cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Hậu quả của cuộc tấn công Mumbai 2008
Điều tra bế tắc
Cuộc điều tra về cuộc khủng bố tại Mumbai cũng đi vào tình trạng khôi hài khi giới chức an ninh đòi phải thả một trong hai người bị cảnh sát bắt, nói rằng người này là một nhân viên chống khủng bố hoạt động ngầm. Ngoài hai người vừa bị bắt giữ, giới hữu trách Ấn Độ cũng giam giữ kẽ sống sót duy nhất trong số các tên khủng bố tham dự cuộc tấn công. Căn cứ theo kết quả thẩm vấn, giới chức Ấn Độ nói rằng người này thuộc nhóm khủng bố Lashkar-e-Toiba. Phía Ấn Độ tin rằng tổ chức này đã được cơ quan tình báo Pakistan tài trợ và huấn luyện để mở ra các cuộc tấn công gây rối cho chính quyền New Delhi trong cuộc tranh chấp lãnh thổ trong vùng Kashmir. Ngày 7/1, 2009 sau hơn 1 tháng phản đối, chính phủ Pakistan đã xác nhận Azam Amir Kasav, thủ phạm bị bắt, là người mang quốc tịch Pakistan.
Lỗ đen
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, 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.
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.
Hậu quả của cuộc tấn công Mumbai 2008
Bắt giữ nghi phạm
Lực lượng an ninh tràn ngập một căn cứ phiến quân bên ngoài thành phố chính trong vùng Kashmir của Pakistan và bắt giữ một người tình nghi tổ chức cuộc tấn công Mumai, theo hai viên chức chính phủ Pakistan ngày 8/12, 2008. Cuộc hành quân này là phản ứng đầu tiên của chính phủ Islamabad trước áp lực của Ấn Độ và Hoa Kỳ là họ phải có biện pháp đối với thành phần dính líu đến cuộc tấn công ở Mumbai, vốn làm tăng thêm sự căng thẳng giữa hai cường quốc nguyên tử vùng Nam Á.
Lỗ đen
Sự kiện đo được trực tiếp đầu tiên về sóng hấp dẫn do nhóm LIGO loan báo ngày 11 tháng 2 năm 2016 cũng đã chứng minh trực tiếp sự tồn tại hệ hai lỗ đen khối lượng sao quay quanh nhau và cuối cùng sáp nhập để tạo thành một lỗ đen quay khối lượng lớn hơn.
Hậu quả của cuộc tấn công Mumbai 2008
Bắt giữ nghi phạm
Với sự hỗ trợ của một trực thăng, các binh sĩ bắt giữ Zaki-ur-Rehman Lakhvi cùng với ít nhất 11 người khác trong cuộc hành quân ngày 7/12 nhắm vào căn cứ bên bờ sông của nhóm Laskhar-e-Toiba trong vùng Kashmir do Pakistan kiểm soát. Đã có nổ súng ở căn cứ gần Muzaffardabad trước khi nhóm phiến quân này đầu hàng. Giới chức Ấn Độ nói người duy nhất còn sống sót trong nhóm khủng bố ở Mumbai đã khai rằng Lakhvi tuyển mộ y cho nhiệm vụ này và Lakhvi và một người khác, Yusuf Muzammil, đã soạn thảo kế hoạch tấn công.
Lỗ đen
Lịch sử nghiên cứu
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:
Hậu quả của cuộc tấn công Mumbai 2008
Bắt giữ nghi phạm
Pakistan và Ấn Độ không có thỏa thuận dẫn độ. Tổng thống Asif Ali Zardari cho thấy là những ai bị bắt ở Pakistan vì có liên quan đến cuộc tấn công ở Mumbai sẽ bị xử tại Pakistan.
Lỗ đen
Lịch sử nghiên cứu
""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.""
Hậu quả của cuộc tấn công Mumbai 2008
Bắt giữ người liên quan
Pakistan bắt giữ 71 người trong cuộc bố ráp nhắm vào các nhóm tình nghi liên hệ đến cuộc tấn công, với 124 người khác bị đặt trong tình trạng giám sát và phải thông báo với cảnh sát về mọi sự di chuyển của họ, theo nguồn tin từ giới hữu trách ngày 15 tháng 1 năm 2009, trong khi nói thêm rằng các tin tức do Ấn Độ cung cấp cần phải được xem xét lại trước khi có thể dùng làm bằng chứng trước tòa. Tuy vậy, Bộ trưởng Nội vụ Rehman Malik, tránh né không trả lời câu hỏi rằng ông có công nhận là âm mưu tấn công đã được bàn thảo trên đất Pakistan hay không.
Lỗ đen
Lịch sử nghiên cứu
- John Michell 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). 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.
Hậu quả của cuộc tấn công Mumbai 2008
Bắt giữ người liên quan
Ấn Độ nói rằng nhóm khủng bố đặt căn cứ trên đất Pakistan, Lashkar-e-Taiba, chỉ huy cuộc tấn công. Trong những ngày sau đó, Hội đồng Bảo an Liên Hợp Quốc khẳng định rằng Jamaat-ud-Dawa, một tổ chức thiện nguyện ở Pakistan, thật ra chỉ là bình phong cho tổ chức khủng bố Lashkar-e-Taiba. Giới hữu trách đóng cửa 20 văn phòng, 94 trường, hai thư viện và sáu trang web có liên quan đến tổ chức "thiện nguyện" này. Chính phủ đóng cửa hơn một chục trại tạm cư do cơ quan này điều hành, một số trại trong số này từng bị tố cáo là nơi huấn luyện quân khủng bố.
Lỗ đen
Thuyết tương đối rộng
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. 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. 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 lên gián 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.
Hậu quả của cuộc tấn công Mumbai 2008
Bắt giữ người liên quan
Trong số những người bị quản thúc tại gia có Hafiz Mohammed Saeed, người đứng đầu Jamaat-ud-Dawa. Nhà cầm quyền Pakistan cũng bắt giữ Zaki-ur-Rehman Lakhvi và Zarrar Shah, hai người mà chính phủ Ấn Độ cáo giác là đã tổ chức cuộc tấn công ở Mumbai. Ấn Độ và Hoa Kỳ cố gây áp lực để Pakistan giải thể Lashkar-e-Taiba, một nhóm bị cấm hoạt động đặt căn cứ ở Pakistan, chống lại nhà cầm quyền Ấn Độ ở vùng Kashmir bị chia cắt. Trong quá khứ, cơ quan tình báo Pakistan từng sử dụng Lashkar-e-Taiba để chống Ấn Độ trong cuộc chiến tranh giành lãnh thổ Kashmir. Islamabad và New Delhi đánh nhau trong hai cuộc chiến vì vùng này, trong số ba cuộc chiến tranh kể từ năm 1947.
Lỗ đen
Thuyết tương đối rộng
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. 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. 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, khi proton bị nén hấp dẫn mạnh kết hợp với electron 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.
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", 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.
Thời kỳ vàng
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". 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.
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. Trong thời gian này có thêm sự khám phá ra pulsar năm 1967, mà sau đó vào năm 1969, Antony Hewish chỉ ra đây là những sao neutron quay rất nhanh quanh trục của chúng. 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.
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. Tuy nhiên, vào cuối những năm 1960 Roger Penrose và Stephen Hawking sử dụng kĩ thuật toàn cục để chứng minh rằng mọi metric miêu tả lỗ đen đều xuất hiện kì dị trong đó.
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. 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
nhỏ|phải|250px|Luồng hạt và bức xạ dài khoảng 5.000 [[năm ánh sáng|ly chuyển 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.]]
Onobrychis iranshahrii
Onobrychis iranshahrii là một loài thực vật có hoa trong họ Đậu. Loài này được Rech.f. miêu tả khoa học đầu tiên.
Lỗ đen
Các tính chất và cấu trúc
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. 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).
Onobrychis iranshahrii
Liên kết ngoài
Thể loại:Onobrychis
Lỗ đen
Các tính chất và cấu trúc
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 Gauss cho hấp dẫn hoặc quan sát quỹ đạo của các vật thể quay quanh nó. 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).
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. 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.
Tính chất vật lý
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. 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. 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. 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.
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 bởi mêtric 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.
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
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. 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. Các mô phỏng trên siêu máy tính cho kết quả ủng hộ giả thuyết này.
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, 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.
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 rS là bán kính Schwarzschild và M14px là khối lượng Mặt Trời. 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 M14px, 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 nhưng sau đó các kết quả đo đạc lại chứng tỏ nó có khối lượng ít nhất 5-10 khối lượng Mặt Trời. Một số lỗ đen có khối lượng lớn nhất bao gồm: tại trung tâm thiên hà NGC 1277, cách Trái Đất 220 x 106 ly với giá trị 17 x 109 M14px; hệ hai lỗ đen OJ 287 có khối lượng lần lượt 100 x 106 và 17 ~ 18 x 109 M14px nằm cách Trái Đất 3,5 x 109 ly; tại trung tâm thiên hà NGC 4889 cách Trái Đất 308 x 106 ly với khối lượng 21 x 109 M14px (với độ bất định 6 ~ 37 x 109 M14px).
Chân trời sự kiện
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.
Thuyết tương đối tổng quát tiên đoán khối lượng làm uốn cong không thời gian khiến cho quỹ đạo (hay đường trắc địa) của hạt hoặc của photon bị lệch hướng về phía khối lượng đó. 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. 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. 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. 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.
Hình dạng của chân trời sự kiện lỗ đen luôn luôn có dạng xấp xỉ hình cầu. 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.
Vùng kì dị
nhỏ|phải|250px|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). 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. 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. 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.
Như phân tích ở trên, chân trời sự kiện là mặt biên trong mêtric mô tả lỗ đen tại r = rS, 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). 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.
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. 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.
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. 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.
Mặt cầu photon
nhỏ|350px|Các [[quỹ đạo mà Photon có thể có xung quanh một lỗ đen quay Kerr với tham số spin a=Jc/G/M²=1]]
Mặt cầu photon là biên giới hạn hình cầu mà những photon có hướng của vectơ 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 rS. Trên lý thuyết, photon rơi vào những quỹ đạo này sẽ chuyển động mãi mãi trên đó. 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.
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.
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. 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 rS tính theo khối lượng của nó thì sẽ có một mặt cầu photon.
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. 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.
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.
Vùng sản công
lang=en|nhỏ|phải|250px|Minh họa giới hạn tĩnh (vùng sản công màu xám) và chân trời sự kiện lớp trong và lớp ngoài của một lỗ đen quay. "a" là tham số Spin quay của lỗ đen; với giá trị a nhỏ mặt sản công trở thành một hình ellipsoid, trong khi với tham số a giá trị lớn dần tới 1, mặt sản công có hình quả bí ngô. Các hệ tọa độ sử dụng ở đây là hệ tọa độ Boyer-Lindquist và hệ tọa độ Kerr-Schild. Các trục có đơn vị GM/c². Nếu a=0 cả hai hệ tọa độ cho miêu tả chân trời sự kiện theo nghiệm Schwarzschild. 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.
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.
Hậu quả của cuộc tấn công Mumbai 2008
Bắt giữ người liên quan
Ngoại trưởng Anh, David Miliband, tuyên bố tại Mumbai ngày 15/1, 2009 rằng Pakistan, một đồng minh thân cận của thế giới Phương Tây trong cuộc chiến chống al-Qaeda và Taliban, phải cho thấy họ không chấp nhận bất cứ tổ chức khủng bố nào trên lãnh thổ của mình.
Yukarıçakırçayı, Hanönü
Yukarıçakırçayı là một xã thuộc huyện Hanönü, tỉnh Kastamonu, Thổ Nhĩ Kỳ. Dân số thời điểm năm 2008 là 34 người.
Hậu quả của cuộc tấn công Mumbai 2008
Bắt kẻ chủ mưu
Ngày 12/2, 2009, lần đầu tiên Pakistan công nhận rằng những vụ tấn công khủng bố ở Mumbai đã xuất phát từ bờ biển của họ và âm mưu ít ra đã được hoạch định phần nào trên lãnh thổ của họ. Rehman Malik nói Pakistan khởi sự các thủ tục hình sự chống lại tám nghi can - trong số đó vài người đã được Ấn Độ nêu tên như những kẻ chủ mưu trong những vụ tấn công - nhưng ông lập lại rằng nhà chức trách cần thêm bằng chứng từ New Delhi để nắm vững việc truy tố.
Những tiết lộ cho thấy Pakistan nghiêm chỉnh về việc trừng phạt những kẻ đứng sau những vụ tấn công, giết chết 164 người và khuấy động sự lo ngại rằng hai lân bang có vũ khí hạt nhân có thể tiến tới chiến tranh và rằng Pakistan có thể xao lãng cuộc chiến chống Taliban và al-Qaeda. Bộ Ngoại giao Ấn Độ gọi lời loan báo của Pakistan như một "diễn tiến tích cực" và nói Ấn Độ sẽ xem xét lời yêu cầu của Islamabad về việc cung cấp thêm thông tin.
Malik nói các nhà điều tra theo dấu vết một động cơ thuyền được những kẻ tấn công sử dụng để đi từ Pakistan tới Ấn Độ và ập vào hai nơi ẩn trốn của các nghi can gần thành phố Karachi ở miền Nam. Ấn Độ nói tất cả 10 tay súng đàn ông - chỉ có một người trong đó bị bắt sống - đều là người Pakistan và rằng những người chỉ huy của họ ở Pakistan đã liên lạc chặt chẽ với họ trong suốt vụ tấn công kéo dài ba ngày. New Delhi cung cấp một hồ sơ bằng chứng cho Islamabad, thử thách sự khẳng định của Pakistan rằng họ sẽ làm đủ mọi cách trong khả năng của mình để trừng phạt những kẻ có trách nhiệm. Malik nói những kẻ tấn công sử dụng ba chiếc thuyền để di chuyển từ Pakistan tới Mumbai.
Cacatua alba
Cacatua alba là một loài chim trong họ Cacatuidae.
Hậu quả của cuộc tấn công Mumbai 2008
Bắt kẻ chủ mưu
Các thám tử theo dấu một động cơ được thu hồi từ một trong số những chiếc thuyền tới một cửa tiệm ở thành phố hải cảng Karachi ở miền nam Pakistan. Chủ tiệm cung cấp số điện thoại của người mua, đưa tới một trương mục ngân hàng dưới tên Hammad Amin Sadiq. Nhà chức trách bắt giữ ông Sadiq, 37 tuổi, sinh sống ở Karachi, như "người điều khiển chính." Người đàn ông bị bắt cho biết nhóm đã sử dụng một địa điểm trên bờ biển của Pakistan để thực tập vụ tấn công xuất phát từ biển của họ.
Cacatua alba
Tham khảo
A Thể loại:Chim Indonesia Thể loại:Động vật được mô tả năm 1776 Thể loại:Chim Đông Nam Á
Hậu quả của cuộc tấn công Mumbai 2008
Ý bắt nghi can
Ngày trước khi xảy ra cuộc tấn công ngày 26 tháng 11, họ bị nghi ngờ dùng danh tánh của một khách hàng để gửi tiền đến một công ty Mỹ, mở một tài khoản điện thoại trên Internet, được các tay súng và cấp chỉ huy của họ sử dụng trong cuộc tấn công, theo lời Stefano Fonsi, người đứng đầu lực lượng cảnh sát chống khủng bố ở Brescia. Số tiền này chỉ chừng $229 nhưng cho thành phần quá khích năm đường dây trên Internet, vốn khó để dò ra và cho phép nhóm này liên lạc với nhau ngay trong khi có cuộc nổ súng, theo Fonsi.
Vụ bắt giữ xảy ra chỉ ít ngày trước dịp kỷ niệm một năm xảy ra cuộc tấn công ở Mumbai cho thấy sự lo ngại của các chuyên gia và giới chức chính quyền về sự dễ dàng của việc các món tiền nhỏ được gửi qua hệ thống công ty chuyển tiền tư nhân để tài trợ cho các âm mưu khủng bố. Cảnh sát Ý bắt đầu cuộc điều tra hồi tháng 12 năm 2008 sau khi được sự thông báo của Cục Điều tra Liên bang và cảnh sát Ấn Độ về việc chuyển tiền này. Có một công dân Ý bị thiệt mạng trong cuộc tấn công.
Chú thích
Thể loại:Cuộc tấn công Mumbai 2008
Lỗ đen
Đi vào bên trong lỗ đen và du hành thời gian
nhỏ|phải|250px|Minh họa đi vào chân trời lỗ đen.
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.
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 thủy triều).
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. 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. 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). 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.
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.
Sự hình thành và tiến hóa
"Các hố đen có thể hình thành khi một ngôi sao khổng lồ bùng phát ra nhiên liệu hạt nhân và sụp đổ dưới trọng lực riêng của nó. Nếu ngôi sao đủ lớn không có lực nào có thể chống lại lực hấp dẫn ngày càng tăng, và nó sẽ sụp đổ đến một điểm mật độ vô hạn. Trước khi đạt đến giai đoạn này, trong phạm vi bán kính nhất định (chân trời sự kiện) bản thân ánh sáng trở nên bị mắc kẹt và vật thể trở nên vô hình."
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. 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. 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 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.
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. 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. 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.
Suy sụp hấp dẫn
nhỏ|phải|250px|Mô phỏng quá trình suy sụp hấp dẫn hình thành ra lỗ đen khối lượng sao và sóng hấp dẫn. nhỏ|upright=1.15|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 ứng tổng 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. 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 tinh hoặc bởi gió sao thổi vật chất vào môi trường liên sao tạo nên 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.
Nếu khối lượng tàn dư vượt hơn 3–4 khối lượng Mặt Trời (giới hạn Tolman–Oppenheimer–Volkoff )—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.
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 ~102 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.
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.
Hình thành từ các hạt va chạm năng lượng cao
nhỏ|phải|250px|Máy dò ATLAS của [[Máy gia tốc hạt lớn|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 tốc cũng có thể hình thành lỗ đen khi đạt mật độ cho phép. 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. Về mặt lý thuyết, giới hạn khối lượng cho phép hình thành lỗ đen siêu nhỏ nằm trong khoảng khối lượng Planck (mP = √ħc/G ≈ 1.2 GeV/c2 ≈ 2.2 kg), nơi các hiệu ứng lượng tử có ảnh hưởng đáng kể. 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/c2. 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 trụ năng lượng cao đi vào bầu khí quyển Trái Đất. 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. 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. 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.
Phát triển và sáp nhập
[[Tập tin:This visualization shows what Einstein envisioned.jpg|nhỏ|phải|250px|Mô phỏng hai lỗ đen sáp nhập và phát ra sóng hấp dẫn. NASA Achieves Breakthrough In Black Hole Simulation.]] nhỏ|phải|250px|Hai lỗ đen trong hệ OJ 287.
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. Và có thể quá trình này cũng áp dụng cho các lỗ đen khối lượng trung gian nằm ở các cụm sao cầu.
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. 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.
Lasioglossum megagnathum
Lasioglossum megagnathum là một loài Hymenoptera trong họ Halictidae. Loài này được Walker mô tả khoa học năm 1997.
Lỗ đen
Phát triển và sáp nhập
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. 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.
Lasioglossum megagnathum
Tham khảo
Thể loại:Lasioglossum Thể loại:Động vật được mô tả năm 1997
Lỗ đen
Phát triển và sáp nhập
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.
Bốc hơi
Năm 1974, Hawking chứng minh rằng lỗ đen không hoàn toàn đen mà có phát ra một lượng nhỏ bức xạ nhiệt; 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. 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. Nhiệt độ của phổ bức xạ (nhiệt độ Hawking) tỷ lệ với giá trị hấp dẫn bề mặt của lỗ đen, mà đối với lỗ đen Schwarzschild, nhiệt độ tỷ lệ nghịch với khối lượng của nó. Do vậy, các lỗ đen khối lượng lớn phát ra ít bức xạ hơn so với lỗ đen khối lượng nhỏ hơn.
Giả sử một lỗ đen có khối lượng bằng khối lượng Mặt Trời thì nó có nhiệt độ Hawking bằng 100 nanokelvin. Giá trị này nhỏ hơn hẳn nhiệt độ 2,7 K của bức xạ nền vi sóng vũ trụ. Do đó lỗ đen khối lượng sao hay lớn hơn sẽ nhận thêm khối lượng từ bức xạ nền vũ trụ so với lượng nhỏ bức xạ Hawking chúng phát ra, và vì vậy chúng lớn lên thay vì nhỏ dần đi. Để có nhiệt độ Hawking lớn hơn 2,7 K (và cho phép bốc hơi), lỗ đen phải có khối lượng nhỏ hơn khối lượng Mặt Trăng. Những lỗ đen này chỉ có đường kính bé hơn 1/10 của milimét.
Lỗ đen càng nhỏ thì hiệu ứng bức xạ càng mạnh. Một lỗ đen có khối lượng bằng người bình thường sẽ ngay lập tức bốc hơi. Lỗ đen khối lượng bằng chiếc ô tô có đường kính khoảng 10−24 m bốc hơi xấp xỉ sau 1 nano giây, lúc đó nó sẽ phát sáng gấp 200 lần độ sáng Mặt Trời. Lỗ đen nhỏ hơn có thời gian bốc hơi ngắn hơn nữa; lỗ đen khối lượng 1 TeV/c2 chỉ cần ít hơn 10−88 giây để biến mất. Đối với những lỗ đen vi mô, các nhà khoa học kỳ vọng hiệu ứng hấp dẫn lượng tử trở lên đáng kể—mặc dù những phát triển hiện tại không cho thấy điều này —và trên lý thuyết cho phép những lỗ đen vi mô có thể tồn tại ổn định. Tuy lỗ đen có thể bốc hơi theo lý thuyết, nhưng nó không thể tách thành hai lỗ đen nhỏ hơn, lỗ đen chỉ có thể sáp nhập với nhau.
Quercus exacta
Quercus exacta là một loài thực vật có hoa trong họ Cử. Loài này được Trel. miêu tả khoa học đầu tiên năm 1917.