Những gì Einstein đề xuất không gì khác hơn là một cuộc cách mạng lớn trong hiểu biết của chúng ta về không gian và thời gian. Đó là một lý thuyết mới về lực hấp dẫn, trong đó khối lượng xác định độ cong của không thời gian, và độ cong đó, đến lượt nó, điều khiển cách các vật thể chuyển động. Giống như tất cả các ý tưởng mới trong khoa học, bất kể ai đưa ra chúng, lý thuyết của Einstein phải được kiểm tra bằng cách so sánh các dự đoán của nó với các bằng chứng thực nghiệm. Đây là một thách thức khá lớn vì tác động của lý thuyết mới chỉ rõ ràng khi có được khối lượng khá lớn. (Đối với các khối lượng nhỏ hơn, nó yêu cầu các kỹ thuật đo lường mà mãi đến nhiều thập kỷ sau mới có).

Khi khối lượng biến dạng nhỏ, những tiên đoán của thuyết tương đối tổng quát phải phù hợp với những dự đoán từ định luật vạn vật hấp dẫn của Newton, sau tất cả, nó đã phục vụ chúng ta một cách đáng ngưỡng mộ cho công nghệ của chúng ta và cho việc dẫn dắt các tàu thăm dò không gian đến các hành tinh khác. Do đó, trong lãnh thổ quen thuộc, sự khác biệt giữa các dự đoán của hai mô hình là rất nhỏ và khó phát hiện. Tuy nhiên, Einstein đã có thể chứng minh một bằng chứng về lý thuyết của ông có thể được tìm thấy trong dữ liệu hiện có và đề xuất một bằng chứng khác sẽ được thử nghiệm chỉ vài năm sau đó.

Chuyển động của Sao Thủy

Trong số các hành tinh trong hệ mặt trời của chúng ta, Sao Thủy quay quanh quỹ đạo gần Mặt Trời nhất và do đó, bị ảnh hưởng nhiều nhất bởi sự biến dạng không thời gian do khối lượng của Mặt Trời tạo ra. Einstein tự hỏi liệu sự biến dạng có thể tạo ra sự khác biệt đáng chú ý trong chuyển động của Sao Thủy mà định luật Newton không dự đoán được hay không. Sự khác biệt là nhỏ, nhưng nó chắc chắn là ở đó. Quan trọng nhất, sự khác biệt đó đã được đo lường.

Sao Thủy có quỹ đạo hình elip có độ lệch tâm cao, do đó nó chỉ cách Mặt Trời ở điểm cận nhật khoảng 2/3 so với điểm viễn nhật. (Các thuật ngữ này đã được định nghĩa trong chương về Quỹ đạo và Lực hấp dẫn.) Các hiệu ứng hấp dẫn (nhiễu loạn) của các hành tinh khác trên Sao Thủy tạo ra một bước tiến có thể tính toán được về điểm cận nhật của Sao Thủy. Điều này có nghĩa là mỗi điểm cận nhật liên tiếp xảy ra theo một hướng hơi khác khi nhìn từ Mặt Trời (Hình 24.9).

Hình 24.9 Sự dao động của Sao Thủy. Trục chính của quỹ đạo của một hành tinh, chẳng hạn như Sao Thủy, quay trong không gian một chút do có nhiều nhiễu động khác nhau. Trong trường hợp của Sao Thủy, lượng quay (hay tuế sai quỹ đạo) lớn hơn một chút so với lực hấp dẫn do các hành tinh khác tác động; Sự khác biệt này được giải thích một cách chính xác bằng thuyết tương đối tổng quát. Sao Thủy, là hành tinh gần Mặt Trời nhất, có quỹ đạo của nó bị ảnh hưởng nhiều nhất bởi sự cong vênh của không thời gian gần Mặt Trời. Sự thay đổi từ quỹ đạo sang quỹ đạo đã được phóng đại đáng kể trên biểu đồ này.

Theo hấp dẫn Newton, lực hấp dẫn do các hành tinh tác động sẽ khiến điểm cận nhật của Sao Thủy tiến thêm khoảng 531 giây cung (arcsec) mỗi thế kỷ. Tuy nhiên, vào thế kỷ 19, người ta đã quan sát thấy rằng gia tăng thực tế là 574 arcsec mỗi thế kỷ. Sự khác biệt lần đầu tiên được chỉ ra vào năm 1859 bởi Urbain Le Verrier, người đồng khám phá ra Sao Hải Vương. Cũng giống như sự khác biệt trong chuyển động của Sao Thiên Vương cho phép các nhà thiên văn phát hiện ra sự hiện diện của Sao Hải Vương, vì vậy người ta cho rằng sự khác biệt trong chuyển động của Sao Thủy có thể có nghĩa là do sự hiện diện của một hành tinh bên trong chưa được khám phá. Các nhà thiên văn đã tìm kiếm hành tinh này gần Mặt Trời, thậm chí đặt cho nó một cái tên: Vulcan, theo tên thần lửa của người La Mã. (Tên sau này sẽ được sử dụng cho hành tinh quê hương của một nhân vật nổi tiếng trong một chương trình truyền hình nổi tiếng về du hành vũ trụ trong tương lai.)

Nhưng chưa từng có hành tinh nào được tìm thấy gần Mặt Trời hơn Sao Thủy, và sự khác biệt vẫn khiến các nhà thiên văn học bận tâm khi Einstein thực hiện các phép tính của mình. Tuy nhiên, thuyết tương đối tổng quát dự đoán rằng do độ cong của không thời gian xung quanh Mặt Trời, điểm cận nhật của Sao Thủy sẽ tiến lên một chút so với dự đoán của hấp dẫn Newton. Kết quả là làm cho trục chính của quỹ đạo Sao Thủy quay chậm trong không gian do mỗi lực hấp dẫn của Mặt Trời. Dự đoán của thuyết tương đối tổng quát là hướng của điểm cận nhật sẽ thay đổi thêm 43 giây cung mỗi thế kỷ. Điều này rất gần với sự khác biệt quan sát được, và nó mang lại cho Einstein rất nhiều tự tin khi ông nâng cao lý thuyết của mình. Sự gia tăng tương đối tính của điểm cận nhật sau đó cũng được quan sát thấy trong quỹ đạo của một số tiểu hành tinh đến gần Mặt Trời.

Sự lệch hướng của ánh sao

Thử nghiệm thứ hai của Einstein là thứ chưa từng được quan sát trước đây và do đó sẽ cung cấp một xác nhận tuyệt vời cho lý thuyết của ông. Vì không thời gian cong hơn ở những vùng có trường hấp dẫn mạnh, nên chúng ta mong đợi ánh sáng đi qua rất gần Mặt Trời sẽ xuất hiện theo một đường cong (Hình 24.10), giống như của con kiến ​​trong trường hợp tương tự của chúng ta. Einstein đã tính toán từ thuyết tương đối tổng quát rằng ánh sáng ngôi sao lướt qua bề mặt Mặt Trời sẽ bị lệch đi một góc 1,75 arcsec. Có thể quan sát thấy sự lệch hướng như vậy không?

Hình 24.10 Độ cong của Đường đi ánh sáng gần Mặt Trời. Ánh sáng sao đi qua gần Mặt Trời bị lệch đi một chút do "sự cong vênh" của không thời gian. (Sự lệch hướng của ánh sáng sao này là một ví dụ nhỏ về hiện tượng gọi là thấu kính hấp dẫn, chúng ta sẽ thảo luận chi tiết hơn trong chương Sự tiến hóa và phân bố của các thiên hà.) Trước khi đi ngang qua Mặt Trời, ánh sáng từ ngôi sao đã đi song song với cạnh đáy của hình. Khi nó đi qua gần Mặt Trời, con đường đã bị thay đổi một chút. Khi chúng ta nhìn thấy ánh sáng, chúng ta cho rằng chùm sáng đã đi theo đường thẳng trong suốt hành trình của nó, và do đó chúng ta đo vị trí của ngôi sao hơi khác so với vị trí thực của nó. Nếu chúng ta quan sát ngôi sao vào một thời điểm khác, khi Mặt trời không nằm trên đường đi, chúng ta sẽ đo vị trí thực của ngôi sao.

Chúng ta gặp phải một “vấn đề kỹ thuật” nhỏ khi chúng tôi cố gắng chụp ánh sáng ngôi sao đến rất gần Mặt Trời: Mặt Trời là một nguồn ánh sáng sao quá chói. Nhưng trong nhật thực toàn phần, phần lớn ánh sáng của Mặt Trời sẽ bị chặn lại, cho phép chụp ảnh các ngôi sao gần Mặt Trời. Trong một bài báo được xuất bản trong Thế chiến thứ nhất, Einstein (viết trên một tạp chí của Đức) cho rằng các quan sát bằng ảnh trong thời kỳ nhật thực có thể cho thấy sự lệch hướng của ánh sáng đi qua gần Mặt Trời.

Kỹ thuật này bao gồm việc chụp ảnh các ngôi sao sáu tháng trước nhật thực và đo vị trí của tất cả các ngôi sao một cách chính xác. Sau đó, các ngôi sao tương tự được chụp trong quá trình nhật thực. Đây là khi ánh sáng ngôi sao phải di chuyển đến chúng ta bằng cách đi vòng qua Mặt Trời và di chuyển qua không thời gian bị biến dạng có thể đo lường được. Khi nhìn từ Trái Đất, các ngôi sao gần Mặt Trời nhất sẽ dường như "rời vị trí" — hơi xa vị trí bình thường của chúng được đo khi Mặt Trời không ở gần.

Một bản sao duy nhất của tờ báo đó, được chuyển qua Hà Lan trung lập, đến tay nhà thiên văn học người Anh Arthur S. Eddington, người để ý rằng nhật thực thuận lợi gần nhất là vào ngày 29 tháng 5 năm 1919. Người Anh đã tổ chức hai cuộc thám hiểm để quan sát nó: một trên đảo Príncipe, ngoài khơi bờ biển Tây Phi, và đoàn kia ở Sobral, phía bắc Brazil. Bất chấp một số vấn đề về thời tiết, cả hai cuộc thám hiểm đã thu được những bức ảnh thành công. Các ngôi sao nhìn thấy gần Mặt Trời thực sự đã bị dịch chuyển, và với độ chính xác của các phép đo, khoảng 20%, sự dịch chuyển phù hợp với các dự đoán của thuyết tương đối tổng quát. Các thí nghiệm hiện đại hơn với sóng vô tuyến truyền gần Mặt Trời đã xác nhận rằng các dịch chuyển thực tế nằm trong khoảng 1% so với những gì thuyết tương đối tổng quát dự đoán.

Việc xác nhận lý thuyết này bởi các cuộc thám hiểm nhật thực vào năm 1919 là một chiến thắng khiến Einstein trở thành một người nổi tiếng thế giới.

(Còn tiếp...)

Tham khảo

  1. Astronomy 1st edition, Senior Contributing Authors: A. Franknoi, D. Morrison, S. Wolff ©2017 Rice University,  Textbook content produced by OpenStax is licensed under a Creative Commons Attribution 4.0 International License. (Access for free at https://openstax.org/details/books/astronomy