Hầu như mọi thiên hà đều có một lỗ đen siêu nặng ở vùng trung tâm. Việc lỗ đen hình thành trước rồi thiên hà mới phát triển quanh nó hay là ngược lại vẫn còn là chủ đề tranh luận, nhưng chúng ta biết chắc quá trình tiến hóa của cả hai gắn chặt với nhau. Chính mối liên hệ này giúp các nhà thiên văn nghiên cứu khối lượng lỗ đen.
Khi một lỗ đen siêu nặng hoạt động, chúng ta có thể ước tính khối lượng của nó từ những dấu hiệu dễ thấy như độ sáng vùng trung tâm và các dòng tia vật chất. Nhưng khi nó ở trạng thái tĩnh, các dấu hiệu này sẽ không rõ. Do đó các nhà khoa học phải dùng cách gián tiếp để ước tính khối lượng lỗ đen, phổ biến nhất là quan hệ M-sigma. Bằng cách đo quang phổ của các ngôi sao ở lõi của một thiên hà, chúng ta có thể xác định chuyển động của chúng nhờ hiệu ứng Doppler. Phía lõi có sao chuyển động về phía ta sẽ cho dịch chuyển xanh, còn phía có sao chuyển động ra xa sẽ cho dịch chuyển đỏ. Điều này có nghĩa là quang phổ lõi có độ phân tán thống kê, hay sigma. Lỗ đen càng nặng thì sao gần tâm chuyển động càng nhanh, sigma càng lớn. Vì thế sigma liên hệ chặt với khối lượng lỗ đen M (quan hệ M-sigma).
Tuy quan hệ M-sigma là công cụ đơn giản và hữu ích, nghiên cứu mới cho thấy nó không còn chính xác với những lỗ đen lớn nhất. Nhóm tác giả tập trung vào lỗ đen siêu siêu nặng (ultramassive black holes - UMBH), tức các lỗ đen có khối lượng lớn hơn 10 tỷ lần khối lượng Mặt Trời. Để so sánh, hai lỗ đen duy nhất từng được “chụp ảnh trực tiếp” là M87* (nằm ở trung tâm thiên hà Messier 87) và SagA* (nằm ở trung tâm thiên hà Milky Way), có khối lượng lần lượt khoảng 6 tỷ và 4 triệu lần khối lượng Mặt Trời.
Mối quan hệ M-sigma không hoàn toàn đúng đối với các lỗ đen siêu nặng (UMBH). Nguồn: de Nicola và cộng sự.
Nhóm nghiên cứu khảo sát 16 thiên hà sáng nhất trong các cụm thiên hà và đối chiếu dữ liệu với mô hình Schwarzschild ba trục. Đây là một mô phỏng mô hình trong đó các quỹ đạo khác nhau của các ngôi sao xung quanh lõi được mô phỏng để tạo ra đường cong độ sáng của lõi. Mô hình giả sử vùng lõi có dạng hình cầu elip với ba trục không bằng nhau. Khi có đủ dữ liệu quan sát cần thiết, cách mô hình hóa này cho phép ước tính khối lượng lỗ đen một cách chính xác hơn.
Nhóm nghiên cứu đã thực hiện được điều này với 8 thiên hà trong số đó. Khi đặt kết quả lên đồ thị M-sigma và so sánh với các thiên hà khác đã biết khối lượng lỗ đen, họ thấy các lỗ đen siêu siêu nặng này thường nằm cao hơn so với đường quan hệ M-sigma. Nói cách khác, nếu cứ dùng M-sigma theo công thức thông thường, ta sẽ ước tính thiếu khối lượng của các lỗ đen siêu siêu nặng.
Tiếp đó, các tác giả đề xuất một cách khác, dựa trên “vùng trung tâm thiếu ánh sáng”. Vì những lỗ đen lớn nhất có xu hướng “nuốt” nhiều sao ở khu vực lân cận hơn, đường cong độ sáng sẽ bị “trũng” ngay sát tâm thiên hà. Vùng trũng này càng rộng thì lỗ đen càng nặng. Do đó, ngay cả khi không thu được bộ dữ liệu cần cho mô hình Schwarzschild ba trục, ta vẫn có thể ước tính khối lượng của các lỗ đen siêu nặng.
Nguyễn Đình Nam
Theo Universetoday
