Giới thiệu thuyết tương đối rộng
Đây là bài viết giới thiệu giúp tiếp cận vấn đề một cách dễ dàng, không
mang tính chuyên môn. Về bài viết bách khoa chính, xem thuyết tương đối
rộng.
Thuyết tương đối rộng
Phương trình trường Einstein
Giới thiệu
Hình thức toán học
Nguồn
[hiện]Các khái niệm cơ sở
[hiện]Hiệu ứng
[hiện]Các phương trình
[hiện]Các lý thuyết phát triển
[hiện]Các lời giải
[hiện]Các nhà khoa học
Hộp này: xem • thảo
luận • sửa
Thí nghiệm kiểm tra lý thuyết tương đối tổng quát đạt độ chính xác cao nhờ
tàu thăm dò không gian Cassini (ảnh minh họa): Các tín hiệu radiođược gửi
đi giữa Trái Đất và tàu thăm dò (sóng màu xanh lá cây) bị trễ do sự uốn
cong của không gian và thời gian (các đường màu xanh da trời) do khối
lượng của Mặt Trời.
Thuyết tương đối rộng là một lý thuyết về hấp dẫn do Albert Einstein phát
triển từ năm 1907 đến năm 1915. Theo thuyết tương đối rộng, chúng ta
quan sát thấy sự hút giữa các khối lượng với nhau là do kết quả của sự uốn
cong không gian và thời gian do chúng gây ra. Cho đến đầu thế kỷ 20, định
luật vạn vật hấp dẫn của Newton đã được công nhận hơn hai trăm năm do
những miêu tả phù hợp về lực hấp dẫn giữa các khối lượng với nhau. Trong
mô hình của Newton, hấp dẫn là kết quả của lực hút giữa các vật thể với
nhau. Mặc dù chính Newtonđã băn khoăn về bản chất bí ẩn của lực này,
[1]

1.1 Định nghĩa
1.2 Nguyên lý tương đương
1.3 Hấp dẫn và gia tốc
1.4 Các hệ quả vật lý
1.5 Các hiệu ứng thủy triều
1.6 Từ gia tốc đến hình học
2 Hình học và hấp dẫn
2.1 Thăm dò trường hấp dẫn
2.2 Các nguồn của hấp dẫn
2.3 Phương trình trường Einstein
3 Các thí nghiệm kiểm chứng
4 Các ứng dụng thiên văn vật lý
4.1 Thấu kính hấp dẫn
4.2 Sóng hấp dẫn
4.3 Các lỗ đen
4.4 Vũ trụ học
5 Các nghiên cứu hiện đại: Thuyết tương đối rộng và tương lai
6 Xem thêm
7 Dẫn chứng
8 Tham khảo
9 Liên kết ngoài
[sửa]Từ thuyết tương đối hẹp đến rộng
[sửa]Định nghĩa
Vào tháng 9 năm 1905, Albert Einstein công bố thuyết tương đối hẹp, một
lý thuyết kết hợp các định luật của Newton về chuyển động với điện động
lực học (tương tác giữa các hạt tích điện). Thuyết tương đối hẹp đưa ra một
nền tảng mới cho ngành Vật lý với đề xuất các khái niệm không
gian và thời gian. Một vài lý thuyết vật lý đã từng được công nhận đã không
còn phù hợp với những nền tảng này; một ví dụ nổi bật đó là lý thuyết hấp
dẫn của Newton, miêu tả tương tác hút giữa các vật thể do khối lượng của

tự do đều cho kết quả giống với kết quả của một quan sát viên nhận được
khi anh ta đứng im hay chuyển động đều trong vũ trụ sâu thẳm, ở khoảng
cách đủ xa so với nguồn lực hấp dẫn.
[4]
[sửa]Hấp dẫn và gia tốc
Quả bóng rơi xuống sàn trong một tên lửa đang gia tốc (trái) và rơi xuống
Trái Đất (phải)
Hầu hết các hiệu ứng hấp dẫn biến mất trong một hệ rơi tự do, nhưng có
những hiệu ứng dường như giống với hấp dẫn có thể được tạo ra bằng
cách gia tốc một hệ quy chiếu. Một quan sát viên trong một căn phòng kín
không thể nói được cái nào sau đây là đúng:
Các vật đang rơi xuống sàn bởi vì căn phòng đang đứng im trên bề mặt
của Trái Đất và các vật này đang bị hút xuống do hấp dẫn.
Các vật đang rơi xuống sàn bởi vì căn phòng được đặt trong một tên lửa
phóng trong không gian, với gia tốc 9,81 m/s
2
và xa so với các nguồn hấp
dẫn. Các vật này bị đẩy về phía sàn bởi cùng một "lực quán tính" mà đẩy
người lái xe về phía sau ghế ngồi khi ôtô của anh ta được gia tốc.
Ngược lại, bất kì một hiệu ứng nào được quan sát trong một hệ quy chiếu
gia tốc cũng có thể quan sát được trong một trường hấp dẫn với cùng một
độ mạnh. Nguyên lý này đã cho phép Einstein tiên đoán một vài hiệu ứng
mới của hấp dẫn vào năm 1907, sẽ được giải thích trong phần tiếp theo.
Một người quan sát trong một hệ quy chiếu gia tốc phải nói đến cái mà các
nhà vật lý goi là lực quán tính (hay lực giả) để diễn giải cảm nhận của anh
ta cũng như các vật xung về sự xuất hiện của gia tốc. Một ví dụ, lực đẩy
người lái xe về phía lưng ghế khi xe của anh ta bắt đầu tăng tốc, đã được đề
cập ở trên; một ví dụ khác đó là bạn cầm dây có gắn một vật nặng, sau đó
dùng tay quay tròn vật ấy, chúng ta sẽ cảm thấy có một lực kéo tay ra xa. Sự
nhận thức sâu sắc của Einstein là ở tính bất biến, lực hút của trường hấp

dưới, thì ánh sáng sẽ trở nên xanh hơn đối với quan sát viên bên dưới hay
dịch chuyển sang tần số cao hơn.
[8]
Einstein đã kết luận rằng sự dịch chuyển
tần số cũng phải được quan sát trong một trường hấp dẫn. Điều này được
minh họa bởi bức tranh bên trái, cho thấy bước sóng ánh sáng trở nên dịch
chuyển đỏ khi nó truyền lên phía trên ngược lại với sự gia tốc hấp dẫn. Hiệu
ứng này đã được thực nghiệm xác nhận, như được miêu tả bên dưới.
Sự dịch chuyển tần số do hấp dẫn tương ứng với sự giãn thời gian do hấp
dẫn: Từ quan sát viên ở "bên trên" đo cùng một sóng ánh sáng với tần số
nhỏ hơn so với người ở "bên dưới", nên thời gian phải trôi đi nhanh hơn đối
với quan sát viên bên trên (chú ý tới mối quan hệ tần số-chu kỳ và bước
sóng để hiểu rõ hơn). Từ đó, thời gian cũng chạy chậm hơn đối với những
người gần với trường hấp dẫn hơn.
Có một điều cần nhấn mạnh rằng, đối với mỗi quan sát viên, không thể quan
sát thấy được sự thay đổi của dòng chảy thời gian cho mỗi sự kiện hay quá
trình diễn ra trong hệ quy chiếu mà anh ta hay chị ta đứng im trong hệ. Thời
gian luộc trứng năm phút là như nhau trên mỗi đồng hồ của từng quan sát
viên; khi một năm trôi qua đi, tuổi của mỗi người tăng thêm một tuổi; nói
ngắn gọn, mỗi đồng hồ là hoàn toàn giống nhau đối với mọi quá trình diễn
ra trong môi trường lân cận với nó. Chỉ khi các đồng hồ được so sánh với
nhau giữa những người quan sát tách biệt thì họ mới để ý đến thời gian
chạy chậm hơn đối với người ở bên dưới so với quan sát viên ở bên trên.
[9]
Hiệu ứng này là nhỏ, nhưng nó cũng đã được xác nhận bằng thực nghiệm
bởi rất nhiều thí nghiệm, như được miêu tả ở bên dưới.
Theo cách tương tự, Einstein đã tiên đoán sự lệch ánh sáng do hấp dẫn:
trong một trường hấp dẫn, ánh sáng bị lệch về bên dưới. Về mặt định lượng,
các kết quả của ông chỉ bằng một nửa so với kết quả chính xác sau này; kết
quả chính xác đòi hỏi sự phát triển hoàn thiện hơn của thuyết tương đối

[11]
Do đó, một lý thuyết là cần thiết để miêu tả cách vật chất (như
những vật thể khối lượng lớn như Trái Đất) ảnh hưởng đến môi trường quán
tính xung quanh nó.
[sửa]Từ gia tốc đến hình học
Trong quá trình khám phá ra nguyên lý tương đương giữa hấp dẫn và gia
tốc cũng như vai trò của các lực thủy triều, Einstein đã khám phá ra một vài
sự tương tự của chúng với hình học các mặt cong. Một ví dụ là sự biến đổi
từ một hệ quy chiếu quán tính (trong đó các hạt tự do trôi theo một đường
thẳng với vận tốc không đổi) sang một hệ quy chiếu quay (khi đó xuất hiện
thêm lực quán tính để có thể giải thích chuyển động của các hạt): điều này
tương tự với sự biến đổi từ một hệ tọa độ DeCarte (trong đấy các trục tọa
độ là các đường thẳng) sang một hệ tọa độ cong (trong đó các trục tọa độ là
các đường cong).
Một sự tương tự sâu hơn liên hệ giữa các lực thủy triều với tính chất của
các mặt gọi là độ cong. Đối với trường hấp dẫn, sự có mặt hay vắng mặt
của các lực thủy triều xác định có hay không ảnh hưởng của hấp dẫn có thể
bị loại trừ bằng cách chọn một hệ quy chiếu rơi tự do. Tương tự, sự xuất
hiện hay không xuất hiện của độ cong xác định một mặt có giống hay tương
đương với một mặt phẳng hay không. Vào mùa hè năm 1912, được thúc đẩy
bởi những sự tương tự này, Einstein đã tìm kiếm dạng thức hình học cho
hấp dẫn.
[12]
Các đối tượng cơ bản của hình học;- các điểm, đường thẳng, tam giác;
được định nghĩa một cách truyền thống trong không gian ba chiều hoặc các
mặt hai chiều. Năm 1907, nhà toán họcHermann Minkowski giới thiệu
dạng thức hình học của thuyết tương đối đặc biệt của Einstein trong đó
hình học không chỉ bao gồm không gian mà có cả thời gian. Đối tượng cơ
bản của hình học mới này đó là không thời gian bốn chiều. Quỹ đạo của
các vật thể là các đường trong không thời gian.

tại xích đạo (đỏ) nhưng gặp nhau tại hai cực.
Để vẽ ra một bản đồ ảnh hưởng hấp dẫn của một vật thể, sẽ rất hữu ích khi
sử dụng cái các nhà vật lý gọi là các hạt thử hay hạt thăm dò: các hạt này bị
ảnh hưởng của trường hấp dẫn, nhưng rất nhỏ và nhẹ nên chúng ta có thể
bỏ qua ảnh hưởng hấp dẫn của chính chúng. Khi không có lực hấp dẫn và
những ngoại lực khác, một hạt thử di chuyển dọc theo một đường thẳng với
vận tốc không đổi. Theo ngôn ngữ của không thời gian, điều này tương
đương với khi nói rằng những hạt thử di chuyển theo đường toàn cục trong
không thời gian. Khi có mặt hấp dẫn, không thời gian là phi Euclid, hoặc bị
cong, và trong không thời gian cong đường toàn cục thẳng không tồn tại.
Thay vào đó, các hạt thử sẽ di chuyển theo những đường gọi là đường trắc
địa, là đường "ngắn nhất có thể được". Một ví dụ tương tự đơn giản như
sau: Một đường trắc địa là đường ngắn nhất giữa hai điểm trên bề mặt của
Trái Đất và là một cung tròn của một đường tròn lớn, giống như các kinh
tuyến hay xích đạo. Những đường này rõ ràng là không thẳng, đơn giản chỉ
vì chúng phải theo độ cong của bề mặt Trái Đất. Tuy vậy, chúng là
đường thẳng nhất có thể (ngắn nhất) tuân theo sự ràng buộc này.
Các tính chất của các đường trắc địa khác so với các đường thẳng. Ví dụ,
trên một mặt phẳng, các đường thẳng song song không bao giờ cắt nhau,
nhưng điều này không còn đúng với các đường trắc địa trên bề mặt của Trái
Đất: ví dụ, các kinh tuyến là song song với nhau tại xích đạo, nhưng cắt
nhau tại các cực của Trái Đất. Tương tự, các đường toàn cục của các hạt
thử rơi tự do là các đường trắc địa trong không thời gian, các đường thẳng
nhất có thể trong không thời gian. Nhưng vẫn có một sự khác biệt quan
trọng giữa chúng và các đường thẳng hoàn toàn xác định trong không thời
gian phi hấp dẫn của thuyết tương đối đặc biệt. Trong thuyết tương đối đặc
biệt, các đường trắc địa song song vẫn luôn song song với nhau. Trong một
trường hấp dẫn với các hiệu ứng thủy triều, nói chung, điều này sẽ không
đúng trong từng trường hợp. Ví dụ, nếu hai vật ban đầu ở cách xa nhau, sau
đó bị hút dần về tâm Trái Đất do trường hấp dẫn, sẽ dịch chuyển gần về

công thức E = mc
2
, có lẽ là hệ quả quan trọng nổi tiếng nhất của thuyết
tương đối hẹp. Trong thuyết tương đối, khối lượng và năng lượng là hai
cách khác nhau để miêu tả cùng một đại lượng vật lý. Nếu một hệ vật lý có
năng lượng, nó cũng có một khối lượng tương ứng, và ngược lại. Đặc biệt,
mọi tính chất của một vật mà liên quan đến năng lượng, như là nhiệt
độ hoặc năng lượng liên kết của các hệ như hạt nhân nguyên tử hay
các phân tử, đóng góp vào khối lượng của vật đó, và từ đó hoạt động như là
các nguồn của hấp dẫn.
[20]
Trong thuyết tương đối đặc biệt, năng lượng liên hệ mật thiết với động
lượng. Trong lý thuyết này, giống như không gian và thời gian chỉ là hai
khía cạnh khác nhau của một thực thể hoàn chỉnh gọi là không thời gian,
năng lượng và động lượng chỉ là các mặt khác nhau của một đại lượng
thống nhất, bốn chiều mà các nhà vật lý gọi là bốn-động lượng. Hệ quả
theo đó, nếu năng lượng là một nguồn của hấp dẫn thì động lượng cũng
phải là một nguồn như thế. Điều này cũng đúng đối với các đại lượng liên
hệ trực tiếp với năng lượng và động lượng, gọi là áp suất bên trong và sự
kéo. Cùng với nhau, trong thuyết tương đối tổng quát, khối lượng, năng
lượng, động lượng, áp suất và sự kéo làm thành các nguồn của hấp dẫn:
chúng là vật chất bảo cho không thời gian cách cong như thế nào. Theo
dạng toán học của lý thuyết, những đại lượng này là một khía cạnh của một
đại lượng vật lý tổng quát hơn gọi là tenxơ năng lượng-động lượng.
[21]
[sửa]Phương trình trường Einstein
Phương trình trường Einstein là mảnh ghép trung tâm của thuyết tương
đối tổng quát. Chúng cung cấp một công thức chính xác của mối liên hệ
giữa hình học không thời gian và các tính chất của vật chất, sử dụng ngôn
ngữ của toán học. Cụ thể hơn, chúng được thiết lập nhờ các khái niệm

thế nào" có nghĩa là những tenxơ này phải được liên hệ với nhau. Einstein
đã thiết lập lên quan hệ này bằng cách sử dụng tenxơ độ cong Riemann và
metric để xác định một đại lượng hình học khác gọi là tenxơ Einstein, nó
miêu tả một số khía cạnh cách không thời gian cong. Phương trình trường
Einstein được viết thành
theo đó, nếu bỏ qua các hằng số, đại lượng G (đo độ cong) phải bằng với
đại lượng T (đo thành phần vật chất). Các hằng số trong phương trình phản
ánh các lý thuyết khác nhau được kết hợp vào trong thuyết tương đối
rộng: G là hằng số hấp dẫn đã được biểu diễn trong mô hình hấp dẫn của
Newton; c là vận tốc ánh sáng, một hằng số quan trọng trong thuyết tương
đối hẹp; và π là một hằng số cơ bản của hình học.
Phương trình này thường được gọi theo số nhiều Hệ phương trình trường
Einstein, do các đại lượng G và T, mỗi đại lượng được xác định bởi một số
hàm của các tọa độ trong không thời gian, và các phương trình đặt sự bằng
nhau với mỗi các hàm thành phần.
[23]
Một nghiệm của những phương trình
này miêu tả cấu trúc hình học cụ thể của không gian và thời gian; ví
dụ, nghiệm Schwarzschild miêu tả hình học xung quanh một vật thể hình
cầu, không quay như là các ngôi sao hoặc một lỗ đen, trong khi nghiệm
Kerr miêu tả một lỗ đen quay. Lại có những nghiệm (lời giải) khác miêu
tả sóng hấp dẫn hay vũ trụ đang giãn nở trong nghiệm Friedmann–
Lemaître–Robertson–Walker. Lời giải đơn giản nhất là không thời gian
không bị cong Minkowski, không thời gian được miêu tả trong thuyết tương
đối đặc biệt.
[24]
[sửa]Các thí nghiệm kiểm chứng
Không một lý thuyết khoa học nào đúng hoàn toàn mà chỉ dựa vào lý thuyết;
mỗi một mô hình phải được kiểm tra bằng thực nghiệm. Định luật hấp dẫn
của Newton đã được công nhận do nó tính đến chuyển động của các hành

khi nó vượt qua gần Mặt Trời, làm cho vị trí của nó trên bầu trời đêm dịch
đi một khoảng 1,75 giây cung (một giây cung bằng 1/3600 của một độ).
Trong mô hình hấp dẫn của Newton, có thể thực hiện một sự lập luận suy
nghiệm (heuristic) dẫn đến ánh sáng bị lệch đi một nửa so với tiên đoán của
lý thuyết Einstein. Các tiên đoán khác nhau có thể được kiểm nghiệm bởi
quan sát các ngôi sao gần so với Mặt Trời trong quá trình nhật thực. Theo
cách này, một đoàn thám hiểm Vương quốc Anh dẫn đầu bởi Arthur
Eddington đã đến Tây Phi năm 1919, và xác nhận tiên đoán của Einstein là
đúng, và tiên đoán của Newton là sai, thông qua quan sát nhật thực vào
ngày 29/5/1919. Các kết quả của Eddington chưa được chính xác cho lắm;
những quan sát tiếp sau về sự lệch ánh sáng của một quasar ở rất xa bởi
Mặt Trời, nhờ áp dụng các kĩ thuật chính xác cao trong thiên văn vô tuyến,
đã xác nhận các kết quả của Eddington với một độ chính xác cao hơn (các
đo đặc đầu tiên thực hiện năm 1967, và những phân tích chi tiết nhất hiện
nay là từ năm 2004).
[26]
Sự dịch chuyển đỏ do hấp dẫn được đo đạc đầu tiên trong phòng thí
nghiệm năm 1959 bởi Pound và Rebka. Nó cũng đã được đo trong thiên văn
vật lý, nổi bật là ánh sáng thoát ra từ sao lùn trắng Sirius B. Sự liên hệ với
hiệu ứng giãn thời gian do hấp dẫn đã được đo bằng cách thay đổi vị trí
các đồng hồ nguyên tử tại các độ cao khác nhau từ hàng chục kilômét đến
hàng chục nghìn kilômét (thực hiện lần đầu tiên bởi Hafele và Keating năm
1971; kết quả chính xác nhất cho tới ngày nay đó là thí nghiệm từ vệ
tinhGravity Probe A phóng lên năm 1976).
[27]
Trong ba kiểm nghiệm trên,
chỉ có sự tiến điểm cận nhật của sao Thủy là được biết đến trước khi
Einstein công bố thuyết tương đối tổng quát năm 1916. Những thí nghiệm
sau đó xác nhận các tiên đoán khác của ông, đặc biệt là những phép đo về
độ lệch của ánh sáng do Mặt Trời năm 1919, đã đưa Einstein trở thành nhà

đăng mà chúng ta quan sát thấy ngọn đèn hải đăng nhấp nháy, những tia vô
tuyến này đến Trái Đất với những khoảng rất đều nhau, và có thể quan sát
thành một chuỗi các xung rất đều nhau. Thuyết tương đối tổng quát tiên
đoán những sự lệch xác định từ những xung vô tuyến rất đều này. Ví dụ, tại
thời điểm khi sóng vô tuyến vượt qua gần một sao neutron trong hệ, chúng
có thể bị lệch đi bởi trường hấp dẫn của sao neutron này. Những phần xung
bị lệch quan sát được khớp một cách ấn tượng với những tiên đoán của
thuyết tương đối tổng quát.
[30]
Một tập hợp các quan sát có liên hệ với những ứng dụng thực tế tuyệt vời,
còn gọi là những hệ thống vệ tinh định vị như hệ định vị toàn cầu mà được
sử dụng cho xác định vị trí và thời gian chính xác trên mặt đất. Những hệ
này nhờ vào hai hệ đồng hồ nguyên tử: các đồng hồ được đặt trên các vệ
tinh quay xung quanh Trái Đất, và các đồng hồ tham chiếu được đặt trên bề
mặt Trái Đất. Thuyết tương đối tổng quát tiên đoán rằng hai hệ đồng hồ này
sẽ chạy với tốc độ hơi khác nhau, do sự chuyển động khác nhau của chúng
(một hiệu ứng đã được tiên đoán bởi thuyết tương đối đặc biệt) và do vị trí
của chúng khác nhau trong trường hấp dẫn của Trái Đất. Để có thể đảm
bảo cho hệ thống hoạt động một cách chính xác, các đồng hồ ở vệ tinh hoặc
là phải được làm chậm đi bởi một nhân tử tương đối tính, hoặc cùng một
nhân tử trong phần thuật toán khai triển. Nói cách khác, các kiểm tra độ
chính xác của hệ thống (đặc biệt là thông qua các phép đo về phần định
nghĩa của Giờ phối hợp quốc tế) mang lại chứng về sự phù hợp với các tiên
đoán của thuyết tương đối rộng.
[31]
Một số các thí nghiệm khác đã khám phá sự đúng đắn của nhiều phiên bản
khác nhau của nguyên lý tương đương; nói một cách hạn chế, tất cả các
phép đo về sự giãn thời gian do hấp dẫn đều được kiểm nghiệm liên quan
đến phiên bản yếu của nguyên lý này, chứ không phải liên quan đến thuyết
tương đối rộng. Xa hơn nữa, thuyết tương đối tổng quát đã vượt qua toàn bộ

không gian lớn của vũ trụ quan sát được, và có thể được sử dụng để thu
thập thông tin về các tính chất và sự tiến hóa trên khoảng cách lớn của vũ
trụ.
[34]
[sửa]Sóng hấp dẫn
Sóng hấp dẫn, một hệ quả trực tiếp của lý thuyết Einstein, là sự biến dạng
hình học của không thời gian được lan truyền đi với vận tốc ánh sáng, hay
còn được coi là những gợn sóng của không thời gian. Chúng không nên bị
nhầm lẫn với sóng trọng lực trong động lực học chất lỏng, đây là một khái
niệm khác hoàn toàn.
Hiệu ứng của sóng hấp dẫn đã được xác định một cách gián tiếp trong
những quan sát kĩ lưỡng về các sao đôi. Những cặp sao này quay xung
quanh quỹ đạo của nhau, và như vậy dần mất năng lượng quỹ đạo do quá
trình phát ra sóng hấp dẫn. Đối với các ngôi sao thông thường như Mặt
Trời, năng lượng mất đi này quá nhỏ để có thể xác định được, nhưng năng
lượng mất đi do sóng hấp dẫn đã được xác định năm 1974 trong một hệ sao
đôi gọi là hệ PSR1913+16. Trong hệ này, có một ngôi sao quay quanh
một sao xung. Điều này dẫn đến hai hệ quả: một sao xung là một thiên thể
vô cùng đậm đặc còn gọi là sao neutron, mà đối với nó sự phát ra sóng hấp
dẫn mạnh hơn so với các sao thông thường. Mặt khác, một sao xung cũng
phát ra một tia hẹp bức xạ điện từ từ các cực từ của nó. Khi sao xung quay,
tia này quét qua Trái Đất, và thu được một chuỗi các xung vô tuyến rất đều,
giống như các con tàu trên đại dương nhìn thấy sự nhấp nháy sáng của
ngọn đèn biển. Phần đều đặn của những xung vô tuyến này có chức năng
như là một "đồng hồ" với độ chính xác rất cao. Nó có thể dùng để tính chu
kì quỹ đạo của hệ sao đôi này, và nó chịu tác động nhạy với sự biến dạng
của không-thời gian trong môi trường lân cận của nó.
Nhờ sự khám phá ra PSR1913+16, Russell Hulse và Joseph Taylor, đã
được trao giải thưởng Nobel trong Vật lý năm 1993. Từ đó đến nay, một
vài hệ sao xung đôi khác đã được khám phá ra. Những hệ hiệu quả nhất đó

cácquasar và những loại nhân thiên hà hoạt động. Trong những điều kiện
phù hợp, vật chất rơi vào lỗ đen tích tụ lại xung quanh nó có thể dẫn đến sự
hình thành tia, đó là một luồng vật chất bị thổi bay vào không gian ở vận tốc
gần bằng vận tốc ánh sáng.
[38]
Có một vài tính chất làm cho lỗ đen là một nguồn hứa hẹn của sóng hấp
dẫn. Một lý do đó là các lỗ đen là các thiên thể đặc nhất mà có thể là một
phần của một hệ đôi; kết quả là sóng hấp dẫn phát ra bởi những hệ này rất
mạnh. Một lý do khác là theo một định lý gọi là định lý đơn trị lỗ đen: theo
thời gian, các lỗ đen còn lại chỉ một tập hợp tối thiểu các đặc tính phân biệt
được (giống như các kiểu tóc khác nhau một phần quan trọng làm cho mỗi
người có diện mạo khác nhau, nên những định này được gọi là định lý
"không tóc"). Ví dụ, trong thời gian dài, sự suy sụp của một vật chất giả
thiết là hình lập phương sẽ không tạo ra một lỗ đen hình lập phương. Do đó
lỗ đen được tạo ra sẽ không thể phân biệt được với một lỗ đen được tạo ra
từ sự suy sụp của một vật chất dạng hình cầu, nhưng sẽ có một sự khác biệt
quan trọng: trong quá trình biến đổi sang dạng cầu, lỗ đen hình thành từ
một hình lập phương sẽ phát ra các sóng hấp dẫn.
[39]
[sửa]Vũ trụ học
Bức ảnh chụp bức xạ phát ra chỉ vài trăm nghìn năm sau Big Bang, do kính
viễn vọng không gianWMAP chụp.
Một trong những vai trò quan trọng nhất của thuyết tương đối rộng là nó có
áp dụng cho toàn bộ vũ trụ. Một điểm chìa khóa đó là, trên những khoảng
cách lớn, vũ trụ của chúng ta hiện lên được xây dựng dọc theo những đường
rất đơn giản: Tất cả những quan sát hiện nay cho thấy rằng, về trung bình,
cấu trúc của vũ trụ xấp xỉ giống nhau, không phụ thuộc vào vị trí của người
quan sát hay hướng quan sát: vũ trụ là xấp xỉ đồng nhất và đẳng hướng.
Những vũ trụ tương đối đơn giản như vậy có thể được miêu tả bằng những
nghiệm đơn giản của phương trình Einstein. Cácmô hình vũ trụ học hiện

ứng của vật lý lượng tử. Quá trình tìm kiếm một lý thuyết lượng tử cho hấp
dẫn là một trong những câu hỏi mở căn bản nhất trong vật lý. Trong khi có
những ứng cử viên hứa hẹn cho một lý thuyết hấp dẫn lượng tử, điển hình
là thuyết dây và hấp dẫn lượng tử vòng, hiện tại vẫn chưa có một lý thuyết
nào nhất quán và hoàn thiện. Các nhà vật lý từ lâu đã hy vọng rằng lý
thuyết hấp dẫn lượng tử có thể loại bỏ một điểm còn thiếu sót, chưa khắc
phục được trong thuyết tương đối tổng quát: đó là sự có mặt của các kì dị
không thời gian. Những kì dị này là biên ("cạnh sắc") của không thời gian
tại đó hình học trở thành vô hạn (ill-defined), và hệ quả là thuyết tương đối
rộng mất đi sức mạnh tiên đoán của nó trong kì dị này. Hơn thế nữa, định lý
kì dị Penrose-Hawking cũng tiên đoán rằng những kì dị như thế phảitồn tại
trong vũ trụ nếu các định luật của thuyết tương đối tổng quát được thỏa
mãn mà không cần bất kì sự sửa đổi lượng tử nào. Những ví dụ tốt nhất là
những kì dị gắn với mô hình vũ trụ miêu tả lỗ đen và sự bắt đầu của vũ trụ.
[43]
Những cố gắng khác để sửa đổi thuyết tương đối tổng quát đã được thực
hiện trong bối cảnh của vũ trụ học. Trong những mô hình vũ trụ học hiện
đại, phần lớn năng lượng trong vũ trụ có dạng chưa từng được xác định một
cách trực tiếp, gọi là năng lượng tối và vật chất tối. Đã có một vài đề xuất
gây tranh cãi để xóa bỏ sự cần thiết cho những dạng năng lượng và vật chất
bí ẩn này, bằng cách thay đổi các định luật chi phối hấp dẫn và những động
lực cho sự giãn nở của vũ trụ, ví dụ sửa đổi động lực Newton.
[44]
.
Có một số những lý do khác khiến việc sửa đổi lý thuyết Einstein là cần
thiết, với thang khoảng cách nhỏ hơn, gọi là dị thường Pioneer, đặt tên cho
các con tàu thám hiểm vũ trụ Pioneer 10 vàPioneer 11 liên quan đến những
hiệu ứng này. Khi tính đến mọi ảnh hưởng, hấp dẫn hay những lực khác,
chúng ta có thể tiên đoán đúng quỹ đạo của các con tàu này. Nhưng những
quan sát cho thấy có một sự khác biệt khá nhỏ giữa những tiên đoán này và