Tiếng vọng từ Sáng Thế

  • NGUYỄN PHƯƠNG VĂN
  • 12.12.2016, 15:01

TTCT -  Năm 2016 này, đúng 100 năm sau khi Einstein tiên đoán về sóng hấp dẫn, trạm quan trắc LIGO của Hoa Kỳ lần đầu tiên dò tìm được sóng hấp dẫn của vũ trụ.

Sóng hấp dẫn do hai lỗ đen bay xung quanh trục chung tạo ra -phys.com
Sóng hấp dẫn do hai lỗ đen bay xung quanh trục chung tạo ra -phys.com

Năm 1915, Einstein đề xuất Thuyết tương đối rộng, mô tả một vũ trụ mà trong đó không gian và thời gian bị lực hấp dẫn “sử dụng” để tác động đến sự vận hành của cả vũ trụ.

Năm 1916, Einstein dự đoán bằng mô hình toán học cách thức mà lực hấp dẫn tác động đến không gian và thời gian: sóng hấp dẫn. Cũng năm đó, một sĩ quan pháo binh 42 tuổi tên là Karl Schwarzschild giữa những trận chiến đấu trên đất Nga đã giải phương trình của Einstein và tìm thấy nghiệm (về sau được gọi là “hố đen”).

Năm 1543, khi biết mình sắp qua đời, Nicolaus Copernicus, nhà toán học và thiên văn học, đã liều mạng xuất bản tác phẩm Về chuyển động quay của các thiên thể (On the Revolutions of the Celestial Spheres). Năm 1616, Giáo hội Công giáo La Mã đưa công trình này của Copernicus vào danh mục sách cấm.

Công trình của Copernicus đã xây một mô hình vũ trụ trong đó có tâm là Mặt trời, một mô hình hoàn toàn đối lập với vũ trụ có tâm là Trái đất, vốn tồn tại cả ngàn năm như một nền tảng vững chắc trong vũ trụ quan Kitô và cũng là nền tảng khoa học của loài người cho đến lúc đó.

Mặc dù ý tưởng về một vũ trụ trong đó có tâm là Mặt trời, còn Trái đất xoay vòng quanh nó (thuyết Nhật tâm) đã được Aristarchus đảo Samo (310-230 trước Công nguyên) đưa ra từ rất sớm, nhưng bị thuyết Địa tâm của Aristotle và Ptolemy phủ nhận.

Claudius Polemaeus - tức Ptolemy, nhà thiên văn học làm việc tại thư viện Alexandria danh tiếng hồi thế kỷ thứ 2 - đã xây dựng một lý thuyết giải thích vũ trụ trong đó Trái đất có hình cầu, còn Mặt trời và các thiên thể khác như Mặt trăng và các vì sao sẽ quay vòng quanh Trái đất.

Trong mô hình vũ trụ của Ptolemy, mỗi thiên thể được gắn trên một thiên cầu bằng pha lê. Mỗi thiên cầu ấy là một tầng trời. Có bảy tầng trời ứng với bảy thiên thể mà con người bằng mắt trần quan sát được chuyển động của chúng (Mặt trăng, Mặt trời, sao Kim, sao Thủy, sao Hỏa, sao Mộc, sao Thổ). Bên ngoài thiên cầu này là tất cả những vì sao còn lại.

Vũ trụ của Ptolemy tồn tại nhiều thế kỷ, đến khi công trình bị cấm đoán của Copernicus dần dần được công nhận và trở thành một cuộc cách mạng khoa học.

Gần 50 năm sau khi Copernicus qua đời, công trình của ông đã đến tay một sinh viên thần học thuộc nhánh Tin lành Khánh cách, một ý thức hệ Kitô giáo mới mẻ sinh ra từ sự bất mãn, chán ghét sự giàu có và sa ngã của Giáo hội Kitô La Mã.

Người chủng sinh ấy vốn say mê thiên văn học từ nhỏ khi được chứng kiến Sao chổi (1577) và Nguyệt thực (1580). Trong lúc học thần học tại Đại học Tübingen, anh được tiếp cận cả thuyết Địa tâm của Ptolemy lẫn thuyết Nhật tâm bị cấm đoán của Copernicus.

Thế rồi như nhận ra con đường của mình là phải phục vụ Thiên Chúa theo một cách rất khác, anh bỏ dở con đường trở thành mục sư để xin một chân giáo viên dạy toán trong một trường trung học Tin lành ở Graz. Tên người thanh niên ấy là Johannes Kepler.

Thầy giáo toán Kepler vừa mặc cảm tội lỗi, một tội lỗi thần thánh, vì đã tin vào thuyết Nhật tâm, lại vừa cho rằng định mệnh của mình là phải chứng minh cái thuyết đầy báng bổ ấy là đúng.

Nhờ tiền tài trợ, thường từ các vị quý tộc giàu có, Kepler xây dựng các mô hình thực nghiệm nhưng đều thất bại. Cuối cùng nhờ tài năng toán học ngày càng nổi tiếng của mình, Kepler tiếp cận được nhà toán học của đế chế La Mã thần thánh, nhà thiên văn học Tycho Brahe.

Tycho có nguồn lực vô cùng lớn để phát triển các thiết bị quan sát thiên văn tốt nhất thời bấy giờ. Dữ liệu ông thu thập được được coi là thiêng liêng nên được gia đình bảo mật kỹ càng.

Tá túc trong dinh thự của Tycho sống qua ngày, rất hiếm khi Kepler được Tycho chia sẻ dữ liệu. Nhưng rồi dữ liệu quý giá mà Tycho thu thập bằng cách đo đạc vũ trụ suốt 30 năm cuối đời, trong lúc hấp hối, Tycho đã bắt gia đình trao hết cho Kepler.

Cũng như Galilei, Tycho, nhà toán học Kepler rất tôn sùng hình học Euclid và các đa diện thần thánh của Pythagoras. Dù là những bộ óc cấp tiến nhất của thời đại, họ hết mực tin rằng đường tròn là cái gì đó hoàn mỹ nhất của tạo hóa: tất cả các hành tinh phải chuyển động theo đường tròn.

Cho đến một ngày, Kepler tư duy vượt ra khỏi khuôn khổ ấy. Năm 1618, định luật 1 của Kepler ra đời. Nó được phát biểu như sau: Các hành tinh chuyển động xung quanh Mặt trời theo đường elip với Mặt trời là một tâm (trong số hai tâm) của đường elip ấy.

Từ định luật có tính đột phá này, Kepler sử dụng toán học để mô hình hóa chuyển động của các hành tinh trong hệ Mặt trời. Trong định luật 2 của Kepler, nếu lấy một sợi dây nối Mặt trời với hành tinh đang bay quanh nó, sợi dây này sẽ quét được những diện tích bằng nhau trong những khoảng thời gian bằng nhau.

Từ đây Kepler đưa ra định luật 3, vẽ nên sự hài hòa cực kỳ tao nhã của vũ trụ: lấy bình phương thời gian một hành tinh bay trọn một vòng quanh Mặt trời (tức là một chu kỳ, tính theo năm) sẽ bằng với lập phương khoảng cách trung bình của hành tinh này tới Mặt trời (tính bằng đơn vị thiên văn, một đơn vị thiên văn bằng khoảng cách từ Trái đất tới Mặt trời): P2=a3.

Tức là hành tinh nào càng xa Mặt trời, nó dịch chuyển càng chậm. Thế nhưng Kepler bất lực trong việc giải thích nguyên nhân sâu xa nào khiến Mặt trời bắt các hành tinh khác bay xung quanh, theo một quỹ đạo có chu kỳ đều đặn và cân bằng một cách tao nhã như vậy.

 

Gần 50 năm sau, năm 1666, một thanh niên 23 tuổi tên là Issac Newton mải miết nghĩ về chuyện này. Anh tự hỏi nếu Trái đất không có cách nào đó để “giữ” Mặt trăng, hẳn Mặt trăng sẽ rời quỹ đạo xung quanh Trái đất của mình rồi trôi đi lang thang vào trong vũ trụ.

Newton phát hiện cái lực mà Trái đất níu giữ Mặt trăng bay quanh quỹ đạo Trái đất cũng là lực làm trái táo rụng từ trên cây xuống. Đó là lực hấp dẫn.

Là một nhà toán học siêu đẳng, Newton đã sử dụng toán để mô hình hóa cách mà lực hấp dẫn “bắt” Mặt trăng bay quanh Trái đất và “bắt” các hành tinh bay quanh Mặt trời. Lực hấp dẫn tác động lên tất cả, không chỉ trên Trái đất mà còn trong toàn bộ vũ trụ, vì vậy mô hình của Newton có tên Định luật vạn vật hấp dẫn.

Định luật này cho biết lực hấp dẫn tỉ lệ thuận với tích khối lượng của hai vật hút nhau và tỉ lệ nghịch với bình phương khoảng cách giữa chúng. Tức là hai vật càng nặng thì càng hấp dẫn nhau mạnh. Hai vật càng xa nhau, lực càng yếu đi. Nếu xa nhau thêm 10 lần, lực sẽ yếu đi bình phương của 10, tức là yếu đi 100 lần.

Newton đã giải thích được vận động của toàn thể vũ trụ, những vận động vĩ đại, vi diệu và cực kỳ hài hòa, của Mặt trời, Trái đất và những hành tinh.

Liên Xô phóng vệ tinh nhân tạo đầu tiên của loài người lên quỹ đạo Trái đất, đưa phi hành gia đầu tiên của loài người lên vũ trụ.

Mỹ đưa những con người bằng xương bằng thịt đầu tiên đổ bộ lên Mặt trăng. Còn SpaceX của Elon Musk đang đưa con người lên sao Hỏa. Tất tần tật những việc lớn lao và kỳ diệu này đều dựa trên nền tảng các định luật của Newton.

Thế nhưng ngay khi ra đời, các định luật của Newton lại mở ra những thắc mắc sâu xa hơn nữa về bản chất của vũ trụ.

Có vẻ như vũ trụ không hữu hạn với bảy tầng trời. Bởi nếu nó hữu hạn và bởi lực hấp dẫn chỉ hút chứ không đẩy, thì tập hợp hữu hạn các hành tinh và các ngôi sao sẽ bị hút gần về nhau cho đến khi chúng suy sụp vào chính mình.

Nếu nó vô hạn, chỉ cần một biến cố nhẹ, các hành tinh bị rung lắc và trượt khỏi các quỹ đạo cực kỳ ổn định của mình thì cân bằng bền vững nhờ lực hấp dẫn sẽ bị phá vỡ, các hành tinh sẽ bay tứ tung, vũ trụ hài hòa của chúng ta sẽ bị xé tan tành.

Newton quả thật bối rối, ông đành giải quyết nó bằng cách tự nguyện chấp nhận một vũ trụ vô hạn, cực kỳ đồng nhất, và tĩnh tại. Nhưng ông không giải quyết được một câu hỏi khác: Bằng cách nào lực hấp dẫn của Mặt trời tác động đến Trái đất và các hành tinh khác?

Gần 250 năm sau, năm 1915, một trụ cột mới của vũ trụ học ra đời: Thuyết tương đối rộng của Einstein. Einstein cho rằng lực hấp dẫn làm cong không gian ở quanh nó. Giống như ta đặt một trái bowling lên tấm đệm mút, trái bowling sẽ làm toàn bộ tấm đệm mút bị cong theo sức nặng của nó.

Mặt trời uốn cong toàn bộ không gian xung quanh. Theo Einstein, các hành tinh chuyển động trong không gian ấy sẽ tự động chọn con đường ngắn nhất và ít bị cản trở nhất để đi và đó chính là các quỹ đạo elip bao quanh Mặt trời.

Ngay cả ánh sáng, từ một vì tinh tú xa xăm, khi đi ngang Mặt trời để đến Trái đất cũng sẽ phải lượn theo đường cong của không gian vốn bị khối lượng Mặt trời làm cong rồi mới đến Trái đất. Do đó nếu quan sát từ Trái đất, ta sẽ nhìn thấy vì tinh tú kia ở một vị trí hơi khác với vị trí thực của nó.

Bằng cách quan sát này, năm 1919 một nhóm nhà thiên văn do Arthur Eddington dẫn đầu đã đến một hòn đảo ở vịnh Guine đo đạc thực nghiệm. Kết quả thực nghiệm đã chứng minh Thuyết tương đối rộng của Einstein là đúng.

Theo Thuyết tương đối hẹp của Einstein, vận tốc tối đa của vũ trụ (tức là không gì có thể chạy nhanh hơn vận tốc này) chính là vận tốc ánh sáng (gần 300.000 km/giây). Ánh sáng đi từ Mặt trời đến Trái đất mất 8 phút. Nếu Mặt trời biến mất, không gian quanh Mặt trời không bị uốn cong nữa, Trái đất sẽ di chuyển theo một quỹ đạo hoàn toàn khác.

Nhưng ở đây sẽ có một nghịch lý: nếu Mặt trời đột ngột biến mất, không gian đột ngột hết bị khối lượng của Mặt trời uốn cong, Trái đất sẽ văng vào vũ trụ với vận tốc 1.600 km/h, nhưng ánh sáng từ Mặt trời phải mất 8 phút sau mới tắt hẳn trên Trái đất.

Tức là bằng cách nào đó lực hấp dẫn chạy nhanh hơn cả ánh sáng. Điều này là không thể. Vậy lực hấp dẫn lan truyền trong không gian như thế nào?

Ảnh vệ tinh WMAP (bên lề phải) nhìn về quá khứ Big Bang (bên lề trái)-NASA

Năm 1916, Einstein đã đề xuất sự tồn tại của một sóng gọi là sóng hấp dẫn, một loại sóng mang lực hấp dẫn lan truyền trong không gian với vận tốc bằng vận tốc ánh sáng.

Einstein tìm thấy sóng trên lý thuyết bằng cách giải các phương trình của mình, dự báo các ngôi sao đôi sẽ quay sát lại gần nhau để rồi lao vào nhau do năng lượng mất dần do bị bức xạ vào không gian dưới dạng sóng hấp dẫn.

Đến năm 1920, năm mà hào quang của Einstein chói lọi nhất, con người vẫn cho rằng Ngân hà mà ta đang sống là tất cả vũ trụ.

Thế rồi một nhà thiên văn tên là Edwin Hubble, bằng việc quan sát tinh vân Tiên Nữ (Andromeda) đã phát hiện tinh vân xoắn ốc này nằm trong một vũ trụ hoàn toàn khác với Ngân hà của chúng ta. Hóa ra vũ trụ rộng hơn cái mà con người biết rất rất nhiều. Ngân hà của chúng ta chỉ là một thiên hà trong hàng tỉ thiên hà của vũ trụ.

Dù sống ở thế kỷ 20 và có bộ não cấp tiến nhưng cũng như Newton, Einstein vẫn khá khó chịu với ý tưởng một vũ trụ không tĩnh và không đồng nhất.

Trong mô hình toán của mình, ông nhận ra một vũ trụ có vẻ như đang co giãn, nên đã cố gắng thêm các tham số mà ông gọi là “hằng số vũ trụ” vào để “bắt” vũ trụ tĩnh tại và đồng nhất. Cho đến khi ông gặp Hubble, một cuộc gặp khá muộn màng, vào năm 1931.

Để tính toán vận tốc của các thiên thể xa xôi, Hubble sử dụng hiệu ứng Doppler, nhưng là với ánh sáng. Hiệu ứng Doppler âm thanh khá quen thuộc với con người.

Khi đứng trên đường xe hơi hoặc tàu lửa, tiếng còi của xe tiến đến phía ta nghe chói tai hơn tiếng còi của chính xe này khi nó băng ngang ta và rời xa. Đó là do tần số âm thanh bị dịch chuyển bởi tốc độ.

Tương tự, ánh sáng từ một thiên thể mà ta đang quan sát cũng thay đổi tần số khi chúng tiến đến gần hoặc rời xa Trái đất. Tần số ánh sáng mà ta quan sát thay đổi làm màu sắc của ánh sáng ta nhận thấy cũng đổi theo. Một ngôi sao rời xa Trái đất sẽ ngả màu đỏ (dịch chuyển đỏ), còn ngược lại sẽ ngả màu xanh (dịch chuyển xanh).

Bằng cách quan sát 24 thiên hà, Hubble nhận ra các thiên hà càng xa Trái đất thì dịch chuyển càng nhanh đi ra xa thêm. Điều này đúng với dự đoán có được từ các phương trình của Einstein. Năm 1931, lần đầu tiên gặp Hubble khi đến thăm đài thiên văn ở núi Wilson, Einstein đồng ý rằng vũ trụ đang giãn nở.

Từ lúc này, Einstein đối đầu với vũ trụ để cố gắng tìm ra một lý thuyết vật lý bao trùm tất cả. Có lần, ông “đối đầu” với vũ trụ tự xoay - một vũ trụ cho phép con người quay về quá khứ. Đây là một kết quả mà Godel giải ra từ phương trình của Einstein khi hai siêu nhân này cùng làm việc ở Viện nghiên cứu cao cấp Princeton.

Einstein đã để lại các phương trình toán mà đến tận bây giờ các nhà khoa học vẫn tiếp tục giải để tìm những câu trả lời về việc du hành trong không gian và thời gian, chui qua lỗ sâu đục, hố đen. Tất nhiên có cả về sóng hấp dẫn.

Từ định luật của Hubble về vũ trụ giãn nở, các nhà vũ trụ đã tìm tòi được về lịch sử của vũ trụ.

Sáng thế của vũ trụ bắt đầu với một Vụ nổ lớn (Big Bang). Từ không đến vũ trụ là một khoảng thời gian cực kỳ ngắn. Trước thời điểm 10-43 giây (0. và 43 số 0), còn gọi là thời gian Plank, vũ trụ từ chưa có chuyển thành một vũ trụ “hư không” rất nhiều chiều, một hư không chỉ có thể hiểu bằng thiền định.

Từ 10-43 giây đến 
10-34 giây, nhiệt độ lúc này là 1032 độ Kelvin (nóng gấp 10 triệu tỷ tỷ lần nhiệt độ mặt trời), vũ trụ hình thành và giãn nở với vận tốc tăng dần (lạm phát). Tốc độ giãn nở cao hơn vận tốc ánh sáng nhiều lần.

Đến thời điểm này, vũ trụ mới chỉ to bằng ngân hà của chúng ta hiện nay. Từ 10-34 giây trở đi, vũ trụ giãn nở bình thường đến phút thứ 3 thì các hạt nhân hình thành. Và cần thêm tới 380.000 năm nữa, các nguyên tử mới hình thành. Sau 1 tỉ năm mới có các ngôi sao nhờ hiện tượng kết tụ. Kể từ Big Bang đến nay là 13,7 tỉ năm. Vũ trụ đã có vô vàn thiên hà và vẫn tiếp tục giãn nở.

Ánh sáng đi từ Mặt trời đến Trái đất mất 8 phút. Nhiều ngôi sao chúng ta nhìn thấy bằng mắt thường, ánh sáng của chúng đi tới Trái đất mất khoảng 100 năm ánh sáng, tức là cái ánh sáng mà ta nhìn thấy thật ra đã được phát đi từ 100 năm trước.

Ánh sáng mờ nhạt đi từ các thiên hà thật xa, cần cả tỉ năm để đến Trái đất, tức là khi ta nhìn thấy, ánh sáng đó đã được phát ra từ cả tỉ năm trước - một thứ ánh sáng “hóa thạch”.

Bằng cách này, các nhà thiên văn có thể “khảo cổ” vào quá khứ xa xưa của vũ trụ. Nếu sử dụng một thiết bị thiên văn thật tinh xảo, các nhà khoa học có thể nhìn được những gì phát ra từ Sáng thế.

Năm 2001, Nasa đã phóng lên quỹ đạo của Mặt trời một vệ tinh quan sát thiên văn có tên WMAP (Wilkinson microwave anisotrophy probe - đầu đo dị hướng vi sóng Wilkinson).

Vệ tinh này nằm cách Trái đất 1,5 triệu km để tránh các sóng nhiễu loạn của Trái đất, vị trí của nó cũng được tính toán để né sự che khuất do Mặt trời và Mặt trăng trong lúc nó “quét” sóng toàn bộ bầu trời. WMAP đã làm được ba việc dị thường: một là, chụp được bức ảnh sơ sinh của vũ trụ, lúc mới khoảng 380.000 năm tuổi; hai là, đo được nhiệt độ nền của vũ trụ, khoảng 2,7 độ Kelvin (-270,45 độ C) và ba là, vũ trụ hình thành với 23% của một chất gọi là vật chất tối và 73% năng lượng vũ trụ là năng lượng tối.

Đến nay chưa ai thực sự biết năng lượng tối và vật chất tối là gì, mặc dù Einstein đã đưa ra "năng lượng tối" từ năm 1917. Sau đó ông gọi "năng lượng tối” là sai lầm lớn.

Cùng với dữ liệu của vệ tinh COBE và quan sát các siêu sao trong những năm 1990, WMAP đã cho thấy sai lầm của thiên tài hóa ra cũng vẫn có thể đúng. Hằng số vũ trụ ʌ, "sai lầm" của Einstein, bất ngờ sống lại. Ngày nay năng lượng tối được cho là cái tạo ra trường phản hấp dẫn, đẩy các thiên hà ra xa nhau.

Trạm quan trắc sóng hấp dẫn giao thoa kế laser - LIGO -ligo.org
Trạm quan trắc sóng hấp dẫn giao thoa kế laser - LIGO -ligo.org

Các vật thể chuyển động có gia tốc (chuyển động với vận tốc không đều) và theo quỹ đạo không đối xứng cầu hoặc đối xứng trụ, đều bức xạ năng lượng ra bên ngoài dưới dạng sóng hấp dẫn. Vật thể càng nặng, sóng hấp dẫn phát ra càng mạnh. Hai hành tinh chuyển động quanh nhau như Trái đất và Mặt trời cũng phát ra sóng hấp dẫn.

Những hệ sao đôi, có hai thiên thể chuyển động quanh một trục chung cũng phát ra sóng hấp dẫn, kết quả là chúng mất dần năng lượng, tốc độ quay tăng dần trên quỹ đạo hẹp dần, trở thành hình xoáy ốc đến khi sáp nhập thành một.

Sóng hấp dẫn phát ra từ chúng có tần số tăng dần (hiện tượng di tần). Nếu quan sát được sóng này, từ Trái đất có thể xác định được khối lượng và khoảng cách từ sao đôi đến Trái đất.

Cũng như các loại sóng khác, sóng hấp dẫn có biên độ, tần số, bước sóng và tốc độ. Tốc độ của sóng hấp dẫn bằng tốc độ ánh sáng. Tần số của sóng hấp dẫn rất thấp nên bước sóng của chúng rất dài, truyền tải năng lượng rất bé. Đây là lý do rất khó bắt được sóng hấp dẫn. Khi lan đến Trái đất, tần số của sóng hấp dẫn vào khoảng 10-16Hz đến 104Hz.

Nhưng khác các loại sóng như sóng âm thanh, ánh sáng và điện từ, sóng hấp dẫn đi xuyên qua mọi vật chất cản đường nó. Ánh sáng và sóng radio đi từ các thiên hà xa xôi hay đi từ quá khứ của vũ trụ có thể bị các đám bụi sao cản đường khi đang đến Trái đất. Nhưng sóng hấp dẫn thì không.

1,3 tỉ năm trước ở một thiên hà rất xa xôi, có hai hố đen bị dính vào một quỹ đạo xoắn ốc, rồi ở khoảnh khắc cuối cùng chúng đâm sập vào nhau với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng.

Vụ va chạm đã tạo ra một hố đen mới nặng bằng 62 lần khối lượng Mặt trời, đồng thời phát ra một nguồn năng lượng khổng lồ và tinh khiết. Toàn bộ năng lượng ấy bức xạ vào vũ trụ chỉ trong khoảng 1/10 giây và làm biến dạng không gian, thời gian xung quanh vụ va chạm trong chớp mắt.

Bởi vụ va chạm là của hai lỗ đen, nên năng lượng phát ra không phải là sóng ánh sáng mà là sóng hấp dẫn. Sóng hấp dẫn này lan trong không gian và liên tục làm co giãn không gian khi nó đi qua.

Đó chính là không gian - thời gian trong vũ trụ của Einstein, hoàn toàn khác với không gian vũ trụ đồng nhất của Newton. Sóng hấp dẫn ấy phát đi khi ở trên Trái đất, sự sống mới manh nha ở thể đa bào.

Trong hành trình dài 1,3 tỉ năm để sóng hấp dẫn kia lan đến Trái đất, trên Trái đất cuộc sống đã tiến hóa không ngừng, từ tế bào đến thực vật, từ khủng long đến loài người. Từ Kepler, Newton, Einstein và đến Kip Thorne.

Năm 1962, hai nhà khoa học là Gertsenshtein và Pustovoit xuất bản một bài báo đề xuất các nguyên tắc dò tìm sóng hấp dẫn bước sóng dài bằng giao thoa kế. Năm 1973, Kip Thorne - nhà vật lý lý thuyết ở Học viện Caltech - bắt đầu hành trình săn lùng sóng hấp dẫn của mình.

Năm 1984, ông và Ronald Drever, Rainer Weiss thành lập ủy ban lâm thời để xây dựng dự án LIGO (Laser Interferometer Gravitational - Wave Observatory - Trạm quan trắc sóng hấp dẫn giao thoa kế laser). Năm 2002, LIGO bắt đầu dò tìm sóng hấp dẫn. Năm 2015, phiên bản hiện đại hơn với tên gọi Advanced LIGO đi vào hoạt động.

Ngày 11-2-2016, LIGO công bố đã dò tìm được sóng hấp dẫn của một vụ sáp nhập hố đen cách chúng ta 1,3 tỉ năm ánh sáng (cũng có nghĩa là sóng từ một vụ sáp nhập cách nay 1,3 tỉ năm).

Ngày 15-6-2016, LIGO công bố lần thứ hai dò được sóng hấp dẫn từ một vụ sáp nhập hố đen cách Trái đất 1,4 tỉ năm ánh sáng.

LIGO là một thiết bị khổng lồ vô cùng tinh xảo. Máy dò sóng hấp dẫn LIGO là hai đường ống dài khoảng 4km, nối với nhau hình chữ L. Ống được hút chân không cực cao, chỉ còn 1 phần ngàn tỉ áp suất không khí bình thường. Trong mỗi ống có một chùm tia laser được chiếu liên tục.

Hai chùm tia gặp nhau ở góc chữ L. Các sóng laser được tính toán sao cho chúng triệt tiêu nhau và tạo nên giao thoa.

Do hiện tượng phân cực, hai ống vuông góc với nhau nên chỉ có một ống sẽ bị sóng hấp dẫn đập vào. Khi sóng hấp dẫn đập vào một trong hai ống, chiều dài ống sẽ bị co giãn khác với ống kia, gây ra nhiễu loạn phá vỡ cân bằng của hai chùm laser, và làm mất các vân giao thoa.

Độ co giãn của một ống dài 4km do ảnh hưởng của sóng hấp dẫn lại rất bé, chỉ cỡ 1/10.000 bề rộng của một hạt proton. Nếu phóng đại chiều dài của ống từ 4km lên tới khoảng cách từ Trái đất đến ngôi sao gần nhất bên ngoài hệ Mặt trời thì độ co giãn này sẽ có bề dày một sợi tóc.

Độ co giãn nhỏ như vậy nên LIGO cần các gương phản chiếu laser trong giao thoa kế cực kỳ tinh xảo. Gương được mài nhẵn tới độ phẳng 1/30 tỉ inch và được điều khiển bằng 6 nam châm điện chỉ bé bằng con kiến.

Toàn bộ đường ống của LIGO được đặt trên các trụ cách ly địa chấn bằng thép và lò xo đặc biệt, đứng trên các sàn bêtông dày 76cm, các sàn này không được tựa vào bất cứ bờ tường nào. Theo tính toán, để phát hiện sự va chạm của hai hố đen cách Trái đất 300 triệu năm ánh sáng, LIGO có thể phải chờ đợi từ 1-1.000 năm.

Cuối cùng, Advanced LIGO phát hiện sự va chạm của hai hố đen cách Trái đất 1,3 tỉ năm chỉ vài tháng sau khi được sửa chữa, nâng cấp.

Tín hiệu của sóng hấp dẫn ấy ở LIGO thể hiện dưới dạng âm thanh nghe thấy được. Một tiếng kêu khẽ của con sóng vũ trụ: Chirp! (1)

Phát hiện sóng hấp dẫn của LIGO lần đầu tiên giúp khoa học chứng minh trực tiếp bằng thực nghiệm có sự tồn tại của một cặp hố đen, vốn chỉ tồn tại trên lý thuyết.

Dữ liệu đo được còn giúp các nhà khoa học biết về hai hố đen này: khối lượng của hố đen, vận tốc quỹ đạo, thời điểm chúng đâm vào nhau. Có thể dữ liệu ấy còn giúp giải thích các hố đen siêu nặng đã hình thành như thế nào ở tâm các thiên hà.

Phát hiện sóng hấp dẫn của LIGO còn chứng minh Einstein tiếp tục đúng ở một khía cạnh khác: khía cạnh lực hấp dẫn trong thuyết tương đối kỳ ảo của ông. Lần đầu tiên sóng hấp dẫn được chứng minh bằng bằng chứng thực nghiệm đến từ bên ngoài hệ Mặt trời.

Rainer Weiss, một trong ba nhà khoa học sáng lập LIGO, rất ngạc nhiên tại sao Einstein có thể tiên đoán việc này từ 100 năm trước.

Weiss nói rằng vào buổi sáng mà LIGO dò thấy sóng hấp dẫn, ông ước ao được mang kết quả thực nghiệm này đến cho Einstein xem và xem mặt của thiên tài khoa học ấy biểu hiện những gì. Có lẽ Einstein không nói gì, ông lè lưỡi sau khi kêu lên khe khẽ: Chirp.■

(1): Chirp: tiếng kêu rất khẽ của một con chim hoặc thú nhỏ.

Vui lòng nhập nội dung bình luận.

Gửi