Một phần khác trong các ý tưởng của Einstein về lực hấp dẫn có thể được kiểm tra, như một cách để kiểm tra lý thuyết làm nền tảng cho các lỗ đen. Theo thuyết tương đối tổng quát, dạng hình học của không thời gian phụ thuộc vào vị trí của vật chất. Bất kỳ sự sắp xếp lại nào của vật chất — ví dụ, từ hình cầu sang hình xúc xích — đều tạo ra sự xáo trộn trong không thời gian. Sự nhiễu loạn này được gọi là sóng hấp dẫn, và thuyết tương đối dự đoán rằng nó sẽ lan truyền ra bên ngoài với tốc độ ánh sáng. Vấn đề lớn khi cố gắng nghiên cứu những sóng như vậy là chúng yếu hơn rất nhiều so với sóng điện từ và theo đó thì rất khó phát hiện.

Bằng chứng từ một Pulsar

Chúng ta đã có bằng chứng gián tiếp trong một thời gian rằng sóng hấp dẫn tồn tại. Năm 1974, các nhà thiên văn học Joseph Taylor và Russell Hulse đã phát hiện ra một sao xung (với ký hiệu PSR1913 + 16) quay quanh một ngôi sao neutron khác. Được kéo bởi lực hấp dẫn mạnh mẽ của người bạn đồng hành của nó, sao xung đang chuyển động với tốc độ bằng một phần mười vận tốc ánh sáng trên quỹ đạo của nó.

Theo thuyết tương đối tổng quát, hệ thống các xác sao này phải bức xạ năng lượng dưới dạng sóng hấp dẫn với tốc độ đủ cao để khiến sao xung và đồng hành của nó chuyển động xoắn ốc lại gần nhau hơn. Nếu điều này đúng, thì chu kỳ quỹ đạo sẽ giảm (theo định luật thứ ba của Kepler) đi một phần mười phần triệu giây trên mỗi quỹ đạo. Tiếp tục quan sát cho thấy rằng chu kỳ đang giảm đi chính xác là con số này. Sự mất mát năng lượng như vậy trong hệ thống chỉ có thể là do bức xạ của sóng hấp dẫn, do đó xác nhận được sự tồn tại của chúng. Taylor và Hulse đã chia sẻ giải Nobel vật lý năm 1993 cho công trình này.

Quan sát trực tiếp

Mặc dù một bằng chứng gián tiếp như vậy đã thuyết phục các nhà vật lý rằng sóng hấp dẫn tồn tại, nhưng việc phát hiện ra sóng trực tiếp thậm chí còn thỏa mãn hơn. Những gì chúng ta cần là những hiện tượng đủ mạnh để tạo ra sóng hấp dẫn với biên độ đủ lớn để chúng ta có thể đo được chúng. Các tính toán lý thuyết cho thấy một số sự kiện có khả năng xảy ra nhất sẽ tạo ra một vụ nổ sóng hấp dẫn đủ mạnh để thiết bị của chúng ta trên Trái Đất có thể đo được:

• sự hợp nhất của hai ngôi sao neutron trong một hệ đôi xoắn ốc với nhau cho đến khi chúng hợp nhất
• sự nuốt chửng của một ngôi sao neutron bởi một lỗ đen
• sự hợp nhất (sáp nhập) của hai lỗ đen
• vụ nổ của một ngôi sao thực sự lớn để tạo thành một ngôi sao neutron hoặc một lỗ đen
• Cái "rùng mình" đầu tiên khi không gian và thời gian xuất hiện và vũ trụ bắt đầu

Trong bốn thập kỷ qua, các nhà khoa học đã phát triển một thí nghiệm táo bạo để cố gắng phát hiện sóng hấp dẫn từ một nguồn trong danh sách này. Thí nghiệm của Hoa Kỳ, được xây dựng với các cộng tác viên từ Anh, Đức, Úc và các nước khác, được đặt tên là LIGO (Đài quan sát sóng hấp dẫn giao thoa kế laser). LIGO hiện có hai trạm quan sát, một ở Louisiana và một ở bang Washington. Ảnh hưởng của sóng hấp dẫn rất nhỏ nên việc xác nhận sự phát hiện chúng sẽ yêu cầu các phép đo đồng thời bởi hai cơ sở cách xa nhau này. Các sự kiện cục bộ có thể gây ra chuyển động nhỏ trong các trạm quan sát và bắt chước sóng hấp dẫn — chẳng hạn như động đất nhỏ, thủy triều và thậm chí cả giao thông — sẽ ảnh hưởng đến hai địa điểm một cách khác nhau.

Mỗi trạm LIGO bao gồm hai ống chân không dài 4 km, đường kính 1,2 mét được sắp xếp theo hình chữ L. Một khối lượng thử nghiệm có gắn gương được treo bằng dây ở mỗi đầu trong số bốn đầu của ống. Ánh sáng laser siêu ổn định được phản xạ từ gương và truyền qua lại dọc theo các đường ống chân không (Hình 24.17). Nếu sóng hấp dẫn truyền qua thiết bị LIGO, thì theo lý thuyết của Einstein, sóng sẽ ảnh hưởng đến không thời gian cục bộ — chúng sẽ lần lượt kéo dài và thu hẹp khoảng cách ánh sáng laser một chút. Khi một cánh tay của đài quan sát dài ra, cánh tay kia sẽ ngắn lại và ngược lại.

Hình 24.17 Kính viễn vọng Sóng hấp dẫn. Ảnh chụp từ trên không của cơ sở LIGO tại Livingston, Louisiana. Mở rộng về phía trên bên trái và ngoài cùng bên phải của hình ảnh là các máy dò dài 4 km. (tín dụng: sửa đổi công việc của Phòng thí nghiệm Caltech / MIT / LIGO)

Thách thức của thử nghiệm này nằm ở cụm từ “quá nhỏ để đo được”. Trên thực tế, để phát hiện một sóng hấp dẫn, sự thay đổi trong khoảng cách đến gương phải được đo với độ chính xác bằng một phần mười nghìn đường kính của một proton. Năm 1972, Rainer Weiss của MIT đã viết một bài báo đề xuất cách hoàn thành nhiệm vụ dường như bất khả thi này.

Rất nhiều công nghệ mới đã phải được phát triển và hoạt động trong phòng thí nghiệm, với sự tài trợ của Quỹ Khoa học Quốc gia, bắt đầu vào năm 1979. Một nguyên mẫu quy mô đầy đủ để chứng minh công nghệ đã được xây dựng và vận hành từ năm 2002 đến năm 2010, nhưng nguyên mẫu đã không đạt được mong đợi là có độ nhạy cần thiết để thực sự phát hiện ra sóng hấp dẫn từ một nguồn thiên văn. LIGO tân tiến hơn, được chế tạo để chính xác hơn với công nghệ cải tiến vốn được phát triển từ nguyên mẫu, đã đi vào hoạt động vào năm 2015 — và gần như phát hiện ngay lập tức các sóng hấp dẫn.

Những gì LIGO tìm thấy là sóng hấp dẫn được tạo ra trong một phần nhỏ của một giây khi hai lỗ đen hợp nhất (Hình 24.18). Các lỗ đen có khối lượng gấp 20 và 36 lần khối lượng của Mặt Trời, và sự hợp nhất diễn ra cách đây 1,3 tỷ năm — các sóng hấp dẫn xảy ra ở rất xa khiến chúng phải mất nhiều thời gian lan truyền với tốc độ ánh sáng, mới có thể liên lạc với chúng ta.

Trong sự khốc liệt của sự kiện hợp nhất, khoảng ba lần khối lượng của Mặt Trời đã được chuyển thành năng lượng (nhớ lại công thức E = mc2). Trong một phần rất nhỏ của một giây để sự hợp nhất diễn ra, sự kiện này đã tạo ra năng lượng gấp khoảng 10 lần sức mạnh được tạo ra bởi tất cả các ngôi sao trong toàn bộ vũ trụ nhìn thấy — nhưng tất cả sức mạnh đều ở dạng sóng hấp dẫn và do đó vô hình đối với các công cụ của chúng ta, ngoại trừ LIGO. Sự kiện này được ghi lại ở Louisiana khoảng 7 mili giây trước khi được phát hiện ở Washington — chỉ ra khoảng cách phù hợp với tốc độ mà sóng hấp dẫn truyền đi — và chỉ ra rằng nguồn nằm ở đâu đó trên bầu trời Nam bán cầu. Thật không may, sự hợp nhất của hai lỗ đen dự kiến ​​sẽ không tạo ra bất kỳ ánh sáng nào, vì vậy đây là quan sát duy nhất mà chúng ta có về sự kiện này.

Phát hiện này của LIGO (và một vụ sáp nhập lỗ đen khác vài tháng sau đó) đã mở ra một cửa sổ hoàn toàn mới về vũ trụ. Một trong những nhà thí nghiệm đã so sánh sự khởi đầu của thiên văn học sóng hấp dẫn này với thời đại mà phim câm được thay thế bằng phim có âm thanh (so sánh dao động của không thời gian trong quá trình truyền sóng hấp dẫn với dao động mà âm thanh tạo ra).

Hình 24.18 Tín hiệu được tạo ra bởi sóng hấp dẫn. (a) Hình trên cùng hiển thị tín hiệu đo được tại Hanford, Washington; Hình giữa hiển thị tín hiệu đo được tại Livingston, Louisiana. Đường cong mỏng mịn hơn trong mỗi bảng hiển thị tín hiệu được dự đoán, dựa trên thuyết tương đối tổng quát của Einstein, được tạo ra bởi sự hợp nhất của hai lỗ đen. Hình phía dưới là biểu đồ chồng lẫn của các sóng được phát hiện tại hai đài quan sát LIGO. Lưu ý sự thống nhất đáng chú ý của hai quan sát độc lập và quan sát với lý thuyết. (b) Hình vẽ minh họa về hai lỗ đen khổng lồ đang xoắn ốc vào bên trong hướng tới sự hợp nhất cuối cùng. (tín dụng a, b: sửa đổi công việc của SXS)

Vào cuối năm 2020, sự hợp tác giữa LIGO-Virgo (Virgo là một máy dò sóng hấp dẫn do Đài quan sát hấp dẫn châu Âu ở Ý vận hành) đã xuất bản một danh mục bao gồm khoảng 50 sự kiện. Hầu hết là sự hợp nhất của hai lỗ đen, và hầu hết liên quan đến các lỗ đen có khối lượng chỉ được phát hiện bằng sóng hấp dẫn (xem Hình 24.19). Trong lần sáp nhập khắc nghiệt nhất, các lỗ đen có khối lượng gấp 86 và 65 lần khối lượng Mặt Trời đã hợp nhất để tạo thành một lỗ đen có khối lượng gấp khoảng 142 lần khối lượng Mặt Trời, và giải phóng năng lượng tương đương với 9 lần khối lượng Mặt Trời của chúng ta. (nhớ lại công thức E = mc2) —một lượng rất lớn.

Các nhà thiên văn học vẫn chưa chắc chắn về cách thức các lỗ đen trong phạm vi khối lượng bất ngờ này hình thành. Hãy nhớ rằng loại lỗ đen trong các hệ sao đôi mà chúng ta đã thảo luận trong phần Bằng chứng về lỗ đen (và được liệt kê trong Bảng 24.1) có khối lượng từ 4 đến 15 lần khối lượng của Mặt Trời.

Hình 24.19 Một số sự kiện hợp nhất lỗ đen được quan sát bằng sóng hấp dẫn. Trục tung thể hiện khối lượng của một số lỗ đen hợp nhất với các lỗ đen riêng lẻ được kết nối bằng một mũi tên. Lưu ý rằng chúng ta đang bắt đầu quan sát một số lỗ đen có khối lượng lớn đến mức có thể cần phải có những ý tưởng mới để giải thích chúng. (tín dụng: LIGO / Caltech / MIT / R. Hurt (IPAC))

Để chắc chắn, một số vụ hợp nhất đã liên quan đến các lỗ đen có khối lượng sao tương đương với các lỗ đen trong hệ nhị phân tia X. Ví dụ, trong một trường hợp, các lỗ đen hợp nhất có khối lượng gấp 14 và 8 lần khối lượng của Mặt Trời.

Trong khi các nhà thiên văn học có thể tìm hiểu về khối lượng của các vật thể liên quan đến các sự kiện sóng hấp dẫn, thì một thách thức dấy lên là việc xác định vị trí chính xác của sự kiện đó trên bầu trời. Một máy dò sóng hấp dẫn đơn lẻ không thể xác định chính xác hướng của nguồn sóng hấp dẫn. Bốn máy dò tương đương hoạt động đồng thời được yêu cầu để xác định nguồn sóng hấp dẫn ở mọi vị trí trên bầu trời. Lần chạy quan sát đầu tiên với bốn máy dò, bao gồm hai máy dò LIGO, Virgo và KAGRA ở Nhật Bản, dự kiến ​​bắt đầu vào mùa hè năm 2022. LIGO Ấn Độ sẽ là máy dò thứ năm, do đó nâng cao xác suất ít nhất bốn máy dò sẽ hoạt động đồng thời. Kinh nghiệm cho thấy rằng các máy dò LIGO và Virgo giảm khoảng 25% thời gian hoạt động vì những hệ thống phức tạp này rất khó vận hành.

Một mạng lưới ba đài quan sát cung cấp một vị trí rõ ràng cho các sự kiện xảy ra ở khoảng một nửa số vị trí có thể xảy ra trên bầu trời.

Vào cuối năm 2017, dữ liệu từ các máy dò LIGO và Virgo đã cung cấp vị trí chính xác cho những gì phân tích cho thấy là sự chuyển động xoắn ốc của hai ngôi sao neutron với khối lượng gấp 1,1 đến 1,6 lần khối lượng của Mặt Trời (xem chương Cái chết của các vì sao).

Với một vị trí chính xác đã biết, dẫn đến việc lần đầu tiên các quan sát bằng kính thiên văn trên mặt đất đã phát hiện ra sự phát xạ điện từ từ một sự kiện sóng hấp dẫn. Các quan sát cho thấy nguồn này nằm trong NGC 4993, một thiên hà ở khoảng cách khoảng 130 triệu năm ánh sáng theo hướng của chòm sao Trường Xà (Hydra). Vệ tinh Fermi phát hiện tia gamma chớp cùng lúc và theo cùng hướng, điều này khẳng định giả thuyết lâu đời rằng sự hợp nhất của các sao neutron là tiền thân của các vụ nổ tia gamma ngắn (xem phần Bí ẩn của vụ nổ tia gamma). Quang phổ cho thấy sự hợp nhất đã phóng ra vật chất có khối lượng khoảng 6% khối lượng của Mặt Trời với tốc độ bằng một phần mười tốc độ ánh sáng.

Vật liệu này rất giàu các nguyên tố nặng, giống như lý thuyết về thiên tân tinh (kilonova, xem phần Bí ẩn của vụ nổ tia gamma) đã dự đoán. Các ước tính đầu tiên cho thấy sự hợp nhất đã tạo ra vàng với khối lượng khoảng 200 khối lượng Trái Đất và Bạch kim với khối lượng  khoảng 500 khối lượng Trái Đất. Điều này cho thấy rõ ràng rằng sự hợp nhất của các sao neutron là một nguồn đáng kể của các nguyên tố nặng. Hơn nữa, những sự kiện như vậy cải thiện ước tính về tần suất xảy ra các vụ hợp nhất sao neutron; Hóa ra phần lớn các nguyên tố nặng đã được tạo ra trong các sự kiện tàn khốc như vậy.

Không có quan sát điện từ nào được phát hiện từ sự hợp nhất của hai lỗ đen.

Việc quan sát sự hợp nhất của các lỗ đen thông qua sóng hấp dẫn có nghĩa là giờ đây chúng ta có thể kiểm tra thuyết tương đối tổng quát của Einstein trong đó các tác động của nó rất mạnh — gần với lỗ đen — chứ không phải yếu, vì chúng ở gần Trái đất. Một kết quả đáng chú ý từ những phát hiện này là các tín hiệu quan sát được rất khớp với các dự đoán lý thuyết được thực hiện bằng lý thuyết của Einstein. Một lần nữa, ý tưởng mang tính cách mạng của Einstein được cho là mô tả chính xác về tự nhiên.

Vì ý nghĩa khoa học của những quan sát về sóng hấp dẫn, ba trong số những người đứng đầu dự án LIGO - Rainer Weiss của MIT, và Kip Thorne và Barry Barish của Caltech - đã được trao giải Nobel vào năm 2017.

Máy dò sóng hấp dẫn trên mặt đất có thể phát hiện sự hợp nhất của các lỗ đen có khối lượng gấp khoảng 100 lần khối lượng Mặt Trời. Giờ đây, các nhà thiên văn muốn tìm kiếm sự hợp nhất của các lỗ đen siêu lớn ở xa (xem phần Lỗ đen siêu lớn: Chuẩn tinh thực sự là gì) với khối lượng lớn hơn hàng nghìn đến hàng triệu lần, điều này có thể xảy ra khi thế hệ sao đầu tiên hình thành, chỉ một vài trăm triệu năm sau vụ nổ Big Bang. Các sóng hấp dẫn phát ra từ sự hợp nhất của các lỗ đen siêu lớn dài đến mức phải xây dựng một đài quan sát đủ lớn trong không gian để phát hiện ra chúng.

ESA (Cơ quan Vũ trụ Châu Âu), với sự đóng góp của NASA, đang có kế hoạch phóng một cơ sở có tên LISA (Ăng-ten không gian giao thoa kế laser) vào năm 2034 để tìm kiếm sự hợp nhất của các lỗ đen có khối lượng lớn hơn hàng nghìn đến hàng triệu lần so với khối lượng của Mặt Trời. Thí nghiệm này sẽ bao gồm ba tàu vũ trụ được sắp xếp theo hình tam giác đều với các cạnh dài 2,5 triệu km, bay dọc theo quỹ đạo nhật tâm giống Trái Đất. Một khối lượng thử nghiệm trôi tự do bên trong mỗi tàu vũ trụ, rơi tự do một cách hiệu quả, trong khi tàu vũ trụ bao quanh nó hấp thụ tác động của áp suất ánh sáng, các hạt gió mặt trời và bất cứ thứ gì có thể làm nhiễu loạn quỹ đạo. Laser sẽ được sử dụng để đo rất chính xác khoảng cách giữa các khối lượng thử nghiệm. Những thay đổi về khoảng cách sau đó sẽ báo hiệu sự truyền của sóng hấp dẫn.

Chúng ta nên kết thúc bằng cách thừa nhận rằng những ý tưởng được thảo luận trong chương này có vẻ kỳ lạ và choáng ngợp, đặc biệt là lần đầu tiên bạn đọc chúng. Hậu quả của lý thuyết tương đối tổng quát cần thời gian để làm quen và thích nghi. Nhưng chúng khiến vũ trụ kỳ lạ hơn — và thú vị hơn so với những gì bạn có thể nghĩ trước khi tham gia khóa học này.

(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

• MỤC LỤC - Thiên văn học
• Sóng hấp dẫn