THUYẾT TƯƠNG ĐỐI RỘNG-CÁC THÍ NGHIỆM KIỂM CHỨNG

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 tinh và vệ tinh trong hệ Mặt Trời với độ chính xác tinh tế. Nhưng khi sự
chính xác của các kết quả thí nghiệm được nâng cao dần, một vài sự sai lệch với các tiên đoán của
Newton đã được phát hiện, và những sai lệch này đã được tính đến trong thuyết tương đối rộng.
Tương tự như thế, các tiên đoán của thuyết tương đối tổng quát cũng phải được kiểm tra bằng thực
nghiệm, và tự Einstein đã đặt ra ba thí nghiệm kiểm tra mà bây giờ được biết đến là những kiểm
nghiệm cổ điển của lý thuyết:
Các quỹ đạo theo mô hinh của Newton (đỏ) so với mô hình của Einstein (xanh) của một hành tinh
quay xung quanh một ngôi sao cầu. Nhấp vào hình để xem ảnh động.
• Mô hình của Newton tiên đoán rằng quỹ đạo của một ngôi sao quay xung quanh một ngôi
sao hình cầu lý tưởng phải là một elíp. Lý thuyết của Einstein tiên đoán quỹ đạo là một
đường cong phức tạp hơn: hành tinh cư xử như nó đang chuyển động trên một hình elíp,
nhưng tại cùng một thời điểm, toàn bộ elíp cũng quay chậm xung quanh ngôi sao. Trong
hình vẽ bên phải, quỹ đạo elíp theo tiên đoán của mô hình hấp dẫn Newton là màu đỏ, và
phần quỹ đạo theo tiên đoán của Einstein là màu xanh. Đối với một hành tinh quay quanh
Mặt Trời, độ lệch này so với các quỹ đạo trong mô hình Newton được biết đến là sự dịch
chuyển dị thường điểm cận nhật. Đo đạc đầu tiên về hiệu ứng này, thực hiện năm 1859, là
đối với sao Thủy. Những kết quả chính xác nhất đối với sao Thủy và các hành tinh khác dựa
trên các đo đạc được thực hiện trong giai đoạn 1966 và 1990, nhờ sử dụng các kính viễn
vọng vô tuyến. Thuyết tương đối tổng quát tiên đoán đúng đắn về sự dịch chuyển dị thường
điểm cận nhật đối với mọi hành tinh trong đó có thể đo một cách chính xác đối với sao
Thủy, sao Kim và Trái Đất.
• Theo thuyết tương đối rộng, ánh sáng không đi theo một đường thẳng khi nó lan truyền
trong một trường hấp dẫn. Thay vào đó, nó bị lệch đi do sự có mặt của một vật thể nặng.
Đặc biệt, ánh sáng từ các ngôi sao ở xa bị lệch đi 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).
• 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 ki-lô-mét
đến hàng chục nghìn ki-lô-mét (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 tinh Gravity 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 khoa học nổi tiếng trên
toàn thế giới.
[28]
Những thí nghiệm kiểm chứng trên đã khẳng định sự thay thế của thuyết
tương đối tổng quát với lý thuyết của Newton về hấp dẫn và đồng thời, so với rất nhiều lý
thuyết hấp dẫn khác đã được đưa ra.
Gravity Probe B với các tấm pin Mặt Trời được gấp lại.
Các thí nghiệm cho các tiên đoán khác của thuyết tương đối rộng bao gồm các phép đo chính xác
của hiệu ứng Shapiro hay sự trễ thời gian do hấp dẫn đối với ánh sáng, gần đây nhất là vào năm
2002 bởi tàu thám hiểm không gian Cassini. Một chuỗi các thí nghiệm tập trung vào trạng thái của
các con quay chuyển động trong không gian. Một trong các hiệu ứng liên quan đến nó, sự chuyển

dịch của đường trắc địa, đã được kiểm nghiệm với Thí nghiệm laser định tầm Mặt Trăng (Lunar
Laser Ranging Experiment) (các đo đạc chính xác cao về quỹ đạo của Mặt Trăng). Hiệu ứng khác,
liên quan đến một thiên thể lớn quay, gọi là kéo-hệ quy chiếu. Các hiệu ứng dịch chuyển đường trắc
địa và kéo hệ quy chiếu đều đã được kiểm nghiệm bởi vệ tinh thí nghiệm Gravity Probe B phóng
lên năm 2004, với các kết quả xác nhận thuyết tương đối tổng quát tương ứng với mỗi hiệu ứng vào
khoảng 0,5% và 15%, cho đến năm 2008. (Các phân tích dữ liệu thu được từ vệ tinh vẫn đang được
thực hiện). Theo thang đo vũ trụ, hấp dẫn trên toàn bộ hệ Mặt Trời là yếu. Từ những sự khác biệt
giữa các tiên đoán của lý thuyết Eisntein và lý thuyết Newton được thể hiện rõ khi hấp dẫn là mạnh,
các nhà vật lý từ lâu đã thích thú kiểm nghiệm nhiều hiệu ứng tương đối tính trong những trường
hấp dẫn tương đối mạnh. Điều này đã trở thành có thể nhờ vào các quan sát chính xác các cặp sao
xung. Trong một hệ ngôi sao, hai sao neutron nén rất mạnh quay xung quanh nhau. Ít nhất một
trong số chúng là sao xung;-một thiên thể phát ra một tia vô tuyến rất hẹp. Giống như tia sáng trong
ngọn đèn hải 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 quátMột 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. 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 các quan sát kiểm nghiệm.