Nghiên cứu nối nền sóng hấp dẫn từ sao xung với nguồn gốc lỗ đen siêu nặng

Nghiên cứu của Sohan Ghodla và Cosmin Ilie không cho rằng các mạng định thời sao xung (PTA) đã trực tiếp phát hiện “ngôi sao tối”. Thay vào đó, hai tác giả đặt ra một câu hỏi gián tiếp nhưng quan trọng: liệu nền sóng hấp dẫn ngẫu nhiên ở tần số nanohertz mà PTA đo được có thể chứa dấu vết của những hạt giống lỗ đen siêu nặng hình thành từ rất sớm hay không?

Từ nhịp đập sao xung đến lịch sử lỗ đen

PTA theo dõi thời điểm các xung vô tuyến đến Trái Đất từ nhiều sao xung — những sao neutron quay rất nhanh và có nhịp phát xung cực kỳ ổn định. Sóng hấp dẫn đi qua không gian có thể làm thời gian đến của các xung lệch đi rất nhỏ. Khi những sai lệch này xuất hiện với mối tương quan đặc trưng giữa nhiều sao xung, chúng có thể chỉ ra một nền sóng hấp dẫn lan tỏa trong vũ trụ.

Ứng viên thiên văn học chính cho nền tín hiệu nanohertz này là tổng hợp bức xạ từ quần thể các cặp lỗ đen siêu nặng đang xoắn vào nhau trước khi hợp nhất. Các hệ có tổng khối lượng từ khoảng $10^9$ lần khối lượng Mặt Trời trở lên được xem là những nguồn có thể đóng góp đáng kể ở dải tần này.

Ghodla và Ilie xây dựng một khung tính toán nối hai thời điểm cách nhau hàng tỷ năm: từ sự hình thành hạt giống lỗ đen ở dịch chuyển đỏ cao, qua quá trình thiên hà và quầng vật chất tối lớn lên, đến sự hình thành và hợp nhất của các cặp lỗ đen siêu nặng. Vì vậy, biên độ nền sóng hấp dẫn có thể được dùng như một “hồ sơ hóa thạch” về số lượng và nguồn gốc của những hạt giống đầu tiên.

Ngôi sao tối có thể tạo hạt giống lỗ đen như thế nào?

Trong kịch bản vật chất tối dạng WIMP, “ngôi sao tối” là một vật thể mở rộng gồm chủ yếu hydro và heli. Khác với các ngôi sao thông thường, nó được cung cấp phần lớn năng lượng bởi sự hủy của các hạt vật chất tối, thay vì phản ứng nhiệt hạch. Các vật thể này có thể hình thành ở trung tâm những quầng vật chất tối nhỏ vào khoảng $z \sim 10$–$30$ và tiếp tục hút khí nếu nguồn cung vẫn còn.

Với điều kiện thuận lợi, một ngôi sao tối có thể phát triển đến khoảng một triệu lần khối lượng Mặt Trời, thậm chí lớn hơn. Sau khi nhiên liệu vật chất tối suy giảm, ngôi sao bị đẩy khỏi tâm quầng do tương tác hoặc sáp nhập, hoặc mất ổn định theo thuyết tương đối rộng, nó có thể sụp đổ thành một hạt giống lỗ đen khối lượng lớn.

Các hạt giống này sau đó không nhất thiết phát ra tín hiệu PTA ngay lập tức. Chúng cần lớn lên cùng thiên hà chủ, gặp và hợp nhất với các lỗ đen khác, rồi cuối cùng tạo thành những cặp lỗ đen siêu nặng. Chính quần thể các cặp ở giai đoạn xoắn vào nhau mới có thể tạo nên nền sóng hấp dẫn nanohertz mà PTA quan sát.

Vì sao các ngôi sao tối có thể vượt kênh sụp đổ trực tiếp?

Nghiên cứu so sánh hai con đường tạo hạt giống lỗ đen nặng ở vũ trụ sơ khai:

• Tàn dư của ngôi sao tối: Trong mô hình, mật độ đồng chuyển động khoảng $10^{-3}\ {\rm Mpc}^{-3}$ có thể tạo ra đóng góp đáng kể, thậm chí chi phối, nền sóng hấp dẫn PTA.
• Lỗ đen do sụp đổ trực tiếp (DCBH): Kênh này được ước tính chỉ tạo khoảng $10^{-7}$–$10^{-6}\ {\rm Mpc}^{-3}$ hạt giống trong các giả định được sử dụng, nên đóng góp vào tín hiệu có thể chỉ ở mức biên hoặc thấp hơn.

Sự khác biệt bắt nguồn từ điều kiện hình thành. DCBH thường đòi hỏi những quầng làm lạnh nguyên tử hiếm, còn nguyên thủy, cùng một thiên hà đồng hành đang tạo sao mạnh. Bức xạ Lyman–Werner từ thiên hà này phải ức chế sự hình thành hydro phân tử, qua đó ngăn khí nguội và phân mảnh thành các sao thông thường.

Trong mô hình của nghiên cứu, việc hình thành sao tối chủ yếu cần một quầng chủ đủ cô lập, khiến số lượng địa điểm tiềm năng có thể lớn hơn. Nếu các sao tối khối lượng siêu lớn — đặc biệt những sao vượt khoảng $10^6$ lần khối lượng Mặt Trời — hình thành và sụp đổ hiệu quả, chúng có thể cung cấp nhiều hạt giống nặng hơn và tạo ra nền sóng hấp dẫn lớn hơn kênh DCBH cơ sở.

Đây vẫn là kết quả có điều kiện của mô hình, không phải bằng chứng quan sát cho thấy sao tối đã được phát hiện.

PTA đặt giới hạn nào lên số lượng hạt giống?

So sánh với biên độ nền sóng hấp dẫn cũng đặt ra một giới hạn ngược. Trong khuôn khổ của các tác giả, mật độ hạt giống vào khoảng $10^{-2}$–$10^{-1}\ {\rm Mpc}^{-3}$ sẽ tạo ra quá nhiều bức xạ, vượt quá mật độ năng lượng của nền tín hiệu mà PTA quan sát. Do đó, dữ liệu hiện nay hàm ý rằng mật độ các hạt giống lỗ đen nặng hình thành sớm phải thấp hơn gần đúng khoảng này.

Giới hạn đó đồng thời hạn chế số lượng quầng ở dịch chuyển đỏ cao có thể chứa các sao tối khối lượng siêu lớn. Tuy nhiên, con số cụ thể phụ thuộc vào nhiều giả định: tốc độ hình thành hạt giống, quá trình bồi tụ vật chất, lịch sử hợp nhất của quầng, tiến hóa của hệ đôi lỗ đen và giả định rằng tín hiệu PTA chủ yếu đến từ các cặp lỗ đen siêu nặng.

Vì thế, các tác giả xem PTA là công cụ ràng buộc mật độ hạt giống, chứ không phải phép thử có thể xác định duy nhất nguồn gốc của tín hiệu. Các nguồn khác ngoài cặp lỗ đen siêu nặng cũng đã được đề xuất cho nền sóng hấp dẫn nanohertz, nên việc diễn giải tín hiệu vẫn cần thận trọng.

Một cách mới để khảo sát “bình minh vũ trụ”

Ý nghĩa lớn hơn của kết quả nằm ở việc kết hợp hai loại quan sát. Kính thiên văn điện từ như JWST có thể tìm kiếm trực tiếp những dấu hiệu bất thường của các vật thể rất sáng ở vũ trụ sơ khai. Trong khi đó, PTA không nhìn thấy ngôi sao tối, nhưng có thể kiểm tra “hậu duệ” của chúng thông qua lịch sử hợp nhất của các lỗ đen mà chúng có thể để lại.

Nếu biên độ và dạng phổ của nền sóng hấp dẫn được đo chính xác hơn, dữ liệu có thể giúp phân biệt giữa một vũ trụ trong đó hạt giống lỗ đen chủ yếu xuất hiện từ các sự kiện DCBH hiếm, một quần thể tàn dư sao tối đông đảo hơn, hoặc những kênh hình thành khác. Điều này cũng liên quan đến câu hỏi vì sao một số chuẩn tinh ở dịch chuyển đỏ cao lại chứa các lỗ đen lớn một cách đáng ngạc nhiên.

Nói cách khác, PTA có thể biến những gợn rất nhỏ trong nhịp phát của sao xung thành một phép đo gián tiếp về cách các lỗ đen siêu nặng đầu tiên ra đời — dù để biến khả năng này thành kết luận chắc chắn, cần thêm dữ liệu và các mô hình tiến hóa đáng tin cậy hơn.