Sự tồn tại cuả sóng trọng trường là tiên đoán đặc thù cho thuyết Tương đối tổng quát của Einstein. Từ năm 1916,  Einstein đã nghi ngờ các sóng này rất sớm, như một kết quả của lý thuyết mới của ông.  

Cho tới cuối thập niên 50, nhà vật lý học Bồ Đào Nha Pirani mới tự hỏi câu : « Tôi sẽ quan sát được gì nếu một sóng trọng trường đi ngang qua phòng thí nghiệm của tôi ? »

 Sau khi Pirani và vài người khác, nghĩ rằng sóng điện từ có thể mang  năng lượng (và xung động, mômen động) thì  người ta cho rằng sóng trọng trường có thể được  phát hiện bởi một dụng cụ thích hợp. Đặc tính mới  cuả sóng trọng trường là một thực tế vật lý có thể chấp nhận được. Và họ có thể  bắt đầu tìm kiếm sự việc  này.

Sự  phát hiện Pulsar 1913 + 16

Năm 1974, hai nhà thiên văn vô tuyến Mỹ Russel A. Hulse và Joseph H. Taylor khám phá một vật khác thường : pulsar binaire PSR 1913 + 16, một hệ thống gồm hai ngôi sao neutrons sát nhau trong đó có một pulsar. Lần đầu tiên trong lịch sử vật lý, một đồng hồ rất chính xác (pulsar) được  chìm trong  một trọng trường  to lớn, Taylor và các  cộng sự viên  của  ông đã có thể  thử nghiệm thuyết Tương đối tổng quát. Quan sát pulsar binaire trong nhiều năm, họ xác định là chu kỳ quỹ đạo của hệ thống pulsar binaire giảm dần là  do sự phát ra tia trọng trường, chỉ sai biệt với sự tiên đoán của thuyết Tương đối tổng quát Einstein  1% mà thôi. Vậy là lần  đầu tiên họ đã chứng  minh bằng thực nghiệm một cách gián tiếp sự hiện diện của sóng trọng trường.

Sóng không gian-thời-gian  (Des vagues de l'espace-temps)

Theo khuôn khổ của thuyết Einstein, sóng trọng trường  là những nhiễu loạn hình học của không gian-thời gian lan truyền với vận tốc ánh sáng. Đó là  các sóng hoàn toàn giống như sóng trên mặt đại dương. Biên độ các sóng này gọi là h.

Nguồn sóng trọng trường

Một vật thể nặng và  di chuyển nhanh có thể phát ra  sóng trọng trường cũng giống như một hạt tử mang điện, khi nó di chuyển  nhanh sẽ  phát ra sóng điện từ. Tuy nhiên không  phải mọi vật nặng di chuyển  nhanh đều phát sóng : chỉ những vật thể không có dạng  cầu thì mới phát sóng trọng trường.

  Năm 1923, Geoge D Birkhoff chứbng minh rằng không thể dùng các vật thể dạng cầu hay các hệ thống đối xứng cầu để hình thành một trọng trường biến đổi, tức là để có được sóng trọng trường..

Tuy nhiên, cho dù nguồn phát có hình dạng thích hợp thì biên độ của sóng trọng trường vẫn luôn luôn vô cùng  yếu. Do đó không thể chế tạo ra nguồn sóng trọng trường trong  phòng thí nghiệm đủ hiệu quả để thực hiện thí nghiệm tương tự như thí nghiệm của Heinrich (đã chứng tỏ có sự hiện diện của sóng từ trường  thế  kỷ trước) 

  Vì vậy, phải hướng vào trong vũ trụ  mà tìm nguồn phát xạ sóng trọng trường đủ mạnh để ta có thể dò ra.

Nguồn vũ tụ

May mắn thay, vũ trụ đã sẵn dành cho chúng ta nhiều hiện tượng sôi động dữ dội do các khối lượng và năng lượng kì diệu tạo nên. Để có được các sóng trọng trường hữu dụng, thiên thể (được nghiên cứu) phải tạo ra được một trọng lực vô cùng lớn; do đó, các thiên thể rắn như sao neutron hay lỗ đen sẽ là nguồn trọng trường chính được dùng (để nghiên cứu)

Sự sụp đổ của các vì sao

Các supernovae là những hiện tượng  đầu tiên trong lịch sử được khảo sát.  Một sự bất đối xứng trong sự sụp đổ là cần thiết để tạo ra sóng trọng trường: nếu một ngôi sao vẫn giữ sự đốI xứng cầu khi sụp đổ, theo định lý Birkhoff, sẽ  không cho ra sóng trọng trường.

 Sự hợp dính của  sao đôi (coalescence)

Một loại nguồn khác sử dụng hai ngôi sao rắn : đó là  sự hợp dính của sao đôi:  hai sao neutron hay hai lỗ đen. Người ta biết là những cặp sao rắn có thể  hiện hữu: thí dụ  cặp pulsar binaire 1913+16 (những hệ thống tương tự cũng đã khám phá  ra). Loại này phát ra sóng trọng trường, nhưng sự  phát xạ này gây nguy hại cho sự tiến triển của chúng: hệ thống  mất đi năng lượng, hai ngôi sao sẽ tiến đến gần nhau và chu kỳ quỹ đạo sẽ giảm dần; và càng  gần nhau , sự phát xạ càng  mạnh, sẽ  gây ra hàng  loạt thảm hại. Cuối cùng, khi hai sao đến thật gần (pha hợp dính), ngay trước sự hủy diệt lẫn nhau, sự phát xạ vô cùng  mạnh và ta có thể dò thấy được. Thí dụ  hệ PSR 1913+16 sẽ kết dính nhau trong  300 triệu năm nữa và máy dò sóng trọng trường có thể quan sát những khoảng thời gian cuối cùng của chúng.

Các nhà  vật lý và  vật lý thiên thể   cũng đoán là có các  nguồn khác nhưng  cũng  phải được chứng  minh bằng  quan sát thực tế. VớI PSR 1913+16 là  bằng chứng. Trong số những  hiện tượng trên còn có sự rung của các đáy vũ trụ, có thể có liên quan đến sự hình thành các thiên hà, hay hơn nữa, như nơi đáy vũ trụ (fond cosmologique), giống như bức xạ hóa thạch ở  nhiệt độ 3K, kết quả của những  giây phút đầu tiên của Vũ trụ.

Thiên văn về sóng trọng trường

Những lần thử nghiệm trực tiếp đầu tiên các sóng trọng trường  bắt đầu từ những  năm 1960

Thanh Weber (Les barres de Weber)

 Máy dò đầu tiên, tác phẩm của Joseph Weber người Mỹ, gồm một ống nhôm hình trụ được quấn xung quanh bởi những máy thu áp điện (piézo-électrique) có  khả  năng thu nhận sự rung của các  vật rắn.  Thực tế sóng trọng trường có  thể  làm một vật rắn nào đó cộng hưởng nếu nó có cùng tần số với một trong những tần số của ống. Nhưng hiệu ứng  đương nhiên  rất yếu vì tỷ lệ với biên độ của sóng trọng trường.

Weber và sau đó là các ê kíp vật lý khác  đã nhanh chóng nhận thấy  rằng cần phải cải tiến độ nhạy của thanh Weber để có thể hy vọng  một ngày nào đó quan sát sóng trọng trường tạo ra bời một supernovae của thiên hà của chúng ta (biên độ tối đa h ở 10^-18

Lịch sử của thanh Weber  là  một cuộc chạy đua dài để cải tiến thanh weber: làm lạnh dụng cụ để  tránh mọi rung động  ký sinh bắt nguồn từ nhiệt, treo ống trụ để làm yếu đi sự rung do động đất, tìm chất liệu tốt hơn (nhôm đặc biệt, niobium…).

Năm 1994, 4 máy dò chất rắn, tất cả đều được làm lạnh tớI nhiệt độ của Hélium lỏng (4K), được hoạt động với độ nhạy khoảng  10^-18 : hai cái ở  Hoa kỳ, một ở Úc và  một ở Cern.

Tuy nhiên thanh Weber bị hạn chế về độ lớn : dải thông  rất thu hẹp.  Các máy dò này không  nhạy với những tần số gần với tần số rung nên không thể tái lập phổ tần số của một dãy sóng trọng trường  

Ngay cả nếu một ngày nào đó thanh Weber dò được sóng trọng trường thì  phần  lớn  thông tin mà nó mang sẽ bị  mất. Sự kén chọn quá mức các tần số là một trong những  lý do mà các nhà  vật lý đưa ra một phương pháp thăm dò khác:

Giao thoa kế km

 Kỹ thuật này do Albert A. Michelson và Edward  W. Morley dùng từ cuối thế  kỷ qua trong cuộc thí nghiệm nổi tiếng  chứng  minh sự đẳng huớng của vận tốc ánh sáng

Giao thoa kế Michelson:

		Giao thoa kế Michelson gồm 2 tấm gương phản chiếu và một tấm kính ngăn đôi bán-phản chiếu (semi-réfléchissant) nghiêng  một góc  45°. Tấm kính này tách chùm tia tới làm hai chùm tia phân tán theo cánh tay của giao thoa kế, rồi mỗi chùm tia phản chiếu lên  một trong những  tấm gương phản hồi và trở về trên tấm lam ngăn để chúng giao thoa

Cường độ chùm tia chuyển sang máy dò ánh sáng, kết quả của sự giao thoa, tùy thuộc sự khác biệt của chiều dài các cánh tay của giao thoa kế.

NgườI ta cũng hiểu ích lợi của thiết bị Michelson như máy dò sóng trọng trường: hai gương phản chiếu đóng vai trò y hệt những phần tử tự do, và  khoảng cách của chúng  so với tấm lam ngăn có thể dao động khi một sóng trọng trường đi ngang qua. Lúc đó bộ tách sóng quang ghi sự điều biến của cường độ ánh sáng thu được

Các  giao thoa kế lớn

Các  giao thoa kế nguyên  mẫu có chiều dài giữa vài mét đến  chục mét được chế tạo trong những  năm 1970. Người ta cho biết rằng  với sự tiến bộ trong  lĩnh vực Laser hay các  gương chính xác thì sự dò sóng trọng trường bằng  giao thoa kế  Michelson có thể làm đươợc với điều kiện là các cánh tay không  phải chỉ dài vài mét mà phải dài hàng vài  cây số. Ba giao thoa kế lớn đang thiết kế năm 1994, một máy dài 3 km ở Ý (đồ án Virgo giữa Pháp và Ý) và  hai máy dài 4 km bên Mỹ (Đồ án LIGO, Laser Interferometer Gravitational wave Observatory). Ba  máy khổng  lồ này có độ nhạy khoảng 10^-21 và ngày nay phải dò tìm các hiện tượng phát xuất từ gốc ngoài Thiên hà (sự hợp dính của  các  pulsar  binaire và supernovae)

Tuy nhiên, các  máy dò này cũng bị hạn chế do động đất nên  chúng  không thể dò ra được  những  sóng trọng trường  nhỏ hơn vài hertz. Để vượt qua sự cản trở này, giải pháp hay nhất là bắn lên  không trung những  máy dò. Những đồ án  lớn lao về giao thoa kế không gian được  Hãng Không gian Âu châu nghiên cứu từ những  năm đầu thập niên 90. Các  máy dó này nhạy ngay cả  với các  tần số thấp, có thể  quan sát những va chạm của các  lỗ đen siêu nặng (trous noirs supermassifs) -như các  lỗ đen ở tâm của  vài thiên hà-  tạo các hiện tượng  dữ dội nhất Vũ trụ.

Những sự được thua khoa học

Những thắng  lợi đầu tiên liên quan đến thuyết Tương đối, bởi vì dò trực tiếp một sóng trọng trường cho phép so sánh những  đặc điểm của nó (vận tốc  lan truyền, phân cực…) với sự tiên đoán của lý thuyết.

Thí dụ nguời ta có thể tưởng tượng trong  lúc một supernova đang  nổ,  họ đo các sóng quang bằng kính thiên văn các  đài quan sát và sóng trọng trường bằng  máy dò giao thoa kế : so sánh thời gian tới của hai loại sóng  này sẽ xác định được vận tốc của sóng trọng trường có bằng vận tốc ánh sáng  không

Nhưng sự dò các sóng trọng trường cũng  nói lên lợi ích của ngành vật lý thiên thể trong việc tìm hiểu những  vật thể ít được biết đến : Sao neutron và lỗ đen.  Thực ra bức xạ trọng trường tác động  rất ít lên  vật chất (do đó rất khó bị dò ra), nó không bị thu hút cũng  không bị khuếch tán, ngược  lại với ánh sáng. Sự việc  này cho phép ta  hy vọng một ngày kia được  « nhìn » những  vùng trời chắn ánh sáng (opaque à la  lumière), như nơi trung  tâm Thiên  hà chẳng  hạn.

Một khả năng khác : quan sát trung tâm các supernova và  nghiên cứu sâu hơn những  cơ chế của  sự sụp đổ các vì sao và  có thể tham dự sự  ra đời của các  lỗ đen.

Cuối cùng nghiên cứu sự  hợp dính của các pulsar binaire, đo trực tiếp khoảng cách giữa chúng và  cung cấp cái chỉ báo khoảng cách tuyệt đối (indicateur de distance absolue) : Tính chất đặc biệt đáng  kể  này, dùng cho ngành Thiên văn, cuối cùng phải cho một đánh giá hính xác của  hằng số Hubble  

http://fr.encyclopedia.yahoo.com/articles/do/do_4341_p0.html