Tìm hiểu Lỗ đen

Cập nhật: 12/12/2016 Lượt xem: 2222

Lỗ đen

1. Khái niệm

Lỗ đen (hố đen hoặc hốc đen) là một vùng trong không-thời giantrường hấp dẫn ngăn cản mọi thứ, bao gồm cả ánh sáng cũng không thể thoát ra. Thuyết tương đối rộng tiên đoán một lượng vật chất với khối lượng đủ lớn nằm trong phạm vi đủ nhỏ sẽ làm biến dạng không thời gian để trở thành lỗ đen. Xung quanh lỗ đen là một mặt xác định bởi phương trình toán học gọi là chân trời sự kiện, mà tại đó khi vật chất vượt qua nó sẽ không thể thoát ra ngoài lỗ đen được.

Lỗ đen gọi là "đen" bởi vì nó hấp thụ mọi bức xạ và vật chất hút qua chân trời sự kiện, giống như một vật đen tuyệt đối trong nhiệt động lực học; nó cũng không phải là một loại "lỗ" hay "hố" nào mà là vùng không - thời gian không để cho một thứ gì thoát ra. Lý thuyết trường lượng tử trong không thời gian cong tiên đoán tại chân trời sự kiện lỗ đen có phát ra bức xạ giống như vật đen có nhiệt độ nhất định phát ra bức xạ nhiệt. Nhiệt độ này tỉ lệ nghịch với khối lượng của lỗ đen, khiến cho rất khó quan sát được bức xạ này đối với các lỗ đen có khối lượng sao hay trung bình.

Trong thế kỷ 18, John Michell và Pierre-Simon Laplace từng xét đến vật thể có trường hấp dẫn mạnh mô tả bởi cơ học cổ điển khiến cho ánh sáng không thể thoát ra. Lý thuyết hiện đại đầu tiên về đặc điểm của lỗ đen nêu ra bởi Karl Schwarzschild năm 1916 khi ông tìm ra nghiệm chính xác đầu tiên cho phương trình trường Einstein, mặc dù ý nghĩa vật lý và cách giải thích về vùng không - thời gian mà không thứ gì có thể thoát được do David Finkelstein nêu ra đầu tiên vào năm 1958. Trong một thời gian dài, các nhà vật lý coi nghiệm Schwarzschild là miêu tả toán học thuần túy. Cho đến thập niên 1960, những nghiên cứu lý thuyết mới chỉ ra rằng lỗ đen hình thành theo những tiên đoán chặt chẽ của thuyết tương đối tổng quát. Khi các nhà thiên văn phát hiện ra các sao neutron, pulsarCygnus X-1 (một lỗ đen trong hệ sao đôi), thì những tiên đoán về quá trình suy sụp hấp dẫn trở thành hiện thực, và khái niệm lỗ đen cùng với các thiên thể đặc chuyển thành lý thuyết miêu tả những thực thể đặc biệt này trong vũ trụ.

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 nên 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.

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 sát nhập để tạo thành một lỗ đen quay khối lượng lớn hơn.

Lỗ đen là một trong số những đối tượng hấp dẫn và lạ lùng nhất được phát hiện trong không gian ngoài kia. Chúng là những vật thể vô cùng đặc, với lực hấp dẫn mạnh đến nỗi ngay cả ánh sáng cũng không thể thoát khỏi chúng nếu đến đủ gần.

Albert Einstein là người đầu tiên tiênđoán về các lỗ đen năm 1916 với thuyết tương đối tổng quát. Thuật ngữ "lỗ đen" được đặt ra năm 1967 bởi nhà thiên văn học người Mỹ John Wheeler, và lỗ đen đầu tiên được phát hiện năm 1971.

Có ba loại lỗ đen: lỗ đen sao, lỗ đen siêu nặng (siêu khổng lồ), và lỗ đen trung bình.

Lỗ đen sao - những vật thể nhỏ nhưng mang sức mạnh chết chóc

Khi một ngôi sao đốt cháy hết nhiên liệu, nó có thể bắt đầu quá trình suy sụp. Đối với những ngôi sao nhỏ, có khối lượng bé hơn 3 lần khối lượng Mặt Trời, lõi mới sinh ra sẽ là một sao neutron hoặc một sao lùn trắng. Nhưng khi một ngôi sao lớn hơn suy sụp, nó sẽ co lại để tiến đến tạo thành một lỗ đen sao.

Các lỗ đen sinh ra bởi sự suy sụp của các ngôi sao đơn lẻ sẽ tương đối nhỏ, nhưng lại vô cùng đậm đặc. Mỗi một vật thể như vậy sẽ đóng gói hơn 3 lần khối lượng Mặt Trời vào một kích thước chỉ tương đương một thành phố. Những lỗ đen này hút bụi và khí từ các khu vực xung quanh chúng và tăng dần kích thước.

Theo Trung tâm Vật lý thiên văn Harvard-Smithsonian, "Dải Ngân Hà chứa một vài trăm triệu" lỗ đen sao như vậy.

Vật Lý Thiên Văn - Chia sẻ niềm đam mê!

Hình vẽ mô tả một lỗ đen trẻ trong vũ trụ. Credit: NASA/JPL-Caltech.

Lỗ đen siêu khổng lồ - Con quái vật khổng lồ trong vũ trụ

Các lỗ đen nhỏ phổ biến trong vũ trụ, nhưng người anh em họ của chúng, các lỗ đen siêu khổng lồ, lại chiếm ưu thế. Các lỗ đen siêu khổng lồ lớn gấp hàng triệu, thậm chí là hàng tỷ lần khối lượng Mặt Trời, nhưng chỉ có kích thước tương đương với Mặt Trời mà thôi. Mỗi lỗ đen như vậy được cho là nằm ở khu vực trung tâm của hầu hết các thiên hà, bao gồm cả Dải Ngân Hà của chúng ta.

Các nhà khoa học vẫn chưa chắc chắn việc làm thế nào những lỗ đen to lớn như vậy được sinh ra. Một khi chúng đã hình thành, chúng có thể dễ dàng thu thập khối lượng từ bụi và khí xung quanh chúng, lượng vật chất dồi dào ở tâm các thiên hà cho phép chúng phát triển đến kích thước khổng lồ.

Các lỗ đen siêu khổng lồ có thể là kết quả của hàng trăm hay hàng ngàn các lỗ đen nhỏ kết hợp lại với nhau. Các đám mây khí lớn có thể cũng là nguồn gốc hình thành lỗ đen siêu khổng lồ khi suy sụp lại và nhanh chóng tăng khối lượng. Khả năng thứ ba là sự suy sụp của một cụm sao, là một nhóm các ngôi sao bị ràng buộc bởi hấp dẫn với nhau.

Lỗ đen kích thước trung bình - bị mắc kẹt ở giữa

Một lỗ đen khối lượng trung bình (intermediate-mass black hole - IMBH) là một lớp giả thuyết của lỗ đen có khối lượng trong khoảng từ 100 đến 1 triệu khối lượng Mặt Trời: lớn hơn đáng kể so với các lỗ đen sao nhưng nhỏ hơn lỗ đen siêu khổng lồ.

Các nhà khoa học từng nghĩ rằng các lỗ đen chỉ xuất hiện với kích thước nhỏ hoặc lớn, nhưng các nghiên cứu gần đây đã tiết lộ khả năng tồn tại của lỗ đen kích thước trung bình. Mỗi lỗ đen như vậy có thể sinh ra khi các ngôi sao trong một cụm sao va chạm trong một phản ứng dây chuyền. Một số lỗ đen loại này hình thành trong cùng khu vực có thể cuối cùng rơi vào nhau ở tâm thiên hà để tạo thành một lỗ đen siêu khổng lồ.

Năm 2014, các nhà thiên văn học phát hiện thứ dường như là một lỗ đen khối lượng trung bình trong cánh tay của một thiên hà xoắn ốc.

"Các nhà thiên văn học đã từng tìm kiếm rất vất vả những lỗ đen kích thước trung bình," Tim Roberts (Đại học Durham, Vương quốc Anh) phát biểu.

"Đã có gợi ý rằng chúng tồi tại, nhưng các lỗ đen trung bình đã hoạt động như là một người thân mất tích từ lâu và chẳng được quan tâm tìm kiếm."

Lý thuyết lỗ đen

Các lỗ đen có khối lượng vô cùng lớn, nhưng chỉ chiếm một khu vực rất nhỏ. Bởi vì mối liên hệ giữa khối lượng và hấp dẫn, nên chúng có lực hấp dẫn vô cùng mạnh mẽ. Hầu như không có gì có thể thoát khỏi chúng - theo vật lý cổ điển, thậm chí ánh sáng cũng bị giữ lại bởi một lỗ đen.

Mỗi một lực kéo mạnh đều tạo nên một vấn đề liên quan đến quan sát khi nó đến với các lỗ đen - các nhà khoa học không thể "nhìn thấy" chúng theo cách mà họ nhìn thấy các ngôi sao và các vật thể khác trong vũ trụ. Trong thực tế, các nhà khoa học phải dựa vào các bức xạ phát ra khi bụi và khí bị hút vào các cấu trúc đặc. Các lỗ đen siêu khổng lồ, nằm ở tâm của thiên hà, có thể bị bao phủ bởi lớp bụi và khí dày đặc xung quanh, là thứ có thể chặn các bức xạ phát ra.

Đôi khi vật chất bị hút vào một lỗ đen, nó bị bắt khỏi chân trời sự kiện và bị ném ra ngoài, chứ không phải là bị nuốt vào bên trong. Những luồng vật chất sáng di chuyển ở tốc độ gần tương đối tính được hình thành. Mặc dù lỗ đen bản thân nó là không thể nhìn thấy, thì nhưng luồng sáng mạnh này lại có thể quan sát được từ khoảng cách rất xa.

Các lỗ đen có ba "lớp" - bên ngoài, bên trong chân trời sự kiện và điểm kỳ dị.

Chân trời sự kiện của một lỗ đen là ranh giới xung quanh miệng của lỗ đen, là nơi mà ánh sáng bị mất khả năng thoát khỏi lỗ đen. Khi một hạt đã đi qua chân trời sự kiện, nó không thể thoát ra được. Hấp dẫn là không đổi trên chân trời sự kiện.

Khu vực bên trong của một lỗ đen, nơi chứa khối lượng của nó, được gọi là điểm kỳ dị, một điểm duy nhất trong không thời gian tập trung khối lượng của lỗ đen.

Theo cơ học cổ điển của vật lý, không gì có thể thoát khỏi một lỗ đen. Tuy nhiên, mọi thứ thay đổi đôi chút khi cơ học lượng tử được thêm vào trong phương trình. Theo cơ học lượng tử, mỗi hạt đều có một phản hạt, là một hạt có cùng khối lượng nhưng ngược dấu tích điện. Khi chúng gặp nhau, cặp hạt - phản hạt có thể tiêu diệt lẫn nhau.

Nếu một cặp hạt - phản hạt được tạo ra chỉ ngay đằng sau ranh giới chân trời sự kiện của một lỗ đen, thì có khả năng một hạt sẽ bị rơi vào lỗ đen trong khi hạt còn lại bị bắn ra ngoài. Kết quả là chân trời sự kiện của lỗ đen có thể thu nhỏ lại và các lỗ đen có thể bị phân rã, một quá trình bị loại bỏ theo cơ học cổ điển.

Khám phá bí ẩn về những hố đen kỳ lạ nhất vũ trụ

Hố đen (lỗ đen hay hốc đen) là một trong bí ẩn lớn nhất của vũ trụ mà cho tới nay các nhà khoa học vẫn chưa tìm được câu trả lời. Hố đen quay nhanh nhất, hố đen sáng nhất, hố đen "ăn thịt lẫn nhau"... là những hố đen tiêu biểu kỳ lạ nhất trong vũ trụ.

Hố đen là một vùng trong không gian có trường hấp dẫn lớn đến mức lực hấp dẫn của nó không để cho bất cứ một dạng vật chất nào - kể cả ánh sáng có thể thoát ra khỏi mặt biên của nó (chân trời sự kiện). Hố đen tồn tại ở nhiều dạng khác nhau, từ những vật thể vũ trụ có khối lượng chỉ cỡ ngôi sao cho tới những “quái vật” có khối lượng siêu lớn nằm ở trung tâm của các dải thiên hà. Dưới đây là danh sách 10 trong số những hố đen tiêu biểu nhất.

Hố đen lớn nhất

Hố đen lớn nhất

Các hố đen nằm ở trung tâm các thiên hà có khối lượng lớn gấp hàng triệu thậm chí là hàng tỉ lần khối lượng của Mặt trời. Các nhà khoa học mới đây đã phát hiện ra hố đen lớn nhất được biết đến cho tới nay ở hai thiên hà cận kề nhau.

Một trong số chúng được đặt tên là NGC 3842 - thiên hà sáng nhất trong cụm thiên hà Leo cách chúng ta khoảng 320 triệu năm ánh sáng, là nơi tồn tại của hố đen lớn có khối lượng gấp 9,7 tỉ lần khối lượng mặt trời. Thiên hà còn lại, NGC 4889, là thiên hà sáng nhất trong cụm thiên hà Coma, cách chúng ta 335 triệu năm ánh sáng, có chứa một hố đen có khối lượng xấp xỉ hố đen trong thiên hà NGC 3842. Tầng ngoài cùng của hố đen hay còn gọi là “chân trời sự kiện” của hai hố đen này rộng gấp 5 lần khoảng cách từ Mặt trời tới sao Diêm Vương và chúng nặng gấp 2500 lần hố đen nằm ở trung tâm dải thiên hà Milky Way có tầng ngoài cùng chỉ bằng một phần năm quỹ đạo của sao Thủy.

Hố đen nhỏ nhất

Hố đen nhỏ nhất

Hố đen nhỏ nhất được con người biết đến cho nay là trời có tên khoa học là IGR J17091-3624, có khối lượng bằng khoảng 1 phần ba khối lượng Mặt trời - gần chạm tới giới hạn trên lý thuyết để một hố đen có thể tồn tại ổn định. Tuy nhỏ bé nhưng chúng cực kì dữ dội, khi sức gió có thể đạt tới 20 triệu mph- nhanh gấp 10 lần tốc độ từ hố đen có khối lượng ngôi sao mà con người đã quan sát được cho tới nay.

Hố đen “ăn” lẫn nhau

Hố đen “ăn” lẫn nhau

Hố đen hút tất cả thứ gì “chẳng may” tới gần chúng, và việc hố đen nuốt chửng hố đen khác cũng chẳng phải ngoại lệ. Các nhà khoa học mới đây đã phát hiện ra hố đen to lớn bất thường ở trung tâm dải một dải thiên hà bị hố đen lớn hơn ở thiên hà khác “tiêu diệt”.

Khám phá này mới chỉ là trường hợp đầu tiên. Các nhà thiên văn học đã từng chứng kiến những giai đoạn cuối cùng khi các thiên hà có khối lượng tương đương hợp nhất nhưng sự hợp nhất giữa những thiên hà với thiên hà đồng hành nhỏ hơn vẫn hoài lẩn tránh các nhà khoa học. Sử dụng đài quan sát Chandra X ray của NASA, các nhà khoa học đã phát hiện 2 hố đen nằm ở trung tâm thiên hà NGC 3393, với một hố đen lớn gấp 30 khối lượng Mặt trời và hố đen còn lại có khối lượng ít nhất là lớn gấp 1 triệu lần khối lượng Mặt trời.

Hố đen phụt “đạn”

Hố đen phụt “đạn”

Hố đen nổi tiếng với khả năng hút mọi thứ nhưng các nhà khoa học còn phát hiện ra rằng chúng cũng có thể phụt ra vật chất . Các quan sát đối với hố đen H1743-322 lớn gấp 5 đến 10 lần khối lượng Mặt trời nằm cách chúng ta 28000 năm ánh sáng, đã hé lộ rằng nó có thể hút vật chất khỏi ngôi sao gần đó rồi bắn những "viên đạn" khí ra ngoài với tốc độ gần bằng 1/4 vận tốc ánh sáng.

Hố đen lớn tuổi nhất

Hố đen lớn tuổi nhất

Hố đen lớn tuổi nhất, là ULAS J1120+0641, được sinh ra từ 770 triệu năm sau khi vụ nổ Big Bang tạo ra thiên hà của chúng ta. Hố đen này nặng gấp 2 tỉ lần Mặt trời. Nhưng làm thế nào mà hố đen lại trở nên vô cùng lớn như vậy ngay sau vụ nổ Big bang vẫn là bí ẩn đối với giới khoa học.

Hố đen sáng nhất

Hố đen sáng nhất

Dù lực hút trọng trường từ các hố đen đến nỗi ánh sáng không thể thoát ra được, chúng cũng tạo nên các quasar - các vật thể sáng nhất, mạnh mẽ và tích cực vận động nhất trong thiên hà. Khi các hố đen siêu lớn nằm ở trung tâm thiên hà chúng hút khí và bụi ở xung quanh và phun ra một lượng năng lượng khổng lồ. Quasar sáng nhất chúng ta có thể quan sát được là 3C 273, cách chúng ta 3 tỉ năm ánh sáng.

Hố đen “lang bạt”

Hố đen “lang bạt”

Khi các thiên hà va chạm, hố đen có thể thoát ra khỏi nơi xảy ra va chạm và du hành lang thang trong vũ trụ. Hố đen như vậy đầu tiên được biết tới là SDSSJ0927+2943, nặng xấp xỉ 600 triệu lần mặt trời và di chuyển trong không gian với tốc độ 5.9 triệu mph. Có tới hàng trăm hố đen đang lang thang khắp thiên hà Milky Way.

Hố đen khối lượng trung bình

Hố đen khối lượng trung bình

Các nhà khoa học từ lâu đã đề xuất rằng hố đen có 3 kích cỡ là nhỏ, trung bình, và lớn. Một cách tương đối, các hố đen nhỏ có thể nặng gấp vài mặt trời là chuyện bình thường, trong khi những hố đen siêu lớn nặng gấp hàng triệu cho tới hàng tỉ lần mặt trời được cho nằm ở ở trung tâm các thiên hà.

Tuy nhiên, các hố đen có khối lượng trung bình vẫn lẫn tránh các nhà khoa học suốt nhiều năm qua. Mãi gần đây, họ mới phát hiện ra một hố đen khối lượng trung bình, HLX-1 lớn gấp 20000 lần mặt trời và cách Trái Đất 290 triệu năm ánh sáng. Các hố đen kích cỡ trung bình là nền tảng để hình thành các siêu hố đen, vì vậy nghiên cứu chúng sẽ giúp chúng ta hiểu thêm về sự hình thành và phát triển của những con quái vật của vũ trụ cũng như các thiên hà.

Hố đen tự quay nhanh nhất

Hố đen tự quay nhanh nhất

Hố đen có thể tự quay với tốc độ đáng kinh ngạc. Hố đen GRS 1915 +105, trong chòm sao Aquila cách Trái đất khoảng 35.000 năm ánh sáng, quay hơn 950 lần mỗi giây. Bất cứ thứ gì lọt vào bề mặt của hố đen còn gọi là chân trời sự kiện có thể quay với tốc độ 333 triệu mph, tức gần bằng một nửa tốc độ ánh sáng.

Mô phỏng hố đen

Mô phỏng hố đen

Các hố đen cách quá xa Trái Đất, làm cho việc thu thập thông tin để tìm hiểu bí ẩn về chúng trở nên vô cùng khó khăn. Tuy nhiên, các nhà nghiên cứu hiện đang tái tạo lại các tính chất bí ẩn của lỗ đen trên mặt bàn. Ví dụ, các hố đen có lực hấp dẫn quá mạnh đến nỗi không gì, kể cả ánh sáng, có thể thoát ra sau khi rơi xuống qua một biên giới được gọi là chân trời sự kiện. Các nhà khoa học đã tạo ra một chân trời sự kiện nhân tạo trong phòng thí nghiệm bằng cách sử dụng sợi quang học. Họ cũng đã tái tạo cái gọi là bức xạ Hawking để thoát khỏi lỗ đen.

2. Lịch sử

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 CavendishHội Hoàng gia năm 1783: 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.

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.

2.1. 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, 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.

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.

2.2. 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.

Trong thời gian này, thêm một số nghiệm chính xác miêu tả lỗ đen được tìm ra. Năm 1963, Roy Kerr tìm được nghiệm chính xác cho một lỗ đen đứng yên quay quanh trục của nó. Hai năm sau, Ezra Newman tổng quát hóa mêtric Kerr cho lỗ đen quay và mang điện tích. Và những nghiên cứu tiếp sau đó của Werner Israel, Brandon Carter, và David Robinson dần mang lại định lý lỗ đen "không có tóc", phát biểu rằng nghiệm chính xác miêu tả lỗ đen đứng yên chỉ cần ba tham số trong mêtric Kerr–Newman; khối lượng, động lượng quay, và điện tích là đủ.

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 PenroseStephen Hawking sử dụng kĩ thuật toàn cục để chứng minh rằng mọi metric miêu tả lỗ đen đều xuất hiện kì dị trong đó.

Những nghiên cứu của James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter, và Hawking trong đầu thập niên 1970 đã khai sinh ra ngành nhiệt động lực học lỗ đen. Những định luật này miêu tả các tính chất của lỗ đen theo những đặc điểm tương tự như các định luật của nhiệt động lực học bởi liên hệ giữa khối lượng và năng lượng, diện tích chân trời sự kiện với entropy, và hấp dẫn bề mặt với nhiệt độ. Vào năm 1974, Hawking hoàn thiện các liên hệ này khi chứng minh rằng lý thuyết trường lượng tử trong không thời gian cong tiên đoán các lỗ đen có phát ra các bức xạ - giống như vật đen ở nhiệt độ xác định phát ra bức xạ nhiệt - tỷ lệ với hấp dẫn bề mặt của lỗ đen.

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.

3. Các tính chất và cấu trúc

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/39/M87_jet.jpg/250px-M87_jet.jpg

3.1. cấu trúc

Luồng hạt và bức xạ dài khoảng 5.000 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.

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).

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 lỏngma 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 baryonsố 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.

3.2. Tính chất vật lý

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f0/Black_Holes_-_Monsters_in_Space.jpg/250px-Black_Holes_-_Monsters_in_Space.jpg

Lỗ đen siêu khối lượng hút vật chất bao quanh nó và chùm tia năng lượng cao phóng ra do hệ quả của lỗ đen quay quanh trục.

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.

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.

Đến 2013, lỗ đen có khối lượng nhỏ nhất từng đo được là GRO J0422+32 với xấp xỉ 5 MSun symbol.svg, 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 MSun symbol.svg; hệ hai lỗ đen OJ 287 có khối lượng lần lượt 100 x 106 và 17 ~ 18 x 109 MSun symbol.svg 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 MSun symbol.svg (với độ bất định 6 ~ 37 x 109 MSun symbol.svg).

3.3. 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 nên 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.

3.4. Vùng kì dịhttps://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/d7/LorentzianWormhole.jpg/250px-LorentzianWormhole.jpg

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.

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.

3.5. Mặt cầu photon

Mặt cầu photon là biên giới hạn hình cầu mà những photon có 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. 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.

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/6a/Bh3.png/250px-Bh3.png

Mô phỏng hình ảnh nhìn từ xa của đĩa vật chất nằm rất gần lỗ đen với phần phía sau như bị nâng lên. Điều này do ảnh hưởng của trường hấp dẫn mạnh lên photon ánh sáng, mà thực tế đĩa này nằm đồng phẳng với mặt phẳng xích đạo 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.

3.6. Vùng sản công

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b2/Ergosphere_of_a_rotating_black_hole.svg/250px-Ergosphere_of_a_rotating_black_hole.svg.png

Minh họa vùng sản công là hình cầu dẹt bao ngoài chân trời sự kiện và giới hạn bởi mặt tĩnh.

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.

3.7. Đi vào bên trong lỗ đen và du hành thời gian