Giữa năm 1907 và 1911, Einstein đã nghiên cứu về thuyết tương đối rộng (hệ quy chiếu phi quán tính). Ông đã xuất bản bài báo có tựa đề "Về ảnh hưởng của trọng lực đối với sự truyền ánh sáng" vào năm 1911. Dự đoán rằng thời gian là tương đối, và tương đối với người quan sát liên quan đến trường hấp dẫn của nó.
Ông cũng đề xuất lý thuyết tương đương rằng khối lượng hấp dẫn giống như khối lượng quán tính. Einstein cũng dự đoán sự giãn nở thời gian do lực hấp dẫn.
Trọng lực gây ra sự biến dạng không-thời gian. Hai sự kiện ở các vùng khác nhau sẽ có thời gian khác nhau. Tỷ lệ biến dạng càng lớn thì thời gian trôi qua càng chậm.
Một kết quả quan trọng khác của lý thuyết của ông là dự đoán về sự tồn tại của lỗ đen và sự giãn nở của vũ trụ.
Năm 1915, vài tháng sau khi Einstein công bố thuyết tương đối rộng, nhà vật lý và thiên văn học người Đức Karl Schwarzschild đã đưa ra lời giải cho các phương trình trường của Einstein. Hiện được gọi là bán kính Schwarzschild, nó mô tả vận tốc thoát của vật chất ở bề mặt của một vật thể hình cầu đặc bằng vận tốc ánh sáng.
Năm 1931, nhà vật lý thiên văn người Mỹ gốc Ấn Độ Subrahmanyan Chandrasekhar đã sử dụng thuyết tương đối hẹp để tính toán giá trị tới hạn khối lượng cho sự sụp đổ của vật chất suy biến electron không spin.
Năm 1939, Robert Oppenheimer và những người khác đồng ý với phân tích của Chandrasekhar rằng các sao neutron đã vượt qua một giá trị tới hạn và sụp đổ thành lỗ đen.
Thuyết tương đối rộng dự đoán rằng vũ trụ đang giãn nở hoặc co lại. Năm 1929, Edwin Hubble xác nhận rằng vũ trụ đang giãn nở. Vào thời điểm đó, điều này dường như bác bỏ lý thuyết của Einstein về hằng số vũ trụ.
Hằng số vũ trụ là để đảm bảo rằng vũ trụ là tĩnh. Đáp lại, Edwin Hubble đã sử dụng các phép đo dịch chuyển đỏ để phát hiện ra rằng các thiên hà đang di chuyển ra khỏi Dải Ngân hà.
Ngoài ra, ông còn phát hiện ra rằng các thiên hà ở xa Trái Đất lùi lại nhanh hơn, một hiện tượng sau này được gọi là Định luật Hubble. Hubble đặt hằng số Hubble (hệ số mở rộng) ở mức 500 km/(s.Mpc).
Theo thuyết tương đối rộng, trường hấp dẫn sẽ bẻ cong không - thời gian
Đối với một khối lượng cố định, kích thước của ngôi sao càng lớn thì mật độ càng thấp. Khi thể tích của ngôi sao rất lớn, trường hấp dẫn của nó hầu như không ảnh hưởng đến không-thời gian và ánh sáng phát ra từ một điểm nhất định trên bề mặt ngôi sao có thể phát ra theo đường thẳng theo bất kỳ hướng nào. Tuy nhiên, với khối lượng đó, bán kính của ngôi sao càng nhỏ, nó sẽ càng bẻ cong không-thời gian xung quanh càng lớn, ánh sáng phát ra ở những góc nhất định sẽ quay trở lại bề mặt của ngôi sao dọc theo không gian cong. Giống như các ngôi sao neutron siêu dày đặc có thể đạt được hệ số giãn nở thời gian là 10-20%.
Khi bán kính của ngôi sao nhỏ đến một giá trị nhất định (trong thiên văn học gọi là "bán kính Schwarzschild"), ngay cả ánh sáng phát ra từ bề mặt thẳng đứng cũng bị thu giữ, lúc này ngôi sao sẽ trở thành một lỗ đen. Nghĩa là nó giống như một lỗ hổng không đáy trong vũ trụ, một khi vật chất nào rơi vào trong đó thì không thể thoát ra được nữa.
Lỗ đen không thể được quan sát trực tiếp, nhưng sự tồn tại và khối lượng của chúng có thể được biết một cách gián tiếp và tác động của chúng lên những thứ khác có thể được quan sát.
Thông tin về sự tồn tại của lỗ đen có thể thu được thông qua "thông tin cạnh" phát ra tia X và tia gamma do ma sát gây ra bởi gia tốc do lực hấp dẫn của lỗ đen mang lại trước khi vật thể bị hút vào.
Người ta suy đoán rằng sự tồn tại của một lỗ đen cũng có thể thu được bằng cách gián tiếp quan sát quỹ đạo quay của các ngôi sao hoặc các đám mây giữa các vì sao, đồng thời cũng có thể thu được vị trí và khối lượng của nó.
Vậy, lỗ đen được hình thành như thế nào? Trên thực tế, giống như sao lùn trắng và sao neutron, lỗ đen có khả năng tiến hóa từ các ngôi sao.
Khi một ngôi sao già đi, phản ứng nhiệt hạch của nó đã cạn kiệt nhiên liệu (hydro) ở trung tâm và năng lượng do trung tâm tạo ra cũng cạn kiệt, theo cách này, nó không còn đủ năng lượng để đỡ trọng lượng khổng lồ của lớp vỏ bên ngoài.
Vì vậy, dưới sức nặng của lớp vỏ bên ngoài, lõi bắt đầu sụp đổ cho đến khi một ngôi sao nhỏ, có mật độ dày đặc được hình thành và có khả năng cân bằng lại áp suất.
Sao mới hình thành này chủ yếu tiến hóa thành sao lùn trắng, tuy nhiên đối với sao có khối lượng đặc biệt lớn, nó có thể hình thành sao nơtron.
Theo tính toán của các nhà khoa học, tổng khối lượng của sao nơtron không thể lớn hơn ba lần khối lượng Mặt Trời, nếu vượt quá giá trị này, thì sẽ không còn Lực có thể cạnh tranh với lực hấp dẫn của chính nó, do đó sẽ gây ra một sự sụp đổ lớn khác.
Lúc này, theo phỏng đoán của các nhà khoa học, vật chất sẽ tiến về tâm cho đến khi nó trở thành một "điểm" mà thể tích của nó có xu hướng bằng không và mật độ có xu hướng vô cực. Theo đó lực hấp dẫn khổng lồ lúc này sẽ ngăn cản cả ánh sáng phát ra bên ngoài, do đó nó sẽ cắt đứt mọi liên hệ giữa ngôi sao và thế giới bên ngoài, đây cũng chính là lúc lỗ đen ra đời.
So với các thiên thể khác, lỗ đen rất đặc biệt, ví dụ như lỗ đen có khả năng " tàng hình", con người không thể trực tiếp quan sát nó, thậm chí các nhà khoa học cũng chỉ có thể đưa ra nhiều phỏng đoán khác nhau về cấu tạo bên trong của nó.
Chúng ta đều biết ánh sáng truyền theo đường thẳng. Đây là lẽ thường cơ bản nhất. Nhưng theo thuyết tương đối rộng, không gian sẽ bị cong dưới tác dụng của trường hấp dẫn.
Lúc này, mặc dù ánh sáng vẫn truyền dọc theo khoảng cách ngắn nhất giữa hai điểm bất kỳ, nhưng nó không còn là đường thẳng nữa mà là một đường cong. Nói một cách sinh động, có vẻ như ban đầu ánh sáng muốn truyền theo đường thẳng, nhưng lực hấp dẫn mạnh đã thay đổi đường đi của nó.
Trên Trái Đất, do tác dụng của trường hấp dẫn rất nhỏ, nên loại uốn cong này không đáng kể, nhưng xung quanh lỗ đen, sự biến dạng của không-thời gian lại rất lớn. Theo cách này, mặc dù một phần ánh sáng do ngôi sao phát ra bị lỗ đen chặn lại sẽ rơi vào trạng thái biến mất vào lỗ đen, nhưng một phần khác của ánh sáng sẽ đi vòng quanh lỗ đen trong không gian cong và đến Trái Đất.
Do đó, chúng ta có thể quan sát bầu trời đầy sao phía sau lỗ đen một cách dễ dàng, như thể lỗ đen không tồn tại, đây là tính vô hình của lỗ đen... (Ví dụ, đĩa bồi tụ xung quanh lực hấp dẫn của lỗ đen thường được sử dụng để xác định độ lớn của lỗ đen).
CÙNG CHUYÊN MỤC
