Vì sao lỗ đen lớn nhỏ có thể bật tia vật chất ở cùng một ngưỡng?

Có lỗ đen siêu nặng phóng tia vật chất gần như ngay sau khi xé một ngôi sao, nhưng cũng có trường hợp im lặng hàng trăm hoặc hàng nghìn ngày rồi mới sáng lên ở bước sóng vô tuyến. Bằng chứng mới cho thấy hai biểu hiện tưởng như trái ngược có thể thuộc cùng một chu trình: tia xuất hiện khi lỗ đen đang được cung cấp vật chất cực mạnh, hoặc muộn hơn, khi tốc độ bồi tụ giảm xuống khoảng 2% mức Eddington. [1]

Điểm đáng chú ý không chỉ nằm ở con số 2%. Ngưỡng tương tự vốn đã được biết đến ở những lỗ đen khối lượng sao trong Ngân Hà. Nếu kết quả tiếp tục đứng vững, một lỗ đen nặng gấp Mặt Trời khoảng mười lần và một lỗ đen siêu nặng có khối lượng lớn hơn hàng triệu lần vẫn có thể chuyển sang trạng thái tạo tia theo cùng một quy luật vật lý. [1]

Vì sao một ngôi sao bị xé lại trở thành chiếc đồng hồ?

Sự kiện gián đoạn thủy triều xảy ra khi một ngôi sao đến quá gần lỗ đen siêu nặng và chênh lệch lực hấp dẫn giữa các phần của ngôi sao xé nó ra. Vật chất của sao không rơi hết vào lỗ đen một cách gọn gàng: một phần tiến vào vùng gần lỗ đen, còn phần khác có thể bị đẩy ra ngoài. Đợt cung cấp vật chất đột ngột này tạo cơ hội theo dõi phản ứng của lỗ đen từ lúc vừa nhận “bữa ăn” lớn cho đến khi nguồn cung suy giảm. [1]

Thông thường, biến đổi quanh lỗ đen siêu nặng có thể kéo dài hàng nghìn hoặc hàng triệu năm, quá lâu so với một chương trình quan sát của con người. Sau một vụ xé sao, quá trình bồi tụ thay đổi rõ rệt chỉ trong vài năm. Vì thế, sự kiện gián đoạn thủy triều giống như một phiên bản tua nhanh: thay vì chỉ chụp một trạng thái gần như đứng yên, các nhà thiên văn có thể theo dõi nhiều giai đoạn của cùng một chu trình. [1]

Tia vật chất xuất hiện ở những giai đoạn nào?

Nhóm nghiên cứu xem xét 20 sự kiện gián đoạn thủy triều bằng dữ liệu quang học, tử ngoại, tia X và vô tuyến. Trong số đó, 10 trường hợp có chất lượng đủ tốt để xác định đáng tin cậy cả tốc độ lỗ đen nhận vật chất lẫn thời điểm luồng phát xạ vô tuyến xuất hiện. Việc kết hợp nhiều dải sóng giúp nối hai phần của câu chuyện: vật chất đang được bồi tụ ra sao và khi nào hoạt động tạo tia bắt đầu. [1]

Kết quả cho thấy hai thời kỳ khác nhau. Tia có thể hình thành sớm, khi lỗ đen đang nhận vật chất với tốc độ rất cao. Một đợt khác có thể xuất hiện muộn hơn, sau hàng trăm đến hàng nghìn ngày. Như vậy, một sự kiện không phát tia ngay từ đầu chưa chắc đã kết thúc trong im lặng; nó có thể đang tiến dần đến một trạng thái vật lý thuận lợi hơn cho việc tạo tia. [1]

Ngưỡng 2% Eddington có nghĩa gì?

Giới hạn Eddington là mốc tại đó áp suất bức xạ hướng ra ngoài cân bằng sức hút hấp dẫn hướng vào trong. Trong nghiên cứu này, đợt tạo tia muộn xuất hiện khi tốc độ bồi tụ giảm về khoảng 2% mức Eddington. Con số ấy mô tả vị trí trong chu trình cung cấp vật chất, chứ không có nghĩa lỗ đen đã tiêu thụ 2% khối lượng của ngôi sao hay chỉ phát ra 2% công suất tối đa theo mọi cách đo. [1]

Có thể hình dung bằng một ví dụ đời thường: cùng một chiếc máy có thể vận hành khác nhau khi nguồn cấp rất mạnh, vừa phải hoặc yếu, dù bản thân máy không đổi. Với lỗ đen, điều quan trọng không chỉ là có bao nhiêu vật chất ở gần, mà còn là hệ thống đang ở trạng thái bồi tụ nào. Phép so sánh này chỉ giúp làm rõ ý nghĩa của “ngưỡng”; nó không mô tả cơ chế chi tiết tạo tia.

Dữ liệu hiện tại gợi ý rằng trạng thái tạo tia muộn được nối với một mốc bồi tụ cụ thể. Đây là diễn giải từ 10 sự kiện có thể đo đủ hai đại lượng cần thiết, chưa phải tuyên bố rằng mọi vụ xé sao đều nhất thiết tạo tia đúng tại một thời điểm cố định. Khoảng chờ từ hàng trăm đến hàng nghìn ngày cũng cho thấy tốc độ tiến đến ngưỡng có thể khác nhau giữa các sự kiện. [1]

Vì sao lỗ đen rất khác nhau vẫn có thể giống nhau?

Lỗ đen khối lượng sao được đề cập trong nghiên cứu nặng khoảng mười lần Mặt Trời, trong khi lỗ đen siêu nặng có thể nặng hơn hàng triệu lần. So sánh trực tiếp thời gian của chúng dễ gây nhầm lẫn, vì các hệ lớn thường biến đổi chậm hơn rất nhiều. Mức Eddington cung cấp một mốc tương đối: thay vì hỏi mỗi giây có bao nhiêu vật chất rơi vào, ta hỏi tốc độ ấy chiếm bao nhiêu so với mức đặc trưng của chính lỗ đen đang xét. [1]

Khi dùng mốc tương đối đó, sự khác biệt khổng lồ về khối lượng không còn che khuất điểm chung. Ngưỡng khoảng 2% từng gắn với việc tạo tia ở các lỗ đen nhỏ trong Ngân Hà nay cũng xuất hiện trong mẫu lỗ đen siêu nặng. Đây là cơ sở để nhóm nghiên cứu đề xuất một quy luật chung, nhưng cách diễn đạt thận trọng vẫn cần thiết: dữ liệu cho thấy sự tương ứng mạnh giữa hai thang khối lượng, không phải phép kiểm tra mọi loại lỗ đen trong mọi hoàn cảnh. [1]

Quy luật này giúp quan sát bầu trời ra sao?

Một tia xuất hiện muộn rất dễ bị bỏ lỡ nếu kính thiên văn ngừng theo dõi sau khi ánh sáng ban đầu của vụ xé sao suy yếu. Nếu tốc độ bồi tụ cho biết hệ đang tiến gần ngưỡng tạo tia, các nhà thiên văn có thể chọn thời điểm quan sát vô tuyến hợp lý hơn. Điều đó đặc biệt hữu ích vì thời gian sử dụng các kính lớn có giới hạn, còn các đợt hoạt động cần ghi nhận có thể ngắn so với toàn bộ thời gian chờ đợi. [1]

Giá trị sâu hơn của kết quả nằm ở khả năng biến những vụ xé sao riêng lẻ thành phép thử cho vật lý lỗ đen trên nhiều thang khối lượng. Lỗ đen nhỏ cho phép nhận ra một ngưỡng chuyển trạng thái; lỗ đen siêu nặng cho thấy ngưỡng ấy có thể tồn tại trong một hệ lớn hơn rất nhiều. Khi một nguồn vô tuyến bừng lên nhiều năm sau biến cố ban đầu, sự chậm trễ ấy vì thế không còn chỉ là khoảng trống quan sát, mà có thể là dấu hiệu lỗ đen vừa đi qua một mốc bồi tụ quan trọng. [1]