Thuyết tương đối rộng: Vũ
trụgiãn nở
Một trong những tiên đoán kì lạnhất của thuyết tương đối rộng ra đời khi
chúng ta xét cái xảy ra với vũtrụxem nhưmột tổng thể.
Không bao lâu sau khi Einstein công bốlí thuyết của ông, nhà khí tượng học
và toán học người Nga Alexander Friedmann và vịlinh mục người BỉGeorges
Lemaître đã chỉra rằng vũtrụsẽphát triển trước toàn bộnăng lượng mà nó chứa.
Họcho rằng vũtrụlúc bắtđầu phải nhỏvà đặc, và giãn nởvà loãng dần theo thời
gian. Kết quảlà các thiên hà sẽtrôi giạt ra xa nhau.
Thoạtđầu, Einstein hoài nghi kết luậnđó của Friedmann và Lemaître, ông
nghiêng vềmột vũtrụtĩnh tại. Nhưng một khám phá bơi nhà thiên văn học người
MĩEdwin Hubble đã làm thay đổi suy nghĩcủa ông.
Vũtrụthời sơkhai (Ảnh: NASA/Đội Khoa học WMAP)
Hubble phân tích các thiên hà lùi ra xa Dải Ngân hà nhưthếnào. Ông nhận
thấy các thiên hà ởxa di chuyển ra xa nhanh hơn các thiên hà tương đốiởgần. Các
quan sát của Hubble chứng tỏrằng vũtrụthật sự đang giãn nở. Mô hình vũtrụnày
sau đó được gọi tên là Big Bang (VụnổLớn).
Trong hơn 20 năm qua, vô sốcác quan sát thực hiện bởi các vệtinh và các
kính thiên văn cỡlớnđã xác nhận thêm bằng chứng cho một vũtrụ đang giãn nở
và phát triển. Chúng ta đã thu được một số đo chính xác của tốcđộ giãn nởcủa vũ
trụvà nhiệtđộ của “bức xạtàn dư” để lại từthời Big Bang, và chúng ta đã có thể
quan sát các thiên hà trẻkhi vũtrụ ở trong giai đoạn trứng nước của nó. Ngày nay,
người ta chấp nhận rằng vũtrụkhoảng chừng 13,7 tỉnăm tuổi.
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 ngườiĐức 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 tảhình dạng của không-thời gian xung quanh
các ngôi sao cực kì đặc – và nó có một số đặcđiểm rất kì lạ.
Trước tiên, ởngay tại tâm của những vật thểnhưvậy, độ cong của không-
thời gian trởnên vô hạn – tạo ra mộtđặcđiểm gọi là một kì dị. Mộtđặcđiểm còn lạ
hơn nữa là một mặt cầu không nhìn thấy, gọi là chân trời sựcố, bao xung quanh
điểm kì dị đó. Không có gì, kểcảánh sáng, có thểthoát ra khỏi chân trời sựcố. Bạn
hầu nhưcó thểnghĩ điểm kì dịSchwarzschild là một cái lỗtrong cấu trúc của
không-thời gian.
Đài thiên văn tia X Chandra đã xác nhận các ý tưởng dựa trên nền thuyết
tương đối của chúng ta vềvũtrụ. (Ảnh: Trung tâm Đài thiên văn tia X Chadra)
Vào những năm 1960, nhà toán học người New Zealand Roy Kerr đã phát
hiện ra một họnghiệm tổng quát hơn cho các phương trình trường Einstein.
Những nghiệm này mô tảnhững vật thể đang quay tròn, và chúng còn kì lạhơn cả
nghiệm Schwarzschild.
Các vật thểmà các nghiệm Schwarzschild và Kerr mô tả được gọi là các lỗ
đen. Mặc dù không có lỗ đen nào từng được trông thấy trực tiếp, nhưng có bằng
chứng không thểchối cãi rằng chúng tồn tại. Chúng thường được phát hiện ra qua
tác dụng mà chúng để lại trên các vật thểthiên văn lân cận nhưcác ngôi sao hay
chất khí.
Những lỗ đen nhỏnhất có thể được tìm thấy xuất hiện cùng với các ngôi sao
bình thường. Khi ngôi sao quay xung quanh lỗ đen, nó từtừbịhút lấy một phần
vật chất và phát ra tia X. Lỗ đen đầu tiên nhưvậyđược quan sát thấy là Sygnus X-1,
và hiện nay có một sốcặpđôi tia X đã được xác định rõ ràng với các lỗ đen chừng
bằng 10 lần khối lượng mặt trời.
Bằng chứng cho những lỗ đen lớn hơn nhiều xuất hiện trong thập niên 1960
khi một sốvật thểrất sáng và xa xôi đã được quan sát thấy trên bầu trời. Gọi là các
quasar, chúng phát sinh từcác lỗ đen bịphá hủy có vẻsinh ra tại lõi của các thiên
hà. Chất khí ởchính giữa của một thiên hà hình thành nên mộtđĩa xoáy tít khi nó
bịhút vào trong lỗ đen. Sức mạnh của lực hút của lỗ đen làm xoáy tít chất khí làm
phát ra những lượng năng lượng khổng lồcó thểnhìn thấyởcách xa nhiều tỉnăm
ánh sáng. Các ước tính hiện nay đặt những lỗ đen này nằm trong khoảng giữa một
triệu và một tỉlần khối lượng của mặt trời. Kết quảlà chúng được gọi là các lỗ đen
siêu khối lượng.
Bằng chứng hiện nay ủng hộcho việc có một lỗ đen siêu khối lượng nằm tại
tâm của mỗi thiên hà, trong đó có thiên hà của chúng ta. Thật vậy, các quan sát quỹ
đạo của các sao nằm gần tâm của Dải Ngân hà cho thấy chúng đang chuyểnđộng
trong những quỹ đạo ngày càng thu hẹp lại. Những quỹ đạo này có thểhiểuđược
nếu không-thời gian mà chúng tồn tại trong đó bịbóp méo đáng kểbởi sựcó mặt
của một lỗ đen siêu khối lượng gấp hơn 4 triệu lần khối lượng của mặt trời.
Bất chấp tên gọi của chúng, nhà vật lí người Anh Stephen Hawking đã chỉra
rằng các lỗ đen có lẽkhông hoàn toàn đen. Ông cho rằng, ởgần chân trời sựcố, sự
sản sinh lượng tửcủa các hạt và phản hạt có thểdẫn tới một sựphát sáng rất yếu.
Lóe sáng này, trởnên nổi tiếng là bức xạHawking, cho đến nay chưađược phát
hiện ra vì nó quá mờnhạt. Nhưng, theo năm tháng, bức xạHawking sẽ đủ để lấy
hết năng lượng và khối lượng ra khỏi một lỗ đen, làm cho toàn bộcác lỗ đen cuối
cùng bịbốc hơi và biến mất.