Sử dụng dữ liệu kính thiên văn lưu trữ Song Tử Bắc, các nhà thiên văn học đã đo được cặp lỗ đen siêu lớn nặng nhất từng được tìm thấy. Sự hợp nhất của hai lỗ đen siêu lớn là hiện tượng đã được dự đoán từ lâu nhưng chưa bao giờ được quan sát. Cặp đôi khổng lồ này cung cấp manh mối giải thích tại sao một sự kiện như vậy dường như khó xảy ra trong vũ trụ.
Hầu như mọi thiên hà khổng lồ đều chứa một lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của nó. Khi hai thiên hà hợp nhất, các lỗ đen của chúng có thể tạo thành một cặp nhị phân, nghĩa là nằm trong quỹ đạo liên kết với nhau. Người ta đưa ra giả thuyết rằng các cặp nhị phân này được định sẵn để hợp nhất theo thời gian, nhưng điều này chưa bao giờ được quan sát thấy. Câu hỏi liệu một sự kiện như vậy có thể xảy ra hay không đã là chủ đề tranh luận giữa các nhà thiên văn học trong nhiều thập kỷ.
Các nhà thiên văn học đã sử dụng dữ liệu từ kính viễn vọng Gemini North ở Hawaii, một nửa của Đài quan sát quốc tế Gemini do NOIRLab của Viện Vật lý Quốc gia vận hành, để phân tích lỗ đen nhị phân siêu lớn nằm trong thiên hà hình elip B2 0402+379. Đây là lỗ đen nhị phân siêu lớn duy nhất được nhìn thấy đủ chi tiết để nhìn thấy cả hai vật thể một cách riêng biệt và nó giữ kỷ lục về khoảng cách ngắn nhất được đo trực tiếp, chỉ 24 năm ánh sáng. Mặc dù khoảng cách gần như vậy là điềm báo tốt cho một sự hợp nhất mạnh mẽ, nhưng cuộc điều tra sâu hơn cho thấy cặp đôi này đã bị mắc kẹt ở khoảng cách này trong hơn ba tỷ năm, điều này đặt ra câu hỏi: Lý do cho sự chậm trễ là gì?
Để hiểu rõ hơn về động lực học của hệ thống này và sự hợp nhất bị đình trệ của nó, nhóm nghiên cứu đã chuyển sang dữ liệu lưu trữ từ Máy quang phổ đa vật thể phía Bắc Gemini (GMOS), cho phép họ xác định vận tốc của các ngôi sao trong vùng lân cận của các lỗ đen.
Roger Romani, giáo sư vật lý tại Đại học Stanford và là đồng tác giả của bài báo cho biết: “Độ nhạy vượt trội của GMOS cho phép chúng tôi lập bản đồ sự gia tăng tốc độ của các ngôi sao khi chúng đến gần trung tâm thiên hà”. “Nhờ đó, chúng tôi có thể rút ra kết luận về tổng khối lượng của các lỗ đen ở đó.”
Nhóm nghiên cứu ước tính rằng khối lượng của lỗ đen đôi gấp 28 tỷ lần khối lượng Mặt trời, khiến cặp đôi này trở thành lỗ đen đôi nặng nhất từng đo được. Phép đo này không chỉ cung cấp bối cảnh có giá trị cho sự hình thành hệ đôi và lịch sử của thiên hà chủ của nó mà còn xác nhận lý thuyết lâu đời rằng khối lượng của một lỗ đen đôi siêu lớn đóng vai trò chính trong việc kìm hãm sự hợp nhất tiềm năng.
Martin Still, giám đốc chương trình NSF của Đài quan sát quốc tế Gemini cho biết: “Kho lưu trữ dữ liệu của Đài quan sát quốc tế Gemini chứa một mỏ vàng gồm những khám phá khoa học chưa được khai thác”. “Việc đo khối lượng của lỗ đen đôi siêu lớn này là một ví dụ nổi bật về tác động tiềm tàng của nghiên cứu mới kiểm tra kho lưu trữ phong phú này.”
Hiểu cách hệ nhị phân này hình thành có thể giúp dự đoán xem liệu nó có hợp nhất hay không và khi nào nó sẽ hợp nhất – một số manh mối chỉ ra rằng cặp đôi này được hình thành từ sự hợp nhất của nhiều thiên hà. Đầu tiên, B2 0402+379 là một "cụm hóa thạch", tức là kết quả của sự hợp nhất các ngôi sao và khí của toàn bộ cụm thiên hà thành một thiên hà khổng lồ. Ngoài ra, sự hiện diện của hai lỗ đen siêu lớn, kết hợp với khối lượng tổng hợp lớn của chúng, cho thấy rằng chúng hình thành từ sự hợp nhất của một số lỗ đen nhỏ hơn từ các thiên hà khác nhau.
Sau khi hợp nhất thiên hà, các lỗ đen siêu lớn không va chạm trực diện. Thay vào đó, chúng bắt đầu bay ngang qua nhau, đi vào một quỹ đạo giới hạn. Với mỗi lần vượt qua, năng lượng được truyền từ các lỗ đen tới các ngôi sao xung quanh. Mất năng lượng, cặp đôi này ngày càng bị kéo lại gần hơn cho đến khi chúng cách nhau nhiều năm ánh sáng, nơi bức xạ hấp dẫn tiếp quản và chúng hợp nhất. Quá trình này đã được quan sát trực tiếp ở các cặp lỗ đen có khối lượng bằng sao – trường hợp đầu tiên được ghi nhận vào năm 2015 nhờ phát hiện sóng hấp dẫn – nhưng chưa bao giờ được quan sát thấy trong các hệ sao đôi siêu lớn.
Với kiến thức mới về khối lượng cực lớn của hệ thống, nhóm nghiên cứu kết luận rằng sẽ cần một số lượng sao cực lớn để làm chậm quỹ đạo của hệ thống sao đôi đủ để đưa chúng lại gần nhau hơn. Trong quá trình đó, các lỗ đen dường như đã đẩy ra gần như toàn bộ vật chất xung quanh chúng, khiến lõi thiên hà không còn sao và khí. Không còn vật chất để giảm tốc quỹ đạo của cặp đôi này nữa, quá trình hợp nhất của chúng bị đình trệ ở giai đoạn cuối.
Romani nói: “Các thiên hà có cặp lỗ đen nhẹ hơn dường như có đủ sao và khối lượng để nhanh chóng tiến lại gần”. “Bởi vì cặp này rất nặng nên nó cần rất nhiều sao và khí để hoàn thành công việc. Nhưng hệ đôi đã loại bỏ vật chất như vậy trong thiên hà trung tâm, khiến nó đóng băng và sẵn sàng cho nghiên cứu của chúng tôi.”
Liệu chúng có vượt qua được tình trạng trì trệ và cuối cùng hợp nhất trong hàng triệu năm nữa hay vẫn ở trong tình trạng lấp lửng trên quỹ đạo mãi mãi hay không, vẫn còn phải chờ xem. Nếu chúng hợp nhất, sóng hấp dẫn thu được sẽ mạnh hơn 100 triệu lần so với sóng hấp dẫn tạo ra khi hợp nhất các lỗ đen khối lượng sao.
Có khả năng cặp đôi này có thể vượt qua khoảng cách cuối cùng này thông qua một vụ sáp nhập thiên hà khác, sẽ thổi thêm vật chất vào hệ thống, hoặc có lẽ là lỗ đen thứ ba, để làm chậm quỹ đạo của cặp đôi đủ để nó hợp nhất. Tuy nhiên, với trạng thái của B2 0402+379 là một cụm hóa thạch, việc sáp nhập thiên hà mới khó có thể xảy ra.
Tirth Surti, một sinh viên tốt nghiệp Stanford và là tác giả chính của bài báo cho biết: “Chúng tôi đang mong đợi những nghiên cứu sâu hơn về lõi của B2 0402+379, nơi chúng tôi sẽ biết nó chứa bao nhiêu khí”. “Điều này sẽ cho chúng ta cái nhìn sâu sắc hơn về việc liệu các lỗ đen siêu lớn có thể hợp nhất theo thời gian hay không, hay liệu chúng sẽ vẫn tồn tại dưới dạng một hệ nhị phân hay không.”
Đọc thêm: