[{"data":1,"prerenderedAt":-1},["ShallowReactive",2],{"_public_topic_publications_h%E1%BB%91%20%C4%91en{\"limit\":5}":3,"_public_topic_byId_hố đen":41},{"code":4,"data":5,"meta":21},"SUCCESS",{"latest":6,"mostCited":7,"vietnamFeatured":39,"vietnamLatest":40},[],[8,25],{"publicationId":9,"title":10,"originalTitle":11,"authorNames":12,"authorCount":16,"journalName":17,"vietnamJournal":18,"publishDate":19,"publishYear":20,"totalCitation":21,"url":22,"doi":23,"summary":24},"401177de-4187-4d57-b345-74f5d650b427","Số mũ Lyapunov, ISCO và entropy Kolmogorov–Senai của lỗ đen Kerr–Kiselev","Lyapunov exponent, ISCO and Kolmogorov–Senai entropy for Kerr–Kiselev black hole",[13,14,15],"Monimala Mondal","Farook Rahaman","Ksh. Newton Singh",3,"The European Physical Journal C",false,"2021-01-26",2021,null,"https:\u002F\u002Flink.springer.com\u002Farticle\u002F10.1140\u002Fepjc\u002Fs10052-021-08888-1","10.1140\u002Fepjc\u002Fs10052-021-08888-1","\u003Cp>Cơ học tương đối tính giải tích quỹ đạo trắc địa geodesic của các hạt thử nghiệm chuyển động quanh mô hình \u003Cb class=\"publication-topic-keywords\">hố đen\u003C\u002Fb> quay Kerr-Kiselev bao quanh bởi trường năng lượng tối quintessence. Nhóm tác giả xác định chính xác số mũ Lyapunov, quỹ đạo tròn ổn định trong cùng ISCO và entropy Kolmogorov-Sinai nhằm định lượng tính hỗn loạn của hệ vi mô. Nghiên cứu cung cấp công cụ toán học mô tả sự bất ổn định động lực quanh chân trời \u003Cb class=\"publication-topic-keywords\">hố đen\u003C\u002Fb>.\u003C\u002Fp>",{"publicationId":26,"title":27,"originalTitle":28,"authorNames":29,"authorCount":32,"journalName":33,"vietnamJournal":18,"publishDate":34,"publishYear":35,"totalCitation":21,"url":36,"doi":37,"summary":38},"10397e9f-da39-42d3-b282-cf2ea9205476","Quang phổ học lỗ đen và toàn ảnh AdS2","Black hole spectroscopy and AdS2 holography",[30,31],"Finn Larsen","Yangwenxiao Zeng",2,"Journal of High Energy Physics","2019-04-30",2019,"https:\u002F\u002Flink.springer.com\u002Farticle\u002F10.1007\u002FJHEP04(2019)164","10.1007\u002FJHEP04(2019)164","\u003Cp>Vật lý lý thuyết và hấp dẫn lượng tử tính toán phổ năng lượng của thiên thể \u003Cb class=\"publication-topic-keywords\">hố đen\u003C\u002Fb> cực hạn non-BPS bốn chiều thông qua nghiên cứu siêu hấp dẫn supergravity trên hình học gần chân trời AdS2 x S2. Phân tích nguyên lý toàn ảnh holography chỉ ra các quy tắc đơn giản hóa quan trọng trong phổ trạng thái vi mô lượng tử. Công trình làm sáng tỏ sự tương đồng cấu trúc nhiệt động lực học và entropy lượng tử của trường hấp dẫn quanh \u003Cb class=\"publication-topic-keywords\">hố đen\u003C\u002Fb>.\u003C\u002Fp>",[],[],{"code":4,"data":42,"meta":21},{"id":43,"title":44,"description":45,"content":46,"term":43,"englishTitle":47,"synonyms":48,"definition":51,"discipline":52,"references":53,"faqs":74,"createUser":84,"publishUser":88,"keywords":92,"keywordCount":103,"enrichTopicLink":104,"status":105,"createTime":106,"updateTime":107,"publishTime":108,"linkEnrichedTime":109,"publicationScanTime":110,"contentErrorMessage":21,"viewCount":111,"relateTopics":112},"hố đen","Hố đen là gì? Cấu trúc chân trời sự kiện và bức xạ Hawking","Hố đen (black hole) là thiên thể có lực hấp dẫn cực đại uốn cong không-thời gian, được kiểm chứng qua sóng hấp dẫn và kính thiên văn Event Horizon Telescope.","\u003Ch2>Khái niệm về Hố đen\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Hố đen (\u003Cem>Black Hole\u003C\u002Fem>) là một vùng không gian có trường hấp dẫn cực mạnh, đến mức không một dạng vật chất hoặc bức xạ điện từ nào, kể cả ánh sáng, có thể thoát ra ngoài. Khái niệm này xuất phát từ các nghiệm đặc biệt của phương trình trường hấp dẫn trong thuyết tương đối rộng của Albert Einstein. Một hố đen được đặc trưng bởi việc khối lượng lớn bị nén vào một thể tích cực nhỏ, tạo ra mật độ vật chất và độ cong không-thời gian rất lớn, vượt quá giới hạn mà các lý thuyết vật lý cổ điển có thể giải thích.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Các hố đen không thể quan sát trực tiếp bằng {{topic|%7B%22topic%22%3A%22%C3%A1nh%20s%C3%A1ng%20kh%E1%BA%A3%20ki%E1%BA%BFn%22%7D}} vì chúng không phát ra ánh sáng, nhưng chúng có thể được nhận biết thông qua các hiệu ứng hấp dẫn mạnh mẽ mà chúng gây ra đối với môi trường xung quanh. Những hiệu ứng này bao gồm làm lệch quỹ đạo các vật thể gần kề, bẻ cong đường đi của ánh sáng và tạo ra bức xạ mạnh từ vật chất khi nó rơi vào hố đen. Nghiên cứu hố đen giúp các nhà khoa học kiểm nghiệm giới hạn của các định luật vật lý và mở rộng hiểu biết về cấu trúc vũ trụ.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Một số đặc điểm cơ bản:\n\u003C\u002Fp>\u003Cul>\n  \u003Cli>Trường hấp dẫn vượt xa mọi vật thể khác cùng khối lượng.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>Không có bề mặt vật lý; ranh giới là chân trời sự kiện.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>Bản chất lý thuyết dựa trên {{topic|%7B%22topic%22%3A%22m%C3%B4%20h%C3%ACnh%20to%C3%A1n%20h%E1%BB%8Dc%22%7D}} của thuyết tương đối rộng.\u003C\u002Fli>\n\u003C\u002Ful>\n\u003Cp>\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Lịch sử nghiên cứu\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Ý tưởng về một vật thể có lực hấp dẫn đủ mạnh để ngăn ánh sáng thoát ra đã được đề cập từ thế kỷ 18 bởi John Michell (1783) và Pierre-Simon Laplace (1796). Tuy nhiên, vào thời điểm đó, lý thuyết ánh sáng vẫn chưa được hiểu rõ và khái niệm này tồn tại như một suy đoán mang tính triết học nhiều hơn là vật lý học.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Bước ngoặt xảy ra vào năm 1915 khi Albert Einstein công bố thuyết tương đối rộng, mở ra khuôn khổ lý thuyết để mô tả hấp dẫn như sự cong của không-thời gian. Ngay sau đó, năm 1916, Karl Schwarzschild tìm được nghiệm chính xác đầu tiên của phương trình trường Einstein cho một khối cầu không quay, mô tả một vùng không gian với bán kính giới hạn – nay được gọi là bán kính Schwarzschild.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Trong suốt thế kỷ 20, nghiên cứu về hố đen dần chuyển từ lý thuyết sang quan sát thực nghiệm. Các mốc đáng chú ý:\n\u003C\u002Fp>\u003Ctable border=\"1\" cellpadding=\"5\">\n  \u003Ctbody>\u003Ctr>\n    \u003Cth>Năm\u003C\u002Fth>\n    \u003Cth>Nhà khoa học \u002F Tổ chức\u003C\u002Fth>\n    \u003Cth>Đóng góp\u003C\u002Fth>\n  \u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\n    \u003Ctd>1916\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>Karl Schwarzschild\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>Nghiệm Schwarzschild cho hố đen không quay\u003C\u002Ftd>\n  \u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\n    \u003Ctd>1965\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>Roger Penrose\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>Định lý về sự hình thành kỳ dị\u003C\u002Ftd>\n  \u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\n    \u003Ctd>1974\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>Stephen Hawking\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>Giả thuyết bức xạ Hawking\u003C\u002Ftd>\n  \u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\n    \u003Ctd>2019\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>Event Horizon Telescope\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>Hình ảnh trực tiếp đầu tiên của bóng hố đen\u003C\u002Ftd>\n  \u003C\u002Ftr>\n\u003C\u002Ftbody>\u003C\u002Ftable>\n\u003Cp>\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Cấu trúc của Hố đen\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Cấu trúc của một hố đen được mô tả thông qua các thành phần lý thuyết chính, phản ánh các đặc trưng về không-thời gian và các hiện tượng vật lý liên quan. Thành phần quan trọng nhất là chân trời sự kiện (\u003Cem>Event Horizon\u003C\u002Fem>), ranh giới không thể quay lại, bên trong đó mọi đường đi đều dẫn về tâm hố đen.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Tại tâm hố đen là kỳ dị (\u003Cem>Singularity\u003C\u002Fem>), một điểm lý thuyết nơi mật độ vật chất và độ cong không-thời gian trở nên vô hạn. Trong khuôn khổ vật lý hiện tại, các định luật thông thường không còn áp dụng tại kỳ dị, và đây là vùng mà các nhà khoa học mong muốn giải thích bằng một lý thuyết hấp dẫn lượng tử thống nhất.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Bên ngoài chân trời sự kiện có thể tồn tại tầng photon (\u003Cem>Photon Sphere\u003C\u002Fem>), nơi các hạt photon bị hút vào quỹ đạo tròn quanh hố đen. Vật chất rơi vào hố đen thường tạo thành một đĩa bồi tụ (\u003Cem>Accretion Disk\u003C\u002Fem>) – lớp vật chất cực nóng và dày đặc, phát ra {{topic|%7B%22topic%22%3A%22b%E1%BB%A9c%20x%E1%BA%A1%20%C4%91i%E1%BB%87n%20t%E1%BB%AB%22%7D}} mạnh mẽ trước khi bị hút vào.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Tóm tắt cấu trúc:\n\u003C\u002Fp>\u003Cul>\n  \u003Cli>\u003Cstrong>Chân trời sự kiện:\u003C\u002Fstrong> Ranh giới hấp dẫn tuyệt đối.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>\u003Cstrong>Kỳ dị:\u003C\u002Fstrong> Tâm hố đen, mật độ vô hạn.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>\u003Cstrong>Tầng photon:\u003C\u002Fstrong> Quỹ đạo ánh sáng quanh hố đen.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>\u003Cstrong>Đĩa bồi tụ:\u003C\u002Fstrong> Vật chất phát sáng quay quanh trước khi rơi vào.\u003C\u002Fli>\n\u003C\u002Ful>\n\u003Cp>\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Các loại Hố đen\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Hố đen được phân loại dựa trên khối lượng và cơ chế hình thành. Sự đa dạng này phản ánh các giai đoạn tiến hóa của sao, tương tác giữa các vật thể siêu khối lượng và điều kiện hình thành trong vũ trụ sơ khai.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Phân loại theo khối lượng:\n\u003C\u002Fp>\u003Cul>\n  \u003Cli>\u003Cstrong>Hố đen nguyên thủy:\u003C\u002Fstrong> Giả thuyết hình thành trong vũ trụ sơ khai từ các vùng mật độ cao bất thường, khối lượng rất nhỏ, có thể chỉ bằng một quả núi.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>\u003Cstrong>Hố đen sao:\u003C\u002Fstrong> Hình thành từ sự sụp đổ hấp dẫn của sao khối lượng lớn, thường có khối lượng từ 3 đến vài chục lần khối lượng Mặt Trời.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>\u003Cstrong>Hố đen trung gian:\u003C\u002Fstrong> Khối lượng từ vài trăm đến vài nghìn lần khối lượng Mặt Trời, thường xuất hiện ở các cụm sao dày đặc.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>\u003Cstrong>Hố đen siêu khối lượng:\u003C\u002Fstrong> Khối lượng từ hàng triệu đến hàng tỷ lần khối lượng Mặt Trời, nằm ở tâm hầu hết các {{topic|%7B%22topic%22%3A%22thi%C3%AAn%20h%C3%A0%22%7D}} lớn.\u003C\u002Fli>\n\u003C\u002Ful>\n\u003Cp>\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Bảng tóm tắt:\n\u003C\u002Fp>\u003Ctable border=\"1\" cellpadding=\"5\">\n  \u003Ctbody>\u003Ctr>\n    \u003Cth>Loại\u003C\u002Fth>\n    \u003Cth>Khối lượng ước tính\u003C\u002Fth>\n    \u003Cth>Vị trí \u002F Nguồn gốc\u003C\u002Fth>\n  \u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\n    \u003Ctd>Nguyên thủy\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd><1 M☉\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>Vũ trụ sơ khai\u003C\u002Ftd>\n  \u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\n    \u003Ctd>Sao\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>~3–100 M☉\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>Phần còn lại của sao nặng\u003C\u002Ftd>\n  \u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\n    \u003Ctd>Trung gian\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>10²–10³ M☉\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>Cụm sao dày đặc\u003C\u002Ftd>\n  \u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\n    \u003Ctd>Siêu khối lượng\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>10⁶–10⁹ M☉\u003C\u002Ftd>\n    \u003Ctd>Tâm thiên hà\u003C\u002Ftd>\n  \u003C\u002Ftr>\n\u003C\u002Ftbody>\u003C\u002Ftable>\n\u003Cp>\u003C\u002Fp>\n\u003Ch2>Hình thành Hố đen\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Hố đen hình thành chủ yếu qua quá trình sụp đổ hấp dẫn của các sao có khối lượng lớn khi chúng đã cạn kiệt nhiên liệu hạt nhân. Trong các sao khối lượng thấp và trung bình, áp suất nhiệt hạch trong lõi đủ để cân bằng lực hấp dẫn trong hàng tỷ năm. Tuy nhiên, khi nhiên liệu hạt nhân bị đốt hết, phản ứng tổng hợp không còn tạo đủ áp suất để chống lại trọng lực, lõi sao bắt đầu co lại.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Với các sao khối lượng rất lớn (thường >20–25 lần khối lượng Mặt Trời), sự co lại này diễn ra không thể kiểm soát, vượt qua cả giai đoạn {{topic|%7B%22topic%22%3A%22sao%20neutron%22%7D}}. Mật độ và áp suất tăng đến mức electron và proton kết hợp tạo thành neutron, rồi vượt qua giới hạn của áp suất suy biến neutron. Khi đó, không có lực nào chống lại lực hấp dẫn, dẫn tới sự hình thành hố đen sao.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Ngoài cơ chế sụp đổ sao, hố đen cũng có thể hình thành qua:\n\u003C\u002Fp>\u003Cul>\n  \u003Cli>Sự sáp nhập của hai sao neutron hoặc hố đen nhỏ hơn, được xác nhận qua quan sát {{topic|%7B%22topic%22%3A%22s%C3%B3ng%20h%E1%BA%A5p%20d%E1%BA%ABn%22%7D}} từ các đài quan trắc như LIGO và Virgo.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>Sự sụp đổ trực tiếp của các đám mây khí khổng lồ trong giai đoạn hình thành thiên hà sơ khai, tạo ra hố đen siêu khối lượng mà không cần giai đoạn trung gian.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>Sự hình thành hố đen nguyên thủy trong vũ trụ sơ khai do dao động mật độ cực lớn ngay sau Vụ Nổ Lớn (Big Bang).\u003C\u002Fli>\n\u003C\u002Ful>\n\u003Cp>\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Hiệu ứng vật lý liên quan\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Hố đen tạo ra nhiều hiệu ứng vật lý đặc biệt mà các mô hình hấp dẫn cổ điển không thể mô tả đầy đủ. Một trong số đó là giãn thời gian hấp dẫn (\u003Cem>gravitational time dilation\u003C\u002Fem>), hiện tượng thời gian trôi chậm lại khi ở gần một {{topic|%7B%22topic%22%3A%22tr%C6%B0%E1%BB%9Dng%20h%E1%BA%A5p%20d%E1%BA%ABn%22%7D}} mạnh. Theo thuyết tương đối rộng, nếu một quan sát viên đứng gần chân trời sự kiện, thời gian đo được sẽ trôi chậm hơn so với một quan sát viên ở xa.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Dịch chuyển đỏ hấp dẫn (\u003Cem>gravitational redshift\u003C\u002Fem>) cũng là hệ quả tất yếu: ánh sáng phát ra từ gần hố đen bị kéo dài bước sóng khi thoát ra ngoài, khiến nó dịch chuyển về phía vùng đỏ của quang phổ. Hiện tượng này được dùng để đo độ mạnh của trường hấp dẫn gần hố đen.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Thấu kính hấp dẫn mạnh (\u003Cem>strong gravitational lensing\u003C\u002Fem>) là một hiệu ứng quang học khi ánh sáng từ các vật thể nền bị bẻ cong bởi trường hấp dẫn cực lớn của hố đen, tạo ra các ảnh méo mó hoặc vòng Einstein. Ngoài ra, theo {{topic|%7B%22topic%22%3A%22l%C3%BD%20thuy%E1%BA%BFt%20l%C6%B0%E1%BB%A3ng%20t%E1%BB%AD%22%7D}} kết hợp với hấp dẫn, Stephen Hawking đã dự đoán sự tồn tại của bức xạ Hawking, một cơ chế khiến hố đen dần mất khối lượng và có thể bốc hơi trong thời gian cực dài.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Quan sát và nghiên cứu Hố đen\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Do bản chất không phát sáng, hố đen không thể quan sát trực tiếp bằng kính thiên văn quang học truyền thống. Thay vào đó, các nhà {{topic|%7B%22topic%22%3A%22thi%C3%AAn%20v%C4%83n%20h%E1%BB%8Dc%22%7D}} dựa vào các phương pháp gián tiếp để phát hiện sự hiện diện của chúng. Một phương pháp phổ biến là theo dõi chuyển động của các ngôi sao hoặc đám mây khí chịu ảnh hưởng hấp dẫn mạnh mẽ.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Khi vật chất rơi vào hố đen, nó hình thành đĩa bồi tụ và phát ra bức xạ X mạnh mẽ do bị nung nóng tới hàng triệu độ Kelvin. Quan sát tia X từ các nguồn này bằng kính thiên văn không gian như Chandra X-ray Observatory hoặc XMM-Newton là một cách hiệu quả để tìm kiếm hố đen.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Từ năm 2015, việc quan sát sóng hấp dẫn từ các vụ sáp nhập hố đen nhờ LIGO và Virgo đã mở ra một kỷ nguyên mới trong nghiên cứu thiên văn học. Đặc biệt, năm 2019, mạng lưới kính thiên văn vô tuyến toàn cầu Event Horizon Telescope (EHT) đã công bố hình ảnh trực tiếp đầu tiên về bóng hố đen siêu khối lượng M87*, đánh dấu một cột mốc lịch sử.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Vai trò của Hố đen trong vũ trụ\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Hố đen, đặc biệt là hố đen siêu khối lượng ở tâm thiên hà, đóng vai trò quan trọng trong sự tiến hóa của thiên hà. Chúng ảnh hưởng đến tốc độ hình thành sao thông qua các cơ chế phản hồi năng lượng mạnh từ đĩa bồi tụ và các luồng phản lực (\u003Cem>jets\u003C\u002Fem>) phát ra gần tốc độ ánh sáng.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Nghiên cứu hố đen giúp các nhà khoa học hiểu rõ hơn mối liên hệ giữa sự tăng trưởng của hố đen siêu khối lượng và sự tiến hóa của thiên hà chủ. Ngoài ra, hố đen còn là phòng thí nghiệm tự nhiên để kiểm nghiệm thuyết tương đối rộng trong điều kiện cực hạn, từ đó có thể hé lộ manh mối về một lý thuyết hấp dẫn lượng tử thống nhất.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Hướng nghiên cứu tương lai\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Các hướng nghiên cứu sắp tới tập trung vào việc kết hợp dữ liệu sóng hấp dẫn, quan sát điện từ đa bước sóng và mô phỏng số siêu máy tính để xây dựng mô hình chính xác hơn về sự hình thành, tiến hóa và cấu trúc của hố đen.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Những dự án như Laser Interferometer Space Antenna (LISA) sẽ mở ra khả năng quan sát sóng hấp dẫn từ hố đen siêu khối lượng ở khoảng cách hàng tỷ năm ánh sáng. Song song đó, việc nâng cấp EHT và các kính thiên văn vô tuyến thế hệ mới sẽ cung cấp hình ảnh có độ phân giải cao hơn, giúp nghiên cứu {{topic|%7B%22topic%22%3A%22%C4%91%E1%BB%99ng%20l%E1%BB%B1c%20h%E1%BB%8Dc%20kh%C3%AD%22%7D}} gần chân trời sự kiện.\u003C\u002Fp>","Black Hole",[49,50],"lỗ đen","black hole","Hố đen (lỗ đen) là một vùng không-thời gian có lực hấp dẫn cực hạn đến mức vận tốc vũ trụ cấp hai vượt quá vận tốc ánh sáng, khiến không một vật chất hay bức xạ điện từ nào có thể thoát ra khỏi chân trời sự kiện.","NATURAL_SCIENCES",[54,60,67],{"citationText":55,"title":56,"authors":57,"source":58,"year":35,"doi":59,"url":21},"Event Horizon Telescope Collaboration. (2019). First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole. The Astrophysical Journal Letters, 875(1), L1.","First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole","Akiyama, K., Alberdi, A., Alef, W., Asada, K., Azulay, R., Baczko, A. K., ... & Event Horizon Telescope Collaboration","The Astrophysical Journal Letters","10.3847\u002F2041-8213\u002Fab0ec7",{"citationText":61,"title":62,"authors":63,"source":64,"year":65,"doi":66,"url":21},"Hawking, S. W. (1975). Particle creation by black holes. Communications in Mathematical Physics, 43(3), 199-220.","Particle creation by black holes","Hawking, S. W.","Communications in Mathematical Physics",1975,"10.1007\u002FBF02345020",{"citationText":68,"title":69,"authors":70,"source":71,"year":72,"doi":73,"url":21},"Abbott, B. P., et al. (2016). Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger. Physical Review Letters, 116(6), 061102.","Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger","Abbott, B. P., Abbott, R., Abbott, T. D., Abernathy, M. R., Acernese, F., Ackley, K., ... & LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration","Physical Review Letters",2016,"10.1103\u002FPhysRevLett.116.061102",[75,78,81],{"question":76,"answer":77},"Chân trời sự kiện (Event Horizon) của hố đen là gì?","Chân trời sự kiện là ranh giới bao quanh hố đen mà tại đó vận tốc thoát ly bằng vận tốc ánh sáng; bất kỳ vật chất hay bức xạ nào vượt qua ranh giới này đều không thể quay trở lại vũ trụ bên ngoài.",{"question":79,"answer":80},"Bức xạ Hawking là gì và hiện tượng này dẫn đến kết cục nào của hố đen?","Bức xạ Hawking là bức xạ nhiệt lượng tử phát ra từ vùng lân cận chân trời sự kiện do hiệu ứng thăng giáng chân không lượng tử; về mặt lý thuyết, quá trình này làm hố đen mất dần khối lượng và cuối cùng sẽ bốc hơi hoàn toàn.",{"question":82,"answer":83},"Định lý 'Hố đen không có tóc' (No-hair theorem) phát biểu điều gì?","Định lý phát biểu rằng một hố đen ở trạng thái cân bằng trong thuyết tương đối rộng chỉ được đặc trưng đầy đủ bởi ba đại lượng vật lý độc lập: khối lượng (M), điện tích (Q) và mômen động lượng góc (J).",{"id":85,"researcherId":21,"name":86,"imageUrl":87},2681,"Cuong Ta","https:\u002F\u002Flh3.googleusercontent.com\u002Fa\u002FACg8ocKFuWh0ZD601Hp0_V_2xAK3kIOs20Kyv3V5ZLBo6fwfjyymJYzE=s96-c",{"id":89,"researcherId":21,"name":90,"imageUrl":91},2889,"Lê Xuân Niên","https:\u002F\u002Flh3.googleusercontent.com\u002Fa\u002FACg8ocLuyWIkhyP2W5E59cKwN7ciI2nbjMGUpXO9rVQquC826ujzkqhU=s96-c",[93,94,95,96,97,98,99,100,101,102],"ánh sáng khả kiến","mô hình toán học","bức xạ điện từ","thiên hà","sao neutron","sóng hấp dẫn","trường hấp dẫn","lý thuyết lượng tử","thiên văn học","động lực học khí",10,true,"PUBLISHED","2025-05-23T02:18:39.457+00:00","2026-09-03T09:25:42.676+00:00","2025-08-03T16:25:20.724+00:00","2026-08-28T16:04:06.764+00:00","2026-09-03T09:25:42.675+00:00",488,[113,116,119,122,125,128,131,134,136,139],{"id":114,"title":115,"term":114,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"chuỗi markov","Chuỗi markov là gì? Các công bố khoa học về Chuỗi markov",{"id":117,"title":118,"term":117,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"nguyên tử hydro","Nguyên tử hydro là gì? Các công bố khoa học về Nguyên tử hydro",{"id":120,"title":121,"term":120,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"thí nghiệm vật lí","Thí nghiệm vật lí là gì? Các công bố khoa học về Thí nghiệm vật lí",{"id":123,"title":124,"term":123,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"phương trình chuyển động","Phương trình chuyển động là gì? Các bài nghiên cứu khoa học",{"id":126,"title":127,"term":126,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"phương pháp mô hình hóa","Phương pháp mô hình hóa là gì? Các công bố khoa học",{"id":129,"title":130,"term":129,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"mô hình hóa toán học","Mô hình hóa toán học là gì? Các nghiên cứu khoa học",{"id":132,"title":133,"term":132,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"áp suất thấp","Áp suất thấp là gì? Các nghiên cứu khoa học về Áp suất thấp",{"id":99,"title":135,"term":99,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"Trường hấp dẫn là gì? Nghiên cứu khoa học về Trường hấp dẫn",{"id":137,"title":138,"term":137,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"nguyên tử heli","Nguyên tử heli là gì? Các nghiên cứu về Nguyên tử heli",{"id":140,"title":141,"term":140,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"ion phân tử hydro","Ion phân tử hydro là gì? Các công bố khoa học về Ion phân tử hydro"]