Sao tối (cơ học Newton)

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm

Một ngôi sao tối là một vật thể lý thuyết tương thích với cơ học Newton, do khối lượng lớn của nó, có vận tốc thoát bề mặt bằng hoặc vượt quá tốc độ ánh sáng. Cho dù ánh sáng có bị ảnh hưởng bởi trọng lực theo cơ học Newton không rõ ràng hay không, nhưng nếu nó được gia tốc giống như các viên đạn, bất kỳ ánh sáng nào phát ra trên bề mặt của một ngôi sao tối sẽ bị bẫy bởi trọng lực của ngôi sao, khiến nó trở nên tối, do đó nó có tên như thế. Các ngôi sao tối tương tự như các lỗ đen trong thuyết tương đối rộng.

Lịch sử lý thuyết ngôi sao đen[sửa | sửa mã nguồn]

John Michell và những ngôi sao tối[sửa | sửa mã nguồn]

Trong năm 1783, nhà địa chất học John Michell đã viết một bức thư cho Henry Cavendish phác thảo các đặc tính dự kiến của các ngôi sao đen, được xuất bản bởi Hiệp hội Hoàng gia trong tập 1784 của họ. Michell tính toán rằng khi vận tốc thoát ở bề mặt của một ngôi sao có độ lớn bằng hoặc lớn hơn vận tốc ánh sáng, ánh sáng được tạo ra sẽ bị giữ lại một cách hấp dẫn để ngôi sao không nhìn thấy được đối với một nhà thiên văn học ở xa.

Ý tưởng của Michell được lập ra để tính toán số lượng ngôi sao "vô hình" như vậy dự đoán công trình của các nhà thiên văn học thế kỷ 20: ông cho rằng vì một tỷ lệ nhất định của các hệ sao đôi có thể dự kiến sẽ chứa ít nhất một ngôi sao "tối", chúng ta có thể tìm kiếm và lập danh mục càng nhiều hệ thống sao đôi càng tốt và xác định các trường hợp chỉ nhìn thấy một ngôi sao tròn. Điều này sau đó sẽ cung cấp một đường cơ sở thống kê để tính toán lượng vật chất sao không nhìn thấy khác có thể tồn tại bên cạnh các ngôi sao nhìn thấy được.

Sao đen và sự dịch chuyển trọng lực[sửa | sửa mã nguồn]

Michell cũng đề xuất rằng các nhà thiên văn học trong tương lai có thể xác định được lực hấp dẫn bề mặt của một ngôi sao ở xa bằng cách nhìn thấy ánh sáng của ngôi sao bị dịch chuyển đến điểm cuối của quang phổ yếu hơn, tiền thân của lập luận dịch chuyển trọng lực năm 1911 của Einstein. Tuy nhiên, Michell đã trích dẫn Newton nói rằng ánh sáng xanh có năng lượng ít hơn ánh sáng đỏ (Newton nghĩ rằng các hạt lớn hơn có liên quan đến bước sóng lớn hơn), do đó, sự dịch chuyển quang phổ dự đoán của Michell đã sai hướng. Thật khó để nói liệu việc trích dẫn cẩn thận của Michell về vai trò của Newton về điều này có thể phản ánh sự thiếu thuyết phục về phần của Michell về việc Newton có đúng hay chỉ là sự thấu đáo trong nghiên cứu.

Thuyết sóng ánh sáng[sửa | sửa mã nguồn]

Năm 1796, nhà toán học Pierre-Simon Laplace đã thúc đẩy ý tưởng tương tự trong ấn bản thứ nhất và thứ hai của cuốn sách Triển lãm du système du Monde, độc lập với Michell.

Do sự phát triển của lý thuyết sóng ánh sáng, Laplace có thể đã loại bỏ nó khỏi các ấn bản sau này khi ánh sáng được coi là sóng không có khối lượng, và do đó không bị ảnh hưởng bởi trọng lực và như một nhóm, các nhà vật lý đã bỏ ý tưởng mặc dù nhà vật lý người Đức, nhà toán học và nhà thiên văn học Johann Georg von Soldner tiếp tục với lý thuyết ánh sáng của Newton vào cuối năm 1804.

Bức xạ gián tiếp[sửa | sửa mã nguồn]

Cả hai ngôi sao tối và hố đen đều có tốc độ thoát bề mặt bằng hoặc lớn hơn tốc độ ánh sáng và bán kính tới hạn r   ≤ 2M.

Tuy nhiên, ngôi sao tối có khả năng phát ra bức xạ gián tiếp - ánh sáng hướng ra ngoài và vật chất có thể thoát khỏi bề mặt r = 2M một thời gian ngắn trước khi bị chiếm lại, và trong khi bên ngoài bề mặt quan trọng, có thể tương tác với vật chất khác hoặc được gia tốc tự do từ sao thông qua các tương tác như vậy. Do đó, một ngôi sao tối có bầu không khí hiếm thấy là "các hạt thăm viếng", và quầng sáng vật chất và ánh sáng ma quái này có thể tỏa ra, mặc dù rất yếu. Cũng nhanh hơn tốc độ ánh sáng trong cơ học Newton, các hạt có thể thoát ra.

So sánh với các lỗ đen[sửa | sửa mã nguồn]

Hiệu ứng bức xạ
Một ngôi sao tối có thể phát ra bức xạ gián tiếp như mô tả ở trên. Các lỗ đen như được mô tả bởi các lý thuyết hiện tại về cơ học lượng tử phát ra bức xạ thông qua một quá trình khác, bức xạ Hawking, được đưa ra lần đầu tiên vào năm 1975. Bức xạ phát ra từ một ngôi sao tối phụ thuộc vào thành phần và cấu trúc của nó; Bức xạ Hawking, theo định lý không tóc, thường được cho là chỉ phụ thuộc vào khối lượng, điện tích và động lượng góc của lỗ đen, mặc dù nghịch lý thông tin về lỗ đen khiến điều này gây tranh cãi.
Hiệu ứng uốn nhẹ
Nếu vật lý Newton có sự lệch hướng hấp dẫn của ánh sáng (Newton, Cavendish, Soldner), thì thuyết tương đối rộng dự đoán độ lệch gấp đôi trong một chùm ánh sáng lướt qua Mặt trời. Sự khác biệt này có thể được giải thích bằng sự đóng góp bổ sung độ cong của không gian theo lý thuyết hiện đại: trong khi lực hấp dẫn của Newton tương tự như các thành phần thời gian không gian của thang đo độ cong Riemann của thuyết tương đối rộng, tenxơ độ cong chỉ chứa các thành phần không gian thuần túy và cả hai dạng cong đóng góp vào tổng độ lệch.

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

  • Hố đen
  • Vật thể sụp đổ vĩnh cửu
  • Sao Q

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]