Thấu kính hấp dẫn

Chữ thập Einstein: bốn hình ảnh của cùng một quasar tạo ra bởi thấu kính hấp dẫn

Sự lệch ánh sáng do hấp dẫn dẫn đến một hiện tượng thiên văn vật lý mới. Nếu có một thiên thể khối lượng lớn nằm giữa kính thiên văn và vật thể ở xa thì chúng ta sẽ thu được nhiều hình ảnh bị méo mó của vật này. Hiệu ứng này được gọi là thấu kính hấp dẫn.[100] Phụ thuộc vào khoảng cách, nguồn phát, và sự phân bố khối lượng của thiên thể thấu kính, chúng ta có thể thu được nhiều hơn hai ảnh, hay thậm chí là một vành tròn gọi là vành Einstein, hoặc dạng cung.[101]Các nhà thiên văn lần đầu tiên phát hiện ra thấu kính hấp dẫn vào năm 1979;[102] Kể từ đó tới nay, hàng trăm thấu kính hấp dẫn đã được phát hiện và nghiên cứu.[103] Ngay cả khi nhiều hình ảnh của cùng vật thể hiện ra quá gần nhau trong bức ảnh chụp, các nhà khoa học vẫn đo được hiệu ứng này, ví dụ, do đối tượng mục tiêu quá sáng; hiệu ứng "vi thấu kính hấp dẫn" đã được quan sát thấy.[104]

Thấu kính hấp dẫn trở thành một công cụ quan trọng trong thiên văn quan sát. Các nhà vũ trụ học sử dụng nó để phát hiện và ước tính sự phân bố của vật chất tối, họ sử dụng "thấu kính tự nhiên" để quan sát các thiên hà ở xa và có được phương pháp độc lập nhằm ước tính hằng số Hubble. Nhờ phân tích, đánh giá thống kê từ dữ liệu các thấu kính đã cung cấp những manh mối quan trọng trong sự tiến hóa cấu trúc của các thiên hà.[105]

Thiên văn sóng hấp dẫn

Minh họa sóng hấp dẫn phát ra từ hệ pulsar PSR J0348+0432 và sao lùn trắng đồng hành.

Bằng quan sát các hệ pulsar đôi đã cung cấp những kết quả gián tiếp khẳng định sự tồn tại của sóng hấp dẫn (xem phần Giảm chu kỳ quỹ đạo ở trên). Sóng hấp dẫn phát ra từ những nguồn xa xôi trong vũ trụ đã được quan sát trực tiếp (như các sự kiện GW150914 và GW151226), và là mục tiêu chính của các dự án nghiên cứu liên quan đến thuyết tương đối hiện nay.[77][78][106] Vài trạm quan sát thăm dò sóng hấp dẫn đang hoạt động trên mặt đất, nổi bật là các máy dò sóng hấp dẫn sử dụng giao thoa kế laser như GEO 600, LIGO, TAMA 300 và VIRGO.[107] Nhiều kính thiên văn vô tuyến quan sát sự biến đổi nhỏ trong chu kỳ quay của các pulsar mili giây nhằm phát hiện sóng hấp dẫn ở dải tần số 10−9 đến 10−6 Hertz phát ra từ sự kiện sáp nhập hai lỗ đen.[108] Đài quan sát châu Âu trên không gian, eLISA/NGO, hiện tại đang được phát triển,[109] với phi vụ thử nghiệm tiên phong (LISA Pathfinder) được phóng lên vào năm 2015,[110] và đã thu được kết quả thí nghiệm vượt mong đợi của các nhà khoa học.[111][112][113]

Quan sát sóng hấp dẫn cũng hứa hẹn bổ sung cho dữ liệu quan sát từ sóng điện từ.[114] Chúng cho phép các nhà vật lý thu được thông tin về các lỗ đen và những thiên thể nén đặc khác như sao neutron và sao lùn trắng, về sự kiện phát nổ siêu tân tinh, và giai đoạn hình thành còn sơ khai của vũ trụ, bao gồm dấu hiệu của loại "dây vũ trụ" được các nhà lý thuyết dự đoán.[115]

Lỗ đen và các thiên thể nén đặc

Ảnh chụp ở bước sóng vô tuyến đầu tiên của dự án EHT về môi trường vật chất plasma bao quanh bóng tối của lỗ đen siêu khối lượng ở trung tâm thiên hà M87.

Bất cứ khi nào tỉ số giữa khối lượng của vật và bán kính của nó trở lên đủ lớn vượt qua một giới hạn, các nhà lý thuyết tiên đoán sẽ hình thành một lỗ đen, vùng của không thời gian mà không một thứ gì, kể cả ánh sáng có thể thoát ra được. Trong những mô hình được chấp nhận hiện nay về quá trình tiến hóa sao, các sao neutron với khối lượng xấp xỉ 1,4 lần khối lượng Mặt Trời, và các lỗ đen có khối lượng từ vài lần đến vài chục lần khối lượng Mặt Trời được cho là trạng thái cuối cùng trong quá trình tiến hóa của các ngôi sao có khối lượng lớn.[116] Tại tâm của các thiên hà thường có lỗ đen siêu khối lượng với khối lượng từ vài triệu tới một chục tỷ lần khối lượng Mặt Trời,[117] và sự có mặt của nó được cho là có vai trò quan trọng trong quá trình hình thành thiên hà cũng như các cấu trúc ở cấp độ lớn hơn.[118]

Mô phỏng dựa trên các phương trình của thuyết tương đối tổng quát: một ngôi sao suy sụp hình thành lên lỗ đen và phát ra sóng hấp dẫn.

Về mặt thiên văn vật lý, tính chất quan trọng nhất của các thiên thể nén đặc là chúng cung cấp một cơ chế hiệu quả rất cao cho sự biến đổi năng lượng hấp dẫn thành bức xạ điện từ.[119] Quá trình bồi tụ, vật chất khí hay bụi bị thu hút về các lỗ đen, là nguyên nhân phát sáng rất mạnh của một số thiên thể, điển hình là nhân các thiên hà hoạt động trên quy mô thiên hà hoặc các vi quasar ở những thiên thể cấp độ sao.[120] Đặc biệt, sự bồi tụ cũng dẫn đến hình thành chùm tia tương đối tính, chùm hạt và bức xạ năng lượng cao với các hạt bị bắn ra với vận tốc gần bằng tốc độ ánh sáng.[121] Thuyết tương đối tổng quát đóng một vai trò quan trọng cho mô hình hóa tất cả những hiện tượng này,[122] và nhiều quan sát đã cung cấp những bằng chứng thực nghiệm cho sự tồn tại của lỗ đen với tính chất phù hợp với tiên đoán của lý thuyết.[123]

Lỗ đen cũng là mục tiêu mong muốn tìm kiếm trong nghiên cứu sóng hấp dẫn (xem phần sóng hấp dẫn ở trên). Quá trình sáp nhập các hệ lỗ đen đôi sẽ phát ra sóng hấp dẫn với tín hiệu rất mạnh khi đến được máy dò trên Trái Đất, và sóng hấp dẫn phát ra ở giai đoạn trước khi hai lỗ đen trộn thành một có thể coi là "ngọn nến chuẩn" nhằm đo khoảng cách đến hệ lỗ đen và cung cấp phương pháp độc lập cho nghiên cứu sự giãn nở của vũ trụ ở khoảng cách lớn.[124] Sóng hấp dẫn phát ra từ sự kiện lỗ đen khối lượng sao bị hút vào lỗ đen siêu khối lượng mang lại cho các nhà vật lý thông tin về hình học của lỗ đen lớn hơn.[125]

Vũ trụ học

Cung vành móng ngựa màu xanh là hình ảnh của một thiên hà ở xa đã được phóng đại và uốn cong thành gần một vành bởi trường hấp dẫn mạnh của thiên hà đỏ ở giữa.Mô hình vụ nổ lớn, sự giãn nở đang tăng tốc của vũ trụ.

Mô hình chuẩn về vũ trụ học hiện nay dựa trên phương trình trường Einstein có chứa hằng số vũ trụ học Λ, do nó có ảnh hưởng quan trọng đến động lực trên quy mô lớn của vũ trụ,

R μ ν − 1 2 R g μ ν + Λ   g μ ν = κ T μ ν {\displaystyle R_{\mu \nu }-{\textstyle 1 \over 2}R\,g_{\mu \nu }+\Lambda \ g_{\mu \nu }=\kappa \,T_{\mu \nu }}

với g μ ν {\displaystyle g_{\mu \nu }} là tenxơ mêtric.[126] Dựa trên Nguyên lý vũ trụ học, vũ trụ là đồng nhất và đẳng hướng trên quy mô lớn, các nhà vật lý tìm ra được mêtric Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (mêtric FLRW) là nghiệm chính xác của phương trình Einstein mô tả vũ trụ đang nở ra hay co lại,[127] cho phép mô tả sự tiến hóa của vũ trụ từ xấp xỉ 13,8 tỷ năm về trước, khởi nguyên từ Vụ nổ lớn.[128] Mêtric FLRW là:[129]

d s 2 = − c 2 d t 2 + a ( t ) 2 ( d r 2 1 − k r 2 + r 2 d θ 2 + r 2 sin 2 ⁡ θ d ϕ 2 ) {\displaystyle ds^{2}=-c^{2}dt^{2}+a(t)^{2}\left({\frac {dr^{2}}{1-kr^{2}}}+r^{2}d\theta ^{2}+r^{2}\sin ^{2}\theta \,d\phi ^{2}\right)}

với a(t) là hệ số tỷ lệ chỉ phụ thuộc thời gian, hằng số k phụ thuộc vào độ cong của không thời gian và được chuẩn hóa thành -1, 0, 1 tương ứng với mô hình vũ trụ mở, phẳng hay đóng. Các biến r , θ , ϕ {\displaystyle r,\theta ,\phi } là các tọa độ đồng chuyển động, mà mỗi thiên hà có giá trị cố định riêng. Khoảng cách vũ trụ học vật lý (khoảng cách thực) đối với hai thiên hà cách nhau một khoảng r và ở thời gian t cho trước (trong mô hình vũ trụ phẳng k = 0) là a(t)r, mà tăng dần theo thời gian đối với vũ trụ đang giãn nở. Để xác định được hệ số a(t), chúng ta phải giải phương trình Einstein với mêtric FLRW (thực chất mêtric là dạng tổng quát đối với vũ trụ có tính đồng nhất và đẳng hướng, nó không nhất thiết suy ra từ phương trình Einstein, phương trình này cần thiết để tính ra hệ số a(t)) gắn với dạng phân bố của vật chất.[129] Theo Nguyên lý vũ trụ học hàm ý tenxơ mật độ năng lượng-động lượng của vật chất và bức xạ trong vũ trụ có dạng giống với tenxơ mật độ năng lượng-động lượng của chất lỏng tương đối tính lý tưởng có mật độ ρ ( t ) {\displaystyle \rho (t)} và áp suất p ( t ) {\displaystyle p(t)} (cả hai có thể biến đổi theo thời gian) và tenxơ mật độ năng lượng-động lượng có dạng

T μ ν = ( ρ + p c 2 ) u μ u ν + p g μ ν {\displaystyle T^{\mu \nu }\,=\left(\rho +{p \over c^{2}}\right)u^{\mu }u^{\nu }+pg^{\mu \nu }}

với u μ {\displaystyle u^{\mu }} là bốn vận tốc của vật chất, và g μ ν {\displaystyle g^{\mu \nu }} là thành phần của ma trận nghịch đảo của ma trận có thành phần g μ ν {\displaystyle g_{\mu \nu }} . Tiếp theo, sử dụng mêtric chúng ta tính ra được hệ số Christoffel và tenxơ Ricci, vô hướng Ricci. Cùng với tenxơ mật độ năng lượng-động lượng thay vào phương trình trường Einstein chúng ta thu được hai phương trình Friedmann độc lập sau khi sắp xếp lại các số hạng[129]

H 2 = ( a ˙ a ) 2 = 8 π G 3 ρ − k c 2 a 2 + Λ c 2 3 {\displaystyle H^{2}=\left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)^{2}={\frac {8\pi G}{3}}\rho -{\frac {kc^{2}}{a^{2}}}+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}}} a ¨ a = − 4 π G 3 ( ρ + 3 p c 2 ) + Λ c 2 3 {\displaystyle {\frac {\ddot {a}}{a}}=-{\frac {4\pi G}{3}}\left(\rho +{\frac {3p}{c^{2}}}\right)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}}}

với a chấm có nghĩa là đạo hàm theo thời gian của a và H là tốc độ giãn nở của Vũ trụ gọi là tham số Hubble hay hằng số Hubble (giá trị hiện tại của nó là H 0 {\displaystyle H_{0}} , và a ˙ = H 0 a {\displaystyle {\dot {a}}=H_{0}a} hay có dạng tương tự v = H 0 d {\displaystyle v=H_{0}d} như thường viết ở định luật Hubble). Từ hai phương trình ta thấy H phụ thuộc vào cả mật độ năng lượng, độ cong của không thời gian cũng như hằng số Λ {\displaystyle \Lambda } . Nếu hằng số vũ trụ học lấn át mật độ năng lượng, bức xạ của vật chất (cả vật chất tối và vật chất thường) trong vũ trụ thì ở phương trình Friedmann thứ hai có vế trái lớn hơn 0 và a ¨ / a > 0 {\displaystyle {\ddot {a}}/{a}>0} dẫn đến sự giãn nở của vũ trụ tăng tốc. Ngoài hai phương trình trên chúng ta còn có thêm phương trình của định luật bảo toàn ∇ ν T μ ν = 0 {\displaystyle \nabla _{\nu }T^{\mu \nu }\,=0}

Phương trình Friedmann có thể giải chính xác khi giả sử thêm phương trình trạng thái của chất lỏng lý tưởng

p = w ρ c 2 , {\displaystyle p=w\rho c^{2},\!}

với p {\displaystyle \!p} là áp suất, ρ {\displaystyle \!\rho } là mật độ của chất lỏng trong hệ tọa độ đồng chuyển động và w {\displaystyle \!w} là hằng số.

Trong trường hợp vũ trụ phẳng (k = 0) và khi Λ=0, nghiệm cho hệ số tỷ lệ là

a ( t ) = a 0 t 2 3 ( w + 1 ) {\displaystyle a(t)=a_{0}\,t^{\frac {2}{3(w+1)}}}

với a 0 {\displaystyle \!a_{0}} là hằng số tích phân tuân theo lựa chọn điều kiện đầu. Họ nghiệm cho tham số w {\displaystyle \!w} là rất quan trọng trong mô hình vũ trụ học.

Ảnh khảo sát chứa khoảng 1,5 triệu thiên hà với dịch chuyển đỏ 0 < z < 0,1)

Khi các tham số (như mật độ trung bình của vật chất, áp suất bức xạ...) được đo từ các dự án khảo sát vũ trụ,[130] và phối hợp với các dữ liệu khác nhằm kiểm tra các hệ quả mà mô hình chuẩn vũ trụ học tiên đoán.[131] Các hệ quả tiên đoán, hầu hết phù hợp với dữ liệu quan sát, bao gồm lượng nguyên tố hóa học hình thành trong giai đoạn tổng hợp hạt nhân nguyên thủy của vũ trụ sơ khai từ Vụ nổ lớn,[132] cấu trúc lớn của vũ trụ,[133] cũng như sự tồn tại và tính chất của "tiếng vọng nhiệt" từ thời điểm khởi nguyên của vũ trụ, bức xạ phông vi sóng vũ trụ.[134]

Các dự án khảo sát tốc độ giãn nở của vũ trụ cho phép các nhà vật lý ước tính được tổng lượng vật chất trong vũ trụ, mặc dù bản chất của một số loại vẫn còn là bí ẩn. Khoảng 90% lượng vật chất là vật chất tối, mà có tương tác hấp dẫn, nhưng lại không tham gia vào tương tác điện từ, và do vậy không thể quan sát trực tiếp được.[135] Chưa có một lý thuyết nào miêu tả dạng vật chất mới này, mà phù hợp với khuôn khổ của Mô hình chuẩn trong vật lý hạt[136] hoặc phải đề xuất lý thuyết sửa đổi mô hình hấp dẫn.[137] Dữ liệu thu được từ các dự án khảo sát dịch chuyển đỏ từ các vụ nổ siêu tân tinh từ xa và đo lường từ bức xạ nền vi sóng cũng chỉ ra quá trình tiến hóa của vũ trụ bị ảnh hưởng lớn bởi hằng số vũ trụ học gây ra sự giãn nở tăng tốc của vũ trụ (miêu tả khái quát ở trên), hay tương đương, bởi một dạng năng lượng kỳ lạ kết hợp trong phương trình trạng thái, gọi là năng lượng tối, mà bản chất của nó vẫn chưa biết được.[138]

Có một giai đoạn xảy ra rất nhanh từ vụ nổ lớn đó là pha lạm phát,[139] một giai đoạn giãn nở gia tốc cực nhanh của vũ trụ trong khoảng thời gian cực ngắn 10 − 33 {\displaystyle 10^{-33}} giây. Nó được nêu ra từ năm 1980 với mục đích giải thích một số kết quả quan sát không là hệ quả của mô hình vũ trụ học cổ điển, như sự đồng nhất gần như hoàn hảo của bức xạ nền vũ trụ.[140] Những khảo sát gần đây về bức xạ nền vi sóng vũ trụ cho kết quả về chứng cứ đầu tiên của kịch bản này.[141] Tuy thế, có nhiều kịch bản lạm phát khác nhau mà hiện tại chưa thể nói kịch bản nào là phù hợp nhất nếu rút ra từ dữ liệu thực nghiệm.[142] Một câu hỏi lớn hơn nữa trong vật lý của vũ trụ sơ khai, trước cả giai đoạn lạm phát và gần với mô hình vũ trụ học tiên đoán tồn tại kỳ dị của Vụ nổ lớn. Câu trả lời cho trạng thái của giai đoạn sơ khai này đòi hỏi các nhà vật lý phát triển một lý thuyết hoàn thiện về hấp dẫn lượng tử, mà vẫn chưa có được[143] (xem phần Hấp dẫn lượng tử bên dưới).