗ đen quả thực tồn tại trong vũ trụ.
[2]
Suy sụp hấp dẫn[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Suy sụp hấp dẫn
Mô phỏng quá trình suy sụp hấp dẫn hình thành ra lỗ đen khối lượng sao và sóng hấp dẫn.

Minh họa vụ nổ siêu tân tinh từ sao khối lượng lớn hình thành lên lỗ đen.
Giai đoạn suy sụp hấp dẫn xuất hiện khi áp suất trong lòng
vật thể không còn đủ lớn để chống lại lực hút hấp dẫn của
chính nó. Đối với ngôi sao, quá trình này xuất hiện hoặc là do
nó có quá ít "nhiên liệu" còn lại để duy trì nhiệt độ thông qua
các phản ứngtổng hợp hạt nhân sao, hoặc bởi vì ngôi sao
nhận thêm vật chất từ môi trường hoặc từ sao đồng hành
khiến cho lực hấp dẫn của nó lớn hơn áp suất trong lòng ngôi
sao. Trong cả hai trường hợp, áp suất không đủ lớn để ngăn
cản sự suy sụp hấp dẫn dưới chính khối lượng của nó.
[117]
Quá
trình suy sụp có thể dừng lại bởi "áp suất lượng tử" của các
thành phần hạt vật chất trong ngôi sao, hình thành lên dạng
vật chất với mật độ rất lớn trong nó. Kết quả này mang lại có
một số kiểu sao đặc khác nhau. Kiểu sao đặc hình thành phụ
thuộc vào khối lượng vật chất còn lại sao khi những lớp bên
ngoài đã bị thổi bay đi, như từ vụ nổ siêu tân tinhhoặc bởi gió
sao thổi vật chất vào môi trường liên sao tạo lên tinh vân
hành tinh. Do vậy khối lượng tàn dư thường nhỏ hơn rất
nhiều khối lượng của sao gốc—ví dụ những thiên thể tàn dư
có khối lượng trên 5 lần khối lượng Mặt Trời hình thành từ
những ngôi sao ban đầu có khối lượng trên 20 lần khối lượng

Mặt Trời trước khi nó suy sụp hấp dẫn.
[117]
Nếu khối lượng tàn dư vượt hơn 3–4 khối lượng Mặt Trời
(giới hạn Tolman–Oppenheimer–Volkoff
[20]
)—do bởi ngôi sao
gốc có khối lượng rất lớn hoặc do bởi thiên thể tàn dư tích tụ
thêm vật chất thông qua đĩa bồi tụ—thì ngay cả áp suất
lượng tử của các hạt neutron (tuân theo nguyên lý loại trừ
Pauli) là không đủ lớn để ngăn cản lực hấp dẫn để tiến tới
suy sụp hấp dẫn. Không một cơ chế nào khác (ngoại trừ khả
năng áp suất gây bởi vật chất quark, xem sao quark) đủ
mạnh để ngăn cản sự nổ vào bên trong và thiên thể đặc
không thể tránh khỏi hình thành lên lỗ đen.
[117]
Các nhà vật lý lý thuyết cho rằng các lỗ đen khối lượng sao
hình thành từ quá trình suy sụp hấp dẫn của các ngôi sao
gốc khối lượng lớn. Sự hình thành sao trong lúc vũ trụ còn sơ
khai có thể dẫn đến những ngôi sao có khối lượng rất lớn,
với giai đoạn cuối đời của chúng tạo ra những lỗ đen khối
lượng cỡ ~10
2
khối lượng Mặt Trời. Những lỗ đen này có thể
là mầm hình thành lên lỗ đen siêu khối lượng thường tìm
thấy tại trung tâm của các thiên hà.
[118]
Trong khi đa số năng lượng giải phóng trong quá trình suy
sụp hấp dẫn phát ra rất nhanh, một người ở xa bên ngoài
không thực sự nhìn thấy quá trình này kết thúc. Ngay cả khi
nó chỉ diễn ra trong một thời gian hữu hạn đối với hệ quy

chiếu của vật chất đang rơi suy sụp, quan sát viên ở xa sẽ
thấy vật chất rơi về trung tâm chậm dần và dừng lại ngay
trước chân trời sự kiện, do hiệu ứng "giãn thời gian do hấp
dẫn". Ánh sáng phát ra từ vật chất co sụp càng mất thời gian
lâu hơn để đến được vùng bên ngoài, với ánh sáng phát ra
ngay trước khi vật chất băng qua chân trời sự kiện mất
khoảng thời gian gần vô hạn để tới được quan sát viên. Do
vậy, người này sẽ không thể nhìn thấy hình thành chân trời
sự kiện của lỗ đen. Vật chất suy sụp theo thời gian trở lên
mờ hơn và bước sóng ánh sáng phát ra dịch chuyển về phía
đỏ nhiều hơn và cuối cùng tàn lụi đi, không còn thứ ánh sáng
nào nữa.
[119]
Lỗ đen nguyên thủy sau Vụ Nổ Lớn[sửa | sửa mã nguồn]
Suy sụp hấp dẫn đòi hỏi mật độ vật chất lớn. Trong kỷ
nguyên hiện tại của vũ trụ những mật độ cao này chỉ tồn tại
trong các sao, nhưng vào lúc vũ trụ mới hình thành sau Vụ
Nổ Lớn mật độ vật chất lúc đó rất cao, với khả năng cho
phép hình thành các lỗ đen nguyên thủy. Nếu chỉ có mật độ
cao không thôi thì chưa đủ để cho phép hình thành lỗ đen bởi
vì sự phân bố khối lượng đồng đều không khiến vật chất tích
tụ lại với nhau. Để những lỗ đen nguyên thủy hình thành
trong môi trường đậm đặc này, ban đầu phải có sự thăng
giáng mật độ cho phép vật chất tích tụ lại với nhau nhờ lực
hấp dẫn. Các mô hình khác nhau về thời kỳ sơ khai của vũ
trụ cho những tiên đoán khác nhau về mức độ thăng giáng
này. Một số mô hình tiên đoán các lỗ đen nguyên thủy sẽ
hình thành, từ cấp độ khối lượng Planck cho đến hàng trăm
lần khối lượng Mặt Trời.
[120]

Lỗ đen nguyên thủy có thể tham
gia vào quá trình hình thành lên lỗ đen khối lượng trung gian
và lỗ đen siêu khối lượng.
Hình thành từ các hạt va chạm năng lượng cao[sửa | sửa
mã nguồn]
Máy dò CMS của LHC.
Ngoài quá trình suy sụp hấp dẫn hình thành lên lỗ đen, về
nguyên lý thì những va chạm hạt năng lượng cao trong
các máy gia tốccũng có thể hình thành lỗ đen khi đạt mật độ
cho phép.
[121]
Cho đến 2013, chưa một sự kiện nào được xác
nhận, trực tiếp hay gián tiếp, một lỗ đen siêu nhỏ hình thành
trong các máy gia tốc hạt.
[122]
Về mặt lý thuyết, giới hạn khối
lượng cho phép hình thành lỗ đen siêu nhỏ nằm trong
khoảng khối lượng
Planck (m
P
= √ħ c/G ≈ 1,2×10
19
GeV/c
2
≈ 2,2×10
−8
kg), nơi các
hiệu ứng lượng tử có ảnh hưởng đáng kể.
[123]
Giới hạn này cho

thấy trong mức hoạt động hiện nay của một số máy gia tốc
thì không có khả năng sinh ra các lỗ đen siêu nhỏ. Mặt khác,
một số lý thuyết về hấp dẫn lượng tử cho kết quả khối lượng
Planck có thể còn có giá trị thấp hơn: có mô hình "thế giới
brane" tính ra giá trị này bằng 1 TeV/c
2
.
[124][125]
Điều này cho phép
các lỗ đen vi mô có thể sinh ra trong tích tắc tại những va
chạm năng lượng cao của LHC tại CERN, hoặc chúng có thể
sinh ra từ những tia vũ trụnăng lượng cao đi vào bầu khí
quyển Trái Đất.
[122]
Mặc dù các lý thuyết là rất gợi mở, nhưng
một số nhà vật lý không ủng hộ cho khả năng xuất hiện các lỗ
đen siêu nhỏ trong các máy gia tốc nhân tạo.
[126]
Ngay cả khi
những lỗ đen này hình thành, theo lý thuyết chúng sẽ nhanh
chóng bốc hơi với khoảng thời gian 10
−25
giây, và không gây
ảnh hưởng đến Trái Đất.
[122]
Sự hình thành lỗ đen vi mô cũng
liên quan tới phỏng đoán vòng về chu vi giới hạn của vật thể
sau quá trình va chạm hoặc suy sụp.
[57][125]
Phát triển và sáp nhập[sửa | sửa mã nguồn]

Mô phỏng hai lỗ đen sáp nhập và phát ra sóng hấp dẫn. Ảnh của NASA.
Hai lỗ đen trong hệ OJ 287.
[66]
Trong thời gian tồn tại của lỗ đen, nó có thể tăng thêm khối
lượng bằng quá trình hút vật chất từ không gian xung quanh
vào. Nó sẽ liên tục hấp thụ khí và bụi liên sao từ môi trường
xung quanh và cả bức xạ nền vi sóng vũ trụ. Quá trình hấp
thụ khối lượng là một trong những quá trình cơ bản hình
thành lên lỗ đen siêu khối lượng.
[118]
Và có thể quá trình này
cũng áp dụng cho các lỗ đen khối lượng trung gian nằm ở
các cụm sao cầu.
[127]
Một cơ chế khác đó là lỗ đen sáp nhập với các thiên thể khác
như sao hay chính lỗ đen. Quá trình này đặc biệt quan trọng
vì nó mang lại khả năng giải thích hợp lý tại sao lại có những
lỗ đen khổng lồ, mà chúng hình thành từ việc sáp nhập nhiều
lỗ đen nhỏ hơn.
[118]
Các lỗ đen khối lượng khổng lồ nằm tại tâm
mỗi thiên hà có thể sáp nhập với nhau trong giai đoạn hai
thiên hà va chạm và sáp nhập, và quá trình này có thể xảy ra
đối với lỗ đen khối lượng trung gian, như Omega Centauri.
[128][129]
Quá trình thu hút vật chất về phía lỗ đen sẽ hình thành lên
một đĩa sáng bồi tụ chứa vật chất trạng thái plasma nóng
hàng triệu độ, và vùng này phát ra nguồn tia X rất mạnh.
[130]
[131]

Chớp tia gamma thu được từ các đài quan sát vệ tinh phát
ra từ những nguồn ở rất xa cũng có thể giải thích từ quá trình
sáp nhập hai sao đặc hoặc bởi lỗ đen hút các sao đặc khác.
Thông qua nguồn tia X mà các nhà thiên văn có thể nhận biết
ra sự tồn tại của lỗ đen.
[7]
Hai lỗ đen quay quanh nhau sẽ phát ra sóng hấp dẫn mang
năng lượng của hệ đi. Do mất năng lượng, chúng sẽ có quỹ
đạo càng gần nhau hơn, cuối cùng khi hòa nhập lại sẽ hình
thành một lỗ đen khối lượng lớn hơn và quay rất nhanh quay
trục. Lỗ đen mới có thể bị đẩy ra khỏi vùng của hai lỗ đen ban
đầu với vận tốc cỡ 400 km/s, và thậm chí sau thời gian dài nó
có thể thoát khỏi thiên hà ban đầu.
[132]
Bốc hơi[sửa | sửa mã nguồn]
Bài chi tiết: Bức xạ Hawking
Năm 1974, Hawking chứng minh rằng lỗ đen không hoàn
toàn đen mà có phát ra một lượng nhỏ bức xạ nhiệt;
[41]
một hiệu ứng mà ngày nay gọi là bức xạ Hawking.
Bằng cách áp dụng lý thuyết trường lượng tử cho một lỗ
đen đứng yên trong không thời gian, ông xác định được
nó sẽ phát ra các hạt trong phổ bức xạ vật đen tuyệt đối.
Từ sau bài báo của Hawking, nhiều người đã xác nhận
kết quả theo nhiều cách tiếp cận khác nhau.
[133]
Nếu lý
thuyết của Hawking về lỗ đen bức xạ là đúng, thì các lỗ
đen sẽ giảm dần khối lượng và bốc hơi sau một thời gian
bởi vì chúng mất khối lượng thông qua năng lượng của

các hạt phát ra.
[41]
Nhiệt độ của phổ bức xạ (nhiệt độ
Hawking) tỷ lệ với giá trị hấp dẫn bề mặt của lỗ đen, mà