Thuyết tương đối rộng-einstein
(sưu tầm)
Thuyết tương đối rộng: Quá khứ, hiện tại và tương lai
Lí thuyết tương đối rộng của Albert Einstein là một trong những thành tựu đỉnh cao của nền vật
lí thế kỉ 20. Công bố vào năm 1916, nó giải thích cái chúng ta cảm nhận là lực hấp dẫn thực ra
phát sinh từ sự cong của không gian và thời gian.
Einstein đề xuất rằng các vật thể như mặt trời và trái đất làm thay đổi dạng hình học này.
Trong sự có mặt của vật chất và năng lượng, nó có thể tiến triển, kéo căng ra và cuộn lại,
hình thành nên các gợn, đỉnh và hõm, làm cho các vật đang chuyển động qua nó bị zig zag
và cong đi. Cho nên, mặc dù trái đất bị hút về phía mặt trời bởi lực hấp dẫn, nhưng không
có lực nào như vậy cả. Nó đơn giản là hình dạng của không-thời gian xung quanh mặt trời
cho trái đất biết phải đi theo hướng nào mà thôi.
Lí thuyết tương đối rộng có các hệ quả sâu rộng. Nó không chỉ giải thích chuyển động của
các hành tinh; mà nó còn mô tả lịch sử và sự giãn nở của vũ trụ, cơ sở vật lí của các lỗ đen
và sự cong của ánh sáng phát ra từ những ngôi sao và thiên hà xa xôi.
Thuyết tương đối rộng: trí tuệ xuất chúng của Einstein
Năm 1905, ở tuổi 26, Albert Einstein đề xuất lí thuyết tương đối đặc biệt. Lí thuyết trên
dung hòa cơ sở vật lí của các vật đang chuyển động do Galileo Galilei và Newton phát triển
với các định luật của bức xạ điện từ. Nó thừa nhận rằng tốc độ của ánh sáng luôn luôn
không đổi, bất kể chuyển động của người đo nó như thế nào. Thuyết tương đối đặc biệt
cho rằng không gian và thời gian hòa quyện với nhau đến một mức độ trước đó chưa bao
giờ người ta tưởng tượng ra.
Sang năm 1907, Einstein bắt đầu thử mở rộng thuyết tương đối đặc biệt để bao hàm cả sự
hấp dẫn. Đột phá đầu tiên của ông xuất hiện khi ông đang làm việc tại một phòng cấp bằng
sáng chế ở Bern, Thụy Sĩ. “Bất ngờ một ý tưởng nảy đến với tôi”, ông nhớ lại. “Nếu như
một người rơi tự do, anh ta sẽ không cảm nhận thấy sức nặng của mình... Thí nghiệm
tưởng tượng đơn giản này... đã đưa tới đến lí thuyết của sự hấp dẫn”. Ông nhận ra rằng có
một mối liên hệ sâu sắc giữa các hệ bị ảnh hưởng bởi sự hấp dẫn và các hệ đang gia tốc.
Đang rơi tự do sẽ không cảm nhận trọng lượng ? (Ảnh: Matt King/Getty)
Bước phát triển lớn tiếp theo xuất hiện khi Einstein được giới thiệu cơ sở hình học phát
triển bởi các nhà toán học Đức thế kỉ thứ 19, Carl Friedrich Gauss và Bernhard Riemann.
Einstein áp dụng công trình của họ để viết nên các phương trình liên hệ hình học của
không-thời gian với lượng năng lượng mà nó chứa. Ngày nay được gọi là các phương trình
trường Einstein, và công bố vào năm 1916, chúng thay thế cho định luật vạn vật hấp dẫn
của Newton và vẫn sử dụng cho đến ngày nay, sau gần một thế kỉ.
Sử dụng thuyết tương đối rộng, Einstein đã đưa ra một loạt dự đoán. Thí dụ, ông chỉ ra lí
thuyết của ông sẽ dẫn đến sự trôi giạt quan sát thấy của quỹ đạo Thủy tinh như thế nào.
Ông còn tiên đoán rằng một vật khối lượng lớn, như mặt trời, sẽ làm méo hành trình của
ánh sáng đi qua gần nó: tóm lại, hình dạng của không gian sẽ tác dụng như một thấu kính
và làm tập trung ánh sáng.
Einstein còn cho rằng bước sóng của ánh sáng phát ra ở gần một vật thể khối lượng lớn sẽ
bị kéo căng ra, hay lệch đỏ, khi nó trèo ra khỏi không-thời gian bị cuộn lại ở gần vật thể
nặng đó. Những tiên đoán này ngày nay được gọi là ba phép kiểm tra cổ điển của thuyết
tương đối rộng.
Thuyết tương đối rộng: nhà siêu khoa học
Pedro Ferreira
Năm 1919, nhà thiên văn học người Anh Arthur Eddington đã thực hiện chuyến thám hiểm
đến đảo Hoàng tử ở ngoài khơi Tây Phi để xem ông có thể phát hiện ra sự hội tụ của ánh
sáng như thuyết tương đối rộng tiên đoán hay không. Kế hoạch của ông là quan sát một
đám sao sáng tên là Hyades khi mặt trời đi qua phía trước chúng, khi nhìn từ Trái đất. Để
xem ánh sáng sao, Eddington cần một kì nhật thực toàn phần để chặn mất ánh chói của
mặt trời.
Nếu lí thuyết của Einstein là đúng, thì vị trí của các ngôi sao trong đám Hyades sẽ dường
như bị lệch đi khoảng 1/2000 của một độ.
Để định vị đám sao Hyades trên bầu trời, trước tiên Eddington chụp một bức ảnh ban đêm
ở Oxford. Sau đó, vào ngày 29/05/1919, ông chụp ảnh Hyades khi chúng nằm hầu như
thẳng phía sau mặt trời trong kì nhật thực toàn phần mà đảo Hoàng tử trải qua trong ngày
hôm đó. So sánh hai phép đo, Eddington có thể chỉ ra sự dịch chuyển như Einstein đã tiên
đoán và quá lớn để giải thích bằng lí thuyết Newton.
Nhật thực năm 1919 chứng tỏ rằng lực hấp dẫn làm bẻ cong ánh sáng sao. (Ảnh: Hội Thiên
văn học Hoàng gia/SPL)
Sau chuyến thám hiểm quan sát nhật thực, đã có một số tranh cãi rằng phân tích của
Eddington là có thiện kiến với thuyết tương đối rộng. Vấn đề không được giải quyết cho
đến cuối thập niên 1970 khi các tấm phim chụp được mang ra phân tích lại và phân tích
của Eddington được chứng tỏ là đúng.
Kết quả của Eddington đã biến Einstein thành một siêu sao quốc tế: “Lí thuyết của Einstein
thành công vang dội” là dòng tít của tờ The Times ở London. Từ đó về sau, khi ngày càng
có nhiều hệ quả của lí thuyết của ông được phát hiện, thuyết tương đối rộng đã ăn sâu vào
trí tưởng tượng của công chúng, với các mô tả của nó về vũ trụ giãn nở và các lỗ đen.
Năm 1959, các nhà vật lí người Mĩ Robert Pound và Glen Rebka đã đo sự dịch đỏ hấp dẫn
của ánh sáng trong phòng thí nghiệm của họ tại Đại học Harvard, nhờ đó xác nhận phép
kiểm tra cuối cùng trong ba phép kiểm tra cổ điển của thuyết tương đối rộng.
Không gian cho vật chất biết nên chuyển động như thế nào và vật chất cho không gian biết
nên cong đi như thế nào (John Archibald Wheeler)
Thuyết tương đối rộng: Sự hấp dẫn trước Einstein
Năm 1686, Isaac Newton đề xuất một lí thuyết có sức mạnh vô song của sự chuyển động. Tại
tâm điểm của nó là định luật vạn vật hấp dẫn, phát biểu rằng lực hấp dẫn giữa hai vật thể tỉ lệ
với khối lượng của mỗi vật và tỉ lệ nghịch với bình phương khoảng cách giữa chúng. Định luật
Newton là phổ quát vì nó có thể áp dụng cho bất kì tình huống nào trong đó lực hấp dẫn là quan
trọng: các quả táo từ trên cây rơi xuống, các hành tinh quay xung quanh mặt trời, và nhiều,
nhiều trường hợp khác nữa.
Trong hơn 200 năm, lí thuyết hấp dẫn của Newton đã được sử dụng thành công để dự
đoán chuyển động của các thiên thể và mô tả chính xác quỹ đạo của các hành tinh trong hệ
mặt trời. Một minh chứng cho sức mạnh đó của nó là vào năm 1846, nhà thiên văn học
người Pháp Urbain Le Verrier đã có thể dùng nó để tiên đoán sự tồn tại cua Hải vương
tinh.
Tuy nhiên, có một trường hợp trong đó lí thuyết của Newton dường như không cho câu trả
lời chính xác. Le Verrier đã đo quỹ đạo của Thủy tinh với độ chính xác ngoại hạng và nhận
thấy nó bị dịch đi một lượng hết sức nhỏ - chưa tới một phần trăm của một độ trong một thế
kỉ - so với cái trông đợi thu về từ lí thuyết Newton. Sự không nhất quán giữa lí thuyết của
Newton và quỹ đạo của Thủy tinh vẫn không được phân giải vào đầu thế kỉ thứ 20.
Lí thuyết tương đối rộng của Einstein đã làm sáng tỏ rằng vũ trụ là nơi cực độ. Ngày nay,
chúng ta biết nó nóng và đặc và đã giãn nở trong 13,7 tỉ năm qua. Nó còn chứa nhung
nhúc những vùng không-thời gian cuộn hết sức chặt gọi là các lỗ đen bắt giữ mọi thứ rơi
vào trong tầm mút của nó.
Thuyết tương đối rộng: Các lỗ đen
Không bao lâu sau khi Einstein đề xuất lí thuyết tương đối rộng của ông, một nhà vật lí
người Đức tên là Karl Schwarzschild đã tìm ra một trong những nghiệm đầu tiên và quan
trọng nhất của các phương trình trường Einstein. Ngày nay được gọi là nghiệm
Schwarzschild, nó mô tả hình dạng của không-thời gian xung quanh các ngôi sao cực kì
đặc – và nó có một số đặc điểm rất kì lạ.
Trước tiên, ở ngay tại tâm của những vật thể như vậy, độ cong của không-thời gian trở nên
vô hạn – tạo ra một đặc điểm gọi là một kì dị. Một đặc điểm còn lạ hơn nữa là một mặt cầu
không nhìn thấy, gọi là chân trời sự cố, bao xung quanh điểm kì dị đó. Không có gì, kể cả
ánh sáng, có thể thoát ra khỏi chân trời sự cố. Bạn hầu như có thể nghĩ điểm kì dị
Schwarzschild là một cái lỗ trong cấu trúc của không-thời gian.